The Gaseous Extent of Galaxies and The Origin of QSO Absorption Line Systems
我们目前的一个正在进行的计划，研究星系的气体范围和类星体吸收线系统的起源的结果。对于\lya吸收系统，我们发现吸收等效宽度强烈地依赖于星系碰撞参量和星系$B$ -带光度，单个星系的气态范围与星系$B$ -带光度成比例关系为$r\propto L_B^{0.40\pm0.09}$ .将所得结果应用于哈勃深场中的星系，计算了\lya吸收线的数密度随红移的函数关系，并与观测结果进行了比较，发现至少50%甚至可能高达100%的具有$W\apg0.32$吸收的\lya吸收系统可以用正常星系的扩展气体吸收来解释。对\civ吸收线系统进行了反相关分析，结果表明电离气体截面与星系$B$带光度成$r\propto L_B^{0.76\pm0.26}$标度。
1998-09-24 astro-ph
Resonance Type Instabilities in the Gaseous Disks of the Flat Galaxies I. The Acoustical Resonance Type Instability and the Absence of Vortex Sheet Stabilization on Shallow Water
对旋转气盘或浅水层中涡面稳定性的线性分析表明，中心反射面的存在显著地改变了系统的稳定性。当压缩性超过朗道准则时，发现了涡面不稳定的影响。本文研究了声共振型多模态短尺度不稳定性的性质，并讨论了它对旋转浅水实验影响的可能性。
1998-08-22 astro-ph
Environmental Dependence of the Nature of Gaseous Envelopes of Galaxies at z < 1
我们提出了新的统计研究的起源莱曼α吸收系统中检测到的类星体领域。主要目的是研究星系和莱曼α吸收系统之间的关系的环境依赖性。我们发现，星系没有表现出环境依赖性，在产生莱曼α吸收剂在他们的晕。相反，莱曼-α吸收剂对它们所处的环境没有表现出偏好。
1998-09-24 astro-ph
The Gaseous Extent of Galaxies and the Origin of \lya Absorption Systems at z < 1
我们提出了一个程序的初步结果，以获得和分析HST WFPC 2图像的星系领域的HST光谱目标类星体。该计划的目标是研究在背景类星体光谱中观察到的\lya吸收系统的性质如何随居间星系的性质而变化。我们发现\lya吸收等效宽度强烈地依赖于星系碰撞参量和星系B带光度，单个星系的气态范围与星系B带光度成比例关系，由$r\propto L_B^{0.35\pm0.10}$ .
1997-09-17 astro-ph
The Central Kiloparsec of Seyfert and Inactive Host Galaxies: a Comparison of Two-Dimensional Stellar and Gaseous Kinematics
我们调查的二维分布和运动学的电离气体和恒星的中心千秒差距附近的活动（塞弗特）和不活动的星系的匹配样本的属性，使用SAURON积分场单元的威廉赫歇尔望远镜。电离气体的分布显示了一系列的低激发区域，如恒星形成环的Seyferts和不活跃的星系，和高激发区域相关的光电离活动星系核。样本中所有星系的恒星运动学都显示出典型的盘状系统的规则旋转模式，其运动学轴与来自外部测光的运动学轴对齐，并提供了银河系节点线的可靠表示。在去除了活动星系核驱动的外流等非引力成分后，塞弗特星系和不活跃星系中的电离气体运动学也主要由大多数星系中恒星和气体之间的旋转和全球对准所主导。这一结果与以前的光度研究结果一致，即Seyfert宿主的大尺度光分布与非活动宿主相似。然而，充分利用我们的光谱数据的二维性质，从轴对称旋转的气体速度场的偏差被确定，这表明气体运动学在小半径的塞弗特星系相比，不活跃的星系，提供了一个试探性的核气体流和核活动之间的联系。
2007-05-29 astro-ph
Chemical Evolution of the Stellar and Gaseous Components of Galaxies in Hydrodynamical Cosmological Simulations
我们提出了初步的结果合并的化学性质的银河系物体的层次聚类方案的影响。我们采用流体动力学的化学代码，可以描述耦合的宇宙学背景下的暗物质和重子的演化。我们发现，盘状和球状物体具有独特的金属丰度模式，这可能是不同的演化的结果。
2000-10-23 astro-ph
The Gaseous Extent of Galaxies and the Origin of Lya Absorption Systems. V. Optical and Near-Infrared Photometry of Lya-absorbing Galaxies at z < 1
（摘要）我们提出了一个程序的结果，以获得和分析HST WFPC 2图像和地基图像的星系中确定的成像和光谱调查的微弱星系在HST光谱目标类星体领域。我们证实并改进了Lanzetta等（1995）和Chen等（1998）的结果：（1）扩展的气体包层是各种光度和形态类型星系的共同特征，（2）星系周围N（H I）> 10^{14} cm^{-2}的稀薄气体的范围与星系B带光度的关系为r \propto L_B^{0.39+/-0.09}，（3）在大多数情况下，星系间相互作用对星系周围稀薄气体的分布并不起重要作用。我们进一步证明：（4）星系的气体范围与星系K带光度成比例关系r \propto L_K^{0.28+/-0.08};（5）典型L_* 星系周围的稀薄气体可能分布在半径约为180 h^{-1} kpc的球形晕中，覆盖因子几乎为1。由于所有形态类型的星系都具有扩展的气体晕，并且由于星系周围稀薄气体的程度与星系K波段光度成比例，我们认为星系质量-而不是最近的恒星形成活动-可能是决定星系周围稀薄气体程度的主导因素。然而，应用星系周围Lya吸收气体的程度与星系B带光度之间的标度关系，我们的分析结果还表明，Lya吸收系统的数密度演化可能对共动星系B带光度密度的演化起到约束作用（至少在我们研究的z~0和z~1之间的红移区间内）。
2001-07-06 astro-ph
Gaseous Haloes: Linking Galaxies to the IGM
近年来，越来越多的证据表明，附近的螺旋星系被大量中性和电离气体晕所包围。这些气体晕的旋转速度比盘慢，并显示流入运动。它们显然类似于银河系的高速云。我们表明，这些晕不能产生的星系喷泉过程（超新星从磁盘流出）的喷泉气体保存其角动量。使这种气体与预先存在的热电晕相互作用并不能解决问题。这些结果表明，需要从IGM大量吸积低角动量物质。
2007-01-15 astro-ph
The Gaseous Environment of Seyfert Galaxies
的VLA已被用来图像HI在一个异质样本的9个塞弗特作为一个持续调查的银河宿主气体的作用，在触发和燃料的核活动。在以前的单碟观测表明复杂的，了解甚少的运动学，提高角分辨率和灵敏度揭示潮汐尾和群内气体，区分矮星从主磁盘和解决非线性气体动力学特征，如在酒吧的冲击。塞弗茨可能异常富含气体，但现在需要对正常和活动星系的HI特性进行更大的统计学上的显着比较。
2000-12-11 astro-ph
Studying the Gaseous Phases of Galaxies with Background QSOs
高分辨率静止框架紫外类星体吸收光谱涵盖了低和高电离物种，以及莱曼系线，提供了非常详细的信息，气相的星系和它们的环境。对于小于1.5的红移，许多重要的化学跃迁仍然在观察到的紫外波长范围内。我目前的吸收，通过各种结构，从最近获得的紫外光谱与STIS/HST的视线所产生的例子。即使COS/HST具有更高的灵敏度，但能够详细研究的系统数量也是有限的。然而，我们观察到的气体相的形态有很大的变化，甚至穿过同一星系的不同区域。为了收集宇宙历史上每一个时期存在的气体结构的公平样本，必须对数百个系统进行采样。需要通过相同结构的多条视线，以及一些探测附近的结构，其发光主体已经用更标准的技术进行了研究。与高分辨率光学和近红外地面光谱相结合，将有可能统一研究所有类型星系在其整个演化历史中的气体形态。
2002-07-17 astro-ph
Formation of metal-poor gaseous halo in gas-rich galaxy mergers
为了探索椭圆星系中观测到的星际介质晕的基本化学性质的起源，我们数值研究了富气盘-盘星系合并过程中星际介质的化学动力学演化.本化学动力学研究的主要结果有以下三个。(1)由富气并合形成的椭圆星系表现出陡峭的负ISM金属丰度梯度，特别是在星系的外部。其根本原因是，ISM的化学演化进行在这样一个不均匀的方式，在合并的中心部分，金属富集的ISM是更有效的，由于径向流入的金属富集的ISM在耗散星系合并，而在外部部分，金属富集是不太有效的，由于大量的金属富集的ISM潮汐剥离合并。这一结果为最近ASCA揭示的椭圆晕气态金属丰度梯度的起源提供了线索。(2)由于并合过程中ISM的不均匀化学演化，一些并合遗迹的平均气态金属丰度明显小于恒星平均气态金属丰度。合并遗迹中恒星和气态金属丰度的差异程度取决于化学混合长度、星系质量和超新星反馈的有效性。(3)由多次合并形成的椭圆星系比由对合并形成的椭圆星系更可能具有贫金属的气体晕成分和陡峭的气体金属丰度梯度。这主要是因为在多次合并中，更大量的金属含量较低的ISM可以更有效地从星系中潮汐剥离。
1998-04-18 astro-ph
The gaseous extent of galaxies and the origin of Lyman alpha absorption systems. IV: Lyman alpha absorbers arising in a galaxy group
我们提出了新的GHRS观测莱曼α吸收线与一组星系对类星体1545+2101。我们在类星体1545+2101的光谱中发现了8个明显的莱曼α吸收特征，其平均红移为z=0.2648，速度色散为163 km/s。在这个类星体附近探测到一个星系群，其平均红移为z=0.2645，速度色散为239 km/s。离散的吸收系统的识别表明，它们出现在云的中性氢，而不是在一个弥漫的组内介质。我们的分析表明，莱曼α吸收线与星系群中的单个星系有关，尽管在如此密集的环境中很难建立吸收体和星系之间的一对一关系。
1999-04-19 astro-ph
QSO Absorption Lines, Gaseous Infall and Star Formation
我们调查的影响，最近的观测进展，在研究宇宙的气体含量对我们的知识的盘状星系的恒星形成历史。几个当代的调查表明，大量的气体没有被吸引或被吸引得很弱，在后来的时代（$z\le 1$）被束缚在星系中。
2000-10-12 astro-ph
An H-alpha survey aiming at the detection of extraplanar diffuse ionized gas in halos of edge-on spiral galaxies. I. How common are gaseous halos among non-starburst galaxies?
在一系列的两篇论文中，我们提出了一个新的H-α成像调查的结果，目的是在晚型螺旋星系晕的面外弥漫电离气体的检测。我们已经调查了74个附近的边缘上的螺旋，覆盖北半球和南半球的样本。我们在30个星系中探测到平均距离为|z| ~1-2 kpc的面外漫射辐射。在少数情况下，单个细丝可以追溯到|z| <= 6 kpc。基于检测/未检测，我们发现FIR通量比（S_60/S_100）和单位面积SFR（L_FIR/D^2_25）之间具有良好的相关性。这实际上对星暴星系、正常星系和静止星系都是有效的。在最低S_60/S_100值下（在此值下已检测到扩展发射），推导出单位面积的最小SFR，即（dE/dt）_A25 ^thres =（3.2+-0.5 x10 E +40 erg/s/kpc ^2）。有些星系在较小的L_FIR/D ^[2_25]值时才能探测到面外辐射，但这只是在尘埃温度显著提高的情况下才能探测到。结果证实了一般的观点，即气体晕是一个直接的后果SF活动在下面的星系盘。
2003-04-24 astro-ph
Hot Gaseous Halos of Nearby Disk Galaxies
我回顾研究的热气体介质和周围的正常盘星系，包括银河系。这种介质代表了持久恒星形成所需的物质库，银河反馈的储存库（例如，恒星质量损失和超新星），以及星际和星系间介质之间的界面。近年来，X射线双星和活动星系核X射线吸收线的探测取得了重要进展。X射线吸收谱线光谱学，连同现有的X射线发射和远紫外\ovi吸收测量，现在允许第一次来表征银河系中热气体的全球空间，热和化学性质。这些结果通常与从与银河系相似的附近边缘星系的X射线成像推断的结果一致。观测到的扩散X射线发射/吸收气体并不明显超过$\sim 10$ kpc远离星系盘/凸起，除了在核星暴或非常大质量的星系。这种气体的X射线冷却速率通常远小于预期的超新星机械能输入。所以大部分的能量是“丢失”的。另一方面，银河系周围存在大尺度（$\gsim 10^2$ kpc）热气体晕以解释各种高速云的证据越来越多。星系际气体不断吸积到盘状星系上的理论论据也是令人信服的。我讨论了调和这些事实的可能解决方案。
2006-11-01 astro-ph
Synthetic Doppler maps of gaseous flows in semidetached binaries based on the results of 3D gas dynamical simulations
我们提出的合成多普勒地图的气体流动的半分离双星的三维气体动力学模拟的结果的基础上。使用气体动力学计算与多普勒层析成像技术一起允许识别多普勒地图上的流动的主要特征，而不解决不适定的逆问题。将合成的层析图像与观测结果进行比较，既可以改进气体动力学模型，又可以解释观测数据。
2000-11-22 astro-ph
The Gaseous Environments of Radio Galaxies
X射线辐射追踪射电源的气体环境。介质必须存在于射流约束中，但它对射流燃料、动力学、传播和破坏有什么影响？由于射电源是多组分X射线发射体，有几个可能的非热发射区，因此观测情况既复杂又丰富。最近的工作，主要是基于敏感的ROSAT点，是用来对比X射线发射和环境的无线电源与（a）低功率，（b）高功率在高红移，（c）高功率在较低的红移，（d）GHz峰值频谱发射。本文评述了射电扩展结构附近外部气体密度和压力的变化趋势。具有大幅提高的分辨率和灵敏度的X射线测量即将出现，这对于解决许多悬而未决的问题具有巨大的潜力。
1999-11-04 astro-ph
The Origin of \lya Absorption Systems at $z>1$---Implications from the Hubble Deep Field
哈勃深场图像为我们提供了一个独特的机会，将高红移星系的统计特性与\lya吸收系统的统计特性联系起来。结合{ \em经验}测量的星系表面密度与红移与{ \em经验}测量的星系的气体范围，我们预测的数密度的\lya吸收系统，起源于扩展的气体信封的星系与红移。我们表明，观察到的$W\apg0.32$的\lya吸收系统至少有50%甚至高达100%可以用星系的扩展气态包层来解释。因此，我们的结论是，已知的星系已知的气体范围必须产生一个显着的分数，也许所有的\lya吸收系统在一个大的红移范围。
1999-12-07 astro-ph
Gaseous Galactic Halos and QSO Absorption Line Systems
最近的观测表明，类星体光谱中的（某些）金属线吸收系统来自半径远大于星系光学半径的星系晕中的气体。我们发现，所观察到的星系吸收体连接的星系形成在分层宇宙演化，星系形成气体冷却和凝聚在暗物质晕的自然结果。
1997-11-12 astro-ph
Double Bars in Disk Galaxies: Dynamical Decoupling of Non-Self-Gravitating Gaseous Bars
我们发现棒星系中的核环可能受到一种新的非自引力动力学不稳定性的影响。这种不稳定性导致了气态分子棒的形成，其速度比主恒星棒的速度慢得多。这种核棒与潜在引力势的惊人解耦是由气体粘度触发的，但不是由气体粘度驱动的。我们发现，低粘度系统可以花相当长的一段时间在一个完全解耦的状态，与核酒吧慢慢翻滚的引力场的主酒吧。较高粘度的体系形成核棒，核棒围绕主棒振动。核棒的形状，即，其偏心率与杆之间的角度密切相关。我们还发现，这种去耦，部分或全部，最有可能将与恒星形成的爆发和气体流入整个内（Lindblad）共振区朝向较小的半径。
2001-03-31 astro-ph
Environmental Effects on Gaseous Disks of the Virgo Spiral Galaxies
我们发现高分子分数（$f_{\rm mol}$ ;分子与总气体表面密度的比率）在三个室女座螺旋星系，尽管他们的总气柱密度低，基于$^{12}$ CO $(J=1-0)$观测与Nobeyama 45米望远镜配备了多光束接收器，熊。我们认为这是环境影响的结果。结合CO数据和HI数据，总气体面密度（HI + H $_2$）与$f_{\rm mol}$之间的关系表明，靠近星系团中心的三个星系的$f_{\rm mol}$值大于场星系的预期值，而其他星系的$f_{\rm mol}$值正常。大的$f_{\rm mol}$被解释为是由于有效的HI气体汽提（即使在内部盘中），或由于高ICM压力和/或冲压压力引起的大ISM压力，尽管不能排除异常高金属丰度的可能性。
2006-10-27 astro-ph
The Gaseous Extent of Galaxies and the Origin of \lya Absorption Systems. III. Hubble Space Telescope Imaging of \lya-Absorbing Galaxies at z < 1
我们提出了一个程序的初步结果，以获得和分析HST WFPC 2图像的星系中确定的成像和光谱调查的暗弱星系的领域HST光谱目标类星体。我们测量的87个星系，其中33个与相应的\lya吸收系统和24不产生相应的\lya吸收线的敏感上限内的属性。仅考虑可能物理关联的星系和吸收体对，并排除背景类星体3000 \kms内的星系和吸收体对，剩下26个星系和吸收体对和7个星系不产生相应的\lya吸收线，在敏感的上限内。星系和吸收体对的红移范围从0.0750到0.8912，中值为0.3718，星系和吸收体对的碰撞参量间隔范围从12.4到$157.4 h^{-1}$ kpc，中值为$62.4 h^{-1}$ kpc。分析的主要结果是，沿视线遇到的气体量取决于星系的碰撞参量和B波段光度，但并不强烈依赖于星系的平均表面亮度，盘，隆起比，或红移。这一结果证实并改进了Lanzetta等人（1995）先前发现的\lya吸收等效宽度与星系碰撞参量之间的反相关性。没有证据表明，在大多数情况下，星系相互作用在星系周围的稀薄气体分布中起着重要作用。Galerkin可以解释所有具有$W > 0.3$的\lya吸收系统，但这取决于未知的光度函数和低光度星系的气体截面，以及观测到的\lya吸收系统的数密度的不确定性。
1997-11-20 astro-ph
A classical flow instability and its connection to gaseous galactic disk hydrodynamics
已知水涡旋在其核心内形成多边形结构。多边形现象的顶点是附属于母涡的卫星涡的结果。利用浅水水力学和二维可压缩气体流之间的类比，我们得出以下关于螺旋星系结构的推理路线。流体系统中前进压力扰动的后向自由面前波在气态银盘中应表现为高密度螺旋。由于星系臂的数量等于母涡旋中卫星涡旋的数量，因此具有两个臂的螺旋星系将拥有两个核。最后一个似乎与最近对M31和Mrk 315星系的观测完全一致。如果目前的假设是准确的，那么仔细观察多尺度螺旋星系的中心区域也应该揭示出这些星系有多个核。
2007-01-02 astro-ph
The Neutral Hydrogen Distribution in Merging Galaxies: Differences between Stellar and Gaseous Tidal Morphologies
我们绘制了三个盘-盘合并系统NGC 520、Arp 220和Arp 299中的中性原子气体（HI）。这些系统不同于大多数在HI中绘制的合并，因为它们的恒星和气体潮汐特征不一致。特别是，它们表现出大恒星潮汐特征，几乎没有任何伴随的中性气体和大气体丰富的潮汐特征，几乎没有任何伴随的星光。在较小的尺度上，在气体和恒星潮汐特征交叉的地方存在着惊人的反相关。我们探讨了这些差异的几个可能的原因，包括尘埃遮蔽，冲压压力剥离，电离效应。没有一个单一的解释可以解释所有观察到的差异。事实上，这些系统中的每一个都显示了星暴驱动的超级风在最引人注目的反相关方向上扩展的证据，这使我们认为超级风是观察到的差异的主要原因，要么通过冲压压力清除气体的特征，要么通过挖掘一个清晰的视线朝向星暴，并允许紫外光子覆盖尾巴的区域。
1999-12-20 astro-ph
The impact of viscosity on the morphology of gaseous flows in semidetached binary systems
本文对不同粘度的双星系统进行了三维气体动力学模拟。所得解的分析表明，在低粘度值的系统中的流动结构是定性类似的高粘度系统之一。所提出的计算证实，在任何粘度值下，来自L1的气流与正在形成的吸积盘（“热点”）之间没有激波相互作用。
1999-07-07 astro-ph
The Role of the IILR in the Structure of the Central Gaseous Discs
Regan、Sheth和Mulchaey（1999）最近对附近棒星系NGC 5383、NGC 1530和NGC 1667的中心区域进行的NICMOS观测都显示，在不清晰的掩模图中，有一对明显的拖尾螺旋，可以一直跟踪到中心。这一结果与密度波理论有明显的矛盾。在这篇报告中，我们认为，如果我们考虑到光盘的自引力，或IILR不存在于这些星系中，这个困难可能会被删除。
1999-10-04 astro-ph
A Comparison of Stellar and Gaseous Kinematics in the Nuclei of Active Galaxies
为了研究黑洞与其宿主星系之间的关系，许多研究小组使用[O III] 5007线的宽度作为星系凸起的恒星速度色散（sigma*）的替代。我们直接测试这一假设与一个大的和均匀的样本的窄线活动星系核从斯隆数字巡天。我们考虑多个转换（[O II] 3727、[O III] 5007和[S II] 6716、6731）和用于量化线宽的各种技术，以便获得气体速度分散、sigma_g和sigma* 之间的校准。我们发现低电离线的sigma_g跟踪sigma*，就像[O III]的核心在适当去除其不对称蓝翼后的sigma_g一样，尽管在所有情况下，sigma_g和sigma* 之间的相关性都有相当大的分散性。虽然气体运动的窄线区域的活动星系主要是由恒星的引力势，吸积率，跟踪爱丁顿光度比，似乎发挥了重要的次要作用。维里运动的结果与吸积速率有系统的相关性。我们讨论了这些结果的影响，以前的研究，使用[O III]线宽度来推断恒星的速度色散类星体和窄线塞弗特1星系。
2005-03-30 astro-ph
Stability of Galactic Gaseous Disks and the Formation of Massive Clusters
我们研究了圆盘中的引力不稳定性，特别关注形成的最大质量的团块，因为它们被认为是球状星团的祖先。最大的不稳定质量是由旋转决定的，只取决于圆盘的表面密度和轨道频率。我们认为，大质量星系团的形成与这种最大规模的星系不稳定的旋转。利用文献中的数据，我们预测，球状星团可以形成在核星爆盘和原星系盘，但不是在典型的螺旋星系，在协议的观测。
2008-08-08 astro-ph
Images IV: Strong evolution of the oxygen abundance in gaseous phases of intermediate mass galaxies since z=0.8
z~0.6的中等质量星系（logM（Msun）>10）是当今众多螺旋星系的最有可能的祖先。越来越多的证据表明，它们在过去的6到8 Gyr前已经迅速演化，并且可能已经形成了它们恒星质量的一个重要部分，通常表现出扰动的形态和运动学。我们已经收集了88个这样的星系的代表性样本，并提供了强大的估计其气相金属丰度。为此，我们在VLT/FORS 2上使用了中等光谱分辨率的光谱学，具有前所未有的高S/N，允许消除来自星际吸收线和消光的偏差，以建立R23=（[OII]3727 + [OIII] 4959，5007）/Hbeta的稳健值。我们明确地证实，占主导地位的人口z~0.6星爆和明亮的红外星系（LIRGs）的平均，2倍的金属丰富比当地的星系在给定的恒星质量。我们确实发现星系气相金属丰度随时间线性变化，从z=1到z=0，与其他研究相比，从z=3到z=0。结合我们的研究结果与报告的塔利费舍尔关系的演变，我们发现，这样的演变需要约30%的恒星质量的本地星系已经形成通过外部供应的气体，从而排除了封闭的盒子模型。遥远的星暴和LIRGs具有与本地LIRGs相似的属性（金属丰度，恒星形成效率和形态）。它们的基本物理学很可能是由可能通过合并或相互作用的气体注入所主导的。我们的研究进一步支持了z~0.4-1星系的快速演化。星系之间的气体交换可能是这种演化的主要原因。
2008-10-02 astro-ph
High Resolution X-Ray Spectroscopic Constraints on Cooling Flow Models of Clusters of Galaxies and Gaseous Haloes Around Elliptical Galaxies
在许多星系团中，团内介质核心的冷却时间远远小于系统的年龄，这表明气体应该通过辐射不断失去能量。简单的热力学参数，然后要求预期的“冷却流”应该表现出特定的光谱特征，其特征在于由差分发射测量分布，这是成反比的等离子体的冷却功能。这一预测可以通过XMM-牛顿上的反射光栅光谱仪（RGS）实验首次进行定量测试，该实验提供了高分辨率的X射线光谱，即使是对于像星团这样的适度扩展的源。我们目前的RGS数据14个单独的冷却流集群，采样质量沉积速率的范围非常广。令人惊讶的是，在所有情况下，我们发现一个系统的赤字的低温排放相对于冷却流模型的预测。然而，我们确实看到了冷却流动气体的证据，其温度略低于星团背景温度$T_0$，大约低至$T_0/2$。这些结果很难与迄今为止提出的冷却流问题的大多数可能的解释相一致。我们还介绍了大质量椭圆星系NGC 4636的RGS数据。在这种情况下，我们检测到的证据共振发射线散射的高振子强度铁L-壳层发射线内的气体晕的星系。对这种效应的探测导致对光环内的物理条件的非常严格的限制。然而，在这里再次，没有检测到预期的冷却流的特征，这可能表明我们对低密度宇宙等离子体辐射冷却的理解存在一些根本的不确定性。
2002-10-30 astro-ph
Synthetic Doppler maps of gaseous flows in IP Peg
我们提出的合成多普勒地图的气体流动的基础上的三维气体动力学模拟的结果在二进制IP PEG。使用气体动力学计算与多普勒层析成像技术一起允许我们识别多普勒地图上的流动的主要特征，而无需解不适定的逆问题。合成的层析图与观测结果的比较表明，在静止时有两个高辐射区：一个是由环双星包层气体与L_1流相互作用而产生的激波，另一个是准椭圆吸积盘的远星点中的致密区。螺旋激波的单臂和气流本身对总亮度的贡献很小。在爆发期间，吸积盘占主导地位，最活跃的区域是螺旋激波的两臂。
2001-05-25 astro-ph
Formation and Fragmentation of Gaseous Spurs in Spiral Galaxies
中等尺度的毛刺在旋涡星系中很常见，但可能在最近的M51的HST图像中最为明显（Scoville & Rector 2001）。我们调查，使用随时间变化的数值MHD模拟，如何形成这样的马刺（随后碎片）从气体ISM与恒星的螺旋arm. We模型的相互作用的气体介质作为一个自引力，磁化，差分旋转，剃刀薄磁盘。基本流冲击和压缩，因为它通过一个紧密缠绕，尾随恒星旋臂，模拟为一个刚性旋转的引力势的局部部分。首先，我们构建了螺旋激波流动的一维轮廓。当激波后Toomre参数Q_sp足够小时，自引力太大，一维定常解不存在。对于零磁场、次均分磁场和均分磁场的模型，Q_sp的临界值分别为0.8、0.5和0.4。然后，我们研究了自引力扰动在完全二维流动的增长，并发现，在我们的磁化模型中迅速出现的spur-like结构。我们将这种引力不稳定性与磁金斯机制联系起来，在磁金斯机制中，磁张力与科里奥利力相反。剪切和膨胀的速度场使凝聚的物质在从臂向下游流动时形成毛刺。虽然我们发现摆动放大可以帮助形成杂散时，臂间的对比度是温和的，未磁化的系统是准轴对称稳定的一般也是稳定的非轴对称扰动，这表明磁效应是必不可少的。在非线性阶段，我们模型中的杂散经历碎裂，形成4 \times 10^6太阳质量的团块，我们认为这些团块可能演变成明亮的旋臂/旋臂间HII区域，就像在旋涡星系中看到的那样。
2001-11-20 astro-ph
Simulating the Gaseous Halos of Galaxies
对局部X射线吸收体、高速云和遥远的类星体吸收线系统的观测表明，在正常星系周围，有相当一部分重子可能存在于多相、低密度、扩展的~100 kpc的气态晕中。我们提出了一对高分辨率SPH（平滑粒子流体动力学）模拟，探索进入星系的冷气体的本质，以及支持观测似乎所需的气态晕类型所需的物理条件。这两个模拟是相同的，除了它们的初始气体密度分布：一个是初始化的标准热气晕，跟踪尖状轮廓的暗物质，另一个是初始化的核心热晕与高中央熵，可能是预期的模型与早期预热反馈。在这两种情况下，星系形成的方式截然不同。标准的尖状晕主要从中心区域迅速冷却，而核心晕在约4 Gyr内是准稳定的，并最终通过约100 kpc距离的云的碎裂和下沉而冷却。经过10 Gyr的冷却，标准晕的X射线光度是目前极限的100倍，由此产生的盘状星系是银河系的两倍。相比之下，核心晕的X射线光度与观测结果一致，扩展的云群让人想起银河系的高速云群，以及一个盘状星系，其质量是低熵模拟中形成的盘状星系的一半，比角动量高约50%。这些结果表明，晕气的分布和性质为星系形成模型提供了重要的实验依据，并可用来约束星系形成的物理过程。
2008-01-28 astro-ph
Ram pressure stripping the hot gaseous halos of galaxies in groups and clusters
我们使用了一个大的套件，仔细控制的全流体动力学模拟研究冲压压力剥离的热气体晕的星系，因为它们落入大规模的集团和集群。的轨道，星系总质量和星系结构特性的结果的敏感性进行了探讨。对于典型的结构和轨道参数，我们发现~30%的初始热星系晕气体可以保持在10 Gyr后的地方。我们提出了一个物理上简单的分析模型，描述了剥离中看到的模拟非常好。该模型类似于Gunn & Gott（1972）的原始公式，除了它适用于球形（热）气体分布的情况（与面对冷盘相反），并考虑到剥离不是瞬时的，而是发生在特征时间尺度上。该模型再现了模拟的结果，在几乎所有的时间内，对于我们已经探索过的所有轨道，质量比和星系结构特性，模拟的结果都在大约10%以内。唯一的例外是不太可能的系统，其中星系的轨道是高度非径向的，并且它的质量超过它所落入的星系群或星系团的10%（在这种情况下，模型低估了近心点通过后的剥离）。所提出的模型有几个有趣的应用，包括模拟冲压压力剥离的观察和宇宙学模拟的星系，并作为一种方式来改善目前的半解析模型的星系形成。一个直接的结果是，星系团和星系团中卫星星系的颜色和形态将与完全剥离热日冕的标准假设所预测的有很大的不同。
2007-10-11 astro-ph
The multi-phase gaseous halos of star forming late-type galaxies - I. XMM-Newton observations of the Hot Ionized Medium
这项研究提出了与XMM-牛顿进行的X射线小型调查的第一个结果，以调查附近九个恒星形成边缘螺旋星系晕中的弥漫热电离介质。在我们的八个目标中检测到弥漫的气体X射线晕，涵盖了从静止到星爆的广泛的恒星形成率。对NGC 3044、NGC 3221、NGC 4634和NGC 5775这四个侧旋星系，我们首次获得了扩展软X射线晕的高分辨率/高灵敏度探测结果。EPIC X射线等值线图叠加到Halpha成像数据上显示，在所有情况下，X射线晕的存在与面外弥漫电离气体相关。此外，这些晕也与非热宇宙射线晕有关，这一点已被射电连续谱观测所证实。OM望远镜在210 nm处获得的补充紫外线数据显示，弥漫电离气体与源自下层圆盘的紫外线发射有很好的关联。除了NGC 891，NGC 4634是第二个具有弥散软X射线晕（|z| <4kpc）的非星暴星系。在NGC 3877的情况下，我们也提出了第一个高分辨率的X射线成像数据，没有晕发射是可检测的。EPIC pn光谱（0.3- 12 keV）的扩散X射线发射提取在不同的偏移位置从磁盘，给出证据的气体温度，电子密度，和气体质量的显着降低随着距离的平面。动力学和辐射冷却时间尺度之间的比较意味着在所有目标的外流是可能持续的。我们发现非常强烈的迹象表明，空间相关的多相气体晕是由在磁盘平面的恒星形成活动。
2005-10-04 astro-ph
The morphology of minor axis gaseous outflows in edge-on Seyfert galaxies
（节略）螺旋星系通常有延伸的流出物，渗透到盘的区域之外。这样的外流在星暴星系、活跃的恒星形成星系和具有活动星系核的星系中都有发现。在后者的星系中，我们不知道大规模的外流是由恒星形成活动还是纯粹由活动的核心驱动的。我们的调查的目的是研究扩展的短轴流出的频率在边缘上的塞弗特星系调查的作用活动星系核，环核环境和恒星形成活动的磁盘区域内，和他们的重要性IGM富集在大尺度上。窄带成像在两个不同的电离阶段（H-α和[OIII]）进行了尝试与活跃的核和那些连接到磁盘内的恒星形成活动的过程之间的歧视。塞弗特星系的H-α形态通常是复杂的，但只有在14个星系中的3个中，我们发现了短轴盘流出的证据。在我们观测的灵敏度下，[OIII]发射通常只在核区域被检测到。总的来说，我们的研究结果表明，面外发射类似的亮度和程度，在以前已知的情况下，NGC 3079和NGC 4388是不常见的塞弗特星系，否则类似的属性。与我们以前的结果比较表明，对于附近的边缘螺旋星系，恒星形成可能是比活动星系核活动更强大的产生DIG的机制。虽然在一般的活动星系核活动无疑在驱动短轴外流中起着一定的作用，但这可能需要比我们在小距离有限的样本中遇到的更高的活动星系核光度。
2006-12-27 astro-ph
M=1 and 2 Gravitational Instabilities in Gaseous Disks: I. Diffuse Gas
我们报告的螺旋星系的自引力模拟的结果，模拟恒星和气体成分，特别是开发调查的耗散在星系盘的演化中的作用。气盘被看作是一种自引力流体，采用Beam-Scheme方法进行模拟。结果表明，恒星和气体之间的引力耦合在恒星棒的形成和溶解中起着重要作用，这取决于气体的质量浓度和耗散程度。此外，我们注意到，最初集中的气体盘可以是不稳定的单臂（m=1）的螺旋扰动，这可能解释了不平衡的功能中观察到的晚型孤立星系的气体分布。m=1特征的发展减缓了朝向中心的径向气体流动，因为大尺度重力扭矩那时要弱得多。
1996-03-12 astro-ph
3D MHD Modeling of the Gaseous Structure of the Galaxy: Setup and Initial Results
我们展示了银河系大气流动的3D MHD模拟的初步结果，因为它响应于潜在的螺旋扰动。在我们的标准情况下，当气体接近臂时，有一个向下的会聚流，在中平面密度峰值之前终止于激波复合体。密度最大值在高z处向前倾斜，这是由类似的倾斜激波引起的。后者将水流向上转向，越过手臂，就像水跃一样。在气体臂后面，气流再次下降，当它接近较低z的物质时，产生进一步的二次激波。在双臂的情况下，在臂间区域发现了类似于气体臂的高z部分的结构，而在四臂的情况下，存在断臂和低柱密度桥。我们提出了三个例子来说明可以从这些模型中学到什么。
2002-07-29 astro-ph
Gasdynamics and Starbursts in Major Mergers
利用数值模拟，我们研究了气体流入的发展和星暴活动的触发相当质量盘星系合并。在所有研究的遭遇中，星系都经历了强烈的气体流入和中等到强烈的星暴活动。我们发现，星系结构在调节活动中起着主导作用。当具有致密中心凸起的星系处于合并的最后阶段时，气体流入最强，而在无凸起星系中的流入较弱，并且在相互作用的早期发生。轨道的几何形状在碰撞引起的活动的开始方面只起相对较小的作用。通过对作用在气体上的力矩的分析，我们表明，这些流入通常是由来自宿主星系（而不是同伴）的引力力矩驱动的，并且致密的凸起起到稳定星系对棒模式和流入的作用，直到星系合并，此时迅速变化的引力力矩驱动合并对中的气体的强烈耗散和流入。最强的流入（和相关的星爆活动）发展在共面的遭遇，而在倾斜合并的活动是有点不太激烈，并在合并过程中稍晚发生。具有中央隆起的星系合并时产生的星爆，其恒星形成速率比孤立星系增加了两个数量级。我们发现，这些系统的气体和恒星的形态和恒星形成的属性提供了一个很好的匹配，观察到的超亮红外星系。我们的研究结果表明，合并星系的内部结构，而不是轨道几何形状，可能是产生超亮红外星系的关键因素。
1995-12-14 astro-ph
High-Velocity Clouds and the Local Intergalactic Medium
本文综述了近年来在星系和星系际介质中观测到的低红移气体晕。在第一部分中，我讨论了银河系中高速云和银河系热晕的分布、金属含量和物理性质。最近的吸收和发射测量表明，银河系与麦哲伦云的潮汐相互作用，低金属含量气体的流入，以及作为银河系喷泉一部分的气体循环，有助于观察到的银河系晕中气体的分布。在第二部分中，我对其他邻近旋涡星系的环星系气体环境做了一个简短的概述。多波长观测表明，星系的中性和电离气体晕是常见的，它们延伸到星系际空间深处。这些研究表明，螺旋星系周围的气态物质与这些星系正在进行的等级形成和演化密切相关。在本文的最后一部分，我总结了最近的类星体吸收线测量的本地星系际介质。根据宇宙学模拟，在远紫外线吸收线的研究表明，无论是光电离的Ly α森林和冲击加热温暖的热星系际介质港重子在本地宇宙的相当大的一部分。
2006-02-15 astro-ph
A Note on the Viability of Gaseous Ionization in Active Galaxies by Fast Shocks
观测证据表明，激波可能会影响一些活动星系的NLR/ENLR中气体的空间和速度分布。因此，似乎有理由认为，冲击也可能激发NLR。观测到的发射线比率强烈支持光电离作为热源，但目前尚不清楚电离辐射是否是由“光电离冲击”在NLR中产生的，或者它是否起源于中央连续源。在这里，我指出，冲击是非常低效的生产线发射。NLR中的激波最多可以将10^{-6}的静止质量转换为电离辐射，而中心连续源的最大转换效率约为0.1。因此，通过NLR中的激波所需的质量流率比通过中央连续源为NLR提供动力所需的质量吸积率高几个数量级。由于重力似乎主导了NLR云动力学，冲击必须导致流入，并且在大多数活跃星系中可以排除隐含的高流入率。由热成风或某些喷流结构驱动的NLR动力学可能产生光致电离激波所需的激波质量通量，但从NLR向内的质量通量必须保持小100-1000倍。在光度很低的活动星系中，如果它们是高度亚爱丁顿（<~10^{-4}）的，并且质量转化为辐射的效率很低（<~10^{-4}），光致电离激波是一种可行的机制。
1998-02-12 astro-ph
Gas/Star Offsets in Tidal Tails
我们使用数值模拟研究合并星系的潮汐尾气体/恒星偏移的发展。这些偏移被证明是一个自然的后果径向扩展HI空间分布在盘星系，再加上内部耗散的气体成分驱动的相互作用。这种机制解释了在相互作用的星系中观察到的气体/恒星偏移，而没有引起与热（看不见的）气体成分的相互作用。
2000-08-09 astro-ph
Mg II & C IV Kinematics vs. Stellar Kinematics in Galaxies
Mg II吸收气体的运动学和0.5 < z < 1.0旋涡星系中恒星自转曲线的比较表明，至少在某些情况下，扩展的气体包层可能与恒星物质动力学耦合。Mg II吸收气体和C IV吸收强度的整体运动学扩散之间存在很强的相关性，因此较高电离气体的运动学。综上所述，这些数据可能表明z~1星系与其扩展的气体包层之间存在“晕/盘连接”。虽然在我们的样本中星系的数量很少，有没有明确的例子表明，气体是吸积/各向同性的星系从星系际介质。
2002-09-13 astro-ph
The Gaseous Environments of Radio Galaxies in the Early Universe: Kinematics of the Lyman $α$ Emission
本文给出了15个高红移射电星系（$z>2$）的Ly $α$发射的中分辨率（$\sim3$谱）。与以前公布的光谱一起，我们分析了18个对象的样本数据。在18个射电星系中的11个中，我们发现深槽的Ly $α$发射轮廓，我们解释为H\，{ \sc i}吸收与列密度范围内的$10^{18}$ - $10^{19.5}$ cm $^{-2}$。由于在大多数情况下，Ly $α$发射在其整个空间范围内（高达50 kpc）被吸收，吸收体必须具有接近1的覆盖分数。在对吸收气体的温度和密度的合理假设下，这意味着吸收材料必须由典型尺寸为$\sim 0.03$ pc、总质量为$\sim 10^8$ M $_{\odot}$的$\sim 10^{12}$云组成。我们的观测结果表明，在高红移射电星系的$>60$中，H，{ \sc i}有很强的吸收，而从类星体吸收线的统计来看，H，{ \sc i}吸收线偶然落在Ly $α$发射线的小红移区间的概率只有2%.因此，这些吸收体最有可能在物理上与拥有射电源的星系或其直接环境有关。星系的Ly $α$辐射的性质与相关射电源的大小之间有很强的相关性：（i）在较小的（$<50$ kpc）射电星系中，10个中有9个具有较强的相关H\，{ \sc i}吸收，而8个较大的（$>50$ kpc）射电星系中只有2个具有如此强的吸收。(ii)较大的射电源往往有较大的Ly PDMATHAM…
1996-08-14 astro-ph
Circumnuclear Keplerian Disks in Galaxies
在本文中，我们证明了使用光学地面望远镜适当装备的开普勒气体磁盘推断存在的可能性。我们已经模拟了特殊的二维形状的发射线在一个样本中的5个S 0-Sa星系由于运动的气体盘旋转的组合潜力的中心点状质量和扩展的恒星盘。样本中的四个星系（NGC 2179、NGC 4343、NGC 4435和NGC 4459）的中心质量浓度估计值约为10^9 M太阳能。对于剩下的星系NGC 5064，估计上限为5*10^7太阳能。
1998-09-02 astro-ph
The multi-phase gaseous halos of star forming late-type galaxies - II. Statistical analysis of key parameters
在论文I中，我们发现，晚型螺旋星系的多相气体晕，在无线电连续谱中，在H α和X射线中检测到，就其形态和空间范围而言，是非常相关的。在这项工作中，我们提出了新的统计分析结果，以指定和量化这些现象学的关系。这是通过对23个边缘朝上的晚型旋涡星系的软X射线（0.3-2.0keV）光度、远红外（FIR）、射电连续谱、H α、B波段和紫外光度的研究来实现的。典型的恒星形成指标，如SFR，确定和统计相关性分析进行。我们发现强的线性相关性，覆盖至少两个数量级，恒星形成指标和综合（磁盘+晕）的光度在所有覆盖的波段。除了已建立的L_FIR/L_1.4GHz关系外，我们还发现了新的和高度显著的软X射线积分光度与FIR、射电连续谱、H α、B波段和UV光度之间的线性关系。此外，集成的软X射线光度与SFR和由SNe输入到ISM中的能量相关性良好。如果将这些量与软晕X射线亮度作图，情况也是如此。星系的尘埃质量和相应的X射线光度之间只存在微弱的相关性。在软X射线光度、重子质量和HI-气体质量之间没有发现明显的相关性，似乎存在一个由SNe输入到ISM的临界输入能量或一个多相晕出现的SFR阈值。目前尚不清楚该阈值是物理的还是仪器相关的灵敏度限值。这些发现有力地支持了我们以前的结果，但与晕是由于从IGM下降的气体的概念相冲突。
2006-04-26 astro-ph
Modelling gaseous and stellar kinematics in the disc galaxies NGC 772, NGC 3898, and NGC 7782
本文给出了三个早型旋涡星系NGC 772、NGC 3898和NGC 7782的V波段表面光度学和恒星及电离气体的长轴运动学。对于每个星系，我们提出了一个自洽的牛仔裤模型的恒星运动学，采用的光分布的鼓包和光盘通过二维参数光度分解。这使我们能够研究非圆形气体运动的存在，并推导出这些物体中发光物质和暗物质的质量分布。NGC 772和NGC 7782具有明显的正常运动学，电离气体遵循引力平衡圆速度。但在NGC 3898的最内部区域（r <8“），电离气体的旋转速度比动力学模型预测的圆周速度慢。这种现象是常见的，在膨胀为主的星系，动力学模型使我们能够直接比较气体速度和圆周速度，它提出了关于星系质量分布的可靠性的问题，通过直接分解观测到的电离气体旋转曲线到发光和暗物质的贡献。
2000-11-19 astro-ph
Feedback from galactic stellar bulges and hot gaseous haloes of galaxies
我们表明，从恒星球的反馈可以发挥重要的作用，在塑造星系的晕气体与大量的球组件进行1-D流体动力学模拟。我们考虑的反馈模型由两个不同的阶段组成：1）在隆起形成期间的早期星暴和2）随后的长期质量和能量注入来自低质量恒星和Ia型SNe的恒星风。一个充满活力的向外冲击波是由星暴引发的，并由持久的恒星反馈维持和增强。对于一个MW级的星系核球，这种冲击波扫过原星系中的晕气体，并将周围的介质加热到远超过晕的维里半径的程度，从而可以完全阻止晕热气体的吸积。此外，在后期的长期反馈的权力，是在周围星系际介质的存在下，在一个大半径的反冲击，因此保持一个热的气体晕的星系核球风。当质量和能量注入随时间减少时，反馈演化为亚音速和准稳定流出，这足以阻止晕气体冷却。因此，反馈的两个阶段加强了彼此对气体动力学的影响。模拟结果表明，恒星核球反馈可能为解决MW型星系长期存在的“恒星反馈缺失”和“过冷”问题提供了一个合理的解决方案。模拟还表明，亚音速外流状态下的热气体的性质敏感地依赖于环境和隆起的形成历史。这种依赖性和方差可以解释低$L_X/L_B$ Es的X射线与B波段光度比的大色散。
2008-10-30 astro-ph
Disk Galaxies and Galaxy Disks
由梵蒂冈天文台主办的银河系和圆盘星系会议于2000年6月12日至16日在罗马的宗座格里高利大学举行。会议接待了来自30个国家的约230名与会者。非常完整的计划包括29篇评论论文，34个邀请演讲和180多张海报。会议讨论了关于有盘星系的结构、形成和演化的专题。特别关注的是银河系的恒星和气体盘，星系盘的全球特征，它们的结构，形态和动力学，气体成分，恒星形成和化学演化，相互作用，吸积，合并和星爆，暗物质和发光物质，标度律的建立，以及从理论和观测的角度研究盘星系的形成和演化。
2000-07-28 astro-ph
Stellar dynamics of blue compact galaxies: I. Decoupled star-gas kinematics in ESO 400-G43
在这封信中，我们提出了第一个结果，旨在测量恒星运动学的蓝色紧凑星系的近红外钙三重态观测计划。我们展示了基于深VLT/FORS 2光谱的ESO 400-G43的第一个结果。在中心气体速度场中发现的不稳定性在固体恒星自转曲线中没有看到，这表明该星系中的恒星和气体是运动学解耦的。即使这个星系有一个扰动的气体速度场，恒星的速度色散平均同意从星云线。
2004-04-05 astro-ph
Metal enriched gaseous halos around distant radio galaxies: Clues to feedback in galaxy formation
本文介绍了与3个z > 3射电星系4C 41.17、4C 60.07和B2 0902+34有关的巨型星云发射线晕的光学和近红外光谱研究结果。以前的深窄带Ly-alpha成像揭示了复杂的形态，大小可达100 kpc，可能与中心区域的外流和AGN反馈有关。这些晕的外部区域表现出安静的运动学，典型的速度分散为几百公里/秒，和速度剪切，主要可以解释为由于旋转。内部区域显示了与射电瓣密切相关的气体的冲击茧。它们的运动学受到干扰，膨胀速度和/或速度离散度>1000 km/s。核心区域的化学演变，我们还发现了光谱证据的喷射浓缩材料在4C 41.17高达约60千秒差距的距离沿无线电轴。在大多数情况下，在Ly-alpha线中追踪的动力学结构在碳和氧线中密切呼应。这表明Ly-alpha线产生于高度聚集的小填充因子介质中，因此可以用作高z射电星系（HzRGs）动力学的示踪剂。我们的结论是，这些HzRG正在经历一个最后的喷流诱导阶段的恒星形成与喷射的大部分星际介质成为“红色和死亡”的椭圆星系之前。
2007-02-28 astro-ph
Two more disk galaxies with global gas counterrotation
我们报道了在早型盘星系NGC 2551和NGC 5631中发现的扩展的反向旋转气体盘。为了找到它们，我们进行了复杂的光谱观测，包括星系中心部分的积分场光谱和探测外部部分的长缝深光谱。视线的速度场已建成和比较的光度结构的星系。结果，我们发现了全尺寸的反向旋转气体盘，一个与NGC 2551的恒星盘共面，另一个倾斜于NGC 5631的主恒星盘。我们认为，我们观察到的早期阶段的小合并事件，这可能是两个不同的阶段的透镜状星系形成的过程中，在相当稀疏的环境。
2008-12-23 astro-ph
Mapping Large-Scale Gaseous Outflows in Ultraluminous Galaxies with Keck II ESI Spectra: Variations in Outflow Velocity with Galactic Mass
在18个超亮红外星系（ULIGs）的星际吸收线的测量已与已公布的数据相结合，以重新评估星系外流速度对星暴光度和星系质量的依赖。多普勒频移揭示了相对较冷的气体以$330 \pm 100$ km/s的速度流出。外流速度随恒星形成率（SFR）的增加而增加，近似为$v \propto SFR^{0.35}$。这一结果令人惊讶，因为在传统的星暴驱动风模型中，这些相对较冷的气体云是由炽热的超新星加热风的冲压压力加速的，随着星系质量的增加，这种热的超新星加热风表现出微弱的（如果有的话）\x温度变化。缺乏更热的风的证据在一定程度上是一个敏感性问题;但超亮恒星爆发中的外流速度实际上与微温风的加速一致，表明更热的成分不太可能主导动量通量。矮星暴风中的\nad速度在kT ~0.73 keV的测量温度下达不到热风的终极速度。一个动力学的解释是，矮恒星暴风只是缺乏足够的动量来加速云到热风的速度。在动力学质量约束良好的恒星爆发子样本中，其终端流出速度接近银河系的逃逸速度.如果这种关系，这是类似于观察到的恒星风，来自尘埃和气体的辐射压力限制了星暴的最大光度，那么反馈将在大质量星系中比以前认为的更强，有助于塑造星系光度函数的高质量端。
2004-10-09 astro-ph
SAURON: An Innovative Look at Early-Type Galaxies
介绍了SAURON项目及其现状。SAURON是一台全景积分场摄谱仪，用于研究恒星运动学、气体运动学和球状体的恒星星族。在这里，星系的样本和它的属性进行了描述。该仪器是详细的，它的能力说明通过观测的例子。这些结果包括中央恒星盘的结构，运动学和电离状态的气体盘，和恒星星族的星系与去耦的核心。
2001-09-24 astro-ph
