Herschel observations in the ultracompact HII region Mon R2: Water in dense Photon-dominated regions (PDRs)
Mon R2，在830 pc的距离，是唯一的超紧凑HII区域（UC HII），其中电离气体和分子云之间的光子主导区域（PDR）可以用赫歇尔解析。丰富的化合物13 CO，C18 O，o-H2- 18 O，HCO+，CS，CH和NH的HIFI观测已被用于推导PDR中的物理和化学条件，特别是水丰度。假设发射来自UC HII周围的致密（n= 5E 6 cm-3，N（H2）> 1 E22 cm-2）分子气体层，13 CO、C18 O、o-H2- 18 O、HCO+和CS观测结果得到了很好的描述。根据我们的o-H2- 18 O观测，我们估计o-H2O丰度为~ 2 E-8。这是PDR中正水的平均丰度。需要额外的H2- 18 O和/或水线来推导水丰度剖面。NH1_1-O_2谱线中的吸收是由较低密度的包线（n~ 1 E5 cm-3，N（H2）=2- 5E 22 cm-2）引起的。CH基态三重态的发射来自两个区域，在主成分中具有复杂的自吸收分布。辐射转移模拟表明，13 CO和HCO+谱线轮廓与分子气体的膨胀一致，膨胀速度符合速度定律v_e =0.5 x（r/Rout）^{-1} km/s，尽管膨胀速度不太受观测结果的约束。
2010-07-09 astro-ph.GA
The first CO+ image: Probing the HI/H2 layer around the ultracompact HII region Mon R2
CO+反应性离子被认为是HII区域和热分子气体之间的边界的示踪剂。在这项研究中，我们提出的CO+的旋转发射朝向Mon R2恒星形成区域的空间分布。CO+的排放呈现出clubingring状的形态，产生于一个狭窄的致密层周围的HII区域。我们比较了CO+的分布与其他物种存在于光子主导区（PDR），如[CII] 158毫米，H2 S（3）旋转线在9.3毫米，多环芳烃（PAHs）和HCO+。我们发现CO+的排放与多环芳烃和[CII]的排放在空间上是一致的。这证实CO+发射来自HI/H2界面的窄致密层。我们已经确定了CO+丰度分数，相对于C+向三个位置。丰度范围为0.1 - 1.9x10^（-10），与先前的化学模型很好地吻合，该模型预测PDR中CO+的产生仅发生在具有高UV场的密集区域。CO+的线宽大于分子气体示踪剂中发现的线宽，并且它们的中心速度相对于分子气体速度蓝移。我们解释这是一个暗示，CO+探测光蒸发团表面。
2016-07-21 astro-ph.GA
A multiwavelength study of the W33 Main ultracompact HII region
使用氢射电复合线的观测研究了W33 Main超紧HII区域周围电离气体的动力学，并对大质量恒星形成区域W33 Main进行了详细的多波长表征。我们用巨型米波射电望远镜（GMRT）观测了1.4 GHz的H167 $α$复合线，角分辨率为10角秒，卡尔。G.在GLOSTAR巡天中获得的Jansky甚大阵列（VLA）数据，用于研究电离气体动力学。我们还观察了无线电连续在1.4 GHz和610 MHz的GMRT和使用GLOSTAR 4 $-$ 8 GHz的连续数据来表征的无线电发射的性质。此外，从亚毫米到近红外波长的档案数据被用来研究尘埃排放和识别W33主要恒星形成区域的YSO。在GLOSTAR数据中以良好的信噪比检测到放射性重组线，而用GMRT勉强检测到H167 $α$放射性重组线。由GMRT和GLOSTAR确定的该地区射电辐射的光谱指数表明，整个地区的辐射是热的。与W33 Main一起，利用GMRT数据检测到弧形扩散连续源G12.81 $-$ 0.22。GLOSTAR复合线数据显示，W33 Main和G12.81 $-$之间的速度梯度为0.22。在W33 Main和G12.81 $-$ 0.22中，电子温度分别为6343 K和4843 K. W33主分子团的物理性质是通过使用ATLASGAL和Hi-GAL调查的数据对尘埃排放进行建模而得出的，它们与该地区是一个相对进化的大质量恒星形成地…
2022-05-31 astro-ph.GA
Time Variability in Simulated Ultracompact and Hypercompact HII Regions
当一颗质量大于15个太阳质量的恒星开始脱离它自己的环境时，就会出现超致密和超致密的HII区域。最近对这些天体的时间变化的观测是证据之一，表明其中至少有一些天体的恒星仍在从最内部电离的中性吸积流中吸积。我们提出了一个分析的HII区域中形成的3D辐射流体动力学模拟彼得斯等人。作为时间的函数。HII区域的闪烁是该模型的自然结果。模拟的HII区的射电连续通量及其大小变化与现有观测结果一致。根据模拟结果，我们估计，在观测到的HII区域中，有一小部分（约10%）应该在约10年的时间尺度上具有可检测到的通量变化（大于10%），其中正变化比负变化更有可能发生。这些模拟的一个新的结果是，负通量变化确实发生，与不断增长的HII区域的简单预期相反。我们还探讨了直接观察到的属性（通量和大小）与密度和电离率等其他量之间的时间相关性。
2011-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling High-Mass Star Formation and Ultracompact HII Regions
大质量恒星通过电离辐射、超新星爆炸和重元素的产生，对周围宇宙的影响远远超过它们的数量。它们的形成需要具有非常高的吸积率的巨大星际气体云的坍缩。我们讨论的结果，从第一个三维模拟的引力坍缩的大规模，旋转的分子云核心，包括加热的非电离和电离辐射。吸积流中的局部引力不稳定性导致了一个小星团的形成。这些低质量的伴星随后与高质量的恒星竞争同一个共同的气体库，并限制其整体质量的增长。这个过程被称为碎裂诱导的饥饿，并解释了为什么大质量恒星通常被发现作为高阶恒星系统的成员。这些模拟还表明，在大质量恒星周围形成的HII区域最初被下落的气体捕获，但很快就开始迅速波动。随着时间的推移，同一个超致密的HII区域可以各向异性地扩张，再次收缩，并呈现任何观察到的形态学类别。HII区的总寿命是由整体吸积时标给出的，而不是它们内部的短声音穿越时间。这解决了所谓的超紧凑HII区的寿命问题。我们的结论是，低质量和高质量恒星形成之间最显着的差异都被解释为在一个密集的，引力不稳定的流快速吸积的结果。
2010-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA observations of far-infrared hydroxyl emission toward classical ultracompact HII/OH maser regions
羟基自由基（OH）存在于银河系和外星系的星际介质（ISM）中的各种环境中，主要存在于弥漫的星际云或新形成的低质量和高质量恒星的温暖致密环境中，即致密和超致密HII区（UCHIIRs）的致密壳层中。直到今天，大多数星际OH的研究涉及分子的无线电波长超精细结构（hfs）跃迁。这些谱线通常不在LTE中，并且激射或过冷使它们的解释复杂化。在过去，观察OH的不同旋转能级之间的跃迁，这是在远红外波长，受到有限的光谱和角分辨率。由于这些线的临界密度比无线电波长基态hfs线高出许多数量级，并且从基态以上超过100 K的水平发射，当在发射中观察时，它们探测非常致密和温暖的材料。我们通过研究OH在发射时的$^2Π_{1/2}, J = {3/2} - {1/2}$转动跃迁和朝向最后一个源的吸收时的分子$^2Π_{3/2}, J = 5/2 - 3/2$基态跃迁，探测了UCHIIR/OH脉泽源W3（OH）、G10.62-0.39和NGC 7538 IRS 1周围的温暖而致密的分子物质。我们使用平流层红外天文台（SOFIA）观测这些OH线，它们位于1.84 THz（$163 μ$ m）和2.51 THz（$119.3 μ$ m）附近。我们清楚地检测到OH线，其中一些相互混合。采用非LTE辐射转移计算，我们预测线强度使用模型的低OH丰度信封与紧凑，高丰度源对应的无线电OH线的起源。
2012-03-22 astro-ph.GA
Ultracompact H II Regions with Extended Emission: The Complete View
在本文中，我们提出了一个样品的形态学研究的结果，28超紧凑的\hiirs ~位于附近的扩展的自由-自由发射，使用无线电连续观测在3.6厘米的C和D VLA~配置，目的是确定它们之间的直接联系。利用以前发表的B和D VLA~组态的观测结果，我们编制了一个与周围扩展辐射直接相关的21个超紧\hiirs ~的最终星表。观测到的大多数超致密\hiirs ~在射电连续辐射中的形态是不规则的（单峰或多峰源），类似于银河平面中具有定义明确的彗星弧的经典气泡结构。叠加在彩色合成\textit{Spitzer}图像上的射电连续图像通过超致密组分和饱和24~ \micron ~发射区之间的空间重合加强了直接联系的指认。我们还发现，扩展发射的存在可能是至关重要的，以了解所观察到的红外过量，因为电离莱曼光子被认为是在以前的工作中低估。
2019-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dynamics of Ultracompact HII Regions
许多超致密的HII区在射电连续辐射中表现出彗星的形态。在这样的区域，一颗年轻的大质量恒星可能正在通过紫外线辐射消融产生它的分子云团，在恒星的一侧，辐射驱动电离前沿，在致密的分子气体中停滞。在另一边，电离气体向外流入更稀薄的环境。相对于中性气体，这股风是低压的。压力差吸引了更多的云物质，供给风，直到致密的分子气体消散。最近，对大质量恒星在分子气体中开启的随时间变化的模拟显示，该系统正朝着与刚才描述的方向相似的方向演变。在这里，我们探讨了一个半解析模型，其中风是轴对称的，已经达到了稳定状态。通过这个简化的图片，使我们能够研究的依赖性的风和它的绑定电离前的恒星光度，峰值分子密度，和位移的恒星从中心的团块。对于典型的参数值，风的跨音速加速速度约为15 km / s，并以每年10^-4太阳质量的速率向外输送质量。恒星辐射压的作用是使风的密度梯度变陡。
2013-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic H2CO Densitometry I: Pilot survey of Ultracompact HII regions and methodology
我们提出了一个试点调查的21条视线对UCHII地区的H2 CO 1-1（6厘米）和2-2（2厘米）的过渡，使用H2 CO厘米线作为分子气体密度计。使用阿雷西博和绿岸波束匹配观测，我们测量了51个检测到的H2 CO线对的密度，并提出了额外的24个检测到的1-1线的密度上限。我们分析了H2 CO密度计的系统不确定度，实现了H2密度测量的精度~ 0.1-0.3 dex。测量的密度与距离无关，这意味着在没有距离偏差的情况下，可以在整个星系中进行精确的密度测量。我们证实，超致密HII区与密度为n（H2）~10^5cm^-3的气体有关。在视线分子云中测量的密度表明，它们由高密度（n（H2）> 10^4 cm ^-3）下的低体积填充因子（f~10^-2）气体组成，这与纯超音速湍流不一致，需要比重力湍流模拟中通常观察到的更大的高密度聚集。我们观察到复杂的线形态，表明密度变化与周围的UCHII地区的速度，我们分类的一个子集的UCHII分子信封崩溃或扩大。我们将这些测量结果与Bolocam银河平面巡天1.1毫米观测结果进行了比较，并注意到大多数UCHII区域的1.1毫米发射由显著的（5-70%）自由发射组成，因此不一定由光学薄尘埃发射主导。将我们的数据与曼古姆等人的星暴样本进行比较后发现，在典型的星暴星系中，致密分子气体（n（H2）~10^5cm^-3）的面积填充因子<~0.01，但在像Arp 220…
2011-07-26 astro-ph.GA
Unveiling the Hot Molecular Core in the Ultracompact \hii Region with Extended Emission G12.21--0.10
本文用VLA和OVRO对彗星\hii G12.21- 0.10区进行了多波长研究。包括H 41 $α$、$^{13}$ CS（2 $-$ 1）&（1 $-$ 0）和NH $_{\rm 3}$（2，2）&（4，4）的射电连续谱（0.3，0.7，2和3.6 cm）和谱线观测。在G12.21- 0.10方向发现两个3~mm的连续峰，其中一个与UC~H~II区空间一致，另一个与分子团空间一致。我们还发现0.7、2和3.6 cm的连续谱和H 41 $α$谱线只在UC H II区检测到，而$^{13}$ CS和NH $_{\rm 3}$与分子团簇空间相关。基于分子团簇的形态、动力学温度（$\sim$ 86~K）、体积密度（$\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^6$ ~cm $^{-3}$）和线性尺寸（$\sim$ 0.22~pc），我们认为该来源与热分子核一致。
2017-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simultaneous 22 GHz Water and 44 GHz Methanol Masers Survey of Ultracompact HII Regions
我们在2010年至2017年期间对103个超紧凑HII区（UCHIIs）的22 GHz H $_2$ O和44 GHz I类CH $_3$ OH脉泽进行了多历元同时测量。我们分别在74个（72%）和55个（53%）UCHII中检测到H $_2$ O和CH $_3$ OH脉泽发射。其中，3 H $_2$ O和27 CH $_3$ OH脉泽源是新发现的。这些高的检测率表明，这两种脉泽物种的发生期间显着重叠的大质量恒星形成的UCHII阶段。CH的$_3$ OH脉泽线相对于出生分子核的相对速度总是很小（< 10 km s $^{-1}$），而H的$_2$ O脉泽线相对于出生分子核的相对速度往往较大。24个H $_2$ O脉泽探测源的脉泽谱线相对速度大于30 km/s $^{-1}$，其中13个脉泽谱线具有极高速（> 50 km/s $^{-1}$）成分。H $_2$ O脉泽谱线的出现和消失在半年或一年的时间间隔内是相当频繁的。相比之下，CH $_3$ OH脉泽谱线在相同的周期内，谱线的强度、速度或形状通常不会有显著的变化。两个脉泽的各向同性光度似乎与中心恒星的热光度相关。这种相关性变得更强的情况下，在低质量和中等质量的制度的数据点增加。脉泽的亮度也倾向于增加的无线电连续发光的UCHIII和相关的致密核心的亚毫米连续发光。
2019-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuteration around the ultracompact HII region Mon R2
巨大的恒星形成区域Mon R2拥有最近的超紧凑HII区域，可以用目前的单碟望远镜进行空间分辨。我们利用IRAM-30 m望远镜对两个重要位置（即IF和MP2）进行了无偏光谱测量，以研究Mon R2的氘代分子的化学性质。我们发现在这两个位置的氘代物种的丰富的化学，与C2 D，DCN，DNC，DCO+，D2CO，HDCO，NH 2D，和N2 D+和它们相应的氢化物种和同位素的检测。我们的高光谱分辨率观测使我们能够分辨出三个速度分量：10 km/s的分量在两个位置都被探测到，似乎与暴露于IRS 1紫外辐射最多的层有关，12 km/s的分量被发现朝向IF位置，似乎与分子气体有关;最后，8.5 km/s的分量只在MP2位置被探测到，很可能与低紫外辐射的PDR有关。我们推导出所有物种的柱密度，并确定氘分数（Dfrac）。对于所有观察到的物质，Dfrac的值都在0.01左右，除了HCO+和N2 H+的值低10倍。在Mon R2中发现的值很好地解释了与时间相关的气相模型，其中氘代主要通过与H2 D+，CH 2D+和C2 HD+的离子-分子反应发生。最后，[H13 CN]/[HN 13 C]的比值非常高（~11）的10公里/秒的组件，这也同意我们的模型预测的年龄为~0.01-0.1百万年。氘化学是研究恒星形成区的好工具。低质量恒星形成区似乎可以用Dfrac（N2 H+）或Dfrac（HCO+）来表征…
2014-06-05 astro-ph.GA
Spectral line survey of the ultracompact HII region Mon R2
超致密（UC）HII区是大质量恒星形成的最早阶段之一，其特征是极端的物理条件（Go>10^5哈宾场，n>10^6 cm^-3）。UC HII Mon R2是最接近的一个，因此是研究这些复杂区域化学的绝佳目标。我们使用IRAM 30 m望远镜对代表R2星期一不同物理环境的三个位置进行了3 mm和1 mm光谱测量：（i）电离锋（IF）位于（0”，0”）;分子云中的两个峰（ii）MP 1位于偏移量（+15”，-15”）和（iii）MP2位于更远的偏移量（0”，40”）。此外，我们进行了广泛的建模，以解释三个观察区域之间的化学差异。我们发现了30多种不同的物种。我们检测到SO+和C4 H，这表明紫外辐射在该区域的分子化学中起着重要的作用。我们检测到典型的PDR分子CN，HCN，HCO，C2 H和c-C3 H2。虽然IF和MP 1的化学性质类似于高紫外光场和致密的PDR，如猎户座棒，但MP2更类似于低紫外光/密度的PDR，如马头星云。我们还检测到在PDR中通常不存在的复杂分子（CH 3CN、H2 CO、HC 3 N、CH 3OH和CH 3C 2 H）。还鉴定了硫化合物CS、HCS+、C2 S、H2 CS、SO和SO2以及氘代物种DCN和C2 D。[DCN]/[HCN]=0.03和[C_2D]/[C_2H]=0.05，在温暖地区中是最高的。我们的研究结果表明，高UV/密集的PDR呈现出不同的化…
2012-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core to ultracompact HII region evolution in the W49A massive protocluster
研究利用ALMA与VLA观测识别W49A中的129个核，区分H/UC HII区与HMC阶段，并估算大质量原恒星及热分子核相的寿命。
2024-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multiwavelength study of star formation in the vicinity of Galactic HII region Sh2-100
我们目前的形态，物理环境，恒星内容和恒星形成活动的恒星形成区Sh 2-100附近的多波长调查。发现Sh 2-100区包含7个超紧凑和紧凑性质的HII区。目前估计的三个HII区域的距离，以及其他的运动学距离，表明它们都属于同一个分子云复合体。利用近红外光度法，我们确定了六个HII区的最可能电离源。他们的近似光度光谱类型估计表明，它们是大质量的早期B到中期O ZAMS星，并与1280 MHz的射电连续观测一致。复合体的形态显示出温暖和炎热的尘埃的不均匀分布，与电离气体混合良好，这与整个区域的平均可见消光（~ 4.2 - 97等）的变化很好地相关。我们利用射电连续谱观测资料估算了电离气体的物理参数。我们探测到了一个光学可见致密星云，位于与HII区之一相关的850微米发射区的南面，光学发射线比率的诊断结果分别给出了约0.67 x 10^3 cm^-3和约10^4 K的电子密度和电子温度。这些物理参数表明，所有的HII区都处于不同的演化阶段，这与电离源的可能年龄在0.01 - 200万年之间有很好的相关性。在HI壳层外围的IR过剩星、超致密和致密的HII区（可能是由WR星产生的）的位置表明，Sh 2-100区的恒星形成可能是由HI壳层的膨胀引起的。
2010-03-23 astro-ph.GA
Looking for outflow and infall signatures in high mass star forming regions
在恒星形成区，许多物理参数随时间而变化。在这里，我们试图用JCMT观测数据将高质量恒星形成区的流入和流出运动变化与演化阶段相关联。（目的）从一个样本的45个高质量恒星形成区的三个阶段的演变，我们调查存在的既定的流入和流出示踪剂，以确定是否有任何趋势归因于年龄的来源。（方法）用HCO ~+/H_（13）CO ~+ J=4-3的JCMT观测值追踪大尺度的入流活动，用SiO J=8-7的JCMT观测值追踪近期的出流活动。我们比较的主机源（高质量的原恒星物体，超紧凑的HII地区和超紧凑的HII地区）的进化阶段的流入和流出检测。我们还注意到SiO的积分强度随H_（13）CO ~+的半峰全宽的变化而变化。（结果）我们发现一个令人惊讶的缺乏SiO检测的中间阶段（超紧凑的HII区），这可能是由于观测偏差。当检测到SiO时，我们发现线的积分强度随演化阶段而增加。我们还注意到，所有的源与infall签名到超紧凑HII区有相应的流出签名。
2011-12-05 astro-ph.GA
Ultracompact HII regions with extended emission: The case of G43.89-0.78 and its molecular environment
卡尔·央斯基甚大天线阵（VLA）、欧文斯谷射电天文台（OVRO）、阿塔卡马大型毫米波天线阵（ALMA）和红外\textit{Spitzer}天文台是研究大质量恒星形成区和相关天体（如超致密（UC）\textit{Spitzer}区、分子团和核心）的强大设施。我们用这些望远镜研究了\uchiir G43.89- 0.78。利用NVSS和\textit{Spitzer}数据在弧分尺度上进行的形态学研究表明，该区域与\textit{Spitzer}观测揭示的\textit{ bubble--like}结构中观察到的区域相似。根据这一结果，并包括基于3.6厘米数据的物理特性，我们建议将G43.89- 0.78归类为具有扩展发射的\uchiir，因为它符合本文给出的操作定义，比较了3.6厘米和20厘米的射电连续谱数据。对于超紧凑的组件，我们使用VLA数据获得的物理参数在3.6厘米确认该区域作为一个\uchii区域。使用ALMA观测，我们检测到一个密集的（$2.6\times10^7$ cm $^{-3}$）和小（$\sim$ 2.0 \arcsec ; 0.08 pc）分子团的存在，质量为220 M $_{\odot}$和平均动力学温度为21 K，位于靠近\uchii区域。在这个星群中，编号为G43.890- 0.784，水脉泽也存在，可能追踪双极外流。我们在这附近发现了另外两个团块，我们将…
2020-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
HCO+ and radio continuum emission from the star forming region G75.78+0.34
我们目前的1.3和3.6厘米射电连续图像和HCO+光谱的大质量恒星形成区G75.78+0.34获得的超大阵列（VLA）和伯克利伊利诺伊州马里兰协会（BIMA）干涉仪。在连续辐射中检测到三个结构：一个与众所周知的彗星HII区有关，另外两个位于彗星HII区以东6”和以南2”的紧凑结构。利用总通量和强度峰值，我们估算出彗星HII区的电子密度约为1.5 × 10 ^4 cm^{-3}，发射量约为6 × 10 ^{7} cm^{-6} pc，电离气体质量约为3 M_Sun，直径为0.05 pc，这些都是超致密HII区的典型值。HCO^+的发射可能来源于先前在HCN和CO中观察到的分子流出。
2013-12-09 astro-ph.GA
SCOTCH Search for Clandestine Optically Thick Compact HII regions II
本研究通过射电后续观测和谱能量分布分析，从39个候选体中识别出多类年轻致密电离氢区，使已知HC HII区数量增加50%，并发现4个极年轻的光厚HC HII区。
2024-08-14 astro-ph.GA
Spitzer View of Young Massive Stars in the LMC HII Complex N44
大麦云星云（LMC）中的HII复合体N44提供了一个很好的地点来详细研究温和星暴中的恒星形成，因为它拥有三个处于不同演化阶段的恒星形成区域，并且它不像剑鱼座30巨大的HII区域那样复杂和混乱。我们已经获得了斯皮策太空望远镜的观测和补充的地面4 m uBVIJK观测N44，以确定候选的大质量年轻恒星物体（YSO）。我们进一步分类的YSO类型I，II和III，根据他们的光谱能量分布（SED）。在我们的60个YSO候选样本中，其中约65%在高分辨率地基图像中被分解为多个分量或扩展源。我们模拟了36个YSO的SED，这些YSO在一个组中表现为单一或占主导地位。我们发现I型和I/II型YSO很好地拟合，但II型和II/III型YSO显示出它们观察到的SED和不包括PAH排放的模型之间的偏差。我们还发现，一些III型YSO在其盘组件中具有中心孔。在四个超紧凑的HII区发现了YSO对应物，它们的恒星质量由SED模型拟合确定，与由HII区电离要求估计的结果吻合得很好。的YSO的分布进行了比较的基础恒星星族和星际气体的条件，以说明目前形成的O型恒星和以前形成的大质量恒星之间的相关性。也提出了触发恒星形成的证据。
2009-01-09 astro-ph.GA
A Cluster of Compact Radio Sources in W40
我们提出了深3.6厘米无线电连续观测的HII区域W40使用甚大阵列在其A和B配置。我们在一个4 x 4弧分的区域内探测到总共20个紧凑的射电源，其中11个集中在一个30弧秒的范围内。我们还介绍了夏威夷大学2.2米望远镜上的QUIRC仪器拍摄的W40星团的JHK测光。这些数据表明，20个VLA源中有15个具有红外对应物，10个显示出周期小于20天的射电变率。基于这些综合的无线电和红外数据，我们提出，8个无线电源的候选人超紧凑的HII区，7可能是年轻的恒星物体，和2可能是星际气体冲击。
2010-07-28 astro-ph.GA
A search for hypercompact HII regions in the Galactic Plane
我们已经进行了最大和最公正的搜索超紧凑（HC）HII区域。我们的方法结合了四个干涉射电连续测量（THOR，CORNISH，MAGPIS和White2005）与远红外和亚毫米银河平面调查，以确定嵌入式HII区域的正光谱指数。从534个正谱指数射电源中识别出120个正谱HII区。这些HII区域，包括已知的HCHII区域在我们的搜索中恢复，满足在5 GHz的HCHII区域的规范定义。我们建议，目前的规范定义的HCHII区域是不准确的，应该修改，包括电离气体的层次结构，在5 GHz的扩展形态的结果。将我们的搜索与已知的超紧凑（UC）HII区域调查相关联，我们发现大约一半的检测到的UCHII区域具有正的光谱指数，而不是更常见的假设平坦和光学薄的光谱。这意味着一个混合的光学薄和厚的发射，并有重要的影响，到目前为止，假设光学薄发射这些对象以前的分析。正光谱HII区域统计上更明亮，并具有较高的莱曼连续通量比HII区域平坦或负指数。正光谱的HII区因此更可能与更明亮和质量更大的恒星有关。在HII区的正光谱和非正光谱之间，团簇质量、线直径和光质比均无差异。
2018-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral Energy Distributions of 6.7 GHz methanol masers
甲醇的6.7 GHz脉泽跃迁被发现完全朝向大质量恒星形成区。大多数脉泽被发现缺乏任何相关的无线电连续谱的存在。这可能是由于在中央恒星周围形成HII区之前就产生了脉泽辐射，或者是由于中央天体太冷而无法产生HII区。区分这两种情况的一种方法是确定和模拟脉泽的光谱能量分布（SED）。我们观察了20个6.7 GHz甲醇脉泽的样本，从阿雷西博盲调查中选出，从厘米到亚毫米波长。我们将我们的观测结果与各种银河平面调查的现有数据相结合，以确定从厘米到近红外波长的SED。我们发现，70%的脉泽没有任何相关的无线电连续谱，其余的源与超紧凑和超紧凑的HII区域。模拟的SED表明，它们与快速吸积的大质量恒星一致，吸积速率远高于10^{-3} M_sun/yr。射电连续谱的上限也与任何被限制在恒星表面附近的电离区相一致。这证实了6.7 GHz甲醇脉泽的范例是大质量恒星形成的早期阶段的路标，主要是在形成超紧凑的HII区域之前。
2010-07-23 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE).VI. Environmental quenching on HII region scales
跟踪电离气体排放的室女座环境调查（VESTIGE）是一项对室女星系团进行的盲窄带Halpha+[NII]成像调查，使用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的MegaCam进行。我们使用一组新的数据提取的VESTIGE研究的不利的集群环境对恒星形成过程的影响下到HII地区的规模（~ 50 pc）。HII区域被识别出来，并使用HIIphot代码测量了114个晚型星系的样本参数，这些星系的形态类型（Sa-Sd、Im、BCD）、恒星质量（10^6.5 <= M_star <= 10^11 Mo）和恒星形成活动（10^-3 <= SFR <= 10 Mo yr^-1）都有很大的不同。由于VESTIGE数据精确的平均分辨率（0.65弧秒），我们探测到了11302个H α光度L（H α）>= 10^37 erg s^-1的HII区域。我们发现，典型的HII区域的气体剥离对象的数量显着低于健康的晚类型的类似恒星质量。我们还表明，在这些气体剥离星系的HII区域的数量显着下降的有效半径之外，这表明淬火过程发生在外面，与其他多频观测。这些新的结果一致证实，在星系团中观察到的恒星形成活动减少的主要机制是冲压压力，使我们能够放弃其他温和的过程，如饥饿或扼杀无法重现所观察到的径向截断的轮廓。
2020-01-17 astro-ph.GA
Radiation hydrodynamic simulations of massive star formation via gravitationally trapped HII regions - Spherically symmetric ionised accretion flows
本文研究了利用辐射流体动力学模拟稳态分析预测的HII区的引力捕获。我们提出了理想化的球对称辐射流体动力学模拟的早期演变的HII地区，包括重力的中心源。与解析稳态解的球对称电离邦迪吸积流，我们发现引力被困的HII地区的吸积通过电离前到源。我们发现，对于一个恒定的电离光度，电离前沿的波动是不稳定的。这种不稳定性只发生在这种球对称的吸积几何。在大质量恒星形成的背景下，电离的光度随着源吸积质量的时间而增加。HII区域的最大半径在吸积时间尺度上增加，直到它达到音速半径，其中下落速度等于电离气体的声速，之后它进入压力驱动的膨胀阶段。这种膨胀阻止了气体通过电离前沿的吸积，恒星上的吸积率降低到零，并且它停止从吸积中生长。由于通过吸积恒星质量和光度的任何显着变化所需的时间，我们的模拟保持质量和光度不变，并遵循从捕获到膨胀的分段方式的演变。HII区域的这种演化的影响包括在恒星开始发射电离辐射后的一段时间内，物质继续吸积到正在形成的恒星上，以及超紧凑HII区域的寿命延长。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Evolution of HC3N in Dense Molecular Clouds
我们研究了HC 3 N的化学演化在六个密集的分子云，使用档案可用的数据从赫歇尔红外银河平面调查（Hi-GAL）和毫米天文学遗产团队调查在90 GHz（MALT 90）。多阵列银河平面成像巡天（MAGPIS）和悉尼大学莫隆格洛巡天（SUMSS）的射电巡天表明，这些密集的分子云与超紧凑HII（UCHII）区域和/或经典HII区域有关。我们发现，在致密的分子云与正常的经典HII地区，HC 3 N的丰度开始减少或达到一个平台时，尘埃温度变热。这意味着UV光子可以破坏HC 3 N分子。另一方面，在与UCHII地区相关的其他致密分子云中，我们发现HC 3 N的丰度随尘埃温度单调增加，这意味着HC 3 N更喜欢在温暖的气体中形成。在G12.804-0.199和RCW 97中，HC 3 N（10-9）的谱图显示了机翼的发射，并且HC 3 N在这两个区域中的丰度随其非热速度宽度的增加而增加，表明HC 3 N可能是激波源物质。进一步研究了N（N2 H+）/N（HC 3 N）柱密度比的演化趋势，发现该比值可以作为大质量恒星形成开始后云演化的化学演化指标。
2019-10-16 astro-ph.GA
The GUAPOS project -- VII: Physical structure and molecular environment of the G31.41+0.31 HII region
INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所，阿切特里天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙高等科学研究理事会-国家航空航天技术研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（太空科学研究所（ICE），西班牙高等科学研究理事会）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；INAF, Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziale（意大利国家天体物理研究所，天体物理学与行星科学研究所）
研究G31.41+0.31 HII区域的气体密度、温度及空间分布，利用ALMA和VLA观测数据揭示其三维结构和分子云相互作用。
2026-02-20 astro-ph.GA
The molecular environment of the pillar-like features in the HII region G46.5-0.2
在HII区和分子气体的界面处出现了一些特殊的结构，其中一些具有柱状结构。了解它们的起源对于描述触发恒星形成和大质量恒星对星际介质的影响是很重要的。为了研究分子环境和辐射对HII区G46.5 - 0.2的两个柱状特征的影响，我们用阿塔卡马亚毫米望远镜实验进行了分子线观测，用艾萨克牛顿望远镜进行了光谱光学观测。从光学观测中，我们确定了激发HII区域的恒星为光谱类型O4 - 6。分子数据使我们能够研究柱子的结构和位于它们之间的HCO+云。在这个HCO+云中，没有任何明确的12CO对应物，我们发现了恒星形成的直接证据：两个分子外流和两个相关的近红外星云。流出轴线方向垂直于来自HII区域的辐射流的方向。几个I类源也嵌入在这个HCO+云，这表明它是通常的YSO形成大型协会占据一个由支柱界定的空腔。另一方面，已确认RDI过程未发生在其中一个支柱尖端中。
2017-06-13 astro-ph.GA
Beyond the Solar Circle $-$ Trends in Massive Star Formation Between the Inner and Outer Galaxy
我们通过对测量数据的多波长检查，编制了迄今为止最完整的紧凑和超紧凑的HII区目录。我们利用最近可用的SASSy 850 $μ$米调查的数据，以确定大规模的恒星形成团块在外银河系（$R_{\rm{GC}}>8.5$千秒差距）和交叉匹配的红外和无线电数据已知的UC HII地区的RMS数据库。对于银河系内部的样本（$R_{\rm{GC}}<8.5$ kpc），我们采用了紧凑的HII区域从以前的作品，使用类似的方法交叉匹配ATLASGAL与CORNISH或RMS，这取决于在银河系平面内的位置。我们提出了一个新的UC HII区域目录，超过原来的样本量的两倍以前的工作，共536个嵌入式HII区域和445主机团块。我们研究的距离无关的N $_{\rm{Ly}}/$ M和L $_{\rm{bol}}/$ M的大质量恒星形成效率和整体恒星形成效率的代理值，分别。我们发现一个显着的趋势表明，L $_{\rm{bol}}/$ M随着$R_{\rm{GC}}$的增加而减少，这表明每单位质量的整体恒星形成在外星系中较少。
2019-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recombination Lines and Molecular Gas from Hypercompact HII regions in W51 A
我们提出了一个详细的描述人口的紧凑的无线电连续源在W51 A使用亚角秒VLA和ALMA观测。我们分析了它们的2-cm连续谱，重组谱线（RL）H77 $α$和H30 $α$，以及$\rm H_{2}CO(3_{0,3}-2_{0,2})$、$\rm H_{2}CO(3_{2,1}-2_{2,0})$和$\rm SO(6_{5}-5_{4})$谱线。我们推导出直径为10/20源的范围$D \sim 10^{-3}$到$\sim 10^{-2}$ pc，从而将它们置于超紧凑HII区域（HC HII）的制度。它们的连续导出电子密度在$n_{\rm e} \sim 10^4$至$10^5$ cm $^{-3}$的范围内，低于HC HII的典型考虑值。我们结合RL测量和独立推导的$n_{\rm e}$，发现两种方法之间的单个测量值范围相同，但存在显著偏移。我们发现，在我们的样本中的大多数源电离的早期B型星，和$n_{\rm e}$与$D$的比较表明，他们遵循的逆关系先前推导的超紧凑（UC）和紧凑的HII的。当确定时，电离气体运动学总是（7/7）指示流出。同样地，8个HC HII中的5个和3个仍然嵌入在致密的核心中，分别显示出分子气体膨胀和下沉运动的证据。我们假设可能有两种不同类型的$hypercompact$（$D< 0.05$ pc）HII区：那些本质上是较小的，扩大UC HII的;和那些也…
2020-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
An expanding ring of the hypercompact HII region W49N:A2
给出了O 9星电离的超致密HII区W 49 N：A2的250~GHz连续谱和H29 α谱线数据。用ALMA获得的分辨率为~0 ~（-05）（600 au）的数据证实了存在一个半径为~700 au、倾斜度为~ 50 °（0 °为极上）的电离环。它的宽度约为1000 au，相对平坦，刻度高度小于几百au。倾斜环，或者说是明显的椭圆，沿短轴在其西北和东南脊之间有明显的速度差，这表明它正在以13.2公里/秒的速度在赤道平面内扩张。该环还显示出2.7 km/s的旋转速度，这比开普勒在20 M$_太阳恒星周围的5.2 km/s的速度小得多（2.5 sigma）。这可以解释为环气是从~170 au的半径通过保持其原始的比角动量而被输送的。因此，电离环可能是供给O 9恒星的吸积盘的残余，其辐射或磁活动变得如此强烈，以至于由于恒星周围强烈的热或磁流体动力学压力，盘吸积被逆转。这些数据揭示了一个罕见的例子，说明一颗大质量恒星如何在其形成结束时终止吸积，将超紧凑的HII区域转变为超紧凑的HII区域。
2022-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The environment and star formation of HII region Sh2-163: a multi-wavelength study
为了研究HII区Sh 2 -163的环境，寻找该区域触发恒星形成的证据，我们对该HII区进行了多波长研究。我们的大部分数据来自大型调查：2 MASS，CGPS，MSX和SCUBA。我们还用13.7米望远镜进行了CO分子谱线的观测。通过光学和射电连续谱观测，发现了Sh 2 -163的电离区。Sh 2 -163的部分边界是一个弧形的光解离区（PDR），这与最强的光学和无线电发射相吻合，表明HII区和周围的星际介质之间的相互作用。在PDR的边界上发现了两个分子云。这两个云的形态表明它们被Sh 2 -163的膨胀压缩。在云A中，我们发现了两个分子团。看起来星团A2的恒星形成比星团A1活跃得多。在云B中，我们发现了新的外流活动和大质量恒星正在形成。利用2 MASS测光，我们试图在这一区域寻找嵌入的年轻恒星天体（YSO）候选者。CO辐射、红外壳层和YSO的一致性表明，该区域可能是由Sh 2 - 163膨胀触发的恒星形成区。
2016-05-08 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE) XVII. Statistical properties of individual HII regions in unperturbed systems
本文基于VESTIGE巡天数据，利用约13,000个HII区样本系统推导了未受扰动星系中HII区的光度函数、尺寸分布及与宿主星系性质之间的标度关系，为不同环境下的恒星形成研究提供基准。
2025-02-24 astro-ph.GA
Dynamic Massive Star Formation: Radio Flux Variability in UCHII Regions
本文通过比较GLOSTAR和CORNISH巡天数据，在86个超致密HII区中发现38个射电流量变化源，揭示其变化发生率显著高于理论预测，并表明变化源处于更早期演化阶段。
2024-12-02 astro-ph.GA
Type II supernovae as probes of environment metallicity: observations of host HII regions
SNII大气的光谱模型表明，金属线强度对母体金属丰度有明显的依赖性。这促使进一步的工作，以评估这些SNe可用作金属丰度指标的准确性。为了评估这种准确性，我们提出了一个样本的SNII HII区光谱，从环境丰度。这些环境的丰度相比，观察到的SN光谱中的金属线的强度。结合我们的样品与测量从文献中，我们提出了119主机HII地区的氧丰度，通过提取发射线通量和使用丰度诊断。然后，继Dessart等人之后，将这些丰度与Fe 5018 A在不同时间和颜色时期的等效宽度进行比较。我们推断的SNII宿主HII区丰度的分布范围为~0.6 dex。我们确认SNeII爆炸的金属丰度低于那些发现（平均）在大麦云云。爆炸后50天的Fe 5018 A的等效宽度显示出与宿主HII区氧丰度的统计学显著相关性。如果排除远离SN爆炸地点的丰度测量值，这种相关性的强度就会增加。如果我们只分析“黄金”IIP样本，并且如果使用颜色历元代替时间，则相关性显著性也会增加。此外，没有证据表明祖金属丰度和SN光变曲线或光谱特性之间的相关性-除了上述关于Fe 5018 A等效宽度-表明祖金属丰度不是产生我们样品中观察到的多样性的驱动因素。这项研究提供了SNII作为金属丰度指标的有用性的观测证据。最后，我们讨论了在整个宇宙中使用SN光谱作为独立的金属丰度诊断所需的方法。
2016-03-04 astro-ph.GA
Characterizing spiral arm and interarm star formation
旋臂间恒星的形成对星系的恒星形成预算有很大的贡献，并为研究不受旋臂动力学干扰的恒星诞生地提供了机会。利用邻近星系NGC 628的光学积分场光谱学和VLT/MUSE，我们构建了包括对尘埃消光和恒星吸收的详细修正的Halpha图，以35 pc分辨率在12 kpc ^[2]上识别出391个HII区域。利用对潜在引力势敏感的示踪剂，我们将HII区域与臂（271）或臂间（120）环境相关联。利用我们对每个区域的全光谱覆盖，我们发现大多数HII区域的物理性质（光度，大小，金属丰度，电离参数）与环境无关。我们计算的分数Halpha光度由于扩散电离气体（DIG）的背景污染每个HII区域，并发现DIG表面亮度要高于HII区域内相比，周围环境，并略高于手臂HII区域内。使用温度敏感[SII]/Halpha线比率图代替Halpha表面亮度来识别HII区域边界不会改变该结果。使用尘埃衰减作为气体的示踪剂，我们发现耗尽时间与以前的工作（2 x 10^9年）一致，臂和臂间没有差异，但是这对DIG校正非常敏感。不像分子云，它可以动态地受到银河系环境的影响，我们看到相当一致的HII区域的属性在两个臂和臂间的环境。这表明要么是臂星形成和反馈的差异，要么是致密的恒星形成团块与周围更广泛的分子气体脱钩。
2016-06-14 astro-ph.GA
Dust Properties in HII Regions in M33
红外辐射转化为恒星形成率的过程很大程度上取决于尘埃的物理性质，而尘埃的物理性质又受到尘埃所处环境条件的影响。我们研究了本星系群M33中一组HII区域的尘埃性质，这些区域在恒星、气体和尘埃之间呈现出不同的空间配置，以了解不同环境下的尘埃演化。我们使用DustEM工具对每个区域的SED进行建模，并获得非常小颗粒（YVSG），多环芳烃（YPAH）和大颗粒（YBG）相对于氢的质量。VSG的相对质量（YVSG/YTOT）是1.7的一个因子高的HII区域分类为填充和混合比呈现壳结构的区域。NGC 604和NGC 595内VSG的增强与速度大于50 km/s的膨胀气体结构相关。在我们的样品中的HII区域导出的气尘比表现出两个制度有关的HI-H2过渡的ISM。对应于HI扩散制度的区域呈现出与预期值兼容的气体-尘埃比，如果我们假设气体-尘埃比与金属丰度成线性比例，而对应于H2分子相的区域呈现出更平坦的尘埃-气体表面密度分布。VSG的比例会受到星际环境条件的影响：在最明亮的HII区域内部存在的50-90 km/s的强烈冲击会导致BG分裂成更小的，而更进化的壳和透明壳物体提供了一个更安静的环境，尘埃BG颗粒可能会发生重组。在这个分析中发现的气体尘埃的变化可能意味着，颗粒凝聚和/或气相金属掺入尘埃质量发生在M33的HII区域的内部。
2016-06-11 astro-ph.GA
Evidence of Short Timescale Flux Density Variations of UC HII regions in Sgr B2 Main and North
我们最近发表了在恒星形成区Sgr B2 Main和North的HII区域1.3 cm处显著通量密度变化的观测结果（De Pree et al. 2014）。为了进一步研究这些变化，我们在卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）我们已经在42.9 GHz和45.4 GHz的BnA配置（主）和A配置（北）中观察到Sgr B2主和北。我们将这些新数据与2003年观测到的Sgr B2 Main和2001年观测到的Sgr B2 North的档案VLA 7 mm连续数据进行比较。我们发现，在2001年至2012年期间，Sgr B2（K2-North）中的41个已知超紧凑和超紧凑HII区域之一的通量密度从142 $\pm$ 14 mJy下降到103 $\pm$ 10 mJy（2.3 $σ$），下降了$\sim$ 27%。第二个来源F3 c-Main在2003年至2012年间将$\sim$的通量密度从82 $\pm$ 8 mJy增加到107 $\pm$ 11 mJy（1.8 $σ$）30%。先前观察到F3c-Main在1989年至2012年的较长时间内在1.3 cm处的通量密度增加（De Pree等人，2014年）。观测到的流量密度下降，如在K2-北，是特别重要的，因为这样的变化是没有预测的经典假设的稳定膨胀的HII地区在大质量的恒星吸积。我们在7毫米的新观测，以及文献中的其他观测，表明大质量恒星…
2015-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new radio recombination line maser object toward the MonR2 HII region
我们报告了一个新的无线电复合线（RRL）脉泽对象对IRS 2源在MonR 2超紧HII区的检测。用亚毫米波阵（SMA）观测到1.3mm和0.85mm的连续辐射和H_（30）a和H_（26）a谱线，角分辨率约为0.5”-3”。SMA观测表明，MonR 2-IRS 2源非常紧凑，在<= 400 AU的空间尺度上仍然无法分辨。它在毫米波长的连续谱功率谱几乎是平坦的（α =-0.16，S_nu与nu^alpha成正比），表明该源主要是光学薄的自由-自由发射。H30 a和H26 a RRL发射也是紧凑的，并且朝向MonR 2-IRS 2源的位置达到峰值。测得的RRL曲线是双峰的，H26 a线在其光谱中显示出明显的不对称性。由于导出的谱线与连续谱的通量比（H30 a和H26 a分别为80和180 kms-1）超过了LTE的预测，因此MonR 2-IRS 2的RRL受到脉泽放大的影响。然而，放大因子小于发射线星MWC 349 A的放大因子，表明MonR 2-IRS 2是一个弱放大的脉泽。RRL发射朝向这个源的辐射转移模型表明，RRL脉泽产生于一个密集的和准直的射流嵌入在一个圆柱形的电离风，定向几乎沿着视线的方向。在亚毫米波段的高角分辨率观测是揭示非常年轻的大质量恒星中弱放大RRL脉泽的必要条件。
2012-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of HII regions on Giant Molecular Cloud properties in nearby galaxies sampled by PHANGS ALMA and MUSE
本研究利用PHANGS-ALMA和MUSE数据，通过CO和Hα发射重叠识别了19个近邻星系中与HII区成协的巨分子云(GMC)，发现HII区的前超新星反馈在约100 pc尺度上对周围分子气体性质有微弱但可测量的影响。
2023-05-05 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE).IX. The effects of ram pressure stripping down to the scale of individual HII regions in the dwarf galaxy IC 3476
我们研究了在VESTIGE中观测到的IB（s）m星系IC 3476，VESTIGE是对室女星系团的一次盲窄带Halpha+[NII]成像巡天。深窄带（NB）图像揭示了一个非常扰动的电离气体分布，其特征是在星系前部有一个突出的香蕉形结构，由穿过星盘的巨大HII区域形成，在距离星盘边缘约8 kpc处有恒星形成结构，也在深FUV ASTROSAT/UVIT图像中检测到。这种特殊的形态表明，星系正在经历一个几乎是边缘上的冲压压力剥离事件。NB图像还显示，恒星形成活动在圆盘的前缘完全熄灭，在相互作用期间，气体已经被移除。SED拟合分析表明，这一猝灭事件是非常近的（~50万年），大致对应于增加的恒星形成活动的内部地区相对于预期的长期演化。这些数据的分析，其角分辨率允许的扰动的诱导效应的研究下降到个人的HII区域的规模，也表明，增加的恒星形成活动是由于气体的压缩沿恒星盘的星系，这是能够增加其平均电子密度和促进恒星形成过程中产生明亮的HII区域。流体动力学相互作用深深地扰动了电离气体成分的速度场，而恒星盘的速度场不受影响。的数据与流体动力学模拟占不同的气相（原子，分子，电离）的比较一致表明，扰动事件是最近的，再次证实，冲压压力剥离是一种暴力的现象，能够在短时间尺度上扰动丰富的环境中的星系的演化。
2020-12-14 astro-ph.GA
Carbon and oxygen in HII regions of the Magellanic Clouds: abundance discrepancy and chemical evolution
本文给出了由HII区深谱导出的麦哲伦云中C和O的丰度。这些数据是用紫外-可见中阶梯光谱仪在8.2-m VLT上拍摄的。该样本包括大麦云云（LMC）中的5个HII区和小麦哲伦云（SMC）中的4个HII区。我们测量了所有天体中CII和OII的纯复合线（RL），从而推导出O^2+的丰度差异因子（ADF）以及它们的O/H、C/H和C/O比值。我们比较的ADF与其他HII区在不同的星系。结果表明，可能的金属丰度依赖的ADF的低金属丰度的对象，但更不确定的高金属丰度的对象。我们比较星云和B型恒星丰度，我们发现，恒星丰度同意更好地与星云的碰撞激发线（CELs）。比较这些结果与其他星系，我们观察到，恒星丰度似乎同意更好地与星云的来自CELs在低金属丰度环境和来自RL在高金属丰度环境。C/H、O/H和C/O比率显示出几乎平坦的径向梯度，而旋涡星系的径向梯度则为负值。通过分析C/O与O/H的关系，并与其他星系HII区的结果进行比较，探讨了HII区的化学演化。大麦哲伦星系的化学演化与小旋涡星系的外区相似，而小麦哲伦星系则表现为一个典型的成星矮星系。
2017-02-03 astro-ph.GA
The impact of pre-supernova feedback and its dependence on environment
积分场单元能够对整个附近星系的大量恒星形成区域进行解析研究，提供关于气体转化为恒星的洞察力，以及在空间尺度、恒星形成区域属性和环境方面前所未有的动态范围内新兴恒星星族的反馈。我们使用VLT/MUSE遗留的数据集，覆盖中央$35$弧分钟$^{2}$（${\sim}12$千秒差距$^{2}$）附近的星系NGC 300的量化的影响，恒星反馈作为当地的银河系环境的函数。我们从树状图中识别的发射线区域提取光谱，结合发射线比率和线宽来区分HII区域，行星状星云和超新星遗迹，并计算它们的电离气体性质，气相氧丰度和反馈相关的压力项。对于HII区域，我们发现直接辐射压力（$P_\mathrm{dir}$）和电离气体压力（$P_{HII}$）朝着更大的银河系中心半径，即沿着星系的（负）丰度和（正）消光梯度微弱地增加。虽然随着银河中心半径的增加，$P_{HII}$可能是由于更高的光子通量较低的金属量恒星星族，我们发现，增加的$P_\mathrm{dir}$可能是由更高的光子通量和增强的尘埃含量在较大的银河中心半径的组合驱动。鉴于上述情况，我们研究了在较大的银河系中心距离（较低的金属丰度和增加的尘埃质量表面密度）增加超新星前反馈对ISM的影响，发现较低金属丰度的超新星扩展到较低密度的环境中，从而增强了超新星反馈的影响。
2021-09-17 astro-ph.GA
Observations of Anomalous Microwave Emission from HII regions
本文简要介绍了HII区异常微波辐射（AME）的观测情况。在HII区域或其附近检测到AME。鉴于在广泛的频率范围内和复杂的环境中测量准确的SED的困难，许多这些检测需要更多的数据来确认它们是否发射大量的AME。来自UCHII区域的光学厚自由-自由发射的贡献在某些情况下也可能是显著的。AME发射率（定义为AME亮度与100微米亮度的比值）与某些地区高纬度弥漫卷云中观察到的值相当，但在其他地区则明显较低。但是，该值取决于粉尘温度。需要更多的数据，在高频率（>5 GHz）和高分辨率（~1弧分或更好），以解开在这样的复杂区域的发射过程。
2013-02-09 astro-ph.GA
HII region variability and pre-main-sequence evolution
最近的观测和模拟表明，大质量恒星周围的HII区域可能在它们的大小和发射通量上有所不同，时间尺度短到足以被观察到。这种变化可能有许多原因，从环境原因到电离源本身的变化。我们探索后者的可能性，考虑到前主序列的大规模原恒星的演化和电离辐射反馈进行数值模拟，使用FLASH AMR流体动力学代码。我们研究了三个不同的模型：一个简单的ZAMS模型，一个自洽的单区模型Offner等人。（2009），和一个模型拟合的轨迹计算细川和Omukai（2009）。原恒星模型显示，围绕大质量、孤立的原恒星的超致密HII区域从80或300 AU的直径塌陷或收缩，这取决于模型的选择，在伴随着原恒星从对流到辐射内部结构的过渡的恒星半径膨胀期间，下降到几乎不存在。这发生在短至3000年的时间尺度上。
2012-08-29 astro-ph.GA
Modeling and predicting the shape of the far-infrared to submillimeter emission in ultra-compact HII regions and cold clumps
尘埃的性质很可能受到尘埃颗粒演化环境的影响。例如，对冷团簇（7 K- 17 K）的一些分析表明，聚集过程在稠密环境中是有利的。然而，在长波长（$λ$ $>$ 300 $μ$ m）下研究暖（30 K-40 K）尘埃辐射一直受到限制，因为很难将远红外到毫米（FIR-mm）光谱覆盖范围和高角分辨率结合起来观测暖尘埃颗粒。使用Herschel数据从70到500 $μ$ m，这是Herschel红外银河系（Hi-GAL）调查的一部分，结合1.1毫米的数据从Bolocam银河系平面调查（BGPS），我们比较了两种类型的环境中的排放：超紧凑HII（UCHII）地区，和冷分子团（表示为冷团）。通过这种比较，我们测试了粉尘排放模型在FIR到毫米域，再现在扩散介质中的排放，在这两个环境（UCHII地区和冷团块）。我们还研究了它们预测银河系尘埃排放的能力。我们确定了12个UCHII区域和12个冷团的发射光谱，并使用最近的两能级系统（TLS）模型和三组参数和所谓的T- $β$（温度-尘埃发射率指数）唯象模型（$β$设置为1.5，2和2.5）推导出尘埃温度（T）。我们首次在温暖地区测试了TLS模型的适用性。这一分析表明，在寒冷和温暖的环境之间的粉尘排放的不同趋势是可见的，通过粉尘发射率指数的变化。然而，使用标准参数，TLS模型能够再现在寒冷和温暖地区观察到的光谱行为，从单独的尘埃温度的变化，而T- $β$模…
2014-10-03 astro-ph.GA
A gallery of bubbles - The nature of the bubbles observed by Spitzer and what ATLASGAL tells us about the surrounding neutral material
我们试图确定斯皮策在银河平面上观察到的气泡的性质，主要是为了建立它们与大质量恒星的联系。我们利用这些对象的非常简单的形态来搜索由HII区域触发的恒星形成，并估计这种恒星形成模式的重要性。我们认为一个样本的102个气泡检测斯皮策GLIMPSE，并编目Churchwell等人。（2006年）。我们使用中红外和无线电连续谱的公共数据来讨论它们的性质。我们使用870微米的ATLASGAL测量来寻找在其边界上收集的致密中性物质。结果：我们发现，86%的气泡含有电离气体检测通过其无线电连续发射在20厘米。因此，在8.0微米观测到的大部分气泡都包含了被O-B2恒星电离的HII区域。98%的气泡在其中心区域显示出24微米的发射。8.0微米气泡中心的电离区域似乎没有多环芳烃，但含有热尘。在观测的角分辨率足够高以解析870微米冷尘埃空间分布的65个区域中，我们发现40%被冷尘埃包围，另外28%包含相互作用的凝聚。前者是收集和折叠过程的良好候选者，因为它们在边界处显示出致密材料的积累。后者是电离气体压缩预先存在的凝结的良好候选者。18个气泡表现出相关的超紧凑HII区域和/或甲醇脉泽的方向上的尘埃凝聚附近的电离锋。我们的研究结果表明，超过四分之一的气泡可能引发了大质量物体的形成。
2010-08-05 astro-ph.GA
A young stellar cluster within the RCW41 HII region: deep NIR photometry and Optical/NIR polarimetry
RCW 41恒星形成区位于船帆座分子脊内，拥有一个巨大的星团，周围环绕着一个明显的HII区。了解星际磁场的作用并研究新生的恒星星族对于建立作用于这种环境的物理过程的一致图像至关重要。我们已经进行了详细的研究星际偏振向RCW 41，从光学和近红外偏振测量的数据。此外，NTT 3.5米望远镜的深近红外图像已被用于研究嵌入的年轻星团的光度特性，揭示了几个YSO的候选者。通过使用一组主序前等时线，确定了星团的平均年龄在250 - 500万年之间，并揭示了恒星形成的证据。在R波段的偏振度的突然下降，注意到向中央电离区，可能是由于低的晶粒排列效率所造成的湍流环境和/或弱强度的磁场。磁场线的扭曲表现出双重行为，与区域外的平均取向大致遵循恒星形成区域的边界，并径向指向电离区域内的星团，与扩展HII区域的模拟一致。偏振的光谱依赖性允许一个有意义的确定的总选择性消光比拟合的Serkowski关系。此外，一个大的旋转偏振角作为波长的函数被检测到朝向几个嵌入的恒星。
2012-04-02 astro-ph.GA
Spectral Signatures of Spinning Dust from Grain Ensembles in Diverse Environments: A Combined Theoretical and Observational Study
University of Manchester（曼彻斯特大学）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, University of Manchester（曼彻斯特大学乔德雷尔银行天体物理学中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉帕鲁纳大学）
研究通过理论与观测结合的方法，探讨不同环境中尘埃颗粒分布和环境参数对异常微波发射谱特征的影响，发现尘埃颗粒大小、形状及环境参数主导了谱峰频率和宽度，提出新的分析方法以改进AME谱分析。
2026-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical modeling of internal photon-dominated regions surrounding deeply embedded HC/UCHII regions
我们的目标是研究内部光子占主导地位的区域周围深深嵌入超紧凑和超紧凑的HII区域的化学。我们寻找这个大质量恒星形成的演化阶段的特定示踪剂，可以用目前的天文设施检测到。我们模拟了嵌入HC/UCHII区域的热核，通过将天体化学代码Saptarsy耦合到辐射转移框架，获得丰度的时空演变以及随时间变化的合成光谱。在这些模型中，我们专注于HI区域周围的内部PDR，气体温度被设置为尘埃温度，我们不包括动力学，因此密度结构是固定的。我们将其与热分子核心模型进行了比较，并研究了仅在计算丰度期间包含在HII区域模型中的辐射场对化学的影响。此外，我们研究了周围的HII区的气体的化学演化与模型的不同密度的电离前沿，不同大小的电离腔和不同的初始丰度。我们得到了十几个选定的物种的合成光谱的时间演化以及它们的积分强度的比率。我们发现，一些分子，如C，N2 H+，CN，和HCO不跟踪内核，所以不是很好的示踪剂，以区分HII/PDR区域的HMCs相。相反，C+和O追踪内部PDR，在两个模型中以不同的初始丰度开始，但不幸的是，由于非常薄的内部PDR（r < 100 AU），目前无法用当前可实现的空间分辨率观察到。此外，我们发现，丰度配置文件的初始丰度的选择有很大的影响，因此，正确地定义它们的重要性。
2018-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dynamics of Radiation Pressure-Dominated HII Regions
我们评估的作用，辐射压力的动力学的HII地区。我们首先确定在什么条件下，辐射压力是显着的气体压力相比，并表明，虽然辐射压力一般是不重要的HII地区驱动的少数大质量恒星，它是占主导地位的大规模星团产生的大规模HII地区附近的银河系中心和星暴环境。然后，我们提供了一个解决方案的问题时，辐射压力影响他们的行为的HII区域如何扩大。最后，我们比较辐射为主的HII区域的恒星反馈的其他来源，并认为HII区域可能是调节大质量星团形成的主要机制。
2009-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Assessing the stellar population and the environment of an HII region on the far side of the Galaxy
我们研究了遥远恒星形成区IRAS 17591-2228（WISE HII区GAL 007.47+0.06）的恒星和星际物质。它与一个水脉泽相关联，水脉泽的视差距离为d=20.4^{+2.8} {-2.2} kpc，由自行和径向速度的独立测量支持。它与一个极红（J-Ks ~ 6等）的恒星群和一个中红外辐射的壳层投射在同一方向。我们将这组恒星作为星团候选者，VVV CL 177。它的半径在0.45'和1'之间，至少包含两个年轻的恒星物体，在Av ~ 40 mag.附近极度消光，但需要更多的分析来确定它是否是一个真正的与水脉泽相关的单个星团。在脉泽径向速度下的13 CO发射对应于中红外发射。
2021-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparing the pre-SNe feedback and environmental pressures for 6000 HII regions across 19 nearby spiral galaxies
来自年轻恒星（即前超新星）的反馈被认为在分子云的破坏中起着至关重要的作用。在本文中，我们评估的反馈机制内的5810个HII区域的PHANGS-MUSE调查确定的19个附近（$<$ 20 Mpc）的恒星形成，主序星螺旋星系（日志（$M_\star$ /M $_\odot$）= 9.4 $-$ 11）的样本。这些光学光谱图是必不可少的，以约束的HII区域的物理性质，我们用它来调查他们的内部压力项。我们估计光电离气体（$P_\mathrm{therm}$），直接辐射（$P_\mathrm{rad}$），机械风压（$P_\mathrm{wind}$），我们比较其主机环境（$P_\mathrm{de}$）的围压。在我们的${\sim}50{-}100$ pc分辨率观测中，HII区域仍然没有得到解决，因此我们分别通过使用最小（即团块结构）和最大（即平滑结构）尺寸对每个压力设置上限（$P_\mathrm{max}$）和下限（$P_\mathrm{min}$）。我们发现，$P_\mathrm{max}$测量是大致相似的，和$P_\mathrm{min}$的$P_\mathrm{therm}$是轻度占主导地位。我们发现，大多数的HII区是超压，$P_\mathrm{tot}/P_\mathrm{de} = (P_\mathrm{therm}+P_\mathrm{wind}+P_\mathrm{rad…
2021-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Connecting supernovae with their environments
我们介绍了MUSE对星系NGC 7469的科学验证观测，以展示高分辨率宽场积分场光谱与超新星（SN）爆炸的光度和光谱观测相结合的强大功能。使用STARLIGHT和HIIexplorer，我们选择了星系的所有Hii区域，并制作了Hα等效宽度，平均亮度加权恒星年龄和氧丰度的二维地图。我们测量了所有Hii区域的去投影银河系中心距离，以及所有上述参数的径向梯度。我们将Ia型SN 2008ec定位在Branch等人的图中，最后讨论了SN母Hii区与星系中所有其他Hii区相比的特征。在不久的将来，AMUSING调查将能够重现这种分析，并构建统计样本，以表征不同超新星类型的祖先。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
