A 60 pc counter-rotating core in NGC 4621
我们提出了自适应光学辅助OASIS积分场光谱的S 0星系NGC 4621。二维恒星运动学图（平均速度和色散）显示存在一个直径为60 pc的反向旋转核心（CRC），这是迄今为止观测到的最小的核心。OASIS数据还表明，CRC的运动学中心从外部等照度线的中心略有偏移。这似乎得到了HST/STIS档案数据的证实。我们还提出了HST/WFPC 2 V-I彩色地图，它表现出一个中央细长的红色结构，也稍微偏离中心在同一方向的运动中心。然后，我们构造了一个NGC 4621的轴对称模型：使用多高斯展开和Hunter & Qian（1993）形式推导了两积分分布函数。虽然恒星的速度是合理的拟合，包括区域的反旋转的核心，显着的差异之间的模型和观测表明，需要一个更一般的模型（如三积分模型）。
2002-09-18 astro-ph
NGC 770: A Counter-Rotating Core in a Low-Luminosity Elliptical Galaxy
本文利用恒星内部运动学数据，证明了低光度（M_B = -18.2）椭圆星系NGC 770存在一个反旋核。这个反向旋转的核心是不寻常的，因为NGC 770不是该地区的主要星系，它位于一个有持续潮汐相互作用证据的环境中。我们通过单缝Keck/ESI阶梯光谱法发现了反向旋转的核心;随后使用Gemini/GMOS IFU获得了积分场光谱法。反向旋转区域的最高旋转速度为21 km/s，而主星系的旋转速度则大于45 km/s。反向旋转区域的半径为4“（0.6 kpc），略小于星系的半光半径5.3”（0.8 kpc），并被限制在一个盘的尺度高度小于0.8“（0.1 kpc）。根据Lick吸收线指数，我们计算出内部反向旋转区域的年龄和金属丰度为3 +/- 0.5 Gyr和[Fe/H] = 0.2 +/- 0.2 dex。在这个区域缺乏其他大型星系限制了形成反向旋转核心的可能性。我们讨论了几种方案，并赞成其中NGC 770吸积一个小的富含气体的矮星系在一个非常轻微的合并事件。如果这种情况是正确的，那么它代表了两个矮星系合并的少数已知例子之一。
2005-03-16 astro-ph
Molecular gas and dust in NGC4550: A galaxy with two counterrotating stellar disks
我们报道了在S 0/E7星系NGC 4550的中心区域探测到1 × 1 - 0^7太阳质量的分子气体，这是从CO（1-0）发射的观测结果推断的。尘埃在HST WFPC 2图像中被检测到，并发现其在核周围不对称分布，仅延伸到7“（600 pc）的银河系中心距离。的CO排放曲线的形状是一致的分子气体分布的灰尘。尘埃和气体在中心的分布可能是m=1不稳定性的结果，这是反向旋转恒星盘中增长最快的不稳定模式。在全球范围内，NGC 4550中的分子气体在引力坍缩中是稳定的，但恒星的形成似乎仍在进行，恒星的形成效率和气体消耗的时间尺度正常。NGC 4550中的恒星速度色散类似于椭圆星系。因此，很可能是一个热的X射线发射等离子体限制了分子气体的寿命，这必须来自最近（<1 Gyr）的吸积事件。
2001-06-15 astro-ph
Response of the integrals in the Tremaine-Weinberg method to multiple pattern speeds: a counter-rotating inner bar in NGC 2950?
当积分在标准的Tendee-温伯格方法进行评估的情况下，一个现实的模型的双棒星系，他们的修改所引入的第二个旋转模式是符合什么可以从一个简单的扩展，该方法的基础上，分离示踪剂的密度。这种扩展产生了一个定性的论点，区分逆时针和逆行内酒吧。然而，内杆的模式速度的值的估计需要进一步的假设。当把这种推广的Tüsse-Weinberg方法应用于最近对双棒星系NGC 2950的观测时，它表明那里的内棒是反向旋转的，可能具有-140 +/- 50 km/s/arcsec的模式速度。反向旋转的内棒的出现可以限制星系形成的理论。
2006-07-26 astro-ph
The identification of an optical counterpart to the super-Eddington X-ray source, NGC 5204 X-1
我们报告的超级爱丁顿X射线源NGC 5204 X-1的一个可能的光学对应物的识别。新的钱德拉数据显示，X射线源是点状的，光度为5.2 x 10^39 erg/s（0.5 - 8 keV）。它显示了中期和长期的X射线的变化，在一个为期20年的观察。精确的钱德拉位置使我们能够利用威廉·赫歇尔望远镜上INTEGRAL仪器新获得的光学数据，在NGC 5204 X-1的位置上识别出一个蓝色光学连续谱源（m_v = 19.7）。X射线和光源的性质与我们正在观察NGC 5204中的高质量X射线双星的X射线发射的情况一致，该双星由一颗O星与一个黑洞或中子星伴星组成。
2001-05-17 astro-ph
The Globular Cluster System of NGC 5846 Revisited: Colours, Sizes and X-Ray Counterparts
NGC 5846是一个巨大的椭圆星系，它的球状星团系统（GCS）之前已经得到了很好的研究，已知它有一个双峰的颜色分布，红色部分非常高。在这里，我们重新审视中央星系区域寻找新的球状星团（GC）候选者，并测量它们的星等，颜色和大小。我们也在寻找它们的X射线对应物。我们使用存档的哈勃太空望远镜WFPC 2图像，从中我们建模并减去主机光分布，并增加了GC的可用样本。我们对中心物体进行了测光，并测量了这个星系中已知的整个系统的大小和赤道坐标。我们在中心区域检测到24个以前未知的GC候选者。可靠的尺寸获得约60 GC;其典型的有效半径范围为3-5 pc。最大的集群位于中部地区。我们发现7个X射线对应的球状星团，其中大部分在中央区域。它们是NGC 5846中最明亮的X射线源之一。它们也是光学发光的，紧凑的，属于红色亚群。
2006-05-18 astro-ph
A counter-rotating tilted gas disc in the peanut galaxy NGC~128
我们获得了花生星系NGC~128中心区的$V$、$R_c$、$I_c$ HRCAM像和TIGER摄谱仪。彩色图像揭示了一个相对于星系主轴倾斜约26度的红色圆盘的存在。这个倾斜的圆盘是由尘埃和气体组成的，正如电离气体分布的2D TIGER地图所揭示的那样。TIGER恒星和气体速度场表明，恒星和气体成分的角动量矢量是颠倒的。因此，我们认为，气体轨道属于所谓的异常家庭，这是一个翻滚的三轴潜力（酒吧）与花生形态的证据。棒的形成很可能是通过与其附近的伴星NGC~127的相互作用而触发的，其中耗散成分沿着逆行轨道被吸积。
1997-01-15 astro-ph
Two more disk galaxies with global gas counterrotation
我们报道了在早型盘星系NGC 2551和NGC 5631中发现的扩展的反向旋转气体盘。为了找到它们，我们进行了复杂的光谱观测，包括星系中心部分的积分场光谱和探测外部部分的长缝深光谱。视线的速度场已建成和比较的光度结构的星系。结果，我们发现了全尺寸的反向旋转气体盘，一个与NGC 2551的恒星盘共面，另一个倾斜于NGC 5631的主恒星盘。我们认为，我们观察到的早期阶段的小合并事件，这可能是两个不同的阶段的透镜状星系形成的过程中，在相当稀疏的环境。
2008-12-23 astro-ph
NGC 4138 - A Case Study in Counterrotating Disk Formation
Sa（r）星系NGC 4138最近被发现包含一个广泛的反向旋转盘，似乎仍在形成中。盘状系统中多达三分之一的恒星可能在逆行轨道上。逆旋转环的H II区域，以及扩展的逆旋转H I气体，表明逆行的材料最近已获得气相，并仍在涓涓细流。使用数值模拟，我们试图模拟的过程中，反向旋转的质量已被这个星系吸积。我们调查了两种可能性：连续逆行的气体，并与富含气体的矮星系逆行合并。这两个过程都成功地产生了所观察到的质量和尺寸的反向旋转盘，而没有显着加热的主要。与我们对基准冷、薄的主盘的经验相反，富含气体的合并对NGC 4138的大质量、紧凑的主盘很有效，即使矮星系的质量是主盘质量的一个重要部分。虽然我们已经限制自己主要是共面降落和合并，我们报告的一个倾斜降落模拟以及。我们还探讨了这样一种可能性，即在盘的内半部分看到的H-α环是反向旋转的气体云与盘中已经存在的共转气体碰撞并在此过程中形成恒星的结果。
1996-11-05 astro-ph
Identification of the optical and quiescent counterparts to the bright X-ray transient in NGC 6440
经过3年的平静，球状星团NGC 6440在2001年8月出现了一个明亮的瞬变X射线源，正如RXTE全天监视器所记录的那样。我们进行了一个短期目标的机会观察与钱德拉X射线天文台，并能够关联的瞬态与最亮的24个X射线源在2000年7月与钱德拉静止期间检测到。此外，我们安全地确定了光学对应物，并确定1998年NGC 6440中的X射线爆发来自同一个物体。这是第一次，一个光学对应的瞬态在球状星团是安全地确定。由于瞬变是I型X射线爆发，它被确定为紧凑的吸积体是一个中子星。因此，这一瞬态提供了一个理想的情况下，研究静态发射的光学和X射线的瞬态吸积中子星，同时知道的距离和红化准确。一个适合静态光谱的模型是吸收幂律加中子星氢大气模型。我们发现中子星的内禀半径为17 - 12 ^{+31} km，中子星大气的未吸收辐射光度为（2.1+/-0.8 <$E33 erg/s），这与对冷却中子星的预言是一致的。
2001-11-12 astro-ph
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA) I.The counter-rotating LINER NGC4826
利用IRAM Plateau de Bure毫米干涉仪（PdBI）在12 CO的J=1-0和J=2-1谱线上对反转LINER NGC 4826的核进行了新的高分辨率观测，在2-1谱线上获得了分辨率为0.8“（16 pc）的CO图，完全分辨了一个在700 pc外半径处截断的内分子气盘。总的分子气体质量分布在一个半径为40 pc的不对称核盘和两个单臂螺旋中，这两个单臂螺旋在盘中以不同的半径发展。NGC 4826内部1 kpc分子气体的分布和运动学表明，气体中普遍存在不同类型的m=1扰动。虽然占主导地位的旋转，气体运动学的扰动有关的m=1的不稳定性流运动。与内部m=1扰动相关联的非圆运动定性地与预期的模式一致，该模式用于在共转（“快”波）之外开发的拖尾波。相比之下，在外部m=1螺旋流运动更好地解释了一个“慢”波。一个矛盾的结果是，内部m=1的扰动将不利于活动星系核的喂养。在R<530 pc时，恒星势所施加的引力力矩值很低，这是一个独立的证据，证明活动星系核目前没有被大量地注入燃料。NGC 4826星盘中恒星形成的分布也是强不对称的。大质量恒星的形成仍然很活跃，由R<700 pc的重要分子气体库提供。有证据支持最近在NGC 4826中发生的大规模流入事件。这些观测是在星系核（NUGA）项目的背景下进行的，该项目旨在研究活动星系核气体燃料的不同机制。
2003-06-06 astro-ph
A Counter-rotating Bulge in the Sb Galaxy NGC 7331
我们已经发现，大的，附近的Sb星系NGC 7331的隆起旋转逆行到它的磁盘。对近红外Ca Ⅱ三重态沿长轴方向的光谱分析表明，在5“~ 20”的径向范围内，吸收线的视线速度分布有两个明显的峰，并可分解为v/sigma > 3的快速旋转分量和v/sigma在1 ~ 1.5之间的慢速旋转逆行分量。反向旋转的组件的径向表面亮度分布如下的凸起，从一个2维的凸起磁盘分解的近红外K波段图像，而快速旋转的组件如下的磁盘。在圆盘开始占主导地位的半径处，等照度线从相当方形变为非常圆盘形。虽然已经发现了一些螺旋星系包含冷的，反向旋转的盘，但这是第一个已知的具有四方形，可能是三轴的，相当温暖的，反向旋转的组成部分的星系，它在中心区域占主导地位。如果它是一个杆端上看到，这个酒吧必须比磁盘厚。我们发现，NGC 7331，即使它是一个相当早期的螺旋型，没有一个传统的，共同旋转的隆起。内部成分是逆行的这一事实使我们相信它是由恒星或气体形式的下落物质形成的（例如Balcells & Quinn 1990）。然而，另一种可能性是，该结构自星系形成以来一直存在。在这种情况下，要解释角动量在径向向外运动时方向的巨大变化将是一个挑战。
1996-03-14 astro-ph
Nuclear stellar discs in low-luminosity elliptical galaxies: NGC 4458 and NGC 4478
我们提出了在低光度椭圆星系NGC 4458和NGC 4478，这是已知的主机一个运动学解耦的核心核恒星盘的检测。使用档案HST成像，和现有的吸收线强度指数数据的基础上，地基光谱，我们调查的光度参数和这些中心结构的恒星星族的属性。它们的标度长度h和中心面亮度mu_0 ^c符合星系盘的mu_0 ^c-h关系。对于NGC 4458，这些参数是典型的核盘，而对于NGC 4478，这些参数介于核盘和盘状椭圆星系的盘之间。我们目前的舔/IDS吸收线强度测量的Hbeta，Mgb，<Fe>沿长轴和短轴的星系。我们用简单的恒星星族来模拟这些数据，这些恒星族解释了α/Fe的过剩。发现NGC 4458的反向旋转中心盘具有与亮椭圆星系的解耦核相似的性质。这个星系被发现是一致的老，尽管是反向旋转。相比之下，NGC 4478的冷中心盘更年轻，金属含量更丰富，并且比星系的主体少。这表明恒星形成的历史很长，典型的未受干扰的盘状，富含气体（可能是预富集的）结构。
2004-08-04 astro-ph
Formation and evolution of S0 galaxies: a SAURON case study of NGC7332
我们提出了S0星系NGC7332的SAURON积分场观测。现有的宽波段地基和HST测光揭示了一个双盘结构和一个四方形的凸起解释为酒吧看起来接近edgeon.The SAURON二维恒星运动学地图确认酒吧和内盘的存在，但也发现了存在一个冷的反旋转恒星组件内的中央250 pc。Hbeta和[OIII]发射线图显示，电离气体具有复杂的形态和运动学，包括相对于恒星反向旋转的组件和较暗的同向旋转组件。吸收线强度图的分析表明，NGC7332是年轻的无处不在。一个大尺度的酒吧的存在可以解释大多数这些属性，但事实上，我们看到了大量的未沉降气体，以及地图上的一些特殊特征，表明NGC7332仍在发展。因此，相互作用以及棒驱动过程必须在NGC7332的形成和演化中发挥重要作用，并可能是一般的S0星系。
2004-02-10 astro-ph
Low-luminosity Extragalactic Water Masers toward M82, M51, and NGC4051
本文介绍了利用甚大射电列阵对M82、M51和NGC4051低光度水脉泽的亚角秒观测结果。在M82星暴复合体中发现了新的脉泽特征。它们在很大程度上与恒星形成活动有关，例如光学识别的星暴驱动风，H II区域或星系中恒星形成的早期阶段。M51中的水脉泽由相对于星系系统速度的蓝移和红移特征组成。红移的特征是在核射电源的西北方测量的，而蓝移的对应物的位置从射电源移动了大约2”。一个小的速度梯度密切对准无线电喷流检测到的红移功能。红移的脉泽很可能放大了背景射电连续喷流，而蓝移的对应物则标志着星系中无核恒星的形成。所有在窄线塞弗特1星系NGC 4051中探测到的脉泽特征仍然没有被新的VLA观测所解决。由于脉泽的低光度，脉泽激发与活动星系核没有直接关系。
2007-02-26 astro-ph
Nature of nuclear rings in unbarred galaxies: NGC 7742 and NGC 7217
我们用二维光谱、长缝光谱和成象方法研究了具有成星环的无阻Sb星系NGC 7742，并与我们以前研究过的另一个这类星系NGC 7217的性质进行了比较。这两个星系有许多共同的特征：每个星系都有两个不同尺度的指数型恒星盘，每个星系都有一个半径为300 pc的环核倾斜气体盘，每个星系都有一个全球反向旋转的子系统，NGC 7742中的气体子系统和NGC 7217中的恒星子系统。我们认为，过去的小合并是所有这些特点的可能原因，包括外观的核恒星形成环没有全球酒吧，环可能产生的共振功能潮汐引起的椭圆形扭曲的全球恒星盘。
2005-12-17 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
Sub-parsec-scale Accleration of the Radio Jet in the Powerful Radio Galaxy NGC 6251
为了研究强射电喷流的成因，我们利用甚长基线干涉仪（VLBI）在5GHz和15GHz两个射频上对邻近射电星系NGC6251的中心10pc区域进行了0.2pc分辨率的测图，首次在该射电星系中发现了亚秒差距尺度的反喷流。这一发现使我们能够基于相对论性聚束模型来研究喷流加速。
2000-08-11 astro-ph
The cold gaseous halo of NGC 891
我们提出的HI观测的边缘星系NGC 891。这是有史以来在外部星系上进行的最深的实验之一。它们揭示了一个巨大的气体晕，比以前看到的要长得多，包含了几乎30%的HI。这个HI晕显示了不同尺度的结构。在一侧，有一条从圆盘垂直延伸（投影）至22 kpc的细丝。小的（M_HI ~ 10^6 Msol）晕云，其中一些具有禁止的（显然是反向旋转的）速度，也被探测到。晕圈气体的整体运动学的特征在于相对于盘的差分旋转滞后。滞后在小半径处更明显，随着距平面的高度而增加。有证据表明，很大一部分的晕是由于银河喷泉。来自星系际空间的吸积也可能在形成晕和提供解释观测到的自转滞后所需的低角动量物质方面发挥作用。长的HI灯丝和反向旋转的云可能是这种吸积的直接证据。
2007-05-28 astro-ph
Membership, metallicity and lithium abundances for solar-type stars in NGC 6633
我们对NGC 6633（一个与毕宿星团年龄相似的疏散星团）中的F、G和K型候选星进行了光谱观测。我们确定了10个新的星系团成员，包括一个短周期双星系统。结合Jeffries（1997）的调查，我们总共确定了30个太阳型成员。我们用F星和早期G星的光谱估算出NGC 6633的[Fe/H]=-0.096+/-0.081，更精确地说，NGC 6633的铁比昂星团少（0.074+/-0.041）dex，比毕星团少（0.206+/-0.040）dex。NGC 6633成员的锂丰度已被估计，并与其他星团中一贯确定的锂丰度进行了比较。NGC 6633中的几颗中F星在大约相同的有效温度下显示出强烈的Li耗尽现象，这一现象在毕宿星团中被观察到。在较冷的温度下，几个年龄相似的疏散星团（NGC 6633，Hyades，Praesepe和Coma Berenices）的Li丰度模式非常相似，尽管它们的[Fe/H]不同。然而，有证据表明，NGC 6633的晚期G星和K星比毕宿星消耗的Li更少。这在定性上与主序前Li耗尽模型一致，该模型仅具有对流混合，但这些模型不能同时解释为什么这些恒星与昂宿星团中的ZAMS对应物相比，Li耗尽超过1 dex。提出了两种解释。第一个是元素丰度比，特别是[O/Fe]，在NGC 6633中可能有非太阳值，并且必须高于毕宿星团或昂宿星团。第二个是，额外的非对流混合，驱动角动量损失，…
2002-06-20 astro-ph
The Discovery of a High Redshift X-ray Emitting QSO Very Close to the Nucleus of NGC 7319
钱德拉发现了一个强X射线源，距离斯蒂芬五重星系中的Sy2星系NGC 7319的核心只有8”。我们识别了光学对应物，并证明它是一个具有$z_e = 2.114$的类星体。它也是带有$L_x = 1.5 x 10^{40} erg sec^{-1}$的ULX。从星系（z = 0.022）中类星体和星际气体的光谱，我们表明类星体和气体很可能是相互作用的。
2004-09-09 astro-ph
VLT Observations of the Ultraluminous X-ray Source NGC 1313 X-2
我们提出档案ESO VLT光度和光谱数据的超铝X射线源NGC 1313 X-2。VLT图像的高质量显示，在钱德拉误差框内可以看到两个不同的物体，R星等分别为23.7和23.6。这两个对象，由0.75角秒分开，在我们以前的ESO 3.6 m+EFOSC图像中无法分辨。结果表明，这两颗恒星都是NGC 1313中的恒星，第一颗是20 Msun的B 0-O 9主序星，而第二颗是10 Msun的G超巨星。不管这两个天体中的哪一个实际上是对应的，这意味着NGC 1313 X-2是一个具有非常大质量施主的高质量X射线双星。
2005-10-13 astro-ph
A tiny Galactic dust cloud projected onto NGC 3269?
我们报告的新观测获得的麦哲伦粘土望远镜的一个微小的尘埃补丁在SA星系NGC 3269在Antlia星系团。它已经被怀疑是一个投射的银河前景云。在这种情况下，约4角秒的大小和B波段约1等的最大吸收将使其成为迄今为止唯一的。我们提出了进一步的证据，其银河系的性质，在良好的看到条件下成像（0.3-0.6角秒）。这个尘埃云可能是Heithausen（2004）最近发现的一种新型分子云的第一个光学识别对应物。
2005-05-26 astro-ph
The large asymmetric HI envelope of the isolated galaxy NGC 864 (CIG 96)
我们提出了一个HI合成成像研究的NGC 864（CIG 96），一个螺旋星系以及隔离类似大小的同伴，但提出了一个有趣的不对称性，在其积分HI光谱。在HI配置文件的不对称性是与一个强大的运动学扰动的气体信封的星系，在一侧的旋转曲线的衰减速度比开普勒。我们探测到一个小星系（M（HI）= 5 × 10^6 Msun），在距离NGC 864约80 kpc的投影距离处有一个微弱的光学对应星系。这个星系的质量可能不足以引起NGC 864的扰动。我们讨论的替代方案，如吸积的气体同伴在径向速度低于最大值。
2005-06-30 astro-ph
Far Infrared mapping of NGC 891
我们提出了从边缘上的螺旋星系NGC 891的尘埃排放的深地图，获得与ISOPHOT仪器上的红外空间天文台在宽带滤波器与参考波长集中在170和200微米。使用新的处理方法，以消除检测器瞬态的影响，从数据中，我们检测到冷尘埃在高动态范围。观测到的远红外（FIR）发射的表面亮度分布和颜色分布与Popescu等人（2000 a）的模型预测的结果吻合得很好。因此，NGC 891是第一个可以发现尘埃和恒星固有分布的星系，该分布同时解释了光学/近红外和远红外形态。
2003-10-09 astro-ph
Stellar Motions in the Polar Ring Galaxy NGC 4650A
首次测量了NGC 4650A极环中的恒星运动学。有明确的旋转，恒星和气体旋转的方向相同，幅度相似。气体和恒星的运动学表明一个近似平坦的旋转曲线，为极性物质存在于圆盘而不是环中的假设提供了进一步的支持。在S0中心附近的发射线气体的运动学表明，极盘缺乏一个中心孔。我们还没有发现证据，两个相等的质量，反向旋转的恒星极流，如Tremaine和Yu提出的共振悬浮模型所预测的。合并似乎是对NGC 4650A的结构和运动学最可能的解释。
2003-03-06 astro-ph
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: II. Cep A & NGC 7538
我们报告了NGC 7538和Cep A源的三角函数，分别对应于2.65 [+0.12/-0.11] kpc和0.70 [+0.04/-0.04] kpc的距离。它与NGC 7538的距离远小于它的运动学距离，并将其置于英仙座旋臂中。将距离和自行与观测到的径向速度相结合，给出了恒星形成区的位置和全空间运动。我们发现这些源与银河系圆形轨道有显著的偏差：两个源都显示出与银河系自转相反的大的奇特运动（> 10 km/s），NGC 7538有一个类似的奇特运动朝向银河系中心。
2008-11-05 astro-ph
An X-ray investigation of the NGC 346 field in the SMC (2) : the field population
我们目前的结果，从钱德拉观测的NGC 346集群，这是电离源的N66，最明亮的HII区域和最大的恒星形成区的SMC。在第一部分的研究中，我们分析了星团本身和恒星HD 5980的X射线性质。但是该字段包含其他感兴趣的对象。在钱德拉观测中，总共探测到75个X射线点源：这是以前X射线调查探测到的源数量的五倍。我们在这里详细研究它们的特性。由于高前景吸收，源具有相当高的硬度比。它们的累积光度函数在较高的光度下一般比SMC的其余部分陡峭。它们的吸收柱表明，大部分源属于NGC 346。使用DSS数据和新的UBVRI成像与ESO 2.2米望远镜，我们还发现了可能的对应物32这些X射线源，并估计了B光谱类型的大量这些对应物。这就意味着在这个领域中的大多数X射线源实际上都是X射线双星。最后，一些物体显示出X射线和/或光学可变性，需要进一步监测。
2002-12-09 astro-ph
An XMM-Newton view of the young open cluster NGC 6231 III. Optically faint X-ray sources
本文讨论了非常年轻的疏散星团NGC 6231中具有暗光学对应物的X射线源的性质。从它们在H-R图中的位置，我们发现这些天体的大部分可能由质量在0.3到3.0 M $_{\odot}$的低质量前主序星组成。这些天体的年龄分布表明，NGC 6231中的低质量恒星形成始于1000万年前，并在大约100万至400万年前的恒星爆发事件中达到高潮，当时大部分低质量PMS恒星以及大质量星团成员形成。我们没有发现空间年龄梯度的证据，可以指向一个连续的恒星形成过程。只有少数X射线源的对应物的红化超过了星团的平均值，或者红外颜色表明存在适度的近红外过量。最亮的PMS源的X射线光谱最好用相当硬的热等离子体模型拟合，并且这些源中的很大一部分在其光变曲线中显示耀斑。最亮的X射线耀斑源的衰变时间在2 ~ 16 k之间。NGC 6231中的X射线选择PMS星的$\log{L_{\rm X}/L_{\rm bol}}$值随着热光度的降低而强烈增加，并且可以达到非耀斑源的饱和水平（$\log{L_{\rm X}/L_{\rm bol}} \sim -2.4$），甚至在耀斑期间达到更极端的值。
2007-03-06 astro-ph
Neutral Hydrogen Gas in Interacting Galaxies: The NGC 1511 galaxy group
我们目前的HI线和20厘米射电连续观测的NGC 1511星系群获得的澳大利亚望远镜紧凑阵列。这些数据揭示了奇特的星暴星系NGC 1511的HI分布的扩展，而干扰和狭窄的桥梁，它的小同伴星系NGC 1511 B，这已被严重扭曲的两个星系之间的相互作用/碰撞。没有发现与气桥相对应的恒星。此外，我们发现NGC 1511以东的特殊光学脊可能是一个星系与NGC 1511相互作用后完全分裂的恒星残骸。稍微远一点的邻居，NGC 1511 A，显示出规则的HI速度场，没有明显的相互作用迹象。来自NGC 1511的射电连续辐射揭示了三个突出的来源，以及一个更分散，更广泛的分布。我们得出一个整体的恒星形成率为7 Msun/年。最增强的恒星形成被发现在盘的东南部，与几个明亮的HII区域重合，并且最接近独特的光学脊。在伴星中没有探测到连续辐射，但NGC 1511 B似乎在其最靠近NGC 1511的微弱西部边缘显示出一个HII区。这组星系是由相互作用引起的恒星形成活动的最好例子。
2005-01-11 astro-ph
A Comparison Between the Globular Clusters in NGC 5128 and the Galaxy
NGC 5128中的球状星团的某些性质与银河系的球状星团进行了比较。假设银河系球状星团的颜色-金属丰度关系成立，那么NGC 5128中[Fe/H] < -1.80的贫金属星团明显比该星系中更富金属的球状星团更暗。在与银河系有关的球状星团中没有观察到这种金属丰度相关的光度差异。此外，NGC 5128星团样本包含两个物体，根据它们观察到的颜色，似乎是超级贫金属的。据推测，NGC 5128中许多看起来暗淡且缺乏金属的星团实际上是类似于中期银河系疏散星团的天体。研究还发现，在NGC 5128中，FWHM > 10 pc的大团簇通常比它们更紧凑的对应物更不明亮。在这方面，NGC 5128星团系统与银河系的球状星团系统相似。最后，本数据可能暗示NGC 5128星系团系统与银河系周围星系团系统的不同之处在于，NGC 5128天体在半高宽与M_v平面上被球状星团和矮球状星系占据的区域之间似乎没有明显的间隙。
2006-11-20 astro-ph
ISOCAM observations of Galactic Globular Clusters: mass loss along the Red Giant Branch
1997年，利用ISOCAM获得了人马座矮球面星系中的5个大质量银河系球状星团，NGC 104（=47 Tuc）、NGC 362、NGC 5139（= ω Cen）、NGC 6388、NGC 7078（=M15）和NGC 6715（=M54）在10微米光谱范围内的深像。一个重要的亮巨星样本有一个ISOCAM对应物，但只有< 20%的亮巨星有一个强烈的中红外线过量，表明有尘埃的拱星包层。从物理和统计分析相结合，我们得出质量损失率和频率。我们发现，i）显着的质量损失只发生在红巨星分支演化阶段的最后阶段，是偶发的，ii）调制的时间尺度必须大于几十年，小于一百万年，和iii）质量损失的发生并没有显示出关键的集群金属丰度的依赖。
2002-01-28 astro-ph
VLA High Resolution 1.4 and 8.4 GHz Mapping of the Barred Galaxy NGC 3367
本文报道了棒星系NGC 3367的射电连续谱观测结果，其角分辨率在1.4 GHz处为2“.1，在8.4 GHz处为0”.28。在1.4 GHz的图中，中央核区连接到SW叶，在位置角PA = 230处的投影结构形成喷流状结构。8.4 GHz的图显示了一个致密的未分辨源（直径小于65 pc），与来自核的发射有关，还有几个致密源位于大约300 pc的半径内，形成了一个环核结构。致密的核心、喷流和叶瓣形成了一个小的、低功率的射电星系，其流动轴在星系平面之外。流动轴（PA=230）与星系主轴的PA重合，因此倾斜于盘的旋转轴。此外，流动轴线相差约20度。从恒星棒的长轴开始假设恒星棒逆时针旋转（即。假设是尾随的螺旋臂），这种角度上的差异被认为是一种支持在盘的平面之外具有喷流状结构并且与恒星棒无关的论据。
2002-01-09 astro-ph
A Deep Chandra X-ray Observation of the Embedded Young Cluster in NGC 2024
我们目前的一个敏感的76 ksec钱德拉观测的年轻星团在NGC 2024（d = 415 pc）在猎户座B巨大的分子云的结果。先前的红外线观测显示，这个引人注目的星团包含数百颗嵌入的年轻恒星，其中大部分仍然被星周盘包围。因此，它提供了一个难得的机会，研究X射线活动的光学不可见的原恒星和经典的金牛T星（cTTS）进行吸积的大样本。钱德拉探测到了283个X射线源，其中248个与其他波长的对应物一起被识别，大多数是在近红外波段。钱德拉图像与2 MASS的天体测量配准导致了亚弧秒的位置精度和红外对应物的高置信度识别。钱德拉探测器的特点是硬，重吸收光谱和壮观的变化。对大于100个源的光谱分析表明，平均消光A_v = 10.5 mag，典型等离子体能量E = 3 keV。变化的范围包括快速的脉冲耀斑和持续的低水平波动，表明强烈的磁场活动，以及缓慢的上升和下降的计数率，其起源更模糊。一些爆发达到kT = 6 - 10 keV的持续温度。钱德拉探测到了27个cTTS子样本中的一个，它们的X射线和辐射热光度是相关的。我们还报道了IRS 2b的X射线探测，它被认为是一颗大质量的嵌入式晚O星或早B星，可能是NGC 2024的电离源。在NGC 2024中，有7个毫米明亮的核心（FIR 1-7）可能是原恒星，但没有被探测到，除了在不寻常的核心FIR-4附近有微弱的发射。
2003-06-26 astro-ph
Multi-density model of the ionised gas in NGC 253 using radio recombination lines
我们对NGC 253的H92 α（8.3 GHz）、H75 α（15 GHz）和H166 α（1.4 GHz）射电辐射线（RRL）进行了成像，分辨率分别为4.5 pc（0.4”）、2.5 pc（0.2”）和53 pc（4.5”）。H92 α谱线是由个别致密源产生的，其中大部分都具有射电连续谱。谱线宽度范围从射电核附近的源的~200 km/s到射电核附近的源的70-100 km/s。这些谱线由密度约为10000 /cc的气体发射。其余的厘米波RRL出现在较低密度的气体（~500 /cc），具有较高的面积填充因子和10倍的质量。需要较高密度气体（>10000 /cc）的第三种成分来解释毫米波RRL。
2004-11-12 astro-ph
