Mapping the properties of blue compact dwarf galaxies: integral field spectroscopy with PMAS
我们对一个蓝致密矮（BCD）星系进行了积分场谱学研究，目的是分析它们的形态、一些物理性质（激发、消光和电子密度）的空间分布以及它们与恒星星族分布和演化状态的关系。利用卡拉尔阿尔托天文台3.5米望远镜上的波茨坦多孔径分光光度计（PMAS）对样本星系进行了积分场光谱观测。用1 arcsec × 1 arcsec的空间采样绘制大小为16 arcsec × 16 arcsec的区域。我们获得了3590-6996埃光谱范围内的数据，线性色散为3.2埃/像素。从这些数据中，我们建立了最突出的发射线，两个连续带，最相关的线比，和气体速度场的通量的二维地图。综合光谱的最突出的恒星形成区域和整个对象的FOV内被用来推导出它们的物理参数和气体金属丰度。六个星系在发射线和连续谱图上都显示出相同的形态;只有在两个天体Mrk 32和Tololo 1434+032中，电离气体和恒星的分布有很大的不同。一般来说，同一个天体的不同激发图显示相同的模式，并追踪恒星形成区域，正如对被热星电离的天体所预期的那样;只有Mrk 32、I Zw 123和I Zw 159的外部区域显示出更高的[SII]/H α值，暗示着冲击。六个星系显示出不均匀的尘埃分布。关于运动学，Mrk 750、Mrk 206和I Zw 159显示出清晰的旋转模式，而在Mrk 32、Mrk 475和I Zw 123中，速度场是平坦的。
2010-04-16 astro-ph.CO
Kinematically detected polar rings/disks in blue compact dwarf galaxies
极环星系是一个具有近乎正交旋转分量的系统。利用SAO RAS 6-m望远镜的Fabry-Perot干涉仪拍摄的电离气体速度场，我们在两个BCD星系中发现了极性（或强倾斜）轨道上的气体。我们的分析表明，Mrk 33中的所有电离气体都集中在一个致密的圆盘（直径为3 kpc）中，该圆盘相对于主恒星在极平面内旋转。Mrk 370中的气体盘有一个更复杂的结构，最里面的部分严重扭曲。极性气体结构的存在支持了这样一种观点，即这些星系中恒星形成的爆发是由于外部气体吸积或合并。BCD星系中极结构的可能比例似乎非常大（高达10-15%）
2010-09-13 astro-ph.CO
The Second Byurakan Survey Galaxies. I. The Optical Database
介绍了第二次Byurakan巡天（SBS）星系的整个目录的数据库。它包含了新的测量其光学参数和额外的信息，从文献和其他数据库。这些测量是使用Palomar Schmidt望远镜获得的摄影天空测量板的Ipg（近红外），Fpg（红色）和Jpg（蓝色）波段图像进行的，并从STScI数字天空测量（DSS）中提取。该数据库提供了精确的坐标，形态类型，光谱和活动类，视星等和直径，轴比和位置角，以及在半径为50千秒差距的圆相邻对象的数量计数。数据库中单个SBS对象的总数现在为1676。SBS重新发现的188个马卡良星系不包括在这个数据库中。我们还包括现在可用于1576 SBS对象的红移，以及1117 SBS星系的2MASS红外星等。
2011-03-29 astro-ph.CO
WISE Discovery of Low Metallicity Blue Compact Dwarf Galaxies
本文报道了利用宽视场红外巡天探测器（WISE）发现的两个新的低金属丰度蓝矮星系WISEP J080103.93+264053.9（以下简称W 0801 +26）和WISEP J170233.53+180306.4（以下简称W1702+18）。我们通过这两种BCD在中红外波长下的极红色来识别它们，并使用凯克一号上的低分辨率成像光谱仪获得了后续的光谱学。这两个来源的中红外特性与研究充分的极低金属量星系SBS 0335- 052 E相似。我们确定W 0801 +26和W1702+18的金属丰度分别为12 + log（O/H）= 7.75和7.63，将它们置于非常缺乏金属的星系中（Z < 1/10 Zsun）。它们的H β当量宽度大于300埃，与SBS 0335- 052 E相似，暗示存在年轻（小于500万年）的恒星形成区。我们测量的W 0801 +26和W1702+18的恒星形成率分别为2.6和10.9 Msun/年。这些BCD显示了最近在极低金属丰度环境中的恒星形成活动，为研究极端条件下的恒星形成提供了新的实验室，并且是宇宙中形成的第一代星系的低红移类似物。利用全天WISE巡天，我们讨论了一种新的方法来识别类似的恒星形成，低金属丰度的BCDs。
2011-06-23 astro-ph.CO
Integral Field Spectroscopy of Massive, Kiloparsec-Scale Outflows in the Infrared-Luminous QSO Mrk 231
类星体（QSO）/合并Mrk 231可以说是研究QSO反馈的最近和最好的实验室。它有几个外流，包括宽线风，射电喷流和一个知之甚少的kpc尺度外流。在这封信中，我们提出了积分场光谱从双子望远镜，代表了第一个明确的检测广角，千秒差距规模流出一个强大的类星体。使用中性气体吸收，我们表明，核区域的主机流出蓝移速度达到1100公里/秒，延伸2-3千秒差距，从核在天空平面的各个方向。一个射电喷流撞击了核心以北的外流，使其加速到更高的速度（高达1400 km/s）。最后，在核心以南3.5 kpc处，恒星形成同时为外流提供动力，其速度仅为570 km/s。蓝移的电离气体也在较低速度和较小尺度的核周围被检测到。外流的质量和能量通量大于恒星形成速率的2.5倍，大于活动星系核光度的0.7%，符合类星体的负反馈模型。
2011-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Surprising Absence of Absorption in the Far-Ultraviolet Spectrum of Mrk 231
Mrk 231是最近的类星体（z = 0.0422），它同时拥有银河尺度的风和核尺度的铁低电离宽吸收线（FeLoBAL）外流。我们最近获得了这个对象的远紫外（FUV）光谱覆盖~1150 - 1470 A与宇宙起源光谱仪上的哈勃太空望远镜。这个光谱是非常特殊的，突出的是微弱的（基于H-α预测的~<2%），宽的（在底部>~10，000 km/s）和高度蓝移的（质心在~-3500 km/s）Ly-alpha发射的存在。FUV连续辐射在较短波长处略有下降（与F_λ~λ ^[1.7]一致），并且没有显示出任何明显的光球或风星特征。令人惊讶的是，FUV光谱也没有显示出任何明确的宽吸收特征。因此，它似乎是由活动星系核，而不是热星，几乎没有过滤的尘埃FeLoBAL屏幕。Ly-alpha辐射最好解释为产生于流出的BAL云系中，而Balmer线则主要产生于透过尘埃的标准宽发射线区（A_V~7等）。宽吸收线区两种可能的几何模型进行了讨论，在这些新的结果的背景下。
2012-12-11 astro-ph.CO
Detection of HCN, HCO+ and HNC in the Mrk231 molecular outflow - Dense molecular gas in the AGN wind
我们利用IRAM高原干涉仪在1。"55比1。"28决议。所有三条线都显示宽线翼-这对于HCN特别突出。速度被发现是相似的（750公里/秒），发现CO 1 - 0。这是第一次在大规模星系外流中检测到明亮的HCN，HCO+和HNC发射。我们发现，蓝移和红移线翼的空间扩展至少0。"75（700 pc）在南北方向。HCN中的线翼比CO 1 - 0中的更亮（相对于线中心强度），并且线比率表明分子流出物由具有高HCN丰度X（HCN）> 10E-8的致密气体（n> 10E4 cm E-3）和凝块气体组成。这些性质与流出物中的冲击压缩和破碎的分子气体一致。或者，HCN，而不是泵浦中红外连续，但我们建议，这种效果是不强的空间扩展的流出气体。此外，我们还发现，在HCN、HCO+和HNC谱线发射中，主盘的东西向旋转也很明显。在Mrk231的中心400 pc内检测到意外明亮的HC3N 10 - 9线。这种HC3N辐射可能来自内部40 - 50 pc内被屏蔽的尘埃覆盖的区域，在那里气体被AGN加热到高温（200 - 300 K）。
2011-11-29 astro-ph.CO
Feeding Versus Feedback in AGNs from Near-Infrared IFU Observations: The Case of Mrk79
本文利用NIFS（Gemini仪器）在~ 100 pc空间分辨率和~ 40 km/s速度分辨率下获得的二维近红外J-和KI-波段光谱，绘制了Seyfert 1星系Mrk 79的气体运动学和从680 pc半径内开始的发射线通量分布和比值。氢分子通量分布呈现出两个延伸约700 pc的旋臂，一个在原子核的北面，另一个在原子核的南面，其中一个激发表明来自中心源的X射线加热。低速色散（sigma~ 50 km/s）和旋转模式支持H2气体在星系盘中的位置。沿着星系远端的旋臂观察到的蓝移和近端旋臂的红移表明，旋臂是H2向内部200 pc输送的通道。根据H2 l2.1218um发射线剖面的通道图，我们估计质量流入速率为~ 4 E-3M_Sun/年，这比Mrk 79活动星系核所需的质量吸积速率小一个数量级.电离气体的发射（由Pabeta和[FeII]l1.2570um发射线追踪）与射电喷流和窄带[OIII]通量分布相关。它的运动学显示旋转和流出到核的北部和南部。在距离星系核约455 pc的半径约320 pc的截面上，电离气体质量流出速率为3.5MSun/年，远大于活动星系核的质量吸积速率，表明大部分流出气体来自星系核周围的星际介质，这些星际介质被核喷流推开。
2013-01-07 astro-ph.CO
Integral field spectroscopy of nitrogen overabundant blue compact dwarf galaxies
我们研究了三个蓝致密矮星系的物理性质和氧、氮丰度的空间分布（HS 0128+2832、HS 0837+4717和Mrk 930），其中报告了过量的N/O，以研究这种过量的性质，特别是，如果它与Wolf-Rayet（WR）星有关，我们用PMAS积分场光谱在可见光谱范围内观测到了这些BCD（3700 - 6900 ℃），使用直接法和适当的强线法绘制其物理化学性质。我们做一个统计分析的结果分布，我们比较它们与星系的综合属性。我们的结果表明，三个星系的外部位于[NII]/Hα vs. [OIII]/Hβ诊断图的“活动星系核区”，这很可能是由于这些区域的高N/O和激发结构的结合。从统计分析，它是假设，某一属性可以被认为是空间均匀（或均匀），如果一个正常的高斯函数适合其分布在几个地区的星系。此外，当高斯分布不符合相应的分布时，通常会出现积分性质与分布均值之间的不一致。我们发现，对于Mrk 930，除了电子密度和红化之外，所有参数都是均匀的。旋转曲线与Hα图和UV图像一起揭示了扰动的形态和可能的相互作用过程。在几个kpc量级的空间尺度上，N/O在三个研究对象中是恒定的，因此我们得出结论，从光谱学估计的WR星的数量不足以污染ISM并在这些对象中产生观测到的N/O过量
2011-05-23 astro-ph.CO
Tracing the star formation history of three Blue Compact galaxies through the analysis of their star clusters
本文介绍了对三个局域亮蓝致密星系ESO 185-IG 013、ESO 350-IG 038（又名：ESO 185-IG 013）中致密星团种群的初步研究结果。Haro 11）和MRK 930。这些系统显示出奇特的形态和数百个SC的存在，已产生的过去，最近和/或当前的星爆阶段。我们使用一套完整的HST图像，从紫外到红外每个星系。V（WFPC 2/f606 w）和I（WFPC 2/f814 w）的深层图像用于捕获大多数星团候选者，直到过去被检测到的可能性较小的旧星团（较暗）。其他波段用于SED拟合技术，用于约束年龄和质量。我们的目标是研究这三个蓝色致密星系的演化以及恒星团簇形成对其恒星形成历史的影响。
2009-07-17 astro-ph.CO
Emission-line Wings Driven by Lyman Continuum in the Green Pea Analog Mrk 71
我们认为，在绿豌豆（GP）模拟Mrk 71中，微弱的宽发射线机翼的起源是由cloudron、LyC和/或Ly $α$驱动的超风。我们对Gemini-N/GMOS-IFU观测的空间分辨分析表明，这些具有终极速度$>3000~\rm{km~s^{-1}}$的线翼起源于超级星团（SSC）结A，并传播到大半径。该天体观测到的电离参数和恒星表面密度接近其理论最大值，辐射压力超过气体压力。再加上缺乏超新星反馈的证据，这些都意味着辐射主导的环境。我们证明了一个cloudly，辐射驱动的超风从结A是一个可行的模型产生的极端速度，特别是，莱曼连续和/或Ly $α$不透明度必须负责。我们发现Mrk 71的宽翼最符合幂律，就像一个代表性的极端GP和一颗明亮的蓝色变星一样，尽管斜率不同。这表明它们可能具有共同的风加速机制。我们建议，高速，幂律机翼可能是辐射反馈的一个独特的签名，特别是辐射驱动的风。
2021-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Compact molecular disc and ionized gas outflows within 350 pc of the active nucleus of Mrk 1066
我们提出的恒星和气体运动学的内部350 pc半径的塞弗特星系Mrk 1066来自J和K1波段的数据与双子座NIFS在35 pc的空间分辨率。恒星的速度场主要是由旋转的星系平面，但显示了S形失真沿星系短轴，这似乎是由于在光学连续图像中看到的椭圆形结构。沿着这个椭圆形，在距离核心170到280秒差距之间，我们发现了一个低σ（~50 km/s）的部分环，这归因于一个中等年龄的恒星星族。通过对[PII] 1.19 μ m、[Fe II] 1.26 μ m、Pa-β和H_2 2.12 μ m的发射线通量和剖面的测量，我们建立了气体质心速度图、速度弥散图和通道图。所有的发射线的速度场是由一个类似的旋转模式所观察到的恒星，但扭曲的存在下，两个结构：（i）一个紧凑的旋转盘半径r~70 pc;（ii）沿射电喷流的流出是定向约沿星系主轴。致密的旋转盘在H2发射气体中更明显，它呈现出最小的sigma值和最清晰的旋转模式，支持在星系平面中的位置。我们估计圆盘的气体质量为~ 10^7 Msun。H2运动学进一步表明，核盘是由来自外部区域的气体供给的。流出在[Fe II]发射气体中更为明显，它呈现出最高的sigma值（高达150 km/s）和最高的蓝移和红移（高达500 km/s），而最高的恒星自转速度仅为130 km/s。我们估计电离气体的质量流出率为0.06 Msun/yr。导出的运动学的发射气体是类似的…
2010-09-17 astro-ph.CO
VLT/X-shooter observations of the low-metallicity blue compact dwarf galaxy PHL 293B including a luminous blue variable star
本文介绍了在3000- 23000 A波长范围内对含有一颗亮蓝变星的极度缺金属的蓝矮星系PHL 293 B的VLT/X-shooter光谱观测。我们确定了N，O，Ne，S，Ar和Fe的丰度，并从宽发射线的通量和宽度研究了LBV的性质。我们得到星际氧丰度为12+log O/H = 7.71+/-0.02，这与以前的测定结果一致。观测到的窄巴耳末，帕邢和Brackett氢线的通量对应于理论的复合值后，消光校正与一个单一的值C（H β）= 0.225。这意味着在光学范围内观察到的恒星形成区域是唯一的电离源，并且没有在近红外范围内看到但隐藏在光学范围内的其他电离源。对于在PHL 293 B的LBV星，我们发现广泛的发射与P天鹅座配置文件中的几个巴耳末氢发射线和第一次在几个Paschen氢线和几个HeI发射线，这意味着时间演化的LBV的时间尺度为8年。LBV星的H α光度比NGC 2363=Mrk 71的LBV星高出一个数量级，后者的金属丰度略高12+logO/H = 7.87。在PHL 293 B的低金属丰度LBV中，恒星风的终极速度很高，约为800 km/s，与一些河外LBV爆发时的光谱相当。我们发现，由Paschen和HeI发射谱线导出的平均终极速度比由Balmer发射谱线导出的平均终端速度低约40-60 km/s。这可能表明风的存在加速向外。
2011-08-22 astro-ph.CO
The rise of an ionized wind in the Narrow Line Seyfert 1 Galaxy Mrk 335 observed by XMM-Newton and HST
我们提出了一个外流的电离风在塞弗特1星系Mrk 335的发现。尽管在过去的十年中，大多数最大的X射线天文台都对这个明亮的源进行了广泛的观测，但直到最近的XMM-牛顿观测结合长期的Swift监测计划显示出极端的通量和光谱变异性，才知道这个明亮的源拥有温暖的吸收气体。由XMM-牛顿RGS探测器获得的高分辨率光谱显示，风由三种不同的电离成分组成，都以5000 km/s的速度流出。当源处于中等通量状态（2-5e-12尔格·cm^-2·s^-1）时，这种风就能清楚地显示出来。多历元RGS光谱的分析，使我们能够比较在三个非常不同的通量状态的源的吸收特性。暖吸收体的变化和X射线通量之间没有相关性已被确定。气体的两个较高的电离分量可能与光电离平衡一致，但我们可以排除这一点，因为唯一的电离分量始终存在于所有通量状态（log（xi）~1.8）。我们已经包括档案，非同步紫外数据从HST（FOS，STIS，COS）的目的是寻找任何签名的吸收在这个来源，到目前为止是已知的吸收在紫外波段。在X射线观测后几个月获得的COS光谱中，我们发现活动星系核固有的CIV线有广泛的吸收，蓝移速度大致与X射线外流相当。在这两个波段的气体的全球行为可以解释的覆盖因子和/或柱密度的变化，可能是由于横向运动的吸收云移动到宽线区域尺度的视线之外。
2013-01-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mapping Luminous Blue Compact Galaxies with VIRUS-P: morphology, line ratios and kinematics
利用积分场光谱（IFS）方法对一个亮BCGs样品进行了研究，旨在探讨其暖星际介质（ISM）的形态、运动学、尘埃消光和激发机制。五个发光BCG的IFS数据是使用VIRUS-P获得的，VIRUS-P是可见光积分场可复制单元摄谱仪的原型仪器，附在麦克唐纳天文台的2.7米哈伦J史密斯望远镜上。VIRUS-P由247根光纤组成的正方形阵列组成，覆盖109“x109”视场，空间采样为4.2”，填充因子为0.3。我们在3550-5850埃的光谱范围内进行了观测，分辨率为5 A FWHM。根据这些数据，我们建立了连续谱和最突出的发射线（[OII]3727，Hgamma，Hbeta和[OIII]5007）的二维地图，并研究了诊断发射线比的形态和ISM中的消光模式以及恒星和气体运动学。此外，从综合光谱，我们推断总线通量和光度加权消光系数和气相金属丰度。所有的星系在恒星连续统中呈现出整体规则的形态，而它们温暖的ISM形态则更为复杂：在II Zw 33和Mrk 314中，恒星形成区域沿着链状结构排列; Haro 1、NGC 4670和III Zw 102显示出几个显著的特征，如延伸的气体细丝和气泡。所有星系都存在明显的尘埃固有吸收，最极端的情况是III Zw 102。我们的数据揭示了多种运动模式，从整体定期气体和恒星旋转复杂的速度场产生的结构和运动学上不同的组件。
2012-09-03 astro-ph.CO
BLR kinematics and Black Hole Mass in Markarian 6
我们目前的结果的光学光谱和光度观测的核心Markarian 6与2.6米的Shajn望远镜在克里米亚天体物理观测台。在1992年至2008年期间，连续谱和发射巴耳末线强度的变化超过2倍。连续谱和β射线通量变化之间的滞后为21.1 ± 1.9天。对于Halalpha线，滞后约为27天，但其不确定性要大得多。我们使用随机时间序列的蒙特卡罗模拟来检查我们的数据采样对滞后不确定性的影响，并将我们的模拟结果与Peterson等人（1998）的随机子集选择（RSS）方法获得的结果进行比较。根据维里运动，高速机翼的滞后小于线芯。然而，蓝翼的滞后比红翼稍大。这是吸入气体运动的特征。Mrk 6核的BLR运动学可能是开普勒运动和下落运动的组合。速度延迟的依赖性是类似的个别观测季节。通过测量H β谱线宽度和混响滞后，我们可以确定黑洞的质量，M_BH =（1.8 +-0.2 x10^8 M_sun.这一结果与活动星系核BLR半径与光学连续统光度之间的标度关系（R_BLR与L^0.5成正比）以及Mrk 6的爱丁顿光度比为L_bol/L_Edd~0.01时的黑洞质光关系（M_BH-L）是一致的。
2012-03-09 astro-ph.CO
Physical Conditions in the Inner Narrow Line Region of the Seyfert 2 Galaxy Markarian 573
利用光谱和光电离模型研究了Seyfert 2星系Mrk 573内部窄线区（NLR）亮发射线结的物理条件。光谱是用哈勃太空望远镜/太空望远镜成像光谱仪与G430 L和G750 M光栅获得的。比较空间发射线的轮廓，我们发现[Fe X] 6734几乎没有解决，[O III] 5007中心峰值，但比[Fe X]更广泛，和[O II] 3727最延长。光谱表明，[Fe X]是更广泛的速度宽度和蓝移相比，从少电离物种的线。我们对辐射光度的估计表明，活动星系核（AGN）的辐射强度等于或高于其爱丁顿光度，这与它被认为是一个隐藏的窄线塞弗特1是一致的。我们能够成功地匹配所观察到的发射线的比率与三组分光电离模型。活动星系核直接电离了两种成分，一种是[O III]发射，另一种是[Fe X]发射，而[O II]则形成了第三种成分，它被大量吸收的连续谱电离。根据我们假设的电离连续谱和模型参数，我们确定了这两个直接电离的成分距离活动星系核约55 pc。我们在Seyfert 2星系Mrk 3和NGC 1068中发现了类似的中心结径向距离，但在Seyfert 1星系NGC 4151和NGC 5548中，内NLR的径向距离要小得多。虽然与统一模型大体一致，这些结果表明，塞弗特星系中的遮蔽物质从活动星系核延伸到至少数十秒差距。
2009-03-25 astro-ph.CO
Identification of SDSSJ141324.27+530527.0 as A New "Changing-Look" Quasar with a "Turn-on" Transition
本文通过对比我们新的光谱观测和斯隆数字巡天（SDSS）存档数据库，确认了位于$z=0.456344$的SDSSJ 141324 +530527.0（SBS 1411 +533）是一个新的类星体，其光谱类型在1-10年的静止帧时间尺度内从1.9/2型转变为1型。在2003年拍摄的SDSS DR 7光谱中，主星系的星光发射主要是向巴耳末极限的红色方向，并且具有不可检测的宽H $β$线。我们在2017年6月1日拍摄的新光谱和2017年5月29日拍摄的SDSS DR 14光谱表明，该物体是一个典型的类星体光谱，具有蓝色连续谱和强巴耳末宽发射线。此外，在2015年拍摄的SDSS DR 13光谱中可以识别出中间光谱类型。MgII $\lambda2800$发射线翼的不变性和时标参数（[OIII] $λ$ 5007线蓝色不对称的不变性）表明，遮蔽的变化（加速外流）不是一个有利的方案。时间尺度的论点使我们相信，类型转变可能是由粘性径向流入或磁盘不稳定性周围的$\sim5-9\times10^{7}M_\odot$黑洞。
2018-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Herschel observations of water vapour in Markarian 231
超亮深红星系Mrk 231在发射中揭示了多达七条水（H2O）的旋转线，包括在赫歇尔/SPIRE波长范围内在4 σ水平上检测到的一条非常高的（E_{upper} =640 K）线，而PACS观测显示了一条78微米的吸收线，与ISO以前检测到的其他H2O线一样。吸收/发射二分法是由尘埃发出的远红外辐射的旋转能级的泵浦引起的，随后通过较长波长的线弛豫，这使我们能够估计H2O的柱密度和底层远红外连续源的一般特性。采用包括尘埃远红外辐射吸收和碰撞激发的辐射转移模型计算了H2O平衡能级粒子数和相应的线通量。在发射中检测到的最高位的H2O谱线，其水平在基态以上300-640 K，表明负责泵浦的远红外辐射源是紧凑的（半径=110-180 pc）和温暖的（T_{dust} =85-95 K），至少占测热光度的45%。在这个核成分中发现的高柱密度N（H2O）~ 5x 10 ^{17} cm^{-2}，很可能是冲击/宇宙射线、XDR化学和/或“未耗尽化学”（其中颗粒地幔被蒸发）的结果。一个更广泛的区域，大概是在其他分子物种中观察到的1千秒差距磁盘的内部区域，可能有助于通过密集的热芯，和/或冲击在低洼的水线观察到的通量。用PACS观察到的H2O 78微米线显示出在吸收中看到的蓝移翼的暗示，这可能表明在OH中检测到的显著流出中出现H2O（Fischer等人，本卷）。
2010-05-20 astro-ph.CO
