E+A和星暴后星系的作用- II。光谱能量分布及与观测值的比较

E+A和后星暴星系的作用- I。模型和模型结果

The role of E+A and post-starburst galaxies - I. Models and model results

不同的组合物的星系类型的领域相比，星系团所描述的在当地宇宙的形态密度关系被解释为从晚型到早型星系的转化过程的结果。这一解释得到了Butcher-Oemler效应的支持。我们将E+A星系作为低密度环境中晚型星系和高密度环境中早型星系之间的一种中间态来研究，以限制可能的转变过程。为了这个目的，我们模拟网格的后星暴星系诱导爆发和/或停止恒星形成的正常演变的螺旋星系与我们的星系演化代码GALEV。从我们的模型中，我们发现，共同的E+A标准排除了显着数量的后星爆星系，并建议比较它们的光谱能量分布导致一个更充分的方法来调查后星爆星系。我们预测，早期宇宙中E+A星系数量的增加不能仅仅归因于星暴数量的增加，而是由于早期宇宙中星系中气体含量的增加而导致的较低的金属丰度和较高的爆发强度的结果。我们发现，即使是一个正常的演化没有星暴的星系有一个Hdelta强阶段在早期的星系年龄。

在低质量星系中触发星爆

The triggering of starbursts in low-mass galaxies

星系中恒星形成的强烈爆发可能由内部或外部机制触发。我们研究的HI气体的分布和运动学在18个附近的星暴矮星系，有准确的恒星形成历史的HST观测解决恒星星族的外部区域。我们发现，星暴矮星表现出各种HI形态，从严重干扰HI分布与主要的不对称性，长灯丝，和/或HI恒星偏移，不平衡的HI分布与轻微的不对称性。我们量化的外部HI不对称性，我们的样本和控制样本的典型矮不规则。星暴矮星比典型的不规则星有更多不对称的外HI形态，这表明一些外部机制触发了星暴。此外，拥有一个老爆发（> 1亿年）的星系比拥有一个年轻爆发（<1亿年）的星系有更多对称的HI形态，这表明前者可能有足够的时间来调整它们的外部HI分布。我们还研究了这些星暴矮星的附近环境，发现它们中的大多数（$\sim$ 80 $\%$）在投影距离<200 kpc处至少有一个潜在的扰动。我们的研究结果表明，恒星爆发是由过去的相互作用/合并之间的气体丰富的矮星或直接气体从IGM的下降。

Quenching in the Right Place at the Right Time: Tracing the Shared History of Starbursts, AGNs, and Post-starburst Galaxies Using Their Structures and Multiscale Environments

This work uses multiscale environments and structures of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey as consistency checks of the evolution from starburst to quiescence at redshift $z < 0.2$. The environmental indicators include fixed aperture mass overdensities ($δ_{x\mathrm{Mpc}}$, $x \in \{0.5, 1, 2, 4, 8\}\,h^{-1}$Mpc), $k$-nearest neighbor distances, the tidal parameter, halo mass ($M_h$), and satellite/central classification. The residuals of specific star formation rates ($Δ\,\mathrm{SSFR}$) is used to select starbursts ($Δ\,\mathrm{SSFR} > 0.6\,$dex, $N \approx 8,\,600$). Quenched post-st…

星群爆发的性质：I. 18个邻近星暴矮星系的恒星形成史

The Nature of Starbursts: I. The Star Formation Histories of Eighteen Nearby Starburst Dwarf Galaxies

我们使用档案HST观测解决恒星星族，以获得恒星形成历史（SFH）的18个附近的星暴矮星系。在这第一篇论文中，我们提出的意见，色星等图，和SFH的18个星爆星系，基于均匀的方法来减少数据，差分消光，和治疗光度的完整性。我们采用了一个恒星形成率（SFR）的阈值标准化的平均SFR的个人系统作为分类的度量标准，来自解决恒星星族的SFH星爆。这种选择不仅有助于发现当前爆发的星系，而且有助于发现“化石”爆发，从而增加了附近宇宙（D<8 Mpc）中星暴星系的样本量。18个星系中有13个正在经历持续的爆发，5个星系显示出化石爆发。从我们重建的SFH，很明显，一个爆发的SFR升高持续数百万年的变化小的时间尺度。因此，一个大于1亿年的时间基线对于任何恒星暴增的定义或识别方法都是至关重要的。更长的爆发寿命排除了全球范围内恒星爆发的快速“自猝灭”。除了一个星系外，爆发星系的气体消耗时间尺度都短于哈勃时间，这证实了基于燃料限制的恒星爆发的短暂性质。此外，我们发现Hα发射的强度通常与过去4- 1000万年期间基于CMD的SFR相关。然而，在四种情况下，Hα的发射量明显小于恒星爆发模型的预期值;这种差异是由于SFR在几百万年的时间尺度上发生变化。Hα发射的固有的短时间尺度限制了根据当前特征识别星系为星暴，这些特征可能代表也可能不代表星系最近的SFH。

局部星暴电离辐射命运的多波长研究

A Multiwavelength Study on the Fate of Ionizing Radiation in Local Starbursts

电离辐射的命运对于理解宇宙电离、星际和星系间介质中的能量收支以及恒星形成率指标至关重要。观测到的电离辐射逃逸分数低还没有得到充分的解释，有证据表明，一些恒星爆发具有高逃逸分数。我们检查的光谱能量分布的本地恒星形成星系的样本，包含13个本地星暴星系和10个他们的普通恒星形成对应物，以确定是否存在显着差异的电离辐射在这些星系的命运。我们发现，星系到星系的变化，在SED是远远大于任何系统之间的差异和非星爆。例如，我们发现，虽然星暴星系中的尘埃似乎比非星暴星系中的尘埃更热，但通过斯皮策太空望远镜的24 um、70 um和160 um MIPS波段追踪，尘埃对电离辐射的总吸收量没有显著差异。我们还观察到没有多余的紫外线通量的GALEX波段，可以表明在星爆星系的电离光子逃逸分数高。在星爆星系中，弥漫的温暖电离介质中的小H-α部分显然是由于恒星形成区域本身的H-α光度暂时增加，具有独立的恒定WIM光度。这种独立的WIM和星暴的光度对比WIM行为在非星暴星系，并强调我们的理解不足的辐射传输在普通和星暴星系。

星暴的本质：II。矮星系中爆发的持续时间

The Nature of Starbursts : II. The Duration of Starbursts in Dwarf Galaxies

星暴现象可以塑造宿主星系和周围星系际介质的演化。演化影响的程度部分取决于恒星暴的持续时间，这与恒星反馈的数量和星系风的发展有直接关系，特别是对于质量较小的矮系统。我们测量恒星爆发的持续时间在20个附近，正在进行的，和“化石”的恒星爆发在矮星系的基础上，最近的恒星形成的历史，来自解决恒星星族的数据与哈勃太空望远镜。与通常引用的3 ~ 1000万年的较短时间相反，我们测量到的15个矮星系的恒星暴增持续时间范围为4.5亿~ 6.5亿万年，4个星系的持续时间范围为1.3亿年;这些较长的持续时间与每个系统的动力学时标相当或更长。来自大质量恒星的相同反馈可能会熄灭闪烁的SF，但不会破坏我们星系样本中的整体爆发事件。虽然有5个星系呈现出化石爆发，但有15个星系显示出持续的爆发，因此最终的持续时间可能比我们在这里报告的这些系统更长。一个星系显示了一个仅持续了2000万年的爆发;我们很可能在这个系统中看到爆发事件的开始。利用恒星爆发的持续时间，我们计算出恒星爆发通过恒星风和超新星向星际介质注入了10^（53.9）-10 ^（57.2）尔格的能量，并产生了宿主星系质量的3%-26%。

富z~0.55星系团CL0016 +16中星暴和星暴后星系团的空间分辨光谱

Spatially Resolved Spectroscopy of Starburst and Post-Starburst Galaxies in The Rich z~0.55 Cluster CL0016+16

低分辨率成像光谱仪（LRIS）已用于W.M.凯克我望远镜获得一个小样本的空间分辨光谱的六个后星暴和三个尘埃星暴星系在丰富的集群CL 0016 +16在z=0.55。我们用它来测量径向轮廓的H δ和OII 3727线，这是诊断探针的机制，引起这些星系中的恒星形成率的突然变化。在星暴后的样本中，我们无法检测到任何在H δ线等效宽度上的径向梯度--尽管一个星系从星系的一边到另一边呈现出梯度。这些星系中没有Hdelta梯度与它们通过与星系团内介质相互作用而产生的结果是一致的，然而，我们有限的空间采样使我们无法得出可靠的结论。样本的所有成员都具有早期类型的形态，通常是星暴后星系的典型形态，但缺乏在当地实地样本中看到的潮汐尾和扰动的高发生率。这反对合并的起源，并增加了重量的情况下，截断集群内的媒介是在工作。在探测到的径向范围内，星暴后的光谱特征是一致的，没有证据表明OII 3727发射和所有半径处的强H δ吸收，即星暴后的分类不是孔径效应。与此相反，尘埃星爆样品显示出OII 3727排放集中的趋势。这是最直接的解释，作为一个中心的恒星爆发的结果。然而，还存在其他可能性，例如不均匀的尘埃分布（这在此类星系中是预期的）和/或不均匀的星暴年龄分布。样品表现出晚型和不规则的形态。

星暴星系中的均分磁场公式：考虑了π秒和强能量损失

The Equipartition Magnetic Field Formula in Starburst Galaxies: Accounting for Pionic Secondaries and Strong Energy Losses

均分论点提供了一种简单的方法，通过假设宇宙射线和磁场中的能量密度相同，从无线电发射中找到磁场的特征尺度。然而，恒星形成星系中的大部分宇宙射线都是以质子的形式存在的，而质子在射电辐射中是看不见的。因此，这个论证需要对质子光谱进行假设，通常是质子/电子比率恒定的假设。在某些环境中，特别是星暴星系，这些假设背后的推理并不一定成立：次级介子正电子和电子可能是大部分无线电发射的原因，强烈的能量损失可以改变质子/电子比。我们推导出一个均分表达式，应该在强子亏损主导的环境，如星暴星系。令人惊讶的是，尽管与经典的均分公式的假设完全不同，但在数值上，星暴磁场的结果是相似的。我们解释这个偶然的巧合，使用二次生产和能量损失时间的能量学。我们表明，这些过程导致质子/电子比为~100 GHz的发射电子在星爆。

星暴星系的密度测量和温度测量

Densitometry and Thermometry of Starburst Galaxies

为了获得星系外的物理条件，我们提出了一个调查的甲醛（H2 CO）和氨（NH3）的排放和吸收的样本星爆星系使用绿岸望远镜。通过扩展用于推导我们银河系中恒星形成区空间密度的成熟技术，我们展示了H2 CO的1（10）-1（11）和2（11）-2（12）K-双重跃迁的相对强度如何为星爆星系中发现的活跃恒星形成环境提供精确的密度计（参见图11）。Mangum等人，2008年）。同样，我们采用了成熟的技术，使用的相对强度的（1，1），（2，2）和（4，4）的NH3的跃迁，以获得在星爆星系的动力学温度。我们在我们的星暴星系样本的动力学温度约束的空间密度的测量代表了第一次平均密度测量对星暴星系。我们注意到的动力学温度测量之间的差距，假设直接耦合到灰尘和那些来自我们的NH3测量点的绝对需要直接气体动力学温度测量使用适当的分子探针。最后，我们的空间密度测量表明，在我们的星爆星系样本中，空间密度大致保持恒定（10^{4.5}到10^{5.5} cm^{-3}）。这意味着L_{IR}和M_{dense}之间的Schmidt-Kennicutt关系：（1）是一个衡量可形成恒星的致密气体质量库的指标，（2）在最明亮的星暴星系中，并不直接依赖于驱动恒星形成过程的较高平均密度。

核星暴年轻星团驱动盘星系的质量和金属喷射效率

Mass and metal ejection efficiency in disk galaxies driven by young stellar clusters of nuclear starburst

我们目前的结果从模型驱动的能量注入核星爆的星系风。星暴的总能量由年轻的中心星团提供，部分银河星际介质作为银河风的一部分被推出（在某些情况下，银河风包含新一代恒星产生的金属的重要部分）。我们已经进行了绝热和辐射的三维N体/光滑粒子流体动力学模拟银河风使用GADGET-2代码。数值模型涵盖了大范围的恒星暴（从$\sim10^2$到$\sim10^7$ M $_\odot$）和星系气体质量（从$\sim6\times10^6$到$\sim10^{11}$ M $_\odot$）。集中的中央星暴区是星系中产生质量和金属损失的有效引擎，也是驱动星系中金属重新分布的有效引擎。

高红移星暴星系中的恒星形成

Star Formation in High-Redshift Starburst Galaxies

我提出了一个z~2星暴星系的恒星形成性质的模型。在这里，我将讨论高z亚毫米波Galerkin形成的模型，以及这些系统的CO-H2转换因子。然后，我将这些模型应用于文献观察。我表明，当使用一个函数形式的XCO，在星系中的物理性质的变化顺利，星系在本地和高Z躺在一个单峰Kennicutt-Schmidt恒星形成定律，幂律指数为2。这些星系的推断气体分数很大（fgas ~ 0.2-0.4），尽管比大多数文献估计的利用本地校准的CO-H2转换因子低2倍。

星暴-活动星系核复合体在亮红外星系合并中的作用：新光学分类方案的启示

The Role of Starburst-AGN composites in Luminous Infrared Galaxy Mergers: Insights from the New Optical Classification Scheme

我们研究了500个红外选择星系的星暴、星暴-活动星系核复合物、Seyfers和LINER的分数随红外光度（L_IR）和合并进程的变化。使用斯隆数字巡天的超大数据集提供的新的光学分类，我们发现，与其他光谱类型相比，在IR选择的样本中LINER的比例很少（< 5%）。LINER中缺乏强红外发射与最近的光学研究相一致，表明LINER中包含的活动星系核吸积率比Seyfert星系低。大多数以前分类的红外发光LINER被归类为星暴AGN复合星系在新的计划。星暴-活动星系核复合物似乎是ULIRG中从星暴到活动星系核光谱演化的“桥梁”。活动星系核相对于星暴活动的相对强度在高红外光度时有显著的增加。在ULIRGs（L_IR >10^12 L_odot）中，星暴-活动星系核复合星系在合并的早期和中期占主导地位，活动星系核星系在合并的最后阶段占主导地位。我们的研究结果是一致的红外发光星系的合并富含气体的螺旋燃料的星暴和活动星系核的模型，并在活动星系核变得越来越占主导地位的最明亮的红外物体的最后合并阶段。

星暴后星系团的射电辐射和AGN反馈

Radio Emission and AGN Feedback in Post-starburst Galaxies

我们研究了斯隆数字巡天的星暴后星系的射电活动星系核活动，以确定活动星系核反馈是否可能是恒星形成停止的原因。基于FIRST和NVSS数据的射电形态和射电响度，我们将活动星系核引起的射电活动与正在进行的残余恒星形成分开。在513个具有强A星光谱的SDSS星系中，有12个天体的21 cm通量密度超过1 mJy。这些星系不显示光学活动星系核发射线。考虑到无线电发射的寿命比典型的时间尺度的光谱特征的后星暴星系短得多，我们得出结论，在这些对象的无线电发射活动星系核活动被触发后，最近的星暴结束，因此不能是一个重要的反馈过程来解释后星暴阶段。射电光度与星系恒星总质量呈正相关，但与最近形成的恒星质量无关。因此，来自射电光度反馈的活动星系核的机械能与占恒星质量主导地位的老恒星星族有关，而老恒星种群又与中心超大质量黑洞的质量有关。

相互作用HII星系II Zw 40和非相互作用HII星系中的星暴

Starburst in the interacting HII galaxy II Zw 40 and in non-interacting HII galaxies

我总结了我们的积分场光谱观测附近的原型HII星系，II Zw 40的结果。观测GMOS-IFU在GEMINI北的光学使我们能够作出详细的运动学图片的中央星暴，而SINFONI与自适应光学的ESO-VLT给了我们一个近红外视图的ISM阶段之间的相互作用。在这里，我也解决的问题，并不是所有的恒星爆发需要一个外部触发，如星系星系遇到，因为它似乎是一小部分低光度HII星系的情况。我们推测，这些可能会像“锅里的爆米花”一样自发地形成恒星。

星暴矮星系分子气体含量的观测约束

Observational Constraints on the Molecular Gas Content in Nearby Starburst Dwarf Galaxies

利用哈勃太空望远镜观测到的19个邻近星暴矮星系中光学分辨的恒星星族的恒星形成历史，我们测量了在爆发中新形成的恒星的恒星质量表面密度。通过假设恒星形成效率（SFE），我们然后计算推断的气体表面密度在爆发的开始。假设SFE为1%（在正常的恒星形成星系中通常是这样假设的），并且假设气体是纯原子的，那么就可以得到非常高的HI表面密度（~10^2-10^3 Msun pc^-2），这比在矮星系中观测到的要高得多。这意味着要么在这些矮星暴星系中存在较高的SFE值，要么在矮星中存在大量的H_2（或两者兼而有之）。将假设的SFE提高到10%或更高（与观测到的与合并星系相关的更大质量的星爆一致），仍然会导致HI表面密度高于10个星系中观测到的密度。因此，这些观测似乎要求这些矮恒星爆发星系中的气体在爆发开始时有很大一部分是分子形式的。我们的结果表明，样品的分子气柱密度在10^19-10^21 cm^-2之间。在那些观测到CO的星系中，这些密度对应的CO-H_2转换因子（X_CO）的值在>3- 80 × 10^20 cm^-2（K km s^-1）^-1的范围内，或者比银河系的X_CO值大40倍。

0.2<z<0.8时后星爆和AGN宿主星系中的外流星系风

Outflowing Galactic Winds in Post-starburst and AGN Host Galaxies at 0.2<z<0.8

我们给出了SDSS和DEEP 2中10个AEGIS X射线活动星系核宿主星系和13个星暴后星系在0.2<z<0.8的Keck/LRIS-B光谱，以研究在中等红移下外流星系风的存在、性质和影响。我们关注的星系，无论是主机低光度AGN或最近有他们的恒星形成淬火，以测试这些星系是否有足够的速度风可能从星系中清除气体。我们发现，使用Fe II，Mg II和Mg I的吸收特征，10个（60%）X射线活动星系核宿主星系中的6个和13个（31%）后星暴星系中的4个具有外流星系风，典型速度为~200 km/s。我们还发现，我们的样本中的大多数星系显示线发射，可能来自风，在Fe II* 或Mg II。总共100%的X射线活动星系核宿主样本（包括四个红色序列星系）和77%的星暴后样本具有蓝移吸收或线发射。几个K+A星系在系统速度下有少量的冷气体吸收，表明并非所有的冷气体都被排出。我们的结论是，虽然外流星系风是常见的X射线低光度AGN主机星系和后星暴星系在中间红移，风可能是由超新星驱动（而不是AGN），并没有出现足够高的速度淬火在这些星系中的恒星形成。

作为弥散高能背景起源的恒星形成星系：Gamma-ray和中微子的联系，以及对星暴历史的影响

Star-forming galaxies as the origin of diffuse high-energy backgrounds: Gamma-ray and neutrino connections, and implications for starburst history

据预测，恒星形成星系对弥漫的伽马射线背景有相当大的贡献，因为它们是宇宙射线的保证储存库。假设产生高能γ射线的强子相互作用也产生高能中微子，并且O（100）PeV的宇宙射线可以产生并被限制在星暴星系中，我们讨论了恒星形成星系也是冰立方实验所观测到的高能中微子的主要来源的可能性。首先，我们计算弥漫的伽玛射线背景恒星形成的星系，采用最新的Herschel PEP/HerMES光度函数和依赖于费米观测报告的伽玛射线和红外光度之间的相关性。然后，我们推导出了恒星形成星系（包括正常星系和星暴星系）中弥散高能中微子的预期强度。我们的研究结果表明，星暴，包括那些与活动星系核和星系合并，可能是冰立方实验所观察到的高能中微子的主要来源。我们发现，假设宇宙射线光谱指数为2.1-2.2的所有星暴状星系，我们的预测可以与费米和冰立方数据一致，但较大的指数很容易无法解释所观察到的扩散中微子通量。以星暴高能谱指数为自由参数，从GeV能量外推到PeV能量，我们发现比E^（-2.15）更硬的谱可能被IceCube数据排除，这可能比费米数据对这个群体的约束更大。

在相互作用的星系中，大规模的星暴有多普遍？

How ubiquitous are massive starbursts in interacting galaxies?

有许多证据表明星系间的相互作用和诱导恒星形成之间存在联系。然而，在观测和数值模拟中发现了星系对潮汐相互作用的大范围响应。我们将讨论一些最近的结果分析大样本（~ 1000）的相互作用对的模拟和他们的协议与最近的观测工作。