NGC 5253中心区电离气体与星团相互作用的二维光谱研究

约束恒星反馈：邻近星暴星系中的激波电离气体

Constraining Stellar Feedback: Shock-ionized Gas in Nearby Starburst Galaxies

利用哈勃空间望远镜（HST）的窄带成像数据，研究了8个邻近星暴星系中反馈驱动激波的性质。我们通过线性诊断图\oiii / \hb与\sii（或\nii）/ \ha识别电击电离成分，应用于3- 15 pc大小的分辨区域。我们将我们的样本分为三个子样本：太阳下（Holmberg II，NGC 1569，NGC 4214，NGC 4449和NGC 5253），太阳（He 2-10，NGC 3077）和超级太阳（NGC 5236），以便进行一致的冲击测量。对于亚太阳子样本，我们导出了三个定标关系：（1）$L_{shock} \propto {SFR}^{~0.62}$，（2）$L_{shock} \propto {Σ_{SFR,HL}}^{~0.92}$，和（3）$L_{shock}/L_{tot} \propto {(L_H/L_{\odot,H})}^{-0.65}$，其中$L_{shock}$是来自激波电离气体的\ha光度，${Σ_{SFR,HL}}$是每单位半光区的SFR，$L_{tot}$是总的\ha光度，和$L_H/L_{\odot,H}$是来自归一化到太阳光度的2 MASS的绝对H波段光度。其他两个子样本没有足够的数量统计，但似乎遵循第一个比例关系。恢复的能量表明，在我们的样本星系恒星反馈的冲击是完全辐射。如果标度关系一般适用于恒星反馈，那么我们的结果与Hopkins et …

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。

两个玉夫座星系NGC 247和NGC 300的深Fabry-Perot H α观测

Deep Fabry-Perot Halpha observations of two Sculptor group galaxies, NGC 247 and NGC 300

有人认为，弥漫的电离气体可以一直延伸到HI盘的末端，甚至更远，例如弯曲星系NGC 253（Bland-Hawthorn et al. 1997）。探测到这些半径的电离气体可能会对星系中暗物质的分布产生重大影响。为了探测这种气体，我们对两个玉夫座星系群NGC 247和NGC 300进行了深H α运动学分析。法布里-珀罗的数据是在智利拉西拉的36厘米马赛望远镜上拍摄的，提供了一个大视场。对每个星系进行了近20小时的观测，发现了非常微弱的漫射发射。达到了0.1 cm^-6 pc的典型排放测量值。对于NGC 247，辐射延伸到与HI盘（r~ 13 '）相当的半径，但在HI盘之外没有辐射。对于NGC 300，我们在我们的整个视场（r_max~ 14 '）上探测到电离气体，并发现明亮的HII区域嵌入在漫射背景中。利用深部数据，得到了扩展的旋光曲线和质量模型。这些是迄今为止这些星系最长的旋光曲线。我们没有发现任何证据表明NGC 247有一个弯曲的盘，并解释我们没有检测到H α发射超出其HI盘，而不是弯曲的星系NGC 253，我们的结果有利于模型，其中只有通过弯曲，电离的热年轻恒星在星系的中心区域可以让光子逃逸和包裹的星际介质在外部。

NGC 7314中统一模型的探讨

Probing the unified model in NGC 7314

本文研究了窄线塞弗特1星系NGC 7314的复杂吸收X射线谱。我们从XMM-Newton、Suzaku和ASCA的档案中收集了可用的公共X射线数据。使用拟合软件包dac分析光谱。我们发现在XMM-牛顿EPIC-pn光谱的内在中性和电离吸收的证据。电离气体呈现出三个明显不同的电离阶段，虽然它的运动学性质不能被解开。在RGS光谱中也检测到这些相位中的至少两个，尽管由于低统计而具有较低的显著性。ASCA和朱雀光谱显示较大的中性吸收，但没有电离气体的签名。在所有观测中检测到Fe Ka发射线，此外，在EPIC-pn光谱中检测到Fe XXVI，在朱雀XIS光谱中检测到Fe Kbeta。利用这一观测证据，我们构建了一个一致的图片的背景下，活动星系核的统一模型的系统的几何形状。因此，不同的观测性质被解释为中性气体云穿过我们的视线，这将是擦过一个尘埃环。

NGC 5253中心巨HII区的电离条件

Ionization Conditions in the Central Giant HII Region of NGC 5253

我们正在进行详细的二维光谱研究的中心210 pc × 130 pc的蓝色致密矮（BCD）星系NGC 5253。这一贡献提出了电离条件和化学丰度模式的不同的运动学成分的电离气体在我们以前的工作中检测到。所有的运动学成分都呈现出氮丰度过剩的现象。特别是，宽的速度分量比窄的速度分量大1.4+-0.4倍，这与巨HII区的情况一致，其中宽的发射线分量追踪两个中央超级星团排出的物质，而窄的则与先前存在的电离气体有关。

巨HII区NGC 588电离气体和恒星星族的二维多波长研究

A 2D multiwavelength study of the ionized gas and stellar population in the Giant HII Region NGC 588

（摘要）我们提出了一个基于IFS数据与PMAS的NGC 588的分析，以及斯皮策图像在8英里和24英里。消光分布在光学显示复杂的结构，与最大的位置相关的发射在24英里和8英里。在GHIIR中被尘埃吸收的Ha光度再现了在24 mi图像中观察到的结构，支持使用该带作为最近恒星形成的示踪剂。在高表面亮度和低表面亮度区域之间测量到的速度差约为50 km/s，如果NGC 588是一个进化的GHIIR，这是可以预期的。在BPT诊断图中使用的线比显示了在低表面亮度区域的较大变化范围。[NII]/Ha的范围为~0.5至1.2 dex，[SII]/Ha的范围为0.7至1.7 dex，[OIII]/Hb的范围为0.3至0.5 dex。对应于大的电离参数（U）的比值之间的Hb的发射峰和主要电离源径向向外减少的区域内。U示踪剂的积分值和局部值之间的差异可高达~0.8 dex。[OII]/Hb和[OIII]/[OII]产生类似的本地值的U和一致的预期从一个HII区域电离的单星的综合光谱。[SII]/Ha的比值明显偏离该方案预测的范围，表明GHIIR中存在复杂的电离结构。有一个显着的分散在Z的导数使用强线示踪剂作为位置的函数，电离度的变化所造成的。N2 O3的散射较小，这表明该示踪剂是比N2更好的Z示踪剂。积分线比与局部线比的比较表明，在距离> 25 Mpc的星系中，GHIIR线比的测量可能受低表面亮度区电离…

NGC 4051中的宽线区：10^5 K吸积盘照射的流入

The Broad Line Region in NGC 4051: An Inflow Illuminated by a 10^5 K Accretion Disk

采用球对称稳态弹道入流作为气体分布的运动学模型，该气体分布负责产生H α发射线和一个中心黑洞（BH）质量为1.7 × 10^6 M_sun（由先前的混响映射确定），导致NGC 4051中宽线区（BLR）的尺寸如下：内半径~3 lt-days，外半径的下限~475 lt-days。因此，先前确定的BLR的混响大小仅标记更大体积的电离气体的内半径。维持H α发射线亮度所需的电离光子数超过了活动星系核中心观测到的电离光子数的3 - 4倍。如果BLR被一个10^5 K的吸积盘电离，而这个吸积盘被中间的H气体的高度不透明性所掩盖，无法直接看到，那么这样大的电离亏损就可以得到调和。一个新的定义介绍了电离参数，承认的事实，H不透明显着衰减的大，部分电离，星云周围的活动星系核的电离光子通量。总的来说，这些结果有重要的影响BH群众估计使用混响半径和结构的BLR推断速度延迟地图。

附近有电离气体的早型星系。由GALEX观测得到的UV发射

Nearby early-type galaxies with ionized gas. The UV emission from GALEX observations

本文介绍了从65个附近的早期星系（ETG）中选出的40个早期星系的GALEX远紫外（FUV，$λ_{eff}$ =1538）和近紫外（NUV，$λ_{eff}$ =2316）表面光度测量结果。我们推导出FUV和NUV表面亮度分布，（FUV-NUV）颜色分布和D $_{25}$积分幅度。我们扩展的光度学研究的光学{ \it r}带的SDSS成像的14个这些ETG。在一般情况下，（FUV-NUV）的径向颜色配置文件变得更红与银河系的距离在两个再生（$\leq 4$ Gyr）和老ETG。NGC 1533、NGC 2962、NGC 2974、NGC 3489和IC 5063的颜色剖面显示出环状和/或臂状结构，比星系主体更蓝，表明存在最近的恒星形成。虽然我们的七个ETG在其光学图像中显示了壳系统，但只有NGC 7135在UV波段显示了壳。我们表征的UV和光学表面亮度分布，沿主轴，使用Sersic定律。Sersic定律指数，$n$，在UV波段从1到16变化。S 0星系的$n$（$\leq5$）值往往较低。Sersic定律指数$n=4$似乎是一个分水岭：具有$n>4$的ETG的[ $α$ /Fe]往往大于0.15，这意味着恒星形成的时间尺度很短。我们发现FUV $-$ NUV颜色和中心速度色散$σ$之间存在显着的相关性，在较大的$σ$处，UV颜色变得更蓝。这一趋势很可能是由“缩小规模”和质量-金…

边缘星系晕的红外光谱

Infrared Spectroscopy of Halos of Edge-on Galaxies

本文利用10-20微米斯皮策空间望远镜的光谱，研究了NGC 891、NGC 5775和NGC 3044三个边缘星系晕中的电离气体、多环芳烃和分子氢发射。[Ne III]/[Ne II]的比值是一个很好的辐射强度的度量，在NGC 891的晕中随着z的增加而增加。在NGC 5775的晕中，它也比在盘中高。NGC 3044呈现出一种更令人困惑的情况。为了解释NGC 891中的[Ne III]/[Ne II]以及光学线比行为，我们用CLOUDY对参数空间进行了简单的探索，这表明辐射温度随高度大幅增加。使用蒙特卡罗辐射转移代码的物理模型的说明性例子表明，上升的氖比可以通过将垂直延伸的热恒星源添加到大质量恒星的薄盘来解释。然而，其他几个硬光谱的来源可能是相关的。在NGC 891和NGC 5775中，PAH特征的标度高度分别为430- 530 pc和720- 1080 pc，这表明它们可以通过盘晕流来输送。在NGC 891和NGC 5775中，所有多环芳烃的标度高度相似。对于NGC 891，标度高度超过8微米的排放，表明从更多的电离到更多的中性多环芳烃与高度的过渡。大多数PAH等效宽度在晕中较高。分子氢17.03微米的发射，在NGC 891中的标度高度为550-580 pc，在NGC 5775中的标度高度为850 pc，表明在一个令人惊讶的厚层中有分子成分。

NGC 595电离气体物理性质的空间分辨研究

Spatially resolved study of the physical properties of the ionized gas in NGC 595

我们提出了积分场光谱（IFS）的NGC 595，在M33中最明亮的HII区域之一。这类观测允许研究星云表面的主发射线比率的变化。在视场的每个位置，我们拟合光谱范围3650- 6990 A内光谱的主要发射线特征，并创建该区域总表面的主要发射线比率的地图。从巴尔末衰减和吸收的H-α光度导出的消光图显示出与斯皮策24微米发射的良好的空间相关性。我们还在这里展示了IFS研究沃尔夫-拉叶星（WR）存在的能力，识别以前编目的WR星，并检测该地区北部的新候选者。该区域的电离结构很好地遵循H-α壳层形态，并且与中心电离星的位置明显相关。电子密度分布在HII区域内没有显示出强烈的变化，也没有显示出与H-α发射分布的任何趋势。我们研究的行为内的HII区域的几个经典的发射线比提出的金属丰度校准：虽然[NII]/Ha和[NII]/[OIII]显示重要的变化，R23指数基本上是恒定的整个星云表面，尽管强烈的变化的电离参数作为一个函数的径向距离电离恒星。这些结果表明，使用R23指数来表征HII地区的金属丰度的可靠性，即使只有一小部分的总面积被覆盖的意见。

从GEMINI近红外积分场光谱研究NGC 4151中的馈电和反馈

Feeding and Feedback in NGC 4151 from GEMINI Near Infrared Integral Field Spectroscopy

我们讨论了NGC 4151窄线区（NLR）的近红外发射线强度分布和运动学的二维映射，获得了Gemini近红外积分场光谱仪，投影空间分辨率为~ 8 pc。电离气体的强度分布如下的投影双锥形态观察到在以前的光学窄带图像，其运动学揭示沿双锥流出。我们提出了一个运动学模型，在这个模型中，NLR中的气体以约600 km s^-1的速度运动到离核约100 pc的位置。一个完全不同的形态和运动学结构观察的分子气体，它避免了双锥的区域，并具有接近系统的速度，是一致的星系平面中的起源。因此，分子气体跟踪活动星系核的馈送，而电离气体跟踪其反馈。

NGC 3593和NGC 4550反向旋转恒星盘中不同恒星星族的光谱证据

Spectroscopic evidence of distinct stellar populations in the counter-rotating stellar disks of NGC 3593 and NGC 4550

本文介绍了用VIMOS/VLT对两个盘星系NGC 3593和NGC 4550的积分场光谱观测结果。已知这两个星系都有2个反向旋转的恒星盘，电离气体与其中一个同向旋转。我们测量了每个星系的电离气体运动学和金属丰度，以及两个恒星组成部分的表面亮度，运动学，质量表面密度和恒星星族，以约束这些特殊星系的形成情景。我们采用了一种新的光谱分解技术，这两个星系，分离的相对贡献的2个反向旋转的恒星和一个电离气体组分所观察到的光谱。我们测量了2个反向旋转恒星分量的运动学和Lick指数的线强度。我们用单个恒星星族模型模拟了每个恒星组成部分的数据，该模型解释了α/Fe过剩。在这两个星系中，我们成功地将主星与质量较小的次级恒星成分分离开来，并以与电离气体成分相同的方向旋转。这两个恒星组成部分具有指数表面亮度轮廓。在这两个星系中，两个反向旋转的恒星组成部分具有不同的恒星星族：次级恒星盘比主星系恒星盘更年轻，更贫金属，更α增强。我们的研究结果排除了次级恒星成分的内部起源，并倾向于这样一种情况，即它是由环境中逆行轨道上的气体吸积而形成的，为原位的外向内快速恒星形成提供了燃料。该事件发生在NGC 3593的约2 Gyr前，NGC 4550的约7 Gyr前。不能排除双星系合并的情况，需要更大的样本来统计确定哪种机制是建立反向旋转恒星盘的最有效机制。

NGC 3783中电离吸收的长期X射线稳定性和UV变异性

Long-term X-ray stability and UV variability of the ionized absorption in NGC 3783

我们介绍了最近钱德拉高能透射光栅光谱仪和哈勃空间望远镜宇宙起源光谱仪观测附近的塞弗特1星系NGC 3783的结果，它显示了一个强大的，不变的X射线温暖的吸收和物理相关的和运动学变化的紫外吸收。我们将我们的新观测结果与2001年的高分辨率，高信噪比档案数据进行了比较，从而对12年内吸收的长期变化进行了独特的调查。我们发现X射线吸收体的物理性质没有统计学上的显著变化，但是UV和X射线通量显著下降~40%，并且基本的X射线幂律斜率显著变平。在UV吸收剂中观察到大的运动学变化，这可能是由于材料的径向减速。在X射线数据中没有观察到类似的行为，可能是由于其较低的速度分辨率，这表明在两个时期的外流速度为v ~ -655 km/s。在6.4千电子伏的窄铁K-α发射线显示没有变化的时代之间，其测量的宽度的地方，从中央黑洞的径向距离约0.03 pc的材料生产线。

A deep, multi-epoch Chandra HETG study of the ionized outflow from NGC 4051

Actively accreting supermassive black holes significantly impact the evolution of their host galaxies, truncating further star formation by expelling large fractions of gas with wide-angle outflows. The X-ray band is key to understanding how these black hole winds affect their environment, as the outflows have high temperatures ($\sim$10$^{5-8}$K). We have developed a Bayesian framework for characterizing Active Galactic Nuclei (AGN) outflows with an improved ability to explore parameter space and perform robust model selection. We applied this framework to a new 700 ks and an archival 315 ks …

NGC 1068中心角秒内的电离区域。YJHK空间分辨光谱研究

Ionized regions in the central arcsecond of NGC 1068. YJHK spatially resolved spectroscopy

本研究结合SPHERE与SINFONI光谱，分析了活动星系NGC 1068中心核心及北侧两块云的性质，发现快速辐射激波模型能最佳拟合观测数据，推断这些区域是活动星系核喷流撞击分子云形成的激波区域。

Seyfert 1星系NGC 5548中的两相双速电离吸收体

The Two-Phase, Two-Velocity Ionized Absorber in the Seyfert 1 Galaxy NGC 5548

本文利用Chandra HETGS和LETGS观测资料，对Seyfert 1星系NGC 5548的X射线高质量光栅谱进行了分析。连续辐射很好地表示为幂律加上黑体分量。我们发现，在这个源中，著名的X射线暖吸收体由两个不同的流出速度系统组成。识别这些运动学上不同的组件的存在允许每个系统独立地安装，每个系统具有两个具有不同电离水平的吸收组件。高速系统由一个温度为2.7 × 10^6K的部件和另一个温度为5.8 × 10^5K的部件组成。低速系统还需要两个吸收元件，一个温度为5.8 × 10^5K，另一个温度较低（3.5 × 10^4K）。一旦考虑了这些成分，数据就不需要任何进一步的吸收剂。特别地，不需要由电离结构的连续径向范围组成的模型。在每个速度系统中的两个吸收部件彼此处于压力平衡。这表明，每个速度系统由多相介质组成。这是第一次，不同的外流速度系统已独立地在X射线波段为这个源建模。从X-射线发现的运动学分量和列密度与在UV吸收剂中发现的主要运动学分量一致。这支持了紫外线和X射线吸收气体是同一现象的一部分的想法。现在可以看到NGC 5548适合于为其他热吸收剂建立的模式：压力平衡的2或3个离散相。没有剩余的情况下，一个很好的研究温暖的吸收，其中一个模型组成的多相介质是不可行的。

寻找AGN流出：NGC 1068中NLR电离锥的空间分辨Chandra HETG光谱

Searching for AGN Outflows: Spatially Resolved Chandra HETG Spectroscopy of the NLR Ionization Cone in NGC 1068

我们提出了一个新的440-KS钱德拉HETG GTO观测典型的塞弗特2星系NGC 1068的初步结果。NGC 1068的邻近性，加上钱德拉高超的空间和光谱分辨率，使其核和环核NLR的视图前所未有。我们执行的第一个空间分辨的高分辨率X射线光谱的“电离锥”在任何活动星系核，并使用由HETG提供的敏感线诊断测量电离状态，密度和温度在离散点沿电离NLR。我们认为，NLR的形式流出的光电离气体，而不是气体已被碰撞电离的小尺度射电喷流在NGC 1068。我们调查的流出的任何速度梯度的证据，并描述我们的下一步在建模的空间分辨光谱作为一个函数的距离，从核。

NGC 1068中NLR电离锥的空间分辨Chandra HETG光谱

Spatially Resolved Chandra HETG Spectroscopy of the NLR Ionization Cone in NGC 1068

我们提出了一个新的440-KS钱德拉HETG GTO观测典型的塞弗特2星系NGC 1068的初步结果。NGC 1068的邻近性，加上钱德拉高超的空间和光谱分辨率，使其核和环核NLR的视图前所未有。我们执行的第一个空间分辨的高分辨率X射线光谱的“电离锥”在任何活动星系核，并使用由HETG提供的敏感线诊断测量电离状态，密度和温度在离散点沿电离NLR。我们认为，NLR的形式流出的光电离气体，而不是气体已被碰撞电离的小尺度射电喷流在NGC 1068。我们调查的流出的任何速度梯度的证据，并描述我们的下一步在建模的空间分辨光谱作为一个函数的距离，从核。