Probing Spectral Line Gradients Beyond One Effective Radius in NGC 3610
本文用极高信噪比的Keck谱和星系中心的补充谱研究了合并残余椭圆星系NGC 3610的外区（B波段0.75- 1.25 r_e）。恒星星族参数-年龄，[Z/H]，[ $α$ /Fe] -测量在几个孔沿狭缝。使用Proctor等人（2004）的多指标同时拟合方法，在星系的外部没有发现明显的恒星星族梯度。相对于星系中心的整体梯度与许多其他早期类型星系中发现的一致，尽管金属丰度梯度比如果NGC 3610在主要合并事件中形成的预期要陡峭得多。发现使用H $β$指数的标准分析方法产生虚假的径向可变梯度。
2004-09-15 astro-ph
Probing the Central Regions of Nearby Compact Elliptical Galaxies
利用NIFS+ALTAIR在北双子座卫星上的K波段光谱观测，对致密椭圆星系NGC 4486 B、NGC 5846 A和M32的中心角秒进行了探测。这些数据的角分辨率为~0.1弧秒FWHM。NGC 4486 B和NGC 5846 A的中心恒星含量相似，在（Ca I，12 CO）、（Na I，12 CO）和（13 CO，12 CO）图上它们占据相同的区域。NGC 4486 B和NGC 5846 A的观测结果偏离了（Na I，12 CO）图中太阳邻域巨星的序列，在某种意义上，这与两个星系都有非太阳化学混合物的情况是一致的。相比之下，M32的数据与银河系盘中的化学富集历史相一致; M32不可能是从更大的椭圆星系剥离形成的。近红外线指数作为半径的函数的行为也进行了研究。在NGC 4486 B和NGC 5846 A中，大半径的径向梯度在中心的十分之几个角秒内发生了分解或反转。证据表明，NGC 4486 B和NGC 5846 A的核区域的港口中间年龄人口。
2008-02-24 astro-ph
Super Star Cluster NGC1705-1: A Local Analogue to the Birthsite of Long-duration Gamma-ray Bursts
最近的观测表明，长时间伽马射线暴（GRB）的宿主星系的全球性质特别适合于创造这些GRB的大质量恒星祖先。基于这样一个假设，即位于贫金属、低金属量星系中的大质量年轻星团是GRB祖先的天然诞生地，我们对超级星团NGC 1705 -1和遥远GRB宿主的ISM特性进行了比较研究。使用相同的一套金属跃迁在紫外线和应用已知的ISM结构在NGC 1705，我们发现，NGC 1705 -1类似于遥远的伽玛射线暴宿主星系在其高中性气体柱，低分子气体分数，低金属丰度，α-元素增强，和低尘埃耗尽。分子气体的缺乏是由于在星暴环境中增强的紫外辐射场，与GRB祖先的预期一致。此外，已知NGC 1705 -1中存在r<500 pc的致密中性气体云，这为C^+、Si^+和Fe^+离子提供了一个天然的储存库，这些离子随后可能被余辉紫外辐射场激发，产生在伽玛射线暴宿主ISM中常见的激发线。我们进一步认为，从吸收线观测的低和高电离跃迁的速度剖面的明显偏移已经提供了重要的线索，在伽玛射线暴宿主星系相关的星爆事件。我们的研究表明，统计比较周围的星团和高红移伽玛暴祖星的ISM是很重要的识别的关键物理参数，促进伽玛暴的形成。
2007-06-15 astro-ph
What Produced the Ultraluminous Supernova Remnant in NGC 6946?
NGC 6946中的超亮超新星遗迹（SNR）是已知最亮的X射线SNR，比Cas A亮1000倍。为了探索这个遗迹的性质和它的祖先，我们已经获得了高色散光学阶梯光谱。中阶梯光栅光谱检测H-α、[N Ⅱ]和[O Ⅲ]谱线，并将这些谱线分解为非冲击材料的窄谱（FWHM ~20- 40 km/s）和冲击材料的宽谱（FWHM ~250 km/s）。窄组分和宽组分都具有异常高的[N II]/H-alpha比值，约为1。使用中阶梯光栅观测，档案HST图像和档案ROSAT X射线观测，我们得出结论，SNR是由一个正常的超新星，其前身是一个大质量的恒星，无论是WN星或发光的蓝色变星。残骸的高亮度是由超新星喷出物膨胀成一个密集的，富含氮的星周星云的祖先所创造的。
1999-12-01 astro-ph
Narrow Lines in Type II Supernovae -- Probing the Circumstellar Nebulae of the Progenitors
我们对16颗II型超新星（SNe）进行了高色散（R~ 30，000）阶梯光栅光谱巡天，以寻找由其大质量祖先抛射出的星周星云的窄发射线。如果发现星周星云，将为探测SN祖先提供宝贵的机会。在观测到的16个SNe中，4个SNe和另外2个SNe中清楚地检测到SN喷出物，12个SNe中检测到星际气体，而仅在SN 1978 K和SN 1998 S中检测到星周物质。在SN 1978 K的情况下，我们可以将星周喷出物星云的大小上限设定为2.2 pc，并注意到这与在明亮的蓝色变星而不是沃尔夫-拉叶星周围观测到的喷出物星云的典型大小更一致。在SN 1998 S的情况下，我们对SN爆发后1年的窄线的观测显示出与早期相比的变化。我们从SN 1998 S观测到的星云线要么来自低密度的星周星云的外部区域，要么已经被星际成分所控制。
2002-01-28 astro-ph
Constraining GRB progenitor models by probing Wolf-Rayet wind geometries in the Large Magellanic Cloud
长持续时间伽马射线暴（GRB）的最佳祖先是快速旋转的沃尔夫-拉叶（WR）星。然而，大多数银河系WR恒星都是缓慢旋转的，因为恒星风被认为会带走角动量。这对Bronzar模型提出了挑战。最近的观测表明，伽玛暴主要发生在低金属量（Z）的环境中，这可能解决这个问题：较低的Z导致较少的质量损失，这可能会抑制角动量的去除，使WR星保持快速旋转直到崩溃。我们希望确定是否低Z WR星旋转平均速度比银河系WR星，并执行甚大望远镜（VLT）的线性分光偏振调查WR星在低Z环境的大麦云（LMC）和比较我们的结果与银河系样本。我们发现，13颗LMC WR星中只有2颗（即15%）表现出线偏振效应，而银河WR星的这一比例同样很低，约为15-20%。LMC WR星的线偏振效应的低发生率表明，WR旋转特性发生显著差异的阈值金属丰度低于LMC（Z ~ 0.5 Zsun），可能将GRB祖通道限制在该上限金属丰度。
2007-04-20 astro-ph
Probing the gas content of the dwarf galaxy NGC 3109 with background X-ray sources
利用两次ROSAT PSPC观测资料建立了麦哲伦型旋涡星系NGC 3109（DDO 236）场中的X射线点源星表。在91个X射线源中，26个包含在Jobin和Carignan（1990）用VLA得出的NGC 3109的HI范围内。对于其中的10个，我们可以确定精确的硬度比Δ HR 2 <=0.2。我们发现了3个候选活动星系核，2个候选X射线双星和一个可能属于任一类的源。我们还发现了2颗候选前景恒星。在NGC 3109核中心的I波段NTT观测的8 '× 8'视场中，我们确定了7个ROSAT PSPC源的X射线误差圆中的候选光学对应物。我们应用光谱拟合的ROSAT光谱的X射线最明亮的吸收候选AGN背后的NGC 3109，RX J1003.2-2607。假设银河系前景氢柱密度为4.3 × 10^20 cm^-2，我们从X射线光谱拟合中推导出，假设金属丰度约为0.2太阳能，NGC 3109的氢柱密度为11（+7，-5）× 10^20 cm^-2。该值略大于由21厘米观测数据得到的氢柱密度（约8 10^20 cm^-2）。我们估计气体的分子质量分数不大于~ 60%。
2000-05-24 astro-ph
The first year of SN 2004dj in NGC 2403
本文介绍了NGC 2403中IIp型超新星2004 dj的新BVRI光度测量和光谱测量结果。前身星团Sandage 96也在爆炸前的画面中被探测到。光变曲线表明，爆炸发生在发现前约30天，平台期持续了约+110 \pm 20天。平台相光谱已被建模与SYNOW光谱合成代码使用H，NaI，TiII，ScII，FeII和BaII线。SN距离是根据适用于SNe IIp的扩展光球法和标准烛光法推导出来的。它们产生的距离彼此一致，以及早期的造父变星距离和塔利-费舍尔距离。SN 2004 dj和NGC 2403的平均距离D = 3.47 \pm 0.29 Mpc。爆炸产生的镍质量估计为0.02 \pm 0.01 M_o。SED的祖集群重新分析拟合人口合成模型，我们观察到的BVRI数据补充U和JKH的幅度从文献中。卡方检验最小化揭示了一个可能的“年轻”解，其聚类年龄T_{cl} = 800万年，而“老”解，其聚类年龄T_{cl} = 2000万~ 3000万年。“年轻”的解决方案将意味着祖细胞质量M > 20 M_o，这高于先前检测到的II型SNe的祖细胞质量。
2006-04-11 astro-ph
Probing the Galactic Bulge with deep Adaptive Optics imaging: the age of NGC 6440
我们目前的第一个试点项目的结果，旨在利用地面自适应光学成像在近红外线的潜力，以确定银河系隆起的星团的年龄。利用高分辨率自适应光学（ESO-VLT NAOS-CONICA）和宽视场测光（ESO-NTT-SOFI）相结合的方法，计算了位于球核内侧的富金属球状星团NGC 6440从红巨星分支顶端到J~22$（低于主序星关闭（TO）两个星等）的深色星等图。TO水平和红色水平分支之间的幅度差异被用作年龄指标。这是第一次用地基望远镜对球状星团进行这样的测量。通过与47 Tuc的直接比较和一组理论等时线，我们得出结论，NGC 6440是古老的，可能与47 Tuc同时代。这一结果增加了一个新的证据，即银河系隆起最多比原始的、金属贫乏的星系晕年轻2光年。
2008-09-23 astro-ph
Darwin Tames an Andromeda Dwarf: Unraveling the Orbit of NGC 205 Using a Genetic Algorithm
NGC 205是M31星系的一颗近距离卫星，是距离我们最近的矮椭圆星系。光度和运动学观测表明，NGC 205正经历着与M31相互作用的潮汐畸变。尽管有早期的尝试，NGC 205的轨道和祖先属性并不为人所知。我们进行了优化搜索，这些未知数相结合的遗传算法与限制N体模拟的相互作用。这种方法，再加上光度和运动学观测作为约束条件，允许参数空间的有效探索。我们代表NGC 205作为一个静态的赫恩奎斯特潜在嵌入无质量的测试粒子，作为示踪剂的表面亮度。我们探索3个不同的，最初稳定的测试粒子配置：冷旋转盘，温暖的旋转盘，和热，压力支持的球体。每个模型都再现了NGC 205的部分但非全部观测特征，这使我们推测具有大量压力支持的旋转祖星可以与所有观测值相匹配。此外，似是而非的组合的质量和规模的长度的压力支持的球体祖模型再现所观察到的速度分散分布。对于所有3个模型，与观测值最匹配的轨道将卫星置于M31之后11+/-9 kpc，以非常大的速度移动：300-500 km/s的主要径向轨道。鉴于观测到的径向分量只有54 km/s，这意味着NGC 205有一个很大的切向运动，从西北向东南移动。这些结果表明，NGC 205与NGC 205东北方向观测到的恒星弧无关。此外，NGC 205的速度似乎接近或大于它的逃逸速度，这意味着它可能是第一次通过M31。
2008-04-04 astro-ph
Infrared spectroscopy of NGC 1068: Probing the obscured ionizing AGN continuum
对Seyfert 2星系NGC 1068核的ISO-SWS 2.5-45 μ m红外光谱观测（见配套文件）与紫外到红外窄发射线数据的汇编相结合，以确定使活动星系核中的窄线发射气体光电离的遮蔽极紫外连续谱的光谱能量分布（SED）。我们搜索一个大的网格的气体云模型和SED的组合，最好地再现所观察到的线通量和NLR的几何形状。我们的最佳拟合模型再现所观察到的线通量平均优于2倍，并与所观察到的NLR几何形状基本一致。它有两种气体成分，这两种气体成分与中心的密集外流气体的聚集分布和更远的密度较低且更多的聚集气体的更广泛的分布相一致，没有净流出。最佳拟合的SED在~4 Ryd处有一个深槽，这与本征的蓝色大隆起相一致，后者被NLR内部~6x10^19 cm^-2的中性氢部分吸收。
2000-02-04 astro-ph
Probing the Magnetic Field at Sub-Parsec Radii in the Accretion Disk of NGC 4258
本文分析了用VLA和GBT获得的NGC 4258水汽脉泽22 GHz偏振观测结果。我们没有检测到任何圆偏振的频谱表示塞曼诱导分裂的微波激射线的水，一个非顺磁性分子。我们改进了NGC 4258环核盘半径为0.2 pc的环向磁场环向分量的1 σ上限估计，从300 mG提高到90 mG.我们已经开发了一种新的方法，用于分析光谱的混合功能，并推导出一个1-西格玛上限为30毫微克的径向分量的磁场在半径为0.14 pc。假设热压和磁压平衡，当总磁场小于130 mG时，质量吸积速率的上限约为10^（-3.7）M_sun/yr。我们讨论了我们的结果的影响，目前提出的脉泽模型来解释所观察到的脉泽发射结构和目前的吸积理论的后果。我们发现，从我们的磁场的限制，薄盘模型和喷射盘模型是更好的候选人占NGC 4258的极低光度的性质，比模型，包括对流为主的吸积流。
2005-02-11 astro-ph
Probing the formation of intermediate- to high-mass stars in protoclusters: A detailed millimeter study of the NGC 2264 clumps
我们提出的尘埃连续体和分子线观测的两个大规模的集群形成的团块，NGC 2264-C和NGC 2264-D，包括广泛的映射进行MAMBO测辐射热计阵列和HERA外差阵列的IRAM 30米望远镜的结果。两个NGC 2264团块都位于Mon OB 1巨型分子云复合体中，彼此相邻。12个和15个紧凑毫米连续源（即MMS）分别在C和D中被识别。广泛的下沉运动的证据可以在，例如，NGC 2264-C和NGC 2264-D中的HCO+（3-2）或CS（3-2）。在NGC 2264-C中心最内侧的N_2H+（1-0）和H^{13}CO+（1-0）中观测到一个约2 km/s的速度不连续性，我们认为这是两个MMSs之间强动力学相互作用的信号，并且它们可能与中心MMSC-MM 3合并。辐射转移模型支持这样的观点，即NGC 2264-C是一个高度不稳定的扁长团块，在一个接近自由落体的动力学时间尺度~ 1.7x10^5年内，它正沿着长轴坍缩。我们对这种大规模坍缩的模型拟合表明，最大质量流入速率约为3 × 10 ^{-3} Msun/yr，流向中央原恒星物体C-MM 3。这样的下沉速率足以克服辐射压力，并允许在约1.7x10^5年内通过吸积形成约20 Msun的恒星，即，时间与NGC 2264-C中心部分的全球动力学时间尺度相似。我们的结论是，我们很可能在NGC 2264-C的中心部分目睹了一颗高质量（> 1…
2005-08-29 astro-ph
Probing the dusty environment of the Seyfert 1 nucleus in NGC 3783 with MIDI/VLTI interferometry
我们提出了中红外光谱干涉测量的塞弗特1型核的NGC 3783。尘埃环核环境的空间分辨和紧凑的发射的波长依赖性进行了讨论。这些观测是用甚大望远镜干涉仪的N-band射电望远镜进行的。光谱和紫外光谱的光谱分辨率为30，波长范围为8至13微米。对于解释，我们开发了一个简单的尘埃盘模型与小和可变的覆盖因子。在65和69米的基线处，测得的维生素范围为0.4至0.7。N带光谱显示出所测量的通量随波长单调增加，在10微米附近没有明显的硅酸盐特征。我们发现，中红外辐射的核心，可以复制一个扩展的尘埃盘或环面的辐射尘埃云的覆盖因子小。我们对NGC 3783的中红外观测结果与一个云状的环核尘埃环境相一致。用低覆盖因子的尘埃环解释支持了活动星系核统一方案的一个clusterian版本。推断的大小和光度与尘埃混响大小和光学和X射线观测的辐射热光度吻合得很好。
2008-06-03 astro-ph
Probing the formation of intermediate- to high-mass stars in protoclusters II. Comparison between millimeter interferometric observations of NGC 2264-C and SPH simulations of a collapsing clump
星团中大质量恒星形成的早期阶段仍然知之甚少。在这里，我们测试的假设，高质量的恒星形成提出了我们的早期论文（佩雷托等，2006年）。为了证实这一假设的物理有效性，我们进行了IRAM Plateau de Bure干涉仪对NGC 2264-C的观测，并对Jeans不稳定的长扁致密团块的坍缩进行了SPH数值模拟。我们的Plateau de Bure观测揭示了一个新的致密源（C-MM 13）的存在，它距离NGC 2264-C的中心只有10000 AU，但距离（投影）速度约为1.1 km/s。与我们的数值SPH模拟的详细比较支持这样一种观点，即NGC 2264-C是一个细长的星团形成的团块，在坍缩和破碎的过程中沿其长轴，导致一个强大的动力学相互作用和可能的原恒星合并的团块的中心区域。本研究还对NGC 2264-C大规模坍缩的初始条件设定了若干定量约束。我们的流体动力学模拟表明，所观察到的速度模式表征了原星系团坍缩的早期阶段，该阶段只存在很短的时间（即，< 10^5岁）。为了提供与观测结果的良好匹配，模拟需要湍流能量与引力能量的初始比率仅为~ 5%，这强烈表明NGC 2264-C团块的结构主要由引力而不是湍流构成。所需的“冷”初始条件可由外部触发器的快速压缩产生。
2006-11-08 astro-ph
On the Radial Distribution of White Dwarfs in the Globular Cluster NGC 6397
我们研究了邻近的球状星团NGC 6397中单个HST/ACS场中白矮星的径向分布。在松弛的星族中，例如在球状星团中，恒星的速度色散，因此径向分布，直接取决于恒星的质量。非常年轻的星团白矮星的祖先质量约为0.8太阳质量，而白矮星本身的质量约为0.5太阳质量。因此，我们预计年轻的白矮星有一个集中的径向分布（就像他们的祖先），变得更加扩大了几个弛豫时间，模仿约0.5太阳质量的主序星。然而，我们观察到年轻的白矮星有一个显着延长径向分布相比，最大质量的主序星在集群和老白矮星。
2007-09-26 astro-ph
Probing the presence of a single or binary black hole in the globular cluster NGC 6752 with pulsar dynamics
与球状星团中已知的所有其他彗星相比，NGC 6752中的五颗毫秒彗星显示出的位置或加速度非常不寻常。特别是PSR-A，一个双脉冲星，生活在集群晕，而PSR-B和PSR-E，位于核心，显示出显着高的负自旋导数。这表明，一些不寻常的动力学过程是在发挥作用的集群核心，我们归因于一个大规模的扰动的存在。在这里，我们调查是否一个单一的中等质量的黑洞，躺在星系球状体中观察到的质量与西格玛关系的外推，或一个较小的质量由两个黑洞组成的二进制可以发挥所要求的作用。为此，我们模拟了PSR-A、它的伴星和黑洞的双星相遇。详细讨论了各种情况。在我们的近距离四体相遇中，一个黑洞-黑洞双星可能会在一个长期稳定的轨道上吸引一颗毫秒脉冲星。对捕获的卫星脉冲星进行计时测量，可以明确地揭示球状星团核心中黑洞的存在。
2003-08-31 astro-ph
An upper mass limit for the progenitor of the TypeII-P supernova SN1999gi
II型超新星的质量和祖先演化状态几乎不受直接观测的约束。只有一个祖细胞（SN 1987 A）的稳健观察结果和一个合理观察结果（SN 1993 J）可用。两者都不符合理论预测，在这封信中，我们报告的第三个祖先（SN 1999 gi）的限制。哈勃太空望远镜在爆炸前用WFPC 2在两个过滤器（F606 W和F300 W）中拍摄了II-P型超新星SN 1999 gi的位置。与主星系（NGC 3184）的距离为7.9Mpc，这意味着最明亮的大质量恒星在存档图像中被分解为单个物体。这颗超新星发生在距离NGC 3184中心2.3kpc的年轻OB星协中，星协年龄约为400万年。SN 1999 gi与WFPC 2在发现后14个月拍摄的后续图像确定了SN在爆炸前帧上的精确位置。估计了母星绝对星等的上限（M_v >= -5.1）。通过与恒星演化轨迹的比较，我们可以将其解释为一个恒星质量，并确定其质量上限为9（+3/-2）M_solar。我们讨论的可能性，确定质量或质量限制的许多附近的核心塌陷超新星使用HST档案增强我们目前的SNAP计划。
2001-05-25 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
Probing the RGB-phase transition: Near-IR photometry of six intermediate age LMC clusters
这是一系列论文中的第一篇，这些论文致力于通过近红外阵列光度学对大麦云星系团完整样本中红色恒星序列的光度学特性进行全球性研究。本文给出了六个中等年龄星团（NGC 1987、NGC 2108、NGC 2190、NGC 2209、NGC 2231、NGC 2249）的深J、H、Ks测光和精确到K=18.5（即红氦团以下1.5等）的色星等图。在探测红巨星分支相变（RGB Ph-T）的框架下，对每个目标星团中红巨星分支星和氦团簇星之间的人口比（按数量和光度）进行了定量估计和讨论。通过使用Elson & Fall s参数作为年龄指标，所观察到的RGB群体在s=36时显示出急剧增强（在数量和亮度上）。显然，相应的绝对年龄严格依赖于用于校准s参数的理论模型的细节。奇怪的是，目前可用的s参数的年龄校准基于典型（由Elson & Fall 1988）和超调（Girardi等，1995）模型提供的年龄在10%以内，这表明红巨星分支的完全发展发生在t= 7亿年，是一个相对较快的事件（Δ t= 3亿年）。然而，从s参数的过冲校准得到的RGB Ph-T历元明显早于Girardi等人（2000）最近的进化轨迹提供的历元。一个新的校准的s参数的基础上高品质的颜色幅值图和更新的模型，敦促解决这种差异的根源，并最终建立的RGB Ph-T的历元。
2004-03-17 astro-ph
Probing the Ionization Structure of the Narrow Line Region in the Seyfert 1 Galaxy NGC 4151
研究了Seyfert 1星系NGC 4151的窄线区（NLR）中[O III] $λ$ 5007和[O II] $λ$ 3727的辐射分布.虽然NGC 4151的NLR显示出与塞弗特星系统一模型一致的整体结构，但哈勃太空望远镜上的宽视场和行星照相机2获得的窄带[O III]和[O II]图像显示了来自发射线双锥外部的显着发射。[O III]/[O II]比值在这些区域较低，与较弱的电离通量一致。我们进行了光电离模拟分析的发射线气体在一系列的环，中心的中心连续源，与内径从13到90秒差距。气体被辐射电离，该辐射已被完全覆盖中心源的相对高度电离的吸收体（HABS）和覆盖因子范围为0至1的较低电离吸收体（LABS）衰减。我们发现，[O III]/[O II]的比例是很好的拟合假设，在每一段的环，一些部分的NLR气体是完全的LABS的阴影内，而其余的照射的连续过滤只有HABS。这表明NLR的结构是由于电离气体对电离辐射的过滤，与盘风模型一致。一种可能的情况是，低电离吸收剂是被风卷起的密集气体结。
2008-02-22 astro-ph
Probing the Low-Luminosity XLF in Normal Elliptical Galaxies
本文首次给出了两个典型的老椭圆星系NGC 3379和NGC 4278的低质量X射线双星的低光度（LX > 5 - 10 1036 erg s-1）X射线光度函数（XLF）。由于这两个星系都几乎没有来自热ISM的漫射辐射，也没有最近的重要恒星形成（因此没有高质量X射线双星污染），它们提供了两个最好的LMXB均匀样本。用110和140 ksChandra ACIS S3曝光，我们分别在NGC 3379和NGC 4278的D25椭圆内探测到59和112个LMXB。由此产生的XLF很好地表示由一个单一的幂律与斜率（在微分形式）为1.9 - 0.1。在NGC 4278中，我们可以排除LX ~ 5 x 1037 erg s-1处的破裂，这是最近提出的LMXB XLF的一般特征。相反，在NGC 3379中，我们发现了一个超过幂律XLF的局部过剩，约为4 x 1037 erg s-1，但边际显著性约为1.6 s。由于发光源的数量很少，我们不能限制在早期类型星系的大样本中发现的高光度突变（5 x 1038 erg s-1）。虽然这两个星系的光学光度是相似的，但它们的LMXB X射线光度相差4倍，这与X射线与光学光度比和球状星团特定频率之间的关系一致。
2006-05-31 astro-ph
Gas and stellar dynamics in NGC 1068. Probing the galactic gravitational potential
我们目前索伦2D光谱的中心1.5千秒差距附近的Sey 2星系NGC 1068，包括著名的近红外内酒吧。我们先后解开了电离气体和恒星各自的贡献，从而推导出它们的二维分布和运动学。[OIII]和Hbeta发射线表现出非常不同的空间分布和运动学，后者遵循与恒星形成相关的团块的内旋臂。在Hbeta和[OIII]运动学中都观察到强烈的向内流动运动。恒星的运动学也表现出明显的非轴对称翻滚潜力的签名，与扭曲的速度和h3字段。我们使用pPXF重新检查了Shapiro等人（2003年）的长缝数据：h3的强去耦被揭示出来，Sauron数据中暗示的h4的中心减少被证实。这些数据还表明，NGC 1068是所谓的sigma-drop的良好候选者。我们确认可能存在两种模式的速度。我们还研究了恒星运动学的酒吧在N-体+SPH模拟建立从轴对称的初始条件。这些成功地再现了NGC 1068的二维运动学和长缝数据中观察到的一些特性，表明近红外线棒的运动学特征印在恒星运动学中。模型和观测到的性质之间的其余差异主要是由于排除了恒星形成和模拟中缺乏主要的大尺度椭圆/棒。这些模型表明，内棒可以驱动大量的气体下降到约300 pc的规模。这与NGC 1068中sigma下降的解释是一致的，即中心气体吸积之后是恒星形成的一幕。
2005-10-23 astro-ph
Optical spectroscopy of the candidate luminous white dwarf in the young LMC cluster NGC1818
Elson等（1998）在年轻的大麦哲伦星系团NGC 1818中的候选发光白矮星的光谱表明它不是一颗简并恒星。一个大气模型拟合出T=31，500 K，log g=4.4，这是一颗典型的普通主序星B。然而，如果它是一个真正的大麦哲伦星系成员，那么它的亮度几乎是三等。它在星团颜色星等图中的位置也排除了它是一颗普通B星的可能性。然而，它的光度与AGB或EHB后的0.5太阳质量一致，尽管如果它是从一个高质量（7.6-9.0太阳质量）的祖先通过单星演化而来的，那么我们可能会期望它有更高的质量，$\sim0.9\Msun$。或者，它是在一个近距离双星中进化的。在这种情况下，该天体对白矮星祖先的最大质量或初始-最终质量关系没有任何影响。最后，我们认为它实际上可能是LMC盘的进化成员，只是偶然投射到NGC 1818上。然而，在光谱上，如果没有更高分辨率（阶梯）的数据，我们就无法区分这些进化状态。
1999-09-02 astro-ph
The Progenitors of Planetary Nebulae in Dwarf Irregular Galaxies
我们目前的化学丰度的行星状星云和H II区域的本群矮不规则星系NGC 6822的基础上获得的光谱在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用的多目标摄谱仪。根据这些以及从麦哲伦星云、六分仪A、六分仪B和狮子座A行星状星云文献中收集的类似数据，我们考虑了矮不规则星系中明亮行星状星云的恒星祖先的起源和演化。平均而言，在这些星系中明亮的行星状星云中观测到的氧丰度与在星际介质中测量到的氧丰度一致，这表明，一般来说，矮不规则星系中明亮的行星状星云主要（尽管不完全）来自相对较近的过去形成的恒星。我们还发现，在这些明亮的行星状星云的氖氧丰度的比例是相同的，在星际介质中测量，这表明既不丰富的显着改变作为其恒星的祖先的演变的结果。我们确实发现了两个行星状星云，在六分仪A和NGC 6822的S33中，氧气似乎已经被挖掘出来，但这是例外而不是规则。事实上，我们发现即使是氮也不总是被清除，所以看起来氧的清除对于样品的丰度范围来说是不常见的。
2006-11-28 astro-ph
Probing the Mass Distributions in NGC 1407 and Its Associated Group with the X-ray Imaging Spectroscopic and Optical Photometric and Line-strength Indices Data
利用高质量的Chandra和ROSAT X射线光谱数据，对明亮的E0星系NGC 1407及其伴生星系团的质量分布进行了研究。为了探测恒星的质量分布，我们计算了B波段的质光比剖面，通过比较观测到的线强度指数和多色光度数据与不同的恒星合成模型的预测。我们发现，气体是单相的温度为~0.7 keV在1 Re。在1 Re之外，气体温度迅速向外增加到>1 keV，表明它的族起源。结果表明，X射线表面亮度分布在最内层区域表现出中心过剩，在总质量和暗物质分布上，在<1 Re处都表现出平坦特征，这与气体温度从星系水平向群水平的转变相吻合.总质量和暗物质分布在0.85 Re内是尖形的，可以近似为指数为2的幂律分布，这与zeta=2的广义NFW分布略有一致。在外部区域的质量可以很好地拟合由一个单一的NFW配置文件，与导出的浓度参数c=18.6 \pm 1.5。我们发现NGC 1407群具有重子主导的核心，而> 1 Re的质量由暗物质主导.在维里半径r 200 =572 \pm 118 kpc处，推断的质量和质光比分别为M200=2.20 \pm 0.42 E13 solarM和Mvir/LB=311 \pm 60 solarM/solarL，这表明NGC 1407群是一个非常暗的系统，甚至可以与许多星系团相媲美。由于所获得的总质量低于早期星系运动学工作中给出的质量，我们推测NGC 1400不是该星系群引…
2006-10-31 astro-ph
Spitzer/MIPS Imaging of NGC 650: Probing the History of Mass Loss on the Asymptotic Giant Branch
我们提出的远红外（IR）地图的双极行星状星云（PN），NGC 650，在24，70和160微米采取的多波段成像光度计斯皮策（MIPS）的斯皮策太空望远镜。虽然在所有MIPS波段中看到的双峰发射结构表明存在一个近边缘的尘埃环面，但24微米图和70/160微米图之间的不同发射结构表明在中央环面中存在两个不同的发射成分。基于这两个远红外发射分量相对于各种光学线发射的空间相关性，我们得出结论，24微米发射主要是由于电离前沿后面的高度电离区域产生的25.9微米处的[O IV]线，而70和160微米的辐射是由于残留的渐近巨分支（AGB）风壳层中的低温尘埃产生的尘埃连续体。远红外星云结构还表明，在AGB阶段结束时，质量损失的增强各向同性地发生，但仅在赤道方向发生，而在极地方向停止。目前的数据还显示了该双极PN中物质呈扁长球形分布的证据。因此，在这个PN中重建的AGB质量损失历史与以前提出的基于过去的光学和中红外成像调查的后AGB壳一致。
2006-06-21 astro-ph
Bright Planetary Nebulae and their Progenitors in Galaxies Without Star Formation
我们目前的化学丰度的行星状星云M32，NGC 185，和NGC 205的基础上获得的光谱在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用多目标摄谱仪。从这些和类似的数据汇编从其他本星系群的文献中，我们认为明亮的行星状星云的恒星的起源和演化的恒星形成很久以前停止星系的祖先。在明亮的行星状星云中，氖与氧的丰度之比要么与在形成恒星的矮星系的星际介质中测量到的丰度相同，要么最多变化几个百分点，这表明两者的丰度都没有因为恒星祖先的进化而发生显著的变化。有几个行星状星云似乎已经吸收了氧气，但这些都是例外，而不是规则。明亮的行星状星云的祖先通常将其原始氦丰度提高不到50%。相比之下，氮的增加可以达到100倍。然而，氮往往表现出很少或没有增强，这表明氮富集是一个随机的过程。氦、氧和氖的丰度表明，根据当前理论模型的核合成预测，这里考虑的所有星系中典型的明亮行星状星云都是初始质量约为1.5 Msun或更小的恒星的后代。然而，这些模型无法解释氮的富集或其分散。类似的结论也适用于正在形成恒星的星系中明亮的行星状星云。因此，尽管组成成分差异很大，但在典型明亮行星状星云的前身似乎经历了类似的物理过程这一点上，它们是统一的。（节录）
2008-05-23 astro-ph
NGC 602 Environment, Kinematics and Origins
年轻的星团NGC 602和它的HII区域N90，形成于小麦哲伦云翼中相对孤立和弥漫的环境中。它与其他大质量恒星形成区域的隔离以及周围相对简单的HI壳层结构使我们能够限制可能导致其形成的过程，并研究导致大质量恒星形成的条件。我们使用来自哈勃太空望远镜的图像和来自英澳望远镜的高分辨率中阶梯光栅光谱数据，以及21厘米中性氢（HI）光谱测量数据和来自它的壳目录，以建立一个可能的进化方案，导致NGC 602的形成。我们确定了一个独特的HI云的组成部分，这可能是祖云的集群和HII地区可能形成的水泡时尚从云的外围。我们还发现HI壳层过去的相互作用可以解释星云现在的位置和径向速度。周围的星际介质是弥散的，尘埃含量很少，整个星云的可见光深度都很低，而前身云的平均HI密度估计为1 cm^-3。这些条件表明，NGC 602恒星形成事件是由与HI壳层相互作用相关的压缩和湍流产生的。因此，它代表了一个低气体密度区域的单一恒星形成事件。
2008-08-07 astro-ph
A New Class of Luminous Transients and A First Census of Their Massive Stellar Progenitors
SN 2008 S和2008年NGC 300瞬变的前身都被尘埃笼罩，具有极红的中红外（MIR）颜色和相对较低的光度。与正常的核心坍缩超新星（SNe）相比，这些瞬变现象的光学强度较弱（-13 < M_V < -15），并且它们的光谱显示出狭窄的发射线。这些事件在瞬时祖细胞对中是独特的，因此构成了一个新的类别。无论它们是真正的超新星爆发还是明亮的超新星爆发，我们认为它们的爆发率大约是超新星爆发率的20%。这一事实是值得注意的，因为我们观察到所有大质量恒星中只有很小一部分具有SN 2008 S和NGC 300祖先的MIR颜色，正如我们使用M33中大质量恒星的MIR和光学光度，颜色和变化特性所显示的那样。我们发现，与这些祖先的颜色一致的大质量恒星的比例是1/10000。事实上，只有< 10个类似的天体存在于M33中-所有这些都位于AGB序列的发光红色极值。这些瞬变相对于SNe来说是比较常见的，而它们的祖先与大质量恒星相比是罕见的，这意味着尘埃笼罩阶段在许多大质量恒星的生命中是一个短暂的阶段。这个被遮蔽的时期可能只发生在爆发前的最后10^4年，无论是死亡还是仅仅是爆发。我们讨论了这一发现的演变和人口普查的“低质量”的大质量恒星（8-12 Msun）的影响，我们将其与电子捕获SNe和爆炸性诞生的白矮星的理论讨论。用（暖）斯皮策对本宇宙中的星系进行系统的普查，以寻找类似的祖先，将大大提高我们对大…
2009-07-01 astro-ph
Probing Unification With Chandra HETGS and XMM-Newton EPIC And RGS Spectroscopy of the Narrow Emission Line Galaxy NGC 2110
我们目前的结果，从钱德拉HETGS（250千分之二的时代）和XMM牛顿EPIC和RGS（60千分之一）的NGC 2110，这在历史上已被归类为窄发射线星系的观测。我们的研究结果支持的解释，源是塞弗特2通过一个补丁吸收器。源的核X射线光谱最好用光子指数$Γ$ ~1.7的幂律来描述，并通过从中心超大质量黑洞很远距离处的多层中性物质吸收来修改。我们报告了Fe K $α$和Si K $α$线的强探测，这些线用Chandra HETGS勉强分辨，并且我们将荧光材料的发射半径限制为>1 pc。有一些证据表明，在狭窄的Fe K $α$核心的速度~4500 km s $^{-1}$的基础上适度的额外增宽。我们在钱德拉MEG和XMM-牛顿RGS光谱中发现了电离发射（O VIII Ly $α$，O VIII RRC特征，可能还有Ne IX禁戒线）的初步证据，这可能与已知的扩展X射线发射有关，该辐射距离核约160 pc。我们认为，$10^{23}$厘米$^{-2}$部分覆盖吸收起源于宽线区域云附近的活动星系核，和$3\times10^{22}$厘米$^{-2}$覆盖者很可能有一个更遥远的起源，并有一个扁平的几何形状，以允许小规模的射电喷流逃逸。
2007-08-30 astro-ph
IC10~X-1/NGC300~X-1: the very immediate progenitors of BH-BH binaries
我们研究了两个河外X射线双星：IC 10 X-1和NGC 300 X-1的未来演化。它们都由一个高质量BH（$\sim 20-30 \msun$）和一个大质量WR伴星（$\gtrsim 20 \msun$）吸积而成，并且都位于低金属丰度星系中。我们分析了系统的当前状态，并证明了这两个系统将非常迅速地（$\lesssim 0.3$ Myr）形成紧密的BH-BH二进制短的合并时间（$\sim 3$ Gyr）和大啁啾质量（$\sim 15 \msun$）。BH-BH系统的形成似乎是不可避免的，因为{ \em（i）} WR伴星正好在它们的洛希瓣内，并且它们不膨胀，所以预计没有洛希瓣溢出，{ \em（ii）}即使强烈的WR风质量损失也不会去除足够的质量来阻止第二个BH的形成，{ \em（ii）}即使BH接收到大的出生反冲，这些系统紧密相连，几乎不可能被破坏。由于在2 Mpc内存在两个这样的直接BH-BH祖先系统，并且由于当前的引力波仪器LIGO/VIRGO（初始阶段）可以检测到$\sim 200$ Mpc的这种大规模BH-BH合并，因此经验估计的这种吸气的检测率为$R=3.36^{+8.29}_{-2.92}$，置信水平为99%。如果在目前的LIGO/VIRGO数据中没有检测到（$s6$运行的未发布年份），那么这两个巨大的BH系统的存在构成了一个有趣的挑战。要么是引力辐射搜索对大质量的吸气不…
2010-12-13 astro-ph gr-qc
A 2dF spectroscopic study of globular clusters in NGC 5128: Probing the formation history of the nearest giant Elliptical
我们利用英澳望远镜的2dF装置对巨大椭圆星系NGC 5128中的球状星团进行了光谱研究。我们获得了总共254个GC的积分光谱，其中79个是新确认的径向速度和光谱的基础上。此外，我们还获得了沿南长轴的星系星光积分谱。我们推导出一个经验的金属丰度分布函数的207 GC（~14的估计总GC系统）的基础上银河系GC。该峰在[Z/H]~-1.3和-0.5处具有高统计显著性的多峰。在20 kpc（~4 Reff）处，GC的丰度和恒星晕的丰度之间的比较揭示了在分布的富金属端处的紧密重合。然而，与GC相比，内部8 kpc的恒星星云显示出明显过量的富含金属的恒星。我们比较了一个更高的S/N子样本（147 GC）与两个恒星星族模型，其中包括非太阳丰度比校正。我们的绝大多数样本（约90%）看起来很老，年龄与银河系GC系统相似。有证据表明，存在一群中等年龄（~4-8 Gy）的GC（<15%的样本），平均而言，它们比旧GC更富含金属。我们还确定了至少一个年轻的集群（~1-2 Gy）在星系的中心区域。我们的观测结果与NGC 5128自z=1以来至少经历了两次合并和/或涉及恒星形成和有限GC形成的相互作用的图片是一致的，但是非正则热恒星星族对GC综合光谱的影响在我们的GC年龄估计中仍然是一个突出的不确定性。
2008-03-07 astro-ph
An empirical initial-final mass relation from hot, massive white dwarfs in NGC 2168 (M35)
恒星零龄主序星质量与白矮星残骸质量之间的关系（初末质量关系）是研究恒星演化中质量损失过程的有力工具。通过对NGC 2168（M35）中7颗大质量白矮星的光谱分析，给出了初末质量关系的经验推导.使用内部一致的数据集，我们表明，由此产生的白矮星质量单调增加与祖质量大于4个太阳质量，第一个疏散星团，以显示这种趋势之一。我们还发现了两个巨大的白矮星前景的集群，否则与集群成员一致。这些白矮星可以解释为前星团成员自形成以来以<~0.5 km/s的速度稳定地远离星团，并可能提供疏散星团中白矮星消失的第一个直接证据。仅根据这些数据，我们限制WD祖先的质量上限为>=5.8太阳质量，在90%的置信水平为1.5亿年的星系团年龄。
2004-09-17 astro-ph
Large Magellanic Cloud Planetary Nebula Morphology: Probing Stellar Populations and Evolution
大麦云星云（LMC）中的行星状星云（PNE）为研究中低质量恒星的星族和演化提供了独特的机会。利用我们的LMC PN形态调查的观测结果，包括HST数据档案中的图像和已公布的化学丰度，我们发现PNe的不对称性与年轻的恒星星族密切相关，正如未被恒星演化改变的元素（Ne，Ar，S）的丰度所示。虽然银河系PNe也得到了类似的结果，但这是首次证明河外PNe的关系。我们还研究了恒星演化产物的形态和丰度之间的关系。我们发现不对称PNe比对称PNe具有更高的氮和更低的碳丰度。我们的两个主要结果与恒星演化的预测基本一致，如果非对称PNe的祖先平均质量大于对称PNe的祖先。的结果承担的问题的形成机制不对称PNe，具体来说，PNE结构的成因应密切相关的人口类型，并推断的质量，祖星，并不强烈的中央恒星是否是一个成员的一个紧密的二元系统。
2000-03-29 astro-ph
The Environments of Supernovae in Post-Refurbishment Hubble Space Telescope Images
超新星在星系中的恒星和气体环境中的位置包含了寻找其祖先恒星的重要线索。然而，由于地面观测的分辨率有限，获取这一信息受到了阻碍。高空间分辨率的哈勃太空望远镜（HST）星系场的图像，其中超新星已被观察到可以大大改善这种情况。我们已经研究了几十个超新星的直接环境使用档案后翻新HST图像。虽然我们的分析是有限的，由于信噪比和滤波器带通的考虑，图像允许我们第一次解决个别恒星，并获得详细的颜色星等图，几个环境。我们能够对这些超新星的质量进行更严格的限制。在档案图像中搜索超新星的晚期发射，并在宿主星系的超新星前图像中搜索祖先星。我们已经在NGC 891中探测到SN 1986 J，并且可能在NGC 4258中探测到SN 1981 K。我们还在NGC 3627中发现了I型In SN 1997 bs的祖先。通过移除Ia超新星环境中较年轻的已分辨恒星，我们可以测量未分辨恒星背景的颜色，并将这些颜色一般归因于较老、较红的恒星群。HST图像“意外地”捕捉到了NGC 4526中爆发后不久的Ia型SN 1994 D;我们测量了它的亮度。最后，我们添加到统计推断，可以从研究协会的SNe与最近的恒星形成区。
1999-07-19 astro-ph
Chandra Observation of the Edge-on Spiral NGC 5775: Probing the Hot Galactic Disk/Halo Connection
利用58.2 ks的{ \sl Chandra} ACIS-S观测数据，以及与之互补的{ \sl HST} ACS，{ \sl Spitzer} IRAC和其他多波长观测数据，对NGC 5775进行了研究。这个边缘上的星系，其盘状的活跃恒星形成，特别适合研究亚星系尺度上的盘/晕相互作用。我们检测到27个离散的X射线源内的$D_{25}$区域的星系，包括一个超发光的源与0.3-7千电子伏的光度$\sim7\times10^{40}\rm ergs s^{-1}$。去除源的漫射X射线发射显示出几个突出的平面外特征，包括$\sim10\rm kpc$直径"贝壳状“特征和一个"斑点”，其距离银盘的投影距离为$\sim25\rm kpc$。在晕中的X射线发射的大部分具有$\sim$ 1.5 kpc的标度高度，并且可以由具有$\sim$ 0.2和0.6 keV的温度和$\sim3.5\times10^{39}\rm ergs s^{-1}$的总0.3-2 keV的光度的双温度光学薄热等离子体表征。高分辨率，多波长的数据揭示了存在的几个额外的平面功能周围的磁盘，这似乎是与磁盘中的恒星形成。我们认为，不同的质量负荷水平产生的热气体可以有不同的温度，这可能解释热气体的特征温度的晕。我们得到了亚银河尺度X射线强度与恒星形成的关系，这与其他恒星形成星系的综合版本是一致的。
2008-07-23 astro-ph
Origin of the metallicity distribution of the NGC 5128 stellar halo
最近的{ \it哈勃太空望远镜}在附近椭圆星系NGC 5128中的测光显示，它的晕场恒星群体主要是中等金属丰富的恒星，峰值在[m/H] $\simeq$ -0.4处，并且有非常小的一部分贫金属（[m/H] $<$ -1.0）恒星。为了研究可能产生这种金属丰度分布函数的物理过程，我们考虑了一个模型，其中NGC 5128是由两个主要的旋涡星系合并形成的。我们发现以这种方式形成的椭圆形晕主要由[m/H] $\sim$ -0.4的中等富金属恒星组成，这些恒星最初位于两个合并盘的外部，并在合并过程中被潮汐剥离。为了匹配NGC 5128的数据，我们发现，祖先的螺旋盘必须有相当陡峭的金属丰度梯度类似于银河系疏散星团，以及稀疏的贫金属晕（5%或更少的盘质量）。在旋涡星系的中央隆起中，只有极少数恒星最终进入晕圈，因此结果对初始隆起的相对大小（隆起与盘的比率）或金属丰度并不敏感。最后，我们讨论了对球状星团系统的影响。出射的椭圆星系最终将与来自原始螺旋晕的贫金属晕团，但与来自祖先盘的中等金属富集的晕星，从而在晕星和GCS的MDF之间产生平均偏移。
2002-12-27 astro-ph
The radial distribution of blue straggler stars and the nature of their progenitors
球状星团（GC）中蓝离散星（BSS）的起源仍然没有完全弄清楚：它们可以通过恒星碰撞形成，也可以通过孤立的原始双星（PB）中的质量转移形成。在本文中，我们使用的BSS的径向分布观察到的四个GC（M3，47 Tuc，NGC 6752和欧米茄Cen）调查的形成过程占上风。我们发现，这两个渠道共存于所有考虑的GC。在M3、47 Tuc和NGC 6752中，质量传递（碰撞）BSS相对于BSS总数的分数约为0.4-0.5（约0.5-0.6）。欧米茄Cen的情况是特殊的，具有碰撞BSS的产生不足。如果质量分离还没有驱动相当数量的PB到核心，那么可以理解ω Cen中相对缺乏碰撞BSS，PB通过三体和四体过程主导恒星碰撞。BSS的空间分布提供了强有力的暗示，他们的起源：BSS在集群郊区的形式几乎完全从PBs的质量传递，而BSS发现靠近集群核心最有可能有一个碰撞的起源。
2006-10-24 astro-ph
SN 2004A: Another Type II-P Supernova with a Red Supergiant Progenitor
我们提出了一个监测研究SN 2004A和可能发现的祖先星在爆炸前的HST图像。对SN 2004A的光度和光谱监测表明，它是一个正常的II-P型，是在爆炸后两周左右在NGC 6207中发现的。我们将SN 2004A与类似的II-P型SN 1999em进行了比较，并估计爆炸时间为2004年1月6日。我们还计算了NGC 6207的三个新距离，分别为21.0 +/-4.3，21.4 +/-3.5，25.1 +/-1.7Mpc。前者是用SNe II-P的标准烛光方法（SCM）计算的，而后两者是用布里渊超巨星方法（BSM）计算的。我们将这三个距离与现有的运动学距离相结合，得出平均值为20.3 +/-3.4Mpc。利用这个距离，我们估计爆炸中喷出的镍质量为0.046（+0.031，-0.017）Msolar。SN 2004 A的前身在爆炸前的WFPC2 F814 W图像中被识别，其星等为mF814 W = 24.3 +/-0.3，但低于F606 W图像的检测极限。我们发现这可能是一颗红超巨星（RSG），质量为9（+3，-2）Msolar。在高于背景噪声4.7 sigma处检测到物体。即使这种检测是虚假的，5 σ上限也会给出RSG祖细胞的12兆太阳能的稳健质量上限。这些初始质量与先前发现的两个II-P型SNe（2004gd 8（+4，-2）Msolar和2005cs 9（+3，-2）Msolar）…
2006-03-28 astro-ph
A Study of the Type II-Plateau Supernova 1999gi, and the Distance to its Host Galaxy, NGC 3184
本文介绍了NGC 3184中超新星1999 gi发现后前六个月的光谱和测光采样。SN 1999 gi是一个II型平台事件，光度平台持续到发现后约100天。通过比较SN 1999 gi的早期颜色和无限热黑体的早期颜色，五种独立方法得到的红化值都符合E（B-V）< 0.45等的上限，并得到E（B-V）= 0.21 +/- 0.09等的可能红化值。我们得到SN 1999 gi的距离为11.1^{+2.0}_{-1.8} Mpc，爆发日期为1999年12月5.8^{+3.0}_{-3.1}，即发现前4.1^{+3.0}_{-3.1}天。这个距离与最近的Tully-Fisher距离一致，该距离是从NGC 3184导出的（D ~ 11.59 Mpc），但比造父变星的距离更近，这两个星系通常被认为是包含NGC 3184的小星系群的成员（NGC 3319，D = 13.30 +/- 0.55 Mpc，NGC 3198，D = 13.80 +/- 0.51 Mpc）。根据这些结果，我们重新考虑了Smartt等（2001，2002）最近提出的SN 1999 gi的祖星质量上限（9^{+3}_{-2} M_{sun}）。按照同样的程序，但使用这里提供的新数据，我们得到了一个限制性较低的祖细胞的质量上限15^{+5}_{-3} M_{sun}。上限的增加主要是因为通过太阳系获得的距离比Smartt等人的分…
2002-07-29 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 3610
我们提出了中等分辨率的凯克光谱的九个候选球状星团在可能的合并残余椭圆星系NGC 3610。其中8个天体似乎是NGC 3610的真正球状星团。我们发现，两个集群属于一个老的金属贫人口，五个老的金属丰富的人口，只有一个中间年龄的金属丰富的人口。中期年龄星团的估计年龄为1-5 Gyr，这与早期对合并年龄的估计一致，并表明该星团是在合并期间形成的。然而，五个古老的富金属星系团的存在表明，NGC 3610中大量的富金属星系团可能来自祖先星系，尽管古老和中等年龄的富金属星系团的全球比例仍然非常不确定。
2002-11-09 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the Unusual Ultraluminous Supernova SN 1978K in NGC 1313 and the Search for an Associated Gamma-Ray Burst
我们讨论了我们的无线电（澳大利亚望远镜紧凑阵列和澳大利亚长基线阵列）和X射线（XMM牛顿）监测观测的不寻常的超亮超新星SN 1978 K在NGC 1313爆炸后约25年。SN 1978 K是一个罕见的IIn型超新星，它仍然足够明亮，可以进行长期的X射线和射电观测。这些观测探测了祖先恒星在爆炸前喷出的稠密介质;这颗恒星可能是一颗亮蓝变星。无线电成像显示，源仍然是紧凑的，但它可能是边缘解决。无线电监测显示，从一个平滑的衰减表明，不均匀性存在于无线电发射区域的偏差。似乎在超新星事件发生前不久，祖星的质量损失率发生了重大变化。2000年至2006年的X射线辐射与两次冲击波的辐射一致。所有的X射线数据都可以用相同的模型拟合（没有系统的演化或短期的变化），但这有一个令人惊讶的要求：X射线发射区有非常丰富的氦。这与X射线发射激波位于由祖星喷出的富氦层中，或者富氦物质在超新星爆炸中喷出是一致的。这颗超新星的不寻常性质激发了人们寻找相关的伽马射线暴（GRB）。我们发现SN 1978 K在GRB 771029的~4 sigma误差范围内。如果这种关联是正确的，那么伽玛射线暴是异常暗的。然而，当时伽马射线暴位置的质量很差，这可能只是一个偶然的对齐。
2007-07-19 astro-ph
Probing the inner 200 AU of low-mass protostars with the Submillimeter Array: Dust and organic molecules in NGC1333-IRAS2A
亚毫米波阵列为研究深埋原恒星周围的包层和盘的最里面的温暖和致密区域打开了一扇新的窗口。本文介绍了0级年轻天体NGC 1333-IRAS 2A的高角分辨率（<2“）亚毫米观测。在< 200 AU尺度上探测到了尘埃的连续谱发射和复杂有机分子如CH_3 OCH_3和CH_3 OCHO的谱线、高激发CH_3OH跃迁、氘代甲醇CH_3 OD以及CO、HCN、H_（13）CN、SO和SO_2的谱线。使用详细的物理和化学结构的辐射转移模型，与单碟和干涉仪数据一致的意见进行解释。连续辐射的解释是一个扩展的信封和一个紧凑的，但解决的组成部分，大概是一个拱盘直径为200-300 AU和质量的几倍0.01-0.1 M_太阳。如果与包层的旋转有关，那么这个圆盘的大小表明200-300 AU的离心屏障，这意味着包层中的温度不会增加到100 K以上。它的大尺寸也表明，盘的建立在早期的原恒星阶段迅速进行。在其他深埋的原恒星周围发现的较小（< 100天文单位）的圆盘可能是潮汐截断的结果。SO的高分辨率观测可以用简单的恒定丰度~ 1 E-9来解释，通过单碟观测来限制，而H13 CN和有机物种的高分辨率观测需要高丰度，增加一到两个数量级，或者在小尺度上需要额外的紧凑排放源。致密的分子发射可能起源于内壳的热核心区域，但更可能的储存器是星周盘。
2005-06-28 astro-ph
