We present results from our studies of radio emission from selected Ultraluminous X-ray (ULX) sources, using archival Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) data and new European VLBI Network (EVN) observations. The GMRT data are used to find possible faint radio emission from ULX sources located in late-type galaxies in the Chandra Deep Fields. No detections are found at 235, 325 and 610 MHz, and upper limits on the radio flux densities at these frequencies are given. The EVN observations target milliarcsecond-scale structures in three ULXs with known radio counterparts (N4449- X1, N4088-X1, and N4861-X2). We confirm an earlier identification of the ULX N4449-X1 with a supernova remnant and obtain the most accurate estimates of its size and age. We detect compact radio emission for the ULX N4088-X1, which could harbour an intermediate mass black hole (IMBH) of 10^5 M\odot accreting at a sub-Eddington rate. We detect a compact radio component in the ULX N4861-X2, with a brightness temperature > 10^6 K and an indication for possible extended emission. If the extended structure is confirmed, this ULX could be an HII region with a diameter of 8.6 pc and surface brightness temperature \geq 10^5 K. The compact radio emission may be coming from a ~ 10^5 M\odot black hole accreting at 0.1M_Edd.
Tracing the Evolution of Ultraluminous Infrared Galaxies into Radio Galaxies with Low Frequency Radio Observations
我们目前的无线电观测超亮红外星系（ULIRGs）使用巨型米波射电望远镜（GMRT），并将它们与档案多频观测，以了解是否ULIRGs是在本地宇宙中的强大的射电大声星系的祖先。超红外类星体的特点是红外线光度大（$L_{IR}>$ 10 $^{12}$ L $\odot$），尘埃质量大（$\sim10^{8}M_{\odot}$），恒星形成活跃（恒星形成速率$\sim$ 10-100 $M_{\odot}~$ yr $^{-1}$）。研究表明，它们代表了富含气体的螺旋星系合并的最后阶段。它们的光度可以归因于星暴活动和活动星系核（AGN）。我们研究了13个ULIRG样本，这些样本通过1.28~GHz的GMRT观测数据光学识别了活动星系核特征。我们的目标是解决任何核心喷流结构或核扩展，从而检查是否ULIRGs正在演变成无线电响亮的椭圆。我们的深，低频观测显示只有一个源的边际扩展。然而，9个ULIRG的综合无线电频谱表现出类似于GPS/CSS/CSO/年轻射电源的特征。估计的光谱年龄为0.4至20百万年，表明它们是年轻的射电源和可能的射电星系的祖先。因此，我们的结论是，虽然大多数ULIRG不显示kpc尺度的扩展无线电发射与核活动，其无线电频谱能量分布确实显示年轻的射电星系的签名。
The evolution of a jet ejection of the ultraluminous X-ray source Holmberg II X-1
利用欧洲VLBI观测网（EVN）、Karl G. Jansky甚大阵列（VLA），以及钱德拉和斯威夫特X射线望远镜。X射线数据显示出明显的硬谱，其稳定的X射线光度彼此相隔4个月。在高分辨率EVN射电观测中，我们探测到了一个毫角秒尺度的扩展源。该源发出非热，可能光学薄同步辐射和其形态是一致的喷射喷射。9-GHz的VLA数据显示了Holmberg II X-1的一个角秒尺度的三重结构，类似于在较低频率下看到的结构。然而，我们发现中央喷射在1.5年内至少消退了7.3倍。我们估计的动力学年龄的喷射要高于2.1年。我们表明，这种快速冷却可以用简单的绝热膨胀损失来解释。Holmberg II X-1的这些性质意味着ULX射电泡可能是由喷出物而不是自吸收的致密喷流膨胀的。
Star-Formation in the Ultraluminous Infrared Galaxy F00183-7111
我们报道了用澳大利亚望远镜紧凑阵列探测到F00183-7111中的分子CO（1-0）气体，F00183-7111是已知的最极端的超亮红外星系之一。我们从CO（1-0）线测量到F00183-7111的红移为0.3292，并估计00183中分子气体的质量为1 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$。我们发现F00183-7111主要是由活动星系核提供动力的，只有$\sim$总光度的14%是由恒星形成贡献的（SFR $\sim$ 220 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）。我们还提供了F00183-7111的光学图像，它显示了向东的延伸。我们使用无线电连续观测在这个扩展中搜索恒星形成，但没有检测到任何。这表明恒星的形成可能主要是核的。这些观测结果为一个模型提供了额外的支持，在这个模型中，ULIRGs的无线电发射是由恒星形成的强烈爆发和嵌入其核心的无线电大声活动星系核提供动力的，两者都是由富含气体的星系合并引发的。
Integral Field Spectroscopy based Hα sizes of local Luminous and Ultraluminous Infrared Galaxies. A Direct Comparison with high-z Massive Star Forming Galaxies
Unveiling recurrent jets of the ULX Holmberg II X-1: evidence for a massive stellar-mass black hole?
我们报告发现一个明显的三重射电结构隐藏在超亮X射线源Holmberg II X-1的射电泡内。的形态是一致的准直射流结构，观察到发射光学薄的同步辐射。中心部分有一个陡峭的无线电频谱，并且比外部部分更亮，表明重新开始的无线电活动。我们估计最小时间平均喷流功率为2 x 10^{39} erg/s，与时间平均各向同性X射线光度至少为4 x 10^{39} erg/s相关。我们的研究结果表明，Holmberg II X-1是由一个M_BH \geq 25 M_sun的黑洞提供动力的，推测该黑洞以高爱丁顿速率吸积，并伴有间歇性的射电活动。
A Chandra observation of the ultraluminous infrared galaxy IRAS 19254--7245 (the Superantennae): X-ray emission from the Compton-thick AGN and the diffuse starburst
我们提出了一个IRAS 19254- 7245的{ \it Chandra}观测，它是一个邻近的ULIRG，也被称为{ \it the Superantennas}。高空间分辨率的{ \it钱德拉}使我们能够解开第一次从嵌入康普顿厚的活动星系核的弥漫星暴辐射。活动星系核的2-10 keV辐射谱符合平坦的幂律（$Γ=1.3$）和类He的Fe K $α$谱线，EW $\sim$ 1.5 keV，与以前的观测结果一致。Fe K $α$谱线轮廓可以被解析为中性6.4 keV谱线和电离6.7 keV（类He）或6.9 keV（类H）谱线的混合。与以前的{ \it XMM-Newton}和{ \it suzaku}观测相比，检测到了变化，证明了铁谱线发射的紧凑尺寸。我们拟合的光谱的星系尺度扩展发射不包括活动星系核和其他亮点源的软热分量与kT~0.8 keV。扩展辐射的亮度比活动星系核的亮度低一个数量级。扩展辐射的基本物理和结构性质与星暴驱动的星系风完全一致（不需要AGN的反馈）。在南核以南8 \arcsec处检测到候选超亮X射线源。如果发射是各向同性的，并且与超天线有关，那么这个离核点源的0.3-10 keV光度为~ $6\times 10^{40}$ erg s $^{-1}$。
