Dense Gas in Nearby Galaxies: XVII. The Distribution of Ammonia in NGC253, Maffei2 and IC342
星系中心的几百个pc通常含有大量的分子气体。这些河外恒星形成区的化学和物理性质与星系盘中的不同，但约束很差。本研究旨在更好地了解与三个原型螺旋星系NGC253，IC342和Maffei2核区域相关的致密中性气体的空间分布和动力学温度。VLA CnD和D组态测量了氨（NH_3）的三个反转跃迁。NH3的（J，K）=（1，1）和（2，2）跃迁朝向IC 342和Maffei2成像。（3，3）跃迁被成像到NGC253。从单天线测量获得的整个流量恢复所有三个星系观察。在这些星系中心的巨型分子云的动力学温度的下限是在25和50 K之间。NH3的分布与其它H2示踪剂（如稀有的CO同位素或HCN）的分布有很好的一致性，表明NH3代表了致密气体的分布。在IC 342中，在（6，6）谱线上看到了"西峰"，但在较低的跃迁中没有看到，这表明在（6，6）跃迁中有脉泽发射。
2011-08-25 astro-ph.GA
New Maser Emission from Nonmetastable Ammonia in NGC 7538. III. Detection of the (10,6) Transition and a Velocity Gradient
本文介绍了在银河系恒星形成区NGC 7538中首次天文探测到的14NH_3（J，K）=（10，6）谱线：几种速度的非热辐射。我们用VLA对NGC 7538 IRS 1内几个位置的（10，6）和（9，6）氨脉泽进行了成象。单个源的角度大小为< 0.1 arcseconds corresponding to brightness temperatures T_B >1E6 K。我们应用Brown & Cragg的抽运模型，证实了在相同K值下可以产生多个正氨脉泽的猜想。（10，6）和（9，6）脉泽的位置和速度被建模为在一个可能的磁盘或环面的运动，并在该地区的最新模型的背景下进行了讨论。
2012-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen Isotopic Fractionation in Interstellar Ammonia
利用绿岸望远镜（GBT），我们精确测量了附近两个冷密分子云Barnard~1和NGC 1333中氨的$^{14}$ N/ $^{15}$ N同位素比值。Barnard~1中的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值，即$334 \pm 50$（3 $σ$），受到特别好的限制，落在本地星际介质/原太阳值$\sim 450$和地球大气值272之间。NGC 1333的测量结果与Barnard~1的结果一致，但有较大的不确定度。我们没有看到在CN彗星中看到的非常高的$^{15}$ N增强的证据。对一个更大的，精心挑选的具有不同温度和气体密度的星前核样本进行灵敏的观测，可以大大提高我们对本地星际介质中氮分馏及其与各种太阳系储层中测得的同位素比的关系的理解。
2010-01-05 astro-ph.GA
Hot Ammonia in the Center of the Seyfert 2 galaxy NGC 3079
本文介绍了对NGC 3079中心氨的观测结果。NH3（J，K）=（1，1）和（2，2）的反转谱线用Tsukuba 32-m望远镜在吸收中探测到，NH3（1，1）到（6，6）的谱线用VLA探测到，尽管NH3（3，3）的谱线与其他跃迁相反是发射的。背景连续源，其通量密度为~50 mJy，不能用~< 0的VLA束分辨。“09x0。“08年。所有的氨吸收线有两个不同的速度分量：一个是在系统速度和其他蓝移，这两个组件是沿着核射流对齐。对于系统组件，相对低温气体比高温气体延伸更多。蓝移的NH3（3，3）辐射可以被认为是与强风冲击有关的氨脉泽，可能来自于核巨脉泽盘中致密云中新形成的大质量恒星或超新星爆炸。利用对-NH_3（1，1），（2，2），（4，4）和（5，5）线的VLA，我们分别推导出系统组分和蓝移组分的转动温度Trot = 120 ± 12 K和157 ± 19 K。假设Tex ~Trot，NH3（0，0）-（6，6）的总柱密度对于系统组分和蓝移组分分别为（8.85+-0.70）x 10^16 cm^-2和（4.47+-0.78）x 10^16 cm ^-2。相对于分子氢H2的NH3丰度分数，系统和蓝移的NH3/[H2]分别为1.3 x 10 ^-7和6.5 x 10^-8。在吸收过程中还发现了OH 2{Pi}3/2 J = 9/2的F = 4-4和F = 5-5双重线，它们可以用系统和…
2014-10-17 astro-ph.GA
Radio Imaging of the NGC 1333 IRAS 4A Region: Envelope, Disks, and Outflows of a Protostellar Binary System
NGC 1333 IRAS 4A原双星是在1.3 cm和6.9 mm的连续谱线以及氨和SiO谱线上观测到的，角分辨率约为0.4角秒。连续谱图显示了两颗原恒星A1和A2的星周结构。A1系统比A2系统更明亮，质量更大。包括致密气体和原恒星在内的质量比约为6。星周盘和外流的性质表明A1可能比A2年轻。A2东北急流的偏转部分在SiO线上是明亮的，最亮峰与偏转点之间的距离表明SiO的增强在与致密核碰撞后大约需要100年。氨地图显示了一个小的结构，似乎是阻塞核心的一部分。通过比较SiO、氨、甲醛和HCN线的干涉图，研究了流出特性。它们的整体结构一致，表明这些物种是由相同的机制激发的。然而，强度分布表明，SiO是化学独特的。一氧化硅可以直接连接到主射流，而其他物质可以跟踪夹带的环境气体。
2011-07-20 astro-ph.GA
Ammonia Thermometry of Star Forming Galaxies
以推导星系外的物理条件为目标，我们研究了一个恒星形成系统样本中氨（NH $_3$）的发射和吸收。利用NH $_3$的几个反转跃迁的激发特性所提供的对动力学温度的独特敏感性，我们通过测量23个星系和一个因其高红外光度而选择的星系偏移位置的样本中的动力学温度，继续我们对恒星形成星系中致密气体的表征。我们推导出13个星系的动力学温度，其中9个具有多个动力学温度和/或速度分量。其中8个星系的动力学温度为$>100$ K，在许多情况下至少是以前得出的动力学温度的两倍。此外，在我们的星系样本中推导出的动力学温度，在许多情况下至少比推导出的尘埃温度大两倍，指出了尘埃和气体动力学温度相等的常见假设的问题。如前所述，使用波长大于160 $μ$ m的尘埃辐射来推导尘埃温度，或者来自较老的恒星星族的尘埃加热，可能会使这些星系中推导出的尘埃温度偏低。我们确认了对Arp 220的高激发OH $^2Π_{3/2}$ J=9/2吸收的检测（Ott et. 2011）。我们还报道了在（2，1）（NGC 253，NGC 660，IC 342，和IC 860），（3，1），（3，2），（4，3），（5，4）（都在NGC 660）和（10，9）（Arp 220）跃迁中首次探测到非亚稳态NH $_3$向外星系的反转跃迁。
2013-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting the dots: Tracing the evolutionary pathway of Polar Ring Galaxies in the cases of NGC 3718, NGC 2685, and NGC 4262
该研究利用 CIGALE 对 NGC 3718、NGC 2685 和 NGC 4262 的环与宿主进行分辨尺度 SED 拟合，揭示三者分别代表极环星系从初始、中间到最终的演化阶段。
2025-03-14 astro-ph.GA
The Green Bank Ammonia Survey: A Virial Analysis of Gould Belt Clouds in Data Release 1
我们对附近三个恒星形成区的无星致密核心进行了维里分析：蛇夫座的L1688，英仙座的NGC 1333和金牛座的B18。我们的分析利用了所有这些地区的致密气体的综合运动学信息，这些信息是通过绿岸氨调查数据发布1公开提供的，该数据用于估计内部对坍塌的支持。我们将这些信息与用于估计核心的其他重要属性的辅助数据相结合，包括詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜古尔德带调查的核心识别，核心质量和核心大小的连续数据。此外，我们使用\textit{Planck}和\textit{Herschel}为基础的柱密度图的外部云重量压力，和五个学院射电天文台$^{13}$ CO观测外部湍流压力。我们的自洽分析表明，在所有三个恒星形成区域中，许多致密的核心不仅仅受到重力的约束，而是需要额外的压力约束来保持约束。与最近在Orion~A中进行的类似研究不同，我们发现湍流压力占外部压力预算的很大一部分。然而，我们的广泛结论强调了压力约束在致密堆芯演化中的重要性，这与早期的工作一致。
2019-03-08 astro-ph.GA
KFPA Examinations of Young STellar Object Natal Environments (KEYSTONE): Hierarchical Ammonia Structures in Galactic Giant Molecular Clouds
我们目前的初步结果，从K波段焦平面阵列检查年轻恒星物体出生环境（KEYSTONE）调查，一个大型项目的100米绿岸望远镜映射氨排放跨越11个巨大的分子云在$0.9-3.0$千秒差距（天鹅座X北，天鹅座X南，M16，M17，MonR 1，MonR 2，NGC 2264，NGC 7538，玫瑰花，W3，和W 48）的距离。该数据发布包括每个云的NH $_3$（1，1）和（2，2）图，这些图被建模以产生动力学温度、质心速度、速度分散和氨柱密度的图。云动力学温度中值的范围从最冷云（MonR 1）的$11.4\pm2.2$ K到最暖云（M17）的$23.0\pm6.5$ K。利用NH $_3$（1，1）积分强度图上的树状图，我们在1,1个云层中识别出856个致密气体团。根据观察到的云，团块的$40-100\%$在空间上与H $_2$柱密度图中识别的细丝对齐，该图源自尘埃连续体发射的SED拟合。维里分析表明，523的835块（$\sim63\%$）与质量估计是由重力单独约束。我们发现，与尘埃连续体细丝对齐的团块和与细丝不对齐的团块的维里参数分布之间没有显着差异。然而，在某些云中，具有异常高质量和低维里参数的致密气体的中心或脊位于单个细丝内或多个细丝的交叉处。这些枢纽和山脊往往主机水脉泽发射，多个70 $μ$ m探测到的原恒星，并有质量和半径以上的经验阈值形成大质量恒星。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Connecting Young Star Clusters to CO Molecular Gas in NGC 7793 with ALMA-LEGUS
本文研究了絮状星系NGC 7793中的巨分子云（GMC）的性质与星团的关系。我们结合星团目录从HST LEGUS（遗产外银河紫外线调查）计划与15秒差距分辨率ALMA CO（2-1）的观测。我们发现年轻星团和GMC之间有很强的空间相关性，因此所有仍然与GMC相关的星团都小于1100万年，平均年龄为200万年。年龄分布随着星团与大麦哲伦星系距离的增加而逐渐增加，与分子气体空间无关的星团的平均年龄为700万年。因此，星团能够在云消散所需的时间尺度之前很久就从它们的出生云中出现。为了研究在恒星组成部分中观察到的层次结构是否继承自GMC，我们量化了组成部分空间分布中的聚类量，发现星团的分形维数斜率为$-0.35 \pm 0.03$，在40-800 pc范围内，比斜率为$-0.18 \pm 0.04$的分子云层次结构明显更聚类。然而，我们发现，当我们比较大质量的（$>$ 10 $^5$ M $_{\odot}$）GMCs的大质量和年轻的星团时，空间集群的强度变得相当的GMCs和星团的斜率分别为$-0.44\pm0.03$和$-0.45\pm0.06$。这表明，在恒星形成效率为百分之几的假设下，大质量星团与它们的母GMC遵循相同的层次结构。
2018-08-16 astro-ph.GA
Velocity-coherent Filaments in NGC 1333: Evidence for Accretion Flow?
最近观测到的穿过和沿着分子细丝的全球速度梯度被解释为气体在这些细丝上和沿着这些细丝吸积的迹象，可能为恒星形成的核心和原星团提供食物。然而，细丝中速度梯度的行为还没有被详细研究，特别是在小尺度上（< 0.1 pc）。在本文中，我们提出了MUFASA，一个有效的，强大的，自动的方法来适应氨线与多个速度分量，推广到其他分子物种。我们还介绍了CRISPy，一个Python软件包，用于识别3D图像中的细丝棘（例如，位置-位置-速度立方体），以及将拟合的速度分量分类为速度相干细丝的补充技术。在NGC 1333中，我们发现了大量的速度梯度结构，其束分辨尺度为~0.05 pc。有趣的是，这些局部速度梯度相对于细丝棘和它们的垂直方向，即，对于许多细丝，径向分量的大小朝着脊柱减小。连同显着恒定的速度梯度在更大的尺度上沿许多细丝，这些结果表明，在这种情况下，落在细丝上的气体逐渐阻尼和重定向沿这些细丝流动。
2020-02-26 astro-ph.GA
The NGC 454 system: anatomy of a mixed on-going merger
NGC 454是一对邻近的相互作用星系（AM 0112 -554，RR 23），由一个早型星系（NGC 454 E）和一个恒星形成晚型伴星（NGC 454 W）组成。我们的目标是通过多λ分析，从近紫外光使用SWIFT-UVOT，并映射的Halpha强度（I）分布，速度（Vr）和速度色散（西格玛）领域与SAM+佩罗法布里在SOAR观测表征这个湿合并的候选人。亮度剖面显示NGC 454 E是一颗S 0。在光学和近紫外帧中，都可以看到正在进行的相互作用造成的外围变形。在NGC 454 W中，NUV-UVOT图像和H α显示了一组由微弱的尾巴连接的恒星形成复合体。在NGC 454 E和NGC 454主HII复合体的连线上检测到了H α发射。我们调查的（I-sigma），（I-Vr）（Vr-sigma）诊断图的HII复合物，其中大部分可以解释在一个框架中的膨胀气泡。在封闭在紫外线最亮区域的主要HII复合体中，气体速度分散为高度超音速，达到60 km/s。然而，Halpha发射曲线大多是不对称的，表明存在具有不规则运动学的多个组件。观察结果表明，这次遭遇已经到了后期阶段。我们的SPH模拟与化学光度的实施表明，这种混合对可以理解的1：1的气体/晕遇到引起合并，从目前阶段约0.2 Gyr。
2017-08-09 astro-ph.GA
The Green Bank Ammonia Survey (GAS): First Results of NH3 mapping the Gould Belt
我们概述了绿岸氨调查（GAS）的第一次数据发布（DR 1）和第一眼科学。GAS是绿岸望远镜的一个大型计划，用于绘制所有古尔德带恒星形成区域的地图，这些区域具有北半球可见的$A_V \gtrsim 7$等，由NH $_3$和其他关键分子示踪剂发射。第一次发布包括古尔德带云中四个区域的数据：金牛座的B18，英仙座的NGC 1333，蛇夫座的L1688和猎户座的猎户座A北。我们比较了NH $_3$的发射和来自Herschel的尘埃连续谱的发射，发现这两种示踪剂有很好的对应关系。NH $_3$存在于超过60%的视线中，在四个DR 1区域中的三个区域中具有$A_V \gtrsim 7$ mag，与先前观测的预期一致。唯一的例外是B18，其中NH $_3$被检测到对~ 40\%的视线与$A_V \gtrsim 7$杂志。此外，我们发现，NH $_3$发射一般延伸超过典型的0.1 pc的密集核心的长度尺度。我们通过对NH $_3$（1，1）和（2，2）线的超精细结构的正演模拟，绘制了气体运动学、温度和NH $_3$柱密度图。我们发现，NH $_3$速度色散，$σ_v$，和气体动力学温度，$T_K$，包括在此释放的区域之间系统地变化，与增加的平均值和传播的$σ_v$和$T_K$随着恒星形成活动。本文提供的数据是公开的。
2017-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
An atomic hydrogen bridge fueling NGC 4418 with gas from VV 655
星系NGC 4418拥有一个紧凑的（$<20$ pc）核心，具有非常高的热光度（$\sim10^{11}$ L $_\odot$）。由于银河系的大部分能量输出都来自这个小区域，因此确定是什么激发了这种强烈的活动是很有意义的。NGC 4418与VV 655的相互作用被提出，其中NGC 4418获得的气体可能会引发强烈的恒星形成和/或中心的黑洞吸积。我们的目标是通过研究两个星系周围的中性氢结构来约束相互作用假设。我们目前的观察，在1.4 GHz的射电连续谱的超大阵列，以及从原子氢的发射和吸收。高斯分布拟合所观察到的HI发射和吸收光谱。在发射中可以看到一个HI原子桥，连接NGC 4418和VV 655。虽然NGC 4418在连续发射中是明亮的，并且在HI吸收中可见，但VV 655在连续发射中几乎检测不到，但显示出明亮的HI发射（M $_\mathrm{HI}\sim10^9$ M $_\odot$）。我们分别估算了NGC 4418和VV 655的3.2 M $_\odot$ yr $^{-1}$和0.13 M $_\odot$ yr $^{-1}$的1.4 GHz SFR。分别测量了VV 655和NGC 4418的2202 $\pm$ 20 km s $^{-1}$（发射）和2105.4 $\pm$ 10 km s $^{-1}$（吸收）的系统HI速度。红移的HI吸收被观察到朝向NGC …
2017-05-02 astro-ph.GA
Probabilistic detection of spectral line components
从谱线观测中可以得到解析的运动学信息，如恒星形成区的分子气体。然而，这些观测通常包含多个视线分量，使得估计值更难获得和解释。我们提出了一个全自动的方法，确定沿视线的组件的数量，或光谱多重性，通过贝叶斯模型选择。底层的开源框架，嵌套采样和传统的谱线建模的基础上，进行了测试，使用大面积的NGC 1333英仙座分子云氨地图获得的绿岸氨调查（GAS）。与经典方法相比，所提出的方法在更大的区域内约束速度和速度弥散。此外，我们发现，多个组件之间的速度分散分布并没有改变实质上从一个单一的拟合组件分析的GAS数据。这些结果展示了拟合和模型选择方法的能力和相对容易性，这使其成为从复杂光谱数据中提取最大信息的独特工具。
2020-03-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
The formation of the young massive cluster B1 in the Antennae galaxies (NGC 4038/NGC 4039) triggered by cloud-cloud collision
银河星系是主要合并中的恒星爆发之一。Tsuge等人（2020）根据ALMA档案数据在60 pc分辨率下显示，银河系中的五个巨大分子复合物具有云-云碰撞的特征。本文分析了ALMA获得的14 pc分辨率的超星团B1的CO新数据，证实了两个云具有互补分布，位移为$\sim$ 70 pc，并且它们之间具有连接桥的特征。互补分布显示出与理论碰撞模型（Takahira et al. 2014）的良好对应性，并表明具有$\sim$ 10 $^{6}$ $M$ $_{\odot}$的SSC B1是由时间尺度为$\sim$ 1 Myr的云-云碰撞触发形成的，这与星团年龄一致。SSC B1很可能是由$\sim$ 10 $^{7}$ $M$ $_{\odot}$的分子气体形成的，恒星形成效率为$\sim$ 10%/100万年。我们发现了一些正在形成其他集群的地方。详细的气体运动表明恒星反馈加速气体是无效的，而电离在疏散$\sim$ 30 pc半径的星系团周围的气体中起着作用。结果揭示了母气的细节，其中一个具有类似于球状的质量的集群正在形成。
2021-01-13 astro-ph.GA
Green Bank Telescope observations of low column density HI around NGC 2997 and NGC 6946
对附近星系中正在进行的HI吸积的观测只确定了这些星系中维持恒星形成所需燃料的约10%。这些观测中的大多数都是使用干涉仪进行的，并且可能错过了较低的柱密度、扩散、HI气体，这些气体可能会追踪丢失的90%的气体。这种气体可能代表了所谓的“冷流”，根据当前的星系形成理论，这种气体从未被加热到暗物质晕的维里温度以上。作为第一次尝试识别附近星系周围的冷流并完成HI的普查，直到N（HI）~10^18 cm^-2，我使用了罗伯特·C·Byrd Green Bank Telescope（GBT），用于绘制NGC 2997和NGC 6946周围的环星系（r < 100-200 kpc）HI环境。由此产生的GBT观测覆盖了每个星系周围4平方度的区域，在20 km/s的线宽上，5 σ探测极限N（HI）~10^18 cm^-2。该项目补充了吸收线研究，吸收线研究非常适合低氮（HI）的制度。在NGC 2997周围，GBT HI数据显示了一个扩展的HI盘及其周围所有的富含气体的卫星星系，但没有额外的特征。此外，用GBT测量的HI质量仅比过去的干涉测量高7%。在对分辨率差异进行校正后，GBT测量到的N（HI）~ 1.2 × 10^18 cm^-2水平上，星系的HI范围要大23%。另一方面，对NGC 6946的HI观测揭示了NGC 6946与其最近伴星之间的联系。这条HI灯丝的N（HI）约为10^18 cm^-2…
2013-12-13 astro-ph.GA
Triggering the formation of the supergiant H II region NGC 604 in M33
本文根据M33中H I云的碰撞讨论了超巨星H II区NGC 604的形成机制。通过对甚大阵列（VLA）获得的H I数据的分析，揭示了NGC 604周围复杂的速度分布。H I云由两个速度分量组成，它们之间的距离约为20 km s^-1，范围约为700 pc，超出了H II区域的大小。虽然氢离子云不容易在速度上分离，其中一些混合成分由合并的线轮廓表示，但每种成分的原子气体质量分别为6 x 10^6 M_Sol和9 x 10^6 M_Sol。H I气体的这些特征和稠密分子气体在两个速度分量重叠区域的分布表明，不同速度的H I云碰撞诱导了巨分子云的形成和随后的大质量团簇形成。根据大尺度HI巡天观测中发现的M33和M31之间存在气体桥的现象，扰动的原子气体可能是两个星系之间过去潮汐相互作用的结果，类似于大麦哲伦星云中R136星系团的形成。
2018-02-07 astro-ph.GA
Highly filamentary H{\,\small I} gas in the circumgalactic medium and intragalactic medium around NGC 4631
Taiyuan Normal University（太原师范学院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Peking University（北京大学）
利用FAST和VLA数据，首次探测到星系周/星系际介质中kpc尺度的纤维状中性氢结构，宽度0.5-3.3 kpc，长度6.1-49.8 kpc，并识别出三类纤维，支持多尺度气体耦合。
2026-06-23 astro-ph.GA
HI mapping of the Leo Triplet: Morphologies and kinematics of tails and bridges
对狮子座三重星系（NGC 3628、M 65/NGC 3623和M 66/NGC 3627）中的中性氢（HI）进行了全采样和迄今为止最高分辨率和灵敏度的观测，揭示了这三个星系之外的六个HI结构。我们提出了这些结构的形态和运动学的详细结果，可用于未来的模拟。特别是，我们首次在NGC 3628的羽流中检测到双臂结构，这可以用潮汐相互作用模型来解释。与NGC 3628相连接的羽流（指向东）的部分（底部）位于NGC 3628的蓝移（西侧）。两个基地似乎与两个手臂的羽。在M66的东南部发现一个速度梯度相反的团块（相对于M66的速度梯度）和一个新发现的尾部，即M66 SE。我们怀疑M66 SE代表了在两个星系最近的相互作用中被M66捕获的NGC 3628的气体。与此同时，气体正向M66下降，导致先前在M66东南部已经观察到的特征，例如大线宽和双峰。在M65的南部探测到一个倒置的“Y”形HI气体成分（M65 S），这表明M65可能也参与了相互作用。我们强烈鼓励现代流体动力学模拟这个相互作用的星系群，以揭示所有三个星系周围的气体碎片的起源。
2021-10-25 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope NICMOS Polarization Observations of Three Edge-on Massive YSOs
大质量的年轻恒星天体（YSO），像低质量的YSO一样，似乎被光学厚的信封和/或磁盘包围，并有区域，通常是双极的，在近红外波长的偏振散射光中可以看到。我们正在使用哈勃太空望远镜上的NICMOS的0.2“空间分辨率来检查在太阳几千秒差距内的恒星形成区域中的大质量YSO的盘和流出区域的结构。在这里，我们报告2微米旋光的NGC 6334 V和S255 IRS 1。NGC 6334 V由一个双叶明亮的反射星云组成，与黑暗区域相对，可能是一个光学厚分子云。我们的偏振测量表明，照亮的恒星位于连接两个叶的线以南约2“;我们在2微米处没有探测到这颗恒星，但在这个位置有一个小的射电源和一个中红外源。S255 IRS 1由两颗YSO（NIRS 1和NIRS 3）组成，它们有重叠的散射光瓣和亮度，对应于早期的B星。IRS 1中包括一个星团，我们通过它的偏振来确定局部磁场方向。两个YSO的散射光瓣都不与该磁场对准。连接NIRS 1散射光瓣的直线绕着恒星对称地扭曲;最好的解释是，这颗恒星是一颗近距离双星的一部分，而NIRS 1的外流轴是由于非共面的盘和轨道而进动的。恒星NIRS 3也偏离了连接其两个散射光瓣的直线。我们认为，所有三个YSO显示证据的情节喷射的物质，因为它们从致密的，光学厚信封吸积。
2009-06-04 astro-ph.GA
Gas and stellar dynamics in Stephan's Quintet: Mapping the kinematics in a closely interacting compact galaxy group
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个邻近的紧凑星系群，也是研究星系通过星系骚扰和相互作用演化过程的完美实验室。通过分析SQ的运动学，我们的目标是提供一个更好的了解组，相互作用的历史，它们的因果关系，以及关于星系相互作用时发生的物理过程的细节。我们用大双筒望远镜研究了电离气体和恒星运动学，用IRAM 30 m研究了CO分子气体运动学。已绘制和分析了该组的大片区域。我们在选定的区域中得到了20.1 $\pm$ 0.2x10^10 Msun的总电离气体质量，在观测区域中得到了21 $\pm$ 2x10^9 Msun的总H2气体质量（光谱在SQ速度范围内积分），而恒星形成（SF）云显示出令人印象深刻的复杂性，在整个群中有多种速度的气体聚集。我们绘制了NGC 7319中的大尺度核风及其解耦气体和恒星盘。利用我们的高分辨率数据，我们可以首次揭示NGC 7319的Seyfert 1性质，并拟合窄线和宽线区域。虽然12 CO（1-0）图显示在NGC 7319、桥和SF脊的区域有显著的排放，但12 CO（2-1）排放显示在SF脊、NGC 7318对以南的区域以及向NGC 7317的延伸-将NGC 7317连接到该组的中心，表明先前的相互作用。NGC 7317也可能是研究星系骚扰过程的主要候选者。此外，我们将SQ中的运动学结构与该组的历史以及与NGC 7318 B的持续相互作用联系起来。通过我们对SQ的广泛观…
2021-09-28 astro-ph.GA
A multiple system of high-mass YSOs surrounded by disks in NGC7538 IRS1
NGC 7538 IRS 1被认为是北半球O型年轻恒星周围最佳的高质量吸积盘候选者。我们研究了拱星气体的三维运动学和动力学，具有非常高的线性分辨率，从几十到1500 AU，最终目标是建立一个全面的动力学模型，这个YSO。我们采用了四个不同的观测时期的EVN数据在6.7 GHz，跨越近八年，这使我们能够测量，除了视线（l.o.s.）速度和位置，还有L.O.S.甲醇脉泽的加速度和自行。此外，我们用JVLA-B阵列成像了从（6，6）到（13，13）的高激发氨反转线，这使我们能够探测非常接近激发源的最热分子气体。我们发现了5个6.7GHz脉泽团，它们分布在一个南北向约1500 AU的区域内，与射电连续谱的3个峰有关。我们认为这些脉泽星团可以识别出三个独立的大质量YSO，分别命名为IRS 1a、IRS 1b和IRS 1c。我们模拟了IRS 1a和IRS 1b中的脉泽团簇的离心平衡边缘盘。在第一种情况下，脉泽可以追踪一个准开普勒薄盘，围绕一个高质量的YSO，IRS 1a，高达25个太阳质量。这个YSO主导了该地区的热光度。第二个圆盘既大又厚（在500天文单位内小于16 Msun），而中心的YSO IRS 1b的质量被限制在几个太阳质量。总之，我们提出了令人信服的证据表明，NGC 7538 IRS 1不是只形成一个单一的高质量YSO，而是由一个多系统的高质量YSO组成，这些YSO被吸积盘包围，并…
2014-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Connecting Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies. I. Comparability of Molecular Cloud Physical Properties
本研究利用CO数据立方体比较了银河系内部与近邻星系分子云的物理性质，发现通过平滑处理并排除波束效应影响后，两者性质具有可比性，且银河系云的物理条件调节其内部团块性质与恒星形成潜力。
2025-10-30 astro-ph.GA
The Green Bank Ammonia Survey: Data Release 2
本文介绍了Green Bank Ammonia Survey最终数据发布(DR2)，通过对多个恒星形成区的NH₃谱线进行正向建模生成气体物理性质图谱，发现NH₃发射延伸超出致密核尺度，且连贯区域普遍存在，其速度弥散与温度随恒星形成活动增强而系统性增加。
2025-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
DIISC-VII: Linking Radial Gas Motions to Anomalously Low Metallicity Star-forming Regions in the XUV Disk of NGC 3344
Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Università di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文与天体物理中心）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Eureka Scientific Inc.（尤里卡科学公司）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）
本研究通过甚大阵列和MMT观测，发现NGC 3344的XUV盘中径向气体内流（平均速度6 km/s）稀释金属丰度，产生异常低金属丰度区域，并首次直接证实径向气体流动驱动恒星盘扩张和由内而外的星系增长。
2026-09-24 astro-ph.GA
A 5deg x 5deg deep HI survey of the M81 group
一个25 $\rm deg^2$区域，包括M81复合体（M81，M82，NGC 3077），NGC 2976和IC 2574，在~3000小时内用DRAO合成望远镜绘制了地图。这些观测的物理分辨率约为1千秒差距，使我们能够探测到16个$\rm km\, s^{-1}$以上的大范围区域，密度水平低至~ $\rm 1\times10^{18}\, cm^{-2}$，绘制了连接系统和NGC 2976的HI臂的范围，并解析了臂附近的HI云。观测还揭示了位于系统和IC 2574之间的一些云，可能是两个系统之间过去相互作用的潮汐剥离。考虑到系统HI包络中的规则速度分布，我们尝试并推导出系统理想化的大尺度旋转曲线。我们观察到整个系统的旋转速度从20 kpc到80 kpc的平坦趋势，远远超出了M81盘的外围，尽管在M82附近有像摆动一样的不对称性。这支持了星系际气体和星系参与以M81为主的大尺度有序自转运动的假设。此外，我们对该组的HI分析进一步支持了这样的假设，即形成该系统的星系从远处移近，与数值模拟一致。
2019-03-09 astro-ph.GA
Imaging the disk-halo interface of NGC 891: a 2.7 kpc-thick molecular gas disk
Observatorio Astronómico Nacional（国家天文台）
研究NGC 891星系中分子气体的垂直分布和运动学，发现其厚盘成分包含约27%的总分子气体质量，表明恒星形成反馈可将分子气体提升至较大垂直距离。
2026-07-14 astro-ph.GA
Connecting supernovae with their environments
我们介绍了MUSE对星系NGC 7469的科学验证观测，以展示高分辨率宽场积分场光谱与超新星（SN）爆炸的光度和光谱观测相结合的强大功能。使用STARLIGHT和HIIexplorer，我们选择了星系的所有Hii区域，并制作了Hα等效宽度，平均亮度加权恒星年龄和氧丰度的二维地图。我们测量了所有Hii区域的去投影银河系中心距离，以及所有上述参数的径向梯度。我们将Ia型SN 2008ec定位在Branch等人的图中，最后讨论了SN母Hii区与星系中所有其他Hii区相比的特征。在不久的将来，AMUSING调查将能够重现这种分析，并构建统计样本，以表征不同超新星类型的祖先。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability of the coronal line region in NGC 4151
我们提出了第一个广泛的研究日冕线的变化在一个活跃的星系。我们的数据集附近的源NGC 4151包括六个时期的准同步光学和近红外光谱跨越约8年的时间和五个时期的X射线光谱重叠与它。没有一个日冕线显示的变化行为观察到的宽发射线和热尘埃排放。一般来说，日冕线的变化很微弱，如果有的话。利用光学[Fe VII]和X射线O VII发射谱线，我们估计日冕线气体具有相对较低的密度（n~10^3 cm^-3）和相对较高的电离参数（log U~1）。日冕线气体离电离源的距离约为两光年，这使得这个区域远远超出了模糊的尘埃环的热内表面。高电离参数意味着日冕线区域是一个独立的实体，而不是连接宽和窄发射线区域的连续气体分布的一部分。我们提出了初步的证据，X射线加热风的情况下，码头和Voit。我们发现，电离辐射的增加，加热尘埃环也增加了日冕线气体的冷却效率，最有可能是由于更强的绝热膨胀。
2015-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The first interferometric measurements of NH$_2$D/NH$_3$ ratio in hot corinos
氮在恒星和行星形成过程中的化学演化仍然没有完全了解。氨（NH $_3$）是理解恒星形成云分子演化和氮同位素分馏的关键物质。本文利用Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）我们在空间上解决了二进制（以下4A 1和4A 2），并检测到紧凑的发射NH $_3$过渡与高激发能（$\gtrsim$ 100 K）从附近的原恒星，表明NH $_3$冰升华在内部热区域。NH $_3$柱密度估计为$\sim 10^{17}-10^{18}$ cm $^{-2}$。我们还检测到两个NH $_2$ D转换，使我们能够限制氨的氘分馏。4A 1和4A 2中的NH $_2$ D/NH $_3$比率与$\sim 0.3-1$一样高。与文献中的天体化学模型比较，NH $_2$ D/NH $_3$的高比值表明NH $_3$冰的形成主要开始于体冰形成完成后的星前阶段，恒星形成云中的初始氮库可能是原子氮（或N原子），而不是含氮物质如N $_2$和NH $_3$ . IRAS 4A核的物理性质的影响进行了讨论。
2022-10-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The JWST/NIRSpec view of the nuclear region in the prototypical merging galaxy NGC 6240
本文利用 JWST/NIRSpec 高空间分辨率观测并合星系 NGC 6240 核区，通过多高斯拟合和近红外诊断图研究气体运动学与激发性质，揭示了双 AGN 电离锥、南核蓝移外流及连接高度红移 H_2 云的复杂结构，并对其成因提出外流或潮汐云两种解释。
2025-05-09 astro-ph.GA
Bridge over troubled gas: clusters and associations under the SMC and LMC tidal stresses
利用SOAR望远镜B和V对连接LMC和SMC的桥潮汐结构中的14个星团和2个星协进行了测光。这些天体被用来研究星云潮汐应力下星团和星协的形成和演化。桥星系中的典型星团并不密集，通常直径较大（约30-35秒差距），比银河系中年龄相近的星团要大。年龄和其他基本参数是用场星净化光度法测定的。一个自洽的方法是用来推导参数的人口最多的样本集群NGC 796和两个年轻的CMD模板与其余的桥集群。我们发现，集群是不同生的桥。它们的范围从大约几百万年（仍然与光学HII区域以及WISE和斯皮策尘埃排放测量相关）到大约100-200万年。桥物体的距离模数表明，桥是一个连接东部LMC远侧和西部SMC前景的结构。目前的大部分星团都是潮汐矮候选者D 1的一部分，它与H I超密度有关。我们发现了进一步的证据，证明桥的研究部分正在演变成一个潮汐矮星系，与桥脱钩。
2015-07-28 astro-ph.GA
Star Clusters in the Interacting Galaxy System Arp 284
本文利用哈勃空间望远镜的观测数据对相互作用星系Arp 284（NGC 7714/5）中的原球状星团候选者进行了研究。先前对M51和M52的研究表明，大多数年轻的大质量星团在2000万年内由于质量损失而溶解。我们使用进化合成代码Starburst 99来估计大约175个HST可见的星团的年龄和光谱。我们还使用较低分辨率的GALEX和地面的H-α数据来估计发现这些星团的巨大HII区域的年龄，并将这些HII区域的斯皮策颜色与其他相互作用系统中的恒星形成区域进行比较。年龄也被用来帮助解释钱德拉X射线数据。在NGC 7714潮汐尾的星团通常被发现的年龄小于2000万年，尽管观测的限制使得这个结果的意义不确定。较老的星团，虽然数量不多，但在NGC 7714的影像区域内的空间分布几乎与年轻的星团相同。在连接两个星系的桥梁中的星系团人口似乎更老，但系统这一部分的数据太有限，无法得出确切的结论。NGC 7714中巨大的HII区域的年龄通常比它们的组成星团的年龄要大，这可能表明我们探测到的年轻星团被它们分散的前身所包围。
2009-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting the dots: a correlation between ionising radiation and cloud mass-loss rate traced by optical integral field spectroscopy
我们提出了一个分析的反馈效果从O-和B-型恒星的数据从积分场摄谱仪MUSE安装在甚大望远镜的柱状结构的船底座星云复合体，在银河系中最大的恒星形成区域之一。对于所观察到的支柱，我们计算气体电子密度和温度图，产生电离气体的积分线和速度图，研究在支柱尖端的电离前沿，分析单个区域的属性，并检测两个电离射流从两个不同的支柱尖端。对于每个支柱尖端，我们确定的入射电离光子通量$Q_\mathrm{0,pil}$起源于附近的大质量O-和B-型恒星，并计算质量损失率$\dot{M}$的支柱尖端由于光蒸发引起的入射电离辐射。我们将船底座数据集的结果与NGC 3603中一个柱子的存档MUSE数据和先前发表的MUSE数据M16中创造之柱的数据相结合，总共分析了10个柱子，发现电离光子通量和电子密度，电子密度和离电离源的距离以及电离光子通量和质量损失率之间存在紧密的相关性。因此，在不同的物理条件和恒星含量的地区合并的MUSE数据集的支柱产生的电离辐射的反馈效应的经验量化。与模型一致，我们发现$\dot{M}\propto Q_\mathrm{0,pil}^{1/2}$。
2016-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep HI Mapping of M 106 Group with FAST
本研究利用FAST对M 106星系群做深度中性氢成像，发现新HI结构并解析其起源，确定11个卫星星系成员，揭示低质量卫星星系恒星形成偏离特征及HI质量与光学直径的关系，为星系群淬熄机制研究提供新数据。
2024-10-09 astro-ph.GA
Triggered high-mass star formation in the HII region W28A2: A cloud-cloud collision scenario
利用NANTEN 2和Mopra的12 CO和13 CO（J=1-0）和12 CO（J=2-1）观测数据，研究了HII区W28 A2的高质量恒星形成过程。这些分子云由三个速度分量组成，CO强度峰值分别位于VLSR ~-4km s $^{-1}$、9 km s $^{-1}$和16 km s $^{-1}$。在VLSR ~ 9 km/s $^{-1}$处探测到最高的CO强度，这里镶嵌着光谱型为O6.5-B0.5的大质量恒星。我们发现了连接这些云朝向令人兴奋的来源方向的桥接特征。与无线电连续发射和8微米红外发射的气体分布的比较显示空间符合/反符合，表明气体和激发源之间的物理关联。~（12）CO J=2 ~（-1）：1 ~（-0）强度比显示出较高的值对于-4 km s $^{-1}$和+9 km s $^{-1}$云，CO强度峰值处的强度比（> 0.8）与激发源的强度比（> 0.8）基本一致，可能是由于大质量恒星的加热所致，而CO强度峰值处的强度比（> 0.8）与激发源的强度比（> 0.8）基本一致。（V_LSR ~ 9 km s $^{-1}$）降低到~0.6，表明在+9 km s $^{-1}$云的近侧致密气体的自吸收。在-4 km s $^{-1}$和+9 km s $^{-1}$云以及-4 km s $^{-1}$和+16 km s $^{-1}$云之间发现了部分互补的气体分布。…
2020-05-16 astro-ph.GA
