Galactic winds and circulation of the ISM in dwarf galaxies
通过二维流体动力学模拟，研究了星暴对典型富气矮星系ISM的反馈。主要目标是解决星暴后ISM和金属的流通问题。我们假设一个单相旋转ISM在平衡的星系势产生的恒星盘和球形暗晕。假设星暴发生在星系中心的一个小体积内，它产生的机械能为3.8e39 erg/s或3.8e40 erg/s，持续3000万年。我们发现，与以前的调查一致，银河风在消除ISM方面不是很有效。相反，富含金属的恒星喷出物可能会被有效地从星系中排出并分散在星系际介质中。此外，我们还发现，在距离恒星破裂1亿年之后，星系的中心区域总是充满了寒冷而稠密的气体，达到了0.5 - 1 Gyr的新恒星形成事件的必要条件。因此，银河风的流体动力学演化与许多化学演化研究所提出的恒星形成机制相一致。我们还讨论了这些星系的X射线发射，发现可观察到的（发射平均）丰度的热气体低估了真正的热传导是有效的。这可以解释在星暴星系中估计的非常低的热气体金属丰度。
1999-07-01 astro-ph
An Empirical Decomposition of Near-IR Emission into Galactic and Extragalactic Components
我们将COBE/DIRBE观测到的近红外天空亮度（减去黄道光）分解为银河系恒星和星际介质（ISM）成分以及河外背景。这个经验程序使我们能够估计4.9微米宇宙红外背景（CIB）作为CIB强度在较短波长的函数。在波长> 3.5微米时，CIB强度上升的微弱迹象暗示了CIB光谱中有趣的天体物理学，或者警告说前景的黄道发射可能没有完全扣除。从黄道光减去的全天空图中只减去恒星成分，揭示了最清晰的3.5微米ISM发射图，这被发现与远红外波长的ISM发射密切相关。
2002-11-08 astro-ph
Multidimensional Hydrodynamical Simulations of radiative cooling SNRs-clouds interactions: an application to Starburst Environments
在这项工作中，我们有兴趣研究的副产品的SNR云的星爆（SB）系统。这些相互作用可以在物质从云到ISM的再循环中发挥重要作用，反之亦然。在目前的工作中，我们已经把我们的注意力集中在云和SN冲击波之间的相互作用在ISM的SB环境的全球影响，并进行了3-D辐射冷却流体动力学模拟与自适应YGUAZU网格代码。我们还考虑了由于来自热恒星和超新星（SNe）的大量紫外光子的存在而导致的光蒸发效应。结果表明，在辐射冷却的存在下，而不是一个有效的气体与扩散ISM混合，相互作用导致的云分裂成更小的。结果还表明，SNR云的相互作用是不太有效的产生大量的质量损失，从云的弥漫ISM比机制，如光蒸发所造成的紫外线通量从热的恒星。
2005-08-10 astro-ph
On the Escape of Ionizing Radiation from Starbursts
用$FUSE$获得的远紫外光谱表明，在五个紫外最亮的本地星暴星系中，强的$CIIλ$ 1036星际吸收线基本上是黑色的。由于中性ISM在莱曼边以下的不透明度明显大于$CII$线，这些数据提供了强有力的限制，电离辐射从这些恒星爆发逃逸。解释为均匀吸收板，在莱曼边缘的隐含光学深度是巨大的（$τ_0 \geq 10^2$）。或者，不透明材料的面积覆盖系数通常为$\geq$ 94%。因此，逃离每个星系ISM的电离恒星光子的比例很小：我们的保守估计通常产生$f_{esc} \leq 6%$。包含由于灰尘引起的消光将进一步降低$f_{esc}$。对恒星形成星系$MS 1512-CB58$在$z$ =2.7时的静止紫外光谱进行类似的分析，会导致对$f_{esc}$的类似限制。这些新的结果同意提供的约束条件下的莱曼边缘的直接观测在其他几个地方的星爆。然而，它们与最近报道的在$z \geq$ 3的恒星形成星系的性质不同。我们评估的想法，在许多强大的恒星爆发中看到的强大的星系风通过他们的中性ISM明确的渠道。我们的经验表明，这种外流可能是一个必要的-但不是足够的-的过程中创建一个相对多孔的ISM的一部分。我们注意到，观测将很快记录宇宙演化中的恒星形成星系的贡献的metagalactic电离背景，具有重要意义的IGM的演变。
2001-05-01 astro-ph
ISM gas removal from starburst galxies and the premature death of star clusters
最近对邻近合并星系和星暴（SB）星系中星团年龄分布的观测研究表明，年轻的星团过早死亡。演化中的星团的命运主要取决于其气体含量。这就像一种胶水，有助于保持恒星系统的引力约束。在超新星（SNe）爆炸率升高的SB系统中，人们应该期望气体的有效加热和完全去除，这可能有利于快速分解正在演化的星团。基于对SB环境中星际气体动力学演化的同期研究，（Melioli & de Gouveia Dal Pino 2004），其中还考虑了可能抑制SNe对星际气体加热效率的致密云的存在，我们在这里计算了从这些系统中嵌入的年轻星团中去除气体的时间尺度，发现它们与非常短的时间尺度是一致的。从上述观测研究中推断出的星系团解体的时间尺度。我们的研究结果表明，典型的SB原集群应开始分散后，小于5万年。对于一个给定的总气体质量含量，这个结果几乎是不敏感的初始恒星形成效率。
2005-11-22 astro-ph
The Influence of the Starburst on the ISM in NGC 1569
一个大约在400万年前结束的巨大的恒星爆发对矮星系NGC 1569产生了非常强烈的影响。这一事件的证据在银河系的不同组成部分中仍然很突出：例如，对非常明亮的超级星团附近的已分辨恒星星族的光度研究表明，过去的恒星形成速率高达3 M太阳/年。在ROSAT观测中，在同一地点发现了扩展的X射线发射。强同步辐射的光谱显示了一个最近停止的恒星爆发的扭结特征。我们研究了星暴对中性原子分子气体的影响。我们用Heinrich-Hertz望远镜获得的CO（3- 2）图显示了3个巨大的分子团以及大量的扩展CO气体。这张图与CO（2- 1）和CO（1- 0）跃迁的干涉和单碟数据的比较表明了一个异常温暖的分子气相。对于一个正在形成恒星的矮星系来说，HI分布是非常平滑的。只发现了一个巨大的气泡，它位于超级星团附近。通过我们自然加权的VLA数据立方体，我们可以确认低质量HI云的存在以及连接它到NGC 1569的桥梁。这可能是一个HI云在与星系合并的过程中被潮汐破坏。我们还报告了检测的残留物的壳，可以跟踪最好的HI速度场。
2001-07-25 astro-ph
The Interaction between the ISM and Star Formation in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4214
我们提出的第一个干涉研究的分子气体在贫金属矮恒星爆发星系NGC 4214。我们在OVRO毫米阵列上获得的12 CO（1-0）发射图揭示了一个意想不到的结构财富。我们在NGC 4214的西北部（NW）、东南部（SE）和中心检测到三个分子发射区域，它们处于非常不同的演化阶段（总分子质量：5.1 x 10^6 M_sun）。这些差异是最明显的CO形态相比，光学地面和HST成像：大规模的恒星形成还没有开始在西北地区，著名的星爆中心是最进化和恒星形成的东南复杂的开始最近。我们推导出的SE复杂的恒星形成效率为8%。利用中性氢HI的高分辨率VLA观测和我们的CO资料，我们得到了NGC 4214（HI + H_2）的总气柱密度图。在HI、CO的峰值和正在进行的恒星形成的地点之间没有明显的相关性。这强调了矮星系的不规则性。HI和CO速度吻合得很好，H-alpha速度也是如此。我们总共在NGC 4214中编目了14个分子团。我们的维里质量分析结果与NGC 4214的银河系CO到H_2的转换因子（低于通常在贫金属矮星系中发现的值）是一致的。
2000-11-04 astro-ph
An X-ray and Optical Investigation of the Starburst-driven Superwind in the Galaxy Merger Arp 299
我们详细研究了星暴合并系统Arp 299（NGC 3690，Mrk 171）的X射线和光学性质，重点是它壮观的气体星云。我们分析了\rosat和\asca的X射线数据、光谱和窄带图像。我们认为，正在进行的星系碰撞潮汐重新分配的合并星系的ISM。光学发射线星云的形成是因为这种气体被从星暴逃逸出来的辐射光电离，并被星暴超新星和星风的集体效应驱动的“超级风”冲击加热、加速和加压。在Arp 299中的X射线星云可能是一个质量负载的绝热冷却气体流，它携带着大部分的能量和金属，这些能量和金属是以接近Arp 299的逃逸速度由星暴注入的。在这个系统中，质量外流率可能超过恒星形成率。我们的结论是，强大的恒星爆发能够加热（并可能弹出）的ISM合并星系的一个显着的部分。
1998-12-16 astro-ph
Warm-Dense Molecular Gas in the ISM of Starbursts, LIRGs and ULIRGs
恒星形成在明亮和超亮红外星系中的作用是一个激烈争论的问题：虽然很明显，恒星爆发在这些星系的红外光度中发挥了很大的作用，但可能被遮蔽的活动星系核的相对重要性是未知的。因此，更好地理解恒星形成气体在红外明亮星系中对红外光度的贡献是很重要的。12 CO的J=3能级位于地面以上33 K处，临界密度约为1.5 × 10^4 cm^-3。~（12）CO（J=3-2）谱线是由活跃的恒星形成加热的暖密分子气体的有效示踪剂。本文报道了我们用海因里希·赫兹亚毫米波望远镜对17个星暴螺旋、LIRGs和ULIRGs的~（12）CO（J=3-2）观测结果。格雷厄姆，亚利桑那州。我们的主要结果如下：1.我们发现红外光度与热密分子气体之间存在近似线性关系，即红外光度随热密分子气体的增加而增加，其幂次为0.92;我们认为这与Gao & Solomon（2004 a，b）的最新结果基本一致。2.使用标准的CO-H2转换因子3 × 10^20 cm^-2（K km s^-1）^-1，我们发现L_IR/M_H2的比值在~10 ~~128 L_sun/M_sun之间。如果这个转换因子比我们的小一个数量级，就像最近的统计调查（Yao et al.2003）所建议的那样，那么我们的2-3个天体可能对尘埃覆盖的活动星系核的L_IR有重要贡献。
2005-04-19 astro-ph
Extragalactic chemistry of molecular gas: lessons from the local universe
在毫米和亚毫米范围内对星系外进行的高分辨率和高灵敏度观测所提供的观测限制已经开始为研究星系外分子气体的化学奠定坚实的基础。特别是，附近星系的多物种和多线调查的可用性是核心的解释现有的和即将到来的高红移宇宙的毫米观测。要探测星爆和活动星系中分子气体的物理和化学状态，需要使用已知在这些星系中起作用的相关高能现象的特定示踪剂：大尺度冲击、强紫外线场、宇宙射线和X射线。我们在下面介绍了正在进行的调查的第一个结果，IRAM 30米望远镜与高原德布雷干涉仪（PdBI），致力于研究分子气体的化学在一个样本的恒星爆发和活动星系核的本地宇宙。这些观察结果突出了存在一个强大的化学分化的分子盘的星爆和活动星系核。
2006-05-24 astro-ph
The Detection of the Diffuse Interstellar Bands in Dusty Starburst Galaxies
本文报道了在七个远红外选择性星暴星系的光谱中探测到的星际弥散带（"$DIBs$“）。$λ$ 6283.9和$λ$ 5780.5特征分别以$\sim$ 0.4到1和0.1到0.6的等效宽度检测。在具有最高质量光谱的两个恒星爆发（M82和NGC2146）中，探测到了另外四个较弱的$DIBs$，它们位于$λ$ 5797.0、6010.1、6203.1和6613.6，等效宽度为$\sim$ 0.1。可以探测到$DIBs$的区域范围从强度较低的星爆中的$\sim$ 1 kpc到强度较高的星爆中的几kpc。在相同的星爆中，产生$DIBs$的气体比产生强蓝移吸收的$NaIλλ$ 5890、5896的气体在运动学上平均更静止。我们发现，在这些强烈的恒星爆发的$DIBs$是非常相似的那些在我们的银河系：检测到的功能的相对强度是相似的，和等价的宽度遵循相同的依赖性作为银河系的$DIBs$对$E(B-V)$和$NaI$列密度。虽然恒星暴增中的ISM被光子和宇宙射线加热，其强度是银河系弥漫ISM中的$\sim$ 10 $^3$倍，但恒星暴增中的气体密度和压力也相应地更大。这种"同源性“可能有助于解释$DIB$惊人相似的性质。
2000-02-21 astro-ph
A comprehensive search for extragalactic 6.7-GHz methanol masers
我们使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）搜索了87个星系的6.7 GHz甲醇脉泽发射。我们选择的目标源使用几个标准，包括远红外光度和已知的OH超脉泽的存在。此外，我们还在邻近的星暴星系NGC 253中寻找甲醇脉泽，并制作了一幅全谱线合成图像。在任何星系中都没有探测到辐射，探测极限从25 mJy到75 mJy不等。这是令人惊讶的，考虑到OH和甲醇脉泽在银河系恒星形成区域的密切联系，并显着约束模型的OH超脉泽发射。这种微波激射发射的缺乏可能是由于在星暴星系的分子云中甲醇丰度低。
1997-08-29 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
Detection of the H92alpha recombination line from the starbursts in the Circinus galaxy and NGC 1808
上下文由恒星暴活动电离的气体辐射出无线电复合线（RRL），从中可以推导出等离子体条件和在爆发中形成的大质量恒星的数量，而不受尘埃遮蔽的影响。目标。我们的目标是找到更多的星爆系统的RRL发射，并使用线的属性来估计电离气体的属性。方法.我们在附近的河外星暴或塞弗特星系NGC 1808、Circinus星系、NGC 4038/9、II Zw 40、NGC 6221、NGC 7552、IRAS 18325-5926、IC 5063和VV 114中进行了RRL搜索。我们使用VLA和ATCA搜索RRL H91 alpha和H92 alpha，其静止频率为8.6 GHz和8.3 GHz。结果我们第一次在圆规星系和NGC 1808的星暴核中探测到RRL。圆规座星系被探测到的线强度为3.2 mJy，使其成为在这个频率下已知的第四强河外RRL发射体（仅次于NGC 4945，M 82和NGC 253）。线和连续辐射可以匹配的模型组成的收集50至10 000 H II区域与300至9000 O 5恒星需要保持电离，推断恒星形成率为0.2 Msun/年至6 Msun/年。NGC 1808在RRL发射中被检测到，在3.9 σ处，在预期速度下的线强度为0.47 mJy。结论我们已经探测到来自两个星系的RRL，增加了已知的河外RRL发射器的数量。圆规座星系非常强大，特别适合进行高质量的后续光谱研究。我们推导出条件…
2008-02-21 astro-ph
Molecular Gas in Galaxies
ISM的分子组成的知识是理解恒星形成的基础。H2分量似乎在星系内部占主导地位，而HI分量在外部占主导地位。在正常星系和星暴星系中对CO和其他谱线的观测对CO到H2的转换因子提出了质疑，而在矮星中对CO的探测表明了转换因子对金属丰度的敏感程度。近年来，由于灵敏度和空间分辨率的提高，我们的知识取得了很大进展。大规模的CO地图附近的星系，扩展了我们的知识，全球性的性质，径向梯度和螺旋结构的分子ISM。毫米干涉仪揭示了星系核中的高速度梯度，以及嵌入式结构的形成，就像棒中棒。星系间的相互作用对提高气体浓度和引发恒星爆发非常有效。经常观察到核盘或环，集中了恒星形成活动。由于星暴星系的密度随着红移的增加而显著增加，CO谱线和毫米尘埃辐射是追踪星系演化和观测高红移ISM动力学的一个有利工具：它们可以回答关于恒星形成历史的一个有争议的问题，因为许多遥远的大质量星暴都可能被尘埃所掩盖。
2000-07-21 astro-ph
Gas-Rich Local Dwarf Star-Forming Galaxies and their connection with the Distant Universe
我讨论的是富含气体的星系的性质。我特别强调莱曼α发射的最新结果，是有关遥远的年轻星系的搜索。的莱曼阿尔法逃逸与ISM在星暴星系的属性的相互依赖性进行了概述。G.特诺里奥-塔格莱和他的合作者解释莱曼阿尔法配置文件在星爆星系的流体动力学的超级气泡由大质量恒星。我再次强调，由于莱曼α主要是ISM的诊断，因此必须了解ISM和莱曼α之间的关系，才能将莱曼α与宇宙恒星形成率紧密联系起来。
1998-12-17 astro-ph
The Starburst-AGN Connection
本星系和远星系中的星暴-活动星系核联系问题对于理解星系形成和演化、宇宙的恒星形成和金属富集历史、低能量和高能量的河外背景的起源以及星系核活动的起源具有重要意义。在这里，我回顾了最近提出的一些观测证据，有利于星暴和活动星系核现象之间的联系。最后，我就这种联系的确切性质提出了一些问题。
2000-12-06 astro-ph
An ISO--SWS survey of molecular hydrogen in Starburst and Seyfert Galaxies
我们目前的调查结果从一个样本的星暴和塞弗特星系进行了红外空间天文台（ISO）的分子氢发射。在许多河外天体和各种环境中都探测到了纯转动H_2辐射。在Starbursts和Seyferts中都检测到了从S（7）到S（0）的大量跃迁。利用激发图，我们推导出“热”分子氢的温度和质量。我们发现，在星暴和塞弗茨（我们已经探测到S（0）线的那些塞弗茨）中，“暖”气体的温度是相似的，其值约为T~150 K。在星爆中，这种“温暖”的气体占银河系总质量的10%（通过CO分子观测）。在塞弗茨，“暖”气体的比例总体上较高，在2- 35%之间。然后我们研究了暖H_2辐射的起源。与已发表的理论模型和银河系模板的比较表明，虽然光离解区（PDR）的辐射可以单独解释星暴和Seyferts的辐射，但最有可能的是PDR、激波辐射和X射线加热的气体（主要是Seyferts）的组合才是河外环境中H_2激发的原因。最后，我们发现虽然在星暴和活动星系核的大尺度辐射中PAH和H_2线辐射有很好的相关性，但在“纯”活动星系核主导能量输出的情况下，H_2线辐射要比PAH线辐射强得多。
2002-06-10 astro-ph
Extragalactic Sources for Ultra High Energy Cosmic Ray Nuclei
在这篇文章中，我们检验了最高能量的宇宙射线是来自河外源的复杂核的假设。在合理的物理假设下，我们证明了附近的富金属星暴星系（M82和NGC 253）可以产生脚踝以上观测到的所有事件。这需要在河外磁场$B \approx 15$ nG中$10^{20}$ eV以下的粒子扩散。高于$10^{19}$ eV，该模型预测存在显着的流量中质量和重核的变化率小的组成。尽管如此，星暴假说最显著的特征是在光谱截止之前由铁碎片引起的轻微各向异性。
2001-09-20 astro-ph hep-ph
The Impact of Star Formation and Active Nuclei on the Interstellar Medium in Ultraluminous Infrared Galaxies
在超铝红外探测器（ULIRGs）中，输入到星际介质中的能量是巨大的，无论电源的性质如何。我讨论了一些重大后果的ISM在这些星系的结构和能量。在观测上，ULIRG的核心区域的柱密度是非常高的，这使得区分星暴和活动星系核非常困难。能量和动量注入的水平意味着ISM中的压力必须非常高，至少比当地的ISM或典型的巨型分子云大3 - 4个数量级。这也意味着ULIRGs中的GMC的亮度必须非常高，因为它们必须在其寿命内辐射许多倍于其结合能的辐射。我简要地回顾了X射线辐照对活动星系核动力ULIRGs中ISM的影响。最后，我表明，在ULIRGs中的PAH功能的存在并不意味着他们必须是星爆为主，因为在列的密度和压力典型的ISM ULIRGs中的多环芳烃可以生存，即使在几十秒差距的距离从活动星系核。
1999-03-18 astro-ph
FUSE Observations of Outflowing OVI in the Dwarf Starburst Galaxy NGC1705
我们报告的原型矮星暴星系NGC 1705的FUSE远紫外光谱。这些数据使我们能够第一次探测日冕相气体（T = 10 E5至10 E6 K），它可能主导超新星加热的ISM的辐射冷却，从而确定恒星爆发驱动的外流的动力学演化。我们检测到一个广泛的（100公里/秒）和蓝移（80公里/秒）的OVI吸收线在以前已知的星系外流。OVI吸收的性质与标准的超级气泡模型不一致，在该模型中，这种气体出现在外壳内的导电界面中。我们证明了NGC 1705中的超级气泡正在从ISM星系中吹出。在井喷期间，当热气体从冷气体的碎裂壳层中的裂缝中冲出时，可以通过流体动力学混合产生日冕相气体。当日冕气体辐射冷却时，它可以自然地产生观测到的OVI柱密度和流出速度。OVI数据显示日冕阶段气体的冷却速率小于超新星加热速率的10%。由于来自较热气体的X射线光度甚至更小，我们得出结论，辐射损失是微不足道的。外流应该能够将其金属和动能排出星系。这一过程对矮星系和IGM的演化具有潜在的重要意义。
2001-03-29 astro-ph
Non thermal emission from microquasar/ISM interaction
微类星体喷流与其环境的相互作用可以产生非热辐射，就像河外外流影响其周围环境一样。我们已经开发了一个分析模型的基础上，成功地应用于河外来源。喷流被看作是一种超音速的、温和的相对论性流体动力外流。我们专注于射流/冲击介质结构时，在其绝热阶段，并假设它以自相似的方式增长。本文计算了电子在强激波中加速产生的同步辐射、逆康普顿辐射和相对论性韧致辐射的辐射通量和光谱。还进行了流体动力学模拟，以进一步研究射流与环境的相互作用，并检查分析模型中使用的物理参数。我们的结论是，微类星体喷射终止区域可以检测到在无线电波长的电流仪器敏感的弧分尺度，而在X射线的预期光度是温和的，虽然发射器是更紧凑的比无线电。伽马射线能量的辐射可能在下一代卫星和地面仪器的探测范围内。
2008-12-17 astro-ph
Molecular Gas Chemistry in Starbursts and AGN
我们提出了一个河外调查的主要结果，旨在研究在有限的样本星爆星系（SB）和活动星系核主机的分子气体的化学。用IRAM 30米望远镜和Plateau de Bure干涉仪进行了观测。PdBI的高分辨率/灵敏度使得使用激波化学、光子主导区（PDR）和X射线主导区（XDR）的特定分子气体示踪剂获得高质量的星系图像成为可能。可以研究大规模冲击的发生和恒星暴增中PDR化学的传播。我们还讨论了在活动星系核的XDR化学的发病。
2003-10-20 astro-ph
Starburst Models For FIR/sub-mm/mm Line Emission. I. An Expanding Supershell Surrounding A Massive Star Cluster
在巨大分子云（GMC）内新诞生的星团的作用是产生一个热气泡和一个薄而致密的星际气体和尘埃壳，被H II膨胀、强烈的恒星风和重复的超新星爆炸所席卷。位于壳层内侧的是光离解区（PDR），这是来自星际介质（ISM）的远红外/亚毫米/毫米（FIR/sub-mm/mm）辐射的来源。我们提出了一个模型的膨胀壳在其膨胀的不同阶段，预测毫米/亚毫米和远红外发射线强度从一系列的关键分子和原子成分的壳。由我们的模型预测的上掠壳层的运动学性质与在附近的星暴星系M82中检测到的超壳层的测量结果非常一致。我们比较模拟结果与FIR/sub-mm/mm线发射在中央1.0 kpc区域的比率比率图，探讨恒星形成活动在M 82的机制。我们的模型已经产生了适当的气体密度，温度和结构尺度相比，在M 82中测量的，和总的H2含量是与观测兼容。这意味着中心恒星形成区的中性ISM是演化壳层碎片的产物。
2005-09-19 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of Bipolar Nuclear Shells in the Disturbed Virgo Cluster Galaxy NGC 4438
我们目前的宽带和窄带哈勃空间望远镜图像的严重干扰的室女星系团星系NGC 4438（Arp 120），其核心已被描述为1型LINER或矮塞弗特的中心区域。窄带H-α和[NII] HST图像显示了显著的双极壳特征，从端到端的投影长度为1 kpc，这可能是来自核区域的流出物与ISM发生强相互作用的结果。虽然这些外流壳层与其他星暴或活动星系核中的有相似之处，但NGC 4438中的外流壳层是值得注意的，因为NGC 4438既没有明亮的环核星暴，也没有明亮的活动星系核。壳层的外端似乎是封闭的，这表明NGC 4438中的外流在动力学上比其他一些星系更年轻。无线电连续辐射强烈增强的外壳的外端附近，这表明工作表面所产生的准直核外流的影响和冲击周围的ISM。这两个壳层是完全不同的，因为西北（NW）壳层是明亮和紧凑的，而东南（SE）壳层是2.5倍长，在光学发射线和非热无线电连续谱中都要暗淡得多。2个髋臼杯之间的差异可能归因于核盘两侧ISM密度的差异。这种ISM不对称性在这个严重扰动的星系中存在于更大的尺度上。在外流的底部是一个核源，它是星系中光学波长上表面亮度最高的源。我们讨论了外流是由低光度活动星系核还是致密核星暴提供动力。
2001-12-04 astro-ph
Gas Properties in the Starburst Centers of Barred Galaxies
分子气体的物理性质可以从线强度比的分析中推断出来，最常见的是CO同位素12 CO和13 CO。棒星系，特别是那些有中心星爆的星系，提供了一个很好的实验室来研究气体接近中心时的变化特性。四个星系（UGC 2855，UGC 2866，NGC 7479和NGC 4123）作为例子，可以得到的结果。特别注意的情况下，（异常）高的12 CO/13 CO R_12/13线比（超过20），这可能表明不寻常的气体性质。解释R_12/13值范围的ISM结构的定性方案进行了讨论。
2001-07-16 astro-ph
Detection of the 13CO(J=6-5) Transition in the Starburst Galaxy NGC 253
本文报道了用红移（z）和早期宇宙光谱仪（ZEUS）对星暴星系NGC 253核13 CO（J=6-5）辐射的探测。这是首次在河外探测到13 CO（J=6-5）跃迁，它追踪温暖、致密的分子气体。我们采用多线LVG分析，发现约35% - 60%的分子ISM既温暖（T ~ 110 K）又致密（n（H2）~ 10^4 cm^-3）。我们分析了潜在的热源，并得出结论，紫外线和X射线光子不太可能是能量上的重要。相反，分子气体很可能是被高密度的宇宙射线加热的，或者是被激波引起的超音速湍流的衰减加热的。如果宇宙射线和湍流是由星暴内部的恒星反馈产生的，那么我们的分析表明，星暴可能是自限性的。
2008-10-24 astro-ph
Starburst-driven galactic superwinds
我提供了一个观测审查的性质，恒星爆驱动的银河系超级风，主要集中在最近的结果有关的运输金属和能量到IGM。吸收线研究提供了关于超级风中中性和电离气体的丰富运动学信息，观测到的质量流率与恒星形成率相似，流出速度与逃逸速度相当或更大。对Ovi双峰的FUSE观测提供了以前无法获得的关于T \sim 3 \times 10^{5} K时热气体中流出速度和辐射冷却速率的信息。目前正在使用HST和Chandra以前所未有的空间分辨率研究温度为10^{4} K和\sim 5 \times 10^{6} K的气体排放，追踪SN喷出物的仍然不可见的风与夹带到这些流出物中的环境ISM的复杂相互作用。我讨论了这些意见的影响，我们的理解星爆驱动的外流。
2001-07-09 astro-ph
Molecular gas and the dynamics of galaxies
在这篇综述中，我讨论了最近的研究在星系中的分子气体的一些亮点，大规模的CO地图附近的星系，扩展我们的知识，全球性的性质，径向梯度，螺旋结构的分子ISM。干涉仪提供了非常高的分辨率，揭示了星系核中的高速度梯度，以及嵌入式结构的形成，就像棒中的棒。在星暴星系中对CO和其他谱线的观测对H2到CO的转换因子提出了质疑。对矮星的调查显示了转换因子如何取决于金属丰度。在星系团中，分子含量并不缺乏，原子气体也是如此。星系间的相互作用对提高气体浓度和引发恒星爆发非常有效。经常观察到核盘或环，集中了恒星形成活动。由于星暴星系的密度随着红移的增加而显著增加，因此CO谱线是跟踪星系演化和观测高红移下ISM动力学的一个有利工具：由于分子气体的高激发，较强的高$J$ CO谱线被红移到可观测带，这有利于探测。
1999-02-01 astro-ph
Triggering and Feedback: The Relation between the HI Gas and the Starburst in the Dwarf Galaxy NGC 1569
作为我们研究剧烈恒星形成对矮星系星际介质（ISM）影响的一部分，我们报告了在星暴后矮星系NGC 1569中中性原子氢（HI）的观测结果。高分辨率测量的VLA（B-，C-和D-阵列）的目的是在识别的形态和运动的签名在HI所造成的星爆。我们的运动学数据表明HI分布中存在一个巨大的空洞，这可能是由于在过去的2000万年里星系中心发生了大量的超新星爆炸。通过对大尺度HI结构的研究，我们证实了在NGC 1569以东可能存在一个HI伴星和一个所谓的HI桥。此外，我们报告检测到额外的低强度HI晕发射，这使我们提出了一个修订的晕结构。基于新的图像，我们讨论了晕气体的起源和可能的影响，在NGC 1569星暴的演化。
2005-04-10 astro-ph
Deep Extragalactic X-ray Surveys
在钱德拉X射线天文台和X射线多镜任务-牛顿所实现的观测进展的背景下，对宇宙X射线背景的深度调查进行了审查。深调查发现的源连同它们的红移和光度分布进行了描述，并在选择活动星系核（AGN）的有效性进行了评估。重点介绍了深空观测的一些关键结果，包括（1）活动星系核演化和超大质量黑洞生长的测量，（2）高红移活动星系核的人口学和物理学约束，（3）红外和亚毫米星系的X射线活动星系核含量，（4）遥远星暴和正常星系的X射线发射。最后，对深河外X射线测量中存在的问题和前景进行了展望。
2005-05-18 astro-ph
Toward First-Principle Simulations of Galaxy Formation: II. Shock-Induced Starburst at a Collision Interface During the First Encounter of Interacting Galaxies
考虑到星际介质（ISM）的多相性，我们利用高分辨率的$N$ -体/SPH模拟研究了相互作用盘星系的演化.在我们的高分辨率模拟中，在第一次相遇时，两个气体盘之间的碰撞界面处自然发生了大规模的星爆，导致了星团的形成。这与对相互作用星系的观测是一致的。气体密度的概率分布函数（PDF）在星系-星系碰撞过程中表现出明显的变化。在PDF中，气体盘之间碰撞界面处的气体压缩首先在$n_{\rm H} \sim 10{\rm cm^{-3}}$处表现为过量，然后过量在几个$10^7$年后移动到更高的密度（$n_{\rm H} \gtrsim 100{\rm cm^{-3}}$），在那里发生星爆。在星暴之后，PDF回到准稳态。这些结果给出了星系-星系碰撞中星暴现象的一个简单图像。
2009-01-08 astro-ph
Merger-Induced Starbursts
引力相互作用引起的河外星爆现在可以从z = ~0到~2进行研究。富含气体的星系合并倾向于引发星系范围内的星暴的证据是强有力的，无论是在统计上还是在主要盘-盘合并的个别情况下。恒星形成率似乎比正常水平高出几倍到10^3倍。对附近的合并和ULIRGs的详细研究表明，星暴的主要触发因素是ISM在扩展激波区迅速增加的压力，而不是高速，~50 - 100 km/s的云-云碰撞。数值模拟表明，在碰撞星系中，恒星的形成速率不仅取决于气体密度，而且还取决于激波中的能量耗散。合并引起的恒星暴增的一个经常被忽视的特征是，增强的恒星形成的空间分布在大尺度上（~10 - 20 kpc）。因此，虽然大多数这样的恒星爆发确实在星系中心附近达到峰值，但年轻的恒星星族遍布合并残留物，并解释了为什么（1）后代星系的年龄梯度是温和的，以及（2）由此产生的星系团系统是遥远的。这篇评论概述了在星系范围内观察到的有趣现象，并强调这种事件继续伴随着椭圆星系的诞生到现在的时代。
2005-02-04 astro-ph
A 2 mm spectral line survey of the starburst galaxy NGC 253
我们提出了第一个公正的分子线调查对河外源，即核区域的星暴星系NGC 253。扫描覆盖从129.1到175.2 GHz的频带，即2mm大气窗口的大部分。我们确定了111个光谱特征，从25个不同的分子物种的过渡。其中八个（三个暂定）是首次在河外星际介质中发现的。在这些新发现的物种中，我们检测到罕见的同位素34SO和HC18O+。首次报道了从麦哲伦云以外的目标中初步探测到两种氘代物质DNC和N2D+。此外，三个氢复合线被确定，而没有检测到大于甲醇的有机分子。计算所有物质的柱密度和旋转温度，包括乙醇丰度的上限。NGC 253的核环境的化学成分与选定的邻近星系的化学成分的比较表明，IC 342和NGC 4945与NGC 253的化学相似。另一方面，NGC 253和M 82的化学特征明显不同。我们还提出了一个比较NGC 253的化学成分与银河系原型源中观察到的。NGC 253的化学成分与银河系中心分子云的化学成分有着惊人的相似性，后者被认为是由低速冲击所主导的。这种相似性强烈表明，NGC 253核环境中的加热与银河系中心区域的加热机制相同。
2006-02-16 astro-ph
First detections of extragalactic SO2, NS and NO
本文报道了在星系核NGC 253中首次观测到的SO_2、NS和NO。检测到5个SO_2跃迁、3组NO超精细组分和5个NS超精细组分。这三个物种在NGC 253内部200 pc的平均丰度都很高。NO分子的相对丰度只有几个10^-7，其发射量与银河系恒星形成区的发射量相似，甚至更大。推导出的相对分子丰度为每个分子进行了比较与那些原型银河系分子云。这些结果似乎证实了大尺度冲击主导了NGC 253核中这些分子的化学反应，排除了大部分气体的化学反应由PDR主导。
2003-09-24 astro-ph
The Physics of Extragalactic Gas: One Argument for a Next Generation Space Telescope
星系ISM的观测对我们理解星系气体的物理学和星系形成的过程产生了巨大的影响。z>2的类似观测揭示了宇宙的中性重子含量，追踪了金属富集的演化，揭示了核合成和尘埃形成的过程，并产生了星系速度场的精确测量。然而，由于紫外光谱的局限性，研究人员无法检查0<z<2的星系气体，这一时期跨越了当前宇宙的80%。为了补充众多正在进行的识别和研究z<2星系的计划，下一代太空望远镜对于研究提供和记录星系形成历史的气体至关重要。
2002-08-06 astro-ph
The interplay between radio-activity and the ISM in radio galaxies
射电大的活动星系核可以居住在ISM非常丰富的区域。这种丰富介质的存在可能与宿主星系和活动核的起源和演化有关。最近的观测表明，很大一部分射电星系都包含着大量的年轻恒星星族。这支持了这样一种观点，即合并是恒星暴阶段和核活动触发的原因。到达中心区域的气体可能具有相当扰动的运动学，可能是由于活动星系核活动的影响，特别是强大的射电喷流。最近探测到的快速核气体外流，观察到电离和中性气体，是提供新的和重要的见解的物理条件的气体介质周围的核和活动星系核和这种介质之间的相互作用。最后，作为射电活动和ISM之间相互作用的另一个例子，我们将讨论射电喷流通过引起恒星形成的可能性。
2004-04-27 astro-ph
Is the interstellar gas of starburst galaxies well mixed?
星系中ISM的混合程度还没有确定。在富含恒星形成气体的矮星系的弥漫中性气体中，测量到的金属丰度与电离气体的丰度相比是不足的。原因，如果是真的，也不清楚，需要有坚实的基础。利用FUSE对旋涡星系M33中的巨大HII区（如NGC604）进行远紫外光谱分析，可以研究金属丰度推导中可能存在的系统误差。我们仍然发现中性相中氮、氧、氩和铁的丰度不足约6倍。这可以解释为在视线中存在较少的化学演变的气体口袋，或者是形成HII区的密集云层。那些可能比扩散介质更金属化。
2004-10-22 astro-ph
Infrared line ratios revealing starburst conditions in galaxies
根据Lutz等人（1998，A&A，333，L75）的建议，通过临界红外线比研究了典型星暴星系的物理条件。用一个能解释激波和热星光电离耦合效应的复合模型进行的计算，与观测到的单个天体的谱线比完全吻合，并解释了观测到的[OIV]/（[NeII]+0.44[NeIII]）和[NeIII]/[NeII]之间的关系。冲击波速度和气体密度是临界参数。大部分激波产生于低密度-速度（n_0 = 100 cm-3，V_s = 50 - 100 km/s）的星云中，这些星云是星暴星系中电离气体的主要来源。然而，尽管它们的数量要少很多，但在致密（= 500 - 800 cm-3）云中的高速（= 400 - 600 km/s）激波是再现低激发星暴核星系（SBNG：M82，M83，NGC 253，NGC 3256，NGC 3690和NGC 4945）中观察到的临界红外线比率所必需的。这些模型的预测是在很好的协议与强大的恒星爆驱动的超级风和高压ISM中观察到的SBNG。相反，高激发的HII星系（II Zw 40和NGC 5253）没有显示出任何明显的大规模气体流出的特征。HII星系和SBNG之间的这种差异可以用它们的星爆的时间演化来解释。
1999-04-22 astro-ph
Three Dimensional Line Transfer Study of Energy Sources in Compact Molecular Gas in Active Galaxies -- AGN/Starburst Connection --
最近的观测表明，毫米和亚毫米波段的分子谱线比可能是一个很好的工具，以揭示长期存在的问题，能源的来源，在模糊的活动星系- AGN和/或星爆。对实际分子介质的观察显示出一般的不均匀结构，以及高分辨率的流体动力学模拟。为了精确解释非均匀分子气体的出射谱线辐射，探索活动星系的主要能量来源，我们通过三维非局域热力学平衡（non-LTE，non-local thermodynamic equilibrium）谱线传输模拟研究了出射强度的特征.我们的结果成功地阐明了1）HCN/HCO $^{+}$ -二分法的必要条件，和2）团块对强度比的重要性及其解释。这些结果是首次通过三维模拟得到的，线传输模拟将为未来ALMA（Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array）时代的河外星际介质（ISM）研究提供有力的工具。
2008-11-21 astro-ph
AGN counts at 15um. XMM observations of the ELAIS-S1-5 sample
中红外波段星系和活动星系核计数是研究星系和活动星系核宇宙演化的重要手段。然而，经典的谱线比技术在试图正确地将活动星系核与星爆甚至是明显正常的星系分离时可能会产生误导。目的：我们使用X射线波段观测歧视AGN活动在以前分类的MIR-selected星爆星系，并获得更新的AGN 1和（康普顿薄）AGN 2计数在15微米。方法：使用XMM观测ELAIS-S1 15 μ m样品，通量限制为~ 2 × 10 ^-15 erg cm^-2 s^-1（2-10 keV波段）。我们把所有未吸收的2-10 keV X射线光度高于~10^42 erg/s的MIR源都归类为活动星系核。结果：我们发现，至少约13%（+/-6）以前分类的星暴星系拥有活动星系核。根据这些数字，我们提供了一个更新的估计的计数AGN 1和（康普顿薄）AGN 2在15微米。事实证明，至少有24%的河外源在15 μ m时亮度超过0.6 mJ是AGN（在流量超过0.6 mJ时产生的河外背景中约有13%的贡献）。
2007-07-16 astro-ph
Gas properties in the Medusa minor merger - comparing with ULIRGs
对美杜莎（NGC 4194）小合并星系中CO和13 CO 1- 0的高分辨率观测表明，CO/13 CO 1- 0强度比（R）从星系外部的正常值（5- 1--0）增加到中心扩展星暴区的高值（>20）。比率>20则是典型的更明亮的合并。美杜莎L_FIR/L_CO比值与超亮星系（ULIRGs）相当，但光度相对较低，表明其恒星形成效率（SFE）非常高。我们提出了模型的高压ISM在ULIRG和相对低压ISM的美杜莎。我们将讨论这些模型如何解释这两种类型的分布中的大R。由于HCN的发射在美杜莎的方向上是微弱的，我们认为SFE主要不是由致密气体（n > 10^4 cm-3）的质量分数控制的，而是很可能强烈地依赖于动力学。朝向ULIRG的明亮HCN发射并不一定证明那里的红外发射总是由星暴提供动力。
2001-08-06 astro-ph
Starbursts: Triggers and Evolution
我基于高分辨率CO（J=1--0）观测、光学和近红外图像，以及已发布的射电连续谱和溴γ数据，对附近最亮的M82级星暴和控制非星暴内部几千秒差距的分子气体和恒星形成（SF）特性进行了研究。我概述了显着的差异分子气体在内部kpc和外盘的螺旋星系的气体表面密度，气体质量分数，周转频率和速度色散。一个推论是，在kpc内部，引力不稳定性只在气体密度非常高的情况下才会发生，但一旦触发，它们就会在几百万年的时间尺度上迅速增长。这个增长的时间尺度现在可以与破坏分子云的大质量恒星的寿命相媲美，因此，转化为恒星的气体比例可能在内部kpc中增加。此外，高气压，高湍流ISM可能有利于大质量集群的形成。大多数样本星系的大尺度恒星棒的外-内林德布拉德共振（OILR）内部都有大量的气体聚集。我讨论的差异，每单位质量的分子气体的SFR或恒星形成效率（SFE）之间的星爆和非星爆。SFE不是分子气体含量的简单函数。在星暴中，局部气体密度接近引力不稳定性发生的Toomre临界密度。相反，在非星爆，亚临界密度和大的局部速度梯度的扩展气体似乎抑制SF在几个富含气体的地区。附近的星暴和原型ULIRG Arp 220之间的比较。
2002-01-14 astro-ph
Detection of extragalactic H3O+
H3 O+分子探测星系中致密环核气体的氧化学和电离率。特别是，最近的H3 O+观测显示，宇宙射线电离率的变化是我们银河系内$>$ 10倍。利用JCMT，我们在M82和Arp 220中心观测到p-H_3 O ~+的364 GHz谱线。在Arp 220中，谱线轮廓表明发射起源于西方核。在M82中，东部分子峰和环核区都对发射有贡献。导出的柱密度，丰度和H3 O + / H2O比表明电离率类似于甚至超过银河系中心。对辐射分子气体化学性质的模型计算表明，这种高电离率可能起源于M82的扩展、演化的星爆。相比之下，来自活动星系核盘的X射线辐射是Arp 220最有可能的模型。
2007-11-14 astro-ph
