The Interaction between the ISM and Star Formation in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4214
我们提出的第一个干涉研究的分子气体在贫金属矮恒星爆发星系NGC 4214。我们在OVRO毫米阵列上获得的12 CO（1-0）发射图揭示了一个意想不到的结构财富。我们在NGC 4214的西北部（NW）、东南部（SE）和中心检测到三个分子发射区域，它们处于非常不同的演化阶段（总分子质量：5.1 x 10^6 M_sun）。这些差异是最明显的CO形态相比，光学地面和HST成像：大规模的恒星形成还没有开始在西北地区，著名的星爆中心是最进化和恒星形成的东南复杂的开始最近。我们推导出的SE复杂的恒星形成效率为8%。利用中性氢HI的高分辨率VLA观测和我们的CO资料，我们得到了NGC 4214（HI + H_2）的总气柱密度图。在HI、CO的峰值和正在进行的恒星形成的地点之间没有明显的相关性。这强调了矮星系的不规则性。HI和CO速度吻合得很好，H-alpha速度也是如此。我们总共在NGC 4214中编目了14个分子团。我们的维里质量分析结果与NGC 4214的银河系CO到H_2的转换因子（低于通常在贫金属矮星系中发现的值）是一致的。
2000-11-04 astro-ph
Molecular Gas and Star Formation in NGC 3077
本文给出了利用欧文斯谷毫米波阵列拍摄的NGC 3077中心千秒差距的高分辨率（~ 2.5“）CO（1-0）和CO（2-1）图像。CO排放分布在三个主要的复合体中，这些复合体分解成至少七个GMC。两个复合体与中央星暴有关。第三个更遥远的复合体与强大的恒星形成无关。GMC的大小约为70 pc，含有约10^{6} M_{\odot}分子气体。银河系转换因子似乎适用于NGC 3077，与它的太阳金属丰度一致。在分子气体中首次探测到NGC 3077的星系旋转。分子气体相对于大尺度HI潮桥反向旋转。最靠近星暴的分子云具有超维里线宽，这可能与星暴产生的湍流有关。2.6毫米的射电连续通量表明，热韧致辐射在5厘米以下的星暴区占主导地位，N_{Lyc} \simeq 3.7 \times 10^{52} s^{-1}或~3000 O 7星对应的恒星形成率为0.4 M_{\odot} yr^{-1}。在这个速率下，分子气体的数量只能维持恒星形成约1000万年;因此NGC 3077是一个真正的星暴星系。恒星暴的年龄与超级气泡的年龄一致，这表明恒星暴的年龄比M 81-M 82-NGC 3077相互作用的年龄要年轻得多。我们认为，这是由在与M 81相互作用期间从NGC 3077中抽出的气体造成的，这些气体像雨点一样落回星系。
2001-07-02 astro-ph
Patterns of Super Star Cluster Formation in `Clumpy' Starburst Galaxies
我们提出了初步的结果，从哈勃空间望远镜（HST）WFPC 2调查的星团的空间和时间分布的cluerous不规则星系NGC 7673和星暴螺旋NGC 3310和Haro 1。我们比较了NGC 7673中大星团的光谱能量分布和不同年龄的星团的模型计算。我们还提出，超级星团的存在，在团块似乎是一个功能，激烈的星爆。
2000-02-07 astro-ph
Highly extinguished supernovae in the nuclear regions of starburst galaxies
最近发现了一些附近的超新星（SNe），它们的视觉亮度只有几个星等。然而，在星暴星系的核心（中央kpc）区域可能存在着一群尚未发现的高度熄灭（A（V）> 10）的核心坍缩超新星（CCSNe）。高尘埃消光意味着对这种SNe的光学搜索不太可能成功。在这里，我们提出了我们正在进行的近红外KS-波段搜索计划在附近的星爆星系的核SNe的初步结果。我们还讨论了搜索的SNe在发光和超铝红外线星系。
2003-10-05 astro-ph
The Nature of the Compact Supernova Remnants in Starburst Galaxies
对星系中星暴区的射电观测揭示了一组致密的非热源，它们可能是在分子云的团间介质中膨胀的辐射性超新星遗迹。由于星暴区的高压，在像M82这样的星暴核中，团间介质的H原子密度可能为10^3 cm^{-3}，而在像Arp 220这样的超亮星系中，团间介质的H原子密度可能为10^4 cm^{-3}。在M82中，我们的模型可以解释源的大小，缓慢的演化，高射电光度和低X射线光度。我们预测的膨胀速度~ 500公里/秒，这是慢于VLBI技术测量的情况下。虽然我们预测残留物是辐射性的，但预期的辐射很难被探测到，因为它处于红外波长，而星暴本身非常明亮;一种探测的可能性是在无线电残留物的位置上有宽的63微米线发射。Arp 220中更明亮和致密的残留物可以由更高的分子云密度来解释。在我们的模型中，观测到的残余物将大部分超新星能量转化为辐射。其他在低密度介质中的爆炸可能会直接加热热的低密度星际成分，导致与星暴区域相关的超级风。
2001-07-05 astro-ph
Starburst-driven Starbursts in the Heart of Ultraluminous Infrared Galaxies
越来越多的证据表明，在像Arp 220这样的超亮红外星系的中心区域存在蓝色超级星团。超亮星系被认为是由星系合并引发的，人们经常认为这些超级星团可能是在合并的最后阶段气体云之间的剧烈碰撞中形成的。我们现在研究另一组模型，它与以前的模型不同，因为超级星团的形成与发生在星系中心的非常强烈的恒星暴增直接相关。首先，我们表明，一个场景中，超级星团的形式在材料中的冲击波压缩源自中央星爆是不可信的，因为这样产生的对象是远远小于观察到的星团在Arp 220。然后，我们调查的情况下（基于Shlosman-Noguchi模型），在下落的致密气体盘是不稳定的引力和崩溃，形成大量的气体团块。由于这些团块暴露在由超级风驱动的外部高压下（由星系核心大量超新星的集体效应驱动的冲击波），它们可能会崩溃，然后可能会在其中诱导大质量恒星的形成。在这种坍缩中产生的物体具有与Arp 220中心观测到的超级星团一致的性质。
1998-07-15 astro-ph
Radio Observations of Super Star Clusters in Dwarf Starburst Galaxies
利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在4.80GHz（6cm）和8.64GHz（3cm）波段对两个矮星暴星系NGC 3125和NGC 5408进行了射电连续谱观测。这两个星系都显示出复杂的射电形态，有几个发射区，大多与大质量的年轻星团重合。这些区域的射电光谱指数为负值（α ~ -0.5 - -0.7），表明射电辐射主要是与星暴超新星活动有关的同步辐射。NGC 5408中的一个发射区具有指示光学薄的自由-自由发射的平坦指数（α ~ -0.1），这可能表明它是一个较年轻的星系团。因此，在这些星系中，我们没有看到具有特征性的正光谱指数的区域，这表明恒星形成区域是光学模糊的，就像在其他矮恒星爆发中看到的那样，如Hen 2-10。
2002-05-27 astro-ph
Young Massive Clusters in Non-Interacting Galaxies
质量远超过100.000 Msun的年轻星团不仅在合并星系和大规模星爆中被观测到，而且在相当正常、未受干扰的螺旋星系和不规则星系中也被观测到。在这里，我们提出了维里质量估计的7个这样的集群的样本，并表明，推导出的质光比是一致的“正常”克鲁帕型恒星质量分布。
2004-12-20 astro-ph
Dynamical virial masses of Lyman-break galaxy haloes at z=3
我们改进了我们早期的动力学估计的莱曼break星系（LBG）在红移z=3的晕的维里质量的看到，狭缝宽度和观测的不确定性的影响。通过对LBG的少量可用旋转曲线的分析，我们确定了半径为7 kpc的圆速度与中心线速度宽度之间的关系Vc 7 =（1.9+/-0.2）sigma。我们使用这种关系，将32个LBG的测量速度宽度的圆速度的分布，为人口的LBG的亮度比R=25.5。我们比较这种分布对预测的分布为“暗晕”模型，其中LBG查明所有的最高质量的暗物质晕在那个时代。观测到的LBG圆周速度比预测的圆周速度小1.4+/-0.15倍。这是一个下限，因为我们忽略了重子耗散引起的圆周速度的任何增加。晕-晕模型预测晕维里质量的中位数为10^12.3兆索尔，圆周速度的范围较小。我们估计的动力学质量中值<10^（11.6+/-0.3）Msol，这一数值要小得多;此外，我们的圆周速度分布远大于日冕预测。这些结果是一致的图片，留下一些最大规模的晕可供占领的其他人口不符合LBG的选择标准。Adelberger等人最近根据测量到的LBG集群估计的中位晕质量为10^（11.86+/-0.3）Msol。我们的动力学分析似乎倾向于较低的质量，并且更符合Somerville等人的碰撞星爆模型预测的中值质量，10^11.3 Msol。[删节]
2005-07-04 astro-ph
Multiple superbubbles in the starburst nucleus of NGC 5253? - Implications for mass loss from dwarf galaxies
我们获得了长ROSAT HRI观测附近的矮星暴和沃尔夫-拉叶星系NGC 5253。我们的目标是解决ROSAT PSPC所看到的软热X射线发射的来源，Martin & Kennicutt（1995）提出了一个发光的超级气泡。我们发现的不是一个单一的超级气泡，而是一个至少有五个X射线发射源的复合体，与NGC 5253中心的大质量年轻恒星群有关。各组分的0.1-2.4 keV X射线光度在2-7倍10^37 erg \s的范围内。其中三个分量在统计上超出了HRI PSF，最大的分量具有8（+10，-4）arcsec的FWHM，相当于160（+200，-80）pc。我们认为所观察到的X射线发射的起源，集中在源预计将与星爆区域：超级气泡，超新星，超新星遗迹和大规模的X射线双星。为了评估由单个大质量星团吹出的年轻超级气泡的X射线光度，我们用真实的随时间变化的质量和能量注入率进行流体动力学模拟。我们的结论是，扩展的X射线组件最有可能是年轻的超级气泡吹个别年轻的星团在星爆区。我们详细讨论了多个超级气泡的影响，从矮星系的质量和金属喷射的效率，星暴驱动的星系风。我们认为，存在多个星团在恒星爆发的矮星系和由此产生的多个超级气泡将减少总ISM质量喷出的矮星系相比，目前的模型，只考虑一个超级气泡的爆裂（删节）。
1999-02-12 astro-ph
Superwinds and the Nature of Starburst Galaxies
我讨论的观测证据，星暴星系能够驱动银河系规模的外流（“超级风”），然后一般认为，超级风必须有一个重要的作用，在星系演化。为了探索来自大质量恒星的反馈的作用，我回顾了一些结果，这些结果表明，星爆似乎服从于一个极限红外表面亮度，大约为10^11太阳光光度平方。kpc对应的最大恒星形成率约为45太阳质量/年/平方。Kpc为“正常”初始质量函数。最后，我讨论风的作用，在确定这一上限，并讨论最近的结果表明，风实际上可能逃脱银河系的潜力，他们居住。
1999-04-12 astro-ph
Star complexes and starburst clumps in spiral galaxies
恒星复合体是嵌入的年轻恒星、星团和星协的等级中最高级别的分组，它们遵循大小-年龄关系。星暴团块、超星协、超巨星HII区是不同的名称，它们是大小相同的复合体，但在所有的组合中都有活跃的恒星形成。在剧烈的恒星形成区域，连贯的恒星形成可能是由外部压力引发的。简要讨论了复体和超缔合的引力有界性问题
2004-10-28 astro-ph
Supernova Remnants in the Fossil Starburst in M82
我们报告了在M82中心东北部的星暴后区域发现了10个紧凑的H-α亮源。这些天体的H α光度和大小与II型超新星遗迹（SNRs）一致。它们落在相同的H α表面亮度-直径（Sigma-D）关系上，该关系由附近其他恒星形成星系的SNR定义，M82候选者优先位于小直径端。这是M82中第一个在银河系中心250秒差距内，位于严重模糊的中心星暴之外的光学可见SNR候选者。如果这些源是SNR，它们将在距离星系核心约500 pc的“B2”区域中的恒星暴增结束的上限设定为约5000万年。区域“B1”距离核心约1000个百分点，缺乏良好的SNR候选项，并且显然有些旧。这表明星系中的恒星形成已经向现在强烈的星暴核心内部传播。
1999-10-27 astro-ph
The Sub-parsec Scale Radio Properties of Southern Starburst Galaxies. I. Supernova Remnants, the Supernova Rate, and the Ionised Medium in the NGC 253 Starburst
利用澳大利亚长基线阵列（LBA）对附近的星爆星系NGC 253进行了宽视场甚长基线干涉测量（VLBI）观测，得到了一幅2.3 GHz的图像，最大角分辨率为15 mas（0.3 pc）。检测到六个源，所有对应于在较高频率（>5 GHz）VLA图像中识别的源。其中一个来源，超新星遗迹5.48-43.3，被分解成一个直径约90质量（1.7秒差距）的壳状结构。根据这些数据和文献中的数据，对NGC 253中20个致密射电源的光谱进行了模拟，发现符合自由-自由吸收功率定律。一般来说，自由-自由不透明度在朝向细胞核的方向上最高，但在整个细胞核区域内变化很大（tau_0 ~ 1->20），这意味着电离介质的整体结构是cluerous。在这20个来源中，有9个有与热射电辐射相关的平坦的本征光谱，其余11个有与超新星遗迹同步辐射相关的陡峭的本征光谱。在95%的置信水平下，该星系内部320 pc区域的超新星爆发率上限为2.4 yr^-1，这是基于在近17年的观测中没有发现新的超新星爆发源，以及一个简单的超新星遗迹演化模型。根据超新星遗迹源的数量、大小和膨胀率的估计，超新星爆发速率大于0.14（v/10^4）yr^-1，其中v是超新星遗迹的径向膨胀速度，单位为km/s^-1。直接从超新星速率极限估算出的恒星形成速率为3.4（v/10^4）< SFR（M<= 5 Msun）< 59 Msun yr^-1，与…
2006-06-15 astro-ph
Probing Electron-Capture Supernovae: X-Ray Binaries in Starbursts
提出了恒星形成爆发后形成的高质量X射线双星（HMXB）的总体模型，研究了大质量ONeMg白矮星的电子俘获超新星（ECS）效应，并假设ECS事件与新生中子星的典型低超新星反冲有关。我们确定了一个有趣的ECS颠簸的时间演变的HMXB数字，这颠簸是由显着增加生产的风喂养HMXB 20-60百万年后星爆。ECS碰撞的幅度和年龄范围取决于ECS碰撞的强度和ECS祖细胞的质量范围。我们还发现，ECS-HMXBs形成通过一个特定的进化通道，预计将导致二进制与被捐助者在宽轨道。这些特性，以及它们对ECS特性的敏感性，为我们提供了一个有趣的机会，通过研究不同年龄的恒星爆发来探测ECS物理和祖先。具体来说，小麦哲伦星云的情况下，有一个显着的观察人口的Be HMXB和星暴活动30-60万年前，出现作为一个有前途的实验室，了解电子捕获超新星在中子星形成的作用。
2009-06-24 astro-ph
Young Super Star Clusters in the Starburst of M82: The Catalogue
哈勃太空望远镜（HST）的最新结果已经将星爆分解为紧凑的年轻星团的集合。在这里，我们提出了一个测光表的年轻星团的核星爆的M82，观察与HST WFPC 2在H α（F656 N）和四个光学宽带过滤器。我们确定了197个年轻的超级星团。源的紧凑性和高密度使我们开发了特定的技术来测量它们的大小。强大的灭绝通道将星爆分为五个不同的区域，我们为每个区域提供了一个年轻的超级星团目录。在星表中，我们包括相对坐标、半径、通量、光度、质量、等效宽度、折射率和其他参数。消光值已从宽带图像中导出。半径范围在3到9 pc之间，平均值为5.7 +/-1.4 pc，恒星质量在10 e4到10 e6 Mo之间。推断的质量和平均间隔，与超级星团的大小相当，加上它们的高体积密度，为Tenorio等人（2003）假设的超星系风发展所需的关键成分提供了强有力的证据。
2005-09-06 astro-ph
First Look XMM-Newton EPIC Observations of the Prototypical Starburst Galaxy M82
我们提出了最初的XMM牛顿EPIC观测的原型星暴星系M82。超级风被认为是从恒星暴区域连续延伸到与H α '帽'相关的X射线辐射。我们还发现了一个脊功能的证据，可能与超级风与HI流光相互作用。窄带图像，集中在个别的X射线线，显示形态的差异，与较高的能量线空间延伸较少，和系统的转移与能量的峰值发射区域。两个热和一个幂律分量的光谱拟合提供了一个很好的拟合的核和内风区的光谱，表明一个多相的超级风。我们讨论了这些意见对我们的理解超级风的影响。
2003-06-17 astro-ph
The AGN-starburst connection, Galactic superwinds, and M_BH - sigma
最近对年轻星系在红移z ~ 3处的观测揭示了活动星系核和星暴同时活动，以及星系范围内的超级风。我表明，可能有一个密切的联系，这些现象之间的M_BH -西格玛关系（国王，2003年）的早期治疗。随着黑洞的成长，外流会将一个壳层推入周围的气体中。在一段由黑洞当前质量决定的动力学时间后，它会停滞，然后在萨尔皮特时间尺度上增长。被困在这个气泡中的气体冷却并形成恒星，并作为吸积和流出物循环利用。由此产生的高金属丰度与活动星系核吸积中通常观察到的结果一致。一旦孔达到临界质量，该区域就达到这样的尺寸，使得气体不能再有效地冷却。由此产生的能量驱动流将剩余的气体作为超级风排出，将M_BH - sigma关系和恒星核球的总质量固定在与观测结果一致的数值上。因此，黑洞的增长产生了恒星暴增，并最终形成了超级风。
2005-11-01 astro-ph
The Sub-parsec Scale Radio Properties of Southern Starburst Galaxies. II. Supernova Remnants, the Supernova Rate, and the Ionised Medium in the NGC 4945 Starburst
用澳大利亚LBA对附近的星暴星系NGC 4945进行了宽视场VLBI观测，在两个时期内产生了2.3 GHz的图像，最大空间分辨率为0.3 pc。检测到15个源，其中13个对应于在较高频率（3 cm和12 mm）ATCA图像中识别的源。其中四个来源被分解成直径在1.1到2.1 pc之间的壳状结构。根据这些数据，我们模拟了NGC 4945中13个致密射电源的光谱，其中9个符合自由-自由吸收幂律，4个符合简单幂律谱。自由-自由不透明度最高的是向核，但在整个核区域变化显着，这意味着电离介质的整体结构是cluberous。在13个源中，有10个源的本征谱较陡，可能与超新星遗迹的同步辐射有关，其余源的本征谱较平坦，可能与热射电辐射有关。在距活动星系核假定位置约1 "处探测到一个具有喷流状形态的非热源。在95%置信水平下，基于1.9年观测中没有发现新的超新星源和超新星遗迹演化的简单模型，确定了银河系内部250 pc区域的II型超新星（SN）速率上限为15.3/年。根据超新星遗迹源的数量、大小和膨胀率的估计，II型超新星的SN速率> 0.1（v/1e4）/yr，其中v是超新星遗迹的径向膨胀速度，单位为km/s。直接从SN速率极限估算出的SFR为2.4（v/1e4）<SFR（M>= 5Msun）<370 Msun/yr，与从FIR和射电光度积分确定的速率具有相同的数量级。
2008-11-01 astro-ph
Peculiar Chemical Abundances in the Starburst Galaxy M82 and Hypernova Nucleosynthesis
X射线观测表明，与氧相比，星暴星系M82中的化学丰度相当丰富。这样的丰度模式不能用任何传统的I型和II型超新星产量的组合来解释。此外，观测到的热等离子体的能量与重元素质量比也远高于正常超新星的结果。我们计算了核心坍缩超新星的爆炸核合成，并表明超新星核合成可以解释丰度模式和能量与重元素质量之间的大比值。这样的超新星爆炸预计会发生在质量大于20-25 Msun的恒星上，并且很可能主导了星暴，因为M82星暴后的年龄估计只有10^6 ~ 10^7年。我们还研究了对不稳定超新星（~ 150-300 Msun），并得出结论，在这些超新星的能量重元素质量比太小，无法解释的观察。
2002-07-02 astro-ph
Triplets of Galaxies in the Local Supercluster. I. Kinematic and Virial Parameters
我们考虑了局部超星系团（LS）中星系三胞胎样本的运动学和维里参数。这些星系是从LEDA数据库中选取的，它们的径向速度不超过3100 km/s。样本包含根据Karachentsev标准选择的176个系统。我们计算了LS三重态的下列中值参数：星系相对于三重态中心的均方根速度Sv=30 km/s;调和平均半径Rh=160 kpc;维里质量Mvir= 3.6 × 10^11 Msun;质光比Mvir/L=35 Msun/Lsun。虽然不同的研究人员使用不同的方法来编译三重系统的样本，在我们考虑的所有样本中的三重态的一般性质相当令人满意。与其他星系三重态样本相比，LS三重态的质光比最小。
2006-09-21 astro-ph
High Metallicity of the X-Ray Gas up to the Virial Radius of a Binary Cluster of Galaxies: Evidence of Galactic Superwinds at High-Redshift
我们提出了一个分析的朱雀观测之间的连接区域的星系团A399和A401。首次获得了团簇维里半径范围内团簇内介质的金属丰度。我们确定的金属量的维里半径的两个集群相互交叉（~2 Mpc远离他们的中心），并发现它是可比的，在他们的内部区域（~0.2 Zsun）。在维里半径范围内金属丰度的均匀性不太可能是由于星系团碰撞引起的混合。由于冲压压力太小，无法剥离星系团维里半径周围星系的星际介质，我们在那里发现的相当高的金属丰度表明ICM中的金属不是通过冲压压力剥离从成员星系中传输出来的。相反，这种均匀性表明，在星系团形成之前，原星系团区域被来自星系的极其强大的外流（超级风）广泛地污染了金属。我们还寻找了该区域温暖炽热的星系际介质中的氧辐射，并得到了氢密度的严格上限（nH<4.1 × 10 ^-5 cm^-3）。
2008-03-04 astro-ph
Towards Solution of the Gamma-ray Burst Mystery II. "Failed Type I supernova/hypernova" in high-redshift starburst galaxies
本文研究了高红移星暴星系中恒星形成区的超大质量恒星核坍缩产生伽马射线暴的情况。伽马射线暴的双峰结构表明它们与最近在高红移星系研究中观察到的两个红移峰有关;其中一个区域涉及z~3附近的正常型大质量恒星形成星系，另一个区域与z ~1附近的矮星系中的恒星形成有关。在伽玛暴中观察到的宇宙学时间膨胀与这幅图像以及在高红移I型超新星中观察到的时间膨胀是一致的。在几篇论文中讨论了GRB特征的细节，星暴星系的性质，以及GRB的失败的I型超新星/超超新星模型。在本文中，我们讨论了星暴星系中恒星形成的细节，包括局部宇宙和高红移，并研究了这些恒星形成区与伽玛暴的关联。伽玛暴的失败超新星/超超新星模型的细节将在下一篇文章（论文III）中讨论。根据这个模型，大质量恒星的坍缩产生了一个由星周物质组成的致密环面，以及伴随着喷出物的相对论性冲击波，这些冲击波与坍缩核心周围的物质碰撞产生壳层，这反过来又导致了高能伽马射线的发射和观测到的余辉。
1998-07-11 astro-ph
Starbursts and Galaxy Evolution
恒星爆发是恒星形成活动的极端集中，质量转换表面密度达到盘星系正常水平的1000倍以上。它们是所有宇宙恒星形成的一大部分。它们不仅在单个星系中塑造了宇宙景观，而且通过“超级风”的作用，丰富了星系间的气体，限制了超大质量黑洞的生长，也许还促进了宇宙的再电离。这次会议生动地证明了恒星暴增在星系演化中的重要性，以及我们对它们的理解正在被大量新的泛光谱数据所改变的速度，特别是在高红移方面。一个关键的结果是，似乎有可能将较小的恒星形成事件的物理学扩展到包括恒星爆发。
2004-12-21 astro-ph
Molecular Superbubbles in the Starburst Galaxy NGC 253
利用亚毫米阵列对星爆星系NGC 253的中心2x 1 kpc的12 CO、13 CO和C18 O的J=2-1跃迁以及1.3mm连续谱进行了60 pc分辨率的成像。分子气体和尘埃主要分布在半径约为500 pc的环核盘中，其中心部分是温暖的（约40 K）和高面积填充因子的气体。在环核盘中发现了两个气壳或气腔。它们的直径约为100 pc，速度宽度为80-100 km/s，表明膨胀速度约为50 km/s。模拟为一个膨胀的气泡，每个壳的年龄约为0.5百万年，形成所需的动能约为1 E46 J，平均机械光度约为1 E33 W。巨大的能量使得每个都可以被称为超级气泡。一个质量约为10^6 Msun的超恒星团可以提供亮度，并且可能是NGC 253核星暴的组成部分。另外，超新星也可能是每个超级气泡的主要能量来源，不仅因为它可以提供机械能和光度，而且因为超级气泡形成的估计速率和超新星爆炸的估计速率是相当的。我们的观察表明，在100 pc或更小的尺度上，包含星暴的环核分子盘受到高度干扰，可能是由单个年轻星团和恒星爆炸引起的，此外还有以众所周知的超级风形式出现的全球性干扰。
2005-09-15 astro-ph
High speed outflows driven by the 30 Doradus starburst
对大麦云云巨HII区剑鱼座30的晕样品区进行了中阶梯光谱测量。这一新的运动学数据是迄今为止获得的该星云最敏感的数据之一，并揭示了大量微弱，复杂的高速特征。这些被解释为由于个别恒星风和超新星爆炸而产生的局部壳层，以及仍然保留着巨大壳层速度模式的离散发射结的集合。高速的速度特征可能可以追溯到分布在超级星团R136周围的剑鱼座30星暴发出的超级风的底部。
2003-08-12 astro-ph
The Role of Starbursts in the Formation of Galaxies & Active Galactic Nuclei
星暴是星系中心区域强烈的恒星形成事件，并且是本地宇宙中大约25%的高质量恒星形成的地点。在这篇文章中，我回顾了星爆在星系、星系际介质和活动星系核的形成和演化中所起的作用。得出了四个主要结论。1)星暴星系是已知的高红移恒星形成星系的很好的类似物（事实上，是唯一合理的局部类似物）。2)超新星驱动的银河风（“超级风”）在整个宇宙时间内综合起来，在星系和星系间介质的演化中发挥着至关重要的作用。3)环核星暴是塞弗特现象的一个重要能量组成部分。4)射电宁静类星体的宿主星系的人口演化与强大的射电星系有很大的不同，并且至少在质量上与相对较晚的大质量星系分级组装的标准图像一致。
1999-12-01 astro-ph
Dating Starburst and Post-Starburst Galaxies
提出了预测吸收中的H巴耳末线和HeI线的恒星星族模型。模型计算的爆发和连续的恒星形成。结果发现，巴耳末和HeI线的配置文件是敏感的年龄，除了在第一个4万年的演变，当这些线的等效宽度是恒定的。这些谱线与相应的星云发射谱线的比较表明，Hd和巴耳末系的高阶项以及HeI（3819，4026，4388和4922）的吸收谱线是很好的星暴年龄指示。模型应用于NGC 1569中的超级星团B的日期。
1999-05-12 astro-ph
Supernovae in the nuclear regions of starburst galaxies
研究了利用近红外观测在邻近星暴星系的核和核周区域发现超新星的可行性。我们提供了更新的估计，在这些地区的内在核心坍缩超新星率。本文讨论了灭绝问题，并对星暴星系M82中的33个超新星遗迹的灭绝提出了新的估计。这是用H_1和H_2柱密度测量完成的。我们估计M82中氢的分子与原子的质量比为7.4 ± 1.0.我们已经收集了13个核心坍缩超新星的近红外测光数据，其中一些尚未发表。这构成了此类事件最大的红外光曲线数据库。我们表明，IR光变曲线分为两类，“普通”和“缓慢下降”。模板JHKL光变曲线是为这两个类导出的。对于普通的核心坍缩超新星，JHKL的平均峰值绝对星等分别为-18.4、-18.6、-18.6和-19.0。缓慢下降的核心坍缩SNe被发现比普通事件更明亮，即使在早期，平均峰值JHKL绝对星等分别为-19.9，-20.0，-20.0，和-20.4。我们研究了计算机图像减影方法在超新星探测中的效率。然后，我们进行了蒙特卡罗模拟的超新星搜索使用NGC 5962的K波段图像。讨论了消光效应和观测策略。我们的结论是，一个适度的观测计划将能够发现一些核超新星。
2000-11-22 astro-ph
Star Formation in Extreme Starburst Environments - "Super" Star Clusters
目前可获得的关于在极端高压环境中由星系相遇引起的恒星形成过程的经验证据，主要是基于高分辨率的哈勃空间望远镜成像观测，强烈表明恒星团簇形成是与星系相互作用有关的星暴事件中恒星形成的一种重要甚至可能是主要的模式。“超级星团”（SSCs;发光、致密的星团）的产生似乎是强烈恒星形成的标志，特别是在相互作用和星暴星系中。它们的大小、光度和质量的估计与对年轻的银河系型球状星团（GC）的预期完全一致。SSC很重要，因为它们可以告诉我们GC的形成和进化（例如，初始特征和早期存活率）。它们也是探测其宿主星系的形成和（化学）演化，以及在团簇形成所需的极端环境中的初始质量函数的重要工具。最近的证据支持了银河系型GC（尽管金属含量更高）的说法，这些GC曾被认为是星系最古老的组成部分，但今天仍在形成。
2003-08-13 astro-ph
Galaxy Bimodality due to Cold Flows and Shock Heating
我们解决了在星系特性中观察到的关于特征恒星质量~ 3 × 10 ^{10}Msun的鲁棒双峰的起源。质量较小的星系往往是未分组的蓝色恒星形成盘，而质量较大的星系通常是分组的红色老恒星球状体。色星等数据显示，在红、蓝序列之间存在一个间隙，在z~1处已经存在极红亮星系，在L * 以上是目前蓝序列的截断，在z~2-4处存在大质量的星暴。我们建议，这些功能是由流入的气体的热性质和它们的相互作用与聚类和反馈过程，所有功能的暗物质晕质量和相关的一个类似的特征尺度。在低于临界激波加热质量M_shock~10^{12}Msun的晕中，圆盘是由冷流形成的，而不是由维里激波加热，从而产生有效的早期恒星形成。它受到超新星反馈的调节，在蓝色星系中形成一个长序列的爆发，被限制在一条“基本线”上。冷流优先在z>2处穿过M>M_激波晕中的热介质，导致L>L_* 星系中的大质量星暴。在z<2时，在M>M_激波晕中，气体被维里激波加热，并且由于稀释，它变得容易受到来自能量源（如活动星系核）的反馈。这就切断了气体供应，阻止了恒星的进一步形成，导致从z~1开始被动演化为“红死”的大质量球体。在M_shock附近反馈效率的最小值解释了观测到的M/L最小值和恒星形成历史的定性特征。冷流为解决角动量问题提供了线索。当这些过程被纳入模拟中时，它们恢复了主要的双模态特征，并解决了其他开放的难题。
2005-12-17 astro-ph
ASCA Observations of the Starburst-Driven Superwind Galaxy NGC 2146: Broad Band (0.6 - 9 keV) Spectral Properties
我们报告ASCA地理信息系统和SIS观测附近（D = 11.6百万秒差距），近侧，星暴星系NGC 2146。这些X射线光谱数据补充了Armus等人讨论的ROSAT PSPC和HRI成像，1995. NGC 2146的宽波段（0.6-9 keV）X射线谱最好用两个分量模型来描述：软X射线发射用雷蒙德-史密斯热等离子体模型，其温度为kT $\sim 0.8$ keV;硬X射线发射用热等离子体模型，其温度为kT $\sim 8$ keV或幂律模型，其光子指数为$\sim 1.7$。我们没有发现令人信服的证据表明大量的过量吸收超过银河值。软（硬）热分量在0.5 - 2.0 keV能量带中提供约30%（70%）的总光度，而在2-10 keV能量范围内，只有硬分量起主要作用。光谱的结果使我们能够设置更严格的限制，星暴驱动的超风模型，我们可以令人满意地占的亮度，质量和能量含量所代表的软X射线光谱分量。我们估计，质量外流率（$\sim$ 9 M $_{\odot}$每年）是大约一个数量级大于预测的速度，超新星和恒星风返回质量到星际介质，因此，认为流量是强烈的“质量负载”与材料在和周围的星暴。估计的热气体流出速度接近星系的逃逸速度，因此气体的命运尚不清楚。我们认为，硬X射线光谱成分是由于合并发射的X射线双星和/或年轻的超新星遗迹与星暴。
1998-10-26 astro-ph
The Star Clusters in the Starburst Irregular Galaxy NGC 1569
我们研究星团的不规则，星爆星系NGC 1569从HST图像。除了这两个已知的超级星团，我们还发现了另外45个紧凑但清晰的星团。综合UVI颜色的集群跨越了很大的范围，并建议年龄范围从3万年到1 Gyr。然而，大多数星团都是在最近的恒星暴增的尾端形成的。除了已知的超级星团外，还有许多星团的光度与一个小的球状星团相似。我们检查了四个星团的径向表面亮度。它们的半光半径和核心半径都在现今球状星团观测到的范围内。因此，产生最近恒星暴增的条件也是产生紧凑明亮星团所必需的条件。我们研究了两个超级星团外部的恒星。星团A由明亮的蓝色恒星和少量的红超巨星组成。子成分A1和A2有相似的颜色，二维色图并不能提供证据证明一个成分是由红超巨星主导的，而另一个则不是。红超巨星与沃尔夫-拉叶星的矛盾可能根本不是矛盾，因为它们共存于同时代的星群中与大质量恒星的演化并不矛盾。星团B主要由红超巨星组成，这一点在综合光谱中的恒星CO吸收特征得到了证实。各种年龄指标与B群年龄为1000 - 2000万年，A群年龄> 400 - 500万年的情况相一致。
2000-09-18 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of Five Super Star Clusters in the Starburst Galaxy M82
我们目前获得的光谱与空间望远镜成像光谱仪（STIS）的五个年轻的大质量星团的星暴星系M82。本文对一个星团M82-A1及其在星爆核的直接环境作了详细的分析。从HST存档图像中，我们发现它是椭圆形的，有效半径为3.0+/-0.5 pc，并被一个紧凑的（r=4.5+/-0.5 pc）H II区域包围。我们确定的年龄和红化的M82-A1使用合成光谱的人口合成模型拟合的连续能量分布和深度的巴耳末跳跃。我们发现它的年龄为6.4+/-0.5百万年，测光质量估计为M=7-13 x 10^5太阳质量。我们将其形成与4-6万年前最近的星爆事件联系起来。我们发现M82-A1周围的H Ⅱ区的氧丰度是太阳的或略高。H II区的高压P/k = 1-2 x 10^7 cm^-3 K。在A区的扩散气体有一个稍微低的压力，这与宽的H α发射线宽度一起，表明在M82星暴核心的热和湍流压力都异常高。我们讨论了这种环境如何影响M82-A1的团风的演变。我们发现，高压可能导致压力驱动的气泡失速。我们还获得了星团B1-2和B2-1在“化石”星暴区和中间年龄星团F和L的光谱年龄。这些都与早期的研究一致，并表明，恒星形成活动，足够强烈，以产生超级星团，一直在M82在过去的Gyr，也许在离散和本地化的插曲。
2006-05-03 astro-ph
Deep MERLIN 5GHz Radio Imaging of Supernova Remnants in the M82 Starburst
本文介绍了利用MERLIN（多元射电链接干涉仪网络）在5GHz波段对邻近星暴星系M82的中心kpc进行的8天超深观测的结果。17 E-06 Jy/波束，自然加权图像中的均方根噪声水平使其成为迄今为止最敏感的M82高分辨率射电图像。探测到超过50个离散源，其中大部分是超新星遗迹，但有13个被确定为HII区。给出了所有探测到的源的大小、通量密度和射电亮度，它们都得到了很好的分辨，其中大多数显示出壳层或部分壳层结构。样本中的超新星遗迹源的直径范围为0.3至6.7 pc，平均大小为2.9 pc。从与1992年7月的MERLIN 5 GHz观测（给出了9.75年的时间轴）的比较中，可以测量10个更紧凑的源的膨胀速度，其中8个以前没有测量过。这些导出的膨胀速度范围在2200和10500 km/s之间。
2008-10-02 astro-ph
The IMF in Starbursts
回顾了星暴区IMF的历史。IMF不再被认为是头重脚轻的，尽管一些超级巨星团，无论是否在星爆区，都可能是。国际货币基金组织的一般意见进行了讨论，把星爆的结果的角度来看。观测到的IMF变化似乎表明，IMF随环境的变化而略有不同，在这个意义上，更密集和更大质量的星团产生更多的大质量恒星，也许也有更多的棕矮星，与中等质量的恒星相比。
2004-11-08 astro-ph
Young Star Clusters in Starburst Environments
哈勃太空望远镜（HST）最近的高分辨率观测显示，在星爆系统中通常会发现异常明亮和紧凑的年轻星团（“超级星团”）。团簇形成似乎是星爆中恒星形成的主要模式。总结了年轻团簇的主要性质。对附近星系中心区域的一项新的紫外HST成像调查表明，年轻的星系团在广泛的环境中形成。环核恒星形成的环，特别是，人口丰富的集群，并从最近的成像研究的几个例子进行了讨论。有很多猜测认为超级星团代表了现代年轻球状星团的类似物。我将提出证据表明，至少有一些超级星团确实有质量和质量密度与银河系中演化的球状星团相当。
1996-06-04 astro-ph
High-resolution radio observations of nuclear and circumnuclear starbursts in Luminous Infrared Galaxies
对附近星暴星系的高分辨率射电观测表明，它们的射电辐射分布是由一个紧凑（<150 pc）、高表面亮度的中心射电源浸没在低表面亮度的环核晕中组成。这种射电结构类似于在明亮的西弗特星系如NGC 7469或Mrk 331中探测到的，它们显示出清晰的环核环。虽然这些恒星爆发中紧凑的、位于中心的射电辐射可能是由点状源（AGN）产生的，或者是由多个射电超新星和超新星遗迹（例如，Arp~220中的演化核星暴），似乎已经确定，这些物体的环核区域承载着恒星形成的持续爆发（例如，NGC 7469; Colina等人2001，Alberdi等人2006）。因此，在我们的本地宇宙中，高分辨率的射电观测的发光的红星系（LIRGs）是一个强大的工具，以探讨占主导地位的尘埃加热机制，在其核和环核区域。在这篇文章中，我们展示了从星系NGC 7469的VLA-A，MERLIN和EVN（VLBI）射电观测中获得的结果（D~70 Mpc）和IRAS 18293-3413（D ~ 79 Mpc），在那里发现了两颗极其明亮的射电超新星。对这些和其他LIRG的高分辨率研究将使我们能够确定它们的核心坍缩超新星率，以及恒星形成率。
2008-04-27 astro-ph
VIIZw 403: a BCD with a noncoeval starburst
最近的历史，在VIIZw 403恒星形成的分析考虑到动力学的恒星爆发吹超级气泡和限制，从X射线观测，并从我们的H $α$数据。我们的研究结果表明，VIIZw 403的恒星爆发不是同时代的，而是恒星形成阶段已经持续了3000万年以上，并且速度如此之低，以至于新加工的金属很可能不会被喷射到星系际介质中。
2001-04-20 astro-ph
OH main line masers in the M82 starburst
对邻近的活跃星暴星系M82中心区域OH气体分布的研究证实了两个先前已知的亮脉泽，并揭示了几个新的主线脉泽。其中三个仅在1665 MHz处被看到，一个仅在1667 MHz处被检测到，而其余的在两条线中都被检测到。利用甚大天线阵和多元无线电联接干涉仪网络对1665和1667兆赫线路进行的观测已被用来准确测量这些特征的位置和速度。这使得比较编目的连续性功能，如HII地区和超新星遗迹，以及已知的水和卫星线OH脉泽的星暴。大多数主线脉泽似乎与已知的HII区域有关，尽管只有在1665 MHz处检测到的两个脉泽与已知的超新星遗迹沿着同一视线看到。
2007-06-08 astro-ph
Lyman alpha emission in starbursts: implications for galaxies at high redshift
本文介绍了利用HST-STIS对恒星形成星系进行高分辨率紫外二维光谱巡天的结果。我们的主要目的是映射的莱曼α配置文件，了解气体的运动学及其与莱曼α光子逃逸的关系，并检测扩展莱曼α发射由于气体晕散射。我们已经将我们的数据与先前获得的其他三个恒星形成星系的紫外光谱相结合。我们发现，天鹅座的P型轮廓是空间延伸，平滑和跨越几个千秒差距，覆盖的区域比星爆本身大得多。我们提出了一个方案，即一个膨胀的超壳层的相互作用的组合恒星风和超新星喷出物从年轻的恒星爆发，扩展的低密度晕。在我们的样本和高红移恒星爆发中观察到的莱曼α分布的各种解释为超壳层扩展到主星系的盘和晕的时间演化的阶段。观察到的形状，宽度和速度与超壳情景预测非常一致，并代表一个时间序列。我们确认，在许多内部参数的恒星形成区域，可以影响所观察到的莱曼α配置文件的属性，速度和密度分布的中性气体沿视线到目前为止是占主导地位的，而尘埃的量将决定强度的发射线，如果有的话。
2003-09-15 astro-ph
30 Doradus - a Template for "Real Starbursts"?
剑鱼座30是最近的大质量恒星形成区，也是研究得最好的星暴模板。在这篇会议论文中，我们首先总结了剑鱼座30及其恒星核心R136的性质。我们讨论了不足的空间分辨率和集群密度分布的影响，动力学质量估计的超级星团，并表明，它们的质量可以很容易地高估了十倍或更多。从一个非常简单的模型出发，以类R136星系团为代表，我们估计了星暴星系的典型光度为10^11 L_o。
2005-01-26 astro-ph
The Exceptionally Soft X-ray Spectrum of the Low-mass Starburst Galaxy NGC 1705
NGC 1705是光学上最明亮和研究最好的矮星系之一。它似乎处于一个主要恒星爆发的后期，包含一个年轻的超级星团。因此，II型超新星可能是该星系近期演化的主要影响，并可能产生了一个超级气泡，其对低密度环境星际介质的影响可以理想地进行研究。该星系的ROSAT PSPC观测揭示了两个嵌入在\Ha环中的引人注目的X射线发射斑点，这可以解释为同一个超级气泡的上部羽流的两侧。这些来源是一个惊喜。它们比从其他星暴矮星系观测到的要软得多，并且如此软，如果观测到的银河系HI柱密度均匀分布在NGC 1705上，或者如果源嵌入NGC 1705的HI盘中，它们应该被阻挡。此外，与类似天体相比，ROSAT能量带1.2x10 ^{38} erg s ^{-1}中的总X射线光度较低。我们讨论了NGC 1705中两个X射线峰的可能模型，发现它们很可能来自于NGC 1705中一个超级气泡的相对冷的气体。这些来源的异常柔软的影响，解决了NGC 1705的内在属性和前景银河系吸收的性质。
1998-06-02 astro-ph
A Chandra Survey of the Nearest ULIRGs: Obscured AGN or Super-Starbursts?
我们给出了钱德拉对8个最近的（z <= 0.04）超亮红外星系（ULIRGs）的完整样本进行调查的初步结果，还包括红外发光星系NGC 6240进行比较。在本文中，我们使用硬X射线（2-8千电子伏）搜索的可能存在的一个模糊的活动星系核。在每种情况下，在核区域都检测到硬X射线源。如果我们根据光学/红外光谱分类（星暴与活动星系核）划分样品，我们发现5个"星暴“ULIRGs的硬X射线光度比3个”活动星系核“ULIRGs小一个数量级。NGC 6240的硬X射线亮度比“星暴”ULIRGs高得多。Fe Ka线仅在两个ULIRG中被令人信服地检测到。这类超轻红外玻璃中Fe-K辐射的弱性一般表明，硬X射线谱不受高NH中性物质的反射所支配。硬X射线连续辐射通量的范围从远红外辐射通量的几个X 10 ^3到几个X 10^-5，与纯星爆中的数值相似，但比康普顿薄活动星系核中的小几个数量级。Fe Ka与远红外线通量之比的上限低于在康普顿厚的2型塞弗特星系中测得的值。虽然在这些星系的核中观察到非常大的分子气体柱密度，但我们没有发现任何证据表明所观察到的X射线源被康普顿厚度的物质所掩盖。因此，我们新的硬X射线数据并没有提供直接的证据，证明强大的“掩埋类星体”主导了大多数超亮红外星系的整体能量。
2003-04-11 astro-ph
Global versus Nuclear Starbursts
观测到的最强烈的星暴是朝向星系核或环核区域的。然而，在相互作用的星系中，恒星的形成也会在远离核的重叠区域，螺旋臂中，有时在潮汐尾中触发。这些恒星爆发的相对重要性是什么？作为红移的函数，什么样的恒星形成占主导地位？这些不同的恒星爆发发生在不同的动力学条件（全球和本地）：引力不稳定性，密度波，径向流，剪切，云碰撞，密度积累，他们已经研究的帮助下，数值模拟。引力不稳定性是启动恒星形成的必要条件，但这还不够;星系盘通过这些不稳定性进行自我调节，使其Toomre Q参数为1，因此这一标准实际上无法预测强烈恒星形成的开始。超级星团是恒星暴增中的一种典型SF模式，可能是由于大气体复合体的快速形成。由于重力矩和气体流入，恒星形成可以径向向内传播，但由于超级风和能量流出，也可以向外传播：在环核区域观察到膨胀波或坍缩波。合并在形成高红移的恒星方面更有效，因为气体含量更大，动力学时间更短。核爆发和核活动之间的关系是基于相同的燃料机制，但也基于相互触发和调节。
2001-06-24 astro-ph
Finding Signatures of the Youngest Starbursts
最近，在几个邻近的星系中，通过其周围HII区的无线电波热韧致辐射，发现了嵌入的大质量星团。能量需求意味着这些光学模糊的星团包含500-1000颗O型恒星，使它们类似于在许多矮恒星爆发和合并中观察到的“超级星团”。基于它们的高自由光学深度和A_V>>10 mag.的视觉分辨率，这些巨大的“超致密”HII区域（UDHII）是最年轻、最紧凑的超星团的独特特征。UDHII区域可能代表球状星团形成的最早阶段。我们回顾了目前已知的UDHIIs的属性，我们概述了一个大规模的团簇形成，这是类似于更熟悉的个别恒星的进化序列的pictoral进化分类。
2000-11-22 astro-ph
Chandra Observations of the Evolving Core of the Starburst Galaxy NGC 253
钱德拉对附近星暴星系NGC 253核心的观测揭示了一个嵌入核星暴区域的被严重吸收的硬X射线源。该源的未吸收亮度为2 ~ 10 keV，>=10^39 erg/s，并使周围的气体光电离。我们通过一个尘埃环观测到这个源，该尘埃环的中性吸收柱密度为NH ~ 2 × 10^23 cm^-2。这个环面的直径有几百pc，用来校准由恒星暴驱动的核外流。我们认为，电离源是一个中等质量黑洞或一个弱吸积的超大质量黑洞，这可能标志着活动星系核活动的开始或结束。
2002-07-19 astro-ph
Multiwavelength study of the starburst galaxy NGC7714. I: Ultraviolet-Optical spectroscopy
我们研究了原型星暴星系NGC 7714中心300 pc的物理条件。我们的分析是基于紫外光谱与HST+GHRS和地面光学观测。数据解释使用的演化模型优化的年轻的星爆区域。利用连续谱、恒星紫外吸收谱线和星云发射谱线光谱，自洽地导出了大质量恒星星族。中央星暴的年龄约为450万年，几乎没有证据表明年龄的差异。沃尔夫-拉叶星在紫外线的特征表明，它的恒星星族为$\sim$ 2000颗沃尔夫-拉叶星。新形成的恒星的整体性质与导出的结果非常相似，例如，剑鱼座30号一个标准的Salpeter IMF与所有观测约束是一致的。我们在中央300 pc采样内找到了空间结构的证据。因此，NGC 7714的核心不太可能拥有一个超过其他已知星团性质的星团。与以前的建议相反，我们没有发现任何证据表明核超新星的速率会显着超过总的磁盘集成速率。据预测，每世纪大约会发生一次超新星事件。
1998-10-21 astro-ph
Cluster Formation and The Virial Equation of State of Low-Density Nuclear Matter
给出了由中子、质子和α粒子组成的低密度核物质的维里状态方程。维里状态方程与模型无关，因此为所有低密度核状态方程设定了基准。我们直接从相关的结合能和散射相移计算了核子-核子、核子-α和α-α相互作用的第二维里系数。维里方法系统地考虑了束缚核和共振连续谱的贡献，从而提供了一个框架，包括强相互作用校正核统计平衡模型。维里系数被用来对核物质在密度、温度和组成范围内的各种性质进行独立于模型的预测。我们的研究结果提供了在超新星的中微子层的物理约束。由此产生的α粒子浓度与目前用于超新星模拟的所有状态方程都不同。最后，维里状态方程极大地提高了我们对低密度核物质的概念理解。
2006-06-02 astro-ph nucl-th
