Morphological evidence for a past minor merger in the Seyfert galaxy NGC 1068
在8.2米的斯巴鲁望远镜上使用Hyper Suprime-Cam和Suprime-Cam进行的深度光学成像揭示了原型塞弗特星系NGC 1068（M 77）周围的一些外部昏暗结构。我们在NGC 1068周围发现了三个超漫射天体（UDO）。由于这些UDO位于距离NGC 1068中心45 kpc的投影距离内，因此它们似乎与NGC 1068有关。在下文中，我们称它们为UDO-SW、UDO-NE和UDO-SE，其中UDO =超漫射对象，SW =西南，NE =西北，SE =东南;注意，UDO-SE已经在SDSS Stripe 82数据中找到。其中，UDO-NE和UDO-SW似乎都显示出围绕NGC 1068主体的环或流结构，为与NGC 1068的物理联系提供了证据。我们认为UDO-SE可能是一个潮汐矮星系。我们还发现了另一个类似UDO的物体，它比这三个UDO暗2等，小3到5倍。这个天体可能属于一类低表面亮度星系。由于该天体位于连接UDO-NE和UDO-SW的直线上，因此建议该天体与过去由UDO-NE和UDO-SW形成环的相互作用事件有关，从而暗示与NGC 1068的物理连接。另一个新发现的特征是NGC 1068最外侧盘的西边缘发出的不对称外部单臂结构，以及相对侧的波纹状结构。这些结构预计将出现在一个小合并的后期阶段，根据公布的数值模拟的小合并。所有这些证据都表明，NGC 1068在数十亿年前经历…
2017-08-21 astro-ph.GA
Tidal Tails of Minor Mergers: Star Formation Efficiency in the Western Tail of NGC 2782
虽然对大合并及其潮汐碎片的研究很充分，但它们不如小合并（质量比< 0.3）常见。奇特的螺旋星系NGC 2782是2亿年前两个质量比约为4：1的盘状星系合并的结果。这种合并产生了一个分子和H I丰富，光学明亮的东部尾巴和H I丰富，光学暗淡的西部尾巴。Braine等人在西尾没有探测到CO，这表明在潮汐尾还没有开始恒星的形成。然而，深Hα窄带图像显示了在西尾最近恒星形成的证据。在整个西尾，我们发现每单位面积的全球恒星形成率（GISSFR）比总气体密度的预期低几个数量级。再加上银河演化探测器沿着尾部的扩展FUV+NUV发射，这表明在潮汐尾部产生低质量星团的全球恒星形成效率较低。我们观测到的H II区域有一个来自Hα的局部（几千秒差距尺度）的COSFR，它小于总气体密度的预期值，这与潮汐碎片的其他观测结果一致。从总气体密度推断，这个H II区的恒星形成效率很低，但从分子气体密度推断则正常。这些结果表明，在NGC 2782的西部尾部存在一个非常小的局部致密区域，或者是一个低金属量和/或低压恒星形成区域。
2012-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ionizing stellar population in the disc of NGC 3310 - II. The Wolf-Rayet population
我们使用积分场光谱详细研究了NGC 3310中的Wolf-Rayet（WR）人口，在空间上分辨出18个典型大小为200-300 pc的星系盘中的恒星形成结，这些星系盘中有大量的WR人口。在所谓的蓝色隆起中检测到的发射主要归因于晚型氮WR（WNL），每个区域的恒星数量从几十到几百颗不等。我们估计的WNL/（WNL+O）的比率是可比的经验关系，一旦反射校正的发射进一步校正星云内的尘埃颗粒的存在下，吸收不可忽略的一部分紫外光子。观测值与恒星星族模型的比较显示出大于2-3倍的差异。然而，如果考虑到相互作用的双星和/或光子泄漏的影响，观测和预测往往会收敛。我们估计托管WR的\hii区域的二进制部分是显着的，以恢复所观察到的X射线通量，从而证明，二进制通道可以是关键时，预测可观的。我们还探讨了环境与目前的假设，即WR可以祖长期伽马射线暴（GRB）的连接。星系的相互作用，这可能会引发强烈的事件，在中心区域的恒星形成，可能是一个合理的环境，WR可能会作为伽玛暴的祖先。最后，即使化学丰度一般是均匀的，我们也发现了微弱的证据，快速N污染的WR恒星风的尺度约为200 pc。
2014-11-09 astro-ph.GA
Revealing the Broad Line Region of NGC 1275: The Relationship to Jet Power
NGC 1275是本宇宙中最引人注目的活动星系核之一。射电喷流目前在$\sim 1$毫米波长处发射的通量密度为$\sim 10$ Jy，低于1980年的历史最高值$\sim 65$ Jy。然而，NGC 1275中活动星系核的性质仍然存在争议。这是一个宽发射线（BEL）塞弗特星系，一个模糊的塞弗特星系，一个窄线射电星系或BL-Lac对象。我们清楚地证明了一个持续的H $β$ BEL在过去的35年中的半高宽（FWHM）为4150 - 6000公里/秒。我们还发现了一个显著的P $α$ BEL（FWHM $\approx 4770 $ km/s）和一个弱的CIV BEL（FWHM $\approx 4000 $ km/s），H $β$ /CIV $\approx 2$ .一个远紫外HST观测期间抑制喷流活动揭示了低光度连续。H $β$ BEL光度是宽线塞弗特星系的典型光度，具有类似的远紫外光度。X射线观测表明，一个软的电离连续比预期的宽线塞弗特星系具有类似的远紫外光度。这与平流控制吸积的预期相反。活动星系核连续体似乎是来自低光度、光学厚度、具有低爱丁顿比（$\sim 0.0001$）的吸积流的热辐射。软，弱电离连续与相对较弱的CIV BEL一致。提出了BEL光度与喷流毫米波光度相关的证据。很明显，吸积率决定了喷射动力。
2018-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The response of warm absorbers to the variations in the ionizing continuum in the active galaxy NGC 4051
本文利用NICER高时间分辨率观测NGC 4051，发现低电离温吸收体快速响应电离连续谱变化并据此限定其电子密度下限和位置，而高电离吸收体始终欠电离，提示其为碰撞等离子体，展示了时间分辨光谱对约束AGN温吸收体性质的价值。
2025-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
On minor black holes in galactic nuclei
由于恒星演化、微小的合并和引力动力学摩擦，在星系核中可能存在中小质量的黑洞。如果这些小的黑洞以X射线双星或超亮X射线源的形式吸积，并与恒星形成有关，它们就可以解释许多低光度活动星系核或LINER的观测结果。吸积和吸入中等质量的黑洞可以为强引力波特征提供关键的电磁对应物，从而允许强引力的测试。在这里，我们讨论的观测签名的星系核中的小黑洞，我们表明，在LINER或过渡型对象中观察到的光学线比可以产生的电离辐射场从ULXs。最后，我们讨论了现有的观察以及候选人为未来的研究的限制。
2011-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting the hardening of the stellar ionizing radiation in galaxy disks
在这项工作中，我们探索准确的新方法来获得电离参数（$U$）和等效有效温度（$T_*$）在HII区使用的发射线强度从电离气体。基于[OII]、[OIII]、[SII]和[SIII]的所谓软度参数（$η$）已被提出来估计辐射的电离入射场的硬化，但是该参数与$T_*$的最简单关系也取决于$U$和金属度（$Z$）。在这里，我们提供了一个贝叶斯类似的代码（HCm-Teff），比较观测到的$η$的发射线与一个大的网格的光电离模型的预测给出精确的估计$U$和$T_*$时，$Z$是已知的。我们还研究了这些参数的径向变化，在充分研究的盘星系观察到的混沌合作。我们的研究结果表明，观测到的$η$的径向减少可以归因于$T_*$的径向硬化，在星系盘NGC~628和NGC~5457。另一方面，NGC~5194呈现出柔度参数拟合的正斜率，在$T_*$中具有平坦斜率。相反，这三个星系似乎并没有提出大的径向变化的电离参数。当我们检查一个较大的星系样本，我们观察到陡峭的径向变化的$T_*$在不太明亮和晚型星系，模仿观察到类似的趋势$Z$，但研究的样本应该扩大，以获得更有统计意义的结论。
2018-12-14 astro-ph.GA
VV 655 and NGC 4418: Implications of an interaction for the evolution of a LIRG
VV 655是一个带有HI潮汐碎片的矮不规则星系，是透镜状亮红外星系（LIRG）NGC 4418的伴星。NGC 4418在附近的LIRGs中脱颖而出，因为它的分子气体中心浓度很高，沿着其短轴的尘埃双极结构暗示着由中心星暴和可能的核活动驱动的风。我们试图了解VV 655和NGC 4418之间正在进行的轻微相互作用对LIRG演变的影响，包括导致其不寻常核特性的气体供应的起源。我们研究VV 655和NGC 4418的结构，运动学和化学性质，通过分析档案成像数据和SDSS-III的光学光谱观测和SALT-RSS的新光谱。我们表征其气相金属丰度和空间分辨，电离气体运动学，并表明，气相金属丰度在NGC 4418显着超过VV 655。沿着NGC 4418的短轴没有观察到电离气体的运动学扰动，但我们看到了VV 655电离气体流出的证据，这可能会增加掠碰撞中气体剥离的横截面。在NGC 4418中检测到一个微弱的、不对称的外臂，这种类型通常与星系-星系相互作用有关。最简单的模型表明VV 655和NGC 4418之间的微小相互作用通过NGC 4418的星际介质的潮汐扭转而不是通过显著的气体转移事件产生了LIRG的不寻常的核特性。除了在NGC 4418中诱导中心气体浓度外，这种相互作用还在LIRG中产生了增强的恒星形成率和外部潮汐臂。VV 655-NGC 4418系统提供了一个例子，说明微小碰撞可能改变巨…
2020-04-20 astro-ph.GA
Minor Contribution of Quasars to Ionizing Photon Budget at z~6: Update on Quasar Luminosity Function at the Faint-end with Subaru/Suprime-Cam
我们利用Subaru/Suprime-Cam对z~6类星体进行了深度光学观测，观测范围为z_R=24.15，并在UKIDSS-DXS的三个视场中覆盖了6.5度^[2]，据此我们对类星体对宇宙再电离的贡献进行了限制。在Kashikawa等人（2015）的研究中，我们选择了17个候选类星体，并报告了我们在7个目标中首次发现的两个低光度类星体（M_1450~ -23），其中一个可能是Lyman α发射星系。从额外的光谱学来看，剩下的十个候选者中没有一个是真正的类星体。此外，超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划（HSC-SSP）提供的更深层次的光学测光显示，与两个已知的类星体不同，最后六个候选者的i-z和z-y颜色与M或L型棕矮星一致。因此，类星体光度函数（QLF）在前面的文件被证实。编译QLF测量的文献在一个广泛的星等范围内，包括一个非常微弱的活动星系核候选人从Parsa等人。（2017年），为了使它们符合双重幂律，最佳拟合的暗端斜率为α =-2.04 ^+0.33_-0.18（-1.98 ^+0.48_-0.21），特征星等为M_1450^*=-25.8 ^+1.1_-1.9（-25.7 ^+1.0_-1.8）在两（一）类星体探测的情况下。我们的结果表明，当QLF积分到M_1450=-18时，假设逃逸分数f_esc=1，IGM clusifier因子C=3，在2 σ置信水平下，类星…
2017-09-13 astro-ph.GA
Extraplanar H II Regions in Spiral Galaxies. II. In Situ Star Formation in the Interstellar Thick Disk of NGC 4013
我们目前的观察，H $α$发射结在NGC 4013厚盘，证明它是一个H II区域周围的年轻热恒星$z = 860$ pc以上的这个边缘上的螺旋星系的平面。利用LBT/MODS光谱，我们发现这个H II区域的H $α$光度$\sim 4$ - 7倍于猎户座星云，其电离光子产生率为$\log Q_0 \gtrsim 49.4$（光子数为$^{-1}$）。HST/WFPC 2成像显示与$M_{V} = -8.21\pm0.24$相关的蓝色连续光源。这些性质一起证明了H II区域是由一个年轻的恒星团形成的{ \em原位}在厚盘与电离光子通量相当于$\sim$ 6 O 7 V星。如果我们假设$\approx6$的其他面外\halpha发射结都是H II区，那么\ngc 4013的厚盘恒星形成速率为$\sim 5 \times 10^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ .恒星的形成很可能发生在星际厚盘的致密云中，在尘埃消光和CO排放的光学图像中可以看到。
2018-02-27 astro-ph.GA
PHL 6625: A Minor Merger-Associated QSO Behind NGC 247
PHL 6625是一个发光的类恒星天体（QSO），z = 0.3954，位于附近星系NGC 247（z = 0.0005）后面。哈勃空间望远镜（HST）的观测揭示了一个与之相关的弧形结构，本文报道了甚大望远镜（VLT）对该系统的光谱观测和从射电到X射线波段的多波长观测，表明PHL 6625和弧形是一对紧密的合并星系，而不是一个强引力透镜系统。类星体宿主星系的质量估计为（4-28）× 10^10太阳质量，伴星星系的质量估计为M_* =（6.8 +/- 2.4）× 10^9太阳质量，这表明这是一个较小的合并系统。类星体显示出典型的宽发射谱线，由此可以推断出质量约为（2-5）× 10^8太阳质量的黑洞，爱丁顿比约为0.01-0.05。该系统代表了一个有趣而罕见的情况，其中一个类星体与一个正在进行的小型合并有关，类似于Arp 142。
2017-07-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on the Minor Merging and Star Formation History of the Wolf-Rayet Galaxy NGC 5430 Through Observations
我们使用多波长分析的新观察到的分子气体（12 CO和13 CO（1-0））与干涉仪CARMA和档案恒星形成示踪剂约束的相互作用，合并和恒星形成的历史偏离中心的小合并，一个三螺旋棒星系NGC 5430和它的卫星嵌入在酒吧。NGC 5430棒中分子气体的形态在我们的分辨率中显示出最近相互作用的最小迹象。过去星系相互作用的明显形态残留物是一个不对称的螺旋臂，包含更多的分子气体，并表现出比两个主臂更高的恒星形成率（SFR）表面密度。旋转曲线分析表明NGC 5430与其卫星在几个陀螺仪前发生了碰撞。恒星形成的历史是通过使用跟踪不同时间尺度（红外线，无线电连续谱和H-α）的SFR来限制的。碰撞发生在5 - 10百万年前，触发了沃尔夫-拉叶星在东棒末端的短暂偏离中心的星暴。在过去，沃尔夫-拉叶星暴期间的全球SFR峰值为35 Msun/yr。目前，合并驱动的星暴正在迅速衰减，当前全球SFR已降至银河系的值。SFR将继续衰减，如目前的致密气体量所示（由HCN（1-0）示踪）。尽管如此，全球SFR仍然由Wolf-Rayet区域而不是环核区域主导。与其他棒星系相比，环核区的致密气体含量特别低，恒星形成活动低，气体浓度高。分子气体的物理性质推断使用大速度梯度（LVG）的计算。建议NGC 5430与其卫星的初始质量比为7：1-20：1的中间值。
2015-08-22 astro-ph.GA
Super Star Clusters in the Central Starburst of NGC 4945
NGC 4945是一个邻近的星系（3.8 Mpc），拥有核星暴和Seyfert 2型活动星系核。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）成像的93 GHz（3.2 mm）自由自由连续谱和氢复合线发射（H40 $α$和H42 $α$）在2.2 pc（0.12“）的分辨率。我们的观测揭示了27个明亮，紧凑的光源，其半高宽尺寸为1.4 - 4.0 pc，我们将其确定为候选超级星团。在15个源中检测到了示踪候选团簇电离光子速率的双谱线发射，其中6个源在93 GHz连续谱中具有显著的同步辐射分量。采用~ 500万年的年龄，电离光子光度暗示的恒星质量为$\log_{10}$（$M_{\star}$ /M $_{\odot}$）$\approx$ 4.7 - 6.1。我们拟合了一个斜率的集群质量分布，并找到$β= -1.8 \pm 0.4$。与这些星团相关的气体质量，来自350 GHz的尘埃连续体，通常比恒星质量低一个数量级。这些候选星团似乎已经将其大部分致密的出生物质转化为恒星，并且考虑到它们的自由落体时间很短，大约为0.05百万年，它们在早期的挥发阶段幸存下来。我们确定了一个点状源在93 GHz的连续辐射，这是假定为活动星系核。我们没有探测到活动星系核的复合线发射，并对泄漏到$Q_0 < 10^{52}$ s $^{-1}$的星暴区的电离光子设置了上限。
2020-09-10 astro-ph.GA
Mrk 71/NGC 2366: The nearest Green Pea analog
我们发现矮不规则星系NGC 2366是豌豆星系的一个很好的类似物，豌豆星系具有极高的电离参数。这种相似性主要是由巨大的H II区Markarian 71（Mrk 71）驱动的。我们比较系统与GPS的形态，激发特性，特定的恒星形成率，运动学，低电离物质的吸收，变红，和化学丰度，并发现贯穿始终。由于极端GP与候选和确认的莱曼连续谱（LyC）发射体都相关，因此Mrk 71/NGC 2366也是LyC逃逸的良好候选者。该天体的空间分辨数据显示，它的两个超级星团之一Knot B的机械反馈产生了超级气泡爆裂，而极端的电离特性是由<100万年的、被遮蔽的SSC Knot A驱动的，它的电离光度高出约10倍。非常大质量的恒星（> 100 Msun）可能存在于这个非凡的物体中。电离参数映射表明，井喷区域是光学薄的LyC，和一般属性也表明LyC逃逸的视线。Mrk 71/NGC 2366与GPS的不同之处在于它的亮度低1 - 2个数量级。这种微弱的GP类似物和候选LyC发射体（LCE）的存在如此接近我们，表明LCE可能是众多且常见的，因此可能对宇宙电离预算做出重大贡献。Mrk 71/NGC 2366提供了对候选LCE内脏的前所未有的详细观察，并可以澄清LyC逃逸的机制。
2017-07-28 astro-ph.GA
(Re)Solving Reionization with Lyα: How Bright Lyα Emitters account for the $z\approx2-8$ Cosmic Ionizing Background
来自恒星形成星系的宇宙电离发射率长期以来一直被锚定到紫外光度函数。在这里，我们介绍了一个发射率框架的基础上LY $α$发射器（LAEs），这自然是在负责电离背景的星系的子集，由于生产和逃逸的LY $α$和LyC光子之间的密切联系。利用明亮LAEs逃逸分数的约束（$L_{\rm{Lyα}}>0.2 L^{*}$）在$z\approx2$从解决的Ly $α$配置文件获得，并认为他们的红移不变性，我们表明：（i）类星体和LAE一起在$z\approx2-6$处再现了相对平坦的发射率，这是不平凡的，因为在这些时期，恒星形成密度和类星体数量密度都有很强的演化，以及（ii）在合理的假设下，LAE在$z\approx6-9$之间产生延迟和快速的再电离。在此框架内，在$z\approx3-7$之间的UV总体平均$f_{\rm{esc}}$中的$>10\times$上升自然地由于驱动具有红移的Ly $α$发射体分数增长的相同现象而出现。一般来说，LAE占主导地位的发射率产生的电离预算与紫外光度的分布中的峰值，在最新的模拟报告。使用我们采用的参数（$f_{\rm{esc}}=50\%$，$ξ_{\rm{ion}}=10^{25.9}$ Hz erg $^{-1}$为一半的明亮LAEs），一个高度电离的少数星系与$M_{\rm UV}<-17$占整个电离预算从恒星形成的星系。这种罕见星系的LyC快速闪光…
2022-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling Extragalactic Star Formation Using Radio Recombination Lines: An EVLA Pilot Study with NGC 253
射电复合线（RRL）是年轻恒星形成区电离气体的强大、无干扰的诊断。不幸的是，这些线在外部星系中很难检测到。本文介绍了一个近核星暴星系NGC253在33GHz处的RRL和射电连续辐射的EVLA观测结果。我们检测到以前未观察到的H58a和H59a RRL，并同时进行灵敏的连续测量。我们分别测量了H58 a和H59 a系的$44.3 \pm 0.7$ W m $^{-2}$和$39.9 \pm 0.8$ W m $^{-2}$的积分线通量。NGC 253中的热气体是运动学上复杂的，具有多个速度分量。我们将热气体的密度限制为$1.4 - 4 \times 10^4$ cm $^{-3}$，并估计了$1 \times 10^{53}$ s $^{-1}$的电离光子通量。我们使用RRL运动学和导出的电离光子通量表明，NGC 253的核区域是不受引力约束的，这与从X射线和H α测量推断的气体流出是一致的。H58a和H59a谱线的谱线轮廓、通量和运动学与不同频率的RRL一致，证实了以前更困难的高频观测的准确性。我们发现EVLA对于河外RRL观测的效率比VLA高一个数量级。这些观测结果证明了EVLA的能力和未来利用EVLA进行河外RRL研究的潜力。
2011-06-23 astro-ph.GA
Double Shells of the Planetary Nebula NGC 7009 Minor Axis
我们分析了用Keck HIRES观测到的椭圆行星状星云NGC 7009的短轴光谱，其中0.862 $"$ $\times$ 10 $"$狭缝位于距中心约7.5 $"$和10 $"$处，中心有0.862 $"$ $\times$ 14 $"$狭缝。从沿Keck HIRES狭缝长度的积分[SII] 6716/6731 μ m通量导出的平均密度表明密度范围为10 $^{3.7}$至10 $^{4.1}$ cm $^{-3}$，而从狭缝光谱图像导出的局部密度显示约10 $^{2.8}$ - 10 $^{4.6}$ cm $^{-3}$的较大局部密度变化：局部密度的变化远大于在视线上积分的值。由[SII]得到的主壳层和外壳层的膨胀率分别约为21.7和30.0 km $^{-1}$。[SII]谱线的运动学结果对应于两个壳层的最外区域，并且不代表整个PN，但与壳层气体中观察到的其他发射线密切相关。我们的结论是密度差导致的内壳层的形成，而电离状态的变化导致的外壳层的形成。我们认为，内壳层和外壳层是由两次连续的大抛射造成的。当这些壳层最初形成时，中心恒星的物理条件一定是不同的。
2022-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and line strength indices in the halos of the Coma Brightest Cluster Galaxies NGC 4874 and NGC 4889
本文研究后发座星系团中最亮星系团（BCGs）外晕的恒星运动学和谱线强度指数，获得外晕Vrot和sigma分布，并推导出这些天体形成历史的约束条件。研究方法：我们分析了波长范围在~ 4500 ~ 5900埃的深、中分辨率、长缝光谱中的吸收线，其中NGC 4874的吸收线达到~50 kpc，NGC 4889的吸收线达到~65 kpc，探测区域的表面亮度低至μ R ~24 mag/arcsec ^[2]。结果如下：这些数据提供了沿两个BCG长轴和NGC 4889短轴的恒星速度和速度色散分布。NGC 4874和NGC 4889晕的运动学性质扩展了早型星系晕与明亮光度的关系，并表明外层区域的恒星仍然与这些星系相联系。对于NGC 4889，我们还确定了Hbeta，Mg和Fe线强度指数，发现Mg和Fe的强径向梯度。NGC 4889目前的数据集是半径最大的数据集之一，包括恒星运动学和线强度指数测量。
2010-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-wavelength and Multi-CO View of The Minor Merger Driven Star Formation in the Nearby LIRG NGC 3110
我们给出了阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列观测到的多条CO（1-0）、$^{13}$ CO（1-0）和C $^{18}$ O（1-0）谱线以及2.9 mm和1.3 mm连续谱线向附近相互作用的亮红外星系NGC 3110的发射，并补充了类似的空间分辨率H $α$、1.4 GHz连续谱线和$K$波段的数据。我们估计的典型的CO到H $_2$转换因子为1.7 $M_{\odot}$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$在磁盘使用基于LTE和尘埃的H $_2$柱密度，并测量1千秒差距尺度的表面密度的恒星形成率（$Σ_{\rm SFR}$），超级星团（$Σ_{\rm SSC}$），分子气体质量和恒星形成效率（SFE）对整个气体盘。这些参数显示在南旋臂的南部有一个峰值（SFE $\sim$ 10 $^{-8.2}$ yr $^{-1}$，$Σ_{\rm SFR}$ $\sim$ 10 $^{-0.6}$ $M_{\odot}$ kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，$Σ_{\rm SSC}$ $\sim$ 6.0 kpc $^{-2}$），这可能是由于与伴星系MCG-01-26-013以及环核区域的潮汐相互作用。我们还发现，热自由-自由辐射有助于在南部峰值位置的毫米连续辐射的一个显着的分数。这些测量意味着南臂的顶峰是一个活跃的年轻恒星形成区，而NGC 3110的中部…
2022-03-19 astro-ph.GA
Multi-epoch properties of the warm absorber in the Seyfert 1 galaxy NGC 985
NGC 985在2015年被XMM-牛顿观测了两次，揭示了该源来自2013年发生的软X射线遮蔽事件。这类事件可能是经常性的，因为2003年以前的XMM-牛顿档案观测也显示了部分遮蔽的特征。我们分析了RGS在2003年，2013年和2015年获得的NGC 985的高分辨率X射线光谱，以表征叠加到连续谱上的电离吸收体，并研究它们随电离通量变化的响应。我们发现，在NGC 985的光栅光谱中存在多达四个温暖的吸收体（WA）成分，加上一个温和的电离（log xi范围在0.2和0.5之间）模糊（log N（H）约为22.3）风流出约6000公里/秒。吸收剂的log N（H）为21至约22.5，电离参数为1.6至2.9。最电离的成分也是最快的，以5100公里/秒的速度离开，而其他的流出在两个运动学制度，约600和350公里/秒。这些组成部分在不同的时间尺度上表现出变异性，以响应电离连续体的变化。假设这些变化是由于光致电离，我们已经得到了气体密度的上限和下限，因此也得到了气体距离的上限和下限，发现最近的两个组分的距离是pc尺度的，而其余的组分可能从中心源延伸到几十pc。最快的，最电离的WA分量占大部分的动力学光度注入到ISM的宿主星系，这是在NGC 985的热光度的0.8%的顺序。根据这些模型，单位时间内的动能足以解释宇宙反馈。
2021-07-12 astro-ph.GA
The Discovery of Secondary Lobes in the Seyfert Galaxy NGC 2639
本文报道了在塞弗特星系NGC 2639中用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）这些波瓣的存在，这是对齐几乎垂直于已知的一组无线电波瓣观察到的东西方向，还没有在以前的文献报道。带内旋转测量图像显示两个叶中的梯度，指示kpc尺度上的有组织磁场结构。磁场结构与两个瓣中的射流/瓣方向对齐。根据主星系的光学形态，可能是一个没有破坏主星系结构的小合并造成了NGC 2639的观测特征。这也解释了近90 $^o$的喷流方向的变化;当前的喷流方向是由小合并形成的新的吸积盘的结果，其方向是流入合并气体的角动量的结果。
2019-08-25 astro-ph.GA
Anatomy of the AGN in NGC 5548: II. The Spatial, Temporal and Physical Nature of the Outflow from HST/COS Observations
我们对NGC 5548的深层多波长活动揭示了异常强烈的X射线遮蔽。由此产生的事件电离通量的急剧下降，使我们能够构建一个全面的物理，空间和时间的图片长期研究活动星系核风在这个对象。在这里，我们分析了在运动期间以及从以前的四个时代获得的流出的紫外光谱。我们发现，一个简单的模型的基础上固定的总柱密度吸收，电离照明的变化作出反应，匹配非常不同的电离状态，在5个光谱时代跨越16年。在我们的战役中，第一次出现了来自C III* 的吸收槽。根据这些低压槽，我们推断主要的外流分量位于距离中心源3.5+-1pc处。其他三个组件位于5-70 pc之间，两个组件超过100 pc。丰富的观测约束和不同时期之间观测到的X射线和紫外线通量的不同关系，使我们的物理模型解释槽变率数据的类星体外流的领先竞争者。
2014-11-08 astro-ph.GA
A wind-based unification model for NGC 5548: spectral holidays, non-disk emission, and implications for changing-look quasars
对NGC 5548进行的为期180天的太空望远镜和光学混响测绘活动发现了一个异常时期，即宽线区（BLR）假期，其中发射线与连续变化无关。这是重要的，因为连续通量变化和发射线响应之间的相关性是通过混响映射确定黑洞（BH）质量的基本假设。在BLR假期期间，高电离本征吸收线也从连续谱中解相关，这是由于视线（LOS）遮蔽器的可变覆盖因子。发射谱线并不局限于LOS，所以这并不能解释BLR假期。如果视线遮蔽物是盘状风，它的流线必须向下延伸到盘状风的平面，风的底部将位于BH和BLR之间，形成赤道遮蔽物。这种遮蔽物可以对电离辐射透明，也可以是半透明的，仅阻挡部分SED，这取决于其密度。如果风的密度只增加到略高于其透明状态，则会产生排放线假日。这两个遮蔽物都是同一个风的一部分，所以它们可以在某种程度上解释这两个节日的相关行为。一个非常密集的风会阻挡几乎所有的电离辐射，产生一个塞弗特2，并可能提供一个贡献者的变化看AGN现象。盘风是非常常见的，我们建议赤道遮蔽物也是，但大多数是在透明状态。
2019-08-22 astro-ph.GA
Major impact from a minor merger - The extraordinary hot molecular gas flow in the Eye of the NGC 4194 Medusa galaxy
小合并是重要的过程，对星系在宇宙年龄中的演化有重大贡献。它们对超大质量黑洞生长和恒星形成的影响是深远的。对星系中致密分子气体的详细研究，为检验不同星系尺度下恒星形成率与HCN光度关系的有效性提供了重要依据。我们使用HCN，HCO+1-0和CO 3 -2的观测研究密集气体的性质在美杜莎合并。我们计算的亮度温度比，并使用它们与非LTE辐射线传输模型。HCN和HCO+1-0和CO 3 -2排放不占据与低J CO排放相关的较低密度气体相同的结构。稠密气体的唯一排放是在“美杜莎之眼”内的200 pc区域内检测到的。没有HCN或HCO+检测到的扩展星爆。“眼睛”内部的CO 3 -2/2-1亮度温度比约为2.5 -迄今为止发现的最高比例。谱线比显示了“眼”内部极端的、碎片化的分子云群，温度很高（> 300 K），气体密度也很高（>10^4 cm^-3）。“眼睛”被发现在一个大规模的短轴流入和美杜莎中心区域之间的界面。“眼睛”内部的极端条件可能是一个深深嵌入的年轻大质量超级星团的辐射和机械反馈的结果，该星团是由于交叉点的气体堆积而形成的。或者，来自流入气体的冲击可能足够强以冲击和破碎气体。然而，对于这两种情况，HCN和HCO+致密气体示踪剂似乎不是在探测恒星的形成，而是在探测恒星暴和/或冲击后的ISM，因为太热和碎片化而无法形成新的恒星。因此，在将致密气体示踪剂的排放检测与正在进行或即将形成的恒星…
2018-04-06 astro-ph.GA
Massive stars in the Tarantula Nebula: A Rosetta Stone for Extragalactic Supergiant HII Regions
本文主要从大质量恒星组成的角度对大麦云星云中的蜘蛛星云（剑鱼座30）的性质进行了评述。狼蛛的接近性和它通过射电观测获得X射线的能力使它可以作为河外超巨星HII区域中的罗塞塔石碑，因为人们可以考虑它的综合特征和单个大质量恒星的个体属性。最近的调查，其高质量的恒星内容，特别是VLT火焰狼蛛调查（VFTS），连同VLT/MUSE观测的中心电离区NGC 2070和HST/STIS光谱的年轻致密星团R136，提供了一个接近完整的Hertzsprung-Russell图的区域，和累积电离输出。几个高质量的双星突出显示，其中一些已被确定从最近的X射线调查。并与银河系中的巨HII区（NGC 3372）和小麦哲伦云（NGC 346）的恒星含量以及豌豆星系和高z星系中的恒星形成结作了简要的比较。最后对贫金属星系中大质量恒星的研究前景进行了展望。
2019-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Structure of the Circumgalactic Medium of Galaxies: Cool Accretion Inflow Around NGC 1097
本文给出了在碰撞参量为48 - 165 kpc时，视线穿过NGC 1097晕的4个类星体的远紫外光谱。NGC 1097是一个邻近的螺旋星系，至少经历了两次较小的合并事件，但没有明显的大合并，相对于邻近的其他明亮星系来说相对孤立。这使得NGC 1097成为一个很好的研究范例明亮星系晕中重子的案例。沿着所有视线检测到莱曼-α吸收，并且沿着3个最小碰撞参量视线发现Si III 1206;仅确定地朝向最内部视线发现C II、Si II和Si IV的金属线。的吸收线的运动学是最好的复制的一个模型与一个圆盘状的气体分布近似平面所观察到的21厘米H我盘，这是旋转速度比内盘慢，并进入其中的气体是从星系际介质的下落。朝向最内侧视线的部分吸收可能来自小规模的外流，或者来自与小合并相关的潮汐碎片，该合并产生了NGC 1097突出的众所周知的“狗腿”恒星流。与其他研究相比，NGC 1097似乎是一个“典型的”吸收体，尽管在单个晕中吸收线柱密度和等效宽度的大分散可能在某种程度上解释了在更高红移研究中看到的这些值的宽范围。
2016-05-16 astro-ph.GA
Noncircular Outer Disks in Unbarred S0 Galaxies: NGC 502 and NGC 5485
通过分析恒星自转的光谱数据和等照度线的形状和方向的光度数据，在两个无棒SA 0星系中发现了强非圆形的外恒星盘。在NGC 502中，盘的椭圆形扭曲表现为两个椭圆环，内外环，覆盖了凸起和盘之间的宽径向区域以及恒星盘的外缘。这种结构可能是所谓的“干”小合并的结果-无气体卫星的多重吸积。在NGC 5485中，运动学长轴与等照度线在盘主导区的取向不一致，因此对该星系的整体三轴结构的结论是不可避免的。
2016-11-01 astro-ph.GA
Molecular gas and Star Formation Properties in Early Stage Mergers: SMA CO(2-1) Observations of the LIRGs NGC 3110 and NGC 232
星系的合并是星系演化的一个重要模式，因为它们可以有效地触发强大的星暴。然而，在其早期阶段的分子气体性质的观测研究是稀缺的。本文给出了用亚毫米波阵列（SMA）获得的两个亮红外星系（NGC 3110和NGC 232）的CO（2-1）干涉图，分辨率约为1 kpc。虽然NGC 3110是一个与次要（14：1恒星质量）伴星相互作用的螺旋星系，但NGC 232正在与一个类似大小的物体相互作用。我们发现，这种相互作用可能会导致在这些星系中的分子气体含量和中心浓度的增强，部分以牺牲原子气体。得到的分子气体表面密度在其环核区域是$Σ_{\rm mol}~\gtrsim10^{2.5}$ M $_\odot$ pc $^{-2}$，高于非相互作用的对象的数量级。气体耗尽时间~ 0.5 - 1 Gyr的不同区域，躺在之间的非相互作用盘星系和星暴序列。在NGC 3110的情况下，如果我们假设类似的H $_2$ -CO转换因子，则螺旋臂的耗尽时间比环核区域平均短0.5 dex。我们发现，即使在早期阶段的相互作用与一个小的同伴，星暴形成沿环核区域和旋臂，在那里发现了大量的SSC（~350），并在同一时间，一个大的中央气体浓度正在建立这可能是燃料的活动星系核。NGC 3110系统的主要形态学特性通过我们的数值模拟再现，并使我们能够估计当前的相互作用时代是在最近的方法后约1.5亿年。
2018-09-13 astro-ph.GA
Metallicity and Age of the Stellar Stream Around the Disk Galaxy NGC 5907
恒星流已经成为研究邻近星系相互作用历史的核心。为了描述著名的附近（d = 17 Mpc）边缘盘星系NGC 5907周围恒星流最突出的部分，我们获得并分析了新的，深雾斯巴鲁/Suprime-Cam和3.6微米斯皮策/红外阵列相机（IRAC）的观测结果。结合近红外3.6微米的数据与可见光图像，使我们能够使用一个长波长的基线，以估计金属丰度和年龄的恒星星族沿~60千秒差距长的一段流。我们已经拟合了恒星光谱能量分布（SED）与单爆发恒星星族合成模型，我们用它来区分建议的卫星吸积和小/大合并形成模型的恒星流围绕这个星系。我们的结论是，一个大规模的小合并（恒星质量比至少为1：8）可以最好地解释沿流的最明亮的部分推断的金属丰度-0.3。
2016-07-13 astro-ph.GA
Spectral decomposition of the stellar kinematics in the polar disk galaxy NGC 4650A
上下文极环星系NGC 4650 A的原型包含两个主要的结构组成部分，一个是主星系的中心球体，以及一个延伸的极盘。光度学和运动学研究都表明，这两个组成部分共存于星系中心区域的两个不同平面上。目的。这项工作的目的是研究NGC 4650A中心区域的宿主星系和极盘的光谱和运动学性质，通过解开它们对观测到的星系光谱的贡献。方法.我们应用光谱分解技术在以前的作品中介绍的长缝光谱观测在CaII三重态区域。我们将分析重点放在PA = 152上，该轴对应于宿主星系的光度短轴，其中两个分量的叠加更相关，并且光谱分解是必要的。我们的目标是将在主星系赤道平面内运动的恒星与在沿极盘的meridan平面内运动的恒星分开。结果我们成功地解开了NGC 4650A的两个结构成分的光谱，并测量了它们的视线速度和速度色散剖面，以及PA = 152的恒星含量。宿主星系沿其光度短轴有明显的旋转，表明引力势不是轴对称的。极盘表现出运动学解耦：内部区域相对于外部区域和宿主球体反向旋转。这表明了一个复杂的形成历史的极盘，其特点是质量吸积与去耦角动量。
2014-09-03 astro-ph.GA
Corrugated velocity patterns in the spiral galaxies: NGC 278, NGC 1058, NGC 2500 \& UGC 3574
我们解决的\Ha \垂直速度场的研究在一个样本的四个近面对面的星系使用长缝光谱与ISIS摄谱仪连接到WHT在罗克德洛斯Muchachos天文台（西班牙）。速度垂直分量的空间结构显示出具有更高或在{1}千秒差距量级内的空间尺度的径向波纹图案。气体主要被高能光子电离：只有在NGC~278和NGC~1058的某些位置有一些低速激波电离的证据，在NGC~278的情况下，这可能是由于较小的合并。在大多数观察到的情况下，螺旋臂附近的气体行为符合所谓的水力钻孔机制的预测，其中厚磁化盘遇到螺旋密度扰动。结果表明，{如果没有磁化的厚银盘，就很难解释\Ha \大尺度速度场}。需要更大的样本和星系盘的空间覆盖，以进一步了解这个问题。
2015-09-23 astro-ph.GA
NGC 7538 IRS2 in [NeII]: Shell and Cavity Kinematics of a Compact HII Region
NGC 7538 IRS 2是一个致密的HII区和最近的恒星形成源，具有壳状形态，位于可见HII区NGC 7538的边界。我们提出了一个光谱立方体的[NeII] 12.8微米的发射线与TEXES光谱仪双子座北速度分辨率约4公里/秒和角分辨率0.3”。数据立方体的运动学显示电离气体沿着多个腔壁流动。我们已经模拟了IRS 2的运动学和结构与一个模型的叠加腔产生的外流嵌入恒星在云的密度梯度。大多数空洞，包括最大的主导IRS 2结构，与B型恒星有关;明亮的电离O星双星IRS 2a/b的外流范围很小，位于高密度的团块中。IRS 2模型显示，HII区域的行为不仅仅是最大质量恒星存在的问题;云的聚集和低质量恒星的活动可能决定了其结构和运动学。
2022-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Role of host galaxy in the formation of multiple stellar populations: Analysis of NGC 1786 and NGC 1898
即使经过几十年的研究，球状星团中多个恒星星族的起源仍然是个谜。至于星系环境是否在它们的形成中起作用的问题仍然没有答案。在这种程度上，我们分析了两个经典的（> 10 Gyr老）大麦云球状星团，即NGC 1786和NGC 1898，使用哈勃太空望远镜的成像数据进行比较和对比，与古老的银河系球状星团，以评估其丰度变化之间可能存在的系统差异。我们计算了它们的红巨星分支宽度，减去金属丰度的影响，并将其与银河系球状星团的现有数据进行比较，将它们与初始和当前星团质量进行绘图。我们看到，这两个集群遵循相同的总趋势，银河系球状星团的，从不同的祖先遵循相同的总趋势，作为另一个，表明星系环境可能只发挥了次要作用，在形成多个恒星星族的球状星团。
2021-07-18 astro-ph.GA
The Brightest Young Star Clusters in NGC 5253
附近的矮星暴星系NGC 5253拥有许多年轻的大质量星团，其中两个最年轻的星团集中在中心，并被热射电辐射（“射电星云”）包围。为了研究这些星团在星爆能量学中的作用，我们结合了新的和存档的哈勃太空望远镜NGC 5253图像，波长覆盖范围从1500 Ang到1.9微米，13个过滤器。其中包括H-alpha，P-beta和P-alpha，以及哈勃财政计划LEGUS（Legacy Extragalactic UV Survey）的图像。非常好的光谱能量分布采样使得能够以前所未有的精度模拟9个光学最亮星团（M_V < -8.8）和两个年轻射电星云星团的年龄、质量和光度。星团的年龄约为1- 1500万年，质量约为1 × 10^4 - 2.5 × 10^5太阳质量。星团的空间位置和年龄表明，在过去的1500万年里，恒星的形成变得更加集中在射电星云。质量最大的星团位于射电星云中，质量为2.5x10^5太阳质量，年龄约为100万年，比先前估计的小2-4倍，也更年轻。它位于A_V~50等的尘埃云内，显示出明显的近红外过剩，可能来自热尘埃。第二个射电星云团也有100万年的历史，证实了星暴区的极端年轻。这两个星团约占射电星云中电离光子速率的一半，并将最终提供当今激波中约2/3的机械能。需要额外的来源来提供剩余的电离辐射，可能包括非常大质量的恒星。
2015-08-18 astro-ph.GA
Two Pseudobulges in the "Boxy Bulge" Galaxy NGC 5746
在ΛCDM范式下的星系形成和生长预计将以一种分层的、自下而上的方式进行，通过这种方式，小星系生长成大星系;这种机制留下了大的“经典凸起”，在运动学上不同于内部长期过程生长的“伪凸起”。我们使用档案数据（斯皮策3.6 \mum波长，哈勃太空望远镜H波段，2微米全天巡天KS波段，和斯隆数字巡天GRI波段）来测量复合短轴和长轴表面亮度轮廓的几乎边缘的螺旋星系NGC 5746。这些光剖面跨越了大范围的半径和表面亮度，揭示了一个内部的，高表面亮度的恒星组成部分，这是不同于众所周知的四四方方的隆起。它很好地拟合Sérsic函数的指数n = 0.99 \pm 0.08和1.17 \pm 0.24沿短轴和长轴，分别。由于n < 2，我们得出结论，这个最里面的组成部分是一个长期进化的伪凸起，不同于四方形的伪凸起。这个内部的假爆发占星系总亮度的0.136 \pm 0.019。因此，它的亮度远低于方形结构，现在被认为是一个几乎端部看到的棒。红外图像显示了长期演化的进一步证据，其形式是明亮的内环，内径9.1 kpc，宽度1.6 kpc。因此NGC 5746是一个巨大的纯盘SB（r）bc星系，没有合并形成的隆起的迹象。我们不知道这样的星系如何在ΛCDM宇宙中形成。
2012-05-31 astro-ph.GA
The mass profile of NGC 3377 from a Bayesian approach
中等亮度的椭圆星系NGC 3377的质量分布是通过一个球形的金斯分析，结合贝叶斯方法进行研究。先验分布由暗物质模拟和观测约束产生。观测数据集包括与星系长轴和短轴对齐的双子座/GMOS长缝观测数据，并补充了来自弥漫恒星成分、球状星团和行星状星云文献的数据。尽管假设该星系交替位于中央晕和卫星晕中，但与文献结果的比较更倾向于后一种选择。几个选项被认为是恒定的各向异性，以及NFW和Einasto质量配置文件。分析指出，中等质量晕，表现为$(3.6\pm0.6)\times 10^{11}\,{\rm M_{\odot}}$周围的维里质量。
2022-02-22 astro-ph.GA
Seeing Red in NGC 1978, NGC 55, and NGC 3109
本文讨论了中等年龄星团NGC 1978和矮不规则星系NGC 55和NGC 3109在0.7 ~ 1.1 μ m波长范围内的光谱。NGC 1978光谱被用来检查随机效应的综合红光从一个中等年龄的集群。从NGC 1978光谱中移除最亮的M巨星或最亮的C星，对Ca三重态的等效withs的影响很小。在这些波长的综合星团光谱中，C星最强的特征是CN带头在0.79 μ m附近。在NGC 1978光谱和单个星团恒星光谱中的Ca三线态的等效宽度大于尺度太阳丰度系统的预期，这表明这些恒星经历了额外的混合过程。在NGC 55光谱中，Ca线随离盘平面距离的增加而减弱.与模型的比较表明，NGC 55的红光主要由年龄为1 - 2 Gyr的恒星组成，与从CMD分析中获得的恒星形成历史（SFHS）一致。NGC 3109观测采样了该星系的三个不同部分，但信噪比较低。与模型的比较表明，从NGC 3109磁盘在红色波长的光是占主导地位的RSG的年龄最多几十万年，在定性协议与SFH是基于光度测量。
2018-04-08 astro-ph.GA
A pilot study using deep infrared imaging to constrain the star formation history of the XUV stellar populations in NGC 4625
在LCDM宇宙中，盘状星系的外部区域是最后形成的。表征它们的内容对于理解正在进行的盘形成过程至关重要，但是观察外盘恒星星族是具有挑战性的，因为它们的表面亮度低。我们提出了极深的3.6微米观测（斯皮策IRAC）的NGC 4625，一个星系，其径向扩展的紫外线发射恒星星族。我们结合新的成像与档案紫外线成像从GALEX任务获得NGC 4625的多波长径向配置文件，并将其与恒星星族模型进行比较。这些颜色可以用年轻的恒星星族来解释，年轻的恒星族是紫外线辐射的来源，这表明最外层盘中的恒星形成速率是最近的。NGC 4625的恒星形成可能是由与邻近星系NGC 4618和NGC 4625a的相互作用引发的，这支持了这样的推测，即微小的相互作用是外盘恒星形成和后期盘生长的共同触发因素。
2014-09-02 astro-ph.GA
The Central Star of NGC 2346 as a Clue to Binary Evolution through the Common Envelope Phase
我们基于国际紫外线探测器（IUE）的档案数据和新的低分辨率和高分辨率光谱（3700 - 7300 nm），对行星状星云NGC 2346的中心双星进行了分析。通过在光谱分析中包括恒星和星云连续谱的贡献，我们调和了长时间不一致的UV和光学诊断，并推导出$E(B-V)=0.18\pm0.01$。通过分析高分辨率（$R=67\,000$）光谱中巴耳末吸收线的翼，我们将伴星重新分类为A5 IV。利用距离星云1400 pc的Gaia DR 2，我们建立了一个基于低分辨率光谱的丰度和谱线强度的光电离模型，得到了电离星的温度为$T_{\rm eff}=130\,000$ K，光度为$L=170$ L $_\odot$，与紫外连续谱一致.这种分析使我们能够更好地描述双星系统的演化。我们的结论是，NGC 2346的祖星经历了一个共同的信封阶段，在这一阶段中，伴星已经吸积了质量，并从主序星演化出来。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the nitrogen-rich massive star in the metal-poor galaxy NGC 4068
本文报道了在低金属丰度（Z ~ 0.1Zsun）矮星系NGC 4068中发现的一个不寻常的类星发射线天体。利用长缝摄谱仪和法布里-珀罗干涉仪的观测结果表明，该天体的Ha线具有高速色散，HeII 4686 A线的存在和特殊的低[SII]/[NII]通量比。根据观测数据，我们推断该天体是一颗高辐射热光度L~1.5*10^6 Lsun的单星，被一个运动学年龄t ~ 0.5Myr的膨胀星云所包围。该星云显示出明显的氮过剩（log（N/O）~-0.05，比低金属量星系高出约1.4倍）。我们认为这是一颗巨大的蓝超巨星（BSG）或沃尔夫-拉叶（WR）恒星，周围环绕着与星际介质相互作用的喷出物。我们使用云光电离代码计算了星云的模型，应用CMFGEN模型的BSG和WR星作为电离源。我们发现，模型的模拟和观察到的光谱之间的最佳协议，假设电离的低金属丰度WR星的质量M*~ 80 Msun，电离星云通过强风和丰富的星际介质与氮。
2022-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The red supergiants & Wolf-Rayet stars of NGC 604
我们研究了M33中最明亮的HII区NGC 604中的后主序星。在此之前，已经发现了一些沃尔夫-拉叶星和一颗红超巨星。基于该地区的宽带测光，我们提出的证据是一致的存在，这RSG和三个RSG的候选人。利用基于HST UVIJHK测光的SED拟合，我们估计了WR星和RSG的年龄，发现这两个星群来自不同的形成幕，年龄为3.2 $\pm%1.0Myrs and 12.4$ \pm $2.1Myrs, respectively. The RSGs have greater extinctions towards their line of sight than the WR stars consistent with the RSGs producing large amount of dust. Using the WR and RSG populations and similar SED fits to the most massive O stars we estimate that the total stellar mass is (3.8 $ \pm $0.6）x 10^5 Msun。我们发现这样一个大质量星系团的Hα通量与观测到的Hα通量之间存在很大差异。这表明NGC 604中大质量恒星产生的电离光子中有49%（+16，-19%）是从这个HII区域泄漏出来的。我们还认为，一个老…
2010-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
