NGC 2207/IC 2163: A Grazing Encounter with Large Scale Shocks
射电连续谱、斯皮策红外、光学和XMM-牛顿X射线和UVM 2观测被用来研究相互作用星系NGC 2207/IC 2163中的大尺度激波阵面、年轻恒星复合体和星系核。在这对星系中有两种类型的大尺度激波锋面。沿着IC 2163眼椭圆边缘的激波阵面在尘埃环境中产生了活跃的恒星形成。在NGC 2207的伴星侧的外部，一个大规模的由盘或晕刮造成的锋面在射电连续谱中特别明亮，但在最近恒星形成的任何示踪物或X射线中都没有。这种射电连续谱阵面可能主要位于两个星系之间的NGC 2207背面的晕中。NGC 2207/IC 2163中千帕秒大小的斯皮策IRAC恒星形成团块的通量密度比S（8 μ m）/S（6 cm）值与M81中巨大H II区域的通量密度比S（8 μ m）/S（6 cm）进行了比较。我们发现的证据表明，在2001年，一颗射电超新星出现在特征i的核心，这是NGC 2207外臂上的一个小型星暴。NGC 2207的核和9个离散的源都有X射线辐射，其中一个对应SN 1999 ec，另一个可能是射电超新星或背景类星体。NGC 2207核的X射线光度和X射线光谱表明它是一个高吸收、低光度的活动星系核。
2011-02-22 astro-ph.CO
Optical IFU Observations of the Brightest Cluster Galaxy NGC 4696: The Case for a Minor Merger and Shock-excited Filaments
利用澳大利亚国立大学Siding Spring天文台2.3米望远镜的宽视场光谱仪（WiFeS）对半人马座星系团核心附近（z ~ 0.01）最亮的星系团星系NGC 4696进行了深光学积分场光谱观测。我们调查的形态，运动学和激发的发射线丝，并讨论这些在一个未成年人合并模型的背景下。我们认为，在这个对象中的发射线细丝有其起源于吸积的气体丰富的星系，他们被激发的v ~100-200公里/秒的冲击驱动到冷的细丝气体的冲压压力的跨音速通道的合并系统通过热晕气体的NGC 4696。
2010-09-16 astro-ph.CO
The Radio Jet Interaction in NGC 5929: Direct Detection of Shocked Gas
我们报告的运动冲击签名的发现与本地化的无线电喷流相互作用在合并的塞弗特星系NGC 5929。我们探讨了速度依赖的气体电离结构，并发现，低电离气体在相互作用的网站是显着的干扰比高电离气体，我们归因于局部增强的冲击电离由于射流的影响。宽的低电离发射的特征宽度与从气体的电离条件预测的激波速度一致。我们解释了相对突出的冲击的高密度气体的核环境中的星系，并把它们的重要性作为一个反馈机制在塞弗茨的一些限制。
2010-03-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
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 …
2013-09-02 astro-ph.CO
The excitation of near-infrared H2 emission in NGC 253
由于其巨大的角尺寸和接近银河系，NGC 253，一个典型的星暴星系，提供了一个很好的实验室来研究这个复杂的恒星形成过程。我们的目标是表征驱动NGC 253发射的激发机制。具体来说，我们的目标是区分冲击激发和紫外激发作为主导驱动机制，使用Brγ，H_2和[Fe II]作为诊断发射线示踪剂。利用SINFONI观测，我们绘制了Brγ，[Fe Ⅱ]_{1.64}和所有探测到的H_2跃迁的谱线图。通过使用气体和恒星气体速度场的对称性参数，我们找到了与以前的确定一致的运动中心。2-1 S（1）与1-0 S（1）H_2跃迁的比值可作为区分休克与荧光激发的一个诊断指标。利用1-0 S（1）/2-1 S（1）谱线比和其它几种H_2谱线比，以及H_2与Brγ和[Fe Ⅱ]的形态比较，我们发现紫外光子激发是整个NGC 253的主要激发机制。我们采用诊断能级图来定量区分机制。我们将观测到的能级图与PDR和激波模型进行了比较，发现在大部分区域和整个星系中，荧光激发是激发H_2气体的主要机制。我们还提出了冲击激发H_2百分比的上限为29%。我们发现紫外辐射是H_2发射的主要激发机制。H_2发射与Brγ的相关性不好，但与PAH的发射密切相关，表明H_2不仅被荧光激发，而且主要是被比O星质量稍低的激发Brγ的恒星（如B星）激发的。
2012-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mid-J CO Emission From NGC 891: Microturbulent Molecular Shocks in Normal Star Forming Galaxies
我们在CSO上用亚毫米光栅谱仪ZEUS探测到了NGC 891核区的CO（6-5）、CO（7-6）和[CI] 370微米谱线。这些谱线对用来解释Spitzer观测到的H_2S（0）、S（1）和S（2）谱线的光解离区（PDR）和激波模型提供了限制。我们用PDR/激波模型结合文献中的H_2谱线、CO（3-2）谱线和IR谱线对实验数据进行了分析。我们发现，中J CO起源于几乎完全从冲击激发的温暖的分子气体，从PDR的贡献可以忽略不计。此外，几乎所有的H_2S（2）和一半的S（1）线预计将出现的冲击。对于C型激波和J型激波，激波前密度为2 × 10^4 cm^-3、速度分别为10 km/s和20 km/s的激波提供了最佳拟合。相比之下，[CI]谱线发射完全来自PDR分量，对于PDR/激波类型的两种组合，其最佳参数为密度为3.2 × 10^3 cm^-3，FUV场为G_o = 100。我们的中J CO观测表明，湍流是一个非常重要的加热源的分子云，即使在正常的静止星系。最有可能的冲击能量来源是超新星或YSO的外流。这些冲击源的能量有利于线的C-冲击激发。
2011-08-16 astro-ph.CO
Distribution of the heavy elements throughout the extended narrow line region of the Seyfert galaxy NGC 7212
本文用考虑活动核和激波光电离的模型分析了Seyfert 2星系NGC 7212的扩展窄线区（ENLR）发射的线谱和连续谱的最新观测结果。结果表明，在圆锥体的边缘和外部有较高的激波速度（500- 800 \kms），模型推算的活动星系核流量在Lyman极限下低于$10^{-11}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$ eV $^{-1}$，这是低光度活动星系核的典型特征，而在Seyfert 2星系中则不然。震前密度是ENLR的特征，范围在80- 150 cm $^{-3}$之间。氮和硫的贫化系数低于2，特别是在东部边缘。氧气在几个地方耗尽。Fe/H比值接近太阳值，而Ne/H相对丰度异常高，为太阳值的1.5- 2倍。通过模拟连续谱能量分布（SED），我们发现在激波前沿由费米机制产生的射电同步辐射，而X射线则是由相对高温的等离子体产生的韧致辐射。
2012-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
An extended XMM-Newton observation of the Seyfert galaxy NGC 4051. I. Evidence for a shocked outflow
对Seyfert 1星系NGC 4051的扩展XMM-牛顿观测揭示了一个丰富的吸收线光谱，表明存在一个具有宽范围速度和电离参数的光电离外流。在低连续通量的发射线光谱是很好地定义与几个丰富的金属离子的窄和宽的组件。的吸收线速度结构和广泛的相关性的速度和电离参数是一致的外流的情况下，高度电离，高速风，可能在间歇性的超爱丁顿吸积，运行到星际介质或以前的喷出物，失去了大部分的动能在由此产生的强冲击。我们探讨的可能性，准恒定的软X射线发射组件可能是这种冲击后冷却的证据。这一修正后的活动星系核外流的观点与多个小爱丁顿吸积事件相一致，这些事件创造了一个动量驱动的反馈，将黑洞和宿主星系的增长联系起来。
2010-12-05 astro-ph.CO
A Very Deep Chandra Observation of the Galaxy Group NGC 5813: AGN Shocks, Feedback, and Outburst History
我们目前的结果从一个非常深（650 ks）的钱德拉X射线观测星系群NGC~5813，最深的钱德拉观测星系群的日期。早期的观测显示，两对空洞大致共线分布，每对空洞都与椭圆形的冲击波阵面有关。新的观测结果证实了第三对外腔，与其他对共线，并揭示了一个相关的外部爆发冲击在~30千秒差距。因此，这个系统是独特的，在展示三个腔对，每个都与一个明确的活动星系核爆发冲击波阵面。每一次爆发所隐含的平均动力学功率大致相同，这表明活动星系核的平均动力学光度可以在很长的时间尺度（~ 5000万年）内保持稳定。与最年轻的爆发相比，这两个较老的爆发具有更大的，大致相等的总能量，这意味着最年轻的爆发正在进行中。我们发现，辐射冷却率和平均冲击加热率的气体是很好的平衡，在每个冲击前，这表明活动星系核爆发冲击加热单独足以抵消冷却，并建立活动星系核/ICM反馈至少在中央30千秒差距。这种加热大致各向同性地发生，并且在小半径处最强烈，这是反馈操作所需的。我们认为，冲击加热可能发挥重要作用，在活动星系核反馈在较小的半径在其他系统中，弱冲击更难以检测。我们发现非零的冲击波前的宽度太大，无法用粒子扩散来解释。相反，所有测得的宽度是一致的激波增宽，由于通过一个湍流ICM的平均湍流速度约70公里/秒的传播。最后，我们对腔体内任何体积填充热气体的温度设置下限，以平衡内部腔体压力与外部ICM。
2015-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
New insights on Stephan's Quintet: exploring the shock in three dimensions
我们进行了IFU光谱的三个点和附近的SQ冲击。我们使用PMAS的3.5米卡拉尔阿尔托望远镜获得的发射线，提供洞察气体的物理性质的措施。Hα和[NII]6548、6583 A发射线在许多spaxels中的严重混合需要至少两个运动学分量的假设，以便提取各条线的通量。我们研究的主要结果包括：（a）在新的入侵者速度范围5400- 6000公里/秒内探测到离散发射特征，显示出与HII区一致的特性，（b）探测到速度在5800- 6300公里/秒范围内的低速成分，其性质类似于太阳金属丰度冲击气体;与低金属量冲击气体的性质一致。这两个冲击分量被解释为NGC 7318 b新侵入者与其路径上的碎片场碰撞的产物，这产生了一种复杂的电离气体结构，其中有几种具有不同运动学和物理特性的成分共存，尽管与NGC 7318 b有关的原始ISM的一部分仍然存在，并且保持不变。我们的观测结果表明，低速电离分量可能在新的入侵者碰撞之前就已经存在，并且可能与Williams等人（2002）的NW-LV HI分量有关。高速电离分量可能填补了SQ-A和NGC 7319潮丝中观测到的HI复合体之间的空隙（NW-HV，Arc-N和Arc-S in Williams et al. 2002）。
2012-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation History In Merging Galaxies
众所周知，星系间的相互作用会引发恒星暴增。年轻的大质量星团形成于相互作用的星系和合并可能成为年轻的球状星团。这些星系团的年龄可以提供有关相互作用触发事件发生时间的线索，从而为重建合并星系的恒星形成历史提供重要途径。星系合并的数值模拟可以实现不同的恒星形成规则。例如，取决于气体密度或由冲击触发的恒星形成预测了显着不同的恒星形成历史。为了检验这些模型的有效性，多天体光谱被用来绘制一系列星系合并不同阶段（Arp 256，NGC 7469，NGC 4676，Arp 299，IC 883和NGC 2623）的主体和尾部的年轻星团的年龄。我们发现，随着合并阶段的推进，年龄的累积分布变浅。这一结果表明，集群年龄的趋势作为合并阶段的功能。在NGC 4676中，我们发现两个星团的年龄约为1.7亿年，这表明它们可能是在第一次通过时形成的。它们在潮汐尾中的位置与激波诱导模型预测的恒星形成的空间分布一致。当比较NGC 7252中星团的年龄和空间分布与我们的模型时，我们发现一些星团可能在第一次通过时的瞬发星爆期间形成，正如激波诱导恒星形成的模拟所预测的那样。模拟结果表明，激波诱导机制是恒星形成的重要触发机制，利用星爆形成的星团年龄可以有效地确定合并星系的恒星形成历史。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The unusual X-ray morphology of NGC4636 revealed by deep Chandra observations: cavities and shocks created by past AGN outbursts
本文介绍了位于室女星系团外围的X射线发光椭圆星系NGC 4636的Chandra ACIS-I和ACIS-S观测资料（$\sim$共200 ks）。软带（0.5-2 keV）图像显示，在中心存在一个明亮的核心，周围是一个扩展的X射线日冕和两个明显的准对称，8 kpc长，臂状特征。每个特征都定义了椭圆形气泡的边缘。另外一个类似气泡的特征，其北部边缘位于东北臂以南$\sim2$千秒差距处，也被探测到。我们目前的表面亮度和温度分布在整个边缘的气泡，表明它们的边缘是尖锐的，其特征在于约20- 25%的温度跳跃。通过与理论激波模型的比较，我们表明，气泡产生的冲击，可能是由能量沉积的偏离中心的射流驱动的情况下，是最可行的解释观察到的X射线形态的中心部分的NGC 4636。
2009-09-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Molecular gas chemistry in AGN. II. High-resolution imaging of SiO emission in NGC1068: shocks or XDR?
本文是Seyfert 2星系NGC 1068环核盘（CND）分子气体线发射多物种调查的一部分。单碟观测提供的证据表明，在NGC 1068的CND的一氧化硅（SiO）的丰度是由3-4个数量级相对于通常在银河系中的静态分子气体测量值增强。我们的目标是揭示SiO增强的机制。我们用IRAM Plateau de Bure干涉仪对NGC 1068中SiO（2-1）和CN（2- 1）谱线的发射进行了成像，空间分辨率分别为150 pc和60 pc。我们还获得了HNCO和甲醇（CH_3OH）谱线的互补IRAM 30 m观测结果。在活动星系核周围的一个400 pc大小的盘中检测到SiO。（1-5）xE-09的CND中的SiO丰度比星暴环中的高出1-2个数量级。CND中氯化萘的总体丰度较高：（0.2-1）xE-07。SiO和CN的丰度在活动星系核附近（r<70 pc）与非圆运动有关的气体的极端速度下增加。CN和SiO的丰度以及CN/CO和SiO/CO比值与硬X射线辐照的相关性表明，NGC 1068的CND已成为一个巨大的X射线主导区（XDR）。在NGC 1068的环核分子盘中，分子气体的极端性质是由与核活动直接相关的不同过程之间的相互作用造成的。尽管XDR化学对NGC 1068中的CN和SiO提供了一个简单的解释，但冲击的相关性值得进一步研究。包含尘埃颗粒化学将有助于解决关于其他分子物种丰度的争议，如…
2010-05-07 astro-ph.CO
SMA/PdBI multiple line observations of the nearby Seyfert2 galaxy NGC 1068: Shock related gas kinematics and heating in the central 100pc?
我们提出了高角分辨率本文报道了Seyfert 2型星系NGC 1068的原型星系环核盘（r= 100 pc）中的12 CO（J = 3 - 2），13 CO（J=3-2），13 CO（J = 2 - 1），C_（18）O（J=2- 1），HCN（J=3-2），HCO ~+（J=4-3）和HCO ~+（J=3-2）谱线的观测结果。用亚毫米波阵列进行的我们进一步包括在我们的分析中，新的13 CO（J=1-0）和改进的12 CO（J=2-1）的观测NGC 1068在高角分辨率（1.0-2.0”）和灵敏度，进行了IRAM高原德布尔干涉仪。基于分子气体发射的复杂动力学表明在中心~ 100 pc的非圆形运动，我们提出了一个方案，其中部分分子气体在环核盘的NGC 1068径向向外吹作为冲击的结果。从观测到的分子谱线比率来看，相当温暖（Tkin>= 200 K）和稠密（nH 2 = 10^4 cm ^-3）的气体进一步支持了这种激波情景。环核盘中HCN的丰度为[HCN]/[12 CO]=10^-3.5。这略高于银河系和河外恒星形成/恒星爆发区的丰度。这一结果进一步支持了早期研究所提出的NGC 1068环核盘中X射线增强HCN形成的观点。HCO+丰度（[HCO+]/[12 CO]=10^-5）似乎比银河系和河外恒星形成/恒星爆发区的丰度要低一些。当试图通过不同的热和非热过程拟合cm到mm连续谱发射时…
2011-05-28 astro-ph.CO
A Radio Perspective on the Wet Merger Remnant NGC 34
本文介绍了NGC 34（= NGC 17 = Mrk 938）的中性氢和射电连续谱的VLA观测。这个天体是研究气体在合并中的命运的理想候选者，因为正如Schweizer和Seitzer（2007）所做的光学研究所显示的那样，它是两个质量不等的盘状星系合并后的富含气体（“湿”）残留物，拥有一个强大的中央星暴和一个弱的活动星系核。我们从潮汐尾和附近的星系中检测到HI发射，这表明NGC 34实际上是一个富含气体的星系团的一部分，并且可能最近与它的一个同伴相互作用。气体的运动学表明，这个残余物正在从北尾的气体中形成一个中性氢的外盘。我们还检测到广泛的HI吸收（514 +/- 21公里/秒宽）在负和正速度相对于系统速度。这种吸收可以用潮汐尾的运动或环核盘的存在来解释。此外，我们提出了放射性连续图像，显示核（62.4 +/- 0.3 mJy）和核外发射（26.5 +/- 3.0 mJy）。核外成分非常分散，呈两个射电瓣的形状，总跨度为390千秒差距。这种辐射可能是活动星系核已经关闭的信号，也可能来自于恒星暴驱动的超级风。我们讨论了解释我们观测结果的可能情景，以及它们告诉我们的关于气体位置和NGC 34未来演化的信息。
2010-10-05 astro-ph.CO
Radio Galaxy NGC 1265 unveils the Accretion Shock onto the Perseus Galaxy Cluster
我们提出了一个一致的头-尾射电星系NGC 1265的三维模型，解释了复杂的无线电形态和频谱的星系和射电泡通过冲击波过去的通道。使用解析解的完整的黎曼问题和流体动力学模拟，我们研究了如何通过转换成一个环形涡环的等离子体气泡。老化的电子群体的绝热压缩使其被激励并发出低表面亮度和陡谱无线电发射。NGC 1265的大的下落速度和低的法拉第旋转测量值和喷流的方差强烈地表明，这种转变是由于英仙座上的吸积激波大约位于R_200。通过估算射电泡的体积变化，可以推断出激波的马赫数为M = 4.2 - 1.2 ^{+0.8}，密度跃变为3.4 - 0.4 ^{+0.2}，温度跃变为6.3 - 2.7 ^{+2.5}，以及21.5 +/-10.5的压力跃变，同时考虑到无线电等离子体的状态方程和环面的体积的不确定性。通过外推X射线剖面，我们得到了在kT < 0.4 keV和n < 5e-5 / cm^3的下落的温热星系际介质中气体温度和密度的上限。椭圆形的射电环面的方向与星系头部和尾部在天空平面上的方向相结合，不可能与投影效应相一致。相反，这表明激波后剪切流是由激波表面曲率引起的，特征半径为850 kpc。剪切流的能量密度对应于14%的热能密度。激波注入的涡旋可能在产生和放大星系团中的磁场方面起重要作用。未来对头尾星系的LOFAR观测可以作为对星系团吸积冲击的补充探测。
2011-02-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Shocks and Cavities from Multiple Outbursts in the Galaxy Group NGC 5813: A Window to AGN Feedback
我们目前的结果，从新的钱德拉，GMRT，和SOAR观测NGC 5813，在附近的星系群中占主导地位的中央星系。该系统显示出三对共线空洞，分别位于距中心源1 kpc、8 kpc和20 kpc处，它们来自于中心活动星系核的三次不同爆发，分别发生在3 × 10^6年、2 × 10^7年和9 × 10^7年前。H-α和X射线观测揭示了被X射线空洞抬升的冷气体细丝。内部的两个腔对充满了无线电发射等离子体，并且每对都与椭圆形的表面亮度边缘相关联，我们明确地将其识别为内部和外部激波的马赫数分别为M~1.7和M~1.5的激波（具有测量的温度跳跃）。在一个动力松弛的系统中，来自三个不同活动星系核爆发的如此清晰的特征，为研究活动星系核的反馈和爆发历史提供了一个独特的机会。最近的两次爆发的平均功率相差6倍，从1.5- 10 × 10^42 erg/s，表明平均喷流功率在长时间（~10^7年）尺度上发生了显著变化。最近一次爆发的总能量输出也比前一次爆发的总能量小一个数量级以上（1.5x10^56 erg对4x10^57 erg），这可能是平均功率较低的结果，也可能表明最近一次爆发正在进行中。激波和空洞年龄所暗示的爆发间隔（~10^7年）表明，在这个系统中，激波加热本身就足以平衡活动星系核中心附近的辐射冷却，而活动星系核中心是调节ICM和中心SMBH之间反馈的相关区域。
2010-07-26 astro-ph.CO
The Chandra HRC View of the Sub-arcsecond Structures in the Nuclear Region of NGC 1068
我们使用钱德拉X射线天文台上的高分辨率相机（HRC-I）获得了NGC 1068核的高空间分辨率X射线图像，该图像提供了该星系最内部1角秒半径区域的前所未有的视图。HRC图像将窄线区域分解为与HST [OIII]5007图像中的明亮发射线云相匹配的X射线发射团块，并首次允许与亚弧秒尺度的射电喷流进行比较。两个不同的X射线结被发现在1.3-1.4角秒东北和西南的核。结合X射线，[OIII]，和无线电连续形态，我们确定强烈的无线电喷云相互作用的位置。[OIII]与软X射线的比值表明，其中一些云受到激波加热的强烈影响，而在其他位置，射流只是简单地穿过，没有强相互作用的迹象。这是进一步加强了kT~1 keV的碰撞电离成分的冲击加热云（HST-G）的ACIS光谱中的存在。我们估计喷流驱动的冲击波的运动学光度为6 × 10 ^{38} erg/s，在估计的总喷流功率中是一个可以忽略的分数（10^{-4}）。
2012-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamically-Driven Star Formation In Models Of NGC 7252
我们提出了新的动力学模型的合并残留物NGC 7252，其中包括恒星形成模拟根据各种唯象规则。通过使用交互式软件将我们的模型与观测到的形态和气体速度场进行匹配，我们得到了一个一致的NGC 7252动力学模型。在我们的模型中，这个原椭圆星系是由两个类似的富含气体的盘状星系合并而成的，这两个星系在大约6.2亿年前以大约2个盘尺度长度的初始近心分离落在一起。两种不同的恒星形成规则-密度依赖和冲击诱导-的结果表明，在第一次通过期间和之后的恒星形成有显着差异。冲击引起的恒星形成在第一次通过时产生迅速和广泛的星爆，而密度依赖的恒星形成预测一个更缓慢的上升和集中的星爆。观测到的星系团的分布和年龄与我们的模拟结果的比较，有利于在NGC 7252的恒星形成的冲击诱导机制。我们还提出了我们的模型的NGC 7252，通过将人口合成与辐射转移和尘埃衰减构造模拟彩色图像。总的来说，模型预测的震级和颜色与观测结果一致，尽管模拟的尾巴比观测到的更暗更红。我们认为，缺乏恒星形成的尾巴，反映了红色的颜色，是由于我们的模型中恒星形成的描述不完整，而不是尾巴中的气体不足。
2010-04-21 astro-ph.CO
Cosmic rays and the magnetic field in the nearby starburst galaxy NGC 253: II. The magnetic field structure
我们用D-配置的VLA和Effelsberg 100-m望远镜使用射电连续偏振测量法观测了NGC 253。将6.2 cm和3.6 cm处的观测结果结合起来计算RM分布并校正法拉第旋转。大尺度磁场由盘（r，phi）和晕（r，z）分量组成。盘分量可以被描述为轴对称的螺旋场，其指向内部，具有25+/-5度的螺距角，其相对于平面对称（偶宇称）。晕场显示了一个突出的X形中心的核心类似于其他边缘星系。我们提出了一个模型，其中晕场线是沿着一个锥与90 +/- 30度的开口角，并指向远离磁盘在北部和南部的晕（偶宇称）。X形晕场跟随着在H α和软X射线发射中看到的叶。发电机作用和盘风可以解释X形晕场。核恒星暴驱动的超级风可能会通过压缩膨胀的超级气泡的叶片来进一步放大和排列晕场。盘风是一个很有前途的候选人的起源气体的晕和驱逐小规模的螺旋领域所要求的有效发电机行动。
2009-08-20 astro-ph.CO
ICM Signatures from Multiple Outbursts in the Galaxy Group NGC 5813: A Window to AGN Feedback
我们目前的结果从钱德拉观测NGC 5813，占主导地位的中央星系在附近的星系群。我们关注三个主要结果。1)扩散的气体显示出清晰的特征，来自三个不同的中央活动星系核的爆发，有三对大致共线的空腔。内部的两个空腔对与明确的椭圆形激波阵面相关联，内部和外部激波的马赫数分别为马赫数M~1.7和M~1.5。2)最近两次爆发的平均能量相差6倍，这表明平均喷流能量在长时间尺度（约10^7年）上变化。3)来自激波的加热足以平衡至少在中心10 kpc内的气体的辐射冷却，允许反馈在小半径处各向同性地操作。
2011-01-24 astro-ph.CO
The unusual X-ray morphology of NGC4636 revealed by deep Chandra observations: cavities and shocks created by past AGN outbursts
本文介绍了位于室女星系团外围的X射线发光椭圆星系NGC 4636的Chandra ACIS-I和ACIS-S观测结果（共约200千秒）。软带（0.5-2 keV）图像显示，在中心存在一个明亮的核心，周围是一个扩展的X射线日冕和两个明显的准对称，8 kpc长，臂状特征。这些特征中的每一个限定椭圆形泡的边缘。一个额外的气泡状特征，其北部边缘位于东北臂以南约2千秒差距，也被检测到。我们目前的表面亮度和温度分布在整个边缘的气泡，表明它们的边缘是尖锐的，其特征在于约20- 25%的温度跳跃。通过与理论激波模型的比较，我们证明了一个方案，其中气泡产生的冲击，可能是由能量沉积的偏离中心的射流驱动，是最可行的解释观察到的X射线形态的中心部分的NGC 4636。作为对这种情况的确认，射电喷流延伸到泡沫和一个中心弱X射线和射电源被检测到，最有可能是活动星系核活动的迹象，这是在过去更强烈。在NGC 4636的中心观察到一个明亮的致密核，半径约为1 kpc。观察到从核心到周围气体的表面亮度急剧下降，并且不伴随温度的变化，因此不可能处于热压平衡。然而，如果射电喷流是热压力的平衡因素，或者明亮的核心是由陡峭的丰度梯度产生的，那么明亮的核心可能是一个长期存在的特征。
2009-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Models of Stephan's Quintet: Hydrodynamic Constraints on the Group's Evolution
我们提出了光滑粒子流体动力学模型的相互作用在紧凑的星系群，斯蒂芬的五重奏。这项工作是Renaud等人早期的无碰撞N体模拟的延伸，在该模拟中，该集团的大尺度恒星形态被模拟为一系列星系-星系相互作用。考虑到热流体动力学效应，我们进一步研究了Stephan五重星系际气体的动力学相互作用历史和演化。这一组的主要特征，如扩展的潮汐特征和组范围的激波，使我们能够合理地约束模型，同时试图再现系统的多个特征。我们发现，重建从NGC 7319延伸到NGC 7320c的两个长尾在两次单独的遭遇中一个接一个是非常困难和不可能的，因为第二次遭遇通常会破坏或扭曲已经产生的潮汐结构。我们的模型表明，这两个长尾可能是由NGC 7319和7320c之间的一次遭遇同时形成的，导致内部尾巴比外部更薄，密度更大。然后，如观察到的那样，尾部也彼此平行地延伸。模型结果支持了NGC 7318 b和NGC 7319 b之间的多波长观测以及NGC 7318 b以北的星暴区所探测到的群级激波是由NGC 7318 b与星系际气体的高速碰撞所触发的观点。我们的模型显示，高速碰撞形成了一个气体桥，桥中的云在撞击后继续相互作用数千万年。这在该区域产生许多小冲击，导致比单一冲击冲击的冷却时间长得多。
2011-09-19 astro-ph.CO
Suzaku X-Ray Observations of the Accreting NGC 4839 Group of Galaxies and the Radio Relic in the Coma Cluster
利用朱雀X射线观测资料，研究了NGC 4839星系群周围的热气体和后发座星系团外围的射电遗迹。我们发现在NGC 4839周围的气体温度从5千电子伏逐渐下降到3.6千电子伏的无线电遗迹，在那里有一个进一步的，陡峭的下降到1.5千电子伏。这种下降以及观测到的表面亮度轮廓与一个马赫数M = 2.2 pm 0.5、速度vs =（1410 pm 110）km s^-1的激波相一致。从上限到逆康普顿X射线发射的磁场强度，导出了B > 0.33 μ G的下限。虽然这表明，非热电子负责的遗物产生的扩散冲击加速（DSA），测量的马赫数和电子光谱之间的关系从无线电观测推断是不一致的，从最简单的，DSA的测试粒子理论的预期。尽管如此，DSA仍然是可行的，如果它是通过注入预先存在的人口的非热电子。结合以前的测量结果，Coma在西南方向的温度廓线在NGC 4839之外较浅，在最外面的区域也略浅。NGC 4839周围的金属丰度被证实高于其附近地区，这意味着丰度分布中的一个显著峰值，朝着外围降低到0.2太阳能。我们解释这些事实是由于冲压压力汽提富含金属的气体从NGC 4839，因为它落入昏迷。残留激波可能是由预先存在的团内气体、与NGC 4839有关的气体以及从西南部的大尺度结构暗条流入的较冷气体的联合作用造成的。
2013-05-02 astro-ph.CO
Fast and Furious: Shock Heated Gas as the Origin of Spatially Resolved Hard X-ray Emission in the Central 5 kpc of the Galaxy Merger NGC 6240
我们获得了明亮星系合并NGC 6240与Chandra的核区域的深亚角秒分辨率的X射线图像，该图像非常详细地解析了来自活动核对和扩散热气体的X射线发射。我们在5 kpc的空间尺度上探测到来自kT~6 keV（~ 7000万K）热气体的扩展硬X射线辐射，表明存在速度为~2200 km/s的快震。我们首次获得了这种高电离气体发射FeXXV的空间分布，它与H_2（1-0）S（1）线发射和Hα细丝的大尺度形貌有显著的对应关系。传播的快速冲击起源于星暴驱动风到周围的稠密气体可以解释这种形态的对应关系。当观测到L（0.5-8 keV）=5.3E+41 erg/s时，弥散硬X射线发射比在经典的星暴星系M82中观测到的要亮100倍。假设70 MK温度气体的填充因子为1%，我们估计其总质量（M_{hot} = 1.8 E +8 Msun）和热能（E_{th} = 6.5 E +57 ergs）。高度电离等离子体中的总铁质量为M_{Fe} =4.6E+5 Msun。热气体中的能量和铁质量都与恒星暴期间超新星爆炸的预期注入相一致，这与其高恒星形成率相称。没有证据的荧光Fe I发射被发现在CO丝连接的两个核。
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
An extended XMM-Newton observation of the Seyfert galaxy NGC 4051 - III. FeK emission and absorption
2009年，对塞弗特1星系NGC 4051进行了扩展的XMM-牛顿观测，发现了一种具有复杂吸收线速度结构的光电离外流，以及速度与电离参数的广泛相关性，Pounds等人（2011）表示，这与进入星际介质或先前喷出物的高度电离的高速风一致，在由此产生的强烈冲击中失去了大部分的动能。在本文中，我们更详细地研究了Fe K谱区，并发现在高度电离的吸收体中支持两个不同的速度分量，其值对应于假定的快风（~ 0.12c）和激波后流（v ~ 5000-7000 km/s）。铁K吸收线结构被认为是不同的轨道到轨道的时间尺度上，显然响应于电离通量的短期增加和-也许更普遍的-在软X射线（和同时紫外线）光度的变化。后一个结果是特别有趣的，在提供独立的支持存在的冲击气体冷却主要是由康普顿散射吸积盘光子。铁钾发射是由一个窄的荧光线从近中性物质，与弱红翼在这里模拟的相对论盘线。窄线通量是准恒定的整个45天的2009年活动，但解决，与散射的冲击后流的一个组成部分的速度宽度一致。在几个单独的轨道光谱中的Fe XXV和Fe XXVI的共振跃迁的P天鹅座配置文件的证据。
2012-02-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
