Star formation in gaseous galaxy halos: VLT-spectroscopy of extraplanar HII-regions in NGC55
我们提出了第一个深VLT光谱的一类新的紧凑的面外天体位于边缘的螺旋星系NGC 55的盘晕界面。它们的光谱揭示了恒星的连续发射，并显示出在普通盘HII区观察到的典型发射线。与扩散电离气体（DIG）类似，氧的主要电离阶段是O+，而低金属含量的III区的相应电离阶段是O++。与云模型模拟的比较表明，这些紧凑的对象的电离机制是最有可能的光电离后期OB星（O9.5到B 0）。诊断图的进一步分析明确地证实了HII区的特征。这就提出了一个问题，这些面外HII区（EHR）是否起源于这个星系的突出的面外气体，或者只是从盘中被驱逐到晕中。从流体动力学的考虑，可以排除从圆盘中喷出的可能性.因此，这些物体一定是在光环中形成的。与中心盘HII区的平均丰度（45%Z_solar）相比，两个EHR都显示出明显较低的[O/H]丰度，约为10%Z_solar。我们可以第一次确定沿着这个星系短轴的金属含量的巨大差异。氧在晕圈中的丰度似乎要低4倍左右。由于这两个EHR都位于NGC 55中心部分的上方，因此它们的形成很可能是由下面盘中的恒星形成活动引发的。在这种环境下，形成EHR的分子气体云只能在两次连续的恒星形成爆发之间的时期内生存和崩溃。
2003-09-29 astro-ph
Statistical properties of circumnuclear HII regions in nearby galaxies
我们从HST/NICMOS的H波段和Pa α（1.87微米）观测资料中分析了52个邻近星系（$v <1000 km/s）的环核HII区的统计特性，空间分辨率在1到30 pc之间。在大多数星系的中心区域都发现了HII区，在8个星系中发现了100多个HII区。与盘HII区域相比，单个环核HII区域的物理性质（光度和大小）并不随宿主星系的形态类型而变化，也不随每单位面积的环核HII区域的数量而变化。早型（S 0/a-Sb）星系的H α光度在中心kpc内显著增强，这是由于HII区的辐射所致。我们发现的证据表明，酒吧增加了环核恒星的形成，大概是由漏斗气体从磁盘向核。相对于非棒星系，棒星系表现出最亮的HII区域的亮度增强，中央kpc H α亮度增强（主要是由于我们样本中的早期类型星系的影响），以及中央kpc上单位恒星质量的恒星形成率（也可以理解为Pa α的积分等效宽度）。我们拟合了8个星系的环核HII区的光度函数和直径分布，在这些星系中，我们可以编目足够多的HII区，从而以一种有意义的方式做到这一点。我们使用幂律，发现HII区域LF的拟合斜率完全在先前发现的范围内，甚至证实了早期形态类型星系中斜率更陡的趋势。这意味着，在星系的环核区域中，引起恒星形成增强的物理过程必须与盘中的类似。
2001-06-21 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
Sample of minor merger of galaxies: Optical CCD surface photometry and HII region propertie
本文给出了11个南方小星系合并的B、V和I测光结果。测量总视B星等、积分B-V和V-I色。我们为每个星系建立了B，V和I等效配置文件，并在可能的情况下将其分解为凸起和盘组件。从H $α$ +N[II]图象中，我们估计了H Ⅱ区的基本光度参数，如位置、大小、B-V和V-I色、H $α$ +[NII]光度和$EW(Hα+[NII])$等效宽度。我们发现了一个线性相关的发光比的组件和它们的大直径的比例，导致质量比之间的0.04 $<$ $\cal M$ $_{secondary} / \cal M$ $_{primary}$ $<$ 0.2，这表明我们的样品确实是由较小的合并。样本中的大多数HII区和演化的恒星形成区形成于3.6到13.7百万年前，平均为（6.3 $\pm$ 0.7）百万年。HII区的性质、光度、大小和年龄在两个分量中是相似的。HII区域的log（H $α$ +[NII]）光度在38.6和41.7之间。整个样品的HII区光度函数符合指数的幂律$α$ =-1.33。光度$\cal L$（H $α$ +[NII]）和HII区域大小之间的线性相关性的斜率为2.12 $\pm$ 0.06。我们发现，第一次分量的圆盘比卢的样品更亮，而第二次分量的圆盘则更小更暗。
2004-09-07 astro-ph
The Helium and Heavy Elements Enrichment of the Galactic Disk
我们提出了化学演化模型的银河系盘。我们还提出了一个新的确定的X，Y和Z的M17银河系金属丰富的HII地区。我们比较我们的模型与银河系HII地区的丰度银河系盘。从银河系化学演化模型预测的$ΔY/ΔO$比是在非常好的协议与$ΔY/ΔO$值来自M17和原始氦丰度，Yp，考虑到存在的温度变化，在这个Hii地区。从M17的观测结果中我们得到了$ΔY/ΔZ = 1.97 \pm 0.41$，它与太阳附近K矮星的两个$ΔY/ΔZ$测定值（分别为$2.1 \pm 0.4$和$2.1 \pm 0.9$）非常一致。我们还比较了我们的模型与太阳丰度。太阳和猎户座星云的O/H值与我们的化学演化模型符合得很好。
2008-08-01 astro-ph
Disk-Halo Interaction - I. Three-Dimensional Evolution of the Galactic Disk
本文介绍了一个三维盘晕相互作用模型的结果。该模型明确考虑了盘中孤立和关联超新星的能量和质量输入。一旦被爆炸破坏，磁盘永远不会返回到其初始状态。相反，它接近这样一种状态，即在银河平面上形成一个薄的HI盘，上面覆盖着厚的HI和HII气体盘，其尺度高度分别为500 pc和1至1.5 kpc。厚的HII盘的上部（扩散电离介质）充当盘-晕界面，其形成和稳定性与模拟盘中单位面积的超新星速率直接相关。
2000-01-24 astro-ph
Diffuse Ionized Gas in Spiral Galaxies: Probing Photon Leakage from HII Regions?
作为绘制星系盘上恒星形成分布的大型研究的一部分，我们获得了附近玉夫座星系群螺旋星系NGC 247和NGC 7793的深阿尔法图像。这些图像是足够高的质量，他们允许识别和分析的表面亮度水平范围从那些极低密度的HII地区的本地银河系盘漫射发射的漫射Halpha发射。本文研究了这些星系中弥漫电离气体（DIG）的大尺度分布和整体能量学，并探讨了DIG与离散HII区之间的关联。我们的研究结果支持的假设，DIG是光电离的Lyc光子泄漏出传统的HII地区，并建议当地HI列密度起着调节泄漏量可能发生的作用。这种解释有深远的影响，推导出恒星形成率的基础上Halpha发射线通量，因为HII区域计数单独将导致显着低估的真实率。漫射H α分量对总H α发射的贡献，即。在这些星系中的扩散分数，被发现是类似的值在其他盘星系中发现不同的哈勃类型和恒星形成率。漫射部分的恒定性是相当出乎意料的，这意味着可以从HII区域泄漏并在大尺度上破坏ISM的光子的总体比例从一个星系到另一个星系是相对不变的。
1996-02-14 astro-ph
Ongoing Gas Stripping in the Virgo Cluster Spiral NGC 4522
室女星系团星系NGC 4522是ICM-ISM剥离的最佳螺旋候选者之一。光学宽带和H-α图像从WIYN望远镜的高度倾斜的星系揭示了一个相对未受干扰的恒星盘和一个特殊的分布的H-α发射。10%的H-α辐射来自面外的HII区域，这些区域似乎位于盘一侧上方>3 kpc长的沉积结构内。这些细丝从明亮的H-α辐射盘的外缘出现，该辐射盘在0.35R（25）以上突然被截断。截断的H-α盘和平面外的H-α细丝一起让人想起弓形激波的形态，这强烈表明NGC 4522的星际介质（ISM）正在被团内介质（ICM）的气压剥离。相对于室女星系团的平均速度，该星系的视线速度为1300公里/秒，因此预计会与星系团内的气体发生强相互作用。HII区的存在显然位于盘平面上方，表明恒星形成发生在剥离的气体中，新形成的恒星将进入星系晕和/或团内空间。在0.35R（25）以上的盘中没有HII区域，而在剥离的气体中存在HII区域，这表明即使是分子气体也已被有效地从星系盘中移除。
1998-12-19 astro-ph
Outflow-Confined HII Regions and the Formation of Massive Stars by Accretion
如果大质量恒星是由盘吸积形成的，那么双极外流应该像低质量恒星形成的情况一样产生。高吸积率导致高外流率，使风密度非常大的原恒星附近。因此，我们预测，大质量的原恒星有非常小的，喷流一样的HII区限制其流出;我们确定这些HII区与“超紧凑”（<0.01 pc）HII区。它们的寿命大约等于吸积时间尺度（~10^5年），比电离区的声音穿越和动力学时间尺度长得多。我们提出了一个分析描述的外流的密度分布，与整体质量损失率的吸积率，并正常化到大规模的原恒星适当的值。对于给定的电离光度，我们计算了HII区的范围和它的射电频谱。并与猎户座热核射电源I的观测结果作了详细的比较。许多其他来源的光谱和形态与这个模型大致一致。我们认为，限制电离允许磁盘和赤道吸积继续高质量，可能克服标准吸积模型的一个主要困难。
2003-09-04 astro-ph
The Electron Temperature Gradient in the Galactic Disk
我们推导出电子温度梯度在银盘使用的HII区域的样本，跨越银心距离0- 17千秒差距。利用高精度的射电复合线和连续谱观测，计算了100多个HII区的电子温度。星云银心距离的计算在一个一致的方式使用径向速度测量我们的无线电复合线调查。大量的星云广泛分布在银河系盘连同我们的数据的均匀性提供了一个安全的估计，目前在银河系中的电子温度梯度。由于金属是光致电离气体中的主要冷却剂，因此沿银盘的电子温度应该与重元素在银河系中的分布直接相关。我们的电子温度梯度的最佳估计是来自一个样本的76个来源，我们有最高质量的数据。目前的电子温度梯度在银河系中心有一个最小值，并以287 +/- 46 K/kpc的速率上升。作为银心半径或方位角的函数，梯度值没有显著的变化。我们发现，在给定的银河系中心半径的HII区域电子温度的分散不是由于观测误差，而是由于这些温度的内在波动，这几乎可以肯定是由于星云重元素丰度的波动。将HII区的温度梯度与行星状星云中更陡的温度梯度进行比较，表明电子温度梯度随着时间的推移而演变，由于银河系盘的化学演化而变得平坦。
2006-09-01 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
The Spectacular Ionized Interstellar Medium of NGC55
我们提供了位于附近的玉夫座星系群中的高度倾斜的、活跃的恒星形成SBm星系NGC 55的深Halalpha +[NII]、[SII]（6716，6731 A）和[OII]（3726，3729 A）图像。由于它的接近，NGC 55提供了一个独特的机会，以前所未有的空间分辨率研究晚型星系中的盘-晕界面。我们的图像揭示了一个壮观的各种电离气体的功能，从巨大的HII区复合体，超巨星的星系和壳的功能，非常微弱的扩散发射补丁。这些特征中的许多突出于星系平面之上，包括一个非常微弱的碎片发射壳，在盘上方2.6 kpc处可见。我们确定的候选人'烟囱'延伸出磁盘，这可能是导管到周围的磁盘恒星形成区域的热气体的光环，也可以提供低密度路径的紫外线光子从磁盘的光环。几个已确认的烟囱状星云被电离气体团“覆盖”，其中一个位于盘面上方1.5千秒差距处，似乎是最近恒星形成的地点。发射线比（[OII]/Halpha+[NII]，[SII]/Halpha+[NII]）约束的气体的电离机制，我们的图像允许的[OII]/Halpha+[NII]的第一次测量在额外的平面扩散电离气体。扩散气体的特征在于发射线比，其平均增强了两个因素相比，明亮的HII区域。从HII区的核心，通过HII区的晕，进入扩散电离气体，每个线比率的值平滑地增加。这样一个连续的趋势是预测的模型，其中扩散的气体是电离的光子产生的大质量恒星在HII地区。
1996-09-18 astro-ph
Star Formation in HI Selected Galaxies. II. HII Region Properties
从HI Parkes全天巡天（HIPASS）中选择了69个径向速度小于2500 km/s的星系样本，以推断出附近盘状星系中恒星形成的细节，这些星系选择没有光学表面亮度选择效应的偏差。获得了所有这些物体的宽带（B和R）和窄带（H-α）图像。超过一半的样本星系是晚型矮盘（主要是Sc和Sm星系）。我们已经测量了H-α，连续减影图像的HII区域的属性，使用由Thilker等人开发的HIIphot包。2000。除了一个星系外，所有星系都包含至少一个可探测到的HII区。对每个星系中HII区域特性的研究表明，表面亮度较高的星系中最亮的区域往往比表面亮度较低的星系更明亮。来自低表面亮度星系的H-α辐射的较高部分（称为漫射部分）来自漫射电离气体（DIG）。根据表面亮度叠加的HII区光度函数（LF）表明，最低表面亮度星系的LF形状不同于典型旋涡星系。这种差异可能是由表面亮度最低的星系有一些偶发性的恒星形成造成的，或者是由它们在密集的大质量分子云之外形成相对较大的恒星组成。总的来说，这些结果意味着在较低表面亮度的星系中恒星形成的条件与更典型的较高表面亮度的螺旋星系不同。
2005-06-10 astro-ph
Time variation of radial gradients in the galactic disk: electron temperatures and abundances
我们调查的电子温度梯度在银盘测量年轻的HII地区的基础上无线电复合线和相应的梯度在行星状星云（PN）的基础上[OIII]电子温度。主要目标是研究电子温度梯度和径向丰度梯度的时间演化，径向丰度梯度本质上是温度梯度的镜像。最近推导出的电子温度梯度从无线电复合线在HII地区的一个新的确定相应的梯度从行星状星云的祖先恒星年龄已被确定。新推导出的电子温度梯度PN与祖星的年龄在4-5 Gyr范围内是陡峭得多，比相应的梯度HII地区。这些电子温度梯度转换成O/H梯度，以便与以前的估计的丰度梯度的平坦化率进行比较。得出的结论是，O/H梯度在过去的5 Gyr在约0.0094 dex kpc-1 Gyr-1的速率变平，与我们以前的估计很好地吻合。
2007-01-11 astro-ph
Recent Star Formation in the Extreme Outer Disk of M83
银河系演化探测器（GALEX）的紫外成像显示，在M83的最外层盘中有大量的紫外亮恒星复合体，延伸到大部分HII区域（R_HII = 5.1'或6.6 kpc）半径的四倍。这些来源通常与M83翘曲外盘中的大规模平行HI结构有关，并且分布在尚未检测到分子ISM的银河系中心半径之外。我们目前测量这些恒星复合物的性质，包括FUV和NUV的幅度和本地气体表面密度。在H-α成像中，只有一部分外盘紫外源具有相应的HII区域，这与混合年龄的样本一致，其中一些源的年龄为几百万年，而另一些源的演化程度要高得多（约10^8年）。
2004-11-11 astro-ph
Deep Fabry-Perot Halpha Observations of NGC 7793: a Very Extended Halpha Disk and a Truly Declining Rotation Curve
在智利拉西拉的ESO 3.60米和马赛36厘米望远镜上获得了玉夫座星系群NGC 7793的深Halalpha观测。Halpha辐射一直被探测到HI盘的边缘，使得NGC 7793的HII盘成为在安静的非活动星系核晚型系统中观测到的最大的盘之一。即使在非常外部的部分，HII电离源可能主要是内部的（盘中的大质量恒星），不太可能来自河外电离背景。Halalpha运动学证实了HI观测已经看到的：NGC 7793有一个真正下降的旋转曲线。然而，这种下降不是开普勒式的，仍然需要一个黑暗的晕来解释外部的旋转速度。
2008-02-18 astro-ph
Observations on the Formation of Massive Stars by Accretion
对来自新形成的大质量恒星团G10.6-0.4中电离气体的H66 a复合线的观测表明，大部分连续辐射来自电离吸积流中的致密气体，该吸积流在星团中心的一组恒星周围形成电离盘或环面。在吸积流中观察到的向内运动表明，尽管几颗O型星的光度和电离辐射相当，但辐射压力和热压力都没有逆转吸积流。观测结果表明，为什么恒星的辐射压力和HII区的热压力在逆转吸积流方面是无效的。观测到的吸积流速率为0.001太阳质量/年，足以在短主序星寿命的时间尺度内形成大质量恒星。盘吸积的一个简单的模型涉及淬火HII区域，被困超紧凑HII区域，和光蒸发盘的演化顺序。
2005-10-06 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 Formation of the First Stars II. Radiative Feedback Processes and Implications for the Initial Mass Function
我们考虑了第一批恒星形成过程中的辐射反馈过程，包括H_2的光离解、Ly-alpha辐射压、HII区的形成和膨胀以及星盘的光蒸发。一旦恒星质量达到临界值，这些过程可能会抑制持续的吸积，我们分别评估每个过程的质量。光解的H_2在本地暗物质minihalo发生相对较早的原恒星的生长，但我们认为这并不影响随后的吸积，因为到这个时候的深度的潜力是大到足以吸积介导的原子冷却。然而，邻近的无星小晕可能会受到影响。电离在吸积盘的上方和下方的下落包层中产生了一个HII区。当恒星达到20- 30 Msun时，作用在HII区边界的Ly-alpha辐射压可以有效地逆转从窄极方向的入轨，但不能阻止从其他方向的入轨。HII区的膨胀超过电离气体的引力逃逸半径，发生在质量约为50- 100 Msun，这取决于吸积速率和流入的角动量。然而，同样，来自赤道区域的吸积可以继续，因为中性吸积盘具有有限的厚度，并且屏蔽了吸积包层的相当大一部分，使其不受直接电离通量的影响。在较高的恒星质量下，在基准情况下约为140 Msun，吸积率下降和光蒸发驱动的质量损失增加的组合有效地阻止了原恒星质量的增加。我们认为这个过程是终止第三星族恒星生长的机制。（节略）
2008-07-03 astro-ph
Evolution of Interstellar Gas in Rapidly Rotating Elliptical Galaxies: Formation of Disks
我们描述了一个低光度椭圆星系家族中热星际气体的演化，这些星系都具有$M_B = -20$，但由于旋转而具有不同程度的扁平化（E0，E2和E6）。星际气体是由恒星的质量损失提供的。热星际气体的软X射线光度Lx在15 Gyrs后随星系旋转而急剧下降。热气体冷却到一个大的圆盘上，圆盘的大小与假设的超新星速率成反比。虽然热的、旋转的星际气体的Lx可能很难观测到，但冷却的气态盘气体的光电离部分可以在光学线发射中观测到。HII气体（$\sim 10^8$ $M_{\odot}$）的质量可能比先前实现的大得多，因为旋转支撑的低密度HII的大区域在光学上是暗淡的。我们解释的恒星盘，是常见的低光度椭圆形的恒星，已形成的非电离部分的冷盘气体。可用于恒星形成的冷盘气体的总质量和分布与观测到的恒星盘相似。在碟状椭圆星系中观测到的高恒星H $β$光度指数可以通过将年轻的盘恒星星族的光与老的球核星族的光结合起来来理解。
1997-06-27 astro-ph
Integrated Nebular Abundances of Disk Galaxies
我们研究是否集成光学光谱的盘星系可以用来推断的平均值，或特征的气相氧丰度的存在下，系统的影响，如空间丰度的变化，从扩散电离气体的综合发射线光谱的贡献，和尘埃衰减。我们的样本包括14个附近的盘星系与集成分光光度计，和超过250个单独的HII区域的观察从文献中挑选。我们考虑了基于R23=（[OII]+[OIII]）/H-β参数的理论和经验强线丰度校准。我们发现，集成的氧丰度相关以及在一个固定的galactocentric半径测量的气相丰度，确定的HII区丰度梯度。相关性中的典型散射为+/-0.1 dex，与丰度校准无关，也与是否使用观测到的积分发射线通量、红化校正通量或发射线等效宽度无关。然而，基于观测到的通量或等效宽度的综合丰度，至少对于我们的样本所涵盖的红化和恒星星族的范围来说，容易受到0.05-0.1 dex量级的额外系统效应的影响。与积分R23参数不同，我们发现积分[NII]/H-α和[SII]/H-α比相对于HII区域典型的线比增强，与扩散电离气体排放的适度贡献一致。我们的结论是，R23参数可以用来可靠地测量遥远的恒星形成星系的气相丰度。
2006-08-01 astro-ph
Modelling the Pan-Spectral Energy Distribution of Starburst Galaxies: III. Emission Line Diagnostics of Ensembles of Evolving HII Regions
我们建立，只要理论允许，自洽模型HII区域周围的中央星团的老化恒星。这些产生强大的发射线诊断适用于任何个别HII地区的星系，或磁盘或星暴星系的综合发射线光谱。这些模型假设，个别HII区域的膨胀和内部压力是由来自中央星团的机械能的净输入驱动的，无论是通过风还是超新星事件。这就消除了作为自由变量的电离参数，代之以一个取决于星系团质量与周围星际介质压力之比的参数。这些模型解释了为什么低丰度的HII区域具有高激发，并表明至少有一部分温暖的电离介质是重叠的微弱，古老，大型和低压HII区域的结果。我们目前的线比（在光学和红外波长），这两个单一的HII区域或综合星系光谱提供可靠的丰度诊断，我们找到了一个数字，可以用来估计的平均年龄的集群恒星激发个人HII区域。
2006-08-02 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
Total linear polarization in the OH maser W75N: VLBA polarization structure
W75 N是一个恒星形成区，包含各种超紧凑的HII区和OH，水和甲醇脉泽发射。我们的VLBA图表明，OH脉泽位于一个薄盘旋转的O-星，这是超紧凑的HII区VLA 1的兴奋星。一组单独的脉泽点与超紧凑的HII区VLA 2相连。OH脉泽斑的径向速度在盘上的变化范围为3.7 ~ 10.9 km/s。圆盘的直径为4000 A. U。所有的脉泽斑点都是强偏振的。这是第一个OH脉泽显示近100%的线性偏振在几个点。两个脉泽斑似乎是对应于5.2和7.7毫高斯的磁场的塞曼对，在一个例子中，我们初步发现了由两个线偏振分量组成的塞曼对。线偏振脉泽斑点被示出为σ分量，这是磁场垂直于视线的情况。从线偏振点确定的磁场方向垂直于圆盘平面，尽管银河系的法拉第旋转可能会显著影响这一结论。
2001-09-27 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
The Galactic distribution of magnetic fields in molecular clouds and HII regions
{磁场存在于我们银河系的所有尺度上。在分子云形成过程中，分子云中的磁场是否与星际介质中的渗透磁场保持一致一直存在争议。我们调查这一争议使用现有的数据，根据新发现的磁场结构的银河系盘从脉冲星旋转措施（RM）。{我们收集了分子云中磁场的测量结果，包括分子云中OH脉泽的塞曼分裂数据和分子云中OH或HI的吸收或发射谱线。}塞曼数据显示磁场的视线分量的符号分布中的结构。与来自脉冲星RM的大尺度银河系磁场相比，塞曼数据的符号分布显示出类似的大尺度场反转。以前的这种研究，在用于银河系圆盘大尺度磁场的过于简化的全球模型中是有缺陷的。我们认为，星云中的磁场在一定程度上仍能“记忆”银河ISM中的磁场方向，可以作为大尺度磁场结构的补充示踪剂。需要更多的大范围分布的OH脉泽塞曼数据。
2008-08-14 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
Spherical Infall in G10.6-0.4: Accretion Through an Ultracompact HII Region
高分辨率（0。“12 x 0. '079）在23 GHz无线电连续谱和NH 3（3，3）线中的超压缩HII区域G10.6-0.4的观测。我们的数据表明，分子材料中的下落大部分是球形的，并且在半径小至0.03 pc时不会变平成分子盘。分子气体中的球形下落在位置和速度上与电离气体中的下落相匹配。我们使用非检测放置一个严格的上限与压力驱动的HII区域的膨胀的分子壳的质量。这些数据支持这样一种情况，即分子吸积流穿过电离前沿，变成电离吸积流到达一颗或多颗主序星上，而不是经典的压力驱动膨胀的情况。在连续辐射中，我们看到了外部电离的分子气体团的证据，以及从中心源流出的空腔。
2004-10-25 astro-ph
Rotation curves and metallicity gradients from HII regions in spiral galaxies
本文研究了111个旋涡星系的H $α$发射线区域的长缝光谱，这些星系具有可识别的和明确的螺旋形态，并具有明确的环境状态，从孤立到与卫星或伴星的非破坏性相互作用。旋转曲线的形式和性质被认为是孤立度，形态类型和光度的函数。线比率用于估计所有检测到的HII区域的金属丰度，从而产生不同类型的螺旋的复合金属丰度分布。我们发现孤立星系往往比相互作用的星系具有更晚的类型和更低的光度。孤立星系的自转曲线的外部比相互作用星系的要平坦，但它们在全局参数之间表现出相似的关系。由孤立星系定义的Tully-Fisher关系的散射明显低于相互作用星系。用作金属丰度指标的[NII]/H $α$比值在Z和形态类型t之间显示出明显的趋势，早期的螺旋显示出较大的比值;当使用内旋转曲线的梯度G而不是t时，这种趋势更加紧密;没有发现相互作用状态的趋势。圆盘的Z梯度取决于类型，早期螺旋几乎是平坦的，而后期类型则增加。在相互作用星系的盘HII区测得的[NII]/H $α$比高于正常/孤立的对象，即使所有的星系族呈现相似的H $α$等效宽度分布。
2002-07-01 astro-ph
VLT K-band spectroscopy of massive young stellar objects in (ultra-)compact HII regions
高质量的K波段光谱的强红点源，深深地嵌入（超）紧凑的HII地区，揭示了人口的20个年轻的大质量恒星没有光球吸收线，但有时强烈的Br-γ发射。Br-γ射线的等效宽度范围很广（从1到100埃）; 100-200 km/s的线宽表明是星周起源，而不是星云起源。K波段的光谱表现出一个或多个通常与被星周物质包围的大质量年轻恒星（YSO）有关的特征：非常红的颜色（J-K）> 2，CO带头发射，氢发射线（有时是双峰），以及Fe II和/或Mg II发射线。CMD中的大质量YSO分布表明，大多数天体的光谱类型与赫比格Be星相似，但其中一些是年轻的O星。CO辐射必须来自一个相对致密（~10^{10} cm^{-3}）和热（T~ 2000-5000 K）的区域，该区域充分屏蔽了年轻大质量恒星的强烈紫外辐射场。氢发射是在暴露于紫外线辐射的电离介质中产生的。最好的几何解决方案是一个致密的和中性的拱星盘造成的CO带头发射，和电离的上层氢线产生。我们提出的论点，拱星盘更有可能是一个残余的吸积过程，而不是快速旋转和质量损失的结果，如在Be/B[e]星。
2006-05-17 astro-ph
HII regions in spiral galaxies: Size distribution, luminosity function, and new isochrone diagnostics of density wave kinematics
研究了大尺度旋涡星系中HII区光度函数（HII LF）与HII区尺度分布和密度波触发的关系。我们认为，星云的大小分布的差异是由一个幂律的斜率~-4，平坦的半径低于~ 130 pc。这与传统的指数描述相反，但它在物理和定量上与HII LF斜率的典型观测值-2一致。我们已经开发了一个交互式的代码，计算空间等时线的螺旋密度波在磁盘星系的演变轨迹。这允许比较星云的空间分布与简单的旋转曲线参数的空间等时线。我们对四个大设计星系的比较表明，共转半径r_co与恒星形成臂的外端一致。这个r_co值在HII区域和等时线之间产生了最好的空间对应关系，并且似乎也产生了内林德布拉德共振与臂中恒星形成的径向开始之间的重合。因此，我们认为，等时线提供了一个新的，简单的，有效的技术来确定r_co，从而螺旋图案的速度。然而，应用的等时线也表明，星云人口的演变是很难在这些星系的空间隔离。
2003-07-10 astro-ph
Oxygen Abundances in Low Surface Brightness Disk Galaxies
本文给出了一个低表面亮度盘星系样品的\HII区的氧丰度。一般来说，LSB星系被发现是贫金属（$Z < {1 \over 3} Z\solar$）。事实上，一些LSB星系可以与已知的最低丰度的河外天体相媲美。这些低金属丰度表明LSB星系演化缓慢，在哈勃时间内形成相对较少的恒星。低金属丰度的LSB星系发生，即使许多在大小和质量上与定义哈勃序列的突出螺旋相当。除了表面亮度低之外，这些星系往往是孤立的。这表明，表面质量密度和环境比总尺寸与星系演化更相关。尽管盘的表面亮度较低，但推测存在大质量（$M > 60 M\solar$）恒星，并且没有指示IMF的异常。LSB星系中存在许多低激发\HII区，且电离参数与金属丰度的相关性不强。然而，在给定的金属丰度下，似乎确实存在一个显著的最大电离包络。
1993-11-25 astro-ph
Cloud fragmentation and proplyd-like features in HII regions imaged by HST
我们分析了HST ACS和WFPC2八个HII区域的新图像和存档图像，以寻找与猎户座星云中发现的类似的新原行星盘（protoplanetary disk）。我们发现了大量的特征，它们的大小与猎户座星云周围明亮的尖点相似（尽管许多更大）。然而，它们中没有一个包含明确的中心恒星。由此，我们推断，新的尖点可能不是propherds，而是分子云材料的碎片。在八个HII区域中发现的所有特征中，只有一个，即M17中明显的边缘轮廓，可能有一颗中心恒星。这个特征可能会加入猎户座星云外发现的少数真正的probands，在M8，M20和可能在M16中。与Smith等人（2005）最近发现的结果相一致，猎户座星云外的probands的缺乏可以用它们的短暂性质以及它们可以被观察到的特定环境条件来解释。
2006-02-24 astro-ph
Spectrophotometry of HII Regions, Diffuse Ionized Gas and Supernova Remnants in M31: The Transition from Photo- to Shock-Ionization
我们目前的结果KPNO 4-m光谱的离散发射线星云和地区的弥漫电离气体（DIG）在M31。在距离星系中心5-15 kpc的径向距离范围内，获得了M31东北半部分16个位置的长缝光谱。这些光谱已经被用来确认Braun & Walterbos（1993）星表中的16颗超新星遗迹候选者。狭缝还覆盖了46个HII区域，这些区域在各种形态类型（中心增亮、漫射、环）之间显示出显著差异。在中心增亮的HII区，观测到的放射线比（如[OIII]/H $β$和[OII]/[OIII]）的径向梯度最为显著。在弥散星云和环状星云中，这些线比率趋势要么弱得多，要么完全不存在。我们的新数据很好地再现了以前在M31信噪比中看到的线比梯度（Blair，Kirshner，& Chevalier 1981; 1982）。中心增亮的HII区域和SNR的光谱证实了先前对M31中径向丰度梯度的测定。我们使用的诊断图，从冲击电离气体分离的光致电离气体比较HII区，信噪比和DIG的光谱特性。这一分析加强了先前的主张（Greenawalt，Walterbos，& Braun 1997），即M31盘中的DIG被稀释辐射场光电离。
1999-08-24 astro-ph
The ACS Nearby Galaxy Survey Treasury II. Young Stars and their Relation to Halpha and UV Emission Timescales in the M81 Outer Disk
我们已经获得了解决恒星测光从哈勃空间望远镜（HST）的高级相机的调查（ACS）的观测领域在外盘的M81作为ACS附近的星系调查金库（ANGST）的一部分。受最近在许多邻近旋涡星系周围发现的扩展紫外（XUV）盘的启发，我们利用观测到的恒星星族推导了该区域内5个~0.5 kpc大小区域的近期恒星形成历史。这些区域是根据GALEX的UV光度选择的，包括两个HII区域，两个UV明亮但Halpha-weak的区域，以及一个UV和Halpha-weak的“对照”区域。我们估计我们的有效SFR探测极限约为2 x 10^-4 Msun/yr，这比GALEX在这种大小的区域的探测极限要低。正如预期的那样，HII区域包含大质量的主序星（根据我们最好的灭绝估计，质量范围在18-27 Msun之间），而在UV亮/Halpha-weak区域缺乏类似的大质量主序星。这些观测结果与HII区域的恒星年龄<1000万年，以及UV亮/Halpha-weak区域的恒星年龄> 1600万年相一致。在过去的约6500万年里，除了控制区以外的所有区域都形成了约10^4兆太阳的恒星。因此，我们的结果，至少有一个小区域的外盘M81，是一致的年龄差异是足以解释所观察到的差异之间的恒星形成区域检测到的Halpha和那些专门在紫外线。然而，我们的数据不能最终排除其他解释，例如强烈截断的初始质量函数（IMF）。
2008-10-01 astro-ph
An Infalling Torus of Molecular Gas Around the Ultra-Compact HII Region G28.20-0.05
我们提出了23 GHz连续谱中超紧凑HII区域G28.20-0.05以及NH3（1，1），NH3（2.2）和NH3（3，3）线的新观测结果。为了解释分子气体的复杂运动学，我们提出了一个由两个组件组成的模型。一个组成部分是一个下落的赤道分子气体环，其致密的中心区域已经被电离，形成超致密的HII区域。第二种成分是由某种广角外流或风驱动的较大的膨胀分子壳。我们估计，下落部分包括超过18 Msun的分子气体。我们计算出中心质量为79 Msun，可能由不止一颗恒星组成。分子物质的排列表明它与大质量年轻恒星周围的其他盘状结构有联系。在这种情况下，中心恒星的质量更大，整个区域可能比其他类似的天体，如IRAS 20126+4104，IRAS 18089-1732，G192.16-3.84和AFGL 5142更进化。
2005-06-02 astro-ph
Phases and Structures of Interstellar Gas
讨论了星际气体冷组分的热相和化学相。银河系中心半径的变化和星系之间的变化主要是环境星际压力和辐射场变化的结果。星际结构在多云部分是分层的或不规则的，并且在这些云之间有大而相连的空区域，这可能是湍流的结果。这样的结构打开了光盘的OB星光传输到晕，它提供了一个扩散电离的组成部分，逐渐从每个密集的HII区域。分形云结构也可能产生云和团块质量函数，甚至可能产生星团质量函数。
1999-06-12 astro-ph
Discovery of Recent Star Formation in the Extreme Outer Regions of Disk Galaxies
我们提出了三个附近的晚型螺旋星系（NGC 628，NGC 1058和NGC 6946），这揭示了HII区域的存在，并超越，两个光学半径（定义的第25 B波段等照度线）的深Halpha图像。最外面的HII区域看起来很小，微弱和孤立，与它们的内部磁盘对应物相比，并且分布在有组织的螺旋臂结构中，可能与下面的HI臂和微弱的恒星臂有关。的方位角-平均Halpha表面亮度（成比例的单位面积的恒星形成率）和总的气体表面密度之间的关系被观察到在低的气体表面密度陡峭相当。我们发现，这种效应在很大程度上是由大半径恒星形成的覆盖因子急剧下降所驱动的，而不是由恒星局部形成速率的变化所驱动的。对NGC 6946盘的引力稳定性进行的方位平均分析表明，虽然在最外层盘中存在恒星形成与Toomre-Q不稳定性模型是一致的，但所观察到的低速率只有在假设气体速度色散恒定时才与模型相容。我们建议，所观察到的行为也可以解释的模型中，恒星的形成率有一个内在的依赖于方位角平均的气体体积密度，这在外盘迅速下降，由于垂直燃烧的气体层。
1998-08-14 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
Star formation and the interstellar medium in low surface brightness galaxies. I. Oxygen abundances and abundance gradients in low surface brightness disk galaxies
本文测量了12个LSB星系中64个HII区的氧丰度。我们发现氧气含量很低。没有发现有太阳丰度的区域，大多数区域的氧丰度为$\sim 0.5$到0.1太阳。氧丰度似乎是恒定的半径的函数，支持静态和零星演变的LSB星系的图片。
1998-03-27 astro-ph
Radial gradients and metallicities in the galactic disk
将来自HII区、热星和行星状星云的O/H丰度梯度与来自疏散星团的[Fe/H]梯度相结合，导出了银盘的独立的[O/Fe] x [Fe/H]关系。与最近的观测数据和理论模型的比较表明，[O/Fe]比不高于[O/Fe] ~ 0.4，至少在所考虑的样品的金属丰度范围内。
2000-12-08 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
Carbon and Oxygen Galactic Gradients: Observational Values from HII Region Recombination Lines
我们目前的结果，深阶梯分光光度法的8个银河系HII地区位于银河系中心距离6.3和10.4千秒差距。这些数据是用甚大望远镜（VLT）的紫外中阶梯摄谱仪（UVES）在3100到10360 A的范围内拍摄的。我们已经从所有天体的复合线导出了C++和O++丰度，以及从三个星云的这种复合线导出了O+丰度。复合谱线的强度几乎与假设的电子温度以及星云内部可能存在的空间温度变化或波动无关。这些数据可以确定的气相C和O丰度梯度的银河系盘，化学演化模型的至关重要的。这是第一次从如此大量的HII区域和如此广泛的银心距离中得出C梯度。丰度梯度的形式为$Δ$ log（O/H）= -0.044 $\pm$ 0.010 dex kpc^-1，$Δ$ log（C/H）= -0.103 $\pm$ 0.018 dex kpc^-1，$Δ$ log（C/O）= -0.058 $\pm$ 0.018 dex kpc^-1。
2005-01-24 astro-ph
Scaling Laws in Self-Gravitating Disks
星际介质（ISM）在各个尺度上都表现出强烈的非均匀结构。这些结构看起来并不完全随机，因为它们遵循一定的幂律。拉森定律（\citeyear{Larson81}）$σ\propto R^δ$和维里平衡的合理假设证明了分形是ISM的一种可能的描述。接下来我们研究了自引力、微分自转和耗散对星系中物质分布的影响。为此，我们已经进行了3D模拟嵌入在一个更大的磁盘的自引力本地盒，扩展Toomre和Kalnajs（\citeyear{Toomre91}）和智慧和Tremaine（\citeyear{Wisdom88}）的2D方法。我们的模拟得出的结论是，引力，剪切和耗散可以主要负责维持一个不均匀的，并最终分形分布的问题。
1999-04-16 astro-ph
Fractal Structure in Galactic Star Fields
利用kpc尺度星场中恒星聚集体的尺寸分布函数，研究了盘状星系大尺度恒星形成的分形结构。对10个星系的HST图像进行高斯平滑以定义聚集体，并将这些聚集体的计数与平滑尺度进行比较以给出分形维数。分形和泊松模型证实了这一过程。所有星系中恒星形成的分维都是~2.3。这与银河系和附近星系中星际气体的分形维数相同，表明恒星形成是由自引力和湍流定义的气体结构的被动示踪剂。像昂宿星团这样的致密星团形成在结构层次的底部，在那里原恒星气体是致密的。如果大多数恒星都形成于这样的星团中，那么分形就来自于它们位置的空间分布，从连续的星团分裂中得到分散的恒星场。致密星团的质量上限应该随着压力的增加而增加，从太阳附近的1000 Msun到恒星爆发的100万Msun。
2000-12-08 astro-ph
The infrared environments of masers associated with star formation
近红外线（1- 2微米）和热红外线（3- 25微米）可以追踪到脉泽存在的许多环境，包括激波、外流、吸积盘和原恒星附近的稠密介质。经过一些最近的调查，它已被发现，有一个更高的检测率比厘米射电连续辐射的微波激射器从UC HII地区的中红外发射，中红外发射实际上是更密切的同空间的微波激射器的位置。在大质量恒星形成区中，与UC HII区域不一致的水和甲醇脉泽的比例很高，这可能是在UC HII区域阶段开始之前追踪外流和非常年轻的高质量恒星。经过10年的基础研究，支持线性分布的第二类甲醇脉泽通常可以追踪年轻大质量恒星周围的吸积盘的假设，令人信服的证据越来越多，这些脉泽通常可能与外流有关。证实这一说法来自最近的外流调查和高角分辨率微波激射环境中红外成像。
2007-04-30 astro-ph
Enrichment of the ISM by metal-rich droplets and the abundance bias in HII regions
我们批判性地研究了星际介质（ISM）富集的一种情况，其中超新星喷出物在以富含金属的"液滴“的形式落回银河系盘之前经历了漫长的（10^8年）旅程，这些液滴直到在HII区域被光电离才与星际介质完全混合。我们调查的假设，这些高度金属液滴的光电离可以解释观察到的“丰度差异因子”（ADF），这是发现时，比较来自重组线和碰撞激发线，无论是在银河系和河外HII地区的丰度。我们推导出HII区内液滴尺寸的界限为10^{13}-10 ^<$15} cm，以便（1）它们不应该已经被附近星云的直接成像探测到，（2）它们不应该被电离气体中的扩散太快地破坏。从光电离建模，我们发现，如果这种不均匀的富集情况下举行，那么重组线强烈高估的金属丰度的完全混合的HII区域。来自碰撞激发线的丰度也受到一定的偏见，虽然在较小的程度。在没有任何纠正这些偏差的方法的情况下，我们建议丢弃所有在银河系化学演化研究中显示出大ADF的天体。在比较复合线和碰撞激发线所产生的元素的星系丰度梯度时，也必须牢记这些偏差。最后，我们提出了一套意见，可以进行测试我们的情况下，提高我们的理解元素混合在ISM。
2007-06-08 astro-ph
A composite HII region luminosity function in H alpha of unprecedented statistical weight
上下文盘状星系中HII区人口的统计特性为大质量恒星形成的物理学提供了重要的线索。目标。我们提出了一套HII区目录和光度函数的56个旋涡星系的样本，以获得最一般的形式，其光度函数。方法. HII区光度函数是由单个星系导出的，经过光度校准后，相加形成一个包含53个星系的17,797个HII区的总光度函数。结果总光度函数在其完整性下限以上，显然最适合于双幂定律，对于函数的高光度部分，斜率明显更陡。这种斜率的变化已经在个别星系的文献中报道过，并且发生在log L = 38.6 \pm 0.1（L单位为erg/s）的光度下，这被称为斯特龙格伦光度。在log L = 40以上的光度函数中也有一个陡峭的下降，这与下面的大质量星团的光度上限有关。详细的数据是为个别样本星系。结论.旋涡星系HII区的光度函数表现出两个斜率的幂律行为，高光度分支的斜率明显较陡。这可以通过假设高亮度区域是密度边界来模拟，尽管电离星际介质的不均匀性使情况变得复杂。破裂，不论其来源，是潜在的使用作为一个距离指标盘星系。
2006-09-21 astro-ph
HST study of the LMC compact star forming region N83B
HST高分辨率成像揭示了大麦云（LMC）高激发致密HII区N83 B迄今为止隐藏的恒星内容和星云特征。我们发现，HII区域是由OB协LH 5最近一次大规模恒星爆发提供动力的，爆发产生了大约20颗蓝色恒星，分布在天空中约30”（7.5 pc）。在全球范围内，N83 B显示了一个典型的新生大质量恒星形成点的湍流环境。它包含一个令人印象深刻的山脊，可能是由一次冲击和一个估计年龄只有30，000年的空洞造成的，由大质量恒星的强大风在电离气体中雕刻而成。观测结果显示了两个紧凑的HII斑点，N83 B-1和N83 B-2，以及一个小的弧形星云N83 B-3，位于较大的HII区域内。N83 B-1，只有~2.8”（0.7 pc）宽，是N83 B中最明亮和最兴奋的部分。它可能是爆发中最热的恒星，也受到尘埃的强烈影响，消光系数为Av=2.5 mag.第二个斑点，N83 B-2，更紧凑，大小只有~1”（0.3 pc）。这三个特征都形成于分子云和电离气体之间的边界区，可能是由较老的HII区电离前沿触发的连续过程。我们的HST成像提出了一个有趣的和难得的机会，观察细节的恒星形成的形态在非常小的空间尺度在LMC这是在协议的概念的分子恒星形成云的分形结构。提出了一种支持大质量恒星形成的大质量恒星形成的方案。
2001-03-26 astro-ph
ATCA radio imaging of the ProPlyD-like objects in the giant HII region NGC 3603
在巨大的HII区域NGC 3603中有三个彗星状物体，最初是由Branidian等人在2000年使用HST+VLT在光学和近红外波段发现并确定为原行星盘（ProPlyDs），现已被澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在3厘米和6厘米的射电连续谱中探测到。所有三个ProPlyD类物体都清楚地分辨出了几个弧秒的范围。积分6cm通量高达1.3倍以上的3cm通量与光谱指数平均在整个丛之间的$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
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
Stellar abundance gradients in galactic disks. I. Method and spectral line gradients
我们描述的技术的吸收线成像的星系盘使用的金牛座可调滤波器的英澳望远镜，并证明其灵敏度与Mg和Fe的光谱特征的行为。径向配置文件的Mg2和Fe5270线强度的样本8个面对的螺旋星系跨越一系列的哈勃类型。还报道了合并引起的恒星形成、HII环和星系棒等现象的特征。这项研究证明了可调滤波器测量螺旋星系表面Mg和Fe线强度的能力，这最终可以揭示恒星形成历史和化学演化的线索。
2005-01-17 astro-ph
The Excitation and Metallicity of Galactic HII Regions from ISO-SWS Observations of Mid-Infrared Fine-Structure Lines
本文介绍了对大麦哲伦星云112个银河系HII区和37个邻近河外HII区的精细结构发射线[NeII]12.8，[NeIII]15.6，[NeIII]36，[ArII]6.9，[ArIII]8.9，[SIII]18.7，[SIII]33.5，[SIV]10.5，以及复合线Br_alpha和Br_beta的中红外ISO-SWS观测结果。SMC和M33。银河系源的银心距变化范围很大（0<R<18 kpc），这使我们能够研究大尺度上的激发和金属丰度变化。我们检测到[NeIII]15.6/[NeII]12.8，[ArIII]8.9/[ArII]6.9和[SIV]10.5/[SIII]33.5的激发比从内星系向外急剧上升，金属丰度适度下降，从内星系的两倍太阳到外星系的太阳。在我们的样品中的星系外源显示出低气体密度，低金属丰度和高激发。在我们的样品中，我们发现氖和氩的激发比之间有很好的相关性。观测到的相关性很好地再现了理论星云模型，其中包括新一代的风驱动的NLTE模型恒星大气的光电离星。特别是，NLTE大气层可以解释HII地区[NeIII]排放的产生。我们的结论是，在星云的激发与galactocentric半径的增加是由于恒星有效温度的增加（相对于硬化的恒星SED由于金属丰度梯度）。观测结果和我们的模型之间的良好拟合支持Thornley等人（2000）的结论，即在河外源中观测到的低氖比率是由于全球…
2001-10-16 astro-ph
The HII Regions of the Damped Lyman alpha Absorber SBS 1543+593
我们报告了阻尼Ly alpha（DLA）星系SBS 1543+593的新的成像和光谱观测，SBS 1543+593是一个附近的矮星系，其恒星盘被明亮的背景类星体HS 1543+5921的视线所覆盖。哈勃太空望远镜在F450 W和F702 W波段的WFPC 2成像观测被用来测量DLA星系的属性，并编制其（候选）HII区域的目录。对银河系中最亮的HII区域进行的地面长缝光谱学研究可以估计出恒星形成率（SFR）和银河系星际介质中的化学丰度。我们发现SBS 1543+593表现出SFR $\approx 0.006 h^{-2}_{70} M_{\odot}$ yr $^{-1}$，或单位面积SFR $\approx 1.4 \times 10^{-4} h^{-2}_{70} M_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$。我们推导出$12 + \log {\rm (O/H)} = 8.2 \pm 0.2$的电离气体中的气相丰度，约为太阳值的1/3，以及$\log {\rm (N/O)} = -1.40^{+0.2}_{-0.3}$。这些值与SBS 1543+593的形态学外观一致，SBS 1543+593是$M_B -5 \log h_{70} = -16.8\pm0.2$和中间表面亮度的Sm矮星。SBS 1543+593是第一个使用发射谱线诊断法测量丰度的{ \it …
2003-09-29 astro-ph
