Bright Star Clusters in the Antennae analysed with Evolutionary Synthesis
HST WFPC 1观测显示，738个明亮的星团分布在相互作用的星系对NGC 4038/39的内部12 kpc。如果在全球星爆中形成的年轻星团（YSC）是（原）球状星团或疏散星团，对椭圆星系的形成有着深远的影响。在WFPC 1图像上难以测量YSC的有效半径，它们目前的光度函数（LF）看起来是指数的。各种金属丰度的星团的演化合成模型被用来单独确定这些星团的年龄，并描述它们未来的光度和颜色演化。我们确定了一个小的，但似乎合理的老球状星团（GC）的数量。适当考虑年龄分布的影响显着改变了形状的YSC LF从一个指数走向高斯在进一步的演变。这表明--至少大部分--YSC很可能是GC，这意味着在螺旋-螺旋合并+星爆期间，特定的GC频率可以显着增加。YSC被优先观察到它们形成的那些银河中心半径周围，作为NGC 4038/39中全球星暴动力学演化的示踪剂。我们尝试性地报告了几个YSC性质的径向趋势，以通过WFPC 2的再观测进行验证。
1997-11-10 astro-ph
Infrared Line Emission in the Interacting Region of Arp 244 (the Antennae): Colliding Molecular Cloud Complexes ?
本文报道了在银河系（NGC 4038/4039）相互作用区红外氢复合线的速度分辨光谱。人们一般认为，活跃的恒星形成是由于两个星系和两个分子云复合体的磁盘的相互作用，在速度上分开的$\sim$ 100 km s $^{-1}$，已被观察到在该地区的南部。我们的测量结果表明，这两个云复合体正在相互远离。这一结果提出了一些有趣的问题，即导致Arp 244和其他相互作用星系中恒星爆发的物理机制。
2001-02-23 astro-ph
Dissecting starburst galaxies with infrared observations
红外区包含了许多独特的诊断功能，用于探测星暴星系的天体物理学。在简要总结了最重要的示踪剂之后，我们详细介绍了利用发射谱线探测银河系中一个年轻超星团主序的上部，以及附近超亮红外星系Arp 220的致密尘埃星暴
2004-11-24 astro-ph
A compact starburst ring traced by clumpy OH megamaser emission
我们模拟了来自亮红外星系IIIZw 35的OH超脉泽辐射，它是由一个半径为22 pc、质量为7 x 10^6 Msun的狭窄旋转星暴环产生的。我们展示了如何从这个环的紧凑和明显的扩散脉泽发射可以产生从一个单一的阶段的不饱和脉泽云放大背景无线电连续谱。据估计，脉泽云的直径小于0.7 pc，内部速度色散约为20 km/s。我们发现这些云既不是自引力的，也不是压力限制的，而是自由膨胀的。它们的散布寿命可能决定了环的垂直厚度。如果内部密度估计为3 x 10^3 cm^-3，则云的质量约为24 Msun。观测到的光谱特征和速度梯度表明，云必须流出和逃离核。云的质量流出率估计为0.8 Msun/yr，而恒星形成率约为19 Msun/yr。相关的电离气体，可能产生的消散的云，提供免费免费的吸收沿源轴，解释了观察到的东西不对称。我们发现，即使在一个相对较低的增益OH超脉泽的微波激射介质的块状可以有一个显着的效果观察。具体地说，在IIIZw 35我们的cloudspeaker微波激射模型自然解释了大的线连续比，大1667 MHz：1665 MHz线比和广泛的速度分散在紧凑的微波激射斑点。其他天体物理学上的脉泽，既有致密的，又有明显的弥散发射，可能也可以用类似的星团结构来解释。
2005-07-19 astro-ph
Multiple Scattering in Clumpy Media. II. Galactic Environments
我们提出并讨论了新的多重散射辐射转移计算的三种代表性类型的银河系环境，充满了均匀或两相cluerous尘埃分布的结果。消光和散射性质的两种类型的星际尘埃，类似于银河系（MW）和酒吧的小麦哲伦云（SMC）的平均扩散介质中发现的，被认为是。波长覆盖范围从1000 A到30，000 A，特别强调静止帧UV。这使得这些模型特别适用于星暴星系和莱曼破裂星系样本。模型的检查集中在研究紫外/可见光/近红外线的红化效应，衰减的波长依赖性，并在不同的恒星/尘埃几何形状从均匀的尘埃分布到clusterous尘埃分布的过渡所产生的变化。嵌入的灰尘，特别是当cloudness，导致饱和度在相当低的红化值与相应的灰色衰减函数。如果只有紫外/可见/近红外数据，这就很难评估星爆星系远紫外通量的衰减。现有的紫外线选择的星爆星系的数据表明，紫外线衰减因子的范围为0-150。我们的模型再现了“卡尔泽蒂衰减定律”，提供一个采用SMC型尘埃和clusianshell-type尘埃分布周围的星爆。发现Calzetti样品的平均远紫外衰减因子为7.4。对单个星系的紫外线衰减因子的唯一相对可靠的测量是在1600 A附近测量的远红外线通量与远紫外线通量的比值，这需要测量星系的整个光谱能量分布。
1999-07-25 astro-ph
The dark side of star formation in the Antennae galaxies
我们比较了红外空间天文台的中红外图像的星系（NGC 4038/39），从哈勃太空望远镜的光学图像。中红外观测表明，在这个星系碰撞系统中，最强烈的星暴发生在一个在可见光波段不明显的离核区域。中红外光谱分析表明，大质量恒星形成于一个半径为50 pc的光暗结中，它产生了12.5 - 18微米的星系总光度的15%。这里报道的中红外观测结果表明，由于尘埃遮蔽，仅基于可见光波长的碰撞/合并系统中恒星形成特性的解释可能会产生严重的偏差。这个附近的原型合并系统的多波长视图表明，在推导高红移星系的早期演化的情况下，仅使用在狭窄的静止帧紫外波长范围内的观测谨慎。
1998-02-13 astro-ph
Smooth and Starburst Tidal Tails in the GEMS and GOODS Fields
GEMS和GOODS场被检查到z~1.4，用于星系相互作用和合并。基本的形态是熟悉的：触角与长潮汐尾巴，潮汐矮星，合并的核心; M51型星系与磁盘螺旋和潮汐臂同伴;早期型星系与弥漫的羽状;等质量的掠食碰撞;和厚J形的尾巴串珠与恒星形成和双核心。一种类型在当地并不常见，显然是较小星系的松散组合。对尾巴和团块进行了光度测量，并假设光度红移确定了物理尺寸。与本地天线相比，GEMS和GOODS系统中的双尾天线小约3倍;它们的圆盘比本地小约2倍。早期类型星系之间的碰撞通常在它们的尾部没有精细结构，这表明恒星碎片通常不是不稳定的。一个例外是5x 10 **9 Msun光滑的红色团块，可能是纯粹的恒星凝聚。大多数潮汐矮星是蓝色的，可能是由气体中的引力不稳定性形成的。一个潮汐矮星看起来像是以前就存在的，是被潮汐力合并到臂尖的。潮汐臂中的恒星形成区的质量比本地星系中的恒星复合体大10到1000倍，尽管它们的间距大致相同。如果它们都是由引力不稳定性形成的，那么相互作用星系中的气体速度色散必须比本星系大5倍或更多;气柱密度必须大这个因子的平方。
2007-04-06 astro-ph
Resolved shocks in clumpy media
本文用多流体理论研究了凝块体介质中的激波结构。正如预期的那样，激波在减弱时变宽：对于足够弱的激波，结构中不会出现粘性子激波。这对于稠密云在从行星状星云到星暴星系核的广泛天体物理环境中被冲击淹没的区域中的生存具有重要意义。
2001-11-20 astro-ph
A Mini-survey of X-ray Point Sources in Starburst and Non-Starburst Galaxies
本文比较了3个星暴星系（NGC 3184、NGC 1291、M83和IC 5332）和4个非星暴旋涡星系（NGC 3184、M82和NGC 253）的X射线点源光度函数。我们发现，星暴的光度函数比旋涡星系的光度函数平坦，在高光度下，星暴有相对较多的光源。这种趋势延伸到早期类型的星系，它们的光度函数比螺旋星系更陡。我们表明，光度函数的斜率与60微米光度，恒星形成的措施。我们认为，亮度函数的差异与年龄的X射线二进制人口，并提出了一个简单的模型，突出了亮度分布的形状是如何受到影响的年龄的基础X射线二进制人口。
2002-03-12 astro-ph
Feedback in the Antennae Galaxies (NGC 4038/9): I. High-Resolution Infrared Spectroscopy of Winds from Super Star Clusters
我们提出了高分辨率（R ~ 24,600）近红外光谱的最年轻的超级星团（SSC）的原型星暴合并，银河星系。这些SSC是年轻的（300 - 700万年）和大质量的（Kroupa IMF的10^5 - 10^7 M_sun），它们的光谱特征是广泛的，扩展的Br-γ发射，所以我们称它们为发射线星系团（ELC），以区别于更老的SSC。大多数ELC的Br γ线具有超音速宽度（60-110 km/s FWHM）和非高斯翼，其速度超过星团的逃逸速度。这些高速的未结合气体在至少几次交叉的过程中，由星团中的大质量O型和W-R型恒星提供动力的风中流出。一些ELC相对于那些较老的SSC的大尺寸可能是由于这些外流引起的膨胀;许多ELC可能无法作为束缚恒星系统生存下来，而是迅速消散到场人口中。所观察到的趋势，老年人的ELC更紧凑的年轻人是一致的，在给定的年龄最集中的集群的优先生存。
2007-06-26 astro-ph
Starburst triggered by compressive tides in galaxy mergers
星系的潮汐场一般都是分裂性的。然而，在星系合并的情况下，潮汐波的压缩模式可能会发展并持续足够长的时间来形成星团。使用N体模拟的银河系，我们得出这些压缩区域的位置和统计的持续时间。潮汐的空间分布和观察到的年轻集群之间的协议被发现，而来自潮汐场的特征e-折叠时间为10至30万年比较好与团簇形成的时间尺度。
2008-10-07 astro-ph
K-Band Spectroscopy of an Obscured Massive Stellar Cluster in the Antennae Galaxies (NGC 4038/4039) with NIRSPEC
本文介绍了用近红外光谱技术在W. M.凯克天文台。我们用NIRSPEC的狭缝照相机在K波段以0.39”视宁度拍摄了南核（NGC 4039）附近的星团。在近红外波段（M_K（0）= -17.9）发现的最亮星团在光学上并不明显，但与Mirabel等（1998）提出的中红外波段（12-18 μ m）ISO图像上的最高表面亮度峰相一致。在R = 1900处，我们获得了高信噪比的2.03-2.45 μ m光谱。该星团非常年轻（年龄约400万年），质量大（M ~ 16 E6 M_sun），结构紧凑（密度约115 M_sun pc^（-3），半光半径为32 pc），假设是Salpeter IMF（0.1-100 M_sun）。它的热恒星具有T_eff ~ 39，000 K的辐射场，它们覆盖着一个致密的HII区，n_e ~ 10^4 cm^（-3）。这些恒星深埋在气体和尘埃中（A_V = 9- 1 - 0等），它们的强FUV场为一个密度n_H > 1 - 0^5 cm^（-3）的星团光离解区提供能量，其尺度约为200 pc，辐射L{H_2 1-0 S（1）}= 9600 L_sun。
2000-02-17 astro-ph
The interstellar medium of the Antennae Galaxies
为了研究典型的星系合并系统（NGC 4038和NGC 4039）中的星际介质的性质，我们获得了CO（1-0），（2-1）和（3-2）的线图，以及870微米的连续辐射图。我们的研究结果结合从X射线到无线电波长的数据进行了分析。为了区分准确的一致性和仅仅是密切对应的发射功能，我们比较的形态结构的不同的发射组件在最高可用的角分辨率。为了限制分子气体的物理状态，我们应用模型的光子主导区域（PDR），使我们能够适应CO和[CII]的数据，以及其他指标的广泛的PDR在银河系，特别是在超巨型分子云（SGMC）复合物的相互作用区域（IAR）之间的两个星系。模拟的云具有中等高的气体密度（高达4 × 10^4 /cm ^3）和相当低的动力学温度（<= 25 K）的核心。目前，所有这些云，包括那些靠近星系核的云，都没有显示出强烈的星暴活动的迹象。热无线电或中红外发射都被观察到峰值略微偏离分子峰。该星系的总分子气体质量为10^10 M_sun。在每个星系核附近，分子气体质量为1-2 × 10^9 M_sun，几乎是银河系中心区域的100倍。此外，气体似乎并没有偏离我们银河系盘而不是我们银河系中心的典型N_{H_2} /I_CO比率太多。
2007-02-13 astro-ph
Infrared Spectroscopy of a Massive Obscured Star Cluster in the Antennae Galaxies (NGC 4038/4039) with NIRSPEC
本文介绍了用近红外光谱技术在W. M.凯克天文台。我们用NIRSPEC的狭缝照相机在K波段以0.39”视宁度拍摄了南核（NGC 4039）附近的星团。在近红外波段（M_K（0）= -17.9）发现的最亮星团在光学上并不明显，但与Mirabel等（1998）提出的中红外波段（12-18微米）ISO图像上的最高表面亮度峰相一致。我们获得了高信噪比的2.03 - 2.45微米光谱的核心和被遮蔽的星团在R ~ 1900。该星团非常年轻（400万年前），质量大（16 e6 M_sun），结构紧凑（在32 pc的半光半径内，密度约为115 M_sun pc^（-3）），假设是Salpeter IMF（0.1 - 100 M_sun）。它的热恒星具有T_eff ~ 39，000 K的辐射场，它们拥有一个致密的H II区，n_e ~ 1 e 4 cm^（-3）。这些恒星深埋在气体和尘埃中（A_V ~ 9- 1 - 0等），它们的强FUV场为一个密度n_H >= 1 e5 cm^（-3）的星团光离解区提供能量，其尺度可达200 pc，辐射L[H_2 1-0 S（1）] = 9600 L_sun。
1999-12-17 astro-ph
Dust in Starburst Galaxies
为了研究星暴尘埃的性质，我们建立了星暴星系中恒星和尘埃的模型，并将其应用于30个观测到的星暴光谱能量分布（SED）。星暴模型是将两个恒星演化合成模型与一个描述恒星光子通过尘埃的辐射转移模型相结合而建立的。利用恒星演化合成模型计算了年龄在1 × 10^6 ~ 15 × 10^9年之间的恒星星族的无尘SED。使用Monte Carlo辐射转移模型，计算了平均银河系（MW）和小麦哲伦云（SMC）尘埃，两种不同的恒星/尘埃几何形状，和本地均匀或cluderous尘埃的尘埃的影响。使用颜色-颜色图，星爆模型被用来解释30星爆的行为与孔径匹配的紫外和光学SED（和IR的30）从以前的研究。从色-色图中，很明显，星爆中的尘埃有一个消光曲线，缺乏2175 A的凸起，就像SMC曲线一样，还有一个陡峭的远紫外线上升，介于MW和SMC曲线之间。恒星/尘埃几何学能够解释30个星爆在各种颜色图中的分布，它有一个内部的无尘恒星球，周围是一个外部的无星尘埃壳。当结合其他工作从文献中的猎户座地区和30多尔地区的大麦云，这项工作意味着一个趋势，在尘埃性质与恒星形成强度。
1997-05-07 astro-ph
ISO Images of Starbursts and Active Galaxies
我们提出了一些亮点，从中红外（5-16微米）的图像合并的大质量星系获得的红外空间天文台（ISO）。我们已经观测到：1）超亮红外核，2）发光尘埃笼罩的星系核星暴，3）活动星系核（AGN）。在这篇文章中，我们讨论的观测Arp 299，一个非常明亮的红外星系的原型，这是一个合并的原型，半人马座A是最接近地球的活动星系核。从这些观察中，我们得出以下结论：1）在星系碰撞系统中最强烈的星暴和最大质量的恒星是在光学波长下看起来不明显的区域中的尘埃，2）最强烈的核红外源是活动星系核和星暴活动的组合，3）触发巨大双叶结构的射电大声活动星系核的宿主可能是由椭圆星系内的棒旋组成的共生星系。
1999-08-17 astro-ph
The Young Star Cluster System in the Antennae: Evidence for a Turnover in the luminosity function
星团系统的光度函数（即每个光度区间的星团数量）是探测恒星团簇形成条件的重要诊断。早期的研究已经揭示了老球状星团和年轻星团之间的明显二分法，前者以高斯形LF为特征，后者遵循幂律。最近，这一观点受到了星系合并遗迹和星暴后星系研究的挑战。在本文中，我们重新评估的年轻（$\lta$几百万年，与大多数$\lta$几十万年）星团系统中正在进行的螺旋-螺旋主要合并系统NGC 4038/39，"银河系"星系。银河系代表了一个非常活跃和复杂的恒星形成环境，这阻碍了星系团的选择和测光以及观测完整性分数的确定。一个主要的问题是，在大多数早期的研究中包含了大量明亮的年轻恒星，我们通过准确确定源的大小，小心地将它们从我们的星团样本中排除。由此产生的LF拟合高斯和幂律分布，同时考虑到观测的完整性分数和光度误差，并使用似然比检验进行比较。使用蒙特卡罗模拟严格评估似然比结果。我们进行了一些额外的测试，例如，与总样本的子集，都证实了我们的主要结果：高斯分布适合观察到的LF的集群在这个优先非常年轻的集群系统显着优于幂律分布，在（统计）误差概率小于0.5%。
2007-02-15 astro-ph
IRAC and MIPS Observations of the Interacting Galaxies IC 2163 and NGC 2207: Clumpy Emission
IC 2163和NGC 2207是相互作用的星系，已经在光学和无线电波长上进行了很好的研究，并在数值模型中进行了模拟，以再现观察到的运动学和形态学特征。斯皮策IRAC和MIPS的观测报告显示，年轻的恒星复合体中有200多个明亮的团块。最明亮的红外线团块是NGC 2207西翼中一个形态特殊的恒星形成区域。这个团，其中占主导地位的H α和无线电连续辐射从两个星系，占~12%的总24 μ m流量。无论是在IC 2163的椭圆形星暴中，还是在NGC 2207的薄旋臂中，近一半的团块都沿着一些平行结构有规律地分布。这种规律性似乎影响了团块的光度函数，使其峰值接近完整性极限的10倍，特别是在星暴椭圆形。这与团簇内部的光学团簇不同，后者的光度函数符合通常的幂律形式。巨大的红外团块可能是由椭圆形和螺旋形臂的压缩气体中的引力不稳定性形成的，而单个的星团则是由这些更大尺度结构中更混乱的过程形成的，例如湍流压缩。
2006-05-20 astro-ph
Mid-IR Galaxy Classification Based on Silicate Obscuration and PAH Equivalent Width
我们提出了一个新的诊断图的基础上的6.2微米的PAH发射功能的等效宽度和9.7微米的硅酸盐功能的强度的红外星系的中红外光谱。根据星系在图中的位置，我们将星系分为9类，从连续主导的活动星系核热尘光谱和PAH主导的星暴光谱到吸收主导的深暗星系核光谱。我们发现星系系统地分布在两个不同的分支：一个是活动星系核和恒星爆发为主的光谱，一个是深度模糊的核和恒星爆发为主的光谱。分离成两个分支可能反映了两组来源中尘埃几何形状的根本差异：cluerous与非cluerous遮蔽。ULIRG的光谱沿着两个分支的全长被发现，反映了ULIRG家族的多样性。
2006-11-29 astro-ph
Super Star Cluster Velocity Dispersions and Virial Masses in the M82 Nuclear Starburst
利用Keck天文台的高分辨率近红外光谱仪测量了M82核星爆中19个超星团的恒星速度频散。星团的年龄大约为1000万年，这比它们的速度色散和半径所暗示的交叉时间要长很多倍。因此，我们应用维里定理推导出15个SSC的运动质量。SSC的质量为2 x 10^5至4 x 10^6太阳质量，总人口质量为1.4 x 10^7太阳质量。比较年轻的M82 SSC和老的银河系球状星团的半径-速度色散曲线表明，SSC是一个潜在的球状星团的人口。我们提出了SSC的质量函数，并找到了指数为gamma = -1.91 +/- 0.06的幂律拟合。这一结果与银河系中年轻SSC的质量函数几乎相同。
2007-04-04 astro-ph
Magnetic fields in merging spirals - the Antennae
我们提出了一个广泛的研究磁场在一个系统的合并星系。我们用C和D组态的VLA获得了NGC 4038/39（射电望远镜）在8.44，4.86和1.49GHz的射电总强度和偏振图。发现10.45GHz处的射电热分数约为50%，高于正常螺旋。这两个星系的平均总磁场大约是正常螺旋星系的两倍（20微G）。然而，场的规则性程度相当低，这意味着在相互作用增强的恒星形成区域中规则分量的缠结。我们的数据与HI，H α，X射线和远红外线相结合，使我们能够研究不同的气相和磁场之间的局部相互关系。我们区分了几个无线电发射区域具有不同的物理特性，并在不同的进化阶段。整个重叠区域显示出一个连贯的磁场结构，很可能追踪合并螺旋臂之间的碰撞线，而总的无线电发射揭示了隐藏的恒星形成巢。它的南部是一个特别强烈的合并引发的星暴。高度纠缠的磁场达到30微G的强度，甚至比两个单独的星系还要大，这可能是由于从母盘中拉出来的原始磁场的压缩。在东北脊，远离恒星形成区，磁场是高度相干的10 microG示踪气体剪切运动沿潮汐尾巴的强烈的规则组成部分。模拟法拉第旋转数据表明，我们处理的三维弯曲结构的磁场，成为几乎平行于天空平面的东南部的脊。
2004-01-09 astro-ph
A gas-rich nuclear bar fuelling a powerful central starburst in NGC 2782
基于OVRO CO（J=1->0）数据、WIYN BVR和Halpha观测数据、可用的NIR图像、5 GHz RC图和HST图像，我们提出了一个证据，表明奇特的相互作用的星暴星系NGC 2782（Arp 215）拥有一个富含气体的核恒星棒，为M82级强大的中央星暴提供能量。NGC 2782拥有一个半径约为7.5“（1.3 kpc）的球状棒状CO特征，这导致了一个类似大小的核恒星棒。核CO棒质量很大：它包含约2.5x10**9 M_sun的分子气体，占1.3 kpc半径内动力学质量的约8%。在一氧化碳棒内，发射峰位于两个延伸的clueblobe，位于核的相对两侧，相隔约6“（1 kpc）。在CO叶之间，在200 pc半径的内部，存在着一个强大的中心星暴，它正在以3到6 M_sun yr-1的速度形成恒星。虽然圆形运动占主导地位的CO速度场，CO叶显示弱酒吧样的流运动的领先侧的核恒星酒吧，暗示气体流入。我们估计半解析的重力扭矩从核恒星酒吧的气体，并建议大的气体流入率从CO叶到中央星爆。这些观测结果是第一批显示核恒星棒将分子气体注入强烈的中央星暴的观测结果之一，与模拟和理论相一致，这些理论表明核棒提供了一种有效的方式，将气体输送到更靠近银河系中心的地方，为中心活动提供燃料。此外，几个大质量的团块存在于低半径，动力摩擦可能会产生进一步的气体流入。我们认为，核分子气体基础和中心活动将是非常短…
1999-07-07 astro-ph
Attenuation law of normal disc galaxies with clumpy distributions of stars and dust
本文研究了恒星和尘埃在空间呈团状分布的星际介质中的衰减规律。通过多相ISM模型引入了粉尘分布的块状性。在一维平行平面几何中，采用巨颗粒近似，将尘埃团视为大颗粒（即巨颗粒），通过团簇理论求解了一组具有多个各向异性散射的辐射转移方程.恒星分布的聚集性是由嵌在聚集体中的最年轻的恒星引起的。我们假设老年恒星的空间分布是平滑的。最年轻的恒星被密度更大的尘埃气体包围，比弥漫的老恒星遭受更强的衰减（即年龄选择性衰减）。表观衰减律是一个组合的衰减规律的cluerous年轻的恒星和弥漫的老恒星的光度权重。一般来说，随着波长的减小，控制光度的恒星星族从较老的恒星向较年轻的恒星转变。这使得衰减定律变得陡峭;复合衰减从较老恒星在长波长处的小衰减迅速增加到较年轻恒星在短波长处的大衰减。由此产生的正常盘星系的衰减规律预计将比Calzetti等人观察到的星暴星系陡峭得多。最后，Calzetti的衰减规律被认为是一个特殊的情况下，在我们的框架中的大密度。
2005-02-03 astro-ph
Comparing Chandra and SIRTF Observations for Obscured Starbursts and AGN at High Redshift
跟踪恒星形成率高红移需要知识的贡献，从光学可见光和模糊的来源。这些布满尘埃的光学模糊星系可以通过X射线和红外线探测来定位。为了建立仅基于X射线和红外巡天来选择此类源的标准，我们确定了SIRTF和钱德拉观测到的红外线与X射线亮度的比值，如果在高红移下观察到与附近星爆具有相同光谱形状的物体。参数IR/X定义为IR/X =（在SIRTF MIPS 24 $μ$ m过滤器中观察到的通量密度，单位为mJ y）/（在0.5-2.0 keV范围内观察到的总通量，单位为10^-16尔格\s \cm^2）。根据对NGC 4038/39（"天蛾“）、NGC 3690+IC 694（Arp 299或Mkn 171）、M 82和Arp 220的观测，利用红外空间天文台（ISO）的中红外光谱和Chandra的X射线光谱对9个星暴区进行了比较。确定IR/X，因为它们将在1<z<3时出现。在这个红移范围内，平均IR/X为1.3，并不是红移或光度的重要函数，这表明在24 $μ$ m处达到0.4 mJy的SIRTF巡天应该能探测到与在0.3 × 10 ^-16尔格/秒/厘米^2通量处探测到的深CXO巡天相同的恒星爆发。星暴的IR/X的下限约为0.2，这表明IR/X小于这个值的天体除了星暴外，还有活动星系核的X射线成分。还确定了NGC 1068、圆规星系和NGC 6240内被遮蔽活动星系核的IR/X值，以供比较，尽管…
2003-09-16 astro-ph
Near-infrared line imaging of NGC 7771
本文首次给出了星暴星系NGC 7771的环核星形成环（长轴直径7”= 2kpc）的高空间分辨率近红外宽波段JHK图像和BrGamma 2.1661 μ m和H_21 -0 S（1）2.122 μ m发射线图像。这些数据被用来调查的星爆环的形态和灭绝，并研究其恒星形成的性质和历史，通过比较观察到的数量与进化的人口合成模型。NGC 7771的星团形态随波长变化很大，这是由于消光（平均值为A_V = 2.8）、热尘埃和红超巨星的辐射以及环中几代恒星的共同作用。此外，椭圆率和环的位置角取决于波长。NGC 7771中的星暴环具有较小的BrGamma等效宽度。假设Mu = 100 Msun的恒星形成模型为常数，则恒星形成区的寿命很长（可达1 Gyr），这与NGC 7771的星团近红外形貌和观测到的射电光谱指数不一致。这种情况仅通过假设减少的上质量截止值（M_u = 30 M_sun）得到轻微的补救，导致年龄在8到1.8亿年之间。我们倾向于一个M_u = 100 M_sun的瞬时恒星形成模型，它可以解释6-7百万年前发生的一次星暴的BrGamma等效宽度。根据观测到的S（1）/Br Gamma比值，分子气体的主要激发机制似乎是来自热的年轻恒星的紫外辐射的激发。对于激发态H_2的质量，我们导出M = 1900 M_sun。
1999-09-08 astro-ph
The Dusty Starburst Nucleus of M33
通过新的红外测光和光学/近红外光谱学，结合文献和HST档案中的紫外/光学观测，我们彻底表征了M33核中央秒差距的紫外-近红外（0.15 - 2.2微米）光谱能量分布（SED）。SED显示了一个显着的衰减水平的证据，我们通过蒙特卡罗辐射转移代码作为一个壳的clusional银河系型尘埃（tau_V ~ 2 +/- 1）模型。在M33核内部发现的银河系型尘埃（具有强烈的2175 A凸起）与以前在恒星爆发区域附近发现的SMC型尘埃（没有凸起）不同。尘埃被处理的量可能与星暴的质量和年龄以及尘埃可以屏蔽自己的程度有关。我们的星暴模型包括了这些尘埃的影响，如果核心是大约7千万年前同时代恒星形成的中等（在1千万年时约为10^8 L_sun）阶段的位置，那么我们的星暴模型可以拟合SED。这一结果与以前的研究有很大的不同，以前的研究采用了多个恒星星族（2到7个之间），没有或只有很少的内部尘埃。M33的核星爆与银河系中心的超致密星爆的旧版本（7000万年对1000万年）非常相似。
1999-02-02 astro-ph
The Starburst Nature of Lyman-Break Galaxies: Testing UV Extinction with X-rays
我们推导出正常星系和星暴星系的局部样本的辐射热与X射线的相关性，并将其与几种UV红化方案相结合，用于预测HDF/CDF-N中24个Lyman-break星系样本的2- 8 keV X射线光度。我们发现，平均X射线光度，从Meurer紫外红化关系预测的星爆星系，同意非常好的勃兰特堆叠分析。这提供了额外的证据，莱曼break星系可以被认为是按比例放大的本地星爆和本地派生的星爆紫外线红化关系可能是一个合理的工具，估计在高红移的紫外线消光。我们的分析表明，莱曼break样本不可能具有与附近ULIG相似的远红外与远紫外通量比，因为这将预测平均X射线光度比观测到的大100倍，以及远红外光度大到足以在亚毫米探测。我们计算的紫外线红化预期的卡尔泽蒂有效星爆衰减曲线和辐射转移模型的维特& Gordon等对低金属量尘埃在壳层几何结构中的均匀分布或团块状分布进行了研究，发现所有结果都与观测到的X射线辐射一致。最后，我们表明，平均X射线光度的样品将根据预测的一个因素6，如果远紫外是未衰减的灰尘。
2002-04-03 astro-ph
Photometric studies of some starburst galaxies
我们提出了一个详细的形态分析的结果，从Markarian目录的紫外线过剩对象选择的十个星爆星系。根据B，V（Johnson）和R，I（Kron-Schneins）带通观测，对这些星系进行了CCD表面测光。我们提出了径向变化的表面亮度，椭圆率，位置角和颜色指数的每个星系获得的椭圆拟合等照度线分析。为提取精细结构而构造的残差图像也被提出。各种形态类型被发现主机的星爆现象。恒星形成活动不仅局限于核区域，而且也发生在星系的各个位置，被视为星团区域。颜色指数和残差图像用于导出有关增强的恒星形成活动和星爆触发器的网站的信息。在外部区域，光度分布显示指数行为。导出了盘的标度长度和半光半径。估计了突发分量的贡献，并给出了突发分量的颜色。在所有的S 0和E星系中检测到强烈的等照度扭曲：Mrk 1002，Mrk 1308和Mrk 14，在样品中。这在某些情况下伴随着四四方方的形状，表明合并是这些星系中星暴活动的原因。如果是孤立的螺旋，一个条形或中央椭圆形的扭曲似乎是引发星爆的可能原因。
1999-07-19 astro-ph
Molecular gas structure around an AGN with nuclear starburst: 3-D Non-LTE calculations of CO lines
我们已经进行了三维，非LTE辐射转移计算12 CO和13 CO线，将它们应用到我们的高分辨率流体动力学模型的“环面”周围的SMBH在活动星系核。流体动力学模拟揭示了在亚pc尺度上的环核星暴区的不均匀和湍流气体结构。由于超新星的能量反馈、气体的自引力、星系旋转和辐射冷却之间的相互作用，自然形成了由细丝、团块和洞交织而成的厚盘。环核盘分子谱线的强度图显示了团簇结构，反映了气体盘的内在不均匀性和湍流运动。利用ALMA可以分辨出附近活动星系中的“环面”的精细结构。我们还发现，X-因子是不均匀分布在中央100 pc区域。对于12 CO（J=1-0）强度导出的X因子强烈地依赖于强度，而对于12 CO（3-2）的X在强度的两个数量级上几乎是恒定的。建议的气体分子质量换算因子为X_CO（3-2）~ 0.27 x 10^{20} cm^{-2}（K km s^{-1}）^{-1}。
2004-10-11 astro-ph
Mid-infrared emission of galactic nuclei: TIMMI2 versus ISO observations and models
我们研究了由星暴或活动星系核提供能量的星系的中红外辐射。为此，我们比较了在不同的空间尺度上获得的光谱在一个样本的红外明亮的星系。ISO的观测，其中包括发射的核，以及大多数的宿主星系进行了比较与TIMMI 2光谱的核区域。我们发现，ISO光谱一般由强PAH带占主导地位。然而，当检查纯核的中红外发射时，这不再是真的。在这里，多环芳烃排放检测到恒星爆发，而它是显着减少或完全没有活动星系核。这些新的观测结果的物理解释是通过检查后与光子相互作用的PAH的温度波动。结果表明，辐射场的硬度是量化小颗粒光破坏的关键参数。我们的理论研究预测PAH蒸发在软X射线环境中。对星团型星暴和活动星系核的辐射转移计算证实了观测事实，即多环芳烃的排放与星暴活动有关，而多环芳烃在活动星系核附近被破坏。辐射转移模型预测的恒星爆发的中红外尺寸比活动星系核大得多。我们的TIMMI2采集图像证实了这一点：我们发现，中红外发射的塞弗茨主要是由一个紧凑的核心，而大多数的星爆空间分辨。
2003-10-20 astro-ph
Extreme superstarclusters
超星团的存在是星暴星系的一个特征。我们研究了恒星形成区和年轻星团在各种环境中的性质，从普通到极端。然后，我们讨论了新的高空间分辨率的中红外成像和光谱的极端超星团的遮蔽区域的星云（NGC 4038 -4039）。我们发现，在这个区域的PAH的排放是不占主导地位的超星团，但主要是弥漫的。在我们的高空间分辨率数据中发现的发射线比与较大孔径中的发射线比显著不同，强烈影响了导出的结果。
2006-01-19 astro-ph
On the Mass of Dense Star Clusters in Starburst Galaxies from Spectro-Photometry
从分光光度数据中得到的未分辨的年轻星团的质量，一旦考虑到由质量分离驱动的大质量恒星的迁移，可能会偏离2倍或更多。我们量化了一个大的集群参数，包括恒星IMF的变化，集群的固有质量，平均质量密度的影响。气体动力学模型与剑桥恒星演化轨道相结合，使我们能够得到一个计划，以恢复实际的集群质量给定测量的半光半径，一维速度色散和年龄。我们通过参数eta监测真实质量与表观质量之比随时间的演变。当我们计算η丰富的星团，我们发现非单调的演变时，国际货币基金组织超过25.5太阳质量的临界截止质量。我们还监测集群的内部和外部体积之间的颜色梯度的上升：我们发现的恒星IMF功率指数的时间趋势重叠以及与LMC集群NGC 1818在30万年的年龄。我们认为，核心区域的大规模集群应该遭受隔离，尽管他们的年龄低。我们将这些结果应用到一个集群的质量函数，并发现，质量分布的峰值将出现观察员转移到较低的质量多达0.2德克斯。恒星形成率（SFR）得出的集群人口，然后被低估了20%至50%。
2006-04-10 astro-ph
Near-infrared line imaging of the starburst galaxies NGC 520, NGC 1614 and NGC 7714
本文给出了相互作用星暴星系NGC 520、NGC 1614和NGC 7714核区的高空间分辨率（0.6角秒）近红外宽带JHK图像和Br_gamma 2.1661微米和H_21 -0 S（1）2.122微米发射线图像。近红外发射线和射电形态大体一致，尽管在细节上有差异。在NGC 1614中，我们发现Br_γ的核双结构，与射电双结构一致。我们得到了NGC 1614和NGC 7714的核区的平均折射率分别为A（K）= 0.41和A（K）= 0.18。对于NGC 520，消光要高得多，A（K）= 1.2 - 1.6。观测到的H_2/Br_γ比值表明，分子气体的主要激发机制是来自年轻恒星团的强紫外辐射的荧光，而激波激发可以排除。所有星系的星暴区都具有较小的Br_γ等效宽度。假设恒星形成模型为常数，即使降低质量上限M_u = 30 M_o，也会得到相当老的年龄（10 - 4000万年），这与星团的近红外形貌不一致。我们倾向于一个M_u = 100 M_o的恒星形成瞬时爆发的模型，它发生在6 - 700万年前，与以前的测定和在NGC 1614和NGC 7714中探测到的W-R特征相一致。最后，我们注意到一个可能的系统性差异，在恒星暴和塞弗特星系之间的热分子气体的量。
2000-11-23 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
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
Near-infrared line imaging of the circumnuclear starburst rings in the active galaxies NGC 1097 and NGC 6574
本文给出了LINER/Seyfert 1星系NGC 1097和Seyfert 2星系NGC 6574的环核恒星形成环的高空间分辨率近红外宽波段JHK和Br_gamma 2.166 μ m和H_21 -0 S（1）2.121 μ m发射线图像。我们调查的形态，灭绝，恒星形成的性质和历史的环，通过比较观察到的性能与进化人口合成模型。两个星系中的星团形态随波长变化很大，这是由于灭绝、热尘和红超巨星以及恒星星族年龄的共同作用。近红外和无线电形态是在一般协议，虽然有详细的形态差异。根据Br_γ和H_α通量的比较，我们得到了NGC 1097和NGC 6574对热点的平均折射率A_V = 1.3和A_V = 2.1。观测到的H_2/Br_γ比表明，在两个环中，分子气体的主要激发机制是来自年轻热星的紫外辐射，而激波只在少数区域起作用。两个星系的星暴环都具有较小的Br_γ等效宽度。假设恒星形成速率为常数，M_u = 100 M_o，则星系的年龄非常长（可达1 Gyr），这与星系的形态和射电光谱指数不符。这种情况仅通过减小上质量截止值（M_u = 30 M_o）而略有改善。我们更倾向于一个M_u = 100 M_o的恒星形成瞬时爆发的模型，它发生在大约6- 700万年前。在这两个星系中都探测到了平行于恒星核棒的气态核棒，激发核H_2辐射的质量为M ~100 M_o。最后，我们简要地讨论了环，棒和核活动…
1999-10-08 astro-ph
Minkowski's Object: A Starburst Triggered by a Radio Jet, Revisited
我们目前的中性氢，紫外，光学和近红外成像，光学光谱，闵可夫斯基的对象（MO），一个恒星形成的NGC 541附近的奇特星系。这些观测加强了MO中恒星形成是由NGC 541的无线电喷流引发的证据。关键的新结果是发现了一个4.9E8太阳质量的双HI云，它横跨MO下游的无线电喷流，在那里喷流改变方向和非平流层;在UV和H-alpha中强烈检测到MO，也显示出双重结构;以及MO中的许多HII区域和相关集群。在紫外线中，MO类似于许多高红移射电星系（HzRGs）中的射电排列，静止坐标系紫外线形态，也被认为是由喷流诱导的恒星形成造成的。MO的恒星星族主要由一个750万年前，1.9E7太阳质量的瞬时爆发所控制，目前的恒星形成率为每年0.52太阳质量（集中在HI柱密度高的上游）。这与半人马座A中的喷流诱导恒星形成不同，在那里喷流与预先存在的冷气体相互作用;在MO中，HI可能是由于喷流相互作用而从较温暖的cloudless星系际或星际介质中冷却出来的，然后是冷却云的坍缩和随后的恒星形成（与数值模拟一致）。由于在MO中引发恒星形成的射电源比强大的HzRGs亮度低得多，因此更常见，并且由于MO周围的环境在丰富的致密冷气体方面并不特别特殊，因此早期宇宙中的喷流诱导恒星形成可能比以前认为的更普遍。
2006-04-27 astro-ph
Ubiquitous Water Masers in Nearby Star-Forming Galaxies
我们报道了用绿岸望远镜探测到的超密HII（UDHII）区的四个邻近星系He 2-10、NGC 4038/4039、NGC 4214和NGC 5253的水脉泽辐射。我们的探测率是100%，所有这些H2O“kilomasers”（L（H2O）< 10 L_sun）都位于已知恒星形成的区域，如UDHII区域和明亮的24微米发射所追踪的。一些新发现的H2O脉泽的光度比以前的河外研究低1-2个数量级，与银河系大质量恒星形成区的典型亮度相同。这次小型巡天的不寻常的成功表明，H2O脉泽发射在星暴星系中可能非常普遍，迄今为止探测的缺乏是由于缺乏足够的灵敏度。虽然星系样本是根据UDHII区域的存在而选择的，而UDHII区域位于望远镜光束内，但在没有H2O谱线图的情况下，H2O脉泽和UDHII区域之间的联系尚未得到证实。
2008-08-19 astro-ph
Distribution of the Extinction and Star Formation in NGC 1569
我们研究了星暴矮星系NGC 1569内禀消光的空间分布，并根据H α/H β发射线比值绘制了整个星系的消光图。我们区分了HII区的消光和扩散气体的消光。内禀消光在星系平面上表现出相当大的变化，从可以忽略的消光到最高的A（V）= 0.8等。灭绝图显示了小规模的cluerical结构，可能是由于cluerical尘埃分布。我们还确定在这张地图中的壳结构，我们建立了因果关系的膨胀气体结构所产生的恒星风来自星系中心的超级星团（SSC）。通过比较消光、尘埃和穿过壳层边界的气体排放的空间分布，可以看出一种分层结构;这种H α分布的峰值最靠近SSC A，然后向外是消光的峰值，在更大的距离处是原子气体的大部分。我们认为，消光壳层已产生的SSC，它可以解释为在这个电离气体结构的边界处的灰尘的积累。
2006-02-07 astro-ph
Chandra Observations of the Interacting Galaxies NGC 3395/3396 (Arp 270)
在本文中，我们提出了一个20 ks的高分辨率钱德拉X射线观测的特殊星系对NGC 3395/3396，一个系统在合并的非常早期的阶段，并没有像著名的合并星系和老鼠系统。还提供了以前未发表的ROSAT HRI数据。研究了该系统的点源布居和热扩散气体，并与其他并合星系对进行了比较。在Arp 270中探测到16个X射线点源，其中7个被归类为ULX（Lx > 10^39 erg/s）。从光谱拟合和系统的年龄来看，它们似乎主要是高质量的X射线双星。扩散气体的全球温度约为0.5 keV，与其他相互作用系统中观察到的温度一致，我们没有看到在更进化的系统中看到的恒星爆发驱动的热气体流出的证据，如老鼠和老鼠。很可能Arp 270没有这些特征，因为气体没有足够的时间突破星系盘。Arp 270的光度有32%来自于系统中的扩散气体，这与合并后期的系统相比是很低的，这进一步证明了这是一个早期的合并。通过比较Arp 270的ULX星族与其他合并系统，我们得到了该系统的恒星形成率（用Lfir表示）与ULX星族的数量（N（ULX））和光度（Lulx）之间的关系。我们发现Nulx与Lfir^0.18成正比，Lulx与Lfir^0.54成正比。这些关系，再加上点源X射线光度（Lxp）与Lk和Lfir+uv的关系（Colbert et al. 2003），表明相互作用系统中的ULX源有来自年老和年轻恒星星族的贡献。
2005-04-12 astro-ph
The Formation of Star Clusters
HST能够分辨比地面可能小十倍的天体，这使年轻星团的研究重新焕发了活力。在附近的解析系统中发现的一个经常出现的形态学主题是观察到年轻的（通常为1 - 1000万年），大质量的（10**3 - 10**4 M_sun），紧凑的（rho ~ 10**5 M_sun/pc**3）星团，这些星团已经从它们周围的球形区域中疏散了气体和尘埃。新的恒星沿着包层的边缘被触发形成，分子气体柱（类似于鹰星云）从恒星形成区域流出。这些物体的原型是剑鱼座30。另一个主要的主题是发现了大量年轻（通常为1 - 5亿年），大质量（10**3 - 10**7 M_sun），紧凑的星团合并，恒星爆发，甚至一些棒星系和螺旋星系。这些星团中最明亮的一个具有原球状星团的所有属性，因此使我们能够研究本地宇宙中球状星团的形成，而不是试图确定它们在14 Gyr前是如何形成的。原型是银河系。
2000-12-29 astro-ph
Bars, Spiral Structure, and Secular Evolution in Disk Galaxies
对星系棒的模拟和观测表明，它们通常不会演变成凸起，尽管最早的棒可能在很久以前形成凸起，当时星系更小，密度更大，气体更多。今天最高度进化的棒可能在哈勃时间内成为透镜。早期宇宙中的大多数星系都是非常致密的，有10^8-10^9兆太阳的蓝色团块，在颜色和大小上与附近孤立的场物体相似。在高红移处出现的蓝色和不规则的棒表明，一些棒主要是在伴随着巨大恒星爆发的气相中形成的，而不是像大多数模型那样在纯恒星盘中形成。总结了导致星系演化的长期和非长期过程。
2005-10-09 astro-ph
Extremely red galaxies: dust attenuation and classification
我们重新讨论了Pozzetti和Mannucci的极端红星系（ERG）的分类标准（2000-PM 00），其目的是在Ic-K（或Rc-K）与J-K色-色图中将无尘环境中与椭圆星系（Es）相关的被动演化的老（> 1 Gyr）恒星星族与尘埃星暴星系（DSG）分开，都在1 < z < 2。我们探索了一类以前没有考虑过的对象，即，星系形成在这个红移范围内的短（0.1 Gyr）的时间尺度，并观察到在其早期，尘埃后星爆阶段。我们还研究了尘埃介质的结构和尘埃量对观测到的高z DSG/DPSG的光学/近红外颜色的影响，通过多次散射辐射转移计算的尘埃/恒星配置和消光函数校准附近的尘埃星爆。作为主要结果，我们发现，尘埃后星暴星系（DPSG），年龄在0.2和1 Gyr之间，在1.3 < z < 2与Es在1 < z < 2混合的尘埃量的大范围。这种“侵入”是目前ERG双色分类的一个关注点。另一方面，与PM_（00）一致，我们证实，在Ic-K对J-K色图中，无论尘埃介质的结构（两相团簇或均相）和尘埃量如何，DSG和Es在1 < z < 2处都能很好地分离。这一结果在高z Es与附近的Es一样充满尘埃的新假设下成立。因此，高z Es的光学/近红外颜色的解释可能会受到年龄，金属丰度，尘埃和红移之间的多重简并的影响。我们还发现，DPSG在z约1与DSG在1 < z < 2，作为一个函数的尘埃量和尘埃介质的结构混…
2003-09-08 astro-ph
HI distribution and kinematics of NGC 1569
本文介绍了星暴矮星系NGC 1569中中性氢的高灵敏度和高分辨率WSRT观测结果。假设距离为2.2 Mpc，我们发现HI的总质量为1.3 * 10^8 M_sun，其分布形式是一个密集的云团脊，周围环绕着更广泛的弥漫HI，其中包含一些额外的离散特征，如西HI臂和HI桥，它们延伸到一个小的反向旋转的伴云。NGC 1569中大约10%的HI处于异常高的速度。其中一些HI可能与H-α测量中明显的质量外流有关，但也有一些可能与NGC 1569的HI伴星和中间的HI桥有关，在这种情况下，流入而不是流出可能是速度差异的原因。在高速HI的位置-速度图中没有发现大气泡结构的迹象。星系整体上处于适度的整体旋转中，但HI气体在距离中心60“（0.6 kpc）的范围内（即大部分光学星系）没有任何旋转的迹象。在这里，恒星暴引起的湍流运动似乎比自转更占主导地位。在外盘，旋转速度达到最大值35 \pm 6 km/s，但湍流运动仍然显着。因此，恒星暴效应在HI外盘中仍然是明显的，尽管它们在0.6 kpc以上不再占主导地位。即使排除最极端的高速HI云，NGC 1569仍然有一个异常高的平均HI速度色散sigma_v=21.3 km/s，是其他矮星系的两倍多。
2002-09-21 astro-ph
New photometric models of galactic evolution applied to the HDF
我们总结了我们的星系光度演化模型（GRASIL代码）。通过将尘埃颗粒和多环芳烃分子的影响包括在两相星系团介质中，其中星系团与恒星形成区域相关联，我们再现了恒星形成率从零到几百$M_\odot/yr$的星系的观测到的UV到射电SED。GRASIL是研究恒星形成、初始质量函数和邻近星暴和正常星系的超新星速率以及预测不同类型星系在60年波长范围内光度函数演化的有力工具。它可以与任何提供恒星形成和星系金属丰度历史的设备连接。作为一个应用程序，我们已经调查了早期类型的星系在HDF中的属性，跟踪这个人口的宇宙恒星形成历史的贡献，其中有一个宽峰之间的z=1.5和4。为了解释在z $\gsim$ 1.3的对象的情况下，我们建议在星系生命的前几个回转中的一系列尘埃笼罩合并驱动的星爆。我们目前正在研究以类似方式选择的晚期类型对象的补充样本。
1999-03-23 astro-ph
Chandra Observations of the Stellar Populations and Diffuse Gas in Nearby Galaxies
本文介绍了两个恒星形成星系（M82和银河）和三个星暴/活动星系核复合星系（NGC 1808、NGC 6240、NGC 7331）的Chandra观测结果。在这两个恒星形成星系中，我们探测到大量具有不同性质的来源。根据它们的变异性和光谱，其中一些可以被识别为X射线双星。然而，有相当数量的非常软和/或扩展的源可能是超新星遗迹。这些观测结果证实了先前的迹象，即有一个人口的X射线光度远高于爱丁顿极限的中子星，这表明这些对象是丰富的恒星形成星系。我们发现这两个星系中离散源的X射线光度函数非常相似。在复合星系的情况下，我们发现活动星系核并不主导它们的X射线辐射。这些天体的辐射中有很大一部分是扩展的，但也有与环核恒星形成有关的X射线源。
2001-09-19 astro-ph
Young Star Cluster Complexes in NGC 4038/39: Integral field spectroscopy using VIMOS-VLT
我们提出的第一个调查结果，以获得积分场光谱合并星系沿托姆雷序列。在本工作中，我们集中研究了在重叠区和NGC 4038的核区的双星系（NGC 4038/39）中的星团复合体。使用光学光谱，我们推导出的消光年龄，金属丰度，速度，速度色散的气体和恒星形成率为每个检测到的8个复合物。我们用存档的HST-WFPC 2 U、B、V、H $α$和I波段成像补充本研究。校正所观察到的颜色的星团内的复杂的消光，通过我们的光谱测量，我们比较简单的恒星星族模型，我们发现一个很好的协议的集群。在五个复合物中，我们检测到强烈的沃尔夫-拉叶发射特征，表明年龄较年轻（3-5百万年）。复合体周围的电离气体以20-40 km/s的速度膨胀。这种缓慢的膨胀可以被理解为一个气泡，由复合体中的恒星风和超新星引起，膨胀到祖巨分子云的残余物中。我们还发现，复合体本身的分组，在最大规模的年轻星团的相关，代表最大的相干恒星形成区。我们表明，这些复合物的面积归一化的恒星形成率清楚地将它们放置在星爆星系中的恒星形成区域的制度，从而证明了本地化星爆的标签。最后，我们估计了复合体的稳定性，并发现它们可能会将大部分质量释放到周围环境中，尽管中心区域可能会合并成一个大型星团。
2005-09-09 astro-ph
Interferometric 12CO(J=2-1) image of the Nuclear Region of Seyfert 1 Galaxy NGC 1097
用亚毫米波阵（SMA）对Seyfert 1星系NGC 1097的中心区进行了~（12）CO（J=2-1）的成图。12 CO（J=2-1）图显示了一个中心浓度和一个环绕环，分别与Seyfert核和星暴环相吻合。线强度峰值在核，而在以前发表的12 CO（J=1-0）地图的强度峰值在星暴环。分子环的方位角平均12 CO（J=2-1）/（J=1-0）强度比（R21）约为1，与附近活跃的恒星形成星系相似，表明环中大部分分子质量参与了星暴的燃料供应。假设恒星形成速率不变，气体完美地转化为恒星，分子气体在没有进一步补充的情况下只能维持大约1.2 \times 10 ^8年。速度图表明，中心分子气体与分子环同向旋转，但其速度梯度比分子环陡得多。中心气体的速度梯度与通常在一些塞弗特2星系中观察到的相似。为了在光学上直接观察活动核，中心的分子气体结构可以是一个低倾斜的盘或环面，但不能太低，以至于质量小于宿主星系本身的质量，也可以是一个高倾斜的薄盘或星团和厚环面，或者是星系盘的内部。中心分子气体组分的R21值约为1.9，明显高于分子气体环处的值，表明塞弗特核的活动可能对中心组分中分子气体的条件有重大影响。
2008-05-23 astro-ph
Mass, Age, and Space Distributions of Star Clusters
本文综述了近年来对星团质量、年龄和空间分布的研究，重点讨论了相互作用星系中大量的星团。这些研究的一些亮点如下：1。年轻星团（年龄τ< 10^8年）的质量函数在观测到的质量范围内（10^4 < M < 10^6太阳质量）具有幂律形式，dN/dM propto M^{-2}。2.星团的年龄分布在所有年龄段都急剧下降，对于质量有限的样品，大致为dN/d τ propto τ ^{-1}，表明大多数星团的快速破裂。3.至少有20%的恒星，甚至可能是所有的恒星，都是以星团和/或星协的形式形成的，包括那些没有束缚的、短命的恒星。4.许多在形成后仍保持束缚状态的星团在更长的时间尺度上被恒星演化和几个恒星动力学过程的质量损失所破坏。5.年轻的星团有一个星团空间分布，并且优先位于高星际密度的区域，至少当平均尺度约为1千秒差距时。6.然而，年轻星系团的位置与星际介质中的局部速度梯度或速度色散无关。越来越多的迹象表明，这些结论中的大多数也适用于其他星系中的年轻星团，无论是相互作用的还是静止的。
2004-05-10 astro-ph
Evolution of Globular Clusters Formed in Mergers
在星系合并中形成的球状星团（例如，现在可以在它们进化的不同阶段对它们进行研究。在年轻的合并残余中（例如，NGC 7252），这些“第二代”球状星团以数百个年轻的晕状星团出现，其金属丰度大致相当于太阳。虽然一开始比旧的贫金属球状星团更蓝，更亮，但在1 - 1.5 Gyr之后它们变得更红，然后可以在受扰动的E和S 0星系中观察到中等年龄的仍然过亮的红色星团（例如，NGC 1316、NGC 1700和NGC 3610）。从颜色分布、投影径向分布以及光度函数中有证据表明，这些星系团最终具有在许多巨型椭圆星系中观察到的红色富金属球状星团的性质。对正在进行的合并中的球状星团和年轻残留物的研究表明，第二代球状星团是由合并引起的星爆中压力迅速增加的巨大分子云形成的。这种压力诱导的形成为Cen（2001）的论点提供了证据，即在z ~= 7 - 15的宇宙再电离过程中，一般压力的增加引发了在所有类型星系中观察到的第一代贫金属球状星团的普遍人口的几乎同时形成。
2001-06-20 astro-ph
K-band Spectroscopy of Clusters in NGC 4038/4039
在K波段（1.9- 2.4 μ m）对NGC 4038/4039（“The Bronze”）中的四个红外亮星团和两个核进行了积分场光谱分析。其中两个星系团位于两个星系的重叠区域，它们共同构成了这对合并星系的15 μ m总辐射的约25%和4.8 GHz总辐射的约10%。另外两个星团，每个在空间上被分解成两个部分，位于北星系，一个在西部，一个在东部的蓝色星团环。将我们对Br γ、CO带头、He I（2.058 μ m）、H α（来自HST档案数据）和V-K色的分析与恒星星族合成模型相比较，表明这些星团是年轻的（A_V ~ 0.7 - 4.3 mags），年龄跨度很大（4-13 Mys）。核中的恒星爆发要古老得多（6500万年前），NGC 4038的核在其K波段峰值以北显示出一个近期恒星形成的区域。使用我们推导出的年龄估计，并假设IMF的参数（Salpeter斜率，100 M_sun的上限质量，Miller-Scalo在1 M_sun和0.1 M_sun之间），我们发现星系团的质量在0.5和5 * 10^6 M_sun之间。
2000-10-12 astro-ph
Young Massive Clusters - Formation Efficiencies and (Initial) Mass Functions
球状星团通常被认为是其宿主星系中主要恒星形成事件的良好示踪剂。虽然过去20年的观测已经证实在许多星系中存在具有类似球状星团性质的年轻天体，但仍然没有很好地理解束缚星团相对于场星的形成效率及其质谱如何依赖于外部因素。团簇初始质量函数通常表现为与幂律一致，斜率约为-2，但大多数限制CIMF上限的尝试都受到样本大小效应的限制。然而，证据开始积累可能截断的集群质量函数。暂时认为银河系盘的质量上限可能是10^5 Msun，而有迹象表明M51的质量上限是5x10^5 Msun，银河系盘的质量上限是2x10^6 Msun。一些极端的星爆（如Arp 220，NGC 7252）能够形成质量为10^7 Msun的星团。在银河核球中的星团（相对于场星）的整体形成效率可能与今天的盘没有太大的不同，但对于晕中的贫金属GC来说可能要高得多。
2006-06-26 astro-ph
Spitzer IRS spectra of a large sample of Seyfert galaxies: a variety of infrared SEDs in the local AGN population
我们正在进行一个大型的观测计划与斯皮策太空望远镜，以确定中到远红外光谱能量分布的一个明确的样本87附近，12微米选择塞弗特星系。在本文中，我们提出了一个统计上有代表性的子样本的51个星系（59%）的IRS低分辨率光谱的结果，与连续的形状和比较的塞弗特类型的分析。我们发现，光谱清楚地划分成组的基础上，他们的连续形状和光谱特征。一些光谱特征显然与星暴对红外光谱的贡献有关，而产生观测到的幂律连续体形状的机制，归因于活动星系核的成分，可能是尘埃或非热辐射。红外光谱类型似乎与Seyfert类型有关。主成分分析结果表明，恒星暴辐射的相对贡献可能是观测光谱变化的主要原因。我们发现，SY 1的有较高的IR/无线电发射比SY 2的，如统一模型所预测的，如果环面是光学厚的中红外。然而，光滑密度环面模型预测1型和2型之间的差异要大得多，比在我们的样本中观察到的。我们的观察结果可能与包含光学厚致密团块的陡峭径向分布的团块环模型一致。（节录）
2006-04-10 astro-ph
Dense gas in nearby galaxies XI. H_2CO and CH_3OH: Molecular abundances and physical conditions
本文报道了对邻近旋涡星系NGC 253、Maffei 2、IC 342、M 82和NGC 6946的甲醛（H_2CO）和甲醇（CH_3OH）的多能级观测。在所有星系中都检测到了H_2CO（暂在NGC 6946中检测到）。除M 82外，其它天体均检测到CH_3OH. H_2CO谱线强度比指出了星系之间和单个天体中心区域内气体密度的差异。模型计算表明，NGC 253中释放出H_2CO的气体的密度约为10^4 cm^-3，而M 82和IC 342中的H_2CO谱线追踪的是两种不同的、空间上分离的气体成分，密度分别小于或等于10^4 cm^-3和约为10^6 cm^-3。M82的西南分子热点区和IC 342的中心是密度最高的区域。甲醇在所有星系中都是亚热激发的，在IC 342中发现了最低的激发温度。NGC 253的CH_3OH丰度与IC 342和Maffei 2的非星暴核相当。NGC 253的3_k-2_k谱线图表明，CH_3OH比其它需要高密度气体激发的分子更好地跟踪团簇结构。朝向M82的CH_3OH的丰度至少比其他可比星系少一个数量级。这证实了全球化学差异的存在，因此分子气相状态的变化非常大，即使在通常被归类为星暴核的星系之间也是如此。
1997-05-23 astro-ph
