Galactic 1.275 MeV emission from ONe novae and its detectability by INTEGRAL/SPI
计算了放射性核素$^{22}$ Na衰变产生的银河系1.275 MeV辐射模型。利用我们银河系新星速率和新星空间分布的最新结果，研究了几种新星的频率-空间分布。这些模型使我们能够估计的下限的$^{22}$钠质量喷射每一个新星可检测的未来光谱仪（SPI）的INTEGRAL天文台作为一个函数的频率空间分布的星系中的新星。使用最近估计的预期$^{22}$ Na质量喷射每一个新星的计算表明，检测银河系发射的1.275兆电子伏的光子将是困难的与未来的光谱仪的INTEGRAL天文台，而银河系中心周围的累积发射有一些机会被检测到在深调查的中央弧度的银河系。
2000-04-10 astro-ph
Galactic distribution of 1.275 MeV emission from O-Ne novae
银河系1.275 MeV的放射线产生的衰变22 Na已进行了几个频率的空间分布的ONe新星的Modelisations。我们的银河系的新星率及其分布的最新结果已被使用。这些modelisations允许估计的下限22 Na质量喷射每一个新星可检测的未来光谱仪（SPI）的INTEGRAL天文台作为其在银河系中的频率空间分布的函数。使用最近估计的预计22 Na质量喷射每一个超新星的计算表明，弥漫银河系1.275兆电子伏的排放将难以检测与SPI。
1999-03-01 astro-ph
Tramp Novae Between Galaxies in the Fornax Cluster: Tracers of Intracluster Light
我们报告的调查结果新星和之间的天炉座星系团的星系。我们的调查提供了强有力的证据，表明星团内新星的存在，他们提供了一个有用的，独立的测量天炉座的星团内的光。从1993年到2004年，我们在六个不同的时期发现了六颗强新星候选者。这些数据是用CTIO的4米和1.5米望远镜拍摄的。新星候选者的空间分布与$\sim$一致，根据我们在星团内空间发现的新星数量与发现的新星总数的比率，加上一个简单的完整性校正因子，星团中总光线的16-41%在星团内。这一估计与使用星团内行星状星云对天炉座和室女座星团内光的独立测量结果一致。随着更多新星的发现，团内光测量的准确性随着每个测量时期的提高而提高。
2004-11-15 astro-ph
Erupting Cataclysmic Variable Stars in the Nearest Globular Cluster, NGC 6397: Intermediate Polars?
NGC 6397是距离我们最近的球状星团，因此也是寻找暗弱恒星星族如激变变星（CV）的理想地点。HST和钱德拉天文台的观测员已经在这个附近的星团中确定了9个确定和可能的CV，其中包括几个磁性CV候选者。我们将最近的紫外图像与NGC 6397的档案HST图像相结合，以寻找新的CV候选者，特别是寻找矮新星样的爆发事件。我们发现了两个著名的灾变系统CV 2和CV 3的显著的和有点意想不到的矮新星样爆发。这两个天体被认为是{ \it magnetic} CV，正如它们的氦发射线光谱所示。CV中的磁场通常被认为可以防止导致矮新星爆发的磁盘不稳定性。事实上，大多数磁场CV被观察到没有经历爆发。如果CV 2和CV 3都是罕见喷发的中间极，类似于EX Hya，那么我们对矮新星喷发的观察可以与这些物体的HeII发射线相一致。如果这是大多数球状星团CV的情况，那么我们可以调和钱德拉和HST所看到的许多X射线和紫外线明亮的CV候选者与星团核心中观察到的极少数爆发的矮新星。
2005-07-01 astro-ph
The frequency of occurrence of novae hosting an ONe white dwarf
在本文中，我们重新讨论的问题，确定发生频率的银河新星爆发，其中涉及一个氧氖（ONe）白矮星。关于这个问题的以前的工作的改进来自于这样一个事实，即我们使用的结果，我们的进化计算提供的最终质量和化学配置文件的中间到大质量的主要组成部分的密切的二元系统。特别是，最后的进化阶段，如碳燃烧阶段，已被仔细跟踪的整个范围内的利益群众。我们的进化代码获得的化学配置文件是感兴趣的，在确定通过热核失控处理后的喷出物的化学成分，虽然其他因素的吸积材料和底层的白矮星之间的混合效率也必须考虑。在我们的计算涉及一个白矮星的新星爆发的发生频率，我们还考虑到观测的选择效应所介绍的不同复发时间的爆发和新星的空间分布。尽管演化序列非常不同，我们发现，大约1/3的爆发中观察到的新星应该涉及一个氧氖白矮星，与以前的理论估计一致。
2003-06-10 astro-ph
Spatially Resolved Near-Infrared Spectroscopy of Seyfert 2 Galaxies Mk 1066, NGC 2110, NGC 4388, and Mk 3
本文给出了四个Seyfert 2星系Mk 1066、NGC 2110、NGC 4388和Mk 3的核和环核区的Pa-β、[Fe Ⅱ]（1.2567 μ m）、Br-γ和H2 v=1- 0 S（1）发射谱线的近红外光谱，其分辨率为λ/d λ ~1200。所有这些星系都显示出强烈的近红外线发射，其半径是空间分辨率的几倍，对应于0.07至0.7千秒差距的投影物理尺度。在这些原子核中检测到速度梯度，以及线轮廓和通量比的空间变化。我们比较的空间和速度分布的线发射到以前观察到的光学线和无线电发射。证据表明[Fe Ⅱ]发射与星系中的Seyfert活动有关。我们的数据是一致的X射线加热负责大部分的[Fe II]发射，虽然在[Fe II]和Pa-β线配置文件与无线电发射的差异表明，[Fe II]发射增强快速冲击与无线电流出。H2的发射并不像其他谱线中的发射那样与外流或电离锥密切相关，而是似乎主要与星系盘相关。
2001-05-25 astro-ph
Spatial Distribution of Faint Fuzzy Star Clusters in NGC 5195
我们提出了一个昏暗的模糊星团系统在附近的SB 0星系NGC 5195与著名的螺旋星系NGC 5194（M51）的相互作用的研究，根据哈勃遗产团队拍摄的HST ACS BVI镶嵌图像。我们在NGC 5195周围发现了大约50个模糊星团，它们比典型的球状星团大，有效半径r_eff > 7 pc，呈红色，（V-I）> 1.0。通过与简单的恒星星族模型的比较，我们发现它们的质量约为10^5 M_sun，年龄大于1 Gyr。引人注目的是，这些星团中的大多数都分散在一个几乎垂直于NGC 5194北旋臂的细长区域中，该区域的中心位于NGC 5195中心的略偏北，而NGC 5195的正常紧凑红色星团则位于宿主星系明亮的光学体周围。这与NGC 1023和NGC 3384的情况形成对比，在NGC 1023和NGC 3384中，模糊星团的空间分布显示出围绕宿主星系的环状结构。我们认为，至少有一些微弱的模糊星团正在经历与同伴星系NGC 5194的潮汐相互作用，必须与NGC 5195的西晕潮汐碎片。
2006-01-16 astro-ph
The Leo I Cloud: Secular nuclear evolution of NGC 3379, NGC 3384, and NGC 3368?
利用2D光谱研究了狮子座I星系群中最亮的三个成员-- NGC 3368、NGC 3379和NGC 3384的中心区域。在这三个星系中，我们都发现了独立的环核恒星和气体子系统--更可能是盘--它们的空间取向和自旋与Schneider等（1983）和Schneider（1985，1989）以前报道的超巨星星系际HI环的空间取向有关。在NGC 3368中，球状气体盘似乎也倾向于恒星体的对称面，可能是外部起源。虽然NGC 3379、NGC 3384和NGC 3368中的环核盘的相当年轻的平均恒星年龄和空间取向可能意味着它们最近由星系际HI云的物质形成，但这些次级形成事件的时间尺度为3 Gyr，不支持Rood & Williams（1985）的碰撞假设，但与Schneider（1985，1989）关于星系与HI云在群间轨道运动时间尺度上的潮汐相互作用的观点一致。
2003-03-19 astro-ph
M31N-2007-06b: A Nova in the M31 Globular Cluster Bol 111
我们报告了新星M31 N-2007- 06 b的光谱观测结果，发现它与M31球状星团Bol 111在空间上一致。在过去的一个世纪里，在M31中发现了700多颗新星，这是第一颗与银河系的球状星团有关的新星。在发现后的第3、6和36天共获得了三个光谱。数据显示宽（FWHM ~3000 km/s）的巴耳末，NII和NIII发射线，并表明新星属于He/N光谱类。氦/氮类新星相对较少，约占M31中有光谱测量的新星的15%，约占银河系中有光谱数据的新星的20-25%。讨论了发生在球状星团中的新星，特别是He/N新星的意义。
2007-11-02 astro-ph
The spatial distribution and luminosity function of the open cluster NGC 4815
NGC 4815是一个遥远而人口稠密的疏散星团，位于银道面的强吸收区。因此，它的成员，空间分布和光度函数没有很好地确定。在本文中，我们提出了一个算法，同时使用位置和光度数据搜索疏散星团成员。场星的贡献由我们的银河系模型软件估计。该方法已被开发用于深CCD光度观测，但它也可以用来调查在一个n维空间的成员，包括自行，径向速度和金属丰度。NGC 4815的色星等图（CMD）是经过场星净化后得到的。我们研究了星系团成员的空间分布和光度函数。我们已经表明，投影表面分布的恒星是很好的代表了指数递减的函数，尺度长度为1.67 $\pm$ 0.06弧分。我们发现了大规模种族隔离的证据。NGC 4815的光度函数类似于毕宿星团的光度函数，在$V$ = 15等处有一个能隙。
1997-12-01 astro-ph
Washington Photometry of the Globular Cluster System of NGC 4472. II. The Luminosity Function and Spatial Structure
利用深空宽视场Washington CT 1 CCD图像，对NGC 4472的球状星团系统的光度函数和空间结构进行了全面的研究。球状星团的光度函数在T1=23.3 +/- 0.1等处显示出一个峰值，比我们的50%完整性极限亮1.5等。我们估计到NGC 4472的真实距离模数为（m-M）o = 31.2 +/- 0.2。利用我们的大样本（~ 2000个）亮球状星团，对贫金属和富金属星团的空间结构进行了明确的研究，发现它们在系统上是不同的：（1）富金属星团比贫金属星团更集中;（2）富金属星系团大致沿母星系长轴拉长，而贫金属星系团基本呈球状分布。一般来说，富金属的星系团在空间结构和金属丰度方面与NGC 4472的晕星光密切相关，而贫金属的星系团则不然。NGC 4472中球状星团的比频的整体值估计为SN = 4.7 +/- 0.6。从NGC 4472中心向外，局域比频率线性增加，直到~ 5.5 '，超过5.5'，在S_N ~ 8.5处趋于稳定，直到我们的数据极限为7 '。富金属和贫金属群体的特定频率显示出相似的行为。而贫金属团簇的S_N比外围富金属团簇的S_N大2倍左右。讨论了这些结果对NGC 4472中球状星团起源的意义。
1997-11-21 astro-ph
High Spatial Resolution Mid-infrared Observations of Three Seyfert Galaxies
凯克10米望远镜获得了三个邻近的塞弗特星系-- NGC 1275、NGC 4151和NGC 7469 --的12.5微米核的图像。NGC 7469被解析，去卷积描绘出位置角为135度的结构<0.04“x0.08”或<13 x26 pc。通过与毫米波段结构的比较，这种结构被解释为一个与星系中心几百秒差距内的分子气体对齐的圆盘。NGC 1275和NGC 4151没有被解析;这些核的大小限制为0.08”和0.16”，对应于28和10 pc的物理空间尺度。由这些尺寸限制和测量的通量密度所暗示的亮度温度的下限在这些系统的12微米至25微米色温的~ 50 K内，如从IRAS观测所推断的。的角度大小的限制是在一个因素的2.5所需的空间解决热辐射从尘埃加热的中央光度源的大小。这些尺寸排除了恒星形成区对核红外辐射的重要贡献。
2003-04-05 astro-ph
Spitzer-IRS mapping of the inner kpc of NGC 253: Spatial distribution of the Ne III, PAH 11.3 microns and H2 (0-0) S(1) lines and a gradient in the Ne III/Ne II line ratio
我们提出了我们的星爆星系NGC 253的核心和它的直接周围使用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪映射的早期结果。这张地图以星系核为中心，跨度为800 x 688 pc 2。\neiii谱线在15.55 μ m处的空间分布和多环芳烃在11.3 μ m处的特征峰在中心，而分子氢在17.03 μ m处的纯转动跃迁在几个狭缝位置上都很强。我们进行了简要的调查，这些测量的影响，在该地区的恒星形成的性质，使用理论发展，以解释缺乏大质量恒星的星爆。
2004-06-07 astro-ph
High-Spatial Resolution SED of NGC 1068 from Near-IR to Radio. Disentangling the thermal and non-thermal contributions
我们调查的想法，一个相当大的一部分的干涉未解决的红外辐射的NGC 1068的核可能来自其他过程比热尘埃排放的环面。我们研究的贡献，自由或同步辐射的中央和近红外秒差距尺度发射区域的NGC 1068。每种机制都受到NGC 1068在10^9 - 10^11 Hz范围内的秒差距尺度无线电数据的限制，并与中红外波段的最高分辨率干涉数据进行比较。结果表明，在干涉观测中（<~ 1 pc），未分辨辐射仍以尘埃辐射为主，而不受同步辐射或自由-自由辐射的贡献。最近的研究表明，干涉观测更倾向于尘埃分布的团簇结构。外推的无线电自由或同步辐射的红外辐射表明，他们的贡献是<20%，即使是未解决的部分干涉通量。可用的无线电数据的斜率与幂律指数α = 0.29 +/- 0.07是一致的，我们在自由-自由发射或准单色电子的同步辐射方面进行了验证。我们应用这两种机制的排放模型，以获得物理参数。（节略）
2008-04-01 astro-ph
Spatial dependence of 2MASS luminosity and mass functions in the old open cluster NGC 188
用J和H2 MASS测光方法分析了老疏散星团NGC 188的亮度和质量函数。在不确定性的范围内，观测到的NGC 188投影径向密度分布在两个内部区域偏离了双参数King模型，这反映了这个古老的疏散星团的非维里化动力学状态，可能还有一定程度的非球形空间形状。用两参数和三参数King模型拟合恒星的径向分布，得到核心半径为1.3 pc，潮汐半径为21 pc。本2MASS分析导致显着的斜率变化与距离的质量函数$ϕ(m)\propto m^{-(1+χ)}$，平坦的中心部分（$χ=0.6\pm0.7$）和陡峭的集群郊区（$χ=7.2\pm0.6$）。整体质量函数的斜率为$χ=1.9\pm0.7$，比标准Salpeter质量函数略陡。太阳金属丰度帕多瓦等时线与NGC 188的近红外色星等图吻合，得出$7.0\pm1.0$陀螺的年龄。用7.1 Gyr等时线得到的最佳拟合，产生了距离模数$\mM=11.1\pm0.1$、$\ebv=0.0$和到太阳的距离$\ds=1.66\pm0.08$ kpc。在NGC 188中观测到的恒星质量（在$0.98 \ms - 1.08 \ms$范围内）是$\mobs=380\pm12 \ms$。一个简单的外推所观察到的整体质量函数的恒星与$0.08 \ms$的结果在总目前的质量$\mtot\sim(1.8\pm0.7)\times10^4 \ms$。另一方面，对于一…
2005-02-22 astro-ph
HI Spatial Distribution in the Galaxy NGC 3783
我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列绘制了距离星系NGC 3783 21厘米处的氢原子发射图。我们的主要结果是：a）HI形态是不规则和扰动的，聚集在三个明显与光学形态无关的斑点中; b）所观察到的HI速度分布表明，在半径为160“（30 kpc）的范围内，正常圆盘以恒定速度差速旋转，c）盘的倾角约为25度，运动主轴的位置角与星棒的位置角略有不同，d）在半径18“以内的HI质量仅为2.1 × 10^7 Msun，180”以内的HI总质量为1.1 × 10^9 Msun，动力学质量为2 × 10^{11} Msun。NGC 3783中的大部分气体都在恒星棒的直径之外; e）从红色图像中导出的对棒势中气体流动的数值模拟表明，模式速度为Omega_p = 38 km/s/kpc：围绕棒的H α发射区环对应于UHR，而中心的H α积累对应于核环。各种可能性进行了讨论，占活跃的核燃料。
1999-06-30 astro-ph
Spatial distribution and galactic model parameters of cataclysmic variables
根据459个激变变星（CV）的样本，计算了太阳邻域内CV的空间分布、星系模型参数和光度函数。该示例包含所有CV，其距离是根据CV的周期-亮度-颜色（PLC）关系计算的，该关系是最近使用{ \em 2 MASS}光度学数据导出和校准的。研究发现，指数函数最适合样本中所有CV、非磁性CV和矮新星的观测z分布，而sech^{2}函数更适合于类新星恒星和极星。CV的垂直刻度高度为158 $\pm$ 14 pc，对应于{ \em 2 MASS} J带极限视星等15.8。矮新星和类新星的垂直尺度高度分别为128 $\pm$ 20和160 $\pm$ 5 pc。CV的局域空间密度为$\sim3\times10^{-5}$ pc^{-3}，与理论预测的下限一致。CV的光度函数在低光度下显示出向更高空间密度增加的趋势，这意味着短周期系统的数量应该很高。如果对于空间密度的z依赖性使用sech^{2}密度函数，则CV的理论和观测总体研究之间的差异将几乎消失。
2007-08-08 astro-ph
Spatial Separation of the 3.29 micron Emission Feature and Associated 2 micron Continuum in NGC 7023
我们提供了一个新的0.9”分辨率3.29微米窄带图像的反射星云NGC 7023。我们发现NGC 7023中的3.29微米IEF在照明恒星西北部的窄灯丝中最亮。这些细丝已经在K '，分子氢发射线，6.2和11.3微米IEF和HCO+的图像中看到。我们还检测到3.29微米的辐射，微弱但明显的灯丝和恒星之间。3.29微米的图像与2.09、2.14和2.18微米的窄带图像形成对比，这些图像显示了在细丝和恒星之间的中间延伸的发射峰，以及在细丝附近更微弱的发射。[2.18]-[3.29]的颜色显示了很大的变化，范围从2微米连续峰的3.4-3.6 mag到灯丝的5.5 mag。我们观察到[2.18]-[3.29]随着与恒星距离的增加而平滑地增加，直到暗条，这表明2微米连续谱和3.29微米发射的空间分布之间的主要差异与入射恒星通量有关。我们的结果表明，3.29微米IEF载体可能不同于2微米连续发射体，但与之相关。我们的发现还表明，在NGC 7023中，2微米的连续发射体主要与HI有关，而3.29微米的IEF载流子主要存在于热的分子氢中，但两者都可以在HI或分子氢中存活。（节略）
2003-07-23 astro-ph
The mineral composition and spatial distribution of the dust ejecta of NGC 6302
我们分析了行星状星云NGC 6302的完整ISO光谱，以推导出星云中尘埃的矿物学成分。我们使用光学薄尘埃模型结合实验室测量的宇宙尘埃类似物。我们发现两个主要的温度组件分别在约100和50 K，具有明显不同的尘埃成分。温暖的组成部分包含了一个重要的贡献，从灰尘没有强红外共振。特别地，可以排除小的温热的无定形硅酸盐颗粒的存在。微弱的PAH波段的探测也指出了这个富氧星云中尘埃的特殊化学成分。冷尘埃成分包含了大部分的质量，并显示出来自结晶硅酸盐的强烈发射，其中约占质量的10%。此外，我们确定了92微米带的矿物方解石，并认为，60微米带包含碳酸盐白云石的贡献。我们提出了六种不同的碳酸盐矿物的质量吸收系数。利用TIMMI 2中红外图像研究了NGC 6302周围尘埃壳层的几何结构。我们认为，冷的尘埃成分是存在于一个拱星尘埃环，而从温暖的组件的弥漫性发射起源于叶。
2002-08-06 astro-ph
The spatial distribution of the far-infrared emission in NGC 253
利用IRAS图和180微米的ISOPHOT图研究了邻近星暴星系NGC 253的远红外辐射特性。根据光剖面的分析，我们已经能够确定三个主要的结构组成部分：一个未解决的核组件，一个指数盘，和一个千秒差距的比例尺。此外，我们还发现了一个环结构，在年底的酒吧是特别明显的12微米。每个形态成分的光谱能量分布（SED）已被建模为在不同温度下的热尘埃发射。未分辨的核成分主要由冷尘埃辐射（T ~ 50 K）组成，而盘辐射主要由非常冷的尘埃（T ~ 16 K）和冷尘埃（T ~ 55 K）组成。条辐射主要对应于冷尘埃（T ~ 23 K）和暖成分（T ~ 148 K）。我们检测到由于非常冷的尘埃，这有助于大部分（94%）的总尘埃质量的星系盘发射的扩展。估计尘埃总质量为8.2 +/- 10^7 Msun。
2002-05-13 astro-ph
Distribution of extinction and star formation in NGC1569
利用H_α/H_β发射谱线比值得到的消光图研究了NGC 1569的内禀消光分布。我们比较了消光分布的尘埃排放跟踪SPITZER IRAC（8微米）和MIPS（24微米）的地图。内在消光显示出空间变化，从消光可以忽略的区域到消光值高达A（V）= 0.8等的区域。我们发现了一个消光壳层，并建立了这个消光壳层与银河系中心超星团A和B产生的恒星风所产生的星际膨胀结构之间的关系。我们认为，消光壳是由尘埃在壳的边缘积累而产生的。虽然我们发现Balmer消光和红外发射之间有很好的空间相关性，但在8微米和24微米的最大值与Balmer消光的最大值之间存在空间位移，这需要进一步研究。
2006-03-23 astro-ph
The Spatial Distribution of Atomic Carbon Emission in the Giant Molecular Cloud NGC 604-2
我们用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜在492 GHz的中性碳原子^3P_1-^3P_0跃迁中绘制了M33中巨大的HII区NGC 604中的巨大分子云。我们发现[CI]发射的分布相对于CO J = 1 - 0发射是不对称的，[CI]发射的峰值向HII区中心的方向偏移。另外，线比率I_{[CI]}/I_{CO}最高（~0.2）面向HII区域和最低这些不对称性指示边缘上形态，其中[CI]发射在云的面向HII区域的中心的一侧上最强，而在另一侧则完全没有被探测到。这表明CO离解产生C的入射通量的来源是HII区的大质量恒星。最低的线比率类似于在银河系分子云中观察到的，而最高的线比率类似于星暴星系和其他激烈的恒星形成区域。柱密度比N（C）/N（H_2）为10 ^{-6}的几倍，与光解离区模型基本一致。
2000-02-25 astro-ph
NGC 4261 and NGC 4697: rejuvenated elliptical galaxies
钱德拉的图像提供了椭圆星系NGC 4261中离散X射线源空间分布不均匀的证据。这种非均匀分布与NGC 4261的光学形态不一致，置信水平大于99.9%。在我们调查的五个案例中，在另一个椭圆星系（NGC 4697; 98%置信水平）中也发现了类似的证据。NGC 4261和NGC 4697有古老的恒星星族（9-15 Gyrs）和精细结构参数分别为1和0，表明没有最近的合并活动。在模拟星系相互作用的基础上，我们提出，负责的X射线源的非均匀分布与年轻的恒星星族，有关的再生回落到一个放松的合并残留物的潮汐尾的材料，或冲击诱导的恒星形成沿潮汐尾。
2003-10-20 astro-ph
Correlation between the spatial distribution of the circumstellar disks and the massive stars in the open cluster NGC 6611. Compiled catalog and cluster parameters
内容：对具有星周盘的年轻恒星的观测表明，星周盘从内部区域开始，通过中心恒星的辐射，最终通过岩石星子的形成而消散，时间尺度为数百万年。它还表明，附近大质量恒星发出的强烈紫外线辐射可以将星周盘加热到数千度，引起气体的光蒸发。这个过程大大减少了耗散时间尺度。目的：本文研究了疏散星团NGC 6611中具有星周盘的恒星的空间分布与光谱类早于B5的大质量恒星的位置之间是否存在相关性。研究方法：我们利用欧洲南方天文台2.2米处的WFI观测的BVI波段光学数据、2 MASS公共点源星表和CHANGLESS/ACIS的X射线观测资料，建立了一个低至V~23的多波段星表。我们使用与消光无关的适当颜色指数选择了具有红外过量（由于星周盘的发射）的恒星，并研究了它们的空间分布。结果如下：具有K波段过剩的恒星（由于存在星周盘）的空间分布与大质量恒星的空间分布是反相关的：星周盘在距离这些恒星较远的地方出现得更频繁。我们认为，这是一致的假设，即拱星盘被加热的紫外线辐射的大质量恒星和光蒸发。
2006-10-23 astro-ph
Stellar disks and halos of the edge-on spiral galaxies: NGC 891, NGC 4144 and NGC 4244
利用HST的ACS/WFC和WFPC 2图像的恒星测光结果，研究了NGC 891、NGC 4144和NGC 4244三个边缘星系的恒星星族和恒星空间分布。对老恒星数密度的测量揭示了这些星系中的两种恒星亚结构：厚盘和晕。这些子结构的边界主要由红巨星组成，由老恒星的数密度梯度变化决定。显示的晕有扁平的形状，从星系平面延伸到25 kpc。所得到的垂直于星系平面的不同类型恒星的数密度分布的结果，使我们能够验证我们的旋涡星系的恒星模型。用TRGB方法测定红巨星分支的尖端，得到了它们的距离：D = 9.82Mpc（NGC 891），D = 7.24Mpc（NGC 4144），D = 4.29Mpc（NGC 4244）。
2005-03-11 astro-ph
High spatial resolution mid-infrared spectroscopy of NGC 5253: The stellar content of the embedded super-star cluster
本文给出了在欧洲南方天文台3.6米望远镜上用TIMMI 2获得的NGC 5253，C2中隐藏的致密射电超星团的N波段（8-13微米）光谱。光谱的特征是由于温暖的尘埃，硅酸盐吸收和10.5微米处的强[SIV]线而产生的连续上升。还存在9.0微米处的[ArIII]和12.8微米处的[NeII]的较弱线。连续谱可以用冷前景尘埃屏熄灭的热尘埃发射的光学厚发射和A_sil = 0.73+/-0.05 mag.的硅酸盐吸收特征来模拟。我们展示了观测的空间尺度如何极大地决定了NGC 5253的中红外外观，以及这对解释线通量性质的重要影响（年龄、货币基金组织等）嵌入式集群。我们已经模拟了所观察到的线通量对C2使用光电离模型与最新的光谱能量分布描述的综合性能的星团。基于不同波长的高空间分辨率观测--近红外（HST和Keck）、中红外（TIMMI 2）和射电（VLA）--对几何结构的强约束使我们能够将电离参数限制在logU >= -0.5 dex的值。对U的这种限制导致C2的年龄和上质量截止值的两种可能的解决方案：1）具有“非标准”IMF的年轻（<400万年）星团，具有低的上质量截止值Mup < 50 Msun，以及2）具有标准的高上质量截止值（Mup ~ 100 Msun）的~ 500 - 600万年的星团。赞成和反对这两种情况的论据。ISO测量的[OIV] 25.9微米发射的起源和C2内部可能存在…
2004-08-31 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
