星系探测星系：来自z = 0.47星暴后星系的冷晕气体

SGAS 143845.1+145407：红移0.816的大而冷的恒星暴

SGAS 143845.1+145407: A Big, Cool Starburst at Redshift 0.816

我们提出的发现和详细的多波长研究的强透镜发光红外星系在z=0.816。与大多数已知的在光学或近红外波长发现的透镜星系不同，这个透镜源是红色的，r-Ks = 3.9 [AB]，这里提供的数据表明这是由于正在进行的尘埃恒星形成。整体透镜放大率（17倍）有利于从蓝色光学到500微米的观测，完全捕获恒星光球发射以及再处理的热尘埃发射。我们还介绍了光学和近红外光谱。这些广泛的数据表明，这个透镜星系在许多方面都是典型的红外探测到的z~1源，其总光度和大小与斯皮策望远镜在深场观测到的星系样本中的其他测量结果（尽管细节要少得多）一致。它的远红外光谱能量分布很好地符合当地的模板，这些模板的亮度比透镜星系低一个数量级;当地的模板亮度相当，太热而无法适应。它的大小（D~ 7 kpc）比本地的亮红外星系大得多，但与z~1时观测到的星系大小一致。恒星的形成在这个空间尺度上看起来是均匀的。在这个源，其中的光度是典型的源，占主导地位的宇宙红外背景，我们发现，恒星形成的空间扩展和良好的组织，完全不像紧凑的合并驱动的星爆，这是典型的来源，这种光度在z~0。

用HCN（J = 3-2）和HCO +（J = 3-2）谱线探测核周围环境：NGC 1097的情况

Probing Circumnuclear Environments with the HCN(J = 3-2) and HCO+(J = 3-2) lines: Case of NGC 1097

本文介绍了用亚毫米波射电望远镜获得的NGC 1097环核区HCN（J = 3-2）和HCO+（J = 3-2）的第一张干涉图。目标是研究与星暴环/塞弗特核有关的致密气体的特性。通过这些跃迁，我们抑制了核区的弥散低密度发射。我们检测和解决个人紧凑的巨分子云协会（GMAs）在1.4千秒差距的环核星暴环和350秒差距的核区域内。在两条谱线中，核比环亮，在中心1.4 kpc内，贡献了总检测到的HCO+（J = 3-2）和HCN（J = 3-2）通量的~20%和~30%。HCN（J = 3-2）/HCO+（J = 3-2）的强度比在星暴环的GMAs中大致为1。然而，在核区域中，该比率高达~2。根据HCN（J = 3-2）/HCN（J = 1-0）比值<0.2，我们推测HCN（J = 3-2）核发射可能是光学薄的。HCO ~+（J = 3-2）和HCN（J = 3-2）与~（12）CO（J = 3-2）和24μm发射有相关性。HCN（J = 3-2）、HCO+（J = 3-2）与星暴环24μm辐射的密切相关表明，致密分子气体与尘埃来自同一恒星形成区。另一方面，HCN（J = 3-2）发射的核显着增强，表明机制以外的恒星形成，如活动星系核活动。通过我们的观测，对原子核的X射线电离化学增强的丰度分数进行自洽检验是可能的。

用ALMA探测高红移类星体。I.预期可观测量和潜在来源数量

Probing high-redshift quasars with ALMA. I. Expected observables and potential number of sources

我们探索ALMA观测如何以前所未有的细节探测高红移星系。我们讨论了大规模的星爆所激发的主要观测值，并制定了预期的化学和通量在中心的活动星系，化学可能是由X射线光子的吸收驱动。我们发现，这样的X射线占主导地位的地区（XDR）应该足够大，以解决与ALMA，并预测预期的CO和各种精细结构线的排放量。我们讨论了如何XDR可以区分从一个强大的星爆在相同的空间尺度上的基础上CO线SED。将我们的模型与NGC 1068和APM 08279等已知来源进行比较。我们还分析了z=6.42的类星体SDSS J114816.64+525150.3的性质，发现观测到的CO，[CII]和[CI]的发射需要一个稠密的温暖和低密度的冷气体成分。我们估计了红移大于6的源的预期数量，发现可以预期一个黑洞的质量为$10^6$太阳每弧分$^2$。

孤立星系中的星爆。I.恒星出生函数和IMF的影响

Starbursts in isolated galaxies. I. The influence of stellar birth function and IMF

恒星爆发和恒星形成历史的巨大变化是星系中的常见现象。我们研究了孤立的恒星形成矮星系的稳定性，目的是确定星暴模式。研究了恒星出生函数、初始质量函数、恒星反馈和星际介质模型对系统的影响。我们应用一个单区模型的恒星气体系统耦合的质量和能量转移。此外，我们扩展了网络的主动动态演化。这使得星系的动力学状态与其内部性质之间存在耦合。虽然动力学对恒星形成速率的影响很大，但内部性质（气体温度）对动力学的耦合作用却相当有限，因为辐射冷却使气体温度远低于维里温度。由于冷却和反馈时间尺度短，恒星形成率接近平衡恒星形成率。准周期性的星爆之所以会发生，是因为恒星的形成遵循着由衰减维里振荡引起的气体密度的变化。这种行为是相当不敏感的性质和细节的恒星诞生的描述，即是否自发或诱导恒星形成被认为是或IMF是不同的。第二种类型的爆发被发现作为一个不稳定的操作时，冷却可能会下降，在非常低的密度，随着温度的升高。恒星形成的爆发发生在动态平衡建立的过渡阶段。那么它们在动力学时标上是准周期的。由于加热和冷却的时间尺度很短，恒星形成速率遵循与实际气体密度相对应的平衡恒星形成速率。

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。

星暴对环银河系介质的影响

The Impact of Starbursts on the Circumgalactic Medium

我们提出了一项研究，探索周围的环银河系介质（CGM）的属性的影响：气体位于星系的恒星体之外，并延伸到维里半径（200千秒差距）。我们从宇宙起源摄谱仪（COS）探测的20个低红移前景星系的CGM使用背景类星体的紫外光谱数据。我们的样本包括星暴星系和控制星系。后者包括正常的恒星形成星系和被动星系，它们的恒星质量和碰撞参量与星爆相似。我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的光谱来估计星暴的性质，推断其平均年龄为2亿年，爆发分数约占其恒星质量的10%。COS数据显示，在80%（4/5）的星暴和17%（2/12）的对照样品中，CIV追踪到高度电离的气体。两个控制星系与CIV吸收不同的四个星爆在显示多个低电离跃迁和强饱和莱曼α线。因此，它们似乎是物理上不同的系统。我们表明，在星暴CGM的CIV吸收代表一个重要的重子库。这种高度电离的物质在星爆中的高检测率表明，星爆驱动的风可以影响CGM，半径高达200 kpc。考虑到星爆的推断性质和已知的星爆驱动风的性质，这是合理的。这将是第一次直接观测到局部恒星爆发影响其大部分气体晕的证据，并因此提供了这种反馈在星系演化中重要性的新证据。

M82的SPIRE成像：风和潮汐流中的冷尘埃

SPIRE imaging of M82: cool dust in the wind and tidal streams

M82是一个独特的代表，整个类星系，星暴与超级风，在非常邻近星系调查与赫歇尔。此外，它与M81星系群的相互作用已经从它的圆盘上剥离了相当大一部分的星际介质。SPIRE地图现在可以更好地描述盘外冷尘埃的远红外辐射，并绘制出比以前更完整的质量分布和能量分布图。它们显示的发射与星暴风的投影一致，并且在一个大的光环中，比斯皮策观察到的多环芳烃带发射要延伸得多。一些复杂的子结构与最明亮的PAH细丝相吻合，而另一些则与原子氢中的潮汐流相吻合。我们减去远红外辐射的星爆和底层磁盘的地图，并获得空间分辨的远红外颜色的风和晕。我们解释的尘埃质量，尘埃温度和全球物理条件的结果。特别是，我们研究的灰尘的物理性质的变化作为从中心和风极轴的距离的函数，并得出结论，超过三分之二的面外尘埃已被潮汐相互作用，而不是夹带的星爆风。

星暴星系：金属和能量流出到IGM

Starburst Galaxies: Outflows of Metals and Energy into the IGM

星暴星系的质量、金属和能量对星系际介质的贡献是什么？星暴星系驱动银河系规模的外流或“超级风”，这可能是从星系中去除金属并污染星系际介质（IGM）的原因。在过去的十年里，通过紫外/光学成像和吸收线光谱学在绘制超级风中的冷夹带气体方面取得了巨大的进展。这些研究表明，超级风在形成高表面密度恒星的星系中无处不在，最强大的恒星爆发可以驱动接近逃逸速度的外流。星系演化的理论模型已经开始纳入超级风，使用基于我们对冷气体的知识的各种特设处方。然而，这些努力从根本上受到阻碍，因为我们缺乏关于这些外流的热阶段的信息。超级风的热X射线发射阶段包含其大部分能量和新合成的金属，鉴于其高比能量和低效的冷却，它也是最有可能逃离星系引力势阱的成分。了解热气体的化学成分和速度对于评估恒星暴增的能量和化学反馈至关重要。未来十年的首要任务是能够直接测量所有质量的星暴星系向IGM喷射气体、金属和能量的速率。这将需要一个高灵敏度的X射线成像光谱仪，能够测量微弱的扩散X射线发射速度，速度精度约为100 km/s。这样的光谱分辨率自动允许详细的基于线的等离子体诊断，并且因此可以导出组成、能量学和流速。

FIR-射电相关的物理学：I。量热法、阴谋和影响

The Physics of the FIR-Radio Correlation: I. Calorimetry, Conspiracy, and Implications

恒星形成星系的远红外（FIR）和射电光度在恒星形成率的很宽范围内是线性相关的，从像银河系这样的正常螺旋到最强烈的恒星爆发。使用宇宙射线（CR）的注入，冷却和逃逸的恒星形成星系的单区模型，我们试图重现所观察到的FIR无线电相关在其整个跨度。我们表明，~2%的动能从超新星爆炸必须进入初级CR电子和10 - 20%必须进入初级CR质子。在致密的星暴星系中，次级电子和正电子可能与初级电子相当，或者占主导地位。我们讨论了我们的模型的影响，星暴的磁场强度，由费米星暴的可探测性，和宇宙射线反馈。总的来说，我们的模型表明，CR质子和电子都从低表面密度星系中逃逸，但在逃离密集的星暴之前失去了大部分能量。FIR-Radio相关性是由星暴中CR电子的有效冷却（量热法）和几个因素的阴谋组合造成的。对于较低的表面密度星系，减少的无线电辐射所造成的CR逃逸是平衡的减少FIR辐射所造成的低有效的UV尘埃不透明度。在星暴中，韧致辐射、电离和逆康普顿冷却会减少射电辐射，但它们会被次级电子/正电子和降低的临界同步加速器频率抵消，这两者都会增加射电辐射。我们的结论适用于我们的基准模型的广泛变化。

高红移下星暴星系团电离辐射逃逸分数

Escape Fraction of Ionizing Radiation from Starburst Galaxies at High Redshifts

最近的数据表明，宇宙紫外发射率下降，减少红移z附近的再电离结束。由于缺乏早期恒星质量非常大的证据，这可能意味着z &gt; 6的星系电离辐射的质量平均逃逸分数随时间而下降<fesc>。我们计算了暗物质晕中电离锋的演化，其中暗物质晕中的气体在其冷却温度底（氢原子的T~10^4 K）处于流体静力平衡。我们发现，只有在恒星形成效率f_star &gt; 10^-3的情况下，质量最低的晕（在（1+z）=10时，M&lt;10 ^8.7 Msun）才会有较高的逃逸分数。由于低质量星系群会因辐射反馈而耗尽，我们发现<fesc>在再电离过程中，它确实会随着时间的推移而减少。

凤凰星系团（SPT-CLJ2344-4243）核心极端星暴中的冷暖气体状态

The State of the Warm and Cold Gas in the Extreme Starburst at the Core of the Phoenix Galaxy Cluster (SPT-CLJ2344-4243)

[摘要]我们提出了新的光学积分场光谱（双子座南）和亚毫米光谱（亚毫米阵列）的中央星系在凤凰星系团（SPT-CLJ 2344 -4243）。这个星团先前被报道在中央最明亮的星系团中有一个巨大的星暴（约800 Msun/年），很可能是由快速冷却的星团内介质提供燃料。这些新数据揭示了一个复杂的发射线星云，从中央星系延伸超过30 kpc。假设H α/H β = 2.85，总的H α光度为L_Ha = 7.6 +/- 0.4 x10^43 erg/s，这是在冷核心星团中心探测到的最明亮的发射线星云。总的来说，低电离线的相对通量（例如，[O II]，H β）的紫外连续区是一致的年轻恒星的光电离。在星系中心和星系北部新发现的高电离羽流中，电离率与激波和活动星系核光电离一致。我们推测，这个扩展的羽状流可能是一个星系风，驱动和部分光电离的恒星暴和中央活动星系核。我们发现的证据，整个ISM的中央星系的冲击，最有可能的组合驱动的恒星风从大规模的年轻恒星，核心坍缩超新星，和中央活动星系核。除了温暖的电离气体外，我们还通过CO（3-2）跃迁探测到大量的冷分子气体，这些气体的位置与星系中心重合。我们推断分子气体质量为M_H2 = 2.2 +/- 0.6 x10^10 Msun，这意味着如果不补充，恒星暴增将在约3000万年内消耗其燃料。暖相区的高湍流度和高的L_IR/M_H_2比值表明，这一强烈的星暴可能处于…

宇宙黎明低质量晕中的星暴。I. 恒星形成的临界晕质量

Starbursts in low-mass haloes at Cosmic Dawn. I. The critical halo mass for star formation

本文通过（半）解析方法计算了宇宙黎明时期低质量晕中恒星形成的冷却阈值质量，考虑了H2冷却、光解离、光蒸发和重子流速度等多种物理效应，计算结果与高分辨率模拟高度一致。

用艾伦望远镜阵观测的星暴星系宽带连续光谱评估量热计模型

Evaluating the Calorimeter Model with Broadband, Continuous Spectra of Starburst Galaxies Observed with the Allen Telescope Array

虽然正常星系的远红外线和厘米波射电光度之间的关系是天文学中最引人注目的相关性之一，但对其物理基础缺乏坚实的理解。在一种解释中，“量热计模型”，宇宙射线电子的快速同步辐射冷却在再现观察到的线性关系中是必不可少的。然而，观测到的射电光谱比预期的冷却同步辐射要浅。在Thompson等人（2006）中，提出了一个简单的参数化模型来解释即使在存在快速同步加速器冷却的情况下，通过考虑电离损失和其他冷却机制，也可能出现相对较浅的观测光谱。在42单元艾伦望远镜阵列的调试期间，我们在1至7 GHz的频率范围内观测了星暴星系M82，NGC 253和Arp 220，获得了这些源前所未有的宽带连续射电光谱。我们结合我们的观察与高频数据从文献中分离到热和非热成分的光谱。所有的非热组件陡峭的厘米波政权，不能很好地模拟为简单的幂律。当选择合理的参数时，Thompson等人的模型与我们的M82结果一致，并且我们的结果实际上显著缩小了允许的模型参数的空间。该模型与我们的NGC 253数据仅略微一致。假设Thompson等人的模型，在M82和NGC 253中排除了p = -2.5的陡峭电子能量注入指数，置信度>99%。我们详细描述的观测程序，校准方法，分析，和一致性检查用于宽带光谱观测与艾伦望远镜阵列。

NGC 253星暴驱动的分子风与恒星形成的抑制

The Starburst-Driven Molecular Wind in NGC 253 and the Suppression of Star Formation

宇宙中质量非常大的星系的丰度不足通常归因于星系风的影响。虽然电离的银河风很容易观测到，但大部分排出的物质可能处于较冷的原子和分子阶段。在NGC 253和M 82等恒星暴系统中观测到的膨胀分子壳层可能会促进风中分子气体的夹带。虽然壳层的性质受到很好的限制，但要确定从这种壳层中流出的气体量以及这种气体与电离风之间的联系，需要空间分辨率<100 pc，并对大范围的空间尺度具有灵敏度，这是迄今为止尚不具备的。在这里，我们报告的观测NGC 253，附近的星暴星系（D~3.4 Mpc）已知拥有风，跟踪冷分子风在50 pc的分辨率。在这个分辨率下，面外分子气体紧密地跟踪着Hα细丝，它似乎与位于星暴区的分子膨胀壳层相连。这些观测结果使我们能够直接测量分子流出率，即> 3 Msun/yr，很可能约为9 Msun/yr。这意味着质量流出率与恒星形成率之比至少为η~1-3，从而确立了星暴驱动风在限制恒星形成活动和最终恒星含量方面的重要性。

利用21 cm HI吸收探测星系中的冷ISM

Probing the cool ISM in galaxies via 21cm HI absorption

最近有针对性的研究在射电星系的相关HI吸收开始映射出的位置，和潜在的宇宙学演化，在活动星系核（AGN）的宿主星系的冷气体。观测到的21 cm吸收剖面通常显示出两种不同的谱线成分：来自星系扩展盘中的冷气的窄而深的谱线，以及来自活动星系核附近冷气的宽而浅的谱线（例如Morganti et al. 2011）。在这里，我们介绍了在本地宇宙中最年轻和最近触发的射电AGN中有针对性地搜索相关HI吸收的结果（Allison等人，2012 b）。到目前为止，通过使用最近委托的澳大利亚望远镜紧凑阵列宽带后端（CABB; Wilson et al. 2011），我们已经检测到两个新的吸收器和一个以前已知的系统。虽然其中两个显示了一个宽的，浅的分量和一个窄的，深的分量（见图1），其中一个新的检测只有一个宽的，浅的分量。有趣的是，前两个探测到的宿主星系被归类为富含气体的螺旋星系，而后者则是早期类型的星系。这些探测是使用基于贝叶斯推断的谱线查找方法获得的，该方法是为未来的大规模吸收调查开发的（Allison等人，2012年a）。

矮球状星系中的幕式星暴：一个简单模型

Episodic starbursts in dwarf spheroidal galaxies: a simple model

本星系群中的矮星系似乎在距离宿主星系270千秒差距的范围内被剥离了气体。然而，这些矮星的颜色星等图显示了在宇宙时间内恒星形成的明显证据（Δ t~几个Gyr）。我们提出了一个简单的模型来解释这种行为。矮星弱重力场中的残余气体在偏心轨道周围经历了气体冷却时间的剧烈变化。这种变化是由于两个主要的影响。沿轨道的方位角压缩导致气体冷却速率~（[1 + ε]/[1-ε]）^2的增加。当R> R_disk时，银河系的电离场下降为1/R^2，尽管由于河外紫外场的电离强度，在R~150 kpc处达到一个底。我们预测，幕式SF主要是中等偏心轨道（ε> 0.2）上的矮星的特征，这些矮星不会太靠近中心（R> R_disk），并且不会将整个轨道远离中心（R> 200 kpc）。自恒星形成初期以来，约有40%的早期矮椭球体至少已经发生过一次爆发，其中10%的矮椭球体经历了第二次爆发。这样的模型可以解释船底座矮椭球爆发的时间和限制天炉座矮椭球的轨道。然而，这个模型无法解释为什么一些矮星，如小熊座，在坠落后没有经历爆炸。

探讨合并星系中的恒星形成模式

Probing the star-formation modes in merging galaxies

合并系统在低红移提供了独特的机会，研究有关的过程中恒星形成的各种环境，大概类似于那些在较高的红移。以前对遥远的恒星爆发星系的研究表明，恒星诞生于湍流气体中，其效率高于MW级螺旋星系。我们结合高分辨率VLA B阵列HI图和UV GALEX观测，详细研究了邻近碰撞星系中恒星形成的惯性驱动机制。有了这些数据，我们可以检查我们的国家的最先进的模拟合并的预测，如全球急剧增加的致密气体的分数，跟踪的SFR，相对于扩散气体跟踪HI在合并阶段，增加速度分散的气体。在这里，我们提出了初步的结果，研究SFR-HI关系在4.5千秒差距的分辨率。我们确定的SFR/HI质量比是较高的合并的外部区域比孤立的螺旋的郊区，虽然这两种环境是HI为主。SFR/HI随着原子气体分数的降低和可能的恒星形成效率的增加而向中心区域增加。这些结果需要用更大的系统样本和更小的空间尺度来检验。这是正在进行的混沌事物项目的目标，最终将使我们能够确定为什么恒星爆发星系偏离SFR密度和气体表面密度之间的Kennicutt-Schmidt关系。

关于星暴星系M82和NGC 253的GeV和TeV探测

On The GeV & TeV Detections of the Starburst Galaxies M82 & NGC 253

费米、HESS和VERITAS观测到的来自M82和NGC 253的GeV和TeV辐射限制了这些密集恒星爆发中宇宙射线（CR）的物理性质。我们认为，伽马射线主要是强子的起源，如先前的研究所预期的。测量的通量意味着，π介子的损失是有效的CR质子在两个星系：我们表明，一个分数F_cal ~ 0.2 - 0.4的能量注入高能量的初级CR质子失去了非弹性质子-质子碰撞（π介子生产）逃逸前，产生γ射线，中微子，和次级电子和正电子。我们讨论了这个估计中的因子~2不确定性，包括超新星速率和轻子对GeV-TeV辐射的贡献。我们认为，像Arp 220 ULIRGs的伽马射线数据可以测试是否M82和NGC 253是真正的量热，我们提出的上限Arp 220从费米数据。我们发现，所观察到的比率的GeV GHz通量的星爆表明，非同步加速器冷却过程是重要的冷却CR电子/正电子人口。我们简要地重新考虑以前的预测在光的伽马射线探测，包括星爆的伽马射线背景和CR能量密度的贡献。最后，作为未来研究的指南，我们列出了天空中最亮的恒星形成星系，并对其伽马射线和中微子通量进行了更新预测。

超恒星暴星系风引起的Sunyaev-Zel'dovich效应

The Sunyaev-Zel'dovich effect due to hyper-starburst galaxy winds

我们构造了一个简单的球形爆炸波模型来估计超星暴星系周围星系际介质的压力结构，并认为与恒星形成星系风相互作用的影响在早期可能近似于一个膨胀的自相似“气泡”，如Weaver等人（1977）和Ostriker & McKee（1988）所描述的。这个模型被用来对冲击气泡等离子体中的热Sunyaev-Zel'dovich效应进行观测预测。辐射冷却损失进行了探讨，它被发现，韧致辐射将限制时代的绝热膨胀到$10^7$- $10^8$年：相当于总超星爆寿命。首次Sunyaev-Zel'dovich探测星系风气泡使用阿塔卡马大型毫米阵列的前景进行检查，一些活跃的超恒星暴来源的文献。

星暴星系Henize~2-10的弥散和致密X射线成分

The Diffuse and Compact X-ray Components of the Starburst Galaxy Henize~2-10

钱德拉X射线成像光谱的恒星爆发星系Henize 2-10揭示了一个强大的核点源和至少两个较暗的紧凑源嵌入在一个更明亮的漫热组件。对核X射线源的光谱拟合表明，对于合理的幂律或黑体模型，未吸收的X射线光度L_x >10^40 erg/s，这与吸积到一个质量大于50太阳质量的黑洞上的情况相一致，该黑洞位于前景吸收柱N_H>10^23 /cm ^2。其中两个点源的L_x=2-5 x 10^38 erg/s，与发光的X射线双星相当。这些致密源在0.3- 6.0 keV波段占He~2-10的总X射线通量的一小部分（<16%），在1.1- 6.0 keV硬波段占31%。两个温度的太阳能成分等离子体（kT~0.2 keV和kT~0.7 keV）适合扩散X射线成分，以及单温等离子体与增强的α/Fe比。由于观测到的X射线表面亮度的径向梯度与H α发射的径向梯度密切相关，因此X射线等离子体的成分可能反映了环境冷/暖ISM与更热、低发射测量等离子体的混合，从而解释了~太阳ISM成分。孔径合成21厘米图显示了一个半径为60”的扩展中性介质，因此ISM的温暖和热相（延伸到约30”）被包裹在冷中性介质的8x10^20 /cm^2轮廓内。这种延伸的中性晕可能会抑制恒星暴驱动的外流，除非它主要沿着视线。如果Henize 2-10处于发展星系风的早期阶段，那么恒星形成的高面密度也可以与缺乏显著的外流特征相协调。

SPT-CL J2215-3537：最遥远弛豫星系团中心的一次大质量恒星爆发

SPT-CL J2215-3537: A Massive Starburst at the Center of the Most Distant Relaxed Galaxy Cluster

本文发现 z=1.16 的弛豫冷核星系团 SPT2215，其 BCG 具有极端冷却与高恒星形成率，且 AGN 加热不足，可作为 Phoenix 星系团的高红移类似物。

星系合并中恒星暴增的驱动机制

The driving mechanism of starbursts in galaxy mergers

我们提出了一个主要的合并盘星系的流体动力学模拟，并研究ISM动力学和恒星形成的性质。12pc和4x10^4 M_sol的高空间和质量分辨率允许解析嵌入在较温暖的扩散相中的冷和湍流气体云。我们比较低分辨率的模型，其中多相ISM没有解决，并作为一个相对均匀和稳定的介质建模。虽然合并驱动的恒星形成的爆发一般归因于大规模的气体流入的核区域，我们表明，一旦一个现实的ISM解决，占主导地位的过程实际上是气体碎裂成大规模和密集的云和快速的恒星形成。因此，恒星形成的效率提高了10倍，并且在某种程度上也更加扩展，而气体密度概率分布函数（PDF）则迅速朝着非常高的密度发展。因此，我们提出，只有在高空间分辨率下，并且当气体冷却模型的温度低于10^3 K时，才能捕捉到星系碰撞中恒星暴增触发的实际机制。我们的模型不仅再现了星系的性质，而且还解释了最近在高红移合并中发现的“星爆模式”。

孤立星系中的星暴：ISM模型的影响

Starbursts in Isolated Galaxies: the influence of the ISM model

我们研究了孤立的恒星形成矮星系的稳定性，这些星系经历了由恒星反馈引起的动力驱动的星暴。在这里，我们专注于所采用的ISM模型的影响，即无论是扩散或集群。我们应用一个单区模型扩展为积极的动力学演化。我们发现了两种主要类型的重复性恒星爆发：一组（A型）的准周期性恒星爆发与星系的动力学时标。在这种情况下，恒星的形成遵循由衰减维里振荡引起的气体密度的变化。第二组（B型）恒星爆发的特征是由动力和耗散时间尺度的总和给出的长静止期：在第一次爆发后，插入的能量导致系统的大幅膨胀，从而停止任何重要的恒星形成活动。当气体再次达到高密度时，也就是说，在气体消失和恒星反馈注入的能量消散之后，下一次爆发可能会发生。在扩散ISM模型的情况下，由于辐射冷却的高效率，A型爆发是最常见的类型（没有发现B型爆发）。爆发主要发生在初始过渡阶段。在cluphilism模式（即非弹性云-云碰撞的耗散）的情况下，耗散时间尺度是动力学时间的量级或更长。这允许A型突发和B型突发两者。

冷核星系团的Spitzer中红外光谱

Spitzer Mid-Infrared Spectra of Cool-Core Galaxy Clusters

我们用斯皮策空间望远镜上的红外光谱仪获得了九个冷核星系团的中红外光谱。X射线、紫外线和光学观测表明，这些星团中的每一个都有一个冷却流，似乎在最亮的星团星系中促进了恒星的形成。我们的目标是利用中红外波段的优势来提高对恒星形成的估计。我们的光谱的特点是不同的形态，从经典的星爆到平坦的光谱与令人惊讶的弱尘埃功能。虽然我们的大多数样本是已知的光学/紫外线数据是活跃的恒星形成者，他们缺乏预期的强中红外连续。恒星的形成可能是在异常缺乏尘埃的环星系环境中进行的，例如冷却流和来自活动星系核的相对论喷流之间的界面。

Probing the Nature of High Redshift Weak Emission Line Quasars: A Young Quasar with a Starburst Host Galaxy

We present the discovery of PSO J083.8371+11.8482, a weak emission line quasar with extreme star formation rate at $z=6.3401$. This quasar was selected from Pan-STARRS1, UHS, and unWISE photometric data. Gemini/GNIRS spectroscopy follow-up indicates a MgII-based black hole mass of $M_\mathrm{BH}=\left(2.0^{+0.7}_{-0.4}\right)\times10^9~M_\odot$ and an Eddington ratio of $L_\mathrm{bol}/L_\mathrm{Edd}=0.5^{+0.1}_{-0.2}$, in line with actively accreting supermassive black hole (SMBH) at $z\gtrsim6$. HST imaging sets strong constraint on lens-boosting, showing no relevant effect on the apparent e…

Cosmic rays and non-thermal emission in simulated galaxies: III. probing cosmic ray calorimetry with radio spectra and the FIR-radio correlation

An extinction-free estimator of the star-formation rate (SFR) of galaxies is critical for understanding the high-redshift universe. To this end, the nearly linear, tight correlation of far-infrared (FIR) and radio luminosity of star-forming galaxies is widely used. While the FIR is linked to massive star formation, which also generates shock-accelerated cosmic ray (CR) electrons and radio synchrotron emission, a detailed understanding of the underlying physics is still lacking. Hence, we perform three-dimensional magneto-hydrodynamical (MHD) simulations of isolated galaxies over a broad range …

星暴星系团的低电离线辐射：星系尺度外流的新探索

Low-ionization Line Emission from Starburst Galaxies: A New Probe of Galactic-Scale Outflows

我们研究了一个明亮的，星暴星系在z = 0.69使用Keck/LRIS获得的狭缝光谱运动学窄，低电离线发射。光谱揭示了在MgII和FeII共振跃迁中的强吸收，多普勒频移为-200至-300 km/s，表明冷气体流出。发射在镁II附近和红的系统速度，在演唱会与所观察到的吸收，产生一个P Cygni样的线轮廓中观察到的Lyman Break Galerkin的Ly α过渡相似。此外，MgII的发射是空间分辨的，并大大超出了星系内恒星和HII区域的发射。假设发射有一个简单的，对称的表面亮度分布，我们发现，气体延伸到距离> ~7千秒差距。我们还检测到几个狭窄的Fe II * 精细结构线的发射系统速度附近，所产生的能级直接从基态辐射激发。我们建议，MgII和FeII* 发射所产生的光子散射在所观察到的流出，并强调，这种排放是一个通用的预测流出。这些观测提供了第一个直接限制的最小空间范围和形态的风从遥远的星系。这些参数的估计对于理解外流在驱动星系演化中的影响至关重要。

超强MgII吸收剂作为冷组内气体的特征

Ultra-strong MgII Absorbers as a Signature of Cool Intragroup Gas

本文给出了在Mg Ⅱ λλ 2786，2803超强吸收体附近星系的光谱观测结果，该吸收体的静止坐标系吸收等效宽度为W_r（2796）= 4.2 π，z=0.5624。这个吸收体最初是在一个明亮的红色星系（LRG）的投影距离ρ=246 kpc处发现的，z=0.5604。Magellan IMAC光谱显示在吸收体红移附近有两个ρ< 60 kpc的星系（z=0.5623和z=0.5621）和一个ρ=209 kpc的星系（z=0.5623），这些发现表明吸收气体存在于群环境中。结合SDSS宽波段测光、B波段、K_s波段图像和光谱学，我们对该星群成员进行了恒星星族综合分析，以表征它们的恒星形成历史、正在进行的恒星形成速率（SFR）和恒星质量。我们发现，在ρ< 60 kpc的两个星系群成员的最佳特征是古老的恒星星族（>1 Gyr）和很少的恒星形成活动（SFR<2.9 \msun /yr），而在ρ=209 kpc的第三个天体表现出与SFR>3.0 \msun /yr一致的[OII]和连续统衍生的SFR。这是第三个可以详细研究银河系环境的超强MgII吸收体，其中包括Nessel等人（2011）分析的两个超强MgII吸收体。这三个星系都在星系群中被发现。我们研究了不同的物理机制引起的吸收气体，包括星爆驱动外流，冷灯丝，延长旋转盘，剥离气体。我们认为，在这些吸收体中观察到的大的等效宽度更可能是由于气体…

银河系外流中超音速Turbulence的模拟

Simulating Supersonic Turbulence in Galaxy Outflows

我们提出了三维的，自适应网格模拟的矮星系流出的超音速湍流驱动。在这里，我们开发了一个亚网格模型，不仅跟踪热和体积的气体速度，而且其湍流速度和长度尺度。这使我们能够将超新星的能量直接存入超音速湍流中，这种湍流的尺度比粒子平均自由程大得多，但比解析的大尺度流动小得多。与以前的方法不同，我们能够模拟一个以NGC 1569为模型的恒星爆发星系，在整个模拟过程中具有真实的辐射冷却。单个OB关联周围的热扩散气体袋扫过由于冷却不稳定而持续很长时间的厚壳材料。高压、稀薄区域的重叠导致了一个集体的中心外流，通过湍流混合吞噬外部气体，而不是将其聚集成一个薄而不稳定的壳层，从而逃离星系。超音速的湍流气体自然会避开湍流衰减快、冷却时间短的稠密区域，这进一步增强了整个星系的密度对比-导致了NGC 1569和其他流出的恒星爆发中观察到的复杂、混乱的气泡、环和细丝分布。

用Milky Way卫星探测再电离时代

Probing the Epoch of Reionization with Milky Way Satellites

虽然高红移恒星形成和本地宇宙之间的联系最近已被用来了解在银河系（MW）晕中观测到的微弱矮星系的人口，我们探讨如何以及这些附近的物体可以探测第一光的时代。我们构建了一个详细的，物理动机的MW卫星模型的基础上，国家的最先进的通过Lactea II暗物质模拟。我们的模型考虑了低质量系统中的分子氢冷却和银河系内部再电离过程中的非均匀光热反馈。我们发现，比M_V ~ -5更暗的MW卫星的存在是低质量晕中H_2冷却的有力证据，而M_V ~-5> -9的卫星则受到氢冷却和光加热反馈的影响。非常低光度系统中恒星的年龄和这些卫星的最小光度是我们模型的关键预测。大多数居住在最明亮的MW卫星上的恒星可能是在再电离时期之后形成的。我们的模型还预测了M_300值的离散度要比观测到的大得多，并且预测了一些M_300质量低至10^6太阳质量的发光卫星。

高红移星暴星系周围冷分子气体的大湍流库

Large turbulent reservoirs of cold molecular gas around high-redshift starburst galaxies

处于宇宙恒星形成高峰期的星暴星系是宇宙中最极端的恒星形成引擎之一，产生的恒星超过1亿年。这些星系的恒星形成率超过每年100 $M_\odot$，需要大量的冷分子气体被输送到它们的核心，尽管有来自恒星或活动星系核的强烈反馈。因此，星暴星系是解开这种反馈与星系生长之间关键相互作用的理想目标。次甲基阳离子CH $^+$对于这种研究是最有用的分子，因为它不能在没有超热能输入的情况下在冷气体中形成，因此它的存在突出了机械能或强UV辐射的耗散.在这里，我们报告的检测CH $^+$（J=1-0）的光谱中的六个透镜星暴星系的红移z~2.5的发射和吸收线。该谱线具有如此高的激发临界密度，以至于它仅在非常致密（$>10^5$ cm $^{-3}$）的气体中发射，并且在低密度气体中被吸收。我们发现，CH $^+$发射线，这是更广泛的1000公里秒$^{-1}$，起源于密集的冲击波提供动力的热银河风。CH的$^+$吸收线揭示了冷（$T\sim 100$ K）、低密度气体的高度湍流的储存库，这些气体延伸到恒星爆发核心（半径<1 kpc）之外（>10 kpc）。我们表明，星系风维持湍流在10千秒差距尺度的环境中的星暴核心，处理这些环境成多相，引力约束水库。然而，发现质量流出率不足以平衡恒星形成率。因此，这些水库需要另一个质量输入，这可能是由正在进行的合并或冷流吸积提供的。我们的研究结果表明，银河反馈，加上湍流…

作为超星系风发射机制的大质量星团的辐射压力

Radiation pressure from massive star clusters as a launching mechanism for super-galactic winds

低电离冷气体的星系外流在局部星暴星系和大多数高红移星系中普遍存在。这些冷资金外流是如何产生的仍是一个问题。长期以来，人们一直怀疑来自超新星的热气是主要的驱动力，但这种机制的缺点是，当后者被加速时，它倾向于破坏冷气体。我们提出了一个修改的超新星的情况下，克服了这一困难。恒星的形成被观察到发生在星团中;在一个给定的星系中，大部分的恒星形成是在大约20个质量最大的星团中发现的。我们表明，对于L* 星系，来自M>10^6 M_sun的星系团的辐射压能够以超过盘状星系圆周速度的速度驱逐周围的气体。这种冷气体可以在不到200万年的时间内在银河系盘上方旅行，远远早于驱动星团中的任何超新星爆发。一旦在盘的上方，冷的流出气体暴露在辐射下，超新星引起的热气体从盘中的其他星团流出，将其驱动到几十到几百kpc的距离。由于受辐射驱动的云在行进过程中会变大，而且热气体在远距离处更稀薄，因此云在最终遇到热气体时受到的破坏较小。因此，与风驱动的云不同，辐射驱动的云可以存活到~50 kpc的距离。我们确定这些集群驱动的风与大规模的星系外流。我们的模型的另一个含义是，只有大质量星系团所在的星暴星系，才能通过这种机制在星系尺度上驱动风冷流出。我们发现，超过这个临界恒星形成速率，大规模冷外流将被发射出去，该速率约为0.1 M_sun/yr/kpc ^2，这与观测结果吻合得很好。

Physical Properties of Massive Compact Starburst Galaxies with Extreme Outflows

We present results on the nature of extreme ejective feedback episodes and the physical conditions of a population of massive ($\rm M_* \sim 10^{11} M_{\odot}$), compact starburst galaxies at z = 0.4-0.7. We use data from Keck/NIRSPEC, SDSS, Gemini/GMOS, MMT, and Magellan/MagE to measure rest-frame optical and near-IR spectra of 14 starburst galaxies with extremely high star formation rate surface densities (mean $\rm Σ_{SFR} \sim 3000 \,M_{\odot} yr^{-1} kpc^{-2}$) and powerful galactic outflows (maximum speeds v$_{98} \sim$ 1000-3000 km s$^{-1}$). Our unique data set includes an ensemble of …

探测PAH和宇宙之眼的远红外辐射：探测Lyman Break星系的尘埃和恒星形成

Detection of PAH and Far-Infrared Emission from the Cosmic Eye: Probing the Dust and Star Formation of Lyman Break Galaxies

我们报告的宇宙之眼，一个强透镜，L*_UV莱曼Break星系（LBG）在z=3.074斯皮策红外研究的结果。我们获得了斯皮策IRS光谱以及MIPS 24和70微米测光。眼睛在24和70微米处都被探测到，并且当包括3.5 mm处的通量极限时，我们估计红外光度为L_IR = 8.3（+4.7-4.4）x10^11 L_sun（假设放大率为28+-3）。这个L_IR是八倍低于假设Calzetti红化定律从静止帧UV属性预测。这也在其他年轻的LBG中观察到，并表明这些星系中的尘埃红化规律可能更陡峭。中红外光谱在6.2和7.7微米处显示出强烈的PAH发射，其等效宽度接近在任何红移的恒星形成星系中观察到的最大值。L_PAH与L_IR的比值与在局部星暴中测得的关系接近。因此，L_PAH或L_MIR可以用来估计LBG的L_IR，从而估计恒星形成率，其在较长波长的通量通常低于当前的混淆极限。我们还报告了3.3微米PAH发射功能的最高红移检测。PAH的比值L_6.2/L_3.3=5.1 ± 2.7，以及PAH与L_IR的比值L_3.3/L_IR = 8.5 ± 4.7 x10^-4，都与局部星爆和ULIRG的测量结果一致，这表明这条线可以作为詹姆斯·韦伯太空望远镜在z > 3时L_PAH或L_IR的良好替代。

探测大质量星系团RX J1532 .9+3021中AGN反馈的极端领域

Probing the extreme realm of AGN feedback in the massive galaxy cluster, RX J1532.9+3021

我们提出了一个详细的钱德拉，XMM-牛顿，VLA和HST分析已知的最强的冷核心集群之一，RX J1532.9+3021（z=0.3613）。使用新的，深90 KS钱德拉观测，我们证实了西部X射线腔或气泡的存在，并报告一个新发现的东部X射线腔。与这些活动星系核驱动的外流相关的总机械功率为（22+/-9）*10^44 erg/s，足以抵消冷却，表明活动星系核反馈仍然为冷却流问题提供了一个可行的解决方案，即使在最强的冷核心星团中。根据光学细丝的分布，以及在325 MHz VLA射电图中看到的喷流状结构，我们认为该星团沿北向南方向存在较老的外流。因此，活动星系核中心的喷流要么是旋进的，要么是晃动引起的运动使外流改变了方向。还有迹象表明，在北面有一个X射线低压与325 MHz的喷流状结构对齐，这可能是迄今为止发现的最高红移鬼腔。我们进一步发现了冷锋（r= 65 kpc）的证据，该冷锋与西部X射线腔的最外边缘和射电小晕的边缘相吻合。冷锋与无线电微晕边缘的共同位置支持了后者起源于由于晃动引起的湍流而被再加速的电子的想法。或者，它与X射线腔的边缘共存可能是由于冷气体被爆发拖出来。我们确认活动星系核中心是高度亚爱丁顿的，并得出结论，一个> 10 ^10 M_Sun或一个快速旋转的黑洞有利于解释活动星系核的辐射效率低下和强大的X射线腔。

用Fermi-LAT计数图叠加探测星系团的cosmic-ray含量

Probing the cosmic-ray content of galaxy clusters by stacking Fermi-LAT count maps

射电观测表明，星系团是宇宙射线（CR）的巨大储存库。尽管来自团簇体积的伽马射线信号预计将通过CR质子与周围等离子体的相互作用而产生，但仍然缺少确认观察结果。我们通过分析一组堆叠的费米-LAT计数图来寻找星系团方向上的累积伽马射线发射。此外，我们研究了冷核和非冷核团簇人口之间的排放可能存在的系统差异。利用从HIFLUGCS目录中选择的53个聚类的样本，我们没有从堆叠样本中检测到显著的信号。每个集群的总堆叠样品得出的平均通量的上限是在几个1 e-11 ph cm-2 s-1的水平在95%的置信水平在1-300 GeV带，假设幂律谱与光子指数2.0，2.4，2.8和3.2。样品中冷核和非冷核簇的单独堆叠分别导致约5e-11 ph cm-2 s-1和2 e-11 ph cm-2 s-1的相似值。在假设衰减的π 0，产生的碰撞CR和周围的热气体，负责的伽马射线发射，我们设置上限的平均CR含量在星系团。对于整个星系团，我们对伽马射线通量的上限转化为平均CR与热能比的上限，即光子指数为2.4时的4.6%，尽管个别系统有可能超过这个上限。我们的95%上限是在数值模拟的预期水平，这可能表明，在宇宙学冲击注入CR的效率比以前假设的低。

WISDOM Project -- XIII. Feeding molecular gas to the supermassive black hole in the starburst AGN-host galaxy Fairall 49

The mm-Wave Interferometric Survey of Dark Object Masses (WISDOM) is probing supermassive black holes (SMBHs) in galaxies across the Hubble sequence via molecular gas dynamics. We present the first WISDOM study of a luminous infrared galaxy with an active galactic nuclei (AGN): Fairall 49. We use new ALMA observations of the CO(2-1) line with a spatial resolution of about 80 pc together with ancillary HST imaging. We reach the following results: (1) The CO kinematics are well described by a regularly rotating gas disk with a radial inflow motion, suggesting weak feedback on the cold gas from b…

解决星系合并中星暴风的产生

Resolving The Generation of Starburst Winds in Galaxy Mergers

我们研究星系超级风驱动的主要合并，使用PC分辨率模拟与详细的模型，恒星反馈，可以自我一致地遵循GMCs的形成/破坏和风的产生。这些模型包括分子冷却、GMC中高密度恒星的形成、SNe（I&II）的气体再循环和反馈、恒星风和辐射压。我们研究了从类SMC矮星和银河系类似物到z~2星爆盘的系统合并。在所有通道中产生多相超级风，流出率高达~1000 M_sun/yr。然而，风的质量负载效率（流出率除以SFR）与每次合并的孤立星系类似：它更多地取决于整体星系的属性（质量，大小，逃逸速度）而不是合并的动力学状态。风往往是双极或单极，但多个“事件”建立了复杂的形态与重叠，不同方向的气泡/壳在一定范围的半径。风具有复杂的速度和相位结构，材料的速度范围高达~1000 km/s，以及分子，电离和热气的混合物，取决于星系的性质和不同的反馈机制。这些模拟解决了一些“子网格”模型中的问题，其中简单的风处方可以显着抑制合并引起的星爆。但是，尽管在风中有大的质量载荷因子（>~10），峰值SFR与“无风”模拟中的峰值SFR相当。风的加速作用并不相等，因此冷的致密气体仍然可以失去角动量并形成恒星，同时吹出最初不会参与恒星暴增的气体。相当多的风物质并没有被束缚，并在合并后的晚些时候回落到盘上，导致在恒星反馈存在的情况下，星暴后的SFR更高。这可能需要AGN反馈来解释星系淬火。