Spectroscopic Identification and Chemical Distribution of HII Regions in the Galactic Anti-center Area from LAMOST
我们光谱识别101银河系HII区域使用光谱从大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）的调查，交叉匹配的HII区域目录来自全天空宽视场红外巡天探测器（WISE）的数据。在我们样本中的所有HII区域中，有47个源是新确认的。在空间上，我们发现的大部分HII区域都位于银河系的反中心区域。对于每一个HII区域，我们准确地提取和测量光谱的星云发射线，并使用强线方法估计氧丰度。我们重点研究了银河系反中心区HII区的丰度分布。相应地，我们得出了斜率为-0.036 +/-0.004 dex/kpc的氧丰度梯度，覆盖RG从8.1到19.3 kpc的范围。特别是，我们还拟合了外盘天体的斜率为-0.039 +/- 0.012 dex /kpc，这表明在银河系外盘中没有径向氧梯度的平坦化。
2018-10-17 astro-ph.GA
Unusual Galactic HII Regions at the Intersection of the Central Molecular Zone and the Far Dust Lane
Sgr E是一个巨大的恒星形成复合体，位于银河系中心，由许多离散的紧凑的HII区域组成。它位于中央分子带（CMZ）和银河棒远尘埃带之间的交叉点，类似于外部星系中的“热点”。与其他银河系恒星形成复合体相比，Sgr E复合体是不寻常的，因为它的HII区域都有相似的射电光度和角范围，并且它们缺乏来自其光解离区域（PDR）的~ 10微米发射。我们的绿岸望远镜（GBT）的射电复合线观测增加了已知的成员Sgr E到19个HII区域。在Sgr E方向有43个额外的HII区域候选者，其中26个是首次使用MeerKAT 1.28GHz数据检测到的。因此，Sgr E的真实HII区群体可能超过60。利用APEX SEDIGISM 13 CO 2-1数据，我们发现了一个与Sgr E相关的3.0x10^5太阳质量的分子云，但在Sgr E HII区域的位置上几乎没有发现分子或远红外浓度。与模拟结果的比较以及对它的射电连续性的分析表明，Sgr E在几百万年前形成于银河系棒的远尘埃带的上游，并将超过CMZ，撞向近尘埃带。我们认为，Sgr E HII区域的不寻常的红外特性是由它们围绕银河系中心的轨道引起的，这可能剥夺了它们的PDR。
2020-08-10 astro-ph.GA
Ionization Profiles of Galactic HII Regions
利用绿岸望远镜射电复合线（RRL）数据，分析了HII区泄漏辐射在维持星际介质电离中的作用。我们观察了八个不同大小，形态和亮度的银河系HII区域的样本。对于每个区域，氢RRL强度随着距区域中心的距离大致呈幂律减小。这表明，从HII区泄漏的辐射是负责周围的电离气体产生RRL发射的大部分。我们的研究结果进一步表明，氢RRL强度似乎是从根本上相关的HII区域的大小跟踪他们的光解区域，这样，物理上较小的HII区域显示出更陡峭的强度随着距离区域中心。因此，巨大的HII区域在维持星际介质的电离方面可能有更大的作用。对于八个观察到的HII区域中的六个，我们发现随着距离的增加，4 He +/H+丰度比降低，表明He电离光子被吸收在HII区域的电离前沿内。在强连续背景方向上碳RRL发射增强，表明碳发射被受激发射放大。
2018-12-04 astro-ph.GA
A Galactic Plane Defined by the Milky Way HII Region Distribution
我们开发了一个框架，一个新的定义银河系中平面，允许倾斜（旋转约银河系方位角90度），和滚转（绕银河方位角0度旋转）相对于当前定义的中平面。倾斜角和横滚角的推导也确定了中平面上方的太阳高度。在这里，我们使用银河系HII区域的WISE目录中的星云来定义银河系高质量恒星形成（HMSF）中平面。我们分析了各种子样本的WISE目录，发现所有的银河系纬度标度高度接近0.30度。z分布刻度高度接近30 pc。小的HII区域（可能是年轻的）的垂直分布比大的HII区域（可能是老的）窄（~ 25 pc对~ 40 pc），这意味着较大的区域已经从它们的出生地迁移到更远的地方。对于所有HII区域子样本和各种拟合方法，我们发现HMSF中平面相对于当前定义的中平面没有显著倾斜或滚动，因此太阳靠近HMSF中平面。这些结果与HMSF的其他研究一致，但与许多恒星研究不一致，可能是由于太阳附近恒星分布的不对称性。我们的结果是敏感的纬度限制，也对样品的完整性，表明类似的分析不能准确地完成不完整的样品。我们开发的中平面框架可以用于任何未来的银河系天体样本，以重新定义中平面。
2018-12-05 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
Galactic synchrotron distribution derived from 152 HII region absorption features in the full GLEAM survey
利用银河系和河外全天空Murchison宽场阵列巡天（GLEAM）在76.2，83.8，91.5，99.2，106.9和114.6MHz六个频率上对HII区-40° < l < 40°的吸收观测，得到了银河系盘的同步辐射分布。利用Haslam等人的方法，（1981）图和已知的光谱指数，这使我们能够同时获得发射率和光学厚度的HII区域在每个频率。我们显示我们推导的同步辐射发射率的基础上152吸收功能的HII区域使用的方法以前通过的文献和我们改进的方法。我们推导出同步辐射发射率从HII地区的银河边缘沿视线，并首次推导出从HII地区的太阳的发射率。这些结果提供了直接的信息分布的银河系磁场和宇宙射线电子为未来的建模。
2018-06-27 astro-ph.GA
The Galactic HII Region Luminosity Function at Radio and Infrared Wavelengths
银河系HII区光度函数（LF）是理解银河系恒星形成性质的重要度量，但只有少数研究已经完成，并且都使用相对较少的HII区。我们使用797个银河系第一象限HII区域的样本，从银河系HII区域的WISE目录中编译，以检查LF在多个红外和无线电波长的形式。我们的样本在统计上是完整的所有地区供电的类型O9.5V和更早的单星。我们用单次和双次幂律拟合每个波长的LF。平均所有波长的结果，最佳拟合的单一幂律指数的平均值为$\langleα\rangle=-1.75\,\pm\,0.01$。平均最佳拟合双幂律指数为$\langleα_1\rangle=-1.40\,\pm\,0.03$和$\langleα_2\rangle=-2.33\,\pm\,0.04$。我们的结论是，没有一个单一的或双重的权力法律是强烈优于其他。当我们根据日心距离、物理尺寸、银河系中心半径和相对于旋臂的位置将HII区域样本分成子集时，LF显示出一些变化，但是将单个HII区域混合成更大的复合体并不会改变最佳拟合LF模型的幂律指数值。在多个波长上的幂律指数的一致性表明LF与波长无关。这意味着红外和无线电示踪剂可以用来代替H $α$。
2021-02-17 astro-ph.GA
A Complete Atlas of HI Absorption toward HII Regions in the Southern Galactic Plane Survey (SGPS1)
我们提出了一个完整的目录H I发射和吸收光谱对，对H II地区，可检测的边界内的南银河系平面调查（SGPS I），共252个地区。该目录以图形、数字和摘要的形式提供。我们展示了这个新的数据集的应用程序，通过调查的轨迹近3kpc臂。
2014-02-05 astro-ph.GA
Re-analysis of the radio luminosity function of Galactic HII regions
我们重新分析了文献中的连续谱和复合线射电数据，以推导银河系HII区的光度函数（LF）。这项研究是通过独立考虑银河系的第一和第四象限来进行的。我们估计第四象限中的样本的完整性水平为5 Jy，第一象限中的样本的完整性水平为2 Jy。我们发现，这两个样本（第四或第一象限）包括，以及巨大和超巨大的HII地区，一个显着数量的亚巨星源。LF获得，在每个银河象限，广义施密特的估计使用来自所考虑的HII区域的观测空间分布的有效体积。重新分析还利用最近公布的辅助吸收数据，允许解决几个对象的距离模糊。对LF的单个幂律拟合得到等于-2.23+/-0.07（第四象限）和-1.85+/-0.11（第一象限）的斜率。我们还发现了LF在第四象限中在L_knee = 10^23.45 erg s^（-1）Hz^（-1）处光度突变的边缘证据。我们将射电光度转换成等效的H_α和莱曼连续谱光度，以便于与河外研究进行比较。我们得到了HII区莱曼连续谱的平均总光度为0.89 +/- 0.23 * 10^（53）sec^（-1），相当于银河系总电离光度的30%。
2009-07-13 astro-ph.GA
The size-velocity dispersion relationship of Galactic HII regions
The Key Laboratory of Cosmic Rays (Xizang University), Ministry of Education（西藏大学宇宙射线教育部重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
研究发现小尺寸HII区域遵循与巨型HII区域相同的大小-速度分散关系，并揭示年轻与年长HII区域在湍流机制上的演化转变。
2026-02-25 astro-ph.GA
Before the first supernova: combined effects of HII regions and winds on molecular clouds
我们模拟的光电离和动量驱动的风从O-星分子云跨越初始条件的参数空间的综合影响。风的动力学影响是非常温和的。然而，在质量较低的云中，它们通过产生10 pc尺度的中心空腔来影响HII区域的形态。模型GMC的不均匀结构使它们对光子、电离气体和超新星喷出物具有高度的渗透性，特别是电离气体的泄漏强烈影响它们的演化，降低了反馈的有效性。尽管如此，反馈还是能够将较低的逃逸速度云的大部分质量排出。它对恒星形成的影响比较温和，最终恒星形成效率降低了10- 20 $\%$，每自由落体时间恒星形成效率的变化率约为三分之一。然而，云仍然比观测到的GMC更快地形成恒星。
2014-04-24 astro-ph.GA
Molecular clouds toward three Spitzer bubbles S116, S117 and S118: Evidence for the cloud-cloud collision which formed the three \HII \ regions and a 10-pc scale molecular cavity
我们对三个斯皮策泡S116，S117和S118进行了分子线研究，这三个泡显示了高质量恒星的活跃形成。我们发现分子气体由两个速度差为{ $\sim 5$ \kms }的组分组成。其中一个是小云团，具有{ $-63$ \kms }的典型速度，另一个是大云团，具有$-58$ \kms的典型速度。大云团有一个近似圆形的强度低压，其大小与小云团相似。我们提出了一个解释，腔是由两个云之间的碰撞和碰撞压缩气体成一个致密的层沿小云的西部边缘拉长。在这种情况下，O型星，包括那些在三个斯皮策泡形成的界面层压缩的碰撞。通过假设云的相对运动相对于视线的倾斜度为\timeform{45D}，我们估计碰撞在过去的100万年中以$\sim$ 10 \kms的相对速度持续。在S116--117--118系统中，\HII \区域位于腔的外部。这种形态归因于大云的密度约束分布，这使得\HII \区域更容易向大云的外部而不是空腔内部扩展。目前的情况证明，云-云碰撞产生的空腔没有O星反馈的作用，并建议碰撞压缩层是高度的粘性。
2018-02-15 astro-ph.GA
Global photometric analysis of galactic HII regions
估算了大质量恒星周围99个HII区的总红外辐射通量。分析中使用了下列波段：8和24 $μ$ m，基于斯皮策空间望远镜（分别为IRAC和MIPS）的数据; 70、160、250、350和500 $μ$ m，基于赫歇尔空间天文台（PACS和SPIRE）的数据。估算的通量被用来评估多环芳烃（$q_{\rm PAH}$）的质量分数和紫外线发射的强度在研究对象。结果表明，PAH的质量分数，$q_{\rm PAH}$，是远远低于这些对象的平均银河值，这意味着有效的破坏芳香族粒子在HII地区。估计的辐射场强度（$U$）接近于河外HII复合体的辐射场强度。将颜色指数[ $F_{24}$ / $F_{8}$ ]、[$F_{70}$ / $F_{24}$ ]、[$F_{160}$ / $F_{24}$ ]、[ $F_{160}$ / $F_{70}$ ]与区分电离氢区域和行星状星云区域的标准进行比较。此外，我们将我们的结果与类似的色指数的河外复合物的电离氢。
2018-01-13 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
A more detailed look at Galactic magnetic field models: using free-free absorption in HII regions
观测到的宇宙射线（CR）和银河系磁场（GMF）的相互作用产物是在视线（LOS）上积分的银河系同步辐射。GMF强度和形态以及CR密度可以通过将该示踪剂与使用现有GMF模型和CR密度模型的模拟进行比较来探测。我们的目标是通过探索和解释同步辐射强度的模拟和观测之间的差异来深入了解这些参数。在低射频下，HII区域由于自由-自由吸收而变得不透明。利用这些HII区域，我们可以测量通过银河系的LOS的一部分的同步辐射强度。对于不同距离处的HII区域，每单位路径长度的测量强度（即，发射率）将允许探测距离的第三维中的同步加速器发射的变化。使用一些现有的GMF模型结合银河CR建模代码GALPROP，我们可以模拟这些同步辐射率。我们提出了一个更新的目录低频吸收测量的HII地区编制的文献。我们报告了一个模拟的发射率，显示了一个兼容的趋势HII地区，靠近观察员。我们观察到一个系统的同步辐射率增加的HII地区，远离观察者，这是不兼容的模拟值。目前的GMF和CR密度模型不能解释低频吸收测量。一种可能性是，在运动学上的“远”距离上，所有HII区域的距离都是错误的，尽管这不太可能，因为它忽略了文献中的所有证据。然而，由于这种示踪剂的性质而导致的检测偏差要求我们记住，某些来源可能在观察中被遗漏。其他的可能性是外星系的发射率增加或内星系的发射率减少。
2020-02-21 astro-ph.GA
Unveiling molecular clouds toward bipolar HII region G8.14+0.23
最近的数值模拟表明，由O型恒星提供动力的双极HII区域可以在两个碰撞云的界面处形成。为了从观测上了解O型恒星的诞生，我们对与红外双极星云（BPN）相关的1度x 1度的G8.14+0.23 HII区域进行了详细的多波长分析。根据射电连续谱图，HII区至少被一颗O型星激发，该星位于BPN的腰部。NANTEN 213 CO线资料显示，在G8.14+0.23站附近存在两个速度分别为[9，14.3]和[15.3，23.3] km/s的扩展云，它们在位置-速度空间中通过中间速度范围的宽桥特征连接。蓝移云的“空洞/强度降低”特征是明显的，并与“拉长的红移云”在空间上相匹配。云的空间和速度的连接表明它们在站点G8.14+0.23的相互作用。对深近红外测光数据的分析揭示了红外过量源集群的存在，说明了两个云层中正在进行的恒星形成活动。O型星是在BPN腰部看到的嵌入星团的一部分，它被观察到朝向腔和红移云的空间匹配区。观测结果似乎与云-云碰撞（CCC）的数值模拟相当一致，表明CCC过程似乎是G8.14+0.23中O型星诞生的原因。
2019-04-24 astro-ph.GA
Ethynyl around the HII regions S255 and S257
我们给出了乙炔（C2 H）发射线对HII区S255和S257以及它们之间的分子云的观测结果。径向轮廓线亮度，柱密度，和丰富的C2 H得到。我们表明，乙炔基丰度的径向分布几乎是平坦的朝向HII区域和下降的两个因素朝向分子云。与此同时，我们发现乙炔基的丰度在分子云中的点源--具有发射线或发射X射线的恒星--处最大。线轮廓与两个HII区域具有相对于彼此移动的前中性壁和后中性壁的假设一致。
2021-04-15 astro-ph.GA
A Large Scale, Low Frequency Murchison Widefield Array Survey of Galactic HII regions between 260< l <\340
我们已经编制了一个目录的HII区域检测与默奇森宽场阵列（MWA）之间的72和231 MHz。MWA提供的多个频带使我们能够识别HII区热韧致辐射过程产生的特征光谱。我们检测到302个HII区域之间的260 < l < 340和报告的位置，大小，峰值，积分通量密度，和光谱指数的这些HII区域。通过确定HII区域从光学薄过渡到厚制度的点，我们得到的物理性质，包括电子密度，电离气体质量和电离光子通量，朝向61 HII区域。这份HII区目录是迄今为止对银河系HII区进行的最广泛和最统一的低频调查。
2016-06-21 astro-ph.GA
The Southern HII Region Discovery Survey I: The Bright Catalog
银河系HII区域的普查在南部天空中是非常不完整的。我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）观测了银河系259 ° <1 < 344 °，|b| < 4 °的HII候选区的4-10 GHz射电连续谱和氢射电复合线（RRL）辐射。在第一次数据发布中，我们瞄准了最亮的HII区域候选者，并在至少一个先前已知或候选HII区域的方向上观察了282个场。我们检测到无线电连续发射和RRL发射在275（97.5%）和258（91.5%），这些领域，分别。我们编目的~7 GHz的无线电连续峰通量密度和位置的80个以前已知的和298个候选HII地区。在平均约18 RRL转换后，我们检测到77 RRL速度分量对76个先前已知的HII区域和267 RRL速度分量对256 HII区域候选者。从这些星云中发现的RRL辐射使银河系HII区域的数量增加了82%，达到568个星云。在第四象限，我们发现了50个正速度的RRL，将这些源放置在太阳圈之外。包括试点调查在内，SHRDS现在已经发现了295个银河系HII区域。在下一次的数据发布中，我们预计会增加大约200个更暗更远的星云。
2018-12-12 astro-ph.GA
Photoionisation Feedback in a Self-Gravitating, Magnetised, Turbulent Cloud
我们提出了一套新的分析模型的HII地区的扩展供电的紫外光电离从大质量的恒星，并将它们比较到一套新的辐射磁流体动力学模拟湍流，自引力分子云。为了进行这些模拟，我们使用欧拉自适应网格磁流体动力学代码RAMSES-RT，包括紫外光子的辐射转移。我们的分析模型成功地预测了全球的HII区域的云的密度和速度结构是已知的。我们估计的HII区域的行为的基础上的幂律拟合的密度场假设系统是维里化。我们给出了一个半径，在这个半径处电离前沿应该停止扩展（“失速”）。如果这个半径小于到云边缘的距离，HII区域将被云捕获。这种效应在坍缩云中比在维里化云中更严重，因为前者的密度随着时间的推移急剧增加，HII区域需要更大的光子发射率才能逃离坍缩云。我们还测量了Jeans不稳定气体对HII区的响应，以预测紫外辐射对云中恒星形成的影响。我们发现不稳定气体中的质量可以用一个模型来解释，在这个模型中，云被紫外光子蒸发，这表明恒星形成的净反馈应该是负的
2016-06-07 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
A global view on star formation: The GLOSTAR Galactic plane survey X. Galactic HII region catalog using radio recombination lines
本文利用GLOSTAR巡天的射电复合线数据编制了244个银河系HII区星表，推导其物理性质并测得银河系电子温度梯度约为372±28 K kpc^-1。
2024-07-08 astro-ph.GA
The formation of the HII regions N83 and N84 in the Small Magellanic Cloud triggered by colliding HI flows
LHA 115-N 83（N83）和LHA 115-N 84（N84）是位于小麦哲伦星云（SMC）中的恒星形成早期的HII区。我们分析了新的HI数据与银河澳大利亚平方公里阵列探路者调查项目在高角分辨率30”。我们发现，两个具有40 km/s $\sim$速度分离的云团，呈现互补分布，部分HI气体被电离弥散。此外，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的观测显示，在100 pc的范围内，总共有10个$^{5}$ $M_{\odot}$的Cluridium CO云，这也与HII区域有很好的相关性。在两个互补分量之间有一个位移的暗示，这表明红移的HI云正从北向南移动$\sim$ 100 pc。这种运动与NGC 602（Fukui et al. 2020）中发现的运动相似，表明存在大规模的系统性气流。我们框架的情况下，这两个组件相互碰撞，并引发形成N83，N84，和六个O型恒星在他们周围的时间尺度为几百万年（$\sim$ 60秒差距/ 40公里秒$^{-1}$）。超音速运动压缩HI气体，在红移的HI云中形成CO云，其中一些在最后一个百万年形成电离HII区的O型星。红移的HI云可能流向麦哲伦桥方向。根据Fujimoto & Noguchi（1990）的观点，速度场起源于2亿年前SMC与大麦云云的近距离相遇。
2020-06-15 astro-ph.GA
The Galactic Center Lobe as an HII Region
本研究结合配套论文的低频射电观测结论，通过分析中红外、尘埃温度及射电复合线等性质，证实银心瓣（GCL）并非位于银心区域，而是距离太阳约2kpc的前景HII区，并识别出其可能的电离源候选体。
2024-05-17 astro-ph.GA
Discovery of a New Population of Galactic HII Regions with Ionized Gas Velocity Gradients
利用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）在4-10 GHz和Jansky甚大阵（VLA）在8-10 GHz探测到的射电复合线（RRL）辐射，研究了银河系HII区的运动学性质。我们的HII区域样本由374个星云的425个独立观测结果组成，这些星云与其他可能混淆的来源相对隔离，并且具有高信噪比的单一RRL分量。我们进行高斯拟合的位置位置速度数据立方体的RRL发射和发现速度梯度在178（42%）的星云与5和200米/秒/角秒之间的幅度。大约15%的源也有一个RRL宽度的空间分布，峰值朝向星云的中心。速度梯度的位置角在天空中似乎是随机的，相对于银河平面没有有利的方向。我们工艺HII区域模拟，包括双极外流或固体旋转运动来解释所观察到的速度梯度。模拟有利于固体旋转，因为与双极外流运动学模型不同，它们能够产生大于40 m/s/arcsec的速度梯度和我们在某些源中观察到的RRL宽度结构。然而，不能排除双极外流模型作为我们样本中许多源的观测速度梯度的可能解释。然而，我们认为，大多数HII区复合物旋转，可能继承了他们的父母分子云的角动量。
2021-08-13 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
Gum 48d: an evolved HII region with ongoing star formation
高质量恒星的形成和HII区的演化对分子云的形态和恒星形成历史有着重要的影响。Gum 48 d位于半人马座臂，距离3.5 kpc，是一个古老的、演化良好的HII区，其电离恒星已经离开了主序星。因此，它代表了HII区演化的一个阶段，与更早、更活跃的主层序阶段相比，该阶段的研究较少。在本文中，我们使用多波长档案数据从各种来源进行详细的研究，这个有趣的区域。从形态上看，树胶48 d显示出一个环状的微弱HII区域，与来自相关PDR的漫发射有关，并且是由一个大质量分子云复合体的一部分形成的。在该地区有大量正在进行的恒星形成，规模从低到高质量不等，这与触发恒星形成的情景一致。我们研究了这个区域的动力学历史和演化，并得出结论，原来的HII区域曾经比现在看到的暗区域更大，更有活力。这个分子云复合体的历史是一个多代的、相互联系的恒星形成过程，时间超过了1000万年。树胶48 d在形态和恒星形成方面与分子云中的其他HII区域有很大的不同;这些差异可能是该区域的年龄较大以及其不同的演化状态的结果。
2009-03-05 astro-ph.GA
A Faraday Rotation Study of the Stellar Bubble and HII Region Associated with the W4 Complex
我们利用甚大天线阵对通过IC 1805 HII区域和“超级气泡”以及邻近区域观察到的20个射电源进行多频极化测量。在4.33和7.76千兆赫之间的频率测量产生法拉第旋转测量沿27视线到这些源（一些源有一个以上的组件）。法拉第旋转测量（RM）被用来探测IC 1805 HII区域的等离子体结构，并测试银河系磁场被HII区域的动力学严重修改（放大）的程度。我们发现，与玫瑰星云（Savage et al. 2013，Costa et al. 2016）和天鹅座OB 1星协（Whiting et al. 2009）类似，IC 1805构成了一个“法拉第旋转异常”，或者说是一个相对于银河系背景值RM增加的区域。尽管在该区域的视线上观测到的RM变化很大，但由星云引起的|RM|通常为600 ~ 800 rad m^-2。尽管如此，观测到的RM并不像HII区磁场放大的简单解析模型所显示的那么大。这表明在HII区域的电离气体中，银河场并没有增加一个实质性的因素。我们还发现，除了一个例外，所有源的RM的符号都是银河场在这个方向上的极性所期望的。同样的行为被发现的玫瑰星云，并定性地表明，湍流波动在银河系领域的空间尺度上的$\sim 10$ pc小于平均银河系领域。最后，我们的研究结果显示了有趣的迹象，一些最大值的|RM|发生的视线，通过外部的完全电离壳的IC 1805 HII区域，但通过与IC 1805相…
2018-09-21 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
Luminosity functions and IMF variations from large samples of HII regions and molecular clouds
Univ. Bordeaux（波尔多大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
通过分析本地星系中大规模的HII区域和分子云样本，研究CO和Hα光度函数及大质量恒星形成机制，发现CO光度函数比Hα光度函数更陡峭，且在外盘区域更陡峭，表明大质量分子云分布与恒星形成有关。
2026-03-19 astro-ph.GA
Submillimeter and molecular views of three Galactic ring-like HII regions
我们使用SCUBA 850微米和CO观测分析了三个银河系环状HII区域KR 7，KR 81和KR 120（Sh 2-124，Sh 2-165和Sh 2-187）的周围环境，目的是寻找触发恒星形成的地点。我们发现一个突出的亚毫米（亚毫米）源的每个区域，位于HII区域和其中性环境之间的界面。使用2微米全天巡天测光，我们发现，KR 120的突出的亚毫米源可能包含一个嵌入的年轻恒星天体（YSO）的集群，使其成为一个可能的网站触发恒星形成。KR 7亚毫米源可能包含嵌入的YSO，而KR 81亚毫米源可能不包含。这些主要的亚毫米级源的质量柱密度在~0.1-0.6 g cm^{-2}范围内。被视为三个主要亚毫米来源的冷而致密的物质（团块）的质量约为100太阳质量。我们使用SCUBA遗产目录来表征HII区域周围的亚毫米源的人口，并将它们与以前研究的类似环状HII区域（KR 140）和大规模恒星形成区域（W3）附近的源进行比较。最后，我们估计的突出的新检测到的亚毫米源的红外光度，并发现它们与团块质量，与先前已知的亮度质量关系，本研究表明是有效的超过四个数量级的质量一致。
2011-03-09 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
Metallicity Structure in the Milky Way Disk Revealed by Galactic HII Regions
银河系盘的金属丰度结构源于银河系的化学动力学演化历史。我们使用国家射电天文台Karl G. Jansky甚大阵列观测82个银河系HII区域的~8-10 GHz氢射电复合线和射电连续辐射。我们利用这些数据来推导这些星云的电子温度和金属丰度。由于来自金属的碰撞激发线（例如，氧、氮）是HII区的主要冷却机制，因此可以从电子温度推断星云的金属丰度。包括以前的单碟研究，现在有167个星云具有无线电测定的电子温度和视差或运动学距离测定。的干涉电子温度是系统的10%以上，发现在以前的单碟研究，可能是由于不正确的数据分析策略，光学深度效应，和/或不同的气体的干涉仪的观察。通过结合干涉仪和单碟样品，我们发现银河系盘上的氧丰度梯度的斜率为-0.052 +/- 0.004 dex/kpc。我们还发现了显着的方位角结构的金属丰度分布。当银心方位角在30度附近与100度附近比较时，氧梯度的斜率变化约2倍。这种方位角结构与受旋臂影响的银河系化学动力学演化的模拟结果一致。
2019-10-31 astro-ph.GA
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
New evidences in IRDC G333.73+0.37: colliding filamentary clouds, hub-filament system, and embedded cores
为了揭示恒星形成过程，我们提出了一个多尺度和多波长的研究，对流红外暗云（IRDC）G333.73+0.37，主机先前已知的两个HII区域位于其中心。每个HII区都与一个中红外源有关，并由一颗大质量OB星激发。利用Spitzer 8.0 $μ$ m图像研究了与一个HII区有关的两个平行结构和一个中心-细丝系统（HFS）的吸收。$^{13}$ CO（J = 2-1）和C $^{18}$ O（J = 2-1）线资料显示了两个朝向IRDC的速度分量（大约$-$ 35.5和$-$ 33.5 km s $^{-1}$），有利于两个不同速度的对流云的存在。IRDC中用C $^{18}$ O线资料描述了非热（或湍流）运动。使用VVV近红外数据确定的年轻恒星天体（YSO）的空间分布跟踪IRDC中的恒星形成活动。使用ALMA 1.38 mm连续体图确定了朝向HII区域的低质量核心。VLT/NACO自适应光学L $^{\prime}$波段图像显示，在靠近HII区域的YSO NIR 31和MIR 16周围的4000 AU内，至少存在三个点状源，并且没有小尺度特征。HII区和YSO群的观测位置都在IRDC中心，两个对流云相交的地方。IRDC中的云-云碰撞或会聚流的情景似乎是适用的，这可能解释恒星形成活动，包括HFS和大质量恒星。
2022-04-05 astro-ph.GA
Spatially-resolved Galactic HII regions observed by LAMOST medium-Resolution Spectroscopic Survey of Nebulae (LAMOST MRS-N)
本文利用LAMOST MRS-N数据对10个银河系HII区进行空间分辨观测，通过径向流量剖面和逃逸分数分析，揭示物质束缚区比电离束缚区具有更高的电离光子逃逸率，且演化较老的HII区对周围弥散气体电离贡献更大。
2025-03-11 astro-ph.GA
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant HII Regions. VII. W3
不同的作者报道了许多被遮蔽的银河系HII区域的K波段分光光度距离。其中近50%显示出较大的差异相比，经典的方法，使用径向速度测量的无线电频谱区域。为了对这两种方法进行关键的测试，我们选择了一个目标，该目标对任何方法都没有特别的困难，并且已经通过尽可能多的技术进行了测量。位于英仙座臂的W3恒星形成复合体为这样的任务提供了极好的机会。我们在弗雷德里克·C上使用了NIFS光谱仪。Gillett Gemini North望远镜基于2MASS测光对候选的“裸光球”OB星进行分类。其中两个目标是中O型主序星，距离d = 2.20 kpc。这与在光学波段得出的分光光度距离（d = 2.18 kpc，Humphreys 1978）和W3三角视差的测量（d = 1.95 kpc，Xu et al. 2006）非常一致。这些结果证实了K波段的分光光度距离是可靠的。相反，射电推导的运动学距离给出的距离是其两倍（d = 4.2 kpc，Russeil 2003）。这表明英仙座臂的这个区域并不遵循银河系的旋转曲线，这可能也是其他HII区域的情况，因为已经发现了差异。
2011-06-14 astro-ph.GA
Untangling the Recombination Line Emission from HII Regions with Multiple Velocity Components
HII区是围绕着大质量恒星的电离球体。它们是追踪银河系结构的理想目标，因为它们主要存在于旋臂中，并且在红外和无线电波段具有高光度。在绿岸望远镜HII区域发现调查（GBT HRDS）中，我们发现超过30%的银河系第一象限HII区域具有多个氢射电复合线（RRL）速度，这使得确定它们的银河系位置和物理性质变得不可能。在这里，我们进行额外的GBT RRL观测，以确定18度内所有117个多速度源的离散HII区域速度。<1 <65度。多速度源主要集中在22度带。<1 <32 °，这与大质量恒星形成的最大区域相吻合，这意味着漫射辐射是由泄漏的电离光子引起的。我们结合我们的观察与分析的电子温度，分子气体，和碳复合线，以确定103个离散H II区域（88%的样品）的源速度。在已知源速度的情况下，我们解决了47个区域的运动学距离模糊性，从而确定了它们的日心距离。
2015-07-20 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
The HII region G35.673-00.847: another case of triggered star formation?
作为我们正在进行的系统研究的一部分，目的是增加在HII区域周围触发恒星形成的观测证据，我们分析了HII区域G35.673-00.847周围的ISM，这是一个研究不足的来源。使用来自大规模巡天的数据：2微米全天巡天、银河遗产红外中面巡天（GLIMPSE）、MIPSGAL、银河环巡天（GRS）、VLA银河平面巡天（VGPS）和NRAO VLA巡天（NVSS），我们对G35.673-00.847及其周围进行了多波长研究。中红外辐射显示，G35.673-00.847有一个几乎半环状的形状，向银河系西部切割。这个半环的半径约为1.5'（约1.6 pc，距离约3.7 kpc）。距离估计HI吸收研究和分子气体的分析。事实上，我们发现了一个由分布在HII区域周围的几个团块组成的分子壳，这表明它的膨胀正在收集周围的物质。我们发现几个YSO候选人的分子壳。最后，比较HII区的动力学年龄和分子壳层的碎裂时间，我们放弃了收集和崩溃的机制，负责YSO的形成，建议其他过程，如辐射驱动的内爆和/或小尺度的Jeans引力不稳定性。
2010-10-19 astro-ph.GA
Exploring the 13CO/C18O abundance ratio towards Galactic young stellar objects and HII regions
确定分子丰度比不仅对研究银河系化学很重要，而且因为它们对估计各种星际介质环境中的物理参数很有用。CO是追踪星际介质中分子气体的重要分子之一，13 CO/C18 O丰度比通常用于估算中高密度区域的分子质量和密度。目前，这种同位素比值一般是由元素丰度比值间接导出的。我们提出了第一个13 CO/C18 O丰度比的研究进行CO同位素观测对大样本的不同性质的银河系来源在不同的位置。为了研究13 CO/C18 O丰度比，使用了从CO高分辨率巡天获得的12 CO J=3-2数据，从13 CO/C18 O（J=3-2）外差内银河系平面巡天获得的13 CO和C18 O J=3-2数据，以及从詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜数据库中提取的一些补充数据。它分析了198个源的样本，这些源由年轻恒星天体（YSO）、HII和弥漫HII区域组成，这些区域在红MSX源巡天中编目为27.5 < l < 46.5和|b| < 0.5。大多数分析的源位于银河系中心距离范围4.0-6.5千秒差距。我们发现，YSO有，平均而言，较小的13 CO/C18 O丰度比HII和弥漫HII地区。考虑到与YSO相关的气体应该比其他来源的情况下受辐射的影响更小，C18 O的选择性远紫外光解离被证实。在这项工作中获得的13 CO/C18 O丰度比系统地低于从已知的元素丰度关系的预测。这些结果将有助于在未来的研究分子气体有关的YSO和HII区…
2017-12-27 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
High-mass star formation possibly triggered by cloud-cloud collision in the HII region RCW 34
我们报告的一种可能性，位于HII区域RCW 34的高质量恒星是由分子云碰撞引起的触发形成的。用NANTEN 2和ASTE望远镜测量了RCW 34方向的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $J=$ 2-1和$^{12}$ CO $J=$ 3-2谱线的分子气体分布。我们发现了两个速度范围为0-10 km s $^{-1}$和10-14 km s $^{-1}$的云。前者的质量约为2.7 x 10 $^{4}$ Msun，其形态类似于在红外波长下观察到的环状结构，而后者的质量约为10 $^{3}$ Msun，以前的观测尚未识别，分布很可能覆盖另一个云包围的气泡。光谱型为O8.5V的高质量恒星位于两个云的边界附近。$^{12}$ CO $J=$ 3-2 / $J=$ 2-1的谱线强度比在大质量恒星附近产生很高的值（~1.5），表明这些云与大质量恒星有关。我们还证实，所获得的位置-速度图显示出类似的分布，通过数值模拟的超音速碰撞的两个云。使用两个云之间的相对速度（~5 km/s $^{-1}$），碰撞时间尺度估计为$\sim$ 0.2百万年，假设距离为2.5 kpc。这些结果表明，RCW 34中的高质量恒星是在约0.2百万年的时间尺度内通过触发云-云碰撞而迅速形成的。
2017-11-10 astro-ph.GA
HII Region Metallicity Distribution in the Milky Way Disk
金属元素在银河系中的分布提供了有关星系形成和演化的重要信息。HII区域是银河系中最明亮的天体，在中红外线到无线电波段，可以在整个银河系盘面上看到。我们利用NRAO绿岸望远镜（GBT）测量了银河系81个HII区的射电复合线和连续辐射。我们利用这些数据计算了LTE电子温度。在热平衡中，预计金属丰度将设定星云电子温度，高丰度产生低温。我们的HII区域分布覆盖了大范围的银心半径（5至22千秒差距）和样本的银河方位角范围330度至60度。使用我们最高质量的数据（72个物体），我们得出了O/H银河系中心径向梯度为-0.0383 +/- 0.0074 dex/kpc。将这些数据与NRAO 140英尺望远镜进行的类似调查相结合，我们得到了133个星云的较大样本的径向梯度为-0.0446 +/- 0.0049 dex/kpc。数据很好地拟合线性模型，没有检测到不连续性。将我们的样本分为三个银河方位角区域，产生了明显不同的径向梯度，范围从-0.03到-0.07 dex/kpc。这些不均匀性表明金属在给定半径下没有很好地混合。我们强调同质样本的重要性，以减少比较不同系统学的数据集的混乱。银河系化学演化模型通常只导出沿径向维度随时间的化学演化。未来的模型也应该考虑方位角的演变。
2011-06-08 astro-ph.GA
Two physical regimes for the Giant HII Regions and Giant Molecular Clouds in the Antennae Galaxies
我们综合了射电干涉仪ALMA（Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array）和光学干涉仪GH $α$ FaS（Galaxy H $α$ Fabry-Perot System）对银河系的观测。这两组观测具有可比的角度和光谱分辨率，使我们能够识别142个巨型分子云（GMC）和303个HII区域。我们测量并比较了它们的基本物理性质（半径、速度色散、光度）。对于HII区域，我们发现两个物理机制，一个是电离气体的质量$>10^{5.4} \mathrm{M_{\odot}}$，其中气体密度随气体质量增加，另一个是电离气体的质量$<10^{5.4} \mathrm{M_{\odot}}$，其中气体密度随气体质量减少。对于GMCs，我们发现，与以前在其他星系中的研究相比，在一般较低的质量范围内的云，气体表面密度随半径增加，暗示在两个制度，这些云，如果我们考虑这两个来源的数据。我们还发现GMC质量函数在$10^{6.7}\mathrm{M_{\odot}}$处有一个突变。使用速度色散测量，我们声称，政权之间的差异是占主导地位的结合力的性质。在质量较小的区域，主导力是外部压力，而在质量较大的区域，主导力是云的内部重力。在重力占主导地位的制度，恒星形成率，来自尘埃校正的H $α$光度，增加超线性的速度色散，和气体密度增加的气体质量。
2014-11-17 astro-ph.GA
Evolution of Blister-Type HII Regions in a Magnetized Medium
我们使用三维雅典娜电离辐射磁流体动力学（IRMHD）的代码来模拟气泡型的HII区的磁化气体云的边缘驱动的恒星。我们比较这些模拟的球形HII地区的恒星嵌入云深处，和非磁化模拟的两种类型，以比较它们的能力，驱动湍流和影响恒星形成。我们发现，磁化泡HII区域可以非常有效地将能量注入云中。这在一定程度上是一种磁效应：HII区域添加到云的磁能与动能相当或更大，磁场也可以帮助准直喷出的气体，增加其能量产量。由于这些效应，一个膨胀成云的泡状HII区，其边缘有一个垂直于其边缘的磁场，在500万年前注入的能量是由相同光度的恒星驱动的非磁化泡状HII区的两倍。泡状HII区域在注入动能方面也比球形HII区域更有效，这是由于逃逸气体提供的反冲，但不如一些解析近似所预测的那么多。
2011-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Green Bank Telescope HII Region Discovery Survey II. The Source Catalog
绿岸望远镜HII区域发现调查使银河系343度区域中已知的HII区域数量翻了一番。\leql \leq 67度使用|b| \leq 1 deg.我们从448个靶上探测到了603个9 GHz（3cm）的分立氢射电复合线（RRL）分量。我们的目标是根据空间一致的中红外和20厘米无线电连续辐射选择的。这些来源几乎总是HII区域;我们从95%的目标样品中检测到氢RRL排放。绿岸望远镜的灵敏度和它的光谱仪的功率一起使这次调查成为可能。在这里，我们提供了一个目录的测量性质的RRL和连续发射的调查星云。由此得到的巡天完整性极限为9 GHz时的180 mJy，足以探测到所有被单个O星电离到12 kpc距离的HII区。这些最近发现的星云在天空中的分布与先前已知的银河系HII区域的普查相同。然而，平均而言，新星云具有较暗的连续通量，较小的连续角尺寸，较暗的RRL强度和较小的RRL线宽。虽然角尺寸很小，但我们的许多新星云与与极其年轻的HII区域相关的示踪剂几乎没有空间相关性，这意味着我们的样本跨越了一系列演化状态。我们发现了34个第一象限负速度HII区，它们位于离太阳极远的地方，似乎是外臂的一部分。我们发现了207个斯皮策GLIMPSE 8.0μm“气泡”源的RRL发射，其中65个以前已经编目。因此，似乎几乎所有的GLIMPSE气泡都是HII区域，而所有银河系HII区域中的\sim 50%在8.0μm处具…
2011-03-25 astro-ph.GA
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
Star formation activity in the southern Galactic HII region G351.63-1.25
银河系南部的高质量恒星形成区G351.6-1.3是一个HII区-分子云复合体，光度为2.0 x 10^5 L_sun，距离2.4 kpc。本文主要研究G351.6-1.3附近的HII区、嵌入星系团和星际介质。我们解决的激励源的识别以及人口普查的恒星星族。电离气体的分布已被映射使用巨型米波射电望远镜（GMRT），印度在三个连续频率：1280，610和325兆赫。HII区域显示出细长的形态，1280 MHz图包括6个分辨的高密度区域，由跨越1.4 pc x 1.0 pc的扩散发射包围。最亮的射电核心的零龄主序（ZAMS）谱型为O7.5。我们进行了近红外观测在JHKs波段使用SIRIUS仪器的1.4米红外测量设施（IRSF）望远镜。近红外图像揭示了一个嵌入星云状扇形辐射中的星团的存在。嵌入星团K波段光度函数的对数正态斜率为0.27 ± 0.03，近红外多余星的比例估计为43%。这表明星团的年龄与100万年一致。香槟流模型从一个平坦的，薄的分子云被用来解释相对于毫米云和红外亮度的无线电发射的形态。
2014-03-19 astro-ph.GA
Self-absorption in [CII], $^{12}$CO, and HI in RCW120. Building up a geometrical and physical model of the region
揭示HII区域及其相关分子云的三维动力学对于理解恒星反馈如何影响星际介质的密度结构和运动学这一长期存在的问题是重要的。我们采用了在SOFIA遗留程序FEEDBACK中观测到的[CII]中HII区域RCW 120的观测结果，以及用APEX获得的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（3 $\to$ 2）线。此外，我们还使用了南银河平面巡天的HI数据。两个辐射传输模型被用来拟合观测数据。用一维非LTE辐射传输程序SimLine进行的谱线分析证明了CO的发射不可能来自球对称的分子云结构。利用两层多组分模型，我们量化了暖背景气体和冷前景气体的量。有一个赤字的CO排放沿视线向中心的HII区，这表明HII区是与扁平的分子云。CO谱线中的自吸收可能隐藏了下落和膨胀分子气体的特征。[CII]发射来自膨胀的[CII]气泡和PDR。[CII]发射的很大一部分被吸收在一个冷的（~60-100 K），低密度（<500 cm $^{-3}$）原子前景层，厚度为几个秒差距。我们认为RCW 120 HII区域形成于一个扁平的分子云中，现在正从其母体云中爆发出来。被压缩的周围分子层在球形膨胀的HII泡周围形成环面。这种情况下，可能会被推广到其他HII气泡，并将解释所观察到的“平面”结构的分子云与HII气泡。我们认为，在许多恒星形成区域观察到的[CII]吸收至少部分是由分子云周围的低密度，凉爽，HI-信封造成的…
2022-04-21 astro-ph.GA
IR Dust Bubbles II: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions
我们提出了一个分析晚O/早B供电，秒差距大小的气泡和相关的恒星形成使用2 MASS，GLIMPSE，MIPSGAL和MAGPIS调查。从Churchwell等人（2007）的目录中选择了三个气泡。我们证实，在沃森等人（2008年）中确定的结构保持在能量较低的气泡中，即PDR，由8 um发射确定，由于多环芳烃围绕热尘埃，由24 um发射确定，电离气体，由20 cm连续谱确定。我们通过比较气泡尺寸和Hosokawa & Inutsuka（2006）的数值模型来估计两个气泡的动力学年龄。我们还确定和分析候选年轻恒星对象（YSO）使用SED拟合和确定可能触发恒星形成的网站。最后，我们确定可能的电离源的两个源的基础上SED拟合。
2009-01-08 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
Star formation triggered by HII regions in our Galaxy: First results for N49 from the Herschel infrared survey of the Galactic plane
已经表明，通过不同的物理机制，HII区的膨胀可以触发所有质量的新恒星的形成。这个过程可能对大质量恒星的形成很重要，但在银河系中从未被量化过。我们使用Herschel-PACS和-SPIRE图像从Herschel红外调查的银河平面，高GAL，进行这项研究。我们结合斯皮策GLIMPSE和MIPSGAL，无线电连续和亚毫米的调查，如ATLASGAL与Hi-GAL研究年轻恒星对象（YSO）对银河系HII地区的观察。我们选择了一个代表性的HII区域，N49，位于该领域集中在l=30 degr作为Hi-GAL科学演示阶段的一部分，以证明Hi-GAL将有这个领域的研究的重要性。Hi-GAL PACS和SPIRE图像揭示了一个新的嵌入式年轻恒星群，与明亮的ATLASGAL凝聚相一致。Hi-GAL图像还允许我们第一次通过拟合光谱能量分布来限制新形成恒星的物理特性。在N49区域的边界观测到了大质量的年轻恒星天体，它们代表了第二代大质量恒星，其形成是由电离区域的膨胀引发的。Hi-GAL使我们能够探测到处于不同演化阶段的年轻恒星群体，冷凝聚只能在SPIRE波长范围内探测到。Hi-GAL的远红外覆盖范围强烈限制了YSO的物理性质。这次调查的大而无偏见的空间覆盖范围为我们提供了一个独特的机会，首次领导对银河系HII区域引发的恒星形成的全球研究。
2010-05-10 astro-ph.GA
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
