Microlensing with the space interferometer Radioastron
对于微透镜情况，图像之间的角距离或由于微透镜引起的典型的天体测量偏移约为$10^{-5}-10^{-6} μas$。这种角分辨率将通过空间-地面干涉仪射电天文望远镜达到。微透镜搜索的基本目标应该是宇宙学距离上的亮点状射电源。在这种情况下，对它们的可变性的分析和微透镜的可靠测定可以导致对它们的宇宙质量密度的估计，此外，在这种情况下，如果相应的光学深度足够高，人们不能排除非重子暗物质也形成微透镜的可能性。为了寻找微透镜，最有前景的物体通常是引力透镜系统，例如CLASS引力透镜B1600+434。然而，为了直接解析这些图像和直接检测结的视运动，必须提高射电天文学灵敏度，因为估计的通量密度太低，并且为了观察这些现象，例如，在6 cm波长处，应该将灵敏度提高10倍，否则，需要增加积分时间（假设射电源具有典型的核心-喷流结构，微透镜现象是由结的超光速视运动引起的）。因此，空间干涉仪Radioastron的发射将为研究无线电波段的微透镜提供新的优秀设施，因为在这种情况下，不仅有可能解决显微图像，而且还可以观察天体测量微透镜。
2005-11-11 astro-ph
The Response of a Two-Element Radio Interferometer to Gravitational Waves
本文介绍了一个双元射电干涉仪对平面引力波的响应的射线光学分析。作为一个任意的引力波的结果，两个接收站之间观察到的差分相位的一般表达式被确定，以及单色和黑洞衰荡波形的具体响应。最后，在干涉仪噪声的背景下，讨论了通过这种机制探测引力波的可能性。
2003-11-20 astro-ph gr-qc
A generalised Measurement Equation and van Cittert-Zernike theorem for wide-field radio astronomical interferometry
我们推导出一个广义的van Cittert-Zernike（VC-Z）定理射电天文学是有效的部分极化源在任意宽的视场（FoV）。经典的vC-Z定理是射电天文干涉测量的理论基础，其应用是干涉成像的基础。现有的广义vC-Z定理在射电天文学假设，但是，无论是傍轴性（窄FoV）或标量（非极化）源。我们的定理不使用这些假设，在射电天文学的实践中很少实现，并处理整个电磁场。为了处理宽，部分极化的领域，我们扩展了二维电场（琼斯矢量）形式主义的标准“测量方程”的射电天文干涉光学相干理论中开发的完整的三维形式主义。由此产生的vC-Z定理使全天空成像在一个单一的望远镜指向，成像不仅使用标准的双偏振干涉仪（测量二维电场），但也电三极和电磁矢量传感器干涉仪。我们表明，标准的2-D测量方程很容易从我们的形式主义的情况下，双极化天线元件干涉仪。然而，我们发现，这样的双偏振干涉仪可以在FoV的边缘，往往是可校正的偏振像差。我们的定理是特别相关的建议和最近开发的宽视场干涉仪，如LOFAR和SKA，方向相关的影响将是重要的。
2009-01-19 astro-ph
A new design for a very low frequency space borne radio interferometer
地面电离层的不透明性和严重的传播效应使地面仪器无法在低射频下研究宇宙。探索具有满足科学目标所必需的分辨率和灵敏度的低频无线电窗口将必然需要在这些频率下工作的专用卫星干涉仪。在过去的15年里，文献中已经提出了这样的任务。今天，技术和计算资源的稳定和令人印象深刻的进步使我们处于此类任务的性能和能力的量子跳跃的边缘，使其科学可取性增加了许多倍。本文介绍的概念设计，出现在一项研究，以探讨低频卫星为基础的干涉仪在0.1 -$40 MHz$的频率范围内工作的可行性，题为{ \em空间无线电干涉测量准备（巴黎）}。该设计的显著特点是：一个星载相关器，将传送到地球的数据量减少约两个数量级;使用三个正交偶极子代替两个偶极子，以获得更好的极化特性;对整个感兴趣的射频频带进行直接数字化，从而消除了对本地振荡器系统的需要;观测频率范围与即将到来的地面仪器重叠，以帮助成像和校准，并具有全天成像能力。目前设计的最大瓶颈是大的星座内遥测要求。预计在不久的将来，随着其他编队飞行任务的出现，满足这一要求的技术解决方案将被发现。
2003-12-05 astro-ph
Molecular gas in the barred spiral M100 - II. 12 CO(1-0) interferometer observations and numerical simulations
利用IRAM干涉仪，我们以高分辨率（2“× 1”）测绘了双棒SABbc螺旋M100核中的~（12）CO（1-0）发射。分子气体分布在一个两个螺旋臂结构开始的端点的核棒（r=600 pc）和一个中心源。气体的运动学表明，存在一个陡峭的旋转曲线（180公里/秒，在100 pc）和强大的流动运动的特点，尾随螺旋波内共转。气体流动模拟分析了气体对来自K波段板的重力势的响应，包括两个嵌套的酒吧。我们开发了两个系列的模型：第一，一个单一的模式的速度解决方案共享的外部酒吧+螺旋和核酒吧，第二，一个两个独立的酒吧解决方案，其中的核酒吧是动态解耦和旋转速度比主酒吧。我们找到了最佳的解决方案，包括一个快速模式（160公里/秒/千秒差距）的核酒吧（与1.2千秒差距的共转）解耦的慢模式的外酒吧+螺旋（23公里/秒/千秒差距，与8-9千秒差距的共转）。
1998-03-02 astro-ph
A new technique to improve RFI suppression in radio interferometers
无线电干涉观测比单碟观测更不易受射频干扰的影响。这主要是由于：（1）在相关器输出处的条纹频率平均和（2）宽带RFI的带宽去相关。在这里，我们提出了一种新的技术，以提高RFI抑制干涉仪取代条纹频率平均过程与不同的滤波过程。在相关器的数字实现中，这样的滤波器应该具有截止频率$< 10^{-6}$乘以基带信号被采样的频率。我们表明，这样的截止频率和衰减$>$ 40分贝以上的截止频率的频率的滤波器可以实现使用多速率滤波技术。使用多速率滤波器的相关器的两个元件干涉仪系统的仿真表明，在相关器的输出处的RFI抑制可以被改进40 dB或更多，与使用简单的平均过程的解调器相比。
2003-06-10 astro-ph physics.ins-det
Phaseless VLBI mapping of compact extragalactic radio sources
无相位孔径合成的问题是当前感兴趣的相位不稳定VLBI与少量的元素时，无论是使用封闭阶段是不可能的（一个两个元素的干涉仪）或其质量和数量是不够的标准自适应校准方法可接受的图像重建。因此，我们讨论的问题，唯一的图像重建仅从频谱幅度的源。本文提出了一种有效的河外致密射电源无相位VLBI测图方法。该方法是基于从有限的一组点上的测量的可见度幅度的整个UV平面上的源的光谱幅度的重建和由Fienup的方法从在第一阶段重建的光谱幅度的源的所寻求的图像的重建。我们提出了我们的地图的河外射电源2200 + 420使用天体测量和大地测量观测的全球VLBI阵列的结果。特别注意的是，研究一个双元件干涉仪的能力，与投入运行的俄罗斯制造的无线电干涉仪的基础上类星体RT-32射电望远镜。
2004-05-06 astro-ph
The Square Kilometer Array Interferometer
本文综述了在200 MHz ~ 2 GHz频率范围内工作的下一代射电天文台的科学动机，它的灵敏度比现有的要高出2个数量级，并具有亚弧秒的角分辨率。仪器概念的望远镜进行了讨论，突出的作用，大规模生产的接收器元件和数字电子产品，提高成本效益，同时积极降低仪器的灵敏度，射频干扰。
1995-12-11 astro-ph
Imaging algorithms in radio interferometry
本文评述了1993-1996年射电干涉测量成像技术的进展。与光学望远镜不同，射电干涉仪的基本测量（天线之间的相关性）与天空亮度图像间接相关。在真正意义上，算法和计算机是射电干涉仪的透镜。在过去的20年里，干涉仪硬件的进步导致了几个因素的改进，算法和计算机的进步导致了图像质量的数量级改进。开发这些算法是一种富有成效且相对廉价的方法，可以改善现有望远镜的性能，并使一些更新的望远镜成为可能。在本文中，我们回顾了最近的发展中所使用的算法的成像部分的减少过程。什么是“成像算法”？虽然在编辑、校准、转换和最后解卷积的缩减过程中曾经有一个稳定的“向前”进展，但现在情况已不再如此。自校准等技术的引入，以及直接从视觉到最终图像的算法，使得分界线变得不那么清晰。虽然我们简要地考虑了自校准，但出于本文的目的，校准问题通常被排除在外。大多数注意力将被引导到从校准的vibrator形成最终图像的步骤。
2007-01-08 astro-ph
Large-scale molecular shocks in galaxies: the SiO interferometer map of IC342
（摘要）我们提出了第一个高分辨率（5.6“x5.1”）的图像，在附近的螺旋IC 342的一氧化硅（SiO）的排放，获得了IRAM高原德布尔干涉仪。我们绘制了IC 342核周围0.9kpcx1.3kpc区域内的SiO（2-1）和H13 CO+（1-0）线发射图。大部分线发射来自290 pc旋臂和r~ 80 pc核环。SiO云的分布主要与87 GHz的连续辐射有关，以热自由韧致辐射为主。SiO/H13 CO+的强度比从核环到旋臂增加一个数量级，在旋臂上SiO和H13 CO+的气体运动学表现出明显的差异，其中SiO的线宽是H13 CO+的2倍.在r~ 320 pc的内部SiO的平均丰度，X（SiO）> 2 × 10 ^{-10}，证明在IC 342中有冲击化学的作用。我们比较了排放的SiO与另一种示踪剂的分子冲击：甲醇（CH 3OH）的排放。螺旋臂（~ 10^{-9}）和核环（~10^{-10}）之间测量的X（SiO）的显著差异并没有被SiO/CH 3OH强度比的可比变化所反映。这意味着两个区域的典型激波速度应该是相似的。相比之下，与核环相比，螺旋臂中受冲击的分子气体的分数应该大5-7倍（高达臂区域上可用分子气体质量的~10%）。我们的结论是，IC 342的SiO图揭示的大规模冲击大多与恒星形成无关，而是发生在星爆前阶段。激波是由沿着IC 342条势阱的云-云碰撞驱动的。目前的理解星系演…
2005-10-10 astro-ph
Molecular Gas in nearby Early-Type Powerful Classical Radio Galaxies
我们报告了对邻近强射电星系中分子气体的观测。在观测到的18个射电星系中，有8个星系的分子质量在10^7- 10^9兆太阳之间，这与我们对3C射电星系进行的调查相似。其余部分的分子气体上限通常为10^8兆太阳能，这表明很少有放射性镓具有超过10^9兆太阳能的分子气体储层。
2002-11-13 astro-ph
High-Velocity Molecular Gas in the Galactic Center Radio Lobe
我们指出了银河系中心射电瓣（GCL）与高速分子气体的可能关联。东GCL脊的分子脊在$\Vlsr \sim +100$ \kms处后退，西脊在$\Vlsr \sim -150$ \kms处接近，表明GCL高速旋转。我们研究了基于这些分子线数据的GCL的运动学。
1995-12-28 astro-ph
Molecular gas in NUclei of GAlaxies (NUGA): VIII The Seyfert 2 NGC6574
在星系核计划（NUGA）的框架内，我们以高空间分辨率（100- 150 pc）测定了一个活动星系样品的分子气体在中心kpc内的分布和运动学。目标是研究活动星系核的气体燃料机制。利用IRAM Plateau de Bure干涉仪（PdBI）对Seyfert 2星系NGC 6574的12 CO（1-0）和12 CO（2-1）谱线进行了干涉观测。这些数据已与30米测绘数据在这些线，以纠正解决由干涉仪的通量。在角分辨率为0.7“（约110 pc）时，~（12）CO（2-1）发射被分辨为半径为300 pc的内盘。
2007-12-19 astro-ph
Radio Continuum and Molecular Gas in the Galactic Center
在银河系中心的非热射电辐射揭示了一些垂直结构横跨银道面，这是由于极向磁场和/或能量外流。热射电辐射包括分布在薄而致密的热气盘中的恒星形成区。热区域与致密的分子气体盘相关，其中大部分气体集中在旋转的分子环中。像射电瓣这样的外流结构与高速旋转的分子气体有关，与旋转气体盘吸积驱动的扭曲磁柱一致。
1996-04-12 astro-ph
Molecular Gas Reservoir in low-z Powerful Radio Galaxies
本文报道了红移z <0.031的3C射电星系中分子气体的观测结果。在观测到的23个星系中，有4个星系的分子气体质量在10^7--10^9兆太阳之间。其余的分子气体质量的典型上限约为10^8兆太阳。
2002-11-13 astro-ph
Molecular Line Observations of the Small Protostellar Group L1251B
我们目前的分子线观测L1251 B，一小群前和原恒星的对象，其直接环境中的致密C18 O核心L1251 E。这些数据是对Lee等人报道的近红外、亚毫米和毫米连续观测的补充（2006，ApJ，648，491;论文I）。这里描述的L1251 B的单碟数据显示了非常复杂的运动学，包括落入，旋转和流出运动，干涉仪数据更详细地揭示了这些。N2 H + 1-0的干涉仪数据表明，在两个年轻的恒星天体IRS 1和IRS 2之间有一个非常快速旋转的扁平包层。此外，CO2 -1的干涉仪数据解决了与L1251 B在单碟地图中看到的流出到几个狭窄和紧凑的组件。此外，高分辨率的数据支持最近的理论研究，分子消耗和增强，伴随着致密的核心内的原恒星的形成。在L1251 B之外，还提供了位于东面约150”处的致密核心的单碟数据，在论文I中，在850微米处检测到，但在近红外和中红外波长处没有相关的点源。具有不同化学时标的分子之间的相对亮度表明它的化学演化程度低于L1251 B。然而，这个核心可能是未来恒星形成的地点，因为HCO+、CS和HCN的谱线轮廓显示出不对称性，有一个更强的蓝色峰值，这被解释为一个坠落的特征。
2007-08-22 astro-ph
Probing the feeding and feedback of AGN through molecular line maps
目前的毫米干涉仪可以提供一个完整的视图的分子气体的分布和运动学在周围的星系核盘。高分辨率的CO地图是至关重要的，以跟踪喂养的活跃的核和定量解决的问题，如何以及多久的核活动可以在星系中持续。超越CO映射，使用更具体的分子示踪剂的致密气体可以探测的反馈影响的化学和能量平衡/再分配的星际介质附近的星系，一个先决条件来解释如何反馈可能在高红移星系。在这方面，我们提出的最新结果，从星系核（NUGA）计划，高分辨率（0.5“-1”）CO调查低光度活动星系核进行的IRAM干涉仪。重力力矩作为一种机制来解释低光度活动星系核（LLAGN）的馈送的效率可以进行分析。我们讨论了一个进化的情况下，在任何星系的典型生命周期中，引力矩和粘性的作用一致产生经常性的活动。我们还提出了一个正在进行的调查的IRAM 30米望远镜与高原德布尔干涉仪（PdBI），致力于探测活动的反馈，通过附近的活动星系核和ULIRGs以及在一个原型高红移类星体的样本中的致密分子气体的激发和化学研究的结果。
2006-11-27 astro-ph
A Search for Molecular Gas in GHz Peaked Spectrum Radio Sources
我们目前的搜索分子气体（CO，OH，CS和氨）在6 GHz的峰值频谱（GPS）的无线电源。我们没有在任何来源中探测到气体，并对分子气体的质量设定上限，通常在1E9到1E10太阳质量的几倍之间。这些限制与以下解释是一致的：（1）GPS源不需要在其宿主中有非常稠密的气体，（2）GPS源不太可能被稠密气体所限制，并将演变为更大的射电源。
2004-11-04 astro-ph
Molecular gas in nearby elliptical radio galaxies
强大的射电活动星系核由大质量的椭圆星系所承载，这些星系通常分子气体非常贫乏。然而，中心的黑洞（BH）需要分子气体来进行核活动。因此，研究这类天体中分子气体的起源、分布和运动规律具有重要意义。我们在IRAM-30 m望远镜上对本宇宙中最强的射电星系进行了CO（1-0）和CO（2-1）发射的调查，仅根据它们的射电连续通量进行选择。该调查的主要结果是，与塞弗特星系相比，这些星系的分子气体含量较低。分子气体质量的中值为4x10^8 Msun。此外，CO光谱表明，在这些射电星系的一些中心分子气体盘的存在。为了研究尘埃及其与分子气体和活动星系核的关系，我们用SPITZER和IRAS的光度测量数据补充了这一调查。
2008-03-31 astro-ph
Radio Continuum Observations towards Optical and Molecular Outflows
本文介绍了对8个具有分子和光学外流的恒星形成区L1489、HH 68-69、HH 94-95、NGC 2264 D、L1681 B、L778、MWC 1080和V645 Cyg的多频VLA连续谱观测。我们探测到三个热射电喷流，L1489，YLW 16 A在L1681 B和NGC 2264 D VLA 7，与分子和/或HH流出。L1489和NGC 2264 D VLA 7热射电喷流在大尺度外流方向上呈细长状。我们报告的第一次试探性检测的非热射电喷流，L778 VLA 5，与低质量的I类原恒星和供电的分子外流。对于HH 68 -69、HH 94-95和NGC 2264 D中的分子外流，我们不能确定这些外流的激发源的候选者。与天鹅座V645相关的射电辐射相当广泛，约为0.1秒差距，并且随时间变化。我们在MWC 1080中探测到三个可能与YSO有关的射电源。
2002-07-01 astro-ph
Giant Molecular Clouds in M31: I - Molecular Cloud Properties
我们提出伯克利伊利诺伊马里兰协会（BIMA）毫米干涉仪观测的巨大分子云（GMCs）沿M31的螺旋臂。观测包括使用干涉仪的紧凑配置进行的一次调查，以及对调查中的一部分探测进行的后续高分辨率观测。使用分析算法处理数据，该算法旨在提取GMC并校正其导出的观测偏差属性，从而便于与银河系数据进行比较。该算法确定了67个GMC，其中19个具有足够的信噪比，以准确地测量其属性。在M31的这一部分中的GMC与在银河系中发现的GMC没有区别，具有相似的尺寸-线宽关系和维里参数分布，证实了以前较小研究的结果。GMC的速度梯度和角动量与M33和银河系中的测量值相当;并且在所有情况下，都低于基于局部星系切变的预期值。M31的研究区域与银河系内部有着相似的星际辐射场、金属丰度、Toomre Q参数和中平面体积密度，因此两个系统之间GMC种群的相似性并不奇怪。
2006-09-14 astro-ph
A search for molecular gas in restarting radio galaxies
已知有几个射电星系显示出射电形态特征，最好解释为在一段时间的静止后重新开始核活动。围绕核复发现象的条件还不清楚。在本文中，我们试图解决这个问题，通过检查重新启动的射电星系的样本中的核燃料的特性。我们已经研究了分子气体的检测率在一个有代表性的样本9个重新启动的射电星系，其中7个，我们提出了新的上限来自CO线的观测，我们与IRAM 30米望远镜的分子气体质量。我们推导出一个较低的CO检测率相对年轻的重新启动的射电星系，这表明核活动的停止及其随后的重新启动可能是一个结果的不稳定性，而不是燃料耗尽的情况下，随后由最近的燃料收购。看来，在10^8到10^9太阳质量水平上的丰富分子气体含量并不一定伴随着核重启现象。为了比较，我们还讨论了五个正常的巨射电星系，其中三个我们使用SEST观察分子气体的性质。尽管有明显的相互作用和核尘埃盘的迹象，但没有一个被发现拥有大量的分子气体。
2007-02-14 astro-ph
Millimeter Wave Observations of the Core-Jet and Molecular Gas in the FR I Radio Galaxy NGC 3801
利用BIMA 3 mm观测方法，对Fanaroff & Riley I型射电大星系NGC 3801中的射电连续源和分子气体盘进行了观测.观测结果表明，在该星系核中存在一个连续源，其辐射谱为平坦的毫米波谱，这表明该辐射是活动星系核的非热辐射，在现有的VLA观测中，射电核心并不明显.我们还绘制了以前已知的无线电喷气机的扩展3毫米发射。此外，我们检测到CO（1- 0）的排放与尘埃盘在以前的HST图像中观察到。观察到的速度梯度，表明两个kpc半径旋转气体环或磁盘定向大致垂直于无线电喷流。盘的推测分子气体质量是$M(H_{2})=3\times10^{8}M_{\odot}$，大约是动力学质量的1%。我们还发现了一个与气盘无关的$\sim 10^8$ M $_\odot$分子气团。有证据表明，这种气体与合并有关，并且正在下降。这表明FR I型活动与合并活动有关，就像FR II型射电星系一样。我们还发现有迹象表明，其中一个射电喷流正在从下落的分子气体中夹带气体。
2005-05-13 astro-ph
Molecular cloud complexes in detail: Interferometric observations of GMCs in M31
我们利用Plateau de Bure干涉仪积累了M31中几个巨星系的~（12）CO（1-0）和（2-1）数据。样品涵盖了5至18千秒差距的银河中心距离和各种物理条件。空间分辨率可达3 pc。所有的GMC调查已被分解成几个组成部分，也似乎是静止的云，而不仅仅是调查的位置已经显示出明显的多峰光谱的情况下。然而，这种运动学分离的发射在M31中的干涉仪光束的小体积中是空间一致的，这强烈地有利于作为速度分裂的原因的局部效应。这与观测数据中观察到的不存在强流运动是一致的。速度空间中有时强分离的性质需要进一步研究。完整的数据集（即包括大规模调查）产生了分子气体的独特完整视图，可以详细研究恒星形成的条件，并有助于建立导出分子气体性质的指导方针。
2000-09-04 astro-ph
Diffuse Molecular Clouds and the Molecular Interstellar Medium from 13CO Observations of M33
我们获得了附近旋涡星系M33的~（12）CO和~（13）CO J=1-0的观测结果，试图解决银河系巨分子云和外星系中~（12）CO/~（13）CO谱线比值之间长期存在的差异。分子云MC 20的干涉图给出了7.5+/-2.1的12 CO/13 CO线比，这与在银河系巨分子云中测量的线比相当吻合。相比之下，从单碟数据中得到的12 CO/13 CO线比为10.0+/-0.9，明显高于银河系的值，但与其他星系的线比非常一致。MC 20的干涉图显示，云在两条线上具有相似的空间和速度范围，因此高的单盘线比不是由于两条线上的填充因子不同。此外，单碟数据显示，没有证据表明显着变化的线比与金属丰度，这消除了丰度变化的解释高单碟线比。我们的结论是，在M33中观察到的高12 CO/13 CO线比，并在一般的螺旋星系盘，是由于存在的人口的扩散分子云。来自M33的12 CO排放总量中，来自弥散云的部分的下限为30+/-30%，而上限为~ 60%。
1994-03-04 astro-ph
Molecular gas in nearby powerful radio galaxies
本文报道了在邻近的3CR射电星系（z $<$ 0.03）中心区域探测到CO（1-0）和CO（2-1）辐射。在21个星系中，有8个星系至少在两个CO跃迁中的一个中被探测到。总分子气体含量低于10 $^9$ \msun。他们的个人CO排放表现出，5种情况下，一个双角线轮廓，这是一个倾斜的旋转盘的特点，在其旋转曲线的上升部分的中心凹陷。推断的分子气体的盘或环分布与观测到的星系核心中光学检测到的尘埃盘或环的存在是一致的。我们的理由是，如果它们的气体起源于两个富含气体的盘状星系的合并，就像已经被用来解释其他射电星系中的分子气体一样，那么这些星系一定在很久以前（很少Gyr或更多）合并过，但它们的残余椭圆星系只是最近（最近$^7$年或更少）才成为活跃的射电星系。相反，我们认为富气体星系的同类相食现象为射电星系的椭圆宿主中分子气体的起源提供了一个更简单的解释（Lim et al. 2000）。由于观测到的扰动是短暂的，当足够的分子气体聚集在星系核中时，这些星系可能在吸积事件后不久就变得活跃。
2001-07-26 astro-ph
Molecular Gas in the Powerful Radio Nucleus of the Ultraluminous Infrared Galaxy PKS 1345+12
介绍了射电致密星系PKS 1345+12的毫米波CO（1-0）干涉测量和高分辨率哈勃空间望远镜（HST）1.1、1.6和2.2微米成像。PKS 1345+12的红外光度为2 × 10 ^{12} L_sun，是研究超亮红外星系现象与射电星系之间联系的主要候选者。这些新的观测探测了PKS 1345+12的分子气体分布和模糊的核区域，并为强射电星系中的射电活动是由富含气体的星系合并引发的这一想法提供了形态学支持。在近红外波段观测到两个相距2”（4.0 kpc）的核;东南方向延伸的核颜色与变红的星光一致，而西北方向致密的核颜色极红，表明这是一个含有温暖尘埃成分的光学类星体。此外，分子气体、3 mm连续谱和射电辐射与较红的核一致，证实西北核是活动星系核的位置，分子气体可能是燃料源。
1999-07-28 astro-ph
A Search for Molecular Gas in Low Luminosity Radio Galaxies
本文讨论了从B2星表中选取的23个邻近低光度radi星系的有限体积样本的CO谱线数据。大多数这样的对象（16/23）有HST成像。我们的目标是建立低光度射电星系中分子气体质量的分布，与其他射电源样品进行比较，确认CO是有序旋转的建议，确定其与HST在这些物体中观察到的尘埃盘的关系，并建立未来干涉成像的目标。
2006-08-28 astro-ph
Dust and molecular gas in high redshift radio galaxies
本文讨论了目前的状态，我们的知识排放的尘埃和分子气体在高红移射电星系，和不确定性的推导物理参数从这些数据。讨论了远红外发光、富气高红移射电星系与局域超亮红外星系的相似性。由于本地ULIGs迅速转换成恒星的大部分气体水库，远红外发光的高Z射电星系可能正在经历巨大的恒星形成爆发，可能占这些系统中最后的恒星星族的很大一部分。这些结果进行了讨论的背景下形成的大规模星系。
1998-05-29 astro-ph
