The Ionization State of Sodium in Galactic Winds
大约80%的超铝红外线镓（ULIRGs）在中性钠的共振线中显示出蓝移吸收，这表明冷风在这些物体中很常见，如Rupke等人和Martin所示。由这些吸收线指示的中性钠（NaI）柱为~ 10^{13}-3x10 ^{14}/cm ^2，而热光度变化仅为4倍。我们表明，在ULIRG流出的气体很可能是在光电离平衡。Goldader等人的非常小的ULIRG样本表明，紫外线通量与远红外线通量的比率随物体的不同而变化，变化系数为$\sim100$。虽然Goldader的样品不与Rupke等人和Martin的样品重叠，但我们表明，对于固定的质量通量和密度，紫外线通量的如此大的变化将在中性钠柱中产生类似的变化。然而，如果冷气体与热流出物处于压力平衡，其质量损失率与恒星形成率相似，电离状态的范围明显较小。对马丁和鲁普克等人星表中天体的紫外线通量的测量将最终确定光电离效应是否是钠柱中所见的广泛变化的原因。如果它们是，那么接下来将确定冷风中的气体密度和质量损失率，并随之提高我们对风驱动机制和星系对其周围环境的影响的理解。
2006-09-08 astro-ph
Combined stellar structure and atmosphere models for massive stars. IV. The impact on the ionization structure of single star HII regions
我们研究现代恒星大气的影响，考虑到恒星风的影响，偏离LTE和线覆盖（“CoStar”模型）对HII区域的电离结构。从一个大的网格的光电离模型的结果。由于一个平坦的能量分布在HeI连续，相比广泛使用的Kurucz模型，一般更高的离子比得到。我们发现，N+/O+和Ne++/O++可以安全地用作HII区的N/O和Ne/O丰度比的直接指标，在广泛的天体物理情况。Ne++/O++离子比率在银河系HII地区的观测值大致恒定，自然是由使用CoStar通量的光电离模型再现的，而太阳金属丰度的Kurucz模型则无法再现这种行为。这为来自非LTE大气的电离通量提供了支持，包括恒星风和线覆盖。然而，我们也指出，恒星大气模型的HII地区的观测测试受到阻碍的电离参数缺乏强有力的约束。
1996-11-08 astro-ph
STIS Ultraviolet Spectral Evidence for Outflows in Extreme Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
本文介绍并讨论了两个窄线Seyfert 1（NLS 1）星系IRAS 13224-3809和1H 0707-495的HST STIS观测结果。我们发现，高电离紫外发射线是更广泛的和强烈的蓝移相比，低电离和中等电离线，这是相对狭窄的，集中在休息波长。我们认为这是高电离线来自风的证据，而低电离线是从吸积盘或风的低速底部发出的。光学厚盘阻挡了我们对渐行渐远的风的观察。我们还发现，并非所有的NLS 1都显示强烈的蓝移发射线，并且不对称程度与等效宽度呈负相关，并与密度指标SiIII]与CIII]的比率相关。这也可能是重要的，这些NLS 1显示极端的X射线特性：它们具有最强的X射线软过剩成分和最高的振幅，耀斑的变化。我们假设，这些性质的组合都与L/M_BH的高值有关，即使在NLS 1中也是如此。高电离线和低电离线在运动学上几乎完全分离，这一事实使我们能够分别研究盘和风中的条件。(...)
2000-12-08 astro-ph
HST Spectroscopy of the Hottest White Dwarfs
光谱分析需要观察连续电离阶段的谱线，以评估（特定物种的）电离平衡，这是有效温度的敏感指标。由于有效温度高达100000 K的恒星在极紫外（EUV）波长范围内具有最大通量，并且由于高度电离，大多数金属线都在紫外（UV）范围内发现。因此，高信噪比和高分辨率紫外光谱是精确分析的先决条件。因此，我们使用了哈勃太空望远镜（HST）上的暗天体光谱仪（FOS），戈达德高分辨率光谱仪（GHRS）和太空望远镜成像光谱仪（STIS），以获得合适的数据。我们提出了国家的最先进的分析最热的（前）白矮星的NLTE模型的气氛，其中包括金属线覆盖的所有元素，从氢到镍。
2007-06-15 astro-ph
Luminosity indicators in dusty photoionized environments
电离辐射中心源的亮度是光电离环境中的一个重要参数，也是人们可以测量的最基本的物理量之一。我们概述了一种方法，确定光度的任何发射线区域仅使用红外数据。在尘埃环境中，颗粒与氢竞争吸收连续辐射。晶粒产生红外线发射，氢产生复合线。我们已经计算了非常大的各种各样的光电离模型，使用范围的丰度，颗粒混合物，电离连续，密度和电离参数。这些条件适合于H II区域、行星状星云、星暴星系以及活动核的窄线和宽线区域等不同的天体。总的热颗粒发射相对于H $β$的比率（IR/H $β$）是云是否表现为经典的斯特伦格伦球（氢约束星云）或颗粒是否吸收大部分入射连续谱（尘埃约束星云）的主要指标。我们发现两个全局极限：当$IR/Hβ<100$红外复合线确定电离光子中的源亮度时;当$IR/Hβ\gg100$时，颗粒充当测辐射热计来测量亮度。
1998-06-09 astro-ph
On the Distance Determination and Ionization of the High Velocity Clouds
本文研究了位于星系晕中的中性氢云的电离和热结构，中性氢云浸没在河外背景辐射场中，与周围的热介质处于压力平衡状态。这个问题的数值解决，但一个有用的分析近似已经推导出。我们讨论的两个主要参数的问题，\ie的辐射场和晕压力，在目前的框架内的晕/盘相互作用模型。我们发现一个很好的定义之间的关系的临界柱密度在云开始发展一个冷的中央核心与云的线性尺寸。利用这个关系，我们提出了一个简单的方法来推导到云的距离。我们讨论了这种测定中可能的误差来源，发现该方法特别适用于相对于周围介质为亚音速的云，而对于超音速云，该方法只能给出距离的下限。H $α$发射从云的部分电离的边缘计算和比较与现有的观测，这一措施是一个强大的指标可能存在的冲击在云中。
1993-07-28 astro-ph
Gemini Near Infrared Spectrograph Observations of a Red Star Forming Galaxy at z=2.225: Evidence for Shock-Ionization due to a Galactic Wind
最近的研究表明，2<z<2.5的K-发光星系具有高的Halpha线宽和高的[NII]/Halpha比值。如果这些线是由HII区大质量恒星的光电离产生的，那么这些结果意味着大质量的、富含金属的星系存在于高红移。在这里，我们调查的电离机制，在一个星系Ks=19.1和z=2.225在钱德拉深场南，使用新的双子座近红外光谱仪（GNIRS）。GNIRS的交叉色散模式可以同时访问整个1-2.5微米波长范围，从而可以精确测量遥远星系的线比率。根据H α/H β的比值，我们推断发射气体的谱线被严重遮蔽，E（B-V）=0.8。红化高于以前推断的紫外光连续辐射，与附近的恒星爆发星系的发现一致。我们发现该星系具有类Seyfer线比，[NII]/H α ~ 0.6和[OIII]/H β ~ 6，这可能是由活动星系核（AGN）的光电离或强星系风的激波电离引起的。虽然我们不能排除活动星系核的存在，但静止坐标系紫外线中活动星系核光谱特征的缺乏，射电、X射线和静止坐标系紫外线恒星形成指标的一致性，[OIII]/H β比值在离核心约10 kpc处仍然很高的事实，以及观测到的气体运动学都支持风假说。类似的激波诱导电离现象在附近的恒星爆发星系中也可以看到。激波电离的证据意味着，对z>2星系的恒星形成的金属丰度和动力学质量的测量应该谨慎对待，特别是因为在这些物体中存在强烈的星系风是公认的。[删节]
2005-02-03 astro-ph
ISO spectroscopy of star formation and active nuclei in the luminous infrared galaxy NGC 6240
我们目前的红外空间天文台中，远红外光谱的合并星系NGC 6240，一个对象提出了许多方面的重要性的作用，恒星形成和AGN活动在[超]发光的红外星系。中红外光谱以低激发精细结构谱线发射和芳香族“PAH”特征的形式显示了星爆指标。一个强大的高激发[OIV]线的观察，最有可能起源于窄线区的光学模糊AGN。NGC 6240在氢分子的纯转动谱线中显示出极强的发射。我们认为，这种排放主要是由于在其动荡的中心气体成分和它的星暴超风的冲击。红外辐射线的总激波冷却约占辐射光度的0.6%，主要是通过旋转H_2辐射和[OI] 63 μ m谱线。我们分析了几种估算NGC 6240星暴和活动星系核光度的方法，并认为对它的辐射热光度的贡献很可能在50-75%星暴和25-50%活动星系核的范围内。
2003-07-31 astro-ph
An Investigation into the Effects of Luminosity on the Mid-Infrared Spectral Energy Distributions of Radio-Quiet Quasars
我们提出了一个分析的234个无线电安静类星体最初提出的中红外光谱能量分布（SED）的形状上的光度的影响理查兹等人。在类星体没有明显的尘埃消光，光谱积分光学和红外光度线性相关超过近三十年的光度。我们发现1.8-8.0微米光谱指数和红外光度之间存在显著（>99.99%置信度）的相关性，表明随着光度的增加，中红外连续谱增强。再加上更明亮的类星体光谱弯曲的有力证据，我们得出结论，这种趋势可能是早期类星体SED调查中注意到的“近红外（3-5微米）凸起”的表现。这一特征的强度表明了来自最热（>1000 K）尘埃的辐射对中红外光谱的贡献;更高光度的类星体倾向于显示更多的热尘埃辐射。最后，从单色3微米光度的辐射热校正的可比分布，以及它缺乏对尘埃消光的敏感性相比，从nu* L_{5100A}的标准辐射热校正表明，前者可能是一个更强大的辐射热类星体光度的指标。中红外线和光学能量之间的密切联系以及光度对中红外线连续光谱形状的影响表明，考虑中红外线发射与类星体本身的性质无关，对于理解秒差距尺度的类星体环境是不够的。
2007-02-09 astro-ph
Kinetic equilibrium of iron in the atmospheres of cool stars III. The ionization equilibrium of selected reference stars
非LTE线形成的Fe I的计算进行了少量的参考星调查和量化的中性氢碰撞的效率。使用的原子模型，在以前的出版物中描述的，最后的歧视相对于氢碰撞的条件下，表面重力确定的Fe I/Fe II电离平衡是一致的天体测量对应物从HIPPARCOS天体测量。根据氢碰撞比例因子S_H的选择，我们发现Fe I在对数丰度中偏离LTE的范围从0.00（S_H =无穷大）到0.46 dex（对于HD 140283，S_H = 0），而Fe II遵循LTE。除南河三需要进行温和的温度修正以满足电离平衡外，如果将巴耳末轮廓温度与S_H = 3相结合，则贫金属参考星的一致性很好。正确选择碰撞阻尼参数（“范德瓦尔斯”常数）被认为是一般更重要的是这些小进化的贫金属星比考虑偏离LTE。对于太阳，S_H的校准值导致平均Fe I非LTE校正值为0.02 dex，Fe I线的平均丰度为log ψ（Fe）= 7.49 \pm 0.08。我们面对推导出的恒星参数与其他作者的光谱分析，也依赖于铁离子化平衡作为重力指标。在希巴谷天体测量的基础上，我们的结果被证明是一个数量级更精确的比公布的数据集，无论是在偏移量和恒星到恒星的散射。
2003-06-17 astro-ph
The PG X-ray QSO sample: Links between the UV-X-ray Continuum and Emission Lines
明亮活动星系核的紫外线到软X射线支配着它们的热光度，由中心的吸积动力发电机驱动。这些光子使周围的气体膨胀，从而提供了燃料和废气的线索。有两组重要的关系--它们都不被理解--把连续统和气体性质联系起来。(i)Boroson和Green的“特征向量1”关系：陡峭的软X射线光谱显然与BLR的较窄的β发射和较强的光学Fe II发射以及NLR的较弱的[O III] 5007有关。我们发现，这些关系延伸到紫外光谱：较窄的C III] 1909，较强的低电离线，较大的Si III] 1892/C III] 1909（密度指标），较弱的C IV 1549，但更强的高电离N V 1240。我们推测，高吸积率与高柱密度（1 e10 - 1 e11 cm-3），氮增强，低电离气体从核星爆。线宽，反Fe II-[O III]和反Fe II-C IV关系暗示这种气体的几何排列。(ii)鲍德温效应（逆等效宽度-光度关系）：我们的相关分析表明，这些是独立的上述特征向量1的关系。因此，本征向量1的关系可以在未来的工作中使用，以减少鲍德温关系中的分散，也许可以实现将鲍德温效应用于宇宙学研究的梦想。
1999-05-07 astro-ph
Integral field spectroscopy of the Luminous Infrared Galaxy Arp299 (IC694+NGC3690)
利用INTEGRAL系统获得的光学积分场光谱，结合哈勃空间望远镜WFPC 2和NICMOS的存档图像，对亮红外星系Arp 299（IC 694 + NGC 3690）进行了研究。恒星和电离气体的形态表现出的尘埃内部消光的综合影响，以及不同的电离源的性质和空间分布的依赖性的变化。二维电离图显示了一个离核圆锥结构的长度约为4千秒差距，其特点是高激发条件和径向梯度的气体电子密度。这种结构的顶点与NGC 3690的B1区相吻合，而B1区又呈现出类似Seyfer-like电离、高消光和高速色散。这些结果有力地支持了B1是NGC 3690的真正核心的假设，活动星系核就位于那里。在环核区域，类HII电离占主导地位，而LINER电离在其他地方被发现。年龄在3.3到7.2x10^6年之间的α辐射源，质量在6到680x10^6 Msun之间，对辐射光度的贡献（消光校正）约为45%。电离（Halpha）和中性（NaD）气体的速度场显示出类似的结构上的规模为几百至约1千秒差距，表明这些气体成分的运动学耦合。运动学结构很复杂，在约0.2千秒差距的尺度上，似乎并不受有序旋转运动的存在所主导。在NGC 3690中测量到的大的速度色散表明这个星系是系统中质量最大的。界面的低速振幅和色散表明电离气体正在缓慢旋转或处于接近静止的阶段。
2006-06-23 astro-ph
Size-Mass-luminosity relations in AGN and the role of the accretion disc
利用最近的观测资料，讨论了活动星系核中黑洞的质量、吸积率、辐射热光度、光学光度和宽线区（BLR）大小之间的关系。我们表明，一个标准的吸积盘不能解释所观察到的光学光度，除非它在超爱丁顿率辐射。这意味着在光学范围内存在另一种主要的发射机制，或非标准盘（非静止，ADAF和/或强流出）。窄线塞弗特1星系（NLS 1 s）在这方面是最极端的：它们比宽线塞弗特1（BLS 1 s）有更大的辐射热光度与爱丁顿光度比，并且在光学范围内很可能有更大的“非盘”成分。从现实的模拟自引力$α$ -光盘，我们系统地本地化的引力不稳定盘，并表明，由于模型和观测的不确定性，它符合相当不错的BLR的大小。因此，我们认为引力不稳定盘是在介质中释放BLR云的源。然而，电离参数的影响也需要解释的BLR的大小和光度之间的相关性。在这幅图中，NLS 1中的BLR的大小（相对于黑洞的大小）比BLS 1中的大（发射线宽更小），这仅仅是因为它们的爱丁顿比更大。
2001-03-20 astro-ph
Dark Matter Accretion into Supermassive Black Holes
重新讨论了黑洞对暗物质的相对论吸积率。假设相空间密度指示器$Q=ρ_{\infty}/σ^3_{\infty}$在流入过程中保持不变，当考虑典型的暗晕条件时，推导出的吸积率比经典的吸积公式高出5个数量级，适用于非相对论性和非相互作用的粒子.对于这些典型的条件，流动的临界点位于约30-150倍水平半径的距离处。将我们的结果应用于由宇宙学模拟产生的晕所承载的黑洞种子表明，暗物质的贡献不超过总吸积质量的~10%，证实了测热类星体的光度与黑洞的重子吸积历史有关。
2008-02-14 astro-ph
Radioactivity of the Key Isotope 44Ti in SN 1987A
我们研究了年轻超新星遗迹SN 1987 A中44 Ti衰变序列的放射性。我们进行蒙特卡罗模拟的核线的退化来解释一个晚的时间测辐射热光度估计从光学和近红外观测在爆炸后3600天。假设到大麦哲伦星系的距离在45.5 ~ 52.1 kpc之间，在当前物理量的不确定性范围内，我们得到了44 Ti的初始质量为（0.82-2.3）10^{-4}太阳质量。由此产生的γ-和硬X射线的通量出现从44 Ti衰变的估计和比较的线灵敏度的INTEGRAL/SPI的板上和NeXT X射线卫星计划于2010年发射。简要地评述了~（44）Ti电离对估算通量的影响。
2003-12-25 astro-ph
Clues to Quasar Broad Line Region Geometry and Kinematics
我们提出的证据表明，高速CIV λ 1549发射线气体的射电响亮类星体可能起源于一个盘状配置，在接近的吸积盘通常假设发射低电离线。对于36个射电噪z~2类星体的样本，我们发现20- 30%的峰宽与射电核心部分通量密度R（射电轴倾角指标）呈显著的负相关。高度倾斜的系统有更宽的线翼，与垂直于射电轴的高速场一致。与此相反，窄线核与R没有这种关系，因此最低速度的CIV发射气体具有与倾角无关的速度场。我们建议，这种低速气体位于更高的磁盘高度比高速气体。高速CIV发射的平面起源与目前的结果一致，并且与发射宽线的吸积盘风一致。一个球形分布的随机轨道宽线云和极地高电离外流被排除。
2000-06-12 astro-ph
Mid-infrared ISO spectroscopy of NGC 4945
我们利用国际空间站上的SWS和PHT-S中红外光谱仪对邻近的星爆星系NGC 4945的中心区域进行了观测。我们没有发现任何证据的存在，从硬X射线观测推断的强大AGN。我们的活动星系核示踪物[NeV] 14.32 μ m和24.32 μ m以及[NeVI] 7.65 μ m的上限意味着NLR的A（V）>160，假设NLR与圆规星系的强度相同。其他的可能性进行了讨论。星暴激发指标[NeIII]15.56um/[NeII]12.81um和L（bol）/L（lyc）表明，中心区域的星暴至少有5 × 10^6年的历史，并且它至少占核辐射热光度的一半。星暴可能会很好地为整个热光度提供动力，但现有的限制也与嵌入AGN的贡献高达50%一致。与PHT-S，在约90的分辨率，我们检测到水冰的强吸收功能，并首次在外部星系，CO_2和CO。相同的PHT-S光谱还揭示了从PAH功能的家庭强发射。最后，我们观测到了几条纯转动和振转的H_2谱线，其中的两条，即（0-0）S（0）和S（1）谱线，使我们能够确定激发温度（160 K）和暖H_2质量（2.4 × 10^7 Msun）。低激发温度表明猎户座的冲击并不代表整个星系中心区域的发射，而相当正常的PDR可能更典型。
2000-03-30 astro-ph
A Spectral Diagnostic for Density-Bounded HII Regions
螺旋星系中存在密度有界的HII区是通过基于[OI]6300A禁戒线强度的光谱指标得到支持的。为了检验我们的指示器的有效性，我们提出了一个提供密度束缚星云光谱信息的光电离模型网格。该指标适用于具有太阳或更高金属丰度的典型观测HII区域，并适用于正常HII区域观测的年龄范围。当应用诊断的螺旋星系的HII区域的大样本从文献中，我们发现，所选的HII区域的一小部分，在[OI] 6300 A线检测到的发射原来是一致的密度有界光电离模型的预测。初步估计，莱曼连续谱光子逃逸的比例在20%到40%之间。在确认未检测到[OI]线的那些区域之后，密度有界的HII区域的数量甚至可以更大，只要它们是良好的密度有界候选者。我们强调的重要性，有良好的测量或可靠的上限为这条线的强度，以及良好的测定Halpha光度的完整样本的HII地区的星系，以作出适当的估计是否从HII地区的紫外光子逃逸的主要来源的扩散电离介质的电离在星系中的组合信息。
2002-04-26 astro-ph
Period-colour and amplitude-colour relations in classical Cepheid variables II: the Galactic Cepheid model
在本文中，我们构建了基模银河造父变星的全振幅非线性流体动力学模型，并分析了由此产生的理论周期颜色和振幅颜色的关系，在最大，平均和最小的光。这些理论上的关系与观察到的关系的一般形式很好地吻合。在某种程度上，这种一致性与所使用的质光关系、脉动代码、数值技术、输入物理的细节以及将理论量（如测热光度和温度）转换为观测量（如V波段星等或$(V-I)$颜色）的方法无关。我们表明，周期的周期颜色和振幅颜色特性的基本模式银河造父变星的周期，使$\log (P)>0.8$可以解释由一个简单的应用程序的Stefan-Boltzmann定律和相互作用的光球与氢电离前。我们讨论的影响，我们的研究结果解释银河造父变星的周期颜色的行为，并在平均光周期光度关系。
2004-07-06 astro-ph
Using Strong Lines to Estimate Abundances in Extragalactic HII Regions and Starburst Galaxies
我们结合恒星星族合成模型和光电离模型，发展了一套仅基于强光发射谱线的电离参数和丰度诊断方法。这些模型适用于河外HII区和恒星形成星系。我们表明，因为我们的技术解决明确的电离参数和化学丰度，这里提出的诊断是早期技术的基础上强发射线比的改进。我们的技术适用于所有金属。特别是，对于金属丰度超过半个太阳，[NII]/[OII]的比值提供了一个非常可靠的诊断，因为它是电离参数无关，没有一个局部最大值。由于担心红化修正，这个比率在历史上没有使用过。然而，我们表明，使用经典的红化曲线是相当足够的，让这个[NII]/[OII]诊断使用的信心作为一个可靠的丰度指标。在以前的技术固有的系统和随机误差的原因进行了讨论，我们提出了一个新的“最佳”丰度诊断方法的基础上使用的线比涉及[NII]，[OII]，[OIII]，[SII]和巴耳末线。这种组合诊断似乎没有明显的系统误差，可以在整个丰度范围内使用，并大大减少了以前技术中固有的随机误差。最后，我们给出了一个推荐的程序的情况下，只有有限的波长覆盖范围的光谱的丰度推导，使最佳的方法可以不再使用。
2002-06-27 astro-ph
The OI Line Emission in Active Galactic Nuclei Revisited
利用紫外、可见和近红外光谱研究了活动星系核中中性氧的跃迁导致宽OI $λ$ 8446、$λ$ 11287和$λ$ 1304的发射。从前两条谱线的强度来看，与一般的看法相反，我们发现在七个星系中的六个中，L-β荧光并不是形成这三条谱线的唯一机制。由于OI $λ$ 13165几乎降低到噪声水平，连续荧光被排除作为额外的激发机制，但OI $λ$ 7774在其中一个对象中的存在表明碰撞电离可能在OI $λ$ 8446的形成中起重要作用。OI线作为一个可靠的泛红指标的宽线区域的有用性进行了讨论。从OI $λ1304/λ$ 8446比值得出的E（B-V）值与使用其他红化指示剂获得的值一致。观测结果指向OI $λ$ 8446和OI $λ$ 1304之间的一对一光子关系的中断，这可归因于可能影响后一条线的几种破坏机制。
2002-02-13 astro-ph
Iron Abundance in Hydrogen-Rich Central Stars of Planetary Nebulae
我们报告正在进行的高分辨率紫外光谱分析的热富氢中心恒星的行星状星云（CSPN），获得了哈勃太空望远镜和FUSE。由于许多CSPN的紫外光谱主要由Fe和Ni线，我们打算用它们作为温度指标，以检查CSPN的温标，我们已经从CNO电离平衡推导出较早。此外，观测到的重金属谱线强度显示，不同物体之间的差异很大，这表明丰度可能存在扩散。我们将通过非LTE模式大气的定量光谱分析来确定铁族元素的丰度。
2004-11-15 astro-ph
Interactions, star formation and AGN activity
人们早就知道星系间的相互作用与恒星形成的增强有关。在一篇配套论文中，我们通过将各种统计数据应用于SDSS数据来探索这种联系。特别是，我们发现，如果有近邻，星系的特定恒星形成率会更高。在这里，我们在调查中对活动星系核应用了完全相同的技术，表明近邻与任何类似的核活动增强无关。在活动星系核中，恒星的形成与邻近星系的形成完全相同，但根据修正后的[O III]光度估计，黑洞的吸积速率不受同伴存在与否的影响。先前的工作表明，具有更强吸积黑洞的星系在其内部区域包含更多的年轻恒星。这使我们得出结论，恒星形成诱导密切的伴星和恒星形成与黑洞吸积是不同的事件。这些事件可以是同一物理过程的一部分，例如合并，只要它们在时间上是分开的。在这种情况下，只有在两个相互作用的星系合并之后，才会发生黑洞的吸积和相关的恒星形成。在这项工作中的主要警告是我们的假设，修正的[O III]光度是一个强大的指标的热光度的中心黑洞。因此，用其他波长活动星系核活动的指标来检验我们的结果是很重要的。
2008-01-25 astro-ph
Seyfert Activity and Nuclear Star Formation in the Circinus Galaxy
我们目前的高角分辨率（0”.15-0”.5）的近红外图像和光谱的Circinus星系，最近的塞弗特2已知的星系。这些数据揭示了2.2微米的非恒星核源。日冕线区和热分子气体发射在电离锥中延伸20-50 pc。这些数据并没有显示暗物质的点状集中的证据;我们将假定的黑洞的质量上限设定为4*10^6 Mo。我们发现了年轻的核恒星星族的证据，典型的年龄在4* 10 ^7到1.5* 10 ^8年之间。几百秒差距内的星暴的光度与塞弗特核的内禀光度相当，两者加在一起可以解释银河系观测到的大部分热光度。在中央12 pc范围内，星暴的年龄约为7*10^7年，辐射的光度约为活动核的2%。我们讨论了这些结果的影响模型，已提出的星爆活动星系核连接。
1997-09-12 astro-ph
