Timescales of merger, starburst and AGN activity in radio galaxy B2 0648+27
本文利用中性氢HI和光学光谱观测比较了射电星系B20648 +27的合并事件、星暴事件和射电活动星系核活动的时间尺度。我们在早型宿主星系B2 0648+27（M_HI = 8.5 x 10^9 Msun，直径= 190 kpc）周围的辐射中探测到一个大的环状HI结构。我们将其解释为> 1.5 Gyr前发生的重大合并的结果。从模拟光学长缝光谱，我们发现，一个年轻的恒星星族的0.3 Gyr，表明过去的星暴事件，占主导地位的恒星光在整个星系。合并事件和B2 0648+27中的星暴活动之间的时间偏移表明，星暴是在合并的高级阶段触发的，如果富含气体的祖先星系包含一个凸起，这可以解释。虽然射电源的确切年龄仍然不确定，但在合并/星暴事件和当前的射电活动星系核活动之间似乎存在显着的时间延迟。我们还观察到流出的排放线气体在这个系统中，这可能是有关的超级恒星驱动的恒星，在星暴事件。我们认为射电星系B20648 +27是超亮红外星系（ULIRGs）和真正的早型星系之间的演化序列的一个环节。
2006-06-13 astro-ph
An Origin of the Huge Far-Infrared Luminosity of Starburst Mergers
最近，Taniguchi和Ohyama发现，在一个星暴合并星系（如Arp 220）的样本中，$^{12}$ CO与$^{13}$ CO在$J$ =1- 0跃迁处的较高积分强度比，$R = I(^{12}$ CO）$/I(^{13}$ CO）$\gtrsim 20$，主要归因于$^{13}$ CO相对于$^{12}$ CO的发射的抑制。我们发现尘埃质量和$^{13}$ CO光度之间存在紧密的、几乎线性的相关关系。这意味着在高$R$的星暴合并中，尘埃颗粒也被压低，由于辐射密度的相对增加，导致尘埃温度（$T_{\rm d}$）较高。然而，高$R$星暴合并星系的平均尘埃质量（$M_{\rm d}$）显著高于非高$R$星系。这是自然理解的，因为星系合并可以积累大量的尘埃颗粒从他们的祖先星系与供应尘埃颗粒新形成的恒星形成区。由于$L$（FIR）$\propto M_{\rm d} T_{\rm d}^5$给出尘埃发射率定律$S_ν\propto λ^{-1}$，$M_{\rm d}$和$T_{\rm d}$的增加很好地解释了为什么星暴合并在FIR中如此明亮。我们讨论了超级风活动在破坏合并中心区域的尘埃颗粒以及致密气体云方面起着重要作用。
1998-09-27 astro-ph
Disks at High Redshift: Interactions, Mergers, and Starbursts
盘状星系的红移是否比1大得多，它们看起来与本地盘有什么不同？星系的形态混合如何随红移而改变？从目前对高红移星系盘的观测中，我们能学到什么？我提出了基于半解析层次模型的理论预测，重点是相互作用，合并和星爆在确定高红移的盘星系的可观测特性中所发挥的作用，并讨论了可能的原盘（阻尼莱曼- $α$系统和莱曼破裂星系）的高红移观测的解释，根据这些预测。
2000-10-18 astro-ph
Starburst dwarfs - fueling and morphological evolution
对于低质量星系合并的影响还知之甚少。本文分析了不同的观测证据，这些证据支持合并可以触发矮星系中的星暴。本文讨论了蓝色致密星系（BCGs）、dIs、dEs和低表面亮度星系（LSBG）之间的关系，并给出了一些支持强星爆是由dEs和LSBG合并引起的证据。
1999-10-29 astro-ph
An X-ray and Optical Investigation of the Starburst-driven Superwind in the Galaxy Merger Arp 299
我们详细研究了星暴合并系统Arp 299（NGC 3690，Mrk 171）的X射线和光学性质，重点是它壮观的气体星云。我们分析了\rosat和\asca的X射线数据、光谱和窄带图像。我们认为，正在进行的星系碰撞潮汐重新分配的合并星系的ISM。光学发射线星云的形成是因为这种气体被从星暴逃逸出来的辐射光电离，并被星暴超新星和星风的集体效应驱动的“超级风”冲击加热、加速和加压。在Arp 299中的X射线星云可能是一个质量负载的绝热冷却气体流，它携带着大部分的能量和金属，这些能量和金属是以接近Arp 299的逃逸速度由星暴注入的。在这个系统中，质量外流率可能超过恒星形成率。我们的结论是，强大的恒星爆发能够加热（并可能弹出）的ISM合并星系的一个显着的部分。
1998-12-16 astro-ph
What Controls the Star Formation in Luminous Starburst Mergers ?
为了了解是什么控制了发光星暴合并中的恒星形成过程（例如，NGC 6240，Arp 220，等等），我们分别使用Owens Valley射电天文台（Scoville et al. 1991）和IRAM干涉仪（Downes & Solomon 1998）研究了两个在CO（$J$ =1--0）中映射的高光度星暴星系的观测特性。我们发现，远红外发光度的表面密度，$Σ$（FIR），是线性比例的H $_2$表面质量密度，$Σ$（H $_2$），对于两个样品; $Σ$（FIR）$\propto Σ$（H $_2$）$^{1.01\pm0.06}$与相关系数为0.96。通常认为$Σ$（FIR）提供了一个很好的单位面积恒星形成率的度量，$Σ$（SFR）。我们还知道，在明亮的星暴合并中，分子气体主要存在于核周区域;即，$Σ$（气体）$\simeq Σ$（H $_2$）。因此，上述关系表明了恒星形成规律：$Σ$（SFR）$\propto Σ$（气体）。我们认为，这种恒星形成的法律有利于引力不稳定的情况下，而不是云-云碰撞之一。
1998-10-17 astro-ph
On the frequency, intensity and duration of starburst episodes triggered by galaxy interactions and mergers
我们调查的强度增强和持续时间的星暴插曲，引发的主要星系的相互作用和合并。为此，我们分析了两个大型的统计数据集的数值模拟。这些已经获得了使用两个独立的和不同的数值技术模型重子和暗物质的演变，这是第一次广泛比较。一个是Tree-SPH程序，另一个是基于网格的N体粘性粒子程序。我们发现，在低红移，星系的相互作用和合并一般只触发适度的恒星形成增强。恒星形成率增加5倍以上的强烈恒星爆发是罕见的，只在大约15%的主要星系相互作用和合并中发现。合并驱动的星暴也是相当短暂的，典型的活动持续时间为10^8年。这些结论被认为是强大的，独立的数值技术和恒星形成模型。在高红移的星系中包含更多的气体，气体流入引起的恒星爆发既不强，也不长于他们的本地同行。反过来，大质量气体团的形成，局部金斯不稳定性的结果，可以自发地发生在富含气体的磁盘或间接有利于星系的相互作用，可以发挥更重要的作用，在确定恒星形成事件的持续时间和强度。
2008-09-15 astro-ph
ALMA and high redshift dusty starburst mergers
利用一种新的计算星系光谱能量分布的数值程序，研究了两个盘质量比（$m_{2}$）从0.1（小合并）到1.0（大合并）的高红移（$z$）尘埃星暴合并中星系的形态特征、恒星形成率和850 $μ$ m处的亚毫米波通量随时间的演化.我们发现，最大的恒星形成率，尘埃消光的程度，和850 $μ$米流量较大的合并与更大的$m_{2}$。在观测者坐标系中，在1.5 $\le z \le$ 3.0处的合并所产生的850 $μ$ m通量对于主要的合并情况来说只有几mJy，对于次要的合并情况来说最多$\sim$ 100 $μ$ Jy。这一结果表明，只有高红移的主要合并，现在发现的SCUBA与目前的850 $μm$检测极限的几毫焦耳。这些结果意味着LMSA（ALMA）在850 $μm$处具有10 $μ$ Jy数量级的预期探测极限，可以用来研究具有各种不同$m_2$的高红移合并，从而为高红移宇宙中星系的形成提供重要线索。
2000-12-14 astro-ph
Extreme Galactic-Winds and Starburst in IR Mergers and IR QSOs
作为合并和红外类星体长期研究的一部分，我们报告了流出（OF）和/或Wolf Rayet特征的详细光谱证据：（i）正在进行的合并NGC 4038/39和IRAS 23128-5919中的低速OF，（ii）类星体IRAS 01003 - 2238和IRAS 13218 + 0552中的极高速OF（EVOF），（iii）在IRAS 01003-2238和IRAS 13218+0552中的极高速OF，（iv）在IRAS 01003-2238和IRAS 13218+0552中的极高速OF，（iv）在IRAS 01003-2238和IRAS 13218+0552中的极高速OF。超亮红外星系/类星体完整样本中的OF和EVOF（“IRAS 1 Jy MKO-KPNO巡天”，共118个天体）。我们在IRAS 11119+3257、14394+5332、15130+1958和15462-0450中发现了EVOF。在这些物体中检测到的OF成分主要与星爆过程有关：即，到多个II型超新星爆炸和大质量恒星产生的银河风。EVOF的对象中检测到强烈的恒星爆发加上模糊的红外类星体，这表明这两个过程的相互作用可以产生EVOF。此外，我们分析了沃尔夫Rayet功能的存在下，在大样本的明亮PG-QSO（Boroson和绿色1992年），附近的合并和银河风星系。我们在Fe II类星体（I型）PG 1244+026、1444…
2000-07-20 astro-ph
Mergers and star formation in SPH cosmological simulations
分析了流体动力学宇宙学模拟中星系天体的恒星形成率历史与它们的合并历史的关系。研究结果表明，大规模的合并会产生更有效的恒星爆发，而且根据物体的内部结构，也可能发生双重恒星爆发。
1999-11-02 astro-ph
Mergers, Interactions, and The Fueling of Starbursts
最活跃的星暴出现在具有最高红外光度的星系中，其恒星形成速率和效率的峰值比正常的盘系统高出一个数量级。这些系统几乎完全是正在进行的合并。在这篇评论中，我探讨了相互作用所需的条件，经历这样一个阶段，通过比较两个系统在相似的合并阶段，但完全不同的红外光度：NGC 4038/9和Arp 299。这些观测结果表明，最强烈的星爆发生在气体密度最高的地点，这是红外发光合并的一般结果。观测和理论都表明，并合引发的星暴的强度取决于前身星的内部结构、气体的数量和分布以及相互作用的剧烈程度。特别是，涉及祖细胞与致密的凸起，富含气体的磁盘，和/或逆行自旋的相互作用，预计优先导致大量的气体耗散，虽然这些参数之间的相互作用是未知的。一个主要的悬而未决的问题是反馈的影响如何改变这些结论。
1997-01-19 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
Double Starbursts Triggered by Mergers in Hierarchical Clustering Scenarios
我们使用宇宙学SPH模拟研究合并的影响，在恒星形成历史的星系物体在层次聚类的情况下。我们发现，在一些合并事件中，气体盘可以经历两次星爆：第一次是在轨道衰变阶段，由于卫星接近时气体流入，第二次是当两个重子团碰撞时。一个趋势，这些第一次诱导的星爆是更有效地将气体转化为恒星也found.We检测到，系统没有经历早期的气体流入有良好的恒星隆起和更集中的势井，这似乎是负责防止进一步的气体向内运输引发的潮汐力。我们的研究结果构成了第一个证据表明，在宇宙学框架中，膨胀可以形成为坍缩、碰撞和长期演化的产物，并且它们与膨胀中的恒星星族在中间z处的复兴是一致的，至少有50%的恒星（在SCDM中）在高z处形成。（节录）
2002-02-07 astro-ph
The Redshift and the Host Galaxy of GRB 980613: A Gamma-Ray Burst From a Merger-Induced Starburst?
我们目前的光学和近红外识别和光谱的GRB 980613的宿主星系。爆发显然与至少五个星系或星系碎片的系统的光学（restframe UV）最明亮的组成部分有关，红移为z = 1.0969。我们确定为宿主星系的组成部分显示出中等高的无遮挡恒星形成率，SFR = 5 M_solar/yr，但每单位质量的SFR很高，这表明存在星暴。图像成分显示了广泛的（R-K）颜色，其中两个非常红，可能是由于灰尘。该系统的整体形态可以自然地解释为两个或更多星系的强烈潮汐相互作用，在红移处，这种事件比现在更常见。鉴于星系合并和星爆之间的因果关系，我们建议，这是一个强有力的情况下，伽玛射线暴起源于合并引起的星爆系统。这支持了伽玛暴和大质量恒星形成之间的联系。
2000-08-01 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
Triggering of merger-induced starbursts by the tidal field of galaxy groups and clusters
星系中的恒星形成部分是由星系合并驱动的。在低红移时，恒星形成活动在高密度的环境中很低，如星系团和星系团，星系的恒星形成活动随着它们的孤立而增加。这种恒星形成-密度关系在z~1处被观测到是相反的，这是迄今为止理论模型无法解释的。利用包括气体动力学和恒星形成在内的N体模拟，研究了星系团或星系团的潮汐场对合并星系的恒星形成活动的影响。我们发现，合并驱动的恒星形成是显着更活跃的宇宙结构附近的合并相比，在外地。因此，大尺度潮汐场可以增强致密宇宙结构中星系的活动，并且在致密区域猝灭过程生效之前，在高红移时应该特别有效。
2007-12-03 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
$^{13}CO(J = 1 -- 0)$ 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
A Multiple Merger Model for the Origin of Ultraluminous Infrared Galaxies
通常认为，两个富气体星系并合引起的耗散坍缩是导致超亮红外星系中强烈核星暴或非热类星体活动的原因，因为它能有效地提供燃料，而且超亮红外星系团（ULIGs）也经常出现在并合系统中。一些ULIGs，如Arp 220，显示了两个致密的星暴区，被认为是与两个星系核合并的过程中。然而，由于两个星系之间的合并可能只会产生一个紧凑的星暴区，我们建议的可能性，双核ULIGs是由两个合并的核，其中每一个包含一对星系核。
1998-05-16 astro-ph
Mid-IR imaging of Toomre's Merger Sequence
本文介绍了ISOCAM观测到的一系列相互作用星系的中红外（5- 16微米）光谱成像结果。这些星系是著名的Toomre“合并序列”的一部分，该序列被定义为描述合并事件时间演化过程中渐进快照的星系样本。为了追踪星暴中辐射场的强度，我们使用15微米与7微米通量的比率。我们的分析表明，这一比例增加的星系从前星暴阶段的星暴阶段，并再次下降到~1的后星暴阶段，一个典型的正常的恒星形成区域的星系盘的值。此外，我们还发现该比值的变化与IRAS 25 μ m/12 μ m和60 μ m/100 μ m通量比的变化有很好的相关性。
1999-09-10 astro-ph
XMM-Newton observations of the starburst merger galaxies NGC 3256 & NGC 3310
本文介绍了两个邻近的星暴合并星系NGC 3256和NGC 3310的XMM-牛顿EPIC观测结果。两个星系的宽带（0.3-10千电子伏）集成X射线发射显示多相热等离子体的证据，加上一个潜在的硬非热幂律连续。NGC 3256与包含两个MEKAL分量（kT=0.6/0.9 keV）和一个硬幂律（Gamma=2）的模型非常吻合，而NGC 3310具有较冷的MEKAL分量（kT=0.3/0.6 keV）和一个较硬的幂律尾部（Gamma=1.8）。钱德拉对这些星系的观测都揭示了弥散发射中存在着许多离散源，这些离散源在~2 keV以上的发射中占主导地位，很可能是幂律发射的来源。热分量显示出随着温度的升高而增加吸收的趋势，这表明最热的等离子体来自星系盘内超新星加热的气体，而较冷的分量来自流出的星系风与周围的星际介质（ISM）相互作用。我们没有发现任何强有力的证据表明，在任何一个星系的活动星系核（AGN）。
2004-05-14 astro-ph
Damp Mergers: Recent Gaseous Mergers without Significant Globular Cluster Formation?
在这里，我们测试的想法，新的球状星团（GC）形成在相同的气体（“湿”）合并或相互作用，产生年轻的恒星星族看到在许多早期类型的星系的中心区域。我们比较平均GC颜色与中央星系星暴的年龄。红色的GC亚群显示出与星系年龄无关的非常恒定的平均颜色。不能排除红色GC子群是新旧GC（与中央星系星暴形成于同一事件）的组合的情况;尽管这需要新形成的GC的年龄-金属丰度关系比银河系关系更陡峭。然而，这些数据也很好地描述了一个场景，其中大多数红色GC是旧的，很少，如果有的话，在最近的气体合并形成。这与从外部系统中GC的一些光谱研究中推断的古老年龄是一致的。因此，导致中央星系星暴的事件可能涉及的气体质量不足以形成大量的GC。我们把这种缺乏天然气的事件称为“潮湿”合并。
2006-12-15 astro-ph
Minor Merger Origin for the Circumnuclear Starburst in NGC 7742
我们提出了一个发射线诊断分析的积分场光谱观测，覆盖中央千秒差距的NGC 7742。这个Sa星系拥有一个壮观的核星暴环和以低电离辐射为特征的核区域。环中的气体旋转方向与星系中的恒星相反，这表明最近发生了合并或收购事件。对来自DensePak的H-α + [NII]发射线和来自Sauron的H-β和[OIII]发射线的积分场测量的组合允许构造诊断图，该诊断图突出了从核环中的恒星形成到由高速冲击或由中心AGN向中心激发的过渡。对[SII]谱线比率的DensePak测量显示，核环中的气体密度非常低，Ne < 100/cm^3，这是大质量HII区的特征。与MAPPINGS III的低气体密度星爆模型比较，环的金属丰度大致相当于太阳。这表明核环中的气体起源于一个恒星系统，该系统能够通过持续的恒星形成来大量富集气体金属。我们认为NGC 7742吞噬了一个富含贫金属气体的较小星系，并且环中的恒星形成事件已经将金属丰度增加到目前的值。
2006-07-24 astro-ph
Simulations of galactic winds and starbursts in galaxy clusters
我们提出了一个调查的星系风和合并驱动的星暴的星系团内介质（ICM）的金属富集。我们使用相结合的N体/流体动力学模拟与半数值星系形成模型。通过计算由热、宇宙线和MHD波压驱动的稳态外流的跨音速解，得到了星系风引起的质量损失。由这些过程引起的金属分布的不均匀性是揭示星系团动力学状态的理想工具。我们目前的表面亮度，X射线发射加权温度和金属地图，我们的模型集群，因为它们将被观察到的X射线望远镜，如XMM-牛顿。我们表明，X射线加权金属地图区分前或合并后的星系团通过比较金属丰度分布与星系密度分布：合并前有一个金属丰度差距的子集群，合并后的高金属丰度的子集群之间。我们将我们的方法应用到两个观测到的星系团，Abell 3528和Abell 3921，以显示它们是否是合并前或合并后的系统。在我们的模拟中发现的金属丰度分布的不均匀性的生存时间是几个陀螺仪。我们发现，星系风和合并驱动的恒星爆发丰富ICM非常有效地后，z=1的中心（~ 3 Mpc半径）区域的星系团。
2005-10-31 astro-ph
The interpretation of the emission spectra of the Seyfert 2 galaxy NGC 7130. Determination of the AGN and starburst contributions
详细模拟了NGC7130的不同区域，解释了其活动星系核和星暴星系的复合性质。由炽热的大质量恒星的恒星风和超新星喷出物产生的冲击波，在云发出的连续谱和线谱中很明显。活动星系核星暴连接的模型结果的基础上进行了讨论，特别是考虑到整个星系的密度和速度的分布。
2002-02-18 astro-ph
Galaxy Interaction and Starburst-Seyfert Connection
星系相互作用的研究方面的恒星暴-塞弗特连接。星暴需要高速率的气体供应。由于在星系相互作用中提供气体的效率很高，尽管伴星不一定是可辨别的，但具有环核星爆的塞弗特星系预计会相互作用。由于大量的环核气体和尘埃掩盖了宽线区域，它们预计将被观测为塞弗特2。活动星系核本身并不需要高速率的气体供应。没有环核星暴的塞弗特星系即使在最高光度下也不一定会相互作用。它们不一定是从具有环核星暴的塞弗特星系演化而来的。我们得出这些和其他理论的期望，并证实了它们与塞弗特星系的星等有限的样本的观测数据的统计。
2004-01-06 astro-ph
Modelling ISO Galaxy Counts with Luminosity and Merger Rate Evolution
我们在ISO卫星的6.75和15微米通带中模拟星系演化，通过将光学波长（与光学星系计数一致）的星系演化模型与红外线中观察到的光谱能量分布相结合。我们的模型与当地12微米的星系光度是一致的，如果3.5%的螺旋在z=0是在相互作用对中红外线光度增强的主要恒星爆发。来自深度ISO调查的来源数量超过了非演变预测，但与我们的演变模型更一致。6.75微米源的陡峭数量似乎主要是由演化的早期型星系解释的，而在15微米，主要贡献者是恒星形成的螺旋和恒星爆发的相互作用/合并星系。31%的15微米源是可见的相互作用星系，具有高的中红外/光通量比，表明主要的星爆与尘埃消光相结合。这些源的数量和高的平均红移表明，合并星爆的光度随着红移的增加而增加，大约为（1+z）^2，此外还经历了（1+z）^2数量的演化，反映了光学观察到的相互作用星系比例随着红移的增加而增加。
1998-12-10 astro-ph
The GRB 030328 host: another case of a blue starburst galaxy
我们提出的GRB 030328宿主星系的检测在四个光学波段相当于UBRI的第一次。宿主星系的光谱能量分布与低消光（E（B-V）< 0.21）星暴星系一致。宿主的B带剩余框架星等为M_B ~ -20.4
2005-04-04 astro-ph
Far-Infrared Census of Starburst-Seyfert Connection
新从IRAS数据库中提取了塞弗特星系RSA和CfA完整样本的远红外通量密度。这些数据被用来分类的塞弗特星系的远红外连续辐射占主导地位的活动星系核（AGN），环核星暴，或宿主星系。虽然活动星系核占主导地位的对象包括相当数量的塞弗特1和2星系，星暴和主机占主导地位的对象包括优先塞弗特2星系。因此，除了尘埃环外，环核星暴区和宿主星系在隐藏宽线区方面也很重要。在形态上，星暴主导的赛弗特星系是较晚的类型，比活动星系核主导的赛弗特星系有更强的相互作用。在晚型星系中，活动星系核中央引擎的爱丁顿光度较低，气体含量较高。这些气体通过星系与星系的相互作用被有效地提供给恒星暴增。主主塞弗特星系的形态是多种多样的。由于星暴在塞弗特星系比那些在经典的星暴星系，我们提出了一个演化从星暴到星暴主导的塞弗特主机主导的塞弗特晚型星系。提出了一个早型星系从活动星系核主导型到寄主主导型的演化过程。这些序列的持续时间为几× 10^8年，并且在星系从晚期类型向早期类型演化的过程中反复出现。
2001-08-22 astro-ph
From major merger to radio galaxy: low surface-brightness stellar counterpart to the giant HI ring around B2 0648+27
我们提出了一个低表面亮度恒星对应的一个巨大的（190千秒差距）环的中性氢（HI）气体，围绕附近的射电星系B2 0648+27的检测。这个系统目前正处于主要合并和（无线电大声）早期类型星系之间的演化阶段。在以前的论文中，我们详细研究了合并，恒星爆发和活动星系核活动之间的时间尺度在B2 0648+27，基于其不寻常的多波长特性（大规模HI环，占主导地位的后恒星爆发恒星星族和红外光度）。在本研究报告中，我们提出了深光学B-和V-波段成像，为B2 0648+27的合并起源提供了进一步的证据。宿主星系显示出扭曲的光学形态和广泛的潮汐臂是明确存在的。一个低表面亮度的恒星尾巴或部分环卷曲在超过一半的宿主星系周围，距离星系中心高达55千秒差距，遵循我们以前在这个系统周围探测到的大规模环状HI结构。这个环中的气体和恒星很可能是潮汐排出的物质，在合并事件后慢慢落回宿主星系。HI环中似乎也有恒星形成的地点，可能是在合并后的气体潮汐碎片中形成的。我们认为，在B2 0648+27中观察到的气体和恒星的性质，以及合并和星暴事件之间的明显的时间延迟，可能是两个富含气体的盘状星系与突出的凸起之间合并的逻辑结果，或一个椭圆形和富含气体的螺旋星系之间的合并。合并/星暴事件与当前的射电AGN活动事件之间似乎存在显着的时间延迟。
2008-07-09 astro-ph
Integrated field spectroscopy of E+A (post-starburst) galaxies with the Kyoto3DII
我们用Kyoto 3DII积分场摄谱仪对附近的三个E+A星系进行了二维光谱观测。在所有的情况下，Hdelta吸收在星系的中心是较强的，但在几个千秒差距的规模显着扩大。对于其中一个星系（J1656），我们发现了一个具有相同红移的近距离伴星系。该星系原来是一个恒星形成星系，具有强烈的H伽马辐射。对于另外两个星系，我们发现中心的星暴后区域可能向潮汐尾方向延伸。我们的研究结果是一致的合并/相互作用起源的E+A星系，在那里的下沉气体可能造成的星系星系合并创建一个中心的恒星暴，成功的后恒星暴（E+A）阶段，一旦气体耗尽。
2008-01-07 astro-ph
Formation and evolution of E+A galaxies in dusty starburst galaxies
在中等红移星系团的核心中发现了大量的“E+ A”（Dressler et al. 1999也称之为"k+ a“和" a+ k”类型）星系，许多作者对它们的形成和演化进行了广泛的讨论。在本文中，我们模拟的光谱，动力学和形态的演变产生这种光谱签名的主要候选人：一个尘埃星爆与一个主要的星系合并。我们表明，作为这个系统的动态演变，它的光谱类型的变化，从和``e（一个“”型（表现出强H $δ$吸收和适度的[OII]发射-本地尘埃星暴星系的识别功能），一个k+一个类型，然后最终到一个被动的`` k“型。这一结果表明，具有e（a）光谱类型的星系可能是k+a系统的前身，并且动力学演化在很大程度上控制了这些合并情况下的光谱演化。我们的模拟还表明，具有非常高的红外光度（$L_{\rm IR}$ $>$ $10^{11}$ $L_{\odot}$）的合并更有可能显示e（a）光谱，这意味着光谱类型可以与尘埃星暴星系的红外通量相关。在此基础上，我们讨论了遥远星系团中k+a/a+k星系演化的起源以及合并可能起的作用。
2000-12-16 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
Spatially-Resolved Medium Resolution Spectroscopy of an Interacting E+A (post-starburst) System with the Subaru telescope
我们对一个邻近的E+A（后星暴）星系系统SDSSJ 161330.18 +510335.5进行了空间分辨的中分辨率长缝光谱学研究。这个E+A星系在其前方14 kpc处有一个明显的伴星系，其速度差为61.8km/s。我们发现E+A星系的H $δ$等效宽度（EW）大于7千秒差距（8.5kpc）。E+A星系有一个弱的[OIII]辐射（EW $\sim$ 1 μ m），距Balmer吸收线峰值约$\sim$ 2.6 kpc。我们探测到伴星系的自转速度为$>$ 175 km/s。伴星的前身可能是一个有旋转支撑的被动S 0星系。E+A星系的年龄在熄灭恒星形成后估计为1亿至5亿年，其中心有稍微年轻的恒星星族。这些发现与一个简单的图片不一致，其中动力学相互作用产生了导致中央星暴/后星暴的气体储层的下沉。相反，我们的研究结果提出了一个重要的例子，即星系-星系相互作用可以触发整个星系的后星暴现象。
2008-09-04 astro-ph
Star formation time-scales in the nearby, prototype starburst galaxy M82
M82和M81之间的最后一次潮汐相遇，大约在5亿年前，对一个可能是正常的、静止的盘状星系产生了重大影响。它导致了以大质量星团形式出现的恒星形成的集中爆发，这些星团在几亿年内迅速减少。目前在银河系中心的星暴可能是由于大规模的恒星形成，也可能与来自M82本身的潮汐碎片的后期坠落有关。事实上，它可能是这两种机制的结合，在这个意义上，活跃核心中的恒星形成实际上是在传播，而星暴的整体演化是由于潮汐碎片雨回到星系盘上，导致了今天的星暴。
2001-06-29 astro-ph
Star formation along a misaligned bar in the peculiar starburst galaxy Mkn 439
我们报告了在奇特的星暴星系MKN 439中沿着一条酒吧探测到大质量恒星的形成。我们目前的光学B，R和H_α + [NII]发射线图像以及H波段图像显示，酒吧的签名变得越来越弱，在较长的波长。此外，这个酒吧是与银河系的主体错位。峰值H_alpha发射与彩色图中看到的最蓝区域不一致。我们推断星暴是年轻的，因为爆发中的恒星还没有开始影响近红外线的光。在这个星系的内部区域有尘埃的迹象。
1999-10-15 astro-ph
A Unified, Merger-Driven Model for the Origin of Starbursts, Quasars, the Cosmic X-Ray Background, Supermassive Black Holes and Galaxy Spheroids
我们提出了一个演化模型的星爆，类星体，球状星系中，气体丰富的星系之间的合并驱动气体的核流入，产生强烈的星爆和饲料的超大质量黑洞（BH）的掩埋生长，直到反馈排出气体，并呈现一个短暂可见的光学类星体。类星体的寿命和模糊柱密度取决于瞬时和峰值亮度的类星体，我们确定这种依赖性使用一个大的模拟星系合并不同的主机星系的属性，轨道几何形状，和气体物理。我们使用这些拟合去卷积观测到的类星体光度函数（LF），并获得具有一定的峰值光度，n（L_peak，z）的类星体的形成率的演变。类星体在远低于峰值的光度下会花费很长的时间，因此n（L_peak）有一个最大值，对应于观测到的LF中的“中断”，在较亮和较暗的光度下都会下降。从n（L_peak）和我们的模拟结果，我们获得了对硬和软X射线和光学类星体LF的自洽拟合，并预测了许多可观测量，包括：光学和X射线样品的柱密度分布，X射线样品中宽线类星体的LF和宽线部分随光度的变化，活动BH质量函数，z~0-2处的爱丁顿比分布，遗迹黑洞的z=0质量函数和黑洞的总质量密度以及宇宙X射线背景。在每种情况下，我们的预测都与观察到的估计值吻合得很好，与以前的建模尝试不同，我们能够在不调用任何关于源属性或分布的特设假设的情况下重现它们。我们提供了一个库的Monte Carlo实现我们的模型与观察比较。（节录）
2005-11-03 astro-ph
Galactic Gamma-Ray Halo of the Nearby Starburst Galaxy NGC 253
最近，CANGAROO-II望远镜探测到了附近一个边缘星暴星系NGC 253发出的TeV伽马射线。本报告讨论了排放机制。我们回顾了NGC253的射电-TeV γ射线辐射，并提出了一个由同步辐射和逆康普顿散射引起的非热辐射模型。晕模型成功地解释了NGC 253的多带光谱。
2003-01-09 astro-ph
Contribution of starburst mergers at z~1 to the strong evolution of infrared and submillimeter deep surveys
最近的FIR/submm深的调查显示，大量的ULIG，这是建议躺在z>1，并在正常相互作用的系统非常尘土飞扬的环境。我们在以前的文章中讨论了在z~1处由富气体合并触发的快速演化的红外爆发相位的布居成功地解释了IRAS 60 μ m计数的陡峭斜率，在该波长处仍然留下合理的CIRB水平。为了将模型扩展到中红外和远红外，我们采用了一个模板SED作为典型的附近红外明亮的星系，如Arp 220。通过简单的尘埃消光定律和远红外辐射的热连续假设，我们构造了z~1处星暴合并的SED。由于合并系统在和平号上的辐射过程仍不确定，我们假设它与Arp 220的辐射过程相似，但根据IRAS、ISOCAM深测的ULIGs观测通量相关对它进行了修正。我们在本文中表明，ELAIS 90微米，ISO 170微米和SCUBA 850微米的强烈演变可以充分占这样一个演变的情况下，特别是对驼峰的ISOCAM 15微米源计数约0.4mJy。根据目前的最佳拟合结果，我们发现，这些合并系统在z~1处的尘埃温度将高于Arp 220的温度，以协调多波长深测量。我们目前的模型预测的主要区别是，我们看到在60 μ m处的差分数计数在50 mJy以下快速收敛，这比其他模型预测亮约两倍。未来的红外卫星，如Astro-F，SIRTF将给模型带来很强的约束。
2002-01-15 astro-ph
What triggers galaxy transformations? The environments of post-starburst galaxies
有很好的观测理由相信，红色星系的祖先经历了恒星暴增，然后是恒星暴增后的阶段。我们通过测量\textsl{(1)}在$8 h^{-1} \mathrm{Mpc}$半径共动球体中的数密度、到最近的室女座星系团的\textsl{(2)}横向距离以及到最近的发光星系邻居的\textsl{(3)}横向距离来研究星暴后星系的环境。我们比较后星暴星系目前的恒星形成的星系，仅确定的A-星过剩或$\Halpha$发射。我们发现，星暴后的星系与恒星形成星系处于相同的环境中;这是我们的“零假设”。更重要的是，我们发现，在每一个值的A-星过剩，恒星形成和后星暴星系位于非常相似的环境分布。与我们的零假设的唯一偏差几乎没有意义：在非常低密度的区域，星暴后星系（相对于恒星形成的人口）略有不足，在星系团的维里半径内略有过剩，与邻近的邻居略有过剩。这些影响都不足以使后星暴星系成为一种高密度现象，或者认为星暴事件主要是由外部潮汐脉冲触发的（例如，来自大质量星系的近距离通道）。星系团内维里半径的小的超出表明，一些后星暴是由与星系团内介质的相互作用触发的，但这只代表了所有后星暴星系的一小部分。
2006-06-23 astro-ph
Toward First-Principle Simulations of Galaxy Formation: II. Shock-Induced Starburst at a Collision Interface During the First Encounter of Interacting Galaxies
考虑到星际介质（ISM）的多相性，我们利用高分辨率的$N$ -体/SPH模拟研究了相互作用盘星系的演化.在我们的高分辨率模拟中，在第一次相遇时，两个气体盘之间的碰撞界面处自然发生了大规模的星爆，导致了星团的形成。这与对相互作用星系的观测是一致的。气体密度的概率分布函数（PDF）在星系-星系碰撞过程中表现出明显的变化。在PDF中，气体盘之间碰撞界面处的气体压缩首先在$n_{\rm H} \sim 10{\rm cm^{-3}}$处表现为过量，然后过量在几个$10^7$年后移动到更高的密度（$n_{\rm H} \gtrsim 100{\rm cm^{-3}}$），在那里发生星爆。在星暴之后，PDF回到准稳态。这些结果给出了星系-星系碰撞中星暴现象的一个简单图像。
2009-01-08 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
Chandra Observations of the Evolving Core of the Starburst Galaxy NGC 253
钱德拉对附近星暴星系NGC 253核心的观测揭示了一个嵌入核星暴区域的被严重吸收的硬X射线源。该源的未吸收亮度为2 ~ 10 keV，>=10^39 erg/s，并使周围的气体光电离。我们通过一个尘埃环观测到这个源，该尘埃环的中性吸收柱密度为NH ~ 2 × 10^23 cm^-2。这个环面的直径有几百pc，用来校准由恒星暴驱动的核外流。我们认为，电离源是一个中等质量黑洞或一个弱吸积的超大质量黑洞，这可能标志着活动星系核活动的开始或结束。
2002-07-19 astro-ph
Circumnuclear obscuration of the Circinus galaxy by a starburst-radiation supported wall
我们认为辐射流体动力学形成的尘埃壁在circumnuclear地区的CircinusSeyfert 2星系。重点讨论了环核星暴、核星暴和活动星系核（AGN）产生的辐射通量力，分析了环核区尘埃气体的平衡位形和稳定性。用来模拟引力场的质量分布由观测到的恒星和气体的自转速度决定。此外，利用环核星暴的简单恒星演化，估算了星暴的辐射热光度随时间的变化。结果表明，环核星暴辐射力对形成$\la$ 100 pc的辐射尘埃壁起着重要作用，这种尘埃壁使环核区的$A_V$变得模糊不清。还发现，当环核区域被尘埃壁覆盖时，环核星暴的年龄被约束为$\la 10^8$ yr，这与观测推断的星暴年龄$4 10^7$ yr $-1.5 10^8$ yr一致。
2001-05-16 astro-ph
A Companion Galaxy to the Post-Starburst Quasar UN J1025-0040
UN J1025-0040是一个z = 0.6344的类星体，它显示了一个非常明亮的星爆后人口，年龄约为4亿年（Brotherton et al. 1999）。UN J1025-0040的图像显示了类星体4.2角秒SSW的近恒星物体。我们目前的成像和光谱学证实，这个对象是一个同伴星系在红移z = 0.6341。我们估计伴星中占主导地位的恒星星族的年龄约为8亿年。伴星似乎与类星体宿主星系相互作用，这种相互作用可能引发了UN J1025-0040中的星暴和类星体活动。
1999-10-12 astro-ph
Spitzer-IRS Spectroscopy of the Prototypical Starburst Galaxy NGC7714
我们目前的观测星暴星系NGC 7714与红外光谱仪IRS船上的斯皮策太空望远镜。光谱产生了丰富的离子和分子特征，允许其性能的详细表征。NGC 7714具有类似HII区的光谱，具有强烈的PAH发射特征。我们没有发现一个被遮蔽的活动星系核的证据，并且[NeIII]/[NeII]约为0.73，NGC 7714位于正常金属丰度星暴星系的上端附近。NGC 7714几乎没有硅酸盐吸收，最热的尘埃成分温度为340 K，是一个年轻、清晰的恒星暴的完美模板
2004-06-14 astro-ph
A multi-wavelength study of the starburst galaxy NGC 7673
HST/WFPC 2的图像将NGC 7673分解成大量的星团。其中，31个落在IUE大光圈内，用于获取星系的综合紫外光谱。我们已经安装Starburst 99进化合成模型，观察到的颜色，这些集群和派生的年龄，reddenings，和群众的集群。然后，一个简单的总和的集群合成的紫外光谱已被比较，观察到的IUE光谱，以研究恒星的形成历史的NGC 7673。
2004-11-16 astro-ph
Starbursts and Galaxy Evolution
恒星爆发是恒星形成活动的极端集中，质量转换表面密度达到盘星系正常水平的1000倍以上。它们是所有宇宙恒星形成的一大部分。它们不仅在单个星系中塑造了宇宙景观，而且通过“超级风”的作用，丰富了星系间的气体，限制了超大质量黑洞的生长，也许还促进了宇宙的再电离。这次会议生动地证明了恒星暴增在星系演化中的重要性，以及我们对它们的理解正在被大量新的泛光谱数据所改变的速度，特别是在高红移方面。一个关键的结果是，似乎有可能将较小的恒星形成事件的物理学扩展到包括恒星爆发。
2004-12-21 astro-ph
A grid of Composite Models for the Simulation of Starburst Galaxy and HII Region Spectra
星暴光谱的网格模型，并与幂律模型，代表活动星系核。模型是复合的，即，它们解释了星暴的辐射和超级风造成的冲击。一些有趣的适合模型的观测也进行了讨论。特别是，它被发现，[OIII]/Hb ~可以达到的值为AGN高时，发射云接近星暴区。此外，即使SiIV线相对较低，CIV线也可能较高。结果发现，对于某些谱线比，它们在星暴和活动星系核模型中具有相似的值，谱线的宽度可以区分这两种类型。
2001-06-13 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
Starbursts in barred spiral galaxies. I. Mrk 712: a new Wolf-Rayet galaxy
我们报告了在IRAS棒旋星系Mrk 712星系核以南4.5角秒的巨大HII区发现的沃尔夫-拉叶星辐射。根据HeII 4686线的光度估计，WNL和OV星的比率为0.2。通过与星爆和恒星演化模型的比较，我们发现这个高值只与非常年轻的星爆事件（3 - 4百万年）和平坦的初始质量函数（Gamma = -1）相兼容。[ArV]线的存在表明HII区被热沃尔夫-拉叶星强烈电离。与其他棒状沃尔夫-拉叶星系的比较表明，沃尔夫-拉叶星的探测取决于星系的尘埃含量和方向。
1995-05-10 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
Radio Recombination Lines from Starbursts: NGC 3256, NGC 4945 and the Circinus Galaxy
一个新的尝试，以检测无线电复合线从外部星系的结果是测量线从几个明亮的星暴星系。这些谱线是由年轻的大质量恒星电离的氢产生的，可以用来诊断星暴区的条件和气体动力学，而不会有尘埃遮蔽的问题。本文利用ATCA和VLA对NGC 3256、NGC 4945和Circinus星系的星暴核在8.6GHz附近的H91 α和H92 α谱线进行了观测。建模的线发射区域作为一个集合的H II区域，我们推导出所需的H II区域的数量，它们的温度，密度和分布。
2004-11-04 astro-ph
Galaxy Interactions and Starbursts at High Redshift
使用高分辨率的N体模拟与流体力学和恒星形成，我们调查的相互作用和由此产生的星爆星系的典型属性的$z\sim 3$。我们应用光谱人口模型来产生模拟HST图像，并讨论我们的模拟星系在休息紫外和休息可见波段的观测到的幅度，颜色和形态外观。
1999-10-19 astro-ph
