A statistical study of gaseous environment of Spitzer interstellar bubbles
星际气泡的膨胀被认为是触发物质积累和恒星形成的重要机制。在这项工作中，我们研究了大样本气泡的气体环境，旨在从统计意义上探索触发气体积累和恒星形成的可能证据。通过对来自银河系计划（MWP）的6124个斯皮策气泡和2500多个银河系HII区域的交叉匹配，我们获得了818个MWP气泡的速度信息。为了研究星际气泡的气体环境并尽可能地消除投影效应，我们对气泡与银河环巡天（GRS）中13CO（1 - 0）辐射的速度差进行了约束。三种方法：采用了13 CO辐射的平均方位平均径向分布、分子团的表面数密度以及MWP气泡和GRS分子团的角交叉关联函数。发现气泡边缘附近有明显的分子气体密度过高现象。研究发现，60%的气泡具有相关的分子团。通过比较团缔合和团不缔合的MWP泡，我们发现，在协会的泡沫往往是更大，更厚的物理尺寸。我们推测，一些泡沫相关的团块来自泡沫的膨胀。在考虑投影效应后，与MWP气泡相关的分子团的分数估计为约20%。对于泡团复合体，我们发现与大质量年轻恒星天体（MYSO（s））相关的复合体中的泡具有较大的物理尺寸，因此复合体往往更古老。我们建议，一个进化序列可能存在于相对年轻的MYSO-无关联的泡团复合物和MYSO-相关的复合物之间。
2013-11-20 astro-ph.GA
The interstellar medium and the massive stellar content toward the SNR G18.1-0.1 and neighboring HII regions
我们对SNR G18.1-0.1和附近的几个HII区域（红外尘埃泡N21和N22，以及HII区域G018.149-00.283和G18.197-00.181）进行了多波长研究。我们的目标是提供观测证据支持大质量恒星通常诞生于同一分子云的星系团中，然后沿着它们的演化产生不同的邻近物体，例如HII区域、星际气泡和超新星遗迹。我们认为，在这项工作中分析的对象属于同一个复杂的距离约4千秒差距。利用分子数据，我们检查了朝向这个复合体的星际介质，并从光学和X射线观测中寻找该区域的OB型恒星。分析公开的13 CO J=1- 0数据，我们发现几种分子结构非常可能与HII区/SNR复合物有关。我们认为，分子气体很可能被席卷和形状的HII区域的扩张。利用位于阿根廷CASLEO的2.15米望远镜的分光光学观测，我们发现了三颗O型星，它们很可能分别激发了N21和N22泡，以及N22泡以北的一个未编目的HII区。此外，我们还发现了4颗B 0 -5恒星，其中一颗朝向气泡N22，另一颗位于HII区域G18.149-0.283。通过检查钱德拉源表，我们发现了两个点X射线源，我们认为其中一个是早期的O型星。最后考察了该区域周围的大尺度星际介质。我们发现了一个大约70 pc x 28 pc的大分子壳，其中分析的复合物似乎位于其南部边界。
2013-05-10 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
A gallery of bubbles - The nature of the bubbles observed by Spitzer and what ATLASGAL tells us about the surrounding neutral material
我们试图确定斯皮策在银河平面上观察到的气泡的性质，主要是为了建立它们与大质量恒星的联系。我们利用这些对象的非常简单的形态来搜索由HII区域触发的恒星形成，并估计这种恒星形成模式的重要性。我们认为一个样本的102个气泡检测斯皮策GLIMPSE，并编目Churchwell等人。（2006年）。我们使用中红外和无线电连续谱的公共数据来讨论它们的性质。我们使用870微米的ATLASGAL测量来寻找在其边界上收集的致密中性物质。结果：我们发现，86%的气泡含有电离气体检测通过其无线电连续发射在20厘米。因此，在8.0微米观测到的大部分气泡都包含了被O-B2恒星电离的HII区域。98%的气泡在其中心区域显示出24微米的发射。8.0微米气泡中心的电离区域似乎没有多环芳烃，但含有热尘。在观测的角分辨率足够高以解析870微米冷尘埃空间分布的65个区域中，我们发现40%被冷尘埃包围，另外28%包含相互作用的凝聚。前者是收集和折叠过程的良好候选者，因为它们在边界处显示出致密材料的积累。后者是电离气体压缩预先存在的凝结的良好候选者。18个气泡表现出相关的超紧凑HII区域和/或甲醇脉泽的方向上的尘埃凝聚附近的电离锋。我们的研究结果表明，超过四分之一的气泡可能引发了大质量物体的形成。
2010-08-05 astro-ph.GA
Mopra CO Observations of the Bubble HII Region RCW120
我们使用Mopra射电望远镜来测试与气泡HII区域RCW 120相关的分子气体的膨胀。环，或气泡，形态在银河系HII区域很常见，但这种物体的三维几何形状仍然不清楚。探测到的相关分子物质的近侧和远侧膨胀与三维球形物体一致。我们绘制了$^{12}$ CO、$^{13}$ CO、C $^{18}$ O和C $^{17}$ O的$J = 1\rightarrow 0$跃迁，并检测了所有同位素的发射。我们在108.8939 GHz没有探测到CH $_3$ OH的$0_0\rightarrow 1_{-1} E$激射线。最强的CO排放是从光解离区（PDR），有一个赤字的排放向气泡内部。我们没有发现与RCW 120相关的分子材料膨胀的证据，因此不能对它的几何形状提出任何要求。检测到的膨胀的缺乏与HII区域如RCW 120的时间演化模型大致一致，并且与$< 1.5\, {\rm km\, s^{-1}}$的膨胀速度一致。单位置CO光谱显示的签名的扩展，这强调了映射光谱的重要性，这样的工作。RCW 120 PDR外的粉尘温度升高与CO排放量不足一致，证实这些温度升高是由于RCW 120 PDR中的孔。H $α$辐射表明RCW 120通过温度升高位置的PDR孔将电离光子的$\sim5\%$泄漏到星际介质（ISM）中。H-α发射还显示了来自与PDR中的离散孔无关的泄漏光子的扩散“晕圈”。所有电离光子的总…
2015-01-12 astro-ph.GA
Mid- and far-infrared properties of Spitzer Galactic bubbles revealed by the AKARI all-sky surveys
我们对斯皮策观测到的银河系红外气泡的中红外和远红外（IR）特性进行了统计研究。利用Spitzer 8的$μ{\rm m}$图像，我们估计了它们的壳的半径和覆盖率，并利用我们的数据分析方法将它们分为封闭的、破碎的和未分类的气泡。然后，利用AKARI的全天空图像（波长分别为9、18、65、90、140和160 $μ{\rm m}$），通过对6个波段的光谱能量分布进行模型拟合，得到了多环芳烃（PAH）、暖尘和冷尘组分的空间分布和光度。结果，180个样品气泡显示了一个宽范围的总红外光度对应于一个单一的B-型星的辐射热光度的O-型星。对于所有的气泡，我们调查的半径，光度和光度比之间的关系，并发现有整体的相似性，在红外特性的气泡之间，无论其形态类型。特别是，它们遵循幂律关系与$\sim$ 3之间的总红外光度和半径的指数，从传统的图片Str $\rm{\ddot{o}}$ mgren球的预期。例外的是大的破碎的气泡，它们表明较高的总红外光度，较低的分数光度的PAH排放，尘埃热源位于更接近的壳。我们讨论了这些差异的影响，一个大规模的恒星形成的情况。
2016-03-08 astro-ph.GA
Triggered Star Formation and Dust around Mid-Infrared-Identified Bubbles
我们使用两微米全天巡天，GLIMPSE和MIPSGAL的调查数据来分析年轻的恒星对象（YSO）和温暖的尘埃分布周围的几个中红外识别的气泡。我们确定YSO使用J-波段8微米光度测定和相关的PDR（跟踪扩散8微米发射），我们假设与周围的HII区域相关的相对分布。我们发现，只有20%的样本HII地区似乎有一个显着数量的YSO与他们的PDR，这意味着触发恒星形成机制的边界上的扩大HII地区不占主导地位，在这个样本。我们还使用24 μ m和70 μ m MIPSGAL图像测量了20个HII区域内的尘埃温度。在八个圆形对称的源，我们分析的温度分布，并找到较浅的温度梯度比预测的分析模型。这种浅温度梯度的可能解释是径向依赖的粒度分布和/或非平衡辐射过程。
2010-06-01 astro-ph.GA
The infrared dust bubble N22: an expanding HII region and the star formation around it
目标。为了增加Hii区恒星形成的观测样本，我们分析了N22周围的星际介质和恒星形成。方法.我们使用了从七次大规模调查中提取的数据，从红外线到无线电波长。此外，我们还使用了JCMT对CADC上发布的12 CO发射数据的J = 3-2线和KOSMA 3 m望远镜观测到的12 CO J = 2-1和J =3-2线的观测。我们进行了多波长的气泡N22的研究。结果由几个团块组成的分子壳与N22的边界非常吻合，这表明它的膨胀正在收集周围的物质。高积分12 CO线强度比（范围从0.7到1.14）意味着冲击已经进入分子云。我们确定了11个可能的O-型恒星HII区域内，其中5个位于投影内的腔的20厘米无线电连续辐射，可能是N22的激发星候选人。29个年轻恒星（YSO）分布在N22致密的核心附近。我们的结论是，恒星的形成确实是活跃的N22周围的大部分YSO的形成可能是由Hii区域的扩张引发的。在比较了N22的动力学年龄和分子壳层的碎裂时间后，我们认为辐射驱动的压缩可能正在进行中。
2012-06-13 astro-ph.GA
The formation of a Spitzer bubble RCW79 triggered by cloud-cloud collision
理解O星的形成机制是当前天体物理学的重要课题之一。O型星如何影响其周围环境并引发次级恒星形成也是一个非常有趣的问题。H1，\emissiontype{II}区域RCW 79是与RCW 120相邻的典型Spitzer泡之一。用Mopra和NANTEN 2对CO $J=$ 1- 0发射的新观测表明，分子云在20 km s $^{-1}$的速度范围内与RCW 79在四个速度分量上相关联。我们假设两个云相互碰撞，碰撞引发了气泡内12颗O星的形成，并沿着气泡壁形成了54颗低质量的年轻恒星。碰撞得到了观测到的连接碰撞云中不同速度分量的桥梁特征的支持。整个碰撞过程发生在$\sim$ 100万年的时间尺度内。RCW 79的投影面积比只有一颗O星的RCW 120大30倍，大的尺寸有利于12颗O星的形成，这是由于在碰撞冲击压缩中积累了更多的气体。
2018-02-15 astro-ph.GA
Double-peaked Lyman-$α$ emission at z=6.803: a reionisation-era galaxy self-ionising its local HII bubble
本文报道了在平行于Abell 370的前沿场中，位于$z=6.803$，A370 p\_z1的一个星系中发现的双峰莱曼α轮廓。Lyman-$α$曲线（$Δv=101_{-19}^{+38} (\pm48)\,\text{km s}^{-1}$）的蓝峰和红峰之间的速度分离表明电离光子$> 59(51)\% (2σ)$的逃逸分数极高.光谱能量分布表明，一个年轻的（$50$ Myr），恒星形成（$12\pm 6 \, \rm{M}_\odot \rm{yr}^{-1}$）星系与IRAC过量意味着强[OIII]+H $β$发射。在测量的高逃逸分数的基础上，我们证明了A370p_z1能够单独产生足够大的电离气泡，以解释其莱曼α分布的蓝色分量。我们讨论A370 p\_z1是否可以代表一个更大的人口发光的$z\simeq7$双峰莱曼-α发射源与高逃逸分数，自电离的环境没有相关的紫外线微弱的来源的贡献。
2020-10-13 astro-ph.GA
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
The Geometry and Dynamical Role of Stellar Wind Bubbles in Photoionised HII Regions
来自年轻大质量恒星的风为它们的宿主分子云提供了大量的能量。这对恒星形成云的动力学和可观测结构产生了影响。在本文中，我们提出了辐射磁流体动力学模拟的湍流分子云，形成30，60和120太阳质量的个别恒星发射风和紫外线辐射以下现实的恒星演化轨道。我们发现，风有助于总的径向动量所携带的恒星周围的光电离反馈的水平的10%的膨胀星云，并只有一个小的影响星云的径向膨胀。辐射压力在这里研究的系统中基本上可以忽略不计。风泡的3D几何形状和演变是高度非球面和混乱的，其特征是快速移动的“烟囱”和热驱动的“羽流”。这些羽流有时会由于云中的致密气体流动而与恒星源断开。我们的研究结果与文献中的相关模拟，分析模型和观测结果相比，同时表明需要完整的3D模拟，包括恒星风。然而，需要更有针对性的模拟来更好地理解观察性研究的结果。
2020-12-07 astro-ph.GA
A Faraday Rotation Study of the Stellar Bubble and HII Region Associated with the W4 Complex
我们利用甚大天线阵对通过IC 1805 HII区域和“超级气泡”以及邻近区域观察到的20个射电源进行多频极化测量。在4.33和7.76千兆赫之间的频率测量产生法拉第旋转测量沿27视线到这些源（一些源有一个以上的组件）。法拉第旋转测量（RM）被用来探测IC 1805 HII区域的等离子体结构，并测试银河系磁场被HII区域的动力学严重修改（放大）的程度。我们发现，与玫瑰星云（Savage et al. 2013，Costa et al. 2016）和天鹅座OB 1星协（Whiting et al. 2009）类似，IC 1805构成了一个“法拉第旋转异常”，或者说是一个相对于银河系背景值RM增加的区域。尽管在该区域的视线上观测到的RM变化很大，但由星云引起的|RM|通常为600 ~ 800 rad m^-2。尽管如此，观测到的RM并不像HII区磁场放大的简单解析模型所显示的那么大。这表明在HII区域的电离气体中，银河场并没有增加一个实质性的因素。我们还发现，除了一个例外，所有源的RM的符号都是银河场在这个方向上的极性所期望的。同样的行为被发现的玫瑰星云，并定性地表明，湍流波动在银河系领域的空间尺度上的$\sim 10$ pc小于平均银河系领域。最后，我们的研究结果显示了有趣的迹象，一些最大值的|RM|发生的视线，通过外部的完全电离壳的IC 1805 HII区域，但通过与IC 1805相…
2018-09-21 astro-ph.GA
The Green Bank Telescope HII Region Discovery Survey II. The Source Catalog
绿岸望远镜HII区域发现调查使银河系343度区域中已知的HII区域数量翻了一番。\leql \leq 67度使用|b| \leq 1 deg.我们从448个靶上探测到了603个9 GHz（3cm）的分立氢射电复合线（RRL）分量。我们的目标是根据空间一致的中红外和20厘米无线电连续辐射选择的。这些来源几乎总是HII区域;我们从95%的目标样品中检测到氢RRL排放。绿岸望远镜的灵敏度和它的光谱仪的功率一起使这次调查成为可能。在这里，我们提供了一个目录的测量性质的RRL和连续发射的调查星云。由此得到的巡天完整性极限为9 GHz时的180 mJy，足以探测到所有被单个O星电离到12 kpc距离的HII区。这些最近发现的星云在天空中的分布与先前已知的银河系HII区域的普查相同。然而，平均而言，新星云具有较暗的连续通量，较小的连续角尺寸，较暗的RRL强度和较小的RRL线宽。虽然角尺寸很小，但我们的许多新星云与与极其年轻的HII区域相关的示踪剂几乎没有空间相关性，这意味着我们的样本跨越了一系列演化状态。我们发现了34个第一象限负速度HII区，它们位于离太阳极远的地方，似乎是外臂的一部分。我们发现了207个斯皮策GLIMPSE 8.0μm“气泡”源的RRL发射，其中65个以前已经编目。因此，似乎几乎所有的GLIMPSE气泡都是HII区域，而所有银河系HII区域中的\sim 50%在8.0μm处具…
2011-03-25 astro-ph.GA
Infrared bubble recognition in the Milky Way and beyond using deep learning
提出基于 Single Shot MultiBox Detector 的深度学习模型，利用 Spitzer 和 JWST 近红外双波长数据准确检测银河系及外部星系中的 Spitzer bubbles，显著提升了检测效率与数量。
2025-04-04 astro-ph.GA
Infrared appearance of wind-blown bubbles around young massive stars
数千个环状气泡出现在银河飞机的红外图像上。这些红外气泡大多是在大质量恒星周围的HII区域膨胀期间形成的。然而，决定其形态的物理效应仍在争论中。也就是说，没有朝向气泡中心的红外辐射可以通过恒星辐射压力推动尘埃颗粒来解释。同时，小的石墨颗粒和多环芳烃不会受到辐射压力的强烈影响，必须通过另一个过程去除。恒星紫外辐射可以破坏最小的多环芳烃，但光破坏是无效的大的多环芳烃。同时，恒星风可以疏散HII区的所有类型的颗粒。在我们的化学动力学模型的框架中，我们改变恒星风的参数，并说明它们对气泡的形态和合成红外图像的影响。
2022-03-11 astro-ph.GA
CO observations and investigation of triggered star formation towards N10 infrared bubble and surroundings
本文研究了尘埃泡N10的分子发射环境。红外气泡，首次检测到的GLIMPSE调查在8.0 $μ$ m，是理想的区域，以调查其周围的最终引发恒星形成的HII区域的扩张的影响在其边界。在这项工作中，我们提出了一个多波长的研究N10。这个气泡特别有趣，因为对年轻恒星内容的红外研究表明，在HII区域的边缘，可能会引发正在进行的恒星形成。我们在PMO 13.7-m处对N1 - 0进行了$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）发射的观测。我们还分析了该区域的红外和亚毫米发射，并比较了这些不同的示踪剂，以获得扩展的HII区域和分子气体之间的相互作用的详细视图。我们还估计了更密集的冷尘埃凝结和壳内电离气体的参数。明亮的CO发射被检测到，并确定了两个分子团，从中我们推导出的物理参数。我们还估计了致密冷尘埃凝结和电离气体壳内的参数。该区域的动力学年龄与碎裂时间尺度的比较表明，恒星形成的“辐射驱动内爆”机制是正确的。N10揭示了一个特别有趣的情况下，气体结构在HII区域和周围的分子物质之间的一个狭窄的边界，并与一系列年龄的YSO位于区域指示触发恒星形成。
2016-06-20 astro-ph.GA
Interactions of the Infrared bubble N4 with the surroundings
在新恒星中引起一定质量气体转化的物理机制还远未得到很好的理解。与HII区相关的红外气泡被认为是研究触发恒星形成的良好样本。本文研究了HII区G11.898+0.747附近的红外气泡N4的尘埃性质，分析了它与周围环境的相互作用和其中的恒星形成历史，目的是确定气泡膨胀触发恒星形成的可能性。使用Herschel PACS和SPIRE图像与宽波长覆盖范围，我们揭示了整个泡沫的灰尘属性。同时，我们能够识别六个尘埃团周围的气泡，与0.50 pc的平均大小，温度约22 K，平均柱密度为1.7 $\times10^{22}$ cm $^{-2}$，平均体积密度约4.4 $\times10^{4}$ cm $^{-3}$，和平均质量为320 $M_{\odot}$。此外，从PAH的排放量在8 $μ$ m，在20厘米和在特定区域的概率密度函数检测到的自由-自由的排放，我们可以识别清晰的签名的影响HII区域对周围环境。有恒星形成的迹象，但需要进一步的研究来证明N4是触发源。
2016-01-31 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
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
Spitzer View of Young Massive Stars in the LMC HII Complexes. II. N159
大麦云星云（LMC）中的HII复合体N159被用来研究不同环境下的大质量恒星形成，因为它包含三个巨大的分子云（GMC），它们具有相似的大小和质量，但表现出不同的恒星形成强度。我们使用红外测光识别候选大质量年轻恒星天体（YSO），并对其SED进行建模，以约束质量和演化状态。较好的拟合得到较低的演变类型I，I/II，和II源。我们的分析表明，有大量的嵌入YSO在N159 B，脉泽源，和几个超紧凑的HII区。在GMC N159-E和N159-W中发现了大量的O型YSO，它们与电离气体有关，即，在那里形成了数百万年前的巨大恒星第三个大质量星系N159-S既没有O型YSO，也没有大质量恒星形成的证据。大质量恒星的当前和先前形成之间的这种相关性表明能量反馈是相关的。我们提出的证据表明，N159-W是自发形成YSO，而在N159-E的崩溃可能会被触发。最后，我们比较了恒星形成率确定从YSO计数与那些从集成的H-α和24微米光度和预期的气体表面密度。像这里介绍的那样，对河外GMC的详细解剖是揭示通常使用的恒星形成比例定律背后的物理学的关键。
2010-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular gas in the compact H{\sc ii} region RCW 166; possible evidence for an early phase of cloud-cloud collision prior to the bubble formation
年轻的HII区是研究O星形成的重要场所，它是基于电离气体和分子气体的分布。利用JCMT CO高分辨率巡天（COHRS）观测的$^{12}$ CO（$J$ =3- 2）辐射，我们发现两个位于$\sim 48$ km s $^{-1}$和$\sim 53$ km s $^{-1}$的分子云与RCW 166的HII区G018.149-00.283有关。G018.149-00.283包括在8 $μ$ m处的亮环和环内的扩展HII区域。$\sim 48$ km s的$^{-1}$云描绘了环，而$\sim 53$ km s的$^{-1}$云位于环内，表明两种分子成分之间的互补分布。我们提出了一个假设，G018.149-00.283内的高质量恒星是在云-云碰撞中触发形成的，预计速度间隔为$\sim 5$ km s $^{-1}$。我们认为，G018.149-00.283是在一个早期的演化阶段，$\sim 0.1$ Myr碰撞后，根据[hab 92]的方案，这将是一个气泡形成阶段，如RCW 120。我们还认为，附近的HII区N21和N22可能是云-云碰撞形成的气泡的候选者。[ino 13]通过磁流体动力学数值模拟表明，界面气体变得高度湍流，并实现了$10^{-3}$-$10^{-4}$ $M_{\odot}$ $/$ yr的高质量吸积率，这为O星的形成提供了解释。RCW 166中相当高频率的云-云…
2018-02-15 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
Cosmological 3D HI Gas Map with HETDEX Ly$α$ Emitters and eBOSS QSOs at $z=2$: IGM-Galaxy/QSO Connection and a $\sim$ 40-Mpc Scale Giant HII Bubble Candidate
利用正在进行的Hobby-Eberly望远镜暗能量实验（HETDEX）和eBOSS巡天观测数据，给出了银河系间介质中性氢（HI）的宇宙学（$30-400$ Mpc）分布，并利用$z=2.1-2.5$上的Ly $α$发射体（LAEs）和类星体进行了追踪.我们调查的LAEs和类星体的空间相关性HI层析成像地图重建从HI Ly $α$森林吸收的背景星系和类星体的CLAMATO调查和这项研究，分别获得的光谱。在远离类星体的宇宙学体积中，我们发现LAEs存在于强HI吸收的区域，即HI丰富的区域，这与以前的星系背景类星体对研究的结果是一致的。此外，有一个各向异性的横向和视线距离的HI分布图，平均HI吸收峰蓝移$\sim 200$公里的$^{-1}$从LAE的Ly $α$红移，再现已知的平均速度之间的偏移Ly $α$发射红移和星系系统红移。我们已经确定了一个$\sim$ 40-Mpc的HI低密度的尺度体积，这是一个巨大的HII泡沫，其中六个类星体和LAE高密度存在于$\left < z \right > =2.16$的候选人。类星体和LAE的高密度与HI低密度的重合表明，类星体的电离光子辐射在物质高密度中产生了多个邻近区的高度电离体积。我们的研究结果表明，当类星体出现在星系中时，在过密星系中的HI气体变得高度光电离。
2020-09-15 astro-ph.GA
Spitzer/infrared spectrograph investigation of MIPSGAL 24 μm compact bubbles : Low resolution observations
本文介绍了MIPSGAL 24 μm银道巡天中11个致密星周气泡的Spitzer/IRS低分辨率观测结果。我们发现这组MIPSGAL气泡（MBs）可分为两类，这一区别与MBs在中红外的形态有关。中心源位于中红外的四个MBs具有丰富的尘埃，低激发光谱，它们的24 μm发射由尘埃连续谱解释。在中红外中没有中心源的七个MB具有由高激发气体线主导的光谱（例如，[O IV] 26.0 μm，[Ne V] 14.3和24.3 μm，[Ne III] 15.5 μm），其中5条谱线的24 μm发射中，[O IV]谱线占50%至几乎100%。在贫尘MBs中，[Ne V]和[Ne III]线比对应于高激发条件。基于与已发表的IRS光谱的比较，我们认为，缺乏尘埃的MB是具有特殊白矮星的高度激发的行星状星云（例如，[WR]，新星）在它们的中心。四颗富含尘埃的MB的中心恒星都是大质量恒星候选者。尘埃外壳的温度范围从40到100 K。我们限制消光沿视线从IRS光谱。然后，我们得出的距离，尘埃质量和尘埃生产率估计这些对象。这些估计都符合中心恒星的性质。我们总结了迄今为止所做的鉴定，并讨论了它们的中红外形貌和性质之间的相关性。候选Be/B[e]/LBV和WR星主要是具有中红外中心源的“环”，而PNe星主要是没有中红外中心源的“盘”。因此，我们预计剩余的300个未识别MB中的大多数将被归类为PNE。
2014-10-22 astro-ph.GA
Spitzer/IRS investigation of MIPSGAL 24 microns compact bubbles
MIPSGAL 24 $μ$ m银道面巡天已经发现了400多个致密扩展天体。这些MIPSGAL气泡（MB）中只有不到15%是已知的，并被确定为演化恒星。我们目前的斯皮策观测的4兆赫兹获得的红外光谱仪，以确定起源的中红外发射。我们对中红外气体线和尘埃排放进行建模，以推断MB内的物理条件，从而推断其性质。两个MB显示出由[ \ion{O}{4} ]、[ \ion{Ne}{3} ]、[\ion{Ne}{5} ]、[\ion{S}{3} ]和[ \ion{S}{4} ]的高度电离气体谱线主导的贫尘埃谱。我们确定它们是行星状星云，密度为几个10 $^3\ \rm{cm^{-3}}$，中央有一颗$\gtrsim 200,000$ K的白矮星。另外两个MB的中红外发射主要由尘埃连续谱和较低的激发线。它们都显示了近红外（2 MASS和IRAC）宽带图像中的中心源。第一个富尘MB与7.5 kpc的$\sim 60,000$ K的沃尔夫-拉叶星相匹配，尘埃成分为$\sim170$和$\sim1750$ K。它的质量约为$10^{-3}\ \rm{M_\odot}$，质量损失约为$10^{-6}\ \rm{M_\odot/yr}$。第二种富含尘埃的甲基溴最近被建议作为Be/B[e]/LBV候选物。[ \ion{Fe}{2} ]的气体管线以及热连续组分（$\sim300$和$\sim1250$ K）从MB…
2011-11-03 astro-ph.GA
The enormous outer Galaxy HII region CTB 102
我们提出了新的无线电复合线观测以前未研究的HII区CTB 102。提取线参数并计算描述气体的物理参数。我们估计到CTB 102的距离为4.3 kpc。通过与HI和1.42 GHz无线电连续谱数据的比较，我们估计CTB 102的大小为100-130 pc，使其成为已知最大的HII区域之一，可与W 4复合体相媲美。一个恒星风吹气泡模型作为最好的解释所观察到的形态，大小和速度。
2009-06-02 astro-ph.GA
An MSX Infrared Analysis of the Superbubble around the Giant HII Region NGC3603
利用MSX中红外观测，我们揭示了一个100 pc尺度的超级气泡周围的巨大HII区NGC3603。我们认为，在波段A，C和D的扩散周围的红外发射是由PAH和E波段的发射是由尘埃颗粒为主。拟合的尘埃温度与中央星团紫外光子的加热一致。导出的气泡壳层的气尘质量比为10^2量级。
2010-05-28 astro-ph.GA
Spatial distribution of star formation related to ionized regions throughout the inner Galactic plane
我们提出了一个全面的统计分析，恒星形成的对象位于附近的1 360气泡结构在整个银河平面和他们的本地环境。对在电离区（Hii）附近发现并在Hi-GAL和GLIMPSE巡天中探测到的约70 000个恒星形成源的汇编，提供了气泡中恒星形成的不同演化阶段的广泛概述，从星前天体到更进化的年轻恒星天体（YSO）。恒星形成物体的表面密度图清楚地揭示了一种进化趋势，即在空间上靠近中心的地方发现了更多进化的恒星形成物体，而在气泡的边缘发现了更年轻的恒星形成物体。我们推导出动态年龄的子样本的182 HII地区的运动学距离和无线电连续通量测量。我们在气泡方向上探测到的每单位面积恒星形成源比周围区域多80%。我们估计气泡中Hi-GAL团块的团块形成效率（CFE）约为10%，是不受反馈影响的场中CFE的两倍。我们发现，在年轻的气泡中，气泡壳层密度较高的原恒星团具有较高的CFE。我们认为，从星前到原恒星阶段的形成率可能是较高的气泡膨胀的早期阶段。评价破碎时间内的气泡壳主张预先存在的团块在介质中的气泡之前，支持数值模拟。大约23%的Hi-GAL团块位于气泡的方向，其中15%为星前团块，41%为原恒星团块。我们认为，高比例的原恒星团块可能是由于（HII）气泡的反馈所导致的恒星形成过程的加速。
2017-05-28 astro-ph.GA
A study of the massive star forming region M8 using Spitzer IRAC images
给出了M8恒星形成区的Spitzer IRAC图像（3.6、4.5、5.8和8.0 $μ$ m）和测光结果。IRAC测光显示M8复合体中正在进行恒星形成，在亚毫米气体核心/团块附近的几个位置确定了64个0/I类和168个II类源。近60%的YSO发生在大约7个小集群中。聚簇的YSO的空间表面密度被确定为约10-20 YSO/pc $^{2}$。新的恒星形成的“收集和崩溃”的过程可能是由不断扩大的HII区和大质量恒星的风引发的。生成并研究IRAC比率图像，以确定M8中可能的诊断发射区域。4.5 $μ$ m/8.0 $μ$ m的图像显示了光学沙漏HII区域的Br $α$对应物，而8.0 $μ$ m/4.5 $μ$ m的比率表明沙漏东部的空腔状结构中的PAH发射。3.6 $μ$ m/4.5 $μ$ m、5.8 $μ$ m/4.5 $μ$ m和8.0 $μ$ m/4.5 $μ$ m的比值图似乎可以识别M8复合体中东向西和东北向西南的尖脊和沉积构造中的PAH排放区域。
2010-05-07 astro-ph.GA
Mapping reionization bubbles in the JWST era II: inferring the position and characteristic size of individual bubbles
本文提出一种前向建模框架，利用JWST观测的星系群Lyα光谱推断再电离纪元早期HII气泡的位置和特征尺寸，并通过模拟验证了方法的准确性。
2025-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bipolar HII regions - Morphology and star formation in their vicinity - I - G319.88$+$00.79 and G010.32$-$00.15
我们的目标是识别双极HII区域，并了解它们的形态，它们的演化以及它们在新一代恒星形成中所扮演的角色。我们使用斯皮策和赫歇尔高GAL调查，以确定双极HII区。我们寻找它们令人兴奋的恒星，并使用近红外数据估计它们的距离。使用Herschel-SPIRE数据检测到密集团块。MALT 90观测使我们能够确定它们与中央HII区域的关联。我们使用Spitzer和Herschel-PACS发射来识别0/I类YSO。这些方法将应用于候选双极HII区域的整个样本。本文重点介绍两个双极HII区域，一个有趣的是它的形态，G319.88 $+$ 00.79，一个是它的恒星形成，G010.32 $-$ 00.15。它们的激发集群被确定和它们的光度距离估计为2.6 kpc和1.75 kpc，分别。我们认为，这些地区形成的密集和平坦的结构，包含细丝。它们有一个中央电离区和垂直于母云的电离叶。母云的残余物看起来是致密（每立方厘米超过10^4）和冷（14-17 K）的凝结。PDR中的尘埃是温暖的（19-25 K）。在中央电离区周围有密集的块状团块。G010.32-00.14特别值得注意，因为有5个几百个太阳质量的团块围绕着HII中心区域;它们的峰值柱密度为每平方厘米10^23个，中心区域的平均密度达到每平方厘米10^5个。其中四个包含至少一个巨大的YSO;这些团块还包含扩展的绿色物体和II类甲醇脉泽。这种形态表明，…
2015-07-01 astro-ph.GA
Spitzer/IRAC view of Sh 2-284: Searching for evidence of triggered star formation in an isolated region in the outer Milky Way
利用斯皮策/IRAC观测的一个区域的CoRoT卫星观察，我们已经解开了一个新的复杂的恒星形成区域在低金属丰度的外银河系。我们对S284进行了研究，以概述这个恒星形成区域的事件链。我们使用四波段Spitzer/IRAC测光以及用INT/WFC获得的Halpha成像。将这些数据与在CoRoTs准备框架和2 MASS星表中获得的光学光度测量相结合，我们分析了与点源相关的年轻恒星天体（YSO）的性质和分布。我们还研究了扩展发射区域的SED，用IRAS和MSX数据补充了我们的数据集。我们发现S284在几个方面是独特的：它在螺旋臂的末端非常孤立，扩散的尘埃和电离发射都非常对称。我们已经部分地解决了该区域中存在的三个气泡的中心簇。尽管在其多气泡形态中存在不同的尺度，但我们的研究指出，在动力高质量集群中，年龄分布非常狭窄。相比之下，在每个电离泡边缘的扩展发射的特定的星云结构中，要么是具有年轻恒星星族的小的低质量星团，要么是年轻的变红原恒星。特别是，触发恒星形成被认为是在这些地区的工作。
2009-07-07 astro-ph.GA
Infrared Galaxies in the Field of the Massive Cluster Abell S1063: Discovery of a Luminous Kiloparsec-Sized HII Region in a Gravitationally Lensed IR-Luminous Galaxy at $z=0.6$
利用斯皮策空间望远镜和赫歇尔空间天文台，我们对位于$z=0.347$的Abell S1063（AS 1063）星系团进行了红外星系巡天，该星系团是已知质量最大的星系团之一，也是HST CLASH和Frontier-Field巡天的目标。Spitzer/MIPS 24 $μ$ m和Herschel/PACS & SPIRE图像显示，AS 1063的核心令人惊讶地缺乏红外源，在中央r $\sim1^{\prime}$内只有少数可检测的源。然而，有一个特别明亮的源（24 $μ$ m处2.3 mJy; 160 $μ$ m处106 mJy），对应于$z=0.61$的背景星系。适度的放大系数（4.0 $\times$）意味着这个星系本质上是红外发光的（L $_{\rm IR}=3.1\times10^{11}\ \rm L_{\odot}$）。这个星系特别有趣的是，HST光学/近红外图像显示在盘的一个边缘有一个非常明亮和大（1 kpc）的团块。我们的后续光学/近红外光谱显示了巴尔末（H $α$ -H8）和来自该团块的禁戒发射（[OII] $λ$ 3727，[OIII] $λλ$ 4959，5007，[NII] $λλ$ 6548，6583），表明它是HII区域。HII区域似乎是在原地形成的，因为从运动学上看，它是旋转盘的一部分，并且没有证据表明附近有相互作用的星系。经过A $_{\rm V}=…
2019-04-15 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
Compact radio sources in the vicinity of the ultracompact HII region G78.4+2.6
利用3.6厘米的甚大射电阵（VLA）在彗星HII区G78.4+2.6（VLA~1）附近发现了4个新的致密射电源。这四个致密射电源（命名为VLA~2至VLA~5）有近红外对应物，如3.6 $μ$ m Spitzer图像所示。其中之一（VLA~5）清楚地显示了以小时为时间尺度的射电变率的证据。我们探讨的可能性，这些射电源与前主序星（PMS）在附近的UC HII区域G78.4+2.6。我们的结果有利于G78.4+2.6的1.7 kpc的较小距离值。除了在G78.4+2.6附近探测到射电源外，我们还探测到另一组五个射电源，它们位于HII区域西北约3'处。其中一些表现出延长发射。
2010-06-19 astro-ph.GA
Massive Star Forming Regions in the Galaxy using the Spitzer GLIMPSE Survey
我们研究了13个最明亮的来源，在WMAP自由自由的地图使用斯皮策GLIMPSE和MSX调查，以确定大质量的恒星形成区，发射银河系的自由自由光度的三分之一。我们确定的气泡形态相结合的8 $\micronm$（PAH）的排放和无线电复合线径向速度的恒星形成区域。我们发现40个恒星形成区与我们的WMAP源，并确定独特的距离31。我们将气泡解释为径向膨胀的证据。每个源的径向速度分布使我们能够测量区域膨胀的固有速度。这个速度与气泡的大小和年龄一致。高的自由-自由光度，加上可以忽略不计的同步辐射，证明这些气泡不是由超新星驱动的。最大气泡的动能是海尔斯发现的较老的超级气泡中测量到的动能的很大一部分。我们发现，我们的气泡注入到ISM的能量是相似的，需要保持在8千秒差距内的气体盘的湍流运动。我们报告了一些由大质量（$\textrm{M}_{*} > 10^4 \textrm{M}_\sun$）星团提供动力的新恒星形成区。我们测量银河系O型星的标度高度为$h_{\textrm{*}} = 35 \pm 5 \pc$。我们确定了经验关系的PAH和自由的形式$F_{\textrm{PAH}} \propto F^2_{\textrm{ff}}$的自由发射。最后，我们发现，气泡的几何形状是更一致的球壳，而不是一个扁平的磁盘。
2010-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggered massive star formation associated with the bubble HII region Sh2-39 (N5)
为了研究银河系红外气泡的物理性质，并探讨它们在触发大质量恒星形成中的影响，我们对气泡HII区域Sh 2 -39（N5）及其周围进行了多波长分析。为了分析分子气体，我们使用ASTE望远镜获得的CO（3-2）和HCO+（4-3）线数据。为了研究尘埃的物理特性，我们利用ATLASGAL，Herschel和MSX的存档数据，而电离气体的研究利用NVSS数据。我们使用公共IR点源目录来搜索该地区的候选YSO。为了研究星团[BDS 2003]6，我们使用ARCoIRIS摄谱仪获得的红外光谱数据，以及VVVX巡天新获得的红外Ks波段观测数据。新的ASTE观测使人们能够详细研究与Sh 2 -39有关的速度在30公里/秒至46公里/秒范围内的分子气体成分。我们已经确定了四个分子团，这可能是由电离前沿的扩张形成的，并确定了它们的一些物理和动力学性质。具有HCO+和870微米对应物的团块显示出引力坍缩的证据。我们在分子组分中鉴定了几个候选YSO。它们的空间分布，以及分子气体收集层的碎裂时间，表明大质量恒星的形成可能是由星云的膨胀通过收集和坍缩机制引发的。光谱距离的星团[BDS 2003]6，放置在一个崩溃的团块，揭示了这个集群是物理上与neabula和触发大质量恒星形成的场景提供更多的支持。无线电连续数据分析表明，该星云比典型的银河系红外气泡更古老，膨胀速度也更低。
2017-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Polycyclic Aromatic Hydrocarbon emission in Spitzer/IRS maps II: A direct link between band profiles and the radiation field strength
我们分解观察到的7.7 $μ$ m多环芳烃（PAH）发射复合物在一个大的样品中超过7000中红外光谱的星际介质（ISM）使用光谱立方体观察斯皮策/IRS-SL仪器。为了拟合7.7 $μ$ m PAH发射复合物，我们调用了四个高斯分量，发现它们在所有光谱中的峰位置和宽度方面非常稳定，随后定义了具有固定参数的分解，其给出了对所有光谱的可接受的拟合。我们看到，我们的波段通量之间的相互关系具有很强的环境依赖性-在HII区域，所有四个分量都是相互关联的，而在反射星云（RNe）中，内部和外部的波段对的关联方式与以前在NGC~2023中看到的相同。我们表明，这种效果的出现，因为RNe地图是由强烈照射的PDR发射为主，而更大的HII区域的地图是由更远离激发恒星的区域的发射为主，导致微妙的不同的光谱行为。进一步的研究表明，这两个组成部分（集中在7.6和7.8 $μ$ m）的比例是线性相关的UV场强度（log G $_0$）。我们发现，这种关系并不适用于由拱星材料，这是已知的具有可变的7.7 $μ$ m光谱轮廓的来源。
2017-02-09 astro-ph.GA
Star Formation in Massive Clusters via the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe and the Spitzer Glimpse Survey
我们使用WMAP最大熵方法前景发射图结合先前确定的距离巨大的HII地区来测量在地球上的自由-自由通量和自由-自由的星系光度。我们发现总通量f_v =54211 Jy，88个源的通量f_v =36043 Jy。大部分的源至少可以勉强分辨，平均半径约为60 pc，电子密度n_e约为9 cm^{-3}，填充因子ε_{HII}=0.005（在银河系气盘上）。总的尘埃校正电离光子光度是Q=3.2x10^{53}光子/秒，与先前的估计很好地吻合。我们使用GLIMPSE和MSX 8微米图像显示，大部分的自由-自由光度与半径为r~5-100 pc的气泡有关，平均约为20 pc。这些气泡是泄漏的，因此来自气泡内部的电离光子激发气泡壁之外的自由-自由发射，产生大于8微米气泡的WMAP源。我们认为WMAP源是Mezger（1978）描述的扩展低密度HII区的对应物。来自这些源的电离光度的一半是由9个最明亮的天体发射的，而17个最明亮的天体发射的电离通量占银河系总电离通量的一半。这17个辐射源的Q值为4 × 10 ^{51} <1.6 × 10 ^{52}，相当于6 × 10^4 M_ \odot < M_*<2 × 10^5 M_ \odot ;其中一半到三分之二将位于中央大质量星团。我们将Q的测量值转换为银河系恒星形成率dM/dt=1.3M_ \odot /yr，但指出这与恒星初始质量函数高质量端的指…
2009-06-05 astro-ph.GA
Evidence of triggered star formation in G327.3-0.6. Dust-continuum mapping of an infrared dark cloud with P-ArTéMiS
目标。在年轻的高质量恒星形成复合体的环境中，HII区域的扩张和激波的传播是很常见的。它们可以压缩预先存在的分子云并引发致密核心的形成。我们调查这些现象是否可以解释形成的高质量的原恒星内的红外暗云位于银河平面的位置G327.3-0.6，在两个大的红外气泡和两个HII区域之间。方法：G327.3-0.6区在450？m与智利阿塔卡马探路者实验望远镜上的CEA P-ArTéMiS测辐射热计阵列。本研究使用了APEX/LABOCA和APEX-2A以及Spitzer/IRAC和MIPS档案数据。结果：在P-ArTéMiS图像中检测到10个巨大的核心，嵌入在8和24？M.它们的光度和质量表明它们形成了高质量的恒星。对该区域的运动学研究表明，红外气泡向红外暗云扩展。结论：在膨胀气泡的影响下，恒星形成发生在HII区和红外气泡边界的红外暗区。
2009-07-17 astro-ph.GA
Crucial Factors for Lyα Transmission in the Reionizing Intergalactic Medium: Infall Motion, HII Bubble Size, and Self-shielded Systems
利用CoDa II模拟方法，研究了星系际介质（IGM）再电离过程中的Ly $α$ transmittance.在$z>6$，一个没有活动星系核的典型星系，由于周围IGM的密度过高，无法在其周围形成邻近区。IGM中的引力下落运动使得共振吸收延伸到Ly $α$的红边，抑制了传输，直到大约星系的圆速度。在某些视线中，邻近星系中超新星产生的光学薄斑点会导致峰值特征，这可能会被误认为是蓝色峰值。共振吸收的红色，阻尼翼不透明度与全球IGM中性分数和源星系的UV星等相关。较亮的星系往往具有较低的不透明度，因为它们往往位于较大的HII区域，而周围的IGM传输较红的光子，由于更强的入射速度，这些光子不易受到衰减的影响。HII区域是高度非球形的，导致视线到视线和星系到星系的不透明度变化。此外，HII区域内的自屏蔽系统强烈衰减某些视线的发射。所有这些因素都增加了透射率的变化，需要较大的样本量来限制平均透射率。在较高的红移暗星系的变化最大。68%的透射率范围与$M_{\rm UV}\ge-21$在$z\ge7$的星系的中值相似或更大，这意味着需要一百多个星系才能测量10%的透射率精度。
2021-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global photometric analysis of galactic HII regions
估算了大质量恒星周围99个HII区的总红外辐射通量。分析中使用了下列波段：8和24 $μ$ m，基于斯皮策空间望远镜（分别为IRAC和MIPS）的数据; 70、160、250、350和500 $μ$ m，基于赫歇尔空间天文台（PACS和SPIRE）的数据。估算的通量被用来评估多环芳烃（$q_{\rm PAH}$）的质量分数和紫外线发射的强度在研究对象。结果表明，PAH的质量分数，$q_{\rm PAH}$，是远远低于这些对象的平均银河值，这意味着有效的破坏芳香族粒子在HII地区。估计的辐射场强度（$U$）接近于河外HII复合体的辐射场强度。将颜色指数[ $F_{24}$ / $F_{8}$ ]、[$F_{70}$ / $F_{24}$ ]、[$F_{160}$ / $F_{24}$ ]、[ $F_{160}$ / $F_{70}$ ]与区分电离氢区域和行星状星云区域的标准进行比较。此外，我们将我们的结果与类似的色指数的河外复合物的电离氢。
2018-01-13 astro-ph.GA
Extinction and PAH intensity variations across the HII region IRAS 12063-6259
多环芳烃谱带强度的空间变化通常归因于排放多环芳烃的物理条件，然而近年来有人提出，这种变化主要是由消光引起的。为了解决这个问题，我们已经获得了近红外（NIR），中红外（MIR）和射电观测的紧凑H ii区域IRAS 12063-6259。我们使用这些数据来构建多个独立的消光图，并测量MIR中的主要PAH特征（6.2，7.7，8.6和11.2 μm）。三个消光图：第一个使用近红外氢线和B类复合理论;第二个结合近红外数据和无线电数据;第三个利用Spitzer/IRS MIR观测，使用Spoon方法和PAHFIT测量9.8 μm硅酸盐吸收特征（因为该特征的深度可以与整体消光相关）。IRAS 12063-6259明亮的南部分量上的硅酸盐吸收几乎不存在，而其他方法发现显着的消光。虽然近红外消光和9.8 μm吸收之间的关系的这种破坏已经在分子云中观察到，但它们从未在HII区域观察到。然后，我们比较的PAH强度变化的斯皮策/IRS数据后，dereddening的原始数据中发现的。结果发现，在大多数情况下，PAH带强度的变化持续存在，即使在去红后，这意味着消光不是PAH带强度变化的主要原因。
2013-05-22 astro-ph.GA
Semi-confined supernova feedback in HII region bubbles
针对星系尺度模拟中超新星反馈子网格模型的一维局限性，提出半受限超新星理论模型并结合三维模拟，揭示其能量释放的不对称性增强外流动力学影响、延长耦合时标并放大湍流强度。
2025-04-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark ages reionization & galaxy formation simulation XII: Bubbles at dawn
直接探测电离氢（HII）区域已被认为是宇宙再电离的一种有前途的探测方法。观测来自再电离时代（EoR）的氢的红移21厘米信号是新一代低频无线电干涉仪背后的关键科学驱动力。我们调查的可行性相结合的低频观测与平方公里阵列和近红外测量数据的宽视场红外巡天望远镜探测宇宙再电离成像HII气泡周围的大质量星系在宇宙黎明。虽然个别气泡将太小，无法检测到，我们发现，通过堆叠红移21厘米光谱集中在已知的星系，它将有可能直接检测到EoR在$z \sim 9-12$，并放置定性约束的星系际介质（IGM）的自旋温度的演变在$z \geq 9$。特别地，给定使用该技术检测电离气泡，可以确定它们周围的IGM通常是吸收还是发射。由于HII区域的平均尺寸的简并性，使用这种方法确定IGM的全局平均中性分数将被证明是更加困难的。
2017-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two compact HII regions at the remote outskirts of the Magellanic Clouds
H II区LMC N191和SMC N77是麦哲伦星云最外层的大质量恒星形成区。到目前为止，很少有作品涉及这些对象，尽管他们有趣的特点。我们的目的是研究这些物体的各种物理性质，关于它们的形态（在光学和斯皮策IRAC波长）、电离气体发射、星云化学丰度、激发源、恒星内容、年龄、是否存在年轻恒星物体等。这项研究主要基于ESO NTT光学观测，包括成像和光谱，以及其他存档数据，特别是斯皮策图像（IRAC 3.6、4.5、5.8和8.0微米）和2MASS观察结果。我们发现存在两个紧凑的H II区域，一个低激发团块（LEB）命名为LMC N191A和一个高激发团块（HEB）命名为SMC N77A，并研究它们的性质和它们的激发大质量恒星的光谱类型和质量。我们还分析了环境恒星星族，并确定其演化阶段。基于斯皮策IRAC数据，我们表征了在这些区域的方向上检测到的YSO候选者。在这些年轻的区域中，大质量恒星正在形成，质量约为10和20 M太阳的原恒星正在形成过程中。
2012-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared photometric study of the massive star forming region S235 using Spitzer-IRAC and JHK observations
本文给出了S235恒星形成复合体的{ \it Spitzer}-IRAC图像，包括东1区和2区、中央区和S235 A区和B区。此外，我们给出了S235 A和B区域的近红外图像。IRAC测光显示了正在进行的恒星形成，在整个S235复合体中有86个0/I类和144个II类YSO。这些YSO中的近73%存在于具有120 YSO/pc $^{2}$的最大表面密度的簇中（在S235 A和B区域附近）。在S235 A区南侧发现了一些可能呈弧形构造的YSO，推测这可能是磁超临界坍缩的证据。弧形结构中的一个来源，即S235 AB-MIR，似乎是一颗年轻的大质量恒星，仍在吸积物质。一些新发现的YSO的SED建模证实了IRAC颜色的基础上作出的分类。CH 2/CH 4的IRAC比值图清楚地跟踪了与马蹄包层内S235 A的HII区相关的Br $α$发射。在马蹄形结构之外，比率图显示了冲击波激发的H $_{2}$发射。Br $α$发射也在S235 B周围观察到（来自比率图）。Ch 2/Ch 4比值图显示，East~2区的“e2 s3”源可能与激波激发的H $_2$释放外流或喷流有关。这个新来源的SED模型表明，它是一个非常年轻的大质量恒星，还不能驱动HII区域。
2011-02-09 astro-ph.GA
Massive Star Formation at the Periphery of the Evolved Giant HII Region W 39
我们提出了第一个详细的研究大，~30 pc直径，内银河HII区W 39。射电复合线观测结合HI吸收谱和银河系自转模型表明，该区域位于V（LSR）= +65.4+/-0.5 km/s，对应于4.5+/-0.2 kpc的近运动学距离。对射电连续辐射的分析表明，HII区是由一个OB星簇提供能量的，它们的氢电离光度log（Q）>=50，并且在W 39的外围有三个紧凑的HII区，每个区的log（Q）约为48.5（相当于单个O 7-O 9 V星）。在红外线中，W 39有一个分层的气泡形态，很可能是一个包含大质量恒星的连续恒星形成地点。运动学模型的W 39的扩展产量的时间尺度为百万年符合的情况下，形成较小的HII区域已被触发的W 39的扩展。使用斯皮策GLIMPSE和MIPSGAL数据，我们表明，恒星形成活动并不均匀分布在周围的W 39，但集中在两个领域，包括紧凑的HII区域以及一些中等质量的I类和II类YSO。
2013-01-14 astro-ph.GA
Dust Emission from Evolved and Unevolved HII Regions in the Large Magellanic Cloud
本文研究了大麦云云中12个经典和超气泡HII区的尘埃性质。我们使用斯皮策红外测光（8，24，70，和160 \mum波段），作为银河系演化（SAGE）计划的一部分，随着档案光谱分类的电离恒星检查尘埃加热和处理恒星源的作用。我们的红外观测结果表明，令人惊讶的是，尘埃的发射特性和有效温度或恒星在HII区域的辐射热星等之间的相关性很小，这表明HII区域的演化时间尺度不是尘埃处理时间尺度的顺序。我们发现，超级气泡和经典的HII区域的红外发射表现出两类之间的差别不大，尽管在年龄和形态的显着差异。我们确实检测到了热尘埃的24 \mum发射与70到160 \mum通量之比的相关性。这种相关性可以建模为少数热尘埃成分的温度趋势，而大多数尘埃仍然显着冷却。
2011-03-10 astro-ph.GA
Bottling the Champagne: Dynamics and Radiation Trapping of Wind-Driven Bubbles around Massive Stars
在本文中，我们使用分析理论对年轻大质量恒星周围的风泡行为进行了预测。我们这样做，以确定为什么有一个理论模型，预测风应该发挥次要作用的光电离在HII地区的动态之间的差异，和年轻的HII地区的观察，似乎建议风的驱动作用。特别是，像猎户座M42这样的区域有中性氢壳层，这表明电离辐射被困在更靠近恒星的地方。我们首先推导出非均匀密度场中风泡演化的公式，着重于幂律指数为-2的奇异等温球密度场。我们发现，一个经典的“韦弗”式膨胀速度成为常数，在这样的密度分布。然后，我们计算出这些风泡周围的光电离壳层的结构，并确定壳层中的质量在什么时候不能吸收恒星发出的所有电离光子，从而导致电离辐射的“溢出”。我们还估计了来自冷却、重力、磁场和不稳定性的扰动，我们认为所有这些都是这里研究的条件的次级效应。我们的风力驱动模型提供了一个一致的解释M42的行为，在观测研究给出的误差范围内。我们发现，在相对密集的分子云环境\around单一的年轻恒星源，香槟流是不太可能的，直到风壳打破了由于湍流或结块的云。
2021-12-22 astro-ph.GA
Fragmented atomic shell around S187 HII region and its interaction with molecular and ionized gas
分析了邻近H Ⅱ区（1.4 $\pm$ 0.3 kpc）S187的环境。在H I线、分子线以及红外线和射电连续谱中都研究了周围的壳层。我们报告的第一个证据的cluridine HI环境中的光解离区域。背景射电星系使得能够估计冷原子气体的性质。壳层的估计原子质量分数为$\sim$ 260 μ M $_{\odot}$，中位自旋温度为$\sim$ 50 μ K，壳层尺寸为$\sim$ 4 pc，典型壁宽约为0.2 pc。原子壳层由$\sim$ 100个碎片组成。碎片大小与质量相关，幂律指数为2.39-2.50。S187壳层具有复杂的运动学结构，包括膨胀的准球形层、分子包层、壳层内的原子亚泡和两个处于不同演化阶段的致密核（S187~SE和S187~NE）。壳层内的原子子泡是年轻的，包含一个II类年轻恒星物体和位于中心的OH脉泽，以及泡壁中的相关YSO。S187~SE和S187~NE具有相似的质量（分别为$\sim$ 1200~M $_\odot$和$\sim$ 900~M $_\odot$）。S187~SE嵌入在原子壳层中，有许多相关的天体，包括高质量的原恒星，流出物，脉泽源和其他正在形成的恒星的指示。在S187~NE区没有发现YSO，但存在H Ⅱ区挤压加热的迹象。
2022-08-11 astro-ph.GA
Sequential Star Formation in RCW 34: A Spectroscopic Census of the Stellar Content of High-mass Star-forming Regions
我们目前的VLT/SINFONI积分场光谱RCW 34随着斯皮策/IRAC测光的环境。RCW 34由三个不同的区域组成。在IRAC图像上发现了一个大气泡，其中发现了一个中低质量的II类天体集群，在这个气泡的北部边缘，定位了一个HII区域，由3颗OB星电离。中等质量恒星（2 - 3 Msun）被发现的G-和K-光谱类型。这些恒星仍处于主序前（PMS）阶段。在HII区域的北部，存在一个光子占主导地位的区域，标志着由H2发射跟踪的致密分子云的边缘。几个0/I类天体与这片云有关，表明恒星的形成仍在进行中。到RCW 34的距离修正为2.5 +- 0.2 kpc，根据HII区内PMS星的性质，年龄估计为2 - 1 Myrs。这三个区域形成的最可能的情况是，恒星的形成从南向北传播。首先，气泡形成，仅由中低质量恒星产生，之后，HII区域由分子云边缘的致密核心形成，导致膨胀为香槟流。最近，恒星形成发生在分子云的其余部分。两种不同的形成情景是可能的：（a）气泡与低质量和中等质量恒星的集群触发了O星在分子云边缘的形成，这反过来又诱导了分子云中当前的恒星形成。(b)一个外部的触发是负责从南向北传播的恒星形成。[删节]
2010-02-12 astro-ph.GA
