Triggered massive-star formation on the borders of Galactic HII regions. IV- Star formation at the periphery of Sh2-212
目的：我们希望确定在银河系HII区域Sh 2 -212的外围是否正在发生连续的恒星形成。研究方法：我们目前的CO毫米观测这一地区获得的IRAM 30米望远镜调查相关的分子物质的分布。我们还使用深JHK观测获得的CFHT研究该地区的恒星内容，并在VLA获得的射电观测寻找超紧凑（UC）HII区域的存在和脉泽发射。结果：在光学上，Sh 2 -212是围绕其中心激发团簇球对称的。该HII区域沿着分子丝定位。一个薄的，定义明确的半环分子材料围绕在后面的HII区最亮的部分，并被分割。质量最大的碎片（约200太阳质量）包含一颗巨大的年轻恒星，显示出近红外线过剩;其光谱能量分布显示出一个高质量（约14太阳质量）、高温（约30000 K）和高光度（约17000太阳光度）的来源。这个物体电离了一个UC HII区域。结论：Sh 2 -212是一个很好的例子，通过收集和崩溃过程触发的恒星形成。在其外围观测到的大质量YSO是孤立形成的大质量恒星的良好候选者。
2008-03-28 astro-ph
Spatial distribution of Galactic HII regions
我们提出了一个新的，详细的，分析银河系HII地区的空间分布，利用一个更丰富的数据库比以前的分析。已经推导出550个天体的银心距离。其中117颗行星的速度数据可以明确地得出它们与太阳的距离，它们要么位于太阳圈之外（84），要么位于与轨道相切的视线上（33）。对于另外177个来源，通过使用辅助数据可以进行距离估计。一个高度显着的光度和线性直径之间的相关性被发现和相应的最小二乘线性关系在对数-对数平面被用来解决额外的256个源的距离模糊。在太阳圈内，围绕银道面的HII区的分布厚度与OB星的分布厚度相当（Bronfman et al. 2000）。在较大的银河系中心半径，分布的形状反映了翘曲的形状，它沿z轴的厚度随着距离银河系中心的距离增加而增加。我们还确认，对于一个更大的样本，以前报道的电子温度与galactocentric距离的正梯度。
2003-09-17 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
Abundance determinations in HII regions and planetary nebulae
本文介绍了HII区和行星状星云的丰度测定方法，着重讨论了基本假设和存在的问题。本文综述了银河系HII区和银河系及河外行星状星云丰度的最新研究结果。
2002-07-23 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
Triggered star formation on the borders of the Galactic HII region RCW 82
我们正在对银河系的几个HII区域进行多波长研究，这些区域在其边界上展示了触发恒星形成的路标，以及收集和崩溃过程可能在哪里起作用。在解决触发恒星形成的问题时，确保电离气体和附近观察到的中性物质之间的真实关联至关重要。在本文中，我们强调这一点，目前的CO观测RCW 82恒星形成区。分子气体的速度分布与RCW 82方向上探测到的年轻恒星天体（YSO）的研究相结合。我们使用近红外和中红外数据讨论了YSO的演化状态。分子气体的空间和速度分布被用来讨论RCW 82周围的恒星形成的可能方案。
2008-12-14 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
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
Spatial distribution of unidentified infrared bands and extended red emission in the compact galactic HII region Sh 152
我们提出了紧凑的HII区域SH 152的可见光和近红外图像。这些图像中的一些揭示了698 nm附近的扩展红色发射（ERE）以及3.3和6.2微米处的未识别红外带（UIRBs）的发射。其他图像显示了星云的近红外（7-12微米）连续发射。ERE发射被发现与电离区一致，并显着不同于UIRBs的位置。也有一些证据表明谷物是ERE的载体。
1998-12-02 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
Triggered massive-star formation on the borders of Galactic HII regions. II. Evidence for the collect and collapse process around RCW 79
我们提出SEST-SIMBA 1.2毫米连续谱图和ESO-NTT SOFI JHK银河系HII区域RCW 79的图像。毫米连续数据显示，在围绕电离气体的尘埃发射环中存在大量碎片。两个最大的碎片在环中完全相对。近红外数据集中在位于RCW 79东南边界的致密HII区域，显示存在一个红外明亮的星团，其中包含大质量恒星以及具有近红外过度的年轻恒星。一个明亮的近红外和中红外光源被检测到对微波激射器的排放，1.2 PC东北紧凑的HII区域中心。额外的信息，从斯皮策GLIMPSE调查中提取，用于讨论对RCW 79观察到的明亮的红外光源的性质。12个发光的I类来源被确定为最大质量的毫米碎片。所有这些事实都有力地表明，在HII区域RCW 79的边界处观察到的恒星形成是由它的膨胀触发的，最有可能是由收集和坍缩过程触发的。
2005-09-12 astro-ph
A New Catalog of Radio Compact HII Regions in the Milky Way
我们利用新的VLA银河系平面目录在5和1.4 GHz覆盖银河系第一象限（350<1 <42，|b| <0.4）与MSX 6C银河系平面目录一起构建超紧凑HII区域的大样本。该地区的射电目录最早由Becker等人（1994）发表，但我们增加了新的观测，并通过显著改进的校准和镶嵌程序重新减少了数据，导致检测到的5 GHz源数量增加了两倍。新的5 GHz目录和MSX 6C银河平面目录的比较产生了687个匹配的样本，其中我们估计只有15个是偶然巧合。大多数匹配显示红色MSX颜色和热无线电频谱。它们的银河系纬度分布的标度高度很小（FWHM为16'或~40 pc）。这些性质表明，样品是由年轻的超紧凑的HII区域，其中大部分是以前未编目为主。高可靠性和低可靠性源列表可随文件下载。
2004-10-15 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
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
Triggered massive-star formation on the borders of Galactic HII regions. I. A search for `collect and collapse' candidates
年轻的大质量恒星或星团经常在HII区的边缘被观测到。是什么触发了这些地方的恒星形成？在所提出的各种设想中，“收集和坍缩”过程特别有吸引力，因为它允许通过分裂不断扩大的电离区周围的中性气体密集激波层形成大质量物体。然而，直到我们最近关于Sh 104的文章，还没有令人信服地证明这个过程确实发生了。在本文中，我们提出了我们选择的17个候选区域，这个过程中，所有显示高亮度近红外集群和/或中红外点源在其外围。即将发表的论文将利用新的近红外和毫米观测结果讨论这些可能是第二代恒星和星团的“聚集和坍缩”起源的现实。
2004-12-22 astro-ph
Radio Recombination Lines in Galactic HII Regions
我们报告无线电复合线（RRL）和连续观测的106个银河系HII区的样本与NRAO 140英尺射电望远镜在绿银行，西弗吉尼亚州。我们相信这是有史以来对如此大的样本进行的最敏感的RRL调查。我们的大多数源集成时间在6到90小时之间，产生典型的r.m.s.噪音水平在1.0到3.5毫开尔文之间我们的数据来自两个不同的实验，以类似的方式进行，校准和分析。在3.5厘米波长处进行了CII测量，以获得碳放射性复合线的精确测量。当与原子（CI）和分子（CO）数据相结合时，这些测量将约束位于HII区域边缘的光解区域的组成、结构、运动学和物理性质。第二次测量是在3.5厘米波长处进行的，以确定银河系星际介质中3 He的丰度。结合~ 3 He ~+超精细线的测量，我们得到了H、~ 4 He和C的高精度RRL参数。在这里，我们讨论了这些数据的显着改进，包括更长的集成和新观察到的源。
2006-03-06 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
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
Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud HII regions: recombination-line versus forbidden-line abundances
我们获得了银河系HII区M17、NGC 3576和麦哲伦云HII区30 Doradus、LMC N11 B和SMC N66的深光学长缝分光光度计，记录了CII、NII和OII的光学复合线。对温度不敏感的ORL C2+/O2+和N2+/O2的比率，获得所有星云，除了SMC N66。ORL的C2+/O2+比率在每个星系系统内显示出显着的一致性，同时也与相应的CEL比率一致。对于所有五个星云，从多个OII ORL得到的O2+/H+丰度比从强[OIII] 4959，5007 A CEL得到的相应值高，其中四个星云高1.8- 2.7倍。LMC N11 B星云对O2+离子表现出更极端的差异因子，~5。因此，这些HII区域表现出的ORL/CEL丰度差异因子与以前在行星状星云中遇到的相似。我们的光学CEL O2+/H+丰度同意在20- 30%的范围内与公布的O2+/H+丰度，从红外精细结构线的观测。由于后者的低激发能使它们对典型星云温度的变化不敏感，因此排除了温度波动是观测到的ORL/CEL O 2+丰度差异的原因。我们提出的证据表明，从这些HII地区观察到的OII ORL来自于非常相似的密度（<3500 cm-3）的气体发射所观察到的重元素光学和红外CEL，排除模型，采用高密度电离夹杂物，以解释丰度的差异。我们考虑的情况下，大部分的重元素ORL发射来自冷（<=500 K）的金属丰富的电离区。
2002-09-25 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
Triggered massive-star formation on the borders of Galactic HII regions. III. Star formation at the periphery of Sh2-219
上下文由HII区域的扩张引发的大质量恒星形成。目标。为了了解在HII区Sh 2 -219的外围是否发生了连续的恒星形成。方法.我们目前的12 CO（2-1）线观测这一地区，在IRAM 30米望远镜（皮科Veleta，西班牙）。结果在光学上，Sh 2 -219围绕着它的激发星是球对称的;此外，它的四分之三的外围被一个氢原子环包围着。这种球面对称性在红外线和毫米波波长处被破坏。一个大约2000个\msol的分子云位于Sh 2 -219的西南边界，在HI间隙中。两个分子凝聚，沿电离前沿拉长，可能是由于扩大的HII区和分子云之间的相互作用。在这个相互作用的区域中，有一个包含许多高度变红的恒星的星团，以及一颗激发超紧凑HII区域的大质量恒星。更令人惊讶的是，分子云最亮的部分形成了一个“烟囱”，垂直于电离前沿。这个烟囱在其西南端由H-α墙封闭，从而形成一个空腔。整个结构是7.5 PC长。一颗发光的H-α发射线恒星，位于烟囱的一端，靠近电离前沿，可能是造成这种结构的原因。将观测结果与HII区域演化模型进行对比，结果显示Sh 2 -219的年龄可能为10^5年。在Sh 2 -219边界观测到的近红外星团的年龄和起源仍然未知。
2006-08-22 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
VLA Observations of the "Eye of the Tornado"- the High Velocity \HII Region G357.63-0.06
不寻常的超新星遗迹候选者G357.7-0.1和致密源G357.63-0.06已经在1.4和8.3 GHz的甚大阵列上被观测到。H92 $α$谱线（8.3 GHz）是从致密源探测到的，其速度约为-210 km/s，这表明该源是一个\HII区域，很可能位于银河系中心，与信噪比无关。朝向这些来源的\HI吸收线（1.4 GHz）数据支持这一观点，并表明G357.7-0.1位于比银河系中心更远的地方。
2002-10-23 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
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 multiwavelength study of Galactic HII region Sh2-294
我们提出的观测结果银河系HII区域S294，使用光学光度学，窄带成像和无线电连续映射在1280 MHz，以及档案数据从2 MASS，MSX和IRAS调查。恒星表面密度剖面显示，与S294区域相关的星团半径约为2.3弧分。我们发现星团区域内的尘埃有反常的红化规律，总消光与选择消光之比为3.8 ± 0.1。根据光学CC图和CM图，我们估计最小红化E（B-V）= 1.35等，到该区域的距离为4.8 ± 0.2kpc。我们确定了HII区域的电离源，光谱类型估计与光谱类型为~ B 0 V的恒星一致。2 MASS JHKs图像显示了与电离源相关的部分嵌入式集群以及朝向S294东部边界的小集群。在射电连续谱和H α图像中沿小星系团方向出现的电离锋可能是电离源与附近分子云相互作用的结果。我们发现在2.12微米处的弧形扩散分子氢发射和半环MSX尘埃发射，其围绕电离气体在电离前沿的方向上。在小星团附近探测到的中远红外连续辐射自洽辐射转移模型与B1.5 ZAMS星观测到的光谱能量分布符合得很好。电离气体和分子气体之间的形态相关性，以及电离恒星、HII区演化和小星团之间可能存在的时间尺度，表明在边界观察到的恒星形成活动可能是由HII区的扩张引发的。
2007-08-30 astro-ph
The Molecular Counterpart of the Galactic Center Arched Filament HII Complex: OVRO Observations of the CS(2-1) Line
利用欧文斯谷射电天文台毫米阵对银河系中心附近"-30 km/s“分子云G0.07+0.04区域产生的CS（2-1）线（97.981 GHz）进行了观测，空间分辨率约为8”。这个云的电离边缘形成了被邻近的拱形星团电离的拱形灯丝HII区。OVRO数据与Serabyn和Guesten（1987年）在30米IRAM望远镜上获得的单碟数据相结合。将CS（2-1）数据与Lang，Goss & Morris（2001）的H92 α复合线数据进行比较，发现电离气体和分子气体在物理上是相关的，但它们在该区域的速度相差高达35 km/s。如果产生G0.07+0.04 HII区域的气体已经完全电离，则可以理解这种速度差异。根据单碟CS（2-1）数据和H92 α线数据对整个-30 km/s云的分子和电离气体进行了全面的比较，结果表明，电离气体和分子气体之间的速度差异是普遍的，这些组分的几何排列是复杂的。大部分电离气体位于分子云的近侧（观察者）;然而，在一些区域，一些分子物质必须位于HII区域的前面。因此，拱门星团似乎位于分子云的中间，因此沿着我们视线的一些近侧云表面没有暴露在电离辐射中。
2002-08-16 astro-ph
M1-78: a nitrogen-rich Galactic compact HII region beyond the Perseus arm
M1-78是一个位于英仙座旋臂之外的致密星云，其性质存在相当大的争议。它最初被归类为行星状星云，现在通常被认为是一个致密的HII区。为了进一步研究M1-78的性质，我们对M1-78的光学和近红外光谱进行了详细的研究。M1-78是一个高密度星云，在它的两个主要形态区域之间有着实质性的物理差异：西南部的明亮弧形和东北部的发射斑点。具体而言，在东北的斑点有一个更高的电子温度和视觉消光比SW电弧。然而，最重要的结果是证实了M1-78中的氮富集。这种富集在NE斑点的位置处更强，并且与O丰度的缺乏和（可疑的）He富集相关。这样的丰度模式是演化中的大质量恒星（如沃尔夫-拉叶星和亮蓝变星）周围的喷出物星云的典型特征。然而，物理条件和化学丰度的空间变化以及存在一个以上可能的电离源表明，M1-78更好地描述为一个紧凑的HII区+喷出物的组合。最后，我们检测到H2的排放，在一个大的（~30角秒）区域周围的电离星云延伸。对近红外H2谱线的分析表明，激发机制为紫外荧光。
2008-02-21 astro-ph
VLT observations of metal-rich extra galactic HII regions. I. Massive star populations and the upper end of the IMF
我们获得了几个邻近旋涡星系的85个盘HII区的高质量FORS 1/VLT光谱。我们的金属丰富的HII区域的金属丰度接近太阳和更高的样本揭示了沃尔夫-拉叶（WR）星存在于27个物体从蓝色WR凸点和15个额外的候选WR区域。这首次提供了大量富含金属的WR区域。大约一半的WR区域也显示出广泛的CIV辐射，这归因于WC亚型的WR星（...）。WR区域在它们所观察到的WR特征和H β发射线之间显示出相当明显的趋势。详细的合成模型来理解/解释这些观察。(...)一个相当大的样本的金属丰富的WR区域的可用性，使我们能够改善现有的估计的上限质量截止的IMF在一个强大的方式和独立的详细的建模：从观察到的最大的Hbeta等效宽度的WR区域，我们推导出一个下限为M_up的60-90 Msun的情况下，Salpeter斜率和较大的值为陡峭的IMF斜率。从我们的大质量恒星内容的直接探测，我们得出结论，目前没有证据表明，在富含金属的环境中，IMF的上限质量截止的系统变化，与间接星云诊断的基础上的一些索赔。（摘要摘录）
2002-08-12 astro-ph
Molecular and Ionised Gas Motions in the Compact HII region G29.96-0.02
我们提出了一个新的观察紧凑的HII区域，G29.96-0.02，使我们能够比较的速度结构的电离气体和周围的分子气体直接。这使我们能够消除关于这个来源的性质的大部分剩余的模糊性。特别是，把4S-3 P HeI谱线中的速度结构与分子氢的1-0 S（1）谱线中的速度结构进行比较，可以令人信服地排除弓形激波对该源运动学的重要性。因此，我们的新观测结果与我们以前的结论一致，从速度分辨的HI Br伽马图中得出，G29.96-0.02中的大部分速度结构在很大程度上可以解释为香槟流模型的结果。我们还发现，最好的简单模型必须调用一个强大的恒星风疏散的“头”的彗星HII区域的电离气体。然而，模型和数据之间的残余差异往往表明，没有一个简单的模型可以充分解释所有观察到的特征。
1999-01-15 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 luminosity function of galactic ultra-compact HII regions and the IMF for massive stars
新形成的大质量恒星的人口，而仍然嵌入在他们的父母的分子云，在银盘尺度上进行了研究。我们分析了IRAS点状源的光度函数，具有超紧凑HII区域的远红外（FIR）颜色，已在CS（2-1）线中检测到-高密度分子气体的示踪剂。555个大质量恒星形成区（MSFR），其中413个位于太阳圈内，由它们在四个IRAS波段的通量和它们的运动学距离推断，使用CS（2-1）速度剖面。UCHII区域候选者的光度函数（LF）显示出远高于完整性极限的峰值，并且在太阳圈内外是不同的（96%置信水平）。在太阳圈内，LF最大值为2 E5 Lo，而在太阳圈外，最大值为5E 4 Lo。我们使用三个自由参数对LF进行建模：-alpha，以log（M/Mo）表示的初始质量函数（IMF）的指数; -beta，N* 中幂律分布的指数，每个MSFR的恒星数量;和N*max，N* 的上限。在整个银河系中，α的值为2.0，而β在太阳圈内的值为0.5，在太阳圈外的值为0.7，每个MSFR的最大恒星数为650和450（1 <M/Mo< 120）。虽然IMF似乎没有变化，但太阳圈内每个MSFR的平均恒星数量高于外星系。
1999-12-20 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
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
The effect of HII regions on rotation measure of pulsars
我们获得了100米射电望远镜观测到的11颗双星的新的自转测量值，利用已发表的34个脉冲星自转测量值和11个新测量的脉冲星自转测量值，研究了英仙座臂方向的磁场结构，发现1 $\sim$ 149 $^{\circ}$方向的两个脉冲星（区域1）和4个朝向1 $\sim113^{\circ}$的脉冲星（区域2）位于HII区的后面，严重影响了脉冲星自转的测量。PSR J2337+6151的自转测量似乎受到它穿过超新星遗迹G114.3+0.3的影响。对于区域1，我们能够将磁场的随机分量约束为$5.7μ$ G。对于银河系磁场的大尺度分量，我们确定其场强为$1.7\pm1.0μ$ G。这个平均场在$85^{\circ} <$ 1 $ < 240^{\circ}$的银河经度范围内的银河尺度上是恒定的，我们没有发现大尺度场反转的证据。我们强调在任何系统的研究中包括前景发射的影响的重要性。
2003-04-03 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
The HII Region KR 140: Spontaneous Formation of a High Mass Star
我们已经使用了多波长的数据集从加拿大银河系平面调查（CGPS）研究银河系HII区域KR 140，无论是在规模的星云本身，并在附近的W3/W 4/W5复杂的分子云和HII地区的恒星形成活动的背景下。从无线电和红外数据中，我们发现KR 140的覆盖因子约为0.5，我们将该星云解释为一个碗状区域，靠近正面观察。消光测量将该区域置于其母分子云的近侧。该星云被一颗O8.5 V（e）恒星VES 735电离，这颗恒星的年龄不到几百万年。CO数据表明，VES 735已经破坏了大部分原始分子云，其估计质量和密度分别约为5000 $M_{\odot}$和100 cm $^{-3}$。KR 140与最近的恒星形成活动分离，在W3。我们的数据表明KR 140是自发的（即，非触发）形成，不寻常的，一个高质量的恒星。
2000-03-15 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant HII Regions V: G333.1--0.4
我们目前的高角分辨率近红外图像的银河巨星HII（GHII）地区G333.1- 0.4，我们发现一个OB星团。对于G333.1- 0.4，我们发现OB星和其他大质量天体处于非常早期的演化阶段，可能仍在吸积。我们获得了三颗恒星的$K$波段光谱，其中两颗显示O型光球特征，而第三颗没有光球特征，但显示CO2.3 $μ$ m波段头部发射。根据其固有亮度，该物体至少与早期B型恒星一样热，并且被产生近红外过量发射的星周盘/包层包围。一些其他相对明亮的星团成员也显示出$K$ -波段的过量发射，表明年轻大质量恒星周围的盘/信封。根据O型恒星的测光和光谱学，该星团的距离为2.6 $\pm$ 0.4 kpc，与最近推导出的运动学（近侧）值相似。$K$ -带光度函数的斜率与其他年轻星团中的相似。质量函数的斜率是更不确定的，我们发现$-1.3 \pm 0.2 < Γ< -1.1 \pm 0.2$ -为恒星与M $> 5$ M $_\odot$的上限和下限计算独立的不同假设的个别大质量恒星的过量排放。从星团中所有大质量恒星的贡献中得到的莱曼连续谱光子数为0.2 $\times$ $10^{50}$ $s^{-1}$ $< NLyc < 1.9$ $\times$ $10^{50}$ $s^{-1}$。积分簇质量为1.0 $\times$ $10^{3}$ $M_\odot < M_{cluster} < 1.…
2004-11-25 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant HII Regions. VI: W51A
本文给出了银河系暗巨星H Ⅱ区W51 A新诞生OB星的K波段光谱和J、H和KS波段的~ 0.8“角分辨率图像。有四颗天体在光谱学上被归类为O型星。四颗星的平均光谱视差给出的距离为2.0 \pm 0.3 kpc（平均误差），显着小于射电复合线运动学值5.5 kpc或从微波激射自行观测中得出的值（6- 8 kpc）。考虑到这里推导出的较小距离，所有大质量恒星贡献的莱曼连续谱光子数（NLyc ~ 1.5 x 10^{50} s^{-1}）与从射电复合线推断的结果（NLyc = 1.3 x 10^{50} s^{-1}）非常一致。我们目前的档案高角分辨率图像（NAOS CONICA在VLT和T-ReCS在双子座）的紧凑区域W51 IRS 2的分析。K_S波段图像分辨出红外源IRS~2，表明它是一个非常年轻的致密HII区。IRS 2 E被分解成3个天体的紧凑星团（投影距离660 AU内），但其中一个只是明亮的扩展发射。W51 d1和W51 d2分别被识别为3个物体的紧凑集群（在W51 d1的情况下可能是4个）。虽然IRS~ 2 E是K波段最亮的源，其亮度为12.6 \micron，但它与射电连续谱源的联系并不明显。IRS~ 2 E的光谱显示，与以前的工作相似，Br $γ$和HeI的发射很强，Fe Ⅲ的三条禁戒发射线和分子氢（H_2）的发射线表明它是一个大质量的年轻天体。
2008-02-25 astro-ph
A New Radio Catalog of Compact HII Regions in the Milky Way II. The 1.4 GHz Data
我们利用一个新的VLA银河平面目录在1.4千兆赫覆盖第一和第二银河象限（340度<1 < 120度，|b| <0.8度，其中350度<1 < 40度时|b| < 1.8度，100度<1 <105度时|b| <2.5度）与MSX 6 C银河系平面中红外目录，以补充和更好地了解我们的5 GHz目录（Giveon等人，2005年）。Zoonematkermani等人（1990年）首次发表了该地区的无线电目录，但我们已经通过显着改进的校准和镶嵌程序重新减少了数据，导致检测到的1.4 GHz源的数量增加了两倍以上。新的1.4 GHz目录和MSX 6C目录的比较产生了556个匹配的样本，其中我们估计只有11个是偶然巧合。大多数比赛显示红色MSX颜色。它们的银河系纬度分布的标度高度为24 '-28'（FWHM）或~60-70 pc（距离为8.5 kpc），取决于经度。纬度分布在l~40度以上显著向外偏移，匹配数急剧下降。
2005-03-19 astro-ph
The electron temperatures of HII regions S 201, S 206, and S 209 : Multi-frequency GMRT observations
三个银河系HII区域，即，S 201、S 206和S 209已经在三个频率下成像，即，232、327和610 MHz。这些图像的分辨率通常为15”（232 MHz）、10”（327 MHz）和6”（610 MHz）。这些是这些HII区域的最高分辨率低频图像。我们发现，所有三个HII区域的核心-信封形态。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。这些估计的电子温度是一致的温度增加与银河系中心的距离，一个效果归因于在大银河系中心距离的重元素丰度的减少。
2002-05-04 astro-ph
The Fragmenting Superbubble Associated with the HII Region W4
在HII区域W 4以上高纬度地区的新观测表明，以前被认为是烟囱候选者的结构，星系晕的开口，而是一个处于破碎过程中的超级气泡，并可能演变成烟囱。在W3/W 4恒星形成区上方的高银河纬度（b > 5度），在1420和408 MHz Stokes I（总功率）和1420 MHz Stokes Q和U（线性偏振）的数据显示了一个蛋形结构，我们的数据与Dennison，Topasna和Simonetti的H-α数据之间存在形态相关性。偏振强度图像显示从W 4延伸到超级气泡的壁的去偏振，提供了强有力的证据表明，无线电连续谱是由与H-α发射区一致的热发射产生的。我们的结论是，部分的HII区迄今已知的W 4和新发现的热辐射都是电离的疏散星团OCl 352。假设距离为2.35千秒差距，卵形结构宽164秒差距，在银河系中平面上方延伸246秒差距。壳层的发射在不同位置的总强度和偏振强度上都有所下降，似乎在其顶部和一侧有一个中断。使用几何分析的退极化在壳的墙壁，我们估计，一个磁场线的视线分量为3至5 μ G存在于壳。我们探索W 4和星系晕之间的联系，考虑是否有足够的辐射可以从破碎的超级气泡中逸出，以电离雷诺兹、斯特林和哈夫纳发现的kpc尺度的H-α环。
2006-11-07 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
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
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
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
The Extreme Outer Regions of Disk Galaxies: I. Chemical Abundances of HII Regions
我们提出的第一个正在进行的项目，以调查目前的化学丰度的极端外部的星系盘，探测的发射线光谱的一个新的样本的HII区域。这里研究的星系，NGC 628，NGC 1058和NGC 6946，都是晚型螺旋星系，其特征是大于平均的HI-光学尺寸。我们的深Halalpha图像揭示了最近大质量恒星形成的存在，由HII区域追踪，在这些星系中达到和超过两个光学半径（由B波段25等照度线定义）。这些新发现的HII区的光谱被用来研究它们的密度，电离参数，反射率，特别是它们的氧和氮的丰度。我们的测量结果表明，在半径为1.5-2 R25处，O/H~10-15%的太阳值和N/O~20-25%的太阳值的气相丰度。也有明显的证据表明，在大半径处，尘埃消光（Av~0-0.2）减少。结合我们的测量外盘HII区的丰度与那些在文献中发表的内盘HII区是一个强大的探测器的形状的丰度梯度在前所未有的径向基线。在当前数据集的范围内，径向丰度变化与单对数线性关系是一致的，尽管导出的斜率通常与仅使用内盘HII区域来定义拟合时发现的斜率有很大不同。有趣的是，无论是在极端的外星系盘的平均水平的富集和N/O的比例是类似的测量值在一些高红移阻尼莱曼α吸收，这表明外磁盘在本时代是相对未进化的。（节略）
1998-05-13 astro-ph
Morphologies of Ultracompact HII Regions in W49A and Sgr B2: Prevalence of Shells and a Modified Classification Scheme
我们用甚大阵（VLA）观测的大质量恒星形成区W49 A和Sgr B2，获得的分辨率从2 \farcs 0到0 \farcs 04，对近100个超紧凑HII区的形态进行了分类。这些高分辨率，多频率，多配置VLA的意见激励几个修改现有的形态分类计划UC HII地区。在这项工作中，我们描述了修改后的形态计划和源分类中使用的标准。特别是，我们放弃了“核心光环”分类，增加了“双极”分类，并将外壳分类改为“类壳”。我们计算了在Sgr B2和W49A区域发现的每种形态的百分比，并发现大多数类型的形态分布与银河平面调查的广泛一致。然而，我们发现这些区域中近三分之一的源是壳状的，这比Wood & Churchwell（1989 a）和Kurtz et al.（1994）在银河平面恒星形成区的调查中发现的百分比高出近十倍。这种差异可能是由于这两个极端恒星形成区的环境存在物理差异。或者，观察技术的差异可能是原因。
2005-04-10 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
Probing the Interstellar Medium using HI absorption and emission towards the W3 HII region
本文给出了W3-HII复合体的HI谱，并用它来探测银河系的结构和我们与该区域之间的星际介质状况。光谱的整体形状与双臂螺旋激波模型的预测一致，其中在-40 km/s至-50 km/s范围内发现的气体已经从其旋转曲线速度加速了约20 km/s。自旋温度约为100 K的本地臂气体，低于发现在以前的，类似的研究对DR 7。对于臂间区域，发现300 K量级的值，这意味着冷中性介质的填充因子可以忽略不计（<< 1%）。一些速度接近-40 km/s的吸收气体被证实与HII区有关。
1999-01-29 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
How to move ionized gas: an introduction to the dynamics of HII regions
本文综述了在银河系HII区的演化和结构中重要的动力学过程，着重介绍了HII区在非均匀介质中演化的物理概念和最近的数值模拟。内容如下：（1）方程（欧拉方程;辐射转移;速率方程;如何避免动力学;如何避免原子物理学）。(2)物理概念（静态光电离平衡;电离前沿传播; D型前沿的结构;光消融流;其他成分-恒星风、辐射压、磁场、不稳定性）。(3)HII区域演化（早期阶段：超紧凑和超紧凑区域;后期阶段：紧凑和扩展区域;团块和湍流）。
2006-02-28 astro-ph
Water Masers Toward Ultracompact HII Regions
本文报道了6_{16}-5_{23}旋度水向33个银河系超紧HII区跃迁的观测结果。对这些源中的18个探测到脉泽发射，其中两个是新探测到的。为所有18个源提供高质量光谱。我们讨论了这次巡天的探测率以及脉泽的各种性质与其它物理参数的关系。此外，我们还报道了HH 80 -81区宽带宽（316 km/s）、中分辨率（~ 3“）水脉泽观测结果。我们报告的第一次检测到水脉泽发射的分子核心的近似速度。这种发射与热喷流的极端尖端一致，并且与VLA-3位置处的更强和众所周知的脉泽发射相距很远。
2005-07-01 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
