Properties of the PCygni wind found using the Self Absorption Curve method
我们用N Ⅱ和Fe Ⅲ的光学谱线研究了明亮的蓝色变星天鹅座P的风。这是通过应用一个版本的自吸收曲线（SAC）的方法，涉及很少的假设，其通量可以测量线。得到了一个相当令人惊讶的结果;没有蓝移吸收成分的更受激发的多重态的线似乎是光学厚的，而最受激发的多重态的线可能显示出比受激发较少的线光学厚的一些迹象。这些影响的解释进行了讨论，包括可能的不均匀性风。
2002-06-10 astro-ph
The FUSE Survey of OVI Absorption in the Galactic Disk
我们概述了从FUSE团队计划的结果，旨在表征OVI吸收在银河系的磁盘。我们发现，OVI吸收发生在整个银河系平面的大部分，至少从几个千秒差距的太阳，它的分布足够平滑的柱密度下降与高度以上的磁盘和距离在平面上。然而，OVI吸收的气体是cloudical，并以相对于银河系旋转的预期速度的特殊速度移动。我们的结论是，所观察到的吸收很可能是一个直接的指标时，形成的结构暴力，动力学过程加热ISM，如井喷从多个超新星事件。
2004-10-01 astro-ph
Limits on Hot Galactic Halo Gas from X-ray Absorption Lines
虽然大质量盘星系周围存在大尺度热气晕的理论已经建立了很长一段时间，但观测证据仍然很少。我们报告了钱德拉和XMM-牛顿光栅光谱探测OVII和NeIX K α吸收线沿视线的4U 1957+11。线吸收与起源的星际介质一致。我们将这些谱线反射归因于与银河系盘有关的热气，通过将这条视线与更远的视线（朝向X射线双星LMC X-3和活动星系核Mrk 421）进行比较，来寻找银河系周围的气体晕。通过对4U~（1957+11）光谱进行银河系纬度相关修正后的吸收线追踪，发现沿LMC X-3和Mrk 421视线的所有谱线吸收都可归因于厚银盘中的热气体。我们将穿过晕圈的OVII柱密度限制为N（OVII）<5E 15 cm^{-2}（95%置信限），并得出结论，如果存在的话，热气对金属线散射的贡献可以忽略不计。
2007-11-29 astro-ph
Search for Free-Free Absorption Cutoffs from Tori in Three Type 2 Active Galactic Nuclei
我们已经观察到三个2型射电大声活动星系核使用VLBA在1.6 GHz和15 GHz之间的五个频率，在搜索的自由-自由吸收截止预测的一些模型的光学模糊尘埃分子环面。我们没有发现任何证据表明，在任何来源的低频率急剧截止。然而，其中一个源OW 637的VLBI分量急剧下降到高频（S_nu \propto nu^-2）。
1997-11-20 astro-ph
X-ray absorption in Active Galactic Nuclei
本文综述了活动星系核中X射线吸收体的一些主要物理和统计性质。特别地，我们回顾了从各种活动星系核样品的X射线观测推断的吸收柱密度的分布。本文讨论了X射线吸收体的位置及其与尘埃在可见光和红外波段吸收的关系。最后，我们简要地回顾了高亮度和高红移下X射线吸收的最新研究结果。
2007-01-04 astro-ph
On the Correlation Between CO Absorption and Far-Ultraviolet Non-Linear Extinction Toward Galactic OB Stars
对59个红化银河系OB星的视线样本进行了CO第四正（A-X）吸收带系统强度与紫外星际消光曲线参数的相关性研究。我们使用档案高色散NEWSIPS IUE光谱测量CO的吸收比较，从文献中的消光曲线的参数拟合。发现与非线性远紫外曲率项有很强的相关性，更大的吸收（标准化为E（B-V））与更多的曲率相关。线性消光项的趋势也被发现较弱。在尘埃环境中表现出高非线性曲率增强CO的机制进行了讨论。
2000-05-08 astro-ph
X-ray Absorption Line Spectroscopy of the Galactic Hot Interstellar Medium
我们对银河系大尺度热星际介质（HISM）进行了X射线吸收线光谱研究。我们在7个银河系低质量X射线双星的{ \sl Chandra}光栅谱中探测到Ne IX K $_α$吸收线。这些来源中的三种还显示O VII K $_α$、O VII K $_β$和/或O VIII K $_α$的吸收。线的质心和宽度都与吸收的银河系HISM起源一致。通过联合拟合多条谱线，考虑谱线饱和并假设碰撞电离平衡，我们估计平均吸收气体温度为$\sim 2.4\pm0.3\times10^6$ K（90%置信误差）。我们进一步将气体的空间密度分布表征为${\rm 6.4_{-1.7}^{+2.4} exp(-|z|/1.2_{-0.5}^{+1.0} kpc) \times10^{-3}{\rm cm^{-3}}} $（一种盘状形态）或${\rm 6.2_{-2.1}^{+3.8} [ 1 + (R/2.3_{-1.1}^{+1.6} kpc)^2]^{-1} \times10^{-3} {\rm cm^{-3}}}$（一种球形形态），其中$z$和$R$分别是到银道面和银道中心（GC）的距离。由于几乎所有具有显著吸收线的视线都在一定程度上朝向GC和低银河系纬度，这些结果可能会严重偏差。为了进一步研究，迫切需要更多的观测到非GC视线和高纬度。尽管如此，这些结果表明了X射线吸收谱在HISM研究中的巨大潜力。
2005-02-11 astro-ph
Galactic Winds: Near and Far
关于恒星形成星系的多波长数据为附近和遥远物体中的大规模星系风提供了强有力的证据。从最近的地基和星载计划的结果进行了审查。这些风对宿主星系和周围环境的影响进行了讨论的背景下，星系演化。
2003-09-15 astro-ph
Lyman alpha absorption at low redshifts and hot gas in galactic haloes
Lanzetta等人最近的观测表明，大多数低红移的发光星系在碰撞参量$l\lsim 160 \kpch$处产生$\lya$吸收，基于这一点，我们提出这些吸收体是由星系晕中周围热气体压力所限制的云。我们确定的基础上的观测和理论约束的热气体和吸收系统的属性。在星系晕中，吸收云需要在大约一个轨道时间（$\sim 10^9$年）内得到补充。在半径$r\sim 100\kpc$处的气体的压力和温度为$P=(10-100){\rm cm^{-3} K}$、$T=10^{(5.5-6.5)}{\rm K}$。该模型要求在低红移星系晕中大约10%的气体处于热相。星系晕中的这种气体发出的X射线的辐射热光度为$10^{37-40}{\rm erg\,s^{-1}}$量级。讨论了这种气体存在于当前星系形成模型中的可能性。
1994-06-16 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Spiral Shocks in the Galactic Wind
研究了与滑动相互作用区（SIRs）有关的激波对银河风中宇宙线的加速。SIR类似于太阳风共转相互作用区域。我们银河系的螺旋结构导致了银河风流动的强烈不均匀性，并在50至100 kpc的距离形成SIR。由于螺旋模式的角速度与银河系自转的角速度不同，SIR并不与气体和磁场共转。结果表明，集体再加速的宇宙线粒子与电荷$Ze$在所产生的冲击合奏可以解释可观察到的宇宙线谱超越“膝盖”的能量的顺序为$10^{17}Z$ eV。对于再加速粒子，银河风终止激波起着反射边界的作用。
2004-01-19 astro-ph
Multiwavelength Observations of Galactic Winds: Near and Far
本文提供了一个关键的讨论的观测证据风在我们自己的银河系，在附近的恒星形成和活跃的星系，并在高红移宇宙。简要讨论了星系风对星系形成和演化以及星系际介质的意义。一些观测的挑战，以启发未来的研究方向。
2003-10-20 astro-ph
Deep Mid-Infrared Silicate Absorption as a Diagnostic of Obscuring Geometry Toward Galactic Nuclei
在斯皮策空间望远镜观测到的尘埃星系核光谱中，10 μ m附近的硅酸盐截面峰产生了发射和吸收特征。特别是在超亮红外星系中，观测到的吸收特征可能非常深，如IRAS 08572+3915所示。即使在大的光学深度下，前景屏的遮蔽也不能再现这种观察到的特征。相反，深度吸收需要将核源深深嵌入在几何和光学厚度都很厚的材料的平滑分布中。相比之下，星团介质只能产生浅吸收或发射，这是光学识别的活动星系核的特征。一般来说，尘埃区的几何形状和总的光学深度，而不是颗粒成分或加热光谱，决定了硅酸盐特征的可观测性质。从线发射与连续发射的比率计算的表观光学深度通常不能准确地测量真实光学深度。模糊的几何形状，而不是嵌入源的性质，也决定了远红外光谱的形状。
2006-11-14 astro-ph
Galactic Fountains and Galactic Winds
回顾了银河喷泉理论的发展，特别强调了过去使用的不同方法和概念。特别是弗兰兹卡恩的杰出贡献，我们的物理理解是赞赏。有人认为，星系外流是星系演化过程中的一个重要阶段。外流的动力学将其特征印在软X射线的发射光谱上，这可以用AXAF和XMM很好地观察到。最后，对星暴星系和活动星系核中的风作了一些评述。
1999-07-31 astro-ph
3D Simulations of Galactic Winds in Dwarf Galaxies
我们提出了3D流体动力学模拟的星系风在矮，富含气体的星系。该星系正以v=200 km/s的速度穿过一个小星系群的ICM。冲压压力在大半径处移除星系气体，但不会强烈影响中心附近的ISM。星暴会产生银河风。新产生的金属在ICM中被排出，并被冲压压力带到离星系很远的地方。在恒星暴增后的5亿年，只有百分之几的重元素存在于矮星系的中心区域。大量的冲压压力+风模型将在即将发表的论文中介绍。
2002-12-19 astro-ph
Absorption of dark matter by a supermassive black hole at the Galactic center: role of boundary conditions
分析了银河系核球星的引力散射和核球中心超大质量黑洞的吸收共同作用导致的银河系中心暗物质分布的演化。注意力集中在黑洞的边界条件。结果表明，它的形式取决于暗物质粒子的能量。计算了修正后的暗物质粒子到黑洞上的通量。对吸收的暗物质数量的估计表明，暗物质在黑洞总质量中所占的比例可能很大。计算了核球中心部分的暗物质密度。它表明，最近观察到的伽马辐射从银河系中心可以归因于湮灭的暗物质与此密度。
2005-03-31 astro-ph
Signature of Galactic Outflows as Absorption-Free Gaps in the Ly-alpha Forest
来自恒星形成星系的强大外流预计会推开这些星系周围的中性星系际介质（IGM），并在Ly-alpha森林中产生无吸收的间隙。我们分析了z ~ 3 - 3.5的三个类星体的高分辨光谱中不同大小的能隙的丰度。间隙统计与最小质量标度为Mmin ~ 10^10 Msun的星系晕产生特征半径为Rb ~ 0.48 Mpc/h的气泡的模型吻合得很好。这两个数字都与天真的理论预期一致，其中最小星系质量反映了光电离IGM的气体流入阈值。所观察到的间隙通常由深吸收特征界定，如从气泡壁上的扫掠气体的积累所预期的。
2005-05-10 astro-ph
Galactic winds in the intergalactic medium
我们已经进行了流体动力学模拟，以调查高红移（z=3）宇宙的星系风的影响。强风显著抑制了低质量星系的形成，它们携带的金属产生的C IV吸收线的性质与观测结果合理一致。风对H I吸收线的统计数据几乎没有影响，因为由风吹来的热气泡仅填充体积的一小部分，并且因为它们倾向于逃逸到空隙中，从而使产生这些线的细丝完好无损。
2002-09-25 astro-ph
The FUSE Spectrum of PG0804+761: A Study of Atomic and MolecularGas in the Lower Galactic Halo and Beyond
本文分析了低红移类星体PG 0804 +761（z=0.100）在中等分辨率（FWHM=25 km/s）下的FUSE谱中的星际和星系际吸收线，方向l=138.3，b=31.0。该光谱具有良好的信噪比，而且沿视线存在几种有趣的银河系和河外吸收成分，因此提供了一个很好的机会来证明聚变利用卫星进行星际和河外科学研究的能力。虽然PG 0804 +761的光谱主要是来自本地银河系气体的强吸收，我们集中我们的研究分子氢和中性中性和电离金属的吸收有关的中速云在较低的星系晕在-55公里/秒，和OVI扩展到负速度的吸收。在IVC中，在转动能级0和1的5条谱线上发现了弱的分子氢吸收，导致总的H_2柱密度为logN = 14.71（± 0.30）。我们推导出了1.03（+0.71-0.42）太阳的IVC的OI气相丰度。在-110 km/s的负速度下发现OVI的吸收，但在-180 km/s的速度下没有发现任何物质的吸收，预计附近的高速复合体A会吸收。最后，我们发现星系际吸收的干预HI Ly betax吸收剂在z=0.019和吸收HI，CIII和OVI在相关的系统在z=0.102。在PG 0804 +761的光谱中没有观察到插入的OVI吸收剂。
2000-10-17 astro-ph
HI Emission and Absorption in the Southern Galactic Plane Survey
我们目前的初步结果，从南银河平面调查（SGPS）测试区和帕克斯数据。作为南银河平面巡天试验项目的一部分，1998年12月完成了对一个试验区（325.5度< l < 333.5度; -0.5度< b < 3.5度）的观测。2000年3月，用帕克斯射电望远镜完成了对整个巡天区域（253度<1度< 358度; |b| <1度）的单碟观测。我们提出了一个样本的SGPS HI数据，特别注意的最小和最大规模的结构中看到的吸收和发射，分别。在大尺度上，我们探测到许多突出的HI壳。在小尺度上，我们注意到在HI自吸收中看到的非常紧凑的冷云。我们探讨这两类对象的探测HI空间功率谱的两端。
2000-12-15 astro-ph
Arecibo HI Absorption Measurements of Pulsars and the Electron Density at Intermediate Longitudes in the First Galactic Quadrant
我们用阿雷西博望远镜测量了八颗恒星的HI吸收谱。我们展示了运动学距离测量如何依赖于银河系常数R_o和Theta_o的值，并且我们从文献中选择了我们喜欢的当前值。然后，我们推导出我们的样本和电子密度沿其视线的低纬度恒星的运动学距离。我们结合这些测量与所有其他在银河系内平面可见从阿雷西博研究在这个地区的电子密度。臂间48度<1 < 70度范围内的电子密度为[0.017（-0.007，+0.012）（68% c.l.）] cm^（-3）。这是0.75（-0.22，+0.49）（68% c.l.）Cordes & Lazio（2002）银河系电子密度模型计算的值。该模型与靠近银河系中心的阿雷西博双星（30度<l<48度）的电子密度测量结果更接近。我们的分析导致目前相对论性脉冲双星B1913+16的距离的最佳估计：d=（9.0 +/- 3）kpc。我们使用高纬度的恒星来寻找在多个时期的吸收中观察到的星际氢的小尺度结构。PSR B 0301 +19的吸收光谱在22年内发生了显著变化，表明其HI结构在~500 AU尺度上。
2007-09-24 astro-ph
Heliospheric and Astrospheric Hydrogen Absorption towards Sirius: No Need for Interstellar Hot Gas
我们使用一个更新的自洽的动力学/气体动力学模型的太阳风/星际流相互作用计算莱曼α吸收的氢原子的星际和太阳源产生的日光层界面。我们将这个模型应用于天狼星的方向。我们发现，中性的，压缩的太阳风从日鞘解释了额外的吸收在正红移观测的莱曼α线与HST/GHRS。这就不需要先前提出的星际热气体来解释这种额外的吸收。我们还表明，在蓝翼的额外吸收可能是由H原子形成的恒星风至少是大规模和快速的太阳风在天狼星周围的天体层解释。
1998-12-20 astro-ph
Discovery of a galactic wind in the central region of M100
我们报告在星系M100的中心区域发现了星系风。这一结果是基于对WHT上的光纤系统INTEGRAL进行的仔细的2D光谱研究。风的主要证据是蓝移的星际NaD吸收线的存在。吸收体的速度场显示出清晰的旋转模式，但相对于星系的系统速度，整体蓝移（$\sim$ -115 km/s）。发射线也呈现出由银河风的电离气相产生的向蓝分量。电离气体风分量的速度场没有显示出旋转的证据，但表现出一种模式，可以解释在外流锥或壳的投影。风分量的[NII]/H $α$比值约为1.8，这是典型的冲击电离。风的电离成分可以被认为是一个膨胀的激波气体壳层，而中性成分则是在膨胀壳层与星系ISM的界面处夹带在风中的盘状气体。星系风似乎是由核星暴驱动的。我们的分析表明，不可忽略的一部分风的材料可能会逃逸到IGM。在这种情况下，如果在M100中检测到的风代表了其他低到中等活动星系中的类似现象，那么目前对IGM金属和尘埃含量的估计可能会被大大低估。
2007-09-12 astro-ph
Colliding Winds in the Stellar Core at the Galactic Center: Some Implications
我们指出，在一个密集的星团，如银河系中心的中央星团，许多恒星拥有强大的恒星风的核心，高密度的恒星应该导致这些风的碰撞。在银河系中心致密的恒星核中的风碰撞将导致产生强烈的X射线耀斑，其速率为$\sim 10^{-4}~ (N_w/10^3)^2 / yr$，持续时间为$\sim 1$周，其中$N_w$是核心中产生风的恒星的数量。大质量黑洞的存在会增加其周围恒星的密度，并使核心的风碰撞更加频繁。星团中恒星风的碰撞也有许多有趣的可观测的影响，包括碰撞风产生的冲击加速的粒子产生的$γ$射线。预计这些过程也与其他地方的密集恒星形成的致密区域有关。
1997-06-18 astro-ph
Galactic Wind Effects on the Lyman-alpha Absorption in the Vicinity of Galaxies
我们提出的预测Ly-alpha森林星系的相关性在z=3欧拉模拟，包括星系风的影响，主要是由超新星爆炸驱动。在模拟中，星系风产生的激波加热气体膨胀气泡在发光星系的~0.5 Mpc/h范围内，其空间密度与观测到的莱曼破裂星系（LBG）相似。然而，大多数低密度星系际气体决定了Ly-alpha森林的观测特性，不受风的影响。风对星系附近Ly-alpha光学深度的影响不如它们对气体温度的影响那么引人注目，因为风只加热了星系周围转向区域中存在的一小部分气体。因此，来自风气泡外部的气体的Ly-alpha吸收在被风加热的气体所占据的相同速度范围内展开。一般来说，Ly-alpha的吸收预计会比一般的近星系更强，因为气体密度很高。风导致Ly-alpha吸收的预期增加适度减少。我们的预测可以与未来的观测进行比较，以检测风的影响并推断其强度，尽管需要注意的是，结果仍然取决于模拟星系和观测到的LBG的对应关系。我们发现，在我们的模拟中，风的影响不足以再现最近的观测所提出的0.5 Mpc/h的星系共动范围内的高Ly-alpha传输;需要强大的星系爆炸或具有超逃逸速度的喷出物，但这些不太可能由普通恒星形成和超新星单独产生
2005-03-30 astro-ph
A High Galactic Latitude HI 21cm-line Absorption Survey using the GMRT: II. Results and Interpretation
在高纬度（|b| > 15 deg.）利用GMRT对102个源进行HI 21 cm线吸收测量。在光学深度约0.01的3 σ检测限下，这是最灵敏的HI吸收测量。我们检测到126吸收功能，其中大部分也有相应的HI发射功能在莱顿Dwingeloo银河系中性氢调查。吸收特征的随机速度的直方图由两个以V（lsr）~ 0 km/s为中心的高斯函数很好地拟合，速度分散度分别为7.6 +/- 0.3 km/s和21 +/- 4 km/s。约20%的HI吸收特征形成较大的速度色散分量。形成窄高斯的HI吸收特征具有0.20 +/- 0.19的平均光学深度、（1.46 +/- 1.03）× 10^{20} cm^{-2}的平均HI柱密度和121 +/- 69 K的平均自旋温度。这些HI浓度可以用银河系冷中性介质中的标准HI云来识别。形成较宽高斯分布的HI吸收特征的平均光学深度为0.04 +/- 0.02，平均HI柱密度为（4.3 +/- 3.4）× 10^{19} cm^{-2}，平均自旋温度为125 +/- 82 K。这些快速云的HI柱密度随其随机速度的增加而减小。这些快速云可以识别与人口的云检测到目前为止，只有在光学吸收和HI发射线具有类似的速度色散。这些快速云很可能位于较低的星系晕中。
2004-10-26 astro-ph
The influence of Galactic wind upon the star formation histories of Local Group galaxies
我们研究的可能性，从银河系的星系风施加的冲压压力可以剥离气体从本群矮星系，从而影响他们的恒星形成的历史。气体剥离是否发生取决于作用于矮星系中气体的两个反作用力的相对大小：风的冲压压力和矮星系本身的引力约束力。我们认为，银河风可以剥离气体在一个矮星系位于$R_{c}\simeq 120(r_{s}/1 {kpc})^{3/2} ({\cal E}_{b}/10^{50} {erg})^{-1/2}$ kpc（其中$r_{s}$是表面半径和${\cal E}_{b}$是矮星系的总结合能，分别）从银河在一个时间尺度的陀螺仪，从而防止恒星形成。我们基于这个银河系风模型的结果解释了最近的观察，即位于银河系附近的矮星只在其生命的早期阶段经历了恒星形成，而遥远的矮星仍在经历恒星形成。目前在大麦云星云中的恒星形成也可以通过我们的银河风模型来解释。
1997-08-13 astro-ph
Absorption Line Survey of H3+ toward the Galactic Center Sources I. GCS 3-2 and GC IRS3
我们提出了高分辨率（R = 20000）光谱的H3+吸收朝向发光的银河系中心源GCS 3-2和GC IRS 3。在Subaru IRCS提供的有效波长覆盖范围内，在3.5至4.0 μ m的每个源中检测到六条H3+吸收线，其中三条是新的。特别是在星际介质中首次试探性地探测到了亚稳态（J，K）=（3，3）产生的R（3，3）^l跃迁的3.543 μ m吸收线，以前对H3+的观测仅限于最低能级的吸收线：（J，K）=邻位H3+的（1，0）和对位H3+的（1，1）。朝向银河系中心的H3+吸收发生在沿着视线的稠密和弥漫的云以及靠近银河系核心的分子复合体中。在H3+吸收线中发现至少有四个运动分量。我们建议识别的速度分量与HI，CO，和H2 CO先前报告的无线电和红外观测。H3+组件的速度相匹配的弱和尖锐的CO和H2 CO线归因于扩散云。我们的观察揭示了H3+和CO的吸收曲线之间的显着差异，表明H3+的光谱提供的信息互补，从CO光谱。R（3，3）^l谱线的探测和其他J > 1能级的谱线的未探测为（3，3）能级的亚稳性提供了观测证据，这是理论上预期的。这表明具有更高J的其他亚稳J = K能级也可以被填充。
2002-12-06 astro-ph
Effects of the galactic winds on the stellar metallicity distribution of dwarf spheroidal galaxies
为了研究星系风对天龙座和小熊座矮球状星系的恒星金属丰度分布和演化的影响，我们比较了几种化学演化模型的预测，采用不同的处方的星系风，光度导出的恒星金属丰度分布的两个星系。天龙座和小熊座的化学演化模型能够再现这两个星系的几个观测特征，如几个丰度比，考虑到中等质量恒星和这两种超新星的最新核合成，以及这些物体对系统能量的影响。对于这两个星系，最适合数据的模型包含强烈的连续星系风，其发生率与恒星形成率成正比。假设风速只与超新星速率成正比的模型也能重现观测到的SMD，但与气体质量不匹配，而没有星系风的模型则无法重现观测到的SMD。在小熊座的情况下，与以前的作品相同的模型再现了观测到的分布非常好，不需要修改模型的主要参数。另一方面，Draco的模型略有修改。观测到的SMD需要一个具有较低Ia型超新星热化效率的模型（$η_{SNeIa}$ = 0.5而不是$η_{SNeIa}$ = 1.0），以延迟银河风，而所有其他参数保持不变。与观测结果相比，模型结果强烈表明，强烈和连续的星系风在当地dSphs的演变中起着非常重要的作用。
2007-04-16 astro-ph
Large-Scale Parker Winds in Active Galactic Nuclei
我们建立并测试帕克风模型，以应用于活动星系核（AGN）大规模（100个量级）外流的观测。这些模型包括详细的光电离模拟，观察到的径向变化的质量分布，绝热冷却，和近似的云拖动沿风和风的相互作用与星系的环核ISM。我们测试这个模型对最近的HST/STIS观测的[O III]发射线运动学（特别是，我们测试对NGC 4151中观察到的，但在NGC 1068和Mrk 3中观察到大致相同的运动学），以限制活动星系核中大尺度热风的可行性。我们发现，绝热冷却占主导地位，在这些外流，减速帕克风在大尺度上，使他们极不可能作为所观察到的运动学的解释。
2006-10-25 astro-ph
Enrichment of the High-Redshift IGM by Galactic Winds
本文讨论了研究星系风对星系际介质富集作用的半数值方法。我们发现z >~ 3的大多数星系应该是驱动风，并且（如果这些风与低z时的风相似）这些风应该逃逸到很远的地方。我们的计算-允许探索一个大区域的模型参数空间-表明，风速，质量的风驱动星系，周围的物质夹带的分数，和可用的时间（风发射和观测到的红移之间）都影响风传播显着;其他物理效应可能是重要的，但次主导。我们发现在合理的假设下，3 <~ z <~ 6星系的富集可以解释Ly-alpha森林中所看到的金属量，尽管目前还不清楚这种富集是否与星系际介质的详细金属分布或相对静止相一致。
2001-09-17 astro-ph
Metal Enrichment and Energetics of Galactic Winds in Galaxy Clusters
我们调查的效率和时间依赖性的金属富集过程中的团簇内介质（ICM）。在本报告中，我们集中在银河风的影响。银河风造成的质量损失率是用一种特殊的算法计算的，该算法考虑了宇宙射线和磁场。该算法是嵌入在一个组合的N体/流体动力学代码计算集群的动力学和演化。我们提出的质量损失率取决于星系的性质，如类型，质量，气体质量分数和周围的ICM。此外，我们还展示了用X射线望远镜观察到的金属丰度图。
2004-05-28 astro-ph
Identification of Galactic Wind Candidates using Excitation Maps: Tunable-Filter Discovery of a Shock-Excited Wind in the Galaxy NGC 1482
在英澳望远镜上用金牛座可调滤光器（TTF）对附近的盘星系NGC 1482进行的多线成像揭示了一个显着的沙漏形[N II] 6583/H-alpha激发结构，这表明在主星系盘的上方和下方至少延伸1.5 kpc的星系风。长缝光谱学证实了这个星系中存在大规模的外流。夹带的风的材料有[N II] 6583/H-α比率超过统一，而磁盘材料的特点是H II区域的线比指示的星爆。在风物质中检测到250 km/s量级的膨胀速度，根据气体运动学和流出物中夹带的电离物质的量，导出流出物的动能的下限为2 x 10^{53}尔格。据我们所知，这是第一次利用激发图发现星系风。这种线比技术代表了一种很有前途的新方法，可以在进行更耗时的光谱后续工作之前识别风星系候选者。这种选择方法对于中等红移的星系样本可能特别有用。
2002-01-02 astro-ph
Internal absorption of gamma-rays in relativistic blobs of active galactic nuclei
本文研究了活动星系核喷流中相对论性团块内加速的轻子在逆康普顿（IC）散射过程中产生的γ射线。轻子被均匀地注入到球形斑点内，并在同步辐射中引发IC $e^\pm$对级联（由相同的轻子群体产生，SSC模型），只要伽马射线的光学深度大于1。它表明，可能的参数内部吸收的伽马射线是很重要的。我们认为，新类型的耀变体可能会被发现的同时X射线和$γ$射线观测，显示峰值的硬X射线，并在GeV的$γ$射线。此外，所考虑的方案也可能是负责孤儿X射线耀斑最近报道的BL Lac型活动星系。
2006-10-11 astro-ph
Highly-Ionized Gas in the Galactic Halo: A FUSE Survey of O VI Absorption toward 22 Halo Stars
研究了22颗星系晕星的远紫外光谱，确定了距中面0.3 ~10 kpc的星系晕中OVI的含量。在21颗恒星上探测到了O VI 1031.93 A的强吸收，并在HD 97991上获得了可靠的3 σ上限。在1037.62 A的O VI双星中较弱的成员只能在六颗恒星的方向上进行研究。观测到的柱体与斑片状指数OVI分布相当一致，中面密度为1.7 × 10 ^（-8）cm^（-3），尺度高度在2.3 ~ 4 kpc之间。我们在银河系的视线上没有看到强烈的高速OVI吸收成分的明显迹象，这表明在银河系中平面的2-5 kpc范围内普遍缺乏高速OVI。H I和O VI中速吸收之间的相关性也很差。O VI的速度色散远大于在T~ 300，000 K时气体热展宽所预期的~18 km/s的值，T~ 300，000 K是O VI在碰撞电离平衡中达到峰值丰度的温度。湍流、流入和流出必然对OVI剖面的形状产生影响。O VI与Ar I的运动学比较表明，在银河系的视线范围内存在两种不同类型的O VI承载环境。O VI与其他高度电离的物种的比较表明，高离子主要是通过冷却银河喷泉流中的热气体产生的，并且湍流混合也有显着的贡献。湍流混合的作用对于像Loop I和IV这样的超新星遗迹取样的视线来说是最重要的。
2002-12-09 astro-ph
Atomic and molecular interstellar absorption lines toward the high galactic latitude stars HD~141569 and HD~157841 at ultra-high resolution
利用3.9米英澳望远镜（AAT）和超高分辨率设备（UHRF）获得了两颗高银纬恒星HD 141569和HD 157841的NaI D1、D2、Ca II K、KI和CH的星际吸收光谱，其分辨率为0.32 km/s。我们比较了我们的数据与21厘米观测莱顿/Dwingeloo HI调查。我们推导出的速度结构，柱密度的云所代表的各种组件和识别的云与ISM结构在该地区看到的其他波长。我们进一步推导出这些云的丰度，线性贫化和H2分数丰度，只要有可能。对于HD 141569，我们在我们的UHRF光谱中检测到两个分量：一个在-15 km/s处的弱，宽的分量，仅在CaII K吸收中看到，另一个在0 km/s处的分量，在NaI D1，D2，Ca II K，KI和CH吸收中看到。在HD 157841视线的情况下，在我们的UHRF光谱中，在NaI D1、D2、Ca II、K、KI和CH吸收中总共看到6个分量。这6种成分中的2种仅见于单一物种。
1998-03-31 astro-ph
Clumpy winds and the obscuration of Active Galactic Nuclei
本文讨论了活动星系核（AGN）中恒星形成驱动的外流在中心源遮蔽中的作用。从一个亚秒差距尺度吸积盘流出的数值模拟适合银河系中心的参数。由此产生的遮蔽图案是非常不规则的，其中一些视线变得光学厚到汤姆逊散射。一个固定的观察者会看到柱深度随着时间的变化而变化，从几个月到几百年不等，这取决于流出区域的物理大小。这样的风可能与某些活动星系核的遮蔽有关，特别是“变貌活动星系核”。然而，从中心源看，这些风在天空中的平均值总是光学上很薄，除非风的流出率是超级爱丁顿。一个简单的尺度论证表明，这不仅适用于恒星驱动风，而且适用于任何活动星系核风。因此，我们的结论是，活动星系核风是无法占绝大多数的光学厚遮蔽活动星系核（所有活动星系核的一个重要部分）。我们认为活动星系核中光学厚遮蔽最可能的来源是一个翘曲的秒差距尺度的吸积盘。
2006-02-16 astro-ph
Multi-Satellite Observations of Cygnus X-1 to Study the Focused Wind and Absorption Dips
高质量X射线双星系统是由其施主恒星的恒星风提供动力的。天鹅座X-1的X射线状态与定义质量吸积环境的风的性质相关。接近轨道相位0的Chandra-HETGS观测允许以高分辨率分析光电离恒星风，但由于软X射线吸收下降造成的强烈变化，需要同时进行多卫星观测以跟踪和了解连续体。除了早期的联合钱德拉和RXTE观测，我们目前的第一个结果，从最近的运动，代表了最好的宽带频谱的天鹅X-1有史以来取得的：在2008年4月18日/19日，我们观察到这个源与XMM-牛顿，钱德拉，朱雀，RXTE，INTEGRAL，斯威夫特，和AGILE在X-和伽马射线，以及与VLA在无线电。在黑洞的完美合并之后，我们探测到了软X射线吸收的下降，这可能是由于聚集的风中的团块覆盖了超过95%的X射线源，其柱密度可能达到几个10^23 cm^-2，这也通过康普顿散射影响了20 keV以上的光子能量。
2008-11-03 astro-ph
Galactic Winds
星系风是能量和金属在星系中循环并沉积到星系际介质中的主要机制。新的观测揭示了这一过程的普遍性，特别是在高红移的情况下。我们描述这些风背后的物理，讨论他们在附近的恒星形成和活跃的星系和高红移宇宙的观测证据，并考虑的星系和星系际介质的形成和演化的高能风的影响。为了激发未来的研究，我们总结了一系列观测和理论挑战。
2005-07-19 astro-ph
Obscured Active Galactic Nuclei
本文以X射线指示物为重点，评述了第二类窄线活动星系核的吸收特性。我讨论的性质的冷吸收介质（假定的环面）和再处理的组件，以及它们的影响的统一模型。研究了光学分类与X射线吸收之间的关系。的情况下，“化石”活动星系核，其类型2分类是不是由于吸收效应，也进行了讨论。虽然这篇评论主要集中在附近的塞弗特2星系，我也很快讨论吸收在较高的光度和较高的红移和X射线背景的影响。
2000-07-31 astro-ph
Interaction of Jets with Galactic Winds
我们已经使用了矢量化和并行磁流体动力学代码NIRVANA的NEC SX-5和新的SX-6安装在并行模式下模拟的相互作用的喷流与银河风，可能是典型的恒星爆发的射电星系的早期宇宙。两个模拟，一个轴对称的和一个在3D显示，射流刺穿和破坏一个薄而致密的外壳所产生的预先安装的超级风。我们认为，在高红移的小射电星系可能会被吸收的蓝翼由于银河风壳，并可能在红翼由于冷却流。在较大的来源，射流茧将填补风腔和加速壳。瑞利-泰勒不稳定性将破坏壳层，并在整个区域散布密集的、可能形成恒星的碎片。
2004-08-16 astro-ph
The magnetic field structure in NGC 253 in presence of a galactic wind
我们目前的无线电连续偏振观测附近的边缘星系NGC 253，它具有一个非常明亮的无线电晕。利用垂直同步辐射剖面和宇宙射线电子的寿命，我们确定宇宙射线的整体速度为（300+/-30）km/s，表明该星系中存在星系风。将大尺度磁场分解为盘中的环向轴对称分量和晕中的极向分量。极向分量显示了一个突出的X形磁场结构，以核心为中心，类似于在其他边缘星系中观察到的磁场。法拉第旋转测量表明极向场具有奇宇称（反对称）。NGC 253提供了将磁场结构与银河发电机和/或银河风流动模型进行比较的可能性。
2008-12-18 astro-ph
The 3.4 micron absorption feature towards three obscured active galactic nuclei
本文报道了NGC 3094、NGC 7172和NGC 7479核的3-4 $μ$ m谱的测量结果。在地基8-13 $μ$ m谱中，所有的源在$\sim$ 10 $μ$ m处都有强的类吸收特征，但没有可探测到的多环芳烃（PAH）发射特征。3.4 $μ$ m碳质尘埃的吸收功能检测到对所有的核。NGC 3094显示出可检测到的3.3 $μ$ m PAH发射特征，而NGC 7172和NGC 7479则没有。核辐射的光谱显示尘埃吸收的功能，但没有PAH的排放功能，被认为是由高度模糊的活动星系核（AGN）的活动占主导地位。对于NGC 7172，NGC 7479，和其他三个这样的核在文献中，我们调查的光学深度比之间的3.4 $μ$ m碳质尘埃和9.7 $μ$ m硅酸盐尘埃吸收（$τ_{3.4}$ / $τ_{9.7}$）。三个正面对着宿主星系的高度遮蔽活动星系核的$τ_{3.4}$ / $τ_{9.7}$比值系统地大于银河弥漫星际介质中的比值或两个侧面对着宿主星系的高度遮蔽活动星系核的比值。我们认为，如果遮蔽尘埃离活动星系核中心很近，以至于在其中产生了温度梯度，则可以解释较大的比值。如果这一想法是正确的，我们的结果可能为活动星系核附近存在假定的“尘埃托”提供光谱证据。
2000-08-05 astro-ph
Magnetic Field Seeding by Galactic Winds
星系际磁场的起源至今仍是一个谜，目前已提出了几种假说：原始相变、结构形成冲击和星系外流。在这项工作中，我们调查如何有效地银河风可以提供一个强烈的和广泛的“种子”磁化。这可以用来解释今天在星系团和星系际介质（IGM）中观察到的磁场。我们使用半解析模拟的磁化银河风耦合到高分辨率N体模拟的结构形成，以估计下限和上限的IGM的一部分，可以磁化到指定的水平。我们发现银河风能够在宇宙体积的很大一部分中产生磁场。大多数受风影响的区域的磁场在-12 < Log B < -8 G的范围内，而更高的种子场只有在非常接近风吹星系的情况下才能获得。这些种子场是足够强烈的一个中等效率的湍流发电机，以放大它们的观测值。磁化区域的体积填充因子强烈地依赖于风从环境介质加载质量的效率。然而，风永远不会完全充满整个宇宙，即使在z=0时，也可以在宇宙空隙和不受反馈影响的区域中找到原始气体。这意味着，在原则上，有可能探测到这些地区是否存在原始磁场。
2006-04-21 astro-ph
Soft X-Ray Absorption by Fe$^{0+}$ to Fe$^{15+}$ in Active Galactic Nuclei
一套完整的计算内壳层n = 2至3光激发的16个铁的电荷状态：Fe I通过Fe XVI。由这些激发产生的大量吸收线（主要是2 p- 3d）的混合形成了一个未分辨的跃迁阵列（UTA），它最近被确定为活动星系核（AGN）软X射线谱中16 - 17 μ m之间的一个突出特征。尽管混合内的电荷状态，个别离子的功能之间的充分分离，使精确诊断的电离范围内的吸收介质。柱密度和湍流速度诊断也是可能的，尽管精度较低。一个简短的原子参数用于建模的Fe 2 p- 3d UTA。结果表明，伴随的光激发到更高的水平（$n \ge$ 4），以及相关的光电离边缘的影响，也可能是相关的活动星系核光谱。
2001-09-19 astro-ph
FUSE Observations of Interstellar and Intergalactic Absorption Toward the X-ray Bright BL Lac Object Mrk 421
本文介绍了对明亮的BL Lac天体Mrk 421的X射线的高质量远紫外光谱探测器（FUSE）在910 - 1187 A的星际和星系间吸收的20 km /s分辨率的观测结果。在这项研究中，我们考虑的O VI吸收之间的-140至165公里/秒和它的关系，较低的电离吸收和强烈的吸收产生的O VII和O VIII在X射线波长。O-VI吸收范围从-140到60 km /s，与强烈的低电离气体吸收有关，起源于银河系厚盘/晕。这个O VI似乎是由多种过程的组合产生的，包括温暖和高温气体之间的导电界面，以及可能冷却的银河喷泉气体和热晕气泡。从60到165 km /s的O VI吸收具有不寻常的电离特性，因为除了C III之外，几乎没有相关的低电离吸收。这种吸收在两颗前景晕星上没有观察到，这意味着它发生在距离银河系盘3.5 kpc更远的气体中。在60至165公里/秒的速度范围内，O VI和C III吸收具有相同的运动学行为。N（O VI）/N（C III）= 10+/-3，速度范围为60至120 km/s。考虑到O VI与C III的关联，高速O VI不太可能与导致O VII和O VIII吸收的较热气体共存。O VI正速度吸收翼可能正在追踪热银河喷泉流出物中夹带的较冷气体。钱德拉和XMM-牛顿观测到的O VII和O VIII吸收可能是在高度延伸（~100 kpc）的银河日冕中的热气或本星系群中的热气。
2004-12-15 astro-ph
Investigating a Possible Spectral Signature of the Wind-ISM Interaction Region of Alpha Tau
来自哈勃太空望远镜上GHRS仪器的紫外光谱揭示了附近（d=20.0 pc）K5 III恒星Alpha Tau的Mg II h & k线中存在一种神秘的吸收特征。窄吸收看起来像星际吸收特征，但根据我们对局部ISM流矢量的了解，它位于错误的位置。由于吸收接近于恒星的静止坐标系，它被解释为来自于α-τ星的大质量冷风和星际介质之间的相互作用区域，即，阿尔法头的“天体层”我们计算流体动力学模型的α-τ星的天体层，以查看该模型是否可以重现镁II吸收功能。这些模型确实预测，恒星风物质在经过距离恒星几千天文单位的终止激波后被加热、减速和压缩，应该会产生一个Mg II吸收特征，其宽度和速度大致正确。然而，我们的第一个模型低估了Mg II柱密度的数量级。一个更大的参数搜索是必要的，看看所观察到的镁II吸收是否可以通过可接受的变化，通过恒星风和ISM属性复制。
2002-09-04 astro-ph
The impact of galactic winds from LBGs on the Intergalactic Medium
据报道，在类星体吸收光谱中几乎没有吸收或几乎没有吸收的莱曼破裂星系（LBG）附近有过多的视线，并被解释为星系风对星系际介质的影响。在这里，我们使用数值模拟来调查的通量概率函数接近合理的网站的LBG。我们发现，在模拟中我们的LBG附近的通量分布强烈依赖于红移，是非常敏感的平均程序。我们发现，一个没有星系风的模型和一个风泡大小为0.5Mpc/h（共动）的模型同样符合Adelberger等人（2005）对条件通量分布的新确定。Adelberger et al.（2003）以前的观测所提出的具有更大气泡尺寸的模型是基于更小的样本在更高的红移上，与新的数据不一致。因此，我们认为，由LBG驱动的星系风的体积填充因子可能比以前认为的要小得多，并且大多数负责与低柱密度Lya森林相关的金属吸收的金属不太可能被LBG喷出。
2005-11-01 astro-ph
Warm-Hot Gas in and around the Milky Way: Detection and Implications of OVII Absorption toward LMC X-3
在几个活动星系核的光谱中，已经探测到了高电离物质如OVII在零红移附近的X射线吸收线。然而，吸收气体的位置仍然是一个争论的主题。为了区分银河系和河外星系对吸收的贡献，我们获得了对黑洞X射线双星LMC X-3的Chandra LETG-HRC和FUSE观测。联合分析检测到的OVII和Ne IX Ka线，连同OVII Kbeta和OVIII Ka线的非检测，给出了温度，速度分散，和热氧柱密度的测量。X射线数据还允许我们将Ne/O比的95%置信下限设定为0.14。OVII线的质心和它从银河系OI K α吸收线的相对位移，在相同的观测中检测到，与LMC X-3（$+310 {\rm km s^{-1}}$）的系统速度不一致。远紫外光谱显示OVI吸收在银河系速度，但没有OVI吸收检测到在LMC速度在$> 3σ$意义。无论是非热加宽和降低的标度高度与电离状态的增加进一步表明，在超新星驱动的星系喷泉的高度电离的气体的起源。此外，我们估计的温暖和热的电子柱密度从我们检测到的OVII K α线在LMC X-3 X射线光谱和分散措施的脉冲星在LMC附近。然后，我们推断气体的O/H比为$\gtrsim 8 \times 10^{-5}$，与化学富集的银河喷泉情景一致。我们的结论是，银河系热星际介质一般应大大有助于在河外源的零红移X射线吸收线。
2005-08-30 astro-ph
Starburst-driven galactic winds: I. Energetics and intrinsic X-ray emission
我们已经进行了广泛的流体动力学参数的研究星暴驱动的星系风，最新的观测数据的最好的研究星暴星系M82的动机。我们研究风的动力学，形态和X射线发射取决于宿主星系的ISM分布，星爆恒星形成的历史和强度，以及存在和分布的质量负载的致密云。我们发现，银河风的软X射线发射来自低填充因子（ff <2%）的气体，其中只包含一小部分（f <10%）的风的质量和能量，无论风模型是否是强质量负载。因此，星系风的X射线观测并不直接探测流出物中包含大部分能量、质量或金属富集气体的气体。软X射线发射来自于不同温度和密度的气体。因此，基于将标准简单光谱模型拟合到现有的X射线光谱来估计星暴星系中热气的物理性质，应该受到极大的怀疑。这些风的大部分热能和动能都存在于一个充满热的体积中，T约为10^7 K，由于其密度低，因此发射率低，极难进行观测探测。总能量的大部分是这种热气体的动能，这是在试图从观测上限制风能时必须考虑的一个因素。我们还发现，星系风在将大量能量输送出宿主星系方面是有效的，而在将质量输送出恒星形成星系方面则效率低下。（节录）
2000-01-22 astro-ph
Galactic Wind Signatures around High Redshift Galaxies
我们进行了宇宙化学动力学模拟与不同强度的超新星（SN）的反馈和研究如何星系风的恒星形成的星系影响的星系际介质中的氢（HI）和金属（CIV和OVI）的吸收系统的功能在高红移。我们发现，外流往往逃逸到低密度区，几乎不影响致密的细丝可见HI吸收。结果表明，星系风不仅没有降低星系附近HI吸收的强度，反而使其略有增加。我们还发现，缺乏HI吸收的视线（LOS）接近星系，发现由Adelberger等人，可以由星系周围的热气体产生，这些气体是由吸积激波加热引起的。与HI相反，金属吸收系统对风的存在很敏感。没有反馈的模型可以在距离星系50 kpc以内的LOS中产生强的CIV和OVI吸收线，而强的SN反馈能够在大约两倍的距离内产生强的CIV和OVI线。我们还分析了HI，CIV，和OVI的平均transmittance在1小时$^{-1}$ Mpc的恒星形成星系。HI的透射率概率分布与SN反馈的强度无关，但强反馈产生的LOS与金属线的透射率较低。此外，即使在HI吸收较弱的情况下，强反馈也可以产生强OVI线。我们的结论是，OVI可能是最好的示踪星系风在高红移。
2007-04-04 astro-ph
HeI 1.083 micron emission and absorption in DG Tau: line excitation in jet, hot wind, and accretion flow
我们提出了长缝光谱和光谱天体测量的HeI 1.083微米的发射在金牛座T星，DG Tau。我们在HeI功能：中识别出三种成分：（1）速度为-200 km s^-1时的蓝移发射成分，（2）零速度时的亮发射成分，FWZI约为500 km s^-1，以及（3）速度在-250 ~-500 km s^-1时的蓝移吸收特征。蓝移HeI发射的位置和速度与[FeII] 1.257微米发射的高速分量（HVC）相一致，该分量来自恒星角秒内的喷流。喷流中存在如此高的激发线（激发能~ 20 eV）支持冲击加热的情况。明亮的HeI分量没有表现出任何空间延伸，它很可能是由磁层吸积柱产生的。蓝移的吸收显示出比H-α更大的速度，这表明这些吸收特征来自于靠近恒星的加速风。
2002-02-18 astro-ph
The growth of supermassive black holes in the centers of galaxies: absorption of stars and activity of galactic nuclei
研究了星系中心超大质量黑洞的演化。我们分析的动力学方程描述与恒星相遇的弛豫过程。恒星的初始分布函数被假定为等温的，并且它根据黑洞对恒星的消耗而变化。计算了消耗率，得到了超大质量黑洞的增长规律，即黑洞质量对时间的依赖性和对恒星速度色散的依赖性。计算得到的黑洞平均质量和黑洞对恒星的平均消耗率与观测值符合较好。
2004-03-01 astro-ph
Probing the nature of the ISM in Active Galactic Nuclei through HI absorption
围绕活动星系核（AGN）的气体的物理和运动学条件为理解核周围几千秒差距内发生的过程提供了关键的诊断。中性氢可以对这些区域提供重要的见解。除了探测在相对稳定的条件下（即环核盘/环面）气体的存在外，它还可以追踪极端外流的存在。简要介绍了这些现象的一些例子。对于活动星系核周围中性氢的研究，VLBI提供的高分辨率是至关重要的，以便定位发生吸收的区域，并详细研究气体的运动学。这里讨论了最近的VLBI结果。
2005-01-25 astro-ph
Stratified Quasar Winds: Integrating X-ray and Infrared Views of Broad Absorption Line Quasars
类星体以其数十年的频率从远红外到硬X射线发射的发光功率而闻名;不同频率的发射出现在从AU到秒差距的物理尺度上。因此，每个波长区域提供了进入中央引擎的不同视线和流出材料的单独探针。因此，获得一个完整的会计的物理特性和动能的类星体风需要一个全色的方法。X射线和红外线的研究是特别强大的覆盖范围内有趣的物理尺度和电离状态的流出。我们提出了一个分层的风图片的基础上的综合多波长的研究计划，旨在约束质量喷射的性质，从射电安静类星体。这种风包括三个区域：高度电离的保护气体，紫外线宽吸收线风，和冷尘埃外流。风的主要发射机制可能在每个区域都不同。虽然对于UV吸收风，共振线上的辐射加速占主导地位，但是保护气体可以替代地由磁力驱动。紫外线连续辐射压力，也许再加上磁发射，加速尘埃外流，模糊了统一方案中的内部宽线区域。
2007-02-07 astro-ph
