Multi-phase outflows in post starburst E+A galaxies -- I. General sample properties and the prevalence of obscured starbursts
E+A星系被认为是连接主要合并ULIRGs与红色和死亡椭圆星系的短相位。它们的光谱表明，一个巨大的恒星爆发，突然淬火，和他们的隆起为主的潮汐尾巴的形态表明，他们是合并残留物。活动星系核驱动的风被认为是导致恒星形成突然猝灭以及剩余分子气体被驱逐和/或破坏的过程之一。在这个短暂的阶段，人们对活动星系核驱动的风知之甚少。在本文中，我们提出了第一个和唯一的样本后星暴星系候选人与活动星系核，显示出电离外流的迹象，在其光学发射线。利用IRAS-FIR观测，我们研究了这些系统中的恒星形成过程，发现许多被选择在其光谱中具有星暴后特征的系统实际上是被遮蔽的星暴。利用SDSS光谱技术，我们研究了静止和流出的电离气体。我们还检测到中性气体流出的40%的源的质量流出率10- 100倍以上的质量比在电离阶段。在我们的样本（$\dot{M}\sim 1\, \mathrm{M_{\odot}/yr}$，$\dot{E}\sim 10^{41}\, \mathrm{erg/sec}$）的平均质量流出率和电离流出的动力学功率是大于活动星系核光度和恒星质量相似的活动星系。对于中性流出（$\dot{M}\sim 10\, \mathrm{M_{\odot}/yr}$，$\dot{E}\sim 10^{42}\, \mathrm{erg/sec}$），它们的平均值小于在有和没有活动星系核的（U）LIRG中观察到的平均值…
2021-10-03 astro-ph.GA
A Gemini-NIFS view of the merger remnant NGC 34
合并残骸NGC 34是一个局部亮红外星系（LIRG），拥有一个核星暴和一个硬X射线源，与一个假定的，模糊的Seyfert~2核有关。在这项工作中，我们使用自适应光学辅助近红外（NIR）积分场单位观测该星系映射的电离和分子气体在其内部$\mathrm{1.2\,kpc \times 1.2\,kpc}$的分布和运动学，空间分辨率为70秒差距。分子和电离气体的运动学是一致的光盘投影主轴沿平均PA~=~ $\mathrm{-9^{\circ}.2 \pm 0^{\circ}.9}$。我们的主要发现是：NGC~34有一个活动星系核，核星爆分布在一个环核恒星形成环中，其内外半径分别为$\approx$ ~60和180~pc，这一点由$\mathrm{[Fe II] / Paβ}$和$\mathrm{H_{2} / Brγ}$的发射线比图所揭示，并得到PCA层析分析的证实。NGC~34的空间分辨近红外诊断图还确定了一个由恒星辐射场相关过程主导的环核结构和一个相对于氢复合线而言$[Fe II]$和H $_2$发射增强的核区。我们估计，核X射线源可以解释中央H $_2$增强，并得出结论，$[Fe II]$和H $_2$的排放是由于年轻的恒星的光电离，由活动星系核和冲击产生的X射线激发的组合。这些发射线显示了核，广泛的，蓝移的成分，可以解释为核外流驱动的活动星系核。
2021-07-20 astro-ph.GA
The MUSE view of He 2-10: no AGN ionization but a sparkling starburst
利用MUSE积分场谱研究了HII星系Henize 2-10中电离气体的物理和动力学性质。大尺度的动力学主要是由扩展的外流气泡，可能是大量的气体从中央恒星形成区域喷射的结果。我们推导出一个质量流出率dMout/dt~0.30 Msun/yr，对应于质量加载因子eta~0.4，在局部LIRG中具有类似测量的范围内。如此大规模的外流具有总动能，可以通过星系中预期的恒星风和超新星遗迹来维持。我们利用经典的发射线诊断方法研究了整个星系的尘埃消光、电子密度和电离条件，证实了星系核心的高密度恒星形成结的极端性质，它表现出高密度和高电离参数。考虑到电离参数的强烈变化，我们测量了星系中的气相金属丰度，发现星系外部的丰度低至12 + log（O/H）~8.3，而形成结的中心恒星高度富集超太阳金属丰度。尽管最近有人声称在He~2-10的核心存在一个超大质量的活动黑洞，但我们在该星系中没有发现活动星系核电离的迹象。因此，我们重新分析了用于提出活动星系核存在的X射线数据，但我们得出结论，观察到的X射线发射可以更好地解释不同性质的来源，如超新星遗迹。
2017-04-26 astro-ph.GA
Extreme MgII Emission in Recently-Quenched Galaxies: A New Sample of Intermediate-Redshift Post-Starburst Quasars from the DESI Early Data Release
University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本研究利用DESI数据发现十个具有极端MgII发射的后星暴类星体，构成首个从后星暴星系母样本选出的类星体样本，并揭示后星暴选择方法对高光度活动星系核存在偏差，可能遗漏了驱动熄灭外流的类星体。
2026-09-29 astro-ph.GA
The PUMA project. III. Incidence and properties of ionised gas disks in ULIRGs, associated velocity dispersion and its dependence on starburstiness
一个经典的方案表明，ULIRGs将碰撞的螺旋星系转变为一个以球体为主的早期星系。最近的高分辨率模拟表明，在某些情况下，旋转盘可以在合并过程中保留下来，或者在合并后迅速再生。我们的目标是详细分析ULIRGs样本中的电离气体运动学，以推断后期相互作用星系和合并残留物中气体旋转动力学的发生率。我们分析了附近20个（z<0.165）ULIRGs样本的MUSE数据，作为“ULIRGs物理与MUSE和ALMA”（MUSE和ALMA）项目的一部分。我们发现，27%的个别核与kpc尺度的盘状气体运动。样本的其余部分显示了过多的气体运动学，主要由风和合并引起的流动，这使得旋转签名的检测变得困难。另一方面，恒星盘状运动的发生率比气体盘大2倍，因为前者可能受风和流的影响较小。这8个具有气体盘的星系呈现出相对较高的本征气体速度色散（sigma = 30-85 km/s），旋转支持的运动（气体旋转速度与速度色散vrot/sigma > 1-8），动力学质量范围为（2-7）x1 e10 Msun。通过将我们的结果与文献中的本地和高Z盘星系相结合，我们发现了σ和主序列（MS）的偏移量之间的显着相关性，校正其演化趋势后。我们的研究结果证实了在相互作用的星系和合并残留物中存在kpc尺度的旋转盘，其发生率从27%（气体）到~50%（恒星）。ULIRGs气体速度色散的一个因素的~4高于当地正常MS星系，类似于高Z星爆的…
2022-02-04 astro-ph.GA
Direct evidence of AGN-feedback: a post starburst galaxy stripped of its gas by AGN-driven winds
星暴后的E+A星系显示出强烈的星暴突然熄灭的迹象。它们的扰动，凸起为主的形态表明，它们是合并的残余物。更大质量的E+A星系被认为是由活动星系核反馈淬灭的，但对活动星系核驱动的风在这个短暂的阶段知之甚少。我们通过SDSS J003443.68+251020.9的Keck Cosmic Web成像仪在z=0.118处呈现空间分辨IFU光谱。该系统由两个星系组成，其中较大的一个是星暴后的E+A星系，拥有活动星系核。我们的模型表明，一个400百万年的恒星爆发，与120 Msun/年的峰值恒星形成率。观测结果揭示了静止和外流的气体，光电离的中央活动星系核。我们检测到气体流出到距离中央星系17千秒差距的距离，远远超出了恒星的区域（约3千秒差距），在一个圆锥形结构内，开口角为70度。我们构建自洽的光电离和动力学模型的不同气体成分，并表明，星系外的气体形成一个连续的流动，质量流出率约为24 Msun/年。气流中的气体质量，大约是$10^9$ Msun，大于星系内的总气体质量，其中一些也是流出的。流动的连续性使活动星系核反馈持续时间的下限为6000万年。这样的活动星系核能够在一个插曲中从其宿主星系中移除大部分气体，并将富集的物质排入周围的CGM。
2018-04-09 astro-ph.GA
Effects of grain shattering by turbulence on extinction curves in starburst galaxies
尘埃粒子在热电离介质中的湍流运动可以有效地加速和破碎。这种效应在星暴星系中得到加强，那里的气体被电离，湍流由大质量恒星维持。此外，II型超新星（SNe II）产生的尘埃在星暴星系中可能是有效的。在本文中，我们研究了粉碎在WIM上的尘埃粒子由SNe II产生的效果。我们发现，虽然预计从SNe II喷出的颗粒会偏向于大尺寸（$a\ga 0.1 \micron$，其中$a$是颗粒半径），因为在超新星遗迹的冲击破坏，在WIM的粉碎是足够有效的$\sim 5$ Myr产生小颗粒，如果金属丰度接近太阳或更多。破碎产生的小颗粒使灭绝曲线变陡。因此，对于金属丰度为太阳能的系统和恒星暴增年龄通常大于500万年的系统，应该始终考虑到由于破碎而使灭绝曲线变陡。这些条件不仅可以在附近的星爆中得到满足，也可以在高红移（$z>5$）类星体中得到满足。
2010-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are all post-starbursts mergers? HST reveals hidden disturbances in the majority of PSBs
星系如何从蓝色的恒星形成螺旋转变为红色的静止早期星系？为了回答这个问题，我们分析了一组26个富含气体的、受冲击的星暴后星系，哈勃太空望远镜（HST）在B、I和H波段成像，斯隆数字巡天（SDSS）的i波段成像具有类似的深度，但分辨率较低。我们发现，在我们的样本中，后恒星爆发具有介于盘状和膨胀主导（Sérsic n $=1.7^{+0.3}_{-0.0}$）之间的中间形态，并且具有红色的膨胀，可能是由于核心中的尘埃遮蔽。当用HST观测时，我们样本中的大多数星系比规则星系（88%，对应于>3 $σ$显著性）更受形态扰动，不对称性和Sérsic剩余通量分数是最成功的扰动度量。大多数扰动在SDSS成像的较低分辨率下未被检测到。虽然约27%的星系是清晰的合并残留物，但我们发现另外约30%的样本中的扰动是内部的，由小尺度扰动或尘埃子结构引起，而不是潮汐特征，需要高分辨率成像来检测。我们发现了一个2.8 $σ$的证据表明，不对称特征在~ 2亿年的时间尺度上消失，并可能在~ 7.5亿年后完全消失，因此我们不排除所有后恒星爆发的可能合并起源，因为不对称特征可能已经消失。这项工作突出了小尺度扰动的重要性，仅在高分辨率成像中检测到，在理解过渡星系的结构演化。
2021-05-20 astro-ph.GA
A top-heavy stellar initial mass function in starbursts as an explanation for the high mass-to-light ratios of ultra compact dwarf galaxies
最近的研究表明，质量在10^6 ~ 10^8太阳质量之间的致密恒星系统的V波段动态质光比与简单的恒星星族（SSP）模型的预测不一致。在这些所谓的超紧凑矮星系（UCD）中，头重脚轻的恒星初始质量函数（IMF）为这一发现提供了一个有吸引力的解释，恒星残骸和保留的恒星包层提供了不可见的质量。因此，我们建立了一个模型，量化了UCD的IMF在中等质量和高质量范围内偏离正则IMF的程度，以解释UCD的M/L_V比增强。UCD中的高质量IMF取决于UCD的年龄和它们保留的恒星演化的微弱产物的数量。假设UCD中的IMF是一个三部分幂律，等于低质量范围内的正则IMF，并将20%作为UCD保留的高质量恒星残余部分的合理选择，该模型表明，如果UCD的年龄为13 Gyr，那么大质量IMF的指数大约为1.6（即几乎和宇宙一样古老）或者如果UCD是7 Gyr，则大约为1.0，而Salpeter-Massey IMF则为2.3。如果IMF像这里所说的那样头重脚轻，那么UCD的稳定性可能会受到大质量恒星辐射和演化引起的严重质量损失的威胁。当UCD以每年10到100太阳质量的恒星形成率形成时，其中心密度一定在每立方秒差距10^6到10^7太阳质量之间。
2010-02-25 astro-ph.GA
Testing the Modern Merger Hypothesis via the Assembly of Massive Blue Elliptical Galaxies in the Local Universe
现代合并假说提供了一种形成新椭圆星系的方法，通过合并两个质量相等的、富含气体的盘状星系，为核星暴提供燃料，然后进行有效的淬火和动力学稳定。对这种情况的一个关键预测是，在从高度扰动的残骸到新的椭圆星系的短暂形态转变阶段，年轻恒星集中在中心。为了测试这方面的合并假设，我们使用积分场光谱跟踪恒星的巴尔末吸收和4000欧姆破裂强度指数作为银河半径的函数为12个大规模（${\rm M_{*}}\ge10^{10}{\rm M_{\odot}}$），附近（${\rm z}\le0.03$），视觉上选择合理的新椭圆与蓝云光学颜色和不同程度的形态特点。我们发现，这些指数值和它们的径向依赖性与特定的形态特征，使最受干扰的星系有最小的4000 μ m的断裂强度和最大的巴耳末吸收值。总的来说，我们的样本中有三分之二与现代合并假说的预测不一致。在这八个中，有一半的特征与最近的小合并相互作用一致。另一半的恒星形成历史类似于本地的，静止的早期型星系。在剩下的四个星系中，有三个有强烈的形态扰动和恒星形成的光学颜色，这与最近富含气体的主要合并的残余物相一致，但表现出一个弱的中心爆发，这与它们的恒星形成$\sim5\%$相一致。最后一个星系拥有强烈的、集中的恒星爆发的光谱特征和指示最近淬火的静止核心光学颜色（即，一个后星爆签名）的规定，由现代合并假说。
2015-05-06 astro-ph.GA
After The Fall: The Dust and Gas in E+A Post-Starburst Galaxies
星暴后星系作为尘埃和气体贫乏的合并残余物的传统图片，迅速过渡到宁静，最近受到了挑战。在许多后恒星暴增中意外地探测到显著的ISM，这提出了重要的问题。它们真的是静止的吗？如果是的话，是什么机制阻止了恒星的进一步形成？什么过程支配着他们的ISM能量学？我们提出了一个红外光谱和光度调查的33个SDSS选择E+A后的星爆，旨在解决这些问题。我们发现紧凑，温暖的尘埃水库高PAH丰度，总气体和尘埃质量显着高于预期的恒星回收。PAH/TIR和尘埃-爆发恒星质量比都随着爆发后年龄的增加而减少，这表明尘埃破坏的累积效应和向热的早期ISM性质的初期过渡。它们的红外光谱特性是独特的，主要的PAH发射，非常弱的星云线，异常强大的H $_{2}$旋转发射，和深${\rm [C\, II]}$赤字。SFR指标之间存在很大的分散性，PAH和TIR光度都提供了过高的估计。即使作为潜在的上限，所有的示踪剂表明，SFR通常经历了两个以上的数量级的下降，因为星暴，SFR是大大低于预期的恒星质量和分子气体密度。这些结果描绘了一幅系统的连贯图景，在这些系统中，恒星的形成确实被迅速截断，但ISM被$\textit{not}$完全驱逐，而是通过潜在的或持续的湍流或机械加热的注入来支持崩溃。由此产生的老化爆发人口提供了一个“高软”的辐射场，似乎占主导地位的E+As的不寻常的ISM能量。
2018-06-06 astro-ph.GA
Post-starburst Galaxies with Active Galactic Nucleus: Properties and Evolutionary Sequences
Nanjing University（南京大学）；Westlake University（西湖大学）；Tsinghua University（清华大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
利用SDSS-IV MaNGA调查数据，遵循传统标准并开发新方法识别兼具星暴后特征与核活动的区域，研究其性质及与其他星系对比，发现RPSBs可能演化为AGN-PSBs，H-CPSBs有不同演化路径，且AGN反馈非PSB形成必要条件。
2026-07-02 astro-ph.GA
Parsec-Scale Radio Emission from the Low-Luminosity Active Galactic Nucleus in the Dwarf Starburst Galaxy Henize 2-10
最近在矮星暴星系Henize 2-10（He 2-10）的中心发现了一个候选的吸积大质量黑洞（BH），其M_BH约为10^6 Msun。这一发现首次提供了研究附近星系中类似于早期宇宙中的黑洞的可能性，并开辟了一类新的宿主星系来寻找最小的超大质量黑洞。在这里，我们提出了非常长的基线干涉观测的He 2-10采取的长基线阵列（LBA）在1.4 GHz的角分辨率为~0.1”x 0.03”。在假定的低光度活动星系核的精确位置探测到一个单一的致密射电源。核射电辐射的物理尺寸小于3 pc x 1 pc，比之前的甚大阵（VLA）的限制小了一个数量级，并且T_B > 3 x 10^5 K的亮度温度证实了非热起源。这些LBA观测结果表明，核射电辐射来自一个单一的对象，并排除了多个超新星遗迹的可能性，作为以前在较低分辨率的VLA检测到的核射电辐射的起源。一个较弱的，更广泛的，非核源也检测到与LBA和多波长辅助数据的比较表明，与核源不同，非核源是同空间的超级星团，缺乏可检测的X射线点源对应，几乎可以肯定是由于超新星遗迹的主机星团。
2012-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The fate of the Antennae galaxies
我们提出了一个高分辨率的平滑粒子流体动力学模拟的银河系（NGC 4038/4039），并遵循演变$3$陀螺超越最终合并。模拟包括金属丰度相关的冷却，恒星形成，恒星反馈和化学富集。模拟的最佳匹配星暴很好地再现了观测到的形态和离核星暴。我们还首次制作了一个模拟的非核星团的二维金属丰度图，并发现与观测到的非核星团的金属丰度很好的协议，但核金属丰度过度生产的$\sim 0.5$ dex。使用辐射传输代码SKIRT，我们产生多波长的观测的合并残留物和合并。$1$陀螺老遗迹与$n=7.07$的Sérsic轮廓很好地拟合，$r$带有效半径为$r_{\mathrm{e}}= 1.6$ kpc，速度色散为$σ_{\mathrm{e}}=180$ km $/$ s，该遗迹位于早型星系（ETG）的基面上。最初的蓝色星云遗迹在长期演化的$\sim 2.5$ Gyr之后演化为红色序列。这个残骸被归类为快速旋转体，因为在其演化过程中，特定的角动量从$λ_{\mathrm{Re}}\approx0.11$演化到$λ_{\mathrm{Re}}\approx0.14$。残骸显示有序的旋转和双峰最大的平均2D视线速度。这些运动学特征在局部ETG中相对常见，我们在ATLAS $^\mathrm{3D}$样本中特别确定了三个局部ETG（NGC 3226，NGC 3379和NGC 4494），其光度学和运动学特性最类似于…
2018-01-07 astro-ph.GA
The Host Galaxy of the Recoiling Black Hole Candidate in 3C 186: An Old Major Merger Remnant at the Center of a z=1 Cluster
3C 186是$z=1.0685$的一个射电大声类星体，先前有报道称其与宿主星系有速度和空间偏移，并被认为是由黑洞合并引发的引力波反冲黑洞的有希望的候选者。另一种可能的情况是3C 186正在进行星系合并，表现出暂时的位移。在这项研究中，我们提出了新的深HST/WFC 3-IR和ACS图像的分析，旨在表征宿主星系和测试这种替代方案。我们仔细测量了主机的轻重量中心，并揭示了一个显着的空间偏移类星体核心（$11.1\pm0.1$ kpc）。确认的偏移方向几乎垂直于射电喷流。我们没有发现最近合并的证据，例如在扰动的郊区的年轻恒星爆发，但在F160 W中只有$\sim30$ kpc的边缘光浓度。宿主由成熟的（$>200$ Myr）恒星星族和一个致密的恒星形成区组成。我们比较流体动力学模拟，发现这些观察到的功能是一致的，在后期合并残留。综上所述，这些证据表明，该系统不是一个正在进行的/年轻的合并残余物，这表明反冲黑洞场景仍然是3C 186令人费解的性质的合理解释。
2022-04-26 astro-ph.GA
Deviations from the Infrared-Radio Correlation in Massive, Ultra-compact Starburst Galaxies
通过能量外流的反馈已经成为一个关键的物理过程，负责将恒星形成星系转变为在局部宇宙中观察到的静止系统。为了探索这一过程，本文侧重于一个样本的大规模和紧凑的合并残余星系托管高速气体流出（$|v| \gtrsim 10^{3}$公里秒$^{-1}$），发现在中等红移（$z \sim 0.6$）。从它们的中红外辐射和紧凑的形态，这些星系估计有非常大的恒星形成率（SFR）的表面密度（$Σ_{SFR} \sim 10^{3}$ $\mathrm{M_{\odot}}$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$），接近爱丁顿极限的辐射压力尘埃颗粒。这表明恒星形成的反馈可能是驱动观察到的外流。然而，这些SFR估计遭受重大的不确定性。因此，我们寻求一个独立的恒星形成的示踪剂，以探测这些系统中的紧凑的星爆活动。在本文中，我们提出了SFR估计计算使用1.5 GHz连续Jansky甚大阵观测19个星系。我们还提出了更新的红外（IR）SFR计算WISE调查数据。我们估计SFR从IR大于从无线电的19个星系中的16个的中位数因子为2.5。我们发现，这种偏差是最大的最紧凑的星系托管最年轻的恒星星族，这表明紧凑的恒星爆发偏离红外无线电相关。我们认为，这种偏差源于同步辐射的自由吸收，每个指标跟踪恒星形成的时间尺度的差异，或异常热的红外辐射尘埃在这些超致密星系。
2020-09-08 astro-ph.GA
Formation of ultra-compact blue dwarf galaxies and their evolution into nucleated dwarfs
基于矮-矮星系合并的数值模拟结果，我们认为具有活跃恒星形成的超致密蓝矮星系（UCBD）与有核矮星系之间存在着演化联系.我们认为，低质量的矮星可以非常丰富的气体的观测事实，从而调查非常丰富的气体，耗散的矮星-矮星合并的动力学和化学演化。我们发现矮-矮星合并的残余物可以被由触发的恒星爆发形成的新的恒星星族所支配，因此可以具有蓝色和更高的金属丰度（Z~[0.2-1]Z_sun）。我们还发现，这些合并的残余物在中心10 pc和小的半光半径（40-100 pc）范围内具有相当高的质量密度（10^4 M_sun pc^-3）。一些合并残留物的径向恒星结构与有核矮星的相似。恒星形成可以在围绕恒星星系核（SGN）的核气体盘（R<100 pc）中继续进行，因此SGN最终可以具有不同年龄和金属丰度的多个恒星星族。这些非常紧凑的蓝色残余物可以在合并后不久被识别为UCBD，并在年轻恒星衰落后被识别为有核矮星。我们讨论这些结果的背景下，富含金属的超紧凑型矮星（UCD）和SGN的起源。
2015-10-15 astro-ph.GA
High energy extragalactic multimessenger backgrounds from starburst and dead galaxies
本文研究星暴星系和年老星系的高能辐射贡献，指出星系集体辐射仅能解释少量河外中微子，但可构成河外γ射线背景的主要部分，且其中相当比例可能来自轻子过程。
2025-05-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic Ray Ionization of Low-Excitation Lines in Active Galactic Nuclei and Starburst Galaxies
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波季斯特里安大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理学研究中心）；Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (INAF–IAPS)（国家天体物理与行星学研究所）
研究宇宙射线对活动星系核和星暴星系中低激发线气体的影响，通过CLOUDY模型分析不同密度、电离参数和宇宙射线电离率下的热结构变化，发现高电离率能显著改变离子化气体的热结构并影响线比诊断、金属度和电离估计。
2026-05-18 astro-ph.GA
The Radio-Gamma Correlation In Starburst Galaxies
本文系统地研究了星暴星系中的非热电子-质子等离子体及其发射过程，以解释射电波段光度与最近观测到的伽玛光度之间的相关性。在这样做时，宇宙射线的电子和质子的空间均匀的星爆内的稳态描述被认为是连续的动量损失，以及灾难性的损失，由于扩散和平流。相对论性宇宙射线的主要来源，如超新星遗迹，提供了一个准中性等离子体的动力学幂律谱，我们占刚性依赖的电子和质子之间的差异的频谱。我们用同步辐射、逆康普顿散射、韧致辐射和强子π介子产生来研究由此产生的轻子和强子辐射过程。最后，利用NGC 253、M82、NGC 4945和NGC 1068的射电和γ射线波段观测数据以及观测到的超新星速率来约束最佳拟合模型。在NGC 253、M82和NGC 4945的情况下，我们的模型能够准确地描述数据，表明：（i）超新星是NGC 253、M82和NGC 4945的主要粒子加速器，但不是NGC 1068的情况。(ii)所有被考虑的星暴星系都是贫质子量热计，其中NGC 253的逃逸主要由星系风驱动，而NGC 4945和M82（能量> 1 TeV）的逃逸主要由扩散驱动。(iii)强子π介子产生的次级电子对于模拟射电通量是很重要的，但是相关的中微子通量低于目前的观测极限。
2016-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
The merger-starburst connection across cosmic times
星系合并和星暴活动之间的对应关系在观测和对低红移星系的模拟中得到了很好的证实。然而，相互作用的性质和所涉及的星系的演化表明，星系对合并事件的星暴反应可能在宇宙时间内有所不同。使用VINTERGATAN宇宙放大模拟银河系般的星系，我们在这里表明，星爆，即情节的快速恒星形成，与潮汐压缩的发生，本身引起的合并。然而，只有在星系盘形成后，这种压缩才会变得足够强大，从而引发恒星暴增。因此，星暴事件只能在星系演化的精确阶段发现，在盘形成之后，直到最后一次大合并。由于耗尽时间量化了瞬时的恒星形成活动，而比恒星形成率涉及过去活动的综合结果（通过恒星质量），星暴事件不一定与升高的比恒星形成率相一致。这意味着并非所有的星暴星系都是星系形成主序列之上的异常值。
2022-09-08 astro-ph.GA
New insights on supernova remnants and HII regions in M82
本文介绍过去十年为M82星系超新星遗迹和HII区域研究开发的新VLBI成像技术，实现更深成像、谱指数测绘和更宽视场探测新射电源。
2025-04-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Orbital Decay of Supermassive Black Hole Binaries in Clumpy Multiphase Merger Remnants
我们模拟了两个银河系大小的星系盘的等质量合并，中等气体分数在秒差距尺度的分辨率，包括一个新的模型辐射冷却和加热的多相介质，以及恒星形成和超新星的反馈。这两个圆盘最初有一个$2.6\times10^6\mathrm{~M_{\odot}}$超大质量黑洞（SMBH）嵌入它们的中心。随着合并的完成，两个星系核心合并，SMBH形成一对，间隔几百pc，逐渐衰减。由于合并后系统的随机性质，双星的轨道平面受到显著的扰动。此外，由于强烈的星爆，来自中心区域的气体被完全抽空，需要$\sim10$ ~Myr来重建核盘。最重要的是，星际介质的cluerous性质对SMBH对的动力学演化有重大影响，SMBH对经历与大质量气体云的引力相遇以及由云中的云和盘中的螺旋模式随机扭转。这些效应结合起来，大大延迟了两个SMBH的衰减到几个秒差距的分离，与以前的工作相比，几乎两个数量级，$\sim 10^8$ yr。在气体更丰富的星系合并中，在高红移的随机扭矩将更加明显，并可能导致更强的轨道衰变调制。这表明，在任何红移中，几十秒差距的SMBH对应该是相对常见的。
2014-06-17 astro-ph.GA
A Possible Protocluster of Galaxies Serendipitously Discovered in the Field of an Intermediate-Redshift Post-starburst Galaxy
Texas A&M University（德州农工大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
研究在后星burst星系场中偶然发现的亚毫米波星系过密区，通过ALMA观测发现六颗可能关联的星系，提出后续光谱观测以确定红移。
2026-04-21 astro-ph.GA
The Hot Gas Exhaust of Starburst Engines in Mergers: Testing Models of Stellar Feedback and Star Formation Regulation
利用钱德拉X射线望远镜的档案数据，我们测量了49个附近相互作用的星系对，合并和合并残留物样本中热星际气体的空间范围。对于SFR > 1 M（太阳）/yr的系统，热气体的体积和质量与恒星形成率（SFR）有很强的线性相关性。这支持了恒星/超新星反馈主导这些星系中热气体产生的观点。我们使用已发表的一氧化碳和21 cm HI测量结果，将这些星系中X射线发射热气体Mx（气体）的质量与分子和原子氢星际气体质量（分别为M（H2）和M（HI））进行了比较。具有较高SFR的系统平均具有较大的Mx（气体）/（M（H2）+ M（HI））比值，与最近的恒星形成和合并星系反馈的数值模拟一致。Mx（气体）/（M（H2）+ M（HI））比也随平均尘埃温度而增加。Mx（气体）/SFR比与IRAS 60微米至100微米通量比和Spitzer 3.6微米至24微米通量比反相关。这些趋势可能是由于年轻恒星的空间密度，恒星年龄，年轻恒星与老恒星的比例，初始质量函数和/或恒星反馈的效率的变化。低SFR（<1 M（太阳）/年）和高K波段光度的星系可能相对于高SFR星系有过量的热气，而低K波段光度的星系（因此恒星质量较低）可能缺乏热气，但我们的样本不够大，统计意义不强。
2019-08-25 astro-ph.GA
History and destiny of an emerging early-type galaxy: New IFU insights on the major-merger remnant NGC7252
NGC 7252是离我们最近的主合并星系残骸之一，它是研究盘星系向椭圆星系转变过程的理想实验室。我们使用VLT-VIMOS积分场摄谱仪获得了覆盖NGC 7252中心50“x50”的宽场IFU光谱，以绘制恒星和电离气体运动学，以及电离气体的分布和条件，揭示正在进行的恒星形成的程度和最近的恒星形成历史。我们发现，内部的气体盘是不是反向旋转的恒星和恒星的运动学出现复杂的一个明显的迹象表明一个长轴状的旋转组件建议极合并配置。恒星的形成速率为2.2+-0.6M_sun/yr，在分子气体含量下，恒星的消耗时间为2Gyr。此外，空间分辨的恒星形成历史表明有轻微的径向依赖性，在稍后的时间向外移动。我们证实了一个大的活动星系核电离的气体云以前发现的5 kpc的核南部，并发现更高的电离也在星系中心相对于周围的气体盘。虽然朝向中心的较高电离可能在中心恒星形成环内退化，但它可能与低光度活动星系核有关。虽然NGC 7252被归类为中心的后星暴星系，但椭圆形的主合并遗迹仍然非常活跃。据推测，在最后一次合并后的1亿年内，一个中心的千万亿分之一秒尺度的气体盘迅速重新形成。该盘的特征是正在进行的恒星形成，这意味着Gyr长时间尺度仅通过气体消耗达到红色序列。虽然NGC 7252对探测从盘状星系到椭圆星系的转变很有用，但它并不适合在这一点上研究从蓝色到红色的转变。
2018-07-12 astro-ph.GA
The starburst-AGN disconnection
对星暴、活动星系核及其联系的光学研究通常会遗漏那些发射线太弱而无法保证可靠测量和分类的星系。然而，弱线星系比比皆是，值得仔细观察。我们表明，这些星系要么是大质量的，富含金属的恒星形成系统，或者，更常见的是，LINER。从我们详细的恒星星族分析中，我们发现这些LINER很久以前就停止形成恒星了。此外，它们的电离辐射场与仅从它们古老的恒星星族中预期的一致性令人惊讶。这些大质量早期型星系中心的黑洞并不活跃到足以压倒恒星电离，因此，尽管它们看起来很像，但它们不应该被称为AGN。
2009-02-03 astro-ph.GA
The In Situ Growth of Stellar-mass "Light" Seed Black Holes in Nuclear Star Clusters
Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（加拿大理论天体物理研究所，多伦多大学）
研究通过磁流体动力学模拟探讨了在形成巨型分子云中恒星级
2026-06-08 astro-ph.GA
The Maser-Starburst connection in NGC253
NGC 253是距离银河系最近的星暴星系之一，因此它已经在电磁波谱中得到了详细的研究。最近的观测已经在这个源中探测到了第一个36和44 GHz的河外I类甲醇脉泽和第一个河外HC $_3$ N（氰基乙炔）脉泽。在这里，我们讨论的位置脉泽相对于关键的形态特征内NGC 253和脉泽之间的关联和正在进行的星爆。
2017-11-07 astro-ph.GA
Revealing the nature of the starburst galaxies in the $z=2.4$ overdensity HATLAS J0849
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文研究学院）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究中心）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所DARK中心）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study The University of Tokyo（东京大学宇宙起源研究科 Kavli 宇宙物质与物理全球卓越中心）；Sub-department of Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理小组）
研究通过高分辨率观测五个多气体星系，发现其中两个旋转盘具有非轴对称径向气体运动，揭示了星burst星系的形成机制及其在过密度区域的分布特征。
2026-03-24 astro-ph.GA
Discovery of Large Molecular Gas Reservoirs in Post-Starburst Galaxies
星暴后（或“E+A”）星系的特征是低H $α$发射和强巴耳末吸收，这表明最近的星暴，但目前很少有恒星形成。虽然这些星系中的许多都显示出最近合并的证据，但结束星暴的机制还不清楚。为了研究分子气体的命运，我们用IRAM 30 m和SMT 10 m望远镜在Sloan数字巡天的32个邻近的（$0.01<z<0.12$）星暴后星系中寻找CO（1-0）和（2-1）发射。17例（53%）检测到CO。使用CO作为分子氢的示踪剂和银河系转换因子，我们得到了$M(H_2)=10^{8.6}$ - $10^{9.8} M_\odot$的分子气体质量和$\sim10^{-2}$ - $10^{-0.5}$的分子气体质量与恒星质量分数，与恒星形成星系的分子气体质量相当。大量的分子气体排除了完全的气体消耗，驱逐或饥饿作为结束这些星系中恒星暴增的主要机制。这15个未被探测到的星系的$M(H_2)$的上限范围从$10^{7.7} M_\odot$到$10^{9.7} M_\odot$，中值与早期类型星系比与恒星形成星系更一致。星暴后恒星形成率（SFR）的上限比具有相同$M(H_2)$的恒星形成星系低$\sim10\times$。我们还比较了分子气体表面密度（$Σ_{\rm H_2}$）的上限上的SFR表面密度（$Σ_{\rm SFR}$），发现一个显着的偏移，与较低的$Σ_{\rm SFR}$为一个给定的$Σ_{…
2015-01-05 astro-ph.GA
Revisiting the Contributions of Supernova and Hypernova Remnants to the Diffuse High-Energy Backgrounds: Constraints on Very-High-Redshift Injections
恒星形成和星暴星系被认为是冰立方探测到的高能宇宙中微子背景的可行候选源之一。根据最新的费米数据，我们重新审视了超新星遗迹（SNRs）和超新星遗迹（HNRs）在这样的星系中的扩散高能中微子和伽马射线背景的贡献。我们还考虑到可能的时间依赖性的宇宙射线（CR）的SNR演化过程中的加速效应。由SNR冲击加速的CR可以产生高达$\sim100$ TeV能量的高能中微子，但是来自HNR的CR可以将光谱扩展到PeV能量。我们表明，只有当HNR是占主导地位的SNR，扩散中微子背景以上100 TeV可以解释不矛盾的伽马射线数据。然而，30 TeV附近的中微子数据仍然无法解释，这可能表明伽马射线暗CR源的不同群体。另外，我们认为可能的贡献Pop-III HNR的$z\lesssim10$，并表明，他们不受伽马射线数据的约束，因此可能有助于扩散的高能量背景，如果他们的爆炸能量达到${\mathcal E}_{\rm POP-III}\sim{\rm a~few}\times10^{53}$尔格。更保守地说，我们的结果表明，POP-III HNR的爆炸能量为${\mathcal E}_{\rm POP-III}\lesssim7\times{10}^{53}$ erg。
2016-05-23 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Sub-millimeter galaxies as progenitors of compact quiescent galaxies
在大爆炸后30亿年（红移z=2），半数最大质量的星系已经是古老的静止系统，几乎没有残余的恒星形成，并且非常紧凑，恒星质量密度至少比它们的后代低红移椭圆星系大一个数量级。关于它们是如何形成的，我们知之甚少，但是它们进化的、密集的恒星星族表明它们是在1-2 Gyr（3<z<6）的强烈、紧凑的恒星爆发中形成的。模拟表明，富含气体的主要合并可以引起这样的恒星爆发，产生致密的残余物。亚毫米选择星系（SMG）是强烈的，富含气体的恒星爆发的主要例子。一个新的，有代表性的光谱样本的紧凑的静止星系在z=2和统计上很好地理解的SMG的样本，我们表明，z=3-6 SMG是一致的是z=2静止星系的祖先，匹配它们的形成红移和它们的大小，恒星质量和内部速度的分布。假设存在进化联系，如果SMG星爆的平均占空比为42（+40/-29）Myr（与独立估计一致），那么它们的空间密度也是匹配的，这表明这些大质量星系中的大部分恒星都是在早期的恒星形成高潮中形成的。这些结果表明，宇宙中最大质量星系的形成历史是连贯的，从它们最初的恒星形成爆发，到它们作为高恒星密度星系核心的出现，再到它们作为巨型椭圆星系的最终命运。
2014-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The age-chemical abundance structure of the Galactic disc II: $α$-dichotomy and thick disc formation
本文将我们以前对银河系外盘年龄-化学丰度结构的研究扩展到了内盘（4 < r < 8 kpc）。与外盘不同，内盘星在[Mg/Fe]-[Fe/H]平面上呈现明显的双峰分布。虽然在文献中已经提出了一些方案，但用理论模型恢复这种双峰分布仍然具有挑战性。为此，我们提出了一个化学演化模型嵌入一个复杂的多相内盘形成的情况下，所观察到的双峰[Mg/Fe]-[Fe/H]分布相匹配。在这种情况下，内盘的形成是由两个主要的星暴事件6 Gyr除了长期的，低水平的恒星形成活动之间。在我们的模型中，第一次星暴发生在宇宙时间的早期（t~1 Gyr），第二次星暴发生在宇宙时间的6 Gyr后的t~7 Gyr。在我们的模型中，这两个星爆事件都与气体吸积事件有关，并迅速熄灭。第一次星暴导致高$α$序列的形成，第二次星暴导致贫金属低$α$序列的形成。相反，富含金属的低$α$星是在两次爆发之间的长期演化阶段形成的。我们的模型表明，$α$ -二分法起源于第一次星暴后恒星形成的快速抑制。这两次星爆事件可能是几何厚盘（z >1 kpc）形成的原因，老的内厚盘和年轻的外厚盘分别在第一次和第二次星爆期间形成。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure, Kinematics, and Chemical Enrichment Patterns after Major Gas-Rich Disc-Disc Mergers
我们使用了N-体平滑粒子流体动力学算法，详细处理恒星形成，超新星反馈和化学富集，进行8个模拟气体丰富的盘星系之间的合并。我们改变的质量比的祖先，他们的旋转轴，和他们的轨道参数和分析的残余物的运动学，结构和化学性质。这些模拟结果中的六个合并残留物的形成与光盘形态作为一个结果的残留物的大气体部分。我们发现，恒星合并过程中形成（突然的星爆发生在我们的模拟和持续0.2-0.3 Gyr）和合并后形成的那些有不同的运动学和化学性质。第一类位于厚盘或晕中。它们部分受到速度弥散的支持，即使在金属丰度高达[Fe/H]=-0.5时也具有高[α/Fe]比。前者-年轻的组件-位于旋转支撑的薄圆盘中，并且具有较低的[α/Fe]比。这两个组件的旋转支持的差异导致厚盘的旋转滞后的薄盘的多达两个因素，最近observed.We发现，而合并残留的运动学和结构特性强烈依赖于合并的轨道参数，有一个显着的均匀性的合并的化学性质。这表明，可以得出关于富气合并的化学特征的一般结论。
2009-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA discovery of Punctum -- a highly polarized mm source in nuclear starburst galaxy NGC 4945
本研究通过ALMA观测在NGC 4945中心发现高偏振毫米源Punctum，其偏振度达50%±14%且无明显对应体，特性与已知同步辐射源不匹配，为理解核星暴星系特殊辐射机制提供新目标。
2025-07-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Early evolution of the birth cluster of the solar system
太阳系很可能诞生于一个至少包含1000颗恒星的星团。这种星团环境极有可能影响到太阳系的各种性质，例如其化学组成、大小和某些组成天体的轨道参数。在银河系中，超过2000颗恒星的星团只形成两种类型-星爆星团和泄漏星团-每一种都遵循质量半径平面上独特的时间发展。这里的目的是确定遇到概率的范围内有关的太阳系形成星爆或泄漏集群环境作为集群年龄的函数。利用N体方法研究了星系团动力学和星系团成员间引力相互作用对盘状太阳型年轻恒星的影响。利用现有的已知星团年龄下的星团密度，我们可以证明，在星爆星团中，前500万年的中心密度是如此之高（最初> 10^5 Msun pc^{-3}），以至于几乎没有任何具有太阳系构建潜力的盘能够在这个阶段存活下来。这使得星爆星团不太可能是我们太阳系形成的环境。相反，太阳系极有可能形成于一个漏星系团（通常被归类为OB星协）。它表明，决定我们太阳系中存在的特征性质的相遇最有可能发生在其形成历史的早期（<200万年），而在500万年之后，太阳型恒星在漏星系团中经历这种相遇的可能性可以忽略不计，即使它仍然是束缚遗迹的一部分。这就解释了为什么太阳系能够发展并在后来的发展中保持其高圆形。
2012-10-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Interpreting the Low Frequency Radio Spectra of Starburst Galaxies: A Pudding of Strömgren Spheres
星暴星系的低频无线电辐射是有用的，但它可以通过几种方式被吸收。最重要的是，星暴星系是许多H II区的家园，它们的自由吸收阻挡了低频无线电波。这些H II区域是离散的天体，但大多数多波长的星爆模型假设电离气体的均匀介质，如果它们包括吸收的话。我计算了星爆中H II区的有效吸收系数，它最终是一个截面乘以H II区的密度。通过假设H II区是Strömgren球来计算截面。该系数在低频率下渐近于一个恒定值，因为H II区域部分覆盖了星暴，并且部分被埋在星暴的同步辐射物质中。考虑到无论是OB星或超级星团周围的Strömgren球体，我证明了该方法通过拟合M82的低频无线电频谱。我讨论的同步辐射光谱形状，H II区域的压力，和自由的自由发射作为恒星形成率指标的结果的影响。然而，这些结果是初步的，并可能受到系统学的影响。我认为，有没有体积填充温暖的电离介质中的星爆，和H II区域可能是最重要的吸收过程下降到~10 MHz。未来在低和高射频的数据将提高我们对电离气体的认识。
2013-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
What powers the starburst activity of NGC 1068? Star-driven gravitational instabilities caught in the act
我们探讨的作用，引力不稳定性发挥在NGC 1068，附近的塞弗特星系，表现出异常活跃的星暴活动。为此，我们使用了BIMA SONG、SDSS和SAURON的椎间盘不稳定性诊断和数据。我们的分析表明，NGC 1068是一个引力不稳定的“怪物”。它的星爆盘受到异常强大的不稳定性的影响。有几个过程，包括活动星系核/恒星反馈，试图通过降低穿过中心kpc的分子气体的表面密度来从内到外消除这种不稳定性，但他们没有成功。引力不稳定性“获胜”，因为它是由恒星通过其更高的表面密度驱动的。在这个过程中，恒星和分子气体强烈耦合，正是这种耦合最终触发了分子气体的局部引力坍缩/碎裂。
2016-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
