Carriers of the mid-IR emission bands in PNe reanalysed. Evidence of a link between circumstellar and interstellar aromatic dust
它已被证明，芳香族的排放功能的多样性可以合理化到不同类别的对象，其中星周和星际物质之间的差异被强调。我们探测行星状星云（PNE）中观测到的中红外发射器和它们在星际介质中的对应物之间的联系，以探测后者在演化恒星的拱星环境中形成的情况。在光解离区（PDR）研究的基础上，分析了PNe和致密HII区的中红外（6-14 μ m）发射光谱。在我们的例子中，我们考虑了银河系，大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的对象。由多环芳烃（PAH）和非常小的颗粒（VSG）的人口组成的一些组件是类似的PDRs中观察到的。其他人都适合在一个进化的情况下，涉及破坏后AGB阶段观察到的脂肪族成分，以及强加工的多环芳烃在极端条件下的PNe，导致人口非常大的电离多环芳烃。这种被称为PAH^x的物质被认为是在7.90 μ m处的特征带的载流子。这个波段可以作为诊断的一部分，在附近的星系中识别PNe，也可以在银河系致密的HII区域观察到。这些结果支持芳香族非常小的尘埃粒子的形成在信封的演化恒星，在银河系中，以及在LMC和SMC，和他们随后的生存在星际介质。
2008-09-09 astro-ph
An Alternative to Spinning Dust for the Microwave Emission of LPH 201.663+1.643: an Ultracompact HII Region
尘埃弥漫的H II区LPH 201.663+1.643的微波光谱能量分布已被其他人解释为旋转尘埃颗粒微波发射的初步证据。我们提出了一个替代的解释，特定的对象;具体来说，一个超紧凑的H II区域嵌入在尘埃云将解释现有的观测以及或更好地比旋转的尘埃。从微波观测得出的假定超致密HII区域的大小、表面亮度和通量密度的参数都在已知范围内。根据其红外颜色，这种超致密H II区域的可能候选者是IRAS 06337+1051。然而，IRAS 06337+1051的红外通量似乎太小，无法与这个替代模型解释观测所需的微波通量相一致。
2002-01-17 astro-ph
The Formation of Massive Stars by Accretion Through Trapped Hypercompact HII Regions
大质量恒星的形成可能会发生在相对较低的吸积率在一段较长的时间，如果吸积可以继续过去的核心氢点火的开始。吸积可能会继续，尽管在恒星周围形成电离的HII区域，如果HII区域足够小，恒星的引力主导的HII区域的热压力。如果吸积流的动量足以推动尘埃颗粒通过电离边界处的高尘埃不透明度的狭窄区域并进入尘埃升华的HII区域，则吸积可以继续，尽管辐射压力作用于分子气体中的尘埃颗粒。这个大质量恒星通过持续吸积形成的模型预测了一类新的引力捕获的，长寿命的超紧凑HII区域。被捕获的超致密HII区的观测特征可以预测与观测比较。
2004-07-29 astro-ph
Shock processing of interstellar dust and polycyclic aromatic hydrocarbons in the supernova remnant N132D
我们使用斯皮策太空望远镜、IRS、IRAC和MIPS（红外光谱仪、红外阵列相机、斯皮策多波段成像光度计）上的所有仪器观测了富氧的大麦云（LMC）超新星遗迹N132 D（SNR 0525-69.6）。5-40微米的IRS光谱朝向东南壳的残留物显示了一个急剧上升的连续与[NeIII]和[OIV]以及PAH排放。我们还提出了一个快速移动的喷出物结，以前检测到的光波长，这是由强大的[NeIII]和[OIV]发射线为主的光谱。我们将连续谱解释为N132 D膨胀壳层中被冲击加热的尘埃颗粒的热发射，这在MIPS 24微米图像中清晰可见。一个15-20微米的发射峰出现叠加在尘埃连续体上，我们将其归因于PAH C-C-C弯曲模式。我们还检测到众所周知的11.3微米PAH C-H弯曲特征，并发现15-20微米驼峰的综合强度比残骸外壳中的11.3微米带强约7倍。IRAC 3-9微米的图像没有显示出来自残骸的大规模壳状发射的明确证据，部分原因是与周围的ISM材料混淆。然而，我们根据它们独特的红外颜色确定了几个受冲击的星际气体结。我们讨论了明亮的红外连续谱和多环芳烃的特点，在年轻的超新星遗迹尘埃处理。
2006-09-06 astro-ph
Consequences of Dust in Metal-Rich HII Regions
尘埃和相关的重元素从气相耗尽可以修改从无尘的情况下的HII区域的热性质，与紧急的光谱的显着后果。我们提出的理论计算结果，说明了巨大的，河外HII地区的光谱上的颗粒的影响，重点是高金属丰度系统（即太阳和更高的Z）。尘埃提供了一个简单的解释，为观测缺乏纯巴耳末线光谱，预计在理论上的基础上，无尘，化学丰富的星云。颗粒也可能发挥作用，在HII地区的正常星系的富集核中观察到的禁止线发射的增强。在大多数情况下，耗尽对光谱引入最强的扰动。然而，在某些情况下，电离连续谱的选择性吸收以及晶粒光电子的加热是重要的，并且晶粒加热对于增强高电离谱线中的发射可以是特别重要的。考虑到损耗，尘埃的存在不太可能在全球金属丰度指标中引入大的误差，尽管损耗因子的不确定性加上红外冷却对电子密度的敏感性将使高Z下的准确校准变得困难。目前的计算进一步确定，以前的相对丰度分析，未能考虑到尘埃的影响，在一个自洽的方式（粮食加热以及耗尽）可能高估了高Z星云的温度梯度，导致错误的相对丰度为不同的元素。
1995-09-27 astro-ph
Internal Dust Correction Factors for Star Formation Rates Derived for Dusty \HII Regions and Starburst Galaxies
星系中的恒星形成率经常使用巴耳末线通量来估计。然而，这些可以被系统地低估，因为尘埃竞争电离气体中莱曼连续谱光子的吸收。在这里，我们提出了一个简单的分析形式的理论校正因子。这些因子是电离参数${\cal U}$和星云O/H丰度比的乘积，这两个参数现在都可以从明亮星云谱线比的观测中得到。校正因子仅在一定程度上取决于由晶粒产生的光电子，但对电离气体中复杂的PAH样碳质分子的存在非常敏感，只要这些分子能够在这样的环境中存活。
2002-12-01 astro-ph
Warm dust and aromatic bands as quantitative probes of star-formation activity
我们结合样本的螺旋星系和星暴系统观察ISOCAM调查的可靠性中红外（MIR）尘埃排放作为定量示踪剂的恒星形成（SF）活动。总样本涵盖了非常多样化的银河系环境和探测器更广泛的动态范围SF率密度比以前类似的研究。我们发现，单色的15微米的连续和5-8.5微米的发射构成良好的指标的SF率量化的莱曼连续光度L_Lyc，在指定的有效性范围内，这是不同的两种示踪剂。归一化到投影表面积，15微米光度S_15ct在几个数量级上与S_Lyc成正比。两个制度是区别于所观察到的关系中的相对偏移量：在螺旋星系的静止磁盘之间的比例因子增加了~ 5倍，并在螺旋和星爆系统的环核区域的中度到极端的恒星形成环境。这种转变发生在S_Lyc ~ 10^2 L_sun pc^{-2}附近，并被解释为是由于非常小的尘埃颗粒开始在15微米处占主导地位，超过了高于该阈值的芳香族物质。单位面积5 ~ 8.5微米的光度也与S_Lyc成正比，从样品中最静止的物体到S_Lyc ~ 10^4 L_sun pc^{-2}，有一个单一的转换因子，此时关系式成立。营业额是由于在极端星爆盛行的恶劣条件下，芳香带载体的耗尽。所观察到的关系提供了经验校准，用于估计SF率从中红外观测深深嵌入HII地区和模糊的星爆，并从进化合成模型的预测。
2004-02-16 astro-ph
ISOCAM Mid-infrared spectroscopy and NIR photometry of the HII complex N4 in LMC
[摘要]对大麦哲伦星云HII区络合物N4的ISOCAM-CVF和近红外光度数据进行了分析。目的有两个：1）研究ISM与该区域恒星含量之间的关系; 2）研究低于银河系的金属丰度对尘埃性质的影响。尘埃特征-气体谱线-数据连续拟合技术，可以制作每一次发射的图像，并对尘埃和电离气体进行详细分析。近红外测光首次提供了关于N4恒星含量的信息。单个尘埃特征带和气体谱线的图像清楚地表明，HII区核心完全没有负责芳香特征（AF）的载流子。另一方面，电离气体几乎完全出现在这个尘埃空腔中，N4的两颗主要激发星也位于其中。我们发现的证据表明，低于银河系的金属丰度对负责AF的载体的影响，不是为了防止它们的形成或改变它们的化学性质，而是为了提高它们的破坏高和硬ISRF。我们表明，这种机制是更有效的较小的灰尘颗粒/分子，从而影响灰尘的大小分布。我们认为，在分析更遥远的相对低金属丰度星系时，应该考虑对尘埃粒度分布的影响，而不是由于较低的金属丰度而导致的不同尘埃性质。最后，N4的恒星成分分析显示了7颗恒星：4颗变红的O MS星和3颗有包层的恒星。特别是，其中之一，似乎是一个超紧凑的HII区域包含嵌入式YSO。
2007-02-01 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
Multiwavelength Studies of Interstellar Dust Using WIRE and MIGA
概述了利用最近完成的中红外星系图集（MIGA）和即将发射的宽视场红外探测器（WIRE）卫星对星际尘埃的研究。项目包括观察HII区域周围的尘埃分布，研究HII区域和分子云界面处的尘埃，以及了解卷云中的颜色变化。
1999-02-08 astro-ph
A search for precursors of Ultracompact HII Regions in a sample of luminous IRAS sources. III: Circumstellar Dust Properties
利用麦克斯韦望远镜对30个红外天文光谱源进行了亚毫米和毫米波段的连续测光，这些源是以前在分子谱线和厘米波段射电连续谱中研究过的。所有的源都具有典型的非常年轻的恒星物体（YSO）的IRAS颜色，并且与致密气体有关。尽管它们的光度很高（L>10000太阳单位），但只有10个这样的源与射电对应物相关联。在17例中，我们可以识别与IRAS源相关的毫米波发射的清晰峰值，而在9个源中，毫米波发射被扩展或微弱，无法识别清晰的峰值;仅在4例中发现上限。利用简单的灰体拟合模型对观测到的SED进行拟合，得到了星周尘埃的整体性质。尘埃的温度从24 K到45 K不等，而尘埃的发射率指数与频率的幂律范围为1.56<beta<2.38，这是硅酸盐尘埃的特征;总的星周质量范围超过500个太阳质量。我们发现，对于具有可比光度的源，来自尘埃质量的总柱密度不区分有和没有无线电对应物的源。我们解释这一结果表明，灰尘不发挥主导作用，抑制HII区的形成。我们研究了几种情况下，他们的起源在新生ZAMS恒星，虽然其中大部分无法解释的意见，我们不能排除这些来源是年轻的恒星已经在ZAMS适度的残留吸积淬火的HII区域的扩张。最后，我们考虑的可能性，红外天文台的来源是高质量的前ZAMS（或前H燃烧）对象派生的吸积大部分的发光度。
2000-01-13 astro-ph
Where are the massive stars of the bar of NGC 1530 forming?
NGC 1530拥有有史以来观测到的最强棒之一，最近的恒星形成地点分布在其棒上。我们的目的是研究酒吧和它的HII区域的光度学性质，阐明HII区域的形成条件和它们的空间关系的酒吧的主要动力学特征。方法：我们在NGC 1530中获得了棒的HII区域的BVRKs和H α光度。宽带集成的颜色和Halalpha等效宽度进行了仔细测量和分析，作为一个功能的位置相对于酒吧的主要尘埃通道。结果如下：我们测量的HII区域的Halpha等效宽度的差异，位于在酒吧的灰尘巷的尾随和领先的两侧。仔细分析了可能产生这种差异的因素，如[NII]污染、莱曼连续体光子尘埃消光、电离辐射逃逸、金属丰度、IMF和年龄。年龄差异被证实是最合理的解释。这意味着，位于更远离其领先的一侧，从主要的酒吧尘埃巷下游的酒吧尘埃巷的HII区域，比其余的约1.5-2.5万年。此外，一个明确的空间相关性已被发现之间：HII区域的位置，尘埃马刺的酒吧尘埃巷的后侧，和最大速度梯度的轨迹平行于酒吧主轴（可能跟踪气体流向主酒吧尘埃巷）。这些结果支持的假设，即大质量的恒星形成的酒吧尘埃带的拖尾侧，年龄，因为他们穿过酒吧，在一个时间尺度上，是兼容的酒吧动力学的时间尺度。
2008-04-11 astro-ph
Properties of polycyclic aromatic hydrocarbons in local elliptical galaxies revealed by the Infrared Spectrograph on Spitzer
利用Spitzer卫星上的红外光谱仪对18个局域尘埃椭圆星系进行了中红外光谱观测。我们从18个星系中的14个星系中检测到了多环芳烃（PAH）的特征，从而发现多环芳烃的存在并不罕见，而是在尘埃椭圆星系中很常见。这些星系中的大多数显示出异常微弱的7.7微米发射功能相对于11.3微米和17微米的发射功能。大部分星系还表现出H2旋转线和离子精细结构线发射，这与PAH发射没有显着的相关性。PAH特征与35 μ m处的连续体具有良好的相关性，而它们与6 μ m处的连续体不相关。我们的结论是，椭圆星系的多环芳烃排放主要是星际起源，而不是恒星的起源，和不寻常的多环芳烃带间强度比可能是由于大部分的中性电离多环芳烃。
2008-05-21 astro-ph
The Effect of Light Scattering by Dust in Galactic Halos on Emission Line Ratios
我们目前的结果从蒙特卡罗模拟描述的辐射传输的$Hα$线发射，产生的HII地区的磁盘和扩散电离气体（DIG），通过星系NGC 891的尘埃层。这使我们能够计算出源自盘的HII区域并被高$z$的尘埃散射的光量，并将其与DIG中重组产生的发射进行比较。沿$z$轴的光度图和偏振图的切割表明，在$z\sim 600$ ~pc处，来自HII区的散射光仍然是DIG散射光的10%，而线偏振度很小（$<1$ %）。这些结果的重要性，为确定固有的发射线的比率进行了强调，并在高$z$灰尘的意义和可能的影响进行了讨论。
1996-06-07 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
MSX Mid Infrared Imaging of Massive Star Birth Environments. I: Ultracompact HII Regions
我们目前的中红外21微米图像的无线电选择超紧凑HII（UCHII）区域的样本，获得了中途空间实验（MSX）。所有的，除了一个可能的例外，在中红外波长检测，采样温暖的尘埃排放的茧的OB星中央激发源。许多UCHII区域附近（最多几个pc远）有伴星尘埃排放源，代表其他潜在的恒星诞生地点。在UCHII区域的IRAS点源目录条目中，有些天体的伴星占主导地位。我们比较中，远红外尘埃发射，测量嵌入的热恒星光度，与已公布的UCHII无线电发射，测量莱曼连续光度。我们发现一个光谱类型的依赖性，如预测的超紧凑电离氢区域的标准模型，由出生的尘埃壳包围，与一些散射，这可以理解的考虑：1）尘埃吸收的一部分发射莱曼连续谱光子; 2）较暗的伴星内的UCHII区域; 3）不同的UCHII区域的结构从恒星到恒星。总的来说，MSX提供的更高的空间分辨率解决了UCHII地区IRAS远红外通量与射电电离通量比较经常遇到的困难。
2003-02-24 astro-ph
AMI limits on 15 GHz excess emission in northern HII regions
我们目前的观测14.2和17.9 GHz的十六个银河系HII地区的弧分钟Microkelvin成像仪（AMI）。结合文献中的数据，在较低的射频，我们调查的可能性，在这些对象的光谱旋转尘埃成分。我们的结论是，没有明显的证据表明旋转灰尘朝向这些来源，并测量样品在1.4和17.9 GHz之间的平均光谱指数为0.15+/-0.07。
2007-11-20 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
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
Dust and molecules in the Local Group galaxy NGC 6822. III. The first-ranked HII region complex Hubble V
我们目前的地图，排名第一的HII区域复杂的哈勃V在贫金属的本星系NGC 6822在前四个过渡的CO，158微米的过渡的C+，21厘米线的HI，Pa-β线的HII，在21厘米和2.2微米波长的连续。我们还确定了各种积分强度，特别是HCO+和近红外H2发射。虽然哈勃X位于一个相对较强的HI发射区，我们的映射未能揭示任何显着的CO排放从它。相对较小的CO云复杂的哈勃V是可比的电离HII区域的大小。CO云是热的（Tkin = 150 K），具有高的分子气体密度（n（H2）= 10** 4cm **-3）。C+柱密度比CO高一个数量级以上。复合物的总质量约为10**6 M（太阳），分子气体占其中的一半以上。这个复合体是由明亮的恒星激发的，这些恒星在视觉上变红或模糊，但在近红外波长下很明显。嵌入恒星的总质量约占总质量的10%，电离气体的质量占其中的一半。哈勃五号说明，在低金属量的天体中，适度的恒星形成效率可能与高的CO破坏效率有关。哈勃V的光子主导区域（PDR）的分析证实了在一个独立的方式CO到H2的转换因子X的早期发现的高值，低金属量区域的恒星形成的特征。
2002-10-07 astro-ph
Models for Dusty Lyman alpha Emitters at High Redshift
模型提出的Lyman α发射的尘埃高红移星系相结合的Press-Schechter形式主义与治疗的不均匀的尘埃分布在星系内。据发现，从星系逃逸的莱曼α辐射的量强烈依赖于通过恒星活动产生的尘埃的时间，和周围的电离OB星的HII区域的环境不均匀性。与最近的观察，以及以前的非检测发现良好的协议。我们的模型表明，尘埃含量的积累不超过5 × 10^8年，银河系HII区域是不均匀的，云覆盖因子为1阶，总体恒星形成效率至少约为5%。据预测，未来的观测可以检测到这些莱曼阿尔法星系高达约8的红移。
1998-09-17 astro-ph
IRAC Excess in Distant Star-Forming Galaxies: Tentative Evidence for the 3.3$μ$m Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Feature ?
我们提出的证据存在的IRAC过剩的光谱能量分布（SED）的5个星系在0.6<z<0.9和1个星系在z=1.7。这6个星系，位于大天文台起源深巡天（GOODS-N），是恒星形成，因为他们目前强大的6.2，7.7和11.3 μ m多环芳烃（PAH）线在他们的斯皮策IRS中红外光谱。我们使用一个图书馆的模板计算PEGASE.2适合他们的多波长测光，并推导出他们的恒星连续。减去恒星的连续，使我们能够检测到在5个星系的IRAC带通的3.3微米PAH是预期的显着过剩。然后，我们评估，如果IRAC过剩的物理起源是由于一个模糊的活动星系核（AGN）或温暖的尘埃排放。其中一个星系的活动星系核被遮蔽的证据被发现，而其余四个星系没有表现出任何显着的活动星系核活动。讨论了在银河漫发射中发现的来源不明的暖尘埃连续体可能造成的污染。这样一个连续体的性质必须与本地宇宙不同，才能解释测量到的IRAC过剩，但在了解其起源之前，我们不能明确排除这种可能性。假设IRAC过剩是由3.3微米PAH功能为主，我们发现与观察到的11.3微米PAH线通量产生相同的C-H弯曲和拉伸模式，与模型的预期一致。最后，IRAC过剩似乎与星系中的恒星形成率相关。因此，一旦詹姆斯·韦伯太空望远镜的中红外光谱能力可用，它就可以为测量z>3星系中尘埃恒星的形成提供强有力的诊断。
2008-03-27 astro-ph
Dust and Atomic Gas in Dwarf Irregular Galaxies of the M81 Group: The SINGS and THINGS view
[摘要]本文介绍了在SINGS和THINGS巡天中对M81星系群中7个矮不规则星系的尘埃和原子气相的观测结果。Spitzer观测首次揭示了这些贫金属（Z~0.1 Z_sun）、静止（SFR~0.001-0.1 M_sun/yr）矮星系的非原子ISM的本质。七个目标中有五个检测到粉尘排放。大多数探测到的尘埃排放仅限于HI柱密度>1x10^21 cm^-2。斯皮策光谱的两个区域中最明亮的星系（IC 2574和Holmberg II）显示出明显不同的光谱形状。IC 2574的光谱显示出芳香族的特征，与平均的SINGS螺旋星系相比，它的亮度较低（相对于FIR光度），为1/7。Holmberg~II的芳香族特征（气相金属丰度略低）比IC 2574弱一个数量级。这一结果强调了芳香特征的强度不是金属度的简单线性函数。我们估计M81矮星系的尘埃质量约为10^4-10^6太阳质量，因此平均尘埃气体比（M_dust/M_HI）约为3 × 10 ^-4（如果只考虑与尘埃排放有关的HI，则为1.5 × 10 ^-3）;这比从星群螺旋星系中得出的典型值低了一个数量级。矮星系在70 μ m处的每单位恒星形成率低于SINGS中更大质量星系的2倍。然而，样本矮星系中的平均70 μ m/160 μ m比值高于SINGS样本中其他星系的平均值。这可以解释为矮星中较低的尘埃含量与较高的尘埃温度相结合。
2007-02-14 astro-ph
Dust properties and distribution in dwarf galaxies
我们提出了一个研究的消光，跟踪巴尔末减量，在HII地区的矮星系NGC 1569和NGC 4214。我们发现，在两个星系中最突出的HII区域周围的大规模消光形成了一个壳，在该壳中，局部的固有消光可以采用相对较高的值（$A_V = 0.8 - 0.9$ MAG），尽管金属丰度低，从而整体尘埃含量低。小尺度消光（空间分辨率$\sim$ 0.3“）显示的波动最有可能是由于尘埃分布的变化。我们比较了消光分布的尘埃排放，跟踪斯皮策排放在8和24 \mi，并在850 \mi冷尘埃的排放。除了NGC 4214中的850 \mi发射比消光和其他发射更长外，我们发现所有示踪剂之间总体上都有很好的一致性。在NGC 1569中，所有波长的尘埃辐射都非常相似，而NGC 4214的\mi比率在24到850之间显示出空间变化。此外，我们比较了24 \mi和反射校正的Halpha发射从HII地区的星系的样本具有广泛的金属丰度，并发现了良好的相关性，这两个排放量，独立的金属丰度。我们认为，这种缺乏对金属丰度的依赖可能是由于形成了相对恒定的不透明度的尘埃壳，就像这里观察到的那样，围绕电离恒星。
2008-08-14 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
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
Spatially Resolved 3 um Spectroscopy of IRAS 22272+5435: Formation and Evolution of Aliphatic Hydrocarbon Dust in Proto-Planetary Nebula
我们提出中分辨率3微米光谱的富碳原行星状星云IRAS 22272+5435。斯巴鲁望远镜自适应光学系统的光谱学揭示了恒星周围碳氢化合物分子和尘埃的空间变化。乙炔（C2 H2）和氰化氢（HCN）在3.0 μ m处的振转带在中心恒星光谱中很明显。分子集中在靠近中心的致密区域。在距中心星600- 1300 AU处，观测到3.3和3.4 μ m的芳香烃和脂肪烃发射。气体和尘埃之间空间分布的分离表明，小碳氢化合物分子确实是固体物质的来源，并且在中央恒星附近观察到颗粒形成的气体残留物。相对于芳香烃的排放，脂肪烃的排放强度随着与中心恒星的距离而减小。的光谱变化是很好地匹配的实验室模拟热退火与不同的温度。我们认为，无论是热过程后形成的颗粒或在尘埃形成区域的温度随时间的变化，决定了原行星状星云周围的碳氢化合物尘埃的化学成分。
2003-01-16 astro-ph
Anomalous Microwave Emission from the HII region RCW175
我们提出了在RCW 175 \hii区域异常微波发射的证据。受甚小天线阵（VSA）33 GHz $13\arcmin$分辨率数据的启发，我们用宇宙背景成像仪（CBI）以$4\arcmin$的分辨率在31 GHz观测了RCW 175。该区域由两个不同的组分G29.0-0.6和G29.1-0.7组成，它们在高信噪比下被检测到。在31 GHz下的积分通量密度为$5.97\pm0.30$ Jy，与VSA非常一致。31 GHz的通量密度是$3.28\pm0.38$ Jy（$8.6σ$）以上的预期值，从光学薄的自由-自由发射的基础上较低频率的无线电数据和热尘埃的IRAS和WMAP数据的约束。传统的发射机制，如超紧凑\hii区域的光学厚发射，不能轻易解释这种过量。我们解释过量的电偶极子发射的证据，从小旋转的尘埃颗粒，这确实提供了一个足够的适合的数据。
2008-07-25 astro-ph
Subarcsecond Submillimeter Imaging of the Ultracompact HII Region G5.89-0.39
我们提出了第一个亚弧秒亚毫米图像的神秘的超紧凑HII区（UCHII）G5.89-0.39。用SMA观察，875微米的连续发射表现出类似于较长波长的壳状形态。通过使用从VLA存档和CARMA获得的五个频率下具有可比角分辨率的图像，我们已经从875微米图像中去除了自由-自由分量。我们发现了五个尘埃排放源：两个紧凑的温暖的对象（SMA 1和SMA 2）沿壳的外围，和三个额外的区域进一步。壳体内部没有粉尘排放，支持了被高密度气体包围的无尘腔的画面。在亚角秒分辨率，大多数的分子气体示踪剂包围UCHII区域，并出现限制其扩张。我们还发现G5.89-0.39几乎完全缺乏有机分子谱线发射。尘芯SMA 1和SMA 2在光学薄的气体示踪剂（例如34 SO2）中表现出紧凑的空间峰，而SMA 1也与11.9微米的发射相一致。在CO（3-2）中，我们发现一个高速的北/南双极外流中心的SMA 1，对准红外H2节，并负责大部分的脉泽活动。我们的结论是，SMA 1是一个嵌入的中等质量的原恒星，估计光度为3000 Lsun和星周质量约1 Msun。最后，我们在UCHII区西北12角秒处发现了一个NH3（3，3）脉泽，与一个44 GHz的CH 3OH脉泽相一致，可能与Puga等人（2006）确定的Br伽马外流源有关。
2015-03-27 astro-ph
A comparison between Pa alpha and H alpha emission: The relation between HII region mean reddening, local gas density and metallicity
利用哈勃空间望远镜的Pa alpha和H alpha图像测量了NGC 2903、NGC 1512、M51、NGC 4449和NGC 6946中HII区的红化。根据星系的不同，消光范围从A_V ~ 5 - 0。对于在两条线上都有HST图像的星系，NGC 2903，NGC 1512和M51，Pa α和H α发射在形态上几乎是相同的，这意味着来自明亮的HII区域的少量发射被相对高消光的区域所隐藏。在测得的反射的散射只有+- 0.5马格。我们比较的reddenings，我们在五个星系测量使用Pa α到H α的比率，以前从在LMC的巴耳末减量测量，并作为半径的函数在M101和M51。我们发现这些HI区的总体光度加权平均值与气体表面密度和金属丰度相关。的相关性是一致的，取决于尘埃密度的尘埃与气体的质量比尺度与金属丰度的平均消光。如果HII区域倾向于位于气盘的中平面附近，并且在出生后不久就从其母体分子云中出现，则这种趋势是可以预期的。在气体密度低于几百Msol/pc^2的环境中，用积分线通量和平均折射率估算的恒星形成率可能相当准确。
2000-12-20 astro-ph
Density structure of the Horsehead nebula photo-dissociation region
本文介绍了在新技术望远镜（NTT）上用ISAAC之子（SOFI）获得的马头星云H $_2$ 1-0 S（1）线发射的高角分辨率图像。结合H $α$谱线发射、芳香尘、CO和尘埃连续谱发射对这些观测结果进行了分析。由O9.5V恒星$σ$ Ori（$χ\sim$ 60）照亮的马头星云呈现出一个典型的光解离区（PDR），几乎是从侧面观察的，这为研究PDR的气体密度结构提供了一个理想的机会。H $_2$荧光发射观测揭示了与星云的照明边缘相关的极其尖锐和明亮的细丝，这在空间上与芳香尘埃发射相一致。分析的H $_2$荧光发射，敏感的远紫外线辐射场和气体密度，结合芳香族灰尘和H $α$线发射，带来了新的约束条件和气体密度在外部PDR区域。此外，结合这些数据与毫米观测CO和尘埃连续发射，使我们能够跟踪远紫外辐射场的渗透到云和探测整个PDR的气体密度结构。通过与PDR模型计算结果的比较，我们发现：i）在云边缘气体密度遵循一个陡峭的梯度，尺度长度为0.02 pc（或10“），在H $_2$发射层和内部冷分子层分别为$n_H\sim 10^4$和$10^5$ cm $^{-3}$，ii）这个密度梯度模型实质上是一个定压模型，$P\sim$ 4 $10^6$ K cm $^{-3}$ .在这里导出的气体密度分布的约束是重要的物理和化学过程的研究在PDR和星际云的演变提供了新的见解。
2005-02-03 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 Morphology of M17-UC1 - A Disk Candidate Surrounding a Hypercompact HII Region
利用红外波段观测和近红外辐射转移模拟研究了超致密HII区M17-UC 1的形态和演化阶段。这是第一次，这个区域被分解成两个发射区分开的暗巷让人想起一个模糊的轮廓的拱盘。到目前为止，观测数据和模型计算表明，M17-UC 1被一个冷尘埃盘包围着。这种直接的直接检测周围的超紧凑的HII区域的拱星盘候选人是在与高质量恒星形成的磁盘吸积模型的期望。
2007-01-26 astro-ph
Spitzer Mid-infrared Study of Compact HII Regions in the Magellanic Clouds
我们提出了一个中红外特性和尘埃含量的27个HII“斑点”，一种罕见的类紧凑的HII区域的麦哲伦云的样本的研究。该样本的一个独特特征是，尽管这些HII区域具有高激发和低激发，但它们具有几乎相同的物理尺寸~1.5-3 pc。我们的分析基于斯皮策太空望远镜上的红外阵列相机（IRAC）获得的3-8微米红外图像。我们发现，尽管他们的年轻，太阳下的金属丰度和不同程度的激发，这些地区的中红外颜色是类似的典型的HII地区。高激发“斑点”（HEB）显示出比低激发对应物（LEB）更强的8微米发射和更红的颜色。
2008-05-15 astro-ph
The interplay between ionized gas and massive stars in the HII galaxy IIZw70: integral field spectroscopy with PMAS
我们对HII星系IIZ w 70进行了积分场光谱研究，以探讨其电离星际介质（ISM）和大质量恒星形成（SF）之间的相互作用。观测是在光学光谱范围（3700-6800 A）内进行的，使用的是连接在CAHA 3.5米望远镜上的波茨坦多孔径分光光度计（PMAS）。我们创建并分析了空间分布的发射线，连续发射和电离ISM的属性（例如物理化学条件，尘埃消光，运动学）的地图。我们研究了这些性质与大质量恒星的空间分布和演化阶段的关系。这是我们第一次在这个星系中探测到沃尔夫-拉叶星（WR）的存在。电离气体发射的峰值与WR凸点的位置一致。星系中尘埃消光较低的区域对应于速度色散和径向速度最低的区域。总体情况表明，该地区的ISM正在通过光电离和恒星风被破坏，导致气体+恒星和尘埃云之间的空间解耦。大部分尘埃似乎位于可能的电离星团所占据区域的边界。我们还发现，这个区域与HeII 4686的星云发射和大多数发射线的强度最大值有关。这表明HeII 4686星云辐射的硬电离辐射可能与最年轻的恒星有关。在中心爆发的$\sim$ 0.4 x 0.3 kpc ^2范围内，我们通过直接测定Te[OIII]来推导O/H。我们发现12+log（O/H）=7.65-8.05范围内的丰度，得到12+log（O/H）=7.86 $\pm$ 0.05的误差加权平均值。
2007-11-14 astro-ph
Aromatic Hydrocarbons, Diamonds, and Fullerenes in Interstellar Space: Puzzles to be Solved by Laboratory and Theoretical Astrochemistry
介绍了关于星际芳烃的发射和吸收的新研究，并回顾了以前的研究。芳香烃的辐射在许多星系的中红外辐射中占主导地位，包括我们的银河系。直到最近才在星际介质中观测到芳香烃的吸收，沿着星际气体和尘埃的高柱密度的视线。通过天文观测、实验室和理论天体化学，人们已经对星际芳烃做了大量的工作。在许多情况下，实验室和理论工作的预测得到天文观测的证实，但在其他情况下，存在明显的差异，这提供了需要通过天文观测，实验室研究和理论研究相结合来解决的问题。本文的重点将是目前悬而未决的难题，芳烃，需要进一步的实验室和理论天体化学解决。本文还将涉及需要进行实验室和理论天体化学研究以解释天体物理观测的相关主题，例如星际“钻石”可能的吸收特征和在空间中寻找富勒烯。
2000-10-06 astro-ph physics.atm-clus physics.chem-ph
