The aim of this paper is to set constraints of the epochs of early-type galaxy formation through the 'archaeology' of the stellar populations in local galaxies. Using our models of absorption line indices that account for variable abundance ratios, we derive the stellar population parameters of 124 early-type galaxies in high and low density environments. We find that all three parameters age, metallicity, and alpha/Fe ratio are correlated with velocity dispersion. We further find evidence for an influence of the environment on the stellar population properties. Massive early-type galaxies in low-density environments appear on average ~2 Gyrs younger and slightly more metal-rich than their counterparts in high density environments. No offsets in the alpha/Fe ratios, instead, are detected. We translate the derived ages and alpha/Fe ratios into star formation histories. We show that most star formation activity in early-type galaxies is expected to have happened between redshifts 3 and 5 in high density and between redshifts 1 and 2 in low density environments. We conclude that at least 50 per cent of the total stellar mass density must have already formed at z 1, in good agreement with observational estimates of the total stellar mass density as a function of redshift. Our results suggest that significant mass growth in the early-type galaxy population below z 1 must be restricted to less massive objects, and a significant increase of the stellar mass density between redshifts 1 and 2 should be present caused mainly by the field galaxy population. The results of this paper further imply vigorous star formation episodes in massive objects at z 2-5 and the presence of evolved ellipticals around z 1, both observationally identified as SCUBA galaxies and EROs.

We derive improved versions of the relations between supermassive black hole mass (M_BH) and host-galaxy bulge velocity dispersion (sigma) and luminosity (L) (the M-sigma and M-L relations), based on 49 M_BH measurements and 19 upper limits. Particular attention is paid to recovery of the intrinsic scatter (epsilon_0) in both relations. We find log(M_BH / M_sun) = alpha + beta * log(sigma / 200 km/s) with (alpha, beta, epsilon_0) = (8.12 +/- 0.08, 4.24 +/- 0.41, 0.44 +/- 0.06) for all galaxies and (alpha, beta, epsilon_0) = (8.23 +/- 0.08, 3.96 +/- 0.42, 0.31 +/- 0.06) for ellipticals. The results for ellipticals are consistent with previous studies, but the intrinsic scatter recovered for spirals is significantly larger. The scatter inferred reinforces the need for its consideration when calculating local black hole mass function based on the M-sigma relation, and further implies that there may be substantial selection bias in studies of the evolution of the M-sigma relation. We estimate the M-L relationship as log(M_BH / M_sun) = alpha + beta * log(L_V / 10^11 L_sun,V) of (alpha, beta, epsilon_0) = (8.95 +/- 0.11, 1.11 +/- 0.18, 0.38 +/- 0.09); using only early-type galaxies. These results appear to be insensitive to a wide range of assumptions about the measurement errors and the distribution of intrinsic scatter. We show that culling the sample according to the resolution of the black hole's sphere of influence biases the relations to larger mean masses, larger slopes, and incorrect intrinsic residuals.

We provide the whole set of Lick indices from CN1 to TiO2 in the wavelength range 4000 ≲≲λ≲ 6500 Å of simple stellar population models with, for the first time, variable element abundance ratios, [α/Fe ]= 0.0, 0.3, 0.5, [α/Ca ]=−0.1, 0.0, 0.2, 0.5 and [α/N]=−0.5, 0.0. The models cover ages between 1 and 15 Gyr, metallicities between 1/200 and 3.5 solar. The impact from the element abundance changes on the absorption-line indices is taken from Tripicco & Bell, using an extension of the method introduced by Trager et al. Our models are free from the intrinsic α/Fe bias that was imposed by the Milky Way template stars up to now, hence they reflect well-defined α/Fe ratios at all metallicities. The models are calibrated with Milky Way globular clusters for which metallicities and α/Fe ratios are known from independent spectroscopy of individual stars. The metallicities that we derive from the Lick indices Mg b and Fe5270 are in excellent agreement with the metallicity scale by Zinn & West, and we show that the latter provides total metallicity rather than iron abundance. We can reproduce the relatively strong CN-absorption features CN1 and CN2 of galactic globular clusters with models in which nitrogen is enhanced by a factor of 3. An enhancement of carbon, instead, would lead to serious inconsistencies with the indices Mg1 and C24668. The calcium sensitive index Ca4227 of globular clusters is well matched by our models with [Ca/Fe]= 0.3, including the metal-rich bulge clusters NGC 6528 and 6553. From our α/Fe-enhanced models we infer that the index [MgFe] defined by González is quite independent of α/Fe but still slightly decreases with increasing α/Fe. We find that the index , instead, is completely independent of α/Fe and serves best as a tracer of total metallicity. Searching for blue indices that give similar information as Mg b and 〈Fe〉, we find that CN1 and Fe4383 may be best suited to estimating α/Fe ratios of objects at redshifts z∼ 1.

view Abstract Citations (806) References (84) Co-Reads Similar Papers Volume Content Graphics Metrics Export Citation NASA/ADS Dynamically Hot Galaxies. I. Structural Properties Bender, Ralf ; Burstein, David ; Faber, S. M. Abstract The structural properties of dynamically hot galaxies are analyzed by combining central velocity dispersion, effective surface brightness, and effective radius into a new 3-space (κ), in which the axes are parameters that are physically meaningful. The degree of velocity dispersion anisotropy is also used. Hot galaxies are found to divide into groups in κ-space that closely parallel conventional morphological classifications: luminous ellipticals, compacts, bulges, bright dwarfs, and dwarf spheroidals. Most systems lie close to the fundamental plane defined by luminous Virgo and Coma ellipticals, indicating similar M/L. However, bulges have somewhat low apparent M/L, while dwarfs have slightly high M/L. The extreme M/L excess of some dwarf spheroidals sets them apart from all other dynamically hot galaxies and indicates strong domination by dark matter. A major sequence is defined by luminous ellipticals, bulges, and most compacts, which together constitute a smooth continuum in κ-space. Several properties vary smoothly with mass along this continuum, including bulge-to-disk ratio, radio properties, rotation, degree of velocity anisotropy, and "unrelaxed." or peculiar, kinematics. These trends are consistent with the idea that the final mergers leading to larger galaxies in this group were systematically more stellar (and less gaseous) than those in smaller galaxies (i.e., a "gas/stellar," or GS, continuum). Structural parameters along this continuum are compared to those predicted for cold dark matter (CDM) in κ-space. CDM predictions can be made to fit the data only if dissipation decreases significantly with increasing mass. This conclusion is consistent with a declining role for gas versus stars with increasing mass as implied by the GS continuum. A second major sequence is comprised of dwarf ellipticals and dwarf spheroidals. These systems populate an elongated locus running at right angles to the main elliptical locus. Various evidence suggests that mass loss is a major factor in hot dwarf galaxies, but the dwarf sequence cannot be simply a mass-loss sequence as it has the wrong direction in κ-space. Hot dwarfs must have come from a range of progenitor galaxies that are not visible today as hot galaxies. The existence of a primarily one-dimensional hot dwarf sequence is surprising and may be at least partially an artifact of selection effects. The most massive and the least massive hot galaxies are anisotropic separated by a strip of galaxies of intermediate mass that are isotropic rotators. The origin of anisotropy in giants and dwarfs is probably different, with that of giants likely being due to stellar mergers, and that in dwarfs possibly being due to expansion following mass loss, or a low rate of internal cloud-cloud collisions due to small collapse factors. Publication: The Astrophysical Journal Pub Date: November 1992 DOI: 10.1086/171940 Bibcode: 1992ApJ...399..462B Keywords: Elliptical Galaxies; Galactic Structure; Gas Dynamics; Hot Stars; Star Distribution; Astronomical Photometry; Brightness Distribution; Lenticular Bodies; Astrophysics; GALAXIES: ELLIPTICAL AND LENTICULAR; CD; GALAXIES: KINEMATICS AND DYNAMICS; GALAXIES: PHOTOMETRY full text sources ADS | data products SIMBAD (108) NED (108) Related Materials (1) Part 2: 1993ApJ...411..153B

We present measurements of the Hubble diagram for 103 Type Ia supernovae (SNe) with redshifts 0.04 < z < 0.42, discovered during the first season (Fall 2005) of the Sloan Digital Sky Survey-II (SDSS-II) Supernova Survey. These data fill in the redshift "desert" between low- and high-redshift SN Ia surveys. We combine the SDSS-II measurements with new distance estimates for published SN data from the ESSENCE survey, the Supernova Legacy Survey, the Hubble Space Telescope, and a compilation of nearby SN Ia measurements. Combining the SN Hubble diagram with measurements of Baryon Acoustic Oscillations from the SDSS Luminous Red Galaxy sample and with CMB temperature anisotropy measurements from WMAP, we estimate the cosmological parameters w and Omega_M, assuming a spatially flat cosmological model (FwCDM) with constant dark energy equation of state parameter, w. For the FwCDM model and the combined sample of 288 SNe Ia, we find w = -0.76 +- 0.07(stat) +- 0.11(syst), Omega_M = 0.306 +- 0.019(stat) +- 0.023(syst) using MLCS2k2 and w = -0.96 +- 0.06(stat) +- 0.12(syst), Omega_M = 0.265 +- 0.016(stat) +- 0.025(syst) using the SALT-II fitter. We trace the discrepancy between these results to a difference in the rest-frame UV model combined with a different luminosity correction from color variations; these differences mostly affect the distance estimates for the SNLS and HST supernovae. We present detailed discussions of systematic errors for both light-curve methods and find that they both show data-model discrepancies in rest-frame $U$-band. For the SALT-II approach, we also see strong evidence for redshift-dependence of the color-luminosity parameter (beta). Restricting the analysis to the 136 SNe Ia in the Nearby+SDSS-II samples, we find much better agreement between the two analysis methods but with larger uncertainties.

We present the KMOS^3D survey, a new integral field survey of over 600 galaxies at 0.71$, implying that the star-forming 'main sequence' (MS) is primarily composed of rotating galaxies at both redshift regimes. When considering additional stricter criteria, the Halpha kinematic maps indicate at least ~70% of the resolved galaxies are disk-like systems. Our high-quality KMOS data confirm the elevated velocity dispersions reported in previous IFS studies at z>0.7. For rotation-dominated disks, the average intrinsic velocity dispersion decreases by a factor of two from 50 km/s at z~2.3 to 25 km/s at z~0.9 while the rotational velocities at the two redshifts are comparable. Combined with existing results spanning z~0-3, disk velocity dispersions follow an approximate (1+z) evolution that is consistent with the dependence of velocity dispersion on gas fractions predicted by marginally-stable disk theory.

Based on a uniform dynamical analysis of the line-profile shapes of 21 mostly luminous, slowly rotating, and nearly round elliptical galaxies, we have investigated the dynamical family relations and dark halo properties of ellipticals. Our results include: (i) The circular velocity curves (CVCs) of elliptical galaxies are flat to within ≃10% for R ≳ 0.2Re. (ii) Most ellipticals are moderately radially anisotropic; their dynamical structure is surprisingly uniform. (iii) Elliptical galaxies follow a Tully-Fisher (TF) relation with marginally shallower slope than spiral galaxies, and v ≃ 300 km s-1 for an L galaxy. At given circular velocity, they are ∼1 mag fainter in B and ∼0.6 mag in R and appear to have slightly lower baryonic mass than spirals, even for the maximum M/LB allowed by the kinematics. (iv) The luminosity dependence of M/LB indicated by the tilt of the fundamental plane (FP) is confirmed. The tilt of the FP is not caused by dynamical or photometric nonhomology, although the latter might influence the slope of M/L versus L. It can also not be due only to an increasing dark matter fraction with L for the range of IMF currently discussed. It is, however, consistent with stellar population models based on published metallicities and ages. The main driver is therefore probably metallicity, and a secondary population effect is needed to explain the K-band tilt. (v) These results make it likely that elliptical galaxies have nearly maximal M/LB (minimal halos). (vi) Despite the uniformly flat CVCs, there is a spread in the luminous to dark matter ratio and in cumulative M/LB(r). Some galaxies have no indication for dark matter within 2Re, whereas for others we obtain local M/LB-values of 20–30 at 2Re. (vii) In models with maximum stellar mass, the dark matter contributes ∼10%–40% of the mass within Re. Equal interior mass of dark and luminous matter is predicted at ∼2–4Re. (viii) Even in these maximum stellar mass models, the halo core densities and phase-space densities are at least ∼25 times larger and the halo core radii ∼4 times smaller than in spiral galaxies of the same circular velocity. The increase in M/L sets in at ∼10 times larger acceleration than in spirals. This could imply that elliptical galaxy halos collapsed at high redshifts or that some of the dark matter in ellipticals might be baryonic.

The Sloan Digital Sky Survey-II (SDSS-II) has embarked on a multi-year project to identify and measure light curves for intermediate-redshift (0.05 < z < 0.35) Type Ia supernovae (SNe Ia) using repeated five-band (ugriz) imaging over an area of 300 sq. deg. The survey region is a stripe 2.5° wide centered on the celestial equator in the Southern Galactic Cap that has been imaged numerous times in earlier years, enabling construction of a deep reference image for the discovery of new objects. Supernova imaging observations are being acquired between September 1 and November 30 of 2005–7. During the first two seasons, each region was imaged on average every five nights. Spectroscopic follow-up observations to determine supernova type and redshift are carried out on a large number of telescopes. In its first two three-month seasons, the survey has discovered and measured light curves for 327 spectroscopically confirmed SNe Ia, 30 probable SNe Ia, 14 confirmed SNe Ib/c, 32 confirmed SNe II, plus a large number of photometrically identified SNe Ia, 94 of which have host-galaxy spectra taken so far. This paper provides an overview of the project and briefly describes the observations completed during the first two seasons of operation.

The glutamine synthetase (GS) from Klebsiella aerogenes is similar to that from Escherichia coli in several respects: (i) it is repressed by high levels of ammonia in the growth medium; (ii) its biosynthetic activity is greatly reduced by adenylylation; and (iii) adenylylation lowers the pH optimum and alters the response of the enzymes to various inhibitors in the gamma-glutamyl transferase (gammaGT) assay. There are, however, several important differences: (i) the isoactivity point for the adenylylated and non-adenylylated forms in the gammaGT assay occurs at pH 7.55 in K. aerogenes and at pH 7.15 in E. coli; (ii) the non-adenylylated form of the GS from K. aerogenes is stimulated by 60 mM MgCl2 in the gammaGT assay at pH 7.15. A biosynthetic reaction assay that correlates well with number of non-adenylylated enzyme subunits, as determined by the method of Mg2+ inhibition of the gammaGT assay, is described. Finally, we have found that it is necessary to use special methods to harvest growing cells to prevent changes in the adenylylation state of GS from occurring during harvesting.

Aims. The Euclid space telescope will measure the shapes and redshifts of galaxies to reconstruct the expansion history of the Universe and the growth of cosmic structures. The estimation of the expected performance of the experiment, in terms of predicted constraints on cosmological parameters, has so far relied on various individual methodologies and numerical implementations, which were developed for different observational probes and for the combination thereof. In this paper we present validated forecasts, which combine both theoretical and observational ingredients for different cosmological probes. This work is presented to provide the community with reliable numerical codes and methods for Euclid cosmological forecasts. Methods. We describe in detail the methods adopted for Fisher matrix forecasts, which were applied to galaxy clustering, weak lensing, and the combination thereof. We estimated the required accuracy for Euclid forecasts and outline a methodology for their development. We then compare and improve different numerical implementations, reaching uncertainties on the errors of cosmological parameters that are less than the required precision in all cases. Furthermore, we provide details on the validated implementations, some of which are made publicly available, in different programming languages, together with a reference training-set of input and output matrices for a set of specific models. These can be used by the reader to validate their own implementations if required. Results. We present new cosmological forecasts for Euclid . We find that results depend on the specific cosmological model and remaining freedom in each setting, for example flat or non-flat spatial cosmologies, or different cuts at non-linear scales. The numerical implementations are now reliable for these settings. We present the results for an optimistic and a pessimistic choice for these types of settings. We demonstrate that the impact of cross-correlations is particularly relevant for models beyond a cosmological constant and may allow us to increase the dark energy figure of merit by at least a factor of three.