Detection of a Pseudobulge Hidden Inside the "Box-Shaped Bulge" of NGC 4565
数值模拟结果表明，边向星系的盒状凸起不是凸起，而是从侧面看的棒状凸起，因此，在NGC 4565这样的边向Sb星系中看到的两个组成部分是盘状凸起和棒状凸起。但是面对SBb星系总是显示出一个盘，一个酒吧，和一个（假）隆起。NGC 4565中的（伪）凸起在哪里？我们使用哈勃空间望远镜H波段和斯皮策空间望远镜3.6微米波长的图像，都校准到2 MASS K_s波段，穿透NGC 4565中的主要尘埃带。我们发现了一个高表面亮度，中央恒星组成部分，这是明显有别于四方形酒吧和磁盘。它的亮度分布是一个Sersic函数，沿长轴的指数n = 1.55 ± 0.07，沿短轴的指数n = 1.33 ± 0.12。因此，它是一个伪凸起。它的亮度比方形棒小得多，因此星系的真实假膨胀与总光度之比为PB/T = 0.06 +- 0.01，比之前认为的方形膨胀的B/T = 0.4小得多。我们推断，已公布的B/T光度比的边缘上的星系与盒状凸起被高估。因此，更多的星系比我们想象的包含很少或根本没有证据的合并建立的经典隆起。从形成的角度来看，NGC 4565是一个巨大的纯盘星系。这对我们的星系形成的层次聚类图提出了挑战：很难在不产生大的经典凸起的情况下生长像NGC 4565这样大的星系。
2010-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar kinematics and populations of boxy bulges: cylindrical rotation and vertical gradients
在大约一半的边缘盘星系中可以看到长方形和花生形的凸起。这些凸起的测光和长轴气体和恒星运动学的酒吧的形成和演化的模拟比较表明，他们被视为酒吧的投影。如果方形凸起的性质可以完全通过假设它们是棒来解释，那么这可能意味着它们的宿主是没有经典凸起的纯盘星系。少数这些凸起，包括银河系的凸起，已经被观察到以圆柱形旋转，即平均恒星速度与盘上方的高度无关。为了评估这种行为是否是普遍存在的四四方方的凸起，以及是否一个纯粹的光盘解释是一致的恒星星族，我们分析了恒星的运动学和人口的四四方方的或花生形的凸起在一个样本的五个边缘星系。我们沿着每个星系的主轴放置了狭缝，并在三个平行但偏移的位置建立了空间覆盖范围。NGC 3390的方形凸起在数据的空间范围和不确定性内完美地旋转。这与凸起的金属丰度和α元素增强一致，这与盘中相同。因此，这个星系是一个纯粹的盘状星系。ESO 311-G 012的方形凸起也非常接近圆柱形地旋转。NGC 1381的四方形凸起既不是明显的圆柱形旋转，也不是非圆柱形旋转，但它具有负的垂直金属丰度梯度，并且相对于其盘体呈阿尔法增强，表明它是由经典凸起和棒组成的复合凸起（可能还有一个圆盘状的假隆起）[摘要]即使这个相对较小的样本也足以证明方形隆起显示出一系列的旋转和种群特性，这表明它们并不形成同类的对象。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HERON Coma Project: Exploring the low-surface-brightness frontiers in the Coma cluster
Universidad de Córdoba（科尔多瓦大学）；University of California Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；Instituto de Astrofísica de Andalucía–CSIC（安达卢西亚天体物理研究所-西班牙高等科学研究委员会）；University of Washington（华盛顿大学）
HERON Coma项目利用优化低表面亮度观测的地基望远镜，对后发星系团开展深成像巡天，成功探测到巨椭圆星系延展结构，为研究后发星系团形成提供新数据并公开校准图像。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Halos and Environments of Nearby Galaxies (HERON) I: Imaging, Sample Characteristics, and Envelope Diameters
我们使用一个专用的0.7米望远镜的图像119个星系的晕在本地体积$μ_r \sim 28-30$等/角秒$^2$。样本主要来自2 MASS大星系图集，并扩展到包括附近的矮星系和更遥远的巨型椭圆星系，并完全跨越星系颜色-星等图，包括蓝色云和红色序列。我们提出了一个初步的概述，包括我们的星系的深层图像。我们的观测重现了先前报道的低表面亮度结构，包括M51中的扩展羽流，以及新发现的NGC 7331中的潮汐扩展矮星系。直径超过50千秒差距的低表面亮度结构，或称“包络”，大多出现在具有$M_V<-20.5$的星系中，经典的相互作用特征并不常见。定义晕直径在表面亮度28 mag/arcsec $^2$，我们发现晕直径与总星系光度相关。在整个星系的颜色-星等图中发现了相互作用的扩展签名，而没有对红色或蓝色序列或绿色山谷的偏好。在整个色星等图中可以找到大的包络，并对红色序列的亮端有一定的偏好。螺旋星系和S 0星系的大小大致相似，但椭圆星系的直径明显更大，达到150 kpc。我们建议，扩展信封盘星系的主要是由一个扩展的磁盘人口，而不是由一个经典的人口II晕。
2019-09-11 astro-ph.GA
Caught in the Act: Direct Detection of Galactic Bars in the Buckling Phase
大多数大质量盘状星系，包括我们自己的星系，都有垂直厚的内部区域的恒星棒-所谓的“盒子/花生形”（B/P）凸起。最常见的B/P凸起的形成机制是棒中剧烈的垂直“屈曲”不稳定性，这在N体模拟中已经出现了20多年，但从未在真实星系中发现。在这里，我们提出了两个邻近星系（NGC 3227和NGC 4569）正在进行的屈曲的第一个直接观测证据，包括特征不对称等照度线和（在NGC 4569中）与模拟屈曲相匹配的恒星运动学不对称性。这证实了在真实星系中发生了屈曲不稳定性并产生了B/P凸起。如果屈曲阶段持续~0.5--1 Gyr，则杆演化的玩具模型产生与观测一致的屈曲杆局部分数，与模拟一致。
2016-07-05 astro-ph.GA
The NGC 4013 tale: a pseudo-bulged, late-type spiral shaped by a major merger
许多螺旋星系晕在用深空影像观察时，显示出各种形态的恒星流。这些潮汐功能的起源进行了讨论，无论是来自卫星的陨石坑或造成的残留物的一个古老的，富含气体的主要合并。通过模拟在NGC 4013晕中观察到的奇特特征的形成，我们研究了它们的起源。通过使用GADGET-2实现气体冷却，恒星形成和反馈，我们已经模拟了整个NGC 4013星系及其相关的晕特征。2.7-4.6 Gyr前发生的富含气体的主要合并成功地再现了NGC 4013星系的性质，包括所有微弱的恒星特征，强烈的气体翘曲，盒状晕和垂直3.6妈妈光度分布。在祖细胞中的高气体分数足以再现所观察到的薄和厚的光盘，具有小的凸起部分，如所观察到的。一个大的合并模型能够重现整个NGC 4013系统，包括弯曲强度，红色和环的高恒星质量密度，而一个小的合并模型则不能。由于富含气体的模型足以产生一个具有一小部分光的伪隆起，NGC 4013可能是由相对较新的合并形成的晚型星系的原型。然后，晚期型，伪隆起螺旋不是强制性的通过长期演化，和NGC 4013的属性也说明，在孤立星系的强烈翘曲很可能发生在一个富含气体的主要合并的后期阶段。
2015-08-13 astro-ph.GA
The merger remnant NGC 3610 and its globular cluster system: a large-scale study
基于新的GEMINI/GMOS和ACS/HST存档图像，我们对原型合并残留物NGC 3610及其球状星团（GC）系统进行了光度学研究。由于我们的GMOS数据的大FOV，大于以前的研究，我们能够检测到一个“经典的”双峰GC颜色分布，对应于贫金属和富金属的GC，在中间半径和一个小的子样本可能年轻的集群的中间颜色，主要位于郊区。整个GC系统的范围被确定为约40 kpc。GC种群数量较少，约为500 +/-110个成员，对应的总比频率S_N较低，约为0.8。一个集群样品的有效半径的确定，包括光谱确认的两个年轻的和富含金属的集群，这是在GC和UCD的大小和亮度之间的限制。大尺度星系表面亮度剖面可以分解为内部嵌入盘和外部球状体，确定的范围比早期的研究（分别为10 kpc和30 kpc）更大。我们检测到四四方方的等照度线，预计在合并残留物，并显示出丰富的精细结构的表面亮度分布与前所未有的细节，符合外部球体。星系彩色图中缺乏对称性为NGC 3610最近的合并场景提供了新的证据。
2017-01-09 astro-ph.GA
Peanut-shaped metallicity distributions in bulges of edge-on galaxies: the case of NGC 4710
边缘星系的凸起通常是四方形/花生形（B/PS），不清晰的掩模显示X形的存在。模拟结果表明，这些形状可以产生的动力学过程驱动的酒吧垂直加厚的中心。在包含这种B/PS凸起的银河系中，X形结构被富含金属的恒星追踪，而不是被贫金属的恒星追踪。最近Debattista等人（2016）将这一特性解释为棒对具有不同起始运动学的恒星星族的不同影响。这个运动学分馏模型预测，较冷的人口在酒吧形成的时候去跟踪X形状，而较热的人口分布更均匀。由于这一预测并不特定于银河系，我们用MUSE对附近星系NGC 4710中B/PS凸起的观测来测试它。我们发现金属丰度图比密度分布本身更像花生形，与预测吻合得很好。这一结果表明，B/PS凸起中的X形结构是由相对富含金属的恒星形成的，这些恒星被棒垂直重新分布，而贫金属的恒星则具有更均匀的盒形分布。
2016-11-29 astro-ph.GA
Composite Bulges -- II. Classical Bulges and Nuclear Discs in Barred Galaxies: The Contrasting Cases of NGC 4608 and NGC 4643
我们提出了详细的形态，光度和恒星运动学分析的中心区域的两个大规模的，早期型棒星系几乎相同的大尺度形态。两者都有大而坚固的棒，内部光度明显过剩，我们将其与方形/花生形（B/P）凸起联系起来;后者构成了星系光的30%。在它的B/P凸起内，NGC 4608有一个紧凑的，几乎是圆形的结构（半光半径R_e约为1.5米）。310 pc，Sérsic n = 2.2）是一个典型的核球，占总光的12.1%，同时还有一个核星团（R_e ~ 4 pc）。相反，NGC 4643有一个不寻常的破指数表面亮度轮廓（13.2%的光）和一个非常小的球形成分（R_e约为1.2%）的核盘。35 pc，n = 1.6; 0.5%的光）。IFU的恒星运动学支持这一观点，NGC 4608的经典凸起缓慢旋转，并以高速色散为主，而NGC 4643的核盘显示出较低的色散，快速旋转，V-h3的关系，以及升高的h4。这两个星系都显示出至少有一些证据表明，在酒吧（各自的经典凸起和核盘）的V-h3相关，与模型预测一致。两个星系的标准2分量（球/盘）分解产生B/T ~ 0.5-0.7（球n > 2）。这高估了真正的“球状体”成分，分别是NGC 4608和NGC 4643的4倍和100倍以上，说明了将原始的膨胀盘分解应用于大质量棒星系的危险性。
2021-02-09 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
The Cluster Velocity Dispersion of the Abell 2199 cD Halo of NGC 6166
Hobby-Eberly望远镜被用来测量最近的原型cD星系NGC 6166的速度色散分布，该星系位于Abell 2199星系团中。我们还介绍了许多望远镜的表面测光。我们确认了cD的定义特征--一个充满星系团中心的恒星晕，它由星系团引力控制，而不是由中央星系控制。NGC 6166的速度色散从中心的300 km/s上升到晕中100 arcsec半径处的865 +- 58 km/s。这是第一次表明，色散一直上升到集群值，819 +- 32公里/秒。我们发现NGC 6166的主体相对于星系团的速度为206 ± 39 km/s，而cD晕的速度更接近星系团的速度70 km/s。这些结果支持我们的图片，cD晕由恒星从星系团中剥离。但是我们并没有证实cD晕是一个额外的，低表面亮度的组成部分，是不同于一个正常的巨型椭圆主体的观点。相反，NGC 6166核心之外的所有亮度轮廓都由指数n ~ 8.3的单个Sersic函数描述为+-0.037 mag/arcsec**2。cD晕光不能单独从光度测量中识别。这模糊了CD和类似的n核心方形非旋转椭圆星系之间的区别。两者都可能有晕，主要是通过较小的合并和碎片的积累。然而，NGC 6166的cD晕在α元素方面与主体一样增强。在<1 Gyr的时间内，甚至对贡献cD晕的星系也发生了恒星形成的猝灭。
2014-11-10 astro-ph.GA
The GECKOS survey: Jeans anisotropic models of edge-on discs uncover the impact of dust and kinematic structures
GECKOS调查利用JAM模型研究尘埃对边缘盘星系动力学结构的影响，发现尘埃遮蔽下模型拟合效果良好，并识别出非轴对称结构的残余速度特征。
2025-09-10 astro-ph.GA
CHANG-ES XXIII: Influence of a galactic wind in NGC 5775
我们提出了新的无线电连续图像的边缘星暴星系NGC 5775，从LOFAR（140兆赫）和卡尔G。Jansky甚大阵列变化-ES勘测（1500 MHz）。我们跟踪的非热射电晕13千秒差距从光盘，测量非热光谱指数和估计总均分磁场强度（$\approx13μ$ G在光盘和$\approx7μ$ G以上的平面）。射电晕在两个频率上有相似的范围，显示出局部宇宙射线流的证据，与突出的H $α$灯丝和规则磁场的垂直延伸相吻合，并表现出一种四方形的形态，特别是在140 MHz。为了了解盘晕流的性质，我们扩展了我们以前的宇宙线传播模型，通过实现一个可调的“通量管”（近似双曲面）几何形状的等温风。这种更新的模式是成功的匹配的非热无线电发射的垂直分布，以及相关的频谱指数的垂直陡峭，在一个一致的概念框架，很少的自由参数。我们的新模型提供了机会来估计质量外流驱动的恒星形成过程中，我们发现一个隐含的速率$\dot{M}\approx3-6\,\mathrm{M_{\odot}\,yr^{-1}}$（$\approx40-80$百分比的恒星形成率），如果达到逃逸速度，与实质性的不确定性所产生的不好理解的分布ISM材料夹带在垂直流。风对旋转速度的垂直梯度有一定的影响。
2021-09-25 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE).XI. Two dimensional H$α$ kinematics of the edge-on ram pressure stripped galaxy NGC 4330
利用在CFHT上用MegaCam对室女星系团进行的深窄带H $α$成像巡天VESTIGE观测，我们在边缘上的晚型星系NGC 4330中发现了一条长的电离气体弥散尾。这种特殊的功能见证了一个正在进行的冲压压力剥离（RPS）事件，能够消除气体的外光盘区域。调谐流体动力学模拟表明，RPS事件几乎是正面发生的，使NGC 4330成为研究垂直于盘平面方向扰动影响的理想候选者。在这里，我们提出了两个新的独立的法布里-珀罗观测（R $\simeq$ 10000），以了解的RPS过程中的电离气体运动学的影响。尽管他们的扩散气体排放的敏感性有限，数据使我们能够测量的速度和速度色散场的星系盘和在边缘或外部的恒星盘形成后的RPS事件的几个功能。我们用三种不同的方法绘制了银河系的位置-速度图和自转曲线。数据显示，与流体动力学模拟一致，该星系有一个内部的固体旋转高达$\sim$ 2.4千秒差距，与非圆形的流动运动向外盘和在星系与周围的星团内介质的相互作用过程中形成的几个外部功能。数据还表明，随着从星系盘沿尾巴的距离增加，气体的旋转速度降低，这表明剥离气体的角动量逐渐但非线性损失。与RPS方案一致，$i$波段图像显示在圆盘西南边缘的方形形状，由于气体在$z$方向的位移，恒星轨道可能受到星系引力势阱的修改而受到扰动。
2021-12-30 astro-ph.GA
The Burrell Schmidt Deep Virgo Survey: Tidal Debris, Galaxy Halos, and Diffuse Intracluster Light in the Virgo Cluster
我们提出了一个深成像调查的室女星系团，旨在研究星系团之间的联系和室女座的弥漫团内光（ICL）。我们的观测跨度约为16平方度，3 σ深度分别为μ（B）=29.5和μ（V）=28.5 mag/arcsec^2。在这些深度，限制系统的不确定性是天体物理学的：从前景银河尘埃散射的星光，以及微弱背景源的变化。尘埃散射的星光被深远红外成像很好地追踪，使其与真正的室女座漫射光区分开来。我们的图像映射了室女座核心周围的M87和邻近的M86/M84区域，在子星系团B周围的M49，以及在更遥远的W'云周围的NGC 4365。大多数被探测到的ICL都在室女座核心和W'云内发现，几乎没有证据表明在子星团B中存在广泛的ICL。在下降的W'云中看到的大量漫射光可能说明了群体环境对产生ICL的重要性。被探测到的ICL的大部分是相当红色的（B-V=0.7-0.9），表明古老的恒星星族。我们估计室女座ICL的总分数为7- 15%，略小于大规模的，进化的集群预期，这表明室女座仍在增长其ICL的组成部分。我们追踪M87的非常四方形的晕到~ 150 kpc，并表明，目前的剥离率低光度星系是不够的，已经建立了M87的外晕超过哈勃时间。最后，我们在室女座发现了另一个巨大的超弥散星系，可能正在被星团潮汐场撕碎。
2016-12-15 astro-ph.GA
