Obscuration beyond the nucleus: infrared quasars can be buried in extreme compact starbursts
本研究利用红外类星体样本与亚毫米波星系对照样本，证实致密星暴中的星际介质是类星体遮蔽的重要来源，约10-30%高恒星形成率红外类星体的遮蔽完全由星际介质贡献。
2023-10-10 astro-ph.GA
After The Fall: Resolving the Molecular Gas in Post-Starburst Galaxies
后星暴（PSB），或“E+ A”，星系代表了一个快速过渡阶段之间的主要，丰富的气体合并和气体贫乏，静止的早期类型的星系。令人惊讶的是，许多PSB已经被证明拥有重要的星际介质（ISM），尽管理论预测大多数恒星形成气体应该在活动星系核或恒星爆发驱动的外流中排出。到目前为止，这个幸存的ISM的解析属性仍然未知。我们提出了高分辨率的ALMA连续和CO（2 $-$ 1）的观测在6个气体和灰尘丰富的PSB，揭示了第一次的空间和运动学结构的ISM次千秒差距尺度。我们发现了非常紧凑的分子库，尘埃和气体的表面密度与（超）明亮的红外星系中发现的密度相媲美。我们观察到的空间和运动学的干扰，在所有的来源，有些还显示盘状运动。气体内部的湍流压力估计超过正常恒星形成盘至少2个数量级，并与在局部相互作用星系（如银河系）中发现的湍流气体相媲美。虽然这种高湍流压力的来源仍然不确定，我们认为，在PSB的潮汐中断事件（TDEs）的高发病率可能发挥作用。这些PSB的湍流中央分子库中的恒星形成受到抑制，形成恒星的效率仅为具有类似气体表面密度的星暴星系的10%。在这些星系中，恒星形成的“下降”并不是由于完全的气体排出或重新分布而促成的。相反，这张高分辨率的PSB ISM视图表明，它们剩余的致密气体储层中的恒星形成受到显着湍流加热的抑制。
2022-03-10 astro-ph.GA
The Molecular ISM in the Super Star Clusters of the Starburst NGC 253
我们展示了Leroy等人（2018）在附近星系NGC 253的恒星爆发中心的（原）超级星团（SSC）候选者的亚毫米光谱。我们的ALMA周期3观测的2.5pc分辨率接近SSC的大小，并允许研究这些来源中分子气体的物理和化学性质。在14个SSC源中，在342.0-345.8 GHz和353.9-357.7 GHz的频率范围内，我们检测到属于19种不同化学物质的55条谱线。SSCs在化学复杂性方面存在显著差异，最丰富的聚类显示19种，最不复杂的聚类显示4种。我们检测到HCN同位素体和异构体（H $^{13}$ CN、HC $^{15}$ N、H $^{15}$ NC）、丰富的HC $_3$ N、SO和S $^{18}$ O、SO $_2$和H $_2$ CS。气体比率CO/HCN、CO/HCO $^+$较低，约为1-10，意味着SSC中的高密度气体部分。线比分析表明，化学与光子占主导地位的地区和机械加热一致。星系中心附近的SSC都没有显示出X射线占主导地位的区域的线比，这表明任何（仍然未知的）活动星系核的加热都没有发挥主要作用。大多数源的气体温度都很高，SO $_2$的平均旋转温度约为130 K。振动激发HCN和HC $_3$ N跃迁的广泛存在意味着强的红外辐射场，由于高连续不透明度，可能被温室效应所捕获。
2020-06-15 astro-ph.GA
Submillimeter flux as a probe of molecular ISM mass in high-$z$ galaxies
最近对热尘埃连续体的长波长观测表明，瑞利-金斯（RJ）尾可以作为高$z$星系中尘埃和ISM质量的时间有效的定量探测器。我们使用高分辨率的宇宙学模拟的反馈在现实环境（FIRE）项目分析的尘埃排放的$M_*>10^{10}\;M_{\odot}$星系在$z=2-4$。我们的模拟（MassiveFIRE）明确包括各种形式的恒星反馈，它们产生的恒星质量和恒星形成率的高$z$星系与观测一致。使用辐射转移建模，我们表明，亚毫米（亚毫米）光度和分子ISM质量是紧密相关的，整体归一化与观测定量一致。值得注意的是，即使在星爆期间，亚毫米光度也能追踪分子ISM质量，因为尘埃质量和质量加权温度在$z=4$和$z=2$之间只有适度的变化，包括在星爆期间。我们的发现支持了经验的方法，使用宽带亚毫米流量作为代理的分子气体含量在高$z$星系。因此，我们期望单波段亚毫米观测ALMA显着增加高$z$星系的样本大小与可靠的ISM质量在不久的将来。
2018-04-16 astro-ph.GA
Physical properties of hyperluminous, dust-obscured quasars at $z \sim 3$: multiwavelength Spectral Energy Distribution analysis and cold gas content revealed by ALMA
本文基于 ALMA 观测对 16 个 $z \sim 3$ 超亮尘埃遮挡类星体进行多波段 SED 分析，发现其分子气体含量低且消耗快，恒星形成效率高，表明正处于向未遮挡类星体过渡的短暂阶段。
2024-02-23 astro-ph.GA
First detection of the 448 GHz ortho-H2O line at high redshift: probing the structure of a starburst nucleus at z = 3.63
H2O的亚毫米旋转线是ISM温暖气体区域的有力探测器，跟踪从kpc盘到星系核最紧凑和尘埃遮蔽区域的尺度和结构。最近在一个局部发光红外星系中检测到的448 GHz的ortho-H2O（423-330）线（Pereira-Santaella等人，2017）对深埋星系核的激发条件和ISM特性提供了独特的约束，因为该线需要高的远红外光学深度才能激发。在这封信中，我们报告的第一个高红移检测448 GHz的H2O（423-330）线使用ALMA，在一个强透镜亚毫米星系（SMG）在z=3.63。经过放大校正后，448 GHz H2O谱线的光度为~10^6 L_sun。结合其他三个先前检测到的H2O线，我们建立了一个模型，“解决”SMG的灰尘ISM结构，发现它是由一个约1 kpc的光学薄（100μm处的光学厚度τ_{100}~0.3）尘埃温度为T_{dust} \approx 50 K的盘状部件发射的总红外功率为5e 12 L_sun，表面密度为4 e11 L_sun太阳kpc^{-2}，以及一个非常致密（0.1 kpc）的、被尘埃严重遮蔽的（τ_{100} \gtrsim 1）核，它具有非常温暖的尘埃（100 K），τ_{IR}= 8 e12 L_sun kpc^{-2}。核心组分中的H2O丰度X_{H2O} ~（0.3-5）e{-5}比盘组分中的H2O丰度至少高一个数量级。光学厚的核心具有爱丁…
2020-01-18 astro-ph.GA
Super star cluster feedback driving ionization, shocks and outflows in the halo of the nearby starburst ESO 338-IG04
恒星反馈强烈影响星系的星际介质。第一个星系中的恒星反馈可能在使LyC光子逃逸方面发挥了重要作用，这有助于宇宙的再电离。附近的星暴星系作为本地的类似物，允许在这些星系的反馈过程的空间分辨评估。我们在ISM上描述了来自本地高红移类似物ESO 338-IG 04中星团的反馈效应，并将结果与最大质量星团的性质进行了比较。我们使用高质量的VLT/MUSE光学积分场数据来推导ISM的物理特性，如电离，密度，冲击，并从HST成像中对ESO 338-IG 04中最亮的星系团的光谱能量分布进行新的拟合。ESO 338-IG 04有一个大的电离晕，我们探测到的距离为9 kpc。我们确定4沃尔夫-拉叶（WR）集群的基础上，蓝色和红色的WR凹凸。我们遵循之前确定的电离锥，发现晕的电离随着距离的增加而增加。对星系运动学的分析显示，星系中众多年轻的星系团驱动着两个复杂的外流。我们发现了一个环的冲击辐射跟踪增强[OI]/H $α$的比例周围的星暴和流出的结束。最后，我们检测到与外流有关的富氮气体，可能是由大质量星团中的WR星引起的。光致电离主导了中心的星暴，并设置了整个晕的电离结构，导致密度限制的晕，促进了LyC光子的逃逸。在中心星暴之外，由膨胀的超级气泡引发的冲击变得重要。在外流结束时的冲击表明热流出的物质和更安静的晕气体之间的相互作用。
2018-09-10 astro-ph.GA
Variations in the 6.2 $μ$m emission profile in starburst-dominated galaxies: a signature of polycyclic aromatic nitrogen heterocycles (PANHs)?
多环芳烃（PAH）的特征曲线，特别是6.2 $μ$ m的特征分析，可以表明存在的氮纳入其芳环。在这项工作中，从斯皮策/IRS ATLAS项目（Hernán-Caballero & Hatziminaoglou 2011）中提取了155个主要以星暴为主的星系（例如，包括HII区域和Seyferts），拟合了它们的6.2 $μ$ m轮廓，使它们能够分为Peeters的A，B和C类（Peeters et al. 2002）。这些星系中有67%属于A类，31%属于B类，2%属于C类。目前，A类来源，对应于6.22 $μ$ m附近的中心波长，似乎只能用多环芳香氮杂环来解释（PANH，Hudgins等人，2005年），而B类可能代表多环芳烃和PANH排放物之间的混合物，或不同的PANH结构或电离状态。因此，这些光谱表明，这些星系的星际介质（ISM）中存在大量的PANH，这可能与它们的恒星爆发主导的排放有关。这些结果还表明，PANHs构成了宇宙中另一个氮的储存库，除了ISM的气相和冰中的氮。
2018-01-11 astro-ph.GA
Sturm und Drang: Supernova-Driven Turbulence, Magnetic Fields, and Cosmic Rays in the Chaotic Starburst Interstellar Medium
致密星暴区频繁的超新星爆发是这些区域星际介质（ISM）的主要形成者。在大多数的恒星爆发中，超新星遗迹爆炸打开了一个充满区域的热相，并发射了超级风。密度更大的恒星爆发压力过大，无法形成热风，但超新星仍然搅动着ISM。我认为，超新星的权力无处不在的动荡，通过每一个星暴ISM阶段，包括热风，和波动发电机放大磁场，直到他们在均分与动荡。超新星可以驱动湍流，在热风中的速度约为1000 km/s，在冷分子气体中的速度约为20 km/s，这取决于外部尺度。我预测银河系中心星暴的磁场强度为70 μ G，M82和NGC 253为300 μ G，Arp 220的原子核为2 mG。平均磁场强度在分子气体中比在热风中强几倍，但在星暴中并不随密度而强烈变化。我解释了超新星驱动的湍流的主导地位，导致近星爆ISM组件之间的均分。我也认为宇宙射线（CR）扩散的恒星爆发的影响。大量的能量级联到小尺度上可以非常有效地限制CR在星爆中，以至于CR的传输主要是由气体流动而不是通过气体扩散。此外，我还讨论了湍流对X射线线宽，远红外无线电相关性，观测到的无线电偏振，法拉第旋转措施的影响。最后，我讨论了许多问题提出的物理学湍流在星爆。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
GA-NIFS: ISM properties and metal enrichment in a merger-driven starburst during the Epoch of Reionisation probed with JWST and ALMA
基于JWST和ALMA观测，研究再电离时期星系COS-3018的三个并合组件，通过积分场光谱测量其ISM温度、密度与金属丰度，发现氮富集源于小子结构，并合过程驱动了当前的星暴。
2024-11-12 astro-ph.GA
Resolved ALMA [CII] 158 micron Observations at Cosmic Noon: ISM Structure and Dynamics of Starbursting QSO SDSSJ1000
本研究利用ALMA等多波段观测分析宇宙正午星暴类星体J1000的星际介质，揭示其PDR起源、云结构与冷盘动力学，发现伴星系并合特征，证实其为本地大质量星系的前身。
2025-05-16 astro-ph.GA
The ALCHEMI atlas: principal component analysis reveals starburst evolution in NGC 253
基于ALMA大型项目ALCHEMI巡天数据构建NGC 253分子线图集，利用主成分分析（PCA）成功区分星暴、激波和外流等不同物理成分，揭示星暴演化与星系动力学及恒星反馈的关系。
2024-01-04 astro-ph.GA
Spatial Distribution of Abundance Patterns in the Starburst Galaxy NGC 3079 Revealed with Chandra and Suzaku
我们进行了同步光谱分析的26.6千秒的钱德拉和102.3千秒的朱雀星暴星系NGC 3079的X射线数据。这些光谱是从四个区域提取的：0.5'（2.25 kpc）圆，来自Chandra的0.5'-1 '（2.25- 4.5 kpc）内环和外1'-2 '（4.5- 9 kpc）环，以及来自Suzaku的4'（18 kpc）圆，所有这些都以核为中心。用热等离子体模型拟合，得到三个区域的星际介质（ISM）温度分别为0.65 ± 0.05-0.04、0.45 ± 0.07-0.06和0.24 ± 0.03-0.02 keV。钱德拉的高角分辨率和朱雀的良好的光谱灵敏度相结合，使我们能够在空间上解决和测量的金属O，Ne，Mg和Fe的丰度热ISM。特别是，O/Fe，Ne/Fe，Mg/Fe和Si/Fe在中心区域（<4.5 kpc）的丰度模式与超新星（SN）II合成的预期一致。另一方面，在4.5kpc以上的区域，模式更接近太阳。中心区域也是已知发生与最近的星爆活动有关的丰富的多环芳烃红外辐射的地方。这表明，我们正在看到与星暴相关的SN II金属富集在热X射线发射核ISM中。类SN II丰度模式的空间范围与NGC 3079处于相对早期的星暴活动阶段相一致。
2012-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Widespread, Clumpy Starburst in the Isolated Ongoing Dwarf Galaxy Merger dm1647+21
孤立的矮星系对之间的相互作用提供了一个关键的窗口，低质量等级，气体占主导地位的星系组装和恒星质量的积累在低金属系统。我们提出了第一个VLT/MUSE光学IFU的相互作用的矮对dm 1647 +21，从TiNy泰坦调查选择的意见。H $α$辐射分布广泛，对应的总无遮蔽恒星形成率（SFR）为0.44 M $_{\odot}$/年$^{-1}$，比SDSS数据推断的SFR高2.7倍。暗示特定的SFR（sSFR）的系统被提升超过一个数量级以上的非相互作用的矮星在相同的质量范围。这种增加主要是由低质量星系，其中有一个$>$ 50的sSFR增强。检查经典的光学线诊断的空间分辨地图，我们发现ISM激发可以完全解释恒星形成。电离气体的速度场与简单转动不一致。动力学模拟表明，不规则的速度场和恒星结构是一致的，该系统作为一个正在进行的两个矮星系之间的相互作用的识别。在这个系统中，恒星形成的广泛的，clusively增强指出了合并对矮星系的影响的重要差异，与大质量星系相比：而不是气体到核的漏斗并引起核星暴，低质量星系合并中的星暴可能是由大规模的ISM压缩触发的，因此更加分散。
2017-08-08 astro-ph.GA
ALMA observations of atomic carbon in z~4 dusty star-forming galaxies
本文介绍了南极望远镜对13个强透镜尘埃恒星形成星系的ALMA [CI]（$1-0$）（静止频率492 GHz）观测结果。我们比较这些新的数据与现有的[CI]观测文献，允许研究的ISM性质的$\sim 30$极端尘埃恒星形成星系跨越红移范围$2 < z < 5$。用[CI]线作为分子ISM的示踪线，我们发现SPT-DSFG的平均分子气体质量为$6.6 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$ .这与通过低$J$ $^{12}$ CO和尘埃质量导出的气体质量存在矛盾;使估计值一致需要（a）对于我们的$α_{\rm CO} \sim 2.5$样品和气尘比$\sim200$，提高CO到H的$_2$转换因子，或者（b）高碳丰度$X_{\rm CI} \sim 7\times10^{-5}$。使用一系列额外的原子和分子线（包括[CI]，[CII]和CO的多个跃迁）的观察，我们使用现代光解区域代码（3D-PDR）来评估我们样品中DSFG的ISM内的物理条件（包括密度，UV辐射场强和气体温度）。我们发现，我们的DSFG内的ISM的特点是致密的气体透过强紫外线场。我们注意到，以前在DSFG中对PDR区域的研究可能大大低估了ISM的密度。结合起来，我们的分析表明，在高红移的极端尘埃星暴的ISM由致密的，富碳的气体不直接可比的ISM的星暴在当地的宇宙。
2016-12-13 astro-ph.GA
Extreme CO Isotopic Abundances in the ULIRG IRAS 13120-5453: An Extremely Young Starburst or Top-Heavy Initial Mass Function
本文介绍了本地超亮红外星系IRAS 13120-5453（被称为“溜溜球”）的ALMA $^{12}$ CO（J = 1 -0，3-2和6-5），$^{13}$ CO（J = 1 -0）和C $^{18}$ O（J=1-0）观测结果。三种同位素的形态不同，其中$^{13}$ CO在朝向中心的发射中显示空穴。我们测量了中心区域的$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO $\geq$ 60（超过200）和$^{13}$ CO/C $^{18}$ O $\leq$ 1的积分亮度温度线比率。假设光学薄发射，在几个区域中，C $^{18}$ O比$^{13}$ CO更丰富。中央500 pc内的丰度与ISM通过年轻恒星暴增（$<$ 7百万年）、头重脚轻的初始质量函数或两者的组合而富集的一致。
2017-04-21 astro-ph.GA
VLT/MUSE view of the highly ionized outflow cones in the nearby starburst ESO338-IG04
Ly $α$线是高红移恒星形成的重要诊断线，但由于Ly $α$的共振性质，解释其通量和线轮廓是困难的。已经发现了Ly $α$光子和尘埃逃逸与星际介质（ISM）性质之间的趋势，但是Ly $α$发射与本地高红移类似物中气体性质之间的详细比较对于理解Ly $α$发射与星系性质之间的关系至关重要。我们首次可以直接推断ESO 338-IG 04周围扩展Ly $α$晕的相同位置和相似空间尺度处电离气体的性质。我们得到了VLT/MUSE积分场谱。我们利用[SII]/[OIII]谱线比值的电离参数映射和H $α$的运动学研究了ESO 338-IG 04的ISM的电离状态和运动学。速度图显示了两个流出。星系的整个中心区域被最年轻的星团周围的HII区域泄漏的光子高度电离。三个高度电离的锥已经确定，其中之一是与外流。我们提出了一个方案，其中外流是由较老的集群的机械反馈，而高度电离的气体是由最年轻的集群发出的硬电离光子。与赖氨酸$α$图谱的比较表明，在赖氨酸$α$发射中观察到的（近似双极）不对称性与在H $α$中检测到的流出的基础一致。星团的机械反馈和电离反馈通过产生电离锥和外流显著地改变了ISM的状态。与Ly $α$的比较表明，特别是流出可以促进Ly $α$光子的逃逸[摘要]。
2015-03-31 astro-ph.GA
Neutral carbon and CO in 76 (U)LIRGs and starburst galaxy centers A method to determine molecular gas properties in luminous galaxies
本文给出了用Herschel-SPIRE和地面观测设备获得的7 - 6个远红外光度在10^{9}和10^{12} L（o）之间的星系中心的中性碳[CI]线通量，以及J=7-6，J=4-3，J=2-1 12 CO和J=2-1 13 CO线通量。我们调查这些线是否可以用来表征分子ISM的母星系在简单的方式和分子气体的性质如何定义模型的结果。在大多数星暴星系中，[CI]/13 CO的流量比远高于银河系恒星形成区，并且与FIR总光度相关。[CI]（1-0）/CO（4-3）、[CI]（2 -1）（2-1）/CO（7-6）和[CI]（2-1）/（1-0）通量比也是相关的，并且追踪分子气体的激发。在最亮的红外星系（LIRG）中，ISM完全由致密且中等温暖的气体云主导，这些气体云似乎具有低的[C]/[CO]和[13 CO]/[12 CO]丰度。在亮度较低的星系中，来自低密度气体云的发射变得越来越重要，需要进行多相分析以确定一致的物理特性。无论是CO还是[CI]速度积分线通量都不能很好地预测单个星系中的H2柱密度，并且X（CI）转换因子并不优于X（CO）因子。本文中概述的方法和诊断图也提供了一种新的和相对简单的方法来推导高红移星系中分子气体的物理特性，直到z=5，否则很难确定。
2015-04-29 astro-ph.GA
The "Red Radio Ring": Ionised and Molecular Gas in a Starburst/Active Galactic Nucleus at $z \sim 2.55$
我们报告的远红外线（FIR）的精细结构线的单离子化氮，\Nplusa，在星系组装的峰值时期内，从一个强透镜星系，以下称为“红色无线电环”; RRR，在z = 2.55。我们结合CO（J $_{\rm up} =$ 1，5，8）的基态和中间J跃迁的新观测，以及FIR谱能量分布（SED），来探索RRR的多相星际介质（ISM）特性。所有的线轮廓表明，HII区域，跟踪由\Nplusa，和（扩散和密集）分子气体，跟踪由CO，是共空间时，平均超过千磅级大小的区域。使用它的中红外毫米（mm）SED，我们得到一个不可忽略的尘埃衰减的\Nplusa线发射。假设均匀防尘网近似结果为平均分子气柱密度$> 10^{24}$ \，cm $^{-2}$，分子气尘质量比为100。很明显，尘埃衰减校正时，应考虑在这样的系统中研究FIR精细结构线。$L_{\rm NII205} / L_{\rm IR(8-1000μm)} = 2.7 \times 10^{-4}$的衰减校正比与局部和$z >$ 4 SFG的色散一致。我们发现，下限，\Nplusa为基础的恒星形成率（SFR）是由四个因素比红外衍生的SFR。最后，RRR的尘埃SED、CO线SED和$L_{\rm NII205}$线与红外线的光度比与星暴驱动的ISM一致。
2019-06-23 astro-ph.GA
Infrared view of the multiphase ISM in NGC 253 II. Modelling the ionised and neutral atomic gas
本研究利用MULTIGRIS结合Cloudy模型网格与光谱线，对NGC 253核区多相ISM建模，约束密度、金属丰度、电离参数及各相气体与尘埃质量。
2023-10-04 astro-ph.GA
PRISMS. U37126, a very blue, ISM-naked starburst at z=10.255 with nearly 100% Lyman continuum escape fraction
University of Geneva（日内瓦大学）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心 (CAB)，西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所）；European Space Agency (ESA)（欧洲空间局 (ESA)）；Space Telescope Science Institute（哈勃太空望远镜科学研究所）；Indiana University（印第安纳大学）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Leiden University（莱顿大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所-罗马天文台）；University of Groningen（格罗宁根大学）
利用JWST/MIRI深度光谱，发现z=10.255的星系U37126具有极蓝紫外连续谱、弱巴耳末跳变、无星云发射线，表明其恒星群年轻且星云贡献被抑制，莱曼连续谱逃逸比例>86%，可能主导宇宙再电离。
2026-06-23 astro-ph.GA
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
Galactic fountains and outflows in star forming dwarf galaxies: ISM expulsion and chemical enrichment
我们研究了超新星反馈在富含气体的矮星系中的影响，这些矮星系经历了低到中等的恒星形成率，这是恒星爆发之间相对静止的典型阶段。我们使用三维流体动力学模拟计算了ISM和富含金属的SN喷出物的长期演化，其中反馈能量由SNeII在不同的OB协会中爆炸沉积。我们发现，一个循环流类似于银河喷泉一般成立，与一些ISM解除在银河平面以上的高度为一到几个千秒差距。这些气体形成了一个额外的平面层，一旦恒星形成停止，大约在$10^8$ yr后会回落到平面上。对于所考虑的SFR，很少或没有ISM被驱逐出星系系统，即使在最强大的模型中，SN能量与气体结合能相当。富含金属的SN喷出物反而更容易受到反馈的影响，我们发现，即使对于低SN率（$7\times 10^{-5}$ - $7\times 10^{-4}$ yr $^{-1}$），也有相当一部分（25-80\%）在星系际介质中排出。银河系保留的金属大约有一半位于远离银道面的地方（$z >$ 500 pc）。此外，我们的模型表明，富含金属的气体从银河系盘出来和回到银河系盘的循环不能消除（集中的）SN爆炸留下的化学梯度。
2014-09-26 astro-ph.GA
The masses, structure and lifetimes of cold clouds in a high-resolution simulation of a low metallicity starburst
本研究通过高分辨率流体动力学模拟分析了低金属licity星暴中的冷气相，发现冷云遵循幂律质量函数和Larson关系，其寿命呈指数分布，支持恒星辐射和超新星在10 Myr内快速形成和破坏恒星形成云的观点。
2024-08-29 astro-ph.GA
VLT/FLAMES-ARGUS observations of stellar wind--ISM cloud interactions in NGC 6357
我们目前的光学/近红外IFU观测的气体柱在银河系HII区域NGC 6357包含年轻的疏散星团Pismis 24。这些观测使我们能够详细研究在其表面发生的强风团相互作用的气体条件。我们确定了一个狭窄的（~20公里/秒）和广泛的（50-150公里/秒）的H_α发射线的组成部分的存在，其中最广泛的广泛的组成部分的宽度被发现在一个区域，遵循东柱边缘的形状。这些连接使我们能够牢固地关联广泛的组成部分与发射电离气体内的湍流混合层的支柱的表面上设置的剪切流的O-星风从集群。我们讨论了我们的研究结果的广泛的发射线组件，越来越多地发现在河外星爆环境的影响。虽然这里发现的宽线宽较窄，但我们得出结论，产生两者的机制必须是相同的。谱线宽度的差异可能是由于Pismis 24中O型星产生的机械风能量比星爆星系中典型的年轻大质量星团产生的机械风能量要低。柱体的边缘也被致密（<5000 cm^-3）、高温（>20000 K）和激发态（通过[NII]/H_a和[SII]/H_a比值）的气体条件清晰地界定，这意味着存在一个D型电离前沿传播到柱体表面。虽然必须有两个光蒸发外流产生的电离前，和质量损失，通过机械烧蚀，我们没有看到任何显着的散装气体运动或周围的支柱的证据。我们假设蒸发/烧蚀的气体在被夹带之前必须被快速加热。
2009-10-21 astro-ph.GA
Revisiting the Integrated Star Formation Law. II. Starbursts and the Combined Global Schmidt Law
我们汇编了112个环核恒星形成区的分子气体含量和基于红外的恒星形成率（SFR）的观测结果，以重新研究星爆中圆盘平均施密特表面密度恒星形成定律的形式。然后，我们将这些结果与de los Reyes \& Kennicutt（2019）的153个附近非星爆盘星系的总气体和SFR表面密度相结合，以研究Kennicutt（1998; K98）之后的组合恒星形成定律的性质。我们确认，结合施密特法可以拟合一个单一的幂律与斜率$n = 1.5\pm0.05$（包括拟合方法的不确定性），有点陡峭的值$n = 1.4\pm0.15$发现K98。然而，将不同的幂律拟合到非星爆星系和星爆星系，会产生非常不同的斜率（分别为$n = 1.34\pm0.07$和$0.98\pm0.07$），在星爆关系的零点（$\sim$ 0.6\，dex）有明显的偏移，以获得更高的SFR表面密度。这种偏移被认为是即使当一氧化碳强度和分子氢表面密度之间的一个共同的转换因子被应用，并确认当磁盘表面密度的星际尘埃被用作气体测量的代理。对星爆数据中可能存在的系统偏差的测试未能发现如此大的偏移量的任何虚假来源。我们初步得出结论，在星系中的全球施密特定律，至少因为它是传统的测量，是双峰或可能多模态。可能的原因可能包括分子ISM的小尺度结构或恒星初始质量函数的变化。一个单一的$n \sim 1.5$幂律仍然是星系形成和演化的分析或数值模型…
2020-12-09 astro-ph.GA
Galactic Winds in Low-Mass Galaxies
恒星反馈驱动的外流被预测在低质量星系的重子循环中起着重要的作用。然而，观测附近矮星系风的限制是有限的，因为外流是短暂的，本质上是低表面亮度的特征，因此难以检测。利用哈法深空观测，我们在附近12颗矮星（M_* ~ 10^7 - 10^9.3 Msun）中寻找风，这些矮星是正在发生或最近发生的恒星爆发的宿主。我们检测到的功能，我们归类为风在6个星系，喷泉候选人在5个星系，扩散ISM在1个系统。风是发现优先在星系中心集中的恒星形成，而喷泉被发现在星系空间分布的恒星形成。我们认为，恒星形成的浓度是一个预测是否低质量星系将发展风。所有探测到的电离气体的空间范围是有限的（<1/10维里半径），并且仍然被宇宙学模拟认为是ISM。我们的观测表明，从矮星中排出的大部分物质并没有逃逸到星系际介质中，而是留在晕中，并可能再循环到星系中。导出的质量加载因子范围为0.2-7（对圆速度或恒星质量的依赖性很弱），在模拟中需要更高的值来重现真实的低质量星系并解决与LambdaCDM的差异。该样本是全色STARBurst IRegular Dwarf Survey（STARBIRDS）的一部分，旨在描述矮星系中的星暴现象。我们还报告了一个以前未编目的邻近星系（J1118+7913）。
2019-10-09 astro-ph.GA
Tracing the chemical footprint of shocks in AGN-host and starburst galaxies with ALMA multi-line molecular studies
本文利用ALMA多谱线分子观测，比较活动星系核宿主星系NGC 1068与星暴星系NGC 253中SiO、HNCO和CH3OH等激波示踪分子的高分辨率分布，以揭示不同类型星系中激波的能量学差异与大尺度激波性质。
2023-07-06 astro-ph.GA
Turbulent Gas in Lensed Planck-selected Starbursts at redshifts 1-3.5
在高红移（1 < z < 3）的尘埃恒星形成星系代表了宇宙中最强烈的恒星形成区域。这些过程的关键方面是气体加热和冷却机制。虽然众所周知这些星系富含气体，但对气体激发条件知之甚少。在这里，我们研究这些过程中的一个样本的24强透镜恒星形成星系的\textit{Planck}卫星（LP）在z ~ 1.1 - 3.5。我们分析了162个CO转动跃迁（Jupper = 1 - 12）和37个原子碳精细结构谱线（[CI]），以表征LP样品中气体的物理条件。我们同时适合的CO和[CI]线，和灰尘连续排放，使用两种不同的非LTE，辐射传输模型。第一个模型表示两个组分的气体密度，而第二个假设湍流驱动的对数正态气体密度分布。这些LP是有史以来观测到的最富气体、红外（IR）发光的星系之一（$μ_{\rm L}$ L $_{\rm IR(8-1000μm) } \sim 10^{13-14.6} $ \Lsun ; $< μ_{\rm L}$ M $_{\rm ISM}> = 2.7 \pm 1.2 \times 10^{12}$ \Msun，其中$μ_{\rm L} \sim 10-30$是平均透镜放大因子）。我们的研究结果表明，湍流ISM中存在的LP可以很好地表征由一个高的湍流速度分散（$<ΔV_{\rm turb}> \sim 100 $ \kms）和气体动力学温度粉尘温度比$<T_{\rm kin…
2020-10-30 astro-ph.GA
The discovery of the most UV-Lya luminous star-forming galaxy: a young, dust- and metal-poor starburst with QSO-like luminosities
我们报告了在z=2.469处发现的BOSS-EUVLG 1，这是迄今为止在任何红移下已知的最明亮，几乎无遮蔽的恒星形成星系。在重子振荡光谱巡天中，它首先被归类为类星体，随后用加那利大望远镜进行的观测表明，它的大光度（MUV = -24.40和log（L_Lya/erg s-1）= 44.0）是由于恒星形成的强烈爆发，而不是活动星系核或引力透镜。BOSS-EUVLG 1是一个紧凑的（reff = 1.2 kpc），年轻的（4-5百万年）恒星暴，恒星质量log（M*/Msun）= 10.0 +/- 0.1，恒星形成速率惊人，约为1000 Msun yr-1。然而，它缺乏金属和尘埃（12+log（O/H）= 8.13 +/- 0.19，E（B-V）= 0.07，log（LIR/LUV）< -1.2），这表明我们正在目睹一个强烈的恒星爆发的非常早期阶段，没有时间来丰富ISM。BOSS-EUVLG 1可能代表了一个短暂的（<1亿年），但在以前的调查中错过的高红移恒星形成星系的重要阶段。在一个星系演化方案中，BOSS-EUVLG 1可能代表了大质量静止星系演化的初始阶段，甚至在尘埃恒星形成阶段之前。
2020-09-04 astro-ph.GA
The molecular ISM in luminous infrared galaxies: a 3mm line survey of Arp 157
在这项工作中，我们提出了一个相互作用的发光红外星系Arp 157（NGC 520）的分子线发射的搜索。我们报告检测到19种不同的线，从12种不同的分子物种在我们的3毫米线调查和支持2毫米和1毫米的意见。我们研究了检测线的配置文件，并发现所有物种显示不对称的发射线，与配置文件不同的系统作为临界密度的函数。我们推导出该系统的天然气储层内的物理条件，使用同位素比值，激发分析，和旋转图。我们认为，在这个来源，我们正在观察一个温暖的（特克斯> 23 K）的边缘，不对称的星爆环，加上一个密度较低的中央分子组成部分，这是更光学薄。我们比较我们的分子丰度与几个研究良好的星系，并与银河系的地区，以确定在Arp 157的化学的主要驱动程序。我们强调了一些显着的差异，在这个来源和更极端的超亮红外星系Arp 220的分子丰度。这表明，不同的物理机制可能成为重要的驱动气体化学在不同点的合并引起的星爆的演变。在我们考虑的邻近星系中，NGC 253（其核化学主要是由大尺度冲击）和NGC 1068（其核化学主要是X射线）与Arp 157具有最相似的分子丰度。银河系的Sgr B2（OH）（在那里冰的冲击解吸被认为是重要的）也可能有类似的丰度Arp 157。因此，我们假设冲击和/或正在进行的合并（或星暴风）产生的硬辐射场正在驱动Arp 157的分子化学。
2013-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Maximally Star-Forming Galactic Disks I. Starburst Regulation Via Feedback-Driven Turbulence
盘状星系中心的恒星形成速率通常大大超过半径较大的星系。我们调查的想法，这些中央恒星爆发是自我调节，注入ISM的恒星形成平衡的引力约束气体的动量通量。对于大多数恒星爆发，超新星是最大的贡献者的动量通量，湍流提供了主要的压力支持的分子ISM。如果形成的每颗恒星质量的动量反馈为p_*/m_* ~ 3000 km/s，则在气体主导垂直重力的区域，预测的恒星形成速率为Sigma_SFR=2 pi G Sigma ^2 m_*/p_* ~0.1（Sigma/100 Msun/pc^2）^2 Msun/kpc^2/yr。我们将这一预测与模拟包含反馈的恒星形成的垂直分辨盘的数值模拟进行了比较，发现气体表面密度σ ~ 10^2-10^3 Msun/pc ^2的结果非常吻合。我们还比较了汇编的恒星形成率和气体含量从本地和高红移星系（合并和正常星系），找到良好的协议，提供的X_CO下降微弱的Sigma和Sigma_SFR增加。稠密湍流气体中的恒星形成率也与重力自由落体时间有关;如果每自由落体时间的效率为0.01，则反馈驱动的湍流速度色散为v_z = 0.4 × 10_ff p_*/m_* ~ 10 km/s，与Sigma或Sigma_SFR相对无关。湍流调节的星暴（由动力学动量反馈控制）是更大的自我调节计划的一部分;初级原子低西格玛外盘可能有恒星形成由紫外线加热反馈调节，而在极高西格玛的区域可能由辐射反…
2011-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
ISM enrichment and local pollution in dwarf galaxies
金属在星爆中释放后的命运仍然不清楚。涉及到星际介质的哪些阶段，在哪个时间尺度上？在过去的几年里，越来越多的证据表明，与HII区域的电离气体相比，蓝致密矮（BCD）星系的中性相可能缺乏金属。这些结果对我们理解星系的化学演化具有重要意义。我们在这里审查的主要结果和主要警告的丰度测定从远紫外吸收线。我们还讨论了可能的情况下，关于旅程的金属进入星际介质，甚至他们的喷射从星系到星系际介质。
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing molecular gas mass in extreme extragalactic environments: an observational study
我们提出了一个新的观测研究的CO（1-0）线的排放作为H2气体质量示踪剂在极端条件下在河外环境。我们的方法是研究充分中性星际介质（H2，HI和尘埃）的两个星系的大部分星际介质（ISM）居住在环境中，标记（和括号）的激励极端的ISM条件下发现的红外发光星系，星暴NGC 3310和静止的螺旋NGC 157。我们的研究保持了一个强大的统计概念，所谓的X因素（即一个大的云合奏参与），同时探索其依赖于非常不同的平均ISM条件普遍存在于这两个系统。这些都受到完全采样的CO（3-2）和CO（1-0）观测的限制，匹配的光束分辨率为半功率光束宽度15”，由JCMT的Nobeyama 45米望远镜获得，结合敏感的850和450微米尘埃排放和HI干涉图像，使所有中性ISM组件的完整视图。我们发现，在螺旋星系NGC 157中，X因子变化为5倍，比NGC 3310中的银河系值低约2倍。此外，NGC 3310中的尘埃发射光谱显示出明显的亚毫米级“过量”。我们解释和适应这一增强丰富的非常小的谷物（VSGs）。另一种将这种过剩解释为非常冷的尘埃的方法将产生5-11 K的冷尘埃温度，相应地具有5-43的非常低的气体-尘埃质量比，对于这个低金属量的星暴星系来说是非常不可能的。
2009-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence of AGN activity in the gamma-ray emission from two starburst galaxies
星暴星系是宇宙射线（CR）的巨大储存库，这些CR通过与星际介质（ISM）碰撞将其能量的很大一部分转化为伽马射线。所产生的GeV伽马射线辐射在时间上是稳定的，并且发现通量与恒星形成速率的指标，例如总红外（IR）光度$L_{\rm IR}$和1.4 GHz $L_{\rm 1.4\ GHz}$的单色射电连续光谱光度，即，遵循$L_γ-L_{\rm IR}$和$L_γ-L_{\rm 1.4\ GHz}$关系。最近，在第四个\textsl{Fermi}大天区望远镜（LAT）源表（4FGL）中发现了两个星暴星系NGC 3424和UGC 11041的γ射线超区。与其他由\textsl{Fermi} -LAT探测到的星暴星系不同，我们发现NGC 3424和UGC 11041的γ射线辐射具有显著的通量变化。NGC 3424和UGC 11041的红外辐射和射电辐射相对较弱，它们是星暴星系$L_γ-L_{\rm IR}$和$L_γ-L_{\rm 1.4\ GHz}$关系的异常值。这些结果表明，NGC 3424和UGC 11041可能含有被遮蔽的活动星系核（AGN），活动星系核活动提供的主要贡献的伽马射线辐射相比，由星爆活动提供的。
2019-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
From 10 Kelvin to 10 TeraKelvin: Insights on the Interaction Between Cosmic Rays and Gas in Starbursts
最近的工作既照亮了我们试图了解星爆星系中的宇宙射线（CR），也使我们感到困惑。我讨论了我的新研究，探索如何CRs互动与ISM在星爆。分子云为CR质子提供了产生π伽马射线和电离的目标，但这些相同的损失可能会屏蔽云的内部。在致密的分子云中，伽马射线和Al-26衰变可以提供电离，其速率高达银河系分子云中的速率。然后，我认为自由自由吸收的低频率无线电辐射从星爆，我认为这是从许多小的，离散的H II区域，而不是从一个“均匀板”的电离气体，而同步辐射出现在它们之外。最后，注意到热的超风气相填充了大部分的恒星爆发，我认为它具有由超新星提供动力的顺磁驱动的磁场，并且这个阶段是大多数同步辐射产生的地方。我展示了如何这样的情况下可以解释远红外无线电相关性，在我以前的工作的背景下。一个大问题是，无线电和伽马射线观测意味着CR也必须与致密气体相互作用。要理解这种情况是如何发生的，需要对湍流和CR传播有更深入的了解。
2013-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Are Starburst Galaxies Proton Calorimeters?
在GeV和TeV波段观测到了几个星暴星系。在这些稠密的环境中，伽马射线的发射应该主要是宇宙射线与星际介质（$p_{\rm cr}p_{\rm ism} \to π^{0} \to γγ$）的相互作用。事实上，星爆可以作为质子“热量计”，其中相当一部分宇宙射线能量输入以伽马射线形式发射。在这里，我们建立了一个单区，“厚目标”模型，实现量热法和宇宙射线相互作用的伽马射线发射的上限。该模型假设宇宙射线被超新星（SNe）加速，并且所有的宇宙射线都遭受核相互作用而不是逃逸。我们的模型只有两个自由参数：每颗超新星的宇宙射线质子加速能量$ε_{\rm cr}$和质子注入光谱指数$s$。我们计算了10 MeV到10 TeV的π介子γ射线辐射，并利用Fermi，H.E.S.S.和/或VERITAS数据。我们的模型为M82和NGC 253提供了很好的拟合，并产生了$ε_{\rm cr}$和$s$值，表明超新星宇宙射线加速在恒星爆发和我们的银河系中是相似的。我们发现，这些恒星爆发确实几乎，如果不是完全质子热量计。对于NGC 4945和NGC 1068，模型与量热法一致，但由于缺乏TeV数据而受到较少的约束。然而，圆规星系和超亮红外星系Arp 220超过了我们的上限，可能的解释进行了讨论。
2018-01-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
An ALMA Spectroscopic Survey of the Brightest Submillimeter Galaxies in the SCUBA-2-COSMOS Field (AS2COSPEC): Physical Properties of z=2-5 Ultra- and Hyperluminous Infrared Galaxies
本研究基于AS2COSPEC巡天，分析了COSMOS天区18个最亮无透镜亚毫米星系的物理性质，测定其红移、恒星形成率等参数，发现尘埃组成不随宇宙时间演化，尘埃-恒星质量比高于模型预测，并约束了质量函数的大质量端。
2024-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two-phase model for Black Hole feeding and feedback
研究活动星系核反馈流出对宿主星系多相星际介质的影响。我们认为，SMBH的增长是由密集的冷团块和细丝的吸积。活动星系核的反馈流出超过了冷介质，压缩了它，并引发了一个强大的恒星暴增--一个积极的活动星系核反馈。这预示了活动星系核的光度和高光度下恒星形成率之间的统计相关性。大部分流出物的动能通过低密度空隙从凸起逃逸。冷相仅由流出物的冲压压力（动量）向外推动。活动星系核反馈的正负形式的结合导致了类似于King（2003）结果的$M-σ$关系。由于冷ISM的膨胀的孔隙度，SMBH对宿主星系的低密度介质的影响是显着的，即使SMBH远低于$M-σ$质量。SMBH反馈在我们的模型中的作用随着ISM结构在空间和时间上演变。在早期的富气阶段，SMBH加速了核球中恒星的形成。在后来的气体贫乏（红色和死亡）阶段，SMBH反馈大多是负面的，由于缺乏冷ISM。
2013-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative and mechanical feedback into the molecular gas of NGC 253
星暴星系正在经历恒星形成的激烈时期。了解这些星系中的加热和冷却机制可以让我们深入了解为星暴提供燃料的驱动机制。分子发射谱线在激发态气体的冷却过程中起着至关重要的作用。利用Herschel空间天文台的SPIRE，我们观测到了NGC 253中心区域丰富的分子光谱。CO跃迁从J=4-3到13-12的观察和低J线通量从地面观测，这些线跟踪CO的激发。通过研究CO激发阶梯和比较强度的模型，我们调查是否气体被激发的UV辐射，X射线，宇宙射线，或湍流加热。将$^{12}$ CO和$^{13}$ CO观测值与大速度梯度模型和PDR模型进行比较，我们发现三个主要的ISM阶段。我们估计这些ISM相的密度，温度和质量。通过添加$^{13}$ CO、HCN和HNC谱线强度，我们能够约束这些简并并确定加热源。负责低J CO线的第一ISM相由PDR激发，但负责中高J CO转变的第二和第三相需要额外的热源。我们找到了三种可能的模型组合，可以重现我们观察到的分子发射。虽然我们不能确定哪一个是更好的，但我们可以得出结论，机械加热是必要的，以重现所观察到的分子发射和宇宙射线加热是一个可以忽略的热源。然后，我们估计每个ISM相的质量;对于总系统质量为$1\times10^{8}$ M $_\odot$，第1相（低J CO线）为$6\times 10^7$ M $_\odot$，第2相（中J CO线）为$3\times …
2014-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Study of Heating and Cooling of the ISM in NGC 1097 with Herschel-PACS and Spitzer-IRS
NGC 1097是一个邻近的塞弗特1星系，拥有明亮的环核星暴环，一个强大的大尺度棒和一个活跃的核心。我们提出了一个详细的研究的空间变化的远红外（FIR）[CII] 158 μ m和[OI] 63 μ m线和中红外H2发射线作为示踪剂的气体冷却，和多环芳烃（PAH）带作为示踪剂的光电加热，使用Herschel-PACS，和Spitzer-IRS红外光谱图。我们专注于核心和环，以及两个恒星形成区（Enuc N和Enuc S）。我们估计环中的光电气体加热效率（[CII] 158 um +[OI] 63 um）/PAH比Enuc N和S低约50%。环中11.3/7.7 μ m的平均值也较低，说明环中的多环芳烃有较大比例的电离态，但与[CII]158μm/PAH（5.5 - 14 μ m）的比值没有明显的相关性，环中的多环芳烃比Enuc S中的多环芳烃单位质量的[CII] 158 μ m和[OI] 63 μ m的排放量高出两倍。SED模型表明，环和Enuc S中最多有25%的FIR功率来自高强度光解离区（PDR），在这种情况下，环中的G 0约为10^2.3 cm^-3，nH约为10^3.5 cm^-3。对于G 0和nH的这些值，PDR模型不能再现所观察到的H2排放。星暴环中的大部分H2排放可能来自于弥漫ISM中的温暖区域，这些区域被湍流耗散或冲击加热。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Starbursts in isolated galaxies. I. The influence of stellar birth function and IMF
恒星爆发和恒星形成历史的巨大变化是星系中的常见现象。我们研究了孤立的恒星形成矮星系的稳定性，目的是确定星暴模式。研究了恒星出生函数、初始质量函数、恒星反馈和星际介质模型对系统的影响。我们应用一个单区模型的恒星气体系统耦合的质量和能量转移。此外，我们扩展了网络的主动动态演化。这使得星系的动力学状态与其内部性质之间存在耦合。虽然动力学对恒星形成速率的影响很大，但内部性质（气体温度）对动力学的耦合作用却相当有限，因为辐射冷却使气体温度远低于维里温度。由于冷却和反馈时间尺度短，恒星形成率接近平衡恒星形成率。准周期性的星爆之所以会发生，是因为恒星的形成遵循着由衰减维里振荡引起的气体密度的变化。这种行为是相当不敏感的性质和细节的恒星诞生的描述，即是否自发或诱导恒星形成被认为是或IMF是不同的。第二种类型的爆发被发现作为一个不稳定的操作时，冷却可能会下降，在非常低的密度，随着温度的升高。恒星形成的爆发发生在动态平衡建立的过渡阶段。那么它们在动力学时标上是准周期的。由于加热和冷却的时间尺度很短，恒星形成速率遵循与实际气体密度相对应的平衡恒星形成速率。
2009-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
