Ultra-High-Density Molecular Core and Warped Nuclear Disk in the Deep Potential of Radio-Lobe Galaxy NGC 3079
我们利用由45米望远镜和6元天线阵组成的7元毫米波干涉仪对射电瓣边对螺旋星系NGC 3079的~（12）CO（J=1-0）谱线进行了高分辨率综合观测。发现半径为750 pc的分子核盘（NMD）与光盘成20度角倾斜，并具有旋臂。在细胞核中发现了一个超高密度的分子核（UHC）。在125 pc半径范围内，UHC的气体质量约为3 x 10^8 Msun，比银心相同区域的质量大一个数量级，平均密度约为3 x 10^3 H2 cm^-3。沿着主轴的位置-速度图表明，旋转曲线开始于已经从核开始的超过300 \kms的有限速度。中心区域的表面质量密度估计高达10^5 Msun pc^-2，产生了非常深的引力势。我们认为，非常大的差异旋转在这样一个深的潜力将保持UHC引力稳定，从目前的恒星形成。
2000-10-30 astro-ph
HI study of the warped spiral galaxy NGC5055: a disk/dark matter halo offset?
本文利用Westerbork综合射电望远镜观测资料，对邻近旋涡星系NGC 5055的HI分布和动力学进行了研究。NGC 5055的气体盘向外延伸到约40 kpc，等于3.5 R_25，并显示出从明亮光盘的末端开始的明显翘曲（R_25= 11.6 kpc）。这个非常延伸的翘曲具有大尺度的对称性，加上其外部的旋转周期（在40 kpc时约为1.5 Gyr），表明这是一个长期存在的现象。旋转曲线在中心部分急剧上升，达到最大速度（v_max ~ 206 km/s）。在明亮的恒星盘（R_25）之外，它显示出大约25 km/s的下降，然后保持平坦直到最后一个测量点。标准的分析与发光和暗物质组件显示了动力学的重要性的磁盘。旋转曲线的最佳拟合是用"最大圆盘“获得的。与较轻的盘的不太令人满意的拟合有助于将盘的F带的质光比设定为1.4的固定下限。这样一个“最小圆盘”贡献了观测到的最大旋转速度的60%。NGC 5055显示出显著的整体规则性和对称性。然而，在气体的分布和运动学方面，一个轻微的不平衡性是明显的。速度场的倾斜环分析使我们对系统内部和外部的运动中心和系统速度采用不同的值。这产生了一个显著的结果：运动学和几何不对称同时消失。这些结果指向两个不同的动力学机制：内部区域主要由恒星盘和外部区域，主要由相对于盘偏移的暗物质晕。
2005-10-20 astro-ph
X-ray Luminosity and Absorption Column Fluctuations in the H2O Maser Galaxy NGC 4258 from Weeks to Years
我们报告了用XMM对NGC 4258的0.3-10 keV光谱进行了1.5年的监测，还报告了对一系列重叠的Chandra观测档案的再处理。通过包括早期的ASCA和SAX观测，我们提出了一个新的，九年的时间序列模型适合的X射线光谱的NGC 4258。在9年的时间里，光电吸收柱（~10^23 cm^-2）没有明显变化，除了间隔3年的两个ASCA时期之间下降了~40%，而间隔仅5个月的两个XMM时期之间上升了~60%。相反，在年的时间尺度上，吸收通量的变化为2-3倍。这些与吸收柱的变化无关，并表明发动机的中心可变性。我们探测到的最快的光度变化（5-10 keV）在19天内约为30%。扭曲的圆盘是NGC 4258中一个已知的H2O脉泽发射源，被认为穿过了中心发动机的视线。我们认为，吸收柱的变化是由于旋转圆盘中的不均匀性在圆盘穿过视线的半径处扫过视线而引起的。我们估计，在0.29 pc的交叉半径处，不均匀性的大小约为10^15 cm，略小于圆盘的预期刻度高度。这一结果为翘曲的吸积盘是吸收体提供了强有力的证据。这是第一次直接证实，在某些情况下，2型活动星系核中的遮蔽可能出现在薄的、扭曲的吸积盘中，而不是几何上厚的环面中。我们在任何XMM光谱中都没有检测到Fe K α线发射。我们没有观察到吸收线在XMM或重新处理的钱德拉数据的证据。
2005-01-06 astro-ph
Recent Progress on a New Geometric Distance to NGC 4258
我们报告我们正在进行的，高分辨率的研究H2O脉泽在最内层的NGC 4258秒差距。超过30个时期的VLBA和VLA数据，采取了超过6年，被用来监测水脉泽的速度，加速度，位置和自行旋转在一个扭曲的，开普勒磁盘的超大质量的中心对象。我们广泛的监测结果在提高精度的距离测定这个星系（一）通过减少实验随机误差，由于较长的时间基线比以前的工作;和（二）通过更好的建模源的系统误差，如磁盘偏心。因此，这些数据可以产生一个非常精确的几何距离NGC 4258。
2003-08-20 astro-ph
The Geometry of and Mass Accretion Rate through the Maser Accretion Disk in NGC 4258
对NGC 4258脉泽位置和速度的极大似然分析表明，在高速特征的投影旋转曲线中，偏离开普勒运动约2 sigma，对应于在高速脉泽范围内，相对于开普勒运动的LOS速度约为9 km/s或0.8%的平坦化。虽然有一些潜在的解释，这种扁平化，我们认为纯开普勒旋转的倾斜翘曲盘的基础上，这个模型的能力，以解释一些其他令人费解的功能系统。盘倾角的径向梯度为0.034 mas^{-1}，这不仅与观测到的旋转曲线一致，而且它在盘的近边缘产生了一个碗，这自然解释了系统脉泽的磁偏角的狭窄分布，否则这是令人费解的。它还解释了系统脉泽中明显重复出现的耀斑的存在和位置。没有明显的证据表明，在倾斜翘曲盘的非开普勒旋转。倾斜翘曲的另一个含义是，圆盘在中心发动机的前面升起，并在圆盘半径约为8.3质量或0.29秒差距时遮蔽了中心发动机。通过将观测到的X射线柱与在该半径处的盘中的条件进行比较，我们认为分子到原子的跃迁发生在0.28 pc处的最外层脉泽之外，由此我们推断吸积速率为10^{-4}alpha M_sun/yr，与Yuan等人（2002）的喷流主导吸积模型一致。我们的模型表明，大多数观测到的X射线柱出现在0.29 pc的翘曲吸积盘中，并且脉泽发射在大半径处被截断主要是Neufeld和Maloney（1995）最初提出的分子到原子相变的结果。
2005-04-19 astro-ph
Neutral Gas Distribution and Kinematics of the Nearly Face-on Spiral Galaxy NGC 1232
分析了近正面Sc星系NGC 1232的高速度分辨率HI合成观测。中性气体的分布远远超出了星系的光学范围。正如预期的那样，HI柱密度的局部峰值与螺旋臂相关。此外，HI柱密度在星系中心附近急剧下降。速度场的闭合等值线表明，要么系统是弯曲的，要么旋转曲线下降。整个系统的速度色散近似恒定，中值为9.9 +/- 1.8 km/s。当校正旋转加宽，没有迹象表明在这个星系的中性气体速度色散的径向趋势。
1999-07-20 astro-ph
Mapping the cold dust in edge-on galaxies at 1.2 mm wavelength
利用IRAM 30米望远镜，我们绘制了NGC 891、NGC 5907和NGC 4565的1.2mm连续谱发射图。特别是后一个星系显示了一个弱的，扩展的高原，这是与HI除了中央峰和环结构共同所有这些螺旋。此外，NGC 4565的尘埃排放的外部部分明显弯曲。在外部的平均尘埃温度为15 K和派生的尘埃吸收截面是非常接近的预测为当地的弥漫云。
1996-03-02 astro-ph
Bars and Warps traced by the Molecular Gas in the Seyfert 2 Galaxy NGC 1068
本文报道了NGC 1068的~（12）CO（1-0）和~（12）CO（2-1）谱线的新的干涉仪观测结果，分辨率为0.7“。内部5”中的分子气体被分解成一个环，在核连续谱发射的东部和西部有两个明亮的结。在NGC 1068中，我们第一次可以追踪到距离核约0.18“（13 pc）的分子气体。该区域的高速意味着封闭的质量约为10^8太阳质量。这个值与黑洞质量为1.7 × 10^7太阳质量加上一个致密的核星团的贡献是一致的。在NGC 1068运动学主轴附近的光学图像显示出一个明亮的恒星椭圆结构，偏心率为0.8，投影长度为17 kpc。旋转曲线的分析表明，CO旋臂处于这种棒状结构的内部Lindblad共振。在分子旋臂内部，CO运动学轴的方向可能是响应于近红外（NIR）中看到的2.5kpc（去投影）长的恒星棒。低速色散表明分子气体处于盘状结构中，在核区厚度为10 pc，在旋臂区厚度为100 pc。我们利用~ 1“核杆引起的椭圆轨道和产生翘曲的倾斜环建立了分子气体的运动学模型。我们发现，气体的运动是一致的，无论是翘曲或酒吧模型。然而，由于在近红外图像中没有1“核棒的证据，我们倾向于翘曲模型。一个弯曲的CO盘也可以解释活动星系核的遮蔽，来自核星团的光的消光，以及观测到的近红外和中红外偏振。该模型预测，翘曲的CO盘应该在半径为70 pc处边缘朝上，从而为电离锥创造一个空腔。
1999-11-27 astro-ph
Centaurus A - NGC 5128
这篇综述总结了附近（D = 3.4 Mpc）射电源半人马座A及其宿主星系NGC 5128的知识状态。大质量的椭圆形宿主星系似乎是中等三轴的。它包含一个强烈弯曲的薄盘，富含气体，尘埃和年轻恒星，大致与椭圆星系的短轴对齐。这一点和其他证据表明，NGC 5128在过去至少经历过一次重大合并。次秒差距核在无线电和X射线波长上是可变的，可能是由中等质量的黑洞吸积提供动力的。HI和分子线对细胞核的吸收表明有明显的物质流入。从核心发出的线性射电/X射线喷流在几秒差距时变得亚相对论，在大约5千秒差距时膨胀成羽流，然后变成巨大的射电瓣，延伸到250千秒差距。一个致密的圆盘围绕着原子核.它不与椭圆星系的任何主轴对齐，但垂直于内部喷流。喷流准直机制，可能与这个环核盘有关，似乎是在a × 10**7年的时间尺度上进行的。
1998-11-03 astro-ph
Structure and Kinematics of CO (J=2-1) Emission in the Central Region of NGC 4258
利用亚毫米波阵列（SMA）对Seyfert 2星系NGC 4258的中心区域进行了12 CO（J=2-1）观测。我们的干涉图显示了两个臂状的细长组件沿星系的主轴，没有强烈的核浓度。CO（2-1）的形态和运动学与以前的CO（1-0）结果相似。各分量的速度场与一般的银河系自转一致，除了东向伸长分量沿东西方向有明显的速度梯度。为了解释速度场，我们提出了一个运动学模型，其中扭曲的旋转圆盘也在膨胀。CO（2-1）/CO（1-0）线比表明，具有异常速度梯度的东部分量似乎更温暖、更密集。这与该成分中的气体更靠近中心，被中心活动加热，并可能与来自核区域的膨胀运动相互作用是一致的。
2006-12-12 astro-ph
HI in the shell elliptical NGC 3656
对椭圆壳层NGC 3656的VLA中性氢观测揭示了一个边缘朝上的、弯曲的短轴气体盘（M_HI ~ 2.10^9 Msun），延伸了7 kpc。HI也在光学影像之外被发现，在东北和西北的两个复合体上，似乎追踪到一个外部破碎的HI盘或环，或者可能是一个或两个潮汐尾。在NGC 3656明亮的南壳区域的积分场光纤光谱学提供了壳层恒星速度的测定。壳层有HI的痕迹，其速度与恒星的速度相吻合，为HI和恒星在壳层的动力学关联提供了证据。在误差范围内，恒星具有系统速度，这表明壳层可能存在相位包裹起源。我们探测到了5个矮星系，它们的HI质量从2.10^8 Msun到2.10^9 Msun，都在距离NGC 3656 180 kpc的范围内，并且都在NGC 3656 HI的速度范围（450 \kms）内。NGC 3656群的总质量需要3- 7.4 × 10 ^{12} Msun，因此质光比为125 - 300。NGC 3656呈现的整个HI图像支持了一个盘-盘合并起源的假设，或者可能是一个正在进行的与附近矮星的多重合并过程。
2001-07-09 astro-ph
Jets, knots and tails in planetary nebulae: NGC 3918, K 1-2 and Wray 17-1
我们分析了三个行星状星云的光学图像和高分辨率，长狭缝光谱，这些星云具有准直，低电离的特征。NGC 3918是由一个内部的纺锤形外壳组成，相对于天空平面略微倾斜。离开这个壳的极地地区，我们发现一个双边喷流扩展的速度线性增加，从50到100公里/秒的距离。喷流可能与内壳层同时代（年龄约为1000 D yr，其中D是以kpc为单位的距离），这表明它的形成应该归因于同样的动力学过程，也塑造了主星云，而不是更近的质量损失事件。我们根据流体力学和磁流体力学理论讨论了非球面壳层和喷流的形成。K 1-2是一个行星状星云，有一个紧密的双星核，显示出一串平行的结嵌入在一个弥漫的椭圆壳中。这些纽结以与椭圆星云相似的速度（25 km/s）扩张，除了位于主星云外的延伸尾巴，其线性加速高达45 km/s。我们估计一个倾角的视线上的40度的字符串的结;一旦轨道的方向也被确定，这些信息将使我们能够测试的预测目前的理论发生的极地喷流从密切的双系统。Wray 17-1有着复杂的形态，显示了两对低电离结构，它们位于与中心恒星几乎垂直的方向，并嵌入在一个巨大的弥漫星云中。这两个对显示出显著的相似性和差异，他们的起源是非常令人费解的。
1999-12-22 astro-ph
The Molecular Gas in the Circumnuclear Region of Seyfert Galaxies
对Seyfert~1 NGC 3227和Seyfert~2 NGC 1068的~（12）CO（2-1）谱线的亚弧秒IRAM Plateau de Bure毫米干涉观测揭示了内100 pc到300 pc的复杂运动学系统，这些系统与宿主星系的纯圆周运动不一致。这些运动学系统的建模与椭圆轨道在主星系的平面（代表气体运动在酒吧的潜力）是一个可能的解决方案，但不能再现所有观察到的功能。一个更好的描述复杂的运动学是实现了圆形轨道是倾斜的主星系的平面。这可能表明薄的环核气盘是弯曲的。在NGC 1068的例子中，翘曲模型表明，在半径约为70 pc的地方，气体盘的方向是边缘朝向活动星系核，为活动星系核的遮蔽提供了物质。位置-速度图显示，< 13 pc and an indication for large enclosed masses of >在中心25 pc内，NGC 3227在r 2 x 10^7 M_solar和NGC 1068在r> 10^8 M_solar处的自转曲线上升。
1999-07-27 astro-ph
Intergalactic cold dust in the NGC 4631 group
我们已经探测到了距离大于10千秒差距的面外冷尘埃，位于相互作用星系NGC 4631的晕中。尘埃排放盘比翘曲的HI盘薄得多，并且出现了新的结构。特别是，已经发现了一个巨大的弧，它与原子气体运动学结构的异常有关。大多数的面外尘埃与早先发现的HI刺有密切的联系。这些毛刺显然是相互作用的痕迹。平面内的灰尘排放到达光盘的边界。NGC 4631的气盘活动因相互作用而适度增强，但没有发现沿z方向移动的气体，因此，强风似乎不太可能沉积高z尘埃。相反，与HI特征的巧合表明我们看到了相互作用留下的痕迹。此外，HI还显示了一个由尘埃轨迹穿过圆盘的区域中的撞击形成的超级壳层。该区域的特征还在于Ha光分布的扰动。尘埃的质量只能根据现有的数据进行粗略的估算，大约是气体的10^9 M_o。
1999-04-22 astro-ph
Geometrical parametrization of warps for edge-on galaxies
我们提出了新的参数来描述一个翘曲盘的几何形状，当观察边缘上，一个全球翘曲参数$w$，和一个家庭的三个参数$A$，$B$和$C$，独立地描述，形状的翘曲。这些参数对于检测理解扭曲中的一些关键效应非常有用。我们还开发了软件（WIG），它能够计算这些参数为一个给定的图像的星系在任何波长，并在这里描述了一些例子，即ESO 235-53在光学，NGC 4013在21厘米和NGC 4565在1.2毫米连续。
1997-10-31 astro-ph
Minor-axis velocity gradients in spirals and the case of inner polar disks
我们测量了电离气体和恒星运动学沿长轴和短轴的样本的10个早期型螺旋。令我们惊讶的是，我们发现了一个显着的气体速度梯度沿短轴的8个。根据观测到的电离气体速度场的运动学特征，我们将样本星系分为三类。(i)NGC 4984、NGC 7213和NGC 7377显示了沿着短轴的整体速度曲线，没有零速度点，直到最后测量的半径，这被解释为由于气体盘的扭曲结构。(ii)NGC 3885、NGC 4224和NGC 4586的特征是沿长轴和短轴都有速度梯度，但沿短轴的非零速度仅限于中心区域。这种气体运动学被解释为是由于三轴势引起的非圆运动。(iii)NGC 2855和NGC 7049显示了沿长轴测量的速度梯度的斜率变化（在中心较浅，远离核较陡），以及短轴中心区域的非零气体速度。这是由于存在一个运动学解耦的气体成分在正交旋转相对于星系盘，即内极盘。讨论了内极盘的情况和起源，并列出了它们的宿主星系。
2003-06-18 astro-ph
Optical properties of the NGC 5328 group of galaxies
本文介绍了NGC 5328星系群的七个成员星系的光度和光谱研究结果。NGC 5328星系群是一个跨度超过200 kpc（H_0 = 70 km/s/Mpc）的星系链。我们分析了星系的结构，并研究了集团成员的发射线特性，寻找恒星形成和活动星系核活动的签名。最后，我们尝试从线强度指数的模拟中推断出早型成员的恒星星族年龄。我们还调查了与明亮成员相关的矮星系人口的存在。这个星系群由大部分早期类型的星系组成，包括NGC 5328和NGC 5330，这两个真正的椭圆星系位于星系群的中心。在这两个星系中，没有发现最近的恒星形成事件的H_β与MgFe指数的这些星系。2 MASX J13524838-2829584的等照度线非常四方形，被认为与合并事件有关：线强度指数表明该天体可能有一个最近的恒星形成事件。从2 MASX J13530016-2827061的模型减影图像中出现了一个扭曲的圆盘组件，这被解释为与该组其他成员正在进行的相互作用的特征。正在进行的恒星形成和核活动存在于该集团的预计外围。两个早型星系2 MASX J13523852-2830444和2 MASX J13525393-2831421显示出恒星形成的光谱特征，而在MCG-5 - 33 -29中检测到Seyfert 2型核活动。
2005-09-02 astro-ph
Warped polar ring in the Arp 212 galaxy
安装在俄罗斯科学院特殊天体物理观测台6米望远镜上的法布里-珀罗扫描干涉仪用于研究奇特星系Arp 212（NGC 7625，III Zw 102）中电离气体的分布和运动学。两个运动学上不同的子系统-内盘和外发射丝，被发现在星系的光学半径。第一个子系统，在银河中心距离r<3.5 kpc，在恒星盘的平面内旋转。电离气体盘的内部（r<1.5-2 kpc）与先前已知的分子气体盘完全一致。电离气体的第二个子系统位于银河中心距离2-6 kpc。这个子系统在一个与恒星盘倾斜一个显著角度的平面内旋转。外盘的轨道倾角随着银河系距离的增加而增加，在r=6 kpc时达到50度。气体盘的电离部分不会出现在这个银河系中心距离之外，但我们相信HI盘继续弯曲并接近相对于星系内盘的极性平面。因此Arp 212可以被归类为一个有极环（或极盘）的星系。假设星系中引力势的分布不是球对称的，可以解释电离气体和中性气体的运动学。极环最有可能是通过吸积矮卫星星系UGC 12549的气体而形成的。
2008-08-12 astro-ph
NGC 3741: dark halo profile from the most extended rotation curve
我们提出了新的HI观测附近的矮星系NGC 3741。这个星系有一个极其扩展的HI盘，这使我们能够追踪旋转曲线到光盘上前所未有的距离：我们达到42个B波段指数尺度长度或约7 kpc。HI盘强烈翘曲，但翘曲是非常对称的。通过建立模型数据立方体，精确地推导出分布和运动学，这些数据立方体紧密地再现了观测结果。为了说明数据立方体中观测到的特征，需要5-13 km/s量级的径向运动。它们与数百pc的内部棒和外部区域的物质增生是一致的。将观测到的自转曲线分解为恒星、气体和暗分量。Burkert暗晕（具有中心恒定密度核心）提供了非常好的拟合。由λ CDM理论预测的暗晕密度分布与数据不符，除非NGC 3741是一个2.5 σ的例外，浓度参数和维里质量之间的预测关系，同时具有10个$^{11}$太阳质量的高维里质量（尽管约束很差）。值得注意的是，MOND似乎与观察到的旋转曲线一致。按比例放大气体盘的贡献也给出了很好的拟合。
2006-11-13 astro-ph
A Stellar Dynamical Measurement of the Black Hole Mass in the Maser Galaxy NGC 4258
通过建立螺旋星系NGC 4258的轴对称动力学模型，确定了该星系中心黑洞的质量。这些模型受到{ \em哈勃太空望远镜}获得的核区域的高空间分辨率成像和长缝光谱的限制，并得到扩展到更大半径的地面观测的补充。我们的最佳质量估计是距离为7.28 Mpc的$\MBH = (3.3 \pm 0.2) \times 10^7 \MSun $（仅统计误差）。这是在$ (3.82\pm 0.01) \times 10^7 \MSun$的15%之内，$ (3.82\pm 0.01) \times 10^7 \MSun$是从水脉泽的运动学（重新缩放到相同的距离）确定的质量，假设它们在弯曲圆盘中处于开普勒旋转。NGC 4258的精确动力学模型的构建受到了一些影响，因为它有一个尚未解决的活动核和颜色梯度，后者是由恒星星族的变化和/或模糊的尘埃造成的。这些问题是不存在于$\sim 30$其他黑洞质量的测定从恒星动力学，已公布的我们和其他团体，因此，相对接近的协议之间的恒星动力学质量和脉泽质量在NGC 4258增强了我们的信心，在其他星系的黑洞质量确定从恒星动力学使用类似的方法和数据的可比质量。
2008-08-28 astro-ph
Evidence for a Geometrically Thick Self-Gravitating Accretion Disk in NGC 3079
我们已经映射，第一次，在NGC 3079的水脉泽发射的全速范围。辐射的南北分布与kpc尺度的分子盘一致，天空中蓝移和红移辐射的分离暗示了pc尺度上的分子盘几乎是边缘对着的。蓝移和红移脉泽辐射的位置和视向速度与中心质量约为2 × 10^6 Msun、半径约为0.4 pc的情况一致。相应的平均质量密度为10^6.8兆太阳·pc^-3，这表明中心存在一个黑洞，这与探测到的硬X射线过剩（20-100 keV）和来自核的Fe K α线相一致。由于脉泽辐射所描绘的旋转曲线是平坦的，pc尺度圆盘的质量相对于中心质量是重要的。由于脉泽特征的速度色散不随半径而减小，并且构成轨道速度的很大一部分，因此盘可能很厚并且向外张开。旋转曲线和支持脉泽发射所必需的物理条件意味着Toomre Q参数<< 1。因此，这个盘极有可能是星团，我们认为它可能正在形成恒星。总的来说，NGC 3079的吸积盘与原型脉泽星系NGC 4258（略）中的致密、薄、扭曲、差速旋转的吸积盘形成对比。
2004-12-31 astro-ph
Polarized Narrow-Line Emission from the Nucleus of NGC 4258
Wilkes等人（1995）对NGC 4258核的偏振连续谱和线发射的探测提供了一个有趣的应用，即塞弗特核的统一模型在一个星系中的应用，在这个星系中，已知有一个围绕着核的分子气体的边缘旋转盘。然而，与大多数塞弗特核不同的是，NGC 4258具有强极化的窄发射线。为了进一步研究偏振发射的起源，我们在Spark-II望远镜上获得了NGC 4258核的偏振光谱观测。窄线偏振范围从[S II] 6716的1.0%到[O II] 7319，7331混合物的13.9%，偏振位置角几乎平行于激射盘的投影平面。对于禁戒线，我们发现临界密度和偏振度之间存在相关性，这表明偏振辐射来自相对致密的气体（n_e > 10^4 cm^-3）。哈勃空间望远镜的一张档案窄带[O III]图像显示，窄线区域有一个紧凑的，几乎无法分辨的核心，这意味着半高宽尺寸<2.5 pc。我们讨论的可能性，偏振辐射可能产生的吸积盘本身，并成为偏振的磁盘内的大气散射。一个更可能的情况是一个模糊的环面或强烈扭曲的磁盘周围的内部部分的窄线区域，这是强烈分层的密度。窄线区域的紧凑尺寸意味着遮蔽结构的直径必须小于~2.5 pc。
1999-07-20 astro-ph
What is the Accretion Rate in NGC 4258?
我们认为，最近的红外和无线电观测的NGC 4258的核心的影响。没有直接的证据表明原子核在大于~10 ^9 \yr的外激射盘的粘性时间尺度上一直在稳定地吸积。因此，外盘的质量吸积速率不必与大部分引力结合能被释放的内吸积流相同。我们证明了一个过渡半径为\sim（10 - 100）M（其中M是空穴的质量）和\mdot \approx 10 ^{-2} \msun \yr^{-1}的对流主导的流动模型与观测到的从无线电到X射线的光谱是一致的。我们还表明，薄（平或翘曲）盘可以适合所观察到的通量外的X射线波段。在这样的模型中，X射线可以用日冕来解释，但是假定的中心黑洞位置没有无线电发射，这对日冕的性质提供了严重的限制。吸积率的范围很广，10 ^{-4}<~\mdot <~10 ^{-2} \msun \yr^{-1}，可以用来拟合数据，但大多数"自然"模型的吸积率为10 ^{-3}<~\mdot <~10 ^{-2} \msun \yr^{-1}。观测到的VLBI喷流特征中的物理条件也可以与内部吸积流中的条件有关。最后，我们列出了未来的观察，可能有助于限制吸积率。
1998-08-05 astro-ph
Radiation-Driven Warping: The Origin of Warps and Precession in Accretion Disks
一个几何上薄的、光学上厚的、翘曲的吸积盘，它的中心有一个发光源，它受到辐射压力引起的非轴对称力的作用，产生的力矩改变了翘曲。在最近的一篇论文中，\cite{pri96}利用局部分析表明，最初平面的吸积盘对辐射力矩驱动的翘曲是不稳定的。在这里，我们扩展这项工作的稳定和不稳定模式的全球分析。我们证实了普林格尔的结论，薄的中心照明吸积盘一般不稳定翘曲通过这种机制，我们讨论了时间的演变和可能的稳定状态，这样的系统，并具体表明，这种机制可以解释翘曲盘的水脉泽在NGC 4258和164天的岁差周期的吸积盘在SS 433。辐射驱动的翘曲和岁差为活动星系核和X射线双星系统中产生翘曲的、岁差的吸积盘提供了一种强有力的机制。
1996-12-11 astro-ph
Ring structure and warp of NGC5907 -- Interaction with dwarf galaxies
边缘靠近的螺旋星系NGC 5907长期以来一直被用作“非相互作用”扭曲星系的原型。我们在这里报告的发现，两个相互作用的同伴矮星系，大大改变了这一局面。首先，在这个星系周围发现了一个微弱的环状结构，这可能是由于一个伴星系矮球状星系的潮汐破裂造成的。这个环是椭圆形的，NGC 5907的中心靠近环的一个焦点。这表明环物质在NGC 5907周围的轨道上。无论是用深H $α$图像还是在甚大阵（VLA）HI 21 cm线阵图中，都没有检测到环中的气体成分。环中的可见物质的积分亮度<= 10^8 L_sun，其最亮部分的颜色R-I约为0.9。所有这些特性都与该环是一个潮汐破裂的矮球状星系相一致。其次，我们发现NGC 5907有一个矮伴星系PGC 54419，投影距离NGC 5907中心仅36.9 kpc，径向速度（ΔV = 45 km s^{-1}）接近于巨旋涡星系。这颗矮星位于HI曲速的尖端和曲速的方向。因此，NGC 5907不能再被认为是“非相互作用”，但显然是与它的矮同伴相互作用，就像银河系与它的矮星系相互作用一样。这些结果，再加上其他人发现矮星系倾向于在巨星系周围发现，表明与同伴的潮汐相互作用，即使只包含母星系质量的1%，也足以激发许多大型螺旋星系盘中发现的弯曲。
1998-06-30 astro-ph
NGC 4244: A Low Mass Galaxy with a Falling Rotation Curve and a Flaring Gas Layer
我提出了灵敏的高分辨率HI VLA B+C+D阵列观测的Scd星系NGC 4244的边缘。NGC 4244的气体层在所有方面都是相当对称的，即表面密度分布，张开和翘曲，因此旋转曲线（RC）被准确地确定，尽管i~ 90 ^o。RC在6 kpc内缓慢上升，在10 kpc外以100 km/s恒定，在14 kpc的最后一个测量点以开普勒方式下降15%。RC将恒星的质光比限制在“最大圆盘”值的50%到100%之间。本文提出了一种新的方法，它利用多道视宽，在i ≥ 60时，由HI观测同时确定气层的倾角和厚度。未翘曲的盘的倾角约为84.5度：超过D25/2，倾角逐渐变化，直到82.5度，而在大半径处，盘似乎翘曲回到由内部盘限定的平面。在光盘内，气体速度色散大致恒定（8.5+/-1 km/s），超过光盘后略有增加。气体层的厚度从0.4 kpc逐渐增加到1.5 kpc。在随附的论文（AJ，1996年8月; astro-ph/9605111）中。我使用本文中的测量结果来推断NGC 4244的暗物质晕是高度平坦的。
1996-05-18 astro-ph
Proceedings of IAU 163: Radiation-Driven Warping: The Origin of Warps and Precession in Accretion Disks
一个几何上薄的、光学上厚的、翘曲的吸积盘，它的中心有一个发光源，它受到辐射压力引起的非轴对称力的作用，产生的力矩改变了翘曲。最初平面的吸积盘对辐射力矩驱动的翘曲是不稳定的，如Pringle（1996）的局部分析和Maloney，Begelman，& Pringle（1996）对稳定和不稳定模式的全局分析所示。一般来说，翘曲也是旋进的。我们讨论了这种不稳定性的性质，以及它对X射线双星和活动星系核中的吸积盘的可能影响。具体来说，我们认为，这种效应提供了一个合理的解释的错位和进动的吸积盘的X射线双星，如SS 433和Her X-1;同样的机制解释了为什么在NGC 4258脉泽盘是扭曲的。
1996-12-11 astro-ph
Toward a New Distance to the Active Galaxy NGC 4258: II. Centripetal Accelerations and Investigation of Spiral Structure
我们报告了从1994年到2004年对NGC 4258脉泽光谱分量的51个历元的向心加速度测量结果。这是一系列论文中的第二篇，其目标是确定一个新的几何脉泽距离NGC 4258可能精确到~ 3%。我们测量加速度使用一个正式的分析方法，涉及到多个，高斯分量的微波激射光谱的同时分解为所有的时代。分量通过在参考历元处从其质心速度的线性漂移（加速度）在历元之间耦合。对于高速发射，加速度在-0.7到+0.7公里/秒/年的范围内，表明原点在圆盘中线（垂直于黑洞的视线）的13度范围内。VLBI图像中的高速发射投影位置与来自加速度数据的位置的比较提供了脉泽跟踪真实气体动力学的证据。高速发射加速度不支持与磁盘中的螺旋臂相关联的拖尾激波模型。然而，我们发现加强的证据，在高速发射，波长为0.75质量的空间周期性。这支持了活动星系核吸积盘中密度波导致螺旋结构的建议。低速（系统性）排放的加速度在7.7至8.9公里/秒/年的范围内，这与薄的、扭曲的圆盘与视线相切的行星的排放一致。作为多普勒速度的函数的低速发射的加速度的趋势可能与盘的几何形状和取向，或与螺旋结构的存在。
2007-09-06 astro-ph
The kinematics of the bulge and the disc of NGC 7331
介绍了Sb星系NGC7331长轴上的光谱发射和吸收线观测结果。电离气体和恒星的运动学似乎是有规律的，但与人们的预期相反，发射线气体的旋转速度比内部区域的恒星慢。这可能是由内部倾斜和弯曲的气体层引起的。在隆起区域的吸收线的轮廓有一个浅的扩展系统速度，但没有观察到反向旋转，这是与以前的权利要求相反。这些说法可能是基于对所用分析方法的错误解释。为了解释所观察到的吸收线轮廓的大小和形状，建立了一个运动学模型。看来有必要将具有径向减小的速度分散的快速旋转盘与缓慢旋转的恒定分散凸起相结合。然后，同时，所观察到的恒星径向速度，速度色散和所观察到的线轮廓的不对称性可以得到满意的解释。当盘在凸起区域内相对较薄且较冷时，可以实现与数据的甚至更好的拟合。对于圆盘，在I带中得出M/L比为1.6 +/-0.7。另一方面，旋转曲线拟合给出凸起的M/L比为6.8 +/-1。对星系盘和星系球的分析表明，在I波段，星系球的质光比平均是星系盘质光比的三倍。对于B波段，这个比率上升到7.2。
1999-02-17 astro-ph
Gravitational Interactions in Poor Galaxy Groups
我们报告的空间分析的结果，深ROSAT HRI观测，光学成像和光谱学，高分辨率VLA H I和连续成像的NGC 1961和NGC 2276。这些螺旋被选择为显示与周围（热）扩散介质相互作用的一些先前的证据。我们的研究结果支持这些星系的大多数方面是由与同伴的引力相互作用形成的，而不是通过外部介质运动产生的不对称压力。老恒星遵循年轻恒星和电离气体的不对称结构，这表明这些星系不平衡外观的潮汐起源。在NGC 2276中，H I和恒星形成区强烈集中在盘的西部边缘。在这种情况下，ROSAT HRI探测到最亮的恒星形成区域以及弥散盘发射，这是具有这种探测的最遥远的星系。在H II区域的不对称电离梯度表明气体的径向运动，这可能发生在潮汐或风的情况下。NGC 1961的X射线辐射主要由星系核附近的点源控制，但可以看到半径约为0.8 '的扩展辐射。先前对NGC 2300星系群内介质富集的研究表明，剥离在这个系统中可能很重要，但IGM的密度太过稀薄，无法有效地从星系中剥离气体。然而，我们提出，在集团环境中的引力相互作用可能会增强剥离。在一次引力碰撞中，螺旋星系的盘可能会被扭曲，使得冲压压力剥离比静止的盘更有效。
1997-05-27 astro-ph
Extended HI disks in dust-lane elliptical galaxies
本文介绍了用澳大利亚望远镜紧凑阵对五个尘埃带椭圆星系进行HI观测的结果。探测到两个星系（NGC 3108和NGC 1947），并获得了其他三个星系的灵敏上限。在这两个星系中，HI呈规则、伸展、扭曲的盘状结构，表面亮度较低。加上文献中的数据，我们发现更多的尘埃带椭圆星系有规则的HI结构。这个HI很可能是一个相当长的时间前发生的吸积/合并的残余物，其中很大一部分气体幸存下来形成了一个圆盘。规则HI结构的存在表明，一些合并导致星系扩展低表面亮度密度气体盘。这些气体盘将非常缓慢地演化，这些椭圆星系将在很长一段时间内保持丰富的气体。（节略）
2001-11-07 astro-ph
Discovery of a Giant Stellar Tidal Stream Around the Disk Galaxy NGC 4013
我们报告了在边缘螺旋星系NGC 4013周围发现的巨大环状恒星结构。这一弧形特征从中心向东北方向延伸6弧分（投影距离约26千秒差距），从盘面延伸3弧分（约12千秒差距）;可能相关的特征在盘面的西南侧也很明显，延伸到4弧分（约17千秒差距）。这种低表面亮度的结构的探测是在三个不同望远镜的三个独立数据集中独立确认的。虽然它真正的三维几何形状是未知的，但这个结构的天空投影形态显示出与理论预测相匹配，即在低倾斜（~ 25度），近圆形轨道上移动的矮卫星的恒星潮汐流的边缘投影视图。以Penarrubia等人最近建立的银河系麒麟座潮汐流模型为模板，我们发现其前身系统可能是一个初始质量为6*10^8 Msun的星系，其目前的位置和最终的命运尚不清楚。根据这一模拟，潮汐流的年龄可能约为2.8 Gyr。我们的研究结果表明，NGC 4013，以前被认为是一个典型的孤立的盘星系，尽管有一个最突出的HI翘曲检测到迄今为止，可能实际上遭受了最近的轻微合并。这一发现突出表明，未受干扰的磁盘在高表面亮度水平的光学，但扭曲的HI地图可能实际上揭示了复杂的签名，最近的吸积事件在深测光调查。
2008-10-24 astro-ph
The Shape and Orientation of NGC 3379: Implications for Nuclear Decoupling
本文用动力学模型估计了椭圆星系NGC 3379的内禀形状和方位。最大忽略形状估计，平均在参数空间，是轴对称的，在内部的扁圆形，向外三轴度梯度。总质量三轴度T的1 σ极限在距离中心0.33 kpc时为T < 0.13，在距离中心3.5 kpc时为T = 0.08 +/- 0.07。在0.82kpc内，短轴与长轴之比c_L = 0.79 + 0.05 - 0.1，在1.9kpc时变平为c_L = 0.66 + 0.07 - 0.08。如果假设星系绕其短轴旋转，结果也是类似的。对c_L的估计是稳健的，但对T的估计依赖于内旋转场是圆盘状还是椭球状。对于近轴对称模型，短轴倾角在30到50度之间是首选的;但也允许高倾角的三轴模型，这可能会影响中心黑洞质量的估计。现有的方向限制排除了R = 1.5”的核尘埃环在星系的一个主平面上处于稳定平衡的可能性。因此，环是一个解耦的核组件，与星系的主体没有联系。它可能与延伸到更大半径的电离气体有关，因为投影的气体旋转轴靠近环的短轴。气体和尘埃可能都是一个强烈翘曲的盘的一部分;然而，如果是由微分进动引起的，翘曲将在几个10^7年内结束。与恒星成分的解耦表明气体有外部来源，但没有明显的来源。
2000-10-06 astro-ph
Deep Submillimeter Imaging of Dust Structures in Centaurus A
本文介绍了用SCUBA在850和450微米、束流尺寸分别为14.5和8角秒的条件下获得的NGC 5128（Centaurus A）中心450 × 100角秒（约8.0 × 2.0千秒差距）的图象。这些数据进行比较，在其他波长，特别是光学，中红外和远红外连续。敏感的850和450微米的图像显示，半人马座A的亚毫米（submm）连续形态和光谱指数分布包括四个区域：一个未解决的AGN核心，一个内部喷流与尘埃带中的气体相互作用，一个半径约为90弧秒的内部磁盘，以及更冷的外部尘埃。在850微米和450微米的图像中，内盘具有高表面亮度，反S形特征，与7微米和15微米的密集连续区和活跃的恒星形成区相一致。红外（IR）和亚毫米图像似乎揭示了与由倾斜环组成的几何弯曲盘模型预测的相同的材料。我们认为，这种情况是更合理的比最近提出的文献表明，在半人马座A的中红外发射主要是从酒吧，与结构，是从单独的扩展翘曲盘不同。在半径为225弧秒的范围内，计算出的尘埃总质量为220万太阳质量，其中45%位于以核心为中心的半径约为90弧秒的恒星形成区。
2001-10-22 astro-ph
HI in four star-forming low-luminosity E/S0 and S0 galaxies
我们提出了HI数据立方体的四个低光度的早期型星系，目前正在形成的恒星。这些星系的绝对星等在M_B=-17.9到-19.9（H_o=50 km/s/Mpc）之间。它们的HI质量在10^8 M_sun的几倍到10^9 M_sun的几倍之间，相应的M_HI/L_B值在0.07到0.42之间，因此这些系统在其形态类型上是HI富集的。在所有四个星系中，HI都是强烈集中的，中心HI表面密度很高，与通常在更明亮的早型星系中观察到的情况相反。在两个星系（NGC 802和ESO 118-G34），HI的运动学表明，气体是在一个强烈弯曲的磁盘，我们采取的证据，最近吸积HI。在另外两个星系（NGC 2328和ESO 027-G21）中，HI一定已经成为系统的一部分相当长的时间了。低光度的早型星系的HI属性似乎是系统的不同，从许多更明亮的早型星系，我们认为，这些差异是由于不同的演化的两个类。这些星系的恒星形成历史仍然不清楚。它们的UBV颜色和H α发射线强度与过去10^10年的大部分时间里以缓慢下降的速度形成恒星是一致的。然而，目前的数据并不排除在较老的恒星星族上覆盖了一个最近恒星形成的小爆发。
1999-10-11 astro-ph
A Search for Kinematic Evidence of Radial Gas Flows in Spiral Galaxies
从射电干涉观测得到的7个邻近旋涡星系的CO和HI速度场被分解成傅立叶分量，其径向变化被用来寻找径向气体流动的证据。光学或近红外等照度线提供的其他信息也被认为是，包括形态和运动学位置角之间的关系。为了帮助解释的数据，我们提出了详细的建模，演示了酒吧流，流入，并观察到的傅立叶分量的翘曲的影响。我们发现在所有的星系的证据，无论是椭圆流或弯曲的磁盘在一定范围内的半径，与纯圆形旋转的偏差在~20-60公里/秒的水平。在R_{25}内部的几个病例中观察到运动学扭曲的证据。在这七个星系中没有发现任何明确的径向流入证据，我们能够将NGC 4414，5033和5055内部区域任何径向流入的幅度上限定为5-10 km/s（圆周速度的3-5%）。我们的结论是，螺旋星系固有的非轴对称性是直接检测径向流入的最大限制。
2004-01-12 astro-ph
