Multi-frequency GMRT Observations of the HII regions S 201, S 206, and S 209 : Galactic Temperature Gradient
我们目前的三个银河系HII地区，S 201，S 206，和S 209近232，327，和610兆赫的巨型米波射电望远镜（GMRT）的无线电连续图像。GMRT有短基线和长基线的混合，因此，即使数据具有高空间分辨率，地图仍然对扩散扩展发射敏感。我们发现，所有三个HII区域都有明亮的核心，周围环绕着漫射信封。我们使用的数据提供的高分辨率来估计这些HII区域的紧凑的核心的电子温度和排放措施。我们对电子温度的估计与电子温度随银河系中心距离的线性增加一致，距离高达18 kpc（到我们样本中最远的HII区域的距离）。
2002-09-08 astro-ph
The Molecular Properties of Galactic HII Regions
我们推导出301个银河系HII区域样本的分子性质，其中包括123个超致密（UC），105个致密星云和73个弥散星云。我们分析了所有的源内的BU-FCRAO银河系环调查（GRS）的13 CO发射已知的HII地区的基础上存在的无线电连续谱和厘米波长的无线电复合线发射。与以前所有大面积覆盖的13 CO调查不同，GRS在角度上完全采样，但覆盖了内星系的约75平方度。GRS 46”的角分辨率使我们能够将分子气体与HII区域毫无歧义地联系起来，并研究这种分子气体的物理性质。我们发现明确的CO/HII形态协会的位置和速度为80%的星云样本。HII区致密的分子气体云平均比UC云大：2.2'比1.7'。致密区和UC HII区具有非常相似的分子性质，其谱线强度约为5 K，谱线宽度约为4 km/s。扩散的HII区分子气体具有较低的谱线强度（~ 3 K）和较小的谱线宽度（~ 3.5km/s）。后者的这些特征与GRS中静止分子云的特征相似。因此，我们的样本星云显示了一个进化序列的证据，其中与UC HII区域相关的小而致密的分子气体团成长为较老的致密星云，最后破碎并消散为大而弥散的星云。
2008-10-21 astro-ph
Mid-IR observations of Galactic HII regions: constraining ionizing spectra of massive stars and the nature of the observed excitation sequences
广泛的光电离模型网格单星HII地区使用各种最近的国家的最先进的恒星大气模型已计算的主要目的是约束/测试其预测的电离光谱对最近ISO中红外观测银河系HII地区，探测电离光谱之间的~ 24和41 eV由于Ne，Ar，和S精细结构线。特别注意详细地研究了星云性质对众多星云参数（平均电离参数U、丰度、尘埃等）的依赖性。其对于这里考虑的对象通常不受约束。最后，我们研究了哪些参数是主要负责所观察到的中红外激发序列。银河系的金属丰度梯度改变恒星发射的形状被发现是银河系HII地区的激发序列的驱动程序之一，这种效果的实际贡献最终大气模型依赖。我们发现，由于IMF的统计采样加上电离参数中的额外散射，不同的HII区域之间的Teff的分散可能是所观察到的激发散射的主导驱动程序。
2003-10-09 astro-ph
A radio catalog of Galactic HII regions for applications from decimeter to millimeter wavelengths
通过从24个以前出版的列表和目录中收集信息，我们产生了一个包含1442个银河系HII区域的综合目录（主目录）。对于每一个对象，我们引用的原始流量和直径，以及无线电线速度，线宽和线温度和这些数量的误差的可用信息。对原始作品的引用也有报道。通过利用所有这些数据，我们在2.7 GHz的通量和直径（与相应的误差）的合成目录。这一选择的动机是广泛的，虽然不完整，在这个频率的信息，广泛分布在许多不同的目录，并通过其相关的详细研究银河系HII区域和外推到毫米波长。该星表可用于银河系HII区域的详细研究，并通过外推法用于毫米波长以下HII区域的调查。特别讨论了HII区微波辐射对新一代宇宙微波背景（CMB）实验的影响。我们提出了在高分辨率CMB调查的HII区的检测模拟，并简要分析了我们的目录的一些典型的应用，如校准，光束重建和杂散光效应的CMB各向异性实验的评估。主星表和综合星表可通过ftp在：cdsarc. u-strasbg. fr上获得。这项工作与普朗克-LFI活动有关。
2002-10-10 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
The effect of Galactic foreground subtraction on redshifted 21-cm observations of quasar HII regions
我们评估的影响，银河系同步加速器前景去除观测高红移类星体HII地区的红移21厘米发射。我们考虑了在星系际介质（IGM）中观察到类星体的情况，该介质的电离结构相对于HII区域的光穿越时间演化缓慢，以及演化迅速的情况。后一种情况预计将在再电离时代结束时出现，届时将观测到最高红移的发光类星体。在没有前景的情况下，IGM中的中性氢的分数可以直接从HII区域和周围IGM之间的对比度测量。然而，我们发现，前景去除降低观察到的HII区域和IGM之间的对比度。这表明，中性部分的测量将需要建模，以纠正这种系统性影响。另一方面，前景去除不会修改21厘米地图的最突出的特征。使用一个简单的算法，我们证明，所观察到的HII区域的大小和形状的测量将不会受到连续前景去除。此外，这些量的测量不会受到快速演变的IGM的存在的不利影响。
2008-05-01 astro-ph
X-Ray Observations of the Sagittarius D HII Region toward the Galactic Center with Suzaku
我们提出了一个朱雀X射线研究的人马座D（Sgr D）HII地区在银河系中心区域。X射线成像光谱仪（XIS）的两张18“x18”图像涵盖了整个Sgr D复合体。由于低背景，XIS发现了两个低表面亮度的漫射源，并获得了它们的高信噪比光谱。一个与Sgr D HII区域的核心有关，来自年轻的星团。另一个是该区域附近的新物体。我们还提出了3.5厘米和6.0厘米的无线电连续谱图的新的源使用100米绿岸望远镜。我们得出的结论是，来源是一个新的超新星遗迹（SNR; G1.2--0.0）基于：（1）0.9+/-0.2 keV热X射线光谱，其发射线来自高度电离的原子;（2）从X射线吸收推断的在银河系中心距离处~10 pc的明显范围的扩散性质（~8.5x10^{22} cm^{-2}）;（3）非热射电连续谱指数（~-0.5）。我们在Sgr D HII区域的SNR的发现导致了对该系统的观点的修正，该系统被认为是热HII区域及其环境。
2008-05-14 astro-ph
Triggered massive-star formation on the borders of Galactic HII regions. IV- Star formation at the periphery of Sh2-212
目的：我们希望确定在银河系HII区域Sh 2 -212的外围是否正在发生连续的恒星形成。研究方法：我们目前的CO毫米观测这一地区获得的IRAM 30米望远镜调查相关的分子物质的分布。我们还使用深JHK观测获得的CFHT研究该地区的恒星内容，并在VLA获得的射电观测寻找超紧凑（UC）HII区域的存在和脉泽发射。结果：在光学上，Sh 2 -212是围绕其中心激发团簇球对称的。该HII区域沿着分子丝定位。一个薄的，定义明确的半环分子材料围绕在后面的HII区最亮的部分，并被分割。质量最大的碎片（约200太阳质量）包含一颗巨大的年轻恒星，显示出近红外线过剩;其光谱能量分布显示出一个高质量（约14太阳质量）、高温（约30000 K）和高光度（约17000太阳光度）的来源。这个物体电离了一个UC HII区域。结论：Sh 2 -212是一个很好的例子，通过收集和崩溃过程触发的恒星形成。在其外围观测到的大质量YSO是孤立形成的大质量恒星的良好候选者。
2008-03-28 astro-ph
Spatial distribution of Galactic HII regions
我们提出了一个新的，详细的，分析银河系HII地区的空间分布，利用一个更丰富的数据库比以前的分析。已经推导出550个天体的银心距离。其中117颗行星的速度数据可以明确地得出它们与太阳的距离，它们要么位于太阳圈之外（84），要么位于与轨道相切的视线上（33）。对于另外177个来源，通过使用辅助数据可以进行距离估计。一个高度显着的光度和线性直径之间的相关性被发现和相应的最小二乘线性关系在对数-对数平面被用来解决额外的256个源的距离模糊。在太阳圈内，围绕银道面的HII区的分布厚度与OB星的分布厚度相当（Bronfman et al. 2000）。在较大的银河系中心半径，分布的形状反映了翘曲的形状，它沿z轴的厚度随着距离银河系中心的距离增加而增加。我们还确认，对于一个更大的样本，以前报道的电子温度与galactocentric距离的正梯度。
2003-09-17 astro-ph
New catalogue of Wolf-Rayet galaxies and high-excitation extra-galactic HII regions
我们提出了一个新的汇编沃尔夫-拉叶（WR）星系和河外HII地区显示广泛的HeII发射从文献中得出。还提供了来自WN和WC亚型WR星的其他宽发射谱线（NIII 4640、CIV 5808等）以及其他现有宽星云谱线的相关信息。总共有139个已知的WR星系。其中，57个对象显示广泛的HeII和CIV功能。除了广泛的（恒星）HeII辐射外，在44（54）个天体中也确定（怀疑）了星云HeII成分。我们发现19个银河系外的HII区域没有WR检测到星云的HeII发射。目前的样品可用于各种研究的大质量恒星，大质量恒星与ISM的相互作用，恒星星族，星暴星系等的数据是电子访问，并将及时更新。
1999-02-02 astro-ph
Abundance determinations in HII regions and planetary nebulae
本文介绍了HII区和行星状星云的丰度测定方法，着重讨论了基本假设和存在的问题。本文综述了银河系HII区和银河系及河外行星状星云丰度的最新研究结果。
2002-07-23 astro-ph
The Excitation and Metallicity of Galactic HII Regions from ISO-SWS Observations of Mid-Infrared Fine-Structure Lines
本文介绍了对大麦哲伦星云112个银河系HII区和37个邻近河外HII区的精细结构发射线[NeII]12.8，[NeIII]15.6，[NeIII]36，[ArII]6.9，[ArIII]8.9，[SIII]18.7，[SIII]33.5，[SIV]10.5，以及复合线Br_alpha和Br_beta的中红外ISO-SWS观测结果。SMC和M33。银河系源的银心距变化范围很大（0<R<18 kpc），这使我们能够研究大尺度上的激发和金属丰度变化。我们检测到[NeIII]15.6/[NeII]12.8，[ArIII]8.9/[ArII]6.9和[SIV]10.5/[SIII]33.5的激发比从内星系向外急剧上升，金属丰度适度下降，从内星系的两倍太阳到外星系的太阳。在我们的样品中的星系外源显示出低气体密度，低金属丰度和高激发。在我们的样品中，我们发现氖和氩的激发比之间有很好的相关性。观测到的相关性很好地再现了理论星云模型，其中包括新一代的风驱动的NLTE模型恒星大气的光电离星。特别是，NLTE大气层可以解释HII地区[NeIII]排放的产生。我们的结论是，在星云的激发与galactocentric半径的增加是由于恒星有效温度的增加（相对于硬化的恒星SED由于金属丰度梯度）。观测结果和我们的模型之间的良好拟合支持Thornley等人（2000）的结论，即在河外源中观测到的低氖比率是由于全球…
2001-10-16 astro-ph
Triggered star formation on the borders of the Galactic HII region RCW 82
我们正在对银河系的几个HII区域进行多波长研究，这些区域在其边界上展示了触发恒星形成的路标，以及收集和崩溃过程可能在哪里起作用。在解决触发恒星形成的问题时，确保电离气体和附近观察到的中性物质之间的真实关联至关重要。在本文中，我们强调这一点，目前的CO观测RCW 82恒星形成区。分子气体的速度分布与RCW 82方向上探测到的年轻恒星天体（YSO）的研究相结合。我们使用近红外和中红外数据讨论了YSO的演化状态。分子气体的空间和速度分布被用来讨论RCW 82周围的恒星形成的可能方案。
2008-12-14 astro-ph
From Massive Protostars to a Giant HII Region: Submillimeter Imaging of the Galactic Mini-starburst W43
我们对W 43主复合体进行了亚毫米连续谱和光谱研究，W 43是一个巨大的恒星形成区域，其中包含一个巨大的HII区域。这些图显示了一个包含约50个碎片的碎屑结构，质量为40-4000 Msun，典型直径为0.25 pc。它们的大尺寸、大的非热速度（Dv ~ 5 km/s）和高密度（n_H2 ~ 10^6 cm^-3）表明它们是原星团，是形成大质量恒星的理想场所。后续观测是必要的，但我们已经确定了三个原星团是包含非常年轻的大质量原恒星的非常好的候选者。激发巨大HII区的星爆星团对分子复合体有很大的影响。然而，目前还不清楚这第一次恒星形成事件是否通过电离冲击穿过附近的分子云而触发了新的大质量恒星的形成。因此，W 43是研究从原恒星阶段到巨大HII区域的大质量恒星形成的理想实验室。此外，非常活跃的恒星形成复合体W 43可以被认为是银河系的迷你星暴区，可以用作星暴星系的微型模型。
2002-08-29 astro-ph
The Ionizing Stars of the Galactic Ultra-Compact HII Region G45.45+0.06
使用NIFS近红外积分场摄谱仪背后的设施自适应光学模块，ALTAIR，在双子座北，我们已经确定了几个大质量的O型星，负责电离银河超紧凑HII区域G45.45+0.06。Feldt et a. 1998年被归类为热，大质量的O型星的基础上，他们的K波段光谱。其他亮点源显示红色和/或星云光谱，其中一个似乎具有冷星特征，我们认为这是由于年轻，低质量的主序前成分。还有另外两个嵌入式来源（Feldt等人的“k”和“o”）表现出可能在可能仍在吸积的拱星盘中出现的CO带头发射。最后，在G45.45+0.06中检测到以前只在高激发行星状星云中发现的与KrIII和SeIV离子有关的星云线。
2008-02-20 astro-ph
Spatial distribution of unidentified infrared bands and extended red emission in the compact galactic HII region Sh 152
我们提出了紧凑的HII区域SH 152的可见光和近红外图像。这些图像中的一些揭示了698 nm附近的扩展红色发射（ERE）以及3.3和6.2微米处的未识别红外带（UIRBs）的发射。其他图像显示了星云的近红外（7-12微米）连续发射。ERE发射被发现与电离区一致，并显着不同于UIRBs的位置。也有一些证据表明谷物是ERE的载体。
1998-12-02 astro-ph
74 MHz Discrete HII Absorption Regions Towards The Inner Galaxy
在低射频（< 100 MHz）下，经典的HII区域可能变得光学厚度（光学深度> 1），并且可以作为离散的吸收区域被观察到，以对抗银河系宇宙射线电子在磁场周围螺旋运动所产生的银河系非热背景辐射。在这项工作中，我们提出了74 MHz的区域26>l>-15，-5<b<5的观测，并报告了92个与已知的HII区相关的吸收特征的检测，并推导出银河宇宙线电子同步辐射的亮度温度从这些区域后面的柱发出。对于已知距离的42个HII区，导出了HII区后面圆柱的平均发射率。74兆赫的发射率值范围在0.3和1.0开尔文每秒差距的模型假设均匀分布的发射率。讨论了利用这类数据模拟宇宙线发射率三维分布的方法以及利用这种方法打破HII区运动学距离简并的可能性。
2006-03-02 astro-ph
A multiwavelength study of young massive star forming regions: II. The dust environment
我们目前的观测1.2毫米尘埃连续发射，与瑞典ESO亚毫米望远镜，对18个发光的IRAS点源，所有的颜色典型的紧凑的HII区域和相关的CS（2-1）发射，被认为是年轻的大质量恒星形成区域的代表。所有的红外天文卫星都探测到了辐射。我们发现，与它们相关的1.2 mm源具有不同的物理参数，即0.4 pc的大小、30 K的尘埃温度、2 × 10^3 Msun的质量、3 × 10^23 cm^-2的柱密度和4 × 10^5 cm^-3的密度。我们把这些尘埃结构称为巨大而致密的核心。大多数的1.2毫米的源显示单峰结构，其中几个表现出一个明亮的紧凑的峰值周围的一个较弱的扩展信封。观察到的径向强度分布的源与这种类型的形态很好地拟合与幂律指数在1.0-1.7的范围内的幂律强度分布。这一结果表明，大规模和密集的核心集中凝聚，具有径向密度分布与幂律指数在1.5-2.2的范围内。我们还发现，UC-HII区域与ATCA对IRAS源的调查，在这里（论文I）通常被投射在1.2毫米的尘埃连续辐射的峰值位置，这表明，大质量恒星形成的中心凝聚的大质量和致密的核心。
2007-06-14 astro-ph
Triggered massive-star formation on the borders of Galactic HII regions. II. Evidence for the collect and collapse process around RCW 79
我们提出SEST-SIMBA 1.2毫米连续谱图和ESO-NTT SOFI JHK银河系HII区域RCW 79的图像。毫米连续数据显示，在围绕电离气体的尘埃发射环中存在大量碎片。两个最大的碎片在环中完全相对。近红外数据集中在位于RCW 79东南边界的致密HII区域，显示存在一个红外明亮的星团，其中包含大质量恒星以及具有近红外过度的年轻恒星。一个明亮的近红外和中红外光源被检测到对微波激射器的排放，1.2 PC东北紧凑的HII区域中心。额外的信息，从斯皮策GLIMPSE调查中提取，用于讨论对RCW 79观察到的明亮的红外光源的性质。12个发光的I类来源被确定为最大质量的毫米碎片。所有这些事实都有力地表明，在HII区域RCW 79的边界处观察到的恒星形成是由它的膨胀触发的，最有可能是由收集和坍缩过程触发的。
2005-09-12 astro-ph
A New Catalog of Radio Compact HII Regions in the Milky Way
我们利用新的VLA银河系平面目录在5和1.4 GHz覆盖银河系第一象限（350<1 <42，|b| <0.4）与MSX 6C银河系平面目录一起构建超紧凑HII区域的大样本。该地区的射电目录最早由Becker等人（1994）发表，但我们增加了新的观测，并通过显著改进的校准和镶嵌程序重新减少了数据，导致检测到的5 GHz源数量增加了两倍。新的5 GHz目录和MSX 6C银河平面目录的比较产生了687个匹配的样本，其中我们估计只有15个是偶然巧合。大多数匹配显示红色MSX颜色和热无线电频谱。它们的银河系纬度分布的标度高度很小（FWHM为16'或~40 pc）。这些性质表明，样品是由年轻的超紧凑的HII区域，其中大部分是以前未编目为主。高可靠性和低可靠性源列表可随文件下载。
2004-10-15 astro-ph
IRAS 04000+5052: A not so compact, not so metal-poor HII region
我们对IRAS 04000+5052进行了新的观测，这是一个与年轻星团有关的银河系HII区，可能位于英仙座臂。该星云的电子密度和化学成分与银河系盘的正常HII区域相似。电离气体的径向速度与CO观测结果一致，表明该星云与分子云有关。HII区的电离源可能是一颗B0.5光谱型的Herbig Be星。
2004-06-07 astro-ph
Carbon and Oxygen Galactic Gradients: Observational Values from HII Region Recombination Lines
我们目前的结果，深阶梯分光光度法的8个银河系HII地区位于银河系中心距离6.3和10.4千秒差距。这些数据是用甚大望远镜（VLT）的紫外中阶梯摄谱仪（UVES）在3100到10360 A的范围内拍摄的。我们已经从所有天体的复合线导出了C++和O++丰度，以及从三个星云的这种复合线导出了O+丰度。复合谱线的强度几乎与假设的电子温度以及星云内部可能存在的空间温度变化或波动无关。这些数据可以确定的气相C和O丰度梯度的银河系盘，化学演化模型的至关重要的。这是第一次从如此大量的HII区域和如此广泛的银心距离中得出C梯度。丰度梯度的形式为$Δ$ log（O/H）= -0.044 $\pm$ 0.010 dex kpc^-1，$Δ$ log（C/H）= -0.103 $\pm$ 0.018 dex kpc^-1，$Δ$ log（C/O）= -0.058 $\pm$ 0.018 dex kpc^-1。
2005-01-24 astro-ph
Triggered massive-star formation on the borders of Galactic HII regions. I. A search for `collect and collapse' candidates
年轻的大质量恒星或星团经常在HII区的边缘被观测到。是什么触发了这些地方的恒星形成？在所提出的各种设想中，“收集和坍缩”过程特别有吸引力，因为它允许通过分裂不断扩大的电离区周围的中性气体密集激波层形成大质量物体。然而，直到我们最近关于Sh 104的文章，还没有令人信服地证明这个过程确实发生了。在本文中，我们提出了我们选择的17个候选区域，这个过程中，所有显示高亮度近红外集群和/或中红外点源在其外围。即将发表的论文将利用新的近红外和毫米观测结果讨论这些可能是第二代恒星和星团的“聚集和坍缩”起源的现实。
2004-12-22 astro-ph
Method for Organizing the Multiwavelength Data of Radio-Loud Active Galactic Nuclei
从射电星系、BL Lac天体和类星体观测到的宽带辐射被认为是由被限制在等离子体团中的高能电子产生的，这些等离子体团是从超大质量黑洞以相对论速度喷射出来的。较低能量的无线电通过光学组件几乎可以肯定是非热电子同步辐射，而较高能量的$γ$射线组件可能是由于康普顿散射的目标光子由这些相同的电子。如果高能成分是由来自喷流外部的喷流电子康普顿散射辐射形成的，例如直接或再散射的吸积盘光子，那么高能康普顿成分中的功率与低能同步加速器成分中的功率之比具有简单的关系，取决于对喷流的观察角度和等离子体流出速度。当结合同时期的VLBI测量的视横向速度，我们发现，一个简单的图涉及不同类别的射电大声活动星系核（AGN），并作出明确的预测，这些来源的多波长观测。如果均分参数在等离子体喷射事件之间保持不变，那么对单个源的多次观测原则上可以确定哈勃常数。
1995-08-30 astro-ph
HD148937: a multiwavelength study of the third Galactic member of the Of?p class
三个银河系O型恒星属于罕见的类？p对象：HD 108、HD 191612和HD 148937。前两颗恒星表现出丰富的现象，包括磁场和强烈的X射线发射，光的变化，和戏剧性的周期性光谱变化。我们在这里提出的第一个详细的光学和X射线研究的第三银河系的？p星HD 148937光谱监测显示，在巴尔末和HeII 4686线的低水平的变化，但在HeI和CIII 4650恒定。Ha线的剖面变化周期约为7 d。模式大气拟合的产率T_{eff} =41000 ± 2000 K，log（g）=4.0 ± 0.1，Mdot_{sph} <~ 10^{-7}Msol/yr，氮过剩系数为4。在X射线波长下，HD 148937与HD 108和HD 191612相似，都有一个相对冷的热谱（kT=0.2keV），宽谱线（> 1700 km/s），以及一个与普通O星相比数量级的过光度（log [L_X^unabs/L_BOL] ~-6）。
2008-03-05 astro-ph
Radio Recombination Lines in Galactic HII Regions
我们报告无线电复合线（RRL）和连续观测的106个银河系HII区的样本与NRAO 140英尺射电望远镜在绿银行，西弗吉尼亚州。我们相信这是有史以来对如此大的样本进行的最敏感的RRL调查。我们的大多数源集成时间在6到90小时之间，产生典型的r.m.s.噪音水平在1.0到3.5毫开尔文之间我们的数据来自两个不同的实验，以类似的方式进行，校准和分析。在3.5厘米波长处进行了CII测量，以获得碳放射性复合线的精确测量。当与原子（CI）和分子（CO）数据相结合时，这些测量将约束位于HII区域边缘的光解区域的组成、结构、运动学和物理性质。第二次测量是在3.5厘米波长处进行的，以确定银河系星际介质中3 He的丰度。结合~ 3 He ~+超精细线的测量，我们得到了H、~ 4 He和C的高精度RRL参数。在这里，我们讨论了这些数据的显着改进，包括更长的集成和新观察到的源。
2006-03-06 astro-ph
Triggered star formation on the borders of the Galactic HII region RCW 120
为了研究HII区域膨胀引发的恒星形成过程，我们对银河系HII区域RCW 120及其周围环境进行了多波长分析。收集和坍缩模型预测，在HII区域膨胀期间，电离和激波前沿之间积累的气体和尘埃层坍缩并形成致密的碎片，从而产生了潜在的恒星形成地点。我们研究的目的是在RCW 120的边界上寻找这样的大质量碎片和大质量年轻恒星。我们映射的RCW 120区域的冷尘埃连续发射在1.2毫米，以寻找这些碎片。我们补充了这项研究与可用的近（2MASS）和中红外（GLIMPSE）数据，以定位对该地区观察到的红外源，并分析其属性。然后，我们将观测结果与Hosokawa & Inutsuka模型（2005，2006）的预测进行了比较。在1.2 mm处，我们在该区域检测到8个碎片，其中5个位于其边界。最大的碎片质量约为370 Msun。I类和II类年轻恒星天体在整个区域都被探测到，其中一些被观测到远离电离前沿。这一结果强调了从电离区逃逸的辐射与周围介质之间的远距离相互作用的可能重要性。
2007-07-09 astro-ph
A study of the neglected Galactic HII region NGC 2579 and its companion ESO 370-9
银河系HII区域NGC 2579由于直到最近一直存在的识别问题而一直没有被探索。NGC 2579和它的伴星ESO 370-9都被错误地归类为行星状星云或反射星云，彼此混淆，并与其他天体混淆。由于它的高表面亮度，高激发，角大小为几角分和相对较低的星际消光，NGC 2579是在光学范围内研究的理想对象。位于银河系外的NGC 2579是研究银河系化学丰度梯度的绝佳对象。本文首次对NGC 2579和ESO 370-9的星云和恒星性质进行了全面的观测研究，包括电子温度、密度结构、化学成分、运动学、距离的测定以及电离星的识别和光谱分类，并讨论了ESO 370-9的性质。光学范围内的长缝分光光度计数据被用来推导星云电子温度、密度和化学丰度，并用于电离恒星候选者的光谱分类。利用Halalpha和UBV CCD测光，从光谱视差推导恒星距离，并测量电离光子通量。
2007-07-13 astro-ph
The HII Region KR 140: Spontaneous Formation of a High Mass Star
我们已经使用了多波长的数据集从加拿大银河系平面调查（CGPS）研究银河系HII区域KR 140，无论是在规模的星云本身，并在附近的W3/W 4/W5复杂的分子云和HII地区的恒星形成活动的背景下。从无线电和红外数据中，我们发现KR 140的覆盖因子约为0.5，我们将该星云解释为一个碗状区域，靠近正面观察。消光测量将该区域置于其母分子云的近侧。该星云被一颗O8.5 V（e）恒星VES 735电离，这颗恒星的年龄不到几百万年。CO数据表明，VES 735已经破坏了大部分原始分子云，其估计质量和密度分别约为5000 $M_{\odot}$和100 cm $^{-3}$。KR 140与最近的恒星形成活动分离，在W3。我们的数据表明KR 140是自发的（即，非触发）形成，不寻常的，一个高质量的恒星。
2000-03-15 astro-ph
Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud HII regions: recombination-line versus forbidden-line abundances
我们获得了银河系HII区M17、NGC 3576和麦哲伦云HII区30 Doradus、LMC N11 B和SMC N66的深光学长缝分光光度计，记录了CII、NII和OII的光学复合线。对温度不敏感的ORL C2+/O2+和N2+/O2的比率，获得所有星云，除了SMC N66。ORL的C2+/O2+比率在每个星系系统内显示出显着的一致性，同时也与相应的CEL比率一致。对于所有五个星云，从多个OII ORL得到的O2+/H+丰度比从强[OIII] 4959，5007 A CEL得到的相应值高，其中四个星云高1.8- 2.7倍。LMC N11 B星云对O2+离子表现出更极端的差异因子，~5。因此，这些HII区域表现出的ORL/CEL丰度差异因子与以前在行星状星云中遇到的相似。我们的光学CEL O2+/H+丰度同意在20- 30%的范围内与公布的O2+/H+丰度，从红外精细结构线的观测。由于后者的低激发能使它们对典型星云温度的变化不敏感，因此排除了温度波动是观测到的ORL/CEL O 2+丰度差异的原因。我们提出的证据表明，从这些HII地区观察到的OII ORL来自于非常相似的密度（<3500 cm-3）的气体发射所观察到的重元素光学和红外CEL，排除模型，采用高密度电离夹杂物，以解释丰度的差异。我们考虑的情况下，大部分的重元素ORL发射来自冷（<=500 K）的金属丰富的电离区。
2002-09-25 astro-ph
Multiwavelength observations of the supernova remnant G349.7+02 interacting with a molecular cloud
我们目前在毫米，厘米和红外波段的超新星遗迹（SNR）G349.7+0.2，包含OH（1720 MHz）脉泽的区域的分子线观测，使用澳大利亚望远镜（AT）Mopra天线，瑞典ESO亚毫米望远镜，AT紧凑阵列和安装在英澳望远镜上的UNSW红外法布里-珀罗窄带滤波器。在1.6和3 mm之间观察到几个分子跃迁，以约束与SNR相互作用的分子云的物理参数，并研究SNR冲击对气体化学的影响。我们检测到冲击激发的近红外H2发射朝向SNR的中心，揭示了高度聚集的分子气体和与斯皮策太空望远镜公布的中红外图像的良好相关性。氢团簇和OH（1720 MHz）脉泽位置之间良好的相关性支持了OH（1720 MHz）脉泽发射的冲击激发。此外，我们在1665和1667 MHz处检测到OH吸收，这表明与冲击H2发射和脉泽有很好的相关性。我们发现，在1665 MHz附近的OH（1720 MHz）脉泽在这个SNR，这是发现与GLIMPSE源SSTGLMC G349.7294+00.1747相关的脉泽发射。我们还检测到1665和1667 MHz的OH脉泽，和弱的4.8 GHz的H2 CO吸收超紧凑的HII区域IRAS 17147-3725位于东南的SNR。我们没有发现4.7-或6-GHz的激发态OH脉泽或6-GHz的CH_3OH脉泽朝向SNR或HII区域。
2011-04-14 astro-ph
Searching for Star Formation Outside Galaxies: Multiwavelength Analysis of the Intragroup Medium of HCG100
我们使用多波长数据（HI，FUV，NUV，R）来寻找希克森致密群100的群内介质中恒星形成的证据。我们发现，年轻的恒星形成区位于银河系际HI云的紧凑组延伸到超过130千秒差距远离主星系。一个潮汐矮星系候选者位于HI尾的密集区域，距离最亮的星系群成员61 kpc，其年龄估计只有330万年。在GALEX FUV图像中和包含HI尾部的10'x10'视场内检测到15个其他组内HII区域和TDG候选物。它们的年龄小于2亿年，HI质量为10^（9.2-10.4）Msun，0.001< SFR <0.01 Msun yr^-1，恒星质量为10^4.3- 10^6.5 Msun。HI云的云柱密度比N（HI）~10^21 cm^-2低一个数量级，其中许多HI云与之相关。
2007-10-19 astro-ph
GBT Multiwavelength Survey of the Galactic Center Region
我们描述了一个无线电连续调查的中心4x 1deg与100米绿岸望远镜（GBT）在3.5，6，20和90厘米的波长的结果。3.5和6厘米的调查是最敏感和最高分辨率的单碟调查我们的银河系的中心度。我们目前的目录中的紧凑和扩展源在中央四度的银河系，包括详细的光谱指数研究的所有来源。分析涵盖了恒星形成区域，如Sgr B和Sgr C，我们发现了热发射和非热发射混合物的证据。分析量化的相对贡献的热和非热过程的无线电连续通量密度向GC区域。在GC的中心4x 1度，所有致密源和漫射源的热通量和非热通量比例在3.5 cm处为28%/72%，在6 cm处为19%/81%。在3.5cm和6cm处，这些源的总通量密度分别为783 ± 52 Jy和1063 ± 93 Jy，不包括银河系同步辐射的贡献。
2008-01-28 astro-ph
MAGIC multiwavelength observations: policy, and some recent results
MAGIC直径17米，是世界上最大的单碟成像大气切伦科夫望远镜，在分析中达到了VHE伽马探测器中的最低能量阈值（60 GeV）。MAGIC于2004年9月完成，2005年2月开始全面运作，第一个周期的数据采集。MAGIC在银河系的观测包括超新星遗迹、银河系中心和双星系统等。低阈值使MAGIC成为宇宙中最深处的IACT：探测到的河外源记录包括z > 0.2的活动星系核（AGN）。在这里，我们讨论了目前的性能的MAGIC和政策的使用MAGIC数据在多波长运动。在回顾了MW研究的一些最新亮点之后，包括发现了有史以来最遥远的源（z = 0.54的AGN 3C279），我们提出了MAGIC在第二台望远镜落成后的预期性能，计划于2008年9月21日。多波长研究是研究银河系和河外源发射机制的关键，随着GLAST时代的临近，甚高能光子探测器变得至关重要。
2007-08-28 astro-ph
The Helium and Heavy Elements Enrichment of the Galactic Disk
我们提出了化学演化模型的银河系盘。我们还提出了一个新的确定的X，Y和Z的M17银河系金属丰富的HII地区。我们比较我们的模型与银河系HII地区的丰度银河系盘。从银河系化学演化模型预测的$ΔY/ΔO$比是在非常好的协议与$ΔY/ΔO$值来自M17和原始氦丰度，Yp，考虑到存在的温度变化，在这个Hii地区。从M17的观测结果中我们得到了$ΔY/ΔZ = 1.97 \pm 0.41$，它与太阳附近K矮星的两个$ΔY/ΔZ$测定值（分别为$2.1 \pm 0.4$和$2.1 \pm 0.9$）非常一致。我们还比较了我们的模型与太阳丰度。太阳和猎户座星云的O/H值与我们的化学演化模型符合得很好。
2008-08-01 astro-ph
Triggered massive-star formation on the borders of Galactic HII regions. III. Star formation at the periphery of Sh2-219
上下文由HII区域的扩张引发的大质量恒星形成。目标。为了了解在HII区Sh 2 -219的外围是否发生了连续的恒星形成。方法.我们目前的12 CO（2-1）线观测这一地区，在IRAM 30米望远镜（皮科Veleta，西班牙）。结果在光学上，Sh 2 -219围绕着它的激发星是球对称的;此外，它的四分之三的外围被一个氢原子环包围着。这种球面对称性在红外线和毫米波波长处被破坏。一个大约2000个\msol的分子云位于Sh 2 -219的西南边界，在HI间隙中。两个分子凝聚，沿电离前沿拉长，可能是由于扩大的HII区和分子云之间的相互作用。在这个相互作用的区域中，有一个包含许多高度变红的恒星的星团，以及一颗激发超紧凑HII区域的大质量恒星。更令人惊讶的是，分子云最亮的部分形成了一个“烟囱”，垂直于电离前沿。这个烟囱在其西南端由H-α墙封闭，从而形成一个空腔。整个结构是7.5 PC长。一颗发光的H-α发射线恒星，位于烟囱的一端，靠近电离前沿，可能是造成这种结构的原因。将观测结果与HII区域演化模型进行对比，结果显示Sh 2 -219的年龄可能为10^5年。在Sh 2 -219边界观测到的近红外星团的年龄和起源仍然未知。
2006-08-22 astro-ph
The Galactic distribution of magnetic fields in molecular clouds and HII regions
{磁场存在于我们银河系的所有尺度上。在分子云形成过程中，分子云中的磁场是否与星际介质中的渗透磁场保持一致一直存在争议。我们调查这一争议使用现有的数据，根据新发现的磁场结构的银河系盘从脉冲星旋转措施（RM）。{我们收集了分子云中磁场的测量结果，包括分子云中OH脉泽的塞曼分裂数据和分子云中OH或HI的吸收或发射谱线。}塞曼数据显示磁场的视线分量的符号分布中的结构。与来自脉冲星RM的大尺度银河系磁场相比，塞曼数据的符号分布显示出类似的大尺度场反转。以前的这种研究，在用于银河系圆盘大尺度磁场的过于简化的全球模型中是有缺陷的。我们认为，星云中的磁场在一定程度上仍能“记忆”银河ISM中的磁场方向，可以作为大尺度磁场结构的补充示踪剂。需要更多的大范围分布的OH脉泽塞曼数据。
2008-08-14 astro-ph
VLA Observations of the "Eye of the Tornado"- the High Velocity \HII Region G357.63-0.06
不寻常的超新星遗迹候选者G357.7-0.1和致密源G357.63-0.06已经在1.4和8.3 GHz的甚大阵列上被观测到。H92 $α$谱线（8.3 GHz）是从致密源探测到的，其速度约为-210 km/s，这表明该源是一个\HII区域，很可能位于银河系中心，与信噪比无关。朝向这些来源的\HI吸收线（1.4 GHz）数据支持这一观点，并表明G357.7-0.1位于比银河系中心更远的地方。
2002-10-23 astro-ph
IR Dust Bubbles: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions
我们提出了一个分析风吹，秒差距大小，中红外气泡和相关的恒星形成使用GLIMPSE/IRAC，MIPSGAL/MIPS和MAGPIS/VLA调查。从Churchwell等人（2006）的目录中选择了三个气泡。比较了电离气体（基于20 cm发射）、PAH发射（基于8 um、5.8 um和缺少4.5 um发射）和热尘埃（24 um发射）的相对分布。在每个气泡的中心有一个区域，包含电离气体和热尘埃，周围是多环芳烃。我们确定了可能的来源（S）的恒星风和电离通量产生每个泡沫的基础上SED拟合数值热恒星光球模型。候选YSO也确定使用SED拟合，包括几个可能触发恒星形成的网站。
2008-06-03 astro-ph
Enrichment of the ISM by metal-rich droplets and the abundance bias in HII regions
我们批判性地研究了星际介质（ISM）富集的一种情况，其中超新星喷出物在以富含金属的"液滴“的形式落回银河系盘之前经历了漫长的（10^8年）旅程，这些液滴直到在HII区域被光电离才与星际介质完全混合。我们调查的假设，这些高度金属液滴的光电离可以解释观察到的“丰度差异因子”（ADF），这是发现时，比较来自重组线和碰撞激发线，无论是在银河系和河外HII地区的丰度。我们推导出HII区内液滴尺寸的界限为10^{13}-10 ^<$15} cm，以便（1）它们不应该已经被附近星云的直接成像探测到，（2）它们不应该被电离气体中的扩散太快地破坏。从光电离建模，我们发现，如果这种不均匀的富集情况下举行，那么重组线强烈高估的金属丰度的完全混合的HII区域。来自碰撞激发线的丰度也受到一定的偏见，虽然在较小的程度。在没有任何纠正这些偏差的方法的情况下，我们建议丢弃所有在银河系化学演化研究中显示出大ADF的天体。在比较复合线和碰撞激发线所产生的元素的星系丰度梯度时，也必须牢记这些偏差。最后，我们提出了一套意见，可以进行测试我们的情况下，提高我们的理解元素混合在ISM。
2007-06-08 astro-ph
A multiwavelength strategy for identifying celestial gamma-ray sources
EGRET发现的绝大多数高能伽马射线源仍然是未知的。在银河系高纬度地区，几乎所有已确认的伽马射线源都是由耀变体产生的，而在银道面附近，只有孤立的中子星才是唯一被确认的高能伽马射线源。尽管所有的努力致力于识别问题，唯一的成功故事，到目前为止，似乎是对Geminga的追逐，在那里X射线引领了最终的光学识别。类似的搜索现在开始产生令人鼓舞的结果，尽管还没有一个达到认证身份。
2001-07-19 astro-ph
The Molecular Counterpart of the Galactic Center Arched Filament HII Complex: OVRO Observations of the CS(2-1) Line
利用欧文斯谷射电天文台毫米阵对银河系中心附近"-30 km/s“分子云G0.07+0.04区域产生的CS（2-1）线（97.981 GHz）进行了观测，空间分辨率约为8”。这个云的电离边缘形成了被邻近的拱形星团电离的拱形灯丝HII区。OVRO数据与Serabyn和Guesten（1987年）在30米IRAM望远镜上获得的单碟数据相结合。将CS（2-1）数据与Lang，Goss & Morris（2001）的H92 α复合线数据进行比较，发现电离气体和分子气体在物理上是相关的，但它们在该区域的速度相差高达35 km/s。如果产生G0.07+0.04 HII区域的气体已经完全电离，则可以理解这种速度差异。根据单碟CS（2-1）数据和H92 α线数据对整个-30 km/s云的分子和电离气体进行了全面的比较，结果表明，电离气体和分子气体之间的速度差异是普遍的，这些组分的几何排列是复杂的。大部分电离气体位于分子云的近侧（观察者）;然而，在一些区域，一些分子物质必须位于HII区域的前面。因此，拱门星团似乎位于分子云的中间，因此沿着我们视线的一些近侧云表面没有暴露在电离辐射中。
2002-08-16 astro-ph
M1-78: a nitrogen-rich Galactic compact HII region beyond the Perseus arm
M1-78是一个位于英仙座旋臂之外的致密星云，其性质存在相当大的争议。它最初被归类为行星状星云，现在通常被认为是一个致密的HII区。为了进一步研究M1-78的性质，我们对M1-78的光学和近红外光谱进行了详细的研究。M1-78是一个高密度星云，在它的两个主要形态区域之间有着实质性的物理差异：西南部的明亮弧形和东北部的发射斑点。具体而言，在东北的斑点有一个更高的电子温度和视觉消光比SW电弧。然而，最重要的结果是证实了M1-78中的氮富集。这种富集在NE斑点的位置处更强，并且与O丰度的缺乏和（可疑的）He富集相关。这样的丰度模式是演化中的大质量恒星（如沃尔夫-拉叶星和亮蓝变星）周围的喷出物星云的典型特征。然而，物理条件和化学丰度的空间变化以及存在一个以上可能的电离源表明，M1-78更好地描述为一个紧凑的HII区+喷出物的组合。最后，我们检测到H2的排放，在一个大的（~30角秒）区域周围的电离星云延伸。对近红外H2谱线的分析表明，激发机制为紫外荧光。
2008-02-21 astro-ph
Unveiling the birth and evolution of the HII region Sh2-173
在多波长研究的基础上，分析了HII区Sh 2 -173附近的ISM。电离区在光学和射电连续谱图像中被清楚地检测到。HI数据的分析表明，低发射率的区域，具有良好的形态与无线电连续辐射的相关性。HII区域部分地与光解离区域邻接，而光解离区域又被分子结构包围。考虑到英仙座旋臂中存在非圆运动，以及之前对该区域的距离估计，我们对Sh 2 -173采用2.5 +- 0.5 kpc的距离。在Sh 2 -173的视场中发现了7颗热星，其中只有一颗是O型星。这颗恒星发出的高能光子足以使该区域电离并加热尘埃。由于HII区域的扩大可能会引发恒星的形成，因此使用不同的红外点源目录搜索YSO候选者。一个人口的46 YSO候选人被确定投射到分子云。另一方面，Sh 2 -173位于大HI壳层的致密边缘。Sh 2 -173可能是一个三代系统的一部分。对HII区和大壳的年龄进行了估算和比较。我们的结论是，Sh 2 -173是一个年轻的HII区约0.6 - 1.0万年的年龄。至于大壳，我们得到的动力学年龄为5 +-100万年。这些年龄估计，以及不同结构的相对位置，支持了Sh 2 -173是一个等级系统的一部分的假设。
2008-12-19 astro-ph
VLT observations of metal-rich extra galactic HII regions. I. Massive star populations and the upper end of the IMF
我们获得了几个邻近旋涡星系的85个盘HII区的高质量FORS 1/VLT光谱。我们的金属丰富的HII区域的金属丰度接近太阳和更高的样本揭示了沃尔夫-拉叶（WR）星存在于27个物体从蓝色WR凸点和15个额外的候选WR区域。这首次提供了大量富含金属的WR区域。大约一半的WR区域也显示出广泛的CIV辐射，这归因于WC亚型的WR星（...）。WR区域在它们所观察到的WR特征和H β发射线之间显示出相当明显的趋势。详细的合成模型来理解/解释这些观察。(...)一个相当大的样本的金属丰富的WR区域的可用性，使我们能够改善现有的估计的上限质量截止的IMF在一个强大的方式和独立的详细的建模：从观察到的最大的Hbeta等效宽度的WR区域，我们推导出一个下限为M_up的60-90 Msun的情况下，Salpeter斜率和较大的值为陡峭的IMF斜率。从我们的大质量恒星内容的直接探测，我们得出结论，目前没有证据表明，在富含金属的环境中，IMF的上限质量截止的系统变化，与间接星云诊断的基础上的一些索赔。（摘要摘录）
2002-08-12 astro-ph
MAGIC Observations of PG 1553+113 during a Multiwavelength Campaign in July 2006
2006年7月，MAGIC望远镜在一次多波长活动中对活动星系核PG 1553+113进行了观测，光学、X射线和甚高能量望远镜参加了这次活动。虽然MAGIC数据受到强大气吸收（calima）的影响，但在进行校正后进行了分析。在8.5小时内，检测到显著性为5.0 σ的信号。150 GeV以上的积分通量为（2.6 +/- 0.9）*10^{-7} ph/s/m^2。通过用幂律拟合微分能谱，得到谱指数为-4.1 +/-0.3。
2008-12-16 astro-ph
The Effect of Light Scattering by Dust in Galactic Halos on Emission Line Ratios
我们目前的结果从蒙特卡罗模拟描述的辐射传输的$Hα$线发射，产生的HII地区的磁盘和扩散电离气体（DIG），通过星系NGC 891的尘埃层。这使我们能够计算出源自盘的HII区域并被高$z$的尘埃散射的光量，并将其与DIG中重组产生的发射进行比较。沿$z$轴的光度图和偏振图的切割表明，在$z\sim 600$ ~pc处，来自HII区的散射光仍然是DIG散射光的10%，而线偏振度很小（$<1$ %）。这些结果的重要性，为确定固有的发射线的比率进行了强调，并在高$z$灰尘的意义和可能的影响进行了讨论。
1996-06-07 astro-ph
The luminosity function of galactic ultra-compact HII regions and the IMF for massive stars
新形成的大质量恒星的人口，而仍然嵌入在他们的父母的分子云，在银盘尺度上进行了研究。我们分析了IRAS点状源的光度函数，具有超紧凑HII区域的远红外（FIR）颜色，已在CS（2-1）线中检测到-高密度分子气体的示踪剂。555个大质量恒星形成区（MSFR），其中413个位于太阳圈内，由它们在四个IRAS波段的通量和它们的运动学距离推断，使用CS（2-1）速度剖面。UCHII区域候选者的光度函数（LF）显示出远高于完整性极限的峰值，并且在太阳圈内外是不同的（96%置信水平）。在太阳圈内，LF最大值为2 E5 Lo，而在太阳圈外，最大值为5E 4 Lo。我们使用三个自由参数对LF进行建模：-alpha，以log（M/Mo）表示的初始质量函数（IMF）的指数; -beta，N* 中幂律分布的指数，每个MSFR的恒星数量;和N*max，N* 的上限。在整个银河系中，α的值为2.0，而β在太阳圈内的值为0.5，在太阳圈外的值为0.7，每个MSFR的最大恒星数为650和450（1 <M/Mo< 120）。虽然IMF似乎没有变化，但太阳圈内每个MSFR的平均恒星数量高于外星系。
1999-12-20 astro-ph
An uncatalogued optical HII region at the outskirts of the Galaxy
我们对一个团块（l = 127.9435度，b = +1.8298度）进行了非光学观测，它嵌在一个扩展的、形状不规则的弥散光学星云中。这种凝聚显示出典型的HII区的发射线光谱。虽然它在天空中的位置与Cichowolski等人（2003年）最近在加拿大银河平面调查（CGPS）的无线电数据中发现的附近扩展的光电离区域相吻合，但这个~ 1弧分大小的HII区域的系统速度V_LSR = -71 $\pm$ 12 km/s，使它在银河系中很远，银河系中这一区域的位置得到了在CGPS数据上以可比径向速度可见的HI结构的支持。我们认为这个HII区可能属于外银河臂，其周围扩展星云的发射线比率与小HII区的径向速度一致，是典型的低密度光电离气体。在这个扩展的暗淡星云的光学边界内，可以看到表面亮度相当的较小团块。在将光学数据与远红外和射电观测数据进行比较后，我们得出结论，该星云是一个HII区域，大小约为70 pc，可能是由OB星组成的协会光电离的，并被中性氢环包围。
2004-02-20 astro-ph
Multiwavelength Observation of WIMP Annihilation
中性伴子暗物质的湮灭可能导致不同波长的可观测信号。本文将讨论中性伴子在银河系晕及其中心的湮灭效应。根据高分辨率冷暗物质模拟，大型维里化晕是通过以前出现的较小晕的不断合并而形成的。在每一个时期，暗物质晕都有一个由这些合并的暗物质晕组成的暗物质组成部分。这些团块中的暗物质湮灭，总是存在于我们银河系的晕中，可能是$γ$射线的可观通量的原因，可能是可检测的。我们发现，根据基本参数的团块密度分布和分布的星系晕中的团块，从团块的扩散$γ$ -射线背景的贡献可以用来获得约束的中性伴子属性，如质量和湮灭截面。另一方面，银河系中心中性伴子暗物质的湮灭可能会产生无线电信号。事实上，在银河系的中心，吸积流到中心黑洞上维持着强大的磁场，这些磁场可以通过在平流到黑洞上的中性伴子湮灭过程中产生的电子和正电子，在无线电波段内诱发同步辐射。我们发现，从银河系中心观测到的发射是一致的中性伴流以下的Navarro Frenk和白色的密度分布在银河系中心，而它是不一致的尖峰密度分布的存在下，应该是由中央黑洞的形成历史。
2004-05-06 astro-ph
The Electron Temperature Gradient in the Galactic Disk
我们推导出电子温度梯度在银盘使用的HII区域的样本，跨越银心距离0- 17千秒差距。利用高精度的射电复合线和连续谱观测，计算了100多个HII区的电子温度。星云银心距离的计算在一个一致的方式使用径向速度测量我们的无线电复合线调查。大量的星云广泛分布在银河系盘连同我们的数据的均匀性提供了一个安全的估计，目前在银河系中的电子温度梯度。由于金属是光致电离气体中的主要冷却剂，因此沿银盘的电子温度应该与重元素在银河系中的分布直接相关。我们的电子温度梯度的最佳估计是来自一个样本的76个来源，我们有最高质量的数据。目前的电子温度梯度在银河系中心有一个最小值，并以287 +/- 46 K/kpc的速率上升。作为银心半径或方位角的函数，梯度值没有显著的变化。我们发现，在给定的银河系中心半径的HII区域电子温度的分散不是由于观测误差，而是由于这些温度的内在波动，这几乎可以肯定是由于星云重元素丰度的波动。将HII区的温度梯度与行星状星云中更陡的温度梯度进行比较，表明电子温度梯度随着时间的推移而演变，由于银河系盘的化学演化而变得平坦。
2006-09-01 astro-ph
Chandra Multiwavelength Plane (ChaMPlane) Survey: an Introduction
我们介绍钱德拉多波长平面（ChaMPlane）调查，旨在测量或限制银河平面和凸出部中低光度（Lx>~10^31 erg/s）吸积白矮星、中子星和恒星质量的黑洞的数量。ChaMPlane包括两个调查，X射线（钱德拉）和光学（NOAO 4m-Mosaic成像），以及后续光谱和红外识别程序。该调查现在已经扩展到前6年的钱德拉数据使用偶然发现的来源，在105个不同的ACIS-I和-S字段中观察到154个点，并由65个深马赛克图像V，R，I和H-alpha覆盖。ChaMPlane包含银河纬度|b| <~12度的场，并选择没有亮点或漫射源，曝光时间>~20千秒，（在可能的情况下）最小NH。我们描述了科学目标，并介绍了X射线和光学/红外处理和数据库。我们从银河系正中心14个场的X射线/光学数据中得到了激变变星的空间密度或光度函数的初步约束。在这些反中心场中缺少ChaMPlane CV，这表明它们的空间密度比之前的X射线巡天所发现的太阳邻域的值（3 x 10 ^-5 pc ^-3）低约3倍。配套文件详细描述了X射线和光学处理，在选定的Anticenter领域和银河系中心领域的红外成像结果的ChaMPlane源的光谱。附录介绍了ChaMPlane虚拟天文台（VO），用于在线访问X射线和光学图像以及源目录，以便随时显示和进一步分析。
2005-09-26 astro-ph
The effect of HII regions on rotation measure of pulsars
我们获得了100米射电望远镜观测到的11颗双星的新的自转测量值，利用已发表的34个脉冲星自转测量值和11个新测量的脉冲星自转测量值，研究了英仙座臂方向的磁场结构，发现1 $\sim$ 149 $^{\circ}$方向的两个脉冲星（区域1）和4个朝向1 $\sim113^{\circ}$的脉冲星（区域2）位于HII区的后面，严重影响了脉冲星自转的测量。PSR J2337+6151的自转测量似乎受到它穿过超新星遗迹G114.3+0.3的影响。对于区域1，我们能够将磁场的随机分量约束为$5.7μ$ G。对于银河系磁场的大尺度分量，我们确定其场强为$1.7\pm1.0μ$ G。这个平均场在$85^{\circ} <$ 1 $ < 240^{\circ}$的银河经度范围内的银河尺度上是恒定的，我们没有发现大尺度场反转的证据。我们强调在任何系统的研究中包括前景发射的影响的重要性。
2003-04-03 astro-ph
Triggered massive-star formation at the border of the HII region Sh 104
我们目前的银河系HII区域SH 104毫米线成像。我们表明，它是由分子气体和尘埃环包围。四个大的分子凝聚体规则地分布在环的周围。这些凝聚体本身是破碎的，包含几个巨大的致密核心。一个深深嵌入的集群被观察到在近红外向最大的凝聚。它包含至少一颗大质量恒星，电离了一个超紧凑的HII区域。Sh 104区域很好地说明了由HII区域膨胀引发的恒星形成的“聚集和坍缩”模型。
2003-08-31 astro-ph
