A high excitation HII region in the faint dwarf elliptical galaxy A0951+68
本文给出了矮星系A0951+68的BVRI成像和光谱学结果。图像显示，虽然这个星系被归类为矮椭圆星系，但它有一些类似于矮不规则星系的性质。它包含两个明亮的发射结，其中一个是红色和未解决的，另一个是蓝色和解决的。蓝结还显示出高激发发射线光谱。观测到的线比表明，这是一个HII区，虽然有一些线比的边界线与活动星系核。发射线的亮度与一颗非常明亮的O型星或几颗较小的O型星的电离一致，但结中延伸的蓝光表明这是最近恒星形成事件的一部分。我们发现，金属丰度，而低相比，典型的大型星系，实际上似乎是高这样一个低光度的矮星。文献中A0951的位置是不正确的，我们提供了正确的值。
1997-02-25 astro-ph
Near Infrared Spectroscopy of the Ultracompact HII region G45.12+0.13
我们提出了完整的，低分辨率IJHK光谱的超紧凑HII区域，G45.12+0.13。从所观察到的HI线的强度，我们推导出一个近红外消光定律，略陡于平均值。用此消光定律校正后，我们发现HeI、Fe ~+、Fe ~（++）、S ~（++）和S ~（++）的观测谱线比值与已有的原子数据符合得很好。我们的数据表明，G45.12+0.13核心内的密度必须至少为10^4/cm ^3。这与已知的HII区域的射电结构是一致的，并且与以前使用中红外线和远红外线的工作存在很大的分歧。也必须有相当大的不透明度在HeI 2 3 P-2 3S过渡，我们如何观察到的其他HeI线的强度是一致的。从建模的光电离结构，我们发现很好的协议与大多数观测数据，如果最热的恒星存在Teff < 42000K. Consideration of the helium ionisation state places a lower limit on this value so that we can also constrain Teff >38000 K。在某些观测线与模型线的比值之间仍然存在差异，但最明显的是中红外观测。
1996-03-21 astro-ph
Size and properties of the narrow-line region in Seyfert-1 galaxies from spatially-resolved optical spectroscopy
空间分辨发射线光谱是确定活动星系核窄线区物理条件的有力工具。最近，我们使用光学长缝光谱学研究的NLR样本的6个塞弗特-2星系。我们已经表明，这样的方法，在比较常用的[OIII]窄带成像单独，使我们能够探测活动星系核光电离的NLR的大小。此外，可以直接访问NLR的几个物理参数。本文用同样的方法研究了6个Seyfert-1星系的NLR，并与Seyfert-2星系的结果进行了比较。我们采用诊断有价值的发射线比来确定NLR的物理性质，包括密度，电离参数和红化的核心值和径向依赖关系。跟踪诊断图中发射线比的径向变化，使我们能够测量类活动星系核和类氢原子核线激发之间的过渡，从而我们能够测量NLR的大小。在诊断图中，我们发现在AGN制度和那些典型的HII地区在两个塞弗特-1星系的线比之间的过渡，从而确定的NLR的大小。中心电子温度和电离参数一般高于1型塞弗茨比2型。在几乎所有情况下，电子密度和电离参数都随半径减小。一般来说，在塞弗特-1星系中的减少速度比在2型星系中快。在几个物体中，气体速度分布是中心（倾斜）发射线盘中旋转运动的特征。我们给出了黑洞质量的估计。我们讨论我们的研究结果，详细为每个对象。
2006-07-28 astro-ph
Probing the growth of supermassive black holes at z>6 with LOFAR
在中性星系际介质（IGM）中，围绕超大质量黑洞（BH）的HII区域很可能是未来21 cm实验（如LOFAR）最容易探测到的源。我们已经作出了预测的大小分布等HII地区的几个物理激励模型BH增长在高红移，并比较这与预期的LOFAR灵敏度，这些来源。潜在的可探测的HII区域的数量不仅取决于星系际介质的电离状态和中性氢的自旋温度与宇宙微波背景（CMB）温度的解耦，而且对高红移的BH的生长速率也非常敏感。如果红移为6的超大质量黑洞是由高红移的低质量种子黑洞通过连续的爱丁顿限制吸积形成的，那么LOFAR预计不会探测到红移远大于6的孤立的类星体HII区域，并且只有当IGM仍然是显着中性的。如果黑洞的高红移增长是从大质量的种子黑洞开始的，并且是由黑洞宿主星系合并后的短暂吸积事件驱动的，那么围绕超大质量黑洞的HII区域的探测可能会扩展到8-9的红移，但仍然对IGM保持显着中性的红移非常敏感。最乐观的预测是对于z>6的超大质量黑洞增长缓慢的模型。在超大质量黑洞周围的HII区域可能会被探测到明显更大的红移。
2006-09-04 astro-ph
On the deduction of galaxy abundances with evolutionary neural networks
越来越多的指标现在被用来测量行星状星云、银河系HII区（GHIIR）、河外HII区（EGHIIR）和HII星系（HIIGs）中光电离区的金属丰度（Z）。然而，一个通用的指标，也在高金属还没有被发现。在这里，我们报告一个新的人工智能为基础的方法来确定金属指标，显示提供改进的经验拟合的承诺。该方法取决于进化神经网络观测发射线数据的应用。该网络的DNA，编码在其架构，权重和神经元传递函数，使用遗传算法进化。此外，对一组10个不同的神经元传递函数进行操作的选择意味着在网络解决方案架构中编码的经验关系是函数形式而不是数值形式。因此，网络解决方案提供了一个方程的金属含量的线比没有先验的假设。利用这种方法提供的数学能力，我们将该网络应用于96个HII型区域样本的光学星云和极光发射线的详细观测，并且我们能够获得Z和S23之间的经验关系，色散仅为0.16 dex。我们展示了如何使用该方法来识别新的诊断以及金属度Z，电离参数U和有效（或等效）温度T* 之间存在的非线性关系。
2007-09-19 astro-ph
Size and properties of the narrow-line region in Seyfert-2 galaxies from spatially-resolved optical spectroscopy
虽然[OIII]窄带成像通常用于测量活动星系核（AGN）中窄线区域（NLR）的大小，但它可能会受到周围恒星爆发的辐射的污染。最近，我们已经表明，长缝光谱提供了一个有价值的替代方法来探测活动星系核光电离的大小。此外，可以直接访问NLR的几个参数。在这里，我们应用相同的方法开发和描述的Seyfert-2星系NGC 1386研究NLR的其他5个Seyfert-2星系使用高灵敏度的空间分辨光谱在VLT和NTT。我们探测活动星系核的光电离的NLR，因此，它的“真正”的大小使用诊断线比diagraphs.We推导出的NLR的物理性质，如红化，电离参数，电子密度和速度的函数，从核。对于NGC 5643，诊断图揭示了一个类似的过渡线之间的比率下降在AGN制度和那些典型的HII地区发现的NGC 1386，从而确定了NLR的大小。对于其他四个对象，所有测得的线比落在活动星系核制度。在几乎所有情况下，电子密度和电离参数都随半径减小。电离参数和电子密度与这种一般行为的偏差（如第二峰）可以被解释为射电喷流和NLR气体相互作用的冲击迹象。在几个物体中，气体速度分布是中心（倾斜）发射线盘中旋转运动的特征。我们将我们的结果与NGC 1386的结果进行了比较，结果表明后者也可以被认为是这个较大样本的原型。我们讨论我们的研究结果，详细为每个对象。
2006-06-14 astro-ph
Using HII region spectra to probe the ionizing radiation from massive stars
我们提出了一些正在进行的项目，旨在研究一个单一的大质量恒星电离的银河系HII地区的样本，以测试现代一代恒星大气代码的H莱曼连续体的预测结果。为这项研究收集的观测包括相应电离星的光谱，以及成像和长缝空间分辨星云观测。恒星光谱的分析可以获得电离星的恒星参数，而星云观测提供星云丰度和气体分布的约束。所有这些信息，然后用于构建定制的HII区域的光电离模型。因此，恒星电离通量的可靠性进行测试，通过比较光电离模型的结果与观测的空间变化在整个星云的一组适当的星云线比。
2008-01-31 astro-ph
HIIphot: Automated Photometry of HII Regions Applied to M51
我们已经开发了一个强大的，自动化的方法，以下指定HIIphot，它使准确的光度表征的HII地区，同时允许真正的适应不规则的源形态。HIIphot利用物体识别技术对所有源的形状进行第一次猜测，然后通过迭代生长过程允许偏离这种理想化的“种子”。空间一致的漫反射发射的光度校正来自一个低阶表面拟合的背景后，排除所有检测到的来源。我们目前的研究结果，附近的螺旋M51，其中1229 HII区域被检测到高于5西格玛水平。在log L_H-α = 37.6以上，对测量的H-α光度函数（HII LF）进行简单的加权幂律拟合，得到α = -1.75+/-0.06，尽管在L_H-α = 10^38.9附近观测到的HII LF有一个明显的突变。我们的最佳拟合斜率比Rand（1992）测量的略陡，也许反映了我们在低光度和明显漫射物体上的灵敏度增加。位于臂间间隙中的HII区域优先地比构成M51的总体设计螺旋臂的对应物更不明亮，并且最适合于α = -1.96+/-0.15的幂律斜率。我们分配臂/臂间状态的HII区域的基础上，作为整个图像的位置的函数的漫发射的表面亮度的变化。利用我们对M51中分辨的HII区贡献的积分通量的测量，我们估计扩散部分约为0.45 --与Greenawalt等人（1998）的测定一致。对退化数据集进行自动处理，以衡量与有限的空间分辨率和灵敏度相关的系统影响。
2000-06-01 astro-ph
High-mass star formation within the bright-rimmed cloud SFO 79
本文报道了对IRAS点源16362- 4845的射电平行线和连续谱观测结果，该点源位于HII区RCW 108边缘的一个小分子云SFO 79中。高分辨率观测的H92 α氢复合线和连续发射（3.6和6厘米）证实了存在一个解决超紧凑（UC）HII区域嵌入分子云。综合无线电通量表明电离源是O 9零年龄主序星（ZAMS）。对12 CO、13 CO和C18 O（J=1- 0）分子谱线的毫米波观测表明，在UC HII区边界上IRAS位置以北约30角秒处存在一个分子凝聚区。通过对2 MASS数据的分析，我们发现了一个年轻恒星（YSO）的小红外星团，它的位置与UC HII区域一致，位于射电辐射峰值的东南部。此外，UC HII区域似乎向IR星团的方向延伸，这表明无线电发射和IR星团在某种程度上彼此相关。MSX 8.3微米和21.3微米的图像已被用来跟踪的大尺度结构的BRC，揭示了存在的光主导区（PDR）和三个嵌入热源的分子云。这三个热源沿着一条平行于亮边的直线排列，表明它们可能是由一个平面平行激波通过云的传播所触发的。
2004-08-11 astro-ph
HII regions in spiral galaxies: Size distribution, luminosity function, and new isochrone diagnostics of density wave kinematics
研究了大尺度旋涡星系中HII区光度函数（HII LF）与HII区尺度分布和密度波触发的关系。我们认为，星云的大小分布的差异是由一个幂律的斜率~-4，平坦的半径低于~ 130 pc。这与传统的指数描述相反，但它在物理和定量上与HII LF斜率的典型观测值-2一致。我们已经开发了一个交互式的代码，计算空间等时线的螺旋密度波在磁盘星系的演变轨迹。这允许比较星云的空间分布与简单的旋转曲线参数的空间等时线。我们对四个大设计星系的比较表明，共转半径r_co与恒星形成臂的外端一致。这个r_co值在HII区域和等时线之间产生了最好的空间对应关系，并且似乎也产生了内林德布拉德共振与臂中恒星形成的径向开始之间的重合。因此，我们认为，等时线提供了一个新的，简单的，有效的技术来确定r_co，从而螺旋图案的速度。然而，应用的等时线也表明，星云人口的演变是很难在这些星系的空间隔离。
2003-07-10 astro-ph
Spatially-resolved Thermal Continuum Absorption against the Supernova Remnant W49B
我们在74 MHz（25”）和327 MHz（6”）下对银河系超新星遗迹W 49 B进行了亚弧分分辨率成像，前者是源已被解析的最低频率。虽然327 MHz图像显示出与较高频率下观察到的相似的贝壳状形态，但74 MHz图像有很大不同，遗迹的西南区域几乎完全衰减。这意味着74 MHz的光学厚度（~ 1.6）远高于其他两个相对年轻的遗迹，Cas A和蟹状星云内部的固有吸收水平，也不是相对论电子能谱的自然变化预期在这样的水平。吸收的几何形状也与本征吸收不一致。我们归因于外部的自由-自由吸收的热电子云介入的吸收。它的存在已经被推断从低频周转的综合连续谱和从检测到的无线电复合线向遗迹。我们的观察证实了这些测量的基本结论，我们的观察已经解决了吸收体成一个复杂的经典HII区域包围部分或全部由低密度HII气体。我们确定这种低密度的气体作为一个扩展的HII区域信封（EHE），其统计特性推断从低分辨率米和厘米波长的复合线观测。我们的射电图象与HI和H_2CO观测的比较表明，介入的热气体可能也与中性和分子物质有关。
2001-05-25 astro-ph
Evidence for a warm ISM in the Fornax dEs FCC046 and FCC207
我们提出了Halpha+[NII]窄带成像的FCC 046和FCC 207，两个dES在天炉座星系团。B-R和B-I彩色图清楚地显示了FCC 207中的灰尘吸收迹象。FCC 046有一个非常明亮的蓝色核心，相对于外部等照度线偏移约1.1“。此外，FCC 046显示出明显的不平衡形状。这两个星系的发射区差别很大。FCC 207只有一个中心发射区，而FCC 046还包含较暗的发射区。基于宽波段的颜色，其扰动的形状和非常明亮的核心，FCC 046类似于无定形矮星。这两个星系的中心发射区的解决，我们估计它们的直径约为60 pc。它们的H α光度可以解释为旧人口中后AGB恒星的光电离。FCC 046中的一些发射区被分辨出来，直径在50-150 pc的量级，H $α$的光度在10^30 W的量级，与沃尔夫-拉叶星周围的超新星遗迹或星云相当。因此，FCC 046显然正在经历恒星形成，而FCC 207的情况并不明确。我们估计FCC 046中的HII气体的质量在M（HII）= 40-150 Mo。FCC 207的电离气体含量略高：M（HII）= 60-190 Mo。
2002-10-15 astro-ph
Ultraviolet Through Far-Infrared Spatially Resolved Analysis of the Recent Star Formation in M81 (NGC3031)
利用远紫外（UV）到远红外（IR）成像观测，对早型旋涡星系M81的近期恒星形成（SF）进行了表征。我们比较这些数据与模型的恒星，气体和尘埃排放的亚银河系地区。我们的研究结果表明，存在一个弥漫的灰尘排放没有直接联系到最近的SF。我们发现尘埃温度和尘埃质量密度的径向下降，并在恒星光的衰减。M81的红外辐射可以用三种成分来模拟：1）温度<T_c>为18 ± 2 K的冷尘埃，集中在HII区附近，但也呈现弥散分布; 2）T_w=53 ± 7 K的暖尘埃，直接与HII区相连; 3）芳香分子，弥散形态峰值出现在HII区附近。我们推导出几个关系，以获得总的红外线的单色光通量，我们比较五种不同的恒星形成率（SFR）估计HII地区在M81和M51：紫外线，Halpha，和三个估计斯皮策数据的基础上。我们发现，尘埃吸收的H α光度与24微米的发射密切相关。与总红外光度的相关性不太好。当用24微米或单独的总红外辐射估计总SFR时，发现星系之间存在重要的变化。最可靠的估计，总的SFR是通过结合的Halpha发射（或UV）和IR光度（特别是24微米的发射），探测未遮蔽和遮蔽的SF，分别获得。对于整个M81星系，大约50%的SF被尘埃遮蔽。被遮蔽的SF的百分比范围从星系内部区域的60%到外部区域的30%。
2006-05-23 astro-ph
Hard X-rays from Ultra-Compact HII Regions in W49A
我们报告了钱德拉探测到的硬X射线发射的韦尔奇环W 49 A，超紧凑（UC）的HII地区的组织结构，包含十几个新生的早期型恒星。两个UC HII区域与硬X射线发射在深高级CCD成像光谱仪图像曝光为96.7千秒。两个X射线源中的一个没有近红外对应物，并且在~11.4 kpc的距离处延伸了~5 arcsec或~0.3 pc，这与UC HII区域相关的彗星射电连续辐射在空间上对齐。当与热模型拟合时，发射的X射线光谱表明是一种严重吸收的等离子体，消光系数为5 × 10 ^{23}/cm^{2}，温度为7 keV，3.0-8.0 keV波段的X射线亮度为3 × 10 ^{33}尔格/秒。它的亮度和发射的大小都类似于人马座B2中UC HII区域的扩展硬发射，但它们比NGC 3603等大质量星团的发射小一个数量级。三种可能性进行了讨论的原因，在韦尔奇环的硬扩展发射：一个未解决的点源，年轻的O型星的冲击相互作用的风，风吹气泡与周围的冷物质相互作用的合奏。
2006-11-03 astro-ph
Near-Infrared Integral Field Spectroscopy of Star-Forming Galaxies
Palomar积分场摄谱仪被用来探测附近九个星系的各种环境，这些星系涵盖了一系列的形态类型，光度，金属丰度和红外-蓝色比率。这是第一次在两个空间维度（5.7“x10.0”）上获得恒星形成星系的核或亮HII区的近红外光谱，其中[Fe II]（1.257 μ m），[Fe II]（1.644 μ m），Paschen beta（1.282 μ m），H2（2.122 μ m）和Brackett gamma（2.166 μ m）过渡线。这些数据限制了这些地区恒星形成事件的各种特征，包括它们的强度，成熟度，空间变异性和灭绝。HII区从细胞核中突出。与核区域的观测不同，HII区域的近红外观测没有显示出线和连续谱发射的空间重合; HII区域的连续谱和线图通常显示出不同的，有时是空间分离的形态。根据帕邢β和布莱克特γ的等效宽度和光度，HII区域的恒星形成比原子核更年轻，辐射场也更强。近红外线比诊断表明，HII区域有“更纯粹”的恒星爆发属性。电离光子密度和中红外颜色之间的相关性与恒星形成活动水平相一致，HII区域高于原子核。虽然解释是复杂的，在纯经验的基础上，HII区显示出比原子核低一个数量级的Fe 1+丰度。
2003-10-14 astro-ph
The mid-infrared emission of local Luminous Infrared Galaxies
本文利用Spitzer（灵敏度）和Gemini-South/T-ReCS（空间分辨率）的互补成像能力，研究了局域（d <75 Mpc）LIRGs的中红外特性。T-ReCS 8- 10微米成像观测使我们能够在空间上分辨LIRGs中心3- 7 kpc区域的核发射（恒星形成和/或活动星系核）和HII区的发射。从LIRGs的积分与分辨HII区的8微米/Pa-α比的比较中，我们推断存在一个8微米的漫射分量，它与电离星没有直接关系，但可以像分辨HII区一样明亮。我们的结论是，虽然中红外积分亮度的星系经历尘埃，激烈的恒星形成是一个很好的指标的恒星形成率（SFR）的经验校准应该基于附近星系的综合排放，而不是单独的HII地区。为此，我们提供了一个校准的SFR在集成的24微米光度，可用于遥远的尘埃星系。
2006-12-20 astro-ph
Spatially resolved spectra of 3C galaxy nuclei
本文介绍并讨论了利用哈勃空间望远镜上的STIS仪器获得的四个低红移3C星系的可见光波长狭缝光谱。狭缝与HST图像中星系的近核喷流状结构对齐，为星系内部区域提供了前所未有的空间分辨率。在3C 135和3C 171中，光谱揭示了clusional发射线结构，表明在中心照明和电离的双锥区域内几百公里秒$^{-1}$的向外运动。还可能存在一些与3C 135相关的低电离高速材料。在3C 264和3C 78中，喷流具有蓝色的无特征光谱，与它们的同步辐射源一致。在射流的最内部有弱的关联线发射，流出速度较低。这些喷流只有在星系光度较低的环核区域内才是明亮的和高度准直的，这是没有尘埃的。我们将讨论这些中心区域的起源及其与相对论性喷流的联系。
1998-05-13 astro-ph
Contour binning: a new technique for spatially-resolved X-ray spectroscopy applied to Cassiopeia A
本文提出了一种新的X射线光谱学空间区域选择方法，称为“轮廓面元法”。该方法通过在对象的平滑图像上跟随轮廓来选择区域。此外，我们重新探索一种简单的方法，自适应平滑X射线图像根据当地的计数率，我们称之为“累积平滑”，这是一个概括的方法所使用的FADAPT。算法进行了测试，将它们应用到一个模拟的集群数据集。我们说明的技术，使用它们对一个50 KS钱德拉观测仙后座A超新星遗迹。生成的地图的对象显示在八个不同的元素，吸收柱密度，温度，电离时间尺度和速度的丰度。测试表明，轮廓分箱再现表面亮度比其他方法好得多。它特别适合于具有详细空间结构的物体，如超新星遗迹和星系团的核心，产生美观的结果。
2006-06-21 astro-ph
Embedded Clusters in Giant Extragalactic HII Regions III. Extinction and Star Formation
利用BVR宽波段和H α发射线的光度学资料，对7个星系的35个巨大河外HII区（GEHR）的恒星形成进行了研究。星际消光，金属丰度和星云的贡献，宽带估计使用光谱数据对这些对象。用B-V和V-R色无色散图以及巴耳末线与B带连续谱的通量比来研究恒星的形成。集群的颜色表明减少消光对恒星连续相比，来自巴耳末线的电离气体的值。发现只有一次恒星形成爆发的经典年轻区域（t <300万年）的检测频率低于伴随着丰富的红超巨星的年轻区域（t ~ 1000万年）。减少对星团恒星的灭绝，电离光子的破坏和老年人口的存在，往往空间上无法从年轻的人口，所有合谋，使观察到的巴耳末线的等效宽度低，在大多数的GEHR。恒星形成的情况下，建议解释了许多观测到的GEHR的属性，包括核心晕结构，减少消光的辐射从恒星相比，从星云气体，未检测到年轻的单爆发区域和共存的两个人口的不同年龄。
1996-01-01 astro-ph
The Behavior of the Aromatic Features in M101 HII Regions: Evidence for Dust Processing
M101的芳香特征是利用斯皮策太空望远镜上的三台仪器进行光谱和光度观测研究的。M101的全球SED显示出强烈的芳香特征（通常称为PAH特征）。芳香族特征发射的空间分辨光谱和光度测量显示出强烈的变化，在较大的半径显着较弱的发射。我们将这些变化与电离指数（通过[NeIII]/[NeII]和[SIV/SIII]测量，我们分别在0.03-20和0.044-15范围内探测）和金属丰度（表示为log（O/H）+12，范围为8.1至8.8）的变化进行比较。在这些范围内，从7个HII区域和核的芳香族特征的光谱等效宽度被发现与电离指数比与金属丰度更好地相关。这意味着在大质量恒星形成区域中芳香辐射的减弱主要是由于这些环境中尘埃颗粒的加工，而不是它们形成方式的差异（尽管形成仍然是次要的）。芳族特征等效宽度与电离指数之间的相关性行为可以描述为恒定的等效宽度，直到达到电离指数的阈值（[NeIII]/[NeII] ~ 1），在该阈值以上，等效宽度以幂律依赖性减小。M101 HII区域的这种行为也见于Engelbracht等人（2008）的同伴研究中提出的星暴星系样本，该研究将[NeIII]/[NeII]比值范围扩大到0.03-25，log（O/H）+12值扩大到7.1-8.8。相关性的形式解释了文献中出现的看似矛盾的结果。[删节]
2008-04-21 astro-ph
IFU observations of the GRB 980425/SN 1998bw host galaxy: emission line ratios in GRB regions
Bracksar模型预测伽马射线暴（GRB）的前身是贫金属的铁族元素。低金属丰度恒星星族的存在可以通过宿主星系中GRB位置的直接环境的特殊特征来表现。我们分析了来自GRB 980425的次发光宿主星系的强发射线，这表明了与超新星爆炸（SN 1998 bw）的第一次联系。主机有足够的大小，以允许详细的解决个别HII地区的光谱，并寻找具有特殊性质的区域接近的伽玛射线暴网站。使用积分场光谱与VIMOS，我们涵盖了大部分的高表面亮度部分的主机，包括HII地区的超新星和伽玛暴发生。GRB区的恒星形成率、红化、等效宽度和恒星质量与宿主中的其他HII区相似。极值出现在显示沃尔夫-拉叶星发射线的唯一区域，该区域位于GRB站点投影的800 pc处。强发射线诊断的所有HII区域意味着氧丰度在0.3和0.8太阳能与WR和GRB地区产生的最低值。比较测量的发射线比的样本的低红移伽玛暴主机的理论模型和观测场星系，我们发现，伽玛暴出现在一系列的金属丰度环境，而该地区一直非常年轻。类似的线比的伽玛射线暴主机相比，WR区域可以出现在空间上无法分辨的星系与明亮的HII区域附近的伽玛射线暴的位置。（节录）
2008-08-20 astro-ph
Parsec-scale X-ray Flows in High-mass Star-forming Regions
我们目前的钱德拉/ACIS图像的几个高质量的恒星形成区域。为这些HII区域提供动力的大质量星团在弧秒水平上被分解为数百个恒星源，类似于在更近的年轻星团中看到的那些。然而，我们也检测到扩散X射线发射的秒差距尺度上的空间和光谱上不同的点源人口。对于附近的区域（例如M17和玫瑰），发射是柔和的，等离子体温度低于1000万度，与更远的复合体（例如RCW 49，W51）形成对比。这种扩展的发射最有可能来自快速的O-星风热化，无论是通过风-风碰撞还是通过对周围介质的终止激波。我们已经确定，只有一小部分的风能和质量出现在所观察到的扩散X射线等离子体中;在泡状HII区域，我们怀疑大部分风能和质量在没有冷却的情况下通过周围中性物质的爆裂或裂缝流入低密度星际介质。这些数据提供了令人信服的观测证据，表明在HII地区存在强风冲击。
2004-06-15 astro-ph
Magnetic Fields and Ionized Gas in the inner Galaxy: An Outer Scale for Turbulence and the Possible Role of HII Regions
我们提出了一个分析的旋转措施（RM）的波动，从南银河平面调查（SGPS）的测试区域，随着排放措施（EM）的波动，在同一领域采取从南H-Alpha巡天图集。RM波动的结构函数在小尺度（1-5弧分）上表现出相对陡峭的斜率，在中等尺度（5-60弧分）上表现出向平坦结构函数的斜率突变，在最大尺度（60-200弧分）上表现出波动强度随天空位置角的系统变化。EM波动的结构函数显示出类似的行为，尽管数据的较低分辨率阻止了光谱中可能的中断的检测。我们解释RM/EM结构的各向异性在大尺度上产生的电子密度（和可能的磁场）在整个区域的大尺度梯度。RM结构函数的斜率在约5弧分的尺度上的突破可以通过两个空间上不同的磁电离屏幕的贡献来解释，最有可能是在本地和船底座螺旋臂。观察到的结构函数，然后意味着在这些屏幕的RM波动的外部规模约为2 pc。我们的结论是，我们已经确定了一个额外的源增强湍流，注入几个pc的规模，可能只看到在银河系平面。这种湍流最有可能的来源是来自相对低质量恒星的单个HII区域，其特征尺度大小与这里推断的湍流外尺度相似。这些来源可能是银河平面中温暖电离气体的密度和速度波动的主要来源。
2004-03-29 astro-ph
