On the Nature of the HII Regions in the Extended Ultraviolet Disc of NGC 4625
使用深Subaru/FOCAS光谱的34个HII区域的内部和外部的扩展紫外（XUV）盘星系NGC 4625，我们已经测量到了近2.5倍的光学等照度半径的丰度梯度。我们应用了几个强线丰度校准来确定HII区域的丰度，包括R23，[NII]/[OII]，[NII]/Ha以及[OIII]4363极光线，我们在三个HII区域中检测到。我们发现，在过渡的内部和外部盘的丰度梯度变得平坦。此外，似乎有一个丰富的不连续性，在接近这一转变。我们的几个目标HII区域似乎偏离了明亮的河外HII区域在[NII]/Ha与[OIII]/Hb诊断图中定义的电离序列。使用理论模型，我们得出结论，这些偏差最有可能的解释是有关的HII地区的时间演化，或随机变化的电离恒星星族这些低质量的HII地区，虽然我们无法区分这两种效果。这种效应也会影响强谱线丰度测定的可靠性。
2010-11-09 astro-ph.CO
The spectral investigation of seven HII regions in Kazarian galaxies
根据SDSS DR 5光谱，对6个Kazarian星系的7个HII区进行了分光光度研究。测定了重元素和氦的丰度，以及电离星的数量和恒星形成率。氧丰度12+log（O/H）在7.94 - 8.35的范围内。平均log（S/O）、log（Ar/O）和log（Ne/O）丰度比分别为-1.63、-2.37和-0.78。HII区的log（N/O）丰度比在-0.63 ~-1.37之间。它们在N/O-O/H图中占据与高激发HII区相同的面积。最有可能的是，被调查的HII区域的年龄大于1亿至3亿年，这是中等质量恒星富集氮所必需的。在螺旋星系和不规则星系中，恒星形成率与HII区的恒星形成率相同，为0.05 - 0.81 M年-1。
2009-12-09 astro-ph.CO
Determining the Hubble constant using Giant extragalactic HII regions and HII galaxies
我们报告的第一个长期计划的结果，旨在提供准确的独立估计的哈勃常数（H 0）使用的L-西格玛距离估计的巨大河外HII地区（GEHR）和HII星系。我们已经使用VLT和斯巴鲁高色散光谱观测的HII星系的本地样本，确定在SDSS DR 7目录，以重新定义和改进的L（Hbeta）-西格玛距离指标，并确定哈勃常数。为此，我们利用本地校准或“锚”的相关性，GEHR在附近的星系，通过主要指标确定了准确的距离测量。使用我们最好的69个附近的HII星系和9个星系中的23个GEHR的样本，我们得到H 0 =74.3 +- 3.1（统计）+- 2.9（系统）km /s Mpc，与最近的SNe Ia结果非常一致，并独立确认。
2012-06-14 astro-ph.CO
Exploring the "$L$--$σ$" relation of HII galaxies and giant extragalactic HII regions acting as standard candles
HII星系（HIIGx）和巨大的河外HII区（GEHR）的宇宙学应用，以构建在更高的红移哈勃图需要知识的“$L$ - $σ$“关系的标准蜡烛使用。在本文中，我们研究了一个大样本的156个源（25个高$z$ HII星系，107个本地HII星系，和24个巨大的河外HII区）的Terlevich等人编制的性质。（2015年）。利用两种新的与宇宙学无关的方法重建的宇宙学距离，我们研究了H $β$发射线光度$L$与电离气体速度色散$σ$之间的相关性.该方法是基于非参数重建使用宇宙钟的哈勃参数的测量，以及来自第三代引力波探测器（爱因斯坦望远镜，ET）的引力波的模拟数据，可以被认为是标准的塞壬。假设发射线亮度与电离气体速度色散关系，$\log L ($ H $β) = α\log σ($ H $β)+κ$，我们发现，完整的样本提供了一个严格的约束的相关参数。然而，对三个不同的子样本进行的类似分析似乎支持用不同的策略处理HII星系和巨大河外HII区域的方案。利用修正后的“$L$ - $σ$“关系，在空间平坦的$Λ$ CDM宇宙学中，我们得到了物质密度参数$Ω_{m}=0.314\pm0.054$（用标准钟校准）和$Ω_{m}=0.311\pm0.049$（用标准塞壬校准）的值。
2019-11-25 astro-ph.CO
Regiones HII Gigantes en Galaxias Observables desde el Hemisferio Sur
在这篇论文中，我们对南半球可见星系中的巨HII区进行了详细的光谱研究。
2012-03-05 astro-ph.CO
HII regions feeding the interstellar medium in M83
我们分析了恒星形成HII区域的内部动力学及其与ISM相互作用的效率。我们使用GHaFaS（Fabry-Perot）数据对邻近的旋涡星系M83的136个HII区的积分H α发射线进行了多重高斯拟合，先进的仪器响应减法，并研究了亮度-速度色散关系。我们发现，处理仪器响应效应的最佳方法是在拟合之前将其实际形状与高斯进行卷积，并且在我们的数据中几乎没有区域需要二次高斯。
2009-09-23 astro-ph.CO
Local reionizations histories with merger tree of HII regions
我们约束周围的祖先星系的再电离过程的初始阶段，如初始的HII区域的范围之前，其融合与紫外背景和其传播的持续时间。我们使用了一套再电离模拟不同的分辨率和电离源配方。由于HII区域的合并树，建立了HII区域属性的目录。我们绘制了当地的再电离历史作为时间的函数，并根据该地区的晕质量祖先的变化进行调查。然后，我们外推的晕质量内的区域从高z到z=0的z=0星系的再电离历史的预测。我们发现，HII区出现得越晚，在它看到全球紫外背景之前，它的相关寿命和体积就越小。HII区初始增长的持续时间和范围在很大程度上取决于内晕的质量，可以长达再电离时期的50%。我们发现，最大的质量是今天的晕，它出现的越早，其HII区的扩展和传播的持续时间越大。定量预测不同，取决于盒子的大小或源模型：小的模拟体积受HII区域和基于晕的源模型之间的邻近效应预测较小的区域和较慢的I-前膨胀比模型使用恒星粒子作为电离源。我们的研究结果表明，银河系型晕有一个最大的范围为1.1兆秒差距/小时的初始HII区，建立了自己在150-200 $\pm 20$万年。这与使用受约束的本地群模拟进行的预测一致。考虑到质量与本星系群（MW+M31）相当的晕，我们的结果表明，统计上它没有受到来自室女座星系团的外部锋的影响。
2014-06-23 astro-ph.CO
An Isolated HII Region near ESO 481-G017
我们获得了星系ESO 481-G 017的VLA 21厘米观测结果，以确定由距离星系43 kpc的HII区域（投影）追踪的远程恒星形成的环境和触发因素。ESO 481-G 017是一个早期类型的旋涡星系，HI质量为1.1*10^9 Msun，距离为55 Mpc。孤立的HII区的H-α光度为10^38.1 erg·s^-1，连续辐射最小，表明在以前几乎没有恒星存在的地方形成了新的恒星。ESO 481-G 017的HI盘（3840-4000 km s^-1）和孤立的HII区（4701 +/- 80 km s^-1）之间的速度差异表明，HII区的起源可能是在潮汐特征中形成的恒星，或者是在一个非常低光度的伴星系中新触发的恒星形成。VLA的观测揭示了这个年轻天体的性质。
2009-09-03 astro-ph.CO
Integral field spectroscopy of HII regions in M33
介绍了M33恒星形成区的积分场谱。利用位于上伊斯帕诺-阿莱曼天文台（CAHA）3.5米望远镜上的波茨坦多孔径分光光度计（PMAS）观测到了一个300 x 500 pc ^2的中心区域和位于银河中心距离{ \sim } 19弧分（4.69 kpc）处的外部HII区IC 132。光谱覆盖范围从3600 A到1μm，包括从[OII]λ3727 A到推导硫电子温度和丰度诊断所需的近红外线。个别HII区域内的局部条件以发射线通量和每个空间分辨率元素（spatial）的物理条件以及具有类似Hα表面亮度的片段的形式呈现。当比较中央和外侧椎间盘HII区域时，观察到明显的二分法。而外部HII区具有较高的电子温度和较大的Hβ等效宽度、尺寸和激发，中心区具有较高的消光和金属含量。二分法延伸到BPT诊断图，显示两个正交的广泛分布的点。通过与赝三维光电离模型的比较，我们得出结论，体观测到的差异可能与不同的电离参数和金属丰度有关。在IC 132中检测到Wolf-Rayet特征，并将其分解为两个浓度，其积分光谱用于估计WR星的特征数。没有WR功能，在中央HII地区，尽管他们的金属丰度较高。
2012-12-28 astro-ph.CO
Determination of the local Hubble constant using Giant extragalactic HII regions and HII galaxies
本文提出利用 HII 星系与巨 HII 区的 Hβ 光度—速度弥散关系，结合锚定样本零点测定局域哈勃常数，并分析系统误差与改进前景。
2023-09-26 astro-ph.CO
The galaxy-wide distributions of mean electron density in the HII regions of M51 and NGC 4449
利用ACS-HST图像，得到了Sbc星系M51和矮不规则星系NGC 4449的Hα连续减影光度图，并给出了它们的Hα光度、等效半径和相对于星系中心的坐标等HII区参数的星表（M51超过2000个区域，NGC 4449超过200个区域）。根据这些数据，我们导出了每个区域的平均光度加权电子密度<n_e>，由Hα光度和区域半径R确定。将这些密度与区域半径作图，我们发现，<n_e>当R^{-1/2}变化时，密度与半径非常吻合。据我们所知，这种相对简单的关系还没有从HII区结构的模型中预测出来，并且应该在约束未来的模型中有用。绘制密度对银河中心半径，r，我们发现很好的指数拟合的区域，与尺度长度接近10千秒差距的两个星系。这些值是可比的HI柱密度为两个星系的尺度长度，虽然他们的光学结构，涉及到他们的恒星成分是非常不同的。这一结果表明，在第一近似下，HII区域可以被认为与其周围环境处于压力平衡。我们还绘制了穿过M51螺旋臂的HII区域的电子密度，显示了沿着臂的脊线达到峰值的包络。
2010-01-02 astro-ph.CO
Line Emission from Radiation-Pressurized HII Regions I: Internal Structure and Line Ratios
发射线比率[OIII]5007/H-beta和[NII]6584/H-alpha已被用作区分发射线星系中根本不同的电离机制的经验方法。然而，这些诊断的详细解释需要计算发射HII区域的内部结构，这些计算取决于辐射压力和恒星风的相对重要性的假设。在本文中，我们构建了一个准静态的HII区模型，探讨如何选择这些参数改变HII区的发射线比。我们发现，当辐射压力包括在我们的模型中，HII区域达到饱和点，超过该饱和点的驱动星的光度的进一步增加不会产生任何进一步的有效电离参数的增加，因此不会产生任何进一步的改变在HII区域的线比。我们还表明，如果假设恒星风是强的，最大可能的电离参数是相当低的。由于这种效应，同时假设HII区域是风吹的气泡并且它们具有高电离参数是不一致的;一些流行的HII区域模型遭受这种不一致。我们在本文中的工作提供了一个基础的配套文件中，我们嵌入的模型网格，我们在这里计算的人口合成代码，使我们能够计算从银河系人口的HII地区的综合线发射。
2013-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The size--density relation of extragalactic HII regions
我们调查的大小-密度在河外HII地区的关系，了解尘埃的作用和电离介质中的不同物理条件的目的。首先，我们汇编了几个观测数据集的银河系和河外HII区，并确认河外HII区遵循相同的大小（D）-密度（n）的关系作为银河系的。由于静态模型无法解释这一点，我们通过考虑恒星形成历史，尘埃的影响和压力驱动的膨胀，模拟了HII区域的尺寸-密度关系的演变。我们的样本数据的大小和密度跨度约六个数量级的结果进行了比较。我们发现，河外星系的大小-密度关系并不产生于HII区域的演化序列，而是反映了一个具有不同初始气体密度的序列（“密度等级”）。此外，许多HII区域的大小受到尘埃吸收电离光子的限制，而不是电离中性氢的消耗。在典型气体密度大于10^3 cm^{-3}的致密HII区的整个生命周期中，尘埃对电离光子的消光作用特别严重。因此，只要电离光子的数量被用来追踪大质量恒星的形成，许多恒星形成活动可能会被错过。这种紧密密集的环境，被尘埃掩盖得最深的环境，具有类似于“最大强度恒星爆发”的特性。这意味着亚毫米和红外波长可能是必要的，以准确评估在这些极端条件下的恒星形成在本地和高红移。
2009-10-15 astro-ph.CO 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
Line Emission from Radiation-Pressurized HII Region II: Dynamics and Population Synthesis
来自HII区域的光学和红外发射线是用于研究星系的重要诊断方法，但对这些线的解释需要对发射区域的内部结构和动力学演化进行大量建模。目前大多数常用的模型都假设HII区的动力学是由恒星风气泡的膨胀所主导的，而忽略了辐射压对动力学的贡献，在某些情况下也忽略了对内部结构的贡献。然而，最近对附近星系的观测表明，这两种假设都是不合理的，促使我们重新审视HII区线发射如何依赖于风和辐射压力的物理学的问题。在配套文件中，我们构建模型的单个HII地区，包括和不包括辐射压力和风，在本文中，我们描述了一个人口合成代码，使用这些模型来模拟银河系的集合HII地区不同的物理参数。我们表明，物理参数的选择有显着的影响银河系的发射线比，在某些情况下，线比可以超过以前声称的理论极限。我们的研究结果表明，最近报道的偏移线比率值之间的高红移恒星形成的星系和那些在本地宇宙可能部分解释了大量的辐射压力占主导地位的HII区域内的存在。
2013-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planetary nebulae and HII regions in the spiral galaxy NGC 300. Clues on the evolution of abundance gradients and on AGB nucleosynthesis
我们获得了邻近旋涡星系NGC 300中26个行星状星云（PNe）和9个致密HII区的深谱，并与以前观测到的巨大HII区的深谱一起进行了分析。我们以一致的方式确定了所有这些物体的物理性质及其He、N、O、Ne、S和Ar丰度。我们发现，在全球范围内，紧凑的HII区域的丰度比类似的巨型HII区域，而PNe系统较大的N/O比和类似的Ne/O和Ar/O比。我们证明了PNe中氮的增强不能仅仅是由于祖星的第二次疏浚，因为它们的初始质量约为2- 2.5\，\msun。需要一个额外的混合过程，也许是由恒星旋转驱动的。关于径向丰度分布，PNe表现出不同的HII区域：在星系的中心部分，其平均O/H丰度比小0.15 dex。它们在任何银河系中心半径处的丰度离散度都明显大于HII区的丰度离散度，其中许多在相同的银河系中心距离处的O/H值都高于HII区。这表明不仅氮，而且氧也受到PN祖细胞核合成的影响，其数量至少取决于恒星的旋转速度和其他参数。PNe区的O/H、Ne/H和Ar/He丰度梯度明显小于HII区。我们认为，这表明在NGC 300的金属丰度梯度在最后Gyr陡峭，而不是径向恒星运动的影响，虽然大的分散观察到这个结论只是试探性的。
2013-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the electron temperatures in high-metallicity HII regions
研究了高金属丰度（12+log（O/H）> 8.2）HII区的电子温度。表示星云-极光[OIII]线比Q_3，O的经验ff关系（以及星云-极光[OII]线比Q_2，O和星云-极光[NII]线比Q_2，N）的关系式，以及电子温度t_3，O，t_2，O和t_2，还测定了一些河外HII区的N。并对t_2 - t_3图进行了讨论。结果表明，HII区的t_2和t_3电子温度之间存在着一一对应的关系，星云R_3线较弱（logR < 0.5）。导出的这些HII区的t_2，N-t_3，O关系式与常用的t_2 - t_3关系式相似.具有强R_3线通量（logR_3 > 0.5）的HII区不符合这个关系。发现t_2，N和t_2，O温度之间存在差异，即t_2，N温度系统地低于t_2，O温度。差异是小的，在低的电子温度和增加电子温度高达10%，在t=1。原子数据的不确定性可能是造成这种差异的原因。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measurements of 4He in Metal-Poor Extragalactic HII Regions: the Primordial Helium Abundance and the Delta Y / Delta O Ratio
本文根据河外HII区氢氦复合线的研究，对原始氦丰度Yp的测定进行了综述。我们还讨论了观测测定的增加氦增加的氧的质量Δ Y /Δ O，并比较它们与预测的基础上的模型的银河系化学演化。
2009-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A correlation between SN II metal line strength and host HII region oxygen abundance
Dessart等人，证明了II型超新星（SN II）模型光谱呈现出随着祖先金属丰度的增加而增加的金属线强度。面对这些模型的观测，我们得到了一个大样本的SN II主机HII区发射线光谱。我们发现，推断的SN II主机HII区域金属丰度与SN II金属线，特别是Fe II 5018A的强度有统计学意义的相关性。
2015-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity profile of M31 from spectroscopy of hundreds of HII regions and PNe
旋涡星系中星云发射线区域之间的氧丰度梯度已被用作化学演化模型的重要约束。我们提出了有史以来最大的螺旋星系（M31）发射线星云的全波长光谱样本。我们用MMT的Hectospec多光纤光谱仪收集了253个HII区和407个行星状星云的光谱。我们测量199 HII区域和333 PNE的视线消光;我们直接导出氧丰度，基于电子温度，为51 PNE;我们使用强线方法估计氧丰度为192 HII区域和氮丰度为52 HII区域。在我们的样品中，更广泛的HII区的相对较浅的氧丰度梯度通常与Zaritsky等人（1994）的结果一致，该结果仅基于19个M31 HII区，但随所采用的强线诊断而变化。我们的大样本量表明，有显着的内在分散围绕这个丰度梯度，高达3倍的系统不确定性的强线诊断。内在的散射是相似的氮丰度，虽然梯度是显着陡峭。在小尺度上（去投影距离< 0.5 kpc），HII区域在33%的相邻对中表现出大于0.3 dex的氧丰度局部变化。我们没有确定一个显着的氧丰度之间的梯度PNe，但我们确实发现一个显着的梯度[N II]的比率，系统地变化与表面亮度。我们的研究结果强调了M31的ISM的复杂性和不均匀性，我们的数据集说明了与附近螺旋星系金属丰度梯度的未来研究相关的系统效应。
2012-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Internal Kinematics of the HII Galaxy II Zw 40
我们提出了一个著名的HII星系：II Zw 40的占主导地位的巨大HII区域的电离气体的运动学性质的研究。在Gemini-North望远镜的GMOS仪器上使用IFU模式获得了高空间和光谱分辨率的光谱。我们使用了一套运动学诊断图，如强度与速度色散强度与径向速度，在星云的子区域的全球和个人的分析。我们的目标是分离主要的线加宽机制负责产生一个平滑的超音速集成线轮廓的巨大的HII区域。最亮的中心区域（R ~ 50 pc）负责从对积分线轮廓的单次拟合导出的sigma。引力的主导作用，以及年轻（小于1千万年）大质量恒星的可能未解决的风，在这个小区域中应该是整个星暴区域的特征性H α速度剖面的原因。我们的观测结果表明，该星系尺度恒星形成区的星际介质的复杂结构与邻近的本星系群中的河外巨HII区非常相似。
2009-02-16 astro-ph.CO 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
