SOFIA/FORCAST Monitoring of the Dust Emission from R Aqr: Start of the Eclipse
我们目前的中红外光谱从我们的持续监测宝瓶座R，最近的共生米拉，使用平流层红外天文台（SOFIA）。新的光度和光谱数据是在2018年和2019年SOFIA望远镜（FORCAST）的微弱物体红外CAmera系统开始“日食”后获得的，在此期间，它在视觉上变暗了两个等级。中红外通量，特别是10 μ m硅酸盐特征，与前几个周期相比有所加强。辐射转移模型的拱星尘埃排放计算的新的光谱，并重新计算那些以前获得的使用更合适的近红外的幅度值来约束的属性AGB光谱加热尘埃。模拟结果表明，光度对脉动相位的依赖性不受日食发生的影响，而中红外通量的增加是由于更高的尘埃密度。该模型也证实了我们早期的结果，微米级的晶粒存在，并在晶粒组成的变化是不需要解释光谱的变化。
2021-12-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA/FORCAST Galactic Center Legacy Survey: Overview
银河系中心包含了我们银河系中恒星形成的一些最极端的条件，以及许多其他独特的现象。考虑到我们相对接近银河系中心，我们能够研究物理过程的细节，达到更遥远的星系根本不可能达到的水平，从而获得星系核区域的其他无法获得的视图。我们最近利用SOFIA上的FORCAST仪器对银河系中心25和37 $μ$ m处的中红外明亮部分进行了有针对性的成像调查。这次勘测是SOFIA第7周期的首批遗留计划之一，观测了403弧分$^2$（2180 pc $^2$）的总面积，包括Sgr A、B和C复合体。在这里，我们提出了一个概述的调查策略，观察和数据减少的陪同下，首次公开发布的调查数据。我们讨论了有趣的区域和功能的数据，包括扩展功能附近的环核盘，在拱丝和镰刀H II地区的结构，并在Sgr B2和Sgr C嵌入式恒星形成的迹象。我们还展示了一些研究较少的中红外源，位于Sgr A和Sgr C之间，可能是相对孤立的恒星形成活动的场所。最后，我们讨论了后续出版物的计划和调查的未来数据发布。
2020-04-14 astro-ph.GA
Mid-IR FORCAST/SOFIA Observations of M82
我们提出了75“x75”大小的地图M82在6.4微米，6.6微米，7.7微米，31.5微米，和37.1微米的分辨率为~4”，我们已经获得了与中红外相机FORCAST在SOFIA。我们发现沿长轴从60”（~ 1 kpc）内部发出强辐射，主峰位于核西南偏西5”，次峰位于核东北偏东4”。发射的详细形态在波段之间不同，这可能是由于不同的尘埃成分在短中红外波长和长中红外波长处主导连续发射。我们包括斯皮策-IRS和赫歇尔/PACS 70微米的数据，以适应光谱能量分布模板在两个发射峰。最佳拟合模板对主发射峰和次发射峰的折射率分别为A_V = 18和A_V = 9，我们估计在31微米和37微米测量的两个峰处的色温为68 K。在发射峰值处，估计的尘埃质量约为10^{4} M_sun。
2012-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Infrared Study of the Dust Properties and Geometry of the Arched Filaments HII Region with SOFIA/FORCAST
大质量的星团提供辐射（$\mathrm{\sim 10^7-10^8~L_{\odot}}$）和风（$\mathrm{\sim 1000~km/s}$），这些辐射和风加热尘埃并塑造周围的环境。为了更好地理解拱状星系团对附近星际介质的影响，本文对银河系中心的拱状细丝进行了研究。拱形丝状体是用SOFIA望远镜（FORCAST）的暗天体红色照相机在19.7、25.2、31.5和37.1 $μ$ m处观测到的。用25.2和37.1 $μ$ m数据创建的该地区的色温图显示，在细丝（$\sim 25$ pc）的范围内，尘埃温度相对均匀（70-100 K）。假设标准尺寸ISM尘埃颗粒（$\sim$ 0.1 $μ$ m）的平衡加热，计算团簇和细丝之间的距离。通过这种方法推断的距离与细丝和团簇之间的投影距离相冲突，尽管如果细丝中的特征晶粒尺寸（$\sim$ 0.01 $μ$ m）小于典型值，则可以解释这种不一致。DustEM模型内的细丝选定的位置显示的证据耗尽丰度的多环芳烃（PAHs）的因素$\sim$ 1.6-10的质量相比，扩散ISM。PAH耗尽和较小的特征粒度的证据都指向长丝内ISM的加工。我们认为，尘埃颗粒在细丝的侵蚀是不太可能归因于辐射或风的拱门集群，但可能与银河系中心的物理条件。
2017-02-14 astro-ph.GA
Infrared Observations of the Quintuplet Proper Members using SOFIA/FORCAST and Gemini/TReCS
自从他们被发现以来，五重态真元（QPM）在本质上一直有些神秘。最初被称为“茧星”，因为它们的冷无特征的光谱，高分辨率近红外成像观测表明，至少有两个物体显示出“风车”星云，与富含碳的沃尔夫-拉叶星和O/B伴星的双星系统一致。在本文中，我们提出了19.7，25.2，31.5，和37.1 $μ$ m质量保证机制的观测结果（角分辨率为3.2-3.8”），由SOFIA望远镜（FORCAST）的微弱物体红外照相机与高分辨率（$\sim$ 0.1-0.2”）图像，来自热区域照相光谱仪（TReCS）的8.8和11.7 $μ$ m。DUSTY模型的热尘埃排放的四个检测到的QPM，Q2和Q3，拟合的径向密度分布是一致的恒定的质量损失率（$ρ_d \propto r^{-2}$）。对于两个剩余的源Q1和Q9，在高分辨率成像数据中在这些对象周围检测到扩展结构（$\sim$ 1”）。根据拟合的尘埃质量，Q9有一个不寻常的大尘埃水库（$\mathrm{M_d}=1.3^{+0.8}_{-0.4}\times 10^{-3} \mathrm{M_{\odot}}$）相比，典型的尘埃沃尔夫-拉叶星，这表明它可能最近经历了一段时间的增强质量损失。
2016-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA/FORCAST and Spitzer/IRAC Imaging of the Ultra Compact H II Region W3(OH) and Associated Protostars in W3
本文介绍了SOFIA上的FORCAST仪器和Spitzer/IRAC对超致密H Ⅱ区W3（OH）的红外观测结果。我们贡献新的波长数据的光谱能量分布，这限制了光学深度，粒度分布，和周围的H II区域的尘埃壳的温度梯度。我们将尘埃组分模拟为一个球壳，包含一个半径约600 AU的内腔，由一颗O 9型中心恒星照射，温度约31，000 K。该系统的总光度为71，000 L_solar。在SED中观察到的2.2 - 4.5微米的过量发射可以通过我们观察到壳结构中的空腔开口或团块来解释，由此来自壳的温暖内部的辐射可以逃逸。我们声称检测附近的水脉泽源W3（H2O）在31.4和37.1微米使用束反卷积的FORCAST图像。我们将这个物体的通量密度限制在19.7 - 37.1微米。此外，我们提出了四个年轻的恒星和原恒星物体在SOFIA领域，大概与W3分子云的原位观测。来自Robitaille等人的模型SED拟合工具的结果。（2006，2007）提出两个天体（2 MASS J 02270352 +6152357和2 MASS J 02270824 +6152281）是中等光度的（~ 236 - 432 L_太阳）原恒星;一个天体（2 MASS J 02270887 +6152344）要么是一颗高质量的原恒星，光度3000 L_solar，要么是一颗质量较小的年轻恒星，有一个巨大的星周盘，但外壳耗尽;一个…
2012-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA/FORCAST Imaging of the Circumnuclear Ring at the Galactic Center
本文给出了由平流层红外天文台（SOFIA）的暗天体红外照相机拍摄的银河系中心内6 pc的19.7、31.5和37.1 μm空间分辨率为3.2 - 4.6“的图像。这些图像详细地揭示了环核环（CNR）的“星团”结构--在银河系中心围绕超大质量黑洞旋转的热气和尘埃的环面，内径为1.4 pc。CNR显示出典型的HII区的特征：19.7 μm的尘埃辐射与射电观测到的电离气体辐射密切相关，而31.5和37.1 μm的辐射则与电离气体之外的光解离区相关。19.7/37.1色温图显示了整个CNR的径向温度梯度，温度范围从65-85 K，与流行的范例一致，其中尘埃是由内部的热，年轻的恒星群集中加热的。我们用导出的几何性质建立了CNR的37.1 μm强度模型，发现它与观测到的CNR 37.1 μm图是一致的。沿着CNR的内边缘存在FWHM约为0.15 pc的致密（$5 to 9 \times 10^{4} \, \mathrm{cm}^{-3}$）团块，并将材料更深地遮蔽到环中。这些团块不太可能是长寿的结构，因为它们的密度不足以抵抗来自超大质量黑洞的潮汐剪切。
2013-07-31 astro-ph.GA
The Dustiest Galactic S Stars: Mid-Infrared Spectra from SOFIA/FORCAST
利用SOFIA/FORCAST中红外光谱研究12颗尘埃最重的银河系S星，揭示其10–11 μm尘埃发射特征形态异常，并发现晶体氧化铝、水吸收带及偏红复杂碳氢化合物特征，表明其尘埃化学既不同于富氧也不同于富碳AGB星。
2024-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA {\it FORCAST} Photometry of 12 Extended Green Objects in the Milky Way
大质量的年轻恒星物体已知会经历一个演化阶段，在这个阶段中，高质量的吸积率会驱动强烈的外流。一类被认为能准确追踪这一阶段的天体是GLIMPSE扩展绿色天体（EGO）样本，它因在\textit{Spitzer}图像中$\sim$ 0.1 pc大小尺度上存在扩展4.5 $μ$ m发射而得名。我们一直在进行一个多波长的检查样本的12个EGO的距离为1至5千秒差距。在本文中，我们提出了中红外图像和测光的SOFIA望远镜获得的这些EGO，并随后构建这些来源的SED从近红外到亚毫米制度使用额外的档案数据。我们比较灰体模型和几个公开可用的软件包，产生模型SED的背景下，一个单一的大规模原恒星的结果。模型产生典型的\rstar \/ $\sim$ 10 \rsun、\tstar \/ $\sim$ 10 $^3$至10 $^4$ K和\lstar \/ $\sim$ 1~ $-$ ~40~ $\times$ ~10 $^3$ \lsun ;我们样本的中位$L/M$为24.7 \lsun / \msun。模型结果很少收敛为\rstar \/和\tstar，但\lstar，我们采取的是这些源的多样性和固有的集群性质的指示，即使，通常，只有一个源占主导地位的中红外。样本的中位数$L/M$值表明，这些物体可能处于MYSO演化的通常描述的“IR安静”和“IR明亮”阶段之间的过渡阶段。样本的中值$T_{dust…
2019-03-15 astro-ph.GA
The Sagittarius C Complex in the Mid-Infrared with SOFIA/FORCAST
Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology (KIPAC) and Department of Physics at Stanford University（斯坦福大学粒子天体物理与宇宙学 Kavli 研究所和物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, The University of Chicago（芝加哥大学宇宙物理 Kavli 研究所）；Department of Physics, The University of Chicago（芝加哥大学物理系）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所）；Department of Physics & Astronomy, UCLA（加州大学洛杉矶分校物理与天文学系）；Arkansas Tech University（阿肯色理工大学）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
本研究利用 SOFIA/FORCAST 数据对 Sgr C 复合体的中红外观测展开分析，明确其尘埃特性，推测密度脊中相对论电子的来源，发现 H II 区存在未识别大质量恒星，并分析了相邻区域。
2026-09-01 astro-ph.GA
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: IV. Sgr D, W42, and a Reassessment of the Giant HII Region Census
这是第四篇利用平流层红外天文台（SOFIA）的FORCAST仪器探测巨HII区红外特性的论文。我们的调查利用了由Conti & Crowther（2004）确定的56个银河系巨型HII区域的普查，在本文中，我们介绍了我们从SOFIA获得的Sgr D和W 42源的20和37微米成像数据。基于SOFIA数据和其他多波长数据，我们推导并讨论了单个紧凑源和子区域的详细物理性质以及Sgr D和W 42的大尺度性质。然而，改进的测量显示，这两个区域的距离比以前认为的要近得多，因此这两个源都没有强大到足以被认为是巨大的HII区域。出于这一动机，我们重新审视了巨大的HII地区的人口普查，通过过去二十年的文献进行搜索，以更新每个来源的最新和/或最准确的距离测量。基于这些新的距离估计，我们确定总共有14个源（25%）处于足够可靠和更近的距离，它们不足以被认为是巨大的HII区域。我们简要地讨论了Sgr D和W 42的观测和物理特性，并表明它们具有与以前作为本次调查的一部分研究的巨大HII区域不同的特性。
2022-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: I. W51A
我们讨论了我们对银河系巨HII区域的中红外成像调查的第一个结果，并详细分析了W51 A，这是我们银河系中最大的GHII区域之一。我们使用SOFIA上的FORCAST仪器获得20和37个中央$10' \times 20'$区域的$μ$ m图像，该区域包括G49.5-0.4和G49.4-0.3亚区。基于这些新的数据，并结合以前的多波长观测，我们推测W51 A内的几个单独的源和子组件的物理性质。我们发现，消光似乎在我们在近红外和中红外观察到的结构中起着重要作用，无论是全球还是局部。我们使用SOFIA测光结合Spitzer-IRAC和Herschel-PACS测光数据来构建SOFIA图像中检测到的子成分和点源的光谱能量分布（SED）。我们将这些SED与年轻恒星物体模型相匹配，发现了41个可能是大质量年轻恒星物体的来源，其中许多是首次在这项工作中被确定的。接近一半的大质量年轻恒星天体在厘米波段没有可探测的无线电连续辐射，这意味着它们的形成状态非常年轻。我们推导了W51 A扩展射电子区的光质比和维里参数，以估计它们的相对年龄。
2019-01-22 astro-ph.GA
The Orion HII Region and the Orion Bar in the Mid-Infrared
我们目前的猎户座酒吧中红外测光获得与SOFIA上的FORCAST在6.4，6.6，7.7，19.7，31.5和37.1 \um。通过与FORCAST和\emph{Herschel} /PACS图像的对比，我们得到了猎户座星云惠更斯区完整的红外光谱能量分布。通过与气体示踪剂的对比，我们发现PACS图像追踪的是分子云，而FORCAST数据追踪的是光解离区（PDR）和HII区。对该区域的能量学分析表明，PDR沿视线方向延伸0.28秒差距，棒以$4\degr$角倾斜。红外和亚毫米图像显示猎户座棒代表一个厚度为0.1~pc的扫掠壳。壳层的质量意味着HII区的激波速度为$\simeq 3$ km/s，年龄为$\simeq 10^5$ yr。我们的分析表明，在HII区域和PDR的紫外和红外尘埃不透明度是一个因素5至10低于弥漫的星际介质。在离\toc的距离大于$\simeq0.06$ ~pc的电离气体中，Ly $α$光子是尘埃加热的主要来源。如果尘埃颗粒的尺寸在0.1 ~ 1~ \um之间，则可以解释尘埃温度。本文导出了猎户座中原子气体的光电加热效率。结果是在很好的定性与模型和定量的差异表明，减少PAH丰度在该地区。
2016-07-26 astro-ph.GA
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: II. M17
我们提出了我们的第二组结果，从我们的中红外成像银河系巨HII地区的调查。我们用红外天文同温层观测站的FORCAST仪器获得了M17中心~10'X 10'区的20和37 $μ$ m图像。我们调查的小尺度和大尺度的M17使用我们的数据与以前的多波长观测。利用Spitzer-IRAC、SOFIA-FORCAST和Herschel-PACS测光数据构建了各个致密源的光谱能量分布，并与大质量年轻恒星天体（MYSO）模型进行了拟合。发现了七个符合MYSO候选标准的来源，其中四个是首次在这里确定的，最大质量的天体UC 1的恒星质量被确定为64太阳质量。我们解决了扩展的中红外发射从KW对象，并建议，这种扩展的发射的角度是受外流。IRS 5的亮度随着中红外到远红外波长的变化而降低，并且有几个其他指标表明它是中等质量的II类天体，而不是MYSO。我们发现，在20 $μ$ m的发射在M17的大规模外观显着影响的污染从[SIII]发射线的电离气体的巨HII区域。最后，一些潜在的进化示踪剂产生了一致的图像，表明M17的南部酒吧可能比北部酒吧年轻。
2019-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence from SOFIA Imaging of Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Formation along a Recent Outflow in NGC 7027
我们报告的空间分辨（FWHM $\sim3.8-4.6"$）中红外成像观测的行星状星云（PN）NGC 7027上的2.5米望远镜红外天文同温层天文台（SOFIA）。NGC 7027的图像在6.3、6.6、11.1、19.7、24.2、33.6、和37.1 $μ\mathrm{m}$，观测揭示了来自多环芳烃（PAH）和热尘埃的辐射（$T_D\sim90$ K）从围绕电离气体和中心恒星的分子包层的照亮的内边缘。用DustEM程序拟合了FORCAST获得的通量谱能量分布和红外空间天文台（ISO）短波光谱仪（SWS）获得的NGC 7027的存档红外光谱。最佳拟合的尘埃模型提供了一个总的尘埃质量$5.8^{+2.3}_{-2.6}\times10^{-3}$ $\mathrm{M}_\odot$，其中碳质大（$a=1.5$ $μ$ m）和非常小（$a \sim12Å$）颗粒，和多环芳烃（$3.1Å<a<12Å$）组成96.5，2.2和1.3 $\%$的尘埃质量，分别。37 $μ$ m的光学深度图显示了尘埃柱密度的最小值，这些最小值位于与先前确定的中央恒星准直流出相一致的封套区域。光学深度最小值在空间上也与6.2 $μ$ m PAH功能的增强一致，该功能来自6.3和6.6 $μ$ m图。我们解释的尘埃光学深度和PAH 6.2 $μ$ m功能强度和它们的对齐与流出的证据，从中央恒星的尘埃处理和快…
2016-09-08 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
Mid-Infrared Imaging of the Bipolar Planetary Nebula M2-9 from SOFIA
我们使用SOFIA的FORCAST仪器在6.6和37.1 $μm$之间的六个波段对双极行星状星云M2-9进行了成像。在每个波长上都可以看到一个明亮的中心点源，用SOFIA的$\sim$ 4 ${''}$到5 ${''}$光束无法分辨，在19.7 $μm$和更高的波长上可以清楚地看到扩展的双极叶。在10和25 $μm$之间的光度测量与从大倾角处看到的分层盘预测的发射很好地拟合，正如Lykou等人以及Smith和Gehrz针对该源提出的那样。本文的主要新结果涉及发射红外辐射的尘埃的分布和性质。特别是，相当大一部分这种物质均匀地分布在叶瓣上，尽管在M2-9的高分辨率光学图像中看到的尖锐外缘处的尘埃密度确实增加了。叶中的尘埃颗粒群显示，小颗粒（$<$ 0.1 $μm$）和大颗粒（$>$ 1 $μm$）的质量似乎大致相等。我们认为，双极流出内的碰撞处理中起着重要的作用，在建立的颗粒尺寸分布。
2013-11-20 astro-ph.GA
Expansion Signatures in 35 HII Regions traced by SOFIA [CII] Emission
基于SOFIA [CII] 158微米发射数据，分析35个HII区的膨胀特征，发现约34%表现出明显膨胀，平均速度约12.2 km/s，并区分了热压力与恒星风的驱动作用，为理解HII区反馈与演化提供观测约束。
2025-06-20 astro-ph.GA
SOFIA observations of far-infrared hydroxyl emission toward classical ultracompact HII/OH maser regions
羟基自由基（OH）存在于银河系和外星系的星际介质（ISM）中的各种环境中，主要存在于弥漫的星际云或新形成的低质量和高质量恒星的温暖致密环境中，即致密和超致密HII区（UCHIIRs）的致密壳层中。直到今天，大多数星际OH的研究涉及分子的无线电波长超精细结构（hfs）跃迁。这些谱线通常不在LTE中，并且激射或过冷使它们的解释复杂化。在过去，观察OH的不同旋转能级之间的跃迁，这是在远红外波长，受到有限的光谱和角分辨率。由于这些线的临界密度比无线电波长基态hfs线高出许多数量级，并且从基态以上超过100 K的水平发射，当在发射中观察时，它们探测非常致密和温暖的材料。我们通过研究OH在发射时的$^2Π_{1/2}, J = {3/2} - {1/2}$转动跃迁和朝向最后一个源的吸收时的分子$^2Π_{3/2}, J = 5/2 - 3/2$基态跃迁，探测了UCHIIR/OH脉泽源W3（OH）、G10.62-0.39和NGC 7538 IRS 1周围的温暖而致密的分子物质。我们使用平流层红外天文台（SOFIA）观测这些OH线，它们位于1.84 THz（$163 μ$ m）和2.51 THz（$119.3 μ$ m）附近。我们清楚地检测到OH线，其中一些相互混合。采用非LTE辐射转移计算，我们预测线强度使用模型的低OH丰度信封与紧凑，高丰度源对应的无线电OH线的起源。
2012-03-22 astro-ph.GA
The SOFIA FEEDBACK Legacy Survey: Dynamics and mass ejection in the bipolar HII region RCW 36
我们提出了船帆座C分子云中双极HII区域RCW 36的[CII] 158 $μ$ m和[OI] 63 $μ$ m观测结果，这些观测结果是在SOFIA遗留项目FEEDBACK中获得的，并补充了APEX $^{12/13}$ CO（3-2）和钱德拉X射线（0.5-7 keV）数据。这表明形成双极星云腰部的分子环以1 - 1.9 km/s $^{-1}$的速度膨胀。我们还观察到一个增加的线宽环表明，湍流是由恒星反馈的能量注入驱动。双极腔在5.2 $\pm$ 0.5 $\pm$ 0.5 km s $^{-1}$（统计和系统的不确定性）处拥有蓝移膨胀[CII]壳层，这表明致密气体的膨胀不均匀，观察到的双极相可能相对较短（$\sim$ 0.2 Myr）。X射线观测显示，在RCW 36及其周围存在漫发射，追踪恒星风产生的热等离子体。在RCW 36中，至少有50%的恒星风能量丢失。这可能是由于泄漏，泄漏清除了双极RCW 36区域周围的甚至更大的空腔。最后，[CII]中的空腔内有高速机翼，这表明质量喷射率相对较高（$\sim$ 5 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）。这可能是由恒星风和/或辐射压力驱动的，但仍然难以约束。这种局部的质量喷射，可以在1-2百万年内去除RCW 36的1 pc内的所有质量，以及船帆座C云中环境气体的大规模清除，表明恒星反…
2022-07-13 astro-ph.GA
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: VIII. W43 Main
Carl Sagan Center for Research, SETI Institute（SETI研究所）；Space Science Institute（太空科学研究所）
SOFIA探测W43主区域的恒星形成活动，发现其与银河系平均GHI区域的活动一致。
2026-02-13 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
SOFIA/HAWC+ Far-Infrared Polarimetric Large Area CMZ Exploration Survey. V. The Magnetic Field Strength and Morphology in the Sagittarius C Complex
本文利用SOFIA/HAWC+的214微米偏振数据，通过改进的DCF方法测量了银心分子区人马座C复合体的磁场强度与形态，揭示了恒星形成外流驱动的湍流及HII区与周围云团的压缩前沿。
2025-07-03 astro-ph.GA
The SOFIA Massive (SOMA) Star Formation Survey. III. From Intermediate- to High-Mass Protostars
我们目前的$\sim10-40\,μ$ m SOFIA-FORCAST图像的14个中等质量的原恒星候选人的SOFIA大规模（SOMA）恒星形成调查的一部分。我们建立光谱能量分布（SED），也利用档案斯皮策，赫歇尔和IRAS数据。然后，我们将SED与Zhang & Tan（2018）的辐射传输（RT）模型进行拟合，基于湍流核心吸积理论，以估计关键的原恒星属性。加上这些中等质量的源，SOMA原恒星的光度跨度从$\sim10^{2}-10^{6}\:L_{\odot}$，目前的原恒星质量从$\sim0.5-30\:M_{\odot}$和周围的团块质量表面密度，$Σ_{\rm cl}$从$0.1-3\:{\rm{g\:cm}^{-2}}$。各种各样的演化状态的个别原恒星和原星团的环境也探讨。我们还考虑了大约50颗在红外暗云中发现的原恒星，预计它们将处于演化的最早阶段。有了这个全球性的样本，大多数高质量和中等质量的原恒星的演化阶段进行了探测。根据最佳拟合模型，没有证据表明形成$\sim25\:M_\odot$的原恒星需要原星团质量表面密度的阈值。然而，要形成更大质量的原恒星，有初步证据表明$Σ_{\rm{cl}}$需要是$\gtrsim1\:{\rm{g\,cm}}^{-2}$。我们讨论了这是如何与核心吸积模型，包括内部反馈形成的大质量恒星的预期是一致的。
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: VII. Galactic Center Regions Sgr B1, Sgr B2, and Sgr C
本研究利用SOFIA中红外观测分析银河系中心三个巨型HII区，识别77个候选大质量年轻恒星体，发现Sgr B1和Sgr C因演化闯入恒星电离而偏离经典GHII区行为，可能构成新类别。
2025-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA observations of S106: Dynamics of the warm gas
上下文HII区/PDR/分子云复合体S106是由一颗O星激发的。靠近恒星的温暖和稠密气体的全部范围还没有被绘制成光谱分辨的高J CO或[CII]线，因此温暖的部分电离气体的运动学是未知的。将沙漏状星云一分为二的突出的暗带是仅仅由于围绕着令人兴奋的恒星的一个小圆盘投射的阴影，还是也由于高柱前景气体的消光，直到现在还是一个悬而未决的问题。目标。解开靠近恒星的温暖中性和电离气体的形态和运动学，研究它们与大部分分子气体的关系，并研究暗巷的性质。方法.我们使用SOFIA上的外差接收机GREAT观测[C II]和CO 11-10的速度分辨谱线，并与迄今未发表的350微米亚毫米连续谱数据（SHARC-II）和互补分子谱线数据进行比较。结果高角度和光谱分辨率的观测结果表明，内部S106区域的形态和运动学非常复杂，在不同的激发条件下有许多不同的成分有助于观察到的发射。[C Ⅱ]线是明亮的，非常广泛的，跟踪高速气体接近分子云和HII区的界面。CO 11-10发射在空间和速度上都更局限于S106 IR的直接周围环境，表明存在温暖的高密度（cloudness）气体。我们的高角分辨率亚毫米连续观测排除了分离两个叶的暗巷仅仅是由于靠近恒星的小圆盘投射的阴影的情况。在分子云和HII区域的边界处，泳道也被清楚地视为温暖的高柱密度气体。
2012-03-22 astro-ph.GA
The SOFIA Massive (SOMA) Star Formation Survey. IV. Isolated Protostars
我们提出了$\sim10-40\,μ$ m SOFIA-FORCAST图像的11个孤立的原恒星作为SOFIA大规模（SOMA）恒星形成调查的一部分，这种形态分类的基础上37 $μ$ m成像。我们开发了一种自动化的方法来定义源孔径大小使用其背景扣除封闭通量的梯度，并将其应用于建立光谱能量分布（SED）。我们适合的SED与辐射传输模型，湍流核心吸积（TCA）理论的框架内开发的，估计关键的原恒星属性。在这里，我们发布了执行这些方法的sedcreator python包。的SED一般都很好地拟合TCA模型，从中我们推断初始核心质量$M_c$范围从$20-430\:M_\odot$，块质量表面密度$Σ_{\rm cl}\sim0.3-1.7\:{\rm{g\:cm}}^{-2}$和当前的原恒星质量$m_*\sim3-50\:M_\odot$。从一个统一的分析40个来源，在整个SOMA调查的日期，我们发现，大规模的原恒星形成在一个大范围的团块质量表面密度环境，放置在理论上的限制，预测最低阈值$Σ_{\rm cl}$大规模恒星形成。然而，$m_*-Σ_{\rm cl}$分布的上端遵循内部原恒星反馈模型预测的趋势，该模型发现在较高的$Σ_{\rm cl}$条件下恒星形成效率更高。我们还调查了原恒星远红外变化与IRAS数据相比，发现没有显着的变化超过$\sim$ 40年的基线。
2023-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Star Formation in the LMC. I. N159 and N160 Complexes
我们目前的图像和光谱能量分布（SED）的大质量年轻恒星物体（YSO）在三个恒星形成的H II区域的大麦云：N159 A，N159 Papillon和N160。我们使用SOFIA/FORCAST在25.3- 37.1 μ m的测光来约束模型拟合到SED，并确定嵌入式YSO及其当地环境的光度、年龄和尘埃含量。通过将这些来源的中红外色星等和颜色颜色图，我们分析了它们的尘埃性质，并考虑其演化状态。由于FORCAST图像中的每个物体在斯皮策太空望远镜图像中都有明显的明亮近红外对应物，因此我们没有发现任何新的，非常酷的，以前未发现的0级YSO的证据。此外，基于其中红外颜色和模型参数，N159 A比N160和Papillon更年轻。本文还讨论了N159中第一批河外原恒星P1和P2的性质。
2016-11-23 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
The SOFIA Massive (SOMA) Star Formation Survey. II. High Luminosity Protostars
我们提出了多波长的图像观测与SOFIA-FORCAST从$\sim$ 10至40 $μ$米的7个高光度大质量的原恒星，作为SOFIA大规模（SOMA）恒星形成调查的一部分。在这些波长的源形态似乎是受外流腔和周围的原恒星致密气体消光。利用这些图像，我们建立了原恒星的光谱能量分布（SED），还包括斯皮策，赫歇尔和其他设施的档案数据。Zhang & Tan（2018）的辐射传输（RT）模型基于湍流核心吸积理论，然后拟合到SED以估计原恒星的关键属性。考虑到最适合每个源的五个模型，原恒星的质量$m_{*} \sim 12-64 \: M_{\odot}$以$\dot{m}_{*} \sim 10^{-4}-10^{-3} \: M_{\odot} \: \rm yr^{-1}$的速率吸积在初始质量$M_{c} \sim 100-500 \: M_{\odot}$的核心内，嵌入质量表面密度为$Σ_{\rm cl} \sim 0.1-3 \: \rm g \: cm^{-2}$的团块中，并跨越$10^{4} -10^{6} \: L_{\odot}$的光度范围。与论文I中的前八颗原恒星相比，这里分析的源更明亮，因此可能是更大质量的原恒星。它们通常处于一个星团环境中，或者有一颗伴星在附近。从模型的参数空间范围来看，我们没有看到任何证据表明$Σ_{\rm cl}$需要很高才能形成这些大质量恒星。对…
2019-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gemini, SOFIA, and ATCA Reveal Very Young, Massive Protostars in the Collapsing Molecular Cloud BYF 73
我们提供了全球坠落分子云/原恒星团BYF 73的多波长数据。其中包括来自SOFIA的远红外场成像线光谱仪（FIFI-LS）的新的远红外光谱线和连续谱数据，Gemini-South上的热区域相机光谱仪（T-ReCS）的中红外（MIR）观测，以及来自澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的3 mm连续谱数据，加上斯皮策/IRAC，赫歇尔/PACS和SPIRE的档案数据。[OI] $\lambda63 μ$ m、[OIII] $\lambda88 μ$ m、[OI] $\lambda145 μ$ m和[CII] $\lambda158 μ$ m中的FIFI-LS光谱突出了致密分子云和HII区域中及其之间的不同气体环境。云和HII区之间的光解离区（PDR）最好用[OI] $\lambda145 μ$ m来追踪，其密度可能为$>$ 10 $^{10}$ m $^{-3}$，但在致密气体中观测到的$\lambda145μ$ m/ $\lambda63μ$ m和$\lambda63μ$ m/ $\lambda158μ$ m线比远超出模型值。HII区被[CII]很好地追踪，$\lambda158μ$ m/ $\lambda145μ$ m线比表明密度为10 $^{8.5}$ m $^{-3}$，电离辐射场相对较弱，1.5 $\lesssim$ log $(G/G_0)\lesssim$ 2。T-ReCS…
2018-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA-upGREAT imaging spectroscopy of the [C II] 158um fine structure line of the Sgr B region in the Galactic center
我们报告SOFIA-upGREAT光谱成像的[C II] 158 μ m谱线，以及一些[O I] 63 μ m的光谱，在一个67 × 45 pc的领域对Sgr B地区在我们的银河系中心。完全采样和速度分辨的[C II]图像具有0.55 pc的空间分辨率和1 km/s的速度分辨率。我们发现，Sgr B延伸作为一个连贯的结构，跨越约34 pc沿银河系平面。明亮的[C II]辐射围绕着Sgr B1（G0.5-0.0），即G0.6-0.0的HII区域，并在发光恒星形成核心的后面和后面向Sgr B2（G0.7-0.0）传递。Sgr B是整个银河系中心[C II]光度的主要贡献者，其表面亮度与拱门区域的[C II]相当。[C II]、70 μ m和20 cm发射共享几乎相同的空间分布。结合缺乏[C II]自吸收，这表明这些探针跟踪UV在CO同位素和160 μ m连续谱中可见的更扩展的云的近表面上。来自当地恒星形成区的恒星可能主导着紫外线场。光解离区和HII区贡献相似的[C II]通量。Sgr B2的极端恒星形成核心对Sgr B区域的总[C II]强度的贡献可以忽略不计。速度场和与狭窄的尘埃带的联系表明，它们可能是在当地的云-云碰撞中产生的。核心可能是激烈的恒星形成区域的局部类似物，在那里可以测试解释超亮星系中“C+赤字”的想法。
2021-07-30 astro-ph.GA
Globules and pillars in Cygnus X III. Herschel and upGREAT/SOFIA far-infrared spectroscopy of the globule IRAS 20319+3958 inCygnus X
天鹅座X南的IRAS 20319+3958是一个罕见的自由漂浮球体（质量~240兆太阳，长度~1.5秒差距）的例子，其内部HII区域是由嵌入的中等质量恒星（特别是一颗赫比格Be恒星）的恒星反馈产生的。在这里，我们提出了一个Herschel/HIFI CII 158亩地图的整个球和一个大的其他FIR线（中到高J CO线观察Herschel/PACS和SPIRE，OI 63亩线和CO 16-15线观察upGREAT在SOFIA），覆盖了球的头部和部分在尾部的位置。CII图显示整个球状体可能在旋转。在赫比格Be星附近探测到高度准直的高速CII辐射。我们使用KOSMA-tau PDR代码对头部和尾部的一个位置进行了PDR分析。在头部中观察到的FIR线可以用双组分模型再现：扩展的非cluelytic外部PDR壳和cluelytic、致密且薄的内部PDR层，其代表HII区域腔和外部PDR之间的界面。模拟的内部UV场约为2500 Go，与我们从Herschel FIR通量中获得的结果相似，但低于我们从嵌入恒星普查中估计的结果。外部照明的~30 pc远的天鹅座OB 2集群，产生的紫外线场的~150-600 G 0的上限，是负责大部分的CII发射。对于尾部，我们模拟了具有非clusific组件的发射，暴露于约140 Go的UV场。
2021-08-24 astro-ph.GA
Globules and pillars seen in the [CII] 158 micron line with SOFIA
分子球和柱是壮观的特征，只在分子云和HII区之间的界面区域发现。影响远紫外线（FUV）辐射在其表面上产生光子主导区域（PDR），可以通过典型的冷却线跟踪。使用SOFIA上的GREAT接收器，我们绘制并光谱解析了来自天鹅座X中三个物体（柱，球状体和强IRAS源）的[CII] 158微米原子精细结构线和高度激发的12CO J = 11 - 10分子线。我们在这里专注于小球，并比较我们的数据与现有的斯皮策数据和最近的赫歇尔开放时间PACS数据。球状体中[CII]发射较长，CO发射较致密。我们将这种发射主要归因于内部PDR，它是由一个可能嵌入星团的至少一颗早期B星所产生的。然而，不能完全排除由Cyg OB2缔合激发引起的外部PDR发射。速度分辨的[CII]发射跟踪PDR表面的发射，可能的旋转的小球，和高速流出的气体。球状体相对于扩展的HII区显示出约2 km/s的速度偏移，这可以理解为球状体产生的分子云的残余湍流。这种情况是兼容的，最近的数值模拟，强调湍流的影响。值得注意的是，一个孤立的球状体显示出这些由[CII]线追踪的强大动力学特征，但它需要更多的观测研究来验证是否确实存在一个嵌入的B星星团。
2012-03-30 astro-ph.GA
Multi-wavelength Observations of MWC 297: Constraints on Disk Inclination and Mass Outflow
MWC 297是一颗年轻的早期型恒星，它驱动着电离外流，周围环绕着温暖的尘埃。以前的近红外和中红外干涉仪图像的分析表明，在这些波长的发射来自一个紧凑的吸积盘与中等（$i < 40$度）的倾斜。我们在SOFIA上用FORCAST获得了MWC 297的5-40微米图像，以及在IRTF上用SpeX获得的近红外光谱和用VLA和BIMA获得的无线电数据，并补充了Herschel/PACS和SPIRE的存档数据。FORCAST图像与VLA数据相结合，表明外流叶几乎南北对齐，并且分离良好。FORCAST图像的简单几何模型表明，驱动外流的盘具有$55\pm 5$度的倾角，与干涉分析的结果不一致。分析的SpeX数据，与风模型，表明质量损失率的顺序是$6.0 \pm ^{3.7}_{1.7} \times 10^{-7} M_\odot ~\mathrm{yr}^{-1}$和消光的源是$A_V \sim 8.1 \pm^{2.5}_{1.5}$马格。我们结合我们的数据与文献中的值产生的光谱能量分布的源从$0.35~ μ$ m到$6$ cm和估计的总光度。我们发现总光度约为$7900 ~ L_\odot$，如果我们包括来自恒星周围扩展区域的辐射，仅略低于B1.5V恒星的预期。这种变红现象一定是由视线上的尘埃产生的，但距离恒星很远。
2022-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galaxy Activity, Torus, and Outflow Survey (GATOS). VII. The 20-214 $μ$m imaging atlas of active galactic nuclei using SOFIA
该研究发布利用SOFIA望远镜观测近邻AGN的19.7-214μm成像图集，含22个塞弗特星系的69幅图像，通过测光与拟合分析流量及延展发射，构建30-500μm最佳采样SEDs，发现核SEDs平均峰值波长约40μm与AGN加热的尘埃区域相关。
2024-11-27 astro-ph.GA
The SOFIA Massive (SOMA) Star Formation Survey. I. Overview and First Results
我们提出了一个概述和平流层天文台红外天文大质量（SOMA）恒星形成调查，这是使用FORCAST仪器从$\sim10$ -$40\:\rmμ\rm{m}$的大质量原恒星图像的第一个结果。这些波长追踪来自温暖尘埃的热辐射，在核心吸积模型中，这些热辐射主要来自原恒星流出腔的内部区域。致密的核心包层中的尘埃也在这些波长处留下了特征消光图案，导致强度峰值沿着流出轴移动，并且在较长波长处变得更加对称。我们目前的观测结果的前八个原恒星的调查，即，多波长图像，包括一些辅助地面和平号观测和档案{ \it{Spitzer} }和{ \it{Herschel} }数据。这些图像通常显示扩展的MIR/FIR发射沿着与已知流出方向一致的方向，并且沿着蓝移的近面侧从原恒星位移较短波长的峰值通量位置，从而证实了核心吸积模型的定性预测。然后，我们编译光谱能量分布，并使用这些来获得原恒星的性质，通过拟合理论辐射传输模型。Zhang和Tan模型基于McKee和Tan的湍流核心模型，认为源有原恒星质量$m_*\sim10$ -50 $\:M_\odot$，在$\sim10^{-4}$ -$10^{-3}\:M_\odot\:{\rm{yr}}^{-1}$内吸积，初始质量$M_c\sim30$ -500 $\:M_\odot$的核心嵌入质量表面密度为$Σ_{\rm{cl}}\sim0.1$ -3 $\:{\rm{g\:c…
2017-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
FEEDBACK from the NGC7538 HII region
背景：不断扩大的HII区域如何与其环境云相互作用？这是推动SOFIA遗留项目FEEDBACK的核心问题之一。在这里，我们提出了一个案例研究的原型H{ \sc ii}区域NGC 7538。方法：使用SOFIA，我们在1.9 THz的[CII]线中绘制了NGC 7538周围约210 '^2的区域。将补充观测到的原子碳[CI]和高J CO（8-7）数据以及档案NIR/FIR、cm连续谱、CO（3-2）和HI数据合并到分析中。结果如下：虽然整体[CII]形态遵循一般电离气体，但通道图显示多个气泡状结构，尺寸约为80-100”（约1.0-1.28pc）。虽然它们中的至少一个可能是由该区域的主要激发源驱动的单个反馈气泡，但其他气泡形态也可能是由于HII区域的固有多孔结构。对10 km s^{-1}附近膨胀速度的分析表明，热膨胀是不够的，但需要来自中央O型星的风驱动。最蓝移的[CII]组分几乎没有任何分子或原子对应物。在与分子云的界面处，我们发现了一个典型的光子主导区（PDR）。电离的，原子和分子的碳显示在这个PDR的层状结构。PDR中的碳主要是其电离形式，原子质量和分子质量分别为~0.45+-0.1 M_{\odot}和~1.2+-0.1 M_{\odot}，而电离碳的范围为3.6-9.7 M_{\odot}。结论：NGC 7538 HII区域呈现出一组不同的子结构，这些子结构彼此相互作用，并…
2022-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC7538 IRS1 -- an O star driving an ionized jet and giant N-S outflow
NGC 7538 IRS 1是一颗非常年轻的嵌入式O星，它驱动着一个电离喷流，并以大于10^-4 Msun/年的吸积速率吸积着质量，这使得超致密的HII区域发生淬灭。我们使用SOFIA GREAT数据，Herschel PACS和SPIRE存档数据，SOFIA FORCAST存档数据，Onsala 20 m和CARMA数据以及JCMT存档数据来确定O星及其流出物的性质。IRS 1似乎是一颗辐射热光度> 1 10^5 Lsun的O型星，也就是光谱型O 7或更早。我们发现，IRS 1驱动一个大的分子外流，蓝移的北外流叶延伸到IRS 1的~ 280”或3.6 pc。在IRS 1附近，外流与电离射流很好地对准。外流的动力学时间尺度为~ 1.3 × 10^5年。总流出质量约为130 Msun。我们确定质量流出速率为1.0 × 10^-3 Msun/年，与观测到的质量吸积速率大致一致。我们观察到强烈的高速[CII]排放的流出，确认强紫外辐射从IRS 1逃逸到流出叶和电离的气体。许多O型星可能会像低质量恒星一样形成，但具有更高的吸积速率和更致密的环境。只要吸积保持足够高，以熄灭HII区，恒星将继续增长。当吸积速率下降时，HII区域将迅速开始膨胀。
2020-10-08 astro-ph.GA
The SOFIA Massive (SOMA) Star Formation Survey. V. Clustered Protostars
本研究作为SOMA巡天的一部分，利用SOFIA观测7个成团恒星形成区，通过SED拟合等方法推导原恒星性质，发布sedcreator 2.0工具，未发现大质量恒星形成的临界面密度证据，但初步发现成团区大质量原恒星匮乏。
2025-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA observations of far-IR fine-structure lines in galaxies to measure metallicity
我们提出了新的和档案SOFIA FIFI-LS远红外光谱观测的25个本地星系的[OIII] 52微米和/或[NIII] 57微米线。包括Herschel-PACS中的其他31个星系，我们讨论了47个星系的本地样本，包括HII区，亮红外，低金属量矮星和Seyfert星系。分析该样品的中到远红外精细结构线，我们评估金属丰度，并与光谱学估计进行比较。利用红外光谱，我们发现了一个类似的O/H-N/O的关系，在光学上已知的。相反，当与光学测定相比时，我们发现系统地较低的N/O IR丰度，特别是在高N/O值（log（N/O）>-0.8）时。我们探讨了各种假设来解释这种差异：（i）光学（O+，N+区域）与红外线（O ++，N ++区域）追踪的电离结构的差异;（ii）扩散电离气体的污染影响用于计算N/O丰度的光学线;（iii）尘埃遮蔽影响基于光学的测定。然而，我们没有发现Δ（N/O）=（N/O）_OPT-（N/O）_IR与电离、电子密度或光学消光的任何相关性。我们推测，来自环银河系介质的贫金属气体的吸积可以为这种差异提供一个解释，因为由于年轻-可能嵌入-大质量恒星的初级生产，在下沉期间总丰度的快速减少之后是N/O比的降低，优先通过IR诊断来跟踪，而光学诊断将更好地跟踪次级生产，当N/O和O/H丰度比都增加时。
2021-11-08 astro-ph.GA
SOFIA/HAWC+ Far-InfraRed Polarimetric Large Area CMZ Exploration (FIREPLACE) Survey I: General Results from the Pilot Program
本文发布FIREPLACE巡天DR1，利用SOFIA/HAWC+在214微米观测CMZ约0.5°区域，揭示磁场双峰分布及多个分子云的偏振分数与尘埃排列特征。
2023-12-04 astro-ph.GA
The Origin of [CII] 158um Emission toward the HII Region Complex S235
虽然[CII]在158 μ m处的2 P3/2- 2 P1/2跃迁被认为是活跃恒星形成的一个很好的示踪剂，但我们仍然没有完全了解恒星形成区域内的发射起源。在这里，我们使用SOFIA upGREAT观测到的[CII]发射朝向HII区域复合体Sh 2 -235（S235），以更好地详细了解[CII]发射的起源。我们补充这些数据与完全采样的绿岸望远镜无线电复合线图跟踪电离氢气。与S235相关的总[CII]发射的大约一半与电离氢气在空间上一致，尽管光谱分析显示几乎没有证据表明这种发射来自电离氢体积。速度积分[CII]强度与整个复合体的WISE 12 μ m强度密切相关，表明两者都是痕量紫外辐射场。22 um和射电连续谱强度仅与S235区域电离氢部分的[CII]强度相关，而[CII]和分子气体示踪剂之间的相关性在整个区域都很差。我们发现类似的结果平均超过样本的外部星系的排放，虽然强度的相关性较弱。因此，虽然许多示踪剂与[CII]发射的强度相关，但只有WISE 12 μ m发射在单个HII区域S235的小尺度上相关，并且在整个星系的尺度上也有相当大的相关性。未来对银河系HII区域更大样本的研究将有助于确定这些结果是否真正具有代表性。
2019-04-26 astro-ph.GA
The SOFIA FEEDBACK Legacy Survey: Rapid molecular cloud dispersal in RCW 79
本研究利用SOFIA FEEDBACK巡天的[CII]数据，发现RCW 79中存在高速中性气体从分子云孔洞流出的现象，证实恒星反馈可导致分子云快速弥散。
2023-10-13 astro-ph.GA
FEEDBACK: a SOFIA Legacy Program to Study Stellar Feedback in Regions of Massive Star Formation
FEEDBACK是SOFIA的一个遗留计划，致力于研究大质量恒星与其环境的相互作用。它在CII的158 $μ$ m（1.9 THz）线和OI的63 $μ$ m（4.7 THz）线上对11个银河系高质量恒星形成区进行了巡天。我们使用14像素LFA和7像素HFA upGREAT仪器对这些FIR结构线进行频谱分辨（0.24 MHz）。在96小时的观测时间内，我们将覆盖$\sim$ 6700弧分$^2$，CII线的角分辨率为14.1 $''$，OI线的角分辨率为6.3 $''$。观察开始于2019年春季（周期7）。我们的目标是了解大质量恒星的不同反馈过程，如恒星风，热膨胀和辐射压力，并量化的机械能注入和辐射加热效率占主导地位的地区的动态。CII线提供了气体的运动学，并且是低到中等密度和UV场的气体的主要冷却线之一。OI线跟踪温暖和高密度的气体，激发在光解区域与强紫外线场或冲击。源样本涵盖了广泛的恒星特征，从单一的OB星，到O星的小团体，到丰富的年轻星团，到迷你星爆复合体。它包含了众所周知的目标，如天鹰座，天鹅座X区域，M16，M17，NGC7538，NGC6334，船帆座和W43，以及一系列HII区域气泡，即RCW49，RCW79和RCW120。这些CII地图，连同较少勘探的OI 63 $μ$ m线，为社区提供了出色的数据库。这些报告将作为纪念品提供，并将引发进一步的研究和后续观察。
2020-09-18 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
The PDR structure and kinematics around the compact HII regions S235A and S235C with [CII], [13CII], [OI] and HCO+ line profiles
本工作的目的是研究结构和气体的运动学在周围的紧凑的HII区S235 A和S235 C的光解离区（PDR）。利用SOFIA/upGREAT观测了[CII]、[13 CII]和[OI]谱线的发射，并用HCO ~+和CO的数据进行了补充。利用[13 CII]谱线测量了[CII]发射的光深，发现[CII]谱线的轮廓受自吸收的影响，而[13 CII]谱线不受这些影响。因此，对于致密PDR，[13 CII]发射是气体运动学的更好示踪剂。在S235 A中，[CII]线的光学深度高达10。我们发现在这两个地区的前分子层的[CII]-发射层的PDR的扩展运动。气体和尘埃柱的比较表明，在[CII]和低J CO线中均不可见的气体成分可能对S235 A的总柱有贡献。我们测试所观察到的属性的PDR匹配的球形模型的预测扩展HII区域+ PDR +分子云。[13 CII]、[CII]和[OI]线的积分强度由模型很好地表示，但是由于C+的柱密度不足，模型不能再现双峰[CII]线轮廓。该模型预测，[OI]线可能是一个更可靠的气体运动学示踪剂，但前景自吸收材料不允许使用它在所考虑的区域。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Electron density distribution in HII regions in IC10
本研究结合SOFIA/FIFI-LS的[OIII]52μm图及Herschel、Spitzer数据，测量IC10亮HII区电子密度，发现O++示踪成分对辐射场和演化阶段更敏感。
2024-07-05 astro-ph.GA
The Extraordinary Outburst in the Massive Protostellar System NGC6334I-MM1: Strong Increase in Mid-Infrared Continuum Emission
近年来，通过红外和毫米尘埃连续谱以及分子脉泽发射，已经发现了大质量原恒星的剧烈爆发。寿命最长的爆发（$>6$ yr）持续在NGC 6334 I-MM 1中，这是一个深埋的物体，没有近红外对应物。利用SOFIA上的FORCAST和HAWC+，我们获得了自爆发开始以来该领域的第一批中红外图像。尽管在爆发前的地基18 $μ$ m图像中未被检测到，MM 1现在是所有三个波长（25，37和53 $μ$ m）的最亮区域，超过了超紧凑的HII区域MM 3（NGC 6334 F）。结合SOFIA数据和ALMA成像，我们构建了MM 1和附近热核MM 2组合的光谱能量分布。最佳拟合的Robitaille辐射传输模型得出的光度为$(4.9\pm0.8)\times10^4 L_\odot$。考虑到估计的爆发前光度比MM 1：MM 2 = $2.1\pm0.4$，MM 1的光度增加了$16.3\pm4.4$倍。爆发前的光度意味着一颗质量为6.7 $M_\odot$的原恒星，它可以产生所需的电离光子速率，为可能爆发的原恒星MM 1B周围的爆发前超致密HII区域提供动力。爆发的总能量和持续时间超过了S255 IR-NIRS 3爆发的$\gtrsim3$倍，这表明一个不同规模的事件涉及原恒星光球的膨胀（到$\gtrsim$ 20 $R_\odot$），从而支持更高的吸积率（$\gtrsim$ 0.0023 $M…
2021-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical conditions in the gas phases of the giant HII region LMC-N11: II. Origin of [CII] and fraction of CO-dark gas
[CII] 158 μ m在星际介质中的来源不明确，使得它在恒星形成速率和光解离区（PDR）物理条件的诊断中的应用变得复杂。我们利用SOFIA/GREAT观测了大麦云星云中巨大的HII区N11，以研究[CII]的起源，获得H2气体的总含量、CO暗H2气体的比例以及恒星反馈等环境效应的影响。我们提出了一种创新的频谱分解方法，可以得出统计趋势。[CII]线的速度和解决相比，HI和CO，使用贝叶斯方法分解的配置文件。一个简单的模型占碰撞的中性原子和分子气体中使用，以获得跟踪C+的H2柱密度。[CII]的轮廓最接近CO的轮廓，但积分的[CII]线宽介于CO和HI之间。通过各种方法，我们发现[CII]主要来源于中性气体。我们发现，[CII]主要跟踪CO-暗H2气体，但有证据表明，中性原子气体优先在最微弱的组件的微弱贡献。大部分分子气体是CO暗的。CO-暗H2气体的分数随着CO柱密度的增加而减少，其斜率似乎取决于附近大质量恒星的撞击辐射场。最后，我们扩展了以前的测量的光电效应加热效率，我们发现这是恒定的区域探测与赫歇尔，与[CII]和[OI]是主要的冷却剂在微弱和弥漫，明亮和紧凑的区域，分别与PAH排放跟踪CO-黑暗的H2气体加热[CII]和[OI]发射。我们的研究强调了速度分辨PDR诊断和更高的空间分辨率对HI观测的重要性。
2019-11-08 astro-ph.GA
The Diamond Ring in Cygnus X: Advanced stage of an expanding bubble of ionised carbon
该研究通过SOFIA观测发现天鹅座X中的钻石环是一个缓慢膨胀的CII环，由B0.5e恒星驱动，代表膨胀气泡的晚期阶段，并提出了扁平分子云中的演化模型。
2025-09-26 astro-ph.GA
Investigation of Hourglass-shaped Magnetic fields in the G35.20-0.74 Star-Forming Complex
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；The University of Tokyo（东京大学）；Tata Institute of Fundamental Research (TIFR)（塔塔基础研究所）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿耶波多观测科学研究所）；National Astronomical Research Institute of Thailand (Public Organization)（泰国国家天文研究所）；Ajman University（阿治曼大学）；King Faisal University（费萨尔国王大学）；Worcester State University（伍斯特州立大学）；Center for Astrophysics — Harvard and Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究G35N和G35S子区域磁场对恒星形成的影响，发现G35N存在hourglass形磁场，而G35S磁场配置不同，磁场强度和能量平衡分析显示磁场在星形成中起关键作用。
2026-04-21 astro-ph.GA
Stellar Pulsation and the Production of Dust and Molecules in Galactic Carbon Stars
来自SOFIA上FORCAST的33颗银河系碳星的新红外光谱揭示了恒星脉动与其周壳中的尘埃和分子化学之间的强烈联系。总尘埃含量中的一个尖锐的边界，主要测量无定形碳的量，将半正则和Mira变量分开，半正则在光谱中显示出很少的尘埃，Mira显示出更多。在半正规的，从SiC粉尘的贡献迅速增加，作为整体的粉尘含量的增长，但在Miras，SiC粉尘功能越来越弱，因为更多的灰尘被添加。发现CS在$\sim$ 7.3 $μ$ m处的吸收带具有类似的二分法，其通常限于半规则变量。在观测上，这些差异使得用光谱法区分半规则变星和米拉变星变得简单，而不需要长期的光度观测或对它们距离的了解。银河系碳星在半正则变星中快速出现强烈的SiC发射，这表明在强脉动发生之前，有一个不同的尘埃凝结过程。在银河系样本中看到的半规则星和Miras之间无定形碳的产生的中断在麦哲伦碳星中也很明显，将碳星中的强烈脉动与强烈的质量损失率联系起来，这将结束它们作为恒星的生命。
2019-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Infrared Study of the Circumstellar Material Associated with the Carbon Star R Sculptoris
渐近巨星分支（AGB）星R Sculpture（R Scl）是AGB中研究最广泛的恒星之一。R Scl是一颗碳星，有一个巨大的拱星壳（$M_{shell}\sim 7.3\times10^{-3}~M_{\odot}$），被认为是在$\sim2200$年前的热脉冲事件中产生的。为了研究与其星周物质有关的热尘埃辐射，使用SOFIA望远镜（FORCAST）的暗天体红色照相机在19.7、25.2、31.5、34.8和37.1 $μ$ m处进行了观测。在这些波长的红外辐射的地图被用来研究的空间扩展的尘埃排放的形态和温度结构。使用辐射转移程序DUSTY和拟合的空间分布的排放，我们发现，一个几何薄的尘埃壳不能再现所观察到的空间分辨的排放。相反，除了外壳之外，还需要第二个灰尘成分来再现所观察到的发射。这部分位于尘埃壳层的内部，追踪着R Scl的拱星包层。最适合的密度分布与$n \propto r^α$，其中$α=0.75^{+0.45}_{-0.25}$和灰尘质量的$M_d=9.0^{+2.3}_{-4.1}\times10^{-6}~M_{\odot}$。与$r^{-2}$定律的强烈偏离表明R Scl的质量损失率不是常数。这一结果与从分子气体的观测中推断出的脉冲后质量损失的缓慢下降是一致的。
2017-12-06 astro-ph.GA
