Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA): VI. Detection of a molecular gas disk/torus via HCN in the Seyfert2 galaxy NGC6951?
对附近活动星系的几项研究表明，活动星系核中HCN与CO的强度比明显高于星暴（SB）环境。HCN增强可以由许多不同的效应引起，例如更高的气体密度/温度、UV/X射线辐射和非碰撞激发。由于活动星系经常表现出强烈的环核SB，高角分辨率/灵敏度的观测是至关重要的解开SB的影响，从核活动对周围的分子气体的化学。HCN的增强和核活动的紧密关系可能有资格HCN作为一个理想的示踪剂的分子气体接近活动星系核，提供补充和额外的信息，通过CO。NGC 6951房屋核和SB活动，使其成为一个理想的试验台，在其中研究不同的激发条件对分子气体的影响。我们使用IRAM PdBI的新ABCD配置以高角分辨率（1“）观察NGC 6951中的HCN（1-0）。我们在它的核中检测到非常紧凑（<50 pc）的HCN发射，支持以前的核气体结构的暗示。我们的观察还揭示了HCN的排放在SB环，并解决它成几个峰，导致HCN和CO的分布之间的更高的一致性比以前报道的。我们发现核中HCN与CO的强度比（>0.4）显著高于SB环（0.02-0.05）。至于NGC 1068，这可能是由于X射线主导的气体化学导致中心的HCN丰度较高，但基于这些观察结果，不能完全排除更高的气体密度/温度或HCN的额外非碰撞激发。紧凑的HCN排放与旋转的气体在一个环核盘/环面。
2007-01-13 astro-ph
New views on bar pattern speeds from the NUGA survey
我们提出了一个审查的酒吧模式的速度，从初步结果的背景下的星系核（NUGA）项目。在NUGA中发现的大量不同的分子环核形态是一个具有挑战性的结果，这意味着完善目前的星系动力学模型。
2008-11-12 astro-ph
Molecular gas in NUclei of GAlaxies (NUGA). XI. A complete gravity torque map of NGC4579: new clues on bar evolution
我们创建了一个完整的引力力矩图的磁盘LINER/Seyfert 1.9星系NGC 4579。本文定量分析了活动星系核（AGN）附近从r~ 15 kpc到内部r~ 50 pc的角动量输运效率，并寻找了长期演化的特征。我们使用的1-0和2-1线的CO与高原德布尔干涉仪（PdBI）的一部分，核Galerkin-（NUGA）-项目获得的地图。我们从银河系的近红外（K波段）宽视场图像推导出恒星势。K波段的图像，它揭示了一个恒星酒吧，连同高分辨率HI地图的NGC 4579获得的超大阵列（VLA），使我们能够扩展到外磁盘的重力力矩分析。追踪的CO PdBI地图的气体响应的大部分遵循预期的气体流动模式，在两个内林德布拉德共振（ILR）的存在下，由杆电位诱导。我们还检测到一个椭圆形失真的内部r~ 200 pc的K波段图像。椭圆形与大比例尺条不对齐，这是动态解耦的标志。外盘的形态表明，中性气体目前堆积在由两个缠绕的螺旋臂形成的伪环中，这两个螺旋臂在形态上与棒结构分离。在外盘中，螺旋的解耦允许气体在中等规模上有效地产生净气体流入。由于长期的进化过程，共转障碍似乎被克服了。内圆盘中的气体被重力扭矩有效地漏斗化，下降到r~ 300 pc。在活动星系核附近，两个m=2的模式（条形和椭圆形）协同作用，产生的净气体流入下降到r~ 50 pc，提供了一个明确的吸烟枪证据，燃料与相关的短动力学时间尺度。
2008-10-27 astro-ph
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA): IX. The decoupled bars and gas inflow in NGC 2782
本文给出了用IRAM干涉仪获得的星暴/塞弗特1星系NGC 2782的CO（1-0）和CO（2-1）图。CO发射沿着半径为1千秒差距的恒星核棒排列，配置在一个细长的结构中，具有两个高螺距角的螺旋臂。在核棒的末端，CO改变方向，以较低的俯仰角追踪两个更扩展的螺旋特征。这是两条直线尘埃带的开始，它们平行于椭圆形的扭曲，让人想起主棒，几乎垂直于核棒。这两个嵌入的条形出现在斯皮策IRAC近红外图像和HST彩色图像中，尽管后者被灰尘高度模糊。我们计算了恒星棒对气体施加的扭矩，并发现系统性的负平均扭矩下降到图像的分辨率极限，提供了气体流入NGC 2782的核附近的证据。数值模拟，包括气体耗散，预测二次酒吧去耦，形成一个细长的环在1千帕的半径内Lindblad共振（ILR）的主酒吧，和气体流入ILR的核酒吧的观察得到很好的再现。主棒的ILR内部存在分子气体，由第二个核棒传输，是一个潜在的“确凿证据”;那里的气体肯定会为中央星暴提供燃料，并且在第二步中可以直接为活动星系核提供燃料。
2008-02-28 astro-ph
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA): IV. Gravitational Torques and AGN Feeding
本文讨论了恒星引力矩对四个低光度活动星系核（NGC 4321，NGC 4826，NGC 4579和NGC 6951）中心引擎的贡献。这些星系是NUGA CO项目的一部分，旨在研究活动星系核的燃料机制。我们的计算使我们能够推导出气体流动的特征时间尺度，并讨论恒星势的扭矩是否足够有效，以排出这些星系内部1千秒差距的气体角动量。结果表明，自相矛盾的是，喂养应受阻的活动星系核附近：在四个情况下分析，重力力矩大多是积极的内部r~ 200 pc，导致在这些尺度上没有流入。作为一个可能的解决方案的悖论，我们推测，代理人负责驾驶流入更小的半径是短暂的，因此目前在恒星的潜力。或者，与这些星系中棒的ILR相关的重力扭矩障碍可以通过其他机制来克服，这些机制在适当的时候与重力扭矩竞争。我们发现，粘度可以抵消中等-到-低重力扭矩的气体，如果它作用在一个核环的高气体表面密度对比度和几个100 pc的大小。我们提出了一个进化的情况下，在任何星系的典型生命周期中，重力扭矩和粘度的作用一致，以产生经常性的活动。在这种情况下，星系活动的重现与棒不稳定性间接相关。
2005-07-04 astro-ph
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA) I.The counter-rotating LINER NGC4826
利用IRAM Plateau de Bure毫米干涉仪（PdBI）在12 CO的J=1-0和J=2-1谱线上对反转LINER NGC 4826的核进行了新的高分辨率观测，在2-1谱线上获得了分辨率为0.8“（16 pc）的CO图，完全分辨了一个在700 pc外半径处截断的内分子气盘。总的分子气体质量分布在一个半径为40 pc的不对称核盘和两个单臂螺旋中，这两个单臂螺旋在盘中以不同的半径发展。NGC 4826内部1 kpc分子气体的分布和运动学表明，气体中普遍存在不同类型的m=1扰动。虽然占主导地位的旋转，气体运动学的扰动有关的m=1的不稳定性流运动。与内部m=1扰动相关联的非圆运动定性地与预期的模式一致，该模式用于在共转（“快”波）之外开发的拖尾波。相比之下，在外部m=1螺旋流运动更好地解释了一个“慢”波。一个矛盾的结果是，内部m=1的扰动将不利于活动星系核的喂养。在R<530 pc时，恒星势所施加的引力力矩值很低，这是一个独立的证据，证明活动星系核目前没有被大量地注入燃料。NGC 4826星盘中恒星形成的分布也是强不对称的。大质量恒星的形成仍然很活跃，由R<700 pc的重要分子气体库提供。有证据支持最近在NGC 4826中发生的大规模流入事件。这些观测是在星系核（NUGA）项目的背景下进行的，该项目旨在研究活动星系核气体燃料的不同机制。
2003-06-06 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
The Close Environment of Seyfert Galaxies and Its Implication for Unification Models
本文利用数字巡天（DSS）的计算机辅助搜索技术，对邻近的塞弗特星系的环星系环境进行了统计分析。塞弗特1和塞弗特2星系的环境之间的内在差异，建议由以前的工作，被证实为统计上显着的。对于Seyfert 2星系，我们发现在搜索半径<= 100 Kpc的投影线性距离内，以及在搜索半径等于每个Seyfert星系直径\ds的三倍内，有大量的大伴星（伴星直径>= 10 Kpc）。对于塞弗特1星系，没有明显的证据表明有任何多余的伴星系，无论是在100千秒差距以内，还是在3 \ds以内。对于所有的样本来说，伴星的数量表明，在小于等于100 Kpc的尺度上，星系的分布明显不是泊松分布。这种环境上的差异与塞弗茨统一模型的最简单表述是不相容的：类型1和类型2本质上应该是相似的，唯一的区别是由于模糊环面的方向。我们提出了另一种提法。
1999-01-18 astro-ph
Ultrasoft Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies and X-ray Surveys
我们描述了如何最近的X射线调查导致了超软窄线塞弗特1星系的理解的进展。近年来，由于X射线巡天，已知的超软窄线塞弗特1星系的数量大大增加，现在有可能获得大量这些星系的高质量0.1- 10 keV光谱和变率测量。我们概括了X射线性质和光发射线性质之间的一些相关性，重点是ROSAT波段光谱斜率似乎是直接连接到Boroson和Green（1992）的主要特征向量。我们讨论了如何超软窄线塞弗特1 s可能有极值的主要物理参数，我们描述了新的项目，应该进一步提高我们的理解这些极端的代表塞弗特活动。
1997-11-14 astro-ph
A CCD Study of the Environment of Seyfert Galaxies: III. Host Galaxies and the Nearby Environments
描述了一种技术，允许强大的分解的凸起和磁盘组件的塞弗特星系的样本，以及（控制）样本的非活动星系匹配的塞弗特的红移，光度和形态分类的分布。测量了两个样品中宿主星系的结构参数。根据K-S检验，在大于95%的水平下，未发现这些参数存在统计学显著差异。"伴星系“-定义为距离宿主中心200 h^{-1} kpc的投影距离内的任何星系-被识别出来，并测量了它们的基本性质。比较活动样本和对照样本在表观R星等、绝对R星等（假设“伴星”在主机的距离上）、与主机的投影分离、相对于主机的位置角、伴星和主机之间的星等差以及潮汐参数的强度等分布方面没有显示出统计上的显著差异。同样，没有统计学上的显着差异之间的控制和活跃的样本主机星系的光不对称性-酒吧，戒指，等照度线扭曲等模型的影响，其中相互作用和合并负责煽动活动的星系核进行了简要的讨论。
2000-07-04 astro-ph
Transmission- to reflection-dominated transition in Seyfert 2 galaxies: the XMM-Newton view
在本文中，我们提出了一个XMM-牛顿计划，以观察一个光学定义的，完整的和公正的样品康普顿厚塞弗特2星系的当前状态。本项目的主要目标是测量传输之间的转换发生率-（即：康普顿薄），和反射占主导地位的光谱状态。这些跃迁可能提供了关于围绕着核心的遮蔽物质的分布以及活动星系核活动的占空比的信息。在整个样本的约2/3被观测到的情况下，我们在8个观测对象中检测到了1个进一步的转变，证实了先前的建议，即这些转变发生在50-100年的时间尺度上。
2004-04-01 astro-ph
An Offset Seyfert 2 Nucleus in the Minor Merger System NGC 3341
我们提出了在扰动盘星系NGC 3341中发现的三重发射线核，基于斯隆数字巡天的档案数据和凯克天文台的新观测。这个星系包含两个偏移的核，在它的盘内或投影到它的盘上，投影距离它的主核为5.1和8.4 kpc，径向速度与主核的距离小于200 km/s。这些看起来要么是矮椭圆星系，要么是低质量螺旋星系的凸起，它们的圆盘在合并成主星系时已经被剥离。内偏距核的光谱为Seyfert 2型，恒星速度色散为70+/-7 km/s。外偏置核有非常弱的发射线，符合LINER分类，而主核的发射线光谱接近LINER/HII复合系统和HII核之间的边界;两者都可能包含吸积的大质量黑洞，但光学分类本身是模糊的。在NGC 3341中探测到一个偏置的活动核，这有力地表明，在较小的合并过程中，矮次级星系的核和主星系的核都可以触发黑洞吸积事件。
2008-07-21 astro-ph
Local and Large scale Environment of Seyfert Galaxies
本文对两种主要类型的Seyfert活动星系核的局域（<100 h^-1} kpc）和大尺度（<1 h^{-1} Mpc）环境进行了三维研究。为此，我们使用了48个Sy 1星系（红移范围为0.007<z<0.036）和56个Sy 2星系（0.004<z<0.020），位于高银河系纬度，以及两个非活动星系的控制样本，其形态，红移和直径尺寸分布与相应的Seyfert样本相同。使用天体物理中心（CfA 2）和南天红移巡天（SSRS）星系目录（m_B~15.5）和我们自己的光谱观测（m_B~18.5），我们发现，在100 h^-1 kpc的投影距离内，我们的活动星系核周围的径向速度分离dv<600 km/sec，Seyfert 2星系与近邻星系的比例明显高于其控制星系（特别是在75 h^{-1} kpc以内）和塞弗特1号星系样本，证实了以前的二维分析Dultzin-Hacyan等人。我们还发现，大尺度环境周围的两种类型的塞弗特星系并没有改变相对于他们的控制样本星系。然而，在塞弗特2和控制星系的样本相比，相应的塞弗特1样本显着不同。由于这些样本之间的主要差异是它们的形态类型分布，我们认为，大规模的环境差异不能归因于核活动的差异，而是它们不同类型的宿主星系。
2006-02-17 astro-ph
A search for variability in Narrow Line Seyfert 1 Galaxies. II. New data from the Loiano monitoring programme
我们提出的部分结果从光谱监测方案的样本AGN，相对于窄线Seyfert 1 Galerkin：以下的想法，巴耳末线的变化，可以帮助区分这些对象之间的可能的模型，并在第一个监测项目的基础上，长时间尺度，我们现在添加到以前的数据库新的变化结果，无论是在短期和长期的时间尺度。与一个类似的数据集的正常塞弗特1的比较表明，现在一个统计学上不同的行为NLS 1s的1年的变化特性，和一个更清晰的趋势NLS 1s对较弱的变化之间的比较，NLS 1s和那些典型的塞弗特1 NGC 5548。虽然这些结果没有考虑到可能的作用的相对贡献的窄组件的线通量，和连续的变化幅度（这两个可以在原则上是不同的两类对象），他们是一致的模型的BLR是平均较大的NLS 1。
1997-10-27 astro-ph
Highly ionized gas on galaxy scales: mapping the interacting Seyfert galaxy LEDA 135736
我们已使用VIMOS IFU绘制Seyfert 1.9 galaxy LEDA 135736的属性。这些地图揭示了一些有趣的特征，包括：一个可探测到9千秒差距的扩展窄线区，一个位于距离中心12千秒差距投影距离处的强烈恒星形成区，一个椭圆形伴星系，以及沿ENLR长轴排列的运动学特征，这些特征与射电喷流驱动的质量外流一致。我们认为ENLR是由AGN电离的面外气体引起的，而AGN又可能是由与伴星系的相互作用触发的，这也可以解释恒星形成和形态特征的爆发。只有大约百分之二的ENLR的动能是在质量流出。我们由此推断，射流所提供的大部分机械能是用来加热这种气体的。
2008-11-10 astro-ph
Large-Scale Outflows in Edge-on Seyfert Galaxies. I. Optical Emission- Line Imaging and Optical Spectroscopy
我们已经启动了一个大规模的搜索（$\gapprox$ 1千秒差距）的短轴流出的边缘塞弗特星系，以评估其发生的频率和研究其属性。本文给出了22个边缘塞弗特星系的光学连续谱和\han 2线像和/或短轴长缝谱。这些星系中有6个至少显示出以下特征之一：（i）沿短轴延伸的双对称H $α$晕，（ii）在距盘$\gapprox$ 4 kpc（投影）处的明亮发射线复合体，以及（iii）沿短轴的气体双峰发射线轮廓，表明存在风吹气泡。我们的结果表明，$\gapprox$ ${{1}\over{4}}$的塞弗茨有很好的证据，小轴星系外流。假设观测到的短轴辐射都是由外流产生的，我们的塞弗特星系样本中星系外流的动力学光度为$\sim$ 10 $^{40}$ $-$ 10 $^{42}$ erg~s $^{-1}$。这些值一般为$\sim$ 0.1，与已研究的星暴星系中超级风的值一样大（Heckman，Armus \& Miley 1990）。然而，我们的样品塞弗特的远红外光度也是$\sim$ 0.1大。恒星爆发驱动的超级风和活动星系核的广角外流都是观测到的大规模外流的可能解释。
1995-12-29 astro-ph
Jet directions in Seyfert galaxies
我们目前的吸积盘（或无线电喷流）和星系盘之间的相对角度的研究，从大多数各向同性的性质，60 $μ$ m流量的塞弗特星系的样本。对于每个星系，我们有一对点（$i$，$δ$），分别是星系相对于视线的倾角和喷流投射到天空平面与主星系主轴之间的角度。这些数据与统计技术相结合，以确定$β$角的分布{ \it在3维}，喷流和主星系平面轴之间的角度。对数据的分析（不区分Seyfert 1和2）表明，观察到的$i$和$δ$值的分布可以很好地由$0^{\circ}\leqβ\leq90^{\circ}$范围内的均匀$β-$分布表示。然而，当我们区分塞弗特1和2的，模型不能充分代表塞弗特1的。有必要引入视角限制，只有当喷流和视线之间的角度（$|ϕ|$）小于给定的角度$ϕ_c$，并且星系倾角$i$小于角度$i_c$时，才能将星系识别为塞弗特1，以获得统计上可接受的模型。这是对统一模型基本概念的直接和独立确认。我们讨论了几种方法来解释吸积盘轴和宿主星系盘轴之间的错位。
2000-02-06 astro-ph
Spatially Resolved Near-Infrared Spectroscopy of Seyfert 2 Galaxies Mk 1066, NGC 2110, NGC 4388, and Mk 3
本文给出了四个Seyfert 2星系Mk 1066、NGC 2110、NGC 4388和Mk 3的核和环核区的Pa-β、[Fe Ⅱ]（1.2567 μ m）、Br-γ和H2 v=1- 0 S（1）发射谱线的近红外光谱，其分辨率为λ/d λ ~1200。所有这些星系都显示出强烈的近红外线发射，其半径是空间分辨率的几倍，对应于0.07至0.7千秒差距的投影物理尺度。在这些原子核中检测到速度梯度，以及线轮廓和通量比的空间变化。我们比较的空间和速度分布的线发射到以前观察到的光学线和无线电发射。证据表明[Fe Ⅱ]发射与星系中的Seyfert活动有关。我们的数据是一致的X射线加热负责大部分的[Fe II]发射，虽然在[Fe II]和Pa-β线配置文件与无线电发射的差异表明，[Fe II]发射增强快速冲击与无线电流出。H2的发射并不像其他谱线中的发射那样与外流或电离锥密切相关，而是似乎主要与星系盘相关。
2001-05-25 astro-ph
Prevalence of Tidal Interactions among Local Seyfert Galaxies
迄今为止，还没有任何机制被最终证明是负责启动光学发光核（塞弗特）活动在本地盘星系。只有少数此类星系在光学星光中受到明显干扰，观察到的干扰充其量比不活跃星系的匹配样本中发现的干扰略强。在这里，我们报告的第一个系统的研究光学选定的样本的23个活跃的星系在原子氢（HI）气体，这是最敏感和持久的示踪剂已知的潮汐相互作用。这些星系中有18个（通常）被归类为塞弗特星系，其中超过一半（也许是全部）的[OIII]光度在准恒星天体的两个数量级之内。只有28%的赛弗特星系在光学DSS 2图像中受到明显的干扰。相比之下，大约94%的相同星系在HI中受到干扰，几乎所有情况下不仅在空间上，而且在银河系（>~20 kpc）尺度上也是运动学上。在至少~67%，也许高达~94%的情况下，所观察到的HI扰动可以追溯到与邻近星系的潮汐相互作用，也在HI中检测到。这些邻近星系中的大多数与它们各自的塞弗特星系的投影距离<~ 100 kpc，径向速度相差<~100 km/s，许多星系的光学光度范围从小麦哲伦云到大麦云云不等。在配套文件中，我们表明，只有~15%的匹配控制样本的不活跃星系显示可比HI扰动。我们的研究结果表明：i）大多数塞弗特星系（具有高的核光度）在最近的过去经历了潮汐相互作用; ii）在大多数情况下，这些潮汐相互作用是导致其核活动的事件的原因。
2008-03-04 astro-ph
Physical Conditions of the Coronal Line Region in Seyfert Galaxies
红外空间天文台的发射和新的原子数据为研究活动星系核中的高电离气体打开了一扇窗。我们提出了大量的光电离模拟的结果，在活动星系核的“日冕线”区域，采用新的原子数据从不透明度和铁项目。我们的网格线发射跨越8个数量级的气体密度和14个数量级的电离通量，努力确定这些线形成的最佳条件。我们发现，日冕线形成的距离从宽线区域的外部到~400 L_{43.5} ^{1/2} pc，在电离参数为-2.0 < log U（H）< 0.75的气体中，对应于10 $^2$到10 $^{8.5}$ cm $^{-3}$的气体密度，电子温度为~ 1/2，000 K-150，000 K。距离中心源的大范围的距离意味着日冕线之间的显着的线宽变化。我们确定了几个线比，可用于测量相对丰度，我们用这些来表明，日冕线气体很可能是无尘。
1997-05-12 astro-ph
Parsec-Scale Images of Flat-Spectrum Radio Sources in Seyfert Galaxies
我们提出了高角分辨率（~2 mas）的射电连续观测的5个塞弗特星系的平谱射电核，使用VLBA在8.4 GHz。该项目的目标是测试这些平谱核是否代表来自吸积盘的热发射，如Gallimore等人先前对NGC 1068的推断，或非热的同步加速器自吸收发射，据信这是射电星系和类星体中更强大的平谱核源的原因。在四个源（T0109-383、NGC 2110、NGC 5252和Mrk 926）中，VLBA探测到了核源，但无法分辨，表明亮温超过10^8 K，平均大小小于1 pc。我们认为，在这些星系的无线电发射是非热和同步自吸收，但多普勒助推相对论外流是不需要的。同步辐射自吸收亮度温度表明，这四个星系的内禀源尺寸小于~0.05-0.2 pc，其中最小的一个对应于一个10^8 M太阳黑洞的光穿越时间约为60光日或10^4引力半径。我们还介绍了NGC 4388的MERLIN和VLA观测，这是未被VLBA检测到的，并认为，在这个星系中观察到的，平谱，核射电辐射表示光学薄，自由的辐射从致密的热气体的尺度~0.4到几个pc。值得注意的是，探测到热核射电辐射的两个塞弗特星系（NGC 1068和NGC 4388）都有大的X射线吸收柱，这表明要探测到这样的盘，需要超过10^{24} cm^{-2}的柱。（节录）
1999-08-23 astro-ph
Equatorial scattering and the structure of the broad-line region in Seyfert nuclei: evidence for a rotating disc
我们提出了详细的散射模型，确认在整个广泛的Halpha线，这是在塞弗特1星系的一个显着的分数观察到的偏振的独特变化，可以理解的旋转线发射盘包围的共面散射区域（赤道散射区域）。预测的偏振特性是：在波长上平均，偏振的位置角与投影盘旋转轴对准，因此也与射电源轴对准;（ii）偏振PA在线轮廓上旋转，达到相等但相反（相对于连续PA）蓝色和红色机翼中的旋转;（iii）偏振度在线翼中达到峰值并且在线芯中经过最小值。我们确定了11个对象，表现出这些功能不同程度的。为了再现在某些情况下观察到的大振幅PA旋转，散射区域必须紧密围绕发射盘，后者本身必须是一个相对狭窄的环--大概是一个较大吸积盘的α发射区。偏振光谱中的不对称性可能归因于几种可能的原因，包括赤道散射区域中的批量径向下落，或极性散射光的污染。宽的Halpha线不，一般来说，表现出双峰的配置文件，这表明第二个半发射组件的宽线区域是存在的，除了光盘。
2005-01-28 astro-ph
Companions of Bright Barred Shapley Ames Galaxies
本文介绍了Shapley Ames星表中78个亮的和邻近的棒星系的伴星系环境。在旋棒星系中，有塞弗特星系、具有环核结构的星系、与任何大尺度星系云结构无关的星系、具有特殊盘形态（弯曲臂）的星系和具有正常盘形态的星系;列表包括所有哈勃类型。伴随星系列表包括20个直径（D25）以内的伴随星系的数量，它们的哈勃类型和预计的分离距离。此外，还对四个已知的活动旋涡星系进行了伴星环境的搜索，其中三个是塞弗特星系，即NGC 1068，NGC 1097，NGC 5548，一个是星暴星系M82。结果表明，在我们的列表中，唯一被归类为Sy 1的旋棒星系在投影距离为20直径的范围内没有伴星系，10个Sy 2棒星系中有6个在投影距离为10直径的范围内没有伴星系，10个Sy 2棒星系中有6个在投影距离为10 - 20直径的范围内有一个或多个伴星系;在12个具有环核结构的星系中，有6个在20个直径范围内有2个或更多的伴星
2003-07-09 astro-ph
Gas Around Active Galactic Nuclei and New Phase Calibration Strategies for High-Frequency VLBI
我们有一个测量活动星系核的模糊环中的磁场的项目。我们观察到5个自由的吸收喷流在射电星系偏振VLBI在15 GHz的法拉第旋转措施。令人惊讶的是，所有的源都是非极化的，这对磁场湍流的程度和这些物体中的气体分布产生了严格的限制。我们进一步对Seyfert 2星系NGC 3079进行了多频VLBI观测，发现了射电成分中异常陡峭和倒置的光谱，并利用已发表的Seyfert 2星系VLBI观测资料推导了Seyfert 2星系的一般性质。本文介绍了一种新的VLBA高频VLBI相位参考观测技术。代替将校准器上的短扫描插入到目标源观测中，在目标频率和较低参考频率之间快速切换的同时连续地观测目标源。我们证明，该技术允许相位校准几乎达到热噪声极限，并提出了在86 GHz的NGC 4261的活动星系核的第一次检测。这是VLBI在该频率下探测到的最弱的源。
2004-04-29 astro-ph
A QSO 2.4 arcsec from a dwarf galaxy - the rest of the story
D. Reimers和H. J. Hagen在A&A 329，L25（1998）中报告说，z = .807的类星体是在z = .009的星系中心的“偶然投影”。相当数量的先前发表的证据将使我们期待一个活跃的，低红移的星系在这样一个类星体的一度之内。这里显示，事实上，有一个明亮的塞弗特星系的z = 0.008只有36.9弧分的距离。此外，事实证明，总共有五个类星体，加上矮星系，精确地沿着这个塞弗特的短轴排列，类星体按照红移的降序排列，即，z = 2.13、1.97、.81、.69和.35。
1998-11-12 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy Akn 564. III. Optical Observations and the Optical--UV--X-ray Connection
我们提出了一个为期两年的窄线塞弗特1星系Akn 564的光学监测计划的结果。这个监测项目的大部分也被X射线观测（RXTE）所覆盖，在大约50天的时间里，我们在紫外线（HST）和X射线（RXTE和ASCA）中与地面观测同时观测该星系。在X射线波段，在每天和每小时的时间尺度上看到的快速和大幅度的变化，没有检测到在光学和紫外波长，这反过来又表现出低得多的变化，无论是在短（一天）或长（几个月）的时间尺度。唯一显著的光学变化可以被描述为两个2- 4天的事件，约10%的通量变化。我们没有检测到显着的光学线的变化，因此不能推断出混响的宽线区域的大小。类似地，当光变曲线在30天内平滑时，大的X射线变化似乎消失了。紫外线连续谱跟随X射线，滞后约0.4天，光学波段滞后紫外线波段约2天。在整个X射线数据集和光学波段之间未发现显著相关性。聚焦在最强光学事件周围的20天间隔，我们检测到一个显着的X射线-与紫外线和X射线中看到的类似事件的光学相关性。我们的数据是一致的，在这个单一的事件中发射的能量的理由后处理模型。然而，几个大的X射线耀斑没有产生相应的光辐射。
2001-07-04 astro-ph
Probing the feeding and feedback of AGN through molecular line maps
目前的毫米干涉仪可以提供一个完整的视图的分子气体的分布和运动学在周围的星系核盘。高分辨率的CO地图是至关重要的，以跟踪喂养的活跃的核和定量解决的问题，如何以及多久的核活动可以在星系中持续。超越CO映射，使用更具体的分子示踪剂的致密气体可以探测的反馈影响的化学和能量平衡/再分配的星际介质附近的星系，一个先决条件来解释如何反馈可能在高红移星系。在这方面，我们提出的最新结果，从星系核（NUGA）计划，高分辨率（0.5“-1”）CO调查低光度活动星系核进行的IRAM干涉仪。重力力矩作为一种机制来解释低光度活动星系核（LLAGN）的馈送的效率可以进行分析。我们讨论了一个进化的情况下，在任何星系的典型生命周期中，引力矩和粘性的作用一致产生经常性的活动。我们还提出了一个正在进行的调查的IRAM 30米望远镜与高原德布尔干涉仪（PdBI），致力于探测活动的反馈，通过附近的活动星系核和ULIRGs以及在一个原型高红移类星体的样本中的致密分子气体的激发和化学研究的结果。
2006-11-27 astro-ph
Variable Galaxies in the Hubble Deep Field
我们目前的研究结果，以检测在哈勃深场北可变星系。该项目的目标是通过对可变星系核的探测来研究z=1时活动星系核的数密度。HST的优点是能够在更小的孔径内进行精确的测光，从而使我们能够探测比地面低得多的活动星系核/宿主星系光度比。分析银河系变率的主要数据集来自1995年12月的原始HDF-N观测和两年后获得的第二个历元。在I<27的633个HDF星系中，有8个星系的核变率达到或超过3 σ水平。在正态分布中，仅预期有2次偶然检测。这8个星系中至少有一个已经被光谱学证实是塞弗特1星系。根据活动星系核的结构变率函数，估算出每个星系的变分光度在-19.5<M<-15.0之间。我们构建了一个上限的光度函数的可变核，并比较这本地Seyfert LF和LF类星体在z=1。假设我们在HDF-N中探测到了所有的类塞弗特核，我们没有发现M=-19时活动星系核数密度增加的证据。我们估计I<27的场星系中约有1-3%可能包含有核活动星系核。
2000-08-24 astro-ph
The Nature of the Diffuse Clumps and the X-ray Companion of Mrk 273
我们给出了Mrk 273 x的光谱，它是Mrk 273东北方向1.3'的X射线源。新的光谱表明，该天体的红移（0.458）比以前报道的值（0.0376）高得多。所有探测到的发射线都显示了塞弗特2星系的特征。Mrk 273 x在Seyfert 2星系中具有最高的X射线和射电光度L_x ~ 1.1 x 10^{44} erg/s，L_{1.37 GHz} ~ 2.0 x 10^{40} erg/s，但它具有较低的中性氢柱密度，N_H ~ 4.4 x 10^{20}/cm ^2。这些性质似乎很难在活动星系核的统一方案中解释。先前用来识别Mrk 273 x红移的光谱，原来是在东北方向的尾部/羽流中，距离Mrk 273核区约20“（投影距离约20 kpc）的弥散团块。获得了该区域的新光谱;该光谱与前一个光谱基本相同。这些观测结果表明，这些团簇与Mrk 273具有相同的红移，并且与合并有关。光谱主要由强发射的[O III]双峰与Seyfert 2-like线比，这表明这些东北团块可能是激发的冲击加前兆机制在合并过程中。这种机制也可能在其他超亮IRAS星系中起作用。（节略）
1999-05-17 astro-ph
Ongoing Mass Transfer in the Interacting Galaxy Pair NGC 1409/10
我提出了两个波段的HST STIS成像，和WIYN光谱映射，正在进行的质量转移的相互作用的星系对NGC 1409/10（其中NGC 1410是塞弗特星系也编目为III Zw 55）。Malkan等人拍摄的档案快照WFPC 2图像显示星系之间有一个尘埃特征，显然是被NGC 1409捕获的。新的图像允许估计被转移的质量和转移速率。一个典型的0.25”（100 pc）宽，代表性光学深度tau_B = 0.2的吸收带穿过NGC 1410的螺旋结构，穿过原子核之间的7-kpc投影空间，在NGC 1409的前面和后面的检测极限处缠绕，并在NGC 1409的核心周围成为一个更密集的（tau_B = 0.4）极性特征。在两个通带的消光数据的组合允许一个粗糙的三维恢复的尘埃结构，支持来自颜色和消光估计的前/后几何形状。整个特征包含了$10^6$太阳质量级的尘埃，这意味着大约2 × 10^7个太阳质量的气体，除非我们在视角上特别不幸，否则需要平均每年约1个太阳质量的质量转移率。奇怪的是，这种明显的质量转移似乎与塞弗特核的存在无关，因为这对星系中的塞弗特星系是物质的供体。同样地，接收者也没有显示出最近由进入的气体形成恒星的迹象，尽管NGC 1410有许多明亮的年轻星团和广泛的H-α辐射。
2003-11-28 astro-ph
Starbursts in active galaxy nuclei: observational constraints from IR stellar absorption lines
利用高质量的活动星系红外光谱，包括Si在1.59 μ m、CO（6，3）在1.62 μ m和CO（2，0）在2.29 μ m的吸收特征，测量了恒星在1.65 μ m的质光比（M_H/L），研究了环核星暴的发生。我们发现，古老而强大的星暴是比较常见的模糊AGN（5对象的13），而在真正的塞弗特1的缺席（0对象的8）。这些数据也被用来推导出非恒星的连续谱，这是非常红色的，兼容的排放从温暖的（~1000 K）的尘埃，即使在裸露的Sy 1的，从而表明近红外核连续辐射是再处理的辐射。热尘埃（~800 K）的排放也在一些模糊的活动星系核，包括塞弗特2原型NGC 1068检测。观测到的非恒星通量太高，无法用散射光来解释，因此表明遮蔽活动星系核的物质必须具有相当小的投影尺寸（<~1 pc）。
1999-08-06 astro-ph
First Results from the COLA Project- the Radio-FIR Correlation and Compact Radio Cores in Southern COLA Galaxies
我们提出的第一个结果从COLA（紧凑对象在低功率活动星系核）项目，其目的是确定活动星系核活动的一个方面，紧凑的无线电核心，与恒星形成在宿主星系的环核区域之间的关系。这将通过比较具有致密射电核心的活动星系核样本与不具有致密核心的活动星系核样本以及匹配的不具有活动星系核的星系样本的多波长特性来实现。在本文中，我们讨论了我们的星系样本的选择标准，并提出了我们的样本中的107个南星系的初始射电观测。低分辨率ATCA观测在4.8，2.5和1.4 GHz和高分辨率，单基线快照在2.3 GHz与澳大利亚LBA。我们发现，对于我们的样本中的大多数星系，无线电光度与远红外光度相关。在9个星系中探测到致密的射电核心。这些星系中的大多数（8/9）表现出显着的无线电过剩和50%（7/14）的星系，其中超过1西格玛以上的无线电FIR相关的谎言有紧凑的无线电核心。来自核心的辐射太弱，无法解释这种射电过剩，也没有证据表明致密核心的射电光度与FIR星系的光度相关。具有致密核心的星系在光学上倾向于被归类为活动星系核，其中三分之二（6/9）的星系呈现出类似塞弗特的光发射线比率，其余的星系被归类为复合天体（2/9）或星暴（1/9）。（节录）
2001-09-03 astro-ph
A conspicuous tangential alignment of galaxies in a STIS Parallel Shear Survey field: A new dark-lens candidate ?
我们报告了一个显着的星系排列在一个领域中通过STIS平行切变巡天的偶然发现。该项目收集随机分布的50“x 50”场，以研究这种尺度上的宇宙剪切效应。分析的并行观测塞弗特星系NGC625作为主要目标，我们认识到，在整个视场的一个强大的明显的切向排列的星系椭圆对图像中心。该区域显示了几个典型的大质量星系团图像的弧形特征，但没有明显的明亮前景星系的过密度。我们还发现了一个多图像的候选人。在数据中可能存在的强透镜效应和弱透镜效应的基础上，我们讨论了这是否与没有明确光学对应物的大质量晕相兼容。
2002-02-06 astro-ph
Predicted FeII Emission-Line Strengths from Active Galactic Nuclei
我们提出的理论FeII发射线强度的物理条件下典型的活动星系核宽线区域。Fe Ⅱ谱线强度的计算采用了来自铁项目的广泛而精确的原子数据，并对辐射转移进行了精确处理。FeII发射的激发机制包括连续荧光、碰撞激发、增强FeII跃迁的自荧光和Lyman-α和Lyman-β的荧光激发。一个由827个精细结构能级（包括E ~ 15 eV的态）组成的大型FeII原子模型被用来预测大约23，000个FeII跃迁的通量，涵盖了大多数天体物理学感兴趣的紫外、光学和红外波长。提出了波长从1600埃到1.2微米的光谱合成。本文介绍了现有理论模板在观测分析中的应用。特别是，我们讨论了最近的观测近红外线FeII线在8500埃- 1微米的区域，这是预测的莱曼-α荧光机制。我们还比较了我们的紫外光谱合成与经验铁模板的原型，窄线塞弗特星系我ZW 1。在这项工作中提出的理论FeII模板也应该适用于各种对象与FeII光谱形成类似的激发条件下，如超新星和共生星。
2002-06-06 astro-ph
Molecular Gas and Nuclear Activity in Ultraluminous Infrared Galaxies with Double Nuclei
本文分析了五个具有双核的超亮红外星系（ULIGs：L_IR [8- 1000 um] >~ 10^12L_sun）的高分辨率CO（1-0）观测。这些源构成了当地ULIG的一个完整子集，预计将处于合并的中间阶段，并以2.0-5.4（3-5 kpc）的预计核分离进行选择，因此它们可以用欧文斯谷射电天文台毫米波阵列进行解析。观察到的对包括两个具有冷远红外颜色的合并红外天文卫星亮星系样本（25 um与60 um通量密度比f_25um/f_60um < 0.2）（IRAS 12112+0305和IRAS 14348-1447）和三个从IRAS暖星系样本中选出的暖红外尘埃温度f_25um/f_60um >~ 0.2的合并（IRAS 08572+3915，IRAS 13451+1232 = PKS 1345+12，IRAS 13536+1836 = Mrk 463）。这些ULIGs进一步区分的存在对活跃的核;在10个核，9个塞弗特或LINER分类和一个未分类。分子气体只在温暖天体的更红、更射电发光的核上被探测到，而冷ULIGs的两个核都在CO中被探测到。被探测到的核的分子气体质量为0.1- 1.2 × 10^10 M_sun，而未被探测到的核的分子气体质量至少比它们的CO发光同伴的分子气体质量小1.2- 2.8倍。每个探测到的核的CO发射区范围的上限为2- 4千秒差距，这比附近旋涡星系的平均有效…
2002-08-29 astro-ph
