Radiative feedback from massive stars is a key process to understand how HII regions may enhance or inhibit star formation in pillars and globules at the interface with molecular clouds. We aim to contribute to model the interactions between ionization and gas clouds to better understand the processes at work. We study in detail the impact of modulations on the cloud-HII region interface and density modulations inside the cloud. We run three-dimensional hydrodynamical simulations based on Euler equations coupled with gravity using the HERACLES code. We implement a method to solve ionization/recombination equations and we take into account typical heating and cooling processes at work in the interstellar medium and due to ionization/recombination physics. UV radiation creates a dense shell compressed between an ionization front and a shock ahead. Interface modulations produce a curved shock that collapses on itself leading to stable growing pillar-like structures. The narrower the initial interface modulation, the longer the resulting pillar. We interpret pillars resulting from density modulations in terms of the ability of these density modula- tions to curve the shock ahead the ionization front. The shock curvature is a key process to understand the formation of structures at the edge of HII regions. Interface and density modulations at the edge of the cloud have a direct impact on the morphology of the dense shell during its formation. Deeper in the cloud, structures have less influence due to the high densities reached by the shell during its expansion.
Detailed Numerical Simulations on the Formation of Pillars around HII-regions
我们研究了湍流分子云的结构演化的影响下，从附近的大质量恒星发出的电离辐射进行高分辨率参数研究与IVINE代码。温度取10 K或100 K，平均数密度取100 cm ^3或300 cm ^3。此外，湍流度在马赫数1.5 ~ 12.5之间变化，主要驱动尺度在1 pc ~ 8 pc之间。我们改变电离通量一个数量级。在我们的模拟中，电离辐射增强了初始湍流密度分布，从而导致在HII区域附近以自然方式观察到的柱状结构的形成。引力坍缩在结构的顶端有规律地发生。我们发现一个明确的相关性之间的初始状态的湍流冷云和最终的形态和物理性质的结构形成。形成柱状物的最有利条件是马赫数4-10。只有当高密度非离子化气体和将要被离子化的气体之间的初始密度差低于热气体和冷气体之间的温度差时，结构和恒星才会形成。所得柱的密度由热气体和冷气体之间的压力平衡确定。对模拟结果的全面分析表明，所形成的细长细丝的复杂运动学和几何结构反映了所观察到的柱子的细节，其细节程度令人印象深刻。此外，我们发现，所观察到的视线速度允许不同的形成机制的一个不同的确定。将当前的模拟与以前的结果和最近的观测进行比较，我们得出结论，例如，M16中的创造之柱是由这里提出的机制形成的，而不是由辐射驱动的预先存在的团块的内爆形成的。
Effects of shocks in stellar atmosphere models on the emission line spectrum of surrounding Hii regions
从Hii地区的星系发射线的研究需要的工具，线的比例转化为所需的物理性质。这些工具通常以基于光电离模型网格的诊断比率/图表的形式出现。光电离模型的一个重要输入是电离源的恒星大气光谱。目前在计算前一套模型时忽略了冲击，这可能会威胁到对Hii区域排放线比率的物理解释的准确性。目前的恒星大气模型，用于产生星云发射线诊断图的光电离模型的网格的关键输入可能会产生显着的偏差，由于遗漏的冲击。我们调查是否需要新一代的光电离模型网格，考虑到冲击，以补偿的偏见。我们利用的WM-基本恒星大气代码，它可以占额外的能量发射的恒星光谱能量分布所产生的冲击，结合光电离代码MOCASSIN，以确定是否冲击产生显着的偏差，在确定的物理参数的星际介质和/或电离恒星参数。我们的结论是，这些影响是唯一重要的恒星源的有效温度低于30千K，在这种情况下，他们产生人为的高恒星温度，电子温度和星云电离参数。这种效应的大小显然也取决于激波的强度，而且对于大多数恒星源来说可能并不重要。然而，我们发现我们的20 kK和30 kK激波模型强烈增强He ii 4686星云发射线。然而，这一结果是不够强，以解释先前观察到的氦二4686线发射的光谱中的HII星系。
Denser Sampling of the Rosette Nebula with Faraday Rotation Measurements: Improved Estimates of Magnetic Fields in HII Regions
我们报告的法拉第旋转测量11河外射电源的视线通过玫瑰星云，一个突出的HII区与星团NGC 2244。它也是NGC 2244恒星风产生的“恒星气泡”的典型例子。这些测量的目的是更好地确定星云中磁场的强度和结构。我们通过两种方法计算旋转测度（RM），一个最小二乘拟合$χ$（$λ^2$）和旋转测度合成。结合Savage et al.（2013）的结果，我们发现由于星云外壳的+40至+1200 rad m $^{-2}$比背景RM +147 rad m $^{-2}$高出一个过量RM。我们讨论了两种形式的一个简单的壳模型，旨在重现的大小所观察到的RM作为一个函数的距离中心的玫瑰星云。这些模型代表了星云壳层内磁场的不同物理情况。第一种假设是在HII区的外半径处的磁场强度和等离子体密度增加，例如将由强磁流体动力冲击波产生。第二个模型假设RM的任何增加仅仅是由于密度的增加，而壳层中的银河磁场不受影响。我们采用贝叶斯分析来区分两种形式的模型。
Non-thermal emission from cosmic rays accelerated in HII regions
米-厘米波长的射电观测揭示了HII区域发射的性质。通常这类物体主要是由电离氢产生的热辐射，即质子和电子。然而，一些观测研究表明，存在着热辐射和非热辐射混合的HII区。后者代表了相对论电子存在的线索。然而，无论是星际宇宙射线的电子通量，还是由初级宇宙射线通过电离过程产生的次级电子通量，都不足以解释观测到的通量密度。我们研究了在HII区激波中局部热电子加速到相对论能量的可能性。我们假设相对论电子可以通过一阶费米加速机制加速，我们估计了出射电子通量，相应的通量密度，和光谱指数。我们发现通量密度的数量级相同的观察。特别是，我们将我们的模型应用到人马座B2的“深南”（DS）区域，我们成功地再现了观测到的通量密度，精度小于20%，以及光谱指数。该模型还给出了磁场强度（$0.3-4$ mG），密度（$1-9\times10^4$ cm $^{-3}$），并在冲击参考系（$33-50$ km s $^{-1}$）在DS预期的流速约束。我们提出了一种能够通过一阶费米加速来加速HII区域内的热电子的机制。局域相对论电子源的存在可以解释观测到的非热辐射和相应的光谱指数的来源。
Study of young stellar objects around SNR G18.8+0.3
在最近的工作中，通过对分子线的观测，我们发现超新星遗迹G18.8+0.3正与其南部边缘的分子云相互作用。此外，它已被证明存在的几个相邻的HII区很可能位于相同的距离作为残留物。高密度分子气体的存在和SNR和HII区域产生的激波阵面的存在使该区域成为研究年轻恒星天体种群的有趣场景。因此，使用最现代的颜色标准适用于从IRAC和MIPS在斯皮策上获得的中红外波段的发射，我们的特点是所有的点源躺在这个区域。我们分析了显示出年轻恒星物体迹象的源的光谱能量分布，以确认它们的性质并获得恒星参数。此外，我们提出了一个地图的$^{12}$ CO J=3-2发射ASTE望远镜对嵌入在分子云中的HII区域之一。研究分子气体的目的是分析云是否是恒星形成的潜在场所。
