New Compton-thick AGN in the circumnuclear water maser hosts UGC3 789 and NGC 6264
大柱密度，来自X射线的研究，通常测量对AGN托管水脉泽，特别是当H2O的排放与核吸积盘。此外，可能的内在X射线光度和H2O脉泽发射的特性之间的相关性已经提出，但是，需要确认。为了获得这些有希望的目标的详细的X射线信息，并建立一个系统的详细研究活动星系核中的X射线/H_2O脉泽关系，我们对在我们正在进行的调查与雨燕卫星的所有已知的水脉泽在活动星系核中确信检测到的五个H_2O脉泽源的样本进行了高灵敏度XMM-牛顿观测。对于NGC 613、VIIZw 73和IRAS 16288+3929这三个星系，我们已经估算出了内禀吸收的量，表明它们的柱密度为4- 6 × 10^23 cm^-2。对于UGC 3789和NGC 6264（在我们的样本中已确认的两个盘状脉泽星系），从Fe K α线的大EW方向推断出柱密度超过1 × 10^24 cm^-2。将我们的结果与过去类似研究的结果相加，我们发现，存在高度遮蔽（NH>10^23 cm^-2）和康普顿厚度活动星系核的水脉泽源的百分比分别为96%（45/47）和57%（27/47）。此外，86%（18/21）的盘状脉泽星系拥有康普顿厚度的活动星系核。同时也证实了以前工作中提出的星系热光度与吸积盘半径之间的相关性。
2013-09-25 astro-ph.CO
NIR imaging spectroscopy of the inner few arcseconds of NGC 4151 with OSIRIS at Keck
我们目前的H-和K-波段的数据从赛弗特1.5星系NGC 4151的内角秒获得的自适应光学辅助近红外成像场光谱仪OSIRIS在凯克天文台。我们提出的形态和动力学的大多数物种的检测，但集中在窄线区域的形态和动力学（跟踪的[Fe II] λ1.644μm的发射），从核喷射的等离子体（跟踪21厘米连续射电数据）和热H2气体之间的相互作用，并表征检测到的核HeI λ2.058 μm的吸收特性作为一个窄吸收线（NAL）现象。
2013-06-24 astro-ph.CO
Suzaku X-ray spectral study of the Compton-thick Seyfert galaxy NGC 5135
利用0.5 - 50 keV朱雀宽波段X射线谱研究了NGC 5135中康普顿厚度的活动星系核。朱雀观测提供了NGC 5135的第一次检测超过10千电子伏，使我们能够，第一次，以估计吸收柱密度，本征X射线光度，反射分量的强度和环的视角为这个活动星系核。NGC 5135的0.5 - 10 keV光谱具有康普顿厚源的标准成分：散射连续谱、显著的Fe Kα发射线（EW ~ 2.1 keV）和软过剩。在更高能量（E > 10 keV）下，活动星系核的内禀连续谱出现，这意味着吸收柱密度约为2.5 \times 10^24 cm^-2，2.0 - 10 keV的内禀X射线光度约为1.8 \times 10^43 erg s^-1。假设一个环形的几何形状的后处理材料，我们表明，在这个来源的模糊环面的边缘上的观点是首选。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
WIYN Imaging of the Globular Cluster Systems of the Spiral Galaxies NGC891 and NGC4013
本文介绍了利用WIYN 3.5米望远镜对边缘旋涡星系NGC 891和NGC 4013的球状星团（GC）系统进行成像研究的结果。我们使用10' x 10' Minimosaic Imager在BVR过滤器中观察星系，从星系中心投影半径约为20 kpc。我们将WIYN数据与哈勃太空望远镜上WFPC 2和ACS的存档和公布数据相结合，以评估WIYN GC候选样本的污染水平，并进一步跟踪GC系统朝向星系中心。我们使用WIYN和HST数据构建了GC系统的径向分布。NGC 891和NGC 4013的GC系统分别扩展到9+/-3 kpc和14+/-5 kpc，然后下降到我们图像中无法检测的水平。我们使用径向分布来计算GC的总数（N_GC）和特定频率（S_N和T）的全局值。NGC 4013的N_GC = 140+/-20，S_N = 1.0+/-0.2和T = 1.9+/-0.5;我们的N_GC值比文献中先前的测定值小约40%。HST的数据对NGC 891特别有用，因为GC系统集中在星系平面上，在我们的WIYN图像中只能微弱地检测到。虽然NGC 891被认为在整体性质上类似于银河系，但它只有一半的GC，N_GC = 70+/-20，S_N = 0.3+/-0.1，T = 0.6+/-0.3。我们还计算了NGC 891和NGC 4013中蓝色（贫金属）GC的星系质量归一化数，发现它们随着星系质量的增…
2010-06-28 astro-ph.CO
The stellar population content of the thick disk and halo of the Milky Way analogue NGC 891
我们提出了深ACS图像的3个领域的边缘盘星系NGC 891，这从平面的磁盘延伸到12千秒差距，并在25千秒差距沿主轴。个别恒星的光度达到RGB顶端以下2.5等。我们利用天体光度计星表来探测NGC 891厚盘和椭球面上的恒星含量和金属丰度分布。厚盘和椭球星族的CMD主要是由具有广泛金属丰度的老RGB星组成，从[Fe/H] ~ -2.4 dex的贫金属尾到大约半太阳金属丰度。厚盘的折射率峰值在-0.9dex处。厚盘的内部，在14千秒差距内沿主轴显示没有垂直的颜色/金属丰度梯度。在外围部分，探测到一个轻微的垂直梯度，δ（V-I）/δ |Z| = 0.1 +/- 0.05 kpc^-1。然而，这种梯度是由于与贫金属晕星的混合。厚盘星的金属丰度沿长轴没有梯度，但在[Fe/H] =-1.13dex附近有约0.35dex的强烈变化，厚盘星的非对称MDF的性质在径向和垂直方向上都没有明显的变化。在太阳圆柱状距离上的恒星星族显示出与银河系明显不同的性质，这表明两个星系的吸积历史不同。椭球星族显示出非常均匀的恒星星族特性。晕恒星星族的金属丰度中值显示出一个浅梯度，从内部的-1.15 dex到距离中心24 kpc的-1.27 dex。与厚盘星相似，平均值关系存在较大的变化。
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The X-ray spectral signatures from the complex circumnuclear regions in the Compton thick AGN NGC 424
我们提出的XMM牛顿RGS和EPIC pn光谱的一个长期（\simeq 100 ks）的软X射线最明亮的康普顿厚的塞弗特2星系，NGC 424的观察。作为第一步，我们对数据进行了唯象分析，以获得所有光谱分量的属性。在这些结果的基础上，我们拟合的光谱与自洽的光电离模型，产生云。光谱的高能量部分主要由纯中性康普顿反射分量和中性铁K-α线以及中性Ni的K-α发射组成，表明Ni/Fe丰度显著过剩。软X射线RGS谱主要来自类H和类He的C、N、O和Ne以及Fe L壳层的线发射。从O VIII，O VII，和C VI，最后两个具有对应于约5-10 eV的温度的分辨宽度的窄RRC的存在下，是在光电离平衡的气体的强烈指示，如由O VII三重态中的禁用分量的流行所证实的。两个气相不同的电离参数需要复制的光谱与自洽的光电离模型，任何贡献的气体在碰撞平衡不超过10%的总通量在0.35-1.55千电子伏带。当这个自洽模型被应用到0.5-10 keV带的EPIC pn光谱，第三个光电离阶段是需要考虑具有较高的电离电位的发射线，虽然K-α发射从S XV和Fe XXVI仍然预测不足。
2010-10-20 astro-ph.CO
Star Formation Properties in Barred Galaxies(SFB). I. Ultraviolet-to-Infrared Imaging and Spectroscopic Studies of NGC 7479
大尺度条和微小的合并是星系长期演化的重要驱动力。利用银河系演化探测器的地面光学图像和光谱以及紫外数据和斯皮策空间望远镜的红外数据，对棒星系NGC 7479的恒星形成特性进行了多波长研究，该星系也具有明显的小合并特征。利用各种恒星形成示踪剂，我们发现在恒星棒和小合并的共同作用下，恒星形成活动主要发生在星系棒和臂上，而恒星形成速率从棒到盘是变化的。在光谱合成的帮助下，我们发现棒区在大约1亿年前发生了强烈的恒星形成，并且恒星棒的年龄可能是$\sim$ 10 Gyr。通过将我们的结果与Jogee等人的长期进化情景进行比较，我们认为，NGC 7479目前可能正处于长期演化的过渡阶段，它最终可能成为一个早型星系或亮红外星系。我们还注意到NGC 7479最近发生了可能的小合并事件，我们发现了两个小合并残留物的候选者。
2011-07-05 astro-ph.CO
Comparison of the properties of two fossil groups of galaxies with the normal group NGC 6034 based on multiband imaging and optical spectroscopy
我们收集了两个化石组（RX J1119.7+2126和1 RXS J235814.4+150524）和一个正常组（NGC 6034）的多波段成像和光谱。我们计算了每组中心区域的光度红移，将以前的数据与SDSS五波段数据相结合。对每一个星群，我们研究了色-星等关系的红序，计算了光度函数、恒星星族年龄和星群成员分布。光谱学使我们能够研究这些群体的大规模环境和1 RXS J235814.4+150524和NGC 6034中的子结构水平。1 RXS J235814.4+150524的大尺度环境很差，尽管它的星系密度图显示出周围宇宙网的清晰特征。RX J1119.7+2126看起来非常孤立，而NGC 6034的宇宙环境非常丰富。在组规模下，1 RXS J235814.4+150524显示无亚结构。星系团与最近的恒星星族似乎优先位于集团的外围。在颜色-星等图中，RS对于所有三个组都是可辨别的。光度红移选择和统计背景扣除的基础上的光度函数具有可比的形状，并同意从光谱红移获得的几个点。这些光度函数仅显示了化石星系群中第一和第二亮星系之间的预期倾角。它们的形状也是规则的，相对平坦，在RX J1119.7+2126和NGC 6034的完整性水平下的微弱星等，而1 RXS J235814.4+150524明显缺乏微弱的星系。RX J1119.7+2126肯定是一个化石群，1 RXS J235814.4+…
2012-02-09 astro-ph.CO
Imaging Carbon Monoxide Emission in the Starburst Galaxy NGC 6000
我们目前的测量一氧化碳排放的中心区域附近的星暴NGC 6000采取的亚毫米阵列。12 CO、13 CO和C_（18）O的J=2-1跃迁的图像分辨率为~ 3“× 2”（450 × 300 pc）。我们精确地确定了NGC 6000的动力学中心R.A（J2000.0）= 15 h 49 m 49.5s和dec（J2000.0）=-29d 23“13”，这与分子发射峰的位置相一致。所观察到的CO动力学可以解释的背景下，存在一个酒吧潜在的影响分子材料，可能负责强核浓度超过85%的气体位于。我们检测到一个运动学分离的组成部分，致密的分子气体在相对较高的速度，这可能是燃料的恒星形成。得出的总核动力学质量为7 × 10^9 Msun，总气体质量为4.6 × 10^8 Msun，Mgas/Mdyn约为6%，与先前研究的其他具有中心星暴的棒星系相似。我们用光学薄同位素C18 O测定了分子气体的质量，并估算出CO到H2的转换因子X（CO）=0.4x10^20 cm-2/（K km s-1），这与在其他星暴星系中测定的结果一致。
2010-03-29 astro-ph.CO
The Suzaku X-ray spectrum of NGC 3147. Further insights on the best "true" Seyfert 2 galaxy candidate
NGC 3147是迄今为止最令人信服的“真正”塞弗特2星系的例子，也就是说，它是一个真正缺乏宽线区的星系源。我们获得了朱雀观测的双重目的，以更详细地研究铁线复合物，并检查康普顿厚假设缺乏观察到的光学宽线。详细分析了该源的朱雀XIS和HXD/PIN谱。该线复合物由至少两条未分辨的线组成，一条在约6.45 keV，另一条在约7 keV，最有可能与Fe XVII/XIX（前者）和Fe XXVI（后者）相鉴别。高电离线可以起源于光电离物质或光学薄的热等离子体。在后一种情况下，意味着异常高的温度。在光电离模型的情况下，大的等效宽度可以通过极端的铁过剩或假设源是康普顿厚度来解释。然而，在康普顿厚假设中，高于2 keV的辐射主要是由于高度电离的反射层，与通常在康普顿厚的塞弗特2s中发现的相反，在那里，低电离物质的反射占主导地位。此外，XMM-牛顿和朱雀观测之间的源通量不同，相隔3.5年，证实了以前的发现，并表明发射区域的大小必须小于秒差距。硬X射线谱也不能确定康普顿厚度假说。权衡各种论点，NGC 3147的“真正”塞弗特2性质似乎仍然是最有可能的解释，即使“高度电离的反射层”康普顿厚度假设目前还不能被正式拒绝。
2012-04-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Near-Infrared Detection of a Super-Thin Disk in NGC 891
我们用亚弧秒分辨率的JHKS波段图像探测了附近大质量、边对螺旋星系NGC 891的盘结构，图像覆盖半径为+/-10 kpc，高度为+/-5 kpc。我们测量固有的表面亮度轮廓使用现实的衰减校正约束从近红外和中红外（斯皮策）彩色地图和三维蒙特卡罗辐射传输模型。除了众所周知的薄盘和厚盘之外，一个60-80 pc尺度高度的超薄盘-与银河系的恒星形成盘相当-是明显的，并且需要符合衰减校正的光分布。超薄盘光剖面的不对称性表明年轻、炽热的恒星产生了过量的光度和更蓝（衰减校正）的近红外颜色。为了适应NGC 891的内部区域，这些圆盘必须在约3 kpc内被截断，几乎所有的光度都重新分布在比薄圆盘厚50%的棒状结构中。似乎没有经典的凸起，而是超薄盘的核延续。超薄、薄、厚和棒分量分别占KS带总光度的30%、42%、13%和15%。磁盘轴比（长度/高度）从30到3从超薄到厚的组件。指数型和sech^2型垂直SB分布都能很好地拟合数据。我们发现，超薄磁盘是显着更明亮的KS-波段比通常假设的综合SED模型的NGC 891：它似乎在这些模型中的过剩的流量，可能产生的年轻恒星在超薄磁盘，已被错误地归因于薄磁盘。
2013-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse Extraplanar Dust in NGC 891
我们报告的检测垂直延伸的远紫外线（FUV）和近紫外线辐射的边缘上的螺旋星系NGC 891，我们解释为由于尘埃散射星光。三维辐射转移模型被用来调查所需的解释紫外线发射的面外尘埃的内容。用两个指数尘埃盘的辐射转移模型很好地再现了紫外晕，一个指数尘埃盘的标度高度为$\approx$ 0.2 - 0.25 kpc，另一个指数尘埃盘的标度高度为$\approx$ 1.2 - 2.0 kpc。几何厚盘的中心光学厚度在B波段为$τ_{thick} \approx$ 0.3 - 0.5。结果表明，|z| > 2 kpc的尘埃质量占总尘埃质量的$\approx$ 3 - 5%，这与最近Herschel亚毫米观测结果相符合。我们的研究结果，以及最近在其他边缘星系中发现的紫外线晕，表明银河系平面上方螺旋状的几何厚尘埃层广泛存在。
2014-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep imaging of the very isolated dwarf galaxy NGC6789
Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）
本文利用TTT3望远镜对本地空洞中的孤立矮星系NGC 6789进行深度成像，未发现潮汐或并合遗迹，提出其近期中心恒星形成可能源于原位残余气体或外部原始气体吸积。
2025-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: Wide Field Imaging of the Globular Cluster System of NGC 4278
我们使用多点HST ACS和宽视场Subaru Suprime-Cam成像来研究L* 椭圆星系NGC 4278的球状星团系统。我们还用Keck/DEIMOS获得了一些新的球状星团谱。我们确定了球状星团的表面密度分布，并用它来计算球状星团的总数，发现该系统的人口略多于其光度的星系的平均数。我们找到了明确的证据双峰的球状星团的颜色分布和颜色的大小关系的蓝色子群（一个“蓝色倾斜”）。我们还发现负径向颜色梯度在两个颜色子群的强度相同，这是类似于在其他星系中报道的强度。NGC 4278的球状星团的大小随着颜色的变红而减小，随着银河中心半径的增大而增大。蓝色和红色球状星团的大小之比与星系中心半径无关，这表明内部效应是造成颜色大小差异的原因。
2013-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wide-field imaging of NGC 4365's globular cluster system: The third subpopulation revisited
利用八幅哈勃空间望远镜/高级巡天照相机（ACS）的指向和一幅宽视场斯巴鲁/SuprimeCam（S-Cam）图像，分析了巨椭圆（E3）星系NGC 4365的球状星团（GC）系统。我们确定GC数的下限为6450 ± 110，并表明GC系统的范围超过134 kpc（9.5星系有效半径）。我们重新审视了NGC 4365是否具有双峰或三峰GC颜色分布的问题，并找到了三种不同GC颜色亚群（即蓝色，绿色和红色）的支持。每个亚群的径向表面密度的Sersic轮廓拟合揭示了蓝色GC比红色或绿色GC更延伸。我们发现显着差异的中位数半光半径的GC在蓝色，绿色和红色的亚群，以及在亚群的椭圆。对质量函数的KS检验表明，所有三个亚群彼此不同的概率> 98%。我们还发现了GC大小和颜色（金属丰度）的径向梯度和蓝色倾斜。红GC亚群的表面密度分布、位置角、椭圆率和径向色梯度等性质与NGC 4365的星光性质非常相似。这一结果支持了这样一个假设，即红色GC是随着银河系中大量的漫射星光形成的。NGC 4365有一个运动学上不同的核心，并且在光度学和运动学主轴之间有显著的不对准。我们讨论的可能性，这些运动学特征与存在不同的第三GC亚群。我们简要讨论了NGC 4365形成的影响。（摘自原文）
2011-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Near-infrared imaging and spectroscopy of the nuclear region of the disturbed Virgo cluster spiral NGC 4438
我们目前的近红外VLT ISAAC成像和光谱的奇特室女座星系NGC 4438，其核已被归类为LINER。这些数据由中红外成像补充，并与以前的WFPC 2 HST宽带图像进行比较。图像和位置-速度图的[Fe II]和H2线的排放，并与光学窄线区域和无线电功能的分布进行了比较。我们的研究结果表明，冲击（可能是由无线电喷流驱动）有助于[Fe II]的激发的一个重要部分，而来自中央活动星系核的X射线加热可能是负责H2激发。我们解决的问题是否外流有活动星系核或星爆的起源提供新的估计中心恒星形成率和动能与气体。通过拟合一个Sersic核球、一个指数盘和一个致密核源，我们对NGC 4438的光分布进行了分解，得到了一个分辨率为0.8角秒的未分辨核源，其M_K = -18.7，J-H = 0.69。我们测得的球核速度色散为142 km/s，加上标准的M_bh-σ关系，表明中心黑洞质量为log（M_bh/Msun）~ 7.0。从近红外CO线测量的恒星运动学显示，中心0.5角秒内的速度色散为178 km/s，这可能是中心黑洞的运动学证据。我们计算了积分Sersic剖面通量密度在椭圆几何形状，包括“盘状”等照度线的情况下的一般表达式。
2009-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
