The Detection of Massive Molecular Complexes in the Ring Galaxy System Arp 143
利用OVRO毫米阵对Arp 143（NGC 2444/5）环状星系12 CO（J=1-0）辐射的kpc尺度分布进行了成像。我们发现了两个巨大的分子复合物的环组件（NGC 2445）和一个明亮的中心源。根据环和核的相对I（CO）-N（H_2），环络合物占H_2质量的20-60%。它们的H_2质量和表面密度（S（H_2））都超过了典型的螺旋GMAs，而与转换因子无关。两者都与高S（HI）和大质量恒星形成（MSF）活动的6 kpc脊有关。H-alpha成像显示沿着HI环的外边缘的HII区域的斑片状环。后者的运动学显示出明显的扩张迹象。一个简单的膨胀环模型（V_exp = 118 ± 30 km/s）能很好地拟合这些数据，表明其年龄在60 ± 1500万年以上。NGC 2445的环能够在贫金属ISM中迅速形成非常大的分子络合物并触发MSF。近80%的12 CO（1-0）流量来自一个与NGC 2445的星暴核心略有偏移的中央源。我们在这个分量中发现了一个有序的速度场。假设一个倾斜的磁盘，我们认为它是动态稳定的。中心S（H_2）明显超过正常旋涡星系的典型值，但远小于红外发光星系类似大小区域的S（H_2）。核H_2可能是以前与NGC 2444相遇的结果。环星系中的12 CO（1-0）发射可能主要是由核心控制的，这可能会使单碟测量的解释产生偏差。
1997-09-14 astro-ph
Extragalactic H3O+: Some Consequences
我们讨论了我们最近发现的河外H3O+的一些影响：气体在M82中的位置，高能辐射在M82中的起源，以及恒星形成对星系中宇宙线通量的可能反馈效应。
2008-01-09 astro-ph
The detection of extragalactic $^{15}$N: Consequences for nitrogen nucleosynthesis and chemical evolution
对稀有氰化氢同位素HC $^{15}$ N的观测报告了河外$^{15}$ N的探测，这些探测是在大麦云云（LMC）和（后）星暴星系NGC 4945的核心进行的。考虑到光学深度效应，来自大质量恒星形成区N113的LMC数据推断出$^{14}N/^{15}$ N比为111 $\pm$ 17，大约是$^{12}C/^{13}$ C值的两倍。对于LMC恒星形成区N159 HW和NGC 4945的中心区，$^{14}N/^{15}$ N的比值也是$\approx$ 100。的$^{14}N/^{15}$ N比小于所有星际氮同位素比率测量的磁盘和中心的银河系，强烈支持的想法，$^{15}$ N主要是“初级”的性质，与大质量的恒星是其主要来源。虽然这似乎与标准的恒星演化和核合成计算相矛盾，但它支持了最近的发现，即由于旋转诱导质子混合到大质量恒星的氦燃烧壳层中而产生了丰富的$^{15}$ N。
1998-12-21 astro-ph
Corrections of Errors in `The First Detections of the Extragalactic Background Light at 3000, 5500, and 8000 Å. I, II, and III'
我们纠正了Bernstein，Freedman & Madore（2002abc）中的错误，在这一系列论文中，我们描述了河外背景光（EBL）的观测。这些误差与黄道光的测量有关，在本系列的第二篇论文中给出。进行这些修正会导致我们的黄道光测量值净减少0.5（$\pm$ 0.6）%，而推断的河外背景光相应增加约$0.5 (\pm 0.6) \times 10^{-9}$尔格秒$^{-1}$厘米$^{-2}$ sr $^{-1}$厘米$^{-1}$。为了进行比较，最初引用的5500 ° C下的EBL通量是相同单位的$2.7 (\pm1.4) \times 10^{-9}$（$1σ$结合了系统和统计不确定性）。我们提供了这些错误的详细讨论，并讨论了这项工作的演变之前（2002年）的文件。我们注意到，对我们（2002）论文中的事实错误的更正产生了与那里引用的结果和错误一致的结果。然而，这并不意味着是一个新的或更新的分析，它没有解决一些方法上的反对意见，已经提出了我们以前的工作。
2005-07-01 astro-ph
First Detection of Millimeter/Submillimeter Extragalactic H2O Maser Emission
我们报告的第一次检测河外毫米波长H2O脉泽在183 GHz的NGC 3079使用亚毫米阵列（SMA），和一个试探性的亚毫米波探测439 GHz脉泽对同一来源使用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）。这些H2O跃迁在恒星形成区和演化恒星中表现出脉泽发射。NGC 3079是一个被广泛研究的22 GHz核H_2O脉泽源，其峰值通量密度在3 - 12 Jy范围内时变。183 GHz的水脉泽发射，峰值通量密度$\sim$ 0.5焦耳（7 $σ$检测），也来自NGC 3079的核区域，并在空间上与尘埃连续峰在193 GHz（53 mJy积分）。在183和439 GHz的峰值发射发生在与22 GHz频谱所覆盖的速度相同的速度范围内。我们估计NGC 3079核的气尘比为$\approx$ 150，与银河系的160相当。发现脉泽发射的活动星系核超出了长期已知的22 GHz的过渡开辟了未来的位置分辨的辐射转移建模的吸积盘和流出$<1$ PC从大质量黑洞的可能性。
2005-11-01 astro-ph
Extragalactic Zeeman Detections in OH Megamasers
我们用305米阿雷西博望远镜和100米绿岸望远镜测量了5个超亮红外星系（[U]LIRGs）1667 MHz OH超脉泽的塞曼分裂。八个目标星系中有五个显示出显著的塞曼分裂探测，探测到14个单独的激射分量，视线磁场强度范围从~0.5-18 mG。检测到的场强与银河OH脉泽中测量的场强相似，这表明大质量恒星形成的局部过程发生在（U）LIRGs和银河系相似的条件下，尽管大尺度环境有很大的不同。我们测量的磁场强度也类似于从同步加速器观测中推断的（U）LIRGs中的磁场强度，这意味着毫高斯磁场可能遍布（U）LIRGs中星际介质的大多数相位。这些结果为探索遥远星系的天体物理学提供了一个有前途的新工具。
2008-03-31 astro-ph
Deep Extragalactic VLBI-Optical Survey (DEVOS) II. Efficient VLBI detection of SDSS quasars
内容：深河外VLBI光学巡天（DEVOS）的目的是建立一个大样本的紧凑的无线电源，比其他甚长基线干涉测量（VLBI）调查中研究的要暗两个数量级。通过从斯隆数字巡天（SDSS）列表中选择物体，确保物体的光学识别。目的：在继续建立DEVOS数据库的同时，我们研究了如何通过改进本系列第一篇论文中介绍的初始选择标准来提高VLBI检测率。研究方法：2007年3月2日，我们利用欧洲VLBI观测网（EVN）在5GHz频率上观测到了两个相邻的、略微重叠的2度半径场中的26个源，其中相位参考校准类星体为J1616+3621和J1623+3909。选定的天体在20厘米射电天空的微弱图像（FIRST）巡天目录和SDSS数据发布4中都无法分辨。结果：我们提供了毫角秒（mas）尺度的射电结构和24个河外源的精确坐标的图像。它们中的大多数从未用VLBI成像过。22个致密射电源（占初始样本的85%）被认为是SDSS中相应光学类星体的VLBI探测。利用FIRST和SDSS星表数据，通过简单的选择准则，我们找到了一种有效的方法来识别具有质量尺度致密射电结构（>1 mJy）的VLBI目标类星体。
2007-11-06 astro-ph
Extragalactic Sources of TeV Gamma Rays: A Summary
利用间接但灵敏的技术，可以从地面研究能量为100 GeV及以上的伽马射线的技术的发展，开辟了高能光子天文学的一个新领域。最令人兴奋的结果，来自这些是高度可变的TeV伽马射线通量的检测从附近的活动星系核的相对论喷流。最近从一个星暴星系和一个射电星系的信号探测打开了TeV伽马射线的河外发射是一个普遍存在的现象的可能性。在这里，我们试图总结到目前为止检测到的源的属性。
2003-10-14 astro-ph
The First Detections of the Extragalactic Background Light at 3000, 5500, and 8000A (II): Measurement of Foreground Zodiacal Light
我们提出了一个测量的绝对表面亮度的黄道光（3900- 5100 A）对一个固定的河外目标在高黄道纬度的基础上，中等分辨率（~1.3A每像素）的分光光度法获得的杜邦2.5米望远镜在智利的Las Campanas天文台。这一测量和同期哈勃空间望远镜从WFPC 2和FOS获得的数据组成了一个协调的计划，以测量弥漫的河外背景光（EBL）的平均通量。可见光波长的黄道光来自行星际尘埃的散射，因此朝向任何河外目标的黄道光通量随地球位置的季节性变化而变化。因此，黄道光的测量与所讨论的具体观测（日期和目标场）有关。为了获得这一结果，我们已经开发出一种技术，使用的黄道光夫琅和费线的强度来确定的绝对通量的黄道光在多分量夜空光谱。结果的统计不确定性为0.6%（1 sigma）。然而，不确定性的主要来源是系统误差，我们估计为1.1%（1 sigma）。我们明确讨论了此估计中包含的贡献。这个结果中的系统误差在我们的协调EBL测量中占最终误差的25%，这在本系列的第一篇论文中介绍。
2001-12-07 astro-ph
The Angstrom Project Alert System: real-time detection of extragalactic microlensing
Angstrom项目正在利用一个由两米级望远镜组成的分布式网络，对仙女座星系（M31）隆起区域的恒星微透镜现象进行光学调查。Angstrom项目警报系统（APAS）已经开发出来，利用利物浦和福克斯北机器人望远镜的数据实时识别候选微透镜和瞬态事件。这是第一次在银河系及其卫星星系之外尝试实时微透镜发现。APAS的目的是对M31微透镜系统进行后续研究，包括在M31中寻找气体巨行星。在这里，我们描述了自动配药系统，我们提出了几个例子的光变曲线在其调试阶段，清楚地表明其实时识别微透镜候选人以及其他瞬态源的能力。
2006-12-22 astro-ph
The First Detections of the Extragalactic Background Light at 3000, 5500, and 8000A (I): Results
我们首次在3000、5500和8000 A观测到河外背景光（EBL）的平均通量。在这些波长的漫射前景通量来自地面气辉，尘埃散射的太阳光（黄道光），和尘埃散射的银河星光（漫射银河光）。我们已经避免了这些最明亮的，地面气辉，通过测量绝对表面亮度的夜空从地球大气层以上使用宽视场行星相机2（WFPC 2）和微弱物体光谱仪（FOS），都在哈勃太空望远镜（HST）上。在地面上，我们已经使用了杜邦2.5米望远镜在拉斯坎帕纳斯天文台（LCO），以获得同期分光光度的“空白”的天空在HST的视野来测量，然后减去前景黄道光从HST的观测。我们已经尽量减少了弥漫的银河系光提前通过选择HST的目标领域沿视线低银河尘埃柱密度，然后估计低-水平的银河系前景使用一个简单的散射模型和观察到的热，100微米的排放和光学散射通量之间的相关性从同一个尘埃。在本文中，我们描述了协调LCO/HST计划和HST的观测和数据处理，并提出了由此产生的EBL测量。
2001-12-06 astro-ph
A search for extragalactic H2O maser emission towards IRAS galaxies - Detection of a maser from an infrared-luminous merger, NGC6240
本文报道了对红外发光星系22 GHz水脉泽辐射的观测结果。观测到的星系主要是从IRAS亮星系样本中选出的。这次巡天发现了一个新的脉泽。新的脉泽是在[U]LIRG/合并星系NGC 6240中发现的，该星系含有LINER核。这是第一次探测到这类星系的H2O脉泽，它们传统上与OH超脉泽源有关。探测到的脉泽辐射相对于星系采用的系统速度有很高的红移（~ 260-300 km/s），我们没有发现其他相对于系统速度< +- 500 km/s的显著辐射。高速脉泽辐射的存在意味着在合并过程中可能存在一个旋转的脉泽盘。大的脉泽光度（~ 40 Lo）表明，一个活动星系核可能是引起水辐射的能量来源。或者，脉泽发射可能与先前观察到的星系中心的双射电源有关。具有高角分辨率的干涉观测将能够澄清新脉泽的起源。
2001-12-04 astro-ph
First detection of hotspot advance in a Compact Symmetric Object. Evidence for a class of very young extragalactic radio source
本文介绍了对致密对称天体（CSO）0710+439在5GHz的多历元全球VLBI观测结果。对13年数据的分析表明，有强有力的证据表明，外层组分的分离以$0.251 \pm 0.029 h^{-1}c$的速率增加。将86.8 $h^{-1}$ pc的总大小除以这个分离率意味着估计的运动学年龄只有$1100 \pm 100$ yr。在考虑了由于云碰撞或流体动力学不稳定性引起的热点前进速度的可能时间变化之后，我们认为，0710+439的年龄上限最有可能在这个估计的2倍之内，并且肯定在10倍之内（即$<11 000$年）。因此，这一结果有力地支持了致密对称天体是非常年轻的射电噪声源的观点。此外，我们计算的0710+439的大辐射效率与CSO尺寸增长时的强负光度演化以及它们演化为经典双源一致。
1998-07-09 astro-ph
Observations of extragalactic masers in bright IRAS sources
我们报告的第一个结果正在进行的调查，在22 GHz的100米Effelsberg望远镜寻找水脉泽发射明亮的IRAS源。我们已经在IC 342中检测到水蒸气排放。该脉泽与核以西约10-15角秒的恒星形成区有关，由一个0.5 km/s宽的特征组成，达到0.01 L（太阳）（D = 1.8 Mpc）的各向同性光度。我们的探测使IRAS点源通量S（100 μ m）> 50 Jy的北半球星系的探测率提高到16%。
2002-06-04 astro-ph
Extragalactic Point Source Search in Five-year WMAP 41, 61 and 94 GHz Maps
我们提出了一个河外点源搜索使用五年WMAP 41，61和94 GHz（Q，V和W波段）的温度图的结果。这项工作是我们的点源搜索在WMAP地图应用CMB免费技术的扩展。一个内部线性组合（ILC）的地图已形成的三个波段的地图，选择的权重，以消除CMB各向异性信号，以及有利于选择的平谱源。我们在ILC地图中发现了WMAP点源检测掩模之外的> 5 sigma水平的381个源，其中89个是“新”的（即，不存在于WMAP目录中）。计算了源通量，并对爱丁顿偏差进行了校正。我们已经确定了367个（96.3%）来源。1 sigma位置不确定度估计为2 '。这14个不明来源可能是扩展的射电结构，也可能是被银河系的辐射所掩盖。我们还在模拟地图上应用了相同的检测过程，平均发现了364+/-21个检测。恢复的源分布N（>S）与模拟输入吻合较好，证明了该方法的可靠性。
2009-02-26 astro-ph
Contributions of point extragalactic sources to the Cosmic Microwave Background bispectrum
迄今对宇宙微波背景（CMB）温度图的分析表明，CMB各向异性服从高斯分布。另一方面，阻碍CMB角功率谱检测的天体物理前景在天空上不是高斯分布的。因此，它们应该对CMB双谱做出相当大的贡献。事实上，威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）任务的第一年数据使{ \it first}探测到河外源对41 GHz CMB双谱的贡献，同时，对非高斯原始波动的限制比以前更严格。鉴于上述情况，并为实现更高的精度，在当前和未来的CMB测量的非高斯性，在本文中，我们讨论了一个全面的评估的双谱，由于无论是不相关的和集群的河外点源在整个频率间隔周围的CMB强度峰值。我们的计算，根据目前的宇宙演化模型的来源，表明减少角双谱由于点源，$b_{ps}$，应该是可检测的所有WMAP和普朗克频率通道。我们还发现协议的结果$b_{ps}$在41 GHz来自分析的第一年的WMAP数据。此外，通过比较原始约化CMB双谱和$b_{ps}$，我们发现，在CMB强度峰值附近的频率窗口中，只有原始双谱的峰值（出现在$l\simeq 200$）大于$b_{ps}$。该窗口的幅度基本上取决于源检测算法的能力（即，可达到的通量检测极限，$S_{lim}$，对于源）。
2003-07-08 astro-ph
Detection of an intergalactic meteor particle with the 6-m telescope
2006年7月28日，俄罗斯科学院特殊天体物理观测站的6米望远镜记录了一颗微弱流星的光谱。确定了FeI和MgI谱线、OI谱线、NI谱线和分子氮N_2谱线。根据径向速度估算，流星体进入地球大气层的速度为每秒300公里。这具尸体有几十毫米大小，就像碳陨石中的球粒。流星轨迹的辐射与太阳系朝向本星系群质心的运动顶点的天空位置相一致。用FAVOR电视CCD摄像机对微弱的零星流星的观测证实了辐射的置信水平高于96%。我们的结论是，这个流星粒子很可能是银河系外的起源。以下重要问题仍然悬而未决：（1）富含金属的尘埃颗粒是如何进入河外空间的？(2)为什么河外粒子的大小比我们银河系中常见的星际尘埃颗粒大两个数量级（质量大六个数量级）？(3)如果河外尘埃以尘埃（或气体和尘埃）光环的形式围绕着星系，那么现在可以使用其他观测技术（斯皮策卫星上的红外观测等）来观测这种形成吗？(4)如果具有上述参数的非均匀河外尘埃介质确实存在，它是否会以不规则的形式出现在宇宙微波背景（WMAP等）上？
2007-12-10 astro-ph
Uncovering galactic and extragalactic planets by gravitational microlensing
由于微透镜的行星探测效率在1至10天文单位的轨道半径范围内达到最大值，因此微透镜对银河系甚至河外恒星周围的行星系统具有独特的灵敏度，这些行星系统在观测到的背景恒星上充当透镜，特别是可以探测到宜居带中的类地行星。在1995-1999年的PLANET数据中没有行星信号，这意味着只有不到1/3的银河系M-矮星在1.5到4 AU的轨道半径上拥有木星。如果有一小部分f_p的恒星被行星环绕，PLANET每年可探测到15- 25个f_p的木星和2-3个f_p的地球，天基探测可探测到1200个f_p的木星和30个f_p的地球，北方微透镜网可探测到15-35个f_p的木星和4-10个f_p的土星。
2003-12-08 astro-ph
On the direct detection of extragalactic WIMPs
我们考虑直接探测从银河系外到达地球的WIMP。如果这些WIMP形成一个独特的种群，它们将具有许多可能有助于最终探测的特征，尽管它们的通量比典型的星系晕WIMP低得多：由于它们进入银河系时的加速度，它们具有高且基本上独特的速度（在银河系静止坐标系中为$\sim 600$ km/s），并且很可能有一个或两个独特的飞行方向。这种高速度在直接检测实验中可能在实验上是有利的，因为它在相对高的能量下给出反冲信号，其中背景通常大大减少。对于一个与宇宙临界密度相当的河外WIMP密度，预期的计数率与快速星系WIMP的计数率大致相同。如果与本星系群相关的临界密度增加，比如临界密度的10-30倍，则速率相应增加，河外WIMP将在反冲能量分布中显示为高能肩。这些WIMP作为一个单独的群体具有这些独特的属性的证据将提供关于星系形成和史前史的有趣信息。
2001-10-02 astro-ph hep-ph
Extragalactic Point Source Search in WMAP 61 and 94 GHz Data
我们报告的河外点源搜索使用61和94 GHz（V-和W-波段）的温度图从威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的结果。应用一种方法，取消“噪声”，由于CMB各向异性信号，我们发现在$|b| > 10\degr$区域31源的第一年的地图和64源的三年共添加的地图，在$5σ$水平。1个$σ$位置不确定度分别为1.6“和1.4”。由于WMAP三年数据的信噪比较高，预计探测次数会增加，定位精度也会提高。在第一年的地图上检测到的所有源在三年的地图上都被重复检测到，这有力地证明了该方法的一致性和可靠性。在所有的探测中，有21个是新的，即不在WMAP三年点源目录中。除了两个外，我们都把它们和已知的物体联系起来。这两个不明来源很可能是可变的或扩展的，因为通过VLA，CARMA和ATCA进行的观测都显示在标称位置未检测到。我们得到的源计数分布在WMAP V波段结合我们验证的检测源从WMAP三年目录。假设源聚集的影响可以忽略不计，对于V波段，小于0.75 Jy的微弱源对功率谱的贡献估计为$(2.4\pm0.8) \times 10^{-3} μK^2$ sr，这意味着源校正幅度$A = 0.012\pm0.004 μK^2$ sr。
2008-01-16 astro-ph
The extragalactic nature of the serendipitous BeppoSAX source 2MASX J14585116-1652223
作为对2 MASX J14585116-1652223源的X射线偶然探测的后续行动，在博洛尼亚天文台的1.5米“卡西尼”望远镜上进行了中分辨率光学光谱观测。这使我们能够确定这个X射线源的河外性质，这是一个红移z = 0.068 +- 0.001的2型塞弗特星系。这一结果表明，2 MASX J14585116-1652223拥有迄今为止在20 keV以上的硬X射线波段，特别是z > 0.05的极少数活动星系核之一。其他的光学和X射线特性的这个对象也进行了讨论。
2005-09-28 astro-ph
Extragalactic Planetary Nebulae: Observational Challenges & Future Prospects
河外行星状星云的研究是一个迅速发展的领域。强大的新仪器的出现，如PN光谱仪，导致了新的EPN发现雪崩内和星系之间。我们现在在附近星系及其局部环境的异质选择中有数千个EPN探测，使上个世纪的星系探测努力相形见绌。推动EPN研究和发现快速增长的关键科学动机是使用PNLF作为标准蜡烛，作为其宿主星系和暗物质的动力学示踪剂，以及作为星系演化的探测器。这是再加上PN的基本效用作为实验室的星云物理学和随之而来的比较与理论的人口差异，丰度变化和恒星形成的历史内和恒星系统之间通知恒星和星系演化。在这里，我们提出了一些紧迫的问题，讨论了一些观测挑战，并概述了这个令人兴奋的，相对较新的研究领域的一些未来前景，因为我们努力去更暗，图像更精细，看得更远，调查速度比以往任何时候都快，波长范围更广
2004-12-08 astro-ph
Molecular Gas and the Modest Star Formation Efficiency in the ``Antennae'' Galaxies: Arp~244=NGC 4038/39
（节略）我们在这里报告的5.7倍高的总CO流量在Arp~244（“仙女座”星系）比以前接受的文献中（因此总分子气体质量为1.5 × 1 - 0 $^{10}$ Msun），基于我们完全采样的CO（1-0）在NRAO 12米望远镜的观测。我们的观测结果表明，分子气体峰主要出现在核之间的盘-盘重叠区，类似于远红外（FIR）和中红外（MIR）发射。大部分分子气体正在形成恒星，其正常恒星形成效率（SFE）为L_{IR} /M（H_2）\approx 4.2 Lsun/Msun，与银河系中巨大分子云的恒星形成效率相同。另外的支持性证据是我们对HCN（1-0）发射的探测揭示了Arp~244中致密分子气体的极低比例。我们估计了由射电连续谱与CO（1-0）辐射的比值图所指示的局部SFE。值得注意的是，局部SFE在大部分分子气体分布上保持大致相同。只有一些局部区域显示出最高的射电-一氧化碳比，我们已经确定为SFE >~ 20 Lsun/Msun的最强烈的恒星爆发的地点。这些星暴区域仅限于在CO和FIR峰附近的HST图像中看到的尘埃斑块中，据推测，猛烈的星暴被严重遮蔽。尽管如此，最近的大规模恒星形成正在整个系统中进行，但测量的水平更倾向于中等恒星爆发（SFE >~ 10 Lsun/Msun）或弱到正常的恒星形成（SFE ~ 4 Lsun/Msun）。由于大部分气体在最后的合并中进一步凝结成kpc尺度，…
2000-12-28 astro-ph
The First Detections of the Extragalactic Background Light at 3000, 5500, and 8000A (III): Cosmological Implications
我们利用哈勃空间望远镜WFPC 2和地基光谱仪测量了可见光波段的河外背景光（EBL）。我们还计算了用于测量EBL和哈勃深场图像中单个星系计数的积分光。我们发现，标准的星系测光方法测量的星系中的流量一般被低估了约50%。此外，我们还发现在3000- 8000埃，单个星系的总通量比EBL小2 - 3倍。我们发现，相当一部分的EBL可能来自z<4的正常星系，这些星系由于K修正和宇宙学表面亮度变暗而无法检测到。这与最近在z<4的红移测量是一致的。在一些简单的模型的背景下，我们讨论的EBL上的亮度密度在z>1的演变的约束。根据我们的光学EBL和已发表的紫外和红外EBL测量结果，我们估计0.1- 1000微米范围内的总EBL为100+/-20 nW/m^2/sr.如果总EBL完全由恒星核合成产生，则我们估计通过恒星的重子总质量为Ω_* = 0.0062（+/- 0.0022）h^{-2}，这对应于0.33+/-0.12 Ω_B，这是目前所青睐的重子密度值。如果总EBL中有7 h_{0.7} nW/m^2/sr来自中心黑洞的吸积，那么这个估计值大约要小7%。这个对欧米茄 * 的估计表明宇宙已经富集到总金属质量为0.21（+/-0.13）Z_sun欧米茄_B。我们的估计是一致的累积金属质量分数的恒星，恒星残骸，和集群内介质的星系团在本地宇宙的其他测量。
2001-12-07 astro-ph
The Molecule-Rich Tail of the Peculiar Galaxy NGC 2782 (Arp 215)
我们提出了大量的分子气体在相互作用的星系的延伸尾巴的第一次检测。利用NRAO 12米望远镜，我们在NGC 2782星暴星系东尾的五个位置观测到CO（1 - 0）。CO的速度和窄（FWHM = 50公里/秒）线宽度在这些位置同意在HI看到的，确认分子气体确实是与尾部，而不是主盘。如前所述，与星系核心的气体相比，这条尾巴中的气体具有明显的“反向旋转”，这可能是因为尾巴与盘不在同一平面上。假设标准的银河系转换N（H2）/I（CO）因子，这些观测表明这条尾巴的总分子气体质量为6 × 10 ** 8 M（太阳）。如果气体是贫金属的，则这可能低估了总H2质量。这个分子气体质量，以及隐含的0.6的H2/HI质量比，比许多矮不规则星系中发现的要高。然而，与该星系的H-α图相比，显示出该特征中恒星形成的速率相对于可用的分子气体而言非常低，与螺旋星系和不规则星系的L（H-α）/M（H2）值相比。因此，在该特征中用于耗尽气体的时间尺度非常长。
1998-11-15 astro-ph
Galactic vs. Extragalactic Origin of the Peculiar Transient SCP 06F6
我们研究了最近宣布的SCP 06F6瞬变事件的四种情况。其中一些先前曾作为SCP 06F6的合理模型进行过简要讨论，特别是声称在富碳包层的天鹅光谱中检测到z=0.143的宇宙学红移。我们在河外星系的情况下采用这个z值。我们不能排除这些模型中的任何一个，但可以将它们从最受欢迎到最不受欢迎排列。我们最喜欢的模型是中等质量黑洞（IMBH）对CO白矮星（WD）的潮汐破坏。为了解释SCP 06F6事件的性质，我们必须假设存在之前数值模拟中没有包括的强烈盘风。如果IMBH是星系的中心BH，这就解释了SCP 06F6方向没有检测到明亮星系的原因。我们第二喜欢的场景是一个类似Ia型的SN，它在碳星的密集风中爆炸。碳星是爆炸的WD的供体星。我们第三喜欢的模型是一颗小行星与WD相撞的银河系来源。这种情况在过去曾被讨论为WD周围尘埃盘的来源，但没有关于这种事件出现的预测。我们最不喜欢的模型是核心坍缩SN。我们能够解释SCP 06F6的性质与核心坍缩SN的唯一方法是假设发生了一种罕见的二元相互作用。
2009-07-01 astro-ph
The 1 um discontinuity in the Extragalactic Background Light spectrum: an artefact of foreground subtraction
最近的几篇论文声称探测到了1.25 - 4微米的近红外河外背景光（EBL）强度，超过了星系的综合光的3倍。当与0.80 μ m处的EBL的所要求的光学检测相结合时，EBL过量发射光谱在~1 μ m处具有不连续性。这种不连续性引起了一种解释，即从红移为7 - 20的第一代大质量恒星（所谓的第三星族恒星）发出的紫外辐射。将近红外线过量辐射解释为河外起源，关键取决于在减去黄道光（占主导地位的前景污染物）时使用的模型。我们估计黄道带光在0.80微米，一方面使用伯恩斯坦等人的测量，2002，ApJ，571，85），对大气散射和校准的一些省略的影响进行了校正，另一方面，Kelsall等人的模型，1998，ApJ，508，44）。在这两种情况下，都没有任何证据表明EBL中存在约1 μ m的台阶。我们强调，为了避免系统效应，必须对近红外（1.25 - 4微米）和光学（0.80微米）数据使用相同的黄道光模型（Kelsall等人，1998年）。然而，我们强调，我们的分析不允许对近红外EBL的总体水平的声明。估计了漫射银河光对“EBL过量”发射的贡献。在3 ~ 4 μ m的波长范围内，它是很明显的，在未来的测量中，应该仔细评估它，以便在~10 nW m^-2 sr^-1的水平上探测EBL信号，即在（已知的）星系的积分光水平上。
2006-08-10 astro-ph
Gravitational Waves from Extragalactic Inspiraling Binaries: Selection Effects and Expected Detection Rates
我们研究的选择效应，确定人口的吸气二进制紧凑对象（BCOs）是反映那些潜在的地面干涉仪，如LIGO。我们奠定了基础，工作的解释未来的观测条件的限制，对真正的人口，相应地，双星演化模型。为了确定银河系外人口的吸气双星，我们结合数据的距离和蓝色光度从星系目录与当前模型的银河系BCO质量分布模拟的物理分布的双星在附近的宇宙。我们使用Monte Carlo方法来确定的分数的二进制观测到的LIGO探测器从每个星系的BCO啁啾质量的函数。我们分别研究了光源距离、天空位置、探测时间和二进制啁啾质量对三个LIGO探测器探测效率和选择效应的影响。最后，我们讨论了预期GW检测附近的空间地理的影响，并将我们的研究结果与以前的研究进行了比较，这些研究假设了均匀的星系体积密度和固定的啁啾质量的二进制紧凑型物体。从这些考虑，实际的BCO inspiral观测或重大上限的合并率预计在不久的将来，地面干涉仪可以用来提高我们的知识的银河系双星inspiral率和约束模型的射电脉冲星的特性和双星演化通道导致中子星或黑洞双星。
2004-06-28 astro-ph gr-qc
