No evidence for younger stellar generations within the intermediate age massive clusters NGC 1783, NGC 1696 and NGC 411
最近，Li et al.（2016）声称在大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC/SMC）中发现了中间年龄星团NGC 1783、NGC 1696和NGC 411中多代恒星存在的证据。在这里，我们表明，这些年轻的恒星星族存在于这些集群周围的领域，并不太可能与集群本身。使用相同的数据集，我们发现，背景减除方法所采用的作者没有充分去除污染星在少数泊松极限。因此，我们得出结论，他们的结果并没有提供这些星团中年轻一代恒星的证据。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The `harder when brighter' X-ray behaviour of the low luminosity active galactic nucleus NGC 7213
我们首次提出了一个低光度活动星系核（LLAGN）NGC 7213中X射线光子指数和X射线光度之间存在反相关的有力证据。到目前为止，这种反相关趋势只在大样本的LLAGN中看到，跨越了广泛的X射线通量，虽然相反的行为（即r和X射线光度之间的正相关性）已被广泛研究的个别X射线明亮的活动星系核。对于NGC 7213，我们使用Rossi X射线定时探测器（RXTE）的长期X射线监测数据，从2006年3月到2009年12月，平均每两天定期获得一次。根据我们的X射线数据，我们推导出的Γ与通量和硬度比与通量的关系，清楚地表明，NGC 7213遵循“更硬时，更亮”的光谱行为。此外，通过分析无线电和光学数据，并结合文献中的数据，我们得到了该源在整个电磁波谱谱中最完整的光谱能量分布（SED），其辐射热光度为1.7*10^43 erg·s^-1。从唯象上看，NGC 7213的SED类似于低电离核发射线区的SED。我们发现，在Γ和X射线光度之间的强反相关趋势，以及源的低吸积率（仅为爱丁顿极限的0.14%），使NGC 7213成为第一个表现出与黑洞X射线双星“硬态”相似光谱行为的LLAGN。
2012-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The radio core structure of the luminous infrared galaxy NGC 4418
星系NGC 4418包含附近宇宙中亮红外星系（LIRG）中最紧凑的模糊核之一。这个原子核含有丰富的分子气体环境和异常高的红外线与射电光度之比（q因子）。致密的星系核由致密的星暴或活动星系核（AGN）提供能量。本研究的目的是通过甚高分辨率的射电成像来限制NGC 4418内的核区域（星暴或AGN）的性质。利用EVN和MERLIN干涉仪对射电观测的存档数据进行成像。通过将高斯强度分布拟合到图像来获得尺寸和通量密度。在1.4 GHz和5.0 GHz的测量，估计的紧凑的无线电发射的平均光谱指数。用EVN和MERLIN观测到的NGC 4418的原子核结构由8个致密的（<49 mas，即<8 pc）特征组成，分布在250 mas，即41 pc的区域内。我们推导出了致密射电辐射的倒谱指数$α\ge0.7$（$S_ν\proptoν^α$）。亮度温度$>10^{4.8}$ K表明这些致密特征不可能是HII区。复杂的形态和八个检测到的紧凑功能的倒置光谱是反对的假设，一个活动星系核单独供电的NGC 4418的证据。这些紧凑的特征可能是具有强烈恒星形成的超级星团（SSC），而它们相关的自由-自由吸收则可以自然地解释它们的反向射电频谱和原子核的低射电与红外比。然而，所需的恒星形成区密度是极端的，接近恒星形成产生的热/非热等离子体混合良好时所能观察到的极限，也接近物理上所能维持的极限。
2014-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Second Nucleus of NGC 7727: Direct Evidence for the Formation and Evolution of an Ultracompact Dwarf Galaxy
本文介绍了用克莱望远镜对合并星系NGC 7727的观测结果，包括HST/WFPC 2图像和长缝光谱。NGC 7727相对明亮（$M_V = -21.7$），有两个不等的潮汐尾，各种蓝色的弧和星团，以及两个明亮的核，在投影中相距480 pc。这两个原子核的红移几乎相同，但却有着惊人的不同。主核，以下称为1号核，与星系中心的光度轮廓相吻合，在不同的波长下，它看起来是“红色和死亡的”。相比之下，Nucleus_2非常紧凑，潮汐半径为103 pc，并显示出最近活动的三个迹象：星暴后光谱，[O III]_5007发射线和中心X射线点源。它的发射线比率使它成为塞弗特核。通过比较核2（$M_V = -15.5$）和超致密矮星系（UCD），我们发现它可能是通过潮汐剥离富含气体的盘状星系而形成的大质量UCD的最佳情况。证据来自其漫长的恒星形成历史，漫长的蓝色潮汐流，以及升高的动力与恒星质量比。虽然它的大多数恒星在$\gtrsim 10$ Gyr之前形成，但大约1/3的质量是在过去2 Gyr的恒星爆发中形成的。它微弱的活动星系核活动可能是由质量为$3\times 10^6 - 3\times 10^8 M_\odot$的黑洞驱动的。我们估计，前伴星的初始质量不到当时NGC 7727的一半，这意味着一个较小但重要的合并。到目前为止，这颗前伴星已经基本上被撕碎了，留下的是一颗新造的UCD，它可能在一个高度…
2018-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Spatially Extended [P II]1.188um and [Fe II]1.257um Emission Lines in a Nearby Seyfert Galaxy NGC 1068 Observed with OAO/ISLE
本文介绍了对被归类为Seyfert 2星系的NGC 1068的J波段长缝光谱观测。利用OAO/ISLE对J波段的观测，可以清楚地探测到空间扩展的[Fe Ⅱ] 1.257 μ m和[P Ⅱ] 1.188 μ m谱线。我们发现[Fe Ⅱ] 1.257 μ m/[P Ⅱ] 1.188 μ m随离中心连续谱峰的距离而增大。观察到的原子核周围的线比率（连续峰）与光电离模型预期的典型值一致，而原子核东部和西部3”- 4”（210-280 pc）的比率略高于此。在NGC 1068的离核区，我们还发现了[Fe Ⅱ] 1.257 μ m/[P Ⅱ] 1.188 μ m与射电连续谱的可能关联。这表明，由核外的射电喷流引起的冲击电离的贡献不大，而由中心能源的光电离是占主导地位的核附近。
2011-01-05 astro-ph.CO
The mid-UV population of the nucleus and the bulk of the post-merger NGC 3610
NGC~3610的中心是一个明显受到扰动的巨大椭圆形天体，通常被认为是合并后的残余物，在中紫外（2500-3200 A光谱区）似乎被一个恒星星族所控制，这个恒星族与控制它的大部分恒星族明显不同。我想在这里利用NGC~3610的中紫外光谱，通过微小（$\sim$ 1”）和大（10”$\times$ 20”）孔径作为诊断群体工具。比较了NGC 3610的IUE/LWP大口径和HST/FOS紫外数据。中紫外三重态的强度（主要由关闭人口）显示出显着的下降时，从星系中央角秒（FOS光圈）切换到光圈大小相当于$\sim$ 0.5 r $_e$（IUE）。在过去的合并中，这个星系的亚秒（中）紫外线特性揭示了中心金属富集，使其先前存在的大部分人口完好无损。
2010-08-05 astro-ph.CO
NuSTAR unveils a heavily obscured low-luminosity Active Galactic Nucleus in the Luminous Infrared Galaxy NGC 6286
我们报告了一个严重模糊的活动星系核（AGN）的检测在发光红外星系（LIRG）NGC 6286，确定在17.5 KS的NuSTAR观测。该源处于早期合并阶段，并作为我们正在进行的NuSTAR活动的一部分，在不同的合并阶段观察本地发光和超亮红外星系。NGC 6286在10 keV以上被清楚地检测到，通过包括准同步的Swift/XRT和存档的XMM-牛顿和钱德拉数据，我们发现该源被严重遮蔽[ $N_{\rm\,H}\simeq (0.95-1.32)\times 10^{24}\rm\,cm^{-2}$ ]，柱密度与康普顿厚度一致[CT，$\log (N_{\rm\,H}/\rm cm^{-2})\geq 24$ ]。NGC 6286的活动星系核具有低的吸收校正光度（$L_{2-10\rm\,keV}\sim 3-20\times 10^{41}\rm\,erg\,s^{-1}$），对系统能量的贡献为$\lesssim$ 1%.由于它的低光度，以前在软X射线波段（$<10$ keV）和红外波段进行的观测没有注意到埋藏的活动星系核的存在。NGC 6286具有多波长特征，这是具有相同红外光度和处于相同合并阶段的天体的典型特征，这可能意味着LIRGs中存在大量的低光度活动星系核，这些活动星系核只能通过敏感的硬X射线观测来检测。
2016-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Nuclear Radio Continuum Emission of Low-Luminosity Active Galactic Nucleus NGC 4258
附近的低光度活动星系核（LLAGN）NGC 4258在星系中心有一个微弱的射电连续辐射。使用甚大天线阵（VLA）从5 GHz（6 cm）到22 GHz（1.3 cm）进行的准同时多频观测显示了所有时期的倒置光谱，这些光谱在月内变化，以及无法用简单幂律表示的复杂光谱特征，表明核喷流中存在多个斑点。利用野边山毫米波阵列（NMA），我们发现了一个大振幅的可变发射在100 GHz（3 mm），在大多数时期比VLA观测的通量密度更高。詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（James Clerk Maxwell Telescope，JCMT）在347 GHz（850微米）的观测达到了尘埃污染的上限。NGC 4258核的倒射频谱暗示着与我们银河系中心Sgr A* 的类似，但其射电光度高出三个数量级。除了LLAGN M 81之外，我们还讨论了NGC 4258的核，它是Sgr A* 的另一个放大版本。
2013-01-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the Absence of Broad Forbidden Emission Lines in the Low Luminosity Seyfert 1 Nucleus of NGC 3227
宽[O III] ${λλ}$ 4959，5007禁止发射线的缺乏是在已发表的文献中引用的气体密度超过临界密度的关键论点之一; 7 ${\times}$ 10 $^5$ cm $^{-3}$，在活动星系核的宽线区（BLR）。然而，对于NGC 3227，一个同样有效的替代解释是，当接近中心UV-X射线源时，O $^{2+}$逐渐电离为O $^{3+}$。空间望远镜成像摄谱仪获得的光谱提供了这种电离梯度的观测证据。用光电离代码Cloudy模拟NGC 3227丰富的紫外-可见光谱，支持了这样的解释，即没有宽的[O III]禁止发射线是由于电离，而不是高气体密度，并进一步表明我们认为NGC 3227中的BLR只是一个更大的流入的照明部分。推断流入气体的金属丰度较低，表明其起源于环银河系介质。
2015-12-22 astro-ph.CO
Nuclear Radio Jet from a Low-Luminosity Active Galactic Nucleus in NGC 4258
附近的低光度活动星系核（LLAGN）NGC 4258在银河系中心有一个弱的射电连续分量。我们调查它的无线电频谱特性的基础上，我们的新的观测使用野边山毫米阵列在100 GHz和档案数据从甚大阵列（VLA）在1.7-43 GHz和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜在347 GHz。NGC 4258的核成分表现出：（1）在5-22 GHz的月内变化和复杂的光谱特征;（2）在5-100 GHz的时间平均通量密度中有轻微倒置的光谱（光谱指数约为0.3），这在最近的LLAGN M81中也很明显。NGC 4258和M81在射电光谱性质上的这些相似之处，以及先前已知的它们的AU尺度喷流结构的核心位移，都证明了它们的核是由相同的机制驱动的。我们解释所观察到的光谱特性的叠加发射光谱起源于不同的位置与频率相关的不透明度沿核喷流。NGC 4258和M81在喷流/反向喷流比、射电响度和核心移动程度方面的定量差异，可以通过喷流的相对论速度（整体洛伦兹因子>~ 3）和它们完全不同的倾角来一致地理解。从两个最近的LLAGN建立的图像对于理解未解析和平坦/倒置频谱射电核心的物理起源很有用，这些核心普遍存在于LLAGN中，包括Sgr A*，其中存在当今宇宙中饥饿的超大质量黑洞。
2013-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cluster 77 in NGC 4449: The nucleus of a satellite galaxy being transformed into a globular cluster?
我们报告了在我们的HST ACS B，V和I图像的NGC 4449的一个球状星团（GC），似乎与两个蓝色恒星的尾巴。星团质量大（M~1.7x10^6 M_sun），高度扁平（ε~0.24）。从色星等图的解析恒星，我们推断活跃的恒星形成的尾巴在过去的~ 2亿年。在r_e内部的平均投影质量密度与总质量的关系图中，星系团位于GC分布的上端，也就是星系核所在的位置。西北方向的尾巴与HI和红外（尘埃/多环芳烃）辐射的集中有关，这些辐射似乎是缠绕在星系周围的更长的流的一部分。这些性质表明，该星系团可能是一个前富含气体的卫星星系的核心，该星系正在经历NGC 4449的潮汐破坏。如果是这样的话，这个星系团与其他被认为是分裂星系的核，如ωCen（银河系）和G1（M31）相比，处于更早的阶段。
2011-11-24 astro-ph.CO
The X-ray Nature of Nucleus in Seyfert 2 Galaxy NGC 7590
本文介绍了对Seyfert~2星系NGC 7590的Chandra高分辨率观测结果。据报道，该物体在低空间分辨率ASCA数据中没有显示X射线吸收。XMM观测结果表明，NGC 7590的X射线发射主要由非核超亮X射线源（ULX）和宿主星系的扩展发射主导，并且核心相当弱，可能存在康普顿厚度的活动星系核。我们最近对NGC 7590的Chandra观测使我们能够有效地去除ULX和扩展元件的X射线污染。在~ 4x 10 ^{-15} erg/s/cm^-2通量水平下，核源仍未被探测到。虽然没有探测到，但钱德拉的数据给出了2--10 keV的通量上限约为6.1 × 10 ^{-15} erg/s/cm^-2（在3 σ水平），比XMM值小3倍，这有力地支持了原子核的康普顿厚度性质。此外，我们在星系D25椭圆内探测到5个非核X射线点源，它们的光度都在2 × 10 ^{38} erg/s以上（假设距离为NGC 7590），都为2 - 10 keV。特别是，以前由ROSAT数据确定的ULX被钱德拉分解为两个不同的X射线源。我们的分析强调了高空间分辨率图像在发现和研究ULX中的重要性。
2012-03-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Compton-Thick Seyfert 2 Nucleus of NGC3281: Torus Constraints from the 9.7$μ$m Silicate Absorption
本文介绍了用双子座南望远镜的热区照相摄谱仪（T-ReCS）获得的康普顿厚度的塞弗特2星系NGC 1，3281的中红外光谱。光谱在9.7 I，$μ$ m和[S{ \sc I，iv]} I，10.5 I，$μ$ m和[Ne{ \sc I，ii]} I，12.7 I，$μ$ m离子线处呈现非常深的硅酸盐吸收，但没有PAH发射的证据。我们发现核消光在24 $\leq$ A-$_{V}$ $\leq$ 83 μ g范围内，未分辨65，pc核的黑体尘埃连续体组分在130，pc SE处的温度T = 300，K，而在130，pc处的温度较低（200，K）.我们描述了NGC 13281的核光谱，使用cluplantorus模型表明，该星系的核主机的尘埃环形结构。根据这个模型，NGC 3281中环面的内外半径之比为$R_0/R_d$ = 20，赤道半径中的{ \bf 14}云的光学厚度为$τ_{V}$ = 40\，ma。我们将在环面赤道半径的方向上观察（$i$ = { \bf 60 $^{\circ}$ }），其外半径为R $_{0}\,\sim$ 11\，pc。柱密度为N $_{H}\approx$ \，{ \bf 1.2}\，$\times\,10^{24}\,cm^{-2}$和铁K $α$等效宽度（$\approx$ 0.5 - 1.2\，keV）用于检查环面几何形状。我们的研究结果表明，X射线…
2011-07-01 astro-ph.CO
Dust emission from a parsec-scale structure in the Seyfert 1 nucleus of NGC 4151
我们报告中红外干涉测量与\sim 10质量的分辨率，解决了温暖的（T = 285 + 25/-50 K）在中心的NGC 4151的热辐射。使用成对的VLT 8.2 m望远镜，通过将数据与高斯模型进行比较，我们确定了尘埃排放区域的直径，尽管只是沿着一个位置角，为2.0 +/- 0.4 pc（FWHM）。这是第一次对塞弗特1星系中核暖尘埃分布的大小和温度进行估计。发现的参数是可比的塞弗特2星系，从而提供了直接支持的统一模型。使用简单的分析温度分布，我们发现，中红外辐射可能不是光滑的延续的热核源，是边缘解决K波段干涉。在我们较短的基线观测中，我们还检测到10.5微米左右的微弱过量发射，这可能表明硅酸盐发射扩展到秒差距尺度。
2009-09-29 astro-ph.CO
X-ray spectral analysis of the low-luminosity active galactic nucleus NGC 7213 using long XMM-Newton observations
本文给出了低光度活动星系核NGC 7213的最长X射线多镜任务-牛顿观测（133 ks）的X射线光谱结果。X射线光变曲线的硬度比分析揭示了一个相当恒定的X射线光谱形状，至少对于观察到的曝光时间，使我们能够使用总的观察到的光谱进行X射线光谱研究。除了中性的Fe Kα发射线，我们还检测到窄的发射线从离子化的铁物种，Fe xxv和Fe xxvi。我们的分析表明，中性Fe Kα起源于康普顿薄反射层，而负责高电离线的气体是碰撞激发的。由欧洲光子成像照相机记录的0.3-10 keV能带中的总光谱可以由幂律分量（斜率为Γ \simeq 1.9）加上0.36和8.84 keV的两个热分量来建模。在0.35-1.8 keV之间，低能热成分与反射光栅谱仪获得的X射线谱数据完全一致。
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
