Turbulence in the Tail of a Jellyfish Galaxy
本文利用高分辨率观测研究水母星系ESO 137-001多相尾部的湍流运动学，发现KH不稳定性驱动的湍流在约30 kpc处饱和并主导尾部，且热等离子体黏度须被抑制到Spitzer水平的0.01%以下。
2023-03-27 astro-ph.GA
GASP XXV: Neutral Hydrogen gas in the striking Jellyfish Galaxy JO204
我们目前的JVLA-C观测的HI气体在JO 204，从GASP调查最引人注目的水母星系之一。JO 204是低质量星系团阿贝尔957中的一个大质量星系，z=0.04243。HI图显示了一个延伸的90 kpc长的冲压压力剥离中性气体的尾巴，延伸超过30 kpc长的电离气体尾巴，并指向远离星团中心。在发射中观察到的HI质量为（1.32 $ \pm 0.13) \times 10^{9} \rm M_{\odot}$，主要位于尾部。星系盘的北部保留了一些HI气体，而南部已经被完全剥离并转移到一个延长的单边尾巴中。比较尾部中性气体和电离气体的分布和运动学，表明这是一种高度湍流的介质。此外，我们观察到相关的HI吸收对11 mJy的中央无线电连续源的估计HI吸收柱密度为3.2 $\times 10^{20}$ cm $^{-2}$。吸收剖面对于朝向更高速度的机翼是显著不对称的。我们模拟HI吸收假设HI和电离气体盘具有相同的运动学在前面的中央连续源，并推导出一个更广泛的吸收剖面比观察到的。因此，观察到的不对称的吸收轮廓可以解释由cluminous，旋转HI气体盘看到部分在前面的中央连续源，或冲压压力推动中性气体向中心的连续源，触发活动星系核活动。
2020-04-09 astro-ph.GA
GASP IV: A muse view of extreme ram-pressure stripping in the plane of the sky: the case of jellyfish galaxy JO204
在GASP巡天的背景下，我们描述了A957中的水母星系JO 204的特征，A957是一个具有$M=4.4 \times10^{14}M_\odot$的相对低质量的星系团。这个星系显示了一个电离气体的尾巴，从星系团中心的相反方向延伸到30 kpc。在星系外盘中没有检测到气体发射，这表明气体剥离是由外向内进行的。恒星部分分布为规则的盘状星系，恒星运动学显示出对称的自转曲线，最大径向速度为200 km/s，距星系中心20 kpc。星系盘中心部分的气体组分径向速度遵循恒星组分的分布;尾部的气体运动学保持星系盘的旋转，表明JO 204在团内介质中高速运动。气体和恒星成分的发射和径向速度图都表明，冲压压力是气体剥离的最有可能的主要机制，正如预期的那样，JO 204靠近星团中心，并且可能是星团中的第一次坠落。JO 204的空间分辨恒星形成历史提供了证据，表明在过去的5亿年中发生了冲压压力剥离，淬灭了外盘中的恒星形成活动，那里的气体已经完全剥离。我们的结论是支持一组流体动力学模拟。
2017-08-29 astro-ph.GA
JWST Reveals a Candidate Jellyfish Galaxy at z=1.156
University of Waterloo（滑铁卢大学）；Waterloo Centre for Astrophysics, University of Waterloo（滑铁卢大学天体物理中心）；York University（约克大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础物理研究所）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）
詹姆斯·韦伯太空望远镜发现了一个z=1.156的候选水母星系，其通过风压剥离形成离子化气体尾部，揭示了高红移环境下星系环境熄灭的可能机制。
2026-01-12 astro-ph.GA
GASP. XXII The molecular gas content of the JW100 jellyfish galaxy at z~0.05: does ram pressure promote molecular gas formation?
在GASP巡天中，我们分析了水母星系JW 100的ALMA观测结果，旨在研究星系团中冲压压力剥离对恒星形成猝灭的影响。我们发现了一个意想不到的大量的分子气体（$\sim 2.5 \times 10^{10} M_{\odot}$），其中30%位于剥离的气体尾部到$\sim$ 35千秒差距的星系中心。分子气体的整体运动学类似于电离气体所示的运动学，但对于沿剥离方向的双组分的清晰特征，仅在距圆盘2 kpc处检测到。线比$r_{21}$具有聚集分布，并且在尾部可以达到大的值（$\geq 1$），而其平均值较低（0.58，0.15分散度）。所有这些证据都有力地表明，在尾部的分子气体是新诞生的剥离HI气体或新凝聚的剥离扩散分子气体。在不同尺度上的干涉数据的分析表明，一个显着的分数（$\sim 40\%$）的分子气体的大尺度（$\geq 8$ kpc）在磁盘上扩展，这部分成为主要的尾部（$\sim 70\%$）。通过比较分子气体的表面密度与恒星形成率的表面密度来自从MUSE数据的\Ha发射，我们发现，在1千秒差距规模的耗尽时间是特别大的（$5-10$陀螺仪）无论是在冲压压力扰动区的恒星盘，并在复合物沿尾巴。
2019-12-13 astro-ph.GA
GASP. XV. A MUSE View of Extreme Ram-Pressure Stripping along the Line of Sight: Physical properties of the Jellyfish Galaxy JO201
我们提出了一个研究的物理性质的JO201，一个独特的磁盘星系与扩展的尾巴经历极端的冲压压力剥离，因为它通过大规模集群阿贝尔85在超音速移动，主要是沿视线。作为GASP计划的一部分，使用MUSE观察了JO201。在以前的论文（GASP II）中，我们研究了恒星和气体运动学。在本文中，我们提出的发射线比，气相金属丰度和年龄的恒星星族跨越星系盘和尾巴。我们发现，虽然在星系的核心的发射是由一个活动星系核（AGN）为主，磁盘是由恒星形成的结被激发的扩散气体包围。恒星形成结的集合呈现出从星系中心向外稳步下降的金属丰度梯度，整个星系恒星的年龄显示尾巴形成于<10^9年前。这一结果与从玩具轨道模型获得的剥离时间尺度（1 Gyr）的估计一致。总的来说，我们的研究结果独立地和一致地支持一种情况，即最近或正在进行的强烈冲压压力剥离事件从外盘向内作用，导致气体的去除和压缩，从而改变了星系内和星系周围的活动星系核和恒星形成活动。
2019-02-12 astro-ph.GA
Kinematics of the Optically Visible YSOs Toward the Orion B Molecular Cloud
本文介绍猎户座B分子云中66颗年轻恒星的高分辨率光谱，以研究它们的运动学和其他性质。对H $α$和Li I 6707等谱线的观测被用来检验成员和吸积性质。虽然NGC 2068和L1622中的恒星径向速度与分子气体的径向速度非常一致，但NGC 2024中的许多恒星都显示出相当大的偏移。这可能是星团膨胀的标志，通过动力学相互作用从星团中喷出的恒星的高度，或者由于恒星反馈导致的气体加速。
2017-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
GASP I: Gas stripping phenomena in galaxies with MUSE
GASP（GAs Stripping PhenomenainGalaxies with MUSE）是在VLT上利用MUSE进行的一项新的积分场光谱观测，旨在研究星系中气体的去除过程。我们提出了一个概述的调查，并显示了第一个例子的星系进行强气体剥离。GASP正在获取z = 0.04 - 0.07、恒星质量在10^9.2 - 10^11.5 M_sun范围内的114个星系在不同环境中的深层MUSE数据（星系团和星系群，晕质量超过四个数量级）。GASP的目标星系的光学签名的单边碎片或尾巴让人想起气体剥离过程（“水母星系”），以及控制样本的盘星系没有形态异常。GASP是目前唯一的积分场单位（IFU）调查，涵盖了主要星系体和外围和周围，其中IFU数据可以揭示外部气体的存在和起源。为了证明GASP探测气体和恒星物理的能力，我们展示了对一个“水母”星系JO206的教科书案例的完整分析。这是一个大质量星系（9 x 10^10 M_sun），位于一个低质量星系团（sigma~500 km/s）中，具有小的投影星系团中心半径和高的相对速度，具有>= 90 kpc长的电离气体触手被冲压压力剥离。我们提出了空间分辨的气体和恒星的运动学和物理性质，并描绘了该星系的演化历史。
2017-04-26 astro-ph.GA
GASP III. JO36: a case of multiple environmental effects at play?
所谓的水母星系是表现出扰动形态的物体，主要是以从星系主体剥离的气体尾部的形式。一些研究强烈建议冲压压力剥离是驱动这种现象的机制。在这里，我们专注于这些对象之一，从光学选定的水母星系的样本，并使用它来验证SINOPSIS，光谱拟合代码，将用于分析的GASP（GAs剥离现象的星系与MUSE）调查，并研究在这个星系中的气体和恒星星族的空间分布和物理特性。我们比较模型光谱GANDALF，一个代码具有类似的功能，广泛用于解释运动的恒星和气体在星系从IFU数据。我们发现，SINOPSIS可以重现这个星系的像素光谱至少像GANDALF一样好，提供可靠的估计的基础恒星吸收，以正确纠正星云气体排放。利用这些结果，我们发现了强有力的证据，双重作用的冲压压力施加的星系团内的气体的介质。恒星形成的中等爆发，可以追溯到2000万年前到5000万年前，涉及星系的外部比内部区域更强烈，可能是由星系与团内介质的第一次相互作用引起的。冲压压力剥离，加上可能的气体耗尽，由于恒星的形成，有助于创建一个截断电离气体盘。在盘的一侧存在一个延伸的恒星尾巴，而不是指向另一种过程，可能是一个飞行的引力相互作用或与星团中另一个星系的近距离接触。
2017-09-23 astro-ph.GA
The Shape of Dark Matter Haloes III. Kinematics and Structure of the HI disc
我们提出了一种新的战略，适合的结构和运动学的HI在边缘上的星系使用一个适合的终端速度通道地图的HI数据立方体。该策略可以处理自吸收HI气体和翘曲的存在。该方法首先在一系列模型上进行测试。我们证明，拟合光学薄模型，以真正的星系将导致高估的厚度和速度色散，并严重低估的HI面对柱密度。随后，我们适合自吸收和光学薄模型的HI数据的六个边缘上的星系。在其中的三个实验中，我们还测量了速度色散。平均27 \pm 6%的边缘星系的HI总质量被自吸收所隐藏。这意味着，HI的质量，厚度和星系的速度色散通常被低估的文献。
2016-08-19 astro-ph.GA
GASP XXIX -- Unwinding the arms of spiral galaxies via ram-pressure stripping
我们提出了第一个研究的影响，冲压压力“解开”星系团的螺旋臂。我们研究了11个冲压压力剥离星系GASP（GAs剥离现象的星系），其中，除了更常见的观察到的“水母”功能，脱落的材料也似乎保留了原来的结构的螺旋臂。排除了来自邻居的引力影响，我们将样本与未受干扰的螺旋星系和模拟剥离星系的对照组进行比较。我们首先确认了解旋的性质，发现螺旋臂的螺距角径向增加，在10个剥离星系，也模拟了正面和边缘上的剥离星系。我们在未缠绕的部分中只发现了年轻的恒星，而盘中的老年恒星则保持不受干扰。我们比较的形态学和运动学与模拟冲压压力剥离星系，考虑到相对于集群内介质的估计倾斜度，并发现在边缘剥离，解旋可以发生由于差冲压压力所造成的光盘旋转，导致剥离的材料缓慢和“堆积”。在面对面的情况下，从外缘移走的气体落在更高的轨道上，看起来像是“解绕”。这种模式在剥离过程中相当短暂（<0.5Gyr），发生在第一次下沉期间，最终被ICM风吹到水母星系的尾部。通过比较模拟与观察到的样本，我们发现一个组合的正面和边缘上的“解旋”效应很可能发生在我们的星系，因为他们经历剥离与不同的倾斜度相对于ICM。
2020-10-19 astro-ph.GA
Rotating Disks and Non-Kinematic Double Peaks
双峰线轮廓通常被认为是旋转盘的标志，峰值之间的距离是旋转速度的量度。然而，在光学厚的非旋转源中的辐射转移效应也可以引起双峰。利用线传输问题的精确解，我们提出了一个详细的研究线发射的几何薄开普勒磁盘。我们推导出光学薄和厚磁盘中出现运动学双峰的条件，并发现在观察到的双峰轮廓中，运动学和线不透明度的影响通常是不可能解开的。除非有额外的信息补充，双峰轮廓本身并不是旋转圆盘的可靠指标。在某些情况下，三重和四重轮廓可能是光学厚盘中旋转的更好指示器。
2012-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
ALMA uncovers optically thin and multi-component CO gas in the outflowing circumnuclear disk of NGC1068
利用ALMA高分辨率CO观测，通过LTE分析发现NGC1068环核盘分子外流为光学薄、多组分且不对称，外流率较低，表明电离AGN风对分子气体影响有限。
2025-04-03 astro-ph.GA
Three-Dimensional Kinematic Reconstruction of the Optically-Emitting, High-Velocity, Oxygen-Rich Ejecta of Supernova Remnant N132D
我们提出了一个三维运动学重建的光学发射，富氧的喷出物超新星遗迹N132 D在大麦哲伦星云。数据是用6.5米麦哲伦望远镜结合IMACS+GISMO仪器和观测[O III] $λλ$ 4959，5007线发射在以N132 D为中心的${\sim}$ 3 $^{\prime}~\times$ 3 $^{\prime}$区域获得的。我们的数据的空间和光谱分辨率，使详细检查的光学喷出物的结构。N132 D的大部分光学明亮的氧喷射物排列在相对于天空平面倾斜约28 $^{\circ}$的环形几何形状中。环面的半径为4.4 pc（$D_{\rm LMC}$ /50 kpc），径向速度不对称性蓝移，从$-3000$到$+2300$ km s $^{-1}$，圆周上有明显的断裂。假设从富氧细丝的几何中心同源膨胀，1745公里秒$^{-1}$的平均膨胀速度转换为2450年$\pm$ 195年爆炸以来的年龄。一个微弱的，空间分离的“失控结”（RK）的总空间速度为3650公里秒$^{-1}$是几乎垂直于环面平面和重合的X射线发射，这是大大增强了硅相对于LMC和N132 D的散装喷出物。这些运动学和化学特征表明，RK可能起源于原始恒星的深处。总的来说，N132 D的主要壳层形态和高速、富含Si的成分与仙后座A有着显著的相似性，仙后座A是IIb型超新星爆炸的结果。我们的研究结果强调了进一步观察和模拟的必要性，这…
2020-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A submillimetre survey of the kinematics of the Perseus molecular cloud: I. data
我们目前的J = 3-2旋转过渡的12 CO，13 CO和C18 O在超过600平方弧分的英仙座分子云，进行了亚毫米观测与HARP，一个新的阵列光谱仪上的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜。这些数据包括云的四个区域，其中包含最大的尘埃连续体凝聚集群：NGC 1333，IC 348，L1448和L1455。一个新的程序，以消除条纹文物从原始的HARP数据介绍。我们将这些图与用SCUBA绘制的尘埃连续辐射图（Hatterns et al. 2005）以及无星和原恒星核的位置（Hatterns et al. 2007 a）进行了比较。从HARP CO和SCUBA数据中得出的每个区域的质量之间没有直接的相关性，这强调了在比较来自不同示踪剂的相同物体的质量时必须小心。由~（13）CO/C_（18）O谱线比值，计算了这两种气体的相对丰度（[~（13）CO]/[C_（18）O] ~ 7）和它们的不透明度（τ值对C_（18）O和~（13）CO气体分别为0.02-0.22和0.15-1.52）。C18 O几乎在任何地方都是光学薄的，朝向恒星形成核心的不透明度增加，但不会超过τ（C18 O）~0.9。假设12 CO气体是光学厚的，我们计算其激发温度（约8-30 K），这与尘埃温度的估计几乎没有相关性。
2009-09-03 astro-ph.GA
Discovery of ram-pressure stripped gas around an elliptical galaxy in Abell 2670
对星系团的研究越来越多地发现，星系有壮观的单侧气体尾部和年轻恒星，暗示着强烈的冲压压力剥离。这些所谓的“水母”星系通常具有晚型形态。在本文中，我们提出了MUSE观测的一个椭圆星系在阿贝尔2670与长长的尾巴的材料可见的光谱，以及斑点的蝌蚪状形态。星系中心部分的光谱显示了恒星成分和电离气体。恒星成分没有明显的旋转，而电离气体定义了一个清晰的恒星形成气体盘。我们认为，基于星系的深层光学图像，气体最有可能是在过去的湿合并过程中获得的。有可能恒星形成的斑点也是合并的残余物。此外，单侧电离尾的方向和运动学，结合恒星形成斑点的蝌蚪形态，强烈表明该系统正在经历来自星团内介质的冲压压力。总之，本文介绍了一个合并后的椭圆星系经历冲压压力剥离的发现。
2017-04-26 astro-ph.GA
Arp 220: New Observational Insights into the Structure and Kinematics of the Nuclear Molecular Disks and Surrounding Gas
给出了$^{12}$ CO $ J = 3\rightarrow2$、$^{13}$ CO $J = 4\rightarrow 3$、SiO J = $8 \rightarrow 7$和HCN J = $ 5 \rightarrow 4$的ALMA循环3观测结果。在$^{12}$ CO J $ = 3\rightarrow2$中检测到显著的扩展发射，其形态指示m = 2潮汐特征，表明有气体流入。此外，在$^{12}$ CO J $ = 3\rightarrow2$中发现了两个核的流出。在西核中检测到显著的SiO吸收。HCN是从CO形态上不同的检测在两个核。这些观察相比，非LTE辐射转移模型使用线建模引擎（LIME）简单的气体动力学，以深入了解物理参数，如旋转速度，湍流速度，气体温度，尘埃温度和气体质量可以重现所观察到的运动学和空间特征。东核被认为是最好的模型，包括从磁盘的一侧到另一侧的温度不对称。它还发现，西方的核心是光学厚，即使在不太丰富的物种的$^{13}$ CO，吸收大量的连续辐射。
2020-06-16 astro-ph.GA
Spatially Resolved Gas Kinematics within a Ly$α$ Nebula: Evidence for Large-scale Rotation
我们使用空间扩展测量的Ly $α$以及从一个$\approx$ 80千秒差距的Ly $α$星云在$z\approx1.67$少光学厚的发射线，以评估共振散射的作用，并解开运动学签名从Ly $α$辐射转移的影响。我们发现Ly $α$、CIV、HeII和CIII]发射线在这个系统中都讲述了类似的故事，并且运动学与大尺度旋转大致一致。首先，观察到的表面亮度分布在所有四条线上的范围是相似的，强烈支持这样一种图像，其中Ly $α$光子是原位产生的，而不是从中心源共振散射的。其次，我们看到低运动偏移之间的Ly $α$和光学厚度较低的HeII线（$\sim$ 100-200 km s $^{-1}$），提供进一步的支持的论点，即Ly $α$和其他发射线都是在空间扩展的气体中产生的。最后，系统的全速度场显示出所有发射线的相干速度切变：星云中央$\approx$ 50 kpc上方的$\approx$ 500 km s $^{-1}$。的运动学配置文件是大致一致的大规模旋转的气体盘，至少是部分稳定的崩溃。这些观测结果表明，Ly $α$星云代表着被偏移的、隐藏的活动星系核或分布式恒星形成所照亮的吸积物质，并且正在一个星云和湍流气体盘中进行旋转。这个系统的隐含质量为M（<R=20 kpc）$\sim3\times10^{11}$ $M_{\odot}$，可能代表了银河系中一个大质量星系或星系群的早期形成。
2014-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Kinematics and Ionization Structure of the Extended Emission Line Region of QSO E1821+643
最明亮的类星体是由主要的富含气体的合并产生的，而E1821+643是一个位于冷核星系团中心的光学发光类星体，似乎处于合并后井喷阶段的后期。这个类星体也被确定为引力反冲候选者，其中的超大质量黑洞（SMBH）已收到反冲踢由于各向异性发射的引力波在合并的祖SMBH二进制。我们分析了E1821+643周围扩展的电离气体的长缝光谱，以研究其运动学和电离。我们确定了三个运动学上不同的组分，分别与来自核的广角极风、运动学上未扰动的气体和距离核3-4 \arcsec ~（13-18 kpc）的红移的气体弧状结构有关。后一个分量与HST图像中看到的[OIII]发射弧的北端和东端相吻合。这一特征可以追溯到一个潮汐尾，它起源于与一个富含气体的星系合并到核的东南部，Aravena等人从CO排放的检测中推断出它的存在。或者，这条弧可能是被强大的类星体风扫过的气体外壳的残余物。扩展气体的发射线比率与类星体的光电离一致，但不能排除辐射冲击的贡献。
2022-08-06 astro-ph.GA
NGC 4936: abundant multi-phase medium in the central weak X-ray cool core and optically dark H I clouds in the group
University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Zhejiang Laboratory（浙江实验室）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Rhodes University（罗德兹大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）
本研究通过多波段分析发现弱冷核星系团中心星系NGC 4936拥有丰富多相介质，其分子气体主要源于大气凝结，还探测到20个无明显光学对应体的H I结构，揭示了该星系团的气体特性与演化机制。
2026-10-09 astro-ph.GA
Understanding biases in measurements of molecular cloud kinematics using line emission
利用多种示踪剂进行分子谱线观测，常被用来研究分子云的运动学结构。然而，即使在同一地区，用不同的谱线测量云的速度频散，也往往产生不一致的结果。这种分歧的原因并不完全清楚，因为分子线观测受到许多偏见的影响。在本文中，我们解开和调查的各种因素，驱动线宽测量偏差，通过构建合成的位置，位置，速度立方体的各种示踪剂从一套自引力磁流体动力学模拟的分子云。我们比较线宽来自这些数据立方体的合成观测的真实值的模拟。我们发现，由不同的示踪剂测量的线宽的差异是由密度相关的激发，从而示踪剂，是敏感的密度较高的样品较小的区域具有较小的速度色散，不透明度扩大，特别是对于高度光学厚示踪剂，如CO，有限的分辨率和灵敏度，抑制发射线的翅膀的组合驱动。我们发现，在固定的信噪比下，三种常用的示踪剂，CO的J=4->3线，C^{18}O的J=1->0线和NH_3的（1，1）反转跃迁，通常提供了这些竞争偏置之间的最佳折衷，并产生速度色散的估计，以反映分子云的真实运动学，精度约为10%。而不管云磁场强度、演化状态或视线相对于磁场的取向。
2020-07-27 astro-ph.GA
Multi-frequency Studies of Massive Cores with Complex Spatial and Kinematic Structures
在频率范围为$\sim 85-89$ GHz的各种分子谱线中，已经观察到五个大质量恒星形成区域。所研究的区域拥有致密的核心，其中包含年轻的恒星物体。核的物理参数进行了估计，包括动力学温度（$\sim 20-40$ K），发射区的大小（$\sim 0.1-0.6$ pc），和维里质量（$\sim 40-500 M_{\odot}$）。在局部热力学平衡近似下计算了各种分子的柱密度和丰度。在99.982+4.17的核心，与最弱的IRAS源相关，其特征是分子丰度降低。分子谱线宽度随着离核心中心距离的增加而减小（$b$）。对于$b\ga 0.1$ ~pc，依赖性$ΔV(b)$接近幂律（$\propto b^{-p}$），其中$p$根据对象从$\sim 0.2$变化到$\sim 0.5$。在四个核心中，光学厚的HCN（1- 0）和HCO $^+$（1- 0）线的不对称性表明了沿着视线的系统运动：两个核心中的坍缩和另外两个核心中的膨胀。对坍缩核心吸积率的近似估计表明，形成中的恒星质量超过太阳质量。
2016-08-30 astro-ph.GA
Molecular Gas Kinematics and Line Diagnostics in Early-type Galaxies: NGC4710 and NGC5866
本文报道了在两个邻近的边对棒透镜星系NGC 4710和NGC 5866中的CO谱线（~（12）CO（1 - 0，2 - 1）和~（13）CO（1-0，2-1））和致密气体示踪物（HCN（1 - 0），HCO ~+（1-0），HNC（1-0）和HNCO（4-3））的干涉观测结果。我们探测的物理条件的两个组成部分的分子星际介质在每个星系和每个运动的组成部分，使用分子线比诊断在三个互补的方式。首先，我们测量的比率的位置-速度图的不同的线，第二，我们测量的比率，每个运动分量的集成线强度作为投影位置的函数，第三，我们使用非本地热力学平衡辐射转移代码建模这些线的比率。总的来说，核盘似乎有一个稀薄的分子气体成分，比内环更热，光学上更薄，密度更大的气体部分，这表明更密集的团块浸没在更热的更扩散的分子介质中。这与核盘中的物理条件与光解离区域中的物理条件相似的证据一致。当将观测到的分子线比率与其他星系类型的分子线比率进行比较时，出现了类似的画面。因此，NGC 4710和NGC 5866核盘中分子气体的物理条件介于螺旋星系和星爆之间，而它们内环中的恒星形成则更加温和。
2016-09-06 astro-ph.GA
Kinematics of the Circumgalactic Medium of a $z = 0.77$ Galaxy from MgII Tomography
星系的演化被认为在很大程度上是由星系和环星系介质（CGM）之间的气体流动驱动的，环星系介质是一种富含金属的气体晕，从每个星系延伸到$\gtrsim100$ kpc。研究CGM的空间结构有助于理解这些气体流动机制;然而，使用背景类星体视线的常见方法提供的空间信息很少。最近的工作已经显示了扩展背景源的效用，例如巨大的引力透镜弧。利用CSWA 38透镜系统的背景透镜弧，我们在约15 kpc $^2$的分辨率下连续探测了在$z=0.77$（恒星质量$\approx 10^{9.7}$ M $_\odot$，恒星形成速率$\approx 10$ M $_\odot$ yr $^{-1}$）撞击参数为$D \simeq 5-30$ kpc的恒星形成星系中Mg II吸收的空间和运动学分布。我们的结果提出了一个各向异性的，光学厚介质的吸收强度随碰撞参数的增加而减小，与类星体和其他引力弧的统计数据一致。此外，我们发现一般较低的视线速度相比，相对较高的速度分散在MgII气体（与典型的$σ\approx 50$公里的$^{-1}$）。虽然星系本身表现出明确的外流（镁II速度高达$\sim 500$公里秒$^{-1}$）在下桶光谱，外流分量是次主导的，只有微弱的检测到较大的影响参数探测的背景弧。我们的研究结果提供了证据，主要是分散支持，富含金属的气体循环通过CGM。
2021-02-27 astro-ph.GA
An Enigmatic 380 kpc Long Linear Collimated Galactic Tail
本文报道了一个拥有380千秒差距超长准直尾的S0/a星系“风筝”，通过光谱确认其运动学关联，并讨论冲压剥离与潮汐作用均难以解释其成因，最终提出三体相互作用高速抛射假说。
2023-05-02 astro-ph.GA
Distribution and kinematics of atomic and molecular gas inside the Solar circle
在轴对称和纯圆周运动的假设下，导出了太阳圈内银河系盘中氢原子和CO亮分子的详细分布和运动学。我们将银盘分成一系列的环，并假设每个环中的气体由四个参数描述：它的旋转速度，速度色散，中面密度和它的刻度高度。我们拟合这些参数的银河系HI和CO（J=1-0）的数据，通过生产人工HI和CO线配置文件，并将它们与观测结果进行比较。我们的方法使我们能够同时拟合所有参数的数据，而无需假设先验的一个参数的径向轮廓。我们提出的HI和H2在接近（QIV）和后退（QI）的银河系地区的分布和运动学。我们的最佳拟合模型再现显着以及所观察到的HI和CO超光速图到几个度的距离从中平面。除了最里面的2.5 kpc，QI和QIV显示出非常相似的运动学。由H1和H2描绘的旋转曲线彼此紧密跟随，在R=6.5 kpc之后变平。H1和H2的表面密度都显示：a）在0.5<R<2.5 kpc处有一个深的凹陷，类似于附近的棒星系; b）局部的密度过高，可以用盘中的旋臂或环状特征来解释。在低气压以外的区域，HI（H2）的特性相当稳定，典型的速度色散为8.9+/-1.1（4.4+/-1.2）km/s，密度为0.43+/-0.11（0.42+/-0.22）cm-3，HWHM标度高度为202+/-28（64+/-12）pc。我们还表明，HI不透明的LAB数据可以占通过使用“有效”自旋温度约150 K：假设光学薄制度导致低估HI质量约30%…
2017-07-03 astro-ph.GA
G0.253+0.016: A centrally condensed, high-mass protocluster
尽管它们是恒星的孕育地和星系的基石，但人们对最高质量星系团的形成知之甚少。稠密的星系团G0.253+0.016代表了一个可能形成类似拱门的高质量星系团的例子。在这里，我们提出了分子线图G0.253+0.016作为MALT 90分子线调查的一部分，补充APEX观察。综合起来，这些数据揭示了G0.253+0.016的整体物理性质和运动学。最近的赫歇尔数据表明，虽然尘埃温度在其中心较低（~19 K），但由于外部加热，外部的尘埃温度较高（~27 K）。我们的新分子线数据显示，总体而言，朝向G0.253+0.016检测到的致密气体的形态与其红外消光和尘埃连续发射非常匹配。尘埃和气柱密度之间的反相关性向其中心表明，该集团是集中冷凝与冷，密集的内部，其中分子气体是化学耗尽。速度场显示出沿团块长轴的强烈梯度，蓝移的一侧位于更高的银河经度。光学厚的气体示踪剂相对于光学薄的和热的气体示踪剂系统地红移，指示径向运动。气体的运动学和线比支持最近提出的方案，其中G0.253+0.016的结果，从潮汐压缩在最近的pericentre通道附近SgrA*。由于G0.253+0.016代表了一个可能形成高质量星团的团簇的极好例子，因此对它的详细研究应该会揭示关于团簇形成早期阶段的丰富知识。
2014-03-05 astro-ph.GA
MIGHTEE HI observations of low surface brightness and ultra-diffuse galaxies in the XMM-LSS field
ASTRON, Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Centre for Astrophysics Research, School of Physics, Astronomy and Mathematics, University of Hertfordshire（赫特福德大学物理、天文与数学学院天体物理研究中心）；Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；STFC UK Astronomy Technology Centre, Royal Observatory, Edinburgh（爱丁堡皇家望远镜标准设备中心）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）
利用HI观测发现低表面亮度星系，揭示其气体丰富特性及与Tully-Fisher关系的关联。
2026-02-20 astro-ph.GA
The Chemistry and Kinematics of Two Molecular Clouds near Sagittarius A*
我们分析了银河系中央分子带中20和50 km/s的$^{-1}$分子云的化学和运动学性质，以及连接这两个分子云的分子脊的化学和运动学性质。我们的工作利用了来自Mopra和NANTEN 2望远镜的0.65，3和7毫米波段的37个分子跃迁。0.65毫米NANTEN 2数据突出了20公里/秒$^{-1}$云西部的密集的发射凝结，仅在其他四个过渡中可见，它们是3毫米H $^{13}$ CN（1--0），H $^{13}$ CO $^{+}$（1--0），HNC（1--0）和N $_{2}$ H $^{+}$（1--0），表明凝结是适度的光学厚和冷。我们发现，虽然两个云之间的相对化学丰度是一样的，在许多过渡，这表明在两个云之间的化学变化不大，20公里秒的$^{-1}$，冷云是明亮的比50公里秒的$^{-1}$云在冲击和高密度示踪剂。增强发射的空间分布是广泛的，在20公里秒的$^{-1}$云，通过线比图所示。穿过两个云的位置速度图表明气体混合良好。我们表明，分子脊是最有可能的一部分，20公里秒的$^{-1}$云，他们都可能会扩展到包括50公里秒的$^{-1}$云，作为一个更大的云的一部分。此外，我们预计，20公里秒的$^{-1}$云被潮汐剪切的结果，从Sgr A* 的引力位。
2016-08-17 astro-ph.GA
Revisiting the Gas Kinematics in SSA22 Lyman-$α$ Blob 1 with Radiative Transfer Modeling in a Multiphase, Clumpy Medium
利用Keck宇宙网成像仪（KCWI）和Keck红外探测多目标光谱仪（MOSFIRE）对SSA 22原星团区域（$z$ = 3.09）的Lyman- $α$（Ly $α$）Blob 1（LAB 1）进行了新的观测。通过对KCWI数据立方体应用匹配滤波，我们创建了窄带Ly $α$图像，并确定了几个突出的功能。通过比较Ly $α$和H $β$的空间分布和强度，我们发现光电离HI气体的复合和共振散射足以解释所有观测到的Ly $α$ /H $β$比值。我们进一步解码的空间分辨的LY $α$配置文件使用矩图和蒙特卡罗辐射转移（MCRT）建模。通过拟合一组多相的，“cloudness”模型观测到的Ly $α$配置文件，我们能够合理地约束许多参数，即HI数密度在团间介质（ICM），云体积填充因子，随机速度和流出速度的团块，HI流出速度的ICM和当地的系统红移。我们的模型成功地再现了不同位置的Ly $α$形貌，主要结果是：（1）观测到的Ly $α$谱线在谱线中心有显著的通量，因此每一条谱线只需要相对较少的团簇;（3）如果ICM中的HI光学厚度较大，则团的大量流出也会导致额外的增宽;（4）ICM中的HI是导致靠近Ly $α$线中心的吸收特征的原因。
2021-01-19 astro-ph.GA
MeerKAT 21-cm HI imaging of Abell 2626 and beyond
形态-密度关系表明星系的形成和演化依赖于环境，因为它们不断地通过宇宙网迁移到更致密的环境中。当富含气体的星系穿过星系团的外围和内部区域时，它们的气体含量和恒星形成活动会发生突然和根本的变化。这项工作的目标是获得一个H $\,$ I的观点气体耗尽机制的星系和星系团，正在吸积的一个中等质量的星系团。我们的目标是研究的相对重要性和效率的过程，如冲压压力剥离和潮汐的相互作用，以及它们对星系团的核心和周围的本地和全球环境的依赖。我们用MeerKAT射电望远镜对以Abell 2626星系团为中心的2 $^\circ$ $\times$区域进行了盲射电连续谱和H $\,$ I谱线成像巡天。我们已经使用CARAcal管道来减少数据，SoFiA来检测源内的H $\,$ I数据立方体，和GIPSY来构建空间分辨的H $\,$ I形态和运动学的H $\,$ I检测星系的信息。我们已经在219个星系中检测到H $\,$ I，在整个调查体积内具有光学对应物。我们提出的H $\,$ I性能的每个检测到的星系作为一个数据目录和图集页，为每个星系，包括H $\,$ I列密度图，速度场，位置-速度图和全球H $\,$ I配置文件。这些数据还将用于对已确定的“鱼”星系进行个案研究，并通过对H $\,$ I直接探测进行形态分类以及使用H $\,$ I叠加技术进行星系群研究。
2021-06-24 astro-ph.GA
ALMA-JELLY I: High Resolution CO(2-1) Observations of Ongoing Ram Pressure Stripping in NGC 4858 Reveal Asymmetrical Gas Tail Formation and Fallback
本研究利用ALMA-JELLY高分辨率CO(2-1)及多波段观测，揭示NGC 4858在强烈倾斜冲压下形成不对称内气体尾，并发现气体回坠证据。
2025-06-08 astro-ph.GA
Probing IGM accretion onto faint Lyα emitters at z~2.8
观测星系际介质（IGM）吸积到z~3星系上的特征，需要探测到嵌入在低密度、贫金属气体相干矩阵中的微弱（L<<L*）星系。我们研究了z=2.7-2.8的三个Lyman $α$发射体（LAEs）的气体环境，发现它们在约250 kpc上与背景类星体沿长缝光谱的狭缝投影成一直线。在深连续图像中没有探测到LAEs，以及低的Ly $α$光度表明LAEs本质上是暗淡的低质量星系（L<0.1 L*，M_star< 0.1 M*）。类星体的中阶梯光谱显示在距LAEs $\pm200$ km/s范围内有很强的Ly-alpha吸收。我们的吸收线分析导致HI柱密度在log N（HI）=16-18的范围内。如果气体是光学薄的，则来自离子金属物种CIV和SiIV的相关吸收将气体金属丰度限制为~0.01太阳能，如果气体是光学厚的，则可能低至~0.001太阳能，假设光电离平衡。虽然推断出的金属丰度至少比这些LAE的星际介质（ISM）中的预期金属丰度低10倍，但它们与同一时期IGM中观察到的化学富集水平一致。总的金属丰度和运动学参数表明，这些暗淡的星系还没有能够影响其周围气体的性质。LAEs的投影空间排列，以及LAEs和吸收气体在速度空间中的运动学静止和对应关系表明，这些观测探测了可能的对流结构。结合其中一个天体的蓝色主导Ly $α$发射线剖面，证据表明，吸收气体是IGM中低金属含量气体吸积流的一部分。
2019-03-22 astro-ph.GA
Unveiling the physical properties and kinematics of molecular gas in the Antennae Galaxies (NGC 4038/9) through high resolution CO (J = 3-2) observations
本文给出了用亚毫米波阵获得的近中期相互作用星系对NGC 4038/9的~ 1”（100 pc）分辨率的~（12）CO（3-2）图。我们发现，一半的CO（3-2）发射起源于重叠区域，其中大部分潮汐诱导的恒星形成已被发现在较短的波长图像，其余的是集中在每个核。总体分布与低分辨率的单碟图像一致，但我们首次显示了这个星系对中温暖而致密的分子气体的详细分布，其分辨率与典型的巨型分子复合体的大小相当。虽然我们发现58%（33/57）的空间分辨巨分子缔合物（GMAs;几个x 100 pc）位于重叠区域，但只有\leqq 30%的空间与光学探测到的星团相吻合，这表明CO（3-2）发射的大部分追踪了最近或不久的未来恒星形成活动的区域。CO（3-2）/CO（1-0）积分亮温比的空间分布主要集中在0.3 ~ 0.8之间，表明平均而言，该涡旋中的CO（3-2）线没有完全热化，与邻近涡旋的平均值相似。一个较高的比例被认为是在两个核和南部复合体的重叠区域。NGC 4038的核区和重叠区的形成与强烈的恒星形成有关，但NGC 4039的核区的恒星形成和活动星系核活动相对较少，难以解释。我们给出的运动学证据表明，在NGC 4039的高线比可能是由气体流入到反旋转的中心盘。
2011-10-11 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
Estimating the baryonic masses of face-on spiral galaxies from stellar kinematics
盘星的运动学色散可以用来测量重子对旋涡星系自转曲线的动力学贡献，从而追踪剩余暗物质的数量和分布。然而，传统上用来将恒星色散转换为质量密度的简单的单组分无限圆盘模型已不再适用。暗物质晕对任何非极大圆盘的恒星色散都有显著的影响。尖形暗物质晕的修正特别大，这表明这种模型与观测到的恒星色散不一致。当一个更现实的模型，为垂直重力的光盘是使用，推导出的恒星表面密度一般较大（较小）的光盘半径小于（大于）2.3倍的径向尺度长度。当垂直重力校正应用于由天体质量协会得出的径向分辨恒星质光比时，真实值不是恒定的，而是随着半径而减小，正如测光颜色梯度所预期的那样，真实质量标度长度约为测光标度长度的80%。薄的气体盘的影响比预期的要大，特别是当考虑到光学厚度或CO暗气体时。厚盘恒星成分的存在会产生严重的后果，特别是如果它的径向尺度长度小于薄盘的径向尺度长度，就像它在银河系中一样。
2017-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometry and kinematics of dwarf galaxies from the Apertif HI survey
本文从Apertif HI巡天选取24个矮星系，利用3DBarolo构建运动学模型并提取测光轮廓，发现HI选定矮星系光学有效半径更大，UDGs在BTFR上向低旋转速度偏移，且成对矮星系比例达25%。
2024-12-21 astro-ph.GA
JADES Ultra-red Flattened Objects: Morphologies and Spatial Gradients in Color and Stellar Populations
本文利用 JADES 巡天数据扩展了暗光学星系中的超红扁平天体（UFO）样本，发现其红色延展形态主要源于强尘埃消光，且本征形状多为倾斜盘或长椭球体，揭示了一类此前被忽视的大质量延展星系群体。
2024-08-05 astro-ph.GA
Gas inflows in the polar ring of NGC 4111: the birth of an AGN
我们使用哈勃空间望远镜（HST）的图像，SAURON积分场光谱（IFS）和自适应光学辅助双子座NIFS近红外K波段IFS映射恒星和气体的分布，激发和运动学的内部几个千秒差距的附近边缘S 0星系NGC 4111。HST的图像描绘了它的直径为$\approx$ 450 pc的尘埃极环，估计气体质量为$\ge10^7$ M $_\odot$。NIFS数据立方体以$\approx$ 7 pc的空间分辨率绘制了110 pc的内部半径，揭示了嵌入极性环中的热（$2267\pm166$ K）分子H $_2$ 1-0 S（1）气体中的$\approx$ 220 pc直径的极性环。恒星速度场显示盘占主导地位的运动学沿星系平面无论是在SAURON大尺度和NIFS核尺度的数据。大尺度的[O III] $\lambda5007$速度场显示了两个盘运动学的叠加：一个类似于恒星的运动学，另一个沿着极环，显示出非圆形运动，似乎与核H $_2$环的速度场有关，其运动学表明加速流入核。估计的质量流入率不仅足以养活一个活动星系核（AGN），而且在不久的将来触发环核恒星的形成。我们提出了一种可能起源于矮星系捕获的极环气体向内运动并触发活动星系核的设想，这得到了局部X射线发射的支持，这似乎是H $_2$ 1-0 S（1）激发的来源。我们既没有看到近紫外辐射，也没有看到Br $γ$辐射，这一事实表明，新生的活动星系核仍然深…
2022-07-18 astro-ph.GA
Gas condensation in Brightest Group Galaxies unveiled with MUSE
星系团中中央星系的冷气体的起源仍然是一个有争议的问题。我们提出了多单元光谱探测器（MUSE）的18个光学选择的本地Brilliant集团Galerkin（BGG）的观测研究的光学发射线气体的运动学和分布。MUSE观测揭示了气体形态的分布，包括10个复杂的细丝网络，延伸到10 kpc到两个紧凑（<3 kpc）和五个扩展（>5 kpc）的盘主导结构。一些旋转盘显示环和细长的结构从中心盘产生。恒星分量的运动学主要是旋转主导的，这与在行星源中发现的扰动运动学和分布有很大不同。对于大多数系统，电离气体在运动学上与恒星成分解耦，这表明气体的外部起源。我们还发现，H α光度与冷分子质量相关。通过对热大气的热力学性质的研究，我们发现，在中心熵值和tcool/teddy比值都很小的系统中，可以发现压缩源和致密盘。这表明，与冷核星系团中的布里渊星系团一样，电离气体可能是由热晕气体冷凝形成的，与混沌冷吸积模拟一致（如C比，Tat和k图所示）。我们注意到，气体旋转盘比BCGs更频繁。对这些天体中气体来源的解释是，合并或卫星群对气体燃料的贡献，正如本样本的一些来源定性地暗示的那样。尽管如此，我们讨论的可能性，一些扩展磁盘也可能是一个过渡阶段，在一个进化的序列，包括长丝，扩展磁盘和光盘，所描述的热气体冷凝模型的冷却流。
2022-01-19 astro-ph.GA
Mapping AGN winds: a connection between radio-mode AGN and the AGN feedback cycle
基于MaNGA IFS数据，分析594个不同选择技术识别的AGN，发现射电选择AGN在所有半径上显示增强的电离气体线宽，表明其运动学扰动持续时间更长，连接射电活动与外流激波，揭示不同选择追踪不同AGN演化阶段。
2024-08-29 astro-ph.GA
Kinematics and Star Formation of High-Redshift Hot Dust-Obscured Quasars as Seen by ALMA
热尘埃遮蔽星系（Hot DOG）是由WISE发现的一群超亮遮蔽类星体。我们目前的ALMA观测的[CII]精细结构线和底层的尘埃连续辐射的样品中的七个最极端的发光（EL; L $_{\rm bol}$ $\ge$ 10 $^{14}$ L $_\odot$）热狗，在红移z ~ 3.0-4.6。[CII]线在四个物体中被稳健地检测到，暂时在一个物体中，并且可能基于额外的数据在其余两个物体中红移出光谱窗口。平均而言，[CII]相对于静止框架紫外发射线红移约780 km/s。电致发光的热DOG一直表现出非常高的电离气体表面密度，$Σ_{\rm [CII]}$约为1-2 x 10 $^{9}$ L $_\odot$ kpc $^{-2}$，与其他高红移类星体中最极端的情况一样高。作为一个群体，EL Hot Dog主机似乎大致集中在恒星形成星系的主序列上，但不确定性很大，个别来源可能会高于或低于。平均的，固有的[CII]和尘埃连续谱尺寸（FWHMs）分别为~ 2.1 kpc和~ 1.6 kpc，具有非常窄的线-连续谱尺寸比范围，1.61 $\pm$ 0.10，这表明它们可以线性成比例。EL Hot Dogs的[CII]速度场是多种多样的：从几乎不旋转的结构，到具有有序圆周运动的解析主机，再到可能是正在进行的合并的结果的复杂的扰动系统。相比之下，所有的源显示大的线速度色散，半高宽$\gtrsim…
2021-07-14 astro-ph.GA
JWST+ALMA reveal the ISM kinematics and stellar structure of MAMBO-9, a merging pair of DSFGs in an overdense environment at $z=5.85$
本文结合JWST和ALMA观测揭示MAMBO-9的动力学与恒星结构，发现其经历并合且需特定CO转换因子，为低红移最亮团星系前身。
2025-08-08 astro-ph.GA
Looking into the faintEst WIth MUSE (LEWIS): Exploring the nature of ultra-diffuse galaxies in the Hydra I cluster III. Untangling UDG 32 from the stripped filaments of NGC 3314A with multi-wavelength data
本文利用MUSE积分场光谱和多波段测光研究长蛇座I星系团中超弥散星系UDG 32，确认其与NGC 3314A同属东南子群运动学结构，揭示其富金属、中等年龄的恒星族性质，表明其可能由星系团中预先富集的剥离物质形成，但无法直接关联到NGC 3314A的冲压剥离物质。
2025-01-27 astro-ph.GA
The Evolution of NGC 7465 as Revealed by its Molecular Gas Properties
我们提出了ALMA观测CO同位素和高密度分子示踪剂（HCN，HCO+，CN等）。在NGC 7465中，一个异常富含气体的早期星系，最近获得了冷气体。在内部300 pc，分子气体运动学相对于所有其他星系成分是不对齐的;当气体向内工作时，它被扭转到围绕恒星运动学解耦核心（KDC）的极地轨道上，这表明恒星KDC与当前的气体吸积事件无关。该星系的核心也显示出异常高的12 CO/13 CO线比率，但13 CO/C18 O比率是典型的。我们的计算表明，这一结果并不一定表明一个不寻常的[12 CO/13 CO]丰度比，而是12 CO（1-0）是光学薄，由于高温和/或大线宽与内部去耦，错位分子结构。高密度示踪剂的线比表明，NGC 7465中分子气体的密度相比邻近星系的典型密度低，可能是由于最近的气体吸积。所有观察到的NGC 7465的分子性质都与它从螺旋星系获得分子（和原子）气体相一致。对其他早期型星系中的CO同位素的进一步详细研究，对于研究那些可能从矮星获得气体的星系的历史是有价值的。最后，这些ALMA数据还显示了一个未知的线源，可能是一个背景星系，类似于在z=1-3的盲CO调查中发现的星系。
2021-01-27 astro-ph.GA
An ASKAP survey for HI absorption towards dust-obscured quasars
类星体被吸积的气体和尘埃遮蔽，或者被尘埃干扰的星系遮蔽，会导致活动星系核（AGN）在光学选择的巡天中被遗漏。无线电观测可以克服这种尘埃偏见。特别是，无线电调查寻找HI吸收通知我们如何AGN可以影响到冷的中性气体介质内的主星系，或通过观察到的视线气体运动学的干预星系的人口。本文介绍了利用澳大利亚SKA探路者（ASKAP）试运行阵列在$0.4 < z < 1$对34个遮蔽类星体进行HI吸收线测量的结果。我们检测到三个HI吸收线，其中一个系统以前未知。通过对两个源的光学跟踪，我们发现在所有的探测中HI气体都与活动星系核有关，因此这些活动星系核被其宿主星系内的物质所遮蔽。我们的大多数样本都是紧凑的，此外，要么是千兆赫兹峰值频谱（GPS），或陡峭的频谱（CSS）源，都被认为是年轻的或最近重新触发的无线电活动星系核。我们的样本的无线电频谱能量分布分类同意星系演化模型中，模糊AGN最近才变得活跃。我们相关联的HI检测率的GPS和紧凑的SS源相匹配的其他调查对这些来源。我们还发现了浅的和不对称的HI吸收特征，这与以前的研究结果一致，即致密射电星系中的冷中性介质通常受到活动星系核的运动学扰动。
2019-09-02 astro-ph.GA
The MUSE view of ram pressure stripped galaxies in clusters: the GASP sample
本文基于GASP巡天的VLT/MUSE观测，系统分析了76个星系团星系样本，确认了冲压剥离的普遍性并建立了剥离程度分类体系，揭示了冲压剥离与星系质量及星系团性质的关系，同时讨论了样本选择方法的局限性。
2025-05-27 astro-ph.GA
The IBISCO survey: I. Multiphase discs and winds in the Seyfert galaxy Markarian 509
我们提出了分析的ALMA CO（2-1）发射线和潜在的1.2毫米连续的Mrk 509与空间分辨率为270 pc。这个Seyfert 1.5星系在光学上被归类为一个球状体，已知拥有一个电离盘，一个星暴环，以及在核和星系尺度上的电离气体风。由CO（2-1）我们估计了位于5.2 kpc大小的圆盘内的分子气体质量$M_{H_2}=1.7\times 10^9\, \rm M_{\odot}$，$M_{dyn}$ =（2.0 $\pm$ 1.1）$\times$ $10^{10}\, \rm M_{\odot}$，倾斜于$44\pm10$ °。圆盘内的分子气体分数为$μ_{gas}=5\%$。在r=700 pc内的核区域中的气体运动学表明存在翘曲的核盘。无论是存在的一个分子盘与正在进行的恒星形成的星暴环，和一个小合并的签名，是在协议的情况下，星系合并产生气体不稳定，饲料恒星形成和活动星系核活动。空间分辨的Toomre Q-参数的分子盘是在$Q_{gas}=0.5-10$的范围内，并表明，光盘是边缘不稳定的整个星爆环，稳定的核和在一个不平衡的环状结构位于星爆环内。我们发现复杂的分子气体运动学和显着的运动学扰动在两个位置，一个在300秒差距内的核心，和一个1.4千秒差距的高$Q_{gas}$，我们解释为分子风的区域。总分子流出速率在6.4-17.0 $\rm M_\odot/yr$的范围内。分子…
2021-07-14 astro-ph.GA
Molecular Gas Kinematics and Star Formation Properties of the Strongly-Lensed Quasar Host Galaxy RXS J1131-1231
本文报道了利用Plateau de Bure干涉仪（PdBI）和毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）观测到的Z = 0.654的四倍透镜类星体RXS J1131-1231的CO（J=2-1）和CO（J=3-2）谱线发射。我们的透镜模型表明，双角CO（J = 2-1）线轮廓的不对称性主要是差分透镜的结果，其中放大因子在不同的运动学分量之间从~3变化到~9。本征对称的线轮廓和平滑的源平面速度梯度表明，宿主星系是一个扩展的旋转盘，其CO大小为R_CO~6 kpc，动力学质量为M_dyn~8x10^10 Msun。我们还发现了一个次级CO发射源附近的RXS J1131-1231，其位置是一致的，在以前的研究中报道的光学暗淡的同伴。RXS J1131-1231和伴星的透镜校正分子气体质量分别为M_gas =（1.4+/-0.3 x10 ^10 Msun）和（2.0+/-0.1 x10 ^9 Msun）。我们发现经透镜校正的恒星质量为M * =（3+/-1 x10 ^10 Msun），恒星形成速率为SFR_FIR =（120+/-63）Msun yr^-1，对应于一个特定的SFR和恒星形成效率，与没有类星体的z~1盘状星系相当。气体质量分数约为18+/-4%，这与之前观测到的自z~2以来的宇宙衰退相一致。因此，我们在RXS J1131-1231中没有发现恒星形成淬灭的证据。这与我们发现的MB…
2017-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the morphology and CO gas kinematics of Sh2-112 region
本文结合 CO 同位素 3-2 跃迁、CGPS HI 与 MSX 数据，揭示 Sh2-112 分子云的纤维、空腔结构及受压缩边界，并证明超音速非热运动占主导。
2023-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
MALT90 molecular content on high-mass IR-dark clumps
大质量恒星在大质量核心内成群或成团形成，这些大质量核心是致密的分子团，大小为1 pc，质量为200 Msun，是研究大质量恒星形成的重要实验室，以研究初始条件。我们研究高质量团块的物理和化学性质，以便更好地了解早期演化阶段，并找到显示恒星形成迹象的目标。我们从ATLASGAL调查中选择了在8/24 $μ$ m波长下被鉴定为暗的高质量团块，并使用MALT 90数据，该数据提供了一个分子线集，以研究早期进化阶段的物理和化学条件。11个源具有显著的SiO检测（超过3 $σ$），这通常指示流出活动。在HCO $^+$和/或HNC系中发现了13个具有蓝色轮廓的源，估计团块质量下降率在0.2E+3 Msunyr $^{-1}$ $-$ 1.8E-2 Msunyr $^{-1}$的范围内。所有源的激发温度均小于24 K。HPDMATHABMR CO $^{+}$和$^{13}$ C的光学细线的柱密度分别在0.4-8.8（E+12）cm $^{-2}$和0.9-11.9（E+12）cm $^{-2}$的范围内，而HCO $^{+}$和HNC线的柱密度在0.1-7.5（E+14）cm $^{-2}$的范围内。N-$_{2}$-H-$^{+}$的柱密度范围为4.4-275.7（E+12）cm $^{-2}$，与冷密集区的预期一致。N $_{2}$ H $^{+}$的大线宽可能指示湍流，HCO $^{+…
2018-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Molecular Line Investigation of the Interaction between Mid-infrared Bubbles and the Interstellar Medium
我们使用绿岸望远镜来探测中红外（MIR）气泡N62，N65，N90和N117的分子线。气泡选自Watson等人（2016），他们检测到朝向气泡的非高斯CS（1-0）发射线。其中两个气泡邻近红外暗云（IRDC），我们研究了这些来源的证据之间的相互作用的气泡边缘和IRDC。另外两个气泡包含气泡边缘内部的YSO;在这些源中，我们观察到YSO附近的气体。我们检测到CS（1-0）发射对所有的来源，并在几个点的CS发射显示非高斯线的形状。HC $_3$ N（5-4）、C $^{34}$ S（1-0）、CH $_3$ OH（1-0）和SiO（v=0）（1-0）也在一些点中检测到。我们计算检测到的分子的柱密度和丰度。我们比较的速度，光学厚的CS发射速度与其他的，光学细线寻找证据的下落。我们发现，即使在点与非高斯CS发射，我们的检测不支持一个下落模型。我们解释了N62，N65和N117中气体的运动学，这可能是沿着视线以略微偏移的速度移动的多个云的证据。我们没有发现N62或N90中气泡边缘与IRDC相互作用的证据。气泡内部的气体似乎比IRDC中的气体更混乱。N65显示出比其他源明显更强的发射线，以及最复杂的非高斯线形状。
2018-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detections of H13CO+ and HC15N in the disk around HD 97048: Evidence for a cold gas reservoir in the outer disk
对原行星盘中不同分子线的观测提供了有关气体运动学的有价值的信息，以及对气体径向密度和温度结构的约束。用ALMA首次在HD 97048原行星盘中探测到H_（13）CO ~+（J=4-3）和HC_（15）N（J=4-3）。我们比较这些新的检测到的环形连续毫米尘埃排放和空间分辨CO（J=3-2）和HCO+（J=4-3）的排放。H13 CO+和HC 15 N辐射的径向分布显示出环状子结构的迹象，而光学厚示踪剂CO和HCO+则没有。我们计算的HCO+/H13 CO+强度比在整个磁盘，并发现它是径向恒定的（在我们的不确定性）。我们使用的物理化学参数的磁盘结构的HD 97048磁盘与分析处方的HCO+丰度分布生成合成观测的HCO+和H13 CO+磁盘发射假设LTE。最佳的目测拟合模型需要HCO+/H13 CO+丰度比的径向变化和H13 CO+相对于HCO+的总体增强。这突出了需要考虑同位素选择性化学，特别是低温碳同位素交换反应。这也表明在外盘中存在着冷分子气体（T <10 K，R > 200 au）。需要化学模型来证实同位素选择性化学本身可以解释这里的观察结果。有了这些数据，我们不能排除在HD 97048磁盘已知的尘埃子结构是负责观察到的分子线发射的趋势，和更高的空间分辨率的观测需要充分探索的潜力，光学薄示踪剂探测行星雕刻的尘埃间隙。我们还报告在HD 100546原行星盘中未检测到H13 CO+…
2019-07-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
