The Properties of Fossil Groups of Galaxies
过去几年的数值模拟以及光学和X射线观测表明，贫穷的星系群可以进化成所谓的化石群。动力学摩擦作为驱动过程，导致普通贫穷星系群中的单个星系合并，只留下一个中心的大质量椭圆星系，应该包含整个星系群的合并历史。由于较小质量星系的合并时间尺度和X射线群内介质的气体冷却时间尺度超过哈勃时间，预计周围的暗星系群在这种星系自相残杀中幸存下来，以及类似于普通星系群中发现的扩展X射线晕。最近的研究表明，化石群非常丰富，可能是最亮的星系团（BCGs）的祖先在丰富的星系团的中心。然而，只有少数对象是已知的文献。本文旨在总结过去几年来的观测化石群研究结果，并介绍作者正在进行的工作。作为对以前研究的补充，SDSS和RASS调查已经相互关联，以确定新的化石结构，产生34个新发现的化石组候选者。用4.2米威廉·赫歇尔望远镜的ISIS对6个化石群的中央椭圆星系进行了观测，研究了它们的恒星星族。此外，多目标光谱与VLTs VIMOS已被执行，以研究的形状OLF的一个化石系统。
2009-08-12 astro-ph.CO
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。
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
E+S galaxy pairs: are they the precursors of fossil groups?
星系对可能代表了从贫穷的星系群到巨大的孤立椭圆星系（或化石星系群）的进化道路上的一个中途站。为了验证这一演化假设，我们研究了由一个巨大的椭圆星系和它的螺旋伴星组成的4个星系对的环境。从光学和动力学的角度来看，这两个对非常相似，但具有非常不同的X射线特性。VIMOS在VLT上观测到了这对星系周围的微弱星系群。这些观测结果表明，IGM的扩展扩散X射线辐射的存在并不一定与众多微弱星系群的存在有关。光度函数（LF）的研究表明，我们的X射线发光对更动态地演变比样品的穷人组从文献中的X射线光度可比。然而，我们的X射线暗对类似于那些X射线亮群的LF，并且可能代表这些群的动力学演化中的一个阶段，其中涉及对E的最近或正在进行的相互作用已经破坏或至少降低了IGM的亮度。X射线暗弱群的LF也与它们演化为化石群的过程相一致。
2009-09-25 astro-ph.CO
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。
2010-09-24 astro-ph.CO
J0454-0309: Evidence for a strong lensing fossil group falling into a poor galaxy cluster
我们在z=0.26处发现了一个强透镜化石群（J 0454），预计在研究得很好的星系团MS 0451 -0305附近。使用多色斯巴鲁/Suprime-Cam和CFHT/Megaprime成像与凯克光谱，我们确定成员星系。VLT/FORS 2光谱被用来确定最亮的椭圆和透镜弧的红移。使用HST/ACS图像，我们确定了该组的弱透镜信号和强透镜系统的模型。这是第一次用透镜方法分析化石群。由XMM-牛顿数据导出了X射线光度和温度。我们发现两个丝延伸超过4百万秒差距，维里半径内，我们确定31名成员光谱和33通过红色序列与i<22马格。他们分离成螺旋和一个动态冷却器的中心浓度的椭圆速度色散为480公里/秒。弱透镜效应和星系团丰富度关系得出r200 = 830 kpc，M200 = 0.85 x 10^14 Msun。最亮的星系群（BGG）与J 0454的动力中心不一致。它强烈地透镜在z~2.1的星系，我们模拟的透镜与伪等温椭圆质量分布。一个大的外部切变要求BGG必须从J 0454的暗晕中心偏移至少90-130 kpc。X射线晕与BGG的距离为24 kpc，没有显示出冷却流的迹象，并且可以用β模型很好地描述。当L = 1.4 x 10^43 erg/s时，J 0454符合标准的X射线团标度关系，但看起来比预期的（2 keV）要冷（1.1 keV）。我们的结论是，J 0454由两个系统，稀疏集群和下降…
2010-02-24 astro-ph.CO
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。
2013-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2012-08-20 astro-ph.CO
On the survival of metallicity gradients to major dry-mergers
使用一个大的套件的星系与各种浓度和金属丰度梯度，我们研究的非耗散（“干”）等质量合并的演变。我们生成这些模拟的目的是探索干合并中的金属丰度梯度如何取决于合并中涉及的星系的结构和金属丰度梯度。具体地说，我们想回答：干合并会导致金属丰度梯度，如在本机宇宙中的椭圆星系中观察到的那样吗？干合并是否总是导致初始的平坦化（即，合并前）梯度？从这个模型中，我们得出结论：残余和初始星系斜率的比值范围很广，最大值大于1（只有当同伴的斜率是祖先的两倍时，才会产生大于1的值）。对于具有相同初始金属丰度斜率的两个椭圆形之间的合并（即，相等的伴星和星系斜率），剩余的彗星的金属丰度轮廓，最终的梯度约为初始梯度的0.6倍。如果伴随的斜率足够陡，椭圆星系可以保持其合并前的金属丰度梯度。扁平的数量既不取决于祖先的轨道特征，也不取决于它们的初始浓度。鉴于合并的结果的多样性，我们得出结论，干合并不违反任何观测约束的金属丰度梯度的系统特征，在当地的椭圆。事实上，干合并可能是很重要的，在我们的模拟结果的背景下，可以解释大规模的椭圆形和相对缺乏的大规模椭圆形的金属丰度梯度和梯度的大规模分散。
2009-03-16 astro-ph.CO
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。
2013-05-27 astro-ph.CO
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。
2013-08-01 astro-ph.CO
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。
2009-05-12 astro-ph.CO
The stellar population and metallicity distribution of the Sombrero galaxy
哈勃太空望远镜对椭圆星系的恒星星族的解析研究表明，星系是由稳定的气体吸积形成的，气体一直在形成恒星，并在化学上演变成金属丰度分布，在已分析的最大质量物体中，金属丰度分布与太阳成分一样高，而在低质量椭圆星系中则要低得多。在本文中，我们首次研究了一个早期类型的旋涡星系，大质量盘星系，草帽星系，NGC4594的恒星含量。我们考虑是否金属丰度分布函数在观察到的领域匹配的一些光度的椭圆星系，以及这些数据意味着吸积和富集模型，可以拟合的金属丰度分布函数。NGC 4594的光度与椭圆星系NGC 5128相似。我们正在探测的区域是星系凸起和晕的结合。
2010-08-17 astro-ph.CO
Dilution in elliptical galaxies: Implications for the relation between metallicity, stellar mass and star formation rate
我们调查是否逐渐稀释的气体在一些椭圆星系的恒星形成率（SFR）和气相金属丰度（Zg）在高恒星质量（M*）在本地宇宙之间的正相关性的原因。为此，我们从斯隆数字巡天（SDSS）和慕尼黑半解析星系形成模型L-Galerkin中选取了两类大质量（M* >= 10^10.5 Msun）星系。第一类是高比星形成率（sSFR）和高Zg，第二类是低sSFR和低Zg。这些标准大致区分盘主导星系和贫金属椭圆星系。在半解析模型中，第二类星系获得低sSFR和低Zg由于逐渐稀释的星际介质的吸积的贫金属气体通过下落块和低质量的卫星。这发生在合并引起的恒星爆发和相关的超新星反馈已经淬灭了大部分原始气体储存之后。在z=0的这些模型星系中存在许多这种演化的特征，包括低气体分数，大的中央黑洞，椭圆形的形态，年老，重要的是，低（Zg-Z*）表明恒星形成后的稀释。值得注意的是，所有这些特性也在SDSS-DR 7中的低sSFR，低Zg，大质量星系中发现。这提供了强有力的间接证据，证明一些椭圆星系在本机宇宙中气体丰富的合并后正在经历逐渐稀释。这种稀释情景也解释了在高M * 星系中测量到的SFR和Zg之间的正相关性，因此对局部基本金属丰度关系（FMR）有影响，该关系假设SFR和Zg之间的反相关性在10^10.5 Msun以上。
2013-10-18 astro-ph.CO
The Fossil Record of Two-phase Galaxy Assembly: Kinematics and Metallicities in the Nearest S0 Galaxy
我们提出了一个全球性的分析运动学和金属丰度在最近的S 0星系，NGC 3115，随着其组装历史的影响。这些数据包括斯巴鲁望远镜上Suprime-Cam的高质量宽视场图像，以及使用Ek-DEIMOS/LRIS和Magellan-IMACS获得的场星和球状星团（GC）的多缝光谱。在两个有效半径内，隆起（由恒星和富含金属的GC跟踪）是平坦的，并迅速旋转（v/sigma > 1.5）。在较大的半径，旋转急剧下降到v/sigma ~ 0.7，但保持与内部区域良好对齐。富金属和贫金属GC亚群的特征金属量的径向减少产生强梯度，幂律斜率分别为-0.17 +/- 0.04和-0.38 +/- 0.06 dex per dex。我们认为，这种模式是不自然的解释一个二进制的主要合并，而是由一个两阶段的组装过程中，内部区域已形成在一个早期的暴力，耗散阶段，其次是外部部分的长期增长，通过较小的合并与典型的质量比约为15-20：1。
2011-06-03 astro-ph.CO
A Large X-ray Sample of Fossil Groups
我们提出钱德拉快照观测的第一个大的X射线样品的光学确定的化石群。对于14个候选星系群中的9个，我们能够确定X射线的光度和温度，它们跨越了从大型椭圆星系到丰富星系群的典型范围。我们讨论了这些初步结果的背景下，组IGM和中央星系ISM的演变，我们还描述了一个深X射线后续计划的计划。
2009-10-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
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]
2011-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Populations in the Outer Halo of the Massive Elliptical M49
我们利用巨椭圆星系M49（NGC 4472）的深表面测光，作为我们对室女室女星系团漫射光巡天的一部分，来研究其外晕中的恒星星族。我们的数据追踪M49的恒星晕到~ 100 kpc（7 Re），我们发现在内部区域看到的浅颜色梯度变得非常陡峭。银河系的外围区域是相当蓝的（B-V ~ 0.7）;如果这纯粹是金属丰度效应，它就证明了[Fe/H] <-1的极贫金属恒星星族。我们还发现，M49周围的扩展吸积壳明显比星系周围的晕更红，这表明我们很可能目睹了恒星质量和金属丰度在M49的外晕中的积累，这是由于后期的吸积。虽然星系晕的这种增长是由分级吸积模型预测的，但这种增长被认为是由更大规模的吸积事件驱动的，这些事件的平均金属丰度相应地高于M49的晕。因此，M49扩展的晕圈中极度贫金属的性质，对目前椭圆星系形成的模型提出了一些质疑。
2013-01-30 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
The Outer Halo of the Nearest Giant Elliptical: A VLT/VIMOS Survey of the Resolved Stellar Populations in Centaurus A to 85 kpc
我们提出了第一次深入调查解决恒星星族在遥远的外晕我们最近的巨型椭圆（gE），半人马座A（D=3.8 Mpc）。利用VIMOS/VLT光学相机，在投影椭圆半径约30-85 kpc（对应于约5-14 R_{eff}）处，获得了沿长轴和短轴的四个视场的深测光。我们使用解析的恒星计数来映射红巨星分支（RGB）恒星的空间和颜色分布，直到RGB尖端以下2个星等。我们探测到一个扩展的晕到最远的椭圆半径探测（~85千秒差距或~14 R_{eff}），证明了这个系统的巨大范围。我们检测到一个本地化的子结构在这些部分，可见（旧）RGB和（中间年龄）发光的渐近巨星分支恒星，有一些证据表明，外晕变得更加椭圆形，并有一个浅的表面亮度剖面。我们推导了晕RGB星的光度金属丰度分布函数，发现相对较高的中值金属丰度值（[Fe/H]_{med} -0.9 to -1.0 dex），在我们的测量范围内随半径变化很小。经测量，径向金属丰度梯度约为-0.002至-0.004 dex/kpc，贫金属恒星（定义为[Fe/H]<-1.0）的比例在所有半径范围内约为40-50%。我们讨论了这些发现的背景下，星系形成模型的建设GE晕。
2013-03-19 astro-ph.CO
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。
2009-03-25 astro-ph.CO
Uncovering the formation of ultra-compact dwarf galaxies by multivariate statistical analysis
我们提出了一个大样本的动态热老恒星系统，从球状星团的巨型椭圆，这是为了调查超紧凑矮星系的起源进行的属性的统计分析。数据主要来自Forbes et al.（2008）。我们重新计算了一些有效半径，计算了平均表面亮度和质光比，估计了年龄和金属丰度。我们用M31的球状星团完成了这个样本。我们使用了多元统计技术（K-Means聚类），以及一种新的算法（间隙统计），用于找到样本中均匀子组的最佳数量，共使用六个参数（绝对星等，有效半径，维里质光比，恒星质光比和金属丰度）。我们发现了六个群体。FK 1和FK 5分别由高质量和低质量椭圆星系组成。FK 3和FK 6分别由高金属量和低金属量天体组成，都包括球状星团和超致密矮星系。两个非常小的星系群，FK 2和FK 4，是由本地星系群矮椭球体组成的。我们的群体在他们的平均质量和维里质光比不同。这两个参数之间的关系对于不同的群体也是不同的。这四个星系群的金属丰度概率密度分布与球状星团和UCD相似。最明亮的低金属丰度球状星团和超致密矮星系倾向于遵循椭圆星系的质量-金属丰度关系。FK 3的每单位有效光度密度比高质量椭圆星系更富含金属。
2012-02-27 astro-ph.CO
Optically selected fossil groups; X-ray observations and galaxy properties
我们报告的X射线和光学观测的星系群从2dfGRS组目录中选择，探索的可能性，星系群托管一个巨大的椭圆星系和一个大的光学光度差距之间存在的两个最明亮的星系群，可以与扩展的X射线发射，类似于在化石星系群中观察到的。用曝光时间为10-20千秒的钱德拉望远镜对4个星系群进行了X射线观测。结合X射线和光学观测，我们发现了一个弥漫的扩展X射线发射的存在超出了最亮的星系团的光学尺寸的证据。采用X射线和光学标准，其中一组被确定为化石组，另一组由于早期光学选择中的污染而被排除。对于剩下的两个系统，X射线光度阈值接近已知的化石群的惯例。在所有情况下，X射线光度都低于所选化石的X射线对于该组给定光学光度的预期值。对化石群的共动数密度作了粗略估计，并与X射线观测和宇宙学模拟的结果基本一致。
2014-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Cluster Systems in Giant Ellipticals: the Mass/Metallicity Relation
本文利用哈勃空间望远镜ACS/WFC的（B，I）数据研究了距离约40 Mpc的6 gE星系周围的球状星团种群。这个总数包含了大约8000个高概率球状星团的样本。PSF卷积的King模型轮廓用于测量它们各自的总星等、颜色和有效半径。GC颜色-星等分布的经典双峰形式在所有星系中都清晰地显示出来，这使得沿着两个序列中的每一个序列的平均颜色作为星等的函数（质量/金属丰度关系或MMR）得到准确的定义。蓝色的贫金属星系团序列显示了一个清晰但非线性的MMR，从低光度下的近垂直序列平滑地变化到高光度下的逐渐向红的斜率，而红色的富金属序列在所有光度下都几乎垂直。目前数据的所有观测特征都符合MMR主要是由GC自富集产生的解释，沿着Bailin和Harris（2009）的定量模型：这种效应应该变得明显的“阈值”质量接近100万太阳质量，这与数据中看到的过渡区域密切一致。与其他参数的GC的中值半光半径的相关性表明，金属贫乏的集群是一贯的17%大于那些富含金属的集群，在所有的银河系中心的距离和光度。同时，星系团的大小与晕的位置成比例关系，r_h ~ R_gc ^0.11，表明金属丰度和外部潮汐环境都对决定星系团的大小起作用。最后，红色和蓝色GC组分都显示出金属丰度随银河系距离的梯度，遵循Z ~ R_gc^-0.1。
2009-04-27 astro-ph.CO
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。
2017-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar kinematics and populations out to 1.5 effective radius in the elliptical galaxy NGC4636
本文给出了Hobby-Eberly望远镜（HET）拍摄的大质量星系NGC 4636的长、短轴向有效半径为1.5（$R_e$）的高质量长缝光谱。利用傅里叶相关商（FCQ）方法，测量了恒星视线速度沿光轴的分布。此外，从干净的光谱中推导出六个Lick/IDS指数（$Hβ,Mgb,Fe_{5015},Fe_{5270},Fe_{5335},Fe_{5406}$）。通过比较观测到的吸收线强度与简单恒星星族（SSP）模型的预测值，得到了该星系的年龄、总金属丰度和$α$丰度分布。该星系在丰富的恒星星族之上呈现出古老和$[α/Fe]$。实际上，使用SSP模型，我们获得了宽带颜色轮廓。理论上的颜色与测量的颜色很好地匹配，并在星系中心呈现红色尖峰。颜色的尖峰主要是由星系中心的高金属丰度形成的。有趣的是，该星系有陡峭的负金属丰度梯度，但趋势是向外的。这一结果可能表明，星系的中心和外部区域是通过不同的形成过程形成的。
2011-04-26 astro-ph.CO
The evolution of the mass-metallicity relation in galaxies of different morphological types
通过椭圆星系、旋涡星系和不规则星系的化学演化模型，探讨了质量-金属丰度关系的物理意义、红移演化以及这种关系与星系形态的关系。我们假设星系的形态不随宇宙时间而改变。我们提出了一种方法来解释传播的时代的星系形成和完善的星系质量网格。我们将我们的预测与红移在0.07和3.5之间的星系的观测结果进行了比较。我们再现的质量金属丰度（MZ）的关系主要是通过增加效率的恒星形成质量的星系的所有形态类型，而不需要invokegalactic流出有利于损失的金属在质量较小的星系。我们的预测可以帮助约束的斜率和所观察到的本地MZ关系的零点，都受到不确定性相关的使用不同的金属丰度校准。我们展示了如何，通过考虑MZ，O/H与恒星形成率（SFR），和SFR与星系质量图在不同的红移，它是可能的约束产生这些关系的星系的形态。我们的研究结果表明，在z=3.5观察到的星系应该主要是原椭圆，而在z=2.2观察到的星系由原螺旋和原椭圆的形态混合。在较低的红移，所观察到的MZ关系是很好地再现考虑螺旋和不规则。（节略）
2009-04-14 astro-ph.CO
Investigating the cores of fossil systems with Chandra
我们调查的核心化石星系群和集群（“化石系统”）使用档案钱德拉数据的样本17个化石系统。我们通过三个可观察到的诊断，中央冷却时间，cuspiness，和浓度参数确定化石的冷芯分数。我们用X射线峰值/最亮星系团（BCG）和X射线峰值/发射加权中心分离来量化化石的动力学状态。我们研究了与BCG一致的X射线发射，以检测潜在的热日冕的存在。对z <0.05的化石进行了去投影分析，以获得冷却时间和熵分布，并解析细微的温度结构。我们研究了400天目录中化石的Lx-T关系，看看标度关系是否偏离其他群体。大多数化石都是通过至少两个冷核诊断确定为冷核物体。所有的化石都有其占主导地位的椭圆星系在50 kpc的X射线峰值内，大多数也有发射加权中心在该距离内。我们没有看到与BCG相关的X射线日冕的明确迹象，这与其他一些物体不同。化石没有普遍的温度分布，一些低温物体缺乏表面上具有冷核的放松物体的特征。z <0.05化石系统的熵分布可以很好地用幂律模型描述，尽管指数小于1。400 d化石Lx-T关系表明，相对于其他群体，这种关系似乎持续存在，即使在选择效应的因素。
2015-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Variation of Mid and Far-IR Luminosities among Early-Type Galaxies: Relation to Stellar Metallicity and Cold Dust
从早期星系到晚期星系的哈勃形态序列对应于特定恒星形成速率的增加。哈勃序列也遵循24和70微米光度之间的香蕉形相关性，两者都用K波段光度归一化。我们发现，这种相关性显着收紧，如果中央AGN发射的星系被删除，但在24和70微米光度的椭圆星系的宇宙散射仍然显着沿相关性。我们发现，24微米之间的椭圆形的变化与恒星的金属丰度，反映从热尘埃在风中的渐近巨大的分支恒星的不同金属丰度的排放。椭圆星系的红外表面亮度变化表明K - 24的颜色轮廓是U形的，原因尚不清楚。在某些椭圆星系中，发射70和160微米的冷星际尘埃可能来自最近的富含气体的合并。然而，我们认为，大部分的70微米的光度在椭圆星系的大范围是由于尘埃从星系核（目前红外安静）活动星系核的反馈事件。由于尘埃冷却的恒星质量损失，较冷的尘埃气体自然地聚集在椭圆星系的核心，并可能吸积到中心的黑洞上，释放能量。活动星系核加热的气体可以将核心5-10千秒差距的尘埃输送到热气体大气中，在那里它辐射出70微米的辐射，但最终被溅射破坏。这一点，以及一些温和的恒星形成，定义了一个尘埃产生和毁灭的循环。椭圆星系在香蕉图中显然经历了大的瞬态漂移，其时间相当于溅射时间或活动星系核的占空比，1000万年。通常被认为是被动的，椭圆星系是最活跃的星系在红外颜色-颜色相关。
2013-03-14 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
Ca, Fe, and Mg Trends Among and Within Elliptical Galaxies
在一个跨越大范围质量的椭圆星系样本中，以前未使用的Ca指数CaHK显示，[Ca/Fe]和[Ca/Mg]随着椭圆星系质量的增加而系统地降低。金属丰度混合物，年龄效应，恒星色球发射效应，和低质量初始质量函数（IMF）的提升效应被排除的原因。小于0.3 dex的[Ca/Fe]范围足以覆盖所有观察结果。星系内的功能梯度意味着全球钙赤字，而不是一个依赖于半径的现象。一些（但不是全部）II型超新星核合成产额的计算表明，在更大质量的超新星中，Ca/Fe产额比会降低，这可能支持了更大质量的椭圆星系具有有利于更大质量恒星的IMF的假设。没有II型超新星核合成产率计算显示出显着的杠杆作用，在钙/铁比作为一个功能的祖先金属丰度。因此，钙的行为似乎不太可能被解释为一种内在的金属丰度效应，这与只改变II型到Ia型超新星富集率的解释相反。
2012-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. III. On the Discrepancy in Metallicity between Globular Cluster Systems and their Parent Elliptical Galaxies
河外天文学的难题之一是观测到的早期型星系的两个主要恒星组成部分--球状星团（GC）和晕场星之间的金属丰度分布函数（MDF）的差异。这通常被认为是GC系统和它们的母星系之间高度分离的演化历史的证据。然而，在这里，我们表明，在连接所观察到的GC颜色，其内在的金属性的新发展建议非线性颜色-金属性转换，这将观察到的颜色分布转化为强峰值，单峰的MDF与广泛的贫金属的尾巴。值得注意的是，推断的GC MDFs是类似的解析场星附近的椭圆星系的MDFs和化学演化模型的星系。气相色谱仪的形状，其特征是一个尖锐的峰与金属贫尾部，表明一个几乎连续的化学富集与一个相对较短的时间尺度。特征形状出现在宿主星系质量的三个数量级上，表明各种GC系统之间存在普遍的化学富集过程。由于GC比同一星系中的场星更蓝，因此GC的化学富集过程可能比场恒星星族的化学富集过程更早停止，如果是这样的话，GC优先追踪星系形成中主要的、充满活力的恒星形成事件。我们进一步提出了GC系统之间可能存在的系统性年龄差异，即在更明亮的星系中GC系统更老。这与星系的缩小范例一致，并支持GC和场星共享的类似性质。我们的发现表明GC系统和它们的母星系比以前认为的有着更共同的起源，因此大大简化了星系形成的理论。
2011-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar population gradients from cosmological simulations: dependence on mass and environment in local galaxies
从星系恒星质量的角度分析了N体+流体动力学模拟中星系团和星系团的年龄和金属丰度梯度。矮星系的年龄梯度为零，在星系团和星系团外围的系统中，有一个高的正值的尾部。大质量系统的年龄梯度一般为零，对于最大质量的系统，年龄梯度变为正值。矮星系的金属丰度梯度分布在零附近，随着质量的增加，金属丰度梯度变得更负;大质量星系的金属丰度梯度更陡，但随着质量的增加，趋势变平。特别是，化石群的特点是年龄和金属丰度梯度分布更紧密。我们发现一个很好的协议与当地的观察和独立的模拟。还讨论了中心年龄和金属丰度，以及总的颜色，特定的恒星形成和速度色散的结果。
2010-09-13 astro-ph.CO
Radially extended kinematics and stellar populations of the massive ellipticals NGC1600, NGC4125 and NGC7619. Constraints on the outer dark halo density profile
利用Hobby-Eberly望远镜（HET）获得了三个明亮椭圆星系（NGC 1600，NGC 4125，NGC 7619）在1.5-2 Re（14-22 kpc）长轴方向上的高质量长缝光谱。我们得到恒星的运动学轮廓和Lick/IDS指数（Hbeta，Mgb，Fe 5015，Fe 5270，Fe 5335，Fe 5406）。此外，对于NGC 4125，我们推导出气体运动学和发射线强度。我们使用简单的恒星星族模型来模拟吸收线强度，该模型考虑了[α/Fe]的变化，并推导出年龄、总金属丰度和元素丰度。总的来说，我们发现这三个星系有老的和[α/Fe]过剩的恒星星族没有显着的梯度。中心的金属丰度为超日型，具有很强的负径向梯度。对于NGC 4125，有几个证据指向最近的一次异议合并事件。我们用SSP模型计算了宽波段的颜色轮廓。所有的颜色都在星系中心显示出尖锐的峰值，这主要是由金属丰度梯度引起的，并且与测量的颜色吻合得很好。利用史瓦西轴对称轨道叠加技术，我们建立了恒星运动学模型来约束星系的暗晕。我们利用镁硼强度和局部逃逸速度之间的紧密相关性，通过测试不同的晕大小来限制晕的范围。对数晕-在60 kpc处切割-最小化Mgb-Vesc关系的整体分散。如果暗物质密度轮廓在大半径处下降得更陡，则会发现更大的截止半径。
2010-04-16 astro-ph.CO
Metallicity Gradients - Mass Dependency in Dwarf Elliptical Galaxies
星系的形成和演化是由它们的恒星星族径向梯度决定的。最近的两篇文章提出了相互矛盾的结果，关于早期型矮星系的金属丰度梯度的质量依赖性。一方面，Spolaor等人表明总金属丰度、Z/H和质量之间存在紧密的正相关关系。另一方面，在不同的样品中，我们没有发现任何涉及Fe/H的趋势（Koleva等人）。为了调查的差异的起源，我们检查各种因素，可能会影响确定的梯度：即天空减法和信噪比。我们的结论是，我们的梯度检测远高于可能的分析偏差。然后，我们测量了Mg/Fe相对丰度分布，发现了中等梯度。导出的Z/H梯度分散在-0.4dex/re附近。这两个样本包含相同类型的对象，并且仍然不理解不一致的原因。根据ESO望远镜在La Silla Paranal天文台根据ID076.B-0196计划进行的观测。
2009-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2011-12-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Recent Star-Forming Activity in Local Elliptical Galaxies
椭圆星系的形成和演化至今仍是一个悬而未决的问题。特别是，最近的观测表明，椭圆星系不仅仅是简单的老恒星的球状系统。本文分析了从斯隆数字巡天中选取的一个椭圆星系样本，以研究局部椭圆星系的恒星形成活动。在这487个椭圆星系中，我们发现13个EG显示出明显的星云发射线所揭示的最近恒星形成活动的明确证据。利用演化的恒星星族合成模型和Lick吸收线指数，我们计算了恒星年龄、金属丰度和$α$元素丰度，从而重建了我们样本中恒星形成椭圆星系（SFEGs）的恒星形成和化学演化历史。我们发现SFEGs具有相对年轻的恒星星族年龄、较高的金属丰度和较低的恒星质量，它们的恒星形成历史可以很好地用叠加在老恒星组分上的最近的小而短的星暴来描述。我们还检测到11个E+A星系的恒星星族属性更接近于那些静止（正常）的椭圆形比恒星形成的。然而，从它们的吸收线指数的分析，我们注意到，我们的E+A星系显示出显着的比例的中间年龄的恒星星族，显着不同的静止星系。这可能暗示了E+As和恒星形成椭圆星系之间的进化联系。最后，我们确认了局域椭圆星系的年龄、金属丰度、$α$元素丰度和恒星质量之间的关系。
2009-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
