解释NGC5248中两个环核星形成环

用HCN（J = 3-2）和HCO +（J = 3-2）谱线探测核周围环境：NGC 1097的情况

Probing Circumnuclear Environments with the HCN(J = 3-2) and HCO+(J = 3-2) lines: Case of NGC 1097

本文介绍了用亚毫米波射电望远镜获得的NGC 1097环核区HCN（J = 3-2）和HCO+（J = 3-2）的第一张干涉图。目标是研究与星暴环/塞弗特核有关的致密气体的特性。通过这些跃迁，我们抑制了核区的弥散低密度发射。我们检测和解决个人紧凑的巨分子云协会（GMAs）在1.4千秒差距的环核星暴环和350秒差距的核区域内。在两条谱线中，核比环亮，在中心1.4 kpc内，贡献了总检测到的HCO+（J = 3-2）和HCN（J = 3-2）通量的~20%和~30%。HCN（J = 3-2）/HCO+（J = 3-2）的强度比在星暴环的GMAs中大致为1。然而，在核区域中，该比率高达~2。根据HCN（J = 3-2）/HCN（J = 1-0）比值<0.2，我们推测HCN（J = 3-2）核发射可能是光学薄的。HCO ~+（J = 3-2）和HCN（J = 3-2）与~（12）CO（J = 3-2）和24μm发射有相关性。HCN（J = 3-2）、HCO+（J = 3-2）与星暴环24μm辐射的密切相关表明，致密分子气体与尘埃来自同一恒星形成区。另一方面，HCN（J = 3-2）发射的核显着增强，表明机制以外的恒星形成，如活动星系核活动。通过我们的观测，对原子核的X射线电离化学增强的丰度分数进行自洽检验是可能的。

NGC 6946的环核恒星形成环境：Br-γ和H2的Keck积分场谱研究

The Circumnuclear Star Formation Environment of NGC 6946: Br-gamma and H2 Results from Keck Integral Field Spectroscopy

我们给出了NGC 6946中心18.5”x 13.8”（520 pc x 390 pc）区域内K带连续谱和Br-γ、H2 S（0）和S（1）线的三维数据立方体。数据是利用OSIRIS获得的，OSIRIS是凯克天文台的一个近红外积分场单元，带有激光导星自适应光学。0.3”的分辨率使我们能够在10秒差距的尺度上研究恒星核区的恒星核球和正在形成的星团。我们检测到巨大的HII区与大质量的年轻星团在核螺旋/环（R ~ 30 pc）和在主冲击沿核酒吧。Br-γ辐射通量与Pa-α线辐射和射电连续谱的比较表明，核星形成区的辐射通量为A_K ~ 3，A_V ~ 25。最明亮的HII区域被限制在中心的70 pc以内，尽管在更大的半径（R ~ 200 pc）存在高气柱。H2的发射仅限于距中心R ~ 60 pc范围内的云，在这个意义上类似于HCN谱线发射的分布。我们认为，年轻星团的气体辅助迁移是该星系核棒和核星团（R <30 pc）形成的重要原因。

A magnified view of circumnuclear star formation and feedback around an AGN at z=2.6

We present Atacama Large Millimeter/submillimeter Array observations of a radio-loud and millimeter-bright galaxy at z=2.6. Gravitational lensing by a foreground galaxy at z~0.2 provides access to physical scales of approximately 360 pc, and we resolve a 2.5 kpc-radius ring of star-forming molecular gas, traced by atomic carbon CI(1-0) and carbon monoxide CO(4-3). We also detect emission from the cyanide radical, CN(4-3). With a velocity width of 680 km/s, this traces dense molecular gas travelling at velocities nearly a factor of two larger than the rotation speed of the molecular ring. While…

利用MERLIN在旋涡星系NGC3351内和周围进行亚弧秒射电连续谱测绘

Sub-arcsecond radio continuum mapping in and around the spiral galaxy NGC3351 using MERLIN

我们报告的亚弧秒尺度的无线电连续观测场的35 22弧分中心的NGC3351获得的多元无线电链接干涉仪网络（MERLIN）。我们在这个区域发现了23个射电源，其中6个投射在星系的D $_{25}$等照度线内，3个位于中心半径100弧秒内。这三个中的两个显著延长，而第三个相对紧凑。这是唯一一个在其他波长上有先前探测到的对应物的源，并且可能构成年轻超新星遗迹的无线电对应物。另外两个可能与背景活动星系核的喷流有关。我们无法在星系的中心区域（$r<600$ pc）探测到单个超新星或SNRs。这可能意味着，环核恒星形成区（CNSFR）的电离人口太年轻（不到几百万年），不适合容纳超新星。此外，相对论电子在ISM中的扩散长度与SN从以前的恒星形成的事件似乎是大于我们的最大分辨率为50 pc的半径。探测环核HII区的热韧致辐射可能需要更深入的观测。

水蒸气辐射揭示了PDKEEPAAA宿主星系APM08279 +5255中z=3.9的高度模糊的恒星形成核区域

Water vapor emission reveals a highly obscured, star forming nuclear region in the QSO host galaxy APM08279+5255 at z=3.9

我们在z=3.9的类星体引力透镜宿主星系APM 08279 +5255中探测到了能级Eu/k= 101 - 454 K的四条水汽旋转发射线。虽然最低的H2O谱线在温暖稠密的气体团中受到碰撞激发（氢核密度n_H=（3.1 +/- 1.2）x 10^6 cm^-3，气体温度T_g ~ 105 +/- 21 K），但我们发现，较高谱线的激发主要是由强烈的局部红外辐射场所控制。由于只有碰撞激发的发射有助于气体冷却，我们得出结论，H2O是不是一个重要的冷却剂的温暖的分子气体。我们的激发模型要求辐射激发的气体位于高100微米不透明度的扩展区域（tau_100 = 0.9 +/- 0.2）。在局部，这种扩展的红外不透明区域只在超亮红外星系的核中发现。我们提出了一个模型，其中红外不透明的环核云，这是由类星体核的X射线辐射场穿透，包含团块的大规模恒星形成的H2O排放起源。强烈的局部红外辐射场的辐射压力超过热气体压力大约一个数量级，这表明这些团块中接近埃丁顿限制的恒星形成。

大质量红色星系的恒星形成祖先

The star-forming progenitors of massive red galaxies

本文用半解析模型研究了局域宇宙中的大质量红星系与高红移恒星形成星系之间的联系，该模型在解释星系色-星等双峰性和红序星系的恒星质量-年龄关系等方面已被证明是成功的。该模型用于探索驱动恒星形成的过程中，在不同类型的星系作为恒星质量和红移的函数。我们发现，大多数z=2-4的M_*>10^10 M_Sun的成星星系演化为红序星系。此外，今天红色序列上的大多数大质量星系都经历了z>2的激烈恒星形成阶段。具体来说，今天M_*>10^11 M_Sun的红色星系中，约90%在此阶段受到冷流的供给，包括较小的合并。富含气体的大合并是罕见的，合并驱动的恒星暴增的影响是短暂的。另一方面，主要的合并在为最极端的恒星爆发提供动力方面很重要。富含气体的合并也解释了中等质量红星系的尾部，这些星系形成相对较晚，在恒星形成的高峰期之后。在目前三分之二的红色星系中，在$z<1$发生了强烈的恒星形成事件，这一事件是由合并引发的。

Seyfert 2星系的核活动和恒星形成性质

Nuclear activity and star formation properties of Seyfert 2 galaxies

为了从统计学的角度来描述活动星系环核区最近或正在形成的恒星数量，我们研究了三个不同的星系样品，即Seyfert 2星系（以下简称S2 G）、恒星形成星系（SFG）和被动正常星系（NG），即S2 G和SFG，核光谱的恒星成分。使用斯隆数字巡天数据（SDSS），没有观测到发射线（Adelman-McCarthy，2008年）。已经使用STARLIGHT（Cid Fernandes等人，2004），其将观察到的光谱与通过组合具有不同年龄和金属丰度的预定义的简单恒星星族光谱库而获得的模型（模板）光谱拟合。得到的模板光谱的不同样本的星系进行了比较，以确定恒星的发射成分的功能，并评估的存在和强度的恒星形成在不同的星系家族的核区域。从第一个定性分析，它的结果是光谱能量分布（SED）的形状S2 G和NG是非常相似的，而SFG的特征是由一个强大的蓝色过剩。S2 G和NG光谱中4000 A的断裂以及缺乏强烈的蓝色连续谱清楚地表明，在S2 G和NG的环核区域没有正在进行的恒星形成。无论如何，在S2 G星系的光谱中，最近的恒星形成历史的痕迹是明显的，它显示出4000 A的破裂系统地比NG浅。

解析Seyfert 2星系NGC 3081的核尘埃分布

Resolving the nuclear dust distribution of the Seyfert 2 galaxy NGC 3081

我们报告的远红外（FIR）成像的塞弗特2星系NGC 3081在70-500微米的范围内，获得了前所未有的角分辨率，使用赫歇尔空间天文台仪器PACS和SPIRE。该星系的11千秒差距（约70角秒）直径的恒星形成环似乎分辨率高达250微米。我们提取了红外（1.6-500微米）核通量，即活性核占主导地位的通量，并将它们与cluplantorus模型拟合，该模型成功地再现了小环面尺寸的FIR发射。将FIR数据添加到近红外和中红外光谱能量分布（SED）中，得到Ro=4（+2/-1）pc的环面径向范围，以及云的平坦径向分布（即q参数）。在波长超过200微米时，来自直径为2.3 kpc（~15 arcsec）的环核恒星形成环的T=28+/-1 K的冷尘埃辐射开始对核辐射做出贡献。星系外部的尘埃被星际辐射场（19+/-3 K）加热。

巨型X射线耀斑星系NGC 5905的多波长观测：潮汐破裂的特征

Multi-wavelength Observations of the Giant X-ray Flare Galaxy NGC 5905: signatures of tidal disruption

NGC 5905是少数几个没有活动星系核证据的星系之一，其中一个X射线耀斑是由于星系中心的大质量黑洞对恒星的潮汐干扰，在1990-91年被RASS探测到。在这里，我们提出了分析的后期后续观测NGC 5905使用钱德拉，斯皮策VLA 3 GHz和8 GHz的档案数据和GMRT 1.28 GHz的射电观测。X射线图像显示没有致密源，可能与活动星系核。相反，辐射被延长--可能是由于核恒星的形成，总的测量X射线光度与2002年钱德拉观测确定的X射线光度相当。在环绕核的恒星形成环附近探测到了弥散的X射线发射。斯皮策2006年的中红外光谱也显示了核恒星形成的有力证据，但没有明确的活动星系核特征。Tommasin et. al. 2010的结果以及测得的[OIV]/[NeII]谱线比值表明，活动星系核在19 $μ$ m处的总红外辐射通量中至多只有5.6%是由活动星系核贡献的。GMRT 1.28 GHz观测揭示了一个核源。在分辨率更高的VLA 3 GHz图中，由于环核恒星形成环，辐射有一个大小为2.7“的双叶结构。GMRT 1.28 GHz的峰值发射与环核环的中心一致。我们在VLA 8 GHz（1996年）的存档数据中没有检测到任何发射。TDE在1.28 GHz、3 GHz和8 GHz的射电余辉的3个$σ$上限分别为0.17 mJy、0.09 mJy和0.09 mJy。因此，我们的研究表明，（i）…

亮红外星系NGC1614中心千秒差距区域的多波长观测

A multi-wavelength view of the central kiloparsec region in the Luminous Infrared Galaxy NGC1614

亮红外星系NGC 1614拥有一个突出的恒星形成环。然而，在其中央~100 pc的主导发射机制的性质仍在争论中。我们提出了次弧秒角分辨率无线电，中红外，Pa-α，光学和X射线观测NGC 1614，旨在详细研究环核环和核区域。由甚大阵（VLA）和双子座/T-ReCS 8.7微米发射跟踪的8.4 GHz连续辐射，以及Pa-α线发射，在恒星形成环内显示出显着的形态相似性，这表明潜在的发射机制是紧密相关的。我们使用了HST/NICMOS Pa-α地图类似的分辨率，我们的无线电地图解开热自由和非热同步辐射的无线电发射，从中我们获得了内在的同步功率定律为每个单独的区域内的中央kpc的NGC 1614。射电环围绕着一个位于星系中心的相对微弱的陡谱源，这表明中心源不是由活动星系核提供动力，而是由一个紧凑的（r < 90 pc）星暴提供动力。钱德拉X射线数据还表明，中央kpc区域主要是由星暴活动，而不需要活动星系核的存在。我们还使用公开的红外数据模型拟合的光谱能量分布的星爆环和一个假定的活动星系核在NGC 1614。总之，我们的结论是，没有必要调用活动星系核来解释观测到的星系的辐射热特性。

恒星形成等时面：稠密环境中恒星形成熄灭的线索

Star Formation Isochrone Surfaces: Clues on Star Formation Quenching in Dense Environments

星系的恒星形成历史是一个复杂的过程，通常被认为是随机的，我们只能给出平均的描述，如颜色-密度关系。在这项工作中，我们遵循恒星形成的气体粒子在流体动力学N体模拟回到时间，以研究它们的初始空间配置。通过记录气体粒子开始形成恒星的时间，我们可以产生气体-恒星等时线表面，描绘出在不同时间开始产生恒星的吸积气体表面。这些吸积表面在致密区域内紧密堆积，相互交叉，因此原星系团内的星系很早就停止吸积气体，自然解释了颜色对密度的依赖性。这里描述的过程有一个纯粹的引力/几何起源，可以说比活动星系核和超新星等复杂的过程更基本，并为色密度关系提供了一个概念上的起源。