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
Structure and Large-Scale Kinematics of Young Stellar Populations in the NGC 6357 and NGC 6334 Giant Molecular Cloud Complex
California State Polytechnic University（加州理工大学）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
研究通过多波段观测确定NGC 6357和NGC 6334复合体中年轻恒星群体的三维结构和大尺度运动学，发现其存在不同星团的异常运动和非引力束缚特性。
2026-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar graveyards: Clustering of compact objects in globular clusters NGC 3201 and NGC 6397
利用贝叶斯质量轨道模拟程序MAMPOSSt-PM，分析了核心坍缩和非核心坍缩的球状星团NGC 6397和NGC 3201的盖亚EDR 3和重新校准的HST自行数据。我们使用贝叶斯证据和现实的模拟数据集与AGAMA构建不同的质量模型之间进行选择。在我们的数据范围内，在这两个集群中，速度是一致的各向同性。我们在两个星团中都探测到了大约1000个太阳质量的暗中心质量（DCM）。我们的MAMPOSSt-PM拟合强烈倾向于NGC 6397中的扩展DCM，而在NGC 3201中只表现出轻微的偏好，其大小分别为集群有效半径的大约百分之一和百分之几。我们探索我们的结果背后的天体物理学与CMC蒙特卡罗N体代码，其快照最好的相空间观测匹配导致类似的值的DCM的质量和大小。因此，内部运动学与NGC 6397中数百颗大质量白矮星和NGC 3201中大约100个分离的恒星质量黑洞的人口一致，正如以前用CMC发现的那样。这些分析证实了质量轨道模型和蒙特卡罗N体技术的准确性，它们共同提供了对球状星团（核心坍缩与否）DCM的更可靠的预测。这为理解星团中大量有趣的天体物理现象提供了可能性，例如快速射电暴、致密天体合并和引力波。
2022-06-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spatial regularity of the young stellar population in spiral arms of late type galaxies NGC 895, NGC 5474, and NGC 6946
研究了NGC 895、NGC 5474和NGC 6946三个晚型旋涡星系旋臂上年轻恒星星族分布的空间规律性。这项研究是基于使用{ \it GALEX}紫外线，光学UBVRI，Halpha，和8妈妈{IRAC}红外表面光度学数据的旋臂的光度特性的分析。利用傅立叶分析方法，我们发现NGC 895、NGC 5474和NGC 6946各臂年轻恒星星族或（和）恒星形成区规则链的分布具有空间规律性或准规律性特征，其特征尺度为350 ~ 500秒差距，和（或）是其倍数的尺度。这些特征尺度与早期在NGC 628、NGC 6217和M100中发现的相似。
2022-06-07 astro-ph.GA
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
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
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
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
Double nuclei in NGC 908 and NGC 1187
我们分析了两个晚型星系NGC 908和NGC 1187的核区域的光学数据立方体，获得了与双子座多目标摄谱仪的积分场单元。两个数据立方体都显示了与双核一致的恒星结构。NGC 1187中心区的线发射区的形态也是双核，而NGC 908数据立方体中的线发射区的空间形态与环核不对称环一致。这两个星系的核光谱（实际上，沿着整个视野）的发射线比率是H II区域的特征。特别是，基于其发射线的性质，NGC 908的环核环可以被认为是恒星形成环。观测到的恒星辐射的空间形态，以及在NGC 908的恒星核中探测到的恒星星族性质的差异表明，解释该天体中双恒星核的最有可能的情况是一个小的合并，可能具有很高的质量比。另一方面，考虑到NGC 1187恒星核中的恒星星族的相似性质，以及恒星和气体的运动学性质，我们得出结论，解释该星系中双恒星和气体核的最可能的方案涉及恒星和气体的运动学，以受到扰动的圆形核盘的形式。
2019-01-20 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
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
Spatially-resolved Stellar Population Properties of the M 51-NGC 5195 System from Multi-wavelength Photometric Data
利用M 51及其伴星NGC 5195从紫外到可见光和红外的多波段光度图像，我们利用恒星星族合成模型研究了这个相互作用系统的空间分辨恒星星族性质.观测到的IRX被用来约束尘埃消光。恒星质量也是从模型拟合中推断出来的。通过拟合观测到的光谱能量分布（SED）与合成的，我们得到的恒星年龄，金属丰度，尘埃消光和恒星质量的二维分布。在M51中，两个设计宏伟的旋臂从隆起处延伸出来，显示出年轻的年龄，丰富的金属含量和丰富的尘埃。臂间区域充满了年龄更大、金属含量更低、尘埃更少的恒星星族。除了从M 51延伸到NGC 5195的旋臂外，NGC 5195的恒星星族性质相当没有特色。NGC 5195比M 51老得多，它的核心非常尘埃，$A_V$高达1.67等，恒星质量表面密度很高。近距离的碰撞可能会将M51旋臂中的尘埃带入NGC 5195的中心。
2020-07-15 astro-ph.GA
Isolating the young stellar population in the outer disk of NGC 300
通过色星等图（CMD）分析，给出了NGC300外盘的近期恒星形成史（SFH）。我们分析解决恒星测光创建CMD从四个哈勃空间望远镜领域包含的图像组合从高级相机的调查和UVIS成像仪上的宽视场相机3。从这些CMD的最佳模型，我们得到SFH，以提取年轻的恒星成分，为过去的200万年。我们发现NGC 300的年轻星盘至少有${\sim}$ 8个标度长度（包括上限为${\sim}$ 10个标度长度），其中$r{_s}$ = 1.4 ${\pm}$ 0.1 kpc，这与恒星表面总亮度轮廓相似。这个完整的轮廓表明NGC 300没有受到干扰，类似于孤立的盘星系NGC 2403。我们比较了NGC 300，NGC 2403和M33的环境以及气体和恒星盘的性质。我们发现，扰乱HI外盘形态是不伴随着年轻的恒星盘的突破。这可能表明，影响外部HI形态的过程可能不会在年轻的恒星盘上留下印记。
2016-09-07 astro-ph.GA
A 3D model for the stellar populations in the nuclei of NGC 1433,NGC 1566, and NGC 1808
本研究利用 SINFONI 的空间分辨光谱观测，构建了由核星团和厚星盘组成的 3D 模型，通过同时拟合多个参数推导出 NGC 1433 等三个星系核区恒星族群的年龄、质量与 3D 几何结构。
2023-05-30 astro-ph.GA
UB CCD photometry of the old, metal rich, open clusters NGC 6791, NGC 6819 and NGC 7142
本文报道了对古老的、富金属的疏散星团NGC 6791、NGC 6819和NGC 7142的紫外定向成像观测。这三个星团代表了非常接近和理想的恒星聚集体，以匹配演化的恒星星族的独特性质，如椭圆星系和螺旋星系的凸起。详细分析了这三个星团的CMD，特别强调了热恒星成分。在这方面，我们报告了NGC 6791中的一颗新的极端水平分支恒星候选者。对于NGC 6819和7142，恒星光度函数指出较暗的低主序星的径向分布较松散，这可能是星系团与银河系动力学相互作用的结果，也可能是星系团核心的双星比例增加的结果，就像在NGC 6791中实际观察到的那样。
2013-09-16 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
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
A pilot study using deep infrared imaging to constrain the star formation history of the XUV stellar populations in NGC 4625
在LCDM宇宙中，盘状星系的外部区域是最后形成的。表征它们的内容对于理解正在进行的盘形成过程至关重要，但是观察外盘恒星星族是具有挑战性的，因为它们的表面亮度低。我们提出了极深的3.6微米观测（斯皮策IRAC）的NGC 4625，一个星系，其径向扩展的紫外线发射恒星星族。我们结合新的成像与档案紫外线成像从GALEX任务获得NGC 4625的多波长径向配置文件，并将其与恒星星族模型进行比较。这些颜色可以用年轻的恒星星族来解释，年轻的恒星族是紫外线辐射的来源，这表明最外层盘中的恒星形成速率是最近的。NGC 4625的恒星形成可能是由与邻近星系NGC 4618和NGC 4625a的相互作用引发的，这支持了这样的推测，即微小的相互作用是外盘恒星形成和后期盘生长的共同触发因素。
2014-09-02 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
A Tale of Two Tails: Exploring Stellar Populations in the Tidal Tails of NGC 3256
我们已经开发了一个观测计划，使用深，多波段成像探测混沌区域的潮汐尾在寻找一个潜在的恒星人口，使用NGC 3256的400万年双潮汐尾作为案例研究。NGC 3256 W的尾巴颜色不同，分别为$u - g = 1.05 \pm 0.07$和$r - i = 0.13 \pm 0.07$，而NGC 3256 E的尾巴颜色不同，分别为$u - g = 1.26 \pm 0.07$和$r - i = 0.26 \pm 0.07$，显示出不同的恒星星族。这些颜色分别对应于NGC 3256 W和NGC 3256 E的$288^{+11}_{-54}$ Myr和$841^{+125}_{-157}$ Myr的简单恒星人口年龄，表明NGC 3256 W的漫射光主要是由相互作用后形成的恒星组成，而NGC 3256 E的光主要来自起源于宿主星系的恒星。使用混合恒星种群模型，我们将漫射光分解为两个种群：一个是10 Gyr，代表从宿主星系中拉出的恒星，另一个是更年轻的组成部分，其年龄由模型拟合数据确定。我们发现两个尾巴的年轻群体的年龄相似（NGC 3256 W和NGC 3256 E分别为$195^{-13}_{+0}$和$170^{-70}_{+44}$ Myr），但NGC 3256 E的10 Gyr群体的质量百分比更大（$98^{+1}_{-3}\%$ vs $90^{+5}_{-6}\%$）。此外，我们…
2016-05-31 astro-ph.GA
Magnetized converging flows towards the hot core in the intermediate/high-mass star-forming region NGC 6334 V
我们目前的亚毫米波阵列（SMA）的观测在345 GHz的中/高质量的集群形成区域NGC 6334 V的尘埃排放，我们在空间上解决三个密集的凝聚，最亮的一个提出了典型的化学热核。磁场（来自尘埃极化发射）显示了一个双峰会聚模式向热的核心。分子发射跟踪两个不同速度的两个平行结构，间隔为2 km/s，会聚到热核，并遵循磁场分布。我们比较的速度场和磁场来自SMA的观测与MHD模拟的恒星形成区域占主导地位的重力。这种比较使我们能够显示气体是如何从NGC 6334 V的较大规模的扩展致密核心（~0.1 pc）向较高密度的热核心区域（~0.02 pc）下降的，通过两个独特的会聚流拖动磁场，其强度似乎已被重力克服。
2017-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
On the origin of the stellar halo and multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
我们认为，所观察到的球状星团（GC）NGC 1851周围的恒星晕是它在其已不复存在的宿主矮星系的中心区域形成的证据。我们数值研究了在强潮汐场作用下嵌入大质量暗物质晕中的有核矮星系的长期动力学演化。矮星系被认为有一个恒星核（或核星团），可能是NGC 1851的祖先。我们发现，虽然暗物质晕和恒星的外壳的主矮星NGC 1851可以几乎完全剥离在其轨道演化过程中围绕银河系，一小部分的恒星在矮星可以保持被困在引力场的核。被剥离的核心可以被观测为没有或几乎没有暗物质的NGC 1851，而核心周围的恒星可以被观测为NGC 1851周围的弥散恒星晕。模拟的恒星晕呈对称分布，密度斜率为~ -2，在距离NGC 1851 ~ 200 pc范围内没有潮汐尾。我们发现，两个GC可以相互合并，形成一个新的核GC嵌入场星由于低恒星速度色散的主机矮。这一结果没有假设的年龄和/或化学丰度的两个合并的GC。因此，观察到的恒星晕和NGC 1851中特有的多个恒星星族表明，NGC 1851最初可能形成于一个古老矮星系的中心区域。
2011-09-21 astro-ph.CO 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
Role of host galaxy in the formation of multiple stellar populations: Analysis of NGC 1786 and NGC 1898
即使经过几十年的研究，球状星团中多个恒星星族的起源仍然是个谜。至于星系环境是否在它们的形成中起作用的问题仍然没有答案。在这种程度上，我们分析了两个经典的（> 10 Gyr老）大麦云球状星团，即NGC 1786和NGC 1898，使用哈勃太空望远镜的成像数据进行比较和对比，与古老的银河系球状星团，以评估其丰度变化之间可能存在的系统差异。我们计算了它们的红巨星分支宽度，减去金属丰度的影响，并将其与银河系球状星团的现有数据进行比较，将它们与初始和当前星团质量进行绘图。我们看到，这两个集群遵循相同的总趋势，银河系球状星团的，从不同的祖先遵循相同的总趋势，作为另一个，表明星系环境可能只发挥了次要作用，在形成多个恒星星族的球状星团。
2021-07-18 astro-ph.GA
Dynamical histories of the IC348 and NGC1333 star-forming regions in Perseus
我们提出了在英仙座巨型分子云的年轻（1 - 3万年）恒星形成区IC 348和NGC 1333的恒星的空间分布的分析。我们使用$\mathcal{Q}$参数量化空间结构，发现IC 348和NGC 1333都是光滑的，并且集中在$\mathcal{Q}$参数分别为0.98和0.89的地方。这两个区域都没有出现质量分离（IC 348的$Λ_{\rm MSR} = 1.1^{+0.2}_{-0.3}$和NGC 1333的$Λ_{\rm MSR} = 1.2^{+0.4}_{-0.3}$，其中$Λ_{\rm MSR} \sim 1$对应于没有质量分离），根据$Σ_{\rm LDR}$方法，质量最大的恒星也不存在于恒星表面密度比平均表面密度高的区域。然后，我们约束的动力学历史，因此初始条件的两个区域的观测值比较$N$ -体模拟在适当的年龄。这两个区域的恒星可能以亚维里速度形成，这有助于子结构的合并和平滑星团的形成。初始恒星密度不高于IC 348的$ρ\sim 100 - 500$ M $_\odot$ pc $^{-3}$和NGC 1333的$ρ\sim 500 - 2000$ M $_\odot$ pc $^{-3}$。这些初始密度，特别是NGC 1333的初始密度，足以促进动力学相互作用，这可能会影响$\sim$ 10%的原行星盘和双星。
2017-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic evidence of distinct stellar populations in the counter-rotating stellar disks of NGC 3593 and NGC 4550
本文介绍了用VIMOS/VLT对两个盘星系NGC 3593和NGC 4550的积分场光谱观测结果。已知这两个星系都有2个反向旋转的恒星盘，电离气体与其中一个同向旋转。我们测量了每个星系的电离气体运动学和金属丰度，以及两个恒星组成部分的表面亮度，运动学，质量表面密度和恒星星族，以约束这些特殊星系的形成情景。我们采用了一种新的光谱分解技术，这两个星系，分离的相对贡献的2个反向旋转的恒星和一个电离气体组分所观察到的光谱。我们测量了2个反向旋转恒星分量的运动学和Lick指数的线强度。我们用单个恒星星族模型模拟了每个恒星组成部分的数据，该模型解释了α/Fe过剩。在这两个星系中，我们成功地将主星与质量较小的次级恒星成分分离开来，并以与电离气体成分相同的方向旋转。这两个恒星组成部分具有指数表面亮度轮廓。在这两个星系中，两个反向旋转的恒星组成部分具有不同的恒星星族：次级恒星盘比主星系恒星盘更年轻，更贫金属，更α增强。我们的研究结果排除了次级恒星成分的内部起源，并倾向于这样一种情况，即它是由环境中逆行轨道上的气体吸积而形成的，为原位的外向内快速恒星形成提供了燃料。该事件发生在NGC 3593的约2 Gyr前，NGC 4550的约7 Gyr前。不能排除双星系合并的情况，需要更大的样本来统计确定哪种机制是建立反向旋转恒星盘的最有效机制。
2012-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
No evidence for younger stellar generations within the intermediate age massive clusters NGC 1783, NGC 1696 and NGC 411
最近，Li et al.（2016）声称在大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC/SMC）中发现了中间年龄星团NGC 1783、NGC 1696和NGC 411中多代恒星存在的证据。在这里，我们表明，这些年轻的恒星星族存在于这些集群周围的领域，并不太可能与集群本身。使用相同的数据集，我们发现，背景减除方法所采用的作者没有充分去除污染星在少数泊松极限。因此，我们得出结论，他们的结果并没有提供这些星团中年轻一代恒星的证据。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the radial distribution of stars of different stellar generations in the globular cluster NGC 3201
研究了球状星团NGC 3201中不同星代恒星的径向分布。从最近发表的多色测光，恒星的位置对巨星branch.We耦合光度信息，我们的样本的100个红巨星与Na，O丰度和已知的分类为第一或第二代恒星的径向dependencyoftheasterandthemasterbranch.We的位置依赖。我们发现NGC 3201中的第二代巨星比第一代巨星更集中，这支持了我们光谱分析中不太可靠的结果。
2010-06-30 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
The Fornax3D project: discovery of ancient massive merger events in the Fornax cluster galaxies NGC 1380 and NGC 1427
本文报道了在天炉座星系团的早型星系NGC 1380和NGC 1427中发现的古代大质量合并事件。作为Fornax3D项目的一部分，这两个星系都被VLT上的MUSE IFU仪器观测到。通过拟合最近发展的人口轨道叠加模型观测到的表面亮度以及恒星的运动学，年龄和金属丰度的地图，我们得到的恒星轨道，年龄和金属丰度分布的每个星系。然后，我们将每个星系分解成多个基于轨道的组件，包括一个动态热的内部恒星晕组件，它被确定为过去大规模合并的遗迹。通过与宇宙学星系模拟中的类似物（主要是TNG 50）进行比较，我们发现，这样一个热的内恒星晕的形成需要与一个现在已经被摧毁的大质量卫星星系合并，在NGC 1380的情况下是$3.7_{-1.5}^{+2.7} \times 10^{10}$ Msun（大约是其当前恒星质量的$1/5$），在NGC 1427的情况下是$1.5_{-0.7}^{+1.6} \times10^{10}$ Msun（大约是其当前恒星质量的$1/4$）。此外，根据再生动力冷盘的恒星年龄分布，我们推断NGC 1380的最后一次大规模合并发生在$\sim10$ Gyr前，而NGC 1427的最后一次大规模合并结束于$t\lesssim 8$ Gyr前，这是根据其热的内晕中的恒星星族来推断的。NGC 1380的主要合并事件是第一个在本体积之外的星系中定量推断合并质量和合并时间的事件。此外，它…
2022-04-14 astro-ph.GA
Low levels of methanol deuteration in the high-mass star-forming region NGC 6334I
在恒星形成区，氘分子的丰度对它们形成的环境很敏感。因此，氘化分数为研究恒星形成系统的物理和化学演化提供了强有力的工具。虽然当地的低质量恒星形成区域显示出非常高的氘比率，但在猎户座和银河系中心观察到的氘比率要低得多。我们推导出甲醇氘化分数在一些位置对高质量的恒星形成区域NGC 6334 I，位于平均距离为1.3千秒差距，并讨论如何这些可以揭示其形成过程中的条件。我们使用ALMA获得的高灵敏度，高空间和光谱分辨率观测来研究丰度较低，光学薄的甲醇同位素体的跃迁：（13）CH 3OH，CH 3（18）OH，CH 2DOH和CH 3 OD，检测到NGC 6334 I。假设LTE和激发温度为120-330 K，我们推导出每个物种的柱密度，并使用这些来推断CH 2DOH/CH 3OH和CH 3 OD/CH 3OH馏分。有趣的是，在整个区域中，CH 3 OD的柱密度始终高于CH 2DOH的柱密度。在这项工作中研究的所有区域都显示出CH 2DOH/CH 3OH以及CH 2DOH/CH 3 OD的比值，这些比值远低于低质量恒星形成区域的比值，略低于猎户座和银河系中心高质量恒星形成区域的比值。低的比率表明在形成过程中的晶粒表面温度约为30 K，因此氘代物质的形成效率显著降低。
2018-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular clusters in the stellar stream surrounding the Milky Way analog NGC 5907
为了更好地了解螺旋星系NGC~5907的起源，我们研究了以其壮观的恒星流而闻名的螺旋星系NGC~5907中的球状星团（GCs）。利用宽视场Subaru/Suprime-Cam $gri$图像和深Keck/DEIMOS多目标光谱，我们识别并获得叠加在恒星流和星系盘上的几个GC的运动学。我们估计NGC 5907中的球状星团总数为$154\pm44$，特定频率为$0.73\pm0.21$。我们的分析还揭示了一个重要的，新的年轻星团候选人的人口主要是沿着恒星盘的外围发现。利用GCs流的性质，我们估计该破裂星系的恒星质量类似于银河系吸积的人马座矮星系，即$\sim10^8~M_\odot$。
2019-12-02 astro-ph.GA
Kinematics of Multiple Stellar Populations in Globular Clusters with Gaia
球状星团（GC）中多个恒星星族的内部动力学对它们形成的物理过程提供了独特的约束。特别是，星团恒星的现今运动学，如自转和速度色散，似乎与系统的初始配置有关。在最近的工作中（Milone et al. 2018），我们第一次分析了NGC0104（47 Tuccino）中不同恒星星族在大视场内的运动学，利用Gaia Data Release 2自行与多波段地基测光相结合。本文基于Cordoni等人的工作。（2019），我们将这种分析扩展到六个GC，即NGC0288，NGC5904（M5），NGC6121（M4），NGC6752，NGC6838（M71），并进一步探索NGC0104。在分析的星系团中，只有NGC0104和NGC5904在天空平面上显示出明显的旋转。有趣的是，NGC5904中的多个恒星星族呈现出不同的自转曲线。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Charting the Galactic acceleration field I. A search for stellar streams with Gaia DR2 and EDR3 with follow-up from ESPaDOnS and UVES
我们目前的地图中检测到的恒星流的盖亚数据版本2（DR 2）和早期数据版本3（EDR 3）目录使用STREAMFINDER算法。我们还报告了高分辨率CFHT/ESPaDOnS和VLT/UVES光谱仪以及中等分辨率NTT/EFOSC 2光谱仪获得的较亮DR 2流成员的光谱跟踪。在DR 2中发现了两个没有明确祖先的新恒星流（命名为Hrid和Gunnthra），在EDR 3中发现了七个（命名为Gaia-6至Gaia-12）。还识别了若干候选流。该软件还发现了与15个球状星团NGC 288、NGC 1261、NGC 1851、NGC 2298、NGC 2808、NGC 3201、M 68、$ω$ Cen、NGC 5466、Palomar 5、M 5、NGC 6101、M 92、NGC 6397和NGC 7089有关的非常长的潮汐尾。这些恒星流将在本系列的后续贡献中用于绘制$\sim$ 100 pc到$\sim$ 100 kpc尺度上银河系加速度场的特性。
2021-05-05 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
The molecular environment of the massive star forming region NGC 2024: Multi CO transition analysis
NGC 2024是一个大质量恒星形成的地点，具有复杂的内部结构，由年轻恒星，外流和恒星风加热造成。这些复杂的云结构导致复杂的发射线形状。本文的目的是表明，在NGC 2024中的12个CO线的复杂的线形可以解释一致的模型，其温度和速度结构的基础上建立的PDR和水泡模型的情况下。我们提出了7个CO线的速度分辨光谱，范围从J=3到J=13，我们结合这些数据与CO高频数据从ISO卫星。我们发现，大部分的分子云与NGC 2024由温暖（75 K）和致密（9 e5 cm-3）的气体。一个额外的热（~ 300 K）的组件，位于HII区和分子云的界面，需要解释的高J CO线的发射。深吸收缺口表明，非常冷的材料（20 K）存在于前面的温暖的材料，太。与PDR模型预测的温度和柱密度结构一致，结合Blister模型的速度结构，适当地描述了观测到的这个大质量恒星形成区域的发射线轮廓。NGC 2024的这个案例研究表明，通过对这些复杂区域的物理见解和仔细的建模，CO的多线观测可以用来获得大质量恒星形成区域的详细物理条件。
2009-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The difference in age of the two counter-rotating stellar disks of the spiral galaxy NGC 4138
已知Sa螺旋星系NGC 4138拥有两个反向旋转的恒星盘，电离气体与其中一个同向旋转。我们测量了两个反向旋转的恒星星族的运动学和性质，以约束它们的形成场景。对观测到的长轴光谱进行了光谱分解，以解开两个反向旋转的恒星和一个电离气体成分的相对贡献。线强度指数的两个反向旋转的恒星组件进行了测量和建模与单一的恒星星族模型，占α/Fe过剩。反向旋转的恒星星族比主恒星族更年轻，金属含量更低，α辐射也更强。年轻的恒星成分也与恒星形成环有关。NGC~4138的反向旋转恒星成分的不同性质排除了它们是由于棒溶解而形成的想法。我们的研究结果支持数值模拟的结果，其中组装的气体从环境中的逆行轨道上吸积或从逆行合并与富含气体的矮星系的反旋转组件。
2014-09-11 astro-ph.GA
Physical Properties of the star-forming clusters in NGC 6334
我们研究了高质量恒星形成复合体NGC 6334与ALMA在连续辐射频率为87.6 GHz，实现了1300 au的空间分辨率。检测分布在整个观察区域的142个紧凑源，然后使用机器学习算法将紧凑核心分组到不同的集群中。总共有四个主要的星团被确定：NGC 6334-E，NGC 6334-I，NGC 6334-I（N）和NGC 6334-I（NW）。星团成员（4000-12000 au）与核心质量（0.2-100 $M_{\odot}$）之间的典型分离与0.1 pc尺度下的湍流碎裂相一致。我们发现，CMFs（核心质量函数）显示出大量的核心相比，国际货币基金组织。典型的温度不确定性或无法分辨的多重性可能会模拟观测到的大质量核心过剩。在NGC 6334-I和NGC 6334-I（N）中发现了质量分离的证据，即质量最大的核心位于中心附近，并研究了星系团的物理性质与其演化阶段之间的关系，发现在演化程度较高的星系团中，核心之间的分离更大，这有利于气体驱逐和恒星喷射的作用。根据这些结果，我们认为NGC 6334-I（N）是原始分离的，而NGC 6334-I可能由于动力学效应而随着时间的推移变得质量分离。最后，在最演化的星系团中缺乏大规模的核心表明，天然气储层可能已经耗尽，而演化程度较低的星系团仍然可以获得更大的天然气储层。一般来说，在大尺度（约1 pc）的NGC 6334的碎裂是由湍流压力，而在较小的…
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The young nuclear stellar disc in the SB0 galaxy NGC 1023
小的运动学解耦恒星盘的尺度为几十秒差距，已知居住在星系的中心。人们提出了不同的机制来解释它们是如何形成的，包括气体耗散和球状星团的合并。利用哈勃太空望远镜的影像档案和地基积分场光谱，我们研究了相互作用的SB0星系NGC 1023中的核恒星盘的结构和恒星星族。相对于主核球，核盘中的恒星明显更年轻，金属含量也更丰富。这些发现支持了这样一种假设，即核盘是星系中心堆积的富含金属的气体中恒星形成的最终结果。这些气体可能来自内部或外部，即来自NGC 1023的主盘或附近的卫星星系NGC 1023A。已经形成的恒星通过星团的迁移和吸积进入银河系中心的核盘的无耗散形成被拒绝。
2016-01-19 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
NGC 147 Corroborates the Break in the Stellar Mass-Stellar Metallicity Relation for Galaxies
恒星质量-恒星金属丰度关系（MZR）是研究星系化学演化的重要方法。它反映了星系反馈和引力势之间的平衡，作为恒星质量的函数。然而，目前本地矮卫星星系的MZR（M* <~ 10^8 Msun，由恒星光谱解析法测量）可能与更大质量星系的MZR（M* >~ 10^9.5 Msun，由积分光光谱测量）不一致。这种差异可能是由于两种方法之间的系统差异造成的，也可能表明MZR在10^9 Msun附近出现了断裂。为了解决这个问题，我们使用Palomar Cosmic Web Imager（PCWI）测量了NGC 147的恒星金属丰度。我们比较了恒星金属丰度估计从集成光与测量解决恒星光谱，发现它们是一致的0.1德克斯。另一方面，高质量的MZR在NGC 147的质量下将金属丰度高估了0.6 dex。因此，我们的研究结果初步表明，低质量MZR和高质量MZR之间的差异不应该归因于技术的系统差异。相反，真正的物理过程导致了MZR的转变。此外，我们发现在最里面的区域有一个正的年龄梯度，而在较大半径的区域有一个负的金属丰度梯度，这表明NGC 147可能是由外向内形成的。
2021-10-18 astro-ph.GA
Structural Analogs of the Milky Way Galaxy: Stellar Populations in the Boxy Bulges of NGC 4565 and NGC 5746
我们提出NGC 4565和NGC 5746作为我们银河系的结构类似物。这三个星系都是巨大的SBb-SBbc星系，具有两个伪球，即.例如，一个紧凑的，盘状的，恒星形成的伪凸起嵌入在一个垂直厚的，“红色和死亡”的，四四方方的伪凸起中，几乎是一个棒。我们银河系四四方方的凸起中的恒星是古老的，α元素增强了，这表明恒星形成在开始时的1 Gyr内完成。在这里，我们展示了NGC 4565和NGC 5746的方形伪凸起的Hobby-Eberly望远镜光谱，并表明它们也是由古老的α元素增强型恒星组成的。显然，现在生活在棒中的恒星的形成完成得又快又早，这并不罕见，即使是在中等哈勃类型的星系中，它们的圆盘现在仍然形成恒星。通过对结构成分参数的比较，我们认为NGC 4565和NGC 5746是银河系的合适的类似物，因为它们显示出类似演化过程的特征。
2019-01-17 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
The Outer Envelopes of Globular Clusters. II. NGC 1851, NGC 5824 and NGC 1261
我们提出了第二套结果从银河系球状星团的周围的宽视场光度测量。研究的星团是NGC 1261，NGC 1851和NGC 5824：所有数据都来自布兰科4米望远镜的DECam。NGC 5824也有麦哲伦粘土望远镜和MegaCam的数据。我们确认存在一个大的弥漫恒星信封周围的NGC 1851的大小至少240 pc的半径。包层的径向密度分布遵循指数$γ= -1.5 \pm 0.2$的幂律下降，投影形状略呈椭圆形。对于NGC 5824，没有强烈的弥漫恒星包络的检测，但我们发现该星团显着扩展，并且在大小上与NGC 1851的包络相似（半径至少为230 pc）。在NGC 1261周围还发现了一个恒星包层。然而，它的尺寸明显较小，半径为$\sim$ 105 pc。用$γ= -3.8 \pm 0.2$的包封的径向密度分布也陡得多。我们讨论了扩散恒星信封的可能性质，但无法得出明确的结论，根据目前的数据。NGC 1851和可能的NGC 5824可能是被剥离的矮星系核，类似于$ω$ Cen，M54和M2的情况。另一方面，NGC 1261包层的不同特征表明它可能是星系团动力学演化的产物。
2017-09-09 astro-ph.GA
Exploring the mass assembly of the early-type disc galaxy NGC3115 with MUSE
我们目前的MUSE积分场光谱数据的S 0星系NGC 3115在ESO甚大望远镜（VLT）的仪器调试期间获得的。我们分析了星系、恒星运动学和恒星星族，并给出了它们相关量的二维图。因此，我们说明了MUSE以有效的方式将河外源映射到大半径的能力，即，~4 Re，并给出了其质量装配的相关约束条件。我们探测了NGC 3115的子结构（它的核盘，恒星环，外kpc尺度恒星盘和球体），并在MUSE恒星运动学和恒星星族地图中显示了它们各自的相关特征。特别是，我们确认NGC 3115有一个薄的快速旋转的恒星盘嵌入在一个快速旋转的球体，这两个结构显示出明显的差异，在他们的恒星年龄和金属丰度的属性。我们强调观测到的恒星径向速度V和高斯-厄米矩h3之间的相关性，在h3图的中央15”处形成一个“蝴蝶”形状。我们进一步检测到以前报道的弱螺旋和环状结构，并发现证据表明，这些功能可以与年轻的平均恒星年龄的地区。我们提供了一个酒吧的存在下，尽管事实上，V-H3的相关性可以通过一个简单的轴对称动力学模型再现的初步证据。最后，我们重建了NGC 3115的二维恒星形成历史，发现它目前的大部分恒星质量形成于早期（> 12 Gyr），而恒星形成一直持续到最近的外部（kpc尺度）恒星盘。从z~2开始，在~4 Re范围内，我们认为NGC 3115主要是由长期过程形成的。
2016-05-24 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
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
