The interaction between feedback from active galactic nuclei and supernovae
来自超新星（SNe）和活动星系核（AGN）的能量反馈都是重要的过程，被认为控制了多少气体能够凝聚成星系并形成恒星。我们发现，尽管活动星系核和超新星都抑制了恒星的形成，但在两种反馈过程都有效的质量范围内（10^11.25 M_sun < m_200 < 10^12.5 M_sun），它们在晕中相互削弱了彼此的影响，最高可达一个数量级。这些结果表明，在星系形成的模型中，这两个过程的同时，非独立的包含估计总的反馈强度的重要性。这些结果是特别相关的半解析模型，这隐含地假设两个反馈过程的影响是独立的，也是流体动力学模拟模型的反馈过程之一。
2013-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernovae and AGN driven galactic outflows
本文给出了具有NFW暗物质晕的星系风的解析解。我们认为风驱动的能量和质量注入从多个超新星，以及动量注入由于辐射从中央黑洞。我们发现风动力学依赖于三个速度尺度：（a）v_star \sim（\dot{E} / 2 \dot{M}）^{1/2}描述了星暴活动的影响，其中\dot{E}、\dot{M}为半径为R的中心区域的能量和质量注入率;（b）\vbh ~（G \mbh / 2 R）^{1/2}，用于质量为\mbh的中心黑洞对距离R处的气体的影响，以及（c）v_{s} =（GM_h/ 2Cr_s）^{1/2}与星系圆速度密切相关，C是晕浓度参数的函数。我们发现风的终端速度为2（v_star^2 + 1.5（Γ-1）\vbh^2 -v_s^2）^{1/2}，其中Γ是辐射压力与中心黑洞引力的比值。我们还发现：（a）来自静止的恒星形成星系的风不能从10^{11.5} \le M_h \le 10^{12.5}Msun星系逃逸，（b）在这个质量范围内的星系应该存在大距离的环星系气体，（c）对于逃逸风，低到中等质量星系的风速为~ 400- 1000 km/s，与观测到的X射线温度一致;（d）来自活动星系核的大质量星系的风的速度为\gtrsim 1000 km/s。我们还发现，[2 v_star ^2-（1 -Γ）\vbh^2 ]/v_c ^2的比值决定了气体的损失量。结合适当的\mbh和M_h之…
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The pursuit of the Hubble Constant using Type II Supernovae
本文系统综述了利用II型超新星作为独立河外距离指示器测量哈勃常数的方法、理论、校准挑战及最新测量结果，以应对哈勃常数紧张问题。
2023-05-26 astro-ph.CO
Spitzer IRS observations of k+a galaxies: A link between PAH emission properties and AGN feedback?
我们进行了IRS低分辨率5-12微米光谱的星系样本选择在3个不同的后星爆的演化阶段，根据其光谱指数。由此产生的IRS光谱在6.2，7.7，8.6和11.3微米处显示出独特的PAH发射线结构，几乎没有硅酸盐吸收，表明正在进行的恒星形成。然而，PAH线间比，特别是11.3/6.2微米和7.7/6.2微米的比，显示出很大的变化。这些变化被发现与时间，因为最近的星爆和活动星系核活动。我们推测，在这些PAH比率观察到的演变是有关的活动星系核活动随着时间的增加，因为恒星爆发。
2009-04-28 astro-ph.CO
Reflection-dominated nuclear X-ray emission in the early-type galaxy ESO 565--G019
本文报道了与朱雀和雨燕/BAT合作在早型射电宁静星系ESO 565-G 019中发现的反射主导的活动星系核（AGN）。低于10 keV的源X射线谱是其他康普顿厚（CT）活动星系核的特征，清楚地显示出一个倒置的连续谱和巨大的荧光铁发射高于~3 keV。一个康普顿肩膀的中性铁K α线似乎也存在。有证据表明，长期的硬X射线通量的变化，我们与活动星系核的内在幂律的变化。正在进行的和新的硬X射线测量的灵敏度越来越高，这意味着在不久的将来应该会发现更多这样的反射主导活动星系核。ESO 565-G 019位于一个早期型星系中，其形态被分为E型或S 0型。到目前为止，只有大约20个真正的CT-AGN在本地宇宙中被发现，并且都存在于晚期哈勃类型（S 0或更晚）的宿主星系中。CT柱的核遮蔽气体是罕见的早期型星系在当地的宇宙，因此确认的确切形态类ESO 565-G 019是重要的。红外测光还显示，在宿主中存在大量的冷尘埃，表明正在进行的恒星形成。ESO 565-G 019可能是第一个被发现的在早期宿主中由小合并驱动的CT-AGN生长的局部例子，也可能是与其相邻星系ESO 565-G 018相互作用的结果。
2013-05-21 astro-ph.CO
The role of AGN in the migration of early-type galaxies from the blue cloud to the red sequence
我们提出了一个正在进行的早期型星系的形成和演化的一般图片，通过一个特定的演化序列开始在蓝色的云和结束在低质量的红色序列结束。这一演化序列包括在绿谷的Seyfert活动星系核阶段，但这一阶段在恒星形成停止后发生得太晚，因此，低红移早型星系中的大部分黑洞吸积发生在星暴后天体中，而不是与恒星形成同时发生。另一方面，低光度活动星系核阶段在早期阶段开启，当一些恒星形成活动仍然存在时，可能是破坏分子气体库的原因。
2009-09-06 astro-ph.CO
AGN feedback in galaxy groups: a joint GMRT/X-ray study
我们提出了一个正在进行的研究18个附近的星系群，选择钱德拉和/或XMM-牛顿数据的可用性和证据AGN/热群内气体相互作用。我们已经获得了235和610兆赫的观测在GMRT的所有群体，和327和150兆赫的少数。我们讨论了两个有趣的情况下- NGC 5044和AWM 4 -这表现出不同种类的活动星系核/热气体的相互作用。借助这些例子，我们展示了如何将低频无线电数据（通过老化电子群的发射来跟踪活动星系核爆发的历史）与X射线数据（确定热气体的状态、扰动、加热和冷却）结合起来，可以提供对星系群反馈机制性质的独特见解。
2009-09-01 astro-ph.CO
Environment-derived constraints on the progenitors of low-luminosity type I supernovae
我们提出了两种类型的不寻常的瞬态对象的宿主星系的属性的研究，都是次发光的超新星的主要类别相比。其中一种表现出异常强的钙特征，被称为“富钙”。第二种类型，以SN 2002 cx为原型，SN 2008 ha为迄今为止最极端的例子，与第一种类型有一些共同的特性，但通常表现出较低的喷出物速度和不同的早期光谱。我们确认的两种类型的环境中的重要差异，与富钙瞬变优先发生在老恒星星族为主的星系。从数量上看，富钙瞬变与正在进行的恒星形成区域的关联与Ia型超新星的关联非常匹配。SN 2002 cx类瞬变非常不同，目前的样本中没有一个发生在早期类型的宿主中，并且与II-P型超新星的恒星形成区域相似，因此延迟时间为30-50百万年。
2013-06-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
The formation of the brightest cluster galaxies in cosmological simulations: the case for AGN feedback
我们使用500 pc分辨率的宇宙学模拟的室女座状星系团研究的最亮的星系团星系（BCG）的性质，形成在晕的中心。我们比较了两个模拟;一个只包含超新星反馈，另一个也包含黑洞增长的处方和由此产生的AGN反馈气体吸积。正如先前的工作所表明的，仅凭超新星反馈，我们无法再现大质量椭圆星系团的任何观测特性。由此产生的BCG旋转迅速，具有高的Sersic指数，中心有很强的质量过剩，总的中心密度分布比等温下降得更陡。此外，它在将大多数可用的重子转换为恒星时效率太高，这受到丰度匹配的强烈限制。通过对黑洞动力学和活动星系核反馈的处理，我们得到了与实验数据吻合较好的BCG性质：它们旋转缓慢，具有核面密度分布，速度色散分布平坦或上升，恒星质量分数较低。活动星系核提供了一种新的机制，在明亮的椭圆星系中产生核心;核心膨胀是由于下沉的大质量黑洞的动力学摩擦和活动星系核反馈的综合效应，从中心区域蒸发气体物质。
2012-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernovae and Other Transients in the OGLE-IV Magellanic Bridge Data
我们分析了两年（2010年年中至2012年年中）的OGLE-IV数据，覆盖了麦哲伦桥（麦哲伦云之间的区域）的~65 deg^2，发现了130个瞬变事件，包括126个超新星（SNe），两个前景矮新星和另外两个类似SNe的瞬变事件，这些瞬变事件后来被证明是活动星系核（AGN）。我们显示我们的SNe检测效率作为SN峰值幅度的函数，根据可用的SNe速率估计。对于SNe峰值星等I<18.8星等，它是100%，而在I=~19.7星等时下降到50%。以我们目前在麦哲伦云之间和周围的观测区域（~600 deg^2），我们预计每年会发现24个SNe峰值在I<18星等以上，100个在I<19星等以上，340个在I<20星等以上。我们简要介绍了我们的在线近实时检测系统SNe和其他瞬态，OGLE瞬态检测系统。
2013-04-11 astro-ph.CO
Distinguishing between AGN and Star-Forming Galaxies in ATLAS
澳大利亚望远镜大面积巡天（ATLAS）是有史以来最广泛的深射电巡天，在两个独立的领域覆盖了7平方度的天空，拥有广泛的多波长数据。本研究的主要目的是调查活动星系核（AGN）和恒星形成（SF）在ATLAS之间的所有可能的判别式，比较判别式的目标，确定的优点和缺点，并建立一个最佳的技术给定的可用数据。最终，所有可能的判别将被利用，包括光学/红外SED，光谱线宽度，光学线比，无线电频谱指数，变异性，形态，偏振和无线电/FIR相关。仅使用ATLAS中现有的光谱数据进行初步调查正在进行中。从这次调查的结果，探索AGN/SF星系的比例作为一个函数的无线电通量密度下降到150微焦耳。作为ATLAS的初步结果，还提出了三个微弱的GPS候选者。
2009-09-22 astro-ph.CO
A 1.75 kpc/h Separation Dual AGN at z=0.36 in the COSMOS Field
我们提出了强有力的证据，双活动星系核（AGN）在z=0.36星系COSMOS J100043.15+020637.2。宇宙哈勃太空望远镜（HST）对该星系的成像显示了一个潮汐尾，表明该星系最近经历了合并，以及星系中心附近的两个亮点源。这些来源的光度（来自HST图像）和它们的发射线通量比（来自Keck/DEIMOS狭缝光谱）都表明两者都是AGN，而不是恒星形成区或超新星。来自zCOSMOS、斯隆数字巡天、XMM-牛顿、甚大阵和斯皮策的观测强化了活动星系核活动的证据。利用HST成像，我们测量到两个活动星系核之间的投影空间偏移为1.75 +- 0.03 kpc/h，利用DEIMOS，我们测量到两个活动星系核之间的视线速度偏移为150 +- 40 km/s。综合起来，这些观测结果提供了大量证据，证明COSMOS J100043.15+020637.2是合并残余星系中的双重活动星系核。
2009-06-19 astro-ph.CO
AGN evolution from large and deep X-ray surveys
在过去的几年里，吸积超大质量黑洞为活动星系核提供动力与其宿主星系中的恒星形成之间的相互反馈效应已经变得明显。这意味着活动星系核和星系的形成和演化应该被看作是同一个问题。因此，在大的红移区间内寻找活动星系核的演化和物理性质，并对其进行表征，是当前观测宇宙学研究领域的一个重要课题。在过去十年中，由于大量的XMM-牛顿和钱德拉巡天，加上多波长后续方案，取得了重大进展。我们将介绍一些最近的结果和正在进行的努力（主要是从COSMOS和CDFS调查），旨在获得一个完整的普查在宇宙中的吸积黑洞，和主机星系属性的表征。
2010-04-21 astro-ph.CO
Radio Emission and AGN Feedback in Post-starburst Galaxies
我们研究了斯隆数字巡天的星暴后星系的射电活动星系核活动，以确定活动星系核反馈是否可能是恒星形成停止的原因。基于FIRST和NVSS数据的射电形态和射电响度，我们将活动星系核引起的射电活动与正在进行的残余恒星形成分开。在513个具有强A星光谱的SDSS星系中，有12个天体的21 cm通量密度超过1 mJy。这些星系不显示光学活动星系核发射线。考虑到无线电发射的寿命比典型的时间尺度的光谱特征的后星暴星系短得多，我们得出结论，在这些对象的无线电发射活动星系核活动被触发后，最近的星暴结束，因此不能是一个重要的反馈过程来解释后星暴阶段。射电光度与星系恒星总质量呈正相关，但与最近形成的恒星质量无关。因此，来自射电光度反馈的活动星系核的机械能与占恒星质量主导地位的老恒星星族有关，而老恒星种群又与中心超大质量黑洞的质量有关。
2010-08-16 astro-ph.CO
Integral field spectroscopy of nearby QSOs: I. ENLR size-luminosity relation, ongoing star formation & resolved gas-phase metallicities
我们对19个z<0.2的类星体的通量限制样品进行了光学积分场光谱分析，并在2- 5 kpc的物理分辨率下空间分辨了它们的电离气体性质。扩展窄线区（ENLR），光电离的活动星系核的辐射，有几个千秒差距的大小和相关性更强的类星体连续光度比与集成的[OIII]光度。我们发现log（r）~（0.46+-0.04）log（L_5100）形式的关系，加强了ENLR电离云电离参数近似恒定的图象。除了ENLR外，我们还发现在kpc尺度上超过50%的星系中存在由年轻大质量恒星电离的气体。在超过一半的样本中，特定的恒星形成率的基础上的消光校正的哈光度是一致的不活跃的盘为主的星系，即使是一些膨胀为主的类星体主机。增强SFR高达70 Msun/yr是罕见的，总是与重大合并的签名。与基于60+ 100 μ m远红外光度的SFR的比较表明，远红外光度系统地受到活动星系核辐射的污染，Ha似乎是一个更强、更灵敏的恒星形成速率示踪剂。有效的活动星系核反馈的证据是稀缺的，在我们的样本，但我们的一些类星体主机缺乏正在进行的恒星形成的签名，导致减少特定的SFR相对于主要序列的星系。基于12个类星体，我们可以进行测量，我们发现，平均膨胀为主的类星体宿主星系往往低于质量金属丰度关系相比，他们的光盘为主的同行。虽然对我们的小样本来说还没有统计学意义，但如果这种金属稀释可以被证明与最近或正在进行的星系相互作用有关，这可能会为未来…
2014-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mergers as triggers for nuclear activity: A near-IR study of the close environment of AGN in the VISTA-VIDEO survey
关于星系中核活动的驱动因素一直存在争议，AGN要么由主要或次要的星系合并引发，要么通过冷却气体吸积和/或形成酒吧等长期过程引发。我们调查的X射线，无线电，和中红外选定的活动星系的封闭环境。我们利用新的近红外VISTA深河外观测（VIDEO）调查的XMM-大尺度结构（LSS）领域的第一个数据发布。我们使用两个措施的环境密度，即计数在一个给定的孔径和有限的红移切片（伪三维密度）和最近邻密度措施$Σ_{2}$和$Σ_{5}$。我们选择活动星系核和控制样本，匹配它们的红移和表观KS波段的幅度。我们发现，活动星系核被发现在一系列的环境中，与一个子集的活动星系核样本居住在过密的环境。与其对照样品相比，Seyfer-like X射线活动星系核和平谱射电活动星系核被发现居住在明显过密的环境中。然而，超密度和活动星系核光度之间的关系并没有显示出任何正相关。由于缺乏一个环境密度活动星系核光度的关系，我们发现没有支持的计划，高亮度活动星系核优先触发合并。相反，我们发现活动星系核可能在高红移的稠密环境中活动，因为它们居住在最大质量的星系中，而不是活动星系核。
2013-12-05 astro-ph.CO
Consistent use of Type Ia supernovae highly magnified by galaxy clusters to constrain the cosmological parameters
我们讨论了如何强烈放大的前景星系团的Ia型超新星（SNe）应自洽处理时，用于适合的宇宙学参数的样本。虽然SN的星系团透镜放大率可以很好地从不同背景星系的测量红移的多个图像集约束，其值通常取决于用于构建质量模型的宇宙学参数的基准集。在这种情况下，我们不应该天真地将观测到的SN光度通过模型放大率缩小到预期的哈勃图中，这将产生偏差，但要考虑构建质量模型所选择的先验宇宙学参数。我们量化的影响，并发现一个系统误差，通常是百分之几，高达百分之几十，每个放大的SN，可能会传播到宇宙学参数拟合，除非宇宙学假设的质量模型被考虑在内（偏差可以更大，如果SN是躺在非常接近临界曲线）。我们还模拟了这样的偏见如何传播到宇宙学参数适合使用Union2.1样本，辅以强烈放大的SNe。如果只包括少数有偏的SNe，那么由此产生的宇宙学参数的偏差通常在百分之几的水平，并且随着透镜SNe的数量和它们的红移而增加。含有放大的Ia型SNe的样本，例如来自正在进行的聚类调查的样本，应该很容易解释这种可能的偏倚。
2014-05-07 astro-ph.CO
Supernovae and their host galaxies - II. The relative frequencies of supernovae types in spirals
我们提出了一个不同的超新星（SN）类型的相对频率的分析与各种形态的螺旋和在酒吧或unbarred星系。我们使用一个定义良好的和均匀的样本的螺旋宿主星系的692 SNe从斯隆数字巡天在不同阶段的星系-星系相互作用和活动类的核。我们建议，潜在的机制塑造SNe类型的数量比可以解释的框架内相互作用诱导的恒星形成，除了已知的形态和恒星星族之间的关系。我们发现一个强大的趋势，在行为的NIa/NCC的比例取决于主机的形态，这样，早期的螺旋包括更多的Ia型SNe。NIbc/NII比率在早期型宿主的宽箱中较高。当从正常星系、扰动星系到相互作用星系时，NIa/NCC比值几乎不变，然后在合并星系中下降，而在合并后星系/残余星系中，NIa/NCC比值跳到最高值。与此相反，NIbc/NII的比率跳到最高值合并星系和合并后/残余子样本略有下降。的解释是，恒星形成率和星系的形态，这是强烈的影响，在相互作用的最后阶段，对SNe类型的数量比的影响。NIa/NCC（NIbc/NII）比值从恒星形成到活动星系核（AGN）级别增加（减少）。这些变化是一致的相互作用触发的恒星暴演化成活动星系核的相互作用的后期阶段，伴随着恒星形成的变化和星系形态的转变成一个早期的类型。
2014-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
COLA III. Radio Detection of AGN in Compact Moderate Luminosity Infra-Red Galaxies
本文给出了对中等远红外光度（中值LIR = 10^11.01 LSol）的COLA样本的恒星形成星系北半部的4.8 GHz VLA和Global-VLBI观测结果。VLBI源被发现在一个高分数（20/90）的星系观察。这些核心的射电光度（~10^21 W/Hz）太大，无法用射电超新星或超新星遗迹来解释，我们认为它们是由活动星系核提供能量的。这些次秒差距尺度的无线电核心优先检测到的星系的VLA地图显示明亮的100-500秒差距尺度的核射电成分。由于后者的结构紧密遵循FIR到无线电连续相关的恒星形成，我们得出结论，活动星系核动力VLBI源与紧凑的核星暴环境。可能的星爆活动星系核连接的影响进行了讨论。检测到的VLBI源有一个相对较窄的无线电光度范围与模型一致，在该模型中，强烈紧凑的爱丁顿有限的恒星爆发调节到中央超大质量黑洞的气体供应。活动星系核射电核心在致密星爆中的高发生率表明，星爆阶段和活动星系核活动开始之间几乎没有延迟。
2010-06-14 astro-ph.CO
HST Observations of the Double-Peaked Emission Lines in the Seyfert Galaxy Markarian 78: Mass Outflows from a Single AGN
先前对Seyfert 2星系Mrk 78的地面观测揭示了一组双发射线，类似于最近几次调查中在活动星系核中看到的发射线。双线是由于同一星系中两个径向速度不同的活动星系核造成的，还是由于单个活动星系核的质量外流造成的？我们提出了一个研究的外流电离气体在解析窄线区（NLR）的Mrk 78使用的观测空间望远镜成像光谱仪（STIS）和微弱对象相机（FOC）搭载的哈勃太空望远镜（HST）作为一个正在进行的项目，以确定活动星系核（AGN）外流的运动学和几何形状的一部分。根据光谱信息，我们通过我们的运动学建模程序，通过重新创建径向速度来确定流出的基本几何形状，以拟合在四个不同的STIS狭缝位置中看到的径向速度。我们确定，在地面光谱中看到的双发射线是由于在NLR的流出气体的不对称分布。通过成功地拟合一个单一的活动星系核模型Mrk 78，我们表明，它是可能的，以解释双发射线与径向速度偏移看到活动星系核类似的Mrk 78，而不需要双超大质量黑洞。
2010-11-18 astro-ph.CO
The SEDs, Host Galaxies and Environments of Variability Selected AGN in GOODS-S
变异性选择已被提出作为识别低光度活动星系核和具有异常SED的活动星系核的有力工具。然而，一直缺乏对以这种方式选择的来源的系统研究。本文介绍了GOODS South活动星系核的多波长光变特性。我们证明，可变性选择确实可靠地识别活动星系核，主要是低光度。我们发现了来自恒星的污染，以及一个非常小的样本，没有显示活动星系核活动的迹象，他们的数量与预期的假阳性率是一致的。我们还研究了样品中活动星系核的宿主星系和环境。受干扰的宿主形态是相对常见的。宿主星系的恒星形成水平跨度很大。然而，大质量的恒星爆发只存在于样本中最明亮的活动星系核的宿主中。有没有明确的环境偏好的AGN样本一般，但我们发现，最明亮的AGN平均避免密集的地区，而一些低光度的AGN托管晚型星系被发现附近的中心组。在我们的样本中，AGN比一般星系群有更近的近邻。我们没有发现任何迹象表明，主要的合并是一个主导的触发过程中，低光度活动星系核在这个样本。相反，环境和宿主星系的特性表明长期过程，特别是第一次通过和较小合并时的潮汐过程，可能是研究对象的触发因素。这项研究证明了活动星系核的变率选择的强度，并给出了第一个提示，在可能的触发机制高红移低光度活动星系核。
2012-07-22 astro-ph.CO
Subaru Spectroscopy of SDSS-II Supernovae
斯隆数字巡天II（SDSS-II）超新星巡天发现了Ia型超新星（SNe Ia），位于几乎未被探索的$0.05 < z < 0.4$的中间红移范围，并提供了密集采样的SN候选者的多色光变曲线。这次巡天的后续光谱学工作是用斯巴鲁望远镜进行的，获得了71个Ia超新星候选者的光谱。除了一个特殊的变量外，每个候选人都观察到一个光谱。本文介绍了处理这些光谱的方法。2005年观测到的光谱波长范围为4000至9000 nm，2006年观测到的光谱波长范围为3600至9000 nm。大多数Ia超新星光谱的信噪比（S/N）在整个波长范围内平均为每2 μ m 4到10之间。我们开发了一个新的代码来提取的SN光谱成分的光谱污染的宿主星系。在71个Ia型超新星中，59个为正常Ia型超新星，3个为异常Ia型超新星。光谱相位的范围从最大亮度的-7天到+30天不等。还有7颗SNe II，1颗可能的超新星和1颗活动星系核。
2011-01-08 astro-ph.CO
Type II Supernovae as Probes of Cosmology
- 限制宇宙学参数和理解暗能量对宇宙的性质及其物理定律有着巨大的影响。- 基于造父变星和Ia型超新星（SNe Ia）的宇宙学所达到的系统不确定性的普遍极限保证了对互补方法的搜索。- II型超新星已经被证明提供了这样一条路径，它们的距离可以很好地被基于光度的方法或几何方法所限制。竞争、互补和协调一致的努力正在进行中，以探索和利用那些与下一代设施非常匹配的对象。光谱跟踪将由天基和20-40米级望远镜实现。- II型超新星的某些系统不确定性，如尘埃红化和金属丰度效应，必然不同于Ia型超新星。它们的恒星祖先是已知的，有望更好地利用宇宙演化。此外，它们的速率--密切跟踪正在进行的恒星形成速率--预计将随着回看时间的推移显著上升，确保有足够的遥远例子供应。- 这些数据将竞争性地约束暗能量状态方程，允许确定哈勃常数为5%，并促进我们对大质量恒星演化的最后戏剧性阶段所涉及的过程的理解。
2009-02-18 astro-ph.CO
Host galaxies of double-peaked [OIII] emitting AGN: binary AGN or mergers?
合并被怀疑是恒星形成和活动星系核活动的可靠触发器。然而，这一过程的确切时间仍然知之甚少。在这里，我们提出了深成像和长缝光谱数据的样本四个双峰[OIII]发射活动星系核。这些源通常被认为是双星活动星系核的宿主，或者至少目前正在进行重大的合并。这里展示的样品具有先前的IFU和高分辨率成像数据，这些数据显示IR中的双核以及运动学和空间上不同的线发射区域。两个源在X射线或无线电中都有双点源的探测。因此，研究的来源可能是二元活动星系核。该样品中的活动星系核是发光的、射电宁静的、低红移的。$u/r/z$成像数据显示宿主星系处于广泛的合并阶段，大多数（3/4）显示潮汐尾或复杂的运动学和形态，清楚地表明最近的合并。然而，一个源-托管双X射线源-显示静态形态，没有来自成像数据的相互作用的明确迹象。在这种情况下，光谱学揭示了一个相对于恒星组件反向旋转的气体盘。光谱的其他来源揭示了扰动的运动学进一步确认其地位正在进行的合并。我们的数据表明，活动星系核触发合并可能发生在一个很宽的时间跨度和下沉的黑洞的合并系统的中心可能需要相当长的时间在某些情况下。详细的分析将在即将发表的论文中发表。对合并星系中活动星系核的进一步研究将显示这些活动星系核的宿主与没有活动星系核活动的正常合并星系核有何不同。
2013-03-08 astro-ph.CO
The prevalence of AGN feedback in massive galaxies at z~1
我们在UKIDSS超深调查领域使用光学-红外成像，结合Arumugam等人的新的深射电图，在0.4<z<1.2的范围内，计算星系间射电光度分布与恒星质量的函数关系。这是通过使用一种新的贝叶斯方法来分类恒星和星系的调查与多波段测光，并获得光度红移和恒星质量的星系。我们比较的分布，本地观察到的，并找到协议，如果我们只考虑对象被认为是弱线射电响亮的星系。由于局部分布被认为是气体晕的辐射冷却和机械AGN加热之间的能量平衡的结果，我们推断，这种平衡也存在早在z~1。这支持了低光度（“热模式”）射电大声的活动星系核的存在和没有正在进行的恒星形成之间的直接联系。
2013-07-01 astro-ph.CO
Near-Ultraviolet Properties of a Large Sample of Type Ia Supernovae as Observed with the Swift UVOT
本文介绍了2005年3月至2008年3月NASA { \it Swift}紫外和光学望远镜（UVOT）观测到的26颗Ia型超新星（SNe~Ia）的紫外和光学测光结果。该数据集由2133个单独的观测数据组成，是迄今为止对SNe~Ia紫外辐射最完整的研究。将SNe分成三个子类，从光学观测中得出，我们研究了这些SNe的颜色的演变，发现正常子类内的高度均匀性，但该组与亚发光和SN 2002 CX类组之间存在显着差异。对于正常事件，UVOT上较红的UV滤光片（$u$、$uvw1$）比较蓝的UV滤光片（$uvm2$、$uvw2$）显示出更高的均匀性。搜索纯UV特性以确定现有的基于光学的分组，我们发现峰宽是一个差的判别式，但我们确实看到峰值发射和光变曲线的后期平坦相位之间的时间延迟的变化。对于大多数子类，紫外光曲线在$B$带之前几天达到峰值（如Jha等人2006年a以前所报告的那样），尽管SN 2002 cx类天体在紫外光中很早就达到峰值。这一群也是SNe~Ia中观测到的最蓝的发射。随着观测活动的进行，我们讨论了观察的关键时间，如本研究所确定的，以最大限度地提高未来观测的科学产出。
2010-07-29 astro-ph.CO
Galaxy pairs in the Sloan Digital Sky Survey - IV: Interactions trigger AGN
星系与星系之间的相互作用预计会导致气体流入，从而增强核恒星的形成。在本文中，我们测试进一步的预测，气体流入导致增强吸积到中央超大质量黑洞，触发活动的核心。基于11，060个有近伴星（rp < 80 kpc，Delta V < 200 km/s）的SDSS星系样本，我们根据发射线比率或光谱分类将AGN分类为类星体。活动星系核在密偶样本中的比例与110，600个质量和红移匹配的控制星系的控制样本进行了比较，没有附近的同伴。我们发现，在投影间距< 40 kpc的近距离星系对中，活动星系核的比例明显增加，相对于对照样本增加了2.5倍（尽管这种增加取决于所选择的样本S/N切割）。活动星系核比例的增加在等质量星系配对中最强，而在不等质量配对的低质量部分中最弱。在小的分离的活动星系核分数的增加是伴随着一个增强的“复合”星系的光谱是由活动星系核和恒星的光电离的结果的数量。我们的研究结果表明活动星系核活动（至少在某些情况下）发生在最终合并之前，并与正在进行的恒星形成同时进行。最后，我们发现一个显着的增加，在小的投影分离的一部分对中，两个星系海港活动星系核。我们证明，双活动星系核的分数超过预期的随机分数，表明一些对进行相关的核活动。结合补充研究，我们倾向于这样一种解释，即相互作用触发活动星系核，但不是核活动的唯一原因。
2011-08-12 astro-ph.CO
A diffuse bubble-like radio-halo source MRC 0116+111: imprint of AGN feedback in a low-mass cluster of galaxies
我们提出了详细的观测MRC 0116+111，揭示了一个明亮的，迷你无线电晕的直径约240千秒差距位于中心的星系团在红移z = 0.131。我们的光学和多波长GMRT和VLA射电观测揭示了一个非常不寻常的射电源：显示了一对巨大的（直径约100 kpc）气泡状漫射结构，这比在M87中观察到的类似扩展射电发射大三倍-M87是室女星系团中占主导地位的中央射电星系。然而，在MRC 0116+111中，我们没有探测到任何正在进行的活动星系核（AGN）活动，例如致密的核心或活跃的射电喷流为等离子体气泡提供能量。射电发射相对论粒子和磁场很可能是由一对起源于中央cD星系活动星系核的射电喷流在过去播下的种子。位于离星团中心约100千秒差距的西北方气泡的高频无线电频谱非常陡峭，表明辐射损失，可能是因为已经分离，它正在迅速上升并远离假定的热星团内介质。另一个气泡，更接近星团中心，显示出正在进行的粒子再加速的迹象。我们估计，使这两个气泡膨胀的射电喷流也可能向星团内介质提供了足够的能量，以创造一个巨大的空腔和激波阵面系统，并从活动星系核中驱动大量外流，这可能会抵消甚至淬灭冷却流。因此，这个来源提供了一个很好的机会，了解在热集群大气中的无线电射流膨胀等离子体气泡的能量和动力学演化。
2009-07-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
The origin of the mass scales for maximal star formation efficiency and quenching: the critical role of Supernovae
我们使用Henriques et al.（2015）版本的慕尼黑星系形成模型（L-GALAXIES）来研究为什么晕和恒星质量尺度在星系淬灭时随红移而恒定，并且与重子最有效地转化为恒星的尺度相一致。这个模型假设当热的晕气体吸积到一个超大质量黑洞上时，活动星系核的反馈会使中心星系熄灭。然而，我们发现超新星（SN）反馈设置两个质量尺度。当晕增长到阈值质量以上时，SNe不再能喷射物质，因此它们的热气含量增加，从而提高了中央星系的冷却速度，其冷气含量，恒星形成速度和中央黑洞的增长速度。强烈的活动星系核反馈通过抑制恒星形成的燃料供应来终止这个短暂的阶段。尽管强烈的演化的晕质量-温度关系，淬火发生在一个红移无关的晕和恒星的质量，这与重子已转换成恒星的质量与最大的效率相一致。这些巧合和巧合是由MCMC调整模型选择的特定参数的结果，以拟合在红移范围0<z<3内观测到的星系丰度和被动分数。因此，它们是观测到的星系群演化所必需的，至少在这类模型的背景下是如此。
2018-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGN Feedback in groups and clusters of galaxies
在星系群和星系团的核心缺乏非常冷的气体，即使冷却时间明显短于哈勃时间，也被解释为重新加热星系际介质的来源的证据。大多数对富星系团的研究都采用活动星系核反馈作为加热源。从正在进行的涉及集群和团体的GMRT项目，我们展示了如何低频GMRT无线电观测，与钱德拉/XMM-牛顿X射线数据，提出了一个独特的洞察反馈的性质，以及AGN和IGM之间的能量转移。
2009-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
What powers galactic outflows: nuclear starbursts or AGN?
星系外流可以由核恒星爆发（SB）或活动星系核（AGN）提供动力。有人认为，极端的恒星爆发可以为极端的外流提供动力，而不需要调用AGN反馈。然而，不能排除过去和/或隐藏的活动星系核活动的贡献。在这里，我们限制的潜在作用，中央黑洞在驱动强大的流出星暴星系（没有迹象表明正在进行的活动星系核活动）。我们检查是否可以解释的星系外流活动星系核光度演化的框架内，我们的活动星系核辐射尘埃反馈的情况。我们表明，流出的能量的星暴星系在本地宇宙中可以定量再现幂律和指数光度衰减，再加上辐射捕获。类似地，严重的遮蔽和轻微的光度衰减的结合可能解释了在早期宇宙中尘埃恒星形成星系中观察到的星系外流的能量学。我们讨论了不同的物理参数SB与AGN外流驱动，并得出结论，后者可以有一个重大的影响星系的演化。
2022-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
MC$^2$: Boosted AGN and star-formation activity in CIZA J2242.8+5301, a massive post-merger cluster at z=0.19
星系团合并在星系团的形成和演化过程中起着重要的作用。Stroe等人（2014）揭示了在大质量（~ 2x 10 $^{15}$ M $_{\odot}$）“香肠”合并星团CIZA J2242.8+5301的~1 Mpc宽的激波前沿附近，候选H $α$发射体的意外过密度。我们使用Keck/DEIMOS和WHT/AF 2确认了合并星系团内和周围的83个H $α$发射体。我们发现，在最热的X射线气体和/或在集群的子核心（远离冲击波前锋）的星系团恒星形成星系显示高[SII]6716/[SII] 6761和高[SII]6716/H $α$，这意味着非常低的电子密度（<30倍低于所有其他恒星形成星系的集群外）和超新星的显着贡献，分别。所有靠近星团中心的恒星形成星系都显示出明显的外流（蓝移Na D~200- 300 km/s），可能是由超新星驱动的。在H $α$ AGN中也发现了强的外流。合并星系团中的H $α$恒星形成星系遵循z~0质量-金属丰度关系，表现出系统性的高金属丰度（~0.15-0.2 dex），比星系团外的H $α$发射体（投影R>2.5 Mpc）高。这表明，激波前沿可能触发了剩余的富含金属的气体，星系能够将这些气体保留在形成的恒星中。我们的观测表明，令人印象深刻的大质量（~10 $^{15}$ M $_\odot$）星系团的合并可以为显著的恒星形成和活动星系核活动提供条件，但是，由…
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
High-Velocity Outflows Without AGN Feedback: Eddington-Limited Star Formation in Compact Massive Galaxies
我们提出了在z ~ 0.6的星系中发现紧凑，模糊的恒星形成，表现出>1000 km/s的外流。利用哈勃太空望远镜的光学形貌和宽视场红外巡天探测器的红外测光，我们估算出的恒星形成率（SFR）表面密度接近Sigma_SFR ~ 3000 Msun/yr/kpc ^2，与来自尘埃颗粒辐射压力的爱丁顿极限相当。我们认为，反馈与一个紧凑的星暴的辐射压力的形式从大质量的恒星和超新星和恒星风的冲压压力是足够的，以产生我们观察到的高速外流，而不需要调用反馈从活动星系核。
2012-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Active Galactic Nuclei and the Truncation of Star Formation in K+A Galaxies
我们已经在K+A星系中寻找活动星系核（AGN），使用多波长成像和光谱学在Bootes领域的NOAO深宽场巡天。K+A星系的恒星形成被迅速截断，它们是通过强的巴耳末吸收线和弱的H-α发射被选中的。我们的样本由24个K+A星系组成，这些星系是从AGN和星系演化巡天的6594个0.10<z<0.35的星系中选出的，它们的光谱比I=20亮。三分之二的K+A星系可能是正在进行的星系合并，附近有伴星系或潮汐尾。星系合并可能是导致恒星形成被截断的原因，或者我们正在观察合并引发的星爆的后果。正如预期的那样，K+A星系的光学颜色主要介于正在形成恒星的蓝色星系和红色被动星系之间。然而，只有1%的星系的颜色之间的红色和蓝色的人口是K+A星系，我们的结论是，截断的恒星形成在K+A星系必须是异常突然的（<1亿年）。我们用光学发射线比（BPT图）和Chandra X射线成像研究了K+A星系的活动星系核的含量。至少有一半的K+A星系显示出活动星系核的光发射线比，三分之一的M_R<-22 K+A星系拥有X射线光度为10^{42} erg/s的活动星系核。最暗的K+A星系没有显示出活动星系核的明显证据，它们的发射线比与大质量恒星的光电离一致，而且X射线探测很少。我们推测，K+A星系中恒星形成的截断可能有两种机制，活动星系核反馈只在M_R<-20.5的星系中起作用。
2009-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A census of radio-selected AGN on the COSMOS field and of their FIR properties
我们使用Laigle等人（2016）的新目录来提供VLA-COSMOS射电源的全面普查。我们确定了90%的这样的来源，并细分为活动星系核和恒星形成星系的基础上，他们的射电光度。在z <3.5时，活动星系核样本相对于射电选择是完全的。在704个活动星系核中，有272个在赫歇尔地图上有对应的活动星系核。通过利用新样本的更好的统计数据，我们证实了Magliocchetti等人（2014）的结果：在FIR波长处检测到射电选择活动星系核的概率是射电光度和红移的函数，因此强大的源更可能是早期的FIR发射器。这样的辐射是由于宿主星系内的恒星形成过程。FIR发射器和非FIR发射器仅在z <1的范围内区分。在更高的红移下，它们彼此无法区分，因为发射FIR的活动星系核和恒星形成星系之间没有区别。最后，我们集中在无线电活动星系核显示活动星系核在其他波长的发射。我们发现，和平号辐射主要是与正在进行的恒星形成和来源，这是更小，更年轻，更无线电发光比平均父母人口。相反，X射线发射体更倾向于出现在更大质量和更古老的星系中。因此，我们可以设想这样一种演化轨迹，即放射性活动星系核及其宿主星系的第一阶段与MIR辐射有关，而在后来的阶段，源只在射电波长和可能的X射线中变得活跃。
2017-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
How to Find Gravitationally Lensed Type Ia Supernovae
通过引力透镜多重成像的Ia型超新星（SNe Ia）可以将Ia型超新星的哈勃图扩展到非常高的红移$(z\gtrsim 2)$，探测Ia型超新星的潜在演化，并通过时间延迟对$H_0$、$w$和$Ω_m$进行高精度的约束。然而，迄今为止只发现了一个iPTF 16 geu，需要更多的人来实现这些目标。为了提高多重成像的超新星发现率，我们提出了一个简单的算法，用于识别引力透镜的超新星候选人在节奏，宽视场光学成像调查。该技术是寻找似乎是由椭圆星系主办的超新星，但其绝对星等由明显的主机的光度红移所暗示，其绝对星等远远高于正常的超新星Ia（椭圆星系中发现的最明亮的超新星类型）。重要的是，这种纯粹的光度测量方法不需要分辨透镜图像的能力。AGN是影响该方法的主要污染源，可以使用目录交叉匹配和颜色切割来控制。高度放大的核心坍缩超新星也将作为该方法的副产品被发现。使用蒙特卡罗模拟，我们预测，LSST可以发现多达500个多重成像超新星Ia使用这种技术在10年的$z$波段搜索，超过一个数量级的改进比以前的估计（Oguri & Marshall 2010）。我们还预测，ZTF应该找到多达10个多重成像超新星Ia使用这种技术在3年的$R$波段搜索-尽管事实上，这项调查将不会解决一个单一的系统。
2016-12-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
