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
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
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
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
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
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
Dilution of chemical enrichment in galaxies 600 Myr after the Big Bang
在宇宙时间的最后12个Gyr中，星系遵循一个单一的、普遍的关系，将它们的恒星形成率（SFR）、恒星质量（$M_\star$）和化学丰度联系起来。偏离这些基本的比例关系意味着星系演化的过程发生了剧烈的变化。观测已经暗示，这种关系可能在非常早期的宇宙中被打破。然而，直到最近，星系的化学丰度只能可靠地测量到红移$z=3.3$。有了JWST，我们现在可以在红移$z=7-10$上描述大爆炸后最初几亿年内星系的SFR、$M_\star$和化学丰度。在这里，我们表明，在这个时代的星系遵循独特的SFR- $M_\star$ -主序列和质量金属丰度标度关系，但它们的化学丰度是一个因素的三个低于预期的基本金属丰度关系的后来的星系。这些发现表明，此时的星系仍然与星系际介质密切相关，并受到原始气体的持续流入，有效地稀释了它们的金属丰度。
2023-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass-Metallicity Relation of Globular Clusters in the Context of Nonlinear Color-Metallicty Relations
河外球状星团（GC）星族研究的两个最新经验进展是蓝色GC的色-星等关系（“蓝色倾斜”）和光学GC色与金属丰度的非线性关系。颜色-星等关系被解释为质量-金属丰度关系，被认为是自富集的结果。非线性颜色-金属丰度关系已经被证明可以从单峰金属丰度分布产生双峰颜色分布。我们模拟GC人口，包括质量金属丰度标度关系和非线性颜色金属丰度关系的理论和观测的动机。根据假设的金属丰度范围和GC光度函数（GCLF）的宽度，我们发现，模拟的人口可以有双峰的颜色分布与“蓝色倾斜”类似的观察，即使金属丰度分布出现单峰。产生这些特征的模型具有相对高的平均GC金属丰度和几乎相等的蓝峰和红峰，这是巨大椭圆星系的特征。在矮椭圆星系典型的金属丰度模型中，蓝色倾斜不太明显;这些星系中较窄的GCLF在降低其色星等斜率的重要性方面具有更大的影响。我们严格审查的证据，非线性与双峰金属丰度的解释的特点双峰颜色直方图的巨型椭圆，并得出结论，这个问题仍然是开放的。我们讨论了进一步的理论和观测进展的前景，在约束这里提出的模型，并揭示真正的河外球状星团系统的金属丰度分布。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are small-scale sub-structures a universal property of galaxy halos? The case of the giant elliptical NGC~5128
我们提出了一个远程晕场的空间和化学的子结构分析在附近的巨型椭圆星系半人马座A（NGC~5128），位于约38千秒差距的星系中心。这些观测是用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机拍摄的，并向下到达水平分支。在这个相对较小的3.8千秒差距的3.8千秒差距的领域，校正泊松噪声后，我们没有发现任何统计上的强有力的证据，在恒星的空间分布的尺度大于100秒差距的小规模的子结构的存在。然而，我们确实检测到存在显着的小的空间尺度的不均匀性在恒星的中位数金属在调查领域。我们认为，这些本地化的化学亚结构可能与不完全混合的碎片从低质量系统的破坏。NGC 5128加入了晚型螺旋星系的行列，银河系的恒星晕似乎是由小尺度的空间子结构所主导，而NGC~891则在内部的面外区域检测到了局部的金属丰度变化。这表明小尺度子结构的存在可能是大星系恒星晕的一种普遍性质。
2011-01-12 astro-ph.CO
The similar stellar populations of quiescent spiral and elliptical galaxies
我们比较了星系动物园和SDSS DR 7中视觉分类的非恒星形成螺旋星系和椭圆星系中心区域的恒星星族特性。这些星系位于红移范围$0.04<z<0.1$内，恒星质量大于$logM_*=10.4$。我们只选择正面的螺旋星系，以避免污染的光从光盘的SDSS光纤，使强大的视觉识别的螺旋结构。总的来说，我们发现，星系与较大的中央恒星速度色散，无论形态类型，有年龄较大，较高的金属丰度，和增加过剩的α-元素。年龄和α增强，在固定的速度分散，不依赖于形态类型。唯一的参数，在一个给定的速度色散，与形态类型相关的是金属丰度，在那里的螺旋星系的凸起的金属丰度是0.07德克斯高于椭圆星系。然而，对于具有给定总恒星质量的星系，这种对形态的依赖性消失了。假设，对于我们的样本，速度色散跟踪的质量单独的凸起，而不是总质量（凸起+磁盘）的星系，我们的研究结果意味着星系的形成时代和恒星形成期的持续时间与质量的凸起。金属保留在星系中的程度，而不是由于流出而被移除，由星系的总质量决定。
2012-07-18 astro-ph.CO
The Mass-Metallicity relation in galaxies of different morphological types
利用不同形态类型的化学演化模型，研究了质量-金属丰度（MZ）关系及其随红移的演化。我们的目的是了解不同形态类型的星系在不同红移的MZ关系中的作用。一个主要的结果是，在高红移，大部分的星系落在MZ图显然是原椭圆星系。最后，我们展示了在等级星系形成的框架下研究MZ关系的一些初步结果。
2009-04-14 astro-ph.CO
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
Local Group Dwarf Elliptical Galaxies: II. Stellar Kinematics to Large Radii in NGC 147 and NGC 185
我们提出了运动学和金属丰度的配置文件的M31矮椭圆（dE）卫星星系NGC 147和NGC 185。这些轮廓代表了任何dE星系最广泛的光谱径向覆盖范围，延伸到8个半光半径（8 r_eff = 14 '）的投影距离。我们通过凯克/DEIMOS多星光谱观测NGC 147和NGC 185中的520和442颗红巨星分支星来实现这一覆盖。与以前的研究相比，我们发现这两个dEs有显着的内部旋转。我们测量到NGC 147的最大旋转速度为17+/-2 km/s，NGC 185的最大旋转速度为15+/-5 km/s。速度色散随半径的增加而逐渐减小，NGC 147的平均色散为16+/-1 km/s，NGC 185的平均色散为24+/-1 km/s。这两个dE的内部金属丰度分散度为0.5 dex，但没有证据表明径向金属丰度梯度。我们构建了两个积分轴对称动力学模型，发现所观察到的运动学轮廓不能解释没有适量的非重子暗物质。我们测量到NGC 147和NGC 185的中心质光比分别为ML_V = 4.2+/-0.6和ML_V = 4.6+/-0.6。这两个dE星系是一致的，主要是扁平的旋转运动，虽然一些各向异性的速度色散需要充分解释他们观察到的形状。所有三个本星系群dE（NGC 147、NGC 185和NGC 205）的速度剖面表明，旋转在dE星系类中比以前假设的更普遍，但通常只在有效半径的几倍处才表现出来。由于…
2010-01-16 astro-ph.CO
The first gigayear of bulge star formation in Virgo ellipticals: constraints from their globular cluster systems
利用“高级巡天照相机”室女星系团巡天的数据产品来了解红移z > 2的早期型星系的核球恒星形成历史。一种新的技术，利用观测到的高红移年龄金属丰度的关系来限制典型的形成时代的富金属或“隆起”的球状星团。这一分析支持了一个模型，即大质量室女座星系在z ~ 3.5经历了一个非常强烈的膨胀球状星团形成模式，随后是一个显着的膨胀增长和小球状星团生产的时代。中等质量的星系在z ~ 2.5处显示出一个不太强烈的球状星团形成时期，这与大部分核球恒星的生长是同步的。大质量和中等质量星系恒星形成模式之间的转变发生在星系恒星质量为M_stellar ~ 3 x 10^10 M_sun时，在这个质量下，许多其他星系的性质都发生了变化。室女座的矮早型星系可能没有经历过明显的球状球状星团形成时期，因此在红移z < 4时，与球状星团形成相关的强烈恒星爆发可能很难直接观测到。虽然上述结论是初步的，因为它们是基于年龄和金属丰度之间的不确定关系，但随着高红移星系观测和理论模型的改进，所采用的技术将产生更严格的限制。
2010-03-25 astro-ph.CO
An In-Depth Study of the Abundance Pattern in the Hot Interstellar Medium in NGC 4649
我们提出了我们的X射线成像光谱分析的数据从深朱雀和XMM-牛顿天文台曝光的室女室女星系团椭圆星系NGC 4649（M60），专注于在热星际介质（ISM）的丰度模式。所有测量的元素都显示出丰度的径向下降，可能除了氧。我们构建稳态解的化学演化方程，其中包括除了恒星质量返回和SNIa富集，并考虑最近发表的SNIa产量的下降。通过调整一个单一的模型参数，以获得一个匹配的全球丰度模式在NGC 4649，我们推断，太阳下金属丰度外部气体的引入降低了整体ISM金属丰度和稀释的有效性SNIa倾斜的模式向低α-Fe比，并估计SNIa率和稀释水平的组合。显然，新引入的气体在与已经存在的热气体结合并相互作用时被加热。这些结果表明，NGC 4649的流动和富集历史复杂，反映了椭圆星系形成时代之后的持续演化。吸积气体的加热和循环可能有助于调和这一动态历史与椭圆形恒星星族的被动演化。在附录中，我们研究了最近更新的原子数据库AtomDB在椭圆星系范围内的热ISM温度的热等离子体光谱拟合的影响。
2012-07-24 astro-ph.CO
The (galaxy-wide) IMF in giant elliptical galaxies: From top to bottom
最近的证据的基础上独立的谱线强度和动力学模型指向一个非通用的恒星初始质量函数（IMF），可能意味着过剩的低质量恒星在椭圆星系的高速色散。在这里，我们表明，一个时间无关的底部重IMF是兼容的既不与观察到的金属丰富的人口发现在巨型椭圆，也不与这些系统内观察到的恒星残骸的数量。我们提出了一个两阶段的形成方案，涉及一个时间依赖的IMF来调和这些观测约束。在这个模型中，一个早期的强恒星爆发阶段，顶重的IMF之后是一个更长的阶段，底重的IMF。这一模型的物理动机是，持续的高质量恒星形成将使星际介质处于压力、温度和湍流状态，这可以极大地改变气体成分分裂成小块的情况，促进低质量恒星的形成。这个玩具模型与大质量椭圆星系的不同观测约束，如年龄，金属丰度，α增强，M/L，或低质量恒星中恒星成分的质量分数，是很好的协议。
2013-08-02 astro-ph.CO
The metallicity's fundamental dependence on both local and global galactic quantities
本文研究了kpc尺度上的局部成星星系中气相金属丰度、恒星质量面密度（$Σ_*$）、恒星形成速率面密度（$Σ_{SFR}$）和分子气体面密度（$Σ_{H_2}$）之间的标度关系。我们采用光学积分场光谱的MANGA调查，和ALMA数据的一个子集的MANGA星系。我们使用偏相关系数和随机森林回归，以确定相对重要性的本地和全球银河系的属性设置气相金属丰度。我们发现，当地的金属丰度主要取决于$Σ_*$（解决的质量-金属丰度关系，rMZR），并有一个次要的反相关与$Σ_{SFR}$（即空间分辨版本的“基本金属丰度”，rFMR）。我们发现，$Σ_{H_2}$是不太重要的比$Σ_{SFR}$在确定当地的金属丰度。这一结果表明，气体吸积，导致局部金属丰度稀释和局部恒星形成的助推，是不太可能的rFMR的主要来源。局部金属丰度还取决于星系的整体性质。我们发现一个强烈的依赖于总恒星质量（$M_*$）和较弱的（逆）依赖于总SFR。因此，全球金属丰度标度关系并不简单地源于它们的对应关系;全球性质和过程，如全球引力势阱、星系尺度风和全球金属再分配/混合，除了当地的生产和保留外，可能还有助于当地的金属丰度。
2022-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Surface density: a new parameter in the fundamental metallicity relation of star-forming galaxies
恒星形成星系的恒星质量、金属丰度和恒星形成速率（或分子气体质量）之间有着密切的关系。这被称为基本金属丰度关系（FMR）（或分子气体FMR），它对星系演化模型有着深远的影响。然而，在FMR周围仍然存在显著的残余散射。我们在这里表明，第四个参数，恒星质量的表面密度，减少了周围的分子气体FMR的色散。在对41，338个恒星形成星系的29个物理参数的主成分分析中，发现恒星质量的表面密度是第四重要的参数。新的四维（4D）基本关系形成了一个更紧密的超曲面，将金属度分散降低到分子气体FMR的50%。我们建议，未来的分析和星系演化的模型应该考虑在一个4D空间，包括表面密度的FMR。气体流入的稀释时间尺度和恒星形成效率可以解释观测结果对恒星质量面密度的依赖性。AKARI有望在揭示新的4D FMR的红外特性方面发挥重要作用。
2017-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hot versus Cold: the Dichotomy in Spherical Accretion of Cooling Flows onto Supermassive Black Holes in Elliptical Galaxies, Galaxy Groups and Clusters
在椭圆星系、星系群和星系团中，来自活动星系核的反馈加热通常被用来抑制热气体中的冷却流。以前的研究主要集中在活动星系核反馈是否以及如何加热气体，但很少关注其触发机制。使用球对称模拟，我们研究如何大规模的冷却流吸积的中央超大质量黑洞（SMBHs）在8个观测良好的系统，并发现一个有趣的二分法。在大质量星系团中，气体在大约1亿-3亿年的冷却时间内发生中心冷却灾难，导致冷模吸积到SMBH上。然而，在我们的四个模拟系统的集团和星系尺度上在低金属丰度Z=0.3 Z_{sun}，气体迅速解决到一个长期的状态，具有一个尖形的中心温度分布延伸到几十到约100 pc。在更真实的太阳金属丰度下，两个集团（R_{e} ~ 4 kpc）仍然存在长期热模吸积。这两种吸积模式自然出现在我们的理想化计算中，其中只考虑冷却，气体流入和压缩加热。长期的热模吸积是由这些过程的时间尺度之间的快速建立的接近性维持的，最好是在低气体密度，低气体金属丰度的系统中，重要的是，紧凑的中心星系，这导致在中间半径处的强引力加速度和压缩加热。我们的计算预测，中央尖点温度分布更经常出现在较小的系统比星系团，而不是往往主机显着的冷气体和恒星的形成。
2013-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
