A preserved high-z compact progenitor in the heart of NGC3311 revealed with MUSE 2D stellar population analysis
大质量早型星系被认为是一个长期的质量吸积历史的最终结果。在星系组合的初始阶段，这些在原地形成的恒星可能起源于一次极其强烈的恒星形成爆发，并且今天仍然可能在这些星系的核心中发现。我们研究了长蛇座I星系团NGC 3311中最亮星系中存在的一个高$z$致密前体成分，通过将其二维运动学和恒星星族映射到2个有效半径，结合MUSE观测，扩展的EMILES模型和新开发的参数化全贝叶斯框架，使用全谱拟合。我们目前的二维地图和径向配置文件的恒星速度色散，年龄，总金属，$α$ -元素，钠丰度（[Na/Fe]），和初始质量函数（IMF）的斜率。所有属性都有明显的梯度，证实了多个结构成分的存在，包括一个年轻的、富含金属的“蓝点”。我们发现在$R\lesssim 2.0$ kpc范围内支配NGC 3311光收支的组分是高$z$致密核的幸存的$z=0$类似物。这个密集的结构具有相对较小的速度分散（$σ_*\approx 180$ km s $^{-1}$），非常古老（年龄$\gtrsim 11$ Gyr），富含金属（[Z/H] $\sim0.2$和[Na/Fe] $\sim0.4$），并具有底部重的IMF（斜率为$Γ_b\sim2.4$）。在外围区域，恒星变得越来越热，越来越年轻，金属和钠越来越少，$α$ -元素越来越丰富，IMF斜率变得像夏布里尔。NGC 3311中的多个结构成分证实了NGC 3311的两相…
2021-03-05 astro-ph.GA
Star-forming complexes in the polar ring galaxy NGC660
带极环的Galerkin由两个子系统组成，一个圆盘和一个环，它们几乎在正交平面内旋转。在本文中，我们分析的参数表征的组成星际介质和恒星形成的恒星形成复合体，属于极环星系NGC660。我们表明，在星系环中的恒星形成区域是明显不同的星系盘。它们的红外线光度明显较低，表明这些区域的尘埃质量比典型的盘状恒星形成区域要少。紫外线和H $α$光度似乎也较低的环，可能是其相对较新的形成的结果。
2017-12-04 astro-ph.GA
Diverse nuclear star-forming activities in the heart of NGC 253 resolved with ten-pc scale ALMA images
我们利用ALMA波段7（λ ~ 0.85 mm或ν ~ 350 GHz）11 GHz的观测数据，给出了附近星暴星系NGC 253中心~ 200 pc区域的8 pc × 5 pc分辨率的观测图。我们首次将NGC 253的核星爆分解为8个尘埃恒星形成团块，规模为10 pc。这些团块，每个包含（4-10）x 10^4 M太阳的尘埃（假设尘埃温度为25 K）和多达6 x 10^2质量（O 5V）的恒星，似乎排列在两个平行的山脊上，而它们在以前的研究中已经混合在一起。尽管这些团块的大小和尘埃质量相似，但它们的线光谱在团块之间差异很大，尽管它们之间的距离仅为~ 10秒差距。具体地说，其中一个团簇，团簇1，表现出来自19个分子的至少36条发射线的线混淆限制光谱（包括CH_3OH、HNCO、H_2CO、CH_3CCH、H_2CS和H_3 O+）和氢复合线（H_（26 α）），而在其他一些团簇中检测到的分子线种类要少得多，从光谱中完全消失我们证明了在前一个团簇中存在热分子气体（$T_rot（SO 2）= 90 { \pm } 11 K），这表明热的和化学丰富的环境局限于10 pc尺度的恒星形成团簇中。
2017-10-04 astro-ph.GA
A Catalog of CH_3OH 7_0-6_1 A^+ Maser Sources in Massive Star-Forming Regions. II. Masers in NGC 6334F, G8.67-0.36, and M17
我们给出了在44 GHz处7_0-6_1 A^+甲醇脉泽向NGC 6334 F、G8.67-0.36和M17跃迁的甚大阵列观测结果。这些弧秒分辨率的观测完成了以前的，更大的VLA调查，这脉泽过渡在高质量的恒星形成区域报告的库尔茨等人。我们确认存在44 GHz的甲醇脉泽发射在所有三个来源，检测八个不同的脉泽组件在NGC 6334 F，12个组件在G8.67-0.36和一个在M17。
2010-10-07 astro-ph.GA
A Compact Jet at the Infrared Heart of the Prototypical Low-Luminosity AGN in NGC 1052
低光度活动星系核（LLAGN）的微弱辐射效率特征归因于亚爱丁顿吸积率，典型值为$\log(L_{\rm bol}/L_{\rm edd}) \lesssim -3$。在现今使用中红外（中IR）干涉测量法所能达到的最精细的角分辨率下，NGC 1052中的原型LLAGN仍然无法解析到$< 5\, \rm{mas}$（$0.5\, \rm{pc}$）。这与致密喷流的非热辐射一致，这种情况得到了许多证据的进一步支持：在无线电到紫外范围内连续分布的破幂律形状;在核中红外连续谱中测量的$\sim 4\%$偏振度，以及温和的光学消光（$A_V \sim 1\, \rm{mag}$）;以及X射线光谱的“更亮时更硬”行为，指示自康普顿同步辐射。一个显着的特点是陡峭的IR到UV核心连续，其特点是一个幂律指数$\sim 2.6$，相比之下，规范值的$0.7$。或者，用热辐射来解释干涉测量数据需要一个异常紧凑的尘埃分布，与附近活动星系核中观察到的尘埃分布相比，用$A_V \gtrsim 2.8\, \rm{mag}$来解释红外偏振。这与几个观测证据相反，这些证据反对沿视线的高消光，包括在紫外线范围内探测到原子核和明确定义的幂律连续体形状。NGC 1052的情况表明，紧凑的喷流可以在整个电磁波谱中主导LLAGN的核发射，这种情况在这类活动核中可能很常见。
2019-03-25 astro-ph.GA
MeerKAT radio continuum imaging of nearby star-forming spirals in the NGC 6221, NGC 3256/3263, and NGC 2434 galaxy groups
本研究利用MeerKAT 1.3 GHz射电数据和WISE红外数据，对三个不同演化阶段近邻星系群中的恒星形成旋涡星系展开成像分析，测量恒星形成率并探究环境对星系演化的影响。
2025-07-18 astro-ph.GA
Comparing the Inner and Outer Star Forming Complexes in the Nearby Spiral Galaxies NGC 628, NGC 5457 and NGC 6946 using UVIT Observations
利用紫外成像望远镜（UVIT）对三个邻近星系的恒星形成复合体（SFC）进行了远紫外（FUV）研究。这些星系接近正面，并显示出显着的外盘恒星形成。其中两个是孤立的（NGC 628，NGC 6946），一个是与遥远的同伴（NGC 5457）相互作用。我们比较了光学半径（R $_{25}$）内外的SFC的性质。我们估计的大小，恒星形成率（SFR），金属丰度，和Toomre Q参数的SFC。我们发现，外盘SFC的面积至少是内盘的10倍。两个区域的单位面积SFR（$Σ_{SFR}$）具有相似的平均值，但外部SFC具有小得多的$Σ_{SFR}$范围。与内盘SFC相比，它们也是金属贫乏的。FUV发射与中性氢气（\HI）分布很好地相关，并且在几个\HI ~孔内和附近被检测到。我们对这两个孤立星系外盘Q参数的估计表明，它们的外盘是稳定的（Q $>$ 1）。然而，他们的FUV图像表明，在这些地区正在进行恒星形成。这表明在它们的外盘中可能存在一些不发光的物质或暗物质，这增加了盘面密度，支持了局部引力不稳定性的形成。在相互作用星系NGC 5457中，重子表面密度（Q $<$ 1）足以触发外盘的局部盘不稳定性。
2021-03-31 astro-ph.GA
A spectral and photometric study of 102 star forming regions in seven spiral galaxies
本文根据对7个旋涡星系（NGC 628、NGC 783、NGC 2336、NGC 6217、NGC 6946、NGC 7331和NGC 7678）中约100个恒星形成区的分光光度和分光光度观测，对嵌入河外巨HII区的年轻大质量星团复合体进行了研究。在我们对河外恒星形成区的全面研究框架内，已经观测和积累了完整的观测数据库。本文介绍了星系NGC 6217、NGC 6946、NGC 7331和NGC 7678的未发表或更新的光度和分光光度观测的最后一部分。我们推导出了原子簇络合物的结构、化学丰度、电离气体的连续谱和谱线发射、年龄和质量。我们发现年轻的大质量星系团复合体的年龄不超过1000万年，质量在10^4Msol和10^7Msol之间，折射率A（V）在~ 0和3等之间变化，而星云辐射对积分宽波段测光的影响主要不超过40%的总流量，并与dreddened测光量的精度相媲美。我们还发现在一些集群的恒星和气体排放的差异消光的证据，这在这些情况下妨碍了年龄和质量的光度测定。最后，我们表明，在所研究的星系和银河系中的疏散星团年轻的大质量星团复合体形成一个连续的序列的亮度/质量和颜色/年龄。
2016-01-27 astro-ph.GA
The heart of NGC 5253 as seen with MUSE-NFM: nitrogen enrichment through stellar chemical feedback at parsec scales
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦研究所 (AIP)）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Department of General Systems Studies, Graduate School of Arts and Sciences, The University of Tokyo（东京大学人文社会系研究科综合系统科学专攻）
通过MUSE-NFM数据研究NGC 5253的核心区域，发现恒星化学反馈在解析尺度上导致氮的富集，首次在星团尺度上映射了消光参数R_V，并确定了氮的增强。
2025-09-09 astro-ph.GA
Understanding the secular evolution of NGC 628 using UVIT
长期和环境效应在调节恒星形成速率和星系演化中起着重要作用。由于紫外线通量是星系中恒星形成的直接示踪剂，ASTROSAT卫星上的紫外线成像望远镜使我们能够以其出色的空间分辨率来描述星系中恒星形成区的特征。在本研究中，我们主要研究了本地宇宙中的一个旋涡星系NGC628的长期演化。我们利用UVIT的分辨率来分辨NGC 628中高达$\sim$ 63 pc的恒星形成区的识别和表征。我们确定了300个恒星形成区域的UVIT FUV图像的NGC628使用ProFound和识别的区域的特点是使用Starburst99模型。整个星系中恒星形成区域的年龄和质量分布支持了圆盘由内向外的生长。我们发现NGC 628的两个臂之间的恒星形成性质没有显著差异。我们还量化了不同年龄的恒星形成区的方位角偏移。由于我们没有发现年龄梯度，我们认为螺旋密度波可能不是NGC 628螺旋臂的可能形成方案。在星系盘中存在的前灯云被发现具有最高的恒星形成率密度（$0.23 M_{\odot} yr^{-1} kpc^{-2}$），与螺旋臂和星系其余部分的其他恒星形成区域相比。
2022-08-11 astro-ph.GA
The Star-Forming Histories of the Nucleus, Bulge, and Inner Disk of NGC 5102: Clues to the Evolution of a Nearby Lenticular Galaxy
利用双子座南天区GMOS观测到的长缝光谱研究了透镜星系NGC 5102的恒星形成历史。结构和补充光度信息从档案斯皮策[3.6]图像中获得。与模型光谱的比较表明，光度加权的金属丰度与盘中红巨星分支恒星的颜色一致。在可见光波长下，其核心的光度加权年龄约为1 Gyr，而整合的光主要是由形成时间只有几百万年的恒星组成。相比之下，隆起和盘的亮度加权年龄分别为~2 Gyr和~10 Gyr。核和核球的g '-[3.6]颜色与光谱年龄一致。与核心相比，假设恒星形成活动跨越许多Gyr的模型比简单的恒星星族模型更好地匹配了球和盘的光谱。凸起中的等像线呈圆盘状，暗示凸起是由具有显著旋转支撑的材料组装而成的。球状体和盘状体的恒星形成历史与球状体是由一个长寿的棒体坍缩而形成的一致，并且建议NGC 5102的祖先是一个棒状盘状星系，通过其棒体的屈曲而演变成透镜状星系。
2014-12-05 astro-ph.GA
The origin of the nuclear star-forming ring in NGC 3182
利用卡拉阿尔托遗产积分场区域巡天的积分场摄谱仪数据，研究了NGC 3182星系的恒星和电离气体运动学以及恒星星族。我们试图澄清NGC 3182的环结构的性质。我们发现，在环外有一个负的恒星年龄梯度，而在环内[α/Fe]显著增大。恒星金属丰度呈平滑的负梯度。从线比诊断图中，我们从发射线通量比确认NGC 3182是一个Seyfert星系，而内环的气体主要被年轻恒星电离。然而，在其气体运动学中没有发现任何明显的流出特征。在环中，恒星的形成似乎是最近才发生的，气体的金属丰度比中心稍有增强。从我们的研究结果，我们得出结论，恒星形成发生在环核区在很短的时间内，这可能是由于活动星系核辐射压力的正反馈。
2022-07-14 astro-ph.GA
Young Star-Forming Complexes in the Ring of the S0 galaxy NGC 4324
本文介绍了透镜星系NGC 4324中恒星形成区的研究结果。在对多波长观测数据-用莫斯科国立大学斯滕伯格天文研究所高加索山天文台2.5米望远镜获得的窄带发射线图像和SDSS宽带档案图像-进行复杂分析期间，GALEX和WISE巡天--我们已经探测到位于透镜星系NGC 4324内环的年轻恒星形成复合体（团块），我们已经建立了它们沿环分布的规则模式，然而，它会随着时间（随着恒星形成区的年龄）而变化。我们提出了透镜星系NGC 4324的几种可能的演化路径，其中富含气体的卫星或巨云的吸积（所谓的小合并）是最可能的一种。
2022-10-14 astro-ph.GA
Shock-induced HCNH+ abundance enhancement in the heart of the starburst galaxy NGC 253 unveiled by ALCHEMI
本研究利用ALCHEMI数据揭示了星暴星系NGC 253核心区HCNH+发射源于低密度环境且丰度异常偏高，指出反复冲击导致的气体升温与宇宙射线电离率升高是引发该化学增强的主要机制。
2025-02-28 astro-ph.GA
The Abundance, Ortho/Para Ratio, and Deuteration of Water in the High-Mass Star Forming Region NGC 6334 I
我们提出了Herschel/HIFI观测的30个过渡的水同位素向高质量恒星形成区NGC 6334 I。H_2^{16}O、H_2^{17}O、H_2^{18}O和HDO的谱线轮廓显示出与嵌入的热核、低密度包层、两个外流分量和几个前景云有关的复杂的发射和吸收模式，其中一些与NGC 6334复合体有关，另一些则在对源的强连续背景的投影中看到。我们的分析揭示了一个H2O ortho/para比为3 +/- 0.5的前景云，以及外流。水的丰度从前景云和外层包层的~10^{-8}到热核的~10^{-6}不等。热核丰度比化学模型预测的致密温暖气体低两个数量级，但在其他赫歇尔/HIFI研究热核和热科里醇的数值范围内。这可能与相对较低的气体和尘埃温度（~100 K）或时间相关的影响有关，导致大部分水分子仍然被锁定在尘埃颗粒地幔中。NGC 6334 I的HDO/H_2O比值也相对较低，约为210 ^{-4}，但在其它大质量恒星形成区的范围内。
2012-12-20 astro-ph.GA
A study of the star forming regions in the spiral galaxy NGC 2336 using the Ultraviolet Imaging Telescope (UVIT)
利用紫外成像望远镜（UVIT）对螺旋星系NGC 2336的近、远紫外成像进行了研究。NGC 2336在形态上几乎是正面的，有一个多臂、分支的螺旋结构，与主要沿着螺旋臂和围绕棒的共同旋转环分布的恒星形成区有关。我们已经确定了72个恒星形成结的磁盘，其中只有两个是在臂间区域和6在共同旋转环。我们已经将它们的位置制成表格，并估计了它们的光度、大小、恒星形成率、颜色、年龄和质量。使用Starburst 99恒星演化合成模型估计了这些恒星形成结的年龄和质量。恒星形成节点的FUV和NUV平均大小分别为485 pc和408 pc，平均恒星质量为9.8 $\times 10^{5}$ M $_{\odot}$，范围从5.6 $\times 10^{5}$到1.1 $\times 10^{6}$ M $_{\odot}$。它们的恒星形成率在NUV中为6.9 $\times 10^{-4}$至2.2 $\times 10^{-2}$ M $_{\odot}$ /年，在FUV中为4.5 $\times 10^{-4}$至1.8 $\times 10^{-2}$ M $_{\odot}$ /年。的FUV-NUV颜色的结被发现是最蓝的中心区域，并逐渐变红的半径增加。我们的研究结果表明，螺旋结构的磁盘中的恒星形成是由螺旋密度波驱动的，最好通过紫外成像跟踪，因为它包括跨越广泛的恒星形成年龄和恒星质量的集群。
2018-03-01 astro-ph.GA
Submillimeter View of Gas and Dust in the Forming Super Star Cluster in NGC 5253
在NGC 5253的超级星云周围发现了一个巨大的分子云，揭示了一个非常巨大的星团的形成和反馈过程的细节。最近用亚毫米波阵列在CO J=3-2中绘制了“D云”。该星云围绕着一个目前正在形成的质量约为10 $^6$ $\rm M_\odot$、光度约为10 $^9$ $\rm L_\odot$的巨大星团。云D是热的，显然与星团有关，但在运动学上相对静止。尘埃质量约为15，000 $\rm M_\odot$，气尘比约为50，比这个低金属量星系的预期低近一个数量级。我们认为，星团的浓缩导致了停滞的星团风，创造了D云的不寻常条件。尽管有数千颗O型恒星存在，但年轻星团对云的机械影响并不存在，这可能会使未来几代恒星在大质量星团附近形成。
2015-09-28 astro-ph.GA
Looking into the hearts of Bok globules: MM and submm continuum images of isolated star-forming cores
我们提出了一个全面的红外，亚毫米，毫米连续辐射研究孤立的低质量恒星形成的核心在32博克球状体的结果，目的是调查在这些地区的恒星形成的过程。亚毫米和毫米尘埃连续谱发射图连同光谱能量分布被用来模拟和推导恒星形成核心的物理性质，如光度、大小、质量、密度等。与斯皮策的地基近红外和天基中红外和远红外图像的比较被用来揭示博克球状体的恒星含量，协会的嵌入式年轻的恒星物体与submm尘核，和各个源的演化阶段。在观测到的32个球状核中，有26个观测到了亚毫米级的尘埃连续发射。对于18个小球检测（分）毫米核心，我们得到的嵌入源的演化阶段和物理参数。我们确定了9个无星核心，其中大部分可能是星前，9个0级原恒星，和12个I级YSO。具体的源特性，如测辐射热温度，核心的大小，和中心的密度进行了讨论，作为功能的演变阶段。我们发现，在这里研究的恒星形成球状体中，至少有三分之二（24个中的16个）显示出在1，000到50，000 AU之间形成多颗恒星的证据。然而，我们也发现，这些小的原恒星和恒星群中的大多数是由不同演化阶段的源组成的，这表明在孤立的球状体中缓慢而连续的恒星形成
2010-04-06 astro-ph.GA
Ionization toward the high-mass star-forming region NGC 6334 I
上下文电离在分子云的气相化学中起着核心作用。由于离子与磁场耦合，磁场又可以抵消引力坍缩，因此测量它们在恒星形成区的丰度至关重要。目标。我们使用谱线观测的高质量恒星形成区NGC 6334 I推导出两个最丰富的分子离子，HCO+和N2 H+的丰度，因此，宇宙射线电离率。此外，线轮廓提供了有关该区域运动学的信息。方法.我们提出了高分辨率谱线的观测与Herschel空间天文台上的HIFI仪器进行的旋转跃迁与Jup> 5的分子物种C17 O，C18 O，HCO+，H13 CO+，和N2 H+。结果的HCO+和N2H+线配置文件显示红移的不对称性与一个区域的膨胀气体。我们确定了光谱中的两个发射分量，每个具有不同的激发，与NGC 6334 I的包络线相关。得到的包络线的物理参数与以前的模型的径向结构的NGC 6334 I的基础上亚毫米连续观测。基于我们新的Herschel/HIFI观测结果，结合化学模型的预测，我们得出了一个宇宙射线电离率，它比标准值10 ^（-17）s-1高一个数量级。结论.我们发现了NGC 6334 I的热核心周围的包层膨胀的证据，这主要是由该地区热电离气体的热压力驱动的。电离率似乎是由源自源外的宇宙射线控制的，尽管来自NGC 6334 I核心的X射线发射可能有助于包层内部的电离。
2014-03-20 astro-ph.GA
Connection between the Circumnuclear Star-Forming Regions and the active nuclei in NGC 1068
近年来，人们在不同的波段和望远镜上对环核恒星形成区（CNSFR）进行了研究，利用光学数据、IFS和模型对环核恒星形成区的核活动与恒星形成之间的关系进行了各种各样的研究。利用8.1米Gemini望远镜和GNIRS IFU模式获得了Seyfert 2星系NGC 1068在J波段1.35-1.32 $μ$的数据。我们找到了所有成分的[Fe Ⅱ] $λ$ 12570、Pa $β$ $λ$ 12814和Fe Ⅱ $λ$ 13201线的径向速度和强度图。气体发射有一个双重起源与年轻恒星的光电离或碰撞激发，我们发现了一个很高的影响所产生的冲击射流。Pa $β$发射强度表明该成分是由较年轻的星团或较大质量的恒星电离的。从速度场的分析来看，与Pa $β$分量1有关的数据与旋转的存在是一致的，旋转从最大连续位移，我们的观测可能指向一个酒吧的存在。
2018-01-25 astro-ph.GA
Full disc [CII] mapping of nearby star-forming galaxies: SOFIA FIFI/LS observations of NGC 3627, NGC 4321, and NGC 6946
本研究利用SOFIA FIFI/LS对三个邻近恒星形成星系进行亚千秒差距尺度[CII]映射，发现[CII]与恒星形成率的关系在星系间及星系内不同环境存在差异，表明[CII]作为恒星形成示踪剂的复杂性，为后续校准提供基础。
2025-02-17 astro-ph.GA
The hot dust in the heart of NGC 1068's torus: A 3D radiative model constrained with GRAVITY/VLTi
NGC 1068的中心区域是离我们最近、研究最多的活动星系核之一。已知它属于第二类，这意味着它的吸积盘被大量的尘埃和气体所掩盖。遮蔽结构的主要特性仍有待确定。我们模拟了这种结构的内边缘，在那里负责近红外发射的热尘埃达到其升华温度。首先，我们在图像重建中使用简单的几何模型来确定源的主要2D几何特性。在第二步中，我们试图重现的观测与K波段图像产生的三维辐射转移模拟加热尘埃盘。我们探索各种参数，以找到一个最佳的解决方案和一个模型与所有的可观测值一致。这三种方法显示了一个4x 6质量尺寸的细长结构，其主轴沿NW/SE方向。所有这三个都表明，该物体看起来像一个细长的环，而不是一个细长的薄盘，其东北边缘不如西南边缘明亮。最佳的3D模型是一个厚圆盘，内径r=0.21 +/- 0.03 pc，半张角$α_{1/2}=21\pm8\degree$观察到的倾角为$i=44_{-6}^{10}$ \，$\degree$和$PA=150_{-13}^{8}$ \，$\degree$。需要高密度的灰尘$n=5_{-2.5}^{+5}\ M_{\odot}.pc^{-3}$来解释两个边缘之间的对比度，这是由于从较近的边缘进行自吸收造成的。整体结构被大的前景遮蔽物$A_V \sim 75$遮蔽。热尘不是中央发动机模糊不清的原因。该结构的几何形状和取向不同于以前观察到的脉泽和分子盘。一个单一的磁盘是无法解释这些差…
2021-06-08 astro-ph.GA
X-ray Flaring and Variability in NGC 1275, the Heart of the Perseus Cluster
University of Michigan（密歇根大学）；Stanford University（斯坦福大学）；University of Chicago（芝加哥大学）
本文通过雨燕天文台20年的X射线监测，发现NGC 1275存在约2倍流量的X射线耀发，其辐射区域符合特定范围，耀发轮廓与潮汐瓦解事件不符，约300天后射电监测也出现耀发，为研究AGN的吸积盘-喷流关联提供了依据。
2026-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Phase-space structures and stellar populations in the star-forming region NGC~ 2264
本文利用运动学分组谱（SKG）分析了恒星形成区NGC~ 2264相空间的子空间结构。我们表明，SKG可以用来处理收集的恒星数据，以找到在不同尺度的子结构。我们发现了与NGC~ 2264区有关的结构，也发现了与背景区有关的结构.在NGC~ 2264区域，层次分析表明，子结构与以前的特定研究中发现的区域，但与客观，紧凑的方法，使我们能够均匀地比较不同的集群和恒星形成区域的结构兼容。此外，这一结构与NGC~ 2264主要恒星形成星群的不同年龄相一致。在视野中发现的结构可以粗略地与背景中的巨星联系在一起，与NGC~ 2264动力学分离，这可能与外臂或麒麟座环有关。本文的结果证实了RV相空间子空间结构和不同种类的人口之间的关系，定义的其他变量不一定与SKG分析，如年龄或距离，显示检测相空间子结构的重要性，以跟踪恒星星族在最广泛的意义上的话。
2016-11-08 astro-ph.GA astro-ph.IM
Infrared and optical polarimetry around the low-mass star-forming region NGC 1333 IRAS 4A
我们进行了J-和R-波段线性偏振测量与4.2米威廉赫歇尔望远镜在天文台德尔罗克德洛斯Muchachos和1.6米望远镜在天文台皮科多斯迪亚斯，分别推导出磁场几何的弥漫分子云周围嵌入的原恒星系统NGC 1333 IRAS 4A。我们获得了大约24颗恒星的星际偏振数据。偏振位置角的分布具有低色散，并建议存在一个有序的磁场组件在物理尺度大于原恒星。一些被观测到的恒星呈现出内在的偏振，并有证据表明它们是年轻的恒星。从这些数据得出的星际磁场的估计平均取向几乎垂直于与IRAS 4A周围的致密分子包层相关的磁场的主方向。由于NGC 1333中CO发射的分布表明扩散分子气体具有多层结构，我们认为所观察到的偏振位置角是由不同磁场分量沿视线的叠加投影引起的。
2011-05-06 astro-ph.GA
A New Detection of Extragalactic Anomalous Microwave Emission in a Compact, Optically-Faint Region of NGC\,4725
我们讨论了一个离散的，紧凑的射电源（NGC 4725 B）位于$\approx$ 1.9千秒差距，在附近的恒星形成星系NGC 4725，我们认为这是一个新的河外异常微波发射（AME）的检测。基于在3、15、22、33和44 GHz的探测，NGC 4725 B是一个$μ$ Jy射电源，峰值在$\approx$ 33 GHz。虽然在$BVRI$测光中没有确定来源，但我们在中红外$Spitzer$ /IRAC波段（3.6，4.5，5.8，8.0 $μ$ m）中检测到了对应物，这些对应物似乎与NGC 4725中心区域的尘埃排放有关。因此，我们得出结论，NGC 4725 B是一个新的AME探测，非常类似于最近在NGC 6946的外盘恒星形成区探测到的AME。我们发现，从快速旋转的超小颗粒的电偶极子发射模型能够再现合理的星际介质条件下的无线电频谱。由于缺乏光学对应物和射电频谱的形状，NGC 4725 B似乎与新生恒星形成区域一致，在该区域中，年轻的（$\lesssim 3$ Myr）大质量恒星仍然被它们出生时的气体和尘埃茧高度包裹，没有足够的超新星发生以产生可测量的同步辐射。
2018-05-15 astro-ph.GA
Unveiling Kinematic Structure in the Starburst Heart of NGC 253
利用4.05 $μ$ m处Brackett $α$复合线的观测结果，研究了NGC 253核爆发中电离气体的运动学。目标是区分恒星形成反馈驱动的运动和中心质量结构引起的引力运动。在Keck II上使用NIRSPEC，我们通过$0''.5$狭缝跨过中心$\sim$ 5 $''\times 25''$（85 $\times$ 425 pc）区域获得30个光谱，以产生光谱立方体。Br $α$辐射可分解为四个核源：位于红外核心（IRC）的S1，位于射电核心靠近非热源TH 2的N1，以及位于东北部的较暗源N2和N3。谱线剖面的特征是在宽{蓝}翼顶部有一个主分量，其$Δv_{\mathrm{primary}}$为$Δv_{\mathrm{primary}}$ $\sim$ 90-130 km s，$^{-1}$（FWHM）为$Δv_{\mathrm{broad}}$ $\sim$ 300-350 km s，$^{-1}$，还有一个在西部的红移窄分量。从我们的立方体产生的速度场揭示了几种不同的模式。沿长轴的平均NE-SW速度梯度为+10 km s $^{-1}$ arcsec $^{-1}$，它描绘了核盘的固体旋转曲线。在射电核心，等速线变为S形，表明存在总长度为$\sim$ 5 $''$（90 pc）的次级核棒。棒的对称性使银河系中心靠近银河系的射电峰值TH 2，而不是IRC，这使得这里最有可能…
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A star-forming dwarf galaxy candidate in the halo of NGC 4634
盘状星系的晕形成了星系盘与星系际介质之间的重要联系。位于星系晕中的大质量恒星、HII区或矮星系是最近吸积和/或气体外流的潜在示踪物，也是光子场和气相金属丰度的额外贡献者。我们调查的性质和起源的恒星形成矮星系候选人位于边缘室女座星系NGC 4634的晕的投影距离为1.4千秒差距和H $α$恒星形成率为$\sim 4.7 \times 10^{-3} \text{M}_\odot \text{yr}^{-1}$，以增加我们对这些盘晕过程的理解。用光学长缝光谱测量了星云光学发射线的通量，得到了NGC 4634盘和候选成星矮星系中HII区的氧丰度12 + log（O/H）。从光学长缝数据和哈勃空间望远镜（HST）r波段数据、H $α$数据、巨型米波射电望远镜（GMRT）HI数据以及SDSS和GALEX数据的光度测量得出的丰度用于进一步分析。通过对H $α$光度、HI图和相对速度的$B$波段光度-金属丰度关系的进一步研究，我们能够确定矮星系候选者的可能起源。矮星系候选者的高氧丰度（12 + log（O/H）$\approx$ 8.72）导致它是由预富集的物质形成的结论。对辅助数据的分析表明，矮星系候选者是由来自NGC 4634的物质组成的。我们无法确定这些物质是否是通过潮汐或其他过程喷射出来的，这使得该系统对后续观测非常有趣。
2018-08-08 astro-ph.GA
The Complex Distribution of Recently Formed Stars. Bimodal Stellar Clustering in the Star-Forming Region NGC 346
我们提出了一个详细的恒星聚类分析的应用程序的两点关联函数不同的年轻恒星合奏。我们的目标是了解恒星系统在其形成的最早阶段是如何组装的。我们感兴趣的对象是小麦哲伦星云中的恒星形成区NGC 346。这是一个从其出生环境中很好地揭示出来的年轻恒星系统，包括前主序星和上主序星的完整样本，非常接近它们的形成。我们采用了一个全面的自相关函数的表征为中心凝聚的星团和自相似的恒星分布，通过数值模拟的恒星合奏。在这些模拟的基础上，我们解释了观测到的NGC 346的自相关函数。我们发现，它可以被最好地解释为两个不同的恒星集群设计的组合，一个集中的，占主导地位的恒星形成区域的中心部分，并在整个完整的观测领域扩展的自相似分布的恒星。星团的组成部分，类似于未截断的年轻星团，被确定为具有约2.5 pc的核心半径和约2.3的密度分布指数。扩展的分形分量被发现与我们的模拟有一个分形维数为2.3，相同的发现为星际介质，在协议的层次引起的湍流。这表明，恒星集群在非常接近出生的时间表现在一个复杂的方式。它是湍流调节的恒星形成过程和凝聚星团引力势诱导的早期动力学演化共同作用的结果。
2014-02-01 astro-ph.GA
Tracing young star-forming clumps in the nearby flocculent spiral galaxy NGC 7793 with UVIT imaging
星系中的恒星形成是一个等级化的过程，从较小的星系团到较大的恒星复合体，其尺度范围很广。在这里，我们提出了一个紫外成像研究附近的絮状螺旋星系NGC 7793，观察与紫外成像望远镜（UVIT）。我们发现，在远紫外波段（2.64 $\pm$ 0.16 kpc）的盘尺度长度大于近紫外波段（2.21 $\pm$ 0.21 kpc）和光学波段（1.08 kpc）的盘尺度长度，这支持了星系盘由内向外生长的假设.在柱密度大于$10^{21}$ cm $^{-2}$的H~I气体范围内也发现了形成恒星的紫外盘。利用UVIT的空间分辨率（1像素$\sim$ 6.8 pc），我们在星系中识别出2046个年轻的恒星形成团块，半径在$\sim$ 12 - 70 pc之间，这与星系中检测到的GMC的大小非常匹配。在我们的研究中确定的区域中，大约61%的年龄小于2000万年，这表明最近整个星系的恒星形成有所增强。我们还注意到，最年轻的恒星形成区（年龄为$<$ 1000万年）清晰地描绘了星系的絮状臂。团块的估计质量范围为$10^3 - 10 ^6 M_{\odot}$。我们注意到，沿着旋臂，已识别团块的质量分布存在梯度。我们还研究了该星系的核星团，发现星团外围的恒星星族比内部的年轻。
2021-01-27 astro-ph.GA
NGC 4104: a shell galaxy in a forming fossil group
星系团是宇宙中最常见的星系组合，存在于不同的构型状态，如松散、紧凑和化石星系团。我们研究了星系群MKW 4s，它由z=0.0282的巨大早型星系NGC 4104所主导。我们的目标是了解这个群体的进化阶段，并将其置于标准的Lambda CDM宇宙学场景的框架内。我们使用CFHT/Megacam（g和r波段）获得了深度光学数据，并应用galfit 2D图像拟合程序和IRAF/椭圆1D径向方法来模拟最亮的星系团（BGG）及其扩展的恒星包层。我们还分析了公开的XMM-牛顿和钱德拉X射线数据。通过对不同质量比的干合并的N体模拟，我们可以对该系统的动力学阶段进行约束。我们的研究结果显示了NGC 4104中的恒星壳层系统特征和一个扩展的包层，这是我们对大约4- 6 Gyr前与卫星星系碰撞的数值模拟所再现的。最初的一对星系的质量比至少为1：3。考虑到恒星包层对r波段总星等和X射线光度的贡献，MKW 4s属于化石群。我们的研究结果表明，我们正在目睹一个罕见的情况下，一个壳椭圆星系形成的化石组。
2020-06-24 astro-ph.GA
Looking deep into the Rosette Nebula's heart: the (sub)stellar content of the massive young cluster NGC 2244
作为描述大质量年轻星团样本中低质量（亚）恒星星族特征的持续努力的一部分，我们已经瞄准了200万年前的星团NGC 2244。从盖亚DR 2星系到NGC 2244的距离为1.59 kpc，误差为1%（统计）和11%（系统）。我们使用双子座南望远镜的火烈鸟-2近红外相机对星团中心部分（约2.4pc^2）进行了深多波段成像。我们以统计的方式确定成员资格，通过比较集群的颜色-幅度图的控制字段。在演化模型的帮助下，计算了候选成员的质量和相对密度，得到了星系团的第一个初始质量函数（IMF），其90%的完整性极限约为0.02 Msun. IMF由破幂律（dN/dM \propto M^{-alpha}）很好地表示，在~0.4 Msun处有一个破幂。高质量侧（0.4 - 7 Msun）的斜率为alpha=2.12+-0.08，接近标准萨尔皮特斜率。在低质量范围（0.02 - 0.4 Msun），我们发现斜率α =1.03+-0.02，这是在附近恒星形成区获得的典型值（α =0.5-1.0）的高端，但在不确定性范围内仍然一致。我们的研究结果显示，没有明确的证据表明，由于OB星的存在，褐矮星和非常低质量恒星的形成效率会发生变化，或者恒星密度会发生变化。我们的发现排除了光蒸发和碎片下降的灯丝作为褐矮星形成的重要途径。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
UVIT view of NGC 5291: Ongoing star formation in tidal dwarf galaxies at ~ 0.35 kpc resolution
本文利用AstroSat/UVIT高分辨率紫外成像研究NGC 5291碰撞环中的恒星形成，识别出57个恒星形成结并估算其消光校正后的恒星形成率，揭示潮汐环境下矮星系尺度的恒星形成活动特征。
2023-04-14 astro-ph.GA
Probing the Molecular Hearts of Extreme Bipolar Planetary Nebulae with ALMA
本研究利用ALMA对6个邻近富分子双极行星状星云进行分子谱线成图，首次探测到多种分子发射线，揭示其分子分布与动力学特征，支持分子环面抛射先于双极瓣形成的模型，为后AGB演化提供见解。
2025-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cold gas in the heart of Perseus A
本文利用JVLA和VLBA观测英仙座A中心区域的HI吸收，发现中性氢气体位于距超大质量黑洞约20 pc的快速旋转核周盘中，并新探测到一个红移约2660 km/s的微弱吸收系统，揭示HI吸收可源于核周盘恒星形成而非喷流相互作用。
2023-09-19 astro-ph.GA
The relationship between polycyclic aromatic hydrocarbon emission and far-infrared dust emission from NGC 2403 and M83
利用斯皮策空间望远镜和赫歇尔空间天文台的观测数据，研究了附近螺旋星系NGC 2403和M83中8微米处的多环芳烃（PAH）发射与24微米处的热尘埃颗粒以及160和250微米处的大尘埃颗粒的远红外发射之间的关系。我们发现，在NGC 2403中的PAH排放是更好地与排放在250微米的尘埃加热的弥漫星际辐射场（ISRF）和8/250微米的表面亮度比是相关的恒星表面亮度测量在3.6微米。这意味着NGC 2403中的多环芳烃与弥漫性星际介质（ISM）中的冷大尘埃颗粒混合，并且多环芳烃被弥漫性ISRF激发。在M83中，多环芳烃的排放似乎与160微米的排放有更强的相关性，这些排放来自于被恒星形成区加热的大尘埃颗粒。然而，M83中的PAH发射是低的，其中24微米的发射峰值在恒星形成区域内，并且8/160微米表面亮度比的增强相对于尘埃和螺旋臂内的恒星形成区域出现偏移。这表明，在8微米波段观察到的多环芳烃不是在恒星形成区域内局部激发的，而是由恒星形成区域非轴对称逃逸的光激发的，或者由从螺旋密度波向下游迁移的年轻的非光电离恒星激发的。仅这两个星系的结果表明，在不同的旋涡星系中，不同的恒星星族可能会激发多环芳烃。
2014-12-23 astro-ph.GA
Ultra-Violet Imaging Telescope Observations of the Star-Forming Ring in NGC7252: Evidence of Possible AGN Feedback Suppressing Central Star Formation
已知一些合并后的星系会经历一个星爆阶段，迅速耗尽气体储存并将其变成一个红色序列星系，尽管细节仍然不清楚。在这里，我们探索的模式，最近的恒星形成的合并后星系NGC 7252的中心区域使用高分辨率的紫外线图像从紫外线对ASTROSAT。在FUV和NUV中具有1.2和1.4角秒分辨率的UVIT图像用于构建中心区域的FUV-NUV彩色图。这个典型的合并后星系的FUV-NUV像素彩色图显示了一个直径为$\sim$ 10“（3.2 kpc）的蓝色环核，环上有更蓝的斑块。基于对单个恒星星族模型的比较，我们发现该环是由年龄为$\lesssim$ 3亿年的恒星星族组成的，其中嵌入了年龄更小的恒星形成团块（$\lesssim$ 1.5亿年）。在中心区域被抑制的恒星形成，以及最近发现的大量电离气体，使我们推测这个环可能与过去来自中心超大质量黑洞的反馈有关，该黑洞电离了中心$\sim$ 4”$\sim$ 1.3 kpc的氢气。
2018-05-09 astro-ph.GA
Magnetic fields in the massive star-forming region NGC 6334 and their relationship with the properties of dust filaments probed by [CII] and PAH emissions
通过近红外偏振和 [CII] 线观测，发现 NGC 6334 主纤维的磁场垂直于纤维，气体沿磁场从 HII 区壳层吸积，促进活跃恒星形成。
2025-05-26 astro-ph.GA
The Hidden Story of Chemical Evolution in Local Star-Forming Nuclear Rings
研究通过群体合成分析揭示了局部星系核环中持续的金属贫乏气体流入和间歇性恒星形成过程。
2025-12-09 astro-ph.GA
A multifrequency study of the active star forming complex NGC6357. I. Interstellar structures linked to the open cluster Pis24
我们调查的气体（电离，中性原子和分子），和星际尘埃在复杂的恒星形成区域NGC 6357的目标是研究大质量恒星之间的相互作用在疏散星团Pis 24和周围的星际物质的分布。我们对电离气体分布的研究是基于智利CTIO的Curtis-Schmidt相机获得的窄带Hhalfa，[SII]和[OIII]图像，以及VLA在1465 MHz处用40 arcsec合成光束进行的射电连续观测。分子气体的分布是用12 CO（1-0）数据获得的Nanten射电望远镜，智利（角分辨率= 2.7弧分）。利用GLIMPSE巡天的中红外数据和红外天文台的远红外观测，对星际尘埃分布进行了研究。NGC 6357由一个大的电离壳层和一些较小的光学星云组成。光学，无线电连续谱，近红外和中红外图像描绘了电离气体和星际尘埃在HII区域的分布，以及以前未知的风吹气泡与Pis 24中的大质量恒星有关，揭示了周围的光解区域。CO线观察使我们能够识别复合物中电离结构的分子对应物，并确认光解离区域的存在。还研究了WR星HD 157504对周围气体的作用。配合物的分子量估计为（4+/-2 X10 ^5 Mo。从射电数据得到的平均电子密度表明，电子密度大于200 cm^-3，这表明NGC 6357是一个在高密度环境中形成的复合体。Pis 24中已知的大质量恒星和一些新推断的大质量恒星是激发和光解离母体分子云的主要原因。
2011-04-13 astro-ph.GA
Herschel/HIFI observations of spectrally resolved methylidyne signatures toward the high-mass star-forming core NGC6334I
与广泛研究的致密恒星形成核心相反，人们对恒星形成区域周围的扩散气体知之甚少。我们研究分子气体中的高质量恒星形成区域NGC 6334 I，其中包含扩散，静止的成分，是不显眼的，在广泛使用的分子示踪剂，如CO。我们提出赫歇尔/HIFI观测CH对NGC 6334 I观察的一部分，国际象棋的关键计划。HIFI解析了在发射和吸收中观察到的J=3/2-1/2跃迁的超精细成分。CH的排放似乎接近系统的速度NGC 6334 I，而其测量的线宽为3公里/秒小于以前观察到的致密气体示踪剂，如NH3和SiO。热核中CH的丰度为7 × 10^-11，比弥漫云中的CH丰度低2 ~ 3个数量级。虽然其他研究发现，CO和H2O朝向NGC 6334 I，我们没有在CH中检测到流出特征。为了解释吸收特征，至少需要两个吸收分量，分别为-3.0和+6.5 km/s，N（CH）=7 10^13和3 10^13 cm^-2。在+8.0 km/s和0.0 km/s处发现了另外两个吸收云，它们的N（CH）均为2 10^13 cm^-2。四个吸收分量的湍流线宽在1.5和5.0 km/s之间变化的FWHM。我们约束我们的CH云的物理特性匹配我们的CH吸收器与其他吸收签名。在热的核心，分子，如H2O和CO跟踪气体，被加热和动态影响流出活动，而CH跟踪更多的静态材料。四个CH吸收器的柱密度和湍流特性与扩散云一致：两个位于NGC 633…
2010-07-27 astro-ph.GA
Study of young stellar groupings in HII regions based on the spectral and photometric data
我们利用UBVRI和H α线对7个旋涡星系（NGC 628、NGC 783、NGC 2336、NGC 6217、NGC 6946、NGC 7331和NGC 7678）的102个恒星形成区进行了综合光谱、光度和分光光度观测。使用数据的化学成分和吸收在HII地区，从光谱观测，并使用演化模型，我们估计的物理参数（年龄和质量）的年轻恒星集团嵌入在HII地区。我们发现，气体消光，A（气体），它确定的巴耳末减量，并不对应于在某些情况下，在年轻的恒星协会（复合体）的吸收A（恒星）。这是由于与他相关的恒星群相对于HII云的空间偏移。结果表明，对于恒星形成区，不满足A（气体）= A（恒星）的条件，其中：1）B和/或V带气体对总辐射的贡献大于40%，2）EW（H α）> 1500 A。经银河系吸收校正后，所研究的恒星形成区的消光A（V）Gal范围为0 - 3等，平均值为A（V）-A（V）Gal = 1.18 ± 0.84等，估算了63个恒星形成区的质量和年龄。这些区域的年龄从1百万年到1千万年不等，其中大部分小于6百万年。推导出的年轻恒星群的质量范围从附近星系NGC 628和NGC 6946的10^4 Msun到最远星系NGC 7678的10^7 Msun。超过80%的星系团的质量在10^5 Msun和10^6 Msun之间。NGC 628和NGC 6946的最低质量估计为1 × 10^4 Msun，…
2016-01-15 astro-ph.GA
Fibers in the NGC1333 proto-cluster
成团恒星形成的初始条件与非成团恒星形成的初始条件相同吗？为了研究年轻原星系团的初始气体性质，我们对英仙座NGC 1333区域的致密气体含量的内部结构、密度、温度和运动学进行了全面和高灵敏度的研究，英仙座NGC 1333区域是最近和研究最好的嵌入式星系团之一。在位置-位置-速度空间中的气体速度的分析揭示了在空间和速度上的复杂的潜在气体组织。我们在NGC 1333内总共确定了14个速度相干的（跨）声波结构，与先前在低质量恒星形成云中确定的那些静止的恒星形成（又名肥沃）纤维具有相似的物理和运动学特性。这些纤维排列在一个复杂的空间网络中，构成了观测到的总柱密度，并包含了这个云中的致密核心和原恒星。我们的研究结果表明，纤维的存在并不局限于低质量的云，但可以扩展到区域的质量和复杂性不断增加。我们认为，在这些环境中，可育纤维的不同空间密度可能会自然地解释成簇和非成簇恒星形成区之间的观测二分法。
2017-03-21 astro-ph.GA
CN Zeeman observations of the NGC 2264-C protocluster
从观测的角度来看，磁场在恒星形成中的作用仍然不清楚，到目前为止，已经提出了两种主要的理论方案来调节恒星形成过程。第一个模型假设恒星形成的团块中的湍流起着至关重要的作用，特别是原恒星外流驱动的湍流对支持星团形成的团块至关重要;而第二个场景是基于对磁支持团块的考虑。先前对NGC 2264-C原星团的研究表明，除了热压力之外，一些额外的支持可能有效地对抗这个星团形成团块的引力坍缩。我们先前表明，这种额外的支持不是由于大量的原恒星流出，也不是这个原星团中增强的湍流。在这里，我们提出的第一个极化运动的结果，致力于量化的磁性支持在工作中的NGC 2264-C块。我们对CN（1-0）超精细线的塞曼观测提供了原星系团磁场强度B_los的上限值\leq 0.6 mG（沿视线投影）。虽然这些结果没有提供足够严格的限制来完全量化NGC 2264-C中工作的磁性支撑，但它们表明，在不确定性范围内，核心可能是磁性超临界或次临界，前者更有可能。
2012-07-17 astro-ph.GA
Changes: The Past, Present, and Future of the Nearby Dwarf Galaxy NGC 55
覆盖波长从0.6到1.1微米的光谱被用来检查附近矮星系NGC 55中心的连续22 x 300弧秒区域中的发射和吸收特征的行为。基于在几十秒差距的空间尺度上测量的各种发射特征的相对强度，可以得出结论，在NGC 55中心附近的大多数恒星形成区的电离状态和硫丰度是相似的。一个巨大的恒星形成区位于星盘的西北部，距离星系中心约1千秒差距，具有明显的电离特性。化石恒星形成区也可以通过近红外线钙三重态的深度来识别。在长轴和短轴的交叉点附近发现了一个这样的区域，有人认为这个区域是一个原核。本文还讨论了混合恒星群、致密HII区和星团等明亮的未分辨源的光谱。一些HII区域的光谱包含Ca三重态吸收线，表明分辨率元素中恒星的浓度跨越了许多百万年。其中六个未解析的来源具有光谱特征，表明C星嵌入在中间年龄星系团中。NGC 55的特殊性质在文献中有很好的记载，有人认为这些可能表明NGC 55正在转变为一个矮透镜星系。
2019-07-18 astro-ph.GA
Magnetized converging flows towards the hot core in the intermediate/high-mass star-forming region NGC 6334 V
我们目前的亚毫米波阵列（SMA）的观测在345 GHz的中/高质量的集群形成区域NGC 6334 V的尘埃排放，我们在空间上解决三个密集的凝聚，最亮的一个提出了典型的化学热核。磁场（来自尘埃极化发射）显示了一个双峰会聚模式向热的核心。分子发射跟踪两个不同速度的两个平行结构，间隔为2 km/s，会聚到热核，并遵循磁场分布。我们比较的速度场和磁场来自SMA的观测与MHD模拟的恒星形成区域占主导地位的重力。这种比较使我们能够显示气体是如何从NGC 6334 V的较大规模的扩展致密核心（~0.1 pc）向较高密度的热核心区域（~0.02 pc）下降的，通过两个独特的会聚流拖动磁场，其强度似乎已被重力克服。
2017-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dusty Heart of NGC 4151 Revealed by $λ\sim$1-40 $μ$m Reverberation Mapping and Variability: A Challenge to Current Clumpy Torus Models
我们用几十年来J（$\sim1.22μ$ m），H（$\sim1.63μ$ m），K（$\sim2.19μ$ m），L（$\sim3.45μ$ m）和N波段（$\sim10.6μm$）的综合红外反射测绘，加上20- 40 $μ$ m的多次测量，探测了NGC 4151原型1型活动星系核的尘埃环境。在1- 4 $μ$ m处，热尘埃混响信号来自两个不同半径处的不同尘埃群（$\sim$ 0.033 pc和$\sim$ 0.076 pc），温度为$\sim$ 1500- 2500 K和$\sim$ 900- 1000 K，与升华石墨和硅酸盐尘埃颗粒的预期特性一致。碳和硅酸盐颗粒在其升华温度和半径附近的环面红外输出占主导地位，可以解释活动星系核近红外光谱能量分布的一般相似性。在$\sim$ 25年的时间里，由最热尘埃定义的环形内边缘保持在大致相同的半径上，与活动星系核的光学光度无关。由光学/UV活动星系核输出直接加热的热尘埃的辐射以每年$\sim$ 4%的速度逐渐增加，表明可能存在一个正在生长的环面。在$\sim$ 700 K的第三个尘埃成分似乎并不直接参与IR混响行为，其发射可能起源于环核环面深处。我们发现在$\sim10μ$ m处有一个混响信号，推测温暖尘埃的半径为$\sim$ 2.2- 3.1 pc。在20- 40 $μ$ m处缺乏变化性表明远红外辐射来自更广泛的区域。尘埃混响分析揭示的…
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
GMRT radio continuum study of Wolf Rayet galaxies I: NGC 4214 and NGC 4449
本文报道了利用巨型米波射电望远镜（GMRT）在610、325和150 MHz波段对沃尔夫-拉叶星系NGC 4214和NGC 4449的低频观测。我们探测到了NGC 4214和NGC 4449的扩散扩展发射。NGC 4449的射电亮度是NGC 4214的5倍，这表明恒星的形成非常活跃。我们在分离了热自由-自由辐射后估算了同步辐射光谱指数，得到了NGC 4214的$α_{nt}=-0.63\pm0.04$（S $\proptoν^{α_{nt}}$）和NGC 4449的$-0.49\pm0.02$。在NGC 4214和NGC 4449的610 MHz射电辐射总量中，约有$22\%$和$\sim 9\%$是热辐射。我们还研究了NGC 4214中两个致密恒星形成区在325 MHz到15 GHz的光谱，得到了NGC 4214-I的$α_{nt}=-0.32\pm0.02$和NGC 4214-II的$α_{nt}=-0.94\pm0.12$。这些恒星形成区（$\sim 10^{19}\rm W~ Hz^{-1}$）的光度似乎与用类似的线性分辨率观测到的正常盘状星系的环核环中的光度相似。我们在NGC 4449中探测到超新星遗迹SNR J1228+441，并估计在2008-2009年期间在325和610 MHz之间的发射光谱指数为$-1.8$。星系遵循的无线电FIR相关斜率表明，在沃尔夫-拉叶星系…
2014-05-27 astro-ph.GA
Multiplicity, Disks and Jets in the NGC 2071 Star-Forming Region
我们目前的厘米和毫米的观测NGC 2071恒星形成区进行的VLA和CARMA。我们在3.6 cm和3 mm处检测到先前已知的IRS 1、IRS 2、IRS 3和VLA 1源的对应物。所有这些来源显示SED占主导地位的自由自由的热发射在厘米波长，和热尘埃发射在毫米波长，这表明它们都与YSO。IRS 1在3.6 cm处显示出复杂的形态，其伸长方向发生变化。我们讨论了两种可能的解释，这种形态：由于与致密的环境介质的相互作用，在射流的方向变化的结果，或者说，我们实际上是观察两个射流所产生的两个组成部分的二元系统的叠加。在1.3厘米处的更高角分辨率观测支持第二种可能性，因为在该波长处推断出双源。IRS 3在3.6 cm处显示出清晰的喷射状形态。在四年的时间跨度，我们观察到的变化，我们解释为由于喷射的离子化物质在这个源的形态。IRS 3在3 mm处的发射是角度分辨的，去卷积尺寸（FWHM）约为120 AU，似乎是追踪一个垂直于射电喷流的尘埃拱盘。中等质量YSO周围的辐照吸积盘模型可以解释在3 mm处观察到的SED和空间强度分布，支持这一解释。
2011-11-24 astro-ph.GA
Star-forming regions and the metallicity gradients in the tidal tails: The case of NGC 92
我们提出了新的双子座/GMOS光谱和档案成像数据的相互作用星系NGC 92，这是一个紧凑的组的一部分，并显示一个扩展的潮汐尾。我们研究了该体系中20个成星配合物的物理性质。我们发现，位于NGC 92潮汐尾的恒星形成区的年龄小于800万年，这表明这些天体是在原地形成的。光谱数据显示，这些区域的金属丰度略低于太阳，表明它们是由预先富集的物质形成的。利用得到的每个系统的氧丰度，我们发现NGC 92的扩展潮汐尾具有平坦的金属丰度分布。虽然这种情况与相互作用系统的N体模拟一致，其中存在由相互作用触发的气体混合，但NGC 92的档案Halpha Fabry-Perot数据立方体没有显示出沿着该星系尾部的速度梯度，在某些假设下，这可以解释为尾部缺乏气体流动。我们的研究结果表明，一小部分的富集气体，最初位于星系的中心被驱逐到潮汐尾时，相互作用的过程中，形成的尾巴发生。然而，我们不能排除这样一种情况，即尾部的恒星形成增加了其原始氧丰度。
2013-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical histories of the IC348 and NGC1333 star-forming regions in Perseus
我们提出了在英仙座巨型分子云的年轻（1 - 3万年）恒星形成区IC 348和NGC 1333的恒星的空间分布的分析。我们使用$\mathcal{Q}$参数量化空间结构，发现IC 348和NGC 1333都是光滑的，并且集中在$\mathcal{Q}$参数分别为0.98和0.89的地方。这两个区域都没有出现质量分离（IC 348的$Λ_{\rm MSR} = 1.1^{+0.2}_{-0.3}$和NGC 1333的$Λ_{\rm MSR} = 1.2^{+0.4}_{-0.3}$，其中$Λ_{\rm MSR} \sim 1$对应于没有质量分离），根据$Σ_{\rm LDR}$方法，质量最大的恒星也不存在于恒星表面密度比平均表面密度高的区域。然后，我们约束的动力学历史，因此初始条件的两个区域的观测值比较$N$ -体模拟在适当的年龄。这两个区域的恒星可能以亚维里速度形成，这有助于子结构的合并和平滑星团的形成。初始恒星密度不高于IC 348的$ρ\sim 100 - 500$ M $_\odot$ pc $^{-3}$和NGC 1333的$ρ\sim 500 - 2000$ M $_\odot$ pc $^{-3}$。这些初始密度，特别是NGC 1333的初始密度，足以促进动力学相互作用，这可能会影响$\sim$ 10%的原行星盘和双星。
2017-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The distribution of water in the high-mass star-forming region NGC 6334I
我们目前的观察H2O-16，H2O-18，和H2O-17对大质量恒星形成区NGC 6334 I的12个旋转跃迁，进行了赫歇尔/HIFI作为保证时间关键计划的一部分，化学赫歇尔恒星形成区调查（CHESS）。我们分析这些观测结果，以了解该地区的物理过程。我们确定了NGC 6334 I中的三个主要气体成分（热核，冷前景和外流），并推导出这些成分的物理条件。热的核心，确定在高激发线的发射，显示出200 K的高激发温度，而在前景组件中的水主要是在邻位和对位基态。水的丰度在4 × 10^-5（外流）和10^-8（冷前景气体）之间变化。这种变化很可能是由于水分子冻结在尘埃颗粒上。H2O-18/H2O-17丰度比为3.2，这与从CO同位素物确定的O-18/O-17比率一致。在冷的静止气体中，水中的邻位/对位比似乎相对较低，为1.6（1），但在较热的流出物中接近平衡值3（2.5（0.8））。
2010-07-23 astro-ph.GA
Metallicity and X-ray luminosity variations in NGC 922
本文利用长缝光学光谱观测系统地研究了碰撞环星系NGC922的金属丰度变化。我们发现在凸起和环的恒星形成区域之间的金属丰度差异，金属丰度范围从几乎太阳能显着亚太阳能（$\rm{[12+\log(O/H)]\sim 8.2}$）。我们检测到$\rm He\,_I$发射的凸起和环恒星形成的地区，表明电离的大质量恒星与最近（$<10$ Myr）的恒星形成，在协议的存在下，非常年轻的星团在所有研究的地区。我们发现NGC922的次星系区域的X射线光度和金属丰度之间存在反相关。不同的区域有相似的恒星星族年龄，留下金属丰度作为反相关的主要驱动力。NGC 922中不同区域的X射线发射对金属丰度的依赖性与星系积分X射线输出的类似研究和X射线双星布居模型的预测一致。
2020-10-24 astro-ph.GA
Probing fragmentation and velocity sub-structure in the massive NGC 6334 filament with ALMA
赫歇尔对银河系云的调查支持了一个低质量恒星形成的范例，在这个范例中，致密的细丝起着至关重要的作用。然而，对恒星形成细丝的详细碎裂特性仍然知之甚少，并且在高质量区域中细丝范例的有效性仍然不清楚。为了研究高质量恒星形成区NGC 6334暗条的密度/速度结构，我们在3 mm连续谱和N2 H+（1-0）线上进行了3arcsec分辨率的ALMA观测。在两种示踪剂中均检测到细丝。我们确定了26个核心在3毫米和5个速度相干的纤维状功能N2 H+内的灯丝。NGC 6334长丝的纤维状特征的典型长度和速度差使人联想到低质量星形成形长丝B211/B213的纤维的性质。5个速度相干特征中只有2个或3个与细丝很好地对准，并且可以代表真正的纤维子结构。核心质量分布在~ 10 Msun处有一个峰值。它们可分为7组核心，与ArTeMiS团块密切相关。芯之间的预计分离和簇之间的预计间距分别与细丝中的有效Jeans长度和约4倍细丝宽度的物理尺度大致一致，表明双峰细丝碎片化过程。尽管比B211/B213灯丝密度和质量大一个数量级，但NGC 6334灯丝具有类似的密度/速度结构。不同的是，NGC 6334的核心似乎比金牛座的核心密度和质量大一个数量级。这表明致密的丝状体可能在低质量和高质量恒星形成区域以类似的方式演化和分裂，并且丝状体范例可能在中等质量（如果不是高质量）恒星形成区域中保持不变。
2019-11-10 astro-ph.GA
