ALMA observations of NGC 6334S $-$ I: Forming massive stars and cluster in subsonic and transonic filamentary clouds
介绍了阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）和Karl G. Jansky甚大阵列（JVLA）对位于NGC 6334分子云复合体西南端的大质量红外暗云NGC 6334 S（也称为IRDC G350.56+0.44）的观测。在$\sim$ 3 $^{\prime\prime}$角分辨率（$\sim$ 0.02 pc）下，ALMA观测所覆盖的H $^{13}$ CO $^{+}$和NH $_{2}$ D线表明，空间上无法分辨的非热运动主要是亚音速和跨音速的，这种情况类似于在低质量恒星形成分子云中发现的情况。经常在文献中报道的大质量恒星形成区域中观察到的超音速非热速度色散可能会由于望远镜光束内未解决的运动而导致空间分辨率差而显着偏置，从而扩大了观察到的线宽。我们的3~mm连续图像分辨出49个致密核，其质量范围从0.17到14 $M_{\odot}$。其中大多数都是用多个速度分量来解决的。我们的分析，这些气体的速度分量之间的反相关的气体质量和维里参数。这意味着质量越大的结构在引力作用下越不稳定。最后，我们发现NGC 6334 S云中的外部压力在限制这些致密结构方面很重要，并且可能在致密核心的形成中发挥作用，随后，嵌入年轻恒星。
2020-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
After the interaction: an efficiently star-forming molecular disk in NGC5195
我们从毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）中展示了NGC 5195（也称为M51 b）的新分子气体图，包括12 CO（1-0），13 CO（1-0），CN（1-0）和CS（2-1）。NGC 5195也在3 mm连续谱中被检测到。NGC 5195的12 CO/13 CO比率与正常的恒星形成星系一致。CN（1-0）的强度比一般的恒星形成星系要高，可能是在扩散的光解离区域增强。NGC 5195核谱的恒星模板拟合显示了两个恒星星族：80%质量分数的老恒星（> 10 Gyr）和20%质量分数的中龄（~ 1 Gyr）恒星星族，这对NGC 5195在与M51 a相互作用期间经历增强恒星形成的时间尺度提供了限制。NGC 5195的平均分子气体耗尽时间尺度为：tdep=3.08Gyr，比附近恒星形成星系的耗尽时间尺度大2倍，但与CO探测到的早型星系的耗尽一致。虽然厘米和毫米波长的无线电连续辐射存在于NGC 5195的核心附近，但我们发现它最有可能与核恒星形成有关，而不是无线电响亮的AGN。因此，尽管在大约1/2 Gyr前与M51 a发生了实质性的相互作用，但NGC 5195中的分子气体已经重新定居，并且正在以与目前定居的早期类型星系一致的效率形成恒星。
2016-08-07 astro-ph.GA
A quality check of the $AKARI$ mid-infrared all-sky diffuse map toward the massive star-forming regions NGC 6334 and NGC 6357
我们提出了一个比较研究的CO和多环芳烃（PAH）的排放朝向包括大质量恒星形成区的NGC 6334和NGC 6357。我们使用NANTEN $^{12}$ CO（$J$ = 1- 0）数据和$AKARI$ 9 $μ$ m全天空漫射图来评估$AKARI$数据的校准精度。我们确认，整体CO分布显示出良好的空间对应性与PAH的排放，和他们的强度表现出良好的幂律相关性的空间分辨率下降到4 $'$的区域10 $^\circ$ $\times$ 10 $^\circ$。我们还揭示了较差的相关性小尺度结构之间的两个数量对NGC 6357，由于强烈的紫外线辐射从本地源。与NGC 6334相比，NGC 6357的相关性更大的分散表明更高的电离度和/或PAH激发。
2016-02-22 astro-ph.GA
Star-forming complexes in the polar ring galaxy NGC660
带极环的Galerkin由两个子系统组成，一个圆盘和一个环，它们几乎在正交平面内旋转。在本文中，我们分析的参数表征的组成星际介质和恒星形成的恒星形成复合体，属于极环星系NGC660。我们表明，在星系环中的恒星形成区域是明显不同的星系盘。它们的红外线光度明显较低，表明这些区域的尘埃质量比典型的盘状恒星形成区域要少。紫外线和H $α$光度似乎也较低的环，可能是其相对较新的形成的结果。
2017-12-04 astro-ph.GA
Clump-scale chemistry in the NGC2264-D cluster-forming region
我们利用Atacama大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的第三波段的Atacama紧凑阵（ACA）对NGC 1，2264-D星团形成区的n3和n5位置进行了测绘观测。用10000金尺度的电子束进行观测，揭示了团簇尺度的化学组成。CH $_{3}$ OH的观测到的低上能级谱线的空间分布与CS和SO的相似，HC $_{3}$ N的发射似乎主要与包含年轻恒星的团块有关。由恒星形成活动引起的湍流气体在NGC 1，2264-D中产生了大尺度激波区，CH $_{3}$ OH，CS和SO辐射可以追踪到这些激波区.我们推导出HC $_{3}$ N、CH $_{3}$ CN和CH $_{3}$ CHO相对于CH $_{3}$ OH的丰度。与n5场相比，n3场距离邻近的NGC 1，2264-C更远（在投影视距离上），但n3场中的化学成分倾向于与NGC 1，2264-C中的原恒星候选者CMM 3相似。在n3场中的HC $_{3}$ N/CH $_{3}$ OH比高于在n5场中的那些。我们发现HC $_{3}$ N/CH $_{3}$ OH比与它们的激发温度之间存在反相关性。在n5磁场的低HC $_{3}$ N/CH $_{3}$ OH丰度比意味着与n3磁场相比，n5磁场是一个更活跃的恒星形成环境。
2021-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The clustered nature of star formation. Pre--main-sequence clusters in the star-forming region NGC 602/N90 in the Small Magellanic Cloud
恒星形成区NGC 602/N90位于小麦哲伦星云（SMC）的翼端，以HII星云环N90和主序前（PMS）和早型主序星NGC 602组成的年轻星团为特征。我们提出了一个全面的聚类分析的恒星样本所确定的HST/ACS相机在该地区。我们发现，除了中央集群，低质量PMS恒星聚集在13个额外的小紧凑的子集群在NGC 602的外围。我们发现，PMS星的空间分布是双峰的，与一个不寻常的大部分（~60%）的总人口被聚集，而其余的是分散分布在星团间区域。从相应的颜色星等图中，我们解开了NGC 602和看起来更年轻的紧凑子星系团之间的年龄差异约为250万年。弥漫的PMS星群似乎拥有与NGC 602一样古老的恒星。几乎所有检测到的PMS子集群似乎集中。当完整的PMS恒星样本，包括集群和扩散的恒星，被认为是在我们的集群分析，它似乎是一个单一的中心集中的恒星聚集，覆盖整个区域的中心区域。考虑到系统的热大质量恒星，我们发现证据表明，这种凝聚是分层结构。根据我们的研究结果，我们提出了一个方案，根据该地区NGC 602/N90经历了一个活跃的集群恒星形成的最后~ 5 Myr。中央星团NGC 602首先形成，并迅速开始溶解到其周围的环境中，可能也从其中心喷出大质量恒星。恒星的形成继续在一个更大的恒星聚集的子星团中进行，在PMS人口中引入了250万年的年龄分布。
2012-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Catalog of CH_3OH 7_0-6_1 A^+ Maser Sources in Massive Star-Forming Regions. II. Masers in NGC 6334F, G8.67-0.36, and M17
我们给出了在44 GHz处7_0-6_1 A^+甲醇脉泽向NGC 6334 F、G8.67-0.36和M17跃迁的甚大阵列观测结果。这些弧秒分辨率的观测完成了以前的，更大的VLA调查，这脉泽过渡在高质量的恒星形成区域报告的库尔茨等人。我们确认存在44 GHz的甲醇脉泽发射在所有三个来源，检测八个不同的脉泽组件在NGC 6334 F，12个组件在G8.67-0.36和一个在M17。
2010-10-07 astro-ph.GA
Spatial and dynamical structure of the NGC 2264 star-forming region
从分子云到原恒星的过程，恒星协会，以及两者的演化，都是活跃的研究课题。本研究的目标，NGC 2264，是一个基准恒星形成区（SFR），在其中这些问题可以进行有益的研究。我们收集了一个新的NGC 2264成员的广泛样本。为此，我们使用了XMM-牛顿望远镜获得的新X射线数据，GAIA eDR 3数据以及广泛收集的公共和出版的目录。根据之前的建议，SFR可能会远远超出更好的研究区域，我们的搜索覆盖了天空中2.5x2.5度的区域。我们的目录包括2200多个候选成员，比以前的决定增加了100%。我们分析了它们的空间分布，并定义了新的子结构。利用GAIA的散射，我们估计到NGC 2264的新的平均距离为722+/-2pc，并建议嵌入的轮辐子区域在分子云内更远~ 20 pc。一个复杂的动力学是由现有的自行和径向速度：我们观察到全球扩张和旋转的迹象。与此同时，我们观察到的崩溃和合并的两个子结构在一个地区，活跃的恒星形成正在发生。具有盘状结构的恒星和那些经历星周吸积的恒星的比例在整个领域中变化很大，这表明恒星的形成已经发生了几百万年。O VII星S Mon周围的盘分数特别低，可能是由于外部盘光蒸发或该区域恒星的年龄较老。NGC 2264不是动态松弛的，它目前的配置是多个动力学过程的结果。这片星云已经形成了数百万年的恒星，我们确定了可能导致持续形成活动的过程。
2022-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Submillimeter Array Observations of NGC 2264-C: Molecular Outflows and Driving Sources
我们用1.3毫米亚毫米波阵列（SMA）在$\sim$ 3 $^{\prime\prime}$分辨率上对中等质量恒星形成星团NGC 2264-C的最亮部分进行了观测。毫米连续谱发射揭示了10个1.3mm连续谱峰，其中4个是新的检测。观测到的频率范围包括已知的分子喷流/外流示踪剂SiO（5-4），从而提供了对NGC 2264-C的SiO的第一次高分辨率观测。我们还探测到12个额外的物种的分子线朝向这个区域，包括CH $_3$ CN，CH $_3$ OH，SO，H $_2$ CO，DCN，HC $_3$ N，和$^{12}$ CO。SiO（5-4）发射揭示了在NGC 2264-C中存在两个准直的，高速（相对于系统速度高达30 km $^{-1}$）双极流出。此外，通过$^{12}$ CO、SO、H、$_2$ CO和CH $_3$ OH的排放追踪流出。我们发现了一个进化的核心之间的传播居住在同一个父云。这两个明确的外流是由最亮的毫米连续核驱动的，这些连续核是红外暗的，分子线弱的，并且可能是该地区最年轻的核。此外，对于RMS源AFGL 989-IRS 1，NGC 2264-C中红外明亮和最进化的源，我们没有观察到分子流出发射。一个分子线丰富的脊特征，没有明显的直接相关的连续源，位于低密度空腔的边缘，可能是由AFGL 989-IRS 1驱动的风形成的。此外，229 GHz的I类脉泽发射被检测到…
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shaping a high-mass star-forming cluster through stellar feedback. The case of the NGC 7538 IRS 1-3 complex
内容：NGC 7538 IRS 1-3是一个高质量的恒星形成星团，有几个被探测到的尘埃核、红外源、（超）致密H $_{\rm II}$区、分子流出和脉泽。在这样一个复杂的环境中，嵌入的对象之间的重要的相互作用和反馈预计将在该区域的演变中发挥重要作用。目的：我们研究了NGC 7538 IRS 1-3区域的尘埃，运动学和偏振特性，以研究不同力量在高质量恒星形成集群的形成和演化中的相互作用。方法：我们在880 $μ$ m处用紧凑的配置进行SMA高角分辨率观测。我们开发的RATPACKS代码生成合成速度立方体模型的选择进行比较的观测数据。我们发展了“质量平衡”分析，以量化的稳定性对引力坍缩占所有的能量在核心尺度。结果如下：观测到3.5 $M_{\odot}$ ~ 37 $M_{\odot}$共14个尘芯，它们排列在两个较大尺度的结构中：中心棒和螺旋臂，螺旋臂在H $^{13}$ CO $^+$ 4-3和C $^{17}$ O 3-2中表现出大尺度的速度梯度，磁场段与尘埃主轴方向一致.速度梯度是很好地再现了螺旋臂扩大在9公里秒$^{-1}$相对于中央核心MM 1，这是已知的动力大旋进外流。外流的能量与旋臂动能相当，旋臂动能比重力能和磁能占主导地位。此外，外流和旋臂的动力学年龄是可比的。... (Full摘要载于pdf版本）
2014-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
MeerKAT radio continuum imaging of nearby star-forming spirals in the NGC 6221, NGC 3256/3263, and NGC 2434 galaxy groups
本研究利用MeerKAT 1.3 GHz射电数据和WISE红外数据，对三个不同演化阶段近邻星系群中的恒星形成旋涡星系展开成像分析，测量恒星形成率并探究环境对星系演化的影响。
2025-07-18 astro-ph.GA
On the spatial distributions of dense cores in Orion B
我们量化了猎户座B恒星形成区三个空间上不同的区域中致密核心的空间分布。对于L1622、NGC 2068/NGC 2071和NGC 2023/NGC 2024，我们使用$\mathcal{Q}$ -参数测量空间子结构的量，并发现所有三个区域都是空间子结构（$\mathcal{Q} < 0.8$）。我们使用$Λ_{\rm MSR}$对质量偏析量进行了量化，发现最大质量的核心在NGC 2068/NGC 2071（$Λ_{\rm MSR} \sim 2$）中存在轻度质量偏析，在NGC 2023/NGC 2024中存在非常大的质量偏析（四个最大质量的核心为$Λ_{\rm MSR} = 28^{+13}_{-10}$）。L1622中的大部分块状核并不位于相对高表面密度或更深的重力位，而NGC 2068/NGC 2071和NGC 2023/NGC 2024中的块状核则明显如此。鉴于猎户座B的低密度（10个核心pc $^{-2}$）和核心的空间子结构，质量分离不可能是动态的。我们的结果也不一致的模拟中，最大质量的恒星形成通过竞争吸积，而不是暗示，磁场可能是重要的影响气体和恒星的原始空间分布在恒星形成区域。
2018-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparing the Inner and Outer Star Forming Complexes in the Nearby Spiral Galaxies NGC 628, NGC 5457 and NGC 6946 using UVIT Observations
利用紫外成像望远镜（UVIT）对三个邻近星系的恒星形成复合体（SFC）进行了远紫外（FUV）研究。这些星系接近正面，并显示出显着的外盘恒星形成。其中两个是孤立的（NGC 628，NGC 6946），一个是与遥远的同伴（NGC 5457）相互作用。我们比较了光学半径（R $_{25}$）内外的SFC的性质。我们估计的大小，恒星形成率（SFR），金属丰度，和Toomre Q参数的SFC。我们发现，外盘SFC的面积至少是内盘的10倍。两个区域的单位面积SFR（$Σ_{SFR}$）具有相似的平均值，但外部SFC具有小得多的$Σ_{SFR}$范围。与内盘SFC相比，它们也是金属贫乏的。FUV发射与中性氢气（\HI）分布很好地相关，并且在几个\HI ~孔内和附近被检测到。我们对这两个孤立星系外盘Q参数的估计表明，它们的外盘是稳定的（Q $>$ 1）。然而，他们的FUV图像表明，在这些地区正在进行恒星形成。这表明在它们的外盘中可能存在一些不发光的物质或暗物质，这增加了盘面密度，支持了局部引力不稳定性的形成。在相互作用星系NGC 5457中，重子表面密度（Q $<$ 1）足以触发外盘的局部盘不稳定性。
2021-03-31 astro-ph.GA
Phase-space structures and stellar populations in the star-forming region NGC~ 2264
本文利用运动学分组谱（SKG）分析了恒星形成区NGC~ 2264相空间的子空间结构。我们表明，SKG可以用来处理收集的恒星数据，以找到在不同尺度的子结构。我们发现了与NGC~ 2264区有关的结构，也发现了与背景区有关的结构.在NGC~ 2264区域，层次分析表明，子结构与以前的特定研究中发现的区域，但与客观，紧凑的方法，使我们能够均匀地比较不同的集群和恒星形成区域的结构兼容。此外，这一结构与NGC~ 2264主要恒星形成星群的不同年龄相一致。在视野中发现的结构可以粗略地与背景中的巨星联系在一起，与NGC~ 2264动力学分离，这可能与外臂或麒麟座环有关。本文的结果证实了RV相空间子空间结构和不同种类的人口之间的关系，定义的其他变量不一定与SKG分析，如年龄或距离，显示检测相空间子结构的重要性，以跟踪恒星星族在最广泛的意义上的话。
2016-11-08 astro-ph.GA astro-ph.IM
ALMA observations of molecular clouds in three group centered elliptical galaxies: NGC 5846, NGC 4636, and NGC 5044
本文介绍了两个研究得很好的群心椭圆星系NGC~4636和NGC~5846的ALMA CO（2- 1）观测结果。此外，我们还对先前发表的NGC~5044群中央星系的第0周期ALMA观测结果进行了修正分析。我们发现的证据表明，分子气体，在偏离中心的轨道云的形式，是一种常见的存在于明亮的群心星系（BGG）。CO谱线的宽度是银河系分子云的$\gtrsim 10$倍，以银河系$X_{CO}$为参照系，其总分子质量从NGC~4636的$2.6\times 10^5 M_\odot$到NGC~5044的$6.1\times 10^7 M_\odot$不等。利用这些参数，分子结构的维里参数为$\gg 1$。使用ALMA紧凑型阵列（ACA）对NGC~5846和NGC~4636进行的补充观测，在当前曝光达到的灵敏度水平下，没有发现任何CO扩散成分。这些被探测到的分子特征的起源仍然不确定，但这些ALMA观测表明它们是热气冷却过程的最终产物，而不是合并事件的结果。HST尘埃消光图显示，一些分子云与尘埃特征有关，这表明这些云是由尘埃增强冷却形成的。混沌湍流场或浮力抬升可能触发全球非线性凝结。大维里参数的分子结构和相关性的温暖（$10^3 - 10^5 K$）/热（$\ge10^6$）相速度色散提供的证据表明，他们是未绑定的巨分子协会漂移在湍流场，与数值预测的混沌冷吸积过程。或者，观测到的大CO线宽可能是由于…
2018-05-01 astro-ph.GA
Massive envelopes and filaments in the NGC 3603 star forming region
大质量恒星的形成和它们到达零年龄主序星的过程隐藏在稠密的气体和尘埃云之后。在巨大的Hii区域NGC 3603，一个年轻的OB星团的辐射分散了附近的尘埃和气体。在距离星团2：5 pc的投影距离处，一个明亮的中红外（中红外）源（IRS 9A）被确定为一个巨大的年轻恒星天体（MYSO），位于面向星团的分子团（MM2）一侧。我们研究了MM2的物理条件，基于APEX亚毫米观测使用SABOCA和SHFI仪器，档案ATCA 3毫米连续谱和CS谱线数据。我们将MM2分解为几个紧凑的核心，其中一个与IRS 9A密切相关。这些可能是红外暗云，因为它们没有显示出典型的热核发射线，并且在中红外背景下大多是不透明的。致密核心的质量高达太阳质量的几百倍，气体温度约为50 K，没有内部电离源的证据。我们推测IRS 9A比星团星年轻，但处于致密核之后的演化状态。
2015-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A spectral and photometric study of 102 star forming regions in seven spiral galaxies
本文根据对7个旋涡星系（NGC 628、NGC 783、NGC 2336、NGC 6217、NGC 6946、NGC 7331和NGC 7678）中约100个恒星形成区的分光光度和分光光度观测，对嵌入河外巨HII区的年轻大质量星团复合体进行了研究。在我们对河外恒星形成区的全面研究框架内，已经观测和积累了完整的观测数据库。本文介绍了星系NGC 6217、NGC 6946、NGC 7331和NGC 7678的未发表或更新的光度和分光光度观测的最后一部分。我们推导出了原子簇络合物的结构、化学丰度、电离气体的连续谱和谱线发射、年龄和质量。我们发现年轻的大质量星系团复合体的年龄不超过1000万年，质量在10^4Msol和10^7Msol之间，折射率A（V）在~ 0和3等之间变化，而星云辐射对积分宽波段测光的影响主要不超过40%的总流量，并与dreddened测光量的精度相媲美。我们还发现在一些集群的恒星和气体排放的差异消光的证据，这在这些情况下妨碍了年龄和质量的光度测定。最后，我们表明，在所研究的星系和银河系中的疏散星团年轻的大质量星团复合体形成一个连续的序列的亮度/质量和颜色/年龄。
2016-01-27 astro-ph.GA
The Compact Star-Forming Complex at the Heart of NGC 253
我们讨论了紧凑的恒星形成复合体，这是最明亮的近红外（NIR）源在星爆星系NGC 253的中心区域的积分场光谱。光谱覆盖H和K通带，并在亚弧秒视宁度条件下用Gemini NIR光谱仪记录。恒星形成复合体光谱中的吸收特征比周围环境弱。在1.78 μ m附近发现一个吸收特征，与C2带头的位置相吻合。Brgamma、[FeII]和HeI2.06 μ m的发射线不跟踪NIR连续光。在该复合体的西部边缘发现了一些恒星形成活动的口袋，这些口袋没有相关的红超巨星浓度，因此年龄可能小于800万年，有证据表明其中一个口袋包含丰富的沃尔夫-拉叶星。除非恒星形成复合体的金属含量明显低于周围环境，否则其总质量的很大一部分是年龄小于800万年的恒星。如果维持现在的恒星形成速率，那么其恒星质量翻倍的时间尺度从几百万年到几十万年不等，这取决于年龄超过800万年的恒星所做的贡献。如果-正如一些研究所建议的那样-恒星形成复合体以星系核为中心，那么NGC 253的核心目前正在经历恒星质量快速增长的阶段。
2016-02-03 astro-ph.GA
Understanding the secular evolution of NGC 628 using UVIT
长期和环境效应在调节恒星形成速率和星系演化中起着重要作用。由于紫外线通量是星系中恒星形成的直接示踪剂，ASTROSAT卫星上的紫外线成像望远镜使我们能够以其出色的空间分辨率来描述星系中恒星形成区的特征。在本研究中，我们主要研究了本地宇宙中的一个旋涡星系NGC628的长期演化。我们利用UVIT的分辨率来分辨NGC 628中高达$\sim$ 63 pc的恒星形成区的识别和表征。我们确定了300个恒星形成区域的UVIT FUV图像的NGC628使用ProFound和识别的区域的特点是使用Starburst99模型。整个星系中恒星形成区域的年龄和质量分布支持了圆盘由内向外的生长。我们发现NGC 628的两个臂之间的恒星形成性质没有显著差异。我们还量化了不同年龄的恒星形成区的方位角偏移。由于我们没有发现年龄梯度，我们认为螺旋密度波可能不是NGC 628螺旋臂的可能形成方案。在星系盘中存在的前灯云被发现具有最高的恒星形成率密度（$0.23 M_{\odot} yr^{-1} kpc^{-2}$），与螺旋臂和星系其余部分的其他恒星形成区域相比。
2022-08-11 astro-ph.GA
A Molecular Line Survey toward the Nearby Galaxies NGC 1068, NGC 253, and IC 342 at 3 mm with the Nobeyama 45-m Radio Telescope: Impact of an AGN on 1 kpc Scale Molecular Abundances
研究星系的化学组成与能量来源之间的关系对于理解星系演化过程具有重要意义。利用Nobeyama 45 m望远镜在3 mm波段对AGN宿主星系NGC 1068和典型的星暴星系NGC 253和IC 342进行了无偏的分子谱线测量。这种线巡天的优点是所获得的光谱具有单碟望远镜所获得的最高角分辨率。特别是，该望远镜的光束尺寸为~15”--19”，能够在空间上分离NGC 1068中的核分子发射和星暴环（d~30”）的发射。我们成功地在每个星系中探测到了大约23种分子，并计算了旋转温度和柱密度。我们估计了13 CO和CS分子的分子丰度分数，并在三个星系之间进行比较，以研究活动星系核环境的化学特征。结果，我们发现在1 kpc尺度上AGN周围分子丰度的明显趋势。与星暴星系相比，NGC 1068中HCN、H13 CN、CN、13 CN和HC 3 N的丰度更高，而CH 3CCH的丰度较低。高丰度的HCN、H13 CN和HC 3 N表明NGC 1068的环核盘处于高温环境中。未检测到CH 3CCH的原因可能是高能辐射的离解或CH 3CCH前体从颗粒中的较少升华。
2017-12-14 astro-ph.GA
The Star-Forming Histories of the Nucleus, Bulge, and Inner Disk of NGC 5102: Clues to the Evolution of a Nearby Lenticular Galaxy
利用双子座南天区GMOS观测到的长缝光谱研究了透镜星系NGC 5102的恒星形成历史。结构和补充光度信息从档案斯皮策[3.6]图像中获得。与模型光谱的比较表明，光度加权的金属丰度与盘中红巨星分支恒星的颜色一致。在可见光波长下，其核心的光度加权年龄约为1 Gyr，而整合的光主要是由形成时间只有几百万年的恒星组成。相比之下，隆起和盘的亮度加权年龄分别为~2 Gyr和~10 Gyr。核和核球的g '-[3.6]颜色与光谱年龄一致。与核心相比，假设恒星形成活动跨越许多Gyr的模型比简单的恒星星族模型更好地匹配了球和盘的光谱。凸起中的等像线呈圆盘状，暗示凸起是由具有显著旋转支撑的材料组装而成的。球状体和盘状体的恒星形成历史与球状体是由一个长寿的棒体坍缩而形成的一致，并且建议NGC 5102的祖先是一个棒状盘状星系，通过其棒体的屈曲而演变成透镜状星系。
2014-12-05 astro-ph.GA
The Massive Star-Forming Regions Omnibus X-Ray Catalog, Third Installment
我们提供给恒星形成社区的大规模恒星形成区（MSFR）综合X射线目录（MOXC 3）的第三部分，汇编X射线点源检测到的14个银河系MSFR和周围领域的50个档案钱德拉/ACIS观测。MOXC 3 MSFR是NGC 2264、NGC 6193、RCW 108-IR、Aur OB 1、DR 15、NGC 6231、Berkeley 87、NGC 6357、AFGL 4029、h Per（NGC 869）、NGC 281、Onsala 2S、G305和RCW 49（Wd 2）;它们的距离为0.7 kpc至4.2 kpc。大多数的年轻恒星星族呈现出成团或成簇的状态;有几个包含至少两个截然不同的大质量年轻星团。MOXC 3总目录包括27，923个X射线点源。我们非常小心地识别这些领域中最微弱的X射线点源。这使我们能够消除这种点光源，揭示弥漫和包围MSFR的漫射X射线结构，通常由大质量恒星反馈的热等离子体产生。正如我们在MOXC 1和MOXC 2中所发现的，在所有MOXC 3 MSFR中，漫射X射线发射都是可追踪的;在这里，我们进行光谱拟合以研究选定漫射区域的起源。MOXC 3再一次显示了Chandra支持的MSFR高空间分辨率X射线研究的价值。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of the nuclear star-forming ring in NGC 3182
利用卡拉阿尔托遗产积分场区域巡天的积分场摄谱仪数据，研究了NGC 3182星系的恒星和电离气体运动学以及恒星星族。我们试图澄清NGC 3182的环结构的性质。我们发现，在环外有一个负的恒星年龄梯度，而在环内[α/Fe]显著增大。恒星金属丰度呈平滑的负梯度。从线比诊断图中，我们从发射线通量比确认NGC 3182是一个Seyfert星系，而内环的气体主要被年轻恒星电离。然而，在其气体运动学中没有发现任何明显的流出特征。在环中，恒星的形成似乎是最近才发生的，气体的金属丰度比中心稍有增强。从我们的研究结果，我们得出结论，恒星形成发生在环核区在很短的时间内，这可能是由于活动星系核辐射压力的正反馈。
2022-07-14 astro-ph.GA
Large velocity dispersion of molecular gas in bars of strongly barred galaxies, NGC 1300 and NGC 5383
我们用野边山45米射电望远镜（星系中光束尺寸为1-2千秒差距）对强棒星系NGC 1300和NGC 5383的棒区和臂区进行了$^{12}$ CO（J = 1 - 0）观测。观测的目的是根据最近的高分辨率数值模拟，定性地研究一种抑制棒中恒星形成的新情景：与臂区相比，棒区分子云之间的高速碰撞抑制了大质量恒星的形成。从所有区域检测到CO排放，表明在强条中存在分子气体，而没有关联明确的HII区域。在这两个星系中，CO线轮廓的速度宽度往往是更大的酒吧区比在臂区，这是定性的新的情况下一致。
2018-02-26 astro-ph.GA
Young Star-Forming Complexes in the Ring of the S0 galaxy NGC 4324
本文介绍了透镜星系NGC 4324中恒星形成区的研究结果。在对多波长观测数据-用莫斯科国立大学斯滕伯格天文研究所高加索山天文台2.5米望远镜获得的窄带发射线图像和SDSS宽带档案图像-进行复杂分析期间，GALEX和WISE巡天--我们已经探测到位于透镜星系NGC 4324内环的年轻恒星形成复合体（团块），我们已经建立了它们沿环分布的规则模式，然而，它会随着时间（随着恒星形成区的年龄）而变化。我们提出了透镜星系NGC 4324的几种可能的演化路径，其中富含气体的卫星或巨云的吸积（所谓的小合并）是最可能的一种。
2022-10-14 astro-ph.GA
Molecular Gas Kinematics and Line Diagnostics in Early-type Galaxies: NGC4710 and NGC5866
本文报道了在两个邻近的边对棒透镜星系NGC 4710和NGC 5866中的CO谱线（~（12）CO（1 - 0，2 - 1）和~（13）CO（1-0，2-1））和致密气体示踪物（HCN（1 - 0），HCO ~+（1-0），HNC（1-0）和HNCO（4-3））的干涉观测结果。我们探测的物理条件的两个组成部分的分子星际介质在每个星系和每个运动的组成部分，使用分子线比诊断在三个互补的方式。首先，我们测量的比率的位置-速度图的不同的线，第二，我们测量的比率，每个运动分量的集成线强度作为投影位置的函数，第三，我们使用非本地热力学平衡辐射转移代码建模这些线的比率。总的来说，核盘似乎有一个稀薄的分子气体成分，比内环更热，光学上更薄，密度更大的气体部分，这表明更密集的团块浸没在更热的更扩散的分子介质中。这与核盘中的物理条件与光解离区域中的物理条件相似的证据一致。当将观测到的分子线比率与其他星系类型的分子线比率进行比较时，出现了类似的画面。因此，NGC 4710和NGC 5866核盘中分子气体的物理条件介于螺旋星系和星爆之间，而它们内环中的恒星形成则更加温和。
2016-09-06 astro-ph.GA
Searching for chemical inhomogeneities in Open Clusters: Analysis of the CN and CH Molecular Band Strengths in NGC 2158, NGC 2420, NGC 2682, NGC 7789 and Berkeley 29
内容：一个星团的总质量是决定其容纳多代恒星的能力的主要参数，它可能构成一个阈值，低于该阈值，星团只能形成一个单一的恒星星族。AIMS：我们的目标是研究5个疏散星团（NGC 2158、NGC 2420、NGC 2682、NGC 7789和Berkeley 29）中CN和CH带强度的星-星变化，这些变化分别与N和C丰度有关，与球状星团中观测到的相似，并与其中存在的多星族有关。由于这些系统的质量比球状星团小，我们的结果可能使我们能够限制形成多个恒星星族所需的较低质量。研究方法：我们测量了CN和CH带的强度，这与C和N丰度，使用四个分子指数在低分辨率SDSS/SEGUE光谱。结果如下：我们发现，对于四个疏散星团（NGC 2158，NGC 2420，NGC 2682和Berkeley 29），在每个星团中研究的所有恒星都具有相似的CN和CH带强度的不确定性，因为在它们的CN和CH分布中既没有发现异常扩展，也没有发现双峰。与此相反，对于NGC 7789，我们发现CN分子带强度在3839 nm处的异常扩展大于不确定性。然而，在这个星团中研究的恒星数量很少，这意味着需要进一步的分析来确认这个星团中化学不均匀性的存在。
2013-08-21 astro-ph.GA
The Abundance, Ortho/Para Ratio, and Deuteration of Water in the High-Mass Star Forming Region NGC 6334 I
我们提出了Herschel/HIFI观测的30个过渡的水同位素向高质量恒星形成区NGC 6334 I。H_2^{16}O、H_2^{17}O、H_2^{18}O和HDO的谱线轮廓显示出与嵌入的热核、低密度包层、两个外流分量和几个前景云有关的复杂的发射和吸收模式，其中一些与NGC 6334复合体有关，另一些则在对源的强连续背景的投影中看到。我们的分析揭示了一个H2O ortho/para比为3 +/- 0.5的前景云，以及外流。水的丰度从前景云和外层包层的~10^{-8}到热核的~10^{-6}不等。热核丰度比化学模型预测的致密温暖气体低两个数量级，但在其他赫歇尔/HIFI研究热核和热科里醇的数值范围内。这可能与相对较低的气体和尘埃温度（~100 K）或时间相关的影响有关，导致大部分水分子仍然被锁定在尘埃颗粒地幔中。NGC 6334 I的HDO/H_2O比值也相对较低，约为210 ^{-4}，但在其它大质量恒星形成区的范围内。
2012-12-20 astro-ph.GA
ALMA Observations of the Molecular Clouds in NGC 625
本文介绍了迄今为止用ALMA获得的矮星暴星系NGC 625中分子气体的最高分辨率（1”）$^{12}$ CO（1-0）观测结果。分子气体分布在$0.4$ kpc $^2$的区域内的离散云中，并且没有有序的大尺度运动。我们测量了NGC 625中$5.3\times 10^6 M_\odot$的总分子量，假设银河系CO到H的$_2$转换因子。我们使用CPROPS软件包来识别分子云并测量它们的性质。19个解析的CO云的中值半径为20 pc，中值线宽为2.5 km s $^{-1}$，中值面密度为169 $M_\odot$ pc $^{-2}$。Larson标度关系表明，NGC 625中的分子云大多处于维里平衡。我们的高分辨率CO观测与恒星形成率图的比较，从辅助光学观测推断，表明约40%的分子云与最亮的HII区域相吻合。这些明亮的HII区域有一系列的分子气体耗尽时间尺度，都在NGC 625的全球耗尽时间的$\sim 3$的因子之内，该时间范围为106-134百万年。朝向银河系西南方向的表面密度最高的分子云，在我们称之为蝴蝶的区域，没有显示出强烈的恒星形成活动，并表明耗尽时间尺度超过5 Gyr。
2020-02-21 astro-ph.GA
A study of the star forming regions in the spiral galaxy NGC 2336 using the Ultraviolet Imaging Telescope (UVIT)
利用紫外成像望远镜（UVIT）对螺旋星系NGC 2336的近、远紫外成像进行了研究。NGC 2336在形态上几乎是正面的，有一个多臂、分支的螺旋结构，与主要沿着螺旋臂和围绕棒的共同旋转环分布的恒星形成区有关。我们已经确定了72个恒星形成结的磁盘，其中只有两个是在臂间区域和6在共同旋转环。我们已经将它们的位置制成表格，并估计了它们的光度、大小、恒星形成率、颜色、年龄和质量。使用Starburst 99恒星演化合成模型估计了这些恒星形成结的年龄和质量。恒星形成节点的FUV和NUV平均大小分别为485 pc和408 pc，平均恒星质量为9.8 $\times 10^{5}$ M $_{\odot}$，范围从5.6 $\times 10^{5}$到1.1 $\times 10^{6}$ M $_{\odot}$。它们的恒星形成率在NUV中为6.9 $\times 10^{-4}$至2.2 $\times 10^{-2}$ M $_{\odot}$ /年，在FUV中为4.5 $\times 10^{-4}$至1.8 $\times 10^{-2}$ M $_{\odot}$ /年。的FUV-NUV颜色的结被发现是最蓝的中心区域，并逐渐变红的半径增加。我们的研究结果表明，螺旋结构的磁盘中的恒星形成是由螺旋密度波驱动的，最好通过紫外成像跟踪，因为它包括跨越广泛的恒星形成年龄和恒星质量的集群。
2018-03-01 astro-ph.GA
Circumnuclear Molecular Gas in Megamaser Disk Galaxies NGC 4388 and NGC 1194
我们利用K波段光谱技术研究了两个巨脉泽盘星系中心的热分子和电离气体。我们的最终目标是确定气体是如何汇集到吸积盘上的，这里用亚pc尺度上的兆脉泽斑点来追踪。我们提供了两个星系的近红外IFU数据，分辨率为~50 pc：NGC 4388与VLT/SINFONI和NGC 1194与Keck/OSIRIS+AO。高的空间分辨率和丰富的光谱诊断，使我们能够研究恒星和气体的运动学，以及气体激发的尺度上只有一个数量级大于微波激射盘。我们发现在NGC 4388的内部~100 pc的恒星速度色散下降，这是在许多活动核中看到的动态冷中心分量的共同特征。我们还看到了类似尺度上的氢分子中非圆形气体运动的证据，100 pc尺度上的气体运动学与超脉泽盘对齐。相反，高电离线和Br-γ示踪流出沿100 pc尺度射流。在NGC 1194中，来自吸积黑洞的连续谱非常强，使得很难测量稳健的二维运动学，但分子氢和Br-γ的空间分布和线比在两个星系之间具有一致的性质。
2014-05-06 astro-ph.GA
Submillimeter View of Gas and Dust in the Forming Super Star Cluster in NGC 5253
在NGC 5253的超级星云周围发现了一个巨大的分子云，揭示了一个非常巨大的星团的形成和反馈过程的细节。最近用亚毫米波阵列在CO J=3-2中绘制了“D云”。该星云围绕着一个目前正在形成的质量约为10 $^6$ $\rm M_\odot$、光度约为10 $^9$ $\rm L_\odot$的巨大星团。云D是热的，显然与星团有关，但在运动学上相对静止。尘埃质量约为15，000 $\rm M_\odot$，气尘比约为50，比这个低金属量星系的预期低近一个数量级。我们认为，星团的浓缩导致了停滞的星团风，创造了D云的不寻常条件。尽管有数千颗O型恒星存在，但年轻星团对云的机械影响并不存在，这可能会使未来几代恒星在大质量星团附近形成。
2015-09-28 astro-ph.GA
Ionization toward the high-mass star-forming region NGC 6334 I
上下文电离在分子云的气相化学中起着核心作用。由于离子与磁场耦合，磁场又可以抵消引力坍缩，因此测量它们在恒星形成区的丰度至关重要。目标。我们使用谱线观测的高质量恒星形成区NGC 6334 I推导出两个最丰富的分子离子，HCO+和N2 H+的丰度，因此，宇宙射线电离率。此外，线轮廓提供了有关该区域运动学的信息。方法.我们提出了高分辨率谱线的观测与Herschel空间天文台上的HIFI仪器进行的旋转跃迁与Jup> 5的分子物种C17 O，C18 O，HCO+，H13 CO+，和N2 H+。结果的HCO+和N2H+线配置文件显示红移的不对称性与一个区域的膨胀气体。我们确定了光谱中的两个发射分量，每个具有不同的激发，与NGC 6334 I的包络线相关。得到的包络线的物理参数与以前的模型的径向结构的NGC 6334 I的基础上亚毫米连续观测。基于我们新的Herschel/HIFI观测结果，结合化学模型的预测，我们得出了一个宇宙射线电离率，它比标准值10 ^（-17）s-1高一个数量级。结论.我们发现了NGC 6334 I的热核心周围的包层膨胀的证据，这主要是由该地区热电离气体的热压力驱动的。电离率似乎是由源自源外的宇宙射线控制的，尽管来自NGC 6334 I核心的X射线发射可能有助于包层内部的电离。
2014-03-20 astro-ph.GA
A molecular line survey toward the nearby galaxies NGC 1068, NGC 253, and IC 342 at 3 mm with the Nobeyama 45 m radio telescope: The data
本文介绍了用Nobeyama 45 m射电望远镜在3 mm波长（$\sim$ 85- 116 GHz）对邻近星系NGC 1068、NGC 253和IC 342进行分子谱线巡天的观测数据。在IC 342中，首次报道了在3 mm区域具有高光谱分辨率的线测量。NGC 1068是附近的一个富含气体的星系，其X射线来自活动星系核（AGN），而NGC 253和IC 342是附近的富含气体的星系，具有原型恒星爆发。这些星系有助于研究X射线和紫外线辐射对分子丰度的影响。测量结果的均方根噪声水平为几mK（$T\rm{_A^*}$）。因此，我们可以获得这些星系在3 mm区域的几乎完整的数据：我们检测到19- 23种分子物种，这取决于星系，包括几个新的检测（例如，IC 342中的环状-C $_3$ H $_2$）。我们发现NGC 1068中HCN、CN和HC $_3$ N相对于$^{13}$ CO的强度显著强于NGC 253和IC 342中的强度。另一方面，在NGC 1068中未检测到CH $_3$ CCH。我们用单碟望远镜中45米望远镜的窄光束（15 $''$ .2- 19 $''$ .1），特别是选择性地观测了NGC 1068中靠近环核盘（CND）的分子气体，获得了这些结果。我们在NGC 1068中的线强度与已经报道的IRAM 30米射电望远镜获得的线强度进行了比较。结果，发现每条线的强度比具有关于…
2019-02-28 astro-ph.GA
Molecular clouds in the NGC 6334 and NGC 6357 region; Evidence for a 100 pc-scale cloud-cloud collision triggering the Galactic mini-starbursts
我们用NANTEN 2和ASTE对银河系中的孪生小型星暴NGC 6334和NGC 6357进行了新的CO（$J=$ 1-0，2-1和3-2）观测。我们检测到两个速度的分子组成的12公里秒的$^{-1}$速度分离，这是连续超过3度沿平面。在NGC 6334中，这两个分量在年轻的HII区域表现出相似的双峰强度分布，并通过桥特征连接起来。在NGC 6357中，我们发现了两个速度分量之间的空间互补分布以及速度的桥梁特征。基于这些结果，我们假设在过去的几百万年里，这两个区域的两个云相互碰撞，并触发了超过$\sim$ 100 pc的星暴的形成。我们认为，星爆的形成发生在$\sim$ 10-pc范围的碰撞区域，具有初始高分子柱密度。对于NGC 6334，我们提出了一个方案，其中包括由于非均匀的云分离的碰撞时期的空间变化。这可能解释了NGC 6334中年轻O型星的年龄差异从$10^4$岁到$10^6$岁;最近一次碰撞发生在$10^5$岁之间，碰撞方向是NGC 6334 I（N）和I中最年轻的恒星，它们表现出没有HII区的分子外流。对于NGC 6357来说，O型星是在几百万年前形成的，O型星的云分散是重要的。我们的结论是，云-云碰撞提供了一个可能的解释超过100 pc规模的最小星暴。
2018-01-25 astro-ph.GA
Molecular Gas in the Nuclear Region of NGC 6240
NGC 6240是一个明亮的红外星系，位于本宇宙中，正在进行一次大合并。我们分析了高分辨率的干涉观测温暖的分子气体使用CO J = 3 - 2和6 - 5的中央几千秒差距的NGC 6240所采取的阿塔卡马大毫米阵列。利用这些CO线的观测，我们模拟了星系核之间的分子气体的密度分布和运动学。我们的模型表明，磁盘模型表示的数据差。相反，我们认为，观测结果与两个原子核之间的潮汐桥是一致的。我们还观察到高速红移的气体，没有被捕获的模型。这些发现揭示了可能影响星系演化和相应恒星形成的小尺度过程。
2021-09-19 astro-ph.GA
Connection between the Circumnuclear Star-Forming Regions and the active nuclei in NGC 1068
近年来，人们在不同的波段和望远镜上对环核恒星形成区（CNSFR）进行了研究，利用光学数据、IFS和模型对环核恒星形成区的核活动与恒星形成之间的关系进行了各种各样的研究。利用8.1米Gemini望远镜和GNIRS IFU模式获得了Seyfert 2星系NGC 1068在J波段1.35-1.32 $μ$的数据。我们找到了所有成分的[Fe Ⅱ] $λ$ 12570、Pa $β$ $λ$ 12814和Fe Ⅱ $λ$ 13201线的径向速度和强度图。气体发射有一个双重起源与年轻恒星的光电离或碰撞激发，我们发现了一个很高的影响所产生的冲击射流。Pa $β$发射强度表明该成分是由较年轻的星团或较大质量的恒星电离的。从速度场的分析来看，与Pa $β$分量1有关的数据与旋转的存在是一致的，旋转从最大连续位移，我们的观测可能指向一个酒吧的存在。
2018-01-25 astro-ph.GA
Star-forming regions and the metallicity gradients in the tidal tails: The case of NGC 92
我们提出了新的双子座/GMOS光谱和档案成像数据的相互作用星系NGC 92，这是一个紧凑的组的一部分，并显示一个扩展的潮汐尾。我们研究了该体系中20个成星配合物的物理性质。我们发现，位于NGC 92潮汐尾的恒星形成区的年龄小于800万年，这表明这些天体是在原地形成的。光谱数据显示，这些区域的金属丰度略低于太阳，表明它们是由预先富集的物质形成的。利用得到的每个系统的氧丰度，我们发现NGC 92的扩展潮汐尾具有平坦的金属丰度分布。虽然这种情况与相互作用系统的N体模拟一致，其中存在由相互作用触发的气体混合，但NGC 92的档案Halpha Fabry-Perot数据立方体没有显示出沿着该星系尾部的速度梯度，在某些假设下，这可以解释为尾部缺乏气体流动。我们的研究结果表明，一小部分的富集气体，最初位于星系的中心被驱逐到潮汐尾时，相互作用的过程中，形成的尾巴发生。然而，我们不能排除这样一种情况，即尾部的恒星形成增加了其原始氧丰度。
2013-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thick disc molecular gas fraction in NGC 6946
最近的几项研究加强了星系中厚分子盘的存在，以及动态冷薄盘。假设一个两个组件的分子盘，我们模拟的NGC 6946光盘作为一个四个组件的系统组成的恒星，HI，薄盘分子气体，厚盘分子气体在垂直流体静力学平衡。接着，我们建立了流体静力平衡的联合Poisson-Boltzmann方程，并对其进行数值求解，得到了不同重子分量的三维密度分布。利用密度解和观测到的旋转曲线，我们进一步建立了分子盘的三维动力学模型，并连续模拟了CO的光谱立方体和光谱宽度分布。我们发现，不同的假设厚盘分子气体分数的模拟光谱宽度轮廓明显不同。几个CO光谱宽度轮廓，然后产生不同的假设厚盘分子气体分数，并与观察到的一个比较，以获得最佳拟合厚盘分子气体分数轮廓。我们发现NGC 6946的厚盘分子气体分数在整个分子盘上基本保持恒定，平均值为$0.70 \pm 0.09$。我们还估计了NGC 6946中平面外分子气体的数量。我们发现总分子气体中的$\sim 50\%$在中心区域是平面外的，而在分子盘的边缘，这部分减少到$\sim 15\%$。用我们的方法，第一次，我们估计厚盘分子气体分数作为半径的函数，在一个外部星系与sub-kpc分辨率。
2020-12-17 astro-ph.GA
Molecular scale height in NGC 7331
建立了流体静力平衡的Poisson-Boltzman方程，并对不同重子分量进行数值求解，得到了螺旋星系NGC 7331的分子尺度高度。分子气体的标度高度被发现根据半径和假设的速度色散在$\sim 100-200$ pc之间变化。流体静力学方程的解决方案和观察到的旋转曲线被用来产生一个动力学模型，从而模拟柱密度图的分子盘。除了在外盘区域外，模拟的分子盘与观察到的分子盘相当匹配。NGC 7331的分子盘被投影到90 $^o$的倾角，以估计其可观测的边缘厚度（HWHM），发现其为$\sim 500$ pc。当HWHM为$\sim 500$ pc时，观察到分子盘的边缘延伸距离中平面为$\sim$ 1 kpc。这表明，在一个典型的星系中，流体静力平衡实际上可以产生几千秒差距厚的可观测分子盘，这在以前被认为是难以解释的。
2018-07-06 astro-ph.GA
Full disc [CII] mapping of nearby star-forming galaxies: SOFIA FIFI/LS observations of NGC 3627, NGC 4321, and NGC 6946
本研究利用SOFIA FIFI/LS对三个邻近恒星形成星系进行亚千秒差距尺度[CII]映射，发现[CII]与恒星形成率的关系在星系间及星系内不同环境存在差异，表明[CII]作为恒星形成示踪剂的复杂性，为后续校准提供基础。
2025-02-17 astro-ph.GA
Optical Observations of star clusters NGC 1513 and NGC 4147; white dwarf WD1145+017 and $K$ band imaging of star forming region Sh2-61 with the 3.6 meter Devasthal Optical Telescope
用3.6米印度-比利时Devastal光学望远镜（DOT）获得疏散星团NGC 1513的$UBVRI$ CCD测光数据。对GAIA EDR 3天体测量数据的分析已经确定了106个可能的星团成员。星团的平均自行估计为$μ_αCosδ=1.29\pm0.02$和$μ_δ=-3.74\pm0.02$ mas yr $^{-1}$。红化$E(B-V)$的估计值和到NGC 1513的距离分别为0.65 $\pm$ 0.03等和1.33 $\pm$ 0.1千秒差距。通过比较理论等时线和深部观测到的星团序列，确定了该星团的年龄为$225\pm25$ Myr。利用3.6米DOT的观测结果，我们估算了球状星团NGC 4147的距离和年龄，分别为$18.2\pm0.2$ Kpc和$14\pm2$ Gyr。通过对白矮星WD 1145 +017行星凌日的光学观测和对恒星形成区Sharpless Sh 2-61的$K$波段成像，证明了3.6 m DOT的观测能力。目前正在利用3.6米DOT对天体和事件进行常规光学和近红外观测。它们表明，该望远镜的性能与世界其他地方的其他类似望远镜相当。因此，我们指出，这一观测设施是多波长天文学，包括天体物理喷流研究的良好预兆。
2022-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutral atomic and molecular gas dynamics in the nearby spiral galaxies NGC 1512, NGC 4535, and NGC 7496
本研究结合MeerKAT-HI与PHANGS项目的ALMA CO观测数据，用3D-Barolo工具拟合倾斜环模型，量化三个近邻旋涡星系的中性原子与分子气体动力学，测试联合HI约束盘取向的方法，为后续大样本高分辨率HI研究建立可靠方法。
2024-07-05 astro-ph.GA
Analysis of the CN and CH molecular band strengths in stars of the open cluster NGC 6791
利用低分辨率SDSS/SEGUE谱研究了疏散星团NGC 6791不同演化阶段恒星CN和CH分子带强度的变化。我们发现一个显着的传播CN带的强度，超过预期的不确定性的两倍，虽然在球状星团中观察到的双峰在这里没有清楚地观察到。这种行为不仅在红团天体中观察到，而且在未演化的恒星中也观察到，例如那些在主序星和低红巨星分支中的恒星。相比之下，并非所有研究的恒星都显示出CH强度的显著分散。
2012-09-03 astro-ph.GA
Survey of Water and Ammonia in Nearby galaxies (SWAN): Resolved Ammonia Thermometry, and Water and Methanol Masers in IC 342, NGC 6946 and NGC 2146
近星系水和氨巡天（SWAN）研究了四个恒星形成星系：NGC 253，IC 342，NGC 6946和NGC 2146的原子和分子物种。作为本次调查的一部分，我们介绍了卡尔G。用Jansky甚大阵（VLA）对IC 342、NGC 6946和NGC 2146三个星系的分子谱线观测. NGC 1，253在以前的论文中介绍过。选择这些星系是为了跨越恒星形成率的一个数量级，并选择各种星系类型。我们的目标是氨$_{3}$（1，1）到（5，5）的亚稳跃迁，22，GHz的水（$_2$-O）（$6_{16}-5_{23}$）跃迁和36，GHz的甲醇（CH-$_3$-OH）（$4_{-1}-3_{0}$）跃迁. {We使用NH $_{3}$ \亚稳谱线对稠密分子气体进行测温。}我们证明了在IC 342的中心kpc上均匀加热的证据，分子气体有两个温度分量，类似于NGC 253，为27 K和308 K，而NGC 2146中的致密分子气体的温度为$<$ 86 K。我们在IC 342中发现了两个新的水脉泽，在NGC 6946和NGC 2146中各发现了一个新的水脉泽。星系NGC 253和NGC 2146是恒星形成最活跃的两个星系，拥有H $_2$ O千脉泽。最后，我们在IC 342和NGC 6946上探测到了第一个36 GHz CH $_3$ OH脉泽。对于四个外部星系的总CH $_3$ OH\光度在每个星系…
2018-04-02 astro-ph.GA
Infrared and optical polarimetry around the low-mass star-forming region NGC 1333 IRAS 4A
我们进行了J-和R-波段线性偏振测量与4.2米威廉赫歇尔望远镜在天文台德尔罗克德洛斯Muchachos和1.6米望远镜在天文台皮科多斯迪亚斯，分别推导出磁场几何的弥漫分子云周围嵌入的原恒星系统NGC 1333 IRAS 4A。我们获得了大约24颗恒星的星际偏振数据。偏振位置角的分布具有低色散，并建议存在一个有序的磁场组件在物理尺度大于原恒星。一些被观测到的恒星呈现出内在的偏振，并有证据表明它们是年轻的恒星。从这些数据得出的星际磁场的估计平均取向几乎垂直于与IRAS 4A周围的致密分子包层相关的磁场的主方向。由于NGC 1333中CO发射的分布表明扩散分子气体具有多层结构，我们认为所观察到的偏振位置角是由不同磁场分量沿视线的叠加投影引起的。
2011-05-06 astro-ph.GA
Diverse nuclear star-forming activities in the heart of NGC 253 resolved with ten-pc scale ALMA images
我们利用ALMA波段7（λ ~ 0.85 mm或ν ~ 350 GHz）11 GHz的观测数据，给出了附近星暴星系NGC 253中心~ 200 pc区域的8 pc × 5 pc分辨率的观测图。我们首次将NGC 253的核星爆分解为8个尘埃恒星形成团块，规模为10 pc。这些团块，每个包含（4-10）x 10^4 M太阳的尘埃（假设尘埃温度为25 K）和多达6 x 10^2质量（O 5V）的恒星，似乎排列在两个平行的山脊上，而它们在以前的研究中已经混合在一起。尽管这些团块的大小和尘埃质量相似，但它们的线光谱在团块之间差异很大，尽管它们之间的距离仅为~ 10秒差距。具体地说，其中一个团簇，团簇1，表现出来自19个分子的至少36条发射线的线混淆限制光谱（包括CH_3OH、HNCO、H_2CO、CH_3CCH、H_2CS和H_3 O+）和氢复合线（H_（26 α）），而在其他一些团簇中检测到的分子线种类要少得多，从光谱中完全消失我们证明了在前一个团簇中存在热分子气体（$T_rot（SO 2）= 90 { \pm } 11 K），这表明热的和化学丰富的环境局限于10 pc尺度的恒星形成团簇中。
2017-10-04 astro-ph.GA
Cannibalization and Rebirth in the NGC5387 System. I. The Stellar Stream & Star Forming Region
我们已经确定了一个低表面亮度恒星流的SDSS图像的视觉检查的边缘上，螺旋星系NGC 5387。在SDSS中还发现了一个蓝色的高密度，与NGC 5387圆盘的流交叉点一致。在GALEX深度成像巡天中也发现了过密度，并发现其贡献了NGC 5387总FUV积分通量的38%，这表明该区域正在活跃地形成恒星。梵蒂冈先进技术望远镜（VATT）在B、V和R滤光片中获得了更深的图像，证实了恒星流和蓝色超密度的存在。VATT测光分析表明，恒星流呈红色，B-V = 0.7，恒星质量为6 × 10^8 M $_{\odot}$，这意味着合并比为1：50。对河流形态的评估表明，合并事件具有圆形半径，R约为16 kpc，河流形成于约4亿年，其前身的总质量约为2 × 10 M $_{\odot}$。LBT+ MODS 1的光谱被用来确定蓝色超密度与NGC 5387的红移相同，由年轻恒星星族组成（约1000万年），是贫金属的（12 + log（O/H）= 8.03），并以增强的速度形成恒星（约1-3 M $_{\odot}$ /年），考虑到其总恒星质量（2 × 10^7 M $_{\odot}$）。几种解释被假定来解释这些观测数据，其中最有可能的是：（i）蓝色超密度是由次要吸积事件引起的NGC 5387外盘中恒星形成增强的区域，以及（ii）蓝色超密度是恒星流的祖先，由于它与NGC 5387的相互作用而经历了一段…
2013-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a Molecular Collision Front in Interacting Galaxies NGC 4567/4568 with ALMA
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵对NGC4567/4568进行了近距离碰撞，获得了$^{12}$ CO（J = 1 - 0）成像观测结果。对于第一次，我们发现明确的证据，分子碰撞前的速度色散是16.8 $\pm$ 1.4公里s $^{-1}$在重叠区域由于高的空间和速度分辨率。通过对对应于分子碰撞前沿的速度宽度进行积分，我们发现在碰撞前沿有一个长的平行结构，其尺寸为1800 pc $\times$ 350 pc。这种非结构的分子结构在空间上与R波段图像中看到的暗带相一致。我们发现四个分子云的灯丝，每个半径为30 pc和质量为10 $^{6} M_{\odot}$;半径匹配的一个典型值的巨分子云和质量对应的巨分子云和巨分子协会之间的。所有四个云都被引力束缚着。其分子结构及其物理条件与数值模拟所预期的结构相似。暗条可能是超级星团的前身。
2018-05-29 astro-ph.GA
Molecular gas and Star Formation Properties in Early Stage Mergers: SMA CO(2-1) Observations of the LIRGs NGC 3110 and NGC 232
星系的合并是星系演化的一个重要模式，因为它们可以有效地触发强大的星暴。然而，在其早期阶段的分子气体性质的观测研究是稀缺的。本文给出了用亚毫米波阵列（SMA）获得的两个亮红外星系（NGC 3110和NGC 232）的CO（2-1）干涉图，分辨率约为1 kpc。虽然NGC 3110是一个与次要（14：1恒星质量）伴星相互作用的螺旋星系，但NGC 232正在与一个类似大小的物体相互作用。我们发现，这种相互作用可能会导致在这些星系中的分子气体含量和中心浓度的增强，部分以牺牲原子气体。得到的分子气体表面密度在其环核区域是$Σ_{\rm mol}~\gtrsim10^{2.5}$ M $_\odot$ pc $^{-2}$，高于非相互作用的对象的数量级。气体耗尽时间~ 0.5 - 1 Gyr的不同区域，躺在之间的非相互作用盘星系和星暴序列。在NGC 3110的情况下，如果我们假设类似的H $_2$ -CO转换因子，则螺旋臂的耗尽时间比环核区域平均短0.5 dex。我们发现，即使在早期阶段的相互作用与一个小的同伴，星暴形成沿环核区域和旋臂，在那里发现了大量的SSC（~350），并在同一时间，一个大的中央气体浓度正在建立这可能是燃料的活动星系核。NGC 3110系统的主要形态学特性通过我们的数值模拟再现，并使我们能够估计当前的相互作用时代是在最近的方法后约1.5亿年。
2018-09-13 astro-ph.GA
A New Detection of Extragalactic Anomalous Microwave Emission in a Compact, Optically-Faint Region of NGC\,4725
我们讨论了一个离散的，紧凑的射电源（NGC 4725 B）位于$\approx$ 1.9千秒差距，在附近的恒星形成星系NGC 4725，我们认为这是一个新的河外异常微波发射（AME）的检测。基于在3、15、22、33和44 GHz的探测，NGC 4725 B是一个$μ$ Jy射电源，峰值在$\approx$ 33 GHz。虽然在$BVRI$测光中没有确定来源，但我们在中红外$Spitzer$ /IRAC波段（3.6，4.5，5.8，8.0 $μ$ m）中检测到了对应物，这些对应物似乎与NGC 4725中心区域的尘埃排放有关。因此，我们得出结论，NGC 4725 B是一个新的AME探测，非常类似于最近在NGC 6946的外盘恒星形成区探测到的AME。我们发现，从快速旋转的超小颗粒的电偶极子发射模型能够再现合理的星际介质条件下的无线电频谱。由于缺乏光学对应物和射电频谱的形状，NGC 4725 B似乎与新生恒星形成区域一致，在该区域中，年轻的（$\lesssim 3$ Myr）大质量恒星仍然被它们出生时的气体和尘埃茧高度包裹，没有足够的超新星发生以产生可测量的同步辐射。
2018-05-15 astro-ph.GA
ALMA $\mathrm{^{13}CO}$(J=1-0) Observations of NGC 604 in M33: Physical Properties of Molecular Clouds
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）观测了邻近旋涡星系M33的巨大HII区NGC 604的$\mathrm{^{13}CO(J=1-0)}$谱线和104 GHz连续谱辐射。我们的高空间分辨率图像（3.2”$\times$ 2.4”，对应于$13 \times 10$ pc物理尺度）使我们能够探测到15个分子云。我们发现$^{13}CO$和104 GHz的连续发射之间的空间偏移，也检测到GHR中心附近的连续发射。所鉴定的分子云的尺寸范围为5-21 pc，线宽为0.3-3.0 $\mathrm{kms^{-1}}$，由光度导出的质量为（0.4-80.5）$\times 10^3$ M $_{\bigodot}$。这些分子云接近维里平衡，斯皮尔曼相关系数为0.98。这些云的线宽-尺寸关系与银河系和NGC 300的对应关系有所偏移，尽管这可能是树状图过程的假象。
2021-04-29 astro-ph.GA
ALMA Observations of the Molecular Gas in the Elliptical Galaxy NGC3557
利用ALMA对南椭圆星系NGC3557进行了CO干涉观测。我们在3mm处探测到了CO（1 - 0）发射线和一个较强的连续谱。连续谱显示了一个平谱中心未分辨源（在我们的角分辨率为0.7角秒）和两个喷流，与在较低频率下观察到的较大尺度发射有关。NGC3557中的分子气体似乎集中在中心的250 pc范围内，并显示出有组织的旋转的证据，与文献中报道的恒星成分和核尘埃吸收的对称轴相同。我们得到了分子气体的M $_{H_2}$ =（9.0 $\pm$ 2.0）× 1-0 $^7$ M $_\odot$，它的CO（2 - 1）与CO（1 - 0）的平均线比为0.7，与文献中报道的用单碟望远镜观测到的真正的椭圆星系的值相比，这是相对较高的。NGC3557还显示出高激发峰（即，CO（2 - 1）/CO（1 - 0）~1.1 $\pm$ 0.3从中心偏移0.7角秒，这似乎与一个高速色散区域有关，该区域不共享分子气体的整体旋转模式，但与射电喷流对齐。这个物体中的分子气体盘似乎对局部引力不稳定性是稳定的。
2018-12-13 astro-ph.GA
A star-forming dwarf galaxy candidate in the halo of NGC 4634
盘状星系的晕形成了星系盘与星系际介质之间的重要联系。位于星系晕中的大质量恒星、HII区或矮星系是最近吸积和/或气体外流的潜在示踪物，也是光子场和气相金属丰度的额外贡献者。我们调查的性质和起源的恒星形成矮星系候选人位于边缘室女座星系NGC 4634的晕的投影距离为1.4千秒差距和H $α$恒星形成率为$\sim 4.7 \times 10^{-3} \text{M}_\odot \text{yr}^{-1}$，以增加我们对这些盘晕过程的理解。用光学长缝光谱测量了星云光学发射线的通量，得到了NGC 4634盘和候选成星矮星系中HII区的氧丰度12 + log（O/H）。从光学长缝数据和哈勃空间望远镜（HST）r波段数据、H $α$数据、巨型米波射电望远镜（GMRT）HI数据以及SDSS和GALEX数据的光度测量得出的丰度用于进一步分析。通过对H $α$光度、HI图和相对速度的$B$波段光度-金属丰度关系的进一步研究，我们能够确定矮星系候选者的可能起源。矮星系候选者的高氧丰度（12 + log（O/H）$\approx$ 8.72）导致它是由预富集的物质形成的结论。对辅助数据的分析表明，矮星系候选者是由来自NGC 4634的物质组成的。我们无法确定这些物质是否是通过潮汐或其他过程喷射出来的，这使得该系统对后续观测非常有趣。
2018-08-08 astro-ph.GA
