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
74 MHz Discrete HII Absorption Regions Towards The Inner Galaxy
在低射频（< 100 MHz）下，经典的HII区域可能变得光学厚度（光学深度> 1），并且可以作为离散的吸收区域被观察到，以对抗银河系宇宙射线电子在磁场周围螺旋运动所产生的银河系非热背景辐射。在这项工作中，我们提出了74 MHz的区域26>l>-15，-5<b<5的观测，并报告了92个与已知的HII区相关的吸收特征的检测，并推导出银河宇宙线电子同步辐射的亮度温度从这些区域后面的柱发出。对于已知距离的42个HII区，导出了HII区后面圆柱的平均发射率。74兆赫的发射率值范围在0.3和1.0开尔文每秒差距的模型假设均匀分布的发射率。讨论了利用这类数据模拟宇宙线发射率三维分布的方法以及利用这种方法打破HII区运动学距离简并的可能性。
2006-03-02 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
HIIphot: Automated Photometry of HII Regions Applied to M51
我们已经开发了一个强大的，自动化的方法，以下指定HIIphot，它使准确的光度表征的HII地区，同时允许真正的适应不规则的源形态。HIIphot利用物体识别技术对所有源的形状进行第一次猜测，然后通过迭代生长过程允许偏离这种理想化的“种子”。空间一致的漫反射发射的光度校正来自一个低阶表面拟合的背景后，排除所有检测到的来源。我们目前的研究结果，附近的螺旋M51，其中1229 HII区域被检测到高于5西格玛水平。在log L_H-α = 37.6以上，对测量的H-α光度函数（HII LF）进行简单的加权幂律拟合，得到α = -1.75+/-0.06，尽管在L_H-α = 10^38.9附近观测到的HII LF有一个明显的突变。我们的最佳拟合斜率比Rand（1992）测量的略陡，也许反映了我们在低光度和明显漫射物体上的灵敏度增加。位于臂间间隙中的HII区域优先地比构成M51的总体设计螺旋臂的对应物更不明亮，并且最适合于α = -1.96+/-0.15的幂律斜率。我们分配臂/臂间状态的HII区域的基础上，作为整个图像的位置的函数的漫发射的表面亮度的变化。利用我们对M51中分辨的HII区贡献的积分通量的测量，我们估计扩散部分约为0.45 --与Greenawalt等人（1998）的测定一致。对退化数据集进行自动处理，以衡量与有限的空间分辨率和灵敏度相关的系统影响。
2000-06-01 astro-ph
Late-type dwarf irregular galaxies in the Virgo cluster.I. H-alpha and red continuum data
我们对室女星系团（VC）中的一个晚型低表面亮度（LSB）矮不规则星系（DIG）样本进行了H α和红色连续谱观测，并与VC高表面亮度（HSB）DIG的代表性样本进行了比较。列出了各个HII区域的线通量和等效宽度，并测量了整个DIG的总H-α发射。我们确定的HII区域并不产生所有的线发射。对于具有线发射的LSB，我们发现恒星形成率（SFR）为6.9-43.0 × 10^{-3} M_sol/yr，比HSB天体弱约10倍。每个LSB星系大约有2个HII区域，它们比VC中的HSB星系更小更暗，线宽度相当于HSB的50%，覆盖的星系比例相似。LSB星系的线发射区优先位于星系的外围，而在HSB中，它们往往位于中心。HII区域的线强度与该区域下方的红色连续光相关。在我们研究的LSB和HSB矮星系的恒星形成特性中没有发现根本的差异，并推断这些星系必须是相似的，不同的是目前恒星形成爆发的强度。
1998-11-27 astro-ph
An uncatalogued optical HII region at the outskirts of the Galaxy
我们对一个团块（l = 127.9435度，b = +1.8298度）进行了非光学观测，它嵌在一个扩展的、形状不规则的弥散光学星云中。这种凝聚显示出典型的HII区的发射线光谱。虽然它在天空中的位置与Cichowolski等人（2003年）最近在加拿大银河平面调查（CGPS）的无线电数据中发现的附近扩展的光电离区域相吻合，但这个~ 1弧分大小的HII区域的系统速度V_LSR = -71 $\pm$ 12 km/s，使它在银河系中很远，银河系中这一区域的位置得到了在CGPS数据上以可比径向速度可见的HI结构的支持。我们认为这个HII区可能属于外银河臂，其周围扩展星云的发射线比率与小HII区的径向速度一致，是典型的低密度光电离气体。在这个扩展的暗淡星云的光学边界内，可以看到表面亮度相当的较小团块。在将光学数据与远红外和射电观测数据进行比较后，我们得出结论，该星云是一个HII区域，大小约为70 pc，可能是由OB星组成的协会光电离的，并被中性氢环包围。
2004-02-20 astro-ph
X-Ray Observations of the Sagittarius D HII Region toward the Galactic Center with Suzaku
我们提出了一个朱雀X射线研究的人马座D（Sgr D）HII地区在银河系中心区域。X射线成像光谱仪（XIS）的两张18“x18”图像涵盖了整个Sgr D复合体。由于低背景，XIS发现了两个低表面亮度的漫射源，并获得了它们的高信噪比光谱。一个与Sgr D HII区域的核心有关，来自年轻的星团。另一个是该区域附近的新物体。我们还提出了3.5厘米和6.0厘米的无线电连续谱图的新的源使用100米绿岸望远镜。我们得出的结论是，来源是一个新的超新星遗迹（SNR; G1.2--0.0）基于：（1）0.9+/-0.2 keV热X射线光谱，其发射线来自高度电离的原子;（2）从X射线吸收推断的在银河系中心距离处~10 pc的明显范围的扩散性质（~8.5x10^{22} cm^{-2}）;（3）非热射电连续谱指数（~-0.5）。我们在Sgr D HII区域的SNR的发现导致了对该系统的观点的修正，该系统被认为是热HII区域及其环境。
2008-05-14 astro-ph
Propagation of ionizing radiation in HII regions: the effects of optically thick density fluctuations
被接受的解释所观察到的两分法的两个数量级之间的原位测量的电子密度在HII地区，来自发射线的比率，和平均测量的基础上集成的发射措施，是电离介质的不均匀性。这被表示为“填充因子”，即稠密气体与稀薄气体的体积比，测量值为10^-3。通常使用的填充因子模型中隐含的假设是，致密气体团对电离辐射来说是光学上薄的。在这里，我们探讨假设相反的影响：团块是光学厚。第一个结果是在HII区域内存在大部分中性氢。我们估计螺旋星系NGC 1530中HII区的平均H^o/H^+比值为10的数量级，并使用动力学参数支持这一推论。光学厚的星团模型允许电离恒星产生的光子中有很大一部分从它们的HII区域逃逸。我们表明，通过比较模型预测与观测，这些模型给出了一个帐户至少一样好，可能比传统的模型，径向表面亮度分布和选定的谱线诊断HII区域内的物理条件。这些模型解释了HII区域如何从其线比看起来是电离边界的，但允许其电离光子的主要部分逃逸。
2004-05-24 astro-ph
Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions
我们报告发现两个小的星系际HII地区的松散的星系群周围的领域椭圆NGC 1490。HII区域距离任何光学星系至少100 kpc，但与一些大型HI云有关，这些云沿着500 kpc长的弧躺在那里，并且在数字巡天中没有光学对应物。这些云的HI质量之和几乎为10^10太阳质量，最大的HI云的大小约为100 kpc。深度光学成像显示了一个非常低的表面亮度对应于这个最大的HI云，使其成为已知HI最丰富的光学星系之一（M_HI/L_V~200）。光谱的HII区域表明，在这些HII区域的丰度只是轻微的太阳，不包括原始起源的HI云。HI云可能是相当长一段时间前，NGC 1490所属的松散星系群对一个相当大小的星系进行潮汐破坏后的残留物。或者，它们是合并的残余物，产生了椭圆形的NGC 1490。孤立的HII区域表明，在星系际空间中，通过潮汐相互作用从星系中抽取的气体中可以发生非常小规模的恒星形成。许多这样的星系际小恒星形成区可能存在于潮汐相互作用星系附近。
2003-10-22 astro-ph
On the Structure and Morphology of the `Diffuse Ionized Medium' in Star-Forming Galaxies
对邻近晚型旋涡星系样本的深H $α$图像进行了分析，以表征“弥散电离介质”（DIM）的形态和能量意义。我们发现，DIM属性可以合理地统一为相对表面亮度的函数，通过使用一种新的方法来量化DIM的重要性在星系。这种新的方法是更一致的基本形态定义的DIM作为“扩散”，相比传统的方式采用在以前的研究中，只能隔离的DIM的基础上的绝对表面亮度标准。我们的研究结果表明，星系之间的DIM的意义的变化是足够小的DIM的全球H $α$光度在星系中的分数贡献是相当恒定的，已经观察到。我们发现从HII区到DIM的结构转变是平滑的，这表明DIM的电离能主要来自HII区。
1998-11-06 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
Star Formation in HI Selected Galaxies I: Sample Characteristics
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，并在宽带B和R以及窄带H-α中成像，以推断附近盘状星系中恒星形成的细节，同时避免表面亮度选择效应。样本主要是晚型，矮磁盘（主要是Sc和Sm星系）与指数盘尺度长度约为1至5千秒差距。HIPASS星系的平均恒星形成率（SFR）较低，并且比光学选择的样本更蓝，表面亮度更低。除了一个星系外，在所有星系中都检测到了HII区。许多星系只有两到五个HII区。星系的H-alpha等效宽度、颜色和每单位HI质量的SFR最好用年轻的平均年龄（根据施密特定律模型，大约3到5 Gyr）和恒星形成历史来解释，其中SFR在过去更高。HIPASS星系的表面亮度覆盖范围与光学选择样本的表面亮度覆盖范围的比较表明，这样的样本可能会错过约10%的本地星系数密度，并可能错过多达3%至4%的SFR密度。低表面亮度星系对总光度密度的贡献可能是微不足道的，但这个结论在某种程度上取决于如何确定这些物体的通量。
2004-06-14 astro-ph
NEBU_3D: A fast pseudo-3D photoionization code for aspherical planetary nebulae and HII regions
我们描述了一个伪三维光电离代码，NEBU_3D及其相关的可视化工具，VIS_NEB3D，它能够轻松，快速地处理各种各样的星云几何形状，通过结合模型获得的一维光电离代码。我们还提出了一个工具，VELNEB_3D，它可以应用到一维或三维光电离代码的结果，以生成发射线的轮廓，位置-速度图和3D地图在任何发射线假设一个任意的速度场。作为这些新工具的能力的例子，我们考虑三个非常不同的理论情况。第一个是一个水泡HII区，我们还构建了一个球形模型（球形冒名顶替者），它具有完全相同的Hbeta表面亮度分布的水泡模型和相同的电离星。第二个例子表明，如果星云是双极的，狭缝稍微偏离中心，即使用一个简单的膨胀定律，也可以得到复杂的谱线轮廓。第三个例子显示了不同的方法来产生线轮廓，可以归因于湍流速度场，而模型中没有湍流。
2005-09-22 astro-ph
A Near-Infrared Study of the Highly-Obscured Active Star-Forming Region W51B
本文介绍了活跃恒星形成区W51 B中三个致密HII区G48.9-0.3、G49.0-0.3和G49.2-0.3的宽视场JHKS波段测光观测结果。与参考区域相比，在三个紧凑的HII区域内的星团在J-Ks直方图中显示出多余的恒星数量。虽然三个致密HII区的平均色过量比E（J-H）/E（H-Ks）近似为~ 2.07，但对它们的视觉偏差有些不同：G48.9-0.3和G49.0-0.3的亮度约为17等; G49.2-0.3的亮度约为23等。根据它们的大小和亮度，我们认为每个致密HII区的年龄为=<200万年。W51 B的总恒星质量约为1.4 × 10^4 M_sun，是银河系中最活跃的恒星形成区之一，恒星形成效率约为10%。
2007-04-17 astro-ph
A study of the neglected Galactic HII region NGC 2579 and its companion ESO 370-9
银河系HII区域NGC 2579由于直到最近一直存在的识别问题而一直没有被探索。NGC 2579和它的伴星ESO 370-9都被错误地归类为行星状星云或反射星云，彼此混淆，并与其他天体混淆。由于它的高表面亮度，高激发，角大小为几角分和相对较低的星际消光，NGC 2579是在光学范围内研究的理想对象。位于银河系外的NGC 2579是研究银河系化学丰度梯度的绝佳对象。本文首次对NGC 2579和ESO 370-9的星云和恒星性质进行了全面的观测研究，包括电子温度、密度结构、化学成分、运动学、距离的测定以及电离星的识别和光谱分类，并讨论了ESO 370-9的性质。光学范围内的长缝分光光度计数据被用来推导星云电子温度、密度和化学丰度，并用于电离恒星候选者的光谱分类。利用Halalpha和UBV CCD测光，从光谱视差推导恒星距离，并测量电离光子通量。
2007-07-13 astro-ph
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
Structural Characteristics and Stellar Composition of Low Surface Brightness Disk Galaxies
我们提出了一个低表面亮度（LSB）盘星系样本的UBVI表面测光。LSB盘星系被很好地描述为指数盘，其尺度长度、中心表面亮度或旋转速度都没有优选值。事实上，尺度长度的分布与高表面亮度螺旋的分布难以区分，这表明动态相似的星系（例如，具有可比Rv ^[2]的那些存在于大范围的表面密度中。这些LSB星系是惊人的蓝色。中心表面亮度和颜色之间完全缺乏相关性，排除了任何褪色的情况。同样，从HII区光谱推断的氧丰度与颜色无关，因此低金属丰度不是蓝色的主要原因。虽然在没有显著恒星形成的情况下这些很难解释，但最合理的情况是恒星星族的平均年龄很年轻，这是由于形成较晚，随后演化缓慢。这些性质表明，LSB磁盘形成从低初始超密度与相应的后期崩溃时间。
1993-11-01 astro-ph
The Impact of Resolution on Observed HII Region Properties from WFPC2 Observations of M101
利用M101的两个连续扣除的H-α HST框架，利用半自动技术确定了237个HII区的位置、角大小和绝对通量。由此我们构造了光度和直径分布函数。我们在人为地将线性分辨率降低到通常使用地基成像获得的线性分辨率之后，对图像重复此过程。我们发现在光度函数和直径分布的实质性差异。测量的内部属性，如中心表面亮度和径向梯度占主导地位的PSF在线性分辨率小于约40 pc半高宽。从地面上看，目前只有最近的星系才能获得这样的分辨率。我们发现的两个制度的集群的HII地区和漫发射的证据，表明两个不同的制度的恒星形成晚型螺旋星系。这种性质与地面分辨率下的混合相结合，可能是导致光度函数中断的原因，通常在log L=38.6 erg/s处发现。从高分辨率的HST数据中，我们发现光度函数的斜率为alpha=-1.74+/-0.08。我们还观察到在光度log L<36.7 erg/s时的平坦。对于直径分布，我们从指数拟合中发现D 0 =29.2 pc的特征尺度。然而，指数β =-2.84+/-0.16的无标度幂律为数据提供了更好的拟合。
2000-10-27 astro-ph
The origin of the ionization of the diffuse interstellar medium in spiral galaxies. II. Modelling the distribution of ionizing radiation in NGC 157
本文定量研究了旋涡星系盘发出的弥散H-α起源于从HII区逃逸的电离光子的假说。我们使用的H-alpha测量的完整的一套HII区域的螺旋NGC 157，其中HI密度图是可用的，推导出一个家庭的模型，预测电离光子分布在该星系的光盘。从我们的模型预测的扩散H-α表面亮度分布与观察到的分布进行了比较，表明，在一般情况下，HII区域的密度边界的假设，使我们能够很好地预测扩散电离气体的空间分布。在模型中产生的最佳拟合的数据，较低的光度区域失去了恒定的比例，其电离通量到他们的周围环境，而对于HII区域的亮度高于一个特定的过渡值的电离逃逸分数是一个上升的函数的哈光度。
2002-03-15 astro-ph
Further Clues to the Nature of Composite LINER/HII Galaxies
我们已经分析了新的，档案和出版的高分辨率无线电和X射线观测的样品的复合LINER/HII星系已知表现出活动星系核的性质。16个活动星系核候选者中有5个具有毫弧秒尺度的探测，并显示出紧凑、平坦的频谱、高亮度温度的射电核心，其中4个还表现出扩展的射电辐射。八个候选活动星系核中有五个拥有硬X射线核源，其中两个没有毫弧秒射电探测。结合高分辨率的无线电和X射线数据产生一个低光度活动星系核的候选人中的活动星系核的50%的检测率，这转化为12%的检测率为整个复合LINER/HII样本。在活动星系核已经被明确探测到的源中，活动星系核的电离能力不足以产生观测到的发射线，除非硬X射线被严重遮蔽。我们试图应用一个典型的对流主导的吸积流（ADAF）和喷流模型的样品源，以解释所观察到的无线电和X射线发射。虽然ADAF可能是像NGC 7331这样的亚毫扬斯基射电核心中观测到的发射的原因，但它们似乎与毫弧秒尺度射电探测核心中观测到的射电发射不一致;后者的来源更有可能具有来自射电发射喷流的能量重要贡献。
2004-01-28 astro-ph
Oxygen Abundances and Chemical Evolution in Low Surface Brightness Galaxies
我们报告的低表面亮度（LSB）星系的样本的HII区域的氧丰度。我们提供了描述R_23方法的McGaugh（1991）校准的解析函数。我们使用这个和等效宽度（EW）的方法来确定氧丰度，并在一些情况下，温度敏感的[OIII] 4363线是可用的直接估计。我们发现LSB星系是贫金属的，与其他星系的L-Z关系一致。这些天体的大气体质量分数为化学演化模型提供了一个有趣的测试。我们没有发现明显偏离银河系化学演化的闭箱模型。根据我们的丰度和气体质量分数的测量，我们推断LSB星系与其他星系类型没有根本的不同，但可能处于演化的早期阶段。
2004-09-11 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
Slit Observations and Empirical Calculations for HII Regions
当分析HII区域时，经验推导的物理量的系统误差的可能来源是用于观测的狭缝的有限尺寸。通过改变星团发射的电离辐射光谱以及气体丰度，建立了一个光电离模型网格。然后使用计算出的线表面亮度来模拟狭缝观测，并使用文献中描述的常用方法导出经验参数。根据被狭缝覆盖的物体的比例，参数可能与从整个物体的观测中获得的参数不同，这种影响主要取决于电离星团的年龄。低电离态的禁戒线比高电离态的禁戒线或复合线对狭缝覆盖面积的大小更敏感。关于温度指示器T[OIII]，狭缝效应很小，因为该温度是从[OIII]线导出的。另一方面，对于丰度指标R23，它也取决于[OII]线，狭缝效应略高。因此，由于狭缝观测O丰度的系统误差很低，通常小于10%，除了HII区域由星团供电，电离光子数相对较低，在13.6和54.4 eV之间，这会产生较小的O++发射体积。在这种情况下，当覆盖面积小于50%时，由狭缝观测推断的经验O丰度的系统误差大于10%。
2005-09-13 astro-ph
The hyperyoung HII region in G24.78+0.08 A1
上下文G24.78+0.08 A1是一颗20 Msun的恒星，被一个超致密（HC）的HII区包围，驱动着一个CO双极外流，位于一个正在向HC区下沉的巨大旋转环的中心。最近的水脉泽观测表明HC区域正在扩大，恒星上的吸积停止了。目标。本研究的目的是确认膨胀的HC区域的基础上，最近的H2O脉泽观测提出的方案。方法.我们进行了连续的VLA观测在1.3厘米和7毫米的A阵列加派镇配置，以映射到G24 A1的HC区域。结果HC区的发射已被解析，并显示出环形结构。通过对HC区的质心以不同角度进行切片得到的发射轮廓证实了发射的壳层结构。拟合通过7 mm发射峰的归一化亮度温度曲线，推导出壳的内半径与外半径之比Ri/Ro为0.9，这表明壳是薄的。根据拟合估计的去卷积外半径为590 AU。这些结果意味着，HC区域在G24 A1不能被描述在一个经典的，均匀的HII区域，而是一个电离壳。这支持了一个不断扩大的风驱动，电离壳建议的运动学和分布的H2O脉泽与HC区域的模型。根据这一模式，HC区域是在很短的时间尺度上，21-66年扩大。
2007-06-18 astro-ph
Discovery of a Nearby Low-Surface-Brightness Spiral Galaxy
在寻找我们银河系中或附近以异常速度运动的致密孤立气体云的过程中，（Braun and Burton 1998 A&A，in press），我们发现，在莱顿/德温格鲁调查的数据中，（哈特曼和伯顿1997年，银河中性氢图集，CUP）银河氢，一个大星系的HI签名，以282公里/秒的后退速度移动，我们的银河系。深空和分光光学观测显示在分散的HII区域存在恒星形成;射电HI合成干涉测量证实该星系富含HI，并具有螺旋星系的旋转特征;亚毫米观测未能检测到CO分子。无线电和光学证据结合起来表明它是一个低表面亮度的螺旋星系。它在空间和运动学上都非常接近星系NGC 6946。这个新发现的星系，我们称之为仙王座1号，距离大约为6百万秒差距。它可能被编号为最近的几个LSB螺旋。
1998-10-27 astro-ph
Electron Temperatures in W51 Complex from High Resolution, Low Frequency Radio Observations
W51是一个巨大的射电复合体，位于人马座臂的切线上，距离太阳约7 kpc，在天空中延伸约1度。它被分为A、B、C三个部分，其中W51 A和W51 B由许多致密的HII区组成，而W51 C是超新星遗迹。我们使用GMRT在最低频率下以较低分辨率20“x15”对W51复合体的这些HII区域进行了240、610、1060、1400 MHz的连续射电观测。观察到的光谱的突出的热子组件的W 51已被安装到一个自由-自由的发射光谱和他们的物理性质，如电子温度和发射措施已估计。从连续谱的电子温度被发现是低于从无线电复合线（RRL）的研究，这些HII地区的温度报告，表明需要一个填充因子，即使在这个分辨率。此外，在240 MHz观测到的亮度被认为是高于预期的最佳拟合表明需要一个多组分模型的区域。
2009-06-06 astro-ph
Ultracompact HII Regions
我们回顾了最近的一些观测结果的性质ultracompact HII区域，特别是存在的扩展连续发射周围ultracompact源和发现的一类新的所谓的“超紧凑”的HII区域。此外，我们讨论了最近的尝试，探测UC HII地区内的密度结构，使用光谱指数分析技术。
2001-11-20 astro-ph
Statistical properties of HII regions in the disc of M100
根据螺旋星系M100的完整盘的新的H α镶嵌图像，组成了一个目录，列出了1948个单独的HII区域。我给的数据收集和减少程序的细节，和HII地区目录的生产。对于每一个HII区域，星表给出了它相对于星系中心的位置，到中心的去投影距离，半径和校准的光度。我提出的HII区域的属性的统计研究的结果。HII区域完整集合的光度函数在较高光度范围内很好地拟合了幂律斜率，证实了像M100这样的星系的结果。臂和臂间HII区域的光度函数斜率在拟合误差范围内是相等的，这表明密度波将物质积累到臂区域，并可能在那里触发恒星形成，但它实际上并没有改变恒星形成云的质量分布，也没有改变HII区域人口的统计特性。直径和径向数密度分布进行了讨论。大量的HII区域允许在不同距离的原子核上构建一些独立的光度函数。光度函数的斜率随着离中心距离的增加而略有下降，这可能表明随着银河系距离的增加，IMF斜率逐渐变浅，或者是进化效应。
1998-01-23 astro-ph
Discovery of Intergalactic HII Regions
我们已经发现了一些非常小的孤立的HII区域，距离最近的星系20-30 kpc。在NOAO中性气体电离巡天（SINGG）获得的窄带图像中，HII区域表现为微小的发射线点（ELdots）。我们在3个系统中有5个孤立的HII区的光谱确认。HII区的H-α光度相当于每颗只有1颗大或几颗小OB星的电离通量。这些恒星似乎是在原地形成的，代表了星系外围低密度环境中的非典型恒星形成。在星系际介质中的原位恒星形成提供了一个替代银河风模型来解释金属富集。在相互作用系统中（3个中有2个），孤立的HII区域可能是潮汐矮星系的起点。
2003-10-23 astro-ph
Mass distribution and kinematics of the barred galaxy NGC2336
对于中间型棒星系NGC 2336静态模型的构造再现在一致的方式观察到的分布的发光物质和观察到的气体运动学在这些地区受酒吧。我们提出了二维拟合所观察到的近红外波段光度分布，由三个组成部分：一个凸起，酒吧，和磁盘。通过适当的M/L转换将每个分量的亮度分布转换成基础质量分布。由此产生的NGC 2336的共同添加的潜力实施到一个数值代码计算的封闭轨道的气体云（HII气体）。使用由此产生的轨道，相空间访问的模型进行检查方面的主要轨道家庭。对于不同的轨道能量的完整的封闭轨道集计算。通过在星系参考系上的投影，得到了每个模型的人工旋转曲线，并与观测到的HII气体的旋转曲线进行了比较。在迭代过程中，通过计算和评估大量参数来优化NGC 2336模型的参数。其结果是一个最终的模型，再现了NGC 2336的形态结构以及所观察到的HII气体的运动学。从形态分解的参数值和那些需要拟合的HII-旋转曲线最好是在exellent协议。详细讨论了改变单个参数值的影响和可能的误差来源。结果表明，即使在中心区域，NGC 2336的暖HII气体的运动学也可以在不考虑流体动力学效应的情况下得到解释。
1999-02-15 astro-ph
Distance, structure and bright stellar content of the dwarf irregular galaxy UGC 685
本文给出了用Calar Alto 3.5米望远镜拍摄的矮不规则星系UGC 685的B、R和J帧。最亮的部分恒星的人口是解决在B和R，很少也在J的恒星色星等图进行了讨论。根据最亮的蓝超巨星，UGC 685的距离估计为5.5 Mpc。大多数被解析的亮星显示的颜色在$-0.1 \le B-R \le +0.7$范围内。未分辨恒星的连续光在B、R和J中的分布相当规则，只有轻微的不规则性。该表面亮度分布在所有三种颜色中遵循指数规律，尺度长度为$r_c = 0.33$ kpc。B、R和J中的中心表面亮度分别为$21.57 \pm 0.09 mag/\Box''$、$20.65 \pm 0.06mag/\Box''$和$20.11 \pm 0.11 mag/\Box''$。在B和R中，表面亮度可以追溯到5 $r_c$。因此，UGC 685属于矮类，其HI分布比光学（恒星）光分布更广泛（这里是2.6倍），但与许多这类天体相反，它不属于低表面亮度天体。总体颜色为$B-R = + 0.97$、$B-J = +1.55$，幅度为B = 14.55（$M_B^o$ = -14.5）。分类为不规则矮星是由于UGC 685的少数HII区域。在H $α$ Calar Alto 2.2米望远镜的CCD图像上，我只识别出5个HII区域。总H $α$通量对应于一个温和的正在进行的恒星形成率为0.003 \Msolar…
1998-09-08 astro-ph
Hierarchical Structure of HII Regions - Ultracompact, Compact, and Extended Components
我们已经观察到扩展发射物理与16个UC HII区域中的15个相关，这些区域具有较大的单碟VLA通量比率。我们讨论他们的影响UC HII地区的年龄问题和HII地区的演变。
2002-04-18 astro-ph
The Radio Properties of Composite LINER/HII Galaxies
讨论了40个邻近星系的角秒分辨率VLA观测-新获得的和已发表的-，完成了对复合LINER/HII型邻近星系的星等有限样本的射电性质的研究。我们的研究结果揭示了至少25%的活动星系核候选人在这些复合源的整体检测率。这些活动星系核候选人的一般性质，相比非活动星系核复合源和HII星系，进行了讨论。
2002-05-14 astro-ph
On the abundance discrepancy problem in HII regions
丰度差异的成因是光电离星云物理中的关键问题之一。在这项工作中，我们分析和讨论的样本的银河系和河外HII地区的数据，这种丰度的差异已被确定。我们发现，丰度差异因子（ADF）是相当恒定的，在所有可用的样本的HII区的顺序为2。这是一个相当不同的行为比观察到的行星状星云，在那里的ADF显示了更广泛的价值观。在观测不确定度范围内，未发现ADF与O/H、O++/H+比值、电离度、Te（高）、Te（低）/ Te（高）、半高宽以及主要电离星的有效温度之间存在相关性。这些结果表明，无论是什么机制在HII区产生的丰度差异，它并不依赖于这些星云参数。相反，ADF似乎略微依赖于激发能，这一事实与经典温度波动范式的预测一致。最后，我们得到的Te值从OII复合线在HII地区是一致的，从碰撞激发线的比率，一个行为，这是再次从行星状星云中观察到的不同。这些类似的温度测定与基于化学不均匀团块的存在的模型的预测相矛盾，但与温度波动范例相一致。我们的结论是，所有的迹象表明，负责的HII区和行星状星云的丰度差异的物理机制是不同的。
2007-07-24 astro-ph
HII regions in the spiral galaxy NGC 3389
本文利用NGC 3389的V、I和H $_α$的CCD观测资料，给出了61个H Ⅱ区的测光结果。测定了它们的$α$和$δ$的位置、直径和绝对光度。本文讨论了NGC3389中HII区的光度和尺寸分布函数。
2003-06-20 astro-ph
The abundance discrepancy problem in HII regions
星云丰度差异的成因是光电离星云物理中的关键问题之一。在这项工作中，我们已经分析了一个样本的银河系和河外H II地区的丰度差异已被测量，我们讨论了两个主要的情况下提出来解释这种差异：温度波动超过所观察到的体积的星云和化学不均匀的夹杂物。
2006-10-30 astro-ph
Deep griz GMOS Imaging of the Dwarf Irregular Galaxy Kar 50
利用双子座多目标摄谱仪（GMOS）获得的图像研究了矮不规则星系Kar 50的恒星含量和距离。最亮的天体是HII区域，明亮的恒星成分主要是g '-r' < 0的恒星。主层序和红巨星分支的顶端分别在r' = 24.9和i' = 25.5附近被初步识别。该星系有一个蓝色的综合颜色，没有显着的颜色梯度，我们的结论是卡尔50经历了最近的星系范围内的恒星形成插曲。从最亮的蓝色恒星估计的距离表明，卡尔50位于M81组的后面，这与暂定的RGB尖端亮度一致。卡尔50有一个非常平坦的中心表面亮度轮廓，即使在接近1微米的波长下，尽管没有证据表明有一个酒吧。如果没有另一个大的恒星形成事件，卡尔50将演变成一个非常低的表面亮度星系。
2002-08-22 astro-ph
IFU observations of the GRB 980425/SN 1998bw host galaxy: emission line ratios in GRB regions
Bracksar模型预测伽马射线暴（GRB）的前身是贫金属的铁族元素。低金属丰度恒星星族的存在可以通过宿主星系中GRB位置的直接环境的特殊特征来表现。我们分析了来自GRB 980425的次发光宿主星系的强发射线，这表明了与超新星爆炸（SN 1998 bw）的第一次联系。主机有足够的大小，以允许详细的解决个别HII地区的光谱，并寻找具有特殊性质的区域接近的伽玛射线暴网站。使用积分场光谱与VIMOS，我们涵盖了大部分的高表面亮度部分的主机，包括HII地区的超新星和伽玛暴发生。GRB区的恒星形成率、红化、等效宽度和恒星质量与宿主中的其他HII区相似。极值出现在显示沃尔夫-拉叶星发射线的唯一区域，该区域位于GRB站点投影的800 pc处。强发射线诊断的所有HII区域意味着氧丰度在0.3和0.8太阳能与WR和GRB地区产生的最低值。比较测量的发射线比的样本的低红移伽玛暴主机的理论模型和观测场星系，我们发现，伽玛暴出现在一系列的金属丰度环境，而该地区一直非常年轻。类似的线比的伽玛射线暴主机相比，WR区域可以出现在空间上无法分辨的星系与明亮的HII区域附近的伽玛射线暴的位置。（节录）
2008-08-20 astro-ph
Are Galaxies Optically Thin to Their Own Lyman Continuum Radiation? I. M33
利用M33内部kpc的Halpha和UBV测光研究了OB星和HII区在星系中的分布，并确定了星系的个别区域是否处于电离平衡状态。基于表面亮度的H α发射，我们确定了三个不同的电离气体环境（明亮，光晕和字段）。我们发现，50%的OB星位于该领域，因此，OB星的寿命的1/2必须花在可识别的HII区域之外。如果OB星从明亮的HII区逃逸，破坏了它们的母体分子云，这个结果意味着形成OB星后的分子云寿命可能低至5e 6年，或者是OB星典型寿命的1/2。从电离模型预测的Halpha通量显示，没有一个区域处于电离平衡状态：预测的通量比观测到的大3-7倍。电离光子的最大损失似乎发生在磁场中。我们的研究结果表明，从H α光度获得的恒星形成率一定低估了M33这些区域的真实恒星形成率。
1995-06-21 astro-ph
Abundance determinations in HII regions: model fitting versus Te-method
讨论了通过Te方法（和/或通过相应的“强线-氧丰度”校准）和通过模型拟合（和/或通过相应的“强线-氧丰度”校准）确定的高金属丰度HII区域中的氧丰度之间的差异。建议利用高精度的星际对恒星弱吸收线观测得到的太阳附近的星际氧丰度作为“罗塞塔石碑”，检验用Te方法得到的HII区高丰度氧丰度的有效性。由Te方法得到的HII区氧丰度值与由星际吸收线得到的恒星氧丰度值之间的一致性强有力地证明了：i）Te的双带模型似乎是对HII区温度结构的一个现实解释;和ii）经典的Te-方法提供了HII区的精确氧丰度。它已得出结论，“强线-氧丰度”校准必须基于HII区域的氧丰度与Te-方法，而不是现有的网格模型HII区域。
2002-11-14 astro-ph
Prospects for Redshifted 21-cm observations of quasar HII regions
在未来十年中，低频无线电阵列的引入预计将彻底改变再电离时代的研究。观测一个大的HII区和周围中性IGM之间的红移21厘米发射的对比度将是最简单和最容易解释的特征。我们发现，像计划中的Mileura宽场阵列低频演示器（LFD）这样的仪器将能够在最明亮的类星体周围的HII区域上获得良好的信噪比，并确定一些粗略的几何特性，例如HII区域是球形还是锥形。一个假设的后续仪器与10倍的收集面积的LFD（MWA-5000）将能够映射详细的几何形状的HII区域，而SKA将能够检测非常狭窄的光谱特征以及清晰度的HII区域边界。MWA-5000将在宽场观测中发现偶然发现的HII区域。我们估计的HII地区，预计将产生的类星体的数量。假设在z~6处有一个晚期再电离，我们发现在z~6-8处每个视场应该有几十个大于4 Mpc的类星体HII区。在即将到来的21厘米巡天中识别HII区域可以指导在这些区域中间寻找明亮星系。大多数被发现的星系都是休眠类星体的巨大宿主，它们留下了化石HII空洞，这些空洞在类星体发射结束后仍然存在很长时间，这是由于星系间氢的重组时间很长。在红移21厘米的图像立方体中选择候选的HII区域的快照调查可能被证明是寻找非常高红移类星体和星系的最有效的方法。
2005-06-02 astro-ph
Intergalactic HII Regions Discovered in SINGG
一些非常小的孤立的HII区域已经被发现，距离最近的星系的投影距离高达30 kpc。这些HII区域在NOAO中性气体电离巡天（SINGG）获得的窄带图像中显示为微小的发射线物体。我们目前的光谱确认的四个孤立的HII区在两个系统，这两个系统具有潮汐HI功能。这些结果与由于云-云碰撞而在相互作用的碎片中形成的恒星一致。孤立的HII区域的H-α光度相当于每颗O星的电离通量。它们最有可能是被原地形成的恒星电离，代表了星系外部低密度环境中的非典型恒星形成。一个小而有限的星系际恒星形成率将丰富和丰富周围的介质。在NGC 1533系统中，我们计算出恒星形成速率为1.5e-3 msun/yr，导致恒星持续形成的金属富集量约为1 e-3太阳能。这种系统在过去可能更为常见，在阻尼莱曼-α吸收系统中，对“金属丰度下限”测得了类似的富集水平。
2003-11-20 astro-ph
Expanding shells of shocked neutral hydrogen around compact HII regions
通过比较射电明亮致密HII区的径向速度和它们的HI吸收剖面，我们发现了它们周围的中性氢膨胀壳层。这些壳层是通过吸收来自HII区域的无线电连续辐射而揭示的，其速度指示比所观测到的径向速度更大的距离。我们认为这些壳层是膨胀电离区外缘的激波区。此外，我们发现了英仙座手臂内的螺旋冲击造成的速度反转的证据，这导致在它后面的紧凑的HII区域的光谱中的深吸收线。
2002-05-02 astro-ph
Near and Mid Infrared Observations of Ultracompact HII Regions
本文讨论了超致密HII区的近红外和中红外观测. ISO中红外精细结构星云线的重要性强调，因为只有一小部分的UCHII地区直接观察到的近红外。当代大气模型的可靠性，这种间接诊断进行了讨论，而修订后的光谱类型温度校准银河系O3 B3矮星。特别是，G29.96-0.02的精细结构线导出的性质不同于直接的近红外光谱结果，并且代表了需要解决的严重差异。中红外MSX和斯皮策成像允许识别那些UCHII地区的远红外IRAS通量是可靠的，相关的单个与集群性质的个人来源。地面8米望远镜的高空间分辨率成像允许更直接的测试，最近应用于G70.29+1.60。最后，最近斯皮策中红外观测的巨HII地区进行了简要讨论。
2005-06-14 astro-ph
Clumpy Ultracompact HII Regions I: Fully Supersonic Wind-blown Models
我们提出，在大质量恒星形成云中发现的超致密HII区域中，有相当一部分是来自年轻大质量恒星的风和电离辐射与其附近的clusified分子云气体相互作用的结果。在气流中分布的质量负荷使得致密星云能够长寿。在本文中，我们讨论一个特别简单的情况下，在HII区的流动是无处不在的超音速。对于均匀质量加载的情况，该模型预测的线轮廓具有很强的特征。我们简要讨论这些模型的其他观测诊断。
1995-07-18 astro-ph
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
Radio Continuum and Recombination Line Study of UC HII Regions with Extended Envelopes
我们用VLA（D阵）对16个UC HII区进行了21厘米射电连续谱观测，以寻找相关的扩展发射。我们还观察到H 76 $_α$对所有源的复合线和He 76 $_α$线在具有强H 76 $_α$线发射的位置处。UC HII区域具有简单的形态和较大的（>10）单皿与VLA通量的比率。对所有来源都检测到了扩展排放。扩展发射由一个到几个紧凑的组件和一个弥漫的扩展信封。所有的UC HII区域，但两个位于紧凑的组件，其中UC HII区域总是对应于它们的峰值。具有UC HII区域的紧凑组件通常比不具有UC HII区域的组件更小且更致密。我们的重组线的观察表明，超紧凑，紧凑，和扩展组件的物理关联。UC HII区及其相关的致密组分很可能是由相同的源电离的形态关系的基础上上述。这表明几乎所有观测到的UC HII区域都不是“真正的”UC HII区域，它们的实际年龄远远大于它们的动力学年龄（<10000年）。我们发现，大多数简单的UC HII地区以前已知的单盘VLA通量的比例很大，类似于我们的来源。因此，UC HII地区的“年龄问题”似乎并不像早期研究所认为的那样严重。我们提出了一个简单的模型，解释了UC HII区域周围的扩展发射。一些个别来源进行了讨论。
2000-10-26 astro-ph
The Nature of Composite LINER/HII Galaxies, As Revealed from High-Resolution VLA Observations
用VLA观测了37个具有LINER/HII复合谱和纯HII谱的邻近星系样品，研究了它们的弱射电辐射的性质。在光学星系图像上叠加的射电等高线图在这里呈现，连同一个广泛的文献列表和单个星系的讨论。无线电形态数据允许评估的“经典活动星系核”的全球活动中观察到的这些“过渡”LINER星系的贡献。后者中有五分之一的天体显示出清晰的活动星系核特征：这些特征只发生在膨胀主导的宿主中。
2000-02-22 astro-ph
Sampling effects in the emission line spectra of HII regions
将恒星星族合成模型与光电离模型相结合，可以更好地理解HII区和HII星系的光谱特征。在这项工作中，我们表明，在初始质量函数（IMF）的采样效果是非常重要的低集群质量的情况下。为了这个目的，我们计算的光电离模型电离的现实集群的各种组合的个别恒星和集群的合成模型。我们讨论了诊断图上位置的差异及其含义。
2007-02-01 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
Molecular Counterparts of Ultracompact HII Regions with Extended Envelopes
我们对16个超紧HII区的分子云进行了13 CO J=1-0、CS和C_（34）S J=2-1和J=3-2谱线观测。分子云是产生丰富的星团和/或超大质量（O 7-O 4）恒星的云。我们的资料表明，云是非常cloudly和不规则的形态。它们通常比形成早期B星或晚期O星的分子云具有更大的质量、速度色散和致密气体的比例。这与早期的发现相一致，即更大质量的恒星形成于更大质量的核心。13 CO核通常与致密HII区相关，而不管其中是否存在UC HII区。相比之下，CS核心优先与包含UC HII区域的紧凑HII区域相关联。由于含有UC HII区的紧凑HII区比不含UC HII区的紧凑HII区更紧凑，这表明前者可能处于比后者更早的进化阶段。HII区的扩散扩展包层通常沿分子气体密度减小的方向发展。根据分子线数据与射电连续谱和复合线数据的详细比较，扩展的电离包络可能是我们样品中至少10个源的香槟流的结果。总之，这些结果似乎支持一个已发表的建议，即扩展的发射周围UC HII地区可以自然地理解相结合的香槟流模型与分子云的层次结构。我们讨论了我们的结果的HII区的泡模型的含义。
2003-06-19 astro-ph
Photoionization Models of Metal-poor Extragalactic HII Regions and the Primordial Helium Abundance
讨论了碰撞增强效应对原始氦丰度测定的影响。为此，我们提出了一个河外贫金属HII区SBS 0335- 052的光电离模型。我们表明，推导出的氦丰度（Y）的这个HII区域取决于碰撞激发影响的巴耳末线，直接（通过低估的实际He/H比）和间接（通过高估的星际红化）的量。我们详细介绍了这些效应中的每一个如何影响Y的导出值。
2003-02-28 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
Discussion: Star Formation Within Galaxies
这次讨论会的重点是星系尺度内的恒星形成。我们试图确定占主导地位的物理过程和参数，恒星形成的特点，并确定照亮这些现象的关键问题。讨论由以下三个问题组成：（A）HII LF的顶部在物理上是不同的吗？(B)大质量恒星反馈如何影响ISM和恒星形成？(C)ISM属性如何影响HII LF？最后，这三个问题之一是周期的基本问题吗？相应的答案出现在讨论中：（A）HII LF到目前为止是一个连续的幂律;（B）有正反馈和负反馈效应，这是知之甚少;（C）HII LF似乎显着独立于ISM属性。因此，我们认为，由此产生的基本问题是："是HII LF和父星团成员函数普遍？这类似于一个宇宙恒星IMF的相关问题。了解IMF，集群成员函数，和ISM属性之间的关系，如果有的话，最终可能导致恒星形成的定量理论。
2002-12-03 astro-ph
