Properties of disks and spiral arms along the Hubble sequence
本文给出了星系盘和旋臂性质与星系某些物理性质之间的一些新的统计相关。我们的研究结果表明，螺旋盘的厚度往往减少沿哈勃序列的意义上说，磁盘的Sc星系是40%薄的Sab-Sb星系的磁盘。此外，较薄的磁盘也往往是蓝色的。我们还发现，在每个哈勃类型中，HI线宽和臂图案之间存在相关性，这表明臂形状部分由星系的质量决定。总质量光度比和总质量表面密度也与俯仰角相关，即，对于具有较低表面密度和较低总质量光度比的盘，俯仰角倾向于较大。
2002-03-14 astro-ph
Triggering the Formation of Young Clusters
恒星的形成主要通过三种方式触发：（1）来自现有恒星的压力聚集并挤压附近的致密气体进入引力不稳定的结构，（2）超音速湍流的随机压缩产生新的云和团块，其中一些是引力不稳定的，以及（3）星系盘大部分区域的引力不稳定性会产生巨大的新云和旋臂，这些云和旋臂会通过另外两个过程分裂成一个层次，较小的恒星形成碎片每个过程的例子。太阳附近的大多数密集星团都是由外部恒星压力触发的。大多数星团和年轻恒星在较大尺度上被组织成具有年龄大小相关性的等级模式，暗示着湍流。在螺旋臂和共振环中形成的串珠状恒星表明引力不稳定。湍流模型解释了星系团的质量谱，Larsen & Richtler发现的恒星形成率与恒星形成率之间的相关性，以及星系中最大星系团的大小与星系团数量之间的相关性。
2001-10-05 astro-ph
Colors and Mass-to-Light Ratios of Bulges and Disks of Nearby Spiral Galaxies
利用光学和近红外波段（$V$，$I$，和$J$）的图像和已发表的旋转曲线，我们研究了28个具有不同形态类型的Sab到Scd的邻近旋涡星系的球和盘的颜色和质光比（$M/L$ s）。结果表明，观测到的颜色和$M/L$与恒星形成率呈指数下降和斜率较浅的星系形成模型基本一致（例如，在1998年）。Scalo）初始质量函数（IMF）的凸起和磁盘。我们发现星系的球核$M/L$一般高于盘$M/L$，球核与总光度之比越大的星系，球核$M/L$越小。这一事实表明，早型螺柱的光度加权平均年龄比晚型螺柱的年轻。这些结果支持了一个形成的方案，产生年轻的恒星的中间型和早期型螺旋的凸起。
2008-02-15 astro-ph
The Westerbork HI Survey of spiral and irregular galaxies III: HI observations of early-type disk galaxies
我们提出了HI观测的68个早期型盘星系的WHISP调查。它们的形态类型介于S 0和Sab之间，绝对B波段幅度介于-14和-22之间。这些星系形成了盘状星系群中质量大、表面亮度高的极端，其中很少有人在HI中被成像。在我们的样本中的星系的HI属性跨越一个大的范围内，M_HI/L_B和D_HI/D_25的平均值与晚型螺旋中发现的值相当，但平均值附近的色散较大。S 0/S 0a星系和Sa/Sab星系之间没有显著差异。我们的早型盘星系遵循相同的HI质量直径关系的晚型螺旋星系，但它们的有效HI面密度略低于晚型系统中发现的。在一些星系中，明显的HI辐射环与恒星形成增强的区域相吻合，即使平均气体密度远低于Kennicutt（1989）推导的恒星形成阈值。显然，还有一些未知的机制在低表面密度下调节着恒星的形成。我们样本中的许多星系都有不平衡的气体形态;在大多数情况下，这可能与最近或正在进行的相互作用或合并事件有关。不对称性在静止星系中是罕见的。在相互作用系统和孤立系中，运动学的不平衡是很少见的。在附录中，我们提出了一个图集的HI观测：对于所有的星系，我们显示HI表面密度图，全球配置文件，速度场和径向表面密度分布。
2005-08-15 astro-ph
Star formation rates, efficiencies and initial mass functions in spiral galaxies (I Method)
本文导出了一种利用宽波段光度学计算相对恒星形成率（臂相对于臂间盘）和相对恒星形成效率以及旋臂振幅随银河中心半径变化的新方法。本文讨论了由H_α光度测量获得恒星形成率的经典方法，并导出了一种新的方法来诊断可能存在的由于臂和臂间盘初始质量函数不同而引起的恒星形成偏差。作为一个例子，这些方法被应用到螺旋星系NGC 4321和NGC 4254，获得他们的臂振幅，相对臂/臂间恒星形成效率，相对臂/臂间初始质量函数为每个臂，作为一个函数的银河系中心半径。这两个物体都提供了证据，证明大质量恒星的形成是在螺旋臂中触发的，这与螺旋密度波理论相一致，并且在臂中的初始质量函数与盘的其余部分不同，在这个意义上，臂中有更大比例的大质量恒星。这种有偏差的恒星形成出现在臂的区域，那里触发了大质量恒星的形成，然后与密度波系统有关，并且可能是由密度波系统引起的。然而，由于这种偏向的恒星形成，研究的星系的旋臂并没有触发形成一个更大的总质量的恒星（所有光谱类型）相对于臂间盘。
1997-07-24 astro-ph
A multivariate statistical analysis of spiral galaxy luminosities. I. Data and results
我们对爱因斯坦天文台\it观测到的234个正常旋涡星系和不规则星系的X射线光度数据进行了多参数分析。这个样本是S和Irr星系的代表，具有良好的形态类型和绝对星等覆盖。除了X射线和光学数据外，我们还从文献中收集了样品的H波段星等，IRAS近红外和远红外以及6cm射电连续观测。我们还进行了精心编制的距离估计。我们通过将样品分为早期（S 0/a-Sab）、中期（Sb-Sbc）和晚期型（Sc-Irr）子样品，探索了形态学的影响。采用双变量和多变量生存分析技术对数据进行分析，该技术充分利用了检测和限度方面的所有信息。
2001-06-21 astro-ph
Star Formation Efficiency in the Central 1 kpc Region of Early-Type Spiral Galaxies
最近有报道称，一些早型螺旋星系（Sa-Sab）具有明显的恒星形成区，这些恒星形成区集中在它们自己的中心1 kpc内。在这样的中心区域，恒星的形成机制是否与旋涡星系盘中的不同？为了揭示这一点，我们估计的恒星形成效率（SFE）在这个中心的1-kpc恒星形成区域的一些早期类型的螺旋星系，考虑到这个1-kpc区域的条件是自引力。利用两个目前恒星形成率的指标（H $α$和红外光度），我们估计SFE是几个常数。这相当于晚型螺旋（Sb-）星系盘中的观测SFE。这一巧合可能支持了最近研究报道的旋涡星系平均SFE的普遍性。也就是说，我们没有发现早型星系中心1-kpc区域恒星形成机制的证据。此外，我们还研究了中心恒星形成区的结构，并讨论了估计恒星形成区质量的方法。
2000-07-20 astro-ph
Triggering and Tempering Star Formation in Colliding Galaxies
最近的观测文献表明，只有少数碰撞的星系在合并之前显示出大量的恒星形成增强。大多数的SFR与晚型场星系的SFR相当。斯皮策的初步研究（使用来自螺旋、桥梁和尾巴以及SINGs项目的数据）基本上证实了这一点，尽管有一些警告。如果孤立盘中的恒星形成是自我调节的，而碰撞使盘的大部分失去平衡，那么与孤立盘中的恒星形成的相似性是令人惊讶的。观测结果和动力学模型的比较提出了一些解决这个悖论的方法，包括缩小规模的作用。最后给出了Arp 82系统的一个有趣的例子。
2006-10-06 astro-ph
Dependence of Spiral Galaxy Distribution on Viewing Angle in RC3
给出了RC 3中旋涡星系的标准化倾角分布。结果表明，除$81^{\circ}$ - $90^{\circ}$面元中用于求取倾角的视小等照度线直径受中心凸起的影响外，Sa、Sab、Scd和Sd的分布与3- $σ$范围内随机倾角的蒙特卡罗模拟基本一致，Sb和Sbc的分布基本一致，但Sc不同。Sc的真实分布与蒙特卡罗模拟之间的差异的一个原因可能是，一些相当倾斜的螺旋，其臂固有地松散地缠绕在银道面上，应该被归类为Sc星系，被错误地归类为早期的星系，由于作为哈勃分类标准之一的旋臂紧密度在银道面上和切平面上不同，在天球上。我们的结果还暗示，如果螺旋星系只是在视觉上分类，可能会存在偏差的亮度函数的个别哈勃类型。
2000-02-25 astro-ph
A Dust-Penetrated Classification Scheme for Bars as Inferred from their Gravitational Force Fields
将星系划分为“棒旋”（SB）和“正常旋”（S）是哈勃星系分类系统的一个基本方面。这种“音叉”观点被de Vaucouleurs修正，他的分类卷承认视“棒强度”（SA，SAB，SB）是称为“家族”的星系的连续属性。然而，SA、SAB和SB家族是纯粹的视觉判断，对给定星系中的实际棒强度几乎没有影响。直到最近，发表的酒吧判断完全基于蓝光图像，其中内部消光或恒星形成可以完全掩盖酒吧或给人一个非酒吧星系中酒吧的错误印象。近红外线照相机阵列主要追踪正常星系和棒星系中古老的恒星星族，现在可以根据它们的引力势和力场来量化棒的强度。在本文中，我们表明切向力与平均径向力之比的最大值Qb是杆件强度的定量度量。Qb并不测量棒的椭圆率或形状，而是取决于棒嵌入其圆盘的实际作用力。我们表明，一个广泛的范围内的真正的酒吧的实力的特点类别SB的，而德Vaucouleurs类别SAB的对应范围窄得多的酒吧的实力。我们提出了36个星系的Qb值，我们将我们的酒吧类到一个尘埃穿透螺旋星系的分类系统。
2000-10-17 astro-ph
Molecular gas observations and enhanced massive star formation efficiencies in M100
我们提出了新的J=1-0 12-CO观测沿北旋臂的大设计的螺旋星系M100（NGC 4321），并研究分子氢的分布，从这些观测，比较新的数据与一组数据点的南臂以前公布的。我们比较这些测量的两个螺旋臂和臂间区域的原子和电离氢成分的观察。我们确定大规模的恒星形成效率参数，定义为H α光度与总气体质量的比率，沿武器和比较的值，在臂间的区域相邻的武器。我们发现，这些参数在螺旋臂平均是一个因素的3倍，高于外的武器，一个明确的指示触发的恒星形成的螺旋臂。我们讨论了这种触发的可能机制，认为密度波系统可能是这种触发的原因，并详细讨论了几种可能的系统效应，从而推断出关于触发的结论是合理的。我们特别讨论了H α消光或非标准CO到H_2转换因子（X）的可能影响，并发现我们关于臂效率提高的结论被这些考虑加强而不是削弱。讨论了NGC 4321的一个简单的恒星形成方案，包括引力坍缩的阈值密度，并与M51进行了比较。我们发现，臂之间的气体一般是稳定的引力坍缩，而在臂中的气体不是，可能会导致观察到的臂间的效率差异，但也注意到，这些结果，不像本文中得到的其他，关键取决于转换因子的假设值。
1995-09-14 astro-ph
On classical and pseudobulges: The nature of bulges of early-type spirals
从历史上看，星系凸起被认为是椭圆形的星系状物体，位于一个通常较大的圆盘中间。然而，越来越多的人声称，有些凸起更类似于圆盘。John Kormendy将这些凸起命名为伪凸起。在本文中，我讨论了一些最近的积分场光谱的SAURON合作的样本24 Sa和Sab星系。利用他们的恒星速度、速度色散和吸收线强度的二维地图，现在更容易理解附近星系凸起的性质。本文从表面光度学、恒星运动学、恒星星族、星际物质的存在以及它们在早型星系基平面上的行为等几个方面综述了星系球的研究进展。
2007-08-11 astro-ph
Infrared Photometry and Dust Absorption in Highly Inclined Spiral Galaxies
我们提出了15个高度倾斜，晚型（Sab-Sc）螺旋的JHK表面测光，并研究尘埃消光的定量影响。利用（J-H，H-K）双色图，我们将每个星系沿短轴的颜色变化与不同辐射转移模型的预测进行了比较。模型中，散射效应是显着的，那些有一个以上的小部分光源位于附近的尘埃分布的边缘不产生足够的消光，以解释所观察到的颜色梯度在磁盘的吸收功能。从颜色过剩推导出的平面附近的尘埃的光学深度敏感地依赖于所采用的尘埃几何形状，范围从τ = 4至15的可见波段。这表明，一个现实的灰尘分布模型是必要的，即使是红外测光，以纠正灰尘消光的凸起，近边缘的系统。
1996-01-22 astro-ph
Ram Pressure Stripping of Spiral Galaxies in Clusters
我们使用3维SPH/N-BODY模拟研究冲压压力剥离气体从螺旋星系团轨道。我们发现Gunn & Gott（1972）将盘提供的引力回复力与冲压压力联系起来的分析期望值，提供了一个很好的近似气体从星系剥离的半径。然而，在小半径处，考虑由凸出部件提供的电势也是重要的。一个螺旋星系穿过像后发座这样的富星系团的核心，它的气体盘将被截断到$\sim 4$ kpc，从而失去了$\sim 80%$的弥散气体质量。发生这种情况的时间尺度是一个交叉时间$\sim 10^7$年的一小部分。星系团在较差的星系团内运行，或者倾向于通过星系团内介质的运动方向，会损失更少的气体。我们的结论是，单是冲压压力是不够的，以占快速和广泛的截断观察到的星系团中的恒星形成，或形态转换的Sab的S 0的，这是必要的解释屠夫Oemler效应。
1999-03-31 astro-ph
A Technique for Separating the Gravitational Torques of Bars and Spirals in Disk Galaxies
我们描述了一种基于傅立叶变换的方法来分离近红外图像中的条纹和螺旋线。该方法利用了杆通常是具有相对固定位置角的特征的事实，并且使用简单的假设，即由于杆引起的相对傅立叶振幅以与它们上升到最大值相同或相似的方式随着半径下降超过最大值。在这样的假设下，可以将条形外推到螺旋区域并从图像中移除，只留下螺旋和轴对称背景盘光。该程序使我们能够估计最大的重力扭矩每单位质量每单位平方的圆速度的酒吧和螺旋迫使分开，参数，定量定义酒吧的强度Q_b和螺旋强度Q_s以下的Buta & Block最近的研究。我们在这里使用NGC 6951的2.1微米图像概述了整个过程，NGC 6951是一个典型的SAB（rs）bc螺旋。我们证明我们的假设，如何使酒吧外推使用NGC 4394，一个棒旋只有弱近红外螺旋结构的分析，我们证明所需的傅立叶项的数量使用NGC 1530，最强的棒星系（酒吧类7）已知。我们还评估了该技术的主要不确定性。考虑到垂直尺度高度、条形外推、天空相减、方位参数以及旋臂本身的不对称性的不确定性，我们估计NGC 6951的Q_b=0.28 \pm 0.04，Q_s=0.21 \pm 0.06。（节略）
2003-05-22 astro-ph
Starbursting Nuclear CO Disks of Early-type Spiral Galaxies
我们已经开始了第一次CO干涉仪调查的早期型旋涡星系（S 0-Sab）。我们观测到五个具有HII核的早期型旋涡星系（表明环核星暴活动）。这些观测结果表明，中心千秒差距为\sim的气体质量为动力学质量的1-5%。如此低的气体质量分数表明，气体中的大尺度引力不稳定性不太可能是星暴活动的驱动因素。托姆雷Q值在中心千秒差距内大于1（大部分大于3），表明气盘在全球引力上是稳定的。气体盘的面积填充因子估计为约0.05。这个小值表明在全球引力稳定盘中存在着分子云结构。分子云的典型表面密度高达\sim 3000 Msun pc^{-2}。我们重新考虑的Toomre Q标准的性质，并得出结论，来自CO观测的Q表明既没有恒星形成，也没有分子云形成。这一论点不仅对环核盘有效，而且对星系盘中的任何区域都有效。我们尝试性地探索了另一种模型，即云-云碰撞，作为恒星形成的启动机制。
2004-12-11 astro-ph
Large-scale Star Formation Triggering in the Low-mass Arp 82 System: A Nearby Example of Galaxy Downsizing Based on UV/Optical/Mid-IR Imaging
作为我们的斯皮策螺旋，桥梁和尾巴项目的一部分，以帮助了解星系相互作用对恒星形成的影响，我们分析GALEX紫外，SARA光学和斯皮策红外图像的相互作用星系对Arp 82（NGC 2535/6）和比较的相互作用的数值模拟。我们研究了几个单独的恒星形成复合体（团块）的多波长特性。使用光学和紫外线的颜色，EW（Halpha），和人口合成模型，我们约束的年龄的团块，并发现，中位数团块年龄约为1200万年。这些团块的质量从10^6到10^9太阳质量的几倍不等。一般来说，潮汐特征中的团块与螺旋区中的团块具有相似的年龄，但质量较小。8微米和24微米的光度被用来估算团块的远红外光度和恒星形成率。整个星团的恒星形成速率为每年2.0+/-0.8太阳质量，而整个Arp 82系统的恒星形成速率为每年4.9+/-2.0太阳质量。我们发现，第一次，在HI弧的NGC 2535磁盘的东南部的恒星。人口合成模型表明，所有观察到的人口都有年轻的中间年龄。我们的结论是，虽然气体盘和一些老恒星可能已经形成早期，祖先是晚型或低表面亮度和这些星系的演化停止，直到最近的遭遇。
2006-10-13 astro-ph
The Globular Cluster System of the Spiral Galaxy NGC7814
本文介绍了对Sab螺旋星系NGC 7814的球状星团（GC）系统的宽视场测光研究结果。这是我们对本星系群以外的大样本星系GC系统进行调查后，第一个得到全面分析的螺旋星系。NGC 7814特别令人感兴趣，因为先前的研究估计它有500-1000个GC，使其成为已知螺旋的最大比频率（S_N）。了解这个星系的GC系统对于我们理解一般螺旋星系的GC种群是很重要的，并且对大质量星系的形成有影响。我们用WIYN 3.5米望远镜在BVR滤波器中观测该星系，并使用图像分类和三色测光来选择GC候选者。我们还分析了NGC 7814的存档HST WFPC 2图像，以帮助量化WIYN GC候选列表的污染水平，并检测星系晕内部的GC。将HST数据与高质量的地面图像相结合，使我们能够跟踪该星系GC系统的整个径向范围，并通过观察直接确定GC的总数。我们发现，NGC 7814并不是一个特别高S_N的螺旋，它的GC <200，S_N ~ 1，可以与银河系和M31这两个研究最多的螺旋相媲美。我们探讨这些结果的影响模型的星系和GC系统的形成。从我们的调查的初步结果表明，GC系统的典型的椭圆星系可以通过合并的两个或更多的螺旋，但对于高亮度的椭圆星系，可能需要额外的物理过程。
2003-08-04 astro-ph
Star Formation in the ISO Atlas of Spiral Galaxies
我们调查恒星形成沿哈勃序列使用ISO图集的螺旋星系。使用中红外线和远红外线通量密度归一化的K波段通量密度作为最近的恒星形成的指标，我们发现了几个趋势。第一，恒星形成活动在晚型（Sc - Scd）螺旋中比在早型（Sa - Sab）螺旋中更强。这种趋势在核和磁盘活动中都可以看到。这些结果证实了以前的几个光学研究沿着哈勃序列的恒星形成，但与大多数以前的研究使用IRAS数据的结论相冲突，我们讨论了为什么会这样。第二，晚型螺旋星系的恒星形成时间比早型螺旋星系的恒星形成时间要长得多。我们认为，这些恒星形成的趋势是由于气体含量的差异及其沿哈勃序列的分布，正是这些差异，促进恒星形成晚型螺旋星系。我们还寻找与酒吧或核活动的存在有关的核恒星形成的趋势。棒星系和无棒星系的核恒星形成活动没有显著差异。我们确实发现，恒星形成活动似乎被抑制在LINER和过渡对象相比，HII星系。根据全球远红外通量，样本中的平均恒星形成率为1.4 Msun/yr。将这些数据与一氧化碳数据相结合，得出平均气体消耗时间为6.4 x 10^8年，比其他研究中发现的值低约5倍。最后，我们发现很好的支持施密特定律的分子气体质量和最近的恒星形成在这个样本的螺旋星系之间的相关性。
2002-06-19 astro-ph
The Distribution of Barred Galaxies in the Virgo Cluster
本文研究了室女星系团中有棒和无棒盘星系的分布，试图利用具有特定形态特征的星系的频率和空间分布来研究各种环境效应对星系团中盘星系演化的影响。处女座区域中的条纹螺旋的速度分布与非条纹螺旋的速度分布明显不同，这表明条纹螺旋在星系团的主凝聚中更常见。用Binggeli等人[A&AS，98，275（1993）]的子星系团分配方法，清除了不属于主星系团凝聚的星系的一个样本证实了这一点，表明棒旋星系的径向分布比非棒旋星系更集中地凝聚。相反的旋涡星系，分布的酒吧S0星系是统计上无法区分的nonbarbed S0的。考虑到由于集群质量分布的潮汐扰动的水平相比，由于个别星系表明，由集群质量分布的潮汐触发是最有可能的源的增强分数的棒旋在集群中心。
1996-03-22 astro-ph
BVRI Surface Photometry of Isolated Spiral Galaxies
本文介绍了从孤立星系表（CIG）中抽取的44个孤立螺线的一个子样本的宽谱带测光结果。总的幅度和颜色在不同的圆形孔径，以及一些全球性的结构/形态参数的估计。通过光学和清晰/过滤的R波段图像，（B-I）颜色指数图和来自Two-Micron Survey的存档近红外JHK图像重新评估形态学。根据每个条带中的图像计算CAS结构参数（浓度、不对称性和聚集度）。具有良好识别的光学/近红外条（SB）的星系比例为63%，而17%以上的星系显示出弱或可疑条（SAB）的证据。最大棒椭圆度的样品平均值为0.4。样本中一半的星系都有环。我们确定了两个候选人孤立的星系与扰动形态。结构CAS参数随观测波段的变化而变化，它们与形态类型和整体颜色的趋势在较红的波段更为明显。在任何波段中，我们的孤立螺旋和相互作用的螺旋样本之间的主要区别都显示在A-S平面上。孤立星系的深度和均匀观测样本旨在用于各种目的，包括（i）环境影响的比较研究，（ii）面对星系演化的模型预测和（iii）评估星系性质随红移的变化。
2007-05-14 astro-ph
GHASP : an H alpha kinematic survey of spiral and irregular galaxies. V. Dark matter distribution in 36 nearby spiral galaxies
本文介绍了对36个旋涡星系质量分布的研究结果。作为GHASP巡天的一部分，使用法布里-珀罗干涉测量法对星系进行了观测。获得高分辨率H α 2D速度场的主要目的是更准确地定义旋转曲线的上升部分，这应该允许更好地约束质量分布的参数。当可用时，将H α速度与文献中的低分辨率HI数据相结合。结合运动学数据与光度数据，质量模型来自这些旋转曲线，使用两种不同的功能形式的晕：等温球和NFW配置文件。对于其他作者已经模拟的星系，结果往往是一致的。我们的研究结果指出，无论从Sab到Im的星系类型如何，在暗物质晕的中心都存在一个恒定密度的核心，而不是一个尖形核心。这扩展到所有类型的结果已经获得了其他作者研究矮星系和LSB星系，但将需要更大的星系样本更有力的结论。无论使用什么模型（ISO或NFW），小核半径晕具有更高的中心密度，同样适用于所有形态类型。我们证实了不同的晕标度律，如晕核半径和中心密度与星系绝对星等的相关性：低光度星系具有小的核半径和高的中心密度。我们发现，无论星系的模型和绝对大小如何，暗物质晕的中心密度与核心半径的乘积几乎是恒定的。这表明晕面密度与星系类型无关。
2007-10-06 astro-ph
Triggering the Formation of Massive Clusters
年轻大质量星系团（YMC）的形成至少有两种不同的机制，它们都需要银河尺度的过程。一个在被骚扰的脆弱星系中运行，在低质量星系的致密核心中，在旋臂的末端，或者在瞬时和特殊的高压使大质量云处于高密度的星系潮汐冲击中。这个过程的结果通常是只有一个或两个YMC没有通常的局部恒星形成的形态，即，没有分级结构，并且直到最大质量的团簇质量的连续幂律分布。另一种以更常见的方式运行：在星际介质的大部分区域持续很长一段时间，那里的环境压力已经很高，这是背景恒星和其他气体的深势阱的结果。这第二个过程使集群在一个层次的方式与样本大小的影响，往往发生在核环，合并残留物，甚至周围的ISM正常星系，如果恒星形成率是足够高的采样到YMC范围。
2004-05-27 astro-ph
HII regions in spiral galaxies: Size distribution, luminosity function, and new isochrone diagnostics of density wave kinematics
研究了大尺度旋涡星系中HII区光度函数（HII LF）与HII区尺度分布和密度波触发的关系。我们认为，星云的大小分布的差异是由一个幂律的斜率~-4，平坦的半径低于~ 130 pc。这与传统的指数描述相反，但它在物理和定量上与HII LF斜率的典型观测值-2一致。我们已经开发了一个交互式的代码，计算空间等时线的螺旋密度波在磁盘星系的演变轨迹。这允许比较星云的空间分布与简单的旋转曲线参数的空间等时线。我们对四个大设计星系的比较表明，共转半径r_co与恒星形成臂的外端一致。这个r_co值在HII区域和等时线之间产生了最好的空间对应关系，并且似乎也产生了内林德布拉德共振与臂中恒星形成的径向开始之间的重合。因此，我们认为，等时线提供了一个新的，简单的，有效的技术来确定r_co，从而螺旋图案的速度。然而，应用的等时线也表明，星云人口的演变是很难在这些星系的空间隔离。
2003-07-10 astro-ph
HI and CO observations of Arp 104: a spiral-elliptical interacting pair
我们目前的数据探测NGC 5218，晚型棒旋星系的螺旋-椭圆相互作用对，Arp 104中的原子（HI）和分子（CO）气体的空间和运动学分布。我们考虑这些数据结合远红外和无线电连续数据，和N体模拟，研究星系的相互作用，和NGC 5218的恒星形成特性。我们使用这些数据来评估酒吧和潮汐相互作用的NGC 5218的演变的重要性，以及在何种程度上的潮汐相互作用可能是重要的触发酒吧。NGC 5218的分子气体分布似乎受到棒的强烈影响;分布集中在中心区域，具有非常大的表面密度。N-body模拟表明，自近星系以来的时间尺度约为3 × 10**8年，这与触发或增强NGC 5218中棒势的相互作用一致，导致流入和观察到的大中心分子气体密度。虽然NGC 5218似乎正在经历活跃的恒星形成，但它的恒星形成效率与“正常”的SBb星系相当。我们认为这个系统可能处于恒星形成的更活跃阶段的边缘。
2007-01-16 astro-ph
Spiral galaxies with WFPC2: II. The Nuclear Properties of 40 objects
我们报告的分析HST WFPC 2 F606 W图像的40个螺旋属于的样本中介绍的Alberlo等人（论文I），其中35个其他目标进行了讨论。我们描述了新的40个星系的光学形态，推导出其中25个星系的表面亮度轮廓，并将这些轮廓的光度分解结果分成“膨胀”（R^1/4或指数）和盘分量。对75个星系样本的分析为论文I中提出的主要结果提供了统计上更坚实的基础。对75个样本的分析表明：A.几个非经典的内部结构很好地符合指数分布。对于给定的星系总光度和（星表）比萨博晚的哈勃类型，这些"指数膨胀“比R^1/4膨胀要暗。B.不规则/指数凸起通常承载中心致密源。C.中心源存在于所有类型的盘状星系中，最早从S 0a开始。大约60%的Sb到Sc星系有一个中心致密源.许多拥有致密源的星系都有棒状结构。D.具有明显核恒星形成和最亮致密源的星系，优先是早期和中期型（S 0a-Sb）系统。E.这些特征都不依赖于环境：孤立星系和非孤立星系显示出难以区分的特性。独立于非经典内部结构的物理性质，我们的主要结论是，相当一部分从地面分类为相对早期类型的星系显示出丰富的中心性质，很少或根本没有形态学/光度学证据表明存在光滑的R^1/4定律凸起。
1998-04-01 astro-ph
An HST Archival Survey of Feathers in Spiral Galaxies
我们提出了一个调查的螺旋臂消光子结构被称为羽毛在223个螺旋星系使用HST WFPC 2图像。该样本包括RC 3星表中cz < 5000 km/s，B_T < 15，i < 60 °，类型为Sa-Sd的所有星系，并具有曝光良好的宽带WFPC 2图像。在这个样本中，描绘的周期性羽毛的检测频率为20%（223个中的45个）。这项工作与Lynds（1970）的结论一致，他认为羽毛在原型Sc星系中很常见;我们发现羽毛在Sb星系中同样常见。Sb-Sc星系没有羽毛的明确证据，要么图像质量较差，要么结构复杂。我们没有在任何Scd-Sd星系中发现清晰的羽毛。检测羽毛的概率是最高的（83%）的螺旋与定义明确的主要尘埃带（PDL;线的内边缘的手臂）;定义明确的PDL只注意到在萨博-Sc星系。与早期的工作相一致，我们发现相邻的羽毛往往具有相似的形状和俯仰角。OB协会经常被发现内衬羽毛，许多羽毛过渡到恒星的子结构，称为马刺（Elmegreen 1980）。我们发现，羽毛是一致的臂间细丝惊人地揭示在斯皮策8微米图像。与BIMA SONG的NGC 0628和NGC 5194的CO 1-0图比较表明，羽毛起源于与气体表面密度峰相一致的PDL。与8微米处的外观相反，CO图显示羽毛中的气体表面密度随着距离PDL的距离而迅速降低。此外，我们发现羽毛之间的间距随着气体表面密度的增加而减小，这与通过引力不稳定性形成的一致…
2006-06-30 astro-ph
The Opacity of Spiral Galaxy Disks III: Automating the "Synthetic Field Method"
在螺旋盘的尘埃消光可以估计从背景场星系的计数，提供了混乱的有害影响，在前景的螺旋盘的图像中的结构可以被校准。Gonzalez等人（1998年）开发了一种校准方法，即“合成场法”（SFM），并将这一概念应用于NGC 4536的HST/WFPC 2图像。SFM估计通过光盘的总消光，而无需对吸收体或光盘光的分布进行假设。然而，糟糕的统计数据导致个体测量的大误差。我们报告的改进和自动化的合成字段的方法，使其适合应用于大型档案数据集。为了说明这种新方法的优点和缺点，NGC 1365，SBb和NGC 4536，SABbc的结果。在0.45 R_25时，NGC 1365的消光估计值为A_I = 0.6（+0.6/-0.7），在0.75 R_25时，NGC 4536的消光估计值为A_I = 1.6（+1.0/-1.3）。将NGC 4536的结果与Gonzalez等人（1998）的结果进行了比较。我们发现自动化限制了场星系的最大发现深度，考虑到这一点，我们的结果与Gonzalez等人（1998）的结果一致。我们的结论是，这种方法只能给出一个不准确的措施，消光场覆盖一个小的立体角。通过对一系列HST场的结果进行平均，可以改进盘消光的测量，从而改进统计。这可以用自动化的方法来实现，用一些完整性限制来换取速度。Holwerda等人（2005年b）的配套论文报告了这组磁场的结果。
2004-12-03 astro-ph
Kinematics of Galaxies in the Hubble Deep Field South: Discovery of a Very Massive Spiral at z=0.6
本文报道了利用ISOCAM在哈勃南深场观测到的三个红移z~0.6和一个红移z~0.8的星系的H_α速度剖面，研究星系内部运动学的初步结果。运动学是来自高分辨率近红外VLT光谱。其中一个星系是一个巨大的螺旋星系，它拥有非常大的旋转速度，达到460 km/s，质量为10^12 M_solar（在20 kpc以内），明显高于大多数其他本地和高红移螺旋星系的动力学质量。其中两个星系组成了一个反向旋转的相互作用系统，而第四个星系也是一个大螺旋。所观察到的星系是ISOCAM星系中遇到的形态的代表性例子。ISOCAM星系的质光比（M /L_bol）介于本地亮红外星系和大质量螺旋星系之间。当我们将四个ISOCAM星系与本地Tully-Fisher B和I波段关系进行比较时，我们在静止帧B波段测量到1.6+/-0.3 mag的偏移，在静止帧I波段测量到0.7+/-0.3 mag的偏移。我们的结论是，大的红外光度的ISOCAM人口的结果从大质量和有效的触发恒星形成的组合。由于ISOCAM星系的贡献显着的宇宙红外背景，我们的研究结果意味着，一个相对较少的数量非常大的和红外发光的对象，有助于显着的红外背景和恒星形成活动附近的z~0.7。
2002-07-22 astro-ph
Anti-Truncation of Disks in Early-Type Barred Galaxies
螺旋星系的盘通常被认为是被截断的：径向表面亮度轮廓在超过一定半径（3- 5个盘内尺度长度）时急剧变陡。在这里，我们提出的径向亮度轮廓的一些禁止S 0-Sb星系与相反的行为：他们的外部轮廓是明显的斜率比主盘轮廓浅。我们称这些“反截断”，他们发现在至少25%的一个较大的样本禁止S 0-锑星系。有两种不同类型的反截断。大约有三分之一显示出相当渐进的过渡和外部等照度线，这些等照度线比主盘等照度线逐渐变圆，这表明一个盘嵌入在一个更球形的外部区域内-无论是凸起的外部范围还是一个单独的恒星晕。但大多数的配置文件有相当尖锐的表面亮度过渡到较浅，外指数配置文件，至关重要的是，外等照度线，这是不是显着圆比主盘;在萨博-锑星系，外等照度线包括可见的螺旋臂。这表明外部光仍然是圆盘的一部分。这些配置文件的一个子集是在不对称的外等照度线（不平衡或单臂螺旋）的星系，这表明相互作用可能是负责至少一些盘状反截断。
2005-07-24 astro-ph
The Bar-enhanced Star-formation Activities in Spiral Galaxies
我们使用比值$L_{\rm FIR}/L_{\rm B}$和IRAS颜色指数S $_{25}$ /S $_{12}$（两者都被广泛用作星系中相对恒星形成率的指数）来分析（a）IRAS亮星系样本，（b）来自光学完整RSA样本的在所有四个波段都有IRAS探测到的星系，和（c）体积有限的IR-BRA样本的子集（不包含已知活动星系核或合并/相互作用星系）。我们证实，IR明亮的酒吧（SB）星系，平均而言，有非常显着更高的值的FIR光学和S $_{25}$ /S $_{12}$的比率（和可能，更高的相对恒星形成率，SFR）比没有酒吧的，效果是最明显的IR颜色。我们还证实，这些差异仅限于早期型（S 0/a - Sbc）的螺旋，并不明显的晚型系统（Sc - Sdm）。{ \it与其他星系不同的是，我们在弱棒星系中没有看到SFR的增强。}我们进一步证实，酒吧上的SFR的效果与相对红外光度，并表明它是可检测的，只有在星系与$L_{\rm FIR}/L_{\rm B}$ $\proxgreat$ 1/3，这表明，只要他们有任何效果，酒吧翻译他们的宿主星系到这个相对红外发光组。相反，对于$L_{\rm FIR}/L_{\rm B}$低于$\sim$ 0.1的星系，在有棒星系中，这个光度比无棒星系低{ \it}，再次证实和量化了早期的结果。虽然HI含量和恒星形成之间没有简单的物理关系，但对于$L_{\rm …
1996-04-10 astro-ph
Evolution of the Bar Fraction in COSMOS: Quantifying the Assembly of the Hubble Sequence
我们分析了COSMOS 2平方度视场中2,157个发光的正面螺旋星系中0.2<z<0.84以上的星系棒的红移依赖比例。我们的样本是一个数量级大于在任何以前的调查中使用的，是基于更深的成像数据比早期的广域研究高红移星系形态。我们发现，随着红移的增加，棒旋的分数迅速下降。然而在本星系中，大约65%的明亮螺旋星系包含棒（SB+SAB），在z ~0.84时，这一比例下降到大约20%。在这个红移范围内，强（SB）棒的比例从大约30%下降到10%以下。很明显，当宇宙是现在年龄的一半时，哈勃序列上的星系普查与现在的星系普查有着根本的不同。从我们的分析中也出现了理解这种现象的一个主要线索，它表明螺旋星系中的棒分数是恒星质量，综合颜色和凸起突出的强函数。在质量很大的明亮螺旋星系中，棒分数在z ~ 0.84范围内是恒定的，而对于质量较低的蓝色螺旋星系，当红移超过z=0.3时，棒分数显著下降。在高红移下，在以凸起为主的系统中，也有一种轻微的偏好，这可能是一个重要的线索，对棒，凸起和黑洞的共同演化。因此，我们的研究结果有重要的后果负责星系缩小的过程中，这表明，大质量星系成熟早在动力学意义上，而不仅仅是作为其恒星形成率的调节结果。
2007-10-24 astro-ph
Luminous Infrared Galaxies in the Local Universe
利用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布2（DR 2）的多色图像，研究了159个本地亮红外星系（LIRG）的形态和恒星形成特性。LIRG是从IRAS调查和SDSS之间的互相关分析中选择的。它们在r波段的亮度都超过15.9等，红移低于~ 0.1，因此可以在形态学上进行可靠的分类。我们发现相互作用/合并星系和旋涡星系的比例分别为~ 48%和~ 40%。我们的研究结果补充并证实了Melbourne，Koo & Le Floc 'h（2005）的发现，从z ~1到z ~ 0.1，螺旋星系（相互作用/合并）的比例下降（增加）。在局域LIRGs中，大约75%的旋涡星系是棒星系，这表明棒星系可能在触发局域宇宙中大于20 M_{sun} /yr的恒星形成率方面起着重要作用。与高红移LIRGs相比，局域LIRGs具有较低的比恒星形成率、较小的冷气体分数和较窄的恒星质量范围。本地LIRGs似乎要么合并星系形成中等质量的椭圆星系或螺旋星系进行高恒星形成活动的酒吧。
2006-06-14 astro-ph
Virgo cluster early-type dwarf galaxies with the Sloan Digital Sky Survey. I. On the possible disk nature of bright early-type dwarfs
本文对476个室女星系团的早型矮星系盘进行了系统的搜索。盘特征（旋臂、边缘盘或条）通过对来自三个波段（g、r、i）的组合图像应用非锐化掩模以及从该图像中减去每个星系的轴对称光分布来识别。14个对象是明确的磁盘标识，10个对象显示“可能的磁盘”的功能，和17个对象显示“可能的磁盘”的功能。这些星系的数量分数，我们引入术语dEdi，在dE人口的亮端达到50%以上，并在B>16时降至5%以下。我们完整dE样本的光度函数可以用dEdis和普通dE的叠加来解释，这强烈表明dEdis是一种独特的星系类型。这是支持的投影空间分布：dEdis显示基本上没有集群，大致遵循螺旋和不规则的空间分布，而普通的dEs分布类似于强烈的集群E/S 0星系。虽然普通dEs的扁平分布是典型的球形物体，但dEdis的分布明显不同，并且与它们是扁平扁球形物体一致。因此，我们得出结论，dEdis不是只有嵌入盘组件的球状星系，而是真正的盘星系的人口。几个dEdis显示出明确的旋臂，具有宏伟的设计特征，明显不同于晚型螺旋的典型絮状，开放的臂，后者经常被认为是早期型矮星的祖先。这就提出了一个问题，即什么过程能够在没有凸起的矮星系中产生这样的螺旋臂--具有像Sab/Sb星系那样的俯仰角。（节录）
2006-06-12 astro-ph
Galaxy Collisions, Gas Stripping and Star Formation in the Evolution of Galaxies
本文综述了星系团形成和星系演化过程中的引力和流体动力学过程。早期，在N体计算机模拟的出现，潮汐场在星系相遇中的重要性已经被认识到。由于螺旋臂上的潮汐，轨道很拥挤，那里的恒星形成得到了加强。低相对速度的碰撞导致星系合并。未来星系团中的中央主导星系在星系团合并过程中先于星系团形成。星系团由于星系和星系群之间的弛豫过程而组成一个等级结构。一旦整个星系团的引力势建立起来，高速星系与星系的相遇就开始发挥作用。这些骚扰事件逐渐使螺旋星系盘变短，导致S0星系和椭圆星系的形成。在热的和稀释的团内介质（ICM）中高速运动的另一个方面是施加在星际物质（ISM）上的冲压压力，导致ISM从母螺旋中剥离。潮汐和冲压压力剥离的组合有效地去除了螺旋中的气体，淬火了星系盘中的恒星形成，同时在潮汐臂和气体盘的前缘触发了它。气体从圆盘上剥离，将金属输送到ICM。在某些情况下，从星系盘中提取的气体成为自引力，形成潮汐矮星系。
2004-12-23 astro-ph
Star Formation from Galaxies to Globules
恒星形成的经验法则表明，银河系规模的引力参与，但他们没有确定在最后阶段的集群的实际触发机制。许多其他的触发过程也满足经验定律，包括湍流压缩和膨胀壳的坍塌。气体和相关的年轻恒星的自相似性质表明湍流更直接地参与其中，但是大多数嵌入式星团周围的小尺度气体形态看起来不像是随机的湍流。大多数星团看起来是由附近的其他恒星触发的。如此突出的局部影响使得我们很难理解肯尼库特定律和施密特定律在星系尺度上的普适性。多尺度恒星形成的统一观点避免了大多数这些问题。周围的自引力产生螺旋臂，并驱动大部分湍流，导致自相似结构，而来自现有星团和场超新星的局部能量输入则在先前存在的云中触发新的星团。气体中由湍流形成的分级结构确保了触发时间与大小成比例，从而在很宽的尺度范围内给出了施密特定律，并为年轻的恒星场提供了大小-持续时间相关性。恒星形成的效率取决于气体在临界密度10^5 m（H2）/cc以上的比例。由于星际介质的分形性质，恒星的形成是饱和的。
2002-07-04 astro-ph
HST/WFPC2 morphologies and bar structures of field galaxies at 0.4<z<1
为了说明星系哈勃序列是如何建立的，涉及到什么样的物理过程，我们研究了过去的场星系（0.4<z<1）的形态特征和内部结构。Zheng et al.（2004）除了从核球+盘分解中获得的结构参数外，还引入了彩色图来识别星系，并对36个亮红外星系（LIRGs，Lir（8- 1000 um）>=10^11 L_sun）的形态进行了适当的分类。在这里，我们提出了一个平行的75个非LIRG样本的形态分类。我们的研究显示，相当一部分的星系显示出显着的形态演化，最有可能与今天的螺旋星系。LIRGs和非LIRGs之间的形态学特性的比较表明，LIRGs包含更高比例的正在进行的主要合并和合并/相互作用的迹象系统。这表明合并过程是触发恒星形成的主要机制之一。我们发现，螺旋LIRGs可能比螺旋非LIRGs拥有更少的酒吧，这表明酒吧在触发剧烈的恒星形成方面效率不高。与Abraham等人（1999）不同的是，在红移~0.8时没有发现棒频率的显著变化。远距离螺旋的条形频率类似于（甚至可能高于）静止坐标系$B$带中的现代螺旋。我们的结论是，酒吧驱动的长期演化是不是一个主要的机制，以驱动场星系的形态演化，特别是他们的隆起的形成，这是更有可能涉及到多个激烈的恒星形成插曲，在此期间，星系出现LIRGs（Hammer et al. 2005）。
2005-02-08 astro-ph
Arp 116: Interacting System or Chance Alignment?
使用高空间分辨率的哈勃太空望远镜/高级相机的调查档案成像观测的Arp 116，集中在椭圆星系NGC 4649，我们探索的新技术的像素逐像素分析的星系的颜色-星等光谱，以寻找任何证据，最近增强恒星形成由于明显的潮汐相互作用与其螺旋同伴，NGC 4647。从系统的几何形状的详细分析，并根据现有的多波长观测的额外间接证据，我们得出结论，虽然可能有理由为这个系统的潮汐相互作用的假设，任何相互作用迄今为止都不足以触发一个增强的水平最近恒星形成的椭圆形组件，虽然仔细观察我们的彩色图像显示，在螺旋伴星一侧的椭圆星系中，有一个微弱的蓝色像素过剩（一个约0.20等的蓝色“环”）。考虑到似乎有一个中等储量的可用气体正在进行的恒星形成（虽然在低柱密度），这表明我们目前正在目睹NGC 4647和NGC 4649之间的潮汐相互作用的开始。此外，NGC 4649中新恒星形成的触发可能会受到显著阻碍，因为螺旋部分的质量要低得多。
2006-09-28 astro-ph
NGC5719/13: interacting spirals forming a counter-rotating stellar disc
当一个星系从外部获得物质时，吸积物质的角动量很可能与先前存在的星系的角动量脱钩。相对于其他恒星和/或气体反向旋转的恒星的存在代表了解耦的极端情况。NGC 5719是一个几乎是边缘的Sab星系，具有明显的倾斜尘埃带，显示出与其正面Sbc同伴NGC 5713的壮观持续相互作用。对这种相互作用的系统的观测提供了对星系组装和重塑过程的深入了解。（方法）研究了中性氢在NGC 5719/13星系对中的分布和运动学，以及沿NGC 5719长轴的电离气体和恒星运动学。（结果）观测到2条HI潮桥，它们环绕NGC 5719并与NGC 5713相连; 2条HI潮尾从NGC 5713向西离开。HI凝聚与NGC 5719盘内外年轻恒星团的位置之间存在对应关系。位于北尾尖端的低质量卫星PGC 135857在HI中被检测到，可能是相互作用的副产品。NGC 5719的中性氢和电离氢相对于主恒星盘反向旋转。反向旋转的星盘包含了系统中大约20%的恒星，并且与主星盘有着相同的径向延伸。这是第一个相互作用的系统，其中一个反向旋转的恒星盘已被发现。（结论）数据支持的情况下，HI从大水库可在银河系的周围被吸积的NGC 5719到逆行轨道上，随后燃料的反旋转恒星盘的原位形成。
2006-11-14 astro-ph
HI and CO in Blue Compact Dwarf Galaxies: Haro 2 and Haro 4
我们目前的VLA HI成像的两个蓝色致密矮（BCD）星系，Haro 2和Haro 4，和螺旋星系Haro 26，这是投影约22'南偏南。我们还显示了一个地图的CO（1-0）的分布与OVRO毫米阵列获得的Haro 2，以及推导出上限CO（2-1）的发射从Haro 4获得的CSO。Haro 2的HI数据显示，运动学主轴垂直于光度主轴，表明氢原子围绕星系主轴旋转。这证实了早期基于CCD测光的指示，即Haro 2是一个尘埃带dE而不是dIrr。我们建议，目前的中性和分子ISM配置是由于最近的气体吸积或合并。Haro 4和邻近的螺旋Haro 26的HI分布和动力学表明它们目前正在经历潮汐相互作用，加强了相互作用在触发蓝色紧凑星系中的恒星形成中发挥重要作用的概念。
2003-09-29 astro-ph
Gravitational Instabilities in Gaseous Protoplanetary Disks and Implications for Giant Planet Formation
原行星气盘在其演化的某个阶段可能会经历引力不稳定性（GI）。不稳定盘中的密度扰动在动态时间尺度上发展成螺旋臂，通过引力矩产生有效的角动量向外转移和质量向内转移。在一个冷却足够快的冷盘中，不稳定盘中的旋臂形成自引力团块。气体巨星原行星是否可以形成这样的磁盘不稳定性过程是主要的问题，解决这一审查。我们讨论了我们自己和其他人使用各种数值技术进行的广泛的计算，我们报告了一个大的多代码合作的初步结果。其他主题包括--GI的触发机制，磁盘加热和冷却，致密团块的轨道生存，固体与GI驱动的波和冲击的相互作用，以及GI促进核心吸积的混合方案。审查结束时，如何以及磁盘不稳定性和核心吸积票价在满足观测约束的讨论。
2006-03-08 astro-ph
HST Observations of the Interacting Galaxies NGC 2207 and IC 2163
哈勃太空望远镜拍摄的星系NGC 2207和IC 2163的图像显示了一个最近经历过掠食的系统中的恒星形成和尘埃结构。来自NGC 2207的潮汐力压缩并拉长了IC 2163的圆盘，形成了恒星形成的椭圆形脊。从这个脊流走的气体具有横向于运动方向的平行细尘丝。数值模型表明，细丝来自相互作用之前存在的絮状螺旋臂。潮汐尾外缘的尘埃带是气流突然改变方向的激波阵面。被IC 2163从背后照亮的NGC 2207的旋臂包含了几个平行的、多节的细丝，它们可能是密度波中的激波前沿。在这些尘埃带中形成的蓝色星团显示了由局部引力坍缩触发的密度波。IC 2163椭圆内的螺旋臂可能是形成椭圆的潮汐势中与ILR相关的轨道的结果。它们的存在表明，潮汐力本身可能会引发暂时的核气体流动，并最终在不首先形成恒星棒的情况下引发恒星爆发。出现了几个类似喷流的发射结构，长度为100-1000 pc。这是一个密集的暗云，呈圆锥状，长400 pc，尖端有一个明亮的致密星团，还有一个同样长度的圆锥形发射星云，指向星团的另一个方向。这个区域与一个非热射电连续源相吻合，它的亮度是Cas A在20厘米处的1000倍。
2000-07-14 astro-ph
On the Rapid Collapse and Evolution of Molecular Clouds
恒星的形成通常比双极扩散时间快，这表明有几个过程短路了延迟，并促进了快速坍缩。这些过程被认为是在这里，包括在外部的巨分子云（GMC）的核心和GMC信封的湍流压缩，GMC核心的形成在一个最初的超临界状态，和压缩诱导的触发分散GMC信封。恒星形成的时间尺度相关的经典问题得到解决：高分子分数，低效率，CO和HCN的消耗时间长，快速GMC核心中断和缺乏一个稳定的核心，长的绝对但短的相对时间尺度与加速恒星形成，和原恒星的缓慢运动。我们考虑了电离分数、宇宙射线电离率和密度大于~10^5 cm^{-3}的各种尘埃性质的密度依赖性变化对坍缩的刺激。我们倾向于亚临界GMC超新星的标准模型，并认为如果不是GMC核心中快速恒星形成的破坏，它们将是长寿的。GMC的生命周期由哈勃遗产图像M51的螺旋臂部分说明，显示了GMC形成，恒星形成，GMC中断与延迟触发恒星形成，以及信封分散。在旋臂尘埃带和恒星形成之间没有延迟;经典的概念是由于尘埃带中的大量灭绝和在云扩散过程中触发的恒星形成。不同模式的恒星形成的IMF的差异被认为是。
2007-07-16 astro-ph
The Environmental Dependence of Star Formation in the Nearby Universe
我们已经调查了恒星形成星系的发病率如何随环境的变化，使用体积有限的样本附近的星系光谱提取的2dF星系红移调查。该环境的特点是当地的星系数密度，校正样本的不完整性和边界效应。利用[O II] $λ$ 3727和H $δ$的等效宽度，我们将恒星形成星系分为两类，即星爆星系和普通恒星形成星系，并估算了它们的性质随局域密度的变化。我们发现，普通恒星形成星系的比例随着密度的增加而定期减少，这表明恒星形成对样品中存在的所有密度范围的环境都很敏感。星爆的分数是近似独立的密度，因此，相对于恒星形成星系的星爆的分数增加与当地的密度。这表明，一种无处不在的机制，如潮汐相互作用，是引发恒星爆发的原因。我们还表明，而普通恒星形成星系的平均EW（H $α$）是随着密度的增加而逐渐减少，对于星爆，它遭受了强烈的密度下降对应的尺度为$ρ^{-1/3} \sim 2.5 ~h^{-1}$ Mpc。对{ \it数字巡天}中的星暴图像进行目视检查后发现，这对应于星暴星系形态的变化，从低密度时主要是明显正常的螺旋和具有明显紧凑形态的星系，到高密度时潮汐扭曲的螺旋。
2002-10-14 astro-ph
Cloud and Star Formation in Disk Galaxy Models with Feedback
我们包括反馈在全球流体动力学模拟，以研究恒星形成的属性，气体结构和动力学，在模型的星系盘。我们通过在引力约束云中实施反馈来扩展以前的模型：动量以与恒星形成速率成比例的速率注入。这种机械能将云的气体分散回周围的ISM中，截断了给定云中的恒星形成，并提高了环境湍流的整体水平。然而，当膨胀的壳层碰撞时，会发生膨胀的恒星形成，增加密度并引发新的云和恒星形成。通过控制每颗大质量恒星的动量注入和致密气体中特定的恒星形成率，我们发现高湍流的负面影响大于正面影响，并且在净反馈中降低了致密气体的比例，从而降低了整体恒星形成率。然而，形成的大云的性质对反馈并不十分敏感，其截止质量为几百万太阳质量，与观测结果相似。我们发现我们的模型具有最大的动态范围，与理论预期的磁盘耀斑模型的恒星形成率表面密度和气体表面密度之间的关系与幂律指数~2。我们指出，“Kennicutt-Schmidt”指数的值取决于磁盘的厚度。我们简单的反馈处方（一个单一的组合恒星形成事件的云），我们发现，全球螺旋模式是不持续的，相关性较低的反馈和较小规模的湍流似乎是必要的螺旋模式持续。
2008-05-26 astro-ph
Formation scenarios for the young stellar associations between galactic longitudes l = 280-360 deg
本文研究了蛇夫座、狼疮座和变色龙座恒星形成区的前主序星和天蝎座-半人马座OB星协的年轻早型星的空间分布、空间速度和年龄分布。这些年轻的恒星协会延伸到银河系经度范围从280度。到360 °，并且处于大约100和200 μ C的距离间隔。这项研究是基于汇编的距离，自行和径向速度从文献中的运动学性质，和基本恒星数据的建设赫兹-罗素图。虽然在Chamaeleon中没有著名的OB星协，但根据依巴谷星表中21颗B型和A型恒星的距离和自行，我们认为它们形成了一个年轻的星协。我们发现，OB星协的年轻早型星和SFR的PMS星遵循类似的空间分布，即，低质量和高质量的年轻恒星之间没有分离。我们发现，在运动学，也没有在这两个群体的年龄研究的差异。我们分析了迄今为止提出的触发大规模恒星形成的不同情景，并认为我们最有可能观察到的是一个靠近太阳的旋臂。年轻恒星和分子云的排列以及恒星的平均速度与银河系自转方向相反，这与附近旋臂中恒星形成的预期行为一致。
2003-04-24 astro-ph
Hidden Trigger for the Giant Starburst Arc in M 83?
发生在某些星系中心的巨大恒星形成事件并没有提供足够的线索来解释它们的起源，因为触发机制的形态特征在星系核心几次轨道旋转的时间尺度上被模糊了。我们的高空间分辨率三维近红外光谱首次揭示了一个先前已知的隐藏质量浓度正好位于一个巨大的恒星形成弧的最年轻端。这个位置，推断的平均星团年龄，和动力学时间清楚地表明，闯入者已经留下了一个刺激的暴力恒星形成在M 83，在一个短暂的事件持续不到一个轨道旋转。对该星系起源（棒漏斗或被吞噬的卫星）和命运（黑洞合并或巨型星团）的研究可以为大设计螺旋星系的核心生长和形态演化问题提供线索。特别是，我们的TreeSPH数值模拟表明，这两个原子核可以合并，在大约6000万年或更短的时间内形成一个巨大的核心。
2006-11-24 astro-ph
STIS Spectroscopy of Young Star Clusters in "The Antennae" Galaxies (NGC 4038/4039)
利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）及其52“× 0.2”狭缝，在银河系的三个位置获得了几十个年轻星团的长狭缝光谱。基于H-α发射线测量，7个不同星系团聚集体（“结”）中星系团之间的平均速度离散度<10 \kms。这一上限与典型旋涡星系盘中气体的速度色散相似，这一事实表明，年轻的大质量致密星团（“超级星团”）的形成机制不太可能是高速云-云碰撞。另一方面，在螺旋星系盘中预先存在的巨大分子云被触发形成团簇形成的模型与观测到的低速弥散是相容的。这些结论与Zhang等（2001）通过比较星系团的位置与附近星际介质的速度和密度结构得出的结论是一致的。我们发现的证据系统较低的值的线比[NII]/H-α和[SII]/H-α在明亮的中心区域的一些结，相对于他们的外部区域。这表明，较硬的电离光子在最靠近星系团的区域被耗尽，而更远的扩散电离气体则被剩余低能光子的“泄漏”光电离。[SII]/H-alpha线比率的低值，通常[SII]/H-alpha<0.4，表明发射区域是光电离的，而不是冲击加热的。缺乏激波加热气体的证据是一个额外的迹象，表明高速云-云碰撞在年轻星系团的形成中没有发挥重要作用。
2005-07-29 astro-ph
Lopsided Galaxies, Weak Interactions and Boosting the Star Formation Rate
为了研究盘星系中弱潮汐相互作用与其近期恒星形成的促进之间的联系，我们获得了40个具有不同程度的不对称性（弱相互作用的动力学指标）的晚型旋涡星系（Sab-Sbc）的图像和空间积分光谱（3615 A < lambda <5315 A）。我们量化的<A_1>m=1的方位角表面亮度分布的傅立叶分量的振幅，平均半径范围内的偏心。我们比较了年轻恒星的含量，量化的EW（Hδ_abs）和强度的4000埃的突破（D_4000），与不平衡性，并发现3-4西格玛之间的相关性。我们还发现EW（Hβ_发射）和不对称性之间存在3.2 σ的相关性。使用Bruzual & Charlot的进化群体合成代码，我们将光谱建模为"底层群体“和叠加的"提升群体”，目的是约束过去0.5 Gyr（不平衡的特征寿命）平均的SFR中的分数提升。根据我们样本中对称性最高和最低的三分之一之间的EW（Hδ_abs）和D_4000的差异，我们推断，除了“潜在的”SFH（假设最终银河系恒星质量为10^10 M_solar）之外，在不平衡事件的持续时间内还形成了约1 × 10^9 M_solar的恒星。这相当于在过去的5x10^8年里，SFR增加了8倍。对于核光谱，除了D_4000与上述所有的相关性<A_1>都弱于盘，表明在不平衡的星系，SF的提升是不占主导地位的核。
2000-03-08 astro-ph
Global Star Formation Rates in Disk Galaxies and Circumnuclear Starbursts from Cloud Collisions
我们调用云-云碰撞引发的恒星形成来解释盘星系和环核星暴的全球恒星形成率。以前的理论基于引力扰动的增长率，忽略了磁场在动力学上的重要性。基于螺旋密度波触发的理论无法解释没有这种波的系统中的恒星形成。此外，观测表明气体和恒星盘不稳定性是解耦的。根据Gammie、Ostriker和Jog（1991）的观点，云的碰撞率是由碰撞的剪切速度决定的，初始碰撞参量是几个潮汐半径，这是由于圆盘中的差异旋转。这一点，再加上云轨道被有效地限制在二维平面上，使碰撞率高于三维盒子中粒子的碰撞率。我们预测Sigma_{SFR}（R）与Sigma_{gas} Ω（1-0.7 β）成正比。对于恒定的圆速度（β = 0），这与最近的观察结果（Kennicutt 1998）一致。我们预测了B波段的塔利-费雪关系：L_{B}与v_{circ} ^{7/3}成正比，也与观测结果一致。作为额外的测试，我们预测增强恒星形成的区域相对较高的剪切速率，和较低的恒星形成效率在云的质量较高。
2000-01-24 astro-ph
Global versus Nuclear Starbursts
观测到的最强烈的星暴是朝向星系核或环核区域的。然而，在相互作用的星系中，恒星的形成也会在远离核的重叠区域，螺旋臂中，有时在潮汐尾中触发。这些恒星爆发的相对重要性是什么？作为红移的函数，什么样的恒星形成占主导地位？这些不同的恒星爆发发生在不同的动力学条件（全球和本地）：引力不稳定性，密度波，径向流，剪切，云碰撞，密度积累，他们已经研究的帮助下，数值模拟。引力不稳定性是启动恒星形成的必要条件，但这还不够;星系盘通过这些不稳定性进行自我调节，使其Toomre Q参数为1，因此这一标准实际上无法预测强烈恒星形成的开始。超级星团是恒星暴增中的一种典型SF模式，可能是由于大气体复合体的快速形成。由于重力矩和气体流入，恒星形成可以径向向内传播，但由于超级风和能量流出，也可以向外传播：在环核区域观察到膨胀波或坍缩波。合并在形成高红移的恒星方面更有效，因为气体含量更大，动力学时间更短。核爆发和核活动之间的关系是基于相同的燃料机制，但也基于相互触发和调节。
2001-06-24 astro-ph
Stellar Populations and Star Cluster Formation in Interacting Galaxies with the Advanced Camera for Surveys
逐像素的颜色星等和颜色图--基于哈勃空间望远镜高级巡天照相机早期释放观测的一个子集--提供了一种强大的技术来探索和推断老鼠和蝌蚪相互作用星系的恒星和恒星团簇形成历史。在每个相互作用的系统中，我们发现了大约40个明亮的年轻星团（20个<= F606 W（等）<= 25个，特征质量约为3 × 10^6 Msun），它们在空间上与潮汐尾和旋臂中活跃恒星形成的蓝色区域相一致。我们估计，触发这些星团形成的主要事件发生在~（1.5-2.0）× 10^8年前。我们发现，恒星团簇形成是一个主要的模式，恒星形成的星系相互作用，与>= 35%的活跃的恒星形成的遭遇发生在星团。这是第一次在相互作用的星系中沿着潮汐尾发现年轻的星团。Tadpole系统的潮汐尾主要是蓝色恒星形成区，约占尾部总面积的60%，在F475 W滤波器中贡献了约70%的总通量（在F814 W中减少到约40%）。尾部的其余像素具有与主盘一致的颜色。潮汐引发的老鼠星系中恒星形成的爆发在两个相互作用的星系中具有相似的强度，但它只影响了相对较小的空间相干区域。
2002-10-28 astro-ph
Theoretical modelling of the diffuse emission of gamma-rays from extreme regions of star formation: The case of Arp 220
我们目前对超亮红外星系的理解表明，它们是最近的星系合并，其中前螺旋盘中的大部分气体，特别是距离每个合并前核小于5 kpc的气体，已经落入一个共同的中心，引发了巨大的星爆现象。许多研究小组都探测到了这种分子气体的大核浓度，并对分子质量和密度进行了估计。毫不奇怪，这些估计被发现比我们银河系中的相应值大几个数量级。本文提出了一个超星暴星系Arp 220高能辐射的自洽模型。该模型还提供了一个估计的无线电发射从每个组成部分的中心区域的星系（西部和东部的极端星爆，和分子盘）。预测的无线电频谱被发现作为同步辐射和自由-自由发射，以及吸收，初级和次级稳定的电子和正电子人口的结果。后者是带电π介子衰变和轻子碰撞产生的产物，在星际介质中会有一整套损耗。由此产生的无线电频谱与亚弧秒无线电观测结果一致，这使得可以估计磁场。此外，远红外辐射与尘埃发射率建模，并计算远红外光子密度被用作逆康普顿过程的目标，以及考虑损失的$γ$ -射线景观。并计算了韧致辐射和中性π介子衰变，最后预测了$γ$射线谱.未来可能的观测与GLAST，和地面切伦科夫望远镜进行了讨论。
2005-08-10 astro-ph
