Direct Observations of the Ionizing Star in the UC HII Region G29.96-0.02: A Strong Constraint on the Stellar Birth Line for Massive Stars
我们在近红外J、H和K波段以及Br-γ谱线上观测到超致密的H Ⅱ区G29.96-0.02。通过与射电观测结果的比较，我们确定星云的消光系数为AK = 2.14，3 σ不确定度为0.25。我们识别电离星，并确定其固有的K星等。这颗恒星没有多余的红外线，因此似乎不再吸积。K星等和热光度允许我们在HR图中对电离星的位置进行限制。电离星有效温度的3 σ上限是42500 K。我们倾向于一个适合于质量超过60个太阳质量的恒星的光度。温度和光度的限制排除了ZAMS上的恒星和距离ZAMS 10^6年以内的恒星。由于UC HII区的年龄估计只有10^5年左右，我们认为这是直接的证据，表明金属丰度为太阳两倍的大质量恒星的恒星出生线一定比ZAMS红得多。
1997-05-01 astro-ph
On the geometrical evolution of the ionized gas in HII galaxies
在本文中，我们调查的莱曼连续电离光子的数量相比，在HII星系的氢重组的实际数量的行为。我们评估的电离光子的数量从可见光中观察到的光谱的人口合成，外推的光谱到极紫外线（EUV），超出莱曼极限。我们通过比较预测的电离光子数与重组数的比值，检查在EUV中预测的电离光谱的可能的系统偏差，如在H $β$，${\rm Δ\log Q(H^0)}$中测量的，与金属丰度。我们发现，就电离光子数而言，没有系统的趋势可以检测到。${\rm Hβ}$等效宽度可以理解为星云年龄的指标，随着年龄的增加而减小，尽管观测到的${\rm Hβ}$等效宽度也会受到先前非电离恒星星族积累对连续谱的贡献的影响。我们把${\rm Δ\log Q(H^0)}$随爆发年龄的增加而增加的原因归结为，当星云变老时，由于膨胀引起的亚碎裂增加，越来越多的电离光子逸出星云。
2006-05-08 astro-ph
The origin of the ionization of the diffuse interstellar medium in spiral galaxies. II. Modelling the distribution of ionizing radiation in NGC 157
本文定量研究了旋涡星系盘发出的弥散H-α起源于从HII区逃逸的电离光子的假说。我们使用的H-alpha测量的完整的一套HII区域的螺旋NGC 157，其中HI密度图是可用的，推导出一个家庭的模型，预测电离光子分布在该星系的光盘。从我们的模型预测的扩散H-α表面亮度分布与观察到的分布进行了比较，表明，在一般情况下，HII区域的密度边界的假设，使我们能够很好地预测扩散电离气体的空间分布。在模型中产生的最佳拟合的数据，较低的光度区域失去了恒定的比例，其电离通量到他们的周围环境，而对于HII区域的亮度高于一个特定的过渡值的电离逃逸分数是一个上升的函数的哈光度。
2002-03-15 astro-ph
The Contribution of Field OB Stars to the Ionization of the Diffuse Ionized Gas in M33
本文研究了邻近旋涡星系M33中与弥漫电离气体（DIG）和HII区有关的电离星。我们将我们的施密特H-alpha图像与紫外成像望远镜（UIT）的远紫外（FUV，1520 A）图像进行比较。H-alpha/FUV的比值在HII区域比在DIG区域高，这表明在DIG区域有一个较老的电离星族群。与演化中的恒星星族模型相比，HII区域的N（Lyc）/FUV比与年轻的爆发一致，而DIG比类似于较老的爆发人口，或由恒定的恒星形成建立的稳态人口。UIT数据与档案FUV和光学图像的一小部分的磁盘M33获得WFPC 2的HST。利用HST FUV和光学光度学，我们分配光谱类型的DIG和HII地区的观察到的恒星。测光结果表明，电离星存在于DIG中。我们比较了预测的电离通量与产生观测到的H-α发射所需的量，发现HST图像中的OB场星可以占DIG电离的40% +/- 12%，而HII区域的恒星可以提供HII区域H-α光度的107% +/- 26%。我们没有发现在这些HST领域的HII区域的电离光子泄漏和H-α光度之间的任何相关性。如果只有恒星光子负责电离DIG，那么目前的结果与没有或很少电离光子从星系中逃逸是一致的。
2000-07-20 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
Chemical Abundances and Ionizing Clusters of HII Regions in the LINER Galaxy NGC 4258
我们提出了在螺旋星系NGC 4258的八个HII区域的光学和近红外长缝观测。其中六个观测区域位于东南部的内旋臂，另外两个孤立在北部的外旋臂。气体的物理条件进行了详细的分析。对于两个区域，电子温度已从[SIII] 6312 A线导出。对于其余部分，已使用基于红色和近红外硫线的经验校准。通过这两种方法得到的氧丰度被发现是显着低于（由两个因素）比以前通过使用经验校准的基础上的光学氧线。在最亮的区域74 C，观测到沃尔夫-拉叶星的一个显著特征，对电离星团的某些性质提供了很好的约束。在目前的进化综合模型的光，没有找到一致的解决方案来解释在同一时间的WR特征特性和发射线光谱的这一地区。原则上，WR星的存在会导致大的温度波动，也会导致电离辐射的硬化。在74 C区没有发现这些效应，其中从[SIII] 6312 A和8200 A处的帕邢不连续发现的电子温度在误差范围内相等，电离辐射的有效温度估计在35，300 K左右。为了了解HII地区的电离种群，需要对已确认的高金属丰度地区进行更多的观测，并为进化合成模型提供更精细的金属丰度网格。
2000-06-14 astro-ph
On the Form of the HII Region Luminosity Function
在旋臂与旋臂间区域以及不同的哈勃星系类型中观察到的HII区域光度函数（HII LF）的变化，可以简单地用进化效应和每个星团电离星的最大数量来解释。本文采用蒙特卡罗模拟方法对HII LF进行了模拟，得到了电离星数N * 的等斜率幂律分布和质量上限为100 M sol的Salpeter IMF的恒星质量。我们调查的HII LF的演变，确定恒星主序星寿命和电离光度，为一个单一的突发情况下，连续创建的星云人口。较浅的HII LF斜率测量的螺旋星系的武器可以解释为一个复合斜率，预计为零年龄爆发人口，而臂间地区往往是由一个单一的，陡峭的斜率描述的进化丰富的集群为主。较陡的斜率可以简单地解释为较低的最大N_* 截止的父OB协会。HII LF的形式可以揭示附近星系最近（<1000万年）恒星形成历史的特征。
1997-12-11 astro-ph
The ionizing radiation from massive stars and its impact on HII regions: results from modern model atmospheres
我们提出了一个详细的比较电离光谱能量分布（SED）预测的四个现代恒星大气代码，TLUSTY，CMFGEN，WMBasic，和FASTWIND。我们考虑三组恒星参数代表晚O型矮星（O9.5 V），中期O型矮星（O 7 V），和早期O型矮星（O5.5 V）。我们探讨了两种不同的可能性，这样的比较，我们所谓的进化和观测方法：在进化的方法比较的SED定义相同的值Teff和logg的恒星;在观测方法的模型进行比较不一定有相同的Teff和logg，但产生类似的H和HeI-II光学线。我们发现，有一个更好的协议，在Q（H 0），比Q（He 0）/Q（H 0），和形状的SED预测的四个代码在13和30 eV之间的光谱范围内，当模型进行比较，以下的观测方法。然而，即使在这种情况下，在更高的能量下也会发现很大的差异。然后，我们讨论了如何在SED的差异可能会影响周围星云的温度和电离结构的整体性能。我们发现，在300-350 K范围内，星云温度的影响不大。不同的SED产生的星云电离结构明显不同。这将导致建立电离校正因子的重要后果，用于确定HII区的丰度，以及在电离的恒星星族的星云线比的特性。
2008-05-09 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
A Linear Perturbation Theory of Inhomogeneous Reionization
通过求解扰动下的电离平衡方程和一阶辐射转移方程，发展了一种研究大尺度非均匀再电离的解析方法。给出电离源的空间分布和谱，我们的方法可以用来预测大尺度HII、HI和辐射丰度涨落的功率谱。我们的方法避免了现有分析方法中常见的近似/假设-例如，我们从一开始就不假设特定的电离拓扑结构;我们也不对HII分布进行阶跃函数泡状近似。应用我们的形式主义的来源偏向根据Press-Schechter处方，我们发现：1。再电离总是“由内向外”进行，至少在大尺度上，稠密区域的电离程度更高; 2.在足够大的尺度上，相对于暗物质，HII、HI和辐射表现出与尺度无关的偏差; 3.在与电离光子的平均自由程相当或比其小的尺度上抑制偏置; 4.如果电离源光谱足够软，则HII偏置在大部分再电离过程中紧密地跟踪源偏置，但在渗滤之后急剧下降; 5.如果电离源光谱足够硬，则HII偏置在整个再电离过程中以更稳定的方式下降。这里开发的工具将有助于解释未来的21厘米，CMB和莱曼α森林观测，既了解再电离天体物理学（如源光谱的硬度，因此电离源的性质），并可能提取有趣的宇宙学信息。
2008-01-24 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
Fossil HII Regions: Self-Limiting Star Formation at High Redshift
WMAP卫星的最新结果表明，星系际介质在红移高达z~17时发生了显著的再电离。在这个早期，第一个电离源可能出现在维里温度T < 10^4 K的小晕的浅势阱中。一旦这样的电离源关闭，其周围的HII区康普顿冷却和重组。尽管如此，我们表明，留下的“化石”HII地区仍然处于高湿度，禁止气体吸积和冷却在随后几代的迷你晕。因此，早期的恒星形成是自我限制的。我们量化了这种效应，表明在小型晕中的恒星形成不能解释WMAP测量的电子散射不透明度的大部分，这必须是由于更大质量的物体。我们认为，气体熵，而不是IGM金属丰度，调节全球电离发射率的演变，并阻碍充分再电离，直到较低的红移。我们讨论了再电离早期熵底的几个重要后果。它减少了气体聚集，减少了再电离所需的光子预算。熵底也防止了H2的形成和冷却，因为气体密度降低：它大大增强了H2的UV光解离的反馈。早期的X射线背景也会为整个IGM提供熵底;因此，X射线阻碍而不是增强H2的形成。未来的21厘米观测可能会探测化石HII区域的拓扑结构。
2003-07-08 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
Magnetohydronamic Evolution of HII Regions in Molecular Clouds: Simulation Methodology, Tests, and Uniform Media
我们提出了一种方法来模拟的HII区的电离辐射的点源驱动的磁流体动力学介质中，实现在三维雅典娜MHD代码的演变。我们比较模拟使用我们的算法的解析解，并表明该方法通过严格的测试的准确性和收敛性。试验揭示了电离辐射流体动力学代码必须满足重现解析解的几个条件。作为我们的新方法的演示，我们提出了第一个三维的，全球模拟的HII区域扩展到磁化气体。模拟结果表明，磁场抑制扫起气体垂直于磁场线，导致小的密度对比度和极弱的冲击在HII区的扩展壳的前缘。
2007-08-22 astro-ph
Can We Detect the Anisotropic Shapes of Quasar HII Regions During Reionization Through The Small-Scale Redshifted 21cm Power Spectrum?
在宇宙再电离的早期阶段，光的旅行时间延迟扭曲了明亮类星体周围HII区域的表观形状。在即将到来的红移21厘米实验中，个别HII区域可能仍然无法检测到。然而，沿着视线的系统性变形可以通过统计学方法检测到，或者通过叠加由JWST识别的类星体的断层21 cm图像，或者作为三维21 cm功率谱中的小尺度各向异性。在这里，我们考虑这种效应的可检测性。当HII区域很大并且迅速膨胀时，各向异性最大，我们发现，如果明亮的类星体有助于再电离的早期阶段，那么它们可以产生显著的各向异性，其尺度与明亮类星体的HII区域的典型尺寸相当（约为1000毫米）。30 Mpc及以下）。因此，在小尺度上分析未来的21厘米功率谱时，不能忽略这种影响。如果红移z=10的IGM体积的10%被典型电离光度为S= 5 x 10^{56}光子/秒的类星体电离，相对于横向，径向（红移）方向的21厘米功率谱可以增强10%以上。这种各向异性的水平超过了由于红移空间失真，并具有相反的符号。我们表明，正在进行的实验，如MWA应该能够检测到这种影响。探测将揭示明亮类星体的存在，并揭示电离源的电离产额和年龄，以及它们附近中性星系际气体的分布和小规模聚集。
2007-09-17 astro-ph
O stars effective temperature and HII regions ionization parameter gradients in the Galaxy
广泛的光电离模型网格计算单星HII地区使用恒星大气模型从WM-基本代码。考虑到恒星和HII区的金属丰度，预测了中红外发射线强度，并建立了[NeIII]/[NeII]和[SIV]/[SIII]激发比的诊断图。这些图与ISO天文台获得的银河系HII区观测结果结合使用，以确定激发O星的有效温度Teff和平均电离参数U。Teff和U被发现增加和减少，分别与HII区的金属丰度表示的[Ne/Ne_sol]比。没有证据表明Teff或U的梯度与银河系距离Rgal。所观察到的激发序列与Rgal主要是由于金属丰度梯度的光谱电离形状的影响，Teff与Z的增加的效果叠加。我们发现，不适当地考虑金属丰度对恒星大气电离形状的影响将导致Teff与Z和Rgal的Teff的增加明显减少。
2003-10-09 astro-ph
The morphology of HII regions during reionization
在再电离过程中，HII区的性质可能敏感地取决于许多约束不佳的量（电离源的性质，IGM中气体的聚集度，光电离反馈抑制低质量星系丰度的程度等），这使得解释这个时代即将到来的观测变得非常困难。我们证明，实际情况是更令人鼓舞的，使用一套辐射转移模拟，后处理的输出从一个1024^3，94兆pc的N体模拟。分析处方被用来将小尺度结构，影响再电离，但仍悬而未决的N体模拟。结果表明，HII区的形貌主要取决于总电离分数xi。这并不是说气泡形态完全独立于除x_i之外的所有参数。第二个最重要的依赖关系是电离源的性质。源越稀少，HII区就变得越大、越球形。在不同的可能源处方之间，在固定的x_i下，典型的气泡尺寸可以变化多达4倍。最后一个相关因素是微晕或莱曼极限系统的丰度。这些系统抑制最大的气泡生长，这种抑制的大小取决于气体的热历史以及微晕光蒸发的速率。我们发现，无论是源抑制由于光加热，也不气体结块显着影响的大尺度结构的HII区。我们讨论了MWA和LOFAR的21厘米线的观测如何限制再电离的性质，我们研究了斑片状再电离对Lyman α发射星系统计的影响。[删节]
2008-08-04 astro-ph
A multiwavelength study of Galactic HII region Sh2-294
我们提出的观测结果银河系HII区域S294，使用光学光度学，窄带成像和无线电连续映射在1280 MHz，以及档案数据从2 MASS，MSX和IRAS调查。恒星表面密度剖面显示，与S294区域相关的星团半径约为2.3弧分。我们发现星团区域内的尘埃有反常的红化规律，总消光与选择消光之比为3.8 ± 0.1。根据光学CC图和CM图，我们估计最小红化E（B-V）= 1.35等，到该区域的距离为4.8 ± 0.2kpc。我们确定了HII区域的电离源，光谱类型估计与光谱类型为~ B 0 V的恒星一致。2 MASS JHKs图像显示了与电离源相关的部分嵌入式集群以及朝向S294东部边界的小集群。在射电连续谱和H α图像中沿小星系团方向出现的电离锋可能是电离源与附近分子云相互作用的结果。我们发现在2.12微米处的弧形扩散分子氢发射和半环MSX尘埃发射，其围绕电离气体在电离前沿的方向上。在小星团附近探测到的中远红外连续辐射自洽辐射转移模型与B1.5 ZAMS星观测到的光谱能量分布符合得很好。电离气体和分子气体之间的形态相关性，以及电离恒星、HII区演化和小星团之间可能存在的时间尺度，表明在边界观察到的恒星形成活动可能是由HII区的扩张引发的。
2007-08-30 astro-ph
Slit Observations and Empirical Calculations for HII Regions
当分析HII区域时，经验推导的物理量的系统误差的可能来源是用于观测的狭缝的有限尺寸。通过改变星团发射的电离辐射光谱以及气体丰度，建立了一个光电离模型网格。然后使用计算出的线表面亮度来模拟狭缝观测，并使用文献中描述的常用方法导出经验参数。根据被狭缝覆盖的物体的比例，参数可能与从整个物体的观测中获得的参数不同，这种影响主要取决于电离星团的年龄。低电离态的禁戒线比高电离态的禁戒线或复合线对狭缝覆盖面积的大小更敏感。关于温度指示器T[OIII]，狭缝效应很小，因为该温度是从[OIII]线导出的。另一方面，对于丰度指标R23，它也取决于[OII]线，狭缝效应略高。因此，由于狭缝观测O丰度的系统误差很低，通常小于10%，除了HII区域由星团供电，电离光子数相对较低，在13.6和54.4 eV之间，这会产生较小的O++发射体积。在这种情况下，当覆盖面积小于50%时，由狭缝观测推断的经验O丰度的系统误差大于10%。
2005-09-13 astro-ph
Cosmological HII Bubble Growth During Reionization
我们提出了一般性质的电离氢（HII）气泡和他们的成长的基础上，一个国家的最先进的大规模（100 Mpc/h）的宇宙学辐射转移模拟。模拟解决了所有的原子冷却在相关的红移晕，同时进行辐射转移和结构形成的动力学演化。我们的主要结论包括：（1）对于显著的HII泡，在所有红移下，其数量分布在体积为$\sim 0.6 {\rm Mpc^{3}/h^{3}}$处达到峰值。但是，在$z\le 10$，一个大的，连接的气泡网络主导了整个HII体积。(2)HII气泡高度非球形。(3)HII区域相对于底层物质分布具有高度的偏差，偏差随着时间的推移而减小。(4)当宇宙达到50%电离时，HII区域的非高斯性很小。非高斯性在再电离时期$z\sim 6$的末期达到最大值。但是在所有感兴趣的红移中，HII场都存在显著的非高斯性。(5)星族III星系可能在再电离过程中扮演重要角色。小气泡最初主要由Pop III明星产生。在$z\ge 10$，即使是最大的HII气泡也有来自Pop II和Pop III恒星的平衡电离光子贡献，而在$z\le 8$，Pop II恒星开始主导大气泡的整体电离光子产生，尽管Pop III恒星继续做出不可忽略的贡献。(6)晕圈数密度与气泡尺寸之间的关系比较复杂，但对于大气泡，晕圈数密度与气泡尺寸之间有很强的相关性。
2008-03-13 astro-ph
On the central ionizing star of G23.96+0.15 and near-IR spectral classification of O stars
目的：超紧HII区G23.96+0.15主电离星的近红外研究（IRAS 18317-0757），以及对该源的距离的重新评估，以及对O矮星的H和K波段分类诊断的重新评估;方法：我们已经获得了G23.96+0.15的近红外VLT/ISAAC成像和光谱，以及UKIRT/UFTI的存档成像。使用非LTE模型大气代码进行光谱分析;结果：提供了O型矮星的定量H-和K-波段分类方案，从中我们建立了G23.96+0.15中心恒星的O7.5V光谱亚型。我们估计的有效温度Teff ~ 38 kK的光谱分析;结论：光谱距离为2.5 kpc的G23.96+0.15，大大低于4.7 kpc的运动学距离，与其他银河系HII地区的最近研究。如果源是未解析的二进制或集群，则这种差异将得到缓解。
2008-10-20 astro-ph
Clusters in extragalactic HII regions and their modelling
本文综述了处于星云相的非常年轻（< 10-20百万年）的星团的性质，这些星团位于光电离区（经典河外HII区（RHII）或星暴星系）。基于这些集群在紫外和光学波长的综合光的分析，不同的技术进行了讨论，允许估计一致的恒星含量和电离集群的演化状态。
2001-06-18 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
Ionizing Radiation in Smoothed Particle Hydrodynamics
提出了一种将均匀辐射场的电离辐射引入三维光滑粒子流体动力学（SPHI）模拟的新方法。通过光线追迹积分，我们计算了从源到SPHI粒子的莱曼连续辐射的光学深度。然后，在电离辐射场内的粒子的时间相关的电离速率方程的局部求解。使用测试计算，我们探索的数值行为的代码相对于随时间变化的电离速率方程的实施。我们还测试了耦合的加热所造成的电离的流体动力学的SPHI代码的一部分。
2000-02-11 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
Stellar Populations in HII Galaxies
我们利用星族综合方法，从HII星系光谱的连续谱和吸收特征出发，分析了大量HII星系的恒星含量，以获得有关这些天体恒星形成历史的信息。我们发现，我们样本中的所有星系都包含一个古老的恒星星族（>= 1 Gyr），它占恒星质量的主导地位，并且在其中的大多数星系中，我们还发现了一个中等年龄的恒星族的证据，除了目前爆发的电离年轻一代<= 10^7岁之外，年龄>= 5000万年
2004-05-13 astro-ph
A Spectroscopic Study of the Near-IR [SIII] Lines in a Sample of HII Galaxies: chemical abundances
一个详细的光谱研究，从λ 3700 A到1微米，进行了34个HII星系的样本，以获得其HII区域和电离源的基本参数，以及气态金属丰度。所有的光谱都包括星云[SIII] 9069、9532 A线，因为它们在S/H丰度的推导和相关的电离诊断中很重要。采用一种系统的方法对近红外线通量进行了大气传输效应的校正，并对经验丰度指示器R23和S23的预测结果进行了对比分析。利用eta参数研究了它们的电离源的相对硬度，并探讨了金属性所起的作用。对于22个星系的样品的直接值的te[SIII]的推导，以及它们的离子和总的S/H丰度。它们的离子和总O/H丰度是通过直接测定Te[OIII]得出的，其余天体的总S/H丰度是通过S23得出的。我们的样本覆盖的丰度范围从1/20太阳到太阳金属丰度。得到的平均S/O比为log（S/O）=-1.68+/-0.20 dex，比太阳S/O值低1 sigma。S/O丰度比与O/H在本工作所涵盖的丰度范围内没有显着的趋势，与以前的研究结果相一致。我们比较了我们的样品的离子比O+/O++与S+/S++的分布与不同的恒星有效温度进行的光电离模型的网格的预测。这一分析表明，我们样本中的大部分星系似乎是由极硬光谱电离的。
2006-07-07 astro-ph
Momentum transfer by an internal source of ionizing radiation - an important feedback process during galaxy formation ?!
研究了由于内部电离辐射源引起的动量转移（"辐射压“）对重子结构形成的作用。完全电离的自引力气态物体可以在特征长度尺度$D_{\rm rp} \sim 100 \pc - 3 \kpc$上得到辐射压力的支持。在较小的尺度上，电离辐射引起的动量转移将是主导力，对于质量为$\la 10^{10}\Msol$的球形坍缩物体，完全反弹是可能的。在新形成的重子结构中，大量的大质量恒星和/或吸积到中心致密物体上是电离辐射的天然来源。因此，辐射压可能对星系际介质的动力学和热演化以及小星系的质光比起重要作用。这种效应对于星系结构是由较小的天体合并而形成的等级宇宙演化来说尤其重要。电离辐射产生的辐射压可能是大星系恒星组成部分中$D_{\rm rp}$大小的子结构的原因。
1994-10-25 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
Massive star formation in a gravitationally-lensed HII-galaxy at z=3.357
山猫弧的红移为3.357，是在ROSAT深星系团巡天对z=0.570的RX J 0848 +4456星系团进行光谱跟踪时发现的。电弧的特征是非常红的R-K色和强而窄的发射线。对HST WFPC 2成像和凯克光学和红外光谱的分析表明，该弧是一个\hii星系，被复杂的星团环境放大了约10倍。高的内禀光度、发射线光谱、Lyα和C IV中的吸收成分以及剩余框架紫外连续谱都与包含~ 10^6颗热O星的简单HII区模型一致。该模型的最佳拟合参数为：T_BB ~ 80，000 K，电离常数（logU ~-1），星云金属丰度（Z / Z_ \odot ~ 0.05）。发射线的狭窄性要求电离恒星的质光比很低，暗示着一个金属丰度极低的星团。星云中明显过剩的硅可能表明过去的对不稳定超新星的富集，需要质量大于~140 M_ \odot的恒星。
2003-07-09 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
A New Observational Upper Limit to the Low Redshift Ionizing Background Radiation
本文报道了一个新的Fabry-Perot搜索星系际云HI 1225+01的H α辐射的方法，试图测量低红移电离背景辐射。我们将H α发射的2 σ上限设定为8 mR（5 x 10^{-20}尔格cm^{-2} s^{-1} arcsec^{-2}）。将这一极限转换为电离背景强度的极限，需要知道这一云的投影面积与总表面积的比率，而这一比率是不确定的。我们讨论了这一比例的合理范围，并在此范围内发现，电离背景的强度是在较低的范围内，但与以前的观测和理论估计一致。
2001-07-27 astro-ph
Cosmological Reionization by Stellar Sources
我使用宇宙学模拟，将一个物理动机的近似三维辐射转移，恢复正确的渐近电离前沿传播速度的一些宇宙学相关的密度分布转移调查的过程中的再电离的宇宙电离辐射从原星系。再电离分三个阶段进行，并占据了从z~15到z~5的大红移范围。在第一阶段，即“预膨胀”阶段，HII区域逐渐扩展到低密度IGM中，留下中性高密度突起。在第二个“重叠”阶段（大约发生在哈勃时间的10%），HII区域合并，电离背景上升了很大一部分。在第三阶段，即“后电离”阶段，随着所需电离光子的产生，剩余的高密度区域逐渐被电离。对于柱密度在10^14 - 10^15 cm^-2以上的莱曼-α森林吸收系统，电离背景的剩余涨落达到显著水平（大于10%），z=3 ~ 4。
1999-12-09 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
Clumpy Ultracompact HII Regions I: Fully Supersonic Wind-blown Models
我们提出，在大质量恒星形成云中发现的超致密HII区域中，有相当一部分是来自年轻大质量恒星的风和电离辐射与其附近的clusified分子云气体相互作用的结果。在气流中分布的质量负荷使得致密星云能够长寿。在本文中，我们讨论一个特别简单的情况下，在HII区的流动是无处不在的超音速。对于均匀质量加载的情况，该模型预测的线轮廓具有很强的特征。我们简要讨论这些模型的其他观测诊断。
1995-07-18 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
Shadows and Photoevaporated Flows from Neutral Clumps Exposed to Two Ionizing Sources
在恒星形成区中经常发现浸入HII区的中性团块。我们在这里调查的形成尾部的中性气体，这是没有达到的直接电离通量来自两个大质量的恒星，使用两个分析近似，使我们能够估计阴影几何后面的团块不同的初始几何配置，和三维数值模拟。我们发现这两种方法之间的一个很好的协议，这个理论上有趣的问题。一个特别重要的应用可能是在猎户座的梯形星团中发现的质子，它们最初是由O型星θ-1 Ori C和θ-2 Ori A光蒸发的。
2006-05-24 astro-ph
Hydrodynamics of Cometary Compact HII Regions
我们提出了一些香槟流和弓形激波模型的彗星HII地区的辐射流体动力学数值模拟。对于香槟流模型，我们研究光滑的密度分布与陡峭的和浅的梯度。我们还考虑电离星有一个强大的恒星风的情况下，在这种情况下，恒星另外有一个适当的运动内的环境密度梯度。我们提出了模拟的发射测量地图和我们的结果的长缝光谱。我们的数值模型并不是针对任何特定的对象，但与文献中的观测结果比较表明，特别是，结合密度梯度和恒星风的模型能够解释几个观测到的彗星HII区域的形态和径向速度行为，如研究良好的对象G29.96-0.02。
2006-05-21 astro-ph
Evolutionary self-consistent models of HII galaxies
我们已经研究了新的理论模型的可行性，结合化学演化代码，演化合成代码和光电离代码，了解恒星的形成和演化的H{ \sc ii}星系。利用恒星形成史（SFH）和化学演化模型给出的金属丰度演化计算了H {\sc ii}星系的光谱能量分布，并利用光电离程序CLOUDY再现了H{ \sc ii}星系的发射谱线.我们的技术再现了所观察到的诊断图和等效的宽度-颜色相关的本地H{ \sc ii}星系。
2007-01-26 astro-ph
On the large escape of ionizing radiation from GEHRs
通过对星系盘上已被充分研究的巨HII区的分析，我们知道了电离恒星星族、气体金属丰度和Wolf-Rayet族，得出了只能与所有观测到的谱线强度比相匹配的光电离模型（[OIII]、[OII]、[NII]、[SII]和[SIII]相对于H $β$的强度），以及H $β$光度和等效宽度，如果允许高能电离辐射的重要逃逸的话。对于这里呈现的三个区域，逃逸莱曼连续谱光子的分数总计为10%至73%，并且在所有情况下，逃逸光子的较大分数具有13.6 eV至24.4 eV之间的能量。这些逃逸的光子显然必须有一个重要的影响，作为一个电离源的弥漫电离气体（DIG）发现周围的许多星系，以及星系际介质（IGM）。
2001-12-19 astro-ph
Spitzer observations of the Massive star forming complex S254-S258: structure and evolution
本文介绍了Spitzer-IRAC、NOAO 2.1meter-Flamingos、NIK-NIRC和FCRAO-SEQUOIA对大质量恒星形成复合体S254-S258的观测结果。使用IRAC和NIR数据的组合，我们确定和分类的年轻恒星对象（YSO）的复杂。我们检测到510个来源与近或中等IR过量，我们分类87 I类，和165 II类来源。在低密度分布的种群中，YSO被孤立的YSO包围成簇。聚集的YSO与总YSO的比率为0.8。我们确定了复杂的六个新的集群。其中一颗，G192.63 - 00，位于HII区的电离星S255周围。我们推测S255的电离星就是在这个星团中形成的。我们还检测到南部的组成部分的集群在HII区域S256。位于HII区S254内的星团G192.54 - 0.15相对于主云的VLSR为17 km/s，我们认为它位于复合体的背景中。使用12CO和13CO以及近红外消光图检查分子云的结构。分子云主体的VLSR在5 - 9 km/s之间。沿着HII区边界的分子云的弧形结构，以及HII区边界的高柱密度，支持了物质被HII区的扩张所席卷的想法。
2008-03-24 astro-ph
Galaxies as Fluctuations in the Ionizing Background Radiation at Low Redshift
一些莱曼连续谱光子可能会从大多数星系中逃逸出来，这些光子在电离星系周围和星系之间的气体中发挥重要作用，包括引起莱曼α吸收的气体。因此，星系周围和星系际介质中的气体将暴露于不同数量的电离辐射，这取决于任何邻近星系的距离，方向和光度。电离背景可以在模拟中的任何一点重新计算，方法是将来自星系的通量加入到均匀的类星体贡献中。正常星系被发现几乎总是在红移为零时对电离背景辐射做出一些贡献，如吸收体和空间中随机点所见。假设大约2%的电离光子从银河系这样的星系中逃逸，我们发现正常星系至少贡献了30%到40%的假设类星体背景。莱曼α吸收剂与广泛的中性柱密度被发现暴露于广泛的电离率，虽然光电离率的吸收剂的分布被发现是强烈的峰值。平均而言，不太高度电离的吸收体被发现产生更远的发光星系，而在具有广泛的属性的星系周围的电离率的局部波动。
2003-03-02 astro-ph
Discovery of Intergalactic HII Regions
我们已经发现了一些非常小的孤立的HII区域，距离最近的星系20-30 kpc。在NOAO中性气体电离巡天（SINGG）获得的窄带图像中，HII区域表现为微小的发射线点（ELdots）。我们在3个系统中有5个孤立的HII区的光谱确认。HII区的H-α光度相当于每颗只有1颗大或几颗小OB星的电离通量。这些恒星似乎是在原地形成的，代表了星系外围低密度环境中的非典型恒星形成。在星系际介质中的原位恒星形成提供了一个替代银河风模型来解释金属富集。在相互作用系统中（3个中有2个），孤立的HII区域可能是潮汐矮星系的起点。
2003-10-23 astro-ph
Tidal dwarf galaxies candidates in a sample of minor merger of galaxies
本文从11次小合并观测到的117个HII区样本中选出一个候选潮汐矮星系。HII区的分类是用蓝色绝对星等（M $_B$ $<$-15）、H $α$光度（$\cal L$ $(Hα)$ $>$ 10 $^{39}$ erg s $^{-1}$）和恒星形成率（$SFR_{Hα}$ $>$ 0.4 M $_{\odot}$ y $^{-1}$）作为参数进行的。采用Salpeter的IMF和$α= -2.65$模型计算了电离星系团的紫外光子总数、各光谱类型的恒星数和星系团的总质量。更好地再现所观察到的性质的电离团簇模型是质量大于10 $^6 \leq M/M_{\odot} \leq 10^7$的超大质量团簇。
2005-10-26 astro-ph
Spectral energy distribution of the metagalactic ionizing radiation field from QSO absorption spectra
本文通过分析高红移类星体光谱中的光学薄吸收系统，给出了估算1 ~ 10 Ryd电离背景光谱形状的计算方法。该程序是基于响应面法从实验设计的理论。与Haardt & Madau（1996）的总银河系光谱相比，在z~3处恢复的UV背景的形状显示出在3和4 Ryd之间的显著强度降低。这种减少被解释为由HeII Gunn-Peterson效应产生。没有任何特征表明星系对紫外背景的贡献，因此在z~3处主要是类星体。
2005-06-07 astro-ph
Discovery of the Galaxy Proximity Effect and Implications for Measurements of the Ionizing Background Radiation at Low Redshifts
我们提出了一个星系和类星体的吸收线对朝向24个类星体的红移z~0.2和1之间的分析，努力建立星系和吸收线之间的关系，在物理上接近类星体。我们证明了星系邻近效应的存在，在类星体附近的星系不显示出相同的发病率和范围的气体信封星系远离类星体。我们发现，当星系-类星体速度间隔为~ 3000 km/s时，存在星系邻近效应，这比典型星系团的尺度（~ 1000 km/s）要大得多，也就是说，它更接近于类星体电离辐射影响范围的尺度，而不是星系-类星体成团的尺度。这表明，类星体电离辐射，而不是一些来自集群环境的动力学效应是负责星系邻近效应。我们结合先前的发现，（1）许多或大多数Lya吸收线出现在扩展的星系包层中，（2）星系聚集在类星体周围，表明Lya森林邻近效应的大小被低估了。因此，使用邻近效应测定紫外线电离背景强度可能被高估。我们使用从我们的数据中测量的星系-类星体交叉关联函数来估计这种高估的幅度，并发现在z<1时它可能高达20倍。这可能对电离背景的起源和演化的模型有很大的影响，并可能表明类星体在所有红移处产生足够的电离通量来解释整个背景辐射场。
2001-07-16 astro-ph
A VLT spectroscopic study of the ultracompact HII region G29.96-0.02
用甚大望远镜（VLT）获得了超紧HII区G29.96-0.02的高质量、中等分辨率的K波段光谱。这条裂缝位于彗星状星云的对称轴上。除了嵌入的电离O星的光谱，长缝观测揭示了丰富的发射线光谱电离星云产生的亚弧秒的空间分辨率。星云光谱包括Br $γ$、几条氦发射线和一条氢分子线。详细分析了星云辐射线沿狭缝的强度、速度和宽度的变化。结果与以前的观测结果一致，但更好的空间分辨率允许对解释星云彗星形状的模型进行批判性评估。我们的观测既不支持风弓激波模型，也不支持香槟流模型。测量的星云的氢和氦线的线比进行比较，从情况B复合线理论的预测。结果表明，电子温度在6400和7500 K之间，与其他测定和银河系的距离为4.6千秒差距。He $^{+}$ /H $^{+}$的比值在狭缝上几乎是恒定的，我们认为He在整个星云中是单电离的。我们回顾了电离星有效温度的各种观测约束，并表明这些约束与其K波段光谱类型O 5-O 6V一致。
2003-04-29 astro-ph
Dual Cometary HII Regions in DR21: Bow Shocks or Champagne Flows?
DR 21大质量恒星形成区包含两个彗星HII区，在天空中几乎相互垂直。这提供了一个独特的机会来区分彗星HII区域的模型。我们目前的氢复合和氨线观测的DR 21与甚大阵列。分子气体的速度，从氨的发射和吸收线测量，是恒定的+/- 1公里/秒的整个区域。然而，从氢复合线测量的电离物质的径向速度，在两个彗星HII区域的“头部”之间相差约9 km/s，与分子气体的径向速度相差约7 km/s。这些发现表明彗星区域的致密头部之间以及每个头部与周围分子物质之间存在超音速差异。这表明，观察到的彗星形态主要是由风吹电离恒星通过分子云的运动产生的，就像弓激波模型一样。
2003-07-29 astro-ph
Recombining WMAP: constraints on ionizing and resonance radiation at recombination
我们放置新的约束源的电离和共振辐射的时代的重组过程中使用最近的CMB温度和偏振光谱来自WMAP。我们发现，非标准的重组情景仍然与当前的数据相一致。鉴于此，我们研究的影响，这种模型可以有几个宇宙学参数的测定。特别是，曲率和重子密度的约束似乎是弱的修改后的重组计划的影响。然而，它可能会影响目前WMAP对暴胀参数的限制，如光谱指数及其运行。基于物理动机的模型，比如那些基于原始黑洞或超重暗物质衰变的模型，能够很好地拟合当前的数据。未来的温度和偏振观测将需要更严格地测试这些模型。
2003-09-19 astro-ph
The hot core-ultracompact HII connection in G10.47+0.03
我们目前的红外成像和光谱数据的复杂的大质量恒星形成区G10.47+0.03。在我们的领域中，七个中红外（MIR）源的检测与敏感的Ks/ISAAC图像相结合，可以建立一个非常精确的天体测量，在0.3”的水平。在我们的天体测量精度范围内，发现两个MIR源与两个超紧HII区（UCHIIs）重合。另一个MIR源位于非常接近其他三个UCHII区域和G10.47+0.03中的热分子核心（HMC）。两个最有趣的MIR源的光谱允许识别电离源的位置和光谱类型。我们详细讨论了HMC、UCHII区和附近MIR源之间的关系。其他MIR源的性质也进行了研究。
2004-07-06 astro-ph
The Escape of Ionizing Photons from OB Associations in Disk Galaxies: Radiation Transfer Through Superbubbles
通过解决随时间变化的辐射传输问题的恒星辐射通过不断变化的HI分布内的超级气泡，我们估计的电离光子的比例由OB协会发出的逃逸到晕和星系际介质（IGM）的HI盘我们的银河系。我们考虑同时代的恒星形成和高斯恒星形成的历史与时间蔓延sigma_t = 200万年。我们考虑一个均匀的H I分布和一个两相（云/云间）模型，可以忽略不计的填充因子的热气体。我们发现，膨胀的超气泡的外壳迅速捕获或衰减的电离通量，使大多数逃逸的辐射逃逸后不久形成的超气泡。对于同时代的恒星形成历史，在太阳附近从盘的两侧逃逸的莱曼连续统光子的总分数为f_esc约为0.15 +/- 0.05。对于高斯型恒星的形成历史，f_esc约为0.06 +/- 0.03，这个值比Dove & Shull（1994）的结果大约低两倍，因为Dove & Shull（1994）没有考虑超级气泡。对于电离光子的局部产生率Psi_LyC = 4.95 X 10^7 cm^{-2} s^{-1}，对于同时期和高斯型恒星的形成，逸出盘的通量约为Phi_LyC（1.5-3.0）X 10^6 cm^{-2} s^{-1}），与维持雷诺层所需的通量相当。
1999-10-13 astro-ph
The observable Metal-enrichment of Radiation-driven+Wind-blown HII Regions in the Wolf-Rayet Stage
从恒星演化模型和对沃尔夫-拉叶星的观测可以得知，大质量恒星在沃尔夫-拉叶阶段通过强烈的恒星风释放出富含金属的气体。虽然HII区的光谱可以作为诊断来确定星际介质的化学成分，但目前还没有可靠的方法来探索诊断HII气体已经被化学处理过的恒星风物质污染到什么程度。因此，在最近的一篇论文中，我们分析了我们的模型辐射驱动和风吹HII气泡周围的孤立的85 Msun星与原来的太阳金属相对于其化学丰度。虽然热星风泡（SWB）在WN阶段富集14 N，在WC阶段富集更高的12 C和16 O，但我们发现在恒星寿命结束时，热电离气体中示踪元素N和O的质量比并不显著高于太阳，而C的富集度比太阳高22%。富集元素从热的SWB到冷的气体的传输主要通过热气体与在SWB壳的背面的冷却器的混合而发生。
2007-02-11 astro-ph
Escape of Ionizing Radiation from High Redshift Galaxies
我们使用高分辨率自适应网格细化N体+流体动力学模拟从高红移星系的电离辐射逃逸。我们的模拟包括时间依赖性和空间分辨的三维电离辐射传输，包括灰尘吸收的影响。对于总质量M > 10^11兆太阳、恒星形成率SFR约为1-5兆太阳/年的星系，我们发现在整个研究的红移区间（3<z<9）内，角平均逃逸分数为0.01-0.03。此外，我们发现，逃逸分数的变化超过一个数量级沿不同的视线在个别星系，从最大的值附近的星系极沿银盘最小。逃逸分数在较低的质量和SFR急剧下降。我们发现，逃逸分数的低值是由于一小部分年轻恒星位于HI盘边缘外。我们比较了我们预测的电离光子逃逸分数与以前的结果，并找到一个一般协议与其他模拟结果和可用的直接检测测量z ~ 3。我们还比较了我们的模拟与一种新的方法来估计逃逸分数从观察到的中性氢柱密度沿视线的长期伽马射线暴线的星系。使用这种方法，我们发现的GRB宿主星系的逃逸分数为2- 3%，与我们的理论预测一致。[删节]
2007-07-06 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
