On the structure of giant HII regions and HII galaxies
我们回顾了巨大的河外HII区和HII星系的结构特性的基础上的二维流体动力学计算，并提出了一个演化序列，占其观察到的详细结构。该模型假设一个巨大的年轻星团被大量的云包围。因此，它们暴露于最重要的恒星形成反馈机制：光电离和星团风。这些模型显示了两种反馈机制如何在云的破坏中相互竞争，并导致两种不同的流体动力学解决方案：将云存储到一个持久的粗糙外壳中，抑制热化风的膨胀，以及通过云层内雕刻的通道稳定过滤冲击风气体，从而产生大规模的超级气泡。这两种解决方案在这里声称同时在巨大的HII区域和HII星系中起作用，导致它们详细的内部结构。计算的完整描述可以在天体物理学杂志643，186中找到。所介绍的模型的动画版可在http：//www.iaa.csic.es/\~{} eperez/ssc/ssc.html上查阅。
2006-10-17 astro-ph
Ionization Structure in the 30 Doradus Nebula as seen with HST/WFPC-2
利用哈勃太空望远镜和WFPC 2，我们在三条不同的发射线上拍摄了巨大的H II区30剑鱼座星云中央20pc的图像。这些图像使我们能够以物理分辨率研究星云，该分辨率是银河系H II区域典型地面观测的两倍。在30 Dor范围内的大部分辐射被限制在星云内部的高温和周围致密分子物质之间的一个薄区域。这个区域似乎是直接类似于占主导地位的小，附近的H II区域的光电离的光蒸发流。可见光蒸发流动的动力学效应。在光蒸发流中的冲压压力，来自电离前沿的表面处的热压力，被发现与来自以前的X射线观测的星云内部的压力平衡。通过类比M16的地面和HST图像的比较，我们推断，在M16的HST图像中看到的相同的明显分层结构几乎肯定是30 Dor中观察到的结构的基础。剑鱼座30是一个至关重要的例子，因为它使我们能够弥合附近的H II区和遥远星系中看到的巨大H II区之间的差距。这一结果的真正意义是，它表明，从附近的H II区的光蒸发界面的详细研究中获得的物理理解可以直接应用于巨大的H II区的解释。
1998-03-25 astro-ph
Supersonic water masers in 30 Doradus
我们报道了在大麦云（LMC）中的巨恒星形成复合体剑鱼座30中的极高速分子气体，相对于周围介质的速度可达-80 km/s，这是用Mopra射电望远镜获得的新的22 GHz H2O脉泽发射光谱所观测到的。脉泽可以追踪原恒星的速度，观测到的形态学和运动学表明，当前的恒星形成发生在碰撞的恒星风吹出的气泡的界面附近。原恒星和伴生气体的大空间速度可能导致大麦哲伦星云的有效混合。银河系中类似的机制可以为星系晕注入相对年轻的恒星和气体。
2000-11-13 astro-ph
On the feedback from super stellar clusters. I. The structure of giant HII regions and HII galaxies
我们回顾了巨大的河外HII区和HII星系的结构特性的基础上的二维流体动力学计算，并提出了一个演化序列，占其观察到的详细结构。该模型假设一个巨大的年轻星团被大量的云包围。因此，它们暴露于最重要的恒星形成反馈机制：光电离和星团风。这些模型显示了两种反馈机制如何在云的破坏中竞争，并导致两种不同的流体动力学解决方案：将云存储到一个持久的粗糙外壳中，抑制热化风的膨胀，以及通过云层内雕刻的通道稳定地过滤冲击风气体。这两种解决方案被认为同时在巨大的HII区域和HII星系中起作用，导致它们详细的内部结构。这包括多个大规模的壳，充满了X射线发射气体，它们最终相互融合，使壳中壳的外观。这些模型还显示了巨大超级气泡的内部结构是如何随着云的烧蚀物质而大大增强的，以及云的烧蚀是如何在原始云层中进行的。计算点在云和云间介质之间的初始对比密度的因素，定义的两个反馈机制成为主导的整个演变。这些模型的动画版可在http：//www.iaa.csic.es/\~{} eperez/ssc/ssc.html上找到。
2006-01-27 astro-ph
The continuous star formation history of a giant HII region in M101
本文介绍了位于M101外围的巨大HII区NGC 5471的恒星形成过程。从解析的HST/WPFC 2测光中，我们发现恒星形成已经持续了7000万年。我们进一步比较以前的结果，从集成红外光学光度与恒星分辨CMD，我们讨论了该地区的恒星形成的属性和它的个别节点，以及表征不同的恒星内容。这一结果对我们理解旋涡星系中的爆发与连续恒星形成活动具有非常重要的意义。
2007-02-08 astro-ph
Starburst Anatomy: Stellar and Nebular Properties of Nearby Giant HII Regions
附近的巨大的HII区域的恒星和星云成分的分辨率为解释更遥远和强大的星暴活动提供了基本的见解。下面总结了我们对与巨大HII区有关的恒星星族和星云能量学的理解的最新进展。在银河系，大麦哲伦星云，SMC电离集群的光度和光谱显示没有显着的金属丰度和斜率的幂律初始质量函数（IMF）之间的关系。HST/WFPC 2对M33中3个巨大HII区域的测光也没有显示出任何涉及金属丰度和IMF斜率的一致趋势-与基于发射线比率的预测相反。恒星质量上限似乎更多地受到星团年龄的限制，而不是其他因素。从某些已分辨的恒星星族得到的电离光度不足以解释从复合（积分）H-α发射测量中推断出的电离率。星云尘埃颗粒吸收恒星的极紫外辐射只会放大这些光致电离的不足。电离光子从HII区域泄漏将进一步加剧这种情况。那么，是什么提供了额外的电离呢？考虑到这个问题，我们评估了更高恒星极紫外光度和/或星云电离替代源（例如冲击）的前景。
1996-12-27 astro-ph
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
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
Massive Stellar Content of Giant HII Regions in M 33 and M 101
对M 33和M 101中9个巨大河外HII区的远紫外（900- 1200 A）光谱进行了合成，以研究它们的大质量恒星含量。几个参数进行了量化，预测，并与文献：年龄，恒星质量，国际货币基金组织的斜率，O型和沃尔夫-拉叶星，阿尔法和5500 A连续通量的数量。这种特殊技术的结果与其他方法和观察结果一致。这项工作表明，需要几个10^3 Msun的恒星总质量才能在高质量下填充足够好的IMF仓，以便从远紫外光谱合成技术中获得准确的结果。一个平坦的IMF斜率似乎更好地描述了这些天体的恒星线轮廓，这可能是IMF上的一个小数字统计效应的第一个迹象。最后，HII区域的NGC 5461被认为是一个很好的候选者，可以容纳第二代恒星，但在远紫外波段还没有看到。
2005-10-24 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
Giant H II regions in the merging system NGC 3256: Are they the birthplaces of globular clusters?
作为研究盘状星系相互作用和合并过程中球状星团（GC）形成的运动学研究的一部分，获得了合并系统NGC 3256中电离氢的CCD图像和光谱。本文主要讨论H_α光度> 1.5 × 10^{40} erg s^{-1}的巨H II区是年轻人口星团（YPC）的诞生地这一命题。我们估计有900个类似剑鱼座30的H II区域是在星系-星系相互作用过程中形成的，而星系-星系相互作用则创造了NGC 3256。假设NGC 3256合并后的残骸是一个椭圆星系，形成足够数量的GC的一个特定的频率参数，只需要这些H II区域中大约10%的区域有YPC，这些区域在几个Gyr中幸存下来，质量至少和剑鱼座30中的星团R136一样大。
2003-02-11 astro-ph
The analysis of giant HII regions using photoionization models
在简要回顾了各种参数对光电离模型的影响后，我们通过两个例子说明了星云几何的重要性：首先，我们比较了薄壳和全壳几何模型的结果，我们研究了扩散电离介质在大红移星系积分光谱中的影响。最后，我们展示了如何校准的强线方法推导氧丰度取决于电离星团的假设的平均属性和星云气体的密度分布。
1998-12-18 astro-ph
HST-WFPC2 Observations of the Star Clusters in the Giant HII Regions of M33
本文对M33的几个巨HII区（CC 93、IC 142、NGC 595、MA 2、NGC 604和NGC 588）内的电离星团中的恒星进行了测光研究。我们的测光是基于这些集群的HST-WFPC 2图像。得到了这些星系团的色-星等图和色-色图，并利用它们估计了星系团的红化和年龄。还导出了这些星团中大质量恒星的光度函数（LF）和初始质量函数（IMF）。IMF的斜率范围为Gamma = -0.5至-2.1。有趣的是，随着银河中心距离的增加和[O/H]丰度的降低，IMF变得更陡峭。
2001-09-17 astro-ph
Massive Star Formation in Luminous Infrared Galaxies: Giant HII Regions and their relation to Super Star Clusters
我们利用HST/NICMOS H波段窄带Pa α（静止时为1.87微米）图像分别识别了8个亮红外星系（LIRGs）中的星团和HII区。这些观测结果揭示了大量超级星团（SSC）和明亮的HII区域的存在。HII区域中有相当一部分的H-α光度高于剑鱼座30，这是一个典型的巨大HII区域。在LIRGs中的HII区的极端明亮的过剩已被证实与正常星系在类似的空间分辨率观察比较。尽管在LIRGs中有大量已识别的星团和HII区域，但我们只发现了一小部分的巧合，在4%到30%之间。使用合成模型，我们已经复制了年轻的HII地区，中间和老年星团观察Arp 299和中心区域NGC 3256使用Salpeter IMF和瞬时恒星形成的相对分数。HII区域没有探测到对应的近红外星团（25-39%），代表了恒星形成的最年轻的地点，年龄可达约500万年，大部分是中等质量（~ 10^5 Msun）的电离星团。对于这两个星系，在目前的探测阈值内，我们只能探测到HII区和近红外星团之间的巧合（4-10%），在它们演化的第一个700万年期间，最大质量的星团（~ 10^6 Msun）。没有检测到Pa-α发射的近红外SSC代表了“老”人群（占检测到的来源的53-66%），年龄在7到20- 4000万年之间。可能在这一次或以前的恒星形成中产生的较老的星团可能存在于这些系统中，但无法用目前的检测阈值来识别。（节录）
2002-03-27 astro-ph
XMM-Newton observations of the giant HII region N11 in the LMC
利用灵敏的XMM-牛顿天文台，我们观测到大麦哲伦星云中巨大的H Ⅱ区N_（11），观测时间为\sim 30 k s。我们已经探测到了几个大面积的软扩散X射线发射以及37个点源。最有趣的结果之一是一个微弱的X射线源与BSDL 188的可能关联，BSDL 188是一个不确定性质的小扩展对象。视场中的OB关联（LH 9，LH 10和LH 13）都是用XMM-牛顿检测的，但它们看起来彼此非常不同。[...] (for最后，我们的XMM-牛顿观测包括与OM相机的同步观测，为我们提供了超过6000个光源的独特紫外测光，并使SNR N11 L的紫外发射得以发现。
2004-02-26 astro-ph
Narrowband CCD Photometry of Giant HII Regions
我们获得了M33、NGC 6822和M101巨H Ⅱ区的精确CCD窄带H_β和H_α测光结果。与以前的测定发射线通量的比较显示出很大的差异，其可能的起源进行了讨论。结合我们的新测光资料和由发射谱线宽度导出的全球速度色散（σ），我们讨论了L（H_β）-σ关系。对我们样本中GEHR属性的重新分析表明，年龄分布和多个区域中成分的叠加在回归中引入了相当大的分布。结合相关星系团的年龄、星际介质上的演化足迹以及构成多个GEHR的星系结的运动学性质等文献中的信息，我们发现一个子样本--我们称之为年轻的单GEHR--在L-sigma平面上确实遵循紧密的关系。
2001-09-24 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
An Optical and X-ray Examination of Two Radio Supernova Remnant Candidates in 30 Doradus
巨大的HII区剑鱼座30以其剧烈的内部运动和明亮的弥漫X射线发射而闻名，这表明超新星遗迹（SNRs）的存在，但没有检测到非热无线电发射。最近，Lazendic等人比较了H-α/H-β和射电/H-α比值，并建议两个小射电源是非热的，因此是SNR候选者;然而，没有检测到光学或X射线对应物。我们已经使用高分辨率的光学图像和高色散光谱来检查这两个SNR候选者的形态，光谱和运动学特性，仍然没有发现支持其识别为SNR的光学证据。我们还确定了这些SNR候选者的X射线光度，发现它们比年轻SNR中常见的低1-3个数量级。高消光可以模糊SNR的光学和X射线特征，但将禁止使用高无线电/H-α比来识别非热无线电发射。我们认为SNR候选者MCRX J053831.8-690620与年轻的恒星形成区有关;而无线电发射来自模糊的恒星形成区，观测到的光发射主要由前景。我们认为SNR候选者MCRX J053838.8-690730与尘埃/分子云有关，这掩盖了一些光学发射，但不是无线电发射。
2004-07-22 astro-ph
The Density and Temperature of Molecular Clouds in M33
我们在本星系群旋涡星系M33的7个巨分子云样品中观测到了$^{12}$ CO J=2-1，J=3-2和$^{13}$ CO J=2-1谱线。在整个样本中，$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO J=2-1的线比是恒定的，而观测到的$^{12}$ CO J=3-2/J=2-1的线比对云的恒星形成环境的依赖性很弱，只有在非常明亮的HII区域附近的云中才能看到线比的大变化。大速度梯度分析表明，没有HII区域的云的温度为10-20 K，具有HII区域的云的温度为15-100 K，并且巨大HII区域中的云的温度至少为100 K。有趣的是，巨大的HII区域似乎只有在非常靠近的云（$< 100$ pc）中才能提高分子气体的动力学温度。在观测到的恒星形成环境范围内，物理条件的持续变化表明，巨大HII区域的云中不寻常的物理条件是由于分子气体在恒星形成后的变化，而不是与巨大HII区域形成相关的气体的固有性质。
1997-01-30 astro-ph
Decreasing Density Gradients in Circumnuclear HII Regions of Barred Galaxies NGC 1022, 1326 & 4314
本文对棒星系NGC 1022、1326和4314的环核射电连续辐射进行了再分析。H α和射电连续谱的空间分布相似，表明在环核区存在几个巨大的H Ⅱ区。在三种不同波长下，用相似的角分辨率获得的HII区的光谱指数表明，在这三个星系中，光谱指数α ^[6_2]>-0.1。这一结果表明，存在巨大的HII区的密度梯度下降。这些HII区域的平均密度分层可以近似为幂律形式n_e~r^-w，指数范围为1.6 < w < 2.4。
2000-07-04 astro-ph
The Spatial Distribution of Atomic Carbon Emission in the Giant Molecular Cloud NGC 604-2
我们用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜在492 GHz的中性碳原子^3P_1-^3P_0跃迁中绘制了M33中巨大的HII区NGC 604中的巨大分子云。我们发现[CI]发射的分布相对于CO J = 1 - 0发射是不对称的，[CI]发射的峰值向HII区中心的方向偏移。另外，线比率I_{[CI]}/I_{CO}最高（~0.2）面向HII区域和最低这些不对称性指示边缘上形态，其中[CI]发射在云的面向HII区域的中心的一侧上最强，而在另一侧则完全没有被探测到。这表明CO离解产生C的入射通量的来源是HII区的大质量恒星。最低的线比率类似于在银河系分子云中观察到的，而最高的线比率类似于星暴星系和其他激烈的恒星形成区域。柱密度比N（C）/N（H_2）为10 ^{-6}的几倍，与光解离区模型基本一致。
2000-02-25 astro-ph
Clusters of Extragalactic Ultra Compact HII Regions
我们使用文献中的数据，在星系M33，NGC 253和NGC 6946中的光学厚自由-自由射电源的检测报告。我们将这些来源解释为年轻的嵌入式恒星诞生区，这些区域很可能是超紧凑的HII区域。本文中提出的所有35个源都具有正的射电光谱指数α>0，表明在热恒星周围的HII区产生了光学厚的热韧致辐射。能源需求表明，为每个HII区域供电的范围为几至>500 O 7V星当量。假设是萨尔彼得IMF，这相当于0.1- 60，000 Msun的综合恒星质量。在我们的样本中，大约有一半的光源没有明显的光学对应物，这进一步支持了它们深深嵌入的本质。它们的光度和射电光谱能量分布与电子密度在1500 cm^-3 ~ 15000 cm^-3之间、半径在1 ~ 7 pc之间的HII区一致。我们认为这些光源中亮度较低的是河外超紧凑的HII区复合体，中等亮度的类似于银河系中的W 49，而最亮的则是剑鱼座30的对应物。这些天体构成了河外"超致密HII区域“的较低质量范围，我们认为这是迄今观测到的大质量恒星团簇形成的最年轻阶段。这个样本开始填补超紧凑的HII区域的小协会和可能演变成球状星团的大质量河外星团之间的连续体。
2001-07-10 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
Unresolved Wind-Driven Shells and the Supersonic Velocity Dispersion in Giant HII Regions
在巨大的HII区中存在巨大的壳层或环是大质量恒星输入机械能的明显证据。在这里，我们评估的影响，风可能对巨大的星云的结构和他们的超音速色散。我们遵循Chu \& Kennicutt（1994）的建议，看看由大质量恒星引起的大量未解决的风驱动壳层的组合是否可以产生巨大HII区典型的积分宽高斯分布。的结果，占范围广泛的能量，密度和速度或年龄的膨胀壳，表明超音速高斯轮廓可能只会出现从一个未解决的风驱动的壳集合，如果壳呈现出一个奇特的速度分布，这意味着一个强烈的峰值年龄分布导致尴尬的恒星形成历史。另一方面，一个均匀分布的年龄起源配置文件与平顶核心定义的终端壳速度和陡峭的衰减为$v^{-6}$的最大可检测的壳速度。因此，只有当未解壳层的最终速度是超音速时，才能出现超音速剖面。这意味着电离气体中的一个同样超音速的随机运动速度在它们减速到亚声速之前破坏了壳体。这也意味着一种机制，独立于大质量恒星造成的壳层，负责背景介质的超音速搅拌。这些事实，连同壳层的条件（能量、终速和年龄）在今天的设备上仍然无法分辨，表明风可能是由低质量恒星产生的。在后一种情况下，如果源在整个系统的引力势中以超音速运动，它们可以搅动气体，
1995-07-25 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
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
Extinction law variations and dust excitation in the spiral galaxy NGC 300
我们调查的起源强径向梯度的紫外线到红外线的比率在螺旋星系NGC 300，并强调在星际介质的几何形状的本地变化的重要性，得出的结论是，它们不能被忽视的金属丰度的影响。该分析基于GALEX和斯皮策以及地面（UBVRI、Halalpha和Hbeta）地图的组合。我们选择电离星团与HII地区的广泛变化的形态，并获得其基本参数的人口合成拟合的光谱能量分布，测量，以消除当地的背景准确。从这些拟合，我们得出结论，恒星的消光定律是高度可变的年轻星团的视线相似的年龄。在我们认为最适合于采样区域的特定模型几何结构中，我们检查了我们的研究结果不会因正确处理辐射转移效应而显著改变。这些变化在本质上是系统性的：银河系或LMC类型的消光定律与紧凑的HII区域有关（以两种不同的方式量化紧凑性），而被弥漫的HII区域包围的星系团遵循剑鱼座30或SMC类型的消光定律。卡尔泽蒂星暴衰减定律，虽然最经常退化的剑鱼座30消光定律，高估了大量的电离光子通量。我们还发现，消光定律的变化与近红外和中红外发射的尘埃物质的柱密度相关。最后，我们简要地讨论了星云恒星消光比，和芳香族带载波的激发，使他们声称与冷尘埃。
2005-06-15 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
[ArIII]/[OIII] and [SIII]/[OIII]: well-behaved oxygen abundance indicators for HII regions and star forming galaxies
我们提出了两种统计方法来获得氧丰度在HII地区和恒星形成的星系和校准他们与数百个巨大的HII地区的螺旋和蓝色紧凑星系以及从斯隆数字巡天星系的样本。我们展示了我们新的丰度指标比以前的优势。
2006-06-19 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
MSX Mid infrared imaging of massive star birth environments. II: Giant HII regions
我们进行了银河系的巨人HII地区的人口普查，根据所有天空6厘米的数据集的Kuchar和克拉克，加上运动学距离获得的Russeil。通过对中红外中段空间实验（MSX）和远红外IRAS巡天图集图像的观测，我们确定了银河系中总共56个GHII区域，其中15%（65%）可以在光学（近红外）波长处看到。测量了每个GH { \sc ii}区域的中红外到远红外通量。并对存在于激动人心的OB星团内的无处不在的尘埃的热辐射进行采样，这些热辐射是由加热星团尘埃的热恒星的积分亮度产生的，我们得到log L（IR）=5.5-7.3 L_sun。中红外21微米的空间形态是为每个GHII区域，往往表明多个发射源，表明复杂的团簇形成。红外颜色-颜色图，提供有关尘埃的温度分布和光学深度的信息。对于我们研究的星团，尘埃对于所有的恒星辐射来说并不是光学厚度，因此测量的红外光度低于L（bol）。当星团的尘埃环境开始消散时，甚至在恒星明显演化之前，热辐射和它的光学厚度就应该减少。我们看到的证据，这在我们的经验关系之间的综合红外和莱曼连续发光。
2004-09-02 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
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
HST/WFPC2 and VLT/ISAAC observations of PROPLYDS in the giant HII region NGC 3603
我们报告了在巨大的HII区NGC 3603中发现的三个类似突起的结构。HST/WFPC 2的窄波段和宽波段光学观测以及VLT/ISAAC的近红外宽波段观测都清晰地分辨出发射星云。这三个星云都是蝌蚪状的，头部明亮的电离前沿面对着中央的星团，而尾部周围的电离前沿则远离星团。典型尺寸为6，000 A. U。x20 000 A.U.这些星云的整体形态与猎户座的前行星状星云（PROto PLANETARY PROS ''）相同，但尺寸要大20到30倍。位于星云和中央电离星团之间的其他暗丝可以解释为来自星团中大质量恒星的快风与来自前体的蒸发流相互作用的弓形激波。NGC 3603中蝌蚪状的发射星云与猎户座中的probuds惊人的相似性表明，这两种类型的物体的物理结构可能是相同的。我们提出了一个外部照明的星盘信封系统，这仍然是在其主要吸积阶段时，第一次暴露于电离辐射从中央集群的二维辐射流体动力学模拟。模拟结果很好地再现了NGC 3603中原子弹的整体形态，但同时也表明，要解释原子弹的大小，质量损失率必须达到10^-5 Mo/yr。（略）
1999-10-05 astro-ph
EMBEDDED CLUSTERS IN GIANT EXTRAGALACTIC HII REGIONS II. EVOLUTIONARY POPULATION SYNTHESIS MODEL
结合Maeder等的恒星演化模型和Kurucz的恒星大气模型的最新进展，建立了一个适合与巨河外HII区（GEHRs）进行比较的恒星群体合成模型.除了在太阳金属丰度下的氢和氦电离光子产生率外，还合成了一些适合于与可见光和近红外光谱部分的GEHR宽带数据进行比较的量，用于恒星形成的三种情况：（i）瞬时爆发（IB），（ii）连续恒星形成（CSF）和（iii）两次恒星形成爆发。老爆发富含红超巨星对于IB的情况下，颜色的演变显示了三个不同的阶段-初始稳定的蓝色阶段，随后是红色隆起（5- 15 ~Myr）和另一个稳定阶段，颜色介于前两个阶段之间。CSF颜色在$\sim 10$ ~Myr处渐进地达到峰值，从未达到最红的IB颜色。电离光子产生率在600万年内下降了一个数量级，而在CSF模型中几乎保持不变。具有爆发分离的双爆发模型$\sim 10$ ~Myr具有IB和CSF的性质，同时产生红色IB颜色和高电离光子速率，使得这些区域很容易使用光学观测来区分。平坦的IMF在大质量恒星处于主序星时产生最蓝的颜色，在演化中的大质量恒星的红超巨星阶段产生最红的颜色。由于恒星形成过程中固有的统计不确定性，计算量的误差变得可以忽略不计的集群质量超过$10^5$ \，\msun。
1995-03-15 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
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant HII Regions V: G333.1--0.4
我们目前的高角分辨率近红外图像的银河巨星HII（GHII）地区G333.1- 0.4，我们发现一个OB星团。对于G333.1- 0.4，我们发现OB星和其他大质量天体处于非常早期的演化阶段，可能仍在吸积。我们获得了三颗恒星的$K$波段光谱，其中两颗显示O型光球特征，而第三颗没有光球特征，但显示CO2.3 $μ$ m波段头部发射。根据其固有亮度，该物体至少与早期B型恒星一样热，并且被产生近红外过量发射的星周盘/包层包围。一些其他相对明亮的星团成员也显示出$K$ -波段的过量发射，表明年轻大质量恒星周围的盘/信封。根据O型恒星的测光和光谱学，该星团的距离为2.6 $\pm$ 0.4 kpc，与最近推导出的运动学（近侧）值相似。$K$ -带光度函数的斜率与其他年轻星团中的相似。质量函数的斜率是更不确定的，我们发现$-1.3 \pm 0.2 < Γ< -1.1 \pm 0.2$ -为恒星与M $> 5$ M $_\odot$的上限和下限计算独立的不同假设的个别大质量恒星的过量排放。从星团中所有大质量恒星的贡献中得到的莱曼连续谱光子数为0.2 $\times$ $10^{50}$ $s^{-1}$ $< NLyc < 1.9$ $\times$ $10^{50}$ $s^{-1}$。积分簇质量为1.0 $\times$ $10^{3}$ $M_\odot < M_{cluster} < 1.…
2004-11-25 astro-ph
A Pressure Anomaly for HII Regions in Irregular Galaxies
6个矮不规则星系中的巨大HII区的压力比相应星系盘的平均压力大10倍左右，这是由恒星和气体柱密度得到的。要么这些矮星中可见的HII区域都很年轻，它们仍在膨胀，要么有一个意想不到的盘状自引力源，增加了背景压力。我们认为，额外的自引力来自磁盘的暗物质的可能性，但建议这是不太可能的，因为推断的垂直尺度高度为不规则星系是一致的发光物质单独。HII区域的一些超压可能是由大气体浓度引起的引力场局部峰值的结果，其中许多是直接观测到的。这些峰值也解释了早期在不规则星系中发现的恒星形成的极低的平均柱密度阈值，它们允许冷HI相的存在，作为迈向致密分子核心的第一步。许多HII区域也可能受到如此强烈的压力，以至于它们将在很长一段时间内扩张。在这种情况下，观测到的人口将只占总数的7%，而老化的HII区域，现在太暗了，几乎占据了整个矮星系的体积。如此长时间的HII区域膨胀可以解释这些星系中巨大的HI壳的起源，并解释这些壳内缺乏明亮的中心星系团。
2000-05-08 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant HII Regions. VI: W51A
本文给出了银河系暗巨星H Ⅱ区W51 A新诞生OB星的K波段光谱和J、H和KS波段的~ 0.8“角分辨率图像。有四颗天体在光谱学上被归类为O型星。四颗星的平均光谱视差给出的距离为2.0 \pm 0.3 kpc（平均误差），显着小于射电复合线运动学值5.5 kpc或从微波激射自行观测中得出的值（6- 8 kpc）。考虑到这里推导出的较小距离，所有大质量恒星贡献的莱曼连续谱光子数（NLyc ~ 1.5 x 10^{50} s^{-1}）与从射电复合线推断的结果（NLyc = 1.3 x 10^{50} s^{-1}）非常一致。我们目前的档案高角分辨率图像（NAOS CONICA在VLT和T-ReCS在双子座）的紧凑区域W51 IRS 2的分析。K_S波段图像分辨出红外源IRS~2，表明它是一个非常年轻的致密HII区。IRS 2 E被分解成3个天体的紧凑星团（投影距离660 AU内），但其中一个只是明亮的扩展发射。W51 d1和W51 d2分别被识别为3个物体的紧凑集群（在W51 d1的情况下可能是4个）。虽然IRS~ 2 E是K波段最亮的源，其亮度为12.6 \micron，但它与射电连续谱源的联系并不明显。IRS~ 2 E的光谱显示，与以前的工作相似，Br $γ$和HeI的发射很强，Fe Ⅲ的三条禁戒发射线和分子氢（H_2）的发射线表明它是一个大质量的年轻天体。
2008-02-25 astro-ph
On the origin of the neutral hydrogen supershells: the ionized progenitors and the limitations of the multiple supernovae hypothesis
在这里，我们解决的问题，是否与巨大的HII区域的电离壳可以在银河系和其他螺旋和矮不规则星系中发现的较大的HI壳状物体的祖先。我们使用Relaño等人（2005，2007）最近提出的12个HII壳样本进行分析。我们计算了这些壳层的演化轨迹，如果它们的膨胀是由来自母星团的多颗超新星爆炸驱动的话。我们发现，与Relaño等人（2007）相反，他们的样品HII壳层的演化轨迹与最大和质量最大的中性氢超壳层的观测参数不一致。我们的结论是，在巨大的HII区域内发现的HII壳层可能代表了小型或中型HI壳层的祖先，但它们不能演变成最大的HI物体，除非除了多个超新星爆炸之外，还有一个额外的能量源有助于它们的膨胀。
2008-03-27 astro-ph
Near Infrared Observations of the Giant HII Region W49A: A Starbirth Cluster
W 49 A是银河系中最明亮的巨型H II（GH II）区域之一。这个恒星形成复合体包含许多紧凑和超紧凑（UC）H II区域，面积超过15 pc。它每秒发射约10^{51}个莱曼连续谱光子，相当于约100颗O型星的存在，但它在光学波长上完全被星际尘埃所遮蔽。该中心拥有一个约30颗O星的“星团”，每个O星都在一个单独的UCHII区域内，发射厘米波长的自由辐射。我们对W 49 A星团的深K波段（2.2 μ m）图像只显示了两个单独的令人兴奋的恒星，每个都与一个点状射电源有关，但其余的都是不可见的。这些O型星是最近才诞生的，还没有从它们出生的尘埃茧中出现，与其他嵌入GH II区域的银河系星团形成鲜明对比，其中许多单个的大质量恒星已经显露出来。合理性的论点表明，恒星盘可能是共同的，在整个UCH II阶段的大质量恒星诞生，因为它仍然存在吸积停止后，在一些恒星。星云发射（例如，在W 49 A中心区域的外围可以看到一颗（来自Br γ），以及候选的激发星。那里的恒星形成可能有中心的前兆，或者它的低密度环境可能加速了出生尘埃茧的扩散。W 49 A星系团可以作为一个模板，在正常星系和星爆中发现更明亮的埋藏星团。
2001-09-06 astro-ph
The Massive Star Population in the Giant HII Region Tol89 in NGC5398
我们提出了新的高光谱分辨率VLT/UVES光谱和档案HST/STIS成像和光谱的巨大的HII区域Tol 89在NGC 5398。从光学和紫外HST图像，我们发现，恒星形成复杂的整体包含至少7个年轻的紧凑的大质量集群。我们将两个最亮的光学结A和B分解为五个独立的年轻大质量星系团，分别为A1-4和B1。来自Starburst 99（Leitherer等人）根据紫外光谱模型和星云H β等效光学宽度，我们得出了与两个独立爆发事件形成一致的年龄，节点A（A1-4）和B（B1）的年龄分别为~4+/-100万年和<300万年。两个结都测量到了大麦哲伦星云的金属丰度，而星云HeII 4686则在结B中观测到，或许也在结A中观测到。我们在最强的星云发射线上探测到了下面的宽翼，表明速度高达600公里/秒。利用Crowther和Hadfield的LMC WR星的经验模板光谱，我们估计Tol 89-A中有约95颗早期WN星和约35颗早期WC星。值得注意的是，我们还在Tol 89-A，A4中的最小（质量）集群中检测到~三个中等WN。根据星云H β的强度，我们得到节点A和B的N（O）~690和2800。我们还采用了一种补充的方法，使用Starburst 99模型，其中O星的内容是从恒星连续体推断，我们发现两种方法对O星含量和N（WR）/N（O）的计算结果基本一致。但是发现WR亚型分布在Starburst 99…
2006-05-03 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
Parsec-scale X-ray Flows in High-mass Star-forming Regions
钱德拉X射线天文台正在提供大质量恒星形成区域的新视图，揭示大质量恒星生命周期的所有阶段及其对周围环境的影响。我们提出了几个高质量恒星形成区域的钱德拉之旅，突出了表征高质量恒星集群生命的物理过程，从太年轻的深埋核心到建立HII区域的超级气泡如此之大，以至于它们塑造了我们对星系的看法。一路上，我们看到X射线观测揭示了数百个恒星源为巨大的HII区复合体提供动力，这些复合体被硬和软的漫射X射线结构所弥漫，这些结构是由风-风碰撞中的快速O星风热化或对周围介质的终端冲击所引起的。最后，我们研究了高质量恒星死亡的影响，这些恒星仍然靠近它们的诞生地，在这些星团产生的超级气泡中爆炸为超新星。我们展示了W 51 IRS 2 E和30 Doradus的新X射线结果，并介绍了船底座中Trumpler 14和W3 HII区域复合体W3 Main和W3（OH）的新数据。
2005-06-17 astro-ph
Biases in abundance derivations for metal-rich nebulae
使用从头算光电离模型的巨大的HII区域，我们测试方法的基础上直接测量的电子温度，现在甚至可能为中等到高金属丰度的对象的丰度测定。我们发现，金属丰度大于太阳，计算的丰度偏离系统的真实的，一般由更大的金额为金属丰富的HII地区。我们讨论了原因，并提出图表，让读者更好地理解各种因素发挥作用。我们简要讨论了推导富含金属的HII区域丰度的不太经典的方法。特别是，我们评论的兴趣的氧和碳复合线。我们还表明，相反的情况下，巨大的HII地区，在明亮的河外行星状星云的物理条件是这样的，它们的化学成分可以准确地得出，即使在高金属丰度。因此，河外行星状星云是探测旋涡星系内部和富金属椭圆星系中星际介质金属丰度的潜在探测器。
2005-01-26 astro-ph
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
HII regions in symbiotic binaries and their radio emission
来自共生红巨星的缓慢而密集的风可以在伴星的引力作用下明显地转向轨道平面。在这样的环境中，来自伴星的电离辐射会产生一个高度不对称的HII区。我们提出了三维模型的HII地区的共生S型系统，我们计算无线电地图和无线电频谱。我们发现，球对称RG风的标准假设导致错误的形状，大小和电离区的光谱，这反过来又影响了轨道分离和质量损失率的观测估计。我们的模型的无线电地图和无线电频谱的样本，并讨论了观测数据的结果。
2002-10-31 astro-ph
On the Dynamical and Physical State of the `Diffuse Ionized Medium' in Nearby Spiral Galaxies
我们分析了深窄带H $α$图像和高分辨率长缝光谱的样本最近和最明亮的晚型星系的形态，物理状态和运动学的“弥漫电离介质”（“DIM”）的研究。我们发现，DIM覆盖了大部分的恒星形成盘，并在形态上与巨大的HII区域的存在。此外，DIM和巨大的HII区在物理和动力学状态上系统地不同。DIM的特征是在低电离禁戒线（[OI]，[NII]，[SII]）的发射增强，甚至高电离[OIII] $λ$ 5007线在DIM中也是中等强度的.我们验证了Lehnert & Heckman的推论，即DIM对晚型星系中测量的全球发射线比率有重要贡献.我们还发现，DIM是更多的运动学扰动比气体在巨大的HII地区。H $α$和[NII] $λ$ 6584谱线的本征半高宽在DIM区为30 ~ 100 km/s $^{-1}$，而在HII区为20-50 km/s $^{-1}$。DIM中的高电离气体甚至比低电离气体受到更多的运动学干扰：[OIII] $λ$ 5007谱线的固有FWHM为70-150 km s $^{-1}$。不同的运动学意味着“直接执行机制”不是ISM的一个单一阶段。相反，它可能包括一个低电离状态和小尺度高度（几百pc）的“静态DIM”和一个高电离状态和中等尺度高度（0.5至1 kpc）的“扰动DIM”。我们认为，静态的DIM最有可能是光电离的辐射泄漏出巨大的HII地区，而扰动的DIM最有可能是由超新星…
1997-08-12 astro-ph
The Global Evolution of Giant Molecular Clouds. I: Model Formulation and Quasi-Equilibrium Behavior
我们提出了半解析动力学模型的巨大分子云的影响下，新生星团发射的HII地区的演变。与以前的工作相比，我们既不假设云处于维里或能量平衡，也不忽略恒星形成反馈的影响。我们认为是球形的云可以相应地膨胀和收缩。光致电离驱动物质喷射;云物质的反冲既激起湍流运动，又导致有效的围压。这些效应与通过等温激波的湍流运动衰减之间的平衡决定了云的动力学和能量演化。我们发现，对于湍流耗散率的现实值，光蒸发，和能量注入的HII地区，大规模的云，在银河系中的大多数分子气体居住在几个交叉的时间，在最近的观测估计，在本地集团星系的大型云生存大约20-30万年的良好协议。在此期间，云保持接近平衡状态，维里参数为1-3，氢原子柱密度接近10^22 cm^-2，这也与观测到的云的性质一致。在它们的生命中，它们将5-10%的质量转化为恒星，之后当一个大的HII区域解除它们的束缚时，大多数云都会被摧毁。相比之下，在太阳附近发现的小云在被摧毁之前只能存活~1个穿越时间。
2006-08-22 astro-ph
Nuclear star formation in the hot-spot galaxy NGC2903
我们提出了高分辨率的近红外成像获得使用自适应光学和HST/NICMOS，和地基光谱的热点星系NGC 2903。我们的近红外分辨率成像使我们能够将红外热点分解为单个的年轻星团或这些星团的群体。星团的空间分布与HST/NICMOS Pa_alpha图像显示的明亮HII区的空间分布不一致。总体而言，NGC 2903的环核恒星结构呈现环状，直径约为625 pc。利用光度和光谱信息结合演化合成模型研究了星团和HII区的SF性质。这些明亮的星团的年龄范围很窄，在恒星形成高峰期之后4-7 × 10 ^6年，或者说绝对年龄为6.5-9.5 × 10 ^6年（假设是短持续时间的高斯爆发），光度与在相互作用的星系中发现的星团相似。这些年轻的星团约占NGC 2903中央625 pc恒星质量的7-12%。恒星形成环中的HII区的光度接近于超巨星HII区30 Doradus，它们比星团年轻，可能会演化成与今天观测到的类似的明亮红外星团。我们发现，NGC 2903中心区域的恒星形成效率高于正常星系，接近红外发光星系的低端。
2000-10-25 astro-ph
An investigation of the molecular clouds of the Carina HII region/molecular cloud complex - First results
船底座星云是一个非常明亮的南部HII区域，嵌在一个巨大的分子云中，包含我们银河系中已知的一些最大质量的恒星。我们正在进行船底座星云的多波长研究，以检查分子和电离气体的详细运动学和分布，并寻找正在进行的恒星形成的进一步证据。在这里，我们提出的初始分子云观测的结果，这是通过观察12 CO（1-0）发射与Mopra天线。观测结果揭示了分子气体的团簇形态，并使我们能够确定许多有趣的区域进行后续观测。
1998-04-28 astro-ph
An extragalactic HII region in the Virgo cluster
我们目前的光谱观测六个发射线对象投射到室女星系团。这些源是从窄带（Hα+[NII]）图像中选择的，这些图像显示微弱的可检测的连续发射和EW>100埃。其中5个来源在z ~ 0.31处产生[OIII]λ5007发射体，而122603+130724被证实是属于室女星系团的HII区。这个点状源的退行速度约为200 km/s，与巨大星系VCC 873（NGC 4402）有关。它的光度、恒星形成率和金属丰度都比Gerhard等人（2002年）在室女座星系VCC 836附近发现的河外HII区高。
2003-12-02 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
Signatures of the Youngest Starbursts: Optically-thick Thermal Bremsstrahlung Radio Sources in Henize 2-10
VLA射电连续成像揭示了蓝色致密星系Henize 2-10中心5”星暴区的致密（<8 pc）~1 mJy射电源。我们解释这些无线电结非常年轻，超密集的HII区域。我们对它们的光度和光谱能量分布进行了模拟，发现它们与异常密集的HII区相一致，HII区的电子密度为1500 cm^-3 < n_e < 5000 cm^-3，大小为3-8 pc。由于这些H II区域在光学图像中不可见，因此我们建议射电数据优先揭示最年轻，致密和最模糊的恒星形成事件。能量方面的考虑意味着五个\HII区域中的每一个都包含了大约750颗O 7 V当量的恒星，比大麦哲伦星云中30颗剑鱼座的数量还要多。与典型的星际介质相比，高密度意味着超压，因此这样的物体必须是短暂的（<0.5百万年的膨胀时间尺度）。我们的结论是，射电连续谱图揭示了非常年轻（<0.5百万年）的"超级星团“或"原球状星团"的前体，这些前体在He 2-10的光学和紫外波长处非常突出。如果超致密的HII区域是我们预测将在其他恒星爆发系统中发现的典型区域，那么超级星团将有15%的生命周期处于高度模糊的环境中，类似于银河系超致密的HII区域。这一系列的工作使我们提出，年龄小于10^6年的大质量河外星团（即原球状星团）可能最容易通过找到具有光学厚度的热韧致辐射谱特征的致密射电源来识别。
1999-07-16 astro-ph
