Infrared line ratios revealing starburst conditions in galaxies
根据Lutz等人（1998，A&A，333，L75）的建议，通过临界红外线比研究了典型星暴星系的物理条件。用一个能解释激波和热星光电离耦合效应的复合模型进行的计算，与观测到的单个天体的谱线比完全吻合，并解释了观测到的[OIV]/（[NeII]+0.44[NeIII]）和[NeIII]/[NeII]之间的关系。冲击波速度和气体密度是临界参数。大部分激波产生于低密度-速度（n_0 = 100 cm-3，V_s = 50 - 100 km/s）的星云中，这些星云是星暴星系中电离气体的主要来源。然而，尽管它们的数量要少很多，但在致密（= 500 - 800 cm-3）云中的高速（= 400 - 600 km/s）激波是再现低激发星暴核星系（SBNG：M82，M83，NGC 253，NGC 3256，NGC 3690和NGC 4945）中观察到的临界红外线比率所必需的。这些模型的预测是在很好的协议与强大的恒星爆驱动的超级风和高压ISM中观察到的SBNG。相反，高激发的HII星系（II Zw 40和NGC 5253）没有显示出任何明显的大规模气体流出的特征。HII星系和SBNG之间的这种差异可以用它们的星爆的时间演化来解释。
1999-04-22 astro-ph
The stellar content, metallicity and ionization structure of HII regions
对红外精细结构线的观测提供了有关HII区金属丰度和电离结构的直接信息，并间接提供了电离这些星云的辐射场强度的信息。我们分析了红外空间天文台（ISO）观测到的银河系和麦哲伦星云HII区域的样本，以研究恒星含量，金属丰度和HII区域电离结构之间的相互作用。所观察到的[SIV]10.5/[SIII]18.7妈妈和[NeIII]15.5/[NeII]12.8妈妈线比被证明是高度相关的超过两个数量级。我们比较了观测到的线比的结果，使用不同的恒星能量分布的光电离模型。电离星的衍生特征主要取决于所采用的恒星模型以及（恒星）金属丰度。我们已经比较了恒星的有效温度来自这些模型的研究，为一些研究充分的HII地区与出版的光谱类型的电离星的直接光谱测定。这种比较支持我们的解释，恒星和星云的金属丰度影响所观察到的红外离子线比。我们可以用[SIV]\[SIII]和[NeIII]\[NeII]线比来解释观测到的电离度的增加，这是由于金属丰度的降低导致的辐射场的硬化。我们的研究结果的影响，在星爆星系的星爆年龄的测定进行了评估。
2002-06-05 astro-ph
Massive star formation and evolution in starburst galaxies: mid-infrared spectroscopy with ISO-SWS
我们提出了新的ISO-SWS数据的样本的27个星暴星系，并与这些数据研究的问题，最大质量的恒星在星暴星系的形成和演化。使用星爆模型，包括时间演化，新的恒星大气模型的大质量恒星，和星爆模型的几何形状来自原型星爆M82的观测，我们的模型的综合中红外线比[NeIII]（15.6微米）/[NeII]（12.8微米）。这个线比率对恒星能量分布的硬度敏感，因此对最大质量的恒星也敏感。我们的结论是从我们的模型，考虑到最近的恒星普查在本地，高质量的恒星形成区域的决心，我们测量的[NeIII]/[NeII]的比例是一致的大质量（~50-100太阳质量）的恒星在大多数恒星爆发的形成。在这个框架内，从测得的线比推断出的低星云兴奋可以归因于老化效应。通过对我们样本中星系的红外线与莱曼连续光度之比的估计，我们进一步发现大多数恒星爆发的寿命相对较短（1- 1000万年），只有少数O星的寿命。我们讨论了这种短事件的可能原因：恒星风和超新星在破坏星暴环境的有效性。
2000-03-22 astro-ph
Missing Massive Stars in Starbursts: Stellar Temperature Diagnostics and the IMF
确定恒星暴增的性质需要对它们的紫外辐射场进行光谱诊断，以测试是否存在非常大质量的恒星。我们测试几个这样的诊断，使用新的模型线比行为相结合的多云，Starburst 99和最新的光谱图集。对于六个星系，我们获得新的测量HeI 1.7微米/ Brackett 10，一个难以测量，但物理上简单（因此可靠）的诊断。我们获得了新的测量HeI 2.06 μ m/ Brackett伽马在五个星系，并发现它和[OIII]/Hbeta通常是不可靠的诊断在星爆。异质性和home-intrinsic中红外线比（特别是[NeIII] 15.6 μ m/ [NeII] 12.8 μ m）一致同意彼此和HeI 1.7 μ m/Br 10;这表明中红外线比是光谱硬度的可靠诊断。在27个恒星爆发的样本中，[NeIII]/[NeII]的比值明显低于Salpeter IMF扩展到100个太阳质量的模型预测。合理的模型变化强化了这一结论。相比之下，低质量和低金属量的星系II Zw 40和NGC 5253显示出相对较高的氖线比率，与Salpeter斜率至少延伸到40- 60 Msol相一致。在高金属丰度的恒星爆发中，氖线比率低的一个解决方案是，与Salpeter IMF相比，它们在>40 Msol的恒星中是不足的。另一种我们更喜欢的解释是，高金属量恒星爆发中的大质量恒星一生中的大部分时间都嵌入在超紧凑的HII区域中，这些…
2004-01-13 astro-ph
Neon and Argon optical emission lines in ionized gaseous nebulae: Implications and applications
在这项工作中，我们提出了一个强的光学碰撞发射线的Ne和Ar的电离气体星云，它是可能的，直接导出电子温度，从而氖和氩的化学丰度的异质样品的研究。我们计算使用网格的光电离模型新的电离校正因子为这两个元素，我们研究的行为Ne/O和Ar/O丰度比与金属丰度。我们发现一个恒定的值Ne/O，而似乎有一些证据的存在的负径向梯度的Ar/O的磁盘附近的一些螺旋。研究了[NeIII] 3869 nm和[OIII] 4959 nm和5007 nm发射线强度之间的关系。这种关系可以用于经验校准和诊断比，将其适用性扩展到更蓝的波长，从而在更高的红移对象的样本。最后，我们提出了一个新的诊断使用[OII]，[NeIII]和Hdelta发射线，以获得在高z星系的金属丰度。
2007-07-18 astro-ph
Spatially Resolved Spitzer-IRS Spectroscopy of the Central Region of M82
我们提出了高空间分辨率（~ 35秒差距）的5-38微米光谱的中心区域的M82，采取与斯皮策红外光谱仪。从这些光谱中，我们确定了六个代表性区域的关键诊断特征，如[NeII]12.8um，[NeIII]15.5um和H_2S（1）17.03um谱线的通量和等效宽度，以及宽的中红外多环芳烃（PAH）发射特征，并分析了这些谱线的空间分布及其在中心区域的比例。我们发现一个很好的相关性的尘埃消光与CO 1-0排放。PAH的发射密切遵循沿银盘的电离结构。观测到的诊断PAH比率在M82的变化可以解释的消光效应，系统的不确定性。16- 18 μ m的PAH复合体非常突出，其等效宽度从银道面向外增强。我们解释这是紫外辐射场变化的结果。11.3um PAH特征的EWs与H_2S（1）线的EWs密切相关，我们认为流出区的激波对H_2的释放没有明显的影响。[NeIII]/[NeII]的比值平均较低，约为0.18，并且在整个平面上几乎没有变化，这表明占主导地位的恒星星族是演化的（5 - 6百万年），并且分布均匀。随着距离M82银道面的距离，该比率略有增加，我们将其归因于气体密度的降低。我们的观察表明，在过去的500万年里，恒星形成率显著下降。星系中心区域的尘埃和分子气体的数量反对饥饿和负反馈过程，可以通过强烈的平面外流出物观察到。
2007-11-21 astro-ph
The radio loud narrow-line quasar SDSSJ172206.03+565451.6
我们报告的无线电大声窄线类星体SDSS J172206.03+565451.6，我们发现在寻找无线电大声窄线活动星系核（AGN）的过程中的识别。SDSSJ 172206.03 +565451.6是唯一一个被确定为第4大射电强窄线类星体，也是第二大射电强类星体，射电指数R_1.4 ~ 100-700。它的黑洞质量为M_BH =（2-3）10^7 M_sun，相对于它的射电响度来说，它的质量是非常小的，质量和射电指数的组合使SDSSJ 172206.03 +565451.6处于M_BH-R图中一个很少有人居住的区域。SDSSJ 172206.03 +565451.6是一个典型的窄线塞弗特1型天体，其FWHM_H β = 1490 km/s，[OIII]/H β = 0.7，FeII复合体的FeII 4570/H β = 0.7。根据[OII]/[OIII]线比估算的窄线区电离参数与Seyferts相似，其[NeV]/[NeIII]高比值表明极紫外线对软X射线的过量。我们宣传的组合使用[OII]/[OIII]和[NeV]/[NeIII]图作为一个有用的诊断工具，估计电离参数和约束EUV连续体的形状相对独立于其他参数。
2005-11-16 astro-ph
The Interstellar Medium of Young Stellar Clusters from the Mid-Infrared Point of View
利用中红外波段探测年轻星团对其气体和尘埃环境的影响。强烈的MIR [NeIII]/[NeII]比值（5到10）揭示了当前存在小于500万年的大质量恒星。利用MIR谱线比率以及文献中的光学和近红外数据，构建了NGC 1569，NGC 1140和IIZw 40的复合SED。恒星的SED，然后被用来作为输入到尘埃模型研究的硬，穿透辐射场的尘埃成分的影响，特别是在低金属量的环境中，在那里的大规模的星团对环境的破坏性影响发生在全球范围内。例如，在矮星系中，最小的尘埃粒子在比正常金属丰度恒星爆发更大的区域内被摧毁。
2000-03-20 astro-ph
The difference between the narrow line region of Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies
本文对Seyfert 1和Seyfert 2星系窄线区的发射线比进行了比较研究。它包括一个文献汇编的发射线通量[OII] 3727 A，[NeIII] 3869 A，[OIII] 5007 A和[NeV] 3426 A，以及60 μ m连续通量，为52个塞弗特1和68个塞弗特2的样本。发射线比率[OII]/[NeIII]和[OII]/[NeV]的分布表明，在Seyfert 1的值小于Seyfert 2的值的意义上，Seyfert 1和Seyfert 2在统计上是不同的，这表明更高的激发光谱。这些和其他发射线的比率进行比较，序列的模型，结合不同比例的物质和电离有界云，也序列的模型不同的电离参数。这一比较表明，前者的模式更好地再现了发射线比的整体分布，表明塞弗特1的电离有界云的数量比塞弗特2的少。这种差异，连同其他结果在文献中，从四个不同的场景的角度来解释。最有可能的情况是假设塞弗特1的NLR比塞弗特2的小，这可能是由于塞弗特1的环面轴优先排列在靠近主星系平面轴的位置。
1998-05-20 astro-ph
Spitzer-IRS high resolution spectroscopy of the 12μm Seyfert galaxies: I. First results
本文给出了12 μ m活动星系样品中29个（约四分之一）Seyfert星系的首次高分辨Spitzer IRS 9- 37 μ m光谱，并对它们进行了讨论。高分辨率光谱是通过相应的离源观测获得的。这允许出色的背景扣除，以便准确测量弱发射线的连续谱水平和强度。其结果是几个新的组合的发射线比，线/连续和连续/连续的比率，原来是有效的诊断AGN组件的强度在这些星系的红外发射。已知的谱线比[NeV]/[NeII]、[OIV]/[NeII]，以及[NeIII]/[NeII]和[NeV]/[SiII]都可以有效地用来测量活动星系核的优势。我们扩展的分析，已经做了使用6.2um的PAH发射功能，11.25um的PAH功能，这也与活动星系核的优势反相关的等效宽度。我们测量到11.25 μ m的PAH特征与H_2S（1）有一个恒定的比值，约为10：1，与Seyfert类型无关。使用在约19 μ m处的两个光谱仪通道的精确通量测量的比率，具有相差4倍的孔径面积，我们测量了源扩展性，并将其与发射线和PAH特征等效宽度相关联。源的扩展性给出了活动星系核优势的另一种度量，并与[NeII]和PAH发射的EW相关。利用H $_2$的转动跃迁，我们能够估算出所观测星系中温暖分子成分的温度（200- 300 K）和质量（1-10 x 10^6 M_sun），或者说是它们的重要极限。
2007-10-24 astro-ph
The Extraordinary Infrared Spectrum of NGC 1222 (Mkn 603)
星暴星系的红外光谱主要由[NeII]和[SIII]的低激发谱线所控制，从这些光谱推断的恒星星族似乎缺乏大于35 Msun的恒星。到目前为止，唯一的例外是低金属量的矮星系。本文分析了星暴星系NGC 1222（Mkn 603）在斯皮策望远镜上的中红外光谱。NGC 1222是一个大型球状星系，其星暴核心是一个紧凑的射电和红外源，其红外辐射主要由[NeIII]线控制。这是我们所知的第一次太阳或近太阳金属丰度的恒星爆发，它由高激发线主导，可能是高质量恒星的宿主。我们模拟的排放与几个不同的假设的空间分布的高，低激发线，并发现在这个星系的上限质量截止为40-100 Msun。
2007-06-26 astro-ph
Spitzer-IRS Sectroscopy of the Prototype Wolf-Rayet star EZ CMa (HD 50896)
我们提出了原型WN星EZ CMa（HD 50896，WN 4 b）的中红外Spitzer-IRS光谱。揭示了HeII的大量恒星风线，以及[NeIII] 15.5 μ m和[OIV] 25.9 μ m的精细结构线。我们对HD50896进行了光谱分析，允许线覆盖和聚集，这与中红外观测结果进行了比较。我们利用这些恒星的性质，精确地推导出Ne/He=1.2-1.8E-4和O/He=4.2-4.8E-5的数量，在早期WN星的第一次。此外，我们得到的N/C=40和N/O=50的数量，值与目前的预测完全一致的旋转大质量恒星在内部氢燃烧结束。
2004-06-03 astro-ph
ISO observations of the Galactic center Interstellar Medium: ionized gas
（摘要）我们目前的精细结构和复合线的电离气体对位于300 pc的银河系中心（GC）的18个源的样本观测。在16个源中检测到[NII]和[SIII]的精细结构谱线。在10个源中，我们甚至检测到[OIII] 88 $μ$ m线。测量的N、S和Ne丰度与5 kpc环HII区域和星暴星系核中测量的丰度相似。测量的所有源的精细结构线比率可以用有效温度为32000-37000 K和电离参数为$U$的光电离来解释。最高的激发被发现在射电弧区域，但必须有更多的电离源分布在银河系中心比已知的大质量恒星集群。大多数云位于远离突出的连续复合体（Sgr C，B......）。然而，云有可能被从这些复合物中逃逸的光子电离。在GC中测得的激发比、有效温度和电离参数与某些低激发星暴星系中的结果相似。在GC源中测量的[NeIII]/[NeII]谱线比值与Thornely等人（2000）的模型结果一致，该模型适用于不到800万年前的大质量恒星形成的短爆发。我们还发现GC源的[NeII] 13 $μ$ m ~与远红外连续谱的比值与外部星系的相似，支持Sturm等人（2002）的观点，即活动星系核中的远红外连续谱主要由恒星辐射加热的尘埃而不是活动星系核控制。
2004-09-14 astro-ph
The Mid-Infrared Narrow Line Baldwin Effect Revealed by Spitzer
本文介绍了我们用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪在68个活动星系核（AGN）样品的5-20个$<$ m中红外谱线中发现的窄线Baldwin效应，这是谱线的等效宽度（EW）与相关连续谱线的通量之间的反相关。我们的分析揭示了[SIV] 10.51 $μ$ m、[NeII] 12.81 $μ$ m和[NeIII] 15.56 $μ$ m谱线的EW与它们的中红外连续发光度之间的明显反相关性，而[NeV] 14.32 $μ$ m谱线的Baldwin效应则不那么明显。我们认为，这种反相关是由中央活动星系核，而不是在宿主星系的环核恒星形成。我们还发现，在中红外线的窄线鲍德温效应的斜率并没有出现陡峭的电离势的增加。检查EW对爱丁顿比（$L/L_{Edd}$）的依赖性，我们发现对于中红外线没有强的关系。我们的研究表明，窄线的中红外鲍德温效应是很大的不同，宽线的光学/紫外鲍德温效应，这两种效应可能是无关的。发现的反关联打开了新的可能性，在理解电离区的物理和连续再处理的尘埃。
2008-08-25 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 NGC 1068 with ISOCAM
我们报告中红外（MIR）观测的塞弗特2星系NGC 1068，获得与ISOCAM在低分辨率光谱成像模式。空间分辨率（约5角秒）使我们能够从活动星系核（AGN）的辐射中分离出环核星暴区域。未识别红外波段（UIBs）的全球空间分布与冷尘埃成分相似，由450微米的发射和从CO（1-0）图获得的气体成分追踪。然而，在我们的地图中可以清楚地看到UIB最大值和450微米发射之间的偏移。和平号中的UIB（5-16微米）几乎完全来自银盘中的星暴区域，其发射峰值位于距离AGN 1 kpc的恒星/气体棒的末端。原子核的光谱在整个5-16微米范围内的特征是一个强的连续谱，它可以用指数为-1.7的幂律拟合。此外，核区的高[NeIII]/[NeII]比（>2.5）表明活动星系核存在硬辐射场。观测结果表明，尽管NGC 1068的活动星系核对和平号红外辐射的贡献高达75%，但它对UIB辐射的贡献还不到5%。相反，在亚毫米波长处，核对冷尘埃辐射的贡献大大减少，在450微米处不超过总积分辐射的25%。
2001-01-03 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
Large scale ionization of the Radio Arc region by the Quintuplet and the Arches cluster
（简短版本）我们提出了一个选择的精细结构线的分析，在银河系中心区域（GCR）的射电弧观测ISO。我们通过NeIII 15.6 mum/NeII 12.8 mum和NIII 57 mum/NII 122 mum的线比研究了电离气体的密度和~ 30 x30 pc^2区域内的大尺度电离结构。由OIII谱线比导出的电子密度（n_e）表明存在扩散电离物质，n_e为10^{1.8-2.6} cm^{-3}。NIII/NII比率显示出两个明显的梯度，一个指向五重星系团，另一个指向拱门星系团。解释电离结构的模型表明，整个区域的大尺度电离可以用五重态和拱形团簇产生的紫外辐射来解释。任何其他电离机制都应该起次要作用。我们还研究了在MSX红外图像中看到的温暖的尘埃泡沫的集群的影响。温暖的尘埃与电离的气体有很好的相关性，表明尘埃也被来自两个星团的辐射加热。此外，当人们考虑到拱形和五重态星团的综合效应时，也可以解释像热灯丝这样的结构的椭圆对称而不是圆形对称。气泡中充满了硬X射线的连续辐射和来自中性或低电离Fe的6.4keV线的辐射。
2001-07-09 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
The Star Formation History of the Virgo early-type galaxy NGC4435: the Spitzer Mid Infrared view
本文对与NGC 4438相互作用的早型室女座星系NGC 4435进行了星族合成研究。我们结合新的光谱观测与斯皮策太空望远镜IRS仪器IRAC档案数据和宽带数据的文献。IRS光谱显示了该星系的PAH特征、低电离发射线和H_2转动线，这些都是由尘埃环核盘产生的。中央SED，从X射线到无线电，很好地拟合了一个模型的指数爆发叠加在一个古老的简单的恒星星族。从缺乏高激发星云线，[NeIII]15.5/[NeII]12.8的比率，分子氢的温度，以及适合于无线电SED的完整X射线，我们认为，目前的活动的星系是由恒星形成单独驱动。活动星系核对电离通量的贡献被限制在2%以内。爆发的年龄大约是1.9亿年，这与恒星形成过程是由与NGC 4438的相互作用触发的观点完全一致。在复兴情节中涉及的质量原来是小于1.5%的恒星星系质量采样在5”的中心孔径。这足以使NGC 4435非常类似于一个典型的相互作用的早期型星系，具有倒置的CaII[H+K]线，稍后将变成一个典型的星团E+A星系，并加强了这些物体是最近复兴插曲的结果而不是真正的延迟形成的概念。
2006-10-11 astro-ph
Metallicity and the spectral energy distribution and spectral types of dwarf O-stars
我们提出了一个系统的研究的金属丰度对恒星光谱能量分布（SED）的O主序星（矮），专注于氢和氦电离连续，和用于光谱分类的光学和近红外线。光谱是基于非LTE线覆盖大气模型，使用Hillier & Miller（1998）的CMFGEN代码计算恒星风。我们得出以下结论。首先，我们发现，发射的莱曼光子的总数几乎是独立的线覆盖效应和金属性对于一个给定的有效温度。这是因为被波长短于600埃的金属线森林阻挡的通量主要在莱曼连续谱内重新分布。第二，光谱类型，定义的HeI 4471埃和HeII 4542埃的等效宽度的比率，显着依赖于大气中的微湍流速度，金属丰度，并在光度类的矮星，重力。第三，我们证实了由于包含最近由例如Martins等人（2002）发现的线覆盖，对于给定光谱类型的有效温度降低。最后，我们发现，低于450埃的SED是高度依赖于金属丰度。这反映在星云精细结构线的行为上，例如[NeIII]/[NeII] 15.5/12.8和[ArIII]/[ArII] 9.0/7.0微米。这种依赖性复杂的使用这些星云的比率作为诊断工具的有效温度测定的电离恒星在HII地区和年龄测定的星爆地区的星系。
2004-02-20 astro-ph
The Mid-IR Properties of Starburst Galaxies from Spitzer-IRS Spectroscopy
本文报道了用斯皮策空间望远镜上的红外光谱仪IRS拍摄的22个星暴核的大样品的5- 38 μ m中红外光谱，光谱分辨率为R~65-130。光谱显示了星暴SED的巨大范围。硅酸盐的吸收范围从基本上没有吸收到光学深度为τ（9.8um）~5的严重模糊系统。光谱斜率可以用来区分星暴和活动星系核动力源。15 μ m和30 μ m的单色连续光通量使得对星暴红外总光度的估计非常精确。我们发现，PAH等效宽度与总的星爆光度L_IR无关，因为连续谱和PAH特征尺度成比例。而6.2 μ m特征的光度与L_IR成比例，可以用来近似星暴的总红外光度。虽然我们的星爆样品涵盖了约10倍的差异[NeIII]/[NeII]的比率，我们发现没有系统的辐射场硬度和PAH等效宽度或7.7 μ m/11.3 μ m的PAH比率之间的相关性。这些结果是基于整个星爆区域的空间综合诊断，局部变化可能是"平均“的。这大概是由于这种效应，未解决的星暴核与显着不同的全球性质出现光谱作为一类对象的成员，而类似的。
2006-09-01 astro-ph
An Ultraviolet to Mid-Infrared Study of the Physical and Wind Properties of HD 164270 (WC9) and Comparison to BD+30 3639 ([WC9])
我们提出了新的斯皮策IRS观测HD164270（WC9，WR103）。对HD 164270的紫外、可见、近红外和中红外光谱进行了定量分析，考虑到谱线覆盖和风团簇效应，在体积填充因子为f0.1时，T *~48kK，log L/Lsun~4.9，dM/dt~1e-5Msun/yr.我们的模型预测，他是部分重组在外部恒星风，这样最近无线电导出的质量损失率的WC9恒星被低估。我们从光学诊断中得到了C/He~0.2和O/He~0.01的数值。观察到[NeIII] 12.8和[SIII] 18.7微米的中红外精细结构线，没有[NeIII]和[SIV]。由此我们得到Ne/He~Ne ^+/He = 2.2e-3，比太阳值高7倍（最近由Asplund等人导出），S/He~S^2 +/He = 5.1e-5。从与其他WC亚型的类似结果的比较，我们得出结论，WC 9星的化学先进的早期亚型。我们认为，为什么晚WC星只观察到高金属丰度的环境。此外，我们还比较了HD 164270与行星状星云中心恒星BD +30 3639（[WC 9]）的紫外/光学/中红外光谱形态。它们的紫外和光学特征非常相似，因此我们的定量比较证实了Smith和Aller首次提出的恒星温度，风密度和化学性质的相似性，尽管它们的演化历史完全不同，HD164270目前的质量比BD +30 3639大10倍。在中红外波段，来自致密年轻星云BD …
2005-09-13 astro-ph
Spitzer Observations of M83 and the Hot Star, H II Region Connection
我们已经承担了一个计划，观察SIV 10.5，NeII 12.8，NeIII 15.6，和SIII 18.7 μ m的发射线在一些河外HII地区与斯皮策太空望远镜。我们报告我们的结果，近面对螺旋星系M83。所选星云覆盖了很宽的银河系中心半径（R_G）范围。用红外光谱仪在短波长、高色散配置下进行了观测。上述4条线是同空间观测的，因此可以对通量进行可靠的比较。从测量的通量，我们确定了离子丰度比，包括Ne++/Ne+，S ~（3+）/S ~（++），S ~（++）/Ne ~（++），发现随着R_G的增大，电离度逐渐增大。通过对H Ⅱ区Ne和S的主要电离态取样，得到Ne/S ~（Ne ~+ + Ne ~+）/（S ~+ S ~（3+））。我们发现的比率超过基准猎户座值更可能是由于其他影响，而不是Ne/S的真实梯度。Ne和S都是在α-链式反应中产生的主要元素。预计Ne/S在整个星系中保持相对恒定。这种类型的观测和分析方法具有精确测量Ne/S的潜力，特别是对于金属丰度较低且电离度较高的HII区域，例如M33。我们的观测结果也可以用来检验各种恒星大气模型的电离光谱能量分布。我们比较了分数电离比<Ne++>/<S++>和<Ne++>/<S3 +>与<S3+>/<S++>与我们的光电离模型使用几个国家的最先进的恒星大气模型网格的预测。第二篇论文将使用斯皮策观测M33星系中的HII区域。
2007-03-09 astro-ph
The Extraordinary Mid-infrared Spectrum of the Blue Compact Dwarf Galaxy SBS0335-052
SBS 0335 -052是一个蓝色致密矮星系（BCD），其金属丰度Z $\sim$ Z $_{\sun}$ /41是已知最低的之一，使其成为原始星暴星系及其前身如何出现的本地例子。用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪（IRS）获得的光谱清楚地显示了硅酸盐的吸收特征，[SIV]和[NeIII]的发射线，并对PAH的发射特征提出了强烈的上限。观察到的低分辨率光谱（R~90）范围为5.3 ~ 35 μ m，峰值在~ 28 μ m。光谱进行了比较，原型星暴核NGC 7714的IRS观测。SBS 0335 -052与普通的星暴星系有很大的不同，后者有很强的PAH带，低电离发射线，在80微米附近有一个连续谱峰。$λ>30 μ$ m的连续性差异意味着冷尘埃质量的大幅减少。如果这个金属丰度非常低的星系的光谱是在较高红移的恒星形成星系的代表，可能很难将它们与AGN区分开来，AGN在中红外也显示出相对无特征的平坦光谱。
2004-06-07 astro-ph
High resolution mid-infrared spectroscopy of ultraluminous infrared galaxies
本文给出了用Spitzer星上的IRS在Z<0.32时53个ULIRG的R~600，10- 37 μ m光谱。所有的光谱都显示出Ne、O、S、Si和Ar的精细结构发射线以及分子氢谱线。一些ULIRG还显示出Cl、Fe、P和原子氢的发射线和/或C_2H_2、HCN和OH的吸收特征。我们采用诊断的基础上的精细结构线，以及EW和PAH功能的亮度和强度的9.7um硅酸盐吸收功能（S_sil），探索ULIRGs的红外发射背后的电源。我们发现，大多数ULIRGs的红外辐射主要是由恒星形成，只有~20%的ULIRGs托管AGN具有可比或更大的红外光度比星爆。然而，在不到一半的样本中检测到14.32 μ m [NeV]线意味着活动星系核对大约42%的ULIRGs中的中红外通量有显著的贡献。的发射线比，光度和PAH EW是一致的恒星爆发和活动星系核在ULIRGs被更紧凑，更紧凑的恒星爆发，在较低的光度系统的版本。ULIRGs的NLR中的激发和电子密度似乎与低光度的星爆相当，尽管有证据表明ULIRGs中的NLR气体密度更高。我们发现，12.81微米[NeII]和15.56微米[NeIII]线的组合光度与红外光度和6.2微米和11.2微米的PAH功能ULIRGs的光度相关，并使用此来获得PAH光度和恒星形成率之间的校准。最后，我们表明，0.8 < S_sil < 2.4的ULIRG可能主要由恒星形成提供…
2007-06-04 astro-ph
IRS spectra of two ultraluminous infrared galaxies at z=1.3
本文给出了在NOAO深宽视场巡天（NDWFS）Bootes场的Spitzer/MIPS巡天中发现的两个z~1.3超亮红外星系（LFIR~10^13）的低分辨率（64 < R < 124）中红外（8- 38 μ m）Spitzer/IRS光谱。MIPS J142824.0+352619是一个明亮的160微米光源，具有大的红外光通量密度比和<~10的可能的透镜放大。在其IRS光谱中的6.2、7.7、11.3和12.8微米PAH发射带指示z~1.3的红移。6.2微米PAH特征的大等效宽度表明至少50%的中红外能量是在星暴中产生的，这一解释得到了大的[NeII]/[NeIII]比率和X射线光度的低上限的支持。SST 24 J142827.19+354127.71在NDWFS中的光学昏暗（R > 20）星系中具有最明亮的24微米通量（10.55 mJy）。它的中红外光谱缺乏发射特征，但宽9.7微米的硅酸盐吸收带使该源位于z~1.3处。考虑到这个红移，SST 24 J142827.19+354127.71拥有已知最大的静止框架5微米光度。它的SED与已知的活动星系核主导的ULIRGs相似，并且它缺乏PAH特征或大量的冷尘埃，这表明强大的中红外辐射主要是由活动核而不是星暴控制的。我们的结果说明了IRS在识别“红移沙漠”中的大质量星系和辨别它们的电源方面的能力。因为它们很亮，MIPS J14282…
2005-12-13 astro-ph
Mid-Infrared T-ReCS Spectroscopy of Local LIRGs
我们提出了T-ReCS高空间分辨率N波段（8-13微米）光谱的中心区域（几个千秒差距）的3个本地LIRGs。核谱显示深9.7微米的硅酸盐吸收特征和高电离[SIV]10.5微米的发射线，符合其光学分类为活动星系核。两个具有未分辨中红外发射的LIRG在其核光谱中在11.3微米处不显示PAH发射。NGC 5135的空间分辨中红外光谱使我们能够在小于2.5 arcsec ~ 600 pc的尺度上分离出Seyfert核、HII区和它们之间的扩散区的光谱。扩散区光谱的特征在于强PAH发射几乎没有连续，而HII区域显示PAH发射具有较小的等效宽度以及[NeII]12.8微米线。
2006-10-20 astro-ph
Discovery of a strong Baldwin effect in mid-infrared AGN lines
我们提出了一个鲍德温效应的发现，在8个附近的塞弗特星系的三个最突出的中红外禁发射线从地面上观察到的AGN，[ArIII]（8.99微米），[SIV]（10.51微米），和[NeII]（12.81微米）。观测是在欧洲南方天文台/帕拉纳尔天文台使用甚大望远镜/可见光红外成像仪和分光望远镜进行的。观测到的线发射的大部分来自内部<0.4 arcsec，其对应于我们的对象样本中<100 pc的空间尺度。相关指数约为-0.6，品系间无显著差异。这是迄今为止发现的谱线等效宽度和连续谱光度之间最强的反相关。在Circinus的情况下，我们表明，尽管使用中红外线，遮蔽的宿主星系或环核尘埃环面可能会影响等效宽度。由于观测到的空间尺度很小，大部分线发射都是从那里发出的，因此目前还不清楚这些观测结果如何符合窄线鲍德温效应的“消失的NLR”场景。
2008-05-14 astro-ph
Dust in an extremely metal-poor galaxy: mid-infrared observations of SBS 0335-052
用ISOCAM在5 - 17 mic之间观测了缺金属（Z = Z_sun/41）的蓝色致密矮星系（BCD）SBS 0335-052。L_12mic/L_B比值为2.15，对于这样一个低金属丰度的天体来说，该星系在中红外波段出乎意料地明亮。中红外光谱没有显示出未识别红外带的迹象，我们将其解释为SBS 0335-052中非常高的UV能量密度对其载流子的破坏效应。光谱能量分布（SED）由一个非常强的连续谱支配，这使得[SIV]和[NeIII]的离子线非常弱。从5到17 mic，SED可以用灰体光谱拟合，由类似于朝向银河系中心观察到的消光定律修改，其光学厚度为A_V~19-21等。如此大的光学厚度意味着SBS 0335-052中目前的恒星形成活动（高达75%）被质量在3x10^3 M_sun和5x10^5 M_sun之间的尘埃所隐藏。硅酸盐颗粒作为硅酸盐消光带存在于9.7和18 mic处，可以解释SBS 0335-052的MIR光谱的不寻常形状。值得注意的是，这样一个近乎原始的环境包含了与星系一样多的尘埃，而星系的金属含量是星系的10倍。如果SBS 0335-052中隐藏的恒星形成是典型的年轻星系在高红移，那么由紫外光通量导出的宇宙恒星形成率将被低估。
1998-11-09 astro-ph
Gas metallicity diagnostics in star-forming galaxies
一般来说，遥远星系中的气体金属丰度只能通过几条显著的发射线来推断。各种理论模型已被用来预测发射线通量和金属丰度之间的关系，这表明一些线比可以用来诊断气体金属丰度的星系。然而，准确的经验校准这些发射线通量比从真正的星系光谱跨越广泛的金属丰度范围仍然缺乏。在本文中，我们提供了这样的经验校准通过使用两组光谱数据的组合：一组由低金属量星系与测量的[OIII]4363，和其他一个组成的星系在SDSS DR 4的金属量已确定从各种强发射线在其光谱。这一综合数据集构成了迄今为止最大的星系样本，其中包含有关气体金属丰度的信息，涵盖了最广泛的金属丰度范围。我们的经验图表明，线比[OIII]/[OII]是一个有用的工具，打破退化的R_23参数时，没有信息的[NII]线。线比[NeIII]/[OII]的结果也是一个有用的高z星系的金属丰度指标。最后，我们比较这些经验关系与光电离模型。我们发现经验的R_23-金属丰度序列与常数电离参数模型所预期的趋势有很大的差异，这可以解释为星系中平均电离参数对金属丰度有很强的依赖性。这一结果应该警告使用恒定电离参数的理论模型来推断金属丰度从观察到的线比。（略）
2006-08-23 astro-ph
Mid-infrared imaging and spectrophotometry of N 66 in the SMC with ISOCAM
我们目前的观测与中红外相机ISOCAM板ISO的主要恒星形成区N66的小麦哲伦云及其周围。这些观测是用宽滤光片和CVF进行的，光谱分辨率约为40。此外，CO（2-1）数据，使我们能够识别和研究如何热尘埃与N66中存在的星际介质的不同阶段。光谱以精细结构线的强发射为主。在[NeIII] 15.6微米和[SIV] 10.5微米线上制作了单色图。由于密度和冲击的影响，它们的分布有很大的差异。芳香红外波段在野外的不同地方都可以看到，但它们一般都很微弱。它们表现出各种形状和相对强度，表明存在多种含碳材料。硅酸盐发射在中心冷凝和其他几个区域也清晰可见，整个区域都存在10微米长的热小颗粒发射。所有这些尘埃成分都被该地区许多年轻的大质量恒星发出的非常强烈的远紫外线辐射加热。1600 A的星际辐射场（ISRF）是MIR发射峰值处太阳邻域ISRF的10^5倍。尘埃成分对中红外光谱的相对贡献似乎取决于远紫外场的强度和硬度。一般来说，15/6.75微米的强度比高于相对静止的银河系区域，但它并不像ISRF线性增加所预期的那样高。我们解释这种行为是由于在非常高的ISRF下AIB载体和VSG都被破坏。
2000-06-13 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
