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
Compact radio sources in the vicinity of the ultracompact HII region G78.4+2.6
利用3.6厘米的甚大射电阵（VLA）在彗星HII区G78.4+2.6（VLA~1）附近发现了4个新的致密射电源。这四个致密射电源（命名为VLA~2至VLA~5）有近红外对应物，如3.6 $μ$ m Spitzer图像所示。其中之一（VLA~5）清楚地显示了以小时为时间尺度的射电变率的证据。我们探讨的可能性，这些射电源与前主序星（PMS）在附近的UC HII区域G78.4+2.6。我们的结果有利于G78.4+2.6的1.7 kpc的较小距离值。除了在G78.4+2.6附近探测到射电源外，我们还探测到另一组五个射电源，它们位于HII区域西北约3'处。其中一些表现出延长发射。
2010-06-19 astro-ph.GA
Mapping Galactic Dust Emission and Extinction with HI, HII, and H$_2$
本研究通过结合HI、HII和H$_2$数据及聚类分析改进银河系高银纬尘埃消光模板，量化残差来源并给出尘埃温度变化上限$σ_T<1.28$K。
2025-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
G-0.02-0.07, the Compact HII Region Complex nearest to the Galactic Center with ALMA
我们在H42a复合线（CS J = 2 - 1，H13CO + J = 1 - 0）和SiOv = 0，J = 2 - 1的发射线以及86GHz的连续辐射中观测到了离银河系动力学中心最近的致密HII区复合体G-0.02 - 0.07。HII区域HII-A到HII-C在簇中被清楚地解析成壳状特征，在复合线和连续发射中具有亮半和暗半。分子发射谱线的吸收特征表明，HII-A、B和C位于50km/s分子云（50MC）的近侧，而HII-D位于远侧。电子温度和密度范围分别为Te = 5150 - 5920 K和ne = 950 - 2340 cm-3。亮半区的电子温度略低于暗半区，而亮半区的电子密度略高于暗半区。HII区位于50MC中的分子丝上。它们已经突破了细丝，在周围的分子气体中生长。在HII区周围有一些激波分子气体成分。根据H42a复合线的线宽，估算出HII-A到HII-D的膨胀速度分别为Vexp = 16.7、11.6、11.1和12.1 km/s。从HII-A到HII-D的扩展时间尺度估计分别为Tage~1.4x0^4、1.7x10^4、2.0x10^4和0.7x10^4年。从HII-A到HII-D的中心恒星的光谱类型估计分别为O8V、O9.5V、O9V和B0V。HII区、SiO分子增强区和I类脉泽斑之间的位置关系表明，在50 MC中，由云-云碰撞产生的激波沿HII-C到HII-A线…
2019-09-30 astro-ph.GA
The RMS Survey: Resolving kinematic distance ambiguities towards a sample of compact HII regions using HI absorption
我们提出了高分辨率HI数据获得使用澳大利亚望远镜紧凑型阵列解决近/远距离的模糊性对紧凑的HII地区的红MSX源（RMS）调查的样本。高分辨率的数据与低分辨率档案HI数据从南方和VLA银河平面调查提取的补充。我们解决了几乎所有的105个源的连续足够强，允许HI吸收线结构的分析距离模糊。这是确定总RMS样本距离的又一步，该样本有1，000多个大质量年轻恒星物体和紧凑的HII区域，是同类样本中最大和最完整的样本。完整的样本将允许检查银河系中大质量恒星形成的分布。
2011-11-07 astro-ph.GA
An Expanding HI Photodissociated Region Associated with the Compact HII Region G213.880-11.837 in the GGD 14 Complex
利用高角分辨和高光谱分辨率的HI 21 cm谱线对GGD 14复合体中的彗星状致密HII区G213.880-11.837进行了观测，通过HI谱线追踪到的光离解区的运动学和形态学，揭示了中性气体是膨胀流的一部分。HI气体沿G213.880-11.837长轴的运动学表明，发射向东南方向延伸，在尾部达到约14 km/s的LSR径向速度。分子气体的周围LSR径向速度为11.5 km/s，这表明HI气体的香槟流。这是继G111.61+0.37之后第二个已知的彗星HII/HI区。
2010-07-22 astro-ph.GA
Ultra- and Hyper-compact HII regions at 20 GHz
我们目前的无线电和红外观测的4个超紧凑的HII区和4个超紧凑的HII区在南银道面。这些天体是从UCHII区域的盲测中选出的，盲测使用的数据来自两个新的南部天空无线电巡天;澳大利亚望远镜20 GHz巡天（AT 20 G）和843 MHz的第二纪元Molonglo银道巡天（MGPS-2）。据我们所知，这是第一次对超紧凑和超紧凑的HII区域进行盲无线电调查。我们已经跟进这些来源与澳大利亚望远镜紧凑阵列获得H70-α复合线测量，更高分辨率的图像在20 GHz和通量密度测量在30，40和95 GHz。由此，我们确定了尺寸和复合线温度，以及建模的光谱能量分布，以确定发射措施。我们已经分类为超紧凑或超紧凑的物理参数的基础上，与基准参数从文献中的源。这些明亮、紧凑的光源中有几个是普朗克卫星任务高频仪器低频仪器（30-70 GHz）和100 GHz通道的潜在校准器。他们也可能是有用的校准器的澳大利亚望远镜紧凑型阵列，其中缺乏良好的不可变的初级通量校准器在较高的频率和在银河平面区域。我们的光谱能量分布允许普朗克带内的通量密度被确定，虽然我们的高频观测表明，几个源在95 GHz（3 mm），不能用当前的模型解释过量的发射。
2010-02-24 astro-ph.GA
Diffuse interstellar bands in the HII region M17: Insights into their relation with the total-to-selective visual extinction $R_V$
弥漫星际带（DIB）是在探测弥漫星际介质的视线中测量到的宽吸收特征。虽然大的含碳分子已被提出作为载体生产DIBs，他们的身份仍然未知。年轻的大质量恒星形成区M17的视线显示出异常消光，在这个意义上，总的选择性消光参数与银河系的平均值有很大的不同，可能达到$R_{V} > 4$的值。鉴于高的$R_V$值，我们调查是否DIBs的视线对年轻的OB星在M17显示出一种特殊的行为。我们测量了M17中最突出的DIB的性质，并将其作为$E(B-V)$和$R_{V}$的函数进行研究。M17中的DIB强度与观测到的DIB等效宽度与银河视线中的红化$E(B-V)$之间的关系一致。对于几个DIB，我们发现归一化的DIB强度EW/$A_{V}$和$R_{V}^{-1}$之间的线性关系。这些趋势表明有两组：（i）一组为10种中等强度的DIB，对$R_{V}$的变化表现出适度的敏感性，并与DIB强度成比例;（ii）一组为4种非常强的DIB，对$R_{V}$的变化反应敏感，程度相似，但似乎不依赖于DIB强度。作为变红的函数的DIB行为在M17的视线中并不是特有的。此外，我们没有检测到异常DIB配置文件中看到的她36。DIB更强，每单位视觉消光，在视线中，其特征在于较小的$R_{V}$值（小尘埃颗粒的大部分）。消光归一化DIB强度、EW/$A_V$和$R_V$之间的新关系支持DIB载体和星际尘埃之间存在联系的观点…
2018-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The nature of the compact HII region Sh 2-89 and its stellar content
我们提出了一个紧凑的HII区域Sh 2-89的结构和性能的分析，和某些年轻的恒星对象（YSO）在这个制度，使用中红外（MIR）映射来自斯皮策太空望远镜（SST）和可见光狭缝光谱的内部区域的源。我们表明，该地区有一个两极结构，并包含各种I类和II YSO。大部分MIR发射似乎由PAH发射带主导，这导致5.8和8.0微米光度通道中通量的强烈增加，而H_α、6583 A处的[NII]、6716+6731 A处的[SII]和MIR发射轮廓的变化证实了复杂电离前沿和电离分层的存在。
2010-03-08 astro-ph.GA
Spectral characterisation of the extinction properties of NGC 3603 using JWST NIRSpec
本研究利用JWST/NIRSpec的多目标光谱观测，通过氢复合线强度比独立测定了恒星形成区NGC 3603的消光参数，得到高于银河系平均的总选消光比和低于既往结果的色余值。
2024-06-17 astro-ph.GA
NGC 628 in SIGNALS: Explaining the Abundance-Ionization Correlation in HII Regions
针对HII区氧丰度与电离参数的物理关联争议，利用SIGNALS巡天中NGC 628的观测数据及光化电离模型，约束1500余个HII区的参数，发现两者反相关及散射成因，并对建模假设的影响提出担忧。
2024-12-02 astro-ph.GA
The Southern HII Region Discovery Survey (SHRDS): Pilot Survey
南HII区发现巡天（英语：Southern HII Region Discovery Survey，缩写：SHRDS）是对银河平面第三和第四象限的巡天，将使用澳大利亚望远镜紧凑阵列探测数百个HII区候选者的厘米波长射电复合线和连续辐射。这次巡天的目标来自银河系HII区域的WISE目录，并根据中红外和无线电连续辐射确定。在这一试点项目中，紧凑阵列宽带接收器和分光计系统的两种不同配置被用于短期试验观测。试验性调查从53个HII区域候选者中的36个以及7个已知的\hii区域中检测到了无线电复合线发射。这36个重组线检测证实候选者是真正的HII区域，并允许我们估计它们的距离。
2017-05-24 astro-ph.GA
Modelling Carbon Radio Recombination Line observation towards the Ultra-Compact HII region W48A
我们模拟了超致密（UC）HII区域W48A周围光解离区域（PDR）的碳解离线（CRL）发射。我们的建模表明，内部区域（$A_V \sim 1$）的CII层在PDR中的CRL排放显着的贡献。线比CRL发射的PDR和远紫外（FUV）辐射入射在该地区的密度的依赖关系进行了探讨，在很大的范围内，这些参数是典型的UCHII地区的环境。我们发现，通过观察一组合适的CRL，它是可能的约束PDR的密度。如果PDR中的中性密度高（$\gtrsim 10^7$ \cmthree），则CRL发射在高频（$\gtrsim 20$ GHz）处明亮，并且可以在低频（$\lesssim 10$ GHz）处检测到来自这些区域的吸收线。对W48 A的CRL观测建模表明，UCHII区域嵌入在密度约为$4 \times$ 10 $^7$ \cmthree的分子云中。
2013-06-13 astro-ph.GA
An O2If*/WN6 Star Catch in the Act in a Compact Hii region in the Starburst Cluster NGC 3603
在本文中，我报告的发现O2 If */WN 6星可能仍然部分嵌入在其母茧在星爆星团NGC 3603。根据观测到的相关致密Hii区域的大小，有可能得出不超过60万年的可能动态年龄。使用计算出的消光值Av ~ 6等，得到绝对视星等Mv =-5.7等，假设日心距离为7.6千秒差距，则测热光度为~ 8x10^5 Lsun。此外，根据新恒星的V星等和V-I色，以及以前的NGC 3603大质量恒星群模型，我们估计了它的质量为二进制（O2 If */WN 6 + O3 If）和单星的情况下（O2 If */WN 6）。在前者中，发现每个组件的初始质量可能超过80 Msun和40 Msun，而在后者中，MTT 58的初始质量可能超过100 Msun。
2013-05-03 astro-ph.GA
Magnetic Fields in Large Diameter HII Regions Revealed by the Faraday Rotation of Compact Extragalactic Radio Sources
我们提出了一个研究的视线磁场在五个大直径的银河系HII地区。利用背景偏振射电源的法拉第旋转，以及尘埃校正的H-α表面亮度作为电子密度的探针，我们估计了通过HII区域的93条单独视线上的磁场的强度和方向。每个HII区域都显示出相干的磁场。该区域的磁场强度（视线分量）范围为2至6微高斯，与弥漫星际介质中的典型磁场强度相似。我们研究了磁场强度与5个HII区电子密度的关系。磁场对密度的斜率在低密度区（0.8 <n_e <30每立方厘米）非常略高于零。我们还计算了每个数据点的热压力与磁压力之比beta_th，其范围为1.01 <beta_th <25。最后，我们研究了磁场的方向在太阳附近（d <1.1千秒差距），使用我们的数据从5个HII区域以及现有的测量线的视线磁场强度从极化的恒星，其距离已确定从他们的年度视差。我们确定了一个净方向的磁场在太阳附近，但没有发现一个首选的垂直方向的磁场以上或以下的银河系平面的证据。
2011-06-05 astro-ph.GA
NGC628 with SITELLE : I. Imaging Spectroscopy of 4285 HII region candidates
这是一系列致力于星云物理学和附近星系的化学演化的第一篇论文，通过使用CFHT成像光谱仪SITELLE调查HII区域的大样本。我们提出了一种技术，适用于成像光谱识别和提取参数从4285 HII区域的候选人中发现的盘NGC 628。使用SITELLE的空间和光谱能力，我们的技术可以提取的位置，尘埃消光，速度，Halpha配置文件，弥漫电离气体（DIG）背景，光度，大小，形态类型，和发射线通量为个别spaxels和集成的光谱为每个区域。我们已经产生了一个采样良好的HII区光度函数，并研究了其变化与银河中心半径和水平的DIG背景。我们发现斜率为1.12+/-0.03，在高光度下没有断裂的证据。基于区域轮廓的宽度，亮区域相当紧凑，而暗区域在很宽的尺寸范围内可见。半径函数显示斜率为1.81+/-0.02。BPT图的个人spaxels和综合线比证实，大多数检测HII区域。此外，地图的线比显示复杂的变化的电离条件内的HII区域。所有这些信息都汇编在HII区域的新目录中。该数据库的目的是提供一个完整的样本，用于研究活跃恒星形成区物理条件所涵盖的整个参数空间。
2019-08-23 astro-ph.GA
From Giant H II regions and H II galaxies to globular clusters and compact dwarf ellipticals
大质量恒星形成区，如巨HII区（GHIIR）和HII半乳糖区（HIIG），是由致密的年轻大质量星团（YMC）电离的发射线系统，质量范围从$10^4$ M $_\odot$到$10^8$ M $_\odot$。我们模拟的光度和动力学演化超过哈勃时间的大规模引力束缚系统，填充绝对蓝色的星等和速度色散（$M_{B}-σ$）的GHIIR和HIIG之间的紧密关系，并比较所产生的关系与旧的恒星系统之一：球状星团，椭圆星系，凸起的螺旋。经过12~Gyr的演化，它们在$σ$与M $_B$平面上的位置与初始质量不同，要么与初始质量为$M < 10^6$ M $_\odot$的系统的球状星团重合，要么与初始质量为$M >10^6$ M $_\odot$的YMC的椭圆星系、螺旋星系和超紧矮星的延续重合。在$10^6$ M $_\odot$周围的星系团质量处，$M_{B}-σ$和$M_B$ -尺寸关系的斜率变化是由于动力学演化对低质量星系团的影响更大。我们解释我们的结果作为一个指示，YMC，GHIIR和HIIG可以演变形成球状星团和超紧凑的矮椭圆星系在约12 Gyr，使今天的球状星团和超紧凑的矮椭圆星系可能已经形成的条件类似于今天的GHIIR和HIIG。
2018-08-22 astro-ph.GA
A population of hypercompact HII regions identified from young HII regions
上下文年轻的HII区域的导出的物理参数通常是假设发射区域是光学薄的。然而，这一假设是不可能成立的年轻的HII区域，如超紧HII（HCHII）和超紧HII（UCHII）区域，并导致其性质的低估。这可以通过在宽范围的射频上安装SED来克服。目的。本研究的两个主要目标是：（1）从射电SED中确定年轻HII区的物理特性，以寻找潜在的HCHII区;（2）利用这些物理特性研究它们的演化。法我们使用了卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）观测X波段和K波段，角分辨率分别为~1.7”和~0.7”，朝向114个HII区域，上升频谱在1-5 GHz之间。我们补充我们的观察与VLA档案数据和构建SED在1-26 GHz的范围内，并假设一个电离有界的HII区域的密度均匀的模型。结果样品的平均电子密度ne=1.6E4cm^{-3}，直径diam=0.14pc，发射率EM = 1.9E7pc*cm^{-6}。我们确定了16个HCHII区域候选人和8个中间对象之间的类HCHII和UCHII区域。ne、diam和EM如预期的那样变化，但莱曼连续通量随时间相对恒定。我们发现，约67%的莱曼连续谱光子被这些HII区域内的尘埃吸收，尘埃吸收分数往往是更紧凑和年轻的HII区域更显着。结论年轻的HII区域通常位于尘埃团块中; HCHII区域和中间天体通常与各种脉泽、外流、宽射电复合线和扩展的绿色天体有关，并且在这两个阶段的…
2020-11-27 astro-ph.GA
SCOTCH -- Search for Clandestine Optically Thick Compact HIIs
该研究利用23 GHz存档连续谱与MMB甲醇脉泽样本搜寻高频光学厚射电源，通过多波长分析识别并提出13个良好的超致密HII区候选体。
2023-07-16 astro-ph.GA
20-CM radio-continuum study of the SMC: Part III - Compact HII Regions
我们提出并讨论了一个新的目录中的52个紧凑的HII区的小麦哲伦云（SMC）和一个新创建的深1420 MHz（λ=20厘米）的射电连续图像的N19区位于西南部的SMC。新图像是通过合并来自澳大利亚望远镜紧凑阵列的1420 MHz无线电连续谱档案数据创建的。大多数这些检测到的射电致密HII地区有相当平坦的光谱指数，这表明，正如预期的那样，占主导地位的发射机制是热性质。
2012-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Study of young stellar groupings in HII regions based on the spectral and photometric data
我们利用UBVRI和H α线对7个旋涡星系（NGC 628、NGC 783、NGC 2336、NGC 6217、NGC 6946、NGC 7331和NGC 7678）的102个恒星形成区进行了综合光谱、光度和分光光度观测。使用数据的化学成分和吸收在HII地区，从光谱观测，并使用演化模型，我们估计的物理参数（年龄和质量）的年轻恒星集团嵌入在HII地区。我们发现，气体消光，A（气体），它确定的巴耳末减量，并不对应于在某些情况下，在年轻的恒星协会（复合体）的吸收A（恒星）。这是由于与他相关的恒星群相对于HII云的空间偏移。结果表明，对于恒星形成区，不满足A（气体）= A（恒星）的条件，其中：1）B和/或V带气体对总辐射的贡献大于40%，2）EW（H α）> 1500 A。经银河系吸收校正后，所研究的恒星形成区的消光A（V）Gal范围为0 - 3等，平均值为A（V）-A（V）Gal = 1.18 ± 0.84等，估算了63个恒星形成区的质量和年龄。这些区域的年龄从1百万年到1千万年不等，其中大部分小于6百万年。推导出的年轻恒星群的质量范围从附近星系NGC 628和NGC 6946的10^4 Msun到最远星系NGC 7678的10^7 Msun。超过80%的星系团的质量在10^5 Msun和10^6 Msun之间。NGC 628和NGC 6946的最低质量估计为1 × 10^4 Msun，…
2016-01-15 astro-ph.GA
Age spread in W3 Main: LBT/LUCI near-infrared spectroscopy of the massive stellar content
我们提出了近红外多目标光谱和JHKs成像的银河系恒星形成区W3主，获得LUCI在大双筒望远镜的大质量恒星内容。我们确认了W3主星中的15颗OB星，并从它们的吸收线光谱中推导出O 5V和B4 V之间的光谱类型。通过发射线光谱和近红外超分辨，确定了三个大质量的年轻恒星天体。探测到的源的颜色-颜色图允许对W3 Main的近红外消光定律的斜率进行详细调查。对Hertzsprung Russell图的分析表明，西山消光定律与W3 Main最佳的恒星星族（E（J-H）/E（H-Ks）= 1.76，RKs = 1.44）相吻合。从我们的分光光度分析的大质量恒星和它们周围的HII地区的性质，我们得出的W3主的演化序列，我们发现的证据，年龄蔓延至少2-3百万年。虽然最大质量的恒星（IRS 2）已经演化，但另一颗恒星（IRS N1）的高质量主序前演化迹象被发现，深深嵌入超紧凑的HII区域，与相应的HII区域中观察到的不同演化阶段一致。通过使用Kroupa IMF从OB星的数量外推并校正光谱的不完整性，我们得出W3 Main的恒星质量为（4 +- 1）10^3 Msun。我们已经检测到OB星的光球从更发达的弥漫HII区域到更年轻的UCHII区域，这表明这些恒星已经完成了它们的形成，并非常快地清除了它们的星周盘。只有在超致密的HII区（IRS 5），早期型恒星似乎仍然被星周物质所包围。
2011-09-15 astro-ph.GA
3D structure of HII regions in the star-forming complex S254-S258
本文利用光学光谱与测光技术研究了S254-258复合体中HII区的三维结构，测得其消光与电子密度分布，并用中性壳层或恒星风模型解释了电离气体的壳层结构。
2023-10-05 astro-ph.GA
WARPFIELD-EMP: The Self-Consistent Prediction of Emission Lines from Evolving HII Regions in Dense Molecular Clouds
我们提出了{ \sc warpfield}发射预测器，{ \sc warpfield-emp}，它将一维恒星反馈代码{ \sc warpfield}与{ \sc cloud} \hii区域/PDR代码和{ \sc polaris}辐射转移代码耦合起来，为了对H{ \sc ii}产生的随时间变化的谱线和连续谱发射进行详细的预测，区域和PDR围绕着一个不断发展的星团。{ \sc warpfield-emp}解释了广泛的物理过程（恒星风、超新星、辐射压、重力、热传导、辐射冷却、尘埃消光等）。但运行速度足够快，使我们能够探索各种不同的云参数。我们比较了一组广泛的模型的结果与SITELLE观测的一个大样本的\hii地区在NGC~628，发现非常好的协议，特别是最高的信号噪声观测。我们表明，我们的方法建模的第一原则（而不是在无量纲的量，如电离参数），使我们能够避免长期存在的退化解释的\hii区域诊断，使我们能够将这些诊断重要的物理参数，如云质量或集群年龄。最后，我们探讨了我们的模型的影响，简单的金属丰度诊断的可靠性，长寿命的嵌入式集群的属性，风和超新星在调节\hii区域和PDR线发射所发挥的作用。
2019-09-20 astro-ph.GA
The G305 star-forming complex: a wide-area radio survey of ultra-compact HII regions
我们提出了广域无线电连续5.5和8.8 GHz（5.5和3.4厘米）澳大利亚望远镜紧凑阵列观测的复杂和丰富的大质量恒星形成区G305。本研究的目的是执行一个非有针对性的调查，该地区在寻找紧凑的无线电发射与超紧凑（UC）HII地区。这里给出的观测结果涵盖了整个复合体，最大分辨率约为1.5x1.4”，灵敏度约为0.07 mJy束^-1。通过应用一种强调小尺度结构的数据简化方法，我们能够检测到分布在整个观测场的71个紧凑的射电源。为了探索这些紧凑的射电源的性质，我们比较中红外数据，并以这种方式确定56个背景源，8个恒星射电源，一个明亮的边缘云和6个候选UCHII地区。对这些候选UCHII区的物理性质进行了测定，结果显示，有5个候选区的峰值性质与已知的UCHII区一致，其源半径范围为0.04-0.1 pc，发射测量值范围为2.56- 10.3x10^4 - 6 pc cm^-6，电子密度为0.34- 1.03x10^4 cm^-3。我们对G305内最近大质量恒星形成的这些地点进行了评论，并通过与其他恒星形成示踪剂（脉泽，NH 3，YSO）的比较，建立了该地区恒星形成历史的图片。利用这些结果，我们估计了恒星形成速率的下限，其范围约为0.003 Msun yr^-1。
2012-01-16 astro-ph.GA
Small-spatial scale variations of nebular properties and the abundance discrepancy in three Galactic HII regions
我们目前的结果长缝光谱在几个狭缝的位置，涵盖不同的形态结构的中央部分的三个明亮的银河系HII区域：M8，M17和NGC 7635。我们研究了大量的星云参数的空间分布，如消光系数，线通量，物理条件和离子丰度与我们的仪器可达到的最大空间分辨率。特别地，我们的目标是研究O^{2+}的丰度差异因子ADF（O^{2+}）的行为，ADF（O^{2+}）定义为来自碰撞激发和复合线的O^{2+}丰度的对数差异。我们发现，ADF（O^{2+}）沿M8和M17的狭缝位置保持相当恒定。在NGC 7635的情况下，我们仅在沿着整个狭缝的积分光谱中检测到OII复合线，其中ADF（O^{2+}）达到约0.59 dex的非常高的值。我们比较我们的结果与以前的猎户座星云。我们发现了几个证据，表明在M8中存在Herbig-Haro对象的候选者。
2010-03-12 astro-ph.GA
Quantifying non-star formation associated 8um dust emission in NGC 628
结合附近螺旋星系NGC 628的Ha和IRAC图像，我们发现它的8 um尘埃辐射中有30-43%与最近的恒星形成无关。通过在Ha图中识别HII区域，并使用这些区域作为掩模来确定必须由老恒星加热的8 μ m尘埃排放，来分离年轻恒星加热的尘埃的贡献。对HII区的探测阈值以下的区域、从HII区逃逸的光子以及与HII区没有直接联系的年轻恒星（即10-100百万年的老恒星）进行了校正。一个简单的模型证实了这个8微米的发射量可以预期给定的尘埃和PAH吸收截面，一个现实的恒星形成历史，和观察到的光学消光值。傅立叶功率谱分析表明，8 um尘埃的辐射比Ha辐射更弥散（与观测到的HI相似），支持我们的分析，即大部分8 um尘埃是由较老的恒星加热的。8 um尘埃到Ha的排放比下降与银河中心半径内和外的HII区域，可能是由于径向增加盘透明度。在这项工作的过程中，我们还发现，内在的扩散哈分数可能低于以前认为在星系中，如果考虑到HII区域和扩散区域之间的差异消光。
2012-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calibrating mid-infrared emission as a tracer of obscured star formation on HII-region scales in the era of JWST
本研究利用PHANGS--JWST巡天数据校准中红外发射作为HII区尺度上被遮蔽恒星形成的示踪剂，发现21μm发射是尘埃消光的最佳示踪剂，而PAH波段在明亮HII区低估校正。
2023-09-01 astro-ph.GA
HII regions within a compact high velocity cloud. A nearly star-less dwarf galaxy?
在赛科巡天中，我们发现了一个与超致密高速云（UCHVC）HVC 274.68 +74.70-123相对应的候选恒星，亚当斯等人（2013）认为它可能是本星系群中的一个迷你晕。光谱后续的候选人内最亮的来源揭示了存在两个HII区域，其径向速度是兼容的物理关联与UVHVC。现有的数据不允许我们对新发现的系统的性质给出明确的答案。一些替代假设进行了讨论。然而，最有可能的是，我们发现了一个新的微弱的矮星系居住在室女星系团的星系，我们命名为SECCO-1。不依赖于它的实际距离，SECCO-1的中性氢质量与V光度之比为M_{HI} /L_V>= 20，是迄今为止本地矮星中最大的。因此，它似乎是一个几乎没有恒星的星系，它可能是正常矮星系和黑暗迷你晕之间缺失联系的一个例子，根据目前公认的宇宙学模型，这些晕被预测存在大量。
2015-01-26 astro-ph.GA
HII regions in CALIFA survey: II. The relation between their physical properties and galaxy evolution
在这里，我们提出了探索的物理性质的样本的HII区域和聚集的最后HII区域目录的CALIFA调查。该样本包括积分场光谱数据中对应于924个星系的超过26，000个电离区域的光谱特性，包括通量强度和等效宽度以及其基础恒星星族的特性。在目前的研究中，我们根据这些性质推导出所有这些区域的一组物理量，包括：（i）年轻恒星的比例;（ii）电离强度（使用6种不同的估计）;（iii）氧丰度（使用25种不同的校准器）;（iv）氮和氮氧丰度;（v）尘埃消光和（vi）电子密度。使用这个数据集，我们探讨了如何在经典的诊断图的轨迹与这些数量，这些参数的径向分布，以及它们之间的相互关系，并与底层的恒星星族的属性。我们的结论是，许多性质的HII区密切相关的银河系恒星演化在这些地区的观察位置。这些性质只作为二级效应受到电离星和电离星云性质的调制，而这些性质并不取决于它们形成的天体物理背景。我们的研究结果突出了HII区域在探索星系化学演化中的重要性，澄清了它们的哪些属性可以用作这种演化的代理。
2022-02-15 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
ATLASGAL --- properties of compact HII regions and their natal clumps
我们提出了一个完整的样本的分子团块包含紧凑和超紧凑（UC）HII区域之间的\ell =10 \degr和60 \degr \和$ |b| <1 \degr，确定相结合的ATLASGAL submm和CORNISH无线电连续谱调查与档案红外数据的视觉检查。我们的样本是完整的光学薄，紧凑和UCHII区域驱动的光谱类型B 0或更早的零年龄的主序星嵌入在1,000 Msun团块。我们总共确定了213个紧凑和UCHII区域，与170块。非nambibibrium运动学距离推导出这些团块，并用来估计它们的质量和物理尺寸，以及莱曼连续通量和大小的嵌入HII区域。我们发现了一个明显的较低的包络线的表面密度的分子团块主办的大质量恒星形成的0.05克厘米^{-2}，这是一致的，与6.7 GHz脉泽相关的团块的类似样本。最大质量的嵌入恒星的质量与其诞生团的质量密切相关。年轻的B星在紫外线下的亮度似乎比目前的恒星大气模型预测的要高得多。与紧凑和UCHII区域相关的团块的属性是非常相似的那些与6.7 GHz的甲醇脉泽，我们推测，这两个阶段之间的分子团块的结构几乎没有演变。最后，我们确定了与W 49 A恒星形成复合体相关的致密和UCHII区域的表面密度的一个显著峰值，并指出该复合体确实是银河系中最大质量和最激烈的恒星形成区域之一。
2013-07-15 astro-ph.GA
Massive Star Formation at the Periphery of the Evolved Giant HII Region W 39
我们提出了第一个详细的研究大，~30 pc直径，内银河HII区W 39。射电复合线观测结合HI吸收谱和银河系自转模型表明，该区域位于V（LSR）= +65.4+/-0.5 km/s，对应于4.5+/-0.2 kpc的近运动学距离。对射电连续辐射的分析表明，HII区是由一个OB星簇提供能量的，它们的氢电离光度log（Q）>=50，并且在W 39的外围有三个紧凑的HII区，每个区的log（Q）约为48.5（相当于单个O 7-O 9 V星）。在红外线中，W 39有一个分层的气泡形态，很可能是一个包含大质量恒星的连续恒星形成地点。运动学模型的W 39的扩展产量的时间尺度为百万年符合的情况下，形成较小的HII区域已被触发的W 39的扩展。使用斯皮策GLIMPSE和MIPSGAL数据，我们表明，恒星形成活动并不均匀分布在周围的W 39，但集中在两个领域，包括紧凑的HII区域以及一些中等质量的I类和II类YSO。
2013-01-14 astro-ph.GA
Study of the molecular and ionized gas in a possible precursor of an ultra-compact HII region
我们研究的分子和电离气体中的一个可能的前体的UC HII区域有助于了解如何高质量的恒星建立自己的质量，一旦他们已经达到了零年龄的主要不稳定性。我们对红色MSX源G052.9221-00.4892的位置进行了分子观测，使用12 CO，13 CO和C18 O J=3-2和HCO+ J=4-3线的ASTE。我们还提出了无线电连续观测在6 GHz的JVLA干涉仪进行。将这些观测结果与公共红外数据相结合，使我们能够查询源的性质。分子观测的分析揭示了存在的动力学温度和H2柱密度梯度的分子团包埋在其中的源，与较热和密度较低的气体在内部区域。12 CO J=3-2的发射显示了大量分子流出的证据，蓝色的叶与8微米处的喷流特征位置一致。射电连续辐射显示了一个略微拉长的致密射电源，与红MSX源的位置重合。这个紧凑的射电源的极状形态与KS波段的源所表现出的沙漏状形态完美匹配。射电源和近红外星云的对称轴完全对齐。基于多波长的分析，我们认为，分析的源可能是过渡的HC HII区域阶段，其中年轻的中心恒星通过两极发出风和电离辐射。另一方面，根据Br-γ和无线电通量密度之间的比较，源将处于光电离平衡的光学薄UC HII区域的更进化的进化阶段。如果是这样的话，从射电连续辐射，我们可以推测它的激发星的光谱类型，这将是一个B0.5V。
2017-08-22 astro-ph.GA
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
The RMS Survey: H2O masers towards a sample of southern hemisphere massive YSO candidates and ultra compact HII regions
内容：Red MSX Source（RMS）调查已从~2000 MSX和2 MASS颜色选择源的样本中识别出大量候选大质量年轻恒星天体（MYSO）和超致密（UC）HII区域。目的：在大样本的年轻大质量恒星中寻找H2O脉泽，并研究H2O脉泽与大质量恒星形成早期阶段的统计相关性。研究方法：我们已经使用Mopra射电望远镜对从RMS调查中确定的约500个UCHII区域和MYSO候选者进行了位置切换观测，这些区域位于190 \degr <1 < 30 \degr之间。这些观测的4 $σ$灵敏度为~1 Jy，速度分辨率为~0.4 km/s。}结果：我们已经探测到163个H2O脉泽，其中约75%是以前未知的。比较脉泽速度与RMS源的速度，确定从13 CO观测，我们已经确定了135 RMS-H_2 O脉泽协会，这相当于~ 27%的检测率。考虑到灵敏度和源选择的差异，我们发现我们的检测率与以前报道的调查基本一致。结论：我们发现UCHII地区和MYSO候选者的检测率相似，这表明微波激射活动所需的条件在恒星形成过程的这两个阶段同样可能。观察探测率与银河系中心距离的函数关系，我们发现它在太阳圈内显著增强，在6-7 kpc之间达到约37%的峰值，这与之前对UC HII区域的调查一致，可能表明存在高比例的更明亮的YSO和HII区域。
2009-09-09 astro-ph.GA
The Infrared and Radio Fluxes Densities of Galactic HII Regions
我们得到了银河系经度17.5 < l < 65度范围内所有~1000个已知的银河系HII区的红外和射电通量密度。我们的样本来自银河系\hii区域\citep{anderson2014}的广域红外巡天探测器（WISE）目录。我们计算通量密度在六个波长的红外线（GLIMPSE 8微米，WISE 12微米和22微米，MIPSGAL 24微米，和Hi-GAL 70微米和160微米）和两个在无线电（MAGPIS 20厘米和VGPS 21厘米）。所有HII区的红外通量密度与其~20 cm通量密度有很强的相关性。这里使用的所有HII区域，无论物理大小或银河系中心半径如何，都具有相似的红外与射电通量密度比和相似的红外颜色，尽管最小的区域（$r<1\,$ pc）具有略微升高的红外与射电比。颜色$\log_{10}(F_{24 micron}/F_{12 micron}) \ge 0$和$\log_{10}(F_{70 micron}/F_{12 micron}) \ge 1.2$以及$\log_{10}(F_{24 micron}/F_{12 micron}) \ge 0$和$\log_{10}(F_{160 micron}/F_{70 micron}) \le 0.67$可靠地选择HII区域，而与大小无关。HII区域的~22个$\%$的红外颜色，跨越大的物理尺寸范围，在将标准调整到这里使用的波长之…
2017-08-17 astro-ph.GA
The low-frequency flattening of the radio spectrum of giant HII regions in M 101
针对星系中300MHz以下低频射电谱平坦化的争论，利用LOFAR等多设备观测M101的HII区，发现5/6样本中心有显著低频平坦化，可用两种自由-自由吸收模型解释，对无消光恒星形成率测量有重要意义。
2025-02-12 astro-ph.GA
NGC 7538 IRS2 in [NeII]: Shell and Cavity Kinematics of a Compact HII Region
NGC 7538 IRS 2是一个致密的HII区和最近的恒星形成源，具有壳状形态，位于可见HII区NGC 7538的边界。我们提出了一个光谱立方体的[NeII] 12.8微米的发射线与TEXES光谱仪双子座北速度分辨率约4公里/秒和角分辨率0.3”。数据立方体的运动学显示电离气体沿着多个腔壁流动。我们已经模拟了IRS 2的运动学和结构与一个模型的叠加腔产生的外流嵌入恒星在云的密度梯度。大多数空洞，包括最大的主导IRS 2结构，与B型恒星有关;明亮的电离O星双星IRS 2a/b的外流范围很小，位于高密度的团块中。IRS 2模型显示，HII区域的行为不仅仅是最大质量恒星存在的问题;云的聚集和低质量恒星的活动可能决定了其结构和运动学。
2022-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Star Formation of the Sgr A East HII Regions Near the Galactic Center
与著名的50 km/s分子云相关的一组四个紧凑的HII区域是离银河系动力中心最近的正在进行的恒星形成的地点，投影距离约为6 pc。我们提出了一个电离气体的研究的基础上[NeII]（12.8微米）线，以及多频无线电连续，HST Pa阿尔法和斯皮策IRAC观测的最紧凑的成员的HII组，Sgr A东HII D。在6厘米处的射电连续谱图像显示，这个源分裂成两个同样明亮的电离特征，D1和D2。D源的SED与它是由一颗质量为25 \pm 3太阳质量，光度为8 \pm 3 x 10 ^4太阳光度的恒星产生的一致。推断的质量，有效温度的紫外光源和电离率是兼容的年轻的O 9-B 0星。被电离的特征D1和D2被认为是由吸积盘准直的UV辐射电离的。我们认为，中心大质量恒星在3 × 10 ^4年的时间尺度上光蒸发其拱星盘，产生的质量通量约为3 × 10 ^{-5}太阳质量/年，并产生在非均匀介质中膨胀的D1和D2电离物质。电离气体的运动学，跟踪的[Ne II]发射，是很难解释的，但它可以解释的双极射流与周围的气体，以及什么似乎是一个锥形壁的低速气体的相互作用。其他的HII区域，Sgr A East A-C，其形态和运动学更类似于其他紧凑的HII区域中的彗星流，其中气体沿着由恒星风与分子云相互作用形成的抛物面移动。
2010-10-13 astro-ph.GA
Extreme gas kinematics in an off-nuclear HII region of SDSS J143245.98+404300.3
我们提出并讨论了位于SDSS J143245.98 + 404300.3核0.8 - 1.0 kpc的离核HII区域中具有极端运动学的电离组分的性质，最近在Rodriguez del Pino等人中报道。高速气体成分是通过检测在H α线中的非常宽的发射翼来识别的，其半峰全宽（FWHM）> 850 - 1000 kms-1。这样的气体运动学是非常高的相比，其他HII地区的本地星系和类似的一些恒星形成星系团在红移约2。空间分辨分析表明，高速气体延伸至少90秒差距，它可能与电离流出夹带气体的速度比气体转化为恒星的速度大7 - 9倍。我们在其他发射谱线中没有探测到宽的发射翼，如H β，可能是由于中等的尘埃消光，也没有在[NII] 6548，6584和[SII] 6717，6731中探测到宽的发射翼，这可能是由于快速流动的风的影响引起的湍流混合层的存在。缺乏与沃尔夫-拉叶星相关的光谱特征表明，来自大量大质量恒星和/或超新星的恒星风可能是驱动高速气体的机制。
2019-07-29 astro-ph.GA
The Metallicity-Electron Temperature Relationship in HII Regions
本研究通过CLOUDY模拟135个不同参数的HII区，验证了射电复合线测电子温度的LTE假设适用性，修正了金属丰度-电子温度关系的离散性与误差，给出了不同金属丰度下的Log(O/H)+12校正因子。
2024-01-31 astro-ph.GA
The ionizing sources of luminous compact HII regions in the RCW106 and RCW122 clouds
由于年轻的O型恒星候选者非常罕见，嵌入致密分子核心的致密HII区域仍然是研究高质量恒星形成细节的潜在场所。揭示嵌入在RCW 106和RCW 122巨分子云中最明亮和致密的HII区域的电离源，已知它们相对较近（2-4 kpc）且孤立，从而提供了一个检查数百到一千AU大小的空间尺度的机会。高空间分辨率（0.3”），中红外光谱（R=350），包括精细结构线[ArIII]和[NeII]，获得了四个发光的紧凑的HII区域，嵌入在致密的核心内的RCW 106和RCW 122分子云复合物。在这个分辨率下，这些目标揭示了被不同形态的星云包围的点状源，揭示了<1000 AU空间维度的细节。点状源显示[ArIII]和[NeII]线-其比率用于估计嵌入源的温度。导出的温度是指示中晚O型对象的所有源与[ArIII]排放。先前已知的文献中这些目标的特征，包括盘或吸积的证据表明，已确定的来源可能会在恒星形成过程结束时成长为早期O型星。
2014-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of bars on the properties of HII regions in the TIMER survey
Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Durham University（杜伦大学）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）
本研究通过分析 barred 星系中不同区域的 HII 区域性质，发现条纹驱动的物质再分布导致环核区域的 HII 区域性质显著不同。
2025-12-17 astro-ph.GA
Implications on star-formation-rate indicators from HII regions and diffuse ionised gas in the M101 Group
本文利用超深Hα和GALEX紫外成像研究M101星系群，证明弥散电离气体的主要来源是HII区电离光子泄漏而非场OB星，并揭示文献中低恒星形成率时Hα/FUV比值下降的趋势可能只是空间平均测光混合不同区域造成的假象。
2024-04-29 astro-ph.GA
Direct measurement of lensing amplification in Abell S1063 using a strongly lensed high redshift HII Galaxy
ID 11是一个活跃的恒星，形成极其紧凑的星系和Ly α发射体，z=3.117，被哈勃前沿场AS 1063星系团的引力放大了约17倍。它的观测性质类似于低光度的HII星系或巨型HII区域，如LMC中的30-Doradus。利用HII星系和巨HII区的巴尔末线光度和发射线宽度（通常为L（Hbeta）-sigma（Hbeta））之间的紧密相关关系来估计其总光度，我们能够测量ID 11的透镜放大。我们得到的放大23 +-11相似的误差内的值~17估计或预测的大规模集群阿贝尔S1063的最佳透镜模型。我们还从文献中汇编了一组透镜致密恒星形成区的光度和速度色散。这些透镜系统的L-sigma相关性有更多的分散，但总体上，结果倾向于支持透镜模型对放大率的估计。我们的结果表明，放大可以独立测量透镜巨HII区或HII星系中使用的L-sigma关系。它也支持的建议，即使透镜模型依赖，L-西格玛关系是有效的低光度高Z对象。需要对有透镜的恒星形成系统进行特别观测，以准确地确定透镜放大。
2016-07-12 astro-ph.GA
Star Formation and Young Population of the HII Complex Sh2-294
Sh 2 -294的HII区被一颗B 0 V恒星电离，其特征是有几个红外线过剩源，一个光解离区，以及一组在其边界的变红恒星。该地区的恒星形成情况似乎相当复杂。在本文中，我们提出了后续的结果，在3.6，4.5，5.8，和8.0微米观察斯皮策太空望远镜红外阵列相机（IRAC），再加上H2（2.12微米）的观察，以描述该地区的年轻人口，并了解其恒星形成的历史。我们确定了36个年轻的恒星对象（YSO，I类，II类和I/II类）的候选人使用IRAC颜色-颜色图。据发现，I类源优先位于HII区域的外围，并与增强的H2排放;没有一个位于中心集群附近。结合YSO候选星的光学-中红外测光，利用光谱能量分布拟合模型，对33颗YSO候选星的恒星参数和演化状态进行了约束。其中大多数被模型解释为低质量（< 4个太阳质量）的YSO;然而，我们也探测到了一个大质量的I类YSO（~9个太阳质量），嵌入在~24 mag. Present分析表明，I类源相对于II类源（年龄~ 4.5 x 10^6年）确实是该地区较年轻的群体。我们认为，包括大质量YSO在内的大多数I类源都是该区域的第二代恒星，其形成可能是由一颗约4 x 10^6年的B 0主序星驱动的HII区域的膨胀引起的。
2012-06-25 astro-ph.GA
Kinematics of the HII region NGC 7538 from study of the Ha line
Aix-Marseille Univ.（艾克斯-马赛大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；CNES（法国国家空间研究中心）；LAM（拉格朗日天体物理实验室）；Laboratório de Astrofísica Teórica e Observacional – Departamento de Ciências Exatas – Universidade Estadual de Santa Cruz（圣卡洛斯州立大学精确科学系理论与观测天体物理学实验室）；Institut Universitaire de France（法兰西学院）
通过Hα线观测研究NGC 7538恒星形成区的运动学，发现其离子气体流动及非热运动，归因于湍流和冲击波。
2026-01-21 astro-ph.GA
ATOMS:ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- III :Catalogues of candidate hot molecular cores and Hyper/Ultra compact HII regions
我们在ATOMS（ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions）巡天的3 mm连续辐射图中识别了453个致密核，并编制了3个高质量恒星形成核目录。一个目录，被称为H/UC-HII目录，包括89个核心，覆盖超/超紧凑（H/UC）HII区域，其特征在于相关的紧凑H40 α发射。第二个目录，称为纯s-cHMC，包括32个候选热分子核（HMC），显示复杂有机分子（COM）的丰富光谱（N> 20线），但与H/UC-HII区域无关。第三个目录，被称为纯w-cHMC，包括58个候选HMC与COM丰富度相对较低的水平，不与H/UC-HII地区。这三个致密核心目录为未来研究银河系高质量恒星形成的早期阶段提供了重要基础。我们还发现，近一半的H/UC-HII核心是候选HMC。从含COM和H/UC-HII核心的数量计数，我们认为，高质量的原恒星核心显示化学丰富的功能的持续时间至少是可比的H/UC-HII地区的寿命。对于H/UC-HII目录中的岩心，H40 α谱线的宽度随着岩心尺寸的减小而增加，这表明非热动力学和/或压力谱线增宽机制在较小尺度的H/UC-HII岩心上占主导地位。
2021-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRTF/TEXES Observations of the HII Regions H1 and H2 in the Galactic Centre
我们提出了新的[Ne II]（12.8微米）IRTF/TEXES观测银河系中心HII区域H1和H2，这是在一个投影距离~11 pc的银河系中心。新的观测结果可以绘制电离气体的径向速度分布。高光谱分辨率（~4 km/s）有助于我们解开不同的速度分量，并使我们能够解决以前关于这些源的性质的模糊性。绘制了[Ne II]线的强度和径向速度的空间分布图。在H1中，Paschen-α（1.87 μ m）和[Ne II]线的强度分布有明显的不同，这表明在A_K~0.56的HII区存在很强的消光变化。这些HII区域的径向速度分布与H1的弓形激波模型和H2的压力驱动模型的预测一致。此外，我们发现在H2中有明亮的恒星。这些恒星具有相似的H-K_s颜色，可以解释为一个200万年前的星团的一部分。H2也落在分子云的轨道上，建议在Sgr A* 周围。我们的新结果证实了我们之前的建议：H1中的O超巨星P114是一颗失控的恒星，通过-30-0 {km/s}的分子云向我们移动，而H2中的O If星P35是原位形成的，并且可能标志着一个迄今未知的小星团的位置，该星团形成于银河系中央30 pc的范围内。
2017-06-10 astro-ph.GA
Infrared Galaxies in the Field of the Massive Cluster Abell S1063: Discovery of a Luminous Kiloparsec-Sized HII Region in a Gravitationally Lensed IR-Luminous Galaxy at $z=0.6$
利用斯皮策空间望远镜和赫歇尔空间天文台，我们对位于$z=0.347$的Abell S1063（AS 1063）星系团进行了红外星系巡天，该星系团是已知质量最大的星系团之一，也是HST CLASH和Frontier-Field巡天的目标。Spitzer/MIPS 24 $μ$ m和Herschel/PACS & SPIRE图像显示，AS 1063的核心令人惊讶地缺乏红外源，在中央r $\sim1^{\prime}$内只有少数可检测的源。然而，有一个特别明亮的源（24 $μ$ m处2.3 mJy; 160 $μ$ m处106 mJy），对应于$z=0.61$的背景星系。适度的放大系数（4.0 $\times$）意味着这个星系本质上是红外发光的（L $_{\rm IR}=3.1\times10^{11}\ \rm L_{\odot}$）。这个星系特别有趣的是，HST光学/近红外图像显示在盘的一个边缘有一个非常明亮和大（1 kpc）的团块。我们的后续光学/近红外光谱显示了巴尔末（H $α$ -H8）和来自该团块的禁戒发射（[OII] $λ$ 3727，[OIII] $λλ$ 4959，5007，[NII] $λλ$ 6548，6583），表明它是HII区域。HII区域似乎是在原地形成的，因为从运动学上看，它是旋转盘的一部分，并且没有证据表明附近有相互作用的星系。经过A $_{\rm V}=…
2019-04-15 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA three-millimeter observations of massive star-forming regions -- XVIII. On the origin and evolution of dense gas fragments in molecular shells of compact HII regions
本文通过ALMA观测九个致密HII区分子壳，发现其中致密气体碎片具有更高面密度、质量和湍流，提出碎片主要来自扫集预先存在的碎片而非壳层自身碎裂，为理解电离反馈环境中的恒星形成提供了新依据。
2024-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inner and outer star forming regions over the disks of spiral galaxies. I. Sample characterization
上下文丰度分布的知识是理解星系形成和演化的核心。大多数用于推导气体丰度的关系到目前为止都是从外盘HII区域的观测中推导出来的，尽管内部和外部区域之间存在已知的差异。目的。使用积分场光谱（IFS）的观测，我们的目标是进行系统的研究和比较两个内部和外部HII区域的样品。IFS的空间分辨率、天体数量以及观测的一致性和连贯性使得能够全面描述各区域的主要观测特性和差异。方法.我们分析了725个内部HII区域的样本和671个外部HII区域的样本，所有这些样本都是从CALIFA调查观察到的263个附近孤立的螺旋星系的样本中检测和提取的。结果结果表明，HII内区具有较小的等效宽度、较大的消光系数和光度，以及较大的[NII] λ 6583/H α和[OII] λ 3727/[OIII] λ 5007发射线比值，表明金属岩含量较高，电离参数较低。内部区域也有更红的颜色和更高的光度和电离质量，尽管Mion/Mphot在外部区域略高。结论.这项工作显示了以前没有详细研究过的恒星形成星系的内部和外部HII区域之间的重要观测差异。这些差异表明，内部区域有更多的演化恒星星族，并在一个较晚的演化状态相对于外部区域，这符合由内而外的星系形成范式。
2018-01-22 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
