Low frequency radio-FIR correlation in normal galaxies at ~1 kpc scales
本文研究了正常星系在~1 kpc尺度下的射电-远红外相关，其中同步辐射射电在λ90 cm（333 MHz）处的非热辐射与冷尘埃在λ70μm处的远红外辐射之间存在相关。的斜率的无线电-FIR相关性显着不同的手臂和臂间区域。然而，这种变化在λ20 cm（1.4 GHz）的较低波长下并不明显。我们发现臂中相关性的斜率为0.8 \pm 0.12，我们用它来确定均分磁场（B_{eq}）和气体密度（ρ_{gas}）之间的耦合为B_{eq} \propto ρ_{gas}^{0.51 \pm 0.12}。这与湍流ISM的MHD模拟预测的结果接近，前提是同一区域产生无线电和远红外发射。我们认为，在1千秒差距尺度上，这个条件是满足在1.4 GHz的无线电发射，并可能不满足在333 MHz。在臂间区域观测到的斜率变化可能是由333 MHz的低能（~1.5 GeV）和长寿命（~ 10^8年）宇宙射线电子的传播引起的。
2012-07-11 astro-ph.GA
Magnetic fields and cosmic rays in M31. II. Strength and distribution of the magnetic field components
该研究基于多波长观测与能量均分假设，测量了M31发射环面内总磁场、有序磁场等分量的强度与分布，揭示了磁场分量间的关系及物理机制，为理解星系磁场提供关键数据。
2025-07-18 astro-ph.GA
Radio polarization and magnetic field structure in M 101
我们用Effelsberg望远镜观测了旋涡星系M101在6.2 cm和11.1 cm波长的射电连续辐射。我们利用这些数据来研究M 101的各种发射成分和磁场的性质。热辐射和非热辐射的分离表明，热辐射与螺旋臂密切相关，而非热辐射分布更平滑，表明宇宙射线电子从其起源地扩散。两个辐射的径向分布在R=16 kpc附近有一个突变，在那里它变陡到约5 kpc的指数尺度长度，这比R<16 kpc时小约2.5倍。偏振辐射的分布在R=12 kpc附近有一个很宽的最大值，超过R=16 kpc后，偏振辐射的分布也随着5 kpc标度长度的增加而减小。在R=16 kpc附近，M 101的结构似乎发生了重大变化，这也影响了随机和有序磁场的强度分布。超过R=16 kpc，两个场的径向尺度长度约为20 kpc，这意味着它们在R=70 kpc时减小到约0.3 μG，这是最大的光学范围。总场的均分强度从R<2kpc时的近10 μG到R=22-24 kpc时的4 μG。由于M 101中随机场占主导地位，因此与波长无关的偏振是主要的偏振机制。我们表明，高能事件造成的HI壳层的平均直径<625 pc可能是部分原因。在半径小于24 kpc时，随机磁场取决于单位面积的恒星形成率，幂律指数为0.28 ± 0.02。有序的磁场通常与螺旋臂对齐，螺旋臂的螺旋角比HI灯丝的螺旋角大约8°。
2016-01-22 astro-ph.GA
Detection of a ~20 kpc coherent magnetic field in the outskirt of merging spirals: the Antennae galaxies
我们提出了一个研究的磁场性质的NGC 4038/9（"银河系“），最近的例子，一个后期合并的两个螺旋星系。宽带偏振观测使用卡尔G。Jansky甚大阵列在2和4 GHz之间。旋转测量综合和法拉第去极化分析进行探测磁场强度和结构的空间分辨率为$\sim1$ kpc。从南部潮汐尾部的高极化发射检测与内在的分数极化接近理论最大值（$0.62\pm0.18$），估计通过拟合法拉第去极化与同步辐射和法拉第旋转包含随机磁场的体积。磁场沿潮汐尾排列得很好，法拉第深度显示出大规模的平滑变化，保持其符号。这表明在天空平面上的场是规则的，高达$\sim20$ kpc，这是在银河系尺度上探测到的最大的规则场结构。潮汐尾中规则场的$\sim8.5~μ$ G的均分场强度在几百万年内达到，可能是由潮汐相互作用期间星系盘场拉伸4- 9倍产生的。在潮汐尾部，规则场强大于湍流场强。研究结果表明，虽然合并体内部的磁场以$\sim20~μ$ G级的强湍流磁场为主，但潮汐相互作用可以在边缘产生大尺度的规则磁场结构。
2016-09-14 astro-ph.GA
An observational test for correlations between cosmic rays and magnetic fields
在宇宙射线与星际磁场关系的各种假设下，从观测和理论两方面推导了银河系和M33同步辐射总强度的涨落幅度。鉴于法拉第旋转和同步加速器偏振所暗示的银河系磁场波动的相对幅度（均方根波动与平均磁场强度的比值），观测结果与宇宙射线和磁场之间的局部能量均分不一致。我们对相对同步辐射强度起伏的分析表明，宇宙射线的分布在$100\p$量级和更高量级的尺度上几乎是均匀的，而在这些尺度上星际磁场的起伏很大。宇宙线数密度的涨落幅度与其平均值之比的保守上限为0.2- 0.4。我们的结果与银河系和M33中这些尺度下宇宙线和磁能密度之间的轻微反相关性是一致的。宇宙射线和磁场之间的能量均分可能仍然成立，但在尺度超过1千秒差距。因此，我们建议均分估计被施加到所观察到的同步辐射强度平滑到千秒差距的线性尺度（在旋涡星系），以获得宇宙线分布和大规模的磁场。然后，由此产生的宇宙射线分布可以用于从原始分辨率的数据中导出波动的磁场强度。由此产生的随机磁场可能比现有的估计要强得多。
2013-09-19 astro-ph.GA
A kpc-scale resolved study of unobscured and obscured star-formation activity in normal galaxies at z = 1.5 and 2.2 from ALMA and HiZELS
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的连续观测的样本的9个恒星形成星系的红移1.47和2.23从高$z$发射线调查（HiZELS）。我们的样本中有四个星系被ALMA以0.25“的分辨率在静止坐标系355 $μ$ m处以高显著性检测到。结合先前观测到的自适应光学辅助积分场单位光谱（0.15“分辨率）的H $α$辐射和哈勃空间望远镜（0.2”分辨率）的F606 W和F140 W成像，我们在$\sim$ kpc尺度上研究了这些高红移星系的恒星形成活动、恒星和尘埃质量。我们发现，ALMA的检测率更高的质量星系（$M_*>10^{10.5}$ M $_\odot$）和更高的[N { \sc ii}]/H $α$比率（$>0.25$，气相金属丰度的代理）。尘埃向外延伸到半径为8千秒差距，具有平滑的结构，即使对于那些呈现clussional H $α$形态的星系也是如此。探测到的星系的半光半径（$R_{\rm dust}$）是$\sim$ 4.5 kpc的数量级，是具有类似红移的亚毫米选择星系的两倍多。我们的全球恒星形成率估计-从远红外和反射校正的H $α$光度-是很好的协议。然而，星际介质的不同相态的不同形态表明高红移正常星系具有复杂的消光性质。
2020-11-02 astro-ph.GA
NGC 4869 in the Coma cluster: twist, wrap, overlap and bend
升级后的巨型米波射电望远镜已被用来对后发座星系团中的头-尾射电星系NGC 4869进行成像，其角分辨率在250-500兆赫波段为6.26角秒，在1050-1450兆赫波段为2.18角秒。存档的传统GMRT数据也被用于在610 MHz、325 MHz、240 MHz和150 MHz下以4.9至21.8弧秒的角分辨率对源成像。我们发现，~200 kpc尺度的射电形态由5个不同的区域组成，在~1.4弧分（= 38.8 kpc）和一个脊在~3.4弧分（= 94.2 kpc）从头部明显存在的捏。在距头部约3.5弧分（= 97千秒差距）处的约70度急剧弯曲可能是由于投影效应。无线电频谱显示出作为与头部距离的函数的渐进的频谱变陡，并且在喷流的6-208弧秒（= 2.8-96.1千秒差距）区域中可能存在同步加速器电子的再加速和磁场的再生成。我们报告了一个陡峭的频谱鞘层包裹着一个平坦的频谱脊柱，暗示了一个横向速度结构，一个快速移动的脊柱包围着一个缓慢移动的鞘层。我们还导出了辐射电子的寿命和均分参数。对于这个特征的一个合理的解释是，垂直于尾部方向的发射脊是一个直的、准直的射电喷流在穿过表面亮度边缘时由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性而产生的耀斑。
2020-09-15 astro-ph.GA
A Comparison between Nuclear Ring Star Formation in LIRGs and Normal Galaxies with the Very Large Array
核环是研究激烈的恒星形成的绝佳实验室。我们目前的研究结果，在5个附近的正常星系的恒星形成射电巡天（SFRS）和4个本地LIRG从大天文台全天LIRG巡天（GOALS）在sub-kpc分辨率使用VLA高频无线电连续观测的核恒星形成环。结果表明，核环星形成（NRSF）贡献了LIRGs总恒星形成量的49 - 60%，而正常星系仅占7 - 40%.我们在这些环中总共描述了58个独立的恒星形成区，并发现在10 - 200 pc的测量尺寸下，LIRGs中的NRSF区的SFR和$Σ_\mathrm{SFR}$分别高达1.7 M $_\odot$ yr $^{-1}$和402 M $_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$，这比具有类似尺寸的正常星系中的NRSF区高出约10倍，并且与透镜状高$z$恒星形成区相当。在$\sim 100 - 300$ pc尺度下，我们估计了LIRG中NRSF区域33 GHz处热自由-自由辐射对总射电连续辐射的低贡献（$< 50\%$），但在较小的物理尺度下可能存在较大的变化。最后，使用档案sub-kpc分辨率CO（J=1-0）数据的核环在正常的星系和NGC 7469（LIRG），我们发现一个大的分散在气体耗尽时间在类似的分子气体表面密度，这初步指出一个多模态恒星形成的关系sub-kpc尺度。
2021-07-01 astro-ph.GA
Advective and diffusive cosmic ray transport in galactic haloes
我们提出了一维宇宙线输运模型，数值求解了电子的纯平流和扩散方程，计算了同步辐射发射谱。我们发现，指数晕磁场分布平流导致近似指数无线电连续强度分布，而扩散导致的配置文件，可以更好地近似高斯函数。因此，平流的垂直无线电频谱剖面近似为线性，而扩散的垂直无线电频谱剖面则为“抛物线”形状。我们比较我们的模型与深ATCA观测的两个边缘上的星系，NGC 7090和7462，在$λλ$ 22和6厘米。结果表明，NGC7090的宇宙线输运是以$V=150^{+80}_{-30}~\rm km\,s^{-1}$为主的平流输运，而NGC7462的宇宙线输运是以$D=3.0\pm 1.0 \times 10^{28}E_{\rm GeV}^{0.5}~\rm cm^2\,s^{-1}$为主的扩散输运。NGC 7090有一个薄的和厚的射电盘，其磁场标度高度分别为$h_{\rm B1}=0.8\pm 0.1$ kpc和$h_{\rm B2}=4.7\pm 1.0$ kpc。NGC 7462只有一个$h_{\rm B2}=3.8\pm 1.0$ kpc厚的射电盘。在这两个星系中，磁场标度高度明显小于能量均分的估计值。一个不可忽略的宇宙射线电子部分可以从NGC 7090逃逸，所以这个星系不是一个电子量热计。
2016-02-12 astro-ph.GA
The Relative Importance of Thermal Gas, Radiation, and Magnetic Pressures Around Star-Forming Regions in Normal Galaxies and Dusty Starbursts
本文研究了在一个邻近的正常和亮红外星系样本中，围绕$\approx$ 200恒星形成区的热气体、辐射和（最小能量）磁压的相对重要性。由于星系距离的范围，压力估计的空间尺度跨越$\sim$ 0.1 $-3$千秒差距。热气体辐射压力的比率似乎并不显着依赖于恒星形成率表面密度（$Σ_{\rm SFR}$），但表现出稳定的下降，增加物理尺寸的光圈，在该数量进行测量。磁-辐射压力比作为$Σ_{\rm SFR}$的函数似乎相对平坦，并且在核和非核区域的值相似，但与热气体-辐射压力比不同，随着孔径尺寸的增加，磁-辐射压力比呈现稳定的增加。此外，似乎磁压通常弱于亚千秒差距尺度上的辐射压力，并且仅在几千秒差距尺度上开始发挥重要作用。当内压项相加时，它们与（$Σ_{\rm SFR}$ -推断的）kpc尺度动态平衡压力估计值的比率大致恒定。因此，看起来星系盘的物理区域，而不一定是环境（例如，核与双核区域）或恒星形成活动，可能在确定哪个压力项在恒星形成区域周围最活跃方面发挥主导作用。这些结果是一致的，在这种情况下，主要作用于不同的物理尺度的过程的组合共同工作，以调节星系盘中的恒星形成过程。
2022-08-02 astro-ph.GA
Deciphering the radio-star formation correlation on kpc-scales III. Radio-dim and bright regions in spiral galaxies
本文利用三维模型研究21个室女座星系及NGC6946、M51中恒星形成与射电辐射的关系，识别射电明暗区域，揭示宇宙线输运和磁场强度是主要成因，并提出旋涡星系中恒星形成、宇宙线电子与磁场相互作用的新情景。
2023-07-18 astro-ph.GA
Sub-kpc scale gas density histogram of the Galactic molecular gas: a new statistical method to characterise galactic-scale gas structures
提出用亚千秒差距尺度气体密度直方图（GDH）统计方法，基于FUGIN巡天CO数据，无需识别分子云即可表征星系尺度气体结构，发现双对数正态成分与激波相关。
2024-02-05 astro-ph.GA
Low-frequency observations of the Giant Radio Galaxy NGC 6251
我们目前在150兆赫的边界FRI/FRII巨型射电星系NGC 6251的LOFAR观测。本文介绍了迄今为止NGC 6251在这些频率下最敏感和最高分辨率的图像，首次揭示了北叶的低表面亮度延伸，以及与南叶相关的可能回流。NGC 6251的成分的综合光谱与以前在更高频率下的测量结果一致，类似于附近射电星系的其他LOFAR研究结果。我们发现NGC 6251的外部结构要么是均分的，要么是轻微的电子占主导地位，类似于FRII源，而不是FRI;但这一结论仍然是暂时的，因为与几何形状和外推的X射线测量，以确定外部压力分布的尺度上的外叶的不确定性。我们分别对$t \gtrsim 250$百万年和$t \gtrsim 210$百万年的北叶伸展和南叶回流的年龄提出了下限。我们提出了在NGC 6251在150 MHz的极化的第一个检测。利用LOFAR的高法拉第分辨率，我们在$B < 0.2 (Λ_B / 10 {\rm kpc})^{-0.5} μ$ G组中放置磁场的上限，对于$Λ_B < 60 {\rm kpc}$和$B < 13 μ$ G的相干尺度为$Λ_B = 240$ kpc。
2020-04-23 astro-ph.GA
CHANG-ES XIX: Galaxy NGC 4013 -- a diffusion-dominated radio halo with plane-parallel disk and vertical halo magnetic fields
利用卡尔G.利用Jansky甚大阵（VLA）在两个频段（C波段和L波段）上的观测数据，分析了边旋星系NGC 4013的射电性质，包括CR电子的极化和输运过程。利用150 MHz的补充低频阵列射线（LOFAR）数据研究了该星系的低频特性，并利用X射线（Chandra，XMM-Newton）数据研究了该星系的中心区域。中心点源在两个CHANG-ES波段的射电连续谱中占主导地位，但目前还没有明确的活动星系核分类。标度高度分析表明，高斯拟合，晕标度高度为1.2 kpc在C波段，2.0 kpc在L波段，和3.1 kpc在150 MHz，更好地代表强度分布比指数拟合。NGC 4013在C波段的射电连续晕较小，而低频LOFAR资料则显示出较大的射电连续晕。极化数据揭示了平面平行的，规则的磁场在整个磁盘和垂直晕组件的高度约6千秒差距，表明存在一个轴对称的字段具有径向分量指向外。NGC 4013的平均磁场强度为6.6 $μ$ G（使用修正的均分公式），这是相当小的。NGC 4013盘上的相互作用和低的恒星形成率（SFR）可能影响其射电连续谱的出现。几个可观察到的量给出一致的证据表明，在NGC 4013的晕CR运输是扩散：同步加速器的刻度高度，磁盘/晕通量密度比，同步加速器光谱指数的垂直剖面的频率依赖性，小传播速度测量建模与三角帆，和低温度的X射线发射热气体。
2019-06-25 astro-ph.GA
Sub-kpc star-formation law in the local luminous infrared galaxy IC 4687 as seen by ALMA
我们分析了本地亮红外星系（LIRG）IC 4687的空间分辨（250 pc尺度）和综合恒星形成（SF）的法律。这是在这些小的空间尺度上对星暴LIRG的SF定律的第一次研究之一。我们将新的干涉ALMA CO（2-1）数据与现有的HST/NICMOS Pa $α$窄带成像和VLT/SINFONI近红外积分场光谱相结合，以获得精确的消光校正SF率（SFR）和冷分子气体表面密度（$Σ_{gas}$和$Σ_{SFR}$）。我们发现，IC 4687形成恒星非常有效的平均耗尽时间（$t_{dep}$）为1.6亿年的个人250 pc地区。这大约比本地正常螺旋的$t_{dep}$短一个数量级，也比主序高z天体短，即使我们使用银河系$α_{CO}$转换因子。这一结果表明，在$Σ_{SFR} \propto Σ_{gas}^{N}$表示的双峰SF法律。如果我们用全局动力学时间对$Σ_{gas}$进行归一化，则可以得到一个普遍的SF定律。然而，在这里研究的空间尺度上，我们发现，SF效率（或$t_{dep}$）不依赖于该对象的本地动力学时间。因此，替代的归一化（例如，如果在这些尺度下存在一个普遍的SF定律，则应该找到自由落体时间）。
2016-01-12 astro-ph.GA
GMRT 333 MHz observations of 6 nearby normal galaxies
我们报告了巨型米波射电望远镜（GMRT）在333 MHz的连续观测六个附近的正常星系。观测到的星系的角分辨率好于~20”（对应于约0.4 - 1千秒差距的线性尺度）。这些观测对所有感兴趣的角尺度都很敏感，因为GMRT中最短基线的分辨率大于星系的角尺寸。此外，对于这些星系中的五个，我们表明，在333 MHz，平均热分数小于5%。使用约1 GHz的档案数据，我们估计在该频率下的平均热分数约为10%。我们还发现，非热光谱指数一般是陡峭的低热分数的区域和/或位于星系的外部。在高热分数区域，非热谱指数较平坦，并且具有窄的分布，峰值在~ -0.78处，展度为0.16，在~ 1 kpc尺度下对宇宙线电子的产生、扩散和能量损失的物理条件施加严格的限制。
2011-09-02 astro-ph.GA
Star Formation at z=2.481 in the Lensed Galaxy SDSS J1110+6459, II: What is missed at the normal resolution of the Hubble Space Telescope?
对于红移z=2.481的透镜星系SGAS J111020.0+645950.8，放大了28 +- 8倍，我们分析了恒星形成的形态，如由静止帧紫外线辐射所追踪的，在高度放大的源平面中，以及在没有透镜放大的情况下该星系将如何出现的模拟中。如果这个星系没有透镜，而是从HST深场中提取出来，我们可以得出结论，几乎所有的恒星形成都来自指数盘（Sérsic指数为1.0 ± 0.4），有效半径r_e = 2.7 ± 0.3 kpc，使用Galfit对F606 W进行二维拟合，r_e=1.9 ± 0.1kpc。在深场的正常空间分辨率下，SGAS J111020.0+645950.8内没有星团形成的迹象。然而，由引力透镜增强的空间分辨率讲述了一个完全不同的故事：大部分恒星形成在24个大小为r=30- 50 pc的团块中，分布在7 kpc的星系长度上。漫反射分量的颜色和空间分布表明还有更小的团块未被解析。尽管有这种杂乱的、杂乱的形态，但径向轮廓仍然具有指数轮廓的良好特征。在这个透镜星系中，恒星正在形成大小远低于100 pc的复合体;这样的大小完全没有被1<z<3的星系演化调查所探索。
2017-07-03 astro-ph.GA
CHANG-ES XXXIV: a 20 kpc radio bubble in the halo of the star-forming galaxy NGC 4217
本文通过对侧向星系NGC 4217的JVLA和LOFAR射电观测，发现其晕中存在延伸20 kpc的射电气泡，并利用谱老化测量宇宙射线电子平流速度，揭示恒星形成反馈对星系晕的普遍影响。
2024-09-23 astro-ph.GA
CHANG-ES XXXV: Cosmic Ray Transport and Magnetic Field Structure of NGC 3556 at 3 GHz
本文利用 VLA S 波段观测 NGC 3556，结合热辐射扣除和旋转测量合成，发现其盒状射电晕中宇宙线传播以平流为主，并揭示环向磁场、能量均分磁场强度及核区恒星形成反馈驱动的超级风结构。
2024-11-19 astro-ph.GA
The strength and structure of the magnetic field in the galactic outflow of M82
由星爆驱动的星系外流可以改变星系磁场，使它们远离星系平面。在这里，我们量化这些领域可能磁化星系际介质。我们估计的强度和结构的恒星爆发星系M82使用热偏振发射观测SOFIA/HAWC+和太阳物理学中常用的潜在的场外推。我们修改了Davis-Ehrasekhar-Fermi方法，以考虑大尺度流动和湍流场。结果表明，所观察到的磁场产生的组合的大规模有序的位场与流出和小规模的湍流场与弓形激波的功能。在中心$900$ pc半径内，大尺度磁场占观测到的湍流磁能的$53\pm4$ %，中值场强为$305\pm15$ $μ$ G，而小尺度湍流磁场占剩余的$40\pm5$ %，中值场强为$222\pm19$ $μ$ G。我们估计，湍流动能和湍流磁能接近均分高达$\sim2$ kpc（测量），而湍流动能占主导地位的$\sim7$ kpc（外推）。我们的结论是，该领域冻结到电离流出介质和驱动离开动力学。M82星系风中的磁场线是“开放的”，在星暴核心和星系际介质之间提供了一个直接的通道。我们的新方法提供了量化外流对星系磁场的影响以及它们对星系际介质和高能粒子演化的影响所需的工具。
2021-04-15 astro-ph.GA
Internal dynamics and membership of the NGC 3603 Young Cluster from microarcsecond astrometry
分析了NGC 3603年轻星系团星暴的两个时期的HST/WFPC 2观测资料，旨在研究其内部动力学和恒星星族。对800多颗恒星进行了10.15年的相对自行测量，使我们能够区分星团成员和场星。NGC 3603年轻星团（NYC）的最佳拟合等时线得出Av=4.6-4.7等，距离为6.6-6.9千秒差距，年龄为100万年。我们确定位于短寿命的辐射对流间隙，在纽约发生在质量范围3.5-3.8 Msun的主序前/主序过渡星。我们还确定了一个稀疏的人口的恒星年龄为4百万年，这似乎是较低的质量对应于以前发现的蓝超巨星位于巨大的HII区域NGC 3603。我们首次测量了一个星爆星团的内部速度色散，它由234颗I < 18.5等的恒星组成，σ_pm 1D =141+/-27 μas/yr（4.5+/-0.8 km/s，距离6.75 kpc）。由于质量在1.7到9 Msun之间的恒星都表现出相同的速度色散，星团恒星还没有达到动能均分（即，簇不处于维里平衡）。这些结果突出了高精度天体测量和测光相结合的力量，并强调了NYC作为测试年轻星团的恒星演化模型和动力学模型的基准对象以及作为河外星爆星团模板的作用。
2010-05-31 astro-ph.GA
Discovery of kpc-scale line emission in barred galaxies, not linked to AGN or star formation
我们提出了一个分析的光学线发射附近的棒星系，特别是看径向范围所占据的酒吧。在许多情况下，这一地区的特点是我们所谓的“恒星形成沙漠”，与一个显着的赤字HII地区的光学窄带H-α成像。在这里，我们提出的长缝光谱揭示，这些地区确实有线发射，但它是低水平的，空间平滑，几乎无处不在。H-α和光谱相邻的[NII]线在该地区的相对强度是完全不一致的，从那些与恒星形成区，并更接近匹配的预期'LINER'地区。我们从这些扩展的，kpc尺度的区域量化的总线发射，并确定虚假的贡献，它会使这些星系的恒星形成率，如果解释为正常的H-α发射。我们同意以前的研究，链接到旧的恒星星族，如后渐近巨星分支星，这种LINER发射，并提出这些强禁止早期型螺旋作为进一步测试这种发射的主要位置。
2015-04-15 astro-ph.GA
Spatial variations of magnetic field along active galactic nuclei jets on sub-pc to Mpc scales
本文对57个活动星系核（AGN）中的结、热点和叶进行了系统分析，研究了磁场随喷流从亚pc基底到末端在kpc到Mpc尺度上的变化。在Kataoka & Stawarz（2005）的射电/X射线样本数量的基础上，我们分析了12个FR I和30个FR II射电星系、12个类星体和3个BL Lac的数据，其中包含76个节点、42个热点和29个射电瓣。我们首先导出了地核中的均分磁场，然后通过假设$B_{\rm est}$ $\propto$ $d^{-1}$估算了各种喷流分量中的均分磁场，其中$d$是到喷流底部的距离。另一方面，大尺度喷流（结、热点和叶）中的磁场，$B_{\rm eq}$，可以在均分假设下从观测到的通量和空间范围来估计。我们发现，磁场随着沿射流的距离增加而减小，但一般比$\propto d^{-1}$温和。在较大的$d$下，$B_{\rm eq}/B_{\rm est}$的增加可能表明下游周围射流的减速，但FR I和FR II射流之间没有差异。此外，热点中的磁场系统地大于结和瓣的磁场。最后，我们将同样的分析应用于半人马座A的结和叶，以检查上述讨论是否即使在单个喷流源中也成立。
2021-06-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic Fields on FIRE: Comparing B-fields in the multiphase ISM and CGM of Simulated L$_*$ Galaxies to Observations
磁场（$\textbf{B}$）和宇宙射线（CR）的物理学最近被纳入星系形成的模拟中。然而，这些成分如何影响星系演化仍然存在重大的不确定性。为了了解他们共同的观测示踪剂，我们分析了磁场在一组高分辨率，磁流体动力学，银河系的宇宙学模拟从火-2项目。我们比较模拟观测的磁场示踪剂的模拟和没有CR塞曼分裂和旋转/色散措施的观察。我们发现中性和电离星际介质（ISM）的模拟和观测之间的合理协议。我们发现，与CR模拟星系显示较弱的ISM $|\textbf{B}|$场平均相比，他们的磁场，只有同行。这是在弥漫的低密度内环星系介质（CGM）中CR效应的表现。我们发现，磁和宇宙射线的能量密度之间的均分可能是有效的，在大（$>$ 1千秒差距）规模的典型ISM密度银河道类星系，但不是在他们的晕。在ISM中，我们模拟的星系中的磁场遵循与气体密度的幂律标度。的缩放延伸到氢数密度$<$ 300厘米$^{-3}$，在观测导出的模型相反，但与观测测量一致。最后，我们生成的合成旋转测量（RM）配置文件的模拟星系的投影和比较CGM中的观测约束。虽然与上限一致，但需要改进的数据来检测10-200 kpc的预测CGM RM，并更好地约束理论预测。
2022-08-29 astro-ph.GA
Quasars Have Fewer Close Companions than Normal Galaxies
利用{ \em Hubble Space Telescope}（{ \em HST}）高级巡天相机（ACS/WFC）的存档图像研究类星体周围的伴星系分布。我们的主样本包含532个类星体，它们已经被ACS/WFC观测到，跨越了很宽的光度范围\em和红移范围（$0.3<z<3$）。我们在投影距离为$10\text{ kpc}<d<100\text{ kpc}$的类星体周围寻找伴星。进行PSF减法以增强紧密同伴的完整性。即使对于感兴趣的最微弱的同伴，估计完整性也是高的$(>90\%)$。通过从投影同伴的数量密度中减去背景密度来估计物理同伴的数量。我们把所有的同伴分为三组（微弱，中间和明亮）根据他们的通量。利用{ \em HST}深场数据构造了一个与类星体样品具有相似红移分布和恒星质量范围的星系对照样品。我们发现，类星体和控制样本星系有类似数量的暗淡和明亮的同伴，而类星体显示出$3.7σ$赤字的中间同伴相比，星系。这三组伴星的数量都没有表现出强烈的红移演化，类星体周围的中间伴星的数量随着类星体光度的增加而减少。假设合并触发的类星体已经进入最后的合并阶段，在此期间，个别同伴不再检测到大的分离，我们的结果是一致的图片中，一个显着的一部分类星体是由合并触发。
2019-09-03 astro-ph.GA
Small-Scale Dynamo in Supernova-Driven Interstellar Turbulence
即使在宇宙学的早期，磁场也迅速增长，这表明在星系的星际介质中有一个小尺度发电机（SSD）的作用。许多研究都集中在SSD的理想化湍流驱动。在这里，我们模拟更真实的超新星驱动的湍流，以确定它是否可以驱动SSD。在我们的模型中发生的磁场增长似乎与磁场的简单缠结不一致，但与SSD作用一致，再现并确认了Balsara等人（2004）的模型，该模型不包括物理电阻率$η$。我们改变$η$，以及数值分辨率和超新星速率，$\dotσ$，描绘的制度，SSD发生。对于一个给定的$\dotσ$，我们发现收敛的SSD增长率与分辨率的秒差距。对于$\dotσ\simeq\dotσ_{\rm sn}$，以$\dotσ_{\rm sn}$为太阳邻域速率，SSD发生的临界电阻率为$0.005>η_{\rm crit}>0.001\,\rm kpc^{-1}\,\rm km s^{-1}$，并且随着超新星速率的增加而增加。在0.5- 4 pc分辨率的模拟范围内，我们发现对于$η<η_{\rm crit}$，SSD在动能均分约5%时饱和，与生长速率无关。在$0.2\dotσ_{\rm sn}\leq \dotσ\leq8\dotσ_{\rm sn}$范围内，生长速率随$\dotσ$增加。在超新星驱动的星际介质中，SSD通常表现出不稳定的增长。
2021-03-12 astro-ph.GA
Nearby galaxies in the LOFAR Two-metre Sky Survey II. The magnetic field-gas relation
上下文磁场是理解星系演化、调节星系中恒星反馈和恒星形成的关键。目标。我们探测晚型星系磁场的起源，测量磁场强度，探索磁场是否只是星际介质的被动成分，或者它们是否是局部能量平衡的活跃成分。方法.利用LOFAR观测数据，在144 MHz频率上，以6角秒角分辨率（0.1-0.7 kpc）测量了LoTSS-DR 2上39个星系的均分磁场强度。对于9个星系的子集，我们得到原子和分子质量的表面密度使用HI和CO（2-1）数据，从THINGS和HERACLES调查，分别。这些数据的角分辨率为13角秒，相当于我们星系距离的0.3-1.2千秒差距。我们使用HI和CO速度分散测量动能密度。结果我们发现整个样本的平均磁场强度为3.6-12.5 $μ$ G，平均值为$7.9 \pm 2.0$ $μ$ G。磁场强度与总气体面密度的关系最紧密，也最陡，与$B\propto Σ_{\rm HI+H2}^{0.309\pm0.006}$。与恒星形成率面密度和分子气体面密度的关系具有明显的平坦斜率。在考虑了宇宙射线输运的影响后，我们发现了一个更陡的$B\propto Σ_{\rm HI+H2}^{0.393\pm0.009}$关系。结论.这些结果表明，磁场是由一个$B$ - $ρ$的关系，它有其起源的饱和的小规模发电机。动能密度和磁能密度的一致性证实了这一点，尽管局部偏差确实存在，特别是在磁场次主导的高动能密度区域。
2022-08-23 astro-ph.GA
Distribution of Cold ($\lesssim 300$K) Atomic Gas in Galaxies: Results from the GBT HI Absorption Survey Probing the Inner Halos ($ρ<20$kpc) of Low-z Galaxies
利用绿岸望远镜对低红移星系内晕中的冷原子氢（$\lesssim 300$ K）进行了吸收巡天。该调查旨在描述冷气体分布的特征，并解决冷凝-星系吸积的电离气体在星系盘内冷凝成冷气体的过程-发生的地方。我们的样本由16个碰撞参数为$\le$ 20 kpc的星系类星体对组成。我们探测到了与J 0958 +3222（NGC 3067）有关的HI吸收体和来自6个星系的HI辐射。在与星系J 0958 +3222和J1228+3706相关的SDSS数据中，我们还发现了两个\ion{Ca}{2}吸收系统，尽管样品不是基于吸收中金属的存在而选择的。我们对光深为$\ge 0.06$的HI吸收体的检出率为$\sim$ 7%。在J 0 95 8 + 32 2 2的视线探测中，冷HI相（$\lesssim$ 30 0 K）占总原子气体的44（$\pm$ 18）%.我们发现峰值光学深度和碰撞参数或恒星和HI半径归一化的碰撞参数，$ρ/\rm R_{90}$和$ρ/\rm R_{HI}$之间没有相关性。我们的结论是，在$ρ<< 20$ kpc处，流入气体冷凝成冷（$\lesssim$ 300 K）HI的过程发生。然而，中性气体的较暖相（T $\sim$ 1000 K）可以存在于更远的距离，如发射图所示。因此，从暖到冷的HI的凝聚过程很可能发生在电离到内晕中的暖HI，然后到非常靠近星系盘的冷HI的阶段。
2016-07-14 astro-ph.GA
The haloes and environments of nearby galaxies (HERON) -- III. A 45 kpc spiral structure in the GLSB galaxy UGC 4599
本文利用HERON巡天8小时深场观测，在UGC 4599中发现延伸至45 kpc的双臂螺旋结构和70 kpc暗弱外盘，证明其并非Hoag's Object类似体，而是由气体纤维状吸积形成的GLSB星系。
2023-08-17 astro-ph.GA
The ALMaQUEST Survey: V. The non-universality of kpc-scale star formation relations and the factors that drive them
使用从ALMA-MaNGA淬火和恒星形成中提取的28个星系中~ 15，000 kpc尺度的恒星形成Spaxels样本（ALMaQUEST）调查，我们调查的星系到星系的变化的'解决'施密特-肯尼库特关系（rSK; Sigma_H2 - Sigma_SFR），“解析”的恒星形成主序（rSFMS; Sigma_* - Sigma_SFR）和“解析的”分子气体主序列（rMGMS; Sigma_* - Sigma_H2）。rSK关系，rSFMS和rMGMS都显示出显着的星系到星系的形状和归一化的变化，表明这些关系是不普遍的星系之间。rSFMS显示出最大的星系间变化，而rMGMS最小。通过定义一个“偏移”的平均关系，我们计算一个Delta_rSK，Delta_rSFMS，Delta_rMGMS为每个星系，调查与全球性能的相关性。我们发现以下相关性至少具有2 σ显著性：在M *、Sersic指数和比SFR（sSFR）较低的星系中，rSK较低（即较低的恒星形成效率）;在M * 和Sersic指数较高的星系中，rSFMS较低（即较低的sSFR）;在sSFR较低的星系中，rMGMS较低（即较低的气体分数）。在所有15，000个数据点的集合中，rSK关系和rMGMS显示出同样紧密的散射和强相关系数，而rSFMS中的散射更大，相关性更弱。此外，虽然样本中Delta_rSK和Delta_rMGMS之间没有相…
2020-12-08 astro-ph.GA
Median Surface Brightness Profiles of Lyman-$α$ Haloes in the MUSE Extremely Deep Field
本文通过叠加MXDF中155个LAEs，揭示了莱曼-α晕的中位面亮度轮廓，发现其内部呈幂律下降且外部平缓，并指出外部晕区主要由周围星系光子主导。
2024-07-14 astro-ph.GA
Fundamental differences in the radio properties of red and blue quasars: kiloparsec-scale structures revealed by e-MERLIN
红色类星体（英语：Red quasi-stellar objects，QSO）是类星体的一个子集，其颜色与由于尘埃介入而变红的颜色一致。最近的工作表明，红色类星体显示出特殊的无线电特性，从根本上将它们与正常的蓝色类星体区分开来，特别是低功率无线电发射（1.4 GHz亮度L $_{\rm 1.4} \approx 10^{25}$ - $10^{27}$ W Hz $^{-1}$）的入射率更高，当用像FIRST这样的角秒分辨率无线电测量成像时，这种无线电发射在物理上是紧凑的。在这项工作中，我们提出了一组中间红移（$1.0<z<1.55$），发光（热光度L $_{bol} \approx 10^{46}$ - $10^{47}$尔格的$^{-1}$）红色和正常的类星体仔细选择有无线电特性，跨越范围内的红色类星体显示最发散的一般人口的e-MERLIN成像。角分辨率$\times25$优于第一，我们解决这些类星体（$> 2$千秒差距）的宿主星系内的结构。我们报告了一个统计上显着的差异，在红色类星体的扩展千帕尺度发射的发病率。通过对样本射电尺寸分布的分析，我们发现红色类星体中的过量射电发射可以归因于局限于星系尺度（$< 10$ kpc）的结构，而我们证实了之前的结果，即红色和正常类星体在环银河系或更大尺度（$> 10$ kpc）上具有相似的射电喷流和波瓣发生率。我们的研究结果表明，在红色类星…
2021-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
3-D gas-phase elemental abundances across the formation histories of Milky Way-mass galaxies in the FIRE simulations: initial conditions for chemical tagging
我们使用FIRE-2模拟检查气相元素丰度的3-D变化的[O/H]，[Fe/H]，和[N/H]在11个银河系（MW）和M31质量的星系在其形成历史的$z \leq 1.5$（$t_{\rm lookback} \leq 9.4$ Gyr），由表征化学标记的初始条件的动机。在所有$z \leq 1.5$处，盘中平面的$1$ kpc内的气体与$\lesssim 0.008$ dex垂直均匀。我们发现负的径向梯度（金属丰度随着银河系中心半径的减小）在所有的时间，随着时间的推移，从$\approx -0.01$ dex kpc $^{-1}$在$z = 1$（$t_{\rm lookback} = 7.8$ Gyr）到$\approx -0.03$ dex kpc $^{-1}$在$z = 0$，这与MW，M31和附近的MW/M31质量星系的观测大致一致。固定半径处的方位角变化通常为$z = 1$处的$0.14$ dex，在$z = 0$处减小为$0.05$ dex。因此，随着时间的推移，径向梯度变得更陡，而方位角变化变得更弱（更均匀）。因此，$z \gtrsim 0.8$（$t_{\rm lookback} \gtrsim 6.9$ Gyr）的方位角变化大于径向变化。此外，在$z \gtrsim 1$处的$ΔR \approx 3.5$ kpc和$z = 0$处的$ΔR \approx 1…
2021-08-19 astro-ph.GA
The Differential Size Growth of Field and Cluster Galaxies at z=2.1 Using the ZFOURGE Survey
关于环境对z>1以上星系大小增长的影响程度，目前仍有争论。为了研究在z=2.1时，恒星形成和静止星系特性随环境变化的差异，我们使用ZFOURGE巡天的光度红移创建了一个完整的59个团星系样本Spitler et al.（2012）和478个log（M）>9的场星系。利用CANDELS HST/F160 W成像测量的星系半长轴半光半径（$r_{1/2,maj}$）比较了场星系和团星系的质量-尺寸关系。我们发现一致的质量归一化（log（M）=10.7）的静态场星系（$r_{1/2,maj}=1.81\pm0.29$ kpc）和静态团星系（$r_{1/2,maj}=2.17\pm0.63$ kpc）的大小。恒星形成团星系的质量标准化尺寸（$r_{1/2,maj}=4.00\pm0.26$ kpc）比恒星形成场星系（$r_{1/2,maj}=3.57\pm0.10$ kpc）大12%（KS检验$2.1σ$）。从质色关系中我们发现，9.7<log（M）<10.4的静止场星系比静止团星系稍红（KS检验$3.6σ$），而log（M）>10.4的团星系和静止场星系颜色一致。我们发现，在所有质量下，恒星形成团星系平均比恒星形成场星系红20%。此外，我们堆叠星系图像来测量平均径向颜色分布作为质量的函数。只有log（M）>10.4的大质量恒星形成场星系和团星系才呈现负的色梯度，其余星系质量和类型都是平坦…
2015-04-13 astro-ph.GA
Formation of mega-parsec giant radio sources from hosts residing in dark matter halos with normal hot baryonic gas fractions
School of Physics, Henan Normal University（河南师范大学物理学院）；Center for Theoretical Physics, Henan Normal University（河南师范大学理论物理中心）
研究不同质量暗物质晕和正常气体密度环境下的射电源形成机制，发现低密度气体环境并非必要条件，且射电泡传播速度受中央密度和压力影响。
2026-04-10 astro-ph.GA
The contribution of N-rich stars to the Galactic stellar halo using APOGEE red giants
溶解的球状星团（GC）的贡献，银河系晕的恒星内容是一个关键的约束模型的GC的形成和破坏，以及银河系的质量组装历史。APOGEE的早期结果指出，被破坏的GC对内晕的恒星含量有很大的贡献，高达25 $\%$，这比以前对更遥远的晕区的估计大了一个数量级。我们着手测量N-丰富和正常晕场恒星之间的比例，作为距离的函数，通过在APOGEE DR 16中进行晕场种群的密度建模。我们的研究结果表明，在1.5 kpc的银河系中心，富N星贡献了一个更高的16.8 $^{+10.0}_{-7.0}$ $\%$分数的总恒星晕质量预算比2.7 $^{+1.0}_{-0.8}$ $\%$比在10 kpc的贡献。假设富N星是前GC成员，现在居住在恒星晕场，并假设第一和第二人口GC星之间的比例为1：2，我们估计总的贡献从破坏GC星的数量级为27.5 $^{+15.4}_{-11.5}$ $\%$在r = 1.5 kpc和4.2 $^{+1.5}_{-1.3}$ $\%$在r = 10 kpc。此外，由于我们的方法需要拟合的恒星晕的密度模型，我们整合这样的密度在一个球壳从1.5-15千秒差距的半径，并找到一个总的恒星质量产生的溶解和/或蒸发GC的$M_{\mathrm{GC,total}}$ = 9.6 $^{+4.0}_{-2.6}$ $\times$ 10 $^{7}$ M $\odot$。
2022-10-12 astro-ph.GA
Dark Matter Sub-Halo Counts via Star Stream Crossings
暗物质亚晕在星系晕中的恒星流中产生了间隙。我们在模拟的指导下计算了次晕流穿越积分，发现在100 kpc处典型的冷暗物质（CDM）星系晕中，能隙的线性产生率R_gap = 0.0066 M_8^-0.35 kpc^-1 Gyr^-1$，其中M_8 = M/10^8 M_sun，是产生可见能隙的最小质量晕。这个关系可以完全用观测量来表示，即R_gap= 0.059 w^-0.85 kpc^-1 Gyr^-1，其中w的单位为kpc，归一化为100 kpc。利用已发表的数据，估计了M31的西北流和银河系的105流，孤儿流和东部带状结构的间隙的密度。由于不确定的动力年龄和相对嘈杂的流密度测量，估计的间隙创建率都有50%或更多的误差。带隙率宽度数据与CDM预测的关系符合得很好。窄流中的高密度间隙需要在最小质量为10^5 M太阳以上的10^5个次晕的总晕数。
2011-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Near-infrared polarimetry of a normal spiral galaxy viewed through the Taurus Molecular Cloud Complex
很少有正常的星系被使用近红外偏振测量法探测，即使它比光学或射电偏振测量法更好地揭示了冷星际介质中的磁场。对金牛座的深H波段（1.6微米）线性偏振成像测量偶然地包括了2 MASX J 04412715 +2433110星系，它具有足够的灵敏度和分辨率来绘制几乎整个范围的偏振图。观测结果显示，该星系是一个陡峭倾斜（约75度）的盘状星系，直径为4.2 kpc，距离为53 Mpc，包含了彼得罗斯通量的90%。由于视线穿过金牛座分子云复合体，因此需要测量并消除前景偏振。根据使用NICE、NICER和RJCE方法对2 MASS、UKIDSS、Spitzer和WISE光度学的分析，还评估并去除了2.00+/-0.10 mag的前景消光Av和0.125 +/-0.009 mag的红化E（H-K）。校正偏振前景后，星系偏振值的范围从零到3%。偏振主要是由一个磁盘平行的磁场的几何形状，特别是东北，而无论是一个垂直场或单散射的凸起光产生磁盘正常的偏振西南。红外偏振测量所揭示的磁场的多kpc相干性与边缘星系的短波长射电同步辐射观测结果非常一致，表明盘状星系的冷星际介质和暖星际介质都可能被共同的磁场穿过。
2013-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of the bar fraction and bar lengths in the last 12 billion years
Durham University（杜伦大学）；Universidade Federal do Rio Grande（里奥格兰德联邦大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Kyungpook National University（庆北国立大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心、天体物理与行星学实验室）
基于JWST NIRCam的CEERS盘星系样本，研究120亿年来棒旋星系占比与棒长的演化，揭示了棒占比随红移的变化规律、棒长演化特征及棒与盘的协同增长关系。
2025-11-14 astro-ph.GA
Investigating central star formation in local AGN host galaxies: is there tension between coeval growth and AGN feedback?
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, Grenoble INP, LPSC-IN2P3（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特拉菲克斯莱布尼茨研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik (MPA)（马克斯·普朗克天体物理研究所）
本文研究了局部活动星系核宿主星系中的中心恒星形成，探讨了共同时期增长与活动星系核反馈之间的矛盾。
2026-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Kpc-Scale Neutral Iron K$α$ Emission in the Starburst-AGN NGC 4945: a Relic AGN Outflow?
利用 XMM-Newton EPIC pn 在 NGC 4945 中发现约 5×10 kpc、与星系盘错置约 60° 的延展中性 Fe Kα 发射，约占总发射 15%，并提出其为数百万年前 AGN 抛射事件的遗迹。
2024-04-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
The most massive galaxies with large depleted cores: structural parameter relations and black hole masses
发光的球状体（M_V <-21.50 ± 0.75 mag）含有部分贫化的核，其大小（R_ b）通常为0.02 - 0.5 kpc。然而，R_b > 0.5kpc的星系是罕见的，人们对它的了解也很少。在这里，我们执行详细的分解的复合表面亮度轮廓，提取档案哈勃太空望远镜和地面的图像，12个非常明亮的“大核心”星系，具有R_b > 0.5千秒差距和M_V < -23.50 +- 0.10等，拟合核心Sérsic模型的星系球状体。使用28个“正常核”（即，R_b <0.5kpc）星系和1个“大核”（即，R_b > 0.5 kpc）星系的最后一个样本。我们发现，大核球状体（恒星质量M_* > 10^12 M_sun）并不是亮度较低的正常核球状体（M_* ~ 8 × 10^10 - 10^12 M_sun）的简单高质量扩展。而这两类天体的光度L_V和R_b之间有着同样强的关系（R_b prop L_V^（1.38 ± 0.13），椭球体的半光半径R_e（R_e prop L_V^（1.08 +-0.09），对于椭圆星系加上BCGs），我们发现在M_V ~ -23.50 +-0.10 mag.处出现了地核-Sérsic σ-L_V关系的一个突变。此外，我们发现，在直接测定SMBH质量M_BH的样本中，11个星系的R_b-M_BH关系是强对数线性的--3/11星系是大核星系--使得R_b-M_B…
2019-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
JVLA S and X-band Polarimetry of the Merging Cluster Abell 2256
本文报道了一个合并星系团Abell 2256的偏振测量结果。Jansky Very Large Array（JVLA）我们用JVLA在C阵列配置中的S波段（2051-3947 MHz）和X波段（8051-9947 MHz）进行了新的观测，并在该集群中检测到来自无线电遗迹、源A和源B的显著极化发射。利用修正的均分公式计算了射电遗迹的总磁场强度为1.8-5.0 microG。利用法拉第旋转测量的色散，估计朝向源A和B的磁场强度分别为0.63-1.26 microG和0.11-0.21 microG。一个极高的线性偏振度，高达~ 35%，大约是最大偏振的一半，被探测到朝向无线电遗迹，这表明在梁的大小上磁力线是高度有序的（~ 52 kpc），射电遗迹的分数极化从~ 35%下降到~ 20随着频率降低，在3GHz附近，并且在1.37和3GHz之间几乎恒定。这两个分析与去极化模型和法拉第层析成像表明多个去极化组件对无线电遗物，并暗示湍流磁场的存在。
2015-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultramassive black holes in the most massive galaxies: $M_{\rm BH}-σ$ versus $M_{\rm BH}-R_{\rm b}$
[摘要]我们研究黑洞（BH）质量（$M_{\rm BH}$）和中心速度色散（$σ$）之间的关系的性质，对于核心-Sérsic星系，耗尽核心的大小（$R_{\rm b}$）。我们的144个星系的样本与动态确定的$M_{\rm BH}$包括24个核心Sérsic星系，被认为是产品的气体贫乏合并，并可靠地确定基于高分辨率HST成像。对于核心星系，结合正常核星系（$R_{\rm b} < 0.5 $ kpc）和大核星系（$R_{\rm b} \gtrsim 0.5$ kpc），我们发现$M_{\rm BH}$与$R_{\rm b}$有非常好的相关性，使得$M_{\rm BH} \propto R_{\rm b}^{1.20 \pm 0.14}$（rms scatter in log $M_{\rm BH}$ of $Δ_{\rm rms} \sim 0.29$ dex），证实了除了三个新星系外，以前对相同星系的工作。将样本分为Sérsic、正常核和大核星系，我们发现Sérsic和正常核星系共同定义了一个单一的对数线性$M_{\rm BH}-σ$关系$M_{\rm BH} \propto σ^{ 4.88 \pm 0.29}$与$Δ_{\rm rms} \sim 0.47$ dex，然而，在高质量端的大核星系（四个测量到$M_{\rm BH}$）从这个关系向上偏移了（$2.5-4) \tim…
2020-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dynamically hot stellar halo around NGC 3311: a small cluster-dominated central galaxy
在星系团中，团内光与中央星系晕的关系是一个重要的悬而未决的问题。在这里，我们报告的结果，从一个正在进行的项目，目的是在NGC 3311周围的长蛇座I（阿贝尔1060）集群的核心动力学状态的特征。方法：我们分析了NGC 3311晕中达到~25 kpc的深长缝吸收线光谱。结果：在R ~ 12 kpc处，速度弥散分布从中心σ 0 =150 km/s急剧增加到σ out ~450 km/s。更远的地方，到25 kpc，sigma似乎是恒定的，这是Hydra I星系速度色散的60%。NGC 3311的热晕动力学不同于其他正常的早型星系。结论：这些结果和从NGC 3311周围的X射线推断出的大量暗物质表明，该星系的恒星晕主要由星团的中央星团内恒星控制，并且从主要的星系束缚星到星团恒星的转变发生在距离NGC 3311中心4到12 kpc的径向范围内。我们评论的晕运动学观察到的星系团中央星系的范围很广，这取决于其主机集群的演化状态。
2010-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stellar Disk of M81
利用3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜获得的宽视场图像，研究了M81（NGC 3031）星盘中最亮恒星的空间分布和光度特性。除了星系的中心区域和CCD之间的间隙之外，对于i' < 24和长轴距离为18 kpc的恒星，巡天在空间上是完整的。一个更温和的近红外线调查发现K < 20的恒星大约在三分之一的磁盘上。明亮的主序星（MS）和RSG被追踪到至少18 kpc的银河系中心距离。明亮的MS星的空间分布跟踪远紫外线，中红外线和远红外线波长的发射，虽然潮汐特征包含明亮的MS星，但很少或没有红外线通量。明亮的MS恒星和RSG的特定频率，归一化为K波段的综合亮度，随着半径的增加，表明在过去的30万年的特定恒星形成率（SSFR）随着半径的增加而增加。M81盘的恒星含量在R ~ 14 kpc附近发生明显变化，在盘的外围区域，光度加权平均年龄随半径的增大而减小。
2009-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Chance Superpositions: Largest Catalog of Quasar-Galaxy Pairs at a Projected Separation of $D \lesssim 20$ kpc
Indian Institute of Astrophysics (IIA)（印度天体物理研究所）；IUCAA（国际宇宙学天体物理中心）
本研究通过分析1345个星系-类星体对，揭示了盘晕界面气体和尘埃的丰富特性，并首次检测到弥散星际带。
2026-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Origin of strong magnetic fields in Milky-Way like galactic haloes
本文提出了一个预测星系晕内磁场强度增长率、绝对增长时间和饱和值的解析模型。分析结果进行了比较，银河晕形成的银河路一样的N体/ \textsc{Spmhd}代码\textsc{Gadget}的宇宙学MHD模拟。晕的质量为$\approx{}3\cdot{}10^{12}$ $M_{\odot}$，维里半径为$\approx{}$ 270 kpc。$Λ$ CDM宇宙学的模拟还包括辐射冷却、恒星形成、超新星反馈和非理想MHD的描述。一个原始的磁性种子场，强度从$10^{-10}$到$10^{-34}$ G，与细丝和原晕内的气体一起聚集。在那里，它在数亿年内被放大，直到与相应的湍流能量均分。湍流小尺度发电机作用使磁场强度增大。湍流是由引力坍缩和超新星反馈产生的。随后，一系列的晕合并导致冲击波和放大过程，在几十亿年内磁化周围的气体。起初，磁能在小尺度上增长，然后自组织到更大的尺度。磁场强度$\approx{}10^{-6}$ G在晕的中心达到，并在IGM中下降到$\approx{}10^{-9}$ G。通过对饱和度和增长率的分析，该模型能够很好地描述磁放大过程，并证实了模拟结果。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
EAGLE and Illustris-TNG predictions for resolved eROSITA X-ray observations of the circumgalactic medium around normal galaxies
在EAGLE和Illustris-TNG流体动力学模拟中，我们模拟了与星系相关的邻近热X射线日冕的叠加观测。开发了一个正演模拟管道来预测4年的eROSITA观测和叠加图像分析，包括仪器和天体物理背景的影响。我们提出了一个实验，堆叠z~0.01星系由特定的恒星形成率（sSFR）分离，以检查如何热（T>=10^6 K）环星系介质（CGM）不同的高和低sSFR星系。模拟结果表明，低质量（M *~10^{10.5} Msol）、高sSFR（定义为sSFR排名前1/3）的中心星系的热CGM在银河系中心半径r~30-50 kpc范围内是可探测的。这两个模拟都预测了低sSFR星系（sSFR的三分之一）在固定恒星质量下的较低光度，其中Illustris-TNG预测高sSFR星系周围的日冕比EAGLE亮3倍。这两个模拟都预测了以高质量（M_*~10^{11.0} Msol）星系为中心的星系堆在r~150-200 kpc范围内可探测到的辐射，EAGLE预测了更明亮的X射线晕。扩展软X射线光度与维里半径（f_{CGM}）内的环星系气体质量有很强的正相关性。先前对这两种模拟的分析已经确定，f_{CGM}主要由黑洞生长驱动的排斥反馈减少，这通过抑制ISM的补充来抑制星系的生长。这两个模拟都预测eROSITA堆栈不仅应该第一次决定性地探测和解决L^* 星系周围的热CGM，而且还提供了一个强有力的探测重子循环如…
2020-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
