Neutral and ionized gas distribution in and around the radio galaxy Coma A
在射电星系后发座A的两个叶上，都用WSRT探测到了HI吸收。这个射电星系可能在一个特别富含气体的环境中膨胀，这可能是由于占主导地位的巨型星系（与射电星系有关）和同一群中质量较小的星系之间的相互作用/合并。
2000-09-06 astro-ph
Molecular Gas Around Young Stellar Clusters
我们已经开始调查的分子气体周围的31个年轻的集群，以调查环境和所产生的集群之间的联系。我们在这里提出了一个初步的比较，在我们的样本中的两个集群：GGD 12 -15和Mon R2。由于这两个星团都位于MonR 2分子云中，距离为830 pc，因此避免了由于不同的灵敏度和角分辨率而导致的观测偏差。
2001-10-12 astro-ph
H2 and CO emission from disks around TTauri and HerbigAe pre-main-sequence stars and from debris disks around young stars: warm and cold circumstellar gas
我们提出了ISO-SWS观测H2纯旋转线发射的磁盘周围的低和中等质量的前主序星，以及从年轻的恒星被认为是由碎片盘包围。我们检测到“温暖”（T ~ 100-200 K）H2气体周围的许多来源，包括暂定的碎片盘对象。这些温暖的气体的质量范围从~ 1 E-4太阳质量到8 E-3太阳质量，并且可以构成总盘质量的不可忽略的部分。还获得了补充的单碟12 CO 3-2、13 CO 3-2和12 CO 6-5观测结果。这些跃迁探测了T ~ 20-80 K的较冷气体。大多数对象显示出双峰CO排放曲线的特点，在开普勒旋转盘，与干涉仪数据的低J线。12 CO 3-2/13 CO 3-2积分通量的比值表明，12 CO 3-2是光学厚的，而13 CO 3-2是光学薄的或至多中等厚。用~（13）CO ~（3-2）谱线估算了冷气体质量。如果采用1 E4的H2/CO转换因子，则根据先前的研究，推导出的冷气体质量比假设气/尘比为100的1.3毫米粉尘排放推导出的冷气体质量低10-200倍。暖气体通常占毫米波连续辐射总质量的1- 10%，但对于碎片盘物体来说，暖气体可以增加到100%或更多。因此，残留的分子气体可能会持续到碎片盘阶段。对于年龄在1 E6 - 1 E7年之间的恒星，H2、CO或尘埃质量没有显著的演化，尽管发现较老的碎片盘星β-Picture的质量有所减少。现有的模型不能定量地解释暖气体的数量。
2001-06-30 astro-ph
Dust and Gas around lambda Bootis Stars
高分辨率光谱的λ牧夫座恒星揭示了拱星气体的存在，例如在钙K线。正常的A星β Picture的例子表明，在钙K的窄稳定吸收分量可以使用适当的磁盘模型和钙丰度不足的拱星气体的一个因素~30复制。对于缺乏金属的牧夫座λ星，也提出了类似的模型，但观测材料仍然非常贫乏。
1998-05-06 astro-ph
Modeling the gas-phase chemistry of the transitional disk around HD 141569A
目的：对500万年前B9.5 V恒星HD 141569 A周围过渡盘中气体的化学、分布和质量进行约束。研究方法：准2维（2D）的光子占主导地位的地区（PDR）的化学代码被用来计算化学和气体的温度在磁盘。计算进行了几种气体分布，多环芳烃丰度和总气体质量的值。用二维辐射转移程序计算了产生的CO J=2-1和J=3-2发射谱线，并与观测结果进行了比较。结果：CO丰度是非常敏感的总磁盘质量，因为磁盘是在一个制度，自屏蔽刚刚成立。观测到的CO发射谱线与从中心恒星80天文单位开始的80 M地球的幂律气体分布最吻合，表明内孔中有一些气体。预测了原子精细结构谱线的强度。[C I]，这是占主导地位的形式的碳在大部分的磁盘，被发现是一个很好的替代示踪剂的气体质量。
2006-03-19 astro-ph
The Different Evolution of Gas and Dust in Disks around Sun-like and Cool Stars
我们提出了第一个全面的，比较斯皮策/IRS研究的尘埃和气体周围的年轻的太阳恒星（K1-M5）和冷星/褐矮星（M5-M9）的磁盘属性。这两个大样本的比较超过60个来源揭示了尘埃和气体成分的演变的重大差异。我们报告的有机分子的第一次检测到磁盘周围的棕矮星。HCN和C2 H2的检测率统计和线通量比显示出两个样品之间的显着差异，表明在冷星的盘表面的HCN相对于C2 H2的显着丰度不足。我们认为这是由于这两种光源周围的紫外线辐射差异很大。10微米硅酸盐发射特征的统计比较也揭示了两个样品之间的显著差异。冷恒星和棕矮星的特征较弱，是由于盘状大气中的硅酸盐颗粒经过更多的加工而产生的。这些发现补充了先前关于冷恒星周围更平坦的盘结构和更长的盘寿命的迹象。
2009-01-05 astro-ph
Line Emission from Gas in Optically Thick Dust Disks around Young Stars
本文提出了光学厚尘埃盘中气体的自洽模型，并计算了其热、密度和化学结构。该模型侧重于准确治疗的上层线发射起源，并在半径$\gtrsim 0.7$ AU。我们目前的结果磁盘周围的$\sim 1{\rm M}_{\odot}$恒星，我们有不同的尘埃特性，X射线光度和紫外光度。我们分别对待气体和尘埃的热平衡，并计算线光度在红外和亚毫米波长的所有过渡起源于主要是中性气体，位于电离表面的磁盘。我们发现，[ArII] 7 $μ$ m，[NeII] 12.8 $μ$ m，[FeI] 24 $μ$ m，[SI] 25 $μ$ m，[FeII] 26 $μ$ m，[SiIII] 35 $μ$ m，[OI] 63 $μ$ m和H $_2$，H $_2$ O和CO的纯转动线可以是相当强的，是气体在盘中的存在和分布的良好指标。我们将我们的模型应用到附近的年轻恒星TW Hya周围的圆盘上，并发现我们的模型计算和观测之间有很好的一致性。我们还预测了TW Hya盘的强发射线，这些发射线可能会被未来的设施检测到。CO观测与我们的模型的比较表明，TW Hya周围的气体盘可能被截断为$\sim 120 $ AU，相比，其尘埃盘的174 AU。我们推测，光蒸发由于强大的恒星FUV场TW Hya负责的气体盘截断。
2008-04-21 astro-ph
The State of the Gas Around Young Stellar Groups
我们提出的主要特点，在恒星形成区域的气体压力的演变，从形成的母云的时刻，当该地区被加压相互作用的恒星风。描述了云破坏的主要过程和恒星形成的自限性。核恒星爆发中的高恒星形成效率是高气体压力的结果。文中还简述了高压区慢风的演变过程。
1996-09-06 astro-ph
Modeling the gas reservoir of circumstellar disks around young G-type stars
如果没有一个模型来描述这些盘的化学结构，用盘的质量来解释年轻G型恒星周围纤细的星周盘中的分子线观测是很困难的。这篇论文现在讨论的化学在稀薄的磁盘周围的年轻的太阳型恒星的基础上，考虑到存在的恒星色球盘模型。以一颗7000万年前的太阳型恒星为例，它周围的盘显示出色球层的离解辐射比星际紫外辐射场更强，直到距离恒星约400天文单位。与该研究领域的其他研究类似，我们发现由于光解离作用，CO与H_2的比值远不是分子云的标准值10^-4。此外，尘埃与气体的质量比，以及尘埃颗粒的大小起着重要的作用，在这些磁盘中的H_2丰度。
2004-07-28 astro-ph
Results from a VLT-ISAAC survey of ices and gas around young stellar objects
一般结果从3-5微米光谱调查附近的低质量的年轻恒星物体。用安装在帕拉纳天文台UT 1-Antu上的ISAAC光谱仪获得了50颗低质量嵌入年轻星的L和M波段光谱。对于第一次，一个一致的普查的CO，H2O冰和未成年人冰种CH 3OH和OCN-和温暖的CO气体周围的年轻恒星，使用大量的统计数据和分辨率高达R=10000。研究了星周CO冰的分子结构、气态CO在原行星盘中的耗尽、星周盘内部以及星周盘的出流和入流中的热气存在。此外，散射效应的光谱的解释的重要性已得到解决。
2002-11-28 astro-ph
Star formation around the HII region Sh2-235
本文根据年轻星团的空间分布和S235周围分子气体的分布和运动学数据，给出了HII区S235周围恒星形成的图像。我们用Onsala空间天文台20米望远镜观测了S235的~（13）CO（1-0）和CS（2-1）辐射，并利用2 MASS巡天的存档数据分析了其星密度分布。在S235的东南部，稠密的分子气体形成了一个壳状结构。用2 MASS数据发现的年轻星系团就嵌在这个壳层中。团簇、分子壳层和HII区的位置关系表明，S235的膨胀是团簇形成的原因。在S235分子复合体中的气体分布是星团状的，这妨碍了仅根据恒星形成区的形态进行解释。我们使用分子气体的运动学数据来支持诱导恒星形成的假设，并区分了三种基本类型的分子气体成分。第一种类型是巨大分子云的原始未受干扰的气体，第二种类型是由于HII区域（这是嵌入的星团形成的地方）的膨胀而运动的气体，第三种类型是快速移动的气体，可能是由新形成的星团的风加速的。分子气体的团簇分布及其在HII区域周围的运动学意味着，S235周围触发恒星形成的图像可能是至少两种可能性的混合：“收集和崩溃”的情况和冲击波对预先存在的致密团簇的压缩。
2008-05-12 astro-ph
The Dust and Gas Around beta Pictoris
我们已经获得了斯皮策IRS的5.5 - 35微米光谱的碎片盘周围的β Picture。除了最初从地面观察到的10微米硅酸盐发射特征外，我们还检测到28微米和33.5微米的结晶硅酸盐发射带。这是第一次在β Picardiac盘中看到波长超过10微米的硅酸盐带。所观察到的尘埃排放是很好地再现由蓬松的彗星和结晶橄榄石聚集体组成的尘埃模型。我们搜索了分子氢和原子[S I]，Fe II和Si II气体的线发射，但没有检测到。假设激发温度Tex = 100 K，我们将H2 S（1）气体质量的3 σ上限设为<17个地球质量。这表明，这个系统中的气体比形成木星外壳所需的气体要少。我们假设，一些原子Na I气体中观察到的开普勒旋转β Picture周围可能产生的光子激发解吸从拱星尘埃颗粒。
2007-05-21 astro-ph
Large-scale gas disk around the radio galaxy Coma A
本文介绍了后发座A射电星系中性氢的WSRT和VLA射电观测结果。我们检测到扩展HI吸收对后发座A的两个射电瓣，在距离中心约30千秒差距。后发座A是第一个在离核如此远的距离处看到HI吸收的射电星系。中性氢的速度和扩展电离气体的速度之间的匹配表明，它们是直径至少为60 kpc的相同盘状结构的一部分。最有可能的是，这个气盘部分是由于射电瓣的整体运动而被电离的，它的气体质量至少为10^9兆太阳。气体盘相对规则的结构表明，至少在10^8年前发生了几次合并，涉及至少一个大型富气星系。
2002-03-13 astro-ph
Molecular Gas around the Double Nucleus in M83
用亚毫米波阵在CO（J=2-1）和CO（J=3-2）谱线上观测到了一个双核棒状星暴星系M83的中心。分子气体显示出典型的棒星系在kpc半径的分布和运动学，但揭示了不寻常的运动学在中央300 pc的双核周围。我们的CO速度数据显示，M83中可见的核距离星系的动力学中心至少3”（65 pc），这很可能与之前在K波段确定的对称中心重合，并被认为是另一个核的宿主。我们发现了高速分子气体与可见的偏离中心的核，也发现了陡峭的速度梯度。我们将这些特征归因于围绕偏离中心的核旋转的气体盘，这可能是M83吸积的小星系的残余。在半径为40 pc的范围内，这个组件的动力学质量估计为3 × 10^8 Msun。来自偏离中心的核的动力学扰动可能在形成不平衡的恒星爆发中发挥了关键作用。
2004-03-05 astro-ph
The origin of the high velocity circumstellar gas around SN 1998S
对SN 1998 S早期光谱中高分辨率巴耳末线剖面的建模表明，爆炸后第23天和第42天推断的快速（约400 km/s）拱星（CS）气体被限制在光球上方一个狭窄的负速度梯度壳层中。这种气体可以通过在喷出物-风界面处加速的慢速（v < 40 km/s）原始风来识别。在这种情况下，光球层与反向激波中形成的冷致密壳层重合。来自超新星的辐射加速或由激波加速的相对论粒子前体都是观察到的快速CS气体的可能解释。另一种可能的情况是，快速的CS气体在被外部激波吞没的激波云中加速，因为它通过云间风传播。
2001-11-19 astro-ph
The gas temperature in flaring disks around pre-main sequence stars
提出了一个模型，它计算的气体温度和化学在表面层的燃烧拱星盘使用的代码开发的光子占主导地位的地区。特别要注意的是灰尘沉降的影响。据发现，气体温度超过尘埃温度高达几百开尔文的部分光盘是光学薄的紫外线辐射，表明共同的假设，即Tgas=Tdust是无效的整个磁盘。在光学厚的部分，气体和尘埃强烈耦合，气体温度等于尘埃温度。尘埃沉降对盘中的化学成分几乎没有影响，但增加了盘中更深处的热气量。较高的气体温度对表面层中出现的几条发射线的影响进行了研究。较高的气体温度使分子和精细结构谱线的强度增加了一个数量级，并且也可以对谱线形状产生重要影响。
2004-08-26 astro-ph
Gas flows around 2 young stellar clusters in NGC2264
本文介绍了NGC 2264恒星形成区两个年轻星团IRS 1和IRS 2的尘埃和气体观测结果。连续谱辐射被用来定位星团周围的尘埃包层和内部的单个原恒星，来自HCO+和H13 CO+的J=3-2跃迁的谱线辐射被用来诊断它们周围的气体流动。分子丰度，速度质心和分散度在IRS 1团簇中近似恒定。在这些约束条件下，自吸收HCO+谱线被模拟为一个大尺度的坍缩过程，坍缩速度v_in= 0.3km/s，坍缩速率dM/dt= 4 e-4 Msun/yr，坍缩到一个膨胀的中心核上.在IRS 2方向也发现了具有类似速度和质量下降率的大规模坍缩的特征，但在小尺度上再次出现中断。单个的原恒星在这个星团中被分辨出来，它们的大小和速度色散表明恒星系统目前是束缚的，年龄不超过0.5百万年，但随着周围云物质的丢失，注定会变得不受束缚和分散。
2001-11-26 astro-ph
Discovery of Molecular Gas in the Outflow and Tidal Arms around M82
我们提出了第一个完全采样的12 CO（1-0）从M82发射覆盖整个星系的地图。我们的地图包含一个12 x 15 kpc^2的区域。我们发现，面外CO排放，以前报告在短距离以上的银道面，延伸到高达6千秒差距以上的磁盘的高度。其中一些辐射与HI中的潮汐臂有关，这意味着M82在外盘中含有大量的分子气体，或者是在潮汐特征之后形成的分子气体。CO排放沿外流方向延伸到磁盘上方和下方的距离为3千秒差距。在这个距离上，这条线的速度移动了大约100 km/s，并且与从中心星暴流出的银河系具有相同的方向。这意味着分子气体可能被夹带到流出物中。
2001-10-11 astro-ph
An Infalling Torus of Molecular Gas Around the Ultra-Compact HII Region G28.20-0.05
我们提出了23 GHz连续谱中超紧凑HII区域G28.20-0.05以及NH3（1，1），NH3（2.2）和NH3（3，3）线的新观测结果。为了解释分子气体的复杂运动学，我们提出了一个由两个组件组成的模型。一个组成部分是一个下落的赤道分子气体环，其致密的中心区域已经被电离，形成超致密的HII区域。第二种成分是由某种广角外流或风驱动的较大的膨胀分子壳。我们估计，下落部分包括超过18 Msun的分子气体。我们计算出中心质量为79 Msun，可能由不止一颗恒星组成。分子物质的排列表明它与大质量年轻恒星周围的其他盘状结构有联系。在这种情况下，中心恒星的质量更大，整个区域可能比其他类似的天体，如IRAS 20126+4104，IRAS 18089-1732，G192.16-3.84和AFGL 5142更进化。
2005-06-02 astro-ph
Imaging the Small-Scale Circumstellar Gas Around T~Tauri Stars
我们用CO（2-1）发射的孔径合成成像技术，以~2- 3“的分辨率探测到了金牛座T星周围的星周分子气体。RY Tauri、DL Tauri、DO Tauri和AS 209显示了分辨和拉长的气体发射。对于RY Tau，沿着伸长方向PA~ 48度的去卷积半最大半径为110 AU。其他源的对应半径和方向是：DL Tau --在PA~ 84度处250 AU; DO Tau --在PA~ 160度处350 AU; AS 209 --在PA~ 138度处290 AU。RY Tau、DL Tau和AS 209的速度梯度与伸长方向平行，表明星周物质正在旋转。RY Tau和AS 209也表现出旋转圆盘的双峰光谱特征。DO Tau的线发射主要是高速蓝移气体，这使得解释复杂化。尽管如此，在每一种情况下都有足够的证据来推测星周辐射可能来自一个类似于我们太阳系形成时的原行星盘。
1995-03-08 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
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
A Resolved Molecular Gas Disk around the Nearby A Star 49 Ceti
鲸鱼座49 A星，距离61 pc，在保留大量分子气体的同时表现出类似于碎片盘的尘埃性质是不寻常的。我们提出了解决的磁盘49 Ceti周围的亚毫米阵列在J=2-1旋转过渡的CO与分辨率为1.0x1.2角秒的观测。观测到的发射揭示了一个扩展的旋转结构，大约从侧面观察，并且在距离恒星约90 AU的距离内没有可检测到的CO发射。在2.1 mJy/束的3-sigma灵敏度下没有检测到1.3毫米连续发射。盘结构和化学模型表明，内盘没有分子气体，而距离恒星40至200 AU的外气体盘主要由恒星和星际辐射的光化学作用所控制。我们确定的模型，再现的空间分辨CO J=2-1发射，光谱能量分布，和未解决的CO J=3-2光谱的基本特征的参数。我们调查的磁盘化学和可观察到的性能的变化范围内的结构参数。[49]鲸鱼座似乎是一个罕见的例子，说明一个系统处于从富含气体的原行星盘到稀薄的、几乎不含气体的碎片盘之间的后期过渡阶段。
2008-03-24 astro-ph
Models of Chemistry, Thermal Balance and Infrared Spectra from Intermediate-Aged Disks around G and K stars
我们模型的气体和尘埃排放从区域0.3-20 AU从中央低质量的恒星在中等年龄（~ 1000万年）光盘光学薄尘埃。该模型处理热平衡和化学自洽和计算的垂直密度温度结构的气体在一个磁盘。气体和粉尘温度分别计算。我们专注于红外气体发射线，并发现[SI]25.23微米线是最强的发射线的广泛的磁盘和恒星参数，其次是发射从[SiII]34.8 μ m，[Fe II]26 μ m和[OI] 63 μ m。当气体质量较大（> 0.1M_J）时，[Fe I] 24 μ m和OH、H_2O的转动线较强。H2旋转谱线的辐射很难被探测到，除非盘上的气体质量很大（>0.1 M_J）。
2004-05-12 astro-ph
Molecular gas and dust around a radio-quiet quasar at redshift 4.7
本文报道了射电宁静类星体BR 1202 - 0725在红移z=4.7处的尘埃和一氧化碳辐射的探测。这些辐射的地图显示了两个相隔几角秒的物体，这可能表明类星体的伴星或类星体本身的引力透镜的存在。不管对这些地图的精确解释如何，一氧化碳的探测证实了在已知最遥远的星系之一中存在大量分子气体，并表明在早期宇宙中存在有利于恒星形成的巨大爆发的条件。
1996-08-01 astro-ph
Near-infrared flares from accreting gas around the supermassive black hole at the Galactic Centre
最近对恒星轨道的测量提供了令人信服的证据，证明银河系中心的紧凑射电源人马座A* 是一个360万太阳质量的黑洞。然而，Sgr A* 在除射电区以外的所有波段都非常微弱，这对当前关于黑洞周围物质吸积和辐射的理论提出了挑战。黑洞的旋转速率是未知的，因此也不是它周围的时空结构。在这里，我们报告的高分辨率红外观测的Sgr A*，揭示了“静态”发射和几个耀斑。红外辐射来自黑洞的几毫角秒内，并在最里面的吸积区域内追踪高能电子或中等温度的气体。两个耀斑表现出17分钟的准周期变化。如果这种周期性是由轨道气体的相对论调制引起的，那么辐射一定是来自事件视界之外，黑洞的旋转速度一定是最大可能速度的一半。
2003-10-29 astro-ph
Debris Disks Around Nearby Stars with Circumstellar Gas
利用斯皮策空间望远镜上的斯皮策多波段成像光度计（MIPS）对附近16颗主序星的红外过量辐射进行了观测。壳星是早期类型的恒星，其光谱中的窄吸收线似乎来自星周气体。在我们的调查中，16颗恒星中有4颗显示出24微米和70微米的过量辐射，这是冷CS尘埃的特征，很可能是边缘碎片盘。包括先前已知的盘，看来在主序星壳层恒星中，原行星盘和碎片盘的比例至少为48% +/-14%。虽然对碎片盘中的尘埃进行了广泛的研究，但对其气体含量却知之甚少。在Beta Picture的情况下，对气态物质的广泛观测提供了对CS物质动力学的见解，并对来自年轻星子的CS气体的组成感到惊讶（例如Robbons等人，2006）。为了了解气体和尘埃在陆地行星形成阶段的共同演化，我们需要研究额外碎片盘中的气体。这次斯皮策巡天发现的新的碎片盘候选者使现在可以用灵敏的视线吸收光谱法观察到气体的系统数量增加了一倍。
2007-11-28 astro-ph
Assembling the Building Blocks of Giant Planets around Intermediate Mass Stars
我们研究了一个物理过程，导致气体巨行星围绕中等质量恒星的有效形成。在气体原行星盘周围的快速吸积的中等质量的恒星，我们表明，中平面温度（加热主要由湍流耗散）可以达到> 1000 K到1 AU。这种热气体的热电离将磁盘耦合到磁场，使磁旋转不稳定性（MRI）产生湍流并传输角动量。离中心恒星越远，电离率越低，圆盘与磁场的耦合度就越低，角动量传输的效率也就越低。随着磁盘向准稳态演变，表面密度和中平面压力的局部最大值都在MRI死区的内边缘形成，从而捕获向内迁移的固体。小颗粒聚集并凝结成星子，这些星子迅速生长，直到它们达到孤立的质量。与太阳型恒星周围的情况相反，我们表明，在这个临界半径的更大质量的恒星周围的核心的隔离质量是足够大的，以促进吸积的显着数量的气体盘耗尽之前。通过这一过程，我们预计在中等质量恒星周围会产生大约1 AU的气体巨星。
2008-06-09 astro-ph
Discovery of a very extended X-ray halo around a quiescent spiral galaxy - the "missing link" of galaxy formation
星系周围的热气晕，并远远超出恒星的分布范围，是星系形成的普遍预测。这些晕被认为是由温度为数百万开尔文的引力捕获的气体组成的。大质量椭圆星系周围这种热晕的存在已经通过它们的X射线发射得到证实。虽然从星暴螺旋星系中流出的气体已经被探测到，但到目前为止，在正常静止的螺旋星系周围寻找热晕的努力还是失败了，这让人们对星系形成模型中的基本物理学产生了怀疑。在这里，我们提出了一个热的，大规模的气体晕围绕一个正常的，静止的螺旋星系，NGC 5746的第一次检测，缓解了长期存在的问题，星系形成模型。与星暴星系不同的是，那里的X射线晕可以由超新星能量提供能量，而NGC 5746中没有这样的能量源。唯一令人信服的解释是，我们在这里目睹了一个星系的形成，从逐渐流入的热和稀释的晕气体。
2006-01-13 astro-ph
Spectral Signature of Cosmological Infall of Gas Around the First Quasars
最近的观测表明，在大爆炸后仅仅10亿年，宇宙就已经被明亮的类星体照亮了，这些类星体是由气体注入超大质量黑洞而产生的。这些早期黑洞的质量根据它们的光度推断为大于10^9个太阳质量，这是一个很难解释的理论挑战。像附近的类星体一样，早期的物体可能形成于大质量宿主星系的中央核心。这些宿主的形成可以解释为，像本地的大星系一样，它们在引力作用下聚集在大质量（> 10^12太阳质量）的暗物质晕中。迄今为止，还没有观测证据表明这些巨大的宿主或其周围的晕的存在。在这里，我们表明，每个光环周围的宇宙气体必须响应其强大的引力，在那里由下落的氢吸收产生一个独特的光谱特征。这一迹象可以从最近的数据中看出。
2003-01-08 astro-ph
The effect of radiation pressure on dusty absorbing gas around AGN
许多活动星系核（AGN）被气体所包围，气体吸收了吸积到中心黑洞上产生的辐射，并使核心从直接视图中变得模糊。尘埃成分的气体大大增强了辐射压力的影响，汤姆逊散射，使一个活动星系核，这是亚爱丁顿在通常意义上的电离气体可以出现super-Eddington冷尘埃气体。辐射压力增强因子取决于活动星系核的光谱，但范围在1到500之间，取决于柱的密度。这意味着一个具有长寿命吸收的活动星系核应该具有柱密度N_H> 5 × 10^23 λ cm^-2，其中λ是它的爱丁顿分数L_bol/L_Edd，前提是N_H> 5 × 10^21 cm^-2。我们比较了几个样本的活动星系核的分布-本地，CDFS和洛克曼洞-与此预期，并找到很好的协议。我们表明，极限增强因子可以解释黑洞质量-膨胀质量关系，并指出辐射压力对尘埃气体的影响可能是中心黑洞向星系反馈动量和能量的关键组成部分。
2007-12-03 astro-ph
Metal Enhancements in the X-ray Gas around Central Cluster Galaxies
星系团中心星系周围热气体的X射线发射通常是假设存在稳态多相冷却流来模拟的。流入的气体将通过Ia型超新星和发生在中央星系外部的恒星质量损失而化学富集。这可能会导致朝向中心的金属丰度大幅增强，其幅度与中心星系光度与质量流入率的比值成正比。较热相的金属丰度预计将高于较冷、较致密相的金属丰度。Centaurus星系团的预期金属丰度分布与最近从ASCA测量中推断的铁丰度梯度非常一致（Fukazawa等人，1994年）。然而，目前的数据并不排除通过一些热源来平衡冷却的替代模型。在这两种情况下，Ia型超新星注入所预期的增强与观察到的大致相同。Reisenegger，Miralda-Escudé，\& Waxman（1996; astro-ph/9511044）对这项工作有更详细的描述。
1995-11-22 astro-ph
Towards a deterministic model of planetary formation. III. Mass distribution of short-period planets around stars of various masses
最近在GJ436周围发现的一颗海王星质量的行星的起源对当前的行星形成理论提出了挑战。基于序贯吸积假说和间隙形成和轨道迁移的标准理论，我们表明，在M矮星周围，接近海王星质量的冰巨行星可能是相对常见的，而接近海王星质量的气体巨行星相对罕见。近距离行星的质量分布通常有两个峰值，大约是海王星质量和木星质量。质量较低的峰值是M矮星的最大频率。在更大质量的太阳型恒星（G矮星）周围，更高质量的峰值更加明显。这是因为行星倾向于在G矮星周围完全吸积气体后进行II型迁移，而它们倾向于比M恒星周围的气体吸积迁移更快。在G矮星周围也可能存在质量接近海王星的行星，虽然它们往往主要由硅酸盐和铁核心组成，并且它们的频率预计要比M矮星周围的海王星质量行星和G矮星周围的气体巨星小得多。我们还表明，行星的迁移条件，由于其潮汐相互作用与磁盘和恒星质量的依赖，磁盘质量分布可以校准的质量分布的短周期行星周围的主恒星具有不同的质量。
2005-02-28 astro-ph
Properties of the Radio-Emitting Gas Around SgrA*
我们表明，径向分布的温度和密度的电子，以及周围的大规模黑洞在银河系中心，SgrA* 的磁场强度，可以直接从现有的无线电数据约束，而不需要事先作出任何假设的动态发射气体。所观察到的光谱和波长依赖的角尺寸的SgrA* 表明，同步辐射起源于光学厚等离子体的准热电子。我们发现，电子温度上升超过维里温度在几十个史瓦西半径的黑洞，这表明，发射等离子体可能流出。对电子密度分布的约束来自极化测量。我们的最佳拟合结果与基于现有理论模型的预期不同。然而，由于源大小测量的不确定性，这些模型不能被排除。我们的限制可以收紧相当大的未来改进的尺寸确定和同时偏振测量在多个波长。
2007-02-25 astro-ph
Kinematics of the circumstellar gas around UXOR stars
本文介绍了中等质量、主序前UXOR星BF Ori、SV Cep、UX Ori、WW Vul和XY Per周围星周气体的高光谱分辨率研究结果。结果是基于一组38个阶梯光谱，覆盖光谱范围3800-5900埃，监测恒星的时间尺度为月，天和小时。所有的光谱显示了大量的巴耳末和金属线与可变的蓝移和红移的吸收功能叠加到光球恒星光谱。合成Kurucz模型用于估计恒星的旋转速度，有效温度和重力。从每个观测到的光谱中减去最佳光球模型，以确定由于星周气体而产生的可变吸收特征;这些特征通过多高斯拟合根据其速度v、色散速度Delta_v和残余吸收R_max进行表征。在每个光谱中检测到的吸收分量可以通过它们相似的径向速度进行分组，并被解释为气体团块的动态演化的签名。大多数事件以十分之一ms-2的速率经历加速/减速。事件持续时间的典型时间尺度是几天。的分散速度和相对吸收强度的功能不显示剧烈的变化，在生命周期的事件，这表明它们是气态的斑点保持其几何和物理特性。参见文件中的完整摘要
2004-11-08 astro-ph
Gas fueling and nuclear disk formation in merging between a central black hole and a gas clump
数值研究了星系核中央数十pc质量为$10^6$ $-$ $10^7$ $M_{\odot}$的气体团与中心大质量黑洞（MBH）合并的动力学演化.我们发现，MBH的强潮汐引力场使初始的球形团簇转变为围绕MBH的中等厚度的气体盘（或环面）。发达国家的磁盘也被发现显示旋转，基本上是因为潮汐场有效地改变了轨道角动量的团块成固有的角动量的磁盘。此外，发现在$10^6$ yr的数量级内，团簇中大约百分之几的气体质量（对应于几个$10^5$ $M_{\odot}$）被转移到MBH周围的中心亚秒差距区域。因此，我们认为，气体团簇在MBH上的连续合并不仅与MBH周围核盘的形成密切相关，而且还可以为MBH提供气体燃料。
2000-12-14 astro-ph
Mid-infrared interferometry on spectral lines: III. Ammonia and Silane around IRC+10216 and VY CMa
利用卧底。利用Berkeley红外空间干涉仪，首次对氨（NH_3）和硅烷（SiH_4）的中红外分子吸收特性进行了高光谱分辨率（R ~ 100000）的干涉观测。在球对称和均匀外流的假设下，这些新的数据允许研究碳星IRC+10216和红超巨星VY CMa周围的分子分层。对于IRC+10216，氨和硅烷都被发现在尘埃流出物中形成，明显超出尘埃形成和气体加速区。具体地，发现氨在硅烷之前在衰减气体湍流的区域（>~ 20 R_star）中形成，而硅烷在远离恒星的相对平稳的气流的区域（>~ 80 R_star）中产生。粉尘形成后不久，气相SiS在晶粒上的耗尽可能会在晶粒表面上引发硅烷生成反应。对于VY CMa，干涉和光谱观测的组合表明，NH_3是在高气体湍流区（~ 40 R_星）的气体加速相的终止附近形成的。
2000-07-27 astro-ph
Extended Neutral Gas Around z ~ 0.5 Galaxies: Properties of Damped Lya Absorbing Galaxies
我回顾了目前的结果，从寻找星系引起阻尼Lya吸收（DLAs）在z<1。利用14个已证实的DLA星系，我进一步证明了中红移星系具有大的HI包络，半径达24-30 h^{-1} kpc。这些星系的光度和光谱特性证实，DLA星系是从典型的场人口，而不是从一个单独的人口低表面亮度或矮星系。DLA星系的ISM丰度和在大星系半径的吸收体的金属丰度的比较表明，一些DLA起源于相对未进化的星系盘的郊区。
2004-10-23 astro-ph
Line emission from circumstellar disks around A stars
在过去的十年里，围绕A星的纤细盘的性质在文献中引起了相当大的争议。围绕着毕赤星的圆盘是否含有气态分子氢的争论只是最近的例子。由于CO通常是这些低质量盘的气体含量的不良示踪剂，我们在这里讨论基于Kamp & van Zadelhoff（2001）最近的光学薄盘模型的替代示踪剂如C和C+的详细发射线计算。在[CII] 157.7妈妈线搜索对织女星和β Pictures-the最突出的A星与磁盘-使用ISO LWS数据，和一个试探性的检测报告对后一个对象。通过对两颗恒星的发射线观测和吸收线研究的比较，发现如画星的气尘比在0.5到9之间。对于织女星的[CII]观测表明，上限为0.2 M_地球的磁盘气体质量。预测线强度的C+和C的范围内的模型和出现有前途的物种，以跟踪气体含量在磁盘周围的A星与未来的仪器能力（SOFIA，赫歇尔，APEX和ALMA）。对CO排放的预测应集中在J=3-2线上。
2002-11-26 astro-ph
Are Giant Planets Forming Around HR 4796A?
我们获得了HR 4796 A的FUSE和HST STIS光谱，这是一颗距今约800万年的主序星，它具有一个尘埃环星盘，高分辨率近红外观测表明其倾角约为17 °，我们在1036.3A的C II，1039.2A的O I基态中寻找了环星盘的吸收，2026.1 A处的Zn II、莱曼系H2和CO（A-X），未能检测到任何这些物质。假设气体处于流体静力平衡，混合良好，温度Tgas ~ 65 K，我们对柱密度设置上限，并推断气体质量的上限。我们的测量表明，这个系统拥有非常少的分子气体。因此，假设气体是原子的，我们推断出气体与尘埃之比的上限（<4.0）。我们在这个系统中测量到的气体比形成木星外壳所需的气体要少。
2003-11-03 astro-ph
Dense Molecular Gas In A Young Cluster Around MWC 1080 -- Rule Of The Massive Star
我们提出CS $J = 2 \to 1$，$^{13}$ CO $J = 1 \to 0$，和C $^{18}$ O $J = 1 \to 0$，观测与10元素伯克利伊利诺伊马里兰协会（BIMA）阵列对年轻的集群周围的Be星MWC 1080。这些观察结果显示，$\sim$半长轴和半短轴尺寸为0.3和0.05 pc，$\sim$ 45 $\arcdeg$位置角为双锥形流出腔。这些转变追踪致密气体，这可能是流出空腔的扫气，而不是剩余的原生气体或流出气体。这种气体是凝块的，一共有32个凝块。已识别的团块近似受重力约束，并与标准等温球体密度一致，这表明它们可能是坍缩的原恒星核心。气体运动学表明，存在速度梯度，这意味着腔和MWC 1080的倾斜的影响。稠密气体的运动学也受到来自MWC 1080的外流或恒星风的影响，低质量的团块可能比高质量的团块受到MWC 1080的影响更大。此外，与孤立的低质量恒星形成核心相比，低质量的星团成员倾向于形成在密度更大、更动荡的核心中。这是由于附近正在形成的大质量恒星的贡献，如外流或恒星风。因此，我们得出结论，在像MWC 1080系统的集群中，来自大质量恒星的影响在出生云的运动学和动力学以及低质量集群成员的形成中主导了恒星形成环境。这项研究提供了对MWC 1080对其出生云的影响的见解，并表明与孤立的恒星形成相比，星团中的低质量恒星形成环境不同。
2007-09-24 astro-ph
Dust and Gas Debris Around Main Sequence Stars
碎片盘是围绕主序星的尘埃、气体贫乏的盘状物（Backman & Paresce 1993; Lagrange，Backman & Artymowicz 2000; Zuckerman 2001）。通过测量这些系统在红外线到毫米波长的热辐射，可以推断出这些系统中存在着100微米大小的尘埃颗粒。由于升华、辐射和微粒星风效应，星周尘埃颗粒的估计寿命通常明显小于恒星系统的估计年龄，这表明尘埃颗粒是从水库中补充的，例如彗星的升华或母体之间的碰撞。由于过量辐射的色温通常在Tgr ~ 110 - 120 K，与柯伊伯带中的小颗粒相似，这些物体被认为是由类似于我们太阳系中柯伊伯带物体的母体之间的碰撞产生的;然而，少数系统拥有温暖的尘埃，Tgr > 300 K，温度与类地行星相似。我们描述了碎片盘的物理特性，从磁盘中去除灰尘的过程，以及碎片盘中存在行星的证据。我们还总结了观测落彗星对β Picture和测量散装气体碎片磁盘。
2005-11-22 astro-ph
c2d Spitzer IRS Spectra of Disks around T Tauri Stars. III. [Ne II], [Fe I], and H_2 gas-phase lines
我们提出了一个调查的中红外气相线对样品的76拱盘周围的低质量的前主序星斯皮策“核心到恒星”的遗产计划。我们报告的第一次检测到的[Ne II]和[Fe I]对经典金牛座T星分别在~20%~9%的我们的来源。观测到的[Ne II]线通量和上限与X射线辐照的盘状恒星中的[Ne II]激发一致，其X射线光度L_X=10^{29}-10 31} erg·s^{-1}。[Fe在~10^-5-10^-4 L_Sun下检测到[I]，但在~10^{-6} L_Sun下未检测到[S I]或[Fe II]。[Fe I]探测表明存在质量>~ 0.1MJ的富气盘，除了S（1）外，没有探测到H_20 -0 S（0）和S（1）盘发射。这些数据给出了一些木星质量的温暖（T~100- 200 K）气体质量的上限，与最近的金牛座T盘模型相一致，该模型包括恒星辐射加热气体。在致密盘上观测到热气体（T>~ 500 K）通过H_20 -0 S（2）和（或）S（3）谱线的发射，约占我们源的8%。然而，线通量比最近的磁盘模型预测的高出一个数量级以上，即使包括X射线和过量的紫外线辐射。同样地，这些源的[Ne II]/H_20 -0 S（2）比也低于预测值，这与存在一个在目前的盘模型中没有包括的额外的热分子气体组分是一致的。恒星风与盘相互作用的斜激波可以解释许多方面的热气体排放，但与[S I]和[Fe II]线的未检测不一致。
2007-04-20 astro-ph
Recycling of ghost galaxies: The origin of giant HI ring around NGC 1533
我们认为HIPASS最近为S0星系NGC 1533发现的巨大HI环是由富含气体的LSB（低表面亮度：“幽灵”）星系和HSB盘之间的不等质量合并形成的。NGC 1533的前身HSB螺旋在合并过程中转变成了一个有棒的S0，而LSB的外部HI气体盘转变成了巨大的HI环。我们还讨论了两种不同的可能性，孤立的恒星形成区域（“ELdot”对象）在巨大的气体环的起源。
2003-10-14 astro-ph
Detection of warm molecular hydrogen in the circumstellar disk around the Herbig Ae star HD97048
利用VLT中红外成像光谱仪对Herbig Ae星HD97048的拱星盘进行了高分辨率中红外光谱观测。我们在17.035 μ m处探测到了来自恒星周围圆盘的分子氢（H2）的S（1）纯转动线。这一发现强化了HD 97048是一个年轻天体的说法，它在进化的早期阶段被一个张开的圆盘所包围。发射的暖气体位于盘的内部35 AU内。线到连续通量比远高于预期的磁盘模型在当地的热力学平衡。我们研究了可能的物理条件，如气体与尘埃的质量比高于100和不同的激发机制的分子氢（X射线加热，冲击，.）来解释这个检测我们初步估计温暖气体的质量在0.01到接近1木星质量的范围内。需要进一步的观测来更好地约束激发机制以及气体的质量。
2007-07-27 astro-ph
