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
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
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
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
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
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
Triggered star formation in the Magellanic Clouds
我们讨论了如何潮汐之间的相互作用的大麦云云（LMC），小麦哲伦云（SMC），和银河系触发银河系范围内的恒星形成的云的最后~0.2 Gyr的基础上，我们的化学动力学模拟。我们的模拟表明，潮汐相互作用诱导形成的不对称的螺旋臂与高气体密度，从而触发在LMC的臂内的恒星形成。由于潮汐相互作用，目前大麦哲伦星云的恒星形成率在大麦哲伦星云的恒星棒东部边缘上方显著增强。增强型恒星形成的位置与剑鱼座30的观测位置非常相似，这表明剑鱼座30的形成与大约0.2 Gyr前的最后一次麦哲伦碰撞密切相关。潮汐相互作用可以显著压缩SMC外部的气体，从而可以从气体中形成新的恒星，成为云间区域的星系间年轻恒星（例如，麦哲伦大桥（Magellanic Bridge）麦哲伦桥新形成恒星的金属丰度分布函数有一个峰值[Fe/H]-0.8，明显低于SMC的恒星金属丰度。
2006-09-17 astro-ph
A VLA Search for Water Masers in Six HII Regions: Tracers of Triggered Low-Mass Star Formation
我们提出了一个搜索在22 GHz的水脉泽发射与年轻的低质量原恒星在六个HII区域- M16，M20，NGC 2264，NGC 6357，S125，和S140。该调查是在2000年至2002年期间使用NRAO超大阵列进行的。对于其中几个HII区域，我们是第一次对水脉泽进行高分辨率观测。我们探测到16个水脉泽：8个在M16，4个在M20，3个在S140，1个在NGC 2264。除了一个之外，所有这些都是以前没有发现的。NGC 6357和S125都没有探测到脉泽辐射。我们的研究有两个主要结果。(1)水脉泽在M16和M20中的分布似乎不是随机的，而是集中在电离前沿的十分之几秒差距内的压缩气体层中。(2)显着较少的脉泽被认为是在观测领域比预期的基础上进行恒星形成的其他迹象，表明脉泽激发寿命的原恒星是在HII地区比孤立的恒星形成的地区要短得多。这两个结果都证实了这样一种预测，即恒星的形成首先是由电离锋之前的冲击触发的，然后在大约10^5年后，当该区域被电离锋淹没时，恒星的形成被截断。
2004-04-19 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
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
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
NGC 346 in the Small Magellanic Cloud. III. Recent Star Formation and Stellar Clustering Properties in the Bright HII Region N 66
在我们对小麦哲伦星云（SMC）中的恒星形成区NGC 346/N66及其周围区域的测光研究的第三部分中，我们主要关注哈勃空间望远镜用高级巡天照相机观测到的大量低质量主序前恒星。我们研究了在$V-I$、$V$ CMD中观察到的前主序列群体增宽的起源。最有可能的解释是存在不同的红化现象，或者是年轻恒星的年龄分布。假设后者，模拟表明我们不能排除NGC 346中的恒星可能分别在大约1000万年前和500万年前的两次不同事件中形成的可能性。我们发现PMS恒星并不是均匀分布在NGC 346上，而是至少分为五个不同的星团。在0.8 $''$到8 $''$的空间尺度上（在SMC的距离上为0.24到2.4 pc），PMS星的聚类由两点角关联函数计算，具有幂律斜率$γ\approx -0.3$。星团的性质与猎户座OB或$ρ$ Oph等银河系恒星形成区非常相似。因此，SMC中的分子云碎裂似乎与银河系中的分子云碎裂在相同的空间尺度上进行。考虑到SMC和银河系恒星形成区之间金属丰度的差异以及由此产生的尘埃含量，这是值得注意的。
2007-10-03 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
Results of the ESO-SEST Key Programme on CO in the Magellanic Clouds. IX. The giant LMC HII region complex N11
我们目前的地图和目录包含的J=1-0 12 CO参数的29个单独的分子云在第二亮的LMC恒星形成复合体，N11。在N11的西南部，分子云以环或壳的形式围绕着主要的OB星协LH 9。在东北部，一连串的分子云勾勒出大麦哲伦星云中一个所谓的超巨星壳的边缘。定义明确的云的尺寸接近测量光束的尺寸（直径为25 pc或更小）。在J=2-1 ~（12）CO和~（13）CO的低两个跃迁中也观察到了一些云。在J=2-1 12 CO中，以两倍高的角分辨率映射的云再次显示出与映射光束的尺寸相当的子结构。我们可以模拟物理参数的少数云具有相当温暖（T（kin）= 60 - 150 K）和中等密度（n（H2）= 3000 cm-3）的气体。东北链的CO云，虽然缺乏弥漫的云间发射，是LMC的更安静的地区的特点，似乎已经受到相对较少的照片处理。然而，形成西南壳或环的云几乎没有弥漫的云间发射，并且还表现出极端光子主导区（PDR）的其他特征。
2002-11-20 astro-ph
Quantifying the Drivers of Star Formation on Galactic Scales. I. The Small Magellanic Cloud
我们使用的恒星形成的历史小麦哲伦云（SMC）的潮汐相互作用和气体的恒星形成和化学富集的SMC历史上的影响的定量限制。最近两次（< 4 Gyr）恒星形成率增加和SMC/银河系（MW）近心通道的同时发生，表明SMC中的全球恒星形成至少部分是由MW产生的潮汐力驱动的。大麦云云（LMC）是恒星形成的另一个潜在驱动力，但在最近的爆发中只靠近SMC。LMC-SMC轨道约束较差是我们的主要不确定性。为了进一步探索爆发和MW近心通道之间的对应关系，我们使用连续和潮汐触发的恒星形成相结合的SMC模型中的恒星形成。潮汐触发模式的行为是SMC-MW分离的一个强反函数（优选行为约为r^-5，导致近心点和远心点潮汐触发恒星形成速率相差约100倍）。尽管这些闭箱演化模型成功地再现了最近的SMC恒星形成历史和当前的化学丰度，但它们存在一些系统性的缺陷，这些缺陷可以通过假设大约4 Gyr前发生了一个相当大的撞击事件（约占总气体质量的50%）来弥补。无论是否包括这个坠落事件，SMC中通过潮汐触发模式形成的恒星比例> 10%，可能高达70%。
2003-12-04 astro-ph
Triggered Star Formation in the LMC4/Constellation III Region of the Large Magellanic Cloud
本文讨论了大麦云星云III区一条规则的、600 pc长的年轻恒星和星团弧的起源。这个弧形的圆形形状表明星前气体被一个中心压力源均匀地扫过。在弧的中心是6颗$\sim30$ My老A型超巨星和一颗年龄相近的造父变星，它们可能与这种压力的来源有关。我们计算了这个年龄的星团周围气泡的膨胀，并表明它可能在正确的时间和地点触发了弧的形成。围绕着中心的老恒星，并延伸到年轻弧之外的是LMC 4超级气泡和巨大的HI壳。我们展示了这个超级气泡和外壳是如何通过15 My旧腔的持续膨胀形成的，随后在弧中形成了恒星和相关的新压力。这里提出的年龄序列在Olsen等人和Braun等人最近的观测中并不明显，因为LMC超级气泡中心的第一代恒星相对较暗且稀少，而在第二代中形成的整个区域中，年龄小于15 My的恒星数量更大。这些考虑导致了对LMC 4/星座III区域以及LMC和其他星系中其他大环的起源的研究。它们的大小和圆形可能是低星系剪切和厚盘的结果，在它们的内部有几代恒星形成，现在太暗了。
1998-05-07 astro-ph
Updating the census of star clusters in the Small Magellanic Cloud
使用CCD探测器的测量正在检索明亮和暗淡的编目星团，并揭示麦哲伦星云中的新星团。本文讨论了OGLE巡天对SMC星团普查的贡献。详细的交叉识别表明，SMC OGLE目录中的新物体有46个。编目集群的数量增加了约7%，总样本约为700。这次更新的普查包括HII地区的嵌入式集群和达到松散系统的密度范围。
1999-12-17 astro-ph
Low-excitation blobs in the Magellanic Clouds
目的：我们研究一个未知的，或知之甚少，星际HII组成部分麦哲伦云。这是有史以来第一次专门研究这类物体，我们称之为低激发斑点（LEBs）。研究方法：我们使用在ESO进行的低色散光谱，以获得发射线强度的Ha，Hb和[OIII]（4959+5007）的15个对象在大麦云和14个对象在小麦哲伦云。结果显示在激发（[oiii]/Hb比率）与Hb光度图中。结果如下：我们表明存在的一个LEB组件中的麦哲伦云，并研究其与已知的类高激发斑点（HEBs）的关系。新发现的LEB是HEB的低激发对应物，由质量较小的激发恒星提供动力。对LEB的进一步研究有望为更好地理解麦哲伦云上部初始质量函数的低质量端提供新的信息。
2006-10-06 astro-ph
The youngest massive star clusters in the Magellanic Clouds
HST的高分辨率观测最近使我们能够解决和研究麦哲伦星云中几个非常紧密的新生大质量恒星星团。这些恒星位于极其罕见的HII区，直径只有5到10角秒，具有高度的激发和消光，它们刚刚从它们的出生分子云中孵化出来。由于SMC是最贫金属的星系，具有非常高的角分辨率，这项工作可能会提供宝贵的模板，解决问题的恒星形成在非常遥远的贫金属星系的早期宇宙。
2001-09-03 astro-ph
Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC3603, 30Doradus, and N66
我们研究了银河系中NGC 3603、大麦云云中剑鱼座30和小麦哲伦云中N66的化学丰度。使用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪进行中红外观测，使我们能够探测每个物体内不同物理区域的特性：中心电离团，周围的电离气体，光解区域和掩埋的星团。我们探测到[SIII]、[SIV]、[ArIII]、[NeII]、[NeIII]、[FeII]和[FeIII]谱线，并推导出离子丰度。基于离子丰度比（NeIII/H）/（SIII/H），我们发现在MIR中观察到的气体的特征在于比在光学光谱中观察到的气体具有更高的电离度。我们计算了Ne、S、Ar和Fe的元素丰度。我们发现，α元素Ne，S和Ar的规模与对方。我们的测定结果与从光学光谱中得到的丰度值吻合得很好。在三个巨大的HII区域，Ne/S比高于太阳值，并指向尘埃颗粒上硫的适度耗尽。我们发现，氖和硫的丰度显示一个非常小的分散（0.11dex在15个位置在30 Doradus），这表明一个相对均匀的ISM，即使不能排除小规模的混合。
2008-02-08 astro-ph
The `Papillon' nebula: a compact HII blob in the LMC resolved by HST
我们提出了LMC紧凑HII区域N159-5的高空间分辨率HST成像。这个高激发的斑点被揭示为一个“乳头状”或蝴蝶状的电离星云，“翅膀”之间的距离约为2.3”（0.6 pc）。两个亚弧秒的功能类似于一个“烟圈”和“球状”的翅膀，其起源进行了简要的讨论。N159-5可能代表了麦哲伦星云中一种新的HII区，但由于空间分辨率不足而被忽视。我们的图像还显示了巨大的HII区域N159中的Papillon周围惊人的湍流介质，这表现为大量的亚弧秒细丝，弧，脊和N159复合体中大质量恒星的恒星风在电离气体中雕刻的锋面。
1999-07-12 astro-ph
A Spitzer IRS Spectral Atlas of Luminous 8 micron Sources in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个地图集斯皮策太空望远镜红外光谱仪（IRS）光谱的高度发光，紧凑的中红外光源在大麦云。根据红外颜色和8微米（MSX）通量选择了来源，这些通量表明高度演化的中到高质量恒星目前或最近的质量损失率很大。我们从中红外连续谱和光谱特征确定了星周包层的化学组成，并对恒星的光谱类型进行了分类。在60个源的样本中，我们发现了21颗红超巨星（RSG），16颗富C渐近巨星分支（AGB）星，11颗HII区，4颗可能富O AGB星，4颗银河系富O AGB星，2颗OH/IR星和2颗具有特殊红外光谱的B[e]超巨星。我们发现绝大多数AGB星（典型的红外光度~ 1.0E4L_sun）都有富C包层，而富O天体主要是L_IR ~ 1.0E5L_sun的亮RSG。我们确定恒星K波段通量密度的平均辐射热修正，发现对于碳星，辐射热修正依赖于红外颜色，而对于RSG，辐射热修正是独立的红外颜色。我们的研究结果表明，以前分类为PNe的基础上的红外颜色的对象实际上是紧凑的HII区域非常红的IRS光谱，包括强原子复合线和PAH发射功能。我们表明，在我们的样品中的IRS光谱类分离清楚地在红外颜色-颜色图，使用2 MASS数据和合成IRAC/MIPS通量来自IRS光谱的组合。在此基础上，我们建议诊断识别和分类，具有高置信度，红外发光的演化恒星和HII地区在附近的星系使用斯皮策和近红外测光。
2006-06-30 astro-ph
Revealing deuterium Balmer lines in HII regions with VLT-UVES
本文报道了用VLT-UVES在银河系HII区和麦哲伦云中寻找氘巴耳末谱线的结果。DI线在HI巴耳末线的蓝翼中表现为微弱、狭窄的发射特征，可以与高速HI发射区分开来。重新肯定了氘的以前的鉴定。在Orion中检测到D-α和D-β（Hebrard等人，2000年）已得到证实，目前至少检测到D-eta的氘线。UVES观测首次在4个新的HII区（SMC的M8、M16、M20和DEM S103）探测到Balmer DI线，表明这些线是普遍存在的。
2000-08-28 astro-ph
Active star formation in N11B Nebula in the Large Magellanic Cloud: a sequential star formation scenario confirmed
它是大麦云星云中第二大的HII区域，N11 B是一个近红外观测星云，我们给出了N11 B星云的JHKs图像，这些图像与CO（1-0）发射线数据以及NTT和HST档案数据相结合。WFPC 2的光学图像，以解决该地区的恒星形成活动。红外测光的所有红外源检测。我们确认，第二代恒星目前是在N11 B区域中形成。我们的红外图象显示，在分子云附近有几个明亮的红外源，其中几个红外源具有YSO特征，它们是中等质量Herbig Ae/Be星的主要候选者。首次发现河外甲醇脉泽与嵌入分子核的红外源直接相关。在2“处发现两个红外源，它们的位置与分子核的位置基本一致。在2”处发现两个红外源，它们的位置与分子核的位置基本一致。在2”处发现两个红外源，它们的位置与分子核的位置基本一致。在2”处发现两个红外源，它们的位置与分子核的位置基本一致此外，我们提出的协会的N11 A紧凑HII区域的分子气体，我们发现，年轻的大质量O星已经侵蚀了一个腔在父母的分子云，典型的香槟流。N11区是研究风、紫外辐射和分子气体相互作用的一个很好的实验室。
2002-12-23 astro-ph
Clustered Star Formation in the Small Magellanic Cloud. A Spitzer/IRAC View of the Star-Forming Region NGC 602/N 90
我们目前斯皮策/IRAC测光的恒星形成HII区N 90，有关的年轻恒星协会NGC 602在小麦哲伦星云。我们的测光发现明亮的中红外光源，我们分类与使用的方案的基础上的模板和模型的红色源在银河系，和标准最近开发的斯皮策调查的SMC的候选年轻恒星对象（YSO）的选择。我们在以N 90为中心的6.2' x 4.8'视场中的所有四个IRAC通道中检测到57个源;其中22个源被分类为候选YSO。我们将这些物体的位置与最近在NGC 602的高分辨率HST/ACS成像相同区域中发现的光源的位置进行比较，我们发现17个候选YSO具有一个或多个光学对应物。所有这些光源都被确定为前主序星，因此表明该地区正在进行的恒星形成事件。探测到的YSO及其相关PMS星团的位置给出了N 90当前恒星形成的清晰图像，根据该图像，年轻的恒星协会光电离周围的星际介质，揭示了HII星云，并主要沿着母体分子云形成的空腔的东部和南部边缘触发了连续的恒星形成事件。
2007-05-23 astro-ph
Carbon in the N159/N160 Complex of the Large Magellanic Cloud
本文对低金属丰度大麦云云中的HII区复合体N159/N160中的碳进行了研究。我们已经绘制了这个区域，它包括四个不同的分子云，跨越了广泛的恒星形成活动，在四个过渡：13 CO（1-0）CO（2-1）和（4-3），和[CI]（1-0）。将这些数据与现有的[CII]观测相结合，提供了ISM气相中碳的主要形式的完整图像。新的CO（2-1）数据显示，复合体沉浸在一个扩展的，低水平的排放，以前的（1-0）映射工作未检测到的信封。该包层中的CO（2-1）/（1-0）比>~3，该值与光学薄的CO发射一致。在[CI]和[CII]中，包层也相对明亮，计算表明它主要是光解的：它看起来是半透明的（Av<1）。复合体中的中性碳排放意外地在静止的南部云（N159 S）处达到峰值。在地图的北部（N160星云），[CII]中突出的HII区域对应于[CI]分布中的空洞。总的来说，我们发现，虽然[CII]/CO比增强相对于银河系中类似的复合物，[CI]/CO比似乎是相似的或减少。
2000-07-11 astro-ph
Resolving the compact HII regions in N160A with HST
利用哈勃太空望远镜的高分辨率成像，我们研究了大麦云云HII区域N160 A，并揭示了这个复杂的大质量恒星形成地点的几个显著特征。两个紧凑的高激发HII斑点（HEBs）A1和A2的第一次解决和他们的恒星内容和形态的揭示。A1是一个更高的激发，由一颗大质量恒星提供动力，其强风产生了周围的气泡。A2拥有几颗令人兴奋的恒星，它们被大量的尘埃包裹着。整个N160 A星云是由三个星团提供能量的，我们获得了它们的测光结果，并研究了它们的色星等图。HII区特别多尘，在可见光区消光值达到A_v~2.5等，它与分子云之间被一个突出的电离锋隔开。以前检测到的红外年轻恒星对象也准确地定位相对于HII区域。
2001-10-29 astro-ph
The Local Environment of HII Galaxies
我们解决的问题，是否暴力的恒星形成HII星系是由低质量的同伴通过统计描述其本地环境估计的关联函数。我们认为，即使低质量的同伴主要是星系际HI云，他们的光学同行应在自动板测量机扫描微弱的限制检测。然后，我们交叉相关的大样本的HII星系的APM暗场星系目录。初步结果表明，HII星系是一个随机选取的正常暗场星系样本，没有额外的星系团。这表明，至少在这些矮星暴星系中，恒星的形成不是由潮汐相互作用触发的，可能有不同的起源。
1998-05-29 astro-ph
Nebular and stellar properties of a metal poor HII galaxy at z=3.36
我们的特点是电离气体的物理性质（电子温度，密度，金属丰度）和电离人口（年龄，金属丰度，WR星的存在）在天猫弧在z=3.36。这是一个低金属量（~10%太阳）的HII星系，正在经历一个小于500万年的恒星形成爆发。解释猞猁弧的发射线光谱，氮线和HeII发射的大强度的一种可能的情况是，该物体经历了一次合并事件，引发了恒星形成的爆发。WR星的形成有助于ISM的快速富集和氮的过剩。
2004-09-14 astro-ph
ESO-VLT and Spitzer spectroscopy of IRAS05328-6827: a massive young stellar object in the Large Magellanic Cloud
本文首次给出了位于大麦云星云HII区LHA 120-N148的河外年轻恒星天体IRAS 05328 -6827的热红外光谱。观测到的和模拟的光谱能量分布揭示了一个巨大的YSO，M=20 Msun，这是沉重的嵌入式，可能仍然吸积。由于LMC的金属含量较低而导致的粉尘含量减少允许对该物体进行独特的观察，并且与高C/O比一起可能是观测到的水冰丰度低和甲醇和CO2冰丰度相对较高的原因。
2005-09-22 astro-ph
HST observations of the LMC compact HII region N11A
我们提出了一个研究的LMC紧凑的HII区域N11 A使用哈勃太空望远镜成像观测解决N11 A，并揭示其未知的星云和恒星的功能。一个尖锐的电离前沿延伸超过4“（1 pc）和精细结构的细丝以及较大的环的存在表明一个典型的大质量恒星形成区的环境，与高[OIII]/Hb线比。N11 A是一个年轻的区域，从它的形态，发红，特别是高浓度的尘埃，如巴尔默减量图所示。我们的观测还揭示了一个位于N11 A中心部分的星团。其中五颗恒星聚集在一个小于2“（0.5 pc）的区域内，最明亮的一颗是中O型恒星。N11 A似乎是迄今为止所研究的麦哲伦星云中最演化的致密HII区。
2001-04-10 astro-ph
X-ray Study of Triggered Star Formation and Protostars in IC 1396N
钱德拉X射线天文台上的ACIS探测器观测到了位于附近的大的HII区IC 1396内的IC 1396 N彗星状球状体。我们探测到117个X射线源，其中约50-60个可能是年轻的疏散星团Trumpler~37的成员，分散在整个HII区域，25个与球状体内形成的年轻恒星有关。Spitzer/2 MASS测光显示X射线星群非常年轻：3颗较老的III类星，16颗经典金牛座T星，6颗原恒星，包括一个0/I类系统。我们推断，金牛座T在球状体中的总人口约为30颗恒星，包括未检测到的人口，恒星形成效率为1- 4%。在IC 1396 N的X射线群中发现了一个具有朝向激发星的年龄梯度的拉长的源空间分布，支持了在其他彗星球状体中的类似发现。的几何和年龄分布是一致的RDI模型触发恒星形成的CG HII区的冲击。激波阵面进入球状体的速度约为0.6km/s。球状体中大量的X射线发光的原恒星表明，I/0类恒星与II/III类恒星的比例异常高，或者是一个非标准的IMF通过触发过程有利于更高质量的恒星。钱德拉源与发光的0/I类原恒星IRAS 21391+5802有关，是在X射线波段探测到的最年轻的恒星之一。我们还建立了第一次，X射线吸收的原恒星来自当地的下降信封，而不是周围的分子云材料。
2006-09-14 astro-ph
Molecular abundances in the Magellanic Clouds I. A multiline study of five cloud cores
利用~（13）CO（1- 0）和~（12）CO（1- 0）分别绘制了大麦哲伦星云的9个HII区和3个HII区，以研究麦哲伦星云中星际介质的物理性质。对于N113的分子核心被发现有一个峰的位置，它不同于相关的HII区域的20弧秒。在该分子核附近，~（12）CO和~（13）CO的Tmb峰线温度分别为7.3K和1.2K，是迄今为止在麦哲伦星云中发现的最高温度。为了研究星际介质的化学性质，我们研究了与LMC中的N113、N44 BC、N159 HW和N214 DE以及SMC中的LIRS 1，36相关的各种分子种类的分子浓度。推导了$I$（HCO+）/ $I$（HCN）和$I$（HCN）/ $I$（HNC）强度比以及$I$（13 CO）/ $I$（C18 O）比的下限。一般来说，HCO+比HCN强，HCN比HNC强。高的相对HCO+强度与超新星遗迹和年轻恒星的高电离通量一致，可能与大范围的HCO+发射区相结合。大部分HCN来自相对致密的云核。相对于HNC，热的或冲击的气体增强HCN。根据化学模式计算，预测在云核方向上，当角分辨率较高（$>$ 30角秒）时，$I$（HCN）/ $I$（HNC）接近1。将维里质量与从积分CO强度获得的那些进行比较，对于N113提供了$1.8 \times 10^{20}$ \，mol\，cm $^{-2}$ \，（Kkms）$^{-1}$的H2质量-CO光度转换…
1996-06-13 astro-ph
Sub-millimeter Observations of Giant Molecular Clouds in the Large Magellanic Cloud: Temperature and Density as Determined from J=3-2 and J=1-0 transitions of CO
我们用ASTE 10 m亚毫米望远镜对大麦云（LMC）中的6个巨分子云（GMC）进行了亚毫米~（12）CO（J=3-2）观测，空间分辨率为5 pc，灵敏度很高。我们在GMC中识别出32个分子团，揭示了n（H2）$\sim$ 10 $^{3-5}$ cm $^{-3}$和Tkin $\sim$ 60 K的温暖致密分子气体的重要细节。这些数据与12 CO（J=1-0）和13 CO（J=1-0）的结果相结合，并与LVG计算进行了比较。我们发现12 CO（J=3-2）与12 CO（J=1-0）的发射比对局部H α通量敏感，并与之有很好的相关性。我们解释了团簇性质的差异代表了GMC在密度增加导致恒星形成方面的演化顺序。（无星GMC和仅具有HII区域的GMC，在恒星形成的年轻阶段，密度还没有高到足以显示活跃的恒星形成和III型GMC（具有HII区域和年轻星团的GMC）代表了平均密度增加的后期阶段，GMC正在形成大质量恒星。与\Halpha通量相关的高动力学温度表明，FUV加热在LMC的分子气体中占主导地位。
2007-10-23 astro-ph
The LMC HII region N 214C and its peculiar nebular blob
我们研究大麦云HII区域N 214 C使用成像和光谱获得的ESO新技术望远镜。根据OB星协LH 110迄今为止获得的最高分辨率图像，我们证明了HII区Sk-71 - 51的主要激发源实际上是一个由至少6个大质量恒星组成的致密星团，其面积约为4”。光谱观测使我们能够将主要成分（# 17）的光谱类型修改为O2 V（（f*））+ OB，这是一种非常罕见的热类型。我们还对与N214 C有关的其他几颗恒星进行了分类，并研究了HII区的消光和激发特征。此外，我们还获得了2365颗恒星的BVR测光和天体测量结果，并从相应的色星等图中研究了N214 C及其周围LH 110的恒星含量。此外，我们发现了一个引人注目的紧凑的电离气体斑点在外部北部的N 214 C。它是一个半径约为5”（约1.3 pc）的球形结构，通过吸收直径穿过其中心的灰尘而分成两瓣。我们讨论这个物体的可能性质。
2005-11-15 astro-ph
Ultraviolet Imaging Telescope (UIT) Observations of the Small Magellanic Cloud
一个马赛克的四个UIT远紫外（FUV; 1620 A）的图像，其中包括大部分的SMC酒吧，推导出恒星和HII区域测光。天条的紫外线形态显示，最近的恒星形成留下了一些引人注目的特征，包括：a）四个集中的紫外线亮星从东北到西南以几乎相等的间距（约30弧分=0.5千秒差距）分布; b）一个定义明确的8弧分的紫外线亮星环，被一个更大的H-α环包围，这表明连续的恒星形成。对11，306颗恒星进行了FUV PSF测光，并导出了FUV光度函数。195颗已确认的超巨星的（FUV-V，V）色星等图，以及导出的光谱图;每种光谱类型中最蓝（最少变红）的恒星的FUV-V色与模型一致。FUV测光获得42 H-α-选定的HII区域，无论是恒星和Kennicutt和霍奇定义的光圈内的总发射。总FUV通量与恒星FUV通量的通量加权平均比为2.15;恒星FUV光度函数表明，大部分多余的总通量是由于散射的FUV辐射，而不是暗淡的恒星。恒星和总排放量都与H-α通量相关，并产生FUV/H-α比率，与SMC金属量，年龄从1-5百万年，和中等（E（B-V）=0.0-0.1等）内部SMC灭绝的单次爆发集群模型一致。
1996-12-16 astro-ph
The stellar content, metallicity and ionization structure of HII regions
对红外精细结构线的观测提供了有关HII区金属丰度和电离结构的直接信息，并间接提供了电离这些星云的辐射场强度的信息。我们分析了红外空间天文台（ISO）观测到的银河系和麦哲伦星云HII区域的样本，以研究恒星含量，金属丰度和HII区域电离结构之间的相互作用。所观察到的[SIV]10.5/[SIII]18.7妈妈和[NeIII]15.5/[NeII]12.8妈妈线比被证明是高度相关的超过两个数量级。我们比较了观测到的线比的结果，使用不同的恒星能量分布的光电离模型。电离星的衍生特征主要取决于所采用的恒星模型以及（恒星）金属丰度。我们已经比较了恒星的有效温度来自这些模型的研究，为一些研究充分的HII地区与出版的光谱类型的电离星的直接光谱测定。这种比较支持我们的解释，恒星和星云的金属丰度影响所观察到的红外离子线比。我们可以用[SIV]\[SIII]和[NeIII]\[NeII]线比来解释观测到的电离度的增加，这是由于金属丰度的降低导致的辐射场的硬化。我们的研究结果的影响，在星爆星系的星爆年龄的测定进行了评估。
2002-06-05 astro-ph
Far-Ultraviolet & Halpha Spectroscopy of SNR0057-7226 in the SMC HII Region N66
N66/NGC 346是小麦哲伦星云中最大和最明亮的HII区域，包含至少一个已知的超新星遗迹SNR 0057 -7226。残骸的光辐射被星云明亮的光电离辐射所淹没，但残骸已经通过远紫外线吸收线被探测到。在这里，我们提供了来自远紫外光谱探测器（FUSE）卫星的数据，显示了来自SNR 0057 -7226边缘位置的强烈OVI和CIII发射。我们还提出了高分辨率，长缝Halpha光谱横跨N66显示高速和低速发射密切对应的超新星遗迹的X射线边界。我们使用这些FUV和光学数据，以确定与N66的冲击和相互作用的几何形状的物理参数。我们发现，来自附近许多大质量星团恒星的电离光子可能会影响激波后气体的电离平衡，阻碍低电离和中性物质的产生。我们讨论的重要性和内在的困难，寻找超新星遗迹或附近明亮的HII地区，并建议远紫外线提供了一个可行的手段来发现和研究这样的遗迹。
2002-12-16 astro-ph
Very young massive stars in the Small Magellanic Cloud, revealed by HST
高空间分辨率成像与哈勃太空望远镜使我们能够解决紧凑的HII，区域N81躺在小麦哲伦云（SMC）。我们展示了一个紧密的新生大质量恒星集群的存在，它们嵌入在这个大约10角秒的星云“斑点”中。这是第一次发现这样一个物体的恒星内容和内部形态。它们是这个星系中最年轻的大质量恒星之一，可以在紫外线和光学波长下直接观测。其中六颗聚集在直径约2角秒的核心区域，一对主要的激发星位于最中心，相距仅0.27角秒或0.08秒差距。图像显示了剧烈的现象，如恒星风，冲击，电离锋，典型的湍流星暴区域。由于SMC是最贫金属的星系，具有非常高的角分辨率，这些观测提供了重要的模板，研究在非常遥远的贫金属星系，居住在早期宇宙的恒星形成。
1999-01-20 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
Interstellar Bubbles in Two Young HII Regions
大质量恒星被认为会在星际介质中产生由风吹出的气泡;然而，在主序星O星周围很少看到环状星云，这表明气泡的存在。为了寻找主序O星周围的风吹气泡，我们获得了大麦云星云中两个原始HII区N11 B和N180 B的高分辨率哈勃空间望远镜WFPC 2图像和高色散阶梯光谱。这些HII区域被仍然包含O3星的OB星协电离，这表明HII区域是年轻的，没有发生过任何超新星爆炸。我们的观察结果表明，风吹气泡在这些HII地区可以检测到运动学，但不能形态，因为他们的膨胀速度是可比的，或仅略高于等温声速在HII地区。在大质量恒星、单个O型星、甚至是一颗演化的红超巨星（化石气泡）的聚集周围都能探测到气泡。观测到的气泡动力学和模型预测之间的比较表明，来自气泡观测和模型的恒星风光度和来自恒星风的观测之间有很大的差异（1- 2个数量级）。N11 B和N180 B中气泡的数量和分布不同，这可以用这两个HII区之间恒星含量丰富度的差异来解释。在N11 B和N180 B中观察到的大多数气泡都显示出气泡结构，这表明恒星是在稠密的云层表面形成的。在这些HII区域中发现了许多类似于博克球状体或象鼻的小尘埃云，其中至少有一个正在进行恒星形成。
2001-06-18 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
Dynamical Expansion of Ionization and Dissociation Front around a Massive Star. II. On the Generality of Triggered Star Formation
我们分析了HII区，光解区和后掠壳的动力学膨胀，解决了UV和FUV-辐射转移，热和化学过程中的时间相关的流体力学代码。在前一篇论文的基础上，我们研究了不同环境数密度和中心恒星的时间演化。我们的计算表明，我们的模型与不同的参数之间的基本演化是定性相似的。分子气体最终聚集在壳层中，壳层的引力碎裂是普遍预期的。模型之间的定量差异很好地理解与解析标度关系。壳层的详细物理和化学结构主要由入射FUV通量和壳层的柱密度决定，它们也遵循标度关系。壳层破碎的时间和聚集的分子气体的质量对环境数密度敏感。在数密度较低的情况下，壳层碎裂发生在较长的时间尺度上，并且积累的分子气体更大。不同中心星的变化较为温和。对于M_* = 12-101 M_sun的不同恒星，壳层碎裂的时间相差几倍。根据我们的数值计算结果，我们得出结论，扩大HII区域应该是一个有效的触发恒星形成的分子云，如果周围的分子物质的质量是足够大的。
2006-04-03 astro-ph
An ATCA 20cm Radio Continuum Study of the Large Magellanic Cloud
本文给出了澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）和帕克斯望远镜观测到的大麦云（LMC）1.4GHz射电连续辐射的镶嵌图像。马赛克覆盖10.8 x 12.3平方度，角分辨率为40”，对应于LMC中10 pc的空间尺度。最终图像适合于研究40”和调查区域之间所有尺度的排放。在本文中，我们讨论i）的LMC的弥漫性和紧凑的无线电连续辐射的特性，ii）的热过程和隐含的恒星形成率在LMC中产生的发射的分数，和iii）在整个LMC的无线电频谱指数的变化。两个非标准的减少技术，我们用来处理ATCA能见度数据可能是未来的宽场无线电连续调查的兴趣。这些数据向天文学界开放，应成为研究超新星遗迹、HII区和行星状星云等单个天体以及同步辐射的漫发射等扩展特征的丰富资源。
2007-09-13 astro-ph
Dynamical Expansion of Ionization and Dissociation Front around a Massive Star. I. A Mode of Triggered Star Formation
通过求解大质量恒星周围的紫外和远紫外辐射传输以及含时流体动力学程序中的热力学和化学过程，分析了大质量恒星周围HII区和外光解离区（PDR）的动力学膨胀.我们专注于物理结构的外壳扫过的冲击前（SF）电离前（IF）。在IF达到初始Stromgren半径后，SF出现在IF的前面，并且形成以IF和SF为边界的几何薄壳。壳体内的气体密度约为周围气体密度的10-100倍。最初，解离前沿比IF扩展得更快，并且PDR在HII区域之外形成。此后，IF和SF逐渐超过进行中的解离锋（DF），并最终DF被吸收到壳层中。壳内的化学成分最初是原子，但逐渐形成氢和一氧化碳分子。这部分是因为IF和SF超过DF和SF进入分子区域，部分是因为分子的重组时间尺度变得比动力学时间尺度短。在引力碎裂时，气体壳层被分子气体占据主导地位，这与最近的一些观察结果一致。对壳层中恒星形成率的简单估计可以提供我们银河系中显著的恒星形成率。
2005-01-08 astro-ph
H2 and its relation to CO in the LMC and other magellanic irregulars
根据LMC和SMC的远红外表面亮度和HI柱密度估算了它们的H2柱密度。N（H2）/I（CO）转换因子为X（LMC）= 1.3和X（SMC）= 12（单位：10**21 mol cm**-2（K km/s）**-1）。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的H2总质量分别为1.0和0.75 × 10**8 M（太阳）。在麦哲伦不规则星系NGC 1569（X = 16）、NGC 55、4214和6822（X = 3- 6）、NGC 4449以及M 33和M 101（X = 1- 2）的河外HII区NGC 604、595和5461中也发现了类似的局部H2/HI质量比。CO-H_2转换因子X取决于每核子周围辐射场强s（FIR）/N（H）和金属丰度[O]/[H]。结果被解释为CO的选择性光解的结果进行高辐射场能量密度和低金属环境中的不良（自）屏蔽，特别是优先破坏扩散CO在“interclump”分子气体。虽然局部H2可能是主要ISM组分，但平均整体H2/HI质量比为0.2，平均H2气体质量分数为0.12。因此，麦哲伦不规则星系具有与我们银河系非常相似的温暖分子气体比例，而其他全球性质（质量，光度，金属丰度，CO光度）则非常不同。
1997-09-19 astro-ph
Morphologies and ages of star cluster pairs and multiplets in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了小麦哲伦星云中75个星团对和多重星团的等照度线图，包括176个天体。它们集中在SMC主体中。等照度线是由数字化巡天图像制成的，并显示出相关的结构特征，可能与约25%的样本中的相互作用有关。以前的N体模拟表明，这种形状可能是由于潮汐尾巴，桥梁或共同的信封。一对构件之间的直径比优选在1 - 2的范围内，峰值在1处。预计分离范围为~ 3 - 22 pc，在~ 13 pc处有一个明显的峰值。对于91个天体，有可能使用OGLE-II光度测量从颜色-星等图中得出年龄。星团多重态一般出现在OB星协和/或HII区复合体中。这表明了一个共同的起源，并表明多重态在短时间内合并成成对或单个星系团。SMC中的配对似乎大多是同时代的，因此捕获是一种罕见的现象。我们发现的证据表明，星团对和多重可能有一个重要的作用，目前被视为大型单一对象的集群的动态历史。
2000-06-26 astro-ph
Photoionization Models of NGC 346
本文提出了小麦哲伦星云HII区NGC 346的球对称和平面平行光电离模型。这些模型是基于云和Peimbert，Peimbert，& Ruiz（2000）的观测。我们发现大约45%的H电离光子从HII区逃逸，为SMC的低密度星际介质提供了一个重要的电离源。预测的I（4363）/I（5007）值小于观测值，这可能意味着模型没有考虑到额外的能量来源。从最佳模型的电离结构和观测到的谱线强度，我们确定了N，Ne，S，Ar和Fe相对于O的丰度。
2001-09-07 astro-ph
Spectroscopy of Be stars in the Small Magellanic Cloud cluster NGC 330
Feast（1972）、Bessell & Wood（1993）、Grebel（1996）和最近的Keller et al.（1998）都注意到了SMC中年轻星团NGC 330中存在大量Be星。我们给出了Keller等人（1998）和Mazzali等人（1996）的光谱研究中发现的明亮Be星的后续中等分辨率光谱的结果。我们发现Mazzali等人的研究高估了NGC 330中Be星的数量。许多被Mazzali等人确认为Be星的明亮B型星，在对弥漫在星团场的HII辐射进行校正后，没有显示出辐射的迹象。在Mazzali等人（1996）的研究中，有证据表明NGC 330中的所有Be星都有一个共同的自转轴与视线的倾角。对于我们的Be星样本，我们提出了发射等效宽度和观测到的旋转速度。对这些量的检查表明，没有证据表明旋转轴的优先排列，而是我们观察到一个随机旋转轴排列和磁盘大小的人口。
1998-09-28 astro-ph
Sequential star formation at the periphery of the HII regions Sh 217 and Sh 219
HII区域Sh 217和Sh 219是由环形光解离区域（PDR）围绕的斯特罗姆格伦球的教科书示例。在21 cm原子氢发射和8微米附近的尘埃（PAH）发射中都观察到环形PDR（MSX Survey）。在Sh 217和Sh 219中，在环形PDR的方向上观察到超紧凑的无线电连续源。JHK的观测显示，在这些射电源的方向上存在着高度红化的星团（AV ~ 20等）。这些星团也是IRAS的来源，Sh 217的光度为22700 Lo，Sh 219的光度为5900 Lo。每个星团都包含至少一颗红外色过剩的发光恒星; Sh 219星团中的一颗显示出H-α辐射。与Sh 217相关的星团几乎是球形的，在其中心包含发光的天体。与Sh 219相关的星团沿着HII区的电离前沿被拉长。我们认为，这些是“第二代集群”，这意味着目前在PDR的物理条件，接近电离前沿，有利于形成包含大质量物体的集群。我们讨论的物理机制，这可能是在所观察到的触发恒星形成的起源。
2002-12-17 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 environs of the HII region Gum31
我们分析了位于复杂船底座区的疏散星团NGC 3324激发的HII区Gum 31周围的星际物质分布，目的是研究大质量恒星对周围中性物质的作用。我们使用中性氢21厘米线数据，无线电连续图像在0.843，2.4和4.9 GHz，12 CO（1-0）的观测，和IRAS和MSX红外数据。假设HII区和电离团簇的距离为3 kpc，我们根据4.9 GHz的射电连续谱数据推导出电子密度为33+/-3 cm^-3，电离质量为（3.3+/-1.1 x10 ^3 Mo。HI 21 cm线图像显示围绕HII区域的HI壳。HI结构的半径为10.0+/-1.7 pc，中性质量为1500+/-500 Mo，以11 km/s的速度膨胀。相关分子气体的含量为1.1+/-0.5）x10^5 Mo，其体积密度约为350 cm^3。这个分子壳层可能是年轻的疏散星团NGC 3324诞生的地方，也可能是由与HII区域相关的激波阵面产生的。环境密度和HII区的电子密度之间的差异表明HII区正在膨胀。电离和分子物质的分布，以及MSX带A中的发射的分布，表明在电离和分子气体之间的界面处已经形成了光解离区域。相对大量的IRAS，MSX和2 MASS点源投射到分子包层上的特征与原恒星候选者兼容，表明存在活跃的恒星形成区域。很可能，HII区的膨胀引发了分子壳层中的恒星形成。
2007-11-15 astro-ph
Star-forming Regions in the Small Magellanic Cloud Multi-wavelength Properties of Stellar Complexes
我们跟踪SMC中的恒星形成区域，并研究它们的性质。这些区域的大小和空间分布被发现支持恒星形成的层次方案，而其强度的评估，有助于理解恒星形成的各个阶段。它们与大约$(0.9-2) \times 10^{8}$年前的LMC-SMC近距离接触的联系也被调查。SMC几乎是边缘上的，不容易显示这些区域，就像LMC的情况一样。然而，通过光学、红外和无线电等多波长图像进行研究已被证明是非常有用的。一个选择的地区，增强60和100- $μ$米红外通量和发射在所有红外天文台波段，确定恒星形成的地区。所有已识别的区域都以早期型恒星为主，考虑到它们的整体尺寸（增加的顺序），共发现了24个聚集体，23个复合体和3个超复合体。此外，我们将它们的位置与已知的协会，SNRs，和\hii地区，并讨论他们的活动。
2007-03-29 astro-ph
