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
Gas properties of HII and Starburst galaxies: relation with the stellar population
我们研究了具有活跃恒星形成的星系的气体发射，主要包括HII星系和星爆，以及一些Seyfert 2，并确定了化学和物理参数。数据包括19个高信噪比的光学模板，185发射线星系光谱分组的结果。为了分离出纯发射成分，从模板中减去了基础的恒星星族模型。我们分析了这些改进的信噪比发射光谱在诊断图中的分布，发现HII模板的log（[OIII]/Hβ）值比单个星系的小，这显然是由于星族相减和更好的信噪比。因此，我们建议模板序列作为一个基准观测轨迹的HII星系，可作为参考模型。HII星系在log（[OIII}] \lambda 5007/Hβ）× log（[NII] \lambda 6584/Hα）图中呈现的线比序列主要是由于气体金属丰度，log（[NII]/Hα）比是其直接估计值。我们还研究了星暴星系和那些中间的HII和星暴星系，这是更丰富的金属和坐在更大的星系的属性。我们在最近提出的发射线星系等宽诊断图的框架下讨论了目前的结果，并得出结论：W（[OII]）/W（Hβ）和W（Hβ）的观测范围主要是由于非电离恒星星族的贡献。W（Hβ）可以用来估计这种贡献，并简要讨论了HII星系的宇宙学应用。
2000-04-12 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
HII Region Oxygen Abundances in Starbursting Transition Dwarf Galaxies
我们目前的经验HII区氧丰度的低光度星暴星系的样本是在一个短暂的进化状态。所有五个星系的特点是中央集中的恒星形成，这是嵌入在光滑的恒星信封类似dE类系统。星系也有少量的气体含量，典型的M_{HI}/L_{B}~0.1，导致气体耗尽时间尺度小于1 Gyr，即使考虑分子气体。我们发现，与其他形态相似的系统相比，该样品的星系具有令人惊讶的高氧丰度，12 + log（O/H）~9.0。我们认为这些天体是演化的蓝致密矮星的一个子类，它们已经耗尽了大部分的气体供应，同时保留了它们的金属。我们进一步提出，我们正在看到这些物体在一个短暂的阶段，在这个阶段中，它们正在接近恒星爆发活动的尾声，并且可能成为早期类型的矮星。
2006-12-11 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
The history of star formation of starburst galaxies
本文利用不同的光度比追踪了两种不同类型的星暴星系：HII星系和星暴核星系（SBNG）的恒星形成历史。这些星系的平均恒星形成率（SFR）是相当的，并与几个Gyr周期内的恒星形成几乎恒定一致。我们还发现了SBNG和HII星系的爆发恒星星族之间的一个有趣的差异：SBNG有更多的中等质量恒星相比，HII星系。我们将这种差异解释为SBNG经历了比HII星系更高频率的恒星形成爆发的迹象。这种解释在性质上与恒星形成的随机自传播（SSPSF）理论相一致，该理论认为星暴现象取决于大质量恒星演化所调节的内部过程。
1995-10-17 astro-ph
Modelling the Pan-Spectral Energy Distribution of Starburst Galaxies: II. Control of the \HII Region Parameters
我们研究，从理论的角度来看，HII地区的物理参数是如何控制在正常的星系和星暴环境。这些参数是HII区的光度函数，随时间变化的大小，分子云的覆盖率，电离气体中的压力和电离参数。控制它们的因素是激发星的初始质量函数、星团质量函数、金属丰度和周围星际介质的平均压力。我们调查的H $α$亮度的IMF的敏感性，并发现，这可以转化为一个以上的因素两个衍生的恒星形成率的变化。分子云消散时间尺度估计从一个案例研究的M17是$\sim1$兆年为这个对象。基于HII光度函数对邻近星系的拟合，我们提出\HII区星系团质量函数可以用对数正态形式拟合，峰值在$\sim 100 M_{\odot}$。星系团质量函数将恒星IMF延续到更高的质量。HII区的气压由来自中心星团的机械光度通量控制。由于这是密切相关的电离光子通量，我们表明，电离参数是不是一个自由变量，和扩散电离介质可能是由许多大的，微弱的和旧的HII区域。最后，我们推导出理论概率分布的电离参数作为金属丰度的函数，并比较这些SDSS星系。
2006-06-22 astro-ph
Evolution of photoionization and star formation in starbursts and HII galaxies
我们分析了恒星和星云的能量分布的星爆使用我们的进化合成模型PEGASE耦合到光电离代码云。本研究的创新之处在于将星暴的演化和金属丰度与宿主星系过去的恒星形成历史联系起来，并将我们的模型预测与观测到的约750个星暴样本进行了比较。线比拟合的最显著特征是在高金属丰度Z处电离参数U的扩展减小。发射线比的最佳拟合是用高和低电离分量的组合获得的。不需要额外的电离光子源--冲击波或隐藏的活动星系核。颜色和等效宽度与发射线比率一致。即使是小孔径观测，也需要一个基本的总体。这种演化的粒子数不仅使连续谱变红，稀释了发射谱线的等效宽度，而且还参与了电离过程。其对线路比率的主要影响是在突发停止时保持高水平的激励。模型相结合的人口典型的哈勃序列星系和瞬时恒星爆发的年龄在0和8百万年之间令人满意地同意与所有的数据。
2001-02-12 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
Starbursts in Barred Spiral Galaxies. III. Definition of a homogeneous sample of Starburst Nucleus Galaxies
本文介绍了105个棒斑马卡良IRAS星系的光学长缝光谱观测结果。这些观测被用来确定发射线区域的光谱类型的核和沿酒吧的星系，以定义一个均匀的样品的星爆核星系（SBNGs）。我们的选择标准对于选择恒星形成星系非常有效，因为我们的221个发射线区域的样本包括82%的核或双核星暴。受Seyferts污染的比例较低（9%）。其余的星系（9%）是分类模糊的天体（HII或LINER）。尘埃含量和H α光度向星系核方向增加。电子密度在核区和棒HII区之间没有明显的变化。然而，在酒吧的平均Halpha光度和电子密度高于在典型的磁盘HII区域。我们调查不同的机制来解释我们的恒星暴核中观察到的过量的氮排放。没有证据表明在我们的星暴星系中存在一个微弱的隐藏的活动星系核。这种过剩的原因可能是在一系列短暂而强烈的恒星形成爆发之后，星系核中的氮选择性富集。我们的SBNG样本位于平均红移为0.015的位置，具有中等的H α（10^41 erg/s）和远红外（10^10 Lsun）光度。这些类型平均分布在早期和晚期型巨型螺旋中，由于它们的条纹形态，Sbc/Sc型稍有偏好。大多数（62%）SBNG是孤立的，没有引力相互作用的迹象。就距离、光度和相互作用水平而言，SBNG介于HII星系和亮红外星系之间。
1997-12-02 astro-ph
Chandra X-Ray Imaging of the Interacting Starburst Galaxy System NGC 7714/5: Tidal ULXs, Emergent Wind, and Resolved HII Regions
我们目前的钱德拉X射线图像的相互作用星系对NGC 7714/5。除了无法分辨的星暴核外，在该核西北1.5”（270秒差距）处还探测到一个L（X）~ 10^40 erg/s的可变点源，与HST图像上的一个蓝色、极亮（M（V）~ -14.1）点源相一致。另外还观察到11个候选点状超亮X射线源（ULX），其中两个大于等于10^40 erg/s。其中十个与相互作用引起的特征有关，但只有两个与恒星形成有关。我们发现了L（X）~ 3 × 10^40 erg/s的弥散辐射，向核的北面延伸了11”（1.9 kpc）。它的光谱可以用二温Mekal函数（0.6/8 keV）或0.6 keV Mekal函数加幂律拟合。硬成分可能是由于高质量X射线双星（HMXB）与逆康普顿辐射的贡献，而软成分可能是来自超级风。我们还检测到四个核外HII区复合物的扩展X射线发射。如果X射线产生效率L（X）/L（mech）很高（~5%），这种辐射可能是由于HMXB或超新星风加热的扩散气体。为了估计L（X）/L（mech），我们收集了已发表的研究HII区域和附近星系中超级气泡的数据。对于年轻的HII地区（<3.5 Myrs），中位数L（X）/L（机械）~ 0.02%，而对于老年地区，L（X）/L（机械）~ 0.2- 7%。因此，超新星对气体的加热可能足以解释HII区的辐射。在比NGC 7714远得多的星系中，例如车轮星系，类似…
2004-12-01 astro-ph
The evolution of emission lines in HII galaxies
我们构造了诊断图，使用发射线的比率和等效宽度在几个样本中观察到的HII星系。图相比，从新的光电离模型的预测不断发展的星爆。我们发现，从客观棱镜调查的HII星系没有复制的模型所包围的恒定密度，电离有界的HII区域的瞬时星爆。如果HII星系中较老的恒星星族不能忽略，那么观测到的发射线比与Hb等效宽度（W（Hb））之间的关系就可以理解。此外，不同的尘埃遮蔽恒星和气体和泄漏的莱曼连续光子从观察到的HII地区可能是重要的。因此，从物镜棱镜调查中选出的HII星系不太可能包含许多最近一次星暴年龄超过500万年的天体。观测到的[OI]/Hb随W（Hb）的减小而增加的现象可能是由于风和超新星的动力学效应。这种解释也提供了一个自然的解释，在巨大的HII区的电离参数的小范围。[OIII]/Hb与[OII]/Hb诊断图不能完全理解纯光电离模型，并表明需要额外的热源。[NII]/[OII]比值随W（Hb）降低而增加。一个可能的解释是N/O的增加是由于沃尔夫-拉叶星的风在500万年的时间尺度上逐渐富集。（摘要摘录）
2001-02-13 astro-ph
Radio Recombination Lines from the Starburst Galaxy NGC 3256
我们用澳大利亚望远镜紧凑阵和甚小口径望远镜分别在16.4”× 9.6”和12.0”× 2.9”的角分辨率下，从星暴核NGC 3256中探测到了静止频率分别为8.6 GHz和8.3 GHz的射电复合线H91-α和H92-α。ATCA在~ 1 mJy/束峰处检测到谱线，宽度为160 km/s，VLA在~ 0.5 mJy/束峰处检测到谱线，宽度为114 km/s。建模的线发射区域作为一个集合的HII区域，我们推导出所需的HII区域，它们的温度，密度和分布的数量上的约束。我们发现，温度为5000 K、密度为1000 cm^-3 ~ 5000 cm^-3、直径为15 pc的10 ~ 300个HII区的集合产生了与谱线和连续谱发射的良好匹配。维持电离所需的莱曼连续谱产生速率为2 x 10^52 s^-1至6 x 10^53 s^-1，这需要在星爆中产生600至17000颗O 5星。
2005-02-22 astro-ph
Modelling the Pan-Spectral Energy Distribution of Starburst Galaxies: IV The Controlling Parameters of the Starburst SED
我们结合恒星光谱合成代码Starburst 99，星云建模代码MAPPINGSIII，和1-D动力学演化模型的HII地区周围的大规模集群的年轻恒星，以产生改进的模型的光谱能量分布（SED）的星爆星系。我们引入了一个紧凑性参数，C，它表征了在电离前沿在HII区域的辐射场的具体强度，并控制远红外尘埃再发射的形状，通常被称为松散的尘埃“温度”。我们还研究了金属含量对整体SED的影响，特别是对PAH功能的强度。我们提供了模板的平均排放所产生的年轻紧凑的HII地区，老年人（10 - 100万年）的恒星和波长依赖的衰减所产生的前景屏幕中使用的灰尘在我们的模型。我们证明，这些组件可以结合起来，以产生一个很好的适合所观察到的恒星形成为主的星系，这是经常被用作模板（Arp 220和NGC 6240）的SED。这适合延伸从莱曼极限波长约1毫米。本文和本系列的以前的论文中提出的方法允许提取的物理参数的星爆区域（恒星形成率，恒星形成率的历史，平均集群质量，金属丰度，尘埃衰减和压力）的分析泛光谱SED。
2007-12-11 astro-ph
Starbursts in barred spiral galaxies. I. Mrk 712: a new Wolf-Rayet galaxy
我们报告了在IRAS棒旋星系Mrk 712星系核以南4.5角秒的巨大HII区发现的沃尔夫-拉叶星辐射。根据HeII 4686线的光度估计，WNL和OV星的比率为0.2。通过与星爆和恒星演化模型的比较，我们发现这个高值只与非常年轻的星爆事件（3 - 4百万年）和平坦的初始质量函数（Gamma = -1）相兼容。[ArV]线的存在表明HII区被热沃尔夫-拉叶星强烈电离。与其他棒状沃尔夫-拉叶星系的比较表明，沃尔夫-拉叶星的探测取决于星系的尘埃含量和方向。
1995-05-10 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
Super Stellar Clusters in HII Galaxies
星团在这些恒星形成的矮星系的图像和光谱中被识别出来。这些星团的性质与在其他猛烈的恒星形成星系中观察到的性质相似，可能是星暴的基本实体。
2001-06-19 astro-ph
Population synthesis of HII galaxies
本文研究了恒星形成活跃星系的恒星星族，通过吸收光谱的谱族合成确定了恒星组分的年龄。数据包括185个邻近（$z \leq 0.075$）发射线星系的光谱。它们大多是HII星系，但我们也包括一些星爆和塞弗特2星系，以供比较。根据其连续谱分布、吸收谱线和发射谱线的特征，将其分为19个高信噪比模板谱。然后用星团光谱基合成模板。综合结果表明，HII星系是典型的年龄复合恒星系统，提出了重要的贡献，从几代到5亿年的老。我们发现一个显着的贡献人口年龄大于1 Gyr在两组HII星系。尽管在发射线光谱上有相似之处，但在星群爆发中恒星星族的年龄分布可以有很大的不同。在塞弗特2组的情况下，我们得到的老年人口的重要贡献，符合一个凸起。从恒星形成历史的多样性，我们得出结论，典型的HII星系在当地的宇宙是不是系统目前正在形成他们的第一个恒星代。
2000-04-11 astro-ph
Finding Signatures of the Youngest Starbursts
最近，在几个邻近的星系中，通过其周围HII区的无线电波热韧致辐射，发现了嵌入的大质量星团。能量需求意味着这些光学模糊的星团包含500-1000颗O型恒星，使它们类似于在许多矮恒星爆发和合并中观察到的“超级星团”。基于它们的高自由光学深度和A_V>>10 mag.的视觉分辨率，这些巨大的“超致密”HII区域（UDHII）是最年轻、最紧凑的超星团的独特特征。UDHII区域可能代表球状星团形成的最早阶段。我们回顾了目前已知的UDHIIs的属性，我们概述了一个大规模的团簇形成，这是类似于更熟悉的个别恒星的进化序列的pictoral进化分类。
2000-11-22 astro-ph
Using Strong Lines to Estimate Abundances in Extragalactic HII Regions and Starburst Galaxies
我们结合恒星星族合成模型和光电离模型，发展了一套仅基于强光发射谱线的电离参数和丰度诊断方法。这些模型适用于河外HII区和恒星形成星系。我们表明，因为我们的技术解决明确的电离参数和化学丰度，这里提出的诊断是早期技术的基础上强发射线比的改进。我们的技术适用于所有金属。特别是，对于金属丰度超过半个太阳，[NII]/[OII]的比值提供了一个非常可靠的诊断，因为它是电离参数无关，没有一个局部最大值。由于担心红化修正，这个比率在历史上没有使用过。然而，我们表明，使用经典的红化曲线是相当足够的，让这个[NII]/[OII]诊断使用的信心作为一个可靠的丰度指标。在以前的技术固有的系统和随机误差的原因进行了讨论，我们提出了一个新的“最佳”丰度诊断方法的基础上使用的线比涉及[NII]，[OII]，[OIII]，[SII]和巴耳末线。这种组合诊断似乎没有明显的系统误差，可以在整个丰度范围内使用，并大大减少了以前技术中固有的随机误差。最后，我们给出了一个推荐的程序的情况下，只有有限的波长覆盖范围的光谱的丰度推导，使最佳的方法可以不再使用。
2002-06-27 astro-ph
Mid-infrared diagnostics to distinguish AGNs from starbursts
我们提出了新的中红外（MIR）诊断，以区分活动星系核（AGN）的发射，起源于星暴地区。我们的方法使用经验的光谱标准的基础上，MIR辐射的恒星形成或活动星系主要来自HII区，光解区（PDR）和活动星系核。对6.2 μ m不明红外带（UIB）和MIR连续谱的强度分析表明，在活动星系核强辐射区和HII纯区，UIB载流子可能被破坏，但UIB很微弱或不存在。活动星系核的MIR特征是在3- 10微米波段存在一个重要的连续谱，它起源于活动星系核强辐射场加热的非常热的尘埃。使用这两个不同的光谱特性，发现在我们的MIR模板，我们建立诊断图，提供定量估计的活动星系核，PDR和HII区域的贡献，在一个给定的MIR光谱。这种新的MIR分类可以用来揭示被大尘埃柱高度遮蔽的活动星系核的存在。
2000-05-18 astro-ph
Towards a Precision Cosmology from Starburst Galaxies at z>2
这项工作探讨了使用一个众所周知的经验之间的相关性的速度色散，金属丰度，和光度在H β附近的HII星系测量的距离HII类星暴星系在高红移。这个相关性被应用到一个样本的15星爆星系的红移之间的z=2.17和z=3.39，以限制Omega_m，使用的数据从文献中。在λ主导宇宙中，最佳拟合值为Omega_m = 0.21 + 0.30 - 0.12;在开放宇宙中，最佳拟合值为Omega_m = 0.11 + 0.37 - 0.19。详细分析了系统误差、产生原因及其对距离模量和Omega_m值的影响。还讨论了未来的工作将如何通过减少误差来改善对Omega_m的约束。
2004-10-25 astro-ph
Is the interstellar gas of starburst galaxies well mixed?
星系中ISM的混合程度还没有确定。在富含恒星形成气体的矮星系的弥漫中性气体中，测量到的金属丰度与电离气体的丰度相比是不足的。原因，如果是真的，也不清楚，需要有坚实的基础。利用FUSE对旋涡星系M33中的巨大HII区（如NGC604）进行远紫外光谱分析，可以研究金属丰度推导中可能存在的系统误差。我们仍然发现中性相中氮、氧、氩和铁的丰度不足约6倍。这可以解释为在视线中存在较少的化学演变的气体口袋，或者是形成HII区的密集云层。那些可能比扩散介质更金属化。
2004-10-22 astro-ph
Infrared line ratios revealing starburst conditions in galaxies
根据Lutz等人（1998，A&A，333，L75）的建议，通过临界红外线比研究了典型星暴星系的物理条件。用一个能解释激波和热星光电离耦合效应的复合模型进行的计算，与观测到的单个天体的谱线比完全吻合，并解释了观测到的[OIV]/（[NeII]+0.44[NeIII]）和[NeIII]/[NeII]之间的关系。冲击波速度和气体密度是临界参数。大部分激波产生于低密度-速度（n_0 = 100 cm-3，V_s = 50 - 100 km/s）的星云中，这些星云是星暴星系中电离气体的主要来源。然而，尽管它们的数量要少很多，但在致密（= 500 - 800 cm-3）云中的高速（= 400 - 600 km/s）激波是再现低激发星暴核星系（SBNG：M82，M83，NGC 253，NGC 3256，NGC 3690和NGC 4945）中观察到的临界红外线比率所必需的。这些模型的预测是在很好的协议与强大的恒星爆驱动的超级风和高压ISM中观察到的SBNG。相反，高激发的HII星系（II Zw 40和NGC 5253）没有显示出任何明显的大规模气体流出的特征。HII星系和SBNG之间的这种差异可以用它们的星爆的时间演化来解释。
1999-04-22 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
Star complexes and starburst clumps in spiral galaxies
恒星复合体是嵌入的年轻恒星、星团和星协的等级中最高级别的分组，它们遵循大小-年龄关系。星暴团块、超星协、超巨星HII区是不同的名称，它们是大小相同的复合体，但在所有的组合中都有活跃的恒星形成。在剧烈的恒星形成区域，连贯的恒星形成可能是由外部压力引发的。简要讨论了复体和超缔合的引力有界性问题
2004-10-28 astro-ph
Star-burst regions in the LMC
目标。早型星的丝状结构被发现是形成于0.9 - 2 * 10^8年的麦哲伦云的共同特征。随着年龄的增长，这些大的结构显得支离破碎，迟早会形成年轻的集群和协会。在光域中，我们已经检测到56个这样的大型结构的年轻物体，被称为恒星复合体的LMC，我们给坐标和尺寸。我们还研究了这些恒星复合体的恒星形成活动和演化，并定义了“星暴区”。方法.这些区域的红外特性进行了研究，使用IRAS数据。将这些区域的IRAS色星等图（CMD）和双色图与星暴星系的观测结果进行了比较，并与HII区和SNR进行了交叉匹配。在8.6-GHz和CO（1至0）线的无线电发射图也交叉相关的恒星复合体的地图。结果据发现，近1/3的恒星复合体非常活跃，类似于星暴星系和HII区的红外行为。这些说明这种性质的恒星复合体在这里被称为“星暴区”。它们拥有越来越多的HII区域和SNRs。主要的星暴示踪物是它们的红外光度（F60远高于5.4 Jy）和8.6 GHz的射电辐射。最后，根据CO的发射讨论了所有恒星复合体的演化。
2006-02-24 astro-ph
The V R I colours of HII galaxies
我们提出了一个高空间分辨率的CCD表面光度学研究的光学V，R和I宽带过滤器的15个HII星系的样本。测量了星暴连续体和底层星系的颜色。HII星系底层星系的颜色分布与其他晚型低表面亮度星系的颜色相似，这表明它们与HII星系的静止阶段有密切的关系。然而，与最近的演化人口合成模型的比较表明，观测误差和模型中的不确定性仍然太大，不能严格限制他们过去的恒星形成历史。
1996-10-17 astro-ph
Massive Star Formation in Galaxies: Radiative transfer models of the UV to mm emission of starburst galaxies
我们提出了说明性的模型紫外毫米辐射的星爆星系被视为一个合奏的光学厚巨分子云（GMCs）的中心照亮最近形成的恒星。模型遵循的GMC的演变，由于电离诱导的HII区域的膨胀和GMC内的恒星星族的演变根据Bruzual & Charlot恒星星族合成模型。考虑了瞬时加热尘埃颗粒/多环芳烃对辐射转移的影响以及多次散射。HII区域的扩张和狭窄中性壳层的形成自然解释了为什么多环芳烃的发射在近中红外（星暴星系红外光谱的一个新特征）中占主导地位。这些模型使我们能够将星系的观测特性与其年龄和恒星形成历史联系起来。我们发现10^7-10^8年前呈指数衰减的爆发可以解释星暴星系的IRAS颜色。该模型也令人满意地占的原型星暴星系M82和NGC 6090，最近由ISO观察到的星暴星系的多波长数据。在M82中，我们发现了相隔10^7年的两次爆发的证据。在NGC 6090中，我们发现至少有一部分远红外过量可能是由于爆发的年龄（6.4 x 10^7年）。我们还预测了不同波长的星爆光度的演变，这表明远红外调查可能会优先检测到较老的星爆比中红外调查。
1999-12-13 astro-ph
The Evolution of Stars and Gas in starburst Galaxies
在经历恒星爆发的系统中，年轻恒星星族的演化预计会驱动发射线特性的变化。这种演化通常是理论上研究的，结合演化合成模型的光谱能量分布的恒星爆发和光电离计算。在本文中，我们提出了一个更实证的方法来解决这个问题。我们应用经验人口合成技术的星爆和HII星系的样本，以测量它们的演化状态，并与它们的发射线特性的结果。介绍了几种有助于解释综合结果的有用工具：（1）以年轻、中等年龄和年老组成部分的强度为轴的演化图;（2）与星暴有关的恒星平均年龄$\ov{t}_{SB}$。这些工具进行了测试与网格的理论星系光谱，发现工作得很好，即使只有少量的观察到的属性（吸收线等效宽度和连续色）在合成中使用。星暴核和HII星系被发现躺在一个很好的定义序列的演化图。使用经验定义的平均星爆年龄结合发射线数据，我们已经验证了H $β$和[OIII]的等效宽度减少增加$\ov{t}_{SB}$。对于指示气体激发的线比率，识别出相同的演变趋势，尽管对于富金属系统没有识别出明确的趋势。所有这些结果都与长期已知的，但很少测试，理论预期非常一致。
2002-10-11 astro-ph
NGC1614: A Laboratory for Starburst Evolution
适度的消光和合理的正面观察几何使明亮的红外星系NGC 1614成为研究强大星暴的理想实验室。HST/NICMOS观测表明：1.深CO恒星吸收，跟踪一个直径约45 pc的星暴核; 2.）在Pa $α$谱线发射中发现，它被直径约为600 pc的超巨星HII区环所包围; 3.）位于由其在H-K中的消光阴影指示的分子环内; 4.）都位于一个受干扰的螺旋星系的中心。环中巨大的HII区域的光度非常高，比剑鱼座30还要亮一个数量级。深恒星CO带与周围的电离气体环和分子气体的关系表明，明亮的星暴开始于核中，并向外传播到周围的分子环。这一假设得到了演化星爆模型的支持，该模型表明NGC 1614的性质可以与两个相隔500万年的恒星形成短暂爆发相吻合。星暴区的总动力学质量为1.3 × 10^9 Msol，大部分是由旧的星暴前恒星星族构成的。虽然我们的星爆模型使用修改后的萨尔彼得IMF，紧的质量预算表明，IMF可能包含相对更多的10-30 Msol恒星和更少的低质量恒星比萨尔彼得功能。动力学质量比根据12 CO（1-0）与H2的标准比值估算的分子气体质量小近4倍。有许多论点认为恒星暴区的气体质量约为动力学质量的25%，名义上约为1/15，上限为12 CO和标准比值估算的1/10。（节录）
2000-08-21 astro-ph
Radio recombination lines from starburst galaxies : high and low density ionized gas
从四个星暴星系中探测到的8 GHz和15 GHz射电复合线（RRL）出现在致密的高密度HII区，而在~ 4GHz以下是无法探测到的。在1.4千兆赫的RRL对一个星系和上限在其他三个检测是一致的低密度扩散气体的等量的存在。使用GMRT的连续通量密度测量在约束扩散气体的性质方面将是重要的。
2000-04-20 astro-ph
The Local Environment of HII Galaxies
我们解决的问题，是否暴力的恒星形成HII星系是由低质量的同伴通过统计描述其本地环境估计的关联函数。我们认为，即使低质量的同伴主要是星系际HI云，他们的光学同行应在自动板测量机扫描微弱的限制检测。然后，我们交叉相关的大样本的HII星系的APM暗场星系目录。初步结果表明，HII星系是一个随机选取的正常暗场星系样本，没有额外的星系团。这表明，至少在这些矮星暴星系中，恒星的形成不是由潮汐相互作用触发的，可能有不同的起源。
1998-05-29 astro-ph
The Colours of HII Galaxies
利用北欧光学望远镜和加那利群岛的Kapteyn望远镜对15个HII星系的光学V、R和I滤波器进行了高空间分辨率CCD面测光研究。测量了星暴连续体和底层星系的颜色。HII星系底层星系的颜色分布与其他晚型低表面亮度星系的颜色相似，这表明它们与HII星系的静止阶段有密切的关系。然而，与最近的演化人口合成模型的比较表明，观测误差和模型中的不确定性仍然太大，不能严格限制他们过去的恒星形成历史。
1995-11-21 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
Faint [O IV] emission from starburst galaxies
本文报道了用国际标准化组织（ISO）上的短波光谱仪（SWS）观测到的一些星暴星系中高激发[OIV] 25.90 μ m谱线的微弱辐射。对M82的进一步观测在空间上解决了[OIV]发射区。在星爆中检测到这条线是令人惊讶的，因为它在热主序星周围的HII区域中没有可测量的数量，而热主序星是星爆星系的主要能量来源。我们讨论了形成这条线的各种模型。[OIV]由ISO空间分辨的电离层不可能起源于弱活动星系核，而必须是由于非常热的恒星或与星暴活动有关的电离冲击。对于像M82这样的低激发星暴，冲击波是最可能的[OIV]发射源。
1998-03-27 astro-ph
HII Galaxies with 3D Spectroscopy
我们目前正在进行的工作，三个原型HII星系：IIZw70，IIZw71和IZw18的积分场光谱。这些数据主要用于研究电离气体和星团。我们的主要目标是调查存在的空间变化的电离结构指标，物理条件和气态金属丰度，在这些星系。地图的相关发射线和电离结构的初步分析IIZw70。
2006-11-03 astro-ph
Cicrumnuclear Supernova Remnants and HII Regions in NGC 253
档案VLA数据已被用来产生在NGC 253中的200 pc（~15”）核星暴周围区域的角秒分辨率6-和20-cm图像。22个强度大于0.4 mJy的离散源在星系核的~2 kpc（~ 3 '）范围内被探测到，几乎所有这些源都与星系有关。没有一个射电源与探测到的X射线双星相吻合，所以它们似乎是由于超新星遗迹和H II区。在中心星暴之外的区域，射电超新星爆发率小于0.1/年，可能至少占NGC 253最近恒星形成的20%。大多数新发现的源具有陡峭的非热射电光谱，但也存在几个相对较强的热源，包含数十颗O 5星。这些恒星分布在数十秒差距的范围内，并且嵌入在平均电离气体密度为20-200/cm ^3的区域中，远低于NGC 253中最活跃的核恒星形成区域或其他星系中的超级星团。最强的热辐射区域与近红外波长处的高度变红区域相吻合，可能包含光学模糊的H II区域。
2000-03-31 astro-ph
A spectrophotometric catalogue of HII galaxies
我们提出了一个分光光度计目录的90个发射线星系（ELG）发现的物镜棱镜调查，旨在寻找矮星系的空隙（Popescu等，1996年，1998年）。本文给出了星系光谱中发射线的线比、等效宽度和绝对通量。介绍了一个新发现的沃尔夫-拉叶星系的列表。目录中包含的许多物体都具有低金属丰度，极端情况被认为是极低金属丰度星系的候选者。
1999-12-23 astro-ph
The Morphology of HII Galaxies
我们目前的CCD图像的39个HII星系的样本在丹麦1.54米望远镜的La Silla。这些图像用于分析这些发射线矮星的形态，以及恒星形成结和底层星系的结构特性。测量了星爆的大小。我们提出了一个形态分类的基础上存在或不存在的迹象，尾巴，延长，或扭曲的外部等照度线。这一标准隔离的对象分为两个广泛的形态类型具有不同的物理特性：更多的干扰和扩展（I型）HII星系具有更大的光度和速度色散比更紧凑和定期（II型）对象。的相对位置的HII星系和样品的矮椭圆星系的[R -西格玛]图支持的假设，一个可能的演化之间的联系，这两种类型的星系。
1997-01-13 astro-ph
Post-starburst--AGN Connection: Spatially Resolved Spectroscopy of Hdelta-Strong AGNs
自从活动星系核（AGN）与星暴共存的现象被观测发现以来，关于AGN与星暴之间是否存在物理联系的争论一直存在。如果答案是肯定的，那么揭示哪一个触发了另一个是一个令人感兴趣的主题。在这里，我们带来了一个独特的见解，通过确定840个星系与后星爆签名（强巴耳末吸收线）和活动星系核（基于发射线比）。这些poststarburst-AGN占4.2%的所有星系在体积有限的样本。星暴后阶段与活动活动星系核本身的存在是很重要的，这表明活动星系核在星暴-活动星系核连接中可能比星暴更长寿。此外，我们已经进行了空间分辨光谱的三个poststarbushrst-AGN星系，获得一些证据表明，poststarburst区域更广泛，但急剧集中在中央AGN，确认poststarburst和AGN之间的空间连接。
2006-05-08 astro-ph
Nuclear Starbursts in Nearby Seyfert Galaxies
活跃的星系通常与星爆有关，这可能是核黑洞的燃料来源。利用光学（3500-7500 A）分光和窄带测光数据（H_α +[NII] 6548、6583和[OIII]5007），可以探测活动核的星暴特征，并研究其与Seyfert型和周围环境的关系。本文给出了6个邻近Seyfert星系（z < 0.02）中年轻恒星星族（HI高阶Balmer线）和扩展H_α辐射（HII区的指示）的证据。这些非常初步的结果似乎表明，核星暴的存在并不依赖于Seyfert类型，有利于活动星系核统一模型的假设。通过估计现在的SFR（< 10^6年）和最近的SFR（< 10^9年），我们观察到这些天体在过去的历元中经历了大部分的恒星形成事件。这支持了星暴-活动星系核连接的假设，支持活动星系核在星暴中幸存的进化方案。
2004-10-18 astro-ph
New catalogue of Wolf-Rayet galaxies and high-excitation extra-galactic HII regions
我们提出了一个新的汇编沃尔夫-拉叶（WR）星系和河外HII地区显示广泛的HeII发射从文献中得出。还提供了来自WN和WC亚型WR星的其他宽发射谱线（NIII 4640、CIV 5808等）以及其他现有宽星云谱线的相关信息。总共有139个已知的WR星系。其中，57个对象显示广泛的HeII和CIV功能。除了广泛的（恒星）HeII辐射外，在44（54）个天体中也确定（怀疑）了星云HeII成分。我们发现19个银河系外的HII区域没有WR检测到星云的HeII发射。目前的样品可用于各种研究的大质量恒星，大质量恒星与ISM的相互作用，恒星星族，星暴星系等的数据是电子访问，并将及时更新。
1999-02-02 astro-ph
Optical and near IR spectroscopy of low excitation HII regions with GTC
电离气体星云中化学丰度的测定是基于极光发射线的探测，从极光发射线可以推断出几种离子的线温度。这些线在低激发物体中很弱，所以它的测量只能在大口径望远镜中进行。GTC将允许计划从中高分辨率光谱对此类物体的化学丰度进行全面研究，这将为化学演变模型提供更准确的观测限制。
2002-05-06 astro-ph
HII Galaxies as deep cosmological probes
我们重新研究了使用哈勃图测量宇宙学常数（$Λ$）和宇宙质量密度（$Ω_M$）。在红移约为3的$Λ$中我们发现了一个重要的聚焦效应。这种效应意味着，对于$Ω_M>0.2$，标准烛光在红移z=2-3时的视星等几乎不依赖于$Λ$。这意味着，通过根据$Ω_M$的值的估计以红移范围为目标，可以独立于$Ω_Λ$来测量$Ω_M$。我们探索的证据支持的建议，极端的星暴星系也被称为HII星系可以被用来作为距离估计在很宽的范围内的红移，并达到非常高的值。我们收集了HII星系到$z\sim 3$的文献数据，发现它们的光度和从它们的强发射线测量的速度色散之间有很好的相关性，从而证实了已知的邻近宇宙中HII星系存在的相关性。几个系统的影响，如年龄，灭绝，运动学和金属丰度进行了讨论，以及不同的宇宙学的影响。
1999-08-31 astro-ph
Integrated field spectroscopy of E+A (post-starburst) galaxies with the Kyoto3DII
我们用Kyoto 3DII积分场摄谱仪对附近的三个E+A星系进行了二维光谱观测。在所有的情况下，Hdelta吸收在星系的中心是较强的，但在几个千秒差距的规模显着扩大。对于其中一个星系（J1656），我们发现了一个具有相同红移的近距离伴星系。该星系原来是一个恒星形成星系，具有强烈的H伽马辐射。对于另外两个星系，我们发现中心的星暴后区域可能向潮汐尾方向延伸。我们的研究结果是一致的合并/相互作用起源的E+A星系，在那里的下沉气体可能造成的星系星系合并创建一个中心的恒星暴，成功的后恒星暴（E+A）阶段，一旦气体耗尽。
2008-01-07 astro-ph
Spectrophotometry of Sextans A and B: Chemical Abundances of HII Regions and Planetary Nebulae
我们提出了高质量的长狭缝光谱的行星状星云（PNe）和HII区的两个矮不规则星系六分仪A和B，这属于一个小组的星系外的本地集团。在六分仪A中，我们用经典的Te方法得到了它唯一已知的PN区和三个HII区的元素丰度。在Sextans A的这三个HII区域中的氧丰度在单个均方根不确定度内都是一致的，平均值为12+log（O/H）= 7.54+/-0.06。然而，Sextans A中PN的氧丰度显著更高：12+ $\log$（O/H）= 8.02+/-0.05。该PN甚至更富含氮和氦，表明分类为I型PN。在六分仪B中，我们获得了一个PN和六个HII区域的光谱。元素丰度与Te方法可以推导出PN和三个HII区域。对于其中两个HII区域，在投影中只有约70 pc的分离，氧丰度在均方根不确定性内没有差异，平均值为12+log（O/H）= 7.53+/-0.05。第三个HII区位于前两个区域东北方向约0.6 kpc处，金属含量为12+log（O/H）= 7.84+/-0.05。这表明六分仪座B现今的金属丰度分布具有相当大的不均匀性。（节录）
2005-06-23 astro-ph
The Local Environment of HII Galaxies
我们通过将低红移HII星系在天空中的位置与自动底片测量机星表中的暗场星系的位置进行互相关，对它们的环境进行了研究。我们解决的问题，是否暴力的恒星形成HII星系是由低质量的同伴，通过统计估计的平均空间密度的星系周围。我们认为，即使低质量的同伴主要是星系际HI云，他们的光学同行应在APM扫描微弱的限制检测。一个显着的正信号检测到的HII星系APM星系角交叉关联函数，但幅度是很差的确定。投影的交叉关联函数具有较高的信噪比，表明振幅略低于正常场星系。这意味着这些爆发的矮星系居住在密度略低于正常暗场星系的环境中，这与其他对发射线星系的研究一致。这表明，在这些矮星暴星系中，恒星的形成不是由异常强烈的潮汐相互作用引发的，而且必须有不同的起源。
1999-03-02 astro-ph
Near Infrared Spectroscopy of G29.96-0.02: The First Spectral Classification of the Ionizing Star of an Ultracompact HII Region
我们获得了超致密HII区电离星的第一个分类谱，并给出了第一个直接光谱分类。超致密的HII区域是G29.96-0.02，这是一个研究得很好的天体，金属丰度大约是太阳的两倍。电离星的近红外K波段光谱表现出CIV和NIII发射和HeII吸收，但HI和HeI线被星云发射所掩盖。我们确定这颗恒星的光谱类型为O 5到O 7，也可能是O 8。我们严格评估限制的性质的恒星，并发现它是兼容的零年龄的主序列的属性，只有当它是二进制的，如果一个显着的分数的热光度可以逃离该地区。G29.96-0.02现在将是星云模型的一个很好的测试案例，因为电离星的属性是独立约束的。
1997-09-12 astro-ph
Near-Infrared Integral Field Spectroscopy of Star-Forming Galaxies
Palomar积分场摄谱仪被用来探测附近九个星系的各种环境，这些星系涵盖了一系列的形态类型，光度，金属丰度和红外-蓝色比率。这是第一次在两个空间维度（5.7“x10.0”）上获得恒星形成星系的核或亮HII区的近红外光谱，其中[Fe II]（1.257 μ m），[Fe II]（1.644 μ m），Paschen beta（1.282 μ m），H2（2.122 μ m）和Brackett gamma（2.166 μ m）过渡线。这些数据限制了这些地区恒星形成事件的各种特征，包括它们的强度，成熟度，空间变异性和灭绝。HII区从细胞核中突出。与核区域的观测不同，HII区域的近红外观测没有显示出线和连续谱发射的空间重合; HII区域的连续谱和线图通常显示出不同的，有时是空间分离的形态。根据帕邢β和布莱克特γ的等效宽度和光度，HII区域的恒星形成比原子核更年轻，辐射场也更强。近红外线比诊断表明，HII区域有“更纯粹”的恒星爆发属性。电离光子密度和中红外颜色之间的相关性与恒星形成活动水平相一致，HII区域高于原子核。虽然解释是复杂的，在纯经验的基础上，HII区显示出比原子核低一个数量级的Fe 1+丰度。
2003-10-14 astro-ph
Starburst or Seyfert? Using near-infrared spectroscopy to measure the activity in composite galaxies
我们提出了一个样本的星系模糊的光发射线比的近红外光谱。在通常的光学诊断图中，这些星系介于星爆和塞弗特星系之间。我们发现了一个类似的结果与近红外线发射线的比率，这表明星系是复合的，既包含一个星暴和活动星系核组件。此外，CO的吸收，产生在晚型恒星，在样本内检测到，虽然在一个较弱的水平比典型的星爆星系。我们的结论是，CO功能被稀释的AGN的贡献，从而证实了这些星系的复合性质。
1998-10-23 astro-ph
Near infrared spectroscopy of starburst galaxies
（摘要）我们提出了新的K-波段光谱的48个星暴星系的样本，在夏威夷使用UKIRT获得。这构成了在附近宇宙中发现的最常见类型的星暴星系的公平样本。这些星系的近红外光谱特征的多样性意味着不同的爆发特征，这表明我们调查的星系具有不同的恒星形成历史或在其爆发演化的不同阶段。使用合成的星爆模型，我们的结论是，最好的合奏参数，描述在附近的宇宙中的星爆星系是一个恒定的恒星形成率，Salpeter IMF的上限质量截止等于30太阳质量和爆发年龄之间的10万年和1 Gyr。该模型是完全一致的不同类型的星爆之间的光学和FIR观察到的差异。这表明，HII星系有年轻的爆发和较低的金属丰度比SBNG，而LIRG有年轻的爆发，但较高的金属丰度。我们的观察表明，星暴现象必须是一个持续的或自我维持的现象：要么恒星形成是连续的时间或多个爆发发生在一个相对较长的时间序列。我们观测的普遍性意味着这是附近宇宙中星暴星系的一个特征。
2001-03-21 astro-ph
Effects of dust extinction on optical spectroscopic properties for starburst galaxies in distant clusters
最近对遥远星系团中星系的观测研究发现，可能存在的尘埃星爆星系中有相当一部分具有所谓的“e（a）”光谱，其特征是H $δ$吸收强烈，[OII]发射相对温和。我们数值研究了尘埃星暴星系的光谱和光度演化，以澄清e（a）光谱的起源。我们发现，如果一个年轻的星暴人口优先被掩盖的尘埃比一个老的尘埃在一个尘埃星暴星系，星系显示e（a）光谱。由此证实了Poggianti & Wu（2000）提出的选择性尘埃消光是不同年龄的恒星星族中最年轻恒星族的最强尘埃消光，这对首次定量再现观测到的e（a）谱是至关重要的。我们进一步讨论了在星团环境中与这种尘埃选择性消光密切相关的物理过程。
2000-08-17 astro-ph
Extreme Star Formation in the Interacting Galaxy Arp299 (IC694 + NGC3690)
本文对红外发光星系Arp 299（IC 694 + NGC 3690）的恒星形成性质进行了全面的研究。观测包括HST/NICMOS成像和MMT光学和近红外光谱以及HST档案数据。我们修正了星系参数的灭绝，并使用演化星爆模型的边界条件的结果。这些模型和其他论据表明，在过去的1500万年里，Arp 299经历了各种各样的相互作用诱导的恒星形成。除了两个碰撞星系中的核恒星爆发外，附近还有发光的恒星形成区域，这可能是分子云破裂并开始形成大质量恒星的结果，因为它们接近核势。相互作用区附近的两个区域最近形成了大质量恒星（约400万年前）。其中一个区域似乎经历了一次持续时间非常短的恒星暴增，与典型的核事件的500万~ 1000万年的持续时间形成对比。这些区域可能会形成引力束缚的新矮星系，尽管它们足够接近更大质量的原始星系，最终可能会被纳入其中。此外，我们还发现了19个HII区域的能量至少与30个剑鱼座一样高，还有21个较老的星团，它们可能是过去形成的类似HII区域的产物。这种超巨星HII区的数量在正常星系中是前所未有的，并强调了相互作用的影响通过整个星系对传播。
1999-12-01 astro-ph
