The complex Halpha line profile of the bright companion to PSR J1740-5340 in NGC 6397
利用一系列不同轨道相位的高分辨光谱，详细研究了银河系球状星团NGC 6397中PSR J1740 - 5340的伴星COM J1740-5340的H α和He I光谱特征。H α吸收线显示了一个复杂的双组分结构，揭示了光学薄氢气驻留在COM J1740-5340的罗氏瓣外。线的形态排除了毫秒脉冲星周围任何残留盘的存在，并表明存在从伴星流向中子星的物质流。这种物质永远不会到达中子星表面，被远在COM J1740-5340之外的脉冲星辐射赶了回来。通过分析作为轨道相位的函数的He I吸收线，我们推断在COM J1740-5340表面上存在过热的纵向条带（比它长的窄约150倍）。
2003-04-09 astro-ph
Power Spectra in V-band and Halpha of Nine Irregular Galaxies
本文对9个不规则星系的V和H α像进行了长轴切割的傅里叶变换功率谱测量。这些功率谱揭示了大范围尺度上的结构。其中6个星系的功率谱在V波段图像中的中间尺度（1-400 pc）的斜率范围为-1.3至-1.5。斜率的相似性表明，相同的过程正在构建这些系统。这些斜率比在HI、分子发射、尘埃消光和可见光中观察到的其他星系略浅。其中三个星系有平坦的功率谱，就像来自天空的噪音;这三个星系在直接图像中相对模糊。随着恒星形成率的增加，Halpha的功率谱斜率变陡，范围从与低速率噪音相当的浅值到高速率下斜率为-1.5的陡值。这种变化反映了随着恒星形成率的增加，Halpha发射的面积填充因子增加，并且Halpha区域内的明显普遍斜率与Kolmogorov湍流相当。一个星系中HI的功率谱具有更陡的幂律，斜率为-2.9。矮星系和巨螺旋星系的恒星形成幂律大致相同，这一事实表明微观过程是相同的，与螺旋密度波和星系大小无关。
2005-03-14 astro-ph
Central Kinematics and Rotation Curve of the Sb Galaxy NGC 4527 in CO, Halpha, and [NII] Lines
利用野边山毫米波阵对Sb星系NGC 4527的中心区进行了~（12）CO（J=1-0）谱线的干涉观测。我们还获得了光学（Halpha，[NII]）光谱使用冈山188厘米反射器沿主轴。HII区的运动学结构和分布在核周围具有对称性，而分子气体的分布是不对称的。分子气体质量在中心1 kpc半径区域只占动力学质量的10%。利用位置-速度图，我们导出了中心到圆盘的转动曲线。它在中心区域急剧上升，在400 pc半径处达到约250 km/s的最大值，然后在2 kpc半径处降至最小值，然后是圆盘和外部平坦部分。旋转曲线可能为我们提供了与银河系最相似的情况。
1999-10-01 astro-ph
V, R, I and Halpha photometry of circumnuclear star forming regions in four galaxies with different levels of nuclear activity
本文给出了具有不同核活动的星系：NGC 7469（Sy 1），NGC 1068（Sy 2），NGC 7177（LINER）和NGC 3310（Starburst）的环核恒星形成区（CNSFR）的V，R，I连续谱带和H α ~+ [NII]光度学。它们的阿尔法光度（0.02 - 7 x10 **40 erg/s;未校正内部消光）与其他星系的光度相当。除了NGC 3310中的星系外，在不同星系中没有发现CNSFR的宽带颜色的系统差异，NGC 3310中的星系相当蓝，部分原因是年轻的恒星星族。使用理论进化合成模型，一些颜色可以由单一种群（7 - 3亿年）和灭绝（0.5-1.5等）复制。然而，在许多情况下，观察到的Halpha等效宽度需要更年轻的人群。NGC 1068、7177和7469在太阳金属丰度下符合两次爆发的星群模型;两个星群之间的年龄差约为500 - 700万年，年轻的爆发占星团总质量的3 - 61%，这与年轻的爆发是由前一次爆发的超新星活动引起的一致。NGC 3310需要更年轻的电离人口年龄和更低的金属丰度。观测/预测的过量（R-I），与正常的红化定律不一致，可能是由于存在于较老的人口中的红超巨星，并且模型没有正确地解释。两个人口方案似乎显示了CNSFR的演化状态与母星系的核类型的趋势，仍有待探讨。
1999-09-06 astro-ph
GHASP : An Halpha kinematic survey of 203 spiral and irregular galaxies - VII. Revisiting the analysis of Halpha data cubes for 97 galaxies
GHASP巡天（Gassendi HAlpha巡天）包括203个螺旋星系和不规则星系的三维Ha数据立方体，涵盖了大范围的形态类型和绝对星等，用于运动学分析。这是迄今为止公布的最大的法布里-珀罗数据样本。为了提供一个均匀的样本，减少和分析使用相同的程序，我们在本文中提出了新的减少和分析的一组97个星系已经发表在以前的论文，但现在使用新的数据减少程序通过整个样本。GHASP的调查，现在实现了整个样本减少使用自适应binning技术的基础上Voronoi镶嵌。我们推导出了Ha数据立方体，从中计算出几乎所有星系的Ha图、径向速度场以及剩余速度场、位置-速度图、旋转曲线和运动学参数。该方法基于剩余速度场的功率谱，均匀地计算了旋转曲线、运动学参数及其不确定性。给出了整个样机的运动学参数。第一次，已计算出的集成哈配置文件，并提出了整个样本。从这些配置文件推导出的总哈流量已被用来，以提供一个流量校准的203 GHASP星系。本文证实了已经得出的结论，从一半的样本有关（i）增加的精度使用运动学数据的位置角测量，（ii）的困难，特别是低倾角星系的形态和运动学倾角有强大的测定和（iii）之间的塔利-费舍尔关系从我们的数据和以前的测定非常好的协议。
2008-08-01 astro-ph
X-ray supernova remnants in nearby galaxies
我们提出了初步的结果，从研究的SNR人口在6个邻近星系（NGC 2403，NGC 4214，NGC 4449，NGC 5204，NGC 3077，NGC 4395）的基础上Chandra档案数据。我们讨论了钱德拉数据的分析，我们提出了候选SNR源选择的基础上，他们的X射线颜色。我们还提出了深[S II] 6716和6731 A和Halalpha线图像中的大多数星系在我们的样本，提供光学选择的样本的信噪比。比较X射线结果与补充光学观测提供了一个更完整的图片的SNR人口，使我们能够解决他们的X射线发射。我们对[S II]/Halpha图像的初步分析表明，48个X射线源通常与Halpha源相关联，其中7个是基于它们的[S II]/Halpha比的SNR候选者，一个是已知的无线电SNR。
2007-11-19 astro-ph
GHASP : An Halpha kinematic survey of spiral and irregular galaxies - VI. New Halpha data cubes for 108 galaxies
我们提出了一组新的108个星系，完成GHASP调查（Gassendi HAlpha调查的螺旋）获得的法布里-珀罗观测。GHASP巡天由203个螺旋星系和不规则星系的三维Ha数据立方体组成，涵盖了大范围的形态类型和绝对星等，用于运动学分析。GHASP样本是迄今为止公布的法布里-珀罗数据中最大的样本。我们推导出了Ha数据立方体，从中计算出了几乎所有星系的Ha图、径向速度场和剩余速度场、位置-速度图、自转曲线和运动学参数。在确定运动学参数，旋转曲线及其不确定性的原始改进已实施的减少过程。这种新方法是基于整个二维速度场和剩余速度场的功率谱，比传统的在速度场中使用连续冠的方法更好。其中，我们指出，形态的位置角有系统的更高的不确定性比运动学的，特别是对于星系的低倾角。星系的形态倾角没有强大的确定其形态的位置角不能正确地约束。具有高倾角的星系在其运动学倾角和其形态学倾角之间显示出更好的一致性，假设是一个薄圆盘。我们的旋转曲线的速度振幅的一致性已被检查使用塔利-费舍尔关系。我们的数据是在良好的协议与文献中发现以前的决心。然而，低倾角的星系在统计上的速度比预期的要高，而快速旋转的星系比预期的要暗。
2008-05-07 astro-ph
Ionization Sources and Physical Conditions in the Diffuse Ionized Gas Halos of Four Edge-On Galaxies
本文给出了边缘旋涡星系NGC 4302和UGC 10288的扩散电离气体晕的深长缝光谱。这些数据，以及先前提供的NGC 5775和NGC 891的数据，被用来解决DIG晕是如何被激发的问题。复合光电离/冲击模型通常比单独的光电离模型更好地解释这些星系中的线比。NGC 5775中的谱线比模型需要一个更大的贡献，从冲击的行政区比非行政区，以解释运行的[OIII]/H α。在这两种情况下，[SII]/[NII]的比例都不能很好地拟合模型。UGC 10288的复合模型成功地再现了[SII]/[NII]的运行，但[NII]/Halpha的最高值除外;然而，[OIII]/Halpha与[NII]/Halpha的运行没有显示出任何可辨别的趋势，因此难以确定冲击是否做出了贡献。我们还研究了数据是否可以简单地解释由一个纯光电离模型中的温度与z的增加。四个星系中的[SII]/Halpha、[NII]/Halpha和[SII]/[NII]的比值与这种增加是一致的。然而，NGC 5775和UGC 10288中[OIII]/H α与z的关系曲线需要异常高的O^{++}电离分数，如果不使用二次电离源或至少[OIII]发射组分的温度比[SII]和[NII]发射组分的温度高得多，就无法解释这一点。温度随z的增加通常更成功地解释了NGC 891中的[OIII]/Halpha运行。
2000-12-01 astro-ph
Diffuse Ionized Gas in irregular galaxies:I- GR 8 and ESO 245-G05
研究了ESO 245-G 05和Gr 8两个低金属丰度、中等恒星形成率的不规则星系中弥漫电离气体的光谱特征。这些星系中的[OIII]/H β比螺旋星系DIG中的要高，但没有像以前研究过的其他不规则星系，如IC 10和NGC 6822那样高。[NII]/H α和[SII]/H α比值非常小，表明没有激波作为这种气体的电离源。这种电离可以解释在这两个星系的光子泄漏从HII区域作为唯一的来源。在ESO 245-G 05中，从HII区域逃逸的光子的百分比很小，仅为35%，但在Gr 8中从35%变化到60%。我们还研究了螺旋星系和不规则星系之间的[OIII]/H β和[NII]/H α比值的差异是否是由于这些类型星系之间金属含量的差异。虽然研究的星系数量不是很大，但可以得出结论，[OIII]/H β与氧含量无关，而[NII]/H α的情况则更加模糊。
2006-03-09 astro-ph
The Circumnuclear Ring of Ionized Gas in NGC3593
我们提出的窄带Halpha+NII成像的早期型螺旋NGC 3593结合的NII（λ：654.80，658.34 nm），Halpha，和SII（λ：671.65，673.08 nm）沿其主轴发射线的通量径向分布的研究结果。已知该星系包含两个大小和光度不同的反向旋转恒星盘。我们发现，H α发射主要来自一个小的中心区域的57 arcsec × 25 arcsec。它由一个带有中心环的装饰图案组成。它的直径约为17 arcsec（~ 0.6/h kpc），贡献了约一半的总H α通量。这个环被解释为后来形成较小的反向旋转恒星盘的逆行气体与星系中预先存在的逆行气体之间相互作用的结果。
1998-06-04 astro-ph
Are Galaxies Optically Thin to Their Own Lyman Continuum Radiation? II. NGC 6822
利用NGC 6822的H α和UBV测光研究了OB星和HII区在星系中的分布，并确定了星系的个别区域是否处于电离平衡状态。四个不同的组件的Halpha发射（明亮，晕，漫反射和字段）区分其表面亮度。我们发现，在NGC 6822中，大约1/2的OB星位于视场中，而只有1/4的OB星位于亮区和晕区，这表明OB星大约有3/4的寿命在“经典”H II区之外。将观测到的Halpha辐射与恒星电离通量模型预测的辐射进行比较，我们发现虽然亮区、晕区和漫射区可能处于电离平衡状态，但场区产生的电离通量至少是观测到的6倍。NGC 6822的电离平衡结果表明，从H α光度获得的恒星形成率必须低估该星系的真实恒星形成率约50%。将我们对NGC 6822的研究结果与之前对旋涡星系M33的研究结果进行比较，我们发现M33内部千秒差距的电离不平衡状态更为严重，这可能是由于其表面更高的蓝星密度。
1995-06-21 astro-ph
New light and shadows on Stephan's Quintet
我们提出了深宽波段R和窄带Halpha图像的斯蒂芬的五重奏。R波段的观测显示，斯蒂芬五重星系的弥散晕比之前认为的要大，并延伸到了NGC 7320 C。然而，我们还没有发现NGC 7331和NGC 7320之间的辐射关联达到R ~ 26.7 mag/arcsec ^[2]（超过3 sigma的水平），因此在这个极限量级上，没有直接证据表明NGC 7331中发现的特殊运动学结构与该星系和NGC 7320之间正在进行或过去的相互作用之间存在联系。在高速（6000-7000 km/s）下的H α辐射分布在NGC 7319和NGC 7318 B之间的一个扩散结构中，以及其他一些更集中的特征中。其中一些位于由星系群中星系之间的相互作用产生的潮汐尾中。利用Halpha图像，我们制作了一个二维速度图，这有助于识别检测到的每个结构的起源。这张地图没有显示出在群中高红移和低红移成员之间的中间速度的特征。这与标准的假设是一致的，即NGC 7320与五重星系中其他星系的明显接近仅仅是一种投影效应。在这个解释中唯一不清楚的一点是一个Halpha灯丝，它以6500 km/s的速度延伸到整个NGC 7320，而不是这个星系预期的800 km/s。
2002-02-28 astro-ph
Infrared photometry of the Local Group Dwarf Irregular Galaxy IC 10
介绍了不规则矮星系IC 10中心区的近红外JHK测光。通过比较IC 10和IC 1613的红超巨星，我们确定了IC 10中星族I星的红化E（B-V）=1.05 ± 0.10，去红化距离模（m-M）_0=23.86 ± 0.12等。六个Brgamma发射结构的检测清楚地勾勒出两个恒星形成区域的中心区域的IC 10。在4.65 $10^{-16}$ $\rm erg s^{-1} cm^{-2} arcsec^{-2}$以下没有H_2的发射，表明分子气体的主要激发机制是来自热的年轻恒星的紫外辐射。根据Br γ和H α通量的比较，得到了恒星形成区的平均消光E（B-V）_H α = 1.8 ± 0.2。在我们的视野中，从六个H α和Br γ发射结构得到的总结SFR为0.6 $M_\odot {\rm year^{-1}}$。
2000-10-27 astro-ph
Magnetic Fields and Ionized Gas in the Local Group Irregular Galaxies IC10 and NGC6822
利用100米射电望远镜的射电偏振测量技术，结合H α成像，对本星系群不规则星系IC 10和NGC 6822进行了高灵敏度的星系尺度磁场搜索。它们的恒星形成体很小，旋转缓慢。IC 10有非常高的恒星形成活动，类似于蓝色致密矮星，而NGC 6822的整体恒星形成水平较低。尽管目前的恒星形成速率非常不同，但我们的Halpha成像显示，在IC 10和NGC 6822中都有一个弥散的Halpha细丝和外壳的大网络。其中一些延伸到远离星系主体的地方。这两个天体的总功率发射在光学强恒星形成团块（IC 10）或单个HII区域或超新星遗迹（NGC 6822）的位置显示出明亮的峰值。然而，在这两种情况下，我们检测到一个平稳分布，扩展组件。在IC 10中，我们发现了明确的证据，证明存在一个弥散的、大部分是随机的磁场，强度约为14 μ G，可能是由波动发电机产生的。其中一个发射α射线的灯丝似乎与增强的磁场有关。我们还重新讨论了IC 10的红化及其对距离的影响。在NGC 6822的情况下，我们只发现了非常弱的证据，非热发射，除了可能与局部气体压缩有关的一些区域。我们在这两个星系中检测到偏振发射的小斑点，表明规则的领域（~ 3 μ G），至少部分与当地的压缩现象。
2003-08-28 astro-ph
Pre-peak ram pressure stripping in the Virgo cluster spiral galaxy NGC 4501
介绍了室女座螺旋星系NGC 4501的VIVA HI观测结果。HI盘被急剧地截断到西南方，正好在恒星盘之内。在星系中心的东北部发现了一个低表面密度的气体区域，它比主HI盘更长。这些数据进行了比较，现有的6厘米偏振无线电连续发射，Halpha，和光学宽带图像。我们观察到一个巧合之间的西部HI和偏振发射边缘，一方面，和一个微弱的Halpha发射脊，另一方面。偏振发射最大值位于螺旋臂和微弱的H α脊之间的间隙内。基于这些意见与不同的最大冲压压力值和不同的磁盘和轨道平面之间的倾角的动态模拟的样本进行比较，我们得出结论，冲压压力剥离可以占主要观察到的特点。NGC 4501几乎是边缘剥离的，正在向西南方向移动，在峰值冲压压力之前约有2 - 3亿年，即它最接近M87。西南高压脊的气体表面密度增强和偏振射电连续辐射增强是由于冲压压力压缩。有人认为，微弱的西方Halpha发射脊是由近边缘的冲压压力剥离。NGC 4501代表了一个大型星系团螺旋星系早期冲压压力剥离的特别明显的例子。
2008-01-31 astro-ph
NMA CO (J=1-0) Observations of the Halpha/Radio Lobe Galaxy NGC 3079: Gas Dynamics in a Weak Bar Potential and Central Massive Core
24行80个字符内）我们利用野边山毫米波阵列对H α/射电叶星系NGC 3079中心4.5千秒差距（1弧分）的^12CO（1-0）进行了观测。分子气体有四个组成部分：主盘、旋臂、核盘和核芯。主盘超出了我们的空间覆盖范围。旋臂重叠在主盘上。半径约为600 pc的核盘具有高度集中的分子气体。它在PV图上的出现表明气体的椭圆运动，而不是圆形。原子核比我们的决议更紧凑。虽然这个问题还没有得到解决，但在PV图上，即使在半径约为100 pc的地方，核芯也显示出约200 km/s的非常高的速度。我们提出了一个NGC 3079包含弱棒的模型。这个模型解释了观测到的特征：主盘和旋臂分别来自气态x1轨道和相关的拥挤。原子核盘是由气态x2轨道产生的。从PV图上出现的旋臂来看，棒的速度模式估计为55+-10 km/s/kpc。核芯的高速不能用我们的棒模型来解释。因此，我们将其归因于在中心100 pc内有一个动力学质量为10^9兆太阳的中心大质量核。这个质量比这个星系中心的黑洞的质量大三个数量级。
2002-10-29 astro-ph
Comparison of the Halpha equivalent width of HII regions in a flocculent and a grand design galaxy: possible evidences for IMF variations
本文研究了絮状星系NGC 4395和大设计星系NGC 5457的H α等效宽度。发现这两个星系的H α等效宽度的平均值存在差异，并提出了几种假说来解释这种差异：年龄、金属丰度、恒星形成率、光子泄漏和初始质量函数的差异。使用各种测试和蒙特卡罗模型来找出这种差异的最可能原因。结果表明，初始质量函数的变化可能是造成这种差异的原因。这种差异是这样的，它似乎有利于一小部分更大质量的恒星在宏伟的设计星系相比，絮状星系。这可能是由于密度波引起的环境条件的变化。
2005-08-23 astro-ph
HST Observations and Photoionization Modeling of the LINER Galaxy NGC 1052
我们提出了一个可用的哈勃空间望远镜（HST）的光谱和成像观测的低电离核发射线区（LINER）星系NGC 1052的研究。WFPC2图像清楚地区分了扩展星云的Halpha发射与致密核心的Halpha发射。暗天体摄谱仪（FOS）观测提供了一整套光学和紫外数据（1200 - 6800埃）。这些光谱数据对最内部区域（0. "86x0。"86~82pc x 82pc），并排除WFPC 2图像中看到的扩展的H α发射。导出的发射线通量允许核内的物理条件的详细分析。测得的H α/H β的通量比F {H α}/F {H β}= 4.53，表明核星云发射的实质性内在红化，E（B-V）= 0.42。这是第一次发现NGC 1052中的核发射线通量的大消光。如果假设中心电离连续谱被衰减了相当的量，那么发射线通量可以通过一个简单的光电离模型很好地再现，该模型使用中心幂律连续谱源，其光谱指数为α =-1.2，从所观察到的通量分布中推导出。多密度的含尘气体与观测到的发射线光谱最吻合。我们的计算表明，在NGC 1052中观察到的高度电离气体的小贡献也可以单独通过光电离模型再现。从我们的模型中确定的高气体覆盖因子与我们的视线到中央发动机被遮挡的假设一致。
2000-01-19 astro-ph
Evolutionary Status of Dwarf ``Transition'' Galaxies
本文给出了NGC 3377 A、NGC 4286和IC 3475三个矮星系的深B、R和H α成像。根据以前的宽带成像和HI研究，Sandage & Hoffman（1991）提出这些混合形态星系分别是一个富含气体的低表面亮度Im矮星，一个失去大部分气体并从Im过渡到dS 0，N的有核矮星，以及一个缺乏气体的"巨大低表面亮度“早期类型星系的原型。结合我们的宽带和Halpha成像以及已发表的中性气体含量的信息，我们发现：（1）NGC 3377 A是一个矮螺旋星系，（2）NGC 3377 A和NGC 4286有相当数量的恒星形成，如它们的Halpha发射所示，而IC 3475没有检测到HII区，其范围很小;（3）NGC 3377 A和NGC 4286的恒星形成率至少比剑鱼座30的恒星形成率低20倍：（4）虽然NGC 3377 A和NGC 4286的恒星形成量相当，但它们的恒星形成区分布有很大差异;（5）以目前的恒星形成速率和气体含量，NGC 3377 A和NGC 4286都可以继续形成恒星超过一个哈勃时间;（6）NGC 3377 A和NGC 4286的总B-R色比IC 3475的总B-R色更红，因此这两个星系都不太可能进化成IC 3475;（7）IC 3475太蓝，不可能是dE。因此，我们的结论是，我们还没有确定潜在的前体星系，如IC 3475，除非发生显着的变化，在恒星形成率，无论是N…
1998-10-08 astro-ph
Polychromatic View of Intergalactic Star Formation in NGC 5291
恒星形成（SF）发生在不寻常的地方，例如星系际介质中由母星系排出的物质。我们希望回答是否SF在这个特定的环境中进行类似的方式比在银河磁盘。我们已经进行了一个多波长的相互作用系统NGC 5291，这是显着的扩展HI环托管众多的星系际HII地区。我们结合了新的紫外线（GALEX）观测与档案Halalpha，8 μ m（斯皮策太空望远镜）和HI（VLA B阵列）的系统图像。我们已经发现，恒星形成区的形态，跟踪紫外线，Halpha，和8 μ m的排放是相似的。与螺旋中的单个HII区域相比，有明显过量的紫外辐射，即[8.0]/[NUV]和[Ha]/[NUV] SFR比平均较低，尽管从一个区域到另一个区域存在一些较大的变化，这不能用金属丰度的变化或沿着HI结构的尘埃消光来解释。将观测到的SFR与[Halalpha]/[NUV]随时间演化的模型进行比较，有利于年轻的，准瞬时的，尽管已经衰落的恒星暴。在NGC 5291周围的星系际介质（占总量的80%）中测量到的总恒星形成率高达1.3 Msun/yr，这是螺旋星系的典型值，假设标准SFR校准是有效的。如果恒星的形成确实是准瞬时的，那么SFR会下降2到4倍。（节略）
2007-03-01 astro-ph
Detection of a Corrugated Velocity Pattern in the Spiral Galaxy NGC 5427
在这里，我们报告的检测，在H α发射，在螺旋星系NGC 5427的速度场的径向双曲。在螺旋臂附近，Halpha线的中心速度显示出连贯的、波浪状的变化。沿三个不同的臂段的频谱表明，正弦线变化的最大振幅从螺旋臂的中心部分位移约500秒差距。蓝移的峰值速度出现在旋臂上游约500 pc处，而红移的峰值速度则出现在旋臂下游约500 pc处，这种运动学行为与Martos & Cox（1998）最近模拟的螺旋密度波与厚气体盘相互作用产生的星系孔中的运动学行为相似。
2000-11-14 astro-ph
The Anatomy of Star Formation in NGC 300
斯皮策太空望远镜被用来研究NGC 300的中红外到远红外特性，并将尘埃排放与H α进行比较，以阐明ISM的加热和小于100 pc尺度的恒星形成周期。新的数据使我们能够辨别出8微米灰尘排放的空间分布与24微米灰尘和HII区域的Halpha光跟踪的明显差异。8微米的辐射突出了HII区的边缘，24微米的辐射在恒星形成区比8微米处更强烈。我们确认了在4.5微米的星际尘埃发射的存在和近似幅度，在红外空间天文台（ISO）的数据统计检测，并得出结论，它出现在恒星形成区。当平均超过1千秒差距的区域时，NGC 300中的Halpha与芳香特征辐射的比值与在螺旋星系盘中观察到的值一致。尘埃辐射的中远红外光谱能量分布与斯皮策之前的模型基本一致。
2004-08-13 astro-ph
Long-term variability of the optical spectra of NGC 4151: I. Light curves and flux correlations
介绍了对NGC 4151的活动星系核进行长期光谱监测的结果（1996 - 2006年，11年）。使用SAO的6米和1米望远镜（俄罗斯）、GHAO的2.1米望远镜（墨西哥Cananea）和OAN-SPM的2.1米望远镜（墨西哥San-Pedro），在~4000至7500埃的光谱范围内获得了高质量的光谱（在H α和H β附近的连续谱中信噪比>50），分辨率在5至15埃之间。对观测到的H α、H β、H γ和HeII发射线以及观测波长为5117 A的连续谱的通量进行了位置角、视宁度和孔径效应的校正。我们发现，连续和线通量变化强烈（高达6倍）在监测期间。1996-1998年排放量最大，2001年和2005年有两个最小值。Halpha、Hgamma和He II通量与Hbeta通量具有良好的相关性。我们考虑了三个特征期，在此期间，Hbeta和Halpha曲线相似：1996-1999年，2000-2001年和2002-2006年。线连续通量比是不同的，特别是在第一阶段，线不相关的连续和饱和在高通量。在第二和第三阶段，连续通量很小，H α和H β通量与连续通量有很好的相关性，这意味着电离连续谱是光学连续谱的一个很好的外推。CCF通常是不对称的，并且线和连续体之间的时间滞后定义不好，表明存在复杂的BLR，尺寸从1到50光日。
2008-04-22 astro-ph
The Remarkable Central Structure of the Barred Galaxy NGC 1415
在棒星系NGC 1415的最内部区域观察到一个显著的结构：一个小的恒星棒，在H α中看到明亮的环核电离气体，在H α中看到两个明亮的电离气体源，就在小棒的两端和光学连续谱的方形分布。我们已经开发了一个质量分布模型，包括磁盘，一个凸起，和一个酒吧近似观察到的中心形态和它的表面亮度。为了再现所观察到的光学亮度分布，使用了两个分量的棒，其中一个分量用于模拟棒的细长等照度线，第二个分量用于模拟盒形等照度线。我们解释的环核电离气体形成一个环核环和两个明亮的源作为一个核和/或环核流出略出平面的磁盘。
1999-09-23 astro-ph
First Observations of Individual Molecular Clouds in the Irregular Galaxy NGC 6822
利用欧文斯谷毫米波干涉仪在附近贫金属矮星系不规则星系NGC 6822中绘制了三个分子云。基于云的维里质量上限，NGC 6822中的CO到H2的转换因子比银河值大<2.2+/-1.3倍。银河系的分子云，NGC 6822，和SMC获得的转换因子是一致的，在CO到H2的转换因子的变化是线性成比例的星系的氧丰度。然而，不确定性足够大，不能排除NGC 6822和银河系的转换因子相等。哈勃五号HII区域的气体耗尽时间与M33中巨大HII区域的气体耗尽时间相当。因此，高效率的恒星形成并不局限于巨大的HII区螺旋星系，也可以发生在一小群相对低质量的分子云中。
1994-07-22 astro-ph
RR Lyrae and short-period variable stars in the dwarf irregular galaxy NGC 6822
利用ESO甚大望远镜对矮不规则星系NGC 6822进行了深时间序列成像，发现了大量的短周期变星。特别是，我们发现了一个适度的人口RR天琴座恒星跟踪存在的老恒星组件在NGC 6822。对天琴座RR型恒星的平均光度的测量提供了一个新的独立的估计，该估计基于Pop.II指标，（m-M）o=23.36 +/-0.17。此外，我们的新数据显示，一个小振幅，短周期变星填充不稳定带开始在光度只有几十个星等比天琴座RR星明亮的人口显着。
2003-04-03 astro-ph
The thermal and non-thermal gaseous halo of NGC5775
在这封信中，我们提出的第一个结果，从光谱观测的扩散电离气体（DIG）的光环的NGC 5775所获得的FORS 1附加到UT 1/Antu的甚大望远镜（VLT）。在我们垂直于圆盘的狭缝位置（原子核东南41”），[NII]6583、[OIII]5007和[OII]3727的发射被探测到9 kpc进入晕圈，允许检查DIG的可能电离机制。假设稀辐射场的光电离模型能够拟合盘的数据，但它们不能解释晕中测量的线比率（例如，[OI]/Ha或[OII]/Ha）。特别是，它们未能预测观察到的[OIII]5007/H α随z增加而增加。最引人注目的结果涉及晕气体的运动学。银河系高纬度地区的速度从中面值下降，在z ~ 9 kpc时达到系统速度。在4.86 GHz和1.49 GHz的极化无线电连续发射的VLA存档数据的分析表明，在晕中的磁场有一个很强的组成部分垂直于磁盘和对齐的Halalpha和无线电连续的杂散在晕。这可能是由于强风的作用，或者更可能是由于偶极磁场的产生。我们简要地讨论了磁场结构和气体动力学的相互关系，特别是磁场在气体外流中的作用，以及可能的加热DIG的磁重联。
2000-10-13 astro-ph
Star Formation Properties of a Large Sample of Irregular Galaxies
本文给出了94个不规则星系的H α成像结果，包括Im、BCD和Sm型星系。样本涵盖了大范围的星系参数，包括综合绝对星等（MV=-9至-19），平均表面亮度（20至27 mag/arcsec 2），当前恒星形成活动（0至1.3 Msun/yr/kpc 2）和相对气体含量（0.02至5 Msun/LB）。Halpha图像被用来测量综合恒星形成率和恒星形成的程度，并比较当前恒星形成的方位角平均径向轮廓与较老的星光。Im星系的综合恒星形成率归一化到星系的物理尺寸，跨度为10^4倍，其中10%的Im星系和一个Sm系统目前没有可测量的恒星形成。BCD处于利率范围的高端。我们没有发现恒星形成活动和接近其他编目星系之间的相关性。在L（H alpha）/LV比率梯度很强的情况下，以及在中央恒星形成率密度很高的情况下，包括大部分的BCD，需要它们的气体中有很大一部分在最后一个Gyr迁移到中心。我们讨论了可能的扭矩，可能导致这没有留下明显的签名，包括暗物质酒吧和过去的相互作用或合并与小星系或HI云。现在，在对生物多样性和生物多样性的许多调查中，有大量证据表明这些过程。恒星的形成过程本身似乎并没有太大的不同BCD，Im和Sm类型。在总是近似对数正态分布的H α表面亮度分布函数中有证据表明，在这些系统中，湍流的马赫数大致相同。
2004-08-12 astro-ph
Mass motions and chromospheres of RGB stars in the globular cluster NGC 2808
我们介绍了在科学验证期间用FLAMES对NGC 2808中的球状星团中的红巨星分支（RGB）星进行的首次观测结果。总共观测到137颗恒星，其中20颗用UVES以高分辨率（R= 47，000）观测，其他的用GIRAFFE以低分辨率（R= 19，000 - 29，000）在MEDUSA模式下观测，从RGB尖端向下监测约3等。从H α、Na I D和Ca II H和K线获得光谱。这是迄今为止在球状星团巨人这样的数据的最大和最完整的收集，无论是在一个集群内观察到的恒星数量，并监测所有最重要的光学诊断色球活动/质量motions.Evidence的质量运动在大气中的搜索从不对称的配置文件和核心移位的H α，Na I D和Ca II K线，以及从H α发射翼。我们将H α发射、Na-D_2核心漂移和K_3核心漂移的检测阈值分别设定为logL/Lsun ~ 2.5，2.9和2.8。这些极限比几乎所有以前的研究发现的结果都要微弱得多。此外，与以前的研究相比，检测到这些特征的恒星比例显着增加。我们的观测证实了色球在球状星团巨星中的广泛存在，就像在第一星族红巨星中发现的那样。上面的一些诊断清楚地表明，在几颗恒星的大气层中存在向外的质量运动。
2003-09-25 astro-ph
Hot Interstellar Gas in the Irregular Galaxy NGC 4449
NGC 4449是一个不规则星系，具有中等程度的恒星形成活动。NGC 4449中的大质量恒星产生了许多明亮的HII区、超气泡、超巨星壳和“烟囱状”径向细丝。ROSAT对NGC 4449的X射线观测显示了四个点状源和一个广泛的弥散发射。漫反射成分的光谱特性表明，这种辐射来自热的星际气体。我们已经比较了基于深地面的H-α图像和NGC 4449的X射线图像，以确定星际气体中热（10^6 K）和暖（10^4 K）成分之间的关系。我们还使用了通过F606 W过滤器拍摄的NGC 4449的哈勃空间望远镜WFPC 2档案图像来检查X射线发射区域的大质量恒星内容。我们发现，热星际气体存在于（1）活跃的恒星形成区，包括巨大的H II区CM 16，（2）可能从恒星形成区流出，（3）超巨星壳层SGS 2。X射线数据已被用来推导出均方根电子密度，质量和热能的热内部的SGS 2。最后，我们讨论了SGS 2的起源和在不规则星系中探测漫射X射线的意义。
1997-02-13 astro-ph
The Spectacular Ionized Interstellar Medium of NGC55
我们提供了位于附近的玉夫座星系群中的高度倾斜的、活跃的恒星形成SBm星系NGC 55的深Halalpha +[NII]、[SII]（6716，6731 A）和[OII]（3726，3729 A）图像。由于它的接近，NGC 55提供了一个独特的机会，以前所未有的空间分辨率研究晚型星系中的盘-晕界面。我们的图像揭示了一个壮观的各种电离气体的功能，从巨大的HII区复合体，超巨星的星系和壳的功能，非常微弱的扩散发射补丁。这些特征中的许多突出于星系平面之上，包括一个非常微弱的碎片发射壳，在盘上方2.6 kpc处可见。我们确定的候选人'烟囱'延伸出磁盘，这可能是导管到周围的磁盘恒星形成区域的热气体的光环，也可以提供低密度路径的紫外线光子从磁盘的光环。几个已确认的烟囱状星云被电离气体团“覆盖”，其中一个位于盘面上方1.5千秒差距处，似乎是最近恒星形成的地点。发射线比（[OII]/Halpha+[NII]，[SII]/Halpha+[NII]）约束的气体的电离机制，我们的图像允许的[OII]/Halpha+[NII]的第一次测量在额外的平面扩散电离气体。扩散气体的特征在于发射线比，其平均增强了两个因素相比，明亮的HII区域。从HII区的核心，通过HII区的晕，进入扩散电离气体，每个线比率的值平滑地增加。这样一个连续的趋势是预测的模型，其中扩散的气体是电离的光子产生的大质量恒星在HII地区。
1996-09-18 astro-ph
The internal dynamical equilibrium of HII regions: a statistical study
本文分析了螺旋星系NGC 1530、NGC 6951和NGC 3359的HII区粒子数的积分H α发射线轮廓。我们发现，70%的线轮廓显示两个或三个高斯分量。研究了三个星系HII区的H α光度与非热谱线宽度的关系，并与把三个星系的HII区作为单一分布时的关系进行了比较。当只考虑非热线宽大于13kms的HII区时，发现非热线宽的包络更清晰。包络线的线性拟合为logL=36.8+2.0*log（sigma）。使用维里定理和从H α光度估算的包络上的HII区域的质量是相当的，这提供了证据表明包络上的HII区域是维里化系统，而其余的区域，大多数，不是维里平衡。
2004-10-20 astro-ph
Interferometer 12CO observations of the box-shaped bulge spiral NGC 4013
用IRAM干涉仪在12 CO的J=1-0和J=2-1谱线上对盒状星系NGC 4013的核进行了观测。我们的地图显示存在一个快速旋转（130公里/秒）的分子气体盘的半径r= 110 pc。有几个论点支持在NGC 4013中存在棒电位。长轴p-v图的8字形图案、气体的环状分布以及在非圆形速度下气体排放的存在最好用条形图来说明。我们还检测到气体在高z距离的平面（z=200- 300 pc）。后一种成分与从原子核出来的扩散电离气体的4 H α细丝系统有关。银河喷泉模型似乎是最好的解释Halpha和CO细丝的模型。虽然花生状扭曲可以由盘中的恒星棒自发形成，但高z的气体可能是在核恒星爆发后喷出的。当r= 200 pc时，H α纤维开始在盘的平面内，当r= 600 pc时，H α纤维达到几Kpc的高度，与最大花生畸变相一致。虽然在NGC 4013的酒吧和盒状隆起之间的联系，我们发现以前的数值模拟结果和目前的观测结果之间的显着差异。这种差异与产生花生的棒的参数有关。我们在NGC 4013中看到了一个强ILR区域的存在。包含一个耗散组件，这仍然是要彻底研究，可能会改变恒星花生的演变：虽然在模拟中的花生最初出现在边缘ILR附近，流入的气体驱动的酒吧，可以使两个ILR出现。
1999-01-07 astro-ph
12CO(1-0) observations of NGC 4848: a Coma galaxy after stripping
研究后发座星系团螺旋星系NGC 4848中分子气体的含量和分布。Plateau de Bure的CO（1-0）干涉仪观测结果表明，H_2的分布是不平衡的，其偏离中心的次极大值与HI的内部一致。NGC 4848并不缺乏分子气体，因为它含有M_H_2~4x10^9 M_solar。然而，在CO和HI发射区之间的界面，中心西北约8千秒差距处，Halpha和射电连续辐射见证了强烈的恒星形成。在这个区域，早期的法布里-珀罗观测发现了一条双峰的H α线，表明在同一天空位置有两种不同速度的气体。为了理解这些观察，我们提出了ISM-ICM相互作用的数值模拟结果。我们认为NGC 4848在大约4x10^8年前已经穿过了星团的中心。在观测阶段，冲压压力对星系的ISM没有更直接的动力学影响。当一小部分剥离的气体落回星系时，我们观察星系。因此，冲压压力是一个短暂的事件，具有更持久的后果。冲压压力和旋转的组合导致气体以不同的速度碰撞，观察到双峰H α线。因此，在再吸积之后，冲压压力可以导致置换的分子气体，而H_2本身不被ICM有效地推动。两种相互作用同时发生的情况也与现有数据一致，但根据我们的数值模拟，可能性较小。
2001-07-03 astro-ph
Discovery of Remote Star Clusters in the Halo of the Irregular Galaxy NGC 6822
本文报道在本星系群矮星系不规则星系NGC6822的晕中发现了三个新的星团。这些集群是在CFHT的MegaPrime拍摄的深层图像中发现的，覆盖了2度x 2度的总视野。最远的星团位于距离NGC 6822中心79弧分的地方。这个距离比以前发现的星团区域大好几倍，星团的形态结构和星团中恒星的色星等图显示，这些星团中至少有两个可能是古老的球状星团。
2005-10-28 astro-ph
Diffuse Ionized Gas inside the dwarf irregular galaxy NGC 6822
研究了局域矮不规则星系NGC 6822中沿狭缝位置的弥漫电离气体（DIG）区和HII区的差异。狭缝的位置穿过两个最突出的HII区域：哈勃V和哈勃X。DIG和HII位置之间的激发、电离和[NII]6584/Ha和[SII]6717/Ha线比存在重要差异。此外，所有的线比的值都不类似于螺旋星系的DIG位置，但非常类似于其他不规则星系，如IC 10的值。我们还使用HeI 5875系测定了重组率。最后，我们得到了DIG的电离源的图片。我们认为光子从HII区的泄漏可以解释大部分的线比，除了[NII]/Ha，这可能是由湍流解释。
2007-03-05 astro-ph
New Evolutionary Synthesis code. An application to the irregular galaxy NGC 1560
我们已经开发了一个新的进化合成代码，它结合了化学进化模型的输出。我们比较这个新的代码与其他已公布的代码的结果，我们将其应用到不规则星系NGC 1560使用复杂的化学演化模型。该程序在两个方面做出了重要贡献：a）建立具有时间依赖性的恒星形成率和不同金属丰度的恒星星族; b）通过增加$m_i/M_\odot \geq 0.8$和极低质量恒星的AGB相，扩展了日内瓦群的恒星轨迹集。我们的代码预测光谱，宽带颜色，和舔指数使用光谱库，其中涵盖了更完整的网格恒星参数。应用程序与化学模型的星系NGC 1560限制其恒星星族的恒星形成年龄约为10.0 Gy。
2002-01-22 astro-ph
Star Formation along the Hubble sequence: results from a new Halpha Galaxy Survey
我们正在进行一项大规模的调查恒星形成的约400个附近的螺旋和不规则星系通过成像的阿尔法发射。在这里，我们提出了一些我们的第一个结果，从我们的样本中的104个星系，调查的变化SFR和Halpha EWs沿哈勃序列为这些星系。我们发现一个强烈的依赖SFR哈勃类型，峰值为SBC星系，但每个类型内的大分散体。有一个可能的依赖SFR酒吧的存在，但没有组成员。有一个增加的EW为后来的哈勃类型，但与大的分散在每一个类型。我们发现没有依赖性的EW酒吧的存在，组成员或绝对大小。
2001-12-07 astro-ph
The Effect of Star Formation on Molecular Clouds in Dwarf Irregular Galaxies: IC 10 and NGC 6822
我们用麦克斯韦望远镜在矮不规则星系IC 10和NGC 6822的几个位置观测到了~（13）CO J = 2-1，~（12）CO J=2-1和~（12）CO J=3-2谱线。此外，我们报告的13 CO J=3-2跃迁的本星系群星系的第一次检测。这些低金属含量的环境似乎是多孔的紫外线辐射，并允许更有效地加热分子气体附近的HII区域。NGC 6822的12 CO J=3-2/J=2-1比值很高，这表明12 CO的发射在这个区域是光学薄的。这种高的线比率可能是由于它位于一个大的HII区域内，金属含量低，气体含量低。在IC 10中，我们观察到各种大小尺度的结构，它们似乎都是引力束缚的。这种效应可能有助于解释IC 10中相当高的恒星形成率。
1997-10-21 astro-ph
The Star Clusters in the Irregular Galaxy NGC 4449
我们研究了不规则星系NGC 4449中的星团。我们利用HST的近红外光谱和宽波段图像对NGC 4449明亮中心天体的年龄进行了8- 1500万年的限制。它的亮度和大小表明它可以与年轻的超级星团相媲美。然而，在这个星团的中心有一个特殊的成核棒结构，我们认为这种结构是相互作用产生的碎片，这种相互作用产生了星系中的反向旋转气体系统和扩展的气体流。从这些图像中，我们识别出NGC 4449中另外60个候选致密星团。其中14个可能是背景椭圆星系或古老的球状星团。在这些星团中，除了中心天体外，还有三个可能是超级星团，还有许多其他星团可以与大麦哲伦星系中的人口稠密的星团相媲美。星团的年龄跨度很大，没有明显的团簇形成高峰，这可能归因于星系经历的相互作用。
2000-10-25 astro-ph
The stellar velocity dispersion in the inner 1.3 disk scale-lengths of the irregular galaxy NGC 4449
本文利用长缝吸收线光谱测量了不规则星系NGC 4449在1弧分半径（1.3盘标度长度）内的恒星速度色散。观测到的平均色散为29 +/-2 km/s，与NGC 4449的光度预测相同。恒星没有明显的自转。如果我们从Hunter et al.（2002）的气体运动学确定的模型中假设恒星的最大旋转速度，则全球测量的V_max/sigma_z之比为3。这个比率与在旋涡星系中测量到的值相当，这意味着NGC 4449中的恒星盘在运动学上相对较冷。内禀短轴与长轴之比（b/a）_0的范围为0.3-0.6，与Im星系b/a的分布相似。然而，在当地测得的V/sigma_z为0.5-1.1，因此NGC 4449的圆速度与星系中央1.3个圆盘尺度内的恒星速度相当或更小。
2005-08-13 astro-ph
Extra-planar HI in the starburst galaxy NGC 253
对附近的星暴星系NGC 253在21厘米线上的观测显示，在距离银道面12千秒差距的晕中存在中性氢。这个平面外的HI只在星系的一半被发现，并且集中在半环结构和相对于盘旋转滞后的羽流中。HI羽流与明亮的H α和X射线晕发射接壤。正如先前对H α和X射线的研究所提出的，面外HI的起源也可能与中心星暴和盘中活跃的恒星形成有关。一个小的合并和气体吸积也讨论了可能的解释。HI盘比恒星盘伸展得小。这可能是其外部电离的结果，或者是潮汐或冲压压力剥离的结果。
2004-10-03 astro-ph
Non-circular Gas Kinematics and Star Formation in the Ringed Galaxy NGC 4736
我们使用干涉测量和单碟CO（1-0）数据以及先前发表的Halpha和HI数据分析了附近RSab星系NGC 4736的气体运动学和恒星形成特性。CO的形态主要是由一个中央分子棒和紧密缠绕的螺旋臂与恒星形成的明亮环。环中也有较强的HI辐射，但中心区域没有HI辐射。HI和H α分布的比较表明，环中的HI主要是解离的H $_2$。CO运动学的建模揭示了气体运动的椭圆轨道周围的中央酒吧，我们认为，环代表的OLR酒吧和ILR的一个更大的椭圆形失真。HI运动学显示了朝向环的轴对称流入的证据，并且与对齐的椭圆轨道中的流不一致，但是所需的高度超音速（~40 km/s）流入速度，对应于~2 Msol/yr的质量流入率，表明更复杂的模型（例如，在进动椭圆轨道上运行的气体）。径向CO和Halpha配置文件的相关性较差的核酒吧附近，但显示出更好的相关性（大致符合施密特定律）在环。然而，即使沿着环，CO和H α之间的方位角对应关系也很差，这表明大质量恒星在某些（可能是共振）位置比其他位置更有效地形成。这些结果表明，每单位气体质量的恒星形成率表现出强烈的空间变化，并不仅仅是可用气体供应的函数。恒星形成在环中的局部化与引力不稳定性理论基本一致，尽管环中的不稳定性参数$Q \sim 3$仅在局部区域低于1。
2000-04-27 astro-ph
Star Formation in Dwarf Irregular Galaxies: NGC 6822
我们提出的方法来研究在附近的不规则星的恒星形成历史，在这里被应用到NGC 6822。为此，我们获得了该星系三个区域的高精度CCD测光结果，测光精度达到$\simeq$ 23.5，精度为$σ_{BVR}\leq$ 0.1等。观测的色-星等图和光度函数与相应的合成模拟结果的比较表明，末次Gyr的恒星形成活动是相当连续的，可能发生在由短的静止期分隔的长的星幕中，初始质量函数指数$α$在Salpeter值附近。NGC~6822的研究区域似乎包含不同的恒星星族。A区的首选恒星形成机制是一个连续的活动，加上适度平坦的$α$。相反，对于C区，我们的最佳模型表明恒星形成不连续，并且有适度陡峭的$α$。NGC 6822是我们五个邻近不规则星的原始样本的最后一个对象。然后，我们可以从这个样本中得出这样的结果：大多数观测到的场似乎都经历了恒星形成的{ \it喘息}状态，初始质量函数的平均指数$α$ =2.35。尽管它们的体积很小，但大多数样本星系在不同的区域包含不同的恒星星族。
1994-09-06 astro-ph
Chandra Observations of the Luminous, O-Rich SNR in the Irregular Galaxy NGC 4449
本文分析了29 ksec Chandra ACIS-S观测到的不规则星系NGC 4449中的类仙后座A年轻超新星遗迹。观察到的0.5-2.1 keV光谱揭示了可能存在的几个发射线，包括在0.65 keV和0.77 keV的O VIII，在1.05 keV的Ne X，在1.5 keV的Mg XI，和在1.85 keV的Si XIII。从观测到的光谱中，我们得出N_H = 10^21 cm^-2，X射线温度T = 9 * 10^6 K。光谱的非平衡电离拟合表明氧的过剩量约为太阳的20倍，与残骸的紫外线和光学发射线特性一致。我们讨论了该遗迹的近似X射线衍生元素丰度，并将其X射线光谱和光度与其他富氧遗迹进行了比较。
2002-12-18 astro-ph
Cold dust and its relation to molecular gas in the dwarf irregular galaxy NGC 4449
本文介绍了在JCMT用SCUBA获得的850 $μ$ m和450 $μ$ m的矮不规则星系NGC 4449的观测结果。冷尘的分布与CO和H $α$的分布一致。为了解释综合毫米到远红外连续光谱，需要三个尘埃成分，温度分别为16 K，39 K和168 K。尘埃质量主要是由冷尘埃成分组成的;我们得出尘埃总质量为3.8 × 10^6 Msun，当局部气尘比为~130时，气体总质量为M（HI+H_2）~4.9 × 10^8 Msun。与HI质量相比，总分子气体质量约为3.4 x 10^8 Msun。我们导出了CO谱线强度与分子氢柱密度的转换因子XCO = N（H_2）/I（CO），它至少比银河系的值大11倍。这些值与NGC 4449的低金属量一致。
2003-06-30 astro-ph
Magnetic Fields in Irregular Galaxies
磁场是星际介质的重要组成部分，特别是在低质量星系中，如不规则星系，磁压可能很大。然而，很少有不规则星系观测到磁场结构。利用VLA、GBT和ATCA，我们观测了几个射电连续谱中的不规则星系，以确定它们的磁场结构。在这里，我们报告了我们对星系NGC 4214和NGC 1569的研究结果。
2007-08-24 astro-ph
Young massive star clusters in nearby galaxies. I. Identification and general properties of cluster systems
利用地基UBVRI+ HalphaCCD测光，我们一直在进行一个由21个附近的旋涡星系组成的样本中的年轻大质量星团（YMC）的搜索。我们发现一个大的品种有关的丰富的星系团系统，与一些星系不包含YMC在所有和其他主机非常大量的YMC。星系团系统不丰富的星系有NGC 300和NGC 4395，而星系团系统最丰富的星系有NGC 5236、NGC 2997和NGC 1313。这些星系中星团的年龄分布没有明显的峰值，表明大质量星团的形成是一个持续的过程，而不是爆发。这与在星爆和合并星系中观察到的情况相反。团簇的径向分布遵循Halpha表面亮度。对于我们样本中的星系，形态类型与YMC的存在之间没有相关性
1999-02-19 astro-ph
The Stellar Populations of NGC 3109: Another Dwarf Irregular Galaxy with a Population II Stellar Halo
我们获得了位于本星系群外围的矮不规则星系NGC 3109场中约17500颗恒星的V波段和I波段测光结果。测光使我们能够研究该星系盘内外的恒星星族。根据VI色星等图，我们推断了NGC 3109主体和晕中恒星星族的金属丰度和年龄。这个星系盘中的恒星有各种各样的年龄，包括非常年轻的恒星，大约10^7年。我们的主要结果是建立了一个由第二星族恒星组成的晕的存在，延伸到这个星系平面上方和下方约4.5弧分（或1.8千秒差距）。对于这些古老的恒星，我们得出年龄> 10 Gyr，金属丰度[Fe/H] = -1.8 +/- 0.2。我们构造了一个深光度函数，根据红巨星分支（RGB）尖端的I星等，采用E（V-I）= 0.05，得到了该星系精确的距离模（m-M）_0 = 25.62 +/-0.1。
1998-10-29 astro-ph
Regular magnetic fields in the dwarf irregular galaxy NGC 4449
我们提出了一个高分辨率的VLA研究的总功率和偏振射电连续辐射在8.46和4.86 GHz的不规则星系NGC 4449，其弱旋转和非系统的气体运动而闻名。我们发现了强大的星系尺度的规则磁场，这是令人惊讶的，因为缺乏发电机行动所需的有序旋转。规则场的强度达到8 $μ$ G，总场的强度达到14 $μ$ G，与射电亮螺旋中的总磁场强度相当。NGC 4449中的磁矢量在中心区域形成放射状的“扇形”，在星系的外围形成螺旋图案的碎片。这些结构与系统法拉第旋转的大区域有关，这意味着真正的星系尺度磁场，而不是由气体流压缩和拉伸的随机磁场。观察到的极化B矢量的模式是类似于正常的螺旋发电机型领域。非标准的，快速发电机的概念需要解释所观察到的磁场强度，虽然它是未知的什么样的磁场几何可以产生在缓慢和混乱的旋转对象。迄今为止被忽视的磁场在矮不规则星的动力学和恒星形成中的作用也需要修正。
2000-01-12 astro-ph
Where are the massive stars of the bar of NGC 1530 forming?
NGC 1530拥有有史以来观测到的最强棒之一，最近的恒星形成地点分布在其棒上。我们的目的是研究酒吧和它的HII区域的光度学性质，阐明HII区域的形成条件和它们的空间关系的酒吧的主要动力学特征。方法：我们在NGC 1530中获得了棒的HII区域的BVRKs和H α光度。宽带集成的颜色和Halalpha等效宽度进行了仔细测量和分析，作为一个功能的位置相对于酒吧的主要尘埃通道。结果如下：我们测量的HII区域的Halpha等效宽度的差异，位于在酒吧的灰尘巷的尾随和领先的两侧。仔细分析了可能产生这种差异的因素，如[NII]污染、莱曼连续体光子尘埃消光、电离辐射逃逸、金属丰度、IMF和年龄。年龄差异被证实是最合理的解释。这意味着，位于更远离其领先的一侧，从主要的酒吧尘埃巷下游的酒吧尘埃巷的HII区域，比其余的约1.5-2.5万年。此外，一个明确的空间相关性已被发现之间：HII区域的位置，尘埃马刺的酒吧尘埃巷的后侧，和最大速度梯度的轨迹平行于酒吧主轴（可能跟踪气体流向主酒吧尘埃巷）。这些结果支持的假设，即大质量的恒星形成的酒吧尘埃带的拖尾侧，年龄，因为他们穿过酒吧，在一个时间尺度上，是兼容的酒吧动力学的时间尺度。
2008-04-11 astro-ph
Variable stars in the dwarf irregular galaxy NGC 6822: the photometric catalogue
利用ESO甚大望远镜获得的深B、V时间序列测光资料对矮不规则星系NGC 6822中的变星进行了识别。我们调查了一个6.8x6.8弧分的星系区域，并使用最佳图像减法技术（Alard 2000）检测了总共390个候选变量。在星等尺度上的光变曲线获得了262这些变量。剩余样品的微分通量光变曲线可用。在本文中，我们提出了光度计的校准光变曲线和时间序列数据，以及坐标和候选变量的分类目录。详细描述了用于识别变星和在星等尺度上校准它们的微分通量光变曲线的程序。
2004-11-12 astro-ph
The Nature of the Ultraluminous Oxygen-Rich Supernova Remnant in NGC 4449
本文介绍了不规则星系NGC 4449中年轻的富氧超新星遗迹的地面和哈勃空间望远镜（HST）的光学图像和光谱。使用ACS/WFC，使用滤波器F435 W、F555 W、F814 W（分别为B、V和I）、F502 N（[O III]）、F658 N（Halpha + [N II]）、F660 N（[N II]）和F550 M（无线连续体），获得残留物及其局部区域的HST图像。这些图像显示了一个未解析的残骸（FWHM < 0.05 arcsec），位于一个丰富的OB星团内，该星团本身被一个几乎完整的星际壳层包围，最好的是在Halalpha + [N II]发射中看到的，大小约为8“x 6”（150 pc x 110 pc）。残骸和它的伴生OB星团是从附近两个大的H II区中分离出来的。ACS [O III]图像显示残骸可能部分被直径约1“（~20 pc）的发射团环包围。最新的地面光谱显示：（1）出现了[S Ⅱ] 6716，6731，[Ar Ⅲ] 7136和[Ca Ⅱ] 7291，7324的宽的蓝移发射线，这在1978 - 1980年的光谱中是没有观测到的;（2）以H α和[N Ⅱ] 6548，6583为中心的6540 - 6605埃的弱辐射，膨胀速度为500 +/-100 km/s;（3）在4600 - 4700 A附近有过量的辐射，表明在残骸星团中存在沃尔夫-拉叶星群。我们使用这些新的…
2008-04-10 astro-ph
HI Spatial Distribution in the Galaxy NGC 3783
我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列绘制了距离星系NGC 3783 21厘米处的氢原子发射图。我们的主要结果是：a）HI形态是不规则和扰动的，聚集在三个明显与光学形态无关的斑点中; b）所观察到的HI速度分布表明，在半径为160“（30 kpc）的范围内，正常圆盘以恒定速度差速旋转，c）盘的倾角约为25度，运动主轴的位置角与星棒的位置角略有不同，d）在半径18“以内的HI质量仅为2.1 × 10^7 Msun，180”以内的HI总质量为1.1 × 10^9 Msun，动力学质量为2 × 10^{11} Msun。NGC 3783中的大部分气体都在恒星棒的直径之外; e）从红色图像中导出的对棒势中气体流动的数值模拟表明，模式速度为Omega_p = 38 km/s/kpc：围绕棒的H α发射区环对应于UHR，而中心的H α积累对应于核环。各种可能性进行了讨论，占活跃的核燃料。
1999-06-30 astro-ph
