The MOSDEF Survey: Metallicity Dependence of the PAH Emission at High Redshift and Implications for 24 micron-inferred IR Luminosities and Star Formation Rates at z~2
我们目前的7.7微米的多环芳烃（PAH）的排放量在星系中跨越了很宽的范围内在z ~ 2的金属丰度的变化的结果。在这项分析中，我们使用MOSFIRE深演化场（MOSDEF）调查中476个星系在1.37 < z < 2.61处的静止框架光谱来推断金属丰度和电离态。Spitzer/MIPS 24微米和Herschel/PACS 100和160微米观测分别用于导出静止帧7.7微米光度（L（7.7））和总IR光度（L（IR））。我们发现L（7.7）与L（IR）（以及与灰尘校正的SFR）的比值与金属丰度和[OIII]/[OII]（O32）发射线比值之间存在显着的趋势。后者是电离参数的经验代理。这些趋势表明，在低金属含量环境中，多环芳烃排放量较少，辐射场更硬，更强。此外，L（7.7）/L（IR）是显着较低的最年轻的四分之一，我们的样本（年龄为5亿年）相比，较老的星系，这可能是由于延迟生产的多环芳烃的AGB星。对于质量为$M_* < 10^{10}M_{\odot}$的星系，L（7.7）与L（IR）的相对强度也比质量更大的星系低约2倍。我们证明了常用的L（7.7）（或24微米通量密度; f（24））到L（IR）的转换在$M_*$ ~ $10^{9.6-10.0} M_{\odot}$处低估了IR光度超过2倍。我们采用L（7.7）到L（IR）的质量依赖性转换，对于$M_* < 10^{10}$和$>…
2017-02-17 astro-ph.GA
Massive Star Formation, Outflows, and Anomalous H2 Emission in Mol 121 (IRAS 20188+3928)
我们在候选的大质量年轻恒星Mol 121附近发现了12个新的分子氢发射线天体（MHO），除了之前已知的5个。H2 2.12微米/H2 2.25微米通量比表明另一个由来自光解离区域（PDR）的荧光主导的区域，以及显示出非常低的H2 2.12微米/H2 2.25微米通量比（<1）并且与先前报道的深嵌入源（DES）一致的一个区域。在3毫米的连续观测揭示了五个致密的核心;最亮的核心与DES一致。下一个最亮的核心都与厘米连续辐射有关。其中之一是重合的IRAS源，另一个位于双极MHO定义的紧凑流出的质心。这些双极MHO较亮的展品[Fe II]发射和两个MHO与CH 3OH脉泽发射观察到在95 GHz和44 GHz。所有五个核心的质量和柱密度与大质量恒星形成的理论预测一致。虽然不可能将所有的MHO与该区域的驱动源相关联，但很明显，沿着不同的位置角有几个流出，并且可以进行一些明确的关联。我们将讨论所观察到的H2 2.12微米/H2 2.25微米和[Fe II] 1.64微米/H2 2.12微米的流量比的影响，并比较估计的总H2光度与该地区的热光度。我们的结论是，外流是由大规模的年轻恒星物体嵌入在核心，可能是在不同的演化阶段。
2012-11-14 astro-ph.GA
HOPS 136: An Edge-On Orion Protostar Near the End of Envelope Infall
边缘原恒星对于了解嵌入的年轻恒星物体的盘和包层性质非常有价值，因为盘、包层和包层腔在解析图像中都清晰可见，并且在建模中受到很好的约束。比较2 MASS，WISE，斯皮策，赫歇尔，APEX，和IRAM测光和限制从1.25到1200微米，斯皮策光谱从5到40微米，高分辨率哈勃成像在1.60和2.05微米的辐射转移建模，我们确定信封和磁盘属性的I类原恒星HOPS 136，在猎户座的林德1641区域的边缘源。该辐射源的辐射热光度为0.8Lsun，辐射热温度为170 K，亚毫米波与辐射热光度之比为0.8%。通过模拟，我们得到了一个总光度为4.7 L太阳（大于观测到的光度，这是由于盘的消光），包层质量为0.06 M太阳，盘半径和质量分别为450 AU和0.002 M太阳。该恒星的质量非常不确定，但估计在0.4和0.5 M_sun之间。为了再现光谱能量分布中近红外散射光峰值的通量和波长，我们需要在每个腔中有5.4 x 10^-5 M太阳的气体和尘埃。盘有一个大的半径和质量典型的更发达的金牛座T星，尽管显着的剩余信封。HOPS 136似乎是恒星形成的原恒星和光学揭示阶段之间的关键环节。
2013-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared diffuse interstellar bands in 0.91-1.32 micron
我们提出了一个全面的调查弥漫星际带（DIBs）在$0.91-1.32μ$米与新开发的近红外（NIR）光谱仪，WINERED，安装在日本的荒木1.3米望远镜。我们获得了25颗具有$0.07<E(B-V)<3.4$色过量的早型星的高分辨率（$R=28,300$）光谱。除了先前在该波长范围内检测到的5个DIB之外，我们还确定了15个新的DIB，其中7个被Cox报告为DIB“候选者”。我们分析了近红外DIBs，强光学DIBs和恒星变红之间的相关性。因此，我们发现，所有的近红外DIBs显示较弱的相关性，而不是红化的光学DIBs，这表明近红外DIBs的等效宽度依赖于一些物理条件的星际云，如紫外通量。三个近红外DIB，$λλ$ 10780，10792和11797，被发现可归类为一个“家庭”，其中DIB之间有很好的相关性，这表明这些DIB的载体与一些化学反应有关和/或具有相似的物理性质，如电离电位。我们还发现三个最强的近红外DIB $λ\lambda10780, 11797, 13175$与光学DIB $λ5780.5$有很好的相关性，其载体被认为是具有高电离势的阳离子分子，表明近红外DIB的载体可能是阳离子分子。
2015-02-18 astro-ph.GA
Sub-arcsec mid-IR observations of NGC 1614: Nuclear star-formation or an intrinsically X-ray weak AGN?
我们提出了新的中红外N-波段光谱和Q-波段测光的本地亮红外星系NGC 1614，最极端的附近的恒星爆发之一。我们分析了这个天体的核心（中心150 pc）和明亮的环核（直径~600 pc）恒星形成（SF）环的四个区域的中红外特性。核与环核SF环的不同之处在于具有强的8-12微米连续体（低11.3微米PAH等效宽度）。这些特征，连同核X射线和亚毫米性质，可以用X射线弱的活动星系核（AGN）或具有短分子气体耗尽时间和产生增强辐射场密度的特殊SF来解释。在这两种情况下，核光度（L（IR）<6 e43 erg/s）都只占NGC 1614总辐射热光度的5%。所以这个可能的活动星系核并不支配这个天体的能量输出。我们还比较了三个恒星形成率（SFR）示踪剂（Pa $α$，11.3微米PAH，和24微米的排放量）在150 pc规模的环核。一般来说，我们发现，使用11.3微米PAH（24微米）发射相对于消光校正Pa $α$ SFR，SFR被低估（高估）2-4（2-3）倍。前者可以解释，因为我们不包括扩散PAH排放在我们的测量，而后者可能表明，尘埃温度特别温暖的中心区域的NGC 1614。
2015-09-25 astro-ph.GA
The Interstellar Medium in IZw18 seen with JWST/MIRI: I. Highly Ionized Gas
本研究利用JWST/MIRI光谱分析了邻近矮星系IZw18的高度电离气体，发现其高电离态并非由激波或活动星系核引起，而是主要归因于贫金属恒星族群及X射线源的辐射，并揭示了多个新的电离区。
2025-08-12 astro-ph.GA
Changing-look Active Galactic Nuclei from the Dark Energy Spectroscopic Instrument. V. Dramatic Variability in High-Ionization Broad Emission Lines
本研究交叉匹配DESI与SDSS光谱数据，系统搜索高红移变脸类星体，分析其高电离线光变特征，验证了变脸现象的吸积驱动起源。
2025-11-19 astro-ph.GA
Tracing the Outflow of a z=0.334 FeLoBAL: New Constraints from Low-Ionization Absorbers in FBQS J1151+3822
我们首次证明FBQS J1151+3822是一个铁低电离宽吸收线类星体（FeLoBAL类星体），是这类星体中第二亮和第二近的已知例子。他我 * 和Fe II一起作为一个有效的分析工具，使我们能够获得有用的动力学约束，而不需要假设任何特定的加速模型的流出光电离模型。主要流出物的对数电离参数为-1.5，对数氢密度[cm^（-3）]为5.5 ~ 8，对数氢柱密度[cm^（-2）]为21.7 ~ 21.9，吸收半径为7.2 ~ 127 pc，动力学光度为测热光度的0.16%~ 4.5%。我们得到的视线覆盖分数~0.25强铁II，~0.5 He I*，和~0.6 Mg II。在2005年至2011年期间，较弱的Fe II和Mn II的吸收线出现了更窄和更浅的吸收线，流出速度约为3400 km/s，这表明致密的核心可能已经在主要流出物内部凝聚。对文献的考虑可能表明，FBQS J1151+3822流出是一种罕见且独特的FeLoBALs亚类的成员，具有高密度和相应的小吸收半径。然而，我们发现，这样的外流不一定是一个独特的子类，他们的明显罕见可能是一个症状的选择偏见的研究使用密度敏感线。
2014-02-17 astro-ph.GA
Resolving the mid-infrared cores of local Seyferts
我们提出了新的测光的16个本地塞弗特，包括6康普顿厚源在N波段过滤器约12微米，获得与VISIR仪器上的8米甚大望远镜。近衍射极限成像提供了这些源的污染最少的核心通量。增加这些与我们以前的观察和已公布的内在X射线通量，我们形成了一个总样本的42个来源，我们发现一个强大的中红外：X射线（12.3微米：2 - 10千电子伏）光度相关。执行其中塞弗特环面可能是最佳分辨的源的物理激发的子选择导致相关性L_{MIR}~L_X ^{1.11 +/-0.07}，与全样本相比，光度的散射减少。系统学的考虑表明相关斜率的范围为1.02 - 1.21。平均2 keV：12.3 μ m光谱指数（α_IX）为-1.10 +/-0.01，很大程度上与光度无关。如果假设已知的固有X射线辐射热校正的光度趋势，则观测到的12微米辐射热校正范围超过~10 - 30。与ISO数据跨越更大的光度范围的比较表明，我们的相关性可以扩展到类星体制度。无遮蔽、遮蔽和康普顿厚度的源都遵循相同的光度相关性，这一事实对塞弗特核的结构有重要的意义。我们成像的典型分辨率极限对应于中值z = 0.01时的~70 pc，并且相关性的紧密性限制了这些物理尺度内的任何剩余恒星形成，因此我们推断剩余未分辨通量的平均上限<~40%。我们认为，未受污染的中红外连续成像活动星系核是一个准确的代理其内在的权力。
2009-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm molecular and ionized gas kinematics in the Type-2 quasar J0945+1737
利用近红外积分场谱仪（NIFS）观测到的2型类星体（QSO 2）SDSS J094521.33+173753.2，研究了其温暖的分子和电离气体运动学。这个类星体的热光度为10 $^{45.7}$ erg s $^{-1}$，红移为z = 0.128。NIFS提供的K带光谱覆盖1.99-2.40 $μ$ m的范围，其中低电离（Pa $α$和Br $δ$），高电离（[SXI] $λ$ 1.920 $μ$ m和[Si~VI] $λ$ 1.963 $μ$ m）和暖分子谱线（从H $_2$ 1- 0 S（5）到1- 0 S（1）），允许我们研究多相气体运动学。我们的分析揭示了在所有检测到的发射线中的普通旋转的气体，以及在低电离和高电离发射线的情况下流出的气体。对于直径为0.3 \arcsec ~（686 pc）的圆孔核谱，可以用半高宽（FWHM）= 350-400 km s $^{-1}$的单一高斯分量来表征分子暖谱线，而Pa $α$，Br $δ$，和[Si~VI]最好用两个蓝移高斯分量$\sim$ 800和1700 km s $^{-1}$以及一个窄的$\sim$ 300 km s $^{-1}$来拟合。我们解释的蓝移广泛的组件流出的气体，达到最高的速度，高达$-$ 840公里秒$^{-1}$，在东南方向（PA $\sim$ 125 $^{\circ}$），延伸到距离$\sim$ 3.4千…
2022-06-30 astro-ph.GA
The AGN fraction of submm-selected galaxies and contributions to the submm/mm-wave extragalactic background light
我们提出了一个比较水下呼吸器半度河外星系调查（阴影）在450，850和1100微米的深度保证时间15微米AKARI FU-HYU调查数据和斯皮策保证时间数据在3.6-24微米在洛克曼洞东。AKARI数据是使用定制软件进行分析的，该软件部分基于为SHADES开发的毛毛雨和最小方差匹配滤波，并根据红外空间观测站（ISO）通量进行交叉校准。我们的叠加分析发现，AKARI 15 μ m星系与>~200微焦贡献>10%的450微米的背景，但只有<4%的1100微米的背景，这表明不同的人口在毫米波长的贡献。我们证实了我们先前的结果，即超深450微米SCUBA-2宇宙学调查将主要由AKARI和斯皮策中红外调查已经检测到的人口。Spitzer和AKARI测光结合提供的极好的中红外波段覆盖范围是对活动星系核贡献的一个很好的诊断，我们发现（23-52）%的亚毫米级选定星系的活动星系核辐射热分数f_AGN>0.3。
2010-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing Quasars in the Mid-infrared: High Signal-to-Noise Spectral Templates
中红外（MIR）类星体光谱显示出一系列的发射特征，包括电离连续体照射的窄线区域的高电离日冕线，硅酸盐和石墨的宽尘埃隆起，以及宿主星系恒星形成的多环芳烃（PAH）特征。然而，在斯皮策红外光谱仪（IRS）的数据中，很少有特征被检测到在大多数个人的光谱，因为典型的低信噪比（S/N）。通过从斯隆数字巡天宽线类星体的180多个IRS观测结果中生成光谱复合物，我们提高了S/N，并揭示了复杂光谱中的特征，否则这些特征会在噪声中丢失。除了一个整体的复合，我们产生的复合材料在三个不同的光度箱，跨越10 $^{40}$ -10 $^{46}$（erg~s $^{-1}$）的5.6微米的光度范围。我们在所有模板中检测到[SIV]，[OIV]和[NeV] 14微米的高电离，禁止发射线，并且在所有模板中检测到PAH特征，但最明亮的模板。与一系列的电离势线的比率显示没有证据表明在这个范围内的亮度在41- 97 eV的电离连续的形状有很大的差异。发射线光度作为连续发光度的函数的比例与预期一致，并且没有显示出“消失的窄线区域”的迹象。宽的10和18微米硅酸盐特征发射强度随着亮度的增加而增加，在最高亮度模板中，与750 K下的石墨发射一致的宽的3- 5微米黑体是明显的。我们发现，所有光度模板的内在类星体连续体是一致的，明显的差异主要来自宿主星系污染最明显的低光度。
2013-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
PHANGS-JWST First Results: Mapping the 3.3 micron Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Vibrational Band in Nearby Galaxies with NIRCam Medium Bands
我们目前的地图的3.3微米多环芳烃（PAH）的排放特征，在NGC 628，NGC 1365，和NGC 7496观察到的近红外相机（NIRCam）成像JWST从PHANGS-JWST周期1财政部项目。我们使用F300 M和F360 M过滤器的组合创建了分离F335 M过滤器（F335 M $_{\rm PAH}$）中3.3微米PAH特征的图，以去除星光连续体。这种连续的去除是复杂的污染的F360 M的PAH排放和变化的恒星光谱能量分布的斜率之间的3.0和3.6微米。我们修改了Lai等人（2020）的经验处方，以消除我们高分辨率星系中的星光连续体，这些星系具有一系列星光和PAH主导的视线。分析F335 M $_{\rm PAH}$发射的径向分箱轮廓，我们发现5-65%的F335 M强度来自我们的目标的内部0.5 $r_{25}$内的3.3微米特征。这个百分比系统地从星系到星系的变化，并显示径向趋势与每个星系的恒星质量，星际介质和恒星形成的分布。正如预期的那样，3.3微米发射与MIRI F1130 W过滤器跟踪的11.3微米PAH特征很好地相关，因为这两个特征都来自C-H振动模式。F335 M $_{\rm PAH}$ /F1130 W的平均比值与Draine等人（2021年）最近模型对多环芳烃的预测一致，其尺寸和电荷分布在正常或更高电离下向更大颗粒移动。
2023-01-02 astro-ph.GA
Disentangling emission from star-forming regions in the Magellanic Clouds: Linking [OIII]88 micron and 24 micron
这项研究探讨了[OIII] 88 μ发射，一个著名的示踪剂的HII地区，和24 μ连续，通常用于跟踪温暖的尘埃在电离阶段的星系之间的联系。我们调查的本地条件驱动这些示踪剂之间的关系在麦哲伦云，比较观测与多云模型组成的HII区域加上光解离区域（PDR）组件，不同的恒星年龄，初始密度（在云的照明边缘），和电离参数。我们引入了一个新的参数，cPDR，量化的比例所产生的排放PDR和原产地在HII地区沿每条视线。我们使用比率（[CII]+[OI]）/[OIII]作为PDR与HII区域发射的比率的代理，并将其与[OIII]/24 mu进行比较。同时使用[OIII]/24 mu和[OIII]/70 mu使我们能够最有效地约束模型。我们发现在[OIII] 88亩和24亩连续空间分辨的麦哲伦云地区的地图，以及未解决的银河系范围内的低金属丰度星系的矮星系巡天至少3个数量级的相关性。大多数地区沿视线的PDR比例较低（< 12%），而一些测绘地区的有限面积可达到30%至50%。对于我们在麦哲伦星云中研究的恒星形成区域内的大多数视线来说，HII区域是主导相位。我们建议使用的[OIII] 88亩和24亩连续作为一种新的预测工具，估计之间的相关性，例如，[OIII] 88亩排放时，24亩连续或相反。这可能是有用的准备ALMA观测[OIII] 88 μ在高z星系。当其他3D信息不可用时，这种简单而新颖的方法还可以…
2022-06-30 astro-ph.GA
Near-infrared and Millimeter-wavelength Observations of Mol 160: A Massive Young Protostellar Core
我们发现了两个致密的2.12微米H2激波源，与Mol 160（IRAS 23385+6053）相一致，Mol 160是一个巨大的恒星形成核心，被认为是超致密HII区域的前身。2.12微米光源位于毫米波长连续峰的2”（0.05 pc）范围内，其中柱密度>= 10 e24 cm $^{-2}$。我们估计分子氢光度与辐射光度之比大于0.2%，表明机械光度与辐射光度之比很高。用CARMA进行的CS J=2-1和HCO $^+$ J=1-0观测表明，原恒星分子核相对于其母体分子云具有约2 km s $^{-1}$的特殊速度。我们还观察到95 GHz CH 3OH J=8$-7 I类脉泽发射从几个位置内的核心。与以前观测到的44-GHz CH 3OH脉泽辐射的比较表明，脉泽源具有95-GHz到44-GHz的高平均强度比。我们的观察加强了Mol 160（IRAS 23385+6053）是一个快速吸积的大质量原恒星系统在其演化的早期阶段。
2011-12-09 astro-ph.GA
BAL Outflow in Quasar B0254-3327B: Analysis and Comparison with Other Extreme UV Outflows
本文在类星体 B0254-3327B 中识别出速度达 -3200 km/s 的宽吸收线外流，首次探测到 S XIV 吸收槽，通过双电离相光致电离分析发现其动能量光度可达爱丁顿光度的约 1%，并结合 24 个极端紫外外流样本揭示了外流速度与距离的负相关关系。
2024-02-19 astro-ph.GA
BAT AGN Spectroscopic Survey II: X-ray Emission and High Ionization Optical Emission Lines
我们利用Swift BAT研究了340个能量大于10 keV的活动星系核中的X射线与光学谱线发射之间的关系。我们发现消光校正的[O III]和硬X射线光度（14-195 keV）之间的弱相关性与[O III]大散射（R_Pear = 0.64，sigma = 0.62 dex）和类似的大散射与固有的2-10 keV [O III]光度（R_Pear =0.63，sigma = 0.63 dex）。硬X射线通量与高电离窄线（[O III]，He II，[Ne III]和[Ne V]）通量的相关性并不明显优于与低电离线（H alpha，[SII]）的相关性。像遮蔽或物理狭缝大小的因素没有被发现是一个显着的大散射的一部分。相比之下，光发射线显示出比与X射线通量更好的彼此相关性（σ = 0.3 dex）。固有的大散射问题的普遍使用的窄发射线作为AGN的热光度指标，并建议其他问题，如电离气体的散射或长期AGN的变化的几何差异是很重要的。
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Herschel M33 extended survey (HerM33es): PACS spectroscopy of the star forming region BCLMP 302
背景：[CII]在158微米处的发射线是星系中星际介质（ISM）最强的冷却线之一。目的：解开不同ISM阶段对[CII]发射的相对贡献，是HerM 33 es计划的一个主要课题，这是一个赫歇尔研究附近螺旋星系M33中ISM的关键项目。研究方法：使用PACS，我们已经映射了发射的[CII] 158微米，[OI] 63微米，和其他FIR线在2 'x2'区域的北旋臂的M33，集中在HII区域BCLMP 302。在H-α发射的峰值处，我们还观察到使用HIFI的速度分辨[CII]谱。我们使用散点图比较这些数据与PACS 160微米连续地图，并与CO和HI数据的地图，在一个共同的分辨率为12弧秒或50 pc。用斯皮策观测到的H-α和24微米发射的地图被用来估计SFR。我们已经创建了[CII]和[OI] 63微米发射的地图，并在各个位置检测到[NII] 122微米和NIII 57微米。结果：HIFI的[CII]线明显宽于CO，并有轻微的蓝移。此外，在标测区域上，PACS和CO观察到的[CII]之间几乎没有空间相关性。[CII]和HI追踪的原子气体之间的空间相关性甚至更小。将观测到的HII区的强度与光电离和光子主导区的模型进行了详细比较，证实了观测到的[CII]发射中有20- 30%来自电离气体，而不是来自分子云。使用[CII]和TIR之间的比率作为代理的气体加热效率在0.07和1.5%之间变化，在…
2011-06-27 astro-ph.GA
The CLASS Quasar Catalog: Coronal Line Activity in Type 1 SDSS Quasars
首次系统巡天SDSS低红移1型类星体的11条光学冕线，发现冕线发射罕见且受尘埃抑制，与电离外流密切相关，并提供了公开的冕线特性目录以供与高红移AGN比较。
2025-01-28 astro-ph.GA
The Nature of LINER-like Emission in Red Galaxies
被动红星系通常含有温暖的电离气体，光谱类似于低电离核发射线区域（LINER）。在这里，我们调查的电离源供电这种排放的性质，通过比较核谱学从帕洛玛调查与斯隆数字巡天的大孔径数据。我们发现大多数被动红星系的线发射在空间上是扩展的; H α表面亮度分布依赖于半径r，r^（-1.28）。我们检测到强线比梯度与半径在[N II]/Ha，[S II]/Ha，和[O III]/[S II]，需要电离参数向外增加。结合现实的气体密度分布，这个向外增加的电离参数令人信服地排除了活动星系核作为主要电离源，并强烈支持分布式电离源。遵循恒星密度分布的源还可以再现观测到的线比梯度的光度依赖性。后AGB恒星提供了一个天然的电离源候选者，尽管它们有电离参数赤字。不同发射线之间的速度宽度差异不利于冲击作为主要的电离机制，并建议在这些星系中的星际介质包含多个组件。我们的结论是，在大口径（> 100 pc）光谱中发现的大多数LINER类星系的线发射主要不是由活动星系核活动提供动力，因此不跟踪活动星系核的热光度。然而，它们可以用来追踪这些红色星系中的温暖气体。
2012-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The structure of the Orion Nebula in the direction of Theta 1 Ori C
我们已经使用现有的光学发射和吸收线，[C II]发射线，和H I吸收线，创建一个新的模型的中央柱附近的猎户座星云的梯形区域的材料。这是必要的，因为最近的高光谱分辨率光谱的光学发射线和成像光谱在[C II] 158微米线已经表明，有新的速度系统与前景面纱和材料之间的θ 1 Ori C和主电离前的星云。当一个家庭的模型产生的光谱合成代码云比较表面亮度的发射线和强度的面纱吸收线看到的梯形星，距离θ 1猎户座C，得出，最近的，最高的电离层是1.3 pc。这一层的视线距离与天空平面上的内部惠更斯区的大小相当。这些层相对于猎户座星云团的恒星都是蓝移的，可能是因为Theta 1 Ori C的恒星风产生的热中央气泡的压力。我们发现，归因于这个气泡的两侧的速度分量。我们的分析表明，前景[C II] 158微米的发射是以前确定的层的一部分，该层形成了最近发现的覆盖大部分较大的扩展猎户座星云的膨胀物质壳的一部分。
2019-06-18 astro-ph.GA
The infrared to X-ray correlation spectra of unobscured type 1 active galactic nuclei
我们使用新的X射线数据获得的核光谱望远镜阵列（NuSTAR），近红外（NIR）通量，和中红外（MIR）光谱的24个未被掩盖的1型活动星系核（AGN）的样品，研究各种硬X射线波段之间的3和80 keV和红外（IR）发射的相关性。红外-X射线相关谱（IRXCS）在15-20微米处有一个最大值，这与活动星系核对大部分样品的MIR谱的贡献峰相一致。在~2 μ m处也有一个近红外相关峰，这与在某些1型活动星系核中观测到的~1-5 μ m处的近红外隆起有关，可能是由核热尘埃发射产生的。IRXCS在所考虑的所有X射线波段中显示出几乎相同的行为，表明所有这些波段具有共同的起源。我们最终评估了X射线亮度与各种MIR发射线之间的相关性。所有谱线都与硬X射线有很好的相关性（ρ>0.7），但我们没有发现它们的电离势与IRXCS强度之间的预期相关性。
2017-03-28 astro-ph.GA
A Massive Protostar Forming by Ordered Collapse of a Dense, Massive Core
我们提出了30和40微米的大质量原恒星G35.20-0.74与SOFIA-FORCAST的图像。原恒星周围出生核心的高表面密度导致高度消光，即使在这些相对较长的波长下也是如此，导致观察到的通量主要由来自近面流出腔的通量所主导。然而，来自远向腔的发射仍然被清楚地检测到。我们将这些结果与从近红外到毫米的通量相结合，以构建光谱能量分布（SED）。对于各向同性辐射，辐射热光度为3.3x10^4 Lsun。我们进行辐射转移建模的原恒星形成有序，对称崩溃从一个大规模的核心有界的团块与高质量的表面密度，西格玛_cl。为了符合SED，原恒星质量需要约20-34 Msun，取决于流出腔的开口角（35 - 50度），Sigma_cl约为0.4-1 g cm-2。在考虑了前景消光和闪光效应后，真实的辐射热光度为~（0.7-2.2）x10^5 Lsun。这些模型之一也有很好的协议与观察到的强度分布沿流出轴在10，18，31和37微米。总的来说，我们的研究结果支持一个大规模的恒星形成的模型，涉及相对有序的，对称的大规模，致密的核心和发射双极外流，清除低密度腔崩溃。因此，一个统一的模型可能适用于低质量和高质量恒星的形成。
2013-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
870 micron continuum observations of the bubble-shaped nebula Gum 31
我们在这里介绍的是对红外环状星云Gum 31中的冷尘埃的研究。我们的目标是推导出与星云相关的分子气体和尘埃的物理性质，并研究其与该地区恒星形成的相关性，这可能是由电离前沿的膨胀引发的。我们使用LABOCA获得的870微米数据来绘制粉尘排放图。所获得的LABOCA图像进行了比较档案红外，无线电连续谱，光学图像。870微米的发射遵循8微米（斯皮策）、250微米和500微米（赫歇尔）的发射分布，显示了球壳的经典形态。我们使用870微米和250微米的图像，以确定60个尘埃团块的分子气体收集层使用高斯团块算法。这些团块的有效去卷积半径在0.16 pc和1.35 pc之间，质量在70 Mo和2800 Mo之间，体积密度在1.1x10^3 cm^-3和2.04x10^5 cm^-3之间。团簇的总质量为37600 Mo。团簇的尘埃温度在21 ~ 32 K之间，而HII区内部的尘埃温度达到~ 40 K。团块质量分布通过与M^（-α）成比例的幂律dN/dlog（M/Mo）良好拟合，其中α =0.93+/-0.28。的斜率不同的恒星IMF在太阳附近，这表明团块不是直接的祖先的单星/原恒星。在870微米的发射中检测到的41个团块的质量-半径关系显示，其中只有37%位于或高于高质量恒星形成阈值，其中大多数都有候选的YSO投射在内部。通过对HII区的动力学年龄与碎裂时间的比较，我们得出结论，收集和坍缩机制可能…
2015-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
BLAST: the far-infrared/radio correlation in distant galaxies
我们调查远红外（FIR）和无线电光度在遥远的星系，现代天文学的关键之间的相关性。我们使用的数据来自卫星携带的大孔径亚毫米望远镜（BLAST），斯皮策，大顶点BOlometer CamerA（LABOCA），甚大阵列（VLA）和巨型米波射电望远镜（GMRT）在扩展的钱德拉深场南（ECDFS）。对于BLAST 250微米选定星系的目录，我们重新测量了70- 870微米的通量密度，它们最有可能的24微米对应物的位置，其中值[四分位数]红移为0.74 [0.25，1.57]。由此，我们确定了单色光通量密度比q_250 = log_10（S_250micron / S_1400MHz）和辐射热当量q_IR。在z ~= 0.6时，我们的250微米滤波器探测静止坐标系160微米辐射，我们发现局部星系相对于q_160没有演化。我们还堆叠的FIR和submm图像的位置，24微米和无线电选择的星系。250微米和射电选择星系的q_IR之间的差异表明，在~< 100 μ Jy的射电星系中，恒星形成提供了大部分的红外光度，而在mJy区域的星系中，则较少。对于24微米的样本，射电光谱指数在0 < z < 3范围内是恒定的，但q_IR表现出稳定下降的初步证据，使得q_IR与（1+z）^（-0.15 +/- 0.03）成比例-显著的演化，跨越了星系形成的时代，对依赖FIR/射电相关的技术具有重大意义。我们与模型预…
2009-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the 10-micron silicate feature in Active Galactic Nuclei
斯皮策望远镜在活动星系核（AGN）中观测到的10微米硅酸盐特征揭示了一些令人困惑的行为。它（1）在2型源的发射中被检测到，（2）在几个1型源中显示出宽的平顶发射峰向长波长移动，（3）在迄今为止观察到的任何源中都没有看到深吸收。我们用我们的尘埃辐射转移理论解决了这三个难题。(1)我们给出了SST 1721 +6012的光谱能量分布（SED），SST 1721 +6012是第一个观测到的显示出清晰的10-mic硅酸盐特征的2型类星体。我们构建了一个大型数据库的clujetorus模型，并进行了广泛的拟合所观察到的SED，约束几个环面参数。我们发现源的辐射热光度为~3*10^12 L_sun。我们的建模表明，<35%的具有与最佳拟合相似的环面共享特征和几何形状的对象将使其中心引擎模糊。这种相对较低的遮蔽概率可以解释SST 1721 +6012中10-mic发射特征的清晰外观以及它在其他类星体中的罕见性。(2)我们还拟合了PG 1211 +143的SED，它是第一个具有10-mic硅酸盐特征的1型类星体之一。在类似的来源中，这个类星体似乎显示出一个异常加宽的特征，其峰值向更长的波长移动。虽然这导致在这些来源的非标准的尘埃化学的建议，我们的分析适合这样的SED与标准的银河系尘埃，明显的峰值位移产生的辐射转移的影响。(3)我们发现，硅酸盐的特征强度的分布cluaprotorus模型之间的观察到…
2009-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of transient infrared emission from dust heated by stellar tidal disruption flares
经过超大质量黑洞的洛希半径范围内的恒星会被潮汐扰乱，在靠近黑洞视界的地方突然注入气体，产生电磁耀斑。近年来已经发现了几十个这样的耀斑，但目前的观测提供了这些事件的热光度和总吸积质量的约束条件差。利用宽视场红外巡天探测器（WISE）的图像，我们发现了几个以前已知的潮汐破裂耀斑的瞬时3.4微米发射。观测结果可以解释为由于潮汐耀斑的强烈辐射而加热到升华温度的尘埃。从红外线曲线的突变我们推断，这个热尘埃距离超大质量黑洞约0.1秒差距。由于尘埃已经通过吸收耀斑的紫外线和（潜在的）软X射线光子而被加热，再处理光变曲线产生了对热耀斑光度的估计。对于耀斑PTF-09 ge，我们推断，在尘埃可以吸收光子的频率上积分的光度最有可能的值是$8\times 10^{44}$ erg/s，由于尘埃的未知温度，不确定性因子为3。这个辐射热光度比观测到的黑体光度大10倍左右。我们的工作是第一次探测尘埃在非活动星系的亚秒差距尺度的核。观测到的红外光度意味着宿主星系中核尘埃的覆盖因子约为1%。
2016-09-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
JWST/MIRI Observations of PAH Emission and Evolution in H II Regions of NGC 5457
本研究利用JWST/MIRI中红外光谱数据，分析了NGC 5457四个H II区中PAH的发射特征与电离状态，发现辐射场强度驱动的电离变化及通量比间的强反相关性揭示了PAH的演化序列与选择性破坏机制。
2025-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Deep Chandra ACIS Study of NGC 4151. III. the Line Emission and Spectral Analysis of the Ionization Cone
本文是第三个系列中，我们提出了深钱德拉ACIS-S成像光谱的塞弗特1星系NGC 4151，致力于研究其复杂的环核X射线发射。在r>130 pc（2”）的明亮扩展发射（L[0.3-2keV]~10^40 erg/s）的软X射线光谱中，发射特征与钱德拉HETGS和XMM-牛顿RGS光谱中低于2 keV的更明亮的OVII、OVIII和NeIX线一致。我们构建了这些特征的发射线图像，并发现与[OIII] 5007 A中绘制的窄线区域云具有良好的形态相关性。自洽的光电离模型提供了很好的描述的光谱的大规模发射，以及解决的结构，支持核光电离的主导作用，虽然位移的光学和X射线功能意味着一个更复杂的介质。碰撞电离发射估计为扩展发射的<12%。在垂直于双锥的X射线图像中存在低电离和高电离光谱分量以及扩展发射，表明核电离的泄漏，可能通过温暖的吸收体过滤，而不是被连续的模糊环面阻挡。[OIII]/软X射线通量的比率是近似恒定的（~15）为1.5千秒差距的半径跨越这些测量，表明一个相对恒定的电离参数，符合光电离流出风一样的密度分布。利用空间分辨特征，我们估计在130秒差距时，NGC 4151的质量外流速率约为2 Msun/yr，电离外流的运动学功率为1.7x10^41 erg/s，约为NGC 4151辐射热光度的0.3%。
2011-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Flickering AGN can explain the strong circumgalactic O VI observed by COS-Halos
邻近带化石（PZF）是最近活动的星系核（AGN）周围的电离特征，其中环星系介质中的金属物质在AGN关闭后由于其长的重组时间尺度而保持过电离。我们探索宇宙学变焦流体动力学模拟使用EAGLE模型配对的非平衡电离和冷却模块，包括时变活动星系核辐射模型PZF周围的恒星形成，盘星系在z~0.2宇宙。以前的模拟通常低估了银河系晕的O VI含量，但我们表明，合理的PZF模型增加O VI柱密度2- 3倍，以达到在COS-Halos恒星形成星系周围观察到的水平，达到150 kpc。活动星系核辐射热光度>~10^43.6 erg·s^-1、占空比<~ 10%、活动星系核寿命<~10^6年的模型是最有希望的，因为它们的超大质量黑洞以宇宙学预期的速率生长，而且它们大多表现为不活跃的活动星系核，这与COS-晕一致。核心要求是，典型的恒星形成星系在与高金属离子复合时间相当的时间尺度内拥有一个活跃的活动星系核，环星系O VI的复合时间为10^7年。相比之下，H I由于其低中性分数而更快地返回平衡，并且不显示显著的PZF效应。来自PZF的O-VI吸收特征看起来很窄，表明光电离，并且通常与较低的金属离子物种很好地对齐。PZFs极有可能影响环星系高电离金属线的物理解释，如果像预期的那样，正常星系主机闪烁AGN。
2018-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Vibrational dynamics of phenylphenanthrenes with phenyl group at different positions
多环芳烃（PAHs）是地球大气和星际介质中普遍存在的一种有机污染物。在天体物理学的背景下，多环芳烃的存在被解释为在3.3，6.2，7.7，8.6，11.2和12.6微米（3030，1610，1300，1160，890和790厘米$^{-1}$）的中红外发射带的观测。这些发射带的轮廓表现出明确的变化，从源到源，这是由于源具有不同类型的多环芳烃在不同的电离状态的解释。多环芳烃的混合物的模型光谱显示出良好的拟合，除了6.2微米的功能的大多数波段。因此，需要考虑更多种类的多环芳烃的这一功能。在行星状星云和稠密云的星周介质中多环芳烃的形成表明苯基自由基和苯基取代的多环芳烃的形成。为了了解苯基取代和不同位置取代对红外线像的影响，对苯基菲的五种可能异构体进行了研究。还讨论了可能解释原行星状星云大气中可能存在的苯基菲的特征。苯菲对6.2微米的功能和其他天体物理发射带的可能贡献进行了评估。
2019-01-12 astro-ph.GA physics.chem-ph
The spectral energy distribution of the central parsecs of the nearest AGN
本文给出了一些最近的、研究得最好的活动星系核（AGN）中心几十秒差距区域的光谱能量分布（SED）。这些真正的活动星系核SEDs，主要来自塞弗特星系，其特征在于两个主要特征：一个最大值在2-10微米范围内的红外凸起，以及在1至~200 keV区域内增加的X射线光谱。这些主要特征是共同的塞弗特1型和2型物体一样。2型活动星系核表现出2微米的急剧下降，光学到UV区域被完全吸收，而1型活动星系核则表现出2微米的轻微下降，随后是次级的、部分吸收的光学到UV发射凸起。假设在这些活动星系核中产生的大部分光学到紫外光子被尘埃再处理，并以各向同性的方式在红外线中重新发射，红外线凸块亮度占这些物体总能量输出的70%以上，而20 keV以上的高能量是第二大能量贡献。星系核通常被归类为活动星系核，因为它们的暖红外颜色，即在12至60微米范围内呈现相对平坦的通量分布。这些高空间分辨率SED的结果质疑这一标准作为一个一般规则。研究发现，活动星系核的红外辐射能量的固有形状和由此推断的辐射光度与大口径观测结果有很大的偏差。活动星系核的光度，如果依赖于红外卫星数据，可以高估两个数量级。我们发现，这些差异是关键的AGN光度低于或约10^{44}尔格/秒。超过这个极限，活动星系核倾向于支配其宿主星系的光，而不管使用的孔径大小。我们尝试性地将这个光度标记为识别星系光与活动星系核主导天体的阈值。
2009-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identification of Near-Infrared [Se III] and [Kr VI] Emission Lines in Planetary Nebulae
我们确定[Se III] 1.0994微米的行星状星云（PN）NGC 5315和[Kr VI] 1.2330微米的三个PNe，从光谱获得的6.5米巴德望远镜的FIRE光谱仪。Se和Kr是天体物理星云中最常见的两种中子俘获元素，它们可以通过PN祖星的s-过程核合成而富集。当与[Se IV] 2.2858微米的观测配对时，[Se III] 1.0994微米的检测是特别有价值的，因为它可以用于提高星云Se丰度测定的准确性，并允许Se电离校正因子（ICF）方案首次进行经验测试。我们提出了新的有效碰撞强度计算Se^{2+}和Kr^{5+}，我们使用它来计算离子丰度。在NGC 5315中，我们发现由Se^{3+}/H^+计算的Se丰度低于由包含Se^{2+}/H^+的ICF测定的Se丰度。通过拟合在Cloudy模型网格中发现的Kr离子分数与丰度更高的元素之间的相关性，我们计算出了新的Kr ICF（考虑了Kr^{5+}/H^+），并利用这些计算出了四个PNe中的Kr丰度。需要在更大的PNe样本中观察[Se III]和[Kr VI]，并在一系列激发水平下严格测试Se和我们新的Kr ICF的ICF处方。
2017-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
