Star formation and the interstellar medium in low surface brightness galaxies. III. Why they are blue, thin and poor in molecular gas
通过对低表面亮度（LSB）星系及其星际介质的N体模拟，研究了LSB星系恒星形成率（SFR）低的原因。由于缺乏尘埃，LSB星系的投影边缘表面亮度可以与类似大小的富含尘埃的高表面亮度（HSB）星系的投影边缘表面亮度相媲美。我们发现，LSB星系中发现的低表面密度本身不足以解释LSB星系的缓慢演化。气体的低金属含量是必不可少的。因此，气体冷却效率低，导致几乎可以忽略不计的冷气体部分。我们表明，LSB星系必须有分子气体分数小于5%。我们最好的模型具有平均较低但波动强烈的SFR。这导致了LSB星系颜色的大范围扩散。从出生率参数的分布，我们得出结论，目前已知的和模拟的富含气体的蓝色LSB星系构成的大多数总人口的富含气体的LSB盘星系。我们推断存在一个额外的红色，静止和富含气体的人口，占总人口的不到20%。这并不排除存在大量贫气体的LSB星系。然而，这些星系的演化历史肯定与富含气体的星系截然不同。
1998-10-07 astro-ph
Molecular gas in nearby powerful radio galaxies
本文报道了在邻近的3CR射电星系（z $<$ 0.03）中心区域探测到CO（1-0）和CO（2-1）辐射。在21个星系中，有8个星系至少在两个CO跃迁中的一个中被探测到。总分子气体含量低于10 $^9$ \msun。他们的个人CO排放表现出，5种情况下，一个双角线轮廓，这是一个倾斜的旋转盘的特点，在其旋转曲线的上升部分的中心凹陷。推断的分子气体的盘或环分布与观测到的星系核心中光学检测到的尘埃盘或环的存在是一致的。我们的理由是，如果它们的气体起源于两个富含气体的盘状星系的合并，就像已经被用来解释其他射电星系中的分子气体一样，那么这些星系一定在很久以前（很少Gyr或更多）合并过，但它们的残余椭圆星系只是最近（最近$^7$年或更少）才成为活跃的射电星系。相反，我们认为富气体星系的同类相食现象为射电星系的椭圆宿主中分子气体的起源提供了一个更简单的解释（Lim et al. 2000）。由于观测到的扰动是短暂的，当足够的分子气体聚集在星系核中时，这些星系可能在吸积事件后不久就变得活跃。
2001-07-26 astro-ph
Molecular Gas in Candidate Double-Barred Galaxies II. Cooler, Less Dense Gas Associated with Stronger Central Concentrations
我们已经进行了一个多过渡CO研究的中心的7个双棒星系，表现出各种分子气体的形态，以确定是否分子气体的性质与核形态和恒星形成活动。近红外星系巡天显示，在大量的棒星系或透镜星系中存在着核恒星棒。这些星系的高分辨率CO地图表现出广泛的形态。最近对双棒星系的模拟表明，气体性质的变化可能使其对类似的引力势做出不同的反应。我们发现，在气体集中分布的星系中，12 CO J=3-2/J=2-1谱线比较低，而在CO辐射以环状和峰状分布在星系中心周围的星系中，谱线比较高。所有星系的13 CO/12 CO J=2-1线比都是相似的，这表明J=3-2/J=2-1线比是在追踪气体温度和密度的变化，而不是光学深度的变化。有证据表明，含有更多集中CO分布的星系是由分子气体组成的，这些分子气体温度较低，密度较低。观测表明，在含有更温暖、密度更大、中心集中度更低的气体的星系中，恒星形成率更高。有可能是棒动力学导致了气体分布和密度的变化（从而导致了恒星的形成率），或者是恒星的形成单独改变了气体的性质。
2003-01-07 astro-ph
Discovery of Counter-Rotating Gas in the Galaxies NGC1596 and NGC3203 and the Incidence of Gas Counter-Rotation in S0 Galaxies
我们已经确定了两个新的星系与气体的反旋转（NGC 1596和NGC 3203），并已证实类似的行为在另一个（NGC 128），这使用的结果从单独的研究电离气体和恒星运动学的一个明确的样本30边缘盘星系。因此，气体反旋星系占我们样本的10+/-5%，但当只考虑透镜状（S 0）星系时，这一比例上升到21+/-11%，而对于只检测到电离气体的S 0星系，这一比例上升到27+/-13%。这些分数与以前的研究一致，但略高于以前的研究。从文献中定义明确的S 0研究中汇编的结果分别为15+/-4%和23+/-5%。虽然主要是基于间接证据，我们认为，反向旋转的气体主要源于轻微的合并和潮汐引起的物质从附近的物体转移。假设是各向同性的吸积，那么两倍于这些分数的天体一定经历了类似的过程，这强调了（微小的）吸积对星系演化的重要性。本文还讨论了气体反旋子在棒星系动力学中的应用。
2005-12-06 astro-ph
Gas Content and Star Formation Thresholds in the Evolution of Spiral Galaxies
旋涡星系的气体质量分数（fg）与星系盘的中心表面亮度密切相关。存在许多具有长气体消耗时标且fg > 0.5的暗星系。这就解决了天然气消费的悖论。气体的表面密度遵循光学表面亮度，但不会变化那么大的因素。这是恒星形成的临界密度阈值的标志。这种机制似乎是暗星系缓慢演化的原因。
1996-12-02 astro-ph
Gas rich galaxies from the FIGGS survey
FIGGS（暗不规则星系GMRT巡天）旨在为最暗的富气星系的体积有限样本创建多波长观测数据库。在本文中，我们讨论了两个非常丰富的气体星系，观察的一部分，FIGGS调查，即NGC 3741和和IV。这些星系是不寻常的，因为它们有非常扩展的气体盘和非常高的暗物质与发光物质的比率。非常扩展的HI盘提供了一个独特的机会来追踪微弱星系周围暗物质的扩展分布。我们比较了这些星系的重子分数的样本的星系测量旋转曲线，并讨论是否极端气体丰富的矮星系有异常小的重子分数。
2007-11-14 astro-ph
The Central Gas Systems of Early-Type Galaxies Traced by Dust Feature: Based on the HST WFPC2 Archival Images
利用哈勃空间望远镜的WFPC 2图像研究了E/S 0星系的中心气体系统。我们用F555 W-F814 W（V-I）彩色余像的新方法寻找了尘埃示踪的气体系统。在25个样本星系中，我们在14个星系中探测到气体系统。尘埃是在两个星系中新发现的，这两个星系被认为不含尘埃，这是基于单波段，翻新前的数据。气体系统的完整范围为0.1至3.5千秒差距，气体质量log M（气体）[M（太阳能）]为4.2至7.2。活动星系核的活动与气体系统的存在有很好的相关性。没有气体系统的星系都没有活动星系核活动。另一方面，一些星系的气体系统显示活动星系核的活动，光学活动星系核的活动星系核的光学研究的11个星系中的5个，和射电活动的14个星系中的6个。这表明活动星系核的活动是由气体系统驱动的。
2000-03-29 astro-ph
Molecular Gas in Elliptical Galaxies
椭圆星系中分子气体的分布和运动学提供了椭圆星系中气体的起源和历史以及恒星形成活动速率的信息。我描述了一些初步的调查结果，这将增加一倍以上的椭圆星系的数量与解决分子分布。
2000-09-05 astro-ph
Gas and stellar 2D kinematics in early-type galaxies
我们获得了小样本早型星系的积分场光谱，以研究其中心区域恒星和气体成分之间的运动学耦合。
1999-10-01 astro-ph
Molecular Gas in Spiral Galaxies
在这篇评论中，我强调了一些最近的调查分子气体在附近的螺旋星系。通过此类调查，对于具有更广泛属性的星系（例如，亮度，哈勃类型，螺旋或棒结构的强度）。这些研究显示了干涉仪和单碟望远镜在推进我们对螺旋星系中分子气体的一般理解方面的前景。特别是，我强调的贡献，最近的BIMA调查附近的Galeries（宋）。
2004-01-20 astro-ph
Gas Dynamic Stripping and X-Ray Emission of Cluster Elliptical Galaxies
详细的3-D数值模拟的椭圆星系轨道上的气体丰富的星系团表明，气体动力剥离是不太有效的，比以前的结果，简单的计算（Takeda等1984; Gaetz等1987）暗示。这一结果与椭圆星系团的X射线数据一致。流体动力扭矩和轨道角动量的直接吸积可以导致冷气体盘的形成，即使在非旋转星系中。星系团通过气体动力剥离过程失去的气体倾向于产生一个更冷的、化学富集的星系团气体核心。将模型与现有的星系团X射线数据进行了比较，结果表明星系团的X射线光度分布可能反映了流体动力学剥离，但对于星系中心附近较冷的星际介质，单纯的流体动力学处理是不够的。
2001-02-12 astro-ph
Molecular Gas Reservoir in low-z Powerful Radio Galaxies
本文报道了红移z <0.031的3C射电星系中分子气体的观测结果。在观测到的23个星系中，有4个星系的分子气体质量在10^7--10^9兆太阳之间。其余的分子气体质量的典型上限约为10^8兆太阳。
2002-11-13 astro-ph
The Gaseous Extent of Galaxies and the Origin of Lya Absorption Systems. V. Optical and Near-Infrared Photometry of Lya-absorbing Galaxies at z < 1
（摘要）我们提出了一个程序的结果，以获得和分析HST WFPC 2图像和地基图像的星系中确定的成像和光谱调查的微弱星系在HST光谱目标类星体领域。我们证实并改进了Lanzetta等（1995）和Chen等（1998）的结果：（1）扩展的气体包层是各种光度和形态类型星系的共同特征，（2）星系周围N（H I）> 10^{14} cm^{-2}的稀薄气体的范围与星系B带光度的关系为r \propto L_B^{0.39+/-0.09}，（3）在大多数情况下，星系间相互作用对星系周围稀薄气体的分布并不起重要作用。我们进一步证明：（4）星系的气体范围与星系K带光度成比例关系r \propto L_K^{0.28+/-0.08};（5）典型L_* 星系周围的稀薄气体可能分布在半径约为180 h^{-1} kpc的球形晕中，覆盖因子几乎为1。由于所有形态类型的星系都具有扩展的气体晕，并且由于星系周围稀薄气体的程度与星系K波段光度成比例，我们认为星系质量-而不是最近的恒星形成活动-可能是决定星系周围稀薄气体程度的主导因素。然而，应用星系周围Lya吸收气体的程度与星系B带光度之间的标度关系，我们的分析结果还表明，Lya吸收系统的数密度演化可能对共动星系B带光度密度的演化起到约束作用（至少在我们研究的z~0和z~1之间的红移区间内）。
2001-07-06 astro-ph
Molecular Gas in nearby Early-Type Powerful Classical Radio Galaxies
我们报告了对邻近强射电星系中分子气体的观测。在观测到的18个射电星系中，有8个星系的分子质量在10^7- 10^9兆太阳之间，这与我们对3C射电星系进行的调查相似。其余部分的分子气体上限通常为10^8兆太阳能，这表明很少有放射性镓具有超过10^9兆太阳能的分子气体储层。
2002-11-13 astro-ph
Gas in Groups and Clusters of Galaxies
星系团和星系团含有大量的热气体，这些气体会发出X射线辐射。这种气体产生了关于这些系统的动力学状态和总质量的信息。X射线光谱显示气体中存在重元素。由于这些金属一定是在星系团/星系群中产生的，然后被输送到气体中，金属丰度是输送过程的良好示踪剂。讨论了气体从星系的小势阱向星系团和星系群中输运的几种可能过程。
2002-12-04 astro-ph
The Detection Rate of Molecular Gas in Elliptical Galaxies: Constraints on Galaxy Formation Theories
为了限制星系形成理论中的参数，特别是恒星形成过程的参数，我们研究了椭圆星系中的冷气体。我们使用星系形成的半解析模型计算了它们中冷气体的探测率，并将其与观测结果进行了比较。我们发现，一个长的恒星形成时间尺度（~20 Gyr）的模型是不一致的观测。因此，某些减少星际介质质量的机制，例如恒星形成和/或超新星再加热消耗分子气体，在星系中肯定是有效的。我们的模型预测，当星系在晕中相互碰撞时，恒星的形成会减少到现在为止留下的冷气体。然而，我们发现，减少通过随机碰撞的卫星（非中心）星系的平均自由时间尺度的晕是不需要解释的意见。这可能意味着卫星星系之间的碰撞和合并并不经常发生在星系团中，或者它们不像我们采用的简单碰撞模型那样刺激恒星形成活动。对于cD星系，只要在圆速度大于500 km·s^-1的晕中阻止热气体转化为冷气体，那么预测的冷气体探测率与观测结果是一致的。此外，我们还发现通过捕获富气体星系而带入cDs的冷气体很少。我们还表明，与场椭圆星系相比，星系团椭圆星系中具有可观测到的冷气的星系比例应该很小。
2000-05-15 astro-ph
Hot Gas In and Around Elliptical Galaxies
本文综述了椭圆星系和相关星系群中热气体的起源、演化和物理性质。最近钱德拉和XMM进行的出乎意料的X射线观测表明，冷却比以前预期的要少得多。因此，需要重新审查或放弃许多长期持有的假设，必须探索新的方法。其中主要是活动星系核加热的作用，射电瓣对热气的影响，冷却过程的细节，椭圆星系中热气体和冷气体之间可能的关系，以及恒星富集热气的复杂性。
2003-09-20 astro-ph
Rapid Cooling of Dusty Gas in Elliptical Galaxies
我们提出了一个恒星起源的中央尘埃云在大多数巨大的椭圆星系。在E或cD星系中，从演化中的红巨星喷出的尘埃气体即使在进入炽热的X射线发射气体后也会迅速冷却。与尘埃粒子的热碰撞冷却可以比银河系势中的动力学时间或粒子溅射时间更快。有些颗粒在冷却的气体中存活下来。在恒星金属丰度较高的中心区域，尘埃恒星外流冷却得更有效。与富含气体和尘埃的矮星系的合并偶尔会发生，但不需要解释观测到的尘埃云。
2003-05-22 astro-ph
Conference Summary: Magellanic System - Stars, Gas and Galaxies
我们简要介绍了国际天文学联合会第256届麦哲伦星系专题讨论会（http：//www.astro.keele.ac.uk/iaus256）上提出的一些关键问题。
2008-08-27 astro-ph
Gas flow in barred galaxies
我简要地回顾了盘状星系中棒区及其周围的气体流动的性质，并讨论了相应的流入和恒星形成的轨迹。然后，我审查的气体流动的酒吧星系有一个额外的二级酒吧。最后，我讨论了边对星系的酒吧签名。
2000-06-28 astro-ph
Ionized gas and stellar kinematics of seventeen nearby spiral galaxies
对17个中晚期形态的邻近旋涡星系的长轴进行了电离气体和恒星运动学的测量。我们讨论了每个样本星系的特性，区分那些具有规律性或特殊的运动学。在大多数观测到的星系中，电离气体的旋转速度比恒星快，并且速度色散较低，这是可以预期的，如果气体被限制在圆盘中并由旋转支撑，而恒星主要由动力压力支撑。在少数天体中，气体和恒星显示出几乎相同的旋转速度和低速色散，这表明它们的运动是由旋转主导的。对Bertola等人（1996）、Corsini等人（1997）和Kristan等人（1998）研究的螺旋星系进行了比较。（1999，2003）和Vega Beltran等（2001）的方法，我们收集了50个S 0/a-Scd星系的样本，在相同的空间分辨率（~ 1“）和光谱分辨率（~ 50 km/s）下获得了它们的电离气体和恒星的长轴运动学，并用相同的分析技术测量。这使我们能够解决螺旋星系中逆旋转的频率。事实证明，只有不到12%和不到8%（在95%的置信水平）的样本星系分别拥有反向旋转的气体和恒星盘。与S 0星系的比较表明，逆行收购少量的外部气体只会在气体贫乏的S 0中产生反向旋转的气体盘，而在气体丰富的螺旋中，新获得的气体被预先存在的气体冲走。相反旋转的气体盘和螺旋状的恒星盘分别是由逆行获得的大量气体超过先前存在的气体和随后的恒星形成形成而形成的。
2004-04-28 astro-ph
Linked evolution of gas and star formation in galaxies over cosmic history
我们比较了星系中恒星形成率的宇宙演化与它们的中性氢密度。我们强调需要中性氢不断补充电离气体的水库，以保持观察到的恒星形成率在星系中。流体动力学模拟表明，补充可能会自然发生通过气体流入，虽然在附近星系的气体流入率测量不足以匹配消费。我们确定了一种替代机制，这种补充，与星系内的膨胀超壳层。预先存在的电离气体可以在超壳层的壁中有效地冷却和重组，分子气体可以在壳层壁中原位形成，壳层可以压缩预先存在的分子云以引发坍缩和恒星形成。我们表明，这种机制提供了足够的补充率，以保持观察到的HI质量密度和推断的分子气体质量密度在红移范围0<z<5。
2008-06-03 astro-ph
The gaseous haloes of disc galaxies
对盘星系平面外气体的研究对于理解星系内、星系间和星系际环境的物质循环至关重要。我们提出了新的HI观测的边缘星系NGC891，这表明一个扩展的光环组件落后于光盘旋转。我们比较这些结果与其他检测的气体晕NGC891。最后，我们提出了一个平面外气体形成的动力学模型。
2005-10-26 astro-ph
The Hot Gas Halos of Galaxies in Groups
我们使用钱德拉观测的13个邻近的星系群，调查其成员星系的热气含量。我们发现，大部分的近红外明亮的，早期类型的星系群有扩展的X射线发射，这表明他们保留显着的热气晕，即使在这些密集的环境。特别是，我们在约80%的L_K > L_L星系中探测到了热气晕。我们没有发现被探测的星系团和星系团早型星系的L_K-L_X关系有明显的差异。然而，我们检测到的X射线发射从一个显着更高的分数的星系比L_星的组相比，集群，表明更大比例的星系在集群中的经验显着剥离他们的热气体。此外，与场星系相比，群星系和星系团星系的X射线似乎较暗，但需要钱德拉的场样本来证实这一结果。星系团和星系群中的近红外亮晚型星系似乎遵循早型星系的L_K-L_X关系，而近红外暗晚型星系的X射线亮度明显高于早型星系的L_K-L_X关系，这可能是由于恒星的形成。最后，我们发现个别的例子，正在进行的气体剥离组星系。一个星系显示出40-50 kpc的X射线尾，两个合并的星系系统显示出X射线发射的潮汐桥/尾。因此，通过冲压压力和潮汐力剥离热星系气体确实发生在星系团和星系团中，但这种事件的频率或效率必须足够温和，以允许大部分明亮星系中的热气晕即使在星系团和星系团的核心也能存活。
2008-01-16 astro-ph
Gas-rich LSB Galaxies -- Progenitors of Blue Compact Dwarfs?
我们分析了附近的蓝色致密矮（BCD）星系的深CCD图像，试图了解的性质，这些祖先正在举办目前的恒星形成爆发。特别是，我们问是否BCD主办正常或低表面亮度dI星系。我们的结论是，BCDs实际上是由富含气体的星系居住在矮星系分布的极端高中心质量密度端。这样的星系倾向于在它们的中心区域有许多强烈的恒星形成爆发。在这张照片中，BCD只能发生在少数矮星系中，而不是所有富含气体的矮星系所经历的共同阶段。
1998-10-22 astro-ph
Molecular gas in nearby elliptical radio galaxies
强大的射电活动星系核由大质量的椭圆星系所承载，这些星系通常分子气体非常贫乏。然而，中心的黑洞（BH）需要分子气体来进行核活动。因此，研究这类天体中分子气体的起源、分布和运动规律具有重要意义。我们在IRAM-30 m望远镜上对本宇宙中最强的射电星系进行了CO（1-0）和CO（2-1）发射的调查，仅根据它们的射电连续通量进行选择。该调查的主要结果是，与塞弗特星系相比，这些星系的分子气体含量较低。分子气体质量的中值为4x10^8 Msun。此外，CO光谱表明，在这些射电星系的一些中心分子气体盘的存在。为了研究尘埃及其与分子气体和活动星系核的关系，我们用SPITZER和IRAS的光度测量数据补充了这一调查。
2008-03-31 astro-ph
Dust and molecular gas in high redshift radio galaxies
本文讨论了目前的状态，我们的知识排放的尘埃和分子气体在高红移射电星系，和不确定性的推导物理参数从这些数据。讨论了远红外发光、富气高红移射电星系与局域超亮红外星系的相似性。由于本地ULIGs迅速转换成恒星的大部分气体水库，远红外发光的高Z射电星系可能正在经历巨大的恒星形成爆发，可能占这些系统中最后的恒星星族的很大一部分。这些结果进行了讨论的背景下形成的大规模星系。
1998-05-29 astro-ph
Warm Ionized Gas on the Outskirts of Active and Star-Forming Galaxies
本文介绍了在附近活动星系和恒星形成星系晕中用深发射线寻找暖电离物质的初步结果。在星系形成和演化的背景下讨论了这种气体的起源。
2001-08-10 astro-ph
Bar-driven Transport of Molecular Gas in Spiral Galaxies: Observational Evidence
NRO-OVRO的CO成像巡天显示，在棒旋星系中，分子气体比在无棒星系中更集中于中央千秒差距。这一结果不仅为气柱驱动的气体运移提供了证据，而且为气柱平均运移速率和气柱寿命下限的估算提供了依据。其他线的证据条驱动的运输ISM在螺旋星系的总结。它们是相辅相成的。
1999-10-13 astro-ph
Formation of Molecular Gas in the debris of violent Galaxy Interactions
在星系之间的许多引力相互作用中，从一个或两个前体星系中撕裂出来的气体和恒星可以收集在“潮汐尾”中。恒星的形成在这些区域重新开始，产生“潮汐矮星系”，通过相互作用的明确时间尺度，让我们深入了解星系形成的过程。但是追踪恒星形成过程被证明是困难的：拥有年轻恒星的潮汐矮星系没有证据表明新恒星形成的分子气体。在这里，我们报告的发现分子气体（一氧化碳排放）在两个潮汐矮星系。在这两种情况下，分子气体的峰值与氢原子密度的最大值相同，这与大多数富含气体的星系不同。我们由此推断，分子气体是由HI形成的，而不是从相互作用的星系中以分子形式撕裂出来的。潮汐矮星系中的恒星形成过程似乎与我们这样的正常螺旋星系相似。
2000-02-08 astro-ph
A Molecular Gas Bridge between the Taffy Galaxies
太妃星系UGC 12914/5，在一次直接碰撞后，在后退的螺旋之间的桥区含有大量的分子气体。$2 - 9 \times 10^9$ M $_\odot$的分子气体存在于星系之间，比整个银河系的CO排放量还要多！这样的致密气体只能通过致密云之间的碰撞被撕裂，在这种情况下，相对速度约为800 $\kms$，这样残余的云获得中等速度，并在碰撞星系分离后留在桥中。我们认为，在碰撞前沿电离后，气体冷却和重组非常迅速，密度保持高，气体以分子形式离开碰撞盘。
2003-08-27 astro-ph
A High Resolution HI Study of Selected Virgo Galaxies - Preliminary Results on Gas Morphology & Extra-Planar Gas
本文介绍了对部分室女星系团进行VLA HI成像的初步结果。目标是研究环境对星系演化的影响。我们的41个星系样本分布在整个星系团中，并在恒星形成特性方面跨越了很大的范围。在这里，我们提出了13个星系的总HI地图。我们发现一些星系延长HI尾巴，几乎所有的指向远离集群中心。截断HI盘被发现接近中心，但也在外部区域。一些靠近星系团中心的星系显示出一侧的气体压缩。NGC 4569的多波长数据和NGC 4396的运动学数据表明，一些HI是平面外的。这些关于HI形态的初步结果已经表明，各种环境效应，如ICM-ISM相互作用，骚扰，潮汐相互作用或合并可能会影响星系的演化。
2005-07-26 astro-ph
Dark Matter in Gas-Rich Dwarf Galaxies
我们研究了暗物质（DM）在富含气体的低质量星系中的分布，并对它们进行了冷暗物质（LCDM）的数值宇宙学模拟。我们发现，推导出的旋转曲线符合最好的核心DM密度分布，而总是由LCDM模拟预测的中央尖点的签名是看不到的。
2008-11-26 astro-ph
Chemical abundances and gas content in disk galaxies: correlations with the $λ$ spin parameter
通过使用一个非常简单和通用的模型来描述盘星系的动力学，我们估计的$λ$自旋参数的样本观测星系和目前的研究中，我们表明，几个重要的物理性质是内在相关的系统的动力学。虽然平均金属丰度与星等或哈勃类型之间的相关性是显而易见的，我们得到同样强的相关性与自旋参数，低$λ$值的星系呈现较高的丰度和星系高$λ$值是穷人的金属。此外，气体含量的星系与$λ$，与高$λ$系统显示出更高的气体质量分数比低$λ$星系，突出了重要的作用，这个参数在盘状星系的结构和建议的$λ$作为一个强大的和客观的物理措施的星系形态。
2008-10-06 astro-ph
Unveiling the Behavior of the Ionized Gas in Irregular Galaxies
我们提出了一个详细的运动学和动力学分析的结果，在两个非常有趣的富含气体的不规则星系（Irrs）：IC 1613和NGC 4449。分析已经完成了通过光学法布里-珀罗干涉法映射的Halpha和[SII]线。在这项研究中，我们解决的问题是：如何电离气体的行为-运动学和动力学上讲-在全球和本地尺度上的气体丰富的Irr星系？
2002-07-02 astro-ph
Evolution of Gas in Elliptical Galaxies
本文综述了椭圆星系中热（冷流）气体的起源和结构。X射线观测可以用来确定恒星的质光比、暗物质晕的质量分布和星际磁场。星际气体在大体积上冷却，形成底部重的IMF恒星。为了与薄的基本平面保持一致，年轻的恒星必须是光学发光的。旋转椭圆星系中的圆形X射线等照度线表示分布的辐射冷却或强烈的星际湍流。
2000-10-02 astro-ph
Gas at Large Distances from Galaxies and QSO Absorption Lines
我们提出了稳定的，球形的气体流出星系的计算，努力了解星系质量的流动特性，如流出区域的大小，辐射冷却的效率，和冷却气体的命运的影响。我们表明，不存在跨音速流，但无论是亚音速或超音速流是可获得的，在类比与恒星风或吸积问题。超音速外流的解决方案进行了详细的研究，因为它们是最有可能携带气体到大距离远离星系。如果气体确实辐射冷却，冷却的气体很可能通过各种不稳定性形成云。这些云由于继承了有限的动能，所以离星系越来越远。根据初始能量的不同，云可以离开星系，也可以弹道式地落回星系。应用程序的计算矮星系和正常星系，我们认为，像我们自己的正常星系应该有相对较小的气体晕通过这种机制形成。我们讨论了矮星系冷云对类星体吸收线系统最近观测的影响。对于大质量星系，卫星提供了形成大型气体晕的替代方法。我们展示了如何动态摩擦可以增加潮汐剥离的气体作为卫星螺旋向主要的，从卫星喷出的气体可能占类星体的重元素吸收线。
1994-12-09 astro-ph
An H-alpha survey aiming at the detection of extraplanar diffuse ionized gas in halos of edge-on spiral galaxies. I. How common are gaseous halos among non-starburst galaxies?
在一系列的两篇论文中，我们提出了一个新的H-α成像调查的结果，目的是在晚型螺旋星系晕的面外弥漫电离气体的检测。我们已经调查了74个附近的边缘上的螺旋，覆盖北半球和南半球的样本。我们在30个星系中探测到平均距离为|z| ~1-2 kpc的面外漫射辐射。在少数情况下，单个细丝可以追溯到|z| <= 6 kpc。基于检测/未检测，我们发现FIR通量比（S_60/S_100）和单位面积SFR（L_FIR/D^2_25）之间具有良好的相关性。这实际上对星暴星系、正常星系和静止星系都是有效的。在最低S_60/S_100值下（在此值下已检测到扩展发射），推导出单位面积的最小SFR，即（dE/dt）_A25 ^thres =（3.2+-0.5 x10 E +40 erg/s/kpc ^2）。有些星系在较小的L_FIR/D ^[2_25]值时才能探测到面外辐射，但这只是在尘埃温度显著提高的情况下才能探测到。结果证实了一般的观点，即气体晕是一个直接的后果SF活动在下面的星系盘。
2003-04-24 astro-ph
Molecular Gas in Elliptical Galaxies: Distribution and Kinematics
我提出的干涉图像（约。7”分辨率）的CO排放在五个椭圆星系和其他两个未检测到。这些数据使其CO发射已被完全映射的椭圆星系的数量增加了一倍。样本星系的分子气体质量为10^8到5x10^9，分布在直径为2到12 kpc的对称旋转盘中。五分之四的分子盘显示出与宿主星系的光学主轴的显着对齐。分子质量是总动力学质量的百分之几，如果气体在圆形轨道上，这是隐含的。如果分子气体形成恒星，它将形成旋转支撑的恒星盘，这与现在已知的许多椭圆星系中存在的恒星盘非常相似。恒星运动学与NGC 4476气体运动学的比较表明，分子气体不是来自恒星内部的质量损失，因为气体的比角动量大约是恒星的三倍。
2002-05-10 astro-ph
"Dark galaxies" and local very metal-poor gas-rich galaxies: possible interrelations
到目前为止，在本地宇宙中只发现了几个“暗星系”候选者。其中最突出的是合并系统HI 1225+01的SW组件。另一方面，在过去的十年中，类似于IZw 18和SBS 0335-052 E，W的已知非常贫金属的富含气体的矮星的数量急剧增长，从12个半到大约50个。它们中的许多都富含气体，气体中含有90%到99%的重子。对于一些具有深测光数据的天体，没有发现老恒星发光的证据，至少有一半具有突出星爆的星系具有各种相互作用的证据，包括高级合并。这表明，这群天体中的一小部分可能是一种非常稳定的原星系（或“暗星系”），它们最近经历了来自附近大质量星系大小天体的强烈扰动。这样的碰撞导致了气体的不稳定性和坍缩，并伴随着随后的星爆。我们简要地讨论的形态和气体运动学的子样本的最贫金属的矮星，说明这幅图片。我们还讨论了这些罕见的星系的过程中，“暗星系”偶尔可以转化为光学可见星系的关系。
2007-09-03 astro-ph
Cold molecular gas in cooling flow clusters of galaxies
本文介绍了在有冷却流的星系团中央星系中进行CO谱线测量的结果。用IRAM 30米望远镜在32个星系中的6- 1 - 0个星系中通过CO（1-0）和CO（2-1）发射谱线探测到冷分子气体。相应的气体质量在3.10^8到4.10^10 Msol之间。这些结果与Edge（2001）最近的CO探测结果一致。CO发射和Halpha光度之间的强相关性也得到证实。冷气体存在于冷却流团的中心，这些检测可以解释为长期寻找的热冷却气体的非常冷的残余物的证据。
2003-09-10 astro-ph
Gas Flow and Star Formation in the `Antennae' Galaxies NGC 4038/9
著名的相互作用星系对NGC 4038/9包含许多活跃的恒星形成区域，并不断形成新的星团。我们提出了一个自洽的n体模型，该系统包括一个SPH气体组件。该模型定性地解释了在两个核之间的所谓重叠区域中的气体的表观浓度，作为连接两个星系的气体桥梁。在天空中投影，这座桥看起来像是一个密集的气体点。我们讨论了超亮红外星系演化的一些启示。
2000-08-23 astro-ph
Extending the Search for Counterrotating Gas and Stars in Galaxies: A Study of Late-Type Dwarfs
在以前的一项关于E/S 0和螺旋星系的大样本的气体恒星反旋研究中（Kannappan & Fabricant 2001），包括了两个矮不规则星系，其中一个被初步确定为反旋星系。在这里，我们将对逆旋转的搜索扩展到另外10个不规则/螺旋矮星系。我们发现，所有系统具有良好定义的气体和恒星旋转的运动学一致的共同旋转。然而，我们在>~ 50%的样本中看到了解耦的气体和恒星运动学的证据，可能反映了太小的相互作用，无法产生大规模的气体-恒星反向旋转。
2005-07-21 astro-ph
Radial Transport of Molecular Gas to the Nuclei of Spiral Galaxies
利用20个旋涡星系的NRO/OVRO分子气体成像巡天，检验了关于棒驱动气体输运、棒溶解和球核演化的理论预言。在调查中的大多数星系中，我们发现在中央千秒差距内有10^8 - 10^9太阳质量的气体凝聚，这些气体质量与数值模型中破坏棒所需的气体质量相当。我们还发现了一个统计上显着的差异，在禁止和unbarred星系之间的气体浓度的程度：分子气体更集中的中央千秒差距在禁止系统。后者的结果支持酒吧驱动气体传输的理论。此外，它限制了气体流入速率和气体消耗速率之间的平衡（即，恒星形成等），并且还限制了可能的酒吧解散的时间尺度。也就是说，气体流入中央千秒差距的速率，平均年龄的酒吧，必须大于平均速率的气体消耗在中央地区，以导致和维持较高的气体浓度在棒星系。同样，酒吧溶解的时间尺度必须长于中部地区的天然气消费。
1999-01-31 astro-ph
Nobeyama CO Atlas of Nearby Spiral Galaxies: Distribution of Molecular Gas in Barred and Non-barred Spiral Galaxies
本文介绍了用45米野边山望远镜对40个邻近旋涡星系进行的CO（1 - 0）成图巡天的数据。样品选择的标准是：（1）RC 3形态类型在Sa到Scd范围内，（2）距离小于25 Mpc，（3）倾角小于79度（RC 3），（4）100 μ m处的通量大于~ 10 Jy，（5）螺旋结构不被相互作用破坏。CO图覆盖了星系的大部分光盘。利用这些数据，我们研究了棒对旋涡星系中分子气体分布的影响。我们证实了中心浓度的程度是较高的，在禁止螺旋比在非禁止螺旋由以前的作品所示。此外，我们提出了一个观测证据，酒吧是有效的驱动分子气体，位于酒吧长度内的中心，而在从磁盘的外部带来的气体的作用是小的。在棒旋星系的中心区域，被输送的气体约占分子气体的一半。我们发现，中心集中的程度和酒吧的强度之间的相关性。具有较强条的Galerkin倾向于具有较高的中心浓度。这种相关性意味着更强的柱更有效地向中心聚集分子气体。这些结果与长寿命棒一致。
2007-05-18 astro-ph
Dynamical Evolution of AGN Host Galaxies - Gas In/Out-Flow Rates in 7 NUGA Galaxies
为了研究宿主星系结构在为核活动提供燃料方面的作用，我们估计了从NUGA样本（星系核）中选出的7个附近螺旋星系的气体流量，从几个千秒差距到内部几个10秒差距。我们计算了近红外图像的引力矩，并确定了气体的流入/流出速率作为半径和星系盘内的位置的函数，基于高角分辨率干涉观测的分子（CO使用PdBI）和原子（HI使用VLA）气体。结果进行了比较与径向气体流动的运动学证据和星系的动力学状态（通过共振）来自几种不同的方法。我们表明，引力矩是非常有效的运输气体从外盘所有的方式进入星系中心在~100 pc;以前假设的动力学障碍气体运输，如恒星棒的共转共振，似乎克服了引力矩引起的气体流从其他非轴对称结构。由此产生的气体质量流入率范围从每年0.01到50个太阳质量，并且星系中心比外盘更大。我们的气流图显示了3个星系中大条内嵌套的条的作用。在运动学地图中发现的非圆形流运动在中心比在外盘中更大，并且似乎仅与作为半径的函数的进/出流速率松散地相关。我们证明了螺旋气盘是非常动态的系统，在几个旋转周期的时间尺度上（例如，在半径为5 kpc的情况下，5 × 10^8年）经历了强烈的径向演化，这是由于引力矩在重新分配冷的银河系气体中的有效性。
2008-11-12 astro-ph
Gas Density and the Volume Schmidt Law for Spiral Galaxies
在自洽轴对称模型框架下，计算了7个旋涡星系（包括银河系）盘中平面的平衡等温气体层厚度和体积密度ρ_{gas}（R）。恒星盘的局部速度色散被假定为接近盘处于稳定的平衡态所必需的边缘值。在这种情况下，7个星系中至少有5个的星盘显示出耀斑。它们的体积密度随R的减小比ρ_{gas}的减小快，因此，气体在圆盘周边的密度占主导地位。将星形成率SFR与气体密度进行比较，发现不存在普遍适用于所有星系的施密特定律SFR ρ_{gas}^n。然而，不同星系的SFR与体积气体密度的相关性要比与柱状气体密度的相关性好。用最小二乘法正式计算的施密特定律中的参数n在0.8-2.4之间，平均值接近1.5。仅对分子气体计算的n值具有较大的分散性，但其平均值接近1。因此，ρ_{gas}越小，积极参与恒星形成过程的气体就越少。
2007-10-01 astro-ph
Molecular Gas in the Powerful Radio Galaxies 3C~31 and 3C~264: Major or Minor Mergers?
本文报道了在两个强射电星系3C~31和3C~264的中心区（$\lesssim 5$ -$10 {\rm kpc}$）探测到的$^{12}$ CO ~（$1 \to 0$）和$^{12}$ CO~（$2 \to 1$）辐射。他们的个人CO排放表现出双角线轮廓，这是一个倾斜的旋转盘的特点，在其旋转曲线的上升部分的中心凹陷。推断的磁盘或环分布的分子气体是一致的，观察到的尘埃盘或环检测光学在两个星系的核心。对于与银河系相似的CO到H的$_2$转换因子，3C~31中相应的分子氢总质量为$(1.3 \pm 0.2) \times 10^9 {\rm M_{\odot}}$，3C~264中为$(0.31 \pm 0.06) \times 10^9 {\rm M_{\odot}}$。尽管3C~31和3C~264都有相对较大的分子气体质量和其他特性，但它们以及（修订的）3C星表中的许多其他强大射电星系都位于正常椭圆星系的基本平面内。我们推断，如果它们的气体来源于两个富含气体的盘状星系的合并，就像已经被用来解释其他射电星系中的分子气体一样，那么3C~31和3C~264一定在很长一段时间（几十亿年或更久）之前就已经合并了，但它们的残余椭圆星系只是最近（几千万年或更短）才开始活跃于射电。相反，我们认为，丰富的气体星系的同类相食提供了一个更简单的解释的起源，在椭圆主机的射电星系的分子气体。由于观测到的扰动…
2000-11-28 astro-ph
Formation of gas disks in merging galaxies
观测表明，合并星系中的大部分星际气体可能会沉降到扩展的气体盘中。在这里，我提出了模拟的磁盘形成合并的气体丰富的星系。高达一半的气体进入嵌入的盘;最大质量的情况是两个星系都倾向于轨道平面的相遇。这些圆盘通常是扭曲的，许多具有相当复杂的运动学，大约四分之一具有反向旋转或以其他方式解耦的中心组件。盘状体通常由内向外生长;潮汐尾的流入可能会在很长一段时间内继续盘状体的形成。
2002-01-15 astro-ph
Environmental effects in galaxies: Molecular Gas, Star Formation, and Activity
为了研究核活动、气体含量和星系所处的环境之间是否存在任何相关性，我们获得了在稠密环境和野外中的一个定义明确的中间哈勃型螺旋样本的光学和毫米光谱。我们发现，在稠密的环境中，这些螺旋平均：更少的分子气体每蓝色光度，更高的原子气体分数，较低的电流恒星形成率，和相同的恒星形成效率场星系。虽然这些结果都不是一个单一的强有力的诊断，但考虑到它们的统计意义，综合起来，它们表明在高密度环境中星系中气体含量和恒星形成活动减少的趋势。我们的研究结果表明，致密环境中的星系要么（i）在过去通过恒星形成消耗它们的分子气体，要么（ii）致密环境导致原子相分子气体的抑制。稠密环境和场星系恒星形成效率的相似性表明，控制分子气体恒星形成的物理过程是局部的，而不是全局的。我们还发现，恒星形成率每蓝色光度线性增加的气体总量的增加，在LINER。这个基于小样本的结果表明LINER是由恒星形成而不是AGN提供动力的。
2001-10-31 astro-ph
An H-alpha survey aiming at the detection of extraplanar diffuse ionized gas in halos of edge-on spiral galaxies II. The H-alpha survey atlas and catalog
在这第二篇论文的调查面外弥漫电离气体在附近的边缘上的螺旋星系，我们提出了我们的H-α成像调查的个别星系的实际结果。总共研究了74个星系，包括最近研究的子样本中的9个星系（Rossa & Dettmar 2000）。40.5%的星系显示面外弥漫电离气体，而在59.5%的调查星系没有面外弥漫电离气体可以检测到。在银河系中平面以上，这种扩展发射的平均距离为1-2 kpc，而少数星系中的个别灯丝的距离可达|z| ~ 6 kpc。在一些情况下，一个普遍的电离气体层被检测到，类似于我们银河系中的雷诺层，而其他星系只显示局部扩展的发射。扩散电离气体的形态进行了讨论，为每个星系，并与其他重要的ISM成分的盘晕连接的背景下，在这些情况下，发表的结果是可用的观测进行比较。此外，我们提出了在这些星系的面外尘埃的分布，根据分析的非清晰掩蔽的R波段图像。并与扩散电离气体的分布作了比较。
2003-05-23 astro-ph
