The Masses Of The B-Stars In The High Galactic Latitude Eclipsing Binary IT Lib
在银盘的恒星形成区发现了一些与星族I B星相似的蓝色恒星，它们距离银道面超过1千秒差距。对这些高纬度B星的真实距离和质量的不确定性引发了关于它们的起源和演化状态的争论。食双星IT Lib由两颗B星组成，距离银道面约1千秒差距，正向银道面移动。对这里给出的光和速度曲线的观察得出这样的结论：该系统中的B星是大质量的年轻主序星。虽然有几种可能的解释，但似乎最合理的是，IT Lib系统在大约3000万年前形成于盘中，并被弹射到目前的位置。
2002-10-28 astro-ph
The mysterious HI deficiency of NGC 3175
澳大利亚望远镜紧凑阵列HI观测揭示了在边缘螺旋星系NGC 3175的中心7 kpc中存在5.8 × 10^8 M_sun的HI气体。检测到的HI和CO气体可以解释为什么恒星的形成，如其他发射过程所追踪的那样，是在其盘的内部进行的。另一方面，整个外盘，超过3.5千秒差距半径，没有显示HI发射，有一个非常红的颜色，既没有无线电连续谱，也没有H-α发射。这表明NGC 3175的外部是静止的，即没有以可测量的速度形成恒星。它的HI缺陷和HI层的小范围，仅限于光学可见盘的边界，使NGC 3175成为一个特殊的螺旋星系。在我们的干涉观测中，没有在NGC 3175星系群中探测到星系际HI气体。早期的帕克斯望远镜单碟HI观测为干涉仪在2 × 10^8太阳质量时可能错过的扩散气体量设定了上限。在DSS板块上，NGC 3175星系群（Garcia 1993）中没有一个星系离它足够近，也没有一个星系显示出可能导致其大部分HI气体剥离的密切相互作用的扰动。因此，尽管进行了广泛的多波长调查，但NGC 3175外盘中不寻常的HI和恒星形成活动的原因仍然是一个有趣的谜团。
2001-03-06 astro-ph
Phase Structure of Weak MgII Absorbers: Star Forming Pockets Outside of Galaxies
类星体吸收线光谱中大量弱MgII双峰的发现揭示了一类新的神秘天体。将审查这些物体的特性。它们并不靠近发光星系，但它们的金属丰度接近太阳值;它们很可能是自我富集的。很大一部分弱MgII吸收体的大小被限制在10秒差距以下，但它们的吸收截面很大，这表明它们的数量比发光星系多100万倍。它们可能是第三星族星团的残余物，也可能是在冷暗物质结构形成情景中预期的“失败矮星系”中超新星残余物的示踪物。
2001-10-14 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
A Dynamical Study of the Non-Star Forming Translucent Molecular Cloud MBM16: Evidence for Shear Driven Turbulence in the Interstellar Medium
我们提出了一个高纬度云MBM16的速度相关研究的结果，使用一个完全采样的$^{12}$ CO地图，补充新的$^{13}$ CO数据。我们发现相关长度为0.4 pc。这与我们先前研究中描述的甲醛团块大小相似。我们将这种相关运动与湍流内的相干结构联系起来。这种结构是由自由剪切流产生的。它们出现在这个非恒星形成的星云中，表明动能是由外部剪切流提供给内部湍流的。这种长时间的大尺度驱动是解决分子云湍流耗散问题的一种可能途径。
1998-09-19 astro-ph
An X-ray Tour of Massive Star-forming Regions with Chandra
钱德拉X射线天文台正在提供大质量恒星形成区域的迷人新视图，揭示大质量恒星生命周期的所有阶段及其对周围环境的影响。我介绍了钱德拉对其中一些最著名的地区的参观：M17，NGC 3576，W3，船底座的Tr 14和30 Doradus。钱德拉强调了表征这些星系团生命的物理过程，从超紧凑HII区域（W3）的电离源到超级气泡，它们如此之大，以至于它们塑造了我们对星系的看法（30 Dor）。X射线观测通常会发现数百颗前主序星（低质量）伴随着为这些巨大的HII区复合体提供动力的OB星，尽管在一个案例中（北W3），这个群体神秘地消失了。质量最大的恒星本身往往是非常坚硬的X射线发射体;这可能是近双星的一个新指标。这些复合体有时充满了软漫射X射线（M17，NGC 3576），这是由快速O星风产生的数百万度等离子体的特征。在更古老的区域，我们看到大质量恒星死亡后留下的X射线残骸，这些恒星靠近它们的诞生地（Tr 14，30 Dor），在这些星团产生的超级气泡中爆炸为空腔超新星。
2006-08-08 astro-ph
Zw 1718.1-0108: a highly disturbed galaxy cluster at low Galactic latitude
我们报告了与附近星团Zw 1718.1 -0108相关的高度扭曲X射线辐射的发现，其中一个主要成员是强大的射电星系3C 353。这个星团在之前的X射线星团巡天中被忽略，因为它的银河纬度很低（b = 19.5度），尽管它在硬X射线波段（2-10 keV通量为1.2E-11 erg/s/cm 2）的亮度。我们的光学CCD图像的中央部分的集群显示了许多成员星系，这是暗淡的严重银河系消光。我们已经测量了三个明亮的星系附近的X射线发射峰的红移，他们都被发现是在z=0.028左右。ASCA GIS和ROSAT HRI图像显示三个对齐的X射线团嵌入在低表面亮度X射线发射中，延伸约30弧分。ASCA测量的平均温度为kT=4.3+/-0.2 keV，与星系团的温度-光度相关性相比，这对于热光度1.1 E +44 erg/s来说似乎是热的。不规则的X射线形态和不均匀的温度分布的证据表明，该系统正在经历合并的子结构。由于单个星系团的大小和亮度与星系团一致，Zw 1718.1 -0108被解释为星系团在暗物质晕中的合并，形成星系团，因此处于团簇形成的过渡阶段。
1999-11-30 astro-ph
Protoplanetary Disks in the Nearest Star-Forming Cloud: Mid-Infrared Imaging and Optical Spectroscopy of MBM 12 Members
最近发现的几组距离太阳100秒差距以内的年轻恒星引起了广泛的兴趣。考虑到它们的接近程度和可能的年龄差异，这些系统非常适合详细研究恒星和行星形成。在这里，我们报告的第一次调查的原行星盘在这样一个群体，高纬度云MBM 12在距离$\sim$ 65 pc。我们目前的中红外观测的八个候选人前主序星（PMS）的成员和两个主序星（MS）在同一视线，可能会或可能不会与该集团。我们还推导出H $α$和Li线宽从中等分辨率的光谱。我们报告了六颗PMS恒星-LkH $α$ 262，LkH $α$ 263，LkH $α$ 264，E02553+2018，RXJ 0258.3 +1947和S18 -的显着中红外过量的发现-可能是由于光学厚的拱星盘。我们对另外两颗PMS星和两颗MS星的通量测量与光球发射一致，使我们能够排除尘埃内盘。我们在MBM 12中发现的圆盘代表了已知最接近的非常年轻的原行星系统样本，因此是红外和毫米波长高分辨率成像的主要目标。
2001-02-15 astro-ph
New Pulsars Coincident With Unidentified Gamma-Ray Sources
我们提出了无线电搜索的结果，在不明EGRET源错误框内的雷达。利用帕克斯多波束系统，我们调查了银河系纬度|b| > 5度的56个源，这些源似乎与耀变体无关。这一星群被认为是像古尔德带、星系晕和/或毫秒星系那样分布的。在这次巡天中，我们发现了几颗新的双星，其中包括三颗新的双星系统。
2004-01-08 astro-ph
Infrared Search for Young Stars in HI High-velocity Clouds
我们已经搜索了IRAS点源目录和HIRES地图的年轻恒星对象（YSO）的方向上的五个\HI高速云（HVC）。与在晕中的光学搜索一致，没有发现高纬度HVC内部有广泛的恒星形成活动的证据。具体来说，我们在AIV云的方向或甚高速云HVC~110-7-465和HVC~114-10-440中没有发现恒星形成或YSO的迹象。我们只在M~I.1云的方向上发现了一颗年轻的恒星，它几乎与\HI发射结完美地排成一行。由于在晕中观测到的早期型恒星数量很少，这种位置重合的概率很低;因此，这颗年轻的恒星似乎与M~I.1云有物理联系。我们还在低纬云团复合体H（HVC~131+1-200）的核心区域观测到的\HI壳状结构中发现了一个很好的YSO候选者。这个区域可能是超新星遗迹，还有其他几个YSO候选者沿着爆炸产生的冲击波阵面形成。与最近的理论估计相一致，这些结果表明，在银河系中纬度和高纬度的HVC中，恒星形成率很低，但意义重大。特别是对于M~I.1，我们估计恒星形成过程的效率为质量的$M(YSO)/M(\HI)\ga 10^{-4}-10^{-3}$。这样的效率足以解释（a）少数年轻的蓝色恒星的存在，它们的年龄意味着它们诞生于星系晕中;（b）如果某些HVC的金属含量被证明是低的，则推断它们的非原生金属丰度。
1997-05-25 astro-ph
Missing Molecular Hydrogen and the Physical Conditions of GRB Host Galaxies
本文研究了伽马射线暴余辉（GRB）光谱中氢分子的丰度。在附近的星系中，H2追踪着冷的中性介质（CNM）和形成恒星的致密分子星际气体。虽然H2在麦哲伦星云中至少有一半的热星视线中被探测到，在类星体中约25%的阻尼Lya系统中被探测到，但在具有类似中性氢柱和金属丰度范围的五个GRB环境中的任何一个中都没有被探测到。我们没有检测到振动激发的H2，这意味着GRB本身已经光解离了它的母体分子云，所以这样的模型被排除了，除非母体云的半径<~4 pc，并且在光谱观测之前完全解离，或者恒星在其主序星寿命期间逃离了母体云。伽马射线暴的低分子部分是神秘的，因为它们的中性H柱密度很大，并且基于当地类似物的预期，即LMC中的30剑鱼座。GRB-DLAs中令人惊讶的H2缺乏表明，抑制LMC和SMC中分子形成的破坏过程在GRB宿主中更有效，最有可能是低金属丰度和10- 100倍于银河平均场的FUV辐射场的组合。这些推断的条件对这些早期星系中的恒星形成区域有很强的限制。
2007-03-26 astro-ph
Gamma-Ray Bursts: Afterglow Implications, Progenitor Clues and Prospects
伽马射线暴（GRB）是一种突然的、强烈的伽玛射线闪光，在几秒钟的时间里，它照亮了原本相当黑暗的伽玛射线天空。它们以每天一次的速度被探测到，当它们亮着的时候，它们的亮度超过了天空中所有其他的伽马射线源，包括太阳。在过去的三、四年里，科学家们已经取得了重大的进展，包括发现了伽马射线暴的缓慢衰减的X射线、光学和射电余辉，在宇宙学距离上识别了宿主星系，并找到了许多与恒星形成区和可能的超新星有关的证据。用相对论火球激波模型来理解伽玛暴和余辉辐射是如何产生的，已经取得了进展。这些进展为中心引擎的性质、它们的祖先的身份、环境的影响以及它们可能的引力波、宇宙线和中微子光度等问题开辟了新的前景和问题。这些问题的争论表明伽玛暴仍然是天体物理学中最神秘的谜团之一。
2001-02-14 astro-ph
ULXs, Microblazars, and the Unidentified EGRET sources
我们认为，超亮X射线源（ULXs）和一些可变的低纬度EGRET伽马射线源可能是相同的基本现象的两种不同的表现形式：高质量微类星体与相对论喷流形成一个小角度的视线（即微blazar）。微耀变体由相对较冷的等离子体（轻子的洛伦兹因子高达几百）形成喷流，自然会导致ULX。如果喷流中含有高能粒子（在洛伦兹因子以上的高能截止值为几千），则会产生相对较强的伽马射线源。Kaufman Bernado，Romero & Mirabel（2002）指出，伽马射线微耀变体总是有一个X射线对应物（尽管它可能相对较弱），而X射线微耀变体可能没有伽马射线对应物。
2003-01-31 astro-ph
X-ray spectroscopy of gamma-ray bursts: the path to the progenitor
尽管在观测和理论上做了大量的努力，爆发的起源仍然是一个神秘的物体。人们普遍认为，揭示其性质的最佳方法之一是研究爆炸发生的封闭环境的特性。讨论了时间分辨X射线谱的潜力和可行性，重点讨论了瞬发γ射线相。我们表明，吸收功能（或连续吸收）的研究可以揭示的径向结构的封闭环境，无法访问与不同的技术。我们讨论了几个爆发的即时和余辉光谱中的吸收检测，显示这些是如何与发生在致密区域的伽马射线暴相一致。特别是，我们表明，周围的云的半径和密度可以通过在迅速爆发阶段的柱密度的演变来测量。衍生的云的性质是类似的恒星形成茧和球内的分子云。我们的结论是，爆发可能与大质量恒星的最后演化阶段。
2002-01-17 astro-ph
C18O (3-2) observations of the Cometary Globule CG 12: a cold core and a C18O hot spot
对APEX望远镜观测冷云中C_（18）O（3-2）谱线的可行性进行了试验。由于329.330 GHz的谱线位于大气H2O强吸收的侧翼，因此只能在高海拔观测站观测到。使用三个最低的旋转能级而不是只有两个有助于缩小乌云和球状体的物理性质。高纬度低质量恒星形成区CG 12中两个C18 O极大值的中心被绘制成C18 O（3-2），并将数据与SEST的谱线数据一起进行分析。在C18 O最大值区（CG 12 N），T_MB（3-2）/T_MB（2-1）的比值为0.8，而在C12 S最大值区，T_MB（3-2）/T_MB（2-1）的比值为2. CG 12 N被模拟成一个直径为120“（0.4pc）的冷核，质量为27 Msun。在CG 12 S中检测到一个小的最大值，其峰温为T_MB ~11 K，C_（18）O（3-2）谱线较窄，约为0.8 kms ~（-1）。该最大值被建模为60“至80”直径（~0.2pc）热（80 K < Tex < 200 K）~1.6 Msun的团簇。源位于驱动源附近的高度准直的双极分子流出的轴上。这是第一次在低质量恒星形成区探测到这样一个紧凑、温暖的物体。
2006-06-06 astro-ph
Young Stars in the Camelopardalis Dust and Molecular Clouds. I. The Cam OB1 Association
本文研究了银河系赤道132- 158度和纬度pm 12度方向上尘埃云和分子云的分布。该区域的尘埃分布图是根据以下调查绘制的：Dobashi等人（2005年）的DSS I数据库中的恒星计数，Froebrich等人（2007年）的平均红外色过量调查和Schlegel等人（1998年）的100微米热尘埃排放调查。分子云的分布取自Dame等人（2001年）的全天CO调查。所有这些调查显示该地区的云模式非常相似。利用CO的径向速度，估算了分离云的距离。修正后的Cam OB 1星协成员列表包含43颗恒星和疏散星团NGC 1502。在这个区域内发现了18颗年轻的不规则变星和H α发射星。所有这些都证明了鹿豹座星云中的恒星形成过程仍在进行中。
2008-03-31 astro-ph
Common Correlations between 60, 100 and 140 um Intensities in the Galactic Plane and Magellanic Clouds
利用COBE（Cosmic Background Explorer）/ DIRBE（Diffuse Red-Background Experiment）ZSMA（Zodi-Submittance Average）图像，在60、100和140 μ m波长上研究了银河系和麦哲伦星云的远红外SED。我们分析了三个地区：银河纬度|b| <5度的银道面区域、大麦云（LMC）区域和小麦哲伦云（SMC）区域。由于尘埃在远红外波段的光学厚度远小于可见光波段的光学厚度，因此我们可以在同一视线上观测到来自不同星际辐射场（IRSF）区域的累积远红外辐射。作为考虑这种效应的结果，我们发现在所有三个星系的140 - 100微米和60 - 100微米的强度比之间的共同的远红外颜色相关。虽然这种颜色相关性不能用任何现有的模型来解释，但它非常符合附近恒星形成星系的远红外颜色。
2006-04-11 astro-ph
Preheating in the Universe Suppressing High Energy Gamma-rays from Structure Formation
宇宙中的结构形成过程可以由激波加速的电子产生高能γ射线，如果激波的动能的5%进入电子加速，这一过程可能是银河系外γ射线背景（EGRB）的起源，也可能是EGRET探测到的GeV波段未识别源的一部分。然而，我们指出，如果坍缩物质在引力坍缩时已经被外部熵源预热，则伽马射线的产生可能会受到严重抑制，这可以从星系团和星系群的光度-温度（LT）关系中推断出来。我们还通过一个简单的模型粗略估计了这种效应，表明EGRB通量可能被抑制约30倍。因此，结构的形成是很难成为主导的起源EGRB，如果预热实际上是负责所观察到的异常LT关系。γ射线团的可探测数量也减少了，但EGRET全天仍能探测到约5-10个正在形成的γ射线团，这个数量与EGRET目录中稳定的高纬度未识别源的数量相似。未来的GLAST任务应该探测到10^2-10^3伽马射线星系团，即使星系际介质已经预热。
2001-04-06 astro-ph
Cooling of young stars growing by disk accretion
在最初的形成阶段，年轻的恒星必须通过在坍缩的原恒星云中心形成的拱星盘的吸积来获得相当大一部分质量。在这段时间内，通过盘的质量吸积速率可以达到10^{-6}-10 ^{-5} M_Sun/yr，导致恒星表面附近大量的能量释放。我们研究了恒星表面的热内盘产生的辐射对吸积完全对流的低质量恒星的性质的影响，也看看年轻的褐矮星和巨行星等物体。在高吸积率下，辐射使赤道区域的表面温度升高到没有吸积时恒星的光球温度T_0以上。恒星表面的高纬度（极地）部分，在那里盘辐射很弱，保持它们的温度在T_0的水平。在强辐射区域，一个几乎等温的外部辐射区形成在完全对流的内部之上，导致来自恒星收缩的局部内部冷却通量的抑制（类似的抑制发生在辐射的“热对流星”）。这个辐射区的性质可能决定了平流进入恒星对流内部的热能的数量。与非吸积的情况相比，在整个恒星表面积分的总内禀光度减少了，在某些系统中（年轻的棕矮星，类星体盘中的恒星，形成巨行星），可能导致恒星收缩的延迟。恒星和棕矮星受到其盘的辐射，倾向于主要通过其冷的极地区域损失能量，而年轻的巨行星通过盘吸积，整个表面都冷却。
2007-07-24 astro-ph
A Self-Absorption Census of Cold HI Clouds in the Canadian Galactic Plane Survey
本文报道了银河系75 ~ 146度、-3 ~+5度范围内冷原子气体的21厘米线HI自吸收（HISA）测量。我们确定HISA空间和光谱局限的黑暗HI功能，并提取它从周围的HI排放的弧分分辨率的加拿大银河系平面调查（CGPS）。我们编制了一个目录中最重要的功能，在我们的调查和比较我们的检测与文献中的。在我们搜索的参数范围内，我们找到了几乎所有以前检测到的特征，并识别出许多新的特征。CGPS比以前的任何调查都更详细地显示了HISA，并允许将新的和以前发现的特征置于银河系结构的更大背景中。在空间和径向速度，微弱的HISA检测几乎无处不在的HI发射背景是足够明亮的。这种周围的HISA人口可能是由中性星际介质中温度和速度的小湍流波动引起的。相比之下，更强的HISA被组织成离散的复合体，其中许多遵循一个椭圆形的速度分布，这表明它们是通过英仙座臂的螺旋密度波的速度反转而变得可见的。以这种方式揭示的冷HI可能最近通过了螺旋激波，并正在形成分子，最终形成新的恒星。本文是以高角分辨率研究HISA的系列文章中的第二篇。一个配套文件（纸III）详细介绍了我们的HISA搜索和提取算法。
2005-03-05 astro-ph
Optical Characterization of a New Young Stellar Population in the Serpens Molecular Cloud
我们报告的光学光谱调查的结果，旨在确认青年和确定的光谱类型之间的样本年轻恒星对象（YSO）候选人在巨蛇座分子云。我们观察到150个红外多余物体，以前发现的斯皮策遗产计划“从分子核心到行星形成的恒星”（c2 d），足够明亮的后续斯皮策/IRS光谱。我们获得了78个具有足够信噪比的光谱。消光，有效温度和光度估计为这个样本，并用于构建人口的H-R图。我们确定了20个污染样品的背景巨星，基于它们相对较高的消光，在H-R图中的位置，缺乏H α发射和相对较低的红外过量。如此强烈的背景污染（25%）与巨蛇座接近银河平面（银河纬度5度）的位置相一致。剩下的58颗恒星（75%）都被证实是年轻的，大部分是K型和M型恒星，被认为属于星云。根据理论演化模型推断出YSO的个体年龄和质量。这些模型表明恒星年龄从1到1500万年不等，峰值在2 - 600万年，质量分布为0.2到1.2 Msun，中值约为0.8 Msun。在超过一半的样本（35颗恒星）中检测到强H发射线（EW[H α] > 3 A）。由H谱线宽度得出的质量吸积率分布范围很广，超过4个数量级，平均吸积率为10^-8 Msun/yr。我们的分析表明，在巨蛇座探测到的大多数红外多余物体都是活跃的吸积，年轻的T-Tauri恒星。
2008-10-05 astro-ph
Spitzer/IRAC and ISOCAM/CVF insights on the origin of the Near to Mid-IR Galactic diffuse emission
我们测量IRAC颜色的扩展发射在几个领域，涵盖了银河系的纬度范围和恒星形成区域以外的天体。我们确定的性质，银河系的漫反射发射斯皮策/IRAC图像结合光谱数据。我们表明，PAH功能使发射在IRAC 5.8和8.0 $μ$ m通道，而3.3 $μ$ m功能仅代表20至50%的IRAC 3.6 $μ$ m通道。NIR连续谱是解释IRAC 4.5 $μ$ m发射和IRAC 3.6 $μ$ m发射的剩余部分所必需的。这种连续性不能用散射光来解释。它占多环芳烃吸收总功率的9%，占星际紫外光子通量的120%。根据IRAC 8.0 $μ$ m通道，观察到3.3 $μ$ m特性随场而异。连续谱和3.3 $μ$ m特征强度不相关。我们提出的模型计算，我们的测量的多环芳烃的光谱能量分布的颗粒大小和电离状态。阳离子和中性多环芳烃的排放特性推断经验从\object{NGC7023}的意见。多环芳烃的特性是最好的限制在视线内的银河系，主要由冷中性介质相：我们发现，PAH阳离子分数约为50%，其平均大小约为60个碳原子。一个显着的字段到字段的PAH平均大小，从40到80个碳原子的分散，是必要的占所观察到的变化，在3.3 $μ$ m功能强度相对于IRAC 8.0 $μ$ m通量。然而，只要连续统的起源仍然不清楚，人们就不能对特征解释有把握。
2006-04-11 astro-ph
