Metallicity Effects on Mid-Infrared Colors and the 8 micron PAH Emission in Galaxies
我们研究的颜色从3.6微米到24微米的金属丰度（O/H）的函数为34个星系的样本。这些星系的金属丰度超过2个数量级。它们在8微米到24微米的颜色中显示出金属丰度在太阳值的1/3到1/5之间的突然变化。低于和高于12 + log（O/H）= 8.2的平均8微米与24微米通量密度比分别为0.08 +/-0.04和0.70 +/-0.53。我们使用中红外颜色和光谱来证明，该偏移主要是由于8微米通量密度的减少而不是24微米通量密度的增加。这一结果是最简单的解释，由于在低金属含量的中红外发射波段通常归因于多环芳烃（多环芳烃）相对于小颗粒粉尘排放的削弱。然而，现有的经验光谱能量分布模型不能解释观察到的短波长（即，低于8微米）的颜色的低金属量星系仅仅通过减少强度的PAH功能;一些其他的发射源（例如，热尘）。
2005-06-09 astro-ph
Spitzer-IRS spectra of disks around T Tauri stars II. PAH emission features
目的：我们寻找PAH功能对金牛座T星，并比较他们与赫比格Ae/Be星的调查。PAH功能的存在和强度解释与磁盘辐射转移模型探索PAH功能依赖于入射紫外辐射，PAH丰度和磁盘参数。研究方法：利用Spitzer空间望远镜5-35微米光谱仪获得了54颗具有星盘的前主序星的光谱，其中包括38颗金牛座T星、7颗Herbig Ae/Be星和9颗光谱类型未知的恒星。结果：在至少8个源中检测到紧凑的PAH发射，其中5个是Herbig Ae/Be星。在所有这些来源中检测到11.2微米PAH特征，在短波长数据可用的情况下也检测到6.2微米PAH特征。然而，7.7和8.6微米的特征仅在这4个源中的1个中强烈地出现。PAH的发射被观测到朝向至少3个金牛座T星（8%的检测率）。在我们的样品中，多环芳烃的最低质量来源是T Cha（G8）。在我们的样本中，所有4个来源的证据，尘埃孔在其内部磁盘显示PAH排放，增加功能/连续比。典型的11.2微米谱线强度比大质量的赫比格Ae/Be星低一个数量级。测得的线通量表明PAH丰度比标准星际值低10-100倍。相反，来自暴露于Teff<= 4200 K且没有增强UV的恒星的盘的PAH特征被预测低于当前的检测极限，即使对于高PAH丰度。磁盘建模表明，6.2和11.2微米的功能是最好的PAH示踪T金牛星，而7.7和8.6微米的波段具有较低的功能，由于强烈上升的硅酸盐排放的连续比。
2006-09-06 astro-ph
Blue Luminescence and the Presence of Small PAHs in the ISM
蓝色发光（BL）最早是在一个原行星状星云中发现的，它是围绕在后AGB恒星HD 44179周围的红色矩形（RR）。BL被归因于3-4环中性多环芳烃（PAH）小分子的荧光，并被认为是RR环境中所特有的，在RR环境中，这种小分子正在积极产生，并被致密的环周盘屏蔽了苛刻的星际辐射。本文给出了几个普通反射星云在10，000 - 23，000 K温度恒星照射下的BL谱。已知所有这些星云也显示出大的多环芳烃的红外发射特征，称为芳香发射特征（AEFs）。我们提出的BL在这些星云的空间分布。在Ced~112的情况下，BL与归因于AEF的中红外发射结构空间相关。这些观察结果为谷物加工提供了证据，并可能为从较大聚集体原位形成小颗粒和大分子提供了证据。最重要的是，在这些普通反射星云中检测到BL表明BL载体是ISM的普遍存在的组成部分，并且不限于RR的特定环境。
2005-07-13 astro-ph
Spatially extended PAHs in circumstellar disks around T Tauri and Herbig Ae stars
我们的目标是确定多环芳烃（PAHs）的存在和位置的排放对低和中等质量的年轻恒星盘使用大口径望远镜。VLT-VISIR N-波段光谱和VLT-ISAAC和VLT-NACO L-波段光谱的29个来源，光谱解析3.3，8.6，11.2，和12.6微米的PAH功能。的功能和连续发射的空间范围配置文件的推导和使用相关联的多环芳烃排放与磁盘。结果进行了讨论的背景下，最近的PAH排放盘模型。3.3、8.6和11.2微米的PAH特征在一小部分金牛座T星上被探测到，典型的上限在1 E-15和5E-17 W/m^2之间。所有11.2微米的检测从以前的斯皮策调查证实（暂定）3.3微米的检测，8.6和11.2微米的功能都检测到在所有PAH源。对于6次检测，多环芳烃特征的空间范围被限制在通常小于0.12- 0.34英寸的尺度内，与12-60 AU圆盘在其距离处的半径（通常为150秒差距）一致。对于3个额外的来源，WL 16，HD 100546，和TY CrA，一个或多个PAH功能更扩展比热尘埃连续的磁盘，而Oph IRS 48，解决PAH排放的大小被确认为小于大颗粒。对于HD 100546，3.3微米的发射被限制在12 +- 3 AU的小径向范围内，最有可能与该圆盘间隙的外缘有关。半径为10-30 AU的间隙也可能影响观察到的其他来源的PAH程度。对于Herbig Ae和T Tauri恒星，8.6和11.2…
2007-10-15 astro-ph
"PAH" emission bands in selected planetary nebulae: a study of the behaviour with gas phase C/O ratio
20世纪80年代，机载和天基低分辨率光谱学发现了行星状星云中气相C/O丰度比（PNe）与多环芳烃的7.7和11.3微米波段（分别为C=C伸缩和C-H弯曲）辐射的远红外总光度之间的诱人定量关系。在这种情况下，只有非常小的星云样本进行了研究，受到7.7微米波段的机载观测或11.3微米波段的IRAS低分辨率光谱仪数据的限制。为了进一步研究这些趋势，我们扩大了可用于本研究的行星样本，使用红外空间天文台（ISO）的低分辨率光谱与短波长光谱仪（SWS）和长波长光谱仪（LWS）。43 PNe的新样本，其中17个检测到PAH排放，解决了从C/O=0.2-13的范围内，试图描绘碳尘埃颗粒可能形成的行星的路径的目标。对于7.7微米和11.3微米波段，我们确认波段强度与总红外光度之比与星云C/O比相关。用等效宽度表示，7.7微米波段的截止C/O比为0.6（+0.2，-0.4），与3.3微米波段的地面灵敏测量结果也很一致。
2005-07-08 astro-ph
The discovery of the "21" micron and "30" micron emission features in Planetary Nebulae with Wolf-Rayet central stars
我们报道了在贫氢恒星HD 826和HD 158269周围的行星状星云中发现的“21”微米和“30”微米特征。已知这些特征的载体是在富碳恒星周围的外流中产生的。这一发现表明，这些星云中的大部分尘埃是在这些恒星的大气层变得贫氢之前的富碳阶段产生的。这是第一次在行星状星云中发现“21”微米的特征。它表明，一旦形成，它的载体可以在星云的形成和暴露于热中心恒星的紫外线辐射中幸存下来。这意味着“21”微米特征的载体不是瞬时的：特征的缺失对其载体的生产设置了限制。
2001-09-10 astro-ph
2.5-11 micron spectroscopy and imaging of AGNs: implication for unification schemes
本文报道了28个Sf 1、29个Sf 2和1个正常星系的2.5-11微米分光光度和成像ISO观测结果。Sf 1和Sf 2的MIR光谱在统计学上是不同的：Sf 1具有指数为-0.84+/-0.24的强幂律连续谱和弱PAH发射带。sf 2具有弱连续性和非常强的PAH发射特征，EW（等效宽度）高达7.2微米。另一方面，Sf 1和Sf 2 PAH光度在统计上没有差异，并且Sf 2s中7微米连续区的亮度比Sf 1 s低约8倍。多环芳烃的排放与核活动无关，而是出现在核隆起ISM中。因此，PAH EW是一种敏感的核重定指示剂。这些结果与统一方案一致，意味着Sf 2 MIR核连续谱平均被92+/-37个视星等熄灭，而在Sf 1中它是直接可见的。Sf 2的PAH EW中的分散与视角的预期扩展一致。那些PAH EW > 5微米的Sf 2遭受> 125量级的消光，并且总是弱X射线源。这样的Sf 2代表高度倾斜的物体，我们的视线截取了整个环面。约1/3的Sf 2具有PAH EW <= 2微米，在Sf 1范围内。其中，在旋光光谱法或红外光谱法中观察到的那些总是显示出“隐藏”的宽线。正如Heisler等人（1997年）所提出的，这种Sf 2最有可能在掠入射时看到，这样人们就可以直接看到“反射屏”和发射MIR连续谱的环形内壁。因此，我们的观察限制屏幕和环面内壁在空间上共存。最后，9.7微米的硅酸盐特征在Sf 1…
2000-03-21 astro-ph
The PAH Emission Deficit In Low-Metallicity Galaxies - A Spitzer View
档案观测的18个星爆星系，跨越了广泛的金属丰度揭示了第一次之间的相关性的发射线通量的比率[Fe II]在26微米和[NeII]在12.8微米和7.7微米的PAH强度，与[Fe II]/[NeII]通量比随PAH强度的增加而降低。我们还发现[Fe II]/[Ne II]通量比和宿主星系金属丰度之间存在很强的相关性，通量比随着金属丰度的增加而降低。由于[FeII]发射主要与超新星冲击有关，我们将低金属丰度星系中的高[FeII]/[NeII]比率归因于超新星活动的增强。我们认为这是PAH破坏的主要机制，而不是在年轻的大质量恒星周围的光电离区域的颗粒破坏。我们还考虑了低金属丰度星系的极端年轻是否是缺乏PAH排放的原因。
2005-12-15 astro-ph
PAH Emission from Ultraluminous Infrared Galaxies
我们探索的多环芳烃（PAH）的功能强度，中红外连续发光度，远红外光谱斜率，光谱分类，和硅酸盐的光学深度与斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪观察到的107个ULIRGs的样本之间的关系。样本中检测到的6.2微米PAH等效宽度（EQW）跨越两个数量级以上（0.006-0.8微米），并且具有HII类光谱或陡峭远红外光谱斜率（S_{25} / S_{60} < 0.2）的ULIRG通常具有6.2微米的PAH等效宽度（EQW），这是低亮度星暴的一半。HII样、LINER样和冷ULIRG的显著部分（~40-60%）具有非常弱的PAH EQW。这些ULIRGs中的许多还具有大的（tau_{9.7} > 2.3）硅酸盐光学深度。远红外光谱斜率与PAH EQW密切相关，但与硅酸盐光学厚度无关。此外，PAH EQW随着静止帧24微米光度的增加而减小。我们认为，这种趋势的结果主要是从稀释的PAH EQW的连续排放的尘埃加热一个紧凑的中心源，可能是活动星系核。高光度，高红移源与斯皮策研究似乎有一个更大的范围在PAH EQW比看到在当地ULIRGs，这是一致的，非常明亮的星暴系统不存在于低红移，但目前在早期的时代。
2007-07-27 astro-ph
Spitzer-IRS mapping of the inner kpc of NGC 253: Spatial distribution of the Ne III, PAH 11.3 microns and H2 (0-0) S(1) lines and a gradient in the Ne III/Ne II line ratio
我们提出了我们的星爆星系NGC 253的核心和它的直接周围使用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪映射的早期结果。这张地图以星系核为中心，跨度为800 x 688 pc 2。\neiii谱线在15.55 μ m处的空间分布和多环芳烃在11.3 μ m处的特征峰在中心，而分子氢在17.03 μ m处的纯转动跃迁在几个狭缝位置上都很强。我们进行了简要的调查，这些测量的影响，在该地区的恒星形成的性质，使用理论发展，以解释缺乏大质量恒星的星爆。
2004-06-07 astro-ph
Compact Nuclear Starbursts in Seyfert 2 Galaxies from the CfA and 12 Micron Samples
我们提出了红外2.8-4.1微米狭缝光谱的32塞弗特2星系的CfA和12微米的样品。3.3微米的多环芳烃（PAH）的发射特征被用来估计一个紧凑的核星暴（<几个100 pc的大小）的绝对大小，被认为是发生在一个模糊的尘埃分子环的外部区域周围的中央超大质量黑洞。我们检测到3.3微米的PAH排放在我们的样品中的32个Seyfert 2核中的11个，提供了证据，紧凑的核星爆的存在下，在一个显着的部分Seyfert 2核。然而，在这项研究中测量的3.3微米PAH发射的静止框架等效宽度和3.3微米PAH与红外光度比表明，紧凑的核星爆通常不会对观测到的3-4微米核通量或Seyfert 2星系的红外光度做出显着贡献。裸露尘埃在3.4微米处和冰覆盖尘埃在3.1微米处的吸收特征的小光学深度表明，在模糊尘埃环的最里面的3-4微米连续发射区域的尘埃消光是适度的：AV < 50-60 mag.最后，在这项研究中测量的3.3微米PAH发射光度与IRAS 12和25微米以及核N带（10.6微米）光度显著相关。如果这三个光度跟踪活动星系核（AGN）的能量，那么致密核星暴和AGN的光度是相关的。这种相关性与理论预测一致，即在环面中存在紧凑的核星暴会导致中心超大质量黑洞的质量吸积速率增强。
2003-09-03 astro-ph
Excitation of Interstellar Molecules by Near Infrared PAH Photons
我们已经开发了一个小分子的激发模型，包括辐射泵浦尘埃光子从近红外到亚毫米波长。这个模型适用于在银河系恒星形成区和星暴星系明亮的光解离区域内的分子。在这样的环境中，由多环芳烃分子（PAH）或小碳颗粒（5微米<λ < 20微米）发射的近红外光子能够穿透分子区域并以激发振动状态泵送分子。退激级联中的远红外和亚毫米波跃迁强烈地受到这个过程的影响。它们的强度可以提高几个数量级。我们已将此模型应用于H2O和NH3，邻位和对位物种。FIR旋转线的行为相对于气体密度和分子柱密度的强烈修改相比，纯碰撞模型。在中等密度（nH 2 < 10^5 cm-3）下，辐射泵浦主导了旋转梯的激发，FIR线是分子柱密度的良好探针。预测出现在H2O的6至7微米之间和NH3的10至12微米之间的近红外吸收和发射线也可用于此目的。关于ortho-H2O，nu 2 6.18微米跃迁的准共振泵浦由6.2微米PAH带的光子发生。预期在6.64微米处有强的去激发发射线。
1997-01-27 astro-ph
TIMMI2 and VLT-ISAAC Spectroscopy of Circumstellar Dust Disks - A Spatially Resolved 3.3 micron PAH Feature Around HD 100546
我们目前的光谱数据与La Silla 3.6m TIMMI 2和VLT-ISAAC仪器获得的初步结果。2003年3月，我们获得了36颗恒星的23个TIMMI 2 N带和18个Q带光谱，以研究星周盘中颗粒性质的演化。我们的样本包括赫比格星、金牛座T星和类织女星，其中一些最近被确定为附近（<100 pc）恒星协会的成员。硅酸盐和多环芳烃（PAH）的排放功能进行检测和TIMMI 2的空间分辨率允许的排放的空间范围上的上限。我们还获得了ISAAC的L-波段光谱的4个充分研究的磁盘。对于Herbig Be星HD 100546，我们在3.3微米处检测到空间扩展的PAH发射，这对应于这条线上半径为11 +/- 3 AU的源。
2004-03-31 astro-ph
Hot Dust and PAH Emission at Low Metallicity: A Spitzer Survey of Local Group and Other Nearby Dwarf Galaxies
我们目前斯皮策太空望远镜4.5和8.0微米成像的15个本星系群和附近的矮星系。我们的样本跨越了一个以上的范围内的dex在星云的金属丰度和超过三个数量级在当前的恒星形成率，使我们能够研究的依赖性的扩散8微米的排放，来自热尘埃和多环芳烃，对这些参数。我们在样本中最明亮的四个星系（IC 1613，IC 5152，NGC 55和NGC 3109）中检测到突出的8微米漫射发射，其他四个星系（DDO 216，六分仪A，六分仪B，WLM）的低表面亮度发射，其余天体没有漫射发射。我们观察到的弥漫8微米发射与当前的恒星形成率和星云的金属丰度在我们的样本中的星系的一般相关性。然而，我们也看到这些相关性的例外，这表明其他过程也可能对热尘/PAH排放的产生产生显着影响。这些星系都有年老和中等年龄恒星形成的证据，因此缺乏弥漫的8微米辐射不能归因于年轻的星系年龄。此外，我们发现风不太可能解释弥漫的8微米排放的缺乏，因为这些物体中的中性气体的高分辨率成像显示没有井喷的证据。此外，我们提出，在低金属含量系统中缺乏弥漫的8微米发射可能是由于超新星冲击破坏尘埃颗粒，假设再生尘埃颗粒和多环芳烃分子的时间尺度较长的破坏时间尺度。对于所观察到的微弱的弥漫性8微米发射，最可能的解释至少部分是由于一般不存在灰尘（包括多环芳烃），与其低金属丰度一致。
2006-03-31 astro-ph
Water Ice, Silicate and PAH Emission Features in the ISO Spectrum of the Carbon-rich Planetary Nebula CPD-56 8032
本文介绍了晚期WC型行星状星云核心CPD-56 8032及其富碳星云的ISO SWS和LWS光谱。非常广泛的覆盖范围（2.4-197微米）使我们能够识别来自富氧和富碳的星周物质的清晰和同时存在的发射特征。去除平滑的连续谱突出了3-14微米区域的多环芳烃（以下简称PAH）的明亮发射谱带特征，18微米的结晶硅酸盐谱带，以及43和62微米的结晶水冰谱带。我们讨论了可能的演化状态和历史，这个不寻常的对象（a）最近的过渡，从O-丰富的C-丰富的流出后，氦壳闪光;或（b）富碳星云流出遇到O-丰富的彗星云。
1999-01-11 astro-ph
Variations of the Mid-IR Emission Spectrum in Reflection Nebulae
利用ISOCAM获得的反射星云空间光谱数据立方体，我们观测到几个反射星云中7.7 μ m波段中心波长的移动。该谱带由7.85 um和7.65 um的分量组成，随着较短波长分量变得相对较强，其重心从星云边缘附近的7.75 um移动到星云中心的7.65 um。7.7 μ m谱带中心的行为可以通过假设阴离子是7.85 μ m谱带的起源而阳离子是7.65 μ m谱带的起源来解释，或者谱带中心波长取决于多环芳烃的化学性质。11.3/7.7 um波段的比率也随着与中心恒星的距离而变化，首先从星云中心向边缘上升，然后在距离恒星最远的地方下降，这与PAH电离状态控制的11.3/7.7 um波段比率一致。
2004-12-03 astro-ph
Mid-Infrared Spectroscopy of Infrared Luminous Galaxies with Sub-Arcsecond Resolution
本文报道了用凯克Ⅰ号望远镜长波光谱仪对五个高亮度红外亮星系核的低光谱分辨率（δ λ/λ ~ 50）和高角分辨率（0.3- 0.5“）的中红外观测结果。获得了八个不同核的光谱，光度从10^11 L_sun到>10^12 L_sun。四个原子核显示出PAH发射特征，即11.3微米发射以及7.7微米带的8.6微米肩部。其他核显示出弱的PAH发射带或没有这些带的证据。观测的高空间分辨率揭示了与几个紧凑型核源相关的11.3微米PAH波段的扩展发射。当适当考虑到扩散的PAH排放，大多数紧凑的源显示很少或没有直接相关的PAH排放。扩散的PAH排放扩展到100- 500 pc的空间尺度，它的存在表明，有显着的环核UV/光学发射激发芳香带，最有可能与环核星爆。在针对漫射PAH发射的光谱校正核源的光谱之后，在9.7微米处的峰值表观硅酸盐光学深度可以大至15，对应于> 150个量级的可见光消光。由于硅酸盐的光学深度很大，中红外光谱无法探测最不透明的致密源中真正原子核的性质。
2002-07-20 astro-ph
ISO observations of the Wolf-Rayet galaxies NGC 5430, NGC 6764, Mrk 309 and VII Zw 19
本文介绍了利用红外空间天文台对四个WR星系（NGC 5430、NGC 6764、Mrk 309和VII Zw 19）的观测结果。NGC 5430、Mrk 309和NGC 6764的ISOCAM图揭示了这些星系中恒星形成区的位置。从4到12微米的ISOPHOT光谱观测在目标的核和几个盘星形成区域中检测到无处不在的PAH带，而LWS光谱检测到来自两个星系NGC 5430和NGC 6764的[OI]和[CII]发射线。使用ISO和IRAS通量密度的组合，修改后的黑体组件的总和的基础上的灰尘模型成功地拟合到现有的数据。然后，这些模型被用来计算每个星系的总红外光度的新值，各种尘埃种群的大小，以及全球SFR。导出的通量比，SFR，高L（PAH）/L（40-120微米）和F（PAH 7.7微米）/F（7.7微米连续）值表明，这些星系中的大多数都是恒星形成的紧凑爆发。唯一的例外是NGC 6764，它的F（PAH 7.7微米）/F（7.7微米连续区）值为1.22，这与活动星系核的存在是一致的，但L（PAH）/L（40-120微米）更符合星暴，这一发现与由星暴主导的紧凑低光度活动星系核一致。
2005-06-01 astro-ph
Comparison of Nuclear Starburst Luminosities between Seyfert 1 and 2 Galaxies Based on Near-infrared Spectroscopy
本文报道了CfA和12微米样品中23个Seyfert 1星系的红外K波段（2-2.5微米）和L波段（2.8-4.1微米）狭缝光谱。多环芳烃（PAH）的发射功能在3.3微米的L波段主要用于研究这些星系的核恒星形成活动。3.3微米的PAH排放检测在10个来源（=43%），表明检测核恒星形成的一个显着的赛弗特1星系的一部分是可行的。对于PAH探测到的核，PAH发射的表面亮度值与典型的星爆一样高，这表明PAH发射探测了中央活动星系核（AGN）周围尘埃环中假定的核星爆。根据观测到的3.3微米多环芳烃发射光度，定量地估计了核星爆的大小。估计的星暴亮度相对于一些指标的活动星系核的权力，在这些Seyfert 1 s的32个Seyfert 2s在相同的样本，我们以前观察到的比较。我们发现，有没有显着的差异，在核星暴活动星系核光度比之间的Seyfert 1和2星系，核星暴光度与活动星系核功率在这两种类型的Seyfert。我们的研究结果有利于一个稍微修改的活动星系核统一模型，它预测发生在尘埃环面的Seyfert的核星暴物理连接到中央活动星系核，而不是经典的统一范式，其中尘埃环面简单地隐藏中央活动星系核的Seyfert 2s和重新处理活动星系核辐射的红外尘埃发射在Seyfert。在CfA和12微米样品中的塞弗特1 s之间，核恒星形成特性没有显著差异。
2004-08-24 astro-ph
Does the 3.3 micron PAH Emission Feature Require UV Excitation?
事实上，在所研究的每一个尘埃天体物理环境中都观测到了未识别的红外波段。UIB载体必须是丰富和普遍存在的。强有力的证据表明多环芳烃（PAH）是可能的候选者，但识别并不完整。需要额外的诊断来进一步约束UIB载体，例如探测范围从UV强到UV弱的激发源，以便确定UIB载体的"带隙“。观测和模型表明，UIB可以在弱紫外线场的源中找到。为此，我们提出了新的观测结果的3.3微米光谱区域的六颗恒星嵌入反射星云，并在六个织女星。这些物体的有效温度范围从3500到12,000 K。它们的环境包括相对未被处理的尘埃（反射星云）和最有可能被嵌入式照明源处理过的尘埃（类似织女星）。结合文献中的数据，我们有27条视线的样本。我们的分析表明，无论是撞击尘埃的紫外线场的强度，还是恒星的有效温度，都不是物体中是否存在3.3微米UIB辐射的决定因素。我们发现了三个3.3微米发射带的探测，一个在织女星型物体中，一个在赫比格Ae/Be物体中，一个在反射星云中，并且都有圆盘。盘的几何形状的作用可能是重要的，在揭示或模糊的光解离区域从UIB发射产生。
2004-04-28 astro-ph
Mid-Infrared Images of Stars and Dust in Irregular Galaxies
本文介绍了22个代表性的不规则星系的中红外-光学性质：18个Im，3个BCD和1个Sm。中红外是基于斯皮策太空望远镜档案中的图像。3.6和4.5微米波段和UBVJHK图像被用来检查磁盘形态和综合和方位平均的星等和颜色的恒星。4.5微米图像中的非恒星成分被用来追踪热尘埃。5.8和8.0微米的图像显示了来自热尘埃和多环芳烃的发射，两者都可能有助于这些通带，尽管我们将非恒星发射称为多环芳烃发射。我们将8.0微米图像与Halalpha进行比较。Im星系没有隐藏的条纹，那些具有双指数光学光剖面的星系在中红外也有相同的条纹。四个星系拥有在光学波段不可见的超级星团。具有较高面积标准化恒星形成率的星系团相对于星光有更多的尘埃和PAH排放。热尘和PAH辐射主要出现在高表面亮度的HII区域，这意味着大质量恒星是加热的主要来源。具有强烈的、广泛分布的恒星形成的星系有更多的扩展PAH发射。在小尺度上，PAH与Halpha排放的比率不是恒定的。多环芳烃与壳和巨丝有关，因此它们在壳形成过程中不会被破坏。
2006-04-05 astro-ph
Observations of [S IV] 10.5 micron and [Ne II] 12.8 micron in Two Halo Planetary Nebulae: Implications for Chemical Self-Enrichment
我们在晕族行星状星云（PN）DdDm 1中探测到了[S IV] 10.5微米和[Ne II] 12.8微米的精细结构谱线，并在晕族行星状星云PN H 4-1中确定了它们的强度上限。我们还基于覆盖3800 A至1微米光谱范围的高色散光谱，对DdDm 1的S、Ne、O和H各种离子的光学线进行了新的测量。这些星云的O/H丰度相似，（O/H）= 1 e-4，但H 4-1的S/H和Ne/H比DdDm 1低半个数量级，因此H 4-1似乎属于更贫金属的星群。这支持了以前的建议，PNe所产生的贫金属的祖星可以有升高的氧丰度，由于内部核合成和对流疏浚。人们普遍认为，许多PNe中的高丰度碳是自富集的结果。由于氧气也会受到影响，因此使用星云O/H值来推断母恒星星族（例如，在外部星系中）的总体金属丰度可能是可疑的，特别是对于低金属丰度。
2002-10-16 astro-ph
Aromatic emission from the ionised mane of the Horsehead nebula
我们研究了马头星云被照亮边缘的芳香红外带（AIB）发射体的演化，特别是它们在HII区的生存和性质。我们目前的光谱测绘观测与红外光谱仪（IRS）在波长5.2-38微米。相对于6.2、7.7和8.6微米处的其它AIB，在HII区域中检测到11.3微米处的强AIB。该谱带的强度似乎与12.8微米处的[NeII]和H α的强度相关，这表明11.3微米谱带的发射体位于电离气体中。多环芳烃在HII区的存活可能是由于辐射场的中等强度（G 0约100）和缺乏能量高于约25 eV的光子。相对于其他AIB，HII区域中11.3微米带的强度的增强可以通过中性多环芳烃的存在来解释。我们的观察突出了在我们的银河系中理想条件下观察到的电离和中性多环芳烃之间的过渡区域。多环芳烃可以在HII区域存活并显着中性的情况可以解释在其他斯皮策观测中检测到突出的11.3微米波段。
2007-06-11 astro-ph
The Spectral Energy Distribution of Dust Emission in the Edge-on Spiral Galaxy NGC 4631 as seen with Spitzer and JCMT
我们利用3.6 - 160微米的斯皮策太空望远镜观测和450和850微米的詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜对边缘上的Sd螺旋星系NGC 4631的观测，探索单个星系内尘埃排放变化的性质，目的是了解多环芳烃（PAH）和尘埃排放之间的关系，研究尘埃辐射的颜色变化，并寻找可能的过量亚毫米辐射，与根据应用于中红外和远红外数据的尘埃模型所预期的相比。在8微米的多环芳烃排放量被认为是最好的相关性与热尘埃排放量在24微米的千秒差距的尺度，虽然关系打破了规模等于数百秒差距，可能是因为在平均自由程之间的差异激发的多环芳烃和热尘埃的光子，可能是因为多环芳烃被摧毁的硬辐射场在一些恒星形成区域的中心。8微米PAH排放与160微米冷尘排放的比率似乎是半径的函数。70/160和160/450微米的通量密度比是非常恒定的，即使表面亮度在每个波段变化25倍，这表明辐射来自于由几乎均匀的辐射场加热的尘埃。在全球范围内，我们发现超过850微米的排放量相对于灰尘模型的预测。850微米的过量在具有低160微米表面亮度的区域中是最高的，尽管该结果的强度和统计显著性取决于对数据的模型拟合。我们排除了可变发射率函数或~4 K灰尘作为这850微米发射的可能来源，但我们确实讨论了可能产生发射的其他可能机制。
2006-07-31 astro-ph
Warm Dust and Spatially Variable PAH Emission in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 1705
我们目前的斯皮策观测矮星暴星系NGC 1705作为SINGS的一部分。星系的形态在短轴和长轴方向上有很大的不同，大约5微米：短波长的图像显示了一个潜在的红色恒星星族，中央的超级星团（SSC）控制着光度;长波长的数据显示了两个偏离SSC约250 pc的非核区域产生的温暖的尘埃辐射。这些区域在光波长处几乎没有消光。该星系的尘埃质量相对较低（约2 E5太阳质量，意味着全球尘埃与气体的质量比银河系平均值低2- 4倍）。非核尘埃的辐射似乎是由激发H α辐射的同一恒星星族的光子提供能量;这些光子与SSC无关（尽管不能排除嵌入源对非核区域红外光度的贡献）。低分辨率IRS光谱显示中等强度的多环芳烃排放在11.3微米波段在东部的高峰，没有多环芳烃排放检测到的SSC或西部的尘埃排放复合体。缩放和减去较短波长的数据后，有显着的扩散8微米发射; IRS数据显示的空间可变PAH发射强度表明，在解释扩散8微米发射时应谨慎，因为这是由PAH载体单独引起的。NGC 1705的金属丰度落在Engelbracht和合作者发现的35%太阳能的过渡水平上;在这个金属丰度下的系统显示出空间可变的PAH排放，这一事实证明了解释扩散的8微米排放的复杂性。NGC 1705是一个没有被探测到的射电连续谱，它明显偏离了典型的远红外与射电相关性。（节录）
2006-04-28 astro-ph
ISO Mid-Infrared Spectra of Reflection Nebulae
本文介绍了用红外空间天文台（ISO）上的红外照相机和圆形可变滤光轮获得的反射星云vdB 17（NGC 1333）、vdB 59（NGC 2068）、vdB 101、vdB 111、vdB 133和vdB 135的5-15微米成像光谱。这些星云被Teff = 3，600 - 19，000 K的恒星所照亮，这意味着紫外线与恒星总通量的比值为F（< 400 nm）/F（tot）= 0.01-0.87。我们探测到了6.2、7.7、8.6、11.3和12.7微米的红外发射特征（IEFs），6-9微米和11-13微米的宽发射特征，以及5-15微米的连续发射，来自星际介质的vdB 17、vdB 59和vdB 133（F（< 400 nm）/F（tot）= 0.22-0.87），并将来自星际介质的发射的上限设置为vdB 101、vdB 111和vdB 135（F（< 400 nm）/F（tot）= 0.01-0.20）。我们没有观察到不同的Teff的光谱差异。我们分析的光谱vdB 17和vdB 59作为一个函数的距离，从恒星，看看光谱如何取决于去每个源。我们发现的唯一定量差异是在Go = 20-60时7.7微米IEF在vdB 17内的加宽。在Go = 20至60，000的范围内，我们观察到6-10微米与10-14微米通量比仅发生40%的变化。
1999-10-06 astro-ph
Near-infrared K-band Spectroscopic Investigation of Seyfert 2 Nuclei in the CfA and 12 Micron Samples
我们目前的近红外K带狭缝光谱的25个赛弗2星系的CfA和12微米样品的核。恒星产生的2.3-2.4微米CO吸收特征的强度是根据光谱CO指数来测量的。观测到的CO指数和核K-L颜色之间存在明显的反相关性，这表明活动星系核加热的无特征热尘埃连续体对观测到的Seyfert 2星系核中的K-带通量有显着贡献。修正后的活动星系核的贡献，我们估计核恒星K波段光度的所有来源，和CO指数的来源与适度大的观测CO指数。10个（=40%）Seyfert 2核的校正CO指数被认为是高的恒星形成或椭圆（=球状）星系中观察到的。我们结合K波段的数据与测量的L波段3.3微米多环芳烃（PAH）的发射功能，另一个强大的指标，恒星形成，并发现，3.3微米PAH K波段恒星光度比大大小于那些星爆星系。我们的研究结果表明，3.3微米的PAH排放起源于假定的核星爆在周围的活动星系核的尘埃环面，因为它的高表面亮度，而K波段CO吸收功能检测到的核占主导地位的老球（=球状体）的恒星，因此可能不是一个强大的指标，核星爆。我们没有看到CfA和12微米Seyfert 2s之间的CO吸收和PAH排放特征的强度有明显差异。
2004-07-12 astro-ph
Spitzer Observations of the z=2.73 Lensed Lyman Break Galaxy, MS1512-cB58
本文介绍了z=2.73的透镜莱曼破裂星系MS 1512-cB 58的斯皮策红外测光和光谱学。大的放大倍数（因子~30）允许迄今为止对L*_UV（z=3）LBG进行最详细的红外研究。获得了具有IRAC（3-10微米）、IRS（16微米）和MIPS（24、70和160微米）的宽带测光以及跨越5.5-35微米的IRS光谱。将恒星星族模型与光学/近红外/IRAC测光结果进行拟合，得到了一个年轻的年龄（约900万年），形成恒星的速度约为98 M太阳/年，到目前为止形成的恒星总质量约为10^9 M太阳。不能排除存在一个老的恒星星族，其质量是恒星的两倍。红外光谱能量分布符合24微米和70微米测光，以及先前获得的submm/mm，数据给出了本征红外光度L_IR = 1-2 x10^11 L_sun和恒星形成率SFR ~20-40 M_sun/yr。由于红紫外光谱斜率明显超过了对尘埃消光水平的预测，因此紫外导出的恒星形成率（SFR）比使用L_IR或L_H α确定的SFR高约3-5倍。这表明，假设的卡尔泽蒂星爆遮光率法律可能是无效的年轻的LBG。我们在6.2、7.7和8.6微米处检测到多环芳烃（PAH）的强线发射。线的比率是一致的比率在本地和高红移恒星爆发。PAH和静止帧8微米光度预测的总L_IR的基础上以前测量的关系在星爆。最后，我们没有检测到3.3微米的PAH特征。这与一些PAH排放模型略有不一致…
2008-08-18 astro-ph
Mid-Infrared T-ReCS Spectroscopy of Local LIRGs
我们提出了T-ReCS高空间分辨率N波段（8-13微米）光谱的中心区域（几个千秒差距）的3个本地LIRGs。核谱显示深9.7微米的硅酸盐吸收特征和高电离[SIV]10.5微米的发射线，符合其光学分类为活动星系核。两个具有未分辨中红外发射的LIRG在其核光谱中在11.3微米处不显示PAH发射。NGC 5135的空间分辨中红外光谱使我们能够在小于2.5 arcsec ~ 600 pc的尺度上分离出Seyfert核、HII区和它们之间的扩散区的光谱。扩散区光谱的特征在于强PAH发射几乎没有连续，而HII区域显示PAH发射具有较小的等效宽度以及[NeII]12.8微米线。
2006-10-20 astro-ph
What can we learn about protoplanetary disks from analysis of mid-infrared carbonaceous dust emission?
本文分析了12个原行星盘样品中的微小尘埃粒子的中红外辐射，以了解它们与星际尘埃粒子的联系，并探讨它们的辐射作为探测盘的物理条件和演化的可能性。我们定义了一个由三个中红外模板光谱PAH $^0$、PAH $^+$和VSG组成的基础，这些光谱是从反射星云的分析中得出的，另外一个PAH $^x$光谱是由Joblin等人（2008）引入的，用于分析行星状星云的光谱。从12个星+盘光谱的拟合的优化，使用4个模板光谱的线性组合，我们发现，在8.3 $μ$ m处需要具有宽特征的额外的小颗粒组分。我们发现，随着恒星温度的升高，盘中的VSG辐射的比例减小。VSGs似乎被光盘表面的UV光子破坏，从而释放出游离的PAH分子，这些分子最终被电离，因为它是在光解离区域观察到的。相反，我们观察到PAH $^x$的分数随着恒星温度的增加而增加，除了在B星的情况下，他们是缺席的。我们认为，这是兼容的PAH $^x$作为大的电离多环芳烃，最有可能在磁盘的区域，靠近恒星发射的识别。最后，我们提供了一个依赖于紫外光的方案来解释多环芳烃和VSG在原行星盘中的演化。我们发现，A星修改的多环芳烃和VSGs的大小谱有利于大的多环芳烃，而B星破坏，即使是最大的多环芳烃大半径的磁盘。这些结果使我们能够把新的约束的属性的两个来源：IRS 48和“戈麦斯的汉堡包”，这是很差的特点。
2009-01-12 astro-ph
Mid-Infrared Spectroscopy of High Redshift Submillimeter Galaxies: First Results
本文给出了用斯皮策空间望远镜拍摄的5个z=0.65-2.38亚毫米星系的中红外光谱。其中4个源在z<1.5时具有很强的PAH特征，它们的合成光谱与M82谱很好地拟合，并具有与活动星系核活动相一致的幂律分量。基于7.7微米的PAH等效宽度和PAH的红外光度比，这些星系与本地模板的比较，我们得出结论，这些星系主机的恒星形成和活动星系核活动，恒星形成主导的热光度。z=2.38的源在restframe ~8微米处显示出Mrk 231型的宽特征，这与星暴星系中典型的7.7/8.6微米PAH复合体不一致，表明AGN的贡献更大。
2006-12-24 astro-ph
PAH emission from Herbig AeBe stars
我们目前的光谱样本的Herbig Ae和Be（HAeBe）恒星获得的红外光谱仪的斯皮策太空望远镜。除了一颗赫比格星外，所有的赫比格星都显示出多环芳烃（PAH）的发射，其中七颗光谱显示PAH发射，但在10微米处没有硅酸盐发射。6.2、7.7- 8.2和11.3微米发射特征的中心波长随恒星温度的降低而减小，表明在较冷的辐射场中，多环芳烃的光处理较少。相对于其他多环芳烃排放源，HAeBe星的明显低水平的光处理意味着多环芳烃是新暴露于其宿主星的紫外光辐射场。HAeBe星表现出多种PAH的发射强度和电离分数，但范围狭窄的PAH光谱分类的基础上的主要PAH功能中心的位置。这可能表明，无论PAH分子相对于恒星的位置如何，在中等质量恒星的原行星盘中，PAH分子都被相同的物理过程改变。中红外光谱能量分布的分析表明，我们的样品可能包括径向耀斑和更平坦/解决磁盘系统，但我们没有看到预期的整体PAH排放与磁盘几何形状的相关性。我们认为，从HAeBe星的PAH发射的强度可能不仅取决于径向耀斑的程度，但也对多环芳烃的丰度在照明区域的磁盘，并可能对内部磁盘的垂直结构以及。
2008-09-14 astro-ph
Emission-line Helium Abundances in Highly Obscured Nebulae
本文概述了一种方法来确定ICF只使用红外数据。我们鉴定了四个线对，[NeIII] 36 $\micron$ /[NeII] 12.8 $\micron$，[NeIII]~15.6 $\micron$ /[NeII] 12.8 $\micron$，[ArIII] 9 $\micron$ /[ArII] 6.9 $\micron$，[ArIII] 21 $\micron$ /[ArII] 6.9 $\micron$。这是因为离子覆盖了很宽的电离范围，线对电子温度不敏感，它们有相似的临界密度，并且在星云的He $^+$ /H $^+$区域内形成。我们计算了一个非常广泛的光电离模型适用于银河系HII地区。该模型涵盖了广泛的密度，电离参数，恒星温度，并使用连续从四个非常不同的恒星大气。结果表明，每个谱线对都有一个临界强度比，超过这个强度比，氦ICF的能量总是很小。低于这些值，ICF在很大程度上依赖于其中三个比率的模型细节，因此需要其他信息来确定氦丰度。[Ar III] 9 $\micron$ /[Ar II] 6.9 $\micron$的比值可以直接指示ICF，这是由于两条线的临界密度几乎精确匹配。最后，最新一代恒星大气预测的连续统足够硬，它们通常会产生显着的负ICF。
1999-07-27 astro-ph
Silicate Emission in the Spitzer IRS spectrum of FSC 10214+4724
我们提出了z=2.2856的超亮红外星系FSC 10214+4724的第一个MIR光谱，由斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪获得。该光谱的静止波长范围为2.3-11.5微米，涵盖了许多关键的诊断发射和吸收特征。IRS光谱中最突出的特征是在静止帧10微米处的硅酸盐发射。我们还在7.65微米的静止波长处检测到未分辨的发射线，我们将其鉴定为[NeVI]，并且在5.6微米处检测到轻微分辨的特征，鉴定为[Mg VII]和[Mg V]的混合物。在FSC 10214+4724光谱中没有强PAH发射特征。我们将6.2微米PAH排放的等效宽度限制为0.1微米，但没有看到相应的7.7微米特征的证据。光谱能量分布的半经验拟合表明，大约45%的辐射热光度来自于50 K的冷尘埃，一半来自于190 K的暖尘埃，其余的5%来自于640 K的热尘埃。热尘埃需要适合陡峭的MIR光谱的蓝端。FSC 10214+ 4724的红色连续光谱、强烈的硅酸盐发射、很少或没有PAH发射，以及没有硅酸盐吸收，使得FSC 10214+4724与迄今为止用IRS观测到的大多数其他ULIRGs或AGN不同。这些明显矛盾的性质可以解释为活动星系核是高度放大的透镜，掩盖了（占主导地位的）覆盖星暴异常微弱的PAH排放。
2006-01-03 astro-ph
ISOCAM view of the starburst galaxies M82, NGC253, and NGC1808
我们目前的中红外5.0-16.5微米分光光度成像的星暴星系M82，NGC 253，和NGC 1808从ISOCAM仪器上的红外空间天文台。这三个星系的中红外光谱在特征方面非常相似。大于11微米的连续谱归因于非常小的尘埃颗粒（VSG），相对于短波长发射，其强度表现出很大的分散。我们发现，15微米的尘埃连续通量密度与精细结构[ArII] 6.99微米线通量相关，从而提供了一个很好的定量指标的恒星形成活动的水平。相比之下，5-11微米的区域主要由多环芳烃（PAHs）的排放具有几乎不变的形状。然而，在20%-100%的水平上观察到PAH特征的相对强度的变化。我们说明消光效应的中红外光谱的形状模糊的星爆，强调的差异取决于适用的消光定律和后果的解释PAH比率和消光估计。PAH，VSG，和[ArII] 6.99微米的发射在三个星系之间的相对空间分布表现出显着的差异。< 1 kpc的中红外源远小于我们样本星系的光学范围，在ISOCAM < 1.5 arcmin的平方视场内，IRAS 12 μ m的通量中有70%-100%被恢复，表明核星暴在总的中红外辐射中占主导地位，而来自静止盘星形成的漫射光贡献很小。
2002-12-04 astro-ph
Spitzer's View of Planetary Nebulae
斯皮策太空望远镜是美国宇航局的红外天文学大天文台，为研究行星状星云的红外特性提供了新的工具。三个仪器，包括红外阵列相机（IRAC），斯皮策多波段成像光度计（MIPS）和红外光谱仪（IRS），提供3.6至160微米的成像能力，以及5.2至38微米的低和中等分辨率光谱。在本文中，我回顾了斯皮策最近的结果有关行星状星云和它们的不对称结构。
2007-08-30 astro-ph
Energy Diagnoses of Nine Infrared Luminous Galaxies Based on 3--4 Micron Spectra
本文根据9个红外发光星系（IRLG）的3- 4 $μ$ m谱诊断了它们的能量来源。分析了3.3 $μ$ m多环芳烃（PAH）发射特征的等效宽度和3.3 $μ$ m PAH与远红外光度比（$L_{3.3}/L_{\rm FIR}$）。假设这些源中的致密核星暴活动产生的3.3 $μ$ m PAH辐射与远红外光度较低的星暴星系一样强，则得到以下结果：对于六个IRLG，观测到的等效宽度和$L_{3.3}/L_{\rm FIR}$比率都太小，不能用致密的星暴活动来解释它们的大部分远红外光度，表明活动星系核（AGN）活动是主要的能量来源。对于其他三个IRLG，而3.3 $μ$ m PAH等效宽度的范围内的星暴星系，$L_{3.3}/L_{\rm FIR}$比率后，屏幕尘埃消光校正是一个因素的$\sim$ 3小。尘埃消光校正因子和星爆星系内禀$L_{3.3}/L_{\rm FIR}$比的分散性的不确定性不允许确定这三个IRLG的最终能量来源。
2000-08-23 astro-ph
Unusual PAH Emission in Elliptical Galaxies
在斯皮策IRS观测的30个正常椭圆星系样本中，有一个星系NGC4697显示出强烈的PAH发射，但具有明显弱的7.7微米特征。我们发现，PAH的排放被限制在星系的中心区域，一旦一个静止的椭圆星系光谱被减去，PAH的功能比率是正常的。我们发现，PAH光谱类似于我们的银河系的弥漫ISM，而不是一个HII区域，并不表明一个星暴星系。我们认为NGC4697中的多环芳烃与最近但现在已经过去的恒星形成爆发是一致的。
2006-04-18 astro-ph
Lack of PAH emission toward low-mass embedded young stellar objects
多环芳烃已经在分子云和一些有圆盘的年轻恒星中被检测到，但还没有与嵌入的年轻恒星联系起来。我们提出了一个敏感的中红外光谱调查PAH功能对低质量嵌入YSO的样本。其目的是利用辐射转移模型对恒星形成的嵌入阶段中的PAH丰度施加约束。给出了39个源的VLT-ISAAC L波段谱和53个源的Spitzer IRS谱。线强度相比，最近的调查赫比格Ae/Be和金牛T星。用辐射转移程序RADMC和RADCAL模拟了包层中包埋有拱星盘的PMS星包埋YSO的PAH辐射。研究了多环芳烃的丰度、恒星辐射场、倾角和周围包层消光对多环芳烃特征的影响。大多数样品（97%）未检测到3.3 μ m PAH特征，典型上限为5E-16 W/m^2。紧凑的11.2微米PAH发射被视为直接朝向53个斯皮策短-高光谱中的1个，对于边界嵌入的源。对于所有12个源的VLT和斯皮策光谱，没有PAH功能检测。总的来说，PAH特征在63颗（候选）嵌入原恒星中最多有1颗被检测到（<~ 2%），甚至低于具有盘的II类金牛座T星（11-14%）。假设典型的I类恒星和信封参数，多环芳烃排放的情况下，最有可能解释的情况下，通过多环芳烃丰度至少一个数量级低于分子云，但类似于磁盘中发现的发射载体。因此，大多数多环芳烃可能进入原行星盘冻结在尘埃颗粒的冰层和/或凝结的形式。
2008-12-18 astro-ph
Discovery of Blue Luminescence in the Red Rectangle: Possible Fluorescence from Neutral Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Molecules?
在这里，我们报告了我们在红色矩形星云（RR）中发现的一条蓝色发光带（BL）。这个神秘的原行星状星云也是已知最明亮的扩展红色发射源之一，以及未知的红外（UIR）波段发射。这种新发现的BL的光谱很可能是来自小的中性多环芳烃（PAH）分子的荧光。PAH分子被认为广泛存在于我们银河系以及其他星系的许多星际和星周环境中，并被认为是UIR波段发射的可能载体。然而，尚未在太阳系外的来源中确定特定的PAH分子，因为这些分子在3.3微米和16.4微米波长之间的中红外发射特征对分子大小基本不敏感。相比之下，多环芳烃的近紫外/蓝色荧光对多环芳烃分子的大小、结构和电荷状态更具特异性。如果这种近紫外/蓝色荧光的载体是多环芳烃，它们很可能是由3-4个芳香环组成的中性多环芳烃分子，如蒽（C14 H10）和芘（C16 H10）。这些小的多环芳烃将是在星际介质中特别确定的最大分子。
2004-03-22 astro-ph
Discovery of PAHs in the Halo of NGC 5907
我们使用来自红外空间天文台（ISO）的敏感档案数据，在6个不同的MIR波段（LW 2，LW 5，LW 6，LW 7，LW 8和LW 10）中绘制了边缘低SFR星系NGC 5907的地图，覆盖了6.5至15.0微米的光谱，包括几个狭窄的波段，这些波段隔离了通常被称为多环芳烃的红外芳香族光谱特征。大部分的MIR排放是由多环芳烃为主，它是可能的，从VSG的排放只贡献可忽略不计，除了在广泛的IRAS等效带。这些流量比是典型的低SFR星系或静止区星系（如M~83）的流量比，并观察到很高的PAH/连续统比。PAH排放遵循CO分布，并且还示出了在具有λ 850微米分布的盘内的一些相关性。然而，多环芳烃排放也达到更大的银河中心半径比CO和其他相关性表明，多环芳烃也更广泛。一个重要的新发现是在星系晕中存在多环芳烃。在孤立单个PAH特征的窄带中，发射显示出与其他示踪剂中其他星系中看到的高纬度特征相似的结构。这些特征从平面延伸至6.5 kpc，但更典型的是3.5 kpc的比例高度。（λ 11.3/λ 7.7）的比值似乎也随着与长轴的距离而增加。据我们所知，这是第一次在外部星系的晕中看到多环芳烃。同样重要的是，它们出现在低SFR星系中，这表明这些大分子到达高纬度并不需要强大的SNe和风。
2005-09-23 astro-ph
Shock processing of interstellar dust and polycyclic aromatic hydrocarbons in the supernova remnant N132D
我们使用斯皮策太空望远镜、IRS、IRAC和MIPS（红外光谱仪、红外阵列相机、斯皮策多波段成像光度计）上的所有仪器观测了富氧的大麦云（LMC）超新星遗迹N132 D（SNR 0525-69.6）。5-40微米的IRS光谱朝向东南壳的残留物显示了一个急剧上升的连续与[NeIII]和[OIV]以及PAH排放。我们还提出了一个快速移动的喷出物结，以前检测到的光波长，这是由强大的[NeIII]和[OIV]发射线为主的光谱。我们将连续谱解释为N132 D膨胀壳层中被冲击加热的尘埃颗粒的热发射，这在MIPS 24微米图像中清晰可见。一个15-20微米的发射峰出现叠加在尘埃连续体上，我们将其归因于PAH C-C-C弯曲模式。我们还检测到众所周知的11.3微米PAH C-H弯曲特征，并发现15-20微米驼峰的综合强度比残骸外壳中的11.3微米带强约7倍。IRAC 3-9微米的图像没有显示出来自残骸的大规模壳状发射的明确证据，部分原因是与周围的ISM材料混淆。然而，我们根据它们独特的红外颜色确定了几个受冲击的星际气体结。我们讨论了明亮的红外连续谱和多环芳烃的特点，在年轻的超新星遗迹尘埃处理。
2006-09-06 astro-ph
AEGIS: Infrared Spectroscopy of An Infrared Luminous Lyman Break Galaxy at z=3.01
我们报告的检测休息帧6.2和7.7 \micron发射功能所产生的多环芳烃（PAH）在斯皮策/IRS光谱的红外发光莱曼break星系在z=3.01。这是目前已经探测到这些PAH发射特征的最高红移星系。从MIPS 24 \micron和射电通量密度推断的总红外光度为2 $\times10^{13}$ L $_{\odot}$，这使该天体有资格成为所谓的超亮红外星系（HyLIRG）。然而，与通常与类星体/活动星系核相关的本地HyLIRG不同，它有很强的6.2和7.7 \micron PAH发射。我们认为，强烈的恒星形成主导了这个源的红外辐射，虽然我们不能排除存在一个深深模糊AGN。这个LBG在HST ACS F606 W和F814 W的影像中看起来是一个扭曲的系统，可能表明一个重要的合并或相互作用正在驱动大的红外光度。
2006-08-22 astro-ph
A Post-AGB Star in the Small Magellanic Cloud Observed with the Spitzer Infrared Spectrograph
利用斯皮策太空望远镜红外光谱仪的低分辨率组件，我们观测到了小麦哲伦星云中一颗具有罕见光谱特征组合的演化恒星MSX SMC 029。一个冷的尘埃连续体支配着MSX SMC 029的光谱。光谱还显示了多环芳烃（PAH）的发射和C2 H2在13.7微米处的吸收，这两种吸收只在另外两个来源AFGL 2688和IRAS 13416-6243中看到，这两个来源都是后渐近巨分支（AGB）天体。在这些来源中，PAH光谱具有不寻常的特征，即7-9微米复合物中的峰值发射超过8.0微米。此外，8.6微米特征具有与C-C模式一样强的强度，C-C模式通常在7.7微米和7.9微米之间达到峰值。在11.3微米的功能，在8微米的相对通量表明，在MSX SMC 029中的多环芳烃要么有一个低电离分数或在很大程度上未处理。13-16微米波长区域显示出与AGB后天体AFGL 618和SMP LMC 11中观察到的类似的强吸收特征。这种广泛的吸收可能来自于在这些来源中已鉴定的相同分子：C2 H2、C4 H2、HC 3 N和C6 H6。MSX SMC 029，AFGL 2688和AFGL 618之间的相似性使我们得出结论，MSX SMC 029在过去的几百年里从AGB演变而来，使其成为SMC中发现的第三个后AGB对象。
2006-11-03 astro-ph
Spatial separation of small and large grains in the transitional disk around the young star IRS 48
我们目前的空间分辨中红外图像的磁盘周围的年轻恒星IRS 48在蛇夫座星云复杂。圆盘在18.7微米处呈现环状结构，并且在较短波长处由多环芳烃的非常强的发射主导。这使得我们能够详细研究小尘埃和大尘埃颗粒的相对分布。用VLT-VISIR获得了IRS 48在8.6 - 18.7 μ m的5个中红外波段的图像以及低分辨率的N波段光谱。光谱学被用来确定中心恒星的光谱类型，并测量H α线的强度。18.7微米环的峰值直径为110 AU，间隙约为60 AU。环的形状与i = 48 ± 8度的倾角一致。相比之下，7.5-13微米的PAH发射带以源为中心，似乎填充了环内的间隙。测得的PAH谱线强度比通常测量的年轻M0恒星强10- 100倍，只能用高PAH丰度和/或强过量光学/紫外发射来解释。图像的形态，结合硅酸盐排放功能的情况下，意味着内部磁盘已被清除的微米级的灰尘，但与一个显着的人口的多环芳烃剩余。我们认为，差距可能是由于晶粒生长和解决或清除一个看不见的行星或低质量的同伴。IRS 48可能代表了从经典到弱线金牛座T星的短暂过渡阶段。
2007-05-21 astro-ph
The 21 micron and 30 micron circumstellar dust features in evolved C-rich objects
21微米和30微米波段是在演化中的低质量和中等质量富碳恒星（即渐近巨星分支（AGB）恒星、原行星状星云（PPN）和行星状星云（PN））中探测到的最强尘埃辐射特征。虽然21微米的特征是罕见的，只存在于短暂的PPN阶段，30微米的特征是更常见的，在整个恒星演化的后期阶段，从AGB到PPN和PN阶段，以及在低金属丰度星系：大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）。这些特征的携带者仍然不明。12个21微米来源中有11个也发射30微米波段，这表明它们的载体可能有某种联系。
2008-12-10 astro-ph
ISO spectroscopy of disks around Herbig Ae/Be stars
我们已经调查了所有46赫比格Ae/Be星的光谱数据可在ISO数据档案的红外光谱。我们对这些光谱的定量分析集中在与多环芳烃（PAH），无定形10微米硅酸盐带和结晶硅酸盐带在11.3微米的发射带。我们已经在我们的样本中检测到57%的赫比格星的PAH发射。我们的样品中存在PAH光谱差异的明确例子，表明PAH大小，化学和/或电离的差异。在52%的样本星的光谱中检测到无定形硅酸盐发射，在13%的样本星中检测到无定形硅酸盐吸收。我们已经在11颗恒星（占样本的24%）中检测到结晶硅酸盐发射，其中4颗（9%）也显示出强烈的PAH发射。我们根据样品源的中红外能量分布的强度对它们进行了分类。具有较强中红外（20-100 μ m）过量相对于其近红外（1-5 μ m）过量的系统显示出比具有较弱中红外过量的系统显著更多的PAH排放。这为Dullemond（2002）的盘模型提供了强有力的观测支持，在该模型中，具有耀斑盘几何结构的系统显示出强烈的中红外过量，而那些被膨胀的盘内缘强烈遮蔽的盘只显示出适度的中红外辐射。PAH的排放预计将主要产生在直接暴露于中央恒星辐射的那部分圆盘大气中。在这个模型中，自阴影盘应显示较弱的PAH发射比耀斑盘，与我们的观察一致。
2004-08-11 astro-ph
IRAC Observations of Planetary Nebulae
本文介绍了红外线列阵照相机（IRAC）对行星状星云（PN）成像巡天的初步结果。PN的IRAC颜色为红色，特别是在考虑8.0微米波段时。在这个频带中的发射可能是由于来自两个强分子氢线和[Ar III]线在该带通中的贡献。IRAC对光环以及光学明亮的电离区域中的发射敏感。在NGC 246中，我们在5.8和8.0微米的IRAC波段观察到了一个意想不到的发射环，这是以前在其他波长下没有看到的。在NGC 650和NGC 3132中，与光学和其他IRAC波段相比，8.0微米的发射距离中心恒星更远，可能与该波段的分子氢发射以及分子材料存在于电离区之外的趋势有关。然而，在NGC 6543外晕的絮状物中，这种趋势被逆转，在结构的内部边缘有8.0微米的明亮发射。这可能与发射机制有关，其中分子氢可能在NGC 6543晕的冲击中被激发，而发射可能在中心恒星附近的紫外场中被荧光激发。
2004-05-31 astro-ph
A Spitzer IRS Low-Resolution Spectroscopic Search for Buried AGNs in Nearby Ultraluminous Infrared Galaxies - A Constraint on Geometry between Energy Sources and Dust -
本文介绍了在z < 0.15附近的超亮红外星系（ULIRGs）的斯皮策IRS低分辨率红外5-35微米光谱的结果。我们专注于搜索的签名掩埋的活动星系核（AGN）在完整的样本ULIRGs光学分类为非Seyferts（LINERs或HII区域）。除了6.2微米、7.7微米和11.3微米的多环芳烃（PAH）发射特征外，我们还使用9.7微米和18微米硅酸盐尘埃吸收特征的光学深度来推断这些ULIRG核处的能量源和尘埃的几何形状，即，能量源是否在空间上与尘埃很好地混合（正常的星暴），或者比尘埃更集中（掩埋的活动星系核）。至少30%，可能50%的观测到的光学非Seyfert ULIRGs的红外光谱自然地被解释为由以下组成的发射：（1）能量不显著，适度模糊（Av < 20-30 mag）的PAH发射正常星爆，和（2）能量占主导地位，高度尘埃模糊，中心集中的能量源，没有PAH发射。我们将后者解释为一个埋藏的活动星系核。LINER ULIRGs中显示一些掩埋活动星系核特征的ULIRGs比例高于HII区ULIRGs。大多数发光的掩埋活动星系核候选者都是在具有冷远红外颜色的ULIRGs中发现的。在吸收校正的活动星系核的本征光度可以很小的不确定性导出的地方，它们被发现是10^12 Lsun的数量级，占了ULIRGs光度的大部分。5-35微米光谱的星暴/活动星系核分类通常与我们以前基于3-4微米光谱对同一样品的…
2007-02-07 astro-ph
Dust and PAH emission in the star-forming active nucleus of NGC 1097
已知附近星系NGC 1097的核心拥有一个年轻、紧凑（r < 9秒差距）的核星团以及一个低光度的活动星系核（AGN）。有人认为，核星团与一个尘埃环有关，而像NGC 1097这样的低光度活动星系核并不具有活动星系核统一模型所预言的尘埃环。为了研究这些相互矛盾的可能性，我们获得了该星系中心几百秒差距的11.7微米和18.3微米图像，角分辨率< 45秒差距，在这两个波段中都检测到了核心和壮观的千秒差距级恒星形成环。小尺度的中红外（中红外）光度意味着靠近这个星系中央引擎的温暖尘埃的热辐射。环面模型的拟合表明，所观察到的中红外辐射不能占由中央发动机加热的灰尘。更确切地说，加热这个天体中尘埃的主要来源是核星团本身，这表明我们探测到的尘埃不是活动星系核统一模型中的环面（尽管尘埃星暴本身也可能提供统一模型所引用的遮蔽）。Spitzer/IRS和Gemini/GNIRS光谱的比较表明，虽然多环芳烃发射（PAH）带在星系的直接环核区域很强，但PAH发射在中央19秒差距内很弱或不存在。PAH发射的缺乏可能在很大程度上可以解释为来自核星团的硬光子对PAH分子的破坏/电离。如果NGC 1097是典型的，那么即使在低光度活动星系核中，多环芳烃发射带也可能不是寻找非常紧凑的核星暴的有用工具。
2007-01-05 astro-ph
Spitzer Observations of Tidal Dwarf Galaxies
本文介绍了在三个相互作用的星系：NGC 5291，Arp 105和Stephan的五重星系中的潮汐矮星系（TDGs）的Spitzer观测结果。光谱显示明亮的发射从多环芳烃（多环芳烃），星云线和温暖的分子氢，特点是最近的恒星形成的插曲。落在IRAC 8.0微米带中的PAH发射导致TDG具有极红的IRAC颜色，其中[4.5] - [8.0] > 3。从多环芳烃的排放的特点是一个模型，主要是中性100-C多环芳烃原子。
2007-09-10 astro-ph
Mid-infrared spectral evidence for a luminous dust enshrouded source in Arp220
我们重新分析了超亮红外星系Arp 220的6-12微米ISO光谱，结论是它与典型星暴的放大版本不一致。相反，与星系NGC 4418和M83的光谱以及尘埃模型的模板拟合表明，它最好由典型的星爆成分和大量吸收的尘埃连续体的组合来表示，其中典型的星爆成分表现出PAH发射特征，而大量吸收的尘埃连续体贡献了6-12微米通量的40%，并且可能主导了光度。相对于Arp 220的先前研究特别重要的是，7.7微米处的发射特征包括PAH发射和由冰和硅酸盐吸收对大量吸收的连续体产生的更广泛的组分。然而，对PAH排放源的消光似乎相对较低。我们尝试性地将多环芳烃发射和大量灰尘/冰吸收的成分与Soifer等人（2002年）在其更高空间分辨率的10微米研究中分别确定的扩散发射区和两个致密核联系起来。吸收连续谱与嵌入的银河系原恒星的相似性以及尘埃模型的结果都意味着Arp 220中嵌入的源可能由星暴活动提供动力，尽管密度极高。由于活动星系核的高度消光，根据现有的数据，不可能排除活动星系核也贡献了部分或全部观测到的光度。然而，在这种情况下，测量其硬X射线发射的上限将要求Arp 220是已知的最高度模糊的活动星系核。
2003-10-24 astro-ph
The central stars of the planetary nebulae NGC 7027 and NGC 6543
NGC 7027和NGC 6543的红外光谱范围从2.4到45微米，用红外空间天文台上的短波光谱仪获得。这些光谱的第一次分析，与光电离模型的帮助下，提出。我们报告的第一次检测到的Ar VI 4.53微米和Ne VI 7.65微米线的光谱NGC7027。与较早的观测结果相比，很明显Ar VI线和可能还有其他线的强度自1981年以来有所增加。我们认为，这种变化的一个可能的解释是中央恒星的光谱能量分布的变化，可能是有效温度的增加。然而，这一结果需要进一步的观察来证实。我们还报告了NGC 6543光谱中未检测到O IV 25.9微米线和首次检测到Na III 7.32微米线。根据中心恒星光谱的黑体近似，预计不会检测到。O（3+）的电离阈值刚好超过He II的极限，而这条线的缺失表明恒星的通量在He II的极限处至少下降了350倍。模拟O IV线可能被证明是对大气模型的一个有价值的测试。
1999-06-09 astro-ph
Spatially Resolved 3 micron Spectroscopy of Elias 1: Origin of Diamonds in Protoplanetary Disks
我们提出了空间分辨的3 μ m光谱的Elias 1获得的自适应光学系统。圆盘的中心部分几乎没有3.3 μ m的PAH发射;它只在30 AU及以上出现。PAH的发射范围可达100 AU，至少达到我们观测的外边界。相比之下，钻石的辐射更集中，柱密度在距离恒星30 AU左右达到峰值。迄今为止，只有三颗赫比格Ae/Be星显示出3.53微米的钻石发射。其中两个有低质量的伴星，可能是造成赫比格Ae/Be恒星观测到的大X射线耀斑的原因。我们推测钻石的起源在拱星盘的石墨材料被转化为钻石的高能粒子的照射下。
2008-11-13 astro-ph
