Direct Evidence from Spitzer for a low-luminosity AGN at the center of the Elliptical Galaxy NGC 315
本文介绍了利用{ \it Spitzer}空间望远镜、红阵列相机（IRAC）和多波段成像光度计（MIPS）对椭圆星系NGC 315的观测结果。在去除了宿主星系的恒星辐射后，我们首次在NGC 315中探测到了一个红外核。我们测量了这个活动核的光谱能量分布（SED），波长范围从射电到X射线，得到了$\rm L_{bol} \approx 1.9 \times 10^{43} ergs s^{-1}$的辐射热光度，对应于一个非常低的爱丁顿比（L/L $_{\rm Edd}$），为4.97 $\times$ × 10 $^{-4}$。我们的结果证实NGC 315核的物理本质是低光度活动星系核，这与最近的光学和{ \it Chandra} X射线观测结果一致。
2007-11-01 astro-ph
On The Parent Population of Radio Galaxies and the FRI - FRII Dichotomy
我们测试的假设，射电星系是一个随机的子集，否则正常的椭圆星系。从椭圆星系观测到的光学光度函数开始，我们证明了椭圆星系形成射电源的概率是光学光度的连续递增函数，与L的平方成正比。利用这个概率函数和正常椭圆星系的光度函数作为蒙特卡罗模拟的输入，我们再现了观测到的射电星系在射电-光学光度平面上的分布。我们的研究结果表明，射电星系是一个光度偏置，但在其他随机样本的椭圆星系。这个统一的射电强和射电静椭圆星系的观点也解释了众所周知的FRI和FRII射电星系之间平均光学光度相差约0.5等的简单选择效应。具体来说，FRII优先出现在较小的星系中，因为射电和光学光度函数都很陡峭，所以观察到与明亮星系相关的强大射电源的可能性可以忽略不计; FRI和FRII宿主星系之间不需要内在的物理差异。
2001-04-10 astro-ph
Line-of-sight velocity distributions of low-luminosity elliptical galaxies
的视线速度分布（LOSVD）的形状进行了测量的样本14个椭圆星系，主要是低光度椭圆。样本主要由室女星系团中的星系组成，但也包含附近星系团和低密度环境中的椭圆星系。采用Gerhard、van der Marel和Franx提出的LOSVD参数化方法，通过Gauss-Hermite级数的振幅h3和h4来度量LOSVD对高斯的非对称和对称偏差。旋转，速度分散，h3和h4被确定为长轴和短轴的半径的函数。非高斯LOSVD被发现的所有星系沿主轴。沿短轴偏离高斯LOSVD的幅度要低得多，如果存在的话。三个星系的速度色散中心减少。两个星系有运动学解耦的核心：NGC 4458和著名的NGC 3608。
2001-03-19 astro-ph
SDSSJ124155.33+114003.7 -- a Missing Link Between Compact Elliptical and Ultracompact Dwarf Galaxies
本文报道在距室女星系团中的巨型椭圆星系M59的投影距离为9千秒差距处发现了一个致密天体（R_e = 32秒差距，M_B = -12.34等）。使用HST成像和SDSS光谱，都可以在虚拟天文台，我们发现这个对象有一个蓝色的核心包含四分之一的光，和一个红色的n=1的Sersic信封，以及亮度加权年龄为9.3 +/- 1.4 Gyr，金属丰度为-0.03 +/- 0.04 dex和速度色散为48 +/- 5 km/s。当超致密矮星（UCD）在基本面的正面视图中被发现形成一个连接最高光度的球状星团和最低光度的矮椭圆星系的序列时，M59附近的致密天体位于这个UCD序列和致密椭圆星系的位置之间。它的恒星年龄、金属丰度和有效表面亮度与低光度椭圆星系和椭圆星系相似，这表明SDSSJ 124155.33 +114003.7是这样一个天体潮汐剥离的结果。
2007-12-17 astro-ph
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. I: The Luminosity Function in NGC 4874, and Implications for Hubble's Constant
我们用V（F606 W）和I（F814 W）的深HST/WFPC 2图像测量了后发座星系团中央cD星系NGC 4874中球状星团的光度分布。我们发现球状星团光度函数（GCLF）的“转折点”位于V = 27.88 +/- 0.12，而GCLF的整体形状与标准的高斯型形式相匹配，色散SIGMA_V = 1.49 +/- 0.12。我们将GCLF作为标准烛光，将NGC 4874和另一个后发座椭圆星系IC 4051的转换点与室女星系团（M87和其他五个）中的巨型椭圆星系的转换点进行匹配。结果是（m-M）_（Coma-Virgo）= 4.06 +/- 0.11量级，如果Virgo距离模数为（m-M）_0 = 30.99 +/- 0.04，则转换为Coma距离d = 102 Mpc。从我们的GCLF测量中得出的哈勃常数是H 0 =（69 +/- 9）km/s/Mpc。我们证实了这一H 0值与一个新的介绍“哈勃望远镜”的GCLFs在巨大的E星系。在后发座椭圆星系中测量额外的GCLF，以及在室女座和天炉座校准星系，有很好的潜力在不久的将来完善这一结果。
1999-11-11 astro-ph
The Fanaroff-Riley Transition and the Optical Luminosity of the Host Elliptical Galaxy
我们表明，我们早先提出的射电源动力学模型可以很容易地再现欧文和Ledlow（1994）发现的将两类河外射电源分开的射电源功率划分与宿主星系的光学光度之间的关系。在我们的场景中，当不太强大的射流最终减慢到工作表面的前进（即，热点）相对于外部气体变得亚音速，射流的准直被严重削弱。该标准区分了强大的和良好准直的FR II源与产生较少准直的FR I型形态的较弱源。
2001-07-25 astro-ph
Questions on pure luminosity evolution for ellipticals
近20年来，对过量暗蓝星系（FBG）存在的解释一直是一个谜，至今仍是天文学的重大问题之一。现有的模型不能解释所有的观测数据，如星系数计数在光学和红外通带和星系的红移分布。在这里，通过模拟哈勃太空望远镜获得的形态数计数，以及光学和红外通带的数计数，以及从地面观测获得的星系的红移和颜色分布，我们表明，如果假设椭圆星系是在高红移恒星形成的瞬时爆发中形成的，而没有随后的恒星形成事件，那么“FBG问题”就不能解决，这正是椭圆星系形成和演化的常规情况。椭圆星系的观测到的$B-K$颜色分布与用这种纯光度演化（PLE）模型预测的椭圆星系颜色分布之间存在很大的差异。温和的进化也不能（即，恒星形成事件的持续时间比星系形成以来的瞬时爆发和被动演化事件的持续时间更长）。防尘消光的引入也不能拯救PLE模型。这一结论适用于三种宇宙学模型：平坦的、开放的和$Λ$主导的。因此，我们的研究表明，椭圆星系的PLE假设是值得怀疑的，和数量演化可能是必不可少的椭圆星系。
1998-10-16 astro-ph
The Richness of the Globular Cluster System of NGC 3923: Clues to Elliptical Galaxy Formation
我们提供了椭圆星系NGC 3923的球状星团系统的新数据，这些数据表明，它是迄今为止观测到的任何非椭圆星系团中每单位光度最多的球状星团，具有$S_N=6.4 \pm1.4$。NGC 3923也是星系团之外最明亮的椭圆星系之一，其中球状星团的数量已经确定。我们观察到大量的集群每单位亮度（高$S_N$值）的一个明亮的椭圆在稀疏的环境是一致的建议Djorgovski \&圣地亚哥的球状星团的数量是一个指数大于1的光度的幂律函数。我们将这种更高的特定频率的球状星团在更明亮的星系的其他观测表明，在椭圆星系的形成时，其内部的物理条件依赖于星系质量。
1994-08-30 astro-ph
The Globular Cluster Luminosity Function and Specific Frequency in Dwarf Elliptical Galaxies
利用HST WFPC 2矮椭圆星系快照巡天的全部69个星系样本，研究了矮椭圆星系中的球状星团光度函数、比球状星团频率、SN、比球状星团质量、T_MP和球状星团质量分数。dE的GCLF用峰值在M_{V,Z} ^0（dE，HST）= -7.3 +/- 0.1的t_5函数很好地表示。这比巨螺旋星系和椭圆星系中的GCLF峰值暗约0.3等，但结果在不确定性范围内是一致的。亮度分布的亮端斜率具有幂律形式，斜率α = -1.9 +/- 0.1。证实了随着宿主星系光度的减小，S_N或T_MP增大的趋势。dE，N星系的T_MP平均值比无核星系的T_MP平均值高出一倍左右，且dE，N和dE，noN星系的T_MP分布有统计上的差异。这些数据与文献中广泛的星系类型和环境的结果相结合。在低宿主星系质量下，dE、noN和dI星系的T_MP分布相似。这支持了dE，noN星系的形成途径之一是dIs的剥离. dE，N星系的核形成和较大的T_MP值可能是由于星系团环境中的相互作用导致的较高的恒星形成速率和恒星团簇形成效率.
2007-08-18 astro-ph
X-ray Binaries and Globular Clusters in Elliptical Galaxies
正常椭圆星系的X射线辐射主要由两部分组成：来自扩散气体的软辐射和来自吸积（低质量）恒星X射线双星（LMXB）的硬辐射。如果LMXB的星族与星系中的场恒星星族相联系，那么它们的总X射线光度应该与星系的光学光度成正比。然而，最近的ASCA和钱德拉X射线观测表明，在给定的光学光度下，椭圆星系中LMXB分量的全球光度表现出显着的散射。这种分散可能反映了一系列的LMXB种群在不同年龄的椭圆形的进化阶段。如果是这样的话，LMXB X射线光度与银河系光学光度的比值L_LMXB/L_opt就可以用来确定大部分恒星是在个别椭圆星系中形成的。为了测试这一点，我们比较的变化L_LMXB/L_opt的LMXB人口在椭圆光学衍生的估计在同一星系的恒星年龄。我们发现没有相关性，这意味着L_LMXB/L_opt变化不是很好的椭圆星系的年龄指标。另外，LMXB可能主要形成于球状星团（通过恒星潮汐相互作用），而不是在星系的恒星场中。由于椭圆星系在一个给定的银河系光度下呈现出大范围的球状星团种群，这可能会导致具有相似光学光度的椭圆星系在LMXB种群中的分散。事实上，我们发现LMXB/Lopt比值与椭圆星系中特定的球状星团频率有很强的相关性。这表明大多数LMXB是在球状星团中形成的。
2002-04-10 astro-ph
The kinematics of 3:1-merger remnants and the formation of low-luminosity elliptical galaxies
我们通过不等质量盘星系的无碰撞合并来测试低光度椭圆星系的形成。一个小调查的模拟合并的最终产品与初始盘质量比为3：1的运动学特性进行比较，由Rix等人观察到的7个低光度星系的样本。被选择光度为“椭圆”。在本文中，我们超越了比较方面的全球性能（使用一个数字来描述一个模型或一个星系，例如<a4>，在一些固定的半径或中心速度色散的椭圆率），并检查详细的运动学作为函数的galactocentric距离。合并残留物通过沿着长轴和短轴的狭缝被“捕获”，使用与光谱观测期间使用的类似的像素合并和狭缝宽度。我们比较合并残余物的旋转支持（v/sigma），短轴和长轴高斯-厄米矩H3上的归一化旋转，所观察到的星系。当从侧面观察时，N体残留物非常平坦（<epsilon>= 0.6），在与Rix等人的数据集（= 0.3）进行公平比较之前，应该倾斜<epsilon>。当合并残留物适当倾斜时，它们的v/sigma曲线上升得比观测到的慢。请注意，即使从侧面观察残余物，v/sigma曲线也与观测结果不匹配。与纯粹无碰撞的3：1合并残留物的观测结果的详细比较表明，这种无耗散合并不太可能是低光度椭圆星系的主要形成通道。（节略）
2001-02-19 astro-ph
Stellar and Dust Properties of Local Elliptical Galaxies: Clues to the Onset of Nuclear Activity
我们研究恒星和尘埃性质的一个定义明确的样本的本地椭圆星系，探讨宿主星系的性质和核活动之间的关系。我们选择了一个完整的样本45椭圆星系从帕洛玛光谱调查附近的星系，其中包括20个低光度活动星系核分类为LINER和25个不活跃的星系。使用一个恒星星族合成方法，我们比较派生的恒星星族的LINER与非活性子样本的属性。我们还研究了尘埃和恒星表面亮度分布的中心区域的这些星系使用高分辨率图像获得的{ \it哈勃太空望远镜}。相对于不活跃的子样本，椭圆星系托管LINER共享相似的总光学和近红外光度，中央恒星速度色散，和核恒星星族的判断，从他们的光度加权年龄和金属丰度。LINERS，另一方面，有一个更大的分数的核心型中心表面亮度配置文件和更高的频率的环核尘埃结构。我们的研究结果支持LINER是由低光度活动星系核而不是年轻或中年恒星提供动力的建议。附近椭圆星系中的核活动似乎优先发生在那些有足够冷星际物质积累的系统中，可能是通过热气体的冷却冷凝。
2008-06-13 astro-ph
Structural properties of dwarf elliptical galaxies and the connection with (ordinary) elliptical galaxies
本文回顾了矮椭圆星系和（普通）椭圆星系是不同的和独立的物种这一信念的流行原因。它们包括：光轮廓形状（或类似的图像浓度）;幅度-中心表面亮度图;幅度-有效表面亮度图（或类似的幅度-有效半径图）;以及基本平面。结果表明，光度与a）光剖面形状和b）中心表面亮度（直到核心形成的最早时刻M_B ~ -20.5等）之间的连续趋势是如何导致矮椭圆星系和（普通）椭圆星系的统一的。无论是上述四个原因，还是光度函数（至少在室女星系团），都不能提供证据证明矮椭圆星系和（普通）椭圆星系在M_B = -18等处是分开的。相反，它们似乎是彼此的连续延伸。
2005-05-20 astro-ph
An Elliptical Galaxy Luminosity Function and Velocity Dispersion Sample of Relevance for Gravitational Lensing Statistics
我们从文献中选择了42个椭圆星系，并估计了它们在有效半径（$σ_{\re}$）和0.54有效半径（$\vff$）的速度色散。通过动力学分析，我们发现椭圆星系$\vdm$暗晕的归一化速度色散近似为$σ_{\re}$乘以一个常数，它几乎与星系核半径或各向异性参数无关.我们的样本分析表明，$\vdm^{*}$位于178-198 km s $^{-1}$的范围内。用这种方法测得的暗物质速度色散与光度之间的幂律关系为$(L/L^{*}) = (\vdm/\vdm^{*})^γ$，其中$γ$在2-3之间。这些结果对于强引力透镜统计研究是有意义的。为了确定$\vdm^{*}$的值，我们在已经估计了$\vdm^{*}$的相同$\bt$频带中计算$\mstar$。我们选择了131个椭圆星系作为一个完整的样本集，视星等$\bt$在9.26和12.19之间。我们发现光度函数很好地符合Schechter形式，参数$\mstar$ = -19.66 +5 $\cdot\log_{10}h \pm 0.30$，$α= 0.15 \pm 0.55$，归一化常数$ϕ^{*} = (1.34 \pm 0.30) \times 10^{-3} h^{3}$ Mpc $^{-3}$，哈勃常数$\hnot$ = 100 $h$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$。这种正常化意味着形态类型E星系占所有星系的（…
2001-02-17 astro-ph
1.65 micron H-band Surface Photometry of Galaxies. X: Structural and Dynamical Properties of Elliptical Galaxies
我们分析了在H波段（1.65微米）进行的广泛的近红外调查期间观察到的324个附近的椭圆和矮椭圆星系的样本的结构和动力学性质。确定基本平面（FP）并评估显著倾斜。这样的倾斜的起源调查通过一个球对称的，各向同性的压力支持的动力学模型依赖于所观察到的表面亮度分布。将测得的中心速度色散$ sigma_0$转换为维里均方根速度$ sigma_{rms}$的形状系数的系统变化被认为是倾斜的主要原因，由于孔径效应。此外，动力学质量$M_{dyn}$和H带总光度$L_H$之间的比值在椭圆星系的光度序列上是大致恒定的：因此，H带光度是Es动力学质量的一个可靠而廉价的估计。
2002-07-08 astro-ph
Globular Cluster Luminosity Functions and the Hubble Constant from WFPC2 Imaging: The Dominant Group Elliptical NGC 5846
在研究球状星团光度函数（GCLF）和距离测定方面，HST的WFPC 2比地面观测有几个优点。在这里，我们提出WFPC 2数据的球状星团与NGC 5846。这个巨大的椭圆星系是位于室女星系团外约13 Mpc的一个小型紧凑星系团中的主导星系。我们已经在三个不同的点（中央，北部和南部）探测到超过1200个球状星团。这些点的光度函数在统计上是相同的，表明平均光度（质量）在距离星系中心3到30 kpc之间没有变化。这表明动力摩擦和膨胀冲击破坏过程是微不足道的。我们已经将高斯分布和t_5分布拟合到（组合点的）GCLF上，发现它可以很好地用周转量m^0_V = 25.05 +/- 0.10和离差σ = 1.34 +/- 0.06来表示。我们50%的完成度比营业额要弱1个mag。在对“通用”GCLF周转量进行金属丰度校正后，我们得出距离模数为（m-M）= 32.32 +/- 0.23。当群速度V_{CMB} = 1883 +/- 28 km/s时，哈勃常数为H_o = 65 +/- 8 km/s/Mpc。
1996-11-18 astro-ph
Stellar and Dynamical Masses of Ellipticals in the Sloan Digital Sky Survey
我们使用从斯隆数字巡天中挑选的29，469个椭圆星系样本研究椭圆星系的暗物质质量分数随光度、恒星质量和大小的变化。我们将椭圆星系模拟为嵌入在膨胀压缩的暗物质晕中的恒星赫恩奎斯特轮廓。这个模型允许我们从光谱的速度色散估计半光半径处的动力学质量（$M_{dynm}$），并将其与Kauffmann等人（2003）的恒星质量估计（$M_{*}$）进行比较。我们发现$M_{*}/L$与光度无关，而$M_{dynm}/L$随光度增加，这意味着暗物质分数随光度增加。我们还观察到，在一个固定的光度或恒星质量，暗物质的分数增加与星系的大小增加，或等效地，增加与降低表面亮度：高表面亮度星系显示几乎没有证据的暗物质，而在低表面亮度星系，暗物质超过恒星质量的半光半径。我们将其与椭圆星系的基本面联系起来，表明简单维里预测的这个平面的倾斜是由于星系中的暗物质。我们发现，一个简单的模型，星系嵌入在暗物质晕，并有一个恒星形成效率独立于其表面亮度解释了这些趋势。我们估计椭圆星系的维里质量大约是恒星质量的7-30倍，下限表明几乎所有维里半径内的气体都转化为恒星。
2003-07-03 astro-ph
Nuclear stellar discs in low-luminosity elliptical galaxies: NGC 4458 and NGC 4478
我们提出了在低光度椭圆星系NGC 4458和NGC 4478，这是已知的主机一个运动学解耦的核心核恒星盘的检测。使用档案HST成像，和现有的吸收线强度指数数据的基础上，地基光谱，我们调查的光度参数和这些中心结构的恒星星族的属性。它们的标度长度h和中心面亮度mu_0 ^c符合星系盘的mu_0 ^c-h关系。对于NGC 4458，这些参数是典型的核盘，而对于NGC 4478，这些参数介于核盘和盘状椭圆星系的盘之间。我们目前的舔/IDS吸收线强度测量的Hbeta，Mgb，<Fe>沿长轴和短轴的星系。我们用简单的恒星星族来模拟这些数据，这些恒星族解释了α/Fe的过剩。发现NGC 4458的反向旋转中心盘具有与亮椭圆星系的解耦核相似的性质。这个星系被发现是一致的老，尽管是反向旋转。相比之下，NGC 4478的冷中心盘更年轻，金属含量更丰富，并且比星系的主体少。这表明恒星形成的历史很长，典型的未受干扰的盘状，富含气体（可能是预富集的）结构。
2004-08-04 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: The luminosity functions of bulges and discs and their implied stellar mass densities
本文从10,095个星系的结构星表中导出了椭圆星系、星系球、星系伪球和星系盘的光度函数。此外，我们还计算了它们的光度和恒星质量密度。我们表明，（椭圆星系和盘状星系的凸起）表现出强烈的颜色双峰性，表明两种不同类型的椭球体被（u-r）~的核色分开我们认为，红色椭圆和红色凸起光度函数的相似性支持我们以前的论点，他们有一个共同的起源，并令人惊讶地发现，同样的蓝色椭圆和蓝色凸起，后者我们称之为伪凸起。在恒星质量收支方面，我们发现$58\pm6$的百分之目前是盘的形式，39+/-6%的形式的红色球状体（13+/-4%的椭圆，26+/-4%的凸起）和其余的形式的蓝色球状系统（~ 1.5%的蓝色椭圆和~ 1.5%的伪凸起）。在星系形成方面，我们认为，我们的数据星系组件的概念，强烈支持一个两阶段的形成过程（球状体第一，光盘后），但与额外的复杂性发生在静止的光盘引起两种不同的凸起类型：真正的“经典”凸起和伪凸起。因此，我们主张有三个重要的结构支撑星系的演化：经典的球状体（老）;伪凸起（年轻）和光盘（中间）。明亮的邻近星系群是这三种结构类型的混合体。[abridged].
2007-01-25 astro-ph
Probing the Low-Luminosity XLF in Normal Elliptical Galaxies
本文首次给出了两个典型的老椭圆星系NGC 3379和NGC 4278的低质量X射线双星的低光度（LX > 5 - 10 1036 erg s-1）X射线光度函数（XLF）。由于这两个星系都几乎没有来自热ISM的漫射辐射，也没有最近的重要恒星形成（因此没有高质量X射线双星污染），它们提供了两个最好的LMXB均匀样本。用110和140 ksChandra ACIS S3曝光，我们分别在NGC 3379和NGC 4278的D25椭圆内探测到59和112个LMXB。由此产生的XLF很好地表示由一个单一的幂律与斜率（在微分形式）为1.9 - 0.1。在NGC 4278中，我们可以排除LX ~ 5 x 1037 erg s-1处的破裂，这是最近提出的LMXB XLF的一般特征。相反，在NGC 3379中，我们发现了一个超过幂律XLF的局部过剩，约为4 x 1037 erg s-1，但边际显著性约为1.6 s。由于发光源的数量很少，我们不能限制在早期类型星系的大样本中发现的高光度突变（5 x 1038 erg s-1）。虽然这两个星系的光学光度是相似的，但它们的LMXB X射线光度相差4倍，这与X射线与光学光度比和球状星团特定频率之间的关系一致。
2006-05-31 astro-ph
Ram Pressure Stripping in the Low Luminosity Virgo Cluster Elliptical Galaxy NGC 4476
我们对低光度室女星系团椭圆星系NGC 4476的HI辐射进行了深VLA搜索，该星系团在一个规则旋转的未受干扰的盘中含有1.1 × 10^8 M太阳的分子气体。未检出HI。最终图像中的均方根噪声对应于NGC 4476位置处的3 σ柱密度灵敏度为1.2 x 10^20 cm^{-2}，在4 kpc光束上取平均值。HI的总质量小于1.5 x 10^7 M_sun。如果将我们的HI上限与H_2含量相比较，我们发现NGC 4476与这两个星系中检测到的其他星系相比，HI是极其缺乏的。NGC 4476的H_2/HI质量比大于7，而椭圆星系的H_2/HI质量比小于~2。基于这种极端的HI不足和在M87投影距离处的团内介质（ICM）密度，我们认为NGC 4476在穿过室女星系团核心时经历了冲压压力剥离，或者它的平均分子气体密度更大，星际紫外场比典型的螺旋星系小。NGC 4476位于距离M87投影12'的位置，这导致了极端的连续谱混乱问题。我们还详细讨论了用于连续减法的技术。我们最终图像的光谱动态范围是50，000比1。
2004-10-18 astro-ph
Evolution of Cluster Ellipticals at 0.2 < z < 1.2 from Hubble Space Telescope Imaging
本文给出了由哈勃空间望远镜成像得到的9个星系团场中225个早型星系（假定为星系团成员）的二维表面测光结果，它们的红移值为$0.17 < z < 1.21$。94个发光椭圆星系（$M_{AB}(B)<-20$ ;仅通过形态学选择，不参考颜色）在大小-光度平面上形成紧密的序列。平均而言，这些序列的位置会随着红移而移动，因此z=0.55的给定大小的物体比附近星团中的对应物体（用相同的技术测量）要亮$ΔM(B)=-0.57 \pm 0.13$等。在z=0.9时，位移为$ΔM(B)=-0.96 \pm 0.22$ ma。如果大小和光度之间的关系是普遍的，使得本星系团星系代表高红移星系的演化终点，并且如果大小-光度关系没有被动力学过程修改，那么这个星系群自z=1以来经历了显著的光度演化，与基于被动演化模型的预期一致，古老的恒星星族。
1996-11-29 astro-ph
Properties of Early-Type, Dry Galaxy Mergers and the Origin of Massive Elliptical Galaxies
利用星系合并的数值模拟，结合星系分级结构形成的半解析模型，研究了椭圆星系运动学和等照度特性对光度的依赖性.旋涡星系的合并作为椭圆星系的唯一形成机制，既不能再现超大质量椭圆星系的运动学和光度学性质，也不能再现随着光度增加从旋转扁平盘状系统到各向异性盒状系统的变化。我们提出的数值模拟表明，早期型星系的二元合并打开了一个额外的通道，形成各向异性，缓慢旋转和boxy椭圆。在半解析模型中包括这个通道，我们可以成功地再现观察到的趋势，即更明亮的巨型椭圆星系更方，更不平坦的旋转。这种趋势可以通过抑制具有恒星核球质量$M_* \geq 3 \times 10^{10} M_{\odot}$的星系的残余气体流入和恒星形成来加强。因此，我们认为早型星系的合并对大质量椭圆星系的聚集起着重要的作用。
2005-12-01 astro-ph
The origin of the mu_e - M_B and Kormendy relations in dwarf elliptical galaxies
本工作的目的是研究不同类型和光度的星系沿不同的结构标度关系的分布，看看是否大质量和矮椭圆形已形成相同的形成过程。通过比较室女星系团的大质量和矮椭圆星系以及恒星形成星系沿B波段的分布，有效表面亮度和有效半径与绝对星等的关系以及Kormendy关系，以及跟踪冲压压力剥离对盘星系进入星系团环境和星系骚扰的影响的模型的预测。矮椭圆星系可能是由低光度的晚型螺旋星系形成的，这些螺旋星系最近进入星团，由于冲压压力剥离事件而失去了气体，停止了恒星形成的活动。恒星形成活动的突然减少所引起的扰动足以将盘星系的结构性质修改为矮椭圆星系的结构性质。星系的扰动会导致盘的截断，并且通常会增加受扰星系的有效表面亮度。由于缺乏对跨越大范围光度的受扰星系的动力学模拟，我们无法得出任何确定的结论，即居住在室女星系团中的低表面亮度矮椭圆星系群可能是由骚扰引起的起源。虽然观测到的标度关系与椭圆星系沿标度关系的分布是由于Sersic指数n随光度逐渐变化的观点是一致的，但与模型的比较表明矮椭圆星系可能是由与巨椭圆星系完全不同的过程形成的
2008-07-21 astro-ph
Constraints on the Merger Models of Elliptical Galaxies from their Globular Cluster Systems
在现今的许多合并中发现了原球状星团候选者，这使我们能够更好地了解合并事件对星系球状星团系统的可能影响，并预测最终产物的性质。通过比较这些预期的性质球状星团系统的今天的椭圆星系，我们可以限制合并模型。观测数据表明，i）每一个气体合并诱导新的星团的形成，ii）在这样的合并中形成的新的星团的数量增加的气体含量的祖星系。低光度（约M_V>-21）的碟状椭圆星系通常被认为是气体合并的结果。因此，新的球状星团有望形成，但迄今尚未发现。我们调查的各种原因，在低光度的椭圆形，即没有一个老的人口，没有一个新的人口，人口之一的破坏，最后，年龄-金属丰度阴谋，使老的和新的球状星团出现在目前的时代无法区分的子种群。所有这些可能性都让我们得出了一个类似的结论，即低光度椭圆星系不是最近（z<1）在富含气体的合并中形成的，也可能根本不是在恒星系统的大合并中形成的。高光度的椭圆星系确实揭示了球状星团的子种群。然而，仅从合并的角度来解释这两个种群是困难的，特别是，我们可以排除第二个子种群是最近的气体贫乏合并的产物的情况。
1998-04-24 astro-ph
The Color-Magnitude Relation in Coma: Clues to the Age and Metallicity of Cluster Populations
我们用窄带（改进的Stromgren）滤波系统观测了后发座星系团的三个场。观测到的星系包括31个在NGC 4889附近，48个在NGC 4874附近，60个在NGC 4839附近，在所有三个子星系团中完成M_5500=-18。分光光度分类发现后发座的所有三个子星系团都是以红色E型（椭圆星系/S 0）星系为主，平均蓝色分数f_B为0.10。蓝色部分增加到更暗的光度，可能是矮恒星暴人口的残余物，或者是动力学摩擦的影响，通过合并将明亮的蓝色星系从星团人口中移除。我们发现色星等（CM）的关系是很好地定义和线性范围内的M_5500=-13到-22。经过多金属丰度模型的校正，明亮的椭圆星系的光度加权平均值[Fe/H]在-0.5和+0.5之间，而低光度椭圆星系的[Fe/H]值在-2到太阳之间。在我们的连续色中CM关系的缺乏表明，系统的年龄效应抵消了这个带通中的金属性效应。这一点得到了我们的年龄指数的证实，我们发现椭圆星系中的亮度和平均恒星年龄之间的相关性很弱，因此明亮椭圆星系的恒星星族比低亮度椭圆星系年轻2到3陀螺。
2002-09-18 astro-ph
Structural and dynamical uncertainties in modeling axisymmetric elliptical galaxies
星系的定量动力学模型需要对观测到的表面亮度进行反投影，以确定星系的光度密度。现有的轴对称星系的去投影方法假设，一个唯一的去投影存在于任何给定的倾角，即使投影的密度是已知的退化到增加的“konus密度”，是不可见的投影。我们开发了一种基于线性正则化的解投影方法，可以探索与观测到的表面亮度分布在统计上一致的光度密度范围。光度密度在中等倾角（i > ~30度）下的约束很差，即使在观测误差消失的极限下。在定质光比、轴对称、二积分动力学模型中，光度密度的不确定性导致了旋光面速度的大的不确定性。然而，预测的视线速度显示出与当前典型的观测不确定性相当的变化。
1996-10-01 astro-ph
Ellipticals with Kinematically--Distinct Cores: WFPC2 Imaging of Globular Clusters
在这里，我们提出了14个运动学-不同的核心椭圆星系的HST WFPC 2成像检查他们的球状星团系统。特别是，我们探测星系中心区域，我们可能会看到一些形成和破坏过程的最强签名。这些数据大大增加了迄今为止研究的河外球状星团系统的数量。我们发现，球状星团的光度和颜色，只有微弱的变化，如果有的话，与银河系的距离。球状星团的平均颜色与球状星团的星等是常数。还出现了几个明显的趋势。首先，在任何给定的银河系中心距离上，球状星团的颜色都比下面的星系星光更蓝（金属含量少约0.5德克斯）。第二，我们发现球状星团的平均金属丰度与母星系亮度之间的相关性大约超过10个星等，其形式为Z = L^0.4。这种关系包括矮椭圆星系、螺旋星系凸起和巨椭圆星系。第三，我们发现球状星团的表面密度分布可以用核模型来描述，核半径与星系光度有关。我们的研究结果有利于方案中，椭圆形的形式从大规模的，富含气体的祖先在早期的时代。详细模拟球状星团系统的形成对得出更坚定的结论是有价值的。
1996-04-24 astro-ph
A metallicity-flattening relation for dwarf elliptical galaxies
结果表明，明亮的星团矮椭圆星系遵循金属丰度和视扁平之间的关系。更圆的矮星往往更富含金属。证据是基于颜色以及光谱线强度数据从文献中。在平均金属度-光度关系附近的dEs的大的分散，通常归因于大的观测误差，原来是一个椭圆效应。在$-14 \ga M_B \ga -18$星等范围内，dEs的金属丰度更强烈地依赖于椭圆率而不是光度。一个可能的解释是，质量在$10^{9}$ $M_{\odot}$周围的星系沿着其短轴遭受了富含金属的气体的部分喷出，使椭圆率成为金属丰度的关键参数（De Young & Heckman 1994）。
2002-09-09 astro-ph
Star-forming accretion flows and the low luminosity nuclei of giant elliptical galaxies
与薄盘以邦迪速率吸积到黑洞的模型相比，附近椭圆星系中心的光度非常低，通常是每年太阳质量的百分之几到十分之几。这激发了低效率辐射吸积模型，调用弱电子-离子热耦合，和/或由于对流或外流抑制吸积率。在这里，我们指出，即使这样的过程正在运作，一个显着的吸积气体的一部分被阻止到达中央黑洞，因为它凝聚成恒星在一个引力不稳定的磁盘。恒星的形成发生在邦迪半径内（在巨型椭圆星系中通常约为100 pc），但就史瓦西半径而言，仍然相对远离黑洞。恒星的形成耗尽并加热了气体盘，最终导致一个稍微稳定但大大减少的吸积流流向黑洞。我们预测存在冷（~ 100 K），尘埃气体盘，包含集群的H-α发射和偶尔的II型超新星，这两个都是由于存在大质量恒星。恒星的形成解释了M87系统的几个特征：在100 pc的尺度上观察到一个薄的圆盘，由H-α辐射追踪，其特征让人想起螺旋臂和尘埃带;从H-α辐射强度推断的恒星形成率与系统的邦迪吸积率一致。因此，恒星的形成可能有助于抑制大质量椭圆星系中央引擎的吸积。我们还讨论了银河系中心和类星体的燃料的一些影响。
2005-07-25 astro-ph
Evolution of Interstellar Gas in Rapidly Rotating Elliptical Galaxies: Formation of Disks
我们描述了一个低光度椭圆星系家族中热星际气体的演化，这些星系都具有$M_B = -20$，但由于旋转而具有不同程度的扁平化（E0，E2和E6）。星际气体是由恒星的质量损失提供的。热星际气体的软X射线光度Lx在15 Gyrs后随星系旋转而急剧下降。热气体冷却到一个大的圆盘上，圆盘的大小与假设的超新星速率成反比。虽然热的、旋转的星际气体的Lx可能很难观测到，但冷却的气态盘气体的光电离部分可以在光学线发射中观测到。HII气体（$\sim 10^8$ $M_{\odot}$）的质量可能比先前实现的大得多，因为旋转支撑的低密度HII的大区域在光学上是暗淡的。我们解释的恒星盘，是常见的低光度椭圆形的恒星，已形成的非电离部分的冷盘气体。可用于恒星形成的冷盘气体的总质量和分布与观测到的恒星盘相似。在碟状椭圆星系中观测到的高恒星H $β$光度指数可以通过将年轻的盘恒星星族的光与老的球核星族的光结合起来来理解。
1997-06-27 astro-ph
Stellar systems following the R^{1/m} luminosity law. II Anisotropy, velocity profiles, and the FP of elliptical galaxies
本文研究了表面光度分布符合R^{1/m}-定律的球形星系的动力学性质，其中允许存在不同程度的轨道各向异性。本模型的参数m涵盖范围[1，10]。对于这些模型，我们研究了自洽生成的相空间分布函数（DF），并且我们推导出-作为m的函数-模型一致性的各向异性半径的最小值（即，为了具有无处负的DF）。然后我们研究了参数空间中R^{1/m}模型可能对径向轨道不稳定性稳定的区域，并将其大小与对应于一致性要求的较大区域的大小进行了比较。对于稳定的各向异性模型的空间和投影的速度弥散分布求解的Jeans方程，并比较的全球各向同性的情况下，已经讨论了文件I。与椭圆星系的基本平面（FP）的结果的相关性指出：由于最大轨道各向异性的稳定性要求所允许的投影速度色散的效果是很好的FP厚度内，因此没有微调各向异性是必需的。最后，速度剖面被构造为投影半径的函数和不同程度的各向异性，并讨论了它们与高斯分布的偏差。
1996-10-30 astro-ph
Dust and Ionized gas in Elliptical Galaxies
本文综述了IRAS和最近的X射线和光学巡天的结果，讨论了椭圆星系中星际介质的性质和性质。至于尘埃成分，与螺旋星系的情况形成强烈对比，因为根据光学消光得出的椭圆星系中的尘埃质量比根据IRAS数据得出的要低一个数量级。这个难题可以解决，假设一个额外的，扩展的，弥漫分布的成分的灰尘，这是无法检测到的光学数据。ISM成分之间以及电离气体、尘埃和椭圆星系的全球（恒星）性质之间真正的全球相关性很难找到，这很可能反映了椭圆星系中尘埃和电离气体的外部起源。一个强的相关性被发现，但是，H-α +[NII]光度和光学光度的电离气体，这表明热（后AGB和/或蓝色HB）的老恒星星族内的恒星是一个主要的电离源的气体所占据的区域内。
1996-11-08 astro-ph
Globular Cluster Luminosity Functions and the Hubble Constant from WFPC2 Imaging: The Giant Elliptical NGC 4365
一个星系的球状星团光度函数（GCLF）中的周转率或峰值星等可以为一个独立的距离估算器提供一个标准烛光。在这里，我们研究的GCLF的巨型椭圆NGC 4365使用测光的~ 350球状星团从HST的WFPC 2。WFPC 2数据与同等地基成像相比有几个优点。NGC 4365在室女星系团中的成员身份一直是最近争论的主题。我们已经将高斯分布和t_5分布拟合到GCLF，发现它可以很好地由周转量m_V^0 = 24.2 +/- 0.3和色散σ = 1.28 +/- 0.15来表示。在对“普遍的”球状星团周转星等作了小的金属丰度修正后，我们得到了一个距离模数（m-M）= 31.6 +/- 0.3，这与表面亮度涨落测量值相当吻合。这个结果使NGC 4365位于室女星系团核心之外约6 Mpc。当V_{CMB} = 1592 +/- 24 km/s时，哈勃常数为H_o = 72（-12，+10）km/s/Mpc。我们还描述了我们的方法来估计的GC系统的中央5 h^{-1} kpc内的局部特定频率，它具有更少的不确定性的修正比总的估计。结果是6.4 $\pm$ 1.5，表明NGC 4365的GC丰度与其他早期类型星系相似。
1996-11-18 astro-ph
HST photometry of dwarf elliptical galaxies in Coma, and an explanation for the alleged structural dichotomy between dwarf and bright elliptical galaxies
我们分析了后发座星系团中18个矮椭圆星系候选者的档案HST F606 W图像。我们通过同时拟合PSF卷积的Sersic R^（1/n）模型以及在必要时拟合中心点源或中心PSF卷积的高斯模型来模拟它们的光剖面的全径向范围。中心分量的光度L_nuc与宿主星系的光度L_gal成比例，L_nuc = 10^（4.76 +/- 0.10）*（L_gal/10^7）^（0.87 +/- 0.26）。基本的宿主星系显示系统偏离指数模型，与模型无关的宿主星系光度，而不是由于从核组件的偏见。log（n）与中心星系表面亮度μ_0（不包括中心无关分量的通量）的Pearson相关系数为-0.83，显著性水平为99.99%。Sersic指数“n”的对数与宿主星系星等之间的Pearson相关系数为-0.77，显著性为99.9%。我们解释了观测到的dE星系光度和内部对数剖面斜率（伽玛素数）之间的关系作为光度和Sersic指数n之间的相关性的副产品。包括文献中232个绝对星等（M）为10等的dE和E星系，dE星系与较亮的E星系呈现连续序列，μ 0随M线性增亮，直到核心形成导致最亮（M_B < -20.5等）的E星系偏离这种关系。dE和E星系在M-mu_e（和M-<mu>_e）图和<mu>_e-log（R_e）图中的不同行为与核的形成无关，实际上是由M与mu_0和M与log（n）之间的连续线性关系所预期的。
2003-03-17 astro-ph
On the Origin of Isophotal Shapes in Elliptical Galaxies
利用星系形成的半解析模型，研究了盒状和盘状椭圆星系的起源。我们发现，简单的情况下，由N体模拟，其中的等照度线的形状只依赖于最后一个主要合并的质量比，是不能够重现的观察，即四方形和盘状椭圆形的分数取决于星系的光度。然而，这些观察结果可以在以下合理假设下重现：（i）等质量并合产生方形椭圆星系，不等质量并合产生盘状椭圆星系（由N体模拟激发）（ii）膨胀主导星系之间的主要合并总是导致四方形椭圆星系，与质量比无关，（iii）合并残留物，随后吸积气体，导致一个次级恒星盘与超过$20 %$的总恒星分数总是盘状的。根据它们的形成历史，可以将盘状椭圆星系和方状椭圆星系分为两个亚类。玻色椭圆星系由盘状星系的等质量合并或早期星系的主要合并形成。我们发现，碟状椭圆星系是不等质量合并或后期气体下沉的指标。具有高光度的圆盘状椭圆星系优先是1-分量系统，这是由于不相等的质量合并，而低光度的圆盘状椭圆星系更有可能窝藏二级磁盘组件。此外，在星系密度较高的地区，具有长期盘成分的碟状椭圆星系的比例应该会增加。考虑到黑洞合并将尖形核转化为扁平的低密度核，我们发现盘状椭圆星系应该包含中心密度尖点，而盒状椭圆星系一般应该具有扁平核的特征。
2005-03-07 astro-ph
UV excess and AGB evolution in elliptical-galaxy stellar populations
在一些椭圆星系中观察到的“紫外线上升”现象的令人困惑的起源，最近已经通过确定热HB星为星系紫外线光度过剩的主要贡献者而得到解决。虽然蓝色的HB形态似乎是金属贫乏的恒星星族的自然特征，但它在富含金属的系统中的出现，往往伴随着每单位星系光度行星状星云的比率较低，可能需要在早期类型星系中紫外线过量和AGB属性之间建立密切联系。在这项工作中，我们想简要地评估这个问题，依靠红外表面亮度波动作为一个强大的工具来跟踪AGB属性与未解决的恒星星族的外部星系。
2007-08-01 astro-ph
The structure of elliptical galaxies in the Virgo cluster. Results from the INT Wide Field Survey
我们报告一个完整的CCD成像调查的226个椭圆星系在东北象限的室女星系团，在这个集群中的巨大和矮椭圆星系的属性的代表。我们用Sersic r^（1/n）光分布模型拟合了它们的径向光分布。我们证实了Graham & Guzman（2003）的结果，即当考虑其他结构参数时，E和dE星系在光度-<mu>e平面上不再出现明显的二分法，这完全归因于“核心”星系在B_Tsim-20.5等的开始。当不考虑“核心”星系时，E和dE形成一个独特的家族，n随光度线性增加。对于90个星系，我们分析的B-I色指数，在核和外部区域。这两个指数都是蓝色的亮度越暗。我们还发现，外部颜色梯度不显示任何显着的相关性与亮度。所有颜色指示器中的散射在光度较低时显著增加，例如，比B_T sim-15暗的星系具有0.5等的B-I扩散。
2004-10-08 astro-ph
The formation history of elliptical galaxies
我们利用有史以来最大的高分辨率模拟宇宙结构的增长-千年模拟的和谐LambdaCDM宇宙演化-研究如何恒星形成的历史，年龄和椭圆星系的金属含量取决于环境和恒星质量。我们专注于一个星系形成模型，该模型被调整以适应联合光度/颜色/形态分布的低红移星系。在这个模型中，大质量椭圆星系有更高的金属丰度，更老的光度加权年龄，更短的恒星形成时间尺度，但比质量较小的系统有更低的组装红移。在集群内的椭圆星系的典型质量，年龄和金属丰度的预测，平均减少，随着距离集群中心。我们还量化了椭圆星系前身星的有效数量与当前恒星质量的函数关系，发现M* < 10^{11} Msun的典型数量低于2，对于大质量系统则上升到5左右。这些研究结果是一致的，最近的观测结果表明"缩小“或"反层次”的行为的恒星形成历史的椭圆星系人口，尽管事实上，我们的模型包括所有的标准元素的层次星系形成，并实施标准，LambdaCDM cosmogony。
2005-11-21 astro-ph
NGC 770: A Counter-Rotating Core in a Low-Luminosity Elliptical Galaxy
本文利用恒星内部运动学数据，证明了低光度（M_B = -18.2）椭圆星系NGC 770存在一个反旋核。这个反向旋转的核心是不寻常的，因为NGC 770不是该地区的主要星系，它位于一个有持续潮汐相互作用证据的环境中。我们通过单缝Keck/ESI阶梯光谱法发现了反向旋转的核心;随后使用Gemini/GMOS IFU获得了积分场光谱法。反向旋转区域的最高旋转速度为21 km/s，而主星系的旋转速度则大于45 km/s。反向旋转区域的半径为4“（0.6 kpc），略小于星系的半光半径5.3”（0.8 kpc），并被限制在一个盘的尺度高度小于0.8“（0.1 kpc）。根据Lick吸收线指数，我们计算出内部反向旋转区域的年龄和金属丰度为3 +/- 0.5 Gyr和[Fe/H] = 0.2 +/- 0.2 dex。在这个区域缺乏其他大型星系限制了形成反向旋转核心的可能性。我们讨论了几种方案，并赞成其中NGC 770吸积一个小的富含气体的矮星系在一个非常轻微的合并事件。如果这种情况是正确的，那么它代表了两个矮星系合并的少数已知例子之一。
2005-03-16 astro-ph
The X-ray Emission in Post-Merger Ellipticals
早型星系X射线性质的演化在很大程度上是不受约束的。特别是，很少有人知道如何，如果合并的残余物产生热气晕。在这里，我们研究的X射线光度和星系年龄的样本的早期类型的星系之间的关系。比较标准化X射线光度与三种不同年龄指标的关系，我们发现L_X/L_B随年龄的增加而增加，这表明星系最后一次主要恒星形成事件后，X射线晕质量随时间的增加而增加。这种趋势的长期性，似乎在我们样本的整个年龄范围内持续存在，对许多热晕形成模型提出了挑战。我们的结论是，模型涉及Ia型超新星的下降率，从流出到流入的气体最初失去了星系的恒星，提供了最有希望的解释观测到的演变X射线光度。
2001-01-16 astro-ph
The Luminosity-Metallicity Relation for Bulges of Spiral Galaxies
获得了28个旋涡星系球核的光学积分谱。通过对每个星系应用适当的孔径大小，盘星光的不可避免的污染已经被小心地最小化，并设置为总恒星光的$\sim$ 1/7。该样品涵盖了广泛的隆起光度和形态。Mg $_2$指数显示出与球丘内禀光度的紧密相关性，类似于椭圆星系已知的关系，并且在较暗的星等上有所扩展。其他特征如CaIIK、CN、G带和TiO也显示出与隆起光度相似的变化趋势。相反，Fe 5270和Fe 5335铁线显示出恒定的等效宽度-在一定的分散度内-对于所有凸起。一个简单的应用程序的恒星星族合成模型表明，镁应该是最增强相对于铁在最明亮的凸起。就结构参数而言，凸起确实与椭圆在基本平面上占据相同的区域。总之，目前的研究倾向于这样一种观点，即大部分恒星在形成时只受到盘材料的中等或可忽略的影响，可能是通过与驱动椭圆星系形成的过程非常相似的过程。
1996-04-23 astro-ph
Keck spectroscopy of the faint dwarf elliptical galaxy population in the Perseus Cluster core: mixed stellar populations and a flat luminosity function
本文介绍了英仙座星系团核内低至M_B =-12.5等的矮星系的测光和LRIS光谱研究结果。获得了23个矮星系候选者的光谱，从中我们测量径向速度和恒星星族的吸收线指数的特点。从径向速度获得使用这些光谱，我们确认12个系统的集群成员，与其余11个非成员。利用这些新确认的星团成员，我们可以将英仙座星团的色-星等关系推广到M_B =-12.5。我们证实了在M_B =-15.5以下，色星等关系的散射增加，但拒绝了红矮星是星团成员的假设。我们测量了亮度函数在M_B = -18和M_B =-12.5之间的暗端斜率，发现α = -1.26 \pm 0.06，这与场的暗端斜率相似。这意味着英仙座星系团的核心并不存在过多的矮星系。通过比较金属和巴耳末吸收线指数与α增强的单恒星星族模型，我们得出这些新确认的集群成员的年龄和金属丰度。我们发现了两个不同的矮椭圆种群：一个年龄约为8 Gyr，金属丰度[Fe/H] <-0.33的古老的贫金属种群，和一个年龄< 5 Gyr，金属丰度[Fe/H] >-0.33的年轻的富金属种群。因此英仙座星系团中的矮星系并不是一个简单的同质群体，而是在年龄和金属丰度上表现出一定的范围。
2007-10-03 astro-ph
Analytical properties of the R^(1/m) luminosity law
本文描述了Sersic（1968）提出的对椭圆星系光度轮廓进行分类的R^{1/m}定律的一些分析性质。特别是，我们提出了完整的渐近展开的无量纲比例因子b（m）时，介绍了标准的有效半径的轮廓。令人惊讶的是，我们的渐近分析结果是有用的，即使是低至1的m值，从而提供了一个统一的分析工具的观测和理论研究的基础上的R^{1/m}法律的整个范围内有趣的光度分布，从螺旋到椭圆星系。
1999-11-05 astro-ph
Verifying the Planetary Nebula Luminosity Function Method
行星状星云光度函数（PNLF）技术用于测定星系的距离，现已应用于34个星系，其中6个在室女星系团，3个在天炉座星系团。其中，16个星系是晚型或螺旋星系，可能包含有助于验证PNLF方法的造父变星。其中7个星系存在造父变星距离; PNLF距离与造父变星距离在8%的色散和1%的零点偏移内一致。此外，还研究了3个小组（NGC 1023，Leo I和Coma I），其中获得了螺旋和椭圆距离，以研究任何系统依赖于螺旋与椭圆哈勃类型的大小。由于PNLF方法与造父变星系统吻合得很好，并且没有可测量的依赖于哈勃类型，因此PNLF到室女座和天炉座椭圆星系的距离也在造父变星尺度上。造父变星到几个室女座星系的距离和最近测定的造父变星到天炉座的距离加强了这一结论。
1996-08-20 astro-ph
The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei and Stellar Halos
本文介绍了哈勃空间望远镜WFPC 2 F555 W和F814 W对室女座、天炉座和狮子座星系群中69个矮椭圆星系的观测结果。的$V-I$颜色的dE球状星团，核，和潜在的场星人口被用来跟踪的dE恒星形成的历史。我们发现dE球状星团候选者和银河系中贫金属的球状星团一样蓝。观测到的dE球状星团系统的$V-I$颜色与宿主dE的光度之间的相关性，有力地证明了球状星团是在dE的晕中形成的，并且没有银河系前的起源。假设大多数dE星团都是老的，平均球状星团颜色-宿主星系光度相关性意味着星团金属丰度$-$星系光度关系为$Z_{GC} \propto L_B^{0.22 \pm 0.05}$，这比在本星系群矮星（$Z_{FS} \propto L^{0.4}$）中观察到的场星金属丰度-宿主星系光度关系要浅得多。dE恒星包层在$V-I$中的$0.1-0.2$星等比其球状星团和核更红。这种颜色偏移意味着星团和场星的dE内有独立的恒星形成事件，而两个dE核的蓝色则表明在这些dE中，第三个恒星形成事件的发生时间小于一个陀螺。
2004-05-31 astro-ph
Chandra Observation of LMXBs in the elliptical galaxy M84
本文介绍了钱德拉ACIS-S观测到的M84星系X射线点源的特征。我们发现，在M84为中心的源的数量过剩，与空间分布密切对应的M84恒星光。由于缺乏最近的恒星形成，吸积双星是M84 X射线源的唯一候选者。大多数的M84源（光度超过10^38尔格/秒）表现出多温度黑体盘发射的硬度比。最明亮的光源，我们认为是吸积的黑洞，呈现出典型的黑体光谱的X射线颜色。我们还确定了X射线颜色与宇宙X射线背景成分的预期相匹配的源。这些来源的数量与预期的背景来源一致。在对源探测的不完整性进行修正后，我们发现M84的log（N）-log（S）与椭圆星系NGC 4697的log（N）-log（S）相似，即在亮度L_b=2.4（+0.6 -0.3）x10^38尔格/秒处有一个突变，这大约是吸积到中子星上的各向同性亮度的爱丁顿极限。亮度函数的斜率在突变点以上，为M84吸积黑洞的质量分布提供了证据。
2002-04-03 astro-ph
Stellar X-ray Binary Populations in Elliptical Galaxies
钱德拉的高角分辨率可以分辨出恒星X射线双星的发射，而不是椭圆星系内气体大气的弥漫X射线发射。在X射线二进制人口的变化（每单位银河系光学光度）与特定的频率的变化在椭圆星系的球状星团。这表明X射线双星主要是在球状星团中形成的，而不是一个原始的场种群。
2001-11-15 astro-ph
Chandra Observation of Diffuse Gas and LMXBs in the Elliptical Galaxy NGC 4649 (M60)
本文介绍了对X射线明亮的E2椭圆星系NGC4649的Chandra X射线观测。除了明亮的漫发射外，我们还解析了165个离散源，其中大部分可能是低质量X射线双星（LMXBs）。在以前的研究中发现，解析光源的光度函数很好地符合破幂律。在NGC 4697和NGC 1553中，破裂光度与$1.4 M_{\odot}$中子星的爱丁顿光度相当。对这一结果的一种可能解释是，那些光度高于破裂点的源是吸积黑洞，而那些低于破裂点的源主要是吸积中子星。解析源的总X射线光谱与硬幂律很好地拟合，而漫射光谱需要硬和软分量，这可能是由于相对较软的漫射气体和较硬的未解析源。我们还发现了证据的结构在扩散发射中心附近的NGC4649。具体来说，似乎有明亮的发射“手指”从星系中心延伸出来，在星系中心有一个5角秒长的条。手指是形态相似的径向特征中看到的二维流体动力学模拟在椭圆星系中的冷却流，虽然他们的其他属性不匹配的特定模拟的预测，我们得出结论，径向手指可能是由于对流运动的热流出的气体和较冷的流入气体。酒吧是符合中央扩展射电源，我们的结论是，酒吧可能是由弱冲击的扩散气体从一个未检测到的低光度活动星系核（AGN）。
2003-09-30 astro-ph
Resolving the Mystery of X-ray Faint Elliptical Galaxies: Chandra X-ray Observations of NGC 4697
钱德拉天文台对暗椭圆星系NGC 4697的X射线观测将大部分X射线辐射（61%在一个有效半径内）分解为约80个点源，其中大多数是低质量X射线双星（LMXB）。这些LMXB提供大部分硬发射和大部分软发射。在剩下的未解决的发射中，大约一半可能来自较暗的LMXB，而另一半（约占总发射的23%）来自星际气体。三个解析的源是超软源。在NGC 4697的外围区域，8个LMXB（约25%）与候选球状星团重合，这表明球状星团与正常的恒星星族相比，含有X射线双星的可能性很高。分辨出的LMXB的X射线亮度（0.3-10 keV）范围为~ 5e 37至~2.5e39尔格/秒。LMXB的光度函数在3.2e38尔格/秒处有一个“拐点”，这大约是1.4 M太阳中子星（NS）的爱丁顿光度;这个拐点可能是有用的距离指示器。最高光度源为~20 M太阳黑洞（BH）的爱丁顿光度.在这个椭圆星系中存在大量的NS和大质量BH恒星残骸，表明它（或它的祖先）曾经包含大量的大质量主序星。
2000-09-27 astro-ph
The distance to the giant elliptical galaxy NGC 5128
NGC 5128是半人马座星系群的中心星系，也是离我们最近的巨型椭圆星系，它的距离是用两个独立的距离指标确定的：Mira周期光度（PL）关系和红巨星分支顶端的光度（RGB）。这些数据是用ESO VLT上的ISAAC近红外阵列在NGC 5128晕中的两个不同位置拍摄的。从超过20个小时的观测与ISAAC一个非常深的KS波段光度函数的构建。RGB的尖端在Ks=21.24 \pm 0.05 mag.使用K波段RGB尖端幅度的经验校准，并假设平均金属丰度为[M/H]=-0.4 dex和红化E（B-V）=0.11，导出NGC 5128的距离模数为（m-M）_0=27.87 \pm 0.16。NGC 5128的H波段RGB尖端星等与银河系隆起的比较表明，NGC 5128的距离模为（m-M）_0=27.9 \pm 0.2，与K波段RGB尖端的测量结果一致。RGB顶端以上的恒星总数为2176颗，位于外晕区，6072颗位于内晕区。这些源的绝大多数属于NGC 5128中的渐近巨星分支（AGB）人口与许多长周期变量。米拉变量被用来确定NGC 5128的距离，从周期-光度关系校准使用依巴谷天体和LMC米拉周期-光度关系在K波段。这是第一个在本星系群之外的米拉周期光度关系。采用18.50 \pm 0.04的LMC距离模量，推导出27.96 \pm 0.11的距离模量。这两种方法的平均值得出与NGC 5128…
2003-10-22 astro-ph
The fundamental plane of elliptical galaxies with modified Newtonian dynamics
米尔格罗姆提出的修正牛顿动力学（MOND）可以替代暗物质，它意味着具有固定各向异性参数的等温球体应该在质量和速度色散的四次方之间表现出近乎完美的关系。这与观测到的椭圆星系的Faber-Jackson关系--一个具有大散射的光度-速度色散关系是一致的。然而，椭圆星系的可观测的全局性质包括一个三参数的家庭;他们躺在一个“基本面”在对数空间组成的中心速度色散，有效半径和光度。垂直于该平面的散射明显小于Faber-Jackson关系。我在这里表明，为了匹配所观察到的全球性质的椭圆星系与MOND，模型必须偏离严格等温和各向同性，这样的对象可以近似高阶多变的球体与径向轨道各向异性的外部区域。MOND施加边界条件的内部牛顿区域限制这些模型的动力学基本平面，这可能不同于传统的维里定理所暗示的。关于这个平面的散射对同调的必要偏差相对不敏感。
1999-12-10 astro-ph
X-ray Over-Luminous Elliptical Galaxies: A New Class of Mass Concentrations in the Universe?
在我们的160平方度ROSAT PSPC巡天中，我们探测到了四个孤立的X射线过亮（Lx> 2 e43 [h/0.5]**-2 erg/s）椭圆星系（OLEGs）。这些星系的X射线发射范围、总X射线光度、总质量和热气体质量都与贫星系团相当，而中心星系（M_R<-22.5 +5 lg h）的光学光度与星系团cD相当。然而，在中央椭圆的周围没有可探测到的较暗的星系聚集。在可检测的X射线发射半径内的质光比在250-450 Msun/Lsun的范围内，这比通常在簇或组中发现的高2-3倍。这些天体可能是星系群内星系合并的结果。然而，在这种情况下，它们的高M/L值很难解释。OLEG必须在很长一段时间内不受干扰，这使它们成为流体静力平衡系统的最终例子。在90%置信度下，OLEG的数密度为n=2.4（+3.1-1.2}x10**-7（h/0.5）**-3 Mpc**-3。它们占所有X射线光度相当的星系团和星系群的20%，几乎所有的星系都比M_R=-22.5亮。OLEG对宇宙总质量密度的贡献接近于T>7 keV的星系团。
1999-03-02 astro-ph
A deep Chandra, VLA and Spitzer IRAC study of the very low luminosity nucleus of the elliptical NGC821
相对较近（距离=24.1 Mpc）的椭圆星系NGC 821拥有一个静止的中央大质量黑洞的极端例子，钱德拉的深空观测首次揭示了它的核源（L（2-10 keV）/L_Edd ~ 3.6 × 10 ^{-8}）。我们在这里提出了一个多波长的研究，这个核，包括VLA观测，检测无线电对应的钱德拉核源在1.4 GHz，与127 $μ$ m的通量密度和可能的平坦的光谱形状，我们还考虑新的斯皮策IRAC观测和档案HST图像。利用这些数据，我们讨论了可用于燃料的唯一材料的吸积模式的可能方案，即，恒星质量的损失稳定地补充了环核区域。吸积的最后阶段可能是辐射效率低下的，并与紧凑的核喷流/外流相耦合。只有当康普顿厚度的活动星系核存在时，恒星的质量损失才可能最终出现在标准圆盘中。钱德拉探测到的两个靠近原子核的扩展源可能是由于喷流中的几个未解决的结。然而，如果喷流存在，它的动能将只是与被吸积物质的静止质量相关的能量的一小部分。现有的数据没有显示出靠近核心的恒星形成。更深的NICMOS，无线电和远红外观测应进一步限制吸积过程。
2007-06-28 astro-ph
