Near infrared spectroscopy of starburst galaxies
（摘要）我们提出了新的K-波段光谱的48个星暴星系的样本，在夏威夷使用UKIRT获得。这构成了在附近宇宙中发现的最常见类型的星暴星系的公平样本。这些星系的近红外光谱特征的多样性意味着不同的爆发特征，这表明我们调查的星系具有不同的恒星形成历史或在其爆发演化的不同阶段。使用合成的星爆模型，我们的结论是，最好的合奏参数，描述在附近的宇宙中的星爆星系是一个恒定的恒星形成率，Salpeter IMF的上限质量截止等于30太阳质量和爆发年龄之间的10万年和1 Gyr。该模型是完全一致的不同类型的星爆之间的光学和FIR观察到的差异。这表明，HII星系有年轻的爆发和较低的金属丰度比SBNG，而LIRG有年轻的爆发，但较高的金属丰度。我们的观察表明，星暴现象必须是一个持续的或自我维持的现象：要么恒星形成是连续的时间或多个爆发发生在一个相对较长的时间序列。我们观测的普遍性意味着这是附近宇宙中星暴星系的一个特征。
2001-03-21 astro-ph
Spitzer-IRS Spectroscopy of the Prototypical Starburst Galaxy NGC7714
我们目前的观测星暴星系NGC 7714与红外光谱仪IRS船上的斯皮策太空望远镜。光谱产生了丰富的离子和分子特征，允许其性能的详细表征。NGC 7714具有类似HII区的光谱，具有强烈的PAH发射特征。我们没有发现一个被遮蔽的活动星系核的证据，并且[NeIII]/[NeII]约为0.73，NGC 7714位于正常金属丰度星暴星系的上端附近。NGC 7714几乎没有硅酸盐吸收，最热的尘埃成分温度为340 K，是一个年轻、清晰的恒星暴的完美模板
2004-06-14 astro-ph
Spatially-Resolved Medium Resolution Spectroscopy of an Interacting E+A (post-starburst) System with the Subaru telescope
我们对一个邻近的E+A（后星暴）星系系统SDSSJ 161330.18 +510335.5进行了空间分辨的中分辨率长缝光谱学研究。这个E+A星系在其前方14 kpc处有一个明显的伴星系，其速度差为61.8km/s。我们发现E+A星系的H $δ$等效宽度（EW）大于7千秒差距（8.5kpc）。E+A星系有一个弱的[OIII]辐射（EW $\sim$ 1 μ m），距Balmer吸收线峰值约$\sim$ 2.6 kpc。我们探测到伴星系的自转速度为$>$ 175 km/s。伴星的前身可能是一个有旋转支撑的被动S 0星系。E+A星系的年龄在熄灭恒星形成后估计为1亿至5亿年，其中心有稍微年轻的恒星星族。这些发现与一个简单的图片不一致，其中动力学相互作用产生了导致中央星暴/后星暴的气体储层的下沉。相反，我们的研究结果提出了一个重要的例子，即星系-星系相互作用可以触发整个星系的后星暴现象。
2008-09-04 astro-ph
Spatial Distribution of the Starbursts in Post-Starburst Coma Cluster Galaxies
我们提出的长缝光谱和多色CCD图像表明，发生在后发座星系团和两个场星系的星暴后星系的强烈的恒星形成事件并不局限于星系的中心区域。相反，星爆中残留的年轻恒星分布在一个大的半径范围内，尽管在少数情况下，年老和年轻恒星的相对强度随半径的变化是明显的。后发星系具有指数盘轮廓，光谱提供了进一步的运动学证据表明星系是旋转系统，表明星系不是椭圆星系。星爆物质似乎也分布在圆盘中。这些信息对涉及合并的星爆模型施加了限制。还讨论了一些发射线星系。
1995-10-05 astro-ph
Dating Starburst and Post-Starburst Galaxies
提出了预测吸收中的H巴耳末线和HeI线的恒星星族模型。模型计算的爆发和连续的恒星形成。结果发现，巴耳末和HeI线的配置文件是敏感的年龄，除了在第一个4万年的演变，当这些线的等效宽度是恒定的。这些谱线与相应的星云发射谱线的比较表明，Hd和巴耳末系的高阶项以及HeI（3819，4026，4388和4922）的吸收谱线是很好的星暴年龄指示。模型应用于NGC 1569中的超级星团B的日期。
1999-05-12 astro-ph
Current Star Formation in Post-Starburst Galaxies?
射电连续谱观测是对星系中恒星形成的一种探索，不受尘埃消光的影响。对遥远的富星系团Cl 0939+4713的观测发现了根据其光谱被归类为后星暴（"k+ a“）的射电星系，据推测这种情况是由于严重的尘埃遮蔽的恒星形成造成的（Smail et al. 1999）。本文介绍了Zabluelet al.（1996）在Las Campanas红移巡天中发现的星暴后星系的射电连续谱巡天结果。这个样本是使用非常严格的标准选择的，因此提供了一个潜在的恒星形成的星系，其光谱表现出最强的后星爆功能的发病率估计。我们在15个这样的星系中发现了两个，其射电光度与中等水平的恒星形成相一致。这一结果强调了尘埃灭绝在研究星系中恒星形成时的潜在重要性。
2001-05-15 astro-ph
3--4 $μ$m Spectroscopy of Seyfert 2 Nuclei to Quantitatively Assess the Energetic Importance of Compact Nuclear Starbursts
本文报道了13个Seyfert 2核的3- 4 $μ$ m狭缝能谱。3.3 $μ$ m多环芳烃（PAH）的辐射被用来估计致密（$<$只有几个100 pc）核恒星爆发的量级，并解决它们在Seyfert 2核中能量重要性的争论.对于三个选定的Seyfert 2核，已经很好地研究了在紫外线下，从3.3 $μ$ m PAH排放量（没有消光校正）估计的紧凑的核星爆的幅度是在令人满意的定量协议与消光校正后的紫外线的基础上。直接根据我们的3- 4 $μ$ m狭缝光谱，得出以下两个主要结论：（1）除了一个例外，所观测到的3- 4 $μ$ m核辐射主要由活动星系核而不是由星暴所控制;（2）在13个Seyfert 2核中，有6个探测到致密核星暴;但不能支配能量的银河系红外尘埃排放在大多数观察到的塞弗特2星系。对于几个可用红外空间天文台大口径光谱和/或软X射线数据的源，这些数据与我们的3- 4 $μ$ m狭缝光谱相结合，建议（3）扩展（kpc尺度）恒星形成活动在能量上比致密核恒星爆发更重要，并且对Seyfert 2星系的红外光度有显著贡献，（4）大部分有能量意义的扩展恒星形成活动是星暴型的，而不是静止的正常盘星形成，扩展星暴是Seyfert 2星系超风驱动的软X射线辐射的来源。最后，这意味着更强大的活动星系核往往与更强大的紧凑型核恒星爆发。
2001-12-13 astro-ph
The Impact of Starbursts and Post-Starbursts on the Photometric Evolution of High Redshift Galaxies
我们提出了演化的合成模型的星系光谱类型Sa通过Sd的不同强度的恒星爆发在不同的红移触发和研究他们的光度演化之前，期间和之后，他们的爆发在宇宙学的背景下。我们发现，在高红移的爆发，即使是非常强的，只会导致一个小的蓝色的本质上是蓝色的年轻的母星系。在较低的红移下，即使是很小的爆发也会导致其本质上更红的星系显着变蓝。爆发阶段通常很短，在正常质量的星系中通常只有几百万年，而爆发后阶段的红色，特别是在高红移的早期爆发中的红色，则要长得多，大约是几个陀螺。即使没有任何尘埃，在后暴阶段预计不会发挥重要作用，模型也很容易达到红移范围z=2到z=0.5的ERO的颜色，在红移2到4之间的恒星爆发之后。因此，我们提出了第三种选择的ERO星系以外的两个既定的被动星系与尘埃星爆：无尘后（强）星爆。我们的模型与具有光度红移的HDF数据的第一次比较表明，几乎所有无法用我们的化学一致模型描述的未受干扰的正常星系类型E到Sd的异常值现在都可以得到很好的解释。红移范围从z=2.5到z=0.5的Galerkin比我们最红的高金属量经典椭圆模型更红，在某些情况下更红，在红移2到4之间的星爆后，星爆后模型很好地描述了这一点。Galerkin比我们最蓝的低金属量Sd模型更蓝，其中大部分的红移低于1，可以很好地解释为正在发生的恒星爆发。
2006-04-06 astro-ph
Massive star formation and evolution in starburst galaxies: mid-infrared spectroscopy with ISO-SWS
我们提出了新的ISO-SWS数据的样本的27个星暴星系，并与这些数据研究的问题，最大质量的恒星在星暴星系的形成和演化。使用星爆模型，包括时间演化，新的恒星大气模型的大质量恒星，和星爆模型的几何形状来自原型星爆M82的观测，我们的模型的综合中红外线比[NeIII]（15.6微米）/[NeII]（12.8微米）。这个线比率对恒星能量分布的硬度敏感，因此对最大质量的恒星也敏感。我们的结论是从我们的模型，考虑到最近的恒星普查在本地，高质量的恒星形成区域的决心，我们测量的[NeIII]/[NeII]的比例是一致的大质量（~50-100太阳质量）的恒星在大多数恒星爆发的形成。在这个框架内，从测得的线比推断出的低星云兴奋可以归因于老化效应。通过对我们样本中星系的红外线与莱曼连续光度之比的估计，我们进一步发现大多数恒星爆发的寿命相对较短（1- 1000万年），只有少数O星的寿命。我们讨论了这种短事件的可能原因：恒星风和超新星在破坏星暴环境的有效性。
2000-03-22 astro-ph
Multiwavelength study of the starburst galaxy NGC7714. I: Ultraviolet-Optical spectroscopy
我们研究了原型星暴星系NGC 7714中心300 pc的物理条件。我们的分析是基于紫外光谱与HST+GHRS和地面光学观测。数据解释使用的演化模型优化的年轻的星爆区域。利用连续谱、恒星紫外吸收谱线和星云发射谱线光谱，自洽地导出了大质量恒星星族。中央星暴的年龄约为450万年，几乎没有证据表明年龄的差异。沃尔夫-拉叶星在紫外线的特征表明，它的恒星星族为$\sim$ 2000颗沃尔夫-拉叶星。新形成的恒星的整体性质与导出的结果非常相似，例如，剑鱼座30号一个标准的Salpeter IMF与所有观测约束是一致的。我们在中央300 pc采样内找到了空间结构的证据。因此，NGC 7714的核心不太可能拥有一个超过其他已知星团性质的星团。与以前的建议相反，我们没有发现任何证据表明核超新星的速率会显着超过总的磁盘集成速率。据预测，每世纪大约会发生一次超新星事件。
1998-10-21 astro-ph
Post-Starburst Populations Near and Far - The Potential of Near-IR Spectroscopy
近红外数据在外部恒星星族研究中的有效利用取决于我们识别主要光源的性质的能力，并根据年龄和金属丰度来验证这些发现。在这里，我们专注于老年后星爆人口，年龄为0.1-1 Gyr。新的模型证实，他们确实预计将显示特定的光谱特征，在近红外，由于可变M星的渐近巨星分支和碳星。其特征取决于年龄和金属含量。我们总结了目前的定量预测的状态，并强调光谱合成模型的经验校准的重要性。
2000-12-19 astro-ph
On the Origins of Starburst and Post-Starburst Galaxies in Nearby Clusters
用HST WFPC 2在B（F450 W）和I（F814 W）波段获得了后发座星系团中的3个星暴星系（SB）和2个星暴后星系（PSB）以及DC 2048 -52中的3个这样的星系的图像。V（F555 W）和I图像的一个额外的PSB星系在昏迷已提取的档案。这些星系中有七个先前根据地面图像被归类为E/S 0，一个是Sa，另一个是不规则星系。HST图像显示这些SB/PSB星系在形态上是不均匀的。然而，一个共同的主题是，其中许多星系，特别是SB星系，往往具有集中的螺旋结构，在地面图像上看起来只是一个明亮的“凸起”。此外，虽然一些PSB星系表现出明显的螺旋结构，但总体上它们比SB星系具有更平滑的形态。这些星系的形态和光度分布通常与大量的恒星爆发相一致，它们以中心螺旋结构（SB星系）的形式逐渐消失，变成更平滑的形态（PSB星系），并有过去中心恒星爆发的光谱证据。重要的一点是，PSB星系保留盘，即它们还没有演化成球状系统。
1998-09-18 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
The usage of the Asymptotic Giant Branch Star Features As Age Indicators in Post-Starburst Galaxies
我们研究的技术，可用于确定最近的恒星形成区的年龄在近红外主导的阶段的渐近巨星分支星（10^8-10^9岁）。特别是，我们提出了选定的近红外光谱特征，确定的贡献O-丰富的和C-丰富的AGB变星的综合光谱后爆发。提出了基于这些特征的观测策略。我们讨论的鲁棒性，我们所选择的功能，在约束年龄的后星爆人口取决于其物理环境和基础上的进化人口。讨论了星族综合特征与恒星参数之间的相互作用。
1999-06-08 astro-ph
Near-infrared Integral Field Spectroscopy and Mid-infrared Spectroscopy of the Starburst Galaxy M82
我们提出了星暴星系M82的中心区域的新观测，包括近红外H-和K-波段积分场光谱从MPE 3D仪器，和2.4-45微米光谱从短波长光谱仪（SWS）上的ISO。这些测量结果与文献中的数据一起被用来重新研究灭绝的问题，确定星际介质的物理条件，并表征恒星星族的组成。我们发现，纯粹的前景消光不能再现的全球相对强度的H复合线从光学到无线电波长。一个很好的配合是由一个均匀的混合物的灰尘和来源，并与视觉消光52马格。SWS数据提供的证据，从通常假设的消光定律之间的偏差3和10微米。慢波扫描探测到的Ne、Ar和S的精细结构线表明，电子密度约为300 cm^{-3}，Ne/H和Ar/H的丰度比接近太阳，S/H接近太阳的1/4。电离气体的激发表明OB星的平均温度为37400 K，几乎没有空间变化。气体云和电离团的随机分布以及约10^{-2.3}的电离参数很好地代表了恒星形成区。从人口合成和质量-K-光比，我们得出结论，近红外连续辐射的整个恒星爆发区域的红超巨星占主导地位，平均温度范围从3600 K到4500 K，大致太阳金属丰度。我们的数据排除了来自M82中心几十秒差距内较老的富金属巨星的重要贡献。
2001-01-10 astro-ph
CIRPASS near-infrared integral-field spectroscopy of massive star clusters in the starburst galaxy NGC 1140
[摘要]我们分析了NGC 1140中心星爆区域的近红外积分场光谱，这是在配备CIRPASS的Gemini-South望远镜上获得的。我们的~1.45-1.67 μ m波长范围包括明亮的[Fe II]发射线，以及高阶Brackett（氢）线。虽然强烈的[Fe II]发射被认为起源于与超新星遗迹相关的热震，但在整个星系中发现了Br 12-4和Br 14-4发射，以及弱的CO（6，3）吸收，主要与北部星暴区域有关。Brackett线起源于（年轻的）HII区域中发生的较小尺度的重组过程。与强[Fe II]发射相关的时间尺度意味着NGC 1140中最近的大部分恒星形成活动是在过去的3500万至5500万年期间引起的。基于[Fe II]与Brackett线发射的空间分布，我们得出结论，银河系范围的星暴是在几十万年前引起的，最近的星暴活动集中在北部星暴区域。这种情况下（临时）证实了我们的光谱能量分布的紧凑，年轻的大质量星团（YMC）在新的和档案的宽带HST图像检测的分析。NGC 1140中的YMC年龄都<= 2000万年，与独立确定的星系星爆年龄估计一致，而在我们的CIRPASS分析中预期的意义上，北部和南部YMC复合体之间似乎存在年龄差异。我们对NGC 1140 YMC的测光质量估计（可能是上限）与最高质量的银河系球状星团和光谱证实的其他星暴星系中（致密）YMC的质量相当。
2004-04-21 astro-ph
The Mid-IR Properties of Starburst Galaxies from Spitzer-IRS Spectroscopy
本文报道了用斯皮策空间望远镜上的红外光谱仪IRS拍摄的22个星暴核的大样品的5- 38 μ m中红外光谱，光谱分辨率为R~65-130。光谱显示了星暴SED的巨大范围。硅酸盐的吸收范围从基本上没有吸收到光学深度为τ（9.8um）~5的严重模糊系统。光谱斜率可以用来区分星暴和活动星系核动力源。15 μ m和30 μ m的单色连续光通量使得对星暴红外总光度的估计非常精确。我们发现，PAH等效宽度与总的星爆光度L_IR无关，因为连续谱和PAH特征尺度成比例。而6.2 μ m特征的光度与L_IR成比例，可以用来近似星暴的总红外光度。虽然我们的星爆样品涵盖了约10倍的差异[NeIII]/[NeII]的比率，我们发现没有系统的辐射场硬度和PAH等效宽度或7.7 μ m/11.3 μ m的PAH比率之间的相关性。这些结果是基于整个星爆区域的空间综合诊断，局部变化可能是"平均“的。这大概是由于这种效应，未解决的星暴核与显着不同的全球性质出现光谱作为一类对象的成员，而类似的。
2006-09-01 astro-ph
Post-starburst galaxies: more than just an interesting curiosity
从VIMOS VLT深度巡天（VVDS），我们选择了一个样本的16个星系的光谱，确定他们最近经历了一个强大的恒星爆发和随后的快速淬火的恒星形成。这些后星暴星系的红移范围为0.5<z <1.0 with masses >10^9.75 Msun。它们的数密度为1 × 10 ^-4/Mpc ^3，比具有相同质量极限的全部星系要稀疏近两个数量级。我们比较模拟表明，星系是一致的，丰富的气体主要合并的后代。星暴质量分数必须大于~5-10%，衰变时间必须短于~10^8年，才能在模拟中观察到星暴后的光谱特征。我们发现，黑洞反馈的存在并没有很大的影响模拟合并残留物的演变通过后星爆阶段。星暴后星系的多波长光谱能量分布表明，5/16的星系已经完全停止了新恒星的形成。这5个星系对应于进入红玫瑰序列的质量流量（A->Q，PSB）= 0.0038 Msun/Mpc^3/yr，假设定义的光谱特征在0.35 Gyr时可以检测到。如果星系随后保持在红色序列上，这将占红色序列增长率的38（+4/-11）%。最后，我们将我们的高红移结果与SDSS和UKIDSS巡天中观测到的0.05<z<0.1的星系样本进行了比较。我们发现了一个非常强的红移演化：在z~0.07时，强后星暴星系的质量密度比z~ 0.7时低230倍。
2009-02-02 astro-ph
A Companion Galaxy to the Post-Starburst Quasar UN J1025-0040
UN J1025-0040是一个z = 0.6344的类星体，它显示了一个非常明亮的星爆后人口，年龄约为4亿年（Brotherton et al. 1999）。UN J1025-0040的图像显示了类星体4.2角秒SSW的近恒星物体。我们目前的成像和光谱学证实，这个对象是一个同伴星系在红移z = 0.6341。我们估计伴星中占主导地位的恒星星族的年龄约为8亿年。伴星似乎与类星体宿主星系相互作用，这种相互作用可能引发了UN J1025-0040中的星暴和类星体活动。
1999-10-12 astro-ph
Circumnuclear Shock and Starburst in NGC 6240: Near-IR Imaging and Spectroscopy with Adaptive Optics
我们获得了NGC 6240中两个活动核周围区域的自适应光学、高空间分辨率（0.15角秒）K带光谱和图象，这些图象表明了环核激波的存在。这些数据是一致的热激发机制是占主导地位的核区域。紫外荧光和缔合分离也可能有助于通过分子氢跃迁发射的能量的分数。近红外连续辐射似乎与两个活动核密切相关。近红外图像和Chandra X射线图像之间的形态相似性表明，在近红外和X射线波段的发射可能是相同的机制。
2003-08-06 astro-ph
ASCA spectroscopy of the luminous infrared galaxy NGC6240: X-ray emission from a starburst and a buried active nucleus
本文对ASCA的原型远红外星系NGC 6240进行了X射线光谱研究。软X射线光谱（低于2千电子伏）显示出清晰的热辐射特征，以及描述与多温度光学薄等离子体，这可能起源于一个强大的恒星爆发。强的硬X射线发射也被ASCA探测到，它在3 keV以上的光谱是非常平坦的，有一个突出的铁K线复合体，非常类似于在塞弗特2星系NGC 1068中看到的，但大约一个数量级更明亮[L（3- 10 keV）=1.4E42 erg/s]。硬X射线谱表明，只有埋藏在重遮蔽物[N（H）> 2 E24 cm-2]中的活动星系核（AGN）的反射X射线才是可见的。这是NGC 6240中活动星系核可能以类星体光度发射的证据，并表明它对远红外光度的重要贡献。
1998-02-26 astro-ph
HST Ultraviolet Spectroscopy of NGC 1741- a Nearby Template for Distant Energetic Starbursts
我们已经获得了哈勃太空望远镜的沃尔夫-拉叶星系NGC 1741附近的紫外图像和光谱。暗天体照相机图像的空间形态主要由两个主要的星暴中心控制，每个中心的亮度大约是剑鱼座30的100倍。这两个星暴中心都是由几个最近恒星形成的密集节点组成的。戈达德高分辨率摄谱仪拍摄的南部星暴中心部分的光谱与遵循Salpeter IMF的年轻恒星群相一致，这些恒星的质量在15 Msun以上（也可能存在较低质量的恒星），并延伸到100 Msun左右;从紫外光度推断出大约10^4颗O型恒星。探测到许多强的星际线。虽然没有解决，但它们的强度表明它们是在单个气泡和外壳中形成的，速度高达几百公里。莱曼-α吸收剖面的红翼表明存在几个中性氢成分，一个在我们自己的银河系中，另一个在NGC 1741的距离或附近。总的来说，NGC 1741的恒星和星际线光谱，以及连续体的形状，非常类似于最近在高红移发现的恒星形成星系。
1996-02-16 astro-ph
A Spectacular Post-Starburst Quasar
我们报告发现了一个壮观的“后星爆类星体”UN J1025-0040（B=19; z=0.634）。光谱是一个嵌合体，显示了类星体的宽Mg II发射线和强蓝色连续谱特征，但在红色由一个大的巴耳末跳跃和突出的高阶巴耳末吸收线主导，这表明在类似的红移下有大量年轻的恒星星族。恒星合成星族模型显示，恒星成分与4亿年前的瞬时星暴一致，其质量小于或约为10^{11}太阳质量。在0.5角秒视宁度下拍摄的K_s波段深像显示了一个被不对称扩展模糊包围的点源。大约70%的光是无法分辨的，其中大部分预计是由星暴发出的。虽然星爆和星系间的相互作用以前曾被认为与类星体有关，但以前从未见过这样一个极其明亮的年轻恒星星族。
1999-06-02 astro-ph
Fabry-Perot Imaging Spectroscopy of Starburst and AGN Winds
迄今为止，对银河风最详细的研究来自于无线电和法布里-珀罗干涉仪的三维分光光度观测。在这里，我们报告的最新结果，从附近的活动和星暴星系与夏威夷成像法布里-珀罗干涉仪（HIFI）在莫纳克亚和金牛座-2系统在澳大利亚的长期光学调查。这些数据表明，外流是高度复杂的，高能量的（在大多数情况下> 10^{53}尔格），最明亮的发射往往与强烈的冲击有关。在星暴星系中流出的物质通常位于气泡的表面，或者沿着漏斗形风的壁快速加速离开银道面。这些风有时是不平衡的，相对于宿主星系的极轴倾斜。在某些物体中可以看到（旋转）盘物质夹带的证据。我们的结果与HST、射电和X射线数据相结合，并在未来使用8米级望远镜对遥远星系进行调查的背景下进行讨论。
1999-06-01 astro-ph
Imaging and Spectroscopy of Arp 104: A Post-starburst Interacting Pair with Cross-Fuelling?
我们进行UBR成像和光谱的相互作用星系对Arp 104，在z=0.0098。它由NGC 5218，一个扰动的锑棒螺旋与倾斜的外壳，圆形球状NGC 5216，连接桥的长度为50 kpc和弯曲的羽。两个星系都没有发射线。NGC 5218有很强的巴耳末线，似乎在0.2 Gyr前经历了一次主要的恒星暴增，这是由两个星系最后一次近距离通过引发的。该星系的中心非常红色，表明它充满尘埃，但它的外部区域以及连接两个星系的桥梁具有0.2-0.4 Gyr老恒星的蓝色。NGC 5216缺乏强烈的巴耳末线，但其中心以外的U-B是蓝色的，这表明它在大约4000万年前经历了一次恒星形成事件。这可能是由NGC 5218的天然气通过桥输送的。这座桥穿过NGC 5216，形成一个延伸14千秒差距的羽流，从它的颜色来看，它非常年轻，可能是一个正在形成的恒星或潮汐矮星系。
2006-04-29 astro-ph
8-13 micron spectroscopy of NGC 253: a spatially resolved starburst
NGC 253是一个附近的螺旋星系，目前正在经历一个100 pc直径区域的恒星形成核爆发。我们目前的空间分辨8- 13微米低分辨率光谱在四个位置沿8- 13微米发射的脊。我们发现，相对强度的离子，尘埃发射功能，尘埃连续发射随星系中的位置而变化，但可以占无处不在，而不诉诸灭绝的硅酸盐。最亮的中红外峰（从原子核移开）具有连续谱和11.1- 12.9微米“平台”发射的高水平，表明尘埃在光分解区域内受热。在最亮的中红外峰的位置上获得的光谱在3年的过程中没有显着的时间变化。
1998-12-16 astro-ph
Abundance diagnosis of E+A (post-starburst) galaxies
E+A星系的特征是具有强的巴耳末吸收线，但没有任何[OII]或H $α$发射线。强巴耳末吸收线的存在意味着E+A星系在过去的$<$ 1-1.5千兆年内经历了一次星暴。然而，缺乏[OII]或H $α$发射线表明E+A星系没有任何正在进行的恒星形成。因此，E+A星系被解释为后星暴星系。从形态上看，E+A星系是早期型星系，这意味着E+A星系可能是现代椭圆星系的祖先之一。然而，仍然存在其他可能性，例如尘埃星暴的情况，其中E+A星系正在进行恒星形成，但由于尘埃的严重遮蔽，光学发射线是不可见的。因此，人们急切地期待着恒星暴增后现象的进一步证据。利用Sloan数字巡天数据Release 4中精心挑选的451个E+A星系中最大的一个样本，本文用Mg和Fe线对E+A星系的丰度进行了诊断。结果表明：（1）E+A星系与具有相似Balmer吸收强度的恒星形成星系相比，具有增强的$α$元素丰度比。由于强星爆的截断是必需的，以提高α元素的比例，这是一个额外的证据，E+A星系是在后星爆阶段;（ii）的金属丰度和$α$ -元素丰度的E+A星系是一致的椭圆星系，这表明E+A星系可能是今天的椭圆星系在化学丰度的祖先之一。
2007-03-23 astro-ph
Synthetic spectra of H Balmer and HeI absorption lines. II: Evolutionary synthesis models for starburst and post-starburst galaxies
我们提出了演化的恒星星族合成模型来预测单金属丰度恒星星族的光谱，在3700和5000 A之间的五个光谱区中，光谱采样为0.3 A。这些模型是针对有活跃恒星形成的星系而优化的，它们综合了氢巴耳末系的轮廓（Hb、Hg、Hd、H8、H9、H10、H11、H12和H13）和中性氦吸收线（HeI 4922，HeI 4471，HeI 4388，HeI 4144，HeI 4121，HeI 4026，HeI 4009和HeI 3819）的恒星初始质量函数。持续1 Gyr的连续恒星形成模型。输入恒星库包括NLTE吸收配置文件的恒星热超过25000 K和LTE配置文件的温度较低。温度和重力覆盖范围分别为4000 K <Teff< 50000 K和0.0< log g$< 5.0。该模型可用于星暴和后星暴星系的日期，直到1 Gyr。它们已经在大麦哲伦星系中的星团、星暴星系NGC 1569中的超级星团B、矮椭圆星系NGC 205的核心和一个发光的“E+A”星系的数据上进行了测试。完整的数据集可在http://www.iaa.es/ae/e2.html和http：//www.stsci.edu/science/starburst/上检索，或根据作者的要求在rosa@iaa.es上检索。
1999-07-09 astro-ph
Spatially Resolved Spitzer Spectroscopy of the Starburst Nucleus in NGC 5253
我们提出了新的斯皮策太空望远镜的数据附近，低金属量的星暴星系NGC 5253，从红外阵列相机IRAC和红外光谱仪IRS。NGC 5253的中红外光度轮廓明显地由中心附近的未解析星团所主导，该星团在较长波长处比星系的其他部分更亮。我们发现[NeIII]/[NeII]比值从中心处的$\sim8.5$减小到距离$\sim250$ pc处的$\sim2.5$。[SIV]/[SIII]非常好地遵循[NeIII]/[NeII]比率，在所有距离下都低约4-5倍。我们的光谱首次揭示了PAH的发射功能，在11.3 $μ$ m和其等效宽度增加显着与距离的中心。PAH强度与UV辐射场的硬度和光度之间的乘积之间的良好反相关性表明中心区域的PAH分子的光破坏。在$0.42\times10^{-20}$ W cm $^{-2}$处检测到高激发[OIV]25.91 $μ$ m线。我们的研究结果表明，空间分辨中红外光谱的重要性。
2006-04-26 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of the Post-Starburst Quasar UN 1025-0040: Evidence for Recent Star Formation
我们提供了新的哈勃太空望远镜（HST）WFPC 2图像的后星暴类星体UN J1025-0040，其中包含一个活动星系核（AGN）和一个400万年前的核星暴类似的热光度（10^{11.6}太阳光度）。F450 W和F814 W的图像解析了来自星暴的活动星系核，并显示大部分恒星光（6 x 10^{10}太阳质量）包含在大约600秒差距的中心半径内，并且在这个尺度上缺乏清晰的形态结构。将每张图像中的点光源与活动星系核的贡献等同起来，我们确定了活动星系核与星暴光的比例。这个比例在红色F814 W图像中为69%，与我们之前的光谱分析一致，但在蓝色F450 W图像中约为50%，而我们预测为76%。HST的图像与之前的测光结果一致，排除了可变性（活动星系核的衰落）是导致这一结果的原因。我们可以解释新的数据，如果有一个以前未知的年轻恒星星族存在，4亿年或更年轻，多达10%的质量占主导地位的4亿岁的人口。这个年轻的恒星爆发可能代表了当前核活动的触发器。UN J1025-0040和它的伴星系中的多个星暴年龄表明了复杂的相互作用和恒星形成历史。
2002-03-14 astro-ph
Near-infrared Spectroscopy and HST Imaging of a Dusty Starburst ERO
我们提出了近红外光谱和HST成像EROJ 164023，一个极端的红色对象（ERO）与R-K=5.9在z=1.05。EROJ 164023是一个盘状星系，其光学/红外光谱能量分布被尘埃强烈红化（L_FIR/L_B<~200; A_V~5）。窄的发射线（~ 300 km/s）和高的[NII]/H α线比表明这是一个“复合”的星暴-Seyfert星系。假设恒星形成占主导地位，我们约束的SFR为10- 700 Mo/年的各种指标。我们将EROJ 164023与其他光谱鉴定的尘埃ERO进行了比较：HR 10（z=1.44）和ISOJ 1324 -2016（z=1.50）。EROJ 164023和HR 10具有相似的盘状形态，并且都表现出明显的尘埃遮蔽的变化取决于所使用的诊断，这表明在这些星系中有一个复杂的空间混合的恒星星族和尘埃。相比之下，ISOJ 1324 -2016的紧凑形态和光谱特性表明它是一个尘埃类星体。我们的研究结果表明，尘埃星系确定测光ERO标准包括纯星爆，复合系统，如EROJ 164023和尘埃类星体。我们认为，ERO到这些子类的分类不能可靠地实现从光学/近红外光度，而是需要中/远红外或亚毫米光度和近红外光谱。因此，在近红外工作的高效多目标光谱仪的出现以及SIRTF的即将推出，为我们对难以捉摸的ERO种群的理解提供了快速进展的机会。[删节]
2001-08-02 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of Five Super Star Clusters in the Starburst Galaxy M82
我们目前获得的光谱与空间望远镜成像光谱仪（STIS）的五个年轻的大质量星团的星暴星系M82。本文对一个星团M82-A1及其在星爆核的直接环境作了详细的分析。从HST存档图像中，我们发现它是椭圆形的，有效半径为3.0+/-0.5 pc，并被一个紧凑的（r=4.5+/-0.5 pc）H II区域包围。我们确定的年龄和红化的M82-A1使用合成光谱的人口合成模型拟合的连续能量分布和深度的巴耳末跳跃。我们发现它的年龄为6.4+/-0.5百万年，测光质量估计为M=7-13 x 10^5太阳质量。我们将其形成与4-6万年前最近的星爆事件联系起来。我们发现M82-A1周围的H Ⅱ区的氧丰度是太阳的或略高。H II区的高压P/k = 1-2 x 10^7 cm^-3 K。在A区的扩散气体有一个稍微低的压力，这与宽的H α发射线宽度一起，表明在M82星暴核心的热和湍流压力都异常高。我们讨论了这种环境如何影响M82-A1的团风的演变。我们发现，高压可能导致压力驱动的气泡失速。我们还获得了星团B1-2和B2-1在“化石”星暴区和中间年龄星团F和L的光谱年龄。这些都与早期的研究一致，并表明，恒星形成活动，足够强烈，以产生超级星团，一直在M82在过去的Gyr，也许在离散和本地化的插曲。
2006-05-03 astro-ph
Spectroscopy of Close Companions to QSOs and the Ages of Interaction-Induced Starbursts
我们给出了三个与低红移类星体3CR 323.1、PG 1700+518和PKS 2135-147接近（< 3角秒）的伴星的低分辨率吸收线光谱。这些光谱是用凯克望远镜上的LRIS和夏威夷大学2.2米望远镜上的微弱天体摄谱仪获得的。对于3CR 323.1和PG 1700+518，我们测量的相对速度与类星体和它们的伴星系之间的关联是一致的。3CR 323.1的伴星星系的光谱特征表明它有一个中等年龄的恒星星族（大约为100年）。2.3 Gyr）。相比之下，PG 1700+518的伴星的光谱显示出来自相对年轻的恒星星族的强巴耳末吸收线，以及来自较老恒星族的Mg Ib吸收特征和4000 A的断裂。通过模拟这两个恒星光谱的组成部分，有可能估计的时间，已经过去了，因为最近的主要星暴事件的结束：我们获得约。0.1 Gyr.这一事件可能与触发QSO活动的相互作用同时发生。最后，我们的光谱学结论性地表明，PKS 2135-147的假想伴星实际上是一颗投影的银河系G星。
1997-02-23 astro-ph
Evolutionary Implications from SDSSJ085338.27+033246.1: A Spectacular N arrow-Line Seyfert 1 Galaxy with Young Post-starburst
根据活动星系核SDSS J085338.27+033246.1的光谱，分析了其物理性质，并讨论了其对活动星系核演化的意义。提出了光谱主成分分析方法，用于从总光谱中提取发射谱线和吸收特征。发射谱线分析表明，该天体为NLS 1，具有Fe Ⅱ/H $β_{\rm{B}}=2.4\pm0.2$、大爱丁顿比（$\sim0.34$）、小黑洞质量（$\sim1.1\times10^{7}M_{\odot}$）和中等强度的射电辐射。一个简单的SSP模型表明，吸收功能再现的$\sim$ 1亿年的老星暴的质量$\sim7\times10^{9}M_{\odot}$相当不错。然而，从[OII]发射推断的当前SFR $\sim3.0M_{\odot}\rm{yr^{-1}}$远小于过去的平均SFR $\sim70M_{\odot}\rm{yr^{-1}}$。利用BPT图的线比诊断表明，窄发射线几乎全部从HII区发射。我们进一步讨论了一个可能的演化路径，链接活动星系核和星暴现象。
2006-05-16 astro-ph
ISOCAM-CVF 5-12 mum Spectroscopy of Ultraluminous Infrared Galaxies
利用红外空间天文台ISOCAM的CVF光谱模式获得了16个超亮红外星系（ULIRGs）的低分辨率中红外光谱。我们的样本完成了以前的ISO光谱的超和超亮红外星系向更高的光度。组合样品的红外光度范围为10^{12 - 13.1} Lo。对于这里研究的大约一半的高光度ULIRGs，强芳香族发射带表明星暴占主导地位。其他光谱主要是由一个强大的活动星系核相关的连续弱叠加发射功能的不确定性。本文提出了一种改进的定量描述恒星形成和活动星系核活动对ULIRG中红外辐射相对贡献的方法。作为辐射热光度的主要来源，星暴占主导地位的低端和活动星系核在这个范围的高端。在~10^{12.4} $ to $ 10^{12.5} Lo处，发生了从大部分星暴到大部分活动星系核的转变，并且在~10^{12.65} Lo处发现了单个明亮的星暴。
2001-01-11 astro-ph
The Discovery of 1000 km/s Outflows in Massive Post-starburst Galaxies at z=0.6
数值模拟表明，活动星系核（AGN）通过在强大的星系风中排出气体和尘埃以及淬灭恒星形成，在早型星系的形成中起着重要的作用。然而，活动星系核反馈的存在，能够停止星系范围内的恒星形成尚未得到观测证实。为了研究这个问题，我们获得了14个星暴后星系在z~0.6的光谱，以寻找星系风的证据。在10/14的星系中，我们检测到Mg II 2796，2803吸收线，其相对于恒星的蓝移为490 - 2020 km/s。平均蓝移速度为1140 km/s。我们假设，流出的气体代表了一个化石星系风附近的星系活动的高峰期，几亿年前发射。我们测量的速度介于明亮的星暴和宽吸收线类星体之间，这表明活动星系核的反馈可能在驱逐冷气体和关闭恒星形成方面发挥了作用。
2007-06-04 astro-ph
The Stellar Populations of Starburst Galaxies Through near infrared spectroscopy
通过拟合不同年龄和金属丰度的恒星星族模型组合，研究了四个星暴星系（NGC 34，NGC 1614，NGC 3310和NGC 7714）在0.8 - 2.4 μ m近红外波段的中心（几百秒差距以内）恒星星族.这些星系的近红外光谱具有许多吸收线。这是我们第一次在NIR中同时拟合多达15个吸收特征。观测到的光谱最好的解释是恒星星族包含相当数量（20 - 56%质量）的~ 1 Gyr年龄的恒星星族和热脉冲渐近巨星分支星。我们发现恒星的金属丰度主导了太阳光。金属丰度与太阳能有很大的不同，这给出了一个更差的拟合。虽然我们使用近红外光谱估计的年龄和金属丰度与文献中基于UV/光学的值一致，但我们发现年龄更大，年龄分布更大。这可能是因为光学光谱对恒星形成的最后一幕非常敏感，而近红外光谱更好地保持了前几代恒星的记录。另一个有趣的结果是，从整个近红外光谱的红化估计是相当低的基础上的发射线。最后，我们发现一个很好的协议的自由发射线光谱与光电离模型，作为输入的光谱能量分布的合成复合模板，我们推导出最佳的拟合。
2008-06-04 astro-ph
Probing The Multiphase Interstellar Medium Of The Dwarf Starburst Galaxy NGC 625 With FUSE Spectroscopy
我们提出了新的FUSE光谱的矮星暴星系NGC 625。这些观测探测了星际介质的多个相态，包括日冕、电离、中性和分子气体。这个附近的（D = 3.9 +/- 0.2 Mpc）系统显示出OVI 1032埃吸收追踪的流出日冕气体的清晰探测。OVI轮廓的质心相对于星系系统速度蓝移了约30公里/秒，表明存在低速外流。隐含的OVI速度范围被认为是100 +/- 20公里/秒，这是完全一致的无线电合成观测中发现的检测HI流出速度。我们从NGC 625的ISM中探测到多条弥漫的H2吸收线;这是仅有的几个在莱曼和维尔纳波段探测到H2线的银河系外系统之一。我们发现一个潜在的丰富的中性和星云气体之间的偏移，超过了所得出的列密度的错误。由于这样的偏移已被发现在多个矮星系，我们讨论了低金属晕周围的矮星系的中心恒星形成区域的影响。表观偏移可能是由于观测到的OI线饱和，需要更高的S/N观测值来解决这个问题。
2004-09-14 astro-ph
A Catalog of Local E+A(post-starburst) Galaxies selected from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 5
E+A星系被解释为后星暴星系，基于强巴耳末吸收线的存在和主发射线（[OII]或H $α$）的缺失。E+A星系作为一个处于转变过程中的星系群，一直是人们研究的热点。然而，从统计学上研究E+A星系是很困难的，因为E+A星系是极其罕见的星系群（占本宇宙所有星系的$<$ 1%）。在这里，我们提出了一个大的目录564 E+A（后星爆）星系仔细选择从斯隆数字巡天数据发布5的50万光谱。我们定义E+A星系为H $δ$等效宽度$>$为5 μ m，在[OII] $and$ H $α$中没有可探测到的辐射的星系。该目录包含564个E+A星系，因此是迄今为止最大的此类星系之一。此外，我们在选择中包括了H $α$线，以去除尘埃恒星形成星系，这些星系可能污染了以前基于[OII]的E+A星系样本高达52%。因此，目录是最同质的，更不用说它的大小。这里提供的星表可用于对这一罕见星系群的后续观测和统计分析。
2008-01-07 astro-ph
Diffuse and Gravitationally Stable Molecular Gas in the Post-Starburst Galaxy NGC 5195
利用野边山毫米波阵列（NMA）对星暴后星系NGC 5195进行了孔径合成CO（1-0）观测。本文还介绍了用Nobeyama 45 m望远镜对NGC 5195的CO（1-0）和HCN（1-0）的观测结果。高分辨率（1”.9 x 1”.8或86 pc x 81 pc，D = 9.3 Mpc）的NMA图显示，在NGC 5195的中央几个100 pc区域有强烈的CO排放，尽管目前的大质量恒星形成被抑制在那里。在中心r < 400 pc区域内，HCN与CO的亮度温标积分强度比R_{HCN/CO}约为0.02。这个R_{HCN/CO}比星爆区的小5 - 15倍。这些分子气体的性质可以解释为什么NGC 5195处于恒星暴增后的阶段;大多数致密的分子核心（即，大质量恒星形成的地点）已经被过去的恒星爆发事件消耗殆尽，因此大质量恒星形成的爆发不再能持续，尽管大量的低密度气体仍然存在。我们认为，致密分子气体不能形成从剩余的扩散分子气体，因为在NGC 5195的中心的分子气体是太稳定，形成致密的核心，通过重力不稳定性的扩散分子气体。
2002-06-23 astro-ph
ISO spectroscopy of star formation and active nuclei in the luminous infrared galaxy NGC 6240
我们目前的红外空间天文台中，远红外光谱的合并星系NGC 6240，一个对象提出了许多方面的重要性的作用，恒星形成和AGN活动在[超]发光的红外星系。中红外光谱以低激发精细结构谱线发射和芳香族“PAH”特征的形式显示了星爆指标。一个强大的高激发[OIV]线的观察，最有可能起源于窄线区的光学模糊AGN。NGC 6240在氢分子的纯转动谱线中显示出极强的发射。我们认为，这种排放主要是由于在其动荡的中心气体成分和它的星暴超风的冲击。红外辐射线的总激波冷却约占辐射光度的0.6%，主要是通过旋转H_2辐射和[OI] 63 μ m谱线。我们分析了几种估算NGC 6240星暴和活动星系核光度的方法，并认为对它的辐射热光度的贡献很可能在50-75%星暴和25-50%活动星系核的范围内。
2003-07-31 astro-ph
On the Origin of [OII] Emission in Red Sequence and Post-starburst Galaxies
我们利用SDSS DR 4的光谱研究了具有红色静止坐标系颜色的星系的发射线性质。在超过一半的红色星系中检测到发射线。我们专注于两个通常用作恒星形成率指标的发射线之间的关系：Ha 6563和[OII] 3727。在完整的SDSS样本中，[OII]/Ha比率存在强烈的双峰性，其与静止帧颜色中的双峰性密切对应。几乎所有的线发射的红色星系都具有各种类型AGN的典型线比率-最常见的是LINER，一小部分过渡物体，更罕见的是Seyfers。只有约6%的红色星系显示出恒星形成线比率。[OII]-Ha等效宽度平面中的直线将LINER类星系与其他类别分开。没有可探测到的发射线的静止星系和LINER类星系结合在一起，在颜色-星等-浓度空间中形成一个单一的、紧密的红色序列。[OII]LINER和AGN类星系的EW可以和恒星形成星系一样大。因此，除非排除具有活动星系核/LINER型谱线比率的天体，否则[OII]辐射不能直接用作恒星形成率的代表。缺乏[OII]发射通常被用来表明缺乏恒星形成时，后星爆星系在高红移选择。然而，我们的研究结果意味着，这些样本已经削减活动星系核的属性以及恒星的形成，因此可能会提供严重不完整的星爆后星系集。此外，在SDSS中识别出的星暴后星系需要最小的哈EW一般表现出弱，但非零的线发射与典型的AGN的比率，其中很少有剩余的恒星形成。这表明大多数后恒星暴增可能拥有AGN/LINER。
2006-06-11 astro-ph
Discovery of a Dwarf Post-Starburst Galaxy Near a High Column Density Ly-alpha Absorber
本文报道在3C~273视线内发现一个星暴后矮星系（M_B = -13.9），其后退速度（在不确定度范围内）与最高柱密度吸收体（在cz = 1586 km/s处N_HI = 10^15.85 cm^{-2}）相一致。这个星系是迄今为止离这个吸收体最近的星系，从视线上看，它在天空中的投影只有71千秒差距。这个星系中恒星星族的平均属性与3.5 Gyrs前的大规模恒星爆发相一致，我们认为，伴随而来的超新星可以从这个星系中驱动足够的气体来解释附近的吸收体。除了在天空中的接近度和衰退速度之外，支持这一结论的进一步证据包括吸收体和星系的金属丰度匹配，以及吸收体具有过剩的Si/C的事实，这表明最近的II型超新星富集。因此，这个星系和它的喷出物是预期的中间阶段，在衰落的矮演化序列所设想的贝蒂斯和里斯解释的丰富的微弱的蓝色星系在中等红移。
2004-03-01 astro-ph
Embedded clusters in NGC1808 central starburst - Near-infrared imaging and spectroscopy
在对附近活动星系进行中红外成像的过程中，我们在NGC 1808的中心恒星形成区发现了明亮致密射电源的中红外对应物。我们的目标是确认这些来源是深深嵌入的，年轻的星团，并在推导出它们的一些内在属性。为了补充中红外数据，我们收集了一组近红外数据与ISAAC在VLT：J，Ks和L'图像，以及低分辨率，长缝光谱的三个来源。令人惊讶的是，新的图像揭示了一个近红外对应的只有一个中红外/无线电源，即在L'波段的M8。所有其他光源都嵌入得很深，以至于它们的辐射不会在扩展的漫反射近红外辐射上方突出。两个辐射源的近红外光谱看起来很相似，都有强烈的电离氢谱线。这支持了这些来源的解释嵌入式年轻集群。我们推导出两个集群的电离和电离光子产生率。
2008-05-28 astro-ph
XMM-Newton Spectroscopy of the Starburst Dominated Ultra Luminous Infrared Galaxy NGC 6240
本文介绍了超亮红外星系NGC 6240的新XMM-牛顿观测。我们分析了反射光栅光谱仪（RGS）的数据，从其他仪器的数据，并找到一个星爆占主导地位的0.5-3千电子伏的光谱与全球的性质类似，在M82中观察到的，但具有更高的光度。我们发现，星暴区可以分为半径超过2.1 kpc、气体温度约为10^7 K的外围区和温度在（2-6）× 10^7 K范围内的中心区。在外部区域中的气体发射大部分观察到的Oviii Lyman-α线，并且在内部区域中的气体发射更高电离离子的发射线，包括强Fexxv线。我们还确定了一个小的内部部分，非常接近的活性核，具有典型的塞弗特2属性，包括大量的光电离气体产生一个强大的Fe K-α 6.4千电子伏线。综合丰度、温度和排放测量分析表明，超太阳能Ne/O、Mg/O、Si/O、S/O和可能还有Fe/O。分析表明，密度范围为（0.07-0.28）x ^（-1/2）cm^（-3），总热气体质量约为4 x 10^8 x ^（1/2）太阳质量，其中是体积填充因子。我们使用一个简单的模型来论证，一个年龄约为2 × 10^7年的大质量恒星暴增可以解释观测到的大部分源的性质。NGC 6240可能是X射线明亮活动星系核中最清晰的例子，在合并过程中，其软X射线光谱主要由强大的恒星暴控制。
2005-07-18 astro-ph
A Correlation Between CO Linewidth and Starburst Age in Barred Spiral Galaxies
利用新的CO（1-0）和CO（2-1）剖面，并结合文献资料，计算了29个具有年轻核爆发的棒旋星系的CO谱线宽度。恒星爆发的年龄估计从光谱学和最近的进化合成模型。CO谱线宽度和星暴年龄是相关的：年轻（4- 600万年）星暴星系的CO谱线较窄（< 100 km/s），而老星暴星系的CO谱线较宽。我们讨论了核星爆演化过程中气体动力学的几种情况来解释这种相关性。
1996-12-18 astro-ph
Star Formation in QSO Host Galaxies
许多恒星爆发所必需的条件似乎对触发类星体很重要。然而，恒星暴增是否普遍存在于类星体所在的星系中仍然是有争议的。在本文中，我们回顾我们目前的知识，从不同类型的类星体的作用的观测。星暴后的恒星星族可能存在于大多数类星体宿主中。具有类似于超亮红外星系的远红外颜色的类星体总是存在于相互作用引起的恒星爆发的几百万年或更少的合并星系中。类似的，但在最近发现的被称为后星暴类星体（Q+A's）的类星体中发现了更明亮的后星暴群体。然而，这两类都只占类星体总数的一小部分（10-15%）。所谓的“红色”类星体通常在可见光波段会发生强烈的消光，这使它们成为研究宿主的理想候选者。它们的恒星星族通常也显示出后恒星暴增的成分，尽管年龄范围更大。最后，光学“经典”类星体宿主显示了更遥远的过去（1-2 Gyr）的主要恒星形成事件（通常涉及恒星组成部分质量的10%以上）的痕迹。这些恒星爆发似乎与过去的合并事件有关。这些合并是否也是触发我们今天观察到的QSO活动的原因还有待确定。
2006-03-09 astro-ph
A 15um selected sample of high-z starbursts and AGNs
我们报告的结果从斯皮策GO-1计划的IRS光谱的大样本的发光红外Galeros和类星体从欧洲大面积ISO调查（ELAIS），具有广泛的多波长覆盖范围，包括ISOCAM，ISOPHOT，IRAC和MIPS（从SWIRE），和光学测光。我们介绍了样品的选择和IRS光谱的结果。
2006-10-25 astro-ph
Mid-infrared and optical spectroscopy of ultraluminous infrared galaxies: A comparison
红外空间天文台（ISO）中红外光谱学的新工具最近已可用于确定尘埃遮蔽的超亮红外星系（ULIRGs）的动力源。我们比较ISO分类-星爆或活动星系核（AGN）-与分类从光学光谱学，并与光学/近红外搜索隐藏的宽线区域。中红外和光学分类之间的协议是极好的，如果光学LINER光谱分配到星爆组。ULIRG LINER的星暴性质强烈支持这样的建议，即红外选择星系的LINER光谱，而不是AGN现象的表达，是由于可能与星系超级风有关的冲击。ISO和光学分类之间的差异为ULIRGs的演变和模糊尘埃的配置提供了线索。我们发现很少有ISO活动星系核与光学HII或LINER识别，这表明，高度模糊的活动星系核存在，但不是典型的ULIRG现象一般。相反，我们的研究结果表明，强烈的活动星系核活动，一旦触发，迅速打破了模糊的屏幕至少在某些方向，从而成为在一个很宽的波长范围内检测。
1999-03-10 astro-ph
Spitzer 24 micron detections of starburst galaxies in Abell 851
Spitzer-MIPS 24微米和地面观测的丰富的星系团阿贝尔851在z=0.41被用来推导恒星形成率从中红外24微米和从[O II] 3727发射。许多星系团的SFR（24 um）/SFR（[O II]）>> 1，表明恒星的形成被尘埃高度遮蔽。我们关注的是A851星系团中为数不多的几个成员，这些成员的强巴耳末吸收表明它们在10^{8-9}年的时间尺度上发生了一次星暴。典型的是，具有强烈巴耳末吸收的A851星系有两种类型：有光辐射（恒星形成）和没有光辐射（后星暴）。我们的主要结果是前者，所谓的e（a）星系，大多数检测到（12个中的9个）在24 μ m-对于这些，我们发现典型的SFR（24 μ m）/SFR（[O II]）~ 4。强的Balmer吸收和高的SFR（24 μ m）/SFR（[O II]）值都表明中等活跃的星暴，并支持e（a）星系是活跃的星暴的图片，饲料后星暴人口。虽然24 μ m的探测对于Balmer强天体来说是很常见的（甚至在18个所谓的“后星暴”星系中有6个被探测到），但在7个持续恒星形成的“e（c）”星系中只有2个被探测到（具有弱的Balmer吸收）--对它们来说，SFR（24 μ m）/SFR（[O II]）~ 1。它们的光谱类似于主导今天宇宙的现代螺旋;我们通过SFR（24 μ m）/SFR（[O II]）~ 1是今天的标准来加强这种关联。也就是说，从z ~…
2009-03-03 astro-ph
The SDSS Discovery of a Strongly Lensed Post-Starburst Galaxy at z=0.766
我们提出的第一个调查结果，在斯隆数字巡天（SDSS）图像的强星系星系透镜。SDSS J082728.70+223256.4被选为透镜候选者，使用基于SDSS光度计目录中物体的颜色和位置的选择标准。后续的成像和光谱学显示这个物体是一个透镜系统。透镜星系是星系团中z = 0.349的椭圆星系。这个透镜星系的光谱是在z = 0.766时的星暴后星系。透镜星系的估计质量为$\sim 1.2 \times 10^{12} M_{\odot}$，B波段的相应质光比为$\sim 26 M_{\odot}/L_{\odot}$，在透镜星系的1.1有效半径内。我们的研究显示了如何从多波段巡天中提取的目录可以用来找到具有多个透镜图像的强星系-星系透镜。我们强大的透镜候选人选择的基础上光度计只目录将是有用的，在未来的多波段成像调查，如SNAP和LSST。
2008-04-09 astro-ph
Deep GEMINI GMOS-IFU spectroscopy of BAL QSOs: I. Decoupling the BAL, QSO, starburst, NLR, supergiant bubbles and galactic wind in Mrk 231
在这项工作中，我们提出的第一个研究结果的BAL类星体（在低和高红移），非常深的双子座GMOS积分场光谱的基础上。特别是，最近的BAL IR类星体Mrk 231获得的结果。非常深的三维光谱和地图清楚地表明，BAL系统I和II是扩展的（达到1.4-1.6”= 1.2-1.3 kpc，从核），并在接近射电喷流PA的位置角明显拉长。这表明BAL系统I和II都与射电喷流有关，并支持某些BAL的双极喷流-风模型。对于Mrk 231的核区域，使用一种新的解耦3D光谱技术模拟了类星体和宿主星系成分。从这项研究中，发现了以下主要结果：（一）在纯的宿主星系光谱中，清楚地观察到极端的核星爆成分，主要是在蓝色波长处通量的非常强烈的增加;（二）在宿主星系的光谱中观察到BAL系统I;（三）在干净/纯的类星体发射光谱中，只检测到宽线。3D GMOS个别光谱（特别是在IR Ca II三重态）和地图证实了一个极端和年轻的核星暴（8 <年龄<1500万年）的存在，它主要是在一个环或环中检测到的，半径r = 0.3”= 200 pc，围绕着核心。利用GMOS三维谱图分析了四个膨胀核泡的物理性质。这些结果表明，核NLR的一个重要组成部分是由OF过程和相关的低速电离冲击。
2007-09-06 astro-ph
High spatial resolution mid-infrared spectroscopy of the starburst galaxies NGC 3256, IIZw40 and Henize 2-10
为了表明高空间分辨率观测河外源的重要性，当与较大的孔径，如ISO获得的观测相比，我们提出的N-波段光谱（8-13 μ m）的一些位置在三个星爆星系。特别是螺旋星系NGC 3256的两个星系核，矮星系IIZw 40中的紧凑红外超星云和WR星系He 2 -10中央星暴中的两个最亮的红外结。光谱是在ESO 3.6米望远镜上用TIMMI 2获得的。库存的光谱方面的原子精细结构线和分子带。我们展示了这些高空间分辨率数据的巨大价值，如在中红外消光，金属丰度或恒星含量（年龄，IMF等）的约束属性。关于这一点，我们已经限制了恒星内容的IR紧凑结IIZw 40通过使用中红外精细结构线和设置限制的星云几何形状。考虑到PAH波段，我们已经构建了一个新的中/远红外诊断图的基础上11.2 μ m PAH和连续，访问地面观测。最后，我们发现之间的依赖性的存在或不存在的多环芳烃和硬度的辐射场测量的[SIV]/[NeII]比。特别是，具有PAH排放的源通常具有< 0.35的[SIV]/[NeII]比率。我们调查这种关系的可能的起源，并得出结论，这并不一定意味着多环芳烃破坏，但也可以解释为多环芳烃尘埃竞争FUV光子。
2006-05-05 astro-ph
The environments of starburst and post-starburst galaxies at z=0.4-0.8
后星暴（E+A或k+a）光谱，其特征是异常强的巴耳末吸收线和缺乏发射线，属于恒星形成活动突然结束的星系在过去的Gyr的某个时候。本文利用ESO遥远星系团巡天资料，对星系团、星系团、贫星系团和z=0.4-0.8的星系进行了光谱分析。在这些红移处k+a的发生率强烈地依赖于环境。K+a的优先居住在集群，出乎意料的是，在一个子集的sigma = 200-400公里/秒的群体，那些有一个低分数的[OII]发射器。在这些环境中，20-30%的最近恒星形成星系的恒星形成活动最近被截断。相比之下，在田间、贫困群体和具有高[OII]分数的群体中，k+a的比例更少。k+a星系的发生率与星系团的速度色散相关：质量越大的星系团，k+a的比例越高。尘埃星爆候选者的光谱，具有强大的巴耳末吸收和发射线，呈现出非常不同的环境依赖性从k+a的。它们在z=0.4-0.8的所有环境中都很多，但它们在所有类型的群体中特别多，有利于合并触发的假设。我们的观察结果与之前的建议一致，即星系团k+a星系在过渡阶段被观察到为大质量S 0和Sa星系，从恒星形成的后期类型演变为被动演变的早期类型星系。k+a分数和集群西格玛之间的相关性支持的假设，即在集群中的k+a星系起源于相关的过程中的intraclustermedium，而几种可能性的起源的k+a频率在低[OII]组进行了讨论。（abr.）
2008-11-07 astro-ph
