Spatially-resolved Radio-to-Far-infrared SED of the Luminous Merger Remnant NGC 1614 with ALMA and VLA
我们提出的结果阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）108，233，352，和691 GHz的连续观测和甚大阵列（VLA）4.81和8.36 GHz的观测附近的发光合并残留NGC 1614。通过分析光束（1”.0 * 1”.0）和uv（> 45 kλ）匹配的ALMA和VLA图，我们发现低频发射的解卷积源尺寸（< 108 GHz）更紧凑（420 pc * 380 pc）与更高频率发射（> 233 GHz）（560 pc * 390 pc）相比，表明连续谱发射的不同物理起源。基于尘埃星暴星系的SED模型，发现SED可以用三个分量来解释：（1）非热同步辐射（在4.81和8.36 GHz连续谱中追踪），（2）热自由辐射（在108 GHz连续谱中追踪），（3）热尘埃辐射（在352和691 GHz连续谱中追踪）。我们还提出了空间分辨（亚千秒差距尺度）的NGC 1614的Kennicutt-Schmidt关系。结果表明，NGC 1614的分子气体耗尽时间（在星暴环和外围区域的平均τ_gas分别为49 - 77 Myr和70 - 226 Myr）比正常盘星系（~ 2 Gyr）和中期合并的VV 114（= 0.1 - 1 Gyr）系统地短。这意味着，在U/LIRGs的恒星形成活动有效地增强合并阶段的进行，这是一致的高分辨率数值合并模拟的结果。
2015-12-16 astro-ph.GA
Discovery of New Interacting Supernova Remnants in the Inner Galaxy
OH（1720 MHz）脉泽是超新星遗迹（SNRs）与分子云相互作用的极好标志。利用GBT和VLA，我们调查了75个信噪比和6个脉泽发射的候选者。用OH脉泽探测到四个新的相互作用信噪比：G5.4-1.2，G5.7-0.0，G8.7-0.1和G9.7-0.0。新探测到的相互作用SNR G5.7-0.0和G8.7-0.1具有TeV的伽马射线对应物，这可能表明局部宇宙射线增强。已经注意到，脉泽发射SNR优先分布在分子环和核盘中。我们使用目前和现有的调查表明，脉泽强烈限制在50度银河经度内的总SNR人口的15%的速度。所有新的探测都在银河经度10度以内，强调了这一趋势。此外，相当数量的信噪比脉泽的峰值通量等于或低于现有调查的检测阈值。这就提出了一个问题，即对银河系信噪比的脉泽调查是否可以被认为是完整的，以及银河系中还有多少脉泽发射遗迹有待探测。
2009-02-10 astro-ph.GA
HI absorption spectra for Supernova Remnants in the VGPS survey
在VLA银河平面巡天（VGPS）中发现的格林超新星遗迹（SNR）是本研究中考虑的对象。对于这些SNR，我们以统一的方式提取和分析HI吸收光谱，并构建吸收光谱和距离测定的目录。
2016-07-15 astro-ph.GA
Young but fading radio sources: searching for remnants among compact steep-spectrum radio sources
本研究针对18个来自B3-VLA完备样本的致密陡谱射电源开展多设备观测，定位了10个源的核，识别出3个潜在遗迹源与3个可能刚重启的源，支持射电源年龄的幂律分布，为射电源演化模型提供观测依据。
2023-04-24 astro-ph.GA
Distances to Supernova Remnants G$20.4+0.1$, G$24.7-0.6$ and G$28.6-0.1$ and New Molecular Cloud Associations
超新星遗迹（SNRs）的精确距离对于确定它们的大小、年龄、光度和演化状态至关重要。为了确定距离，我们选择了三个SNR从VLA银河平面调查（VGPS）提取HI吸收光谱。分析HI吸收光谱、$^{13}$ CO发射光谱以及HI和$^{13}$ CO通道图，计算三种SNR的运动速度（或其极限）。这三个SNR可能与分子云有关，与$20.4+0.1$、$24.7-0.6$和$28.6-0.1$的新距离分别为$7.8 \pm0.5$ kpc、$3.8\pm 0.2 $ kpc和$ 9.6 \pm 0.3 $ kpc。
2018-05-24 astro-ph.GA
Discovery of a small diameter young supernova remnant G354.4+0.0
我们报告发现了一个大小为1.6'的壳状结构G354.4+0.0，显示了壳状超新星遗迹的形态。部分结构在NRAO VLA巡天图上显示出偏振发射。基于330 MHz，1.4 GHz的巨米波射电望远镜（GMRT）观测和现有的高频观测，我们得出结论：显示同步辐射的部分壳层结构是嵌入在~ 4 '的扩展HII区中。扩散HII区域的频谱在1.4 GHz和330 MHz之间转换。HI吸收谱表明它位于距离太阳5 kpc以上的位置。根据形态，非热偏振发射和大小，该物体是银河系中发现的最年轻的超新星遗迹之一，估计年龄约为100-500年。
2013-07-11 astro-ph.GA
Gas accretion from halos to disks: observations, curiosities, and problems
从宇宙网到星系晕，最终到星系盘的气体吸积是现代宇宙学模型的预测，但很少直接观察到，也很少以恒星形成的预期速度观察到。在这里，我们说明了可能的大规模宇宙HI吸积到附近的矮星暴星系IC 10，观察与VLA和GBT。我们还认为，宇宙吸积是其他矮星系的星爆区的金属丰度急剧下降的起源，与10米GTC观察。最后，我们对正常矮不规则星中宇宙吸积的重要性提出了质疑，最近对它们遥远的外部区域的研究认为没有必要或没有证据表明持续的气体积累。
2015-11-18 astro-ph.GA
Constraints on Two Active Galactic Nuclei in the Merger Remnant COSMOS J100043.15+020637.2
COSMOS J100043.15+020637.2是一个在z = 0.36的合并残留物，有两个光学核，NW和SE，偏移500 mas（2.5 kpc）。先前的研究提出了两种相互竞争的方案：（1）SE是一个活动星系核（AGN），由于引力波反冲而从NW丢失。(2)NW和SE各包含一个活动星系核，表示引力弹弓反冲或螺旋活动星系核。我们提出了新的图像，从甚大阵列（VLA）在频率为nu = 9.0 GHz和半高宽分辨率θ = 320 mas（1.6 kpc），和甚长基线阵列（VLBA）在nu = 1.52 GHz和θ = 15 mas（75 pc）。VLA成像对活动星系核和/或恒星形成驱动的辐射敏感，而VLBA成像仅对活动星系核驱动的辐射敏感。在这些频率上没有检测到无线电发射。综合前人的结果，我们发现：（a）SE及其邻近的X射线特征与NGC 4151中未被遮蔽的活动星系核的性质相似，只是发射线的亮度要高得多。(b)NW的性质与它拥有一个康普顿厚度的活动星系核相一致，活动星系核使周围的尘埃变暖，光电离狭窄的发射线气体，并被该气体自由吸收。调查结果（a）与设想情况（1）和（2）一致。调查结果（b）削弱了假设（1）的理由，加强了假设（2）的理由。建议进行后续观察。
2014-01-19 astro-ph.GA
Radio Detection of A Candidate Neutron Star Associated with Galactic Center Supernova Remnant Sagittarius A East
我们报告的VLA检测的无线电对应的X射线对象被称为“炮弹”，这已被提出是残余中子星产生的银河系中心超新星遗迹，人马座A东创建。在我们2012年以5.5 GHz观测的新VLA图像和1987年以4.75 GHz观测的VLA存档图像以及1990年至2002年以8.31 GHz观测的VLA存档图像中都检测到了无线电物体。这个天体的射电形态特征是一个紧凑的、部分分辨的点源，位于射电“舌头”的北端，类似于钱德拉观测到的X射线结构。在炮弹后面，观察到了与X射线羽流对应的无线电。该物体由一个宽的无线电羽流组成，大小为30 \arcsec $\times$ 15 \arcsec，后面是一个长度为30 \arcsec的线性尾部。致密头部和宽羽流源似乎具有相对平坦的谱（$\proptoν^α$），平均值分别为$α=-0.44\pm0.08$和$-0.10\pm0.02$;线性尾部显示出陡峭的谱，平均值为$-1.94\pm0.05$。从这些组成部分综合的总射电光度为$\sim8\times10^{33}$ erg s PDMATHAMT，而从头部和舌头的发射量仅为$\sim1.5\times10^{31}$ erg s PDMATHAMT。根据这两个历元在5GHz的观测图像，我们推断出该天体的自行：$μ_α= 0.001 \pm0.003$ arcsec yr $^{-1}$和$μ_δ= 0.013 \p…
2013-09-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Quasi-Periodic Formaldehyde Maser Flares in the Massive Protostellar Object IRAS18566+0408
我们报告了2002年至2009年在年轻的大质量恒星天体IRAS 18566 +0408（G37.55+0.20）中进行的6 cm甲醛脉泽的广泛观测活动的结果。使用Arecibo，VLA和GBT，我们发现了准周期性甲醛耀斑（P ~ 237天）。基于Arecibo观测，我们还发现了甲醛（H_2CO）和甲醇（CH_3OH）脉泽之间的相关变化。不同的线速度和高角分辨率的MERLIN观测表明，H2 CO和CH 3OH脉泽在空间上并不重合。耀斑可能是由红外辐射场的变化引起的，可能是由年轻双星系统的周期性吸积调制的。
2010-06-10 astro-ph.GA
Radio emission from SN 1181 hosting a white dwarf merger product
本研究估算了与白矮星并合遗迹J005311相关的SN 1181遗迹中两类激波的射电辐射流量，在多波段存档数据中未探测到显著信号，建议开展更高频高角分辨率观测研究内层终止激波。
2024-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Study of Radio Knots within Supernova Remnant Cassiopeia A
研究年轻超新星遗迹的动力学演化是了解其前身星周介质密度结构的重要途径。利用1987 ~ 2004年5个历元的VLA观测资料，报道了5..GHz信噪比第二年轻的Cas A中260个致密射电特征的加减速、自行和亮度变化。无线电扩展中心位于$α(1950)=23^{\rm h}21^{\rm m}9^{\rm s}_{\cdot}7 \pm 0^{\rm s}_{\cdot}29, δ(1950)=+58^{\circ}32^{\prime}25^{\prime\prime}_{\cdot}2 \pm 2^{\prime\prime}_{\cdot}2$。四分之三的致密结正在减速，这表明在残余物的祖先的恒星风中有显着的密度波动。我们已经证实，致密结的加速或减速与亮度分布无关。Cas A中致密射电特征的增亮、减弱、消失或新出现表明残骸中的磁场正在迅速变化。
2022-11-09 astro-ph.GA
Detection of Class I Methanol (CH3OH) Maser Candidates in Supernova Remnants
我们使用了卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）在21个银河系超新星遗迹（SNR）样本中搜索36 GHz和44 GHz甲醇（CH 3OH）线。主要观测到1720 MHz OH脉泽的信噪比区。尽管在我们的搜索中覆盖的空间范围有限，甲醇脉泽在G1.4-0.1和W28都被检测到。在SgrAEast发现了更多的脉泽。在G1.4-0.1中发现了40多个脉泽，我们推断这是由于SNR和至少两个独立分子云之间的相互作用。W28中的六个脉泽与分子云有关，分子云也与OH脉泽激发有关。我们讨论的可能性，甲醇脉泽可能是更多的信噪比比OH脉泽，但更难检测到由于观测的限制。
2013-12-24 astro-ph.GA
The Discovery of a New Massive Molecular Gas Component Associated with the Submillimeter Galaxy SMM J02399-0136
我们提出了CO（1-0），CO（3-2），和CO（7-6）的观测使用绿岸望远镜（GBT）和阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）的z=2.8亚毫米星系SMM J 02399 -0136。这是第一个被发现的亚毫米选择星系，并且仍然是该类星系的原型，包括几个大质量和活跃的成分的合并，包括一个类星体光度AGN和一个高度模糊的，富含气体的星暴，分布在~25 kpc的范围内。GBT CO（1-0）线剖面由两个分离约600 km/s的不同速度分量组成，表明存在以前未被识别的分子气体的新组分。ALMA的CO（3-2）观测表明，这个新的成分，命名为W1，与一个从活动星系核向西延伸13 kpc的大的伸展结构有关。在ALMA CO（7-6）数据中没有检测到W1，这意味着这种气体的CO激发比中心的恒星爆发区域低得多，而中心的恒星爆发区域是明亮的CO（7-6）。W1的分子气体质量约占系统中总分子气体质量的30%，取决于CO-到-H_2的转换因子。W1可以说是一个合并残留物;或者，它可能是与活动星系核相关的大量分子外流，或者可能是流入的富含金属的分子气体为正在进行的活动提供燃料。
2018-05-18 astro-ph.GA
Optical detection and spectroscopic confirmation of supernova remnant G213.0-0.6 (now re-designated as G213.3-0.4)
在使用英澳天文台/英国施密特望远镜（AAO/UKST）对南银道面进行的HAlpha巡天对已知银河系超新星遗迹（SNR）的光学对应物进行详细搜索期间，我们在SNR G213.0-0.6区域发现了特征光学HAlpha灯丝和相关发射。虽然这种残留物以前在无线电中被检测到为非热源，但我们也确认了Parkes-MIT-NRAO（PMN）调查中4850 MHz和NRAO/VLA巡天（NVSS）中1400 MHz的发射。在光学（HAlpha）和无线电发射之间的形态结构上有极好的匹配。随后，我们获得了光谱选定的HAlpha灯丝使用南非天文台1.9米望远镜，确认冲击激发典型的超新星遗迹。我们发现了HAlpha辐射，并与几张射频地图的位置相匹配，这使我们将G213.0-0.6重新分配为G213.3-0.4，因为这些坐标更准确地反映了SNR壳层的实际中心，因此是最初超新星爆炸的最可能位置。对这个新的SNR ID的支持来自于这样一个事实，即X射线源1 RXS J065049.7-003220位于这个新遗迹的中心，并且可能与超新星爆炸有关。
2011-10-09 astro-ph.GA
OH (1720 MHz) Masers: A Multiwavelength Study of the Interaction between the W51C Supernova Remnant and the W51B Star Forming Region
我们提出了一个全面的看法，W51 B HII区域复杂和W51 C超新星遗迹（SNR）使用新的无线电观测从VLA，VLBA，MERLIN，JCMT和CSO随着档案数据从斯皮策，ROSAT，ASCA和钱德拉。我们的VLA数据包括第一个400厘米（74兆赫）连续图像的W51在高分辨率（88弧秒）。400 cm的图像显示了G49.2-0.3 HII区域周围的非热发射，以及与先前识别的OH（1720 MHz）脉泽斑点一致的非热发射（W51B_NT）的紧凑源，非热21和90 cm发射，以及硬X射线源。W51B_NT落在TeV伽马射线发射位置的高可能性区域内。用VLBA在W51 B_NT附近探测到3个OH（1720 MHz）脉泽斑，大小为60 ~ 300 AU，塞曼效应磁场强度为1.5 ~ 2.2 mG。多波长数据表明，W51 B HII区复合体的北端部分地被W51 C SNR所包围，这种相互作用解释了W51B_NT和OH脉泽的存在。这种相互作用也出现在热分子气体，部分包围W51B_NT，并表现出狭窄的冲击前（Δ V 5公里/秒）和广泛的冲击后（Δ V 20公里/秒）的速度分量。这两个组件的RADEX辐射转移建模产生的物理条件与非离解C型激波的通道一致。W51 B/W51 C相互作用的确认提供了额外的证据，支持该区域是迄今为止已知的强子粒子加速的最佳候选者之一。
2013-05-13 astro-ph.GA
An X-ray study of the supernova remnant G20.0-0.2 and its surroundings
目的：我们研究超新星遗迹G20.0-0.2及其周围，以寻找射电星云的高能对应物，并寻找激波阵面与星际介质相互作用的证据。方法：我们使用钱德拉存档的观测数据来分析超新星遗迹的X射线发射。利用从银河环巡天、VLA银河平面巡天、银河遗产红外中面巡天和Bolocam银河平面巡天中提取的数据对周围的气体进行了研究。结果：G20.0-0.2显示放射性残留中心区域弥漫性X射线发射。虽然目前的数据不允许我们区分热或非热起源的X射线漫发射，根据无线电特性，我们建议同步辐射源作为最有利的。硬X射线点源CXO J182807.4-113516似乎位于残骸的几何中心，是为星云提供动力的脉冲星的潜在候选者。我们在G20.0-0.2最平坦的边界附近发现了一个分子云，这表明残骸的冲击波阵面和分子气体之间可能存在相互作用。几个年轻的恒星候选者被发现位于分子发射的最亮区域，超过毫米连续谱源和暗云。这种分布表明超新星遗迹周围存在活跃的恒星形成区。
2013-04-10 astro-ph.GA
90GHz and 150GHz observations of the Orion M42 region. A sub-millimeter to radio analysis
我们已经在Robert C上使用了新的90 GHz Mustang相机。伯德绿岸望远镜（GBT），以9”的分辨率和2.8mJy/光束的灵敏度绘制恒星形成区M42的明亮惠更斯区。90 GHz是一个有趣的过渡频率，因为MUSTANG探测到了由梯形星产生的HII区域的自由发射特征，通常在较低频率下看到，以及来自背景OMC 1分子云的热尘埃发射，通常在较高频率下映射。我们还提出了类似的数据，从150 GHz的GISMO相机上的IRAM望远镜。这张地图有15”分辨率。通过结合MUSTANG数据与1.4，8，和21 GHz的无线电数据从VLA和GBT，我们得到一个新的估计的发射测量（EM）平均电子温度Te = 11376 K的原始方法有关的自由自由发射强度在光学薄和光学厚的频率。结合ISO-LWS数据和我们的数据，我们得到了一个新的估计尘埃温度和光谱发射率指数在80”ISO-LWS光束朝向猎户座KL/BN，Td = 42 K和β =1.3。我们发现，当从HII区域和激发OMC 1界面到OMC 1的密集紫外屏蔽部分（OrionKL/BN，Orion S）时，Td和Beta都降低。通过仅由自由和热尘埃排放组成的模型，我们能够拟合在1.5GHz至854 GHz频率下采集的数据。
2009-11-16 astro-ph.GA
Radio and X-ray study of two multi-shell Supernova Remnants: Kes79 and G352.7-0.1
我们调查了两个多壳层星系超新星遗迹（SNRs），Kes 79和G352.7-0.1，以了解这种形态的原因。这项研究是根据新的和再处理的档案VLA观测和XMM-牛顿档案数据进行的。周围的环境是根据HI加拿大银道面巡天、13 ^CO银道环巡天和HI南银道面巡天的数据进行调查的。目前的研究表明，这两个SNRs的整体形态是其各自的祖星的质量损失历史的结果。Kes 79可能是一颗大质量O 9恒星在分子云附近演化的引力坍缩的产物，而G352.7-0.1可能是SNR与来自前身星的不对称风相互作用以及投射效应的结果。在Kes 79中没有发现与X射线脉冲星CX185238.6 +004020有关的射电点源或脉冲星风星云。另一方面，对G352.7-0.1的X射线研究表明，大部分热X射线辐射完全填充在残骸的内部，并起源于加热的喷出物。特征参数，如无线电流量，无线电频谱指数，年龄，距离，冲击速度，初始能量和光度，估计的SNR。
2009-08-28 astro-ph.GA
J1615+5452: a remnant radio galaxy in the ELAIS-N1 field
本文报道了在ELAIS-N1场中发现的残余射电AGN J1615+5452。在150，325和610兆赫的GMRT连续观测结合档案数据从1.4 GHz的NVSS调查被用来推导源的无线电频谱。在红移$z \sim$ 0.33时，J1615+5452的线性尺寸为$\sim$ 100 kpc，光谱指数介于$α^{1400}_{610} < -1.5$和$α^{325}_{150} = -0.61 \pm 0.12$之间。虽然源在低频有一个弥散的射电发射，但我们在$\sim 5$角分辨率为1.4GHz的VLA数据中没有发现核心、喷流或热点的证据。这样的形态特征加上弯曲的射电频谱表明活动星系核的燃料供应机制经历了一个典型的垂死的射电活动星系核的能量供应短缺。这与观测到的光谱$Δα\approx -1$中的陡峭曲率、估计的$t_{\rm s}=76.0^{+7.4}_{-8.7}$ Myr的同步加速器年龄和$\sim 0.3$的$t_{\rm off}/t_{\rm s}$比率是一致的。
2020-06-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Newly Recognized Very Young Supernova Remnant in M83
作为Gemini-South望远镜和GMOS对M83中超新星遗迹候选者进行光谱调查的一部分，我们发现了一个天体，其光谱在H $α$，[O~I] 6300，6363和[O~III] 4959，5007处显示出非常宽的谱线，与其他被归类为“晚期超新星”的天体相似。“虽然自1923年以来，在M83中已经观察到了六颗历史超新星，但在这个物体的位置上没有看到任何超新星。哈勃太空望远镜3号宽视场相机的图像显示了一个几乎无法分辨的发射源，而钱德拉和ATCA的数据显示了一个明亮的X射线源和非热射电源。其他星系中显示出类似光谱的物体只是超新星爆发后的几十年，这就提出了一种可能性，即创造这个物体的超新星发生在上个世纪，但被错过了。使用测光附近的恒星从HST的数据，我们认为，前体至少是17 $\rm M_{sun}$，和广泛的H $α$的光谱中的存在使一个II型超新星可能。这颗超新星的形成时间肯定早于1983年VLA对该天体的无线电探测。我们建议检查M83的档案图像，以寻找产生该物体的超新星事件的证据，从而提供精确的年龄。
2014-12-30 astro-ph.GA
MeerKAT view of Hickson Compact Groups:I. Data description and release
本文利用MeerKAT观测希克森致密群，对比VLA数据发现更延展的HI潮汐结构，确认第二阶段与第三阶段间存在突变性过渡。
2025-02-13 astro-ph.GA
A global view on star formation: The GLOSTAR Galactic plane survey. VII. Supernova remnants in the Galactic longitude range $28^\circ<l<36^\circ$
上下文虽然银河系中估计有超过1000个超新星遗迹（SNRs），但迄今为止只发现了不到400个。在这一明显不足的情况下，最近在银河经度范围$-2^\circ<l<60^\circ$的4- 8 GHz恒星形成全球观测（GLOSTAR）调查的D配置甚大阵（VLA-D）连续图像中确定了150多个信噪比候选者。目的。我们试图从银河系经度范围$28^\circ<l<36^\circ$的35个SNR候选者中找到非热同步辐射的证据，并研究该区域先前确认的SNR的射电连续辐射。方法.使用短间距校正的GLOSTAR VLA-D+Effelsberg图像，我们测量${\sim}6$ GHz总的和线性偏振的SNR候选者和SNR，以前确认的通量密度。我们还试图确定光谱指数测量流量密度从补充银河平面调查和GLOSTAR-Effelsberg图像的温度-温度图。结果我们提供了四个候选者的非热发射的证据，这些候选者具有与SNR起源一致的光谱指数和偏振，并且考虑到它们的形态，我们确信其中三个（G28.36+0.21，G28.78-0.44和G29.38+0.10）确实是SNR。然而，大约$25\%$的候选者具有指示热发射的光谱指数测量，并且其余的候选者太微弱而不能对光谱指数有良好的约束。结论.在更长的波长和更高的灵敏度下进行更多的观测将更清楚地了解这些候选者的性质。一个简单的蒙特卡罗模拟重申，未来的研究必须坚持目前…
2022-11-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova remnant mass cumulated along the star formation history of the z=3.8 radiogalaxies 4C41.17 and TN J2007-1316
在这篇论文中，我们证明了在两个z=3.8的射电星系4C41.17和TN J2007-1316的恒星形成历史中，由核心坍缩超新星累积的超新星遗迹（SNR）质量达到了> 10^9 Msun，与在类似红移下从SDSS样本中测量的超大质量黑洞（SMBH）质量相当。SNR质量是从已经爆炸的超新星质量中减去星系年龄时的喷出物后测量的，其中仍然发光的恒星的质量最适合观测到的光谱能量分布（SED），在星系演化模型Pégasse的帮助下，不断扩展到光学斯皮策-赫歇尔-亚毫米域。对于最近和较老的恒星星族，信噪比质量在10^（9 ~ 10）M太阳上变化，信噪比与恒星质量比在1%~ 0.1%之间，与观测到的低z SMBH与恒星质量比相当。对于模板射电星系4C41.17，由大孔径（>4arcsec= 30 kpc）观测估算的信噪比和恒星星族质量与多个光学HST（~ 700 pc）结构的总质量在一个质量量级内是相容的，与VLA射电辐射有关，两者都在0.1arcsec。探测中央黑洞的SNR吸积是SMBH增长的一个简单解释，需要恒星形成，恒星和星系动力学的物理学与各种过程（淬火，合并，负反馈）的后果和膨胀SMBH关系的关键。
2015-03-25 astro-ph.GA
Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-Dark Clouds II: Internal Kinematics
红暗星云（IRDC）被认为是富星团的诞生地，因此包含了高质量恒星形成的最早阶段。我们使用绿岸望远镜（GBT）和甚大阵列（VLA）的氨（NH3）在六个IRDC地图测量其柱密度和温度结构（文件1），在这里，我们调查的运动学结构和能量含量。我们发现，IRDC整体显示有组织的速度场，只有局部的中断，由于嵌入式恒星的形成。在NH3排放中看到的局部效应不是高速流出，而是中等（几公里/秒）的线宽增加，表现出最大值附近或与中红外线发射跟踪原恒星一致。这些线宽的增强可能是由于入流或（隐藏在NH3排放）流出。不仅是动能含量不足以支持IRDC对崩溃，而且空间能量分布是不一致的一个方案的湍流云支持。我们的结论是，在我们的样本中的IRDCs的速度签名是由于积极的崩溃和分裂，在某些情况下，从恒星的局部反馈增强。
2012-01-06 astro-ph.GA
The auto and cross angular power spectrum of the Cas A supernova remnant in radio and X-ray
壳型超新星遗迹（SNR）Cas A在几乎所有的角尺度上都表现出结构。以往的研究表明，射电辐射的角功率谱$(C_{\ell})$是一个破幂律，符合MHD湍流。在对应于壳体厚度的角尺度上，已经确定了从2D到3D湍流的过渡。或者，这也可以解释为二维逆级联驱动的能量注入从结激波相互作用。在这里，我们提出$C_{\ell}$测量档案VLA $5$ GHz（C波段）的数据，和钱德拉X射线数据的能量范围${\rm A}=0.6-1.0 \, \, {\rm keV}$和${\rm B} =4.2-6.0 \, \, {\rm keV}$，这两个都是连续占主导地位。不同的辐射都是底层等离子体的波动，也可能是磁场的波动，我们希望它们是相关的。我们使用不同发射之间的交叉$C_{\ell}$来量化这一点。我们发现X射线B与射电和X射线A都有很强的相关性，而X射线A与射电的相关性很弱。这支持了这样一种观点，即X射线A主要是热韧致辐射，而X射线B是热韧致辐射和非热同步辐射的复合辐射。这里测量的各种$C_{\ell}$都显示出破幂律行为。然而，这些斜率通常比无线电中的斜率要浅，并且断裂的位置也对应于较小的角度尺度。这些发现提供了有关湍流性质和Cas A发射机制的观测输入。
2021-02-11 astro-ph.GA
A study of Kepler supernova remnant: angular power spectrum estimation from radio frequency data
超新星遗迹（SNRs）具有各种各样的整体形态以及丰富的结构在广泛的尺度。对这些结构的定量研究可能揭示出膨胀喷出物与周围介质相互作用和湍流引起的密度和磁场的波动。我们利用$1.5$ GHz（L波段）和$5$ GHz（C波段）VLA数据估算了Kepler SNR同步辐射起伏的角功率谱$C_{\ell}$。这是使用$C_{\ell}$的新颖的、基于可见性的、锥形网格估计来完成的。我们发现，对于$\ell = (1.9 - 6.9) \times 10^{4}$，功率谱是一个破幂律，在$\ell = 3.3 \times 10^{4}$处有一个破缺，破缺前后分别是$-2.84\pm 0.07$和$-4.39\pm 0.04$的幂律指数。斜率$-2.84$与2D Kolmogorov湍流和Tycho SNR的早期测量值一致。我们将断裂解释为与SNR（$0.35 $ pc）的外壳厚度相关，该厚度大致匹配$\ell = 3.3 \times 10^{4}$（即，$0.48$ pc）。然而，对于$\ell > 6.9 \times 10^{4}$，L波段的估计$C_{\ell}$可能具有来自前景的主要贡献，而对于C波段，幂律斜率$-3.07\pm 0.02$与$3$ D Kolmogorov湍流大致一致，就像在大$\ell$处观察到的Cas A和Crab SNR。
2019-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
An Interferometric View of H-MM1. I. Direct Observation of NH3 Depletion
氨的光谱线NH $_3$是探测稠密分子云核物理条件的有用探针。除了在光谱学上的优势外，氨还被认为是抗冻结在颗粒表面上的，这应该使其成为研究冷的致密核心内部的优越工具。在这里，我们提出了高分辨率的NH $_3$观测甚大阵列（VLA）和绿岸望远镜（GBT）对星前核心。这些观测结果显示了一个外部区域，其部分NH $_3$丰度为X（NH $_3$）=（1.975 $\pm$ 0.005）$\times 10^{-8}$（$\pm 10\%$系统性），但它也揭示了，毕竟，X（NH $_3$）在H $_2$柱密度为$\approx 2.6 \times 10^{22}$ cm $^{-2}$以上时开始减少。我们推导了一个密度模型，发现丰度分数的断点出现在密度n（H $_2$）$\sim 2\times10^5$ cm $^{-3}$处，超过这个点，丰度分数随密度的增加而减小，遵循幂律$n^{-1.1}$。这种幂律行为很好地再现了化学模型，其中吸附到颗粒上占主导地位的去除氨和相关物种的气体在高密度。我们认为，断点密度的变化从核心到核心取决于温度和颗粒的属性，但无论如何，耗尽功率法可能是接近$n^{-1}$由于吸积的主导地位，在中央部分的无星核心。
2022-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-term Variability of H$_2$CO Masers in Star-forming Regions
我们介绍了2008年至2015年与GBT，WSRT和VLA合作进行的大质量恒星形成区NGC $\,$ 7538 $\,$ IRS $\,$ 1中6 $\,$ cm甲醛（H $_2$ CO）脉泽变化的多历元监测计划的结果。我们发现NGC $\,$ 7538 $\,$ IRS $\,$ 1中两个甲醛脉泽速度分量的相似的变率行为（这是Araya及其合作者在2007年指出的）一直持续着。的可能性，变异性是由脉泽放大路径的变化在具有相似的形态和运动学的区域进行了讨论。我们还观测到NGC $\,$ 7538 $\,$ IRS $\,$ 1的12.2 $\,$ GHz甲醇脉泽和22.2 $\,$ GHz水脉泽。CH $_3$ OH和H $_2$ O物种的最亮脉泽成分显示出通量密度随时间的减小。最亮的H $_2$ CO脉泽分量也显示出通量密度的降低，并且具有与最亮的H $_2$ O和12.2 $\,$ GHz CH $_3$ OH脉泽相似的LSR速度。本文还报道了NGC $\,$ 7538 $\,$ IRS $\,$ 1的射电复合线和20.17和20.97 $\,$ GHz CH $_3$ OH跃迁的线参数。此外，我们还观察到另外5个6 $\,$ cm甲醛脉泽区。我们没有发现这些区域的6 $\,$ cm脉泽相对于以前的观测有显著变化的证据，唯一可能的例外是G29.96 $-$ 0.02的脉泽。在6…
2017-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multi-wavelength Study of the Dual Nuclei in Mrk 212
本文介绍了利用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）和升级的巨型米射电望远镜（uGMRT）。Mrk 212有两个先前已知的射电源与两个光学核S1和S2有关，预计距离约为6 kpc，使其成为双活动星系核（AGN）候选者。我们新的15 GHz VLA观测表明，S1是一个以光学核为中心的双射电源;其总范围约为750秒差距，其平均1.4-8.5 GHz光谱指数为-0.81 +/-0.06。因此，S1类似于一个紧凑对称天体（CSO）。15 GHz VLA图像将S2处的射电源识别为致密核心。因此，我们的射电观测强烈支持在Mrk 212中存在双重活动星系核。然而，从喜马拉雅山钱德拉望远镜（HCT）观测得到的光发射线通量比表明，S1和S2都落在BPT图的AGN + SF（恒星形成）区域。在BPT图中，位于SF或AGN + SF中间区域的弱活动星系核确实在文献中被报道过，我们的来源显然属于同一类别。我们发现一个扩展的无线电结构，在我们新减少的8.5 GHz VLA数据，这是从光学核S2偏移约1”。利用AstroSat上的紫外成像望远镜进行的新的深远紫外和近紫外观测揭示了S2周围的SF结以及kpc尺度的潮汐尾; S2周围的SF结与在8.5 GHz探测到的扩展射电结构相吻合。射电频谱指数与SF一致。在这个阶段，与S2活动星系核的任何可能的联系还不清楚。
2020-10-28 astro-ph.GA
Challenging the archetypal intermittent radio galaxy J0111+3906. New insights from optical GTC/OSIRIS and radio VLA and LOFAR observations
INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过光学光谱与射电观测，证明 J0111+3906 东侧射电源为无关的后星暴星系，并揭示其辐射年龄上限及 CSO 可能的化石等离子体与约 10^4 年工作周期。
2026-09-17 astro-ph.GA
Galactic Supernova Remnant Candidates Discovered by THOR
与预期相比，银河系中已知的超新星遗迹（SNRs）数量有相当大的不足。对扩展的低表面亮度射电源的探测可能会发现新的银河系SNR，但是与HII区域更大的人口的混淆使得识别这些特征具有挑战性。然而，SNR可以从HII区域中分离出来，使用它们明显较低的中红外（MIR）与无线电连续强度比。我们使用的高分辨率1-2 GHz的连续数据相结合的HI，OH，银河系（THOR）和低分辨率VLA 1.4 GHz的银河系平面调查（VGPS）连续数据，连同MIR数据从斯皮策GLIMPSE，斯皮策MIPSGAL，和WISE调查，以确定SNR候选人。为了确保候选者不会与HII区混淆，我们从银河系HII区的WISE目录中排除了无线电连续源，该目录包含银河系中所有已知和候选的HII区。我们在67.4度> 1度> 17.5度，|b| <1.25度的THOR和VGPS联合测量区定位了76个新的银河系SNR候选者，并测量了52个先前已知SNR的射电通量密度。候选的信噪比与已知的信噪比有相似的空间分布，尽管我们注意到在l= 30度附近有大量的新候选，盾牌螺旋臂的切点。候选的平均角度比已知的区域小，6.4 '+/-4.7'对11.0 '+/-7.8'，并且具有较低的积分通量密度。如果这76个候选者被确认为真实的信噪比，例如使用无线电极化测量或通过推导无线电频谱指数，这将使调查区域内已知的银河信噪比数量增加一倍以上。然而，这种…
2017-05-31 astro-ph.GA
G51.04+0.07 and its environment: Identification of a new Galactic supernova remnant at low radio frequencies
我们已经确定了一个新的超新星遗迹（SNR），G51.04+0.07（G51.04），使用74 MHz的观测来自VLA低频巡天Redux。早期，高频无线电连续谱、复合线和红外数据已经正确地推断出在一个包括电离星云和活跃恒星形成的大型复合体中存在非热无线电发射。然而，我们的观察已经允许我们将至少一个SNR重新定义为位于最初定义的SNR候选者的南部外围的相对较小的源（尺寸为7 '.5 x 3'）。G51.04在74 MHz的积分通量密度为6.1 +/- 0.8 Jy，而其射电连续谱的斜率α =-0.52 +/- 0.05，这是典型的壳型残骸。我们还测量了整个源的光谱指数在74和1400 MHz之间的空间变化，范围从与最亮发射一致的较陡光谱（α ~-0.50）到周围较暗区域的较平坦分量（α ~-0.30）。为了探测重新定义的信噪比可能演变成的星际介质，我们利用21 cm中性氢（HI）和13 CO（J=1-0）的发射分析了周围的原子和分子气体。我们发现G51.04被限制在HI腔中，其射电辐射与6300年前发生在距离约7.7 kpc的恒星爆炸的残骸一致。运动学数据表明，新发现的SNR位于前面的HII地区的复杂，一致的连续谱中缺乏低频营业额。CO观测揭示了追踪G51.04中部和北部的分子物质。云和射电源之间的相互作用并不是决定性的。G51.04相对较低的通量密度（在1400 MHz时约为1.5 …
2018-06-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radio study of the extended TeV source VER J1907+062
本文旨在通过新的高质量射电观测，为TeV源VER J1907+062的起源提供新的见解。我们使用了卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）在1.5 GHz下使用镶嵌技术观察VER J1907+062的整个延伸，并在6 GHz下单点观察PSR J1907+0602。这些数据与从公共调查中获得的$^{12}$ CO和原子氢观测一起用于研究VER J 1907 +062方向的星际介质。新的射电观测没有显示出任何证据表明存在脉冲星风星云（PWN），该星云是由场中的脉冲星驱动的，在6 GHz的新VLA图像中没有看到与PSR J1907+0602驱动的拟议X射线PWN对应的射电，噪音水平低至10 $μ$ Jy/beam。在G40.5 $-$ 0.5的射电壳层的东部、南部和西部边界发现了分子云，这表明它与这颗超新星遗迹有关。我们探索了VER J1907+062起源的几种情况。我们提出的最有可能的方案是，TeV的发射是由两个分离的伽马射线源位于不同的距离：一个轻子起源，并与PSR J 1907 +0602供电的PWN在$\sim 3.2$ kpc和强子起源，并产生之间的相互作用G40.5 $-$ 0.5和周围的分子气体在$\sim 8.7$ kpc。
2019-12-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Radio Polarization Signature of Efficient and Inefficient Particle Acceleration in Supernova Remnant SN 1006
我们提出了一个无线电极化SN 1006的研究，结合VLA和ATCA的意见，在20厘米，导致敏感的图像与角分辨率为10角秒。在SNR的两个明亮的无线电和X射线瓣中的偏振分数被测量为0.17，而在无线电和非热X射线发射弱得多的东南部，偏振分数达到0.6 +- 0.2的值，接近理论极限0.7。我们解释这一结果作为证据的无序，湍流磁场在叶，粒子加速被认为是有效的，和一个高度有序的领域在东南部，在那里的加速效率已被证明是非常低的。利用我们的观察的频率覆盖范围，平均旋转测量~12 rad/m2从组合的数据集，然后被用来获得的磁场矢量的内在方向确定。虽然磁场向量在SNR壳层上的方向呈放射状，但大部分磁场向量平行于银道面。沿着高度极化的东南边缘，磁场与激波相切，因此也几乎平行于银道面。这些结果强烈地表明围绕SN 1006的环境场与该方向对准（即，从东北到西南），明亮的叶片是由于极冠的几何形状。我们的研究建立了最有效的粒子加速和产生的磁湍流SN 1006中获得的冲击，其中的磁场方向和冲击法线是准平行的，而低效的加速和几乎没有产生的磁湍流获得准垂直的情况下。
2013-02-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
A New Sample of (Wandering) Massive Black Holes in Dwarf Galaxies from High Resolution Radio Observations
我们提出了一个样本的矮星系与无线电选择吸积大质量黑洞（BH），其中大多数是无核的。我们观察了111个星系使用敏感，高分辨率的观测从卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）在X波段（~8-12 GHz）采用最扩展的A配置，典型角分辨率约为0.25”，均方根噪声约为15 uJy。我们的目标是通过交叉匹配NASA-斯隆图集中恒星质量M_stellar < 3 x 10^9 M_sun且红移z<0.055的星系与20厘米射电天VLA微弱图像（FIRST）巡天中的星系来选择的。通过我们新的高分辨率VLA观测，我们探测到了39个星系的致密射电源，并仔细评估了射电源发射的可能来源，包括热HII区域，超新星遗迹，年轻的射电超新星，背景闯入者和目标星系中的AGN。我们发现，13个矮星系几乎可以肯定的主机活跃的大规模黑洞，尽管事实上，只有一个对象以前被确定为具有光学签名的活动星系核。我们还确定了一个候选的双射电活动星系核在一个更大的星系系统。大多数射电探测到的黑洞偏离宿主星系的中心，有些系统显示出相互作用/合并的迹象。我们的研究结果表明，大质量黑洞不需要总是生活在矮星系的核，证实了模拟预测。此外，搜索试图限制BH种子形成矮星系的观测需要考虑到这样一个人口的“流浪”BH。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Connecting the Scales: Large Area High-resolution Ammonia Mapping of NGC 1333
我们使用NH3反转跃迁来追踪英仙座分子云NGC 1333区域的致密气体。利用VLA干涉仪观测和GBT单碟图相结合，得到了面积为102平方角分、角分辨率为~3.7”的NH3（1，1）和NH3（2，2）图。组合地图的光谱分辨率为0.14 km/s，灵敏度为4 mJy/beam。我们制作了NH3（1，1）和NH3（2，2）的积分强度图、峰值强度图和色散图以及NH3（1，1）的视线速度图。这些被用来推导的光学深度为NH3（1，1）的主要成分，激发温度的NH3（1，1），和旋转温度，动力学温度和柱密度的NH3在映射区域。我们将这些观测结果与CARMA J=1-0对N2 H+和H13 CO+的观测结果进行了比较，并得出结论，它们都在这些致密的恒星形成区域中追踪到了相同的物质。从NH3（1，1）速度图中，我们发现一个速度梯度脊在NGC 1333的整个南部呈弧形延伸。我们认为，一个大规模的湍流细胞与云碰撞，这可能导致形成一层压缩气体。沿着速度梯度脊的这个区域点缀着0/I类YSO，它们可能是由压缩气体中的局部过密度导致引力不稳定性而形成的。NH3（1，1）速度弥散图沿该区域也有相对较高的值，从而证实了激波层的论点。
2019-04-06 astro-ph.GA
Searching for Dual AGN in Galaxies with Double-Peaked Emission Line Spectra using Radio Observations
超大质量黑洞（SMBH）双星的形成是由于星系合并和较小的吸积事件。当SMBH吸积时，它们会形成二元或二元活动星系核，并在合并残留物的光谱中产生双峰发射线。双峰发射线也可能是由于喷流-ISM相互作用或旋转盘。高分辨率射电观测是确认双峰活动星系核（DPAGN）中的双星活动星系核的最好方法之一。我们用卡尔G. Jansky甚大阵（VLA），其中一个源已经出版，其余19个在本文中。我们在三个样本星系中探测到了距离为$\lesssim$ 10 kpc的双射电结构。利用这些源的光谱指数图和光谱，我们确定其中一个是对偶活动星系核（DAGN），而另外两个可能是对偶活动星系核或活动星系核+成星核对。在其余的源中，一个具有清晰的核心喷流结构，另一个源可能是核心喷流结构或DAGN。其余13个源是单核，而一个源在任何频率下都没有检测到。我们发现，对于我们的双重活动星系核检测，DPAGN发射线不起源于双重/二元活动星系核。相反，它们可能是由于外流或喷流。因此，我们的结论是，DPAGN在低分辨率SDSS光谱确定的双/二进制活动星系核不是很好的指标。另一方面，密切相互作用的星系或合并残留物是探测双重/二元活动星系核的好候选者。
2019-02-02 astro-ph.GA
