The Origin of the 4.5 micron Excess from Dwarf Galaxies
矮星系往往比螺旋星系有更红的[3.6微米] - [4.5微米]斯皮策宽带颜色。为了研究这种效应，对于一个大样本的矮星系，我们结合斯皮策通量与其他波长的数据，并比较人口合成模型。金属丰度较低的系统平均颜色较红[3.6] - [4.5]，但分散性很大。观测到的[3.6] - [4.5]颜色范围太大，不能仅仅用年龄或金属丰度差异引起的恒星颜色变化来解释;星际效应也有一定的贡献。对于最红的系统，4.5微米的光度可能不是恒星质量的良好示踪剂。我们确定了三个因素，使这种颜色变红的侏儒。首先，在某些系统中，强Br-α发射对4.5微米发射有显著贡献。第二，在某些情况下，高的光学深度会导致斯皮策波段的星光强烈变红。第三，在某些星系中，星云连续体主导着4.5微米的流量，在极端情况下，也是3.6微米的流量。在较低的金属丰度系统中，较硬的紫外辐射场产生更多的红外气体连续谱和更多的Br-α/恒星形成率。这三个因素的结合可以解释我们的样本星系中4.5微米的过量，因此没有必要援引热尘埃对4.5微米波段的主要贡献。然而，考虑到不确定性，我们不能完全排除4.5微米的热尘排放。需要在3 - 5微米范围内进行更多的光谱观测来解开这些影响。
2009-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calibration of [O IV] 26 micron as a Measure of Intrinsic AGN Luminosity
我们比较[O IV] 25.89微米的发射线光度非常硬（10-200千电子伏）的X射线雨燕，积分，和BeppoSAX的一个完整的样本89塞弗特从修订后的Shapley-艾姆斯样本。使用Seyfert 1 s，我们校准[O IV]作为活动星系核内禀光度的测量，特别是在高遮蔽环境中使用。有了这个校准，我们测量的平均递减14-195 keV的X射线[O IV]光度比塞弗特2s相比，类型1 s。我们发现塞弗特2s的衰减量为3.1 ± 0.8，已知康普顿厚度的塞弗特2s的衰减量为5.0 ± 2.7。这些递减意味着柱密度分别约为log N（H）=24.6和24.7 cm^-2。因此，我们推断，平均塞弗特2是更高度模糊和本质上更明亮的比将推断，甚至从非常硬的X射线。我们证明了两个应用程序的硬X射线[O IV]比。我们测量了非常模糊的NGC 1068的柱密度，log N（H）=25.3-25.4 cm^-2。最后，通过比较[O IV]光度的总红外光度的12个明亮的超亮红外星系，我们发现，四个有实质性的活动星系核的贡献。
2009-05-18 astro-ph.CO
Variation of Mid and Far-IR Luminosities among Early-Type Galaxies: Relation to Stellar Metallicity and Cold Dust
从早期星系到晚期星系的哈勃形态序列对应于特定恒星形成速率的增加。哈勃序列也遵循24和70微米光度之间的香蕉形相关性，两者都用K波段光度归一化。我们发现，这种相关性显着收紧，如果中央AGN发射的星系被删除，但在24和70微米光度的椭圆星系的宇宙散射仍然显着沿相关性。我们发现，24微米之间的椭圆形的变化与恒星的金属丰度，反映从热尘埃在风中的渐近巨大的分支恒星的不同金属丰度的排放。椭圆星系的红外表面亮度变化表明K - 24的颜色轮廓是U形的，原因尚不清楚。在某些椭圆星系中，发射70和160微米的冷星际尘埃可能来自最近的富含气体的合并。然而，我们认为，大部分的70微米的光度在椭圆星系的大范围是由于尘埃从星系核（目前红外安静）活动星系核的反馈事件。由于尘埃冷却的恒星质量损失，较冷的尘埃气体自然地聚集在椭圆星系的核心，并可能吸积到中心的黑洞上，释放能量。活动星系核加热的气体可以将核心5-10千秒差距的尘埃输送到热气体大气中，在那里它辐射出70微米的辐射，但最终被溅射破坏。这一点，以及一些温和的恒星形成，定义了一个尘埃产生和毁灭的循环。椭圆星系在香蕉图中显然经历了大的瞬态漂移，其时间相当于溅射时间或活动星系核的占空比，1000万年。通常被认为是被动的，椭圆星系是最活跃的星系在红外颜色-颜色相关。
2013-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Surveying the Agents of Galaxy Evolution in the Tidally-Stripped, Low Metallicity Small Magellanic Cloud (SAGE-SMC). I. Overview
小麦哲伦云（SMC）提供了一个独特的实验室，研究尘埃的生命周期，因为它的金属含量低（~1/5太阳）和相对接近（~60千秒差距）。这激发了SAGE-SMC（在潮汐剥离的低金属量小麦哲伦云中调查星系演化的因素）斯皮策遗产计划，其具体目标是研究当前星际介质中的尘埃数量和类型，演化恒星风中的尘埃来源，以及恒星形成过程中消耗了多少尘埃。该程序映射了整个SMC（30 sq.（摄氏度）包括身体，翅膀和尾巴在7个波段从3.6到160微米使用IRAC和MIPS仪器斯皮策太空望远镜。数据被简化，镶嵌，点源测量使用定制的例程特定的大型调查。我们已经向社区提供了由此产生的马赛克和点源目录。SMC的红外颜色与其他邻近星系的红外颜色相比，8微米/24微米的比例略低，70微米/160微米的比例略高于平均值。全球红外光谱能量分布显示，SMC的芳烃发射/PAH（多环芳烃）丰度比大多数邻近星系低3倍。给出了不同渐近巨星分支星的红外色星等分布图和年轻恒星的位置。最后，HII/恒星形成区的平均光谱能量分布（SED）进行了比较，相当于大麦云平均HII/恒星形成区SED。这些初步结果在配套文件中详细扩展。
2011-07-21 astro-ph.CO
Color and Stellar Population Gradients in Passively Evolving Galaxies at z~2 from HST/WFC3 Deep Imaging in the Hubble Ultra Deep Field
我们报道了利用HST ACS和WFC 3/IR图像在HUDF中识别的6个大质量（恒星质量> 10 ^{10} M_{sun}）和被动演化（比SFR <10 ^{-11}/yr）星系中的颜色梯度的探测。在匹配不同的PSF之后，我们在同心环中获得了颜色图和多波段光学/近红外光度学（BVizYJH），从最小的分辨径向（~1.7 kpc）到H波段有效半径的几倍。我们发现这些星系的内部区域比外部区域具有更红的静止框架UV-光学颜色。颜色梯度的斜率温和地取决于整体的尘埃遮蔽和静止帧（U-V）颜色，更模糊或更红的星系具有更陡峭的颜色梯度。z~2颜色梯度也比局部早期类型的颜色梯度陡。单一参数（年龄、灭绝或金属丰度）的梯度不能完全解释观察到的颜色梯度。拟合空间分辨的HST七波段测光恒星星族合成模型，我们发现，无论假设的金属丰度梯度，红色的星系内部区域比蓝色的外部区域有略高的尘埃遮蔽，虽然大小取决于假设的消光定律。导出的年龄梯度取决于金属丰度梯度的假设。我们讨论了这些星系的形成和演化的金属丰度梯度的一些假设的影响。我们发现从z~2到z~0的质量-尺寸关系的演化不是由原位扩展恒星形成驱动的，这意味着吸积或合并是主要的演化原因。颜色梯度和恒星质量之间缺乏相关性，这与单块坍缩所预测的金属丰度梯度相矛盾，单块坍缩需要大量的主要合并才能演变成z~0处观察到的情况。（节录）
2011-05-05 astro-ph.CO
Radio stacking reveals evidence for star formation in the host galaxies of X-ray selected active galactic nuclei at z<1
核星爆可能对活动星系核（AGN）的遮蔽有贡献。预测的恒星形成率是适度的，并且，对于在z < 1处形成X射线背景的被遮蔽的活动星系核，相关的微弱无线电发射刚好超出最深巡天的灵敏度极限。在这里，我们通过研究359个X射线选定的活动星系核的样本，在z < 1的COSMOS领域，目前的无线电调查没有检测到的恒星形成的水平。活动星系核根据红移、X射线光度、暗度和中红外特征被分成若干个区域。活动星系核对射电通量密度贡献的估计值从每个射电图像中减去，然后将图像叠加以揭示任何剩余的微弱射电通量密度。在堆叠的无线电图像中，所有包含24个微米检测到的活动星系核的箱都被检测到信噪比> 3西格玛。相比之下，在24微米处未检测到的活动星系核在所得到的叠加射电图像中未被检测到。这一结果提供了强有力的证据，表明叠加的无线电信号可能与恒星形成有关。从射电叠加得到的恒星形成率估计从每年3个太阳质量到每年29个太阳质量不等。虽然不可能将射电辐射与宿主星系的特定区域联系起来，但这些结果与AGN宿主星系中核星爆盘的预测是一致的。
2011-10-05 astro-ph.CO
GOODS-Herschel Measurements of the Dust Attenuation of Typical Star-Forming Galaxies at High Redshift: Observations of UV-Selected Galaxies at z~2
我们利用赫歇尔在100和160微米的灵敏度和分辨率直接成像的热尘埃排放和调查的红外光度，L（IR），和典型的恒星形成（L*）星系在高红移尘埃遮蔽。我们的样本由146个在GOODS-North场中光谱红移为1.5<z<2.6的紫外选择星系组成。补充深甚大阵列（VLA）和斯皮策成像，我们在24，100和160微米，和1.4 GHz的这些星系的位置构建中值堆栈。这些叠加通量与各种尘埃模板和刻度的比较表明，在z~2处紫外光度L（UV）> 1 e10 Lsun的典型恒星形成星系是亮红外星系（LIRGs），中值L（IR）=（2.2+/-0.3 e11 Lsun）。1.5<z<2.6的典型星系的尘埃遮蔽中位数L（IR）/L（UV）= 7.1+/-1.1，这对应于尘埃校正因子，需要从未遮蔽的UV SFR中恢复热恒星形成率（SFR）5.2+/-0.6。这一结果与之前对同一星系的紫外线、H-α、24微米、射电和X射线特性的研究所推断的结果相似。堆积在箱子的紫外线斜率意味着L* 星系的红色光谱斜率也dustier，和紫外线斜率和尘埃之间的相关性是类似的本地星爆星系。因此，休息帧30和50微米通量验证平均使用本地紫外线衰减曲线恢复典型的恒星形成星系在高红移的尘埃衰减。在最简单的解释中，本地和高红移紫外线衰减曲线之间的协议表明，在过去的100亿年中，星爆星系的尘埃生产和恒星和尘埃几何形状的相似性。
2011-07-13 astro-ph.CO
Mid-infrared colour gradients and the colour-magnitude relation in Virgo early-type galaxies
我们利用4 ~ 16微米的Spitzer成像和2.2微米的近红外数据，研究了室女星系团中早型星系样品的中红外辐射的性质和分布。这些数据使我们能够有信心地得出结论，被动ETG中16微米的发射是恒星起源的，与以前的工作一致，得出结论认为过量的中红外发射来自演化的AGB恒星周围的尘埃包层。几乎没有证据表明，中红外发射的一个未解决的中心组成部分，可能会出现在一个尘埃环面的存在下，与低光度活动星系核。尽管如此，我们发现16微米的发射比近红外发射更集中，这意味着径向恒星星族梯度。通过与来自光学波长研究的独立证据进行比较，我们得出结论，随着半径的增加而下降的金属丰度是所观察到的梯度的主要驱动力。我们还绘制了中红外色星等图，并结合后发座星系团的类似工作，定义了K波段绝对星等从-26到-19的色星等关系。由于质量和年龄之间的相关性将产生与所观察到的相反意义上的梯度的关系，我们得出结论，该关系反映了这样一个事实，即较低质量的被动ETG也具有较低的平均金属丰度。因此，颜色-强度关系是由金属性效应驱动的。与昏迷中发现的情况相反，我们没有发现任何物体具有相对于颜色-星等关系的16微米发光。虽然在这两个星系团中探测到的质量范围几乎没有重叠，但这可能表明，可观测到的“复兴”事件仅限于中等质量的天体。
2010-11-26 astro-ph.CO
The Calibration of Star Formation Rate Indicators for WISE 22 Micron Selected Galaxies in the SDSS
研究了宽视场红外巡天探测器（WISE）22 μm选定的Sloan数字巡天中0.01 < z < 0.3的恒星形成星系的恒星形成率（SFR）指标。使用消光校正的Hα光度和总红外光度作为参考SFR估计值，我们校准了WISE中红外（MIR）相关SFR指标。12 μ m和22 μm单色光度与参考SFR估计值相关良好，但倾向于低估贫金属星系的SFR（低于太阳金属丰度），与以前的研究一致。我们使用观测到的Hα和WISE MIR光度的线性组合来估计SFR，从而减轻了这种金属丰度依赖性。该组合提供了稳健的SFR测量，如Kennicutt等人（2009）应用于Spitzer数据。然而，我们发现LH α（obs）+aLMIR中的系数a随着SFR的增加而增加，并且表明观测到的Hα和MIR光度的非线性组合给出了最好的SFR估计，具有小的散射和对物理参数的依赖性。这种结合Hα和MIR光度进行SFR估算的方法首次应用于WISE数据。我们利用WISE数据提供了几种适用于0.1 <~ SFR（M_sun yr^-1）<~ 100星系的SFR配方。
2013-07-15 astro-ph.CO
Total Infrared Luminosity Estimation of Resolved and Unresolved Galaxies
来自星系的总红外（TIR）光度可以用来研究恒星形成和尘埃物理。我们在这里提供了新的关系，估计TIR光度从各种斯皮策波段，特别是从8微米和24微米波段。为了做到这一点，我们使用了斯皮策红外邻近星系巡天（SINGS）中的一个邻近正面螺旋星系子样本中的45”子区域，这些星系具有已知的氧丰度，以及来自SINGS、本地体积遗产巡天（LVL）和Engelbracht等人（2008）样本的综合星系数据。考虑到氧丰度的分区，恒星形成率的强度，并在8微米的多环芳烃的相对排放量，在24微米的温暖的尘埃和冷尘埃在70微米和160微米，我们推导出新的关系，估计TIR光度从斯皮策波段的一个或两个。我们还指出，当从两个波段估算TIR光度时，特别是当无法获得24微米以上的数据时，必须考虑金属丰度和恒星形成强度。
2010-03-06 astro-ph.CO
Properties of free-free, dust, and CO emissions in the starbursts of blue compact dwarf galaxies
用亚毫米阵列（SMA）在340 GHz（880微米）波段以5角秒的分辨率观测了三个蓝色致密矮星系（He 2-10，NGC 5253和II Zw 40）的中心恒星形成区。在所有这些星系中都探测到了与中央恒星形成复合体有关的连续辐射。SMA 880微米通量分解为自由自由发射和粉尘发射通过使用厘米波长的数据在文献中。我们发现，在这三个星系的中央星爆中，自由-自由辐射贡献了一半或更多的SMA 880微米通量。尽管在880微米处的自由-自由发射占主导地位，但中心恒星形成区域的无线电-远红外（FIR）比并不明显高于整个系统的无线电-远红外（FIR）比，显示了无线电-FIR关系的鲁棒性。基于无线电FIR关系的鲁棒性，我们认为，在880微米的发射自由-自由的分数是由尘埃温度调节。我们还分析了CO（J = 3- 2）排放数据。我们发现CO是太阳-金属丰度天体He 2-10中总气体质量的一个很好的示踪剂。低金属量的天体，NGC 5253和II Zw 40，具有明显的高恒星形成效率，然而，这可能是在低金属量环境中CO显著解离的人工制品。我们还指出了一个潜在的低估的尘埃质量，因为尘埃跟踪的排放是偏向于最明亮的高温区域，特别是当一个系统主机的致密恒星形成区域的尘埃温度高。
2012-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of luminosity function and obscuration of AGN: connecting X-ray and Infrared
本文详细比较了活动星系核（AGN）2-10 keV硬X射线和红外（IR）光度函数（LF）。基于辐射转移和光电离程序CLOUDY，采用一个简单但经过验证的环面模型对活动星系核的复合X射线-红外光谱能量分布（SED）进行了模拟，该模型用于连接硬X射线LF（HXLF）和红外LF（IRLF）。本文讨论了2-10 keV HXLF演化的四个观测结果和活动星系核第二型部分（$f_2$）的六个演化模型。从HXLF中预测了总的、未遮蔽的1型和遮蔽的2型活动星系核的8.0和15 \micron LF，然后与现有的测量结果进行了比较。我们发现，从HXLF预测的IRLF往往低估了最红外发光活动星系核的数量。这与HXLF和$f_2$的选择无关，对于最近测量的HXLF甚至更明显。我们发现，当适当考虑UV到X射线的斜率$α_{\mathrm{ox}}$和UV光度$L_{\rm UV}$之间的关系时，可以在很大程度上解决HXLF和IRLF之间的差异。我们还讨论了造成这种差异的其他可能的解释，如康普顿厚度活动星系核的布居数缺失以及宿主恒星形成对中红外辐射的贡献。同时，我们发现，如果假设类星体和Seyfers的遮蔽机制不同，则活动星系核的HXLF和IRLF可能更加一致，这与它们不同的触发和加燃料机制相对应。对活动星系核IRLF的更精确的测量，特别是在更小的红移区间上的测量，以及与1型和2型IRLF的更精确的分离，对…
2012-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting the Mass Step: Environmental Dependence of Type Ia Supernovae in Low-Metallicity Host Galaxies
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Baylor University（贝勒大学）
本研究重新审视Ia型超新星的光度-质量关系，发现低金属licity环境可能影响其标准化亮度。
2025-12-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
Direct Oxygen Abundances for Low Luminosity LVL Galaxies
本文介绍了对LVL中42个低光度星系HII区的MMT光谱观测。对于31个星系，我们测量的温度敏感的[O III]线的强度为4西格玛或更大，从而确定直接的氧丰度。我们的研究结果提供了19个星系的氧丰度的第一个直接估计。氧丰度与B波段和4.5微米光度和恒星质量进行了比较，以表征低光度下的光度-金属丰度（L-Z）和质量-金属丰度（M-Z）关系。我们提出并分析了一个“组合选择”的样品组成的38个对象（从我们的母样本和文献）与直接的氧丰度和可靠的距离测定（TRGB或Ceph）。B带和4.5 μ m的L-Z关系为12+log（O/H）=（6.27+/-0.21）+（-0.11+/-0.01）M_B和12+log（O/H）=（6.10+/-0.21）+（-0.10+/-0.01）M_[4.5]（σ =0.15和0.14）。对于该样品，我们推导出12+log（O/H）=（5.61+/-0.24）+（0.29+/-0.03）log（M*）的M-Z关系，这与先前的研究一致;然而，离散度（σ =0.15）并不显著低于L-Z关系。由于这些关系式的离散度很低，如果可以得到精确的距离，低光度星系的光度往往比使用某些强线方法得到的光度更好地指示金属丰度，因此与L-Z关系式的显著偏离可能表明在这种情况下要谨慎。我们还重新审视了70/160微米颜色金属丰度关系。此外，我们检查N/O丰度的趋势，相对于氧丰度和B-V颜…
2012-05-30 astro-ph.CO
FIR line emission from high redshift galaxies
通过结合z~6星系的高分辨率辐射转移宇宙学模拟和它们的星际介质的亚网格多相模型，我们得到了几条远红外（FIR）发射线（[C II] 158 μ m，[O I] 63 μ m，[N II] 122 μ m）在不同气体金属丰度Z值下的预期强度。对于Z = Z_sun，[C II]光谱非常复杂，因为存在几个单独大小< 3 kpc的发射团;峰值从星系中心位移约100 km/s。虽然[O I]光谱也类似地位移，但[N II]线主要来自星系的中央电离区。当积分速度超过~500 km/s时，[C II]线通量为185 mJy km/s，其中95%来自冷（T~250 K）H I相，只有5%来自暖（T~5000 K）中性介质。[O I]和[N II]通量分别比[C II]通量低~6倍和~90倍。通过将我们的结果与Himiko的观测结果进行比较，发现在z = 6.6时，该源中的气体金属丰度必须低于太阳。我们得出结论：z~6星系的[C II]线在1.9 <tON < 7.7小时的观测时间内可以被ALMA全阵列探测到，这取决于Z。
2013-05-09 astro-ph.CO
ALMA will determine the spectroscopic redshift z>8 with FIR [O III] emission lines
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）研究了静止标架远红外（FIR）星云发射谱线在确定z>8星系光谱红移中的潜在应用。在建立了线发射率随金属丰度变化的模型后，特别是对H Ⅱ区最强的远红外线[O Ⅲ] 88 μ m线，我们基于星系形成的宇宙流体动力学模拟，预测了高z星系的线通量.由于在我们的模拟中，即使在z>8时，星系的金属丰度也达到~0.2 Zsun，因此我们预计27个AB天体的[O III] 88微米线强度为1.3 mJy，这是可以通过<1小时的ALMA积分检测到的。因此，[O III] 88微米线将是确认z=8以上光谱红移的最佳工具。
2013-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mid-infrared spectroscopy of infrared-luminous galaxies at z~0.5-3
我们目前的低分辨率中红外（MIR）光谱的70个红外发光星系获得的红外光谱（IRS）机载斯皮策。我们从欧洲大面积红外巡天（ELAIS）中选择S15 > 0.8 mJy和光度或光谱z > 1的源。大约一半的样本是光学类星体，而其余的源是星系，包括模糊的活动星系核和恒星爆发。我们使用众所周知的红外诊断，以及一个新的，我们建议，分为三种类型的源：那些占主导地位的一个unobscured活动星系核（类星体），模糊活动星系核，和星爆为主的来源。星暴集中在z ~ 0.6-1.0处，这得益于7.7微米的PAH谱带移至选定的15微米谱带，而AGN则分布在0.5 < z < 3.1范围内。恒星形成率（SFR）估计个别来源的PAH功能的光度。从具有可靠红移的所有源的合成光谱中获得了类星体和被遮蔽活动星系核中PAH平均光度的估计。类星体的估计平均SFR为50-100 Mo yr^-1，但隐含的远红外光度比通过对远红外光度学的叠加分析得到的结果低3-10倍，这表明来自活动星系核的高能光子破坏了PAH载体。在类似的MIR光度的类星体中，在被遮蔽的活动星系核中估计的SFR要高2-3倍。这种差异可能不仅仅是由于光度效应或选择偏差，而是可能表明遮蔽和恒星形成之间的联系。然而，观察到的硅酸盐吸收和近中红外光谱的斜率之间的相关性是兼容的活动星系核发射在这些源中产生的尘埃环的遮蔽。
2009-02-19 astro-ph.CO
Far-Infrared Properties of Lyman Break Galaxies from Cosmological Simulations
利用最先进的、具有超高分辨率（114 h-1pc）和大样本量（> 3300个恒星质量> 10^9 Msun的星系）的自适应网格细化宇宙流体动力学模拟，我们展示了z = 2时莱曼布雷克星系团的恒星光是如何分布在光学/紫外（UV）和远红外（FIR）波段之间的。用一个单一的尘埃遮蔽标量参数，我们可以同时再现整个范围内（3 - 100 Msun/年）观测到的紫外光度函数和现存的FIR光度函数在亮端（> 20 Msun/年）。我们量化的星系质量更大或具有更高的SFR往往有大量的尘埃遮蔽，主要是由于柱密度的趋势，并在较小的部分，由于质量（或SFR）金属丰度的关系。在SFR = 1 - 100Msun/yr范围内，远红外线光度函数为幂律，斜率约为-1.7。我们进一步预言在SFR（UV）-SFR（FIR）平面上，当SFR（FIR）<0.02（SFR（UV）/10Msun/yr）^2.1Msun/yr时，存在一个"星系沙漠"。详细的分布SFR（FIR）在一个固定的SFR（UV）。ALMA即将进行的观测应该会测试这个模型。如果得到证实，它验证了标准的冷暗物质模型的预测，并在高红移星系的内在SFR函数的重要影响。
2011-10-25 astro-ph.CO
The Calibration of Monochromatic Far-Infrared Star Formation Rate Indicators
（摘要）斯皮策数据在24，70，和160微米和地面的H-α图像进行了分析，为189个附近的恒星形成和星暴星系的样本，以调查是否可靠的恒星形成率（SFR）指标，可以使用单色红外尘埃辐射中心在70和160微米定义。我们比较最近公布的配方SFR措施使用的24微米和观察到的H-α光度的组合与那些单独使用24微米光度。从这些比较中，我们得出一个参考SFR指标，用于我们的分析。当L（70）≥ 1.4x10^{42} erg/s和L（160）≥ 2x 10 ^{42} erg/s时，SFR与70和160微米光度之间存在线性相关，对应于SFR>=0.1-0.3 Msun/yr。低于这两个光度极限，SFR和70微米（160微米）光度之间的关系是非线性的，SFR校准变得有问题。随着波长的增加，平均趋势周围的数据分散度增加，在70（160）微米处比在24微米处大约25%（因子~2）。色散的增加可能是由与当前恒星形成无关的恒星星族加热的尘埃对红外辐射的贡献增加的影响。暗星系光度下的70和160微米辐射与SFR之间的非线性关系表明，星际介质透明度的增加、有效尘埃温度的降低以及整个星系恒星形成区填充因子的降低是光度降低的重要因素。提供了氧丰度为12+Log（O/H）>8.1的星系的SFR刻度。在较低的金属丰度下，红外光度不再可靠地追踪SFR，因为星系的尘埃较少，更透明。
2010-03-04 astro-ph.CO
Mid-Infrared Spectroscopy of Two Lensed Star-forming Galaxies
我们给出了两个z ~ 2的透镜状紫外亮恒星形成星系SDSS J120602.09+514229.5和SDSS J090122.37+181432.3的低分辨率、静止帧~ 5 - 12 μ m的Spitzer/IRS光谱。利用透镜的放大倍数，我们能够比非透镜系统更详细地研究这些物体的物理特性。在这两个目标中，我们在6.2，7.7和11.3微米处检测到强烈的PAH发射，表明存在蓬勃的恒星形成。对于J1206，我们发现了一个急剧上升的连续谱和显著的[S IV]发射，这表明一个中等强度的辐射场正在为小尘埃颗粒的连续谱发射提供动力。[S IV]发射的强度也意味着亚太阳金属丰度约为0.5 Z_{Sun}，证实了已发表的静止坐标系光学测量结果。在J 0901中，PAH谱线具有较大的静止框架等效宽度（> 1微米），并且连续谱随波长缓慢上升，这表明活动星系核对L_{IR}的贡献是微不足道的，与光学发射谱线诊断的影响相反。使用[O III]线通量作为活动星系核强度的代理，我们估计J 0901活动星系核只提供了一小部分的中红外连续通量。通过将[Ar II]的检测与[Ar III]发射的上限相结合，我们推断金属丰度> 1.3 Z_{Sun}。这项工作突出了结合静止框架光学和中红外光谱的重要性，以了解在高红移恒星形成星系的详细属性。
2010-09-03 astro-ph.CO
An Aromatic Inventory of the Local Volume
使用红外测光从斯皮策太空望远镜，我们执行的芳香族特征发射（AFE，但通常也被称为PAH排放）的统计完整的样本恒星形成星系的本地体积的第一个库存。所涉及的光度测量方法进行校准，并证明恢复芳香馏分的IRAC 8微米通量的标准偏差为6%的训练集的40个SINGS星系（范围从恒星尘埃为主）与合适的中红外斯皮策IRS光谱和等效测光。利用合适的5.5和10微米光度法，例如JWST将来可能提供的光度法，可以实现两个改进的潜在因素。由此产生的技术，然后应用到中红外测光的258个星系的本地体积遗产（LVL）调查，一个大的样本占主导地位的低光度矮星系的数量，获得可比的中红外光谱是不可行的。我们发现，由于在8微米的复杂的五个强芳香族功能的总LVL光度为2.47E10太阳光度与8.8E6太阳光度每立方兆秒差距的平均体积密度。24个LVL星系，对应于B带中M = -18.22的光度切割，占芳香族光度的90%。使用氧丰度从258 LVL星系的129个文献中编译，我们发现金属丰度和芳香族总红外发射比之间的相关性，但不是芳香族总8微米尘埃发射比。一个可能的解释是，相对于总尘埃含量，金属含量在芳香分子的丰度中起着作用，但其他因素，如恒星形成和/或局部辐射场影响这些分子的激发。
2010-04-08 astro-ph.CO
Probing the Dust Properties of Galaxies up to Submillimetre Wavelengths I. The Spectral Energy Distribution of dwarf galaxies using LABOCA
我们提出了870微米的图像，四个低金属丰度星系（NGC1705，Haro11，Mrk1089和UM311）观察与大型APEX BOLOMETER CAmera（LABOCA）。我们结合LABOCA，2MASS，IRAS，Spitzer光度数据和IRS数据Haro11的亚毫米观测数据来模拟它们的光谱能量分布。我们发现，一个显着的尘埃质量时，发现使用submm的限制相比，测量只有中红外远红外观测仅延伸到160微米。对于NGC1705和Haro11，检测到亚毫米波长的过量，并且我们改进了我们的SED程序，添加了冷尘埃分量（10K），以更好地描述来自LABOCA观测的高870微米通量，这显着提高了拟合。我们发现这两个星系中至少70%的尘埃质量可以存在于冷尘埃成分中。我们还表明，随后的灰尘与气体的质量比，考虑HI和CO的观测，可以显着高的Haro11相比，通常预期这些低金属含量的环境。此外，我们推导出我们的星系的SFR，并将它们与施密特定律进行比较。Haro 11与施密特关系式相差甚远。这些结果可能表明，一个隐藏的气体库可能以分子形式存在，而不是由目前的CO观测跟踪。我们还推导出来自我们的模型的总IR光度，并将它们与斯皮策波段的光度关系进行比较。我们发现，Draine & Li（2007）公式与我们的直接IR测定结果相当。
2009-09-30 astro-ph.CO
C+ Emission from the Magellanic Clouds II. [CII] maps of star-forming regions LMC-N 11, SMC-N 66, and several others
我们研究了来自恒星形成区域的158微米[CII]精细结构线发射与金属丰度的函数关系。我们用Kuiper机载天文台的FIFI仪器对LMC中非常明亮的HII区复合体N11和SMC中的N66以及SMC HII区N25、N27、N83/N84和N88的[CII]发射进行了测量和绘图。在LMC和SMC中，[CII]线与CO线和远红外连续辐射的比率比几乎任何其他地方都要高得多，包括银河系恒星形成区域和整个星系。在低金属丰度、低尘埃丰度的LMC和SMC环境中，UV平均自由程长度远大于高金属丰度的银河系。增加的光电加热效率导致显著更大的相对[CII]线发射强度。与此同时，PAH丰度的类似减少具有相反的效果，通过减少光电加热速率。因此，在低金属丰度环境中，相对[CII]强度很高，但对实际金属丰度的依赖性很小。相对[CII]强度略高于在LMC比SMC，其中既有较低的灰尘和较低的PAH丰度。
2011-04-11 astro-ph.CO
The Impact of Stellar Populations on the Dynamics of Merger Remnants
许多研究和模拟表明，富含气体的合并对星系的整体恒星形成率和总质量函数没有显着贡献。用1.62或2.29微米的CO带头测量的发光和超铝红外星系的速度色散（σ）意味着它们将形成m < m* 椭圆星系。然而，在0.85微米处获得的钙II三重态（CaT）的σ表明所有类型的合并都将形成m > m* 椭圆星系。这里介绍的是最近的结果，基于高分辨率成像和多波长光谱学，它证明了红超巨星（RSG）或渐近巨星分支（AGB）恒星的核盘在近红外波段的主导地位，在那里尘埃遮蔽不足以阻止他们的签名。这些恒星的存在严重影响了动力学质量。在I波段，尘埃可以充分阻挡RSG或AGB恒星，LIRGs在很大的动态范围内占据基本面，几乎无法与椭圆星系区分开来。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diagnosing the interstellar medium of galaxies with far-infrared emission lines I. The [C II] 158 microns line at z~0
在过去的几十年里，原子精细结构线已经在局域宇宙和高红移处被探测到。在158 $μ$ m的[C II]发射线是一个重要的观测，因为它提供了对星际介质（ISM）冷却过程的约束。我们开发了一个物理激励的框架来模拟宇宙学背景下星系远红外线发射的产生。这第一篇论文阐述了我们的方法，并介绍了它的第一个应用程序，模拟[C II] 158 $μ$ m线发射在本地宇宙。我们结合EAGLE宇宙学流体动力学模拟的输出与ISM的多相模型。气体粒子分为三个阶段：致密分子气体，中性原子气体和扩散电离气体（DIG）。我们估计的[C II]线发射从三个阶段使用一组多云冷却表。我们的研究结果与以前的研究结果，这三个ISM阶段的贡献[C II]排放。我们的模型与观测到的局部宇宙中的${\rm L_{[C II]}}$ -恒星形成率（SFR）关系在0.4 dex散射范围内表现出良好的一致性。不同ISM相对[C II]线的贡献分数取决于总SFR和金属丰度。在具有$\rm{SFR}\sim0.01$ - $1\,\rm{M_{\odot}}\,\rm{yr^{-1}}$的星系中，中性气相占主导地位的[C II]发射，但在较低的SFR下，电离相占主导地位。太阳金属丰度以上的镓在中性相表现出较低的${\rm L_{[C II]}}$ /SFR比值。相比之下，当金属丰度变化时，DIG中的${\rm L_{[C II]}}$ /S…
2020-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards universal hybrid star formation rate estimators
为了从静止坐标系UV计算星系的SFR，必须考虑尘埃的遮蔽。要做到这一点，最流行的方法之一是将UV与IR中灰尘本身的发射相结合。然而，不同的研究得出了不同的估计量，表明没有这样的混合估计量是真正通用的。在本文中，我们的目标是理解和量化什么物理过程驱动不同的混合估计之间的变化。这样做，我们的目标是获得新的通用UV+IR混合估计，以纠正紫外线尘埃衰减，考虑到星系的固有物理特性。我们使用CIGALE代码来模拟从KINGFISH样本中提取的八个邻近恒星形成星系的空间分辨FUV到FIR SED。这使我们能够确定它们的局部物理性质，特别是它们的紫外线衰减，平均SFR，平均比SFR（sSFR）和它们的恒星质量。然后，我们研究如何混合估计依赖于上述属性。我们发现，混合UV+IR估计强烈依赖于恒星质量表面密度（特别是在70和100微米）和sSFR（特别是在24微米和TIR）。因此，用于UV遮蔽的IR缩放系数可以变化几乎一个数量级。这一结果与其他小组的结果形成对比，他们发现系数相对恒定，偏差较小。我们利用这些变化来构建一类新的混合估计的基础上观察到的UV近红外颜色和近红外亮度密度每单位面积。我们发现它们可以可靠地扩展到整个星系。新的估计提供了更好的估计衰减校正的紫外线辐射比经典的混合估计。自然地考虑到由老恒星星族加热的尘埃的可变影响，它们构成了向通用估计的一步。
2016-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mid-IR Contribution Of Dust Enshrouded Stars In Six Nearby Galaxies
本文测量了尘埃AGB星和其它亮红色中红外源对6个星系（M81、NGC 2403、NGC 300、M33和麦哲伦云）中红外光度的综合贡献。我们发现，尘埃AGB星的中红外通量占主导地位的尘埃，而不是光球发射的贡献从0.6%（M81）至5.6%（SMC）的3.6微米的流量和1.0%（M81）至10.1%（SMC）的4.5微米的流量。我们发现随着星系金属丰度、光度和质量的增加以及SSFR的减小，AGB的贡献有减小的趋势。然而，在我们的样本中，这些星系的性质是密切相关的，对这种趋势最简单的解释是星系的金属丰度。明亮的红色源，而不是尘埃AGB星，在3.6微米处占比较小，约为1.2%，但它们的尘埃可能更冷，并且在更长的波长处贡献可能更大。不包括SMC，这些红色来源的贡献与特定的恒星形成率相关，正如我们对大质量恒星的预期。总的来说，在修正了其他波长的尘埃辐射后，AGB恒星周围的尘埃辐射的辐射量是星系辐射光度的0.1-0.8%。因此，来自AGB和其他发光尘埃恒星的热尘埃辐射只占星系总光度的一小部分，但占它们中红外辐射的一大部分。
2012-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elevated Hot Gas and High-Mass X-ray Binary Emission in Low Metallicity Galaxies: Implications for Nebular Ionization and Intergalactic Medium Heating in the Early Universe
与恒星形成相关的高能辐射被认为是低金属丰度星暴中星际介质电离的重要来源，也是高红移（$z > 8$）宇宙中星系际介质加热的重要贡献者。利用Chandra对$D \approx$ ~200- 450 Mpc的30个星系样本的观测，我们提供了平均0.5- 8 keV谱形和单位恒星形成率（SFR）归一化的新测量结果。这些星系具有3- 9 GyrPDMATHABMO的高比恒星形成率和$Z \approx 0.3 Z_\odot$附近的金属丰度。我们将样品组合的X射线谱建模为热气体和高质量X射线二进制（HMXB）种群的组合，并限制它们的相对贡献。我们推导出$\log L_{\rm 0.5-8 keV}^{\rm HMXB}$ /SFR $= 40.19 \pm 0.06$和$\log L_{\rm 0.5-2 keV}^{\rm gas}$ /SFR $= 39.58^{+0.17}_{-0.28}$的标度关系;与局部关系相比，标度关系显著升高。HMXB的标度也比文献中的$L_{\rm 0.5-8 keV}^{\rm HMXB}$ -SFR- $Z$关系略高，这可能是由于我们的星系具有相对较低的HMXB遮蔽度和年轻的X射线发光恒星种群。热气体比例关系的升高处于预期的水平，因为金属减少导致衰减减小;但是，我们不能得出结论，$L_{\rm 0.5-2 keV}^{\rm gas}$ -SFR- …
2022-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust Spectral Energy Distributions of Nearby Galaxies: an Insight from the Herschel Reference Survey
我们收集所有HRS星系的8至500微米（斯皮策，WISE，IRAS和Herschel）的红外（IR）光度数据。Draine & Li（2007）的模型适合于仔细去除恒星贡献的数据。我们发现，我们的光度覆盖范围是足够的约束所有的模型参数和20-60微米范围内的强约束是强制性的，以估计的相对贡献的光解离区域的IR SED。SED模型往往系统性地低估了观测到的500微米通量密度，尤其是对于低质量系统。我们提供了所有星系的输出参数：星际辐射场的最小强度（ISRF），PAH的分数，PDR和演化恒星星族的尘埃加热的相对贡献，$M_{dust}$和$L_{IR}$。对于富气星系的子样本，我们分析了这些参数与星系的综合性质，如$M_*$、SFR、金属丰度、H $α$和H波段表面亮度以及FUV衰减之间的关系。PAH的分数和金属丰度之间有很好的相关性，这意味着在低金属丰度的星系中PAH的发射减弱。IRSF的强度和H-带和H $α$表面亮度的相关性，这表明弥漫的尘埃成分被加热的年轻恒星在恒星形成区和弥漫的演化人口。我们使用这些结果提供了一套新的红外模板校准与赫歇尔观测附近的星系和平均SED模板提供z=0的宇宙学研究的参考。出于同样的目的，我们将我们的样本放在SFR- $M_*$图上。将模板与最流行的IR SED库进行比较，发现它们之间在20-100微米范围内存在很大差异。
2014-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
