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
ATLASGAL --- towards a complete sample of massive star forming clumps
通过将RMS巡天中的红外选择的大质量年轻恒星天体（MYSO）和致密HII区域与亚毫米ATLASGAL巡天中发现的大质量团块相匹配，我们已经确定了约1000颗嵌入的年轻大质量恒星，它们的温度介于280 \degr < $\ell$ < 350 \degr和10度< $\ell$ < 60 \degr，其中|b| <1.5度。结合现有的无线电选择的甲醇脉泽和紧凑的HII区域的样本，其结果是一个目录的~1700大质量恒星嵌入在~1300块位于整个银河系内部，包含三个观测不同的子样本，甲醇脉泽，MYSO和HII区域协会，涵盖了大质量恒星形成的最重要的示踪剂，被认为是代表的关键阶段的演变。我们发现，大质量恒星的形成是强烈相关的区域的最高柱密度的球形，中心凝聚的团块。我们发现，三个样本之间没有显着差异的团块结构或嵌入的恒星的相对位置，这表明，一个团块的结构设置开始之前的恒星形成，并改变很少作为嵌入的对象向主序星演变。团块质量和辐射光度之间有很强的线性相关性，质量最大的恒星形成于质量最大的团块中。我们发现，MYSO和HII区域的子样本很可能涵盖了类似的演化阶段范围，大多数都接近其主要吸积阶段的结束。我们发现很少有红外明亮的MYSO与最大规模的团块，可能是由于非常短的主序前的寿命在最明亮的来源。
2014-06-19 astro-ph.GA
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: III. W49A
我们提出了我们的第三组结果，从我们的银河系巨人HII（GHII）地区的中红外成像调查与我们的详细分析W 49 A，银河系中最遥远，但最明亮的GHII地区之一。我们利用红外天文同温层观测站（SOFIA）上的FORCAST仪器，以~3”的空间分辨率获得了W 49 A整个~5.0'× 3.5'红外发射区的20和37 $μ$ m图像。利用这些SOFIA数据结合以前的多波长观测从近红外到无线电，包括斯皮策-IRAC和赫歇尔-PACS档案数据，我们调查的物理性质的个别红外源和子组件内W 49 A。对于单个致密源，我们使用多波长测光数据来构建光谱能量分布（SED），并将其与大质量年轻恒星天体（MYSO）SED模型相拟合，并找到22个可能是MYSO的源。在这项工作中首次确定了10个新的来源。即使在37 $μ$ m处，我们也无法探测到来自被称为韦尔奇环的极度熄灭的致密无线电发射源环西侧的源的红外发射。利用多波长数据，我们推导出的亮度质量比和维里参数的扩展无线电子区域的W 49 A，以估计它们的相对年龄，并发现，总体上的子组件W 49 A有一个非常小的传播相比，我们以前研究的GHII区域的演化状态。
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tying the geometrical traits of massive young stellar objects and their discs to a potential evolutionary sequence using infrared observations
年轻的大质量恒星从局部到星系尺度影响着它们的周围环境，但直到最近十年，与它们的距离和嵌入性质相关的观测挑战使得对这些物体的高分辨率研究变得困难。特别是，目前缺乏对大质量年轻恒星天体（MYSO）盘的比较分析，我们对它们演化的理解也很有限。在这里，我们结合了两项研究的结果，目的是属性的几何特征的进化序列的样本7 MYSO。时间演化是基于近红外光谱特征，而几何形状是从多尺度研究MYSO确定的。我们发现，MYSO光盘与确定的几何子结构变成光谱也更进化。这意味着，光盘的演变和分散发生在MYSO，类似于低质量的YSO光盘的演变，尽管他们更快的形成时间尺度。
2021-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: VI. NGC 3603
本文利用 SOFIA 的中红外成像数据结合多波段观测，详细分析了银河系最明亮的巨型 HII 区域 NGC 3603，发现了 14 个大质量年轻恒星体，并证实该区域整体年龄较老且属于“空腔型”。
2024-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The RMS Survey: The Bolometric Fluxes and Luminosity Distributions of Young Massive Stars
内容：红色MSX源（RMS）调查正在使用从MSX点源目录中选择的颜色候选者的后续观测返回大质量年轻恒星物体（MYSO）和超紧凑（UC）\HII{}区域的大样本。目的：获得辐射热通量，并使用运动学距离信息，年轻RMS源的远红外通量的光度。研究方法：我们使用一个模型的光谱能量分布（SED）拟合，以获得我们的源的热通量，从我们的工作和文献的通量数据。模型拟合器的输入通过一系列调查进行了优化，旨在揭示这些输入的变化对所产生的热通量的影响。运动学距离来自分子线观测，然后用来计算每个源的光度。结果：测辐射热通量得到1173年轻RMS源，其中1069个具有唯一的约束运动学距离和良好的SED拟合。还进行了比较，使用SED拟合与Schizium规则积分和两个组件灰体拟合得到的热通量，并表明，这两个产生相当大的分散相比，这里使用的方法。结论：热通量的结果使我们能够获得的光度分布的YSO和UC \HII{}地区的RMS样本，我们发现是不同的。我们还发现，尽管发现许多MYSO具有10 $^{4}$ \lsol{} L $\geq$ 10 $^{5}$ \lsol{}，但具有L $\geq$ 10 $^{5}$ \lsol{}的MYSO很少。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive pre-main sequence stars in M17
大质量恒星的形成过程仍然知之甚少。大质量年轻恒星天体（mYSO）深深地嵌入其母云中，它们是罕见的，因此通常很遥远，它们的红化光谱通常排除了它们的光球参数的确定。M17是天空中研究得最好的HII区域之一，相对较近，并且拥有年轻的恒星星族。利用ESO甚大望远镜上的X-shooter，我们获得了Hanson等人（1997）确定的候选mYSO和该区域的一些OB星的光学到近红外光谱。大的波长覆盖范围使其光球和拱星盘的详细光谱分析。我们确认前主序星（PMS）的性质，其中六颗星和O星。PMS星的半径与向主序星收缩的半径一致，并且被残余的吸积盘包围。所观察到的红外过量和（双峰）发射线提供了机会来测量结构化的速度分布在磁盘。我们将观测到的这一独特的年轻大质量恒星样本的性质与细川和大向海（Hosokawa & Omukai，2009）的大质量原恒星演化轨迹进行了比较，并提出这些靠近HII区西部边缘的mYSO在经历了高质量吸积率（${\dot{M}_{\rm acc}} \sim 10^{-4} - 10^{-3}$ $M_{\odot}$ $\rm yr^{-1}$）之后正在成为主序星（$\sim 6 - 20$ $M_{\odot}$）。它们到达零年龄主序星（ZAMS）时的自旋分布与观测到的年轻B星一致，假设角动量守恒和同源收缩。
2017-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLT/X-shooter spectroscopy of massive young stellar objects in the 30 Doradus region of the Large Magellanic Cloud
大质量恒星（$M\geq8~M_\odot$）的形成过程仍然知之甚少。大质量年轻恒星天体（MYSO）的观测是具有挑战性的，因为它们的稀有性，短的形成时间尺度，大的距离和高的星周灭绝。在这里，我们提出了一个人口的MYSO在大麦云云（LMC）的光谱分析的结果。我们利用光谱分辨率和波长覆盖的X-shooter（300-2500 nm），安装在欧洲南方天文台甚大望远镜上，在剑鱼座30附近的十几个MYSO候选者中检测特征光谱特征，剑鱼座30是本星系群中最大的星暴区域，拥有已知的最大质量的恒星。X-射手光谱被星云辐射严重污染。我们使用了一种缩放方法来从我们的对象中减去星云污染。我们检测到H $α,β$，[O I] 630.0 nm，Ca II红外三线态，[Fe II] 1643.5 nm，荧光Fe II 1687.8 nm，H $_2$ 2121.8 nm，Br $γ$和CO带头发射在多个候选者的光谱。这导致光谱确认10个候选者为真正的MYSO。我们比较我们的观测与光度观测文献，发现所有MYSO有一个强大的近红外过剩。我们计算了MYSO候选者的亮度和光度的下限，证实了近红外过量和物体的质量性质。Br $γ$光度和金属丰度之间没有明显的相关性。将我们的样品与其他LMC样品相结合，导致盘特征的组合检测率，如荧光Fe II和CO带头，这与银河系的检测率（40%）一致。我们的大多数MYSO都显示出外流…
2020-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: V. DR7 and K3-50
本研究利用 SOFIA/FORCAST 中红外成像并结合多波段数据，分析 DR7 与 K3-50 的 MYSO、演化年龄及 GHII 分类属性。
2023-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
H$α$ Morphologies of Star Clusters: A LEGUS study of HII region evolution timescales and stochasticity in low mass clusters
年轻星团周围HII区域的形态提供了对清除星团诞生气体的时间尺度和物理过程的深入了解。我们利用哈勃空间望远镜（HST）的Legus（Legacy ExtraGalactic Ultraviolet Survey）图像研究了三个邻近螺旋星系（NGC 7793，NGC 4395和NGC 1313）中的约700个年轻星系团（<1000万年）。通过它们的H $α$形态（集中、部分暴露、无发射）以及它们是否具有相邻簇（这可能影响清除时间尺度）对簇进行分类。通过对HST图像的目视检查，以及从光谱能量分布拟合分析年龄，红化和恒星质量，以及（U-B），（V-I）颜色，我们发现：1）中位年龄表明从浓缩（约300万年）到部分暴露（约400万年）再到无H $α$发射（> 500万年）的进展，与HII区域的预期时间演化和先前的结果一致。然而，2）具有集中和部分暴露的H $α$形态的簇的年龄分布的相似性意味着气体清除的时间尺度短（<100万年）。3)我们的星团样本的中位质量约为1000 M，并且有相当一部分（约20%）包含一个或多个明亮的红色源（可能是超巨星），这可以模拟变红效应。最后，4）具有浓缩H $α$和没有H $α$发射的簇的中值E（B-V）值似乎比预期的更相似（分别为~0.18和~0.14），但是当考虑随机效应时，没有H $α$发射的簇的红化程度较低。为了减轻随机效应，我们实验合成更多的大规模集群内…
2019-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
H$α$ Morphologies of Star Clusters in 16 LEGUS Galaxies: Constraints on HII region evolution timescales
对星团年龄的分析与其HII区域的形态学相结合，可以深入了解清除星团诞生气体的过程，以及来自光谱能量分布（SED）拟合的星团年龄和尘埃红化的准确性。我们分类3757星团在16个附近的星系，根据其H $α$形态（集中，部分曝光，无排放），使用哈勃太空望远镜（HST）的图像从遗产银河系外紫外线巡天（LEGUS）。我们发现：1）具有集中（1-2百万年）和部分暴露的HII区形态（2-3百万年）的星团的平均SED年龄表明气体清除的开始相对较早，清除时间尺度较短（1-2百万年）。2)由于红超巨星的存在，星团的红化可能被高估，这是对低质量星团IMF随机采样的结果。3)年龄变红的简并性影响了用M $_*$ $\geq$ 5000 M $_{\odot}$对1408个簇进行SED拟合的结果，我们发现至少有46个（3%）具有基于H $α$及其环境而明显低估或高估的SED年龄，而不良年龄估计的总百分比预计要大几倍。4)最后，我们研究的依赖空间分辨率的形态分类。在HST分辨率下，我们的结论对样本所跨越的距离范围（3-10 Mpc）是鲁棒的。然而，基于地面的H $α$图像的分析表明，紧凑和部分暴露的形态往往不能相互区分。
2022-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The molecular complex associated with the Galactic HII region Sh2-90: a possible site of triggered star formation
我们调查的恒星形成活动的分子复合体与银河系HII区域Sh 2 -90，使用无线电连续谱图在1280 MHz和610 MHz，赫歇尔高GAL观测在70 - 500微米，深近红外观测在JHK波段，随着斯皮策观测。Sh 2 -90在中红外（尺寸约0.9 pc x 1.6 pc）中呈现气泡形态。射电观测表明，它是一个演化的HII区，电子密度约为144 cm^-3，发射量约为6.7 x 10^4 cm^-6 pc，电离质量约为55 Msun。根据Hi-GAL的观测结果，我们发现HII区是一个拉长的扩展分子云的一部分（大小约为5.6 pc x 9.7 pc，H_2柱密度>= 3 x 10^21 cm^-2，尘埃温度18 - 27 K），总质量>= 1 x 10^4 Msun。我们确定的电离集群的Sh 2 -90，主要的激发星是O 8-O 9 V星。在B星周围发现了5个冷尘埃团（质量~ 8 - 95 Msun），4个中红外尘埃团和一个致密的HII区，CO（J=3-2）数据体的速度信息表明它们大多与Sh 2 -90区有关。确定了129个YSO（I类、II类和近红外过量源）。大多数YSO是低质量（<= 3 Msun）源，它们主要分布在高柱密度区域。已经发现了四个0/I类MYSO候选者，它们可能会演化成质量>= 15 Msun的恒星。我们认为，多代恒星的形成是目前在复杂的。从相互作用的证据、时间尺度和…
2014-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
Dust Emission from Evolved and Unevolved HII Regions in the Large Magellanic Cloud
本文研究了大麦云云中12个经典和超气泡HII区的尘埃性质。我们使用斯皮策红外测光（8，24，70，和160 \mum波段），作为银河系演化（SAGE）计划的一部分，随着档案光谱分类的电离恒星检查尘埃加热和处理恒星源的作用。我们的红外观测结果表明，令人惊讶的是，尘埃的发射特性和有效温度或恒星在HII区域的辐射热星等之间的相关性很小，这表明HII区域的演化时间尺度不是尘埃处理时间尺度的顺序。我们发现，超级气泡和经典的HII区域的红外发射表现出两类之间的差别不大，尽管在年龄和形态的显着差异。我们确实检测到了热尘埃的24 \mum发射与70到160 \mum通量之比的相关性。这种相关性可以建模为少数热尘埃成分的温度趋势，而大多数尘埃仍然显着冷却。
2011-03-10 astro-ph.GA
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
The Planck submillimeter properties of Galactic high-mass star forming regions: dust temperatures, luminosities, masses and Star Formation Efficiency
大质量恒星的形成发生在巨大分子云（GMC）的内部，并经历了许多阶段。在这项工作中，我们专注于大规模的年轻恒星物体（MYSO）和超紧凑的HII区域（UCHII），前者被笼罩在致密的尘埃和气体的信封，后者已经开始分散。通过从红MSX源（RMS）调查数据库中选择一个完整的MYSO和UCHII样本，我们结合普朗克和IRAS数据，建立他们的光谱能量分布（SED）。有了这些，我们估计样品的物理性质（尘埃温度，质量，光度）。由于RMS数据库提供了唯一的太阳距离，它还允许研究瞬时恒星形成效率（SFE）作为银河系中心半径的函数。我们发现，SFE增加2和4.5千秒差距之间，在那里它达到一个峰值，可能在对应的分子物质的积累在银河酒吧结束。然后，它保持近似恒定高达9千秒差距，之后它线性下降，与河外研究的预测一致。该行为表明在R $_G$ $>$ 8 kpc处存在大量未检测到的分子气体。最后，我们提出了诊断颜色，可用于识别大质量恒星形成的网站。
2021-02-16 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
Outflow-Confined HII regions. II. The Early Break-Out Phase
在这一系列论文中，我们模拟了大质量恒星形成过程中光电离区的形成和演化及其观测特征。在这里，我们专注于早期突破的光电离区进入外流腔。利用三维磁流体外流模拟和原恒星演化计算的结果，我们进行后处理辐射传输。在我们的基准模型中，光电离区首先出现在原恒星质量为10 Msun时，并被致密的内流限制在10- 100 AU范围内，类似于一些观测到的非常小的超致密HII区。由于大质量原恒星的电离光度随着Kelvin-Helmholz（KH）收缩的进行而急剧增加，光电离区在<10，000年内爆发为整个外流区。因此，在该阶段，无线电自由-自由发射显著变亮。在我们的基准模型中，10 GHz的射电光度从m= 11 Msun时的0.1 mJy kpc 2变化到16 Msun时的100 mJy kpc 2，而红外光度增加不到2倍。射电光谱指数在爆发阶段也发生变化，从光学厚值2变为部分光学薄值0.6。此外，我们还证明了自由-自由通量的短时间尺度变化是由吸积爆发引起的。在吸积爆发阶段，外流密度增大，电离区变小，自由-自由辐射变弱。射电光度可能会减少一个数量级，在这样的爆发，而红外光度的影响要小得多，因为内部原恒星的光度占主导地位吸积光度后KH收缩开始。如果吸积爆发是由盘的不稳定性驱动的，那么这种变化在短至10-100年的时间尺度上是可以观测到的。
2017-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of an O-Star Cluster by Hierarchical Accretion in G20.08-0.14 N
对G20.08-0.14 N中电离气体和分子气体的谱线和连续谱观测探索了在这个大质量恒星形成区域中在一系列空间尺度上的吸积动力学。甚大星阵在4“角分辨率上对NH_3的观测表明，在一个具有三个小而明亮的HII区的星团周围和内部存在着大尺度（0.5 pc）的分子吸积流。用亚毫米波阵对热核分子（CH_3CN、OCS和SO_2）的高分辨率（0.4“）观测和用VLA对NH_3的高分辨率观测表明，两个最亮和最小的HII区本身被较小尺度（0.05pc）的吸积流所包围。大尺度流和小尺度流的旋转轴是一致的，星云收缩的时间尺度很短，只有0.1百万年，大尺度吸积流在恒星形成的时间尺度内向小尺度提供了大量的质量。从大尺度到小尺度，流动结构是连续的、有层次的。在0.4”角分辨率下的毫米射电复合线（RRL）观测表明，在最亮的HII区域（A）内，电离气体发生了旋转和外流。宽复合线和连续光谱能量分布（SED），从厘米到毫米波长连续上升，都是被称为“宽复合线对象”的HII区域的类的特性。SED表明在HII区内存在密度梯度，RRL表明存在超音速流。这些观察结果与旋转扁平分子吸积流内部的光蒸发是一致的。我们还报道了一个新的NH_3（3，3）脉泽的偶然发现。
2009-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Return of the Proplyds - Understanding the Dynamics of Ionization Triggered Stars
在HII区内的Probands和恒星是一个很好的研究现象。它们可能是由HII区域本身的扩张引发的。在这里，我们提出了计算的动力学的HII区。我们发现，触发的恒星，形成在HII区域周围的物质席卷扩大壳很少返回到HII区域的时间尺度上推断的progrands和观察到的年轻恒星。然而，在像猎户座这样非常密集的环境中，被触发的恒星会及时返回。因此，我们的模型可以解释为什么在其他HII区几乎没有观察到probrids。我们建议，年轻的恒星物体在HII地区的性质一般取决于从大规模的，电离的中央星团的距离。在最靠近的地方，有一颗年轻恒星的盘直接与大质量恒星的反馈相互作用。再往外是II类原恒星，那里的电离已经去除了包层。甚至在更远的地方，人们应该会发现I类恒星，它们要么是被电离辐射触发的，要么是预先存在的，还没有失去它们的外壳。这种径向序列不一定是年龄序列，而是恒星风和电离辐射随着距离的增加而逐渐减少的结果。我们研究了触发恒星形成的观测信号，发现电离触发恒星形成的恒星分布显示出一个明显的特征，在电离锋的当前位置处有一个峰值。因此，通常可以区分恒星的触发分布和原位分布。
2013-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multi-wavelength Study on the Formation of AFGL 333-Ridge
我们对AFGL 333-Ridge进行了多波长研究。分子谱线数据表明，AFGL 333海岭有两个独立的速度分量，分别为-50.5 km/s和-48.0 km/s。在“位置-速度”图中，桥要素连接两个在空间上相关但速度上分离的部分。这些观测证据支持两个速度分量碰撞并合并成一个分子云的假设。大部分I类YSO分布在碰撞区内，表明云-云碰撞导致了脊内YSO的形成。利用500米口径球面射电望远镜（FAST）获得的射电复合线（RRL）数据，得到了HII三个区的RRL速度与AFGL 333-Ridge的RRL速度一致。通过比较三个HII区的动力学年龄和两个组分的碰撞时间尺度，我们得出结论，三个HII区的影响可能不会驱动两个云合并。AFGL 333脊的形成可能是由于巨大的HII区W 4的扩张。
2021-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Massive envelopes and filaments in the NGC 3603 star forming region
大质量恒星的形成和它们到达零年龄主序星的过程隐藏在稠密的气体和尘埃云之后。在巨大的Hii区域NGC 3603，一个年轻的OB星团的辐射分散了附近的尘埃和气体。在距离星团2：5 pc的投影距离处，一个明亮的中红外（中红外）源（IRS 9A）被确定为一个巨大的年轻恒星天体（MYSO），位于面向星团的分子团（MM2）一侧。我们研究了MM2的物理条件，基于APEX亚毫米观测使用SABOCA和SHFI仪器，档案ATCA 3毫米连续谱和CS谱线数据。我们将MM2分解为几个紧凑的核心，其中一个与IRS 9A密切相关。这些可能是红外暗云，因为它们没有显示出典型的热核发射线，并且在中红外背景下大多是不透明的。致密核心的质量高达太阳质量的几百倍，气体温度约为50 K，没有内部电离源的证据。我们推测IRS 9A比星团星年轻，但处于致密核之后的演化状态。
2015-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dispersal of molecular clouds by ionising radiation
来自大质量恒星的反馈作用被认为是分子云演化的关键因素。我们使用高分辨率的3D SPH模拟来探索位于分子云中心的单个O 7恒星的动力学效应，该分子云的质量为10^4M_sun，半径为6.4pc。云的初始内部结构的特征在于它的分形维数，D=2.0 - 2.8，和它的对数正态密度PDF。(i)至于恒星的形成，在短期内电离反馈是积极的，在这个意义上，恒星的形成发生在被电离气体的高压压缩的气体中更快。然而，从长远来看，电离反馈是负的，在这个意义上，大部分云以高达~ 0.01 M_sun/yr的流出率分散，在时间尺度上与电离气体的声音穿越时间（~1- 200万年）相当，因此触发的恒星形成仅限于云质量的百分之几。(ii)至于形态的电离锋（IFs）界定的HII区域和系统的外流气体，我们区分两个制度。对于低D<=2.2，初始云由大尺度结构主导，因此中性气体倾向于被卷入几个扩展的相干壳层，电离气体通过这些壳层之间的几个大孔喷出;我们称这些HII区域为“壳层主导”。相反，对于高D>=2.6，初始云由小尺度结构主导，并且这些结构很快被前进的IF超越，从而产生中性柱，而电离气体通过柱之间的大量小孔喷出;我们将这些HII区域称为“柱主导”。(iii)至于大量动能的注入，在~ 100万年前，HII区的膨胀已经提供了~ 6 km/s的均方根速度;这代表了O 7星辐射总能量的不到0.1%。
2012-06-27 astro-ph.CO 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
Which feedback mechanisms dominate in the high-pressure environment of the Central Molecular Zone?
超新星（SNe）控制着恒星反馈的能量和动量收支，但它们与星际介质（ISM）耦合的效率在很大程度上取决于早期超新星前反馈如何有效地清除恒星形成区域中的致密气体。在低ISM压力环境中，早期恒星反馈的幅度和时间尺度存在观测约束，但在宇宙学上更典型的高ISM压力环境中不存在这样的约束。本文确定了银河系内100 pc高压（$P/k_\rm{B}$ ~ $10^{7-8}$ K cm $^{-3}$）环境中HII区膨胀的主要机制，并将其作为尺度和演化时间的函数。我们计算的热压力从温暖的电离（$P_\rm{HII}$ ; 10 $^{4}$ K）气体，直接辐射压力（$P_\rm{dir}$），和灰尘处理的辐射压力（$P_\rm{IR}$）。我们发现：（1）在小尺度和早期阶段（0.01-0.1pc; $<$ 0.1Myr），$P_\rm{dir}$主导着膨胀;（2）在后期演化阶段（$>0.1$ pc; $>1$ Myr），大尺度膨胀是由$P_\rm{HII}$驱动的;（3）在第一个~ 1 Myr的增长期，但不是之后，$P_{\rm IR}$或恒星风压可能做出了相当的贡献。尽管环境的围压很高，但在200万年内，即在第一次超新星爆炸之前，诞生的恒星形成气体被有效地清除到几个pc的半径。这种“预处理”意味着随后的SNe将爆炸成低密度气体，因此它们的能量和动量将有效地耦合到ISM。我们发现HII区域扩展到…
2020-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-magnetohydrodynamic simulations of HII regions and their associated PDRs in turbulent molecular clouds
我们提出的HII区域和周围的光解离区域的扩展的辐射磁流体动力学模拟的结果在湍流，磁化，分子云的尺度高达4秒差距，包括电离和非电离紫外线辐射和x射线的影响，从年轻的星团。我们发现，HII区域的扩展减少了无序的B字段的组成部分，施加一个大规模的秩序在其边界附近的字段。中性气体中的场沿着电离前沿分布，而电离气体中的场往往垂直于电离前沿。最高压力的压缩中性/分子气体被驱动朝向热/磁/湍流能量密度之间的近似均分，而较低压力的中性/分子气体分成静止的、磁性主导的区域，以及另一方面，湍流的、退磁的区域。电离气体显示出近似的热/湍流均分，但具有低1至3个数量级的磁能密度。在整个模拟过程中，电离气体中保持了高速色散（约8 km/s），尽管平均膨胀速度明显较低。在我们的模拟中，B场在长度和时间尺度上并没有显著地阻止HII区的膨胀，但它确实倾向于抑制中性/分子气体的小尺度碎裂和辐射驱动的内爆，这些气体在HII区的边缘形成小球和柱子。然而，电离辐射和非电离辐射的相对亮度比B场的存在或不存在有更大的影响。当辐射场相对较软时（如在较低质量的星团中，最早的光谱类型为B0.5），则碎片化不那么剧烈，并且形成厚的，相对光滑的PDR。电影可在http://youtube.com/user/divBequals0
2011-02-10 astro-ph.GA
Dust in the Wind with Resonant Drag Instabilities: I. The Dynamics of Dust-Driven Outflows in GMCs and HII Regions
辐射尘埃驱动的外流，其中尘埃颗粒上的辐射压力加速气体，发生在许多天体物理环境中。几乎所有以前对这些系统的数值研究都假设尘埃与气体是完全耦合的。然而，它最近已被证明，在这些系统中的灰尘是不稳定的一大类共振阻力不稳定性（RDIs），解耦的灰尘和气体动力学，并可以定性地改变这些流出的非线性结果。我们提出的第一个模拟辐射尘埃驱动的外流分层，不均匀的介质，包括明确的晶粒动力学和现实的光谱的晶粒尺寸和电荷，磁场和洛伦兹力的晶粒（显着提高RDI），库仑和爱泼斯坦阻力，并明确的辐射输运允许不同的晶粒吸收和散射特性。在本文中，我们考虑类似于巨大的分子云（GMCs），HII地区，和分布式星爆，光学深度是适度的，单散射效应占主导地位的辐射尘埃耦合，洛伦兹力占主导地位的阻力颗粒，和增长最快的RDI是相似的，如磁声和快速陀螺RDI。这些RDIs一般产生强大的大小依赖的灰尘集群，增长的时间尺度上的非线性，远远短于流出的特征时间。不稳定性产生的星云和羽状或“马头”星云的形态，是非常相似的观测到的尘埃结构在GMC和HII地区。此外，在某些情况下，它们强烈地改变相对于灯丝的磁场结构和拓扑。尽管驱动强大的微尺度灰尘结块留下一些气体，但有序单位分数的气体总是有效地被灰尘夹带。
2022-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
GMC Evolutions in the Nearby Spiral Galaxy M33
利用ASTE 10 m望远镜100 pc空间分辨率的宽视场高灵敏度CO（J=3-2）观测资料，编制了一个M33的巨分子云（GMC）星表，共包含71个GMC。利用光学数据，我们从表面恒星密度的过剩中识别出75个年轻恒星群，并通过与恒星演化模型的比较，估算了它们的年龄。通过对GMC、YSG和HII区的空间比较，我们可以将GMC分为四类：A型没有大质量恒星形成（SF）的迹象，B型只与HII区有关，C型既有HII区又有小于1000万年的YSG，D型既有HII区又有1000 - 3000万年的YSG。在65个GMC中（排除观察视野边缘的GMC），分别有1个（1%）、13个（20%）、29个（45%）和22个（34%）是A型、B型、C型和D型。我们将这些类别解释为GMC进化序列中的阶段。假设每个演化阶段的时间尺度与GMC的数量成正比，则质量大于10^5 Mo的GMC的寿命估计为2000万年~ 4000万年。此外，我们发现，致密气体分数跟踪的CO（J=3-2）/CO（J=1-0）的比例增加周围SF区域。这证实了一种情况，即致密气体优先在先前生成的恒星周围形成，并将成为下一代恒星的燃料。以这种方式，大量的SF逐渐在GMC中传播，直到气体耗尽。
2012-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive star formation in W51A triggered by cloud-cloud collisions
W51 A是我们银河系中最活跃的恒星形成区之一，其中包含总质量为10^6 Msun的巨大分子云。分子云具有多个速度分量，超过20 km/s，这些分量之间的相互作用被讨论为触发W51 A大质量恒星形成的机制。本文报道了利用Nobeyama 45-m望远镜在20”分辨率下获得的覆盖W51 A 1.4 × 1.0度区域的12 CO、13 CO和C18 O（J=1-0）新数据对W51 A分子云的观测研究。我们的CO数据分辨出了四个离散的速度云，速度分别为50、56、60和68 km/s，大小和质量约为30 pc和1.0-1.9x10^5 Msun。在HII区复合体G49.5-0.4的中心部分，我们发现了4个C18 O团块，它们的大小约为1 pc，柱密度高于10^23 cm^-3，它们分别嵌入在4个速度云中。这四个团块在5 pc的小距离内彼此靠近分布，在天空中显示出互补的分布。在位置-速度图中，这些团块通过具有中间强度的桥特征彼此连接。13 CO的高强度比（J=3-2/J=1-0）也表明这四个云与HII区有关。我们还发现这些功能在其他HII区域的W51 A。碰撞的时间尺度估计为几个0.1万年的云的交叉时间，这是一致的HII区的年龄测量的大小在21厘米连续辐射的HII区。通过与近年来云-云碰撞的观测和理论研究的比较，讨论了W51 A的云-云碰撞情景和大质量恒星的形成。
2019-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Semi-confined supernova feedback in HII region bubbles
针对星系尺度模拟中超新星反馈子网格模型的一维局限性，提出半受限超新星理论模型并结合三维模拟，揭示其能量释放的不对称性增强外流动力学影响、延长耦合时标并放大湍流强度。
2025-04-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Establishing the evolutionary timescales of the massive star formation process through chemistry
了解大质量恒星（即M<8- 10 M $_\odot$）形成过程的细节是天体物理学中一个长期存在的问题。[...]我们提出了一种方法来获得准确的时间尺度的不同演化阶段的大质量恒星形成过程。我们建立了一个有代表性的大量团块的ATLASGAL-TOP100样本，涵盖了所有的进化阶段。该模型描述了一个等温崩溃和随后的热身阶段，我们遵循他们的化学演变。通过将模型的结果与ATLASGAL-TOP 100样品源的性质进行比较，并考虑团块的质量和光度以及甲基乙炔（CH $_3$ CCH）、乙腈（CH $_3$ CN）、甲醛（H $_2$ CO）和甲醇（CH $_3$ OH）的柱密度，得出每个阶段的时间尺度。我们发现，所选择的分子示踪剂的热演化的团块，显示陡峭的冰蒸发梯度从10 $^3$到10 $^5$ AU在升温阶段。我们成功地再现了CH $_3$ CCH和CH $_3$ CN的观测柱密度，而H $_2$ CO和CH $_3$ OH与观测值的一致性较差。总的（大质量）恒星形成时间被发现是$\sim5.2\times10^5$年，这是由ATLASGAL-TOP 100样本的各个演化阶段的时间尺度定义的：$\sim5\times10^4$年为70- $μ$ m弱，$\sim1.2\times10^5$年为中红外弱，$\sim2.4\times10^5$年为中红外亮和$\sim1.1\times10^…
2021-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kelvin-Helmholtz instability in Orion: a source of turbulence and chemical mixing
流体动力学不稳定性被认为是星际介质中一些小尺度（0.1-10 pc）湍流和化学混合的动力。识别这种不稳定性一直很困难，但最近在猎户座星云中观察到的波浪状结构（涟漪）被解释为开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）的特征，发生在HII区域和分子云之间的界面上。然而，这一点在理论上还没有得到验证。在这封信中，我们从理论上调查的稳定性，该接口使用观测约束的本地物理条件。线性分析表明，在一定范围的磁场取向的HII/分子云界面确实是KH不稳定的。我们发现，最大的增长率对应于几个1 e4年的典型时间尺度和0.06至0.6 pc的不稳定波长。我们预测，2 e5年后，KHI饱和，并形成厚度约0.5 pc的湍流层。KHI可以在0.75 pc的最大距离内保持线性相位。这些空间和时间尺度与代表KHI的线性阶段的涟漪兼容。这些结果表明，KHI可能是至关重要的，以产生湍流，并带来重元素注入的大质量恒星风在HII地区的寒冷地区，行星系统周围的低质量恒星正在形成。这可能适用于由HII区域的大质量恒星注入的26 Al到新生太阳系的传输。
2012-10-24 astro-ph.GA
CO observations of the molecular gas in the galactic HII region Sh2-48; Evidence for cloud-cloud collision as a trigger of high-mass star formation
Sh 2 -48是银河系的一个HII区域，位于3.8 kpc，中心有一颗O9.5型恒星。作为使用野边山45米望远镜（FUGIN）项目进行的FOREST无偏银河平面成像巡天的一部分，我们获得了空间分辨率为21”（~0.4 pc）的Sh 2 -48大区域的CO J=1-0数据集，我们使用该数据集发现了与Sh 2 - 48相关的分子云，其总分子质量为~3.8x10^4 Mo。分子云的速度在~42-47 km/s范围内有系统的速度漂移。在低速侧，CO辐射在空间上与Sh 2 -48西侧的明亮8 μm暗条相对应，而高速时的CO辐射在8μm暗条的东西两侧分离.这种速度变化在位置-速度图上形成东西向的V形特征。我们发现，与红外和无线电连续谱数据不同，这些低速和高速分量在物理上与Sh 2 -48相关。为了解释观测到的V形速度分布，我们评估了云-云碰撞情景，并从观测和模拟之间的比较中发现，速度分布是圆柱形云和球形云之间碰撞的预期结果，圆柱形云对应于较低速度分量，而在高速部分的两个分离的成分可以解释为球形云碰撞破碎的残余物。基于HII区130万年前的形成时间与碰撞时间的一致性，我们认为Sh 2 -48的高质量恒星形成是由碰撞触发的。
2018-08-01 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
The Impact of Expanding HII Regions on Filament G37:Curved Magnetic Field and Multiple Direction Material Flows
本文研究膨胀 HII 区对纤维状分子云 G37 的影响，发现其压力导致多方向气体流动并形成弯曲磁场结构，进而引发气体聚集坍缩与大质量团块形成，揭示了受挤压环境下的恒星形成物理过程。
2025-03-05 astro-ph.GA
ACA CO(J=2-1) Mapping of the Nearest Spiral Galaxy M33. II. Exploring the Evolution of Giant Molecular Clouds
基于ALMA-ACA巡天的M33星系GMC星表，按HII区关联性将848个GMC分为三类，揭示其物理性质和空间相关性的系统演化序列，估算GMC寿命为22 Myr，并发现旋臂势阱触发的碰撞压缩支持动态旋臂模型。
2024-07-24 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
ISM enrichment and local pollution in dwarf galaxies
金属在星爆中释放后的命运仍然不清楚。涉及到星际介质的哪些阶段，在哪个时间尺度上？在过去的几年里，越来越多的证据表明，与HII区域的电离气体相比，蓝致密矮（BCD）星系的中性相可能缺乏金属。这些结果对我们理解星系的化学演化具有重要意义。我们在这里审查的主要结果和主要警告的丰度测定从远紫外吸收线。我们还讨论了可能的情况下，关于旅程的金属进入星际介质，甚至他们的喷射从星系到星系际介质。
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantification of The Age Dependence of Mid-Infrared Star Formation Rate Indicators
结合JWST和Spitzer数据，量化了HII区域与星系间中红外恒星形成率校准差异，发现其完全源于5-6 Myr以上年龄恒星族群的贡献，并提供了跨六个数量级的红外SFR校准及混合指示器标度常数规范。
2025-08-11 astro-ph.GA
The physical and chemical structure of Sagittarius B2 -- VI. UCHII regions in Sgr B2
巨大的分子云人马座B2（以下简称SgrB 2）是银河系中最大的区域，正在进行高质量恒星的形成。在SgrB 2的中心热核中发现了两个超致密HII（UCHII）区域，SgrB 2（M）和SgrB 2（N）。我们的目标是表征整个SgrB 2云中HII区域的特性。比较HII区域和尘芯，我们的目标是描绘SgrB 2的不同部分的进化阶段。我们使用超大阵列在其A，CnB和D配置，并在频带C（~6 GHz）观察整个SgrB 2复合体。利用22.4 GHz的辅助VLA数据和96 GHz的ALMA数据，我们计算了UCHII区域及其稠密气体环境的物理参数。我们在6 GHz图像中识别出54个UCHII区域，其中39个也在22.4 GHz处检测到。54个UCHII区域中有8个是新发现的。UCHII区域的半径在$0.006 {\rm pc}$和$0.04 {\rm pc}$之间，并且发射量度在$10^{6} {\rm pc\,cm^{-6}}$和$10^{9} {\rm pc\,cm^{-6}}$之间。UCHII区域被B0.5到O 6类型的恒星电离。我们发现了一个典型的气体密度$\sim10^6-10^9 {\rm cm^{-3}}$周围的UCHII地区。UCHII区域的压力和它们周围的致密气体是相当的。这些UCHII区域的扩增时间尺度被确定为$\sim10^4-10^5 {\rm yr}$。与HII区相关的…
2022-08-19 astro-ph.GA
Evolutionary Description of Giant Molecular Cloud Mass Functions on Galactic Disks
最近的射电观测表明，巨分子云（GMC）的质量函数在星系盘上有明显的变化。高分辨率磁流体力学模拟表明，在磁化的星际介质中产生分子云需要多次压缩。在这篇文章中，我们制定的GMC质量函数的演化方程再现观测到的配置文件，其中多个压缩驱动的网络的扩展壳由于HII地区和超新星遗迹。我们在演化方程中引入了云-云碰撞（CCC）项，与之前的工作（Inutsuka et al. 2015）形成对比。计算的时间演化表明，GMC质量函数的斜率是由GMC的形成时间尺度的比例，其分散时间尺度，CCC效应是有限的，只有在质量函数的中间端。此外，我们确定了一个气体复活通道，允许气体分散的大质量恒星再生GMC人口或增生到预先存在的GMC。我们的研究结果表明，几乎所有的分散的气体有助于质量增长的预先存在的GMCs在手臂区域，而不到60%的臂间区域。我们的结果还预测，GMC质量函数在< 10^5.5 Msun（其中Msun代表太阳质量）的质量范围内具有单一的幂律指数，这很好地表征了GMC的自生长和扩散时间尺度。GMC质量函数斜率的测量提供了一种强有力的方法来约束这些GMC时标和气体复活因子在不同的环境中跨越星系盘。
2017-01-16 astro-ph.GA
Simulating ionization feedback from young massive stars: impact of numerical resolution
本文利用 Arepo-RT 开展理想化 HII 区模拟，量化空间与时间分辨率对大质量恒星电离反馈收敛性的影响，并提出无法满足严格分辨率时的数值改进方案。
2023-11-03 astro-ph.GA
Probing ISM Structure in Trumpler 14 & Carina I Using The Stratospheric Terahertz Observatory 2
我们目前的观测Trumpler 14/Carina I区域进行了使用平流层太赫兹天文台2（STO 2）。Trumpler 14/Carina I区域位于船底座星云复合体的西部，这是银河系中最极端的恒星形成区域之一。我们观测到Trumpler 14/Carina I在158 $μ$ m跃迁的[C1，{ \sc ii}]，空间分辨率为48 $''$，速度分辨率为0.17 km/s $^{-1}$ .观测值覆盖0.25 $^\circ$乘0.28 $^\circ$的区域，中心位置{ \it 1} = 297.34 $^\circ$，{ \it b} = -0.60 $^\circ$。运动学研究表明，明亮的[C\，{ \sc ii}]结构与CO云表面在空间和光谱上都有关联，可以追踪到每个分子云的光解区和电离前沿。沿7条穿过Tr 14向西南进入暗脊的视线，我们发现HII区的[C\，{ \sc ii}]光度是PDR的3.7倍。在相同的LOS中，我们在PDR中发现原子气体：暗CO气体：通过比较HI 21 cm，[Cl，{ \sc ii}]，CO和射电复合线等多种气体示踪剂，我们发现船底座星云复合体的HII区被很好地描述为一侧向我们自由膨胀的HII区，与电离气体演化的香槟模型一致。在这一地区的GMC的扩散是由EUV光蒸发为主，扩散的时间尺度是20-30万年。
2019-05-22 astro-ph.GA
The RMS Survey: Ammonia and water maser analysis of massive star forming regions
红色MSX源（RMS）巡天从~2000 MSX和2 MASS颜色选择源的样本中确定了~1200个大质量年轻恒星天体（MYSO）、致密和超致密HII区域的样本。我们用100米绿岸望远镜对北银道面内~600 RMS源的2,2 -24 GHz水脉泽和氨（1，1），（2，2）和（3，3）辐射进行了搜寻。我们已经确定了308个H2O脉泽，对应于~ 50%的总体检测率。摘要：我们检测到这些大质量年轻恒星中有479颗发出氨，相当于约80%。氨是高密度气体的优秀探头，使我们能够测量气体温度、不透明度和柱密度等关键参数，并提供对气体运动学的深入了解。样品的平均动力学温度、半高宽和总NH3柱密度分别约为22 K、2 km/s和2 × 10 ^{15} cm^{-2}。我们发现NH3（1，1）线宽和动力学温度与光度相关，并且发现这些参数对嵌入源的演化阶段没有潜在的依赖性，我们得出结论，所观察到的导出参数的趋势更可能是由于中心源的能量输出和/或线宽-团块质量关系。峰值H2O脉泽的速度和NH3的发射是非常好的协议彼此，这将强烈建议之间的关联致密气体和脉泽发射。此外，我们还发现嵌入源的辐射热光度与H_2O脉泽的各向同性光度也是相关的。我们得出结论，从云和水脉泽速度和辐射热和脉泽光度的相关性，有一个很强的动力学之间的关系嵌入的年轻大质量恒星和H2O脉泽。
2011-07-20 astro-ph.GA
Detection of [O III] at z~3: A Galaxy above the Main Sequence, Rapidly Assembling its Stellar Mass
利用阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX）上的$\rm 2^{nd}$代红移（z）和早期宇宙光谱仪（ZEUS-2），我们探测到了一个强透镜候选星系H-ATLAS J113526.3-014605（以下简称G12 v2.43）的远红外精细结构[O III] 88 $μ$ m谱线的明亮发射，z=3.127。这只是第五次探测到来自亚毫米星系的远红外线。观测到的$7.1\times10^{9}\,\rm(\frac{10}μ)\,\rm{L_{\odot}}\,$的[O III]光度很可能来自大质量恒星周围的HII区域，而支持电离所需的莱曼连续谱光子的数量表明存在$(1.2-5.2)\times10^{6}\,\rm(\frac{10}μ)$当量为O 5.5或更高的恒星;其中$μ$是透镜放大因子。观测到的谱线亮度还需要电离气体中$\sim 2\times 10^{8}\,\rm(\frac{10}μ)\,\rm{M_{\odot}}\,$的最小质量，即估计的$6\times10^{10}\,\rm(\frac{10}μ)\,\rm{M_{\odot}}\,$的总分子气体质量的$0.33\%$。我们编译多波段测光跟踪静止帧紫外到毫米连续辐射，以进一步限制这个尘埃高红移恒星形成星系的属性。通过SED建模，我们发现G12 v2.43正在以916 $\rm(\frac{10}μ)\,\rm{M_{\…
2018-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE).XIV. The main sequence relation in a rich environment down to M_star ~ 10^6 Mo
使用汇编的384恒星形成星系的VESTIGE调查期间检测到的Halpha通量，我们研究了几个重要的标度关系的一个完整的样本中的星系在丰富的环境。数据的异常灵敏度使我们能够对H α光度函数的整个动态范围进行采样，从大质量（M*~10^11 Mo）到矮系统（M*~10^6 Mo）。这将以前的工作扩展到了迄今为止从未探索过的恒星质量和恒星形成速率的动态范围（10^-4<SFR<10 Mo yr^-1）。对于室女星系团一个维里半径内的所有恒星形成星系，推导出的主序（MS）关系的斜率与在附近其他孤立天体样本中观察到的斜率相当，但色散大3倍。这种色散与HI气体的可用量密切相关，气体贫乏的系统位于类似恒星质量但具有正常HI含量的物体下方。当在具有正常HI气体含量的未扰动星系上测量时，该关系的斜率a=0.92，截距b=-1.57，散射约为0.40。我们将这些观测结果与模型的预测进行比较。在MS关系中观察到的散射只有在剧烈和活跃的剥离过程之后才能重现，例如在短时间尺度（<1 Gyr）内从圆盘中移除气体并淬灭恒星形成的冲压压力。这排除了饥饿等温和的过程。这种解释也与相空间图中不同恒星形成活动和气体含量的星系的位置相一致。我们还表明，恒星形成区域中形成的剥离的材料外扰动星系位于远高于MS关系绘制的未扰动系统。这些HII区域可能是典型的致密源的起源，在丰富的环境中，它们经历了一个持续时间<5000万年的星…
2022-11-03 astro-ph.GA
