化石星系群的恒星形成历史

Local Group矮星系II的恒星形成历史。再电离信号的寻找

The Star Formation Histories of Local Group Dwarf Galaxies II. Searching For Signatures of Reionization

我们在38个本群矮星系（10个$^4$ $<$ M $_{\star}$ $<$ 10个$^9$ M $_{\odot}$）的恒星形成历史（SFH）中寻找再电离的特征. SFH是使用哈勃太空望远镜/宽视场行星照相机2成像档案从颜色星等图中得出的。只有五个淬灭星系（And V，And VI，And XIII，Leo IV，Hercules）在再电离之前形成了它们的大部分恒星，当完全考虑不确定性时。对13个被Bovill和Ricotti确认的“真化石”的观测表明，只有两个（武仙座和狮子座IV）表明恒星的形成是由于再电离而淬灭的。然而，两者都在银河系的维里半径内，潮汐扰动的证据使这种解释变得复杂。我们认为，后期的气体捕获的情况下，由Ricotti假设的低质量，富含气体，恒星形成的化石候选人狮子座T是从简单的气体保留观察上无法区分。考虑到环境效应和再电离之间的模糊性，最好的再电离化石候选者是淬灭的低质量场星系（例如，KKR 25）。

古老体系中的新活动：银河系化石群中的射电AGN

Fresh Activity in Old Systems: Radio AGN in Fossil Groups of Galaxies

我们提出了第一个系统的1.4 GHz甚大阵射电连续调查的化石星系群候选人。这些维里化系统被认为是在过去的十亿年中通过星系群成员合并成一个单一的、孤立的、巨大的椭圆星系而聚集起来的，并具有扩展的热X射线晕。我们使用SDSS Data Release 7的新光度和光谱数据来确定其中三个候选者显然不是化石群。在剩下的30个候选星系中，有67%的星系在其主要椭圆星系的中心有一个射电强（L_1.4GHz > 10^23 W Hz^-1）的活动星系核（AGN）。我们发现活动星系核的射电光度和晕的X射线光度之间存在弱的相关性，这表明活动星系核有助于能量沉积到群内介质中。我们只找到了中央椭圆星系的无线电和光学光度之间的相关性，当我们包括X射线选择，椭圆占主导地位的非化石组，这表明活动星系核的强度和大规模组装历史的群体之间的弱关系。在光学、X射线和射电光度方面，化石群中占主导地位的椭圆星系平均比正常群椭圆星系亮一个数量级，我们的研究结果与以前的结果一致，即椭圆星系中的射电大声部分与人口的恒星质量有关。化石群目前的活动水平表明，活动星系核的燃料供应在上一次重大合并之后仍在继续。我们讨论了几种可能性燃料的活动星系核在目前的时代。

椭圆化石中的年龄和金属丰度梯度

Age and metallicity gradients in fossil ellipticals

化石星系群被推测是古老而高度进化的星系系统，它们在宇宙早期形成，并有足够的时间通过成员星系的连续合并耗尽它们的$L^{*}$星系，形成一个巨大的中央椭圆，但保留了群X射线晕。考虑到化石是普通星系团合并的残留物，祖先星系团的合并历史有望在化石中央星系（FCG）中留下印记。我们提出的第一次径向梯度的单恒星星族（SSP）的年龄和金属岩的样品中的FCGs约束其形成的情况。我们的样本包括一些最大的星系在宇宙中表现出的平均中心速度色散$σ_0=271\pm28$公里秒$^{-1}$。金属丰度梯度始终为负，$\nabla_{[\rm{Fe/H}]}=- 0.19\pm0.08$的斜率相对较平，而年龄梯度不显著（$\nabla_{\rm{age}}=0.00\pm0.05$）。所有的FCG都位于基本平面上，这表明它们是维里化系统。我们发现，梯度强度和中心金属丰度是类似的集群中发现的类似质量的椭圆。相对于整体塌陷（$\nabla_{Z}=-0.5$）预测的金属丰度梯度，相对平坦的金属丰度梯度表明，化石确实是多个主要合并的结果。因此，我们得出结论，化石不是“失败的群体”，形成了一个头重脚轻的光度功能。梯度斜率的低散射表明我们样本中所有星系的合并历史相似。

COSMOS中z~0.4的两个化石星系群：加速的恒星质量积累，不同的祖先

Two fossil groups of galaxies at z~0.4 in the COSMOS: accelerated stellar-mass build-up, different progenitors

本文报道了在宇宙演化巡天（COSMOS）地区发现的z=0.425和0.372的两个化石星系群。被选为X射线扩展源，它们的总质量（M_200）分别为1.9（+/-0.41 E13）和9.5（+/-0.42 E13）M_sun，这是从最近的X射线光度-质量标度关系中获得的。较低质量的系统似乎是孤立的，而另一个位于一个众所周知的大尺度结构（LSS）中，由27个其他X射线发射组组成。化石的鉴定是基于所有星系的i波段测光，其照片z与2-sigma置信水平下的星系群一致，并且在投影的星系群中心距离等于0.5R_200内，i_AB<=22.5等限制光谱。这两个化石群都表现出很高的恒星总质量比，与宇宙中所有质量在0.3<=z<=0.5的X射线选择组相比。与类似质量系统的复合星系恒星质量函数（GSMFs）不同，这两个化石星系群的GSMFs都是由被动演化的星系所主导的，这些星系的演化速率可达M^星~ 1 E10 Msun（根据星系宽带光谱能量分布）。b-r vs i色星等图中的星系分布证实了相对缺乏1 E10 <=M^星<= 1 E11 M_sun的恒星形成星系。因此，这两个化石群似乎比同时代的、同样庞大的化石群更成熟。它们的整体恒星形成活动在恒星总质量加速增加后迅速结束;在最后3至6 Gyr，没有发生M^恒星>= 1 E10 M_sun的星系的显著坍缩。这种相似性仍然存在，尽管这两个化石群嵌入在LS…

暗条中SDSS星系自旋排列的化石证据

Fossil evidence for spin alignment of SDSS galaxies in filaments

我们寻找并找到化石证据，证明宇宙网细丝中星系的自旋轴相对于其宿主细丝的分布不是随机分布的。这表明大尺度潮汐力矩的作用影响了位于宇宙细丝中的星系的排列。为此，我们构建了一个包含边缘星系的干净细丝目录。我们开始应用多尺度形态滤波器（MMF）技术的星系在红移失真校正版本的斯隆数字巡天DR 5。从这个样本中，我们提取了426个包含边缘星系的细丝（b/a < 0.2）。然后相对于各种质量标准对这些长丝进行视觉分类。使用“特征测量”的统计分析表明，这些边缘星系相对于其母星系的方向分布与基于方向随机分布所预期的方向明显偏离。对这个结果的解释可能不是立即显而易见的，但是很容易识别出14个天体的总体，它们的自旋轴垂直于母暗条的脊柱（\cos θ< 0.2）。候选对象被发现在相对较不密集的细丝。这可能是预期的，因为在这样的位置的星系遭受较少的相互作用与周围的星系，因此更好地保持其潮汐诱导的取向相对于母丝。寻找化石证据的对齐技术产生相对较少的候选对象，但它不会受到稀释效应固有的相关分析大样本。

在传统和修正动力学中矮球状星系中动力化石的生存

The survival of dynamical fossils in dwarf spheroidal galaxies in conventional and modified dynamics

非束缚密度子结构对轨道混合的生存对潜在的引力势的斜率施加了很强的约束，并提供了一个新的测试修改的重力。在这里，我们调查的解释，小熊座（UMi）矮球状星系的恒星团是一个“动力化石”是否符合修正牛顿动力学（MOND）。对于UMi质量模型推断拟合的速度色散曲线，恒星团周围的第二个高峰UMi擦除非常迅速，在1.25 Gyr（6.5轨道），即使包括自引力。我们发现，即使在更慷慨的条件下，团块也很难存活超过2 Gyr。替代方案，可能会导致一个运动学冷块进行了讨论，但到目前为止，没有一个被发现是完全令人满意的。我们的结论是，在UMi冷团构成了一个挑战，LambdaCDM和MOND。

重新审视化石群候选者UGC 842和NGC 6034

Revisiting the fossil group candidates UGC 842 and NGC 6034

我们提出了一个新的见解NGC 6034和UGC 842，两组星系以前在文献中报道的化石群。这项研究是基于CTIO布兰科望远镜和斯隆数字巡天档案数据获得的光学光度学和光谱学。我们发现NGC 6034是嵌入在一个大的结构，由三个丰富的集群和其他小集团占主导地位。它的第一个和接下来的四个星系在r波段和投影距离上有星等差异，这违反了将它归类为化石群的光学标准。我们确认，UGC 842组是一个化石组，但速度分散的一半，在以前的工作中报道。其星系的速度分布揭示了在其视线范围内存在两种结构，一种为sigmaV ~ 223 km/s，另一种为sigmaV ~ 235 km/s，速度差为~820 km/s。主结构由被动星系主导，而这些星系占第二结构的约60%。具有这种速度色散的群内介质的X射线温度预计为kT ~0.5-1 keV，而文献中报道的观测值为kT ~1.9 keV。这一结果使得UGC 842成为化石星系群中的一个特例，因为（1）它更有可能代表两个小星系群之间的相互作用，使星系群内的介质变暖;（2）它可能构成成员星系在螺旋向星系群中心运动的过程中损失能量的证据，并降低了系统的速度色散。据我们所知，UGC 842是第一个被详细研究的低质量化石群。

化石群起源于II。通过它们的标度关系揭示最亮星系团的形成

Fossil groups origins II. Unveiling the formation of the brightest group galaxies through their scaling relations

化石星系是由一个相对孤立的明亮椭圆星系主导的星系协会，被一群缺乏L* 天体的较小星系包围。我们分析了近红外光度和结构特性的一个样本的20 BGG存在于FGs，以更好地了解其形成机制。使用GASP 2D算法将它们的表面亮度分布拟合到Sersic轮廓。首次导出了这些星系的标度关系，并与非化石星系中的正常椭圆星系和最亮星系团的标度关系进行了比较。本研究中提出的BGG代表了宇宙中最大质量星系的一个子集。我们发现它们的椭圆率分布随银河中心半径的增加而不断增加。我们的化石BCGs密切遵循正常的椭圆形所描述的基本面。然而，它们偏离了中等质量椭圆星系描述的log σ_0与log L_{ K_{s} }和log r_{\rm e}与log L_{ K_{s} }的关系。这发生在这个意义上，我们的BGG有更大的有效半径和更小的速度色散比这些关系所预测的。我们还发现，更多的椭圆星系系统地偏离以前的关系，而更圆的对象不。没有发现类似的相关性与Sersic指数。导出的比例关系可以解释的BGG的形成方案。由于我们的BGG遵循基本面倾斜，但它们的有效半径比中等质量椭圆星系的预期要大，我们认为它们只在演化的早期阶段经历了耗散合并，然后通过随后的干合并组装了大部分质量，这与以前的说法相反，即FG中的BGG主要是由富含气体的星系合并而形成的。

基于多波段成像和光谱学的两个化石星系群与正常星系群NGC 6034性质的比较

Comparison of the properties of two fossil groups of galaxies with the normal group NGC 6034 based on multiband imaging and optical spectroscopy

我们收集了两个化石组（RX J1119.7+2126和1 RXS J235814.4+150524）和一个正常组（NGC 6034）的多波段成像和光谱。我们计算了每组中心区域的光度红移，将以前的数据与SDSS五波段数据相结合。对每一个星群，我们研究了色-星等关系的红序，计算了光度函数、恒星星族年龄和星群成员分布。光谱学使我们能够研究这些群体的大规模环境和1 RXS J235814.4+150524和NGC 6034中的子结构水平。1 RXS J235814.4+150524的大尺度环境很差，尽管它的星系密度图显示出周围宇宙网的清晰特征。RX J1119.7+2126看起来非常孤立，而NGC 6034的宇宙环境非常丰富。在组规模下，1 RXS J235814.4+150524显示无亚结构。星系团与最近的恒星星族似乎优先位于集团的外围。在颜色-星等图中，RS对于所有三个组都是可辨别的。光度红移选择和统计背景扣除的基础上的光度函数具有可比的形状，并同意从光谱红移获得的几个点。这些光度函数仅显示了化石星系群中第一和第二亮星系之间的预期倾角。它们的形状也是规则的，相对平坦，在RX J1119.7+2126和NGC 6034的完整性水平下的微弱星等，而1 RXS J235814.4+150524明显缺乏微弱的星系。RX J1119.7+2126肯定是一个化石群，1 RXS J235814.4+…

RX J1340 .6+4018化石群的光学和X射线研究

An optical and X-ray study of the fossil group RX J1340.6+4018

化石星系群是一个单一的中央椭圆星系，内部区域不寻常地缺乏发光星系的系统。对这些系统形成的标准解释是，缺乏明亮的星系是由于星系自相残杀。在这项研究中，我们展示了RX J1340.6+4018，原型化石组的光学和X射线分析的结果。结果表明，RX J1340.6+4018与星系团在动力学质量、X射线光度、M/L和光度函数等方面基本相似，只是缺少L* 星系。在文献中有说法认为，化石系统缺乏小质量晕，与基于LCDM情景的预测相比。迄今为止，对这一化石群和其他化石群收集的观测数据并没有支持这一观点。在内部和外部区域的SN Ia/SN II喷出物的比例分析显示，SN Ia材料的边缘显着的中央优势。这表明，要么起源于中央星系的合并是干燥的，要么该星系群是在早期形成的，尽管需要更好的数据来证实这一结果。

400d星团表中的化石系统

Fossil Systems in the 400d Cluster Catalog

我们报告了在400天集群调查中发现的七个新的化石系统。我们的搜索目标是附近的$z\le0.2$和X射线明亮的$L_X\ge 10^{43}$ erg sec $^{-1}$星系团。在可用的情况下，我们测量斯隆数字巡天图像的光学光度，从而获得统一的X射线和光学数据集。我们的选择标准确定了12个化石系统，其中5个是已知的从以前的研究。虽然与早期的结果基本一致，但我们更大的样本量使我们能够对化石群的数量密度进行更严格的限制。以前曾有报道说，化石星系群在相同的光学光度下，比其他X射线星系群的X射线亮度更高。然而，我们发现，大质量化石系统的X射线亮度是一致的星系团的一般人口，并遵循相同的$L_X-L_{\rm opt}$标度关系。

Local Group中的第一个星系及其可能发现的化石

The First Galaxies and the Likely Discovery of their Fossils in the Local Group

在冷暗物质宇宙学中，在任何红移处，小质量晕的数量都超过大质量晕。然而，星系质量的下限是未知的，宇宙中最小星系的典型光度及其数量也是未知的。答案取决于在多大程度上，在第一人口的小质量晕恒星的形成可能会受到抑制的辐射反馈循环宇宙学的距离尺度。如果早期的矮星系群确实形成了大量的矮星系，那么它们的遗迹应该在今天的本星系群中找到。这些遗迹被称为“第一个星系的化石”。本文是一篇综述，总结了我们正在进行的模拟和识别银河系和仙女座周围这些化石的努力。人们普遍认为，星系际介质的再电离会阻止第一个星系化石中的恒星形成。因此，它们应该是宇宙中最古老的物体之一。然而，在这里，我们对这一观点提出异议，并讨论了一种物理机制，即相对较近的气体吸积和恒星形成事件将在第一个星系的一些化石中产生。我们认为，化石的特点可能是由一个单一的老人口的恒星或双峰恒星形成的历史。我们还提出，同样的机制可以把小质量的暗晕形成前再电离成气体丰富，但无恒星的“暗星系”。我们相信，目前的观测数据支持这一论点，即最近在本星系群中发现的一小部分新的超暗矮星实际上是第一个星系的化石。

论古星系群的性质

On The Nature of Fossil Galaxy Groups

我们提出了一个新的样本25化石组（FG）在z < 0.1，以及一个控制样本的17个明亮的椭圆形位于非化石系统。无论是全球性的属性的FG（如X射线光度），以及光度特性（即等照度线的形状参数，a4）和光谱参数（如α增强）的第一排名的椭圆形是一致的控制样品。这一结果有利于这样一种情况，即星系团不是一个独特的系统类别，而是星系团生命中的一个共同阶段。我们也没有发现证据的进化序列解释星系的形成化石系统通过合并的星系在紧凑的群体。

关于化石群的质光比。它们仅仅是暗星团吗？

On the mass-to-light ratios of fossil groups. Are they simply dark clusters?

定义为X射线明亮星系群，其最亮和第二亮星系的光度之间存在很大差异，“化石群”被认为是宇宙中最古老的星系系统。因此，它们是最近许多研究的主题。在这项工作中，我们提出了10个化石组候选人的研究，平均33个光谱确认的成员，使其类型的最深入的研究日期。我们还使用这些数据来分析我们的样本化石群的光度函数。我们证实了以前报道的许多化石系统的高质量，发现值更相似的集群比组。我们还证实了许多以前的研究中报道的高动态质光比。虽然我们的结果在许多方面与以前的研究一致，但我们的解释却不一致。这是因为我们表明，虽然在这些系统中的BCGs的光度与它们的高动力学质量是一致的，它们的丰度（超过一些规范值的星系总数）是非常低的。这使我们提出了一种新的解释化石系统，其中最亮和第二亮星系的光度之间的巨大差异仅仅是高BCG光度和低丰度的结果，而高质量和低丰度也解释了高质量-光比。因此，我们的研究结果表明，化石系统的特点是集群一样，在他们的群众和BCG光度，但拥有相对贫穷的群体的丰富度和光学光度。目前任何化石群形成模型都没有预测到这些发现。因此，如果这一图景得到证实，那么目前关于化石系统形成和演化的观点将需要重新表述。

Properties of Fossil Groups of Galaxies

We review the formation and evolution of fossil groups and clusters from both the theoretical and the observational points of view. In the optical band, these systems are dominated by the light of the central galaxy. They were interpreted as old systems that had enough time to merge all the M* galaxies within the central one. During the last two decades many observational studies were performed to prove the old and relaxed state of fossil systems. The majority of these studies, that spans a wide range of topics including halos global scaling relations, dynamical substructures, stellar populati…

化石群祖先星系光度函数的演化

Evolution of the galaxy luminosity function in progenitors of fossil groups

利用基于Millennium模拟的半解析模型，我们追溯了以红移为零的星等间隙分类的星系群中星系的光度函数的演化。我们确定了星系在$ 0.25R_{200}, 0.5R_{200} $内的光度函数，以及星系群/星系团的$R_{200}$。化石群星系光度函数的亮端随红移有明显的演化，$M^*$在$z\sim0.5$和$z=0$之间变化1-2等（对于中央$0.5R_{200}$），这表明化石群中最明亮的星系的形成对$M^{*}$星系产生了重大影响，例如它是$ M^{*} $星系多次合并的结果在最后一次$\sim5$ Gyr.相比之下，光度函数的暗端$α$的斜率显示没有相当大的红移演化，化石星系群中的矮星系数量也没有演化，不像非化石星系群中的矮星系数量向低红移方向增长$\sim25-42\%$。与以前的研究一致，我们还表明，化石组比非化石组更早地积累了大部分的晕质量。选择红移为1的化石，并追踪它们到红移为0，我们表明化石群（$10^{13} M_{\odot} h^{-1}<M_{200}<10^{14} M_{\odot} h^{-1}$）的$80\%$将失去它们的大幅度差距。然而，关于$40\%$的化石群（$M_{200}>10^{14} M_{\odot} h^{-1}$）将保留其大的差距。

化石群中的球状星团系统：NGC6482、NGC1132和ESO306-017

Globular cluster systems in fossil groups: NGC6482, NGC1132 and ESO306-017

我们研究了三个有代表性的化石星系群中的球状星团（GC）系统：最近星系（NGC 6482）、原型星系（NGC 1132）和迄今已知的最大质量星系（ESO 306 -017）。这是首次对化石群中GC系统进行系统研究。使用哈勃空间望远镜高级巡天相机在F475 W和F850 LP滤波器中获得的数据，我们确定了GC颜色和星等分布，表面数密度分布和特定频率。在所有三个系统中，GC颜色分布是双峰的，GC在空间上比星光更广泛，红色人口比蓝色更集中。特定的频率似乎与中央星系的光学光度成比例，并且跨越的范围类似于富裕环境中正常明亮的椭圆星系。我们还分析了星系表面亮度分布，寻找偏离最佳拟合的Sérsic配置文件，我们发现最近的动力学相互作用的证据，在所有三个化石星系群。使用文献中的X射线数据，我们发现，光度和金属丰度似乎与GC的数量和它们的平均颜色，分别。有趣的是，虽然NGC 6482在我们的样本中质量和光度最低，但它的GC系统具有最红的平均颜色，周围的X射线气体具有最高的金属丰度。

Simulating the enrichment of fossil radio electrons by multiple radio galaxies

{We simulate the evolution of relativistic electrons injected into the intracluster medium by five radio galaxies. We study the spatial transport and the emission properties of the injected radio plasma over a $\sim 5$ Gyr period, and the sequence of cooling and re-acceleration events experienced by electrons, using a Lagrangian approach joint with a numerical method to model the evolution of momentum spectra of relativistic electrons. When compared with electrons injected by shock waves, electrons injected by radio galaxies (here limited to a single injection event) in our tests are unable to…

千年模拟中的化石群：它们的环境及其演变

Fossil Groups in the Millennium Simulation: Their environment and its evolution

化石系统被定义为X射线明亮的星系群，在投影维里半径的一半内，两个最亮的星系之间有2个星等的差异，并且代表了星系团人口的一个有趣的极端。导致它们形成的物理条件和过程仍然缺乏约束。我们将化石系统的外围与正常群体的外围进行比较，以了解环境条件是否起作用。在它们的形成中扮演着重要的角色。我们研究了这两个星系群，数值模拟和观测。我们使用了各种统计工具，包括空间交叉关联函数和局部密度参数Δ_我们发现，围绕着化石系统的星系的数量密度从大于10000个星系的数量密度演变为大于10000个星系的数量密度。在z=0.69的正常系统中观察到的，化石系统和正常系统的局部密度测量值（Δ_5）在径向上呈下降趋势，但在径向上呈下降趋势。在距离系统中心2.5 r_{vir}的顺序。我们表明，这种增量是更明显的化石系统比正常的系统，并证明这种差异是链接到较早的化石群的形成时代。尽管集合时间很重要，我们表明，环境是不同的化石和非-我们还证实，在千年模拟中发现的物理特征也可以在SDSS观测中检测到。我们的结果证实了人们普遍持有的观点，即化石系统的组装早于正常情况系统，但也表明，化石群的环境可能是负责形成他们的大幅度差距。

化石群的起源：I. RX J105453 .3+552102一个z~0.5的大质量弛豫系统

Fossil Groups Origins: I. RX J105453.3+552102 a very massive and relaxed system at z~0.5

对于化石群（FGs）的起源，最被接受的假设是它们是星系协，其中合并速度快而有效。这些系统在宇宙早期已经聚集了它们一半的质量，随后通过微小的合并而增长。它们可能包含了星系结构形成的化石记录。我们已经开始了一个项目，以表征大样本的FG。在本文中，我们提出了分析的化石系统RX J105453.3+552102。光学深度图像被用来研究最亮星系群的性质，并计算该星系群的光度光度函数。我们还进行了详细的动力学分析的基础上的红移数据的116个星系。该星系位于z=0.47处，具有很大的视向速度色散σ v ~1000 km/s。在动力学平衡的假设下，我们估计了M ~ 10^{15} h_{70} M_{\odot}的维里质量.在1.4 Mpc半径范围内没有发现任何子结构的证据。我们发现一个统计上显着偏离高斯的组成员的速度在最外部的区域的组。这可能表明星系群外部区域的径向轨道上存在星系。我们还发现测光光度函数是双峰的，表明缺少M_{r} ~ -19.5星系。最亮的星系团具有较低的Sersic参数（n~2）和较小的奇特速度。事实上，我们精确的测光显示，最亮和第二亮的星系之间的差异是1.9等的r波段，而经典的定义是基于2等的差距。我们的结论是，这个化石系统不遵循的经验定义的FGs。然而，它是一个巨大的、古老的和未受干扰的星系系统，自最初的坍缩以来，几乎没有L^{*}星系的进入。

RX J1548 .9+0851，一个化石群？

RX J1548.9+0851, a fossil cluster?

化石星系群是空间上扩展的X射线源，其X射线光度高于L_X，bol > 10^42 h_50^-2 ergs ^-1，一个中央椭圆星系在光学波段占主导地位，第二亮的星系在R波段至少要暗2星等。这些系统是否是一个独特的类别的对象所产生的特殊的形成和演化历史仍然不清楚，主要是由于少数的对象研究到目前为止，大多缺乏光谱的组成员的组成员确认和详细的运动学分析。为了补充光谱研究化石的稀缺样本，直到它们微弱的星系群，这项工作中研究了化石候选者RX J1548.9+0851（z=0.072）。我们的研究结果进行了比较，从化石文献中的现有数据。我们利用ESO VLT VIMOS多天体光谱测量了暗星系群的红移，并研究了系统的光度加权动力学和光度函数。全光谱拟合包ULySS用于确定群成员的年龄和金属丰度。VIMOS成像数据被用来研究中央椭圆的形态。我们确定了40组成员的光谱范围内的中央~300 kpc的系统，并找到31个额外的红移从文献中，在1兆秒差距内的54个光谱确认的组成员的总数。RX J1548.9+0851是由两个位于中心区域的明亮椭圆星系组成，在SDSS r'波段的星等差为m_1，2 = 1.34，因此RX J1548.9+0851的化石定义取决于维里半径的假设。我们发现该系统的光度加权速度色散为568 km/s，质量约为2.5 x 10^14 M_sun，这证实了先前的研究结果，即化石是巨大…

柴郡猫引力透镜：一个巨大化石群的形成

The Cheshire Cat Gravitational Lens: The Formation of a Massive Fossil Group

柴郡猫是一个相对较差的星系群，由两个明亮的椭圆星系主导，周围至少有四个来自引力透镜背景星系的弧，使系统看起来很幽默。我们对该系统的光学/X射线研究表明，它正在经历两个质量比大致相等的组之间的视线合并，相对速度为~1350 km/s。其中一组很可能是低质量的化石组，而另一组则几乎符合化石组的经典定义。碰撞表现在一个双峰星系速度分布，一个升高的中心X射线温度和光度指示的冲击，和引力弧中心，不符合任何一个大的椭圆星系。其中一个明亮的椭圆星系有一个嵌入恒星晕偏心的双核。明亮的椭圆星系应该在不到一个陀螺的时间内合并，之后观测者将看到一个巨大的1.2-1.5 x 10^14太阳质量的化石星系群，其中心有一个M_r = -24.0的最亮星系群。因此，柴郡猫为我们提供了第一个研究化石群祖先的机会。我们讨论了化石群成员星系之间的星等差距的经典定义的局限性。我们还认为，如果化石（或近化石）组的合并是创建当今化石组的常见途径，那么系统最终星系合并与冲击加热核心冷却开始之间的时间滞后可以解释在一些化石组中观察到的缺乏发育良好的冷核心。

模拟早型星系的组装历史和观测特性

Assembly Histories and Observational Properties of Simulated Early-type Galaxies

我们表明，大规模的模拟星系组装在两个阶段，与最初的增长占主导地位的紧凑的原位恒星形成，而后期的增长主要是由吸积的老恒星形成的亚基以外的主星系。我们还表明：1）引力反馈强烈抑制了大质量星系中的晚期恒星形成，这有助于观察到的星系颜色双峰性; 2）观察到的星系缩小可以在两相模型中自然地解释; 3）大质量星系的组装历史的细节与它们观察到的运动学性质直接相关。

用星系的化石记录检验同质性

Testing homogeneity with the fossil record of galaxies

宇宙学的标准弗里德曼模型是基于哥白尼原理，即假设一个均匀的背景，结构通过微扰形成。均匀性是广义相对论和修正引力模型的基础，也是我们解释宇宙微波背景和星系分布观测的核心。因此，重要的是通过观察来探测均匀性。我们描述了一个测试的基础上遥远的星系的化石记录：如果我们可以重建星系的关键内在属性作为函数的适当的时间沿着他们的世界线，我们可以比较这样的属性在相同的适当的时间为我们的星系和其他星系。我们通过使用径向重子声学振荡计算回视时间，以及使用恒星物理学计算沿星系世界线的时间来实现这一点，使我们能够探测均匀性，原则上在过去光锥内的任何地方。结果的一致性将是一个重要的一致性检验-尽管它本身并不能证明同质性。然而，结果中的任何显著偏差都将标志着同质性的破坏。

射电星系中的气体喷射：3C 35的例子

Galaxy gas ejection in radio galaxies: the case of 3C 35

我们报告的结果，从XMM牛顿和钱德拉观测附近（z = 0.067）巨大的射电星系3C 35。我们发现的X射线发射的气体带，正交和3C 35，我们解释为化石组气体驱动向外扩展的射电瓣叶之间的叶。我们还检测到微弱的发射，从第二个，更广泛的组型环境，以及逆康普顿X射线发射的射电瓣。射电瓣和气体带的形态结构表明它们是共同演化的。此外，射电源的能量足以将星系尺度的气体喷射到100千秒差距的距离之外，而且这两个特征的年龄相当（tsynch~ 1.4亿年，tbelt~ 8.0亿年）。3C 35大气层的破坏可能会提供化石系统如何调节的线索：射电星系需要具有与3C 35相当的能量来取代和调节化石群气体。我们讨论的气体带在3C 35活动星系核的燃料和反馈方面的影响。

星群爆发的性质：I. 18个邻近星暴矮星系的恒星形成史

The Nature of Starbursts: I. The Star Formation Histories of Eighteen Nearby Starburst Dwarf Galaxies

我们使用档案HST观测解决恒星星族，以获得恒星形成历史（SFH）的18个附近的星暴矮星系。在这第一篇论文中，我们提出的意见，色星等图，和SFH的18个星爆星系，基于均匀的方法来减少数据，差分消光，和治疗光度的完整性。我们采用了一个恒星形成率（SFR）的阈值标准化的平均SFR的个人系统作为分类的度量标准，来自解决恒星星族的SFH星爆。这种选择不仅有助于发现当前爆发的星系，而且有助于发现“化石”爆发，从而增加了附近宇宙（D<8 Mpc）中星暴星系的样本量。18个星系中有13个正在经历持续的爆发，5个星系显示出化石爆发。从我们重建的SFH，很明显，一个爆发的SFR升高持续数百万年的变化小的时间尺度。因此，一个大于1亿年的时间基线对于任何恒星暴增的定义或识别方法都是至关重要的。更长的爆发寿命排除了全球范围内恒星爆发的快速“自猝灭”。除了一个星系外，爆发星系的气体消耗时间尺度都短于哈勃时间，这证实了基于燃料限制的恒星爆发的短暂性质。此外，我们发现Hα发射的强度通常与过去4- 1000万年期间基于CMD的SFR相关。然而，在四种情况下，Hα的发射量明显小于恒星爆发模型的预期值;这种差异是由于SFR在几百万年的时间尺度上发生变化。Hα发射的固有的短时间尺度限制了根据当前特征识别星系为星暴，这些特征可能代表也可能不代表星系最近的SFH。

BLAST星系恒星形成历史的演化

Evolution of the star formation histories of BLAST galaxies

我们已经测量了恒星形成的历史（SFHS）和恒星质量的星系探测到的大口径亚毫米望远镜（BLAST）超过约9平方度的钱德拉深场南。我们应用Dye等人最近发展的SFH重建方法对92个BLAST星系进行了光学、近红外和中红外测光。我们发现低质量星系（<10^11 M_sol）和高质量星系（>10^11 M_sol）的SFH存在显著差异。平均而言，低质量星系表现出主导的恒星形成后期爆发，这创造了它们恒星质量的很大一部分。相反，高质量系统往往有大量的恒星质量，形成得更早。我们还发现，高质量的SFH演化更强烈比低质量的SFH。这些发现与在光学选择的星系样本中观察到的缩小现象是一致的。

用朱雀号观测化石群NGC 1550的金属丰度

Metallicity of the Fossil Group NGC 1550 Observed with Suzaku

利用朱雀卫星对星系团NGC 1550进行了观测，研究了星系团内介质（ICM）的温度和金属丰度分布。NGC 1550被归类为化石星系群，除了中央星系外，几乎没有明亮的成员星系。因此，这种类型的星系对于研究金属是如何富集到ICM中的非常重要。利用朱雀XIS仪器，我们不仅直接测量了Si、S和Fe线，而且还测量了O和Mg线，并首次获得了~ 0.5r_180的外部区域的丰度，证实了该化石群ICM中的金属确实向大半径延伸。我们发现Mg，Si，S和Fe丰度的梯度较陡，而O的丰度分布几乎平坦。α-元素与Fe的绝对比值与其他组和贫簇相似。我们计算出ICM富集的II型与Ia型超新星的数量比为2.9 ± 0.5，在0.1 r_180范围内，该值与朱雀观测到的其他组和贫星团的值一致。利用NGC 1550成员星系的B波段和K波段光度计算了Fe、O和Mg的金属质光比。在r<0.1的r_180区，MLR与NGC 5044组相当，而在外侧区，NGC 1550组的MLR略高于NGC 5044组。

用XMM刻画化石群的性质

Characterizing the nature of Fossil Groups with XMM

我们提出了一个X射线的后续行动，XMM加上钱德拉，六个化石组（FG）的候选人在我们以前的工作中使用SDSS和RASS数据确定。四个候选者（六个）表现出扩展的X射线发射，确认它们是真正的FG。对于其他两组，RASS发射的起源要么是光学暗/X射线亮活动星系核，要么是不同X射线源的混合。使用SDSS-DR 7数据，我们确认，对于所有的群体，种子椭圆和第二级星系之间的r-波段星等差距的存在。然而，在0.5等以下，间隙值取决于如何估算种子星系的总通量，而这在使用SDSS（相对于Sersic）星等时被大大低估了。这意味着在使用SDSS数据时，许多FG实际上可能会被遗漏，这是一个在将观测到的FG数密度与宇宙学模拟的预期进行比较时应该仔细考虑的事实。在我们以前的研究中发现，种子-FG和非化石椭圆星系的性质的相似性，延伸到X射线确认的FG样本，表明明亮的椭圆星系在FG不代表一个独特的人口星系。对于一个系统，我们还发现暗星系的速度分布是双峰的，可能表明该系统是由两个星系团合并而成的。这破坏了所有被选中的化石群形成一个真正的化石群的想法。

UCDs作为Galerkin主要和次要合并历史的探针

UCDs as Probes of the Major and Minor Merger Histories of Galaxies

两种相互竞争的理论认为超致密矮星（UCD）要么是矮星系的剥离核，要么是与最大的球状星团（GC）系统相关的巨型球状星团（GGC）。通过关注年轻UCD可能最常见的领域和群体环境，我们发现了第一个UCD，这显然是最近（<4 Gyr ago）剥离伴星星系的结果。然而，我们也发现了一个通过GC形成过程产生的多UCD系统的明确案例，这可能与主要的星系合并有关。我们证明，这是可能的，以可靠地区分两种类型的UCD，从而探测个别星系的主要和次要合并的历史。

朱雀星X射线银环蛇化石群ESO 3060170的观测

Suzaku Observations of the X-ray Brightest Fossil Group ESO 3060170

“化石”星系群，每个都由一个相对孤立的巨大椭圆星系主导，具有许多介于星系群和星系团之间的性质。我们利用{ \sl朱雀} X射线观测站对$R_{200}$外的X射线最亮的化石群ESO 3060170进行了观测，以更好地阐明化石群、正常群和集群之间的关系。我们确定了组内气体的温度，密度和金属丰度分布，并推导出该组的熵，压力和质量分布。外部区域的熵和压力分布比模拟的星团更平坦，类似于大质量星团的观测结果。这可能表明气体是凝块的和/或气体已经重新分布。假设流体静力平衡，总质量估计为$\sim1.7\times10^{14}$ $M_{\odot}$，半径$R_{200}$为$\sim1.15$ Mpc，封闭重子质量分数为0.14。该化石群的铁质轻比大于大多数化石群，与集群的铁质轻比相当，表明该化石群保留了大部分金属。一张25 Mpc尺度的星系光度密度图显示，这个化石群居住在一个相对孤立的环境中，不像典型的星系群和星系团所嵌入的星系结构。

银河系的恒星形成史告诉了我们什么关于星爆-活动星系核的联系？

What do the Star Formation Histories of Galaxies tell us about the Starburst-AGN connection?

利用229618个窄发射线星系的样本，我们测定了不同活动类型星系的正常恒星形成历史：恒星形成星系（SFG）、过渡型天体（TO）、Seyfert 2s（Sy 2s）和LINER。我们发现，SFH与活动类型的变化是由星系的质量和他们的隆起的重要性解释：LINER居住在大规模的早期型星系，Sy 2s和TO的主机由中等质量的星系与中间形态类型，和SFG被发现在较低的质量晚型螺旋。除了Sy 2外，质量较大的星系比质量较小的星系更快地形成了它们的大部分恒星。Sy 2形成恒星的速度更慢，目前显示出恒星形成的过剩。我们还发现，在过去的恒星形成率的最大值增加的维里质量内的光圈（VMA），VMA增加从SFG的TO，Sy 2s，在LINER达到顶峰。这种相关性表明，星系中心的凸起和超大质量黑洞是平行生长的，与M（BH）-sigma关系很好地吻合。

Independent Evidence for earlier formation epochs of fossil groups of galaxies through the intracluster light: the case for RX J100742.53+380046.6

Fossil groups (FG) of galaxies still present a puzzle to theories of structure formation. Despite the low number of bright galaxies, they have relatively high velocity dispersions and ICM temperatures often corresponding to cluster-like potential wells. Their measured concentrations are typically high, indicating early formation epochs as expected from the originally proposed scenario for their origin as being older undisturbed systems. This is, however, in contradiction with the typical lack of expected well developed cool cores. Here, we apply a cluster dynamical indicator recently discovere…

矮椭圆星系II的形成与演化空间分辨恒星形成史

Formation and Evolution of Dwarf Elliptical Galaxies - II. Spatially resolved star-formation histories

我们目前的光学VLT光谱的16矮椭圆星系（或dEs）的质量相当于NGC 205，属于天炉座星系团和附近的星系群。使用ULySS和STECKMAP，我们得到的SSP等效年龄，金属丰度和恒星形成历史的径向配置文件。旧的恒星星族的dE，占主导地位的质量，可能是同时代的大质量椭圆或隆起，但恒星形成效率较低。重要的中间年龄（1-5 Gyr）人口，并经常尾巴的恒星形成，直到最近的时间被检测到。这些历史让人想起它们的低质量dSph对应的本地组。大多数星系（10/16）显示出明显的金属丰度梯度，平均在半光半径内金属丰度下降0.5 dex。这些梯度在老年人群中已经存在。扁平（或盘状）旋转物体（6/16）具有平坦的金属丰度轮廓。这可能与这些星系的不同起源相一致，也可能是由于它们的几何形状。中心SSP等效年龄在1至6 Gyr之间，绝大多数天体的年龄随半径缓慢增加。星系团和星系团有相似的径向梯度和恒星形成历史。强烈和古老的金属丰度梯度对dEs的可能形成情景产生重要的约束。球形低质量星系形成的数值模拟重现了这些梯度，但它们需要更长的时间才能建立起来。气体的温和消耗，通过冲压压力剥离或饥饿，可以驱动富含气体的恒星形成祖先到现在的dEs。

化石群NGC 1132中超致密矮星的双子光谱

Gemini Spectroscopy of Ultra-Compact Dwarfs in the Fossil Group NGC 1132

用双子座多目标光谱仪（GMOS）对化石群NGC 1132中的超致密矮星（UCD）候选者进行了光谱跟踪。这些新的Gemini光谱证明了NGC 1132化石群中存在6个UCD，它们的距离为D~100 Mpc，后退速度为v_r = 6935 +/-11km/s。UCD星群中最亮和最大的成员是一个类似M32的星系，其大小为77.1 pc，星等M_V=-14.8等，其特征介于最亮的UCD和致密椭圆星系之间。UCD系综的平均径向速度<v_r>为6966 +/-208 km/s，速度色散为169 +/-18 km/s，与贫星系群相似。这项工作表明，UCD可以作为测试粒子来确定星系群的动力学性质。UCD在化石群环境中的存在得到了证实，因此UCD可以在不同的进化条件下形成。

用FIRE模拟检验近远关联：利用现今星系的化石记录推断z > 6时原初本地群恒星质量函数

Testing the near-far connection with FIRE simulations: inferring the stellar mass function of the proto-Local Group at z > 6 using the fossil record of present-day galaxies

利用FIRE-2模拟中882个低质量星系，验证了通过现今本地群星系化石记录可无偏重建z > 6时低质量端恒星质量函数斜率的“近-远”方法。

化石群起源X.化石系统中的速度分离

Fossil group origins X. Velocity segregation in fossil systems

我们想研究速度分离和速度色散的径向分布是如何依赖于最亮星系团的日珥的。我们将102个星系团和星系群的样本分成四个仓，两个最亮的星系团成员之间的星等差距。然后，我们计算的绝对和相对幅度的箱中的速度分离。此外，对于每一个大小差距的bin，我们计算的径向分布的速度色散。当使用绝对星等时，速度的分离仅限于两个最亮的仓，并且对于不同的星等间隙没有发现显著差异。然而，当我们使用相对星等时，在最亮的仓中出现一种趋势：星等间隙越大，速度分离越大。我们还表明，这一趋势主要是由于存在，在最亮的仓，卫星星系的系统与小的星等差距：事实上，如果我们分别研究中央星系和卫星，这种趋势是缓解和中央星系比卫星更隔离的任何星等差距。在径向速度弥散分布图中也发现了类似的结果：在中心区域（BCGs占主导地位）可以看到一种趋势，但如果我们单独使用卫星分析该分布图，则该趋势消失。在后一种情况下，具有不同震级间隙的系统中心速度频散剖面的形状表现出三种类型的行为：震级间隙最小的系统从中心到外部区域的速度频散剖面几乎是平坦的，震级间隙最大的系统从中心的低值到外部区域的速度频散剖面呈单调增长，震级间隙最小的系统从中心到外部区域的速度频散剖面呈单调增长。最后，具有$1.0 < Δm_{12} \le 1.5$的系统显示出在中心达到峰值然后向外部区域减小的分布。我们认为，两种机制可能是respons....

非普适初始质量函数对早型星系形成历史的影响

The impact of a non-universal Initial Mass Function on the Star Formation Histories of Early-Type Galaxies

最近关于初始质量函数（IMF）的非普适性的研究结果表明，IMF随星系速度色散的变化，对其他恒星星族参数、线指数和颜色产生了相应的影响。使用一组具有不同IMF斜率的恒星星族模型，我们提供了一个通用IMF的假设上的额外的警告。本研究表明，导出的早型星系的恒星形成历史的IMF斜率的变化显着。例如，一个单一的幂律IMF的斜率变陡，会大大减少老的恒星星族对总光/质量的贡献，最多减少四倍。这种趋势是温和的分段样IMF形状，其中的贡献非常低的质量恒星减少。它还表明，通过调整每个IMF的斜率到其规定的值，根据每个星系的速度色散，一个样本的早期型星系覆盖的质量范围产生可比的恒星形成历史。一方面，相对年轻的恒星星族的小贡献出现在大多数大质量椭圆星系的恒星形成历史时，采用陡峭的IMF。另一方面，我们发现，低质量的早期类型的星系，看起来像真正年轻的对象与标准的IMF（即“婴儿椭圆星系”），原来是老年人时，稍微平坦的IMF是雇用。总之，使用非通用IMF，根据星系的速度色散进行调整，似乎提供了更一致的结果。

利用强引力透镜识别化石群祖先

Using Strong Gravitational Lensing to Identify Fossil Group Progenitors

化石星系系统被经典地认为是星系群/星系团演化的最终结果，因为星系经历动力学摩擦下沉到群势的中心，并合并成一个单一的巨大椭圆，在质量和光度上都占主导地位。大多数发现的化石系统都位于$z < 0.2$中，这就引出了一个问题：这些系统的祖先是什么？这样的祖先预计有即将或正在进行的主要合并附近的最亮的集团星系（BGG），当得出结论时，将满足化石标准的回顾时间。由于强引力透镜优先选择沿着视线合并的群体，或具有高质量浓度的系统，如化石系统，我们搜索了强透镜事件的CASSOWARY调查，目的是确定透镜系统是否具有成为化石系统或祖先的倾向。我们发现，$\sim$ 13%的透镜组被确定为传统化石，而只有$\sim$ 3%的非透镜对照组。我们还发现，与对照样品的$\sim$ 17%相比，透镜系统的$\sim$ 23%是传统的化石祖细胞。我们的研究结果表明，强透镜系统更有可能是化石/前化石系统比可比的非透镜系统。透镜和非透镜星系群的累积星系光度函数也表明了强透镜系统和非透镜系统的星系群之间可能存在的根本差异，透镜系统甚至在星系群的外围也容纳了更多的明亮星系。

蓝、红旋涡星系和椭圆星系的不同恒星形成历史

The different star-formation histories of blue and red spiral and elliptical galaxies

[摘要]我们研究了中等质量星系的光谱特性作为颜色和形态的函数。我们使用银河动物园定义三种形态的星系，即早期型（椭圆），晚型（盘为主）面对螺旋和早期型（凸起为主）面对螺旋。我们将这些星系分为蓝色或红色，根据它们的SDSS g-r颜色，并使用光谱拟合代码VESPA计算时间分辨的恒星形成历史，金属丰度和总星光尘埃消光从它们的SDSS纤维光谱。我们发现，红色晚型螺旋显示少恒星形成在过去的5亿年比蓝色晚型螺旋的三倍，但共享类似的恒星形成的历史在更早的时间。最近恒星形成的减少解释了它们更红的颜色：它们的化学成分和尘埃含量是相同的。我们假设红色晚型螺旋是蓝色晚型螺旋的后代，它们的恒星形成在过去的500 Myrs中被削减。然而，在同一时期，红色晚型螺旋星系的恒星形成速度仍然比红色椭圆星系快约17倍。红色早型螺旋星系在近中期恒星形成和尘埃含量方面介于红色晚型螺旋星系和红色椭圆星系之间。因此，这些星系似乎代表了这两个种群之间的进化联系。它们更有可能直接演化成红色椭圆星系，而不是红色晚型螺旋星系。蓝色椭圆星系显示出与蓝色螺旋星系相似的恒星形成历史（无论是哪种类型），除了它们在过去的1亿年中形成的恒星较少。然而，蓝色椭圆星系有不同的尘埃含量，其峰值消光值低于所有螺旋星系。

宇宙时间上UV光度函数的非常微弱的末端：来自Local Group化石记录的约束

The Very Faint End of the UV Luminosity Function over Cosmic Time: Constraints from the Local Group Fossil Record

我们提出了一种新的技术来估计的紫外光度函数（LF）出$z\sim5$的非常微弱的一端的演变。利用从本星系群星系化石记录中获得的恒星形成历史（SFH）数据，重建了低至$z\sim5$处的M $_{UV}\sim-5$和$z<1$处的M $_{UV}\sim-1.5$的LF。这种微弱的极限远远超出了目前的观测极限，而且很可能仍然超出下一代设施的极限。重建的LF，当结合直接测量的LF在更高的光度，是很好的拟合由标准的Schechter函数没有证据的突破，以最微弱的限制探测这种技术。导出的微弱端斜率$α$从$z<1$处的$\approx-1.2$变陡至$4<z<5$处的$\approx-1.6$。我们测试的影响，突发性的SFH和恢复的LF发现只有适度的影响。对最暗的本星系群星系的不完全性修正，以及在高红移和当前时期之间矮星系的光度依赖性破坏的（不太可能的）可能性，都是重要的不确定性。这些和其他不确定性可以通过更详细的建模和未来的观察来减轻。因此，从化石记录重建的暗端LF可以是一个强大的和互补的探测高红移暗星系被认为在宇宙的再电离中发挥了关键作用。

环境影响早型星系的恒星形成历史吗？

Does environment affect the star formation histories of early-type galaxies?

星系中恒星星族的差异可以用来量化环境对恒星形成历史的影响。我们的目标样本的早期类型的星系从斯隆数字巡天在两个不同的环境制度：密切对和一般的样本，环境是由其主机暗物质晕的质量来衡量。我们应用基于主成分分析的盲源分离技术，从中我们定义了两个相关的参数，分别与平均恒星年龄（eta）和最近的恒星形成（zeta）从光谱能量分布的星系。我们发现，环境留下的光谱上的二阶印记，而本地的属性-如内部速度色散-服从一个更强的相关性与恒星年龄分布。

z~3.7紫外-布里渊成星星系团的平均物理性质和成星历史

The Average Physical Properties and Star Formation Histories of the UV-Brightest Star-Forming Galaxies at z~3.7

[摘要]我们研究了z~3.7时最紫外发光的恒星形成星系的平均物理性质和恒星形成历史。我们的研究结果来自于对平均光谱能量分布（SED）的分析，这些平均光谱能量分布是由堆叠的光学到红外测光法构建的，来自于NOAO深宽视场巡天5.3平方度中发现的1，902个最紫外发光的恒星形成星系的样本。我们根据UV光度对样品进行分组，并且发现在静止帧光学和红外中的平均SED的形状与UV光度相当恒定：即，平均而言，紫外线越亮的星系，在较长的波长下也越亮。然而，在其余的UV中，光谱斜率（在0.13-0.28 μ m处测量）随着UV亮度的中值从L L* 处的-1.8急剧上升到最亮仓（L~4-5L*）中的-1.2。我们利用星族综合分析方法得到了这些星系的平均物理性质，发现：（1）LUV和恒星形成率（SFR）与恒星质量密切相关，紫外光越强的星系质量也越大;（2）中位年龄表明恒星星族相对年轻（200-400百万年），与紫外光光度的相关性很小;（3）紫外线亮度高的星系比亮度低的星系尘埃多，使得L~4-5L* 星系的亮度达到A（1600）=2等，而L* 星系的亮度为A（1600）=0.7-1.5等。我们认为，紫外发光星系的平均恒星形成历史更好地描述了模型，其中SFR随时间增加，以同时再现观测到的SFR和恒星质量之间的紧密相关性，以及这些星系普遍年轻的年龄。我们证明了在多个红移的SFR-M* 关系的测量的潜力，以区分简…

化石群起源于III。光学光度与X射线光度的关系

Fossil Groups Origins III. The relation between optical and X-ray luminosities

这项研究是化石群起源（FOGO）项目的一部分，该项目旨在对大量化石系统进行系统的多波长研究。在这里，我们专注于光学光度（Lopt）和X射线光度（Lx）之间的关系。在28个候选化石系统的样本中，我们考虑了12个系统的样本，其化石分类已被同伴研究证实。它们进行了比较，与16个系统的化石性质尚未得到证实的补充样本，并与RASS-SDSS星系团调查的102个星系系统的子样本。化石和正常系统跨越相同的红移范围0<z<0.5，并具有相同的Lx分布。对于每一个化石系统，在0.1-2.4千电子伏波段的Lx计算使用的数据从ROSAT全天巡天。对于每个化石和正常的系统，我们均匀计算Lopt在r波段内的特征集群半径，使用数据从SDSS DR 7。我们在Lx的两个数量级上对Lx-Lopt关系进行采样。我们的分析表明，化石系统是不统计区分从正常系统通过二维KS测试和Lx-Lopt关系的拟合。星系系统的光学光度确实与热气体成分的X射线光度密切相关，而与系统是否为化石无关。我们的结论是，我们的研究结果是一致的经典的“合并方案”的最亮的星系通过合并/同类相食的其他组星系，与保守的光学。我们没有发现一个特殊的状态的热集群内介质的证据。

早型星系中心暗物质含量：标度关系和与恒星形成历史的联系

The central dark matter content of early-type galaxies: scaling relations and connections with star formation histories

我们使用一套简单的动力学和恒星星族模型，研究了大量低红移早型星系的质量、大小和恒星形成历史之间的相关性。我们确认的大小和恒星年龄之间的反相关性，并调查与暗物质（DM）的中心内容的趋势。中心DM密度与星系大小之间的平均关系为<rho_DM>~ Reff^-2，这是第一次清楚地表明这些星系中存在尖形DM晕--类似于经历绝热收缩的标准LCDM晕。DM密度与星系质量的比例与预期一致，偏离矮星系和晚型星系的普遍晕轮廓的建议。我们引入了一个新的基本约束星系形成的发现，中央DM分数随恒星年龄的下降。这一结果只能部分解释的大小年龄的依赖性，和剩余的趋势是在相反的方向基本DM晕的预期。因此，我们认为，年龄和晕收缩之间可能存在联系，早期形成的星系有更强的重子反馈，扩大了他们的晕，否则笨重的重子吸积，避免晕收缩。另一种解释是较老的恒星星族有较轻的初始质量函数。

NGC 6482化石群中一个浅暗色玄武岩的正常发现

A Normal Abundance of Faint Satellites in the Fossil Group NGC 6482

化石星系群被认为是星系群演化的最终产物--一个巨大的中央星系主导着星系群的光度预算，是中等光度成员之间有效合并的结果。然而，人们对化石群的微弱卫星系统知之甚少。在这里，我们介绍了SUBARU/Suprime-Cam在最近的化石群NGC 6482（M_{tot} \sim 4 \times 10 ^{12} M_{\sun}）的B-和R-波段的宽视场，深成像研究，覆盖维里半径达310 kpc。我们执行详细的完整性估计，并选择组成员候选人的自动对象检测和视觉检查的组合。该化石群的基准样品中有48个候选成员，最低可达M_R-10.5等，是迄今为止研究最深的化石群。我们调查的光度标度关系，颜色星等的关系，和我们的星系样本的光度函数。我们发现了明亮的星系团之间最近和正在进行的合并事件的证据。颜色-星等关系与附近的星系团相当，在最微弱的光度下表现出明显的散射。完整性校正后的光度函数以早型矮星为主，其特征是暗端斜率α =-1.32 \pm 0.05。我们的结论是，NGC6482化石群显示出与规则星系团和星系群一致的光度特性，包括正常丰度的微弱卫星。

Fossil group origins. XI. The dependence of galaxy orbits on the magnitude gap

We aim to study how the orbits of galaxies in clusters depend on the prominence of the corresponding central galaxies. We divided our data set of $\sim$ 100 clusters and groups into four samples based on their magnitude gap between the two brightest members, $Δm_{12}$. We then stacked all the systems in each sample, in order to create four stacked clusters, and derive the mass and velocity anisotropy profiles for the four groups of clusters using the MAMPOSSt procedure. Once the mass profile is known, we also obtain the (non parametric) velocity anisotropy profile via the inversion of the Jean…

Intracluster Light Properties in a Fossil Cluster at z=0.47

Galaxy clusters contain a diffuse stellar component outside the cluster's galaxies, which is observed as faint intracluster light (ICL). Using Gemini/GMOS-N deep imaging and multi-object spectroscopy of a massive fossil cluster at a redshift of $z=0.47$, RX J105453.3+552102 (J1054), we improve the observational constraints on the formation mechanism of the ICL. We extract the ICL surface brightness and colour profiles out to 155 kpc from the brightest cluster galaxy (BCG) with a detection limit of 28.7 mag/arcsec$^2$ (1$σ$, 4.8" x 4.8"; i-band). The colour of the diffuse light is similar to th…

椭圆星系双相形成的化石证据

Fossil Evidence for the Two-phase Formation of Elliptical Galaxies

在过去的10 Gyr里，大质量的早期型星系经历了戏剧性的结构演化。另一篇论文指出，M*> 1.3 × 10 ^{11} M_sun的邻近椭圆星系一般包含三个测光子分量：一个有效半径Re<1 kpc的致密内部分量，一个Re~2.5 kpc的中等尺度中间分量，以及一个$R_e \approx 10$ kpc的扩展外包层。在这里，我们试图将这些子结构与在更高的红移观测到的早型星系的性质。我们发现，一个假设的结构形成的内部加上本地椭圆形的中间组件相结合，遵循一个惊人的紧密的恒星质量大小的关系，一个类似于早期类型的星系在z~1.5的分布。在中心kpc之外，这种复合结构的恒星质量表面密度分布中值与在不确定度范围内在1.5<z<2.0处具有相似累积数密度的大质量星系最接近。我们建议，在附近的椭圆形的中央子结构的进化后代的“红块”形成的高耗散（“湿”）的条件下，在高红移，设想在初始阶段的两个阶段的形成方案最近主张的大规模星系。随后的吸积，似乎是通过无耗散（“干”）的微小合并，建立了银河系的外部区域，在我们的分解中被确定为外包层。这一成分在恒星质量大小平面上表现出的大的散射证明了吸积事件的随机性。

寻找化石群：光学鉴定和X射线确证

Finding Fossil Groups: Optical Identification and X-ray Confirmation

我们报告发现了12个新的化石星系群，这些星系群主要由一个巨大的椭圆星系和星系团规模的引力势组成，但缺乏通常在星系团中看到的明亮星系群。这些化石群（FG），从maxBCG光学星团目录中选择，在钱德拉X射线天文台的快照观测中检测到。我们详细介绍了非常成功的选择方法，从我们的目标样本15个候选人中识别12个FG的成功率为80%。对于11个系统，我们确定的X射线光度，温度和流体静力学质量，这并不偏离正常系统的预期显着，跨越一个典型的丰富的集团和穷人的星系团的范围。少数检测到的FG形态不规则，可能是由于过去的合并，集团内介质（IGM）与中央AGN的相互作用，或多个大质量晕的叠加。三分之二的X射线检测到的FG表现出与中央BCG相关的X射线发射，尽管我们无法使用当前数据区分活动星系核和扩展热星系发射。这个样本是已知FG数量的大幅增加，对于未来计划的观测将是非常宝贵的，以确定FG温度，气体密度，金属丰度和质量分布，并与正常（非化石）系统进行比较。最后，缺乏星系的系统的人口的存在可能会使质量函数的确定产生偏差，这些质量函数从星系数量来测量丰富度。当用于约束功率谱归一化和Ω_m时，这些有偏的质量函数可能反过来使这些结果有偏。

宇宙学模拟和星系形成模型中化石群的性质

Properties of fossil groups in cosmological simulations and galaxy formation models

化石群是否只是普通群分布的尾部样本，或者它们是否是一个物理上不同的物体类别，以不寻常和特殊的形成历史为特征，这是一个长期存在的问题。为了研究这个问题，我们在这里调查的GIMIC项目，其中包括在千年模拟（MS）的特点是不同的大规模密度，从一个深空到原集群区域的五个区域的resimulations流体动力学模拟中确定的化石群。为了比较，我们还考虑了建立在MS之上的半解析模型，以及条件光度函数方法。我们在GIMIC模拟中确定星系为恒星群，并使用光谱合成代码来获得它们的光学特性。的X射线光度的群体估计的热韧致辐射的气体在主机晕，忽略金属丰度的影响。我们专注于比较理论模型和观测结果中化石群的属性，突出它们之间的差异，并试图确定对环境的可能依赖性，我们的方法特别适合这种环境。我们发现，在我们所有的理论模型中的光学化石分数下降与晕质量的增加，并没有明确的环境依赖。结合化石群的光学和X射线选择标准，在光学中看到的化石群的晕质量依赖消失。在GIMIC晕质量范围内，我们分辨得最好，9.0 \times 1012 \sim 4.0 \times 1013 h-1 M，化石群中的中央星系在年龄、金属丰度、颜色、浓度和质光比方面表现出与普通星系群相似的性质。[删节]

Is Abell 2261 a fossil galaxy cluster in a transitional dynamical state?

Abell 2261 (A2661) is a well-studied fossil cluster, but previous studies give contradictory results on its dynamical states, such as its X-ray central entropy and magnitude gap. To improve our understanding of its dynamical state, we conduct multi-object spectroscopic observations with Hectospec on the MMT, covering an area out to 5 virial radii from the cluster center, and get improved completeness and membership. Using this new data, we calculate multiple dynamical indicators including gaussianity, distance offset, and velocity offset. These indicators suggest that A2261 is moderately relax…

计算机上的宇宙再电离：当代银河系的再电离历史

Cosmic Reionization On Computers: Reionization Histories of Present-day Galaxies

我们研究的再电离历史的现代星系明确跟踪的建筑模块的晕在计算机上的宇宙再电离项目。我们跟踪暗物质粒子属于$z=0$晕跟踪中性馏分在相应的位置在快速全球再电离。由此产生的粒子再电离的历史，使我们能够探索不同的定义晕的再电离红移和占中性内容的星际介质。与以前的工作一致，我们发现了一个系统的趋势，再电离红移与质量-目前的晕具有较高的质量有较早的再电离时间。最后，我们量化了每个晕内的再电离时间的传播，这也具有质量依赖性。

剖析红色序列-- II。早型星系团在整个基平面的恒星形成历史

Dissecting the Red Sequence--II. Star Formation Histories of Early-Type Galaxies Throughout the Fundamental Plane

这项分析使用了大约16，000个附近SDSS静止星系的光谱，以跟踪沿着和垂直于基本面（FP）的星系恒星形成历史的变化。我们根据星系的FP特性（sigma、Re和I e）对星系进行分类，并构造了跨越FP宽度和厚度的高信噪比平均星系光谱。从这些光谱中，我们使用Graves & Schiavon（2008）中描述的方法，基于单个恒星星族模型确定平均亮度加权年龄，[Fe/H]，[Mg/H]和[Mg/Fe]。与以前的工作一致，发现早型星系的恒星形成历史形成一个双参数家族。主要趋势是平均年龄、[Fe/H]、[Mg/H]和[Mg/Fe]都随σ增加而增加。然而，没有恒星星族的性质显示出在固定的σ下对R_e的依赖性，这表明σ而不是动力学质量（M_dyn ~ σ ^2 R_e）是过去恒星形成历史的更好的预测者。除了sigma的主要趋势外，星系还显示出一系列固定sigma的人口属性，这些属性与FP的表面亮度残差密切相关，例如表面亮度较高的星系比表面亮度较低的星系具有更年轻的平均年龄，更高的[Fe/H]，更高的[Mg/H]和更低的[Mg/Fe]。后一种趋势是对恒星形成历史的一个主要的新限制。