Ambient Interstellar Pressure and Superbubble Evolution
高环境星际压力建议作为一个可能的因素来解释普遍观察到的超新星驱动的超级气泡和恒星风气泡的增长率的差异。P/k ~ 1 e5 cm-3 K的压力对于恒星形成率高的区域是合理的，这些值介于估计的银河系中面压力和在星暴星系中观察到的压力之间。在银河系ISM的局部区域中，高压成分也很常见。我们证明了壳生长对环境压力的敏感性，并建议超级气泡最终可能作为ISM气压计。
2004-03-31 astro-ph
A Shock-Induced Pair of Superbubbles in the High-Redshift Powerful Radio Galaxy MRC 0406-244
我们提出了新的光谱学的高红移强大的射电星系MRC 0406 $-$ 244在红移为2.429。我们发现，在静止帧紫外图像中探测到的两个向西北和东南方向的扩展主要是由活动星系核的非热连续加热。然而，每个扩展都显示出壳状形态，这表明它们是由超级风活动引起的一对超级气泡，而不是由射电喷流与周围气体云之间的相互作用引起的。如果是这样的话，那么造成超级气泡形成的强烈恒星暴可能发生在$\sim 1 \times 10^9$年前。另一方面，射电喷流的年龄可能为$\sim 10^6$ yr，比星暴年龄短得多。因此，这两个事件，即，星暴和射电喷流活动是独立的现象。然而，它们的膨胀运动的方向可以由宿主星系中气体成分的旋转运动来控制。这个想法似乎可以解释MRC 0406 $-$ 244的对准效应。
2001-08-08 astro-ph
Tightly Correlated X-ray/H$α$ Emitting Filaments in the Superbubble and Large-Scale Superwind of NGC 3079
使用钱德拉和HST，我们表明，X射线和H $α$长丝，形成的1.3千秒差距的超级气泡的NGC 3079在0。“8决议。这种紧密的匹配似乎是由风驱动的冷盘气体引起的，X射线从上游发射，远离弓形激波或通过云/风界面的传导冷却。我们发现，软X射线等离子体的$2\times10^{56}\sqrt{η_x}$和$5\times10^{54}\sqrt{η_X}$ erg的热能和动能分别，其中$η_X$是填充因子的X射线气体，可能很小，这些是可比的能量的光学线发射气体。X射线也可以从被星系盘光学遮蔽的射电反泡底部和星系核（其光谱显示Fe K $α$线）看到。流体动力学模拟再现观测以及使用大填充因子内的两个灯丝系统，否则假设严重低估了在超风的质量损失。超级气泡周围是一个较暗的X射线圆锥晕，充满了高角度的H $α$发射细丝，支持我们以前的断言，这些细丝形成了星系气体和冲击风之间的接触不连续/冲击。在盘上方约40 \arcsec（3 kpc）处，一个X射线弧可能部分关闭在气泡之外，但东北象限仍然开放，这与超级风至少爆发成星系晕一致。
2002-05-29 astro-ph
The Exceptionally Soft X-ray Spectrum of the Low-mass Starburst Galaxy NGC 1705
NGC 1705是光学上最明亮和研究最好的矮星系之一。它似乎处于一个主要恒星爆发的后期，包含一个年轻的超级星团。因此，II型超新星可能是该星系近期演化的主要影响，并可能产生了一个超级气泡，其对低密度环境星际介质的影响可以理想地进行研究。该星系的ROSAT PSPC观测揭示了两个嵌入在\Ha环中的引人注目的X射线发射斑点，这可以解释为同一个超级气泡的上部羽流的两侧。这些来源是一个惊喜。它们比从其他星暴矮星系观测到的要软得多，并且如此软，如果观测到的银河系HI柱密度均匀分布在NGC 1705上，或者如果源嵌入NGC 1705的HI盘中，它们应该被阻挡。此外，与类似天体相比，ROSAT能量带1.2x10 ^{38} erg s ^{-1}中的总X射线光度较低。我们讨论了NGC 1705中两个X射线峰的可能模型，发现它们很可能来自于NGC 1705中一个超级气泡的相对冷的气体。这些来源的异常柔软的影响，解决了NGC 1705的内在属性和前景银河系吸收的性质。
1998-06-02 astro-ph
LRG J0239-0134: A Ring Galaxy or a Pair of Superbubbles at z=1 ?
LRG J0239 $-$ 0134在$z$ =1.062处的不寻常形态被解释为环形星系。在这里，我们提出了一个替代的想法，环形的形态是由于一对超级气泡驱动的强烈的恒星爆发在该星系的中心区域。支持超级气泡模型的证据是：1）中心天体的后星爆性质表明，超新星爆炸的爆发至少可能发生在$\sim 10^7$年前，2）在中心天体中看到的暗巷表明，我们从近侧的角度观察到这个物体，3）环状形态与它是一对超级气泡的想法并不矛盾。所有这些支持超级泡沫模型的证据似乎都是间接的。然而，如果是这样的话，这个星系提供了一个重要的例子，在高红移的超级风活动。
2000-11-03 astro-ph
Jet- and Wind-Driven Ionized Outflows in the Superbubble and Star-Forming Disk of NGC 3079
HST WFPC 2图像的边缘上的螺旋星系NGC 3079跨越内部19千秒差距的直径，他们结合地面的Halpha+[N II]法布里-珀罗光谱和射电偏振矢量和旋转措施的VLA图像。直径在9千秒差距以内的电离气体细丝投射到盘上方约3千秒差距，最亮的形成直径为1千秒差距的超级气泡。它们通常被分解为~0的链。“3（25 pc）宽，从核CO环中以五种不同的气流出现，速度梯度和分散度为数百公里/秒。其中一个流的流量为250 pc，与VLBI尺度的射电喷流对齐，其他四个流与喷流没有连接，而是弯曲到星系盘上方0.6 kpc的垂直方向，然后分散在一个喷雾状的液滴中，每个液滴的电离质量约为1000 sqrt（f）Msun（根据我们的数据，体积填充因子f > 0.003）。在星系尺度风的水力模型中，盘状气体的碎片团形成了类似的结构。磁场的模式和气体运动学还表明，在半径约为800 pc的星系盘中，存在一种机械光度为10^43 erg/s的风，它停滞在星系盘中，随着盘上方平衡的ISM压力的降低，随着高度的增加，它的半径逐渐扩大，并将稠密的云卷入漩涡中。细丝的总动能和动量分别为（0.4-5）× 10^55平方（f）尔格和（1.6-6）× 10^47平方（f）达因。银河系其他地方的恒星形成复合体显示出一个延伸数百秒差距的线性细丝的惊人喷雾。
2001-01-01 astro-ph
The Origin of the Dust Arch in the Halo of NGC 4631: An Expanding Superbubble?
我们研究了Neininger和Dumke（1999）在边缘星系NGC 4631的晕中发现的尘埃拱的性质和起源。我们目前的CO观测使用新的在飞映射模式与FCRAO 14米望远镜，并没有发现任何证据CO排放与尘埃arch. Our以前发表的HI数据的检查表明，如果以前的假设尘埃温度和气体/尘埃比是正确的，那么必须有分子气体与拱，低于我们的检测阈值。如果这是真的，那么与尘埃拱相关的分子质量在1.5 x 10^8 M（太阳）和9.7 x 10^8 M（太阳）之间，并且可能接近该范围的低端。由此得出的一个结果是，CO到H_2的转换因子的最大允许值是银河值的6.5倍，但很可能更接近银河值。HI的运动学显然与尘埃拱有关，揭示了这里的气体不是膨胀壳或外流的一部分，而是两个独立的特征（潮汐臂和HI的羽流伸出到晕中），它们被投射在一起，看起来像一个壳。因此，尘埃“拱”和星系周围的热X射线发射气体之间没有联系。
2003-01-03 astro-ph
Gamma-Ray Line Emission from Superbubbles in the Interstellar Medium: The Cygnus Region
银河系中的恒星形成过程在时间和空间上是不均匀的。恒星形成区的规模从几个pc内的群体到大的螺旋臂段，线性尺寸为kpc。当许多恒星在一个相对较小的体积内在短时间内形成时，局部的星暴就形成了。这种恒星形成爆发的能量冲击会严重影响气体盘的动态结构。恒星风和超新星爆炸驱动一个膨胀的超级气泡，其大小最终超过了盘的尺度高度，从而驱动盘风将富含金属的气体吹入晕中。我们讨论了超级气泡演化的基本情况，强调相关的伽马射线线签名。特别讨论了天鹅座26Al和60Fe的核谱线发射。
2001-06-07 astro-ph
Radio Recombination Lines from Starbursts: NGC 3256, NGC 4945 and the Circinus Galaxy
一个新的尝试，以检测无线电复合线从外部星系的结果是测量线从几个明亮的星暴星系。这些谱线是由年轻的大质量恒星电离的氢产生的，可以用来诊断星暴区的条件和气体动力学，而不会有尘埃遮蔽的问题。本文利用ATCA和VLA对NGC 3256、NGC 4945和Circinus星系的星暴核在8.6GHz附近的H91 α和H92 α谱线进行了观测。建模的线发射区域作为一个集合的H II区域，我们推导出所需的H II区域的数量，它们的温度，密度和分布。
2004-11-04 astro-ph
Galactic Gamma-Ray Halo of the Nearby Starburst Galaxy NGC 253
最近，CANGAROO-II望远镜探测到了附近一个边缘星暴星系NGC 253发出的TeV伽马射线。本报告讨论了排放机制。我们回顾了NGC253的射电-TeV γ射线辐射，并提出了一个由同步辐射和逆康普顿散射引起的非热辐射模型。晕模型成功地解释了NGC 253的多带光谱。
2003-01-09 astro-ph
Spitzer-IRS Spectroscopy of the Prototypical Starburst Galaxy NGC7714
我们目前的观测星暴星系NGC 7714与红外光谱仪IRS船上的斯皮策太空望远镜。光谱产生了丰富的离子和分子特征，允许其性能的详细表征。NGC 7714具有类似HII区的光谱，具有强烈的PAH发射特征。我们没有发现一个被遮蔽的活动星系核的证据，并且[NeIII]/[NeII]约为0.73，NGC 7714位于正常金属丰度星暴星系的上端附近。NGC 7714几乎没有硅酸盐吸收，最热的尘埃成分温度为340 K，是一个年轻、清晰的恒星暴的完美模板
2004-06-14 astro-ph
The interpretation of the emission spectra of the Seyfert 2 galaxy NGC 7130. Determination of the AGN and starburst contributions
详细模拟了NGC7130的不同区域，解释了其活动星系核和星暴星系的复合性质。由炽热的大质量恒星的恒星风和超新星喷出物产生的冲击波，在云发出的连续谱和线谱中很明显。活动星系核星暴连接的模型结果的基础上进行了讨论，特别是考虑到整个星系的密度和速度的分布。
2002-02-18 astro-ph
The Hydrodynamics and Chemical Evolution of Starburst-driven Outflows
本文从热气体的化学演化和辐射冷却两个方面，详细讨论了由剧烈的星暴产生的银河系尺度气体外流的流体动力学和内禀性质。结果表明，超气泡的金属丰度随时间变化，并且很容易超过太阳值。由紧凑而强大的恒星爆发驱动的银河系超级风经历了灾难性的冷却，并建立了与绝热解所预测的完全不同的温度分布。超星系风的观测特性的X射线和可见光线制度来自我们的计算进行了比较与标准的绝热模型预测。
2002-12-02 astro-ph
The Structure and Morphology of the Ionized Gas in Starburst Galaxies: NGC5253/5236
本文通过对NGC 5253和NGC 5236两个邻近星系中心星暴周围电离气体的结构和物理特性的研究，探讨了星暴与宿主星系之间的相互作用。这两个星系代表了非常不同的星系环境，NGC 5253是一个贫金属的矮星，而NGC 5236是一个富含金属的大质量螺旋星系。我们在线发射[OIII]，H-α，和[SII]，并在连续的U，V，R这两个星系的星暴区域的图像。对于NGC 5253，线比率图[OIII]/H-β和[SII]/H-α表明，在外部区域，扩散电离气体（DIG）部分地被非光电离过程（“冲击”）激发。“冲击”气体主要集中在星系中心的西南部，与H-α气泡的位置和扩展的软X射线发射相一致。来自激波激发气体的H-α辐射约占总量的1-2%。大约80-90%的DIG是光致电离的，这需要大约10%的电离光子从星暴位置逃逸。NGC 5253中的星暴似乎是由沿着星系光学短轴下落的气体提供的，而从星暴膨胀出来的热气体则沿着长轴有一个优先的方向。NGC 5236的结果不如NGC 5253清晰，因为图像没有那么深。发射线比率图显示很少或没有证据表明激波激发的存在，也很少或没有电离气体从星系中心沿着盘平面向外膨胀。因此，NGC 5236中的星暴比NGC 5253中的星暴受到更强的限制，这可能是由于更大质量的星系具有更深的引力势阱。
1999-04-30 astro-ph
The Metal Content of Dwarf Starburst Winds: Results from Chandra Observations of NGC 1569
（节略）我们提出深，钱德拉光谱图像的矮星暴星系NGC 1569。前所未有的空间分辨率使我们能够在空间上识别集成的\x光谱的组成部分。拟合光谱模型需要一个固有的吸收成分和更高的金属丰度比以前的研究表明。我们的研究结果提供了第一个直接证据，从矮星暴星系的金属富集风。
2002-03-28 astro-ph
Near-infrared line imaging of the starburst galaxies NGC 520, NGC 1614 and NGC 7714
本文给出了相互作用星暴星系NGC 520、NGC 1614和NGC 7714核区的高空间分辨率（0.6角秒）近红外宽带JHK图像和Br_gamma 2.1661微米和H_21 -0 S（1）2.122微米发射线图像。近红外发射线和射电形态大体一致，尽管在细节上有差异。在NGC 1614中，我们发现Br_γ的核双结构，与射电双结构一致。我们得到了NGC 1614和NGC 7714的核区的平均折射率分别为A（K）= 0.41和A（K）= 0.18。对于NGC 520，消光要高得多，A（K）= 1.2 - 1.6。观测到的H_2/Br_γ比值表明，分子气体的主要激发机制是来自年轻恒星团的强紫外辐射的荧光，而激波激发可以排除。所有星系的星暴区都具有较小的Br_γ等效宽度。假设恒星形成模型为常数，即使降低质量上限M_u = 30 M_o，也会得到相当老的年龄（10 - 4000万年），这与星团的近红外形貌不一致。我们倾向于一个M_u = 100 M_o的恒星形成瞬时爆发的模型，它发生在6 - 700万年前，与以前的测定和在NGC 1614和NGC 7714中探测到的W-R特征相一致。最后，我们注意到一个可能的系统性差异，在恒星暴和塞弗特星系之间的热分子气体的量。
2000-11-23 astro-ph
A multi-wavelength study of the starburst galaxy NGC 7673
HST/WFPC 2的图像将NGC 7673分解成大量的星团。其中，31个落在IUE大光圈内，用于获取星系的综合紫外光谱。我们已经安装Starburst 99进化合成模型，观察到的颜色，这些集群和派生的年龄，reddenings，和群众的集群。然后，一个简单的总和的集群合成的紫外光谱已被比较，观察到的IUE光谱，以研究恒星的形成历史的NGC 7673。
2004-11-16 astro-ph
NMA Observations of CO(2-1) and CO(1-0) Emission in the Starburst Region of NGC 4527
利用Nobeyama毫米波阵对“低恒星形成效率星暴星系”NGC 4527进行了高分辨率CO（2-1），CO（1-0），HCN（1-0）和HCO+（1-0）观测。发现在中心处的积分强度比CO（2-1）/CO（1-0）和HCN（1-0）/CO（1-0）分别为0.6 +/-0.05和0.06 +/-0.007。这些线比小于那些在原型星爆星系，如NGC 253和M82，我们认为，在中央几个kpc区域的NGC 4527的致密分子气体的总分子质量的分数是小的。这一事实可能是低恒星形成的原因。
1999-09-17 astro-ph
Compact starburst in the central regions of Seyfert galaxies
我们利用野边山毫米波阵对本宇宙中Seyfert星系和星暴星系的CO（1- 0）、HCN（1- 0）和HCO $^+$（1- 0）线进行了高分辨率的“3D”成像观测。我们探测到了这些赛弗特星系中相当一部分的发光HCN（1- 0）发射（我们的子样本中有12个），这表明其中一些塞弗特星系，如NGC 3079，NGC 3227，NGC 4051，NGC 6764和NGC 7479，确实伴随着紧凑的核星暴，给出了HCN（1- 0）光度与恒星形成星系中恒星形成速率之间的紧密相关性。然而，我们认为，这些塞弗特星系中的一些星系，包括NGC 1068，NGC 1097，NGC 5033和NGC 5194，HCN（1- 0）发射的升高并不意味着那里存在大规模的恒星爆发。这是因为这些Seyfert核显示出异常高的HCN（1- 0）/HCO $^+$（1- 0）比（2- 3），这在我们的样本中的星爆核中从未观察到。这可能是由于在这些塞弗特星系中心的X射线主导区（XDR）中HCN分子过多。
2007-04-21 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
The Star Cluster System of the NGC 7673 Starburst
利用哈勃空间望远镜WFPC 2的宽带图像，我们研究了星爆星系NGC 7673中的星团系统。这是我们第一次能够检查这个星系中突出的光学团块的内部结构。星团由年轻恒星组成，其中16- 33%位于明亮的星团中。我们在F555 W和F814 W图像中识别出268个星团候选者，并使用F255 W滤波器识别出50个星团。这些数据使我们能够估计年龄和质量使用颜色的大小和双色图为我们的样本。我们发现了一群年轻的，<600万年的星团，它们分布在整个星系中，并集中在团块中。星团质量估计为5-50 x 10^4太阳系最亮的天体。星暴在物理上分离良好的区域仍然活跃，表明广泛的星暴触发。我们讨论了团簇的寿命，它们对NGC 7673未来演化的影响，以及与高红移恒星爆发的可能关系。
2002-06-11 astro-ph
Chandra Observations of the Evolving Core of the Starburst Galaxy NGC 253
钱德拉对附近星暴星系NGC 253核心的观测揭示了一个嵌入核星暴区域的被严重吸收的硬X射线源。该源的未吸收亮度为2 ~ 10 keV，>=10^39 erg/s，并使周围的气体光电离。我们通过一个尘埃环观测到这个源，该尘埃环的中性吸收柱密度为NH ~ 2 × 10^23 cm^-2。这个环面的直径有几百pc，用来校准由恒星暴驱动的核外流。我们认为，电离源是一个中等质量黑洞或一个弱吸积的超大质量黑洞，这可能标志着活动星系核活动的开始或结束。
2002-07-19 astro-ph
The Obscuring Starburst of NGC 6221 and Implications for the Hard X-ray Background
我们将NGC 6221作为“X射线响亮复合星系”的案例研究，这些星系在光学波长上类似于星爆，在X射线上类似于传统的活动星系核。NGC 6221的净光谱被认为是一个星暴星系，但在X射线中，NGC 6221类似于塞弗特1星系，表现出幂律连续谱，宽的Fe K α线，以及在日和年的时间尺度上的连续变化。高分辨率图像显示，探测到的活动核相对较弱，不仅在光学波长，而且在近红外波长。一个模糊的星暴，其中与星暴相关的星际气体和尘埃掩盖了活跃的核心，解释了这些奇特的特征。我们定量地证明，柱密度N_H = 10^{22} cm^{-2}的遮蔽与相对较弱的本征核活动相结合，可以产生一个单独的周围星暴的光谱特征。虽然光学巡天无法确定使这些星系成为重要X射线源的活动核，但这些星系实际上可能是X射线背景的重要贡献者。
2001-04-18 astro-ph
Ultraviolet-Optical observations of the Seyfert 2 Galaxies NGC 7130, NGC 5135 and IC 3639: Implications for the Starburst-AGN Connection
本文给出并讨论了三个Seyfert 2核（NGC 7130、NGC 5135和IC 3639）的HST（WFPC 2和FOC）图像和UV GHRS光谱以及地基近紫外到近红外光谱。这些星系，连同Mrk 477，是从一个更大的样本中选出的，其中包括20个最明亮的塞弗特2核，目的是研究塞弗特2核中紫外-光学-近红外无特征连续体的起源。这四个星系的辐射热光度，用IRAS的四个波段计算，为10^11 Lsol。它们足够接近，可以用核区域的HST来解决。这使得这些塞弗特2星系成为研究更遥远星系中星暴-活动星系核联系的基准。这些数据提供了直接的证据，证明存在一个中心核恒星爆发，它主导着紫外线，这似乎是所谓的无特征连续体的起源。这些星爆布满尘埃，结构紧凑。它们的大小（从不到100 pc到几百pc）比原型塞弗特2星系NGC 1068中看到的要小得多，也更接近核。这些恒星爆发的辐射热光度与它们被遮蔽的塞弗特1核的辐射热光度估计值相似，因此它们对这些星系的整体能量贡献相同。
1998-06-08 astro-ph
The Chandra view of NGC1800 and the X-ray scaling properties of dwarf starbursts
利用Chandra的高空间分辨率研究了嵌入在一个小星系群中的矮星暴星系NGC 1800的X射线形貌。弥漫的星系辐射被检测到，在银道面上方延伸了几个千秒差距，整体形态类似于附近明亮的X射线星暴星系中的星系风。这使得NGC 1800成为最遥远的矮星爆，并能清晰地探测到弥漫的X射线辐射。漫射X射线的光度为1.3+/-0.3 *10^38 erg/s，至少占该星系软X射线总输出的60%。得到了热气体温度kT= 0.25keV，金属度Z~0.05Z_Sun，后者与星际介质光谱学的结果一致。我们未能探测到任何与嵌入星系群有关的热气体，这意味着星系群X射线光度的上限为L_X<10^41 erg/s。没有令人信服的证据表明NGC 1800的外流风目前正在与任何组内气体相互作用，机械方面的考虑表明风可以逃离星系及其周围的HI晕，最终将能量和金属传递给组内气体。NGC 1800的属性进行了比较，其他矮星暴星系，和第一次详细讨论的X射线缩放属性的人口对象，设置对正常的星暴星系获得的等效结果。结果表明，矮星暴在很大程度上表现为正常星暴星系的缩小版本。
2004-07-14 astro-ph
The nearest extreme starburst: bubbles, young star clusters, and outflow in NGC 3256
在这项工作中，我们报告，在红外合并NGC 3256的极端星爆：（i）4银河系气泡的检测，与SN爆炸。(ii)首次分析年轻星团（YSC）候选者的空间分布。(iii)用HST STIS谱研究了主光学核核芯电离气体的运动学。旋转曲线和发射线轮廓的形状可以解释的存在，在核心的YSC流出。
2004-07-27 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
Detection of the H92alpha recombination line from the starbursts in the Circinus galaxy and NGC 1808
上下文由恒星暴活动电离的气体辐射出无线电复合线（RRL），从中可以推导出等离子体条件和在爆发中形成的大质量恒星的数量，而不受尘埃遮蔽的影响。目标。我们的目标是找到更多的星爆系统的RRL发射，并使用线的属性来估计电离气体的属性。方法.我们在附近的河外星暴或塞弗特星系NGC 1808、Circinus星系、NGC 4038/9、II Zw 40、NGC 6221、NGC 7552、IRAS 18325-5926、IC 5063和VV 114中进行了RRL搜索。我们使用VLA和ATCA搜索RRL H91 alpha和H92 alpha，其静止频率为8.6 GHz和8.3 GHz。结果我们第一次在圆规星系和NGC 1808的星暴核中探测到RRL。圆规座星系被探测到的线强度为3.2 mJy，使其成为在这个频率下已知的第四强河外RRL发射体（仅次于NGC 4945，M 82和NGC 253）。线和连续辐射可以匹配的模型组成的收集50至10 000 H II区域与300至9000 O 5恒星需要保持电离，推断恒星形成率为0.2 Msun/年至6 Msun/年。NGC 1808在RRL发射中被检测到，在3.9 σ处，在预期速度下的线强度为0.47 mJy。结论我们已经探测到来自两个星系的RRL，增加了已知的河外RRL发射器的数量。圆规座星系非常强大，特别适合进行高质量的后续光谱研究。我们推导出条件…
2008-02-21 astro-ph
A New Hubble Space Telescope Distance to NGC 1569: Starburst Properties and IC 342 Group Membership
本文介绍了距离我们最近的星暴星系之一矮不规则星系NGC 1569的深HST ACS/WFC测光。这些数据使我们能够第一次明确地探测到红巨星分支的尖端，从而确定到NGC 1569的距离。我们发现这个星系距离我们3.36 +/- 0.20 Mpc，比通常假设的距离2.2 +/- 0.6 Mpc远得多。由于其较短的距离，以前被认为是一个孤立的星系，我们的新距离坚定地将NGC 1569确定为IC 342星系群的成员。高密度的环境可能有助于解释NGC 1569的星暴性质，因为星暴通常由星系相互作用引发。另一方面，更长的距离意味着NGC 1569是一个比以前认为的更极端的星暴星系。以前估计的恒星形成率小于1 Gyr的恒星变得更强的2倍以上。比这更老的恒星不受以前研究的限制。NGC 1569的三个超级星团的动力学质量增加了约53%，达到6-7x10^5个太阳质量。
2008-08-01 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 Kinematics of the Ionized and Molecular Hydrogen in the Starburst Galaxy NGC 253
NGC 253的近红外H_21 -0 S（1）和Br_γ速度曲线表明，中心速度梯度比光学速度曲线陡7倍。这被解释为由于灰尘引起的光学深度效应。在中心需要大约35 mag的视觉消光，以匹配光速曲线的SW侧。比较了NGC 253、M82和NGC 4945星暴星系中这些谱线与CO（J=1-0）谱线之比的空间变化，以探讨H_21 -0 S（1）谱线的激发机制。
1995-08-07 astro-ph
High energy gamma-ray emission from the starburst nucleus of NGC 253
星暴星系中心区域的高密度介质及其将粒子加速到相对论能量的能力使这些天体成为$γ$射线源的良好候选者。本文提出了一个星暴星系NGC253从射电到γ射线多频辐射的自洽模型。该模型与目前的所有测量结果一致，并提供了NGC 253中心区域的高能行为的预测。特别讨论了HESS阵列和GLAST卫星的观测前景。
2005-08-10 astro-ph
X-ray observations of the starburst galaxy NGC 253:II. Extended emission from hot gas in the nuclear area, disk, and halo
对近边缘星暴星系NGC 253的深ROSAT HRI和PSPC观测的空间和光谱分析揭示了漫射软X射线发射，占其总X射线光度的80%（L $_{\rm X} = 5 10^{39}$ \ergsec，经前景吸收校正）。核面积、盘和晕对光度的贡献大致相等。星暴核心本身被高度吸收，在ROSAT波段中不可见。我们详细描述了从核区，磁盘和晕的发射光谱和形态，并比较我们的结果在其他波长和其他星系的观测。（节略）
2000-05-16 astro-ph
The nuclear starburst activity in the Seyfert 2 galaxy NGC 7679
我们介绍了我们最近的分光光度的红外发光塞弗特2星系NGC 7679的结果。我们发现了最近核星暴存在的令人信服的证据，这些证据通过以下观测揭示：a）高阶巴耳末吸收线的光谱特征，b）CaIIK $λ$ 3933，CN $λ$ 4200，G带$λ$ 4300和MgIb $λ$ 5173的弱等效宽度，以及c）建议的UV星风共振线在IUE频谱中的N V $λ$ 1240、Si IV $λ$ 1400和C IV $λ$ 1550）。利用简单的恒星星族合成模型，我们发现在核2”$\times$ 2”区，老、中、年轻组分的贡献分别为21.7%、42.9%和35.4%.最近的数值模拟表明，这些核星暴活动可能是由与NGC 7682的近距离相遇引发的。
2001-06-09 astro-ph
The association between water kilomasers and compact radio sources in the starburst galaxy NGC2146
我们报告的检测22 GHz的水蒸气排放对星爆星系NGC 2146，使用Effelsberg 100米望远镜。甚大阵列（VLA）的干涉观测表明，部分辐射来自两个与紧凑的射电连续源（可能是超紧凑的HII区域）相关的恒星形成的突出地点。得出的结论是，发射来自迄今为止探测到的最明亮和最遥远的水“千脉泽”。我们的数据增加了100微米IRAS点源通量> 50 Jy的北星系（Dec > -30 deg）中水脉泽探测的数量到18%。
2002-05-16 astro-ph
XMM-Newton observations of the starburst merger galaxies NGC 3256 & NGC 3310
本文介绍了两个邻近的星暴合并星系NGC 3256和NGC 3310的XMM-牛顿EPIC观测结果。两个星系的宽带（0.3-10千电子伏）集成X射线发射显示多相热等离子体的证据，加上一个潜在的硬非热幂律连续。NGC 3256与包含两个MEKAL分量（kT=0.6/0.9 keV）和一个硬幂律（Gamma=2）的模型非常吻合，而NGC 3310具有较冷的MEKAL分量（kT=0.3/0.6 keV）和一个较硬的幂律尾部（Gamma=1.8）。钱德拉对这些星系的观测都揭示了弥散发射中存在着许多离散源，这些离散源在~2 keV以上的发射中占主导地位，很可能是幂律发射的来源。热分量显示出随着温度的升高而增加吸收的趋势，这表明最热的等离子体来自星系盘内超新星加热的气体，而较冷的分量来自流出的星系风与周围的星际介质（ISM）相互作用。我们没有发现任何强有力的证据表明，在任何一个星系的活动星系核（AGN）。
2004-05-14 astro-ph
Evidence of TeV gamma-ray emission from the nearby starburst galaxy NGC 253
TeV伽马射线最近从附近的正常螺旋星系NGC 253中检测到（Itoh等人，2002年）。在2000年和2001年进行了为期$\sim$ 150小时的观测，以探测由NGC 253方向的伽马射线引发的切伦科夫光图像。伽马射线类事件中的图像的方向与点源的发射不一致，发射区域对应于半径大于10千秒差距的大小。这里，给出了分析过程和技术的详细描述。
2003-04-16 astro-ph
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
Detection of diffuse TeV gamma-ray emission from the nearby starburst galaxy NGC 253
本文报道了正常旋涡星系NGC 253的TeV γ射线观测结果。距离$\sim$ 2.5 Mpc的NGC 253是最近的星暴星系之一。这种相对的接近，加上星系中恒星的高形成率，使它成为一个很好的候选TeV伽马射线源。2000年和2001年用CANGAROO-II 10米成像大气切伦科夫望远镜进行了观测。在$\sim 11σ$能级上探测到TeV伽马射线发射，通量为$(7.8 \pm 2.5)\times 10^{-12} {\rm cm}^{-2} {\rm sec}^{-1}$，能量为$>$ 0.5 TeV。数据表明，发射区比我们望远镜的点扩散函数更宽。
2002-11-25 astro-ph
The Starburst-Interstellar Medium Interaction of NGC 1569 I. Location and Nature of He II Sources Using Hubble Space Telescope WFPC2 Imagery
我们提出了在Im星系NGC 1569从HST WFPC 2图像的He II源的检测。在15个探测到的天体中，有7个是沃尔夫-拉叶星，5个是有氦II辐射的星团，3个是来源不明的天体。探测到的沃尔夫-拉叶星的颜色和星等与大麦云云晚型WN星相似。其他He II源的物理起源进行了讨论。我们得出的结论是，在NGC 1569中已经检测到相当于51+/-19颗WNL恒星，我们估计NGC 1569中的沃尔夫-拉叶星总数为78+/-51。这些数字相比，沃尔夫-拉叶恒星星族在SMC，LMC，银河系，和其他星暴星系相对于他们的光度，动力学质量，电离气体质量。在这项研究之前，NGC 1569中的沃尔夫-拉叶星并没有使用地面图像检测到，而只是通过长缝光谱学来指示。这是第一次确定沃尔夫-拉叶星在这个附近经过充分研究的“星爆后”星系中的确切位置。
2000-09-14 astro-ph
The Luminous Starburst Ring in NGC 7771: Sequential Star Formation?
在史密斯等人分析的20个高亮度星暴星系中，只有两个显示出恒星形成环。这些星系提供了10^11 L_太阳系统和经典的，不太明亮的环状系统之间的联系。我们报告了在NGC 7771中发现了一个与射电辐射核环相对应的近红外对应物。在~10射电明亮团块和~10近红外明亮团块之间的位移表明存在多代恒星形成。估计每个射电源的热辐射相当于约35000颗O 6星。每个近红外明亮的结平均包含约5000颗红超巨星。每个结的恒星质量估计为~10^7 M_sun。恒星形成速率的时间平均值为40 M太阳/年。一些相似之处被发现之间的属性，这个系统和其他环状和非环状的星爆。NGC 7771和星暴+塞弗特1星系NGC 7469之间的形态差异表明，NGC 7771的年龄可能不足以为活动星系核提供燃料，或者可能没有能力为活动星系核提供燃料。或者，这些差异可能与活动星系核的存在与否无关，而可能只是反映了星环中恒星形成是偶发性的可能性。
1998-08-28 astro-ph
Models of the Morphology, Kinematics, and Star Formation History of the Prototypical Collisional Starburst System: NGC 7714/7715 = Arp 284
我们对星暴星系NGC 7714和它的后星暴伴星NGC 7715之间的相互作用进行了新的N体流体动力学模拟，重点是碰撞特征的形成，包括：1）富含气体的恒星形成桥，2）系统西部的大型气体环（和恒星尾巴），3）在NGC 7714的西面和北面有非常长的HI尾; 4）NGC 7714的部分星环。我们的模拟证实了早期工作的结果，两个盘星系之间的偏心倾斜碰撞几乎肯定是负责这个系统的特殊形态。然而，我们已经探索了一个更广泛的初始星系和碰撞遇到的参数比以前，并发现了一个相对较窄的参数范围内，重现所有的主要形态的这个系统。这些模拟为几种不寻常的结构的发展提出了具体的机制。我们发现，复杂的气体桥有多达四个不同的组成部分，与气体贡献的两侧的NGC 7715，以及从NGC 7714。在这座桥中观察到的气体恒星偏移在模拟中占气体的耗散演化。模型还指出，在NGC 7714最西边的低表面亮度HI尾是NGC 7715反尾的末端，弯曲在两个星系后面。Lançon等人对NGC 7714核心的光谱演化模型表明，在过去的3亿年中可能存在多次恒星暴增。我们的流体动力学模型表明，爆发可能是由诱导的环状波引发的，以及星系核心的碰撞后气体积聚。
2003-01-31 astro-ph
The Nuclear Starburst in NGC 253
我们获得了NGC 253在J、H、K和N波段的长缝光谱，在J、H和Ks波段的宽带图像，以Br γ和H2（1，0）S（1）为中心的窄带图像，以及以[NeII]（12.8 μ m）为中心的成像光谱。我们使用这些数据和文献中的数据，对这个星系中的星暴进行全面的重新评估。我们从红外线[FeII]的强度推导出超新星的速率。我们发现，在低密度气体中，H2的红外发光主要是由荧光激发的。我们推导出激发发射线的恒星的强上限为~37，000 K。我们使用速度分辨红外光谱，以确定在星爆区的质量。大部分质量似乎被锁定在旧的、预先存在的恒星星族中。使用这些限制和其他人建立一个进化的合成模型，我们发现，IMF最初推导出适合的恒星爆发M 82（类似于萨尔彼得IMF）也占NGC 253的属性。这些模型表明，NGC 253中快速的大质量恒星形成已经持续了2000万到3000万年，也就是说，它处于恒星爆发的后期阶段。我们的光发射线光谱模型预期从一个晚阶段的星爆，并证明它再现所观察到的HII/弱[OI] LINER特性。
1998-05-12 astro-ph
Unveiling the hidden AGN in the merging starburst system ARP 299 (IC694 + NGC 3690)
作为研究难以捉摸的活动星系核在一个定义明确的样本红外选定的星系（使用BeppoSAX，钱德拉，XMM牛顿和积分数据），我们已经观察到与BeppoSAX合并星暴系统Arp 299。宽波段（0.1-40 keV）的观测范围清楚地表明，在这个系统中第一次，深埋AGN的存在，具有L（0.5-100 keV）= 1.9E43 cgs的内禀光度。
2002-12-18 astro-ph
HST Ultraviolet Spectroscopy of NGC 1741- a Nearby Template for Distant Energetic Starbursts
我们已经获得了哈勃太空望远镜的沃尔夫-拉叶星系NGC 1741附近的紫外图像和光谱。暗天体照相机图像的空间形态主要由两个主要的星暴中心控制，每个中心的亮度大约是剑鱼座30的100倍。这两个星暴中心都是由几个最近恒星形成的密集节点组成的。戈达德高分辨率摄谱仪拍摄的南部星暴中心部分的光谱与遵循Salpeter IMF的年轻恒星群相一致，这些恒星的质量在15 Msun以上（也可能存在较低质量的恒星），并延伸到100 Msun左右;从紫外光度推断出大约10^4颗O型恒星。探测到许多强的星际线。虽然没有解决，但它们的强度表明它们是在单个气泡和外壳中形成的，速度高达几百公里。莱曼-α吸收剖面的红翼表明存在几个中性氢成分，一个在我们自己的银河系中，另一个在NGC 1741的距离或附近。总的来说，NGC 1741的恒星和星际线光谱，以及连续体的形状，非常类似于最近在高红移发现的恒星形成星系。
1996-02-16 astro-ph
Prevalence of compact nuclear starbursts in nearby Seyfert galaxies
本文利用野边山毫米波阵列和彩虹干涉仪对邻近Seyfert星系的CO（1- 0），HCN（1- 0）和HCO $^+$（1- 0）谱线进行了成像观测。一些被观测到的赛弗特星系包括NGC 1068、NGC 1097、NGC 5033和NGC 5194在几个100 pc尺度上都表现出很强的HCN（1- 0）发射。在Seyfert核中观测到的HCN（1- 0）/CO（1- 0）和HCN（1- 0）/HCO $^+$（1- 0）谱线比（分别为$>$ 0.2和$>$ 1.8）在核星暴星系的中心区从未观测到过。另一方面，NGC 3079、NGC 3227、NGC 4051、NGC 6764、NGC 7479和NGC 7469的核中的分子线比率与核星暴星系中的分子线比率相当。我们认为，HCN发射的升高来源于X射线照射的致密分子环面或XDR靠近活性核。我们的HCN/CO和HCN/HCO $^+$图将提供一个新的强有力的诊断活动星系的核动力源。根据我们的诊断，我们观察到3的5个1型塞弗特（6的10个）主机紧凑的核星暴。我们的结果也支持在其他波长的观测，如L-波段PAH光谱。所提出的方法将是至关重要的调查极端尘埃核，如ULIRGs和高Z亚毫米星系，因为这些分子线是没有尘埃消光。作为一个例子，我们提出了HCN和HCO $^+$的LIRG NGC 4418的观测，这表明存在一个埋藏的活动核。
2005-08-19 astro-ph
ASCA spectroscopy of the luminous infrared galaxy NGC6240: X-ray emission from a starburst and a buried active nucleus
本文对ASCA的原型远红外星系NGC 6240进行了X射线光谱研究。软X射线光谱（低于2千电子伏）显示出清晰的热辐射特征，以及描述与多温度光学薄等离子体，这可能起源于一个强大的恒星爆发。强的硬X射线发射也被ASCA探测到，它在3 keV以上的光谱是非常平坦的，有一个突出的铁K线复合体，非常类似于在塞弗特2星系NGC 1068中看到的，但大约一个数量级更明亮[L（3- 10 keV）=1.4E42 erg/s]。硬X射线谱表明，只有埋藏在重遮蔽物[N（H）> 2 E24 cm-2]中的活动星系核（AGN）的反射X射线才是可见的。这是NGC 6240中活动星系核可能以类星体光度发射的证据，并表明它对远红外光度的重要贡献。
1998-02-26 astro-ph
Gas Distribution and Starburst Activity in the Widely Separated Interacting Galaxies NGC 6670
本文给出了红外亮星系NGC 6670的高分辨率H I21 cm线、20 cm射电连续谱和CO（1-0）线观测结果。NGC 6670由两个边缘在盘上的星系（NGC 6670 E和NGC 6670 W）组成，其核间距约为16 kpc。虽然没有光学识别的潮汐特征和分子盘没有太大的扭曲，我们已经检测到一个90千秒差距长的H我的尾巴，这表明星系相互作用，并已经经历了至少一次近距离接触。我们的观察表明，星系之间之前的相遇具有很大的碰撞参量，并且该系统仍处于相互作用的早期阶段。尽管NGC 6670处于相互作用的早期阶段，但我们发现了恒星爆发的证据。CO（1-0）观测表明，在中心区域的大分子气体水库和20厘米射电连续观测揭示了增强的恒星形成活动在两个星系的核区域。NGC 6670 E和NGC 6670 W的核区L_IR/M_H_2比值分别为18和11 L_sun/M_sun。这两个星系的核恒星形成效率已提高到邻近星暴星系的水平（L_IR/M_H2 > 10L_sun/M_sun）。另外还观测到了其它星暴活动的指标，如CO亮温和红外表面亮度。
2001-03-17 astro-ph
CIRPASS near-infrared integral-field spectroscopy of massive star clusters in the starburst galaxy NGC 1140
[摘要]我们分析了NGC 1140中心星爆区域的近红外积分场光谱，这是在配备CIRPASS的Gemini-South望远镜上获得的。我们的~1.45-1.67 μ m波长范围包括明亮的[Fe II]发射线，以及高阶Brackett（氢）线。虽然强烈的[Fe II]发射被认为起源于与超新星遗迹相关的热震，但在整个星系中发现了Br 12-4和Br 14-4发射，以及弱的CO（6，3）吸收，主要与北部星暴区域有关。Brackett线起源于（年轻的）HII区域中发生的较小尺度的重组过程。与强[Fe II]发射相关的时间尺度意味着NGC 1140中最近的大部分恒星形成活动是在过去的3500万至5500万年期间引起的。基于[Fe II]与Brackett线发射的空间分布，我们得出结论，银河系范围的星暴是在几十万年前引起的，最近的星暴活动集中在北部星暴区域。这种情况下（临时）证实了我们的光谱能量分布的紧凑，年轻的大质量星团（YMC）在新的和档案的宽带HST图像检测的分析。NGC 1140中的YMC年龄都<= 2000万年，与独立确定的星系星爆年龄估计一致，而在我们的CIRPASS分析中预期的意义上，北部和南部YMC复合体之间似乎存在年龄差异。我们对NGC 1140 YMC的测光质量估计（可能是上限）与最高质量的银河系球状星团和光谱证实的其他星暴星系中（致密）YMC的质量相当。
2004-04-21 astro-ph
Diffuse and Gravitationally Stable Molecular Gas in the Post-Starburst Galaxy NGC 5195
利用野边山毫米波阵列（NMA）对星暴后星系NGC 5195进行了孔径合成CO（1-0）观测。本文还介绍了用Nobeyama 45 m望远镜对NGC 5195的CO（1-0）和HCN（1-0）的观测结果。高分辨率（1”.9 x 1”.8或86 pc x 81 pc，D = 9.3 Mpc）的NMA图显示，在NGC 5195的中央几个100 pc区域有强烈的CO排放，尽管目前的大质量恒星形成被抑制在那里。在中心r < 400 pc区域内，HCN与CO的亮度温标积分强度比R_{HCN/CO}约为0.02。这个R_{HCN/CO}比星爆区的小5 - 15倍。这些分子气体的性质可以解释为什么NGC 5195处于恒星暴增后的阶段;大多数致密的分子核心（即，大质量恒星形成的地点）已经被过去的恒星爆发事件消耗殆尽，因此大质量恒星形成的爆发不再能持续，尽管大量的低密度气体仍然存在。我们认为，致密分子气体不能形成从剩余的扩散分子气体，因为在NGC 5195的中心的分子气体是太稳定，形成致密的核心，通过重力不稳定性的扩散分子气体。
2002-06-23 astro-ph
The Recent Cluster Formation Histories of NGC 5253 and NGC 3077: Environmental Impact on Star Formation
利用哈勃空间望远镜宽视场和行星照相机2在宽带（F300W、F547M和F814W）和窄带（F487N和F656N）滤光片下对邻近星暴星系NGC 3077和NGC 5253中的亮星团候选者进行了测光。通过比较测光与理论人口合成模型，我们估计每个星团的年龄和质量，这提供了最近的恒星形成历史的宿主星系的约束。我们比较了这些矮星暴星系中的星团人口的棒旋M 83的核星暴，并讨论了我们的理解的性质和演变的星暴事件的影响。
2003-11-20 astro-ph
The opaque nascent starburst in NGC 1377: Spitzer SINGS observations
我们分析了来自斯皮策红外近星系巡天（SINGS）的大量NGC1377数据。在我们之前通过其红外线与无线电连续光谱的比值大大超过平均值和其热尘埃选择的新生恒星爆发类别中，NGC1377具有迄今为止测量到的最大红外线过量。光学成像揭示了一种形态上的扭曲，暗示着最近的吸积事件。红外光谱揭示了一个紧凑和不透明的来源占主导地位的热，自吸收连续（τ~20在10微米的硅酸盐带）。我们提供了物理证据，反对非恒星活动是热源。HII区域通过单一[NeII]线检测，探测<1%的电离辐射。不仅光学深度非常高，而且> 85%的电离光子被尘埃抑制。唯一的其他检测到的发射功能是分子氢线，可以说主要是由冲击激发，除了光解区域，和弱芳香族带。新的观测结果支持了我们对一个非常年轻的恒星爆发（<100万年）的解释。更一般地说，缺乏射电同步加速器的星系可能在星暴开始后的几百万年内，经过长时间的静止，在宇宙射线补充ISM之前被观察到。NGC1377和一些红外发光星系具有相似的红外射电性质，这表明NGC1377是更好地理解星暴演化的原型。虽然罕见的本地，因为观察到在一个简短的进化阶段，新生的星爆可能是一个不可忽视的部分合并引起的星爆占主导地位的深红外计数。由于它们与通常的星暴模板有很大的不同，它们对解释深空巡天观测具有重要意义。
2006-04-12 astro-ph
Detection of the 13CO(J=6-5) Transition in the Starburst Galaxy NGC 253
本文报道了用红移（z）和早期宇宙光谱仪（ZEUS）对星暴星系NGC 253核13 CO（J=6-5）辐射的探测。这是首次在河外探测到13 CO（J=6-5）跃迁，它追踪温暖、致密的分子气体。我们采用多线LVG分析，发现约35% - 60%的分子ISM既温暖（T ~ 110 K）又致密（n（H2）~ 10^4 cm^-3）。我们分析了潜在的热源，并得出结论，紫外线和X射线光子不太可能是能量上的重要。相反，分子气体很可能是被高密度的宇宙射线加热的，或者是被激波引起的超音速湍流的衰减加热的。如果宇宙射线和湍流是由星暴内部的恒星反馈产生的，那么我们的分析表明，星暴可能是自限性的。
2008-10-24 astro-ph
Evidence for a Starburst within 9 pc of the Active Nucleus of NGC 1097
我们报告的证据，最近爆发的恒星形成位于9 pc的活动核的NGC 1097。星暴的观测特征包括在小口径HST光谱中观测到的年轻恒星的紫外吸收线和连续辐射。爆发的年龄是10^6年的几倍，质量约为10^6太阳质量，观测到的光度为1.5 x 10^7太阳光度，被大约3个目视星等遮蔽。这一发现的重要性有两个方面：（1）星暴靠近活动核，因此可能与之相关;（2）它被尘埃吸收介质遮蔽，并与之明显相关，而宽的发射线看起来没有被遮蔽，这表明星暴可能嵌入在活动星系核统一模型中预测的环核环面中。
2005-03-28 astro-ph
