The X-ray emission of the most luminous 3CR radio sources
我们研究了3CR星表中最亮射电源的X射线性质，以评估它们是否与最亮的射电宁静类星体相似，例如在光学光度的X射线归一化方面，或者在吸收柱密度分布方面。我们已经选择了（光学识别）3CR射电源，其178 MHz单色光度位于最高的三分之一箱。4个最明亮的物体已经在X射线中观察到。在剩下的16个中，我们用XMM-牛顿随机选择了4个，光学类型1和4个类型2。所有目标已被发现。光学到X射线的光谱指数，alphaox，可以计算出只有类型1的，并与以前的研究一致，被发现比类似光度的射电宁静类星体更平坦。然而，康普顿薄2型的吸收校正X射线光度系统地低于1型，通过一个因子使它们与射电宁静α ox一致。在有限的统计数据中，康普顿厚的物体似乎有一个比康普顿薄的物体更明亮的反射分量。在1型射电大声类星体中观察到的额外X射线分量是由于内在原因而被发射的，并且不像（固有各向同性）盘发射那样被吸收环面准直。如果流动开度角和多普勒聚束因子为1/5 - 1/7弧度，则额外分量可与相对论流出相关联。
2007-10-29 astro-ph
Luminous early-type field galaxies at z ~ 0.4 - II. Star-formation history and space density
本文对485个明亮、M_V - 5 log h <-20.5、场早型星系的恒星形成历史和空间密度进行了光度和光谱分析。观测到的b_Jori颜色作为红移，平均吸收线强度和[OII] 3727发射特性的函数被用来约束星系的恒星形成历史。早期型星系样本的平均恒星形成历史与一个古老的（zf>1）、被动演化的光度加权恒星星族一致。21%的样本具有可检测的[OII] 3727发射，与正在进行的恒星形成的低水平（<1 M_solar/yr）一致。的样本的空间密度的参数和非参数估计。在z ~ 0.4处的积分亮度密度，只考虑被动光度演化，与<z>早型星系的局部光度密度（= 0.1）非常一致。总的来说，样品的性质是一致的星系形成的情况下，大多数的光场早型星系形成的红移z>1，并在很大程度上被动地演变，因为形成时代。
2002-08-12 astro-ph
Luminous X-ray Flares from Low Mass X-ray Binary Candidates in the Early-Type Galaxy NGC 4697
我们报告的结果，第一次专门针对短时间尺度的X射线耀斑的低质量X射线双星在早期类型的星系。提出了一种新的耀斑探测方法。NGC 4697是距离我们最近的光学发光的X射线暗椭圆星系，在157个源中，有3个显示耀斑的概率大于99.95%，并且都显示不止一个耀斑。两个源与球状星团一致，并显示耀斑持续时间和亮度类似（但大于）在银河系中子星（NS）X射线双星（XRB）中发现的I型X射线超爆发。第三个来源显示了更极端的耀斑。它的耀斑光度（~6E39 erg/s）对于NS来说是非常超级爱丁顿的，并且与最亮的银河系黑洞（BH）XRB的峰值光度相似。然而，耀斑的持续时间（~70秒）比通常在银河BH源中达到这些光度的爆发所看到的要短得多。考虑耀斑的替代模型。
2005-03-08 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
SN 2006tf: Precursor Eruptions and the Optically Thick Regime of Extremely Luminous Type IIn Supernovae
SN 2006 tf是迄今为止发现的第三明亮的SN，仅次于SN 2005 ap和SN 2006 gy。SN 2006 tf是有价值的，因为它提供了两种机制之间的联系：（1）发光的IIn型超新星，直接由与星周物质（CSM）的相互作用产生的辐射提供动力;（2）最明亮的SNe，其中CSM相互作用是如此的光学厚度，以至于能量必须从不透明的冲击壳中扩散出来。随着SN 2006 tf的演变，它慢慢地从第二种状态过渡到第一种状态，因为贝壳变得更加多孔。这种联系表明，最明亮的SNe的性质范围在很大程度上取决于爆炸前不久喷出的富含H的物质的密度和速度。SN 2006 tf辐射的总能量至少为7 e50尔格。如果这种光度的大部分来自于激波动能的热化，那么这颗恒星需要在核心坍缩前的4-8年内喷出~18 Msun，在此之前的几十年内又喷出2-6 Msun。因此，Ia型爆炸被排除在外。从H-alpha发射线剖面，我们得出爆炸波速度为2，000 km/s，不减速，从冲击前气体的窄天鹅座P吸收，我们推断出祖先的风速约为190 km/s。这让人想起LBV的风速，但不是RSG或WR星的风速。我们认为，像SN 2006 gy一样，SN 2006 tf标志着一颗非常大质量的恒星的死亡，该恒星在其生命结束前一直保持着H包层，并在爆炸前的几十年中遭受了类似LBV的极端质量损失。
2008-08-04 astro-ph
Extremely Luminous Water Vapor Emission from a Type 2 Quasar at Redshift z = 0.66
使用绿岸望远镜在47个斯隆数字巡天2型类星体中寻找水脉泽，发现了红移为z = 0.660的水脉泽。这个脉泽的红移比以前已知的任何脉泽都高一个数量级以上，总的各向同性光度为23，000 L太阳，也是最强大的。在z ~ 0.3-0.8的类星体中水脉泽的存在和可探测性可以提供对类星体分子环面和盘的更好理解，以及类星体和星系的基本性质，如黑洞质量。水脉泽在宇宙学上有趣的距离也可能最终提供，通过直接的距离测定，一个新的宇宙学观察到的测试的现实和暗能量的属性，目前推断主要通过类型1a超新星测量。
2005-06-10 astro-ph
Observational Characteristics and Possible Asphericity of Over-Luminous Type Ia Supernovae
一些Ia型超新星（SNe Ia）被认为是一颗超级塞拉塞卡质量的白矮星（WD）的爆炸，以解释它们的大光度，需要大量的56 Ni。然而，候选的过亮超新星Ia 2003 fg、2006 gz和（中度过亮）SN 1991 T有着非常不同的观测特征：特征时间尺度和速度非常不同。我们检查是否以及如何解释的多样性，一维球面辐射传输计算涵盖了广泛的模型参数（例如，WD质量）。SN 2006gz的观测结果自然可以用超拉塞卡质量模型来解释。SN 1991 T代表了一个边缘情况，它可能是一个巨大的WD爆炸，也可能是一个超级巨大的WD爆炸。另一方面，SN 2003fg的低速和短时标表明喷出物质量小于Ekrasekhar质量，这与其大光度明显矛盾。我们认为，如果前体WD，从而SN爆炸，是非球面的，这个问题就解决了。这可能反映了母星的快速旋转，可能是超巨拉塞卡质量WD母星的结果。SNe 2003fg和2006gz之间的差异可能是由于不同的观察方向。
2008-11-13 astro-ph
The Nuclear Spectral Energy Distribution of NGC 4395, The Least Luminous Type 1 Seyfert Galaxy
我们目前的X射线（ROSAT），红外线和无线电观测的NGC 4395，其中藏有光学最不发光的1型塞弗特核迄今发现。结合公布的光学和紫外光谱，我们已经使用这些数据来组装的宽带光谱能量分布（SED）的星系核。有趣的是，NGC 4395的SED与类星体和典型的低光度活动星系核的SED明显不同，这可能是不同物理条件的表现（即，黑洞质量、吸积率和/或吸积模式）。NGC 4395中的核X射线源是可变的，观测到的光度仅为~ 10^38尔格/秒。虽然这种辐射可能与弱的活动核或明亮的恒星质量双星系统有关，但核的光学和紫外发射线特性强烈表明X射线来自经典活动星系核。
1999-04-28 astro-ph
A Comparison of Metal Enrichment Histories in Rich Clusters and Individual Luminous Elliptical Galaxies
大质量椭圆星系周围的炽热的X射线气体晕是恒星质量损失和向高密度流入的结果，巨大的椭圆星系和它们相关的星系群形成了。这种气体中的金属丰度包含了有关早期恒星形成和过去超新星活动的重要信息。我们发现，基于Salpeter IMF的II型超新星，加上少量的额外的Ia型超新星，可以解释目前在大质量椭圆星系周围的气体晕中观察到的密度，温度和丰度分布。在明亮椭圆星系的中央明亮区域，大约一半的星际铁是由Ia型超新星产生的，另一半是由II型超新星富集的演化恒星损失的。然而，丰富的星团内的团内气体中的铁和硅丰度表明，每单位可见光的超新星数量比我们对大质量椭圆星系的要求要多，要么是Ia型，要么是II型。由于大质量椭圆星系和富星系团的富集历史是根本不同的，E和SO星系可能不是富星系团气体中金属富集的唯一来源。
1998-11-16 astro-ph
SN 1996cr: Confirmation of a Luminous Type IIn Supernova in the Circinus Galaxy
我们最近通过VLT光谱学证实SN 1996 cr是一颗晚时间的IIn型超新星（SN），并使用存档光学成像将其爆炸日期分离为约1年。我们在这里简要地谈到了丰富的光学，X射线和无线电档案观测这个神秘的来源。由于它的相对接近（3.8 +/-0.6 Mpc），SN 1996 cr是有史以来探测到的最明亮的X射线和射电超新星之一，因此，它可能提供对IIn型超新星结构和组成的有力见解。我们还发现SN 1996 cr与GRB 4 B 960202在2-3 sigma置信水平上相匹配，这可能是第三个与II型SN显著相关的GRB。我们推测SN 1996 cr是否可能是一个离轴或“失败”的GRB。
2007-05-21 astro-ph
A newly identified Luminous Blue Variable in the galactic starburst cluster Westerlund 1
我们目前的观测大质量过渡星W243在Westerlund 1。我们发现一个明显的光谱类型的早中期A从我们的数据，在对比早期的分类B2 I，从1981年获得的数据。丰富的发射线光谱的同时发展表明一个非常高的质量损失率;氦发射的持续存在表明，底层的恒星仍然显着热比其明显的光谱类型所暗示的。我们认为W243是一个正在经历爆发阶段的亮蓝变星，导致了极端的质量损失率和伪光球的形成。
2003-12-02 astro-ph
Radial Variation of Optical and Near-Infrared Colours in Luminous Early-Type Galaxies in ABELL 2199
我们对邻近富星系团ABELL 2199中的亮早型星系进行了K波段表面测光。结合B带和R带表面测光，研究了星系B-R和R-K色的径向变化。发现星系内部区域的B-R色和R-K色都偏红。将这两种颜色的径向变化与简单恒星星族（SSP）模型在一定年龄和金属丰度范围内的预测结果进行比较，结果表明：虽然我们的样本很小，但椭圆星系团的金属丰度梯度为负，而年龄梯度为零;典型的金属丰度梯度估计为-0.16 ± 0.09（dlogZ/dlogr），而年龄梯度估计为-0.10 ± 0.14（dlog（年龄）/dlogr）。考虑到近年来在后发座星系团和低密度环境中的椭圆星系研究中也得到了类似的结果，椭圆星系中恒星星族的径向梯度对星系环境的依赖性似乎并不强。
2004-08-28 astro-ph
The Type IIn Supernova 2002kg: The Outburst of a Luminous Blue Variable Star in NGC 2403
我们发现，超新星（SN）2002公斤在NGC 2403，最初被归类为II型窄（IIn），具有不同于正常SNe的光度和光谱特性。相反，它的行为更典型的是高质量恒星，它们在生命的尽头经历了短暂的发光蓝变星（LBV）阶段。事实上，这颗恒星在爆发时最像LBV S剑鱼座。SN 2002 kg的前身是一颗不规则的亮蓝色变星37（V37），在1968年被Tammann & Sandage编入星表。利用高质量的地基多波段图像，我们可以将V37的初始质量限制为M_ini>~40 M_sun。我们发现，虽然光谱表明氮增强，可能揭示了CNO处理的V37在喷出物中的产品，恒星缺乏大量的LBV星云。SN 2002 kg/V37的爆发并不像NGC 2403中的SN 1954 J/V12那样具有巨大的能量。然而，SN 2002kg/V37是越来越多的“SN冒名顶替者”之一，在超新星演化的前SN阶段表现出广泛的爆发能量学。
2006-03-01 astro-ph
HI in Early-Type Galaxies
总结了早型星系的HI特性，特别是在不同光度的早型星系中观测到的HI形态的差异。我们发现，在低光度的早型星系的HI几乎总是在一个盘状结构，与中心表面密度足够高的恒星形成发生。在少数明亮的早型星系中，HI也是盘状或环状结构，但在大多数明亮的早型星系中，HI具有相对不规则的形态。亮早型星系HI盘的表面密度比低光度早型星系HI盘的表面密度低，在这些盘中不应该发生大规模的恒星形成。我们讨论了这些不同的HI特性的背景下，与光度相关的早期型星系的其他属性。
1999-02-01 astro-ph
The Luminous Type Ic SN 1992ar at z=0.145
我们目前的光谱和光度观测SN 1992 ar，更遥远的SN在卡兰/托洛洛调查。我们比较了它的光谱与附近的Ia型和Ic型SNe，并得出结论，后者的类型是一个更好的匹配SN 1992 ar。使用K-校正的基础上观测良好的Ic型和Ia型SNe的光谱，我们计算不同的可能的SN 1992 ar的休息帧光变曲线，并比较它们与代表性的SNe在附近的宇宙中观察到的每种类型。根据光度测量和光谱，我们可以得出结论，SN 1992 ar不能与任何已知的Ia型SN相匹配。尽管收集到的数据相当完整（一个光谱和10个测光点），但仍无法确定SN 1992 ar是像SN 1994 I那样的快速Ic型SN，还是像SN 1983 V那样的慢速SN。这些可能性中的每一个所暗示的最大绝对V幅度分别为-19.2和-20.2。后者将使SN 1992 ar成为有记录以来最明亮的SNe之一。因此，SN 1992 ar说明了高z Ia型SNe样本所面临的污染问题，这些样本的光度距离被用来确定宇宙的宇宙学参数。我们提出的观测标准，以区分两个SN类型时，SiII 6355线是红移的典型CCD探测器的灵敏度范围，并讨论了这些发光Ic型SNe将对测量的宇宙学参数的影响，如果不删除的高z Ia型SN样品。
1999-09-02 astro-ph
Emission-Line Properties of MG2016+112: A Luminous Type-2 Quasar at High Redshift
我们给出了引力透镜系统MG 2016 +112的组分B和C的新的高信噪比光谱。我们发现，图像C显示了红移到z=3.27的Ly $α$、\NV、\CIV、\HeII和\CIII的强发射线，类似于图像和B。我们检查发射线通量比，以便对透镜模型施加约束，并研究MG 2016 +112的内在性质。除了增强的\NV线外，观测到的B和C线比与活动星系核窄线区简单光电离模型中的预期值一致.组分B和C的线比差异可以解释为电离参数的差异。这一结果与晶状体模型的预测一致，即C是细胞核稍靠外部分的折叠图像。MG 2016 +112在高红移活动星系核中是非常独特的，它既不是普通的宽线类星体，也不是一个强大的射电星系，如发射线的宽度和通量比所示。结合文献中讨论的其他观测性质，我们认为MG 2016 +112是红移最高的亮射电宁静2型类星体。
1999-08-09 astro-ph
The quest for Type 2 quasars: Chandra observations of luminous obscured quasars in the Sloan Digital Sky Survey
我们报告了新的钱德拉探索性观测的6个候选2型类星体在z=0.49-0.73之间的最[OIII]发光体从斯隆数字巡天（SDSS）。在假定[OIII]是中心源内禀光度的代用品的情况下，它们的静止坐标系X射线光度的预测值为L（2- 10 keV）~10^45 erg/s。对于其中两个目标，光子统计数据足够好，可以进行基本的X射线光谱分析，这表明存在固有吸收（~10^{22-23} cm^-2）和发光X射线发射（L_X>10^44 erg/s）。在剩下的四个目标中，有两个只被少量（3-6）X射线计数探测到，还有两个没有被钱德拉探测到。如果这四个源具有由[OIII]发射预测的大的本征X射线光度，那么它们的核必定被严重遮蔽（N_H>几个10^23 cm^-2），有些可能是康普顿厚度（N_H>1.5 10^24 cm^-2）。我们还介绍了两个2型类星体候选人的结果，偶然躺在钱德拉目标的领域，并提供了一个最新的汇编的X射线性质的8个额外的SDSS 2型类星体从档案钱德拉和XMM-牛顿观测（五个中等质量的X射线数据）。16个SDSS 2型类星体的组合样本（10次X射线探测）提供了进一步的证据，表明相当一部分光学选择的2型类星体在X射线波段被遮蔽了（至少所有具有中等质量X射线光谱的天体），进一步支持了Vignali，Alexander和Comastri（2004 a）的发现以及活动星系核的统一方案，证…
2006-09-04 astro-ph
Terminal velocities of luminous, early-type SMC stars
利用空间望远镜成像摄谱仪（STIS）的紫外光谱，从Si IV和C IV共振线确定了小麦哲伦云（SMC）中11颗O和B型巨星和超巨星的终极速度。利用戈达德高分辨率摄谱仪和国际紫外线探测器望远镜的观测数据，获得了另外5颗B型超巨星的终极速度。我们讨论了恒星终极速度的金属丰度依赖性，发现没有证据表明银河系和SMC金属丰度之间的显着缩放Teff <30，000 K，与辐射驱动的风理论的预测超巨星。SMC和银河系样本之间的$v_\infty / v_{esc}$比率的比较，虽然与上述陈述一致，但强调了银河系O星距离的不确定性是与理论进行详细比较的严重障碍。对于SMC样本，在给定的有效温度下，这个比率有相当大的分散性，这可能表明恒星质量的不确定性。
2004-03-12 astro-ph
The ultraviolet and optical spectra of luminous B-type stars in the Small Magellanic Cloud
利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）观测了小麦哲伦星云（SMC）中12颗早期B型星的紫外光谱，其中包括9颗超巨星和3颗巨星。与银河系的类似物的形态比较使用档案数据从国际紫外线探测器（IUE）。在一般情况下，在紫外线共振线的天鹅座P发射的强度更大，并看到后来的光谱类型，在银河系光谱比在其金属缺乏SMC同行，我们属性这些影响最有可能产生较弱的恒星风在SMC的目标，如辐射驱动风理论预测。我们还包括未发表的STIS观测的两个晚O型星的SMC。结合B-型观测和已发表的O-型数据，我们现在拥有了一个广泛的缺金属恒星紫外光谱库，可用于研究未解决的恒星爆发和高红移恒星形成星系。在这种情况下，我们提出的经验测量的B型光谱的新的“1978年指数”Rix等人建议的金属丰度在这样的系统作为探针。
2004-09-16 astro-ph
Massive and luminous YSO IRAS 05361+3539 and its environment. A study of star formation in the parent cloud - I
介绍了大质量明亮的年轻恒星天体IRAS 05361+3539的近红外测光和窄/宽带成像。在Mt.阿布，而光度数据取自2 MASS。从色-色和色-星等图中，我们在母体分子云复合体中识别出几个微弱的II类源和大约6个I类源。IRAS 05361+3539本身被认为是一个I类天体，我们在Br $γ$和H $_{2}$线上的图像显示了这个天体的喷流/流出。射流/流出与之前检测到的CO流出轴相匹配。近红外和IRAS远红外辐射通量分布表明，尘埃温度在80 - 800 K之间，可能存在一个吸积盘，其范围为几十到几百AU。在集群中检测到可能的FU Orionis类型的源。
2000-10-31 astro-ph
Luminous red mergers in the z=0.83 cluster MS1054-03: Direct evidence for hierarchical formation of massive early-type galaxies
我们目前的结果从遥远的X射线星系团MS 1054 -03在z=0.83的形态学研究。我们获得了这个星系团的大型双色HST WFPC 2镶嵌图，并用10米凯克望远镜测量了MS 1054 -03视场中186个星系的红移。在81个光谱证实的星系团中，有13个是合并系统。这些合并中的大多数可能会演变成明亮的椭圆星系，有些可能会演变成S 0星系。如果MS 1054 -03中的星系群是典型的红移星系，那么50%的椭圆星系可能是在z<1的合并中形成的。合并一般是红色的，没有检测到OII 3727排放。这一结果与从其他研究中推断的椭圆星系的古老恒星年龄是一致的。合并优先被发现对集群的外围，这表明他们可能发生在下落块。在MS 1054 -03的外围发现了大量的近距离红星系对，证实了这个星系团中有大量的相互作用星系。
1999-10-14 astro-ph
The Radio and X-ray Luminous Type Ibc Supernova 2003L
我们提出了广泛的无线电观测SN 2003 L，最明亮和能量最高的Ibc型射电超新星SN 1998 bw（与GRB 980425相关）除外。通过拟合同步辐射自吸收模型和发射光谱，很好地描述了甚大线阵的观测结果。该模型意味着t ~ 10天时的亚相对论喷出物速度v ~ 0.2c，尺寸r ~ 4.3 x 10^{15} cm。星周密度与恒星风廓线n_e ~ r^{-2}和质量损失率M_dot ~ 7.5 x 10^{-6} M_{solar} /年的常数相吻合。此外，磁场遵循B ~ r^{-1}，假设相对论电子和磁场之间能量均分，射电亮喷出物的动能约为E ~ 10^{48} erg。此外，我们表明，自由的吸收并没有显着贡献的无线电频谱，因为它意味着喷出物的速度是不一致的尺寸限制来自甚长基线阵列观测。总之，我们发现，虽然SN 2003 L的射电光度与SN 1998 BW相当，但它没有显示出与相对论喷出物耦合的大量能量的证据。本文以SN 2003 L为例，简要地评述了Ibc型超新星中喷出物速度与能量的耦合。
2004-10-06 astro-ph
Dynamical modelling of luminous and dark matter in 17 Coma early-type galaxies
本文给出了17个后发早型星系的动力学模型。星系样本由扁平的，旋转的以及非旋转的早期类型组成，包括亮度在M=-18.79和M=-22.56之间的cD和S 0星系。运动学长缝观测至少覆盖长轴和短轴，并延伸到1-4个有效半径。轴对称史瓦西模型被用来推导恒星的质光比和暗晕参数。在每一个星系中，有暗物质晕的模型比没有暗物质晕的模型更符合数据。8个星系的统计学显著性超过95%，5个星系的统计学显著性约为90%，而4个星系的统计学显著性不显著。对于高度显着的情况下，观测到的和模拟的运动学之间的系统偏差是清楚地看到的，其余的星系的差异更多的统计性质。最适合的模型包含10- 50%的暗物质在半光半径内。中心的暗物质密度至少比发光物质密度低一个数量级。暗物质的中心相空间密度通常比发光部分低几个数量级，特别是当晕核半径很大时。沿着长轴的恒星轨道系统略微受径向运动的支配。一些星系沿短轴方向表现出切向各向异性，这与短轴的高斯-厄米系数H4相关。改变数据拟合和正则化约束之间的平衡不会显著改变重建的质量结构。模型的各向异性倾向于加强，如果正则化的权重减少，但星系的一般属性是径向或切向各向异性，分别不会改变。（节略）
2007-09-05 astro-ph
HI in Low-Luminosity Early-Type Galaxies
讨论了低光度早型星系中HI的性质。在许多较亮的早型星系中，HI的形态比HI更规则。HI总是分布在一个圆盘中，并且更集中。中央HI表面密度高于明亮的早型星系，足以形成恒星。
1998-09-07 astro-ph
Mergers of luminous early-type galaxies in the local universe and gravitational wave background
星系合并中的超大质量黑洞（SMBH）合并被认为是甚低频引力波（GW）的主要来源之一。红移z<2的大质量星系合并对引力波的贡献很大。以前很少有研究给出大质量星系的合并率。%我们从斯隆数字巡天数据第6版的87，889个明亮的早型星系（M_r<-21.5）中选取了一个大样本（1209个），这些星系对的投影间距为7<r_p<50 kpc。这些对构成了局部宇宙（z<0.12）中完整的体积有限样本。使用我们新开发的技术，249合并已确定通过搜索的相互作用功能。由此我们得到了明亮早型星系的合并率为0.8%，在本机宇宙中的合并率为% R_g=（1.0+/-0.4）*10^{-5} Mpc^{-3} Gyr^{-1}} %，其不确定性主要取决于合并的时间尺度。%我们根据它们的光度估计了合并星系中心的SMBH的质量。我们发现SMBH双星的啁啾质量分布在5* 10 ^8--5 10 ^{9} M_{\odot}范围内遵循指数为-3.0+/-0.5的幂律。在合并中使用SMBH布居并且假设SMBH可以被有效地驱动到GW区域，我们研究了在10^{-9}--10 ^{-7} Hz频率范围内的随机GW背景。我们得到了hc（f）=10^{-15}（f/yr^{-1}）^{-2/3}的GW背景谱，比Jaffe & Backer在2003年得到的结果高出一个星等，但与星系形成模型的计算结果一致。
2009-02-23 astro-ph
What are the Luminous Compact Blue Galaxies?
明亮的致密蓝星系团（LCBG）在z~1处很常见，对总的恒星形成率密度有重要贡献。到z~0时，它们是十分罕见的。虽然我们知道LCBG演化迅速，但我们不知道是什么驱使它们演化，也不知道它们演化成什么类型的星系。我们提出了一个单盘HI当地LCBG进行调查，以解决这些问题的结果。我们的研究结果表明，LCBG的M（HI）和M（DYN）与低质量螺旋一致，但通常在不到2 Gyr的时间内耗尽其气体库。总的来说，LCBG的性质与它们演化成高质量矮椭圆星系或矮不规则星系或低质量晚型螺旋星系是一致的。
2007-12-07 astro-ph
Sub-luminous X-ray Bursters Unveiled with INTEGRAL
在2005年3月22日，INTEGRAL卫星捕捉到了一个I型X射线爆发，它来自于2003年XMM-Newton偶然发现的不明来源XMMU J174716.1-281048。根据I型X射线爆发的性质，我们导出了该天体的距离，并认为该系统正在经历一个多年的吸积插曲。我们提出了来自Swift/XRT活动的新数据，加强了这一建议。AX J1754.2-2754是一个在银河中心巡天的ASCA星表中报告的未分类来源。INTEGRAL在2005年4月16日观测到了一次I型爆发。最近，一个Swift ToO让我们能够改进源代码的位置，并建立其持久性。
2008-03-12 astro-ph
Type Ib Supernova 2008D associated with the Luminous X-ray Transient 080109: An Energetic Explosion of a Massive Helium Star
我们提出了一个理论模型的超新星（SN）2008 D与发光X射线瞬态080109。的SN的测辐射热光变曲线和光学光谱建模的基础上的祖先模型和爆炸模型从流体动力学/核合成计算。我们发现SN 2008 D是一个比正常的核心坍缩超新星更有能量的爆炸，其喷出物质量为Mej = 5.3 +- 1.0 Msun，动能为E = 6.0 +- 2.5 x 10^{51} erg。SN的祖星在爆炸前有一个6-8 Msun的He核心，基本上没有H包层（< 5 x 10^{-4} Msun）。母星的主序星质量估计为Mms =20-25 Msun，由于对流、质量损失、旋转和双星效应，还有额外的系统不确定性。这些性质介于正常超新星和与伽马射线暴有关的超新星之间。中心残骸的质量估计为1.6 - 1.8 Msun，接近中子星和黑洞形成的边界。
2009-02-18 astro-ph
HI in Early-Type Galaxies
本文简要讨论了亮早型星系和低光度早型星系HI性质的主要区别。在明亮的早型星系中，HI通常是不规则分布的，但在少数情况下，可以看到低表面密度的规则HI盘。在低光度的星系中，HI更常出现在中心表面密度高的圆盘中。这表明这两组星系中气体的演化不同。
2000-09-07 astro-ph
What are S0 (0) Galaxies?
在具有近似圆形等照度线的早型星系中，E0和E1星系在99.3%的显著性上比被归类为S0（0）和S（0）（1）的正面天体更明亮。这一结果支持了这样的观点，即旋转和“diskiness”是更重要的，在较暗的早期类型的星系的外部区域比他们更明亮的星系的非常早期的形态类型。
2003-11-26 astro-ph
The Progenitor Masses of Wolf-Rayet Stars and Luminous Blue Variables Determined from Cluster Turn-offs. II. Results from 12 Galactic Clusters and OB Associations
在这里，我们研究了12个银河系星团和OB协会包含沃尔夫-拉叶星（W-Rs）和/或明亮的蓝色变星（LBV），以评估这些演化的大质量恒星的祖星质量。我们发现，在银河系中，早期型WN星演化的恒星质量低至20 Mo。一些早期类型的WN星被发现在星团中具有非常高的关闭质量，支持我们早期的结果，“WNE”类的W-Rs是一个共同的阶段，在恒星的演化具有广泛的质量。相比之下，晚型WN（特别是WN 7类）和LBV只在具有最高关闭质量的星团中发现，这表明只有最大质量的恒星才能演化成这些物体。对原型LBV Eta Car的环境的研究表明，这颗恒星与Tr 14/16星协的其他恒星是同时代的，这表明它的LBV性质是进化的正常结果，与它是双星的可能性几乎没有关系。
2000-10-31 astro-ph
Pulsation-Initiated Mass Loss in Luminous Blue Variables: A Parameter Study
亮蓝变星（LBV）的特征是半周期性的增强质量损失或爆发。这些爆发的原因至今仍是一个谜。一种解释是，它们是由大气中的卡帕效应脉动引发的，这种脉动是由所谓的“铁球”（T ~ 200，000 K）附近温度下光度增加引起的，在那里铁的不透明度突然增加。由于对流开始时的滞后，这种光度可以建立，直到它超过爱丁顿极限局部，播种脉动，并可能从恒星驱动一些质量。我们提出了一些初步的结果，从一个参数的研究，重点是触发正常的S-Dor型（而不是极端的eta-Car型）爆发所需的条件。我们发现，随着Y的增加或Z的减少，脉动振幅减小，爆发般的行为，指示一个大的，突然增加的光球速度，变得像可能的。
2008-05-06 astro-ph
A Search for Luminous Be stars
由于Be星被限制在光度类别III-V，但早期的B型星被认为会演化成超巨星，因此可以预期Be现象会在中等质量恒星演化的某个时刻消失，在它达到超巨星阶段之前。作为试图确定这种停止的物理原因的第一阶段，文献搜索提供了一些光度类别为Ib或II的Be星候选者。光谱已经获得了一些疏散星团和协会的候选人，以及这些星团中的其他几颗明亮的恒星。在观测到的天体中，HD 207329是高光度Be星的最佳候选者，因为它看起来像一个快速旋转的超巨星，具有双峰发射线。位于Berkeley 87的HD 229059的谱线在形态上也与Be星相似，但有理由怀疑它是一个相互作用的双星。光度稍低的LS I +56 92（B4 II）和HD 333452（O 9 II）也是本质发光的Be星。NGC 6913中的两颗Be星，HD 229221和HD 229239，看起来有比光谱类型（两种情况下都是B0.2III）显示的更高的内在星等，与同一星团中的光度II类天体一样明亮。NGC 6823中的HD 344863也是一颗相当早期的Be星，光度中等。研究表明，虽然高光度Be星确实存在，但它们很稀少，而且可能令人惊讶的是，它们往往具有早期的光谱类型
2004-02-18 astro-ph
An XMM-Newton study of Hyper-Luminous Infrared Galaxies
超亮红外星系（HLIRGs）是宇宙中最明亮的持久天体。它们表现出极高的恒星形成率，其中大多数似乎都有活动星系核。它们是研究极端恒星形成及其与超大质量黑洞生长的联系的独特实验室。HLIRGs的X射线研究有可能揭示活动星系核对这些明亮天体的辐射热输出的贡献。我们选择了XMM-Newton观测到的14个HLIRG样本（1型、2型活动星系核和星暴），其中5个是康普顿厚度天体的候选天体。这是第一次在X射线光谱波段对这类天体进行系统研究。它们的X射线光谱特性与它们的红外光度相关，由IRAS，ISO和亚毫米数据估计。HLIRGs的X射线光谱呈现出不均匀性。所有我们的X射线探测到的HLIRGs（10）都具有活动星系核主导的X射线谱。其中8个的硬X射线光度与纯活动星系核贡献一致，而在其余的2个源中，活动星系核和星暴似乎都对整体发射有贡献。我们发现在5个源的软过量发射。在其中一个源中，它与纯星暴起源一致，而在其他4个源中，它与活动星系核起源一致。观测到的X射线发射系统地低于对具有相同红外光度的标准本地类星体的预期，表明第2类天体可能存在吸收和/或偏离类星体的标准光谱能量分布。X射线与红外线的光度比随红移而保持不变，这表明活动星系核和星暴成分的演化相似，它们各自的能量来源可能是物理上相关的。
2007-05-24 astro-ph
Host Galaxies of Hard X-ray Selected Type-2 Active Galactic Nuclei at Intermediate Redshifts
研究了15个硬X射线选择的2型活动星系核（AGN）在$ASCA$巡天中观测到的中等红移（0.05 $<z<$ 0.6）处的宿主星系的性质。经吸收校正的硬X射线亮度$L_{\rm 2-10 keV}$范围为10 $^{42}$ erg s $^{-1}$至$10^{45}$ erg s $^{-1}$。我们用夏威夷大学的2.2米望远镜拍摄了这些活动星系核的$R$波段图像。由于核光的内在遮蔽，我们可以将星系分解为球状分量和盘分量。由此产生的球状体光度与$L_{\rm 2-10 keV}$相关; X射线光度较高（较低）的活动星系核倾向于存在于发光（较不发光）的球状体中。发光活动星系核的主星系核具有较大的球盘光度比（$\sim$ 1），而不发光活动星系核的主星系核的球盘光度比分布在0和1之间。$L_{\rm 2-10keV}$与椭球体光度的相关性表明，在中等红移处，超大质量黑洞质量与椭球体光度之间存在BS关系。如果采用0.24的爱丁顿比，则BS-关系与局域宇宙中的BS-关系是一致的，这是从我们的$ASCA$-1型活动星系核样品中通过宽线宽和连续光度在类似的红移处确定的平均值。本研究表明，使用高红移的2型活动星系核来研究它们的宿主性质是有效的。
2006-05-03 astro-ph
Evolution of binaries producing Type Ia supernovae, luminous supersoft X-ray sources, and recurrent novae
我们提出了两条Ia型超新星（SNe Ia）的演化路径，这两条路径被称为超软X射线源（SSS）通道和共生通道，这取决于超新星爆炸前的轨道分离。我们的处理方法的本质区别在于，当质量吸积的白矮星（WD）的质量吸积速率超过约1 x 10^{-6} Mo/yr的临界速率时，在双星演化中包含质量吸积的WD上的强光学厚风。一旦从WD吹来光学上厚的风，在某些情况下，双星可以避免形成共同的包络。这样一来，WD就能够成长为克拉塞卡质量，并爆炸为超新星Ia，在通往超新星Ia的道路上显示出SSS或周期性新星现象。因此，WD的吸积风过程可以为超新星Ia打开新的通道.我们模拟了LMC超软源RX J0513.9-6951作为吸积风阶段系统的一个例子。另外两个基本过程的进一步夹杂物，使通道更宽，这些都是情况BB质量转移SSS通道和强大的轨道收缩期间的超级风阶段的主要恒星在共生通道。因此，通过这两个通道估计的Ia超新星的出生率与我们银河系的观测结果一致。有趣的是，复发新星的U Sco和T CrB亚类可以自然地理解为这两个SSS和共生通道的进化阶段的一部分，以超新星Ia，分别。因此，我们有一个统一的图片的二进制演变为超新星Ia，发光SSS，和复发新星。
2001-10-11 astro-ph
