Reigniting the FUSE II: O VI Emission in Massive Elliptical Galaxies
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）
本文利用FUSE光谱测量29个大质量椭圆星系的O VI发射，推断CGM冷却速率，发现其高于文献值约80%，且冷却效率随质量演化，从10^5.5 K到分子相的冷却被抑制一个数量级。
2026-09-15 astro-ph.GA
Multiphase ISM in low luminosity radio galaxies: A case study of NGC 708
我们提出了一个多波长的研究附近的射电大声椭圆星系NGC708，从博洛尼亚B2射电星系样本中选择。我们从IGO 2m望远镜（印度浦那）获得了光学宽波段和窄波段图像。我们利用Chandra的X射线数据，2MASS，Spitzer和WISE的红外数据以及DSS和HST的光学图像来补充观测的多波长覆盖。为了研究星际介质的性质，我们制作了非锐化掩模图、彩色图、残差图、商图、尘埃消光图、H_α发射图。从导出的图可以看出，冷气体、尘埃、热电离H_α和热X射线气体在空间上是相互关联的。我们调查的内部和外部的光度和运动学性质的星系使用表面亮度配置文件。通过X射线2d β模型、反锐化掩模、表面亮度剖面等技术，可以明显看出该系统中存在一对X射线空洞，距离中心X射线源约5.6Kpc。
2016-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Type Ia Supernovae in Quiescent Galaxies: I. Formation of the Multiphase Interstellar medium
星际介质的冷相在许多巨大的椭圆星系中被观测到，但其起源仍然不清楚。我们认为Ia型超新星（SNe Ia）的不均匀加热，加上辐射冷却，可以导致冷相的形成。其基本思想是，由于超新星Ia的爆炸是随机的，没有被超新星激波直接加热的气体包将冷却，形成多相气体。我们运行了一系列理想化的高分辨率数值模拟，发现冷气体的发展，即使当整体SNe加热速率$H$超过冷却速率$C$的一个大到1.4倍。我们还发现，多相气体发展的时间取决于气体温度。当介质的温度为$T = 3\times 10^6$ K时，冷相在一个冷却时间\tc内形成;然而，对于更高的温度，冷相的形成被延迟到\tc \的几倍。延迟的主要原因是湍流混合。以这种方式形成的冷气体的金属丰度自然会低于热介质的金属丰度。对于恒定的$H/C$，对于更高温度的气体，存在更多的湍流混合。我们注意到，这种产生冷气体的机制不能在宇宙学模拟中捕获，这通常无法解决单个SN残留物。
2020-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Non-Kolmogorov turbulence in multiphase intracluster medium driven by cold gas precipitation and AGN jets
活动星系核反馈是维持椭圆星系和星系团扩展晕中等离子体整体热平衡的重要因素。热气体中的局部热不稳定性导致形成沉淀的冷气云，这些冷气云为中心的超大质量黑洞提供能量，从而加热热气体并保持全球热平衡。我们在一个类似英仙座的星系团中进行了活动星系核反馈的三维MHD模拟，目的是了解反馈物理对ICM热相和冷相湍流特性的影响。我们发现，在一般情况下，冷相速度结构函数（VSF）是陡峭的比从柯尔莫哥洛夫理论的预测。我们把冷相VSF的陡峭斜率的物理起源归因于主要由作用于弹道云的重力加速度驱动的湍流运动。我们证明，在纯流体动力学的情况下，沉淀冷丝可能是主导剂驱动湍流在热ICM。支持这一假设的论据是：（i）冷相质量在内部冷核中占主导地位，超过热气体质量;（ii）冷热气体速度在空间上相关;（iii）冷相和热相速度分布都有径向偏差。我们表明，在MHD的情况下，在周围的热介质（不包括射流锥区）的湍流也可以驱动的AGN喷流。由于周围气体和活动星系核喷流之间的磁场的作用，增强了耦合，从而促进了驱动。因此，在MHD的情况下，湍流可能是由AGN喷流搅动和细丝运动的组合驱动的。我们的结论是，未来的观测，包括那些从高空间和光谱分辨率的X射线任务，可能有助于限制自我调节AGN反馈的量化的ICM中的多温度VSF。
2020-12-21 astro-ph.GA
A panoramic view of the circumgalactic medium in the photoionized precipitation model
我们考虑一个模型的环星系介质（CGM）中，反馈保持一个恒定的冷却时间比自由落体时间在整个晕，使整个CGM是稍微不稳定的多相冷凝。这个“沉淀模型”是由观测到的多相气体在核心的星系团和晕的大规模椭圆。我们来自模型的密度和温度分布的CGM周围的星系与银河系的质量相似。考虑到我们的太阳系在银河系的几何位置后，我们表明，CGM模型与观测到的OVI，OVII和OVIII柱密度一致，只有当温度波动与对数正态色散$σ_{\ln T} \sim 0.6$ - $1.0$包括在内。我们发现，OVI柱密度观察周围的恒星形成的星系需要系统的$σ_{\ln T}$比周围的被动星系更大的值，这意味着在磁盘中的恒星形成和CGM的状态之间的连接。银河系外紫外背景光电离不会显著改变像银河系这样的星系的CGM特征，但对低质量星系的CGM有更大和更显著的影响。
2021-08-18 astro-ph.GA
Thermal Instability and Multiphase Gas in the Simulated Interstellar Medium with Conduction, Viscosity and Magnetic Fields
热不稳定性（TI）在星际介质（ISM）中多相结构的形成及其动力学过程中起着至关重要的作用，是各种天体物理环境中冷云产生的主要理论。在本文中，我们使用二维（2D）模拟研究各种初始条件和物理过程的影响下的热不稳定性。我们的实验与高斯随机场（GRF）密度扰动不同的初始功率谱。我们还登记在各向同性流体动力学和各向异性磁流体动力学（MHD）模拟的热传导和物理粘度。我们发现，初始GRF谱指数$α$对热不稳定性的纯流体动力发展有显著影响，影响云的大小、数量和运动。云碎片化的发生有两种机制：撕裂和收缩反弹。在各向同性传导和粘性的运行中，云的结构和动力学由非线性区域的蒸发和凝结流动决定，流速受粘性调节。云中断是由Darrieus-Landau不稳定性（DLI）引起的。虽然在很晚的时候，所有单独的云合并成一个冷结构在所有的水动力运行。在MHD情况下，云的结构由初始扰动和初始磁场强度决定。在高$β$运行中，各向异性传导导致致密细丝与局部磁场对齐，并且场方向可以重新取向。强磁场抑制交叉场收缩，冷丝可以沿着或垂直于初始场形成。
2021-08-21 astro-ph.GA
On the dominant role of wind in the quasar feedback mode in the late stage evolution of massive elliptical galaxies
通过高分辨率模拟，发现AGN反馈中冷模式（类星体）风在能量输出和影响区域上主导大质量椭圆星系晚期演化，补偿冷却并抑制恒星形成。
2023-08-30 astro-ph.GA
The Extremely High Dark Matter Halo Concentration of the Relic Compact Elliptical Galaxy Mrk 1216
致密椭圆星系（CEG）是高红移“红块”的局部类似物的候选者，这些红块被认为是今天早期星系（ETG）的祖先。要解决的暗物质（DM）晕在CEG的结构是否也反映了极其安静和孤立的演变，它的恒星，我们使用一个新的$\approx 122$ KS钱德拉观测与浅$\approx 13$ KS档案观测CEG Mrk 1216进行流体静力平衡分析的发光和放松的X射线等离子体发射延伸到半径$0.85r_{2500}$。我们检查了几个DM模型曲线，并且在每种情况下都获得了在理论$Λ$ CDM $c_{200}-M_{200}$关系中为大的正异常值的晕圈浓度$(c_{200})$;即，范围从$3.4\,σ- 6.3\, σ$到在固有散射方面高于中值$Λ$ CDM关系。我们测量的高值$c_{200}$意味着形成时间异常早，这坚定地确立了Mrk 1216中DM晕的遗迹性质。与附近的正常ETG相比，高度集中的DM晕导致$1R_e$处的DM分数更高，总质量斜率更小。此外，Mrk 1216的高度集中的总质量分布不能用MOND在不添加DM的情况下描述，并且它实质上偏离了径向加速度关系。Mrk 1216包含$r_{200}$中宇宙重子部分的$\approx 80\%$。冷却时间与自由落体时间之比的径向分布在一个大的中心区域（$r\le 10$ kpc）上在一个窄的范围$(t_c/t_{\rm ff}\approx 1…
2019-03-15 astro-ph.GA
Long-Term Evolution of Decaying MHD Turbulence in the Multiphase ISM
星际介质中的超声速湍流被认为在流交叉时间内迅速衰减，而与磁化程度无关。然而，这种普遍的共识，衰减磁流体动力学（MHD）湍流依赖于局部等温模拟，这是无法考虑到全球结构的磁场和ISM的作用。利用包含星际冷却和加热的三维MHD数值模拟，研究了嵌入暖中性介质中的冷中性介质片中的衰减MHD湍流。湍流动能的早期演化与衰减可压缩MHD湍流的先前结果一致，其特征在于能量快速衰减，具有$E\propto t^{-1}$的幂律形式，并且与流交叉时间相比衰减时间较短。然而，如果初始磁场很强且垂直于薄片，动能的长期演化表明，即使对于具有周期性边界条件的模型，在10次流交叉之后，仍然存在大量的湍流能量（$\sim 0.2E_0$）。衰减率也大大减少，因为这样的初始和边界条件的场强增加，但不是如果边界条件是一个完全孤立的片。我们分析剩余湍流的速度功率谱表明，在平面内，不可压缩的运动平行于表占主导地位，在以后的时间。
2013-09-19 astro-ph.GA
Discovery of O VII line emitting gas in elliptical galaxies
在椭圆星系、星系团和星系群的核心，气体的冷却时间短于1 Gyr。通过探测Fe XVII和O VII的发射线可以探测冷却流，但到目前为止，O VII还没有在任何单个物体中被探测到。XMM-牛顿号上的反射光栅光谱仪（RGS）是目前唯一能够探测椭圆星系和星系团等扩展天体中O VII的仪器。我们通过所有的档案RGS观测的星系团，星系群，椭圆星系的核心温度低于1千电子伏的那些搜索O VII的证据。我们在单个天体的光谱中首次发现了O-VII共振线（21.6A）和禁戒线（22.1A）。O VII在六个椭圆星系中被检测到高于3 σ的水平：M 84，M 86，M 89，NGC 1316，NGC 4636和NGC 5846。M 84、M 86和M 89是室女星系团的成员，其余的是星系团的中央优势星系，它们的紫外光谱大多显示出O VI的证据。我们没有检测到显着的趋势之间的Fe XVII和O VII的共振禁线比，可能是因为有限的统计。观测到的谱线比值<Fe（r/f），O（r/f）>=（0.52+/-0.02，0.9 +/-0.2）表明，所有这些椭圆星系的光谱都受到共振散射的影响，表明低湍流。更深入的暴露将有助于了解Fe XVII和O VII线是由相同的冷却气体还是由多相气体产生的。我们的O VII光度对应于0.2-2 Msun/yr，这与椭圆星系的预测一致。这种微弱的冷却速率在星系团中是无法探测到的，因为…
2014-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
No evidence for small disk-like bulges in a sample of late-type spirals
大约20%的低红移星系是晚型螺旋星系，只有很小的或没有凸起成分。虽然它们在结构和动力学方面是最简单的盘星系，但驱动它们形成和演化的不同物理过程的作用尚未完全了解。我们研究了晚型螺旋的小凸起是否遵循椭圆星系和大凸起所追踪的相同的标度关系，以及它们是盘状凸起还是经典凸起。我们导出了9个邻近的晚型螺线的光度学和运动学性质。为此，我们分析了Sloan数字巡天的i波段图像的表面亮度分布，并从二维光度分解中获得星系的结构参数。我们测量的视线恒星的速度分布在球的有效半径从长缝光谱采取高光谱分辨率的国家伽利略望远镜。我们使用的光度和运动学性质的样品凸起，研究它们的位置在基本平面，Kormendy，和Faber-Jackson关系定义的椭圆和大凸起。我们发现，我们的样品隆起满足一些被认为是盘状隆起的光度和运动学处方，如小尺寸和质量与近指数光剖面，小隆起总光度比，低恒星速度色散，和正在进行的恒星形成。然而，它们中的每一个都遵循椭圆星系、大质量凸起和紧凑的早型星系的标度关系，因此它们不能被归类为盘状系统。我们发现一个单一的人口的星系球状体，遵循相同的比例关系，质量似乎导致一个平滑的过渡，在光度和运动学性质，从质量较低的凸起，以更大的凸起和椭圆。
2017-03-08 astro-ph.GA
Non-star-forming molecular gas in the Abell 1367 intra-cluster multiphase orphan cloud
我们报道了最近在附近的星系团Abell 1367中发现的多相孤立气体云中CO排放的探测。星云位于距离星团中心约800 kpc的投影中，距离任何星系的投影距离都大于80 kpc。它是第一个也是唯一一个已知的在X射线、H $α$和CO发射中检测到的孤立的星团内云。我们用IRAM 30-m望远镜在两个区域发现了总共约$2.2\times 10^8 M_\odot$的H $_2$，一个与H $α$发射峰相关，另一个与弱H $α$细丝包围的X射线发射峰相关。在X射线峰值区域，分子气体的速度与H $α$发射的速度相差> 100 km s $^{-1}$。分子气体可能占云总质量的10%左右，其中主要是热X射线成分。先前测得的星云中恒星形成速率的上限表明，分子成分处于非恒星形成状态，这可能是由于气体密度低和观测到的速度分散水平的结合。与云相关的三种气相的存在表明，气相与周围的集群内介质混合正在发生。孤儿云的可能起源是一个冲压压力剥离事件的晚期演化阶段。相反，附近的冲压压力剥离星系2 MASX J11443212+2006238处于剥离的早期阶段，我们在其主体中检测到H $_2$的$2.4\times 10^9 M_\odot$。
2022-01-26 astro-ph.GA
Characterizing Circumgalactic Gas around Massive Ellipticals at z~0.4 - II. Physical Properties and Elemental Abundances
本文系统地研究了明亮红星系（LRGs）投影距离d<160 kpc范围内的环星系介质（CGM）。该样品包含16个中等红移（z=0.21-0.55）的LRG，其恒星质量M_star> 1 e_（11）M_sun。结合来自哈勃太空望远镜的远紫外宇宙起源摄谱仪光谱和来自地面的光学阶梯光谱，可以根据一套吸收跃迁的解析成分结构进行详细的电离分析，包括完整的HI莱曼系和各种离子金属跃迁。通过比较不同离子的相对丰度在个别匹配的组件，我们表明，冷气体（T~ 1 e4 K）的密度和金属丰度可以变化超过10倍的LRG晕。具体来说，在50%的LRG晕中可以看到金属丰度小于1/10的贫金属吸收成分，而具有太阳和超太阳金属丰度的气体也很常见。这些结果表明，在这些静态晕复杂的多相结构和不良的化学混合。我们计算的总表面质量密度的冷气体，ECOLLOW，通过应用估计的电离分数校正所观察到的HI柱密度。Einasto投影廓线斜率α=1，尺度半径rs =48 kpc，可以很好地描述Einasto_cool的径向廓线。我们发现典型的z~0.4的LRGs在d<160 kpc时包含的冷气体质量为Mcool =（1-2）x1 e10 Msun（或在d<500 kpc时高达4x 1 e10 Msun），与恒星形成星系的冷CGM质量相当。此外，我们发现，高电离OVI和低电离吸收物种表现出不同的速度分布，突出了它们不同的物理起源。我…
2019-01-14 astro-ph.GA
Toward Horizon-scale Accretion Onto Supermassive Black Holes in Elliptical Galaxies
本文以M87* 为例，采用高分辨率的三维流体动力学模拟方法，研究了星系尺度上湍流介质对椭圆星系中超大质量黑洞的填充作用.模拟使用了Athena++ AMR代码的新GPU加速版本，半径跨越了6个数量级以上，达到了类似于黑洞视界的尺度。关键的物理成分是辐射冷却和唯象加热模型。我们发现，吸积流的多相气体的形式在半径小于约一个千秒差距。冷气体吸积包括两个动态不同的阶段：典型的磁盘阶段，其中冷气体驻留在旋转支撑的磁盘和相对罕见的混沌阶段（$\lesssim 10\%$的时间），其中冷气体通过混沌流流入。虽然冷气体吸积主导的时间平均吸积率在中等半径，吸积在最小半径的热维里化气体在大多数时候占主导地位。当热气体占主导地位时，吸积率随半径的变化规律为$\dot{M}\propto r^{1/2}$，我们在事件视界附近得到了$\dot{M}\simeq10^\mathrm{-4}-10^\mathrm{-3}\,M_\odot\,\mathrm{yr^{-1}}$，这与EHT观测结果相似。冷气盘的方向在不同的空间尺度上可以有很大的不同。我们提出了一个亚网格模型的吸积在较低分辨率的模拟，其中的热气吸积率被抑制相对于邦迪率的$\sim (r_\mathrm{g}/r_{\rm Bondi})^{1/2}$。我们的结果也为在事件视界尺度上模拟黑洞吸积提供了更符合实际的初始条件。
2023-03-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulating the interstellar medium and stellar feedback on a moving mesh: Implementation and isolated galaxies
本文介绍了GaLaxiEs中的恒星和多相气体-- SMUGGLE模型，这是一个显式的、全面的恒星反馈模型。这种新的亚分辨率模型解决了多相气体结构的星际介质和自洽产生的气体流出。该模型实现了恒星反馈的关键方面，包括光电离，辐射压力，能量和动量注入恒星风和超新星。我们探索这个模型在高分辨率孤立模拟银河系盘状星系。恒星反馈将恒星形成调节到观测水平，并自然地捕获肯尼库特-施密特关系的建立。这一结果的实现独立的数值质量和空间分辨率的模拟。气体流出产生的平均质量加载因子的顺序统一。强烈的外流活动与星系恒星形成历史的峰值相关，有证据表明大多数喷出的气体最终以星系喷泉流的形式降落到圆盘上，维持后期的恒星形成。最后，银河系中的星际气体呈现出明显的多相分布，冷、暖、热三相共存。
2019-09-02 astro-ph.GA
Isolated elliptical galaxies and their globular cluster systems. II. NGC 7796 - globular clusters, dynamics, companion
我们研究了孤立椭圆星系NGC 7796的球状星团系统，提出了该星系的新测光方法，并利用已发表的运动学数据来约束暗物质含量。B和R的深层图像，由VLT的可见多目标光谱仪（VIMOS）获得，形成数据库。我们提出了各向同性和各向异性的琼斯模型，并给出了一个形态学的描述的同伴矮星系。这个球状星团系统大约有2000个成员，所以它不像那些具有可比恒星质量的星系团中的巨型椭圆星系那样丰富，但比许多其他孤立椭圆星系团系统丰富。GC的颜色分布是双峰的，这并不一定意味着金属丰度双峰。运动学文献数据有些不确定。在各向同性的情况下，没有暗物质的存在，内部的速度弥散也可以再现。径向各向异性模型需要一个低的恒星质光比，这将与星系的年龄形成对比。MONDian模型得到了X射线分析和以前的动力学模型的支持，但需要更好的数据进行确认。矮伴星系NGC 7796-1呈现出潮汐尾、多核和非常方形的等照度线。NGC 7796是一个古老的大质量孤立椭圆星系，没有迹象表明后来的主要恒星形成事件在其他孤立椭圆星系中经常出现。它相对丰富的球状星团系统表明，孤立并不总是意味着一个贫穷的星团系统。矮伴星的性质可能表明矮-矮合并。（节略）
2014-11-26 astro-ph.GA
Discovery of ram-pressure stripped gas around an elliptical galaxy in Abell 2670
对星系团的研究越来越多地发现，星系有壮观的单侧气体尾部和年轻恒星，暗示着强烈的冲压压力剥离。这些所谓的“水母”星系通常具有晚型形态。在本文中，我们提出了MUSE观测的一个椭圆星系在阿贝尔2670与长长的尾巴的材料可见的光谱，以及斑点的蝌蚪状形态。星系中心部分的光谱显示了恒星成分和电离气体。恒星成分没有明显的旋转，而电离气体定义了一个清晰的恒星形成气体盘。我们认为，基于星系的深层光学图像，气体最有可能是在过去的湿合并过程中获得的。有可能恒星形成的斑点也是合并的残余物。此外，单侧电离尾的方向和运动学，结合恒星形成斑点的蝌蚪形态，强烈表明该系统正在经历来自星团内介质的冲压压力。总之，本文介绍了一个合并后的椭圆星系经历冲压压力剥离的发现。
2017-04-26 astro-ph.GA
Minor-merger induced star formation rejuvenation in an elliptical radio-loud quasar host, 3C 59
本研究报道椭圆射电噪类星体宿主 3C 59 通过与邻近卫星星系并合在近 5 亿年内再活化恒星形成，并可能触发类星体活动，为星系群中星系增长与熄灭提供见解。
2024-12-16 astro-ph.GA
The evolution of radial gradients of MaNGA quiescent elliptical galaxies: inside-out quenching or outer mass growth?
本文利用MaNGA/SDSS-IV DR15大样本经典椭圆星系的空间分辨化石记录，重建$M/L$、颜色和比恒星形成率梯度演化，表明其主要由由内向外熄灭而非外部质量增长驱动。
2023-04-19 astro-ph.GA
Superbubbles in the Multiphase ISM and the Loading of Galactic Winds
我们使用数值模拟来分析超气泡（SB）的演化和属性，由多个超新星（SNe），传播到两相（暖/冷），多云星际介质（ISM）。我们考虑平均背景密度n_avg=0.1-10 cm^{-3}的范围和SNe dt_sn=0.01- 100万年的间隔，并跟踪每个SB直到半径达到（1-2）H，其中H是ISM盘的特征厚度。除了嵌入的稠密云，每个SB都是热的，直到时间t_sf，m，当外部锋的冲击暖气体冷却并形成过密壳。随后，SB内部的扩散气体保持在T_h 10^6- 10^7 K，膨胀速度v_h约为10^2- 10^3 km/s（在低dt_sn时均为最高）。在晚期，暖壳层气体的速度为几十到~ 100 km/s。虽然壳层速度太低，无法从大质量星系中逃逸，但它们足够高，可以从矮星中移除大量质量。密集的云也被加速，达到几到几十公里/秒。我们测量了每个SN的热气体质量M_h/N_SN和每个SN的气泡总径向动量p_b/N_SN。在t_sf，m之后，M_h/N_SN为10-100M_sun（低n_avg时最高），而p_b/N_SN为0.7- 3 × 10^5M_sun km/s（高dt_sn时最高）。如果大质量星系中的星系风被SBs中的热气所加载，我们得出结论，质量损失率通常低于恒星形成率。只有当SN的节奏比星系盘中的典型情况高得多时，就像核星爆可能发生的那样，SB才能在高温时爆发，并排出高达10倍于恒星中锁定的…
2016-10-10 astro-ph.GA
The nuclear activity and central structure of the elliptical galaxy NGC 5322
我们分析了一个新的高分辨率e-MERLIN 1.5 GHz无线电连续谱图连同NGC 5322的$HST$和SDSS成像，NGC 5322是一个椭圆星系，拥有无线电喷流，旨在了解星系的中心结构及其与核活动的联系。我们将星系的复合$HST$ + SDSS表面亮度剖面分解为内部恒星盘、球体和外部恒星晕。过去的工作表明，这个嵌入盘相对于球体快速反向旋转。$HST$的图像显示了一个边缘的核尘埃盘，沿着星系的主轴排列，几乎垂直于射电喷流。经过仔细掩盖这个尘埃盘，我们发现一个中央恒星质量赤字$M_{\rm def}$的球状体，冲刷SMBH双星与最终质量$M_{\rm BH}$，使$M_{\rm def}/M_{\rm BH} \sim 1.3 - 3.4$。我们提出了一个三阶段的形成方案NGC 5322的几个（$2-7$）“干”主要合并涉及SMBHs建立了一个耗尽的核心球体。富含气体的卫星互相吞噬，随后产生了微弱的反向旋转圆盘，并将气态物质直接注入活动星系核，为射电核心提供动力，其亮度温度为$T_{\rm B,core} \sim 4.5 \times 10^{7}$ K，低功率射电喷流（$P_{\rm jets}\sim 7.04 \times 10^{20}$ W Hz $^{-1}$）延伸至$\sim 1.6$ kpc。外晕以后可以通过较小的合并和潮汐碎屑的吸积而增长。低光度活动星系核/喷…
2018-01-11 astro-ph.GA
The differences between mass- and light-derived structural parameters over time for MaNGA Elliptical galaxies
我们应用恒星星族合成分析，以获得空间分辨的考古推断的大样本的“红色和死亡”的椭圆星系（经典椭圆; CLEs）的MANGA/SDSS-IV DR 15调查。从他们的二维恒星光和质量图，我们探索的径向质量和光分布之间的差异，在休息帧带$g,$ $r,$和$i$作为回看时间，$t_{\rm lb}$，或红移，$z$的函数。我们通过以下质量和光衍生的全球属性之间的比率来表征这些差异：大小，浓度和有效表面密度。我们发现这些性质的质光比随着$t_{\rm lb}$的变化而变化，星系质量越大，质光比越大。CLE星系的考古祖先，平均而言，在$z$减少时，在光密度上比在质量上更不紧凑、集中和密集。然而，在稍后的时间，当祖细胞的进化在所有半径处都变得被动时，这些趋势会出现好转，质量和光之间在致密性/浓度方面的差异朝着$z\sim 0$减小。质量与光的大小之比的趋势与不同红移下星系巡天中直接观测的结果定性一致。我们讨论了我们的结果的警告和解释，并推测，在早期型星系的一些以前的研究中发现的强大的结构演化可以部分地解释光度变化，而不是由内在的结构变化。
2021-12-23 astro-ph.GA
Infra-Red Emission from Cold Gas Dusty Disks in Massive Ellipticals
椭圆星系的预期红外输出是什么？在这里，我们报告了这项高时间分辨率（~10年）和高空间分辨率（中心为2.5秒差距）研究中获得的最新发现。我们在MACER代码中加入了一组颗粒物理学，包括（a）被动恒星演化中产生的尘埃颗粒;（b）碰撞和粘附导致的尘埃颗粒生长;（c）热溅射导致的颗粒破坏;（d）尘埃通过非弹性碰撞冷却热气体;以及（e）尘埃颗粒上的辐射压力。代码的改进使我们能够分析尘埃对金属耗尽和活动星系核遮蔽的影响，并评估模拟星系的红外输出。我们模拟了一个有代表性的大质量椭圆星系的中心恒星速度色散~ 260公里/秒和适度的旋转。我们发现：（1）环核盘（尺寸小于~ 1 kpc）在其外部区域是尘埃的，大多数金属以尘埃颗粒的形式存在，而在盘的内部，大多数尘埃颗粒被活动星系核的辐射破坏：（2）尘埃盘对于盘内的星光和来自中心活动星系核的辐射来说都是光学厚的。尘埃的红外辐射主要来自于活动星系核的辐射。（4）活动星系核活动、恒星形成和尘埃红外光度的占空比与观测结果基本一致，例如：在其生命的大部分时间里，模拟的星系是一个典型的“静止”椭圆星系，其L_{IR} ~ 1 e 11 * L_{solar}，而在中心爆发期间，恒星形成率可超过250 M_{solar} /年。
2020-08-17 astro-ph.GA
Abundance ratios in the hot ISM of elliptical galaxies
约束为解决椭圆星系热星际介质中理论Fe差异而提出的配方，同时解释[α/Fe]比。为了做到这一点，我们使用最新的理论nucleosynthetic产量，我们将灰尘，我们探索不同的SNIA祖方案通过自洽的化学演化模型，再现椭圆星系中的恒星星族的属性。模型与铁只有灰尘和/或较低的有效SNIa率实现了更好的协议与所观察到的铁丰度。然而，一个适当的修改SNIa产量相对于标准的W7模型需要完全匹配的丰度比模式。Maeda等人（2010年）的2D爆炸模型C-DDT是再现[Fe/H]和[alpha/Fe]比的有希望的候选模型。（A&A格式）
2011-03-09 astro-ph.CO 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 ^$> 12} M_sun。超级螺旋的特定恒星形成率将它们置于恒星形成的主序之上或之下。它们必须在整个历史中以高速率形成恒星，以形成巨大的恒星盘，并保持其蓝色的u-r综合颜色。它们的圆盘内部是红色的，外部是蓝色的，与由内而外的生长一致。它们倾向于具有小的膨胀与总（B/T）r-带光度比，这是通过较小的合并和冷吸积形成盘的特征。大部分的超级盘星系（41%）都有双核、双盘或其他正在合并的特征。大多数（72%）是在中等至低密度的环境中发现的，而其余的是在集群的外围发现的。超级螺旋很可能在这些环境中生存下来，因为它们继续吸积冷气体，并且凭借其巨大的质量和角动量，在后期只经历较小的合并。我们认为，超后合并是超螺旋主合并的产物，可能是低密度环境中某些巨椭圆星系的前兆。我们在附录中提出了两个新的引力透镜候选者。
2019-04-04 astro-ph.GA
Star Formation Efficiencies at Giant Molecular Cloud Scales in the Molecular Disk of the Elliptical Galaxy NGC 5128 (Centaurus A)
本文介绍了ALMA CO（1 - 0）对最近的椭圆射电星系NGC 5128（半人马座A）尘埃带的高角分辨率（$\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
ArkenstoneBH. A model for high-specific energy black hole feedback in cosmological simulations
Columbia University（哥伦比亚大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；New York University（纽约大学）；Oberlin College（欧柏林学院）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Flatiron Institute（平顶山研究所）；EPFL（洛桑联邦理工学院）
该研究提出Arkenstone BH模型，扩展Arkenstone框架用于宇宙学模拟中高比能黑洞反馈建模，在孤立星系模拟中验证其可抑制恒星形成，属于“认识宇宙”合作项目。
2026-05-04 astro-ph.GA
Modeling the Ages and Chemical Abundances of Elliptical Galaxies
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Toronto（多伦多大学）；Leiden University（莱顿大学）
本研究利用灵活恒星形成历史的单区星系化学演化模型，模拟椭圆星系的年龄与化学丰度关系，发现质量越大的星系恒星形成效率越高、外流越弱，且模型预测的镁铁比低于观测值，探讨了可能的解释。
2026-10-30 astro-ph.GA
Initial Mass Function Variation in two Elliptical Galaxies using Near-Infrared Tracers
利用积分场光谱，我们证明了zJ波段（0.9- 1.35 \micron）的引力敏感吸收特征可以约束两个椭圆星系M85和M87核心的低质量恒星初始质量函数（IMF）。与可见光波段相比，近红外（NIR）对来自低质量矮星的光更敏感，其相对重要性是关于附近星系IMF变化的辩论的主要主题。我们的分析比较观察到的光谱最新的恒星星族合成模型，采用两种不同的方法：等效宽度和光谱拟合。我们发现，在M85的IMF斜率是类似的典型的银河系IMF的中值IMF失配参数$α_{K} = 1.26$。相比之下，我们发现M87中的IMF比具有$α_{K} = 2.77$的Salpeter IMF更陡。导出的恒星星族参数，包括IMF斜率，是一致的，从最近的结果在可见光波段的光谱和运动学技术的基础上。某些元素的丰度，如钠和铁，有显着的影响IMF敏感的功能，因此推导出IMF的斜率。我们从两个独立的\ion{Na}{1}吸收特征中显示了M85核心中高[Na/H] $\sim$ 0.65 dex的证据。高钠丰度可能是最近星系合并的结果，包括M85。这表明，包括[Na/H]在恒星星族模型参数是至关重要的，以限制在M85的IMF斜率。这些结果证实了利用近红外吸收特征来研究附近星系IMF变化的可行性。
2019-03-20 astro-ph.GA
The MASSIVE Survey -- XVII. A Triaxial Orbit-based Determination of the Black Hole Mass and Intrinsic Shape of Elliptical Galaxy NGC 2693
作为MASSIVE巡天的一部分，我们对在快速旋转的大质量椭圆星系NGC 2693中心新发现的超大质量黑洞（SMBH）进行了恒星动力学质量测量。我们结合高信噪比积分场光谱（IFS）从双子座多目标光谱仪（GMOS）与宽场数据从米切尔光谱仪在麦当劳天文台提取和建模恒星运动学的NGC 2693从中央$\sim 150$ PC出$\sim2.5$有效半径。哈勃空间望远镜（HST）WFC 3的观测结果被用来确定恒星的光分布。我们使用最新的TriOS代码和贝叶斯搜索在6-D星系模型参数空间进行全三轴史瓦西轨道建模，以确定NGC 2693的SMBH质量（$M_\text{BH}$），恒星质光比，暗物质含量和内在形状。我们发现$M_\text{BH} = \left(1.7\pm 0.4\right)\times 10^{9}\ M_\odot$和一个三轴的固有形状与轴比$p=b/a=0.902 \pm 0.009$和$q=c/a=0.721^{+0.011}_{-0.010}$，三轴度参数$T = 0.39 \pm 0.04$。相比之下，NGC 2693的轴对称极限和（圆柱）Jeans各向异性模型中的最佳拟合轨道模型分别倾向于$M_\text{BH} = \left(2.4\pm 0.6\right)\times 10^{9}\ M_\odot$和$M_\text{BH} = \left(2.9\…
2022-02-24 astro-ph.GA
The outer halos of elliptical galaxies
本文综述了椭圆星系扩展低表面亮度晕区的恒星和暗物质密度分布、恒星运动学和恒星星族性质的研究进展。用积分场吸收光谱和行星状星云作为示踪物，分别跟踪了~4和~5-8有效半径的速度色散和旋转廓线，并在M87中跟踪到~150 kpc的外缘。结果与已知的椭圆星系类型的二分法基本一致，但有些星系在其晕中显示出更复杂的旋转轮廓，并且有更高的失调发生率，表明三轴性。动力学模型显示了总质量分布的一系列斜率，并且椭圆星系内部的暗物质密度高于螺旋星系，这表明了更早的组装红移。对X射线亮椭圆星系中的热X射线发射气体的分析和与动力学质量测定的比较表明，在~10 kpc的内部，压力的非热分量可能是重要的，并且这些系统的性质与它们的群环境密切相关。关于外晕恒星星族特性的第一个结果还没有给出一个清晰的图像。在一个明亮星系的晕中，较低的[α/Fe]丰度表明更长的恒星形成历史，指向晕的晚期吸积。这与正在进行的吸积的独立证据是一致的，并表明与观测到的具有红移的椭圆星系的大小演化有关。
2010-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growth and structure of multiphase gas in the cloud-crushing problem with cooling
我们重新审视的问题的增长密集/冷气体的云破碎设置与辐射冷却。密云与扩散介质之间的相对运动产生了混合气体的湍流边界层，冷却时间较短。这种混合气体可以解释在各种来源，如环星系介质和银河/恒星/AGN流出物中观察到的吸收/发射线范围的普遍性。最近Gronke和Oh指出，混合气体的有效辐射冷却可以导致稠密云的持续增长。他们提出了致密气体增长的阈值云大小，这与Li等人和Sparre等人最近的工作相矛盾。这些阈值在性质上是不同的，因为前者是基于混合气体的冷却时间，而后者是基于热气体的冷却时间。我们的模拟与基于混合气体冷却时间的阈值一致。我们认为，辐射云破碎模拟应该运行足够长的时间，以允许致密气体的后期增长，由于冷却的混合气体，但不要太长，背景气体冷却灾难性的。此外，模拟域应该足够大，使得混合气体不会通过边界损失。虽然混合层是大致等压的，但在不同温度下气体的发射率与等压单相稳定冷却流有根本不同。
2020-11-18 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Discovery of a pseudobulge galaxy launching powerful relativistic jets
超大质量黑洞以接近光速的速度发射等离子体射流，产生伽马射线，普遍被发现是由大质量椭圆星系托管的。由于椭圆星系通常被认为是通过星系合并建立的，活动星系核（AGN）发射相对论喷流与星系演化的最新阶段有关。我们在伽玛射线活动星系核PKS 2004-447的宿主星系中发现了一个伪核球形态。这是发现的第一个伽马射线发射器无线电大声AGN从一个系统中发射，其中黑洞和宿主星系都通过长期过程积极增长。这是另一种黑洞-星系共同进化路径的证据，以发展强大的相对论喷流，而不是合并驱动的。
2016-09-08 astro-ph.GA
A new population of recently quenched elliptical galaxies in the SDSS
We use the Sloan Digital Sky Survey to investigate the properties of massive elliptical galaxies in the local Universe (z \leq 0.08) that have unusually blue optical colors. Through careful inspection, we distinguish elliptical from non-elliptical morphologies among a large sample of similarly blue galaxies with high central light concentrations (c_r \geq 2.6). These blue ellipticals comprise 3.7 per cent of all c_r \geq 2.6 galaxies with stellar masses between 10^10 and 10^11 h^{-2} { \rm M}_{ \sun }. Using published fiber spectra diagnostics, we identify a unique subset of 172 non-star-formi…
2014-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the impact of AGN feedback modes onto the turbulent properties of the multiphase ICM
本文通过ENZO模拟冷核星系团中多种AGN反馈模式，比较其多相ICM湍流、速度弥散与VSF特征，为XRISM观测约束AGN循环提供预测。
2024-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Deep Synoptic Array science: A massive elliptical host among two galaxy-cluster fast radio bursts
本文报告了 DSA-110 在星系团中发现的两个 FRB，其中 FRB 20220509G 位于宁静早型星系，表明 FRB 具有多种形成通道及宽广的前身星延迟时间分布。
2023-02-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
