早型星系中恒星初始质量函数的系统变化

从积分场恒星运动学研究早型星系的标度关系

Scaling relations in early-type galaxies from integral-field stellar kinematics

通过对K波段ATLAS 3D数据进行详细的恒星动力学建模，研究了早型星系标度关系的起源。该数据包含了263个邻近的早型星系（ETG），它们的质量和速度分布范围很大（60 < sigma < 350 km/s）。

七个早型矮星系及其核的恒星星族

Stellar populations of seven early-type dwarf galaxies and their nuclei

矮星系是宇宙致密区域中数量最多的星系。虽然乍一看它们似乎是简单的系统，但矮椭圆星系（dEs）的恒星星族可能相当复杂。有核dE特别令人感兴趣，因为许多物体在它们的核和宿主星系中表现出不同的恒星星族。我们目前的恒星星族参数获得的综合光谱使用的Lick指数分析的7个有核矮椭圆星系及其核。在从星系核光谱中减去标度星系光谱后，我们将它们相互比较，并探索它们的恒星星族。初步结果表明，星系核的光度加权年龄比星系核的光度加权年龄略低，但没有发现宿主星系和星系核的金属丰度有明显差异。

MaNGA早型星系中恒星吸积的特征

Signatures of stellar accretion in MaNGA early-type galaxies

大质量星系的后期聚集被认为是由其外围（超过2个有效半径Re）的恒星吸积主导的，这是由于干燥的小星系合并。我们使用SDSS IV MaNGA的1010个z<0.15的被动早型星系（ETG）的观测结果来寻找这种吸积的证据。将恒星星族拟合程序FIREFLY、pPXF和Prospector的输出与恒星金属丰度（Z）估算中的系统误差控制进行了比较。我们发现ETG在不同恒星质量（M）仓中的平均径向logZ/Zsun分布不是线性的。因此，这些配置文件的特点是一个单一的梯度值，解释了为什么在以前的工作中报告的弱趋势可能难以解释。相反，我们检查了恒星金属丰度分布的整个径向范围，发现它们在M>10^{11}Msun ETG的外围变平。这是恒星吸积的标志。基于恒星金属丰度剖面的模型，我们推断出ETG中的离地恒星质量分数是M和银河系中心半径的函数。我们发现，在M<10^{10.5}Msun的ETG中，2 Re的异位星占投影恒星质量的20%，而M>10^{11.5}Msun的ETG则高达80%。

有盘和无盘的室女星系团早型矮星系的恒星星族：年龄的二分法？

Stellar populations of Virgo cluster early-type dwarf galaxies with and without discs: a dichotomy in age?

利用VLT/FORS 2光谱技术，我们研究了室女星系团中38个有核早型矮（dE）星系的中心恒星星族性质。我们发现，这些星系并不表现出相同的平均恒星星族的特点，不同的形态子类。没有盘的有核星系比有盘的dEs更老，更贫金属。α元素丰度比似乎与太阳值的形态类型。除了金属丰度和光度之间的关系外，我们还发现年龄和光度之间存在明显的反相关关系。更具体地说，似乎有一个双峰：明亮的星系，包括盘状的，表现出显着年轻的年龄比暗dEs。因此，较暗和较亮的dEs似乎不太可能经历相同的演化历史，因为从最明亮的椭圆星系到低光度Es和明亮的dEs时，平均恒星年龄下降的既定趋势在这里被打破。较老且金属含量较低的dE可能有较早的恒星形成活动终止，可能是“原始”星系，因为它们是与原星系团一起形成的，或经历了非常早的坍缩。相比之下，年轻和相对丰富的金属较亮的dEs，其中大多数有光盘，可能经历了结构转变的下落盘星系。

早期宇宙中普遍存在扁长星系的证据来自恒星动力学

Prevalent elongated galaxies in the early Universe evidenced by stellar kinematics

研究通过恒星动力学揭示早期宇宙中存在大量扁长星系，挑战了传统观点，表明银河系等盘状星系的形成可能经历了维度转变。

早型星系质量基面的环境依赖性

The environmental dependence of the stellar mass fundamental plane of early-type galaxies

目标。利用Sloan数字巡天数据第7版（SDSS DR 7）中的早型星系样本研究了恒星质量基本面（FP $_*$）的环境依赖性。方法. FP $_*$是通过用恒星质量代替基本平面（FP）中的光度来计算的。在SDSS星表的基础上，我们根据宿主暗物质晕的质量和在晕中的位置来描述星系的环境。在具有相同质量仓的晕中，中心星系和卫星星系的颜色分布是不同的。因此，我们计算了不同环境中星系的FP $_*$系数，并与FP系数进行比较，以研究恒星星族的贡献。结果我们发现FP $_*$的系数$a$系统地大于FP的系数，但是FP $_*$的系数$b$与FP的系数相似。此外，FP $_*$的环境依赖性与FP相似。对于中心星系，FP $_*$系数显着依赖于晕质量。卫星星系的FP $_*$系数与晕质量的相关性较弱。结论.我们的结论是，倾斜的FP主要不是由恒星星族。

早型星系形状与恒星星族的关系

On the connection between shape and stellar population in early-type galaxies

我们报告的发现之间的关系的恒星质量$M^*$的早期型星系（以下ETG），它们的形状，参数化的Sersic指数$n$，和它们的恒星质量与光的比率$M^*/L$。在由这些变量定义的3D日志空间中，ETG填充具有小散射的平面表面。这个关系告诉我们，星系的形状和恒星星族不是独立的物理变量，这一结果必须由星系形成和演化的理论来解释。

早型矮星系核：来自恒星星族的启示

Nuclei of early-type dwarf galaxies: insights from stellar populations

本文对室女星系团中26个早型矮星系的空间分辨恒星星族性质进行了综合分析。利用Lick/IDS吸收线指数，我们得到了简单恒星星族（SSP）等效年龄、金属丰度和[ $α$ /Fe]丰度比。特别是，我们集中在中央核和周围的银河系主体之间的恒星星族的比较。对于大多数dE来说，核心的恒星星族明显比各自银河系主体的恒星族年轻，平均相差3.5 Gyr。我们发现只有五个dEs的显着年龄比他们的银河系主体的核。此外，我们观察到大多数dE核更丰富的金属相比，他们的宿主星系。这些年龄和金属丰度的行为所示的几乎所有的dEs比M $_{\it r}$ = -17马格。我们还研究了径向梯度的存在下，在SSP参数的一个子集的13 dEs（高达1.2千秒差距或15弧秒半径）。我们注意到两种不同类型的梯度，即包括核在内的平滑轮廓，以及核与星系其余部分之间发生断裂的轮廓。然而，总体趋势是年龄增加，金属含量随半径降低，这与早期的研究一致。

The JWST Resolved Stellar Populations Early Release Science Program I.: NIRCam Flux Calibration

We use globular cluster data from the Resolved Stellar Populations Early Release Science (ERS) program to validate the flux calibration for the Near Infrared Camera (NIRCam) on the James Webb Space Telescope (JWST). We find a significant flux offset between the eight short wavelength detectors, ranging from 1-23% (about 0.01-0.2 mag) that affects all NIRCam imaging observations. We deliver improved zeropoints for the ERS filters and show that alternate zeropoints derived by the community also improve the calibration significantly. We also find that the detector offsets appear to be time variab…

在宇宙学背景下制造Galerkin：早期恒星反馈的需要

Making Galaxies in a Cosmological Context: The Need for Early Stellar Feedback

我们介绍了在宇宙学背景下（MaGICC）计划的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。我们描述了一个参数研究的星系形成模拟的L* 星系，使用早期的恒星反馈结合超新星反馈，以匹配恒星质量晕质量的关系。虽然超新星反馈本身就可以减少恒星的形成，足以匹配恒星质量-晕质量关系，但星系在z=2之前形成了太多的恒星，无法匹配使用丰度匹配所看到的演化。我们早期的恒星反馈是纯热的，因此像紫外线电离源一样工作，并从大质量年轻恒星的辐射中提供一些额外的压力。早期反馈将气体加热到>10^6 K，然后冷却到10^4 K。来自这种热气的压力创造了一个更大的圆盘，并在z=1之前阻止了更多的恒星形成，而不是超新星反馈。由此产生的盘状星系有一个平坦的旋转曲线，指数表面亮度轮廓，并符合广泛的磁盘缩放关系。随着星系的演化，盘的形成是由内而外的，其长度呈指数级增长。总的来说，早期的恒星反馈有助于模拟在低和高红移下与观测结果相匹配的星系。

致密早型星系中的动力学质量与恒星质量：恒星初始质量函数系统变化的进一步证据

Dynamical Versus Stellar Masses in Compact Early-Type Galaxies: Further Evidence for Systematic Variation in the Stellar Initial Mass Function

几个独立的证据表明，恒星的初始质量函数（IMF）在早期型星系变得越来越“底重”的星系质量和/或速度色散，西格玛。在这里，我们考虑的证据IMF变化的样本相对紧凑的早期型星系从斯隆数字巡天。这些星系有足够高的恒星密度，在一个有效半径内，暗晕可能对总动力学质量Mdyn有很小的贡献。我们适合我们详细的恒星星族合成模型，这些星系的堆栈吸收线光谱在箱中的西格玛，并找到证据，从IMF敏感的光谱特征底部重IMF在高西格玛。我们也适用于简单的“质量跟随光”的动力学模型相同的数据，并发现Mdyn是显着高于预期，如果这些星系的恒星为主，并有一个普遍的银河系IMF。因此，采用Mdyn M_* 意味着IMF在高sigma时“更重”。最重要的是，这两种技术之间推断的IMF变化的定量非常相似，在质量上在0.1 dex内一致。当应用于相同的数据时，两种独立技术之间的一致性为IMF作为早期星系速度弥散函数的系统变化提供了令人信服的证据。任何替代的解释都必须重现动力学和基于恒星星族的技术的结果。

红移~1处最致密大质量早型星系的速度色散和恒星星族

Velocity Dispersions and Stellar Populations of the Most Compact and Massive Early-Type Galaxies at Redshift ~1

我们展示了格罗斯带巡天中4个最紧凑、最大质量的早型星系的Gran-Telescopio-Canarias/OSIRIS光谱，红移z~1，有效半径Reff=0.5-2.4 kpc，光度恒星质量Mstar=1.2-4x10^11 Msun。我们发现这些星系的速度色散σ =156-236 km/s。光谱与年龄和太阳金属丰度约为1 Gyr的单恒星星族模型拟合良好。我们发现：i）这些星系的动力学质量比使用BRIJK测光的已发表恒星质量系统地小~6倍; ii）当估计恒星质量为0.7xMdyn时，由于较小的合并，被动光度衰减与质量/尺寸增长的组合可以合理地演化我们的对象，以匹配早期类型星系的本地种群的特性。

早型半导体的UV色与恒星初始质量函数之间的经验联系

An Empirical Connection between the UV Color of Early Type Galaxies and the Stellar Initial Mass Function

使用新的UV星等的样本早期型星系，ETG，与公布的恒星质量-光比，Upgradation_*，我们发现的UV颜色和Upgradation_* 之间的相关性比以前确定的Upgradation_* 和中央恒星速度色散，金属丰度，或α增强。这种相关性的意义是，具有较大Upperdance_* 的星系在紫外线下更蓝。我们推测，在恒星初始质量函数，IMF的低质量端的差异，是相关的极端水平分支人口的性质，一般负责的紫外线通量在ETG。如果是这样，则UV颜色可以用于识别具有特定IMF属性的ETG并估计Upgradient_*。

早期类型星系中恒星与暗物质分布的弱引力透镜测量

The stellar and dark matter distributions in early-type galaxies measured by stacked weak gravitational lensing

通过弱引力透镜测量研究了光度红星系的恒星质量及中心暗物质密度分布，发现大质量星系暗物质分布有非零核心半径，结果对反馈效应和恒星-晕质量关系提供新约束。

星团早期阶段的死亡和尘埃驱逐。来自附近旋涡星系的NIR测光的证据

Mortality and dust expulsion in early phases of stellar clusters. Evidence from NIR photometry of nearby, spiral galaxies

通常认为，年轻的星团会有很大的婴儿死亡率，这部分与来自热恒星和超新星的辐射压力造成的早期尘埃和气体的排出有关。近红外（J-K）-Mk图的年轻星团在附近的旋涡星系显示出双峰分布，这是符合快速下降的内在消光在早期的时代。颜色-星等图（CMD）中的独特特征和最年轻的星团颜色的快速变化使我们能够对它们的早期演化阶段进行限制，包括由气体和尘埃排出引起的灭绝减少的时间尺度。采用幂律分布函数g（M，t）~ M^at ^gam对团簇总体进行了蒙特卡罗模拟。集成颜色由Starburst 99模型计算。模拟的近红外CMD与观测到的六个大设计，螺旋星系使用统计拟合优度检验。CMD表明年轻的大规模团簇具有显著的死亡率，gam = -1.4 +-0.5。高的初始消光系数Av = 8- 11 m和强的星云发射是再现团的双峰色分布所必需的。一个延长的恒星形成阶段长于5万年的建议。星系团内部消光的减少开始于它们活跃的恒星形成期间，并持续5-10百万年。

早型透镜星系的测光质量和质量分解

Photometric mass and mass decomposition in early-type lens galaxies

利用SDSS光度计和透镜模型，研究了SLACS巡天所分析的57个早型透镜星系的恒星质量特性和发光物质与暗物质的组成。我们适合透镜SED组成的ugriz星等与三参数网格的不同的复合恒星星族模型，通过采用太阳金属丰度和各种IMF计算，我们采用最佳拟合值的总投影质量封闭在爱因斯坦环的每个系统。我们测量的大小恒星质量和表面恒星质量密度恒星质量的关系与确定的非透镜星系。我们发现了统计学上的显著证据，表明更大质量的透镜星系往往形成于星系密度更高的区域，就像所有早期类型的星系一样。我们测量相应的恒星量之间的有效质量-光比和质量相同的标度律，这是用来解释的“倾斜”的FP，和相同的演化的有效质量-光比与红移，可以从FP。我们的结论是，透镜的总质量是线性成正比的发光质量，在一个超过99%的CL。此外，通过假设透镜星系是同源系统，我们研究了它们的暗物质的分布，并估计了约4kpc的平均爱因斯坦半径内包含的总投影质量分数的黑暗的30%的顺序上的值。这些结果表明，早型透镜星系是一个无偏的子样本代表了整个样本的早型星系。这使我们能够将我们在透镜星系中的暗物质的发现推广到大质量早型星系的种群。我们注意到，对于假定的金属丰度，Salpeter IMF很好地描述了透镜样品。

FIRE上的黑洞：恒星反馈限制了星系核的早期供给

Black Holes on FIRE: Stellar Feedback Limits Early Feeding of Galactic Nuclei

我们在真实环境反馈项目中引入了大质量黑洞（BH），并对类星体质量晕（$M_{\rm halo}(z=2) \approx 10^{12.5}\,\rm{M}_{\odot}$）进行了高分辨率的宇宙学流体动力学模拟，直到$z=1$。这些模拟模型恒星反馈超新星，恒星风，辐射，BH增长使用的引力矩为基础的处方绑定到解决性质的星系核。我们不包括BH反馈。我们发现，早期BH增长发生通过短（$\lesssim 1\,$ MYR）吸积插曲，可以达到甚至超过爱丁顿率。在这个制度中，BH的增长是有限的爆发性恒星反馈不断疏散气体从星系核，和BH保持下质量相对于当地的$M_{\rm BH}$ - $M_{\rm bulge}$关系。BH的增长在以后的时间更有效，当核恒星势保持一个重要的气体库，恒星形成变得不那么突发，星系进入一个更有序的状态，与BH迅速收敛到标度关系时，主机达到$M_{\rm bulge} \sim 10^{10}\,\rm{M}_{\odot}$。我们的结果是不敏感的吸积模型的细节，只要BH的增长是绑定到BH的$\sim 100\,$ pc内的气体含量。我们的模拟表明，爆发性恒星反馈对BH和AGN的人口统计有很强的影响，特别是在早期宇宙和低质量星系。

从强透镜、动力学和恒星星族看早型星系中心暗物质的趋势

Central dark matter trends in early-type galaxies from strong lensing, dynamics and stellar populations

利用SLACS巡天中的中红移（z ~ 0.2）引力透镜样本，并与z ~ 0星系的更大样本进行比较，分析了早型星系中心暗物质（DM）含量与其大小和年龄之间的相关性。我们分解成DM和恒星组件使用强透镜，恒星动力学，和恒星星族建模的组合dprojected星系质量。对于一个给定的恒星质量，我们发现，对于较大尺寸的星系，DM分数增加，平均DM密度降低，一致的尖状晕预期在宇宙形成的情况下。DM分数也随着恒星年龄的增加而减少，这可以部分地解释为大小和年龄之间的负相关。剩余的趋势可能指向系统的依赖性形成时代的晕收缩或恒星初始质量函数。这些结果与Napolitano，Romanowsky和Tortora（2010）基于本地星系的最新发现一致，并表明除了被动恒星老化之外，过去2.5 Gyr的星系演化证据可以忽略不计。

Setting the Stage for Cosmic Chronometers. II. Impact of Stellar Population Synthesis Models Systematics and Full Covariance Matrix

The evolution of differential ages of passive galaxies at different redshifts (cosmic chronometers) has been proved to be a method potentially able to constrain the Hubble parameter in a cosmology-independent way, but the systematic uncertainties must be carefully evaluated. In this paper, we compute the contribution to the full covariance matrix of systematic uncertainties due to the choice of initial mass function, stellar library, and metallicity, exploring a variety of stellar population synthesis models. Through simulations in the redshift range 0<z<1.5 we find that the choice of the stel…

从室女星系团早期型矮星到巨星的结构和恒星含量的连续体？

A continuum of structure and stellar content from Virgo cluster early-type dwarfs to giants?

基于SDSS的多波长成像数据，我们研究了室女星系团中的矮星系和巨星系是否遵循连续的结构参数和恒星星族特征。更具体地说，我们研究了星系的大小和亮度之间的关系以及它们的色星等关系。在这两种情况下，我们都发现了明显的偏离，从一个简单的联合行为的矮星和巨星。我们讨论了这些发现的光的不同的形成机制，通常假设为矮人和巨人的早期类型，从而考虑到存在几个不同的早期类型的矮人子类。通过将我们的结果与星系形成的半解析模型进行比较，我们认为，分析的关系可能被形成矮星和巨星的过程所再现。本文所介绍的工作基于Janz & Lisker 2008，2009。

亮后发座星系团早型星系NGC 4889的核心和晕星恒星星族及形成历史

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。

星系的形态转变和猝灭

The morphological transformation and the quenching of galaxies

利用斯隆数字巡天（SDSS）第七次数据发布（DR 7），研究了星系从晚型到早型的形态转变和猝灭现象。在恒星形成率-质量图（$\lg SFR - \lg M_*$）上，发现早型星系和晚型星系都具有双峰分布。因此，我们将它们分为四种类型：恒星形成早期型（sEs），淬灭早期型（qEs），恒星形成晚期型（sLs）和淬灭晚期型（qLs）。我们检查了各种环境尺度上的许多参数对晚型和早型淬灭率的潜在影响，以及恒星形成星系和淬灭星系之间的早型组分。这些参数包括：恒星质量$M_*$和晕质量$M_{halo}$ ;小尺度环境参数，如晕中心半径$R_p/r_{180}$和第三近邻距离（$d_{3nn}$）;大尺度环境参数，特别是它们是否位于星团、细丝、片或空洞中。我们发现，形态的转变主要是由恒星质量。对于质量较大的星系，猝灭主要由恒星质量驱动，而对于质量较小的星系，猝灭主要由晕质量驱动。此外，我们还观察到早型星系的晕淬灭效应总体上较强，这可能是由于它们缺乏冷气体或较早地吸积到大质量的宿主晕中。

环境在早型镓形成中的作用

The Role of Environment on the Formation of Early-Type Galaxies

（节略）我们提出了一个详细的研究恒星星族的体积有限的样本早期类型的星系从SDSS，在一系列的环境-定义为主机暗物质晕的质量。恒星星族探索通过SDSS光谱，通过投影到一组的两个光谱矢量确定的主成分分析。我们发现星系的速度色散是早期型星系不同恒星形成历史背后的主要驱动力。然而，环境影响被认为发挥了作用（尽管很小）。在质量最低的晕中，星系团中的恒星星族平均比其他样本年轻约1Gyr。当占据比3E13Msun更大质量的晕时，具有少量近期恒星形成的星系的比例也被截断。样本被分成卫星星系和中央星系，以进一步分析环境。超新星比相同恒星质量的中央星系年轻。6E12Msun晕中较年轻的卫星星系的恒星星族与我们样本中最低质量晕（即1E12Msun）中发现的中心星系一致。这一结果表明，低质量晕中的星系被吸积成更大的晕。

恒星的质量损失、自转和早型星系的化学富集

Stellar mass-loss, rotation and the chemical enrichment of early type galaxies

我们提出了一个比较的[Ca，C，N/Fe]-质量关系中观察到的局部球状体和化学演化模型，已经成功地再现了[Mg/Fe]-质量和[Fe/H]-质量关系在这些系统中的结果。我们发现，[Ca/Fe]-质量关系自然地解释了这样一个模型，没有任何额外的假设。特别是，所观察到的相对于镁的钙丰度不足，可以归因于Ia型超新星和II型超新星对这两种元素的核合成的不同贡献。对于C和N，我们考虑新的恒星产量，考虑到恒星的质量损失和旋转。这些产量已被证明成功地再现了银河系贫金属恒星的C和N丰度。这些新的恒星产额的使用产生了一个很好的协议之间的化学演化模型的预测和综合恒星星族的观察C。在N的情况下，包括快速旋转和恒星质量损失核合成处方改善我们的预测的斜率的[N/Fe]与西格玛关系，但零点的差异仍然是0.3德克斯。这项工作表明，目前的恒星产量无法同时再现大的平均恒星[<N/Fe>]比推断从综合光谱的椭圆星系和低N丰度测量的气体中的高红移球状体的吸收线。然而，似乎有理由认为，在0.3 dex的水平上，推断的恒星或气相N丰度可能存在不确定性。（删节）

PEARS巡天中的早型星系：探测中等红移的恒星星族

Early-type galaxies in the PEARS survey: Probing the stellar populations at moderate redshift

利用PEARS计划中的HST/ACS无缝棱晶光谱，我们研究了GOODS南北场中形态选择的早型星系的恒星星族。样本-从（v2.0）HST/ACS图像的视觉分类中提取，并限制红移z>0.4 -包括228个星系（F775 W <24 ABmag），z约为1.3，320弧分2，中值红移zM=0.75。这项工作大大增加了我们以前在HUDF中GRAPES巡天的样本（18个星系超过~11弧分2; Pasquali et al. 2006 b）。棱镜数据使我们能够将样品分为“红色”和“蓝色”光谱，后者占总数的15%。三个不同的网格模型参数化的恒星形成的历史被用来适应低分辨率的光谱。在样本的红移范围内-对应于5到10 Gyr之间的宇宙年龄-我们发现恒星质量和平均年龄之间有很强的相关性，而年龄的 ** 分布 **（由分布的RMS定义）大约为1 Gyr，并且与恒星质量无关。最佳拟合参数表明，它是形成时代，而不是形成时标，最好的相关性在早期类型的星系的质量。这一结果--以及最近观测到的大质量星系数量密度缺乏演化--激发了对绕过蓝云中任何相位的（大质量）星系形成通道的需求，正如Dekel等人（2009）的模拟所建议的那样。

AGN反馈与早型星系热气体的起源和命运

AGN feedback and the origin and fate of the hot gas in early-type galaxies

最近确定的X射线光度的ISM（Lx）和恒星和总质量之间的关系，附近的早型星系（ETG）的样本，是用来调查热气体的起源，通过比较与流体动力学模拟的结果ISM演变为一个大的孤立的ETG。在主要星系形成时期之后（z~2之后），ISM以恒星演化预测的速率被恒星质量损失和SN喷出物补充，并被恒星形成耗尽;它被恒星运动的热化、SNe爆炸以及AGN的机械（来自风）和辐射反馈加热。模型与观测到的关系吻合得很好，即使在相同质量下Lx值有很大的不同，这要归功于气体流对许多星系性质的敏感性;这适用于包括AGN反馈的模型，以及没有反馈的模型。因此，从恒星星族的质量输入是能够占所观察到的Lx的主要部分;和AGN的反馈，而非常重要的是保持大规模的ETG在时间平均准稳态，保持低恒星形成和黑洞质量，不会显着改变气体含量起源于恒星回收材料。这些结论是基于恒星星族在质量和能量上的贡献的理论预测，以及活动星系核反馈的自洽模型。

Spitzer星系巡天（S4G）中具有潮汐碎片的早型星系及其标度关系

Early type galaxies with tidal debris and their scaling relations in the Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G)

星系周围的潮汐碎片可以提供关于它们演化的重要线索。我们从斯皮策银河系恒星结构巡天（S4 G）的65个早期类型星系中，识别出11个早期类型星系（T \leq 0）中的潮汐碎片。潮汐碎屑包括贝壳、波纹和潮汐尾等特征。各种技术，包括银河系结构的二维分解，被用来量化的剩余潮汐功能。潮汐碎片对宿主星系3.6 μm总亮度的贡献约为3 - 10%。用二维轮廓拟合方法估计了星系的结构参数。我们研究了具有潮汐碎片的星系在基本平面和Kormendy关系中的位置。我们发现有潮汐碎片的星系位于没有潮汐特征的早型星系的散点内。假设潮汐碎片表明最近的引力相互作用或合并，这表明这些星系要么经历了轻微的合并事件，因此星系的整体结构特性没有显着改变，或者它们已经经历了主要的合并事件，但是已经经历了足够的弛豫和相混合，使得它们的结构性质变得与非-相互作用的早期星系

暗物质收缩和大质量早型星系的恒星含量：不利于“轻”初始质量函数

Dark Matter Contraction and the Stellar Content of Massive Early-type Galaxies: Disfavoring "Light" Initial Mass Functions

我们使用恒星动力学，强透镜，恒星星族合成模型，和弱透镜剪切测量约束的暗物质（DM）的配置文件和恒星质量在一个样本的53个大规模的早型星系。我们探索了三种DM晕模型（未扰动Navarro Frenk & White [NFW]晕和Blumenthal和Gnedin的绝热收缩模型），并对恒星和维里质量之间的关系施加了一个模型（即，作为晕质量函数的恒星形成效率的关系）。我们表明，考虑到我们的模型假设，数据显然更喜欢Salpeter样的初始质量函数（IMF），而不是更轻的IMF（例如，Chabrier或Kroupa），无论选择DM晕圈。此外，我们发现数据最多倾向于适度的绝热收缩（布卢门撒尔绝热收缩是强烈不受欢迎的），并且仅与无绝热收缩一致（即，NFW晕），如果假设一个质量依赖的IMF，在这个意义上，一个更大规模的正常化的IMF更大规模的晕。

早型星系-- II的恒星星族。环境和质量的影响

The stellar populations of early-type galaxies -- II. The effects of environment and mass

环境和质量对早型星系的恒星星族的影响程度是不确定的。在本文中，我们提出的光谱分析的结果，恒星星族的早型星系旨在解决这个问题。星系样本取自四个星系团，<z>=0.04，它们的周围结构延伸到~10 R_{vir}。我们发现，吸收线强度和恒星星族参数年龄、金属丰度和α元素丰度比的分布在星团与其外围之间没有显著差异，但这些量与星团内速度色散之间的紧密相关性在其外围较弱。团星系的三个恒星星族参数都与速度色散呈正相关。星系团中的星系团形成了一类同质的天体，它们具有相似的线强度分布和恒星星族参数，并且无论星系团的丰富程度或形态如何，都遵循相似的标度关系。我们估计金属丰度的高斯分布的内在散射为0.3德克斯，而α-元素丰度比为0.07德克斯。星系年龄指数分布的e折叠时间估计为9亿年。金属丰度和α-元素丰度比分布的内禀散射几乎可以完全由与速度弥散的相关性和关于这些关系的内禀散射来解释。这意味着星系的质量在决定其恒星星族中起主要作用。

早型星系中的球状星团与恒星晕的联系

The globular clusters-stellar haloes connection in early type galaxies

本文探讨了早期型星系的恒星星族是否以及在多大程度上可以通过其球状星团系统的颜色分布来追踪。基于室女座ACS数据的星系样本的分析，是先前在巨型椭圆星系NGC 1399和NGC 4486的情况下取得成功的方法的扩展，并假设两个占主导地位的GC种群沿着扩散的恒星星族形成，共享集群化学丰度和空间分布。结果表明：（a）综合星系颜色可以在光度不确定度范围内匹配，并且与一个狭窄的年龄范围相一致;（b）推断的质量光度比和恒星质量在文献中可获得的数值范围内; c）大多数球状星团系统在由团簇形成效率定义的体积空间中占据厚平面，恒星总质量和投影表面质量密度。红色星团的形成效率参数显示出与投影恒星质量密度的依赖关系，而蓝色球状星团则没有。反过来，最亮的星系似乎明显脱离该平面，作为过去主要合并的可能结果; d）恒星质量-金属丰度关系相对较浅，但在$M_*\approx 10^{10} M_\odot$处显示出斜率变化。恒星质量较小的星系团主要表现为单峰球状星团颜色分布。这一结果可能表明，质量较小的星系无法保留化学富集的星际物质。

早型星系中的恒星核普查

A Census of Nuclear Stellar Disks in Early-type Galaxies

恒星核（Nuclear Stellar）直径在几十秒差距到几百秒差距之间，是早期类型星系的一个常见但研究甚少的特征。尽管如此，这样小的圆盘仍然是限制星系聚集历史的有力工具，因为它们可以用来追溯星系经历最后一次重大合并事件的时代。通过研究NSD的分数和恒星年龄，从而有可能根据当前星系形成的等级范式来检验对早型星系组装历史的预测。在本文中，我们已经产生了最全面的普查NSDs在附近的早期型星系中寻找这样的磁盘在100兆秒差距内的对象，并通过使用档案图像从哈勃太空望远镜。我们发现，NSDs存在于大约20%的早期型星系中，并且NSDs的星系比例不取决于它们的哈勃类型，也不取决于它们的星系环境，而NSDs的发生率似乎在最大质量的系统中下降。此外，我们还将12个这样的盘的光贡献从它们周围的恒星核球中分离出来，以提取它们的物理性质。这使分解的NSD的数量增加了一倍，尽管它们的中心表面亮度和尺度长度的导出值与以前的研究一致，但它们也暗示了由于核盘和其他类型的大星系盘之间的不同形成情景而可能存在的不同特征。

重子质量损失使早型星系膨胀的数值实验

Puffing up early-type galaxies by baryonic mass loss: numerical experiments

在过去几年中进行的观测表明，在红移z>1时观测到的大质量早型星系（ETG）的尺寸比类似恒星质量的本地ETG小几倍。我们提出了数值模拟的重子质量损失的影响的结构上的球状恒星系统，嵌入在一个暗物质晕。这一过程被认为是对自z \sim 2以来观测到的ETG尺寸增加的一种可能的解释，它可能是由类星体/星暴驱动的星系风，迅速地从早期型星系（ETG）中喷出残余气体并停止恒星形成（星系风），或者是由恒星质量在恒星演化的最后阶段返回到ISM造成的。事实上，我们发现，重子质量的大约50%的可想象的损失可以产生显着的大小增加。然而，当恒星星族比紧凑的高Z ETG的估计年龄>0.5 Gyr年轻得多时，就会发生由于星系风引起的膨胀。因此，虽然它可能在决定ETG的最终结构方面发挥了作用，但它不能解释迄今为止观察到的它们的大小-质量关系的演变;它的签名应该在更年轻的系统中寻找。相反，由于恒星演化而导致的质量损失可能会导致被动演化的恒星系统后来相对温和的膨胀，有助于而不是主导它们的质量-尺寸关系的观测演化。

SPIDER - V.用光度学SED拟合测量早期型星系恒星质量中的系统效应

SPIDER - V. Measuring Systematic Effects in Early-Type Galaxy Stellar Masses from Photometric SED Fitting

我们提出了强大的统计估计的准确性早期类型的星系恒星质量来自光谱能量分布（SED）拟合作为各种经验和理论假设的函数。使用大样本组成的40,000个星系从斯隆数字巡天，其中5,000也在UKIRT红外深空巡天，光谱红移范围为0.05 \leq z \leq 0.095，我们测试的可靠性，一些常用的恒星星族模型和消光定律计算恒星质量。光谱年龄（t）、金属丰度（Z）和丰度（A）也是使用各种人口模型拟合SDSS光谱计算的。这些约束用于额外的测试中，以估计来自SED拟合的恒星质量的系统误差，其中t、Z和A通常作为自由参数。我们发现合理的协议之间的质量估计恒星星族模型，与国际货币基金组织和消光定律的变化产生系统偏差的质量几乎是一个因素2，与其他研究一致。去除近红外波段仅使质量的统计偏倚改变0.06 dex，在95% CL下增加0.1 dex的不确定性。相比之下，我们发现，去除紫外波段是更关键的，引入2σ的不确定性为0.15 dex。最后，我们发现，恒星质量的影响较小的金属丰度和/或尘埃灭绝的知识。然而，当恒星的星族年龄未知时，在质量估计上有一个确定的系统偏移，对于非常老的（12 Gyr）恒星星族，偏移高达2.5倍。我们目前的恒星质量为我们的样本，校正测量系统的偏差，由于光度测定的年龄，发现年龄误差产生较低的恒星质量由0.15德克斯，与0.02德克斯在95%CL的中位数恒星年龄子样本的错误。

早型星系的初始质量函数

The initial mass function of early-type galaxies

我们确定了一个绝对校准的初始质量函数（IMF）的早期型星系，通过研究的样本的56个引力透镜确定的SLACS调查。在标准Navarro、Frenk和White暗物质晕的假设下，结合透镜效应、动力学模型和恒星星族合成模型，分析了每个透镜对恒星和暗物质的贡献。我们定义了一个“IMF失配”参数α=M*（L+D）/M*（SPS），作为由透镜和动力学联合模型推断的恒星质量（M*（L+D））与由恒星星族合成模型推断的当前恒星质量（M*（SPS））的比值。我们发现Salpeter IMF提供的恒星质量与透镜和动力学模型的结果一致（< \log α>=0.00+-0.03+-0.02），而Chabrier IMF则低估了它们（< \log α>=0.25+-0.03+-0.02）。我们发现了一个试探性的趋势，即α似乎随着星系速度色散的增加而增加。从表面上看，这一结果意味着一个非普适的IMF，可能取决于金属丰度、年龄或恒星星族的丰度比。或者，观察到的趋势可能意味着非普遍的暗物质晕与内部密度的斜率增加速度分散。虽然这两种解释之间的简并性在没有额外信息的情况下无法被打破，但这些数据意味着大质量早型星系不可能同时具有普遍的IMF和普遍的暗物质晕。

早型星系的中心质量密度和由内向外生长

On the central stellar mass density and the inside-out growth of early-type galaxies

[摘要]在本文中，我们推导出一个完整的样本的34 ETG形态选择在0.9< z_{spec} <2的中心恒星质量密度在一个固定的半径和有效半径内的有效恒星质量密度，并比较它们与样本的900个本地ETG在相同的质量范围。我们发现高z ETG的中心恒星质量密度跨越了一个数量级，与以往研究中发现的局域ETG的中心恒星质量密度相近，而高z ETG的有效恒星质量密度跨越了三个数量级，与本地ETG完全一样，并且它与本地ETG的有效恒星质量密度相似，表明它自z~1.5以来没有变化，在过去的9-10 Gyr。因此，观测到的有效恒星质量密度在z~1.5的范围内的广泛分布，一定是在z>2时开始的。此外，我们表明，小分散的ETGs的中心质量密度相比，大分散的有效质量密度仅仅是一个独特的功能的Sersic的配置文件，因此，独立的红移和任何组装的历史所经历的星系。因此，它与ETG可能的由内而外的增长无关。最后，我们发现ETG的中心恒星质量密度与恒星总质量之间存在紧密的相关性，即中心质量密度随质量的增加而增加，M^{~0.6}。这意味着ETG的中心恒星质量的分数随着星系的质量而减少。这些相关性是有效的，为整个人口的ETG考虑独立的红移，这表明他们起源于其形成的早期阶段。

Sloan Lens ACS调查。IX。早型星系的颜色、透镜和恒星质量

The Sloan Lens ACS Survey. IX. Colors, Lensing and Stellar Masses of Early-type Galaxies

我们目前的光度数据集的斯隆镜头ACS（SLACS）调查，包括HST光度从ACS，WFPC 2，和NICMOS。这些数据使得能够确认另外15个等级“A”（某些）镜片系统，使SLACS等级“A”镜片的数量达到85个;包括13个等级“B”（可能）系统，SLACS已经确定了近100个镜片和候选镜片。大约80%的“A”级系统具有椭圆形形态，而~10%显示螺旋结构;其余透镜具有透镜状形态。透镜和光源的光谱红移可用于每个系统，使SLACS成为迄今为止最大的星系尺度透镜均匀数据集。我们开发了一个新的贝叶斯恒星星族分析代码，以确定可靠的恒星质量与准确的误差估计。我们应用此代码深，高分辨率的HST成像和确定恒星质量与典型的统计误差为0.1德克斯，我们发现，这些恒星质量是无偏的估计相比，使用SDSS测光，提供信息的先验。恒星质量范围为10^10.5到10^11.8 M $_\odot$，在爱因斯坦半径内的典型恒星质量分数为0.4，假设是夏布里耶IMF。SLACS透镜星系的系综性质，例如恒星质量和投影椭圆率，似乎与其他具有类似恒星速度色散的SDSS星系无法区分。这进一步支持了SLACS透镜代表了M* >~ 10 ^11 M $_\odot$的大质量早型星系的总体，因此是研究z ~ 0.5星系中发光物质和暗物质的kpc尺度分布的理想数据集。

大质量早型星系的初始质量函数和基面倾斜

On the Initial Mass Function and tilt of the Fundamental Plane of massive early-type galaxies

我们研究了最合理的恒星初始质量函数（IMF）和古老的大质量早型星系的基本面（FP）倾斜的主要来源。我们考虑了后发座星系团的13个明亮星系的样本，并将我们的结果与从相同发光质量范围内的57个透镜星系的样本中获得的结果相结合。我们估计的发光质量和恒星质光比的样本星系的SDSS多波段光度与复合恒星星族模型计算不同的无尘，太阳金属丰度模板和IMF拟合的值。我们比较这些测量结果和来自基于双组分轨道的动力学模型。如果采用Salpeter IMF，则在误差范围内，我们样本中星系的光度和动力学发光质量估计是一致的。相反，对于Kroupa或Chabrier IMF，两种发光质量诊断在超过4 σ的水平上不同。对于大质量后发星系，它们的恒星质光比与发光质量成比例，因为相应的有效量在FP上被观察到成比例。这表明FP的倾斜主要是由恒星星族性质引起的。我们的结论是，老，大规模的透镜和非透镜早型星系遵守相同的发光和动力学的标度关系，有利于萨尔彼得IMF，并建议恒星星族的FP倾斜的起源。这些结果对于不同年龄和质量性质的早型星系样本的有效性仍有待检验。

早期宇宙中的尘埃：非恒星尘埃产生或观测误差的证据？

Dust in the early Universe: Evidence for non-stellar dust production or observational errors?

观测结果显示，在高红移星系中有大量的尘埃，其来源仍有很大争议。Valiante等人（2009，MNRAS，397，1661）提出类星体宿主星系SDSS J1148+5251的净恒星尘埃生产可能足以解释在这个星系中检测到的大量尘埃质量，尽管在一些非常特殊的假设下（例如，“封闭箱”演化和相当高的气体质量）。在这里，它表明，由于吸积基本上原始的材料可能会降低尘埃形成的效率显着，和观测得出的尘埃气体比这些高红移星系是非常高的，恒星尘埃生产可能是不够的。一个模型，包括金属依赖，非恒星尘埃形成（“二次尘埃”）。然而，这种非恒星尘埃成分的贡献似乎太大了。如果所有的观测限制都得到满足，那么尘埃与金属的比例接近于1，这意味着几乎所有的星际金属都以尘埃的形式存在。这是一个非常不可能的情况，并建议在高红移的大尘埃与气体的比例可能是由于观测的不确定性和/或不正确的校准转换因子的气体和尘埃示踪剂。

z ~ 1.3的早期型星系。III。恒星质量和环境对恒星形成年代和恒星形成历史的影响

Early-Type galaxies at z ~ 1.3. III. On the dependence of Formation Epochs and Star Formation Histories on Stellar Mass and Environment

我们研究了z ~ 1.3处恒星星族性质的环境依赖性。我们推导出星系的性质在两个高红移星系团RXJ 0849 +4452和RXJ 0848 +4453中的大质量、红色、被动早型星系样本的恒星质量、年龄和恒星形成历史（红移分别为z = 1.26和1.27），并将它们与z=1.24时RDCS1252.9-2927集群的测量值以及从GOODS-South Field抽取的现场同时代的类似质量选择样本的测量值进行比较。上述参数的稳健估计已经通过比较大网格的复合恒星星族模型与广泛的8-10波段光度覆盖，从静止帧远紫外到红外。我们没有发现在不同的星系团早型星系样本中总体恒星星族性质的变化。然而，当比较星系团与星系场的恒星星族特性时，我们发现，即使（恒星形成加权）年龄相似并且只取决于星系质量，但星系场中的恒星确实使用更长的时间尺度来组装它们的最终质量。我们发现，在恒星形成开始后大约1 Gyr，大多数（75%）的星系团星系已经聚集了它们最终质量的大部分（> 80%），而在同一时间，只有很少（35%）的场ETG已经聚集了。因此，我们的结论是，虽然星系质量调节星系形成的时间，环境调节恒星形成历史的时间尺度。

早型星系的恒星径向含量与质量和环境的关系

On the Radial Stellar Content of Early-Type Galaxies as a Function of Mass and Environment

利用光学-光学和光学-近红外颜色，我们分析了大质量（M* > 10^10.5 MSun），低红移（z<0.1），早期型星系（ETGs）内部年龄和金属丰度的径向依赖性，这些星系位于高密度群区域和场中。平均而言，ETG的内部颜色梯度主要由金属含量驱动，与先前的研究一致。然而，我们发现星系群具有正的年龄梯度Nabla_t，即星系中心较年轻的恒星星族，以及较陡的金属丰度梯度，与场样本相比，场样本的Nabla_t范围从低质量星系的负到高质量星系的正梯度。这些依赖性给星系形成和演化的模型带来了新的限制。我们推测，年龄和金属丰度梯度的组ETG的结果（无论是气体丰富或少干）合并和/或冷气体吸积，而外地ETG表现出的特征平坦的梯度预期从年轻，更富含金属，恒星形成的内部-由后气体冷却。

早型星系中中等年龄恒星星族的K波段光谱证据

Evidence for intermediate-age stellar populations in early-type galaxies from K-band spectroscopy

对不同环境下早型星系中恒星星族的研究是制约其恒星形成历史的有力工具。这项研究传统上仅限于光学范围，其中关闭周围的矮星和RGB底部的恒星在所有年龄段都占主导地位。近红外光谱范围是特别有趣的，因为在存在一个中等年龄的人口，AGB星是主要的贡献者。在这封信中，我们测量了低密度环境中12个早型星系样本的近红外指数NaI和D $_{\rm CO}$，并将它们与Silva等人（2008）提出的天炉座星系样本进行了比较。结合光学范围内的Lick/IDS指数对这些指数的分析表明：i）NaI指数在光学范围内是与C4668一样好的金属丰度指标; ii）D $_{\rm CO}$是中等年龄恒星星族的示踪物。我们发现低密度环境中的低质量星系比位于天炉座星系团中的低质量星系具有更高的NaI和D $_{\rm CO}$，这表明在低密度环境中的星系处于恒星形成的后期阶段，与其他使用独立方法的研究结果一致。

根据斯隆数字巡天在大质量早期型星系中投射的中心暗物质分数和密度

Projected central dark matter fractions and densities in massive early-type galaxies from the Sloan Digital Sky Survey

我们研究了大质量早型星系中暗物质在总质量和暗物质密度上的二维中心分数随恒星质量、中心恒星速度色散、有效半径和中心表面恒星质量密度的变化。我们使用了来自SDSS DR 7的约1.7 × 10^5个星系的样本，其红移小于0.33。我们采用保守的光度和光谱削减选择星系的物理性质类似的透镜研究的SLACS调查。在Chabrier恒星IMF假设下，采用有效速度色散近似为中心恒星速度色散的单分量等温总质量模型，将SDSS光度计与恒星星族合成模型拟合，分别得到了投射到半径等于有效半径的圆柱内的星系恒星和总质量的值.我们发现，在有效半径的恒星质量的估计不同于总的只有一个相对恒定的比例因子。详细地说，我们观察到暗物质在总质量中的投影分数和中心表面暗物质密度的对数值（测量单位为M_{Sun} kpc^{-2}）几乎具有高斯概率分布函数，其中值分别为0.64^{+0.08}-0.11}和9.1^{+0.2}-0.2}。我们的研究结果不赞成解释倾斜的FP在星系的暗物质含量的差异，并提供有用的信息，星系恒星IMF和暗物质密度分布的可能变化。最后，我们提供了一些观测证据的干小合并，从活动星系核的反馈，和/或合并的大规模早期型星系的形成和演化的二进制黑洞的可能重大贡献。

检验早期型星系合并起源的预测：恒星星族和不对称性之间的相关性

Testing a prediction of the merger origin of early-type galaxies: a correlation between stellar populations and asymmetry

早期型（椭圆和透镜状）星系起源的合并假说的关键预测之一是潮汐引起的不对称结构应该与相对年轻的恒星星族的特征相关。Schweizer和Seitzer（1992; AJ，104，1039）在大约4sigma置信度下发现了这样的特征。在本文中，我们重新审视了这个问题，从2微米全天巡天和斯隆数字巡天中选择了一个近10倍大的0.01<z<0.03星系样本。我们parameterized潮汐结构使用一个可重复的算法测量的不对称性，并与早期类型的星系颜色-星等关系的颜色偏移。我们恢复的颜色偏移不对称性的相关性，此外，我们证明了第一次观察到这种效果是由一个高度显着的趋势，在更高的不对称值对年轻的年龄。我们提出了一个简单的模型，用于通过富含气体的主要和次要合并来演化早期型星系，该模型再现了从z=1到现在观察到的星系积累以及现在颜色和年龄的分布。我们使用这个模型表明，如果恒星星族和不对称性是理想的“时钟”测量的时间，因为最后一个主要或次要的气体丰富的相互作用，那么我们会期望一个相当紧密的年龄和不对称性之间的相关性。我们认为，额外的散射源是自然多样性的祖先恒星形成历史，气体含量和合并质量比，但定量证实这一猜想将需要复杂的建模。我们的结论是，不对称的年龄相关性基本符合合并假说，并表明早期型星系人口的一个重要组成部分的影响，在宇宙学最近的时间主要或次要合并。

早型矮星系的核：它们是UCD的祖先吗？

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。

早型星系团中的恒星星族梯度

Stellar population gradients in early-type cluster galaxies

本文研究了早型星系团星系内部恒星星族密度梯度。利用VLT VIMOS积分场单位，我们观测到Shapley超星系团（z = 0.048）核心的19个星系。测量了14个星系的9条吸收线（HdF到Fe 5406）到有效半径的径向趋势，并由此导出了星系年龄、总金属丰度和α元素丰度的梯度。我们将这些结果与我们以前的VIMOS工作（Rawle et al 2008）中研究的11个星系的结果相结合。我们观察到的平均金属丰度梯度为-0.13 +/- 0.04 per dex，与以前的研究结果相同，log（sigma）> 2.1的星系在金属丰度梯度中具有相当大的内在分散性。平均对数（年龄/Gyr）梯度为-0.02 +/- 0.06/dex，尽管有几个星系有显著的正或负年龄梯度。α-元素增强的平均梯度为-0.10 +/- 0.04/dex。我们发现，恒星星族梯度主要与中心金属丰度有关：具有超太阳中心的早型星系具有陡峭的负金属丰度梯度和正年龄梯度;具有太阳金属丰度中心的早型星系具有可忽略的[Z/H]梯度和负年龄梯度。年龄梯度和金属丰度梯度之间存在很强的反相关性。虽然这种趋势的一部分可以归因于测量误差的相关性，我们证明，有一个潜在的内在关系。对于沙普利星系，光谱年龄和金属丰度预测的B-R颜色梯度一般同意直接从测光。