Radio Mode Outbursts in Giant Elliptical Galaxies
活动星系核（AGN）的爆发会影响孤立的巨椭圆星系（gE's）以及星系群和星系团中的热大气。钱德拉对附近的gE样本的观测表明，活动星系核爆发的平均功率足以阻止其热大气冷却和形成恒星，这与射电模式反馈模型一致。爆发是间歇性的，占空比随着大小而增加。
2009-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Recent Major Merger Tale for the Closest Giant Elliptical Galaxy Centaurus A
我们使用流体动力学模拟来模拟最近的巨型椭圆星系半人马座A的形成。我们发现，一个单一的主要合并事件的质量比高达1.5，这已经发生了~2 Gyr前，是能够再现其许多属性，包括星系运动学，内部气体盘，恒星晕年龄和金属丰度，以及许多微弱的功能观察到的晕。拉长的晕形状主要是由合并沉积的祖先残留物组成的，这也有助于在半人马座A晕中观察到的恒星壳。目前的模型还再现了测量的行星状星云视线速度和速度分散。具有小质量比和相对低的气体分数的模型导致de Vaucouleurs轮廓分布，这与观测和模型预期一致。最近的一次合并在年龄分布上留下了印记，这与在晕内发现的年轻恒星和球状星团种群（2-4 Gyrs）一致。我们的结论是，即使不是半人马座A的所有属性都被准确地复制，最近的一次重大合并可能已经发生，形成了我们今天观察到的半人马座A星系。
2020-08-31 astro-ph.GA
Tracing the outer halo in a giant elliptical to 25 Reff
我们使用HST上的ACS和WFC 3相机来解析最近的巨型椭圆星系NGC 5128的晕中的恒星，沿着长轴的投影距离为140 kpc（25有效半径，Reff），沿着短轴的投影距离为90 kpc（16 Reff）。这个数据集提供了一个前所未有的径向覆盖的恒星晕属性在任何gE星系。色星等图清楚地显示了属于NGC 5128晕的红巨星分支星的存在，即使在我们最遥远的领域。恒星数量显示出外晕的扁平度越来越大，外晕沿着星系的主轴被拉长。红巨星的V-I色使我们能够测量每个场中的金属丰度分布，从而绘制出沿长轴从星系中心到~16 Reff的梯度。甚至对于沿两个轴的最外侧的场，也获得中值金属丰度。我们观察到从富金属（[M/H]~0.0）的内星系到低金属丰度的外晕的平滑过渡，金属丰度梯度沿长轴的斜率为：$Δ$ [M/H]/ $Δ$ R=-0.0054 $\pm$ 0.0006 dex/kpc.在外晕中，超过10 Reff，数密度分布遵循幂律，但也检测到显着的场间金属丰度和恒星数变化。富金属组分在所有观测场中占主导地位，并且所有场中的中值金属丰度为[M/H]>-1 dex。
2014-06-18 astro-ph.GA
A Catalog of the Most Optically Luminous Galaxies at z<0.3: Super Spirals, Super Lenticulars, Super Post-Mergers, and Giant Ellipticals
本文给出了Sloan数字巡天（SDSS）中1525个r波段光度L_r > 8L ~*，红移z<0.3的最亮星系的星表，其中包括84个超螺旋星系，15个超椭圆星系，14个超合并后星系和1400个巨椭圆星系。超级螺旋星系和超级望远镜星系是目前已知的质量最大的盘状星系，其恒星质量为10^{11.3}-10 ^$> 12} M_sun。超级螺旋的特定恒星形成率将它们置于恒星形成的主序之上或之下。它们必须在整个历史中以高速率形成恒星，以形成巨大的恒星盘，并保持其蓝色的u-r综合颜色。它们的圆盘内部是红色的，外部是蓝色的，与由内而外的生长一致。它们倾向于具有小的膨胀与总（B/T）r-带光度比，这是通过较小的合并和冷吸积形成盘的特征。大部分的超级盘星系（41%）都有双核、双盘或其他正在合并的特征。大多数（72%）是在中等至低密度的环境中发现的，而其余的是在集群的外围发现的。超级螺旋很可能在这些环境中生存下来，因为它们继续吸积冷气体，并且凭借其巨大的质量和角动量，在后期只经历较小的合并。我们认为，超后合并是超螺旋主合并的产物，可能是低密度环境中某些巨椭圆星系的前兆。我们在附录中提出了两个新的引力透镜候选者。
2019-04-04 astro-ph.GA
Black hole dragging: a new mechanism for forming nuclear star clusters in giant elliptical galaxies
研究提出“黑洞拖拽”机制，指出SMBH并合后的引力波反冲可束缚并聚集背景恒星，从而在巨椭圆星系中心形成具有真实性质的核星团。
2025-09-29 astro-ph.GA
Chaotic cold accretion in giant elliptical galaxies heated by AGN cosmic rays
黑洞反馈在椭圆星系环星系介质的形成过程中起着重要作用。通过对活动星系核喷流与CGM相互作用的三维非理想磁流体动力学模拟，系统地研究了等离子体物理对椭圆星系演化的影响，包括磁场、宇宙射线及其输运过程.我们发现在大星系尺度上操作的反馈物理非常敏感地依赖于在小尺度上操作的等离子体物理。具体地说，我们证明：（i）在纯流体动力学的情况下，AGN喷流最初维持全球热平衡的大气。然而，局部热不稳定性通常会导致中心黑洞附近形成巨大的冷盘，这与观测结果不一致;（ii）包括弱磁场会阻止盘的形成，因为沉淀冷气中的局部B场放大会导致强烈的磁场破坏，从而快速从吸积云中提取角动量。磁场将冷云转变为不以弹道方式下落的窄丝;（iii）当AGN喷流中的等离子体成分由CR主导，并且CR传输被忽略时，尽管存在库仑/强子CR损失，但由于从AGN到CGM的热传递效率低下，大气表现出冷却灾难;（iv）包括CR流和加热恢复与观测的一致性，即，防止了冷却灾难并且不会形成巨大的冷中心盘。AGN的能量得到有效利用，从而降低了AGN的功率。
2019-10-08 astro-ph.GA
A Very Close Binary Black Hole in a Giant Elliptical Galaxy 3C 66B and its Black Hole Merger
最近的观测结果提供了可能的证据，表明巨星系中心存在双星黑洞（BBH），并可能在其演化过程中合并形成超大质量黑洞。我们首先检测到一个周期的$93\pm1$天周期流量变化的3毫米监测观测的一个巨大的椭圆星系\object{3C 66B}的轨道运动周期为$1.05\pm0.03$年已经观察到。检测到的信号周期短于轨道周期可以通过考虑由于BBH的轨道运动引起的多普勒频移调制来解释。假设BBH有一个圆形的轨道，喷流轴平行于双星的角动量，我们的观测结果表明，存在一个非常接近的BBH，其双星轨道的轨道周期为$1.05\pm0.03$年，轨道半径为$(3.9\pm1.0) \times 10^{-3}$ pc，轨道间隔为$(6.1^{+1.0}_{-0.9}) \times 10^{-3}$ pc，$(1.2^{+0.5}_{-0.2}) \times 10^9$ $M_{\sun}$的黑洞质量较大，$(7.0^{+4.7}_{-6.4}) \times 10^8$ $M_{\sun}$的黑洞质量较小。$(5.1^{+60.5}_{-2.5})\times 10^2$年的BBH衰变时间为黑洞合并的发生提供了证据。这封信将展示黑洞碰撞在演化过程中形成超大质量黑洞的有趣可能性，这是宇宙中最壮观的自然现象之一。
2010-11-11 astro-ph.GA
Star Formation Efficiencies at Giant Molecular Cloud Scales in the Molecular Disk of the Elliptical Galaxy NGC 5128 (Centaurus A)
本文介绍了ALMA CO（1 - 0）对最近的椭圆射电星系NGC 5128（半人马座A）尘埃带的高角分辨率（$\sim$ 1角秒，或18 pc）观测，包括从大到小的空间尺度和总通量的信息。我们发现一个总分子气体质量为1.6 $\times$ 10 $^9$ $M_\odot$，我们揭示了存在的附加组件更扩展比以前看到的，高达4千秒差距的半径。我们发现，全球的恒星形成率为$\sim$ 1 \Msol年$^{-1}$，这产生了一个恒星形成效率（SFE）的0.6 Gyr $^{-1}$（耗尽时间$τ=$ 1.5 Gyr），类似于盘星系。我们展示了迄今为止最详细的观点（40秒差距的分辨率）的分子气体和恒星形成之间的关系，在恒星组成的椭圆星系，从几个千秒差距规模的环核区域接近强大的无线电喷流。虽然平均的SFE是类似的旋涡星系，环核盘（CND）提出的SFE为0.3 Gyr $^{-1}$，由一个因素比外盘低4。CND中的低SFE与文献中发现的一些附近具有核活动的盘星系的环核区域的高SFE相反，可能是由于较大的剪切运动和较长的活动星系核反馈。外盘较高的SFE表明，只有具有足够密度和强剪切运动的中心分子气体或细丝才会留在$\sim$ 1 Gyr中，这将导致后来在其他含有冷气体的巨型椭圆星系中常见的紧凑分子分布和低SFE。
2019-12-17 astro-ph.GA
A Giant Molecular Cloud Catalog in the Molecular Disk of the Elliptical Galaxy NGC 5128 (Centaurus A)
我们首次对距离我们最近的巨型椭圆射电星系半人马座A的10个$^6 M_{\odot}$内的巨型分子云进行了普查。我们利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）获得的1”空间分辨率（$\sim 20$ pc）和2 km/s速度分辨率的CO（1- 0）数据识别了689个GMC。基于维里方法的$I$（CO）- $N$（H $_2$）转换因子对于整个分子盘为$X_{\rm CO}$ = $(2 \pm 1 )\times10^{20}$ cm $^{-2}$（K km/s）$^{-1}$，与包括银河系在内的旋涡星系盘的转换因子一致，对于环核盘（CND，在200 pc的银河系中心半径内）为$X_{\rm CO}$ = $(5 \pm 2)\times10^{20}$ cm $^{-2}$（K km/s）$^{-1}$。我们得到了GMC的质量谱分布，发现对于整个分子盘，以$γ\simeq -2.41 \pm 0.02$为指标，以$\sim 1.3 \times 10^{7} M_{\odot}$为上限的最佳截断幂律分布也与邻近盘星系的最佳截断幂律分布一致.随着我们向内半径移动，发现质谱指数有从陡到浅的趋势。虽然GMC是在一个椭圆星系，一般的GMC性质的分子盘在螺旋星系。然而，在CND中，大的偏移量的线宽尺寸的标度关系（$\sim$ 0.3德克斯高于那些在GMC的分子盘），不同的$X_{\rm…
2021-04-26 astro-ph.GA
VEGAS: A VST Early-type GAlaxy Survey. II. Photometric study of giant ellipticals and their stellar halos
星系外围的漫射星光观测被认为是$Λ$ CDM模型中星系集合的宇宙学背景的基本约束来源。这样的观测结果并不微不足道，因为这些区域非常模糊。在这项工作中，我们调查的光度特性的六个大规模的早期类型星系（ETG）的VEGAS样本（NGC 1399，NGC 3923，NGC 4365，NGC 4472，NGC 5044，和NGC 5846）的表面亮度极低的水平，其目标是表征其光剖面的全球结构进行比较，最先进的星系形成模型。利用VST/OmegaCAM在g和i波段的深度成像，我们对ETG样品进行了深度和详细的光度测绘。通过拟合的光剖面，并将结果与椭圆星系组装的模拟结果进行比较，我们确定了“放松”和“非放松”吸积组件之间的过渡签名，并可以限制原位和吸积恒星之间的平衡。我们的结果与理论模拟预测的非常好的协议表明，完整的VEGAS样本的$\sim 100$ ETGs将允许我们使用的漫射光的分布作为一个强大的统计探测器的大质量星系的分级组装。
2017-03-31 astro-ph.GA
MOND prediction of a new giant shell in the elliptical galaxy NGC3923
上下文在某些椭圆星系中形成轴对称弧形系统的恒星壳层，很可能是径向小合并的残余物。它们被观测到的半径为$\sim$ 100千秒差距。其中的恒星在径向轨道上振荡。壳层的半径取决于壳层位置处的自由落体时间和合并后的时间。我们先前验证了椭圆星系NGC 3923的壳半径与其最可能的MOND势的一致性。我们的结果暗示了在星系的外围存在着一个尚未被发现的壳层。目标。在这里，我们通过假设更一般的引力势模型来扩展我们的研究，以验证新壳层的预测并估计其位置。方法.我们测试了在NGC 3923中观察到的壳径向分布的一致性与各种各样的星系的MOND势。这些势能在质光比和到星系的距离上不同。我们考虑了不同的MOND插值函数，加速度常数$a_0$的值，和星系的密度分布。我们验证了我们的代码上的牛顿自洽模拟壳星系的形成的功能。结果我们的方法可靠地预测，正好有一个新的最外层存在于银河系西南侧的银河中心半径约1900 $^{\prime\prime}$（$\sim$ 210 kpc）。它的表面亮度估计约为28 mag arcsec $^{-2}$ in $B$ -一个现有仪器可以达到的数值。这一预测使一个罕见的测试MOND在椭圆下降到加速度$a_0/10$。我们的方法的预测能力进行了验证，通过重建的最大的已知壳的位置从剩余的壳的分布。
2014-05-21 astro-ph.GA
A discrete chemo-dynamical model of the giant elliptical galaxy NGC 5846: dark matter fraction, internal rotation and velocity anisotropy out to six effective radii
我们构建了一套巨椭圆星系NGC 5846的离散化学动力学模型。这些模型是一个强大的工具来约束多个示踪剂种群的质量分布和内部动态。我们使用Jeans模型同时拟合恒星运动学的有效半径$R_{\rm e}$，行星状星云（PN）径向速度到$3\, R_{\rm e}$，球状星团（GC）径向速度和颜色到$6\,R_{\rm e}$。最佳拟合模型是核心DM晕轮，其贡献$1\,R_{\rm e}$内总质量的$\sim 10\%$和$6\,R_{\rm e}$内的$67\% \pm 10\%$，但尖瓣DM晕轮也是可接受的。红色GC在$R > \,R_{\rm e}$区域与$v_{\rm max}/σ_0 \sim 0.3$有轻微的旋转，与内部的恒星对齐但反向旋转，而蓝色GC和PNe运动学与没有旋转一致。红色GC是切向各向异性的，蓝色GC是轻度径向各向异性的，并且PNe从内部区域到外部区域从径向到切向各向异性变化。这一点得到了一般定制模型的证实。内部区域的红色GC的切向各向异性可能源于红色GC在更多径向轨道上的优先破坏，而它们的外部切向各向异性-类似于该区域的PNE-没有很好的解释。蓝色GC的轻度径向各向异性与吸积情景一致。
2016-08-29 astro-ph.GA
On the primordial specific frequency of globular clusters in dwarf and giant elliptical galaxies
球状星团（GC）是研究星系早期演化的重要天体。我们研究了球状星团系统的性质之间的关系-作为量化的GC比频率（SN）-和它们的宿主星系的性质。为了理解GC比频率（SN，th）与星系质量关系的起源，我们设计了一个比频率（SN，th）的理论模型。GC侵蚀被认为是形成这种关系的一个重要方面，因为观测表明，低密度星系具有较高的SN，而高密度星系具有较小的SN。我们构建了一个模型的基础上，恒星形成集群的假设，并取决于最小嵌入星团质量（Mecl，min），幂律嵌入集群质量函数（β）的斜率和恒星形成率（SFR）和最大星团质量（Mecl，max）之间的关系。我们发现比频率（SNi）的原始值与我们的模型在1.5和2.5之间的β值之间存在一致性，Mecl，min <10^4 Msun。
2019-05-11 astro-ph.GA
Near-infrared properties of asymptotic giant branch stars in nearby dwarf elliptical Galaxy NGC 205
我们研究了在一个比以前的近红外研究覆盖的区域更大的范围内，在附近的矮椭圆星系NGC 205解决渐近巨星分支（AGB）的恒星的分布。利用CFHT的WIRCam近红外成像仪获得的数据，我们在JHK的色星等图中选择了AGB星，并在JHK的色色图中分离了C星和M巨星。我们在NGC 205中识别出了1,550颗C星，它们的平均绝对星等为M_Ks = -7.49 \pm 0.54，颜色为（J-Ks）= 1.81 \pm 0.41和（H-Ks）= 0.76 \pm 0.24。NGC 205中C星与M巨星的比值估计为0.15 \pm 0.01，南区的C/M比值略低于北区。AGB星的（J-Ks）色分布包含M巨星的主峰和C星的红尾。理论等时线模型与观测到的颜色分布的比较表明，NGC 205中大部分明亮的M巨星形成于log（t_yr）\sim 9.0-9.7。M巨星M_Ks光度函数的对数斜率估计为0.84 \pm 0.01，与矮椭圆星系NGC 147和NGC 185相当。此外，我们还发现，不同地点的C巨星和M巨星的M_Ks光度函数的对数斜率不同，这意味着NGC 205内部有不同的恒星形成历史。M-巨星的辐射热光度函数扩展到M_bol = -6.0等，C-巨星的辐射热光度函数扩展到-5.6 < M_bol <-3.0等。C星的辐射热光度函数不可能是高斯分布，C星的平均辐射热星等估计为M_bol = -4.…
2012-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disentangling the circumnuclear environs of Centaurus A: Gaseous Spiral Arms in a Giant Elliptical Galaxy
利用亚毫米波阵列（SMA）对最近的巨型椭圆星系NGC 5128（半人马座A）的中心3弧分（3 kpc）进行的高分辨率12 CO（2-1）观测，我们报道了最近形成的气体和尘埃盘中螺旋臂的存在。这提供了证据表明，如果有足够的冷气体存在，螺旋状的特征可以在椭圆星系中发展。我们阐明了分子气体在该区域的分布和运动学的分辨率为4.4 × 1.9（80 pc × 40 pc）。旋臂从环核气体以200秒差距的半径延伸到至少1千秒差距。旋臂的一般性质与旋涡星系相似：它们是拖尾的，宽度为\sim 500 \pm 200 pc，俯仰角为20度。根据对富HI星系合并发生时间的独立估计，我们推断旋臂的形成发生在小于\sim 10 ^8年的时间尺度上。螺旋臂的形成增加了气体密度，从而在盘形成的早期阶段提高了恒星形成的效率。
2012-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): 'No Smoking' zone for giant elliptical galaxies?
我们研究了来自星系和质量大会（GAMA）的动态弛豫和非弛豫星系群样本中最大质量星系的射电辐射。星系群的动力学状态由最亮星系群的恒星优势来定义，例如两个最亮成员之间的光度差距，以及最亮星系群的位置与星系群的光度质心之间的偏移。我们发现，最大质量的星系群中的射电光度强烈地依赖于它的环境，这样，最明亮的星系群在动态年轻（不断发展）的群体是一个数量级更明亮的无线电比那些具有类似的恒星质量，但居住在动态老（放松）组。这一观察结果已成功地再现了一个新开发的半分析模型，使我们能够探索这些发现的各种原因。我们发现，在观测到的动态年轻的群体中的射电大声最亮的群体星系的比例是2倍，在动态老群体。我们讨论了星系合并和超大质量黑洞吸积率的背景下，这种观测约束对中央星系性质的影响。
2018-04-15 astro-ph.GA
The Metallicity Distribution Function in Outer Halo Fields of Simulated Elliptical Galaxies Compared to Observations of NGC 5128
恒星金属丰度分布函数（δ）已经被测量用于附近星系群中许多星系外晕中的分辨恒星星族。其中，半人马座星系群中央巨椭圆星系NGC5128的发现，为大质量星系形成和星系分级聚集理论提供了必要的约束条件。为了研究巨椭圆星系外晕的形成和化学演化历史，我们对一个类NGC 5128巨椭圆星系的3个放大高分辨率宇宙流体动力学模拟结果进行了分析，并将它们的外晕MDF与观测到的NGC 5128进行了比较.尽管模拟的星系有不同的合并历史和年龄分布，但所有预测的MDF都与观测到的一致。与NGC 5128的观测值$\rm [M/H]=-0.38 \pm 0.02$相比，模拟星系的金属丰度中值平均为$\rm [M/H]=-0.41 \pm 0.06$，观测星系和模拟星系的金属丰度离散度均为$\sim 0.77$ dex。我们调查的起源的恒星最终在模拟星系的外晕场，并表明，大多数有一个“吸积”的起源，形成在其他小星系，后来吸积合并。只有$\sim 15$ %的恒星是在星系的主要祖先内部“原地”形成的，并向外辐射迁移。我们发现，富含金属的原位恒星的贡献是次主导的外晕我们的模拟星系，但可以突出的内部区域。
2022-03-14 astro-ph.GA
Puzzling radial gradients of K-band absorption features in the giant elliptical galaxy M87
本研究利用LBT的LUCI光谱仪观测M87的K波段吸收线，发现其径向梯度大多平坦，仅NaI2.21呈负梯度，且与M31核球存在差异，揭示现有恒星族模型在近红外波段需大幅改进。
2025-06-06 astro-ph.GA
Red giants in the outer halo of the elliptical galaxy NGC 5128 / Centaurus A
我们在VLT上使用VIMOS对NGC 5128 / Centaurus A（$(m-M)_0=27.91\pm0.08$）的最外层晕进行了$V$和$I$波段成像，距离星系中心65 kpc，沿着长轴。恒星的星族被分解为$I_0 \approx 27$，$50\%$的完整性极限为$I_0 = 24.7$，远低于红巨星分支（TRGB）的尖端，这在$I_0 \approx 23.9$可以看到。在我们的视野中，NGC 5128晕星的表面密度足够低，昏暗的，未分辨的背景星系是源计数的主要污染物。我们通过保守的星等和色切分离出了一个清晰的红巨星分支（RGB）恒星样本，这些恒星延伸到TRGB以下的$\approx 0.8$等，以去除（主要是蓝色的）未分辨的背景星系。我们通过等时线从恒星的颜色中推导出恒星金属丰度，并通过将我们的观测结果与NGC 5128晕场靠近星系中心的HST成像相结合，测量晕的密度衰减作为金属丰度的函数。我们发现了富金属和贫金属的恒星种群，并发现两者的衰减遵循相同的de Vaucouleurs' law轮廓从$\approx 8$ kpc到$\approx$ 70 kpc。金属丰度分布函数和密度衰减与最近对NGC 5128中类似最外层晕场的两项研究结果一致。我们没有发现在晕的径向轮廓中存在“过渡”的证据，在这种过渡中，富含金属的晕密度会迅速下降，使下面的贫金属晕在更大的径向范围内…
2014-10-30 astro-ph.GA
Improved measurements of turbulence in the hot gaseous atmospheres of nearby giant elliptical galaxies
我们提出了显着改进的测量湍流速度在附近的巨型椭圆星系的热气晕。利用深XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）的观测和共振散射和直接线加宽相结合的方法，我们得到了良好的有界约束的13个星系。假设湍流是各向同性的，我们得到的最佳拟合平均一维湍流速度约为110 km/s。这意味着典型的三维马赫数约为0.45，附近大质量星系核心的典型非热压力贡献约为6%。这些值周围的内在散射是适度的-与零一致，尽管具有很大的统计不确定性-暗示了这些物体中速度结构的共同和准连续机制。使用与观测到的湍流运动相关的空间尺度的保守估计，我们发现湍流加热足以抵消这些星系内部区域的辐射冷却（<10 kpc，通常为2-3 kpc）。我们的分析方法的全部潜力将通过未来的X射线微量热仪观测来实现。
2017-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Spherical accretion in giant elliptical galaxies: multi-transonicity, shocks, and implications on AGN feedback
孤立的大质量椭圆星系，或者存在于冷核星系团中心的星系，被认为是由周围热X射线发射气体介质直接产生的热气吸积提供动力的。这导致了一个巨大的邦迪型球形/准球形吸积流到他们的主机SMBH，吸积流区域远远超出邦迪半径。在这项工作中，我们提出了一个详细的研究的背景下，这些大规模的椭圆形的Bondi型球形流的宇宙学常数$Λ$的存在下，考虑到一个五分量星系系统（SMBH +恒星+暗物质+热气+ $Λ$），纳入整个引力作用的影响。目前的工作是Ghosh \& Banik（2015）的扩展，他们只研究了这个问题的宇宙学方面。银河系对势的贡献使得绝热球形流在本质上变成了{ \it multi-transonic}，流的拓扑结构和流的结构明显偏离经典Bondi解.更值得注意的是，对应于中等到更高的银河质光比的值，我们得到兰金-Hugoniot冲击球风流。银河系势增强了Bondi吸积速率。我们的研究揭示了存在一个严格的环境温度下限，在此温度之下不能触发Bondi吸积，对于来自热ISM相的流动，该温度与$\sim 9 \times 10^6 \, K$一样高，表明热相严格地控制着宿主核的燃料供给.我们的发现可能有更广泛的影响，特别是在外流/喷流动力学和无线电活动星系核反馈的背景下，与当代宇宙中的这些大质量星系有关。
2021-03-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Color-Magnitude Relations within Globular Cluster Systems of Giant Elliptical Galaxies: The Effects of Globular Cluster Mass Loss and the Stellar Initial Mass Function
最近的几项研究为大质量椭圆星系中的“底部重”恒星初始质量函数提供了证据。在这里，我们研究了IMF形状对最近发现的此类星系中的球状星团（GC）之间的颜色-星等关系（CMR）的影响。为此，我们使用的GC质量损失的计算由于恒星和动力学演化评估（一）形状的恒星质量功能的GC后，12 Gyr的演化作为当前GC质量的函数，以及它们对集成光的颜色和质量-光比的影响，和（ii）它们的影响GC自富集的影响使用2009年的“参考”模型的Bailin & Harris。至于贫金属GC类，我们发现观察到的CMR的形状（通常被称为“蓝倾”）是非常好地再现贝林和哈里斯的参考自富集模型，一旦12 Gyr的GC质量损失被考虑在内。国际货币基金组织对这一结果的影响是微不足道的。然而，我们发现，如果IMF是底部重的（例如，在$dN/dM \propto M^α$中的$-3.0 <~ α<~ -2.3$），这使得太阳质量以下的恒星质量函数相对强烈地依赖于GC质量。这进一步证明了在巨型椭圆星系中富含金属的恒星星族是由底部重的IMF形成的。
2013-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SINFONI Nearby Elliptical Lens Locator Survey: Discovery of two new low-redshift strong lenses and implications for the initial mass function in giant early-type galaxies
我们提出了一个盲目的调查结果，以确定强引力透镜人口中的低红移早型星系。SINFONI近距离椭圆透镜巡天（SNELLS）使用积分场红外光谱法在$z$ <0.055的大质量透镜候选物后面搜索透镜发射线源。从观测到的27个星系中，我们发现了一个已知的透镜（ESO 325-G 004），其$z$值为$z$ =0.034，并发现了两个新的系统，其$z$值分别为$z$ =0.031和$z$ =0.052。这三个透镜星系都具有高速色散（σ>300 km/s）和α元素丰度（[Mg/Fe]>0.3）。从透镜配置，我们得出总J-波段的质量-光比为1.8 $\pm$ 0.1，2.1 $\pm$ 0.1和1.9 $\pm$ 0.2内的$\sim$ 2千秒差距爱因斯坦半径。校正估计的暗物质贡献，并与银河系（Kroupa）初始质量函数（IMF）的恒星星族模型进行比较，我们确定了“质量过剩因子”，α。假设透镜星系有“老”的恒星星族（10 $\pm$ 1 Gyr），平均IMF质量因子为$\langleα\rangle$ =1.10 $\pm$ 0.08 $\pm$ 0.10，其中第一个误差是随机的，第二个是系统的。如果我们从6dF光学巡天光谱拟合出恒星星族，所有三个星系都与年龄一致，但由于有限的信噪比，年龄误差为3-4 Gyr。因此，IMF约束在这种情况下更宽松，$\langleα\rangle$ = $1.23…
2015-03-09 astro-ph.GA
Inconsistency of Chemical Properties of Stellar Populations in the Thick Disk Subsystem of Our Galaxy
使用现代公布的数据的速度和光谱定义的化学元素在恒星物体的银河系，我们调查的化学成分与运动学的不同人群的关系。本文指出，银河系的老恒星星族（按运动学判据）属于厚盘子系统--球状星团、天琴座RR型场变星以及近F-G矮星和场巨星，它们具有不同的化学组成。特别是，平均而言，该领域的矮星和巨星比该领域的球状星团和天琴座更多的金属。此外，在$\rm{[Fe/H]} > -1.0$范围内的$α$ -元素的相对丰度对于球状星团是最高的，对于天琴座RR型的场变量是最低的。通过对这些天体的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]依赖关系的分析，认为银河系中的厚盘子系统是一个复合体，其中至少存在三个独立的组成部分，最古老的一个包括富金属的球状星团，它们是在Ia型超新星爆发后不久由单一的原星系云形成的。然后，一个厚盘的场恒星子系统是由于一个相当大的矮卫星星系落在银河系已经形成的薄盘上的恒星“加热”而形成的;最后，场恒星子系统的运动学不仅是厚盘，而且是薄盘，从这个被捕获的卫星星系落在银河系上。
2020-02-25 astro-ph.GA
Abundances of stars in different Galactic subsystems
这是一个在银河系不同的恒星星族中观察到的元素丰度模式的简要概述。主要重点是基于矮恒星和次巨星的高分辨率光谱的研究，在某些情况下还有红巨星。特别令人感兴趣的是薄厚盘二分法，丰度和恒星年龄随银河系中心半径的变化，银河系隆起区域的多个恒星星族，以及其中一些可能与其他银河系人口有关。
2013-12-16 astro-ph.GA
The Optical Colors of Giant Elliptical Galaxies and their Metal-Rich Globular Clusters Indicate a Bottom-Heavy Initial Mass Function
我们报道了7个大质量椭圆星系的光学（g-z或B-I）颜色与其相关的大质量富金属球状星团（GC）的平均颜色之间的系统和统计上的显著偏移，在这个意义上，母星系在给定的银河系中心距离下红了0.12-0.20等。然而，蓝色的光谱指数表明，这些星系的光度加权年龄和金属丰度等于它们在给定的银河系中心距离上的平均大质量富金属GC，在很小的不确定性范围内。红色GC系统和它们的母星系之间观察到的颜色差异不能用大质量富含金属的GC中存在多个恒星世代来解释，因为后者对群体的综合g-z或B-I颜色的影响可以忽略不计。然而，我们表明，这种悖论可以解释，如果在这些大规模的椭圆星系的恒星初始质量函数（IMF）是显着陡峭的亚太阳质量比典型的IMF来自恒星计数在太阳附近，与GC的颜色已成为蓝色由于动力学演化，造成显着平坦的恒星MF的平均幸存GC。
2013-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A giant elliptical galaxy with a lightweight initial mass function
我们提出了新的VLT观测的最近已知的强透镜星系，sigma=330公里/秒的巨型椭圆ESO 325-G 004。透镜的低红移（z_lens=0.035）导致在有效半径的一小部分（R_Ein ~ R_Eff/4）处形成弧。在如此小的半径下，恒星占据了透镜质量的主导地位，因此透镜提供了一个直接探测恒星质光比的方法，只需要对暗物质进行很小的修正。被ESO 325-G 004透镜化的星系的红移是未知的，所以透镜化的质量并没有被确定。使用X-SHOOTER，我们测量了z_src=2.141的安全源红移。结合透镜配置，这产生了爱因斯坦半径内的总质量为（1.50+/-0.06）10^11 M_sun。我们估计的范围内的可能贡献的暗物质的透镜质量，从宇宙学N体模拟统计。减去这个分量，得到透镜的恒星M/L比为3.14^+0.24_-0.42（M/L）_sun（在F814 W波段）。使用VIMOS，我们还获得了非常高的S/N光谱的透镜星系。VIMOS的数据证实ESO 325-G 004有一个非常古老的恒星星族。对于Kroupa IMF，恒星星族拟合得到的恒星M/L比为3.01+/-0.25（M/L）_sun。因此，具有这种IMF的恒星的质量与透镜估计是一致的。相比之下，在99.8%的置信水平下，萨尔皮特或更重的IMF不受欢迎。一个“重量级”的IMF，其规模是Kroupa案的两倍，被坚决排除在外。这样的…
2013-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational Evidence for Enhanced Black Hole Accretion in Giant Elliptical Galaxies
研究了巨椭圆星系中黑洞吸积率（BHAR）与恒星形成率（SFR）之间的关系。这些星系，生活在星系群和星系团的中心，有恒星形成和黑洞活动，主要是由热的星系团内介质冷凝出来的气体提供燃料。对于一个样本的46个星系跨越5个数量级的BHAR和SFR，我们发现一个平均比率的log（BHAR/SFR）= -1.45 +/- 0.2，独立的方法来约束SFR和BHAR。这个比例明显高于大多数先前发表的场星系的值。我们调查是否这些高BHAR/SFR的比例是由高BHAR，低SFR，或不同的吸积效率在射电星系。这些数据表明，高BHAR/SFR比主要是由球形星系中的黑洞吸积相比，他们的磁盘同行。我们提出，冷气体的角动量是抑制BHAR在低质量星系的主要驱动力，与大质量星系吸积气体，已冷凝出的热相近径向轨迹。此外，我们还证明了特定BHAR和SFR之间的关系在这两个参数的6个数量级上的分散性要小得多，这是由于M_BH-M_* 和BHAR-SFR关系之间对形态的竞争依赖。一般来说，用典型方法选出的活动星系的sBHAR/sSFR ~ 10，而没有活动星系核的sBHAR/sSFR ~ 1，符合普遍的M_BH-M_椭球关系。
2020-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The SLUGGS Survey: Breaking degeneracies between dark matter, anisotropy and the IMF using globular cluster subpopulations in the giant elliptical NGC 5846
我们研究的质量和各向异性分布的巨大椭圆星系NGC 5846使用的恒星，以及红色和蓝色的球状星团（GC）的子群体。我们打破退化的动力学模型，利用不同的相空间分布的两个GC子群明确地约束星系的质量和各向异性的GC系统。红色GC表现出与星光相同的空间分布和行为，而蓝色GC具有较浅的密度分布，较大的速度色散和较低的峰度，所有这些都表明不同的轨道分布。我们使用的色散峰度Jeans分析，发现两个GC亚群的单独分析的解决方案重叠的晕参数空间。该解收敛于一个巨大的暗物质晕，与$Λ$ CDM和WMAP 7宇宙学在维里质量（$\log M_{DM} \sim13.3 M_{sun}$）和浓度（$c_{vir}\sim8$）方面的预期一致。这是第一个这样的分析，解决了不同的GC亚群的动力学在一个自洽的方式。我们的方法提高了晕参数确定的两个因素的不确定性，并开辟了新的途径，使用椭圆星系动力学的宇宙学模拟的预测测试。从动力学模型推导出的隐含的恒星质光比与Salpeter初始质量函数（IMF）完全一致，并排除了底光IMF。不同的GC亚群在大半径处显示出明显不同的轨道分布，红色GC在$\sim3R_e$之外具有各向异性参数$β\sim0.4$，而蓝色GC在相同半径处具有$β\sim0.15$，而中心（$\sim1R_e$）它们都是各向同性的。我们讨论了我们的研究结果的影响内的两个阶段的形成方案的早期型星系。
2014-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distinct distributions of elliptical and disk galaxies across the Local Supercluster as a $Λ$CDM prediction
利用SIBELIUS DARK约束模拟证明，本地宇宙中椭圆星系和盘星系在超星系平面附近的不同分布是ΛCDM模型和标准星系形成理论的直接预测，而非异常现象。
2023-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thermodynamic properties, multiphase gas and AGN feedback in a large sample of giant ellipticals
本文利用{ \it Chandra} X射线数据对49个邻近X射线和光学亮椭圆星系的热X射线发射大气的热结构进行了研究。我们着重讨论了热的X射线发射气体和较冷的H $α$ +[NII]发射相的性质之间的联系，以及后者在活动星系核反馈循环中的可能作用。我们没有发现明显的相关性之间的H $α$ +[NII]的排放和全球的属性，如X射线光度，质量的热气体，气体的质量分数。我们发现，H $α$ +[NII]发射的存在更有可能在系统中具有较高的密度，较低的熵，较短的冷却时间，较浅的熵配置文件，较低的最小值（$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}$），和扰动的X射线形态（与湍流运动）。然而，我们看到没有明确的分离，在获得的观测星系和没有光学发射线星云。具有X射线空洞的星系的活动星系核喷流功率与其H $α$ +[NII]光度之间可能存在弱的正相关关系。这种相关性和观察到的热力学性质趋势可能是由为活动星系核喷流提供动力的混乱冷吸积（CCA）造成的，正如一些高分辨率流体动力学模拟所示。
2018-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Council of Giants
结果表明，本星系片在几何和动力学上都不同于本星系团，本星系片和本星系团的演化可能是相互联系的。片相对于本超星系团倾斜8度，巨星成员在中面的色散只有230 kpc。一个半径为3.75 Mpc的“巨人委员会”包围了本地集团，为本地集团的影响范围划定了明确的上限。在星表中仅有的两个巨大的椭圆星系位于理事会的两侧，这增加了它们以某种方式引导本星系群进化的可能性。仙女座星系相对于银河系的位置矢量只偏离片平面11度，与椭圆星系的投影轴也只偏离11度。本星系群似乎正沿着平行于椭圆轴的路径从理事会潜在表面的山脊上移动。理事会中的巨星的自旋方向在天空中的分布模式与远处的巨星非常不同，可能是对发展成为本星系群的中心质量不对称的反应。通过匹配集团和理事会巨人的物质密度，最有可能对本星系群的发展做出贡献的空间体积的边缘被证明非常接近本星系群和理事会引力平衡的地方。边界规范揭示了局部片是由非常低幅度（~10%）的密度扰动形成的，但正常物质以相对较高的效率（~40%）被纳入星系。看来，本地片的巨人的发展是由一个预先存在的扁平物质框架引导的。
2014-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Role of Electon Excitation and Nature of Molecular Gas in Cluster Central Elliptical Galaxies
结合先前对CO（2-1）的观测，我们提出了对CO（3-2）的观测结果，并对英仙座星系团中央巨椭圆星系NGC 1275的中央$\sim$ 6.5 kpc中的游离分子气体的物理性质进行了限定。我们发现这种分子气体的温度为$\gtrsim 20$ K，密度为$\sim$ $10^2$ - $10^4 {\rm \ cm^{-3}}$，通常比银河系中的大部分巨分子云（GMC）更温暖和更密集。在强烈的辐射和周围的X射线气体的粒子场中，分子气体可能具有比GMC高得多的电离分数。对于$\sim$ $10^{-4}$的电离分数，类似于银河系扩散（$\lesssim 250 {\rm \ cm^{-3}}$）部分分子云发射HCN（1-0）和HCO $^+$（1-0），我们证明了CO示踪的相同气体可以产生先前报道的NGC 1275的HCN（3-2），HCO $^+$（3-2）和CN（2-1）发射;所有后者分子的主要激发源是与电子的碰撞。为了防止坍缩，正如在分子丝中缺乏恒星形成所证明的那样，如果仅由热气体压力支撑，它们必须由横截面半径为$\lesssim$ 0.2-2 pc的细股组成;如果湍流或极向磁场提供额外的压力支撑，则允许更大的半径。我们指出，在我们的银河系中的分子气体质量的CO光度所需的条件是不太可能适用于在集群中心的椭圆星系。而不是维里化结构类似于GMC，我们提出，在NGC 1275的分子气体…
2017-10-17 astro-ph.GA
A new strong-lensing galaxy at z=0.066: Another elliptical galaxy with a lightweight IMF
我们报告了一个新的低红移星系尺度引力透镜的发现，从公开可用的MUSE观测的系统搜索确定。透镜星系2MASXJ 04035024 - 0239275是一个巨大的椭圆星系，$z$ = 0.06604，速度色散为$σ$ = 314 km s $^{-1}$。透镜光源的红移为0.19165，并在透镜中心的两侧形成一对明亮的图像。爱因斯坦半径是1.5角秒，投影到1.8千秒差距，这只是星系有效半径的四分之一。在校正了估计的19%的暗物质贡献后，我们发现来自透镜效应的恒星质光比与银河系初始质量函数（IMF）的预期一致。结合新的系统与三个以前研究的低红移透镜类似的$σ$，推导出的平均质量过剩因子（相对于Kroupa IMF）是$\langleα\rangle$ = 1.09 $\pm$ 0.08。有了这四个系统，大质量椭圆星系的$α$中的固有散射可以限制在$<0.32$中，置信度为90%。
2018-03-19 astro-ph.GA
Studying the metallicity gradient in Virgo Ellipticals with E-ELT photometry of resolved stars
下一代大口径地面望远镜将提供在非常拥挤的领域进行精确恒星测光的机会。这种未来的能力将使人们能够详细研究遥远星系中的恒星星族。本文探讨了光度误差对由室女座星系团中心区域红巨星支星的颜色分布导出的恒星金属度分布的影响。我们着重分析了一个典型的巨型椭圆星系在不同半径处的色星等图，这些图是根据欧洲极大望远镜的观测数据合成的。模拟采用了第一个光高分辨率成像仪MICADO的规格和多共轭自适应光学模块MAORY的预期性能。我们发现，可以预见的光度精度使我们能够恢复的金属丰度分布的形状与分辨率$\lesssim 0.4$ dex在内部区域（$μ_{\rm B}$ = 20.5等弧秒$^{-2}$）和$\simeq 0.2$ dex在区域$μ_{\rm B}$ = 21.6等弧秒$^{-2}$，这相当于大约一半的有效半径为一个典型的巨型椭圆在室女座。在有效半径（$μ_{\rm B} \simeq 23$ mag arcsec $^{-2}$）处，金属丰度分布以$\simeq 0.1$ dex的分辨率恢复。因此，将有可能详细研究（几乎）室女座星系整个延伸范围内恒星星族的金属丰度梯度。我们还评估了适度退化的点扩散函数的影响，从假设的最佳条件，并找到类似的结果，表明这种科学的情况下是强大的。
2013-11-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Infrared variable stars in the compact elliptical galaxy M32
利用斯皮策空间望远镜在3.6和4.5 $μ$ m处的三个测光历元，以32到381天为间隔，识别了致密椭圆星系M32中的变星。我们提出了一个高保真度的目录中检测到的来源在多个时代在3.6和4.5 $μ$米，我们分析了恒星的变化，使用联合概率误差加权通量差。其中，83颗恒星被确定为候选大振幅，长周期变量，28颗被认为是高置信度变量。大多数的变星被分类为渐近巨星分支恒星候选者使用颜色星等图。我们没有发现任何证据支持在我们的M32区域有一个更年轻的、红外线明亮的恒星星族。
2021-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
How the cosmic voids contribute to stalling and quenching the giant galaxies on their surfaces
Seoul National University（首尔大学）
研究发现宇宙空洞的形成可能通过压缩物质阻止巨星系的径向吸积，从而导致其停滞与熄灭。
2026-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Asymptotic Giant Branch Variables as Extragalactic Distance Indicators
大振幅渐近巨星分支变星有可能与造父变星竞争，成为距离尺度的基本校准者，特别是在红外线观测或有大量星际遮蔽的情况下。它们对于探测较老的星系群特别有用，例如在矮球状星系、椭圆星系或螺旋星系晕中发现的星系群。校准数据从银河系和新的观测各种本星系群的描述和展望，从盖亚和观测下一代红外望远镜的校准，讨论。
2012-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
