3--4 $μ$m Spectroscopy of Seyfert 2 Nuclei to Quantitatively Assess the Energetic Importance of Compact Nuclear Starbursts
本文报道了13个Seyfert 2核的3- 4 $μ$ m狭缝能谱。3.3 $μ$ m多环芳烃（PAH）的辐射被用来估计致密（$<$只有几个100 pc）核恒星爆发的量级，并解决它们在Seyfert 2核中能量重要性的争论.对于三个选定的Seyfert 2核，已经很好地研究了在紫外线下，从3.3 $μ$ m PAH排放量（没有消光校正）估计的紧凑的核星爆的幅度是在令人满意的定量协议与消光校正后的紫外线的基础上。直接根据我们的3- 4 $μ$ m狭缝光谱，得出以下两个主要结论：（1）除了一个例外，所观测到的3- 4 $μ$ m核辐射主要由活动星系核而不是由星暴所控制;（2）在13个Seyfert 2核中，有6个探测到致密核星暴;但不能支配能量的银河系红外尘埃排放在大多数观察到的塞弗特2星系。对于几个可用红外空间天文台大口径光谱和/或软X射线数据的源，这些数据与我们的3- 4 $μ$ m狭缝光谱相结合，建议（3）扩展（kpc尺度）恒星形成活动在能量上比致密核恒星爆发更重要，并且对Seyfert 2星系的红外光度有显著贡献，（4）大部分有能量意义的扩展恒星形成活动是星暴型的，而不是静止的正常盘星形成，扩展星暴是Seyfert 2星系超风驱动的软X射线辐射的来源。最后，这意味着更强大的活动星系核往往与更强大的紧凑型核恒星爆发。
2001-12-13 astro-ph
The role of environment in triggering starburst galaxies: A sample of isolated galaxies
AMIGA项目（孤立星系的星际介质分析）将提供北天最孤立星系的统计学显著样本。这样一个控制样本对于评估环境在星系性质和演化中的作用是必要的。样本是基于孤立星系表（CIG，Karachentseva，1973）和数据库将包括蓝色和近红外光度，远红外（FIR）发射，原子气体（HI）发射，无线电连续谱，并为红移有限的子样本约200个星系，CO和H $α$发射。这些数据将在http://www.iaa.csic.es/AMIGA.html上发布并定期更新。在这里，我们介绍了该项目及其现状，以及恒星形成活动与环境之间的关系的初步分析。我们发现一种趋势，即具有不对称HI谱的星系也倾向于显示出增强的恒星形成，由高值的$L_{FIR}/M(HI)$跟踪，表明扰动气体运动学和增强的SF有关。
2004-11-16 astro-ph
Energetic Particles in Clusters of Galaxies and Starburst Galaxies
本文综述了星暴星系和星系团的非热特性，并讨论了利用高能γ射线观测它们的前景。有人认为，星暴星系应该有物理上类似的，甚至更简单的非热性质作为我们的银河系，粒子传输对流在其强大的星系风。它们应该可以用大型探测器在TeV伽马射线中测量，事实上，最近对NGC 253的探测是第一次证明。星系团同样被期望产生一个非热的高能核粒子成分，给出明确的信息，在集群的熵产生的历史。这两种类型的物体应该是宇宙中无处不在的非热物质成分的主要来源，同时也是主要的可见代表。
2003-03-04 astro-ph
Starbursts and the Evolution of Gas-Rich Galaxies
附近宇宙中中等亮度的星暴经常发生在盘星系中，这些星系最多受到轻微的外部扰动。这种类型的星系的调查导致更好地了解恒星爆发的触发机制和由此产生的恒星形成过程，并提供了有用的比较，以更极端的恒星爆发在高红移。
2000-09-22 astro-ph
Starbursts and the triggering of the activity in nearby powerful radio galaxies
本文给出了三个邻近强射电星系3C 293、3C 305和PKS 1345 +12的高质量长缝光谱。拍摄这些照片的目的是为了描述年轻的恒星星族（YSP），从而研究宿主星系的演化以及引发活动的事件。利用核和非核连续发射区宽波长覆盖光谱的等时线光谱合成模型，估算了YSP成分的年龄、质量和光度，同时充分考虑了与活动有关的成分的红化效应和潜在污染。我们发现YSP对这三个天体在1 - 20 kpc径向尺度上的非核区的连续通量都有很大的贡献。此外，在两个对象中，我们发现的证据，在近核区域的宿主星系的恒星暴后的红恒星星族。YSP相对较老（0.1- 2Gyr），质量大，占观测采样星系区域总恒星质量的很大比例（约1 - 50%）。总的来说，这些结果是一致的想法，在一些射电星系活动星系核活动是由主要的气体丰富的合并。因此，这些射电星系构成了早期星系子集的一部分，这些星系在本地宇宙中演化得最快。有趣的是，结果还表明，射电喷流在合并序列中相对较晚被触发，并且射电星系和发光/超亮红外星系之间存在进化联系。
2004-10-05 astro-ph
HST Ultraviolet Spectroscopy of NGC 1741- a Nearby Template for Distant Energetic Starbursts
我们已经获得了哈勃太空望远镜的沃尔夫-拉叶星系NGC 1741附近的紫外图像和光谱。暗天体照相机图像的空间形态主要由两个主要的星暴中心控制，每个中心的亮度大约是剑鱼座30的100倍。这两个星暴中心都是由几个最近恒星形成的密集节点组成的。戈达德高分辨率摄谱仪拍摄的南部星暴中心部分的光谱与遵循Salpeter IMF的年轻恒星群相一致，这些恒星的质量在15 Msun以上（也可能存在较低质量的恒星），并延伸到100 Msun左右;从紫外光度推断出大约10^4颗O型恒星。探测到许多强的星际线。虽然没有解决，但它们的强度表明它们是在单个气泡和外壳中形成的，速度高达几百公里。莱曼-α吸收剖面的红翼表明存在几个中性氢成分，一个在我们自己的银河系中，另一个在NGC 1741的距离或附近。总的来说，NGC 1741的恒星和星际线光谱，以及连续体的形状，非常类似于最近在高红移发现的恒星形成星系。
1996-02-16 astro-ph
Examining the Seyfert - Starburst Connection with Arcsecond Resolution Radio Continuum Observations
我们比较了5个塞弗特星系和5个星暴星系之间的弧秒尺度环核射电连续谱特性，集中在寻找任何可能意味着核活动和环核星暴环之间的空间或因果关系的结构。在射电辐射中没有发现任何证据表明核活动的触发或供给与环核恒星形成的性质之间存在联系。相反，没有明确的证据表明，在恒星形成的环核环中，核流出或喷流引发了活动。有趣的是，最细长的射电辐射的视方向和星系主轴方向之间的角度差异在塞弗茨星系中平均比在星暴星系中更大，并且塞弗茨星系似乎具有更大的环核射电连续辐射的物理尺寸尺度。在西弗特和星爆的射电连续辐射的浓度，不对称性和块状参数是可比的，因为是射电连续辐射和近红外线发射的径向配置文件。环核恒星的形成和超新星的速率并不取决于核活动的水平。射电辐射通常在大的空间尺度上跟踪近红外Br-γ和H2 1-0 S（1）线辐射，但在局部它们的分布是不同的，很可能是由于变化的局部磁场和尘埃吸收和散射的影响。
2005-10-25 astro-ph
Star Formation in QSO Host Galaxies
许多恒星爆发所必需的条件似乎对触发类星体很重要。然而，恒星暴增是否普遍存在于类星体所在的星系中仍然是有争议的。在本文中，我们回顾我们目前的知识，从不同类型的类星体的作用的观测。星暴后的恒星星族可能存在于大多数类星体宿主中。具有类似于超亮红外星系的远红外颜色的类星体总是存在于相互作用引起的恒星爆发的几百万年或更少的合并星系中。类似的，但在最近发现的被称为后星暴类星体（Q+A's）的类星体中发现了更明亮的后星暴群体。然而，这两类都只占类星体总数的一小部分（10-15%）。所谓的“红色”类星体通常在可见光波段会发生强烈的消光，这使它们成为研究宿主的理想候选者。它们的恒星星族通常也显示出后恒星暴增的成分，尽管年龄范围更大。最后，光学“经典”类星体宿主显示了更遥远的过去（1-2 Gyr）的主要恒星形成事件（通常涉及恒星组成部分质量的10%以上）的痕迹。这些恒星爆发似乎与过去的合并事件有关。这些合并是否也是触发我们今天观察到的QSO活动的原因还有待确定。
2006-03-09 astro-ph
Starburst-driven galactic winds: I. Energetics and intrinsic X-ray emission
我们已经进行了广泛的流体动力学参数的研究星暴驱动的星系风，最新的观测数据的最好的研究星暴星系M82的动机。我们研究风的动力学，形态和X射线发射取决于宿主星系的ISM分布，星爆恒星形成的历史和强度，以及存在和分布的质量负载的致密云。我们发现，银河风的软X射线发射来自低填充因子（ff <2%）的气体，其中只包含一小部分（f <10%）的风的质量和能量，无论风模型是否是强质量负载。因此，星系风的X射线观测并不直接探测流出物中包含大部分能量、质量或金属富集气体的气体。软X射线发射来自于不同温度和密度的气体。因此，基于将标准简单光谱模型拟合到现有的X射线光谱来估计星暴星系中热气的物理性质，应该受到极大的怀疑。这些风的大部分热能和动能都存在于一个充满热的体积中，T约为10^7 K，由于其密度低，因此发射率低，极难进行观测探测。总能量的大部分是这种热气体的动能，这是在试图从观测上限制风能时必须考虑的一个因素。我们还发现，星系风在将大量能量输送出宿主星系方面是有效的，而在将质量输送出恒星形成星系方面则效率低下。（节录）
2000-01-22 astro-ph
Large- and Small-Scale Feedback in the Starburst Canters of Galaxies
利用哈勃太空望远镜拍摄的图像分析了局部星暴星系中恒星星族和气体之间的相互作用，绘制了年轻恒星组分的年龄图，并分离出了从几十秒差距到~1千秒差距的空间尺度上的冲击贡献。冲击气体只占这些天体中电离气体总量的一小部分，但它对恒星暴的长期演化有着深远的影响，其中可能包括触发新恒星的形成。
2004-04-22 astro-ph
Dynamical Expansion of Ionization and Dissociation Front around a Massive Star : A Starburst Mechanism
我们定量地研究恒星形成的意义，引发了周围的一个不断扩大的HII区域的扫壳。如果被扫起的分子气体质量足够大，新的OB星质量足以重复触发过程将在壳层中形成。我们确定了扫过分子气体的恒星质量的下限（M_thr），其中至少有一颗质量M_* > M_thr的新星在壳层碎裂后形成。为了计算阈值恒星质量，M_thr，我们研究如何大规模的分子壳可以形成各种中心恒星，通过执行详细的数值辐射流体力学计算。光离解气体的质量通常大于光电离气体的质量。但对于M * > 20 Msun的大质量恒星，上扫分子质量超过了光解离质量。累积的分子质量一般随恒星质量的增加而增加，当周围密度为n \sim 100/cc时，M_* > 20 Msun时，累积的分子质量为10^{4-5} Msun。阈值恒星质量为M_thr \sim 18 Msun，恒星形成效率为ε \sim 0.1，n \sim 100/cc。我们检查了对于不同参数集的这种失控触发模式的通用性，并且发现在各种情况下M_thr \sim 15-20 Msun。如果环境密度太高或恒星形成效率太低，则触发不是逃逸，而是单一事件。
2006-07-26 astro-ph
Efficiency of the dynamical mechanism
最极端的恒星爆发发生在星系合并中，现在人们认识到，动力学触发在恒星形成中具有首要的重要性。这种触发部分是由于重力不稳定性（如密度波和棒）提供的增强的速度分散，但主要是由于它们驱动的径向气流，允许大量气体在小的时间尺度内向核区域冷凝。数值模拟与几个气相，考虑到反馈调节恒星的形成，探索了各种过程，使用配方，如施密特定律，缓和的气体不稳定性标准。可能是恒星爆发中最基本的参数是气体的可用性：这揭示了星系演化中外部气体吸积的数量。详细的机制，在星系盘的内部的气体下降进行了讨论。
2004-11-15 astro-ph
Ultraluminous Starbursts in Major Mergers
我们用数值模拟的方法研究了盘状星系合并过程中星暴的触发机制。合并驱动的星暴的性质对祖先星系的结构很敏感，特别是对致密中央隆起中的物质数量很敏感。没有凸起的星系在第一次近距离通过后不久就形成了棒状，推动了大量的气体流入，随后在星系中心形成了星爆。这些恒星爆发会显著地消耗恒星形成气体，因此在最后的合并过程中只会产生相对较弱的恒星爆发。相比之下，具有中央隆起的星系模型表明，隆起的作用是稳定星系，防止流入和星爆，直到星系实际合并。在这个时候，强烈的耗散导致形成一个巨大的中心气体质量和随之而来的恒星形成率两个数量级以上，在我们的孤立盘模型。这些恒星爆发的持续时间非常短，典型的是$\sim$ 5000万年，这表明超亮红外星系的罕见是它们处于非常短的演化阶段的结果，而不是特殊和罕见的形成条件。事实上，这些合并显示了超亮红外星系的许多特性-潮汐特征，双核，大量致密气体浓度和极端水平的星暴活动-表明合并驱动的星暴可以解释许多超亮红外星系的发射没有活动的核心。
1994-05-16 astro-ph
The starburst phenomenon from the optical/near-IR perspective
光学/近红外恒星连续谱携带着关于星系中恒星星族、质量函数和恒星形成历史的独特信息。恒星形成区显示出丰富的发射线光谱，从中我们可以得出尘埃和气体的分布，绘制速度场，金属丰度和年轻的大质量恒星，并定位冲击和恒星风。所有这些信息在剖析星暴现象时是非常有用的。我们讨论了一些在光学/近红外区域的观测的优点和局限性，并专注于一些结果。特别注意的是相互作用和合并和相对无尘的星暴矮星的观测的作用。在未来，我们期待新的和完善的诊断工具，为我们提供更详细的信息，国际货币基金组织，强度和持续时间的爆发及其触发机制。
2004-12-06 astro-ph
Dusty Starbursts and the Growth of Cosmic Structure
尘埃星暴在z~1附近比今天更多，似乎是哈勃时间内宇宙恒星形成的主要原因。我们认为，它们代表了一个共同的阶段内的星系一般是由宇宙结构的增长触发。讨论了亮红外星系在z~1处光度的起源。这些星系是由恒星形成还是核活动主导的？是什么触发了它们的强烈活动？它是由外部相互作用引发的，还是在孤立的星系中自然发生的？我们目前的HST-ACS高分辨率光学图像的明亮的红外星系在z~0.7显示这些星系的红外光度，或恒星形成率的函数的形态的演变，并讨论了环境对它们的活动的影响。
2004-01-29 astro-ph
The Energetics and Mass-loss of Mrk33
我们目前的ROSAT HRI的X射线数据和光学成像的重要矮星爆Markarian 33。我们在X射线辐射中发现了一个扩展的，复杂的，壳状的形态，范围为2.3 x 1.9kpc，与星系中心明亮的恒星形成区域相吻合。来自Mrk 33的X射线发射的物理范围与观测到的H α发射非常相似，并表明大部分X射线发射来自膨胀的超级气泡。我们估计Mrk 33恒星暴的年龄和质量分别为580万年和6.9 × 10^{6}太阳能，星系中心区域的能量注入率为10^{41} erg/s，而恒星形成区域的相关质量损失率估计为0.2太阳能/年。我们认为X射线发射主要是由星暴类型的活动提供动力，并认为星系风形式的井喷是Mrk 33最有可能的命运，导致大部分星系的金属富集物质和一小部分（<1%）ISM的损失。
2001-06-26 astro-ph
Modelling the spectral energy distribution of ULIRGs II: The energetic environment and the dense interstellar medium
我们适合近红外无线电光谱的能量分布的30个发光和超亮红外星系与纯星爆模型或模型，包括星爆和活动星系核组件，以确定重要的物理参数，这个人口的对象。特别是，我们约束的光学深度对光度源，恒星形成率，恒星形成效率和活动星系核的分数。我们发现，虽然我们的样本中约有一半的最佳拟合模型，包括AGN组件，只有30%的AGN占红外光度的10%以上，而所有的积极占主导地位的星暴。我们推导出的活动星系核分数一般在很好的协议，其他测量的基础上，中红外线比测量斯皮策IRS，但低于PAH等效宽度或中红外光谱斜率。我们的模型通过重现SED所需的消光来确定致密分子气体的质量。假设这个质量是HCN示踪的质量，我们再现了高和所罗门发现的HCN和红外光度之间的线性关系。我们还发现，恒星形成效率，定义为当前的恒星形成率每单位的致密分子气体质量，是增强的ULIRGs阶段。如果ULIRGs的演化包括一个活动星系核对红外光度贡献很大的阶段，那么这个阶段的持续时间应该比星暴阶段短一个数量级。由于我们推导出的致密分子气体的质量与HCN分子的观测结果一致，因此当分子线数据不可用时，应该可以估计这些物体中致密的恒星形成分子气体的质量。
2007-12-07 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
Extended Tidal Structure In Two Lyman Alpha-Emitting Starburst Galaxies
我们提出了新的VLA C-配置HI成像的莱曼阿尔法发射星暴星系Tol 1924-416和IRAS 08339+6517。有效分辨率探测Tol 1924-416中大于4.7 kpc的中性气体结构，以及IRAS 08339+6517中大于8.1 kpc的中性气体结构。这两个系统都显示出潮汐相互作用：Tol 1924-416与ESO 338-IG 04 B（6.6弧分= 72 kpc最小间距），IRAS 08339+6517与2 MASX J 08380769 +6508579（2.4弧分= 56 kpc最小间距）。HI辐射在这些系统中扩展，在目标星系和它们的同伴之间有潮汐尾和碎片。由于莱曼α发射已被检测到从这两个主要的系统，这些意见表明，ISM的几何形状是影响莱曼α发射的逃逸分数从星爆环境的因素之一。此外，这些观测结果证明了相互作用在触发大质量恒星形成事件中的重要性。
2004-03-08 astro-ph
Chemical evolution of the M82 B fossil starburst
M82 B是一个古老的星暴点，位于M82盘的东部。我们利用演化的星族合成理论模型计算了M82星团的年龄和金属丰度分布。我们的分析是基于de Grijs等人（2001）获得的$BVIJ$光度学与单代恒星星族颜色的比较。我们发现，M82 B经历了一个化学富集阶段，在M82和它的大邻居星系M81之间的最后一次近距离相遇的时候达到了超太阳金属丰度。我们的日期和确认的事件触发增强团簇形成约1 Gyr前。几乎与此同时，在M82 B最靠近银河系中心的部分，形成了一个额外的、独特的贫金属星团子群。这些奇特星系团的形成可能与环星系气体对M82B的撞击有关。
2003-02-17 astro-ph
From Massive Protostars to a Giant HII Region: Submillimeter Imaging of the Galactic Mini-starburst W43
我们对W 43主复合体进行了亚毫米连续谱和光谱研究，W 43是一个巨大的恒星形成区域，其中包含一个巨大的HII区域。这些图显示了一个包含约50个碎片的碎屑结构，质量为40-4000 Msun，典型直径为0.25 pc。它们的大尺寸、大的非热速度（Dv ~ 5 km/s）和高密度（n_H2 ~ 10^6 cm^-3）表明它们是原星团，是形成大质量恒星的理想场所。后续观测是必要的，但我们已经确定了三个原星团是包含非常年轻的大质量原恒星的非常好的候选者。激发巨大HII区的星爆星团对分子复合体有很大的影响。然而，目前还不清楚这第一次恒星形成事件是否通过电离冲击穿过附近的分子云而触发了新的大质量恒星的形成。因此，W 43是研究从原恒星阶段到巨大HII区域的大质量恒星形成的理想实验室。此外，非常活跃的恒星形成复合体W 43可以被认为是银河系的迷你星暴区，可以用作星暴星系的微型模型。
2002-08-29 astro-ph
Global versus Nuclear Starbursts
观测到的最强烈的星暴是朝向星系核或环核区域的。然而，在相互作用的星系中，恒星的形成也会在远离核的重叠区域，螺旋臂中，有时在潮汐尾中触发。这些恒星爆发的相对重要性是什么？作为红移的函数，什么样的恒星形成占主导地位？这些不同的恒星爆发发生在不同的动力学条件（全球和本地）：引力不稳定性，密度波，径向流，剪切，云碰撞，密度积累，他们已经研究的帮助下，数值模拟。引力不稳定性是启动恒星形成的必要条件，但这还不够;星系盘通过这些不稳定性进行自我调节，使其Toomre Q参数为1，因此这一标准实际上无法预测强烈恒星形成的开始。超级星团是恒星暴增中的一种典型SF模式，可能是由于大气体复合体的快速形成。由于重力矩和气体流入，恒星形成可以径向向内传播，但由于超级风和能量流出，也可以向外传播：在环核区域观察到膨胀波或坍缩波。合并在形成高红移的恒星方面更有效，因为气体含量更大，动力学时间更短。核爆发和核活动之间的关系是基于相同的燃料机制，但也基于相互触发和调节。
2001-06-24 astro-ph
The Influence of Stellar Energetics and Dark Matter on the Chemical Evolution of Dwarf Irregulars
本文提出了一个伴随着H、He、C、N、O和Fe丰度演化的矮不规则星系和蓝致密星系的化学演化模型。这个模型考虑了详细的核合成过程，并详细计算了II型和I型超新星的速率。恒星的形成被认为是在短暂但强烈的爆发中进行的。相对于以前的模型的新颖性是，考虑到能量注入到星际介质（ISM）从超新星和恒星风从大质量恒星以及存在的暗物质晕的星系风的发展进行了详细研究。已考虑了金属富集风和正常风。我们的主要结论是：i）大量的暗物质（从1到50倍大的发光物质）是必需的，以避免在强烈的恒星爆发过程中完全摧毁这样的星系，和ii）的能量注入恒星风和Ia型超新星到ISM相对于总的热能是可以忽略不计的，特别是II型超新星，事实上，支配着恒星爆发时的能量。
1998-01-14 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
The Role of Starbursts in the Formation of Galaxies & Active Galactic Nuclei
星暴是星系中心区域强烈的恒星形成事件，并且是本地宇宙中大约25%的高质量恒星形成的地点。在这篇文章中，我回顾了星爆在星系、星系际介质和活动星系核的形成和演化中所起的作用。得出了四个主要结论。1)星暴星系是已知的高红移恒星形成星系的很好的类似物（事实上，是唯一合理的局部类似物）。2)超新星驱动的银河风（“超级风”）在整个宇宙时间内综合起来，在星系和星系间介质的演化中发挥着至关重要的作用。3)环核星暴是塞弗特现象的一个重要能量组成部分。4)射电宁静类星体的宿主星系的人口演化与强大的射电星系有很大的不同，并且至少在质量上与相对较晚的大质量星系分级组装的标准图像一致。
1999-12-01 astro-ph
Galactic Winds in Starburst Irregular Galaxies
本文介绍了星暴星系星系风发展的数值模拟结果。特别是，我们专注于一个类似于IZw18的星系，这是当地已知的最缺乏金属的星系。我们计算这个星系的化学动力学演化，考虑到能量输入和化学产率来自超新星（SNe）的II型和Ia型和中等质量的恒星。我们认为这两个单一的，瞬时的星爆和两个星爆分开的一个静止期。在所有考虑的情况下，金属富集风的发展，特别是Ia型SNe产生的金属比其他金属更有效地喷出。我们认为，两次恒星形成爆发，第一次较弱，最后一次年龄约为百万年的十分之一，可以令人满意地再现IZw 18的丰度和丰度比
2001-07-30 astro-ph
Chandra HRC and HST observations of NGC6240: resolving the AGN and Starburst
我们提出了高空间分辨率的X射线钱德拉HRC和HST WFPC 2 Halpha观测的原型红外发光星系NGC 6240。该系统的中心区域显示出非常复杂的形态，在光学和X射线中观察到细丝和环。总的X射线光度主要由扩展发射决定。HRC图像中清楚地检测到两个细胞核，并且两者似乎都被延伸。原子核的能量学意味着南核更可能是被遮蔽的活动星系核的对应物。星系的整体SED与具有相似的热光度L_bol ~ 5e 45 ergs/s的星暴和活动星系核成分的混合物吻合得很好，其中星暴在近红外（K波段）、光学和软X射线波段的观测连续谱中占主导地位。
2002-02-27 astro-ph
Detection of the 13CO(J=6-5) Transition in the Starburst Galaxy NGC 253
本文报道了用红移（z）和早期宇宙光谱仪（ZEUS）对星暴星系NGC 253核13 CO（J=6-5）辐射的探测。这是首次在河外探测到13 CO（J=6-5）跃迁，它追踪温暖、致密的分子气体。我们采用多线LVG分析，发现约35% - 60%的分子ISM既温暖（T ~ 110 K）又致密（n（H2）~ 10^4 cm^-3）。我们分析了潜在的热源，并得出结论，紫外线和X射线光子不太可能是能量上的重要。相反，分子气体很可能是被高密度的宇宙射线加热的，或者是被激波引起的超音速湍流的衰减加热的。如果宇宙射线和湍流是由星暴内部的恒星反馈产生的，那么我们的分析表明，星暴可能是自限性的。
2008-10-24 astro-ph
The Environmental Dependence of Star Formation in the Nearby Universe
我们已经调查了恒星形成星系的发病率如何随环境的变化，使用体积有限的样本附近的星系光谱提取的2dF星系红移调查。该环境的特点是当地的星系数密度，校正样本的不完整性和边界效应。利用[O II] $λ$ 3727和H $δ$的等效宽度，我们将恒星形成星系分为两类，即星爆星系和普通恒星形成星系，并估算了它们的性质随局域密度的变化。我们发现，普通恒星形成星系的比例随着密度的增加而定期减少，这表明恒星形成对样品中存在的所有密度范围的环境都很敏感。星爆的分数是近似独立的密度，因此，相对于恒星形成星系的星爆的分数增加与当地的密度。这表明，一种无处不在的机制，如潮汐相互作用，是引发恒星爆发的原因。我们还表明，而普通恒星形成星系的平均EW（H $α$）是随着密度的增加而逐渐减少，对于星爆，它遭受了强烈的密度下降对应的尺度为$ρ^{-1/3} \sim 2.5 ~h^{-1}$ Mpc。对{ \it数字巡天}中的星暴图像进行目视检查后发现，这对应于星暴星系形态的变化，从低密度时主要是明显正常的螺旋和具有明显紧凑形态的星系，到高密度时潮汐扭曲的螺旋。
2002-10-14 astro-ph
The Seyfert-Starburst Connection in X-rays. II. Results and Implications
我们提出的X射线成像和光谱分析的一个样本的塞弗特2星系，包含星爆，根据其光学和紫外特性的结果。这些复合星系表现出扩展，软，热X射线发射，我们归因于他们的星爆组件。通过比较它们与普通塞弗特星系和星暴星系的X射线和远红外特性，我们确定了它们各种内禀发射源的光谱特征。观测到的复合星系的远红外辐射可能几乎只与恒星形成有关，而不是与活动的星系核有关。硬X射线光度与远红外线和[O III] 5007光度的比率将这些复合星系中的大多数与“纯”塞弗特2星系区分开来，而它们的总观测到的硬X射线光度将它们与“纯”星暴区分开来。在复合星系中，硬核X射线源通常被强烈吸收（N_H > 10^{23} cm^{-2}）。基于这些结果，我们认为核星爆的星际介质是一个重要的吸收源。大部分的样本位于群体或与其他星系相互作用，这可能会引发星爆或允许快速质量落入中央黑洞，或两者兼而有之。我们的结论是，恒星爆发是积极的重要活动星系的一个重要部分，和恒星爆发和活动星系核可能是一个共同的进化序列的一部分。
2000-12-01 astro-ph
Detection of strongly processed ice in the central starburst of NGC4945
冰粒的组成为研究恒星形成区的分子环境提供了重要工具。在甚大望远镜上使用ISAAC获得4.65微米左右的光谱，我们第一次在河外环境中探测到了“XCN”和CO冰：附近尘埃星暴/活动星系NGC 4945的核区域。固体CO带的轮廓揭示了冰的热处理的重要性，而XCN带的突出性证明了冰通过FUV辐射和/或高能粒子的高能处理的重要性。与银河系中嵌入的原恒星对冰的处理类似，我们将NGC 4945中心的冰的处理归因于正在进行的大质量恒星形成。我们的M-带光谱还显示出强的HI Pfund-β和H2 0-0 S（9）线发射和气相CO吸收线。HI，H2，PAH，气相CO和冰似乎嵌入在一个旋转的分子盘中，该分子盘正在经历剧烈的恒星形成。最近，在银河系中心恒星GC：IRS 19的光谱中发现了强烈的OCN吸收。OCN-吸收最可能的环境是强UV暴露的GC分子环。在NGC 4945的中心和我们的银河系中心存在加工过的冰，这使我们相信加工过的冰可能是恒星形成星系核中致密分子物质的共同特征。
2003-02-27 astro-ph
Hidden Trigger for the Giant Starburst Arc in M 83?
发生在某些星系中心的巨大恒星形成事件并没有提供足够的线索来解释它们的起源，因为触发机制的形态特征在星系核心几次轨道旋转的时间尺度上被模糊了。我们的高空间分辨率三维近红外光谱首次揭示了一个先前已知的隐藏质量浓度正好位于一个巨大的恒星形成弧的最年轻端。这个位置，推断的平均星团年龄，和动力学时间清楚地表明，闯入者已经留下了一个刺激的暴力恒星形成在M 83，在一个短暂的事件持续不到一个轨道旋转。对该星系起源（棒漏斗或被吞噬的卫星）和命运（黑洞合并或巨型星团）的研究可以为大设计螺旋星系的核心生长和形态演化问题提供线索。特别是，我们的TreeSPH数值模拟表明，这两个原子核可以合并，在大约6000万年或更短的时间内形成一个巨大的核心。
2006-11-24 astro-ph
Global Star Formation Rates in Disk Galaxies and Circumnuclear Starbursts from Cloud Collisions
我们调用云-云碰撞引发的恒星形成来解释盘星系和环核星暴的全球恒星形成率。以前的理论基于引力扰动的增长率，忽略了磁场在动力学上的重要性。基于螺旋密度波触发的理论无法解释没有这种波的系统中的恒星形成。此外，观测表明气体和恒星盘不稳定性是解耦的。根据Gammie、Ostriker和Jog（1991）的观点，云的碰撞率是由碰撞的剪切速度决定的，初始碰撞参量是几个潮汐半径，这是由于圆盘中的差异旋转。这一点，再加上云轨道被有效地限制在二维平面上，使碰撞率高于三维盒子中粒子的碰撞率。我们预测Sigma_{SFR}（R）与Sigma_{gas} Ω（1-0.7 β）成正比。对于恒定的圆速度（β = 0），这与最近的观察结果（Kennicutt 1998）一致。我们预测了B波段的塔利-费雪关系：L_{B}与v_{circ} ^{7/3}成正比，也与观测结果一致。作为额外的测试，我们预测增强恒星形成的区域相对较高的剪切速率，和较低的恒星形成效率在云的质量较高。
2000-01-24 astro-ph
Starburst at the Expanding Molecular Superbubble in M82: Self-Induced Starburst at the Inner Edge of the Superbubble
我们提出了高空间分辨率（2.3“x1.9”或43 pc x 36 pc，D = 3.9 Mpc）100 GHz毫米波连续发射观测与Nobeyama毫米阵列对M82中心区域的膨胀分子超泡。100 GHz的连续图像，这是占主导地位的自由-自由发射，揭示了四个最强的峰值集中在沿银盘的超级气泡的内边缘。从100 GHz的连续通量计算的莱曼连续光子的生产率在这些峰值是一个数量级高于那些从最大的恒星形成区域在我们的银河系。在这些区域，可以看到高速电离气体（由H41 a和[Ne II]示踪），并且H2O和OH脉泽也很集中。另一方面，超级气泡的中心在分子和自由-自由发射方面较弱，而在扩散硬X射线发射方面较强。这些观测结果表明，一个强大的星爆产生的高能爆炸和由此产生的等离子体和超气泡膨胀，并诱导目前的星爆区域跟踪我们的100 GHz连续观测的分子超气泡的内边缘。这些结果，因此，提供了第一个明确的证据，在外部星系的自诱导星暴。另一方面，由于缺乏分子气体，超级气泡中心的星爆开始停止。在10^6-10^7年间，这种强烈的星暴似乎在M82的中心区域发生过几次。
2004-10-28 astro-ph
M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters
我们观测了CO中邻近的星暴星系M82的高频（2- 1）跃迁，在目标处获得了低于1角秒或17秒差距的角分辨率。我们将分子气体分解成大量致密的云，质量从2x10^3到2x10^6太阳质量不等。质量谱的标度为N（M）~ M^-1.5，与年轻的大质量星团的质量谱相似，这表明单个的分子云在星爆中转化为单个的星团。较大的云被超新星和HII区域包围，这表明恒星的形成是从云的外部进行的，并与外部压力突然增加的触发一致。具有内部恒星形成的云具有速度梯度和反向P-Cygni谱线轮廓，表明向内运动35公里，与冲击驱动压缩一致。云周围的弥散自由射电辐射和X射线辐射提供了足以驱动压缩的过热电离气体的证据。云的谱线表明膨胀显示内部恒星形成的动力学之前，并负责恒星的形成，而不是相反。已知M82与邻近的M81相互作用。整体图像与大质量星团的形成是一致的，这些星团是由单个巨大的分子云粉碎的，这些分子云是由与邻近星系近距离碰撞产生的动态变化所产生的外部压力突然增加而形成的。今天的球状星团可能是以类似的方式在原始星系中形成的。
2005-08-26 astro-ph
The environments of starburst and post-starburst galaxies at z=0.4-0.8
后星暴（E+A或k+a）光谱，其特征是异常强的巴耳末吸收线和缺乏发射线，属于恒星形成活动突然结束的星系在过去的Gyr的某个时候。本文利用ESO遥远星系团巡天资料，对星系团、星系团、贫星系团和z=0.4-0.8的星系进行了光谱分析。在这些红移处k+a的发生率强烈地依赖于环境。K+a的优先居住在集群，出乎意料的是，在一个子集的sigma = 200-400公里/秒的群体，那些有一个低分数的[OII]发射器。在这些环境中，20-30%的最近恒星形成星系的恒星形成活动最近被截断。相比之下，在田间、贫困群体和具有高[OII]分数的群体中，k+a的比例更少。k+a星系的发生率与星系团的速度色散相关：质量越大的星系团，k+a的比例越高。尘埃星爆候选者的光谱，具有强大的巴耳末吸收和发射线，呈现出非常不同的环境依赖性从k+a的。它们在z=0.4-0.8的所有环境中都很多，但它们在所有类型的群体中特别多，有利于合并触发的假设。我们的观察结果与之前的建议一致，即星系团k+a星系在过渡阶段被观察到为大质量S 0和Sa星系，从恒星形成的后期类型演变为被动演变的早期类型星系。k+a分数和集群西格玛之间的相关性支持的假设，即在集群中的k+a星系起源于相关的过程中的intraclustermedium，而几种可能性的起源的k+a频率在低[OII]组进行了讨论。（abr.）
2008-11-07 astro-ph
The FIR-Radio Correlation of Wolf-Rayet Galaxies and the Role of Star Formation in LINERs
我们发现，根据沃尔夫-拉叶星系的FIR-射电相关，可以对LINER星系的能量进行初步的分类。活动星系核或星爆支持的LINER可以通过它们的FIR与射电比$Q\equiv L(1.4{\rm GHz})/$、$L(60μ{\rm m})>$或$<0.01$来区分。有趣的是，几乎所有的内环LINER都可能是星暴支持的，这表明活动星系核的活动比活动星系核支持的活动要少。我们还发现，一个冲击加热阶段的温暖的尘埃成分可能是重要的一些恒星爆发的爆发年龄为$\ge 10^{7}$年，与$Q<0.001$。
2000-01-26 astro-ph
The Nature of Starburst Activity in M82
我们提出了新的进化合成模型的M82主要基于观测组成的近红外积分场光谱和中红外光谱。这些模型结合了恒星演化、光谱合成和光电离建模，并针对星暴星系的1-45微米观测进行了优化。这些数据使我们能够在小至25 pc的尺度上模拟星爆区。我们研究了恒星的初始质量函数（IMF），定量地限制了M82星暴活动的时空演化。我们发现一个典型的衰变时间尺度为几百万年的个别突发网站。这些数据与超大质量恒星（> 50-100 Msun）的形成是一致的，并且需要在几个太阳质量以下的星暴IMF变平，假设在更高的质量下有萨尔彼得斜率。我们的研究结果与M82的全球星暴活动发生在两个连续的事件中的情景很好地匹配，每个事件持续了几百万年，大约在1000万年前和500万年前达到峰值。第一幕发生在M82的整个中心区域，在核心处特别强烈，而第二幕主要发生在环核环和沿着恒星棒。我们解释这个序列是由于引力相互作用M82和它的邻居M81，以及随后的酒吧驱动的演变。短的爆发持续时间在所有的空间尺度上表明强烈的负反馈效应的星暴活动，在本地和全球。简单的能量学考虑表明，大质量恒星释放的集体机械能能够在每一幕开始后迅速抑制恒星的形成。
2003-09-12 astro-ph
Ultraviolet-Optical observations of the Seyfert 2 Galaxies NGC 7130, NGC 5135 and IC 3639: Implications for the Starburst-AGN Connection
本文给出并讨论了三个Seyfert 2核（NGC 7130、NGC 5135和IC 3639）的HST（WFPC 2和FOC）图像和UV GHRS光谱以及地基近紫外到近红外光谱。这些星系，连同Mrk 477，是从一个更大的样本中选出的，其中包括20个最明亮的塞弗特2核，目的是研究塞弗特2核中紫外-光学-近红外无特征连续体的起源。这四个星系的辐射热光度，用IRAS的四个波段计算，为10^11 Lsol。它们足够接近，可以用核区域的HST来解决。这使得这些塞弗特2星系成为研究更遥远星系中星暴-活动星系核联系的基准。这些数据提供了直接的证据，证明存在一个中心核恒星爆发，它主导着紫外线，这似乎是所谓的无特征连续体的起源。这些星爆布满尘埃，结构紧凑。它们的大小（从不到100 pc到几百pc）比原型塞弗特2星系NGC 1068中看到的要小得多，也更接近核。这些恒星爆发的辐射热光度与它们被遮蔽的塞弗特1核的辐射热光度估计值相似，因此它们对这些星系的整体能量贡献相同。
1998-06-08 astro-ph
Far-Ultraviolet Observations of Starburst Galaxies with FUSE: Galactic Feedback in the Local Universe
我们分析了16个本地恒星爆发的样本的FUSE远紫外光谱。这些星系的恒星形成率几乎跨越三个数量级，恒星质量超过两个数量级。我们发现，最强的星际吸收线通常是蓝移相对于星系系统速度约50至300公里/秒，这意味着存在恒星爆发驱动的星系外流。外流速度平均随恒星形成率和单位质量恒星形成率的增大而增大。我们发现流出的日冕阶段（T ~几十万K）的气体检测通过OVI 1032吸收线在几乎每个星系。这种流出气体的运动学不同于低电离物质，并且与辐射冷却气体的预测一致（最有可能在X射线追踪的热流出气体和冷环境物质之间的界面处产生）。日冕气体的辐射通常不会被探测到，这意味着这个阶段的辐射冷却不会影响风的动力学/能量学。我们发现，较弱的星际吸收线位于接近系统的速度，这意味着流出的气体有一个较低的柱密度比静止的气体在星爆。从莱曼边缘以下的直接观察和CII 1036线核心处的小剩余强度，我们得出结论，电离辐射的绝对逃逸分数很小（通常小于百分之几）。这个样本提供了一个独特的窗口，对本地星暴星系的全球性质和理解高红移星系光谱有用的比较样本。
2008-11-21 astro-ph
Mapping the star formation history of Mrk86: II. Stellar populations and global interpretation
本文是Gil de Paz等人（论文I）的继续，我们导出了蓝致密矮星系Mrk 86中恒星星族的主要性质。年龄，恒星质量，金属岩和爆发强度已获得使用组合的蒙特卡罗模拟，一个极大似然估计和集群和主成分分析。探测到的三个恒星星族显示出明确的性质。我们已经研究了潜在的恒星星族，它显示了5-13 Gyr之间的年龄和没有显着的颜色梯度。中等年龄（3000万年）的中心星暴显示出非常低的尘埃消光，具有高爆发强度和高恒星质量含量（9 × 10^6 M_sun）。最后，还研究了46个低金属丰度恒星形成区的性质。推导出的属性表明，最近的恒星形成活动在Mrk 86是由起源于中央星暴的恒星风和超新星爆炸的能量沉积的超级气泡的演变引发的。最后，研究了这一大质量中心星暴中恒星形成触发的不同机制，包括与低质量伴星的合并以及与UGC 4278的相互作用。
2000-07-18 astro-ph
Chandra observations of NGC 253: New insights into the nature of starburst-driven superwinds
用钱德拉望远镜对附近的星暴星系NGC 253的核心进行了角秒分辨率的X射线成像，揭示了一个准直良好的、边缘亮度很强的、千秒差距尺度的锥形流出物。外流在形态上与已知的H-α外流锥非常相似，比例缩小到<= 20 pc。这提供了，第一次，强有力的证据表明，X射线和H-α发射来自低体积填充因子区域之间的相互作用的快速高能风的SN-喷出物和致密的环境星际介质（ISM），而不是从风流体本身。我们提供的估计（观测和理论上重要的）填充因子的X射线发射气体，在4%和40%之间，符合上限~ 40%直接根据观察到的边缘增亮的形态流出。在观测到的X射线辐射中，只有<= 20%来自充满体积、富含金属的风流体本身。软扩散热X射线发射的空间分辨光谱表明，沿流出锥的光谱变化的主要来源是由于吸收的强烈变化，在< 60 pc的尺度上，发射的特征温度几乎没有变化。我们表明，这些意见很容易解释，并完全符合，超级风的标准模型驱动的恒星暴的NGC 253的观察到的权力。如果这些结果是典型的所有恒星爆发驱动的风，那么我们不能直接看到所有的能量和气体（特别是热金属富集气体）被超级风输送出星系，即使在X射线辐射。
2000-08-11 astro-ph
Starburst Anatomy: Stellar and Nebular Properties of Nearby Giant HII Regions
附近的巨大的HII区域的恒星和星云成分的分辨率为解释更遥远和强大的星暴活动提供了基本的见解。下面总结了我们对与巨大HII区有关的恒星星族和星云能量学的理解的最新进展。在银河系，大麦哲伦星云，SMC电离集群的光度和光谱显示没有显着的金属丰度和斜率的幂律初始质量函数（IMF）之间的关系。HST/WFPC 2对M33中3个巨大HII区域的测光也没有显示出任何涉及金属丰度和IMF斜率的一致趋势-与基于发射线比率的预测相反。恒星质量上限似乎更多地受到星团年龄的限制，而不是其他因素。从某些已分辨的恒星星族得到的电离光度不足以解释从复合（积分）H-α发射测量中推断出的电离率。星云尘埃颗粒吸收恒星的极紫外辐射只会放大这些光致电离的不足。电离光子从HII区域泄漏将进一步加剧这种情况。那么，是什么提供了额外的电离呢？考虑到这个问题，我们评估了更高恒星极紫外光度和/或星云电离替代源（例如冲击）的前景。
1996-12-27 astro-ph
Triggering the Formation of Halo Globular Clusters with Galaxy Outflows
我们研究了高红移星系外流与原始组成的低质量维里化（Tvir < 10，000 K）云的相互作用。虽然原子冷却可以在较大的原始天体中形成恒星，但这种“迷你晕”通常无法自行形成恒星。然而，大量的高红移星暴星系可能已经在这些天体中诱导了广泛的恒星形成，通过冲击，通过非平衡H2形成和金属线发射引起强烈的冷却。使用一个简单的分析模型，我们表明，由此产生的星团自然再现三个关键特征的观察人口的晕球状星团（GC）。首先，10，000 K的最大维里温度对应于GC恒星质量的~ 10^6太阳质量上限。其次，在这种相互作用中传递的动量足以将气体从其相关的暗物质晕中剥离出来，这解释了为什么GC不存在于暗物质势阱中。最后，喷出的金属混合到原始气体中能够解释在给定GC内恒星金属丰度的~ 0.1 dex均匀性，同时允许不同星系团之间金属丰度的大范围分布。为了详细研究这种可能性，我们使用一个简单的一维湍流传输数值模型来模拟云外流相互作用中的混合。我们发现，当激波剪切穿过云的一侧时，开尔文-亥姆霍兹不稳定性出现，这导致富集的物质混合到云的20%以上。然而，这种估计忽略了可能存在的大规模涡流，这将进一步增强湍流的产生。因此，定量混合预测必须等待更详细的数值研究。
2004-08-18 astro-ph
The remarkable starburst-driven outflow in NGC 2782
我们发现，在奇特的星系NGC 2782中的恒星爆发驱动的外流形成了一个定义良好的准直气泡，其范围为$\sim$ 1千秒差距和一个封闭的壳在其边缘，如在H $α$，[O III]，和5 GHz的无线电连续谱。该壳层与蓝移发射星云中[O III]谱线的最大强度和线宽相吻合，而蓝移发射星云先前是由Boer等人（1992）通过光谱学探测到的。迄今为止，在任何其他光度相当的星暴星系中都没有观察到这种显著的外流形态。射电连续谱图揭示了在核的另一侧有一个类似大小的第二个气泡，形成了一个引人注目的双气泡流出形态。我们认为，从外流的形态和短时间尺度（$\sim$ $4 \times 10^6$年）来看，它在动力学上比其他星系中看到的自由膨胀的外流年轻，这些星系拥有类似光度的环核恒星爆发，例如，M82我们认为，在NGC 2782的外流是在早期阶段，热不稳定性还没有完全破裂的外流bubble.We目前的证据表明，外流驱动温暖和热电离气体，可能是冷分子气体，中央kpc的星系。我们估计的热，暖，冷阶段的ISM流出的能量的贡献。这项研究是基于我们的光学BVR，H $α$，和[O III]观测从WIYN望远镜和OVRO CO干涉数据，以及可用的5 GHz无线电连续谱和ROSAT X射线地图。
1997-12-17 astro-ph
A Spitzer IRS Low-Resolution Spectroscopic Search for Buried AGNs in Nearby Ultraluminous Infrared Galaxies - A Constraint on Geometry between Energy Sources and Dust -
本文介绍了在z < 0.15附近的超亮红外星系（ULIRGs）的斯皮策IRS低分辨率红外5-35微米光谱的结果。我们专注于搜索的签名掩埋的活动星系核（AGN）在完整的样本ULIRGs光学分类为非Seyferts（LINERs或HII区域）。除了6.2微米、7.7微米和11.3微米的多环芳烃（PAH）发射特征外，我们还使用9.7微米和18微米硅酸盐尘埃吸收特征的光学深度来推断这些ULIRG核处的能量源和尘埃的几何形状，即，能量源是否在空间上与尘埃很好地混合（正常的星暴），或者比尘埃更集中（掩埋的活动星系核）。至少30%，可能50%的观测到的光学非Seyfert ULIRGs的红外光谱自然地被解释为由以下组成的发射：（1）能量不显著，适度模糊（Av < 20-30 mag）的PAH发射正常星爆，和（2）能量占主导地位，高度尘埃模糊，中心集中的能量源，没有PAH发射。我们将后者解释为一个埋藏的活动星系核。LINER ULIRGs中显示一些掩埋活动星系核特征的ULIRGs比例高于HII区ULIRGs。大多数发光的掩埋活动星系核候选者都是在具有冷远红外颜色的ULIRGs中发现的。在吸收校正的活动星系核的本征光度可以很小的不确定性导出的地方，它们被发现是10^12 Lsun的数量级，占了ULIRGs光度的大部分。5-35微米光谱的星暴/活动星系核分类通常与我们以前基于3-4微米光谱对同一样品的…
2007-02-07 astro-ph
The Nuclear and Circum-nuclear Stellar Population in Seyfert 2 Galaxies: Implications for the Starburst-AGN Connection
我们报告的光谱调查的20个样本的最明亮的2型塞弗特核的结果。我们的目标是寻找大质量恒星的直接光谱特征，从而探索环核星爆在塞弗特现象中的作用。所用的方法是基于在吸收中检测高阶巴耳末线和HeI线以及在发射中检测$\sim$ 4680 nm处的Wolf-Rayet特征。这些谱线是年轻（几百万年）和中年（几百万年）恒星星族存在的有力标志。在超过一半的样本中，我们已经检测到氦和/或强恒星吸收功能的高阶（近紫外）巴耳末系连同相对较弱的线从一个老的恒星星族。在另外三个星系中，我们在4680光年附近检测到一个广泛的发射特征，这最有可能归因于沃尔夫-拉叶星（最大质量恒星的进化后代）的种群。因此，我们得出结论，超过一半的样本的蓝色和近紫外光是由年轻和/或中等年龄的恒星。与“老”的相比，“老”的塞弗特2号有更大的远红外光度，更冷的中/远红外颜色，以及更小的[OIII]/H $β$通量比。这些差异与星爆在前一类中发挥重要的能量作用是一致的。我们认为可能有两个不同的塞弗特2核（“星暴”和“隐藏BLR”）的子类的可能性。然而，在三个“B”核中发现隐藏的BLR的事实与此相反，并表明核恒星爆发可能是塞弗特现象的一个更普遍的部分。
2000-08-28 astro-ph
Diffuse Thermal Emission from Very Hot Gas in Starburst Galaxies
介绍了BeppoSAX对邻近原型星暴星系NGC 253和M82的观测结果。光谱分析表明，从中心4'区提取的2-10 keV光谱与kT~6-9 keV和金属丰度~ 0.1-0.3太阳能的热辐射模型拟合得最好。空间分析得到了明确的证据，证明这种辐射在NGC 253中是扩展的，也可能在M82中。这些结果清楚地排除了LLAGN作为NGC 253中X射线发射的{ \it main}来源的可能性。对于M82，在~ 6.7 keV处的Fe-K线的存在，以及其2-10 keV连续区的凸形轮廓，指示显著的热分量。点源（例如X射线双星、超新星遗迹和/或LLAGN）和康普顿辐射也可能有贡献。总而言之，BeppoSAX号卫星的结果为两个星系中都存在炽热的星际等离子体提供了令人信服的证据，其形式可能是从这些星系的盘中流出的超级风。量级的估计和一些影响，如驱逐的质量和能量的外流气体的这种超级风的情况下，进行了讨论。这些新的结果还表明，这些星系的X射线发射与银河脊的X射线发射之间存在一些相似之处。
1999-08-27 astro-ph
Electron Injection at High Mach Number Quasi-Perpendicular Shocks : Surfing and Drift Acceleration
采用一维电磁粒子模拟方法研究了高马赫数无碰撞准垂直激波中电子的注入过程。我们发现高能电子是通过以下两个步骤产生的：（1）在冲击过渡区的前沿，电子通过冲击冲浪加速而几乎垂直于局部磁场加速。(2)通过冲击漂移加速进一步加速预加速的电子。结果，高能电子优先被反射回上游。冲击冲浪加速度提供足够的能量所需的反射。因此，它不仅对加速过程本身很重要，而且对触发二次加速过程也很重要。根据模拟结果，我们还提出了两步加速机制的理论模型，该模型可以预测后续扩散冲击加速过程的喷射效率。我们表明，本模型得到的注入效率与钱德拉X射线观测SN 1006得到的值吻合得很好。在典型的超新星遗迹激波中，由本机制注入的高能电子可以自发产生上游阿尔芬波，这些波会散射高能电子本身。
2007-02-19 astro-ph
Multiple starbursts in Blue Compact Galaxies
在本文中，我们给出了有关两次瞬时星暴（被静止期隔开）对蓝色致密矮星系动力学和化学演化的影响的一些结果。特别是，我们将模型结果与星系IZw 18进行了比较，IZw 18是一个非常贫金属，富含气体的矮星系，可能正在经历第一次或第二次恒星形成爆发。我们跟随恒星形成的第一次微弱爆发的演变，然后是数亿年后发生的第二次更强烈的爆发。我们发现，星系风的发展，只有在第二次爆发，在爆炸中产生的金属优先失去相对于氢气。通过详细考虑II型和Ia型超新星的化学和能量贡献，我们预测了星系内外气体中几种化学丰度（H，He，C，N，O，α-元素，Fe）的演化。我们发现，预测的恒星形成区的丰度是在很好的协议与IZw 18派生的HII区丰度。我们还预测的C，N和O的丰度预计HI气体进行比较，与未来的FUSE丰度测定。我们的结论是，IZw 18一定经历了两次恒星形成的爆发，一次发生在3亿年前的\sim，另一次发生在4-7百万年前。然而，考虑到其他独立的估计，如色星等图和恒星在IZw 18的光谱能量分布，以及真正的恒星爆发不是瞬时的事实，我们认为爆发年龄更可能在400万年到1500万年之间。
2001-12-19 astro-ph
3C 48: Stellar Populations and the Kinematics of Stars and Gas in the Host Galaxy
我们提出了深凯克LRIS光谱的宿主星系3C48。我们在不同狭缝位置的观测采样了类星体附近的不同发光成分，包括明显的西北潮汐尾和几个强发射线区域。通过将Bruzual & Charlot（1996）的星族合成模型与我们的光谱相拟合，我们获得了被我们的狭缝覆盖的主星系各个部分最近主要恒星形成事件的年龄。在类星体的东北和东南区域，以及恒星暴后区域，有活跃的恒星形成，在宿主星系的其他部分，年龄可达10^8年左右，但西北潮汐尾的大部分没有显示出明显的近期恒星形成的迹象。我们使用这些模型拟合，连同恒星和气体的运动学，勾勒出一个合理的宿主星系的演化历史，其最近的星暴活动，触发类星体，以及无线电喷流与周围气体的相互作用。有强有力的证据表明，3C 48宿主是一个正在进行的合并，它可能接近其星暴活动的峰值。尽管如此，类星体本身似乎几乎没有灭绝，也许是因为我们正沿着一条特别有利的视线观察它。
1999-08-03 astro-ph
Ultraluminous Starbursts from SMBH-induced outflows
我认为，有两种模式的全球恒星形成。超新星触发的负反馈通过一系列的小恒星暴（S模式），而大规模的球状体形成恒星相对效率较低，通过活动星系核喷流触发的正反馈（J模式）的影响，产生和增强超亮的恒星暴快速形成高效率。超大质量黑洞的增长吸积有利于在气体丰富的原球体环境合并建立了主机星系的质量，并提供了一个集中的气体供应。准球形外流的出现，并提供了来源的孔隙度的高能射流从吸积中央SMBH是各向同性的不均匀的星际介质在原球体的核心。超级爱丁顿外流的发生，并帮助产生在高红移的SMBH和强烈的正反馈原球体恒星的形成，发生在致密的星际云超压和崩溃。SMBH在球状体之前形成，球状体速度色散和超大质量黑洞质量之间的相关性是由于活动星系核触发的外流限制了球状体形成的气体库。超级爱丁顿阶段必然会在SMBH的影响区域引发头重脚轻的IMF。康普顿冷却的爱丁顿限制流出相导致球状核，其相空间密度为核质量的逆5/2幂，其质量为SMBH质量的3/2幂。后一种缩放表明SMBH生长（以及因此球状体形成）是反层级的。
2005-12-06 astro-ph
HI on large and small scales in starburst radio galaxies
对射电星系光学连续谱的研究表明，约30%的射电星系具有年轻的恒星星族成分。其中有最亮的远红外射电星系。这些星系相对富含气体的环境（可能与它们起源于最近的合并有关）的进一步迹象是在HI中检测到的高比例。在这里，我们提出了最近的结果，从中性氢（检测到的发射或吸收）在一组星爆射电星系的研究。在某些天体中，观测到了HI质量超过10^9太阳质量的大尺度（数十kpc）结构。在这些情况下，HI可以用来研究这些系统的起源和演变以及所涉及的时间尺度。在这方面，从研究恒星星族和从HI获得的参数可以是互补的。在其他物体中，吸收中检测到的是非常宽的（> 1000公里/秒），大部分是蓝移的HI。这一结果表明，尽管活动星系核附近发生了极其高能的现象--包括强大的射电喷流--但一些流出的气体仍然保持或再次变成中性。这可以提供新的和重要的见解周围的活动星系核的气体介质的物理条件。极端运动学的可能起源进行了讨论。
2003-09-17 astro-ph
Extragalactic chemistry of molecular gas: lessons from the local universe
在毫米和亚毫米范围内对星系外进行的高分辨率和高灵敏度观测所提供的观测限制已经开始为研究星系外分子气体的化学奠定坚实的基础。特别是，附近星系的多物种和多线调查的可用性是核心的解释现有的和即将到来的高红移宇宙的毫米观测。要探测星爆和活动星系中分子气体的物理和化学状态，需要使用已知在这些星系中起作用的相关高能现象的特定示踪剂：大尺度冲击、强紫外线场、宇宙射线和X射线。我们在下面介绍了正在进行的调查的第一个结果，IRAM 30米望远镜与高原德布雷干涉仪（PdBI），致力于研究分子气体的化学在一个样本的恒星爆发和活动星系核的本地宇宙。这些观察结果突出了存在一个强大的化学分化的分子盘的星爆和活动星系核。
2006-05-24 astro-ph
