From prugniel@galaxies.univ-lyon1.fr  Sat Jan 31 17:41:17 1998


Chere Catherine,

Je t'envoie une contribution au debat de prospective qui "menace" l'OHP.
Ce texte decrit le projet presente par 15 chercheurs et s'etale sur une
duree de trois ans. Il est base sur l'utilisation de l'instrumentation
actuelle et sera soumis au prochain CFGT (ceci est donc encore une version 
tres preliminaire et nous te l'envoyons tel quelle a cause des echeances).

Si cela est possible je t'enverrai une nouvelle version avant Mardi. J'aimerais
que nous fournissions un point de vue sur l'avenir au dela de 3 ans, car il
ne faudrait pas que notre position soit interpretee comme une marque de 
desinteret apres cet horizon.

La disponibilite des telescopes T193 et T120 est necessaire pour ce programme.
Nous souhaitons en outre faire remarquer les aspects suivants en faveur de 
la sauvegarde de l'OHP.

- L'OHP s'est engage depuis 4 ans dans un programme de modernisation de
  l'organisation du service des observations qui portent maintenant ses fruits.
  Les observations sont supportees par un nombre plus restreint de personnes
  grace a un effort de fiabilisation et a une simplification des procedures.
  Le mouvement va continuer.

- L'instrumentation de l'OHP est tres adaptee a certains programmes qui ne
  pourraient plus etre continues ailleurs. Le CARELEC, par exemple, reste
  un excellent spectrographe pour les etudes de la dynamique des galaxies.
  En effet, la resolution offerte est difficile a trouver ailleurs (notons
  que la dynamique des galaxies a evoluee vers la necessite de plus grandes
  resolutions: galaxies naines, analyses non gaussiennes de la LOSVD...), 
  et il est tres difficile d'acceder aux plus grands telescopes avec ces
  programmes.

- L'OHP ne coute pas cher. L'investissement pour maintenir les telescopes
  au plus haut niveau est minime (et une partie est assuree par le Conseil
  General). La rationnalisation de l'organisation permet d'optimiser le
  cout consolide. L'OHP est tres productif.

Il est vraiment regrettable que le debat legitime sur la prospective soit
a nouveau presente en termes de "fermeture des telescopes". Le debat passe
a conduit a une remise en cause qui s'est suivie par une evolution tres
saine. Ne decourageons pas les gens, et ne perdons pas de temps.

Voila notre point de vue. Je me tiens a ta disposition pour tout complement
souhaite. Pourrais tu m'informer de la facon dont vous comptez faire avancer
le dossier? 

Amicalement. 
Philippe Prugniel (au nom des 15 chercheurs cites dans le texte)

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Programme d'observation pour OHP: PRESENTATION GENERALE

Structure, dynamics and stellar populations of galaxies

Les etudes sur la structure, la dynamique et le contenu stellaire des galaxies
sont en plein developpement. L'arrivee prochaine des grands telescopes
permettra de prendre en compte directement les effets d'evolution (voir
deja le CFRS). Les relations d'echelle sont tres sensibles a l'evolution
et il est crucial de constituer des a present les echantillons qui serviront
de reference a ces travaux. Cette approche est en quelque sorte un 
preliminaire necessaire a l'interpretation des resultats que FUEGOS, 
entre autre, produira. Notre demarche revet deux aspects:

   - Ameliorer notre connaissance des relations d'echelle des galaxies proches,
     en particulier en ce qui concerne les galaxies de faible luminosite
     (naines diffuses, star forming dwarfs) et les effets d'environnement.
   - Constituer un echantillon possedant de bonnes proprietes statistiques,
     ie. complet en volume jusqu'a la plus faible luminosite possible.

La premiere motivation pour proposer un programme coordonne sur les telescopes
T120 et T193 de l'OHP est d'ameliorer les synergies entre differents
programmes pour l'instant developpes separement.

Ce projet comporte plusieurs facettes (ie. programmes scientifiques):

- Galaxies proches
   Galaxies spirales: F. Simien, Ph. Heraudeau
   Galaxies elliptiques, relations d'echelles: Ph. Prugniel, F. Simien
   Galaxies elliptiques, structure: Ph. Prugniel, M. d'Onofrio (Padova)

- Galaxies naines de faible brillance de surface
     B. Binggeli, T. Bremmes (Basel), Ph. Prugniel, P. Lessaffre (ENS)

- Galaxies naines a formation d'etoiles
     A. Pharasyn (Uppsala)

- Galaxies d'amas
    S. Maurogordato, D. Proust

- Effets d'interaction
    R. Rampazzo et al. (Milano), Longhetti (IAP)

Les programmes seront:

- Imagerie bandes large sur le T120
- Spectro moyenne resolution (66 & 33 A/mm) sur CARELEC

Hormis les liens exprimes dans le titre et dans l'utilisation de moyens
communs, ces programmes partagent une gestion unique du flot de donnees:
- catalogue d'entree dans Hypercat
- Memes procedures de reduction et d'analyse., dans PLEINPOT.
- distribution des images calibrees (et spectres) par Hypercat
- mesures "standard" ie. aperture magnitudes, velocity dispersion...
  dans Hypercat.

De plus, la globalisation du projet permettra d'optimiser l'utilisation des
telescopes, en fixant une priorite-seeing ou priorite-photometrie (ce sont
deux parametres antagonistes a l'OHP) a chaque programme.

Les programmes sont succintement decrits ci-dessous, une version plus
ellaboree sera soumise au CFGT.

Ce programme sera realise sur trois ans (avant l'arrivee de ROSALIE, et
pendant la duree de vie de l'equipement actuel du T120). Nous souhaitons
disposer de 60 nuits/an au T120 et 40 nuits/an au T193.

Nous travaillons actuellement a homogeneiser les differents projets
et echantillons. L'estimation precedente repose sur les besoins
suivants:

                              T120                    Carelec
----------------------------------------------------------------
Relations d'echelles+haloes   1 semaine/semestre      1 sem/sem
Diffuses Gal.                 1 sem/sem
Spirales                      1 semaine/semestre      1 sem/sem
Interacting gal.              1 semaine/semestre      1 sem/sem
Clusters                      1 sem/sem               1 sem/an
Star formation                2 sem (1999,2000)

Total:                       10 sem/an                7 sem/an
----------------------------------------------------------------

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Les relations d'echelle des galaxies de type precoce

La regularite remarquable des caracteristiques des galaxies de type 
precoce, telle qu'elle est revelee par les relations du
plan fondamental, sous-entend l'existence de relations d'echelle 
quasiment lineaires. D'une part, la dispersion centrale des vitesses
fournit l'echelle de l'energie cinetique,
d'autre part la magnitude totale et la brillance mesurent la masse
et l'energie gravitationelle.

L'etude des non-linearites de ces relations (ie. l'epaisseur du
plan fondamental) (Prugniel & Simien, 1994, 1995, 1996)
nous a permis de mettre en lumiere le role de:

   -  La rotation
   -  La population stellaire
   -  La structure (non-homologique)

Le fait que ces effets expliquent le tilt du plan fondamental implique
une regularite de ces caracteristiques qui reste a discuter,
mais qui met forcement en cause les processus de formation des galaxies.
(Accessoirement, ceci exclut l'hypothese (Renzini & Ciotti) d'une 
contribution de la matiere noire au tilt).

En particulier nous avons apporte recemment des elements nouveaux qui
renforcent l'hypothese de la continuite entre les galaxies
diffuses et les galaxies E normales (Prugniel, Simien & Maubon, l'article
sera incessement soumis).

Nous souhaitons donner ici une suite au programme d'observations qui a 
produit ces resultats.

Nouveaux objectifs scientifiques

Deux preoccupations majeures restent sans reponse:

  - Quelle est l'importance de l'anisotropie residuelle 
    (i.e. rotation non comprise)?

  - Comment se fait la transition dE-E du point de vue de la cinematique
    (probleme des LLE, Prugniel 1994)

Les donnees actuelles ne permettent pas de repondre a ces questions
parce que (1) leur qualite est insuffisante et (2) l'echantillon est 
trop biaise en faveur des galaxies intrinsequement lumineuses.

En particulier, la cinematique resolue le long du grand axe jusqu'a
la distance d'au moins un rayon effectif reste une denree rare. Nos 
resultats CARELEC (Simien & Prugniel 1997a 1997b et un troisieme article
qui sera soumis ces jours-ci) constitue le meilleur echantillon
disponible (a cote de celui de Bender et al 1994)  mais il est necessaire
malgre tout d'en augmenter la taille. En effet, la prise en compte
des effets de rotation, de population stellaire et de non-homologie double
la dimensionalite du probleme et ajoute de complexes problemes de 
couplage d'erreurs (surtout entre la magnitude, la brillance et le parametre
de Sersic que nous utilisons pour caracteriser la non-homologie).
La recherche de l'anisotropie implique la definition d'un parametre
supplementaire (forme du profil de dispersion), et la statistique
actuelle est insuffisante.

D'autre part, une question qui apparait de plus en plus comme centrale est
celle des LLE (low luminosity early-types), c'est a dire les galaxies
qui font la transition entre les dE et les E. En gros, 
les deux familles se distribuent selon deux sequences etroites dans le 
plan brillance-luminosite (Kormendy 1985, Binggeli & Cameron 1991).
L'existence d'une transition a ete demontree dans Prugniel (1989) et
Prugniel, Bica & Alloin (1991). Ces galaxies, LLE, presentent des 
caracteristiques intermediaires au niveau de (1) leur position dans le
diagramme brillance-luminosite (2) leur profil de densite et (3)
leur population. Qu'en est-t-il pour la cinematique?
Les quelques objets que nous avons observes a Calar-Alto (au 2.2) ne
permettent pas de conclure (Bender & Nieto 1991), tout au plus elles
remettent en cause l'hypothetique relation entre l'anisotropie et
la luminosite (Tonry & Davis 1981) et pressent a constituer
un echantillon moins biaise.


Programme d'observation

Nous avons donc retouche notre echantillon pour inclure des
galaxies plus faibles qui appartiennent aux groupes de galaxies deja
representes. Il n'est malheureusement pas possible de faire
une selection complete jusqu'a une magnitude absolue limite, et
notre presente selection ne fait que diminuer le biais.

Au total, si l'on ajoute les nouvelles galaxies a celles que nous n'avons
pas encore observees, nous souhaitons mesurer 120 nouvelles galaxies.
Ceci double l'echantillon des galaxies ayant une cinematique
resolue profonde, et en particulier multiplie par dix le nombre de LLE.
Sur la base du programme precedent cela devra s'etaler sur trois ans.

Une difference notable par rapport a l'ancien setup est a relever:
nos nouvelles cibles sont surtout des galaxies intrinsequement faibles
(mais de magnitude apparente realiste pour le CARELEC, jusqu'a 14.5)
et donc ayant une faible dispersion des vitesses. 
Ceci rend necessaire l'usage du reseau 33A/mm, mais ne change pas le temps 
de pose car l'intervalle spectrale sera egalement double grace au CCD 1K 
(c'est surtout le nombre de photons qui compte, les galaxies observees ont 
encore une metallicite suffisante).

Outre la spectro resolue, nous avons besoin de nouvelles images 
photometriques pour les nouvelles galaxies.

Peut-on eviter ce programme de romain?

Non!
L'echantillon actuel de 100 galaxies avec de bonnes donnees ne contient
que 11 LLE, pour 7 parametres a analyser. De plus, hormis pour les LLE
les caracteristiques sont fortement degenerees, eg. a cause de
la relation brillance-luminosite. En decuplant la representativite 
des LLE on devrait s'en sortir.

Notre programme est une approche originale de la question de l'anisotropie.
Traditionnellement, les observateurs ont essaye de founir un mapping du
champ de vitesse afin d'inverser les equations de la dynamique stellaire.
Ceci coute cher et a surtout montre la complexite des galaxies: existence
de coeurs decouples. Pourtant, la regularite existe 
(le plan fondamental existe), et les erreurs observationnelles ne rendent
pas compte de l'epaisseur de cet hyperplan (dans l'espace a 6 dimensions).

Cela vaut donc la peine de tenter le coup, sachant que de toutes facon,
la cinematique des LLE nous apprendra quelque chose.

Nous ne mentionnerons pas les implications de cette etude dans les 
applications evolutionnaires et cosmologiques du plan fondamental
(il est bien evident qu'il faut tenir compte des populations stellaires)
...

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Galaxies en interaction


Fine structures in early-type galaxies are considered  strong evidences
of past interaction events. Numerical simulations suggest, in fact, several
plausible scenarios to explain them, from the ``weak interaction''
(see Thomson & Wright 1990) to merging events (see e.g. Dupraz & Combes 1986).
The  frequency of occurence of the fine structures in early-type galaxies 
(Schweizer 1992; Reduzzi et al. 1996)  suggests that interaction has played a 
significant role in the formation/evolution of galaxies and that their star 
formation (SF) history has been deeply modified by these events.

We are studying the impact of the interaction events on the  stellar population
of early-type galaxies, searching for possible recent burst of SF and 
investigating its connection with the dynamical interaction.

For two samples, one composed of shells galaxies, the other of isolated pair
members, we obtained 19 line--strengh indices (in the Lick-IDS system) derived
from nuclear intermediate resolution spectra. For their interpretation,
we have developed new spectro--photometric models,
based on the isocrones of the PADOVA group and on the stellar spectral
atlas by Jacoby et al. (1984) (details in Longhetti 1997).
We analysed the behaviour of the line--strength indices
of composite populations varying the age and the relative mass fraction of the
younger component. We also analysed metallicity effects
arising from the variation of the chemical composition of the population
(Z=0.004, 0.02, 0.05). Particularly, in one index--index plane diagram
(involving the two blue indices H+K(CaII) and Delta(4000Å)), 
we found that the two samples have different behaviour. The region in the
diagrams occupied by shell galaxies is  quite well covered by our composite 
population models indicating that galaxies that host shells suffered a last 
major nuclear burst of star formation wich occurred from  0.1 Gyr up to 
about 10 Gyr ago. In the hypothesis that the SF burst and the structure 
formation are related events, shells must be a dynamically long lasting 
feature. By now, it seems that only the weak interaction hypothesis produce 
shells which result long lasting features (see Thomson 1991; Weil and 
Hernquist 1993). 

Among pair members, some objects show shells structures and their younger age 
seems to indicate that isolated shell galaxies represent an evolved phase of 
the interacting ones. This supports the physical reality  of the observed 
pairs and implies that dynamical interaction is a major process that influence 
the recent SF activity in early-type galaxies.

In this context we would like to study the behaviour of the ionized gas
component.

Observation scheduled for OHP:

We propose to study the gas component for a set of shells and interacting 
objects using CARELEC and imaging in the range 3700 -- 9700 A emission lines. 
On the ground of the previous considerations we expect to gain information 
on the following different related topics.


- Origin of the warm ISM

The two hypotheses which explane the shells formation, merging processes
or weak  interaction events, can be tested. The morphology of the gas
component, given by   the images, and the kinematics of the warm ISM will
tell us whether   the gas is fully relaxed in a disk  or still positioned in
radial filaments.   Besides, from these data we can understand if gas is
decoupled   with the stellar kinematics, as it is expected from the merging
hypothesis. Even   possible peculiar morphology of the gas will give us
informations about the encounter   parameters: e.g ring like morphology may
point out past head-on collisions   (Pogge & Eskridge; 1993, Marston &
Appleton 1995). 

Maps of velocity fields of the ionized gas, obtained with multiple  
observation along different PAs, can be directly compared with models of  
hydrodynamical codes of galaxy encounters.   The gas distribution and its
velocity field give in turn clues   about the dynamical evolution of the
system, and about the loci of the SF. The   prediction about SF loci can be 
directly compared with observation e.g if   they corresponds to shock areas.

-  Nature of the ionizing source

Besides ongoing SF, an additional source of ionization could be a LINER  
activity noticed by Phillips et al. (1986) in bright   early-type galaxies
with emission lines.   Diagnostic diagrams (Garcia-Vargas et al. 1995,  
Coziol 1996) tell us the relative strength of the lines expected   for the
two mechanisms in a   galaxy. 

Halpha and  [NII](6584)A will give us the basic informations for preparing
diagnostic diagrams with ([OIII](5007 A)/Hbeta) vs. [NII]/Halpha.   In
this way we obtain informations about the physical conditions   of the gas,
essential to   ascertain the level of the SF activity in the galaxy. 

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Diffuses galaxies within 10Mpc

Dwarf galaxies are important for many key questions of present-day astronomy,
such as structure formation, galaxy evolution, star formation, and dark 
matter, of which the recent ESO/OHP workshop on ``dwarf galaxies" (Meylan et
Prugniel 1994) bears witness. So far the systematic structural 
(photometric) properties of dwarf galaxies have been studied only in clusters
of galaxies, foremost the Virgo cluster (Binggeli et al. 1985). However, the
dwarf galaxy populations of clusters and the field (i.e. outside of clusters)
are clearly different. There
is a well known difference in the type mixture: clusters are dominated by dwarf
ellipticals, the field is by dwarf irregulars (e.g., Binggeli et al. 1990).
But even for a given type there could be distinct structural differences,
holding clues to galaxy evolution. This is entirely unexplored, mainly because
there is no adequate photometric data base for field dwarfs.

To remedy this situation, we have started to do systematic imaging of dwarf
galaxies in nearby groups of galaxies, which are part of the ``field", by
drawing on the  "10 Mpc Catalogue" of galaxies of Kraan-Korteweg and Tammann
(1979, updated by Schmidt and Boller 1992). Une etude photometrique du
groupe de galaxies M81, basee sur des donnees de l'OHP, est terminee
(Binggeli et Prugniel 1994; Bremnes et al. 1997, Lesaffre et Prugniel 1997) 

Our goal is to derive all relevant structural parameters for these dwarfs and 
to compare them with existing data on the dwarf galaxy populations of the 
Local Group, the M81 group, and the Virgo cluster. The principal tool for
such a comparitive analysis is the luminosity-surface brightness diagramme,
which is an equivalent to the HRD for stars (see Fig. 3 in Ferguson and
Binggeli 1994). Dwarf galaxies constitute the ``main sequence" in that
diagramme, which again suggests the importance of their systematic study
for an understanding of galaxy evolution.

Other benefits from our proposed work include an improved knowledge of the 
local luminosity function of galaxies, which is increasingly important for
the interpretation of deep galaxy counts in a cosmological context.

We propose to observe our dwarf galaxies in B, V, and I, in order to have also
a handle on the stellar populations, i.e. the evolutionary status of 
these field dwarfs.

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Galaxies spirales

Jusqu'a present, l'etude des relations d'echelle dans les galaxies spirales
a ete le plus souvent limitee a la relation Tully-Fisher. Celle-ci, que
l'on peut qualifier de relation "de base", a pour avantage sa grande 
simplicite, mais son mecanisme n'est pas totalement compris. L'etude de
relations d'echelle plus physiques, decoulant notamment des proprietes du
viriel, demandent l'introduction de plusieurs parametres en plus de la vitesse
de rotation et de la luminosite totale: la brillance de surface, le degre
d'extinction et le gradient de population stellaire, le contraste des bras
spiraux et le rapport bulbe/disque. Des travaux ont commence dans ce sens
(Peletier & Willner 1991, 1993; Breils & Courteau 1997; Pharasyn et al. 
1997...). Les progres a venir dependront des donnees utilisees; la photometrie 
et/ou la cinematique d'echantillons importants sont maintenant disponibles
(Mathewson et al. 1992; Heraudeau & Simien 1996; Courteau 1997), mais 
l'espace des parametres consideres doit etre peuple de maniere a peu pres
uniforme, ce qui diminue beaucoup la valeur satistique des echantillons 
actuels. 

Il sera necessaire de disposer d'un ensemble homogene et representatif
de: a) photometrie de surface en plusieurs couleurs (contrairement a bien des
travaux precedents) pour inclure les populations et l'extinction), et 
b) cinematique en raies d'emission jusqu'aux regions accessibles les plus 
lointaines. Cela demandera un grand nombre d'heures au T193 et au T120. 


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Structure des galaxies elliptiques: Composantes Halo

The information about the early history of galaxies is contained in the 
structural, dynamical, and chemical properties of the old galaxian components.
The halo of the galaxies is one of such components.

In the standard galaxy formation picture (Eggen et al. 1962) the halo formed 
before the disk, through the rapid collapse of part of the protogalaxy.
In the alternative view of Toomre (1977) the observed galaxian properties are
deeply connected to the amount of merging events that a galaxy experienced 
during its life.
The role of interactions and minor merging is claimed today by many
reserchers, but the number and the effects of such events are still unclear.
If the halo formed from accreted fragments, then its properties depend on the
properties of the infalling material. 
One might then not to expect a correlation between dynamical and chemical
properties as found in the standard Eggen picture.
In the Milky Way the halo represents only a small fraction of the Galaxy, 
probably less than 0.1% of its total mass.
Most of this mass comes from metal poor ([Fe/H]<-1.5) stars in the so called
thick disk, and from halo globular clusters.
Today it seems that the properties of the halo components appear to be
different in the various galaxies, as suggested by the studies of the local
group galaxies (M31, LMC, and dwarf spheroidals), both for what concern the
dynamical and chemical properties, but also in their photometric structures
(see eg. the review of Freeman in ``The formation of the galactic halo, inside
and out').

It is known in fact that the light profiles have different behaviours in
different galaxies, in particular in the fainter outer regions.
In general the luminosity distribution of the galaxies has
been separated into two distinct components: a spheroidal bulge, usually
described by the r^1/4 de Vaucouleurs' law, and a flat disk, approximated
by an exponential law (Freeman 1970).
Today the new two-dimensional (2D) bulge-to-disk decompositions have revealed
the existence of systematic departures from this behaviour, often attributed
to the presence of faint substructures and subcomponents, such as bars, lenses,
rings, inner disks, spiral arms, shells, etc., or to different trend of the
light distribution: many bulges are better represented by the generalized de
Vaucouleurs R^1/n law (Caon et al. 1993, Andredakis 1995) or show an
exponential profile (de Jong 1995).

The best example of such different behaviours is seen in the outer regions
of the galaxian light distribution. In many cases it is `easy' to detect the
presence of extended halo components, which can be approximated by different
value of the exponent n of the R^1/n law, by performing the residuals of
such 2D photometric decompositions. The existence of such luminous halos is
supported by the discovery of outer globular clusters, planetary nebulae,
supernovae and stars of the intracluster medium (Ferguson 1997). 

It is really fundamental for what we say before to study the properties of
such galaxian halos in order to understand the mechanisms of galaxy formation
and evolution. A number of questions are still without an answer.
Why halos have different dynamical, chemical and structural properties?
Which is the role of interactions and merging events in the formation of halos? 
Do such halos trace the same potential of the well known outer X-ray halos?
Which is the best empirical photometric representation of such halos?
Do such luminous halos trace the same potential of the dark matter component?

For studying these problems we propose to observe at OHP a sample of
selected galaxies. What we need is a large field deep images of the galaxies
in order to reach the faintest level of surface brightness. We then apply
our 2D decomposition of the light distribution and calculate the residuals.
The structural properties of the observed halso will be then related to the
better known properties of the dark and X halos. 


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Galaxies d'amas

[ partie en cours de redaction]
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Bender, R., Nieto, J.L., 1990, A&A 239, 97
Bender, R., Saglia, R., Gerhart, O. 1994, MNRAS 269, 785
Binggeli, B., Cameron, L. 1991, A&A 252, 27
Kormendy, J., 1985 ApJ 295, 73
Prugniel, Ph. 1989, These
Prugniel, Ph. 1994 in: Dwarf Galaxies, Meylan & Prugniel (Edt), 171
Prugniel, Ph. Bica, E., Alloin, D. 1991, in: Fith OAC Workshop on Morphological 
and Physical Classification of Galaxies, 261
Prugniel Ph., Simien, F., 1994, A&A 282, L1
Prugniel Ph., Simien, F., 1996, A&A 309, 749
Prugniel Ph., Simien, F., 1997, A&A, in press (preprint sur le Web de Lyon)
Simien F., Prugniel Ph., 1997a, A&AS, in press (preprint sur le Web de Lyon)
Simien F., Prugniel Ph., 1997b, A&AS, in press (preprint sur le Web de Lyon)
Tonry, J.L., Davis, R. 1981, ApJ 246, 666
Binggeli, B., Prugniel, Ph., 1994, La Lettre de l'OHP, No. 12
Binggeli, B., Tarenghi, M., Sandage, A., 1990, Astron. Astrophys. 228, 42
Binggeli, B., Sandage, A., Tammann, G.A., 1985, Astron. J. 90, 1681
Ferguson, H.C., Binggeli, B., 1994, Astron. Astrophys. Rev. 6, 67
Kraan-Korteweg, R.C., Tammann, G.A., 1979, Astron. Nachr. 300, 181
Meylan, G., Prugniel, Ph. (eds.), 1994, ESO/OHP Workshop on Dwarf Galaxies, ESO, Garching
Schmidt, K.-H., Boller, T., 1992, Astron. Nachr. 313, 189 
Barnes & Hernquist 1996 ApJ 471, 115
Coziol 1996 A&A 309, 365.
Dupraz & Combes 1986 A&A, 166, 53
Garcia-Vargas et al. 1995, A&ASS 112, 13.
Longhetti M. 1996, PhD Thesis, University of Milan
Marston & Appleton 1995, AJ, 109, 1002
Phillips et al. 1986, AJ 91, 1062.
Pogge & Eskridge 1993, AJ 106, 1405.
Reduzzi & Rampazzo 1996 MNRAS 282, 149.
Schweizer 1992  Structure, Dynamics and Chemical Evolution of Elliptical galaxies, 
ed.s I.J. Danziger, W.W Zeilinger and K. Kjar, ESO/IPC, p.651
Thomson & Wright 1990 MNRAS 224, 895.
Thomson 1991,  MNRAS 253, 256.
Weil and Hernquist 1993,  ApJ 405, 142.