Chemical Evolution of Late-type Dwarf Galaxies - The windy starburst dwarfs NGC 1569 and NGC 1705
由于现代望远镜和仪器的能力，现在有可能解析外部矮星系中的单个恒星，只要它们足够明亮。对于光度足够深的星系区域，构造了详细的色星等图，通过与合成图的比较，可以推断出恒星的形成历史和初始质量函数。恒星形成历史和初始质量函数都是星系化学演化模型的自由参数。在这篇文章中，我们展示了如何通过高分辨率测光原则上限制它们，使我们能够更好地理解矮星系形成和演化的机制。
2004-11-23 astro-ph
HI and dark matter in the windy starburst dwarf galaxy NGC1705
本文介绍了蓝矮星系NGC 1705的21厘米高电离层线观测结果。以前的光学观测显示，一个强大的外流动力正在进行的恒星暴主导的HII形态和运动学。相比之下，大部分的HI位于旋转盘中。一个平面外的HI毛刺约占总HI质量的8%，可能与HII流出有关。推测的星系核心外的质量损失率为0.2 - 2 Msun/yr，但并不支配HI动力学。质量模型拟合的旋转曲线表明，暗物质（DM）晕在几乎所有半径上都占主导地位，中心密度ρ_0 \approx为0.1 M太阳/pc ^3：比一般在矮不规则星系中发现的高10倍，但与唯一一个质量模型化的蓝色致密矮星NGC 2915相似。这种巨大的差异强烈地表明不规则矮型和蓝色紧凑矮型之间几乎没有进化。相反，占主导地位的DM晕可能会通过设置盘星形成的临界表面密度来调节矮星系的形态。我们的数据和目录搜索都没有揭示任何可能的外部触发NGC 1705中的星暴。
1998-06-19 astro-ph
Starbursts, Dark Matter and Dwarf Galaxy Evolution
不规则矮星系（dI）和蓝致密矮星系（BCD）的光学和HI成像揭示了矮星系如何演化及其恒星形成的重要线索。两者通常都显示出恒星和气体盘的证据。然而，它们的总质量主要是由暗物质。富含气体的矮星形成时具有一系列的盘状结构特性。这些已被任意地分为两类的基础上，中央表面亮度。mu_{0}（B）> ~22 mag arcsec^{-2}的矮星通常被归类为BCD，而那些比极限更暗的矮星通常被归类为dIs。这两类矮星都经历过恒星形成的爆发，但其绝对强度与盘表面亮度相关。即使在BCD中，爆发通常也只代表盘的B光度的适度的< ~1等的增强。虽然观测到恒星爆发为重要的星系风提供动力，但ISM的部分损失仍然很小。暗物质晕通过设置盘的平衡表面亮度在决定矮星系形态方面起着重要作用。
2001-01-26 astro-ph
HII Region Oxygen Abundances in Starbursting Transition Dwarf Galaxies
我们目前的经验HII区氧丰度的低光度星暴星系的样本是在一个短暂的进化状态。所有五个星系的特点是中央集中的恒星形成，这是嵌入在光滑的恒星信封类似dE类系统。星系也有少量的气体含量，典型的M_{HI}/L_{B}~0.1，导致气体耗尽时间尺度小于1 Gyr，即使考虑分子气体。我们发现，与其他形态相似的系统相比，该样品的星系具有令人惊讶的高氧丰度，12 + log（O/H）~9.0。我们认为这些天体是演化的蓝致密矮星的一个子类，它们已经耗尽了大部分的气体供应，同时保留了它们的金属。我们进一步提出，我们正在看到这些物体在一个短暂的阶段，在这个阶段中，它们正在接近恒星爆发活动的尾声，并且可能成为早期类型的矮星。
2006-12-11 astro-ph
Triggering and Feedback: The Relation between the HI Gas and the Starburst in the Dwarf Galaxy NGC 1569
作为我们研究剧烈恒星形成对矮星系星际介质（ISM）影响的一部分，我们报告了在星暴后矮星系NGC 1569中中性原子氢（HI）的观测结果。高分辨率测量的VLA（B-，C-和D-阵列）的目的是在识别的形态和运动的签名在HI所造成的星爆。我们的运动学数据表明HI分布中存在一个巨大的空洞，这可能是由于在过去的2000万年里星系中心发生了大量的超新星爆炸。通过对大尺度HI结构的研究，我们证实了在NGC 1569以东可能存在一个HI伴星和一个所谓的HI桥。此外，我们报告检测到额外的低强度HI晕发射，这使我们提出了一个修订的晕结构。基于新的图像，我们讨论了晕气体的起源和可能的影响，在NGC 1569星暴的演化。
2005-04-10 astro-ph
Chandra and XMM-Newton Observations of NGC 4214: The Hot Interstellar Medium and the Luminosity Function of Dwarf Starbursts
我们目前的结果，从钱德拉和XMM-牛顿的X射线观测NGC 4214，附近的矮星暴星系包含几个非常活跃的恒星形成的年轻地区。已知星暴区域与弥散X射线辐射有关，在这种情况下，来自星系的X射线辐射显示了星系内有趣的形态结构，显然与活跃的恒星形成中心区域有关。在这个星系中恒星形成的两个主要区域中，确定了与老年人相关的X射线发射，而年轻人几乎没有检测到，从而深入了解年轻星团周围超级气泡形成的演化过程。该星系的漫辐射光谱可以用kT=0.14keV和0.52keV的双温分量热模型拟合，对该辐射的分析表明，NGC 4214将在未来遭受爆发。该星系的点源星族有一个斜率为-0.76的X射线光度函数。这个结果，连同其他矮星暴星系（NGC 4449和NGC 5253）的结果，被添加到螺旋星系和星暴星系的光度函数样本中。矮恒星暴的光度函数的斜率被认为是类似于它们的较大的同行，明显比螺旋看到的平坦。并进一步比较了星暴和旋涡星系的光度函数。
2003-11-07 astro-ph
The Influence of Supershells and Galactic Outflows on the Escape of Ionizing Radiation from Dwarf Starburst Galaxies
我们研究了莱曼连续辐射从矮星暴星系盘的逃逸，有和没有超壳层，通过解决恒星辐射通过它们的辐射传输问题。我们用Md=10^8- 10 Msun的圆盘模型，用指数表面密度分布作为红移的函数，并使用流体动力学模拟代码ZEUS-3D模拟重复的超新星爆炸将超壳层从圆盘中驱动出来。假设恒星形成的数量与超过某个密度阈值的质量成正比。我们改变阈值来探索恒星形成效率的范围，f*=0.006，0.06和0.6。我们发现，在超壳层被吹出盘之前，被扫入致密超壳层的星际气体可以有效地捕获电离光子。这些爆发会产生星系外流，这些烟囱状的物质让光子直接逃逸到星系际介质中。我们的研究结果是一致的逃逸分数小于0.1测量本地矮星暴星系，因为他们很可能是观察到的，而星暴是年轻的，前吹。我们认为，高红移矮星暴星系可能会对紫外背景辐射做出重大贡献，总逃逸分数>0.2，正如预期的那样，如果恒星形成效率>0.06。
2004-05-28 astro-ph
Starbursts, dark matter, and the evolution of dwarf galaxies
光学和HI成像的富含气体的矮星，矮不规则星（dI）和蓝色致密矮星（BCD），揭示了重要的线索，矮星系的演化和他们的恒星形成是受管制的。这两种类型通常都显示出恒星和气体盘的证据。然而，它们的总质量主要是由暗物质。富含气体的矮星形成时具有一系列的盘状结构特性。这些已被任意地分为两类的基础上，中央表面亮度。μ_{0}（B）<~ 22 mag arcsec^{-2}的矮星通常被归类为BCD，而那些弱于这个极限的矮星通常被归类为dIs。这两类矮星都经历了恒星形成的爆发，但其绝对强度与盘面亮度相关。即使在BCD中，爆发通常也只代表盘的B光度的适度的<~ 1等的增强。虽然观测到恒星爆发为重要的星系风提供动力，但ISM的部分损失仍然很小。暗物质晕通过设置盘的平衡表面亮度在决定矮星系形态方面起着重要作用。
1998-06-23 astro-ph
Warm Molecular Gas in Dwarf Starburst Galaxies: CO(3-2) Observations
利用加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）观测到了8个处于CO J= 3 - 2跃迁的矮星暴星系。观测到的星系有He 2-10、NGC 5253、NGC 1569、NGC 3077、Haro 2、Haro 3、II Zw 40和Mrk 86;除了最后两个星系外，所有星系都被探测到。对He 2-10和NGC 5253的中心区进行了定位，并获得了NGC 5253的CO（2-1）谱。探测到的星系的误差加权平均CO（3-2）/CO（1-0）比值为0.60 $\pm$ 0.06，这与在附近螺旋星系核中发现的星爆几乎相同，并表明分子气体是光学厚的，温暖的（T $_{k}>$ 20 K），和中等密度的（$n_{H_{2}}\sim 10^{3-4} cm^{-3}$）。在所有情况下，CO（3-2）/CO（1-0）比值在或接近星爆时达到峰值。在这些矮星中，CO的发射并不显得光学上薄，尽管它们的金属丰度很低，辐射场很强，这可能是因为为了使CO以可检测的量存在，它必须是自屏蔽的，因此光学上厚。这些矮恒星爆发中的分子云的物理性质似乎与附近的螺旋核基本相同，可能的例外是CO更多地局限于云核。
2000-11-30 astro-ph
Multiple superbubbles in the starburst nucleus of NGC 5253? - Implications for mass loss from dwarf galaxies
我们获得了长ROSAT HRI观测附近的矮星暴和沃尔夫-拉叶星系NGC 5253。我们的目标是解决ROSAT PSPC所看到的软热X射线发射的来源，Martin & Kennicutt（1995）提出了一个发光的超级气泡。我们发现的不是一个单一的超级气泡，而是一个至少有五个X射线发射源的复合体，与NGC 5253中心的大质量年轻恒星群有关。各组分的0.1-2.4 keV X射线光度在2-7倍10^37 erg \s的范围内。其中三个分量在统计上超出了HRI PSF，最大的分量具有8（+10，-4）arcsec的FWHM，相当于160（+200，-80）pc。我们认为所观察到的X射线发射的起源，集中在源预计将与星爆区域：超级气泡，超新星，超新星遗迹和大规模的X射线双星。为了评估由单个大质量星团吹出的年轻超级气泡的X射线光度，我们用真实的随时间变化的质量和能量注入率进行流体动力学模拟。我们的结论是，扩展的X射线组件最有可能是年轻的超级气泡吹个别年轻的星团在星爆区。我们详细讨论了多个超级气泡的影响，从矮星系的质量和金属喷射的效率，星暴驱动的星系风。我们认为，存在多个星团在恒星爆发的矮星系和由此产生的多个超级气泡将减少总ISM质量喷出的矮星系相比，目前的模型，只考虑一个超级气泡的爆裂（删节）。
1999-02-12 astro-ph
Discovery of a Dwarf Post-Starburst Galaxy Near a High Column Density Ly-alpha Absorber
本文报道在3C~273视线内发现一个星暴后矮星系（M_B = -13.9），其后退速度（在不确定度范围内）与最高柱密度吸收体（在cz = 1586 km/s处N_HI = 10^15.85 cm^{-2}）相一致。这个星系是迄今为止离这个吸收体最近的星系，从视线上看，它在天空中的投影只有71千秒差距。这个星系中恒星星族的平均属性与3.5 Gyrs前的大规模恒星爆发相一致，我们认为，伴随而来的超新星可以从这个星系中驱动足够的气体来解释附近的吸收体。除了在天空中的接近度和衰退速度之外，支持这一结论的进一步证据包括吸收体和星系的金属丰度匹配，以及吸收体具有过剩的Si/C的事实，这表明最近的II型超新星富集。因此，这个星系和它的喷出物是预期的中间阶段，在衰落的矮演化序列所设想的贝蒂斯和里斯解释的丰富的微弱的蓝色星系在中等红移。
2004-03-01 astro-ph
Star Cluster Formation and Evolution in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 1569
我们分析了多波长哈勃太空望远镜（HST）观测到的大量星团在附近（后）星暴矮星系NGC 1569。它们的光谱能量分布（SED）至少覆盖等效HST滤波器中从U到I的波长范围，在大多数情况下由近红外数据补充。使用我们最新的哥廷根GALEV代码的进化合成模型，我们确定年龄，金属丰度，灭绝值和质量为每个单独的集群鲁棒和独立。我们确认了这些物体的年龄。大多数是在大约2500万年前开始的一次非常强烈的恒星爆发中形成的。虽然这个星系中有两个突出的“超级星团”，质量为（5-16）* 10^5 Msun，但几乎所有剩余的星团都比银河系的平均球状星团质量小得多，并且通常与疏散星团类型的天体一致。我们确定的集群质量函数，从个别集群质量通过缩放模型的SED已知质量的观察到的集群SED为每个单独的集群。我们发现的迹象，在集群质量函数的变化，作为突发的收益，我们属性的特殊条件下的恒星团簇形成在这个星爆矮星系的环境。
2003-09-04 astro-ph
A Chandra X-ray survey of nearby dwarf starburst galaxies: II. Starburst properties and outflows
本文综合比较了用Chandra观测到的八个矮星暴星系（I Zw 18，VII Zw 403，NGC 1569，NGC 3077，NGC 4214，NGC 4449，NGC 5253，He 2-10）的X射线性质。在论文I中，我们详细介绍了单个星系的数据处理和分析。对于未分辨的X射线源，我们发现：点源一般位于靠近明亮的HII区，边缘的超级气泡，或年轻的星团。X射线点源的数量似乎是当前恒星形成速率和宿主蓝色光度的函数。超亮X射线源只存在于那些正在相互作用的矮星系中。组合的累积X射线点源光度函数的幂律指数α =0.24+/-0.06，比大质量星暴星系（α =0.4-0.8）和非星暴星系（α ~1.2）的幂律指数要浅。对于那些显示出扩展X射线发射的星系（8个星系中的6个），我们得出以下结论：超级风沿着HI分布的最陡梯度发展，体积密度为0.02-0.06 cm^-3，压力为1- 3 × 10^5 K cm^-3，热能为2- 30 × 10^54 erg，热气体质量为2-20x10^6 Mo（约为HI质量的1%）。发展中的超级风的机械光度具有足够的能量来克服其宿主星系的引力势。与环境ISM相比，热气体的超压支持这种情况。然而，扩展的HI包络线，如潮汐尾，可能会延迟流出的时间尺度超过那些热气体的冷却时间。
2005-01-25 astro-ph
A Keck/HIRES Study of Kinematics of the Cold Interstellar Medium in Dwarf Starburst Galaxies
我们获得了六个矮星暴星系和两个更亮的星暴星系M82和NGC 1614的Na-D吸收双重态（5890 A，5896 A）的高分辨率Echelle谱（R = 30，000 - 50，000）。基于运动学原理，将吸收特征分解为多个分量，并分为恒星和星际两部分。我们发现其中三颗矮星显示出外流，平均蓝移速度为27 km/s。这与NGC 1614和M82的最高速度分量（分别蓝移150 km/s和91 km/s）相比是很小的;这两个更明亮的星系也显示出比矮星更复杂的吸收轮廓。没有一个流出速度明显超过宿主星系的逃逸速度。NGC 2363和NGC 4214的视线显然与膨胀的壳层相交。我们比较了冲击气体速度（v_NaD）和电离气体速度（v_Halpha），并将速度差解释为捕获的电离前沿（NGC 4214）或泄漏的HII区域（NGC 2363）。矮星的N（NaD）= 10^（11.8-13.7）cm^-2，而M82和NGC 1614的Na D柱分别为10^13.7 cm^-2和10^14.0 cm^-2。喷出气体的质量对流出几何形状、尘埃耗尽和电离分数非常敏感，但我们用一个简单的壳层模型估计中性流出气体的质量从~10^6 M_solar到~10^10 M_solar。
2004-04-06 astro-ph
A Chandra X-ray Investigation of the Violent Interstellar Medium: From Dwarf Starbursts to Ultraluminous Infrared Galaxies
本文分析了钱德拉X射线天文台对7个矮星暴星系、6个边临星暴星系和9个超亮红外星系的热气体漫辐射观测。这些系统的X射线光度范围为10^4，恒星形成率和K波段光度（恒星质量的代表）范围为几千。尽管在基本参数的这个范围内，我们发现，弥漫X射线发射的属性是非常相似的，在所有三类星暴星系。漫发射光谱与kT ~ 0.25 ~ 0.8keV的气体热发射和α元素与Fe的丰度比为太阳的几倍很好地拟合。热X射线与远红外发光度的比率大致恒定，漫射X射线发射的特征表面亮度也大致恒定。扩散X射线源的大小随着远红外和K波段光度的增加而系统地增加。所有这三类都显示出由漫射X射线发射探测的热气体区域与由光学线发射探测的暖气体区域之间的强形态学关系。这些发现表明，在这三种类型的星暴中，产生弥散X射线发射的物理机制是相同的，并且与这种机制是一致的，即由星系“超级风”驱动的冲击，由星暴中的恒星风和超新星共同提供的动能提供动力。
2005-03-31 astro-ph
The Taxonomy of Blue Amorphous Galaxies: II. Structure and Evolution
矮星系在我们理解星系形成和演化过程中起着重要作用，而星暴被认为强烈地影响着它们的结构和演化。在这里，我们提出了一个最近的矮星系的12个研究被认为是正在经历的恒星爆发，主要是由形态选择。我们表明，这些“蓝色无定形星系”是没有物理区别的矮星选择的恒星爆发的其他方法，如蓝色致密矮星和HII星系。所有这些类别在其外部区域呈现指数表面亮度分布，但通常具有中心蓝色过量。通常情况下，这些恒星爆发的“核心”是年轻的（0.01 - 0.1 Gyr）事件相比，老年人（1 - 10 Gyr）包围星系。核心与外壳蓝色通量的比率在基本上零至约二的范围内。因此，这些恒星爆发是温和的事件，只涉及恒星质量的百分之几。这些包层的表面亮度比典型的矮不规则星系（dI）高得多，因此在典型的dI和矮星暴星系之间不太可能有直接的演化关系。相反，BAGs可能会重复地在星爆和静止阶段循环，分别对应于具有强和弱/缺失核心的星系。一旦BAG耗尽了可用的气体（通过恒星形成或星系风），恒星形成被关闭，褪色的残余物将非常类似于矮椭圆星系（dE）。然而，在当前的宇宙学时代，这是一个缓慢的过程，是一系列许多弱的、重复发生的爆发的后果。现在的dEs一定经历了比遥远的过去更迅速和更激烈的进化。（节录）
1999-04-08 astro-ph
Chandra & XMM-Newton Observations of NGC5253. Analysis of the X-ray Emission from a Dwarf Starburst Galaxy
本文给出了一个局部星暴矮椭圆星系NGC 5253在星暴早期的Chandra和XMM-Newton X射线数据。对X射线发射的贡献来自离散的点源和扩展的漫射发射，其形式似乎是多个超级气泡，而较小的气泡可能与单个星团有关。Chandra在NGC 5253的光学范围内探测到17个源，其完整度为1.5E37 erg/s，点源X射线光度函数的斜率为-0.54，与附近的矮星暴星系相似。在银河系内探测到几种不同类型的辐射源，包括X射线双星和与星团有关的辐射。扩散X射线发射与观察到的H α发射的比较表明，它们的程度相似。对扩散发射的最佳光谱拟合是利用吸收的两个温度模型获得的，该两个温度模型给出两种气体成分的温度为~0.24keV和~ 0.75keV。扩散X射线发射气体的导出参数如下：总质量为1 ~1.4E6 f^{1/2} Msun，其中f是发射X射线的气体的体积填充因子，并且热X射线发射气体的总热能含量为3.4E54 f^{1/2} erg。扩散气体中的压力为P/k ~ 1 E6 f ^{-1/2}K/cm 3。我们发现，这些值是大致相称的质量和能量注入从星爆人口。对星暴区运动学的分析表明，其中包含的恒星喷出物可以逃离星系的引力势阱，并污染周围的IGM。
2004-03-30 astro-ph
FUSE Observations of Outflowing OVI in the Dwarf Starburst Galaxy NGC1705
我们报告的原型矮星暴星系NGC 1705的FUSE远紫外光谱。这些数据使我们能够第一次探测日冕相气体（T = 10 E5至10 E6 K），它可能主导超新星加热的ISM的辐射冷却，从而确定恒星爆发驱动的外流的动力学演化。我们检测到一个广泛的（100公里/秒）和蓝移（80公里/秒）的OVI吸收线在以前已知的星系外流。OVI吸收的性质与标准的超级气泡模型不一致，在该模型中，这种气体出现在外壳内的导电界面中。我们证明了NGC 1705中的超级气泡正在从ISM星系中吹出。在井喷期间，当热气体从冷气体的碎裂壳层中的裂缝中冲出时，可以通过流体动力学混合产生日冕相气体。当日冕气体辐射冷却时，它可以自然地产生观测到的OVI柱密度和流出速度。OVI数据显示日冕阶段气体的冷却速率小于超新星加热速率的10%。由于来自较热气体的X射线光度甚至更小，我们得出结论，辐射损失是微不足道的。外流应该能够将其金属和动能排出星系。这一过程对矮星系和IGM的演化具有潜在的重要意义。
2001-03-29 astro-ph
Starburst Galaxies in Clusters
利用一个专门设计用来研究遥远星系团颜色演化的窄带颜色系统，研究了星系中星暴现象的本质。零红移，发光的远红外星系，校准星爆模型的工作，证明了这种颜色系统在隔离星爆从正常的恒星形成的颜色的有用性，也证明了强相关性，尽管远红外颜色的变红效应。同样的颜色系统应用于遥远的星系团，发现大多数的淡蓝色星系团人口是星暴矮星系，可能是附近星系团中目前矮椭圆星系人口的祖先。
1999-03-08 astro-ph
The fading of young stellar populations and the luminosity functions of dwarf, irregular and starburst galaxies
矮星系、不规则星系和红外发光的星暴星系都有“陡峭”的光度函数，其光度函数的末端行为大约是phi（L）-propto- L^（-1.8）。如果这些天体的光度随时间衰减为L-propto-t^（-1.3），那么这种形式正是我们所期望的，因为这些天体在低光度下的时间比在高光度下的时间长，即使它们形成时的初始质量范围很大。年轻恒星星族的模型显示，当恒星形成发生在一个单一的，短暂的，最近的爆发时，这种衰落的行为。因此，如果星系是由衰落爆发提供动力的，那么陡峭的光度函数就不需要陡峭的质量函数。局域星系的H-α光度函数--比L^（-1.8）的斜率小--也很适合这种机制，因为电离光子通量的衰减比宽带光学光度快得多。一个年龄-光度关系和光度函数的波长依赖性都预测。在这种机制的背景下，光度函数的斜率提供了一个约束恒星的初始质量函数的爆发。
1997-08-20 astro-ph
The Interaction between the ISM and Star Formation in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4214
我们提出的第一个干涉研究的分子气体在贫金属矮恒星爆发星系NGC 4214。我们在OVRO毫米阵列上获得的12 CO（1-0）发射图揭示了一个意想不到的结构财富。我们在NGC 4214的西北部（NW）、东南部（SE）和中心检测到三个分子发射区域，它们处于非常不同的演化阶段（总分子质量：5.1 x 10^6 M_sun）。这些差异是最明显的CO形态相比，光学地面和HST成像：大规模的恒星形成还没有开始在西北地区，著名的星爆中心是最进化和恒星形成的东南复杂的开始最近。我们推导出的SE复杂的恒星形成效率为8%。利用中性氢HI的高分辨率VLA观测和我们的CO资料，我们得到了NGC 4214（HI + H_2）的总气柱密度图。在HI、CO的峰值和正在进行的恒星形成的地点之间没有明显的相关性。这强调了矮星系的不规则性。HI和CO速度吻合得很好，H-alpha速度也是如此。我们总共在NGC 4214中编目了14个分子团。我们的维里质量分析结果与NGC 4214的银河系CO到H_2的转换因子（低于通常在贫金属矮星系中发现的值）是一致的。
2000-11-04 astro-ph
Discovery of a Metal-Line Absorber Associated with a Local Dwarf Starburst Galaxy
我们目前的光学和近红外图像，H I 21厘米发射图，光学光谱，哈勃太空望远镜/太空望远镜成像光谱仪紫外光谱的类星体/星系对SBS 1122+594/IC 691。类星体的视线与矮星暴星系IC 691（cz_gal = 1204 ± 3 km/s，L_B ~ 0.09 L*，当前恒星形成速率为0.08-0.24太阳质量/年）的短轴成27 °角，与其核心成33 kpc（6.6弧分）角。我们发现IC 691的H I质量为M_HI =（3.6+-0.1）x 10^8太阳质量，动力学质量为M_dyn =（3.1+-0.5）x 10^10太阳质量。SBS 1122+594的紫外光谱在Cz_abs = 1110+-30km/s处的IC 691的红移附近显示出金属线（Ly-alpha + CIV）吸收体。由于IC 691是一个矮星暴，SBS 1122+594视线位于外流风的预期位置，我们建议生产这种金属线吸收器的最佳模型是IC 691的星暴风。我们对IC 691（[Z/Zsun] ~ -0.7）和金属线吸收体（[Z/Zsun] < -0.3）设置了一致的金属丰度限制。我们还发现星系在吸收体处的逃逸速度为v_esc = 80 ± 10 km/s，并推导出星系的风速为v_w = 160 ± 50 km/s。因此，有证据表明IC 691产生了一种不受束缚的星暴风，这种星暴风从其引力势中逃逸出来，将金属和…
2006-08-15 astro-ph
Probing The Multiphase Interstellar Medium Of The Dwarf Starburst Galaxy NGC 625 With FUSE Spectroscopy
我们提出了新的FUSE光谱的矮星暴星系NGC 625。这些观测探测了星际介质的多个相态，包括日冕、电离、中性和分子气体。这个附近的（D = 3.9 +/- 0.2 Mpc）系统显示出OVI 1032埃吸收追踪的流出日冕气体的清晰探测。OVI轮廓的质心相对于星系系统速度蓝移了约30公里/秒，表明存在低速外流。隐含的OVI速度范围被认为是100 +/- 20公里/秒，这是完全一致的无线电合成观测中发现的检测HI流出速度。我们从NGC 625的ISM中探测到多条弥漫的H2吸收线;这是仅有的几个在莱曼和维尔纳波段探测到H2线的银河系外系统之一。我们发现一个潜在的丰富的中性和星云气体之间的偏移，超过了所得出的列密度的错误。由于这样的偏移已被发现在多个矮星系，我们讨论了低金属晕周围的矮星系的中心恒星形成区域的影响。表观偏移可能是由于观测到的OI线饱和，需要更高的S/N观测值来解决这个问题。
2004-09-14 astro-ph
The Complex Neutral Gas Dynamics Of The Dwarf Starburst Galaxy NGC 625
我们提出了新的多配置HI孔径合成附近的矮星暴星系NGC625与澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的成像。总HI柱密度图像显示气体与光学主轴良好对准，并且低柱密度HI延伸到> 6个光学标度长度。HI速度场，另一方面，是高度干扰，中性气体在几乎所有的检测速度内的中心区域。在考虑了各种解释之后，我们发现井喷情景最准确地描述了数据。由于在我们的分辨率下，我们没有在HI盘中检测到任何大的疏散洞，我们将这种井喷解释为NGC 625在过去1亿年中经历的扩展（空间和时间）恒星形成事件的结果。这是在矮星系中检测到的HI外流的最清晰的例子之一。我们没有发现明显的外部触发这个扩展的恒星形成事件。我们检测到强大的无线电连续辐射从最大的HII地区，比较我们的HST和地面的H α通量表明，无论是可观的数量的灭绝对恒星形成区，或非热源的贡献无线电连续发光。
2004-03-08 astro-ph
The Nature of Radio Continuum Emission in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 625
我们提出了新的多频无线电连续成像的矮星暴星系NGC 625获得的甚大阵。在20，6，和3.6厘米的数据显示全球连续辐射占主导地位的自由-自由发射，只有温和的同步组件。每个主要的HII区域都被检测到;各个光谱指数对于最年轻的区域是热的（显示最强的H α发射），而对于最古老的区域是非热的。我们没有检测到任何似乎与深埋的，密集的，年轻的星系团有关的来源，尽管我们已经发现了一个低光度，模糊的来源，没有发光的光学对应物，并且位于最高的光学消光区域。由于NGC 625是一个沃尔夫-拉叶星系，具有强烈的近期恒星形成，这些射电性质表明，最年轻的恒星形成复合体还没有演化到它们的热光谱被同步辐射严重污染的程度。非热成分与较老的恒星形成区域有关，这些区域具有较小的电离气体成分。这些结果暗示了HII区域和射电成分的年龄范围，这与我们之前解析的恒星星族分析一致，在过去的5000万年里，恒星形成的扩展爆发遍布NGC 625的盘。我们比较了无线电连续辐射的性质，在选定的附近的矮星暴和沃尔夫-拉叶星系，表明热无线电连续辐射似乎是更常见的，在这些系统中比典型的HII星系，最近的恒星形成和更多的演变星团。
2004-04-30 astro-ph
The Recent Evolution of the Dwarf Starburst Galaxy NGC 625 from Hubble Space Telescope Imaging
介绍了矮星暴星系NGC 625的新的HST/WFPC 2图像。这些数据完成了80%，V和I星等分别为26.0和25.3，使我们能够研究NGC 625最近的恒星形成历史。我们推导出红巨星分支（TRGB）的尖端距离模数为27.95+/-0.07，对应的距离为3.89+/-0.22 Mpc，并且位于玉夫座星群的远侧。NGC 625有一个定义明确的径向恒星星族梯度，由年轻MS恒星的中心浓度和RGB/AGB比率证明，随着银河系中心距离的增加。突出的AGB是非常红的，RGB恒星在远离中心恒星形成区的地方被探测到。使用H α和H β窄带成像和以前的光谱学，我们确定了大量的和不同的内部消光（A_V = 0.0至0.6等）与中央活跃的恒星形成区。为了更好地了解内部消光对年轻恒星星族分析的影响，提出了合成模型，第一次，检查和解释这种影响。利用明亮的蓝色氦燃烧星，我们构建了一个简单的模型，最近（<1亿年）的恒星形成，其中恒星形成率升高，但下降，在这整个时期。这与在主要恒星形成区存在的光谱W-R特征不一致，这意味着最近的星暴持续时间很短（<= 500万年）。这表明，显示W-R特征的星爆不一定都是短持续时间的。最后，我们推测在这个明显孤立的星系中恒星形成的可能原因，并将其与附近其他研究充分的矮星爆系统进行比较。
2003-09-19 astro-ph
Sub-arcsecond Radio Observations of the Dwarf Starburst Galaxy NGC 3077
本文介绍了利用梅林干涉仪对矮星暴星系NGC 3077进行的首次亚弧秒射电观测。我们已经检测到两个解决的源，这是符合钱德拉探测到的两个离散的X射线源的位置。其中一个射电源与超新星遗迹有关，观测到的无线电通量与非热起源一致。SNRs的年龄约为760年，介于M82中探测到的SNRs的平均年龄与银河系和大麦云中探测到的SNRs的平均年龄之间。我们使用这个检测计算的恒星形成率（SFR）为0.28 M-sun-year-1，这是类似的SFR计算通过使用远红外和毫米观测，但大于SFR给出的光复合线校正消光。MERLIN探测到的另一个致密射电源与X射线双星的位置一致，具有HII区的性质，其通量密度约为747微焦，对应的电离通量为6.8x10^50 s-1。哈勃太空望远镜探测到的一个年轻的大质量星团，质量约为2 × 10^5 M_sun，可能是产生电离通量的原因。
2005-10-04 astro-ph
Studying distant dwarf galaxies with GEMS and SDSS
我们研究的颜色，结构特性，和恒星形成历史的样本~1600矮星超过回看时间~3 Gyr（z=0.002-0.25）。该样本由401个来自星系形态演化和SEDs（GEMS）调查的遥远矮星组成，该调查提供了高分辨率的哈勃太空望远镜（HST）高级巡天相机（ACS）图像和精确的红移，以及从斯隆数字化巡天（SDSS）编译的10-90 Mpc的1291个矮星。我们发现，GEMS矮星比SDSS矮星更蓝，这与恒星形成历史相一致，包括恒星爆发和连续恒星形成时期。光靠单一的星爆或持续的恒星形成是无法重现完整的色彩范围的。我们推导出GEMS矮星的恒星形成率，并估计完全去除其气体所需的机械光度。我们发现，大部分明亮的矮星很可能保留它们的气体，而较暗的矮星容易受到显着的气体损失，如果他们将经历一个恒星爆发。
2005-12-12 astro-ph
Faint companions in the close environment of star-forming dwarf galaxies: possible overlooked starburst triggers?
利用美国宇航局河外星系数据库，我们已经搜索了98个恒星形成矮星系（SFDG）的密切环境，从现场和低密度环境的同伴星系。大多数发现的同伴是矮星系，以前在SFDG的环境研究中被忽视。使用低红移的子样本，cz <2000 km/s，即对矮伴星的偏差较小，我们发现30%的SFDG在投影线性间隔s_p <100 kpc和红移差（Δ cz）<500 km/s的范围内有近伴星。考虑到现有数据集的不完整性和SFDG附近HI云的不可忽略频率，必须将这一比例视为下限，因此大多数SFDG不应被视为孤立的。伴星候选者和样本SFDG之间的红移差异通常小于~250 km/s，并且集中在较低值。这是类似的观察到的螺旋星系的矮卫星，并建议的同伴候选人和样本SFDG之间的物理关联。与孤立的SFDG相比，有密切同伴的SFDG在H（β）等效宽度和B-V颜色上没有显着差异。然而，现有的数据不允许排除近矮星伴星作为恒星形成活动的影响因素。
2001-10-03 astro-ph
HST/WFPC2 and VLA Observations of the Ionized Gas in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4214
我们提出了新的H α和[O III] 5007窄波段图像的恒星爆发矮星系NGC 4214，获得与WFPC 2船上HST，连同VLA观测同一星系。哈勃望远镜的图像可以分辨出2-5 pc的物理尺度，揭示了几颗年轻（<1000万年）恒星形成的各种电离气体形态（紧凑的结，完整或碎片壳）和大小（10-200 pc）的复合体。我们的结果与一组统一的进化趋势是一致的：最年轻、较小、充满的区域可能是那些刚刚从致密的恒星形成云中出现的区域，往往具有高激发性并且高度模糊。演化的、较大的壳状区域具有较低的激发，并且由于恒星风和超新星的作用而较少被激发。至少在一个案例中，我们发现了诱导恒星形成的证据，这导致了两阶段的恒星爆发。年龄估计的基础上W（H α）的测量不同意从风驱动的壳模型的扩展H II区域推断。对这种效应最可能的解释是，大质量恒星诞生的高密度介质所施加的压力导致超级气泡的形成延迟了200万年。我们报告的检测嵌入在两个大的H II复合物的NGC 4214的超新星遗迹。NGC 4214中的尘埃并不位于前景屏幕中，而是与温暖的电离气体相关联。
2000-07-11 astro-ph
Cosmological Feedback from High-Redshift Dwarf Galaxies
我们模拟了高红移矮星暴星系中重复的超新星爆炸是如何驱动超级气泡和风离开星系的。我们计算了金属和质量的喷射效率和能量输运的银河系的潜力，包括宇宙学的外部气体的影响。星暴气泡迅速从小的、高红移的星系盘中吹出，但必须与下落气体的冲压压力竞争，才能逃到星系际空间。我们表明，假设的恒星形成率的效率占主导地位的气泡演化和金属，质量和能量反馈效率。当恒星形成效率f*=0.01时，坍缩的冲压压力可以将气泡限制在圆速度v_c>52 km/s的高红移矮星系周围。在v_c~30-50 km/s和f ~*~0.01以及v_c~100 km/s和f ~*>>0.01的晕中，我们可以预期高的金属和物质喷射效率以及中等的能量输运效率。随着时间的推移，这样的晕连续崩溃从1-2西格玛峰值在λ CDM高斯密度扰动。当这些矮星系分别在z~8和z<5处坍缩时，它们可能使星系际空间的低密度和高密度区域富集了10^-3-10^-2 Z太阳。它们还可能提供足够的湍流能量，以防止附近其他晕的崩溃，以及显着扩大莱曼α吸收线到v_rms~20-40 km/s。我们计算了下一个恒星爆发的时间尺度，如果气体在恒星爆发后自由回落，并发现，对于低至f*<0.01的恒星形成效率，下一个恒星爆发应该发生在不到一半的哈勃时间在崩溃红移。这表明，在矮星系中，恒星的形成可能是普遍存在的。
2004-05-30 astro-ph
Inflows and Outflows in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 5253: High-Resolution HI Observations
VLA和帕克斯64米射电望远镜21厘米观测的星暴矮星系NGC 5253揭示了一个多分量的非轴对称HI分布。与恒星体相关的组件显示出少量的旋转支持与主轴对齐的证据，与光学测量的运动学一致，并与小银河系质量一致。大约20-30%的HI排放与第二个组成部分有关，即沿着光学短轴向东南延伸的HI“羽流”。我们认为流出，流入，和潮汐的起源这一功能。流出似乎是不可能的，流入是一种可能性，潮汐碎片是最符合观察。这些观测还揭示了一个额外的第三个组成部分，包括一个直径为800 pc的HI壳或气泡，位于核的西部，与一个Halpha壳相吻合。壳层中HI的质量可能高达~4x10^6 Msun。这个巨大的质量，加上中性和电离气体（v<30 km/s）中缺乏膨胀特征，表明这个特征可能是恒星暴吹出的气泡与大质量中性包层相互作用而停滞的一个例子。许多其他的HI运动学特征与电离气体中的Halpha发射非常相似，支持对中性和电离气体以约30 km/s的速度流出的解释。根据巴尔末发射线衰减和HI柱密度估算的消光值之间的比较表明，在这个低金属丰度（Z=1/4 Zsun）星系中，气体-尘埃比是银河系值的2-3倍。
2007-11-16 astro-ph
Starburst-driven Mass Loss from Dwarf Galaxies: Efficiency and Metal Ejection
我们模拟了矮星系中恒星爆发对这些星系的星际介质的重复超新星爆炸的影响，同时考虑了它们占主导地位的暗物质晕的引力势。我们探索的超新星爆发率从每3万年一颗到每300万年一颗，相当于稳定的机械光度L=0.1 ~ 10 x 10^38尔格/秒，发生在气体质量M_g=10^6 ~ 10^9太阳质量的矮星系中。我们详细地解决，无论是分析和数字，以下三个问题：1。超新星的喷出物什么时候从星系盘中喷出？2.当爆炸发生时，有多少星际气体被吹走，逃离了星系晕的势能？3.从大质量恒星中喷射出来的金属会发生什么？他们是被留住了还是被吹走了？我们给出了在\leq M_g为10^6 \leq 10^9太阳质量的星系中何时会或不会发生爆发的定量结果。令人惊讶的是，我们发现质量M_g为\geq 10^7太阳质量的星系的质量喷射效率非常低。只有M_g \leq为10 ^6太阳质量的星系，其星际气体才会被吹走，然后几乎与L无关。另一方面，来自超新星喷出物的金属比气体更容易被加速到大于星系逃逸速度的速度。我们发现，当L_38=1时，只有约30%的金属被10^9太阳质量的星系保留，而较小的星系几乎没有金属。我们讨论了我们的结果的演化，金属丰度和观测特性的矮星系的影响。
1998-08-09 astro-ph
3D Simulations of Galactic Winds in Dwarf Galaxies
我们提出了3D流体动力学模拟的星系风在矮，富含气体的星系。该星系正以v=200 km/s的速度穿过一个小星系群的ICM。冲压压力在大半径处移除星系气体，但不会强烈影响中心附近的ISM。星暴会产生银河风。新产生的金属在ICM中被排出，并被冲压压力带到离星系很远的地方。在恒星暴增后的5亿年，只有百分之几的重元素存在于矮星系的中心区域。大量的冲压压力+风模型将在即将发表的论文中介绍。
2002-12-19 astro-ph
Search for Blue Compact Dwarf Galaxies During Quiescence
蓝色致密矮星（BCD）星系是一个贫金属系统，正在经历一个不能持续很长时间的大恒星爆发。我们已经确定了可能是静止期BCD（QBCD）的星系，即，在典型的星爆开始之前或它已经消失的时候。这些QBCD星系被认为是像BCD宿主星系。SDSS/DR 6数据库提供约21500个QBCD候选。我们还从SDSS/DR 6中选取了一个完整的BCD星系样本作为参考。对这两个星系集的性质进行了计算和比较。QBCD候选者的丰度是BCD的三十倍，除了比例因子以及与星爆结束相关的预期亮度变暗之外，它们的亮度函数非常相似。QBCD比BCD更红，并且它们具有更大的基于HII区域的氧丰度。QBCD也具有较低的表面亮度。BCD候选者是QBCD候选者中具有最大的比恒星形成率（实际上，具有最大的H_alpha等效宽度）。在本宇宙中，每三个矮星系中就有一个可能是QBCD。所选的BCD和QBCD的性质与星系演化中的单一序列一致，静止阶段比星爆阶段持续时间长30倍。由此产生的时间平均恒星形成率足够低，可以在哈勃时间内允许这种BCD -QBCD阶段的节奏。
2008-05-21 astro-ph
Recent star formation in clusters of galaxies: extreme compact starbursts in A539 and A634
我们报告的检测两个阿尔法发射极端紧凑的对象从深图像的阿贝尔634和阿贝尔539星系团在z ~ 0.03。对这两个未分辨的源进行长缝光谱分析，发现它们是各自簇的成员，显示出HII型光谱。这些源的光度和极端的等效宽度的Halpha+[NII]测量，连同他们非常紧凑的外观，提出了关于这些激烈的恒星爆发的起源在集群环境中的问题。我们认为Abell 539中的致密星暴是矮星系的星际气体在进入星团核心时被压缩的结果;而Abell 634中的星暴星系则可能是星系-星系相互作用的结果，说明星系在向星团中心区域坠落过程中的预处理过程。讨论了这些致密的成星矮星系对星系团恒星形成历史的贡献，以及它们与最近发现的早期超致密矮星系的可能联系。我们注意到，这些极端天体在正常的限星等光学或近红外巡天中很少被探测到，这主要是因为它们的恒星质量很低（大约为10^6太阳质量），而由于它们的发射线相当宽，它们很容易在专门的H α巡天中出现。
2006-11-30 astro-ph
Galactic winds and circulation of the ISM in dwarf galaxies
通过二维流体动力学模拟，研究了星暴对典型富气矮星系ISM的反馈。主要目标是解决星暴后ISM和金属的流通问题。我们假设一个单相旋转ISM在平衡的星系势产生的恒星盘和球形暗晕。假设星暴发生在星系中心的一个小体积内，它产生的机械能为3.8e39 erg/s或3.8e40 erg/s，持续3000万年。我们发现，与以前的调查一致，银河风在消除ISM方面不是很有效。相反，富含金属的恒星喷出物可能会被有效地从星系中排出并分散在星系际介质中。此外，我们还发现，在距离恒星破裂1亿年之后，星系的中心区域总是充满了寒冷而稠密的气体，达到了0.5 - 1 Gyr的新恒星形成事件的必要条件。因此，银河风的流体动力学演化与许多化学演化研究所提出的恒星形成机制相一致。我们还讨论了这些星系的X射线发射，发现可观察到的（发射平均）丰度的热气体低估了真正的热传导是有效的。这可以解释在星暴星系中估计的非常低的热气体金属丰度。
1999-07-01 astro-ph
First detection of Lyman continuum escape from a local starburst galaxy
年轻宇宙中占主导地位的再电离源尚未确定。可能的候选者包括贫金属的星暴矮星系，其中蓝色致密星系Haro 11可能代表当地的对应物。使用远紫外光谱探测器（FUSE），我们获得了Haro 11的光谱，以寻找泄漏的电离辐射。一个微弱的信号短的莱曼break被确定为莱曼连续（LyC）的排放逃逸正在进行的恒星暴。从轮廓拟合弱金属线，我们得到的低电离物种的列密度。采用Haro 11的H II区域的典型金属性，相应的H I柱密度在LyC中是光学厚的。因此，大多数LyC光子必须通过星际介质中的透明空穴逃逸。使用光谱演化模型，我们限制逃逸分数的产生的LyC光子之间的4和10%，假设一个正常的Salpeter IMF。我们认为，在一个分层的星系形成的情况下，这使得在高红移的星暴矮星系的宇宙再电离的实质性贡献。
2006-01-27 astro-ph
Kinematic Constraints on Evolutionary Scenarios for Blue Compact Dwarf Galaxies : I. Neutral Gas Dynamics
本文介绍了六个蓝致密矮（BCD）星系的高空间分辨率HI合成观测结果。光学上，选定的星系有平滑，对称的等照度线，因此是最有可能的BCD类褪色成一个对象的形态类似于矮椭圆形时，目前的星爆结束。所有六个星系中的中性气体似乎都是旋转支撑的，这表明从BCD到dE的真正形态转换需要显著的角动量损失。根据这些和其他BCD的中性气体动力学观测，现今的BCD不太可能在恒星暴阶段后直接演化成矮椭圆星系。我们讨论了BCD的替代演化方案，并将它们置于星系形成和演化模型的更大背景下。
2001-03-27 astro-ph
Discovery of a double ring in the dwarf galaxy Mrk409
我们报告的发现，一个双环的发射线区域周围的蓝色致密矮（BCD）星系Mrk 409的核心所看到的深，地面的阿尔法图像。在麦哲伦-I上用MIKE获得的中阶梯光谱表明，存在从一个非常大的（> 7 E6 Msun）核恒星爆发流出星系的电离气体，预计膨胀速度为50 km/s。这些环的形成不同的方案进行了讨论。虽然最内层的核环很可能是由恒星爆发驱动的激波与周围的星际介质相互作用形成的，但外环的起源还不太清楚。
2003-09-05 astro-ph
The Ionized Gas in Local Starburst Galaxies: Global and Small--Scale Feedback from Star Formation
摘要：小-和中间-规模的结构和非辐射过程电离的ISM的分数进行了研究，在一个小样本的四个本地星暴星系，成像与HST WFPC 2。样本包括三个矮星系：NGC3077、NGC4214和NGC5253，以及一个巨大的螺旋星系：NGC5236（M83）。这些星系在金属丰度、光度和环境方面都有很大的跨度，这使得我们能够研究各种星系条件下的非辐射电离过程。为了这个目的，这四个星系被成像在H-β（4861 A），[OIII]（5007 A），H-α（6563 A）和[SII]（6717，6731 A）的线条上。这些星系中的非光电离气体已经被追踪到几十个pc到几百个pc的尺度上，为这种电离气体成分提供了一个完整的预算。利用Kewley等（2001）的"最大星暴线"来区分光电离和非光电离气体，我们发现在所有四个星系中，非光电离过程只占总H-α辐射的一小部分，在3%-4%的水平。这三个矮星系中的恒星爆发将其机械能的70%-100%沉积到周围的星际介质中，并且需要延长的时间（几× 10^7年到10^8年）来形成恒星，以解释观测到的非光电离气体的光度。在大质量螺旋中，非光电离气体集中在被活跃的恒星形成所包围的局部区域，没有证据表明存在扩展结构（如矮星中的结构）。这证实了这样一种观点，即恒星爆发仍然是大质量星系中的局限事件，这可能是由于深势阱。
2003-12-15 astro-ph
Chandra Observation of NGC4449. Analysis of the X-ray Emission from a Dwarf Starburst Galaxy
本文给出了麦哲伦不规则矮星暴星系NGC 4449的CHANNEL X射线数据。对X射线发射的贡献来自离散点源和扩展的漫发射。扩展发射具有复杂的形态，其范围为2.4x1.6kpc，通量密度为1.3E-13 erg/s/cm 2/arcmin 2。对这种辐射的最佳光谱拟合是用吸收的双温模型获得的，该模型给出了两种气体成分的温度为0.28 keV和0.86 keV，总质量含量为~10^7 Msun，而银河系的质量为几个10^{10} Msun，总热能含量为~ 2.5 E55 erg，星系的平均能量注入率为1 E41 erg/s。扩散X射线发射的形态与所观察到的H α发射的形态的比较显示了两种发射的相似性。一个膨胀的超级气泡是由扩散X射线发射的存在下，似乎是一个空腔中的H α发射。这个气泡的运动学表明膨胀速度约为220 km/s，质量注入速率为0.14 Msun/yr，但NGC 4449巨大的HI晕（r约为40 kpc）的存在可能会阻止富含金属的物质和能量注入IGM。在NGC 4449的光学范围内，CHANNEL的角秒分辨率探测到了24个X射线点源，其完整性水平对应于~ 2 E-14 erg/s/cm ~ 2的通量。除了已知的信噪比外，这个星系还拥有几个X射线双星和超软源。点源X射线光度函数，对于高光度源，有一个~-0.51的斜率，与其他星暴星系的斜率相当。
2003-03-12 astro-ph
A Chandra X-ray survey of nearby dwarf starburst galaxies: I. Data reduction and results
本文分析了八个矮星暴星系（I Zw 18，VII Zw 403，NGC 1569，NGC 3077，NGC 4214，NGC 4449，NGC 5253和He 2-10）的Chandra X射线观测结果。除了两个物体外，在所有物体中都检测到了扩展的、扩散的X射线发射。在所有矮星系中都发现了未分辨的源（总共：55个源）。这些点源很好地符合幂律，热等离子体，或黑体模型。其中10个点源的X射线光度超过10^39 erg s^-1（超亮X射线源）。在那些探测到弥散X射线发射的星系中，这种发射（X射线的光度范围从4 × 10^38 erg·s^-1到2 × 10^40 erg·s^-1）包含了大部分（60- 80%）的X射线光子。这种漫发射可以很好地拟合MeKaL单温度热等离子体模型，一旦从未解决的点源的贡献被适当地扣除。扩散X射线分量显著地延伸，达到远达0.5-5千秒差距到它们的宿主的外围。星系内不同区域的温度范围为1.6-7.6x10^6 K。除了少数例外，热气的温度非常均匀，徘徊在2- 3 × 10^6 K之间。外部区域的日冕气体温度通常比中心区域低2-3倍。与漫发射的拟合不允许对发射等离子体的金属性施加强约束。然而，推导出的金属丰度是相容的，从他们的HII区域确定的。至少有三个天体（NGC 1569、NGC 4449和He 2-10）的α/Fe比约为2。
2005-01-25 astro-ph
Chandra Observations of Expanding Shells in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 3077
对NGC 3077（一个位于M81三重态的星暴矮星系）的钱德拉深空观测（53 ks，ACIS-S3），分辨出了几个超壳层的X射线辐射。在以前在H α发射中检测到的膨胀壳层所定义的空腔中，发射是最亮的（Martin 1998）。根据数据拟合的热辐射模型表明，温度范围在~1.3 × 10^（6）K到4.9 × 10^（6）K之间，并表明最强的吸收与CO辐射追踪到的密集云相一致。拟合得到的压力为P/k~10^（5-6）xi^（-0.5）f_（v）^（-0.5）K cm^（-3）（xi：太阳单位内高温气体的金属丰度，f_（v）：体积填充因子）。尽管有这些高压，热气体的径向密度分布并不像在自由膨胀风中预期的那样陡峭（例如，在邻近的星暴星系M 82中所见），这意味着热气体仍然被H α壳层所限制。NGC 3077的混沌动力学状态破坏了对逃逸速度的可靠估计。与外流的最终命运更相关的量可能是丰富的组内介质中的气体密度。基于NGC 3077的HI分布和一个相连的潮汐尾，我们认为风有可能离开NGC 3077的引力阱向北而不是向南。0.3-6.0 keV的X射线总光度约为2-5 x 10^（39）erg s^（-1）（取决于所选的热等离子体模型）。NGC 3077的大部分（约85%）X射线光度来自热的星际气体;其余的来自六个X射线点源。尽管先前的说法与此相反，我们没有发现来自NGC 3077附近突出的潮汐…
2003-05-09 astro-ph
An imaging and spectroscopic study of the very metal-deficient blue compact dwarf galaxy Tol 1214--277
本文利用VLT/FORS I对已知最缺金属的蓝致密矮星系Tol 1214-277（Z ~ Zsun/25）进行了分光光度研究。数据显示，BCD的总光度大约有一半来自一个明亮而紧凑的星暴区域，该区域位于一个有彗星外观的昏暗矮星系的东北端。这颗星暴的爆发时间不到400万年前，它的辐射是由数千颗O 7V星和大约170颗位于直径小于500 pc的致密区域内的晚型氮沃尔夫-拉叶星提供动力的。在BCD中，第一次看到相对较强的[Fe V] 4227发射线，它与强烈的He II 4686发射一起表明Tol 1214-277中存在非常硬的辐射场。我们认为，这种非常硬的辐射来源于沃尔夫-拉叶星和辐射冲击的星爆区域。低表面亮度（LSB）的组成部分的结构特性的星爆已经通过表面光度法进行了研究，下降到28 B mag/sq. arcsec。我们发现，对于一个表面亮度水平比~ 24.5 B mag/sq.arcsec，指数拟合律提供了一个足够的近似其径向强度分布。Tol 1214-277的LSB分量外围的宽带颜色几乎是恒定的，并且与一个Gyr以下的年龄一致。这一结论得到了LSB主机的观测光谱能量分布（SED）与理论SED的比较的支持。
2000-11-12 astro-ph
Color, Structure, and Star Formation History of Dwarf Galaxies over the last ~3 Gyr with GEMS and SDSS
我们提出了一个样本的颜色，结构特性和恒星形成历史的研究~1600矮星超过回看时间~3 Gyr（z=0.002-0.25）。该样本由401个来自星系形态演化和SEDs（GEMS）调查的遥远矮星组成，该调查提供了高分辨率的哈勃太空望远镜（HST）高级巡天相机（ACS）图像和精确的红移，以及从斯隆数字化巡天（SDSS）编译的10-90 Mpc的1291个矮星。该样品的有效表面亮度在z轴上为22 mag arcsec^-2，包括M_g=-18.5 ~-14 mag的矮星。约翰逊UBV和SDSS ugr滤波器的静止帧亮度由COMBO-17巡天提供，结构参数由Sérsic拟合确定。我们发现，GEMS矮星比SDSS矮星蓝约0.13等的g-r，这是一致的颜色演化超过2 Gyr的恒星形成历史，包括中等恒星爆发和长期的连续恒星形成。这些样本的完整颜色范围无法通过不同质量的单个恒星爆发或长时间连续的恒星形成来复制。此外，对GEMS矮星中的气体完全从星系中移除所需的机械光度的估计表明，如果它们经历星暴，那么相当数量的低光度矮星很容易完全失去气体。另一方面，很大一部分更明亮的矮星可能保留它们的气体。我们还估计了GEMS矮星单位面积的恒星形成率，并发现与当地矮星的值很好的协议。
2006-01-24 astro-ph
The IMF in Starbursts
回顾了星暴区IMF的历史。IMF不再被认为是头重脚轻的，尽管一些超级巨星团，无论是否在星爆区，都可能是。国际货币基金组织的一般意见进行了讨论，把星爆的结果的角度来看。观测到的IMF变化似乎表明，IMF随环境的变化而略有不同，在这个意义上，更密集和更大质量的星团产生更多的大质量恒星，也许也有更多的棕矮星，与中等质量的恒星相比。
2004-11-08 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
Gas-Rich Local Dwarf Star-Forming Galaxies and their connection with the Distant Universe
我讨论的是富含气体的星系的性质。我特别强调莱曼α发射的最新结果，是有关遥远的年轻星系的搜索。的莱曼阿尔法逃逸与ISM在星暴星系的属性的相互依赖性进行了概述。G.特诺里奥-塔格莱和他的合作者解释莱曼阿尔法配置文件在星爆星系的流体动力学的超级气泡由大质量恒星。我再次强调，由于莱曼α主要是ISM的诊断，因此必须了解ISM和莱曼α之间的关系，才能将莱曼α与宇宙恒星形成率紧密联系起来。
1998-12-17 astro-ph
Starburst in HS 0822+3542 induced by the very blue LSB dwarf SAO 0822+3545
（节录）。最缺乏金属的蓝色致密星系（BCGs）HS 0822+3542（Z=1/34 Zsun）也是最近的此类天体之一。其当前SF爆发的触发机制仍不清楚。我们发现了一个非常蓝的（（B-V）tot=0.08和（V-R）tot=0.14）LSB（μ B^0> 23.4角秒^-2）矮不规则（dIrr）星系，命名为SAO 0822+3545。它的相对速度很小，距离BCG的距离约为11 kpc，这意味着它们的物理联系。对于这个LSB星系，我们提出的光谱结果，总的B，V，R等，有效半径和表面亮度（SB），我们描述了它的形态学特性。我们比较非常蓝色的这颗矮星与PEGASE.2模型的Z=1/20 Zsun恒星星族的颜色演变，并结合这种分析的数据上的LSBD EW（Ha）值。最能描述所有观测数据的模型取决于所用IMF中大质量恒星的相对比例。对于Mup = 120 Msun的Salpeter IMF，最佳模型包括年龄约为1000万年的“年轻”单恒星星族（SSP）和年龄约为0.2- 10 Gyr的“老”SSP。旧组分与新组分的质量比应在10至30的范围内。讨论了在过去的~100-200百万年期间，相互作用在触发星系主要SF事件中的作用。对于BCG，基于6米望远镜的光谱，我们估计了它的SF区的物理参数，并提出了电离气体超壳层的第一个证据。这对矮星位于附近的Lynx-Cancer空洞深处，最近的明亮（L >…
2003-07-31 astro-ph
Infrared Properties of Star Forming Dwarf Galaxies: Blue Compact Dwarfs in the Virgo Cluster
在墨西哥OAN-SPM的2.1米望远镜上，用$J$和$K_s$对室女星系团中的16个蓝色致密矮星系（BCD）样本进行了近红外成像。在大多数目标中，已经达到了$μ_J$ = 24 mag arcsec $^{-2}$和$μ_{K_s}$ = 23 mag arcsec $^{-2}$的等光子。表面亮度分布可以通过两个分量的总和来拟合整个半径范围：双曲正割（sech）函数，已知其拟合dIs的光分布，以及高斯分量，其量化中心附近的星爆。计算了等光程和总拟合近红外星等，以及$μ_J$ = 23等角秒$^{-2}$和$μ_{K_s}$ = 22等角秒$^{-2}$的半长轴。利用轮廓拟合方法对弥散下垫面分量和年轻星爆进行了定量分析。大多数的颜色配置文件显示一个恒定的颜色，$J-K_s$ =0.7至0.9马格之间。漫反射组件代表绝大多数的近红外线的光为大多数BCD，星爆增强通量小于约0.3马格。线性相关性被发现之间的SECH规模长度和SECH的大小，和SECH的半长轴和SECH的大小。总的来说，具有更多发光漫射成分的星系在中心更大更亮。中央爆发与漫射成分相关，较亮的BCD具有较强的恒星爆发，这表明质量更大的天体形成恒星的效率更高。BCD位于论文I中矮不规则星（dIS）定义的“基本面”上，遵循sech绝对星等，sech中心表面亮度和氢线宽$W_{20}$之间的相同关系，尽管散射比dIS大。
2005-10-11 astro-ph
Extended Molecular Gas in the Nearby Starburst Galaxy Maffei 2
我们提出了一个9 'x9'的完全采样的地图，CO J=1-0的排放在附近的星暴星系马菲2获得的五个学院射电天文台。该地图揭示了先前已知的强CO排放在中央星爆区，以及一个扩展的不对称分布与明亮的CO线在酒吧的两端，并在一个功能在东北边缘的分子盘。这个北方的特征，之前被认为是一个相互作用的伴星系，可能是一个矮不规则星系，尽管CO数据也与这个特征相一致，它只是一个螺旋臂的延伸。我们估计马菲2的总分子气体质量为（1.4-1.7）x10^9 Mo或其动力学质量的3-4%。采用最近确定的较低的CO到H2的转换因子在中心区域，我们的数据导致令人惊讶的结果，最大浓度的分子气体在马菲2位于酒吧的两端和在推定的矮伴侣，而不是在中央星爆。引力稳定性分析显示，马菲2的扩展盘位于恒星形成的临界密度之上;然而，中心区域是否也是引力不稳定的，取决于旋转曲线的细节和该区域CO到H2转换因子的精确值。
2004-07-23 astro-ph
The Nature of the Low-Metallicity ISM in the Dwarf Galaxy NGC 1569
我们正在模拟矮星系从红外到亚毫米波长的光谱，以了解低金属含量环境中各种尘埃成分的性质，这可能与早期演化状态下星系的ISM相当。在这些环境中的尘埃的整体性质似乎不同于那些更高的金属丰度恒星爆发系统。在这里，我们提出了一个研究我们的样本矮星系之一，NGC 1569，这是一个附近的，研究充分的恒星爆发矮星。使用ISOCAM，IRAS，ISOPHOT和SCUBA数据与Desert等人（1990）的模型，我们发现多环芳烃和非常小的颗粒的贡献很小，较大的较冷颗粒相对丰富，占主导地位的FIR和亚毫米波。我们不得不使用4个尘埃成分，加上一个非常冷的尘埃成分，以重现我们观测到的亚毫米的过量。
2002-12-19 astro-ph
Warm Dust and Spatially Variable PAH Emission in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 1705
我们目前的斯皮策观测矮星暴星系NGC 1705作为SINGS的一部分。星系的形态在短轴和长轴方向上有很大的不同，大约5微米：短波长的图像显示了一个潜在的红色恒星星族，中央的超级星团（SSC）控制着光度;长波长的数据显示了两个偏离SSC约250 pc的非核区域产生的温暖的尘埃辐射。这些区域在光波长处几乎没有消光。该星系的尘埃质量相对较低（约2 E5太阳质量，意味着全球尘埃与气体的质量比银河系平均值低2- 4倍）。非核尘埃的辐射似乎是由激发H α辐射的同一恒星星族的光子提供能量;这些光子与SSC无关（尽管不能排除嵌入源对非核区域红外光度的贡献）。低分辨率IRS光谱显示中等强度的多环芳烃排放在11.3微米波段在东部的高峰，没有多环芳烃排放检测到的SSC或西部的尘埃排放复合体。缩放和减去较短波长的数据后，有显着的扩散8微米发射; IRS数据显示的空间可变PAH发射强度表明，在解释扩散8微米发射时应谨慎，因为这是由PAH载体单独引起的。NGC 1705的金属丰度落在Engelbracht和合作者发现的35%太阳能的过渡水平上;在这个金属丰度下的系统显示出空间可变的PAH排放，这一事实证明了解释扩散的8微米排放的复杂性。NGC 1705是一个没有被探测到的射电连续谱，它明显偏离了典型的远红外与射电相关性。（节录）
2006-04-28 astro-ph
