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
Star clusters and the structure of the ISM. Tunnels and wakes in giant extragalactic HII regions
在最近或正在形成的恒星中发现了几种结构，这表明快速移动的恒星与其环境之间相互作用的重要性。使用流体动力学模拟，我们调查通过星际介质的超音速恒星风源的通道，并显示它是如何自然地导致形成的管道，通道和球沼泽作为接口交叉。结果与30条剑鱼的观测结果非常一致。
1998-06-28 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 Stellar Content of Obscured Galactic Giant H II Regions
银河系巨大的HII区域W 43的近红外图像显示在其中心有一个致密的星团。本文给出了年轻星团的宽波段JHK测光和它的三颗亮星的K波段光谱。星团中最亮恒星的2微米光谱与WN 7亚型沃尔夫-拉叶星的光谱非常匹配。另外两颗恒星通过其NIII和CIV辐射被确认为O型巨星或超巨星。O型和氢型WN型星的密集空间成团与大麦云星云中的R136和银河系中的NGC 3603等强星爆星团类似。
1998-12-03 astro-ph
Understanding AGN-Host Connection in Partially Obscured Active Galactic Nuclei. Part I: The Nature of AGN+HII Composites
我们的系列论文的目标是研究活动星系核和恒星形成之间的进化联系，在其宿主星系的部分模糊活动星系核（即，Seyfert 1.8和1.9星系）。利用这些星系，可以通过直接测量来研究这两个组成部分的性质。本文主要研究位于[NII]/Ha vs. [OIII]/Hb图中理论分离线和经验分离线之间的宽线复合星系（复合活动星系核）。这些星系是从SDSS DR 4 MPA/JHU星表提供的复合星系中寻找的。在重新分析光谱后，我们根据BPT图对85个复合活动星系核进行了精细分类。位于三条理论分离线以下的所有天体都与年轻的恒星星族（<1 Gyrs）有关，而在单个多重分类天体中，可以识别出年轻或年老的恒星星族。在[OI]/Ha与[OIII]/Hb图中，具有非常古老的恒星星族的多重分类天体位于LINER区域。然后，我们考虑活动星系核和恒星形成之间的联系，得出的关键结果。由宽Ha辐射推断的Eddington比、由D_n（4000）估算的活动星系核宿主恒星星族年龄和谱线比[OI]/Ha之间存在一定的相关性。这些关系强有力地支持了活动星系核随着年轻恒星星族的老化和衰落而从具有软谱的高L/LEdd态演化到具有硬谱的低L/LEdd态的演化过程。谱线比[OI]/Ha与D_n（4000）之间的显著相关性表明，谱线比可以用来追踪I型活动星系核中恒星星族的年龄。
2008-02-05 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 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
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
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant H II Regions: II. W42
我们目前的近红外J，H和K图像和K波段光谱在巨大的HII区域W 42。一个巨大的星团被揭示出来;两个较亮的天体的颜色图和K波段光谱形态表明存在年轻的恒星天体。明亮的中央恒星的光谱类似于无遮蔽的恒星，其MK光谱类型为O 5-O6.5。如果这颗恒星是在零年龄的主序星上，那么得到的分光光度距离比以前的估计要小得多。这个星团的莱曼连续光谱光度是四边形的几倍。K波段光度函数的斜率与四边形星团的相似，但比M17中的大质量星团或靠近银河系中心的拱门星团要陡得多。
2000-01-10 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
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
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant H II Regions IV.: NGC3576
我们目前深，高角分辨率近红外图像的模糊银河巨星H II区域NGC 3576。我们的图像到达~3M_sun的物体。我们收集了8个最亮天体的高信噪比K波段光谱，其中一些受到过量发射的影响，另一些遵循正常的星际红化规律。它们都没有表现出大质量OB型恒星的典型光球特征。这表明他们仍然被笼罩在他们的出生茧。K波段最亮的光源（NGC3576#48）显示出CO 2.3微米带头发射，另外三个具有相同的CO吸收特征。三个源显示出空间上不可分辨的H_2发射，表明靠近恒星的致密激波区。我们的结论是，显着的对象NGC 3576 #48是一个早期B/晚O星包围着一个厚厚的拱盘。其他一些相对明亮的星团成员也在K波段显示出过量的辐射，这表明大质量恒星（YSO）周围的盘在进行再处理。这样的辐射在我们所调查过的其他银河巨星H II区域中似乎很常见。该星团的IMF斜率为Gamma =-1.51，与萨尔彼得分布一致，并且与麦哲伦星云和银河系外围的观测结果相似。
2002-08-28 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
The Incidence of Highly-Obscured Star-Forming Regions in SINGS Galaxies
利用斯皮策空间望远镜的新能力和斯皮策红外近星系巡天（SINGS）的大量多波长数据，现在有可能研究附近星系中恒星形成的红外特性，其尺度相当于大的HII区域。因此，我们能够确定正常星系中大的红外选择的恒星形成区域中有多少是高度模糊的，并解决我们仅仅依靠光谱的光学部分错过了多少恒星形成。采用一种新的经验方法推导红外选择性恒星形成区的衰减，我们调查了38个邻近星系样本中500 pc尺度的遮蔽恒星形成的统计数据。我们发现，在H-α的中值衰减是1.4个星等，并且没有证据表明存在大量均匀高度模糊的恒星形成区域。在衰减分布的高度模糊尾部（A_H-α> 3）的区域仅占近1800个区域样本的~4%，尽管在紧凑和超紧凑的HII区域中，几乎可以肯定存在更多的小得多的尺度和较低亮度的非常嵌入的红外源。在我们的样本中，高度模糊的情况通常是明亮的，具有高整体衰减的星系中心区域，但在其他方面并不显着。我们还发现，大多数星系的H-α衰减呈径向下降趋势。在这个正常的恒星形成星系样本中看到的一小部分高度模糊的区域表明，在500 pc尺度上，相对于典型恒星形成区域的寿命，附近光学厚度的尘埃云显着分散或破碎的时间尺度很短。
2007-06-24 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
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
Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds IV. Carbon stars and OH/IR stars
本文介绍了大麦云星云中21颗尘埃笼罩的AGB星和小麦哲伦星云中另外3颗源的N波段测光。与近红外测光一起，这被用来对富碳和富氧大气进行初步分类。这些恒星的辐射光度也被估算出来。此外，我们还介绍了对大麦哲伦星云中OH脉泽的观测结果，这一观测发现了IRAS 04407 -7000的OH脉泽发射。在大麦哲伦星云中的两颗被严重遮蔽的AGB星获得了600到1000 nm的光谱，证实它们是高度红化的非常晚期的M型巨星。由于尘埃笼罩的恒星显然正在经历严重的质量损失，他们被认为是非常接近各自的渐近巨分支阶段的终止。质量损失的碳星的比例随着光度的增加而减少，正如热底燃烧所预期的那样。最佳的候选碳星，M_bol = -6.8等，是麦哲伦星云中最明亮的质量损失碳星，也是最明亮的AGB星之一。在较低的光度下（M_bol = -5等），既有氧星也有碳星，这可以用个别质量损失的AGB星的金属丰度范围来解释。
1997-09-12 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
Obscured Asymptotic Giant Branch Variables in the Large Magellanic Cloud and the Period-Luminosity Relation
本文讨论了大麦云云中富氧、富碳、大振幅（dK>0.4等）、渐近巨分支变星的特征，重点讨论了被尘埃遮蔽的变星。近红外测光，获得了约8年，结合从IRAS和ISO公布的中红外观测，以确定42颗恒星的热星等。富O星的脉动周期为116<P<1393天，而富C星的脉动周期为298<P<939天。除了有规律的脉动外，一颗富O星和四颗富C星还表现出大振幅（dK> 0.6等）的长期或非常长的周期变化，这可能与它们的质量损失率的变化有关。我们讨论和比较各种方法来确定的辐射热星等和显示，也许令人惊讶的是，大多数非常长的周期的恒星似乎遵循的周期光度关系确定的恒星与较短的周期外推-虽然细节取决于如何计算的辐射热星等。有三颗薄壳的恒星，明显比被遮蔽的AGB星更明亮，正在经历热的底部燃烧，而其他具有类似光度的恒星还有待足够详细的调查，以确定它们在这方面的地位。我们认为，在400-420天左右的周期光度关系的斜率的明显变化是由亮度比核心质量光度关系的预测更亮的变量引起的，由于来自热底部燃烧的过量通量。
2003-02-12 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
ISO observations of obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Large Magellanic Cloud
我们目前的ISO测光和光谱观测的样本57个明亮的渐近巨星分支恒星和红超巨星的大麦云云，选择的基础上的红外天文台的颜色指示高质量损失率。利用12、25和60 $μ$ m的PHOT-P和PHOT-C测光以及12 $μ$ m的CAM测光，结合准同步地基近红外测光，为我们样本中的所有恒星绘制了色-色图。给出了23颗恒星3 ~ 14 $μ$ m区的PHOT-S和CAM-CVF光谱。根据色-色图和光谱，我们确定了样品中49颗恒星周围尘埃的化学类型。许多恒星都有富含碳的尘埃。麦哲伦星云中最明亮的碳星也有一个（次要的）富氧成分。OH/IR星具有硅酸盐吸收和发射翼。这里提出的独特的数据集允许详细研究的热脉冲AGB星的代表性样本，以及确定的光度。
1999-04-26 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
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant H II Regions III.: W31
我们提出了近红外（J，H和K）测光和中等分辨率（λ/Deltalambda = 3000）K波段光谱的嵌入式星团在巨大的H II区域W31。根据光谱，最亮的五个星团成员中有四个是早期的O型星。我们推导出一个分光光度的距离为3.4 +/- 0.3千秒差距W31使用这些新的光谱类型和红外测光。在K波段最亮的星团源是一个红色天体，它位于J-H与H-K色-色图的区域，那里居住着在K波段有过量发射的恒星。这个点源有一个H加K波段的光谱，没有显示出光球的功能，我们解释为被当地尘埃排放掩盖的结果。强布拉开系发射和允许的Fe II发射检测在这个源，后者的功能是暗示了密集的流入或流出。该红色源的近红外位置与之前高角分辨率VLA图像中看到的5 GHz热射电源的位置一致。我们还确定了其他几个K波段源包含多余的发射与紧凑的无线电源。这些天体可能代表了W31星团中的恒星，它们仍然嵌在它们诞生的茧中。
2001-03-02 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
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
Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds III. New IRAS counterparts
我们已经在大麦云云（LMC）中寻找了IRAS点源的近红外恒星对应物，在J和K波段。结果发现了21个对应物，其中19个是新发现的。使用颜色星等和颜色颜色图，我们确定了13个渐近巨星分支（AGB）恒星厚拱尘埃信封，7个可能的早期后AGB恒星或恒星从热脉冲恢复，和1个红超巨星或前景星。对于10个IRAS目标，我们没有成功地检测和/或识别近红外对应物。我们偶然发现了另外14个红色源，其中2个是已知的长周期变星，还有一些星系。星系的近红外和光学颜色可能表明通过大麦哲伦星系的星际消光相当大，A_V约为2-4等。AGB碳星相对于氧星的相对数量随着光度的增加而减少。然而，在最微弱的质量损失的AGB恒星中，富氧恒星仍然存在，这限制了当前预测第三次疏浚和热底燃烧发生的对流理论。我们调查的性质，一些大麦哲伦星云的恒星，有红外线性质非常相似，怀疑银河后AGB的明星。
1997-04-21 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
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
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
A fresh view on Henize 2-10 with VLT/NAOS-CONICA
本文给出了Henize 2-10在Ks（2.2 μ m），L'（3.8 μ m），M'（4.8 μ m）波段的高分辨观测结果。这是第一次从光学到无线电准确地跟踪星系中心的结构。以前观察到的所有无线电节点现在都可以与L'和Ks发射区相关联。这意味着它们的物理性质的修正。而不是高度熄灭的超致密HII区域，我们提出，5个无线电节点中的两个要么是超新星遗迹或“正常”HII区域，而其余三个是真正的超致密HII区域，虽然比以前认为的更少模糊。
2005-06-02 astro-ph
Ultraviolet Through Far-Infrared Spatially Resolved Analysis of the Recent Star Formation in M81 (NGC3031)
利用远紫外（UV）到远红外（IR）成像观测，对早型旋涡星系M81的近期恒星形成（SF）进行了表征。我们比较这些数据与模型的恒星，气体和尘埃排放的亚银河系地区。我们的研究结果表明，存在一个弥漫的灰尘排放没有直接联系到最近的SF。我们发现尘埃温度和尘埃质量密度的径向下降，并在恒星光的衰减。M81的红外辐射可以用三种成分来模拟：1）温度<T_c>为18 ± 2 K的冷尘埃，集中在HII区附近，但也呈现弥散分布; 2）T_w=53 ± 7 K的暖尘埃，直接与HII区相连; 3）芳香分子，弥散形态峰值出现在HII区附近。我们推导出几个关系，以获得总的红外线的单色光通量，我们比较五种不同的恒星形成率（SFR）估计HII地区在M81和M51：紫外线，Halpha，和三个估计斯皮策数据的基础上。我们发现，尘埃吸收的H α光度与24微米的发射密切相关。与总红外光度的相关性不太好。当用24微米或单独的总红外辐射估计总SFR时，发现星系之间存在重要的变化。最可靠的估计，总的SFR是通过结合的Halpha发射（或UV）和IR光度（特别是24微米的发射），探测未遮蔽和遮蔽的SF，分别获得。对于整个M81星系，大约50%的SF被尘埃遮蔽。被遮蔽的SF的百分比范围从星系内部区域的60%到外部区域的30%。
2006-05-23 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
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
Synthesis Imaging of Dense Molecular Gas in the N113 HII Region of the Large Magellanic Cloud
我们目前的孔径合成成像的致密分子气体在大麦云云，采取了原型毫米接收器的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。我们对N113 HII区的观测表明，在HCO ~+、HCN和HNC的1-0线上有一个约6 ″（1.5pc）半高宽的凝聚，而在C_2H中则很弱。将ATCA的观测结果与莫普拉望远镜的单碟图和瑞典-欧洲南方天文台亚毫米望远镜的灵敏光谱进行比较，结果表明，凝结是一个质量约为10^5太阳质量的分子云中质量约为10^4太阳的大质量团。该团块的中心邻近一个紧凑的，模糊的HII区域，这是一个线性结构的无线电连续源的一部分，延伸到整个分子云。我们认为，团块代表了一个可能的网站触发恒星形成。检查作为干涉仪基线长度的函数的积分线强度，我们发现的证据减少HCO+/HCN和HCN/HNC比较长的基线。这些趋势是一致的HCO+排放的一个重要组成部分，在一个扩展的团块信封和较低的HCN/HNC丰度比在致密的核心。
2006-04-08 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
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
