The star formation history and metal content of the "Green Peas". New detailed GTC-OSIRIS spectrophotometry of three galaxies
我们提出了深宽波段成像和长缝光谱的三个紧凑，低质量的星暴星系在红移z \sim 0.2-0.3，也被称为绿豆（GP）。我们测量电离气体的物理性质，并获得高精度的几个物种的丰度。我们发现，这三个GP显示相对较低的消光，低的氧丰度，和显着高的N/O比，我们还报告在这些星系中的沃尔夫-拉叶星（WR）的检测清晰的签名。我们进行了试点光谱合成研究，使用人口和进化合成模型的组合。他们的输出是在定性协议，强烈建议的形成历史占主导地位的恒星爆发。与WR星的存在一致，这些模型表明，这些GP目前正在经历一次主要的星暴，产生约4%至约20%的恒星质量。然而，正如模型所暗示的那样，它们是古老的星系，在几个Gyr之前形成了大部分恒星质量。通过对其中一个星系的Mg I 5167、5173吸收线的探测，用光谱学方法证实了老星的存在。此外，我们进行了表面测光的基础上HST数据的研究，这表明，这三个星系的低表面亮度包络指数。如果由于恒星的排放，后者是结构上兼容的发光BCD/HII星系的演化主机，这表明GPS是可识别的本地BCD的组装历史中的主要情节。这些结论突出了这些天体作为研究宇宙晚期星系演化实验室的重要性。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation History In Merging Galaxies
众所周知，星系间的相互作用会引发恒星暴增。年轻的大质量星团形成于相互作用的星系和合并可能成为年轻的球状星团。这些星系团的年龄可以提供有关相互作用触发事件发生时间的线索，从而为重建合并星系的恒星形成历史提供重要途径。星系合并的数值模拟可以实现不同的恒星形成规则。例如，取决于气体密度或由冲击触发的恒星形成预测了显着不同的恒星形成历史。为了检验这些模型的有效性，多天体光谱被用来绘制一系列星系合并不同阶段（Arp 256，NGC 7469，NGC 4676，Arp 299，IC 883和NGC 2623）的主体和尾部的年轻星团的年龄。我们发现，随着合并阶段的推进，年龄的累积分布变浅。这一结果表明，集群年龄的趋势作为合并阶段的功能。在NGC 4676中，我们发现两个星团的年龄约为1.7亿年，这表明它们可能是在第一次通过时形成的。它们在潮汐尾中的位置与激波诱导模型预测的恒星形成的空间分布一致。当比较NGC 7252中星团的年龄和空间分布与我们的模型时，我们发现一些星团可能在第一次通过时的瞬发星爆期间形成，正如激波诱导恒星形成的模拟所预测的那样。模拟结果表明，激波诱导机制是恒星形成的重要触发机制，利用星爆形成的星团年龄可以有效地确定合并星系的恒星形成历史。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ACS Nearby Galaxy Survey Treasury VII. The NGC 4214 Starburst and the Effects of Star Formation History on Dwarf Morphology
我们提出了深哈勃太空望远镜宽视场行星相机2（WFPC 2）光学观测作为ACS邻近星系调查金库（ANGST）的一部分，以及早期发布的宽视场相机3（WFC 3）紫外和红外观测附近的矮恒星爆发星系NGC 4214。我们的数据提供了一个详细的例子，说明如何覆盖如此广泛的波长范围，为约束恒星星族的物理性质提供了一个强大的工具。最深的数据达到了M_F814W-0.2的古老红色团块。所有的光学数据达到主序列关闭的恒星年龄小于3亿年，和蓝色的He燃烧序列的恒星年龄小于5亿年。完整的CMD拟合分析表明，我们的数据集中的所有三个领域都与约75%的恒星质量年龄超过8 Gyr相一致，尽管目前的恒星形成率范围很广。因此，我们的研究结果表明，NGC 4214的尺度长度一直保持相对恒定的许多陀螺。正如其他人之前指出的那样，我们还发现该星系最近增加了产量，这与其明亮的紫外线光度及其紫外线明亮的大质量恒星的数量一致。在中心区域，我们发现F336 W亮度为-9.9的UV点源。在恒星演化模型中，这些恒星的亮度与质量至少为52-56 M_sun、年龄接近400万年的恒星相当。假设一个标准的IMF，我们的CMD很好地拟合了1亿年前开始的恒星形成率的增加。这个晚型矮星的恒星星族与NGC 404的恒星族进行了比较，NGC 404是一个早型矮星，也是当地环境中质量最大的星系。晚期型矮星似乎具有类似的高比例的古代恒星，这表明这些主…
2011-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Recent Star Formation History of NGC 5102
我们目前的年轻恒星在NGC 5102，一个附近的气体丰富的后星暴S 0星系与一个明亮的年轻恒星核哈勃太空望远镜测光。我们使用IAC-pop/MinnIAC算法，在NGC 5102的凸起和盘的三个领域，推导出最近的恒星形成历史。在盘场中，最近的恒星形成率单调下降，现在几乎无法探测到，但在核球中，恒星爆发仍在进行中，在过去的2亿年里，它使核球的质量增加了约2%。其他关于NGC 5102恒星形成的研究表明，它大约20%的恒星质量是在过去的Gyr中增加的。如果这是正确的，那么大部分的恒星质量的隆起可能已经形成在这一时期。这颗恒星的形成似乎是由一个富含气体的系统吸积而成的，这个系统的HI质量约为2 x 10^9 Msol，现在几乎已经完全转化为恒星。最近形成的恒星的巨大质量和隆起的蓝色表明，目前正在消退的恒星暴可能对NGC 5102的隆起做出了重大贡献。
2010-01-13 astro-ph.CO
Star formation history and environment of the dwarf galaxy UGCA 92
我们提出了一个定量的恒星形成的历史，附近的矮星系UGCA 92。这颗不规则矮星位于本星系群附近的一个强银河系消光区（IC 342星系群）。用HST/ACS将该星系分解成恒星，包括老红巨星分支。我们建立了一个解析的恒星星族模型，并测量了恒星形成率和金属丰度随时间的变化。主要的恒星形成活动期发生在8 - 14 Gyr前。这些恒星大多贫金属，平均金属丰度[Fe/H] ~ -1.5-2.0 dex。大约84%的恒星质量是在这一事件中形成的。也有迹象表明，最近的恒星形成开始约1.5 Gyr前，并继续到现在。在这一事件中的恒星形成显示出适度的增强，从约2亿年前到3亿年前。这是非常可能的，正在进行的恒星形成期有较高的金属丰度约-0.6-0.3德克斯。UGCA 92通常被认为是星爆星系NGC 1569的伴星。比较UGCA 92和NGC 1569的恒星形成历史，我们发现这两个星系最近的恒星形成事件之间没有因果关系或时间联系。我们认为，NGC 1569的星暴现象与该星系最近的矮邻居无关，也不会影响它们的恒星形成历史。
2012-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The star-formation history of mass-selected galaxies from the VIDEO survey
我们测量恒星形成率（SFR）和特定的SFR（SSFR）的KS选择星系的VIDEO调查堆叠1.4 GHz的甚大阵列数据。我们根据光谱能量分布将样本分为椭圆星系、不规则星系和星爆星系，样本跨度为0 <z <3，恒星质量为10 ** 8.0 <Mstellar/Msol <10 ** 11.5。我们发现，SSFR下降与恒星质量，在协议的“缩小”的范例。我们考虑了SSFR质量斜率对红移的依赖性：对于我们的完整和椭圆样本，斜率是1/2，但对于不规则和星爆样本，斜率与红移无关。对于椭圆星系，SSFR的演化速率随着恒星质量的增加而略有降低，但不规则星系和星暴在恒星质量上共同演化。我们的SSFR作为恒星质量和红移的函数的结果是一致的来自其他无线电堆积测量质量选择的被动和恒星形成的星系，但不一致的半解析模型，往往低估SFR和SSFR产生的。有必要进行更深层次的高分辨率射电观测，例如使用下一代MeerKAT望远镜进行观测，以便在更早的时间探测较低的质量，并允许直接探测，即详细研究单个星系。
2014-01-08 astro-ph.CO
Evolving Starburst Modeling of FIR/sub-mm/mm Line Emission. III. Application to Nearby Luminous Infrared Galaxies
在以前的工作中，我们发现观测到的星暴星系（M 82）的FIR/sub-mm/mm线光谱可以成功地模拟在一个巨大的分子云（GMCs）和壳的合奏的演化方案，这样的研究可以有效地约束年龄（s）或恒星形成的历史的星暴星系。在本文中，我们提出了一个初步的研究使用的模板的合奏不断发展的GMCs/壳，我们开发的M 82。我们应用该模型来代表在一个著名的样本附近的亮红外星系（LIRGs）的星爆演化的各个阶段。通过这种方式，我们试图解释分子激发程度与远红外（FIR）与$^{12}$ CO（或简称CO）光度之比之间的关系，以可能反映其核区域内恒星形成活动演化的不同阶段。
2010-04-23 astro-ph.CO
2D stellar population and gas kinematics of the inner kiloparsec of the post-starburst quasar SDSS J0330-0532
我们利用光学积分场光谱技术绘制了后星暴类星体（PSQ）J 0330 - 0532内部千秒差距的恒星形成历史图，并绘制了其气体和恒星运动学以及气体激发图。PSQs被假设为代表的星系演化的一个阶段，其中恒星的形成最近已经淬火由于反馈的核活动，建议的存在下，后星爆人口的核心。我们发现，在距离核$\approx$ 0.5 kpc的环核环中，老的恒星星族（年龄$\ge$ 2.5 Gyr）在5100 μ m处占主导地位，而后恒星爆发（年龄$\le$ 1亿年，年龄$<$ 2.5 Gyr）和恒星爆发（年龄$<$ 1亿年，年龄$<$ 1亿年）分量在距离核0.5 kpc处占主导地位。通过我们的空间分辨研究，我们在0.26\，kpc内没有发现任何星暴后的恒星星族。另一方面，我们确实在这个区域看到了活动星系核反馈的签名，它没有到达观察到星暴后人口的环核环。因此，我们不支持J 0330 -0532的淬火方案。此外，我们得出的结论是，在较大的孔径光谱（例如，从斯隆数字巡天）的强烈签名的后星爆人口部分是由于年轻和老年组件的组合。根据M $_{\rm BH}-σ_{\rm star}$关系和恒星运动学，我们估计了超大质量黑洞的质量为1.48 $\pm$ 0.66 $\times$ 10 $^7$ M $_\odot$ .
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio studies of galaxy formation: Dense Gas History of the Universe
在厘米到亚毫米波长的线和连续谱研究中，探测器深入到星系形成的最早、最活跃和尘埃遮蔽的阶段，并揭示了分子和冷原子气体。本文综述了射电天文学研究的主要技术，并对射电天文学在星系形成研究中的进展进行了综述。在过去的十年里，主要的工作集中在大质量的，明亮的星暴星系（亚毫米星系和活动星系核宿主星系）。远红外光度约为1 e13 Lsun，表明恒星形成速率大于1 e3 Msun/年。发现分子气藏，分子质量M（H_2）> 1 e10（α/0.8）Msun。这些发光系统中的CO激发比低红移螺旋星系中的CO激发高得多。气体分布和动力学的图像表明强烈的相互作用和合并的星系，表明引力诱导，短时间（~ 1 e7年）的恒星爆发。这些系统对应于一个主要的恒星形成插曲，在大规模的星系在原星系团在中高红移。最近，无线电观测探测了更典型的恒星形成星系人口（SFR ~ 100 Msun/年），在宇宙恒星形成的高峰时期（z ~ 1.5至2.5）。这些观测揭示了没有超恒星爆发的巨大气体库，并表明活跃的恒星形成发生在星系恒星质量的广泛范围内。这种气体中的条件与银河系盘中的条件相当。一个关键的结果是，宇宙中恒星形成的高峰时期也对应于恒星形成星系的重子含量由分子气体而不是恒星主导的时期。我们考虑了追踪宇宙致密气体历史的可能性，并进行了初步的、公认的粗略的计算。删节
2011-05-05 astro-ph.CO
The distance to the C component of I Zw 18 and its star formation history: A probabilistic approach
为了尽可能准确地评估其距离和恒星形成历史，我们分析了极贫金属矮星系Izw 18的C组分的解析恒星星族。特别是，我们旨在回答这个恒星星族是否年轻的问题。我们开发了一种概率方法来分析哈勃太空望远镜高级相机测量获得的高质量光度数据。这种方法给出了一个详细的帐户的各种随机方面的恒星形成。我们对感兴趣的恒星星族进行了两个连续的模型，注意我们的假设如何影响结果。我们发现的C组件的I Zw 18高达27 Mpc，一个显着高于以前的作品中引用的值的距离。我们从观测数据中推断出的恒星形成历史显示了各种有趣的特征：一次持续了大约1500万年的强烈恒星爆发，一次发生在大约1亿年前的较为温和的恒星爆发，两次恒星爆发之间的恒星形成过程是连续的，以及一次可能在1亿年以上的低水平恒星形成事件。所研究的恒星星族的年龄可能约为1.25亿年，尽管不能排除几个Gyr的年龄。此外，几乎所有的恒星都是在最后几百万年形成的。
2009-11-06 astro-ph.CO
Formation of Dense Molecular Gas and Stars at the Circumnuclear Starburst Ring in the Barred Galaxy NGC 7552
我们提出了毫米分子线补充光学观测，随着档案厘米HI和连续数据的重新分析，推断全球动力学和确定致密的分子气体和大质量的恒星优先形成的环核星暴环的棒旋星系NGC 7552。我们发现弥漫的分子气体在一对尘埃带，每个运行沿大规模的银河酒吧，以及在环核星暴环。我们没有在尘埃带中探测到致密的分子气体，但发现这种气体集中在尘埃带与环核星爆环接触的两个结中。当卷积到与致密气体中的图像相同的角分辨率时，环核星暴环的射电连续辐射也表现出两个结，每个结位于致密气体中相邻结的下游。这些结果在性质上与大质量恒星在接触点处由致密气体形成的观点一致，在接触点处，扩散气体沿着尘埃带被引导到环中，然后在接触点下游爆炸为超新星。然而，根据推断的旋转曲线，稠密气体和厘米连续结的各自对之间的传播时间比OB星的寿命短一个数量级。我们讨论了这种差异的可能原因，并得出结论，无论是初始质量函数是头重脚轻或大质量的恒星在环不完全形成在密集的分子气体集中的接触点。
2013-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2013-03-07 astro-ph.CO
A panchromatic analysis of starburst galaxy M82: Probing the dust properties
我们结合近距离星暴星系M82的NUV、光学和红外成像，探讨了星系星际介质中尘埃和超风中尘埃的性质。Swift/UVOT的三个NUV滤波器使我们能够详细探测2175 A凸点周围区域的消光曲线特性。NUV的色-色图强烈地排除了卡尔泽蒂型定律，它既可以反映尘埃性质的内在变化，也可以反映恒星形成历史的内在变化，而恒星爆发则可以很好地用这种衰减定律来代表。我们强调，它主要是在NUV区域，一个标准的牛奶路型法律是首选的卡尔泽蒂法律。这些恒星星族的年龄和尘埃分布与最近4亿年来与M81相遇的情况是一致的。在超风区的NUV和光学颜色的径向梯度支持的假设，即在风锥中的排放是由喷出物中夹带的尘埃颗粒的散射驱动。观察到的波长依赖性揭示了一个晶粒尺寸分布$n(a)\propto a^{-2.5}$，其中$a$是晶粒的大小，或一个平坦的分布与最大尺寸截止，这表明只有小晶粒夹带在超新星驱动的风。
2014-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
From Starburst to Quiescence: Testing AGN feedback in Rapidly Quenching Post-Starburst Galaxies
后星爆是指星系从蓝色星云过渡到红色星云。虽然它们在今天很罕见，但随着时间的推移，它们可能是通往红色序列的重要途径。这项工作使用SDSS，GALEX，和WISE的观测，以确定从星爆的演化序列，完全淬火后的星爆在狭窄的质量范围$\log M(M_\odot) = 10.3-10.7$，并确定“过境”后的星爆这两个群体之间的中间。在这个质量范围内，星系的$\sim 0.3\%$是星爆，$\sim 0.1\%$是熄灭后的星爆，而$\sim 0.5\%$是介于两者之间的过渡类型。凌日后的星暴有恒星的性质，预测快速淬火的星暴和形态特征，已经是典型的早期类型的星系。活动星系核的部分，估计从光学线比，这些后星暴是约3倍高（$\gtrsim 36 \pm 8 \%$）比正常的恒星形成的星系相同的质量，但有一个显着的延迟之间的星暴阶段和核光学活动星系核活动的峰值（中位数年龄差$\gtrsim 200 \pm 100$百万年），与以前的研究。通过比较宽波段近紫外-可见光光度学和星族合成模型，推断了时间延迟。我们还发现，在相同的质量范围内，星暴和后星暴比正常的恒星形成星系更明显地被尘埃遮蔽。关于星暴阶段的$20\%$和星暴后凌日阶段的$15\%$都可以被归类为“尘埃遮蔽星系”（DOG），而正常星系中只有$0.8\%$是DOG.星暴阶段和活动星系核活动之间的时间延迟表明活动星系核在星暴的初始猝灭中并不起主要…
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shaken, Not Stirred: The Disrupted Disk of the Starburst Galaxy NGC 253
使用CFHT WIRCam获得的近红外图像用于研究附近的玉夫座星系团螺旋NGC 253的近期历史。星盘中恒星的分布是不平衡的，在这个意义上，在距星系中心10至20 kpc的星盘东北部的AGB星的投影密度比星系对面高约0.5 dex。除了中心的2 kpc，盘的东北部分似乎是过去0.1 Gyr期间银河系中恒星形成活动最高水平的地方。弥散的恒星结构被发现在盘的外围，其中最突出的是在星系的南部和东部。明亮的AGB星在盘面上方15 kpc处被探测到，它们是弥散分布的扁平面外部分的一部分。观测光度函数和模型光度函数之间的比较表明，平面外区域包含在宇宙大部分年龄形成的恒星。这表明NGC 253的盘被一次潮汐遇到一个现已不复存在的伴星所破坏。最年轻的星外行星的年龄表明，产生星外行星的事件，并可能导致星暴，发生在过去的~ 0.2 Gyr。
2010-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The starburst-AGN connection: the role of young stellar populations in fueling supermassive black holes
追踪环核区（CNR）的恒星形成历史是理解恒星暴增与活动星系核联系的关键一步。然而，明亮的核心比整个宿主星系更亮，这阻碍了对I型活动星系核周围CNR的恒星星族的分析。中央环面对星系核的遮蔽为研究活动星系核宿主星系的恒星星族提供了一个独特的机会。我们收集了斯隆数字巡天第四版数据中的10848个红移范围为$0.03\le z\le 0.08$的II型活动星系核样本，并测量了过去1亿年中中心$\sim1-2$ kpc的平均比恒星形成率（SSFR）。我们发现中央黑洞（BH）的爱丁顿比（$λ$）和平均SSFR之间存在紧密的相关性，强烈暗示超新星爆炸（SNexp）在气体向星系中心的运输中发挥了作用。我们概述了一个模型，这种连接占SNexp的CNRs的动态中的作用。在我们的模型中，由SNexp激发的湍流的粘性增强，因此角动量可以有效地传输，驱动流入星系中心。我们的模型解释了观测到的$λ\propto \rm SSFR^{1.5-2.0}$关系，表明活动星系核是由CNRs中的SNexp触发的。
2009-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The total infrared luminosity may significantly overestimate the star formation rate of recently quenched galaxies
总红外光度对于估计星系的恒星形成率（SFR）非常有用，但将红外光度转换为SFR依赖于不适用于所有星系的假设。我们测试的有效性的红外光度作为SFR指标，通过将其应用到合成光谱能量分布产生的三维流体动力学模拟孤立盘星系和星系合并。一般来说，从红外光度推断的SFR与模拟星系的真实瞬时SFR吻合得很好。然而，对于一个强大的星暴诱导的主要合并，从红外光度推断的SFR可以高估的瞬时SFR在后星暴阶段由大于两个数量级。即使瞬时SFR在星暴后迅速下降，在星暴中形成的恒星仍然被尘埃遮蔽，从而产生显著的红外光度。因此，使用红外光度作为SFR指标可能会导致一个结论，即星暴后的星系仍然是恒星形成，而在现实中，恒星形成最近淬火。
2014-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolved photometry of Young Massive Clusters in the starburst galaxy NGC 4214
我们提出了深高分辨率成像的结果与ACS/HRC@HST在附近的星暴星系NGC 4214的最活跃的区域。我们解决了恒星星族的五个年轻的大规模集群和他们周围的银河场。该地区的恒星形成历史的特点是在过去的5亿年内发生了两次主要的爆发，最古老的一次爆发所覆盖的区域比最近一次爆发所覆盖的区域要大。对分析的星系团得出的年龄范围在6.4<log（t/yr）<8.1之间，与最近基于积分光度学的分析预测的年龄一致。年轻的协会和周围的领域人口与年龄相似的质量之间的比较表明，高的团簇形成效率（伽玛~33%），降低时，考虑老年人口。主集合体的质量函数被发现比Salpeter（1955）定律稍平坦，并带有质量分离的暗示。我们在两个年轻的（log（t/yr）<6.8）星协中没有发现多个恒星星族的清晰特征，我们能够分辨出它们的最里面的区域。三个星团的质量和大小表明，其中至少有一个可能演化为类似球状星团的结构。
2013-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling relations of metallicity, stellar mass, and star formation rate in metal-poor starbursts: II. Theoretical models
金属丰度（O/H）、恒星形成率（SFR）和恒星质量的标度关系为星系演化提供了重要的见解。它们被本宇宙中的大多数星系所遵守，并且在高红移。在另一篇配套论文中，我们收集了约1100个星系的样本，这些星系的红移从0到3，金属丰度几乎跨越了两个数量级，是SFR的$\sim10^6$倍，恒星质量约为10^5倍。我们的特点是经验的恒星形成的“主序列”（SFMS）和质量-金属丰度关系（MZR）为这个样本，还确定了一类低金属丰度的恒星爆发，罕见的本地，但更常见的在遥远的宇宙。这些星系偏离显着的主要标度关系，高SFR和低金属含量为一个给定的M*。在本文中，我们的标度关系模型，并解释这些偏差，他们与一组多相化学演化模型的基础上的想法，独立的红移，初始物理条件在星系的演化历史可以决定其位置的标度关系。我们的模型能够成功地再现O/H，M*，和SFR标度关系到z~3，也成功地预测分子云分数作为恒星质量的函数。这些结果表明，标度关系是由不同的恒星形成模式：一个“主动”的星爆模式，更常见的高红移，和一个静态的“被动”模式，是占主导地位的本地和管理的主要趋势。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
WISDOM Project -- XIII. Feeding molecular gas to the supermassive black hole in the starburst AGN-host galaxy Fairall 49
暗天体质量的毫米波干涉测量（WISDOM）正在通过分子气体动力学探测哈勃序列中星系中的超大质量黑洞。我们提出了第一个WISDOM研究的亮红外星系与活动星系核（AGN）：费尔奥尔49。我们使用新的ALMA观测CO（2-1）线的空间分辨率约为80 pc的辅助HST成像。结果表明：（1）CO的运动学可以很好地描述为一个规则旋转的径向流入的气体盘，说明活动星系核和星暴活动对冷气体的反馈都很弱;（2）动态推断的SMBH质量为1.6 +/- 0.4（rnd）+/- 0.8（sys）x 10^8 Msun，假设我们已经精确地减去了活动星系核和星暴光的贡献，它们的光度约为10^9 Lsun;（3）SMBH质量与SMBH-恒星质量关系一致，但比以前根据X射线变化估计的高出约50倍;（4）分子气体质量比采用银河系CO-H_2转换因子（X_CO）计算的结果小30倍，表明X_CO值较低;（5）分子气体流入速率随半径增加而稳定增加，可能高达5 Msun/yr。这项工作突出了使用高分辨率CO数据估计，除了SMBH质量，X_CO因子和气体流入率在附近的星系的潜力。
2022-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Post-starburst Tidal Tails in the Archetypical Ultra Luminous Infrared Galaxy Arp 220
我们提出了我们的新的深光学成像和长缝光谱的Arp 220，这是在本地宇宙的原型ULIRG。我们灵敏的Ha成像新揭示了大规模的Ha吸收，即，在这次合并中，我们发现了两个恒星爆发后的区域;一个是在东部的超级气泡中发现的，另一个是在我们的深层光学成像中清晰可见的两个潮汐尾巴中。东部气泡的Ha吸收区大小为5 kpc × 7.5kpc，观测到的Ha等效宽度为~ 2A +-0.2A。北部和南部的吸收潮尾的大小分别为~5 kpc x 10 kpc和~6 kpc x 20 kpc。观察到的Ha等效宽度范围为4 A至7 A。为了解释两个星暴后的尾巴的存在，我们提出了一个可能的Arp 220的多重合并方案，其中两个星暴后的盘状结构合并成一个，然后导致了两个尾巴。这表明Arp 220是一个由四个或更多星系组成的多重合并系统，起源于一个紧凑的星系群。考虑到我们的新结果，我们讨论了Arp 220最后1 Gyr的恒星形成历史。
2012-05-02 astro-ph.CO
Starbursts and High-Redshift Galaxies are Radioactive: High Abundances of $^{26}$Al and Other Short Lived Radionuclides
像$^{26}$ Al这样的短寿命放射性核素（SLR）是由大质量恒星合成的，是恒星形成的副产品。恒星形成星系的气体中SLR的丰度与气体消耗时间成反比。正常星系的比恒星形成率（SSFR）的快速演化意味着它们在z = 2时的平均SLR丰度高出3- 10倍。在太阳系形成时期，如果大质量恒星的SLR产额不依赖于金属丰度，银河系的背景SLR丰度高达目前的两倍。如果SLR在星系气体中是均匀的，正常星系的高SSFR可以部分解释早期太阳系中$^{60}$ Fe和$^{26}$ Al等SLR丰度的升高。星暴星系仍然有更高的SSFR，并且有巨大的$^{26}$ Al平均丰度（$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al ~ $10^{-3}$代表太阳金属丰度气体）。主要的不确定性是SLR是否与恒星形成的分子气体混合：它们可能被困在高温气体中并在进入较冷的阶段之前衰变，或者被星暴风吹走。我认为如何在恒星形成率的变化影响的SLR丰度，我讨论如何SLR运输可能会有所不同，在这些星系。恒星爆发增强的$^{26}$ Al可能保持中等的电离率（$10^{-18}$ -- $10^{-17}$ s $^{-1}$），可能在没有被宇宙射线穿透的稠密云层中占主导地位。类似的电离率将保持在恒星爆发的原行星盘中，如果SLR混合良好，星子的辐射加热同样会高得多。通过这种方式，星系演化可以影响行星系统的地质历史。
2014-05-03 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
The star formation history and chemical evolution of star forming galaxies in the nearby universe
我们测定了SDSS DR 7中122751个SFG样品的O/H和N/O。对于所有这些星系，我们也确定了它们的形态和SFH使用代码星光。化学丰度与SFH的比较使我们能够以与它们的恒星星族和形态的形成相一致的方式来描述附近宇宙（z < 0.25）的化学演化。在我们的样品中，45%的SFG显示出相对于其金属丰度的氮丰度过剩。我们还发现这种过剩伴随着氧气的缺乏，这表明这可能是有效的星暴风的结果。然而，我们没有发现富氮和贫氮SFG的恒星形成模式的差异。我们的分析表明，它们都是通过在几个Gyr周期内连续的恒星形成爆发来形成恒星的。因此，产生这些星系之间化学差异的似乎是爆发的强度：具有过量氮的星系是那些目前正在经历更强烈爆发的星系，或者在过去经历过更强烈爆发的星系。我们还发现了化学演化过程与星系形成相关的证据：氮过量的星系比没有过量的星系质量更大，有更多的大规模凸起和更早的形态。作为一种可能的解释，我们提出，与星暴风一致的金属损失发生在星系形成期间，当时它们的势阱仍在建立，因此比今天弱，使星暴风更有效，与星系的最终质量无关。与这种解释非常一致，我们也发现了与缩小一致的证据，根据这些证据，更大质量的SFG在质量较小的SFG之前形成。
2012-06-05 astro-ph.CO
Star formation in galaxy mergers: ISM turbulence, dense gas excess, and scaling relations for disks and starbusts
星系的相互作用和合并在星系的恒星形成历史中扮演着重要的角色，但仍然存在争议和知之甚少。数值和理论模型还不能解释合并引起的星爆的主要性质，包括它们的强度和空间范围。通常，并合引发的星暴的机制是一个全球性的气体流入中央kpc，导致核星暴。在这里，我们表明，使用高分辨率AMR模拟和比较的气体成分的合并观察，触发的星爆也导致增加ISM湍流和速度色散的相互作用系统。这就形成了比静止的盘状星系密度更大、质量更大的冷气体。稠密冷气体的比例大幅增加，改变了这些系统的全球密度分布，并导致有效的恒星形成。由于恒星爆发活动不仅来自于气体的全球压缩到更高的平均表面密度，而且来自于更高的湍流和破碎成巨大而致密的云，合并系统可以进入与静止盘星系不同的恒星形成状态。这与最近的观测结果相一致，表明盘星系和恒星爆发系统不是单一制度的低活动端和高活动端，而是实际上遵循不同的恒星形成比例关系。
2010-12-23 astro-ph.CO
Spatially resolved gas and stellar kinematics in compact starburst galaxies
星系的运动学提供了宝贵的见解，在其物理和组装的历史。动能不仅受引力势的影响，还受合并事件和恒星反馈过程（如恒星风和超新星爆炸）的影响。目标。我们的目标是确定什么支配的运动学在SDSS选择附近的星爆星系的样本，通过获得空间分辨的气体和恒星运动学的测量。利用VLT/SINFONI获得了15个致密星暴星系的近红外积分场K带光谱。我们推导出集成以及空间分辨恒星和气体运动学。恒星运动学是由CO的吸收带导出的，气体运动学则采用Pa $α$和Br $γ$的发射线。基于综合光谱，我们发现，大多数星系的气体和恒星的速度色散是可比的。一个空间分辨的比较显示，偏离的六个星系显示出膨胀或恒星反馈的证据。根据两个星系的双峰发射线，可以确定这两个星系是合并的。在我们的样本中，我们发现旋转速度与速度色散的比值（vrot/ $σ$）和恒星形成率表面密度之间存在负相关。我们提出了一个方案，其中的星系的全球运动学是由引力不稳定性，影响恒星和气体。这一过程可能由合并或增生事件驱动。恒星反馈对电离气体的影响更加局部化，只有在空间分辨分析中才能检测到。即使星系不能在空间上分辨，从速度色散中得到的质量也提供了一个可靠的质量。本文所用的方法适用于下一代红外聚焦望远镜（JWST，ELT）对低、高红移星系的观测。
2022-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2013-04-23 astro-ph.CO
Star Formation History at the Centers of Lenticular Galaxies with Bars and Purely Exponential Outer Disks from SAURON Data
利用从开放的艾萨克·牛顿组档案中检索到的SAURON积分场摄谱仪的数据，我们研究了一个具有棒和单指数外星盘的透镜星系样本中心区域的恒星星族特性。我们已经检测到化学解耦的紧凑的恒星核的金属丰度的两倍，恒星星族在八个星系的七个凸起。第八个星系的中心正在发生一次星暴，我们未能从它的光谱中确定恒星星族的性质。发现的化学解耦核的平均恒星年龄范围从1到11 Gyr。讨论了退耦核和透镜星系作为一个整体的起源方案。
2010-12-28 astro-ph.CO
Dynamics of Starbursting Dwarf Galaxies. II. UGC 4483
UGC 4483是一个邻近的蓝色致密矮星系（BCD）。HST观测已经将星系分解为单颗恒星，这导致了它的恒星形成历史的推导和对恒星质量的直接估计。我们分析了21厘米线的VLA观测档案，发现UGC 4483有一个陡峭上升的旋转曲线，它在外部以约20 km/s的速度旋转。也可能存在~5 km/s的径向运动。据我们所知，UGC 4483是具有差动旋转HI盘的质量最低的星系。旋转曲线的陡峭上升表明有一个强烈的中心质量集中。我们已经建立了质量模型，利用恒星质量的HST信息来打破盘晕简并：在2.2盘尺度长度下，老恒星贡献了观测到的旋转速度的约50 $%$。重子（气体和恒星）构成了总动力学质量的重要部分。这些与典型的矮不规则星系（dIrrs）有着显著的不同，后者通常具有缓慢上升的旋转曲线，并且被认为完全由暗物质控制。BCDs似乎是不同的非恒星爆发dIrrs在其HI和恒星的分布和内部动力学。它们的高中心表面亮度和高中心HI密度对应着强的中心旋转速度梯度。这说明星暴与引力势和气体浓度密切相关。我们讨论了我们的研究结果对BCD的祖细胞/后代的属性的影响。
2014-04-24 astro-ph.CO
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。
2012-05-11 astro-ph.CO
The evolution of AGN across cosmic time: what is downsizing?
利用星系和黑洞（BH）形成演化的耦合模型，研究了冷暗物质宇宙中活动星系核（AGN）的演化。该模型预测了黑洞的质量、自旋和质量吸积历史。黑洞质量的增长是通过吸积（由圆盘变得动态不稳定或星系合并引发）（称为星爆模式）和吸积（由准流体静力学热气晕引发）（称为热晕模式）。在较宽的红移范围内（0<z<6），考虑活动星系核的遮蔽，我们得到了与观测到的活动星系核的光度函数（光学、软、硬X射线和辐射热）非常好的拟合。该模型预测了BH质量的分层建立，随着红移的减小，活跃生长的BH的典型质量增加。值得注意的是，尽管如此，我们发现缩小的活动星系核人口，在不同的增长与红移的空间密度的暗淡和明亮的活动星系核。这是恒星暴和热晕吸积模式之间相互作用的结果。LF的暗端主要是由大规模的BH经历静态吸积通过厚盘，主要是在热晕模式。另一方面，LF的亮端由活动星系核主导，活动星系核在星暴模式期间吸积接近或超过爱丁顿极限。该模型预测活动星系核的共动空间密度在z~3处达到峰值，与恒星形成历史相似。但当考虑暗度时，暗活动星系核的空间密度峰值位于红移较低的位置（z<2），而亮活动星系核的空间密度峰值位于红移较低的位置（z~2-3）。这意味着活动星系核的宇宙演化在一定程度上是由遮蔽作用形成的。
2010-11-23 astro-ph.CO
