Extended Hot Gas Halos Around Starburst Galaxies
对爱因斯坦IPC数据的再分析和GINGA LAC的新观测表明，在星暴星系M82周围存在扩展的X射线辐射（10-50 kpc）。在这里，我们模拟这种排放计算的星爆事件的数值流体动力学模拟到更晚的时间和更大的规模比以前考虑的。在我们的模型中，我们采用了0.1 ${\rm yr}^{-1}$的超新星速率，以及与星系绑定的扩展低密度静态晕。风吹气泡的演化和激波阵面的传播有三个阶段：气泡在密度几乎均匀的圆盘气体中膨胀，激波阵面减速（$t \alt $ 360万年）;从盘面上突破，冲击波前锋向上加速（360万年$\alt t \alt$ 1800万年）;传播到晕中，导致更球形的系统和激波减速（1800万年$\alt t$）。对于密度为$10^{-3} {\rm cm}^{-3}$的晕，流出物在5千万年内达到距离星暴星系中心40-50千秒差距的距离。我们计算了X射线光度的时间演化，发现扩展星爆在GINGA LAC波段发射$3\times 10^{39}\lcgs$到$10^{40}\lcgs$，在Einstein或ROSAT HRI波段发射$\sim 10^{41}\lcgs$。讨论了外流中的电离平衡程度及其对铁K $α$线发射的影响。
1992-09-12 astro-ph
Faint [O IV] emission from starburst galaxies
本文报道了用国际标准化组织（ISO）上的短波光谱仪（SWS）观测到的一些星暴星系中高激发[OIV] 25.90 μ m谱线的微弱辐射。对M82的进一步观测在空间上解决了[OIV]发射区。在星爆中检测到这条线是令人惊讶的，因为它在热主序星周围的HII区域中没有可测量的数量，而热主序星是星爆星系的主要能量来源。我们讨论了形成这条线的各种模型。[OIV]由ISO空间分辨的电离层不可能起源于弱活动星系核，而必须是由于非常热的恒星或与星暴活动有关的电离冲击。对于像M82这样的低激发星暴，冲击波是最可能的[OIV]发射源。
1998-03-27 astro-ph
Diffuse Thermal Emission from Very Hot Gas in Starburst Galaxies: Spatial Results
介绍了BeppoSAX对附近原型星暴星系NGC 253和M82的新观测。另一篇论文（Cappi et al. 1998;astro-ph/9809325）表明，从源中心区域提取的两个星系的硬（2-10 keV）光谱最好用kT ~ 6-9 keV和丰度~ 0.1-0.3太阳的热辐射模型描述。空间分析得到了明确的证据，证明这种辐射在NGC 253中是扩展的，也可能在M82中。这很清楚地排除了LLAGN作为硬X射线发射的主要负责人。不能排除点源（即X射线双星（XRB）和超新星遗迹（SNRs））的重要贡献;我们目前也不能可靠地估计康普顿辐射的水平。然而，我们认为这些贡献不应该影响我们的主要结论，即，BeppoSAX号卫星的结果表明，在这两个星系中都存在非常热的、缺乏金属的星际等离子体的令人信服的证据。
1999-02-01 astro-ph
Mapping Large-Scale Gaseous Outflows in Ultraluminous Galaxies with Keck II ESI Spectra: Variations in Outflow Velocity with Galactic Mass
在18个超亮红外星系（ULIGs）的星际吸收线的测量已与已公布的数据相结合，以重新评估星系外流速度对星暴光度和星系质量的依赖。多普勒频移揭示了相对较冷的气体以$330 \pm 100$ km/s的速度流出。外流速度随恒星形成率（SFR）的增加而增加，近似为$v \propto SFR^{0.35}$。这一结果令人惊讶，因为在传统的星暴驱动风模型中，这些相对较冷的气体云是由炽热的超新星加热风的冲压压力加速的，随着星系质量的增加，这种热的超新星加热风表现出微弱的（如果有的话）\x温度变化。缺乏更热的风的证据在一定程度上是一个敏感性问题;但超亮恒星爆发中的外流速度实际上与微温风的加速一致，表明更热的成分不太可能主导动量通量。矮星暴风中的\nad速度在kT ~0.73 keV的测量温度下达不到热风的终极速度。一个动力学的解释是，矮恒星暴风只是缺乏足够的动量来加速云到热风的速度。在动力学质量约束良好的恒星爆发子样本中，其终端流出速度接近银河系的逃逸速度.如果这种关系，这是类似于观察到的恒星风，来自尘埃和气体的辐射压力限制了星暴的最大光度，那么反馈将在大质量星系中比以前认为的更强，有助于塑造星系光度函数的高质量端。
2004-10-09 astro-ph
Revealing the interaction between the X-ray gas of starburst galaxy UGC 6697 and the hot intracluster medium of A1367
本文介绍了对位于A1367（5 - 6 keV）西北热区的X射线亮星暴星系UGC 6697的CHANNEL观测结果。一个非常尖锐的X射线边缘（约13倍的表面亮度跳跃）在东南部和一个长长的尾巴（至少60 kpc的核心）在西北部的星系被检测到，如预期的，如果星系是向东南方向移动。X射线的边缘，在中间的核和东南光盘的边缘，也在同一个位置，在那里的H α发射被截断，并观察到一个无线电锐边。东南部的X射线弥散发射也增强了，这意味着冲压压力压缩。没有检测到平面外的X射线分量，这可能是由于流出活动比核星爆中的流出活动弱以及外部限制加剥离的综合效应。UGC 6697中的扩散热气体温度约为0.7 keV，铁丰度较低（约为0.1 - 0.2太阳能）。在原子核上探测到一个X射线点源（L（0.5-10 keV）~ 2.8 x 10^{40}尔格·秒^{-1}），但没有被高度吸收。还探测到三个偏离中心的超亮X射线源，它们的L（0.5-10 keV）均大于10^{40}尔格·s^{-1}。基于现有的多波长观测数据，我们认为星际介质与ICM之间的相互作用是UGC 6697星暴的主要触发因素。
2004-11-23 astro-ph
Nascent starbursts in synchrotron-deficient galaxies with hot dust
本文对NGC 1377、IC 1953和NGC 4491这三个具有异常高的红外-射电连续谱比的邻近星系进行了研究，以了解其特殊性的物理起源。我们回顾了现有的数据，并提出了新的无线电连续测量以及近红外积分场光谱和分子气体观测。这三个星系的光度都很低，但都有类似于恒星爆发的红外线颜色;在NGC 1377中，在任何波长都没有发现同步辐射;在IC 1953中，观测到的同步辐射成分仅来自螺旋盘，在中心区域没有; NGC 4491的射电频谱异常平坦。我们还将它们与NGC 4418进行了比较和对比，NGC 4418是一个严重熄灭的星系，与它们有一些共同的属性。在研究了各种情况后，我们得出结论，这些星系最有可能在一个激烈的恒星形成事件开始后的几个百万年内被观察到，至少有1亿年的静止。这一恒星爆发虽然加热了尘埃，但还没有产生光学特征，也没有产生正常数量的宇宙射线。我们简要地讨论了这些星系的统计数据，以及它们对恒星形成调查的意义。
2003-05-04 astro-ph
XMM-Newton Observations of Extra-planar Gas in Nearby Starburst Galaxies
我们报告的第一个结果XMM-牛顿观测附近的星暴星系，形成一个多波长的气体晕晚型螺旋星系周围的研究和它们的依赖水平的恒星形成活动在底层磁盘的一部分。XMM-牛顿，其非凡的灵敏度微弱的扩展X射线发射，是用来推导空间和光谱性质的非常热的面外/晕气体。例如，可以测试光谱模型，并可以估计密度，质量和能量等热气体属性。将晕X射线发射的分布与光学细丝和/或观察到的磁场结构进行比较，揭示了工作刚刚开始的有趣的相关性。我们的研究的目的-在一般情况下-在评估的重要性，星系晕作为一个富含金属的热介质和它们的意义，在银河系化学演化和可能的金属富集的星系际介质储存库。
2004-12-13 astro-ph
Diffuse Thermal Emission from Very Hot Gas in Starburst Galaxies
介绍了BeppoSAX对邻近原型星暴星系NGC 253和M82的观测结果。光谱分析表明，从中心4'区提取的2-10 keV光谱与kT~6-9 keV和金属丰度~ 0.1-0.3太阳能的热辐射模型拟合得最好。空间分析得到了明确的证据，证明这种辐射在NGC 253中是扩展的，也可能在M82中。这些结果清楚地排除了LLAGN作为NGC 253中X射线发射的{ \it main}来源的可能性。对于M82，在~ 6.7 keV处的Fe-K线的存在，以及其2-10 keV连续区的凸形轮廓，指示显著的热分量。点源（例如X射线双星、超新星遗迹和/或LLAGN）和康普顿辐射也可能有贡献。总而言之，BeppoSAX号卫星的结果为两个星系中都存在炽热的星际等离子体提供了令人信服的证据，其形式可能是从这些星系的盘中流出的超级风。量级的估计和一些影响，如驱逐的质量和能量的外流气体的这种超级风的情况下，进行了讨论。这些新的结果还表明，这些星系的X射线发射与银河脊的X射线发射之间存在一些相似之处。
1999-08-27 astro-ph
The stellar population and the evolutionary state of HII regions and starburst galaxies
RHII和星暴都是由大质量恒星提供动力的。它们是通过辐射能和机械能加热ISM的主要贡献者。本文综述了利用紫外光和光学积分光反演RHII和星暴的恒星成分和演化状态的技术。更详细地讨论了RHII原型（NGC 604）和核星暴（NGC 7714）。结果表明，这些对象的多波长分析，以估计其恒星的内容和它们的演化状态在一个一致的方式的必要性。
1999-12-28 astro-ph
Mechanical Feedback: From stellar wind bubbles to starbursts
通过评价壳层形成和演化的标准绝热模型，回顾了目前对机械反馈的理解。这个模型是相关的现象，从个别的恒星风泡沫银河超级风，形成的基础上，我们了解的多相ISM，IGM和星系的演化过程。虽然已经发现模型和观测之间存在重大差异，但迄今为止还没有发现需要进行根本性修订的差异。各种各样的证据，在空间尺度上超过三个数量级，与标准模型大致一致。这包括个别物体的运动学，热气体的观测，HI壳的大小分布，以及星暴星系的外流率。然而，与壳层演化有关的一些最紧迫的问题仍然悬而未决，阻碍了解决热气体命运等关键问题的努力。
2001-03-20 astro-ph
The Stellar Content of the Post-Starburst S0 Galaxy NGC 5102
研究了S 0星系NGC 5102的恒星含量。在星盘的整个西部都发现了少量明亮的主序星和红超巨星（RSG），过去1000万年的恒星形成率（SFR）估计为每年0.02太阳质量。RGB恒星的银河系中心距离为10 kpc，相当于约14个盘尺度长度。大量明亮的渐近巨星分支（AGB）恒星分布在星盘的西部，并得出结论：（1）在过去的Gyr中形成的恒星占星盘总质量的20%，（2）NGC 5102星盘在中间时期的SFR至少为1.4太阳质量/年。这表明NGC 5102是一个螺旋星系，在过去的几百万年里经历了一个星系范围的恒星形成增强事件，并且它的大部分星际介质都是在外流中喷出的。
2008-03-11 astro-ph
Chandra Observations of Expanding Shells in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 3077
对NGC 3077（一个位于M81三重态的星暴矮星系）的钱德拉深空观测（53 ks，ACIS-S3），分辨出了几个超壳层的X射线辐射。在以前在H α发射中检测到的膨胀壳层所定义的空腔中，发射是最亮的（Martin 1998）。根据数据拟合的热辐射模型表明，温度范围在~1.3 × 10^（6）K到4.9 × 10^（6）K之间，并表明最强的吸收与CO辐射追踪到的密集云相一致。拟合得到的压力为P/k~10^（5-6）xi^（-0.5）f_（v）^（-0.5）K cm^（-3）（xi：太阳单位内高温气体的金属丰度，f_（v）：体积填充因子）。尽管有这些高压，热气体的径向密度分布并不像在自由膨胀风中预期的那样陡峭（例如，在邻近的星暴星系M 82中所见），这意味着热气体仍然被H α壳层所限制。NGC 3077的混沌动力学状态破坏了对逃逸速度的可靠估计。与外流的最终命运更相关的量可能是丰富的组内介质中的气体密度。基于NGC 3077的HI分布和一个相连的潮汐尾，我们认为风有可能离开NGC 3077的引力阱向北而不是向南。0.3-6.0 keV的X射线总光度约为2-5 x 10^（39）erg s^（-1）（取决于所选的热等离子体模型）。NGC 3077的大部分（约85%）X射线光度来自热的星际气体;其余的来自六个X射线点源。尽管先前的说法与此相反，我们没有发现来自NGC 3077附近突出的潮汐…
2003-05-09 astro-ph
Molecular Gas Depletion and Starbursts in Luminous Infrared Galaxy Mergers
大多数亮红外星系（LIGs）都是富含分子气体的紧密相互作用/合并系统。本文研究了星系-星系相互作用阶段、分子气体质量和由LIGs红外光度L_IR推断的恒星形成率之间的关系。在50个LIG合并的样本中，我们发现CO（1-0）光度（分子质量M（H_2）的量度）和合并核的投影分离（合并阶段的指示）之间存在相关性，表明分子气体含量随着合并的进行而减少。星暴是由于增强的恒星形成在预先存在的分子云，而不是从HI形成更多的分子云。随着合并的进行，由于星爆，分子含量正在迅速耗尽。这进一步得到了L_IR/M（H_2）（单位气体质量恒星形成率的全球测量值）与预计分离之间的反相关性的支持，这意味着与早期合并相比，合并后期的恒星形成“效率”有所提高。这是第一个将分子气体的耗尽与相互作用星系中的星爆联系起来的证据。
1998-12-17 astro-ph
Infrared Molecular Starburst Fingerprints in Deeply Obscured (U)LIRG Nuclei
斯皮策太空望远镜的高分辨率光谱显示了气体C2 H2，HCN和CO2分子朝向深度模糊（U）LIRG核样本的振动-旋转吸收带。观测到的谱带表明存在着致密（n>~ 10^7 cm^-3）、温暖（T_ex = 200-700 K）的分子气体，这些分子的柱密度很高，范围在10^15 ~ 10^17 cm^-2之间。根据硅酸盐光学厚度推断，相对于H2的丰度范围在~10^-7到10^-6之间，与温度无关。理论研究表明，C2 H2和HCN的高丰度排除了与活动星系核周围的环相关联的X射线主导区（XDR）作为这种致密温暖分子气体的起源。在所谓的热核阶段，银河系的大质量原恒星具有类似的物理特征，在热阶段具有相当高的C2 H2，HCN和CO2丰度。在较冷的温度（T_ex <= 400 K）下，（U）LIRG的C_2H_2和HCN的丰度以及C_2H_2/CO_2和HCN/CO_2的比值都比（U）LIRG高得多。我们认为，温暖的致密分子气体揭示的中红外吸收线是与一个阶段的深埋恒星形成的极端压力和密度的核星爆环境抑制了HII地区的扩张和全球性的恒星形成分子云核心的破坏，并'困'在一个'扩展'热核心阶段的恒星形成过程。
2007-06-28 astro-ph
Starbursts in barred spiral galaxies. I. Mrk 712: a new Wolf-Rayet galaxy
我们报告了在IRAS棒旋星系Mrk 712星系核以南4.5角秒的巨大HII区发现的沃尔夫-拉叶星辐射。根据HeII 4686线的光度估计，WNL和OV星的比率为0.2。通过与星爆和恒星演化模型的比较，我们发现这个高值只与非常年轻的星爆事件（3 - 4百万年）和平坦的初始质量函数（Gamma = -1）相兼容。[ArV]线的存在表明HII区被热沃尔夫-拉叶星强烈电离。与其他棒状沃尔夫-拉叶星系的比较表明，沃尔夫-拉叶星的探测取决于星系的尘埃含量和方向。
1995-05-10 astro-ph
Near-infrared line imaging of the starburst galaxies NGC 520, NGC 1614 and NGC 7714
本文给出了相互作用星暴星系NGC 520、NGC 1614和NGC 7714核区的高空间分辨率（0.6角秒）近红外宽带JHK图像和Br_gamma 2.1661微米和H_21 -0 S（1）2.122微米发射线图像。近红外发射线和射电形态大体一致，尽管在细节上有差异。在NGC 1614中，我们发现Br_γ的核双结构，与射电双结构一致。我们得到了NGC 1614和NGC 7714的核区的平均折射率分别为A（K）= 0.41和A（K）= 0.18。对于NGC 520，消光要高得多，A（K）= 1.2 - 1.6。观测到的H_2/Br_γ比值表明，分子气体的主要激发机制是来自年轻恒星团的强紫外辐射的荧光，而激波激发可以排除。所有星系的星暴区都具有较小的Br_γ等效宽度。假设恒星形成模型为常数，即使降低质量上限M_u = 30 M_o，也会得到相当老的年龄（10 - 4000万年），这与星团的近红外形貌不一致。我们倾向于一个M_u = 100 M_o的恒星形成瞬时爆发的模型，它发生在6 - 700万年前，与以前的测定和在NGC 1614和NGC 7714中探测到的W-R特征相一致。最后，我们注意到一个可能的系统性差异，在恒星暴和塞弗特星系之间的热分子气体的量。
2000-11-23 astro-ph
A Far-Ultraviolet View of Starburst Galaxies
本文讨论了与1200埃以下波长区有关的星暴星系的最新观测和理论结果。这篇评论涵盖了恒星、尘埃以及热气体和冷气体。该波长区域遵循与在较长波长处看到的趋势类似的趋势，但有几个明显的例外。即使是最年轻的恒星星族也显示出光谱能量分布的翻转，谱线覆盖更为明显。此外，O-VI线允许人们在比可能的更长波长的线更高的温度下探测气体。分子氢线（如果检测到）提供了冷相的一瞥。我涵盖了912 A以下的关键波长制度和最近试图探测逃逸的电离辐射的影响。
2004-10-22 astro-ph
The impact of new ionizing fluxes on ISO observations of HII regions and starbursts
广泛的网格光电离模型已经计算出单星HII地区和不断发展的星爆。我们举例说明的红外精细结构线，用于分析恒星的内容，并推导出的属性，如年龄和IMF的预测。最近的电离通量的红外线的影响。我们的星爆模型与红外诊断和ISO观测的Genzel等人（1998）的第一次比较。
1998-12-03 astro-ph
Evolution of the X-ray luminosity and metallicity of starburst blown superbubbles
我们计算了随时间变化的金属生产预期从星爆，并使用它们作为边界条件，在我们的2D模拟不断发展的超级气泡。我们假设产生的金属（氧和铁）与喷出的恒星包层彻底混合，和/或与从超级气泡冷外壳热蒸发的物质混合。金属生产过程决定了热超级气泡内部随时间变化的金属丰度，并导致Z值大于或等于太阳能，当氧被用作示踪剂时，和太阳能下的金属丰度相对于铁测量。无论哪种情况，金属丰度的增加都会提高超级气泡的X射线发射率，使理论和观测更加接近。
2000-09-06 astro-ph
A high spatial resolution X-ray and H-alpha study of hot gas in the halos of star-forming disk galaxies. II. Quantifying supernova feedback
我们调查的经验性质的热X射线发射气体在一个样本的7个星暴和3个正常的边缘上的螺旋星系（一个样本，其中涵盖了整个范围内的恒星形成的强度发现在盘星系）的大小，质量，恒星形成率和恒星形成强度在宿主星系。有趣的是，正常螺旋星系（无论是在它们的盘还是晕中）的扩散X射线特性落在了从具有超级风的星暴星系的趋势推断出来的地方。我们证明了在盘和晕中弥散X射线发射的光度与来自大质量恒星的机械能反馈率成正比。然而，只有三个非星爆正常的螺旋星系，很难排除吸积为基础的起源外平面弥漫X射线发射周围正常的恒星形成星系。较大的星系有更多延伸的X射线发射晕，但星系质量似乎在决定盘或平面外X射线发射等离子体的性质方面没有作用。这些光度和大小相关性的结合导致了漫射X射线发射的表面亮度与星盘中单位面积的平均恒星形成率（L_FIR/D_25 ^2）之间的相关性。我们认为，关键的空间区域周围的星系，控制气体是否在恒星爆发驱动的超级风将逃逸到IGM不是外晕~100千秒差距的主机星系，但内部的几个晕标度的高度，在~20千秒差距的星系平面。考虑到我们观测到的气体晕的性质，从质量为M ~ 10^10 - 10^11 M太阳的盘星系中流出的超级风应该仍然会将它们的一部分物质喷射到IGM中。（摘要删节）
2004-01-27 astro-ph
Starbursts: Lessons for the Origin and Evolution of Galaxies and the Inter-Galactic Medium
星暴是发生在星系中心区域的强烈恒星形成事件，并主导了星系的综合辐射。它们是当今宇宙的重要组成部分，是$\sim$ 25%的高质量恒星形成的场所。它们为检验我们关于恒星形成、大质量恒星演化和星际介质物理学的想法提供了独特的“实验室”。它们是星系起源和早期演化以及星系间介质加热和化学富集过程的局部类似物。在这篇文章中，我从这个广泛的宇宙起源学的角度回顾了星暴，强调了我们从星暴中学到的几个关键教训：1）剧烈的瞬变事件在星系的起源和演化中起着重要作用。2)星系团并不演化为“岛屿大学”：恒星爆发是由星系间的相互作用引发的，并产生“污染”星系间介质的热的化学富集气体的流出。3)尘埃极大地影响了恒星爆发和（可能）高红移星系中大质量恒星形成的观点。在这篇评论中，我强调了天基观测在理解星暴中的重要性。
1997-08-28 astro-ph
A newly identified Luminous Blue Variable in the galactic starburst cluster Westerlund 1
我们目前的观测大质量过渡星W243在Westerlund 1。我们发现一个明显的光谱类型的早中期A从我们的数据，在对比早期的分类B2 I，从1981年获得的数据。丰富的发射线光谱的同时发展表明一个非常高的质量损失率;氦发射的持续存在表明，底层的恒星仍然显着热比其明显的光谱类型所暗示的。我们认为W243是一个正在经历爆发阶段的亮蓝变星，导致了极端的质量损失率和伪光球的形成。
2003-12-02 astro-ph
The Cold and Hot Gas Content of Fine-Structure E and S0 Galaxies
我们调查的冷，热气体含量的早期型星系的光学形态的特点，如测量的精细结构指数（西格玛）的存在下的趋势。来自文献的HI绘图观测用于跟踪冷气含量，ROSAT PSPC存档数据用于量化热气含量。我们发现，E和S0星系的光学特性的高发病率是完全X射线underluminous，因此，缺乏热气体。相比之下，更松弛的星系几乎没有或没有光学特性的迹象，跨越了广泛的X射线光度范围。也就是说，X射线过量与σ有关。冷气含量与精细结构指数或X射线含量似乎没有类似的趋势。只有明显松弛的E和S0星系才是强X射线发射体，这一事实与强扰动（如合并）后热气晕在几千兆年的时间尺度上形成的假设是一致的。这与预期的恒星质量损失是一致的。
2000-07-13 astro-ph
Signatures of hadronic cosmic rays in starbursts? High-energy photons and neutrinos from NGC253
我们表明，它似乎可能的星暴星系，像附近的NGC 253，最近确定为TeV源的CANGAROO合作，通过强子过程在其核心发射大量的高能伽马射线和中微子。我们认为，质子照明的大质量恒星的内风可以是一个可行的机制，产生TeV的伽马射线和中微子没有一个强大的MeV-GeV对应。星爆的丰富的恒星内容，与数以百万计的早期类型的恒星集中在中心区域，在那里的恒星风和超新星的集体效应可以产生一个显着的宇宙射线密度的增强，提供了一个足够的方案TeV $γ$ -射线的产生。在合理的积分时间内，近距离的星暴也被发现是像ICECUBE这样的千米级中微子望远镜的潜在来源。
2003-02-12 astro-ph
Synthetic spectra of H Balmer and HeI absorption lines. II: Evolutionary synthesis models for starburst and post-starburst galaxies
我们提出了演化的恒星星族合成模型来预测单金属丰度恒星星族的光谱，在3700和5000 A之间的五个光谱区中，光谱采样为0.3 A。这些模型是针对有活跃恒星形成的星系而优化的，它们综合了氢巴耳末系的轮廓（Hb、Hg、Hd、H8、H9、H10、H11、H12和H13）和中性氦吸收线（HeI 4922，HeI 4471，HeI 4388，HeI 4144，HeI 4121，HeI 4026，HeI 4009和HeI 3819）的恒星初始质量函数。持续1 Gyr的连续恒星形成模型。输入恒星库包括NLTE吸收配置文件的恒星热超过25000 K和LTE配置文件的温度较低。温度和重力覆盖范围分别为4000 K <Teff< 50000 K和0.0< log g$< 5.0。该模型可用于星暴和后星暴星系的日期，直到1 Gyr。它们已经在大麦哲伦星系中的星团、星暴星系NGC 1569中的超级星团B、矮椭圆星系NGC 205的核心和一个发光的“E+A”星系的数据上进行了测试。完整的数据集可在http://www.iaa.es/ae/e2.html和http：//www.stsci.edu/science/starburst/上检索，或根据作者的要求在rosa@iaa.es上检索。
1999-07-09 astro-ph
Near-infrared line imaging of the circumnuclear starburst rings in the active galaxies NGC 1097 and NGC 6574
本文给出了LINER/Seyfert 1星系NGC 1097和Seyfert 2星系NGC 6574的环核恒星形成环的高空间分辨率近红外宽波段JHK和Br_gamma 2.166 μ m和H_21 -0 S（1）2.121 μ m发射线图像。我们调查的形态，灭绝，恒星形成的性质和历史的环，通过比较观察到的性能与进化人口合成模型。两个星系中的星团形态随波长变化很大，这是由于灭绝、热尘和红超巨星以及恒星星族年龄的共同作用。近红外和无线电形态是在一般协议，虽然有详细的形态差异。根据Br_γ和H_α通量的比较，我们得到了NGC 1097和NGC 6574对热点的平均折射率A_V = 1.3和A_V = 2.1。观测到的H_2/Br_γ比表明，在两个环中，分子气体的主要激发机制是来自年轻热星的紫外辐射，而激波只在少数区域起作用。两个星系的星暴环都具有较小的Br_γ等效宽度。假设恒星形成速率为常数，M_u = 100 M_o，则星系的年龄非常长（可达1 Gyr），这与星系的形态和射电光谱指数不符。这种情况仅通过减小上质量截止值（M_u = 30 M_o）而略有改善。我们更倾向于一个M_u = 100 M_o的恒星形成瞬时爆发的模型，它发生在大约6- 700万年前。在这两个星系中都探测到了平行于恒星核棒的气态核棒，激发核H_2辐射的质量为M ~100 M_o。最后，我们简要地讨论了环，棒和核活动…
1999-10-08 astro-ph
The Low CO Content of the Extremely Metal Poor Galaxy I Zw 18
我们提出了敏感的分子线观测的贫金属的蓝色致密矮星I Zw 18获得的IRAM高原德布尔干涉仪。这些数据将我们300 pc（半高宽）光束中的CO J = 1 - 0光度限制为L_CO <1 \times 10^5 K km s ^-1 pc ^2（I_CO <1 K km s ^-1），比以前的极限低一个数量级。虽然I Zw 18是恒星爆发，但它的CO光度与附近的低质量不规则星（如NGC 1569、SMC和NGC 6822）相似或更低。相对于它的B波段光度、HI质量或恒星形成率，I Zw 18中的CO比螺旋星系或矮星暴星系（包括附近的矮星暴IC 10）少。将恒星形成速率与我们的CO上限进行比较，我们发现除非分子气体在I Zw 18中形成恒星的效率比我们银河系高得多，否则它的CO与H_2的比率一定很低，即\sim是银河系的10 ^-2倍。我们检测到3毫米的连续发射，大概是由于热尘埃和自由-自由发射，朝向无线电峰值。
2007-04-06 astro-ph
ISM gas removal from starburst galxies and the premature death of star clusters
最近对邻近合并星系和星暴（SB）星系中星团年龄分布的观测研究表明，年轻的星团过早死亡。演化中的星团的命运主要取决于其气体含量。这就像一种胶水，有助于保持恒星系统的引力约束。在超新星（SNe）爆炸率升高的SB系统中，人们应该期望气体的有效加热和完全去除，这可能有利于快速分解正在演化的星团。基于对SB环境中星际气体动力学演化的同期研究，（Melioli & de Gouveia Dal Pino 2004），其中还考虑了可能抑制SNe对星际气体加热效率的致密云的存在，我们在这里计算了从这些系统中嵌入的年轻星团中去除气体的时间尺度，发现它们与非常短的时间尺度是一致的。从上述观测研究中推断出的星系团解体的时间尺度。我们的研究结果表明，典型的SB原集群应开始分散后，小于5万年。对于一个给定的总气体质量含量，这个结果几乎是不敏感的初始恒星形成效率。
2005-11-22 astro-ph
The Global Star Formation Law: from Dense Cores to Extreme Starbursts
活跃的恒星形成（SF）与巨分子云致密核心中的致密分子气体密切相关。我们在65个星系（包括10个超亮星系）的HCN（致密分子气体的措施）调查显示HCN和IR（SF率）光度之间的紧密线性相关，而IR和CO（总分子气体的措施）光度之间的相关性是非线性的。这表明，全球SF率更密切地依赖于致密分子气体的量比总分子气体含量。这种线性关系延伸到银河系的致密核心和高红移的超亮极端恒星爆发。因此，在致密气体中的全球SF定律似乎是线性的，从致密的核心到极端的恒星爆发，在红外光度上跨越了9个数量级。
2007-03-21 astro-ph
The Dust Content and Opacity of Actively Star-Forming Galaxies
本文介绍用ISO光度计对八个低红移星暴星系进行的150微米和205微米远红外测光。八个星系中的五个在两个波段都被探测到，这些数据与IRAS档案测光一起被用来模拟λ>40微米的尘埃排放。远红外光谱能量分布（SED）最适合由两个修改的普朗克函数的组合，与T~40-55 K（暖尘）和T~20-23 K（冷尘），并与尘埃发射率指数ε =2。冷尘埃可以是星暴星系远红外辐射的主要贡献者，占总通量的60%。这一部分不仅被一般的星际辐射场加热，也被星暴本身加热。冷尘埃质量比温暖的尘埃质量大150倍，使我们样本中恒星爆发的气尘比接近银河系的值，一旦重新调整为适当的金属丰度。在1-1000微米范围内的尘埃远红外辐射总量与40-120微米范围内的红外天文卫星远红外辐射总量之比约为1.75，星系之间的差异很小。远红外辐射预测的尘埃变红的紫外到近红外恒星辐射是在一个因素内的观测值在单个星系和20%内，平均超过一个大的样本。如果我们的局部星暴样本代表了高红移（z>1），紫外光明亮的恒星形成星系，这些星系的远红外辐射通常在亚毫米巡天中无法检测到，除非（1）它们的热光度与超亮远红外星系相当或更大，（2）它们的远红外辐射包含冷尘埃成分。
1999-11-24 astro-ph
Starbursts in active galaxy nuclei: observational constraints from IR stellar absorption lines
利用高质量的活动星系红外光谱，包括Si在1.59 μ m、CO（6，3）在1.62 μ m和CO（2，0）在2.29 μ m的吸收特征，测量了恒星在1.65 μ m的质光比（M_H/L），研究了环核星暴的发生。我们发现，古老而强大的星暴是比较常见的模糊AGN（5对象的13），而在真正的塞弗特1的缺席（0对象的8）。这些数据也被用来推导出非恒星的连续谱，这是非常红色的，兼容的排放从温暖的（~1000 K）的尘埃，即使在裸露的Sy 1的，从而表明近红外核连续辐射是再处理的辐射。热尘埃（~800 K）的排放也在一些模糊的活动星系核，包括塞弗特2原型NGC 1068检测。观测到的非恒星通量太高，无法用散射光来解释，因此表明遮蔽活动星系核的物质必须具有相当小的投影尺寸（<~1 pc）。
1999-08-06 astro-ph
Infrared line ratios revealing starburst conditions in galaxies
根据Lutz等人（1998，A&A，333，L75）的建议，通过临界红外线比研究了典型星暴星系的物理条件。用一个能解释激波和热星光电离耦合效应的复合模型进行的计算，与观测到的单个天体的谱线比完全吻合，并解释了观测到的[OIV]/（[NeII]+0.44[NeIII]）和[NeIII]/[NeII]之间的关系。冲击波速度和气体密度是临界参数。大部分激波产生于低密度-速度（n_0 = 100 cm-3，V_s = 50 - 100 km/s）的星云中，这些星云是星暴星系中电离气体的主要来源。然而，尽管它们的数量要少很多，但在致密（= 500 - 800 cm-3）云中的高速（= 400 - 600 km/s）激波是再现低激发星暴核星系（SBNG：M82，M83，NGC 253，NGC 3256，NGC 3690和NGC 4945）中观察到的临界红外线比率所必需的。这些模型的预测是在很好的协议与强大的恒星爆驱动的超级风和高压ISM中观察到的SBNG。相反，高激发的HII星系（II Zw 40和NGC 5253）没有显示出任何明显的大规模气体流出的特征。HII星系和SBNG之间的这种差异可以用它们的星爆的时间演化来解释。
1999-04-22 astro-ph
Deep Optical Imaging of Starbursting "Transition" Dwarf Galaxies
矮星系的一个子群具有可能的恒星形成系统和矮椭圆星系之间的演化过渡的特征。这些系统拥有显著的恒星爆发，并具有平滑的椭圆形外壳和小的HI含量;它们的气体含量低，不太可能在显著的宇宙时间跨度内维持高的恒星形成率。我们探索可能的起源，这样的星暴“过渡”矮星使用中等深度的光学图像。虽然星系间的相互作用可能产生这些星系，但没有潮汐碎片或其他外部扰动的光学证据，而且它们也缺乏附近的巨邻居，可以提供最近的扰动。外部区域的颜色表明，恒星形成在过去停止> 1 Gyr，这比当前恒星爆发的合理时间跨度更长。我们认为，恒星爆发的机制是绑在与其他矮星的相互作用或状态的星际介质，并讨论了情节恒星形成事件与气体加热和冷却在低特定角动量星系的可能性。
2007-10-22 astro-ph
Galactic winds and circulation of the ISM in dwarf galaxies
通过二维流体动力学模拟，研究了星暴对典型富气矮星系ISM的反馈。主要目标是解决星暴后ISM和金属的流通问题。我们假设一个单相旋转ISM在平衡的星系势产生的恒星盘和球形暗晕。假设星暴发生在星系中心的一个小体积内，它产生的机械能为3.8e39 erg/s或3.8e40 erg/s，持续3000万年。我们发现，与以前的调查一致，银河风在消除ISM方面不是很有效。相反，富含金属的恒星喷出物可能会被有效地从星系中排出并分散在星系际介质中。此外，我们还发现，在距离恒星破裂1亿年之后，星系的中心区域总是充满了寒冷而稠密的气体，达到了0.5 - 1 Gyr的新恒星形成事件的必要条件。因此，银河风的流体动力学演化与许多化学演化研究所提出的恒星形成机制相一致。我们还讨论了这些星系的X射线发射，发现可观察到的（发射平均）丰度的热气体低估了真正的热传导是有效的。这可以解释在星暴星系中估计的非常低的热气体金属丰度。
1999-07-01 astro-ph
Empirical diagnostics of the starburst-AGN connection
我们研究了35个Seyfert 2核的代表性样品。先前的工作表明，这些核中有近1/2在光紫外波长处显示出直接（但难以检测）的光谱特征，这些光谱特征是热的大质量恒星的动力。在本文中，我们研究了各种更容易测量的量，这种样品，如强吸收功能的等效宽度，连续色，发射线等效宽度，比率和配置文件，远红外光度和近紫外表面亮度。我们比较复合星爆+塞弗特2核的“纯”塞弗特2的，星爆星系和正常的星系核。我们的目标是验证复合核中的这些属性是否与星爆的预期影响一致，并研究替代的要求较低的方法来推断Seyfert 2中存在的星爆，适用于更大或更遥远的样本。我们表明，恒星爆发确实留下清晰，易于量化的近紫外光连续范围内的印记。复合星爆+Seyfert 2系统的特征是：（1）一个强的“无辐射连续体”，它将主星系核球的CaII K线稀释到W_K < 10 A，（2）发射线的等效宽度介于星爆星系和“纯”Seyfert 2星系之间;（3）相对较低的激发线比，表明这些Seyfert 2中的部分气体电离（通常是Hbeta的\sim 50%）是由于OB星的光电离作用;（4）远红外光度大（> 10^10 Lsun）;（5）近紫外表面亮度高（~10^3 Lsun/pc^2）。这些特征都与环核星爆对Seyfert 2观测性质的预期影响相一致。（节略）
2001-04-10 astro-ph
Stellar and gaseous abundances in M82
星暴星系的近红外吸收光谱显示了几条来自红超巨星的原子和分子谱线，这些谱线可以用来推断可靠的恒星丰度。锁定在恒星中的金属给出了恒星形成最后一次爆发之前星系金属丰度的图片。通过测量X射线中的热气体，可以追踪到在最后一次爆发中诞生的新一代恒星的富集。首次获得了星暴星系M82核区详细的恒星丰度。它们相比，来自一个准确的重新分析的XMM和钱德拉核X射线光谱的热气体。冷恒星和热气体表明[Fe/H]=-0.35+/-0.2 dex，总体[Si，Mg/Fe]分别增强0.4和0.5 dex。这与SNe II爆炸在短时间尺度上递归爆发的主要化学富集是一致的。氧的解释更令人费解，因为它在恒星中增加了0.3德克斯，在热气中减少了0.2德克斯。与其他阿尔法元素相比，没有一种标准的浓缩方案能够充分解释这种行为。
2004-01-19 astro-ph
Massive Star Formation in Galaxies: Radiative transfer models of the UV to mm emission of starburst galaxies
我们提出了说明性的模型紫外毫米辐射的星爆星系被视为一个合奏的光学厚巨分子云（GMCs）的中心照亮最近形成的恒星。模型遵循的GMC的演变，由于电离诱导的HII区域的膨胀和GMC内的恒星星族的演变根据Bruzual & Charlot恒星星族合成模型。考虑了瞬时加热尘埃颗粒/多环芳烃对辐射转移的影响以及多次散射。HII区域的扩张和狭窄中性壳层的形成自然解释了为什么多环芳烃的发射在近中红外（星暴星系红外光谱的一个新特征）中占主导地位。这些模型使我们能够将星系的观测特性与其年龄和恒星形成历史联系起来。我们发现10^7-10^8年前呈指数衰减的爆发可以解释星暴星系的IRAS颜色。该模型也令人满意地占的原型星暴星系M82和NGC 6090，最近由ISO观察到的星暴星系的多波长数据。在M82中，我们发现了相隔10^7年的两次爆发的证据。在NGC 6090中，我们发现至少有一部分远红外过量可能是由于爆发的年龄（6.4 x 10^7年）。我们还预测了不同波长的星爆光度的演变，这表明远红外调查可能会优先检测到较老的星爆比中红外调查。
1999-12-13 astro-ph
Chemical Enrichment from Massive Stars in Starbursts
温暖的电离气体在低质量，贫金属的恒星形成星系是化学均匀的，尽管流行的大型H II地区，其中包含数百个演化的大质量恒星，超新星，沃尔夫-拉叶星与化学富集风。含有大量沃尔夫-拉叶星的星系在化学上与其他活跃的恒星形成星系无法区分。此外，没有显着的局部化学波动存在于附近的年轻星团，尽管大质量恒星的化学产额大。对大质量恒星喷出物的释放、分散和混合进行特别的微调可能会导致观察到的均匀性，但更可能的解释是，来自大质量恒星的新鲜喷出物处于难以观察的热或冷阶段。在任何情况下，观察到的化学均匀性表明，已经与温暖的星际介质混合的重元素（因此可以通过光谱学）均匀地分散在超过1千秒差距的尺度上。新鲜喷出物与周围温暖的ISM混合所需的时间显然比典型的H II区的寿命长（>10^7年）。缺乏观测到的局部化学富集与这样一种情景相一致，即来自大质量恒星的新合成金属在冷却和“雨”回到星系之前被超新星驱动的风以10^6 K的高温阶段驱逐到星系的晕中，在>1 kpc的空间尺度上逐渐富集。
1999-01-20 astro-ph
Submillimeter observations of IC 10: the dust properties and neutral carbon content of a low metallicity starburst
我们提出了亚毫米观测本星系群，金属贫乏，不规则矮星系IC 10，直接相关的原始星系中的星际介质和恒星形成活动之间的相互作用。利用JCMT观测到该星系中质量最大的巨分子云复合体IC 10-SE在492 GHz处的精细结构中性碳跃迁和12 CO和13 CO的转动J=3-2跃迁。我们发现，虽然这个天体的I（[CII]）/I（CO）比典型的银河系大4倍，但它的[C~I]与CO的强度比I（[CI]）/I（CO）~18与银河系相似（仅大50%左右）。[CII]/CO和[CI]/CO强度比与金属丰度的模型表明，如果C+和C主要由UV光解产生，则这两个比率应随着金属丰度的降低而急剧增加（从而减少UV屏蔽; Bolatto，Jackson和Ingalls 1999）。然后，这些数据表明，这些云中的一个重要部分C的不同来源，与光解无关。我们还利用SCUBA绘制了该地区850 μ m连续谱。采用这些数据结合KAO和IRAM测量，我们发现一个极低的发射率指数，b~0.5。我们的结论是，这个低指数是最有可能的小尘埃颗粒的破坏，所带来的紫外线辐射的渗透率增加，在低金属ISM。如果亚毫米波的低b值是贫金属系统的一般特性，那么对高z星系的毫米波和亚毫米波观测的解释应该被修正。
1999-11-01 astro-ph
New light on the origin of nebular HeII emission in young starbursts
本文综述了在本星系群天体和河外HII区观测到的星云HeII 4686辐射。不同的电离机制提出解释异常高的激发进行了总结。Schaerer（1996）和Schaerer & Vacca（1998）的模型预测了由热WN和WC/WO星引起的星云HeII辐射，与显示WR特征和/或星云HeII的Wolf-Rayet（WR）星系的观测结果非常一致。合成模型与观测结果的比较表明，星云HeII发射可能与WR星在所有情况下。讨论了I Zw 18的情况。结果表明，所观察到的WR线和星云HeII可以用瞬时爆发模型和Salpeter IMF再现。这支持了WR星负责星云HeII发射的建议。
1998-12-18 astro-ph
The Low-Mass Stars in Starburst Clusters
如果恒星的形成强烈地依赖于它们形成的环境的整体性质，那么IMF的斜率以及上、下质量截止值将在剧烈的星暴和更安静的恒星形成区之间发生显着变化。为了验证这一假设，我们用HST/NICMOS和VLT/ISAAC观测了两个最近的大质量恒星形成区30 Doradus和NGC 3603的恒星含量。我们的观测是迄今为止对致密星暴核心最敏感的观测，使我们能够以前所未有的质量调查其低质量恒星星族。剑鱼座300的近红外光度函数没有显示出至少被截断到1 M_o的证据，其星核R136的星核中存在至少2 M_o的低质量恒星，而与R136非常相似的NGC 3603的星核中存在0.1 M_o的低质量恒星。我们的观测清楚地表明，低质量恒星确实是在大质量恒星爆发中形成的。
2000-07-20 astro-ph
Radiative feedback from massive black holes in elliptical galaxies. AGN flaring and central starburst fueled by recycled gas
在椭圆星系中心的大质量黑洞的辐射反馈的重要性是毫无疑问的，给出了电磁输出，黑洞质量和星系光学光度之间的良好关系。我们展示了活动星系核的辐射输出如何影响一个孤立的椭圆星系的热ISM的高分辨率流体动力学代码的帮助下，其中的冷却和加热功能包括光电离加康普顿加热。我们发现，辐射加热是大质量黑洞及其宿主星系自我调节共同演化的关键因素，并且1）中心黑洞积累的质量受到反馈的限制，只能维持在目前观测到的范围内，以及2）发生弛豫不稳定性，使得占空比足够小（~0.03）来解释当吸积光度接近爱丁顿光度时，观测到的处于“开”-类星体阶段的大质量椭圆星系的很小一部分。在星系中心膨胀的热泡的占空比在主要的吸积插曲是0.1-0.4的顺序。由正常恒星演化产生的循环气体中的冷却流引起的主要吸积事件触发了与活动星系核耀斑同时发生的核星爆。在这样的事件中，中心源经常被遮蔽;但总体而言，在爆发阶段（1<z<3），黑洞在其“开”阶段的占空比是平行分量的数量级，并且大约有三分之一的时间是不被遮蔽的。非相对论性气体风输出的机械能积分为2.3 × 10^{59}尔格，其中大部分是由宽线活动星系核外流造成的。[删节]
2007-05-10 astro-ph
WR Populations in Starbursts: WN and WC Subtypes and the Role of Binaries
我们提出了一套新的人口合成模型，利用最新的恒星演化轨迹，最近的非LTE大气模型，其中包括恒星风，并观察到的WR光谱线强度预测的相对强度的各种WN和WC/WO发射功能的星暴星系的光谱的第一个结果。我们的研究结果将被用来获得准确的数量WN和WC星的星暴星系。我们还分析了频率和WN和WC含量的WR丰富的星系在低金属丰度的样品，理论预测发现是在很好的协议与观测频率。我们还讨论了大质量密近双星在星暴区的可能作用。如果星暴区是在相对瞬时的爆发中形成的，我们认为，鉴于它们的年轻年龄来自发射线的等效宽度，（1）在大多数观察到的WR星系中，大质量近距离双星对WR人口没有显着的贡献，（2）星云HeII 4686发射是非常不可能的，由于大质量X射线双星。
1996-09-28 astro-ph
Starbursts from strong compression of galactic molecular clouds due to the high pressure of the intracluster medium
我们证明了热的团内介质（ICM）的高压可以触发螺旋星系中分子云的崩溃，导致云中恒星形成的爆发。我们的流体动力学模拟表明，ICM的高气体（冲压压力和静态热）压力在短时间尺度（$\sim$ $10^{7}$ yr）内强烈压缩自引力气体云，大大增加了中心气体密度，从而导致云内有效的恒星形成。星云中的恒星形成了一个紧密的、受引力束缚的星团。在这样一个云的恒星形成效率被发现依赖于ICM的温度和密度和相对于它的星系的相对速度。基于这些结果，我们讨论了在遥远的星系团中观察到的星暴/poststarburst人口的起源，恒星形成的星系合并集群的增强，和孤立的紧凑的HII区最近发现的室女星系团。
2003-08-15 astro-ph
Diagnostics of active galaxies: I. Modeling the infrared properties of dusty cores of starburst galaxies
利用现有的恒星形成和辐射转移程序（STARBURST 99、RADMC和RADCAL）作为基本模块，建立了超红外类星体形成的演化模型。模拟结果进行了比较，从两个IRAS目录的数据。从模拟结果可以看出，星暴区周围的尘埃是由两种成分组成的。有一个低的光学厚度（τ =0.1，相当于总尘埃质量的0.1%），热（T~ 400 K）的非灰色成分接近星爆（规模大小10 pc）和一个大规模，冷灰色成分（100 pc，75 K）与一个更大的柱（τ =10）。模拟还表明，星暴星系可以由大质量恒星形成提供动力。这个恒星形成区域的参数很难确定，因为红外连续光谱的光度只对总的紫外输入敏感。因此，星暴总质量与初始质量函数（IMF）斜率之间存在简并。一个质量较小、IMF较浅的恒星形成将产生相同数量的OB星，因此也会产生相同数量的辐射紫外线通量。假设恒星是按照萨尔彼得IMF（Psi（M）~ M^-2.35）形成的，那么恒星形成区应该产生10^9兆太阳的恒星（无论是在一次瞬时爆发中，还是在一个连续的过程中），以产生足够的红外辐射。
2006-07-27 astro-ph
High spatial resolution mid-infrared spectroscopy of the starburst galaxies NGC 3256, IIZw40 and Henize 2-10
为了表明高空间分辨率观测河外源的重要性，当与较大的孔径，如ISO获得的观测相比，我们提出的N-波段光谱（8-13 μ m）的一些位置在三个星爆星系。特别是螺旋星系NGC 3256的两个星系核，矮星系IIZw 40中的紧凑红外超星云和WR星系He 2 -10中央星暴中的两个最亮的红外结。光谱是在ESO 3.6米望远镜上用TIMMI 2获得的。库存的光谱方面的原子精细结构线和分子带。我们展示了这些高空间分辨率数据的巨大价值，如在中红外消光，金属丰度或恒星含量（年龄，IMF等）的约束属性。关于这一点，我们已经限制了恒星内容的IR紧凑结IIZw 40通过使用中红外精细结构线和设置限制的星云几何形状。考虑到PAH波段，我们已经构建了一个新的中/远红外诊断图的基础上11.2 μ m PAH和连续，访问地面观测。最后，我们发现之间的依赖性的存在或不存在的多环芳烃和硬度的辐射场测量的[SIV]/[NeII]比。特别是，具有PAH排放的源通常具有< 0.35的[SIV]/[NeII]比率。我们调查这种关系的可能的起源，并得出结论，这并不一定意味着多环芳烃破坏，但也可以解释为多环芳烃尘埃竞争FUV光子。
2006-05-05 astro-ph
New Models for Wolf-Rayet and O Star Populations in Young Starbursts
利用最新的恒星演化模型，理论恒星光谱，并从沃尔夫-拉叶（WR）恒星观测到的发射线强度汇编，我们构建了年轻恒星爆发的演化合成模型。我们明确区分各种WR亚型（WN，WC，WO），我们分别对待O和Of星。我们提供了详细的预测UV和光学发射线的WR恒星线和主要星云的氢和氦发射线的强度，作为一个函数的几个输入参数相关的星爆插曲。我们还推导出富WR星暴的理论频率。然后我们讨论：星云HeII 4686发射，WR星的贡献，广泛的巴耳末线发射，技术用于获得WR和O星的内容，从综合光谱，并探讨WR星的形成的影响，通过质量转移在近距离双星系统中的瞬时爆发。我们的模型预测的观测特征允许从其综合光谱中详细定量确定星暴区域（特别是所谓的“WR星系”）中的大质量恒星种群，并提供了一种推导爆发特性的方法（例如，持续时间，年龄）和参数的初始质量函数的年轻恒星爆发。（摘要摘要）
1997-11-12 astro-ph
Global versus Nuclear Starbursts
观测到的最强烈的星暴是朝向星系核或环核区域的。然而，在相互作用的星系中，恒星的形成也会在远离核的重叠区域，螺旋臂中，有时在潮汐尾中触发。这些恒星爆发的相对重要性是什么？作为红移的函数，什么样的恒星形成占主导地位？这些不同的恒星爆发发生在不同的动力学条件（全球和本地）：引力不稳定性，密度波，径向流，剪切，云碰撞，密度积累，他们已经研究的帮助下，数值模拟。引力不稳定性是启动恒星形成的必要条件，但这还不够;星系盘通过这些不稳定性进行自我调节，使其Toomre Q参数为1，因此这一标准实际上无法预测强烈恒星形成的开始。超级星团是恒星暴增中的一种典型SF模式，可能是由于大气体复合体的快速形成。由于重力矩和气体流入，恒星形成可以径向向内传播，但由于超级风和能量流出，也可以向外传播：在环核区域观察到膨胀波或坍缩波。合并在形成高红移的恒星方面更有效，因为气体含量更大，动力学时间更短。核爆发和核活动之间的关系是基于相同的燃料机制，但也基于相互触发和调节。
2001-06-24 astro-ph
Starbursts: Triggers and Evolution
我基于高分辨率CO（J=1--0）观测、光学和近红外图像，以及已发布的射电连续谱和溴γ数据，对附近最亮的M82级星暴和控制非星暴内部几千秒差距的分子气体和恒星形成（SF）特性进行了研究。我概述了显着的差异分子气体在内部kpc和外盘的螺旋星系的气体表面密度，气体质量分数，周转频率和速度色散。一个推论是，在kpc内部，引力不稳定性只在气体密度非常高的情况下才会发生，但一旦触发，它们就会在几百万年的时间尺度上迅速增长。这个增长的时间尺度现在可以与破坏分子云的大质量恒星的寿命相媲美，因此，转化为恒星的气体比例可能在内部kpc中增加。此外，高气压，高湍流ISM可能有利于大质量集群的形成。大多数样本星系的大尺度恒星棒的外-内林德布拉德共振（OILR）内部都有大量的气体聚集。我讨论的差异，每单位质量的分子气体的SFR或恒星形成效率（SFE）之间的星爆和非星爆。SFE不是分子气体含量的简单函数。在星暴中，局部气体密度接近引力不稳定性发生的Toomre临界密度。相反，在非星爆，亚临界密度和大的局部速度梯度的扩展气体似乎抑制SF在几个富含气体的地区。附近的星暴和原型ULIRG Arp 220之间的比较。
2002-01-14 astro-ph
A high spatial resolution X-ray and H-alpha study of hot gas in the halos of star-forming disk galaxies. I. Spatial and spectral properties of the diffuse X-ray emission
我们提出了弧秒分辨率钱德拉X射线和地面光学H-α成像的一个样本的10个边缘上的恒星形成盘星系（7星暴和3个"正常“的螺旋星系），一个样本，它涵盖了整个范围内的恒星形成强度发现在盘星系。我们使用前所未有的空间分辨率的钱德拉X射线天文台鲁棒地删除点源，从而获得的X射线属性的漫热发射单独。X射线观测与相当分辨率的H-α和R-波段成像相结合，并以共同空间和表面亮度尺度上的图像迷你图集的形式呈现。晕圈区域X射线表面亮度的垂直分布最好用指数分布来描述，观察到的刻度高度位于H_eff = 2 - 4 kpc范围内。所有这些星系的面外发射的ACIS X射线谱都可以用一个普通的双温谱模型来拟合，该模型具有增强的α-铁元素比。这与X射线发射气体的来源是一致的，要么是富含金属的合并SN喷出物，要么是冲击加热的环境晕或尘埃上具有中等程度金属耗尽的盘材料。在星暴星系的晕中观测到的热X射线发射要么是这种预先存在的晕介质，它被星暴驱动的风扫过并被冲击加热，要么是被风中的反向冲击压缩在外流壁附近的风物质。无论是哪种情况，X射线发射都为我们提供了一个强有力的探测器，探测恒星形成盘星系周围气体晕的性质。
2004-01-14 astro-ph
And the Rest: The Stellar Archeological Record of M82 Outside the Central Starburst
加拿大-法国-夏威夷望远镜上的MegaCam和WIRCam获得的深层图像被用来探测M82中心恒星形成区以外的恒星内容。在渐近巨星分支（AGB）上演化的恒星沿着长轴被追踪到12 kpc的投影距离，这对应于13个盘尺度长度。M82和Sc星系NGC 2403外盘中明亮AGB星的比频率（SF）是相同的，这表明这些星系在中间时期的比恒星形成率（SFR）是相似的。这种相似的恒星成分，加上存在着一个扩展的恒星盘，与M82在与M81相互作用之前是一个晚型盘星系是一致的。然而，与NGC 2403相比，M82的外盘仍然缺乏红超巨星（RSG），这表明在过去的~ 0.1 Gyr期间，M82外部区域的SFR相对于孤立的晚型星系显著下降。沿着外流，在短轴距离为7千秒差距的地方检测到明亮的主序星、RSG和AGB星的混合物。这表明，在平面外区域的年轻和中等年龄的恒星形成的结构类似于M82南，这些随后被破坏的潮汐作用的M82。
2008-10-05 astro-ph
Starbursts in Barred Spiral Galaxies. II. Molecular and Optical Study of Three Wolf-Rayet Galaxies
我们在三个有年轻恒星爆发的棒旋星系NGC 3049、5430和6764中寻找了致密分子气体。我们在后两者中检测到HCN，并且在NGC 6764中勉强检测到CS。这三个星系的致密分子气体含量与其他星系和恒星形成的其他指标进行了比较。HCN的光度（相对于CO和远红外的）在这些星系非常年轻的星爆是一致的，在星系中观察到的老星爆和正常星系，所以是我们的上限CS强度（相对于CO）。从我们的分光光度观测评估的星爆年龄范围为3.4至6.0百万年。在我们拍摄的NGC 5430的图像上，一个环绕核的环很明显，它是最古老的中心星暴星系;这个星系也有最宽的分子线。由Halpha光度导出的中心恒星形成率与从全球FIR光度得到的结果一致，并与HCN光度相关。最后，用光学分光光度法得到了H_2柱密度的独立估计值，由于这三个星系的CO强度相对于它们的远红外通量来说都高于平均值，因此H_2柱密度与CO强度的比值比标准值低2 ~ 3倍。
1997-01-23 astro-ph
Feedback from galactic stellar bulges and hot gaseous haloes of galaxies
我们表明，从恒星球的反馈可以发挥重要的作用，在塑造星系的晕气体与大量的球组件进行1-D流体动力学模拟。我们考虑的反馈模型由两个不同的阶段组成：1）在隆起形成期间的早期星暴和2）随后的长期质量和能量注入来自低质量恒星和Ia型SNe的恒星风。一个充满活力的向外冲击波是由星暴引发的，并由持久的恒星反馈维持和增强。对于一个MW级的星系核球，这种冲击波扫过原星系中的晕气体，并将周围的介质加热到远超过晕的维里半径的程度，从而可以完全阻止晕热气体的吸积。此外，在后期的长期反馈的权力，是在周围星系际介质的存在下，在一个大半径的反冲击，因此保持一个热的气体晕的星系核球风。当质量和能量注入随时间减少时，反馈演化为亚音速和准稳定流出，这足以阻止晕气体冷却。因此，反馈的两个阶段加强了彼此对气体动力学的影响。模拟结果表明，恒星核球反馈可能为解决MW型星系长期存在的“恒星反馈缺失”和“过冷”问题提供了一个合理的解决方案。模拟还表明，亚音速外流状态下的热气体的性质敏感地依赖于环境和隆起的形成历史。这种依赖性和方差可以解释低$L_X/L_B$ Es的X射线与B波段光度比的大色散。
2008-10-30 astro-ph
Far-Ultraviolet Observations of Starburst Galaxies with FUSE: Galactic Feedback in the Local Universe
我们分析了16个本地恒星爆发的样本的FUSE远紫外光谱。这些星系的恒星形成率几乎跨越三个数量级，恒星质量超过两个数量级。我们发现，最强的星际吸收线通常是蓝移相对于星系系统速度约50至300公里/秒，这意味着存在恒星爆发驱动的星系外流。外流速度平均随恒星形成率和单位质量恒星形成率的增大而增大。我们发现流出的日冕阶段（T ~几十万K）的气体检测通过OVI 1032吸收线在几乎每个星系。这种流出气体的运动学不同于低电离物质，并且与辐射冷却气体的预测一致（最有可能在X射线追踪的热流出气体和冷环境物质之间的界面处产生）。日冕气体的辐射通常不会被探测到，这意味着这个阶段的辐射冷却不会影响风的动力学/能量学。我们发现，较弱的星际吸收线位于接近系统的速度，这意味着流出的气体有一个较低的柱密度比静止的气体在星爆。从莱曼边缘以下的直接观察和CII 1036线核心处的小剩余强度，我们得出结论，电离辐射的绝对逃逸分数很小（通常小于百分之几）。这个样本提供了一个独特的窗口，对本地星暴星系的全球性质和理解高红移星系光谱有用的比较样本。
2008-11-21 astro-ph
