Wolf-Rayet Stars in M33 II: Optical Spectroscopy of emission-line stars in Giant Hii Regions
我们提出了14个发射线恒星的光谱在M33的巨大的HII区域NGC 592，NGC 595和NGC 604：其中五个是已知的WR星，我们提出了一个更好的质量光谱图，八个WR候选人的窄带图像的基础上，一个是一个偶然的发现。光谱学证实了干涉滤光片成像的能力，可以在拥挤的区域探测到等效宽度约为5 A的发射线恒星。我们还使用存档的HST/WFPC 2图像来正确识别NGC 592和NGC 588中的发射线恒星。NGC 592和NGC 588中的发射线恒星。
2008-06-16 astro-ph
A mid-infrared study of HII regions in the Magellanic Clouds: N88A and N160A
为了显示HII区域的高空间分辨率观测的重要性，当与更大的孔径，如ISO获得的观测相比，我们提出了两个麦哲伦云HII区域，N88 A和N160 A的中红外光谱。我们在ESO 3.6米望远镜上用TIMMI 2获得了中红外（8-13 μ m）长缝光谱。这些都与档案光谱与斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪（IRS）获得，并与低空间分辨率ISO-SWS数据进行比较。库存的光谱方面的原子精细结构线和分子带。对于N88 A，一个没有邻近红外源的孤立HII区，观测结果表明，ISO-SWS和Spitzer-IRS观测到的线通量完全来自直径约为3角秒的致密HII区。N160 A的情况并非如此，它具有更复杂的形态。我们首次用光谱分离出N160 A的三个组成部分，两个高激发斑点，A1和A2，以及年轻的恒星天体N160 A-IR的单独贡献。此外，用TIMMI 2观察到扩展的[SIV]发射，最有可能与位于A1和A2之间的中央星团有关。我们显示这些高空间分辨率的数据在确定源特性，如每个高激发斑点的电离度或YSO的热光度的价值。这个光度比先前估计的低一个数量级。对于每个高激发斑点，我们还确定了电子密度和元素丰度的Ne，S和Ar。
2008-08-20 astro-ph
HII Region Abundances in the Polar Ring of NGC 2685
我们获得了NGC 2685（H12星系）极环11个HII区的分光光度数据，并利用这些数据研究了极环HII区的物理特性。HII区有正常的光谱，没有不寻常的密度，温度，消光或成分的暗示。半经验计算在所有HII区域产生高氧丰度估计值（0.8- 1.1 Z-太阳）。这与观测到的（B-V）颜色、H-α等效宽度和分子气体性质一起，与目前认为极环是由潮汐捕获的矮不规则星系形成的观点相矛盾，并表明这些环是一些动力学模型预测的长寿的自引力结构。这将允许多代恒星形成所需的时间，并保留由此产生的浓缩喷出物，以包含在未来几代恒星形成中。
1997-04-11 astro-ph
Statistics and properties of HII regions in a sample of grand design galaxies I. Luminosity functions
我们提出了新的高质量的连续减影的大设计星系NGC 157，NGC 3631，NGC 6764和NGC 6951的H α图像。我们已经确定了各自的HII区域的位置，角度大小和通量，并描述了HII区域样本的统计特性。我们构建的所有的HII地区的光盘和单独的臂和臂间区为每个星系的光度函数。完整样本的光度函数的斜率与其他形态类型相当的旋涡星系的数值吻合得很好。对于三个星系，我们分别确定了旋臂和臂间区光度函数的斜率。我们发现，对于NGC 157，NGC 3631和NGC 6951，这些斜率在测定误差范围内是相等的。我们将我们的结果与早期工作中发现的结果进行了比较，特别是M51和NGC 6814，并讨论了大质量恒星形成过程的影响。
1995-09-11 astro-ph
The Distance of the Large Magellanic Cloud Cluster NGC 1866
哈勃太空望远镜V、I对大麦云星云NGC 1866中恒星的测光显示出一个清晰的星团主序，亮度低至V=25等，几乎没有受到视场星或前景星的污染。我们使用的主要序列拟合程序连接的距离NGC 1866的依巴谷确定的距离的毕宿MS恒星，利用进化的处方，以允许在化学成分的差异。在此基础上，我们发现NGC 1866的真实距离模量为18.35 +/- 0.05等。如果假设星系团位于LMC平面，则LMC模量小于0.02等。
2001-09-10 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
The effects of dust in simple environments: Large Magellanic Cloud HII regions
我们使用角分分辨率的远紫外（FUV）、H-α、远红外（FIR）和射电图像研究了尘埃对大麦云（LMC）HII区域光谱能量分布的影响。在H-α和FUV中被灰尘损失的光量（衰减）的广泛使用的指标彼此相关，尽管通常具有大量散射。有两个有趣的系统差异。首先，从巴耳末衰减估计的H-α衰减低于从H-α到热射电光度比估计的那些。我们的数据，在这个阶段，不能明确地确定这种差异的来源。第二，1500埃处的衰减和紫外光谱斜率β是相关的，尽管斜率和散射与Calzetti等人首次推导的星爆星系的相关性有很大不同。将我们的结果与Meurer等人的超亮红外星系和Calzetti等人的星爆星系的结果相结合，我们得出结论，β和1500埃衰减之间没有单一的关系适用于所有的恒星形成系统。
2001-09-18 astro-ph
Star formation in the giant HII regions of M101
利用美国国家天文台（NRAO）12米望远镜和欧文斯谷毫米波阵的最新观测资料，研究了M101星系中三个巨大的HII区（NGC 5461，NGC 5462，NGC 5471）的分子组成。在这三个HII区域中，只有NGC 5461以前在CO排放中被检测到。我们通过假设CO到H_2的因子（X因子）计算了NGC 5461中GMCs的分子量的初步值，然后将这些值与维里质量进行比较。我们的结论是，本文中的数据首次表明，X的值可能会在激烈的恒星形成的区域减少。NGC 5461中云的分子质量约为3x10^7 Mo，并伴随着1-2倍的原子质量。在NGC 5461中观测到的CO发射比NGC 5462强一个数量级，而JCMT无法探测到朝向NGC 5471的分子气体。在NGC 5471中观察到更大的原子与分子气体的比例，这可能归因于分子到原子气体的有效转换。在NGC 5461中，受到引力束缚的单个云的质量范围为（2-8）x 10^5 Mo，与银河系巨分子云（GMC）的质量相当。更高的恒星形成效率，而不是大质量的云，似乎是形成大量恒星的先决条件，这些恒星的辐射是产生M101中巨大的HII区所必需的。
1999-03-23 astro-ph
WFPC2 Imaging of Young Clusters in the Magellanic Clouds
我们利用宽视场行星照相机2 F160 BW、F555 W和F656 N对小麦哲伦星云中的NGC 330和大麦云星云中的NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100进行了成像。我们报告这四个集群的光度结果，包括使用光度颜色的集群Be恒星人口的识别。我们提出了理论WFPC2和宽带颜色和测热校正LMC和SMC金属丰度。使用远紫外F160BW滤光片可以精确测定主序星关闭点附近和未演化主序星的有效温度。
1999-10-13 astro-ph
Young star clusters in the Large Magellanic Cloud: NGC 1805 and NGC 1818
我们提出了两个丰富的（~10^4 Msun）大麦云星团的年龄~10^7年，从光学和近红外数据构建的颜色星等图与哈勃太空望远镜。这些数据是HST项目的一部分，该项目旨在研究具有不同年龄的LMC集群。在本文中，我们调查了年轻星团的大质量恒星含量，并确定了星团的年龄和金属丰度，特别注意Be星和蓝离散星的人口和年龄传播的证据。我们将我们的数据与详细的恒星星族模拟进行比较，以研究2500万年恒星系统的关闭结构，突出了蓝离散现象的复杂性。
2000-12-18 astro-ph
Neutral Hydrogen in the Interacting Magellanic Spirals NGC 4618/4625
不对称性是旋涡星系的一个共同特征，在麦哲伦螺旋星系中尤为常见。为了探讨形态和运动学的不对称性是如何受到同伴星系的影响，我们分析了中性氢观测的相互作用麦哲伦螺旋NGC 4618和4625。对H I分布的分析显示，NGC 4618的H I总质量中约有10%存在于一个环状的潮汐结构中，该结构似乎一直围绕着星系。通过计算得到的H I分布，我们发现NGC 4618和4625并不比Wilcots & Prescott（2004）分析的无相互作用的麦哲伦螺旋更不对称。我们还推导出每个星系的接近和后退侧的旋转曲线。用等温晕模型拟合平均质量曲线，计算出NGC 4618和4625的动力学质量分别为4.7 × 10^{9} M_sun和9.8 × 10^{9} M_sun（6.7kpc）。虽然旋转曲线在每个星系的后退侧具有系统性的更高速度，但这种影响并不比非相互作用的螺旋研究更明显（Swaters et. 1999）。这两个星系中相互作用驱动的不对称程度与不对称星系的内在不对称程度是无法区分的。
2004-09-09 astro-ph
NGC 3576 and NGC 3603: Two Luminous Southern HII Regions Observed at High Resolution with the Australia Telescope Compact Array
NGC 3576（G291.28-0.71; l=291.3o，b=-0.7o）和NGC 3603（G291.58-0.43; l=291.6o，b=-0.5o）是光学可见的发光HII区，分别位于3.0 kpc和6.1 kpc的距离。本文介绍了3.4厘米澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对这两个源的连续谱和H 90 a、He 90 a、C 90 a和H 113 b复合谱线的观测结果，其角分辨率为7”，速度分辨率为2.6 km/s。所有四个重组线中检测到的两个源的集成配置文件。在NGC 3576（DV_{FWHM} >= 50 km/s）和NGC 3603（DV_{FWHM} >=70 km/s）中都检测到宽射电复合谱线。在NGC 3576中，观测到显著的南北向速度梯度（~30 km/s/pc），从东到西有明显的温度梯度（6000 K至8000 K），与已知的红外颜色梯度一致。在NGC 3603中，从13个单独的来源中检测到H90 a，He 90 a和H113 b线。两个源中的Y^+（He/H）比值范围为0.08+/-0.04至0.26+/-0.10。我们比较了3.4厘米电离气体的形态和运动学与恒星分布、10微米辐射和H_2O、OH、CH_3OH脉泽辐射。这些比较表明NGC 3576和NGC 3603都经历了连续的恒星形成。
1999-03-05 astro-ph
The chemical composition of planetary nebulae and HII regions in NGC 3109
本文对不规则星系NGC 3109中的8个PNe区和12个HII区进行了深分光光度测量，分析了这两类星云的化学组成。我们给出了谱线强度，用经典的T_e方法导出了He，O，Ne，N，S和Ar的物理条件和丰度。我们确认我们以前的识别PNE和HII区域的测光的基础上，除了一个对象，我们认为是一个紧凑的HII区域，而不是PN。我们发现，在NGC 3109的ISM的化学成分，作为其HII区采样，是非常均匀的。该星系的氧丰度为log O/H + 12 = 7.77 \pm 0.07，而SMC为8.05 \pm 0.09。NGC 3109中的PNe显示出明显更高的氧丰度：log O/H + 12 = 8.16 \pm 0.19。我们认为，类似于已经建议的一些PNE在麦哲伦星云和其他贫金属星系，在NGC 3109的PNE中的氧是受疏浚在他们的祖先。这也可能是霓虹灯的情况。从我们的分析中，我们得出结论，这两个元素并不总是一个安全的指标的化学组成的ISM在低金属。另一种选择的O和Ne的富集在PNe是低金属丰度在HII地区已造成的稀释ISM由于与邻近星系的相互作用约一个陀螺前。NGC 3109中PNe的激发模式与其他星系中PNe的激发模式有很大不同。这意味着PNe的演化取决于它们的祖先恒星星族的性质，而这些性质在不同的星系之间是不同的。这将影响PN光度功能及其作为距离指示器的使用。
2007-10-09 astro-ph
The O/H Distribution in the Transition Magellanic Galaxy NGC 1313
本文给出了棒旋麦哲伦星系NGC 1313的33个H Ⅱ区和3个弥散星际介质位置的多光纤发射线分光光度测量结果。H II区域显示出相当窄的高激发星云气体的热条件特征范围。电子温度直接确定在四个H II区域。全球O/H丰度分布在整个盘上非常平坦，为12 + log O/H = 8.4 +/- 0.1，可能酒吧区域的丰度比外盘高0.2 dex。NGC 1313是已知质量最高的棒星系，没有任何径向丰度梯度。在盘星系的丰度分布的酒吧的关键作用进行了重新审视。
1997-05-06 astro-ph
A catalog of planetary nebula candidates and HII regions in NGC 3109
利用ESO VLT和FORS 1在[O III] 5007的带内和带外以及r_Gunn滤波器获得的图像进行分析，以在矮不规则NGC 3109中寻找行星状星云（PN）候选者。在连续减影的[O III] 5007带内图像中，检测到大量的发射线区域。我们描述的标准，以区分PN候选人从紧凑的HII地区，发现的电离星的大小和属性是最明确的区分这两个类。基于这些标准，我们已经找到了20 PN候选人，我们目前的坐标，星云[O III]通量，恒星的星等。讨论了这些PNe的累积光度函数。目录的HII地区上市坐标，星云[O III]通量，恒星的星等和其他特性。我们发现，HII区域是相当集中的对磁盘的星系，而PNe被发现也高于和低于这个结构，符合他们属于一个较老的恒星星族。
2007-01-30 astro-ph
Basic parameters of three star clusters in the Small Magellanic Cloud: Kron 11, Kron 63 and NGC 121
本文介绍了小麦哲伦星云中三个星团Kron 11、Kron 63和NGC 121的观测结果。利用它们的光度函数、色星等图和帕多瓦等时线套，我们研究了它们的结构，并导出了它们的基本参数。NGC 121是一个研究得很好的天体，我们证实了以前关于它的年龄和低金属含量的证据，并发现它正在经历质量分离。Kron 11和Kron 63是迄今为止从未被研究过的人口稀少的星团。Kron 11比NGC 121年轻几十亿年，而Kron 63基本上是一个非常年轻的恒星集合体。这两个集群都沉浸在稠密的恒星领域，共享相同的人口属性，这表明在他们的情况下，集群的年龄是一致的场星的典型年龄。
2008-08-26 astro-ph
Study of the HII regions in the spiral galaxy NGC6384
星系NGC 6384已经用IPCS通过H α和[NII]窄带干涉滤光片进行观测，以便用2.6米的Byurakan望远镜直接成像。我们研究了已识别的98个HII区的主要物理参数、它们的直径和光度函数以及[NII]/H α比值分布。HII区直径的积分分布函数可用指数函数拟合。特征直径的值（Do = 217 pc）预测其测量的绝对光度的星系。HII区的光度函数具有双幂律分布，在低光度（α =-0.4）时斜率较浅，在log L（H α）= 38.75时突变，在高光度（α =-2.3）时斜率较陡。HII区域的光度和直径之间的相关性证实，在一般情况下，它们是恒定密度，辐射约束系统。[NII]HII区域的/H α比率数据表明，存在[NII]/H α的负径向梯度。在银河系的中心区域，氮的丰度高于外围。这个AGN星系的HII区人口的属性没有显着不同的“正常”星系的HII区人口的属性。重新检查Ia型SN 1971 L在银河系中的位置，我们确认它位于螺旋臂上，距离最近的HII区#53（F81）约8.6”。这样的位置可以被认为是证明这个SN的祖先不属于一个古老的、演化的恒星星族。
2008-03-31 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
Spitzer Observations of the HII Region NGC 2467: An Analysis of Triggered Star Formation
我们提出了新的斯皮策太空望远镜观测区域NGC 2467，并使用这些观测来确定如何影响恒星形成过程的HII区域的环境。我们的观察包括IRAC（3.6，4.5，5.8和8.0微米）和MIPS（24微米）的地图，该地区，覆盖约400平方角分。这些图像显示了一个电离气体区域被推入周围的分子云，由该区域的一颗O 6V恒星和两个大质量恒星群提供动力。我们已经确定了NGC 2467中的45个年轻恒星天体（YSO）作为候选源，它们至少有两种中红外颜色的红外过量。我们已经构建了这些源的颜色-颜色图，并量化了它们在该区域内的空间分布。我们发现YSO在NGC 2467中不是随机分布的，而是超过75%的源分布在HII区域的边缘，沿着附近大质量恒星驱动的电离前沿。在NGC 2467中发现的高比例的YSO靠近被电离锋压缩的气体，这支持了NGC 2467中很大一部分恒星形成是由大质量恒星和HII区域的扩张引发的假设。以目前的恒星形成速度，我们估计至少有25-50%的YSO是由这个过程形成的。
2009-06-23 astro-ph
Low-mass stars in the massive HII region NGC 3603 - Deep NIR imaging with ANTU/ISAAC
我们用ANTU（VLT 1）/ISAAC在近红外（NIR）J_s、H和K_s波段观测了银河系中已知最大的可见HII区NGC 3603。我们的观测是迄今为止对这一密集星暴区域进行的最灵敏的观测，使我们能够以前所未有的质量调查其低质量恒星星族。我们的质量限制，在所有三个波段检测到的恒星是0.1钼的主序前恒星的年龄为0.7百万年。NGC 3603核心区主序前恒星的整体年龄是由等时线拟合的色星等图推算出来的，结果为0.3 - 1.0 Myr。近红外光度函数表明，该星团中的低质量恒星至少低至0.1 Mo。我们的观测清楚地表明，亚太阳质量的恒星确实在大规模的恒星爆发中形成。
1999-10-13 astro-ph
The Star Formation Histories and Efficiencies of Two Giant HII Regions in M33
$UBV$光度测量被用来重新识别OB星协，它为M33中两个最明亮的HII区域NGC 604和NGC 595提供能量。这两个区域最近一次恒星形成的年龄有很大的差异（2- 300万年），而NGC 595也经历了一次恒星形成的早期（10- 1500万年前）。这些数据，结合NGC 604中心分子云的存在，表明分子云可能至少在一次大质量恒星形成的强烈事件中幸存下来。这两个HII区的恒星形成效率（每质量气体的恒星质量）比M33内盘或银河系分子云的平均效率高出3倍，但仍然只有2- 5%。
1995-06-20 astro-ph
The VLT-FLAMES Survey of Massive Stars: Observations centered on the Magellanic Cloud clusters NGC 330, NGC 346, NGC 2004, and the N11 region
我们提出了新的观测470颗恒星使用光纤大阵列多元素光谱仪（FLAMES）仪器的领域集中在集群NGC 330和NGC 346的小麦哲伦云（SMC），NGC 2004年和N11地区的大麦云（LMC）。在N11和NGC 330视场中，利用紫外线和可视中阶梯摄谱仪（UVES）观测了另外14颗恒星。光谱分类和恒星径向速度给出了每个目标，仔细注意检查二元性。特别是，我们研究了N11中心LH 9/LH 10复合体周围以前未探索的区域，从我们的光谱中发现了约25颗新的O型恒星。我们已经观察到了相对大量的Be型恒星，显示允许的Fe II发射线。它们主要不在星团核心，似乎与经典的Be型恒星有关，而不是前主序星。与H $α$的等效宽度相比，Fe II发射的存在并不明显依赖于金属丰度。我们还探索了在NGC 330和NGC 2004附近的场区域中Be-与正常B型恒星的相对比例，与银河系的结果相比，没有发现金属丰度趋势的强有力证据。服务观察的结果是，我们在三个FLAMES字段中有合理的时间采样。我们发现下限的O-和早期的B-型恒星的二进制分数为23至36%。我们的一个目标（NGC 346 -013）特别有趣，它有一个巨大的、明显更热、亮度更低的次级成分。
2007-01-05 astro-ph
The extended star formation history of the star cluster NGC 2154 in the Large Magellanic Cloud
用Padova恒星模型分析了中等年龄大麦云（LMC）星团NGC 2154及其邻近区域的色星等图（CMD），确定了该星团的基本参数和恒星形成历史（SFH）。深$BR$ CCD测光，加上合成CMD和积分亮度函数（ILF），使我们能够推断该星团经历了一个延长的恒星形成期约1.2 Gyrs，开始约2.3 Gyrs和结束1.1 Gyrs前。然而，如此长时间的恒星形成的物理现实是值得怀疑的，可能是恒星演化轨迹本身不足的结果。NGC 2154中似乎存在相当一部分双星（70%）。
2006-12-07 astro-ph
Infrared Photometry of Red Supergiants in Young Clusters in the Magellanic Clouds
对年轻麦哲伦星云团NGC 330、NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100中的52颗晚型超巨星进行了宽带红外测光研究。不同的标准模型对红超巨星的预测温度相差300 K。看来，这些差异最有可能是由于混合长度参数，$α_{P}$，在恒星包层的最外层的校准。由于$α_{P}$具有明显的模型依赖性，我们未对模型之间的$α_{P}$进行定量比较。定性地，我们发现，$α_{P}$的标准模型内的恒星质量的增加而减少。我们没有发现$α_{P}$的金属依赖性的证据。
1999-05-05 astro-ph
CCD photometric and mass function study of 9 young Large Magellanic Cloud star clusters
利用CCD对NGC 1767、NGC 1994、NGC 2002、NGC 2003、NGC 2006、SL 538、NGC 2011、NGC 2098和NGC 2136等9个年轻大麦云星云星团的光度和质量函数进行了研究。在亚弧秒视宁度条件下，从3.5米NTT/EFOSC 2上采集了低至V ~ 21等的BVRI数据。首次给出了NGC 1767、NGC 1994、NGC 2002、NGC 2003、NGC 2011和NGC 2136的宽波段测光CCD数据。9个星团中有7个星团的年龄在1600万年到2500万年之间，而剩下的两个星团的年龄分别为$32\pm4$ Myr（NGC 2098）和$90\pm10$ Myr（NGC 2136）。对于7个年轻的集群，年龄估计的基础上，最近的模型和综合光谱被发现是系统性的较低（$\sim$ 10百万年），从目前的估计。在$\sim 2 - 12$ $M_{\odot}$的质量范围内，发现9个簇中的8个簇的MF斜率与$γ$的值相似，范围从$-1.90\pm0.16$到$-2.28\pm0.21$。对于NGC 1767来说，它与$γ= -1.23\pm0.27$相比更平坦。在NGC 2002、NGC 2006、NGC 2136和NGC 2098中观察到质量分离效应。这与Kontizas等人对NGC 2098的发现一致。这些星团中存在的质量分离可能是恒星形…
2008-01-07 astro-ph
The internal dynamical equilibrium of HII regions: a statistical study
本文分析了螺旋星系NGC 1530、NGC 6951和NGC 3359的HII区粒子数的积分H α发射线轮廓。我们发现，70%的线轮廓显示两个或三个高斯分量。研究了三个星系HII区的H α光度与非热谱线宽度的关系，并与把三个星系的HII区作为单一分布时的关系进行了比较。当只考虑非热线宽大于13kms的HII区时，发现非热线宽的包络更清晰。包络线的线性拟合为logL=36.8+2.0*log（sigma）。使用维里定理和从H α光度估算的包络上的HII区域的质量是相当的，这提供了证据表明包络上的HII区域是维里化系统，而其余的区域，大多数，不是维里平衡。
2004-10-20 astro-ph
Mass Segregation in Young Magellanic Clouds Star Clusters: Four Clusters observed with HST
本文介绍了我们对麦哲伦星云中年轻星团质量分离现象的研究结果。利用HST/WFPC 2对大麦云云中的NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100以及小麦哲伦云中的NGC 330的观测，对质量分离的诊断工具进行了应用：i）不同质量群的径向密度分布，ii）围绕中心不同半径的质量函数。所有四个集群被发现是质量隔离，但每一个以不同的方式。具体来说，样本中并非所有的星系团都显示出它们的密度分布对所选星等范围的相同依赖性，NGC 1818提供了强有力的这种关系的证据，而NGC 330只显示出这种现象的一个暗示。NGC 2004在其密度分布图中也没有显示出任何明显的质量分离特征。MFs的径向依赖性为NGC 1818、NGC 2100和NGC 2004提供了明确的证据，而对NGC 330只给出了指示。两个诊断工具的应用所引入的限制的调查。我们还讨论了相关的问题，一个可靠的MF集群的建设和他们的影响调查的现象的质量分离。我们发现，这些集群的MF，因为它们是用两种方法构建的，是可比的萨尔彼得的IMF。讨论了团簇的动力学状态，并对团簇中几个质量群之间的均分进行了检验。两者都表明，在集群中观察到的质量分离是原始的性质。
2003-11-26 astro-ph
A comparison between Pa alpha and H alpha emission: The relation between HII region mean reddening, local gas density and metallicity
利用哈勃空间望远镜的Pa alpha和H alpha图像测量了NGC 2903、NGC 1512、M51、NGC 4449和NGC 6946中HII区的红化。根据星系的不同，消光范围从A_V ~ 5 - 0。对于在两条线上都有HST图像的星系，NGC 2903，NGC 1512和M51，Pa α和H α发射在形态上几乎是相同的，这意味着来自明亮的HII区域的少量发射被相对高消光的区域所隐藏。在测得的反射的散射只有+- 0.5马格。我们比较的reddenings，我们在五个星系测量使用Pa α到H α的比率，以前从在LMC的巴耳末减量测量，并作为半径的函数在M101和M51。我们发现这些HI区的总体光度加权平均值与气体表面密度和金属丰度相关。的相关性是一致的，取决于尘埃密度的尘埃与气体的质量比尺度与金属丰度的平均消光。如果HII区域倾向于位于气盘的中平面附近，并且在出生后不久就从其母体分子云中出现，则这种趋势是可以预期的。在气体密度低于几百Msol/pc^2的环境中，用积分线通量和平均折射率估算的恒星形成率可能相当准确。
2000-12-20 astro-ph
The luminosity function of the Large Magellanic Cloud globular cluster NGC 1866
我们提出的{ \it哈勃太空望远镜} { \it V，I}测光的LMC集群NGC 1866的中心区域，达到的亮度为V=27等微弱。我们发现的证据表明，集群的光度函数显示出强烈的依赖于从集群中心的距离，与一个明显的不足，低光度恒星的内部区域。我们讨论了一个{ \it全球}集群光度函数，从所有的研究区域，这似乎在令人印象深刻的协议与预测从萨尔彼得质量分布的恒星。我们还重新使用NGC 1866作为探测器，以确定核心超调的效率，并得出结论，这个问题的一个明确的答案是不可能从这个集群。
2003-02-21 astro-ph
Chandra X-Ray Imaging of the Interacting Starburst Galaxy System NGC 7714/5: Tidal ULXs, Emergent Wind, and Resolved HII Regions
我们目前的钱德拉X射线图像的相互作用星系对NGC 7714/5。除了无法分辨的星暴核外，在该核西北1.5”（270秒差距）处还探测到一个L（X）~ 10^40 erg/s的可变点源，与HST图像上的一个蓝色、极亮（M（V）~ -14.1）点源相一致。另外还观察到11个候选点状超亮X射线源（ULX），其中两个大于等于10^40 erg/s。其中十个与相互作用引起的特征有关，但只有两个与恒星形成有关。我们发现了L（X）~ 3 × 10^40 erg/s的弥散辐射，向核的北面延伸了11”（1.9 kpc）。它的光谱可以用二温Mekal函数（0.6/8 keV）或0.6 keV Mekal函数加幂律拟合。硬成分可能是由于高质量X射线双星（HMXB）与逆康普顿辐射的贡献，而软成分可能是来自超级风。我们还检测到四个核外HII区复合物的扩展X射线发射。如果X射线产生效率L（X）/L（mech）很高（~5%），这种辐射可能是由于HMXB或超新星风加热的扩散气体。为了估计L（X）/L（mech），我们收集了已发表的研究HII区域和附近星系中超级气泡的数据。对于年轻的HII地区（<3.5 Myrs），中位数L（X）/L（机械）~ 0.02%，而对于老年地区，L（X）/L（机械）~ 0.2- 7%。因此，超新星对气体的加热可能足以解释HII区的辐射。在比NGC 7714远得多的星系中，例如车轮星系，类似…
2004-12-01 astro-ph
The Large Magellanic Cloud cluster NGC 2214
用英澳望远镜对年轻的大麦云云NGC~2214及其附近的一个视场进行了Johnson { \it BV} CCD观测。在文献中已经提出，这个椭圆星系团实际上是两个正在合并的星系团。没有证据被发现从配置文件拟合或颜色-震级图来支持这一论点。完整性因素估计的CCD帧。这些值与光度函数一起被用来估计NGC~2214的初始质量函数（IMF）。假设IMF为幂律，对于指数（1 + $x$）= 2.01~ $\pm$ 0.09找到了良好的拟合。有一些迹象表明，低质量端（小于或等于3个太阳质量）比导出的IMF的高质量端具有更低的梯度。这个值与其他麦哲伦星系IMF的文献值是合理的一致，与那些确定得不好的银河系IMF没有实质性的不同，这表明在麦哲伦星云和我们的银河系的质量范围$\sim 1$到$\sim 10$太阳质量的“普遍”IMF的可能性。
1995-03-19 astro-ph
Arc-like distribution of high CO(J=3-2)/CO(J=1-0) ratio gas surrounding the central star cluster of the supergiant HII region NGC 604
利用ASTE 10-m和NRO 45-m望远镜对超巨星HII区NGC 604的5' $\times$ 5'区进行了多J CO观测，发现了一个高CO（J=3-2）/CO（J=1-0）比气体，它围绕着邻近旋涡星系M 33的超巨星HII区NGC 604的中心星团呈弧形分布（"高比气体弧“）.发现的"高比率气弧“向南东-北西方向延伸，规模为$\sim$ 200 pc。高比率气体弧的西部与H $α$和射电连续峰追踪的HII区的壳层非常吻合。CO（J=3-2）/CO（J=1-0）比值R_{3-2/1-0}在观测区域范围内介于0.3和1.2之间，高比值气弧的R_{3-2/1-0}值接近或高于1，表明高比值气弧的温度（T_kin > 60 K）和密度（n（H_2）> 10^{3-4} cm^{-3}）很高。我们认为，致密气体的形成和第二代恒星的形成发生在NGC 604的第一代恒星的恒星风和/或超新星压缩的周围气体中，即，NGC 604的中心星团
2007-06-11 astro-ph
The Spitzer Survey of the Small Magellanic Cloud: Discovery of Embedded Protostars in the HII Region NGC 346
我们使用斯皮策太空望远镜观测的斯皮策调查的小麦哲伦云（S3 MC）研究的年轻恒星的内容N66，最大和最明亮的HII区域中的SMC。除了大量的正常恒星外，我们还发现了大量明亮的红色红外源，我们认为它们可能是年轻的恒星天体（YSO）。我们使用光谱能量分布（SED）拟合分类对象为普通（主序星或红巨星）恒星，渐近巨星分支星，背景星系，和YSO。这是在另一个星系中基于斯皮策SED进行盲源分类的第一次大规模尝试。我们确定至少有61个YSO，另外50个可能的YSO;在S3 MC之前的文献中，只有一个嵌入在SMC中的原恒星。我们提出的颜色选择标准，可用于确定一个相对干净的样品YSO与IRAC光度。我们拟合的SED表明，N66中红外明亮的YSO的恒星质量从2 Msun到17 Msun不等，大约一半的物体是第二阶段的原恒星，其余的YSO大致均匀地分布在第一阶段和第三阶段的来源之间。我们在HII区域发现了原始质量分离的证据，最大质量的YSO比质量较低的物体更靠近中心。尽管SMC的金属含量和尘埃含量较低，但YSO的可观测性质似乎与银河系中的一致。虽然YSO主要集中在N66的光学明亮中心区域，但整个复合体中仍有恒星形成，我们将过去约100万年的恒星形成率下限定为3.2 x 10^-3 Msun/年。
2007-07-26 astro-ph
A comprehensive study of reported high metallicity giant HII regions. II. Ionising stellar populations
本文用恒星星族合成模型分析了螺旋星系中11个HII区的电离恒星星族：NGC 628，NGC 925，NGC 1232和NGC 1637，这些星系都有太阳或日上丰度。样本中的四个观测区域显示出一些特征，表明存在年龄在230万至410万年之间的沃尔夫-拉叶星（WR）。这足以解释NGC 628低金属丰度区H13的发射光谱。对于需要第二电离布居以同时再现WR特征和发射线光谱两者的其余区域，情况并非如此。对于两个显示WR特征的区域，没有找到一致的解决方案，因为包含WR星的人口产生的光谱能量分布太难解释气体的排放。提出了几种解决方案来解决这个问题。
2002-08-12 astro-ph
NGC 346 in The Small Magellanic Cloud. IV. Triggered Star Formation in the HII Region N66
恒星反馈、HII区域的扩张、风吹气泡和超新星被认为是恒星形成的重要触发机制。星协是大量早期型恒星的宿主，是这些机制发挥作用的场所。在我们对小麦哲伦星云中的恒星形成区NGC 346/N66的光度研究的这一部分中，我们提出了基于以前和最近详细研究的证据，它至少有两个不同的触发恒星形成事件，我们揭示了它最近恒星形成历史的复杂性。在我们早期对这一区域的研究中（论文I，III），我们发现除了N66的中心部分，在那里聚集了NGC 346协会的明亮OB恒星内容，在该协会北部的弧形星云特征中，有最近的恒星形成。这一特征的特点是高浓度的发射线恒星和年轻恒星天体，以及嵌入源被视为红外发射峰，与年轻的低质量前主序星致密星团相吻合。所有这些天体都表明，N66的北部弧包含了该地区最近的恒星形成事件。我们提出的证据表明，这种恒星的形成是一个不同的机制的产物比一般地区的协会，它是由风驱动的扩大HII区（或泡沫）吹一个大质量的超新星祖先，可能还有其他明亮的恒星，几百万年前。我们提出了一个方案，根据这一机制触发恒星形成远离酒吧的N66，而在酒吧的N66恒星形成的光电离OB星协会本身介绍。
2008-10-12 astro-ph
Neon and Sulfur Abundances of Planetary Nebulae in the Magellanic Clouds
本文给出了麦哲伦星云中25个行星状星云的氖和硫的化学丰度。这些丰度主要是利用斯皮策太空望远镜的红外数据得出的。这些元素的化学演变的影响进行了讨论。并与银河系PNE区、HII区和麦哲伦云HII区的丰度作了比较。大麦哲伦云和小麦哲伦云的氖平均丰度分别为6.0 × 10 ~（-5）和2.7 × 10 ~（-5）。这些是我们比较的银河系行星状星云平均丰度的1/3和1/6。LMC和SMC的平均硫丰度分别为2.7 × 10 ~（-6）和1.0 × 10 ~（-6）。Ne/S比值（23.5）平均高于银河系PNe（16）中的比值，但两个数据集中的大多数天体的数值范围相似。在PNe区和HII区发现的氖丰度彼此一致。样品中可能有少数（3-4个）PNe经历了一定程度的氖富集，但其中两个天体的高Ne/S比可以解释为它们的硫丰度非常低。本文中推导出的氖和硫的丰度也比较以前发表的丰度使用光学数据和光电离模型。
2007-09-20 astro-ph
Clusters in the Luminous Giant HII Regions in M101
为了研究巨HII区中的团簇形成，我们获得了M101、NGC 5461、NGC 5462和NGC 5471中三个非常明亮但形态不同的巨HII区（GHR）的HST WFPC 2观测结果。测量的（M_F547M - M_F675W）颜色和M_F547M星等用于确定M_F547M <=-9.0的候选星团的年龄和质量。NGC 5461由一个非常明亮的核心主导，并被认为是一个超级星团（SSC）的宿主。我们的观测表明，它包含三个R136类星团叠加在明亮的恒星背景的一个小区域。这个紧密的簇群可能在未来动态地演变成SSC，并且可能在很大的距离上看起来未被解析并被识别为SSC，但目前NGC 5461没有SSC。NGC 5462具有松散分布的HII区域和集群，没有突出的核心。它在三个GHR中拥有最多的集群候选者，但它们中的大多数都是微弱的，年龄超过1000万年。NGC 5471有多个明亮的HII区域，并包含大量年龄小于500万年的暗淡星团。NGC 5471中的两个星团比R136更老，但同样明亮;它们可能是三个GHR中质量最大的星团。大质量星团中形成的恒星的比例估计从集群的贡献，总的恒星连续辐射和比较的电离功率的集群的电离要求相关的HII地区。这两种估计都表明，<~ 50%的大质量恒星是在大质量星团中形成的。三个GHR的星团光度函数（CLF）显示出不同的斜率。NGC 5462有着最陡峭的CLF和最松散的星…
2004-10-08 astro-ph
WFPC2 Observations of Star Clusters in the Magellanic Clouds. II. The Oldest Star Clusters in the Small Magellanic Cloud
本文分析了哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2（WFPC 2）对小麦哲伦星云中的中等年龄人口星团NGC 121、NGC 339、NGC 361、NGC 416和Kron 3在F450W（~B）和F555W（~V）的观测资料。我们使用已公布的测光的其他两个SMC人口众多的星团，林赛1和林赛113，调查这七个人口众多的星团的年龄序列，以提高我们的理解的SMC的形成年表。我们利用多种技术分析了这些人口众多的小麦哲伦星云星团的V vs（B-V）和M_V vs（B-V）_0色星等图，并确定了它们的年龄、金属丰度和红度。这些新的数据使我们能够改善小麦哲伦星云中星团的年龄-金属丰度关系。特别是，我们发现，一个封闭的盒子连续恒星形成模型不能充分再现年龄金属丰度关系。然而，一个被恒星形成的爆发打断的理论模型与本文提供的观测数据更吻合。
1998-08-10 astro-ph
Star formation in gaseous galaxy halos: VLT-spectroscopy of extraplanar HII-regions in NGC55
我们提出了第一个深VLT光谱的一类新的紧凑的面外天体位于边缘的螺旋星系NGC 55的盘晕界面。它们的光谱揭示了恒星的连续发射，并显示出在普通盘HII区观察到的典型发射线。与扩散电离气体（DIG）类似，氧的主要电离阶段是O+，而低金属含量的III区的相应电离阶段是O++。与云模型模拟的比较表明，这些紧凑的对象的电离机制是最有可能的光电离后期OB星（O9.5到B 0）。诊断图的进一步分析明确地证实了HII区的特征。这就提出了一个问题，这些面外HII区（EHR）是否起源于这个星系的突出的面外气体，或者只是从盘中被驱逐到晕中。从流体动力学的考虑，可以排除从圆盘中喷出的可能性.因此，这些物体一定是在光环中形成的。与中心盘HII区的平均丰度（45%Z_solar）相比，两个EHR都显示出明显较低的[O/H]丰度，约为10%Z_solar。我们可以第一次确定沿着这个星系短轴的金属含量的巨大差异。氧在晕圈中的丰度似乎要低4倍左右。由于这两个EHR都位于NGC 55中心部分的上方，因此它们的形成很可能是由下面盘中的恒星形成活动引发的。在这种环境下，形成EHR的分子气体云只能在两次连续的恒星形成爆发之间的时期内生存和崩溃。
2003-09-29 astro-ph
The Hαemission of the spiral galaxy NGC 7479
本文利用大设计螺旋星系NGC 7479的高质量连续减影H $α$图像获得的HII区星表，构造了整个星系HII区（1000多个）的光度函数（LF）。虽然它的斜率是在公布的范围内的螺旋相同的形态类型，异常强大的恒星形成沿强烈的酒吧的NGC 7479促使我们分别分析在酒吧和光盘的HII区。我们已经计算了一组HII区域的酒吧和在光盘中选择其规则的形状和混合的情况下的物理性质。我们得到了星系范围内的HII区域集的关系：直径分布函数和全球H $α$表面密度分布。正如先前对晚型螺线所发现的那样，盘LF显示出明显的双线性行为，在log L $_{Hα}$ =38.6（erg/s）处出现断裂。LF条不太规则。这反映了棒和盘在它们的区域种群的性质上的物理差异。
1999-06-24 astro-ph
The Chemical Composition of the Small Magellanic Cloud H II Region NGC 346 and the Primordial Helium Abundance
在3400-7400范围内的分光光度法提出了13个领域的最明亮的H II区的SMC：NGC 346。这些观测是在CTIO用4米望远镜获得的。根据这些观察，得出了它的化学成分。氦和氧的质量丰度分别为：Y（SMC）=0.2405+-0.0018和O（SMC）=0.00171+-0.00025。从不规则星系和蓝色致密星系的模型和观测中发现，dY/dO=3.5 ± 0.9，因此原始氦的质量丰度为：Yp=0.2345 ± 0.0026（1-sigma）。这一结果进行了比较，从大爆炸核合成的值，并与其他确定的Yp。
2000-07-20 astro-ph
A comprehensive study of reported high metallicity giant HII regions. I. Detailed abundance analysis
我们提出了在光学和近红外的长缝观测的14个HII区的旋涡星系：NGC 628，NGC 925，NGC 1232和NGC 1637，所有这些报告有太阳或oversolar丰度根据经验校准。对于七个观测区域，离子加权温度从光学禁极光星云线的比例已经获得，其中六个，由标准方法得出的氧丰度原来是显着低于太阳。另一个在NGC 1232中被命名为CDT 1，显示氧丰度为12+log（O/H）= 8.95+-0.20，据我们所知，它构成了第一个高金属丰度的HII区，精确的线温度和元素丰度已经被推导出来。对于其余地区没有线温度测量可以进行和金属含量已确定通过详细的光电离建模和硫丰度参数S_23。其中只有一个区域的O_23和S_23值显示出太阳或日际金属丰度。根据我们的分析，只有两个观察到的区域可以被认为具有高金属丰度。这两个结果与以往在其他高金属丰度HII区发现的N/O和S/O丰度比分别高于和低于太阳的趋势相吻合。
2001-09-07 astro-ph
Pristine CNO abundances from Magellanic Cloud B stars II. Fast rotators in the LMC cluster NGC 2004
本文对年轻的大麦云星云NGC 2004中的三颗主序星进行了光谱丰度分析。所有三个目标的预计旋转速度都在130公里/秒左右。提出的技术，允许恒星的参数和化学丰度的推导，尽管这些高V正弦值。结合以前对该星团恒星的分析，我们没有发现主序星中存在旋转混合效应的证据，旋转混合速率高达130 km/s。除非赤道旋转速度明显大于v sin i值，否则这一发现可能与理论预期一致。NGC 2004/B30是一颗位于蓝赫兹泉间隙的恒星，它的演化状态不确定，在大气层中有明显的混合迹象。因此，为了验证旋转混合的影响，需要对低金属丰度主序星B星在广泛的旋转速度范围内的统计学显著样本进行均匀分析。
2005-10-19 astro-ph
Optical spectroscopy of metal-rich HII regions and circumnuclear hot spots in M83 and NGC 3351
我们提出了一个样本的富含金属的河外HII区的旋涡星系M83，NGC 3351和NGC 6384，包括一些环核HII区（热点）的光谱。不同的年龄估计值（β发射线的等效宽度W（Hb）、巴耳末线吸收曲线、紫外光谱）为热点提供了一致的年轻年龄（4-6百万年）。我们已经在五个物体中检测到4650 A处的W-R凸起特征，并且在少数情况下可能在5696 A和5808 A处检测到WC特征。另外六个显示W-R特征的天体是从我们以前对河外HII区的工作中得出的。从W-R蓝色凸起的测量光度，我们估计有少量的WN星（从1-2到大约30）。通过假设恒星形成的瞬时爆发，从W（Hb）（3-6百万年）和W-R碰撞的强度导出的年龄与演化恒星星族模型的预测一致，只要我们考虑IMF的随机效应。从比较与已发表的光电离模型的基础上合成集群的光谱能量分布，我们发现一些证据的高估的数目，他电离光子的模型通量。然而，在一般情况下，大质量的恒星诊断与最近的演化模型计算的萨尔彼得IMF和高质量限制的预测是一致的。我们没有发现令人信服的证据表明，在富金属星团的IMF中，大质量恒星（M > 40-50太阳质量）已经耗尽，这与我们以前基于旧进化模型的结论相反。
2002-02-20 astro-ph
Optical Recombination Lines of Heavy-elements in Giant Extragalactic HII Regions
我们提出了高分辨率的观测巨大的河外H II区NGC 604，NGC 2363，NGC 5461和NGC 5471，根据观察与ISIS摄谱仪上的威廉赫歇尔望远镜。我们已经检测到-由第一次- C II和O II的重组线在这些对象。我们发现，复合线给出更大的C^{++}和O^{++}丰度比碰撞激发线，这表明温度变化可以存在于对象。我们在NGC 2363和NGC 5471中检测到[Fe IV]线，这是H II区域中此类光学线的最可靠检测。考虑到温度结构，我们推导出它们的H，He，C，N，O，Ne，S，Ar和Fe丰度。从NGC 5461和NGC 5471的重组线中，我们确定了M101中C/H和O/H梯度的存在。我们计算Δ Y/Δ O和Δ Y/Δ Z值，考虑温度变化的存在，并假设温度恒定。我们得到一个更好的协议与模型的银河系化学演化考虑存在的温度变化，而不是假设温度是恒定的，在这些星云。
2002-08-16 astro-ph
The binary fraction of the young cluster NGC 1818 in the Large Magellanic Cloud
我们使用高分辨率的{ \sl哈勃太空望远镜}成像观测的年轻（$\sim 15-25$ Myr-old）星团NGC 1818在大麦云的F星（$1.3 < M_\star/M_\odot < 1.6$）的二元分数的估计。这项研究提供了最强的限制，但在一个年轻的星团在低金属丰度环境（${[Fe/H]} \sim -0.4$ dex）的二进制部分。采用人工星测试，我们开发了一种简单的方法，可以有效地测量恒星混合和叠加的概率从观测到的恒星目录。我们创建了与NGC 1818的基本参数相匹配的合成色星等图，具有不同的二进制分数和质量比分布。我们发现，这种方法是敏感的二进制的质量比，$q \ga 0.4$。对于具有F星原色和质量比$q > 0.4$的双星，双星分数是$\sim 0.35$。这表明F星的总双星分数为0.55到1，这取决于对低$q$时质量比分布形式的假设。
2010-09-27 astro-ph
What is the temperature structure in the giant HII region NGC 588?
我们提出了一个详尽的研究结果的电离气体在NGC 588，一个巨大的H II区在附近的螺旋星系M33。该分析使用光学和红外范围内的大量诊断。用光学线路获得的四个温度诊断与11000 K的气体温度一致，而[O III] 5007/88 um的比率产生约8000 K的低得多的温度。这种差异表明星云中存在着很大的温度不均匀性。我们通过构建越来越复杂的光电离模型来研究这种差异的原因。特别是，我们使用的限制从Halpha和Hbeta表面亮度分布和国家的最先进的模型的恒星电离光谱。没有一个连续的尝试能够重现温度诊断之间的差异，因此NGC 588的热平衡仍然无法解释。我们给出了这种故障对O/H和Ne/O估计的影响的估计，并表明O/H已知在+/-0.2 dex内
2005-09-20 astro-ph
Diffuse Ionized Gas inside the dwarf irregular galaxy NGC 6822
研究了局域矮不规则星系NGC 6822中沿狭缝位置的弥漫电离气体（DIG）区和HII区的差异。狭缝的位置穿过两个最突出的HII区域：哈勃V和哈勃X。DIG和HII位置之间的激发、电离和[NII]6584/Ha和[SII]6717/Ha线比存在重要差异。此外，所有的线比的值都不类似于螺旋星系的DIG位置，但非常类似于其他不规则星系，如IC 10的值。我们还使用HeI 5875系测定了重组率。最后，我们得到了DIG的电离源的图片。我们认为光子从HII区的泄漏可以解释大部分的线比，除了[NII]/Ha，这可能是由湍流解释。
2007-03-05 astro-ph
First Observations of Individual Molecular Clouds in the Irregular Galaxy NGC 6822
利用欧文斯谷毫米波干涉仪在附近贫金属矮星系不规则星系NGC 6822中绘制了三个分子云。基于云的维里质量上限，NGC 6822中的CO到H2的转换因子比银河值大<2.2+/-1.3倍。银河系的分子云，NGC 6822，和SMC获得的转换因子是一致的，在CO到H2的转换因子的变化是线性成比例的星系的氧丰度。然而，不确定性足够大，不能排除NGC 6822和银河系的转换因子相等。哈勃五号HII区域的气体耗尽时间与M33中巨大HII区域的气体耗尽时间相当。因此，高效率的恒星形成并不局限于巨大的HII区螺旋星系，也可以发生在一小群相对低质量的分子云中。
1994-07-22 astro-ph
Spectroscopy of PNe in Sextans A, Sextans B, NGC 3109 and Fornax
行星状星云（PNe）和HII区域提供了从中间年龄到现在的化学富集和星系恒星形成历史的探测。我们提出的第一个结果NTT光谱的HII区域和/或PNe在四个附近的矮星系：六分仪A，六分仪B，NGC 3109，天炉座。对于所有的PNe和一些在这些星系的HII区域，我们已经获得了元素丰度通过经典的Te-方法的基础上检测的[OIII] 4363线。六分仪A的三个HII区的氧丰度在各自的均方根不确定度范围内都是一致的。然而，Sextans A的PN中的氧丰度显著更高。该PN甚至更富含氮和氦，这意味着其分类为I型PN。据推测未受影响的PN丰度的S和Ar是远低于那些在HII地区，表明较低的金属丰度在时代的PN祖形成。对于六分仪B中的两个HII区域，氧丰度在均方根不确定度内没有差异。然而，第三个是富金属的两倍，为六分仪B中当前金属丰度分布的不均匀性提供了证据。对于六分仪B中的PN，我们测量的O/H与低金属量HII区域的O/H一致。对NGC 3109的初步研究表明，PNe区和HII区的氧丰度都在$\pm$ 0.15 dex的小范围内。对于天炉座中的PN，Ne、Ar和S丰度表明，与PN的O/H值相比，在PN祖先形成的时期，ISM金属丰度低$\sim$ 0.3 dex。
2004-07-07 astro-ph
Be stars in and around young clusters in the Magellanic Clouds
本文介绍了以SMC中的年轻星团NGC 330和NGC 346以及LMC中的NGC 1818、NGC 1948、NGC 2004和NGC 2100为中心的六个视场中Be星的搜寻结果。Be星是通过R波段和窄带H $α$ CCD图像的差分来识别的。我们比较大的图像提供了大量的被恒星人口内的集群和在其周围的领域。给出了所发现的224颗Be星的星等、位置和发现图，发现每个星团中Be星与正常B星的比例变化很大，但平均比例与银河系中Be星与B星的平均比例相似。在某些星团中，Be星的星群被加权到主序关闭附近的星等。在$V$ $-$ $I$中的Be星比相似星等的正常主序星更红，并且红度随着H $α$发射强度的增加而增加。
1998-09-07 astro-ph
Observations of ground-state OH in the Large Magellanic Cloud
我们对大麦云中2Pi_3/2，J=3/2 OH基态向六个选定的HII区的1665和1667 MHz跃迁进行了一系列观测（IRAS 05011-6815和MRC 0510-689，0513-694B，0539-691，0540-696B，0540-697A）。这项研究提供了已知的1665和1667 MHz OH脉泽的第一个准确位置，并探测到几个新的脉泽。这些区域都含有H_2O或CH_3OH脉泽，但只有4个区域探测到OH脉泽。1.6-GHz的连续辐射也被成像，以研究其空间关系，相关的OH脉泽。虽然有些脉泽接近紧凑的连续谱成分，但在其他情况下，它们接近连续谱分布边界，可能是HII区与周围星际介质相互作用的结果。
1997-10-16 astro-ph
Cicrumnuclear Supernova Remnants and HII Regions in NGC 253
档案VLA数据已被用来产生在NGC 253中的200 pc（~15”）核星暴周围区域的角秒分辨率6-和20-cm图像。22个强度大于0.4 mJy的离散源在星系核的~2 kpc（~ 3 '）范围内被探测到，几乎所有这些源都与星系有关。没有一个射电源与探测到的X射线双星相吻合，所以它们似乎是由于超新星遗迹和H II区。在中心星暴之外的区域，射电超新星爆发率小于0.1/年，可能至少占NGC 253最近恒星形成的20%。大多数新发现的源具有陡峭的非热射电光谱，但也存在几个相对较强的热源，包含数十颗O 5星。这些恒星分布在数十秒差距的范围内，并且嵌入在平均电离气体密度为20-200/cm ^3的区域中，远低于NGC 253中最活跃的核恒星形成区域或其他星系中的超级星团。最强的热辐射区域与近红外波长处的高度变红区域相吻合，可能包含光学模糊的H II区域。
2000-03-31 astro-ph
ATCA radio imaging of the ProPlyD-like objects in the giant HII region NGC 3603
在巨大的HII区域NGC 3603中有三个彗星状物体，最初是由Branidian等人在2000年使用HST+VLT在光学和近红外波段发现并确定为原行星盘（ProPlyDs），现已被澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在3厘米和6厘米的射电连续谱中探测到。所有三个ProPlyD类物体都清楚地分辨出了几个弧秒的范围。积分6cm通量高达1.3倍以上的3cm通量与光谱指数平均在整个丛之间的$α=-0.1$和-0.5（$S_ν\propto ν^α$），表明可能存在的非热发射在至少一些源。所有测得的通量至少比Brancelor等人2000年预测的通量高一个数量级。由于类ProPlyD特征的射电光度出乎意料的大，并且由于射电辐射被扩展，因此来自尘埃遮蔽恒星的非热辐射的（原）恒星起源似乎不太可能。相反，我们提出，磁化区域内的信封ProPlyD类星云存在。（节略）
2002-01-07 astro-ph
