Near-infrared [FeII] and H2 line mapping of the supernova remnant IC443 with the IRSF/SIRIUS
利用IRSF/SIRIUS的近红外[FeII]和H2线映射结果，研究了银河系超新星遗迹IC 443周围激波与星际介质相互作用的性质.在目前的研究中，我们新进行了H2 1-0 S（1）和2-1 S（1）线映射与窄带滤波器调整这些线，覆盖整个残余（30'x35'）。结合[Fe II]线图，我们的结果表明，H2线发射在南部区域明显，而[Fe II]线发射则遍布整个遗迹，这表明慢震和快震分别通过南部区域和整个遗迹传播。特别是，H2线的发射是相对较强的[Fe II]线的发射在西南地区，其中TeV的伽马射线发射检测。由于强烈的H2线发射表明致密的ISM占据主导地位，因此这一结果支持了伽马射线发射可能是通过宇宙射线质子与西南壳致密的ISM之间的强烈相互作用产生的假设。我们还发现，H2和[Fe Ⅱ]线的排放量在同一地区显示出反相关的空间分布，这表明存在cluphilism。IC 443周围ISM的这种团簇形态可能有助于宇宙射线质子与大量ISM质子有效地相互作用。
2020-06-15 astro-ph.GA
Large-scale mapping of the massive star-forming region RCW38 in the [CII] and PAH emission
利用[CII] 158 μ m谱线研究了大质量星团RCW 38周围的星际介质的大尺度结构和多环芳烃（PAH）的辐射.我们在一台角分辨率为~ 1.5的100厘米球载望远镜上用法布里-珀罗光谱仪对RCW~38进行了~30'× 15'的[CII]谱线测绘。我们将[CII]强度图与AKARI卫星获得的PAH和尘埃排放图进行了比较。[CII]辐射在星系团周围呈现出高度不均匀的分布，表现出从中心向北和向东广泛延伸的结构。[CII]的强度迅速下降向西南方向，在那里一个CO云似乎占主导地位。我们利用2.5-5 μ m的光谱将ISM结构周围3-160 μ m的光谱能量分布分解为PAH以及冷暖尘埃成分。我们发现，[CII]排放空间对应的PAH排放比灰尘排放，确认的相对重要性的多环芳烃的光电加热的气体在光解离区域。根据我们的观测结果，一个天真的解释表明，与RCW 38相关的分子云位于星团的侧面和后面。
2013-07-01 astro-ph.GA
Mapping the Extended Lyman-Alpha Emission within the Circumgalactic Medium of Quasars Hosted by Dusty Starbursts with CubeCarve
University of Iowa（爱荷华大学）
利用CubeCarve算法研究尘埃星暴宿主类星体周围环星际介质中的Lyα发射线，发现其表面亮度剖面较同类星体更弱，且宿主星系远红外发射强度与Lyα光度相关。
2026-01-29 astro-ph.GA
Tomographic Intensity Mapping versus Galaxy Surveys: Observing the Universe in H-alpha emission with new generation instruments
H-α线辐射是探测星系中若干基本量的重要手段，包括星系的数密度、恒星形成率（SFR）和总气体含量。新一代的低分辨率强度测绘探测器，例如SPHEREx和CDIM，将分别从本地宇宙观测大部分天空中H-α发射的星系，直到z ~ 6到10的红移。这也将是高分辨率欧几里德和WFIRST仪器在z ~ 0.7 - 2红移范围内观测的目标线。在本文中，我们估计的强度和功率谱的H-α线在z ~ 0 - 5红移范围内，如果可能的话，观察线光度函数（LF），否则，模拟。我们通过考虑建模的不确定性（例如SFR，灭绝等）来估计我们预测的重要性。和观测污染。我们发现，强度映射（IM）调查可以在z ~ 0.8 - 5之间对完整的H-α发射进行统计检测。此外，我们发现，高频分辨率和灵敏度的计划CDIM调查允许分离的H-α发射从几个插入线。我们探索如何使用这些线强度的组合来探测星系的属性。正如预期的那样，我们的研究表明，星系巡天只能探测到占整体H-α强度百分之几的明亮星系。然而，这些调查将提供重要的限制高端的H-α LF和AGN LF的强有力的约束。
2017-11-27 astro-ph.GA
Multitracer cosmological line intensity mapping mock lightcone simulation
亚毫米辐射线是星系冷气体和电离环境的重要示踪物，也是未来谱线强度测绘的目标。基于物理的模拟，预测多个发射线所产生的不同阶段的星际介质是至关重要的约束全球物理条件的星系与即将到来的LIM观测。在这项工作中，我们提出了一个通用的框架，用于创建多示踪剂模拟亚毫米线强度地图的基础上物理接地星系形成和亚毫米线发射模型。我们模拟了一个红移范围为$0\leq z\leq10$的2度$^2$模拟光锥，包括离散星系和星系CII、CO、CI辐射。我们提出了模拟线强度图的分辨率和观测频率窗口代表COMAP和EXCLAIM的两个基准调查。我们表明，我们的模拟预测的恒星形成率和线发射标度关系显着不同，在低晕群众广泛使用的经验关系，这往往是校准的观测发光星系在较低的红移。我们发现，这些差异导致显着的变化，在强度映射，如一点强度概率密度函数和功率谱中使用的关键汇总统计。至关重要的是使用更现实和复杂的模型来预测未来谱线强度测绘测量宇宙恒星形成率密度等可观测量的能力。
2021-03-07 astro-ph.GA
Mapping the Linearly Polarized Spectral Line Emission around the Evolved Star IRC+10216
我们目前的光谱偏振观测的几个分子线获得的亚毫米阵列（SMA）对富碳AGB星IRC+10216。我们探测到了CO 3-2、SiS 19-18和CS 7-6谱线的线偏振，并绘制了谱线图.偏振出现在距离恒星约450 AU的地方，相对于斯托克斯I发生蓝移。SiS 19-18的极化模式似乎与局部径向磁场配置一致。然而，CO 3-2和CS 7-6线极化表明包络内整体复杂的磁场形态。这项工作证明了使用光谱偏振观测进行层析成像的磁场在拱星信封的可行性。
2012-04-19 astro-ph.GA
PDR Model Mapping of Obscured H2 Emission and the Line-of-Sight Structure of M17-SW
我们用Spitzer-IRS观测了M17-SW的H2谱线发射，并用我们的PDR程序模拟了数据。导出的气体密度值高达10^7 cm^-3的几倍，这表明H2的排放来源于高密度的团块。我们发现，PDR代码可以用来绘制遮蔽H2发射层的干预消光量，从而获得A_V相对于中心电离星系团NGC 6618的径向轮廓。消光有一个正的径向梯度，在距主电离器CEN 1 0.9- 2.5秒差距的投影距离上，变化范围为15- 47等。这些高消光值与M17-SW中恒星目标的A_V研究结果吻合较好。利用数据与PDR模型值的比值，我们推断了PDR表面的全局视线结构，发现PDR表面相对于NGC 6618类似于一个凹面。这样的配置确认了该PDR可以被描述为M17中的中央H II区域的碗状边界。导出的结构和物理条件是重要的解释的精细结构和旋转线发射PDR。
2013-09-12 astro-ph.GA
The KMOS Galaxy Evolution Survey (KGES): the angular momentum of star-forming galaxies over the last ~10 Gyr
我们介绍了KMOS星系演化巡天（KGES），一个$K$波段多目标摄谱仪（KMOS）研究的H $α$和[NII]发射从288 $K$波段选择星系在$1.2 \lesssim z \lesssim 1.8$，与恒星质量范围$\log_{10}(M_{*}/\rm{M}_{\odot})\approx$ 9-11.5。在本文中，我们描述了调查设计，提出了样本，并讨论了KGES星系的关键属性。我们将KGES与KMOS红移一光谱巡天（KROSS）和SAMI星系巡天的较低红移处的适当匹配样本相结合。考虑到样本选择、数据质量和测量之间分析技术的影响，我们研究了$z\approx1.5$、$\approx1$和$\approx0$上恒星形成星系的运动学特征和角动量含量。我们发现，恒星质量，而不是红移，最强烈的相关性与光盘之间的恒星形成星系在$z \lesssim 1.5$的分数，观察只有适度增加之间的流行光盘$z\approx1.5$和$z\approx0.04$在固定的恒星质量。此外，典型的恒星形成星系遵循相同的特定角动量和恒星质量之间的中值关系，不管它们的红移如何，关系的归一化更强烈地依赖于星系的运动学是如何盘状的。这表明，在我们的研究所涵盖的$\approx$ 10 Gyr中，大质量的恒星形成盘以非常相似的方式形成，并且在这项工作中探测的恒星质量和红移范围内，星系角动量与其晕之间的推断联系并…
2021-06-10 astro-ph.GA
Large-area [Fe II] Line Mapping of the Supernova Remnant IC443 with the IRSF/SIRIUS
我们提出的结果，近红外（近红外）[Fe II]线映射的超新星遗迹IC 443与IRSF/SIRIUS，使用两个窄带滤波器调谐为[Fe II] 1.257微米和[Fe II] 1.644微米线。在30'× 35'的大面积上，我们的观测结果表明，[Fe Ⅱ]沉淀结构不仅存在于离子激波层中，而且存在于分子激波层和激波层中心区域。有了这两个[Fe II]线，我们进行了修正，尘埃消光，以获得内在的线强度。我们还获得了与IC 443相关的温暖尘埃的热发射强度，分别使用AKARI和Spitzer拍摄的远红外和中红外图像。结果表明，在中心区域，[Fe Ⅱ]谱线的发射相对于尘埃的发射有明显的增强。我们讨论了增强的[Fe II]线发射的原因，估计的Fe+和尘埃质量。
2013-04-04 astro-ph.GA
OMEGA: OSIRIS Mapping of Emission-Line Galaxies in A901/2
这项工作介绍了欧洲南方天文台利用10米GTC望远镜（La Palma）上的OSIRIS仪器进行的大型方案的第一批结果。我们在Abell 901/902星系（z ~ 0.165）区域观测到了大量的星系样本，该星系作为STAGES项目的一部分被广泛研究。我们已经获得了光谱和空间分辨的H-α和[NII]发射地图的一个非常大的样本的星系覆盖范围广泛的环境。新数据与广泛的多波长观测相结合，包括HST，COMBO-17，Spitzer，Galex和XMM成像，以研究恒星形成和AGN活动作为环境和星系特性（如光度，质量和形态）的函数。最终目标是详细了解环境对恒星形成和活动星系核活动的影响。
2014-10-02 astro-ph.GA
Reverberation Mapping of High-z, High-luminosity Quasars
我们目前的混响映射的结果后，监测样本的17个高Z，高光度类星体超过10年，使用光度和光谱能力。在所有类星体中都观测到了连续谱和谱线发射通量的变化。使用互相关分析，我们成功地确定了几个源的连续谱和宽发射谱线的变化之间的滞后。在这里，我们提出了我们的结果和确定的Ly_alpha和CIV的半径-光度关系的亮点。
2018-01-11 astro-ph.GA
Far-infrared all sky diffuse mapping with AKARI
我们讨论了AKARI在恢复漫远红外发射的能力，并检查所取得的可靠性。制作漫发射图像的关键问题是远红外探测器的瞬态响应和长期稳定性。对这些特性的定量评价是获得与点源相当或更好的灵敏度（< 20 - 95兆焦耳年sr-1）的关键。我们描述了目前的活动和进展，生产高质量的图像的漫远红外发射使用AKARI全天巡天数据。
2009-08-05 astro-ph.GA
Molecular Cloud Cores with High Deuterium Fractions: Nobeyama Mapping Survey
我们提出的44个领域，包含107个SCUBA-2核心的发射线的分子，N $_2$ H $^+$，HC $_3$ N，和CCS在82 $-$ 94 GHz的使用Nobeyama 45米望远镜的飞行测绘观测结果。这项研究的目的是调查核心的物理性质，显示高氘分数，并可能接近恒星形成的开始。我们发现，N $_2$ H $^+$和HC $_3$ N谱线发射的分布与850- $μ$ m尘埃连续谱线发射的分布近似，而CCS谱线发射往往未被探测到，或分布在850- $μ$ m尘埃连续谱线发射峰位周围的团簇结构中。偶尔（12%），我们观察到CCS排放，这是一个早期型气体示踪剂对年轻的恒星对象，可能是由于当地的高激发。朝向恒星形成的演化不会立即影响非热速度色散。
2021-06-08 astro-ph.GA
The Arizona Radio Observatory CO Mapping Survey of Galactic Molecular Clouds: III. The Serpens Cloud in CO J=2-1 and 13CO J=2-1 Emission
我们映射12 CO和13 CO J = 2-1发射超过1.04平方度的巨蛇座分子云38弧秒的空间和0.3公里/秒的光谱分辨率使用亚利桑那州射电天文台海因里希赫兹亚毫米望远镜。我们的地图解决了整个Serpens云的运动学特性。我们还比较了我们的速度矩图与已知的位置的年轻恒星对象（YSO）和1.1毫米连续发射。我们发现，12 CO是自吸收和13 CO是光学厚的巨蛇座核心。在巨蛇座核心之外，气体出现在具有LSR速度的沉积结构中，相对于巨蛇座云的8 km/s系统速度，LSR速度蓝移高达2 km/s。我们发现，巨蛇座核心中已知的I类、扁平类和II类YSO最有可能形成于同一空间位置，并且此后逐渐分离。12 CO线比的空间和速度结构意味着一个详细的三维辐射转移模型的云将是必要的，我们的光谱数据的充分解释。星云的无星核心区域很可能是巨蛇座恒星形成的下一个地点。
2013-11-16 astro-ph.GA
Intensity Mapping in the Presence of Foregrounds and Correlated Continuum Emission
强度映射作为测量高红移典型星系中星际介质性质的一种方法，引起了人们极大的兴趣。强度映射测量表面亮度的统计数据作为频率的函数，使其不仅对所有感兴趣的线发射敏感，而且对所有其他来源的辐射敏感。在开发拒绝前景污染的方法方面已经做出了重大努力。此外，目标星系有多个发射源，这可能会使线亮度的解释复杂化。我们描述的问题，联合估计相关的连续发射和清洁不相关的连续发射，如从银河系。我们将这些考虑应用于普朗克数据与BOSS类星体的互相关，以确定2 < z < 3.2的CII。强度测绘调查与几个波段有独特的挑战，处理前景和避免偏差相关的连续发射。我们展示了未来的强度映射调查与许多波段可以分离线从连续发射的互相关。
2018-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extensive [CI] Mapping toward the Orion-A Molecular Cloud
利用阿塔卡马亚毫米波望远镜实验（ASTE）10 m望远镜在飞行模式下对猎户座A巨分子云进行了宽视场（0.17度^2）、高角分辨率（21.3角秒~ 0.04秒差距）的[CI]线观测。[CI]发射的总体特征类似于Shimajiri等人（2011）中的CO（1- 0）发射;[CI]与CO发射的总强度比范围为0.05至0.2。[CI]发射的光学深度为0.1 - 0.75，表明光学薄发射。[CI]发射的柱密度估计为（1.0 - 19）x 10^17 cm^-2。这些结果与先前[CI]在2.2弧分的低角分辨率下的观测结果一致（例如Ikeda等人，1999）。在猎户座棒、DLSF、M 43壳和区域D的近侧PDR及其候选者中，[CI]排放的分布与CO排放的分布一致，与平面平行PDR模型的预测不一致（Hollenbach & Tielens 1999）。此外，猎户座A云中的[CI]分布与^{13}CO（1- 0）、C^{18}O（1- 0）和H^{13}CO^+（1- 0）谱线的分布比CO（1- 0）谱线的分布更相似，这表明[CI]发射不仅限于云表面，而且还追踪云的致密内部。
2013-08-08 astro-ph.GA
Mapping the low surface brightness Universe in the UV band with Lya emission from IGM filaments
宇宙中很大一部分重子物质位于星系际介质的细丝中。然而，这些暗条的表面亮度低，除了在环银河系介质（CGM）中非常特殊的区域外，还不能直接探测到它们。在这里，我们模拟的强度和空间波动Lyman α ${\rm (Lyα)}$发射的丝状体在星系际介质（IGM）和讨论的前景，下一代的空间仪器探测低表面亮度宇宙紫外波长。从高分辨率的N体模拟开始，我们得到了暗物质的密度涨落，并将重子与暗物质粒子联系起来，假设它们遵循相同的空间分布。IGM热和电离状态由UV背景的模型和氢和氦气体的相关冷却过程设定。然后估计${\rm Lyα}$发射率，考虑到复合和碰撞激发过程。我们发现，这些细丝通过其${\rm Lyα}$发射的检测是很好的下一代紫外线空间为基础的仪器，所以它应该在未来十年内实现。密度场填充晕和星系和它们的${\rm Lyα}$发射的估计。银河系被视为前景，所以我们讨论的方法，以减少其污染的观测地图。最后，我们估计紫外连续背景的红移的${\rm Lyα}$发射线的函数，并讨论如何连续可以影响观测。
2016-07-15 astro-ph.GA
Changing look AGN Mrk 590: Broad line region and black hole mass from photometric reverberation mapping
本文介绍了对z = 0.026的变化外观的活动星系核Mrk 590的光度混响映射观测结果。观测于2018年7月至12月进行，使用宽带B，R和窄带Hα和S II滤波器。B带跟踪吸积盘的连续辐射，R带包括来自吸积盘的连续辐射和来自宽线区（BLR）的红移Hα线，S II带包含红移Hα辐射，Hα带跟踪S II带下面的连续辐射。所有的光变曲线都表现出强烈的变化，B带和Hα线的分数均方根变化分别为0.132（+/-）0.001和0.321（+/-）0.001。由互关联函数分析，得到Hα线发射对B波段连续谱发射的延迟响应为21.44（+1.49/-2.11）天，对应的BLR线性尺寸为0.018 pc。这与之前使用Hβ的估计一致。通过将BLR的大小与斯巴鲁望远镜获得的单历元光谱中测量到的Hα谱线半峰全宽6478（+/-）240 km/s相结合，我们推导出一个黑洞的质量为1.96（+0.15 / -0.21）× 10^8 Msun。
2021-10-05 astro-ph.GA
Emission-Line and Continuum Reverberation Mapping of the NLS1 Galaxy WPVS 48
Institut für Astrophysik und Geophysik, Universität Göttingen（哥廷根大学物理与天体物理研究所）；Department of Physics, Faculty of Natural Sciences, University of Haifa（海法大学自然科学学院物理系）；Haifa Research Center for Theoretical Physics and Astrophysics, University of Haifa（海法大学海法理论物理与天体物理学研究中心）；Ruhr University Bochum, Faculty of Physics and Astronomy, Astronomical Institute (AIRUB)（波鸿鲁尔大学物理与天文学院天文研究所）；School of Physics & Astronomy and the Wise Observatory, Tel-Aviv University（特拉维夫大学物理与天文学院及怀斯天文台）
通过光学光谱反演测量，研究WPVS 48的BLR结构和SMBH质量，发现BLR分层结构及黑洞质量为1.3×10^7M⊙。
2025-11-12 astro-ph.GA
SILVERRUSH. XI. Intensity Mapping for Lya Emission Extending over $100-1000$ comoving kpc around $z\sim2-7$ LAEs with Subaru HSC-SSP and CHORUS Data
我们进行强度映射以探测在$z\sim2-7$的Ly $α$发射器（LAEs）周围的扩展漫射Ly $α$发射，（$\sim26$ mag at $5σ$）和大面积（$\sim4.5$ deg $^2$）斯巴鲁/Hyper Suprime-Cam窄带（NB）图像和大型LAE目录，包括$z=2.2$，$3.3$，$5.7$，和由HSC-SSP SILVERRUSH和CHORUS项目获得的$6.6$。我们计算这些LAE与NB图像的$\sim1-2$十亿像素通量值的空间相关性，推导出LAE周围的平均Ly $α$表面亮度（${\rm SB_{Lyα}}$）径向分布。通过仔细估计系统学，如天空背景和点扩散函数的波动，我们检测到弥漫的Ly $α$发射（$\sim10^{-20}-10^{-19}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$）在$100-1000$与周围的$z=3.3$ LAEs在$4.1σ$水平和暂定（$\sim2σ$）在其他红移kpc，超出了质量为$10^{11}\ M_\odot$的暗物质晕的维里半径。虽然观测到的${\rm SB_{Lyα}}$分布在$z=2.2-6.6$的不确定性范围内具有相似的振幅，但本征${\rm SB_{Lyα}}$分布（经宇宙学调光效应校正）向高红移方向增加。这种趋势可以解释为由于宇宙体积的演变而增加的氢气密度。…
2021-08-20 astro-ph.GA
Inverse Mapping of Polarised Optical Emission from Pulsars : Basic Formulation and Determination of Emission Altitude
我们提出了一种逆映射的方法来确定的光学光子的发射高度从恒星，这是直接约束的经验数据。所讨论的模型是针对蟹状星云脉冲星的。我们的方法，使用光学斯托克斯参数，确定最可能的几何发射，包括磁场倾斜角（$α$），观察者视线角（$χ$）和发射高度。我们讨论的计算实现的方法，以及任何物理假设。我们发现，最有可能的发射高度是在20%的光柱半径以上的恒星表面，在开放的领域。我们还提出了一个一般的处理预期的偏振从同步辐射源截断粒子的幂律谱。
2011-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spitzer Imaging and Spectral Mapping of the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8
我们提出了银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0 + 1.8的中红外连续谱和发射线图像，使用斯皮策太空望远镜上的MIPS和IRS仪器获得。G292.0 + 1.8的MIPS 24微米和70微米图像由环绕SNR的细丝网络的连续发射主导。SNR的形态，在中红外线中看到的，类似于钱德拉X射线天文台在X射线中看到的。MIPS图像中的大部分中红外辐射是由G292.0 + 1.8周围的非辐射激波加热的星周尘埃产生的，证实了AKARI早期中红外观测的结果。除了从热尘埃的排放，我们还映射原子线发射14微米和36微米之间使用IRS光谱图。线发射主要与明亮的富氧光学结有关，但也可以从快速移动的喷出物结中检测到。我们证实了我们早期检测到的15 - 25微米的发射特性的硅酸镁粉尘的辐射冲击喷出物的光谱。我们没有检测到硅线发射的任何辐射冲击喷出物在东南部的SNR，可能是因为反向冲击尚未穿透该地区的富硅喷出物。这可能表明G292.0 + 1.8在东南部的演化程度低于SNR的其余部分，并且可能是支持最近对G292.0 + 1.8的X射线研究中提出的不对称SN爆炸的进一步证据。
2012-02-27 astro-ph.GA
Mapping HI 21-cm in the Klemola 31 group at z = 0.029: emission and absorption towards PKS2020-370
我们提出了MeerKAT吸收线巡天（MALS）观测的HI气体的Klemola 31星系群（$z=0.029$），位于沿视线的射电响亮类星体PKS 2020 -370（$z=1.048$）。在Klemola 31 A的PKS 2020 -370前还检测到HI吸收。在类星体的视线上，发射和吸收在某种程度上是补偿的，相对于邻近的发射，吸收的导出柱密度似乎被低估了。Klemola 31 A的对称倾斜环模型，假设吸收气体在平面内规则旋转，产生相当高的自旋温度为530 K。另一种解释是吸收气体是超平面的，这也可以解释其非圆周运动。NaI/CaII比值也表明吸收气体与冷HI盘无关。Klemola星系群中的两个星系与一个小伴星相互作用，并显示出典型的潮汐尾和速度扰动。只有一个星系，ESO 400 -13，揭示了一个强烈的HI不足，和一个特征的冲压压力剥离，在其气体分布的总不对称。由于像Klemola 31这样的小星系群预计不会有致密的群内气体，因此这个星系必须以非常高的速度穿过星系群，主要是在天空平面上。
2022-07-26 astro-ph.GA
The RMS Survey: Ammonia mapping of the environment of young massive stellar objects II
我们提出的结果，从NH $_{3}$映射观测到34个地区确定的红MSX源（RMS）调查。我们使用澳大利亚望远镜紧凑阵列映射氨（1，1）和（2，2）反演发射光谱，分辨率为10“，速度通道分辨率为0.4 $\,$ km $\,$ s $^{-1}$朝向嵌入的大质量恒星形成的位置。使用了ATLASGAL和GLIMPSE遗留调查的补充数据，以增进对这些区域的了解，并估计环境的物理参数。磁场的典型质量约为1000 $\,$ M $\odot$，半径约为0.15 $\,$ pc，距离约为3.5 $\,$ kpc。光度范围在~10 $^{3}$ ~~10 $^{6}$ $\,$ L $\odot$之间，动力学温度在10 ~ 40 $\,$ K之间。我们将每个领域分为两个子集之一，以构建一个大规模的恒星形成在这些地区的基础上的形态和相对位置的NH $_{3}$排放，RMS源和ATLASGAL热尘埃排放的演化系统。NH $_{3}$发射和ATLASGAL团块之间的形态差异被证明对应于这些地区正在进行的大质量恒星形成的演化阶段。这项研究已经进一步完善，包括在该地区已知的甲醇和水脉泽的位置，以深入了解可能的原恒星区域和触发恒星形成。
2018-11-07 astro-ph.GA
The Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project: An Investigation of Biases in CIV Emission-Line Properties
我们调查的数据质量的依赖关系，从CIV发射线区域在高红移测量类星体的属性。我们的测量来自斯隆数字巡天（SDSS）混响映射项目对482个z>1.46类星体的32个时期的光谱观测。我们比较了从单历元和coadded光谱测量之间的差异，专注于CIV发射线，因为它的重要性，高红移类星体的人口统计和物理性质的研究，包括黑洞质量。除了统计误差增加（约2-4倍），我们发现随着信噪比的降低，系统偏移也增加。系统性差异在我们的最低S/N（<5）子样本中，在单历元和共添加光谱之间，（i）CIV等效宽度为17 A（31 A），（ii）质心波长为<1 A（2 A），以及分数速度宽度Δ V/V，其特征在于（iii）线色散σ_1为0.104平均绝对偏差（MAD）为0.072（0.11）。对于所有考虑的子样本，这些仍然小于1-sigma测量不确定性。MAD被认为是最强大的线宽表征。当S/N>10时，CIV半峰全宽（FWHM）速度宽度和由FWHM/sigma_l表征的CIV剖面中的偏移仅小于统计不确定性，尽管较低S/N谱中的偏移仅超过统计不确定性约1.5倍。表征的CIV线轮廓的峰度是最不稳健的属性调查，作为中位数的系统coadded-单历元测量差异大于所有S/N子样本的统计不确定性。
2016-01-22 astro-ph.GA
Small-scale Intensity Mapping: Extended Ly$α$, H$α$ and Continuum emission as a Probe of Halo Star Formation in High-redshift Galaxies
莱曼α晕在高红移的恒星形成星系周围随处可见，但它们的起源仍然是一个有争议的问题。我们证明，从微弱的未解决的卫星源，$M_{\rm UV} \gtrsim -17$，聚集在中央星系的排放可能发挥了重要作用，在产生空间扩展的Ly $α$，连续（${\rm UV + VIS}$）和H $α$晕。我们应用Mas-Ribas & Dijkstra（2016）中开发的分析形式主义，在$z=3.1$上对几种不同的卫星聚类处方的莱曼阿尔法发射体（LAEs）周围的晕进行建模。在一般情况下，我们的UV和Ly $α$表面亮度轮廓匹配观测以及从LAEs中心的$20\lesssim r \lesssim 40$物理kpc。我们将讨论我们的配置文件如何依赖于各种模型的假设，以及如何这些可以测试和约束与未来的H $α$观测的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）。我们的分析表明，空间扩展的晕约束（i）否则无法检测的卫星源的存在，（ii）集成，体积生产率的Ly $α$和LyC光子，和（iii）他们的人口平均逃逸分数。这些量都与理解星系形成和演化直接相关，并且对于足够高的红移，宇宙再电离。
2017-05-10 astro-ph.GA
Small-scale Intensity Mapping: Extended Halos as a Probe of the Ionizing Escape Fraction and Faint Galaxy Populations during Reionization
我们提出了一种新的方法来量化的电离光子逃逸分数的值，并在宇宙再电离的时代，超微弱的星系聚集在明亮的物体周围的存在，使用弥漫的Ly $α$，连续和H $α$发射观测星系周围的$z\sim6$。我们通过扩展Mas-Ribas & Dijkstra（2016）和Mas-Ribas et al.（2017）中开发的形式主义，考虑到从中央星系逃逸的电离光子提供的荧光发射以及卫星恒星形成源的星云发射，对漫射晕的表面亮度分布进行了建模。我们预测的配置文件和LY $α$观测$z=5.7$和$z=6.6$之间的比较有利于低电离逃逸分数，$f_{\rm esc}^{\rm ion}\sim5\%$，星系的范围$-19\gtrsim M_{\rm UV} \gtrsim -21.5$。然而，由于观察中的不确定性和可能的系统性，无法得出确切的结论。我们预测H $α$和休息帧可见连续观测与JWST，并表明，JWST将能够检测扩展（几十千秒差距）荧光H $α$发射供电的电离光子逃逸从一个明亮的，$L\gtrsim 5L^*$，星系。这种观测可以区分荧光发射和卫星源的星云发射。我们讨论了如何观测和堆叠的几个对象可能会提供独特的约束逃逸分数微弱的星系和/或丰富的超微弱辐射源。
2017-07-24 astro-ph.GA
Intensity mapping of H-alpha, H-beta, [OII] and [OIII] lines at z<5
强度测绘现在正成为一种有用的工具，通过星系和星系际介质的综合发射的空间变化来研究宇宙的大尺度结构。我们研究了H-α 6563 AA、[OIII] 5007 AA、[OII] 3727 AA和H-β 4861 AA线在0.8<z<5.2处的强度映射。这四条发射线的平均强度是使用观测到的光度函数（LF）、宇宙学模拟和从z<5的观测中得出的恒星形成率密度（SFRD）来估计的。我们计算了强度功率谱，并考虑了在较低红移处其他谱线的前景污染。我们使用拟议的美国宇航局小型探测器SPHEREx（宇宙历史的分光光度计，再电离时代，冰探测器）作为一个案例研究的强度功率谱的四条发射线的可探测性。我们还研究了在0.8<z<2.4时与加拿大氢强度测绘实验（CHIME）、天籁实验和平方公里阵列（SKA）探测的21厘米谱线的互相关。我们发现，在z<3时，H-α，[OIII]和[OII]线的自功率谱和互功率谱都可以很好地测量，而H-β线则更具挑战性。最后，我们从强度映射中估计了SFRD的约束条件，发现在z<4时，我们可以达到高于7%的精度，这比通常使用星系的LF测量要好。
2016-12-23 astro-ph.GA
ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: implications for spectral line intensity mapping at millimeter wavelengths and CMB spectral distortions
我们提出了直接估计的平均天空亮度温度在观测波段约99 GHz和242 GHz由于线发射从遥远的星系。这些值是从使用ALMA（“ASPECS”调查）对高红移星系光谱线发射进行的盲深调查中观察到的总线发射计算出来的。在99 GHz波段，中高红移星系CO的转动跃迁将主导平均亮度。在242 GHz频段，发射可能是高阶CO线的组合，也可能是来自极高红移星系（$z \sim 6$至7）的[CII] 158 $μ$ m线发射。平均线表面亮度是一个与测量宇宙微波背景的光谱畸变有关的量，也是使用强度映射研究早期宇宙大尺度结构的潜在工具。虽然宇宙的体积和探测的数量是公认的小，这个试点调查提供了一个直接测量的平均线表面亮度，独立的转换因子，激发，或其他星系形成模型的假设。在99 GHZ波段的平均表面亮度为：$T_B = 0.94\pm 0.09$ $μ$ K。在242 GHz频段，平均亮度为：$T_B = 0.55\pm 0.033$ $μ$ K。这些应该被解释为平均天空信号的下限，因为我们只包括在盲测中单独检测到的线条，而在低分辨率强度映射实验中，也将有来自低光度星系的总和贡献，这些星系在当前的盲测中无法单独检测到。
2016-08-09 astro-ph.GA
OMEGA -- OSIRIS Mapping of Emission-line Galaxies in A901/2: I.-- Survey description, data analysis, and star formation and AGN activity in the highest density regions
我们提出了一个概述和第一个结果，从欧米茄调查：OSIRIS映射的发射线星系团在多集群系统A901/2。这个项目的最终目标是研究在一个红移范围内的各种环境中的恒星形成和活动星系核活动。使用GTC上的OSIRIS仪器的可调谐滤波器模式，我们在包含z~0.167多簇系统A901/2的~0.5 X 0.5 deg 2区域上瞄准Halpha和[NII]发射线。在本文中，我们描述了调查的设计，观察和数据分析技术的发展。然后，我们提出了早期的结果，从两个OSIRIS点集中在核心的A901 a和A902集群。活动星系核和恒星形成（SF）对象的识别使用[NII]/H α与W_H α（WHAN）诊断图。活动星系核的宿主比SF星系更明亮，质量更大，并且具有更早的形态。这两个种群都倾向于位于我们研究的高密度区域的郊区。这些源的典型的H α光度明显低于场星系在类似的红移，但大于发现的A1689，一个丰富的集群在z~0.2。我们的物体的H α光度转换为恒星形成率（SFR）在~0.02和6 Msun/年之间。比较恒星质量和Halpha-derived SFR与现场发现的关系表明，在星团的核心恒星形成的抑制。这些发现与以前基于其他恒星形成指标对这种多星团结构的研究一致，并证明了可调滤波器在这种研究中的作用。
2015-04-08 astro-ph.GA
SPHEREx mapping of diffuse PAH and H II emission in the Galactic plane
California Institute of Technology（加州理工学院）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
本文利用SPHEREx初步测绘了银河系平面中弥散性PAH和离子氢气的分布，并研究了它们之间的关系。通过结合3.3微米PAH发射特征和4.05微米Brackett-α发射特征，发现PAH丰度与离子氢气之间存在显著反相关性，表明离子辐射是驱动PAH丰度变化的主要因素。
2026-06-03 astro-ph.GA
Reverberation Mapping of IC4329A
我们提出了一个新的混响映射运动的宽线活动星系核（AGN）的边缘上的螺旋IC 4329A的结果。监测的光学连续$V-$带测光和宽发射线通量的变化与中等分辨率的光谱允许发射线的光变曲线进行测量H $β$，H $γ$，和HeII $λ4686$。我们发现H $β$的时间延迟为$16.3^{+2.6}_{-2.3}$天，H $γ$的时间延迟为$16.0^{+4.8}_{-2.6}$天，HeII的时间延迟为$-0.6^{+3.9}_{-3.9}$天。H $β$的时间延迟与AGN光度与宽线区半径关系的预测值一致，并对5100 A的$\sim2.4$等进行了修正。结合H $β$的测量时间延迟和宽的发射线宽度以及$\langle f \rangle = 4.8$的一个采用值，我们发现中心超大质量黑洞质量为$M_{\rm BH}=6.8^{+1.2}_{-1.1}\times10^7 M_{\rm \odot}$ .速度分辨的时间延迟，测量整个广泛的H $β$发射线的轮廓，并可能是一致的“M”样的形状。H $β$的全混响响应的建模能够提供对某些参数的仅适度的约束，但确实表现出与黑洞质量和平均时间延迟的一致性。模型还表明，活动星系核结构与边缘星系盘存在很大程度的错位。这与活动星系核统一模型的预期是一致的，在统一模型中，宽的发射线预计只在相对正面倾斜的活动星系核中可见。
2022-12-12 astro-ph.GA
Feature Intensity Mapping: Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Emission from All Galaxies Across Cosmic Time
本文提出特征强度映射技术，扩展线强度映射至宽谱特征，利用PAH发射带实现三维强度映射，并预测SPHEREx和PRIMA任务可实现高信噪比探测。
2025-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
SILVERRUSH. IX. Lya Intensity Mapping with Star-Forming Galaxies at z=5.7 and 6.6: A Possible Detection of Extended Lya Emission at $\gtrsim$100 comoving kpc around and beyond the Virial-Radius Scale of Galaxy Dark Matter Halos
我们目前的结果的互相关Ly $α$强度映射与斯巴鲁/超Suprime-Cam（HSC）超深窄带图像和Ly $α$发射器（LAES）在$z=5.7$和$6.6$在$4$度$^2$的总面积。虽然已经进行了大量的数据质量控制的窄带图像，我们进一步进行了广泛的分析，评估系统的大规模点扩散函数翼，天空减法，和未知的错误的基础上，物理上不相关的信号和来源，发现在真正的HSC图像和对象目录，分别。去除系统性，我们仔细计算Ly $α$强度的窄带图像和LAEs之间的互相关。我们初步确定非常弥漫的Ly $α$发射与$\simeq 3σ$（$\simeq 2σ$）的意义，在$\gtrsim$ 100共同移动kpc（ckpc）远离LAEs在$z=5.7$（$6.6$），周围，甚至可能超过一个维里半径的恒星形成星系与$M_\mathrm{h}\sim10^{11}M_\odot$。扩散Ly $α$发射可能延伸到$1$，$000$ ckpc，表面亮度为$10^{-20}$ - $10^{-19}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$。我们证实，小规模（$<150$ ckpc）Ly $α$径向配置文件LAEs是一致的，最近的MUSE观测所获得的。与数值模拟的比较表明，大规模（$\sim150$ - $1$，$000$ ckpc）的Ly $α$排放没有解释未解决的微弱的…
2021-06-09 astro-ph.GA
Deep learning for intensity mapping observations: Component extraction
线强度成图（LIM）是研究宇宙大尺度结构及其演化的新兴观测方法。LIM不解决单个源，但探测集成线路排放的波动。LIM的一个严重限制是，来自不同红移的源的不同发射线的贡献在观察到的波长处都是混淆的。我们提出了一个深度学习应用程序来解决这个问题。我们使用条件生成对抗网络从LIM中提取指定信息。我们考虑一个简单的情况下，两个群体的发射线星系，H $\rmα$发射星系在$z = 1.3$混淆[OIII]发射体在$z = 2.0$在一个单一的观测波段在1.5 $\rmμ$ m。我们用30，000张模拟观测图训练的网络能够提取$z = 1.3$的H $\rmα$发射星系的总强度和空间分布。强度峰被成功定位，精度为74%。当我们将5个网络的结果结合起来时，准确率提高到91%。平均强度和功率谱的重建精度为$\sim$ 10%。所提取的星系在较宽红移范围内的分布可用于宇宙学和星系形成与演化的研究。
2020-05-20 astro-ph.GA
Continuum reverberation mapping and a new lag-luminosity relationship for AGN
活动星系核（AGN）的高节奏，高质量的观测清楚地表明，连续变化的滞后，相对于最短的观察到的可变紫外线连续，增加波长（“滞后谱”）。这些都归因于中央X射线辐射日冕对中央吸积盘的辐射和加热。另一种解释，连接所观察到的滞后谱线和连续发射气体中的宽线区（BLR），也被提出。在本文中，我显示了清晰的光谱特征的时间依赖的扩散气体排放的滞后谱的活动星系核6。我还展示了一个新的9个天体的滞后光度关系，这是一个著名的滞后（H-β）-L（5100 A）的AGN关系的缩小版本。滞后谱的形状及其归一化与覆盖因子约为0.2的BLR中辐射压支持云的漫射发射完全一致。虽然不能排除受辐照的圆盘对连续谱滞后的某些贡献，但没有必要进行这种解释。
2021-10-11 astro-ph.GA
Properties of dust in the Galactic center region probed by AKARI far-infrared spectral mapping - detection of a dust feature
我们研究了银河系中心区域朝向拱门和五重星系团的星际尘埃的性质。利用AKARI/远红外探测器的傅里叶变换光谱仪，我们对包括这两个星系团在内的约10“x 10”的区域进行了远红外（60 - 140 cm^-1）光谱测绘，以获得每个30”x 30”空间单元的低分辨率（R = 1.2 cm^-1）光谱。我们推导出了不同波数下尘埃连续谱发射的空间变化，并与[O III] 88微米（113 cm^-1）发射和OH 119微米（84 cm^-1）吸收的空间变化进行了比较。光谱拟合结果表明，温度为~20 K和~50 K的两个尘埃修正黑体分量可以再现大部分连续谱。然而，对于某些光谱，我们发现在80 ~ 90 cm^-1（110 ~ 130 μ m）附近的修正黑体连续谱上存在着明显的过剩。较温暖的尘埃成分与[O III]发射在空间上相关性很好，因此可能与两个星团的强辐射局部加热的高度电离气体有关。过量的排放可能代表的灰尘功能，这是发现空间相关的OH吸收和CO云。我们发现，一个尘埃模型，包括微米级的石墨颗粒可以再现观测到的光谱与尘埃功能相当好。
2012-05-18 astro-ph.GA
The Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project: How Broad Emission Line Widths Change When Luminosity Changes
类星体的宽发射线主要是由吸积连续体的光电离提供能量的。中心光度的增加将提高更远云层的线发射率，导致宽线发射云的平均距离增加，平均线宽减小，称为宽线区域（BLR）“呼吸”。然而，不同的线呼吸不同，一些高电离线，如C IV，甚至可以显示“反呼吸”，当光度增加时线变宽。利用斯隆数字巡天混响映射项目的多年光度和光谱监测数据，我们量化了$z\approx 0.1-2.5$上统计类星体样本的宽H $α$、H $β$、Mg II、C IV和C III]的呼吸效应（$Δ$ log W= $αΔ$ log L）。我们发现，H $β$显示了从维里关系预期的最一致的正常呼吸（$α\sim-0.25$），Mg II和H $α$平均显示无呼吸（$α\sim 0$），C IV（和类似的C III）和Si IV大多显示呼吸抑制（$α>0$）。C IV的抗呼吸作用可以通过除了混响的宽基成分之外还存在不变的核心成分来很好地理解，这与早期的发现一致。偏离规范呼吸引入额外的散射（光度依赖的偏见）在单历元维里BH质量估计由于类星体的内在变化，这是长期争论的CIV单历元质量的警告的基础。在大多数情况下，使用谱线色散代替FWHM导致与规范呼吸的偏差较小，尽管仍然很大。我们的研究结果加强了混响映射的需要，以提供可靠的类星体BH群众，并量化水平的可变性引起的偏差在单历元BH群众的基础上，各种线路。
2020-09-21 astro-ph.GA
Fe II emission in active galactic nuclei
我们回顾了活动星系核中的Fe II发射所提出的问题，并讨论了它与其他宽线区（BLR）线的关系。Gaskell、Klimek和Nazarova（2007; GKN）的自屏蔽、分层、BLR模型预测Fe II发射来自H $β$半径的两倍，与Fe II谱线宽度仅为H $β$宽度的70%一致。这与某些混响映射结果不一致，这些结果表明Fe II和H $β$出现在相似的半径处。然而，最高质量的混响映射支持Fe II来自H $β$半径的两倍的预测。我们认为，较低质量的混响映射的Fe II是有偏见的，给太小的滞后。我们的结论是，在协议与GKN模型，该地区发射Fe II是最外面的部分BLR内周围的灰尘。该模型自然地给出了Fe II发射模型所需的多普勒展宽。光学Fe II发射意味着E（B-V）~ 0.20的典型红化。这有助于解释紫外光与光学Fe II发射的比率。模拟结果表明，Fe II的变化幅度与H $β$的变化幅度一致。FeII/H $β$比率是爱丁顿比率的良好代表。这一比例可能部分是由强软X射线过量驱动的，因为X射线破坏了晶粒并将铁释放到气相中。我们建议，铁II强度与无线电和宿主星系的属性的相关性是AGN缩小的结果。
2021-12-13 astro-ph.GA
An [O III] search for extended emission around AGN with H I mapping: a distant cloud ionized by Mkn 1
出于对AGN宿主星系周围的大规模电离云的发现，特别是那些与光电离气体潮汐碎片相一致的大部分，我们已经搜索了[O III]发射在广泛的领域周围的一组Seyfert星系以前映射在H I，其中许多显示扩展的气体功能。探测阈值被设计为达到平均发射线表面亮度比在Hanny's Voorwerp等活动星系核电离云中看到的要暗10倍，这样就可以探测到更大距离（和年龄）的类似结构。在24个Seyfert星系中，我们发现了一个扩展的发射特征，一个从Mkn 1中心投射12 kpc的离散云，横跨8 kpc的横向范围。Mkn 1云的光谱学证实了它与Mkn 1- NGC 451星系对的红移关系，显示它与附近的H I的运动学密切匹配，并揭示了在大约直接观察到的原子核光度处需要AGN光电离的发射线比。鉴于小部分的H I功能与检测到的[O III]发射，我们限制的典型的塞弗特星系的电离锥的开口角为20度的顺序，如果活跃的情节是长的光的旅行时间相比。附录给出了一个解析表达式的概率与随机取向的弧锥相交，近似的H I云和尾巴暴露于电离锥的几何形状的推导。对于整个样品，如果活动星系核在比光穿过H I结构的时间更长的尺度上连续明亮，那么双锥的全张角必须<20度。由于许多电离锥被观察到比这更广泛，我们的低检测分数可能会增加证据，在10，000 - 100，000年的尺度上，AGN光度的强烈变化无处不在。
2019-05-29 astro-ph.GA
OMEGA -- OSIRIS Mapping of Emission-line Galaxies in A901/2: II. -- Environmental influence on integrated star formation properties and AGN activity
作为OMEGA巡天的一部分，我们研究了Abell 901/2多星系团系统中z~0.167星系的恒星形成和活动星系核活动。使用可调滤波器的OSIRIS仪器在GTC获得的数据，我们产生的光谱覆盖的Halpha和[N II]谱线的400多个星系。使用光学发射线诊断，我们确定了大量的星系托管活动星系核，往往有高质量和广泛的形态。此外，在我们的研究所探测的环境密度，我们发现没有环境依赖的星系托管AGN的分数。综合的H α发射的分析表明，特定的恒星形成率（SSFRs）的大多数的星系团星系低于场值为一个给定的恒星质量。我们解释这一结果作为证据的恒星形成星系的恒星形成活动缓慢下降，因为它们落入高密度区域，相反，一些以前的研究表明，快速截断的恒星形成。我们发现，大多数中等质量和高质量的螺旋星系都经历了一个阶段，在这个阶段中，它们的恒星形成受到抑制，但仍然保持着显着的恒星形成活动。在这个阶段，这些星系倾向于保持其螺旋形态，而它们的颜色变得更红。这种类型的星系在高密度区域的存在表明，负责抑制恒星形成的物理机制主要影响星系的气体成分，这表明冲压压力剥离或饥饿是潜在的责任。
2017-01-23 astro-ph.GA
CIV and CIII] reverberation mapping of the luminous quasar PG 1247+267
到目前为止，通过混响映射技术（RM）已经测量了大约50个活动星系核的质量。大多数测量已经进行了中等亮度和红移的对象，H $β$的基础上，这也是用来校准的标度关系，允许单历元（SE）的质量测定的基础上AGN的亮度和不同的发射线的宽度。从CIV $(1549 {\rmÅ})$线获得的SE质量显示出围绕平均值的大的散布，这是由于相关发射区域的复杂结构和气体动力学。CIV的直接RM测量只存在于6个低光度和红移的活动星系核和一个发光类星体中（Kaspi et al 2007）。自2003年以来，我们已经收集了PG 1247 +267的光度和光谱观测，这是RM分析过的最明亮的类星体。我们提供了连续谱和CIV $(1549 {\rmÅ})$和CIII] $(1909{\rmÅ})$的光变曲线，以及基于SPRING方法的混响时间滞后的测量（Zu等人，2011）。线发射区的大小是在一个比例$R_{CIII]}/R_{CIV}\sim 2$，类似的赛弗特星系的情况下，第一次表明一个类似的电离分层在发光类星体和低光度的核。由于相对较小的宽线区域尺寸和相对较窄的线宽，我们估计一个小的质量和一个非常高的爱丁顿比。我们讨论的可能性，无论是发射区的形状或由引力透镜引起的亮度放大可能是部分负责的结果。
2014-09-18 astro-ph.GA
Mopra line survey mapping of NGC6334I and I(N) at 3mm
用Mopra望远镜在3 mm波长（83.5 ~ 115.5GHz）上以33角秒~ 36角秒的角分辨率测绘了一个包含NGC 6334 I和I（N）的5 '× 5'区域。这项调查利用了最近安装的3毫米MMIC接收器和具有宽带能力的Mopra光谱仪（MOPS），仅用五个不同的观测就可以完全覆盖整个频率范围。总共研究了19种不同分子、离子和自由基的空间分布，以及其他选定的同位素。虽然大多数物种都追踪恒星形成的地点，但CH_3CN似乎与NGC 6334 I和I（N）的关系最密切。CN和C_2H似乎都分布广泛，是与活跃的恒星形成无关的示踪气体。N_2H^+和HC_3N都非常类似于尘埃的连续辐射，表明它们是致密物质的可靠示踪物，也是高质量恒星形成的最年轻阶段。NGC 6334 I在热态（Eu/k> 100 K）下优先产生CH_3OH热辐射，而I（N）只在冷态（Eu/k<22 K）下产生CH_3OH热辐射。
2010-01-19 astro-ph.GA
A Self-consistent Framework for Multiline Modeling in Line Intensity Mapping Experiments
线强度成像（LIM）是一种通过测量星系总体线辐射来研究恒星形成和星系中星际介质（ISM）的有效方法。在这项工作中，我们开发了一个简单的物理动机的框架，将在LIM实验中观察到的线发射建模，这是通过建立在宇宙红外背景的分析模型，连接星系的总红外光度到他们的主机暗物质晕。我们提出的模型HI 21厘米，CO（1-0），[C II] 158 $μ$ m，和[N II] 122和205 $μ$ m线符合目前的观测限制。与四个案例研究的各种组合，这些线，探测不同的ISM阶段，我们展示了可靠地提取ISM的物理特性的潜力，以及这些属性与宇宙时间的演变，从自动和互相关分析这些线测量未来的LIM实验。
2019-12-01 astro-ph.GA
Emission Line Predictions for Mock Galaxy Catalogues: a New Differentiable and Empirical Mapping from DESI
提出一种基于JAX的可微神经网络，利用DESI数据从星系光学连续谱预测发射线等值宽度，能整合至恒星合成流水线以改进LSST等巡天的系统误差建模。
2024-06-03 astro-ph.GA
Mapping CO Gas in the GG Tauri A Triple System with 50 AU Spatial Resolution
我们的目标是揭示在年轻的多重系统GG Tau A中控制行星形成的物理机制的观测印记。本文给出了$^{12}$ CO和$^{13}$ CO 3-2的ALMA观测结果和0.9 mm连续谱发射，分辨率为0.35”。$^{12}$ CO 3-2的发射，发现在没有检测到$^{13}$ CO发射的环周尘埃环的空腔内（在半径$< 180$ AU），证实了CO气体的存在，在GG Tau Aa的拱星盘附近。在$^{12}$ CO和$^{13}$ CO中映射了外盘和最近探测到的位于尘埃环外缘的热点。外盘中的气体排放可以径向分解为一系列略微重叠的高斯环，表明存在未解决的间隙或凹陷。最接近盘中心的凹陷位于非常接近热点位置的半径处，即$\sim250-260$ ~AU。CO的激发条件表明，外盘仍然在环的阴影。热点可能是局部加热过程的结果。后两点强化了这样一个假设，即热点是由一颗嵌入的原行星引导着外盘而产生的。
2016-02-03 astro-ph.GA
Untangling Optical Emissions of the Jet and Accretion Disk in the Flat-Spectrum Radio Quasar 3C 273 with Reverberation Mapping Data
3C 273是一个受到强烈监测的平谱射电类星体，它既有光束喷流，也有蓝色凸起，还有宽发射线。显著喷流和吸积盘的共存导致了复杂的光变特性。最近对3C 273的混响映射监测显示，光学连续谱显示出明显的长期趋势，在H β通量中没有相应的回波。我们从Swift档案和其他地面项目中编译了多波长监测数据，并清楚地发现了光波长的两个发射分量。一个分量源于吸积盘本身，另一个分量可以归因于喷流的贡献，这也自然地解释了混响映射数据中的非回声趋势。借助多波长监测数据，我们开发了一种方法来分离3C 273中喷流和吸积盘的光发射。通过假设盘发射具有可忽略不计的偏振，考虑到低倾角的射流，结果表明，射流的贡献的分数的~10%的最小和高达~40%的最大的总光学发射。这是第一次提供一个物理解释的“去趋势”的操纵，传统上采用混响映射分析。我们的工作也说明了适当分析的情况下，共存的喷流和吸积盘的可变性的重要性。
2020-05-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Measuring Galaxy Clustering and the Evolution of [CII] Mean Intensity with far-IR Line Intensity Mapping During 0.5 < z < 1.5
痕量金属的红外精细结构发射线是对星系中星际介质的有力诊断。我们探索了利用成像光谱仪获得的三维功率谱研究红移远红外精细结构线发射的可能性。强度映射的方法测量的空间光谱波动，由于线发射从所有星系，包括那些低于个人的检测阈值。该技术提供了3-D测量星系集群和时刻的星系光度函数。此外，功率谱的线性部分可以用来测量包括宇宙时间内所有源的总谱线发射强度，其中自然编码有红移信息。总谱线发射，当与总的恒星形成活动和/或其他谱线强度相比时，揭示了星系聚集的星际条件的演变。作为一个案例研究，我们考虑在0.5 < z < 1.5的时期，其中最小化的干扰线的[CII]自相关的测量，分别使用远红外/亚毫米球载和未来的空间载仪器具有中等和高灵敏度。在这种情况下，我们比较的强度映射的方法，盲目的星系调查的基础上个人的检测。我们发现，强度映射几乎总是最好的方式来获得总的线发射，因为盲目的，宽视场星系调查缺乏足够的深度和深笔束没有观察到足够的星系在必要的光度和红移箱。此外，强度映射通常是测量功率谱形状的最有效方法，这取决于光度函数和望远镜孔径的细节。
2014-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Diffuse Lyman-alpha Emission on Cosmological Scales: Lyα Emission Intensity Mapping Using the Complete SDSS-IV eBOSS Survey
利用Sloan数字巡天数据Release 16，通过对类星体位置和明亮红色星系残留光谱中的Ly $α$发射的互相关，我们探测到了宇宙中红移为$z = 2$-3.5的Ly $α$发射的大尺度结构。我们应用一个解析模型来拟合相应的Ly $α$表面亮度轮廓和红移空间类星体Ly $α$发射交叉关联函数的多极子。该模型表明，宇宙平均LY $α$光度密度为${6.6_{-3.1}^{+3.3}}\times 10^{40} {\rm erg\, s^{-1} cMpc^{-3}}$，$\sim 2σ$检测的中值约为8- 9倍，从深窄带调查的LY $α$发射体在类似的红移。虽然低信噪比阻止我们从一个显着的检测的Ly $α$森林-Ly $α$发射互相关，测量是一致的，我们的最佳拟合模型的预测，从类星体-Ly $α$发射互相关在当前的不确定性。我们排除了这些Ly $α$光子主要来自类星体的假设。我们发现，从恒星形成的星系，包括从周围的星系中心集中的贡献，并在弥漫的Ly $α$发射晕的Ly $α$发射，是能够解释我们的测量推断的大部分的Ly $α$光度密度。正在进行的和未来的调查可以进一步改善测量和推进我们对宇宙Ly $α$发射场的理解。
2022-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmology with intensity mapping techniques using atomic and molecular lines
我们提出了一个系统的研究强度映射技术，使用更新的模型，从星系的不同发射线，并确定哪些是更有前途的宇宙学研究的后再电离时代。我们考虑了${\rm Lyα}$，${\rm Hα}$，H $β$的发射，光学和红外氧线，氮线，CII和CO转动线。然后，我们确定${\rm Lyα}$、${\rm Hα}$、OII、CII和最低旋转CO系是用作IM探针的最佳候选者。这些谱线形成了一组互补的星系发射光谱探测器。然后，我们使用合理的实验设置从当前，计划或建议的实验，以访问每个发射线的功率谱的可探测性。$z=2$到3的${\rm Lyα}$发射的强度映射将在不久的将来与HETDEX一起成为可能，而远红外线则需要新的专门实验。我们还表明，拟议的SPHEREx卫星可以使用OII和${\rm Hα}$ IM研究大规模分布的物质在中间红移1至4。我们发现，使用测辐射热计的亚毫米波实验可以在使用CII和CO（3-2）的中间红移处具有类似的性能。
2016-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
On estimation of contamination from hydrogen cyanide in carbon monoxide line intensity mapping
线强度测绘巡天通过未分辨宇宙学源群体中分子线发射的空间变化来探测大尺度结构。未来对一氧化碳谱线排放，特别是CO（1-0）谱线的这种调查，面临来自在氰化氢排放谱线HCN（1-0）中排放的不相交的源群的潜在污染。本文探讨了HCN发射强度的潜在范围及其对CO自功率谱的影响，使用模拟与CO/HCN-晕连接的经验模型。我们发现，对所观察到的CO功率谱的影响取决于建模假设，但我们的基准模型是非常小的，基于我们对星系晕连接的理解，由于HCN的整体CO检测意义的偏差预计小于1%。
2017-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intensity mapping with SDSS/BOSS Lyman-alpha emission, quasars and their Lyman-alpha forest
我们利用互相关技术研究了红移z=2-3.5处宇宙中莱曼α发射强度的大尺度结构。我们的Lya发射样本是从数据发布12中减去最佳拟合模型星系的BOSS发光红星系的光谱。我们将这些光谱中的剩余通量与BOSS类星体交叉相关，并在1-15 Mpc/h的尺度上检测到正信号。我们确定并删除以前没有占污染源，由于类星体集群交叉光纤光的影响。校正后，我们的类星体-Lya发射互相关比Croft等人在DR 10中看到的低50%，但仍然很重要。由于只有3%的空间在类星体15 Mpc/h的范围内，因此该结果不能完全探索Lya发射的全球大尺度结构。为了做到这一点，我们与Lya森林交叉关联。在这种情况下，我们找不到信号。根据Lya发射-Lya森林互相关，全球Lya平均表面亮度的95%上限为μ <1.2 × 10 ^-22 erg/s/cm^2/A/arcsec ^[2]。这一零结果排除了观测到的类星体-Lya发射互相关主要是由于恒星形成星系的大尺度结构造成的情况。综合考虑，我们的结果表明，Lya发射星系对恒星形成有贡献，但类星体在15 Mpc/h以内占优势。一个简单的模型，从类星体的Lya发射流体动力学模拟的基础上再现所观察到的森林Lya发射和类星体Lya发射信号。后者也与从较小尺度r < 1 Mpc的荧光发射观测的外推一致。
2018-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project: Accretion and Broad Emission Line Physics from a Hypervariable Quasar
我们分析了z=0.456的高变类星体SDSS J131424+530527（RMID 017）的广泛光谱和光度数据，这是斯隆数字巡天混响映射项目的光学“变化外观”类星体，其光学光度在2014年至2017年间增加了10倍。所观察到的宽发射线的亮度和宽度的变化的光学连续响应，如预期的分层，维里化的宽发射线区域的光电离。因此，光度的变化是由吸积功率的内在变化引起的，而不是由变暗引起的。的变化是连续的，显然是随机的，不利于作为一个离散的事件，如潮汐破裂耀斑或微透镜事件的起源。它是协调的一天的时间尺度与蓝色领先的红色，符合再处理供电的整个光学SED。我们表明，这个过程不能在一个标准的薄磁盘几何充满活力的理由，而是需要一个大的覆盖因子再处理。如果不稳定性发生在几何厚度的吸积盘的内径附近，那么盘不稳定性模型也可能解释这些数据。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Arcsecond resolution mapping of Sulfur Dioxide emission in the circumstellar envelope of VY Canis Majoris
本文报道了红超巨星VY CMa星周包层中SO2辐射的亚毫米波阵观测结果，其角分辨率为~1”。SO2排放出现在三个不同的流出区域周围的中央连续峰排放，是空间上无法解决的。资料来源中没有提到双极结构。第四个SO2源被确定为以系统速度为中心的球形风。我们估计的SO2柱密度和旋转温度假设本地热平衡（LTE），以及使用RADEX进行非LTE辐射转移分析。在外流和球形风中，SO2的柱密度约为10^16 cm^-2。与现有的两个母体物种OH和SO的地图比较表明，SO2的分布与OH的分布是一致的。丰度比f_SO2/f_SO在所有半径大于3 × 10^16 cm的情况下都大于1。与SO、PN和SiS分子相比，SO2以碎片团块形式分布。这些观测结果支持了特定的星周化学模型，该模型预测f_SO 2/f_SO>1，并可能暗示了诸如冲击等局部效应在星周包层中SO 2产生中的作用。
2011-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
