Spitzer Detection of PAH and Silicate Dust Features in the Mid-Infrared Spectra of z~2 Ultraluminous Infrared Galaxies
本文报道了Spitzer GO-1计划获得红外发光星系z~1 - 2的低分辨率中红外光谱的初步结果。本文介绍了用斯皮策红外摄谱仪（IRS）观测到的八个源的光谱。在这八个光谱中，有六个具有中红外光谱特征，要么是多环芳烃（PAH）的发射，要么是硅酸盐的吸收。基于这些中红外特征，推断出的六个红移在1.8 - 2.6的范围内。剩下的两个光谱只检测到强连续谱，因此不产生红移信息。在两个源中检测到强多环芳烃排放特征，在另外两个源中检测到弱多环芳烃排放特征。这些数据提供了直接证据，表明PAH分子在z~2处存在于ULIRG中并可直接观察到。这六个测得红移的源是z~2处的尘埃红外发光星系，估计有$L_{bol} \sim 10^{13}L_\odot$。在这八个源中，有两个以星暴为主，两个只有幂律连续体的可能是I型类星体，剩下的四个可能是包含一个埋藏的活动星系核和一个星暴成分的复合系统。由于我们的样品中有一半是R> 25.5mag的光学微弱源（织女星），我们的结果表明了使用中红外光谱的潜力，特别是尘埃颗粒产生的芳香族和硅酸盐特征，以直接探测高红移的光学微弱和红外发光的群体。
2005-04-14 astro-ph
Silicate-break galaxies: an efficient selection method of distant ultraluminous infrared galaxies
本文提出了一种在z=1 - 2红移范围内的超红外类星体的光度选择方法。我们利用ULIRGs最突出的光谱特征，即9.7微米的硅酸盐吸收特征和中红外波长的优化滤光片系统。这些“硅酸盐断裂”星系可以通过使用颜色异常来选择，因为硅酸盐吸收特征在9.7（1+z）微米附近。这样的过滤器系统是可用的斯皮策太空望远镜，但我们建议，最有前途的选择标准将与ASTRO-F卫星的中红外波段，由于一组更全面的过滤器波段比斯皮策。本文利用恒星爆发和静止恒星形成星系的SED模型研究了硅酸盐破裂星系的选择方法，并利用观测到的邻近星系光谱对该方法进行了验证。我们预计，在当前和未来的中红外巡天中，每平方度可以探测到大约1000个硅酸盐断裂星系的候选者。硅酸盐断裂选择标准将打破各种星系演化模型之间的河外源计数和地方的恒星形成活动在z=1 - 2的强烈限制简并。应用我们的硅酸盐断裂技术的初始斯皮策的结果，我们已经初步确定了第一个候选的硅酸盐断裂星系在z=1.6。
2004-11-12 astro-ph
Discovery of 10 micron silicate emission in quasars. Evidence of the AGN unification scheme
根据统一的方案，活动星系核被尘埃环所包围，观测到的活动星系核性质的多样性是由于相对于我们视线的不同取向造成的。硅酸盐尘埃在10微米处的强共振，因此，正如预期的那样，在对许多2型活动星系核的吸收中看到。在1型活动星系核中，它应该在发射中被看到，因为尘埃环的热内表面变得可见。然而，到目前为止还没有观察到这一点，因此对统一方案提出了挑战，或者导致了对尘埃环模型的奇异修改。在这里，我们报告的发现，10微米硅酸盐功能的发射在两个发光类星体与斯皮策太空望远镜的红外光谱仪。
2005-04-12 astro-ph
Spitzer Mid-Infrared Spectroscopy of Infrared Luminous Galaxies at z~2 I: the Spectra
本文给出了在河外星系初视巡天（XFLS）中选择的52个红外发光源（z>1）的中红外光谱。样品选择标准为f（24 μ m）> 0.9mJy，nu fnu（24 μ m）/nu fnu（8 μ m）> 3.16，nu fnu（24 μ m）/nu fnu（0.7 μ m）> 10。在52个光谱中，47个（90%）仅基于中红外光谱特征产生可测量的红移，其中大多数（35/47=74%）在1.5<z<3.2。子样品（17/47）的Keck光谱与中红外红移测量结果一致。观测到的光谱大致可分为三类：（1）33%（17/52）有强的PAH发射，可能是由恒星形成提供动力的，总的红外光度大约是当地星暴ULIRGs的5倍。(2)33%（17/52）在9.8 μ m处只有深硅酸盐吸收，表明深埋的粉尘系统。这些系统中热源的能量性质不能仅由这些数据来确定。(3)其余的34%是中红外连续主导的系统，具有弱PAH发射和/或硅酸盐吸收。这三分之一的样本可能是活动星系核。根据硅酸盐吸收特征，我们估计大约三分之二的样品具有> 1的光学深度τ（9.8um）。他们的$L_{1600Å}$和$L_{\rm IR}$表明，我们的样本是其时代最明亮和最尘埃笼罩的系统之一。我们的研究揭示了在z~2处存在大量的尘埃星系，它们的巨大能量输出与类星体相当，是由活动星系核和星暴产生的。该IR发光群体与亚毫米和UV选择的群体几乎没有重叠（删…
2006-12-12 astro-ph
Silicate emissions in active galaxies - From LINERs to QSOs
我们报告的第一个检测到的~10和~18微米的硅酸盐尘埃排放的低光度活动星系核（AGN），获得斯皮策IRS 7-37微米光谱的1型LINER星系NGC 3998。活动星系核中的硅酸盐发射只是最近才在几个类星体中被探测到。我们的探测反驳了硅酸盐辐射只存在于最明亮的活动星系核中的说法。硅酸盐特征可能是一个尘埃“模糊环”的特征，正如1型活动星系核所假设的那样。然而，表面上很冷（~200 K）的尘埃与理论上预期的更热的环面壁不一致。此外，并非所有的第1类物体都是硅酸盐排放源。或者，硅酸盐排放物可能源于与环体不直接相关的尘埃。我们发现，在NGC 3998的发射的长波长（>20微米）的尾巴是显着弱于最近由郝等人提出的明亮的类星体的样品。在我们的NGC 3998光谱中的10微米的轮廓是不一致的“标准”的硅酸盐ISM尘埃。这可能表明粉尘成分、粒度分布或结晶程度的差异。NGC 3998、类星体和银河系模板之间的差异表明存在显著的环境变化。
2005-06-29 astro-ph
Probing Protoplanetary Disks with Silicate Emission: Where is the silicate emission zone?
最近的研究结果表明，从硅酸盐特征的观察推断的晶粒尺寸和结晶度可能与光谱类型的中心恒星和/或磁盘的几何形状。在本文中，我们表明，晶粒尺寸，作为探测的10微米硅酸盐特征峰-连续和11.3-9.8微米通量比，是成反比的日志L_星。这些趋势可以理解使用一个简单的两层磁盘模型被动辐照张开盘，CGPLUS。我们发现，盘中10 μ m硅酸盐发射区的半径R_10为（L_star/L_sun）^0.56，根据盘的几何形状（张开角、盘内半径）略有变化。所观察到的相关性，结合模拟的橄榄石和辉石的混合物的发射光谱，意味着晶粒大小对光度的依赖。再加上低光度恒星的R_10较小，这意味着低光度恒星的放射尘埃的表观粒度较大。相比之下，我们的模型表明，结晶度只受到轻微的影响，因为为了增加亮度，热退火区（假设在T>800 K）被扩大了大致相同的因素作为硅酸盐发射区。所观察到的结晶度是由磁盘几何形状的影响，然而，与增加的结晶度在平盘。表观结晶度也可以随着晶粒生长而增加，这是由于结晶和无定形硅酸盐发射带之间的对比度相应增加。
2006-12-15 astro-ph
Crystalline Silicate Emission in the Protostellar Binary Serpens--SVS20
我们提出了空间分辨中红外光谱的I类/平谱原恒星双星系统SVS 20的巨蛇座云核心。使用Gemini-South上的中红外仪器T-ReCS获得光谱。SVS 20-South是两个光源中更明亮的一个，它显示出在11.3 \micron附近达到峰值的中红外发射光谱，而SVS 20-North则显示出峰值光学深度为$τ\sim 0.3$的浅无定形硅酸盐吸收光谱。去除视线消光的分子共同的信封后，“protostar-only”光谱被发现是占主导地位的强无定形橄榄石发射峰附近10 \micron。我们还发现了与SVS 20-S和SVS 20-N相关的结晶镁橄榄石和顽火辉石发射的证据。结晶硅酸盐在这样一个年轻的双星系统中的存在表明，在更进化的HAeBe和金牛座T前主序星中发现的颗粒加工可能开始于相对年轻的进化阶段，而质量吸积仍在进行中。
2005-04-29 astro-ph
The 9.7 Micron Silicate Dust Absorption Toward the Cygnus A Nucleus and the Inferred Location of the Obscuring Dust
我们报告的探测到一个9.7 $μ$ m硅酸盐尘埃吸收功能对天鹅座A核。然而，它的光学厚度明显小于尘埃消光对背景$L$带发射区（$A_{\rm V}$ $\sim$ 150等）的预期。我们认为，最有可能的解释是，小的光学深度的模糊尘埃存在如此接近的中央引擎，温度梯度发生。我们的计算证实，这种解释可以定量地再现3- 30 $μ$ m处的小光学深度和光谱能量分布。结合这张照片和活动星系核的巨大光度，天鹅座A的发射特性与2型类星体的发射特性一致，2型类星体是一个高亮度的活动星系核，它被一个内半径为$<$ 10 pc的尘埃环高度遮蔽（$A_{\rm V}$ $>$ 50等），而不是被宿主星系中几个100 pc尺度的$>$尘埃遮蔽。
2000-01-18 astro-ph
Tracing the development of dust around evolved stars: The case of 47 Tuc
我们观察中红外（7.5-22妈妈）光谱的AGB星的球状星团47 Tuc与斯皮策望远镜，并发现各种类型的显着的尘埃功能。比较尘埃光谱特征与恒星在logP-K图上的位置，表明尘埃矿物学与其在AGB上的位置有关。一个13妈妈的功能被认为是低光度AGB星的光谱。更明亮的AGB星在11.5 μ m处显示出广泛的特征。最明亮的恒星的光谱主要由无定形硅酸盐弯曲振动中心在9.7妈妈。对于47 Tuc AGB星，我们得出结论，早期的AGB尘埃主要由镁，铝和铁的氧化物形成。随着AGB的进一步演化，无定形硅酸盐成为主要物种。
2006-11-13 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
EGRET upper limits and stacking searches of gamma-ray observations of luminous and ultra-luminous infrared galaxies
本文对EGRET $γ$射线在亮红外星系和超亮红外星系位置的观测结果进行了叠加分析。后者是从最近提出的HCN调查中选出的，该调查被认为包含宇宙中最活跃的恒星形成区域。使用不同的分类标准，而没有积极的集体检测$γ$ -射线发射从这些对象，我们确定集体和个人的上限。我们发现最高的过剩出现在按红移排序的ULIRG中，值为1.8 $σ$。
2004-11-15 astro-ph
The Ultra-Luminous IR Galaxy Population
我们总结了正在进行的哈勃太空望远镜（HST）调查的大样本的ULIRGs（超亮红外星系）的结果。目前正在获取新的地面多光纤光谱观测数据，以补充哈勃望远镜的数据，并协助解释这些复杂的天体。
2000-09-04 astro-ph
A Study of Ultra-Luminous X-ray Sources from the Chandra Archive of Galaxies
钱德拉先进CCD成像光谱仪拍摄的80多个邻近星系被分析，以寻找超亮X射线（ULX）源。星系的样本跨越了哈勃形态类型的范围，包括各种质量，气体含量和动力学状态的星系。X射线特性的ULX候选人所产生的合奏的报告和相关性与宿主星系的属性。
2003-02-11 astro-ph
The composition and nature of the dust shell surrounding the binary AFGL 4106
我们介绍了AFGL~4106的红外光谱和成像。2.4-5微米的ISO-SWS光谱显示除了一颗几乎同样明亮的F星（T_eff ~ 7250 K）外，还存在一颗冷而明亮的恒星（T_eff ~ 3750 K）。5-195微米SWS和LWS光谱主要是来自星周尘埃的强辐射。我们发现尘埃由无定形硅酸盐组成，结晶硅酸盐的贡献很小，但很重要。无定形硅酸盐由富铁橄榄石组成。不能排除无定形辉石的存在，但如果存在的话，它们含有比无定形橄榄石少得多的Fe。与实验室数据的比较表明，结晶橄榄石和辉石固溶体系列的纯镁端成员存在。此外，我们发现了简单的氧化物（FeO和Al 2 O3）以及结晶H2O冰的强有力的证据。几个狭窄的发射特征仍然不明。使用尘埃辐射传输代码的尘埃排放建模表明，大颗粒（~1微米）必须存在，结晶硅酸盐的丰度是总尘埃质量的7和15%之间，这取决于假设顽火辉石镁橄榄石的比例，估计为1和3之间。壳层中的无定形尘埃和结晶尘埃成分不具有相同的温度，这意味着不同的尘埃物种没有热耦合。我们发现，在4 x 10^3年的时间里，有一个约为3.9 x 10^-2 M_sol的尘埃团被排出，距离为3.3 kpc。AFGL~4106联星中的F星可能是一颗后红超巨星，正过渡到蓝超巨星或WR阶段。
1999-08-06 astro-ph
The Deep Silicate Absorption Feature in IRAS 08572+3915 and Other Infrared Galaxies
本文介绍了超亮红外星系IRAS 08572+3915的新的中红外（10和20微米）分光光度学。10微米的光谱揭示了深硅酸盐吸收特征，而20微米的光谱没有显示出18微米硅酸盐吸收特征的明确证据。一条星际消光曲线被拟合到IRAS 08572+3915和另外两个深硅酸盐红外星系NGC 4418和Arp 220。研究发现，纯消光不能解释这些光源的光谱能量分布。另一方面，无论是硅酸盐吸收的强度和整体光谱能量分布的三个星系同意与银河系原恒星的放大模型。从这个协议，我们得出结论，红外辐射来自一个光学厚尘埃壳周围的紧凑的电源。电源的大小被限制为小于几个秒差距。我们认为，这些星系的总光度的一个显着的部分来自深深嵌入尘埃中的活动星系核。
1997-05-30 astro-ph
Comparison of dust-to-gas ratios in luminous, ultraluminous, and hyperluminous infrared galaxies
在三个不同的样品中的发光，超亮，超亮红外星系的尘埃气体比的计算通过模拟他们的无线电软X射线光谱能量分布的复合模型，占光电离辐射从HII地区，星爆，或活动星系，和冲击。模型仅限于一套广泛再现中红外线精细结构线的本地，红外明亮，星爆星系的比率。结果表明，两类云对红外辐射有贡献。那些具有低激波速度和低震前密度的特征解释了远红外尘埃发射，而那些具有较高速度和密度的特征则有助于中红外尘埃发射。活动星系核存在于几乎所有的超亮红外星系和一半的亮红外星系中。高红外光度取决于尘埃与气体的质量比约为0.1，然而，大多数超亮红外星系的尘埃与气体的比例远低于明亮和超亮红外星系的计算值。
2007-05-24 astro-ph
The Fate of Ultra-luminous Mergers
基本上所有的超亮红外星系（ULIRGs）都处于扰动、相互作用或合并的系统中。众所周知，相互作用往往会导致星系的恒星爆发。因此，在合并过程中形成的椭圆星系将倾向于具有高金属丰度，低尘埃和分子气体含量，以及微弱的结构扭曲，就像在真正的椭圆星系群中观察到的那样。合并星系中的旧恒星星族将探测新的引力势，如果残留物是椭圆状的，则会迅速松弛，给出德沃库勒的表面亮度轮廓。利用深近红外成像测光技术，我们研究了10个邻近（z < 0.15）ULIRGs中的老恒星星族。这些数据揭示了近红外一维表面亮度剖面中椭圆状结构的迹象，支持超亮合并演化成椭圆星系的假设。
1997-06-25 astro-ph
Chandra Observation of Luminous and Ultraluminous X-ray Binaries in M101
银河系中的X射线双星是X射线天空中最明亮的天体之一。随着最近飞行任务的灵敏度不断提高，现在有可能研究附近星系中的X射线双星。我们目前的数据，在附近的螺旋星系，M101，获得与钱德拉ACIS-S的六个发光源。其中，有五个似乎与其他星系中的超亮源相似，而最亮的源P098则显示出一些独特的特征。我们提出了我们的解释的数据在光学厚流出，并讨论了影响。
2002-09-09 astro-ph
Infrared to millimetre photometry of ultra-luminous IR galaxies: new evidence favouring a 3-stage dust model
获得了41个明亮的超亮红外星系的红外到毫米波段的光谱能量分布。用10至200微米的ISOPHOT进行观测，并用450和850微米的SCUBA和1.3毫米的SEST补充16个源。此外，用Calar Alto上的2.2米望远镜在1.2和2.2 $μ$米处观测了7个源。这些新的SED代表了迄今为止在本地宇宙中的ULIRGs上获得的最完整的红外光度模板。
2001-10-09 astro-ph
Radio-far-infrared Correlation and Cosmic Ray Electrons in Starburst Galaxies and Ultra Luminous Infrared Galaxies
射电连续辐射和远红外辐射之间普遍存在的紧密相关性也被发现适用于星暴星系和超亮红外星系，其中大部分辐射来自紧凑的结构。核心中的红外光子密度足够高，使得逆康普顿散射超过同步辐射，从而破坏了相关性。为了避免这种情况而假设的高磁场也会遇到未观察到的陡峭无线电指数的问题。此外，在高密度下，次级电子的通量可以超过初级电子的通量。讨论了这些影响所带来的问题，并提出了进一步工作的建议。
2005-11-05 astro-ph
Ultra-Luminous Sources in Nearby Galaxies
我简要地回顾了X射线和光学数据的性质ULXs在附近的星系。我提出了新的结果，无线电发射，发现无线电通常是相当明亮和延长。我回顾了X射线数据的时间和光谱。在X射线数据中没有直接证据表明几何或相对论性光束，在4个物体中没有直接证据表明光束。我认为，这些对象的X射线的时间和光谱特性，一般来说，不是很好的AGN或银河系黑洞的模拟，ULX可能代表一种新的模式的吸积只有很少看到在其他对象。
2004-11-01 astro-ph
Potential formation sites of super star clusters in ultra-luminous infrared galaxies
最近对超亮红外星系（ULIGs）的高空间分辨率图像的观测结果显示，在它们的中心区域有非常明亮，年轻，紧凑和严重遮蔽的超级星团，这表明它们是由富含气体的主要合并形成的。通过对星系合并的恒星和气体数值模拟，我们首次证明了由于星际介质具有较高的气压，ULIGs的中心区域是最有希望形成超级星团的地方。基于简单的分析论证，我们其次讨论的可能性，超级星团在ULIG可以有效地转移到核区，由于动力学摩擦，从而相互合并，形成一个单一的紧凑的恒星核与种子质量的黑洞。因此，我们认为，在ULIGs的中心区域，由核恒星爆发形成的超级星团之间的多次合并可能导致大质量黑洞的形成。
2001-07-06 astro-ph
The Time-Variable Ultra-Luminous X-ray Sources of "The Antennae"
本文报道了钱德拉时间监测的第一批超亮X射线源（ULX）的结果。在四个不同时期的观测，涵盖了2年到2个月的时间尺度，显示了9个ULX中的7个的变化，证实了它们很可能是吸积致密X射线双星（XRB）。七个变量ULX表现出各种各样的时间和光谱行为：一个具有更硬的X射线颜色，亮度降低，类似于黑洞双星Cyg X-1，但其他四个ULX表现出相反的行为。我们认为，后者可能是黑洞双星在非常高的速度吸积。
2002-12-19 astro-ph
The optical counterpart of the ultra-luminous x-ray source NGC 5204 X-1
我们使用存档的HST/WFPC 2 V和I波段图像显示，Roberts等人报告的超亮X射线源NGC 5204 X-1的光学对应物，由两个相隔0.5“的源组成。我们还确定了第三个源作为可能的对应源，其位于距标称X射线位置0.8“处。PSF拟合测光产生的V波段的20.3，22.0和22.4的三个来源的星等。V-I波段的颜色分别为0.6、0.1和-0.2（即较暗的光源较蓝）。我们发现所有的V-I颜色和光度都与年轻的星团（年龄<1000万年）的预期一致。
2002-07-19 astro-ph
The Ultra Luminous X-ray sources in the High Velocity System of NGC 1275
我们报告了与投射在NGC 1275前面的高速系统（HVS）相一致的X射线点源的研究结果。使用了钱德拉天文台拍摄的英仙座星团核心的非常深的X射线图像。我们发现了一群超亮X射线源（ULX; 7个LX [0.5-7 keV] > 7 × 10^39 erg/s的源）。与北冕星系和车轮星系中的ULX种群一样，HVS中的ULX种群与一个非常活跃的恒星形成区域有关。在HST图像上发现了几个可能的光学对应源，尽管最亮的X射线没有。吸收的幂律模型适合X射线光谱，其中大多数具有2和3之间的光子指数。
2006-01-09 astro-ph
Optical Counterparts of Ultra Luminous X-ray Sources
我们提出了光学识别和表征的对应物的四个对象以前编目为超发光X射线源。这些天体是从Colbert & Ptak（2002）目录中选出的。光学对应物被识别为具有范围在17-19的量值的点状物体。其中三个源（IXO 32、37和40）的光谱显示存在类星体的典型发射线。这些谱线的位置允许精确估计它们的红移（IXO 32、37和40分别为2.769、0.567和0.789）。第四个X射线源IXO 35与一个红色物体有关，它具有银河系中M星的典型光谱。这些鉴定对于建立ULX源的清洁样品、选择合适的目标用于未来的观测以及对不同群体的X射线源进行统计研究是有用的。
2006-02-09 astro-ph
Deep Mid-Infrared Silicate Absorption as a Diagnostic of Obscuring Geometry Toward Galactic Nuclei
在斯皮策空间望远镜观测到的尘埃星系核光谱中，10 μ m附近的硅酸盐截面峰产生了发射和吸收特征。特别是在超亮红外星系中，观测到的吸收特征可能非常深，如IRAS 08572+3915所示。即使在大的光学深度下，前景屏的遮蔽也不能再现这种观察到的特征。相反，深度吸收需要将核源深深嵌入在几何和光学厚度都很厚的材料的平滑分布中。相比之下，星团介质只能产生浅吸收或发射，这是光学识别的活动星系核的特征。一般来说，尘埃区的几何形状和总的光学深度，而不是颗粒成分或加热光谱，决定了硅酸盐特征的可观测性质。从线发射与连续发射的比率计算的表观光学深度通常不能准确地测量真实光学深度。模糊的几何形状，而不是嵌入源的性质，也决定了远红外光谱的形状。
2006-11-14 astro-ph
An XMM-Newton Survey of Ultra-Luminous Infrared Galaxies
我们目前的初步结果XMM牛顿观测5超亮红外星系（ULIRGs），一个小型调查计划的一部分，致力于10 ULIRGs从明亮的IRAS样本。对于其中的3个（IRAS 20551-4250，IRAS 19254-7245和Mkn 231），我们发现了隐藏活动星系核存在的强有力证据，而对于另外两个（IRAS 20110-4156 IRAS 22491-1808），数据的信噪比不允许我们下结论。特别地，我们在IRAS 19254 -7245的X射线谱中检测到了一条强的Fe-K线，其等效宽度（~2 keV）表明该天体中的大部分能量来源是由于深埋的活动星系核。
2002-02-19 astro-ph
Spectral and temporal properties of X-ray emission from the ultra-luminous source X-9 in M81
我们已经分析了光谱和变化的M-81领域中的单个X射线源使用的数据，从现有的ROSAT-PSPC和ROSAT-HRI观测这个附近的螺旋星系。在这里，我们提出的第二个最亮的源在该领域（X-9 - Fabbiano，1988年ApJ 325 544），其识别和解释仍不清楚的结果。我们的工作包括从HRI数据研究X-9的形状，光变曲线和硬度比的演化，以及光谱分析。
2001-02-14 astro-ph
The nature of ultra-luminous X-ray sources in NGC4565
利用Chandra和Hubble空间望远镜的观测资料，对旋涡星系NGC 4565中的两个X射线发光点源进行了光学鉴别。中心X射线点源RXJ 1236.3 +2559是NGC 4565的核，其X射线亮度为Lx= 4.3 × 10^{39} erg。我们发现，它的多波段特性是一致的，它是一个低光度的活动星系核。对于核外X射线点源RXJ 1236.2 +2558，确定了B=25.1和I=24.0的微弱光学对应物。它的消光修正B星等估计为24.5等。X射线与光通量之比（fx/fB）约为540。从光学性质和X射线性质出发，我们认为RXJ 1236.2 +2558是一个Lx=6.5 × 10^{39}尔格的超亮X射线紧凑源。这个辐射源可能位于NGC 4565核球外缘的一个暗淡的球状星团中。
2002-05-15 astro-ph
Accretion Disk Spectra of the Ultra-luminous Compact X-ray Sources in Nearby Galaxies and the Super-luminal Jet Sources
邻近旋涡星系中的超亮致密X射线源（ULXs）和银河系超光速喷流源有一个共同的光谱特征，即它们都具有极高的吸积盘温度，这在Schwarzschild度规中的标准吸积盘模型框架内是无法解释的。我们研究几种可能性来解决这个“太热”的磁盘问题。特别地，我们计算了一个极端的克尔盘模型来拟合观测到的光谱。我们发现，克尔盘将成为显着更难相比，史瓦西盘只有当磁盘是高度倾斜。对于超光速喷流源，这是已知的倾斜系统，克尔盘模型可以工作，如果我们选择适当的值的黑洞角动量。然而，对于ULX，克尔盘的解释将是有问题的，因为它们的吸积盘不太可能优先倾斜。
2001-06-03 astro-ph
The Nature of Ultra Luminous X-ray Sources
我们目前的光谱观测六个光学对应的中等光度X射线源（ULXs）周围的星系。这六个天体的光谱显示存在广泛的发射特征。这些识别使我们能够将所有的物体归类为红移高于其指定的母星系的类星体。这是第一次也是最大的一次使用明确的光学光谱特征识别此类物体。这些结果，结合以前类似的其他来源的识别，表明高红移类星体的编目ULX源的一个重要组成部分。我们估计这些源的密度，并将其与随机分布的背景类星体的预期进行比较。
2005-02-15 astro-ph
Discovery of Spectral Transitions from Two Ultra-Luminous Compact X-Ray Sources in Ic342
两个{ \it ASCA}观测了螺旋星系IC 342中的两个超亮致密X射线源（ULX），源1和源2。在1993年的观测中，源2显示了0.5- 10 keV的$6 \times 10^{39}$ ergs $^{-1}$（假设距离为4.0 Mpc）的光度，以及光子指数$\sim 1.4$的硬幂律光谱。正如已经报道的，源1是$\sim 3$倍，在这种情况下，并表现出一个软的光谱表示的多色磁盘模型的内部磁盘温度$ \sim 1.8$ keV。2000年2月进行的第二次观测显示，源1已经转变为硬光谱状态，而源2则转变为软光谱状态。因此，ULX被推断为表现出两种不同的光谱状态，有时在它们之间进行转换。这些结果大大加强了将ULX描述为质量吸积黑洞的情景。
2000-11-12 astro-ph
A population of hot, dusty ultra-luminous galaxies at z~2
我们报告的光谱红移为18 microJy射电星系的平均红移z=2.2，是在亚毫米（submm）和光学波长微弱。虽然这些星系的射电通量可以显示出远红外（far-IR）光度，与高红移亚毫米选择星系（>10^12 Lsun）相当，但在亚毫米中没有检测到。我们建议，这个新的人口的星系代表的高红移submm星系人口的延伸，但具有较热的特征尘埃温度，其远红外发射的峰值转移到较短的波长，降低submm流量低于当前仪器的灵敏度。因此，在submm波段的调查可能会错过一半的最明亮的，尘埃星系在z~2。斯皮策的中红外观测将是检验这一假设的有力工具。
2004-06-29 astro-ph
Are Ultra-Luminous X-ray Sources Intermediate Mass Black Holes Accreting from Molecular Clouds?
超亮X射线源的起源和性质是一个有争议的话题。关于负责的物体的质量，它们的吸积质量来源，以及它们与星系中恒星星族的关系，一直存在争议。一个新的图片，这些对象提出，他们是中等质量的黑洞局限于磁盘的主机星系和吸积的星际介质。然后，它们优先在分子云中或附近被发现。这个模型正确地预测了观测到的光度函数的形状，并且只需要一个星系的重子质量的很小一部分以中等质量黑洞的形式存在。由于它们产生的X射线强烈地加热了附近的星际气体，而且它们在致密区域的进出速度相对较快，因此预测ULX会有短暂的高亮度事件，持续时间可能为10^5年，但它们可能会重复出现多次。
2004-07-14 astro-ph
Mid-infrared Spitzer spectra of X-ray selected Type 2 QSOs: QSO2s are not ULIRGs
我们利用斯皮策空间望远镜上的中红外光谱仪IRS对7个2型类星体进行了光谱研究。据我们所知，这些是所拍摄的X射线选定的类星体2的第一批中红外光谱。这些物体是根据它们在X射线中的高固有光度和柱密度来选择的。它们的光谱在较低的光度下与2型活动星系核的模板光谱有很大的不同。它们没有表现出环核恒星形成区的PAH尘埃辐射特征，这是低光度2型塞弗特星系或其他先前使用的类星体2模板的典型特征，如（超）亮红外星系（（U）LIRG）NGC 6240。他们也没有表现出冰和硅酸盐的吸收功能，高度发光，但深深嵌入紧凑的核看到一些ULIRGs。相反，它们揭示了一个相对无特征的上升连续体，类似于发光的1型活动星系核。我们还发现了10微米硅酸盐特征的证据。在活动星系核统一方案中的尘埃环模型只预测了1型活动星系核。活动星系核在6微米处的连续光度与经吸收校正的2- 10 keV X射线活动星系核光度之比与Seyfert星系中的结果非常相似。因此，X射线选择的类星体2的特征是在恒星形成的亮度<1 e11 L_sol的宿主中具有强大的活动星系核。活动星系核光在类星体2的中红外光谱中占主导地位，加上它们较平坦的光谱能量分布（SED），对宇宙红外背景和宇宙恒星形成历史的模型产生了重要的限制。
2006-01-10 astro-ph
On `The spectral and temporal properties of an Ultra--Luminous X-ray source in NGC 6946', by Senorita Devi et al
最近的一篇论文（arXiv：0804.3463）声称，在NGC 6946的X射线源中存在软X射线成分，这提供了强有力的证据，证明它的黑洞质量肯定是$>100\msun$，更有可能是$\sim 400\msun$，即使源是光束。我表明，数据是非常兼容的黑洞质量只有$5\msun$，辐射各向同性（即没有光束）和质量转移率约60倍的爱丁顿值，即$1.25 \times 10^{-5} \msun {\rm yr}^{-1}$。这样一个系统非常类似于银河系X射线双星天鹅座X-1的可能后代，一旦超巨星伴星进化到充满它的洛希瓣。
2008-04-23 astro-ph
Toward a Clean Sample of Ultra-Luminous X-ray Sources
上下文表征超亮X射线源的观测跟踪方案要求制作前景/背景源污染最小的此类源的清洁样品。目标。在这篇文章中，我们计算了Colbert & Ptak（2002）目录中ULX样品候选者中的前景/背景污染物的程度，并将这些计算与可用的光谱鉴定进行了比较。方法.我们使用统计学的基础上的X射线源和活动星系核/类星体的光学选择的密度。分析是针对每个母星系单独进行的。现有的光学对应物的鉴定是从文献中汇编的。结果超过一半的ULX，在距离RC 3附近星系的25 mag/arcsec $^2$等照度线长轴的两倍之内，并且具有X射线光度$L_X$ [2-10 keV] $\ge 10^{39}$ erg/s，预计是高红移背景类星体。提供了25个物体（干净样品）的列表，这些物体被确认为真正的ULX或具有低概率的污染物前景/背景物体。
2006-02-24 astro-ph
Multiwavelength Observations and State Transitions of an Ultra-luminous Supersoft X-ray Source: Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole
本文报道了Chandra和XMM-Newton对M101超亮超软X射线源的观测结果。M101 ULX-1在2004年经历了两次爆发，期间的峰值辐射光度达到1 e41 erg/s。爆发光谱非常柔和，一般可以用黑体模型拟合，温度为50-160 eV。在其中两次观测中，发现了0.33 keV、0.56 keV、0.66 keV和0.88 keV的吸收边。在2004年12月的爆发中还发现了一个冷的吸积盘。在低光度状态，幂律尾被认为是高达7千电子伏。很明显，源从低/硬状态变为高/软状态。此外，在1996年至2004年期间，它至少显示了5次爆发。这是第一个超明亮的X射线源，其中经常爆发的状态转换类似于银河系X射线双星已被观察到。从哈勃太空望远镜的数据中，我们发现了一个光学对应的来源。在2004年爆发期间，我们还进行了无线电和地面光学观测。所有的结果都有力地表明吸积物体是一个大于2800太阳质量的黑洞。
2005-03-22 astro-ph
Spitzer Mid-Infrared Spectroscopy of 70um-Selected Distant Luminous Infrared Galaxies
我们目前的中红外光谱与斯皮策太空望远镜的11个光学暗淡，红外发光星系的NDWFS Bootes领域的斯皮策MIPS 70微米成像调查选择的样本。这是第一个斯皮策IRS光谱提出的遥远的70微米选择的来源。所有星系的红移都在0.3<z<1.3，并且具有非常大的红外光度，L_IR~ 0.1-17 x 10^12太阳光度。七个星系表现出强烈的多环芳烃（PAHs）的发射功能。这些源的平均红外光谱是典型星暴星系的特征，但具有更大的红外光度。PAH的光度为L（7.7）~ 0.4 ~ 7 x 10^11太阳光度，这意味着恒星的形成速率为每年40 ~ 720个太阳质量。其中4个星系具有9.7um深的硅酸盐吸收特征，没有明显的PAH发射特征（6.2um等效宽度< 0.03um）。大的红外光度和低的f70/f24通量密度比表明，这些来源有活动星系核作为其大的中红外光度的主要来源，虽然深深嵌入，但不能排除明亮的星暴。如果被吸收的源是活动星系核占主导地位，那么所有远红外明亮、光学微弱的源中有很大一部分可能是活动星系核占主导地位。
2007-09-20 astro-ph
An Ultra-luminous X-Ray Object with a 2 hour period in M51
超亮X射线物体是具有$L_X=10^{39}$ - $10^{41}$ erg/s的离核点源，但这种系统的性质在很大程度上尚未确定。本文报道了Chandra ACIS对ULX M51 X-7的2.1小时周期观测，该双星位于螺旋臂中恒星形成区的一个年轻星团的边缘，在相隔一年的两次ACIS观测中，ULX从高硬光谱态转变为低软光谱态，与大多数银河系低质量X射线双星形成对比。根据它的周期和光谱行为，我们认为该ULX是一个低质量的X射线双星系统，有一个0.2-0.3 $M_\odot$的矮伴星和一个质量没有很好约束的致密吸积体（中子星或黑洞）.相对论光束效应很可能涉及到产生所观察到的高X射线光度，因为它的吸积率低，从一个可持续的吸积情景推断，通过罗氏瓣溢出。
2002-11-13 astro-ph
Ultra-Luminous Infrared Mergers: Elliptical Galaxies in Formation?
我们报告了12个超亮红外星系合并（ULIRGs）的高质量近红外光谱。我们新的VLT和Keck数据提供了这些星系的~0.5”分辨率，恒星和气体运动学，其中大多数是在最后合并阶段的紧凑系统。我们确认ULIRG合并是“椭圆形信息”。随机运动主导着它们的恒星动力学，但显著的旋转是常见的。气体和恒星动力学在大多数系统中是解耦的。ULIRG落在热恒星系统的基本平面上或附近，特别是在其演化敏感性较低的r（eff）-sigma投影上。ULIRG的速度色散分布、它们在基本平面上的位置以及它们的v（rot）*sin（i）/sigma分布与中等质量（~L*）、中等旋转的椭圆星系非常相似。作为一个群体，ULIRGs不像巨大的椭圆星系，有着大的核心和小的旋转。我们的研究结果是在很好的协议与其他最近的研究表明，盘状椭圆与紧凑的核心或尖点可以形成通过耗散合并的气体丰富，盘星系，而巨大的椭圆与大的核心有不同的形成历史。
2001-06-02 astro-ph
A Possible X-Ray Periodicity at Several Tens Hours of a Ultra-Luminous Compact X-Ray Source in IC 342
对螺旋星系IC 342中的两个超亮致密X射线源（源1和源2）进行了长时间（155小时）ASCA观测。虽然处于硬光谱状态的源1变化很小，但处于其软光谱状态的源2在约一天的时间尺度上变化显著。均方根变化幅度在2-10 keV范围内为5%，但在0.7-2 keV范围内小于4%。该变化涉及描述来自该源的多色盘黑体发射的参数的统计上显著的变化。变化可能是周期性的，周期为31 $\pm$ 2小时或41 $\pm$ 3小时。两者都与由一个黑洞和一颗几十个太阳质量的主序星形成的半分离双星的轨道周期一致。这些结果加强了对这些X射线天体的解释，即吸积大质量恒星黑洞。
2001-09-22 astro-ph
Protostellar mergers in protoclusters and the origin of ultra-luminous X-ray sources
我认为中等大小的原星团（M ~ 10^{3.5} - 10^{4.5} M_sun）中的恒星合并是形成超亮X射线源（ULXs）的一个可能的方案。不需要更大质量的超星团，因为ULX的质量范围可能只有30- 200 M太阳;事实上，在ULX位置或非常接近ULX位置的地方很少发现它们。原恒星的包层和气体吸积有利于嵌入星团致密核心的捕获和合并。此外，质量约为10^{3.5} - 10^{4.5} M太阳的原星系团可能迅速分散成松散的OB星协，而大部分ULX都在OB星协中发现。低金属丰度可能是确保大部分恒星质量最终进入黑洞所必需的。在这种情况下，大多数ULX自然被解释为高质量X射线双星群的极端。
2005-09-20 astro-ph
NICMOS Observations of Luminous and Ultraluminous Infrared Galaxies
本文给出了24个亮（LIGs：L_（IR）[8-1000 μ m] = 10^（11.0-11.99）L_sun）和超亮（ULIGs：L_（IR）> 10^（12.0）L_sun）红外星系的HST NICMOS观测结果。这些观测首次提供了这些合并物中嵌入的1.1 - 2.2微米核区域的高分辨率HST成像。除了一个外，所有的ULIG都被观测到至少有一个致密的（50-200 pc）核，并且超过一半包含似乎是蓝色星团的东西。温暖的红外星系（即，过渡源）被观察到具有明亮的核，其占星系的大部分光。这一点，结合ULIG的光随着波长的增加而变得更加集中的趋势，意味着它们的大部分能量都是在50-200 pc的区域内产生的。
1999-03-18 astro-ph
Mid-Infrared Spectroscopic Properties of Ultra-Luminous Infrared Quasars
利用Spitzer空间望远镜上的红外光谱仪，分析了19个超亮红外类星体（IR QSO）的中红外光谱特性。比较了红外类星体与光选帕洛玛-格林类星体（PG类星体）和超亮红外星系（ULIRGs）的MIR性质。红外类星体在~ 5 - 30 μ m范围内的平均光谱特征，包括光谱斜率、6.2 μ m的PAH发射强度和[NeII] 12.81 μ m的光度，都不同于PG类星体。相比之下，红外类星体和超红外类星体具有可比的PAH和[NeII]光度。这些结果与红外类星体正处于超红外类星体向经典类星体的过渡阶段是一致的。我们还发现，颜色指数α（30，15）是一个很好的指标的相对贡献的星暴活动星系的所有类星体。ULIRGs和IR类星体的[NeII] 12.81 μ m和PAH 6.2 μ m光度与[NeII]、PAH 60 μ m光度之间的相关性表明，[NeII]和PAH光度都是IR类星体和星暴主导星系的近似恒星形成率指标;然而，散射很大（~ 0.7 - 0.8 dex）。最后，EW（PAH 6.2 μ m）和外流速度之间的相关性表明，恒星形成活动受到来自活动星系核和/或超新星的反馈抑制。
2008-07-23 astro-ph
Spitzer Mid-Infrared Spectroscopy of Infrared Luminous Galaxies at z~2 III: Far-IR to Radio Properties and Optical Spectral Diagnostics
本文给出了48个z~1-3 Spitzer选择的具有IRS中红外光谱的ULIRG样品的远红外、毫米波和射电测光以及光学和近红外光谱。我们的目标是计算它们的辐射热，并确定它们的活动星系核和星暴成分的存在和相对强度。我们发现，强PAH源往往有较高的160微米和1.2毫米通量比弱PAH源。9.7um硅酸盐特征的深度不影响MAMBO的可检测性。我们拟合了样品的远红外SED，发现< L_{IR} >z>1.5的源的平均值约为7 × 10 ^{12}Lsun。光谱分解表明，强PAH源通常具有约20-30%的AGN分数。相比之下，弱多环芳烃源的活动星系核分数往往超过70%，少数源的活动星系核和星爆的贡献相当。光学线诊断支持活动星系核存在于大部分的弱PAH源。除了一个例外，我们的来源是窄线源，没有表现出明显的消光和硅酸盐特征深度之间的对应关系，并在两种情况下，显示流出的证据。射电活动星系核在强PAH源和弱PAH源中都存在。这是支持我们的样本的远红外无线电比（q）始终低于本地恒星形成星系的平均值2.34。我们使用生存分析来包括由无线电未检测到的源给出的下限，<q>对于我们的z>1.5样本，达到=2.07+/-0.01。总的来说，无线电和光学线路诊断支持在57%的z>1.5源中存在AGN，独立于基于IR的诊断。对于高z源，单独AGN的光度估计为>10^{12}Lsun，这得到[…
2008-05-02 astro-ph
Close Binary Interactions of Intermediate-Mass Black Holes: Possible Ultra-Luminous X-ray Sources?
虽然许多观测到的超亮X射线源（ULX，Lx > 10^39 erg s^-1）可能是发射接近爱丁顿极限的河外X射线双星（XRB），但最高光度的ULX（Lx > 3x10^39 erg s^-1）甚至超过了高恒星质量吸积黑洞XRB的各向同性爱丁顿光度。有人认为，这些最高光度的ULX可能包含吸积的中等质量黑洞（IMBH）双星。我们认为这一假设密集，年轻（约1亿年）的星团，我们假设一个50-500太阳质量的中央IMBH已形成通过失控的大质量恒星的增长。使用数值模拟的动力学和演化的中央黑洞的捕获的同伴，我们得到的质量转移阶段的发病率和可能的ULX活动在整个IMBH的演化历史的估计。我们发现，虽然它是常见的中央黑洞获得二进制同伴，有一个非常低的概率，这些相互作用的二进制将成为可观察的ULX源。
2005-08-28 astro-ph
Continuum EVN and MERLIN observations of Ultra Luminous Infrared Galaxies
ULIR星系的射电成像是探索星暴和活动星系核现象之间联系的理想方法，因为它不受尘埃遮蔽的影响，并提供了区分活动星系核和星暴发射所需的高角分辨率。我们结合18厘米射电连续谱，EVN和MERLIN观测13个ULIRGs的秒差距和分秒差距尺度分辨率必要的区分活动星系核和超新星遗迹在这些星系的中心，并评估各自的总能量分布的贡献。这里展示了四个星系的图像。
2005-01-03 astro-ph
Accretion Disk Spectra of the Brightest Ultra-luminous X-ray Source in M82
本文研究了平流主导吸积流（ADAF）模型中热吸积盘的辐射谱，并与M82星系中最亮的超光源X-1作了比较。如果源的光谱状态类似于我们银河系中恒星质量黑洞的低光度硬态，则与{ \it Chandra} X射线光谱的拟合以及来自无线电和红外上限的约束要求黑洞质量在$9 \times 10^4 - 5 \times 10^5 \msun$的范围内。如果M82 X-1对应于银河系黑洞X射线双星源的高光度硬态，则可能存在较低的黑洞质量（$\la 10^4 \msun$）。这两个光谱简并热吸积盘的解决方案导致一个中等质量的黑洞的解释M82 X-1。由于这些解决方案具有不同的光谱变化与X射线光度和预测不同的红外发射，它们可以区分未来的离轴{ \it钱德拉}观测或同时敏感的红外探测。
2006-11-30 astro-ph
CI emission in Ultra Luminous Infrared Galaxies as a molecular gas mass tracer
本文报道了在两个典型的超高亮度红外探测器NGC 6240和Arp 220上，对中性碳原子（CI）的精细结构线3^P_1 -> 3^P_0（J=1-0，492 GHz）进行的新的高灵敏宽带测量。然后，我们使用它们与其他几个在文献中发现的类似对象的CI测量，估计其整体的分子气体含量的假设下，一个完整的CI-H_2伴随。我们发现用这种方法估算的H_2气体质量与用12^CO估算的标准方法吻合得很好，这可能为测量星系中H_2气体质量提供一种新的方法，而且在超高速红外星系中可能是非常有价值的，因为在这样的系统中，明亮的12 ^CO发射被系统地高估了气体质量，而它们的13 ^CO发射通常很弱。当红移z>=1时，CI J=1-0谱线移向更有利的大气窗口，可以成为遥远宇宙中氢气体燃料星暴事件的一种可行的替代示踪剂。
2004-09-23 astro-ph
Morphological and photometric evolution of ultra-luminous infrared galaxies: Nature of faint SCUBA sources
我们调查何时以及如何尘埃星暴星系合并可以严重掩盖尘埃，从而成为一个超亮红外星系（ULIRG），基于数值模拟的化学动力学和光度演化的尘埃气体丰富的主要星系合并。我们发现，一个主要的星系合并更有可能成为一个ULIRG优先在合并后期阶段，当两个磁盘变得非常接近，非常高密度的尘埃气体可以掩盖严重的中央二级大质量星暴。我们还展示了如何用哈勃太空望远镜（HST）观测到中等（z=0.4）和高红移（z=1 - 2）的模拟ULIRG的光学和近红外形态，以便对Smail等人（1998）最近观测到的微弱SCUBA源的一些宿主星系的起源提出合理的解释。我们的数值模拟的结果表明，一些SCUBA源明显微弱和紧凑的HST形态可以高红移尘埃笼罩的星暴合并与其外部低表面亮度潮汐功能几乎检测不到的HST的目前的光学。
1999-06-01 astro-ph
Strong Evidence for a Buried AGN in UGC 5101: Implications for LINER-Type Ultra-Luminous Infrared Galaxies
本文报道了超亮红外星系UGC 5101的3- 4 $μ$ m光谱的研究结果。它有一个冷的远红外颜色和LINER型光谱，因此，基于一种流行的观点，它被认为是由恒星形成主导的。然而，我们发现，它有很强的3.4 $μ$ m碳质尘埃吸收，低当量宽度的3.3 $μ$ m多环芳烃（PAH）的排放，和一个小的3.3 $μ$ m PAH远红外光度比。这有利于另一种情况，即一个能量占主导地位的活动星系核存在于模糊的尘埃后面。活动星系核在所有的视线方向上都是模糊的（一个“被掩埋的活动星系核”），而不仅仅是在我们的特定视线方向上模糊。这种掩埋的活动星系核以前曾在ULIRGs IRAS 08572+3915和IRAS F00183 $-$ 7111的热红外研究中发现过，这两个星系核在光学上都被归类为LINER。我们认为，掩埋的活动星系核可以产生LINER型的光谱，至少有一部分LINER型的ULIRGs主要由掩埋的活动星系核提供动力。
2001-08-10 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
