SINFONI adaptive optics integral field spectroscopy of the Circinus Galaxy
目标。研究Circinus星系核心几秒差距尺度上的恒星形成活动以及气体和恒星动力学。方法：利用VLT上的自适应光学近红外积分场光谱仪SINFONI，我们获得了几秒差距尺度和70 km/s^{-1} FWHM光谱分辨率下的圆规星系观测结果。利用从SINFONI数据库中提取的线图和速度图分析了核的物理性质。星暴模型的约束使用Br-γ通量，恒星连续（通过CO吸收波段longward的2.3微米），和无线电连续。结果H_2（1-0）S（1）2.12 μ m和Br-γ 2.17 μ m谱线的形态和运动学特征与恒星连续谱的相似性表明它们在恒星形成中有共同的起源。我们发现在活动星系核的8个百分点内，在过去的1亿年里发生了一次最近的星暴，目前占该星系热光度的1.4%。恒星和气体存在的空间尺度的相似性表明，这种恒星的形成发生在环面内;通过环面的气体柱密度与恒星的最大可能光学深度的比较意味着环面是一种clusional介质。日冕线显示出不对称的轮廓，具有空间紧凑的狭窄组件和空间扩展的蓝翼。这些特征与受活动星系核引力束缚的云中产生的一些辐射和从束缚云中被侵蚀掉的小云团中的一些外流是一致的。
2006-04-13 astro-ph
Radio recombination lines from starburst galaxies : high and low density ionized gas
从四个星暴星系中探测到的8 GHz和15 GHz射电复合线（RRL）出现在致密的高密度HII区，而在~ 4GHz以下是无法探测到的。在1.4千兆赫的RRL对一个星系和上限在其他三个检测是一致的低密度扩散气体的等量的存在。使用GMRT的连续通量密度测量在约束扩散气体的性质方面将是重要的。
2000-04-20 astro-ph
A Chandra Observation of the Circinus Galaxy
我们报告最近钱德拉ACIS-S观测的圆规星系。这些观测结果证实，核光谱是由“中性”物质反射硬X射线连续谱的结果。在光学"电离锥“的一般方向上，核X射线发射延长了\sim 60 pc。在Fe Kα谱线上所作的图像表明，这种辐射从核延伸到200 pc。沿着和垂直于星系盘也有大规模的X射线发射。这种扩展气体的热等离子体模型表明温度kT \sim 0.6千电子伏，虽然冷却器光电离气体也是可能的。盘中气体的X射线辐射可能与半径为150- 250 pc的星暴环有关。气体延伸\sim 600 pc垂直于磁盘是密切相关的高激发光线发射。除了它的软X射线发射，我们还试探性地从飞机上方的气体中探测到了一种硬成分;这种硬发射可能代表了外流风中的电子散射到我们视线中的核X射线。在银河系中央kpc中发现了十个致密源。最明亮的X射线光度为\simeq 10^{40} erg s^{-1}，似乎是圆规星系中的一个X射线双星，黑洞质量超过80 M_{\odot}。
2001-04-15 astro-ph
Artillery Shells over Circinus
最近发现的Circinus星系是已知的最近的（约4 Mpc）Seyfert 2星系，我们现在证明是研究核活动对周围环境影响的最佳实验室之一。在这里，我们提出了新的成像法布里-珀罗观察Circinus确认存在的电离锥在这个对象中，但也首次显示了一个复杂的电离丝径向延伸的距离为1千秒差距的核。在这些地壳结构的末端观察到了弓形激波的弧。最壮观的是，其中一个结构似乎是赫比格-哈罗喷气机的放大版。丝状体的速度场证实，它们代表着从星系核中排出的物质（可能是以“子弹”的形式），或者是在与星系极轴大致对齐的广角风中夹带的物质。在电离锥上观察到的运动是高度超音速的，因此高速激波可能有助于线发射气体的电离。然而，目前尚不清楚是否冲击电离超过光电离的塞弗特2核。将暗条外推到较小的半径，距离红外核不到1角秒（约20秒差距），因此表明这些特征起源于活动星系核或核星暴。在圆规星系中检测到的复合辐射丝在活动星系中是独一无二的。这种事件的频率是未知的，因为只有少数星系已经观察到我们目前的观测灵敏度水平。圆规星系中的事件可能代表了富含气体的活动星系生命中一个相对常见的演化阶段，在此期间，围绕核的尘埃茧被喷流或风现象的作用排出。
1997-03-06 astro-ph
Extended Gas in Seyfert Galaxies: Near Infrared Observations of NGC 2110 and Circinus
本文给出了Seyfert 2星系NGC 2110和Circinus的J和K波段近红外长缝光谱的结果，研究了气体的分布、激发、红化和运动学。在NGC 2110中，发射线比率[Fe II]/Pa beta朝着核增加（到~ 7）。核[Fe II]1.257（微米）和Pa β谱线（FWHM ~ 500 km/s）比H2（2.121）谱线（FWHM ~ 300 km/s）宽。这两个结果表明，冲击，驱动的无线电喷流，是一个重要的来源，激发的[Fe II]。H2激发似乎是由来自原子核的X射线主导的。在Circinus中，[Fe Ⅱ]/Pa β和H2/Br γ都从离核4角秒处的~ 2分别下降到~ 0.6和~ 1，表明星暴主导了核激发，而活动星系核主导了更远的激发（r > 2角秒）。对于这两个星系，气体运动学是一致的圆旋转的平面盘。我们的旋转曲线表明，核（确定与红外光谱连续峰）是从星系的运动中心位移。这种效应之前已经在NGC 2110中基于光学发射线的运动学观察到，但在红外线中位移较小，这表明该效应与遮蔽有关。核区的连续J-K色显示NGC 2110中的红色恒星星族和圆规座中的红色年轻恒星星族。就在两个星系的核心处，颜色更红，显然是环核环面内边缘发射热尘埃的结果。
1998-12-11 astro-ph
X-ray imaging of the Seyfert 2 galaxy Circinus with Chandra
我们目前的结果从零级成像的钱德拉HETGS观测附近的塞弗特2星系圆规。在ACIS-S的星系图像中检测到12个X射线源，嵌入在弥漫的X射线发射中。后者在N-W方向上显示出一个突出的（~ 18 arcsec）软“羽流”，与[OIII]电离锥一致。最亮的X射线源在不同能量下的径向轮廓与一个未分辨的（FWHM ~0.8arcsec）分量相一致，我们将其确定为活动核，加上两个扩展分量，其FWHM分别为2.3arcsec和18 arcsec。在3arcsec的半径内，原子核在最软能量（< 2 keV）下贡献的通量与扩展分量大致相同。然而，在更硬的能量（> 2 keV），原子核的贡献是占主导地位的。原子核的零级ACIS光谱在软X射线和硬X射线下都显示出发射线，包括6.4 keV处的突出Fe K α线，这表明以前用ASCA检测到的大多数X射线线起源于致密区域（<15 pc）。根据它的X射线谱，我们认为2.3角秒的扩展分量是来自附近电离气体的散射核辐射。大尺度扩展分量包括来自西北羽流的辐射，也可能包括来自外星爆环的辐射。
2000-10-18 astro-ph
Starburst in the Ultra-luminous Galaxy Arp 220 - Constraints from Observations of Radio Recombination Lines and Continuum
我们目前的观测射电复合线从星爆星系Arp 220在1.4，8.1，84，96和207 GHz（灵敏的上限为1.4 GHz的线和公司检测在其他频率），和无线电连续谱之间的330 MHz和207 GHz。我们表明，一个模型与三个组成部分的电离气体具有不同的密度和面积覆盖因子可以一致地解释RRL和连续数据。这三种成分中电离气体的总质量为3 x 10^7 M太阳，需要3 x 10^5颗O 5恒星，总莱曼连续谱产生率（NLyc）为1.3 x 10^{55}光子/秒。这些值意味着尘埃消光A_V约为45个星等，SFR约为240 M_sun/yr。与高密度HII区域相关的~3%的NLyc意味着在最近的时代类似的SFR。这些数据也与多次恒星爆发的非常高的SFR和短的持续时间是一致的。推导出的IR-过剩值为24，有利于星暴而不是AGN作为观测到的FIR光度的起源。(the摘要已删节）
2000-04-20 astro-ph
Radio Recombination Lines from the Starburst Galaxy NGC 3256
我们用澳大利亚望远镜紧凑阵和甚小口径望远镜分别在16.4”× 9.6”和12.0”× 2.9”的角分辨率下，从星暴核NGC 3256中探测到了静止频率分别为8.6 GHz和8.3 GHz的射电复合线H91-α和H92-α。ATCA在~ 1 mJy/束峰处检测到谱线，宽度为160 km/s，VLA在~ 0.5 mJy/束峰处检测到谱线，宽度为114 km/s。建模的线发射区域作为一个集合的HII区域，我们推导出所需的HII区域，它们的温度，密度和分布的数量上的约束。我们发现，温度为5000 K、密度为1000 cm^-3 ~ 5000 cm^-3、直径为15 pc的10 ~ 300个HII区的集合产生了与谱线和连续谱发射的良好匹配。维持电离所需的莱曼连续谱产生速率为2 x 10^52 s^-1至6 x 10^53 s^-1，这需要在星爆中产生600至17000颗O 5星。
2005-02-22 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of the Circinus Galaxy
我们提出了一个HST成像研究附近（4百万秒差距）的Circinus星系，其中包含最近的2型塞弗特核和突出的环核恒星形成。在[OIII] $λ$ 5007、H $α$和H $_2$ v=1- 0 S（1）发射谱线以及在绿色（5470 nm）、红色（8140 nm）和近红外（2.04和2.15 $μ$ m）连续谱线中获得了图像。用地基望远镜拍摄了[Fe II] $λ$ 1.644 $μ$ m谱线的图像。[OIII]和H $α$图像揭示了高激发气体的流光和结的复杂结构，它延伸到星系盘之外。离核约250 pc处的形貌强烈地表明高激发气体集中在一个顶点靠近核的空心圆锥表面上。这样的结构可能是由低密度的外流风或喷流从星系盘的环核环面夹带致密气体而形成的。在原子核的40 pc范围内，高激发气体呈现出一个醒目的、充满的V形结构，与大尺度的高激发发射方向相同。这个“V”可以被描述为一个电离锥，尽管物质束缚的结构也是可能的。电离光子或气体外流的隐含准直必须发生在圆锥顶点的2 pc以内，假定这是原子核的位置。H $α$图像显示了HII区域的复杂结构，包括众所周知的半径为150 - 270 pc的星暴环。此外，“电离锥”周围还有一个更紧凑（半径40秒差距）的椭圆形HII区域环。我们认为，后者环，我们称之为核环，本质上是圆形的，位于星系盘的平面。摘要被截断。
2000-06-10 astro-ph
Soft X-ray spectroscopy of Compton-thick Seyfert 2 galaxies with BeppoSAX
我们利用BeppoSAX对明亮的康普顿厚度的Seyfert 2s NGC 1068和Circinus星系进行了X射线光谱研究。Matt等人（1997年和1998年）将4 keV以上的光谱解释为康普顿反射和核辐射的暖等离子体散射的叠加。当这个连续向下外推到0.1千电子伏，进一步的组件出现。NGC 1068光谱中有丰富的发射线，主要是由于类氦元素从氧到铁的K-α跃迁，加上中性铁的K-α荧光线。如果电离线起源于温暖的散射体，它的热和电离结构一定是复杂的。根据连续谱和谱线的性质，我们估计热散射体的柱密度小于几个10^21原子/cm/cm。在圆规星系中，不存在高度电离的铁，这与电离参数U<5、密度约为10^22原子/cm/cm的几倍的散射介质相一致。在这两种情况下，中性铁谱线最自然地解释为介质中的荧光，负责康普顿反射连续谱。在NGC 1068中，需要kT~500 eV的光学薄等离子体发射和强烈的亚太阳金属丰度，而这样的分量在圆规星系中只是边缘的。我们初步确定这一组成部分的排放扩散热气体的核星爆。金属耗尽的可能原因进行了讨论。
1999-05-20 astro-ph
Comparing Chandra and SIRTF Observations for Obscured Starbursts and AGN at High Redshift
跟踪恒星形成率高红移需要知识的贡献，从光学可见光和模糊的来源。这些布满尘埃的光学模糊星系可以通过X射线和红外线探测来定位。为了建立仅基于X射线和红外巡天来选择此类源的标准，我们确定了SIRTF和钱德拉观测到的红外线与X射线亮度的比值，如果在高红移下观察到与附近星爆具有相同光谱形状的物体。参数IR/X定义为IR/X =（在SIRTF MIPS 24 $μ$ m过滤器中观察到的通量密度，单位为mJ y）/（在0.5-2.0 keV范围内观察到的总通量，单位为10^-16尔格\s \cm^2）。根据对NGC 4038/39（"天蛾“）、NGC 3690+IC 694（Arp 299或Mkn 171）、M 82和Arp 220的观测，利用红外空间天文台（ISO）的中红外光谱和Chandra的X射线光谱对9个星暴区进行了比较。确定IR/X，因为它们将在1<z<3时出现。在这个红移范围内，平均IR/X为1.3，并不是红移或光度的重要函数，这表明在24 $μ$ m处达到0.4 mJy的SIRTF巡天应该能探测到与在0.3 × 10 ^-16尔格/秒/厘米^2通量处探测到的深CXO巡天相同的恒星爆发。星暴的IR/X的下限约为0.2，这表明IR/X小于这个值的天体除了星暴外，还有活动星系核的X射线成分。还确定了NGC 1068、圆规星系和NGC 6240内被遮蔽活动星系核的IR/X值，以供比较，尽管…
2003-09-16 astro-ph
NIR Spectroscopy of Luminous Infrared Galaxies and the Hydrogen Recombination Photon Deficit
我们报告的近红外中等分辨率光谱的样本的发光和超亮红外星系（LIRGs-ULIRGs），进行SOFI在ESO 3.5米新技术望远镜。由于衰减的波长依赖性，在Ks波段的Pa_α或Br_γ线的检测应该提供相关的限制SFR和活动星系核的贡献。然而，我们发现，Pa_alfa和Br_gamma线的强度，即使校正狭缝损失，平均只有10%和40%，分别预期从一个正常的恒星爆发的类似的热光度。相应的恒星形成率，校正后的衰减来自近红外光学发射线的比率，是14%和60%的预期，如果远红外光度完全由星爆。这证实了复合光子亏损的存在，特别是在Pa_alfa线的情况下，已经在其他类似光度的红外星系的Br_gamma线中发现。在讨论这种差异的可能原因时，我们发现这不太可能是由于活动星系核的存在，尽管有两个天体显示出Pa_alfa线加宽和日冕线发射的存在。事实上，从我们自己的观测和从文献中收集的数据来看，我们认为所研究的星系似乎主要是由核星暴提供动力的。与目前的数据相一致的两种情况是，要么存在一个高度衰减的核恒星形成区域，和/或电离光子的显着部分被吸收的尘埃内的HII地区。我们认为，在Br_alpha光谱区的观测可以构成一个强有力的工具来解开这两种可能性。
2004-12-31 astro-ph
Mid-infrared ISO spectroscopy of NGC 4945
我们利用国际空间站上的SWS和PHT-S中红外光谱仪对邻近的星爆星系NGC 4945的中心区域进行了观测。我们没有发现任何证据的存在，从硬X射线观测推断的强大AGN。我们的活动星系核示踪物[NeV] 14.32 μ m和24.32 μ m以及[NeVI] 7.65 μ m的上限意味着NLR的A（V）>160，假设NLR与圆规星系的强度相同。其他的可能性进行了讨论。星暴激发指标[NeIII]15.56um/[NeII]12.81um和L（bol）/L（lyc）表明，中心区域的星暴至少有5 × 10^6年的历史，并且它至少占核辐射热光度的一半。星暴可能会很好地为整个热光度提供动力，但现有的限制也与嵌入AGN的贡献高达50%一致。与PHT-S，在约90的分辨率，我们检测到水冰的强吸收功能，并首次在外部星系，CO_2和CO。相同的PHT-S光谱还揭示了从PAH功能的家庭强发射。最后，我们观测到了几条纯转动和振转的H_2谱线，其中的两条，即（0-0）S（0）和S（1）谱线，使我们能够确定激发温度（160 K）和暖H_2质量（2.4 × 10^7 Msun）。低激发温度表明猎户座的冲击并不代表整个星系中心区域的发射，而相当正常的PDR可能更典型。
2000-03-30 astro-ph
A Search for Very Extended Ionized Gas in Nearby Starburst and Active Galaxies
我们报告的结果进行了试点研究的10个附近的星暴和活动星系的金牛座可调滤波器（TTF）的英澳和威廉赫歇尔望远镜。这一成像巡天的主要目的是寻找星系外围（银河系中心距离R > 10千秒差距）的暖发射线气体，以直接限制这些星系对其环境的“影响区”的大小和几何形状。在样本中的六个星系（NGC 1068、NGC 1482、NGC 4388、NGC 6240、NGC 7213和MR 2251-178）中发现或证实了大于约20 kpc的气态复合物或丝状物。第一次在NGC 1365、NGC 1705、圆规星系和ESO 484-G 036的电离锥和星系风中发现了稍小的结构。TTF数据结合新的光学长缝光谱以及已出版和存档的无线电和X射线地图，以约束这些灯丝的起源和电离源。观测到了一系列广泛的现象，包括大尺度电离锥和银河风、潮汐相互作用和由团内介质造成的冲压压力剥离。这种气体的电离源从激波电离到由活动星系核或原位热年轻恒星产生的光电离。样本太小，无法得出关于大尺度温暖电离介质的范围和性质及其与星系形成和演化的相关性的有统计意义的结论。大型望远镜上的下一代可调谐滤光器有望将微弱发射线通量的灵敏度提高至少十倍，并允许对大样本发射线星系进行系统调查。
2003-08-19 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
A mid-infrared spectroscopic survey of starburst galaxies: excitation and abundances
本文介绍了11个星暴星系中12个星暴区的MIR谱线，用ISO短波长光谱仪观测到了大量的2.38 ~ 45 μ m谱线，目的是为星暴星系的MIR谱提供参考。观测孔径集中在活跃的恒星形成区域，包括那些由于高度遮蔽而在光学波长下无法进入的区域。我们使用这个数据集，其中包括精细结构和氢复合线，调查激发和推导气相丰度的氖，氩，和硫的星爆星系。导出的Ne丰度跨度约一个数量级，高达3倍太阳的值。从Ne和Ar线测得的激发比相互关联（正）和丰度（负）。在激发和丰度方面，注意到具有可见Wolf-Rayet特征（高激发，低丰度）的物体与没有这些特征（低激发，高丰度）的物体的分离。对于一个给定的丰度，星暴是相对较低的激发比HII地区的比较样本，可能是由于老化的恒星星族。通过考虑的丰度比的S与Ne和Ar，我们发现，在我们的高金属丰度系统，S是相对不足的一个因素~3。我们讨论了这种赤字的起源，并赞成耗尽S到尘埃颗粒作为一个可能的解释。这一弱点的和平号卫星精细结构线的S有分歧，为未来的红外任务，如SIRTF和赫歇尔，因为它表明，S线是不太有利的示踪剂的恒星形成比建议的星云模型，不考虑这种影响。
2003-01-13 astro-ph
The deeply embedded starburst in SBS 0335-052
我们提出了4微米ISAAC成像和光谱的极贫金属矮星系SBS 0335-052，旨在更好地了解这个低金属量星系的尘埃。4微米的发射结果是非常紧凑的，仅限于最亮的一对超级星团（SSC）。Ks-L $^\prime$的颜色非常红，并且$L^\prime$发射与ISO中红外光谱能量分布（SED）的外推一致。从氢复合线和一个适合的近/中红外SED，我们确认一个视觉消光>= 15马格。我们的数据表明，网站的光学和红外发射是不同的：光学谱线来自一个几乎无尘地区的高恒星形成率和几千OB星。这个区域位于一个非常尘埃的中央星团的视线上，其中有三倍多的大质量恒星，完全隐藏在光学系统中。从这次灭绝事件中，我们得出了最近的超新星可能产生的尘埃质量上限为10^5 M $_\odot$。
2001-08-01 astro-ph
Sub-arcsecond Radio Observations of the Dwarf Starburst Galaxy NGC 3077
本文介绍了利用梅林干涉仪对矮星暴星系NGC 3077进行的首次亚弧秒射电观测。我们已经检测到两个解决的源，这是符合钱德拉探测到的两个离散的X射线源的位置。其中一个射电源与超新星遗迹有关，观测到的无线电通量与非热起源一致。SNRs的年龄约为760年，介于M82中探测到的SNRs的平均年龄与银河系和大麦云中探测到的SNRs的平均年龄之间。我们使用这个检测计算的恒星形成率（SFR）为0.28 M-sun-year-1，这是类似的SFR计算通过使用远红外和毫米观测，但大于SFR给出的光复合线校正消光。MERLIN探测到的另一个致密射电源与X射线双星的位置一致，具有HII区的性质，其通量密度约为747微焦，对应的电离通量为6.8x10^50 s-1。哈勃太空望远镜探测到的一个年轻的大质量星团，质量约为2 × 10^5 M_sun，可能是产生电离通量的原因。
2005-10-04 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
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
VLA H92 Alpha and H53 Alpha Radio Recombination Line Observations of M82
我们提出了高角分辨率（0.6“）的观测与VLA的无线电连续在8.3和43 GHz以及H92阿尔法和H53阿尔法无线电复合线附近（3 Mpc）的星暴星系M82。在连续体中，我们报告了19个新发现的来源，在8.3 GHz和5个在43 GHz，以前是未知的。H92阿尔法线的空间分布是不均匀的，我们确定了27个功能。线和连续发射建模使用HII区域的集合在不同的距离从核假设一个单密度组件和两个密度组件。高密度组件的密度为4 × 10^{4} cm^{-3}。然而，大部分电离是在密度通常低10倍的区域中。利用H92 α谱线的气体运动学证实了在核区存在陡峭的速度梯度（26 km s^{-1} arcsec^{-1}）。由于这种陡峭的梯度不仅在长轴上观察到，而且在沿着PA的150度带的大距离上也观察到，因此用沿着棒的短轴延长的x2轨道来解释，这将在接近主盘倾角的角度观察到，似乎是不够的。必须引入特别的径向运动来再现速度场的模式。当我们在近红外光分布中观察到的两个平台之间的过渡处检测到运动学中的签名时，指示了不同的轨道家族。H92阿尔法线也揭示了流出的底部，在那里发生了向北侧晕的注入。运动学模式表明，在M82平面内流向中心的气体之间存在联系;这种行为很可能是由于存在棒和流出平面而产生的。
2004-08-20 astro-ph
Stellar Populations in the Nucleus of NGC 6764
本文首次给出了棒旋星系NGC 6764沃尔夫-拉叶核中央8“$\times$ 8”的近红外积分场光谱的结果。除了恒星CO和Na I吸收线以及H和He I的复合线外，K带光谱还显示出来自分子氢的强发射。利用星族合成结合近红外光谱合成对恒星核光进行分析，结果表明，要么存在两次年龄分别为$\sim$ 5百万年和$\sim$ 2千万年的恒星爆发，要么在过去的1 Gyr内持续恒星形成，恒星形成速率为$\sim$ 0.4 \solm yr^{-1}。
2000-05-22 astro-ph
The Role of Stars in the Energetics of LINERs
成像研究表明，大约25%的LINER星系显示出紧凑的核紫外源。我比较了HST紫外光谱，现在可用于七个这样的“紫外线明亮”的班轮。NGC 404、NGC 4569和NGC 5055的光谱显示出清晰的大质量恒星的吸收线特征，表明紫外线连续谱是恒星起源的。NGC 6500中可能存在类似的特征。在NGC 4594中，由于光谱的低信噪比，以及在M81和NGC 4579中，由于叠加的强而宽的发射线，可能存在相同的恒星特征，但无法检测到。在这些星系中观测到的紧凑的中央紫外连续源是一个核星团，而不是低光度的活动星系核（AGN），至少在某些情况下是这样。至少有四个LINER遭受电离光子赤字，在这个意义上说，从观察到的远紫外连续推断的电离光子通量不足以驱动光学H I复合线。对每个星系的核X射线通量的检查表明，在四个“紫外光子饥饿”的LINER中，X射线/紫外线比率很高。在这四个物体中，一个单独的成分，主要发射极紫外线，可能是电离剂，可能与观察到的核紫外线发射无关。未来的观测可以确定LINER中的紫外连续谱是否总是由恒星暴主导，或者有两种类型的紫外亮LINER：恒星暴主导和活动星系核主导。有趣的是，最近的结果表明，在许多塞弗特2中，恒星爆发也主导着核能量学。
1998-09-23 astro-ph
VLA Observations of the H92alpha line from NGC 5253 and Henize 2-10 : Ionized Gas around Super Star Clusters
我们利用甚大阵探测到了两个矮星暴星系NGC 5253和He 2-10的H92 α射电复合线。线数据以及无线电连续数据被用来模拟这些星系中心的电离气体的性质。我们考虑一个多密度模型的无线电复合线，并显示为什么以前的模型，这是基于气体在一个单一的密度的假设，在许多情况下是有效的。模型显示，两个星系中电离气体的密度都约为10^4 /cc，有效尺寸为2-10 pc，总质量约为10^4 Msun。在这两个星系中，莱曼连续谱光子的产生率都是~2.5 x 10^{52} /s，相应的恒星质量（假设是萨尔彼得IMF）是~10^5 msun。隐含的恒星密度表明，观测到的射电复合线来自两个星系中超级星团（SSC）周围的电离气体（这些SSC最近通过它们的射电连续辐射被探测到）。在SSC的几个秒差距内存在着~10^4兆太阳的电离气体，这对动力学模型提出了严格的限制。使用简单的参数，导出了几个可能的模型的参数空间。众所周知的射电-FIR相关性也适用于NGC 5253，尽管这个星系的射电辐射几乎完全是热的。结果表明，NGC 5253强有力地证明了暖尘远红外辐射分量与热韧致辐射的射电辐射分量是独立相关的。
2001-04-25 astro-ph
A Chandra X-ray Study of NGC 1068: II. The Luminous X-ray Source Population
本文分析了用Chandra卫星拍摄的Seyfert~2星系NGC 1068中致密X射线源的总体分布。我们总共发现了84个致密源，其中66个投射到NGC 1068的银盘上。光谱的最亮的来源已建模与多色盘黑体和幂律模型。幂律模型为大多数这些源提供了更好的频谱描述。有五个源的0.4-8 keV本征光度大于10^{39} erg/s，假设它们的发射是各向同性的，并且它们与NGC 1068相关。我们将这些源称为中等亮度X射线物体（IXO）。如果这五个源是X射线双星，它们的吸积光度都是亚爱丁顿和各向同性的，那么隐含的源质量是>7个太阳质量，因此它们被推断为黑洞。最亮的源具有比银河系黑洞候选者和其他IXO中发现的更硬的光谱（Gamma = 0.9 \pm 0.1）。它还显示了短期和长期时间尺度上的大幅度变化。在0.4 ~ 8 keV波段，亮度大于2.1 x 10^{38} erg/s的源的数量与大质量恒星形成速率的比率是相同的，对于NGC 1068、银河系、NGC 5194（M51的主星系）和圆规星系来说，都在2倍之内。这表明，每颗大质量恒星产生X射线双星的速率与目前活跃的恒星形成（包括"星暴“）的星系大致相同。
2003-03-17 astro-ph
Potential programs for high sensitivity FIR spectroscopy with SPICA
我们讨论了高灵敏度的中红外和远红外光谱的潜力，以证明本地和遥远的星系的活动核和星爆区的物理性质。对于本地星系，这将是可能的映射盘和ISM通过低电离离子线和各种分子示踪剂，如OH，H2O和高J CO。在增加的距离，大多数离子星云线（典型的恒星和活动星系核）被转移到FIR，使可能的比较观察到的光谱与预测的不同的进化方案。在10-15的极高红移下，灵敏的中远红外光谱仪（例如计划安装在未来SPICA任务焦平面上的光谱仪）可能足以探测到在III族恒星周围的HII区域激发的H复合线，如果这些恒星恰好位于超过10^5个成员的大型星团中。
2006-10-12 astro-ph
The Ultraviolet Spectra of LINERs: A Comparative Study
成像研究表明，大约25%的LINER星系显示出紧凑的核紫外源。作为一个程序的一部分，研究LINER的性质和他们的连接到活跃的星系现象，我们比较了HST紫外（1150-3200安）光谱的7个这样的紫外线明亮的LINER。其中三个星系（NGC 404、NGC 4569和NGC 5055）的数据是首次公布，而另外四个星系（M81、NGC 4594、NGC 4579和NGC 6500）的数据最近才公布。NGC 404、NGC 4569和NGC 5055的光谱显示出清晰的大质量恒星的吸收线特征，表明紫外线连续谱是恒星起源的。NGC 6500中可能存在类似的特征。在NGC 4594中，由于光谱的低信噪比，以及在M81和NGC 4579中，由于叠加的强而宽的发射线，可能存在相同的恒星特征，但无法检测到。在这些星系中观测到的紧凑的中央紫外连续源是一个核星团，而不是低光度的活动星系核（AGN），至少在某些情况下是这样。除了具有宽发射谱线的两个LINER（M81和NGC 4579）之外，LINER具有弱的或不可检测的UV发射谱线。至少有四个LINER遭受电离光子赤字，在这个意义上说，从观察到的远紫外连续推断的电离光子通量不足以驱动光学H I复合线。对每个星系的核X射线通量的检查表明，在四个“紫外光子饥饿”的LINER中，X射线/紫外线比率很高。未来的观测可以确定LINER中的紫外连续谱是否总是由恒星暴…
1998-04-05 astro-ph
Fe K emission in the ultraluminous infrared galaxy Arp220
在超亮红外星系Arp 220的XMM-牛顿光谱中，在6.7 keV附近检测到显著的Fe K线发射。在2.5-10 keV波段的连续发射是平坦的，并提出了一些其他的光谱特征。大EW的Fe K线提出了一个问题，解释的硬X射线发射作为集成的X射线二进制发射。一个热发射光谱的温度为kT~7 keV的修改一些吸收，这将是预期从内部冲击的热泡在一个星暴区，可以描述的光谱。VLBI成像表明，如果这种强大的超新星经常发生，那么在密集环境中的射电超新星群可能是另一种可能性。然而，明显缺乏X射线双星发射并不符合两种解释所要求的高超新星速率。被隐藏的康普顿厚度活动星系核照亮的高度光电离的低密度气体是一种可能的替代方案，它可以通过在即将到来的观测中预期的更好质量的数据中存在/不存在辐射复合连续来测试。
2004-11-19 astro-ph
The localized chemical pollution in NGC 5253 revisited: Results from deep echelle spectrophotometry
本文介绍了蓝矮星系NGC 5253的阶梯光栅分光光度法.这些数据是用甚大望远镜UVES阶梯光栅摄谱仪在3100至10400埃范围内拍摄的。我们测量了银河系中心四个区域的大量允许和禁止发射线的强度。特别是，我们检测到微弱的C II和O II重组线（RL）。这是第一次在矮星暴星系中明确地检测到这些线条。电离气体的物理条件已经使用大量不同的线强度比导出。根据标准方法测定了He、N、O、Ne、S、Cl、Ar和Fe的化学丰度。此外，C^{++}和O^{++}的丰度已从纯RL中导出。这些丰度大于从碰撞激发线（CEL）获得的丰度（C^{++}从0.30到0.40 dex，O^{++}从0.19到0.28 dex）。这一结果与温度波动参数（t^2）在0.050和0.072之间是一致的。我们证实了以前的结果，表明在银河系中心的某些区域存在局部N富集。此外，我们的研究结果还表明，在同一地区可能有轻微的He过剩。的富集模式同意预期的污染的大质量恒星在沃尔夫-拉叶（WR）阶段的喷出物。产生观测到的过剩所需的浓缩物质的数量与星爆中估计的WR星数量损失的质量一致。最后，我们讨论了可能的起源来自RL和CEL在H II地区的丰度之间的差异，发现最近的假说的基础上，由SNe喷出物包裹体延迟富集似乎不能解释所观察到的功能。
2006-09-18 astro-ph
VLA H53alpha and H92alpha line observations of the central region of NGC 253
我们提出了新的甚大阵列（VLA）的观察NGC 253的复合线H53 α（43 GHz）的角分辨率为1。“5X1”''0.在43 GHz的自由-自由辐射估计为~100 mJy，这意味着在这个星暴星系的核区域的恒星形成率为~1.3 Msun/yr。本文对以前报道的H92 α观测资料作了重新分析，观测资料的角分辨率为1。“5X1”“0和0。36 × 0 ''21.基于线和连续辐射模型用于1。“5X1”在角分辨率0的观测中，RRL H53 alpha和H92 alpha分别是NGC 253中高密度（~10^5 cm-3）和低密度（~10^3 cm-3）热电离气体成分的示踪剂。在H53 α和H92 α线1中观察到的速度场。“5X1”（0）一致。在H53 α和H92 α线上观测到的NE分量中心~18 pc的速度梯度与CO观测确定的速度梯度方向相反。根据NE分量上的H53 α速度梯度，在中心的~18 pc区域，封闭的维里质量约为5 × 10^6 Msun。利用高角分辨率（0. 36 × 0“21）揭示了一个更大的速度梯度，沿P.A.东北分量约-45度，约110公里/秒/角秒。使用高角分辨率的H92 α数据（~7 X 10^6 Msun）估算的动力学质量支持在NGC 253的核区域存在一个吸积的大质量天体。
2006-03-01 astro-ph
Probing Galaxy Formation with He II Cooling Lines
利用高分辨率的宇宙学模拟，我们研究了氢和氦的引力冷却辐射。我们重点研究了HeII冷却线，它产生于具有不同温度历史（T_max ~ 10^5K）的气体，而不是发射HI线的气体。我们研究了三个主要的原子冷却线，HI 1216 A，HeII 1640 A和HeII 304 A是否是可观察的，发现HI 1216 A和HeII 1640 A在z=2-3处的冷却发射是潜在地用深窄带（R>100）成像和/或光谱从地面检测到的。虽然HI 1216 A冷却辐射的预期强度在很大程度上取决于模拟中IGM自屏蔽阶段的处理，但我们对HeII 1640 A谱线的预测更可靠，因为HeII 1640 A的发射率在T~10^4.5 K以下可以忽略不计，并且对紫外背景不太敏感。虽然HeII 1640 A的冷却辐射比HI 1216 A微弱至少10倍，并且与HI 1216 A不同，它可能无法用现有的观测设施在空间上分辨，但它更适合研究星系形成过程中的气体吸积，因为它的光学厚度较薄，受恒星形成星系复合线的污染较少。HeII 1640 A谱线可以用来区分所谓的“莱曼α斑点”的动力机制--包括引力冷却辐射、恒星星族的光电离和恒星爆发驱动的超级风--因为（1）HeII 1640 A的发射仅限于非常低的金属丰度（log（Z/Z_sun）< -5.3）和第三星族恒星;（2）通过HeII 1640 A谱线宽度明确探测了该斑点的运动学，…
2005-09-01 astro-ph
VLA Detection of RRLs from the radio nucleus of NGC 253 : Ionization by a weak AGN, an obscured SSC or a compact SNR ?
我们对星暴星系NGC 253的H92 α和H75 α射电复合线（RRL）辐射进行了成像，其分辨率为~ 4pc。在两个频率的RRL发射峰值与未分辨的射电核一致。这两条朝向核的谱线都非常宽，FWHM约为200 km /s。对射电核的RRL和射电连续谱数据的建模表明，这些谱线产生于密度约为10 ^4 \cc、质量为几千兆太阳的气体中，这需要（6-20）× 10 ^{51}光子/秒的电离通量。我们认为在稠密介质中膨胀的SNR、星团和活动星系核都是潜在的电离源。基于动力学参数，我们排除了SNR作为一个可行的电离源。考虑了星团模型，研究了星风驱动结构中电离气体的动力学。这样的模型只在小于10^5年的星系团中与电离气体的性质一致。在核心存在这样一个年轻的星团似乎是不可能的。第三个模型假设电离源是位于原子核的活动星系核。在这个模型中，它表明，所观察到的X射线通量太弱，占所需的电离光子通量。然而，如果假设吸积盘的光谱中有一个蓝色的大凸点，那么电离的要求就可以得到解释。因此，我们赞成在核活动星系核的来源负责电离所观察到的RRL。提出了一个由内ADAF盘和外薄盘组成的混合模型，它可以解释原子核的射电、紫外和X射线光度。
2002-04-03 astro-ph
