Molecular Gas Depletion and Starbursts in Luminous Infrared Galaxy Mergers
大多数亮红外星系（LIGs）都是富含分子气体的紧密相互作用/合并系统。本文研究了星系-星系相互作用阶段、分子气体质量和由LIGs红外光度L_IR推断的恒星形成率之间的关系。在50个LIG合并的样本中，我们发现CO（1-0）光度（分子质量M（H_2）的量度）和合并核的投影分离（合并阶段的指示）之间存在相关性，表明分子气体含量随着合并的进行而减少。星暴是由于增强的恒星形成在预先存在的分子云，而不是从HI形成更多的分子云。随着合并的进行，由于星爆，分子含量正在迅速耗尽。这进一步得到了L_IR/M（H_2）（单位气体质量恒星形成率的全球测量值）与预计分离之间的反相关性的支持，这意味着与早期合并相比，合并后期的恒星形成“效率”有所提高。这是第一个将分子气体的耗尽与相互作用星系中的星爆联系起来的证据。
1998-12-17 astro-ph
The merger stage of the ultra-luminous infrared galaxy IRAS 03158+4227
我们研究了IRAS 03158+4227的合并阶段，这是IRAS 2 Jy样本中最明亮的ULIRGs之一。深度光学图像与高分辨率近红外图像和光学低分辨率光谱一起呈现。IRAS 03158+4227是一个等光度双星系统的组成部分，其核间距为47 /（h/75）kpc。这颗双星最显著的特徴是它的伴星有一条不对称的长尾巴，而伴星上有一个活跃的原子核。数值模拟的结果承认，这种结构作为两个组件之间的潮汐相互作用的产物的解释。如果IRAS 03158+4227的红外活动也被该过程动态触发，这将意味着ULIRG现象并不局限于二元合并的最后阶段。或者，该系统可以是多个合并，其中合作伙伴已经合并。
2001-11-28 astro-ph
The Luminous and Carbon-Rich Supernova 2006gz: A Double Degenerate Merger?
SN 2006 gz的光谱和光变曲线显示出最强的未燃烧碳特征，也是Ia型事件中最慢的光变曲线之一（Δ m_15 = 0.69 +/- 0.04）。早期的Si II速度很低，这意味着它被未燃烧物质的外壳减慢了。我们对56 Ni的光度的最佳估计是M_V = -19.74和56 Ni产生~ 1.2M_sun。这表明有一个超级古拉塞卡人的祖先。双简并并与这些观测结果是一致的。
2007-09-11 astro-ph
Chandra observations of the X-ray luminous star-forming galaxy merger Arp~299
本文报道了对明亮的恒星形成星系Arp 299（NGC 3690/IC 694）的X射线观测结果。我们探测到了18个离散的X射线源，其亮度在~10^39 erg \s（0.5-8.0 keV波段）以上，占该波段银河系总辐射的~40%。其余的发射与空间上与广泛的恒星形成区域一致的漫射分量有关。我们探测到两个原子核发射的X射线。NGC 3690复杂核区域内的一个离散源被发现具有非常硬的光谱，因此我们将其与AGN样光谱的起源相关联，该光谱也已在高X射线能量下使用Beppo-SAX检测到。
2003-06-18 astro-ph
Protostellar mergers in protoclusters and the origin of ultra-luminous X-ray sources
我认为中等大小的原星团（M ~ 10^{3.5} - 10^{4.5} M_sun）中的恒星合并是形成超亮X射线源（ULXs）的一个可能的方案。不需要更大质量的超星团，因为ULX的质量范围可能只有30- 200 M太阳;事实上，在ULX位置或非常接近ULX位置的地方很少发现它们。原恒星的包层和气体吸积有利于嵌入星团致密核心的捕获和合并。此外，质量约为10^{3.5} - 10^{4.5} M太阳的原星系团可能迅速分散成松散的OB星协，而大部分ULX都在OB星协中发现。低金属丰度可能是确保大部分恒星质量最终进入黑洞所必需的。在这种情况下，大多数ULX自然被解释为高质量X射线双星群的极端。
2005-09-20 astro-ph
On the degree of dust extinction in major mergers
我们数值研究如何的光谱能量分布（SED）的主要富含气体的星系合并尘埃星爆的基本属性是由合并的初始轨道配置。我们发现，一个红外发光的星系与尘埃星暴形成的近逆行逆行合并遭受最显着的尘埃消光的恒星光，因此显示非常红色。考虑到逆行-逆行合并并不产生强而长的潮汐尾，这一结果表明，一个没有明显相互作用和合并迹象的亮红外星系表现出非常大的内部尘埃消光和更红的颜色。这些数值结果进一步暗示，亮红外星系的形态可以与内部尘埃消光的程度以及SED的形状相关。主要是因为合并的形态也强烈地依赖于合并的初始轨道构型。
2000-08-18 astro-ph
Mergers of luminous early-type galaxies in the local universe and gravitational wave background
星系合并中的超大质量黑洞（SMBH）合并被认为是甚低频引力波（GW）的主要来源之一。红移z<2的大质量星系合并对引力波的贡献很大。以前很少有研究给出大质量星系的合并率。%我们从斯隆数字巡天数据第6版的87，889个明亮的早型星系（M_r<-21.5）中选取了一个大样本（1209个），这些星系对的投影间距为7<r_p<50 kpc。这些对构成了局部宇宙（z<0.12）中完整的体积有限样本。使用我们新开发的技术，249合并已确定通过搜索的相互作用功能。由此我们得到了明亮早型星系的合并率为0.8%，在本机宇宙中的合并率为% R_g=（1.0+/-0.4）*10^{-5} Mpc^{-3} Gyr^{-1}} %，其不确定性主要取决于合并的时间尺度。%我们根据它们的光度估计了合并星系中心的SMBH的质量。我们发现SMBH双星的啁啾质量分布在5* 10 ^8--5 10 ^{9} M_{\odot}范围内遵循指数为-3.0+/-0.5的幂律。在合并中使用SMBH布居并且假设SMBH可以被有效地驱动到GW区域，我们研究了在10^{-9}--10 ^{-7} Hz频率范围内的随机GW背景。我们得到了hc（f）=10^{-15}（f/yr^{-1}）^{-2/3}的GW背景谱，比Jaffe & Backer在2003年得到的结果高出一个星等，但与星系形成模型的计算结果一致。
2009-02-23 astro-ph
13CO(J=1-0) Depression in Luminous Starburst Mergers, Revisited
It is known that merging galaxies with luminous starbursts and high far-infrared luminosities tend to have higher $R_{1-0} =^{12}CO(J=1-0)/^{13}CO(J=1-0)$ integrated line intensity ratios ( $R_{1-0} \simeq 20-50$ ) than normal spiral galaxies ( $R_{1-0} \simeq 5-15$ ). Comparing far-infrared luminosities [L(FIR)] with those of ^{12}CO(J=1-0) and ^{13}CO(J=1-0) for a sample of normal and starburst galaxies, Taniguchi & Ohyama found that the observed high $R_{1-0}$ values for the luminous starburst mergers are attributed to their lower ^{13}CO line intensities by a factor of 3 on the average. Th…
1999-04-06 astro-ph
$^{13}CO(J = 1 -- 0)$ Depression in Luminous Starburst Mergers
已知这类发光星暴星系的$R =^{12}CO(J=1--0)/^{13}CO(J=1--0)$积分线强度比（$R>20$）比正常旋涡星系（$R \sim 10$）更高。由于大多数以前的研究只调查$R$，它仍然不确定是否发光的星暴星系是过剩的$^{12}$ CO或不足的$^{13}$ CO。在这里，我们提出了一个新的观测测试来研究这个问题。我们的新测试是将远红外光度[ $L$（FIR）]分别与$^{12}$ CO和$^{13}CO [L(^{12}CO)$和$L(^{13}CO)$的远红外光度进行比较。结果表明，$L(^{12}CO)$和L（FIR）之间存在非常紧密的相关性，正如许多以前的研究所发现的那样。然而，我们发现，高R星系的$^{13}$ CO光度是由一个因素的平均比预期的其他星系与普通的$R$值的相关性低三倍。因此，我们的结论是，观测到的高$R$值的发光星暴星系归因于其较低的$^{13}$ CO线强度。
1998-09-21 astro-ph
Gas Dynamics in the Luminous Merger NGC 6240
我们报告了0.5“x0.9”分辨率的干涉测量观测结果，观测到了红外发光星系合并NGC 6240中的1.3 mm CO J=2-1线。大约一半的CO通量集中在一个旋转但高度湍流的厚盘结构中，该结构位于两个射电和近红外核之间。许多气体特征将这个直径约为500 pc的中心圆盘连接到更大的尺度。在整个该区域中，分子气体具有超过300 km/s FWHM的局部速度宽度，并且在多个方向上甚至达到1000 km/s的FWZP线宽。中心气体浓度的质量构成了动力学质量的一个重要部分，M_gas（R<470 pc）~ 2-4x10^9 M_o ~ 0.3-0.7 M_dyn。我们的结论是，NGC 6240是在一个早期的合并阶段比原型超亮星系，Arp 220。NGC 6240中的星际气体正处于两个恒星核之间的沉降过程中，正在迅速消散，并可能形成一个中心薄盘。在下一个合并阶段，NGC 6240很可能会经历一次像Arp 220那样的大恒星爆发。
1999-05-05 astro-ph
Very Small-Scale Clustering and Merger Rate of Luminous Red Galaxies
本文给出了斯隆数字巡天亮红星系（LRG）样本（0.16<z<0.36）中24520个亮早型星系的小尺度（0.01<r<8 h^{-1} Mpc）投影关联函数w_p（r_p）和实空间关联函数xi（r）。在小于55弧秒的尺度上，SDSS光谱样品的“光纤碰撞”不完整性阻止了用通常的方法在小于~0.3 Mpc的尺度上测量LRG的关联函数。在这项工作中，我们交叉相关的光谱样品与成像样品，与加权计划，以占碰撞，广泛测试对模拟目录。我们纠正光度偏差的SDSS成像的密切星系对。我们发现，关联函数xi（r）是令人惊讶的接近r^{-2}幂律超过4个数量级的分离r。这一结果在小尺度下过于陡峭，无法用当前版本的星系团晕模型来解释。我们推断该样本的LRG-LRG合并率小于或接近0.6 Gyr^{-1} Gpc^{-3}。这一结果表明，LRG-LRG合并不是LRG在z<0.36时质量增长的主要模式。
2005-12-06 astro-ph
A 180 Kpc Tidal Tail in the Luminous Infrared Merger Arp 299
本文介绍了红外发光合并Arp 299（= NGC 3690 + IC 694）的VLA HI观测和UH 88深光学B-和R-波段观测。这些数据揭示了一个富含气体，光学暗淡的潮汐尾巴，长度超过180千秒差距。这种潮汐特征的大小需要一个旧的相互作用年龄的合并（约750百万年以来的第一个近日点），这是目前正在经历一个非常年轻的恒星爆发（约20百万年）。观测结果揭示了潮汐尾内一个最显著的结构：它似乎是由两个平行的细丝组成，相隔约20 kpc。其中一个灯丝富含气体，几乎没有星光，而另一个则缺乏气体。我们认为，这种分歧的结果从一个翘曲的磁盘在一个祖先。潮汐HI的数量和运动学表明，Arp 299是由逆行的Sab-Sb星系（IC 694）和逆行的Sbc-Sc星系（NGC 3690）碰撞产生的，该碰撞发生在7.5亿年前，并将在约6000万年后合并成一个单一的物体。我们认为，目前在这个系统中的红外发光相是由于部分的逆行自旋IC 694。最后，我们讨论了明显缺乏潮汐矮星系的尾巴。
1999-03-17 astro-ph
3D spectroscopy with VLT/GIRAFFE - II: Are Luminous Compact Galaxies merger remnants ?
发光紧凑星系在许多方面都是神秘的来源。它们可以在半径仅为几千秒差距的范围内达到银河系的光度。它们也是演化最快的星系群之一，因为它们代表了红移z= 0.7的发光星系的1/5，而在本地宇宙中几乎不存在。测量它们的动力学对于我们理解LCG至关重要，因为这有可能告诉我们是哪个物理过程驱动它们，并最终将它们与现有的现代星系联系起来。本文给出了从加拿大-法国红移巡天和哈勃南深场中选取的17个红移范围从z=0.4到z=0.75的发光紧致星系的三维速度场和速度色散图。我们发现，只有18%的人显示旋转速度场典型的旋转磁盘，其他人表现出更复杂的运动学。假设LCG离平衡态不远，那么大约一半的LCG似乎要么是非松弛的物体，要么是不受速度色散单独支持的物体。这支持了这样一种观点，即一个重要部分的LCG可能是合并。它为“螺旋式重建工作组”提供了额外的支持，在这种工作组中，LCG对应于磁盘重建之前的前一个或合并后阶段。
2006-03-21 astro-ph
Morphological and photometric evolution of ultra-luminous infrared galaxies: Nature of faint SCUBA sources
我们调查何时以及如何尘埃星暴星系合并可以严重掩盖尘埃，从而成为一个超亮红外星系（ULIRG），基于数值模拟的化学动力学和光度演化的尘埃气体丰富的主要星系合并。我们发现，一个主要的星系合并更有可能成为一个ULIRG优先在合并后期阶段，当两个磁盘变得非常接近，非常高密度的尘埃气体可以掩盖严重的中央二级大质量星暴。我们还展示了如何用哈勃太空望远镜（HST）观测到中等（z=0.4）和高红移（z=1 - 2）的模拟ULIRG的光学和近红外形态，以便对Smail等人（1998）最近观测到的微弱SCUBA源的一些宿主星系的起源提出合理的解释。我们的数值模拟的结果表明，一些SCUBA源明显微弱和紧凑的HST形态可以高红移尘埃笼罩的星暴合并与其外部低表面亮度潮汐功能几乎检测不到的HST的目前的光学。
1999-06-01 astro-ph
Optical Properties of 4248 IRAS Galaxies
利用IRAS和SDSS DR 3的位置匹配数据研究了4248个红外星系的光学性质。我们的样本包括3个超亮红外星系（L >10^13Lsun）和178个超亮红外星系（10^12Lsun < L < 10^13Lsun）。我们的调查结果如下：（i）红外线亮度越高的星系，其局部星系密度越小，这与星系间的合并相互作用产生亮红外线星系团的情况是一致的，而这种合并相互作用更常发生在低密度区域;（ii）活动星系核的比例随着Lir的增加而增加;（iii）活动星系核的Lir和L[OIII]之间有很好的相关性，表明这两个参数都可以很好地估计活动星系核的总功率;（iv）对于恒星形成星系，Lir与光学估算的恒星形成率（SFR）之间存在很好的相关性，表明Lir是一个很好的星系SFR指标。然而，当使用Lir估计SFR时需要谨慎，即，由Lir选择高SFR星系通常是合并/相互作用星系，而由光辐射选择的高SFR星系通常是正常螺旋星系或类麦哲伦云不规则星系。(v)更多的红外发光星系有稍大的H α/H β比;（vi）更多的红外发光星系有更多的中央集中的形态，与星系合并残留物的形态外观一致。超/极亮红外星系的光学图像也显示出频繁的合并/相互作用的迹象。(vii)与SED合成模型的比较表明，大多数亮红外星系（L > 10^11Lsun）可能处于后星爆阶段，与E+A星系共享相似（但不相同）的合并/相互作用起源。（节略）
2005-04-04 astro-ph
Photometric evolution of dusty starburst mergers:On the nature of ultra-luminous infrared galaxies
通过对含尘埃星爆星系化学动力学演化的N体模拟，研究了富气主合并的光度演化，以探索红外总光度（$L_{\rm IR}$ for $8\sim 1000$ $μ$ m）为$\sim$ $10^{12}$ $L_{\odot}$的超亮红外星系（ULIRG）的性质.主要结果有以下三个。(1)全球的颜色和绝对星等的尘埃星爆期间的主要合并不随时间的变化显着，因为星际尘埃严重掩盖年轻的星爆人口，可能会导致合并的光度特性的快速演变。(2)在具有大红外光度的星系合并（$L_{\rm IR}$ $>$ $10^{11}$ $L_{\odot}$）中，恒星群体的尘埃消光是有选择性的，因为年轻的恒星群体比老的更容易被尘埃遮蔽。这是因为较年轻的星群位于中心区域，在那里可以从合并的外部气体丰富区域转移大量的尘埃星际气体。(3)$L_{\rm IR}$和$L_{\rm IR}$与$B$的比值（$(L_{\rm B}$）都随着恒星形成率的增加而增加，导致$L_{\rm IR}$和$L_{\rm IR}/L_{\rm B}$之间的正相关.
2000-12-16 astro-ph
A search for extragalactic H2O maser emission towards IRAS galaxies - Detection of a maser from an infrared-luminous merger, NGC6240
本文报道了对红外发光星系22 GHz水脉泽辐射的观测结果。观测到的星系主要是从IRAS亮星系样本中选出的。这次巡天发现了一个新的脉泽。新的脉泽是在[U]LIRG/合并星系NGC 6240中发现的，该星系含有LINER核。这是第一次探测到这类星系的H2O脉泽，它们传统上与OH超脉泽源有关。探测到的脉泽辐射相对于星系采用的系统速度有很高的红移（~ 260-300 km/s），我们没有发现其他相对于系统速度< +- 500 km/s的显著辐射。高速脉泽辐射的存在意味着在合并过程中可能存在一个旋转的脉泽盘。大的脉泽光度（~ 40 Lo）表明，一个活动星系核可能是引起水辐射的能量来源。或者，脉泽发射可能与先前观察到的星系中心的双射电源有关。具有高角分辨率的干涉观测将能够澄清新脉泽的起源。
2001-12-04 astro-ph
Non-Thermal Emission from Relativistic Electrons in Clusters of Galaxies: A Merger Shock Acceleration Model
我们研究了星系团合并过程中激波阵面附近加速的相对论电子的非热辐射演化。我们估计了从极紫外到硬X射线波段的宇宙微波背景光子的同步辐射和逆康普顿散射。硬X射线辐射在合并的后期最为明亮。硬X射线和射电辐射只有在热团内介质（ICM）中才能清楚地看到合并事件的特征时才发光。另一方面，EUV辐射在系统松弛后仍然发光。激波的传播和ICM的整体运动对射电晕的扩展起着至关重要的作用。在收缩阶段，射电晕位于ICM的热区或两个亚结构之间。在扩张阶段，射电晕位于两个ICM热区之间，呈弥散分布。
2000-01-05 astro-ph
Evidence for Stellar Streaming in the Cores of Elliptical Galaxies: A Kinematic Signature of Mergers?
我们提出的证据，非高斯速度场的核心发光椭圆星系。这一证据是基于高信噪比，中等分辨率光谱的核心的早期类型的成员室女座和后发座星系团获得的WIYN 3.5米望远镜。Virgo数据是使用积分场单元（DensePak）获得的，该单元允许在各种空间尺度上对速度场进行采样。Coma数据是通过单根直径为2弧秒的光纤获得的。明亮椭圆星系的互相关轮廓显示出相当大的结构，通常具有几个特征，其幅度高达互相关峰本身的10%。这种结构在半径为1.5弧秒（室女座）或< 100 pc的范围内最为明显，当数据在R < 15弧秒或< 1 kpc的范围内时几乎无法检测到。后发座星系团中发光椭圆星系的单纤维光谱中也发现了类似的特征，这表明它们在巨型椭圆星系中无处不在。有趣的是，只有最明亮的椭圆星系才显示出这种现象;低光度椭圆星系的中心区域具有规则的高斯状轮廓。我们解释这种运动学结构为“恒星流”，并认为这种现象可能是一个遗迹签名的合并历史的发光椭圆星系。
2000-01-14 astro-ph
The growth of luminous red galaxies by merging
我们研究的作用，主要和次要的合并在发光的红色星系的质量增长。本文给出了斯隆数字巡天（SDSS）亮红星系（LRG）样本（$0.16<z<0.30$，$\MMi\approx -22.75\,\mag$）中$23043$亮早型星系与SDSS成像样本中所有伴星系的小尺度（$0.01<r<8\,\hMpc$）投影互相关函数，并将其用$\MMi<-18\,\mag$分成颜色和光度子样本。我们对二维函数进行反投影，得到三维实空间LRG--每个伴星子样本的星系互相关函数。我们发现互相关函数不完全是幂律的，在$1\,\hMpc$附近有一个明显的"一晕“到"两晕”的转变。我们将这些结果转换成密切对统计和估计LRG吸积率从每个同伴星系子样本使用时间尺度从动力学摩擦参数的同伴的每个子样本。我们发现LRG上的吸积主要是由比$\Lstar$更亮的星系的干合并所控制的。我们整合了所有伴星系子样本合并的光度吸积率，发现平均而言，从红移$z\sim 0.25$的合并活动中，每个$\Gyr$的LRG增长了$[1.7\pm 0.1]$ %。这个速率几乎肯定是高估了，因为我们假设所有的密偶都在以动力学摩擦允许的最快速度合并;尽管如此，它还是处于文献中大量测量的低端，并且低于理论预测的任何速率。
2007-08-23 astro-ph
The Most Luminous Galaxies
局部宇宙（z $\leq$ 0.2）中的超亮星系在中红外和远红外发射出大部分能量。对这些天体的多波长研究表明，它们是富含气体的螺旋星系的高级合并。星系-星系碰撞发生在所有的宇宙学时间尺度上，而附近的合并作为局部的类比，可以深入了解导致更遥远宇宙中星系形成和转变的物理过程。在这里，我回顾多波长观测-特别强调最近获得的结果与ISO-合并的大规模星系驱动的形成：1）发光红外星系，2）椭圆星系核，3）发光尘埃笼罩的星系核恒星爆发，4）共生星系主机AGN，和5）潮汐矮星系。在早期宇宙学时间尺度上研究星系形成的最重要的意义是，在紫外和光波长静止坐标系中，远距离类似于本地超亮红外星系是不可见的，应该被检测为亚毫米源，没有光学对应物。
2002-01-29 astro-ph
Compact stellar systems and cluster environments
我们已经扩大了对室女座和天炉座星系团中发光（M_{b_J} <= -10.5）致密恒星系统（CSS）的搜索，目标是最近委托的AAOmega摄谱仪三个集群环境-M87和NGC 1399周围的集群核心，集群内空间，和一个主要的星系合并网站（NGC 1316）。我们在室女星系团的核心中发现了大量的红移确认的CSSs，并在距离M87很远的地方（154-173 arcmin或~750-850 kpc）发现了三个室女座星系团内球状星团（IGCs）--这是第一个被红移确认的孤立的IGCs。我们估计发光CSS人口在每个集群环境中，并比较其运动学和光度特性。结果表明：（1）在室女星系团核心，亮CSS粒子数是天炉座的一半，这可能反映了天炉座的动力学状态更为松弛：（2）在这两个星系团中，亮CSS粒子数的速度色散都小于cD星系GC系统或dE星系团，这表明亮CSS粒子的轨道能量较低;（3）天炉座有一个星团核心发光CSS的子群，它们比室女座的更红，可能更富含金属;（4）在10-20弧分范围内，没有发现发光的CSS（60-130 kpc）径向弧以东的3 Gyr老NGC 1316星系合并残余或在邻近的星团内区域，这意味着在星系合并中产生的任何明亮的CSS都没有广泛分散。
2008-06-30 astro-ph
Potential formation sites of super star clusters in ultra-luminous infrared galaxies
最近对超亮红外星系（ULIGs）的高空间分辨率图像的观测结果显示，在它们的中心区域有非常明亮，年轻，紧凑和严重遮蔽的超级星团，这表明它们是由富含气体的主要合并形成的。通过对星系合并的恒星和气体数值模拟，我们首次证明了由于星际介质具有较高的气压，ULIGs的中心区域是最有希望形成超级星团的地方。基于简单的分析论证，我们其次讨论的可能性，超级星团在ULIG可以有效地转移到核区，由于动力学摩擦，从而相互合并，形成一个单一的紧凑的恒星核与种子质量的黑洞。因此，我们认为，在ULIGs的中心区域，由核恒星爆发形成的超级星团之间的多次合并可能导致大质量黑洞的形成。
2001-07-06 astro-ph
Imaging Molecular Gas in the Luminous Merger NGC 3256 : Detection of High-Velocity Gas and Twin Gas Peaks in the Double Nucleus
合并中的星暴星系NGC 3256中的分子气体已经用亚毫米阵列以1“x 2”（170 x 340 pc，35 Mpc）的分辨率成像。这是第一次在z=0.01范围内对最明亮星系中的分子气体进行干涉成像。在并合中心有一个大的分子气体盘（r > 3 kpc），并有一个强的气体浓度向双核。位于中心3千秒差距的质量约为3*10^9兆太阳的气盘围绕着天空中相距850秒差距的两个原子核之间的一个点旋转。分子气体是温暖和湍流，并显示CO同位素之间的强度比的空间变化。在银河系中心发现了高速分子气体。它在我们视线中的速度与星系的系统速度相差达420 km/s;其终极速度是主气盘旋转速度的两倍。高速气体很可能是由于气体盘中的分子外流，被星系中恒星爆发驱动的超级风夹带。分子外流的速率估计约为10 Msun/yr，并在星系中心分子气体的扩散或耗尽中发挥重要作用。在每个孪核周围都发现了致密的气体浓度和陡峭的速度梯度。它们暗示着一个小的气体盘围绕着每个原子核旋转。如果这些确实是迷你盘，那么在半径为170 pc的范围内，它们的动力学质量约为10^9 Msun。
2006-03-03 astro-ph
Luminous Infrared Galaxies. III. Multiple Merger, Extended Massive Star Formation, Galactic-Wind and Nuclear-Inflow in NGC 3256
我们发现在一个详细的形态学研究（在15秒差距的分辨率），扩展的大质量恒星形成过程中，显示：（i）扩展的三重不对称的螺旋臂结构（r = 5千秒差距）;和（ii）的螺旋臂从三个不同的核。主视核有一个小的螺旋盘（r = 500 pc），它是外视核的延续，并延伸到视核。这个核心显示出蓝色的细长结构（63 pc x 30 pc）和明亮的蓝色星团特性。我们研究了该系统的运动学，并提出了一个详细的中心区域（r = 5 kpc）的Halpha速度场。在主视核中，我们发现了一个与银河风有关的清晰的“流出分量”和一个“流入径向运动”（在螺旋盘原子核结构中，r = 700 pc）。此外，我们还在中心和外部区域（r < 5-6 kpc）检测到流出分量，其开度角非常宽，为140度。我们发现流入区域的平均值（PA = 80）实际上垂直于双极流出轴（PA = 160）。我们详细分析了位于非对称旋臂、两个主要光学核和流出分量中的巨H II区的物理条件。在中心区（r = 5-6 kpc），我们发现核星暴和扩展的巨H Ⅱ区具有非常相似的性质。我们认为，动力学效应、星系风（外流）、低能宇宙射线和分子+电离气体（可能处于流入阶段）之间的相互作用可能是产生“在5-6 kpc尺度上的大质量恒星形成中类似的扩展性质”的可能机制。".我们分析了NGC 3256从亮红外星系到类星体的可能演化。
1999-11-02 astro-ph
Violent Stellar Merger Model for Transient Events
导出了双星系统剧烈合并时质量比的限制条件。我们发现，主星与主星的质量比应在~0.003 <（M_2/M_1）< ~0.15之间。一颗质量更大的次级恒星将保持主恒星的包层与轨道运动同步旋转，直到合并发生。这意味着在合并的瞬间，次级恒星和主恒星包层之间的相对速度非常小，因此冲击波非常弱，闪光光度也很低。质量太低的次级将释放少量的能量，并将排出少量的质量，这是无法形成一个膨胀的信封。然而，当与低质量主序星碰撞时，它可以产生相当明亮但短暂的闪光。剧烈而明亮的合并，我们称之为合并爆发，可以被观察到为V838麒麟座型事件，其中恒星经历持续数天至数月的快速增亮，峰值亮度高达~10^6 Lo，随后在非常低的有效温度下缓慢下降。
2006-09-15 astro-ph
Numerical simulations on the relative importance of starbursts and AGN in ultra-luminous infrared galaxies
本文基于化学动力学模拟结合分光光度合成程序，研究了恒星爆发和活动星系核在超亮红外星系核活动中的相对重要性。我们用数值方法研究了超大质量黑洞的气体吸积率（m_acc）和由富气体星系合并形成的ULIRGs中的恒星形成率（m_sf），从而讨论了ULIRGs的动力。我们的主要结果如下，这些结果可以用观测来检验。(1)由活动星系核提供动力的超亮星系群可以通过明亮的、富含气体的盘星系与含有SMBH的突出凸起之间的主要合并形成，这是由于SMBH的有效气体燃料m_acc > 1 M_sun/yr。在这些ULIRGs中的AGN可以被紧凑的星暴后恒星星族包围（例如，A型恒星）。(2)由msf ~ 100 Msun/yr的星暴提供动力的ULIRG可以通过富气盘状星系合并而形成，这些星系具有小的凸起，凸起与盘比（fb）小至0.1。(3)星暴和活动星系核的相对重要性取决于并合起源盘的物理性质，如f_b、气体质量分数和总质量。例如，更大质量的星系合并更有可能成为活动星系核主导的ULIRGs。(4)对于大多数模型来说，只有当两个凸起最终合并时，主要合并才能成为ULIRG，由恒星爆发或活动星系核提供动力。相互作用的盘星系可以成为在近心处有两个核（> 20 kpc）分离的ULIRGs，当它们非常大并且有小的凸起时。(5)无论选择的模型，相互作用/合并的星系表现出最高的吸积率到中央SMBHs，和由此产生的快速增长的S…
2006-07-15 astro-ph
Mid-Infrared Images of Luminous Infrared Galaxies in a Merging Sequence
我们报告了红外空间天文台对几个亮红外星系（LIGs）进行的中红外观测。我们的样本被选择来代表不同阶段的合并序列的星系-星系相互作用，特别强调合并的早期/中期阶段。这些LIGs的中红外辐射显示了早期和中期合并的扩展结构，表明大多数中红外光度不是来自中央活动星系核（AGN）。红外硬度（由IRAS 12，25和60 $\micron$通量密度比表示）和这些LIGs的峰值与总通量密度比随着这些相互作用的星系的预计分离变小而增加，这与随着合并过程的推进而集中在较小区域的恒星形成活动增加一致。这些观测提供了主要基于理论的情景的第一个观测约束。
1998-12-30 astro-ph
Dynamical Mass Estimates for Two Luminous Star Clusters in Galactic Merger Remnants
我们提出了高色散光谱的两个极其巨大的星团在星系合并残留物。其中一个星系团W30位于距今约5亿年的合并遗迹NGC 7252中，其速度色散和有效半径分别为27.5 ± 2.5 km/s和9.3 ± 1.7 pc。另一个星系团G114位于3 Gyr的合并残留物NGC 1316中，它的结构要紧凑得多，R_eff=4.08 ± 0.55pc，速度色散σ =42.1 ± 2.8km/s。通过这些测量可以估算出两个星系团的维里质量，得到M_dyn（W30）=1.59（+-0.26）* 10^7 Msun，M_dyn（G114）=1.64（+-0.13）*10^7 Msun。这两个星团的质量都非常大，比银河系中质量最大的球状星团重三倍以上。对于这两个集群，我们测量的光质比，当比较简单的恒星星族（SSP）模型的适当年龄，是一致的克劳帕型恒星质量函数。使用从文献中的测量，我们发现一个强大的年龄依赖于如何以及SSP模型（与底层Kroupa或Salpeter型恒星质量函数）适合光质量比的集群。基于这一结果，我们认为，大的光质比的最年轻的集群的散射是不是由于潜在的恒星质量函数的变化，而是快速变化的内部动态的年轻的集群。最后，根据老球状星团、年轻大质量星团（YMC）、超致密矮星系（UCD）和矮球状过渡天体（DGTO）在κ空间的位置，我们得出结论：1）UCD和DGTO与星团的高质量端一致; 2）YMC比老球状星…
2005-11-01 astro-ph
A statistical study of the spectra of very luminous IRAS galaxies. II.Spectral and environmental analysis
利用北京天文台2.16米望远镜对2 Jy红移巡天表中的73个非常明亮的IRAS星系（log（LIR/Lsun）>=11.5，H 0 = 50 km s^{-1} Mpc^{-1}，q 0 =0.5）进行了光谱观测。这些星系的观测数据，包括光学图像（从数字巡天中提取）和光谱，见论文I（Wu等人，1998年）。在本文中，我们给出了这些非常明亮的IRAS星系（VLIRGs）的光谱和形态分类。我们发现，大约60%的VLIRGs具有类活动星系核的光谱（Seyfert 1 s，Seyfert 2s，LINER类星系）。对于超亮IRAS星系（ULIRGs）子样本（Log（LIR/ Lsun）>= 12.0），这一比例高达82%。56%的VLIRG显示出强相互作用或合并信号;对于ULIRG，这一比例上升至91%。这些统计结果有力地表明，相互作用触发了核活动，并增强了红外光度。我们发现LINER和一个同时具有HII星系和LINER光学性质的混合型星系可能正处于从红外发光HII星系向活动星系核的过渡阶段，它们的主要能量产生来自于星暴和活动星系核。红外光度和Ha等效宽度显着增加的VLIRGs和它们最近的邻居之间的核分离减少。毫无疑问，强烈的恒星爆发发生在VLIRGs的核中。假设0类为高级合并，我们构造一个简单的合并序列，从形态类1到4（有近或远的同伴），类5和6（相互作用对和合并），然后到0类（孤立的星…
1998-04-07 astro-ph
The merger rate of massive galaxies
我们计算了投影的两点关联函数的发光和质量的星系在COMBO-17光度红移调查的样本，特别是专注于在小投影半径的关联函数的振幅和探索的限制，这样的测量可以放置在星系合并率。对于0.4<z<0.8的近体积有限的样本，我们发现4+/-1%的亮度M_B<-20的星系处于紧密的物理对中（实空间间隔<30 kpc）。对于M_*> 2.5e ~（10）M_sun的大质量星系，相应的比例为5+/-1%。从文献中，2dFGRS和SDSS，我们发现一个相当快速的演变的合并分数的大质量星系之间的z=0.8和现在的一天。假设主要的合并时间尺度是近距离大质量星系对动力学时间尺度的量级，我们初步推断，在所有现今质量M_*> 5e ~（10）M_sun的星系中，约有50%（70%）的星系（M_*>2.5e10 M_sun的星系合并残余）自z=0.8以来经历了一次大合并（1）：在过去的80亿年里，大质量星系之间的大合并是星系演化的重要驱动力。
2006-09-08 astro-ph
LWS spectroscopy of the luminous Blue Compact Galaxy Haro 11
利用ISO长波光谱仪（LWS）在低分辨率模式下获得了明亮的蓝色致密星系Haro 11（ESO 350-IG 38）的远红外光谱。这个贫金属矮星合并是一个极热的IRAS源，具有很高的[CII] 158 um/CO（1-0）通量比。我们讨论了尘埃和线冷却之间的平衡，在光离解区域（PDR），特别是[CII]线的作用，并推导出PDR气体的基本性质。虽然其他星暴星系的样本显示[CII]/FIR通量比与IRAS f60/f100比之间存在相关性，但Haro 11明显偏离了这种关系，在[CII]中比平均值更亮。我们认为，这种关系是由增加的光学深度与红外天文台的温度增加，但低金属丰度和极端的星爆属性的哈罗11允许介质薄，尽管其高f60/f100的比率，解释[CII]过剩。这就为使用[CII]线在高红移下探测大规模恒星形成合并的可能性留下了更乐观的看法。
2000-05-08 astro-ph
Constraints on galaxy formation from alpha-enhancement in luminous elliptical galaxies
我们探讨了在两个极端的星系形成的假设下，即一个快速的星系团崩溃和合并的两个螺旋形的基础上分层聚类的核心中的α增强和富含金属的恒星星族的形成。我们研究了恒星形成时间尺度、IMF斜率和恒星产额的参数空间。特别是，后者在限制时间尺度和IMF斜率方面增加了巨大的不确定性。我们发现，-Thielemann，Nomoto和Hashimoto核合成-在快速clurons崩溃的情况下，[alpha/Fe]过剩约。0.2高金属丰度恒星的dex可以用Salpeter IMF和10^9 yr量级的恒星形成时标来实现。相反，类似于我们银河系的两个合并螺旋的情况无法在富含金属的恒星中重现α增强的丰度比，除非IMF在合并引发的爆发期间被压平。该结果与突发时间尺度无关。我们认为，丰度梯度提示区分本文中考虑的两个极端的形成情况。
1998-09-21 astro-ph
Cluster Merger Variance and the Luminosity Gap Statistic
星系团中多个发光星系的存在可以用一个星系下沉到星系团中心并与中央星系合并的有限时间来解释。用来量化星系系统的动力学年龄的最简单的可测量的统计量是光度（星等）差距，这是两个最明亮的星系之间的光度星等差异。我们提出了一个简单的分析估计的光度差距分布的团体和集群的暗物质晕质量的函数。光度差距被用来定义“化石”组;我们预计化石系统的比例会表现出强烈的和与模型无关的质量趋势：大约1-3%的大质量星系团和大约5-40%的组应该是化石系统。我们还表明，在集群尺度上，所观察到的内在散射中心星系光度晕质量关系可以归因于分散在集群内的卫星合并的历史。我们比较我们的预测的光度差距分布在斯隆数字巡天C4目录中的730个集群的样本，并找到很好的协议。这表明，理论上的漂移集合并概率和标准理论的动态隔离是有效的集群规模。
2005-09-21 astro-ph
A Direct Measurement of Major Galaxy Mergers at z < 3
本文提供了红移z ~ 3的星系分级组装的直接证据。我们确定主要的合并使用独立于模型的CAS（浓度，不对称性，块状）物理形态系统的星系检测，光度选择，在WFPC 2和NICMOS哈勃深场北。我们特别使用通过非对称参数（A）测量的静止坐标系光学光的非对称分布来确定经历主要合并的星系的分数作为红移（z），恒星质量（M_{*}）和绝对星等（M_{B}）的函数。我们发现，与经历一个重大的合并一致的星系的分数增加与红移的所有星系，但最显着的是，在5 - 10西格玛的信心，最明亮和大规模的系统。对于M_{B} <-21或M_{*} > 10 ^10 M_0且z > 2.5的星系，我们发现最高的合并分数为40% - 50%，即，被确认为莱曼破裂星系的物体。我们以f x（1+z）^m的形式模拟合并分数的演化，发现最明亮和质量最大的星系的m值约为4-6。我们使用这些合并分数结合合并的时间尺度从N体模拟计算得出星系合并率z ~ 3。我们还使用恒星质量的HDF-N星系，以确定参与主要合并的场星系的质量吸积率，以及这是如何变化的红移。我们进一步发现，恒星质量密度在星系中所占的比例在主要合并增加与红移。通过比较冷暗物质半解析模型中预测的合并分数与我们的结果，对于最大和最亮的系统，有一个相当好的协议，尽管有更多的低质量星系合并在较低的红移比这些模型预测的。（节略）
2003-06-05 astro-ph
Hubble Space Telescope H-Band Imaging Survey of Massive Gas-Rich Mergers
我们报告的结果，从深HST NICMOS H波段成像调查的精心挑选的样本的33个发光，后期星系合并在z < 0.3。在HST样本中的所有物体中都可以看到最近星系相互作用的迹象，包括样本中所有7个IR过量的Palomar-Green（PG）类星体。在5个ULIRG中检测到意外的双核。在这些对象的表面亮度分布的详细的二维分析表明，绝大多数（81%）的单核系统显示出突出的早期型形态。然而，低表面亮度指数盘检测到大规模在至少4个这些来源。主机的“温暖”活动星系核样系统是早期的类型，并有不太明显的合并引起的形态异常比主机的冷系统与LINER或HII区域一样的核光谱类型。在我们的样本中的7个PG~类星体的主机的大小和亮度是统计上无法区分的ULIRG主机。相比之下，像Dunlop等人（2003）所研究的那些高亮度类星体，其宿主更大、更亮。ULIRG和PG类星体的主机在于接近的位置，中等大小（约1 - 2 L*）的椭球体在光度投影的基本面的椭圆，虽然有一种趋势，在我们的样本中的ULIRG与小主机比正常的椭球体更亮。ULIRG/QSO宿主中年轻恒星星族的过量发射可能是这种差异的根源。我们的研究结果提供了一个可能的合并驱动的冷ULIRGs，温暖ULIRGs和PG~类星体之间的演化连接的支持，虽然这个序列可能会打破在低光度。（节略）
2006-01-25 astro-ph
Optical and infrared observations of the luminous quasar PDS 456: a radio-quiet analogue of 3C 273?
我们提出了最近发现的，非常明亮的类星体PDS 456的红外测光和光学和红外光谱。在近红外线中可以看到许多我们无法识别的宽发射特征。我们测量了一个更准确的红移从一个狭窄的禁止发射线和比较的光学红外光谱的3C 273。这种相似性表明PDS 456是3C 273的无线电宁静类似物，尽管无线电观测并不支持这一观点。
1998-12-03 astro-ph
Kinematics, ages, and metallicities of star clusters in NGC 1316: A 3 Gyr old merger remnant
我们报告了围绕巨型早型射电星系NGC 1316（天炉座A）的37个候选星团的多天体光谱学，天炉座星系团中最明亮的星系。对于这个样本中的星团，我们测量到的平均径向速度为1698 +/- 46 km/s，旋转速度为175 +/- 70 km/s，在24 kpc的银河系中心半径内的速度色散为227 +/- 33 km/s。使用投影质量估计器并假设各向同性轨道，估计的总质量为（6.6 +/- 1.7）E+11太阳质量，半径为24 kpc。质量的不确定性约为2倍，取决于轨道假设。M/L_B值在3-6之间。在我们的样本中有四个星团是异常明亮的（M_V < -12.3）。这意味着：（1）NGC 1316中至少有这么多的星团比我们银河系或M31中最明亮的星团亮一个数量级，（2）它们光谱的信噪比使我们能够以良好的精度测量谱线强度。通过比较样本中亮星团的H-α和Ca II三重吸收线的颜色和等效宽度与单次爆发星群模型的结果，我们发现它们是同时代的，年龄为3.0 +/- 0.5 Gyr。发现它们的金属丰度在0.15 dex以内。这些结果再次表明，具有近太阳金属丰度的球状星团确实在星系合并期间形成，而且，它们可以在合并期间发生的破坏过程中幸存下来（例如，动力摩擦，潮汐破坏），以及蒸发。在这方面，NGC 1316提供了一个迄今为止“缺失”的演化联系，一边是年龄约为0.5 Gyr的年轻合并残留物，如NGC 35…
2000-10-13 astro-ph
A bias in optical observations of high redshift luminous infrared galaxies
我们给出了VV 114和Arp 299这两个邻近的（z~0）强烈相互作用的红外发光星系（LIRGs）在静止坐标系UV和7微米中红外辐射之间的显著不同形态的证据。几乎所有的LIRG都是相互作用的系统，并且目前公认它们在z>1处主导IR发射。位于z=1-2的明亮红外星系可以很容易地在深光学/近红外地基调查中被检测到，以及在即将到来的24微米空间红外望远镜设施调查中被检测到。我们证明，这些调查的空间分辨率将导致混合的排放未解决的相互作用的组件。因此，在观测到的这些星系的光学到中红外颜色中，将引入增加的散射，导致系统低估其尘埃含量。
2003-11-28 astro-ph
3-Gyr-old Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Implications for the Fate of Globular Clusters Formed During Gas-rich Galaxy Mergers
早型合并残留星系NGC 1316是一个理想的探测器，用于研究一次大合并对其球状星团（GC）系统的长期影响，我们在最近的一篇论文中报道了它的光谱学合并年龄为3 Gyr。在这里，我们报告了几个光度证据，表明NGC 1316中的第二代GC处于一个进化阶段，介于在年轻的合并残留物中发现的发光GC之间，例如（例如）。NGC 7252和在“正常的，老的”椭圆星系中发现的“红色”GC。在主要合并过程中形成的大质量第二代GC可以存活至少3 Gyr，这一观察提供了强有力的证据，表明这些星团可以具有“正常”质量功能，包括低质量恒星，因此它们可以存活到与“正常”椭圆星系类似的“老年”。
2001-08-13 astro-ph
The central elliptical galaxy in fossil groups and formation of BCGs
我们使用深光学（R-波段）和近红外（KS-波段）测光研究“化石群”中占主导地位的中央巨椭圆星系。这些星系与最亮的星系团（BCGs）一样明亮，这引起了人们对它们与BCGs和星系团形成之间联系的直接兴趣。然而，尽管有明显的相似之处，占主导地位的化石星系显示出非盒状等照度线，与最明亮的BCGs形成对比。这项研究表明，在化石群中产生的最明亮的星系群的结构与大多数BCGs有系统的不同。如果化石确实形成的合并的主要星系，包括晚型在一个集团内，那么他们的盘状的性质是一致的，最近的半解析模型的数值模拟的结果表明，气体丰富的合并结果在盘状等照度椭圆。我们发现，化石形成一个均匀的人口中的速度色散的化石组是紧密相关的光度占主导地位的椭圆星系。这支持了化石中的巨型椭圆星系可以在群体环境中成长到BCG的大小和光度的假设。然而，发光的BCGs的方形结构表明，它们要么不是化石形成的，要么在集群环境中经历了后来的无气体合并。
2006-08-07 astro-ph
The prompt optical/near-infrared flare of GRB 050904: the most luminous transient ever detected
红移z=6.295的GRB 050904是迄今为止发现的最遥远的伽马射线暴。这是一个充满活力的事件，在所有波长和余辉被详细观察到在近红外波段。我们收集了所有可用的光学和近红外余辉测光的伽玛暴构建一个复合近红外光曲线跨越几十年的时间和通量密度。将近红外光变曲线转换为光学曲线，我们发现GRB 050904的余辉在早期比\emph{Swift}前时代的任何其他GRB余辉都更明亮，使其成为有史以来探测到的最明亮的瞬态。给出了GRB 050904的内禀性质及其余辉，我们讨论了这个暴是否与其他低红移的GRB有显著的不同。
2006-11-20 astro-ph
Optically faint counterparts to the ISO-FIRBACK 170 micron population: the discovery of cold, luminous galaxies at high redshift
本文介绍了对ISO-FIRBACK巡天中两个170微米的源进行的Keck光谱和UKIRT近红外成像观测，这两个源在光学和r-K~5方面都有微弱的对应物。根据它们的远红外线、亚毫米波和射电通量，两个源都被认为位于z>1的位置，假设光谱能量分布与本地超亮红外星系（ULIRG）Arp 220相似。然而，我们的光谱表明，这些星系的红移是z<1：FN 1 -64的z=0.91，FN 1 -40的z=0.45。虽然这两个星系的辐射热光度与Arp 220相似，但这些星系中的尘埃辐射的特征温度为30 K，远低于Arp 220中的50 K。这两个光谱都没有显示活动星系核活动的证据。如果这些星系是光学上微弱的FIRBACK人口的特征，那么远红外背景的演化模型必须包括大量的冷，发光星系。这些星系提供了一个重要的中间比较本地发光红外星系，高红移亚毫米选择星系，其中有非常少的信息。
2002-03-06 astro-ph
Optical Counterparts of Ultra Luminous X-ray Sources
我们提出了光学识别和表征的对应物的四个对象以前编目为超发光X射线源。这些天体是从Colbert & Ptak（2002）目录中选出的。光学对应物被识别为具有范围在17-19的量值的点状物体。其中三个源（IXO 32、37和40）的光谱显示存在类星体的典型发射线。这些谱线的位置允许精确估计它们的红移（IXO 32、37和40分别为2.769、0.567和0.789）。第四个X射线源IXO 35与一个红色物体有关，它具有银河系中M星的典型光谱。这些鉴定对于建立ULX源的清洁样品、选择合适的目标用于未来的观测以及对不同群体的X射线源进行统计研究是有用的。
2006-02-09 astro-ph
On the formation of star clusters in the merger NGC 6240
我们在合并和超亮红外星系NGC 6240的存档HST/WFPC 2图像中识别了星团，目的是调查星团的性质（光度，年龄和质量）在这样一个极端的环境中是否与亮度较低的星暴星系中的星团不同。在F450 W、F547 M和F814 W的所有曝光中，我们发现了54个星团，其中41个位于NGC 6240的主体，13个位于星系尾部。由于只有两种颜色可用于导出两个自变量（集群变红和年龄），我们采用了一个特设的程序，统计得出集群参数的假设下，集群金属丰度是LMC样的。每个聚类的颜色都与STARBURST 99固定质量和可变年龄和变红模型相匹配。所有簇红化和卡方< 1的年龄解被认为与数据一致。质量是通过用观测到的V光度对模型的光度进行缩放而得出的，其中最佳拟合的卡方< 1，并对红化和距离进行了校正。我们推断，观测到的星团的最可能年龄为（5 - 13）Myr，最可能质量约为（1 - 2）e05太阳质量。与星暴星系中的星团相比，似乎指向在更大质量的星系和富含气体的合并中形成更大质量的星团，而整体星团质量分布可能相对独立于相关星暴的细节，其中密集的大质量星团优先形成。
2003-06-23 astro-ph
Submillimeter Imaging of the Luminous Infrared Galaxy Pair VV 114
我们报告的450和850微米的观测相互作用的星系对，VV 114 E +W（IC 1623），采取了SCUBA相机的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜，和近红外观测UFTI采取的英国红外望远镜。VV 114系统处于富气合并的早期阶段。我们检测亚毫米（sub-mm）发射扩展超过30弧秒（12千秒差距），并找到一个很好的空间分布的sub-mm和CO排放之间的相关性。CO和亚毫米发射峰都在VV 114 E的最红区域附近，并向VV 114 W延伸。大部分的亚毫米排放驻留在显示最大的CO速度梯度的中心区域，这被认为是标志着合并残留物的运动学质心。假设尘埃温度呈幂律分布，我们得出尘埃总质量为1.2 × 10 ^{8} M_sun。亚毫米观测结果表明，大部分尘埃的温度较低（Td ~20- 25 K），尘埃总质量比IRAS资料高4倍左右。该系统可能会演变成类似Arp 220的紧凑型星暴。
1999-03-23 astro-ph
