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
Dust in the Wind with Resonant Drag Instabilities: I. The Dynamics of Dust-Driven Outflows in GMCs and HII Regions
辐射尘埃驱动的外流，其中尘埃颗粒上的辐射压力加速气体，发生在许多天体物理环境中。几乎所有以前对这些系统的数值研究都假设尘埃与气体是完全耦合的。然而，它最近已被证明，在这些系统中的灰尘是不稳定的一大类共振阻力不稳定性（RDIs），解耦的灰尘和气体动力学，并可以定性地改变这些流出的非线性结果。我们提出的第一个模拟辐射尘埃驱动的外流分层，不均匀的介质，包括明确的晶粒动力学和现实的光谱的晶粒尺寸和电荷，磁场和洛伦兹力的晶粒（显着提高RDI），库仑和爱泼斯坦阻力，并明确的辐射输运允许不同的晶粒吸收和散射特性。在本文中，我们考虑类似于巨大的分子云（GMCs），HII地区，和分布式星爆，光学深度是适度的，单散射效应占主导地位的辐射尘埃耦合，洛伦兹力占主导地位的阻力颗粒，和增长最快的RDI是相似的，如磁声和快速陀螺RDI。这些RDIs一般产生强大的大小依赖的灰尘集群，增长的时间尺度上的非线性，远远短于流出的特征时间。不稳定性产生的星云和羽状或“马头”星云的形态，是非常相似的观测到的尘埃结构在GMC和HII地区。此外，在某些情况下，它们强烈地改变相对于灯丝的磁场结构和拓扑。尽管驱动强大的微尺度灰尘结块留下一些气体，但有序单位分数的气体总是有效地被灰尘夹带。
2022-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Spitzer Observations of Dust Emission from HII Regions in the Large Magellanic Cloud
大质量恒星可以通过辐射加热和冲击改变其周围星际尘埃颗粒的物理条件和性质。大麦云云（LMC）中的HII区域为研究恒星能量反馈对尘埃的影响提供了理想的场所，因为恒星可以被分辨出来，而且星系几乎面对面的方向使我们能够明确地将HII区域与它们的电离大质量恒星联系起来。斯皮策太空望远镜对大麦哲伦星云的巡天提供了所有HII区域的多波长（3.6至160 $μ$ m）光度数据。为了研究大质量恒星周围尘埃性质的演化，我们分析了LMC中两个经典HII区（N63和N180）和两个简单超气泡（N70和N144）的空间分辨红外尘埃辐射。我们产生的光度光谱能量分布（SED）的许多小的子区域为每个区域的基础上，它的恒星分布和星云的形态。我们使用DustEM粉尘排放模型拟合来表征粉尘性质。颜色-颜色图和模型拟合与辐射场（估计从光度和光谱调查）进行比较。强烈的径向变化的SEDs可以看到整个地区，反映了可用的辐射加热。在辐射场最高的地方，非常小的颗粒的排放量急剧增加，而多环芳烃（PAHs）似乎被破坏了。PAH的排放是最强的分子云的存在下，只要辐射场是低的。
2014-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A bimodal dust grain distribution in the IC 434 HII region
最近对星际介质中尘埃的研究对目前尘埃模型的能力和有效性提出了挑战，表明尘埃的性质随着它在星际介质的不同阶段之间的过渡而演变。我们进行了多波长的研究，从电离气体的IC 434发射星云的尘埃发射，并结合建模，从大尺度，提供洞察的历史的IC 434/L1630区域，小尺度，使我们能够推断定量属性的尘埃含量内的H II区域。尘埃通过与电离气体香槟流的动量转移进入H II区，这是由L1630分子云和$σ$ Ori星团之间的偶然相遇造成的。我们观察到电离气体内部两个明显分离的尘埃种群，它们显示出不同的观测特性，以及对比鲜明的光学特性。人口A是冷（$\sim$ 25 K）比广泛使用的尘埃模型预测，它的温度是不敏感的碰撞辐射场的增加，是动量耦合到气体，并有效地吸收辐射压力，形成尘埃波在1.0 pc提前$σ$奥利AB。星族B的特征是在整个HII区有一个恒定的[20/30]通量比，在靠近恒星的地方温度高达$\sim$ 75 K，吸收辐射压力的效率较低，在距离恒星0.1 pc处形成了一个尘埃波。我们得出结论，IC 434内部的灰尘是双峰的。种群A的特征显著，不能用现有的沙尘模型来解释。B族是与球形致密尘埃的经典描述相匹配的颗粒。我们的研究结果证实了最近的工作，强调在不同地区的星际介质之间的尘埃属性的变化的重要性。
2015-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dusty Cradles in a Turbulent Nursery: The Sgr A East HII Region Complex at the Galactic Center
我们在19，25，31，和37 μm的紧凑的HII区域复合体G-0.02-0.07位于从银河系中心的6 pc的投影与SOFIA使用FORCAST获得的图像。G-0.02-0.07包含三个紧凑HII区域（A、B和C）和一个超紧凑HII区域（D）。我们的观测揭示了两个微弱的红外源的存在，位于C区以东23“和35”（FIRS 1和2），并在A区以西的三个电离气体“脊”中的两个中检测到尘埃排放。利用A-C区的19/37色温图和37 μm光学深度图对尘埃的能量学和形态学进行了表征。区域A和B表现出约105 K的平均19/37色温，并且区域C和D分别表现出约115 K和约130 K的色温。使用DustEM代码，我们对区域A-D和FIRS 1的SED进行建模，所有这些都需要非常小的瞬时加热的晶粒和大的平衡加热的晶粒的群体。我们还要求在区域A-C中存在多环芳烃（PAH），以拟合Spitzer/IRAC观测到的3.6、4.5、5.8和8.0 μm通量。区域A的加热源的位置通过三角测量从拟合到区域周围三个不同点的SED的DustEM模型导出的距离和温度来确定，并且被发现被移位到靠近色温峰值的曲率中心的东北部。基于总光度、预期的1.90 μm通量以及与中红外色温峰值的接近程度，我们确定了区域A、B和C的热源候选者。然而，在D区，观测到的1.87和1.90 μm的辐射通量比先前提出的电离星亮40倍，不可能…
2014-11-17 astro-ph.SR
Triggered Star Formation in a Double Shell near W51A
我们目前的海因里希赫兹望远镜CO观测的壳层结构附近的活跃的恒星形成复合体W51A的恒星形成过程中引发的HII区域的膨胀。CO观测结果证实，在斯皮策IRAC图像中检测到的外壳上收集了致密的分子物质。CO的分布表明，壳向西北方向的低密度区吹出。壳层周围的总氢柱密度高到足以形成新的恒星。我们发现两个CO冷凝具有相同的中心速度为59公里/秒的东部和北部沿边缘的IRAC壳。我们确定了两个YSO在早期的进化阶段（阶段0/I）内的densitive-molecular缩合。从CO运动学，我们发现，HII区目前正在扩大的速度为3.4公里/秒，这意味着壳的扩张年龄为~1百万年。这一时间尺度与HII区域扩张的数值模拟结果非常一致（Hosokawa et al. 2006）。我们的结论是，在壳的边界上的恒星形成是由HII区域的扩张触发的。
2009-06-01 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
A multi-wavelength analysis of the diffuse HII region G25.8700+0.1350
我们提出了一个多波长的调查HII区域G25.8700+0.1350，位于银河系的内部。在射电连续辐射中，该区域被视为明亮的弧形结构。对HI线的分析表明，G25.8700+0.1350位于6.5 kpc的距离处。电离气体的边界是一个光解离区域，该区域被一个分子结构包围，在该结构中检测到四个分子团。在红外波长下，该区域也非常明显。鉴于该区域的可见光吸收水平很高，应该在红外波段寻找令人兴奋的恒星。在此背景下，我们在文献中发现了一颗沃尔夫-拉叶星和一颗红超巨星，以及37颗可能是O型恒星的2 MASS源候选者，它们可能与G25.8700+0.1350的起源有关。最后，由于假设HII区域的扩展会引发恒星形成，我们使用了不同的红外点源目录来搜索年轻恒星候选者（cYSO）。总共有45个cYSO被确定投射到分子云上。
2017-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation hydrodynamic simulations of massive star formation via gravitationally trapped HII regions - Spherically symmetric ionised accretion flows
本文研究了利用辐射流体动力学模拟稳态分析预测的HII区的引力捕获。我们提出了理想化的球对称辐射流体动力学模拟的早期演变的HII地区，包括重力的中心源。与解析稳态解的球对称电离邦迪吸积流，我们发现引力被困的HII地区的吸积通过电离前到源。我们发现，对于一个恒定的电离光度，电离前沿的波动是不稳定的。这种不稳定性只发生在这种球对称的吸积几何。在大质量恒星形成的背景下，电离的光度随着源吸积质量的时间而增加。HII区域的最大半径在吸积时间尺度上增加，直到它达到音速半径，其中下落速度等于电离气体的声速，之后它进入压力驱动的膨胀阶段。这种膨胀阻止了气体通过电离前沿的吸积，恒星上的吸积率降低到零，并且它停止从吸积中生长。由于通过吸积恒星质量和光度的任何显着变化所需的时间，我们的模拟保持质量和光度不变，并遵循从捕获到膨胀的分段方式的演变。HII区域的这种演化的影响包括在恒星开始发射电离辐射后的一段时间内，物质继续吸积到正在形成的恒星上，以及超紧凑HII区域的寿命延长。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Restructuring and destruction of hydrocarbon dust in the interstellar medium
本文提出了一个模型，描述了在电离氢区（HII区）和超新星遗迹的天体物理条件下，影响任意大小的碳氢颗粒演化的关键过程。考虑的过程包括芳构化和光破坏，溅射的电子和离子，和粉碎由于颗粒之间的碰撞。该模型可以用来模拟的颗粒尺寸分布和芳构化程度的HII区和超新星遗迹的演化过程中，对于一个指定的辐射场，气体和尘埃的相对速度等各种过程的贡献烃尘埃颗粒的演化为我们的银河系的星际介质的典型参数。一般的星际介质中，小颗粒（小于50个碳原子）应该是完全芳香化的。如果较大的颗粒最初具有脂肪族结构，则其在很大程度上被保留。由于颗粒的相互碰撞，颗粒尺寸分布的变化明显取决于所采用的初始尺寸分布。对于MRN初始分布，获得了晶粒尺寸的显著再分布，这增加了较小晶粒的质量分数。Jones等人（2013）的工作中的初始分布的特征是，小颗粒的初始分数较高，所有尺寸的颗粒数量普遍减少。
2016-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recombination Lines and Molecular Gas from Hypercompact HII regions in W51 A
我们提出了一个详细的描述人口的紧凑的无线电连续源在W51 A使用亚角秒VLA和ALMA观测。我们分析了它们的2-cm连续谱，重组谱线（RL）H77 $α$和H30 $α$，以及$\rm H_{2}CO(3_{0,3}-2_{0,2})$、$\rm H_{2}CO(3_{2,1}-2_{2,0})$和$\rm SO(6_{5}-5_{4})$谱线。我们推导出直径为10/20源的范围$D \sim 10^{-3}$到$\sim 10^{-2}$ pc，从而将它们置于超紧凑HII区域（HC HII）的制度。它们的连续导出电子密度在$n_{\rm e} \sim 10^4$至$10^5$ cm $^{-3}$的范围内，低于HC HII的典型考虑值。我们结合RL测量和独立推导的$n_{\rm e}$，发现两种方法之间的单个测量值范围相同，但存在显著偏移。我们发现，在我们的样本中的大多数源电离的早期B型星，和$n_{\rm e}$与$D$的比较表明，他们遵循的逆关系先前推导的超紧凑（UC）和紧凑的HII的。当确定时，电离气体运动学总是（7/7）指示流出。同样地，8个HC HII中的5个和3个仍然嵌入在致密的核心中，分别显示出分子气体膨胀和下沉运动的证据。我们假设可能有两种不同类型的$hypercompact$（$D< 0.05$ pc）HII区：那些本质上是较小的，扩大UC HII的;和那些也…
2020-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Return of the Proplyds - Understanding the Dynamics of Ionization Triggered Stars
在HII区内的Probands和恒星是一个很好的研究现象。它们可能是由HII区域本身的扩张引发的。在这里，我们提出了计算的动力学的HII区。我们发现，触发的恒星，形成在HII区域周围的物质席卷扩大壳很少返回到HII区域的时间尺度上推断的progrands和观察到的年轻恒星。然而，在像猎户座这样非常密集的环境中，被触发的恒星会及时返回。因此，我们的模型可以解释为什么在其他HII区几乎没有观察到probrids。我们建议，年轻的恒星物体在HII地区的性质一般取决于从大规模的，电离的中央星团的距离。在最靠近的地方，有一颗年轻恒星的盘直接与大质量恒星的反馈相互作用。再往外是II类原恒星，那里的电离已经去除了包层。甚至在更远的地方，人们应该会发现I类恒星，它们要么是被电离辐射触发的，要么是预先存在的，还没有失去它们的外壳。这种径向序列不一定是年龄序列，而是恒星风和电离辐射随着距离的增加而逐渐减少的结果。我们研究了触发恒星形成的观测信号，发现电离触发恒星形成的恒星分布显示出一个明显的特征，在电离锋的当前位置处有一个峰值。因此，通常可以区分恒星的触发分布和原位分布。
2013-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
On Radiation Pressure in Static, Dusty HII Regions
作用在气体和尘埃上的辐射压力导致HII区域的中心密度低于电离边界附近的密度。静力平衡下的HII区包含一系列相似解，由3个参数：β、γ和乘积（Q_0 n_rms）来表示; β表征恒星光谱，γ表征尘埃/气体比，Q_0是恒星的电离输出（光子/秒），n_rms是电离区内的均方根密度。采用β和γ的标准值，变化（Q_0 n_rms）生成一个单参数密度分布族，范围从几乎均匀的密度（小Q_0 n_rms）到空心球HII区域（大Q_0 n_rms）。当（Q_0 n_rms）超过10^{52} cm^{-3} s^{-1}时，尘埃HII区有明显的中心空洞，即使没有星风存在。对于给定的β、γ和（Q_0 n_rms），第四个量（可以是Q_0）确定HII区域的总体尺寸和密度。给出了密度和发射率分布的例子。我们展示了感兴趣的量-如峰-中心发射率比，均方根-平均密度比，边缘-均方根密度比，和气体吸收的电离光子的分数-取决于3个参数β，γ，和（Q_0 n_rms）。对于尘埃HII区域，气体和尘埃压缩到电离壳层中导致实际上是H的>13.6 eV光子的比例大幅增加（相对于具有相同尘埃/气体比和密度n=n_rms的均匀密度HII区域）。我们讨论了在何种程度上径向漂移的尘埃颗粒在HII地区可以改变的尘埃气体比。这些解决方案，真正的HII地区的适用性进行了讨论。
2011-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared Photometric Properties of Inner and Outer Parts of HII regions
红外环星云（IRRN）经常与HII区域联系在一起，这一事实为我们提供了研究电离气体和中性气体之间界面处的尘埃的机会。本文分析了32个圆形IRRN的内外部在8 ~ 500~ $μ$ m范围内的红外辐射。我们的目标是确定这些对象的形态和可能的尘埃演化过程的基础上对电离和中性区域的红外辐射的比较。我们计算六个斜率相邻波长的光谱能量分布跟踪电离区内外的物理条件的差异。使用这32个对象的数据，我们表明，它们的形态可能是三维球形，而不是二维平面状。在70 ~ 160~ $μ$ m之间的斜率是最合适的外包络尘埃温度的示踪剂。较大的8-与-24~ $μ$ m的强度比与较小的中红外强度相关，表明PAHs确实可能是由于较大的颗粒破坏而产生的。这些数据对以后的理论模拟和确定HII区及其包层的尘埃演化具有重要意义。
2019-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Clumps and Candidates for Molecular Outflows in W40
利用ASTE 10 m望远镜（HPBW~22 arcsec）对W 40 HII区的CO（J=3-2）和HCO ~+（J=4-3）进行了观测，发现该区域的速度场非常复杂，至少由VLSR ~ 3，5，7和10 km/s四个不同的速度分量组成。~7 km/s分量代表了整个区域周围冷气体的系统速度，在6 <VLSR < 9 km/s的速度范围内引起CO光谱的强吸收。~5 km/s和~10 km/s的组分表现出高CO温度（>40 K），并且主要在HII区周围发现，这表明这些组分可能是与HII区周围膨胀壳层相互作用的致密气体。根据CO数据，我们确定了13个区域的高速气体，我们解释为候选外流叶。使用HCO+数据，我们还确定了六个团块，并估计了它们的物理参数。基于ASTE数据和2 MASS卫星的近红外图像，我们提出了一个更新的三维模型。为了研究W 40中的分子外流，用野边山射电天文台的45米望远镜也观测到了40 GHz的SiO（J=1-0，v=0）发射线和其他一些发射线，但在目前的灵敏度下没有探测到。
2015-05-12 astro-ph.SR
The molecular complex associated with the Galactic HII region Sh2-90: a possible site of triggered star formation
我们调查的恒星形成活动的分子复合体与银河系HII区域Sh 2 -90，使用无线电连续谱图在1280 MHz和610 MHz，赫歇尔高GAL观测在70 - 500微米，深近红外观测在JHK波段，随着斯皮策观测。Sh 2 -90在中红外（尺寸约0.9 pc x 1.6 pc）中呈现气泡形态。射电观测表明，它是一个演化的HII区，电子密度约为144 cm^-3，发射量约为6.7 x 10^4 cm^-6 pc，电离质量约为55 Msun。根据Hi-GAL的观测结果，我们发现HII区是一个拉长的扩展分子云的一部分（大小约为5.6 pc x 9.7 pc，H_2柱密度>= 3 x 10^21 cm^-2，尘埃温度18 - 27 K），总质量>= 1 x 10^4 Msun。我们确定的电离集群的Sh 2 -90，主要的激发星是O 8-O 9 V星。在B星周围发现了5个冷尘埃团（质量~ 8 - 95 Msun），4个中红外尘埃团和一个致密的HII区，CO（J=3-2）数据体的速度信息表明它们大多与Sh 2 -90区有关。确定了129个YSO（I类、II类和近红外过量源）。大多数YSO是低质量（<= 3 Msun）源，它们主要分布在高柱密度区域。已经发现了四个0/I类MYSO候选者，它们可能会演化成质量>= 15 Msun的恒星。我们认为，多代恒星的形成是目前在复杂的。从相互作用的证据、时间尺度和…
2014-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Expanding Shell and Star Formation in the Infrared Dust Bubble N6
我们对红外尘埃泡N6进行了多波长研究，以广泛地研究其中的分子环境和恒星形成活动。利用紫金山天文台13.7米望远镜对12 COJ =1-0和13 COJ =1-0进行的成图观测揭示了四个速度分量。比较各组分的分布和红外发射表明，三个组分与N6相关。检测到10个分子团。其中，五个在12 CO和13 CO中具有可靠的检测，并且具有从200到高于5，000M_sun的类似LTE和非LTE质量。由于气体质量大于维里质量，这五个团簇在引力上是不稳定的，有可能坍缩形成新的恒星。其他五个团块仅在12 CO中可靠地检测到，并且具有相对较小的质量。五个团块位于环状结构的边缘，其中四个沿壳延伸。这与收集和崩溃的场景非常一致。检测到的速度梯度表明，由于来自令人兴奋的恒星的恒星风，环结构仍在膨胀中。此外，99个年轻的恒星物体已经根据它们的红外颜色被识别出来。一组YSO位于环内，表明N6中有活跃的恒星形成。虽然没有发现触发恒星形成的确认特征，但气泡和封闭的HII区域已经深刻地重建了出生地，并改变了其中的动力学。
2014-11-04 astro-ph.SR
Comparing the pre-SNe feedback and environmental pressures for 6000 HII regions across 19 nearby spiral galaxies
来自年轻恒星（即前超新星）的反馈被认为在分子云的破坏中起着至关重要的作用。在本文中，我们评估的反馈机制内的5810个HII区域的PHANGS-MUSE调查确定的19个附近（$<$ 20 Mpc）的恒星形成，主序星螺旋星系（日志（$M_\star$ /M $_\odot$）= 9.4 $-$ 11）的样本。这些光学光谱图是必不可少的，以约束的HII区域的物理性质，我们用它来调查他们的内部压力项。我们估计光电离气体（$P_\mathrm{therm}$），直接辐射（$P_\mathrm{rad}$），机械风压（$P_\mathrm{wind}$），我们比较其主机环境（$P_\mathrm{de}$）的围压。在我们的${\sim}50{-}100$ pc分辨率观测中，HII区域仍然没有得到解决，因此我们分别通过使用最小（即团块结构）和最大（即平滑结构）尺寸对每个压力设置上限（$P_\mathrm{max}$）和下限（$P_\mathrm{min}$）。我们发现，$P_\mathrm{max}$测量是大致相似的，和$P_\mathrm{min}$的$P_\mathrm{therm}$是轻度占主导地位。我们发现，大多数的HII区是超压，$P_\mathrm{tot}/P_\mathrm{de} = (P_\mathrm{therm}+P_\mathrm{wind}+P_\mathrm{rad…
2021-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comprehensive Study of the Young Cluster IRAS 05100+3723: Properties, Surrounding Interstellar Matter, and Associated Star Formation
我们提出了一个全面的多波长调查的可能巨大的年轻星系团'IRAS 05100+3723'和它的环境，目的是了解它的形成历史和反馈效应。我们发现IRAS 05100+3723是一个遥远（$\sim$ 3.2 kpc）、中等质量（$\sim$ 500 \msun）、年轻（$\sim$ 3 Myr）的星团，其最大质量的恒星是O 8.5 V型。根据光谱模型，我们估计该恒星的有效温度和对数$g$分别为$\sim$ 33，000 K和$\sim$ 3.8。我们的射电连续谱观测表明，该恒星已经电离了它的环境，形成了一个大小为$\sim$ 2.7 pc，温度为$\sim$ 5,700 K，电子密度为$\sim$ 165 cm $^{-3}$的HII区域。然而，我们的大规模的尘埃地图显示，它已加热的尘埃高达几个秒差距（$\sim$ 10 pc）在17 $-$-28 K的范围内，温暖的尘埃排放的形态类似于一个双极HII区。从尘埃和$^{13}$ CO气体的分析，我们发现的证据表明，形成的HII区已发生在一个长期的对流云的最后约3百万年前，可能是由于边缘崩溃的灯丝。我们发现，在HII区和暗条的交界处，HII区目前正在其西部外围压缩一团质量为$\sim$ 2700 \msun的物质。我们观察到几个70 $μ$米点源的中间质量和类0的性质内的团块。我们认为这些来源是该复合体的第二代恒星。我们建议，恒星的形成，…
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of an Explosive Outflow in G34.26+0.15
本研究通过ALMA观测在G34.26+0.15中发现爆炸性外流，其流束遵循哈勃-勒梅特定律，总能量约10^48尔格，并可能与超致密HII区域膨胀相关。
2025-04-22 astro-ph.SR
Study of extragalactic HII regions with echelle spectroscopy: The A2 region in the irregular galaxy IC4662
利用SALT望远镜阶梯光栅光谱研究不规则星系IC4662的HII区A2，发现三个运动学子系统，其中宽分量与沃尔夫-拉叶星风及富氮壳层作用相关，展示了高分辨率对探测小尺度化学不均匀性的关键作用。
2025-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical polarimetry study of Lambda-Orionis star-forming region
本研究通过光学偏振观测绘制猎户座λ恒星形成区的天平面磁场结构，结合多波段数据与结构函数分析，得到了分子云磁场强度、尘埃性质及区域距离等关键参数，为理解该HII区的磁化演化提供观测依据。
2024-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical/Near-IR Polarization Survey of Sh 2-29: Magnetic Fields, Dense Cloud Fragmentations and Anomalous Dust Grain Sizes
Sh 2-29是一个引人注目的恒星形成区，以存在大质量嵌入恒星以及几个值得注意的星际结构为标志。在这项研究中，我们的目标是确定磁场的作用，并研究在这种湍流环境中星际尘埃颗粒的大小分布。我们使用了一组光学和近红外偏振数据获得的OPD/LNA（巴西）和CTIO（智利），与消光图，2 MASS数据和图像从DSS和斯皮策。该区域最显著的特征是一个被扫过的星际空腔，其极化图显示磁场线被向外拖曳，沿着其边界堆积。这导致更高的磁场强度值（$\approx400\,μ$ G）和偏振度的突然增加，这可能是由于取向效率的增强。此外，高密度的云碎片与峰值$A_{V}$之间的20和37等可能是由它的扩张。$24\,μ$ m点状源的存在表明在这个致密的环境中可能有新生恒星。的角色散函数的统计分析显示领域的场线排列在一个有序的模式，似乎是由于压缩效应的HII区域膨胀。最后，Serkowski函数拟合被用来研究的总选择性消光比，揭示了一个双重人口的异常颗粒尺寸。这一趋势表明，在该地区存在着星际颗粒的凝聚和破碎效应。
2013-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical enrichment of the pre-solar cloud by supernova dust grains
在太阳系陨石中存在短寿命放射性同位素（SLR）被解释为太阳系在其形成前不久或形成期间暴露于超新星的证据。然而，SLR注入到原太阳云或盘的流体动力学模型的结果表明，气相混合可能不足以有效地再现所观察到的丰度。作为一种替代方案，我们探索通过尘埃颗粒的SLR注入作为克服混合障碍的一种方式。我们数值模拟的超新星遗迹包含SLR丰富的尘埃颗粒与附近的分子云的相互作用。尘埃颗粒受到拖曳力以及热和非热溅射。我们确认，不断扩大的气体壳层失速后，与致密的云和气相SLR注射发生缓慢，由于在云表面的流体动力学不稳定性的影响。相比之下，足够大的尘埃颗粒（> 1微米）与气体分离，并在0.1百万年内渗透到云中。一旦进入云内，尘埃颗粒就会被溅射破坏，释放出SLR并迅速丰富致密（潜在的恒星形成）区域。我们的研究结果表明，尘埃颗粒上的SLR传输是一个可行的机制来解释SLR富集。
2016-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
