Extended HI disks in dust-lane elliptical galaxies
本文介绍了用澳大利亚望远镜紧凑阵对五个尘埃带椭圆星系进行HI观测的结果。探测到两个星系（NGC 3108和NGC 1947），并获得了其他三个星系的灵敏上限。在这两个星系中，HI呈规则、伸展、扭曲的盘状结构，表面亮度较低。加上文献中的数据，我们发现更多的尘埃带椭圆星系有规则的HI结构。这个HI很可能是一个相当长的时间前发生的吸积/合并的残余物，其中很大一部分气体幸存下来形成了一个圆盘。规则HI结构的存在表明，一些合并导致星系扩展低表面亮度密度气体盘。这些气体盘将非常缓慢地演化，这些椭圆星系将在很长一段时间内保持丰富的气体。（节略）
2001-11-07 astro-ph
Revisiting the formation History of the minor-axis dust lane galaxy NGC1947
本文详细研究了一个奇特的早型星系NGC1947。本文的主要目的是通过比较观测到的性质和不同星系形成情景下的预测，来约束NGC1947的动力学状态和形成历史。为此，我们推导了NGC1947的光度学和运动学性质。由于存在一个扩展的尘埃带，它沿着光度短轴穿过星系中心，我们使用近红外图像（J和K波段）来获得恒星光分布的准确分析。光学图像（在V和R波段）被用来获得颜色配置文件和彩色地图，研究尘埃带的结构。观测到的运动学证实了存在两个分量与解耦角动量：气体和尘埃沿短轴旋转，而恒星的旋转速度沿长轴观察。在NGC1947中观察到的复杂结构支持了在该天体的演化过程中发生了某种相互作用的假设。我们分析了两种可能性：合并过程和吸积事件。我们讨论了所观察到的性质如何强烈地表明，去耦的气体和尘埃环已经从外部吸积。
2008-11-11 astro-ph
Dense gas in the dust lane of Centaurus A
半人马座A（NGC 5128）的星际介质近年来已被广泛研究，主要使用分子线追踪低至中密度气体（500至几个$10^3$ cm $^{-3}$）。稠密分子气体的数量和分布在很大程度上是未知的。在这里，我们提出了新的毫米数据的HCN（1-0），CS（2-1），CS（3-2）旋转过渡到附近的无线电星系半人马座A观察与SEST的拉西拉，智利。我们获得了HCN（1-0）发射的光谱，它跟踪密集的10 $^4$ cm $^{-3}$分子气体在中心和沿突出的尘埃带在偏移位置$\pm60^{\prime \prime}$和$\pm100^{\prime \prime}$。我们还获得了几个CS（2-1）和（3-2）的$\sim10^5$ cm $^{-3}$的示踪密度谱。这些谱线中的发射很弱，在54 $^{\prime \prime}$ - 36 $^{\prime \prime}$的可用角分辨率下达到几mK。在中心位置，积分强度比I（HCN）/I（CO）的峰值为0.064，并在尘埃带中降低到$\sim$ 0.02至0.04。
2000-05-19 astro-ph
Where are the massive stars of the bar of NGC 1530 forming?
NGC 1530拥有有史以来观测到的最强棒之一，最近的恒星形成地点分布在其棒上。我们的目的是研究酒吧和它的HII区域的光度学性质，阐明HII区域的形成条件和它们的空间关系的酒吧的主要动力学特征。方法：我们在NGC 1530中获得了棒的HII区域的BVRKs和H α光度。宽带集成的颜色和Halalpha等效宽度进行了仔细测量和分析，作为一个功能的位置相对于酒吧的主要尘埃通道。结果如下：我们测量的HII区域的Halpha等效宽度的差异，位于在酒吧的灰尘巷的尾随和领先的两侧。仔细分析了可能产生这种差异的因素，如[NII]污染、莱曼连续体光子尘埃消光、电离辐射逃逸、金属丰度、IMF和年龄。年龄差异被证实是最合理的解释。这意味着，位于更远离其领先的一侧，从主要的酒吧尘埃巷下游的酒吧尘埃巷的HII区域，比其余的约1.5-2.5万年。此外，一个明确的空间相关性已被发现之间：HII区域的位置，尘埃马刺的酒吧尘埃巷的后侧，和最大速度梯度的轨迹平行于酒吧主轴（可能跟踪气体流向主酒吧尘埃巷）。这些结果支持的假设，即大质量的恒星形成的酒吧尘埃带的拖尾侧，年龄，因为他们穿过酒吧，在一个时间尺度上，是兼容的酒吧动力学的时间尺度。
2008-04-11 astro-ph
Nested Bars in Disk Galaxies: No Offset Dust Lanes in Secondary Nuclear Bars
在一定条件下，盘状星系的大尺度恒星棒内部会形成亚千秒差距的核棒。这些次级棒在其寿命的一小部分中处于动力解耦状态，在外部棒的引力场中翻滚。我们分析了这种嵌套酒吧系统的流型，发现二次酒吧从根本上不同于他们的大规模同行。特别是，在这些系统中，穿过杆-杆界面的气流在性质上可能更混乱或更规则，并且与预测相反，在穿透次级杆方面没有困难。短核棒和长核棒的外部（相对于它们的共转）似乎没有气体，而在它们的深处，流动表现出低的马赫数，并遵循椭圆形的轨道，几乎没有耗散。我们发现，以气体为主和恒星为主的核酒吧避免酒吧酒吧界面，使这两种类型的酒吧短相对于他们的共转。此外，我们早期的工作表明，动态耦合的二次杆也表现出类似的松弛低耗散流。因此，在核棒中不会形成大规模的冲击，因此，预计那里不会有偏移的尘埃带。我们发现，偏移尘埃带不能用于寻找二级（核）酒吧。
2001-09-28 astro-ph
Properties of Dust in Giant Elliptical Galaxies: The role of the Environment
本文综述了巨椭圆星系中尘埃的性质，特别强调了环境的影响。经光学光度归一化后，发现X射线亮椭圆星系中的尘埃质量和热气质量之间存在很强的反相关关系，而且大尺度、规则形状的尘埃带（相对于星系核对称）只出现在热气体质量与蓝色光度之比M_hot/L_B < 0.04的太阳单位的椭圆星系中。这可以解释为，与早期星系中尘埃带的形成时间尺度相比，热气中尘埃颗粒的破坏时间尺度较短。在“松散”环境中（野外或松散组中）椭圆星系内的尘埃的典型特征是R_V = A_V/E（B-V）的值很小（即，小的特征粒度），并分布在尘埃带与光滑，放松的形态。另一方面，位于密集星系团或星系团中心或附近的椭圆星系中的尘埃通常分布更不规则，其特征是R_V值接近银河系。我预测，含有“松弛”尘埃带的椭圆星系，典型的尘埃质量为10 E6 - 10 E7太阳质量，不包含热的X射线发射气体。
1999-11-22 astro-ph
The Formation of Dust Lanes: Implications for Galaxy Evolution
我们发现，盘星系显示出一个尖锐的，质量依赖的过渡，其尘埃ISM的结构。尘埃带是V_rot> 120 km/s的大质量盘的一个普遍特征，但在V_rot<120 km/s的星系中完全不存在。这种转变反映了低质量星系中冷ISM尺度高度的增加，这是由支持气体层的更大湍流速度驱动的，而不是气体表面密度的急剧下降。在高质量星系中，我们确定了Vrot = 120 km/s的跃迁是引力不稳定性的开始。这种不稳定性导致了沿着旋臂的碎裂和引力坍缩，更小的气体尺度高度，更低的湍流速度，从而使尘埃带变窄。速度色散的下降可能是由于湍流驱动机制的转换，或者是由于ISM坍缩成致密层后ISM对超新星的反应发生了变化。由此产生的较小的气体尺度的高度可以导致显着增加的恒星形成率时，磁盘的不稳定性是存在的，并可能解释肯尼库特表面密度阈值恒星形成。我们的数据表明，在V_c<120 km/s的低质量盘中，恒星形成的效率将系统地降低，导致恒星形成的时间尺度大于气体吸积的时间尺度。这种效应可以抑制低质量盘的金属丰度和核合成产率，从而解释了盘的质量-金属丰度关系，而无需调用银河SN驱动的外流。盘稳定性、尘埃结构和/或恒星形成效率的转变也可能是Tully-Fisher关系的斜率变化、矮星系盘厚度急剧增加以及Vrot> 120 km/s的星系开始膨胀的原因。（节录）
2004-02-19 astro-ph
The Warped Gas and Dust Lane in NGC 3718
我们首次用IRAM 30 m和Plateau de Bure干涉仪观测了NGC 3718的分子谱线发射。这个星系是一个令人印象深刻的例子，强烈弯曲的气体盘窝藏一个活动星系核（AGN）。一条令人印象深刻的尘埃带正穿过原子核，一条曲速正在发展成一个极环。分子气体含量被发现是典型的椭圆星系，分子气体质量含量相对较低（~4*10^8 Msun）。发现分子气体分布与HI分布一起从内盘翘曲。CO数据也被用来改善星系内部的运动学建模，基于所谓的“倾斜环”模型。NGC 3718的性质与其北部天空的“孪生”半人马座A进行了比较，并讨论了最近可能吞噬一个小尺寸的富含气体的螺旋。
2003-10-15 astro-ph
Molecular Gas Kinematics in Barred Spiral Galaxies
为了量化棒驱动的质量流入对星系演化的影响，需要了解流入气体的动力学。在本文中，我们研究了一组七个棒旋星系中致密分子气体的运动学，以确定哪些动力学效应占主导地位。运动学是由伯克利-伊利诺伊-马里兰协会（BIMA）毫米阵对CO J=（1-0）线的观测得出的。我们比较所观察到的运动学预测的理想气体流体动力学和弹道云为基础的模型的气体流动在一个禁止的潜力。的流体动力学模型是在良好的定性协议与目前的观测稠密气体和以前的观测电离气体的运动学。所观察到的运动学表明，气体突然改变方向后，进入尘埃带直接沿着酒吧的前缘尘埃带，直到尘埃带接近核环。在尘埃带与核环相交的位置附近，我们看到两个速度分量：一个是低速分量，对应于圆形轨道上的气体，另一个是高速分量，这可以归因于沿着棒尘埃带向下流动的气体部分，这些气体通过接触点喷向棒的另一半。ISM的基于弹道云的模型与观察到的运动学不一致。在尘埃带的运动学需要大的速度梯度，不能复制的ISM组成的弹道云与长的平均自由程。因此，即使是密集的ISM也会响应水动力。
1999-08-10 astro-ph
CO Distribution and Kinematics Along the Bar in the Strongly Barred Spiral NGC 7479
本文报道了2.5角秒（400 pc）分辨率的CO（J = 1 -> 0）观测结果，观测范围覆盖了强棒晚型螺旋星系NGC 7479的棒的整个长度。一氧化碳排放只沿尘埃带，横贯整个长度的酒吧，包括核检测。原子核中的辐射最强。发射的分布是cluberous沿酒吧外的核，并由气体复合物，不太可能是引力约束。杆内的CO运动学由两个单独的分量组成。一个直径小于500秒差距的环核盘在运动学上是不同的，它正在进行主要的圆周运动，最大旋转速度为245 km/s，半径为1角秒（160秒差距）。在酒吧外的环核盘的CO排放气体有大量的非圆运动，这是一致的一个大的径向速度分量，向内。CO的排放有一个很大的速度梯度，从0.5到1.9公里/秒/秒/pc的倾斜校正后，和整个尘埃带的预计速度变化高达200公里/秒。这种急剧的速度梯度是一致的，在酒吧尘埃带的位置处的冲击波阵面。H-alpha和CO运动学的比较表明，虽然H-alpha发射经常被观察到的上游和下游的尘埃带，CO排放只观察到的速度梯度大。我们还比较了流体动力学模型的观测结果，并讨论了沿酒吧的恒星形成。
1998-08-28 astro-ph
Multi-Band Images of the Barred Galaxy NGC 1097
我们提出的$B,V,R,J,H,K$宽波段图像的棒星系NGC 1097。光学和红外彩色图追踪了主要尘埃特征的位置。尘埃带相对来说没有恒星形成，并且具有低的不透明度。尘埃带的深度随着波长的变化而减小，因此它们在$B$处最深，而在$H$和$K$处较浅，难以探测到。我们发现，在西北侧的星系的尘埃带的颜色一致的尘埃屏幕与来自银河系消光定律的不透明度。因此，它必须位于银河系的近端。另一方面，星系东南侧的尘埃带的颜色表明，在尘埃的前面和后面都有恒星，这与位于星系远端的尘埃带一致。在内螺旋环附近（距核$\sim 17'' = 1.4$ kpc），尘埃带变成双峰，峰谷消光比与Ondrechen和van der Hulst（1983）在射电连续谱中观测到的相似。这表明，如果星际介质的冷扩散成分（由尘埃追踪）与宇宙射线电子成分一起移动，那么磁场压力在冲击中不是一个重要的力量。或者，如果两相不一起移动，则更详细的比较可以显示冲击形状的差异。根据$K$图像，我们估计在距核半径为$\sim$ 1kpc处形成螺旋环的恒星的总质量与环中分子气体质量处于同一数量级。红外线图像显示了内螺旋环内的一个短棒。在星系的主平面上，短棒并不垂直于突出的外棒。这表明内杆和螺旋之间存在扭矩
1995-03-16 astro-ph
HST images of B2 radio galaxies: a link between circum-nuclear dust and radio properties?
几乎60%的B2低光度射电星系已经被哈勃太空望远镜观测到。我们提出了一个分析的尘埃特征，这往往是存在于形式的环核盘或车道，并表明，有放射性源和尘埃属性之间的相关性。研究发现，附近的射电源，其中喷流已被检测到往往有灰尘比没有喷流的来源，灰尘往往是在磁盘或车道的形式。此外，在较弱的射电源（P < 10^{24} W/Hz）中，射电源喷流接近垂直于盘或道。在较强的源中，取向效应似乎很弱甚至不存在。弱射电源中的尘埃质量也比强射电源中的小（log M/M_sun ~ 3对5）。更一般地说，似乎有一个尘埃质量和总的无线电功率之间的相关性（对于那些已检测到尘埃的来源），我们表明，这种相关性是不是由红移引起的。
2002-10-23 astro-ph
Molecular Gas, Dust and Star Formation in the Barred Spiral NGC 5383
我们提出了多波长（干涉仪和单盘CO J=1-0，Halpha，宽带光学和近红外）的经典棒旋星系NGC 5383的观测。我们比较观察到的中央气体和尘埃形态的预测最近的流体动力学模拟。在核区域，我们的观测揭示了三个峰沿着S形气体和尘埃分布。相比之下，该模型预测的环核，而不是观察到的S形分布，此外，预测的表面密度之间的对比中心的气体积累和酒吧的尘埃带是一个数量级大于观察。这种差异不是由于未探索的模型参数空间或核棒，而是可能由于中心活跃的恒星形成活动（每年7个太阳质量）。和其他类似的星棒一样，在星棒两端和中心区域之间的星棒中，恒星的形成率很低（每年约0.5个太阳质量），尽管星棒尘埃带中的气柱密度很高;这通常归因于剪切和激波。我们注意到一种倾向的HII地区与支线饲料的主要酒吧尘埃带，但这些都位于领先的酒吧。我们认为，恒星形成的马刺，这提供了一个高柱密度，但低剪切环境。因此，即使在棒的前端也可以找到HII区，因为电离星会弹道穿过尘埃带
1999-11-15 astro-ph
The Mass Inflow Rate in the Barred Galaxy NGC 1530
棒星系中的质量流入已经被用来解释各种各样的现象，但直到现在还缺乏直接的证据。我们目前的法布里-珀罗H-α观测的棒旋星系NGC 1530，我们确定的电离气体的速度为整个区域扫杆。我们比较的速度场的气体流动的酒吧螺旋模型，并表明它是很好地再现了理想气体流体动力学模型。对模型和观测结果的检查表明，进入棒尘带的气体直接沿着尘埃带流向2千秒差距半径的核环。该模型预测，大约20%的气体沿着尘埃带进入核环，其余的气体围绕环喷向另一条尘埃带。进入环的气体的分数对棒的形状或尺寸相对不敏感。我们的速度场和尘埃光学厚度的观测产生的质量流入率的核环1太阳质量每年。
1997-04-01 astro-ph
Molecular Gas and the Young Starburst in NGC 5253, Revisited
利用欧文斯谷毫米波阵列的观测数据，对NGC 5253中的极年轻星爆进行了CO（2-1）、3.1 mm和1.3 mm连续辐射的观测。微弱的一氧化碳排放来源于五个分子云，分布在可见光图像中突出的尘埃带上。有了气体，NGC 5253的形态看起来很像“尘埃带椭圆”或“极环”类星系的矮椭圆版本。分子气体存在于GMC中，远离无线电和红外线中看到的无线电-红外超级星团/超级星云。毫米连续谱的数据证实了来自该超星云的2 cm通量在光学上是厚的;从1.3 mm连续谱中得到的莱曼连续谱速率是N $_{Lyc} \sim 6x10^{52} s^{-1}$，对应于中心的~ 20“。CO可能低估了真实的分子柱密度，正如对低金属量系统的预期，尽管沿着尘埃带的一些区域似乎具有近银河系的转换因子。我们估计总分子气体质量为$M_{H_{2}}\lsim 10^{7} M_{\odot}$。尘埃带中的分子气体正在落入星系，支持吸积假说。因此，尘埃带气体不能与当前恒星形成的爆发有因果关系。相对少量的分子气体$M_{H_{2}}\lsim 5x10^{5} M_{\odot}$与当前的恒星暴有关。我们估计恒星的形成效率至少为25%，更有可能达到75%，这与束缚星系团的形成一致。尽管星暴非常年轻，但星暴的具体触发因素仍然难以捉摸，尽管尘埃带中的气体流入表明NGC 5253中有更多的恒星形成。
2002-05-28 astro-ph
Circumnuclear Dust in Nearby Active and Inactive Galaxies. I. Data
星系中心千秒差距内的星际介质的详细形态是由压力和引力控制的。这些力量的结合塑造了环核恒星的形成和中心超大质量黑洞的生长。我们提出了可见光和近红外哈勃太空望远镜图像和彩色地图的123个附近的星系，显示了冷ISM的分布，跟踪灰尘，具有良好的空间分辨率。这些观测结果表明，在大多数活跃和不活跃的星系中都发现了核尘埃螺旋，它们具有广泛的相干性，对称性和俯仰角。我们已经用这个大样本发展了一个环核尘埃结构的分类系统。尽管完整的样品的异质性，我们只发现对称的，双臂的核尘埃螺旋在星系与大尺度酒吧和这些尘埃带清楚地连接到尘埃带沿大尺度酒吧的前缘。然而，并非所有沿着大比例尺的尘埃带都形成双臂螺旋，有几个尘埃带的末端是核环。我们发现，紧密缠绕，或低俯仰角，核尘埃螺旋更常见于无棒星系比棒星系。最后，在几个活动星系的扩展窄线区域是很好地解决。其中四个星系的电离气体和环核尘埃带之间的联系提供了额外的证据，表明它们的扩展窄线区域的一个重要部分是由活动核原位光电离的环境气体。在未来的论文中，我们将使用我们的环核尘埃分类系统，以确定活跃和不活跃的星系之间的差异，以及禁止和unbarred星系，在这些数据的匹配良好的子样本。
2002-12-17 astro-ph
WFPC2 Observations of the Cooling Flow Elliptical in Abell 1795
我们目前的WFPC 2图像的核心冷却流cD星系在阿贝尔1795年。一个不规则的，不对称的尘埃带延伸7 \h 75 kpc的投影到西北偏北。尘埃具有在H $α$中观察到的形态和过量的UV发射。我们在尘埃带周围看到了弥散和纠结的蓝色发射，特别是在末端。尘埃和辐射特征位于射电瓣的边缘，表明恒星的形成是由射电源引起的，或者是射电源喷流偏离了先前存在的尘埃和气体。我们测量到一个明显的R $_V$明显小于3.1，这意味着消光定律不是银河系的尘埃带，或存在的线发射，这是成比例的灭绝。粉尘质量至少为2 $\times10^{5} h_{75}^{-2}$ M \solar，更可能为6.5 $\times10^{5} h_{75}^{-2}$ M \solar。
1996-06-22 astro-ph
A Polar-Nulceus Dark Lane in the Barred Spiral M83: Three-Dimensional Accretion in the Nucleus
在棒旋星系M83的中心区域，有一条极核尘埃带，它从NE方向的分子棒延伸出来，穿过中心球。它的西南对应物是不可见的，被隐藏在凸起的后面。这种不对称性，尽管星系的正面取向和对称的酒吧结构中的CO线发射，表明暗巷是一个离面结构。这种“极核”结构可以通过在翘曲盘中的非共面三维加速度来形成。
1993-08-27 astro-ph
On the Location and Composition of the Dust in the MCG-6-30-15 Warm Absorber
哈勃太空望远镜拍摄的MCG-6-30-15图像显示，在星系核下方有一条穿过星系的尘埃带。在本文中，我们认为，这个尘埃带是负责所观察到的核发射和Fe I边缘暗示在钱德拉光谱MCG-6-30-15的红化。我们进一步认为，尘埃带内的气体可以包括大部分低电离成分（即，一个贡献的O VII边缘）的观察到的温暖的吸收体。此外，放置在这样的距离（数百pc）的温暖的吸收材料可以占低电离吸收线的小流出速度，以及恒定的O VIII边缘。利用Toy Seyfert 1光谱能量分布的星际尘埃气体云（有一个适合于向MCG-6-30-15红化的柱）的光电离模型表明，如果物质距离电离源约150 pc，就有可能获得显著的O VII边缘（τ~0.2）。对于MCG-6-30-15，这样的距离与观测到的尘埃带一致。MCG-6-30-15上的当前数据无法约束热吸收器内的粉尘成分。天文硅酸盐是一个可行的候选者，但有迹象表明尘埃中的O丰度非常低，这与硅酸盐的起源不一致。如果这是真的，这可能表明在MCG-6-30-15的星际介质中存在着因冲击而导致的颗粒破坏和生长的重复循环。纯铁颗粒是不太可能的尘埃成分，因为它们在银河系中的丰度有限，但它们不能被排除。从热吸收体的高度电离区推断出的高柱密度意味着这种气体是无尘的。
2003-08-01 astro-ph
Using Hubble Space Telescope Imaging of Nuclear Dust Morphology to Rule Out Bars Fueling Seyfert Nuclei
如果活动星系核是由物质吸积到大质量黑洞上提供能量的，那么宿主星系中的气体是如何失去接近黑洞所需的角动量的呢？气体很容易将角动量传递给强棒中的恒星，使它们成为可能的候选者。虽然使用光学和近红外表面亮度对活跃星系中的棒进行的地面搜索没有发现相对于静止星系的任何多余的棒，但搜索无法排除小规模的核棒。为了寻找这些核棒，我们使用HST WFPC 2-NICMOS彩色图来搜索强棒的直尘带特征。在我们样本中的12个塞弗特星系中，只有3个具有与强核棒一致的尘埃带。因此，强核棒不可能是Seyfert核的主要加燃料机制。我们确实发现，大多数星系在其尘埃带中显示出螺旋形态。这些螺旋臂可能是一个可能的燃料机制。
1999-03-03 astro-ph
Infrared study of the Southern Galactic star forming region associated with IRAS 14416-5937
目的：我们对银河系南部与IRAS 14416-5937有关的大质量恒星形成区进行了红外研究。研究方法：利用具有~ 1'角分辨率的TIFR 1-m球载望远镜，在~ 150 & 210 μ m的两个远红外波段上同时绘制了这一恒星形成区。我们利用2 MASS JHK $_s$和Spitzer-GLIMPSE数据研究了这个年轻星团的恒星星族。该区域由两个源组成，指定为A和B，并且相隔约2 pc。本文介绍了红外空间天文台（ISO）上的长波光谱仪（LWS）对源A附近区域的光谱测量。使用MSX调查的中红外数据估计来自温暖尘埃和未识别红外波段（UIB）的排放。结果如下：利用两个TIFR波段的相似光束，得到了冷尘埃温度和200 μ m处光学厚度的空间分布。在ISO-LWS谱中探测到了一些原子精细结构谱线，这些谱线已被用来估计该区域的电子密度和电离辐射的有效温度。从近红外和中红外图像中，我们确定了一个尘埃带的西北源A。尘埃带由I类源构成。II类源在尘埃带的更远处和尘埃带的下方都有发现，这两个源（A和B）的自洽辐射转移模型与观测到的光谱能量分布符合得很好。结论：尘埃带内和周围的年轻恒星天体的空间分布表明，活跃的恒星形成正在沿着尘埃带发生，并且可能是由A和B的HII区域扩大引发的。
2006-09-30 astro-ph
A dichotomy in radio jet orientations
我们研究了射电喷流、中心尘埃和恒星在低功率（即，FR I和FR I/II）射电星系。利用射流与粉尘的位置角来约束射流与粉尘之间的三维夹角$θ_{\rm DJ}$。对于有尘埃带的星系（这些尘埃带往往与星系长轴不一致），喷流近似垂直于尘埃结构，而对于有椭圆尘埃分布的星系（通常与星系长轴一致），$θ_{\rm DJ}$的分布要宽得多。尘埃椭圆与在随机视角下观察到的近似圆形的薄圆盘一致。这些通道很可能是弯曲的，未沉降的尘埃结构。我们考虑两种情况来解释尘埃/喷流方向二分法。
2005-11-30 astro-ph
Determining the extragalactic extinction law with SALT
我们提出了早期型星系的CCD成像观测与暗巷获得的南部非洲大望远镜（SALT）在其性能验证阶段。通过将模型星系拟合到图像的未熄灭部分，并从这些未熄灭部分中减去实际图像，我们推导出了光谱范围为1.11 μ m^{-1} <λ ^{-1} < 2.94 μ m^{-1}的暗带中河外尘埃的消光定律。我们发现，消光曲线平行于银河系消光曲线，这意味着在河外环境中的尘埃的性质类似于银河系。每个星系的V带总消光与V带和B带之间的选择性消光之比的平均值为2.82 ± 0.38，而银河系的典型值为3.1。类似的数值意味着，具有清晰暗带的星系具有与银河系尘埃相似的特征尘埃颗粒尺寸。
2008-08-05 astro-ph
Isophotal Structure and Dust Distribution in Radio-Loud Elliptical Galaxies
我们调查的等照度特性和尘埃形态的84个射电星系的核区域，在光学和近红外成像的哈勃太空望远镜快照调查的一部分。我们提出了一个样本范围内的趋势之间的主机星系等照度线结构和尘埃环核盘在这些对象的13个中心的倾斜。我们发现，星系包含边缘上的磁盘总是被认为是拥有盒状等照度线，而圆形，面对磁盘被认为是专门在与圆形或椭圆形等照度线的对象。观察到具有盘状等照度线的富尘源仅以延长的平行线的形式拥有尘埃，而不是像盘状那样以固定的分布。由于我们不期望边缘和面对磁盘驻留在不同的星系种群，我们得出结论，感知等照度盒是依赖于观察者认为主机星系的对称轴的角度。我们讨论了我们的研究结果的背景下，耗散合并的情况下，并推断尘埃盘主要居住在旧的，盒状残留的气体贫乏的星系合并，而dustentary尘埃带居住在年轻的盘状残留的气体丰富的合并。
2007-05-24 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of the CfA Seyfert 2s: The Fueling of Active Galactic Nuclei
我们提出了一个调查可能的燃料机制在内部千秒差距的塞弗特星系。我们分析了可见光和近红外哈勃空间望远镜图像的24个塞弗特2从CfA红移调查样本。特别是，我们正在寻找的动力学过程负责运输气体从千秒差距尺度到核的形态特征。环核区域的气体和尘埃非常丰富，经常以几百秒差距尺度的核螺旋尘埃带的形式出现。虽然这些核螺旋在我们的24个Seyfert中的20个中被发现，但我们在整个样品中只发现了5个核棒，这强烈地加强了其他研究人员的结论，即核棒不是将这种材料运送到核中的主要手段。基于消光测量的核螺旋中气体密度的估计表明，核螺旋尘埃带可能是核气体盘中的冲击，而不是强烈的自引力。由于冲击波可以耗散能量和角动量，这些螺旋尘埃带可能是宿主星系盘中的气体被送入中央引擎的通道。
1999-09-02 astro-ph
HST and VLA Observations of the H2O Gigamaser Galaxy TXS2226-184
本文给出了HST/WFPC 2在Halpha+[NII] 6548、6583谱线和连续辐射下的图像以及H2O千兆激射星系TXS 2226 -184在8 GHz的VLA图。这个星系拥有迄今为止已知的最明亮的H2O脉泽发射。我们的红色连续图像揭示了一个高度拉长的星系，其尘埃带穿过核。表面亮度轮廓最适合于一个凸起加指数盘模型，有利于分类为一个高度倾斜的螺旋星系（i=70度）。彩色图证实了尘埃带与星系长轴对齐，并穿过假定的核。Halpha+[NII]图显示了一个垂直于核尘埃带和星系长轴的气态喷流状结构。射电图显示了紧凑、陡峭的频谱发射，其在与Halpha+[NII]发射相同的方向上延长。通过与塞弗特星系的类比，我们因此怀疑这种排列反映了射电喷流和ISM之间的相互作用。核尘埃盘的轴、射电辐射和光学线辐射显然定义了活动星系核的轴。观测结果表明，在该星系中，核吸积盘、遮蔽环和大尺度分子气体层大致共面。我们对宿主星系的分类加强了在高度倾斜的螺旋星系中优先发现超脉泽的趋势。
1999-12-16 astro-ph
The Central Region of M83
我们将VLT/ISAAC近红外光谱与存档的HST/WFPC 2和HST/NICMOS成像相结合，以研究M83的中心20“x20”。我们的近红外指数在环核星爆区域的集群是不一致的简单的瞬时爆发模型。然而，一个单一的爆发分散在一个持续时间为600万年的模型很好地拟合数据，并提供了最清晰的证据，沿着恒星形成弧的年龄梯度，最年轻的集群最接近东北尘埃带。长缝运动学没有证据支持先前关于第二个隐藏质量浓度的说法，尽管我们确实观察到了与尘埃带边缘激波存在一致的分子气体速度变化。
2008-01-08 astro-ph
X-ray emission, optical nebulosity and dust in early-type galaxies. I. The dusty nebular filaments in NGC 5846
我们提出了新的光学图像的X射线明亮的椭圆星系NGC 5846，一个小的星系群的主导星系。在NGC 5846的中心几千秒差距处探测到一条尘埃带，尘埃质量为7 10^3兆太阳。尘埃特征的形态与观测到的光学星云和X射线发射惊人地相似。因此，星际介质的不同相态之间的物理联系似乎是可能的。我们讨论了尘埃星云细丝起源的三种不同选择：冷却流的冷凝，NGC 5846内晚型恒星的质量损失，以及邻近小星系捐赠的物质。我们的结论是，尘埃以及光学星云是最有可能的产品，最近与一个小的，相对丰富的气体星系，可能是麦哲伦型的相互作用。尘埃带中的尘埃颗粒在不到10^7年的时间里被炽热的、发射X射线的气体溅射破坏，这比一个（小）星系穿过NGC 5846中心5 kpc的时间要短。我们认为，尘埃是补充蒸发的冷，致密的气体云，在相互作用。NGC 5846中冷气体的蒸发速率为每年0.001个太阳质量，与X射线测量得出的“质量沉积速率”一致。在NGC 5846中心数千秒差距的区域，热气体通过加热尘埃和蒸发冷气体云而损失的能量被热源充分平衡：通过电子传导的热量传输和下落星系的动能损失。似乎没有必要援引“冷却流”的存在来解释X射线和光学数据。
1997-10-10 astro-ph
The Sombrero Galaxy III. Ionised gas and dust in the central 200 pc: a nuclear bar?
我们提出了新的3D TIGER光谱观测结果和存档的HST/WFPC 2和NICMOS图像的中心区域的M 104。[NII]+Ha图像揭示了核螺旋结构的存在，在中央角秒的气体运动学显示的证据，运动学解耦的中心峰。在V-I和V-H彩色图中可以看到一条直线状的核尘埃带，以及一条弱对称的对应带。这些结果暗示了一个强核棒的存在，它位于Emsellem（1995）讨论的大尺度棒的内部Linblad共振内。
2000-03-13 astro-ph
037-B327 in M31: Luminous Globular Cluster or Core of a Former Dwarf Spheroidal Companion to M31?
037-B327是M31中最亮和最红的星团。哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机提供了F606 W波段的光度数据，也显示这个星团被一条尘埃带穿过。我们通过将观测到的表面亮度分布拟合到King模型来确定037-B327的结构参数，其中r_c=0.72”（=2.69 pc），r_t=5.87”（=21.93 pc），浓度指数c=log（r_t/r_c）=0.91。表面亮度分布在中心0.25”以内基本上是平坦的，没有显示出核心塌陷的迹象。虽然尘埃带影响测光，国王模型拟合地表亮度轮廓很好，除了严重影响的地区的尘埃带。我们还计算了半光半径r_h=1.11”（=4.15 pc）。结合以前的测光结果，我们发现该天体与银河系中的半人马座Omega、M54和NGC 2419以及M31中的大质量星系团G1处于同一区域。所有这四个物体都被声称是前矮星系的剥离核心。这表明037-B327也可能是M31的前矮伴星的剥离核心。
2005-12-07 astro-ph
The multi-scale dust formation in substellar atmospheres
观测到亚恒星大气是不规则变化的，尘埃云的形成是最有希望的候选解释。大气中的气体对流是不稳定的，最后但并非最不重要的是，碰撞对流单体被视为湍流流场的原因。由于粉尘的形成取决于流体的局部性质，湍流会影响粉尘的形成过程，甚至可能使粉尘在最初对粉尘有害的气体中形成。一个regime-wise调查尘埃形成的亚恒星大气的情况下，揭示了最大的规模是由重力沉降和对流补给的结果在尘埃分层的大气之间的相互作用。小尺度区域是由湍流涨落的相互作用决定的。由此产生的巷道状和卷曲的灰尘分布组合成越来越大的结构。通过对尘埃形成气体中小尺度湍流的研究，我们在大尺度模拟的框架下，为亚网格模式编制了必要的判据。
2004-06-04 astro-ph
Dense Cloud Ablation and Ram Pressure Stripping of the Virgo Spiral NGC 4402
我们目前的光学，HI和无线电连续观测的大倾角室女星系团Sc星系NGC 4402，这表明冲压压力剥离和致密云烧蚀的证据。VLA HI和射电连续谱图显示了一个截断的气体盘和主盘发射西北方向的发射。特别是，无线电连续辐射不对称地向北延伸，向西倾斜。Halalpha图像显示了沿着气体盘南部边缘的许多HII复合体，可能表明ICM压力触发了恒星的形成。用WIYN Tip-Wellington成像仪获得的0.5”分辨率的BVR图像显示了一个显着的尘埃带形态：在光学半径的一半，星系的尘埃带弯曲向上并离开盘，与HI形态相匹配。在截断的气盘东南边缘，大的尘埃羽状物从明亮的年轻星团向上延伸约1.5千秒差距。这些星团是非常蓝色的，表明很少有尘埃变红，这表明尘埃在相互作用的前沿被ICM风吹走。在星际物质主脊的南面，银河系相对没有气体和尘埃，我们发现了1 kpc长的线状尘埃丝，其位置角与面外射电连续谱尾部相匹配;我们将这个角度解释为投影的ICM风向。其中一个观测到的尘埃丝在其头部有一个HII区。我们解释这些尘埃丝大，密集的云，最初留下的低密度ISM剥离，但随后被消融的ICM风。这些结果为剥离星系团中分子云的命运提供了惊人的新证据。
2005-03-18 astro-ph
The Eastern Arm of M83 Revisited: High-Resolution Mapping of 12CO 1-0 Emission
我们使用欧文斯谷毫米阵列，以6.5“x3.5”、10”和16”的分辨率，沿M83东旋臂3.5 kpc的一段绘制了12 CO（J=1-0）的图。这一段的大部分CO辐射都位于螺旋臂内缘的尖锐尘埃带上，但超过了螺旋臂上的某个点，辐射就从尘埃带向下游移动，与蓝色和H-β图像中看到的年轻恒星更好地对齐。这种形态类似于M100的西臂。三种可能性，其中没有一个是完全令人满意的，被认为是解释偏离尘埃带的CO臂：加热的CO由年轻恒星的紫外线辐射，加热的低能量宇宙射线，和分子介质组成的两个（扩散和致密）的组件，不同的反应密度波。无论如何，沿着这个旋臂的CO排放痕迹是一个复杂的问题。强烈的切向流被观察到的手臂交叉的运动学主轴的星系，这意味着剪切成为局部的手臂。从流动中推断出的是一个非常高的气体表面密度，约为230太阳质量/pc**2，在臂的长轴附近的部分臂臂间对比度大于2.3。使用两种不同的标准，我们发现这个位置的气体远高于引力不稳定性的阈值-比M51或M100更明显。
1998-10-16 astro-ph
A Radio Study of the Seyfert Galaxy IC 5063: Evidence for Fast Gas Outflow
利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对塞弗特2星系IC 5063（PKS 2048-572）进行了新的射电连续谱（8 GHz和1.4 GHz）和HI 21 cm线观测。8 GHz图像揭示了垂直于光学偏振位置角取向的线性三重结构（~ 4“，1.5kpc）。它与内部尘埃带对齐，并与窄发射线区域（NLR）表现出强烈的形态学关联。在21厘米处，对强连续源观察到非常宽（~700 km/s）的HI吸收。这种吸收几乎完全是蓝移的，表明一种快速的净流出，但也存在一种微弱而狭窄的红移成分。在IC 5063中，我们看到了由射电等离子体-ISM相互作用在中心几千秒差距产生的强烈冲击的明确证据。然而，射电等离子体中的能流比发射线中发射的能量小一个数量级。因此，冲击不太可能只占全球电离的发射线区域，特别是在很大的距离。HI辐射勾勒出一个与尘埃带系统相关的弯曲盘，半径约为2'（约38 kpc）。缺乏运动学扰动的气体以外的中心几个千秒差距，再加上磁盘的翘曲和密切的内部尘埃带和大规模的电离气体的形态连接，支持的想法，在大半径的气体被光电离的中心区域，而阴影效应是重要的，在定义其X形形态。电离气体和中性气体的运动学表明暗晕的存在。
1997-11-24 astro-ph
Foreground and background dust in star cluster directions
本文比较了由银河系103个老疏散星团和147个球状星团的恒星含量导出的红化值E（B-V）和由DIRBE/IRAS 100微米尘埃辐射导出的红化值E（B-V）。在|b| > 20的星团中，两种方法的红化值相当，这与它们中的大多数位于盘尘埃层之外的事实相一致。对于非常低的银河纬度视线，DIRBE/IRAS的红化值可能会大得多，这表明由于尘埃的深度分布的影响。这些差异似乎是由星团背景中的尘埃引起的，这些尘埃与尘埃层一致，在尘埃层中，重要的消光发生在距离平面约300 pc的地方。对于3%的样本，背景尘埃的显著贡献可能是由于较高的尘埃云。我们发现的证据表明，银河系尘埃带和更高的尘埃云是类似的几个边缘上的螺旋星系最近详细研究的CCD成像装置。
2000-05-05 astro-ph
The Distribution of Dust and Gas in Elliptical Galaxies
本文利用IRAS和最近的光学CCD巡天结果讨论了椭圆星系中尘埃和电离气体的分布和起源。与旋涡星系的情况形成强烈对比的是，由消光得到的椭圆星系中的尘埃质量比由IRAS数据得到的要低一个数量级。我发现，这种困境可以通过假设存在一个弥漫分布的灰尘成分，这是无法检测到的光学数据来解决。尘埃带的形态和它们与椭圆星系中电离气体的联系，证明了ISM的两个组成部分都是外部起源的。
1996-01-30 astro-ph
Pseudobulges in the Disk Galaxies NGC 7690 and NGC 4593
本文介绍了NGC 7690（哈勃型Sab）和NGC 4593（SBb）的KS波段表面测光。我们发现，在这两个星系中，一个主要部分的“凸起”是平的磁盘，并有近似相同的颜色的内部磁盘。换句话说，这些星系的“凸起”具有盘状特性。我们的结论是，这些都是“pseudobulges”的例子-也就是说，产品的长期动态演化。非轴对称的物体，如棒和椭圆盘，把盘内气体向中心输送。在那里，恒星形成形成了致密的恒星成分，看起来像--而且经常被误认为是--合并形成的凸起，但它们是由盘状物质缓慢构建的。当这些伪隆起像现在的星系一样保持盘状的特性时，它们最容易被识别出来。因此，NGC 7690和NGC 4593提供了越来越多的证据，证明长期过程有助于塑造星系。NGC 4593包含一个尘埃核环，在形态上类似于许多棒星系和椭圆星系中的恒星形成核环。核尘埃环与星系棒中几乎呈放射状的尘埃带相连。这种尘埃带是气体流入的标志。我们认为，气体目前正在积累的尘埃环，并假设气体环将在未来的恒星爆发。因此，NGC 4593的观测结果表明，导致假球膨胀的主要恒星暴事件可能是偶发性的。
2006-01-18 astro-ph
The Dusty Disk of the Early Galaxy NGC 3656
SHARC II，350微米的连续和档案HST J-H波段地图的NGC 3656，我们的样本中最明亮的六个椭圆星系，解决CO气体盘最近被检测到7“的空间分辨率，干涉测绘。这些气体盘证实了早期结果的结论，显示光学尘埃带和未解决的CO，这意味着共同存在的分子气体在椭圆和盘状结构的这种气体。SHARC II的测绘结果提供了迄今为止NGC 3656和任何> 40 Mpc的椭圆星系的最佳分辨率的FIR亚毫米范围，表明该星系中存在至少1.8 kpc的29 K尘埃。这些新的数据与档案HST地图和其他公布的数据一起使用，以确定尘埃的性质和与星系结构的关联，包括主要的热源，如核活动，恒星形成或扩散恒星辐射。
2005-10-05 astro-ph
Dust in the Cores of Early-Type Galaxies
本文研究了用哈勃望远镜行星照相机拍摄的第一至第三周期所有早型星系的尘埃性质。在64个星系中，有31个检测到尘埃，尽管样本对尘埃的检测有偏见。根据观测到的尘埃特征轴比的分布，推断78个\pm（16%）的早型星系含有核尘埃。从尘埃长轴与星系长轴的夹角对尘埃大小和外观的依赖关系，发现半长轴大小a_d > 250 pc的尘埃特征一般不稳定。如果假设a_d < 250 pc的尘埃带在星系势中处于平衡状态，则观测到的失调角分布只有在椭圆星系的平均三轴度>= 0.4时才能得到解释<T>。最佳拟合是在= 0.8时获得<T>的，高于通过其他方法获得的值。这种差异不能用$\langle T \rangle$对半径的依赖性来解释。因此，灰尘似乎并不总是完全放松的，即使在最小的尺度上。此外，尘埃的旋转轴通常与恒星的旋转轴不一致。这似乎表明尘埃是从外部获得的，并且有某种有效地失去角动量的方法。
1995-07-25 astro-ph
A multiwavelength map of the nuclear region of NGC7582
我们进行了详细的分析，钱德拉和HST图像的塞弗特2星系，NGC7582。尘埃带，映射的HST近红外和光学图像，强烈影响的软X射线发射的形态，在空间上与过量的X射线吸收一致。在软X射线图像中观察到两个“热点”，即O和Ne的高电离级发射较强的区域。它们可以是电离参数变化的示踪剂，即使，至少对于其中之一，吸收可能是主导效应。“热点”的位置表明，它们不受HST观测到的恒星形成区的影响，因为它们离这些区域很远。因此，星暴在软X射线气体的光电离中似乎并不起重要作用。由此产生的图片是一致的修改统一的情况下，康普顿厚的环面共存的大规模康普顿薄的材料与尘埃带和环核气体被光电离的活动星系核沿环面的视线。
2006-10-10 astro-ph
Circumnuclear regions in barred spiral galaxies II. Relations to host galaxies
我们目前的光学宽，窄带成像的一打棒星系的样本。这些图像结合我们先前发表的近红外成像的中心区域和文献值进行分析，例如，棒强度和星系的总恒星形成活动。我们目前的B，I和H α图像，并从这些径向配置文件，推断几何和动力学参数的星系的结构组成部分，如酒吧的长度，酒吧的椭圆度，恒星形成和尘埃的位置。我们发现星系中的H α辐射越集中，即，从远红外线通量比来衡量，起源于环核区域的恒星形成比例越高，整体恒星形成率就越高。较强的酒吧主机较小的核环，但酒吧的强度并不相关的环的内在椭圆率或酒吧和环的位置角之间的偏移。我们解释这些结果与模拟的气体流入在环核区域的比较，并表明，他们在理论上是预期的。我们确认观测，并为第一次，从理论和建模预测的反相关性之间的弯曲度的酒吧尘埃带和酒吧的强度，其中较强的酒吧有更直的尘埃带。
2002-07-11 astro-ph
Large Misalignment between Stellar Bar and Dust Pattern in NGC 3488 Revealed by Spitzer and SDSS
利用斯皮策太空望远镜的中红外图像和斯隆数字巡天（SDSS）的光学图像，发现了晚型棒旋星系NGC 3488中恒星棒和尘埃分布之间的大位置角错位。棒星和尘埃之间的夹角被测量为25+-2度，比以前在基于Ha或HI/CO观测的棒星系统中发现的大多数错位都要大。恒星棒在光学波段和3.6 μ m波段都很明亮，而尘埃图案在8 μ m波段更突出，但也出现在SDSS的u和g波段图像中，这表明有一个丰富的星际介质环境，正在进行恒星形成。这种角度偏差不太可能是由自发形成的酒吧。我们认为，恒星酒吧和尘埃图案可能有不同的形成历史，以及大的错位是由一个小的同伴潮汐相互作用。对附近星系的大量样本进行统计分析，并使用斯皮策档案数据，结果表明，像NGC 3488这样的棒状结构在本星系中是非常罕见的。
2007-06-20 astro-ph
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA) III. The warped LINER NGC3718
我们提出的第一个干涉观测CO（1-0）和CO（2-1）线发射的扭曲LINER NGC 3718，获得与IRAM PdBI。这个L1.9星系有一个突出的尘埃带，在kpc尺度上，有一个强烈弯曲的原子和分子气体盘。分子气体与穿过核的尘埃带密切相关，其运动学中心与毫米连续活动星系核一致。我们的干涉镶嵌数据，它完全覆盖了~ 9 kpc的翘曲盘，与以前获得的IRAM 30米单盘CO（1-0）的地图的比较表明，分子气体分布在磁盘上的PdBI地图是严重解决。在对IRAM 30 m数据进行短间距校正后，我们发现尘埃带内共有6个主要源成分：一个与核有关，四个对称地位于两侧，距离中心约1.3kpc和4.0kpc，第六个在西侧约3 kpc，只有一个非常弱的东部对应物。在使用倾斜环的运动学模型的框架中，我们将五个对称源分量解释为强轨道拥挤的位置。我们进一步发现，翘曲不仅出现在kpc尺度上，而且继续下降到250 pc。除了西侧的第六个特征外，与西侧相比，东部分量的通量较低，表明NGC 3718内在的大尺度不对称性，这不能用翘曲来解释。在中央600 pc中也可以看到小规模不对称的迹象。这些不对称性可能是潮汐与伴星系相互作用（大尺度）和气体吸积到核上（小尺度）的证据。我们对NGC 3718的研究是NUGA项目的一部分，该项目旨在研究活动星系核上气体吸积的不同过程。
2005-07-18 astro-ph
