AGN-Starburst connection in NGC7582: Gemini near-infrared spectrograph integral field unit observations
我们分析了用双子座GNIRS IFU获得的塞弗特星系NGC 7582内部660 × 315 pc ^2的二维近红外K带光谱。核中有一个未分辨的辐射源，它可以被温度为1050 K的黑体很好地再现，我们认为这是由离核25秒差距以内的环核尘埃发射的，总质量约为3 × 10 ^{-3}M_Sun。在核心周围，我们观察到一个半径约为190 pc，年龄约为500万年的活跃恒星形成环。环中年轻恒星的辐射至少占在Br伽马发射气体中观测到的电离的80%，其余的是由于活动核发射的辐射。恒星运动学揭示了：（1）径向速度场中的扭曲旋转模式，运动中心明显偏离核源几十秒差距;（2）在σ =170 km/s的凸起中的高速色散;（3）σ =50 km/s的部分环，解释为由于在先前的恒星形成爆发中由冷气体形成的恒星。电离气体的运动学显示了一个额外的蓝移分量，其速度> 100 km/s，解释为由于沿电离锥的外流。电离气体的质量外流速率约为0.05MSun/yr，比活动星系核的吸积速率大一个数量级。由H2l2.22um发射线追踪的热分子气体的通量分布和运动学表明，大部分气体位于银道面。沿PA~-70的过量蓝移可以解释为向核的流入。NGC 7582的质量吸积率与恒星形成率之比约为0.26%，这与Magorrian关系接近，这支持了NGC 7582核内AGN-Starburst的联系。
2008-12-19 astro-ph
The Magnetic Field Geometry in M82 and Cen A
对经典的星暴星系M82和先进的合并星系Cen A进行了1.65和2.2 $μ$ m的偏振成像测量。在近红外波长的偏振测量允许星系中的磁场几何形状比光学偏振测量更深入地探测到尘埃区域。在M82中，贯穿整个核的磁场具有极几何形状，这可能是由于那里强烈的恒星形成导致的巨大垂直流。从尘埃到M82中心的视线的三分之二都包含一个垂直的磁场。在Cen A中，突出的尘埃带显示了正常的平面场几何形状。没有迹象表明，在现场的几何形状的尘埃带和偏振强度是接近正常的消光量的干扰。要么是磁场的几何形状在合并过程中保持得很好，要么是它很容易就重新建立起来了。
2000-09-07 astro-ph
UV Imaging Polarimetry of the peculiar Seyfert 2 galaxy Mrk 477
本文介绍了哈勃太空望远镜（HST）暗天体照相机对Seyfert 2星系Mrk 477的紫外成像偏振测量结果。从之前的HST紫外图像（λ ~ 2180 A）中，Mrk 477被认为在中心区域有一个点状明亮的紫外热点，这在附近的塞弗特2星系中是罕见的。也有关于紫外线/光学可变性的说法，这对塞弗特2星系来说是不寻常的。我们的数据表明，存在一个离核散射区~ 0。“6（~ 500 pc）NE从热点。在减去由于该明亮的热点区域而导致的仪器效应之后，数据可能指示在中心0中也检测到散射光。“2半径区域并延伸到非常宽的角度。热点位置与PA图案的对称中心一致，其代表隐藏核的位置，但我们的数据没有提供对称中心与热点之间的距离的强上限。我们得到了高空间分辨率的连续谱彩色图，表明0。4尺度（~ 300 pc）比核外镜和热点区域明显更蓝。热点的性质进行了简要讨论。
2001-12-21 astro-ph
An Alignment Effect in FR I Radio Galaxies: U-band Polarimetry of the Abell 2597 Cluster Central Galaxy
我们获得了与FR I射电源PKS 2322-122相关的空间扩展的蓝色光学连续谱的U波段偏振测量。PKS 2322-122位于Abell 2597星团的中央星系。我们发现一个三西格玛的上限小于6%的光学连续的偏振度。这个极限与蓝色连续谱主要是散射光或同步辐射不一致。因此，我们可以排除将蓝色连续谱归因于来自隐藏在直接视图中的活动核的散射光的模型。基本上所有与沿着射电源的蓝色连续体有关的数据-"蓝色瓣“-表明它们是最近恒星形成的区域，可能是由射电源和周围的冷气体（$<10^4$ K）之间的相互作用引起的。我们比较了A2597和A1795的剩余帧U波段偏振光度和1.4 GHz的无线电功率的几个高红移射电星系表现出对齐效应。我们认为，一些强大的，高红移射电星系表现出的对齐效果，和低功率，FR I射电星系在冷却流表现出蓝瓣现象的基本属性区分，是活动星系核的强度。
1998-10-28 astro-ph
Gemini Imaging of Mid-IR Emission from the Nuclear Region of Centaurus A
我们目前的高空间分辨率中红外图像的NGC 5128（半人马座A）的核区域。使用Gemini South上的中红外成像仪/光谱仪T-ReCS在8.8微米、N波段（10.4微米）和18.3微米处获得图像。这些图像显示了一个明亮的未分辨的核心，周围环绕着低水平的扩展发射。在FWHM水平上，我们将未分辨核的尺寸上限定为8.8微米处3.2个百分点（0.19英寸），18.3微米处3.5个百分点（0.21英寸）。最有可能的核中红外辐射源是来自一个尘埃环面和可能的尘埃窄线区域，与喷流相关的同步辐射以及相对较小的星爆活动有一定的贡献。Clujetori模型预测该环面的中红外尺寸不大于0.05”（0.85pc）。围绕着原子核的是大量的低水平中红外辐射。此前曾由ISO和斯皮策观察过，本文提供了迄今为止这种扩展近原子核结构的最高空间分辨率中红外图像。大部分的排放是一致的Pa-α源所看到的HST意味着从恒星形成区的排放，但证据喷流诱导恒星形成，同步辐射从喷气，核棒/环，和扩展的尘埃窄发射线区域也进行了讨论。
2008-02-28 astro-ph
Gemini/GMOS IFU stellar kinematics of the nuclear region of six nearby active galaxies
我们提出了两维（2D）映射的恒星速度场内5弧秒附近的活动星系，使用光谱获得的GMOS仪器在双子座北望远镜的积分场单元。空间分辨率范围从20到约180秒差距，观察到的视野覆盖了几百秒差距周围的核。钙II在~ 8500 A的三重态吸收特征被用来测量恒星的径向速度和速度色散（sigma）。一个简单的运动学模型，假设一个纯旋转系统的圆形轨道在一个平面内拟合的径向速度数据。NGC 4051的旋转曲线的周转率仅为~ 50 pc，其他5个星系的周转率在200到700 pc之间。sigma图显示中心的最大值。在NGC 2273和NGC 3227的情况下，在距离核约200-300秒差距处，σ下降到约70-80 km/s，描绘出低σ值的部分环。类似的破碎环似乎也存在于NGC 4593中，距离核约400 pc。我们解释这些低西格玛环的痕迹，最近形成的恒星，部分保持冷运动的原始气体，他们已经形成。本工作的主要新颖之处是使用IFU对塞弗特星系的恒星运动学进行2D研究，达到了前所未有的空间分辨率。少数类似的IFU研究在文献中的塞弗特星系有一个更差的空间分辨率和/或限于发射线运动学的研究。
2006-06-27 astro-ph
Dust and PAH emission in the star-forming active nucleus of NGC 1097
已知附近星系NGC 1097的核心拥有一个年轻、紧凑（r < 9秒差距）的核星团以及一个低光度的活动星系核（AGN）。有人认为，核星团与一个尘埃环有关，而像NGC 1097这样的低光度活动星系核并不具有活动星系核统一模型所预言的尘埃环。为了研究这些相互矛盾的可能性，我们获得了该星系中心几百秒差距的11.7微米和18.3微米图像，角分辨率< 45秒差距，在这两个波段中都检测到了核心和壮观的千秒差距级恒星形成环。小尺度的中红外（中红外）光度意味着靠近这个星系中央引擎的温暖尘埃的热辐射。环面模型的拟合表明，所观察到的中红外辐射不能占由中央发动机加热的灰尘。更确切地说，加热这个天体中尘埃的主要来源是核星团本身，这表明我们探测到的尘埃不是活动星系核统一模型中的环面（尽管尘埃星暴本身也可能提供统一模型所引用的遮蔽）。Spitzer/IRS和Gemini/GNIRS光谱的比较表明，虽然多环芳烃发射（PAH）带在星系的直接环核区域很强，但PAH发射在中央19秒差距内很弱或不存在。PAH发射的缺乏可能在很大程度上可以解释为来自核星团的硬光子对PAH分子的破坏/电离。如果NGC 1097是典型的，那么即使在低光度活动星系核中，多环芳烃发射带也可能不是寻找非常紧凑的核星暴的有用工具。
2007-01-05 astro-ph
Near and Mid Infrared Imaging Polarimetry of NGC1068
我们提出了一系列的近红外和中红外偏振性质的塞弗特2星系NGC 1068的观测结果。我们的数据与先前发表的结果一致，表明在近红外除了散射需要一个单独的偏振机制。我们发现，一个简单的模型，其中该组件产生通过吸收二向色性，由于在扩展的温暖（~ 400 K）的尘埃内对齐的颗粒合理地拟合数据，如果被掩盖的背景源本身是由于尘埃排放（在温度> 1000 K）。通过考虑偏振随波长的变化，我们表明，消光到这个热尘埃区域是在范围AV=20-40。考虑到观测到的数据，我们得出这样的结论：如果正面观察，NGC 1068将具有类似于塞弗特1星系的强烈近红外过量。与其他独立的措施相比，灭绝的活动核本身导致我们的结论是，热尘埃必须提供屏蔽相当于至少AV=40，并可能更高。我们推测，这个组件单独可能是“经典”的统一模型中讨论的环，更广泛的中红外发射可能会产生从环核分子云材料，和尘埃的电离锥。
1998-07-07 astro-ph
Concurrent 43 and 86 GHz Very Long Baseline Polarimetry of 3C273
我们提出了分毫弧秒分辨率的总强度和线偏振VLBI图像的3C 273，使用并发的43和86 GHz的数据与甚长基线阵列在2002年5月。在最里面的喷流中看到的结构表明，我们偶然地捕捉到了喷流改变方向的过程。偏振图像证实，在86 GHz下，核心是非偏振的（分数偏振m <1%），但也显示出在距离核心2.3 pc的投影距离处，内部射流中的良好有序的磁场（m ~ 15%）。在这个强极化区域，在角宽约为0.3毫弧秒的范围内，喷流的旋转量变化为4.2 x 10^{4} rad m^{-2}。如果核心中的偏振不足也归因于法拉第屏，则在该区域内或前面必须存在大于5.2 x 10^{4} rad m^{-2}的旋转测量色散。这是迄今为止在任何活跃星系或类星体的核心中报告的最高旋转测量值之一，并且必须发生在无线电发射区之外（但可能接近）。横向旋转测量梯度的意义与Asada等人以及Zavala和Taylor在更大的核心距离上观察到的相同。横向梯度的大小随着射流的距离而迅速减小，并且似乎是可变的。
2005-06-10 astro-ph
Polarization Insights for Active Galactic Nuclei
光谱偏振测量和其他波段的宽带偏振测量一直是理解活动星系核许多不同方面的关键。在某些情况下，偏振是由于同步辐射，而在其他情况下，它是由于散射。通过偏振识别相对论光束的光学同步辐射对于从物理和几何上理解耀变体（BL Lac和光学剧烈变化类星体）至关重要。静止活动星系核的射电偏振测量对这两个目的同样重要。散射极化是塞弗茨、射电星系和（高电离）超铝红外星系统一模型的核心。它为从其他方向观测活动星系核提供了一个潜望镜。最后，如果我们能够理解它的信息，偏振也将提供关于活动星系核“无边界连续体”和宽（发射）线区域的性质的重要见解。我指出，高电离ULIRG具有被称为类星体2的所有确切的正确属性。中红外观测通常不会穿透到原子核，这大大降低了它们诊断能量源的能力。特别是，LINER ULIRG并不一定是恒星暴主导的，正如已经声称的那样。
2001-03-02 astro-ph
Mid-infrared, spatially-resolved spectroscopy of the nucleus of the Circinus galaxy
Gemini-S上的T-ReCS在8- 13微米的高空间分辨率光谱显示了圆规星系核在亚弧秒尺度上的中红外发射和吸收的惊人变化。圆规座的核心是致密的，被一个巨大的冷硅酸盐尘埃柱所掩盖。向东和向西的弱延伸发射与日冕线区相一致，并且来自于无特征的尘埃颗粒，这些尘埃颗粒可能被日冕发射区的线发射加热。核东侧的扩展发射显示出比西侧更深的硅酸盐吸收，表明沿视线方向存在大量冷物质柱，对应于A（V）25 mag.的额外消光。芳烃的发射带不受这种额外消光的影响，在核和日冕线区域相对较弱，并且比连续尘埃辐射在空间上延伸得更远;它们可能出现在环核恒星形成区。这些数据被解释为围绕核心延伸数十秒差距的倾斜盘状结构，可能与Greenhill等人（2003）从水脉泽观测中发现的内盘有关。
2006-01-17 astro-ph
Gemini and Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate Mass Black Hole in omega Centauri
半人马座球状星团是银河系中最大、质量最大的成员之一。然而，它作为球状星团的分类受到了挑战，使它成为吸积矮星系剥离核心的候选者;这与它具有我们银河系中最大的星团速度分散的事实一起，使它成为一个有趣的候选者，以窝藏中等质量的黑洞。我们从中心的HST/ACS图像上的积分光测量表面亮度轮廓，并且发现对数斜率为-0.08的中心幂律尖点。我们还分析了双子座GMOS-IFU的运动学数据为5x 5弧秒的领域集中在核心的集群，以及为一个领域14 arcsecaway。我们检测到一个明显的上升速度色散从18.6公里/秒在14弧秒到23公里/秒的中心。速度色散的增加可能是由于中心的黑洞，恒星残余物的中心集中，或径向偏置的中心轨道结构。我们讨论每一种可能性。一个各向同性的球形动力学模型意味着一个黑洞的质量为4.0^{+0.75}_{-1.0}乘以10^4 M_sun，并且在大于99%的显著性时排除了没有黑洞的情况。我们还运行了扁平的、基于轨道的模型，并发现了类似的结果。虽然我们的首选模型是存在一个中心黑洞，但需要详细的数值模拟来自信地排除其他可能性。
2008-01-17 astro-ph
Variation in the Scattering Shroud Surrounding Markarian 231
我们提出了一个详细的研究的原子核结构的高度偏振的宽吸收线类星体，Mrk 231，通过多波长活动的钱德拉观测，光学光谱，光学光谱偏振，和成像偏振。该活动旨在扩展Gallagher等人的40 ks Chandra研究以及Smith等人的光学和紫外光谱偏振研究，以探测多个时间尺度上的变异性。由于直接从核心发射是严重模糊的光学通过X射线波长，散射发射的详细研究导致深入了解这个活跃星系的分层和复杂的中心区域。虽然显着的连续可变性没有检测到任何三个新的40 KS钱德拉观测，我们调查FeKa发射功能的个人和合并的光谱。比较阶梯光谱的NaI D吸收线与文献中，我们发现，一个系统在2000年消失，只有在以后的时代重新出现。值得注意的是，我们检测到一个大的减少，在整个光谱的Mrk 231从1995年至2003年的偏振。虽然极化分数下降，例如，在约6000埃时，偏振位置角谱从4%到3%保持不变。的光学偏振行为是一致的，在空间尺度上的宽线区域的散射材料解决了由环核材料散射的通量减少。通过HST对Mrk 231的紫外成像偏振测量，将活性核与散射区之间的距离上限设定为<20 pc。
2005-06-25 astro-ph
Optical Detection of the Hidden Nuclear Engine in NGC~4258
最近在Seyfert/LINER星系NGC~4258中发现的围绕中心质量为$\sim3.6\times10^7$ ~ \msun \的亚秒差距的微波盘为星系核中存在大质量黑洞提供了迄今为止最令人信服的证据。圆盘的取向接近边缘%（$\bf i=83$ °），X射线光谱%（Makishima \etal \ 1994）被严重吸收。因此，在这个星系中，活动星系核通常表现出的光学发射线光谱可能最好使用偏振光来寻找：探测中心源周围物质散射的光。对NGC~4258的新的偏振测量发现了一个致密的偏振核，它的光谱由类似于未被遮蔽的类星体（$F_ν\proptoν^{-1.1}$）的淡蓝色连续谱和加宽的（\twid 1000 \kms）发射谱线组成。这些谱线是强线偏振的（$5-10$ \%），位置角（85° $\pm$ 2°）与微波激射盘的平面重合。这一结果为NGC~4258中存在一个弱活动的中央发动机以及存在模糊的、绕轨道运行的环面提供了确凿的证据，这些环面赋予了各种类型的活动星系之间许多可感知的区别。
1995-10-03 astro-ph
Is J 133658.3-295105 a Radio Source at z >= 1.0 or at the Distance of M 83?
本文介绍了J133658.3 -295105射电源的双子光学成像和光谱学。这个源被认为是具有两个检测到的波瓣的FR II射电源的核心。J 133658.3-295105和它的叶与M 83的光学核和其他三个射电源在M 83隆起的外部区域对齐。这些射电源既不是超新星遗迹，也不是H II区。这个奇怪的配置促使我们试图确定到J 133658.3-295105的距离。我们探测到的H_alpha辐射相对于射电源东南偏东2.5”处的M 83 H II区域发生了约130 km/s的红移。我们没有检测到其他红移的发射线的光学对应物下降到m_i = 22.2 +/- 0.8。提出了两种不同的情况：射电源位于z >= 2.5，比以前提出的下限z >= 1.0大得多，或者物体被M 83核的引力反冲事件弹射出来。从以前的三维光谱学来看，这个原子核正在经历一个强烈的动力学演化。
2008-11-28 astro-ph
Highly polarized structures in the near-nuclear regions of Cygnus A: intrinsic anisotropy within the cones?
本文介绍了用HST的NICMOS照相机在2.0 μ m波长下对天鹅座A核进行的近红外成像偏振测量观测，这些图像揭示了一个高度准直的偏振发射区，该区域横跨核并延伸到半径为1.2弧秒。值得注意的是，这个特征与总强度图像中看到的边缘增亮的双锥结构的一个但只有一个肢体相吻合。扩展偏振特征的高程度（P_k ~ 25%）和取向与散射源一致。最合理的是，沿着双锥的仅一个分支的偏振检测是辐射锥内的近红外连续体的固有各向异性的结果，其中近红外辐射场的最大强度的方向显著地从无线电轴的方向移位。未分辨的核芯源也是高度极化的（P_k > 28%），其位置角接近于垂直于射电轴。如果天鹅座A的二向色性机制异常有效，那么这种高度的核偏振只能用二向色性消光来解释，那么核偏振更有可能是由于靠近活动星系核的未分辨散射区域中的核光散射造成的。在这种情况下，核心源在K波段的通量主要是散射的而不是透射的类星体光，以前基于核心K波段测光的消光估计大大低估了真正的核消光。
2000-02-08 astro-ph
