Analytic Estimates of the Effect of Plasma Density Fluctuations on HII Region Density Diagnostics
本文分析计算了等离子体密度涨落对HII区和行星状星云研究中常用的一些光谱诊断的影响。为了允许分析处理，注意力被限制在具有指数概率分布函数（PDF）的密度波动的情况下。目前的调查是为了支持Bergerud等人（2019）对星云诊断的完全数值和更广泛的研究。从本文的结果中提出的观测量（光谱线比）与平均星云密度的图形。我们的结果产生更高的密度估计，给定相同的观测线比，对于密度波动的星云的情况下，比均匀密度的星云的情况下。这在定性上与典型观察到的情况一致，其中观察导致填充因子< 1的推断。我们的结果与Bergerud et al（2019）的结果定量一致，因此证实了指数pdf情况下的计算。
2019-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Emission-line diagnostics of nearby HII regions including interacting binary populations
我们提出了一系列的组成和年龄的年轻恒星星族周围的H II区域的星云发射的数值模型。合成恒星群体包括单星和相互作用的双星。我们将这些模型与从档案数据中提取的13个邻近螺旋星系和21个矮星系的254个HII区域的观测发射线进行了比较。该模型的创建使用相结合的二进制人口和光谱合成（bpass）代码与光电离代码多云研究的差异所造成的列入相互作用的双星在恒星星族。我们得到的协议与观测到的发射线比从附近的恒星形成区，讨论了双星演化路径的影响星云电离的H II区。我们发现，在人口年龄超过1000万年时，单星模型的通量和电离强度迅速下降，而双星模型仍然产生强通量和高O III/H \b{eta}比。我们的模型可以重现的H II区域的螺旋星系的金属丰度，但我们发现更高的金属丰度比以前估计的H II区域的矮星系。通过比较H \b{eta}发射的等效宽度，我们发现电离光子泄漏对HII区的年龄估计有影响。当它被包括在内时，HII区域的典型年龄从单星模型中得出为500万年，而双星模型则高达1000万年。这是由于双星演化路径的存在，在较老的年龄产生更多的热WR和氦星。为了将来的参考，我们计算了新的BPASS双星最大星爆线作为金属丰度的函数，以及总的模型人口，并在附录A中提出这些。
2018-03-27 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
The Effects of Diffuse Ionized Gas and Spatial Resolution on Metallicity Gradients: TYPHOON Two-Dimensional Spectrophotometry of M83
我们提出了一个系统的研究扩散电离气体（DIG）在M83和它的金属丰度梯度测量在不同的分辨率尺度的影响。作为台风计划的一部分，我们使用在Las Campanas天文台的2.5米杜邦望远镜获得的M83的分光光度数据立方体，使用[SII]/H $α$比，HIIphot（HII寻找算法）和H $α$表面亮度从DIG中分离出HII区域。我们发现，对整体H $α$光度的贡献是大致相等的HII和DIG区域。然后将数据重新分组以模拟从41 pc到1005 pc的不同分辨率尺度下的低分辨率观测。在每种分辨率下使用五种不同的金属丰度诊断来测量金属丰度梯度。我们发现，所有的金属丰度诊断使用的DIG列入不同程度的影响。我们讨论了为什么金属丰度梯度显着影响DIG使用的HII优势和发射线比径向配置文件的原因。我们发现，应用[SII]/H $α$切割将提供一个更接近的估计，真正的金属丰度梯度高达1005 pc的分辨率，用于本研究中使用的所有金属丰度诊断。
2019-05-08 astro-ph.GA
Metallicity calibrations for diffuse ionised gas and low ionisation emission regions
使用积分场光谱数据的24个附近的螺旋星系获得的多单元光谱探测器（MUSE），我们得出经验校准，以确定金属的扩散电离气体（DIG）和/或低电离发射区（LI（N）ER）在被动地区的星系。要做到这一点，我们确定了大量的HII-DIG/LIER对是足够接近的化学均匀的，我们测量每个DIG/LIER区域相对于其HII区域同伴的金属丰度差异时，应用相同的强线校准。O3 N2诊断（$=$ log [（[O III]/H $β$）/（[N II]/H $α$）]）显示最小偏移DIG/LIER区和HII区之间的差异为0.01- 0.04 dex，金属丰度差异的分散性很小（0.05 dex），表明HII区的O3 N2金属丰度校准可应用于DIG/LIER区，当用在分辨力差的星系上时，这种诊断方法几乎不受DIG污染，因而提供了可靠的结果。我们还导出了进一步减小HII-DIG/LIER对微分金属丰度的散射（0.03--0.04dex）的二阶修正。类似地，我们探索了其他金属丰度诊断，如O3 S2（$=$ log（[O III]/H $β$ +[S II]/H $α$））和N2 S2 H $α$（$=$ log（[N II]/[S II]）+0.264 log（[N II]/H $α$）），并提供了O3 S2的校正以测量DIG/LIER区域的金属丰度。我们建议用修正的O3 N2和O3 S2诊断法来测量静止星系或…
2019-02-04 astro-ph.GA
Distinguishing between HII regions and planetary nebulae with Hi-GAL, WISE, MIPSGAL, and GLIMPSE
HII区域和行星状星云（PNe）都发射无线电和红外（IR）波长的光，而角度较小的HII区域可能会被误认为是PNe。这个分类问题对于处于早期进化阶段的HII区域来说是最严重的，这些区域非常遥远，或者那些既年轻又遥远。利用Herschel Hi-GAL巡天以及WISE和Spitzer MIPSGAL和GLIMPSE巡天的数据，我们希望建立可用于区分HII区域和PNE的特征IR颜色。我们进行孔径光度测量的样品的126 HII区域和43 PNe在波长从8.0微米到500微米。我们发现HII区和PNe区具有不同的红外颜色。最鲁棒的辨别颜色标准是[F12/F8] < 0.3、[F160/F12] > 1.3和[F160/F24] > 0.8（或者[F160/F22] > 0.8），其中括号表示通量比的对数。所有这三个标准分别满足我们的样本的98%以上的HII地区和约10%的PNE样本。这些颜色的组合在分离两个群体时更稳健;例如，所有HII区域和没有PNe满足[F12/F8] < 0.4和[F160/F22] > 0.8。当应用于未知分类的对象时，这些标准证明在分离两个群体中是有用的。对于HII区域，颜色的分散相对较小;这表明对于HII区域，这些颜色随时间的任何演变必须相对适度。HII区的光谱能量分布（SED）可以分为“暖”和“冷”分量。“冷”分量与温度为25 K的灰体很好地拟合。我们的HII区…
2011-11-01 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: The Impact of Diffuse Ionized Gas on Emission-line Ratios, Interpretation of Diagnostic Diagrams, and Gas Metallicity Measurements
弥漫电离气体（DIG）在恒星形成星系中普遍存在。使用365个近面对面的MaNGA观测到的恒星形成星系的样本，我们演示了如何在恒星形成星系的DIG影响的发射线比的测量，因此诊断图和气相金属丰度测量的解释。在金属丰度固定的情况下，DIG主导的低Hα表面亮度区域显示出增强的[SII]/Hα、[NII]/Hα、[OII]/Hβ和[OI]/Hα。这些线比率的梯度由金属丰度梯度和Hα表面亮度决定。在线比诊断图中，DIG的污染使HII区域向复合或LI（N）ER样区域移动。需要更硬的电离光谱来解释DIG线比率。泄漏的HII区模型只能相对于HII区模型轻微地移动线比率，因此不能解释DIG显示的复合/LI（N）ER线比率。我们的结果有利于电离的演化恒星作为一个主要的电离源的DIG与LI（N）ER类发射。DIG可以显着偏置气体金属丰度和金属丰度梯度的测量使用强线方法。使用N2 O2获得的金属丰度是最佳的，因为它们表现出最小的偏差和误差。使用O3 N2、R23、N2=[NII]/Hα和N2 S2 H α（Dopita等人，2016年）推导金属丰度，在推导的金属丰度梯度中引入了与梯度本身一样大的偏差。Blanc等人（2015; IZI）的强线方法不能应用于DIG以获得准确的金属丰度，因为它目前只包含无法描述DIG的HII区域模型。
2017-01-26 astro-ph.GA
Emission-line diagnostics of HII regions using conditional Invertible Neural Networks
年轻的大质量恒星通过向周围环境注入能量、动量和辐射（恒星反馈），扰乱母云，在星际介质（ISM）的演化和巨分子云（GMC）中恒星形成的自我调节中发挥着重要作用。并调节进一步的恒星形成。我们观测到的恒星辐射中含有恒星反馈的信息，但由于恒星反馈是一个高度复杂的非线性过程，观测数据是高度简并的，因此从光度和光谱测量中推断其物理性质是困难的。在这个帐户上，我们介绍了一种新的方法，耦合条件可逆神经网络（cINN）与WARPFIELD发射预测（WARPFIELD-EMP）估计恒星形成区域的光谱观测的物理性质。我们提出了一个cINN，它从12条光发射线的亮度预测了7个物理参数（云质量，恒星形成效率，云密度，云年龄，这意味着第一代恒星的年龄，最年轻的星团的年龄，星团的数量和云的演化阶段）的后验分布，并使用训练过程中未使用的合成模型测试我们的网络。我们的网络是一个功能强大且时间效率高的工具，可以准确预测每个参数，尽管退化有时会保留在聚类数量的后验估计中。我们验证了网络估计的后验，并确认它们与输入观测值一致。我们还评估了观测不确定性对网络性能的影响。
2022-01-21 astro-ph.GA
Observations of Anomalous Microwave Emission from HII regions
本文简要介绍了HII区异常微波辐射（AME）的观测情况。在HII区域或其附近检测到AME。鉴于在广泛的频率范围内和复杂的环境中测量准确的SED的困难，许多这些检测需要更多的数据来确认它们是否发射大量的AME。来自UCHII区域的光学厚自由-自由发射的贡献在某些情况下也可能是显著的。AME发射率（定义为AME亮度与100微米亮度的比值）与某些地区高纬度弥漫卷云中观察到的值相当，但在其他地区则明显较低。但是，该值取决于粉尘温度。需要更多的数据，在高频率（>5 GHz）和高分辨率（~1弧分或更好），以解开在这样的复杂区域的发射过程。
2013-02-09 astro-ph.GA
Diagnostic line ratios in the IC 1805 optical gas complex
大的HII区域，角尺寸超过10 pc，通常包含许多大质量的O-星。来自这些恒星的恒星风预计将在目标星云的动力学、形态学和化学演化中发挥相当大的作用。从运动学上讲，恒星风仍然很难观测到，风吹气泡的典型膨胀速度经常与其他动力学过程混淆，也经常发现HII区域。然而，由恒星风产生的超音速激波应该有利于激波激发，并在电离星云的内容中留下明确的光谱特征。在这项工作中，恒星风的存在，通过冲击激发观察，研究在银河系IC 1805星云，一个巨大的HII区域，包括至少10个O-恒星从主序星O 9到巨星和超巨星O 4的最明亮的部分。使用成像傅里叶变换光谱仪SpIOMM能够同时获取与Halpha 6563 A、[NII]6548、6584 A和[SII]6716、6731 A离子线相关的光谱信息。由Sabbadin及其合作者首次引入的诊断图被用来限定星云中可能受到光电离主导的其他区域的冲击激发的部分。通过比较由[SII]/[SII]线比计算的冲击前和冲击后材料的密度，研究了超音速冲击所预期的气体压缩。典型的[NII]/[NII]线比略高于低密度区域中预期的理论值3。为了解释这种行为，提出了一种基于影响[NII] 6548 A线的碰撞去激发的方案。
2011-12-14 astro-ph.GA
Spitzer and Herschel multiwavelength characterization of the dust content of evolved HII regions
我们已经分析了一个统一的样本，16个进化的HII区域位于2度X 2度的银河场，中心在（l，b）=（30度，0度），并观察到作为赫歇尔Hi-GAL调查的一部分。这些HII区域的演化阶段是使用辅助无线电连续数据建立的。通过将Hi-GAL PACS（70微米，160微米）和SPIRE（250微米，350微米和500微米）测量与MIPSGAL 24微米数据相结合，我们建立了源的光谱能量分布（SED），并表明2分量灰体模型是数据的良好表示。特别是，波长> 70微米似乎跟踪冷尘埃成分，我们估计大颗粒（BG）的平衡温度在20 - 30 K的范围内，而对于λ < 70微米，数据表明存在温度为50 - 90 K的暖尘埃成分。这项分析还表明，尘埃存在于HII区域的内部，尽管数量可能不多。此外，这些数据似乎证实了一种假设，即造成HII区域尘埃（部分）耗尽的主要机制是辐射压力驱动的漂移。在这个框架内，我们推测，24微米的发射空间相关的电离气体可能与非常小的颗粒（VSG）或BG补充，最近提出的情况下，风吹气泡（WBB）。最后，我们发现，演化的HII区域的特点是独特的远红外和亚毫米的颜色，这可以用来作为诊断，他们在未解决的银河系和河外地区的识别。
2012-10-12 astro-ph.GA
Galaxy emission line classification using 3D line ratio diagrams
二维线比诊断图已成为理解星系激发机制的重要工具。用于区分不同区域的曲线--类HII或由活动星系核（AGN）激发的区域--随着时间的推移已经得到了改进，但核心技术并没有显著发展。然而，根据星系的发射线比率对星系进行分类确实是一个多维问题。在这里，我们利用最新的软件开发，探索三维（3D）线比诊断图的潜力。我们介绍了一组特定的3D图，ZQE图，分离的氧丰度和电离参数的HII区域的光谱，这也使我们能够探测气体的激发机制。通过检查这些新的3D空间交互式，我们定义了一组新的2D诊断，ZE诊断，它可以提供由热年轻恒星激发的物体的金属丰度，并干净地分离HII区域的不同类别的活动星系核的对象。我们表明，这些ZE诊断与社区目前使用的关键log[NII]/H $α$与log[OIII]/H $β$诊断一致。它们还有一个优点，就是可以附加一个概率，即一个给定的对象属于一个类或另一个类。最后，我们简要地讨论了为什么ZQE图可以提供一个新的方法来区分和研究不同类别的活动星系核的预期专门的后续研究。
2014-06-19 astro-ph.GA
Low mass star formation and subclustering in the HII regions RCW 32, 33 and 27 of the Vela Molecular Ridge. A photometric diagnostics to identify M-type stars
大多数恒星诞生于星团，最近的研究结果表明，恒星形成（SF）优先发生在子星团。研究年轻星系团的形态和SF历史对于理解早期SF至关重要。在船帆座分子脊的HII区域RCW 33、RCW 32和RCW 27中，我们发现了嵌入的年轻恒星天体（YSO）团，其大小可达M星。我们的目标是确定它们的性质，如在三个HII区的星团的形态和范围，推导恒星年龄和SF历史与环境的联系。通过公开的光度测量，如盖亚，VPHAS，2 MASS和斯皮策/GLIMPSE，我们确定YSO与IR，Halpha和UV过量，作为拱星盘和吸积的签名。此外，我们实现了一种方法来区分M矮星和巨星，通过比较在几个光学/IR色图，假设合适的理论模型。由于这种诊断对恒星引力敏感，因此该程序使我们能够识别前主序星。我们发现大量的YSO显示出有或没有吸积的拱星盘的签名。此外，通过新的M型恒星选择技术，我们发现了一个丰富的年轻M型恒星的人口与空间分布强烈相关的更大的人口。我们发现了三个年轻的集群的证据，具有不同的形态。此外，我们确定场星落在同一地区，安全地将它们分类为巨人和前景MS星。我们确定嵌入人口的YSO，下降到约0.1 Msun，与HII区域RCW 33，RCW 32和RCW 27和集群船帆座T2，Cr 197和船帆座T1，分别显示出非常不同的形态。我们的研究结果表明，减少SF率在船帆座T2和触发SF在Cr 197和船帆座T1。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical Diagnostics for Narrow Line Regions of Active Galactic Nuclei
本文为AGN窄线区提出覆盖紫外和光学波长的金属丰度、电离参数、气体压力及$E_{peak}$理论诊断，经SDSS DR16验证，各诊断结果在0.3 dex内一致，且不可与HII诊断互换。
2024-11-06 astro-ph.GA
Star Formation in Luminous HII regions in M33
本文对M33中的一组发光HII区NGC 604、NGC 595、NGC 592、NGC 588和IC 131进行了多波长（紫外、红外、光学和CO）研究。我们研究了HII区内部的辐射分布，探讨了8微米和24微米的尘埃辐射与大质量恒星和气体位置的关系。我们发现，24微米的发射是密切相关的电离气体的位置，而8微米的发射是更相关的分子云的边界一致，其预期的关联与光解区（PDR）。紫外线发射通常被H-α发射包围。对于NGC 604和NGC 595，其中CO数据可用，我们看到在这里研究的波长的辐射分布的径向梯度：从中心到HII区域的边界，我们观察到紫外线，H-α，24微米，8微米和CO的发射分布。我们量化的恒星形成我们的HII地区使用的集成通量在一组可用的波长，假设恒星形成的瞬时爆发。我们表明，24微米和H-α发射的线性组合更好地描述了这些对象的恒星形成比尘埃光度本身。对于NGC 604，我们获得和比较消光图来自巴尔末减量和24微米和H-α发射线比。虽然地图上显示出不同的本地值在灭绝，我们发现类似的综合解释来自两种方法。我们还研究了NGC 604内部可能存在嵌入式恒星形成的可能性。
2009-05-08 astro-ph.GA
HII regions in the CALIFA survey: I. Catalog presentation
我们提出了一个新的目录的基础上的积分场谱（IFS）数据的扩展CALIFA和PISCO样品的HII区域。HII区域的选择基于两个假设：一个具有高对比度H $α$发射的星团结构和一个由年轻恒星组成的潜在恒星星族。该星表提供了对应于924个星系的26，408个独立区域的光谱信息，包括覆盖3745- 7200 A波长范围的51条发射线的通量强度和等效宽度。据我们所知，这是最大的HII区光谱特性目录。我们探索了一种新的方法来净化来自扩散电离气体贡献的发射线。估计该扩散气体校正以校正所考虑的光谱范围内的每个发射线。在修正了HII区目录的基础上，提出了经典诊断图的新分界线。最后，我们研究了HII区底层恒星星族的性质。发现除了电离区的物理条件外，星云的电离条件与恒星星族的性质有直接的关系。
2020-03-17 astro-ph.GA
Type II supernovae as probes of environment metallicity: observations of host HII regions
SNII大气的光谱模型表明，金属线强度对母体金属丰度有明显的依赖性。这促使进一步的工作，以评估这些SNe可用作金属丰度指标的准确性。为了评估这种准确性，我们提出了一个样本的SNII HII区光谱，从环境丰度。这些环境的丰度相比，观察到的SN光谱中的金属线的强度。结合我们的样品与测量从文献中，我们提出了119主机HII地区的氧丰度，通过提取发射线通量和使用丰度诊断。然后，继Dessart等人之后，将这些丰度与Fe 5018 A在不同时间和颜色时期的等效宽度进行比较。我们推断的SNII宿主HII区丰度的分布范围为~0.6 dex。我们确认SNeII爆炸的金属丰度低于那些发现（平均）在大麦云云。爆炸后50天的Fe 5018 A的等效宽度显示出与宿主HII区氧丰度的统计学显著相关性。如果排除远离SN爆炸地点的丰度测量值，这种相关性的强度就会增加。如果我们只分析“黄金”IIP样本，并且如果使用颜色历元代替时间，则相关性显著性也会增加。此外，没有证据表明祖金属丰度和SN光变曲线或光谱特性之间的相关性-除了上述关于Fe 5018 A等效宽度-表明祖金属丰度不是产生我们样品中观察到的多样性的驱动因素。这项研究提供了SNII作为金属丰度指标的有用性的观测证据。最后，我们讨论了在整个宇宙中使用SN光谱作为独立的金属丰度诊断所需的方法。
2016-03-04 astro-ph.GA
The Spectral Type of the Ionizing Stars and the Infrared Fluxes of HII Regions
本文测定了以前编制的星表中91个HII区的20厘米射电连续通量。估算了42个已知距离区域的电离星光谱类型。这些光谱类型的范围从B0.5到O 7，对应的有效温度为29000 - 37000 K。考虑了8、24和160 $μ$ m处的红外（IR）通量对20 cm通量的依赖性。红外线通量被用来诊断物质的加热，而无线电通量则被用来测量电离光子的数量。研究表明，红外辐射通量随射电辐射通量近似线性增长。这种增长的红外线通量可能表明的增长质量的加热材料的信封周围的HII区域的有效温度的增加的明星。
2018-11-26 astro-ph.GA
Anomalous Microwave Emission in HII regions: is it really anomalous? The case of RCW 49
据报道，在几个银河系HII区域，在微波频率下探测到了相对于预测的自由-自由发射的过量发射。在这里，我们调查的情况下，RCW 49，宇宙背景成像仪暂时（~ 3西格玛）检测到异常微波辐射在31 GHz的角尺度为7 '。使用澳大利亚望远镜紧凑型阵列，我们进行了多频（5 GHz，19 GHz和34 GHz）的连续研究的区域，由H 109 $α$无线电复合线的观测补充。分析表明：1）微波和红外辐射之间的空间相关性在3.4“到0.4”的角标度上持续存在，尽管相关程度在较高频率和较小角标度上略微降低，2）1.4和5GHz之间的光谱指数总体上与光学薄自由-自由辐射一致，然而，其中约30%是正的，远大于-0.1，与恒星风的情况一致，3）没有发现反向自由-自由辐射的主要证据，表明这可能不是RCW 49异常发射的原因。虽然我们的研究结果不能排除旋转尘埃假说来解释RCW 49中异常微波发射的初步检测，但它们强调了众所周知和研究过的天文源的复杂性，例如HII区域，并表明至少在这些物体中，报告的过量发射可能归因于其他机制，如恒星风和冲击。
2015-09-28 astro-ph.GA
Polycyclic Aromatic Hydrocarbon emission in Spitzer/IRS maps I: Catalog and simple diagnostics
本文给出了用Spitzer红外光谱仪（IRS）在5- 15 $μ$ m波长范围内观测到的银河系HII区和光离解区的光谱图。对于每个物体，我们都有空间分辨率为$\sim$ 4”的光谱图，其中我们测量了所有的中红外发射和吸收特征。这些包括PAH发射带，主要在6.2、7.7、8.6、11.2和12.7 $μ$ m，以及氖和硫的光谱发射线和硅酸盐尘埃在大约9.8 $μ$ m处引起的吸收带。在这项工作中，我们详细描述了数据，包括数据减少和测量策略，并随后提出了PAH发射带强度的相关性为每个对象和样品作为一个整体。我们发现，有两个主要群体，第一个包括HII区域和第二个反射星云（RNe）的样本中的源之间的明显差异。有三个源，反射星云NGC~7023，马头星云PDR（HII区IC~434和猎户座B分子云之间的界面）和M 17，与这种分类不同，马头PDR点模仿RNe，NGC~7023通量在我们的相关图中显示出独特的分叉外观。这些差异似乎是由于Horsehead PDR经历的非常低的辐射场以及NGC~7023观测中PDR环境和漫射环境之间非常清晰的分离。
2016-01-28 astro-ph.GA
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 Dust Properties of Bubble HII Regions as seen by Herschel
由于其相对简单的形态，“气泡”HII区域一直有助于我们理解恒星形成引发的HII区域。利用赫歇尔卫星的远红外（FIR）光谱覆盖范围，我们可以访问这些区域通过尘埃排放释放大部分能量的波长。在赫歇尔波长70微米至500微米，与HII区域相关的发射主要是由冷尘埃在其光解离区域（PDR）。我们发现，沿PDR的平均尘埃温度为26 K，在样本中的HII区域之间的变化很小，而当地的灯丝和红外暗云平均分别为19 K和15 K。更高的温度导致更高的金斯质量值，这可能会影响未来的恒星形成。PDR中的物质质量，通过HII区域的膨胀收集，在这里研究的HII区域中，质量在~300到~ 10，000太阳质量之间。这些质量与在\hii \区域膨胀过程中扫过的预期质量大致一致。大约20%的FIR发射来自气泡中心区域的方向。这表明我们正在检测沿着视线的“近侧”和“远侧”PDR的发射，并且气泡是三维结构。我们发现只有微弱的支持尘埃温度和β之间的关系，类似的形式所造成的噪音和校准的不确定性。
2012-03-26 astro-ph.GA
IZI: Inferring the Gas Phase Metallicity (Z) and Ionization Parameter (q) of Ionized Nebulae using Bayesian Statistics
提出了一种利用强星云发射线（SEL）推算HII区和恒星形成星系金属丰度（Z）和电离参数（q）的新方法。我们使用贝叶斯推断，以获得联合和边缘后验概率密度函数的Z和q给定一组观察到的线通量和输入光电离模型。我们的方法允许使用任意组的SEL和通量上限的列入。该方法提供了一种确定电离星云物理条件的自洽方法，该方法不依赖于特定SEL诊断的任意选择，并使用所有可用信息。与理论上校准的SEL诊断不同，该方法是灵活的，并且不依赖于特定的光电离模型。我们描述了我们的算法，验证它对其他方法，并提出了一个工具，实现它称为IZI。使用附近的河外HII区域的样本，我们评估常用的SEL丰度诊断的性能。我们还使用了一个样本的22个本地HII地区直接和复合线（RL）的氧丰度测量在文献中研究不同的方法之间的丰度尺度的差异。我们发现，氧丰度通过贝叶斯推断使用目前可用的光电离模型在文献中可以在很好的（~30%）协议RL丰度，虽然一些模型执行显着优于其他。我们还确认，使用直接方法测量的丰度通常比RL和光电离模型的丰度低0.2德克斯。
2014-10-29 astro-ph.GA
Metal-poor dwarf galaxies in the SIGRID galaxy sample. II. The electron temperature-abundance calibration and the parameters that affect it
在本文中，我们使用映射光电离程序来探索物理参数对HII区电子温度和丰度测量的影响。在前一篇文章中，我们介绍了观测和测量的物理性质的光谱的十七个HII区的十四个孤立的矮不规则星系的SIGRID样本。在这里，我们进一步分析了这些观察结果，以及另外三个已发表的数据集。讨论了光学厚度、电子密度、电离参数、电离源和非平衡效应对电子温度与金属丰度关系的影响。我们提出了一个标准模型，非常适合观测数据的金属丰度之间的1/10和1太阳。我们调查的光学薄HII区域的影响，并表明，它们可以有相当大的影响，测量的电子温度，并有证据表明，一些观察到的对象是光学薄。我们看看电离参数的作用，并发现较低的电离参数值在较高的氧丰度更好地配合。我们发现，较高的压力结合低光学深度，并在低kappa值的kappa电子能量分布，可以产生明显的高电子温度在低金属丰度HII地区，前者提供了更好的拟合观测。我们研究了这些参数对强线诊断方法的影响。我们扩展到三维诊断网格，以确认如何以及观察所描述的网格。
2014-05-28 astro-ph.GA
HII regions in CALIFA survey: II. The relation between their physical properties and galaxy evolution
在这里，我们提出了探索的物理性质的样本的HII区域和聚集的最后HII区域目录的CALIFA调查。该样本包括积分场光谱数据中对应于924个星系的超过26，000个电离区域的光谱特性，包括通量强度和等效宽度以及其基础恒星星族的特性。在目前的研究中，我们根据这些性质推导出所有这些区域的一组物理量，包括：（i）年轻恒星的比例;（ii）电离强度（使用6种不同的估计）;（iii）氧丰度（使用25种不同的校准器）;（iv）氮和氮氧丰度;（v）尘埃消光和（vi）电子密度。使用这个数据集，我们探讨了如何在经典的诊断图的轨迹与这些数量，这些参数的径向分布，以及它们之间的相互关系，并与底层的恒星星族的属性。我们的结论是，许多性质的HII区密切相关的银河系恒星演化在这些地区的观察位置。这些性质只作为二级效应受到电离星和电离星云性质的调制，而这些性质并不取决于它们形成的天体物理背景。我们的研究结果突出了HII区域在探索星系化学演化中的重要性，澄清了它们的哪些属性可以用作这种演化的代理。
2022-02-15 astro-ph.GA
A study of photoionized gas in two HII regions of the N44 complex in the LMC using MUSE observations
利用甚大望远镜多单元光谱探测器（MUSE）的光学积分场观测资料，结合云光电离模型，研究了大麦云星云N44恒星形成复合体中两个发光HII区的电离结构和物理条件。各种发射线的光谱图揭示了N44 D1的分层电离几何。[O I] 6300 A发射在N44 D1的空间分布表明在H II区的外边界处有部分被覆盖的电离前沿。这些观察结果表明，N44 D1是一个水泡HII区。N44 C中的[O I] 6300 A发射在边界处没有提供明确的电离前沿，而[S II] 6717 A和[O I] 6300 A发射条在内部被发现。首次在这些HII区用光电离模型检验了空间分辨MUSE谱的结果。一个球对称电离有界模型与部分覆盖因子，这是适当的水泡HII地区可以很好地再现观察到的几何形状和大部分的诊断线比在N44 D1。同样，在N44 C中，我们根据观测特征应用了低密度和光学薄模型。模拟结果表明，N44 D1的电离结构和物理条件主要取决于O5 V星的辐射。然而，可能来自超新星或恒星风的局部X射线起着关键作用。在N44 C中，主要贡献来自三颗电离星。
2022-04-04 astro-ph.GA
Molecular Line Ratio Diagnostics Along the Radial Cut and Dusty UV-bright Clumps in a Spiral Galaxy NGC 0628
分子发射谱线是揭示星系中恒星形成的许多问题的重要工具。多分子谱线对于探测恒星形成分子云的不同阶段特别有用。在这项研究中，我们利用在NGC 0628星盘中选择的20个位置上获得的CO（1-0，2-1，3-2）和$^{13}$ CO（1-0）的多条谱线来研究巨分子云（GMC）的物理性质。11个位置是在径向切割上选择的，包括中心，其余9个位置是在银河系的南臂和北臂上选择的。20个位置中的13个在24微米和紫外线（UV）发射处更亮，并且与指示相反特性的其余位置相比具有显著更多的HII区域。我们的线比分析表明，气体从星系中心到1.7千秒差距，随着半径的变化而变热变薄，然后比率开始波动。我们的经验和模型的结果表明，紫外明亮的位置有更冷，更薄的CO气体与更高的氢和CO柱密度。然而，UV-暗淡的位置具有相对较热的CO气体，其具有较低的密度，沐浴在由较少数量的HII区域包围的GMC中。多波长红外和紫外数据的分析表明，紫外亮位置比紫外暗位置有更高的恒星形成效率。
2020-05-31 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
Spectroscopic Observation and Analysis of HII regions in M33 with MMT: Temperatures and Oxygen Abundances
利用Hectospec的多光纤光谱仪在6.5米多镜望远镜（MMT）上观测了M33（NGC 598）413个恒星形成区（或HII区）的光谱。利用这种均匀的光谱样品，我们测量了发射线的强度和一些物理参数，如电子温度，电子密度和金属丰度。氧丰度是通过直接法（如可用）和两种经验强线法，即O3 N2和N2。在高金属丰度端，来自O3 N2校准的氧丰度高于来自N2指数，表明O3 N2和N2校准之间的不一致。我们提出了一个详细的分析的气相氧丰度的空间分布在M33和确认存在的轴对称的全球金属丰度分布在文献中广泛假设。还观察到局部变化，随后与螺旋结构相关联，以提供由臂驱动的径向迁移的证据。我们的O/H梯度拟合为1.1 $R_{25}$，分别利用来自O3 N2、N2诊断和直接方法的丰度，得到了$-0.17\pm0.03$、$-0.19\pm0.01$和$-0.16\pm0.17$ dex $R_{25}^{-1}$的斜率。
2017-04-23 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
Infrared Emission and the Destruction of Dust in HII regions
研究了年轻大质量恒星周围电离氢区红外辐射的产生和观测到的波长为8、24和100 μ m的红外强度分布。HII区域的演变处理使用自洽的化学动力学模型，其中包括三个尘埃种群-大硅酸盐颗粒，小石墨颗粒，多环芳烃（PAHs）。红外光谱能量分布采用了一个考虑小颗粒和大分子随机加热的辐射转移模型。计算结果与Spitzer和Herschel对RCW 120星云的观测结果进行了比较。研究了与气体粒子碰撞和恒星辐射场对小颗粒随机加热的贡献。结果表明，具有均匀PAH含量的模型不能再现8微米处的环状IR强度分布。多环芳烃在电离区被破坏的模型提供了一种手段来解释这种强度分布。这个模型是在现实的特征破坏时间的多环芳烃的意见。
2013-07-24 astro-ph.GA
Disentangling emission from star-forming regions in the Magellanic Clouds: Linking [OIII]88 micron and 24 micron
这项研究探讨了[OIII] 88 μ发射，一个著名的示踪剂的HII地区，和24 μ连续，通常用于跟踪温暖的尘埃在电离阶段的星系之间的联系。我们调查的本地条件驱动这些示踪剂之间的关系在麦哲伦云，比较观测与多云模型组成的HII区域加上光解离区域（PDR）组件，不同的恒星年龄，初始密度（在云的照明边缘），和电离参数。我们引入了一个新的参数，cPDR，量化的比例所产生的排放PDR和原产地在HII地区沿每条视线。我们使用比率（[CII]+[OI]）/[OIII]作为PDR与HII区域发射的比率的代理，并将其与[OIII]/24 mu进行比较。同时使用[OIII]/24 mu和[OIII]/70 mu使我们能够最有效地约束模型。我们发现在[OIII] 88亩和24亩连续空间分辨的麦哲伦云地区的地图，以及未解决的银河系范围内的低金属丰度星系的矮星系巡天至少3个数量级的相关性。大多数地区沿视线的PDR比例较低（< 12%），而一些测绘地区的有限面积可达到30%至50%。对于我们在麦哲伦星云中研究的恒星形成区域内的大多数视线来说，HII区域是主导相位。我们建议使用的[OIII] 88亩和24亩连续作为一种新的预测工具，估计之间的相关性，例如，[OIII] 88亩排放时，24亩连续或相反。这可能是有用的准备ALMA观测[OIII] 88 μ在高z星系。当其他3D信息不可用时，这种简单而新颖的方法还可以…
2022-06-30 astro-ph.GA
A 33 GHz VSA survey of the Galactic plane from 27 to 46 degrees
甚小天线阵（VSA）已被用来测量银河平面l = 27至46度，|b| <4度区域，分辨率为13弧分。该调查由44个VSA点组成，每个点都有一个r.m.s.灵敏度约为90 mJy/束。这些数据组合成一幅镶嵌图，就制成了该地区的地图。地图中的大多数源是HII区域。我们调查了异常无线电发射的温暖的尘埃在9个HII地区的调查，使频谱从GHz频率延伸到FIR IRAS频率。除了100、60、25和12微米IRAS波段外，还使用了1.4、2.7、4.85、8.35、10.55、14.35和94 GHz的射电数据来构建光谱。从每个光谱的自由，热尘埃和异常尘埃排放确定每个HII区域。对于9个选定的HII区域，33 GHz异常通量密度与FIR 100微米通量密度的平均比值为1.10 +/-0.21x10 ^（-4）。当与先前用VSA和CBI观测到的6个HII区相结合时，在11.5σ处检测到来自HII区暖尘埃的异常发射，33 GHz发射率为4.65 +/- 0.4 μ K/（MJy/sr）。HII区域的异常无线电发射平均为33 GHz无线电连续谱的41+/-10%。
2010-06-14 astro-ph.GA
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
DIGging into HII regions: the role of ionizing photon leakage and spectral hardening in coupling HII regions and diffuse ionized gas
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）；Racah Institute of Physics, The Hebrew University of Jerusalem（耶路撒冷希伯来大学拉卡物理学研究所）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文中心计算天文研究所）；Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学学会天文台）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校天文学与天体物理学系）；Department of Astronomy and Joint Space-Science Institute, University of Maryland, College Park（马里兰大学学院公园分校天文学系与联合空间科学研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）；Max-Planck-Instit（马克斯·普朗克研究所）
本研究利用PHANGS-MUSE观测，通过建模电离光子泄漏与光谱硬化，揭示了HII区与弥散电离气体的辐射耦合机制，解释了线比序列及其对恒星形成率的依赖。
2026-10-07 astro-ph.GA
Chemical abundances in the protoplanetary disk LV2 (Orion): clues to the causes of the abundance anomaly in HII regions
本文介绍了猎户座星云原型原行星盘LV 2的光学积分场光谱，它是用VLT FLAMES/Argus光纤阵列拍摄的。报道了从这类物体中检测到CII和OII的重组线，并将这些线用作丰度诊断。这项研究的补充与分析的HST微弱对象摄谱仪紫外和光学光谱的目标内包含的Argus视野。通过减去本地星云背景，得到了该天体的本征光谱，并首次导出了其元素组成。与猎户座大星云和太阳相比，它的碳、氧和氖含量过多。CIII] 1908-A和[OIII] 5007-A碰撞激发线（CEL）以及CII和OII复合线（RL）在LV 2上的同时覆盖使我们能够测量具有两组线的LV 2的C++和O++的丰度。这两种方法得到的结果一致的内禀probridd光谱，但不是probridd光谱污染的属星云光谱，从而提供了一个例子，长期存在的丰度异常困扰金属丰度研究的HII地区已得到解决。这些结果将表明，在推导我们自己和其他星系的HII区轻金属丰度时使用的标准禁止线方法低估了真正的气体金属丰度。
2010-11-21 astro-ph.GA
Metal-poor dwarf galaxies in the SIGRID galaxy sample. I. HII region observations and chemical abundances
本文介绍了对孤立的富气不规则矮星系的SIGRID样品中13个星系的17个HII区的观测结果。除了一个星系外，所有星系的光谱都显示出极光[OIII] 4363 A线，从中我们计算出电子温度、Te和气相氧丰度。其中五个是蓝色致密矮星系（BCD），其中四个以前没有进行过光谱分析。我们包括一个不寻常的星系，它没有显示[NII] λλ 6548，6584 A线的证据，表明金属丰度特别低（< Zsolar/30）。我们将基于电子温度的丰度与使用Dopita等人（2013）提出的八种新的强线诊断方法得出的丰度进行了比较。使用来自第一原理计算总氧丰度的方法，我们表明，Te基和强线气相丰度之间的差异现在已经减少到~0.07德克斯。化学丰度与光度-金属丰度关系的预期一致。我们得到的电子密度的估计，并发现它们之间的~5和~100 cm-3。在这个样本中，我们没有发现金属丰度为0.5 > Zsolar > 0.15的物体存在氮平台的证据。
2014-03-27 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
Ionization Parameter as a Diagnostic of Radiation and Wind Pressures in H II Regions and Starburst Galaxies
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。
2012-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling emission lines in star forming galaxies
本文提出了一个计算恒星形成星系中发射线光度的新模型，并将其应用于半解析星系形成程序GALFORM中。该模型结合了一个预先计算网格的HII区域模型与经验的确定HII区域的属性如何依赖于星系的宏观性质的基础上观察本地星系。新的模型给出了一个非常好的复制的恒星形成星系的轨迹的标准线比诊断图。新的模型显示了恒星形成星系的轨道演化，在这个线比图上有红移，与$z=1.6$观测到的线比有很好的匹配。在高红移的模型星系的气体密度和电离参数的预测是$\approx 2-3$倍高于本地恒星形成星系，这是部分由不断变化的选择与红移模仿观测选择。我们的研究结果表明，所观察到的发射线比的演变需要其他HII区域的性质与红移，如气体密度的演变，并不能复制的HII模型网格，只允许气体金属丰度和电离参数的变化。
2021-11-30 astro-ph.GA
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
Metallicity, ionization parameter, and pressure variations of HII regions in the TYPHOON spiral galaxies
我们提出了一个空间分辨的HII区域的气相金属丰度，电离参数，和ISM压力图的6个本地恒星形成和面对的螺旋星系的台风计划的研究。自洽的金属丰度，电离参数，和压力地图计算同时通过一个迭代过程，以提供有用的措施，当地的化学丰度和本地化ISM属性的关系。我们通过测量减去径向金属丰度曲线的线性拟合后的剩余金属丰度偏移量$Δ$（O/H）来限制金属丰度方位角变化的存在。然而，我们发现在大多数星系的方位角变化的微弱证据，与小（平均0.03德克斯）散射。相反，星系揭示了HII区域的增强和减少的丰度被发现分布在整个磁盘。虽然螺旋图案在组织ISM中发挥了作用，但它本身并不能建立我们观察到的相对均匀的方位角变化。金属丰度的差异更可能是由与当地物理条件的强相关性驱动的。我们发现一个强大的和正相关的电离参数和当地的丰度测量的相对金属丰度偏移$Δ$（O/H），表明当地的物理条件和本地化的ISM富集之间的紧密关系。此外，我们证明了未解决的观测结果对测量的ISM属性的影响，通过重组数据立方体来模拟低分辨率（1 kpc）的观测结果，这是典型的大型IFU调查。我们发现，电离参数和ISM压力诊断的影响，分辨率的损失，使他们的测量值是相对于亚HII区域尺度上的测量值更大。
2022-03-04 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
Star Formation and Young Population of the HII Complex Sh2-294
Sh 2 -294的HII区被一颗B 0 V恒星电离，其特征是有几个红外线过剩源，一个光解离区，以及一组在其边界的变红恒星。该地区的恒星形成情况似乎相当复杂。在本文中，我们提出了后续的结果，在3.6，4.5，5.8，和8.0微米观察斯皮策太空望远镜红外阵列相机（IRAC），再加上H2（2.12微米）的观察，以描述该地区的年轻人口，并了解其恒星形成的历史。我们确定了36个年轻的恒星对象（YSO，I类，II类和I/II类）的候选人使用IRAC颜色-颜色图。据发现，I类源优先位于HII区域的外围，并与增强的H2排放;没有一个位于中心集群附近。结合YSO候选星的光学-中红外测光，利用光谱能量分布拟合模型，对33颗YSO候选星的恒星参数和演化状态进行了约束。其中大多数被模型解释为低质量（< 4个太阳质量）的YSO;然而，我们也探测到了一个大质量的I类YSO（~9个太阳质量），嵌入在~24 mag. Present分析表明，I类源相对于II类源（年龄~ 4.5 x 10^6年）确实是该地区较年轻的群体。我们认为，包括大质量YSO在内的大多数I类源都是该区域的第二代恒星，其形成可能是由一颗约4 x 10^6年的B 0主序星驱动的HII区域的膨胀引起的。
2012-06-25 astro-ph.GA
The Arecibo HII Region Discovery Survey
本文报道了利用Arecibo天文台在X波段（9GHz，3cm）从银河系66度带37个未知的HII区探测到的射电复合线发射（RRL）。> l > 31 deg.和|b| < 1度。阿雷西博HII地区发现巡天（Arecibo HRDS）是绿岸望远镜（GBT）HRDS的延续。Arecibo HRDS的目标具有空间上一致的24微米和20 cm发射，具有相似的角形态和范围。为了利用阿雷西博的灵敏度和小光束尺寸，与GBT HRDS相比，该样品中的源更暗，角度更小，或者在更拥挤的区域中。这些阿雷西博星云是在RRL发射中探测到的最暗的HII区域。我们的检测率为58%，与GBT HRDS目标的95%检测率相比较低。我们推导出运动学距离23阿雷西博HRDS检测。有四个星云的LSR速度为负，因此它们无疑位于银河系的外侧。其余的源位于切点距离处或更远。我们确定了一个大的，弥漫性的HII区复杂的，有一个相关的HI和13 CO壳。这个复合体中直径约为90 pc的G52L星云可能是已知的最大的银河系HII区域，但它已经逃脱了以前的探测。
2012-09-21 astro-ph.GA
The nature of the compact HII region Sh 2-89 and its stellar content
我们提出了一个紧凑的HII区域Sh 2-89的结构和性能的分析，和某些年轻的恒星对象（YSO）在这个制度，使用中红外（MIR）映射来自斯皮策太空望远镜（SST）和可见光狭缝光谱的内部区域的源。我们表明，该地区有一个两极结构，并包含各种I类和II YSO。大部分MIR发射似乎由PAH发射带主导，这导致5.8和8.0微米光度通道中通量的强烈增加，而H_α、6583 A处的[NII]、6716+6731 A处的[SII]和MIR发射轮廓的变化证实了复杂电离前沿和电离分层的存在。
2010-03-08 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
Metallicity calibrations based on auroral lines from PHANGS-MUSE data
本文基于 PHANGS-MUSE 数据对 HII 区进行化学分析，通过新光谱拟合程序测量极光线并整合现有目录，重新校准了宽范围的气相金属丰度强线诊断法，并发布了首个直接化学丰度测量目录。
2024-09-30 astro-ph.GA
On the relative importance of different microphysics on the D-type expansion of galactic HII regions
辐射流体动力学（RHD）模拟被用来研究许多天体物理现象，但它需要使用简化的辐射输运和热处方，以减少计算成本。在本文中，我们提出了一个系统的研究中的微物理过程的重要性，RHD模拟使用的D型HII区扩展的例子。我们比较最简单的氢只有那些模型，包括：电离的H，He，C，N，O，S和Ne，不同的气体金属丰度，非LTE金属线覆盖恒星光谱模型的不同金属丰度，辐射压力，尘埃和治疗的光解区域。这些过程中的每一个都明确地使用现代数值方法，而不是参数化。与预期一致的是，由于电离光子的有效数量或气体的热结构的微观物理变化导致D型膨胀的差异。在一般情况下，我们发现，更现实的计算导致的D型膨胀在较小的半径和较慢的后续膨胀的发病。因此，使用简化的微观物理学模拟恒星形成区域可能高估了辐射反馈的强度。我们发现，气体金属丰度的变化和尘埃的夹杂物都可以影响电离前沿的演变，在500 kyr以上的10- 20%的水平，这可能会大大修改简化的3D模型，包括反馈的结果。恒星金属丰度、辐射压力和包括光解离区都是1%或更低水平的不太重要的影响，因此在模拟HII区的动态演变方面不太重要。
2015-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields in Large Diameter HII Regions Revealed by the Faraday Rotation of Compact Extragalactic Radio Sources
我们提出了一个研究的视线磁场在五个大直径的银河系HII地区。利用背景偏振射电源的法拉第旋转，以及尘埃校正的H-α表面亮度作为电子密度的探针，我们估计了通过HII区域的93条单独视线上的磁场的强度和方向。每个HII区域都显示出相干的磁场。该区域的磁场强度（视线分量）范围为2至6微高斯，与弥漫星际介质中的典型磁场强度相似。我们研究了磁场强度与5个HII区电子密度的关系。磁场对密度的斜率在低密度区（0.8 <n_e <30每立方厘米）非常略高于零。我们还计算了每个数据点的热压力与磁压力之比beta_th，其范围为1.01 <beta_th <25。最后，我们研究了磁场的方向在太阳附近（d <1.1千秒差距），使用我们的数据从5个HII区域以及现有的测量线的视线磁场强度从极化的恒星，其距离已确定从他们的年度视差。我们确定了一个净方向的磁场在太阳附近，但没有发现一个首选的垂直方向的磁场以上或以下的银河系平面的证据。
2011-06-05 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
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -XIV. Properties of resolved UC Hii regions
氢复合线（RRL）是H{ \sc ii}区物理性质的主要诊断方法之一。我们使用RRL H40 $α$，He 40 $α$和3 mm连续发射来研究在ATOMS调查中确定的大样本解析UC H{ \sc ii}区域的性质。总之，我们从H40 $α$发射中鉴定出94个UC H{ \sc ii}区域。这些UC H{ \sc ii}区域的基本参数，如电子密度，发射测量，电子温度，离子丰度比（n $_{\rm He^+}$ /n $_{\rm H^+}$），和线宽。源自RRL的这些UC H{ \sc ii}区域的中值电子密度和中值n $_{\rm He^+}$ /n $_{\rm H^+}$比分别为$\sim$ 9000 cm $^{-3}$和0.11。在UC H{ \sc ii}区域内，从He 40 $α$和H 40 $α$线的强度比导出的n $_{\rm He^+}$ /n $_{\rm H^+}$比似乎在边界区域中比在中心中高。H40 $α$谱线的展宽主要是由热运动和微湍流引起的。这些UC H{ \sc ii}区域的电子温度的中值为$\sim$ 6700 K，并且其对银河系距离的依赖性较弱。
2023-01-05 astro-ph.GA
Internal Variations in Empirical Oxygen Abundances for Giant HII Regions in the Galaxy NGC 2403
本文对邻近星系NGC 2403的11个HII区进行了光谱研究。用安装在中国国家天文台兴隆站2.16米望远镜上的长缝摄谱仪对HII区进行了观测。对于每一个HII区域，光谱提取在不同的星云半径沿狭缝覆盖。氧丰度的经验估计从强线指数R23，N2 O2，O3 N2，和N2为每个分光光度单位，与观察和基于模型的校准通过到推导。每个星云的径向分布图都绘制了这些星散丰度估计值。在结果中，分别估计的氧气丰度与处方的基础上的观测和模型，虽然从相同的光谱指数，系统地偏离彼此;在同一时间，光谱指数R23和N2 O2的分布与平坦的配置文件，而N2和O3 N2表现出明显的梯度与星云半径。由于我们的研究自然地采样各种电离水平，这些电离水平在单个HII区域内的较大半径处固有地下降，因此径向分布不仅表明R23和N2 O2对电离变化的鲁棒性，而且还表明N2和O3 N2对电离参数的敏感性。本文的结果为经验丰度诊断中关于偏差的理论预测提供了观测证实。我们未来的工作计划是调查贫金属HII区可测量的T_e，试图重新校准强线指数，从而揭示经验氧丰度之间的差异的原因。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The giant HII region NGC 588 as a benchmark for 2D photoionisation models
我们使用光学积分场光谱和8和24微米的中红外观测的巨大的HII区域NGC 588在光盘的M33作为输入和二维定制的光电离模型的约束。建模结构遵循两种不同的几何方法：i）使用模型单独研究发射气体的每个空间元素，该模型假设电离结构在每个元素中是完整的，以寻找气体和尘埃的方位角变化。ii）考虑一个单一的模型，气体和尘埃的二维结构被假设为是由于发射球在天空中的投影。在这两种假设的模型再现的径向轮廓的β表面亮度，观察到的电离光子数，和强的光学发射线的相对强度。第一种方法产生一个恒定密度的物质约束的薄壳的可变厚度和灰尘与气体的比例，而第二个让位于辐射约束的厚壳球的颗粒密度下降。然而，8/24微米IR比的径向轮廓，取决于气体和尘埃的几何形状，只有在使用厚壳模型时才能很好地拟合。由此产生的灰尘-气体质量比，这是从经验获得的灰尘质量使用斯皮策的数据，也有一个更好的适合使用厚壳解决方案。在这两种方法中，模型支持的化学均匀性，和电离参数的径向减少，这些结果必须采取与照顾，鉴于非常低的消光值，来自IR，相比，来自巴耳末减量。此外，在250微米的赫歇尔图像中，红外线可能被星系平面上方的弥漫气体和尘埃云的辐射污染。
2014-04-09 astro-ph.GA
