The low-mass YSO CB230-A: investigating the protostar and its jet with NIR spectroscopy and Spitzer observations
在近红外窄带图像中发现了来自低质量YSO CB 230-A的喷流。我们的目标是调查的物理性质的区域从那里的喷气发动机。我们的分析进行了使用低分辨率近红外光谱获得的相机NICS在TNG望远镜，与JH和HK grisms和1 arcsec宽的狭缝。这些观测数据得到了斯皮策空间望远镜档案的红外测光数据的补充。CB 230-A的相关物理性质受到来自NIR到mm的通量的SED拟合的约束。YSO光谱表现出大量的原子和分子发射和吸收特征。这一光谱的特征表明，我们正在观察CB 230-A附近的一个区域，即。e.它的光球层和/或活跃的吸积盘。在射流的节的光谱包含大量的发射线，包括一组丰富的[FeII]线。排放由于H2和[Fe II]没有空间相关性，确认[Fe II]和H2是由不同的机制激发的，与[Fe II]跟踪解离J-冲击和分子氢跟踪较慢的C-冲击的模型一致。通过使用包含密度敏感[Fe II]线的强度比，我们估算了喷流中的电子密度（6 × 10^3 - 1 × 10^4 cm^-3）。这表明，要么是高密度的电离气体冲击后区域或区域的高度电离。通过将目前的数据与以前获得的近红外和毫米波长的地图相结合，新出现的情况是，CB 230-A是一个0/I类YSO，驱动着一个原子喷流，被观察到几乎是单极的，可能是由于它倾斜于天空平面，导致其红色一侧的消光更高。这个喷流看起来有足够的能量来驱动在毫米波中观察到的分…
2008-09-09 astro-ph
The central kinematics of NGC 1399 measured with 14pc resolution
我们提出了近红外（NIR）自适应光学辅助光谱观测的CO（$Δμ=2$）的吸收带朝向中心的巨大椭圆星系NGC 1399。用NAOS-CONICA（ESO VLT）进行观测，其半高宽分辨率为0 \farcs 15（14 pc）。观测的运动学分析揭示了一个解耦的核心和强烈的非高斯视线速度剖面（VP）在中央0.2 arcsec（19 pc）。近红外成像还表明，在同一区域的中心等照度线的不对称伸长。我们使用球形轨道叠加模型来解释运动学，使用一组正交的“eigenVP”，使我们能够直接拟合模型光谱。这些模型需要一个质量为$1.2^{+0.5}_{-0.6}\times10^9M_\odot$的中心黑洞，其轨道分布在内部40秒差距内具有强切向偏置。
2005-10-10 astro-ph
Spatially resolved near-infrared spectroscopy of the massive star-forming region IRAS 19410+2336
IRAS 19410 +2336是一个年轻的大质量恒星形成区，具有强烈的外流活动。我们在这里提出的空间分辨近红外光谱，使我们能够验证是否在这个对象中检测到的H2发射源于热发射的冲击前或从荧光激发非电离紫外光子。此外，近红外光谱学还提供了通过探测光球和星周光谱特征以及环境条件（例如消光）来研究H2排放的假定驱动源的特性的可能性。我们使用LIRIS获得了IRAS 19410 +2336的长缝、中等分辨率、近红外光谱。作为补充，我们还获得了Las Campanas 2.5米杜邦望远镜的J，H和K_s图像，以及3.6，4.5，5.8和8.0 μ m的档案中红外（MIR）Spitzer图像。我们证实了H2发射的冲击性质，激发温度约为2000 K。我们还在IRAS 19410 +2336中识别出了具有非常不同属性和演化阶段的物体。在毫米波长下质量最大的源，mm 1，质量为几十个太阳质量，有一个明亮的近红外（和MIR）对应物。这表明，在这些波长处的发射是泄漏的。第二大质量的毫米源，mm2，只在λ> 6 μ m时被探测到，这表明它可能是一颗仍处于主要吸积阶段的高质量原恒星。一些邻近源的近红外光谱显示CO第一泛音带头发射，这是与中性物质位于内部区域的环星环境的YSO。
2008-07-31 astro-ph
On the dust tori in Palomar-Green quasars
在类星体的环面中的尘埃云被中心源辐射，而环面内半径处的尘埃云主要在近红外（NIR）波段再辐射。因此，近红外光度与测热光度的比值L_NIR/L_bol在一定程度上可以反映环面的几何形状。我们发现Palomar-Green（PG）类星体的近红外光度与测热光度之比L_NIR/L_bol与中心黑洞质量M_bh之间存在显著的相关性，而爱丁顿比L_bol/L_Edd与L_NIR/L_bol之间没有相关性。中红外和远红外的情况下，发现类似的相关性。这可能意味着环面几何形状，即，从中心源看，尘埃环对着的立体角并不随吸积速率而变化。环面对着的立体角与中心黑洞质量M_bh的相关性意味着尘埃环面的形成可能受中心黑洞质量的调节。我们发现，环面厚度H增加类星体的辐射热光度，这是不同的常数环面厚度H与光度假定在后退环面模型。由PG类星体的红外辐射数据得到的尘埃云在环面内半径的平均覆盖因子为~0.39。由红外光度与辐射热光度之比得到的PG类星体环面的平均相对厚度H/R约为0.9。我们认为，斯皮策太空望远镜对更大的类星体样本（包括更多更暗的类星体）的进一步红外观测将有助于理解类星体中尘埃环的物理性质。
2004-09-01 astro-ph
THE STRIKING NEAR-INFRARED MORPHOLOGY OF THE INNER REGION IN M100
新的光学和近红外K波段图像的内部3千秒差距的区域附近的室女座螺旋M100（NGC 4321）显示显着的形态变化与波长。虽然在光学上，光主要是由一个增强的恒星形成的环核区，但在2.2 \mum图像中的特征对应于一个新发现的kpc大小的恒星棒，以及一对位于椭圆形区域内的前导臂。只有5%的K通量是在反对称结构中发射的。这表明在NIR中看到的形态由全局密度波主导。利用I-K图像对K中局部尘埃消光的存在进行一阶校正，发现观测到的主导臂形态被尘埃稍微掩盖。负责的光学和近红外形态的可能机制进行了讨论，并提出了测试来区分它们。支持的结论与演化恒星种群模型再现的光学和近红外颜色在一些恒星形成区。我们认为，这种形态是兼容的存在下，在该地区的一对内部Lindblad共振，并明确显示在所附的文件详细的数值模拟。观察到的现象可能会提供洞察物理过程导致在星系的中心活动。
1995-02-06 astro-ph
ISOCAM Mid-infrared spectroscopy and NIR photometry of the HII complex N4 in LMC
[摘要]对大麦哲伦星云HII区络合物N4的ISOCAM-CVF和近红外光度数据进行了分析。目的有两个：1）研究ISM与该区域恒星含量之间的关系; 2）研究低于银河系的金属丰度对尘埃性质的影响。尘埃特征-气体谱线-数据连续拟合技术，可以制作每一次发射的图像，并对尘埃和电离气体进行详细分析。近红外测光首次提供了关于N4恒星含量的信息。单个尘埃特征带和气体谱线的图像清楚地表明，HII区核心完全没有负责芳香特征（AF）的载流子。另一方面，电离气体几乎完全出现在这个尘埃空腔中，N4的两颗主要激发星也位于其中。我们发现的证据表明，低于银河系的金属丰度对负责AF的载体的影响，不是为了防止它们的形成或改变它们的化学性质，而是为了提高它们的破坏高和硬ISRF。我们表明，这种机制是更有效的较小的灰尘颗粒/分子，从而影响灰尘的大小分布。我们认为，在分析更遥远的相对低金属丰度星系时，应该考虑对尘埃粒度分布的影响，而不是由于较低的金属丰度而导致的不同尘埃性质。最后，N4的恒星成分分析显示了7颗恒星：4颗变红的O MS星和3颗有包层的恒星。特别是，其中之一，似乎是一个超紧凑的HII区域包含嵌入式YSO。
2007-02-01 astro-ph
New identification of the near infrared Source in the "born-again" planetary nebula A58 (=V605 Aql)
行星状星云A58的中央尘埃结V605 Aql（= Nova Aql 1919）是一次晚期氦闪光的结果。以前的近红外（NIR）测量产生非常明亮的通量。这超过了基于其他波长和物体内视觉消光估计的模型预测的100倍。使用近红外成像的DENIS仪器，我们发现，在以前的（单通道光度计）的观测源被错误识别。我们提出了A58的近红外辐射通量，并确定了一个不相关的恒星场源，这实际上是A58的近红外辐射源。新的识别与模型预测的来源是一致的。还提供了A58核心的精确天体测量。
2000-06-25 astro-ph
The highly obscured region around PKS1343-601 - I. Galactic interstellar extinctions using DENIS galaxy colours
高度模糊的射电亮星系PKS 1343 -601（l=309.7，b=+1.8）被怀疑是大吸引子区域一个迄今未知的星团的中心。因此，它为近红外（NIR）搜索星系和深入研究其颜色作为消光函数提供了理想的区域。在近红外DENIS巡天（IJK）的图像上，以这个射电星系为中心的约30平方度区域的视觉搜索显示了83个星系（包括两个AGN）和39个可能的候选者。其中49个也被列入2 MASS扩展源目录2 MASX。以IRAS/DIRBE消光值（Schlegel et al.1998）的表面值为基础，光学吸收（A_B）的范围从银道面的~ 2 m到100 m以上。比较检测与其他系统的调查，我们的结论是，这种搜索是高度完整的探测极限的DENIS调查，当然超过任何自动星系发现算法适用于拥挤的地区。7”口径的近红外星系颜色被用作测量银河系总消光的探测器。与IRAS/DIRBE银河系红化图的比较表明，IRAS/DIRBE值导致在如此低的银河系纬度的真实消光略有高估;从星系颜色推断的消光对应于约87%的IRAS/DIRBE消光。虽然这一测定仍显示出一定的分散性，但它证明了近红外测量在2 m < A_B <12 m消光范围内用于校准IRAS/DIRBE图的有用性。
2006-07-06 astro-ph
A Near-Infrared (JHK) Survey of the Vicinity of the HII region NGC 7538: Evidence for a Young Embedded Cluster
我们描述了NGC 7538附近的两个近红外（K波段）成像调查和三色（JHK）调查的结果。K波段巡天的极限星等为K ~ 16.5和K ~ 17.5等，JHK巡天的极限星等为K ~ 15等。我们确定超过2000和9000近红外（NIR）源的两个K波段调查和786近红外源的JHK调查的图像。从颜色-颜色图中，我们推导出背景恒星的红化规律，并确定了238颗具有近红外超红外的恒星。等高线图显示了一个高密度的峰值，与近红外线过量的恒星集中在一起。我们确定这个峰值作为一个年轻的，嵌入式集群，并确认这一结果与K波段光度函数，颜色直方图，和颜色星等图。集群的中心位于RA = 23：13：39.34，DEC = 61：29：18.9。对于所采用的距离d ~ 2.8kpc，团簇半径为$\sim$ 3' ~ 2.5pc。当d = 2.8 kpc，变红E_{J-K} = 0.55 mag时，K带对数光度函数（KLF）的斜率为s ~ 0.32 ± 0.03，与L1630（s = 0.34）和M17（s = 0.26）的结果一致。
2004-09-06 astro-ph
The Star Formation Histories of the Bulge and Disk of M31 from Gemini North+NIRI/Altair and HST/NICMOS
本文讨论了用Altair自适应光学系统和Gemini North卫星上的NIRI仪器对M31核球和星盘中三个场的H和K观测。这是迄今为止对M31内部区域获得的最高分辨率和最深的近红外观测，并证明了地面自适应光学在研究附近星系拥挤区域方面的前景。我们已经结合我们的观察与以前发表的HST/NICMOS观测9 M31领域，并得出了粗糙的恒星形成历史的M31的隆起和内盘。从M_K光度函数的拟合中，我们发现恒星星族的混合是由古老的、接近太阳金属丰度的恒星所主导的。我们定义为年龄>~6 Gyr的老星族确实主导了所有半径的恒星形成历史，而与核球星和盘星的相对贡献无关。虽然我们所有的领域都包含一些凸起的贡献，我们的结果表明，有没有年龄之间的差异凸起和磁盘的限制，我们的精度。
2006-03-29 astro-ph
A Tale of Two Herbig Ae stars -MWC275 and AB Aurigae: Comprehensive Models for SED and Interferometry
我们提出了全面的赫比格Ae星MWC 275和AB Aur的模型，旨在解释他们的光谱能量分布（从紫外线到毫米）和长基线干涉（从近红外到毫米）的同时。文献中的数据，结合新的中红外（MIR）干涉从凯克段倾斜实验，使用轴对称蒙特卡罗辐射转移代码建模。模型中，大部分的近红外（NIR）发射来自尘埃边缘不适合近红外光谱能量分布（SED）和亚毫角秒近红外CHARA干涉。根据最近的工作，我们包括一个额外的气体排放组件，具有类似的尺寸尺度的尘埃边缘，内的升华半径，以适应近红外SED和长基线近红外干涉MWC 275和AB Aur。在没有气体对恒星光的屏蔽的情况下，我们证明了这些YSO中的气尘过渡区必须包含高度耐火的尘埃，在~ 1850 K升华。尽管MWC 275和AB Aur在热近红外光谱中具有几乎相同的结构，但它们的外盘却有很大的不同。与AB Aur盘相反，MWC 275在盘的大气中缺乏能够产生超过~ 7 AU的显著10- 20微米发射的小颗粒，迫使外部区域进入内部盘的“阴影”。
2008-08-12 astro-ph
K-Band Spectroscopy of an Obscured Massive Stellar Cluster in the Antennae Galaxies (NGC 4038/4039) with NIRSPEC
本文介绍了用近红外光谱技术在W. M.凯克天文台。我们用NIRSPEC的狭缝照相机在K波段以0.39”视宁度拍摄了南核（NGC 4039）附近的星团。在近红外波段（M_K（0）= -17.9）发现的最亮星团在光学上并不明显，但与Mirabel等（1998）提出的中红外波段（12-18 μ m）ISO图像上的最高表面亮度峰相一致。在R = 1900处，我们获得了高信噪比的2.03-2.45 μ m光谱。该星团非常年轻（年龄约400万年），质量大（M ~ 16 E6 M_sun），结构紧凑（密度约115 M_sun pc^（-3），半光半径为32 pc），假设是Salpeter IMF（0.1-100 M_sun）。它的热恒星具有T_eff ~ 39，000 K的辐射场，它们覆盖着一个致密的HII区，n_e ~ 10^4 cm^（-3）。这些恒星深埋在气体和尘埃中（A_V = 9- 1 - 0等），它们的强FUV场为一个密度n_H > 1 - 0^5 cm^（-3）的星团光离解区提供能量，其尺度约为200 pc，辐射L{H_2 1-0 S（1）}= 9600 L_sun。
2000-02-17 astro-ph
Infrared Spectroscopy of a Massive Obscured Star Cluster in the Antennae Galaxies (NGC 4038/4039) with NIRSPEC
本文介绍了用近红外光谱技术在W. M.凯克天文台。我们用NIRSPEC的狭缝照相机在K波段以0.39”视宁度拍摄了南核（NGC 4039）附近的星团。在近红外波段（M_K（0）= -17.9）发现的最亮星团在光学上并不明显，但与Mirabel等（1998）提出的中红外波段（12-18微米）ISO图像上的最高表面亮度峰相一致。我们获得了高信噪比的2.03 - 2.45微米光谱的核心和被遮蔽的星团在R ~ 1900。该星团非常年轻（400万年前），质量大（16 e6 M_sun），结构紧凑（在32 pc的半光半径内，密度约为115 M_sun pc^（-3）），假设是Salpeter IMF（0.1 - 100 M_sun）。它的热恒星具有T_eff ~ 39，000 K的辐射场，它们拥有一个致密的H II区，n_e ~ 1 e 4 cm^（-3）。这些恒星深埋在气体和尘埃中（A_V ~ 9- 1 - 0等），它们的强FUV场为一个密度n_H >= 1 e5 cm^（-3）的星团光离解区提供能量，其尺度可达200 pc，辐射L[H_2 1-0 S（1）] = 9600 L_sun。
1999-12-17 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
The Nuclear Stellar Cluster in the Seyfert~1 Galaxy NGC 3227: High Angular Resolution NIR Imaging and Spectroscopy
介绍了Seyfert 1星系NGC 3227核区（10“~ 840 pc）的近红外高角分辨率散斑成像和成像光谱。一个核星团在J和H波段有轻微的分辨，从K到J波段对近红外连续谱的贡献越来越大。与邻近的连续谱相比，恒星的吸收线被延长，表明星团的尺寸为~ 70 pc FWHM。对这些谱线的分析表明，在3.6“口径的H（K）波段中，恒星贡献了大约65%（40%）的连续辐射。星族合成与近红外光谱合成相结合表明，红超巨星的年龄在2500万年到5000万年之间，这一年龄对近红外光谱的贡献最大。这是支持公布的光学数据的MgIb线和CaII三重态。虽然不能排除AGB星主导近红外光的~ 0.5 Gyr的更高年龄，但观测到的参数处于AGB星主导的星团预期的极限。然而，在这两种情况下，被解析的星团只贡献了内部300 pc总动力学质量的约15%，这意味着另一个更古老的恒星星族。过去10 Gyr的纯粹恒定恒星形成可以排除。因此，至少有两个恒星形成/星暴事件发生在NGC 3227的核心。由于在其他星系的核中也观察到了这样的恒星形成历史序列，因此恒星形成活动与活动星系核本身之间的联系似乎是可能的。
2000-10-17 astro-ph
Near Infrared Spectra of Type Ia Supernovae
我们报告了12个“分支正常”Ia型超新星（SNe Ia）的近红外（NIR）光谱观测，覆盖波长范围从0.8-2.5微米。我们的样品在最大光照的三周内，用公布的近红外光谱使Ia型超新星的数量增加了一倍多。观测时期从最大光照前13天到最大光照后18天不等。Ia型超新星的详细模型用于识别光谱特征。测量谱线的多普勒频移以获得速度，从而获得元素的径向分布。近红外光谱是探测超新星Ia喷发物各层化学结构的一个非常有用的工具。这个波长区域对于检查Ia超新星爆炸的某些产物是最佳的，这些产物可能在其他光谱区域中混合或模糊。我们确定的光谱特征，镁，钙，硅，铁，钴，镍和可能的锰。我们在光谱中没有发现氢、氦或碳的迹象。光谱特征揭示了Ia超新星物理特征的重要线索。我们使用的功能，以获得未燃烧物质的量的上限，以确定从爆炸性碳氧燃烧和从部分到完整的硅燃烧的过渡区域，并估计在爆炸过程中和爆炸后的混合水平。
2003-06-23 astro-ph
Evolution of UV -- NIR Structural Properties of Cluster Galaxies
本文在红移z=0.21-0.64范围内，从UV到NIR重新标架研究了星系团的结构和内部色梯度。导出了结构参数（半光半径r_e、平均表面亮度μ_e和Sersic指数n）。该数据集构成了第一个大样本（N ~ 270）的星系团星系，其内部结构在UV、光学（OPT）和NIR（U-、V-和H-波段重构框架）上可以被研究到~6 Gyr（Omega_m=0.3，Omega_Lambda=0.7和H_0=70 Km/s/Mpc）的回望时间。根据光廓线的形状将星系团分为球状和盘状两类，并分别研究了这两类星系团的演化。平均而言，球状体和盘都更集中在较长的波长：星系的大小从紫外到近红外变得更小，而Sersic指数增加。这种趋势显示了光盘中的演变，其中光学与NIR Sersic指数的平均比率从z=0.31降低到z=0.64。颜色梯度平均在所有的红移都是负的，并且在圆盘中比在球体中更强。颜色梯度和中心的颜色进行了比较与模型的金属，年龄和尘埃消光梯度。金属丰度是球体颜色梯度的主要驱动力，年龄梯度被限制在小于~ 25%。对于磁盘，两种模型适合目前的数据：（一）年龄梯度（在[30，50]%的范围内）与显着的尘埃消光，和（二）“纯”尘埃模型，其中颜色过剩的梯度是一个因素的两个高EIS 0048比其他集群。由于磁盘的颜色梯度似乎不相关的倾斜显着，我们认为，年龄梯度模型可以代表一个更可能的解释，目前的数据，在协议的基础…
2003-05-30 astro-ph
Cluster of galaxies around seven radio-loud QSOs at 1<z<1.6: K-band images
我们对红移1<z<1.6的七个射电噪类星体的环境进行了近红外研究。本文描述了在3个$σ$极限星等为K~20.5的类星体周围~ 6 × 6弧分的磁场中获得的深$K$带图象。这些领域以前研究使用深B和R波段图像（桑切斯和冈萨雷斯-塞拉诺1999年）。结合使用光学和近红外数据，已经发现了一个显着过剩的星系，其光学-近红外颜色，光度，空间尺度和星系数量与类星体红移的星系团是兼容的。我们选择了一个聚类候选样本来分析R-K vs. K图。约25%的候选物呈现红色光学近红外颜色和紫外过量。这一星群也在相同红移的类星体周围的星团中被发现（Tanaka et al. 2000; Haines et al. 2001）。这些星系似乎遵循一个混合的演化：一个主要的被动演化加上后期的恒星形成过程。类星体并不居住在星团的核心，而是在外围区域被发现。这一结果与核活动的起源/馈送机制是合并过程的假设相一致。类星体居住的区域是碰撞最有可能产生合并。
2002-09-18 astro-ph
HST Optical-NIR Colors of Nearby $R^{1/4}$ and Exponential Bulges
我们已经分析了$V$、$H$和$J$ HST图像中的早型到晚型旋涡星系样本，并在其他地方报告了我们样本中$R^{1/4}$定律和指数膨胀的统计频率作为哈勃类型的函数，以及中型到晚型膨胀和盘所承载的分辨中心核的出现频率和结构特性（见文中的参考文献）。在这里，我们使用这些数据来显示：{ \it（i）} $R^{1/4}$的$V-H$颜色分布在$<V-H> \sim 1.3$周围凸起峰值，具有sigma $Δ(V-H) \sim 0.1$幅度。假设太阳的金属丰度，这些值对应的恒星年龄为$\approx 6 \pm 3$陀螺。相比之下，指数凸起的$V-H$颜色分布在$<V-H> \sim 0.9$处达到峰值，并且具有sigma $Δ(V-H) \sim 0.4$ mags。这可能意味着与$R^{1/4}$定律的球状体相比，指数膨胀的恒星（其中相当一部分）的年龄要小得多，金属丰度也要低得多。{ \it（ii）}大多数由指数型凸起所承载的中心核具有$V-H$和$J-H$颜色，这与相对不模糊的恒星种群是相容的。假设没有或几乎没有尘埃效应，则这些核的年龄为$\gta 1$ Gyrs，这反过来意味着质量约为几十个$^6$到几十个$^7$ M $_\odot$，即，足以溶解质量与通过其光度为指数凸起推断的质量一致的原始棒。{ \it（iii）}虽然不同的膨胀核对覆盖了大范围的$V-H$颜色，但每个膨胀…
2000-08-21 astro-ph
