BOND: Bayesian Oxygen and Nitrogen abundance Determinations in giant H II regions using strong and semi-strong lines
我们提出了BOND，贝叶斯代码，同时获得氧和氮的丰度在巨大的H II区域。它比较了观察到的发射线的光电离模型的网格，而不假设O/H和N/O之间的任何关系。我们的网格涵盖了O/H，N/O和电离参数U的广泛范围，并涵盖了不同的星暴年龄和星云的几何形状。不同的星爆年龄占电离辐射场硬度的变化，这是由于老化的H II区域或随机抽样的初始质量函数。所有以前的方法都假定电离场和金属丰度之间存在严格的关系。另一个新颖之处是从半强发射线中提取星云物理学的信息。虽然单独的强线比（[O III]/Hbeta，[O II]/Hbeta和[N II]/Hbeta）导致多个O/H解决方案，同时使用[Ar III]/[Ne III]允许决定H II区域是否具有高或低金属丰度。加入He I/H β可降低辐射场的硬度。我们将我们的方法应用到H II区域和蓝色致密矮星系，并发现由此产生的N/O与O/H的关系是从基于温度的方法获得的一个分散。与以前的强线方法在光电离模型上的校准一样，BOND O/H值通常高于基于温度的值，这可能表明真实星云中存在温度波动或Kappa分布，或者模型中的电离辐射场太软。
2016-05-03 astro-ph.GA
The State of the Molecular Gas in Post-Starburst Galaxies
星系中的分子气体既追踪恒星形成的燃料，也追踪可以增强或抑制恒星形成的过程。因此，对分子气体状态的观测可以指出星系何时以及为什么停止形成恒星。在这项研究中，我们提出了ALMA观测星系中的分子气体通过后星爆阶段的演变。这些星系目前的恒星形成率很低，无论使用SFR示踪剂，最近的恒星爆发在过去的6亿年内结束。本文介绍了三个星暴后星系的CO（3-2）观测结果，以及六个（四个新的）星暴后星系的致密气体HCN/HCO+/HNC（1-0）观测结果。星暴后的CO谱线能量分布（SLED）跟踪到CO（3-2）的低激发，比星暴星系更类似于早期类型。低激发表明，较低的密度，而不是高温可能会抑制恒星形成在后星爆阶段。一个星系显示出由CO（3-2）追踪的蓝移外流。MaNGA观测表明，电离气体的速度相对于恒星速度场是扰动的，与分子气体流出对齐的蓝移分量，暗示了多相流出。低比率的HCO+/CO，表明低分数的致密分子气体相对于总的分子气体，被认为是整个后星爆阶段，除了这里考虑的最年轻的后星爆星系。这些观察结果表明，任何反馈或淬灭过程的影响可能仅限于低激发和弱流出的冷分子气体在后星爆阶段。
2022-12-12 astro-ph.GA
Post-Starburst Galaxies in SDSS-IV MaNGA
星暴后的星系，通过其异常强的巴耳末吸收线和弱于平均水平的发射线来识别，传统上是根据它们的中心恒星星族来选择的。在这里，我们确定了360个星系的后星暴区的MaNGA积分场调查，并将这些星系分为三种类型：31个星系的中心后星暴区（CPSB），37个星系的偏心环状后星暴区（RPSB）和292个星系的不规则后星暴区（IPSB）。重点研究了CPSB和RPSB样品，并比较了它们在D $_n$ 4000、H $δ_{\rm A}$和W（H $α$）与对照样本相比，我们发现，虽然CPSB在其整个凸起和盘上抑制了恒星形成，并且有明显的证据表明中心区域的恒星形成迅速下降，RPSB只显示了最近在其外部区域快速抑制恒星形成和正在进行的中央恒星爆发的明确证据。质量加权年龄和恒星$v/σ$的径向分布表明，CPSB和RPSB不是简单的同一事件的不同演化阶段，而是CPSB星系是由一个重大的破坏性事件，而RPSB星系是由破坏气体燃料的外部区域。与对照样品相比，CPSB和RPSB星系都显示出更高比例的相互作用/合并，未对准的气体或酒吧，这可能是气体流入和随后的淬火的原因。
2019-09-04 astro-ph.GA
Spatially resolved carbon and oxygen isotopic ratios in NGC 253 using optically thin tracers
为了跟踪在一个典型的星爆环境中的化学演化，我们空间上解决了在附近的星爆星系NGC 253的中央分子区（全尺寸~ $\sim 600$ pc）的碳和氧同位素比。我们成像的光学薄同位素$^{13}$ CO，C $^{18}$ O，C $^{17}$ O，$^{13}$ C $^{18}$ O的发射在空间分辨率$\sim50$ pc，可比的典型大小的巨型分子协会。光学深度的影响和污染的$^{13}$ C $^{18}$ O的C $_4$ H进行了讨论和占推导列密度。这是首次在河外探测到双同位素$^{13}$ C $^{18}$ O。导出的同位素比值$^{12}$ C/ $^{13}$ C $\sim21\pm6$、$^{16}$ O/ $^{18}$ O $\sim130\pm40$和$^{18}$ O/ $^{17}$ O $\sim4.5\pm0.8$与星系核中通常采用的值不同。NGC 253中央区域的分子云显示出与银河系中央分子带相似的稀有同位素富集。这种富集作用归因于恒星核合成。测量的同位素比率表明，与我们的银河系中心相比，$^{18}$ O的含量有所增加，我们将其归因于大质量恒星额外注入的$^{18}$ O。我们的观察结果表明，不同的气体成分与不同程度的处理混合的证据。我们观察到一个额外的分子组成的高度处理的气体上已经提出的较少处理的气体被输送到NGC 253的中心区域。这样的…
2019-03-08 astro-ph.GA
Carbon Abundances in Starburst Galaxies of the Local Universe
碳是宇宙中第四丰富的元素，它的宇宙起源并不为人所知，也是一个激烈争论的问题。我们研究了C/O转化为O/H的行为，以约束碳的产生机制。我们在太空望远镜成像光谱仪（STIS）长缝光谱上测量了本地宇宙中18个星暴星系在1600至10000 Å光谱范围内的发射线强度。我们通过传统的星云分析确定化学丰度，并使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来确定我们的碳和氧丰度在参数空间中的位置。我们的结论是，我们的C和O丰度测量是合理的。我们在[C/O] vs. [O/H]图中分析了我们的样本相对于其他天体的行为，如DLAs，中性ISM测量，以及盘和晕星，发现每种类型的天体似乎都位于图的特定区域。我们的样本显示了一个陡峭的C/O与O/H的斜率相对于其他样本，这表明，大质量恒星的贡献更多的生产C比N在较高的金属丰度，只有在物体的大质量恒星是众多的;否则，中等质量的恒星占主导地位的C和N的生产。
2017-09-22 astro-ph.GA
Multi-phase outflows in post starburst E+A galaxies -- II. A direct connection between the neutral and ionized outflow phases
星暴后的E+A星系是一个曾经发生过强烈的星暴但突然熄灭的系统。模拟表明，这些系统提供了主要合并ULIRGs和红色和死亡椭圆星系之间的缺失环节，AGN反馈负责驱逐或破坏分子气体。然而，许多细节仍然没有得到解决，对活动星系核驱动的风在这个短暂的阶段知之甚少。我们使用SDSS J124754.95-033738.6的MUSE/VLT提供了空间分辨IFU光谱，这是一个星暴后E+A星系，最近的一次星暴始于7000万年前，结束于3000万年前，峰值SFR为$\sim 150\,\mathrm{M_{\odot}/yr}$。我们在整个视野中检测到扰动气体，这表明是由一次轻微的合并引发的。我们检测到快速移动的多相气体云，嵌入在一个双锥面流出，这是由电离的发射线和中性NaID \emph{emission}和吸收线跟踪。我们发现显着的相似性之间的运动学，空间范围，和线光度的电离和中性气体相，并提出了一个模型，在该模型中，他们是相同的外流云，这是暴露于恒星和活动星系核辐射的一部分。我们的光电离模型提供了一致的电离线比，NaID吸收光学深度和电子战，和尘埃红化。使用该模型，我们估计，第一次，中性电离气体的质量比（约20），钠中性分数，和流出的云的大小。这是迄今为止在活动星系核中性相和电离相之间观测到的最好的直接联系。
2020-04-19 astro-ph.GA
Spiral galaxies with unusual azimuthal asymmetry in oxygen abundance
本研究基于MaNGA巡天发现五个旋涡星系存在氧丰度方位角不对称性，并利用丰度分布与N/O-O/H图分析，提出低金属气体吸积及星暴或星系风机制解释其成因。
2025-06-23 astro-ph.GA
The Impact of Starbursts on Element Abundance Ratios
我们研究了恒星形成过程中爆发对单区化学演化模型预测的影响，分别采用氧（O）、铁（Fe）和锶（Sr）作为代表元素$α$、铁峰和s过程元素。为此，我们开发了用于化学进化的多功能集成器（VICE），这是一个Python包。由气体吸积率的暂时提高所驱动的星爆在[O/Fe]-[Fe/H]演化轨道中产生环，并且在恒星[O/Fe]分布中的中间值处产生峰值。由恒星形成效率的暂时提升所驱动的爆发也有类似的效果，它们也会在爆发后的恒星形成阶段产生一群$α$缺陷恒星。如果外流率与时间平均恒星形成率（SFR）而不是瞬时SFR相联系，那么这种$α$缺陷的星族会更加突出。锶生产的理论模型预测超新星和渐近巨星分支（AGB）恒星产量的金属丰度依赖性很强，但与数据的比较表明，一个额外的来源，几乎是金属丰度独立。[Sr/Fe]和[Sr/O]的演变过程中的恒星暴是复杂的，因为产量金属丰度的依赖性和多个时间尺度在发挥作用。SFR的中等振幅（10- 20%）的正弦振荡在[O/Fe]-[Fe/H]径迹中产生环，在[O/Fe]分布中产生多个峰，这可能是观测序列中的内禀散射的一个来源。我们调查的模型，有一个因素的2增强SFR在t = 12 Gyr，建议最近的一些银河系观测。恒星形成增强的晚期事件可以帮助解释具有中等$α$增强的年轻恒星的存在，以及在太阳附近发现的太阳金属丰度恒星的年龄中位数令人惊讶地年轻，同时也提高了这种恒星爆发…
2019-11-06 astro-ph.GA
The chemistry of planetary nebulae in the outer regions of M31
我们目前的光谱学的九个行星状星云（PNE）在郊区的M31，但一个获得的10.4米GTC望远镜。这些来源扩展了我们以前对M31的氧丰度梯度的研究，使其银河中心半径达到100千秒差距。没有一个目标是真正的成员，一个经典的，金属贫乏的和古老的光环。两个最外层的PNe有太阳氧丰度，以及与M31扩展盘运动学一致的径向速度。其他PNe的氧含量稍低（[O/H] ~ -0.4），在某些情况下与盘运动学有较大的偏差。这些PNe支持了目前的观点，即M31的外部区域是一个复杂的相互作用和合并过程的结果，有证据表明在大约2 Gyr前的恒星爆发中产生了广泛的太阳金属丰度恒星。
2015-04-15 astro-ph.GA
A VLT VIMOS integral field spectroscopic study of perturbed blue compact galaxies: UM 420 and UM 462
我们报告了两个不相关的蓝色致密星系的光学积分场光谱，它们是用分辨率为0.33 x 0.33 arcsec ^2的13 x 13 arcsec ^2 VIMOS积分场单位绘制的。给出了在[O III] 5007、H-α和[N II] 6584光下的连续谱和扣除背景的发射谱线图。这两个星系都显示出正在进行的扰动和/或相互作用的迹象。UM 420首次被解析为由两个星爆式分量组成的合并系统，其中最大的分量具有“臂状”结构。UM 462是一个不规则形态的破裂系统，被分解成至少四个星爆区。图的H-α径向速度和半高宽进行了讨论。由于发射线仅与单一高斯分布拟合良好，因此在两个星系中都没有检测到潜在的宽线区域。电子温度和密度以及氦，氧，氮和硫的丰度计算光谱集成在整个星系和最近的恒星形成的每一个领域。地图的O/H比：这些星系显示的氧丰度是太阳的~ 20%。没有证据表明星系之间存在大量的丰度变化，这将指向显着的氮或氧自我富集（<0.2 dex极限）。与以前的观测结果相反，这种分析并不支持这些BCGs作为沃尔夫-拉叶星系的分类，因为在我们的光谱中没有检测到特征性的宽发射线特征。Baldwin-Phillips-Terlevich发射线比率图是在逐像素的基础上构建的，表明这些系统的光谱主要由恒星光电离激发。
2009-09-25 astro-ph.GA
AGN and starburst coexistence in the short GRB100628A host galaxy
我们模拟了GRB 100628 A主星系复合体短伽马射线暴的谱线比和连续谱能量分布。结果表明，在Nicuesa Guelbenzu等人的研究中，一个活动星系核（AGN）和一个星暴（SB）共存。's 'galaxy C '.活动星系核的光谱可以用一个相对较强的通量来解释。两个观察到的区域（斑点）位于ISM中，AGN光电离锥之外。SB主导模型计算的最强Hb线通量出现在星系C的潮汐尾，而AGN主导模型计算的最强Hb线通量出现在星系C的体块。O/H元素丰度在任何地方都接近太阳，而N/H跨越约10倍。无线电数据有不同的来源，热韧致辐射和再处理的尘埃辐射。Nicuesa Guelbenzu等人测量的红外光度数据。位于X射线望远镜（XRT）误差圆之外的“D星系”，是由3000 K的黑体通量再现的。这个通量可能代表了在整个SED中观测到的红外辐射。研究了其他SGRB宿主中的活动星系核。
2019-08-13 astro-ph.GA
Star-Forming Environments Throughout the M101 Group
我们提出了一个多波长的恒星形成的研究在附近的M101集团，包括新的深H $α$成像的M101和它的两个同伴。我们进行了统计分析的H $α$ FUV流量比在HII区位于三个不同的环境：M101的内盘，M101的外盘，和M101的低质量的同伴星系NGC~5474。我们发现，一旦考虑到大规模的径向趋势灭绝，中位数和分散在F $_{\rm Hα}/$ F $_{\rm FUV}$在HII地区是不变的，在所有这些环境。此外，使用Starburst 99模型，我们能够定性地再现F $_{\rm Hα}/$ F $_{\rm FUV}$的分布在这些不同的环境中使用标准的Kroupa IMF，因此，我们发现没有必要调用截断在IMF的上质量端来解释年轻的恒星形成区域的M101集团，即使在极低的表面密度。这意味着低密度环境中的恒星形成与高密度环境中的恒星形成的区别仅在于强度，而不是云到云的物理学。
2017-11-01 astro-ph.GA
Shocks and complex chemodynamics in the metal-poor starburst galaxy CGCG 007-025 revealed through high-resolution echelle spectroscopy
本文利用Magellan/MIKE高分辨率阶梯光谱对贫金属星暴矮星系CGCG 007-025进行化学动力学分析，通过贝叶斯推断和双区电离模型测定其金属丰度及元素比值，并揭示HeIIλ4686发射的复杂运动学特征，证实存在快速辐射激波。
2025-08-25 astro-ph.GA
Kinematics and Feedback in H II regions in the Dwarf Starburst Galaxy IC 10
我们利用W。M.凯克天文台凯克宇宙网成像仪（KCWI）在高光谱和空间分辨率。我们绘制了IC 10的中央星暴，以采样各个恒星形成区域的运动学和电离特性。使用KCWI的低光谱分辨率模式，我们映射的氧丰度和高光谱分辨率模式，我们确定了46个单独的H II区域。这些H II区域的平均半径为4.0 pc，恒星形成率为$\sim1.3\times10^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，速度色散为16 km s $^{-1}$。没有H II区域出现病毒化（$\rm α_{vir}>>1$），平均而言，它们显示出持续扩张的证据。IC 10的H II区域偏离了恒星形成区域的大小-光度比例关系，以及与大小和速度色散相关的拉森定律。我们研究了向内和向外压力的平衡，$\rm P_{in}$和$\rm P_{out}$，发现$\rm P_{out}>P_{in}$在89%的H II区域，表明反馈驱动的膨胀，即使在这些低质量的H II区域。我们发现热气体压力（$\rm P_{gas}$）提供了向外压力（$\rm P_{out}$）的主要贡献。这抵消了由周围气体中的湍流而不是自重力主导的向内压力。五个H II区域显示出外流的证据，这些外流最有可能得到恒星风（2个区域）或香槟流（3个区域）的支持。这些观测为IC 10中恒星形成区的状态和低质量星系团的负反馈提供了新的见解。
2022-02-08 astro-ph.GA
Chemical abundances and properties of the ionized gas in NGC 1705
我们获得了蓝色致密矮（BCD）星系NGC 1705的[O III]窄带成像和多缝MXU光谱，并使用FORS2@VLT来推导PNe和H II区域的化学丰度，更一般地，来表征电离气体的性质。极光[O III] \lambda 4363线被检测到的11个分析区域，但一个，允许直接估计其电子温度。唯一没有检测到[O III] \lambda 4363线的物体是一个可能的低电离PN，这是我们数据中唯一检测到的。对于所有其他区域，我们推导出氮，氧，氖，硫和氩的丰度，从星系中心到~ 1千秒差距。我们首次在NGC 1705中探测到氧金属度为-0.24 \pm 0.08 dex kpc^{-1}的负径向梯度。元素丰度与文献中报道的其他矮不规则星系和蓝致密矮星系样品的值一致。然而，平均（中心）氧丰度，12 + log（O/H）=7.96 \pm 0.04，比先前基于[O III] \lambda 4363线的NGC 1705文献估计值低约0.26 dex。从经典的发射线诊断图，我们排除了冲击激励的主要贡献。另一方面，辐射线比率的径向行为与辐射随着距离NGC 1705中心的距离增加而逐渐稀释一致。这表明，位于中心$\sim$ 150秒差距内的最强的星暴负责电离至少$\sim$ 1千秒差距的气体。随着离中心距离的增加，辐射的逐渐稀释反映了从主要恒星爆发附近的高度电离的H II区域到弥漫的电离气体的逐渐和连…
2015-08-31 astro-ph.GA
ALMA Observations of Giant Molecular Clouds in the Starburst Dwarf Galaxy Henize 2-10
我们提出了新的${ }^{12}$ CO（J=1-0）的观测Henize 2- 1 - 0，一个蓝色的紧凑矮星系约8.7 Mpc的，采取的阿塔卡马大毫米阵列。这是迄今为止对这个星暴星系中分子气体的最高空间和光谱分辨率的观测。我们在Henize 2-10中测量了$1.2\times10^8 M_\odot$的分子量，并且大部分分子气体包含在尺寸约为310 pc的区域内。我们使用CPROPS算法来识别119个分布在整个星系中的解析巨型分子云，这些云中包含的分子气体占总分子质量的45%至70%。Henize 2-10中的分子云具有与银河系云相似的中值尺寸（~26 pc）、发光质量（~ $ 4\times 10^5$ $M_\odot$）和表面密度（~ $180$ $M_\odot$ pc $^{-2}$）。我们提供的证据表明，Henize 2-10云往往处于维里平衡，维里和发光质量根据$M_{vir}\propto M_{lum}^{1.2\pm0.1}$进行缩放，类似于银河系中的云。然而，我们测量的发光质量和大小之间的比例关系，$M_{vir}\propto R^{3.0\pm0.3}$，这是陡峭的比在银河系云观察。假设Henize 2-10分子云是维里化的，我们推断CO到H $_2$的转换因子的值在太阳邻域标准值的0.5到13倍之间。鉴于恒星形成效率低至5%，Henize 2-10中…
2019-04-04 astro-ph.GA
The resolved chemical composition of the starburst dwarf galaxy CGCG007-025: Direct method versus photoionization model fitting
本文主要研究了CGCG 007 -025的气体化学组成。这个致密的矮星正在经历一个星系范围的恒星形成爆发，其空间行为已被VLT/MUSE观测到。我们提出了一个新的线测量库来处理近7800体素。直接法化学分析仅限于484个体素，$[SIII]$ 6312 $\mathring{\mathrm{A}}$温度诊断线检测良好。复合通量通过人口合成恒星吸收校正。此外，我们讨论了一种新的算法，通过神经网络来拟合光电离模型。分析的8种离子丰度显示出具有$σ\sim0.1\,dex$的空间正态分布，其中只有一半的值可以通过测量的不确定性来解释。氧丰度分布为$12+log(O/H)=7.88\pm0.11$。$T_{e}[SIII]$和$ne[SII]$也呈正态分布。然而，在中心和最亮的区域，$ne[SII]$几乎是平均星系值的三倍。这也反映在消光测量中。电离参数的分布为$log(U) = -2.52^{0.17}_{0.19}$。参数空间行为与$S^{2+}/S^{+}$图一致。最后讨论了直接法与光电离模型拟合法之间的差异。在后一种技术中，我们发现具有不均匀不确定性幅度的混合线会影响结果的准确性。在这些拟合中，我们建议高估最小通量不确定性，比最大线通量不确定性低一个数量级。这提供了与直接方法的更好匹配。
2022-12-20 astro-ph.GA
FEAST: probing the stellar population of the starburst dwarf galaxy NGC4449 with JWST/NIRCam
本文利用 JWST/NIRCam 的 FEAST 项目数据研究星暴矮星系 NGC 4449 的恒星族，揭示不同年龄恒星的空间分布差异、AGB 分支间隙及大质量 AGB 星指状结构，证实其经历复杂且可能由外部驱动的恒星形成。
2025-07-04 astro-ph.GA
Pre-supernova stellar feedback in nearby starburst dwarf galaxies
本研究利用 VLT/MUSE 光谱和 SLUG 分析三个近邻低金属丰度矮星暴星系的 30 个 HII 区，量化超新星前辐射压与光电离反馈，揭示其随区域尺度和金属丰度的变化。
2024-05-09 astro-ph.GA
Optical and near-infrared IFU spectroscopy of the nuclear region of the AGN-starburst galaxy NGC 7582
NGC 7582是一个SB（s）ab星系，它的中心同时有核活动和恒星形成的证据。以前的光学观测发现，除了H II区域，在其中心部分的电离锥和气体盘。哈勃太空望远镜（HST）的光学和红外波段图像显示了活动星系核（AGN）和一些可能与年轻星团有关的紧凑结构。为了详细研究活动星系核和恒星形成的证据，我们分析了光学（双子座多目标光谱仪）和近红外（近红外积分场观测光谱仪）档案数据立方体。我们在[O III] $λ$ 5007运动学图中检测到流出的同一区域检测到5个具有强He II $λ$ 4686发射的星云。我们将这一结果解释为云暴露于整个电离锥中从活动星系核发出的高能光子。我们还检测到沃尔夫$-$ Rayet功能，这是相关的发射的紧凑的集群之一看到的\textit{HST}图像。在细胞核的位置检测到广泛的H $α$和Br $γ$组分。[Fe II] $λ$ 1.644 $μ$ m，H $_2λ$ 2.122 $μ$ m和Br $γ$通量图显示了两个斑点，一个在核的北面，另一个在核的南面，似乎与先前探测到的五个中红外源有关。五个He II星云中的两个被来自恒星爆发的光子部分电离。然而，我们的结论是，这些斑点的主要来源的激励是AGN喷流/盘。喷流的方向表明吸积盘几乎垂直于尘埃环。
2017-11-13 astro-ph.GA
The origin of the [CII]-deficit in a simulated dwarf galaxies starburst
我们提出[CII]的平滑粒子流体动力学（SPH）模拟矮星系合并的综合观测。合并过程使恒星形成率的变化超过三个数量级。形成了几个星团，其反馈通过扩大HII区域和超新星（SN）爆炸分散和解开致密气体。对于星系的属性相似的建模的，我们发现，[CII]发射保持光学薄整个合并过程。我们确定温暖的中性介质（$3<\log T_{\rm gas}<4$与$χ_{\rm HI}>2χ_{\rm H2}$）是[CII]发射（$\sim58\%$贡献）的主要来源，虽然在阶段时，HII地区是年轻和密集的（在团簇形成或SNe的电离泡的形式），他们可以贡献$\gtrsim50\%$的总[CII]发射。我们发现，[CII]/FIR比下降，由于[CII]发射的热饱和所造成的强FUV辐射场发射的大质量星团，导致[CII]赤字介质。我们调查的[CII]-SFR关系，并找到一个近似线性的相关性，同意与观测，特别是那些从矮星系巡天。模拟结果再现了[CII]/FIR随$Σ_{\rm SFR}$和$Σ_{\rm FIR}$的变化趋势，与SFR-FIR光度的Kennicutt关系符合得很好.我们建议，在解决观测的[CII]的局部峰值可能提供证据，正在进行的大规模团簇形成。
2022-05-18 astro-ph.GA
Detection of gas inflow during the onset of a starburst in a low-mass galaxy at z=2.45
本文通过光谱分析在z=2.45的低质量星系中探测到气体内流特征，发现其处于爆发性恒星形成初期，为研究高红移星系形成阶段的完整重子循环提供了重要途径。
2024-11-17 astro-ph.GA
Selecting Post-Starburst Galaxies Based on Star Formation History
University of Maryland（马里兰大学）；University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Universidad Diego Portales（迭戈波特莱斯大学）；Universidad Nacional Autonóma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）
本文通过分析MaNGA、CALIFA和AMUSING++的积分场光谱数据，利用Pipe3D管道提出基于恒星形成历史的新方法，识别后恒星爆发星系及其区域，发现部分星系具有中心集中、环状分布或内向外年龄梯度的特征。
2026-02-10 astro-ph.GA
TiNy Titans: The Role of Dwarf-Dwarf Interactions in the Evolution of Low Mass Galaxies
我们介绍TiNy Titans（TNT），第一个系统研究恒星形成和相互作用矮星系中星际介质的后续处理。在这里，我们提出的第一个结果，从多波长观测计划的基础上选择的SDSS内的一系列环境中的104个矮星系对的样本，并在各个阶段的相互作用。TNT矮星对的质量比M1/M2 <10，投影间距<50 kpc，对成员质量7< log（M */Msun）<9.7。由TNT定义的矮-矮合并序列，第一次确凿地证明了在大质量星系对中观察到的恒星形成增强也延伸到了矮星系。在其他孤立的环境中，当双星对间距小于50 kpc时，恒星的形成相对于未配对的类似物增加了2.3（+/- 0.7）倍。在不考虑环境的情况下，20%的TNT矮星对会发生Ha EQW >100 A的星暴，相比之下，只有6-8%的未配对矮星会发生。星爆可以在整个合并过程中触发（直到大的对分离），而不仅仅是接近合并。尽管它们增强了恒星的形成，但大多数TNT矮星对相对于未配对的矮星具有相似的气体分数。因此，在矮星对周围可能有大量的弥散的非恒星形成气体，或者在恒星暴增阶段气体消耗的时间尺度可能很长。唯一具有低气体分数（fgas <0.4）的TNT矮星对和唯一具有Ha EQW <2 A的矮星在大质量星系宿主附近被发现。因此，矮-矮相互作用是矮星系演化的重要驱动力，但最终环境是导致恒星形成淬灭的原因。这项工作是正在进行的高分辨率HI和光学成像计划的先驱，…
2014-12-15 astro-ph.GA
Galactic chimney sweeping: the effect of 'gradual' stellar feedback mechanisms on the evolution of dwarf galaxies
我们调查的时间分辨的“渐进”恒星反馈过程中高红移矮球状星系的影响。在这里，“渐进”反馈指的是在一段时间内沉积能量的单个恒星反馈事件。我们进行高分辨率的流体动力学模拟的矮球状星系的晕质量为10 $^7$ M $_{\odot}$ - 10 $^8$ M $_{\odot}$，基于z = 6银河系的矮球状星系的祖先。我们还包括一个新的反馈处方个别大质量恒星，其中包括恒星风和HMXB（高质量X射线双星）阶段，在超新星的顶部。我们发现，如果在这里研究的金属丰度，晕浓度参数和星系质量的范围内包括逐步反馈机制，则1 Gyr星爆中未结合的气体质量均匀降低。此外，我们发现，在最小的星系中包括逐渐反馈延迟了大多数气体的释放，并促进了反馈产生的热，加压的“超级气泡”周围致密壳层中“烟囱”的产生。这些“烟囱”从星系内部排出热气，降低了气体晕中心10千秒差距的温度。此外，我们发现辐射冷却对模拟的能量学几乎没有影响，包括一个短的，暴力的星暴相比，那些有一个较长的，不太集中的星暴。最后，我们调查的HMXB反馈和恒星风对我们的结果的相对影响，发现无处不在的恒星风在每个星暴使他们成为一个决定性因素的最终状态的星际介质。
2019-08-30 astro-ph.GA
ALMA resolves turbulent, rotating [CII] emission in a young starburst galaxy at z=4.8
我们提出了空间分辨阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）[CII]观测z=4.7555亚毫米星系，ALESS 73.1。我们的0.5”FWHM图解析了[CII]发射气体，其中心靠近活动星系核（AGN）。气体运动学主要由旋转控制，但具有高湍流，v_rot/sigma_int~3.1，并且整个盘的Toomre Q参数<1。通过将三个独立的薄旋转盘模型拟合到我们的数据，我们推导出总动力学质量为3+-2x10^10 M_sol。这与先前CO（2-1）观测结果所得出的分子气体质量接近，并意味着CO到H_2的转换因子α_CO<2.3M_sol（K km/s/pc^2）^-1。质量收支也将恒星质量限制在<3.1x10^10 M_sol，并且需要f_gas的气体分数>~0.4。尘埃连续辐射的直径<2kpc，而恒星形成速率高达1000 Msol/yr。结合我们的恒星质量约束，这意味着一个极端的比恒星形成率>80 Gyr^{-1}，特别是因为没有明确的迹象表明最近的合并活动。最后，我们的高信噪比[CII]测量修正了观测到的[NII]/[CII]比值，这表明接近太阳金属丰度，除非[CII]通量包含来自HII区域的显著贡献。我们的观察表明，ALESS 73.1是一个新生星系，它正在经历第一次恒星形成的大爆发，嵌入在一个不稳定但富含金属的气体盘中。
2014-04-08 astro-ph.GA
Shock-induced HCNH+ abundance enhancement in the heart of the starburst galaxy NGC 253 unveiled by ALCHEMI
本研究利用ALCHEMI数据揭示了星暴星系NGC 253核心区HCNH+发射源于低密度环境且丰度异常偏高，指出反复冲击导致的气体升温与宇宙射线电离率升高是引发该化学增强的主要机制。
2025-02-28 astro-ph.GA
The turbulent gas structure in the centers of NGC253 and the Milky Way
我们比较了分子气体性质的恒星爆发中心的NGC 253和银河系中心（GC）的尺度为1-100 pc使用dendograms和分辨率，面积和噪音匹配的数据集在CO（1-0）和CO（3-2）。我们发现，在NGC 253和GC中的尺寸-线宽关系具有相似的斜率，但NGC 253具有约2-3倍的更大线宽。$σ^2/R$对柱密度的依赖性表明，在GC中，在10-100 pc的尺度上，在$N>3\times10^{21}$ cm $^{-2}$上的气体运动学与引力束缚结构相容。在NGC 253中，仅柱密度$N>3\times10^{22}$ cm $^{-2}$是这种情况。NGC 253中增加的线宽源自较低的柱密度气体。这种高速分散的气体，而不是引力自约束的气体，很可能是由高平均密度和星暴反馈相结合而产生的瞬态结构。高密度使气体分子在星爆的整个体积中转动，通过反馈注入的能量和动量在给定的空间尺度上显着增加了GC中观察到的速度色散。
2020-08-06 astro-ph.GA
The Molecular Clouds Fueling a 1/5 Solar Metallicity Starburst
使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列，我们已经取得了第一个高空间和光谱分辨率的观测分子气体和尘埃的原型蓝色致密矮星系II Zw 40。CO（2-1）和CO（3-2）的辐射呈团块状分布于整个中心恒星形成区。八个分子云中只有一个与恒星形成有关。连续光谱能量分布主要由自由-自由和同步辐射控制：在870 $μm$，只有50%的辐射来自尘埃。我们推导出一个CO到H $_2$转换因子的几种方法，包括一个新的方法，使用简单的photosdissocation模型和解决CO线强度测量得出的关系，唯一预测$α_{CO}$为一个给定的金属丰度。我们发现CO到H的$_2$转换因子是银河系的4到35倍（18.1到150.5 M $_\odot$ /（K km/s pc $^2$））。分子气体的恒星形成效率至少比正常旋涡星系高10倍，这可能是由于II Zw 40的爆发主导的恒星形成历史，而不是固有的更高效率。II Zw 40内的分子云类似于其他强相互作用系统中的分子云，如超新星：总体而言，它们具有高的尺寸线宽系数和分子气体表面密度。这些性质似乎是由于高分子气体的表面密度产生在这个合并系统，而不是增加外部压力。总的来说，这些结果描绘了一幅II Zw 40作为一个复杂的，快速发展的系统，其分子气体性质是由大规模的气体冲击从其正在进行的合并占主导地位。
2016-09-02 astro-ph.GA
The Optical Structure of the Starburst Galaxy M82. II. Nebular Properties of the Disk and Inner-Wind
本文介绍了Gemini-North GMOS-IFU和WIYN DensePak IFU对M82星暴和内风区的光学光谱观测结果，重点是T~10^4 K电离星际介质的状态。我们的电子密度图显示了几个1000 cm-3的峰值，局部小的空间尺度变化，以及在短轴方向上的下降。我们讨论了这些结果的影响方面的条件/位置，可能有利于个别集群风逃逸。我们的研究结果表明，星暴环境是高度碎片化的，从小的/致密的团块，低填充因子（<1 pc，n_e>10^4 cm-3）到较大的填充因子，较低密度的气体。在整个星暴过程中，~10^4 K气体的电离态几乎保持不变，这可以解释为云的尺寸很小，这使得气体条件能够对任何变化做出快速反应。我们已经更详细地研究了在论文I中发现的与气云上湍流混合层的辐射有关的宽谱线分量（FWHM 150-350 km/s）和在内风中识别的离散外流通道。通道表现为长度>120 pc和宽度35-50 pc的连贯的膨胀圆柱形结构，并且壁保持约60 km/s的近似恒定（但亚音速）膨胀速度。我们使用的通道，以进一步研究之间的关系，狭窄和广泛的组成部分发射气体内风。在星爆能量注入区，我们发现，湍流运动（跟踪广泛的组成部分）似乎发挥越来越大的作用与高度。
2009-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mergers all the way down: stellar collisions and kinematics of a dense hierarchically forming massive star cluster in a dwarf starburst
通过矮星系并合星暴的逐恒星模拟，发现层级并合形成致密大质量星团，其表面密度接近高红移观测值，并产生碰撞增长的超大质量恒星及星团内多代恒星的运动学差异。
2025-10-09 astro-ph.GA
Small Region, Big Impact: Highly Anisotropic Lyman-continuum Escape from a Compact Starburst Region with Extreme Physical Properties
本研究通过强引力透镜分析Sunburst Arc中小于100 pc的极端星暴区，揭示LyC经由恒星反馈形成的“铅笔束”通道高度各向异性逃逸，并解释视线效应造成的观测离散。
2023-08-16 astro-ph.GA
On the Average Ultraviolet Emission Line Spectra of High-Redshift Galaxies: Hot and Cold, Carbon-poor, Nitrogen-modest, and Oozing Ionizing Photons
该研究叠加 JWST/NIRSpec 对约千个 z=4–10 星系的光谱，揭示其紫外发射线、温度与丰度特征，并发现最强星暴具有高效电离光子产生和明显连续谱逃逸迹象。
2025-02-18 astro-ph.GA
Understanding star formation and feedback in small galaxies. The case of the blue compact dwarf Mrk 900
低光度、活跃的恒星形成蓝色致密星系（BCGs）是研究星系尺度恒星形成过程和探测大质量恒星与周围星际（或星系际）介质之间相互作用的绝佳实验室。我们调查的形态，结构和恒星的内容蓝色紧凑星系Mrk 900，结合光学积分场观测VIMOS在VLT和深宽波段测光采取的2.5米NOT望远镜。从积分场数据，我们建立了连续，发射和诊断线比地图，并产生速度和速度色散图。我们还生成了主要HII区域和核区域的综合光谱，以确定可靠的物理参数和氧丰度。宽带数据，跟踪星系半径4千秒差距，使我们能够调查的低表面亮度的恒星主机的属性。我们在Mrk 900中解开了两个不同的恒星组成部分：一个年轻的种群，它分解成年龄约为5.5-6.6百万年的单个星团，沿着星系短轴延伸约1千秒差距，被放置在一个相当红色和规则形状的底层恒星宿主的顶部，几个Gyr。我们发现了大量尘埃和不均匀消光模式的证据，尘埃带穿过中央星爆。Mrk 900显示了整体旋转，尽管在中心的星爆区发生了扭曲;弥散速度图是高度不均匀的，在SF区的外围，弥散速度值增加到60 km $^{-1}$，在那里我们也发现了存在激波的迹象。我们的观测结果表明，与低质量物体或下落气体的相互作用或合并是目前星暴事件的合理触发机制。
2020-01-08 astro-ph.GA
CO-Dark Star Formation and Black Hole Activity in 3C 368 at z = 1.131: Coeval Growth of Stellar and Supermassive Black Hole Masses
我们提出了四个远红外精细结构氧线的检测，以及CO（2-1）和[N II] 205 μ m线的强上限，在3C 368，一个研究充分的射电响亮星系在z = 1.131。这些新的氧谱线与之前观察到的氖和碳精细结构谱线结合在一起，表明存在一个强大的活动星系核（AGN），并伴随着剧烈而广泛的恒星形成。O 8星占主导地位的星暴，年龄约为650万年，提供了一个很好的拟合的精细结构线数据。这个估计的恒星暴年龄使它几乎与活动星系核活动的最新一幕同时发生，这表明超大质量黑洞的生长与该来源中的恒星星族之间存在联系。我们没有探测到CO（2-1）线，其水平比恒星形成星系的预期值低12倍。如果形成恒星的分子气体金属丰度低、高度分馏（CO在大部分星云中被光解）或化学性质非常年轻（CO还没有来得及形成），那么CO谱线发射的缺乏与最近的恒星形成活动是一致的。也有可能，虽然我们认为不太可能，从活动星系核加热的区域发射的精细结构线的合奏。
2017-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving Star Formation on Sub-Kiloparsec Scales in the High-Redshift Galaxy SDP.11 Using Gravitational Lensing
我们利用新的Herschel和ALMA观测的碳、氧和氮的远红外精细结构线，研究了强透镜恒星形成星系H-ATLAS J091043.1 - 000321（SDP.11）中的星际介质、恒星形成和当前恒星星族的性质。我们报告检测的[O III] 52微米，[N III] 57微米，和[O I] 63微米线从赫歇尔/PACS，并提出高分辨率成像的[C II] 158微米线，和基础的连续，使用ALMA。我们将[C II]线发射分解为两个空间偏移的爱因斯坦环，在ALMA/Band-9观测中以0.2 "分辨率追踪线的红色和蓝色速度分量。在[C II]/FIR比值图中看到的值，在尘埃连续体的峰值处低至~0.02%，与当地ULIRGs的值相似，表明该源存在强烈的星暴。这与远红外线的高固有亮度（~3 × 10^12 Lo）、~1600万年的气体耗尽时间尺度以及从上一次星暴事件以来<800万年的时间尺度相一致，这是根据紫外线辐射场的硬度估计的。通过将引力透镜模型应用于UV平面中的粒子，我们发现透镜放大因子在整个SDP中变化了两个因子。11，影响所观察到的线轮廓。在修正了差分透镜效应后，恢复了对称的线轮廓，这表明这里出现的星暴可能不是像局部ULIRG那样是一次大合并的结果，而是由分布在3 - 5 kpc旋转盘上的恒星形成活动提供动力。
2018-10-12 astro-ph.GA
The merger Seyfert galaxy Arp 220. Line and continuum absorption and emission
本文分析了合并星系Arp 220的线光谱和连续光谱，目的是研究电离源和加热源。我们指的是无线电，光学，红外线和X射线光谱。结果表明，与其他并合星系一致，这些光线是由AGN光电离的气体发射的，并在扩展的NLR中被激波加热。红外线更好的解释是来自星暴附近气体的辐射。星暴在红外辐射中占主导地位。[OI]远红外线中的[CI]线形成于扩展云的内部区域，因此被吸收，而[CII]线则从外流云的外部边缘发射。O/H相对丰度在整个星暴区约为太阳的1/2，N/H比太阳高1.5倍，而在活动星系核扩展的NLR中O/H比为太阳的1/2。一个相对较高的尘埃-气体比是通过模拟尘埃再处理辐射峰值一致的韧致辐射从云层中发出。观测到的射电辐射是热韧致辐射，而费米机制在激波前沿产生的同步辐射被吸收。
2012-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing star formation and feedback in dwarf galaxies. Integral field view of the blue compact galaxy Tololo 1937-423
蓝色致密星系（BCG）是富含气体、低质量的小型系统，以异常高的速度形成恒星。这使得它们成为研究星系尺度恒星形成过程（SF）和大质量恒星反馈对星际（和星系间）介质影响的优秀实验室。我们分析了BCG Tololo 1937-423使用光学积分场光谱与VIMOS在甚大望远镜探测其形态，恒星内容，星云激发和电离特性，以及其温暖的电离气体的运动学。我们发现Tololo 1937-423目前正在经历一个扩展的星暴，有九个主要的$Hα$团块。该星系呈现出一个单一的连续峰，与发射线中的任何结都不是同空间的，这表明至少有两个相对较近的SF事件。不均匀的尘埃分布在连续谱峰的位置上达到最大值。我们在星系外部区域和SF结的边缘发现了激波区域。在所有的SF区域中，氧的丰度是相似的，这表明在几kpc的空间尺度上，化学上均匀的电离星际介质。电离气体的运动学显示出围绕西北-东南轴的整体规则旋转。星系的形态和两个不同的SF情节表明触发（由超新星冲击波引起）SF在Tololo 1937-423中发挥作用。不同SF事件的推断年龄（中央星暴后约1300 - 8000万年，正在进行的SF约500 - 700万年）与触发SF一致，最近的SF事件是由中央星暴后的恒星风和超新星爆炸的集体效应引起的。速度色散模式，在SF区域的边缘和星系中的冲击区域发现了较高的速度色散，也有利于这种情况。
2017-08-30 astro-ph.GA
A Far-Infrared Spectral Sequence of Galaxies: Trends and Models
我们提出了一个框架的远红外光谱的星系，我们已经扩大了模型参数与以前的工作相比，通过改变电离参数$U$，柱密度$N$（H），和气体密度在云面$n$（H $^{+}$）的中央星暴或活动星系核的解释。我们将这些模型与$Cloudy$光谱合成代码进行比较，以确定线与总远红外光度比、远红外精细结构线比、IRAS颜色以及OH和H $_{2}$ O柱密度，在孔中发现趋势-研究了来自IRAS明亮星系样本的10个邻近星系的样本，红外光度大于10 $^{10}$ L $_{\odot}$，IRAS 60微米通量等于或大于附近的ULIRG Arp 220的反射率。我们发现，从正常的恒星爆发型发射线光谱延伸到ULIRG型吸收占主导地位的光谱，并从激发能级吸收显着的光谱序列，可以最好地解释同时增加氢柱密度，从低至10 $^{21}$ cm $^{-2}$高达10 $^{24.8}$ cm $^{-2}$或更大，和电离参数，从低至10 $^{-4}$到高达1。星暴模型最好地再现了大部分序列，而活动星系核模型则能更好地模拟Arp 220中高密度的OH和H $_{2}$ O柱。我们的研究结果表明，分子ISM在ULIRG样，吸收为主的系统位于靠近，至少部分模糊了电源在整个大部分的远红外，这必须考虑到，以正确解释诊断的电源和反馈。
2014-09-08 astro-ph.GA
Cold molecular gas distribution and kinematics in the low-metallicity dusty starburst of Mrk 996 resolved with ALMA
Universidad de Talca（塔尔卡大学）；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；University of Michigan（密歇根大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
利用ALMA观测Mrk 996的CO(1-0)和CO(2-1)线，研究其冷分子气体的空间分布和动力学特征，发现分子气体云分布与核超星团和高电离区域偏移，CO线窄而超音速，表明动态扰动而非快速喷流，分子气体质量约10^7倍太阳质量。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying the spatially resolved Schmidt-Kennicutt law in interacting galaxies: the case of Arp 158
最近的研究表明，合并中的恒星形成似乎并不遵循与螺旋盘中相同的施密特-肯尼库特（KS）关系，对于给定的气柱密度，恒星形成率（SFR）更高。在本文中，我们将研究为什么以及如何产生不同的恒星形成模型。要做到这一点，我们研究的过程中，恒星形成的相互作用系统Arp 158和潮汐碎片。我们进行了分析的特定区域的利益Arp 158使用跟踪原子和分子气体，恒星形成，恒星星族以及光学光谱的观察，以确定其确切的性质。我们还适合他们的光谱能量分布与进化合成代码。最后，我们比较了这些天体中的恒星形成与螺旋星系盘中的恒星形成以及星系合并。在整个系统中发现了丰富的分子气体，潮汐尾似乎有许多年轻的恒星，与它们的老恒星相比。其中一个核心是由一个星暴主导，而另一个是一个活跃的核心。我们估计整个系统的SFR，并发现，大多数地区密切遵循的KS关系中看到的螺旋星系的核星暴和尖端的尾巴之一。我们研究这种多样性是否是由于不确定性的方式确定的SFR或是否在核星爆区域的条件是这样的，它不遵循相同的KS法律作为其他地区。对相互作用系统Arp 158的观测提供了第一个明确的证据，表明合并中不同的恒星形成区域可能遵循不同的KS定律。这表明，在不大于1千秒差距的尺度下，星际介质的物理性质、最大引力不稳定性的大小和湍流的注入尺度决定了这些定律的起源。
2011-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical content of the circumstellar envelope of the oxygen-rich AGB star R Dor: Non-LTE abundance analysis of CO, SiO, and HCN
我们的目标是确定R Dor恒星外流中SiO和HCN的径向丰度分布，R Dor是一颗富氧的AGB星，具有低质量损失率。我们分析了CO，SiO和HCN的分子跃迁测量的APEX望远镜和所有三个仪器上的赫歇尔空间天文台，连同文献数据。测光数据和红外光谱测量的ISO-SWS被用来约束流出的灰尘成分。采用连续辐射传输法和线辐射传输法，建立了气体和粉尘的物理包络模型。我们已经进行了分析的SiO和HCN的分子跃迁，以计算其丰度。我们已经得到了一个信封模型，描述的尘埃和气体的流出，并确定了丰富的SiO和HCN的整个区域的流出探测我们的分子数据。SiO的初始丰度介于$5.5 \times 10^{-5}$和$6.0 \times 10^{-5}$之间。H $_2$。丰度曲线在$60\ \pm 10\ R_*$之前是恒定的，之后它遵循具有$3.5 \pm 0.5 \times 10^{13}$ cm的$e$ -折叠半径的高斯曲线下降。对于HCN，我们发现$5.0 \times 10^{-7}$的初始丰度w.r.t. H $_2$。描述下降的高斯分布从恒星表面开始，其$e$折叠半径$r_e$为$1.85 \pm 0.05 \times 10^{15}$ cm。我们不能明确地确定SiO在$60\ \pm 10\ R_*$中被破坏的机制。发现的初始丰度大于先前确定的（除了先前对SiO的一项研究），这可能是由于…
2017-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
MUSE observations of the blue compact dwarf galaxy Haro 14. Data analysis and first results on morphology and stellar populations
蓝色致密星系（BCGs）是低光度、贫金属、富含气体的天体，它们以高速率形成恒星，与高红移恒星形成星系群非常相似。作为低质量的恒星爆发，它们也是研究恒星形成和大质量恒星反馈的理想实验室。这项工作介绍了多单元光谱探测器（MUSE）对BCG Haro 14进行积分场光谱观测的结果。MUSE的大视场可以同时观测星暴和宿主星系。我们建立了连续和发射线的星系图，并生成了合成的VRI图像，从中我们制作了颜色指数图和表面亮度分布图。我们探测到了遍布整个星系的许多团块，无论是在连续谱中还是在发射谱线中，并制作了一个包含它们的位置，大小和光度的目录。这项分析使我们能够详细研究哈罗14的形态和恒星星族。恒星分布显示出明显的不对称性，连续谱中的强度峰值并不以恒星为中心，而是向西南方向偏移了约500秒差距。在连续谱峰的位置，我们发现一个明亮的星团，M $_{V}=-12.18$似乎是一个强的超级星团候选者。我们还发现了一个高度不对称的，蓝色的，但非电离的恒星组成部分，几乎占据了整个星系的东部。我们的结论是，在哈罗14中至少有三种不同的恒星星族：目前的恒星暴约为600万年;一个中间年龄的组成部分在1000万年到数亿年之间;和一个红色的和规则的主机几个千兆年。连续谱和彩色图中明显的不平衡性，以及众多星团的存在，与哈罗14中发生的合并或相互作用的情景一致。
2021-08-20 astro-ph.GA
NGC 628 in SIGNALS: Explaining the Abundance-Ionization Correlation in HII Regions
针对HII区氧丰度与电离参数的物理关联争议，利用SIGNALS巡天中NGC 628的观测数据及光化电离模型，约束1500余个HII区的参数，发现两者反相关及散射成因，并对建模假设的影响提出担忧。
2024-12-02 astro-ph.GA
Chemical enrichment in isolated barred spiral galaxies
为了研究酒吧在孤立盘星系的化学演化中的作用，我们进行了一系列的39个气体动力学模拟孤立的酒吧和unbarred星系与各种质量，初始气体分数，AGN反馈模型。棒的存在驱使大量的气体流向星系的中心区域。在质量最大的星系中，这会导致剧烈的星暴，然后由于气体耗尽而导致恒星形成减少。Ia型超新星和II型超新星爆炸之间的时间延迟意味着棒星系在中心区域经历[O/H]的快速增加，而[Fe/H]的增加要缓慢得多。在无棒星系中，恒星的形成以缓慢而稳定的速率进行，氧气和铁的产生也以稳定的速率进行，除了时间偏移之外，这些速率都是相似的。比较具有相同中心恒星质量$M_*$的有棒星系和无棒星系的丰度比，发现在有棒星系中，[O/H]、[Fe/H]和[O/Fe]的丰度比分别增加了0.07 dex、0.05 dex和0.05 dex。[O/H]增强与SDSS的观测结果非常一致。初始气体分数对有棒星系和无棒星系的丰度比影响很小，除非星系经历了星暴。我们考虑了活动星系核的宿主星系位于活动星系核区底部附近，$M_*>3\times10^{10}M_\odot$，活动星系核反馈在超新星反馈中占主导地位。我们发现活动星系核反馈对中心丰度的影响是微不足道的。
2018-04-10 astro-ph.GA
VLT/XShooter spectroscopy of Lyman Break Analogs: direct method O/H abundances and nitrogen enhancements
我们使用VLT/XShooter来靶向莱曼断裂半导体（LBG）附近类似物的样品。这些莱曼断裂类似物（LBA）在许多物理性质上与LBG相似。我们使用弱[O III]4363发射线确定电子温度，并使用直接和强线方法确定氧丰度（O/H）。我们发现，直接和强线丰度是一致的，建立的关系在~0.2 dex。这些类似物的氮氧比（N/O）和电离参数（q）平均而言与典型的本地星系有偏移，但与z ~ 2的星系和其他类似物相似。N/O和q过量与强线比中观察到的偏移相关，同样类似于z ~ 2。恒星形成率表面密度与高电子密度和电离相一致，表明星际介质（ISM）压力是由来自恒星爆发的反馈设定的。对于一个给定的O/H，明显的N/O过剩的出现是由于O/H相对于当地的质量-金属丰度关系的偏移。这可以解释为最近流入的相对贫金属的气体，降低了O/H，而保持N/O不变。在这些附近的类似物中确定甚至是基本的ISM参数的困难说明了我们在更高的红移时面临的一些挑战，其中可以使用JWST访问大样本星系的类似静止框架光学诊断。
2020-01-22 astro-ph.GA
Spatially Resolved Spitzer-IRS Spectral Maps of the Superwind in M82
我们用$Spitzer-IRS$绘制了邻近星暴星系M82的中红外超风/晕区。所覆盖的光谱区域包括H $_2 S(1)-S(3)$、[NeII]、[NeIII]发射线和PAH特征。我们估计热H $_2$的总质量和流出的热分子气体的动能在$M_{warm}\sim5-17\times10^6$ M $_{\odot}$和$E_{K}\sim6-20\times10^{53}$ erg之间。使用IRS光谱中6.2，7.7和11.3微米PAH特征的比率，我们能够估计超风中小颗粒的平均尺寸和电离状态。在整个流出的PAH通量比有很大的变化。11.3/7.7和6.2/7.7的PAH比率在整个风区的变化都超过五倍。风的北部有一个显着的人口多环芳烃的较小的6.2/7.7比星爆盘或南风，表明平均而言，多环芳烃发射器更大，更电离。温暖的分子气体PAH流量比（H $_2/PAH$）的流出增加了10-100倍的星爆盘相比。H $_2/PAH$比的这种增强似乎并不遵循流出物中原子气体的电离（如用[NeIII]/[NeII]线通量比测量的）。这表明外流中的大部分温暖的H $_2$是由冲击激发的。所观察到的H $_2$线强度可以再现低速冲击（$v < 40$公里的$^{-1}$）驱动到中等密度的分子气体（$10^2 <n_H < 10^4$厘米$^{-3}$）夹带在外流。
2015-05-15 astro-ph.GA
Infrared color separation between thin-shelled oxygen-rich and carbon-rich AGB stars
我们提出了43 GHz的VLA光谱的51 AGB源的目标验证红外（IR）的颜色切割旨在分离富碳（C）和富氧（O）AGB源在整个银河系。颜色切割是基于2 MASS和MSX光度测定的$[K_s]-[A]$与$[A]-[E]$颜色-颜色图中的一条简单线，最初是从膨胀不对称和动态演化（BAaDE）样品中的SiO检测率得出的。该划分是完全支持的光谱，这表明，SiO脉泽检测位于富O侧，SiO nondetectors和一个单一的HC $_3$ N检测发现富C侧的划分。我们进一步比较的颜色切割与分类的源的基础上低分辨率光谱（LRS）从红外天文卫星（IRAS），并找到良好的协议，验证了该部门是一个可靠的和有效的方法来区分O-和C-丰富的AGB源。这些观测还表明，BAaDE勘测中在42.9 GHz附近检测到的单线几乎肯定是$^{29}$ SiO v=0线。这种罕见的同位素跃迁比占主导地位的$^{28}$ SiO线更亮的SiO脉泽源以前没有报道过，我们的观察表明，这些源可以逆转它们的行为，使$^{28}$ SiO和$^{29}$ SiO的典型比例在几年内恢复。
2020-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distribution of the heavy elements throughout the extended narrow line region of the Seyfert galaxy NGC 7212
本文用考虑活动核和激波光电离的模型分析了Seyfert 2星系NGC 7212的扩展窄线区（ENLR）发射的线谱和连续谱的最新观测结果。结果表明，在圆锥体的边缘和外部有较高的激波速度（500- 800 \kms），模型推算的活动星系核流量在Lyman极限下低于$10^{-11}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$ eV $^{-1}$，这是低光度活动星系核的典型特征，而在Seyfert 2星系中则不然。震前密度是ENLR的特征，范围在80- 150 cm $^{-3}$之间。氮和硫的贫化系数低于2，特别是在东部边缘。氧气在几个地方耗尽。Fe/H比值接近太阳值，而Ne/H相对丰度异常高，为太阳值的1.5- 2倍。通过模拟连续谱能量分布（SED），我们发现在激波前沿由费米机制产生的射电同步辐射，而X射线则是由相对高温的等离子体产生的韧致辐射。
2012-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular cluster abundance patterns inherited from giant molecular clouds
研究球状星团轻元素丰度差异及反相关性成因，用宇宙辐射流体动力学模拟，发现巨分子云内部丰度模式可再现球状星团关键特征，表明球状星团化学丰度模式可从星际气体继承，为高红移星系化学富集等提供化石记录。
2026-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct Numerical Simulation of Radiation Pressure-Driven Turbulence and Winds in Star Clusters and Galactic Disks
年轻恒星辐射产生的压力可能是形成星团和星暴星系盘的重要反馈机制。然而，在这些高光学深度环境中，辐射如何有效地耦合到物质上存在很大的不确定性。特别是，目前还不清楚辐射会产生什么程度的湍流，以及被尘埃不透明捕获的红外辐射是否会引起重质量风。在本文中，我们报告了一系列的二维通量限制扩散辐射流体动力学计算与代码ORION中，我们驱动强辐射通量通过列的尘埃物质的重力约束。我们认为这两个系统中的辐射通量是亚爱丁顿整个气柱，并在中面是超爱丁顿，但亚爱丁顿在大气中。在后者中，我们发现，辐射-物质相互作用引起辐射驱动的瑞利-泰勒不稳定性，驱动超声速湍流的水平足以充分解释在银河系原星系团气体云的湍流，并作出重要贡献的湍流观察星爆星系盘。然而，不稳定性也会产生一个通道结构，其中辐射-物质相互作用减少，因为辐射场没有被完全捕获。对于与形成星团和星暴星系相关的天体物理参数，我们发现这种效应使尘埃气体中的净动量沉积率比简单的分析估计降低了2-6倍，并且在稳态下爱丁顿比达到统一，并且没有强风。我们提供了一个近似公式，适用于实施的分析模型和非辐射模拟，在这个制度的红外辐射场所施加的力。
2012-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
