Outflow vs. Infall in Spiral Galaxies: Metal Absorption in the Halo of NGC 891
气体吸积到一个星系将是低金属丰度，而晕气体由于星系喷泉将接近太阳的金属丰度。我们测试这些预测通过测量晕气体5千秒差距以上的边缘星系NGC 891的平面上的金属吸收线的属性，使用观测与HST/STIS对明亮的背景类星体。在NGC 891的晕中，Fe II，Mg II和Mg I的金属吸收线清晰可见，当结合最近的深H I观测时，我们能够首次对晕气体的金属丰度进行限制。H I线宽定义了线加宽，我们从这些金属线模型的不透明度的影响，假设吸收气体是连续分布在晕。气相金属丰度为[Fe/H] = -1.18 +/- 0.07和[Mg/H] = -0.23 +0.36/-0.27（统计误差），这种差异可能是由于颗粒上的差异贫化。当用银河系气体作为指导来校正这种消耗时，这两种元素的丰度都接近太阳，甚至是超太阳。这表明气体来自星系盘，可能是被星系喷泉排入晕中，而不是来自星系际气体的吸积，因为星系际气体的金属丰度很低。如果吸收气体位于热宽度小于晕旋转速度的少数云中，则丰度将显著增加。如果是这样的话，丰度和[Mg/Fe]都将是超日的。
2013-04-02 astro-ph.CO
Kinematics and line strength indices in the halos of the Coma Brightest Cluster Galaxies NGC 4874 and NGC 4889
本文研究后发座星系团中最亮星系团（BCGs）外晕的恒星运动学和谱线强度指数，获得外晕Vrot和sigma分布，并推导出这些天体形成历史的约束条件。研究方法：我们分析了波长范围在~ 4500 ~ 5900埃的深、中分辨率、长缝光谱中的吸收线，其中NGC 4874的吸收线达到~50 kpc，NGC 4889的吸收线达到~65 kpc，探测区域的表面亮度低至μ R ~24 mag/arcsec ^[2]。结果如下：这些数据提供了沿两个BCG长轴和NGC 4889短轴的恒星速度和速度色散分布。NGC 4874和NGC 4889晕的运动学性质扩展了早型星系晕与明亮光度的关系，并表明外层区域的恒星仍然与这些星系相联系。对于NGC 4889，我们还确定了Hbeta，Mg和Fe线强度指数，发现Mg和Fe的强径向梯度。NGC 4889目前的数据集是半径最大的数据集之一，包括恒星运动学和线强度指数测量。
2010-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark halo of the Hydra I galaxy cluster: core, cusp, cosmological? Dynamics of NGC 3311 and its globular cluster system
NGC 3311是长蛇座I星系团的中央cD星系。我们利用NGC 3311周围的球状星团，结合星系本身的运动学数据，研究了Hydra I中心区域的暗物质分布。本文利用VLT/VIMOS掩模光谱仪对118个明亮球状星团的径向速度进行了计算，得到了100 kpc的速度色散。NGC 3311是迄今为止进行过此类研究的最遥远的星系。我们还确定速度色散的恒星组成部分从长缝光谱到20千秒差距。此外，我们提出了一个新的光度模型的NGC 3311在V波段。我们在球形Jeans模型的背景下寻找一个暗晕。我们还比较了球状星团和行星状星云的径向速度分布。在20 kpc的半径上，预计的恒星速度色散从185 km/s上升到350 km/s。球状星团的色散也从10 kpc时的500 km/s上升到100 kpc时的800 km/s，与星系团的速度色散相当。一个有核的暗物质晕很好地再现了各向同性下恒星和球状星团的速度色散。由宇宙学NFW晕预测的中心恒星速度色散是不太好的表示，而球状星团允许一个广泛的晕参数。一个可疑的径向各向异性的恒星星族解释了偏差。然而，我们发现与以前的运动学数据，我们不能解决，并可能表明一个更复杂的速度模式的差异。虽然我们不能最终证明NGC 3311的暗物质晕有一个核心而不是一个尖点，但根据目前的数据，核心似乎是首选。需要更完整的速度场和各向异性分析才能得出确切的结论。
2011-03-10 astro-ph.CO
Stellar velocity profiles and line strengths out to four effective radii in the early-type galaxies NGC 3379 and NGC 821
利用积分场摄谱仪SAURON测量了早型星系NGC 3379和NGC 821在四个有效半径范围内的恒星视速度分布和吸收线强度。通过我们新开发的观测技术，我们现在可以探测星系中的这些微弱区域，这些区域以前无法用传统的长缝光谱学进行探测。我们充分利用了光谱仪的大视场和高吞吐量：通过将所有~1400个小透镜的信号添加到一个光谱中，我们在几个小时的观察时间内获得足够的信噪比，以可靠地测量大半径的吸收线运动学和线强度。我们发现，以前观察到的线强度梯度1 Re内保持恒定的至少4 Re，这就限制了这些星系的合并历史。恒星晕的人口是旧的和贫金属。通过构建基于轨道的史瓦西动力学模型，我们发现，暗物质是必要的，以解释观察到的运动学在NGC 3379和NGC 821，与30 - 50%的总物质是黑暗的4 Re。由于轨道结构的差异，我们的最佳拟合晕模型的径向各向异性小于我们的模型没有晕。晕也对Mgb - Vesc关系有影响：当暗物质晕加入模型时，它的斜率会更陡。
2009-05-29 astro-ph.CO
Transport of cosmic rays in the nearby starburst galaxy NGC 253
射电晕需要面外宇宙射线和磁场共存。由于宇宙射线是通过与盘中恒星形成有关的过程注入并加速的，因此它们必须从盘传输到晕中。垂直的大尺度磁场可以显著增强这种传输。我们用Effelsberg和VLA望远镜用射电连续偏振测量法观测了NGC 253。NGC 253的射电晕呈哑铃状，在中心附近垂直延伸最小。通过对电子寿命的估计，我们测量到宇宙射线的整体速度为300+/-30 km/s，这在圆盘的范围内是恒定的。这表明NGC 253中存在“盘风”。我们提出大尺度磁场是盘（r，phi）和晕（r，z）分量的叠加。圆盘场是一个偶宇称指向内的螺旋。圆锥形（均匀）晕场在投影中呈现为X形结构，就像在其他边缘星系中观察到的那样。在超气泡的壁压缩的相互作用可以解释所观察到的晕场和热的Halpha和软X射线发射气体的瓣之间的对齐。盘风是一个很好的候选人运输的小规模螺旋领域，需要有效的发电机行动，并作为一个来源的中性氢观察到的晕。
2009-09-01 astro-ph.CO
Detection of a Hot Gaseous Halo Around the Giant Spiral Galaxy NGC 1961
所有大型星系周围都有热气晕，这对我们理解星系形成至关重要，但在螺旋星系周围几千秒差距以外的地方从未探测到过。我们使用钱德拉ACIS-I仪器来寻找一个理想的候选星系周围的漫射X射线辐射：孤立的巨大螺旋NGC 1961。我们观察了银河系周围的四个象限，每个象限为30千秒差距，仔细减去背景和点源发射，发现扩散发射似乎延伸到40-50千秒差距。我们拟合$β$模型的排放，并估计热晕质量在50千秒差距的$5\times10^9 M_{\odot}$。当这个轮廓外推到500 kpc（近似维里半径）时，隐含的热晕质量是$1-3\times10^{11} M_{\odot}$。这些质量估计假定气体金属丰度为$Z = 0.5 Z_{\odot}$。这个星系的热晕是一个巨大的气体储存库，但明显低于先前搜索设定的观测上限，并表明NGC 1961相对于宇宙平均值丢失了75%的重子，这将暂时将其置于较小质量星系的重子塔利-费舍尔关系的外推之下。气体的冷却速率不超过0.4 $M_{\odot}$ /年，比恒星形成过程中的气体消耗速率低一个数量级以上。我们讨论了这个晕的影响星系形成模型。
2011-07-27 astro-ph.CO
Numerical Modelling of the Vertical Structure and Dark Halo Parameters in Disc Galaxies
用N体数值模拟方法研究了嵌入球形晕中的银盘的弯曲不稳定性和垂直结构的非线性动力学。恒星银盘弯曲不稳定性的发展被认为是增加银盘厚度的主要因素。光盘垂直刻度高度和晕盘质量比之间的相关性预测从模拟。本文讨论了具有小凸起的边缘旋涡星系球盘质量比的估算方法。对八个边对星系NGC 891、NGC 4738、NGC 5170、UGC 6080、UGC 7321、UGC 8286、UGC 9422和UGC 9556进行了模拟。估计了星盘、暗晕和星球的参数。在我们的星系中，暗亮质量比的下限在它们的恒星盘的范围内是1的数量级。暗晕在具有非常薄的恒星盘的星系（NGC 5170，UGC 7321和UGC 8286）中占主导地位。
2010-07-27 astro-ph.CO
The Supermassive Black Hole and Dark Matter Halo of NGC 4649 (M60)
我们应用轴对称轨道叠加模型估算了NGC 4649的超大质量黑洞质量和暗物质晕轮廓。我们包括了哈勃太空望远镜、恒星和球状星团观测的数据集。我们的模型给出了黑洞质量= 4.5 \pm 1.0 10^9 \Msun和M/L = 8.7 \pm 1.0（或8.0 \pm 0.9后，前景银河系消光校正）。我们确认存在一个暗物质晕，但恒星质量占主导地位的有效半径内。由于大半径下球状星团数据的稀疏性，暗晕的参数受到的限制较少。我们发现，在NGC 4649的动力学质量剖面，从我们的建模是一致的大于从X射线数据在大多数的径向范围约60%至80%。这意味着，要么某些形式的非热压力需要包括在内，假设的流体静力平衡可能不是一个很好的近似在NGC 4649的X射线模型，或我们的假设中使用的动力学模型是有偏见的。我们的新黑洞质量大约是先前公布的值的两倍;早期的模型没有充分地对所需的轨道进行采样，以匹配星系中心的大切向各向异性。如果我们假设没有暗物质，黑洞质量和M/L的结果并没有显着变化，我们归因于包含HST光谱，稀疏的球状星团运动学和弥漫的暗物质晕。没有HST数据，黑洞探测的意义就大大降低。
2010-01-17 astro-ph.CO
The PN.S Elliptical Galaxy Survey: a standard LCDM halo around NGC 4374?
作为我们目前的计划，以测试LCDM预测的暗物质（DM）晕使用扩展的运动学观测的早期型星系的一部分，我们提出了一个明亮的椭圆星系NGC 4374（M84）的动力学分析的基础上~450行星状星云（PNe）的速度从PN.光谱仪，随着扩展的长缝恒星运动学。这是第一个这样的分析星系从我们的调查与径向恒定速度色散曲线。我们发现，在重叠区域，PNe的空间和运动学分布与场星一致。速度峰度在几乎所有半径处都为零。我们构建了一系列的牛仔裤模型，拟合速度色散和峰度，以帮助打破质量各向异性简并。我们的质量模型包括DM晕无论是浅的核心或中央尖点的宇宙学模拟预测-随着新的介绍，在这种情况下，绝热晕收缩重子下落。这两类模型都证实了NGC 4374周围有一个非常巨大的暗晕，表明PN运动学数据能够很好地检测到这种晕。考虑到默认的宇宙学质量模型，我们证实了早期的建议，明亮的星系往往有晕浓度高于LCDM预测，但这被发现解决，如果一个萨尔彼得IMF或绝热收缩与Kroupa IMF的假设。因此，第一次发现的情况下，PN动力学很可能是符合标准的暗物质晕。一个核心晕也可以适合的数据，并喜欢一个恒星质量与萨尔彼得IMF一致。在光度较低的"普通"椭圆星系中发现的不那么引人注目的暗物质含量表明，晕的性质可能是由重子的发散效应在它们的组装历史中产生的双峰性。
2010-10-11 astro-ph.CO
On the origin of the stellar halo and multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
我们认为，所观察到的球状星团（GC）NGC 1851周围的恒星晕是它在其已不复存在的宿主矮星系的中心区域形成的证据。我们数值研究了在强潮汐场作用下嵌入大质量暗物质晕中的有核矮星系的长期动力学演化。矮星系被认为有一个恒星核（或核星团），可能是NGC 1851的祖先。我们发现，虽然暗物质晕和恒星的外壳的主矮星NGC 1851可以几乎完全剥离在其轨道演化过程中围绕银河系，一小部分的恒星在矮星可以保持被困在引力场的核。被剥离的核心可以被观测为没有或几乎没有暗物质的NGC 1851，而核心周围的恒星可以被观测为NGC 1851周围的弥散恒星晕。模拟的恒星晕呈对称分布，密度斜率为~ -2，在距离NGC 1851 ~ 200 pc范围内没有潮汐尾。我们发现，两个GC可以相互合并，形成一个新的核GC嵌入场星由于低恒星速度色散的主机矮。这一结果没有假设的年龄和/或化学丰度的两个合并的GC。因此，观察到的恒星晕和NGC 1851中特有的多个恒星星族表明，NGC 1851最初可能形成于一个古老矮星系的中心区域。
2011-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamics of the NGC 4636 globular cluster system II. Improved constraints from a large sample of globular cluster velocities
本文给出了室女星系团最南端的巨型椭圆星系NGC 4636周围289个球状星团的新径向速度。这些数据是在甚大望远镜上用FORS 2/MXU获得的。结合早期研究（Schuberth et al. 2006）中分析的数据，我们现在有一个半径为12弧分（60 kpc）的460个球状星团的样本-这是同类中最大的一个。这个新的数据集还提供了一个更完整的角度覆盖。此外，我们还提供了NGC 4636内部恒星星族的新的运动学数据。我们进行更新的牛仔裤分析，使用恒星和GC数据，以更好地约束暗晕属性。我们发现在R波段的恒星M/L比为5.8，高于单颗恒星星族合成的预期。我们模拟的黑暗晕的核心和尖点分析晕配置文件，并考虑不同的各向异性的示踪剂人口。NFW晕的性质完全在宇宙学模拟的预期范围内。核心晕给出了中心暗物质密度，这是NGC 4636光度的椭圆星系的典型特征。暗物质晕的表面密度高于旋涡星系。我们比较了修正的牛顿动力学的预测与派生的晕属性，并找到令人满意的协议。因此，NGC 4636因此属于螺旋星系的重子塔利-费舍尔关系。与Johnson等人（2009）的X射线质量剖面的比较显示，只有在考虑热等离子体丰度梯度的情况下，才能令人满意地一致。这可能表明，在所有系统中，包括具有强丰度梯度的星系团，基于X射线的质量分布都倾向于更高的质量。
2012-05-09 astro-ph.CO
Dark matter halos around isolated ellipticals
利用X射线和光度测量数据，研究了孤立椭圆星系NGC 7052和NGC 7785中发光物质和暗物质的分布。为了计算这些稀有天体中的暗物质分布，我们对NGC 7785的XMM-牛顿数据进行了改进的X射线分析，并使用了以前基于NGC 7052的Chandra数据的结果。对于每一个对象，我们还推导出恒星球体的长度尺度从表面测光和球体恒星质量从分析的星系光谱能量分布。我们发现这些天体中存在一种暗物质成分。它是次主导的，并与半光半径宽的光学区域内的发光物质混合，而它在外半径处主导引力势。总的来说，暗晕的结构非常类似于在光度相当的螺旋周围发现的结构，它很好地被Burkert晕所复制，而Sersic球状体很好地解释了重子分量。
2011-12-28 astro-ph.CO
Counter-dispersed slitless-spectroscopy technique: planetary nebula velocities in the halo of NGC 1399
利用VLT上的FORS 1，利用反色散无狭缝光谱技术，我们探测和测量了距离我们最近的cD星系NGC 1399周围的187个行星状星云（PNE）的视速度。我们描述了发射线源的识别和分类方法以及计算其J2000坐标和速度的过程。PN检测的数量和速度测量的误差（37 km/s）表明，该技术与其他方法相当，例如Teodorescu等人（2005）所描述的方法。我们提出了PNe的空间分布和它们的速度的基本分析。PN二维速度场显示与其他研究一致的边缘旋转。我们还发现了一个低速子结构的晕和一个平坦的速度色散曲线相比，以前的观察，延伸到~400弧秒。低速子分量的检测强调了离散速度示踪剂用于检测未混合分量的重要性。新的速度-色散分布与修正后的NGC 1399中红色球状星团的速度色散非常一致，使用Schuberth等人（2009）的数据。这一剖面的外部与Kronawitter等人（2000年）的动力学模型一致，该模型对应的圆速度约为340 km/s，半径为7'处的重标度B波段质光比约为20。这些测量跟踪运动学的外晕和解开在天炉座星系团核心的异质人口。新的数据为NGC 1399外晕的修订动力学模型奠定了基础。
2010-09-09 astro-ph.CO
HALOGAS: Extraplanar gas in NGC 3198
我们提出了新的，深HI观测的螺旋星系NGC 3198的分析，作为HALOGAS（Westerbork氢吸积在LOCAL GALAXIES）调查的一部分，主要目的是调查的存在，数量，形态和运动学的面外气体。我们提出了NGC 3198的HI观测模型：与观测数据立方体最匹配的模型具有厚盘的特征，其标度高度为~3 kpc，HI质量约为总HI质量的15%;这个厚盘的旋转速度也随着高度（滞后）的降低而降低7-15 km/s/kpc（尽管有很大的不确定性）。这种面外气体是在NGC 3198中首次发现的。从径向上看，这种气体似乎稍微超出了活跃的恒星形成星系（由H α辐射跟踪），但它并不比恒星盘的外部更暗的部分径向延伸。与以前的研究相比，由于灵敏度的提高，我们跟踪旋转曲线到更大的半径。我们模型的旋转曲线的框架MOND（修改后的牛顿动力学），我们确认，在允许的距离范围内，我们假设，适合质量是适度的，在这个星系，但新的外部部分的解释令人满意的方式。
2013-04-15 astro-ph.CO
Hot gas halos around disk galaxies: Confronting cosmological simulations with observations
盘状星系形成的模型通常预测在低红移的大质量螺旋周围存在着一个扩展的热气体吸积库。作为这些模型的测试，我们使用两个巨大的，静态的边缘上的螺旋NGC 5746和NGC 5170的X射线和H-α数据，以调查任何热气体在其晕的数量和起源。与我们先前的说法相反，钱德拉分析NGC 5746，采用最近的校准数据，没有显示任何明显的证据，扩散X射线发射光盘外，与3西格玛上限的晕X射线光度为4 e39 erg/s。对质量较小的NGC 5170的相同研究也未能检测到任何平面外的X射线发射。通过提取热晕属性的盘星系形成的宇宙学流体动力学模拟，我们比较这些结果的期望宇宙学吸积的热气螺旋。对于银河系大小的星系，这些高分辨率的模拟预测热晕X射线光度比Toft等人（2002）报告的结果低约2倍。我们发现新的模拟预测与我们对NGC 5746和NGC 5170的观测约束一致，同时也证实了迄今为止在更活跃的恒星形成螺旋周围检测到的热气体通常可能与盘中的恒星活动有关。静止的盘星系在高质量端的观测结果仍然提供了强大的约束理论预测，因此，在盘星系形成和演化的数值研究假设的输入物理。
2009-03-04 astro-ph.CO
Dark matter and no dark matter: On the halo mass of NGC 1052
NGC 1052星系群，特别是两个内部速度色散非常低的超弥散星系的发现，最近一直是备受关注的主题。在这里，我们提出了一个样本的77个球状星团与NGC 1052上获得的凯克望远镜的径向速度。它们的平均速度和速度色散与宿主星系一致。利用一个简单的示踪剂质量估计器，我们推断了NGC 1052的封闭动力学质量和暗物质分数。外推我们的测量与NFW质量配置文件，我们推断总晕质量为6.2（$\pm$ 0.2）$\times$ 10 $^{12}$ M $_{\odot}$。这一质量与恒星质量-晕质量关系的预期完全一致，表明NGC 1052具有正常的暗物质晕质量（也就是说，它并不缺乏暗物质，与该星系群中的两个超弥散星系相比）。我们提出了一个相空间图显示的星系，位于投影维里半径（390千秒差距）的NGC 1052。最后，我们简要地讨论了两个暗物质缺乏星系（NGC 1052-DF和DF 4），并考虑MOND是否可以解释其低观测到的内部速度色散。
2019-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic rays and the magnetic field in the nearby starburst galaxy NGC 253: II. The magnetic field structure
我们用D-配置的VLA和Effelsberg 100-m望远镜使用射电连续偏振测量法观测了NGC 253。将6.2 cm和3.6 cm处的观测结果结合起来计算RM分布并校正法拉第旋转。大尺度磁场由盘（r，phi）和晕（r，z）分量组成。盘分量可以被描述为轴对称的螺旋场，其指向内部，具有25+/-5度的螺距角，其相对于平面对称（偶宇称）。晕场显示了一个突出的X形中心的核心类似于其他边缘星系。我们提出了一个模型，其中晕场线是沿着一个锥与90 +/- 30度的开口角，并指向远离磁盘在北部和南部的晕（偶宇称）。X形晕场跟随着在H α和软X射线发射中看到的叶。发电机作用和盘风可以解释X形晕场。核恒星暴驱动的超级风可能会通过压缩膨胀的超级气泡的叶片来进一步放大和排列晕场。盘风是一个很有前途的候选人的起源气体的晕和驱逐小规模的螺旋领域所要求的有效发电机行动。
2009-08-20 astro-ph.CO
The dynamically hot stellar halo around NGC 3311: a small cluster-dominated central galaxy
在星系团中，团内光与中央星系晕的关系是一个重要的悬而未决的问题。在这里，我们报告的结果，从一个正在进行的项目，目的是在NGC 3311周围的长蛇座I（阿贝尔1060）集群的核心动力学状态的特征。方法：我们分析了NGC 3311晕中达到~25 kpc的深长缝吸收线光谱。结果：在R ~ 12 kpc处，速度弥散分布从中心σ 0 =150 km/s急剧增加到σ out ~450 km/s。更远的地方，到25 kpc，sigma似乎是恒定的，这是Hydra I星系速度色散的60%。NGC 3311的热晕动力学不同于其他正常的早型星系。结论：这些结果和从NGC 3311周围的X射线推断出的大量暗物质表明，该星系的恒星晕主要由星团的中央星团内恒星控制，并且从主要的星系束缚星到星团恒星的转变发生在距离NGC 3311中心4到12 kpc的径向范围内。我们评论的晕运动学观察到的星系团中央星系的范围很广，这取决于其主机集群的演化状态。
2010-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Old Massive Globular Clusters and the Stellar Halo of the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4449
我们使用哈勃太空望远镜的图像显示，附近的矮星暴星系NGC 4449有一个不寻常的丰富的发光红色星团。综合测光、低分辨率光谱、动态质光比和分辨色星等图的联合约束提供了证据，证明其中一些星团是古老的球状星团。两个大质量星系团的光谱数据显示中间金属丰度（[Fe/H] ~ -1）和日下Mg增强（[Mg/Fe] ~ -0.1 ~-0.2）。其中一个星团可能是潮汐扰动矮星系的核心;另一个质量非常大（~ 3 x 10^6 M_sun）。我们还发现了一群遥远的晕状球状星团。NGC 4449与矮星系中普遍存在恒星晕的新图像相一致，对其球状星团的研究可能有助于区分吸积和这种晕的原位情景。
2011-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence Against Dark Matter Halos Surrounding the Globular Clusters MGC1 and NGC 2419
皮布尔斯（Peebles，1984）首先提出了古老的球状星团（GC）是在其自身的暗物质晕中心形成的猜想，最近又重新提出来解释在许多GC中观察到的令人困惑的丰度模式。在本文中，我们证明了孤立的GC的外部恒星密度分布是非常敏感的扩展的暗晕的存在。GC NGC 2419位于距离我们银河系中心90 kpc的位置，而MG C1位于距离M31中心约200 kpc的位置，是测试GC在大质量暗晕中心形成的理想实验室。将分析模型与这些GC的观测结果进行比较，我们得出结论，这些GC不可能嵌入维里质量大于10^6 Msun的暗晕中，或者等价地说，暗物质晕质量与恒星质量之比必须为Mdm/M_*<1。如果这些GC确实在它们的一生中在弱潮汐场中轨道运行，那么这些限制意味着这些GC不是在它们自己的黑暗晕中形成的。最近的观察，在GC NGC 1851的扩展恒星晕也解释在我们的分析模型的背景下。这些结果的GC的形成的影响进行了简要讨论。
2011-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elliptical galaxies with rapidly decreasing velocity dispersion profiles: NMAGIC models and dark halo parameter estimates for NGC 4494
NGC 4494是几个中等光度的椭圆星系之一，被推测有一个异常弥散的暗物质晕。我们使用chi^2-made-to-measure粒子代码NMAGIC，根据光度学和各种运动学数据构建NGC 4494的轴对称模型。扩展的运动学模型包括多个狭缝中的光谱，最大可达3.5 R_e，以及数百个行星状星云的速度，最大可达~7 R_e，从而使我们能够探测晕中的暗物质含量和轨道结构。我们使用蒙特卡罗模拟来估计置信边界的晕参数，我们的数据和建模设置。我们发现暗物质晕的真实势能在70%置信水平（C.L.）下恢复到Δ G（优值函数）<26（Δ χ ^2 <59），在90% C. L.时，Δ G <32（Δ χ ^2 <70）。这些数值远大于通常假设的70%（90%）C. L.的Δ χ ^2 = 2.3（4.6）。对于两个自由参数，也许情况依赖，但质疑的一般有效性的标准假设用于晕和黑洞质量测定。NGC 4494的最佳拟合模型在5R_e（70% C.L.）处的暗物质分数约为0.6 \pm 0.1，并嵌入在圆速度约为200 km/s的暗物质晕中。在~0.5R_e外，总圆速度曲线（CVC）在v_c = 220 km/s处近似平坦。恒星的轨道各向异性是中等径向的。这些结果是独立的假设星系的倾角，和边缘上的模型是首选。与NGC 3379和NGC 4697的速度分布也是从中心向外迅速减小相比，外CVC和暗物质晕的速度分…
2013-03-11 astro-ph.CO astro-ph.IM
Structure and Population of the NGC55 Stellar Halo from a Subaru/Suprime-Cam Survey
作为银河系恒星晕调查的一部分，我们利用Subaru/Suprime-Cam拍摄的深视场和宽视场V-和I-波段图像，研究了玉夫座星系群成员星系NGC 55中恒星晕北部外部的结构和恒星星族。通过对红巨星分支（RGB）恒星的色星等图（CMD）的分析，得到了一个基于RGB（TRGB）的到星系的距离模为（m-M）_0 = 26.58 +/- 0.11（d = 2.1 +/-0.1Mpc）.从恒星密度图，我们检测到的非对称干扰，厚盘结构和两个金属贫过密的子结构在北部地区的NGC 55，这可能对应于合并残留物与分级形成的NGC 55的晕。此外，我们确定了一个弥漫的贫金属晕延伸到至少z ~ 16千秒差距从银道面。垂直于银道面的z方向的表面亮度剖面表明，NGC 55北部外部的恒星密度分布是由z <~ 6 kpc的局部等温盘和可能的弥散贫金属晕描述的，V波段表面亮度大于~ 32 mag arcsec^{-2}，其中老的RGB星占主导地位。我们推导出这些结构的金属丰度分布（MD）的基础上的光度比较的RGB恒星的理论恒星演化模型。厚盘结构的MD分别为[Fe/H]峰~ -1.4和[Fe/H]平均~-1.7，而外层亚结构比厚盘结构表现出更多的贫金属特征。结合我们对M31星晕的研究结果，讨论了不同哈勃类型星晕形成过程的可能差异。
2011-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Resolved Stellar Halo of NGC 253
我们已经获得了麦哲伦/IMACS和HST/ACS的成像数据，解决红巨星分支恒星的恒星晕的星暴星系NGC 253。HST数据覆盖的区域很小，使我们能够准确地解释地面数据，这些数据覆盖了30%的晕，距离为30 kpc，使我们能够对本星系群之外的恒星晕的全球性质和结构进行详细的定量测量。晕的几何形状与盘的几何形状相同，非常平坦，投影轴比为b/a ~ 0.35 +/- 0.1。晕的总恒星质量估计为M_halo ~ 2.5 +/- 1.5 x 10^9 M_sun，或星系总恒星质量的6%，并具有投影径向依赖性，遵循指数为-2.8 +/- 0.6的幂律，对应于三维幂律指数~-4。我们测量的NGC 253的总光度和轮廓形状比银河系和M31的等效值要大一些，也更陡一些，但在宇宙学背景下建立的恒星晕属性的模型预测的分散范围内。晕内的结构可以在不同的尺度上看到：有一个小的kpc尺度的密度变化和一个大的架子状特征靠近中场。已经开发的技术将是必不可少的定量比较我们即将观测到的恒星晕的更大样本的晕形成的模型。
2011-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
HALOGAS: HI Observations and Modeling of the Nearby Edge-on Spiral Galaxy NGC 4565
我们提出了21厘米的观测和模型的中性氢在NGC 4565，附近的一个边缘上的螺旋星系，作为Westerbork氢吸积在LOcal GALAXIES（HALOGAS）调查的一部分。这些模型提供洞察力的形态和运动学HI以上，以及内，磁盘。NGC 4565具有明显的翘曲和不对称的圆盘，并带有一个外展层。我们的模型提供了一个大规模的，扩展HI晕的证据。我们看到了一个酒吧和相关的径向运动的证据。此外，有迹象表明，在磁盘的径向运动，可能与一个环的密度较高。我们看到旋转速度随着盘平面以上的高度（滞后）而显著降低，在接近和后退的一半中分别为-40 +5/-20 km/s/kpc和-30 +5/-30 km/s/kpc。这种滞后只在靠近的一半的内部~4.75'（14.9 kpc）和远离的一半的内部~4.25'（13.4 kpc）中看到，这使得它成为一个径向变浅的滞后，现在在几个星系的HI层中可以看到。当比较NGC 4565和其他星系的结果时，有初步迹象表明单位面积的高恒星形成率与晕的存在有关。最后，HI在两个伴星系中被发现，其中一个明显与NGC 4565相互作用。
2012-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape of dark matter halo in PRG NGC 4262
为了确定暗物质的空间分布，我们对极环星系NGC 4262进行了研究。我们使用的恒星运动学数据的中心星系的光学光谱与信息的中性氢的运动学的极性组件。结果表明，NGC4262是典型的极环星系，其组成部分之间的相对夹角为$88^{\circ}$。从中央星系和环运动学的模拟中，我们发现暗物质分布的形状随半径变化很大。也就是说，暗物质晕向银盘平面$c/a=0.4$变平，但它向远离中央星系$c/a=1.7$的正交（极）平面变长。此外，环演化的模拟让我们确认了环的稳定性和其中准螺旋结构的形成。
2014-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku Measurements of Hot Halo Emission at Outskirts for Two Poor Galaxy Groups: NGC 3402 and NGC 5129
我们提出了两个贫穷的星系群，NGC 3402和NGC 5129，温度低于1 keV的朱雀偏离中心的观测。通过光谱分解，我们测量了它们的表面亮度和温度，分别为NGC 3402和NGC 5129的临界密度的530倍和1430倍。这些数量与从两组现有内部测量结果推断的结果一致。在精确的X射线辐射热光度下，两组都更喜欢$L_X$ - $T$关系，而不中断组机制。此外，我们还确定了这些半径处的电子数密度和流体静力学质量。我们发现，表面亮度和电子数密度分布需要两个$β$模型组件，以及第三个$β$模型可能需要NGC 3402的迹象。将X射线测量的气体质量和星系群成员的恒星质量相加，计算出NGC 3402和NGC 5129的重子分数分别为$f_b$ = 0.0693 $\pm$ 0.0068和$f_b$ = 0.095 $\pm$ 0.014。结合其他贫穷的集团与良好测量的X射线发射到郊区，我们发现了一个平均重子分数外推到$r_{500}$的$\overline{f_{b,500}}$ = 0.0912 $\pm$ 0.0050的X射线明亮的集团与温度在0.8和1.3千电子伏之间，现有的限制，以较低的质量系统，并表明显着的重子损失存在低于约$r_{500}$。
2020-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Deep XMM-Newton Study of the Hot Gaseous Halo Around NGC 1961
我们研究了11个XMM-牛顿观测的巨大的螺旋星系NGC 1961，使我们能够研究热气体晕的螺旋星系在前所未有的细节。我们进行了空间和光谱分析;与前者，热晕被检测到至少80千秒差距，后者的属性可以详细测量到42千秒差距。我们发现的证据是一个负梯度的温度分布是常见的椭圆星系。我们测量了一个粗略的金属丰度曲线，这与在$Z \sim 0.2 Z_{\odot}$处平坦一致。转换为这种金属丰度，去投影密度分布与先前的参数拟合一致，没有证据表明在42 kpc（$\sim$ 0.1 R $_{\text{vir}}$）内出现了断裂。外推到维里半径，我们推断热晕质量相当于星系的恒星质量，以及来自恒星和热气体的重子分数约为30%。热气体的冷却时间比动力学时间长几个数量级，使热晕稳定对冷却不稳定性，我们认为，中性氢的扩展流看到这个星系的西北部，而不是可能是由于星系际介质的吸积。热晕的低金属丰度表明它也可能是吸积的。我们将NGC 1961的热晕与孤立椭圆星系周围的热晕进行了比较，表明总质量比恒星质量更好地决定了热晕的性质。
2015-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Megacam Survey of Outer Halo Satellites. IV. Two foreground populations possibly associated with the Monoceros substructure in the direction of NGC2419 and Koposov2
被称为麒麟座环的星系晕恒星结构的起源仍在争论中。在这项工作中，我们使用深CFHT宽场测光研究了球状星团NGC 2419和Koposov 2的晕子结构，其中麒麟座的存在变得重要，因为它们的投影位置重合。使用斯隆数字巡天光度和光谱学在这些球状星团周围的区域和超越，在那里相同的麒麟座人口被检测到，我们得出结论，第二个功能，不太可能与银河系盘星沿视线，是目前作为前景人口。我们的分析表明麒麟座环可能是由一个年龄为t ~ 9 Gyr的老恒星星族和一个年龄为t ~ 4 Gyr的新恒星族组成。或者，这个探测可能与麒麟座在天空方向的第二次包裹有关，也表明环中的金属丰度分布。在这个晕子结构的其他部分检测到这种低密度特征将揭示其性质。
2015-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectroscopic evidence of distinct stellar populations in the counter-rotating stellar disks of NGC 3593 and NGC 4550
本文介绍了用VIMOS/VLT对两个盘星系NGC 3593和NGC 4550的积分场光谱观测结果。已知这两个星系都有2个反向旋转的恒星盘，电离气体与其中一个同向旋转。我们测量了每个星系的电离气体运动学和金属丰度，以及两个恒星组成部分的表面亮度，运动学，质量表面密度和恒星星族，以约束这些特殊星系的形成情景。我们采用了一种新的光谱分解技术，这两个星系，分离的相对贡献的2个反向旋转的恒星和一个电离气体组分所观察到的光谱。我们测量了2个反向旋转恒星分量的运动学和Lick指数的线强度。我们用单个恒星星族模型模拟了每个恒星组成部分的数据，该模型解释了α/Fe过剩。在这两个星系中，我们成功地将主星与质量较小的次级恒星成分分离开来，并以与电离气体成分相同的方向旋转。这两个恒星组成部分具有指数表面亮度轮廓。在这两个星系中，两个反向旋转的恒星组成部分具有不同的恒星星族：次级恒星盘比主星系恒星盘更年轻，更贫金属，更α增强。我们的研究结果排除了次级恒星成分的内部起源，并倾向于这样一种情况，即它是由环境中逆行轨道上的气体吸积而形成的，为原位的外向内快速恒星形成提供了燃料。该事件发生在NGC 3593的约2 Gyr前，NGC 4550的约7 Gyr前。不能排除双星系合并的情况，需要更大的样本来统计确定哪种机制是建立反向旋转恒星盘的最有效机制。
2012-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
No evidence for younger stellar generations within the intermediate age massive clusters NGC 1783, NGC 1696 and NGC 411
最近，Li et al.（2016）声称在大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC/SMC）中发现了中间年龄星团NGC 1783、NGC 1696和NGC 411中多代恒星存在的证据。在这里，我们表明，这些年轻的恒星星族存在于这些集群周围的领域，并不太可能与集群本身。使用相同的数据集，我们发现，背景减除方法所采用的作者没有充分去除污染星在少数泊松极限。因此，我们得出结论，他们的结果并没有提供这些星团中年轻一代恒星的证据。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Deep X-ray View of the Hot Halo in the Edge-on Spiral Galaxy NGC 891
NGC 891是一个邻近的边缘星系，类似于银河系，有一个热的X射线发射晕，可能来自吸积，银河喷泉，或两者的组合。气体的金属丰度可以帮助区分这些模型，在这里，我们报告的结果，使用138千的档案钱德拉数据和92千的新XMM-牛顿数据来测量温度和金属丰度的热晕的星系。我们发现很好的拟合与kT ~ 0.2 keV和Z ~ 0.1太阳能的热模型，并排除太阳能金属丰度超过99%的信心。这一结果表明，星系际介质的吸积是热晕的起源。然而，它也可以拟合一个双温度的热模型与太阳的金属丰度，其中kT_1 = 0.1 keV和kT_2 = 0.25 keV。冷却速率和氧化皮高度的考虑更倾向于单温度模型。我们还发现，在热气体的冷却率不能解释大量的HI晕在稳定状态。此外，银河喷泉模型不能喷射出足够的质量来解释HI晕，我们推测中性晕可能是先前流出的气体，后来冷却了。
2012-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A complex stellar line-of-sight velocity distribution in the lenticular galaxy NGC 524
我们提出的恒星和气体运动学的明亮的早型星系NGC 524来自俄罗斯6米望远镜和IFU的SAURON调查的数据获得的长缝光谱观测的详细研究。NGC 524的恒星视线速度分布（LOSVD）具有很强的不对称性。我们进行了全面的分析的LOSVD使用两种互补的方法上实现的nburst全谱拟合技术，（a）非参数LOSVD恢复和（b）参数恢复的两个高斯运动学组件具有不同的恒星星族。讨论了NGC524复杂恒星LOSVD的起源。
2011-06-13 astro-ph.CO astro-ph.IM
Stellar population and the origin of intra-cluster stars around brightest cluster galaxies: the case of NGC 3311
上下文我们研究了最亮星系团周围的恒星星族和漫射光的起源。目标。我们研究了长蛇座I星系团中最亮的星系NGC 3311的动态热恒星晕的恒星星族，以及漫射光下光度亚结构的恒星族，以限制这些成分的起源。方法.我们分析了甚大望远镜FORS 2在4800-5800埃波长范围内获得的中分辨率长缝光谱中的吸收线。我们测量了从NGC 3311中心到20 kpc的Lick指数的等效宽度，并将它们与解释[alpha/Fe]过剩的恒星星族模型拟合。结果在NGC 3311的动态热晕中的恒星是老的（年龄> 13 Gyr），贫金属（[Z/H] ~ -0.35），α增强（[α/Fe] ~ 0.48）。加上高速色散，这些测量结果表明，晕中的恒星是从其他早期类型星系的外围吸积而来的，可能有矮星系的贡献。我们在NGC 3311的晕中发现了一个与光度结构相关的区域，在这个区域中，恒星星族甚至更贫金属（[Z/H] ~ -0.73）。在这个区域，我们的测量结果与沿着视线叠加的复合恒星星族一致，由NGC 3311动态热晕中的恒星和从矮星系剥离的恒星组成。后一种成分对局部表面亮度的贡献< 28%。结论. NGC 3311周围的漫射光正在积聚。根据观测到的恒星星族特性，这些恒星的主要部分可能来自明亮的早型星系的外围，而来自剥离矮星系的恒星目前正在增加。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distinct core and halo stellar populations and the formation history of the bright Coma cluster early-type galaxy NGC 4889
本文利用斯巴鲁8.2米望远镜FOCAS深中分辨率光谱仪对后发座星系团中最亮的两个星系之一NGC 4889的晕内的恒星星族进行了研究。我们拟合单恒星星族模型的测量线强度（Lick）指数（H β，Mgb，[MgFe]'和<Fe>）。结合文献资料，建立了NGC 4889从中心向外~60 kpc（~ 4 Re）的金属丰度、[α/Fe]元素丰度比和年龄的径向剖面。我们发现的证据不同的化学和恒星形成历史的恒星内部和外部1.2Re = 18千秒差距半径。内部区域的特征是在~2.5倍太阳值处具有陡峭的[Z/H]梯度和高[α/Fe]。在18至60 kpc之间的晕中，[Z/H]接近太阳，具有浅梯度，而[alpha/Fe]显示出强烈的负梯度，在约60 kpc处达到太阳值。我们解释这些数据在不同的形成历史的两个组件。内星系的数据是一致的快速，准单片，耗散合并起源在早期红移，其次是一个或最多几个干合并。那些支持光环的人认为，恒星是从具有更长恒星形成历史的旧系统中吸积而来的。仅内部部分的半光半径估计为~6 kpc，表明该星系过去的尺寸明显较小。这可能是从高红移观测中发现的早型星系尺寸演化的局部恒星星族特征。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
