A Fossil Record of Galaxy Encounters
宇宙红外背景（CIRB）是恒星和星系随时间发射的大部分光的记录。红外空间天文台的照相机已经分辨出了这种发射的大部分。主要贡献者是明亮的星暴星系，红移z ~ 0.8;也就是说，在相同的红移范围内的活动星系核负责大部分的x射线背景。在最长的波长处，红移z>2的源往往主导CIRB。看来大多数现今的恒星都是在星系间的相互作用和大尺度结构的形成所引发的尘埃星爆中形成的。
2003-04-28 astro-ph
Hints on Galaxy Formation from the Metal Content of Galaxy Cluster and Other Fossil Evidence
星系团可以直接估计金属丰度和金属产量的最大规模迄今为止。本文认为，星系团金属丰度（$\sim 1/3$ solar）应作为低$\sim 1/3$宇宙整体的代表.现在有令人信服的证据表明，大部分恒星不仅在星团椭圆星系中，而且在场椭圆星系和凸起中形成于高红移（$z\gsim 3$）。由于这些恒星至少占了现在被锁定在恒星中的重子的$\sim 30%$，因此至少有30%的恒星和金属在$z\simeq 3$之前形成，相应地，$z=3$的宇宙金属丰度被预测为$\sim 1/10$太阳。这就要求宇宙恒星形成率至少在$z\sim 1$到$\sim 5$之间是平稳的，这似乎与最近对莱曼破裂星系恒星形成率的直接测定相一致。
1998-10-20 astro-ph
The Formation of Fossil Galaxy Groups in the hierarchical Universe
我们使用一组12个高分辨率的N体/流体动力学模拟的$Λ$ CDM宇宙学研究化石群（FG）的起源和形成率，这是由一个大的椭圆星系为主的X射线明亮的星系群，与第二个最亮的星系是至少两个星等暗淡。模拟调用恒星的形成，化学演化与非瞬时回收，金属依赖的辐射冷却，强烈的恒星爆发驱动的银河系超级风，一个元银河系紫外线场的影响和充分的恒星星族合成。我们发现了一个有趣的相关性之间的第一和第二亮星系和集团的形成时间的星等差距。结果表明，星系团已经在$z\ga1$聚集了其最终暗物质质量的一半，随后通常只通过较小的合并而增长，而非星系团平均形成较晚。早期聚集的FG为$L \sim L_*$星系通过动力学摩擦与中心星系合并留下了足够的时间，导致了$z=0$的大星等隙。33 $\pm$的一小部分16%的模拟组被发现是化石，而观测估计是$\sim$ 10- 20%。的FG被发现是X射线过发光相对于相同的光学光度的非FG，在定性与观测一致。最后，从动力学摩擦分析中发现，只有当$L \sim L_*$星系沿小碰撞参量的暗条运动时，才有FG的存在。
2005-08-31 astro-ph
Cosmic Ray Production of Lithium-6 by Structure Formation Shocks in the Early Milky Way: A Fossil Record of Dissipative Processes during Galaxy Formation
虽然在贫金属晕星中观察到的Be和B丰度很好地解释为超新星激波加速的hoc富集宇宙射线（CR）的散射，但在具有超新星CR的此类恒星中观察到的$^6$ Li的解释更有问题。在这里，我们提出，在银河系的层次结构形成过程中，下沉和合并的亚银河系团块引起的引力冲击应该在早期耗散足够的能量，和CR的这种冲击加速可以提供一个自然的解释所观察到的$^6$锂。在清晰的超新星爆发中，结构形成冲击波不会喷射新合成的CNO或Fe，因此在低金属丰度下唯一有效的生产通道是$α-α$聚变，能够产生足够的$^6$ Li，没有伴随的Be或B，也没有与Fe直接对应。在这种情况下，$^6$锂丰度和晕星的运动学性质之间的相关性也可以预期。此外，更广泛的观测$^6$ Li在贫金属晕星，如斯巴鲁HDS或VLT/UVES，可能会为我们提供一个宝贵的化石记录耗散动力学过程中发生的形成我们的银河系。
2002-03-04 astro-ph
Fossil Groups in the Millennium Simulation. Evolution of the Brightest Galaxies
我们创建了一个模拟化石群的目录，并研究它们的属性，特别是它们的第一个星系的合并历史。我们比较了模拟的化石组属性与模拟的非化石和观察到的化石组。使用模拟和模拟星系目录，我们在千禧年模拟星系目录中搜索了大量（$>$ 5 $\times$ 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$）化石群。此外，试图确定所观察到的化石群在斯隆数字巡天数据发布6使用相同的选择标准。我们的预测的基础上的模拟数据是：（a）化石组包括约5.5%的总人口的群体/集群的质量大于5 × 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$。（b）化石群中约88%的主要中心天体是椭圆星系，其R波段绝对星等中值为$\sim -23.5-5 log h$，这是文献中已知的典型观测化石群;（c）具有$ {\cal M} >$ 5 x 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$的系统的第一等级星系，无论它们是化石还是非化石，主要是由贫气体合并形成的;（d）虽然化石群一般在比非化石群更高的红移处聚集其大部分维里质量，化石星系群中排名第一的星系与非化石星系群相比，合并的时间较晚，即红移较低。因此，我们希望在化石群的中心观察到一些发光的星系，这些星系显示出最近发生重大合并的迹象。
2008-09-12 astro-ph
The isolated fossil group RXJ1119.7+2126
化石星系群是一种星系结构，可能经历了所有中等星系几乎完全融合成一个单一的大型中央主导星系。然而，这些结构的形成和演化过程仍然没有得到很好的理解。为了验证这一假设及其意义，我们研究了化石群RXJ1119.7+2126，基于化石群周围低密度大尺度区域的星系光谱和其邻近区域的深B和R波段成像以及三个比较场。我们使用光谱数据来研究RXJ1119.7+2126在明亮的邻居星系中的隔离程度。成像数据被用来推导色星等关系，并选择统计上属于这种结构的暗星系。该结构似乎是一个非常孤立的群体，在颜色大小关系中表现出红色序列，其特征接近于其他化石群体已经观察到的红色序列。所有这些结果可以解释一致的框架内的建设过程中通常提出的化石群。
2007-03-13 astro-ph
Fossils of Reionization in the Local Group
我们结合高红移矮星系的高分辨率气体动力学模拟和银河系大小的晕的无耗散模拟来估计矮卫星星系的预期丰度和空间分布，这些星系在z~8附近形成了它们的大部分恒星，并且从那时起只演化了很少。这样的星系可以被认为是再电离时代的化石，研究它们的性质可以为星系形成的早期、再电离前阶段提供一个直接的窗口。我们发现，5-15%的对象存在于z~8确实生存，直到目前在MW一样的环境中没有显着的演变。这意味着化石矮星系确实存在于本星系群中是合理的。由于这些星系在合并和吸积活跃的早期形成了它们的恒星系统，因此无论它们目前与宿主星系的距离如何，它们都应该具有球状形态。我们发现，无论是预期的亮度函数和空间分布的暗物质晕，可能是主机的化石星系符合合理的分布附近的发光（L_V>10^6 Lsun）本地集团化石候选人（d<200 kpc）。然而，对于更暗的星系（L_V<10^6 Lsun），在更大的距离（d>300 kpc）上，预测的丰度要大得多（2-3倍）。我们讨论了几种可能的解释这种差异。
2006-01-22 astro-ph
Reviving Fossil Radio Plasma in Clusters of Galaxies by Adiabatic Compression in Environmental Shock Waves
我们给出了一个等离子体与历史的几个膨胀和收缩阶段的分析模型的演化包含相对论性电子人口下同步加速器，逆康普顿和绝热能量损失或增益。这是适用于不同的情况下，无线电等离子体的演化内的茧的无线电星系，活动后的中央引擎已经停止。研究表明，在星系团的合并事件中形成的大尺度结构的冲击波中，或在星系团上的吸积作用下，年龄甚至高达2 Gyr的化石射电等离子体都可以被压缩而复活。我们认为，这是一个非常合理的解释，观察到的集群无线电遗迹，这是在星系团中发现的漫射无线电发射的区域，没有任何可能的父无线电星系附近看到。这个模型的一个含义是存在一个人口的扩散，超陡频谱，非常低的频率的无线电源位于星系团内部和可能的外部，跟踪与大尺度结构形成相关的冲击波的老化石无线电等离子体的复兴。
2000-11-06 astro-ph
Universal Substructure Distributions in LCDM halos: Can we find a Fossil Group?
我们利用大宇宙学N体模拟研究了星系团大小的晕中的次晕粒子数。特别是，我们寻找的化石群候选人的典型质量~10-25%的室女星系团，但一个数量级少的子结构。我们研究最近的索赔，最早的系统形成的子结构不足，足以解释在化石群中发现的光度函数。虽然我们的模拟显示了晕形成时间和subhalos的数量之间的相关性，subhalos的最大抑制是2-2.5的因素，而6的因素是需要匹配的化石群和星系。虽然subhalo的数量依赖于弱的形成时间，晕子结构速度函数的斜率不。冷暗物质（CDM）晕内的卫星人口是自相似的星系和星系团之间的规模，无论质量，而目前的观测表明，在自相似性的质量尺度对应的星系群的突破。
2007-04-19 astro-ph
The Galactic globular cluster system as a fossil record of reionization
我们认为银河系球状星团的结构、运动学和化学性质包含着宇宙再电离历史的化石信息。我们首先总结了再电离对银河系GC形成影响的可能观测证据。然后，我们展示了如何在星系中的GC系统（GCS）的结构特性可以通过抑制GC形成的影响，由于再电离在星系形成通过层次合并的次星系团，通过使用数值模拟与不抑制GC形成再电离。特别是，我们表明，如果GC形成的矮星系，银河系的基石和维里化后再电离时代（$z_{reion}$）被完全抑制，目前的银河系GC的径向分布强烈依赖于$z_{reion}$。我们的数值计算结果意味着，如果GC形成后，$z_{reion}$ $\sim$ 15强烈抑制，银河系GCS的观测到的结构特性的起源可以更自然地解释的框架下的层次聚类的情况。
2005-06-22 astro-ph
NGC 4340: Double Bar + Fossil Nuclear Ring
NGC 4340是一个位于室女星系团的双棒SB 0星系（Wozniak et al. 1995）。在这里，我们提出的证据表明，这个星系也拥有一个发光的恒星核环的相对古老的恒星很少或没有气体。环位于内杆的外面，可能是外杆的内林德布拉德共振（IILR）。仔细检查等照度线和不清晰的遮罩，可以发现这两个条略微错位，这表明它们可能是独立旋转的。
2000-10-03 astro-ph
The ghost of a dwarf galaxy: fossils of the hierarchical formation of the nearby spiral galaxy NGC 5907
我们提出了一个星系外的角度来看，一个扩展的恒星潮汐流周围的边缘上，螺旋星系NGC 5907包装。我们的深层图像首次揭示了一个大规模的弧形环复合体，这是一个很好的例子，说明了低质量的卫星吸积如何产生一种交织的，玫瑰花状的碎片结构，分散在其宿主星系的晕中。这种结构的存在，可能已经形成并存活了几个千兆年，证实了本地宇宙中螺旋星系的晕可能仍然包含大量的星系化石。为了检验外部吸积方案的有效性，我们提出了N体模拟的潮汐破裂的矮星系类系统在盘星系加暗晕的潜力，表明在NGC 5907中观察到的潮汐特征可以解释由一个单一的吸积事件。不幸的是，由于没有运动学数据，只有流的投影几何形状作为约束，我们的模型的参数是相当退化的，现在，必须被认为是说明性的。有趣的是，NGC 5907长期以来一直被认为是相对孤立的扭曲螺旋的典型例子。一个扩展的潮汐流的存在挑战了这一图片，并建议流祖引起的重力扰动可能是导致翘曲。用相当普通的仪器在附近星系中探测到一个古老而复杂的潮汐流，这表明在本体积（< 15 Mpc）中寻找旋涡星系周围河外潮汐子结构的调查是可行的-有可能获得一个具有足够统计意义的普查，以便与宇宙学模拟进行比较。
2008-08-13 astro-ph
An old galaxy group: Chandra X-ray observations of the nearby fossil group NGC 6482
我们提出了第一个详细的X射线观测，使用钱德拉，NGC 6482 -最近的已知的“化石群”。这个星系群主要由一个光学发光的巨型椭圆星系组成，所有其他已知的星系群成员都比它暗至少两个星等。NGC 6482的整体X射线性质（光度、温度、范围）在其他星系群的范围内，但细节性质显示出有趣的差异。我们推导出气体的温度和总质量分布的中央30千秒差距，使用ACIS空间分辨光谱。温度曲线显示出向外连续下降，在0.1 r_200处下降到其中心值的0.63。推导出的总质量剖面强烈的中央峰值，表明早期形成时代。这些结果支持了化石群是古老的这一观点，这使得最大质量的星系有时间合并产生一个中央巨型椭圆星系。虽然在0.1 r_200内的冷却时间小于哈勃时间，但没有检测到中心温度的降低。系统的熵位于贫困群体分布的低端，它一直下降到系统的中心，达到非常低的值。没有等熵核心，如在简单的预热模型预测，是本。考虑到系统中没有任何中心温度下降，似乎不太可能用辐射冷却来解释这种低的中心熵。我们发现，中央峰值温度分布是一致的稳态冷却流的解决方案与吸积率为2太阳质量每年，给定的大PdV工作所产生的尖形质量分布。然而，不能排除涉及分布式或非稳态加热的解决方案。
2004-01-05 astro-ph
ESO 3060170 -- a massive fossil galaxy group with a heated gas core?
我们提出了一个详细的研究ESO 3060170星系群结合钱德拉，XMM和光学观测。该星系被认为是一个化石星系群。群X射线辐射由中心致密冷核（半径10 kpc）和中心10 kpc以外的等温介质组成。10至50 kpc之间的区域（冷却半径）与50至400 kpc之间的气体具有相同的温度，尽管10至50 kpc（2 - 6 Gyr）之间的气体冷却时间比哈勃时间短。因此，ESO 3060170组没有组大小的冷却芯。我们认为，集团冷却核心可能已加热的中央活动星系核爆发在过去和小致密冷核心是截断遗迹的前冷却核心。钱德拉的观测还揭示了中心区域的各种X射线特征，包括一个“手指”，一个边缘状特征和一个小的“尾巴”，所有这些都沿着南北轴排列，星系光和星系群分布也是如此。提出的活动星系核爆发可能会导致气体“晃动”周围的中心，并产生这些不对称的功能。在1/3R_vir处观察到的平坦温度分布与最近数值模拟中预测的温度分布不一致。我们比较的熵配置文件的ESO 3060170组与其他三个组，并找到一个平坦的关系比模拟预测只涉及冲击加热，S $\propto$ r $^{~ 0.85}$。这是非引力过程在群中心中重要性的直接证据。我们得到了1/3 R_vir内的质量分布，发现ESO 3060170群是已知最大的化石群（1 - 2 × 10 $^{14}$ M $_{\odot}$）。系统的M/L比值在0.3 R_…
2004-05-26 astro-ph
A Dynamical Fossil in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
附近的小熊座矮球状体（UMi dSph）是已知的暗物质占主导地位的星系之一，其中心质量与光线之比约为70。有点奇怪的是，它似乎包含了恒星数密度第二个峰值形式的形态亚结构。通常认为，这种子结构必须是瞬态的，因为它不能在系统的> 10 Gyr年龄中存在，因为UMi的8.8 km/s内部速度分散所暗示的交叉时间。然而，在本文中，我们提出的证据表明，子结构有一个冷的运动学签名，并认为UMi的笨拙确实可能是一个原始的人工制品。使用数值模拟，我们表明，子结构是不兼容的尖暗物质晕预测的流行冷暗物质（CDM）的范式，但与一个未绑定的星团晃动来回内近谐波潜在的核心暗物质晕。因此，CDM似乎不同意在最小的质量，大多数暗物质占主导地位的星系质谱末端的观测。
2003-04-04 astro-ph
Star Formation and Metallicity History of the SDSS galaxy survey: unlocking the fossil record
使用MOPED，我们确定非参数化的恒星形成和金属丰度的历史超过37,000个高质量的星系光谱从斯隆数字巡天（SDSS）的早期数据发布。我们使用整个光谱范围，而不是集中在特定的功能，我们估计完整的恒星形成的历史没有事先假设其形式（通过构建所谓的“人口盒”）。这项初步研究的主要结果是，SDSS星系中的恒星形成率在~6 Gyr内一直在下降;恒星形成气体的金属丰度分布在~3 Gyr前达到峰值，大约在太阳金属丰度，与闭盒模型不一致，但与下落模型一致。我们还确定了在SDSS的气体的入流率，并表明，它已显着的最后3陀螺仪。我们调查的错误，使用蒙特卡洛马尔可夫链算法。此外，我们证明，恢复这样一个大样本的恒星形成和金属丰度的历史变得棘手的数据压缩方法，特别是探索的可能性表面。通过探索整个似然曲面，我们表明，年龄金属丰度简并不像只使用几个光谱特征那样严重。我们发现，65%的星系包含一个显着的老人口（年龄至少为8 Gyr），包括最近的星暴星系，并超过97%的一些恒星年龄超过2 Gyr。这是第一次，过去的恒星形成历史已确定从化石记录的今天光谱的星系。
2003-08-12 astro-ph
Properties of Intra-group Stars and Galaxies in Galaxy Groups: "Normal" versus "Fossil" Groups
对12个M_vir~10^14 Msun星系群进行了宇宙学LCDM模拟，包括恒星形成、非瞬时循环的化学演化、依赖于金属丰度的辐射冷却、强恒星爆发驱动的星系超风和元星系紫外场效应.在z=0时，发现组内轻（IGL）分数为12- 45%。低值是指第一和第二星系群的R波段星等之间只有很小的差异，大值是典型的“化石”星系群（FG）。4个FG中的IG星比8个非FG中的IG星老0.3-0.5 Gyr。对于IGL，B-R=~1.4，与观测结果吻合良好。对于FG/nonFG，IG星的铁丰度在中心部分（r~100 kpc）略低于太阳，在0.5 r_vir时降至约40%太阳。IG星的α元素含量增加，[O/Fe]随r增加而增加，总体[O/Fe]约为0.45，表明主要的SNII富集。在r>~30 kpc时，星系团和IG星的速度分布明显比非星系团的各向异性大。因此，FG形成的一个特征，除了形成时间（D 'Onghia等人），可能是星系群的“初始”速度分布。对于FG，人们可以从IG恒星或星系群的运动学中动态地推断出一直到r_vir的星系群（暗物质占主导地位）的质量分布。对于非FG，该方法高估了r>~200 kpc时的基团质量，在r_vir时高估了2倍。这被解释为FG通常比非FG更松弛。最后，上述M_vir的FG应该拥有大约500个行星状星云，距离第一个星系的投影距离在100到1000 kpc之间。所有结果似乎与…
2006-03-27 astro-ph
Fossil Groups in the Sloan Digital Sky Survey
使用虚拟天文台工具在斯隆数字巡天中搜索化石群。将所有SDSS亮红星系（r < 19，测量的光谱红移）的位置与ROSAT全天巡天目录中的源进行交叉匹配，得到了一个具有扩展X射线发射的椭圆星系列表（在所有情况下，星系/ROSAT源的距离小于0.5弧分）。考虑到该区域内所有天体的r波段星等和光谱或光度红移，对选定的椭圆星系在$0.5 h_{70}^{-1}$ Mpc半径范围内的邻居进行了搜索，得到了34个候选化石群的样本。考虑到这个样本，化石系统的估计空间密度为$n =(1.0 \pm 0.6) \times 10^{-6}$ $h_{50}^3$ Mpc $^{-3}$。
2007-08-14 astro-ph
A dwarf galaxy remnant in Canis Major: the fossil of an in-plane accretion onto the Milky Way
我们提出了一个分析的人口中的银河系M-巨星的2 MASS全天目录。几个大尺度的不对称性被检测到，其中最重要的是一个强大的椭圆形恒星过密度，接近银河平面（l=240，b=-8），在大犬座。一小群球状星团（NGC 1851，NGC 1904，NGC 2298和NGC 2808），位置和径向速度一致，围绕着这个结构，还有一些疏散星团。在这个密度过高的星系中，M巨星的数量与人马座矮星系核心的数量相似。我们认为，这个对象是最近在银河系盘边缘发现的环状结构的可能矮星系祖先。对吸积矮星系的潮汐破裂进行了数值研究。模拟的碎片很好地符合"银河系环“上现存的位置、距离和速度信息，以及M-巨星超密度的信息，这表明所有这些结构都是单一吸积事件的结果。被破坏的矮星系流的轨道接近银道面，近心点大约在太阳圈，轨道偏心率类似于银河系厚盘中的恒星，垂直刻度高度类似于厚盘。这一发现有力地表明大犬座矮星系是银河系厚盘的一个组成部分，厚盘一直在不断地增长，甚至到现在，厚盘球状星团是从共面轨道的矮星系吸积到银河系上的。
2003-11-01 astro-ph
Cl 1205+44, a fossil group at z = 0.59
这是钱德拉，XMM-牛顿，HST和ARC在z = 0.59的扩展X射线源的观测报告。明显的成员星系从螺旋星系到椭圆星系不等，都是相对红色的（i '-Ks约为3）。根据i '波段中第一和第二亮的星团成员的亮度差异，以及静止坐标系的X射线辐射热光度约为9.2 × 10^43 h70^-2 erg s^-1，我们认为该天体是一个化石群。这使得Cl 1205+44成为迄今为止报道的红移最高的化石群。该系统还包含一个中央双叶射电星系，它似乎是通过较小星系的吸积而增长的。根据Cl 1205+44的高红移讨论了化石群的形成和演化。
2005-05-03 astro-ph
3C 129 at 90cm: Evidence for a Radio Relic?
我们提出了一个新的宽视场图的射电星系3C 129和它的同伴星系3C 129.1 λ =90厘米。我们在3C 129的头部附近看到了一个明显的陡谱特征，沿着垂直于射电尾部的方向延伸。我们建议，这个横档可能包括化石无线电等离子体，这已被重新激活的压缩的弓形激波的超音速移动星系3C 129。化石射电等离子体的一个可能来源可能是附近一个头尾射电星系的尾部。我们讨论的影响，并给出可测试的预测这种情况下。
2002-02-13 astro-ph
Are fossil groups a challenge of the Cold Dark Matter paradigm?
我们研究了文献中提出的六个星系群和星系团，这些星系群和星系团是“化石”系统（即具有发光的漫X射线发射，并且维里半径一半内的第一和第二排名成员之间的星等差距至少为2 mag-R），每个都具有高质量的X射线数据和SDSS光谱或光度覆盖范围到维里半径。结果表明，AWM 4是一个化石系统，RXJ1331.5+1108、RXJ1340.6+4018、RXJ1256.0+2556和RXJ1416.4+2315是一个化石系统，而RXJ1552.2+2013是一个化石系统。对于所有的系统，我们提出的光度函数在0.5和1维里半径是一致的，在不确定性，与普遍的光度函数的集群。对于质量范围为2x10^13-3x10^14 M_Sun的五个真正的化石系统，我们计算了精确的累积子结构分布函数（CSDF），并将其与文献中观测到的和模拟的群/簇的CSDF进行了比较。我们证明，化石系统的CSDF与正常观测到的星系团是一致的，并不缺乏任何子结构的宇宙学LambdaCDM框架中的模拟星系系统。特别是，这也适用于原型化石群RXJ1340.6+4018，与先前的说法相反。
2008-10-16 astro-ph
Does There Really Exist the Problem of the Dark Matter in Spiral Galaxies?
一个简单的模型，尘埃介质描述系统的螺旋星系的演变。在以前的考虑相反，我们表明，初始密度折叠应该是准一维（酒吧样），而不是盘状。星系的盘状成分只在演化过程中出现。该模型自然地再现了星系的一些基本特征。特别是，它再现了所有观察到的典型形式的旋转曲线的螺旋星系的特征最低和高原。看起来，高原对应于逃逸的物质（外部旋臂，由于初始条件，有太大的速度，由星系的引力场限制）。这样的星系演化的场景导致的结论是，暗物质的假设是不必要的（至少，对于螺旋星系）。
1995-11-04 astro-ph
X-ray Observations of Optically Selected Giant Elliptical-Dominated Galaxy Groups
我们提出了一个综合的光学和X射线分析的三个光学选择的X射线明亮的集团与巨大的椭圆星系的中心。这些巨大的椭圆星系是XMM-牛顿X射线观测的目标，这是基于它们的大速度色散和它们与附近的ROSAT X射线源的接近。此外，这些目标在光学上比它们最近的邻居明显更亮。我们表明，这些系统之一，符合标准的化石组的标准。虽然其他两个系统在E/S 0山脊线上有一个显著的震级差距，但它们似乎还没有达到化石般的群体进化的最后阶段。
2008-05-15 astro-ph
Modelling of isolated radio pulsars and magnetars on the fossil field hypothesis
我们探讨了中子星的磁场是化石起源的假说。对于主序上磁通量分布和中子星出生自旋周期的参数化模型，我们以初始质量函数和恒星形成率作为银河系中心半径的函数为出发点，计算了银河系中孤立射电星的预期性质。然后，我们使用1374 MHz的Parkes多波束调查的孤立的无线电卫星，以约束我们的模型中的参数，并推导出所需的分布的磁场的主要序列。我们发现一个模型与观测结果一致，该模型的恒星形成率对应于银河系中质量在8 ~ 45太阳质量范围内的恒星每百年发生2次超新星的速率，并预测银河系中有447，000颗光度大于0.19 mJy kpc ^[2]的活跃超新星。OB恒星的磁场分布在46高斯附近达到峰值，其中约8%的恒星磁场超过1,000高斯。更高场的祖先产生了24颗中子星，它们的场超过10^14高斯，周期从5秒到12秒不等，年龄高达10万年，我们认为它们是磁星的主要组成部分。我们还预测，高场中子星（log B>13.5）优先起源于更高质量的祖星，平均质量为1.6太阳质量，这是显着高于平均质量的1.4太阳质量的总人口的射电恒星计算。
2006-01-12 astro-ph
The luminosity function of the fossil group RX J1552.2+2013
我们确定了第一个化石群光度函数的基础上的成员星系的光谱。化石星系群RX J1552.2+2013有36个已确认的成员，它的平均红移为0.136，速度色散为623 km/s（如果包括速度分布外围的四个发射线星系，则为797 km/s）。在RXJ1552.2 +2013内区测量的光度函数在-23.5通过Schechter函数（M* i ′ =-21.3 +/-0.4和alpha = -0.6 +/-0.3）或高斯函数（以M_i ′ =-20.0 +/-0.4为中心，sigma= 1.29 +/- 0.24 i' mag.（H_0 = 70 km/s Mpc，Omega_M=0.3，Omega_Lambda=0.7.从g '，r'，i '-波段的光度测量（和统计背景校正）中获得的光度函数证实了光谱测定的结果。在M_r '=-18等处，光度函数有一个明显的下降，这与其它星系团的情况相同。RX~J1552.2+2013是一个丰富的强红星系主导系统，在以X射线辐射峰值为中心的半径为625 kpc的圆形区域内，至少有19个星等在m_3和m_3 + 2之间的星系。其质量约为3.0 × 10^14 M_0，M/L为507 M_sol/L_B_sol，LX为6.3 × 10^43尔格/s（热释光），更具有化石群的代表性。RX J1552.2+2013的中心天体是一个cD星系，它可能吸积了更明亮的~L*…
2005-09-29 astro-ph
The compact group--fossil group connection: observations of a massive compact group at z=0.22
有人认为，化石群可能是紧凑群体的同类相食遗骸，通过潮汐摩擦失去了能量。然而，在附近的宇宙中，接近合并阶段并显示出丰富的相互作用特征（如HCG 31和HCG 79）的紧凑群体具有非常低的速度色散和贫穷的社区，不像迄今为止研究的大规模，类星团化石群体。事实上，已知的z=0致密群很少嵌入到足够大的结构中，这些结构可能类似于化石群的星系际介质。在本文中，我们研究的动力学性质的CG 6，一个巨大的紧凑组在z=0.220，有几个属性与已知的化石群。我们报告新的g'和i'成像和多缝光谱与GMOS双子座南。该系统有20个成员，半径为1 h_70^-1 Mpc，速度色散为700 km/s，质量为1.8 x 10^14 h_70^-1 Msun，与已知最大的化石群相似。该星系群中4个中心星系的合并将形成一个M_r' ~-23.4等的星系，这是典型的化石星系群中的一等星系。虽然附近具有类似性质的紧凑组CG 6是罕见的，我们推测，这样的系统发生在过去更频繁，他们可能是化石群的前身。
2007-10-17 astro-ph
Satellite Galaxies and Fossil Groups in the Millennium Simulation
我们使用一个半解析的星系目录从千禧年模拟研究孤立星系的卫星在LCDM宇宙演化。这个样本（~ 80，000 $明亮的主星系，周围有~ 178，000颗卫星）允许以最小的统计不确定性表征LCDM宇宙中卫星/主星系系统的动力学性质。我们发现，总的来说，卫星人口的痕迹暗物质相当不错：其空间分布和运动学可以近似的NFW配置文件具有轻度各向异性的速度分布。它们的空间分布也是轻度各向异性的，具有明确的“反Holmberg”效应，反映了主晕的主轴和角动量之间的错位。我们的主星系的隔离标准不仅选择了稀疏环境中的星系，而且还选择了位于“化石”群体中心的一些主星系。我们发现，这些不寻常的系统的丰度和光度函数是在合理的协议与几个可用的观测约束。我们恢复了LCDM模型中真实孤立原色的期望L_{host} σ_{sat}^3关系。然而，不太严格的初选导致标度关系的实质性修改。我们的分析还强调了一些困难困扰的研究，依靠盲目堆叠的卫星系统，以限制平均晕质量的主要星系。
2007-09-27 astro-ph
Are galactic rotation curves really flat?
本文在星系自转曲线系统学中发现了一个新的规律，即在光度变化很大的星系中，在最后检测到的点处，向心加速度具有完全普适的形式$v^2/R=c^2(γ_0+γ^{*}N^{*})/2$，其中$γ_0$和$γ^{*}$是新的普适常数，$N^{*}$是每个星系中可见物质的总量。这种规律性指出了与共形引力相关的线性势的作用，发现与星系无关的$γ_0$项根本不是从单个星系内部产生的，而是由于具有3-空间标量曲率$k=-(γ_0/2)^2=-2.3 \times 10^{-60}$ cm $^{-2}$的必然空间开放宇宙的全球哈勃流而产生的宇宙学起源。
1996-05-15 astro-ph
Evolution of the Red Sequence in simulated galaxy groups
对LambdaCDM宇宙学中星系群的形成和演化进行了N体+流体动力学模拟。本文讨论了12个星系群的性质，重点讨论了正常星系群和化石星系群的色-星等关系。
2006-12-15 astro-ph
Cluster Merger Variance and the Luminosity Gap Statistic
星系团中多个发光星系的存在可以用一个星系下沉到星系团中心并与中央星系合并的有限时间来解释。用来量化星系系统的动力学年龄的最简单的可测量的统计量是光度（星等）差距，这是两个最明亮的星系之间的光度星等差异。我们提出了一个简单的分析估计的光度差距分布的团体和集群的暗物质晕质量的函数。光度差距被用来定义“化石”组;我们预计化石系统的比例会表现出强烈的和与模型无关的质量趋势：大约1-3%的大质量星系团和大约5-40%的组应该是化石系统。我们还表明，在集群尺度上，所观察到的内在散射中心星系光度晕质量关系可以归因于分散在集群内的卫星合并的历史。我们比较我们的预测的光度差距分布在斯隆数字巡天C4目录中的730个集群的样本，并找到很好的协议。这表明，理论上的漂移集合并概率和标准理论的动态隔离是有效的集群规模。
2005-09-21 astro-ph
Are Elliptical Galaxies Really Metal-Rich?
我们审查椭圆星系的金属丰度的估计，重点是最近的结果ASCA卫星。椭圆星系的X射线光谱是充分适合的模型组成的热气体与太阳下的Fe丰度和大致太阳的Si-Fe比，再加上一个硬组件从一个合奏的X射线双星。虽然并发症的形式，一个额外的软连续或多个阶段可以考虑，我们表明，硅线诊断和连续温度的一致性表明，数据-在目前的灵敏度和光谱分辨率水平-不需要这些。光学和X射线的铁丰度估计是趋同的，虽然有一些情况下，与令人不安的低X射线值。太阳下椭圆星系的丰度需要我们认真地重新考虑我们对椭圆星系化学演化、团内富集和Ia型超新星发生率的先入之见。
1997-10-29 astro-ph
The Nuclear Orbital Distribution in Galaxies as Fossil Record of Black Hole Formation from Integral-Field Spectroscopy
在过去的十年中，对超大质量黑洞的研究主要集中在测量黑洞的质量上。这导致了紧密的M_BH-σ关系的发现，这表明BH和它们的宿主球状体的形成之间存在强联系。人们提出了许多方案来解释这种关系，并且都同意黑洞的生长和反馈在塑造其宿主星系中的关键作用。然而，目前可用的观测限制，主要是BH质量和星系测光，不足以最终选择的替代品。黑洞形成的关键信息记录在恒星的轨道分布中，这只能从高分辨率的积分场（IF）恒星运动学中提取。在大型望远镜上采用自适应光学的中频摄谱仪的引入，最终使这一关键因素得以揭示，从而开启了黑洞研究的新纪元。这些信息将与LISA引力波卫星提供的信息相辅相成，后者可以直接探测到正在合并的黑洞。本文给出了一个利用SAURON IF运动学恢复巨椭圆星系M87中心轨道分布的例子，该星系具有很好的解析BH影响球。
2005-10-14 astro-ph
Cold Dark Matter's Small Scale Crisis Grows Up
冷暗物质（CDM）理论预测了暗晕中丰富的子结构。这些预测与观测到的星系团相吻合，比如附近的室女星系团。然而，CDM模型存在“小尺度危机”，因为星系在晕中占主导地位，几乎没有子结构，而模型预测星系应该是具有丰富子结构的星系团的缩放版本。与CDM的预测相比，银河系和仙女座是“失踪”的对象与速度色散$σ\geq 10$公里秒$^{-1}$。这些失踪卫星的能量尺度足够低，恒星风和超新星可能会带走气体，抑制其发光恒星成分的形成。在这里，我们表明，小规模的危机持续存在的化石群，质量高达40%的附近的室女星系团的星系。化石群是室女星系团中以预测的频率出现的光度缺失的卫星。此外，“失踪的星系”的化石组几乎一样明亮的银河系的速度色散$σ\leq$ 150公里秒$^{-1}$。
2004-06-23 astro-ph
Dwarf galaxies in the Dynamically Evolved NGC 1407 Group
NGC 1407星系群在附近的结构中脱颖而出，其性质表明它是巨大的和进化的。它与被称为化石群的实体有着共同的性质：占主导地位的椭圆星系和第二亮的星系之间的1.4等差接近于满足用于定义化石类的定义。这个星系群中几乎没有中等光度的星系，但有大量的矮星。我们估计有250个小组成员到我们调查的深度。光度函数的暗端（达到M_R = -12）的斜率为alpha =-1.35。对35个星系的速度测量表明，这个星系群中只有一个占主导地位的星系，其质量为7 × 10^13太阳质量，M/L_R = 340。两个靠近NGC 1407的星系有非常大的蓝移。最值得注意的是第二亮的星系NGC 1400，相对于组平均速度为-1072 km/s。我们报告的X射线发射检测从这个星系和从组。
2006-05-10 astro-ph
Constraints on Elliptical Galaxy Formation from the Properties of Their Globular Cluster Systems
球状星团是其宿主星系形成和演化的宝贵化石记录。椭圆星系球状星团系统的颜色分布表明了一个阶段性的形成历史，与这些星系的合并起源相一致。球状星团系统的光谱研究是进一步限制椭圆星系形成模型的一条有前途的途径。它们也提供了一个有用的探针的质量分布的椭圆在大半径。
1996-11-23 astro-ph
Source Matching in the SDSS and RASS: Which Galaxies are Really X-ray Sources?
目前关于星系形成的观点认为，所有大质量星系的中心都有一个大质量黑洞，但这些黑洞并不总是处于活跃的吸积阶段。X射线辐射常被用来识别吸积源，但对于没有类星体（低光度活动星系）的星系，X射线通量可能很弱，或者被尘埃遮蔽。为了帮助理解弱吸积黑洞在本地宇宙中，一个大的星系样本与X射线探测是必要的。我们将ROSAT全天巡天（RASS）与斯隆数字巡天数据发布4（SDSS DR 4）中的星系进行交叉匹配，以创建这样的样本。由于高SDSS源密度和大的RASS位置误差，交叉匹配星表被随机关联严重污染。我们调查这些调查的重叠，并提供了一个RASS-SDSS星系交叉匹配的有效性的统计检验。SDSS类星体提供了一个测试我们的交叉匹配验证方案，因为它们有一个非常高的比例真正的RASS匹配。我们发现，SDSS的主要星系样本和RASS之间的真实匹配的数量是高度依赖于星系的光谱分类，基本上没有恒星形成的星系被检测到，而超过0.6%的窄线塞弗特在RASS检测。此外，具有模糊光学分类的星系具有令人惊讶的高RASS检测分数。这使我们能够进一步限制低光度活动星系的SED。我们的技术是相当普遍的，并可以应用于任何交叉匹配的调查，以及理解的位置误差。
2007-06-21 astro-ph
Diagnostic of chemical abundances and ages from the line strength indices Hb, <Fe>, and Mg2: what do they really imply ?
线强度指数Hb，Mg 2，和<Fe>，连同它们的梯度和依赖于星系光度（质量），在椭圆星系中观察到的习惯上被认为是可靠的指标的年龄和丰度的Mg和Fe的系统差异。在本文中，我们解决的问题是否指数Mg 2和<Fe>（及其梯度）是真正的化学丰度和增强这些或其他影响的指标必须考虑。我们发现，这是不是这样的，因为上述指数是严重影响未知的相对百分比的恒星的金属丰度的函数。为了解决这个问题，首先，我们提供了dHb，dMg 2和d<Fe>作为年龄Dlog（t）（以Gyr为单位），金属丰度Dlog（Z/Z_o）和D[Mg/Fe]的函数的基本校准。其次，我们分析了Mg 2中的梯度的含义，并<Fe>在这些系统中观察到。最后，利用上述定标结果，探讨了Hb、Mg 2和Mg 3的核值在星系间的变化<Fe>。将差值dHb、dMg 2和d<Fe>转换为差值Dlog（t）、Dlog（Z/Z_o）和D[Mg/Fe]。我们详细地研究了Dlog（t）-Mv，Dlog（Z/Z_o）-Mv和D[Mg/Fe]-Mv的关系，提出了星系质量减小时，恒星形成期的持续时间变长或恒星活动末幕的年龄更接近于现在的观点。这一结果在当前的星系形成和演化理论的背景下进行了讨论。即合并和隔离。总之，我们的结论是，这些都不能解释我们的分析结果，并建议Padoan等人（1997）提出的那种时间和空间相关的IMF和Chiosi等人（1997）详细阐述的椭…
1997-05-09 astro-ph
