Searching for additional heating - [OII] emission in the diffuse ionized gas of NGC891, NGC4631 and NGC3079
本文给出了NGC 891、NGC 4631和NGC 3079三个边缘星系盘晕区电离气体的光谱数据，其波长范围从[ \ion{O}{2} ] $λ$ 3727 nm到[ \ion{S}{2} ] $λ$ 6716.4 nm。包含的[ \ion{O}{2} ]发射提供了新的约束的扩散电离气体（DIG）的属性，特别是，观察到的线强度比的空间变化的起源。我们使用了三种不同的方法来推导电子温度，丰度和电离分数沿狭缝。在所有三个星系中，朝向晕的[ \ion{O}{2} ]/H $α$线比的增加需要电子温度或氧丰度的增加。保持氧丰度恒定，可以得到温度、丰度和电离分数的最合理结果。由于一个恒定的氧丰度似乎需要增加对晕的温度，我们得出结论，在电子温度的梯度起着重要的作用，在观察到的变化，从面外DIG在这三个螺旋星系的光学线比。
2001-06-18 astro-ph
Molecular Gas in Candidate Double Barred Galaxies I. The Diverse Morphology and Dynamics of NGC 2273 and NGC 5728
双棒被认为是一种将分子气体通过林德布拉德内共振输送到核区域的方法，在那里它可以为活跃或星暴核提供燃料。到目前为止，双酒吧的存在已确定主要通过分析近红外图像，这可以告诉我们很少的动力学和流入率的这些系统。我们利用欧文斯谷射电天文台毫米波阵在CO J=1-0观测了两个双棒星系候选者（NGC 2273和NGC 5728）。尽管这些星系的近红外图像相似，但我们在CO图中看到了相当不同的核形态。NGC 2273显示了核气体棒的证据，与近红外图像中看到的核恒星棒对齐。核气棒和恒星棒都与大尺度棒偏离了大约90度，这也使得两者都有可能是恒星和气体填充主棒的$x_2$轨道的结果。使用动力学摩擦参数和恒星形成率的估计表明，沿着NGC 2273的核棒有显著的气体流入率。相反，NGC 5728没有显示出任何核分子棒的证据，但显示出一个弧形的CO团块，其峰值正好位于动力中心的西南部，并沿着尘埃带向东南弯曲。双棒星系的模型表明，这些星系的核中应该含有大量的分子气体。我们的计算表明，这两个星系都在其核中含有足够数量的气体，但只有NGC 2273显示出核气棒的证据。这可能是过去恒星形成过程耗尽和分散NGC 5728核气体的结果，但更可能是NGC 5728经历了一次小合并事件的证据。
2002-04-24 astro-ph
NGC 4608 and NGC 5701: Barred Galaxies without Disks?
我们在文献中第一次进行了二维结构分析的酒吧透镜状和面对星系NGC 4608和NGC 5701。结果表明，这些星系要么从来没有大的磁盘或他们的磁盘几乎完全摧毁了他们的强酒吧，由于长期的演化过程。我们讨论了这些令人惊讶的结论检查长期演变的迹象，考虑酒吧形成的不稳定性，并建议，基于N体模拟，一种新的机制，形成酒吧的球体，其中包括非球形晕。从我们的新机制的定量预测进行了比较，从其他最近的酒吧的形成和演化模型。
2003-01-06 astro-ph
The search for inner polar disks with integral field spectroscopy: the case of NGC 2855 and NGC 7049
在盘状星系的内部区域经常观察到非圆形和离面的气体运动。我们用积分场光谱测量了NGC 2855和NGC 7049电离气体的表面亮度分布和运动学。这两个早期类型的旋涡星系被选中可能举办一个运动学解耦的气体成分在正交旋转相对于星系盘。我们已经模拟了电离气体的运动学和分布的两个星系假设的气体成分分布在两个正交旋转的磁盘或在一个单一的和强烈翘曲的磁盘。在这两个星系的内部气体的速度场和分布是一致的存在一个内极盘。在NGC 2855中，它对应于主盘的最里面和强烈扭曲的部分。在NGC 7049中，它是一个中心的、几何上解耦的圆盘，嵌套在主圆盘中。
2007-01-11 astro-ph
Long slit spectroscopy of diffuse ionized gas in NGC 55
本文给出了玉夫座星系群中一个晚型星系NGC 55中央面上电离气体的发射线比和速度的光谱测量结果。NGC 55的低金属丰度导致H II区和扩散电离气体的[S II]/H $α$和[N II]/H $α$的谱线比值相对较低。这是对NGC 55星盘外部电离气体中谱线比率的首次光谱测量。不同特征的线比和相对速度的分析表明，光电离是这种扩散气体电离的合理解释。观测到的壳层结构和相应的速度支持了扩散气体被超新星爆炸和恒星风推入晕的想法。
1999-01-21 astro-ph
Molecular Disks in the Elliptical Galaxies NGC 83 and NGC 2320
早型星系中的分子气体是研究这些星系的历史和未来的重要线索。为了寻找这些线索，我们使用BIMA毫米阵列绘制了巨椭圆星系NGC 83和NGC 2320的CO发射图，并寻找S 0星系NGC 5838的CO发射。我们还介绍了NGC 83和NGC 2320的V和R图像，这些图像追踪了它们的尘埃分布，并使我们能够搜索盘状恒星结构。NGC 83中的分子气体是松弛的，但NGC 2320中的CO和尘埃都显示出不对称的结构，这可能与最近获得的气体有关。然而，NGC 2320中分子气体的角动量分布与恒星的角动量分布一致。气体的内部起源（恒星质量损失）因此不能仅仅根据角动量而被排除。我们还考虑在这两个椭圆星系的恒星形成活动和磁盘增长的证据。NGCv 83的射电连续谱和远红外辐射通量表明了恒星的形成活动。NGC 2320有明亮的[O III]发射，但其大的射电/远红外通量比和CO和[O III]运动学之间的不匹配表明电离气体不应该归因于恒星的形成。因此，这两个富含CO的早期星系的起源和未来是复杂的，多方面的故事。
2005-08-15 astro-ph
The extra-planar neutral gas in the edge-on spiral galaxy NGC 891
我们目前的中性氢观测附近的边缘上的螺旋星系NGC 891显示扩展的面外发射距离为15千秒差距的平面。三维模拟表明，这种辐射来自于晕气体的旋转速度比盘中气体的旋转速度慢。我们推导出了平面上方气体的旋转曲线，发现旋转速度梯度为-15 km/s/kpc。我们还提出了银河喷泉模型应用于NGC 891的初步结果。
2004-10-15 astro-ph
Anomalous HI Gas in NGC 4395: Signs of Gas Accretion
近年来，已经清楚的是，大量的气体存在于许多螺旋星系的晕中。这种气体的存在最终是盘中恒星形成活动的结果，还是来自星系外部的吸积，目前还不清楚。我们提出了新的，深HI观测NGC 4395作为一个持续的观测计划的一部分，以调查这个问题。我们已经探测到一些质量和大小与银河系HVC相似的气体云。其中一些是在目前没有恒星形成的区域，可能表明正在进行的气体吸积。
2007-12-07 astro-ph
The Interacting Dwarf Galaxy NGC 3077: The Interplay of Atomic and Molecular Gas with Violent Star Formation
我们提出了一个全面的多波长的研究附近的相互作用矮星系NGC 3077（M81三重态的成员）。高分辨率VLA HI观测表明，NGC 3077周围的原子气体（~90%）位于一个具有复杂速度结构的显著潮汐臂中。小HI（~5 x 10^7 M_sun）与NGC 3077本身有关。OVRO对分子组分（CO）的高分辨率观测揭示了NGC 3077中心附近存在16个分子复合物（总质量：~1.6 x 10^6 M_sun）。对单个复合体的维里质量分析表明，NGC 3077的CO-到-H_2转换因子比银河系的值要低，这对于矮星系来说是一个令人惊讶的结果。在NGC 3077中心的总（原子和分子）气体含量是从NGC 3077的恒星组分中转移出来的-这意味着不仅在大的银河系中心半径的气体受到三重态内部相互作用的影响，而且中心也受到影响。我们推测，NGC 3077的星暴活动是由中心气体的重新分布引发的。其中一些超壳层被中性氢所包围。在少数情况下，电离超壳层的边缘与尘埃吸收有关。Pa-α观测发现的NGC 3077中最突出的恒星形成区域隐藏在分子复合物追踪的尘埃云后面。在对消光进行校正后，我们得出恒星形成速率为0.05 M太阳年^-1，也就是说，考虑到NGC 3077中原子和分子气体的储存量，恒星形成可能会以类似的速率进行几个10^8年。NGC 3077的分子气体形成恒星的效率与M82相似。
2001-10-27 astro-ph
The Structure and Morphology of the Ionized Gas in Starburst Galaxies: NGC5253/5236
本文通过对NGC 5253和NGC 5236两个邻近星系中心星暴周围电离气体的结构和物理特性的研究，探讨了星暴与宿主星系之间的相互作用。这两个星系代表了非常不同的星系环境，NGC 5253是一个贫金属的矮星，而NGC 5236是一个富含金属的大质量螺旋星系。我们在线发射[OIII]，H-α，和[SII]，并在连续的U，V，R这两个星系的星暴区域的图像。对于NGC 5253，线比率图[OIII]/H-β和[SII]/H-α表明，在外部区域，扩散电离气体（DIG）部分地被非光电离过程（“冲击”）激发。“冲击”气体主要集中在星系中心的西南部，与H-α气泡的位置和扩展的软X射线发射相一致。来自激波激发气体的H-α辐射约占总量的1-2%。大约80-90%的DIG是光致电离的，这需要大约10%的电离光子从星暴位置逃逸。NGC 5253中的星暴似乎是由沿着星系光学短轴下落的气体提供的，而从星暴膨胀出来的热气体则沿着长轴有一个优先的方向。NGC 5236的结果不如NGC 5253清晰，因为图像没有那么深。发射线比率图显示很少或没有证据表明激波激发的存在，也很少或没有电离气体从星系中心沿着盘平面向外膨胀。因此，NGC 5236中的星暴比NGC 5253中的星暴受到更强的限制，这可能是由于更大质量的星系具有更深的引力势阱。
1999-04-30 astro-ph
Kinematics of the Ionised Gas in the Spiral Galaxy NGC 2403
我们提出了一个研究的电离气体的运动学在附近的螺旋星系NGC 2403使用深长缝光谱获得的4.2米威廉赫歇尔望远镜。这些数据表明，电离气体的晕圈成分的存在，比圆盘中的气体旋转得更慢。这种电离晕气体的运动学与中性晕气体的运动学相似。在小尺度上，宽线剖面（宽达300公里/秒）表明电离气体快速流出的区域。我们讨论这些新的结果的背景下，银河喷泉模型。
2004-05-31 astro-ph
The Bar Pattern Speed in NGC 7079
我们用二维法布里-珀罗吸收谱测量了SB 0星系NGC 7079的条形图速度$\om$。在所有以前的情况下，酒吧模式的速度测量，我们发现一个快速酒吧。我们估计NGC 7079至少在过去的Gyr或大约8个棒旋转中没有受到干扰，如果盘是次极大的，那么足够长的时间使棒通过动力学摩擦显着减慢。
2000-09-19 astro-ph
On the Neutral Gas Content and Environment of NGC 3109 and the Antlia Dwarf Galaxy
作为对附近星系持续调查的一部分，我们以前所未有的速度分辨率和亮度灵敏度绘制了低表面亮度的中性气体含量，麦哲伦型星系NGC 3109及其环境，包括Antlia矮星系。NGC 3109的HI质量被测量为（3.8 +/- 0.5）x 10^8 Msun。在HI发射图像中以扩展的低表面亮度特征的形式检测到NGC 3109的盘中的实质性翘曲。我们报告在HI中探测到附近的Antlia矮星系，并测量其总中性气体质量为（6.8 +/- 1.4）x 10^5 Msun。我们发现NGC 3109的翘曲与Antlia矮星系中的气体处于完全相同的径向速度，并推测Antlia在过去的一次温和的遭遇~1 Gyr期间扰动了NGC 3109的盘。HI数据的背景中检测到的另外八个星系。
2001-07-25 astro-ph
A Kinematic Link between Boxy Bulges, Stellar Bars, and Nuclear Activity in NGC 3079 & NGC 4388
我们提出了直接的运动学证据的酒吧流运动在两个活跃的星系与四四方方的恒星凸起。在加拿大-法国-夏威夷3.6米望远镜和夏威夷大学2.2米望远镜上使用了夏威夷成像法布里-珀罗干涉仪，以推导Sc星系NGC 3079和Sb星系NGC 4388盘中线发射气体的二维速度场。与之前基于长缝数据的工作相反，从法布里-佩罗数据中检测棒势并不依赖于内林德布拉德共振或强棒诱导冲击的存在。简单的运动学模型，近似的内在气体轨道作为不相交，倾斜的椭圆环，保持角动量的特点所观察到的速度场。NGC 3079和NGC 4388的箱形凸起都是使用新的近红外图像来确认的，以减少尘埃遮蔽。星光在这些星系的形态分析相结合的气体运动学的法布里-珀罗光谱测试恒星酒吧，涉及短暂的盒状隆起的演化模型，并量化的重要性，这样的酒吧在燃料活跃的核。我们的数据支持演化棒模型，但未能令人信服地证明NGC 3079和NGC 4388中的恒星棒直接触发或维持核活动。（节略）
1999-07-30 astro-ph
SparsePak Observations of Diffuse Ionized Gas Halo Kinematics in NGC 891
本文介绍了WIYN SparsePak对NGC 891的弥漫电离气体晕（DIG）的观测。晕速度场的分析的初步结果表明，与中性气体的结果一致的方位角速度与z的明显梯度。使用两种独立的方法确定的梯度大小约为15 km/s/kpc。
2005-08-25 astro-ph
Supermassive black hole mass measurements for NGC 1300 and NGC 2748 based on HST emission-line gas kinematics
本文给出了螺旋星系NGC 1300和NGC 2748中心区的空间望远镜成像摄谱仪发射谱。从导出的核气体运动学中，我们发现了两个星系中心存在超大质量黑洞的证据。NGC 1300中黑洞的估计质量为6.6（+6.3，-3.2）x 10^7太阳质量，NGC 2748中为4.4（+3.5，-3.6）x 10^7太阳质量（均为95%置信水平）。这两个黑洞质量的估计有助于低质量端的核黑洞质谱采样差。
2005-02-28 astro-ph
The Orthogonal Gaseous Kinematical Decoupling in the Sa Spiral NGC 2855
我们提出的主要和次要轴的恒星和电离气体的运动学，以及窄和宽带表面光度的Sa螺旋NGC 2855。在这个无棒且显然未受干扰的螺旋星系的核区域，气体垂直于星系盘旋转。我们认为，这个运动学解耦组件是在这个星系的历史收购过程中的签名。
2001-10-30 astro-ph
The quest for hot gas in the halo of NGC 1511
XMM-牛顿观测的星暴星系NGC 1511揭示了一个以前未知的扩展热气相的ISM的存在，其中部分延伸出磁盘平面。辐射分布是不对称的，在星系的东半部最亮，那里也是射电连续观测表明恒星形成水平最高的地方。NGC 1511的0.2-12 keV积分X射线发射的光谱分析表明，一个复杂的发射成分。一个模型包括一个幂律加上热等离子体成分，两者都被前景气体吸收，不能解释所观察到的光谱的所有细节，需要添加第三个光谱成分。该分量可以是第二热等离子体，但也可以拟合其他光谱模型。NGC 1511的X射线特征是一个星暴星系。X射线与红外线的光度比与这一结果一致。结合X射线数据，XMM-牛顿获得了NGC 1511的紫外图像，追踪了加热周围气体的大质量恒星，然后在Hα发射中看到。UV、Hα和近红外图像显示，NGC 1511受到了干扰，很可能是受到了它的两个小伴星NGC 1511 a和NGC 1511 b的干扰。
2003-04-02 astro-ph
CI and CO in nearby galaxy centers: the bright galaxies NGC1068 (M77), NGC2146, NGC3079, NGC4826 (M64), and NGC7469
NGC 1068、NGC 2146、NGC 3079、NGC 4826和NGC 7469中心角分平方中J=1 - 0、J = 2 - 1、J=3-2、J=4-3 ~（12）CO、J=1-0、J=2-1和J=3-2 ~（13）CO谱线的图和测量结果，以及492 GHz [CI]地图在其中三个被用来模拟这些星系的环核分子气体。在所有五个对象中，明亮的CO浓度映射的线强度，需要两个不同的气体成分满意的拟合。分子气体的物理条件因星系而异。在NGC 2146和NGC 3079中出现125-150 K的高动力学温度。在NGC 2146、NGC 3079和NGC 7469中出现0.3-1.0 x 10**5 cm**-3的非常高的密度。CO到H2的转换因子X通常比太阳邻域中的“标准”值小一个数量级。分子气体被限制在距离原子核0.9至1.5 kpc的半径内。在这些半径内，H2的质量通常为1.2-2.5 x 10**8 M（太阳）。例外的是（相对较近的）合并NGC 4826，R=0.3 kpc，M = 3 x 10**7 M（太阳）。在所有五个星系中，H2质量通常约为同一区域动力学质量的1%。
2008-11-25 astro-ph
Neutral Hydrogen in the Ringed Barred Galaxies NGC 1433 and NGC 6300
我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对南部环状棒旋星系NGC~1433和NGC~6300中的\ion{H}{1}进行了观测，主要目的是检验这些环起源的共振理论。NGC~1433是典型的环状棒旋星系，其核环、内环、外假环和羽状特征都与\ion{H}{1} ~对应。正转时的$L_{4}$和$L_{5}$区域以及棒本身相对缺乏中性原子氢。通过将NGC~1433的内环与内环的二次谐波共振联系起来，外环的假核与外环的Lindblad共振联系起来，我们可以推知NGC~1433的棒斑速度为$26\pm5$ ~km~s $^{-1}$ ~kpc $^{-1}$ .作为对比，NGC~6300比NGC~1433具有更长的\ion{H}{1} ~盘。内部伪环下有一个气环，但它比光学特征更宽，直径也稍大。通过再次将内环特征与内二次谐波共振联系起来，我们得到NGC~6300的棒斑图速度为$27\pm8$ ~km~s $^{-1}$ ~kpc $^{-1}$，但是在这种情况下，既不能在NGC~6300中识别出外假环，也不能识别出共振环理论预测的核环。虽然NGC~6300中的环可能与棒的共振完全无关，但我们假设NGC~6300只是一个比NGC~1433更不发达的共振环星系。
1995-12-07 astro-ph
Molecular gas and dust in NGC4550: A galaxy with two counterrotating stellar disks
我们报道了在S 0/E7星系NGC 4550的中心区域探测到1 × 1 - 0^7太阳质量的分子气体，这是从CO（1-0）发射的观测结果推断的。尘埃在HST WFPC 2图像中被检测到，并发现其在核周围不对称分布，仅延伸到7“（600 pc）的银河系中心距离。的CO排放曲线的形状是一致的分子气体分布的灰尘。尘埃和气体在中心的分布可能是m=1不稳定性的结果，这是反向旋转恒星盘中增长最快的不稳定模式。在全球范围内，NGC 4550中的分子气体在引力坍缩中是稳定的，但恒星的形成似乎仍在进行，恒星的形成效率和气体消耗的时间尺度正常。NGC 4550中的恒星速度色散类似于椭圆星系。因此，很可能是一个热的X射线发射等离子体限制了分子气体的寿命，这必须来自最近（<1 Gyr）的吸积事件。
2001-06-15 astro-ph
Properties of the Molecular Clouds in NGC 205
附近的矮椭圆星系NGC 205为高分辨率研究椭圆星系中的星际介质提供了一个独特的机会。本文研究了NGC 205中分子气体的分布、分子谱线比以及原子气体、分子气体和尘埃之间的关系。在NGC 205的一个分子云中，12 CO（2-1）/（1-0）和12 CO（1-0）/13 CO（1-0）的线比与其他椭圆星系和银河系巨分子云中的线比一致;它们表明该分子云中的CO可能是亚热激发的。原子气体、分子气体和尘埃在100 pc的尺度上是非常密切相关的;原子气体可以被理解为分子云周围的光离解包层。该星系中的原子柱密度相当低（10^20 cm^-2），因为星际紫外光场相对较低。总的气尘柱密度比与银河系的气尘比一致。简而言之，NGC 205中的分子气体似乎与我们银河系中熟悉的分子云具有非常相似的性质，除了低原子柱密度。
2000-07-12 astro-ph
Origin of the Counter-Rotating Gas in NGC 1596
我们介绍了澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对边缘星系NGC 1596的HI成像，该星系最近被发现在其中心（<15”）有反向旋转的电离气体。我们发现一个大的HI包层与附近的伴星，矮不规则星系NGC 1602有关。HI覆盖的区域约为11.9 'x13.4'（62 x70 kpc ^2），检测到的HI总质量为2.5+/-0.1x10^9 Msun（假设距离为18 Mpc）。HI以NGC 1602为中心，但似乎有两个潮汐尾，其中一个穿过NGC 1596。位于NGC 1596位置的HI具有与电离气体相同的速度梯度，即与恒星自转方向相反。无论是大的气体库的存在，还是HI和电离气体的速度梯度，都强烈地表明NGC 1596中的电离气体来自NGC 1602。从HI尾的长度，我们得出结论，相互作用开始至少1 Gyr前，但不稳定的，不对称分布的电离气体表明，吸积发生最近。因此，NGC 1596提供了一个很好的例子，其中反向旋转气体的存在可以直接与吸积事件联系起来。在吸积停止或合并完成后，NGC 1596可能会演化成一个有更多反向旋转气体的系统，但没有明显的相互作用信号。在两条尾巴中的一条上有一个相当大的HI峰值，在那里我们也发现了一个微弱的恒星对应物。该区域的M_HI/L_B比值对于一个正常的矮椭圆星系或低表面亮度星系来说太高了，因此我们认为该区域目前正在形成一个潮汐矮星系。
2006-05-23 astro-ph
Structure and Kinematics of Molecular Disks in Fast-Rotator Early-Type Galaxies
我们目前的干涉观测解决CO排放的四个富含气体的透镜星系NGC 3032，NGC 4150，NGC 4459，和NGC 4526，我们比较CO的分布和运动学的恒星和电离气体。反旋转记录了至少一种情况下（NGC 3032）气体的外部起源，并且与所有四个星系中的恒星和电离气体子结构的比较提供了对其形成历史的见解。分子气体存在于kpc尺度的圆盘中，其运动学大多是规则的，平均表面密度为100至200 \msunsqpc。这些圆盘与恒星的光度轴和运动轴很好地对齐。在两个更明亮的室女星系团成员NGC 4459和NGC 4526中，分子气体显示出与独立于恒星运动学数据的详细模拟得出的圆速度非常一致。还有两个令人困惑的例子，恒星运动学和气体运动学在亚千秒差距尺度上的分歧。在NGC 3032的内弧秒中，CO的速度明显低于推断的圆周速度，其原因可能与气体的外部起源有关，但尚未得到很好的理解。此外，在NGC 4150核心的非常年轻的恒星群体似乎具有与分子气体相反的旋转方向。
2007-12-27 astro-ph
What perturbs NGC 2188?
对矮不规则星系NGC 2188的VLA HI观测表明，气体和恒星的空间分布有很大的不同。光盘的一端是强烈的气体不足，而中性气体延伸到晕超过2 kpc的距离从中平面。这一点和奇特的速度场表明NGC 2188是一个扰动系统，尽管它不是一个明显的相互作用星系。此外，NGC 2188因其星际盘-晕连接而引人注目。NGC 2188的Halalpha图像显示了从一个大型恒星形成复合体延伸到500 pc的电离气体的壮观特征。此外，NGC 2188中还存在奇特的HI细丝和至少一个超级气泡。
1996-08-13 astro-ph
Stars and gas in the very large interacting galaxy NGC 6872
研究了孔雀座南星系群中大型（> 100 kpc）棒旋星系NGC 6872及其小伴星IC 4970的动力学演化。我们目前的N体模拟与恒星和气体和21厘米HI的意见进行了与澳大利亚望远镜紧凑阵列的大规模分布和运动学的原子气体。在伴星附近探测到HI，对应的气体质量约为1.3 × 10^9 Msun。NGC 6872含有约1.4 × 10^{10} Msun的HI气体，分布在一个扩展的旋转盘中。在两个潮汐尾的尖端和伴星附近光学北旋臂的断裂处发现了大量的气体（10^9兆太阳）。我们没有检测到HI对应的NGC 6872和NGC 6876之间的X射线尾迹，在孔雀座集团位于东南8弧分的主导椭圆星系。在观测的灵敏度和分辨率下，在整个HI分布中没有迹象表明NGC 6876影响了NGC 6872的演化。也没有冲压压力剥离的证据。X射线轨迹可能是由于NGC 6872后面的Pavo组中的热气体在星系以超音速运动通过热介质时的引力聚焦。在一个低倾角的椭圆通道上与附近一个小伴星的引力相互作用的模拟能够再现NGC 6872的大部分观测特征，包括星系的一般形态、内棒、潮汐尾的范围和南尾的薄度。
2007-01-10 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
Gas Flow and Star Formation in the `Antennae' Galaxies NGC 4038/9
著名的相互作用星系对NGC 4038/9包含许多活跃的恒星形成区域，并不断形成新的星团。我们提出了一个自洽的n体模型，该系统包括一个SPH气体组件。该模型定性地解释了在两个核之间的所谓重叠区域中的气体的表观浓度，作为连接两个星系的气体桥梁。在天空中投影，这座桥看起来像是一个密集的气体点。我们讨论了超亮红外星系演化的一些启示。
2000-08-23 astro-ph
On the Nature of the NGC 1275 System
亚弧秒图像，采取B，R，和H-阿尔法过滤器，和面积光谱获得WIYN 3.5米望远镜提供的基础上的不寻常的结构，在恒星的调查和电离气体的英仙座星系团中央星系，NGC 1275。我们的H-Alpha滤波器被调谐到NGC 1275速度的气体，揭示了扩展电离气体中复杂的，可能未解决的小尺度特征，位于距离NGC 1275高达50/h kpc。平均H-α表面亮度沿外丝变化不大;这一点，再加上由光谱证明的复杂激发态，意味着这些丝很可能是气体的管或带。丝状体中气体的形态、位置和推断的物理参数与一个模型一致，即丝状体是通过NGC 1275活动核发射的相对论等离子体压缩团内气体而形成的。WIYN上Densepak光纤阵列的成像光谱表明低速电离气体内部成分的部分旋转支持。我们确认并扩展了NGC 1275恒星体特征的证据，并确定了包含非常蓝色，可能非常年轻的星团的外部恒星区域。我们解释这些证据最近吸积的气体丰富的系统，随后的恒星形成。我们认为，两个主要的过程，这可能是因果关系连接，是负责丰富的现象的NGC 1275系统- NGC 1275经历了最近的合并/与一组气体丰富的星系的相互作用，最近流出的AGN压缩了内的气体，也许是在下落的星系的气体，产生一个复杂的网络的细丝。（节录）
2001-08-01 astro-ph
Axisymmetrical Gas Inflow in the Central Region of NGC 7331
新的NGC 7331中心区域的积分场光谱揭示了NGC 7331的CO和HI环中的强H $α$发射。[NII]/H $α$的比值表明，在环中发生了一个大尺度的恒星形成过程，这与以前关于环内气体耗尽的假说相一致。恒星和气体的动力学是不耦合的。在电离气体速度图上有一个奇特的速度环。这些奇特的速度可以很好地解释的存在下，在大规模的气体环的内边界的轴对称流入40公里/秒。我们推断向内的总流量为1.6 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。这个值是假设{ \bf large}核黑洞中典型的吸积率。尽管NGC 7331的核和气体环的尺度有很大的差异，我们认为这种向内的通量正在为核提供能量。
2002-07-16 astro-ph
Interstellar Gas and Star Formation Near the Peculiar Radio Galaxy NGC 4410A
我们提出了新的多波长数据的NGC 4410星系群。这个星系群包含一个奇特的射电星系NGC 4410A，它有一个扭曲的双叶射电结构。NGC 4410A与附近的三个星系有强烈的相互作用，并有一个特殊的环状光学形态，一些发光的H II区域，以及潮汐尾和桥梁，在光学，HI和X射线光中可以看到。引力相互作用影响了该系统的星际物质、恒星形成率和射电瓣。
2000-09-18 astro-ph
A counter-rotating tilted gas disc in the peanut galaxy NGC~128
我们获得了花生星系NGC~128中心区的$V$、$R_c$、$I_c$ HRCAM像和TIGER摄谱仪。彩色图像揭示了一个相对于星系主轴倾斜约26度的红色圆盘的存在。这个倾斜的圆盘是由尘埃和气体组成的，正如电离气体分布的2D TIGER地图所揭示的那样。TIGER恒星和气体速度场表明，恒星和气体成分的角动量矢量是颠倒的。因此，我们认为，气体轨道属于所谓的异常家庭，这是一个翻滚的三轴潜力（酒吧）与花生形态的证据。棒的形成很可能是通过与其附近的伴星NGC~127的相互作用而触发的，其中耗散成分沿着逆行轨道被吸积。
1997-01-15 astro-ph
Physical Conditions in the Foreground Gas of Reflection Nebulae: NGC 2023, vdB 102, and NGC 7023
获得了照射反射星云NGC 2023和vdB 102的HD 37903和HD 147009的高分辨率光谱，以与我们对HD 200775和NGC 7023的结果进行比较。分析了CH、C $_2$和CN分子以及Na I和K I原子的地面测量值，以提取前景云的物理条件。对气体密度、气体温度和紫外辐射通量进行了估算，并与主要分子云的红外和射电研究结果进行了比较。这些条件与扩散云研究中发现的条件相似。前景物质的密度低于恒星后面分子云中的气体。气体温度设定为40 K，这是NGC 7023中前景气体的温度。紫外线辐射的通量被发现比恒星后面的分子材料中的强度要小。当采用特定视线的消光曲线时，Na I和K I的柱密度被合理地再现。我们从IUE存档中获得了HD 37903和HD 200775的NEWSIPS数据。紫外线数据的CI和CO允许提取的物理条件下，通过替代方法。各种诊断之间的一般协议被发现，导致自相一致的前景光解离区域的图片。附录描述了对IUE NEWSIPS数据用于星际研究的有用性的检查。（节录）
2001-03-09 astro-ph
Ultraviolet Lines and Gas Composition in NGC 1068
最近的紫外线和X射线观测表明，NGC 1068的NLR气体中的Fe/O比异常高。X射线分析（已在其他地方介绍）表明Fe/H较大，此处显示和讨论的数据，特别是极弱的Oiii] 1664线，表明O/N和O/C较小。模型来支持这一主张的显示和讨论。其中包括改进的红化估计、有尘和无尘计算以及一系列丰度。异常的组成使NGC 1068在塞弗特星系中独一无二，也是研究金属富集和耗尽的不寻常实验室。
1997-06-15 astro-ph
Molecular Gas in the Inner 3.2 Kiloparsecs of NGC 2403: Star Formation at Subcritical Gas Surface Densities
我们提出了一个完整的采样地图的内部3.2千秒差距的附近的螺旋星系NGC 2403在CO J=1-0线。这些数据强调了分子氢对该星系冷气含量的贡献相对较小，并证实了NGC 2403内部2.8 kpc的气体表面密度低于Kennicutt（1989）提出的恒星形成临界表面密度。由于恒星的形成是发生在整个内盘，肯尼库特使用的简单的动力学模型不能是唯一重要的过程调节恒星形成的星系。我们认为，随机的恒星形成过程是负责在这些地区看到的恒星形成，因此，超临界气体密度可能不是一个必要的条件，恒星形成的星系盘的内部区域。
1995-04-07 astro-ph
CO(1-0), CO(2-1) and Neutral Gas in NGC 6946: Molecular Gas in a Late-Type, Gas Rich, Spiral Galaxy
我们呈现了NGC 6946的10' X 10'区域的CO（1-0）和CO（2-1）排放的“On The Fly”图。使用我们的CO地图和VLA HI观测档案，我们创建了NGC 6946的总气体表面密度图Sigma_gas。主要的分子内部气体盘平滑地过渡到原子外部气体盘，在R = 3.5'（6 kpc）处具有相等的原子和分子气体表面密度。我们估计H2的总质量为3 × 10^9 Mo，大约是星际氢气质量的1/3，大约是我们假设的距离为6 Mpc时星系动力学质量的2%。CO（2-1）/CO（1-0）线比率的值在0.35至2的范围内;地图的50%被非常高的比率（>1）的气体覆盖。非常高的比率主要来自臂间区域，似乎表明存在广泛分布的光学薄气体。恒星形成示踪剂与总中性气体盘的相关性比与分子气体本身的相关性更好，这意味着SFR与Sigma_gas成正比。使用NGC 6946的100 FIR和21 cm连续谱作为恒星形成示踪剂，我们得到了2.8 Gyr的气体消耗时标，这在整个磁盘上相对均匀。核心的高恒星形成率似乎是由于分子气体的大量积累，而不是恒星形成效率的大幅增加。NGC 6946的HI外臂（R > 10 kpc）的中面气压接近我们观测到的CO盘径向极限（10 kpc）的值。如果中平面气压是形成分子云的一个因素，那么这些外部HI气体臂应该包含我们看不到的分子气体，因为它们超出了我们的检测极限。
2007-07-18 astro-ph
Properties of the Neutral Interstellar Medium in NGC 185 and NGC 205
本文描述了M31的两个伴星系NGC185和NGC205中中性气体的性质和运动学。HI的运动学表明，气体的内部起源（即恒星质量损失）应该被考虑，至少在NGC 185的情况下。这些矮椭圆星系中的分子云在许多方面与银河系的巨型分子云相似。然而，矮椭圆星系中的HI柱密度出奇地低。较低的星际紫外线场可能使矮椭圆星系比太阳附近更容易形成和保留分子气体。
1998-10-14 astro-ph
Atomic and molecular gas in the merger galaxy NGC 1316 (Fornax A) and its environment
我们提出并解释了对南椭圆星系NGC 1316（天炉座A）的原子和分子气体的观测，这是一个强大的双瓣射电源，具有受干扰的光学形态，包括许多壳和环。用SEST和VLA进行12 CO（1-0）、12 CO（2-1）和HI观测。在尘埃斑区域的中心位置以及核的西北和东南方向，探测到了对应于总分子氢质量为5 × 10^8 Msun的CO排放。这种气体的起源可能是外部的，并且是由于一个或几个小的富含气体的星系的吸积。在NGC 1316的中心区域没有探测到HI，但是在Schweizer（1980）发现的巨大的HII区域发现了约2 × 10^7 Msun的原子气体，该区域距离核6.7弧分（或36.2 kpc）。在NGC 1316外部的其他三个位置也发现了HI。研究了NGC 1316的两个邻近的旋涡伴星NGC 1317（北面的棒星系）和NGC 1310（西面的棒星系）的HI分布和运动学。这两个星系都有异常小的HI盘，可能受到了冲压压力剥离的影响。
2001-07-19 astro-ph
A search for intergalactic HI gas in the NGC 1808 group of galaxies
澳大利亚望远镜紧凑阵列的六个HI线观测的马赛克被用来搜索星系际气体在NGC 1808星系群。在大约1.4度x 1.2度的视场内，没有检测到来自星系际HI气体的发射，无论是以潮汐羽流或尾巴、星系际HI云的形式，还是作为与潮汐矮星系相关的气体，其5-sigma极限灵敏度约为3x 10 ^{18} cm^{-2}（或1.4x10^7 M_sun，距离为10.9 Mpc，对于给定的光束尺寸127.9”x 77.3”）。NGC 1792和NGC 1808的HI数据，速度分辨率为6.6 km/s，证实了早期VLA观测的结果。同时宽带1.34千兆赫连续观测也证实了早期研究的结果。然而，我们测量的NGC 1808的连续通量比以前报道的高出近20%。在NGC 1808东北旋臂的Ia型超新星SN 1993 af没有探测到射电连续辐射。对NGC 1792和NGC 1808的比较表明，NGC 1808中与星暴相关的外流和NGC 1792中没有这种面外特征之间的巨大差异主要不是总能量输入，而是恒星风和超新星释放的能量注入ISM的区域。
2001-06-04 astro-ph
Chandra Observations of Low Mass X-ray Binaries and Diffuse Gas in the Early-Type Galaxies NGC 4365 and NGC 4382 (M85)
我们使用钱德拉X射线天文台ACIS S3对X射线暗淡的椭圆星系NGC 4365和透镜星系NGC 4382进行了成像。观测结果将大部分X射线发射分别分解为99个和58个源，其中大部分是与每个星系相关的低质量X射线双星（LMXB）。我们在NGC 4365的一个中心场中，从37个X射线源中识别出了18个球状星团。这两个星系的分辨源的光度函数都符合截止光度为$\approx 0.9 - 3.1 \times 10^{39}$ ergs $^{-1}$的截止幂律。这些光度比以前测量的类似星系的光度大得多;我们没有发现证据表明，在1.4 $M_\odot$中子星的爱丁顿光度下，光度函数出现了断裂。这两个星系的分辨源的空间分布比光学星的分布更广。在这两个星系中，一个硬幂律模型符合所有源的总和光谱。未解决的排放量是最适合的软mekal模型代表排放扩散气体，和硬幂律，假定是从未解决的LMXB的总和。一个标准的贝塔模型符合两个星系中弥漫气体的径向分布。在椭圆星系NGC 4365中，最适合的核心半径非常小，而S 0星系NGC 4382的核心半径更大。这可能表明NGC 4382中的气体正在显着旋转。
2003-08-18 astro-ph
Hydrodynamic Simulations for the Nuclear Morphology of NGC 4314
利用SPH方法研究了棒星系NGC 4314的核形态。我们已经构建了大量的模型的基础上的剖面分解成磁盘，凸出，酒吧组成部分的结果。根据对核棒的假设，我们的模型有三种不同的原子核结构：无核棒、同步核棒和快核棒。我们的SPH模拟表明，NGC 4314的核区域的形态，其特征是由一个细长的环/螺旋的新形成的恒星和HII地区，对准几乎平行于主酒吧可以理解的长期演化驱动的非轴对称潜力。NGC 4314的核环是由强棒势和中等中心浓度的核团（有或无棒）形成的。然而，核螺旋图案不能在没有核棒的情况下发展。NGC 4314的核棒似乎比主棒旋转得更快，因为同步核棒引起的核形态与观测到的核形态有很大不同。
2002-03-03 astro-ph
Dense Molecular Gas Associated with the Circumnuclear Star Forming Ring in the Barred Spiral Galaxy NGC 6951
利用Nobeyama毫米波阵列和45 m望远镜对2型Seyfert的寄主棒旋星系NGC 6951的环核恒星形成环进行了高分辨率（3”-5”）CO（1-0）和HCN（1-0）观测。我们发现，大部分的HCN排放与环核环，在那里发生蓬勃的恒星形成。HCN/CO的积分强度比在恒星形成环中也有所增强，HCN/CO的峰值为0.18，与NGC 253和M82的星爆相当。研究了稠密分子气体的形成机理。我们发现，沿轨道拥挤的冲击并没有有效地促进致密分子气体的形成，但增强了低密度GMC的存在。相反，气体的重力不稳定性可以解释致密分子气体的形成。NGC 6951的Seyfert核的HCN/CO比是一个相当正常的值（0.086），而其他Seyfert核NGC 1068和M51的HCN/CO比值则非常高，约为0.5。
1998-08-21 astro-ph
The Structure, Kinematics and Physical Properties of the Molecular Gas in the Starburst Nucleus of NGC 253
我们提出了5.2”× 2.6”分辨率的干涉测量的CO J=1-0从星爆星系NGC 253的排放。这些新数据的高空间分辨率，结合最近的13 CO，HCN和近红外发射的高分辨率地图，使我们第一次能够明确地将NGC 253中心星爆的气体性质与其棒动力学联系起来。我们确认，恒星形成的结果从酒吧驱动的气体流动中看到的“双峰”星系。从CO图和位置-速度图中可以明显看出两个明显的运动学特征：一组云作为一个围绕星系运动中心旋转的固体，以及一个与近红外线棒相关的更广泛的气体成分。我们模拟了CO、HCN和13 CO的谱线强度，以推断NGC 253核内气体的物理条件。结果表明，在双峰形态的放射性核周围的体积密度增加。与CO运动学相比，气体密度在可能的内Linblad共振半径附近出现最高值，并略微超前棒短轴。这一结果与对正面双峰星系NGC 6951的观测结果相似，并且与由于气体沿棒流入而产生星暴的模型一致。
2004-05-03 astro-ph
The kinematics and the origin of the ionized gas in NGC 4036
研究了S0星系NGC 4036中心附近恒星和电离气体的运动学。基于恒星光度学和运动学的动力学模型已经建立起来，以推导出气体预计在轨道上运行的引力势。观测到的气体旋转曲线与由这些模型推导出的圆速度曲线相差甚远。在10“内，观察到的气体速度色散被发现是与预测的圆周速度，表明气体不能被认为是圆形轨道。所观察到的气体运动学的理解，提高了模型的基础上的Jeans方程，假设电离气体作为一个合奏的无碰撞的云分布在一个球体和磁盘组件。
1999-02-18 astro-ph
Neutral Hydrogen Gas in Interacting Galaxies: The NGC 1511 galaxy group
我们目前的HI线和20厘米射电连续观测的NGC 1511星系群获得的澳大利亚望远镜紧凑阵列。这些数据揭示了奇特的星暴星系NGC 1511的HI分布的扩展，而干扰和狭窄的桥梁，它的小同伴星系NGC 1511 B，这已被严重扭曲的两个星系之间的相互作用/碰撞。没有发现与气桥相对应的恒星。此外，我们发现NGC 1511以东的特殊光学脊可能是一个星系与NGC 1511相互作用后完全分裂的恒星残骸。稍微远一点的邻居，NGC 1511 A，显示出规则的HI速度场，没有明显的相互作用迹象。来自NGC 1511的射电连续辐射揭示了三个突出的来源，以及一个更分散，更广泛的分布。我们得出一个整体的恒星形成率为7 Msun/年。最增强的恒星形成被发现在盘的东南部，与几个明亮的HII区域重合，并且最接近独特的光学脊。在伴星中没有探测到连续辐射，但NGC 1511 B似乎在其最靠近NGC 1511的微弱西部边缘显示出一个HII区。这组星系是由相互作用引起的恒星形成活动的最好例子。
2005-01-11 astro-ph
Molecular Gas and Star Formation in NGC 3077
本文给出了利用欧文斯谷毫米波阵列拍摄的NGC 3077中心千秒差距的高分辨率（~ 2.5“）CO（1-0）和CO（2-1）图像。CO排放分布在三个主要的复合体中，这些复合体分解成至少七个GMC。两个复合体与中央星暴有关。第三个更遥远的复合体与强大的恒星形成无关。GMC的大小约为70 pc，含有约10^{6} M_{\odot}分子气体。银河系转换因子似乎适用于NGC 3077，与它的太阳金属丰度一致。在分子气体中首次探测到NGC 3077的星系旋转。分子气体相对于大尺度HI潮桥反向旋转。最靠近星暴的分子云具有超维里线宽，这可能与星暴产生的湍流有关。2.6毫米的射电连续通量表明，热韧致辐射在5厘米以下的星暴区占主导地位，N_{Lyc} \simeq 3.7 \times 10^{52} s^{-1}或~3000 O 7星对应的恒星形成率为0.4 M_{\odot} yr^{-1}。在这个速率下，分子气体的数量只能维持恒星形成约1000万年;因此NGC 3077是一个真正的星暴星系。恒星暴的年龄与超级气泡的年龄一致，这表明恒星暴的年龄比M 81-M 82-NGC 3077相互作用的年龄要年轻得多。我们认为，这是由在与M 81相互作用期间从NGC 3077中抽出的气体造成的，这些气体像雨点一样落回星系。
2001-07-02 astro-ph
Hot Interstellar Gas in the Irregular Galaxy NGC 4449
NGC 4449是一个不规则星系，具有中等程度的恒星形成活动。NGC 4449中的大质量恒星产生了许多明亮的HII区、超气泡、超巨星壳和“烟囱状”径向细丝。ROSAT对NGC 4449的X射线观测显示了四个点状源和一个广泛的弥散发射。漫反射成分的光谱特性表明，这种辐射来自热的星际气体。我们已经比较了基于深地面的H-α图像和NGC 4449的X射线图像，以确定星际气体中热（10^6 K）和暖（10^4 K）成分之间的关系。我们还使用了通过F606 W过滤器拍摄的NGC 4449的哈勃空间望远镜WFPC 2档案图像来检查X射线发射区域的大质量恒星内容。我们发现，热星际气体存在于（1）活跃的恒星形成区，包括巨大的H II区CM 16，（2）可能从恒星形成区流出，（3）超巨星壳层SGS 2。X射线数据已被用来推导出均方根电子密度，质量和热能的热内部的SGS 2。最后，我们讨论了SGS 2的起源和在不规则星系中探测漫射X射线的意义。
1997-02-13 astro-ph
Molecular gas in NGC6946
我们提出了成像的分子气体排放的恒星形成的螺旋星系NGC 6946。我们的CO（1-0）和CO（3-2）图像，用IRAM 30-m和Heinrich Hertz 10-m射电望远镜以22”分辨率拍摄，是对该星系最广泛的CO观测，也是对任何螺旋星系中分子气体最广泛的观测之一。NGC 6946中的分子成分异常巨大，分子与原子氢的比例为0.57。NGC 6946的恒星形成效率图像的范围超过两个数量级，在东北旋臂中发现最高值，并且与6厘米偏振发射图像相关，该图像跟踪磁场的规则部分。我们分析了在NGC 6946的磁盘的ISM在几个波段的图像进行1-D和2-D的比较。逐点相关技术发现，分子气体与7微米发射尘埃密切相关。和平号辐射和6厘米射电连续谱之间的高相关性不可能是由于恒星形成区的尘埃加热和气体电离，因为热射电辐射与和平号辐射的相关性比非热辐射小。磁场与气体云的耦合被认为是一种可能的情况。
2002-04-04 astro-ph
Molecular gas in the elliptical galaxy NGC759. Interferometric CO observations
对椭圆星系NGC 759中CO（1-0）线的干涉测量表明，它含有2 10^9 Mo的分子气体，被限制在一个平均半径仅为650 pc的环核中。最大气体面密度为750 Mo/pc ^2，这与大尺度引力不稳定性的临界气体面密度相当。低CO（2-1）/CO（1-0）比为0.4与双组分分子气体一致，该分子气体由包含大部分质量的冷且致密的相和主导CO排放的温暖且扩散的组分组成。我们对底层星系使用了一个质量模型，它适用于光度分布为r^1/4的球形星系。这导致更温和的分子气体分数和气体表面密度的估计，然后会得到使用更简单的模型，这表明，许多壮观的分子气体性质的超亮远红外线星系，这可以描述类似的质量模型，可能要进行修订。我们讨论的可能性，NGC 759是在合并的两个富含气体的盘星系之间的后期阶段。
1997-02-10 astro-ph
Arc-like distribution of high CO(J=3-2)/CO(J=1-0) ratio gas surrounding the central star cluster of the supergiant HII region NGC 604
利用ASTE 10-m和NRO 45-m望远镜对超巨星HII区NGC 604的5' $\times$ 5'区进行了多J CO观测，发现了一个高CO（J=3-2）/CO（J=1-0）比气体，它围绕着邻近旋涡星系M 33的超巨星HII区NGC 604的中心星团呈弧形分布（"高比气体弧“）.发现的"高比率气弧“向南东-北西方向延伸，规模为$\sim$ 200 pc。高比率气体弧的西部与H $α$和射电连续峰追踪的HII区的壳层非常吻合。CO（J=3-2）/CO（J=1-0）比值R_{3-2/1-0}在观测区域范围内介于0.3和1.2之间，高比值气弧的R_{3-2/1-0}值接近或高于1，表明高比值气弧的温度（T_kin > 60 K）和密度（n（H_2）> 10^{3-4} cm^{-3}）很高。我们认为，致密气体的形成和第二代恒星的形成发生在NGC 604的第一代恒星的恒星风和/或超新星压缩的周围气体中，即，NGC 604的中心星团
2007-06-11 astro-ph
The signature of high velocity gas in the spectra of NGC 4151
模拟了Seyfert原型NGC 4151的多波长发射光谱和相关的速度场。HST数据令人印象深刻地揭示了存在一个很大的速度范围（100 - 1500 \kms），在星系的扩展发射线区域占主导地位的发射云。根据这一观测结果，提出了适用于NGC 4151的光电离建模方法的修订。它的结论是辐射为主的云和冲击为主的云的混合物需要解释的多波长线和连续光谱的星系。
2002-02-07 astro-ph
Direct Confirmation of Two Pattern Speeds in the Double Barred Galaxy NGC 2950
我们目前的表面光度学和恒星运动学的NGC 2950，这是一个附近的和未受干扰的SB 0星系托管两个嵌套的恒星酒吧。我们使用Tessee-Weinberg方法来测量初级杆的图案速度。这也允许我们直接地并且第一次确定两个嵌套的杆以不同的图案速度旋转，并且特别地，次级杆的旋转频率高于初级杆的旋转频率。
2003-10-30 astro-ph
Measuring supermassive black holes with gas kinematics - II. The LINERs IC 989, NGC 5077, and NGC 6500
我们目前的结果从一个运动学研究的气体在一个样本的三个LINER星系的核，从档案HST/STIS长缝光谱。我们发现，虽然对于椭圆星系NGC 5077，观测到的速度曲线与围绕星系中心有规律旋转的气体一致，但其余两个物体的情况并非如此。通过对NGC 5077的表面亮度分布和自转曲线的模拟，我们发现在恒星质量分量中加入一个质量为M_bh = 6.8的黑洞，可以精确地再现环核气体的运动学（-2.8，+4.3）10**8 M_sun（1 sigma水平的不确定性）;其影响范围的半径（R_sph ~ 0-.34）在HST分辨率下得到很好的分辨。NGC 5077的BH质量估计值与M_bh-M_bul（向上离散度约为0.4 dex）和M_bh-sigma相关性（在Tremaine等人的形式中向上散射为0.5 dex，而在Ferrarese等人的形式中基本上没有散射），并进一步支持了M_bh-σ相关性和凸起有效半径。这表明存在一个黑洞的“基本面”，在这个意义上，至少西格玛和R_e的组合驱动M_bh和主机凸起属性之间的相关性。
2007-12-29 astro-ph
Spiral galaxies with a central plateau in the gas velocity curve along the major axis
我们提出了短轴运动学的电离气体和恒星的5个螺旋星系的样本，其特征是沿其长轴的气体速度梯度为零或浅。沿着NGC 4064和NGC 4189的短轴观察到的不对称速度分布可以解释为由于棒的存在。在NGC 4424和NGC 4941中，我们只在短轴的中心区域测量到非零的气体速度，而在更大的半径处，气体速度降为零。这种运动学特征暗示了正交旋转的气体成分的存在，该成分被限制在最里面的区域（即内极盘）中，用积分场光谱法进行确认。
2005-05-19 astro-ph
