磁场在星暴后矮不规则星系NGC 1569星际介质中的作用

不规则星系NGC LITTLE THINGS 1569的恒星和气体动力学

The Stellar and Gas Kinematics of the LITTLE THINGS Dwarf Irregular Galaxy NGC 1569

为了理解dIm星系的形成和演化，人们需要了解它们的三维结构。我们目前的恒星速度色散的测量在NGC1569，附近的后星爆dIm星系。恒星的垂直速度色散$σ_{\rm z}$，再加上从\ion{H}{1}观测得到的最大旋转速度$V_{\rm max}$，给出了一个测量星系运动学温度的方法，因此，表明了它的结构。我们的结论是，在NGC 1569的恒星是在一个厚盘与$V_{\rm max} / σ_{\rm z}$ = 2.4 $\pm$ 0.7。除了结构，我们分析了电离气体的运动学从\ion{O}{3}观测沿形态主轴。这些数据显示了来自内部星暴区域的外流和超大质量星团（SSC）A附近潜在的膨胀壳层的证据。与恒星运动学相比，恒星的速度色散在SSC A区域增加，支持了膨胀壳的假设。恒星的运动学紧密地跟随着气体的运动。对高分辨率\ion{H}{1}数据的分析清楚地揭示了一个\ion{H}{1}云的存在，它似乎正在影响NGC 1569的东部边缘。此外，可以看到一个超密集的\ion{H}{1}云延伸到撞击\ion{H}{1}云的西部。这片密集的星云很可能是一座密集的\ion{H}{1}桥的残骸，这座桥延伸穿过现在的中央星爆区。撞击的\ion{H}{1}云是星暴的催化剂，因此在很短的时间尺度内将致密气体转化为恒星，$\sim$ 1 Gyr。我们进行了仔细的研究光谱能量分布，使用红外线，光学和紫外线测…

M81群矮不规则星系DDO 165。I.星暴后系统中的高速中性气体

The M81 Group Dwarf Irregular Galaxy DDO 165. I. High Velocity Neutral Gas in a Post-Starburst System

我们提出了新的多位形VLA HI谱线观测的M81组dIrr后星暴星系DDO 165。HI形态是复杂的，有多个柱密度峰值围绕着一个很低的HI表面密度的大区域，该区域偏离了恒星分布的中心。大部分中性气体与星系的南部有关;北部的第二个峰值包含约15%的HI质量。这些组件似乎是运动学上不同的，这表明，无论是潮汐过程或大规模井喷最近塑造了DDO 165的ISM。使用空间分辨的位置-速度图，我们发现多个本地化的高速气体功能。交叉相关与径向速度分析，我们确定了8个壳/孔结构的ISM范围内的大小（~400-900 pc）和膨胀速度（~7-11公里/秒）。这些结构进行了比较，从KPNO和HST的窄带和宽带成像。使用后者的数据，最近的工作表明DDO 165的先前“爆发”阶段在时间上延长了（>1 Gyr）。因此，我们解释的高速气体功能，HI孔，和运动学上不同的组件的星系的背景下，从最近的恒星形成的“反馈”的直接影响。除了产生HI洞和壳层之外，扩展的恒星形成事件能够产生周围星际物质的局部高速运动。一个配套文件连接从HI和HST数据的能量。

关于不规则Wolf-Rayet矮星系IC 4662的大质量恒星含量

On the massive star content of the nearby dwarf irregular Wolf-Rayet galaxy IC 4662

目的：我们调查了附近的矮不规则Wolf-Rayet星系IC 4662的大质量恒星含量，并考虑了其他贫金属星系，SMC，IC 10和NGC 1569的背景下，它的全球恒星形成特性。研究方法：甚大望远镜/FORS 2成像和光谱学加上存档的哈勃太空望远镜/ACS成像数据集使我们能够在空间上识别该星系内沃尔夫-拉叶星的位置，数量和可能的亚型。我们还调查了两个巨大的HII区域A1和A2的电离光子的一个显着的部分深深地嵌入在这些区域内的建议。结果如下：沃尔夫-拉叶星与IC 4662-A1和A2内的一些源以及A1西北方的第三个致密HII区（A1-NW）有关。一些源似乎是孤立的、单个（或双星）发光的氮序WR星，而扩展源则是质量超过猎户座星云团至多两倍的星团。IC 4662缺乏光学可见的年轻大质量致密星系团，而这些星系团在附近的其他矮不规则星系中很常见。A1和A2的射电和Halalpha电离通量之间的比较表明，它们的总莱曼连续通量的30-50%深深地嵌入在这些区域内。结论：IC 4662的恒星形成面密度不足以让这个星系符合星暴星系的资格，根据它的光度半径R_25。相反，如果我们采用亨特和埃尔默格林的V波段标度长度R_D，IC 4662将完全符合星暴星系的条件，因为它的恒星形成强度将超过0.1 M_sun/yr/kpc ^[2]。

矮星系中的金属风

The metallic winds in dwarf galaxies

我们目前的结果从模型的银河风驱动的能量注入核（在银河系中心）和非核星爆。星暴的总能量是由非常大质量的年轻星团提供的，它们可以推动银河系的星际介质，产生一个重要的外流。这种外流可以是良好的，或部分混合的风，或高度金属风。我们已经进行了绝热三维N体/光滑粒子流体动力学模拟银河风使用GADGET-2代码。数值模型涵盖了广泛的参数，不同的星系浓度指数，星系盘的气体分数，和星暴的径向距离。我们表明，在矮星系的偏心星暴是最有效的机制，产生显着的金属损失（材料从星暴本身）。与此同时，非核的星暴产生高效率的金属损失，尽管有一个中等至低的质量损失率。

NGC 253星系尺度恒星爆发驱动外流的X射线研究

An X-ray study of the galactic-scale starburst-driven outflow in NGC 253

为了进一步理解星暴驱动的外流活动，XMM-Newton和朱雀研究了星暴星系NGC 253中热星际气体的X射线性质.对该星系的三个区域进行了光谱分析，这些区域的特点是多波长观测。热气体由两个薄的热等离子体表示，其温度为kT ~0.2和~0.6 keV。畸变比，即，O/Fe、Ne/Fe、Mg/Fe和Si/Fe的比值在三个区域之间一致，表明高温气体有共同的起源。的丰度模式是一致的II型超新星喷出物，表明在中心区域的星暴活动提供了金属通过银河系规模的星暴驱动流出的晕。能量学也可以支持这一点，条件是核区总发射的0.01-50 n^0.5%流向晕区。为了约束热星际气体的动力学，提取了跟踪密度和温度的表面亮度和硬度比轮廓。假设气体的状态方程为一个简单的多方状态方程，Tρ^（1-γ）=常数，我们约束了物理条件。在热盘中γ与5/3一致，在晕中T为常数（γ = 1）。结果表明，热气体从中心区向晕区膨胀，而从晕内向外以自由膨胀的方式流出。根据观测到的晕内温度梯度，我们将外流速度限定为大于100 km/s。通过与NGC 253的逃逸速度~220 km s^-1的比较，表明热星际气体可以通过外流速度和热速度的结合从NGC 253的引力势中逃逸。

星暴低金属量星系Haro11星际介质的性质：红外辐射的多相模型

The nature of the interstellar medium of the starburst low-metallicity galaxy Haro11: a multi-phase model of the infrared emission

我们的目标是描述红外明亮的低金属量星系Haro 11的多相ISM，解剖光电离和光解离气体成分。我们目前的观察中，远红外精细结构的冷却线与斯皮策/IRS和赫歇尔/PACS光谱仪。我们使用的光谱合成代码云有条不紊地模拟电离和中性气体从这些线的起源。我们发现，中红外和远红外线占总的红外光度L_TIR的1%。Haro 11的最亮谱线[OIII]为88 μ m，L_[OIII]/L_TIR约为0.3%，[NeIII]/[NeII]和[SIV]/[SIII]比值较高。由于它们的不同起源，所观察到的线需要一个多相建模，包括：一个紧凑的HII区域，密集的碎片光解离区域（PDR），扩散扩展的低电离/中性气体，其体积填充因子至少为90%，和多孔温暖的尘埃在恒星源附近。为了更真实地描绘Haro 11的ISM，我们需要模拟clusified源和气体结构。我们结合这4个模型分量解释了17条谱线的发射，通过其光谱能量分布研究了星系的全球能量平衡，并建立了相位质量清单。虽然Haro 11的离子发射谱线基本上来自致密的HII区成分，但需要扩散的低电离气体来解释[NeII]，[NII]和[CII]线强度。[OIII] 88 um的线强度没有被我们的模型完全再现，暗示可能存在另一种低密度高电离介质。[OI]发射与低覆盖因子的密集PDR一致，并且我们没有发现X射线主导成分的证据。PDR成分仅占[CII]排放量的10%。

火轮IV。环形星系AM0644-741的恒星形成和中性星际介质

Wheels of Fire IV. Star Formation and the Neutral Interstellar Medium in the Ring Galaxy AM0644-741

我们结合来自ATNF和SEST的数据来研究AM 0644 -741中的中性ISM，AM 0644 -741是一个巨大而健壮的恒星形成环星系。星系的ISM集中在42 kpc直径的星暴环，但似乎主要由原子气体，与全球的分子分数（f_mol）只有7.9%。除了星暴峰外，气环相对于引力不稳定性的增长是稳定的（Qgas =2-7）。包括恒星会降低整体Q，但不足以使Q处处<1。环的整体恒星形成效率（SFE）似乎有所提高，但环周围的变化超过一个数量级，在恒星形成最激烈的地方达到峰值。AM 0644 -741的恒星形成定律很特殊：HI遵循施密特定律，而H2与SFR/面积无关。光解模型得出环中的体积密度较低，特别是在星爆象限（n~2 cm^-3），这意味着ISM中以温暖的中性介质为主。与此同时，环的压力和周围的远紫外辐射场导致一个占主导地位的分子ISM的预期。我们认为，环的独特的恒星形成规律，n，SFE，和fmol的结果从ISM的> 1亿年的约束时间在星暴环，这增强了嵌入的大质量恒星和超新星的破坏性影响。因此，环的分子ISM变得由恒星形成最强烈的小云团主导，导致H2被12 CO线通量低估：实际上X（CO）>> X（Gal），尽管环的太阳金属丰度。观察到的大HI组分主要是低密度光解离产物，即，是大质量恒星形成的示踪剂而不是前兆这样一个“煮过头”的ISM可能是演化的星暴环星系的一般特征。

星暴矮星系的动力学。III。HI对18个邻近天体的研究

Dynamics of Starbursting Dwarf Galaxies. III. A HI study of 18 nearby objects

我们调查的动力学恒星爆发矮星系，使用新的和档案HI观测。我们考虑18个附近的星系，已被分解成单星的HST观测，提供他们的恒星形成历史和总恒星质量。我们发现，9个对象有一个定期旋转的HI盘，7个有一个运动学扰动的HI盘，和2个显示不稳定的HI分布。两个星系（NGC 5253和UGC 6456）沿HI盘的短轴显示出速度梯度，我们将其解释为强径向运动。对于有规则旋转盘的星系，我们得到旋转曲线，而对于有运动学扰动盘的星系，我们估计其外部的旋转速度。我们推导了大约3个光学标度长度内的重子分数，发现平均而言，重子至少占总质量的30 $\%$。尽管在过去的$\sim$ 5亿年里，恒星的形成在ISM中注入了$\sim$ 10 $^{56}$尔格，但这些恒星爆发的矮星的重子和气体分数与典型的矮不规则星相似，这表明它们没有从潜在的井中喷出大量的气体。

[NII] fine-structure emission at 122 and 205um in a galaxy at z=2.6: a globally dense star-forming interstellar medium

We present new observations with the Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array of the 122um and 205um fine-structure line emission of singly-ionised nitrogen in a strongly lensed starburst galaxy at z=2.6. The 122/205um [NII] line ratio is sensitive to electron density, n_e, in the ionised interstellar medium, and we use this to measure n_e~300cm^-3 averaged across the galaxy. This is over an order of magnitude higher than the Milky Way average, but comparable to localised Galactic star-forming regions. Combined with observations of the atomic carbon (CI(1-0)) and carbon monoxide (CO(4-3))…

蓝色致密矮星系中的星暴。Mrk 1418的PMAS积分场谱

Mapping the starburst in Blue Compact Dwarf Galaxies. PMAS Integral Field Spectroscopy of Mrk 1418

（节略）目的：通过光学积分场光谱（IFS）的观测，我们的目标是解开和描述的星暴成分在BCD Mrk 1418。特别是，我们建议研究恒星和电离气体的形态，研究电离机制（S）在星际介质，推导出的物理参数和电离气体的丰度。方法：在中国天文台3.5米望远镜上用PMAS对Mrk 1418进行IFS观测。中央16“x16”被映射。根据这些数据，我们绘制了最突出的发射谱线的地图，即[OII]，H-beta，[OIII]，H-alpha，[NII]和[SII]以及几个连续谱带，加上主线比率的地图：[OIII]/H-β、[NII]/H-α、[SII]/H-α和H-α/H-β，导出了视场中探测到的不同恒星形成区的物理参数和气态金属丰度。结果如下：Mrk 1418在连续谱和电离气体图中都显示出扭曲的形态;当前的恒星形成事件发生在五个节中，分布在星系核周围。这些结周围的星际介质被恒星光电离，没有其他激发机制的明确证据。该星系显示出不均匀的尘埃分布，中心区域的高H-α/H-β比率表明有大量的尘埃。各个恒星形成节点的氧丰度非常相似，这表明电离的星际介质在数百秒差距的空间尺度上是化学均匀的O/H。这个丰度（根据经验校准，Z~0.4 Z_solar）将Mrk 1418置于高金属丰度BCD组中。

银河系外流与星际介质的演化

Galactic Outflows and Evolution of the Interstellar Medium

我们提出了一个模型，自洽地描述了星暴星系的联合演化和银河风从这种演变。我们结合人口合成代码Starburst99与银河系外流的半分析模型和外流内的化学元素的分布和丰度的模型。从星系质量、星系形成红移和恒星形成速率的特殊形式出发，描述了星系中恒星星族的演化、星际介质的金属丰度和化学成分的演化、星系风的传播和星际介质的金属富集。在本文中，我们通过改变星系的质量、恒星形成率和恒星形成效率来研究该模型的性质。我们的主要结果是：（1）对于给定的恒星形成效率f*，更长的活跃恒星形成期往往会产生更大程度的星系风。如果f* 足够大，恒星储存的能量会完全排斥ISM。最终，ISM会被超新星和恒星风的质量损失所补充。(2)对于质量超过10^11兆太阳的星系，IGM中喷出的物质总是落回星系。因此，低质量星系是负责丰富IGM的星系。(3)恒星风在银河风的动力学演化中起着次要的作用，因为它们的能量输入与超新星相比很小。然而，它们对银河风的化学成分有重要贡献。我们的结论是，ISM富集的历史起着决定性的作用，在化学成分和银河风的程度，因此，它的能力，以丰富IGM。

NGC 1140星暴核和晕中的电离气体

Ionized gas in the starburst core and halo of NGC 1140

本文介绍了矮不规则星暴星系NGC 1140的深WIYN H_alpha SparsePak和DensePak空间分辨光谱。不同的空间分辨率和覆盖范围的两组观测，使我们能够调查的性质和运动学的温暖电离气体的中心区域的星系和内晕。我们发现，在PA = 39度时，星系主体的H_α旋转轴与HI旋转轴的位置角是一致的，但在中心20 × 20 arcsec（~ 2 × 2kpc）的电离气体与系统的其余部分运动学上是解耦的，并且在PA近似垂直于星系主体的PA处旋转+40度。我们没有发现相干的大规模星系外流的证据。相反，在~1-1.5 kpc半径范围内观察到的多条窄发射线分量，以及在~2 kpc以上发现的高[SII]/H_α比值，表明强烈的恒星形成正在以一系列相互作用的超级气泡/壳的形式将物质从主恒星形成区向外驱动。H_α线的宽分量（100<FWHM<230 km/s）在整个星系盘中被识别出来，直到>2 kpc。基于最近的工作，我们得出结论，它是产生于湍流混合层的表面上的冷气体结嵌入在ISM，建立了反馈的年轻大质量星团。我们的数据表明，宽发射线组件是显着的半径的物理限制，我们建议，这个限制标志着一个显着的过渡点，在银河系外流的发展，湍流运动变得不那么占主导地位。这反映了最近在另一个类似的不规则星暴星系NGC 1569中发现的情况。

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%。

用IFU光谱研究HII/BCD星系的星际介质

Studying the interstellar medium of HII/BCD galaxies using IFU spectroscopy

我们回顾了我们的研究结果，和以前发表的工作，对HII/BCD星系的样本的空间分辨的物理性质，主要是从积分场单位光谱与双子座/GMOS和VLT/VIMOS。我们确认，在观测的不确定性，我们的样本星系显示出几乎空间恒定的化学丰度，类似于其他低质量的星暴星系。他们还显示He II 4686发射的性质表明有多种激发源，其中沃尔夫-拉叶星被排除在主要激发源之外。最后，在这方面的贡献，我们包括一个列表的所有HII/BCD星系研究迄今为止与积分场单位光谱。

恒星爆发矮星系I Zw 18的动力学

Dynamics of Starbursting Dwarf Galaxies: I Zw 18

I Zw 18是一颗原型蓝致密矮星（BCD），其特征是强烈的星暴和极低的金属丰度（Z ~ 0.02 Zsun）。长期以来，它一直被认为是本宇宙中的候选年轻星系，但最近的研究表明存在古老的恒星。我们分析了21厘米线的VLA观测档案，发现与星爆区相关的HI形成了一个紧凑的快速旋转盘。HI柱的密度非常高，高达~50-100 Msun/pc^2（~0.6-1.2 x 10^22原子/cm ^2）。旋转曲线是平坦的，内部有一个陡峭的上升，表明存在一个强烈的中心质量集中。具有暗物质晕的质量模型表明，重子可能主导内部区域的引力势。还存在~15 km/s的径向流入/流出运动。I Zw 18在气体分布、恒星分布和动力学方面似乎与典型的矮不规则星结构不同。它可能被认为是一个“微型”的高表面亮度盘星系。这些动力学性质必须与星暴密切相关。它们还使人们对基督教民主联盟后裔的问题有了新的认识。此外，还存在向外围恒星复合体I Zw 18 C延伸的HI辐射和~13.5 kpc HI尾。富含气体的矮星之间的相互作用/合并是最有可能的解释。

z=1.3时158微米[ CII ]跃迁的探测：银河系范围内星爆的证据

Detection of the 158 micron [CII] Transition at z=1.3: Evidence for a Galaxy-Wide Starburst

我们报道了在z=1.3的超亮（L_IR ~ 10^13 L_sun）星暴星系MIPS J142824.0+352619中探测到158微米[CII]精细结构线发射。这条线很亮，对应于远红外（FIR）连续谱的一个分数L_[CII]/L_FIR = 2 x 10^-3。[CII]、CO和远红外连续辐射可以被模拟为产生于光解区（PDR），这些光解区的特征气体密度约为n = 10^4.2 cm^-3，并且受到远紫外辐射场的照射，远紫外辐射场的强度约为本地星际辐射场的10^3.2倍。这些PDR中的质量大约占这个星系中分子气体质量的一半。L_[CII]/L_FIR比比在局部ULIRGs或在[CII]中发现的少数高红移类星体中观察到的要高，但L_[CII]/L_FIR和L_CO/L_FIR比与在邻近星暴星系中观察到的值相似。这表明MIPS J142824.0+352619是一个星暴核心的放大版本，其爆发扩展了数千秒差距。

星系合并中的恒星形成与恒星反馈和星际介质的现实模型

Star Formation in Galaxy Mergers with Realistic Models of Stellar Feedback & the Interstellar Medium

我们使用模拟与现实模型的恒星反馈研究星系合并。这些高分辨率（1 pc）模拟遵循个别GMC和星团的形成和破坏。最后的恒星爆发主要是由恒星的原位形成，由气体提供燃料，由于全球扭矩而向内流动。由此产生的高气体密度导致快速的恒星形成。气体会自引力作用，形成大质量（~10^10 M_sun）的GMC和随后的超星团（质量可达10^8 M_sun）。然而，与最近的一些模拟相反，最终形成中央隆起的大部分新恒星并不是在超星系团中诞生的，然后下沉到星系的中心，因为反馈有效地分散了GMC，在它们将百分之几的质量变成恒星之后。大部分到达原子核的物质都是以气体的形式存在的。肯尼库特-施密特定律是反馈平衡引力坍缩的结果，与小尺度恒星形成微观物理无关。在孤立星系中驱动这种关系的机制，特别是来自红外光子的辐射压力，在SFR中延续了70多年，以调节最极端的恒星爆发（密度>10^4 M_sun/pc ^2）中的恒星形成。反馈也驱动着具有大质量损失率的超级风;但是在以后的时间里，风物质的很大一部分会落回盘上，导致在恒星反馈存在的情况下，星暴后的SFR更高。强烈的活动星系核反馈需要解释恒星形成率的急剧截止。我们比较预测的遗物结构，质量分布，形态，和磁盘生存的效率，不明确解决GMCs或反馈的模拟。全球星系的性质是相似的，但亚星系的性质和恒星形成率可能会有很大的不同。

星爆星系NGC 253中的光解化学足迹

Photodissociation chemistry footprints in the Starburst galaxy NGC 253

我们报告的PDR分子示踪剂，即HOC+，CO+的第一次检测，并确认检测到的PDR示踪剂HCO对星爆星系NGC 253，声称主要是由冲击加热和在早期阶段的演变比M 82，原型河外PDR。我们的CO+检测遭受显着的混合到一组过渡的13CH3OH，试探性地检测到第一次在河外星际介质。这些物种是有效地形成在高紫外线照射的外层分子云，在后期阶段的核恒星爆发中观察到的M 82。我们推导出的这些分子的分子丰度比与在M 82中发现的分子丰度比非常相似。这有力地支持了这样一种观点，即这些分子正在追踪与NGC 253核区域的星暴相关的PDR成分。与化学模型的预测PDR的比较表明，所观察到的分子比跟踪外层的紫外线照射的云高达两个数量级的视觉消光。化学模型，其中包括粮食形成和光解的HNCO，支持的情况下，光为主的化学作为一个解释所观察到的物种的丰度。从这个比较中，我们得出结论，在NGC 253的分子云更大的质量和更大的柱密度比M82，预期从两个星系的星爆的演化阶段。

IC10：通过行星状星云和HII区域人口的最近星暴星系的历史

IC10: the history of the nearest starburst galaxy through its Planetary Nebula and HII region populations

本文报道了用双子座北多目标摄谱仪对邻近星暴星系IC 10的5.5 $\times$ 5.5 \arcmin内区的9个行星状星云（PNe）和15个\hii\区的光谱观测结果。在我们的预成像阶段已经发现了12个新的候选PNE。其中9个已经被光谱学证实。在几个星云的电子温度诊断的直接可用性允许在两个时代的IC 10的金属丰度图的准确测定：从\hii地区的现在的时间和老/中间年龄的PNE。我们发现一个非均匀分布的金属在这两个时代，但相似的平均丰度被发现的两个人口。推导出的年龄-金属丰度关系显示出一个小的全球富集解释为SN风和差分气体外流的金属损失。最后，我们分析了氧的产生-通过第三次挖掘-在属于几个矮不规则星系的PN种群的化学丰度模式。我们发现氧的第三次疏浚是一种依赖于金属度的现象，主要发生在12+ $\log$（O/H）$\leq$ 7.7中，而在IC 10 PNe中基本上不存在。

矮星暴星系NGC 4214的IMF研究

An IMF Study of the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4214

利用多波长哈勃空间望远镜WFC 3的观测数据，研究了邻近不规则星系NGC 4214中年龄小于800万年、未分辨的年轻星团中电离光子的产生率。通过对电离光子速率的归一化，研究了恒星初始质量函数（IMF）的上限。我们发现，在不确定性的范围内，恒星IMF的上端在这个星系中似乎是普遍的，而偏离普遍IMF的原因可以归因于质量小于10^3 M_sun的星团中恒星的随机采样。此外，我们发现，似乎没有一个最大恒星质量的集群质量的依赖关系。我们还发现，对于大规模的集群，反馈可能会导致在哈光度，这需要考虑到进行这种类型的分析时，代表性不足。