Resolving the Discrepancy of Distance to M60, a Giant Elliptical Galaxy in Virgo
在室女座的巨型椭圆星系M60的距离估计中存在一个众所周知的差异：该星系的行星状星云光度函数（PNLF）距离模量平均比文献中基于表面亮度波动（SBF）的值小$~0.4$等。我们提出测光的解决恒星在外部领域的M60的基础上深F775W和F850LP图像在哈勃空间望远镜获得的纯并行程序的一部分在档案中。探测到的恒星大多是M60晕中的老红巨星。通过这种测光，我们使用红巨星分支（TRGB）的尖端来确定到M60的距离。在红巨星的光度函数中，在$F850LP_{\rm TRGB}=26.70\pm0.06$等检测到TRGB。该值对应于$F814W_{0,\rm TRGB}=27.13\pm0.06$ mag和$QT_{\rm TRGB}=27.04\pm0.07$ mag，其中$QT$是颜色校正的F814 W星等。由此，我们导出距离模量，$(m-M)_0=31.05\pm0.07{\rm(ran)}\pm0.06{\rm (sys)}$（$d=16.23\pm0.50{\rm (ran)}\pm0.42{\rm (sys)}$ Mpc）。该值比PNLF距离大$0.3$ mag，比以往研究中的SBF距离小$0.1$ mag，表明文献中PNLF到M60的距离比建议值有更大的不确定性。
2017-05-18 astro-ph.GA
The Infall of the Virgo Elliptical Galaxy M60 toward M87 and the Gaseous Structures Produced by Kelvin-Helmholtz Instabilities
我们提出钱德拉观测的热气结构，特征的气体剥离过程中，在室女座星系团椭圆星系M60（NGC 4649）位于$1$ Mpc东部的M87。$0.5-2$ keV钱德拉X射线图像显示，在M87方向的星系中心以北和以西，表面亮度为$12.4 \pm 0.1$ kpc的尖锐前沿，这是M60运动通过室女座ICM时合并冷锋的特征。我们测量了$1.00 \pm 0.02$ keV的边缘内的丰度$0.5 Z_\odot$和$1.37^{+0.35}_{-0.19}$ keV的丰度$0.1 Z_\odot$在室女座ICM自由流区域的温度。我们发现，所观察到的跳跃表面亮度产生的气体内的边缘和集群自由流区域之间的密度比$6.44^{+1.04}_{-0.67}$。如果边缘是一个冷锋，仅仅是由于M60向M87方向的进入，我们发现压比为$4.7^{+1.7}_{-1.4}$，马赫数为$1.7 \pm 0.3$。对于1.37 keV的Virgo气体，我们发现M60的总下落速度为$1030 \pm 180$ kms $^{-1}$。我们计算出在天空平面内的运动为$1012^{+183}_{-192}$ km $^{-1}$，这意味着倾角为$ξ= 11 \pm 3$度。表面亮度剖面显示存在一个微弱的弥漫气体尾巴。我们确定了由星系通过ICM运动引起的非线性气体翼结构。这些机翼的结构和尺寸与开尔文-亥姆霍兹不稳定性的模拟…
2017-12-20 astro-ph.GA
Studying the metallicity gradient in Virgo Ellipticals with E-ELT photometry of resolved stars
下一代大口径地面望远镜将提供在非常拥挤的领域进行精确恒星测光的机会。这种未来的能力将使人们能够详细研究遥远星系中的恒星星族。本文探讨了光度误差对由室女座星系团中心区域红巨星支星的颜色分布导出的恒星金属度分布的影响。我们着重分析了一个典型的巨型椭圆星系在不同半径处的色星等图，这些图是根据欧洲极大望远镜的观测数据合成的。模拟采用了第一个光高分辨率成像仪MICADO的规格和多共轭自适应光学模块MAORY的预期性能。我们发现，可以预见的光度精度使我们能够恢复的金属丰度分布的形状与分辨率$\lesssim 0.4$ dex在内部区域（$μ_{\rm B}$ = 20.5等弧秒$^{-2}$）和$\simeq 0.2$ dex在区域$μ_{\rm B}$ = 21.6等弧秒$^{-2}$，这相当于大约一半的有效半径为一个典型的巨型椭圆在室女座。在有效半径（$μ_{\rm B} \simeq 23$ mag arcsec $^{-2}$）处，金属丰度分布以$\simeq 0.1$ dex的分辨率恢复。因此，将有可能详细研究（几乎）室女座星系整个延伸范围内恒星星族的金属丰度梯度。我们还评估了适度退化的点扩散函数的影响，从假设的最佳条件，并找到类似的结果，表明这种科学的情况下是强大的。
2013-11-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Elliptical Galaxies and Bulges of Disk Galaxies: Summary of Progress and Outstanding Issues
这是一本关于星系凸起的评论书的总结章节。膨胀的性质和形成的历史比椭圆星系更多样化。我强调两项进展：1 -“经典的凸起”在观测上与椭圆星系无法区分，并且像它们一样，被认为是由主要的星系合并形成的。“盘状伪凸起”比椭圆星系更圆，恒星形成更活跃（除了S 0）。它们是星系盘缓慢（“长期”）演化的产物：棒和其他非轴对称的物质将盘中的气体移向中心，在那里它们形成恒星爆发，并形成相对平坦、快速旋转的成分。这种长期演化是星系演化工作的一个新领域，补充了等级聚类。高红移星系的2 - 100是不稳定的，形成质量块下沉到中心并合并-一个形成经典凸起的替代通道。本文综述了在球状体+椭圆星系的形成及其与超大质量黑洞的共同演化（或不共同演化）方面所取得的成就和尚未解决的问题。我提出了一个观察者的观点对暗物质星系形成，包括重子的模拟。我回顾我们的图片淬火恒星形成是如何变得普遍和安全的红移z < 1。最大的挑战是产生逼真的凸起+椭圆星系和圆盘，它们在质量上重叠10**3倍，但在整个范围内观察到的彼此不同。第二，等级星系团是如何在磁场中而不是星系团环境中产生如此多的巨大的、无凸起的星系的？我认为，我们过于依赖活动星系核和恒星形成的反馈来解决这些挑战。
2015-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the Role of Globular Cluster Specific Frequency on the Nova Rates in Three Virgo Elliptical Galaxies
有人提出，一个星系的新星率可能会通过在其球状星团（GC）的致密核心中产生新星祖先双星来提高。为了探索这一想法，在三个室女座椭圆星系，M87，M49和M84，这有显着不同的GC比频率（$S_{N}$）的14，3.6和1.6，分别测量了4个历元的过程中，跨越14个月的相对新星率。为了简化分析，我们在相同的夜晚，用相同的积分时间，通过相同的滤波器（H $α$），对几乎等距的星系进行了观测，这样发现的新星的相对数量就可以反映出相对的新星率。在我们的调查结束时，我们总共发现了27颗与M87相关的新星，37颗与M49相关，19颗与M84相关。在对调查的完整性进行校正后，我们发现了M87、M49和M84的$154^{+23}_{-19}$、$189^{+26}_{-22}$和$95^{+15}_{-14}$的年新星率，分别对应于每$10^{10}~L_{K,\odot}$每年$3.8\pm1.0$、$3.4\pm0.6$和$3.0\pm0.6$新星的$K$波段光度特异性新星率。我们研究的总体结果表明，星系的新星率仅与其光度成比例，对其GC特定频率不敏感。两颗新星，一颗在M87，一颗在M84，被发现与已知的GC在空间上一致。校正GC中的质量分数后，我们估计，新星可能会增强相对于该领域的至少一个数量级的GC系统的发光室女座椭圆。
2015-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared imaging and spectroscopy of the nuclear region of the disturbed Virgo cluster spiral NGC 4438
我们目前的近红外VLT ISAAC成像和光谱的奇特室女座星系NGC 4438，其核已被归类为LINER。这些数据由中红外成像补充，并与以前的WFPC 2 HST宽带图像进行比较。图像和位置-速度图的[Fe II]和H2线的排放，并与光学窄线区域和无线电功能的分布进行了比较。我们的研究结果表明，冲击（可能是由无线电喷流驱动）有助于[Fe II]的激发的一个重要部分，而来自中央活动星系核的X射线加热可能是负责H2激发。我们解决的问题是否外流有活动星系核或星爆的起源提供新的估计中心恒星形成率和动能与气体。通过拟合一个Sersic核球、一个指数盘和一个致密核源，我们对NGC 4438的光分布进行了分解，得到了一个分辨率为0.8角秒的未分辨核源，其M_K = -18.7，J-H = 0.69。我们测得的球核速度色散为142 km/s，加上标准的M_bh-σ关系，表明中心黑洞质量为log（M_bh/Msun）~ 7.0。从近红外CO线测量的恒星运动学显示，中心0.5角秒内的速度色散为178 km/s，这可能是中心黑洞的运动学证据。我们计算了积分Sersic剖面通量密度在椭圆几何形状，包括“盘状”等照度线的情况下的一般表达式。
2009-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Population Properties of Ultracompact Dwarfs in M87: a Mass-metallicity Correlation Connecting Low-metallicity Globular Clusters and Compact Ellipticals
基于对文献和新观测的Lick指数测量值的模型拟合，我们获得了室女座星系团中央星系M87中具有代表性的超紧矮星（UCD）样本和大质量球状星团（GC）样本（恒星质量为$\gtrsim$ 10 $^{6}$ $M_{\odot}$）的恒星恒星星族参数.经过必要的光谱叠加的相对暗淡的对象在我们的初始样本的40 UCD和118 GC，我们获得了30套舔指数测量UCD和80 GC。M87 UCD的年龄为$\gtrsim$ 8 Gyr和[ $α$ /Fe] $\simeq$ 0.4 dex，与先前基于较小样本的研究一致。文献中的UCD，位于密度低于M87的环境中，比M87 UCD延伸到更年轻的年龄和更小的[ $α$ /Fe]（在给定的金属丰度），类似于室女座dE核的环境依赖性。UCD表现出正的质量-金属丰度关系（MZR），它包围并连接恒星质量为$\gtrsim$ 10 $^{8}$ $M_{\odot}$的致密椭圆星系。室女座dE核在很大程度上遵循UCD的平均MZR，而大多数M87 GC在给定恒星质量下都向更高的金属丰度偏移。UCD和GC的质量金属丰度分布之间的差异可以定性地理解为它们在自富集场景中出生时的不同物理尺寸，或者在UCD形成的潮汐剥离场景中银河核团恒星形成效率相对较低。现有的观测提供了必要的，但不充分的证据潮汐剥离dE核的主要贡献者的M87 UCD。
2018-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Virgo cluster and field dwarf ellipticals in 3D: III. Spatially and temporally resolved stellar populations
利用SAURON积分场装置对12个矮椭圆星系进行了全谱拟合，得到了它们的恒星星族分布。我们发现，恒星形成的历史（SFHS）分解成两个人口可以恢复，即使在有限的波长范围内，提供高的S/N数据。我们证实，dEs有复杂的SFH，恒星形成延伸到（更多）最近的时代：我们的星系的大多数恒星形成活动仍然是强大的几个（$\lesssim$ 5）陀螺前或他们经历了二次爆发的恒星形成大致在那个时候。后一种可能性是在协议与建议的dE形成的情况下，潮汐骚扰驱动器的气体留在他们的祖先向内，并诱导恒星形成插曲。对于我们的场星系之一，ID 0918，我们发现它的恒星星族和运动学性质之间的相关性，指向一个可能的合并起源的运动学解耦的核心。我们的一个星团天体，VCC 1431，似乎完全由一个老的星群（$\gtrsim$ 10-12 Gyr）组成。结合我们早期的动力学结果，我们得出结论，星系要么是冲压压力剥离早期在其演化中的一组环境，随后潮汐加热，或它在原地演化的集群的中心部分，紧凑到足以避免潮汐破坏。这只是两个例子，说明了我们的数据证实了这些对象的SFH丰富性。
2015-06-18 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. XII. Stellar Populations and Kinematics of Compact, Low-Mass Early-Type Galaxies from Gemini GMOS-IFU Spectroscopy
本文给出了室女星系团中八个致密低质量早型星系的Gemini GMOS-IFU数据。我们分析了它们的恒星运动学，恒星星族，并提出了这些属性的二维地图，覆盖中央5“x 7”区域。我们发现了各种各样的运动学：从非高度旋转的物体，通常与下一代室女星系团调查的深层图像揭示的潜在盘状等照度线有关。在我们的一半天体中，我们发现了一个集中在中心的更年轻和更富含金属的恒星星族。我们分析了特定的恒星角动量通过的EkidaR参数，并找到六个快速旋转和两个缓慢的旋转，一个有一个薄的反向旋转盘。我们将我们的物体的局部星系密度和恒星星族与来自SMAKCED调查的39个更扩展的低质量室女座ETG和来自A3 D样本的260个大质量（$M>10^{10}$ \Msun）ETG进行比较。在我们的样本中，紧凑的低质量ETG位于高密度区域，通常靠近大质量星系，平均而言，比不那么紧凑的低质量星系更古老，更富含金属的恒星星族。我们发现，恒星星族参数遵循线的恒定速度分散在质量大小的平面，顺利地扩展了可比的趋势，发现大规模ETG。我们的研究支持这样一种情况，即低质量紧凑型ETG经历了与环境的长期相互作用，包括冲压压力剥离和引力潮汐力，这可能是它们紧凑的性质的原因。
2015-04-14 astro-ph.GA
Stellar Kinematics and Structural Properties of Virgo Cluster Dwarf Early-Type Galaxies from the SMAKCED Project III. Rotation versus Pressure Support
本文分析了室女星系团中39个矮早型星系的恒星运动学。根据恒星的角动量λ_e和椭圆率，我们得到了11个慢旋子和28个快旋子。在室女星系团外围的快速旋转体比星系团内部的快速旋转体旋转得快得多。此外，11个慢旋星系中有10个位于星系团的内3度（D <1Mpc）。快速旋转体包含在高通滤波的光学图像中可见的微妙的盘状结构，而慢速旋转体不表现出这些结构。此外，其中两个dE具有运动学解耦的核心，另外四个具有部分填充在巴耳末吸收线中的发射。这些性质表明，室女星系团dEs可能起源于晚型恒星形成星系，这些星系在进入星系团后被环境改造。λ_e与星系团中心距离的相关性可以用这样一种情况来解释：低光度恒星形成星系落入星系团后，气体迅速被冲压力剥离，虽然部分气体保留在星系团的核心，但恒星形成过程被淬灭，而恒星运动学得以保留。在星系团中呆了很长一段时间并经过几次中心后，星系被加热并转化为缓慢旋转的dEs。
2014-10-06 astro-ph.GA
The Spectroscopy and H-band Imaging of Virgo cluster galaxies (SHIVir) Survey: Data Catalogue and Kinematic Profiles
“室女星系团星系的光谱学和H波段成像”（SHIVir）巡天是一项光学和近红外巡天，它结合了SDSS测光、深H波段测光和长缝光学光谱学，对190个室女星系团星系进行了巡天，涵盖了恒星质量范围log（M_*/M_Sun）= 7.8-11.5$的所有形态类型。我们提出了光谱样品的选择，数据处理，和分析这个SHIVir样品。我们使用并优化了\texttt{pPXF}程序，从我们的数据中提取恒星运动学。最终，解决运动学配置文件（旋转曲线和速度色散配置文件）可用于133 SHIVir星系。一个全面的数据库的光度和运动学参数的SHIVir样品：grizH的大小，有效表面亮度，有效和等照度半径，旋转速度，速度色散，恒星和动力学质量。参数分布突出了一些双峰分布和可能的样本偏差。一个定性的研究解决扩展速度色散配置文件之间的联系，提出了所谓的"sigma-drop“的运动配置文件和透镜状S 0星系环的存在。上升的色散剖面与早期型螺旋或矮椭圆星系有关，其中旋转分量很重要，而峰值剖面则与无特征的巨型椭圆星系有关。
2022-06-24 astro-ph.GA
On Synchronized Globular Cluster Formation over Supra-galactic Scales: A Virgo-Centaurus Group Connection
利用下一代室女座巡天观测数据，对与巨型椭圆星系NGC 4486相关的球状星团的综合色分布进行了多峰色模式的探测。这一特点是印在众所周知的双峰颜色分布的这些集群。值得注意的是，这种模式与以前基于HST高级相机室女座巡天测光的作品中发现的模式相似，在质量较小的室女座星系中。这一特性可以追溯到银河系中心半径的45弧分（217千秒差距）。这表明，室女座的球状星团的形成至少部分地受到由几个离散事件组成的集体过程的调节，这些事件在与星系团的大小相当的空间尺度上起作用。此外，在室女座超星系团外围的NGC 5128中存在类似的颜色图案，这对该现象的空间尺度提出了一个有趣的问题。导致颜色图案的过程的性质是未知的。然而，在早期宇宙中，与星系或亚星系团合并和SMBH活动有关的高能事件似乎是解释球状星团形成的最终增强/淬灭的可能候选者，反映在它们的综合颜色的调制中。据推测，这些事件也可能对室女座星系的整个恒星形成历史产生了影响。
2022-10-12 astro-ph.GA
Different Origins of Nucleated and Non-nucleated Dwarf Elliptical Galaxies: Identified by the Deep-learning
Yonsei University（延世大学）；University of Seoul（首尔大学）；Tribhuvan University（特里布文大学）；Sejong University（世宗大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究所）
通过深度学习研究矮椭圆星系的核化与非核化起源，发现核化星系更倾向于原地形成，而非核化星系则起源于外部并被吸积入星团。
2025-11-26 astro-ph.GA
Large-scale filamentary structures around the Virgo cluster revisited
我们重新审视了室女星系团周围星系的结构，利用一个更大的数据集的基础上HyperLeda数据库比以前的研究。特别是，这包括大量的低光度星系，从而更好地采样单个结构。在距离4~$h^{-1}$~Mpc~$<$ SGY~$<$ 16~$h^{-1}$ Mpc的范围内，我们确认了7个已知的结构，它们现在被确定为细丝，其中SGY是超星系坐标系的轴，大致沿着视线。哈勃的暗条星系图显示，它们正朝着室女星系团的主体坠落。我们认为，沿室女星系团基轴共线分布的巨椭圆星系与其中两个暗条（Leo~II~A和B）平滑连接。在室女星系团（16~$h^{-1}$~Mpc~$<$ SGY~$<$ 27~Mpc）的后面，我们还发现了一条向NGC 5353/4星系团方向延伸的新的丝状体（"NGC 5353/4丝状体"），并确认了一个片层，其中包括来自室女星系团的W和M云的星系（"W-M片层"）。在哈勃图中，NGC 5353/4丝状星系显示出向NGC 5353/4星系团的方向下沉，而W-M片星系没有显示出受到室女星系团引力影响的迹象。所发现的丝状结构现在可以用来更好地理解丝状体在z~$\approx$~0星系团形成中的一般作用。
2016-11-02 astro-ph.GA
The VIRUS-dE Survey I: Stars in dwarf elliptical galaxies - 3D dynamics and radially resolved stellar initial mass functions
本研究通过高光谱分辨率积分场观测与轨道叠加建模，分析室女座不同环境下矮椭圆星系的3D动力学与恒星初始质量函数，揭示其恒星形成历史、角动量特征与初始条件的关联。
2024-09-16 astro-ph.GA
Mid-IR Enhanced Galaxies in the Coma & Virgo Cluster: lenticulars with a high star formation rate
我们探索早期类型的星系（ETG），包括椭圆（E）和椭圆（S 0），在丰富的环境，如星系团（室女座和后发座）的属性。Virgo和Coma星系团中ETG的L_24/L_K分布表明，某些S_0的L_24/L_K比（0.5 ~2 dex）比ETG大得多。这可以解释为这些望远镜中恒星形成率的提高。我们比较了这两个星系团中星系的光学颜色，并通过观察它们在星系团中的空间分布、分析它们的光谱以及与晚型星系团的光学颜色比较，研究了具有大L24/L_K比的这些源的性质。我们获得了10个Coma和3个Virgo早型源，它们的L24/L_K比比大部分源都要大。我们称这些源为中红外增强Galerkin（MIEG）。在后发座，它们大多位于星团的西南部，那里的一个子结构落在主星团上。由于蓝色连续体，MIEG呈现比ETG样品的其余部分更低的g-r颜色。我们解释了L24/L_K比值的增加是由于它们进入主星团而导致恒星形成增强的证据。
2015-07-17 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. XVII. A Search for Planetary Nebulae in Virgo Cluster Globular Clusters
球状星团中行星状星云（PNe）的出现为研究低金属丰度、高恒星密度环境中低质量恒星演化提供了极好的机会。我们报告了对1469个处女座GC和121个处女座超致密矮星（UCD）中Pne的[O{ \sc iii}] 5007发射线的系统光谱测量，这些星系主要存在于巨椭圆星系M87、M49、M86和M84中。我们在UCD样本中检测到零个PN e，并发现了一个与M87 GC相关的PN（$M_{5007} = -4.1$ MAG）。我们使用每个GC的[O{ \sc iii}]检测限来估计PNe、$α$的发光特异性频率，并且在室女星系团GC中测量的$α$为$α\sim 3.9_{-0.7}^{+5.2}\times 10^{-8}\mathrm{PN}/L_\odot$。室女座GC中的$α$是所有环境中报告的最低值之一，部分原因是样本量大，比银河系GC低5- 6倍。我们认为，$α$减少到更明亮，更大的集群，共享一个类似的趋势，作为二进制的分数，和室女座和银河系GC之间的差异可以解释的观测偏差，在河外星系调查更明亮的GC。在形成PNe中的这种低但非零的效率可以突出二元相互作用在GC中形成PNe中所发挥的重要作用。我们认为，未来的调查，不太大规模的处女座GC将能够确定PN生产处女座GC是由内部过程（质量，密度，二进制分数），或主要是受外部环境。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
