电离参数U对于测量来自大质量星团的辐射压力反馈是潜在有用的，因为它反映了辐射与气体压力的比率，并且很容易从中红外线比率导出。我们考虑几种影响，确定在HII地区和星系的U的表观值。上限由辐射压力对气体的压缩设定。对于给定的辐射强度，来自恒星风的压力和中性团块的存在都会降低U。辐射最强烈的区域被电离光子的内部尘埃吸收而选择性地变暗，导致星系尺度上的观测偏差。我们探索这些影响的分析和数值，并用它们来解释以前的观测结果。我们发现，辐射约束设置的上限log_10 U = -1在个别地区看到。未分辨的星爆显示的最大值约为-2.3。虽然较低，但这也与其HII区域的大部分以辐射为主相一致，考虑到用于解释未解决区域的不同技术，并考虑到尘埃吸收造成的偏差。我们推断，许多个别的，强烈的照明区域不能由恒星风占主导地位，即使在银河系尺度上平均，冲击风压不可能比辐射压力大。因此，绝大多数HII区不可能是绝热风泡。我们的模型意味着金属丰度的物理结构和尘埃衰减的辐射为主的地区，这两者都应该有很大的变化，在一个临界金属丰度约二十分之一的太阳。
英文摘要：
The ionization parameter U is potentially useful for measuring radiation pressure feedback from massive star clusters, as it reflects the radiation-to-gas-pressure ratio and is readily derived from mid-infrared line ratios. We consider several effects which determine the apparent value of U in HII regions and galaxies. An upper limit is set by the compression of gas by radiation pressure. The pressure from stellar winds and the presence of neutral clumps both reduce U for a given radiation intensity. The most intensely irradiated regions are selectively dimmed by internal dust absorption of ionizing photons, inducing observational bias on galactic scales. We explore these effects analytically and numerically, and use them to interpret previous observational results.
We find that radiation confinement sets the upper limit log_10 U = -1 seen in individual regions. Unresolved starbursts display a maximum value of ~ -2.3. While lower, this is also consistent with a large portion of their HII regions being radiation dominated, given the different technique used to interpret unresolved regions, and given the bias caused by dust absorption. We infer that many individual, strongly illuminated regions cannot be dominated by stellar winds, and that even when averaged on galactic scales, shocked wind pressures cannot be large compared to radiation pressure. Therefore, most HII regions cannot be adiabatic wind bubbles. Our models imply a metallicity dependence in the physical structure and dust attenuation of radiation-dominated regions, both of which should vary strongly across a critical metallicity of about one-twentieth solar.
Physical Conditions in the Low-Ionization Component of Starburst Outflows: The Shape of Near-Ultraviolet and Optical Absorption-Line Troughs in Keck Spectra of ULIRGs
我们分析的物理条件，在低电离成分的星爆外流（在X射线中观察到的高电离风流体相比），基于新的凯克/LRIS光谱的部分解决吸收槽在近紫外和光学光谱的超铝红外Galerkin。大的速度宽度和蓝移存在于七，原子跃迁表明流出的气体内的宏观速度梯度。这些数据中的\mgII 2796、2803（和\feII 2587、2600）双峰线比重度混合的\nad 5892、98双峰线更好地约束气体运动学。\mgII 2796吸收槽的形状与2803 μ m处通常较弱的跃迁的形状相同，这要求两个跃迁在所有流出速度下都具有光学厚度。因此，在每一个速度下流出物所覆盖的银河系连续统的分数决定了这些吸收槽的形状。我们认为，速度偏移的最深的部分的槽，低电离气体的覆盖因子是接近统一的，反映了速度的外壳扫，星际气体在井喷的时候。在一个球形流出，我们表明，该壳的碎片膨胀缓慢相对于几何稀释，低电离气体的覆盖率随半径的增加而减小。因此，我们测量的覆盖因子随速度的增加而减少，可以解释为低电离外流加速的证据。我们还测量了四种气体的C_f（v），给出了流出气体密度的上限为3000 cm ~ 3，并讨论了质量流出速率的下限。
Cosmic Ray Ionization of Low-Excitation Lines in Active Galactic Nuclei and Starburst Galaxies
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波季斯特里安大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理学研究中心）；Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (INAF–IAPS)（国家天体物理与行星学研究所）
HST/COS Observations of Quasar Outflows in the 500-1050 Å Rest Frame: V. Richness of Physical Diagnostics and Ionization Potential-dependent Velocity Shift in PKS J0352-0711
我们分析吸收槽从两个流出PKS J 0352 -0711（S1在$-$ 1950 km s $^{-1}$和S2在$-$ 3150 km s $^{-1}$）从哈勃太空望远镜/宇宙起源摄谱仪，其中包括诊断丰富的585-900埃静止帧波长范围内的光谱。在S2中，我们首次清楚地检测到Ca IV、Ca V、Ca V*、Ca VII* 和Ca VIII* 的吸收谷。Ca V柱密度测量表明S2具有超太阳的金属丰度。两种流出都需要至少两个电离阶段，其中非常高电离阶段的柱密度大约是对应的高电离阶段的15倍。这些高柱密度和非常高的电离势离子类似于X射线暖吸收体。S2的两个相位显示了相关波谷之间的独特速度质心偏移。通过Monte Carlo测量的O V* 吸收槽，我们确定的电子数密度S2（完全证实了独立的测量从钙V* 和钙VIII* 槽），产生的距离为9 pc和动力学光度为2 $\times$ 10 $^{43}$尔格s $^{-1}$。S1位于距离中心源500秒差距处，动力学光度为10 $^{43}$ erg s $^{-1}$。
Cosmic-ray impact on optical and mid-infrared emission line diagnostics in NGC 5728
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波迪斯特里安大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (INAF–IAPS)（空间天体物理学与行星科学研究所）
Beyond diagnostic-diagrams: A critical exploration on the classification of ionization processes
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autonóma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Instituto de Radioastronomía and Astrofísica (IRyA-UNAM)（无线电天文学与天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）
A New Diagnostic Diagram of Ionization Source for High Redshift Emission Line Galaxies
本文提出了一种新的图--运动学激发图（KEx图），它利用[OIII]/Hβ谱线比值和[OIII]5007谱线宽度（σ [OIII]}）来诊断活动星系核（AGN）和恒星形成星系（SFG）的电离源和物理性质。KEx图是对中等红移的发射线星系（ELG）进行分类的合适工具，因为它只使用[OIII]5007和Hβ发射线。我们使用SDSS DR 7主星系样本和Baldwin-Phillips-Terlevich（BPT）诊断校准图在低红移。我们发现，该图可分为3个区域：一个是纯活动星系核为主的区域（KEx-AGN区域），一个是复合星系为主的区域（KEx-composite区域），一个是SFG为主的区域（KEx-SFG区域）。在这张图中活动星系核与SFG分开，主要是因为它们优先存在于明亮的大质量星系中，并且具有高的[OIII]/Hβ。活动星系核与恒星形成星系的分离甚至更清晰，这要归功于在固定光度/恒星质量下[OIII]线宽的额外0.15/0.12 dex偏移。我们将KEx图应用于DEEP 2星系红移巡天中0.3 < z < 1的7，866个星系，并将其与使用钱德拉观测的独立X射线分类方案进行比较。X射线活动星系核主要位于KEx-AGN区，而X射线SFG主要位于KEx-SFG区。几乎所有的第1型活动星系核都位于KEx-AGN区。这些都证实了这种分类图的可靠性，在中等红移的发射线星系。在z~2处，成…
On the contribution of ULXs to stellar feedback: an intermediate mass black hole candidate and the population of ULXs in the low-metallicity starburst galaxy ESO 338-4
Sparks: The Magellan/FIRE survey from starburst to post-starburst
Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Center for Decoding the Universe, Stanford University（斯坦福大学解码宇宙中心）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校天文与天体物理系）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU)（宇宙物理与数学卡弗里研究所）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台科学部）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文系）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
JWST Observations of Starbursts: Dust Processing in the M82 Superwind
University of Maryland（马里兰大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；University of Toledo（托莱多大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Wyoming（怀俄明大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（三维全天空天体物理学卓越研究中心 (ASTRO 3D)）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Millennium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（星系千年核心 (MINGAL)）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and AstroParticle Physics, The Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与暗物质粒子物理中心）；University of Kansas（堪萨斯大学）；Ghent University（根特大学）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业与技术学院）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；Minnesota Institute for Astrophysics, University of Minnesota（明尼苏达大学天体物理研究所）；Instituto de Estudios Astrofísicos, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales（迭戈帕托莱斯大学工程与科学学院天体物理研究所）；Max Planck Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
