ALMA and CARMA observations of Brown Dwarfs disks: testing the models of dust evolution
行星形成的第一步是在年轻恒星和褐矮星周围富含气体的圆盘中，微小的微粒凝结成越来越大的鹅卵石和岩石。在亚毫米观测可以跟踪毫米/厘米大小的卵石在外盘，并研究这些固体的凝聚/破碎和径向迁移的机制。这些代表了关键，但尚未完全理解的成分，我们的理解形成的星子，行星的基石。在这里，我们提出的第一个结果，从一个观测计划，使用ALMA和CARMA亚毫米/毫米干涉仪，旨在表征尘埃特性和磁盘结构的年轻磁盘周围的棕矮星和非常低质量的恒星。考虑到这些盘的预期物理条件，它们代表了原行星盘中行星形成早期阶段模型的关键测试床。
2013-07-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the Youngest Herschel-detected Protostars II. Molecular Outflows from the Millimeter and the Far-infrared
我们目前的CARMA CO（J=1-0）的观测和赫歇尔PACS光谱，表征流出的性质非常年轻，深深嵌入在猎户座分子云的原恒星。该样本包括猎户座原恒星的一个子集，称为PACS亮红源（PBRS）（Stutz等人，2013）。我们用CARMA观察了14个PBRS，用Herschel观察了其中的8个，获得了从55微米到200微米的全光谱扫描。在14个PBRS中的8个探测到了CO（J=1-0）的外流，还有两个额外的试探性探测;爆发的原恒星HOPS 223（V2775 Ori）和I类原恒星HOPS 68也探测到了外流。流出物具有一系列的形态，一些是空间紧凑的，范围<10000 AU，而另一些则延伸到主光束之外。流出速度和形态与由中间倾角（80度> i > 20度）主导一致。这证实了PBRS的非常红的24微米至70微米的颜色作为高包络密度的路标的解释，只有一种（可能两种）红色的情况是由边缘倾斜引起的。我们在8个PBRS中的5个中检测到高J（J_up > 13）CO线和/或H_2O线，并且只在检测到CO流出的PBRS中检测到。探测到的PBRS的远红外CO旋转温度比大多数原恒星（~300 K）稍低（~230 K），这5个PBRS中只有一个探测到[OI] 63微米发射。高包层密度可能会掩盖一些[OI]发射，并导致CO旋转温度降低约20 K。
2016-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution CARMA Observation of Molecular Gas in the North America and Pelican Nebulae
我们给出了北美和鹈鹕星云（NAP）CARMA高分辨率$^{12}$ CO（1-0）、$^{13}$ CO（1-0）和C $^{18}$ O（1-0）分子线巡天的第一批结果。CARMA的观测结果与紫金山13.7米望远镜的单碟数据相结合，以增加短间距并产生高动态范围图像。我们发现，分子气体主要是由一个O星驱动的W80 HII气泡。几个明亮的边缘可能是被大质量恒星加热和剥离的残余分子云。匹配这些轮辋的分子线和光学图像，我们构建了一个模型的NAP复杂的三维结构。两组分子团/细丝在气泡的近侧，一组被推向我们，而另一组则向气泡移动。另一群人在泡沫的另一边，正在离开。海湾地区的年轻恒星天体位于三个不同的星团中，每个星团都由三个分子团群中的一个组成。虽然NAP中的所有气体含量都受到中央O星反馈的影响，但有些区域没有恒星形成的迹象，而其他区域则明显显示出恒星形成活动。其他被反馈切割的分子气体包括鹈鹕头区域的彗星结构和海湾区域边界的回飞棒特征。结果表明，NAP复合体是研究恒星形成反馈效应的理想场所。
2021-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation and Gas Accretion in Nearby Galaxies
为了量化气体吸积和恒星形成之间的关系，我们分析了一个样本的29个附近的星系从WHISP调查，其中包含星系和没有证据最近的气体吸积。我们比较了FUV（GALEX）和IR 24 μm（Spitzer）的组合径向轮廓表征最近恒星形成的分布与CO（IRAM，BIMA或CARMA）和HI（WSRT）的径向轮廓跟踪分子和原子气体含量，以检查对称（静止），非对称（吸积）和相互作用（潮汐扰动）星系中的恒星形成效率。此外，我们还研究了这三组星系的恒星形成率与外盘HI的关系。我们确认了气体表面密度和恒星形成表面密度之间的一般关系，但没有发现三组星系之间的显着差异。
2016-08-24 astro-ph.GA
Characterizing the outer disk of eXtended-UV galaxies in the optical domain with deep surveys
本研究利用暗能量巡天光学数据分析九个XUV星系表面亮度轮廓，发现其可分为三类，其中三分之一符合GLSB标准，并识别出可能由矮星系并合形成的NGC1140。
2025-06-13 astro-ph.GA
Characterizing the radial oxygen abundance distribution in disk galaxies
我们研究了径向氧丰度分布对非轴对称结构（酒吧/螺旋）和其他宏观参数，如质量，光学半径R25，颜色的g-r，和星系的表面亮度的可能依赖。本文考虑了来自CALIFA DR 3的盘星系样本。我们采用了表面亮度的傅立叶振幅A2作为银盘中非轴对称结构强度的定量特征，除了常用的基于哈勃分类的A，AB和B类型的形态划分。为了区分由非轴对称结构引起的局部氧丰度的变化，多参数质量-金属丰度关系被构建为参数的函数，如酒吧/螺旋图案强度，磁盘大小，颜色指数g-r的SDSS带，和中心表面亮度的磁盘。气相氧丰度梯度是通过使用R校准来确定的。我们发现，有没有显着的影响的非轴对称结构，如酒吧和/或螺旋图案的本地氧丰度和径向氧丰度梯度的盘星系。然而，具有更高质量的镓，表现出以dex/kpc为单位的更平坦的氧丰度梯度，但是对于以dex/R25为单位的氧丰度梯度，这种效应显著地不那么突出，并且当避免内部部分时几乎消失。我们表明，在星系的中心部分的氧丰度既不依赖于光学半径R25，也不依赖于颜色g-r或星系的表面亮度。相反，在星系的中心部分之外，氧丰度随着星系盘的g-r值和中心表面亮度的增加而增加。
2019-01-31 astro-ph.GA
Characterizing Precursors to Stellar Clusters with Herschel
背景：尽管大质量恒星和星团对宇宙有着深远的影响，但它们的形成仍然难以捉摸。在过去的十年里，令人信服的证据表明红外暗云（IRDC）可能是星团的前身。然而，识别IRDC的通常方法是有偏见的，因为它们被认为是在吸收明亮的中红外发射，而尘埃连续观测允许冷，密集的前恒星星团被识别的任何地方。目的：我们的目标是了解IRDC的物理特性，探索人口的尘埃连续源，而不是IRDC的，并粗略地描述了在尘埃连续源的恒星形成活动。结果如下：我们目前的温度和柱密度图在Hi-GAL l=30和l=59 SDP字段，以及一个强大的算法，卷云减法和源识别使用Hi-GAL。我们报告的分数高GAL源是中红外暗，中性，或明亮的在这两个领域。我们发现显着的趋势，列密度和温度之间的中红外暗和明亮的像素;中红外暗像素约10 K冷，并有一个因素的2高列密度平均比中红外亮像素。我们发现，高GAL尘埃连续源跨越一系列的演化状态，从前到恒星形成，温暖的来源与更多的恒星形成示踪剂。随着示踪剂类型的增加，温度有从最冷的中红外暗源到中间的外流/脉泽源，最后到最热的8和24微米亮源的趋势。最后，我们确定了五个候选IRDC样源的银河系的远侧。这些是冷（~ 20 K）、高柱密度（N（H2）> 10^22 cm^-2）的云，用Hi-GAL识别，尽管周围有明亮的中红外发射，但在8微米处几乎没有吸收。（节略）
2011-01-24 astro-ph.GA
Characterizing and correcting the proper motion bias of the bright Gaia EDR3 sources
在本文中，我们描述了依赖星等的系统学在盖亚EDR 3目录的自行车，并提供了一个处方，为他们的删除。EDR 3中亮星（G<13）的参考系已知会相对于河外天体旋转，但这种旋转已被证明难以表征和校正。我们采用了一个样本的双星和一个样本的疏散星团成员的特点，这种自行偏置作为一个依赖于大小的自旋的参考系。我们发现，偏差随G星等变化，在G = 11 - 13范围内的源达到80 μas/yr，是正式EDR 3自行不确定度的几倍。我们还显示了对源颜色的额外依赖性的证据，其幅度高达10 μas/yr。然而，与有效波数成比例的颜色校正对于非常红或非常蓝的恒星是不令人满意的，我们不建议使用它。我们提供了一个依赖于星等的修正方法，以使比G=13亮的盖亚EDR 3源的自行与国际天体参考系对齐。
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.IM
COOL-LAMPS II. Characterizing the Size and Star Formation History of a Bright Strongly Lensed Early-Type Galaxy at Redshift 1.02
我们介绍了COOL J1323+0343，一个位于$z = 1.0153 \pm 0.0006$的早型星系，被z = $z = 0.353 \pm 0.001$的星系团强烈透镜化。这个物体最初由DECaLS成像，并由COOL-LAMPS记录为引力透镜，这是一项合作，旨在在最近的公共光学成像数据中找到强透镜系统，并通过后续数据得到证实。从拉斯坎帕纳斯天文台和北欧光学望远镜的地面grzH成像和光学光谱，我们得到了恒星质量，金属丰度，恒星形成的历史，从恒星人口合成模型。晶状体建模意味着总放大倍数为$μ\sim $ 113。在最年轻的两个年龄段（0- 1亿年）中，源平面的残余恒星质量中值为M $_* \sim 10.63$ $M_\odot$，源平面的恒星形成率中值为SFR $\sim 1.55 \times 10^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$（log sSFR = -13.4 yr $^{-1}$），最接近观测历元。我们的测量将COOL J1323+0343置于恒星质量函数的特征质量之下，使其成为一个特别引人注目的目标，可以帮助澄清中等质量静止星系如何演变。我们在源平面上重建了COOL J1323+0343，并拟合了它的光分布。这个物体低于预期的早期类型星系的大小演化在这个质量与有效半径r $_e \sim$ 0.5千秒差距。这个异常放大和明亮的透镜早期型星系提…
2022-03-22 astro-ph.GA
SXDF-ALMA 2 Arcmin^2 Deep Survey: Resolving and Characterizing the Infrared Extragalactic Background Light Down to 0.5 mJy
我们对5个亚毫米波源（S_1.1mm = 0.54-2.02 mJy）进行了多波长分析，这5个源是我们利用阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）在SXDF-UDS-CANDELS场（2弧分^2，1 σ = 0.055 mJy波束^-1）进行1.1 mm深连续测量时探测到的。两个最亮的源对应于一个已知的单碟（AzTEC）选择的明亮亚毫米星系（SMG），而其余三个是ALMA新发现的暗淡SMG。如果我们排除两个最亮的源，ALMA探测到的微弱SMG对河外红外背景光的贡献估计为~ 4.1^{+5.4}-3.0} Jy deg^{-2}，相当于河外红外背景光的~ 16^{+22}-12}%。这表明它们对河外红外背景光的贡献与明亮的SMG一样大。我们确定了多波长对应的五个ALMA源。其中一个源（SXDF-ALMA 3）在光学到近红外区域非常微弱，尽管它的红外光度（L_IR ~ 1 e12 L_sun或SFR ~ 100 M_sun yr^{-1}）。通过拟合其余4个ALMA源在光学-近红外波段的光谱能量分布，得到了它们的光度红移（z_photo）和恒星质量（M_*）：z_photo ~ 1.3-2.5，M_* ~（3.5-9.5）e10 Msun。我们还推导出它们的恒星形成率（SFR）和比SFR（sSFR）分别为~ 30-200 Msun yr^{-1}和~ 0.8-2 Gyr^{-1}。…
2016-07-08 astro-ph.GA
Characterizing the Gamma-Ray Variability of the Brightest Flat Spectrum Radio Quasars Observed with the Fermi LAT
近10年的$γ$射线观测与费米大面积望远镜（LAT）揭示了极端的$γ$射线爆发从平谱射电类星体（FSRQ），暂时使这些对象最明亮的$γ$射线发射器在天空中。然而，$γ$射线发射的位置和机制仍然难以捉摸。我们描述了长期的$γ$射线的变化和最亮的$γ$射线耀斑的六个FSRQ。我们通过贝叶斯块和爬山算法以客观的方式确定了最亮的耀斑，我们发现在我们的样本中（3C 279，CTA 102）的两个源在亚小时时间尺度上的变化和短至分钟的变化，以及PKS 1510 -089和3C454.3在小于费米卫星轨道95分钟的时间尺度上的变化的弱证据。这表明喷流中的发射区非常紧凑。我们在宽线区（BLR）没有发现任何$γ$射线吸收的迹象，这表明$γ$射线是在距离中心黑洞大于数百个引力半径的距离处产生的。$γ$ -射线和无线电/毫米光变曲线之间的互相关分析进一步支持了这一点，这与3C 273、CTA 102和3C454.3毫米核心相同位置处的$γ$ -射线产生一致。推断的位置的$γ$ -射线生产区仍然是一致的观察到的衰变时间的最亮的耀斑，如果衰变是由外部康普顿散射与BLR光子。然而，在这种情况下，分钟尺度的变化是很难解释的。
2020-01-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
MAHALO Deep Cluster Survey II. Characterizing massive forming galaxies in the Spiderweb protocluster at z=2.2
本文是第二次在一系列介绍我们的深H $α$ -线调查的结果对原星团在$z>2$，基于窄带成像与斯巴鲁望远镜。这项工作研究了与射电星系（PKS 1138 $-$ 262），蜘蛛网星系，在$z=2.2$的原星系团区域的大质量星系。我们的0.5 mag更深的窄带成像比以前的调查收集了68个H $α$发射器（HAE）。68个中有17个是新发现的原星团成员。首先，一个非常高的特征恒星质量的M $_\star^\ast=10^{11.73}$ M $_\odot$测量从Schechter函数拟合的质量分布的HAE。结合钱德拉X射线数据，我们发现六个大质量HAE（M $_\star>10^{11}$ M $_\odot$）中有四个显示出明亮的X射线辐射，这表明它们是活动星系核（AGN）的宿主。因此，它们的质量估计将受到活动星系核的核辐射的影响。值得注意的是，X射线探测到的HAE可能位于静止框架$UVJ$平面中恒星形成和静止种群之间的边界附近。此外，我们的深窄带数据成功地探测了蛛网星系中的明亮H $α$（+[Nii]）线星云，该星云延伸超过$\sim100$物理kpc。这些结果表明，蜘蛛网原星系团中的大质量星系正在成为在本地星系团中看到的明亮的红色序列对象，AGN可能在其淬火过程中发挥重要作用。尽管需要更多的统计数据库来建立一个总体情况。
2018-09-24 astro-ph.GA
Characterizing the Population of Bright Infrared Sources in the Small Magellanic Cloud
我们使用斯皮策的红外光谱仪（IRS）观测恒星的小麦哲伦云（SMC）从中途空间实验（MSX）点源目录中选择。我们专注于富氧演化恒星的尘埃特性，它显示出比银河系恒星更少的氧化铝。这种差异可能是由于SMC的金属丰度较低，但也可能是一种选择效应：SMC样本中包含了更多更亮、质量更大的恒星。SMC星沿硅酸盐序列的分布看起来更像银河系红超巨星，而不是渐近巨星分支星（AGB）。虽然许多是绝对的AGB，但一些SMC恒星显示出热底部燃烧的证据。其他来源显示混合化学（富氧和富碳特征），包括具有PAH排放的超巨星。MSX SMC 134可能是SMC中第一个被确认的硅酸盐/碳星，而MSX SMC 049是后AGB候选者。MSX SMC 145，之前是一颗候选OH/IR星，实际上是一颗AGB星，其背景星系z=0.16，沿着同一视线。我们考虑的整体特性的所有{ \em MSX}源，最红外明亮的对象在SMC中，在光{ \em斯皮策}的较高的灵敏度和分辨率，并将它们与预期的对象类型从原来的选择标准。这个人口代表了詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）在更遥远的星系中看到的情况。使用IRS光谱和JWST中红外滤波器的色-色图显示了如何将演化恒星与年轻恒星物体（YSO）分开，并区分不同的YSO类别。
2016-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing spiral arm and interarm star formation
旋臂间恒星的形成对星系的恒星形成预算有很大的贡献，并为研究不受旋臂动力学干扰的恒星诞生地提供了机会。利用邻近星系NGC 628的光学积分场光谱学和VLT/MUSE，我们构建了包括对尘埃消光和恒星吸收的详细修正的Halpha图，以35 pc分辨率在12 kpc ^[2]上识别出391个HII区域。利用对潜在引力势敏感的示踪剂，我们将HII区域与臂（271）或臂间（120）环境相关联。利用我们对每个区域的全光谱覆盖，我们发现大多数HII区域的物理性质（光度，大小，金属丰度，电离参数）与环境无关。我们计算的分数Halpha光度由于扩散电离气体（DIG）的背景污染每个HII区域，并发现DIG表面亮度要高于HII区域内相比，周围环境，并略高于手臂HII区域内。使用温度敏感[SII]/Halpha线比率图代替Halpha表面亮度来识别HII区域边界不会改变该结果。使用尘埃衰减作为气体的示踪剂，我们发现耗尽时间与以前的工作（2 x 10^9年）一致，臂和臂间没有差异，但是这对DIG校正非常敏感。不像分子云，它可以动态地受到银河系环境的影响，我们看到相当一致的HII区域的属性在两个臂和臂间的环境。这表明要么是臂星形成和反馈的差异，要么是致密的恒星形成团块与周围更广泛的分子气体脱钩。
2016-06-14 astro-ph.GA
Dense, Parsec-Scale Clumps near the Great Annihilator
我们报告了毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）对爱因斯坦源1 E 1740.7-2942的观测，LMXB通常被称为“大湮灭器”。“在银河系中心的12-CO调查中，大湮灭者被认为靠近天空中一个小而明亮的分子云，该区域基本上没有发射。该区域是感兴趣的，因为它是内部的尘埃带，这可能是冲击区，原子气体从HI核盘转化为分子气体。我们发现，该区域充满了许多填充因子很小的高密度（n ~ 10^5 cm^-3）激发态气体区域，并估计在我们的地图上可以看到1-3 x 10^5太阳质量的气体。探测表明，大量的质量以小而密集的束的形式从激波区转移到GC恒星形成区。
2009-02-13 astro-ph.GA
Characterizing the Circumgalactic Medium of Quasars at z $\sim$ 2.2 through H$α$ and Ly$α$ Emission
巨大类星体Ly $α$星云在$z>2$的发现为直接研究环星系和星系际介质（CGM/IGM）的发射开辟了可能性。然而，Ly $α$线的共振性质及其不同的发射机制阻碍了约束CGM/IGM的运动学和物理性质的能力。在这里，我们提出了一个试点项目的结果，旨在检测CGM H $α$发射，一条线，不受这些限制。为此，我们首先使用KCWI探测了三个明亮类星体周围的Ly $α$辐射，其中有$2.25<z<2.27$，这是一个没有明亮的红外天空线的范围，然后选择了最广泛的星云进行H $α$后续与MOSFIRE。在MOSFIRE狭缝内，我们检测到H $α$发射延伸到20物理kpc，总H $α$通量为F $_{ \textrm{H}α}$ =（9.5 $\pm$ 0.9）$\times$ 10 $^{-18}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。考虑到同一区域的Ly $α$通量，我们发现F $_{ \textrm{Ly}α}$ /F $_{ \textrm{H}α}$ =3.7 $\pm$ 0.3，与在z $=2.275$和复合辐射下对蛞蝓星云所得到的结果一致。这意味着高密度或非常广泛的密度分布在CGM的高红移类星体。此外，H $α$线轮廓表明，存在多个发射组件重叠沿我们的视线和相对静止的运动学，这似乎与类星体外流能够逃脱的潜在的主机晕或磁盘一样的旋转质量晕（$>10^{12}$ M $…
2023-03-09 astro-ph.GA
Characterizing the Galactic warp with Gaia: I. The tilted ring model with a twist
我们探索的可能性检测和表征的翘曲的恒星盘我们的银河系使用合成盖亚数据。自行的可用性，并为最亮的恒星径向速度，增加了一个新的层面，这项研究。使用了一系列的大圆细胞计数（GC 3）方法。它们非常适合于找到一组环的倾斜和扭曲，这使我们能够检测和测量翘曲参数。为了测试它们，我们使用测试粒子的随机实现，这些粒子在一个现实的银河系势能中演化，并被扭曲成各种最终配置。在某些情况下，额外地引入扭转。盖亚选择函数，它的误差模型和一个现实的3D消光图被应用到模拟三个示踪人口：OB，A和红丛星。我们展示了如何使用运动学提高了精度的翘曲参数的恢复。OB星被证明是确定倾斜角的最佳示踪剂，其精度优于$\sim0.5$，直到银心距离为$\sim16$ kpc。使用具有良好的天体测量质量的数据，获得了相同的精度为A型恒星高达$\sim13$千秒差距和红团达到预期的恒星截止。使用OB星，对于所有距离，扭转角恢复到$< 3^\circ$内。
2014-05-23 astro-ph.GA
MUSE crowded field 3D spectroscopy in NGC 300 III. Characterizing extremely faint HII regions and diffuse ionized gas
HII和扩散电离气体（DIG）的物理性质之间存在已知的差异，但文献中大多数研究区域都相对明亮。我们在螺旋星系NGC 300中收集了390个HII区域的微弱样本，中值$\log_{10}Hα$ =34.7，从金属丰度、密度、消光和运动学方面推导出它们的物理性质，并对DIG的性质进行了比较分析。我们使用了NGC 300中9个场的MUSE数据，覆盖了0到~450 arcsec（~4投影kpc）的银河中心距离，包括旋臂和旋臂间区域。我们将数据分箱在树状图叶和提取所有强星云发射线。我们确定了HII和DIG区域，并比较了它们的电子密度，金属丰度，消光和运动学性质。我们还测试了无监督机器学习算法区分HII和DIG区域的有效性。HII区和DIG区的天然气密度接近所有气田的低密度极限。DIG中的平均速度分散高于HII区域，这可以通过DIG比HII气体热1.8 kK来解释。DIG的电离参数比HII气体低，DIG的比例在15- 77%之间，有强有力的证据表明，低质量的恒星和激波对DIG的电离有贡献。大部分的DIG是一致的，没有灭绝和氧金属丰度是无法区分的HII气体。我们观察到一个平坦的金属丰度分布在中心区域，没有梯度的迹象。极暗的HII和DIG区域之间的差异遵循与它们更明亮的表亲相同的趋势和相关性。然而，HII和DIG是如此异质，以至于每个类内的差异大于两个类之间的差异。
2022-10-10 astro-ph.GA
Infrared Excesses around Bright White Dwarfs from Gaia and unWISE I
对白矮星周围过量红外辐射的研究为行星系统和低质量恒星在主序星阶段之后的演化提供了重要的制约。在这一系列的论文中，我们集中在识别和表征明亮的白矮星与红外过剩。在这里，我们提出了来自盖亚和unWISE的188个红外过量候选者，其中147个是新发现。对这一样本的进一步表征可以显著增加目前白矮星碎片盘和具有低质量伴星的白矮星的名单。
2021-07-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the Low-Mass Molecular Component in the Northern Small Magellanic Cloud
我们在这里提出的第一个结果，从一个高分辨率的调查12 CO（J=1-0）排放整个北部的贫富集小麦哲伦云，与ATNF Mopra望远镜。在较低分辨率的NANTEN巡天中探测到的三个分子复合体被绘制成图，其束流半高宽约为42“，灵敏度约为210 mK/0.9 km/s通道，将每个复合体分解成4-7个质量在Mvir~10^3-4 Msol范围内、半径不大于16 pc的小云团。北部SMC CO云遵循与南部SMC人口相似的经验关系，但它们的大小相对较暗，这表明SMC中的恒星形成环境并不均匀。我们的数据还表明，CO云系在<30 pc的尺度上几乎没有或没有扩展的CO包络，进一步证明了北SMC中的弱CO成分正在被穿透的UV辐射分离。新的高分辨率数据提供了证据的CO集成亮度与集成HI和UM排放的变量相关性，特别是CO是经常，但并不总是，发现符合UM排放的峰值，验证需要匹配分辨率UM和HI数据的SMC H2质量的完整评估。
2010-01-26 astro-ph.GA
Characterizing Dust Attenuation in Local Star Forming Galaxies: Inclination Effects and the 2175Å Feature
我们的特点的影响，倾斜的形状和正常化的平均尘埃衰减曲线来自一个样本的~10,000个本地恒星形成星系。为了做到这一点，我们利用孔径匹配的多波长数据从星系演化探测器，斯隆数字巡天，英国红外望远镜，和两微米全天巡天。我们根据轴比（b/a）将样本分组，并获得其平均总选择性衰减$k(λ)$的估计值。衰减曲线被发现是浅的，在紫外波长的倾斜度增加，而在较长的波长的形状保持不变。最高倾角亚群（b/a<0.42）在其平均选择性衰减中表现出NUV过量，如果将其解释为2175 μ m特征，则最适合于MW值的17-26%的碰撞强度。在低倾角星系的平均衰减曲线中没有明显的过量。恒星连续体和电离气体之间的微分红化被发现随倾角的增加而减少。我们发现，更高的倾角星系有略高的值$R_V$，虽然这是不好的约束的不确定性。我们在双成分尘埃模型（致密云+扩散尘埃）中概述了这些趋势的可能解释，并发现如果2175 Å特征的载流子优先在恒星形成区域（紫外线亮区域）中被破坏，则它们可以自然地解释。
2017-11-13 astro-ph.GA
Molecular Gas Velocity Dispersions in the Andromeda Galaxy
为了表征旋涡星系中分子气体的分布，我们研究了离我们最近的大质量旋涡星系仙女座星系中CO：1-0发射的谱线轮廓。我们比较了IRAM 30 m单碟望远镜和CARMA干涉仪在23 arcsec ~ 85 pc x 350 pc和2.5 km/s的共同分辨率下进行的观测。当将单个高斯分量拟合到各个光谱时，单盘数据的线轮廓比干涉数据的线轮廓大1.5 ± 0.4倍。这个线宽的比例与之前在附近的另外两个螺旋星系NGC 4736和NGC 5055中观察到的比例惊人地相似，但测量的空间尺度为0.5-1 kpc。为了研究不同线宽的起源，我们将各个光谱堆叠在5个峰值强度增加的仓中，并将两个高斯分量拟合到堆叠的光谱。我们发现了一个独特的窄分量的FWHM = 7.5+-0.4公里/秒可见的单碟和干涉数据。此外，在单碟数据中还存在一个半高宽为14.4 ± 1.5 km/s的宽分量，但在干涉数据中却不能识别。我们将由单个盘检测到的这个额外的宽线宽分量解释为在> 0.5kpc的空间尺度上延伸的低亮度分子气体分量，并且因此被干涉仪过滤掉。我们寻找证据的恒星形成率的范围内的恒星反馈线加宽，但没有发现这样的证据在~100 pc的空间尺度时，由一个单一的高斯分量的线轮廓的特征。
2015-12-01 astro-ph.GA
Characterizing [C II] Line Emission In Massive Star Forming Clumps
由于157.74微米[C II]线是恒星形成区的主要冷却剂，它经常被用来推断星系的恒星形成率。通过表征[C II]和来自附近银河系恒星形成分子团的远红外辐射，有可能确定河外[C II]辐射是否来自大量的此类团簇，以及[C II]是否确实是全球恒星形成的可靠指标。我们描述了[C II]和远红外观测使用的FIFI-LS仪器的SOFIA航空天文台对四个密集的，高质量的银河系团块。尽管远红外光度相似，但[C II]与远红外光度比L（[C II]）/L（FIR）在这四个团块中变化至少140倍。特别地，对于AGAL 313.576 +0.324，尽管FIR光度为24，000 L_sun，但没有检测到[C II]线发射。AGAL 313.576 +0.324比星系的L（[C Ⅱ]）/L（FIR）与S_v（63 μ m）/S_v（158 μ m）的经验相关曲线低100倍以上。AGAL 313.576 +0.324可能处于早期演化的“原恒星”阶段，紫外线通量不足以吸收碳，或者处于深度嵌入的“超紧凑”H II区域阶段，其中紫外线通量的尘埃衰减将电离碳区域限制在无法检测的小体积内。或者，其明显缺乏\cii \，发射可能源于\cii \的深吸收，158微米连续谱线，或前景材料对较亮谱线发射的自吸收，这可能抵消或减少FIFI-LS仪器的宽光谱分辨率元素（~250 km/s）内的任何发射。
2020-09-18 astro-ph.GA
MUSEQuBES: Characterizing the circumgalactic medium of redshift $\approx3.3$ Ly$α$ emitters
我们提出的第一个特征的环星系介质的Ly $α$发射器（LAEs），使用的样本96 $z\approx3.3$ LAEs检测与VLT/MUSE领域集中在8个明亮的背景类星体。LAE的Ly $α$光度（$\sim 10^{42}\,\text{erg}\,\text{s}^{-1}$）和恒星形成率（SFR）都很低，$\sim 1~\text{M}_\odot\,\text{yr}^{-1}$，对于主序星星系来说，这相当于只有$\sim 10^{8.6}\,\text{M}_\odot$的恒星质量。LAE和类星体视线之间的平均横向距离为165适当kpc（pkpc）。我们堆叠了高分辨率的类星体光谱，并在LAE附近测量了显著的过量HI和CIV吸收，达到500 $\text{km}\,\text{s}^{-1}$和至少$\approx 250$ pkpc（对应于$\approx 7$维里半径）。在距离星系$\lesssim 30~\text{km}\,\text{s}^{-1}$处，HI和CIV光学深度的中值被增强了一个数量级。的吸收是显着更强的$\approx 1/3$周围的LAES的一部分，“集团”，我们的属性，它们嵌入的大规模结构。我们没有检测到任何强烈的依赖性，无论是HI或CIV吸收横向距离（在范围$\approx 50-250$ PKPC），红移，或性质的Ly $α$发射线（亮度，半…
2021-10-08 astro-ph.GA
Characterizing the Multi-Phase Origin of [CII] Emission in M101 and NGC 6946 with Velocity Resolved Spectroscopy
在158微米处的[CII]精细结构转变通常是星系中最明亮的远红外线。由于其低电离电位，C+可以追踪ISM的电离、原子和分子相。本文介绍了SOFIA/GREAT在~500 pc尺度上对邻近星系M101和NGC 6946的速度分辨[CII]和[NII]指向观测，并研究了在一系列环境中[CII]发射的多相起源。我们表明，电离气体使[CII]发射在这些位置使用[NII]观测的贡献可以忽略不计。我们光谱分解的[CII]发射到与分子和原子相使用现有的CO（2-1）和HI数据的组件，并表明，峰值信噪比为10-15是必要的可靠的分解。在一般情况下，我们发现，在我们的点大于或等于50%的[CII]发射来自原子相，没有强烈的依赖于恒星形成率，金属丰度，或银心半径。我们确实发现了这两个星系中的点之间的差异，NGC 6946中的位置往往比M101中具有更大比例的与分子相相关的[CII]发射。我们还发现了一个微弱但一致的趋势，较暗的[CII]发射表现出较大的贡献，从原子介质。我们通过[CII]冷却函数计算了冷中性介质的热压，发现log（P_th/k）=3.8-4.6 [K cm^-3]，这个值比类似的测定值略高，这可能是因为我们的观测偏向于恒星形成区。
2021-04-27 astro-ph.GA
Characterizing Intra-cluster light in the Hubble Frontier Fields
我们在$0.3<z<0.6$研究了6个哈勃前沿场星系团的团内光。我们采用了一种新的方法，这是免费的任何功能形式的ICL的配置文件，并利用前所未有的深度，这哈勃太空望远镜的成像映射ICL的漫射光的星团中心半径$R\sim300$ kpc（$μ_{\rm ICL}\sim27$马格弧秒$^{-2}$）。从这些地图中，我们通过SED拟合构建径向颜色和恒星质量分布，并在所有系统中发现清晰的负颜色梯度，随着距离的增加，从布里渊星系团星系（BCG）。虽然这意味着更古老/更富含金属的恒星成分在内部的ICL，我们发现ICL主要由$<2$陀螺人口，并可能起源于$\log M_*/M_\odot<10$星系团星系。此外，我们发现10-15%的ICL的质量在大半径（$>150$ kpc）在于一个年轻/蓝色的恒星人口（$\sim1$陀螺仪），在当地的样本中没有看到的现象。我们将这种光归因于$z\sim0.5$星系团中恒星形成/（后）星暴星系的较高比例。最终，我们发现ICL的总质量为$\log M_{\rm *}^{\rm ICL}/M_\odot\sim11$-12，占星团总质量的5%-20%，约为$z\sim0$的一半。上述情况暗示了ICL和BCGs/其他大质量星系团星系的不同形成历史;也就是说，ICL在这一时期仍在快速构造中（$\sim40M_\odot$ yr $^{-1}$），而BCGs已经基本完…
2017-08-01 astro-ph.GA
Characterizing the Circumgalactic Medium of the Lowest-Mass Galaxies: A Case Study of IC 1613
利用哈勃空间望远镜/宇宙起源摄谱仪观测的10条视线，研究了位于本星系群外围的低质量（$M_*\sim10^8~M_\odot$）矮不规则星系IC 1613的环星系介质（CGM）和外流。其中4条视线指向IC 1613中的紫外亮星，另外6条视线是背景类星体，撞击参数从6 kpc（$<0.1R_{200}$）到61 kpc（$0.6R_{200}$）。我们探测到一些Si II，Si III，Si IV，C II和C IV吸收体，其中大多数的速度小于IC 1613的逃逸速度，因此受到引力束缚。这些离子吸收体的线强度与矮星系中低红移时的CGM吸收体一致。假设Si II、Si III和Si IV占总硅的近100%，我们发现3%的Si是Si。（$\sim$ 8 $\times$ 10 $^3~{\rm M_\odot}$），2%（$\sim$ 7 $\times$ 10 $^3~{\rm M_\odot}$）和32- 42%[ $\sim$（1.0--1.3）$\times$ 10 $^5~{\rm M_\odot}$ ]的硅质量在恒星，星际介质，并在$0.6R_{200}$的CGM的IC 1613。我们还估计金属流出率为${\rm \dot{M}_{out, Z}\geq1.1\times10^{-5}~M_\odot~yr^{-1}}$和瞬时金属质量加载因子为$η_{\rm Z}\geq0.…
2020-10-29 astro-ph.GA
Characterizing CO Emitters in the SSA22-AzTEC26 Field
本研究通过分析SSA22-AzTEC26场的观测数据，探测并表征了四个CO发射体，揭示了盲目CO谱线搜索能够发现具有低比恒星形成率但气体储量丰富的大质量星系，并指出抑制恒星形成可能需要气体消耗以外的机制。
2023-07-05 astro-ph.GA
Hidden in Plain Sight II: Characterizing the luminous companion to Kappa Velorum with VLTI/GRAVITY
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Exeter（埃克塞特大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
利用VLTI/GRAVITY观测，确定Kappa Velorum的伴星为B型主序星，排除致密物体的可能性，并精确表征其轨道和质量。
2026-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially Resolved Chemistry in Nearby Galaxies III. Dense Molecular Gas in the Inner Disk of the LIRG IRAS 04296+2923
我们提出了一个调查的3毫米分子线在IRAS 04296+2923，已知的最明亮的分子线发射星系之一，和最近的LIRG之一。数据来自欧文斯谷和CARMA毫米干涉仪。在~<4”分辨率下检测到的物种包括C^18O、HCN、HCO+、HNC、CN、CH_3OH和暂时的HNCO。与现有的CO、^13CO和射电连续谱数据一起，这些谱线限制了内盘的化学性质。核中的致密分子气体为恒星形成速率~>10 M_sun/yr提供燃料，并通过HCN、HCO+、HNC和CN的谱线进行追踪。HCN和恒星形成率之间的相关性，观察到的sub-kpc尺度，与全球的关系。朝向核，CN的丰度与HCN的丰度相似，这表明发射来自于一组（~40-50）中度消光、光子主导的区域云。CO同位素线比是不寻常的：CO（1-0）/^13CO（1-0）和CO（1-0）/C^18O（1-0）线比在星暴附近很大，这在LIRG中是常见的，但在盘的更远处，这些比值非常低（~<3）。^13 CO/C^18 O丰度比低于银河系云，可能是因为C^18 O被来自星暴的大量恒星喷出物富集。^13 CO相对于CO来说是不丰富的。CH_3OH的扩展发射表明动力学激波遍布核和内盘。异常的CO同位素比值、CO/HCN强度比值与LIR的关系、HCN/CN丰度比值以及气体消耗时间与流入速率的关系，都表明IRAS 04296+2923星暴处于发展的早期阶段。
2014-10-04 astro-ph.GA
Evidence of boosted 13CO/12CO ratio in early-type galaxies in dense environments
本文报道了17个毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）中的$^{13}$ CO（1-0）的三维早型星系（ETGs）观测结果，这些观测结果是与$^{12}$ CO（1-0）观测同时获得的。六个ETG中的$^{13}$ CO足够亮以创建图像。在这6个源中，我们没有检测到任何显着的径向梯度的$^{13}$ CO/ $^{12}$ CO的比率之间的核和外围分子气体。使用$^{12}$ CO通道图作为3D掩模来堆叠$^{13}$ CO发射，我们能够以空间集成的方式检测15/17个星系到$>3σ$（和12/17到至少5个$σ$）的意义。总的来说，ETG显示出广泛的$^{13}$ CO/ $^{12}$ CO比的分布，但室女星系团和群星系优先显示$^{13}$ CO/ $^{12}$ CO比约2倍于场星系，虽然这也可能是由于质量依赖性，或CO空间范围（$R_{\rm CO}/R_{\rm e}$）。气体具有形态学上沉降的外观的ETG也显示出提高的$^{13}$ CO/ $^{12}$ CO比率。我们假设这种变化可能是由（i）低质量恒星分子再加工产生的气体额外富集引起的（在没有外部气体吸积的情况下，将$^{13}$ C的丰度提高到$^{12}$ C），（ii）施加在中平面气体上的压力高得多（由intracluster介质）在集群环境中比孤立的星系，或（iii）所有，但dennial分子气体块被剥离…
2015-04-13 astro-ph.GA
First Detection of the [OIII] 88 micron Line at High Redshifts: Characterizing the Starburst and Narrow Line Regions in Extreme Luminosity Systems
我们首次探测到了来自早期宇宙星系的88微米[OIII]线，探测到了来自透镜活动星系核/星暴复合系统APM 08279+5255（z = 3.911）和SMM J 02399 -0136（z = 2.8076）的线。这条线在两个系统中都异常明亮，视光度（透镜）约为10^11 L_solar。对于APM 08279，[OIII]线通量可以在恒星形成范例中建模，恒星辐射场主要由有效温度Teff > 36，000 K的恒星组成，类似于在M82中发现的星暴。该模型暗示，该系统的远红外总光度的约35%是由星暴产生的，其余的则是由活动星系核加热的尘埃产生的。如果气体密度在1000 cm-3左右，在活动星系核的窄线区也能产生88微米的谱线。对于SMM J 02399，[OIII]线可能来自HII区域，这些区域是由热的（Teff > 40，000 K）年轻恒星在大质量星暴中形成的，该星暴主导了系统的远红外光度。目前的工作表明，[OIII]线的实用性，在早期宇宙中的星系内的星暴和活动星系核的特征。这是第一次探测到这个天体物理学上重要的线，来自红移超过0.05的星系。
2010-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Know thy star, know thy planet: Chemo-kinematically characterizing TESS targets
凌日系外行星调查卫星（TESS）已经开始发现附近冷亮恒星周围最终会有数千颗系外行星。这些潜在的宿主恒星必须得到很好的理解，才能在个体和种群水平上准确地描述系外行星。我们使用来自Gaia DR 2，APOGEE，GALAH，RAVE，LAMOST的调查数据和SkyMapper的光度导出的恒星特性，列出了TESS候选目标列表中2，218，434颗恒星的化学运动学特性目录。我们计算了这些恒星的运动学薄盘、厚盘和晕成员概率，发现尽管大多数TESS目标位于薄盘中，但其中4%位于厚盘中，<1%位于晕中。我们样本中的TESS感兴趣对象也显示了来自薄盘、厚盘和晕的类似贡献，其中大部分在薄盘中。我们还探讨了金属丰度和[α/Fe]分布的每个银河系的组成部分，并表明，每个交叉匹配的调查表现出金属丰度和[α/Fe]分布函数，峰值从高到低的金属丰度和低到高的[α/Fe]从薄盘的晕。这个目录将有助于探索行星的出现率，除其他事项外，关于运动学，组件成员，金属丰度，或[阿尔法/铁]。
2019-11-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of Structure in Infrared-Dark Clouds with Spitzer: Characterizing Star Formation in the Molecular Ring
我们用斯皮策太空望远镜对红外暗云（IRDC）样本进行了调查，以探索它们的质量分布。我们提出了一种方法跟踪质量使用尘埃吸收对明亮的银河系背景在8微米。该样品中的IRDC由数十个团块组成，直径大小从0.02到0.3 pc，质量从0.5到几个10 Msun，是迄今为止任何团块质谱研究中最宽的动态范围。这一尺度范围的结构证实了IRDC是星团在早期碎裂阶段的前身。年轻的恒星分布在IRDC附近，但团块通常与恒星无关，在性质上看起来像是恒星前的。我们发现一个IRDC丛质谱的斜率为1.76 +/- 0.05的质量从30到3000 Msun。这一斜率与大量的研究结果一致，这些研究是从各种观测技术中挑选出来的，是关于大质量恒星形成区的，并且接近银河系星团和其他星系中星团的质量函数。我们断言，质量函数的形状是一个内在的和普遍的大质量恒星形成区，这是星团的诞生地的特征。随着这些云的演变和它们的组成块的碎片，质谱将变陡，并最终呈现出局部观察到的核心质量函数的形式。
2009-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Project Hephaistos -- III. Characterizing anomalous infrared sources identified as Dyson-sphere candidates
Uppsala University（乌普萨拉大学）；University of St. Andrews（圣安德鲁斯大学）
研究对七颗及另外三颗疑似戴森球候选体的M型矮星进行光度和光谱数据分析，通过校准的经验关系推导恒星参数，虽未明确红外过剩原因，但指出JWST和ALMA观测或能探测相关情况，还发现两颗恒星与红背景星系叠加。
2026-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detecting and Characterizing Young Quasars I: Systemic Redshifts and Proximity Zones Measurements
在一个多波长的调查$13$类星体在$5.8\lesssim z\lesssim6.5$，这是预先选定的潜在的年轻，我们发现五个对象具有非常小的邻近区的大小，这可能意味着紫外线发光类星体的寿命为$\lesssim 100,000$年。邻近区是类星体附近的增强透射通量区域，对类星体的寿命很敏感，因为星系际气体对它们的辐射有有限的响应时间。我们结合了来自阿塔卡马大型毫米阵列（ALMA）和NOEMA扩展毫米阵列（NOEMA）的亚毫米观测，以及来自甚大望远镜（VLT）和凯克望远镜上的中分辨率光谱仪的深光学和近红外光谱，以识别和表征这些新的年轻类星体，这为研究早期宇宙中超大质量黑洞（SMBH）的吸积行为提供了有价值的线索，并对当前黑洞形成模型提出了挑战，以解释十亿太阳质量的黑洞的快速形成。我们测量了类星体的系统红移，黑洞质量，爱丁顿比，发射线光度和恒星形成率的宿主星系。结合以前的结果，我们估计年轻的对象中的高红移类星体人口的比例为$5\%\lesssim f_{\rm young}\lesssim 10\%$。其中一个年轻的天体，PSO J158-14，显示出非常明亮的尘埃连续通量（$F_{\rm cont}=3.46\pm 0.02\,\rm mJy$），表明一个恒星形成率约为$1420\,M_{\odot}\,\rm yr^{-1}$的高度恒星爆发的宿主星系。
2020-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Composition of Bright Stars in the Continuous Viewing Zone of the TESS Space Mission
准确的大气参数和恒星的化学成分在确定系外行星系统的物理参数和了解其形成方面起着至关重要的作用。如果知道一颗恒星的主要大气参数，也有可能对它进行全面的星震表征。美国宇航局的凌日系外行星勘测卫星（TESS）空间望远镜将在寻找明亮恒星周围的系外行星和恒星星震变率研究中发挥非常重要的作用。我们用维尔纽斯大学Moletai天文台的1.65米望远镜和维尔纽斯大学高分辨率Echelle摄谱仪观测了北部TESS连续观测区中所有302颗明亮（V < 8等）和比F5光谱级更冷的恒星。统一测定了24种化学物种（C（C2），N（CN），[O I]，Na I，Mg I，Al I，Si I，Si II，Ca I，Ca II，Sc I，Sc II，Ti I，Ti II，VI，Cr I，Cr II，Mn I，Fe I，Fe II，Co I，Ni I，Cu I，和Zn I）的277缓慢旋转的单星在现场。大约83%的样本恒星的Mg/Si比大于1.0，可能在它们的系统中有岩石行星。
2020-05-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP): IV. Characterizing substructures and interactions in disks around multiple star systems
为了表征由多个系统中的恒星之间的相互作用引起的原行星盘中的子结构，我们研究了$1.25\,$ mm连续谱和三重系统HT Lup和AS 205的$^{12}$ CO $(J=2-1)$谱线发射，在$\approx 5\,$ au的尺度下，作为“高角分辨率项目”（DSHARP）的一部分。在连续辐射中，我们发现AS 205 N周围的盘中有两个对称的螺旋臂，螺距角为$14^\circ$，而南部的AS 205 S，本身是一个光谱双星，被一个紧凑的内盘和一个半径为$34\,$ au的明亮环所包围。$^{12}$ CO线表现出明显的潮汐相互作用的签名，与螺旋臂，扩展的弧形发射，和高速气体，可能的证据，最近在AS 205系统中的磁盘之间的近距离接触，因为这些功能是预测的流体动力学模拟的飞行遇到。在HT Lup系统中，我们检测到所有三个组件的连续发射。主盘HT Lup A也显示出双臂对称螺旋结构，螺距角为$4^\circ$，而HT Lup B和C位于$25$和$434\,$ au处，与HT Lup A的投影分离，直径分别与$\sim5$和$\sim10\,$ au几乎分辨不出。最接近的一对的气体运动学表明每个盘的旋转方向不同，这可以通过两个盘在不同的、接近平行的平面中的反向旋转来解释，或者通过这些盘的投影效应来解释，其中这些盘之间具有接近$90^\circ$的未对准。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Webb's PEARLS: Bright 1.5--2.0 micron Dropouts in the Spitzer/IRAC Dark Field
利用詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）在斯皮策IRAC暗场的再电离和透镜科学计划中获得的四波段NIRCam观测的第一个时代，我们寻找F150 W和F200 W的辍学。在14.2弧分^[2]的范围内，我们发现了8个F150 W和8个F200 W的衰减器，它们都比27.5等亮（最亮的约为24等），位于破裂红边的波段内。由于它们在多个波段中被检测到，因此这些必须是真实的物体。然而，它们的性质尚不清楚，表征它们的性质对于实现JWST的全部潜力非常重要。如果观测到的颜色衰减是由于莱曼破坏，那么这些天体应该分别位于z >~ 11.7和z >~ 15.4。颜色诊断显示，至少有四个F150 W的dropout远离dropout搜索中遇到的常见污染物（红移低得多的红色星系或棕矮星）。由于通带数量有限，F200 W脱落的诊断不太确定，但其中至少有一个可能不是已知类型的污染物，其余的与具有演化恒星星族的高红移星系或z ~ 3至8的老星系一致。如果确实有相当大一部分脱落粒子位于z ~ 12，我们就不得不面对一个严峻的问题，那就是如何解释它们的高光度和数密度。迫切需要对这些物体进行光谱鉴定。
2022-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infrared and X-Ray Spectroscopy of the Kes 75 Supernova Remnant Shell: Characterizing the Dust and Gas Properties
我们提出了深钱德拉观测和斯皮策空间望远镜红外光谱（IR）的复合超新星遗迹（SNR）Kes 75（G29.7-0.3）的外壳。残骸由中央的脉冲星风星云和南部的明亮部分壳层组成，在无线电，红外和X射线波长处可见。X射线发射可以通过具有~ 1.5 keV的温度的单个热分量或具有1.5和0.2 keV的温度的两个热分量来建模。以往的研究表明，热成分可能来自反冲击SN喷出物。然而，我们的新分析没有显示出明确的证据表明超新星（SN）喷出物中Si、S、Ar、Mg和Fe的丰度增加，也没有显示出已确认的SN凝聚尘埃的红外光谱特征，因此有利于星周或星际起源的X射线和红外发射。壳层中的X射线和红外辐射在空间上是相关的，这表明尘埃粒子被发射X射线的气体碰撞加热。壳层的红外光谱主要由尘埃的连续辐射组成，很少或没有线辐射。模拟的红外光谱表明，尘埃被加热到一个相对密集的，热等离子体的温度约为140 K，这也引起了热X射线发射组件。从IR发射推断出的密度显著高于从X射线模型推断出的密度，表明该X射线发射气体的填充因子低。假设壳层中没有发生重大的尘埃破坏，暖尘埃成分的总质量至少为0.013太阳质量。IR数据还揭示了存在额外的等离子体组分，其具有较低的温度，与0.2 keV气体组分一致。因此，我们的IR分析提供了X射线发射的较冷成分的独立验证。
2011-11-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
HyGAL: Characterizing the Galactic ISM with observations of hydrides and other small molecules. III. The absorption lines of [O I], CH, and OH
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（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）；William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学威廉·H·米勒三世物理与天文学系）；Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系）；LERMA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités（巴黎天文台LERMA实验室（隶属PSL研究大学、CNRS、索邦大学））；Department of Astronomy, University of Maryland（马里兰大学天文学系）；Liant（利安特研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学系）
研究通过分析CH、OH等分子与HCO+和CCH的关联，揭示银河系星际介质中分子和原子氧的分布特征及化学路径。
2026-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing Foreground for redshifted 21-cm radiation: 150 MHz GMRT observations
前景去除是检测来自再电离时期（EoR）的红移21-cm中性氢（HI）信号的主要挑战。我们已经使用150 MHz的GMRT观测的统计特性的前景在四个不同的视野。在700 <= 1 <= 2 x 10^4和Delta nu <= 2.5 MHz的范围内，测得的多频角功率谱C_1（Delta nu）的值在10^4 mK ^2至2 x 10^4 mK ^2之间，这与点源是最主要的前景分量的模型预测一致。测量的C_l（Delta nu）不显示平滑的Delta nu依赖性，这给使用多项式拟合的前景去除带来严重困难。观察数据用于评估点源扣除。考虑到在每个字段中的最亮的源（~ 1 Jy），我们发现，残留的伪影小于1.5%，在最敏感的字段（字段I）。我们已经使用场I，它有一个均方根噪声为1.3毫焦耳/梁，研究的性质的射电源人口的限制通量为9毫焦耳。差分源计数很好地符合斜率为-1.6的单次幂定律。我们发现没有证据表明源计数向低通量密度方向变平，这表明源种群主要由经典射电大声活动星系核（AGN）控制。从场I中减去点源后，就可以看到弥散的银河辐射。我们发现C_l \propto l^{-2.34}为253 <= l <= 800，这是在更高频率和更大角度尺度下测量的银河系同步辐射的特征。我们估计在l=800（θ> 10 '）时，银河系同步辐射的涨落为sqrt{l（l+1）C_l/2 pi} ~ 10 K。…
2012-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
