Hubble Space Telescope WFPC-2 Imaging of Cassiopeia A
年轻的SNR仙后座A是用WFPC-2通过四个过滤器拍摄的，这些过滤器被选择用来捕捉残骸主壳在几条重要发射线上的完整速度范围。检测到的主要品系是[O III] 4959、5007、[N II] 6583、[S II] 6716、6731 + [O II] 7319、7330 + [O I] 6300、6364和[S III] 9069、9532。残骸主壳的约3/4在所有四个滤光器中成像。在反向冲击喷出物中观察到了相当多的细节，典型的节尺度长度为0.2”-0.4”（1 - 2 x 10^16 cm）。明亮和微弱的发射特征都呈现出高度聚集。在[S III]和[O III]线强度表明化学丰度的差异也看到了很大的差异，特别是在位于沿明亮的北翼和东北急流的基地附近的节。在残骸的西北边缘有一条弯曲的重叠暗条线，这似乎标志着残骸的反向冲击波阵面在该地区的位置。其他地方的指状喷出物结构表明，反向冲击波阵面遇到了残骸的块状喷出物。残骸的星周结（“QSF”）的窄带[N II]图像显示它们是0.1”-0.6”厚的结和细丝，通常具有远离膨胀中心的扩散边缘。三个彩色合成图像的整个残余物和某些部分，以及个别过滤放大选定区域的明亮的光学壳和讨论。
2001-08-10 astro-ph
The Expansion Center and Dynamical Age of the Galactic Supernova Remnant Cassiopeia A
我们提出了自行车21个明亮的主壳和17个暗淡的，更高的速度，在Cas A超新星遗迹的外部喷出物结，并使用它们来获得新的估计残留物的膨胀中心和年龄。我们的研究包括1951年至1976年帕洛玛5米主焦板，1988年至1999年的CCD图像从KPNO 4米和MDM 2.4米望远镜，和1999年的HST WFPC 2图像。可测量的位置涵盖了23至41年的时间跨度为大多数节，与几个外节随后近48年。我们得到的膨胀中心α = 23 h 23 m 27 s.77 +-0 s.05，δ = 58 d 48' 49”.4 +- 0”.4（ICRS），使用外壳或主壳结得到的中心之间几乎没有差异。这个位置比van den Bergh和Kamper（1983）估计的位置偏北3.0角秒。它也位于残骸最近探测到的中心X射线点源的正北方（PA = 354度）6.6 +-1.5弧秒，这意味着X射线点源的横向速度约为330 km/s，距离为3.4 kpc。利用位于残骸前向爆炸波前方的纽结，我们估计纽结收敛的日期为公元1671.3 ± 0.9年，假设没有减速。然而，在300年的时间跨度内，仅约1.6 km/s yr的减速将产生公元1680年的爆炸，与J. Flamsteed怀疑的Cas A超新星的目击一致。
2001-04-10 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of the Cassiopeia A and Kepler Supernova Remnants
近红外光谱（0.95 - 2.4微米）的仙后座A和开普勒超新星遗迹（SNRs）。低色散（R = 700）光谱获得了五个明亮的快速移动的喷出物结（FMK）在主壳上的两个位置和三个明亮的拱星结（QSF）西南边缘附近的Cas A。Cas A中的主壳层FMK表现出稀疏的近红外光谱，主要由[S II] 1.03微米发射和少数其他较暗的发射线组成。其中有两条高电离硅线，[Si VI] 1.96微米和[Si X] 1.43微米，它们在活动星系核和新星中被探测到，但以前从未在超新星遗迹中被探测到。Cas A星周QSF的近红外光谱显示出更丰富的光谱，具有强烈的He I 1.083微米发射和十几条明亮的[Fe II]线。观测到的[Fe II]线比率表明，在QSF中，电子密度为5 ~ 9 * 10^4 cm^-3。Cas A的QSF数据与观测到的开普勒SNR西北边缘明亮的星周结的光谱非常相似，后者也显示出强烈的He I和[Fe II]发射，测得的电子密度为2.5 - 3 * 10^4 cm^-3。最后，我们提出了J-和K-波段图像的Cas A。K波段的图像显示微弱的漫射发射，没有光学或中红外对应物，但在形态上类似于无线电连续谱图，可能是红外同步辐射。
2001-02-14 astro-ph
Near-Infrared and Optical Limits for the Central X-ray Point Source in the Cassiopeia A Supernova Remnant
由HST上的NICMOS 2相机使用F110 W和F160 W滤光片（~J和~H波段）拍摄的Cas A超新星遗迹中心的近红外图像的星等极限分别为26.2和24.6，但在钱德拉探测到的中心X射线点源（XPS）半径1.2”内没有发现任何源。NICMOS数据与从用透明滤光片（50 CCD）拍摄的深STIS CCD曝光获得的宽带光学星等极限（R ~ 28 mag）一起表明XPS光度在光学/NIR波段中非常低（例如，L_H < 3 × E29 erg/s），没有与XPS对应的光学、J或H带，可以通过HST容易地检测到。我们讨论的性质的Cas A中心紧凑对象的基础上，这些新的近红外和光通量的限制。
2005-09-19 astro-ph
The Kinematic and Plasma Properties of X-ray Knots in Cassiopeia A from the Chandra HETGS
我们提出了高分辨率X射线光谱从年轻的超新星遗迹Cas A使用70-KS的观测所采取的钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）。线发射，占主导地位的Si和S离子，用于高分辨率光谱分析的许多明亮的，狭窄的地区的Cas A检查他们的运动学和等离子体状态。这些数据允许使用前所未有的X射线运动学结果进行3D重建：我们推导出这些选定区域的明确多普勒频移，其值范围在-2500和+4000 km/s之间。这些地区的等离子体诊断，来自线比的解决He-样三线和H-样线的Si，表明温度主要在1千电子伏左右，我们的模型为O-丰富的反向冲击喷出物。电离年龄也没有显着变化，在这些地区的残留物。光栅分析是由来自同一数据集的非分散光谱补充的，该数据集提供了关于所选Cas A区域的发射测量和元素丰度的信息。发射X射线的喷出物的导出电子密度在20 ~ 200 cm^{-3}之间变化。测得的Mg、Si、S和Ca的丰度与O是Cas A等离子体中的主导元素一致。Cas A的直径为5弧分，是迄今为止HETGS观测到的最大源。因此，我们描述了我们使用的技术和一些挑战，我们面临的HETGS数据减少从这样一个扩展的，复杂的对象。
2006-08-28 astro-ph
Observations of V592 Cassiopeiae with the Spitzer Space Telescope - Dust in the Mid-Infrared
我们介绍了低倾角novalike激变变星V592仙后座的紫外-光学-红外光谱能量分布，包括斯皮策太空望远镜在3.5-24微米范围内获得的新的中红外观测结果。在短波长8 μ m处，V592 Cas的光谱能量分布主要由稳态的吸积盘决定，但在长波长处，其通量密度超过恒星组分和吸积盘的总和。再现观测到的从紫外到中红外波长的光谱能量分布可以通过包括一个由冷尘埃组成的环双星盘来实现，其最大内边缘温度为~500 K。V592 Cas中环双星尘埃的总质量（~10^21 g）与最近对磁CV中红外过剩的研究结果相似，并且太小而不会对激变变星的长期演化产生重大影响。V592 Cas中环双星尘埃的存在可能与该系统中存在的风外流有关，这可以在相对较短的时间尺度上提供必要的原材料来补充环双星盘，和/或可能是该系统形成历史早期的共同包络相的残留物。
2008-11-03 astro-ph
The Identification of Infrared Synchrotron Radiation from Cassiopeia A
我们报告了在大约320年前的超新星遗迹Cas A的明亮壳层中发现了2.2微米的偏振通量。在6厘米和2.2微米处的分数偏振是可比的，并且偏振角是相似的，这表明在这些分离很远的波段处观察到来自相同相对论性等离子体的同步辐射。在2.2微米处辐射的相对论性电子具有~ 150 GeV的能量，（伽马~ 3e 5），假设~500微高斯磁场。2.2微米处的总强度接近于从射频推断的幂律，表明相对论粒子加速可能是一个持续的过程;红外发射电子的加速时间不超过80年。如果加速激波已经被宇宙射线的背压修正，那么谱就有一个小而显著的凹曲率，这是可以预料的;考虑到校准的不确定性，这个结论目前必须被认为是试探性的。HST观测到的2.2微米极化角和发射线细丝都偏离了局部径向10 - 20度，这证明了Cas A中的磁场是由减速喷出物中的瑞利-泰勒不稳定性产生的。
2002-12-26 astro-ph
Cassiopeia A and its Clumpy Presupernova Wind
在Cas A中观测到的激波位置和膨胀可以用超新星与自由膨胀的恒星风相互作用的模型来解释，风速为10 km/s，质量损失率为~3e-5 Msun/yr。在超新星爆发时，风可能仍然在消失，这可能是IIn或IIb型。风可能在Cas A中观察到的非常快的结的形成中起作用。在这个模型中，准稳态絮状物（QSF）代表风中的团块，与平稳风相比，密度对比度为数千。外部未受冲击的星云风被超新星辐射光电离，在Cas A周围被观察到一个斑片状的HII区域。这种气体的密度比QSF低，并被冲击波驱动的非辐射冲击加热。更密集的团块已经重新组合，并被观察到作为朝向Cas A的HI紧凑吸收特征。
2003-06-18 astro-ph
Newly Synthesized Elements and Pristine Dust in the Cassiopeia A Supernova Remnant
红外空间天文台（ISO）短波光谱仪（SWS）在2.4 - 45微米处对年轻超新星遗迹Cas A的光谱观测显示出O，Ne，Si，S和Ar的强发射线。这些线是在高速（几千公里/秒）下观察到的，因此与超新星喷出物有关，称为快速移动结（FMK）。尘埃的连续辐射也可以在Cas A光谱中看到。连续谱强度与O和Ar谱线强度在空间上有很好的相关性，表明尘埃辐射也来自FMK。尘埃连续体在~22微米处有一个发射特征，这不能用典型的天文硅酸盐来拟合，但可以用一种特殊的硅酸盐矿物来拟合。这表明Cas A中的尘埃是硅酸盐材料，从Cas A喷出物中新鲜凝结成矿物形式，这不是典型的ISM尘埃颗粒的特征。
1999-01-05 astro-ph
Spitzer Spectral Mapping of Supernova Remnant Cassiopeia A
利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪数据，给出了仙后座A超新星遗迹精细结构红外线辐射的全球分布。我们确定发射从喷出物材料在内部，之前遇到的反向冲击，以及从冲击后的明亮的环。在激波处，全球电子密度增加了100以上，达到10^4 cm^-3，这为强辐射冷却提供了证据。在冲击波中，电离状态也发生了戏剧性的变化，来自低电离内部物质（如[SiIII]）的发射逐渐消失，让位于[SIV]，甚至在更远的距离，来自氢硅的高能X射线。两个紧凑的新月形团块，其氖丰度高度增强，对称地排列在中心的中子星周围。这些氖新月与致密天体从残骸膨胀中心的“踢”方向非常接近，追踪了一个新的爆炸不对称轴。它们表明，大部分明显的宏观元素混合可能来自不同的成分层的喷出物，现在通过沿不同方向的反向冲击。
2008-10-16 astro-ph
Mapping the X-ray Emitting Ejecta in Cassiopeia A with Chandra
我们目前的X射线发射线等效宽度图像的明亮的银河系超新星遗迹仙后座A的元素Si，S，Ar，Ca和Fe使用50,000秒的观测与先进的CCD成像光谱仪的钱德拉X射线天文台。这些图像基本上确定了这些元素在宽范围的表面亮度可检测的喷出物的大部分，并显示出明显不同于宽带X射线发射和4-6千电子伏连续发射的形态。Si、S、Ar和Ca的分布图与Fe的分布图不同，但显示出这些发射X射线的喷出物与快速光学喷出物结的分布相似，并清晰地描绘出东北光学喷流的X射线对应物。在北部和西部明亮壳层外的低表面亮度区域也显示出强烈的线发射。如前所述，强烈的Fe发射在东部的其他元素之外，但在其他地方通常是一致的。投影的内部有相对较少的发射跟踪高线等效宽度。
2000-05-29 astro-ph
The infrared spectrum of the Be star gamma Cassiopeiae
本文给出了Be星γ Cas（B0.5IVe）的2.4-45微米ISO-SWS谱。该光谱的特征在于热连续性，在整个SWS波长范围内，该热连续性可以通过幂律S_nu ~ nu ^0.99很好地拟合。对于具有恒定开度角的电离气体的等温圆盘，这对应于密度梯度rho（r）~ r^（-2.8）。我们报告的检测汉弗莱斯束缚-自由跳跃的发射在3.4微米。跳跃的大小对圆盘中气体的电子温度很敏感，我们发现T~9000 K，即远低于恒星的有效温度（25000-30000 K）。光谱主要由许多发射线，主要来自HI，但也检测到一些HeI线。一些光谱特征无法识别。HI{ \sc i}发射线的线强度不遵循情况B复合线理论。线的强度和宽度表明，许多线是光学厚的，来自内部的，高密度区域，半径为3-5 R_star，温度高于盘材料的主体。只有系列线的alpha、beta和gamma跃迁包含来自外部区域的贡献。水平种群与LTE显着偏离，并且受到光学厚的局部（圆盘）连续辐射场的高度影响。内盘可能比恒星光球层旋转得更快。
1999-11-25 astro-ph
On energy-dependent propagation effects and acceleration sites of relativistic electrons in Cassiopeia A
为了解释年轻超新星遗迹Cassiopeia A的宽带非热辐射，我们考虑了相对论电子在空间非均匀介质中的能量相关传播效应。提出了一个两区模型，区分紧凑，明亮的陡谱无线电结和明亮的碎片无线电环一方面，和其余的壳-弥漫的“高原”-另一方面。在这个模型的框架内，它是可能的解释的光谱和时间演化的同步辐射的Cas A的基本特征，如果一个假设，这些紧凑的结构对应于网站的有效电子加速产生硬光谱的加速粒子的幂律指数~2.2。在这些紧凑的结构中，所得到的无线电电子的能量分布变得比这些电子进入周围的扩散平台区域的能量依赖性逃逸的时间尺度上的电子产生谱明显更陡。我们认为，陡度，而不是硬度，紧凑的明亮结构的射电频谱clueros源一般可以被认为是一个典型的签名的网站，强电子加速建立了高梯度的空间分布的无线电电子。随后的扩散逃逸，然后修改他们的能量分布，导致空间变化的频谱指数内的无线电源。对Cas A的一些观测数据作了定性和定量的解释。从模型的预测进行了讨论。
2000-01-11 astro-ph
Freshly Formed Dust in the Cassiopeia A Supernova Remnant as Revealed by the Spitzer Space Telescope
我们进行了斯皮策红外光谱仪测绘观测，几乎覆盖了仙后座A超新星遗迹（SNR）的整个范围，每5-10”产生中红外（5.5-35微米）光谱。Ar、Ne、O、Si、S、Fe等气体谱线和尘埃连续谱在多数位置都很强。我们确定了三个不同的喷出物尘埃人口的基础上，他们的连续形状。占主导地位的尘埃连续体形状在21微米处表现出强峰。从19-23微米范围内制作的21微米峰值尘埃的无线图与[Ar II]、[O IV]和[Ne II]喷出物的线图非常相似，这意味着尘埃是在喷出物中新形成的。光谱拟合意味着SiO2，镁原硅酸盐，和FeO颗粒在这些地区的存在。第二种尘埃类型表现出一个上升的连续高达21微米，然后在此后的100微米。这种"弱21微米“尘埃可能由Al 2 O3和C颗粒组成。第三个尘埃连续体的形状是一个温和的上升光谱，可能是由MgSiO 3和Al 2 O3或Fe颗粒。使用最小质量的组成为三个尘埃类中的每一个产生的总质量为0.02 Msun。使用质量最大的成分，得到的总质量为0.054 Msun。总尘埃质量的主要不确定性源于选择适合无特征尘埃以及70微米通量所需的尘埃成分。来自Cas A的新形成的尘埃质量足以从SNe解释高红移星系中尘埃质量的下限。
2007-09-18 astro-ph
Element mixing in the Cassiopeia A supernova
由于中红外观测，我们通过探测三个相邻层之间的混合，为超新星爆炸期间的元素混合提供了新的线索：氧燃烧产物层（硫，氩，...），硅酸盐层和氖层。硅酸盐和氖层都被硫和氩以宏观方式污染，但出现分离，因此混合是不均匀的。这一发现补充了从陨石中发现的太阳前颗粒推断出的微观混合信息，并意味着超新星目前可能不是银河系中的主要尘埃工厂。这种混合通常被解释为超新星核心内爆后向外的激波所驱动的流体动力学不稳定性。测试这种不稳定性是否会导致物质从一层注入上层而不完全混合，如本文所提出的观察所建议的那样，应该有可能使用开始用于模拟天体物理等离子体的强激光。
1999-10-29 astro-ph
The Crab pulsar and its red knot in the near-infrared
我们目前获得的近红外观测与ISAAC的蟹状星云脉冲星及其环境的VLT。测光的脉冲星在JS，H和Ks显示脉冲星光谱扩展相当顺利，从紫外/光学制度。脉冲星的点扩散函数相减使我们能够详细地研究它的近邻。特别是，结定位仅0.6弧秒的脉冲星已被发现在IR。使用档案HST数据的结，我们已经测量到其宽带光谱急剧上升到IR，在对比脉冲星本身的光谱。
2003-06-10 astro-ph
VLT / Infrared Integral Field Spectrometer Observations of Molecular Hydrogen Lines in the Knots in the Planetary Nebula NGC 7293 (the Helix Nebula)
纽结通常出现在附近的行星状星云（PNe）和恒星形成区。在PNe中，结经常被发现与星云最明亮的部分有关，了解结中涉及的物理学可能会揭示PNe中占主导地位的过程。作为距离最近的PNe之一，星云（NGC 7293）是研究这种小尺度（~300 AU）结构的理想目标。我们利用甚大望远镜上的SINFONI在高空间分辨率（50-125 mas）下获得了彗星状星云结的红外积分光谱。与空间分辨2微米光谱，我们发现，彗星结内的H2旋转温度是均匀的。彗星结（位于星云最里面的区域，距离中心恒星2.5弧分）的旋转振动温度为1800 K，比星云外部区域（距离中心恒星5-6弧分）的温度（900 K）高，表明激发温度在星云中不同。得到的强度与27 km s-1C型激波模型拟合得相当好。这个环境气体速度略高于观测到的[HeII]风速13 km s-1。气体激发也可以用PDR（光优势区）模型再现，但这需要更高数量级的UV辐射。这两种模型都有局限性，突出了对流体力学物理和PDR模型的需要。
2007-09-19 astro-ph
Determination of the Physical Conditions of the Knots in the Helix Nebula from Optical and Infrared Observations
[摘要]我们使用新的HST和存档的图像来澄清赫布里底星云中结的性质。我们采用已发表的远红外分光光度法和现有的2.12微米图像来确定H2的最低振转态的布居分布接近于988 +- 119 K下LTE中气体的分布。我们从H2线的星云得出总通量，并将其与中央恒星产生这种辐射的功率进行比较。我们确定，无论是软X射线还是FUV辐射都没有足够的能量为H2辐射提供动力，只有912埃的恒星EUV辐射才能提供动力。来自结冷区的物质平流产生了一个广泛的区域，在那里发现了原子和分子氢，允许H2直接被莱曼连续辐射加热，从而提供了一种机制，可以解释尖点和尾巴的激发温度和表面亮度。结378-801的新图像显示，2.12微米的尖点和尾部位于电离的原子气体区域内。这坚定地确立了“尾”结构是在结的光学厚核心后面的电离束缚的辐射阴影。在HeII 4686埃线上的一张独特的新图像未能显示出任何可能在星云He++核心中发现的结的发射。我们还重新检查了同一内部区域的高信噪比地面望远镜图像，没有发现可能与结有关的结构的证据。
2007-01-23 astro-ph
Cassiopeia A: on the origin of the hard X-ray continuum and the implication of the observed O VIII Ly-alpha/Ly-beta distribution
我们目前的硬X射线连续图像（高达15千电子伏）的超新星遗迹Cas A测量与EPIC相机板载XMM-牛顿的第一个结果。数据表明，以前观察到的硬X射线尾部，延伸到100 keV以上的能量，并不起源于局部区域，如明亮的X射线结和细丝或初级爆炸波，但在整个残骸上分布，8-10和10-15 keV能带的硬度比相当平坦。这一结果不支持硬X射线辐射是在主激波中产生的同步辐射的解释，在这种情况下，预计在主激波阵面附近会有硬X射线辐射的临边增亮壳层。事实上，在最硬的X射线图像中，在主激波阵面附近有一个微弱的辐射边缘，但它只包含硬X射线发射率的百分之几。Fe-K线混合的等效宽度在残骸上的变化超过一个数量级，考虑到残骸的温度和年龄，很难将其解释为反向冲击加热喷出物的Fe发射。独特的高波长色散RGS光谱仪首次允许在几种高度电离的元素物种中以高光谱分辨率提取单色图像。我们在这里提出了一个初步的测量结果的O VIII的Ly-alpha和Ly-beta亮度分布和亮度比。观测到的Ly-alpha/Ly-beta比值从N到SE的大幅下降可以用残留物上N_H柱的小尺度（10弧秒）变化和临边增亮壳层中O VIII Ly-alpha光子共振散射的潜在存在来解释。
2000-10-30 astro-ph
Near-infrared spectroscopy of the circumnuclear star formation regions in M100: Evidence for sequential triggering
我们给出了Ryder & Knapen（1999）在M100中发现的43个环核恒星形成结中的16个的低分辨率（R~450）K带光谱。我们比较我们的测量的等效宽度的Br-γ发射线和CO 2.29微米的吸收带在每个结与预测的星爆模型从文献中，并得出年龄和爆发参数的结。大多数的这些结是最好的解释的结果，短期，局部爆发的恒星形成之间的800万和1000万年前。通过研究径向和方位角的年龄分布趋势，我们提出了一个连续触发恒星形成的情况下，最有可能是由于大规模的冲击的行动。在附录中，我们提请注意的事实是，在CO光谱指数的增长与超巨星的温度降低是不经常的，因为通常假设。
2000-12-04 astro-ph
STIS ultraviolet/optical spectroscopy of `warm' ultraluminous infrared galaxies
我们提出了高空间分辨率的紫外和光学光谱，获得了使用空间望远镜成像光谱仪上的哈勃太空望远镜，原子核结构内的四个“温暖”超铝红外星系（ULIRGs）。我们发现至少有三个活动星系核，可能是我们所有的四个样本，托管在一个紧凑的，光学发光的“结”。在三种情况下，这些结以前被确定为一个假定的活动星系核的多波段光学成像。其中三个样本还在一个或多个结中隐藏了星暴，这表明在当地ULIRGs中看到的光学发光结是尘埃笼罩的星暴和活动星系核活动的最可能场所，这些活动星系核活动为红外辐射提供动力。这四个活动星系核具有不同的性质;两个是经典的窄线活动星系核，一个显示宽线和窄线，并有证据表明视线从窄线区域到宽线区域，一个可能是FeLoBAL活动星系核。在类星体中非常罕见的一个FeLoBAL活动星系核可能存在于一个天体中，这支持了LoBAL活动星系核可能是被气体和尘埃笼罩的年轻系统的观点，而不是沿着某条视线观察的活动星系核。三个可能有详细限制的恒星爆发显示出较小的性质范围;所有三个爆发都是年轻的，其中两个的年龄约为400万年，第三个的年龄为2000万年，这表明ULIRG在其一生中经历了几次恒星形成的爆发。没有一个星爆显示出初始质量函数斜率大于3.3的证据。可以推导出金属丰度的节点的金属丰度都至少是太阳值的1.5倍。另一个星暴结的性质与它是椭圆星系的形成核心相一致。
2004-12-07 astro-ph
On the excitation of the infrared knots in the HH99 outflow
我们目前的近红外（IR）光谱（0.98- 2.5 μ m）从赫比格-哈罗（HH）对象组包括HH 99：一系列的结形成一个弓，HH 99 B，和一个单独的结，HH 99 A。H2，[Fe II]和[C I]的观测被用来约束冲击模型参数，并确定排放的来源。先前的工作表明，原子和离子发射很可能出现在比分子发射更高的电离区域。根据观测，经常有人提出，[Fe II]和[C I]的发射可能出现在例如弓形激波的顶点，而H2的发射产生在机翼上。因此，我们结合模型的C-分量和J-型冲击，以重现所观察到的H2，[Fe II]和[C I]线光谱。我们可以解释的H2排放对HH 99 B复杂的J型冲击与磁性前兆。我们推导出的冲击波速度约为30 km s-1，年龄约为100 yr;冲击前气体的密度约为10^4 cm-3，磁场约为100 μ G。再现观测到的[Fe II]和[C I]线强度所需的J型地震的速度为50 km s-1。有必要假设，铁已经从晶粒中被侵蚀，可能是由C型冲击波的早期通道。因此，我们的分析支持这样的观点，即分子外流是一种偶发现象，其观测到的发射是在冲击波中产生的。
2004-06-10 astro-ph
NICMOS Observations of Interaction Triggered Star Formation in the Luminous Infrared Galaxy NGC 6090
本文介绍了用哈勃空间望远镜的NICMOS获得的亮红外星系NGC 6090的高分辨率、1.1、1.6和2.2微米图象。这些新的观测集中在合并的两个核心上，揭示了东部星系的螺旋结构和西部星系的无定形性质。NGC 6090的核分离度为3.2kpc（H 0 = 75 km/s/Mpc），表明该星系处于合并的中间阶段。在与合并星系重叠的区域也可以看到明亮的结/星团;其中四个结看起来比下面的星系更蓝，并且颜色与年轻（<10^7年）的星团一致。NGC 6090中的结与分子气体的空间重合表明，目前的恒星形成大部分发生在合并星系的核区域之外，这与最近对其他双核亮红外星系的研究一致。
1999-07-28 astro-ph
Near-Infrared, Kilosecond Variability of the Wisps and Jet in the Crab Pulsar Wind Nebula
我们展示了一个20个近红外的延时序列，蟹状星云脉冲星风星云中央20 × 20角秒的J波段和K波段快照，由双子座北望远镜上的Hokupa 'a/QUIRC自适应光学相机以亚角秒分辨率拍摄，观测到脉冲星风终端激波中的赤道束和极结似乎在千秒的时间尺度上亮度波动。测量到的束状和结节状星云的最大通量变化分别为相对于平均值（单位：1.2 k）的+/-24 +/-4和+/-14 +/-4%，在J波段的统计意义最大，那里的星云背景不太突出。J和K'通量密度表明，来自小束和最外层极结的非热连续辐射的近红外光谱不同，分别为F_nu ~ nu^{-0.56+/-0.12}和F_nu ~ nu^{-0.21+/-0.13）。的数据进行比较，与现有的光学和紫外线测光和应用到约束理论的小缕（相对论离子回旋不稳定性）和结（相对论消防水龙带不稳定性）的变化。
2005-09-30 astro-ph
On the excitation of the infrared knots along protostellar jets
在冲击激发模型的框架下，给出并分析了三个不同恒星形成区（HH 24 -26、HH 72和BHR 71）的完整近红外（0.9-2.5微米）光谱。光谱以H_2的振转发射为主（振动态nu高达5，激发能T_ex高达35000 K），而来自电离物质的发射（可从[Fe II]和[S II]谱线识别）明显较弱。对H_2激发图的分析指出存在两种不同的激发区：在红外线上观测到的凝聚，其温度很少超过3000 K，可以用稳态C激波模型来模拟;而在红外线上观测到的Herbig Haro（HH）天体的凝聚，其温度分层的分量可达5000 K以上。本文成功地模拟了HH天体（HH 26 A、HH 72 A和HH 320 A）的H_2辐射，得到了其主要参数（预激波密度、速度）。然而，这些相同的模型无法再现所观察到的原子和离子发射，这可能是从一个不同的，也许更嵌入的区域相对于由H_2跟踪。这些地区的一些物理参数（部分电离，密度）已估计在HH 72，所观察到的离子线的基础上。
2004-02-17 astro-ph
The Anomalous Infrared Emission of Abell 58
我们提出了一个新的模型来解释多余的中红外和近红外辐射的中央，氢贫尘埃结的行星状星云（PN）Abell 58。目前的模型不同意ISO的测量，因为它们只应用平均晶粒尺寸和平衡条件。我们调查晶粒尺寸分布和温度波动影响红外发射使用一个新的辐射转移代码，并详细讨论了需要扩展的经典描述的条件。用我们的程序模拟了Abell 58的中心尘埃结V605 Aql的特殊红外辐射。V605 Aql是一颗特别有趣的恒星，因为它是仅有的三颗被观测到从中央PN星的演化轨道回到后AGB状态的恒星之一。
2001-05-30 astro-ph
A Mid-Infrared Spitzer Study of the Herbig Be Star R Mon and the Associated HH 39 Herbig-Haro Object
我们报告的初步结果，我们的斯皮策周期2计划，以观察年轻的大质量恒星R Mon和其相关的HH 39赫比格-哈罗对象在中红外。我们的计划使用斯皮策卫星上的所有仪器，用IRAC获得HH 39复合体和R Mon及其周围环境的深度图像，用MIPS获得HH 39在24和70 $μ$ m处的深度图像，并用IRS的SH、LH和LL模块获得中红外光谱。该计划的目的是研究年轻大质量恒星中相关HH天体的吸积盘、流出流和喷流以及撞击之间的物理联系。我们的初步分析表明，HH 39的几个结在大多数IRAC带中被清楚地检测到。在IRAC 4（8 $μ$ m）中，可能来自多环芳烃的扩散发射出现为覆盖HH 39发射的前景发射。HH 39节在24微米处被探测到，尽管尘埃连续体发射覆盖了节，并显示了与IRAC 4观察到的相同的结构。HH 39的IRS光谱显示出[Ne II] 12.8 $μ$ m和0- 0 S（1）H $_2$ 17.0 $μ$ m谱线的微弱证据.然而，由于赫比格-哈罗结的模糊性，需要进行更详细的分析。最后，我们得到了R Mon的SH和MIPS SED谱。PAH发射功能在11.3 $μ$ m的强连续顶部检测，虽然没有观察到强发射或吸收线，我们将寻求检测微弱的线。R Mon/HH 39系统的IRAC、IRS和MIPS数据将有助于我们理解拱星盘的形成过程，以及喷流、外流和HH天体之间的联系。
2007-01-31 astro-ph
High-resolution UKIRT observations of circumnuclear star formation in M100
我们提出了高分辨率，近红外成像的环核区域的棒旋星系M100（=NGC 4321），伴随着近红外光谱。我们在K波段图像中识别出总共43个不同的区域，并确定其中41个区域的亮度和颜色。通过与其他近红外地图的比较，我们还得到了颜色过剩和K波段的解释。结合成像和光谱的结果，我们得出结论，结是在过去的15-25百万年的恒星形成的爆发的结果。我们讨论了这些新的结果，我们的动力学和进化的理解这个星系的影响。
1998-10-21 astro-ph
PSR B1951+32: A Bow Shock-Confined X-ray Nebula, a Synchrotron Knot and an Optical Counterpart Candidate
射电脉冲星B1951+32和超新星遗迹CTB 80为研究中子星和超新星遗迹提供了丰富的实验室。在这里，我们介绍了对它们的地基光学和近红外观测，以及钱德拉的X射线观测，以及对哈勃太空望远镜获得的档案数据的重新分析。X射线观测揭示了一个彗星状的脉冲星风星云，它似乎被脉冲星高速运动产生的弓形激波所限制，使PSR B 1951 +32成为一颗罕见的既有H α弓形激波又有激波X射线脉冲星风星云的脉冲星。H α和射电连续辐射的分布表明，在0.05pc附近，冲击脉冲星风与冲击环境介质之间存在接触间断。另一方面，PSR B1951+32的光学同步结可能在光学和近红外波段具有平坦的光谱，我们的天体测量与两个报告的脉冲星光学对应候选者中的一个一致。
2004-06-09 astro-ph
Spitzer IRAC Imaging of the Relativistic Jet from Superluminal Quasar PKS 0637-752
斯皮策太空望远镜上的红外线阵列照相机（IRAC）在3.6和5.8微米处探测到了距超光速类星体PKS 0637-752核心数百千秒差距的相对论性喷流的辐射。IRAC前所未有的灵敏度和角秒分辨率使我们能够首次探索千秒级类星体喷流的中红外辐射。中红外线通量从喷气节点，当结合无线电和光通量，确认同步辐射源的无线电-光发射和约束很好的高能量端的非热电子分布。假设X射线是在相对论运动的纽结中通过宇宙微波背景（CMB）辐射的逆康普顿散射产生的，红外观测限制了类星体扩展喷流的物质含量。具体来说，纯电子-正子对喷流模型是不利的，因为它缺乏与超相对论喷流引起的CMB光子“体康普顿化”相关的红外碰撞。
2005-08-26 astro-ph
Smoking Supernovae
超新星是尘埃的重要来源吗？“是一个有争议的问题。红外天文卫星（IRAS）和红外空间天文台（ISO）的观测只在超新星遗迹中发现了非常少量的热尘埃。在这里，我们回顾了使用亚毫米通用用户测辐射热仪阵列（SCUBA）对两个年轻银河系遗迹的观测，这意味着超新星产生了大量尘埃。尘埃与仙后座A残留物的关联是有问题的，因为前景物质的污染。在这篇文章中，我们比较了冷尘埃的排放与一氧化碳排放对开普勒的超新星遗迹。我们在亚毫米峰的位置检测到非常少的CO。从CO和尘埃云的质量进行了比较，我们估计3西格玛上限的气体尘埃比范围从25 - 65，这表明我们还不能排除新形成的或扫了星周尘埃开普勒的超新星遗迹。
2007-03-12 astro-ph
Infrared Observations of The Helix Planetary Nebula
我们用斯皮策太空望远镜上的IRAC仪器绘制了赫敏星（NGC 7293）行星状星云（PN）的地图。Hessel是距离我们最近的明亮PN之一，因此提供了一个解析星云小尺度结构的机会。在5.8和8微米IRAC带中来自该PN的发射由分子氢的纯旋转线主导，在电离区域中来自诸如[Ar III]的禁止线发射的贡献较小。IRAC图像解决了以前在PN中研究过的“彗星结”。在IRAC波段的发射中可以看到结的“尾部”和延伸到PN外部区域的径向射线。主环上的IRS光谱和IRAC带中的发射与冲击激发的H2模型一致，具有来自光解离区域的小（~10%）分量。在东北弧中，H2辐射位于H α辐射之外的壳层中。
2006-07-24 astro-ph
Detection of Knots and Jets in IRAS 06061+2151
我们报告检测到一个年轻的恒星对象的证据流出的形式的结的分子氢发射线（2.121微米）对大质量恒星形成区域IRAS 06061+2151。近红外图像显示IRAS 06061+2151是一个至少有五个源的星团，其中四个似乎是早期的B型年轻恒星，在一个被星云包围的12角秒的区域内。在可见光波长上可能与HH天体相似的结的存在，表明从其中一个星团成员中出现了喷流。这些喷流似乎激发了一对结状物体（Knot-NW和Knot-SE），并延伸到0.5pc的投影大小。喷流的驱动源可以追溯到星团中的一个成员，它在H-Ks/J-H色图中的位置表明它是一颗1类主序前星。我们还获得了K波段光谱的最亮的源在集群和附近的星云物质。光谱显示分子氢发射线，但在2.167微米处未显示Brackett伽马线。这些光谱表明，激发的分子氢线可能是由于一个温和的冲击。
2004-02-18 astro-ph
The infrared polarizations of high-redshift radio galaxies
本论文报告了九个射电星系的代表性样本的K波段偏振：七个0.7 < z < 1.3的3C天体和两个其他独特的源。仔细考虑了精确测量和微弱偏振的“去偏”，并对偏振软件的功能提出了建议。3C 22和3C 41都有3%的偏振垂直于它们的射电结构，这与它们可能是被遮蔽的类星体的说法一致。3C 54的偏振度为6%，与其射电结构平行。3C 65和3C 356是微弱的：嘈杂的测量没有提供偏振的确切证据。MRC 0156-252在z~2处的K波是非极化的。3C 114有四个明亮的节点，一个偏离射电结构，三个沿着轴。有强有力的证据表明，在源作为一个整体（12%）和最亮的结（5%）的偏振。3C 441位于一个丰富的领域;它的同伴之一似乎是18%的极化。含有活性核的结的鉴定一直有争议，并进行了讨论。LBDS 53 W 091有争议地报告有40%的H波段极化。没有发现53 W 091非零K波段偏振的确切证据，尽管有一些证据表明它的同伴是偏振的。该天体是在其他无线电弱星系的背景下讨论的。简单的光谱和空间模型的偏振射电星系进行了讨论，并用来解释测量。重要的宇宙学问题的分数K波段光产生的射电星系核被认为是：特别是，散射核光的贡献，总的K波段发射估计为7%，在3C 22和3C 41，26%，在3C 114，暂定25%或更多的3C 356。
1999-10-29 astro-ph
Powerful H$_2$ Emission and Star Formation on the Interacting Galaxy System Arp 143: Observations with Spitzer and GALEX
我们提出了新的中红外（$5 - 35μ$ m）和紫外（1539 - 2316毫微米）的观测相互作用星系系统Arp 143（NGC 2444/2445）从斯皮策太空望远镜和GALEX。在这个系统中，NGC 2445的中央核心被环状结构的大质量恒星形成结所包围。我们发现异常强烈的发射从温暖的H $_2$与膨胀的冲击波之间的核和西方结。在这个脊上，H $_2$和PAH发射之间的通量比几乎是核中的10倍。Arp 143是这方面已知的最极端的情况之一。从我们的多波长的数据，我们得出一个狭窄的年龄范围之间的恒星形成的结2百万年和7.5百万年，这表明环结几乎同时形成的冲击波跟踪的H $_2$发射。然而，这些节点可以进一步细分为两个年龄组：年龄在2- 4百万年的节点（节点A、C、E和F），它们与多环芳烃的$8μ$ m排放有关;年龄在7-8百万年的节点（节点D和G），它们周围几乎没有或没有$8μ$ m排放壳层。我们将这一发现归因于大规模集群的老化效应，在大约600万年后，不再激发结周围的多环芳烃。
2008-12-02 astro-ph
X-ray Line Emission from Supernova Ejecta Fragments
我们指出，由重元素组成的超新星喷出物的快速运动的孤立碎片应该是SN核处理产物的K_α X射线发射源。在云间介质中的结的超音速运动将导致弓激波/结激波结构的创建。在MHD无碰撞激波中，费米机制加速的非热快粒子通过冷金属结扩散，产生X射线辐射。我们模拟了质量为M ~ 10^{-3} \Msun的快速运动结的X射线发射，其中含有约10^{-4} \Msun的任何金属杂质，如Si，S，Ar，Ca，Fe。用动力学描述方法模拟了快电子的分布。我们考虑了非热粒子压力对激波修正的非线性效应。通过致密分子云传播的纽结的K_α线辐射最为显著。弓形激波应该是一种辐射波，具有显著的红外和光学发射。在这种情况下，喷出物碎片的X射线谱线由离子的低电离态主导，金属线的亮度达到L_x \gsim 10^{31} erg/s。高分辨率的XMM和钱德拉观测能够检测到线发射的距离高达几个kpcs的节。在稀薄的星际物质中传播的节点表面亮度要暗得多，但寿命很长。在这种情况下，预期具有较高离子电离态的线光谱。致密结对于某些X射线线可能是不透明的，这对于它们的丰度解释是重要的。银河系超新星的未解决的结的集合可以大大有助于从银河系中心区域和银河系脊观测到的铁线发射。
2002-05-15 astro-ph
SiO J=5--4 in the HH211 Protostellar Jet Imaged with the SMA
我们用亚毫米波阵列（SMA）对HH 211分子外流中217 GHz处的SiOJ =5-4谱线进行了测绘。高分辨率图（1.6“x0.9”）表明，SiOJ =5-4的辐射来自沿外流轴的中心窄喷流，其宽度约为0.8“（约250 AU）FWHM。SiO喷流由一系列相互间隔3- 4“（~1000 AU）的结组成，在一张新的深VLT近红外图像中，大部分SiO结都有对应的激波H_2释放。一个新的，最里面的一对结被发现在距离中心恒星+/-2“的地方。Chandler和Richer（2001）的SiO J=5-4数据与SiO J=1-0数据上限之间的线比表明，这些结的温度超过300-500 K，密度为（0.5-1）x10^7 cm^{-3}。这些结的径向速度约为30 km/s，与整个喷流中的最大速度相当。在这对SiO结中观察到的高温、高密度和速度结构表明，它们与靠近原恒星发射的主喷流密切相关。
2005-12-09 astro-ph
SUBARU Near-Infrared Multi-Color Images of Class II Young Stellar Object, RNO91
利用SUBARU 8.2 m望远镜上的CIAO对RNO 91进行了亚弧秒近红外成像观测。我们提出了我们的JHK波段数据以及光学图像，当一起考虑时，揭示了一个复杂的拱星结构。我们研究了相关星云的颜色，并将我们的数据所建议的外流/盘系统的几何形状与先前研究的基础上提出的几何形状进行了比较。我们的K波段图像显示在中心源周围2”（300 AU）范围内检测到明亮的星周星云，而在较短的波长（如J和光学）下则不太明显。P.A.在我们的H-K彩色图像中，这个红色星云的大小与以前探测到的偏振盘一致。这些数据的一致性表明，这个明亮的星周星云区，遵循红化规律可能是由于一个盘状结构。在J和光学波长，几个蓝色的结状结构被检测到周围和超越明亮的拱星星云。我们认为，这些多节的反射星云可能代表着一个正在下落的包层的解体碎片。三色合成图像的外观是弧形星云，通过中央源向北和向东延伸。在这个弧形结构的另一端，星云似乎变得更加延伸（2。“3长）向西南。我们将这些构造解释为向东北和西南方向开放的双极空腔的根。RNO 91周围反射星云的复杂分布似乎证实了对这个来源的解释，即它是一个在从原恒星过渡到金牛T星时分散其分子包层的物体。
2007-09-05 astro-ph
Shock processing of interstellar dust and polycyclic aromatic hydrocarbons in the supernova remnant N132D
我们使用斯皮策太空望远镜、IRS、IRAC和MIPS（红外光谱仪、红外阵列相机、斯皮策多波段成像光度计）上的所有仪器观测了富氧的大麦云（LMC）超新星遗迹N132 D（SNR 0525-69.6）。5-40微米的IRS光谱朝向东南壳的残留物显示了一个急剧上升的连续与[NeIII]和[OIV]以及PAH排放。我们还提出了一个快速移动的喷出物结，以前检测到的光波长，这是由强大的[NeIII]和[OIV]发射线为主的光谱。我们将连续谱解释为N132 D膨胀壳层中被冲击加热的尘埃颗粒的热发射，这在MIPS 24微米图像中清晰可见。一个15-20微米的发射峰出现叠加在尘埃连续体上，我们将其归因于PAH C-C-C弯曲模式。我们还检测到众所周知的11.3微米PAH C-H弯曲特征，并发现15-20微米驼峰的综合强度比残骸外壳中的11.3微米带强约7倍。IRAC 3-9微米的图像没有显示出来自残骸的大规模壳状发射的明确证据，部分原因是与周围的ISM材料混淆。然而，我们根据它们独特的红外颜色确定了几个受冲击的星际气体结。我们讨论了明亮的红外连续谱和多环芳烃的特点，在年轻的超新星遗迹尘埃处理。
2006-09-06 astro-ph
Keck Adaptive Optics Observations of the Radio Galaxy 3C294: A Merging System at z = 1.786?
本文给出了在凯克天文台获得的z = 1.786射电星系3C 294在H和K'红外波段的视限和自适应光学（AO）图像。3C 294的红外发射主要由两个分离约1”（9 kpc）的不同组分组成。东结包含一个未解析的核心，贡献了约4%的K波段光;我们将这个核心与活跃的核心联系起来。西边的部分亮度是它的2.5倍。对近红外形态最合理的解释是一个正在进行的合并事件，活动的核心位于两个星系中质量较小的星系。
2001-03-21 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
Mid-Infrared Observations of Normal Star-Forming Galaxies: The Infrared Space Observatory Key Project Sample
我们目前的中红外地图和初步分析的61个星系观测的ISOCAM仪器搭载的红外空间天文台。在可见光波段观察到的星系的许多一般特征--旋臂，盘，环和明亮的发射结--也可以在中红外线中看到，除了突出的光学凸起在6.75和15微米处不存在。此外，在6.75和15微米处的地图非常相似，除了少数情况下，中央星暴导致内部区域的6.75/15比率较低。我们还提出了这些星系的红外线通量密度和中红外线的大小。中红外颜色6.75/15与远红外颜色60/100显示出明显的趋势。在我们的样本中，静止星系（60/100 < 0.6）显示6.75/15接近统一，而对于具有更高全球加热强度水平的星系，这一比例显着下降。方位平均的表面亮度分布指示中红外通量集中的程度，并提供关于中红外颜色的径向依赖性的信息。在这些图中，星系的分辨率大多很好：几乎一半的星系在中央分辨率元素中的通量< 10%。光学和中红外等照度线的比较表明，在4400埃附近的星系的光学外围的光通量约为八（七）倍，在6.75微米（15微米），与银河系的弥漫静态区域的观测。
2000-05-04 astro-ph
HST, radio and infrared observations of 28 3CR radio galaxies at redshift z ~ 1: I. The observations
哈勃空间望远镜的图像呈现了28个3CR射电星系的样本，其红移范围为0.6 < z < 1.8，以及使用甚大阵拍摄的射电结构的可比角分辨率的地图。红外图像的领域，采取了与联合王国红望远镜，也提出了。光学图像显示了一系列壮观的结构。许多星系显示出沿射电轴方向排列的高度拉长的光发射，但这不是一个普遍的效应;少数来源是对称的或未对准的。在那些显示出对准效应的源中，光发射的形态变化很大，从单个明亮的细长发射区域到从一个无线电热点延伸到另一个的光学结串。红外图像显示的复杂性要小得多。虽然它们明显较低的角分辨率会洗掉HST图像中看到的一些较小的结构，但很明显，这些星系在红外波长下的排列比在光学波长下的排列要少。在这篇论文中，我们将分别讨论星系，但将完整样本源的多波段特性的统计分析推迟到本系列的后续论文中。
1997-07-30 astro-ph
The dark side of star formation in the Antennae galaxies
我们比较了红外空间天文台的中红外图像的星系（NGC 4038/39），从哈勃太空望远镜的光学图像。中红外观测表明，在这个星系碰撞系统中，最强烈的星暴发生在一个在可见光波段不明显的离核区域。中红外光谱分析表明，大质量恒星形成于一个半径为50 pc的光暗结中，它产生了12.5 - 18微米的星系总光度的15%。这里报道的中红外观测结果表明，由于尘埃遮蔽，仅基于可见光波长的碰撞/合并系统中恒星形成特性的解释可能会产生严重的偏差。这个附近的原型合并系统的多波长视图表明，在推导高红移星系的早期演化的情况下，仅使用在狭窄的静止帧紫外波长范围内的观测谨慎。
1998-02-13 astro-ph
The Eye of the Tornado - an isolated, high mass young stellar object near the Galactic centre
我们目前的红外线（AAT，UKIRT）和无线电（VLA，SEST）观测的龙卷风之眼，一个紧凑的来源显然靠近头部的龙卷风星云。近红外的Br-γ和He I谱线很宽（FWHM分别为40和30 km/s），谱线中心在Vlsr = -205 km/s。这对应于12 CO J=1-0线剖面中相同速度的特征。从银河系自转得出的运动学速度将眼睛置于银河系中心的距离（即8.5 kpc），并与龙卷风星云分离（可能是前景）。在Br-γ线和6 cm和20 cm处观察到四个发射节。连同平坦的射电光谱指数，我们确认眼睛包含电离气体，但这是嵌入在一个密集的分子核心。光谱能量分布可以被建模为双组分黑体+灰体，在远红外波长处达到峰值。这些节点是UC HII区域，核心包含一个明亮的（2 x 10^4 Lsun）嵌入式大质量年轻恒星源。我们还提出了一个几何模型的眼睛占其光谱能量分布和形态。
2003-11-18 astro-ph
Discovery of [FeII]- and H2-emission from protostellar jets in the CB3 and CB230 globules
四个博克球在近红外线，通过窄带滤波器，集中在1.644微米线的[Fe II]，在2.122微米的H2线，和相邻的连续研究。我们报告的发现[FeII]和H2原恒星喷流和结的球状体CB 3和CB 230。CB 230中的[Fe II]-喷流由连续细长的发射特征定义，叠加在其上可以看到两个结;较亮的一个位于喷流的尖端。喷流的方向与大尺度CO外流的方向相同，并从嵌入年轻恒星物体的星云中出现。与此射流相关的H2排放比[Fe II]排放更微弱和更宽，并且可能来自射流通道的壁。在CB 3四个H2排放结被发现，所有对蓝移瓣的大规模外流。结的位置和蓝移的SiO（5-4）发射之间有很好的对应关系，证实SiO发射很好地跟踪了喷流。在另外两个目标CB 188和CB 205中没有发现线发射，尽管在CB 205中微弱的线发射可能隐藏在IRAS位置附近的弥漫星云中。在这个位置附近，发现了一小群（> 10）恒星，嵌入星云中。一个弥漫的喷流状功能附近的这一组，以前在文献中报道，已被分解成单个恒星。
2004-03-12 astro-ph
Near-Infrared Synchrotron Emission from Cas A
对Cas A的高能观测表明存在同步辐射，这意味着年轻的超新星遗迹加速了宇宙射线。我们使用2微米全天巡天（2 MASS）和Palomar 200英寸PFIRCAM观测，在近红外波段探测到Cas A的同步辐射。残留物在J、H和Ks波段被探测到，其中Ks波段最亮，J波段较暗。在J带和H带，光谱上检测到明亮的[Fe Ⅱ]线（1.24 μ m和1.64 μ m）。Palomar观测包括Ks连续谱、窄带1.64 μ m（以[Fe II]为中心）和2.12 μ m（以H2（1-0）为中心）图像。虽然1.64微米的窄带图像显示了类似于光学图像的复杂和多节的结构，但Ks图像显示了相对平滑的漫射壳，与射电图像非常相似。Cas A的宽带近红外通量与射电通量的外推结果基本一致，但比外推结果高出几十个百分点。对更高频率的硬化可能是由于非线性冲击加速度和/或残余物上的光谱指数变化。我们的光谱指数变化的证据。近红外同步辐射的存在要求滚降频率高于1.5 e14 Hz，这意味着电子被加速到至少0.2 TeV的能量。在射电和Ks波段图像之间的漫发射的形态相似性意味着同步辐射损失并不占主导地位。我们的观测结果表明，明确的证据表明，近红外Ks带发射的Cas A是从同步辐射加速宇宙射线电子。
2003-03-11 astro-ph
The strong transformation of spiral galaxies infalling into massive clusters at z~0.2
描述了两个分别落入大质量星系团Abell 1689（z~0.18）和2667（z~0.23）的特殊星系。哈勃太空望远镜的图像显示了由明亮的蓝色结（-16.5<M<-11.5等）和与这些系统相关的恒星流组成的非凡的痕迹。结合光学，近，中红外和无线电观测，我们证明，虽然这两个星系显示出类似的恒星形成结的延伸轨迹，它们最近的恒星形成历史是不同的。其中一个（~L*）正在经历一次强烈的恒星形成爆发，是一个罕见的亮红外星系团。相比之下，另一个（~ 0.1 L*）最近停止了恒星形成活动。我们的模型表明，在这些星系的形态和恒星形成的影响，潮汐相互作用（可能与集群潜力）和冲压压力与集群内介质的联合行动。这些结果可为进一步研究S_0、矮星系团和超致密矮星系团的起源提供参考。
2007-03-01 astro-ph
