Constraining the gamma-ray efficiency of LINER outflows with Fermi-LAT and MEGARA
Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）
本研究结合MEGARA与Fermi-LAT数据，首次经验限制了LINER外流的γ射线辐射效率，发现其为低效高能粒子加速器，支持致密核喷流是LINER极端γ射线辐射的主要来源。
2026-08-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
A multi-wavelength approach of AGN feedback in LINERs: The case of NGC 4438
Instituto de Astrofísica de Andalucía - CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；IRyA - Instituto de Radioastronomía y Astrofísica（射电天文学与天体物理研究所）；Centro de Astrobiología (CAB) CSIC-INTA（天体生物学中心）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学天体物理学约德雷尔银行中心）
本研究通过多波段观测揭示NGC 4438的喷流反馈机制，区分AGN发射与喷流的物理起源，发现喷流驱动了中等速度喷流和热X射线发射。
2026-01-22 astro-ph.GA
The Central 3 kpc of NGC 5850
NGC 5850是一个邻近的（z = 0.0085）早期螺旋星系，被归类为LINER。它被认为是一个原型的双杆系统。我们对NGC 5850中心21 × 19弧秒^[2]的光学积分场光谱（IFS）数据显示出扩展的类LINER辐射，我们将其归因于存在着一个热的、演化的恒星星族，可能还有一个微弱的活动星系核。此外，NGC 5850显示了扩展的“复合”电离模式，可能源于LINER样电离和恒星形成的光电离的混合物。气体的运动学强烈偏离简单的旋转结构。
2013-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optical spectroscopy of type-2 LINERs
第二类低电离窄发射线区（LINER）已被光学分类与帕洛玛数据作为不存在广泛的组成部分，在巴耳末发射线与宽线区（BLR）的活动星系核（AGN）。我们揭示了存在不同的运动学成分的发射线在核区域的一个样本的本地（z $\leq$ 0.022）2型LINERS。我们专注于通过检测（或不检测）起源于BLR的广泛组分来分析其真实性质。此外，我们寻找可能存在的非旋转运动，如外流。我们已经应用了一个分解的核发射线使用光谱分析的9型2 LINER的中分辨率数据从哈勃太空望远镜（HST）档案检索的光谱。这项研究是用帕洛玛天文台双摄谱仪的档案光谱完成的。的发射线拟合揭示了一个广泛的组成部分的存在下，与BLR在6的9个星系的空间数据，和2的8个从地面光谱。在HST/STIS数据中测量的两个星系（NGC 4486和NGC 4594）的速度色散表明存在外流。结果表明，空间分辨率在BLR的检测中起着重要作用，因为它在地基数据中似乎被稀释了（即使在去除恒星贡献之后）。对于发射线诊断也是如此，因为污染物光有助于降低朝向标准BPT的星形形成区域的发射线比率。我们建议将NGC 4594重新分类为1型LINER，因为在空间和地面光谱中都可以看到BLR分量。我们发现NGC 4486的BLR分量的结果不明确。我们样本中的适度流出检测可能表明它们不像1型LINER那样频繁。
2020-01-09 astro-ph.GA
TeV Emission in NGC 4278: Shock Energetics Insufficient, Compact Origin Favored
该研究通过对比NGC 4278的TeV光度与外流动能功率，发现激波能量不足，结合费米和Swift数据支持致密核起源，该源为首个TeV探测的LINER/LLAGN。
2025-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Widespread Shocks in the Nucleus of NGC 404 Revealed by Near-infrared Integral Field Spectroscopy
我们提出了高空间分辨率，积分场摄谱仪（IFS）观测附近的LINER（低电离核发射线区）星系NGC 404在1.25 $μ$ m（J波段）和2.2 $μ$ m（K波段）的近红外波长。虽然NGC 404被认为在其中心有一个中等质量的黑洞，但目前还不清楚是吸积到黑洞上还是另一种机制，如冲击激发，驱动其在光学/近红外波长的LINER发射。我们使用凯克天文台激光导星自适应光学后面的OSIRIS IFS，以1 pc的空间分辨率绘制[FeII]、H $_2$和氢复合线的强度和运动学，横跨银河系中央30 pc。H $_2$气体位于中心旋转盘中，多个H $_2$线的比率表明分子气体是热激发的，具有来自UV荧光的一些贡献。[Fe II]发射比分子气体更扩展和扩散，并且具有不同的运动学结构，达到更高的速度/分散。我们还绘制了CO恒星吸收特征的强度，并将核恒星星族的优势年龄限制在$\sim$ 1 Gyr。最后，我们发现跨NGC 404的核的区域与[Fe II]/Pa $β$线比高达6.5，$\sim$ 2.5倍高于从空间积分光谱测量的比率。从这些高线比，我们得出结论，冲击是占主导地位的物理机制，激发NGC 404的LINER发射，并认为这种冲击激发的可能来源是超新星遗迹。
2018-10-09 astro-ph.GA
HST and HI Imaging of Strong Ram Pressure Stripping in the Coma Spiral NGC 4921: Dense Cloud Decoupling and Evidence for Magnetic Binding in the ISM
在面对后发座星系团螺旋星系NGC 4921的深HST V和I图像中，显着的尘埃消光特征以前所未有的方式显示了冲压压力如何将ISM从螺旋星系的盘中剥离。新的VLA HI地图显示了一个截断和高度不对称的HI磁盘与压缩HI分布在西北，提供证据的冲压压力作用于西北。在HI分布在西北区域被截断的地方，HST图像显示了一个定义明确的，连续的尘埃前锋，延伸超过90度和20千秒差距。这个尘埃锋将星系的尘埃区与无尘埃区分开，我们将其解释为ISM星系在ICM-ISM相互作用的前沿附近扫过。我们确定和表征100 pc-1 kpc规模的子结构在这个尘埃前冲压压力所造成的，包括头-尾丝，C形丝，和长光滑的尘埃前。这些特征的形态强烈表明，在剥离过程中，致密的气体云与周围的低密度气体部分解耦，但解耦被抑制，可能是由链接和绑定ISM的远距离部分的磁场。
2015-06-12 astro-ph.GA
HST Imaging of Dust Structures and Stars in the Ram Pressure Stripped Virgo Spirals NGC 4402 and NGC 4522: Stripped from the Outside In with Dense Cloud Decoupling
我们描述和限制ISM结构的起源可能是由正在进行的ICM冲压压力剥离两个室女星系团螺旋，NGC 4522和NGC 4402，使用HST的尘埃消光和恒星的BVI图像，以及补充HI，Halalpha和无线电连续图像。这是迄今为止对ICM-ISM冲压压力剥离相互作用期间发生的物理过程、冲压压力剥离对多相、多密度ISM的影响以及冲压压力剥离尾部的形成和演变的最高分辨率研究。在尘埃消光中，我们看到了NGC 4402的前侧和NGC 4522的后侧;我们在两个星系中看到了不同类型的特征。NGC 4522经历了更强、更近的压力，并具有一些冲压压力剥离星系的水母形态特征。它的剥离的尾巴从盘平面向上延伸，尘埃和恒星在盘平面上方弯曲约2 kpc。一个运动学和形态学上不同的平面外臂的年轻，蓝色的恒星和ISM延伸以上的一个大部分剥离部分的磁盘，和它之间的磁盘平面是解耦的尘埃云。NGC 4402包含了长长的尘埃脊，这表明ISM的大部分正在被一次推出。这两个星系都含有偏振射电连续辐射的长脊，表明存在大尺度有序的磁场。我们认为，磁场可以将不同密度的气体结合在一起，导致附近不同密度的气体以相同的速度剥离，并产生大的、连贯的尘埃脊和隆起。许多因素在决定冲压压力形成何种结构时发挥作用：冲压压力强度和历史，星系内相对于前沿的位置，以及ISM中预先存在的可能被磁场束缚在一起的子结构。
2016-04-07 astro-ph.GA
Joint XMM-Newton and Chandra Observations of the NGC 1407/1400 Complex: a Tail of an Early-Type Galaxy and a Tale of a Nearby Merging Group
以其明亮的中央星系NGC 1407为中心的附近星系群被认为是一个异常黑暗的系统，来自以前的运动学研究。它还以拥有一个明亮的星系NGC 1400而闻名，该星系相对于群中心的径向速度很大（1200 km s $^{-1}$）。之前的ROSAT X射线观测显示，NGC 1400以东有一个扩大的表面亮度增强区域。我们研究了NGC 1407/1400复合体的XMM-牛顿和钱德拉观测。我们发现，增强区域的温度和金属丰度是不同的（更冷，更富含金属）比周围的族气体，但与NGC 1400的ISM一致。NGC 1400的相对速度足够大，以至于它的大部分ISM可能在穿过大气层时被冲压压力剥离。我们的结论是，增强区很可能是从NGC 1400的ISM剥离的热气体。我们利用NGC 1407群的总质量分布和NGC 1400停滞锋处的压力跃变来约束NGC 1400的运动。我们的结论是，NGC 1400是在~ $30^{\circ}$的视线内运动，马赫数为$\mathcal{M}\lesssim3$。我们在这个复杂的星系中没有发现任何明显的激波特征，这可能是由于NGC 1400的高度视线运动。在NGC 1407相对松弛的东侧有一个{ \sl XMM-牛顿}指向，我们得到了这群~ $\times 10^{13}$ $M_\odot$在100 kpc以内的流体静力质量。外推到维里半径（681 kpc）的总质量为3.8 …
2014-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
The fast transient AT 2023clx in the nearby LINER galaxy NGC 3799 as a tidal disruption of a very low-mass star
本文分析了迄今最近的潮汐瓦解事件 AT2023clx，发现其具有上升最快、特殊发射峰和快速冷却等特征，提出其为极低质量恒星瓦解并形成高效吸积盘的情景。
2024-08-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
The silicate absorption profile in the ISM towards the heavily obscured nucleus of NGC 4418
星际介质中9.7微米的硅酸盐吸收剖面提供了关于星际尘埃颗粒物理和化学组成的重要信息。在银河系中的测量表明，弥漫的星际介质中的硅酸盐分布与在晚M星周围的星周尘埃壳中发现的无定形硅酸盐分布非常相似，并且比在密集的恒星形成区域中的硅酸盐分布更窄。在这里，我们研究了NGC 4418的硅酸盐吸收曲线，NGC 4418是已知最深的硅酸盐吸收特征的星系，并将其与银河系中看到的曲线进行比较。双子座上的TReCS获得的8-13微米光谱与斯皮策档案中获得的较大孔径光谱之间的比较表明，前者隔离了核发射，而斯皮策探测到低表面亮度的环核扩散发射。硅酸盐的吸收曲线对核是非常相似的，在银河系中的漫ISM没有证据的光谱结构，从结晶硅酸盐或碳化硅颗粒。
2015-03-10 astro-ph.GA
Disentangling the ISM phases of the dwarf galaxy NGC 4214 using [CII] SOFIA/GREAT observations
[CII] 158 μ m精细结构线是星际介质（ISM）中的主要冷却线之一，是恒星形成的重要示踪线。最近Herschel/HIFI和SOFIA/GREAT的速度分辨研究表明，[CII]线可以限制恒星形成区域中ISM相的性质。[CII]线作为恒星形成的示踪剂在低金属丰度环境中特别重要，因为存在大量的CO暗气体，CO排放很弱。附近的不规则矮星系NGC 4214提供了一个很好的机会来研究一个活跃的恒星形成ISM在低金属丰度。为了研究[CII]线的起源，我们分析了NGC 4214在不同演化阶段的三个不同区域的光谱分辨[CII]线轮廓，并结合辅助HI和CO数据。我们使用SOFIA/GREAT [CII] 158 μ m观测数据、THINGS的HI数据和HERACLES的CO（2-1）数据，将光谱分辨的[CII]谱线轮廓分解为与中性原子和分子气体相关的组分。我们使用这种分解来推断在不同ISM条件下由[CII]追踪的气体质量。平均在所有地区，我们将约46%的[CII]排放与HI排放相关联。然而，我们只能将总[CII]发射的约9%分配给冷中性介质（CNM）。我们发现，约79%的总分子氢质量是不跟踪CO排放。平均而言，CO-暗气体的分数占主导地位的分子气体质量预算。这一比例似乎取决于区域的演化阶段：在NGC 4214中覆盖超级星团的区域中最高，而在更紧凑，更富含金属的区域中较低。
2016-11-07 astro-ph.GA
Study of LINER sources with broad H(alpha) emission. X-ray properties and comparision to luminous AGN and X-ray binaries
我们研究了LINER源的X射线性质，在其光谱中明确检测到宽H（α）发射线，来自Ho等人的样品LINER 1 s。这些天体的中心通常有一个低光度的活动核，并且表现出很小的或没有内禀吸收（<10^（22）cm^（-1））。我们分析了所有可用的X射线存档XMM牛顿和钱德拉观测的13 LINER 1满足上述标准，在一个系统的均匀的方式。我们寻找LINER 1样品的X射线性质和内在参数之间的任何相关性。一个吸收的幂律给出了一个很好的拟合的光谱的13个来源。在其余4个源中需要热分量和吸收幂律。我们发现最硬源的光子指数在1.3 \pm 0.2之间，最软源的光子指数在2.4^（+0.2）_（-0.3）之间，平均值为1.9 \pm 0.2，色散σ =0.3。热组件具有平均温度kT~0.6 keV。在本样本中，显著的短时间（小时到天）变化并不常见，仅在2个来源（NGC 3226和NGC 4278）中观察到。其他三个来源表明，核发射来自恒定源的K-S检验概率较低（2%-4%），可能存在变异性。在9个观测一次以上的来源中，有7个在月到年的时间尺度上检测到显著的变异性。在6.4 keV处没有检测到显著的Fe K（α）发射线，并且对于在6 keV附近具有足够高的信噪比的4个源导出上限。最后，我们首次对LINER 1 s样品建立了光子指数与L_（2-10 keV）/L_（Edd）的显著负相关关系。这种关系类似于…
2011-04-27 astro-ph.GA
The Abundance Pattern in the Hot ISM of NGC 4472: Insights and Anomalies
椭圆星系的化学和动力学历史的重要线索编码在X射线发射等离子体中的重元素丰度。通过对朱雀星光谱的分析，并结合同空间XMM-牛顿谱的分析，我们得到了NGC 4472内外区的热ISM丰度分布。朱雀XIS探测器的低背景和相对尖锐的光谱分辨率，结合NGC 4472的高光度和温度，使我们能够推导出一个特别广泛的丰度模式，包括O，Ne，Mg，Al，Si，S，Ar，Ca，Fe和Ni。我们应用简单的化学演化模型，这些数据，并得出结论，最好的解释相结合的α-元素增强恒星质量损失和直接注入Ia型超新星（SNIa）喷出物的丰度。因此，我们证实了推断，根据光学数据，在椭圆星系的恒星有超太阳α/Fe比，但发现，目前的SNIa率是4-6倍低于标准值。我们发现SNIa产量集，复制Ca和Ar，或Ni，但不是所有三个同时。相对于Ne和Mg，O的丰度较低，这意味着标准的核心坍缩核合成模型过量产生O的因子为2。
2010-04-20 astro-ph.GA
HyGAL: Characterizing the Galactic ISM with observations of hydrides and other small molecules -- I. Survey description and a first look toward W3(OH), W3 IRS5 and NGC 7538 IRS1
HyGAL SOFIA遗产计划调查六个氢化物分子- ArH+，OH+，H2O+，SH，OH和CH -和两个原子成分- C+和O -在弥漫的星际介质（ISM）通过吸收线光谱向25个明亮的银河系背景连续源。这项详细的光谱研究旨在利用ISM不同阶段的特定示踪剂和探针的独特价值，正如赫歇尔空间天文台最近的研究所证明的那样。在HyGAL计划下进行的观察将使我们能够解决与ISM中分子材料的生命周期以及影响其相变的物理过程相关的几个问题，例如：（1）ISM中H2馏分的分布函数是什么？(2)低能宇宙射线的电离率在银河系内是如何变化的？(3)星际湍流的本质是什么？是什么机制导致它的消散？本概述讨论了观测策略，与辅助和档案观测的协同作用，采用的数据减少和分析方案，并提出了对三个调查目标，W3（OH），W3 IRS 5和NGC 7538 IRS 1获得的第一批结果。通过对吸收线的广泛观测，对这些气体的柱密度进行了强有力的测量，有助于解决所提出的问题，这些观测结果与理论模型的发展之间存在着及时的协同作用，特别是与湍流ISM中H2的形成有关。因此，提供增强的HyGAL数据产品将作为未来ISM研究的遗产。
2022-02-10 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
Complex central structures suggest complex evolutionary paths for barred S0 galaxies
我们研究了三个棒透镜星系（NGC 2681，NGC 3945和NGC 4371），这些星系以前被报道具有复杂的中心结构，但没有详细的结构分析这些星系的高分辨率数据。因此，我们进行了四到六个组成部分（伪）凸起/磁盘/酒吧/环/点源）分解的复合（哈勃太空望远镜加上地面）表面亮度轮廓。我们发现，NGC 2681主机三个酒吧，而NGC 3945和NGC 4371是双和单棒星系，分别与过去的等照度线分析。我们发现这些星系中的球是致密的，其Sérsic指数为$n\sim 2.2 - 3.6$，恒星质量为$M_{*}$ $\sim 0.28\times10^{10} - 1.1\times10^{10} M_{\sun}$ . NGC 3945和NGC 4371具有中等尺度的“伪隆起”，这可以用具有低$n \la 0.5$的Sérsic模型很好地描述，而不是像过去那样具有指数（$n=1$）分布。我们测量了NGC 2681在9个不同的椭圆孔径内的发射线通量，发现NGC 2681在$R \sim 3\arcsec$内有LINER型发射，但当孔径尺寸增大时，由于恒星形成而产生的发射线是显著的。相比之下，NGC 3945和NGC 4371分别在$R \sim 2\arcsec$内部和外部具有复合（活动星系核加上恒星形成）和LINER型的辐射。我们的研究结果表明，这三个星系经历了一个复杂的演化路径，隆起似…
2016-08-11 astro-ph.GA
Ram pressure stripping of the multiphase ISM in the Virgo cluster spiral galaxy NGC 4438
研究了扰动室女星系团旋涡星系NGC 4438中多相ISM的冲压压力剥离。这个星系在大约1亿年前经历了潮汐相互作用，现在受到冲压压力剥离的强烈影响。本文介绍了6厘米和20厘米深VLA射电连续谱观测。我们检测到突出的面外发射到银河系中心的西部，它延伸的两倍远的面外物质的其他示踪剂。面外辐射的光谱指数并不随着与星系距离的增加而变陡。这意味着相对论电子的原位再加速。与多波长观测结果的比较表明，磁场与由H α辐射追踪的暖电离星际介质有着密切的联系。北部面外Halpha发射，这是由于恒星形成的运动学，遵循面外CO发射。在西部和南部的面外区域，Halpha测得的速度大于CO线。我们认为，该区域的电离气体是由冲压压力激发的。空间和速度偏移是一致的情况下，扩散电离气体更有效地推动冲压压力剥离比中性气体。我们建议，最近发现的放射性不足的地区相比，24妈妈发射是由于这种差异剥离效率。
2009-01-19 astro-ph.GA
The multi-phase ISM in the nearby composite AGN-SB galaxy NGC 4945: large (parsecs) scale mechanical heating
我们的目标是利用赫歇尔卫星的光谱和光度数据对附近的复合AGN-SB星系NGC 4945进行全面研究。特别是，我们希望通过使用HIFI，PACS，SPIRE以及APEX数据在不同空间尺度上对12^CO发射的空间分布进行多跃迁分析来表征该星系的热结构。我们结合12 ^CO/IR通量比和12 ^CO图像的LTE分析，推导出空间尺度从<200 pc到2 kpc的星际介质（ISM）的热结构。从12^CO分析中，我们发现导出的温度和12^CO/IR比值的分布有明显的趋势。值得注意的是，在中等尺度（360 pc-1 kpc）下，我们看到X射线流出方向的温度很高，而在较小尺度（<200 pc-360 pc）下，由高J线得出的最高温度不是朝向核，而是朝向星系平面。从12 CO多跃迁分析得出的热结构表明，机械加热，如冲击或湍流，占主导地位的加热的ISM在NGC 4945的核心位于超过100 pc的星系中心。这一结果得到了Kazandjian等人2015年模型的进一步支持，当包括机械加热机制时，该模型能够再现在高J（PACS）12^CO跃迁时观察到的发射。激波和/或湍流很可能是由在X射线中观察到的禁止势和外流产生的。
2020-07-30 astro-ph.GA
Abundance Patterns in the Interstellar Medium of the S0 Galaxy NGC 1316 (Fornax A) Revealed with Suzaku
朱雀X射线卫星观测了附近的S 0星系NGC 1316，这是一个年龄为3 Gyr的合并残余。总良好曝光时间为48.7 ksec。该光谱很好地代表了两个温度的热模型的星际介质（ISM）加上幂律模型。热模型的冷温度和热温度分别为0.48 +/- 0.03和0.92 +/- 0.04 keV。Suzaku的出色光谱灵敏度使其首次能够测量ISM中O、Ne、Mg、Si和Fe的金属丰度。由此得到的O、Ne、Mg、Si和Fe的丰度模式与Lodders（2003）确定的新太阳丰度模式接近。测量的丰度模式进行了比较与椭圆星系和S 0星系，观察朱雀。考虑到现今Ia型超新星的金属富集，NGC~1316的近太阳ISM丰度图表明整个星系中恒星物质的α/Fe比都有所提高，类似于巨型椭圆星系。
2010-10-19 astro-ph.GA
NGC 839: Shocks in an M82-like Superwind
本文介绍了在ANU 2.3米望远镜上用宽视场摄谱仪（WiFeS）对NGC 839的观测结果。我们的数据覆盖了25”x 60”的区域，空间分辨率约为1.5”。磁场的长轴与我们在这个星暴星系中发现的超级风成一直线。数据覆盖3700-7000 nm的范围，红色的光谱分辨率为R~7000，蓝色的光谱分辨率为R~3000。我们发现，该星系的恒星成分是由一个快速旋转的中间年龄（~ 4亿年）的A型恒星星族的强烈主导，而气体集中在一个双圆锥极漏斗。我们已经产生了通量分布，发射线比诊断和速度图在发射和吸收组件。我们解释这些的背景下，一个新的网格的低速激波模型适合银河系规模的外流。这些模型非常适合的数据，提供了第一次模型诊断的冲击在超级风，并强烈表明，冲击激发是在很大程度上负责扩展LINER排放的外流气体在NGC 839。我们的工作可能有重要的影响，无论是在其他星系中看到的扩展LINER发射，以及在解释对象与“复合”光谱。最后，我们根据对NGC 839的观测，以及它与M82的关系，提出了一个E+A星系形成的方案。
2011-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiphase ISM in low luminosity radio galaxies: A case study of NGC 708
我们提出了一个多波长的研究附近的射电大声椭圆星系NGC708，从博洛尼亚B2射电星系样本中选择。我们从IGO 2m望远镜（印度浦那）获得了光学宽波段和窄波段图像。我们利用Chandra的X射线数据，2MASS，Spitzer和WISE的红外数据以及DSS和HST的光学图像来补充观测的多波长覆盖。为了研究星际介质的性质，我们制作了非锐化掩模图、彩色图、残差图、商图、尘埃消光图、H_α发射图。从导出的图可以看出，冷气体、尘埃、热电离H_α和热X射线气体在空间上是相互关联的。我们调查的内部和外部的光度和运动学性质的星系使用表面亮度配置文件。通过X射线2d β模型、反锐化掩模、表面亮度剖面等技术，可以明显看出该系统中存在一对X射线空洞，距离中心X射线源约5.6Kpc。
2016-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low-power jet-ISM interaction in NGC 7319 revealed by JWST/MIRI MRS
我们目前的JWST/MIRI MRS光谱的NGC 7319，最大的星系在斯蒂芬的五重奏，观察早期释放观测（ERO）的一部分。NGC 7319拥有一个2型活动星系核活动星系核（AGN）和一个低功率射电喷流（L_1.4GHz=3.3x10^22 W Hz^-1），以及两个非对称的射电热点，距离未解析的射电核心投影距离分别为430 pc（N2）和1.5 kpc（S2）。MRS数据表明，星系盘中的分子物质使喷流减速，并导致这种长度不对称。我们发现，在喷流轴与尘埃带的交点处，有来自温热H_2（T_w=330 ± 40 K，T_h=900 ± 60 K）和电离气体的增强辐射。这种发射与无线电热点N2重合，热点更接近核心，这表明喷流-星际介质（ISM）相互作用使喷流减速。相反，在较远的热点处的中红外发射较弱，更高的电离度，并且具有较低的H_2激发，这表明更弥散的原子环境，其中射流可以前进到更远的距离。在N2射电热点，电离气体质量（M_ion=（2.4-12）× 10^5 Msun）与温暖的H_2相当，但前者更湍流（sigma_ion~300 vs. sigma_H2~150 km/s），因此电离气体的机械能高出~1.3-10倍。从这些估计，我们发现，只有<1%的射流能量仍然作为机械能在这两个ISM阶段在N2。我们还发现扩展（r>0.3-1.5 kpc）高电离发射（[MgV]，[NeV]和[NeV…
2022-09-16 astro-ph.GA
Studying the ISM at $\sim$10 pc scale in NGC 7793 with MUSE -- II. Constraints on the oxygen abundance and ionising radiation escape
我们用MUSE/AO研究了NGC 7793的电离ISM，空间分辨率为$\sim$ 10 pc.这些数据与HST和ALMA观测到的年轻星团（YSC），O星和GMC进行了补充。使用一个强线的方法，我们发现一个中位数$12 + \log(O/H) \sim 8.37$的分散度为0.25 dex，与以前的估计。丰度图中有丰富的子结构、周围的星团和大质量恒星，尽管存在明显的光电离简并。我们确定观测到的电离光子的总量，$Q(H^0)$，从消光校正H $α$光度，并将其与预期的$Q(H^0)$通过求和的贡献的YSC和大质量的恒星，以获得逃逸分数（$f_{esc}$）。总的来说，我们发现$f_{esc, HII} = 0.67_{-0.12}^{+0.08}$的人口HII地区。我们还得出结论，在FoV内观察到的电离源足以解释在该星系区域观察到的弥漫电离气体的量。在一般情况下，我们发现，位于HII区域的YSC有更高的概率是年轻的，质量较小，并发出更多的电离光子比集群在其余领域。最后，我们研究了[SII]/[OIII]追踪的区域的光学深度，发现所得到的电离结构和$f_{esc}$之间没有系统的趋势。[删节]
2021-04-16 astro-ph.GA
The AGN fuelling/feedback cycle in nearby radio galaxies -- IV. Molecular gas conditions and jet-ISM interaction in NGC3100
这是一个系列的第四篇论文，研究活动星系核的燃料/反馈过程中的一个样本附近的11个低激发射电星系（LERG）。本文介绍了阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对NGC 3100的后续观测，观测目标是$^{12}$ CO（1-0），$^{12}$ CO（3-2），HCO $^{12}$（4-3），SiO（3-2）和HNCO（6-5）分子跃迁。$^{12}$ CO（1-0）和$^{12}$ CO（3-2）线被很好地检测到，并补充了我们以前的$^{12}$ CO（2-1）数据。通过比较这三个CO转换的相对强度，我们发现极端的气体激发条件（即$T_{\rm ex}\gtrsim50$ K）在空间上与无线电波瓣相关的区域，支持喷气ISM相互作用的情况。CO运动学的精确研究表明，虽然大部分的气体是定期旋转，两个不同的非旋转运动学组件可以确定在内部气体区域：一个可以关联到流入/流出流运动引起的双臂螺旋扰动;第二个是一致的射流诱导流出与$v_{\rm max}\approx 200$公里的$^{-1}$和$\dot{M}\lesssim 0.12$ M $_{\odot}$年$^{-1}$。这些值表明，喷射CO耦合正在进行的NGC 3100只是温和地影响气体运动学，而不是从现有的模拟和其他观测研究（子）千秒差距尺度喷冷气体相互作用的预期。HCO $^{+}$（4-3）的发射是在北射电波瓣底部附近的…
2021-12-01 astro-ph.GA
PHANGS-JWST First Results: Tracing the Diffuse ISM with JWST Imaging of Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Emission in Nearby Galaxies
JWST观测的多环芳烃（PAH）排放提供了一些最深和最高分辨率的看法冷星际介质（ISM）在附近的星系。如果多环芳烃很好地与原子和分子气体混合，并由平均的星际扩散辐射场照射，多环芳烃排放可以提供一个近似线性的，高分辨率，高灵敏度的扩散气体表面密度的示踪剂。我们提出了一个试点研究，探索使用PAH排放以这种方式的基础上MIRI观测IC 5332，NGC 628，NGC 1365，和NGC 7496从PHANGS-JWST财政部。使用Leroy等人（2022）中校准的比例关系，比例F1130 W提供10- 40 pc分辨率和3 $σ$灵敏度（$Σ_{\rm gas} \sim 2$ M $_\odot$ pc $^{-2}$）。我们表征了在我们的目标中的$< 7$ M $_\odot$ pc $^{-2}$处看到的结构的表面密度，我们预计气体将以HI为主。我们强调存在的细丝，臂间发射，和孔在弥漫ISM在这些低表面密度。在NGC 628、NGC 1365和NGC 7496的$\sim 10$ M $_\odot$ pc $^{-2}$之下，气体分布显示出“瑞士奶酪”样的拓扑结构，这是由于空穴和气泡弥漫在弥漫ISM的相对平滑的分布中。与最近的星系模拟相比，我们观察到低表面密度气体的类似拓扑结构，尽管不同设置和分辨率的模拟之间存在显着差异。这种高分辨率，低表面密度气体与模拟的比较是不可能与现有的…
2022-12-21 astro-ph.GA
Imaging the Circumnuclear Region of NGC 1365 with Chandra
我们提出了第一个钱德拉/ACIS成像研究的周边区域附近的塞弗特星系NGC 1365。X射线发射被分解为点状源和复杂的扩展发射。扩展发射的X射线形态显示了一个双锥软X射线发射区域，从核投影延伸约5 kpc，与光学发射线中看到的高激发流出锥一致，特别是在西北方向。更硬的X射线辐射来自一个直径为kpc的环核环，与斯皮策中红外图像中突出的恒星形成环相一致;这种X射线辐射部分被NGC 1365的中央尘埃带所掩盖。空间分离的组件的光谱拟合表明软扩展X射线发射（kT=0.57千电子伏）的热等离子体起源。只有少量的这种发射可以是由于核源的光电离。与[OIII]5007观测结果的详细比较表明，热星际介质（ISM）与[OIII]发射云在空间上是相互关联的，并且具有与[OIII]介质相当的热压，这表明热ISM充当了较冷光电离云的限制介质。热ISM的丰度比与II型超新星的理论值完全一致，表明热ISM是来自星暴环核环的风。东南方向还探测到一个约450秒差距长的核射电喷流的X射线辐射。
2009-01-03 astro-ph.GA
Discovery of a halo around the Helix Nebula NGC 7293 in the WISE all-sky survey
本文报道了宽视场红外巡天探测器全天巡天在12微米波段观测到的行星状星云NGC7293（受阻星云）周围的扩展晕（直径40'）。中红外晕具有轴对称结构，东北方向有一个尖锐的边界，西南方向有一个较弥散的边界，这表明恒星风和星际介质（ISM）之间存在相互作用。晕的对称轴与东北弧的对称轴很好地对齐，这表明这两个结构在物理上是相关的。我们已经试图适应所观察到的几何形状与一个移动的稳态恒星风与ISM相互作用的模型。从这些拟合中得到了ISM密度和恒星速度的可能组合。模型和观测之间的差异表明，恒星质量损失有一个更复杂的历史，包括可能的时间和角度依赖性。
2012-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Sub-Galactic Relationship Between Star Formation and the Hot Interstellar Medium in NGC 4254
Middle Tennessee State University（中田纳西州立大学）；Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Arkansas（阿肯色大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本研究通过分析NGC 4254中恒星形成与热星际介质的关系，揭示了超新星反馈对热气体的影响，并确定了温度和X射线产率的缩放关系。
2026-02-23 astro-ph.GA
Anomalous extinction towards NGC 1938
在包含星团NGC 1938和NGC 1939的大麦云（LMC）的50 × 50 pc ^2区域中，扩展红巨星团（RC）横跨恒星的色星等图，这引起了我们的兴趣，我们研究了该区域的恒星星族，以了解该区域星际介质（ISM）的性质。扩展的RC是由整个场的大量和不均匀的消光引起的。它的斜率揭示了异常的消光特性，Av/E（B-V）=4.3，表明光学中存在额外的灰色分量，贡献了野外总消光的约30%，并且需要大颗粒的丰度约为漫射ISM中的两倍。这似乎与大约70次SNII爆炸注入周围ISM的大颗粒数量一致，估计这些爆炸发生在1.2亿年前的NGC 1938的生命周期中。虽然这个星团今天看起来相对较小，并且在M 31的距离之外很难被探测到，但NGC 1938的估计初始质量约为4800 Msun，似乎已经严重改变了大范围内的灭绝性质。这对于解释恒星形成星系的光度和质量具有重要意义，无论是在附近还是在早期宇宙中。
2020-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hot Interstellar Medium of the Interacting Galaxy NGC 4490
利用Chandra ACIS-S的~ 100 ks观测数据，分析了旋涡星系NGC 4490与不规则星系NGC 4485相互作用过程中的热星际介质（ISM）。钱德拉的高角分辨率使我们能够去除离散源，并对恒星形成区域和相关流出物进行空间分辨光谱分析，使我们能够观察热ISM的物理特性，如温度，氢柱密度和金属丰度在这些星系中的变化。我们发现温度>0.41 keV和0.85 ± 0.59/-0.12 keV，电子密度>1.87 eta^（-1/2）x 10^（-3）cm^（-3）和0.21 ± 0.03/-0.04 eta^（-1/2）x 10^（-3）cm^（-3），在NGC 4490的平面和晕中，热气体质量分别大于1.1 eta^（1/2）x 10^7 M_{\odot}和~3.7 eta^（1/2）x 10^7 M_{\odot}，其中eta是热气体的填充因子。发现Ne、Mg和Si相对于Fe的丰度比与II型超新星理论模型预测的结果一致。热ISM中的热能约占超新星输入的总机械能的5%，因此很可能热ISM已被II型超新星富集和加热。X射线辐射与H-α和中红外辐射相关，这表明热气体被较冷的电离氢与温暖的尘埃混合的细丝所束缚。
2010-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying the ISM at ~10 pc scale in NGC 7793 with MUSE -- I. Data description and properties of the ionised gas
利用MUSE AO观测数据，以$\sim$ 10 pc的空间分辨率探测了本星系NGC 7793的ISM.我们确定了HII区域，并编制了超新星遗迹（SNRs），行星状星云（PNE）和沃尔夫拉叶星（WR）的目录。我们从[SII]6716/6731和[SIII]6312/9069线比计算电子密度和温度。我们用BPT图结合气体速度色散研究了电离气体的性质。我们光谱确认2以前检测到的WR星和SNR，并报告发现7 WR，1 SNR，和2 PNe。扩散电离气体（DIG）分数在$\sim$ 27和42%之间，这取决于用于限定HII区域边界的方法。与以前的研究一致，我们发现，DIG表现出增强的[SII]/H $α$和[NII]/H $α$的比例和中值温度是$\sim$ 3000 K高于在HII地区。我们还观察到温度和H $α$表面亮度之间存在明显的负相关关系。总体而言，观察到的[SII]6716/6731比值在1 $σ$内与$n_e$ < 30 cm $^{-3}$一致，DIG和HII区域的分布几乎相同。电离气体的速度分散表明，DIG具有比HII区域更高的湍流度。与光电离和冲击模型的比较表明，扩散组件只能部分地解释通过冲击，它是最有可能与光子泄漏的密度有界的HII区域或辐射从演化场星一致。[删节]
2020-02-20 astro-ph.GA
Evidence for low power radio jet-ISM interaction at 10 parsec in the dwarf AGN host NGC 4395
本研究在矮星系 NGC 4395 中发现了约 10 秒差距尺度的低功率射电喷流与星际介质相互作用的证据，通过多波段观测和光谱建模表明该过程可能抑制中心区域的恒星形成。
2023-11-14 astro-ph.GA
Mapping diffuse interstellar bands in the local ISM on small scales via MUSE 3D spectroscopy
利用VLT/MUSE对球状星团NGC 6397的星际介质（ISM）进行了成像，包括星际弥散带（DIBs）的吸收。这项试点研究证明了MUSE在非常小的尺度上绘制本地ISM的能力，为ISM观测提供了一个新的窗口。假设吸收体位于局部气泡的边缘，我们追踪NaI和KI以及几个DIBs结构的MPC（毫秒差距，几千AU）量级的小尺度变化。由分仓恒星光谱定义的视线分离只有几个角秒，我们探测物理连接区域内的吸收。该分析利用NGC 6397成员星的单个恒星光谱的拟合残差，并分析了具有高信噪比（S/N）的Voronoi组合光谱中来自中性物质和几个DIBs的谱线。我们验证了MUSE 3D光谱仪对此类测量的适用性，并通过探测具有多条视线的单个物理吸收体获得了新的见解。
2017-09-12 astro-ph.GA
The Halos of Planetary Nebulae in the Mid-Infrared: Evidence for Interaction with the Interstellar Medium
行星状星云（PNe）在星际介质（ISM）中的运动被认为会导致各种观测结果，包括明亮边缘的形成;壳层的变形和破碎;以及中心恒星偏离包层的几何中心。这些和其他特征已经通过在可见光波长范围内的成像而被注意到。我们报告进一步的意见，这样的壳采取中红外（MIR），通过IRAC成像程序进行使用斯皮策太空望远镜（SST）获得。NGC 2440和NGC 6629被证明拥有可能相互作用的晕，以及在外壳一侧的冲压压力剥离物质。类似地，NGC 3242和NGC 6772的外晕似乎已经通过瑞利-泰勒（RT）不稳定性而破碎，导致ISM物质可能流向它们的包层内部。如果这种解释是正确的，那么它将表明NGC 3242正在向东北方向移动;这一建议也得到了相反方向延伸的60微米尾巴的支持，以及在运动方向上的H-α发射的弯曲带-可能是通过磁化ISM中的RT不稳定性产生的分量。
2009-09-09 astro-ph.GA
PHANGS-JWST First Results: Variations in PAH Fraction as a Function of ISM Phase and Metallicity
我们目前的地图跟踪的灰尘的分数在IC 5332，NGC 628，NGC 1365，和NGC 7496从JWST/MIRI观测的多环芳烃（PAHs）的形式。我们跟踪PAH馏分相结合的F770 W（$7.7~μ$ m）和F1130 W（$11.3~μ$ m）过滤器跟踪电离和中性PAH排放，分别，和比较PAH排放F2100 W的痕迹小，热的尘埃颗粒。我们发现IC 5332、NGC 628、NGC 1365和NGC 7496的平均$R{\rm_{PAH} = (F770W+F1130W)/F2100W}$值分别为3.3、4.7、5.1和3.6。我们发现，H II区域跟踪MUSE H $α$显示系统低PAH分数。PAH分数在其他星系环境中保持相对恒定，略有变化。我们用CO + H I + H $α$来追踪星际气相，发现在所有四个星系中，PAH分数都降低到I $_{Hα}/Σ_{H~I+H_2}$ $\sim~10^{37.5}$ erg s $^{-1}$ kpc $^{-2}$（M $_\odot$ pc $^{-2}$）$^{-1}$的值以上。径向配置文件也显示了减少PAH分数与半径增加，与较低的金属丰度，与以前的结果显示出强烈的金属丰度依赖的PAH分数。我们的研究结果表明，在电离气体中的PAH破坏过程中的操作类似的四个目标。
2023-01-03 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
DIISC-II: Unveiling the Connections between Star Formation and ISM in the Extended Ultraviolet Disk of NGC 3344
我们提出了我们的调查扩展紫外线（XUV）盘星系，NGC 3344，作为解密星际介质，恒星和环星系介质（DIISC）调查之间的相互作用的一部分。我们使用单个年轻恒星复合体的表面和孔径测光来研究恒星形成及其对星际介质物理性质的影响。我们测量了比恒星形成率（sSFR），发现它从内盘的$\rm10^{-10} yr^{-1}$增加到扩展盘的$\rm>10^{-8} yr^{-1}$。这为磁盘由内向外增长提供了证据。如果这些sSFR得以维持，XUV盘恒星质量可以在$\sim$ 0.5 Gyr内翻倍，这意味着恒星形成的爆发。由于气体耗尽时间（$τ_{dep}$）很长，XUV盘将继续形成恒星。XUV星盘中的恒星复合体具有高$Σ_{HI}$和低$Σ_{SFR}$，$τ_{dep}\sim$为$τ_{dep}\sim$ 10 Gyrs，标志着偏离传统肯尼库特-施密特定律的开始。我们发现，无论是远紫外线（FUV）和FUV和24 $μ$ m的组合有效地跟踪恒星形成的XUV磁盘。H $α$一般较弱，在大质量恒星的形成中倾向于随机性。在29.5千秒差距的环星系介质的调查导致在两个金属线物种的吸收系统的检测：较强的吸收组件是一致的磁盘周围的气流，最有可能跟踪流入，而较弱的组件可能是跟踪共转环星系气体。
2021-10-14 astro-ph.GA
The magnetic field in the multi-phase interstellar medium of NGC 6946
School of Astronomy, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究所天文学院）；I. Physikalisches Institut, University of Cologne（科隆大学第一物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Department of Physics & Astronomy, University of South Carolina（南卡罗来纳大学物理与天文学系）；NASA Ames Research Center（NASA艾姆斯研究中心）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）
本研究通过比较 NGC 6946 的远红外和射电偏振观测，发现其磁场全局有序但受恒星形成湍流局部调制，并定量揭示了冷尘埃与弥漫同步辐射相中磁场有序性的差异。
2026-09-22 astro-ph.GA
Deep Chandra Observations of NGC 5728. III: Probing the High-Resolution X-ray Morphology and Multiphase ISM Interactions in the Circumnuclear Region
本研究利用钱德拉ACIS-S深场观测分析邻近赛弗特2型星系NGC 5728的核周X射线辐射，揭示了吸收分布、热气体性质及X射线双星候选体，为理解核周多相星际介质相互作用提供了观测约束。
2024-10-31 astro-ph.GA
A Comparative Study of Dust Grain Polarisation Efficiencies in the Interstellar and Intracluster Mediums towards Anti-Center Galaxy
本文利用AIMPOL偏振数据及GMM和DBSCAN聚类算法，比较六个星团中星际介质与星系团内介质的尘埃偏振效率，发现弥散星际介质中的尘埃偏振效率高于年轻星团内介质。
2024-04-01 astro-ph.GA
Optical polarization observations in the Scorpius region: NGC 6124
我们获得了疏散星团NGC 6124区域内46颗最亮恒星的光学多色（UBVRI）线性偏振测量数据，以研究沿朝向星团视线的星际介质（ISM）的性质。我们的数据得到平均偏振效率为$P_V/E_{B-V}=3.1\pm$ 0.62，即，对于$E_{B-V}=0.80$的平均颜色过量，该值低于ISM以正常效率产生的偏振，如对于NGC 6124所发现的。此外，偏振显示出$θ\sim 8^\circ$ .1的方向，它不平行于银河系盘，我们认为这种效应可能是由狼疮云引起的。我们的分析还表明，在NGC 6124中观察到的视觉消光是由位于太阳和NGC 6124之间的三个不同吸收片的存在引起的。NGC 6124成员的偏振（$ΔP_V\sim 1.3% $）和色过量（$ΔE_{B-V}\sim 0.29$ mag）的内部色散值似乎与星团内尘埃成分的存在是相容的。只有六颗恒星表现出内禀偏振的证据，我们的工作也表明偏振测量提供了一个很好的工具来区分星团中的成员星和非成员星。
2010-03-05 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
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
Infrared view of the multiphase ISM in NGC 253 I. Observations and fundamental parameters of the ionised gas
上下文大质量恒星的形成导致了星际介质中重元素的富集。另一方面，重元素丰度是研究星系恒星形成历史的关键参数。此外，总分子氢质量，通常通过转换CO或[C ii] 158 $μ$ m光度来确定，也取决于金属丰度。然而，金属敏感的发射线的激发，取决于H II区域，它们出现的气体密度。目的。我们使用了SOFIA、Herschel和Spitzer对星暴星系NGC 253核区域的光谱观测，以及GALEX、2 MASS、Spitzer和Herschel的光度观测，以获得物理性质，如校正消光的光学深度，以及中心区域的气体密度和金属丰度。方法.几个物种的综合线通量的比率被用来推导气体密度和金属丰度。例如，[O iii]以及[S iii]和[N ii]线通量比对气体密度敏感，但几乎与局部温度无关。由于这些线的比例跟踪不同的气体密度和电离状态，我们研究了这些线是否可能来自观察光束内的不同区域。另一方面，（[Ne ii] 13 $μ$ m + [Ne iii] 16 $μ$ m）/Hu $α$线通量比与尘埃颗粒的贫化无关，但对Ne/H丰度比敏感，将用作气体金属丰度的示踪剂。结果我们推导出的最重要的物种的气相丰度值，以及估计的光学深度和气体密度的电离气体在NGC 253的核区域。我们得到了至少两种不同的电离成分$(< 84$ cm $^{-3}$和$\sim 170 - 212$ cm $^{-3})$的密度…
2022-06-30 astro-ph.GA
Unravelling the enigmatic ISM conditions in Minkowski's Object
喷流引起的恒星形成的地方的例子提供了宝贵的洞察其在星系演化的意义，可以提供重要的观测约束的正反馈的理论模型。利用光学积分场光谱，我们提出了一个分析的ISM条件闵可夫斯基的对象（$z = 0.0189$），一个奇特的恒星形成矮星系位于从星系NGC 541的无线电喷流的路径。用PPXF进行的全光谱拟合表明，闵可夫斯基天体主要由一个年龄为$\sim 10$ Myr的年轻恒星星族组成，证实了该天体的大部分恒星质量是在最近的喷流相互作用中形成的。闵可夫斯基天体的谱线比率与恒星形成基本一致，尽管有证据表明非恒星电离源的污染水平较低（$\lesssim 15$ %）。强线诊断揭示了一个显着的变化，在气相金属丰度的对象内，与$\log\left( \rm O / H \right) + 12$变化的$\sim 0.5$ dex，这不能解释的原位恒星形成，从喷流富集流出，或富集气体的恒星桥之间的NGC 541和NGC 545/547。我们假设闵可夫斯基天体要么（a）是由于恒星桥中预先存在的气体团中的喷气诱导恒星形成而形成的，要么（b）是一个富含气体的矮星系，由于喷气相互作用，其恒星形成率正在上升，最终将变红和褪色，成为一个超扩散星系，因为它被星团处理。
2020-10-07 astro-ph.GA
GOALS-JWST: Tracing AGN Feedback on the Star-Forming ISM in NGC 7469
我们介绍了詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）中红外仪器（MIRI）的积分场光谱的附近合并，明亮的红外星系，NGC 7469。这个星系拥有一个Seyfert型1.5核，一个高度电离的外流，和一个明亮的环核恒星形成环，使其成为研究活动星系核反馈的理想目标。我们利用JWST/MIRI的高空间/光谱分辨率来隔离中心活动核周围的恒星形成区域，并在~100 pc尺度上研究尘埃和温暖分子气体的性质。星暴环具有突出的多环芳烃（PAH）的排放，与颗粒大小和电离状态的变化只有~ 30%，和总的恒星形成率$\rm 10 - 30 \ M_\odot$ /年的精细结构和重组发射线。使用纯旋转线的H 2，我们检测到1.2 $\times$ 10 $^{7} \rm \ M_\odot$的温暖的分子气体的温度高于200 K的环。所有的PAH波段在朝向中心源的方向上变得明显较弱，在中心源处，较大的、可能更多的电离颗粒主导着发射。然而，环中的大部分尘埃和分子气体似乎不受电离辐射或活动星系核外流风的影响。这些观测结果突出了JWST探测尘埃、快速演化的星系内部区域的能力，以获得反馈信号，并为试图解释超大质量黑洞及其宿主共同演化的模型提供信息。
2022-09-14 astro-ph.GA
A Triple AGN in the NGC 7733-7734 Merging Group
内容：星系间的相互作用和合并可以产生超大质量黑洞（SMBH）双星，当SMBH开始吸积质量时，SMBH双星成为活动星系核（AGN）对。如果有第三个星系参与相互作用，那么就可以形成三重AGN系统。目的：我们的目标是利用VLT/MUSE积分场摄谱仪的档案数据研究相互作用星系对NGC 7733-NGC 7734中星系核发射的性质，并研究其与南非天文台（SAAO）近红外（NIR）观测跟踪的恒星质量分布的关系。方法：我们使用SAAO进行了近红外观测，并确定了每个星系中凸起的形态特征。我们利用MUSE数据获得了一组来自每个星系的电离发射线，并研究了电离机制。我们还研究了星系对与任何附近的同伴与远紫外观测使用UVIT的关系。结论：NGC 7733和NGC 7734中心区的发射谱线分析表明活动星系核具有Seyfert型和LINER型活动星系核活动。星系对NGC 1，7733 - 34也显示了第三个组成部分的证据，它具有类似塞弗特的发射。因此，星系对NGC 1，7733 - 34形成了一个三重活动星系核系统.我们还检测到一个与NGC 1，7733细胞核有关的延伸窄线区（ENLR）。
2021-06-23 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 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
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
