On central black holes in ultra-compact dwarf galaxies
背景：大质量超紧凑矮星系（UCD）的动态质光比（M/L）比恒星星族模型预测的高出50%左右。目标：在这里，我们调查的可能性，这些升高的M/L比是由中央黑洞（BH），加热了恒星的内部运动。我们专注于一个样本的~50河外UCD的速度色散和结构参数进行了测量。方法：利用最新的距离模量和一致的孔径效应和视宁度效应，计算了UCD的动力学和恒星星族M/L的比值Psi=（M/L）dyn/（M/L）pop.对于Psi>1的所有UCD，我们估计了再现所观察到的积分速度色散所需的假设中心BH的质量。结果：大块UCD（M>10^7 M *）的平均Psi = 1.7 ± 0.2，意味着其中有大量的暗物质。我们发现，平均而言，中心BH质量的10-15%的UCD质量可以解释这些升高的动态M/L比。UCD中隐含的BH质量范围从几个10^5 M_* 到几个10^7 M_*。在M_BH-光度平面中，UCD与星系的光度关系相比，有两个数量级的偏移。我们的发现可以解释为，大质量UCD起源于质量约为10^9 M * 的祖星系，并且这些祖星系的SMBH占据率为60- 100%。建议的UCD祖群众同意从潮汐剥离方案的预测。较低质量的UCD（M<10^7 M *）在Psi中呈现双峰分布，表明在这个质量区域中大质量球状星团和潮汐剥离星系共存。结论：中央黑洞作为潮汐剥离的祖星系的残余示踪剂是一个合理的解释升高的动力学M/L比的UC…
2013-08-06 astro-ph.CO
Hubble Space Telescope survey of the Perseus Cluster -IV: Compact stellar systems in the Perseus Cluster core and Ultra Compact Dwarf formation in star forming filaments
我们提出了在英仙座星系团核心，包括不寻常的布里渊星系团星系（BCG）NGC 1275周围的星系团区域的超紧凑矮星（UCD）的第一次搜索结果。利用哈勃空间望远镜高级巡天照相机成像，我们确定了84个半光半径为10 pc < r_e < 57 pc的UCD候选样本，距离星团中心250 kpc，覆盖总巡天面积约为70 armin ^[2]。英仙座的所有UCD都位于同一个大小-光度轨迹上，这些轨迹与在本宇宙其他区域被证实的UCD相同。大部分UCD的亮度大于M_R =-10.5，并位于红色序列的外推上，英仙座矮椭圆星群的星等则较暗。然而，NGC 1275附近的三个UCD候选者非常蓝，颜色（B-R）_0 < 0.6，意味着在过去的1亿年内停止了恒星形成。此外，大的蓝色星团嵌在恒星形成的细丝中，这高度表明原球状星团（GC）和原UCD在英仙座目前正在积极形成。因此，我们建议恒星形成细丝作为一些UCD的形成场所，在其他低红移的NGC 1275类似物中进行必要的搜索以验证这一假设。我们还认为，潮汐分裂矮星系是另一个形成通道UCD形成英仙座的核心潮汐分裂正在进行中，在这个地区的NGC 1275周围的壳证明。最后，UCD可能只是基于两个群体的颜色趋势的强烈相似性的大规模GC。
2012-02-13 astro-ph.CO
Ultra-Compact Dwarfs around NGC 3258 in Antlia
本文介绍了在Antlia星系团（-10.5 < M_V < -11.6）中发现的第一个亮度在超致密矮星（UCD）范围内的致密恒星系统。讨论了UCD与球状星团（CG）之间的星等界限。通过VLT（FORS 1）、CTIO（MOSAIC）和HST（ACS）的影像资料，在测光的基础上选出11个UCD/亮GC，并通过在新GEMINI（GMOS-S）光谱上测量的径向速度确认为Antlia成员。此外，九个UCD候选人确定考虑到来自其表面亮度分布的属性。所有这些星系，无论是成员还是候选者，都位于星系团核心最明亮的两个椭圆星系之一NGC 3258附近。该样品中的Antlia UCD的绝对星等比M_V ~ -11.6等弱，大部分颜色在蓝色GC范围内，只有两个在红色GC范围内。测量的有效半径为躺在ACS领域的范围R_eff = 3 - 11 pc和类似的等效对象在其他集群，从文献中获得。UCD样品在大小-光度平面上也有相同的行为：对于亮度大于M_V ~ -10.5 - -11等的UCD，R_eff与M_V之间存在线性关系，而对于R_eff近似为常数的较暗UCD，R_eff与M_V之间没有变化趋势。UCD、GC和X射线发射的空间分布表明，两个Antlia集团正在合并，主要是NGC 3258和NGC 3268。矮椭圆星系的核和蓝色UCD在色星等图上具有相同的轨迹，支持了一些蓝色UCD可能是剥离有核矮星的残余…
2013-05-08 astro-ph.CO
Low-mass X-ray binaries indicate a top-heavy stellar initial mass function in ultra compact dwarf galaxies
以前的研究表明，超致密矮星系（UCD）的高质光比可以解释为它们的恒星初始质量函数（IMF）是头重脚轻的，即IMF偏向于高质量恒星。在这种情况下，中子星和黑洞将在UCD中提供不可见的质量。为了用独立的方法测试这种情况，我们使用关于UCD的哪一部分具有明亮的X射线源的数据。这些X射线源被解释为低质量X射线双星（LMXB），即中子星从演化中的低质量恒星吸积物质的双星。我们发现，LMXB确实是高达10倍以上的频率比预期的UCD，如果IMF是不变的。解释这种过剩所需的头重脚轻的IMF与解释UCD异常高的质轻比所需的相同，头重脚轻的IMF似乎是对这两个发现的唯一同时解释。此外，我们表明，在星爆星系Arp 220中的II型超新星（SNII）的高比率表明该系统中存在头重脚轻的IMF。这一发现与星暴星系是UCD可能形成的地方以及UCD的IMF是头重脚轻的概念是一致的。据估计，当单位体积的恒星形成率超过0.1太阳质量/年和pc尺度的立方秒差距时，IMF就会变得头重脚轻。
2012-01-20 astro-ph.CO
A mid-IR study of Hickson Compact Groups I : Probing the Effects of Environment in Galaxy Interactions
希克森致密星系群（Hickson Compact Groups，HCGs）是本宇宙的密集星系环境之一。为了研究环境对这些系统的红外特性的影响，我们提出了一个分析斯皮策和ISO中红外成像以及深地面为基础的近红外成像的14个HCG包含共69个星系。基于中红外颜色诊断，我们确定了似乎拥有活跃核的星系，同时使用一套模板，我们拟合了每个组成员的完整红外光谱能量分布。我们比较我们的估计星系质量，恒星形成率，总红外光度，和特定的恒星形成率（sSFR）为我们的HCG样本，孤立的星系和相互作用对的样本，并发现，总体上没有明显的差异。然而，HCG可以被认为是动态的“老”，主机晚型星系略低sSFR比动态的“年轻”群体中发现的。这可能归因于旧星系群中星系之间过去的多次相互作用，导致它们的恒星质量增加。这也是一致的，我们的预测存在的弥漫性冷尘埃在星系际介质中的9个动态的“老”组。
2010-08-16 astro-ph.CO
A search for massive UCDs in the Centaurus Galaxy Cluster
我们最近开始在半人马座星系团中寻找超紧凑矮星系（UCD）（Mieske et al. 2007），结果发现了27个紧凑的天体，其质量为-12.2<M_V<-10.9 mag.我们的总体调查完整性在120 kpc投影的星系团中心距离内为15-20%。为了更好地限制半人马座最亮UCD的光度分布，我们继续我们的搜索，特别是在M_V<-12等（V_0<21.3等）的制度，大大提高了我们的调查完整性。利用VIMOS在VLT上获得了400个位于半人马座星团中心25'的致密天体的低分辨率光谱，这些天体的质量为19.3<V_0<21.3等（在半人马座距离上为-14<MV <-12等），对应的投影半径约为150 kpc。我们的调查产生完整的区域覆盖范围内~120千秒差距。对于掩模中包含的94%的源，我们成功地测量了红移。由于狭缝分配的不完整性，我们在调查区域的最终完整性为52%。在我们的目标中，我们发现了三个新的UCD，其星等范围为-12.2<M_V<-12等，因此处于我们调查的微弱极限。其中一个被存档的HST WFPC 2成像覆盖，产生r_h <= 8-9 pc的大小估计。在95%的置信度下，我们可以拒绝这样的假设，即在所调查的区域中，有两个以上的大规模UCD，M_V<-12.2 mag，r_eff <=70 pc。因此，我们的调查证实了大规模UCD的极端罕见性。我们发现，半人马座和天炉座的UCD…
2009-01-30 astro-ph.CO
Nuclei of early-type dwarf galaxies: are they progenitors of UCDs?
为了解决所谓的超紧凑矮星系（UCD）是否是被摧毁的早期型矮星系（dEs）的残留核的问题，我们分析了34个室女座dEs的核的恒星星族参数，以及10室女座UCD，包括我们发现的一个，我们在这里报告。基于吸收线强度（Lick指数）的测量，我们发现室女座dEs核的恒星星族年龄比UCD年轻，平均年龄分别为5 Gyr和>10 Gyr。除此之外，金属丰度也不同：dE核平均比UCD更富含金属。另一方面，在相同的星系密度下，当UCD位于高密度星系团区域时，我们没有发现dE核和UCD的恒星星族有任何差异。在这些区域中，dE核与UCD一样古老和缺乏金属。这一证据表明，室女座UCD可能是通过剥离dE核形成的。
2010-10-06 astro-ph.CO
The Relationships Among Compact Stellar Systems: A Fresh View of Ultra Compact Dwarfs
我们使用附近的中央星系团星系M87的综合成像和光谱调查，收集了34个已确认的超紧凑型矮星（UCD）的样本，从哈勃太空望远镜图像中测量的半光半径>~ 10 pc。这使M87的现有样本增加了一倍，使其成为任何星系中最大的此类样本，同时将UCD的检测扩展到前所未有的低光度（MV = -9）。与以前的建议相反，这个扩大的样本，我们发现大小和光度之间没有相关性，大小和银河系距离之间也没有一般的相关性。我们探索UCD，不太明亮的扩展集群（包括微弱的模糊），球状星团（GC），以及早期类型的星系和它们的核之间的关系，组装一个广泛的新的恒星系统的大小和光度的目录。大多数的M87 UCD遵循紧密的颜色-星等关系，从贫金属GC偏移。这与运动学差异一起表明，大多数UCD是与正常GC不同的群体，而不仅仅是更大尺寸和更高亮度的延续。UCD的色星等趋势与室女座矮椭圆核密切相关。我们的结论是，M87 UCD主要是剥离核。最亮和最红的UCD可能是更大质量星系的残余核，而最暗的UCD的子集可能是潮汐限制的，与更紧凑的星团有关。在更广泛的星系组装背景下，蓝色UCD可能是由低质量卫星吸积形成的晕，而红色UCD可能是较大星系中富含金属的凸起形成的标志。
2011-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A large population of ultra-compact dwarf galaxies in the Hydra I cluster
我们对长蛇座I星系团（Abell 1060）核心的致密、未分辨天体进行了大型光谱调查，目的是识别超致密矮星系（UCD），并研究中心cD星系NGC 3311周围的球状星团（GC）系统的性质。我们获得了大约1200个候选天体的VIMOS中等分辨率光谱，其视星等为18.5 < V < 24.0等，涵盖了GC光度函数的亮端和所有已知UCD的光度范围。通过光谱红移测量，我们确定了118个星系团成员，其中52个成员的亮度大于M_V = -11.0等，因此可以称之为UCD。在我们的样本中，最亮的UCD的绝对星等为M_V = -13.4等（相当于质量大于5 × 10^7 M_sun），半光半径为25 pc。这使它成为有史以来发现的最明亮，最大的UCD之一。大多数GC/UCD都与中央cD星系在空间和动力学上相关联。的GC/UCD的整体速度色散是相媲美的星系团星系。然而，当分裂成一个明亮的和一个暗淡的部分的样品，我们观察到一个较低的速度色散为明亮的UCD/GC比较暗的对象。在M_V = -10.75等的分星等上，色散相差超过200 km/s，在NGC 3311周围5弧分以内的天体，色散相差可达300 km/s。我们解释了这些结果在不同的UCD形成通道的背景下，并得出结论，相互作用驱动的形成似乎发挥了重要作用，在中心的水螅I。
2011-03-28 astro-ph.CO
Ultra-Compact Dwarfs in the Fossil Group NGC 1132
11个超致密矮星（UCD）和39个扩展星团候选者被发现与星系NGC 1132有关。这个巨大的椭圆星系是一个化石群的遗迹。UCD和扩展星团候选者是通过分析它们的结构参数，颜色，空间分布和光度，使用哈勃太空望远镜在两个过滤器中进行观测：F475W（斯隆g）和F850LP（斯隆z）。这些UCD的中值有效半径为r_h = 13.0pc。在NGC 1132附近发现了两种UCD，一种与最亮的球状星团具有相同的颜色和光度，并追踪了质量-尺寸关系的开始。第二类UCD是最明亮的UCD候选者，一个M32型天体，有效半径为rh = 77.1 pc，距离NGC 1132的核心约6.6 kpc。这个UCD候选者可能是与宿主星系合并的剩余核心。除了一个特别蓝色的UCD候选人，UCD被发现扩展的质量金属丰度关系发现在球状星团更高的光度。这项工作的结果支持了越来越多的证据，表明UCD并不像以前认为的那样局限于星系团。UCD可能在所有环境中都很常见。与星系团相比，化石群的潮汐场更温和，这使得UCD和扩展星团能够以较小的银河系中心距离存活到现在。
2011-06-28 astro-ph.CO
Mass-loss and expansion of ultra compact dwarf galaxies through gas expulsion and stellar evolution for top-heavy stellar initial mass functions
超致密矮星系（UCD）的V波段动态质光比比高于由经典恒星初始质量函数（IMF）建立的简单恒星星族模型所预测的值。解释这一发现的一种方法是头重脚轻的IMF，因此看不见的质量是由高质量恒星的额外残余物提供的。为什么UCD中的IMF可能是头重脚轻的，而在质量较小的恒星系统中则不是这样，一个可能的解释是，在形成大质量系统时，原恒星和恒星之间的相遇变得可能。然而，所需的额外恒星残骸的数量被证明是相当高的，这就提出了一个问题，即它们的祖先将如何影响UCD的早期演化。因此，我们使用粒子网格代码Superbox计算了UCD演化的前2亿年。据推测，UCD的恒星星族是在最初的恒星爆发中产生的，这意味着由于原始气体排出和超新星爆炸，在接下来的大约4000万年期间会有大量的质量损失。我们发现在模拟结束时的各种初始条件和（列表）的质量损失的历史对象，大致类似于UCD。因此，UCD的存在并不与它们的恒星星族迅速形成并具有头重脚轻的IMF的概念相矛盾。我们发现了初步证据，表明UCD在出生时的密度可能高达10^8 M_sun/pc^3。
2010-04-06 astro-ph.CO
Top-heavy IMFs in ultra compact dwarf galaxies?
超致密矮星系（UCD）是位于大质量星团和小星系之间的致密恒星系统。它们的平均高光学质光比（M/L）不能用具有典型恒星初始质量函数（IMF）的恒星星族来解释，而非重子暗物质是否能在UCD尺度上积累到足以显著影响其动力学的程度也值得怀疑.室女座星系团中的UCD显然也有过多的中子星，强烈暗示着头重脚轻的IMF，这可以解释这两个发现。这是因为一个头重脚轻的IMF可以通过大量的恒星残骸提供看不见的质量。如果UCD代表了在一个非常致密的环境中快速恒星形成的情况，那么IMF的变化就可以理解了。虽然头重脚轻的IMF意味着恒星系统形成后不久会有更大的质量损失，但这个过程并不一定会溶解UCD。因此，它们与一个头重脚轻的货币基金组织一起成立，并不与它们的存在相矛盾。
2012-01-18 astro-ph.CO
A mid-IR study of Hickson Compact Groups II. Multi-wavelength analysis of the complete GALEX-Spitzer Sample
我们使用从紫外到红外的多波长分析，对包含135个星系的32个希克森致密星系群（HCGs）样本进行了全面的研究，探讨致密星系群的环境对其成员演化的影响。将所有星系的SED与最先进的da Cunha（2008）模型拟合，我们可以准确地计算它们的质量，SFR和消光，以及估计它们的红外光度和尘埃含量。我们将我们的研究结果与场星系，早期相互作用对和具有类似数据的星系团的样本进行比较。我们发现，根据是否至少有四分之一的成员是早期类型的系统，将这些组动态地分类为“老”或“年轻”，这是物理的，并且与过去基于原子气体含量的HCG分类一致。[... [简略]我们还研究了它们的SF属性，紫外光学和中红外颜色，我们得出结论，所有的证据都指向一个进化的场景，在这个场景中，星系成员的群体环境和属性的影响不是瞬时的。在早期，近伴星对星系群的影响类似于场中的星系对。然而，随着时间的推移，潮汐力矩和小合并的影响，塑造了星系群的形态和恒星形成的历史，导致早期类型的成员的比例增加，并在剩余的晚型星系的恒星质量的快速建立。
2011-07-18 astro-ph.CO
The star formation histories of Hickson compact group galaxies
简要：研究了55个希克森致密星系群（HCG）中的210个星系和孤立星系表（CIG）中的309个星系的恒星形成历史（SFH）。SFH跟踪恒星形成的变化在一个星系的一生，并产生其形成的快照图片。比较这些极端星系密度的SFH，使我们能够确定致密群（CG）对星系形成的主要影响。利用STARLIGHT光谱合成程序拟合得到了早型星系（EtG）、早型旋涡星系（EtS）和晚型旋涡星系（LtS）三种不同形态的HCG和CIG星系的恒星星族含量和平均恒星年龄。我们发现，HCG中的EtG和EtS星系显示出较大的老恒星和中等恒星星族的含量，以及年轻恒星星族的重要赤字，这清楚地表明HCG中早期星系的平均恒星年龄较老。对于LtS星系，我们发现在两个样本中的恒星含量和年龄的平均值相似。然而，我们注意到，LtS可以分为两个子类，即老LtS和年轻LtS。在HCG中，我们发现年轻的LtS比CIG样本中的比例更高，此外，这些星系中的大多数属于其中大多数星系也是年轻的和活跃的恒星形成的群体。两个样本中旋涡星系的比恒星形成率（SSFR）不同。HCG中的EtS显示较低的SSFR值，而LtS峰值在较高的值时，与它们的对应物在隔离。我们还在HCG星系中测量了较短的恒星形成时标（SFTS），表明它们的恒星形成活动比CIG星系要少。
2012-08-08 astro-ph.CO
Detection of Diffuse Neutral Intragroup Medium in Hickson Compact Groups
我们提出了新的绿岸望远镜（GBT）的21厘米中性氢（HI）的完整的距离有限的样品的22希克森紧致群（HCG），至少有四个真正的成员的观测。我们检测到平均HI质量为$8 \times 10^{9} M_{\odot}$（中位数= $6\times 10^{9} M_{\odot}$），显著大于先前的单培养皿测量。因此，这些HCG的HI缺陷已减少，尽管没有完全消除。GBT数据与互补的甚大阵列（VLA）数据的光谱比较显示，在GBT光谱中的显着HI过量。观察到的过量主要是由于GBT检测这些组中的扩散、低柱密度HI的高表面亮度灵敏度。多余的气体形成了一个微弱的扩散中性介质，这是一个中间阶段的高表面亮度HI潮汐碎片在组内介质（IGM）的演变之前，它是完全电离。我们的完整样品的过量气体质量分数（过量HI与总HI的比率）从5%到81%变化，平均值为36%（中位数=30%）。过剩气体的质量分数是最高的稍微HI不足的群体，潮汐碎片有足够的时间来发展。我们还发现，过剩气体含量的增加，在Verdes-Montenegro等人2001年所描述的组的进化阶段。理论计算表明，半径大于200 pc的HI云在200万开尔文的IGM中存活的时间将超过一个群的典型动力学寿命。然而，较小的云在更短的时间内被蒸发和同化到热IGM中。
2010-01-16 astro-ph.CO
The merger history, AGN and dwarf galaxies of Hickson Compact Group 59
致密的星系群通常不受其异常致密环境的影响。然而，更仔细的研究可以揭示多个星系相互作用的微妙的累积效应。Hickson Compact Group（HCG）59就是一个很好的例子。我们提出了一个测光研究，这组在光学（HST），红外（斯皮策）和X射线（钱德拉）制度，旨在表征其组成星系和组内介质的恒星形成和核活动。我们关联的五个矮星系与组和更新的速度色散，导致增加的动力学质量的组的一个因素的10（到2.8e13 Msun），并随后修订其演化阶段。恒星形成的过程与四个主要星系的形态类型一致，其中两个正在形成恒星，另外两个处于静止状态。与其他致密星系团不同，HCG 59中的恒星形成复合体严格遵循附近星系典型的质量-半径比例关系。相比之下，星系HCG 59 A和B中古老的球状星团群体显示出有趣的不规则性，并且在B以西发现了两个河外HII区。我们的年龄在组内介质中的一个微弱的恒星流在~1 Gyr检查最近的相互作用。我们通过HCG 59A的~10e40 erg/s的X射线辐射探测到一个可能的低光度活动星系核;活动星系核而不是恒星形成可以解释UV + IR SED。我们讨论了我们的研究结果的背景下，在稠密的环境中的星系演化的影响。
2011-10-03 astro-ph.CO
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。
2010-09-14 astro-ph.CO
The Next Generation Virgo Cluster Survey. VI. The Kinematics of Ultra-compact Dwarfs and Globular Clusters in M87
超致密矮星（UCD）的起源--比典型的球状星团（GC）更大更重，但比典型的矮星系更致密的物体--自发现以来的15年里一直在激烈争论。甚至UCD是否应该被认为是银河系的起源，或者只是最极端的GC，还没有解决。本文给出了室女星系团M87中97个经光谱证实的非均匀CD（rh >~10 pc）和911个GC的动力学性质。我们的UCD，其中89%的M_star > ~2X10^6 M_sun，92%的蓝色与经典的蓝色GC一样，几乎是以前确认的室女座UCD样本的三倍，为研究UCD系统的全球动力学提供了迄今为止最好的机会。我们发现：（1）UCD的表面数密度分布在70 kpc以内比蓝色GC的表面数密度分布浅，在更大半径处与红色GC的表面数密度分布一样陡峭：（2）UCD的旋转明显强于GC，并且蓝色GC的速度场与周围矮椭圆星系的速度场更为一致;（3）UCD具有径向增加的轨道各向异性轮廓，并且在半径< ~ 40 kpc处切向偏置，并且径向偏置更远。相比之下，蓝色GC在超过~ 40 kpc的较大半径处变得更加切向偏置;（4）M_star > 2 × 10^6 M_sun的GC具有与质量较小的GC无法区分的旋转特性，这表明是大小而不是质量将UCD与GC区分为运动学上不同的种群。我们的结论是，M87中的大多数UCD与仅仅是其他正常GC中最明亮和扩展的例子并不一致。在大半径的径向偏置的轨道结构的UCD是在一般协…
2015-01-13 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
UCDs in the Coma Cluster
作为HST/ACS后发座星系团财政部调查的一部分，我们进行了凯克/LRIS光谱活动，以确定成员的微弱矮星系。在这个过程中，我们在后发座星系团的核心区域发现了一群超紧凑矮星系（UCD）。在后发座的距离处，UCD预期具有0.01 < R_e < 0.2角秒的角大小。使用ACS成像，我们可以通过仔细拟合来解决所有问题，除了最小的问题。候选UCD是根据大小、颜色和分辨率选择的。我们光谱确认27个对象作为真正的UCD成员的昏迷集群，60%的成功率目标对象与M_R <-12。我们将高成功率部分归因于HST数据的高分辨率和昏迷中明显的大量UCD。我们发现UCD倾向于强烈地聚集在巨星系周围，至少在星系团的核心区域，并且具有类似于球状星团的分布和颜色。这些发现表明UCD不是独立的星系，而是有一个星团起源。目前的研究提供了理解UCD人口所需的密集环境数据点。
2010-09-20 astro-ph.CO
A Deep Chandra Observation of the AGN Outburst and Merger in Hickson Compact Group 62
我们报告的星系群HCG 62，众所周知的拥有空腔在其内部介质（IGM），其中央活动星系核（AGN）的射电瓣膨胀的新的钱德拉数据的分析。有了新的数据，比以前的钱德拉数据深三倍，我们重新研究了空腔的能量学，并确定了对其内容的新约束。我们证实，活动星系核爆发产生的空洞的辐射能与机械能之比小于10 ^-4，是已知空洞系统中最低的，这意味着叶瓣中的相对论电子只能提供支持空洞所需压力的一小部分。这一发现意味着来自重粒子（例如，质子）或热气体。使用光谱拟合到腔中的发射，我们将任何这样的体积填充热气体约束为具有温度kT> 4.3keV。我们首次探测到活动星系核中心的X射线辐射，其亮度为L（2 - 10 keV）=（1.1 +/-0.4）x 10^39 erg s ^-1，具有低亮度活动星系核的典型特征。最后，我们报告的证据最近合并的表面亮度，温度和金属丰度结构的IGM。
2012-10-26 astro-ph.CO
On the molecular gas content and SFR in Hickson Compact Groups: enhanced or deficient?
本文研究了希克森致密星系群（HCGs）极端环境对星系气体分子质量\mhtwo和恒星形成率（SFR）的影响，并将其作为星系群氢原子含量和演化阶段的函数。我们选择了一个红移有限（D $<$ 100 Mpc）的88个星系的样本在20个HCG可用的原子氢（HI）VLA地图，涵盖了广泛的HI缺陷和演化阶段的群体，并包含至少一个旋涡星系。我们从IRAS数据中推导出远红外（FIR）光度（\lfir），并将其用作SFR的示踪剂。我们计算了HI质量、\lfir和\mhtwo缺陷。旋涡星系的\lfir和\mhtwo的平均亏损接近于0，表明它们的平均SFR和分子气体含量与孤立星系相似。然而，有迹象表明，在螺旋星系的\mhtwo \（$\sim$ 50%）在HCG可以被解释为一个增强的分子气体含量或作为一个更高的浓度\mhtwo向中心相比，在较低密度的环境中的星系。相比之下，在HCG的螺旋星系的平均\mhi是只有12%的预期值。对于\mhtwo \或\mhi \亏损较大的星系，比恒星形成率（sSFR= SFR/恒星质量）往往较低。对于恒星形成效率（SFE=SFR/ \mhtwo），没有看到这种趋势。我们发现了初步迹象的增强\mhtwo \在螺旋星系的HCG在早期的演化阶段和减少在后期阶段。我们认为，这可能是由于增强的转换从原子到分子气体由于正在进行的潮汐相互作用在早期的进化阶段，随后由HI剥离和减少的分子…
2012-02-02 astro-ph.CO
UV+IR Star Formation Rates: Hickson Compact Groups with Swift and Spitzer
本文给出了11个邻近星系群（<4500 km/s）中41个星系的Swift UVOT（1600- 3000 A）三波段测光结果。我们使用uvw 2波段（2000 A）来估计总恒星形成率SFR_T中的尘埃无遮蔽分量SFR_UV。我们使用Spitzer MIPS 24微米测光来估计SFR_T的灰尘遮蔽成分SFR_IR。我们得到SFR_T=SFR_UV+SFR_IR，利用2 MASS K_s波段的恒星质量M ~* 估计，我们计算了比SFR，SSFR=SFR_T/M ~*。SSFR值显示出明显的双峰性，低SSFR（<~3.2x10^-11 /年）和高SSFR（>~1.2x10^-10 /年）系统之间存在差距。所有具有MIR活动指数a_IRAC <= 0（>0）的星系都处于高（低）SSFR轨迹中，正如预期的那样，如果多环芳烃分子和热尘埃连续体具有高水平的恒星形成功率MIR发射。所有椭圆/S 0星系都位于低SSFR轨迹，而24个螺旋/不规则星系中有22个位于高SSFR轨迹，其中有两个边界情况。我们将我们的样本分为三个子样本（I，II和III）根据减少高密度脂蛋白丰富的母星系群的星系所属。与SSFR和a_IRAC双峰性一致，15个I型星系中有12个（12个III型星系中有11个）处于高（低）SSFR轨迹，而II型星系几乎跨越了SSFR值的全部范围。与HCG星系不同的是，在比较静态SINGS子样本…
2010-05-21 astro-ph.CO
Witnessing gas mixing in the metal distribution of the Hickson Compact Group HCG 31
我们提出，第一次，直接的证据表明，在合并的盘星系，预先存在的中央金属丰度将混合作为一个结果的气体被输送在合并界面区域，沿着线，加入两个合并的核。这是使用详细的2D运动学以及在致密群HCG 31的中心的附近正在进行的合并的金属丰度测量来示出的。我们关注的是系统中广泛存在的发射线气体。两个聚结核心显示类似的氧丰度，而在两个核之间的金属丰度变化顺利从一个核到另一个，表明在这个区域，这是由高分辨率H $α$运动学（R=45900）证实的混合金属。这个邻近的系统特别重要，因为它涉及两个相当低质量的星系（LMC类星系）的合并，使其成为与高红移星系比较的重要系统。
2014-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of compact groups of galaxies from cosmological simulations
致密星系群（CG）的性质，显然是如此密集，以至于星系经常重叠，仍然是一个争论的主题：CG在3D中的密度是否与投影中的密度大致相同？或者它们是由星系沿着视线的偶然排列造成的，在更大的维里化群体甚至更长的星系结构中？使用三个星系形成模型的z=0输出，应用于无耗散的千禧年模拟的CG的性质重新评估。同样的选择标准适用于模拟星系目录从这些模型中已经应用希克森和同事在红移空间。我们发现20倍的模拟CG的“HCG”希克森发现的距离对应于9000公里/秒。这个非常低（5%）的HCG完整性是由希克森缺失的星系群造成的，这些星系群要么是微弱的，接近表面亮度阈值，角尺寸小，要么是一个占主导地位的最亮星系。我们发现，大多数速度过滤的CG是物理上密集的，无论在3D组的大小和视线伸长的精确阈值，以及所使用的星系形成模型。这一结果也适用于具有与HCG相同的选择偏差的模拟CG。
2009-11-16 astro-ph.CO
Star Clusters as Tracers of Interactions in Stephan's Quintet (Hickson Compact Group 92)
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个紧凑的星系群，其成员之间存在许多相互作用的迹象。使用高分辨率图像的SQ在B438，V606和I814波段从早期发布的科学项目获得的宽视场相机3的哈勃太空望远镜，我们确定496星团候选人（SCC），位于整个星系本身以及星系际区域。与以前的工作相比，我们的测光工作深入了\sim 2等，并覆盖了另外三个区域，即旧尾，NGC 7317和南部碎片区域。通过比较候选星团B438 - V606和V606 - I814的颜色与简单的恒星星族合成模型，我们能够限制星团年龄。特别是SQ中质量最大的星系NGC 7319，在其整个历史中表现出连续的恒星形成，尽管在过去的几十万年中速度较低。NGC 7318 A/B和北极星暴区域都显示出正在进行的活跃恒星形成;有一些星团的年龄小于1000万年。NGC 7318 A/B在星团的颜色分布中也有一个特殊的间隙，可以用来确定最近爆发的开始日期。在年轻的尾巴中发现的大多数SCC形成于1.5亿至2亿年前，而在老尾巴中星团颜色的紧密分布使我们能够将其形成的年龄限制在\sim 4亿年前。南部碎片区的星团似乎分为两组，年龄分别为50和\sim 5亿年，几乎所有在NGC 7317中探测到的SCC都超过2 Gyr。根据这些年龄，我们估计的时间间隔SQ成员之间的相互作用，触发了大质量恒星团簇形成。
2011-05-29 astro-ph.CO
Compact Groups of Galaxies selected by stellar mass: The 2MASS Compact Group Catalogue
我们提出了一个测光表的致密星系群（p2 MCG）自动提取的2 MASS扩展源目录。根据Hickson（1982）的标准，共鉴定出262个p2 MCG，其中230个通过目视检查。这些群中只有1/4是以前已知的紧群（CG）。在144个所有星系都有已知红移的p2 MCG中，有85个有4个或更多的一致星系。这v2 MCG速度过滤的p2 MCG样本构成了迄今为止最大的CG编目样本，具有明确的选择标准和速度过滤，并且是第一个由恒星质量选择的CG样本。我们比较了78个速度<v>大于3000 km/s的v2 MCG的特性与其他CG样本的特性，以及从Guo等人（2011）的半分析模型中提取的mvCG。在这个mvCG样本中，2/3的组在物理上是密集的。在6000 km/s范围内，v2 MCG的空间密度是Hickson样本的4倍，但仍然比mvCG小40%。v2 MCG是第一个显示出巨大星等差距的统计学显著迹象（根据Tvee-Richstone统计）和位于中心的第一级星系的群目录，两者都与mvCG的预测一致。由于它的自动选择与流行的希克森标准，它的大小，它的恒星质量的选择，和它的合并和位于中心的最亮的星系的统计标志，v2 MCG目录似乎是首选的实验室来研究紧凑的群体的4个或更多的星系的可比光度。[摘要]
2012-07-09 astro-ph.CO
Hierarchical Structure Formation and Modes of Star Formation in Hickson Compact Group 31
组成希克森致密星系群31的少数低质量、晚型星系正处于复杂的、持续的引力相互作用之中，这让人想起了在更高的红移下等级结构形成的过程。利用灵敏的哈勃太空望远镜成像，我们描述了弥漫在系统中的大量<1000万年老星团的特征。从年轻星团的颜色和光度，我们发现，星系在HCG 31遵循相同的普遍的标度关系，活跃的恒星形成星系在本地宇宙，尽管不寻常的紧凑的群体环境。此外，球状星团系统的比频与局部质量相当的星系低端相一致。这一点，加上中性氢的大质量和对群内光的严格限制，表明该群正在经历其第一个相互作用诱导的恒星形成时期。在主星系和潮汐矮候选星系F中，恒星复合体对盘湍流的大小很敏感，其大小和质量都更具有z=1-2星系的特征。在减去来自致密源的光之后，我们没有发现F中潜在的旧恒星星族的证据-它似乎是一个真正的新结构。系统成分的低速弥散，HI的可用储备，以及目前每年约10个太阳质量的恒星形成率，表明HCG 31很可能在约1 Gyr内耗尽其冷气体供应并合并。我们的结论是，最终产品将是一个孤立的，X射线微弱，低质量的椭圆。
2010-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGN population in Hickson's Compact Groups. I. Data and Nuclear Activity Classification
我们进行了一项新的光谱调查，以表征希克森致密群（HCG）星系的核活动的性质，并建立其频率。我们获得了200个成员星系的新的中分辨率光谱，并使用星系模板校正了潜在的恒星星族污染。另外11个星系的光谱已经从ESO和6dF公共档案中获得，发射线比已经从文献中获得了59个星系。在这里，我们提出的结果，我们的分类的核活动的270个成员星系，属于一个定义明确的样本64 HCG。我们发现了很大一部分星系，63%，有发射线。使用标准诊断图，45%的发射线星系被归类为纯活动星系核，23%为过渡天体（TO），32%为恒星形成核（SFN）。活动星系核活动是HCG中最常见的活动类型。采用低光度活动星系核与环核恒星形成共存的解释，具有活动星系核的星系比例可以上升到整个样本的42%。SFN的低频率（20%）证实了HCG中没有恒星形成增强。经过消光校正后，我们发现活动星系核H $α$的平均光度为7.1 $\times10^{39}$ erg s $^{-1}$，这意味着HCG中的活动星系核有一个特征性的低光度。这一结果进一步证实了Martinez等人发现的紧凑星系群中几乎完全没有宽线活动星系核的事实。（2008a）并在这项研究中证实了HCG，与这些星系中留下的气体非常少是一致的。因此，一般来说，CG活动水平的特征可能是气体严重不足。
2010-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The high mass end of extragalactic globular clusters
在过去的十年中，一种新的恒星系统已经建立，表现出介于球状星团（GC）和早期型矮星系之间的性质。这些所谓的超致密矮星系（UCD）的质量在10^6到10^8太阳质量之间，半光半径为10-100 pc。迄今为止已知的最大的UCD主要是富含金属的，并且位于附近星系团的核心。问题是，UCD是否只是丰富的球状星团系统中质量最大的球状星团？虽然UCD和“正常”GC在几个参数空间中形成连续序列，但对于质量大于~2.5x10^6 M_sun的恒星系统，标度律似乎有一个突破。与GC不同，UCD遵循质量大小关系，它们的质光比大约是具有可比金属丰度的GC的两倍。在这篇文章中，我提出了最明亮的球状星团和超紧凑的矮星系的属性，并讨论所观察到的结果是否是兼容的“星团”起源的UCD或它们是否更有可能与暗物质为主的矮星系。
2009-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Herschel observations of Hickson compact groups of galaxies: Unveiling the properties of cold dust
我们提出了一个Herschel远红外和亚毫米的研究样本的120个星系在28个希克森致密群。用da Cunha等人（2008）的模型拟合它们的紫外到亚毫米光谱能量分布，我们准确地估计了单个星系的尘埃质量，光度和温度。我们发现，近一半的晚型星系的动态“老”组，那些有超过25%的早期型成员和红色的紫外光学颜色，也有显着较低的尘埃-恒星质量比相比，积极恒星形成的星系中发现的相同质量的HCG和字段。检查他们的尘埃与气体的质量比，我们得出结论，尘埃被剥离出这些系统的引力和流体动力学相互作用的结果，经历了由于以前遇到其他组成员。大约40%的早型星系（主要是望远镜），在动态“老”的群体，显示类似的紫外光学红色晚型星系的尘埃属性。考虑到它们的恒星质量，恒星形成率和紫外光学颜色，我们认为红色晚型和尘埃透镜状星系代表蓝色恒星形成盘星系和静止的早期椭圆星系之间的过渡人口。[... [简略]我们的深赫歇尔观测也使我们能够检测到4 HCG中弥漫的冷群内尘埃的存在。我们还发现，位于红色晚型星系和尘埃星系主体外的250微米辐射占其在该波段的积分辐射的15 - 20%。所有这些发现都与气体耗散、冲击和湍流以及潮汐相互作用塑造致密星系群演化的演化情景相一致。
2014-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intragroup and Galaxy-Linked Diffuse X-ray Emission in Hickson Compact Groups
孤立的致密星系群（CGs）提供了一系列的动力学状态，群速度色散和星系的形态与研究星系的演化，特别是气体的性质都在星系内和组内介质。作为一个大的，多波长检查的CG的一部分，我们提出了一个档案研究的扩散X射线发射在一个子集的9个希克森紧凑组观察钱德拉X射线天文台。我们发现，在我们的样品中的七组表现出可检测的漫发射。然而，与星系团中的大规模发射不同，大多数探测到的星系团中的漫射特征与单个星系有关，可能是由于恒星形成或活动星系核活动造成的羽流和晕的形式，以及潮汐特征的发射。与之前X射线任务的研究不同，发现HCGs 31、42、59和92与星团的Lx-T关系在误差范围内是一致的，而HCGs 16和31与星团的Lx-sigma关系是一致的，尽管这可能是巧合，因为这两个系统中的热气主要是由于恒星的形成。我们发现，Lx的增加与减少组HI的动态质量比的初步证据的依赖性在X射线亮度HI形态，从而系统与组内HI指示强相互作用是相当多的X射线发光比被动发展的群体。我们还发现了一个缺口的Lx组作为一个函数的总组特定的恒星形成率。我们的研究结果表明，这些基团中的热气体不处于流体静力平衡，并且这些系统不是丰富基团或簇的低质量类似物，可能除了HCG 62之外。
2012-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
The formation of UCDs and massive GCs: Quasar-like objects for testing for a variable stellar initial mass function (IMF)
恒星的初始质量函数（IMF）被描述为是不变的，底部重或头重脚轻在非常密集的恒星爆发条件。为了提供有用的可观测的诊断，我们计算红移依赖的光谱能量分布的恒星星族在极端的恒星爆发集群，这可能是今天的大质量球状星团（GC）和超紧凑的矮星系（UCD）的前身。恒星残余物的滞留分数被用来估计老化星暴的质光比。它们的红移依赖的光度学性质的计算作为詹姆斯韦伯空间望远镜（JWST）的观测预测。虽然目前的GC和UCD在很大程度上是关于底重或顶重IMF的简并，但金属丰度和密度依赖的顶重IMF意味着年龄<1亿年的最大质量UCD表现为具有类星体般光度的天体，由于核心坍缩超新星，在月时间尺度上具有0.1-10%的变化。
2017-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A parametric study on the formation of extended star clusters and ultra-compact dwarf galaxies
在过去的十年中，在不同环境中的各种类型的星系中发现了质量在10^4到10^8 M_sun之间的扩展星团。质量与正常球状星团（GC）相当的天体被称为扩展星团（EC），而质量在矮星系范围内的天体被称为超紧凑矮星系（UCD）。在相互作用强烈的星系中，星团往往形成更大的聚集体，称为星团复合体（CC）。在这项工作中，我们系统地扫描一个合适的参数空间CC和进行数值模拟，以研究其进一步的命运。CC的不同大小和质量覆盖了一个5x 6值的矩阵，CC Plummer半径在10 - 160 pc之间，CC质量在10^5.5 - 10^8 M_sun之间，这与观测到的CC参数一致。参数研究的CC位于距离在20 kpc和60 kpc之间的轨道上。此外，我们还研究了在距离为60千秒差距的圆形轨道上CC的演变，以验证我们的形成方案也可以解释极端扩展的EC和UCD。所有54个模拟最终都得到稳定的合并物体，其中26%至97%的初始CC质量被束缚。这些物体显示出有效半径随质量增加而增加的总趋势。尽管CC的输入普卢默半径范围很大（10至160 pc），但合并物体的有效半径在低质量端被限制为10至20 pc之间的值，在高质量端被限制为15至55 pc之间的值。模型的结构参数与观测到的EC和UCD的结构参数相当。圆形轨道的结果表明，即使是非常扩展的对象，如Huxor在2005年发现的M31 EC和非常扩展（r_eff > …
2011-03-24 astro-ph.CO
A $Chandra-Swift$ View of Point Sources in Hickson Compact Groups: High AGN fraction but a dearth of strong AGNs
我们提供了距离$34 - 89$ Mpc的9个希克森致密群（HCGs，37个星系）的$Chandra$ X射线点源目录。我们进行详细的X射线点源检测和光度测定，并解释点源人口通过模拟硬度比。因此，我们估计X射线光度（$L_X$）的所有来源，其中大部分是太弱，可靠的光谱拟合。对于所有的源，我们提供的目录计数，计数率，幂律指数（$Γ$），硬度比，和$L_X$，在全（$0.5-8.0$ keV），软（$0.5-2.0$ keV）和硬（$2.0-8.0$ keV）带。我们使用文献中的光学发射线比率将24个星系重新分类为恒星形成，吸积到超大质量黑洞（AGN），过渡物体或低电离核发射区（LINER）。三分之二的星系拥有PDMATHAMT/UVOT对应的核X射线源。这两个核都具有$L_{X,{\rm 0.5-8.0 keV}}$ ~ $ > 10^{42}$ erg s $^{-1}$，是强多波长活动星系核，并遵循已知的强活动星系核的$α_{\rm OX}-νL_{ν,\rm near UV}$关联。除此之外，大多数的原子核都是X射线暗弱的，与低光度活动星系核或核X射线双星的族群一致，并且落在$α_{\rm OX}-νL_{ν,\rm near UV}$空间的“非活动星系核轨迹”中，而这个空间也有其他正常的星系。我们的研究结果表明，高比恒星形成率的螺旋星系中的HCG X射线核可能主要是由恒星形成…
2014-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical versus Stellar Masses of Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster
超紧矮星系（UCD）是一种致密的河外恒星系统，其起源问题一直是现有星系形成模型中的一个难题。本文对VLT FLAMES获得的24个天炉座星团UCD样品的高分辨率多目标光谱数据进行了综合分析。它包括先前公布的19个物体的数据（Mieske等人，2008年），我们重新分析，包括13个可用的HST光度数据。使用虚拟天文台技术，我们发现档案HST图像的两个UCD，然后确定其结构特性。对于所有的对象，我们推导出内部速度色散，恒星星族参数，和恒星的质光比（M/L）* 通过拟合个人简单的恒星星族（SSP）合成光谱与高斯卷积对观察到的光谱使用NBursts全光谱拟合技术。对于14个物体，我们估计了其中12个没有暗物质（DM）的动力学质量，其余两个的DM质量分数不超过40%，与室女星系团中几个UCD的发现相反。一些Fornax UCD甚至使用Kroupa恒星初始质量函数（IMF）估计的（M/L）* 值过高，导致正式计算的DM质量分数为负。与动力学天体相比，（M/L）* 比值过高的天体具有相对较短的动力学弛豫时间尺度，接近哈勃时间或更低。因此，我们认为它们较低的动力学比（M/L）dyn是由于动力学演化引起的低质量恒星耗尽造成的。总的来说，观察到的UCD特征表明至少有两个形成通道：大质量UCD（~10^8 M_sun）的有核矮星系潮汐膨胀，以及低质量UCD（< 10^7 M_sun）的红球状星团形成的经…
2010-11-08 astro-ph.CO
A Catalog of Extended Clusters and Ultra-Compact Dwarf Galaxies - An Analysis of their Parameters in Early- and Late-Type Galaxies
有效半径大于10 pc的扩展星团在各种环境中都被发现过。质量与球状星团（GC）相当的天体被称为扩展星团（EC），而质量在矮星系范围内的天体被称为超紧凑矮星系（UCD）。本文分析了所有已知的EC和UCD的观测参数光度、有效半径和到宿主星系的投影距离，以及这些参数与宿主星系类型和光度的关系。我们检索了现有的文献，以编制一个大于10 pc的星团目录。由于EC和UCD之间没有明确的区别，这两种类型的物体都被称为扩展恒星物体（EO）。我们总共发现了813个EO，其中171个与晚型星系有关，642个与早型星系有关。EOs的光度范围从MV = -4到-14等。然而，绝大多数亮于-10等的EOs与椭圆星系有关。在每个星等上，发现有效半径在10 pc和一个尺寸上限之间的EO，这表明了一个明显的趋势：物体越亮，尺寸上限就越大。对于与早型和晚型星系相关的EOs，光度函数的峰值分别为-6.40和-6.47等，比GC光度函数的峰值暗约一个星等。在reff vs. MV参数空间中，色球和色球形成了一个相干结构，而色球和早型矮星系之间存在明显的间隙。然而，有一个小的潜在的重叠在高质量的一端，最广泛的EO接近紧凑的椭圆星系的参数。我们比较EO样本与数值模型，并得出结论，EO样本作为一个整体的参数可以很好地解释了星团的起源，其中EO是合并的集群复合物的结果。
2012-09-19 astro-ph.CO
Ultra compact dwarfs in the Perseus Cluster: UCD formation via tidal stripping
我们提出的结果凯克/DEIMOS调查超紧凑型矮星（UCDs）的英仙座星系团的核心。我们确认14个UCD，径向速度~5300公里秒$^{-1}$的集群成员。其中两个被证实的英仙座UCD具有极蓝色（$B-R < 0.6$等），位于NGC 1275周围的恒星形成细丝中，并且可能在过去的1亿年中形成了大质量星团。我们还测量了第三个UCD 13（$σ_0 = 38 \pm 8$ km s $^{-1}$）的中心速度色散，这是我们样本中最扩展的UCD。我们确定它的半径为$R_{e} = 85 \pm 1.1$ pc，动力学质量为（$2.3 \pm 0.8)\times10^{8}$ M $_{\odot}$），金属丰度为[Z/H] $= -0.52^{+0.33}_{-0.29}$ dex。UCD 13和星系团的中央星系NGC 1275的投影距离为30 kpc，径向速度差约为20 km s $^{-1}$。基于它的大小，红色，内部速度色散，动力学质量，金属丰度和接近NGC 1275，我们认为，UCD 13可能是潮汐剥离dE的残留核，与这个祖先dE有$M_{B} \approx -16$等和质量$\sim10^{9}$ M $_{\odot}$。
2014-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AIMSS Project II: Dynamical-to-Stellar Mass Ratios Across the Star Cluster - Galaxy Divide
以前小星系和大质量星团之间的界限很清楚，现在被称为超致密矮星（UCD）和致密椭圆星系（CE）的物体所占据。在这里，我们结合了一个样本的UCD和CE与速度色散从AIMSS项目与文献数据，以探索其动态恒星质量比。我们确认，在恒星质量范围10 $^6$ - 10 $^9$ M $_{\odot}$的许多UCD的质量比系统高于那些球状星团的质量比接近统一。然而，在我们样本中最高的质量，即10 $^9$ - 10 $^{10}$ M $_{\odot}$，我们发现cE星系也有接近统一的质量比，这表明它们的中心区域主要由恒星组成。对UCD质量比升高的解释包括可变IMF，中心黑洞和暗物质的存在。在这里，我们提出另一种可能的解释，即潮汐剥离。在不同的假设下，我们发现，在恒星质量和恒星密度的质量比的明显变化可以定性地再现由已发表的潮汐剥离模拟的矮椭圆星系。在剥离过程的早期阶段，星系不太可能处于维里平衡状态。在后期阶段，最终残留物类似于$\sim$ 10 $^7$ M $_{\odot}$ UCD的特性。最后，我们讨论了需要更详细的现实建模的潮汐剥离在更广泛的参数空间范围内，观测进一步测试剥离假设。
2014-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The chemical composition of Ultracompact Dwarf Galaxies in the Virgo and Fornax Clusters
我们目前的光谱观测的超紧凑型矮（UCD）星系的天炉座和室女星系团团的测量和比较他们的恒星星族。这些光谱是由双子座-北（室女座）和双子座-南（天炉座）望远镜使用各自的双子座多目标摄谱仪获得的。我们估计年龄，金属丰度和丰度的对象从测量的Lick线强度指数的光谱，我们还估计年龄和金属丰度独立使用直接光谱拟合技术。两种方法均显示UCD较老（平均年龄10.8 \pm 0.7 Gyr）且（通常）富含金属（平均[Fe/H] = -0.8 \pm 0.1）。从Lick指数测量的天体的α元素丰度是超太阳的。我们用这些测量来检验UCD是由现今有核矮椭圆星系的潮汐破裂形成的假设。这些数据与这一假设并不一致，因为年龄和丰度都明显高于观测到的矮星系核（这并不排除早期矮星系的破坏）。它们更符合球状星团的性质，虽然在较高的平均金属丰度。UCD显示了非常宽的金属丰度范围（-1.7 <[Fe/H]< 0.0），涵盖了球状星团和矮星系核的全部范围。我们证实了以前的报道，大多数UCD有高metalliticities的光度，躺在明显高于典型的metalliticity光度关系，其次是早期型星系。与以前的工作相比，我们发现，无论是平均年龄或平均金属的处女座和天炉座UCD人口没有显着差异。
2012-07-14 astro-ph.CO
Compact Groups of Galaxies with Complete Spectroscopic Redshifts in the Local Universe
紧群的动力学分析为紧群的形成和演化模型提供了重要的检验。通过对FLWO/FAST、文献和SDSS DR 12在\citet{McC09}中紧致群领域的2066个红移进行汇编，我们构造了在$0.01 < z < 0.22$红移范围内具有完全光谱红移的紧致群的最大样本。这个大的红移样本表明，在\citet{McC09}紧致群候选者中的插入者分数是$\sim 42\%$。332个致密星系群的安全样本包括192个有四个或更多成员星系的星系群和140个有三个成员星系的星系群。早型星系在这些致密星系群中所占的比例为62%，略高于原始的希克森致密星系群。紧凑星系群中早型和晚型星系的速度色散随星系群中心半径的变化很小;采样的半径小于$100 ~h^{-1}$ kpc，小于大质量星系团成员典型采样的半径。我们的样本紧致群的物理性质包括大小，数密度，速度色散和局部环境;这些性质与原始希克森紧致群和DPOSS II紧致群的性质略有不同。差异是由最初选择小组候选人的方式的细微差异造成的。在这个样本所覆盖的范围内，紧致群的空间密度随红移的变化很小。这个样本的空间密度的近似恒定性是一个潜在的约束在几个千兆年的时间尺度上的紧凑组的演变。
2016-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for top-heavy stellar initial mass functions with increasing density and decreasing metallicity
团簇形成后的残余气体排出最近被证明在低质量的现今恒星质量函数（PDMF）中留下印记，该函数允许估计一些银河系球状星团（GC）的出生条件，例如质量、半径和恒星形成效率。我们表明，为了解释它们的特性（质量，半径，金属丰度，PDMF），它们的恒星初始质量函数（IMF）必须是头重脚轻的。结果表明，团簇金属丰度越低，GC前云核密度越大，IMF越需要变得头重脚轻。推导的趋势与理论预期定性一致。结果是一致的估计的高质量端的国际货币基金组织的拱形集群，Westerlund 1，R136和NGC 3603，以及与国际货币基金组织独立约束超紧凑矮星系（UCD）的形状。后者表明，GC和UCD可能是沿着同一通道形成的，或者UCD是通过GC合并形成的。找到了一个同时描述IMF随GC前云核密度和金属丰度变化的基本面。在宇宙学时期，星系的演化和化学富集的影响预计将是重大的。
2012-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
