The Elliptical Galaxy formerly known as the Local Group: Merging the Globular Cluster Systems
在一个新的M31球状星团星表的支持下，我们收集了本星系群中球状星团的单个金属丰度值。虽然我们简要地描述了个别本群星系的球状星团系统，我们的主要目的是检查集体性质。通过这种方式，我们模拟了本星系群的无耗散合并，可能是一个椭圆星系。这样的合并主要是由银河系和M31，这似乎是相当典型的例子球状星团系统的螺旋星系。本星系群“椭圆”大约有700 +/- 125个球状星团，光度函数类似于“普适”函数。金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.55和-0.64处具有峰值，贫金属与富金属之比为2.5：1。本星系群椭圆星系的比频率最初约为1，但当年轻的恒星星族逐渐消失，星系看起来像一个老椭圆星系时，它的比频率会上升到3。其金属丰度分布和恒星星族校正比频率与已知的早型星系相似。根据我们的结果，我们对星系中球状星团系统的起源作了简要的推测。
2000-01-27 astro-ph
Non-equilibrium Kinematics in Merging Galaxies
对合并星系运动学的测量经常被用来推导动力学质量，研究基本平面上的演化，或探测弛豫过程。这些测量往往在某种程度上受到合并星系中强烈的非平衡运动的影响。本次演讲的重点是合并星系的运动学的演变，并强调了一些陷阱时，发生在研究非平衡系统。
1999-10-11 astro-ph
Tightness of the color-magnitude relation of elliptical galaxies and the epoch of major galaxy merging
我们研究了一个盘-盘星系合并的单区化学光度演化模型，以阐明在低和中等红移（z<1）的星系团椭圆星系中，具有广泛合并时期的星系合并是否能够合理地再现观测到的色-星等（C-M）关系的小散射。我们认为合并的起源盘从z ~ 5开始以中等速率消耗星际气体，然后在z=z_merge与次级星暴合并形成椭圆。我们发现，即使星系合并的时代相当长（0.3<z_merge<3.0），星系合并之间的静止坐标系U-V色的色散也在观测值范围内（z = 0时~0.05等）。我们还发现，z_merge需要在一定的范围内，以保持观察到的C-M关系在给定的z紧。例如，在Sa盘之间的星系合并中，对于z = 0.895的椭圆星系团，z_merge的要求范围是1.3<z_merge<3.0，对于z = 0.55的椭圆星系团，z_merge的要求范围是0.9<z_merge<3.0，对于z = 0的椭圆星系团，z_merge的要求范围是0.3<z_merge<3.0。小散射的主要原因是年轻的恒星星族，这是形成于星系合并的二次恒星爆发，优先形成更多的金属富集的星际气体。这一结果加强了Worthey的建议（Worthey et al. 1996），即年龄-金属丰度阴谋，这意味着年轻的恒星星族更倾向于富含金属，可以保持紧密的C-M关系。这些数值结果意味着，在低和中等红移（z < 1）的C-M关系中观察到的小散射并不一定要求在团簇中…
1998-04-22 astro-ph
Kinematics of diffuse elliptical galaxies
新的观测表明，大多数扁平的弥漫椭圆星系基本上是各向同性的旋转体。这支持了这样一种观点，即dEs是从快速旋转的dIrr系统或晚型螺旋演化而来的，它们的气体被SN驱动的风驱逐，并被星系际介质的冲压压力剥离。
2002-10-02 astro-ph
Merging of Elliptical Galaxies as Possible Origin of the Intergalactic Stellar Population
我们提出了N体模拟的椭圆星系遇到干合并研究由此产生的未绑定的星系际恒星星族，特别是后主序星。研究的系统是没有暗晕的球形星系对。根据Salpeter的初始质量函数，模型星系的恒星含量被分配到代表低质量和中等质量恒星（0.85 - 8太阳质量）的质量箱中。我们的模型遵循的动力学演化的星系遇到碰撞迎面从初始的低能量抛物线或高能量的轻度双曲轨道，并为初始质量比的选择。初始轨道为抛物线的合并模型中，M2/M1 =1和10时，它们分别留下初始总质量的5.5%和10%作为未束缚恒星质量。初始双曲轨道的合并模型具有M2/M1 =1，并留下其初始恒星质量的21%作为未束缚质量，表明通过高能双曲碰撞产生星系际恒星的效率是通过相同初始质量比的抛物线碰撞产生星系际恒星的效率的四倍。假设所有的祖先星系和合并残留物都是同源系统，我们得到了在M2/M1 =1的抛物和双曲碰撞中，星系际星光分别占总星光的17%和28%。在所有的模型中，不同质量的恒星有相同的几率脱离束缚，成为星系际恒星星族的食物。
2006-03-02 astro-ph
The Mbh-sigma relation as a constraint on the formation of elliptical galaxies
大多数椭圆星系都包含中心黑洞，根据所谓的Mbh-sigma关系，黑洞的质量与观测到的宿主星系的中心速度色散成比例。在这里，我们讨论了一些后果，可以通过结合Mbh-西格玛关系与描述椭圆星系的基本平面的标度关系。特别讨论了在椭圆星系的形成和演化过程中大量无耗散合并的可能性。我们的分析强烈地表明，通过强制合并的最终产物满足上述两个标度关系，耗散在星系形成中起着重要作用。此外，我们表明，现有的观测数据可能揭示了黑洞合并的复杂过程。
2001-03-21 astro-ph
Dark matter halos around elliptical galaxies: how reliable is the stellar kinematical evidence ?
星系形成的层次模型和各种观测证据表明，椭圆星系像盘状星系一样，嵌入在大量的暗物质晕中。恒星运动学被认为是在几个有效半径的暗晕最重要的示踪剂。使用详细的建模技术，一些作者最近提出了恒星运动学证据的暗晕的椭圆星系。在这些建模技术中，尘埃衰减（尘埃颗粒对星光的吸收和散射）没有被考虑在内。然而，椭圆星系包含大量的星际尘埃，这影响了所有可观察到的量，包括观察到的运动学。我们建立了一套椭圆星系的动力学模型，其中包括通过蒙特卡罗技术的尘埃衰减。我们发现，尘埃成分，浅于恒星的分布和光学深度的顺序统一，影响观察到的运动学显着的方式，它模仿的存在下，一个黑暗的晕。如果这样的尘埃分布在椭圆星系中是现实的，我们将面临一个新的质量尘埃简并。因此，在动力学建模过程中考虑尘埃将减少甚至可能消除对几个有效半径处的暗物质晕的需要。
2001-11-15 astro-ph
Stellar halos and elliptical galaxy formation: Origin of dynamical properties of the planetary nebular systems
最近对几个椭圆星系行星状星云的光谱观测揭示了外星晕区的结构和运动学性质。为了阐明这些行星状星云系统（PNS）的性质的起源，我们考虑的合并方案中，一个椭圆星系合并的旋涡星系形成。使用数值模拟，我们特别调查的径向配置文件的投影PNe数密度，旋转速度，和速度色散的PNS延伸到外晕区域的椭圆星系形成的主要和不等质量合并。我们发现，径向轮廓的项目数密度可以拟合幂律和平均数密度的外晕的椭圆可以超过一个数量级高于原来的螺旋晕。在椭圆星系的外晕区（$R$ $>$ $5R_{\rm e}$），PNS显示出显著的旋转（V/sigma >0.5）。从模拟中得到了PNS的二维速度场，并详细讨论了它们与星系合并模型参数的关系。我们比较模拟的PNS的运动学与NGC 5128中观察到的PNS，从而讨论合并模型在解释所观察到的运动学的PNS的优点和缺点。我们还发现，在椭圆星系的PNS的运动学是相当不同的，取决于星系合并的轨道配置，合并祖先螺旋的质量比，和星系的视角。这种变化直接转化为可能的偏差，在观测质量估计中可能有两倍以上的偏差。~ ~
2006-06-22 astro-ph
Harassment Origin for Kinematic Substructures in Dwarf Elliptical Galaxies?
我们已经运行了高分辨率的N体模型，模拟了矮星系与明亮的椭圆星系的相遇。矮星吸收轨道角动量，并在星系的外部区域显示出反向旋转的特征。要解释在高密度环境中的一些矮星系中观察到的核心-包络运动学解耦，需要几乎是正面碰撞和很少的暗物质与矮星系结合。这些运动学结构是在相当严格的条件下出现的。因此，在像室女座这样的星系团中，大约1%的矮星系可能会出现由骚扰形成的反旋转。
2005-08-29 astro-ph
Halo Kinematics
我总结了最近在椭圆星系晕（球状星团，行星状星云，和综合恒星光）的热示踪剂的运动学观察，这些告诉我们的动力学，暗物质的内容，和形成的椭圆。一个普遍的结果是椭圆星系中普遍存在的暗物质晕。对球状星团和行星状星云的研究发现，在许多椭圆星系中存在着外晕旋转，其V/sigma ~ 1值超过几个R_e。在某些巨型椭圆星系（M49，M87）中，贫金属和富金属球状星团之间可能存在运动学差异。这些结果与椭圆星系的合并起源是一致的。高质量的数据和新的建模技术现在使得有可能通过积分光测量同时确定椭圆星系中的轨道各向异性和引力势;这些研究现在为椭圆星系中的暗物质晕提供了最好的证据。新一代的8- 10米望远镜，带有多目标和积分场摄谱仪，将大大增加离散示踪剂的样本大小，并提供椭圆晕的二维光谱。新的分析方法将允许在大量的椭圆星系中对恒星运动学和暗物质分布进行可靠的测定。与数值模拟的比较将变得越来越重要，数值模拟变得越来越详细，物理上也越来越逼真。
1998-11-09 astro-ph
Kinematics of elliptical galaxies with a diffuse dust component
观测表明，早期类型的星系含有相当数量的星际尘埃，其中大部分被认为是以弥散分布的成分存在的。我们构建了一个四参数椭圆星系模型，以调查这样一个光滑的吸收组件上的运动学量的投影，如线轮廓和他们的时刻的影响。我们调查的光学深度和尘埃的几何形状的依赖。我们的计算表明，这些量的幅度和形态都可以显着影响。因此，在解释光度和运动学特性以及利用这些量的相关性时，应考虑尘埃效应。
1999-10-15 astro-ph
Unequal-mass galaxy merger remnants: spiral-like morphology but elliptical-like kinematics
一般认为，质量比在1：1-3：1范围内的主要星系合并会产生具有类似椭圆星系性质的残余物，而小于10：1的次要合并会产生扰动螺旋星系。到目前为止，还没有研究过质量比为4：1-10：1的中间范围。使用N-体模拟，我们表明，这种合并可以导致非常奇特的系统，有一个磁盘星系的形态与指数分布，但其运动学更接近椭圆系统。这些天体与Jog & Chitre（2002）最近观测到的天体相似。我们提出了两种情况下，质量比为4.5：1和7：1，并表明合并导致主要的加热和结果的外观的椭圆型运动学，而令人惊讶的是，最初的螺旋状的质量分布是保守的。
2004-03-12 astro-ph
The Ages of Elliptical Galaxies in a Merger Model
观测到的椭圆星系的色星等和Mg $_{2}$ -速度色散关系的紧密性经常被引用作为反对椭圆星系由螺旋盘合并形成的观点的论据。一个普遍的观点是，合并会将不同年龄的恒星混合在一起，并在这些关系中产生很大的分散。在这里，我使用半解析模型的星系形成，以获得的平均年龄，颜色和金属丰度的恒星在椭圆星系合并在一个平坦的CDM宇宙的分布。结果表明，椭圆星系中的大多数恒星都是在相对较高的红移（z > 1.9）处形成的，并且在色星等和Mg_2 - sigma关系中预测的散射都在观测范围之内。我的结论是，在椭圆星系的恒星星族的属性的明显的同质性是不一致的合并的情况下，这些系统的起源。
1995-02-26 astro-ph
Elliptical Galaxy Halo Masses from Internal Kinematics
附近单个椭圆星系的晕质量可以通过使用它们的恒星、行星状星云和球状星团的运动学来估计--理想的情况是结合起来。随着目前对普通光度和形态的星系的覆盖范围的不断扩大，可以确定系统性的趋势。明亮的四方形椭圆星系显示出强烈的暗物质特征，而暗淡的圆盘状星系则通常没有。前一个结果对于MOND引力理论来说是有问题的，而后者对于星系形成的LCDM范式来说是一个挑战。
2005-11-23 astro-ph
Molecular Gas in Elliptical Galaxies: Distribution and Kinematics
我提出的干涉图像（约。7”分辨率）的CO排放在五个椭圆星系和其他两个未检测到。这些数据使其CO发射已被完全映射的椭圆星系的数量增加了一倍。样本星系的分子气体质量为10^8到5x10^9，分布在直径为2到12 kpc的对称旋转盘中。五分之四的分子盘显示出与宿主星系的光学主轴的显着对齐。分子质量是总动力学质量的百分之几，如果气体在圆形轨道上，这是隐含的。如果分子气体形成恒星，它将形成旋转支撑的恒星盘，这与现在已知的许多椭圆星系中存在的恒星盘非常相似。恒星运动学与NGC 4476气体运动学的比较表明，分子气体不是来自恒星内部的质量损失，因为气体的比角动量大约是恒星的三倍。
2002-05-10 astro-ph
Evidence for Stellar Streaming in the Cores of Elliptical Galaxies: A Kinematic Signature of Mergers?
我们提出的证据，非高斯速度场的核心发光椭圆星系。这一证据是基于高信噪比，中等分辨率光谱的核心的早期类型的成员室女座和后发座星系团获得的WIYN 3.5米望远镜。Virgo数据是使用积分场单元（DensePak）获得的，该单元允许在各种空间尺度上对速度场进行采样。Coma数据是通过单根直径为2弧秒的光纤获得的。明亮椭圆星系的互相关轮廓显示出相当大的结构，通常具有几个特征，其幅度高达互相关峰本身的10%。这种结构在半径为1.5弧秒（室女座）或< 100 pc的范围内最为明显，当数据在R < 15弧秒或< 1 kpc的范围内时几乎无法检测到。后发座星系团中发光椭圆星系的单纤维光谱中也发现了类似的特征，这表明它们在巨型椭圆星系中无处不在。有趣的是，只有最明亮的椭圆星系才显示出这种现象;低光度椭圆星系的中心区域具有规则的高斯状轮廓。我们解释这种运动学结构为“恒星流”，并认为这种现象可能是一个遗迹签名的合并历史的发光椭圆星系。
2000-01-14 astro-ph
Morphology and kinematics of HI in dust-lane elliptical galaxies
我们给出了四个尘埃带椭圆星系的HI观测结果。检测到的HI呈规则的圆盘或环状分布。此外，在四个天体中的三个中，我们还探测到了大量的中性氢，其M_HI/L_B值处于椭圆星系分布特征的末端，与螺旋星系中典型的中性氢相似。因此，这些尘埃带椭圆可能代表了在演化后期所看到的主要合并的结果。规则的HI分布和运动学允许在距中心~5 R_e处导出M/L_B~20的值。在较大半径处，暗物质贡献增加的证据也可以从一些观测到的星系中观察到的平坦旋转曲线中得出。
1998-09-07 astro-ph
Origin of E+A galaxies: I. Physical properties of E+A's formed from galaxy merging and interaction
我们调查的结构，运动学，和分光光度特性的"E+ A“的星系-那些具有强大的巴耳末吸收线，但没有显着的[OII]发射-使用数值模拟结合恒星星族合成代码。我们特别关注通过两个富含气体的螺旋相互作用和合并形成的E+A星系的视线速度，速度色散，颜色，线指数的二维（2D）分布。我们的数值模拟结果表明，由主星系合并形成的E+A椭圆星系，由于其中心的星暴后星族，具有正的径向颜色梯度和负的径向H $δ$梯度。此外，我们表明，投影的运动学和光谱特性的模拟E+A星系可以显着不同的主要合并模型。例如，具有运动学解耦核心的模拟E+A椭圆星系清楚地显示出H $δ$吸收很强的区域，这些区域非常平坦，年老恒星和年轻恒星之间的旋转和速度色散存在差异。E+A椭圆星系中年轻恒星的自转速度和中心速度色散比年老恒星快，我们还对E+A椭圆星系中年轻球状星团系统的结构、运动学和分光光度性质作了具体的预言。基于这些结果，我们讨论了大型（8- 10米）地面望远镜上的空间分辨积分场单位光谱在确认通过耗散合并产生的椭圆星系中运动学上不同的核的形成和确定具有盘状和球状形态的E+A形成的最可能的物理机制方面的重要性。
2005-03-28 astro-ph
Evolution of Elliptical Galaxies in a Hierarchical Universe
在星系形成的分级模型中，椭圆星系是由盘状星系合并而成的，它们周围的暗晕在引力的作用下合并在一起。使用半解析技术，我们能够遵循合并，恒星形成和化学富集的历史星系的宇宙学参数的一个给定的选择。我们计算的年龄和金属丰度的椭圆星系在一个标准的CDM宇宙学，并表明，我们可以重现所观察到的相关性的大小和颜色，以及这种关系的散射。我们还研究了椭圆星系向高红移的演化。在丰富的星系团中，模型预测在z>1处有大量的“进化”椭圆星系。然而，明亮椭圆星系的平均数密度在高红移时必然降低。减少的速率对宇宙学参数很敏感。在高密度模型中，明亮椭圆星系的丰度在z=1时下降了3倍。在低密度模型中（Ω =0.3，λ =0.7），丰度在z=1时下降了30%，但在z=2时下降了3倍
1998-10-02 astro-ph
Kinematics of elliptical galaxies with a diffuse dust component - III. A Monte Carlo approach to include the effects of scattering
本文是系列文章中的第三篇，旨在研究尘埃衰减对椭圆星系运动学的影响。在论文I和论文II中，我们研究了灰尘吸收的影响;在这里，我们扩展了我们的建模，以包括散射的影响。我们描述了如何运动学信息可以与辐射转移方程相结合，并提出了一个Monte Carlo代码，可以处理运动学信息在一个优雅的方式。与只考虑吸收的情况相比，我们发现，尘埃衰减显着影响所观察到的运动学散射时，包括在内。对于中心视线，灰尘可以减少或增加中心观测速度色散。然而，尘埃衰减的最重要的影响是在大的投影半径上。这些视线的运动学受到散射到这些视线中的光子的强烈影响，这些光子是由星系中心区域的高速恒星发射的。这些光子使LOSVD偏向高视线速度，并显著增加观测到的速度色散和LOSVD形状参数。这些效应与预期的暗物质晕的运动学特征相似，因此尘埃衰减可能会形成椭圆星系周围暗物质晕的通常恒星运动学证据的另一种解释。我们应用我们的研究结果来讨论银河系动力学中的其他几个主题，我们认为应该考虑尘埃衰减。特别是，我们认为，在各种波长下观察到的运动学可以帮助约束椭圆星系中的尘埃的空间分布。
2002-05-02 astro-ph
Do galaxy mergers form elliptical galaxies? A comparison of kinematic and photometric properties
我们提出了近红外K波段成像和光谱的星系合并，我们用它来获得光剖面指数，绝对星等和中心速度色散的样本。结果表明，合并的光分布更接近于椭圆星系的光分布，但合并的光分布远离椭圆星系定义的基本面。这被解释为是由于合并的K-波段表面亮度的增强由一个显着的人口超巨星，和独立的证据，这样的人口推断从测量的深度的2.3微米的CO吸收功能。
1999-06-16 astro-ph
Photo-chemical evolution of elliptical galaxies II. The impact of merging-induced starbursts
研究了晚期气体吸积事件和随后的合并引起的星暴对椭圆星系光化学演化的影响，并与Pipino & Matteucci（2004，Paper I）提出的星系形成发生在高红移时的图像进行了比较。通过与椭圆星系中观测到的色-星等关系和[<Mg/Fe>_V]-σ关系的比较，我们得出结论，要么排除了在任何红移处发生的、气体质量与恒星形成的第一幕中已经转化成恒星的质量相当的爆发，要么排除了在低红移（即z<0.2）处发生的、吸积质量范围很大的爆发。这些模型无法匹配上述关系，即使最初的坠落假设是放松的，和星系的形成，通过更复杂的恒星形成的历史，或通过经典的单片模型。另一方面，在高红移（即z>3）吸积少量气体的星系，相对于Paper I的最佳模型，模型结果会产生一个扩展，这与观测到的色-星等关系的分散性是一致的，尽管与[<Mg/Fe>_V]-sigma关系的一致性很小。因此，似乎只允许对标准情景进行小的扰动。我们强调，星系形成机制的最强约束是由化学丰度，而颜色可以在几个不同的假设下复制。
2005-10-20 astro-ph
Formation and evolution of dwarf elliptical galaxies I. Structural and kinematical properties
本文是第一次在一个系列中，我们提出了一个ESO大型计划的矮椭圆星系（dEs）的运动学和内部动力学的结果。我们调查的参数之间的关系，量化的结构和内部动力学的dEs，如Faber_Jackson关系和基本平面（FP）。我们发现，在各种图表中的dE序列是不连续的明亮和中等光度的椭圆星系和隆起的螺旋跟踪。看来，半分析模型（SAM）能够重现这些图中的dE的位置。虽然这些发现对于星系形成的层次合并图来说显然是成功的，但它们并不一定使另一种"骚扰“情景无效，该情景假定dEs源于大约5 Gyr前进入星系团和星系群的扰动和剥离的晚型盘星系。
2004-12-22 astro-ph
Kinematics and stellar populations of the dwarf elliptical galaxy IC 3653
我们提出了第一个3D观测的弥漫椭圆星系（dE）。高质量的数据（S/N高达40）揭示了嵌入式恒星盘的运动学特征，让人想起通常在椭圆星系中观察到的情况，尽管它们起源的相似性值得怀疑。从HST ACS图像建立的彩色地图证实了这个光盘的存在。它的特征尺度（约3角秒= 250秒差距）约为星系有效半径的一半，金属丰度比其下的人口大0.1-0.2德克斯。用合成的单颗恒星星族（SSP）拟合光谱，得到SSP等效年龄为5 Gyr，金属丰度[Fe/H]=-0.06 dex。我们检查了这些测定结果与基于Lick指数的测定结果一致，但误差条较小。恒星盘在dE的运动学发现提供了额外的支持，矮不规则星系的演化联系，由于剥离的气体对集群内的介质。
2007-01-30 astro-ph
Kinematics and stellar populations of 17 dwarf early-type galaxies
本文给出了17个光度范围为-14> M_B>-19的矮早型星系的运动学和恒星星族性质。我们的样本填补了深入研究的巨型椭圆和本地集团矮球状星系之间的差距。本样品的矮椭圆星系在其有效半径内具有恒定的速度色散分布，并且没有显示出明显的旋转，因此具有明显的各向异性。相反，矮望远镜旋转得更快，至少部分地由旋转支撑。从光学舔吸收指数，我们得到金属丰度和元素丰度。结合本星系群矮椭球星系和巨椭圆星系的文献资料，我们发现它们的金属丰度与光度在很宽的范围内有着惊人的线性关系：-8> M_B>-22。我们的矮椭圆星系的α/Fe比明显低于巨椭圆星系，这与本星系群矮椭球体中单个恒星的光谱学相一致。我们的研究结果表明，存在一个明确的运动学和恒星星族的矮和巨椭圆星系之间的二分法。这一结果对于星系形成的理论很重要，因为它意味着现在的矮椭圆星系并不是巨大椭圆星系的基石。
2002-10-21 astro-ph
Extended stellar kinematics of elliptical galaxies in the Fornax cluster
我们提出了扩展恒星运动学的样本中的13个椭圆星系的天炉座星系团。给出了其中12个星系的长轴速度色散剖面（VDPs）和自转曲线（RC）。该数据的一个主要特点是空间扩展：8个星系的数据扩展到1 R_e以上，5个星系的数据扩展到2 R_e以上。与以前提供的数据相比，这相当于空间覆盖范围增加了1至5倍。样本中的五个椭圆星系是旋转支撑的系统，具有正的旋转参数log（V/sigma）*。这五个星系中的一个，以及其余样本中的另外三个星系，显示出棒状运动学的证据。这些数据表明，“动态热”恒星系统的真实数量比以前认为的要低得多：在目前的样本中，只有1/4的Es被确认为“压力支持”系统。数据揭示了主机的个别特点，如：摆动，强梯度，旋转曲线和/或速度分散分布的不对称性，从而表明存在运动学上不同的组件和/或三轴性是这类对象的共同特征。
1998-06-25 astro-ph
Spiral-like Light Profiles but Elliptical-like Kinematics in Mergers of Galaxies
一般认为，两个旋涡星系的合并会产生一个具有椭圆状表面亮度轮廓的残骸。令人惊讶的是，我们最近的研究（Chitre & Jog 2002）的27个高级合并星系的2MASS数据显示，其中一半的光分布随半径呈指数下降。这样的分布通常是螺旋星系中旋转支撑盘的特征。在这里，我们显示从运动学数据的两个这些合并，Arp 224和Arp 214，主要支持对引力坍缩来自压力，由于随机运动的恒星在椭圆星系，而不是从旋转。这里看到的不寻常的属性组合的起源是一个谜。文献中的标准理论N体模型不能解释这些系统。需要对这类新的合并残留物进行进一步的观测和动力学研究，这对理解合并动力学和星系演化非常重要。
2002-10-07 astro-ph
Mergers between elliptical galaxies and the thickening of the fundamental plane
我们已经进行了计算机模拟，以研究合并的基本平面（FP）关系的影响。最初，系统是遵循简单标度关系（M/R_e^2 =常数）的球形Jaffe模型。它们通过施加不同的M/L值而被放在FP上。各种轨道特性都已考虑。我们的研究结果表明，合并残留物位于非常接近的FP的祖先。虽然合并过程引入了非同源性，但同源星系之间的合并会使先前存在的FP关系保持完整。作为一个副作用，我们发现，在角度的变化导致不可忽略的分散FP。
2003-04-24 astro-ph
Dwarf elliptical galaxies with kinematically decoupled cores
{We目前，第一次，光度和运动学的证据，获得与FORS 2的VLT，运动解耦核心（KDC）的存在，在两个矮椭圆星系; FS 76在NGC 5044集团和FS 373在NGC 3258集团。这两个运动学上奇特的子组件旋转的方向与其宿主星系的主体相同，但在半径约为1”的旋转速度剖面中有一个明显的凸起，从而暴露了它们的存在。FS 76中的KDC以10+/-3 km/s的速度旋转，而宿主星系的旋转速度为15+/-6 km/s; FS 373中的KDC的旋转速度为6+/-2 km/s，而星系本身的旋转速度为20+/-5 km/s。FS 373具有非常复杂的旋转速度分布，速度在1.5 Re处变号。FS 76的速度分布和速度弥散分布在较大半径处是不对称的。这可能是由过去与巨大椭圆形NGC 5044的引力相互作用造成的，NGC 5044的投影距离为50 kpc。我们认为，这些解耦的核心是最有可能不会产生合并在一个组或集群环境中，因为过大的相对速度。另一种可能性是矮椭圆星系或其盘状祖先与大质量星系之间的飞越相互作用。在相对速度和碰撞参量下的相互作用过程中，潮汐力对矮星系施加了一个扭矩，根据分析估计，该扭矩将足够的角动量转移到其恒星包络线上，以解释观察到的奇特运动学。
2004-07-20 astro-ph
The SAURON project - III. Integral-field absorption-line kinematics of 48 elliptical and lenticular galaxies
我们提出了48个代表性的椭圆和透镜状星系的恒星运动学与我们定制的积分场摄谱仪SAURON操作的威廉赫歇尔望远镜。数据通过专用的还原和分析管道进行均匀处理。所有产生的SAURON数据立方体空间分箱到一个恒定的最小信噪比。我们已经测量了恒星的运动学与优化（惩罚像素拟合）例程，适合在像素空间中的光谱，通过使用最佳模板，并防止发射线的存在，影响测量。这样，我们就得到了恒星的平均速度、速度色散和视线速度分布的高斯-厄米矩h3和h4的图。地图延伸到大约一个有效半径。许多天体显示出运动学扭曲、运动学解耦组件、中央恒星盘和其他特性，其性质将在本系列的后续论文中讨论。
2004-04-02 astro-ph
Galaxy Transformation by Merging
理论上的考虑和观测数据都支持这样一种观点，即兼并在过去更为频繁。在高红移时，剧烈的相互作用和合并可能与莱曼破裂星系、亚毫米级星暴和活动星系核的起源有关。椭圆星系团中的大多数恒星可能在红移z > 2时形成，就像银河系中的大多数晕和球状星团一样;这些事件可能都与合并有关。但是，什么样的星系在高红移时合并，这些早期事件与现在的合并有什么联系呢？我将通过描述银河系、椭圆星系和球状星团的形成来探讨这些问题。
1999-03-15 astro-ph
Planetary nebulae and stellar kinematics in the flattened elliptical galaxy NGC 1344
我们目前的光度和运动学信息测量197行星状星云（PNs）中发现的扁平的天炉座椭圆星系NGC 1344（也称为NGC 1340）与带内，带外，棱镜+带内滤波器技术。我们建立了PN光度函数（PNLF），并使用它来推导距离模数m-M=31.4，略小于，但在良好的协议，表面亮度波动的距离。PNLF还提供了特定PN形成率的估计值：每个太阳光度每年6 x 10 ^-12 PN。将带上图像的位置信息与棱镜+带上图像上测量的PN位置相结合，我们可以测量195个PN的径向速度，其中一些距离NGC 1344中心超过3个有效半径。我们补充这一数据集与恒星运动学的综合光谱沿长轴和短轴，并平行于NGC 1344的主轴。视线速度色散曲线表明该星系周围存在暗物质晕。
2005-09-28 astro-ph
Gravo-thermal properties and formation of elliptical galaxies
我们已经分析了属于三个星系团的星系样本：后发座，阿贝尔85，阿贝尔496（真实星系）和模拟椭圆星系形成的分层合并计划（虚拟星系）的样本。我们使用Sersic定律来描述它们的光剖面。特定的熵（玻尔兹曼吉布斯定义），然后计算假设的星系表现为球形，各向同性，单组分系统。我们发现，一个很好的近似值（约10%），真实和虚拟的星系有一个几乎唯一的特定熵。在这种近似下，星系分布在由三个塞尔西定律参数定义的空间中的一个薄平面上，我们称之为熵平面。进一步的分析表明，真实星系和虚拟星系实际上都位于一条细线上，因此表明除了特定熵的唯一性之外，还存在另一种-但未知的-物理性质。对虚星系样本的更仔细的检查表明，它们的比熵随着合并产生而有非常小的增加。在一个分层的场景中，这意味着特定熵和总质量之间的相关性，这确实在我们的数据中看到。当考虑到这种相关性时，由Lima Neto等人（1999 a）定义的熵线的散射和倾斜会减少。虽然不能区分真实星系的不同世代，但它们的比熵分布与虚拟样本中的相似，这表明分级合并过程可能是椭圆星系形成的重要机制。
1999-11-25 astro-ph
Merging of Low-Mass Systems and the Origin of the Fundamental Plane
我们提出了一套新的无耗散N体模拟研究的可行性创建明亮的椭圆形（以下的Kormendy关系）分层合并现今早期型矮星系，并研究如何遇到参数影响最终产品的位置在$<μ_{e} > - R_{e}$平面。我们研究了质量相等和不同的单组分星系的合并，两组分星系模型的合并，以探索暗晕对最终星系特征的影响，以及超紧凑矮星系的合并。我们发现$<μ_{e}>$与$R_e$的增加是由于初始轨道能量的增加。合并残留物在$<μ_{e} > - R_{e}$平面下移，未能到达KR。因此，KR不能通过矮早期型系统的合并而重现，使得现在的矮星系对现在的椭圆星系的一小部分负责的理论站不住脚，除非有相当数量的耗散被调用。然而，我们确实发现，现在的矮星可以由超致密矮星合并而成。
2004-01-06 astro-ph
On the Origin of Density Cusps in Elliptical Galaxies
我们用N体模拟研究了星系中心区对下落的大质量黑洞的动力学反应。作为初始的星系模型，我们使用等温的King模型，并在星系的半质量半径附近放置一个大质量的黑洞。我们发现星系的中心核被黑洞的加热所破坏，在黑洞周围形成了一个非常弱的密度尖点（$ρ\propto r^{-α}$，带$α\sim 0.5$）。这一结果与哈勃太空望远镜最近对大型椭圆星系的观测结果一致。恒星的速度在内部区域变得切向各向异性，而在外部区域的恒星具有径向各向异性的速度色散。黑洞质量越大，弱尖点区域的半径越大。我们的结果自然地解释了在以前的星系合并模拟中发现的弱尖点的形成，并暗示在大椭圆星系中观察到的弱尖点可能是由合并事件中下沉黑洞的加热过程形成的。
1998-07-07 astro-ph
GRAPE-SPH Chemodynamical Simulation of Elliptical Galaxies I: Evolution of Metallicity Gradients
我们使用GRAPE-SPH代码模拟了124个椭圆星系的形成和化学动力学演化，该代码包括与恒星系统形成相关的各种物理过程：辐射冷却，恒星形成，II型和Ia型超新星和恒星风的反馈，以及化学富集。在我们基于CDM的方案中，星系是通过具有不同质量的子星系的连续合并形成的。它们的合并历史在一个极端的主要合并和另一个极端的缓慢旋转气体云的整体崩溃之间变化。驱动金属丰度梯度演变的基本过程如下：i）在一定程度上取决于原始质量比的合并破坏。ii）当以取决于次级的气体质量的速率诱导强烈的中心星形成时再生。iii）缓慢的演化，因为恒星的形成是通过晚期的气体吸积在外部区域引起的。我们成功地再现了观测到的各种径向金属丰度梯度。平均梯度dlog Z/dlog r ~ -0.3，色散为± 0.2，梯度与星系质量无相关性，与Mg 2梯度观测结果一致。梯度的变化源于合并历史的差异。整体形成的星系有更陡的梯度，而经历重大合并的星系有更浅的梯度。因此，合并的历史，原则上，可以推断出所观察到的金属丰度梯度的现代星系。所观察到的金属丰度梯度的变化不能用整体坍塌或主要合并来解释。相反，它需要一个模型，其中两个形成过程出现，如目前的清洁发展机制计划。
2003-10-06 astro-ph
The kinematics of 3:1-merger remnants and the formation of low-luminosity elliptical galaxies
我们通过不等质量盘星系的无碰撞合并来测试低光度椭圆星系的形成。一个小调查的模拟合并的最终产品与初始盘质量比为3：1的运动学特性进行比较，由Rix等人观察到的7个低光度星系的样本。被选择光度为“椭圆”。在本文中，我们超越了比较方面的全球性能（使用一个数字来描述一个模型或一个星系，例如<a4>，在一些固定的半径或中心速度色散的椭圆率），并检查详细的运动学作为函数的galactocentric距离。合并残留物通过沿着长轴和短轴的狭缝被“捕获”，使用与光谱观测期间使用的类似的像素合并和狭缝宽度。我们比较合并残余物的旋转支持（v/sigma），短轴和长轴高斯-厄米矩H3上的归一化旋转，所观察到的星系。当从侧面观察时，N体残留物非常平坦（<epsilon>= 0.6），在与Rix等人的数据集（= 0.3）进行公平比较之前，应该倾斜<epsilon>。当合并残留物适当倾斜时，它们的v/sigma曲线上升得比观测到的慢。请注意，即使从侧面观察残余物，v/sigma曲线也与观测结果不匹配。与纯粹无碰撞的3：1合并残留物的观测结果的详细比较表明，这种无耗散合并不太可能是低光度椭圆星系的主要形成通道。（节略）
2001-02-19 astro-ph
Kinematics of elliptical galaxies with a diffuse dust component - II. Dust effects on kinematic modelling
观测表明，在椭圆星系中存在着大量的星际尘埃，其中大部分被认为是弥漫分布在星系中。尘埃颗粒的吸收对恒星辐射的传输有重大影响，并影响每个物理（和运动学）量的投影。在以前的论文中，我们已经调查了一个弥漫分布的尘埃成分上观察到的球形星系的运动学的影响。在本文中，我们调查的影响，不考虑灰尘的动力学建模程序。我们使用一组半分析的尘埃星系模型来创建合成的LOSVD数据集，然后我们建模，好像没有尘埃存在。我们发现最佳拟合模型和输入模型之间存在相当大的差异，并且我们发现这些差异取决于输入星系的轨道结构。对于径向和各向同性模型，一方面，我们发现，模型的动态质量随光学深度几乎线性下降，每光学深度单位的量为5%，而它们的轨道结构几乎不受影响。另一方面，对于切向模型，动力学质量的减少较小，但它们的轨道结构受到影响：它们的分布函数表现出较少的切向各向异性。对于所有模型，质光比将被低估，每个光学深度单位的系数约为20%。我们讨论了这些结果的光的有限影响的尘埃消光的LOSVD，如在文件I中得到的，并得出结论，确定的动力学质量和星系的运动学结构…(for全文摘要，见论文）
2000-07-10 astro-ph
Ellipticals with Kinematically-Distinct Cores: (V-I) Color Images with WFPC2
我们分析了15个具有不同运动学核心的椭圆星系的HST/WFPC 2 F555 W和F814 W图像。对于它们中的每一个，我们已经推导出两个波段中的表面亮度和等照度参数曲线、彩色图和径向曲线（V-I）。我们已经检测到光度证据微弱的恒星盘，在几十到几角秒的尺度上，在七个星系，即NGC 1427，1439，1700，4365，4406，4494和5322。在NGC 1700中，等照度线在反向旋转分量的尺度上略微呈方形，在较大半径处呈圆盘状。我们发现，在这些盘和周围的银河系区域之间，（V-I）色的差异不超过0.02等。因此，在运动学上不同的核心中的恒星星族与主体的恒星族并没有强烈的偏离。对于一个星系NGC 4365来说，最里面的区域比周围的区域更蓝。这个区域延伸到大约15秒差距，包含2.5 × 10^6 L $_\odot$的光度。如果解释为恒星的人口效应，$\sim$ 3-4 Gyrs的年龄差，或约0.2 dex的$[Fe/H]$变化，是派生出来的。核强度轮廓显示出很大的变化：一些星系具有陡峭的尖点轮廓，另一些星系具有较浅的尖点和“破裂半径”。具有不同运动学核心的星系的核尖点与正常星系的核具有相同的趋势。我们还没有能够确定一个独特的，合格的功能，在WFPC 2的图像区分星系与运动学不同的核心，从运动学正常的核心。[缩短]
1997-01-28 astro-ph
The X-ray Evolution of Merging Galaxies
我们在这里提出的合并星系的演化样本的X射线特性的第一次研究。这两个ROSAT PSPC和HRI数据的8个相互作用的星系系统的样本，每个被认为是涉及两个螺旋盘之间的相似的遭遇，大约相等的大小。合并的年代跨度很大，从完全分离到完全合并的系统。大量有趣的X射线结构被看到，并详细讨论了每个单独的系统的X射线属性。沿着合并序列，几个趋势是明显的：在几个红外明亮系统的情况下，漫反射辐射非常广泛，似乎是由星系喷射的物质引起的。这个过程的开始似乎发生在星系第一次相遇之后不久，这些喷射很快演变成扭曲的流动。在相互作用的“超亮”峰，当星系核合并时，可以看到更大质量的扩展（可能涉及高达1e10太阳质量的热气）。然而，通过合并的X射线发射的演化幅度与红外线和射电发射的演化幅度明显不同，我们相信，这很可能与所观察到的热气体的大扩展有关。晚期松弛的残余物相对缺乏气体，并具有与典型椭圆星系非常不同的X射线晕，这是“合并假说”的一个问题，即两个盘星系合并会产生一个椭圆星系。然而，这些系统在总合并寿命方面仍然相对年轻，在它们类似于典型的椭圆星系之前，它们可能仍然需要经历一些Gyr的演化。
1998-01-30 astro-ph
On the Cusp around Central Black Holes in Luminous Elliptical Galaxies
本文证明了在动力学时间尺度上落入星系中心的大质量黑洞（MBH）在其周围留下一个弱尖点（$ρ\propto r^{-1/2}$），这与哈勃空间望远镜最近对亮椭圆星系的观测结果是一致的。这一事件是两个具有中央MBH的星系合并的自然结果。这是唯一已知的在明亮的椭圆星系中形成弱尖点的机制。因此，弱尖点的存在表明亮椭圆星系的中心黑洞是从外部落到中心的，很可能是在一次重大的合并事件中。
1999-09-08 astro-ph
Kinematic evidence for different Planetary Nebulae Populations in the elliptical galaxy NGC 4697
我们分析了椭圆星系NGC 4697中320颗PNs的星等、运动学和位置。我们证明了：（i）NGC 4697中的PNs并不构成一个单一的星族，它是所有恒星分布的一个合理的示踪剂。径向速度分布，平均速度，和分散的明亮和暗淡的子样本不同的高统计置信度。(ii)使用组合数据的PN亮于26.2，我们已经确定了一个子群的PN是方位角纯和运动学上奇特的，因此既不能跟踪所有恒星的分布，也不能在动态平衡与星系的潜力。(iii)NGC 4697中两个运动子样本的行星状星云光度函数（PNLF）在99.7%的置信度下存在差异，排除了普适PNLF。我们估计，推断次级PN人口介绍了一个不确定性的明亮的截止星等为0.15等这个星系。--我们认为，这种次级PN分布可能与一个更年轻的，>~ 1 Gyr的老恒星星族有关，也许是在潮汐结构中形成的，现在已经回落到星系中，就像以前对这个星系中的X射线点源提出的那样，或者来自最近与红星系的合并/吸积。使用PN来测定河外距离并不一定会受到影响，但将它们用作暗晕的动力学示踪剂将需要对大型PN样本进行深入观测和仔细分析。
2005-10-17 astro-ph
Diffuse elliptical galaxies, the first 3D spectroscopic observations
弥散椭圆星系（或矮星系）在室女座和天炉座这样的星系团中数量占主导地位。它们只携带百分之几的重子质量，但对环境非常敏感;因此它们保留了星团生命中环境条件的化石记录。最近对它们的运动学和恒星星族的观察为它们的进化历史提供了新的见解。最有前途的约束来自积分场光谱。我们提出了第一次的矮椭圆星系，IC 3653的三维观测。这些良好的信号噪声数据（S/N=30）与俄罗斯6米望远镜获得揭示了一个复杂的运动学，让人想起通常在椭圆星系中观察到的。盘状特征在ACS数据中没有形态学对应物。薄恒星盘的运动学证据证实并加强了早期的影像观测，并加强了与盘星系的联系。我们认为，dE星系形成的小单位，发展一个磁盘。这个圆盘被恒星形成引起的风加热或破坏，后来在穿过星系团时，星系因冲压压力剥离而耗尽了剩余的气体。
2004-12-13 astro-ph
The X-ray Evolution of Merging Galaxies
通过对9个相互作用星系的Chandra观测，研究了星系合并过程中X射线辐射的演化。通过比较Lx/Lk和Lfir/Lb，我们发现X射线光度在核合并前的3亿年左右达到峰值，尽管我们知道此时恒星的形成仍在迅速增加。X射线光度的下降很可能是这些星系的星系盘向外爆发的结果。在合并后约1 Gyr的时间，在我们的样本合并残留物是X射线暗淡相比，典型的X射线光度的成熟椭圆星系。然而，我们确实看到证据表明，这些系统将开始类似于典型的椭圆星系在一个更大的动力学年龄，考虑到我们的样本中的3 Gyr系统的属性，表明晕再生将发生在低Lx合并残余。
2005-09-20 astro-ph
The Fundamental Plane and merger scenario I. Star formation history of galaxy mergers and origin of the Fundamental Plane
为了探索椭圆星系基本面（FP）的起源，我们对恒星形成和富含气体的旋涡星系合并进行了数值模拟。我们特别认为，FP的斜率的起源本质上是由于椭圆星系的结构和运动学的非同源性，并相应地研究了由耗散星系合并与恒星形成的椭圆星系的结构和运动学性质。我们发现，恒星形成的快度（定义为恒星形成的动力学时间尺度与气体消耗的时间尺度之比）是决定恒星成分密度分布、运动学中地球自转的相对重要性以及合并残余物中总动力学质量与总发光质量之比等非同调参数的关键因素。我们还发现，这一结果并不那么强烈地依赖于祖先盘的初始内禀自旋和合并的轨道能量和角动量。这些结果强烈表明，在椭圆星系中观察到的结构和运动学的非同源性可以密切相关的耗散星系合并形成的椭圆星系之间的恒星形成历史的差异。在此基础上，我们讨论了FP的起源与椭圆星系的恒星形成历史之间的密切物理关系。
1998-04-07 astro-ph
We present the rotation velocities V and velocity dispersions sigma along the principal axes of seven elliptical galaxies less luminous than M_B= -19.5. These kinematics extend beyond the half-light radii for all systems in this photometrically selected sample. At large radii the kinematics not only confirm that rotation and "diskiness" are important in faint ellipticals, as was previously known, but also demonstrate that in most sample galaxies the stars at large galactocentric distances have (V/sigma)_max of about 2, similar to the disks in bona-fide S0 galaxies. Comparing this high degree o…
1999-03-02 astro-ph
Properties of Early-Type, Dry Galaxy Mergers and the Origin of Massive Elliptical Galaxies
利用星系合并的数值模拟，结合星系分级结构形成的半解析模型，研究了椭圆星系运动学和等照度特性对光度的依赖性.旋涡星系的合并作为椭圆星系的唯一形成机制，既不能再现超大质量椭圆星系的运动学和光度学性质，也不能再现随着光度增加从旋转扁平盘状系统到各向异性盒状系统的变化。我们提出的数值模拟表明，早期型星系的二元合并打开了一个额外的通道，形成各向异性，缓慢旋转和boxy椭圆。在半解析模型中包括这个通道，我们可以成功地再现观察到的趋势，即更明亮的巨型椭圆星系更方，更不平坦的旋转。这种趋势可以通过抑制具有恒星核球质量$M_* \geq 3 \times 10^{10} M_{\odot}$的星系的残余气体流入和恒星形成来加强。因此，我们认为早型星系的合并对大质量椭圆星系的聚集起着重要的作用。
2005-12-01 astro-ph
Formation of spiral and elliptical galaxies in a CDM cosmogony
通过跟踪暗物质和重子物质的演化以及与频率相关的空间平均辐射场的演化，研究了CDM宇宙演化中星系的形成。气体被允许形成恒星，这些恒星被独立地视为第四个无碰撞成分。通过超新星，能量和富含金属的气体返回到星际介质。两个极端的情况，形成一个孤立的场星系和合并的两个富含气体的原螺旋被认为是后者被用作一个模型的星系形成在一个集群。孤立的星系被假设为仅通过潮汐场与周围物质相互作用，导致自旋参数约为0.08的旋转。形成中的场星系显示了旋涡星系的主要特征：一个富含金属的旋转扁平的凸起，一个贫金属的各向异性恒星晕和一个接近太阳成分的指数盘。这个螺旋体被埋在一个由暗物质组成的三轴晕中。膨胀区的恒星是由最初位于原始密度波动最大值的气体形成的，而晕星则是由积累在不太明显的最大值中的气体形成的。合并的原螺旋演变成可以解释为发光椭圆星系的物体。富含金属的各向异性椭圆旋转缓慢。根据合并事件的几何形状，有时会观察到反向旋转的气体。
1993-09-01 astro-ph
An X-Ray Temperature Map of the Merging Cluster Abell 2255
我们提出了一个丰富的集群Abell 2255，使用ROSAT PSPC数据的集群内气体温度的空间分辨地图。团内气体是强烈非等温的，温度分布支持Burns等人（1995）的结论，即Abell~2255目前正在进行合并。最热的区域靠近核心，在中心的西北部。较软与较硬X射线光子的比例图显示，在中心东北方向有一个非常软的区域，与Burns等人（1995）发现的射电脊相吻合。我们认为，这个较冷的区域与一个正在下沉的星系群有关，这引起了无线电脊。同时，更大尺度的子星系团之间的合并可以解释更全球性的合并特征，包括广泛的中央射电晕，大尺度的气体温度变化，中央优势椭圆星系对，椭圆X射线等照度线偏离这些优势星系，以及星系团中星系的非常高的速度色散。
1997-09-04 astro-ph
The SAURON project - V. Integral-field emission-line kinematics of 48 elliptical and lenticular galaxies
我们提出了48个代表性的椭圆和透镜状星系的发射线通量和运动学与我们定制的积分场摄谱仪SAURON。Hb，[OIII]和[NI]发射线测量使用一种新的程序，同时适合恒星光谱和发射线。使用这种技术，我们可以检测到发射线下降到0.1A的等效宽度设置的当前限制在描述星系光谱与合成和真正的恒星模板，而不是我们的光谱的质量。在75%的样本星系中检测到发射，并且具有各种解析的空间分布和运动学行为。电离气体的运动学很少与简单的共面圆周运动一致。然而，气体几乎从来没有显示出完全不规则的运动学，通常表现出连贯的运动与平滑的角动量变化。在大多数情况下，气体运动学与恒星运动学是解耦的，在一半的物体中，这种解耦意味着最近获得的气态物质。然而，在整个样本中，恒星角动量和气态角动量之间的平均失准值的分布与纯粹的外部起源不一致。与以前的研究一致，尘埃特征的存在总是伴随着气体排放，而反之亦然。一个相当大的范围内的[OIII]/血红蛋白比的值被发现在整个样本和单个星系。尽管这一比率作为发射线诊断的局限性，这一发现表明，要么是各种机制是负责在E和S 0星系的气体激发或星际物质的金属丰度是相当不均匀的。
2005-11-10 astro-ph
Formation of ellipticals by unequal mass mergers
利用GRAPE专用硬件，采用直接求和法对质量比（$η$）为1：1，2：1，3：1和4：1的盘星系合并进行了无碰撞N体模拟。模拟被用来检查是否可以解释的合并方案的背景下，椭圆星系的形成。研究了合并残余物的光度、运动学和等照度线性质，结果与巨椭圆星系的观测结果非常吻合。我们的结论是，相等的质量合并导致缓慢旋转，各向异性的残余物，主要是盒状等照度线。另一方面，质量比为3：1和4：1的合并体是具有盘状等照度线的快速各向同性旋转体。投影效应可以解释椭圆星系运动学和等照度特性的散射。
2001-02-14 astro-ph
Extragalactic Star Clusters in Merging Galaxies
用8米级望远镜和现代仪器研究星系团的人口作为星系演化的示踪剂是完全可能的。星系团的星族分布可以作为并合系统恒星形成阶段的一个很好的示踪剂。本文介绍了两个年轻星系合并系统NGC3256和NGC4038，以及对这两个系统中年轻星系团布居的研究。我们发现这些团簇的年龄与合并年龄一致，它们的金属丰度与它们是椭圆星系中古老的富金属球状星团的祖先相一致。
2006-05-06 astro-ph
Molecular Gas in Elliptical Galaxies
椭圆星系中分子气体的分布和运动学提供了椭圆星系中气体的起源和历史以及恒星形成活动速率的信息。我描述了一些初步的调查结果，这将增加一倍以上的椭圆星系的数量与解决分子分布。
2000-09-05 astro-ph
On the Physical Connections between Galaxies of Different Types
钙钛矿可以分为两个大的序列，这可能反映了它们的形成机制。由螺旋星系、不规则星系和所有矮星系组成的“主序星”，可能是由暗物质晕中的气体沉降产生的。我们发现，沿这个序列的大小和表面密度主要是由角动量的分布和暗晕的形成时间。如果星系形成较晚，在$z \la 2$，那么它们就能被当前的宇宙演化论很好地再现。在这种情况下，矮椭圆星系是$z\sim 1$上的小“圆盘”，在落入星团环境后变成“椭圆星系”。矮椭圆星系的强烈聚集是合并和转化过程的自然副产品。在室女座这样的星系团中，预测的矮星系数量与观测到的数量非常一致。另一方面，由巨大的椭圆星系和凸起组成的“巨分支”可能是由盘状星系合并产生的。基于观测到的星系相空间密度，我们证明了所有巨椭圆星系的主体都可以由高红移盘的无耗散合并产生。然而，高红移的圆盘，虽然比现在的密度大，但仍然不够紧凑，无法产生一些低光度椭圆星系的高中心相空间密度。在形成这些星系的合并过程中，这些星系的中心部分一定发生了耗散。
1997-08-04 astro-ph
