Unveiling the Hot Molecular Core in the Ultracompact \hii Region with Extended Emission G12.21--0.10
本文用VLA和OVRO对彗星\hii G12.21- 0.10区进行了多波长研究。包括H 41 $α$、$^{13}$ CS（2 $-$ 1）&（1 $-$ 0）和NH $_{\rm 3}$（2，2）&（4，4）的射电连续谱（0.3，0.7，2和3.6 cm）和谱线观测。在G12.21- 0.10方向发现两个3~mm的连续峰，其中一个与UC~H~II区空间一致，另一个与分子团空间一致。我们还发现0.7、2和3.6 cm的连续谱和H 41 $α$谱线只在UC H II区检测到，而$^{13}$ CS和NH $_{\rm 3}$与分子团簇空间相关。基于分子团簇的形态、动力学温度（$\sim$ 86~K）、体积密度（$\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^6$ ~cm $^{-3}$）和线性尺寸（$\sim$ 0.22~pc），我们认为该来源与热分子核一致。
2017-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Simultaneous 22 GHz Water and 44 GHz Methanol Masers Survey of Ultracompact HII Regions
我们在2010年至2017年期间对103个超紧凑HII区（UCHIIs）的22 GHz H $_2$ O和44 GHz I类CH $_3$ OH脉泽进行了多历元同时测量。我们分别在74个（72%）和55个（53%）UCHII中检测到H $_2$ O和CH $_3$ OH脉泽发射。其中，3 H $_2$ O和27 CH $_3$ OH脉泽源是新发现的。这些高的检测率表明，这两种脉泽物种的发生期间显着重叠的大质量恒星形成的UCHII阶段。CH的$_3$ OH脉泽线相对于出生分子核的相对速度总是很小（< 10 km s $^{-1}$），而H的$_2$ O脉泽线相对于出生分子核的相对速度往往较大。24个H $_2$ O脉泽探测源的脉泽谱线相对速度大于30 km/s $^{-1}$，其中13个脉泽谱线具有极高速（> 50 km/s $^{-1}$）成分。H $_2$ O脉泽谱线的出现和消失在半年或一年的时间间隔内是相当频繁的。相比之下，CH $_3$ OH脉泽谱线在相同的周期内，谱线的强度、速度或形状通常不会有显著的变化。两个脉泽的各向同性光度似乎与中心恒星的热光度相关。这种相关性变得更强的情况下，在低质量和中等质量的制度的数据点增加。脉泽的亮度也倾向于增加的无线电连续发光的UCHIII和相关的致密核心的亚毫米连续发光。
2019-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hot and Clumpy Molecular Cocoon Surrounding the Ultracompact HII Region G5.89-0.39
我们用亚毫米波阵列观测了CH_3CN（12-11）在壳状超紧HII区G5.89-0.39的发射，分辨率为2”。积分的CH 3CN发射揭示了在HII区域G5.89-0.39的外围的致密和热的分子茧，其中CH 3CN缺乏区域大致集中在G5.89-0.39处。通过分析的CH 3CN排放使用人口图分析，我们发现，第一次，从150到40 K的温度降低结构与从费尔特的恒星，这被认为是负责供电的HII区域的投影距离。我们的研究结果进一步表明，在所观察到的致密气体中的大部分热能是由费尔特星提供的。从导出的CH 3CN柱密度分布，我们得出结论，致密气体不是均匀分布的，而是集中的，当r < 8000 AU时，幂律指数为5.5，当8000 AU < r < 20000 AU时，幂律指数为2.0，其中r是到费尔特星的距离。估计的大功率指数为5.5，这可以归因于费尔特星附近CH 3CN丰度的增强。
2009-08-27 astro-ph.GA
Flickering of 1.3 cm Sources in Sgr B2: Towards a Solution to the Ultracompact HII Region Lifetime Problem
大质量恒星上的吸积流必须迅速转移质量，以至于它们本身的引力不稳定，形成密集的团块和细丝。这些密度扰动与年轻的大质量恒星相互作用，发射电离辐射，交替暴露和限制它们的HII区域。因此，HII区域的通量密度预计会在几十年到几个世纪的时间内闪烁，而不是像简单的斯皮策解决方案所预测的那样单调增加。我们最近在1.3厘米处观测到了Sgr B2区，VLA处于其三种混合构型（DnC，CnB和BnA），分辨率为0.25“。这些观测结果与1989年的连续观测结果进行了详细的比较。在0.25“分辨率下，Sgr B2包含41个UC HII区域，其中6个是超紧凑的。对Sgr B2的新观测允许比较Sgr B2中HII区域在23年时间基线（1989-2012）内的相对峰值通量密度，该区域是银河系中最丰富的大质量恒星形成区域之一。新的1.3厘米连续图像表明，41个UC HII区域中有4个区域的峰值通量密度发生了显着变化，其中一个源（K3）的峰值通量密度下降，其他3个源（F10.303，F1和F3）的峰值通量密度增加。结果是一致的高质量恒星形成模拟的统计预测，这表明他们提供了一个解决方案的超紧凑HII区域的寿命问题。
2013-12-30 astro-ph.GA
Spectral line survey of the ultracompact HII region Mon R2
超致密（UC）HII区是大质量恒星形成的最早阶段之一，其特征是极端的物理条件（Go>10^5哈宾场，n>10^6 cm^-3）。UC HII Mon R2是最接近的一个，因此是研究这些复杂区域化学的绝佳目标。我们使用IRAM 30 m望远镜对代表R2星期一不同物理环境的三个位置进行了3 mm和1 mm光谱测量：（i）电离锋（IF）位于（0”，0”）;分子云中的两个峰（ii）MP 1位于偏移量（+15”，-15”）和（iii）MP2位于更远的偏移量（0”，40”）。此外，我们进行了广泛的建模，以解释三个观察区域之间的化学差异。我们发现了30多种不同的物种。我们检测到SO+和C4 H，这表明紫外辐射在该区域的分子化学中起着重要的作用。我们检测到典型的PDR分子CN，HCN，HCO，C2 H和c-C3 H2。虽然IF和MP 1的化学性质类似于高紫外光场和致密的PDR，如猎户座棒，但MP2更类似于低紫外光/密度的PDR，如马头星云。我们还检测到在PDR中通常不存在的复杂分子（CH 3CN、H2 CO、HC 3 N、CH 3OH和CH 3C 2 H）。还鉴定了硫化合物CS、HCS+、C2 S、H2 CS、SO和SO2以及氘代物种DCN和C2 D。[DCN]/[HCN]=0.03和[C_2D]/[C_2H]=0.05，在温暖地区中是最高的。我们的研究结果表明，高UV/密集的PDR呈现出不同的化…
2012-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core to ultracompact HII region evolution in the W49A massive protocluster
研究利用ALMA与VLA观测识别W49A中的129个核，区分H/UC HII区与HMC阶段，并估算大质量原恒星及热分子核相的寿命。
2024-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The environs of the ultracompact HII region G45.45+0.06
G45.45+0.06是一个被广泛研究的超致密HII（UCHII）区。已知G45.45+0.06嵌入在UCHII区域的复合体中，但迄今为止，尚未分析更大空间尺度上的周围ISM。使用来自大规模调查的数据：两微米全天空调查，GLIMPSE，MIPSGAL，MAGPIS和GRS，我们对G45.45+0.06附近约7' x 7'的区域进行了多波长研究。我们发现UCHII复合体位于一个较大（直径~ 3 '）和较暗的HII区的边界上，它与G45.45+0.06，~ 8 kpc的距离相同。在这项工作中，这个较大的HII区域被称为G45 L。在13 COJ =1- 0和CSJ =2- 1谱线上观察到的PDR与分子气体之间有很好的形态相关性，表明G45 L可能正在收集分子物质。通过近红外和中红外测光研究，我们发现了三个来源，可能是O型恒星，可能是G45 L形成的原因。此外，我们还发现了几个YSO候选者优先位于G45 L周围的分子壳层中。我们的研究结果证实，东南部地区的UCHII复杂的G45.45+0.06嵌入和东部G45 L是活跃的恒星形成。我们认为G45 L在大约2 x 10^6年的时间里一直在膨胀，并且可能触发了正在电离UCHII区域G45.45+0.06的零年龄主序星的形成。然而，我们不能否认这两个HII区是同时代的。
2009-07-27 astro-ph.GA
Dense gas in IRAS 20343+4129: an ultracompact HII region caught in the act of creating a cavity
中高质量恒星形成区IRAS 20343+4129是一个很好的实验室，可以研究高质量和中等质量的年轻恒星天体对附近无星致密核心的影响，并研究星团恒星形成过程中可能的影响。我们展示了利用毫米波天文学研究组合阵列获得的几种分子种类（C2 H、c-C3 H2、N2 H+、NH 2D）的连续谱和旋转跃迁的3 mm观测结果，以及利用甚大阵列进行的1.3 cm连续谱和NH3观测结果，以揭示致密气体的性质。毫无疑问，我们证实了以前的说法，一个膨胀的空腔所产生的超紧凑的HII区与年轻的B2零年龄的主序（ZAMS）的明星。空腔周围的致密气体分布在一个细丝中，似乎被挤压在空腔和与中等质量原恒星相关的准直流出物之间。我们已经确定了5毫米的连续凝聚在灯丝。所有这些都显示出与潜在的中等到高质量物体的诞生地相一致的柱密度。这些核心出现在sereval观测方面（运动学，温度，化学梯度）从低质量的集群环境中观察到的不同，表明最大规模的原星系团和进化的成员的强烈影响。我们提出了一种可能的情况，即B2 ZAMS恒星驱动空腔压缩了周围的气体，扰动了它的性质，并在其周围诱导了恒星的形成。
2012-03-23 astro-ph.GA
Herschel observations in the ultracompact HII region Mon R2: Water in dense Photon-dominated regions (PDRs)
Mon R2，在830 pc的距离，是唯一的超紧凑HII区域（UC HII），其中电离气体和分子云之间的光子主导区域（PDR）可以用赫歇尔解析。丰富的化合物13 CO，C18 O，o-H2- 18 O，HCO+，CS，CH和NH的HIFI观测已被用于推导PDR中的物理和化学条件，特别是水丰度。假设发射来自UC HII周围的致密（n= 5E 6 cm-3，N（H2）> 1 E22 cm-2）分子气体层，13 CO、C18 O、o-H2- 18 O、HCO+和CS观测结果得到了很好的描述。根据我们的o-H2- 18 O观测，我们估计o-H2O丰度为~ 2 E-8。这是PDR中正水的平均丰度。需要额外的H2- 18 O和/或水线来推导水丰度剖面。NH1_1-O_2谱线中的吸收是由较低密度的包线（n~ 1 E5 cm-3，N（H2）=2- 5E 22 cm-2）引起的。CH基态三重态的发射来自两个区域，在主成分中具有复杂的自吸收分布。辐射转移模拟表明，13 CO和HCO+谱线轮廓与分子气体的膨胀一致，膨胀速度符合速度定律v_e =0.5 x（r/Rout）^{-1} km/s，尽管膨胀速度不太受观测结果的约束。
2010-07-09 astro-ph.GA
The first CO+ image: Probing the HI/H2 layer around the ultracompact HII region Mon R2
CO+反应性离子被认为是HII区域和热分子气体之间的边界的示踪剂。在这项研究中，我们提出的CO+的旋转发射朝向Mon R2恒星形成区域的空间分布。CO+的排放呈现出clubingring状的形态，产生于一个狭窄的致密层周围的HII区域。我们比较了CO+的分布与其他物种存在于光子主导区（PDR），如[CII] 158毫米，H2 S（3）旋转线在9.3毫米，多环芳烃（PAHs）和HCO+。我们发现CO+的排放与多环芳烃和[CII]的排放在空间上是一致的。这证实CO+发射来自HI/H2界面的窄致密层。我们已经确定了CO+丰度分数，相对于C+向三个位置。丰度范围为0.1 - 1.9x10^（-10），与先前的化学模型很好地吻合，该模型预测PDR中CO+的产生仅发生在具有高UV场的密集区域。CO+的线宽大于分子气体示踪剂中发现的线宽，并且它们的中心速度相对于分子气体速度蓝移。我们解释这是一个暗示，CO+探测光蒸发团表面。
2016-07-21 astro-ph.GA
A multiwavelength study of the W33 Main ultracompact HII region
使用氢射电复合线的观测研究了W33 Main超紧HII区域周围电离气体的动力学，并对大质量恒星形成区域W33 Main进行了详细的多波长表征。我们用巨型米波射电望远镜（GMRT）观测了1.4 GHz的H167 $α$复合线，角分辨率为10角秒，卡尔。G.在GLOSTAR巡天中获得的Jansky甚大阵列（VLA）数据，用于研究电离气体动力学。我们还观察了无线电连续在1.4 GHz和610 MHz的GMRT和使用GLOSTAR 4 $-$ 8 GHz的连续数据来表征的无线电发射的性质。此外，从亚毫米到近红外波长的档案数据被用来研究尘埃排放和识别W33主要恒星形成区域的YSO。在GLOSTAR数据中以良好的信噪比检测到放射性重组线，而用GMRT勉强检测到H167 $α$放射性重组线。由GMRT和GLOSTAR确定的该地区射电辐射的光谱指数表明，整个地区的辐射是热的。与W33 Main一起，利用GMRT数据检测到弧形扩散连续源G12.81 $-$ 0.22。GLOSTAR复合线数据显示，W33 Main和G12.81 $-$之间的速度梯度为0.22。在W33 Main和G12.81 $-$ 0.22中，电子温度分别为6343 K和4843 K. W33主分子团的物理性质是通过使用ATLASGAL和Hi-GAL调查的数据对尘埃排放进行建模而得出的，它们与该地区是一个相对进化的大质量恒星形成地…
2022-05-31 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
Galactic H2CO Densitometry I: Pilot survey of Ultracompact HII regions and methodology
我们提出了一个试点调查的21条视线对UCHII地区的H2 CO 1-1（6厘米）和2-2（2厘米）的过渡，使用H2 CO厘米线作为分子气体密度计。使用阿雷西博和绿岸波束匹配观测，我们测量了51个检测到的H2 CO线对的密度，并提出了额外的24个检测到的1-1线的密度上限。我们分析了H2 CO密度计的系统不确定度，实现了H2密度测量的精度~ 0.1-0.3 dex。测量的密度与距离无关，这意味着在没有距离偏差的情况下，可以在整个星系中进行精确的密度测量。我们证实，超致密HII区与密度为n（H2）~10^5cm^-3的气体有关。在视线分子云中测量的密度表明，它们由高密度（n（H2）> 10^4 cm ^-3）下的低体积填充因子（f~10^-2）气体组成，这与纯超音速湍流不一致，需要比重力湍流模拟中通常观察到的更大的高密度聚集。我们观察到复杂的线形态，表明密度变化与周围的UCHII地区的速度，我们分类的一个子集的UCHII分子信封崩溃或扩大。我们将这些测量结果与Bolocam银河平面巡天1.1毫米观测结果进行了比较，并注意到大多数UCHII区域的1.1毫米发射由显著的（5-70%）自由发射组成，因此不一定由光学薄尘埃发射主导。将我们的数据与曼古姆等人的星暴样本进行比较后发现，在典型的星暴星系中，致密分子气体（n（H2）~10^5cm^-3）的面积填充因子<~0.01，但在像Arp 220…
2011-07-26 astro-ph.GA
Deuteration around the ultracompact HII region Mon R2
巨大的恒星形成区域Mon R2拥有最近的超紧凑HII区域，可以用目前的单碟望远镜进行空间分辨。我们利用IRAM-30 m望远镜对两个重要位置（即IF和MP2）进行了无偏光谱测量，以研究Mon R2的氘代分子的化学性质。我们发现在这两个位置的氘代物种的丰富的化学，与C2 D，DCN，DNC，DCO+，D2CO，HDCO，NH 2D，和N2 D+和它们相应的氢化物种和同位素的检测。我们的高光谱分辨率观测使我们能够分辨出三个速度分量：10 km/s的分量在两个位置都被探测到，似乎与暴露于IRS 1紫外辐射最多的层有关，12 km/s的分量被发现朝向IF位置，似乎与分子气体有关;最后，8.5 km/s的分量只在MP2位置被探测到，很可能与低紫外辐射的PDR有关。我们推导出所有物种的柱密度，并确定氘分数（Dfrac）。对于所有观察到的物质，Dfrac的值都在0.01左右，除了HCO+和N2 H+的值低10倍。在Mon R2中发现的值很好地解释了与时间相关的气相模型，其中氘代主要通过与H2 D+，CH 2D+和C2 HD+的离子-分子反应发生。最后，[H13 CN]/[HN 13 C]的比值非常高（~11）的10公里/秒的组件，这也同意我们的模型预测的年龄为~0.01-0.1百万年。氘化学是研究恒星形成区的好工具。低质量恒星形成区似乎可以用Dfrac（N2 H+）或Dfrac（HCO+）来表征…
2014-06-05 astro-ph.GA
Molecular ionization rates and ultracompact dark matter minihalos
我们银河系中央分子区的分子电离比典型的银河系值提高了一个数量级或更多。对于致密的银河系中心分子复合体，在没有嵌入的低能宇宙射线源的情况下，这是不容易解释的。我们提供了这样一个来源的形式的超紧凑的迷你晕的自湮灭暗物质的各种湮灭通道，取决于粒子的质量和模型。这些源的动机是合理的暴胀功率谱参数，虽然可能在银河系隆起内的总暗物质质量方面处于次要地位，但也可能解释费米银河系中心的γ射线过剩，或者至少不与费米银河系中心的γ射线过剩相矛盾。
2018-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
A search for hypercompact HII regions in the Galactic Plane
我们已经进行了最大和最公正的搜索超紧凑（HC）HII区域。我们的方法结合了四个干涉射电连续测量（THOR，CORNISH，MAGPIS和White2005）与远红外和亚毫米银河平面调查，以确定嵌入式HII区域的正光谱指数。从534个正谱指数射电源中识别出120个正谱HII区。这些HII区域，包括已知的HCHII区域在我们的搜索中恢复，满足在5 GHz的HCHII区域的规范定义。我们建议，目前的规范定义的HCHII区域是不准确的，应该修改，包括电离气体的层次结构，在5 GHz的扩展形态的结果。将我们的搜索与已知的超紧凑（UC）HII区域调查相关联，我们发现大约一半的检测到的UCHII区域具有正的光谱指数，而不是更常见的假设平坦和光学薄的光谱。这意味着一个混合的光学薄和厚的发射，并有重要的影响，到目前为止，假设光学薄发射这些对象以前的分析。正光谱HII区域统计上更明亮，并具有较高的莱曼连续通量比HII区域平坦或负指数。正光谱的HII区因此更可能与更明亮和质量更大的恒星有关。在HII区的正光谱和非正光谱之间，团簇质量、线直径和光质比均无差异。
2018-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Looking for outflow and infall signatures in high mass star forming regions
在恒星形成区，许多物理参数随时间而变化。在这里，我们试图用JCMT观测数据将高质量恒星形成区的流入和流出运动变化与演化阶段相关联。（目的）从一个样本的45个高质量恒星形成区的三个阶段的演变，我们调查存在的既定的流入和流出示踪剂，以确定是否有任何趋势归因于年龄的来源。（方法）用HCO ~+/H_（13）CO ~+ J=4-3的JCMT观测值追踪大尺度的入流活动，用SiO J=8-7的JCMT观测值追踪近期的出流活动。我们比较的主机源（高质量的原恒星物体，超紧凑的HII地区和超紧凑的HII地区）的进化阶段的流入和流出检测。我们还注意到SiO的积分强度随H_（13）CO ~+的半峰全宽的变化而变化。（结果）我们发现一个令人惊讶的缺乏SiO检测的中间阶段（超紧凑的HII区），这可能是由于观测偏差。当检测到SiO时，我们发现线的积分强度随演化阶段而增加。我们还注意到，所有的源与infall签名到超紧凑HII区有相应的流出签名。
2011-12-05 astro-ph.GA
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
Beyond the Solar Circle $-$ Trends in Massive Star Formation Between the Inner and Outer Galaxy
我们通过对测量数据的多波长检查，编制了迄今为止最完整的紧凑和超紧凑的HII区目录。我们利用最近可用的SASSy 850 $μ$米调查的数据，以确定大规模的恒星形成团块在外银河系（$R_{\rm{GC}}>8.5$千秒差距）和交叉匹配的红外和无线电数据已知的UC HII地区的RMS数据库。对于银河系内部的样本（$R_{\rm{GC}}<8.5$ kpc），我们采用了紧凑的HII区域从以前的作品，使用类似的方法交叉匹配ATLASGAL与CORNISH或RMS，这取决于在银河系平面内的位置。我们提出了一个新的UC HII区域目录，超过原来的样本量的两倍以前的工作，共536个嵌入式HII区域和445主机团块。我们研究的距离无关的N $_{\rm{Ly}}/$ M和L $_{\rm{bol}}/$ M的大质量恒星形成效率和整体恒星形成效率的代理值，分别。我们发现一个显着的趋势表明，L $_{\rm{bol}}/$ M随着$R_{\rm{GC}}$的增加而减少，这表明每单位质量的整体恒星形成在外星系中较少。
2019-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA three-millimeter observations of massive star-forming regions -- XVIII. On the origin and evolution of dense gas fragments in molecular shells of compact HII regions
本文通过ALMA观测九个致密HII区分子壳，发现其中致密气体碎片具有更高面密度、质量和湍流，提出碎片主要来自扫集预先存在的碎片而非壳层自身碎裂，为理解电离反馈环境中的恒星形成提供了新依据。
2024-10-22 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
An expanding ring of the hypercompact HII region W49N:A2
给出了O 9星电离的超致密HII区W 49 N：A2的250~GHz连续谱和H29 α谱线数据。用ALMA获得的分辨率为~0 ~（-05）（600 au）的数据证实了存在一个半径为~700 au、倾斜度为~ 50 °（0 °为极上）的电离环。它的宽度约为1000 au，相对平坦，刻度高度小于几百au。倾斜环，或者说是明显的椭圆，沿短轴在其西北和东南脊之间有明显的速度差，这表明它正在以13.2公里/秒的速度在赤道平面内扩张。该环还显示出2.7 km/s的旋转速度，这比开普勒在20 M$_太阳恒星周围的5.2 km/s的速度小得多（2.5 sigma）。这可以解释为环气是从~170 au的半径通过保持其原始的比角动量而被输送的。因此，电离环可能是供给O 9恒星的吸积盘的残余，其辐射或磁活动变得如此强烈，以至于由于恒星周围强烈的热或磁流体动力学压力，盘吸积被逆转。这些数据揭示了一个罕见的例子，说明一颗大质量恒星如何在其形成结束时终止吸积，将超紧凑的HII区域转变为超紧凑的HII区域。
2022-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ionized heart of a molecular disk. ALMA observations of the hyper-compact HII region G24.78+0.08 A1
超致密（HC）或超致密（UC）HII区的研究是理解大质量（> 8 M_sun）恒星形成过程的基础。我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）1.4 mm周期6的高角分辨率（~0.050”，相当于330 au）观测资料，研究了大质量恒星形成星团G24.78+0.08的分子核A1内的HC HII区。我们利用H_（30）α发射和CH_3CN和~（13）CH_3CN的不同分子谱线分别研究了电离气体和分子气体的运动学。在HC HII区域的中心，在半径<~500 au处，我们观察到两个相互垂直的速度梯度，它们分别沿着PA = 39度和PA = 133度的轴指向。在PA = 39度处，沿轴方向的速度梯度的振幅为22 km/s mpc^（-1），远大于另一个3 km/s mpc^（-1）。我们将这些速度梯度解释为绕PA = 39度轴的旋转和沿轴的膨胀。我们提出了一个方案，其中H30 α线跟踪盘喷流系统的电离心脏，驱动大质量恒星（~20 M_sun）的形成，负责HC HII区域。CH_3CN和~（13）CH_3CN沿PA = 133 °轴的位置-速度图也支持这一假设，这与开普勒绕20 M太阳恒星的自转相一致。在G24.78+0.08的HC HII区域，质量坍缩（半径约5000 au）、外部分子盘（从<~4000 au到>~500 au）和内部电离盘（<~500 au）共存，表明大质量电离星仍在…
2021-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution Observations of the Molecular Clouds Associated with the Huge HII Region CTB 102
我们首次报道了与巨大的外星系HII区CTB~102（KR 1）有关的分子云的高分辨率（亚弧分）大尺度映射$^{12}$ CO和$^{13}$ CO观测结果。这些观测是使用Taeduk射电天文台13.7米射电望远镜上新委托的接收器系统进行的。我们的观测结果表明，分子云的空间范围为$60 \times 35$ pc，总质量为$10^{4.8} - 10^{5.0}$ M $_\odot$。来自WISE和2MASS的红外数据被用来识别和分类与分子云中正在进行的恒星形成活动相关的YSO人口。我们直接检测到18个I类/II类YSO和6个过渡盘对象。远离HII区域，有一个年龄/类梯度与连续恒星形成一致。红外线和分子线数据相结合，以估计恒星形成效率（SFE）的整个云以及SFE的各个子区域的云。我们发现，整体的SFE是$\sim5 - 10$ %之间，与以前的观测巨型分子云。其中一个子区域，区域1a，是一个明显的离群值，在5 pc空间尺度上SFE为17 $-$ 35%。这种高SFE对于更小（次pc尺度）的恒星形成核心更典型，我们认为区域1a可能是一个嵌入的大质量原星团。
2019-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant Cometary HII Regions and Molecular Bow Shocks in Spiral Arms of Galaxies: M83
在棒星系M83的旋臂上发现了许多包裹在分子弓激波（MBS）中的巨大彗星状HII区（GCH）。用一个具有陡峭密度梯度的气体臂中的HII前缘扩展模型解释了这种开锥结构，并证明了弓形激波是HII区与穿过臂的超音速气流相遇而形成的，认为分子气体在MBS和GCH之间的弓形头部的双侧压缩促进了沿螺旋臂的恒星形成.
2018-08-22 astro-ph.GA
HCO+ and radio continuum emission from the star forming region G75.78+0.34
我们目前的1.3和3.6厘米射电连续图像和HCO+光谱的大质量恒星形成区G75.78+0.34获得的超大阵列（VLA）和伯克利伊利诺伊州马里兰协会（BIMA）干涉仪。在连续辐射中检测到三个结构：一个与众所周知的彗星HII区有关，另外两个位于彗星HII区以东6”和以南2”的紧凑结构。利用总通量和强度峰值，我们估算出彗星HII区的电子密度约为1.5 × 10 ^4 cm^{-3}，发射量约为6 × 10 ^{7} cm^{-6} pc，电离气体质量约为3 M_Sun，直径为0.05 pc，这些都是超致密HII区的典型值。HCO^+的发射可能来源于先前在HCN和CO中观察到的分子流出。
2013-12-09 astro-ph.GA
ATOMS:ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- III :Catalogues of candidate hot molecular cores and Hyper/Ultra compact HII regions
我们在ATOMS（ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions）巡天的3 mm连续辐射图中识别了453个致密核，并编制了3个高质量恒星形成核目录。一个目录，被称为H/UC-HII目录，包括89个核心，覆盖超/超紧凑（H/UC）HII区域，其特征在于相关的紧凑H40 α发射。第二个目录，称为纯s-cHMC，包括32个候选热分子核（HMC），显示复杂有机分子（COM）的丰富光谱（N> 20线），但与H/UC-HII区域无关。第三个目录，被称为纯w-cHMC，包括58个候选HMC与COM丰富度相对较低的水平，不与H/UC-HII地区。这三个致密核心目录为未来研究银河系高质量恒星形成的早期阶段提供了重要基础。我们还发现，近一半的H/UC-HII核心是候选HMC。从含COM和H/UC-HII核心的数量计数，我们认为，高质量的原恒星核心显示化学丰富的功能的持续时间至少是可比的H/UC-HII地区的寿命。对于H/UC-HII目录中的岩心，H40 α谱线的宽度随着岩心尺寸的减小而增加，这表明非热动力学和/或压力谱线增宽机制在较小尺度的H/UC-HII岩心上占主导地位。
2021-05-08 astro-ph.GA 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
Evidence of Short Timescale Flux Density Variations of UC HII regions in Sgr B2 Main and North
我们最近发表了在恒星形成区Sgr B2 Main和North的HII区域1.3 cm处显著通量密度变化的观测结果（De Pree et al. 2014）。为了进一步研究这些变化，我们在卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）我们已经在42.9 GHz和45.4 GHz的BnA配置（主）和A配置（北）中观察到Sgr B2主和北。我们将这些新数据与2003年观测到的Sgr B2 Main和2001年观测到的Sgr B2 North的档案VLA 7 mm连续数据进行比较。我们发现，在2001年至2012年期间，Sgr B2（K2-North）中的41个已知超紧凑和超紧凑HII区域之一的通量密度从142 $\pm$ 14 mJy下降到103 $\pm$ 10 mJy（2.3 $σ$），下降了$\sim$ 27%。第二个来源F3 c-Main在2003年至2012年间将$\sim$的通量密度从82 $\pm$ 8 mJy增加到107 $\pm$ 11 mJy（1.8 $σ$）30%。先前观察到F3c-Main在1989年至2012年的较长时间内在1.3 cm处的通量密度增加（De Pree等人，2014年）。观测到的流量密度下降，如在K2-北，是特别重要的，因为这样的变化是没有预测的经典假设的稳定膨胀的HII地区在大质量的恒星吸积。我们在7毫米的新观测，以及文献中的其他观测，表明大质量恒星…
2015-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular envelope around the HII region RCW 120
H II区RCW 120是一个著名的天体，经常被认为是验证星际介质中气体和尘埃动力学理论模型的目标。然而，RCW 120的确切几何形状仍然是一个有争议的问题。在这项工作中，我们分析了RCW 120分子发射的观测数据，并表明，13 CO（2-1）和C18 O（2-1）线是由一个二维模型，代表一个环状的面对结构拟合。C_（18）O（3-2）谱线轮廓从致密分子凝聚体1的双峰变为单峰，可能是在这个方向上膨胀停滞的标志。为了解释13 CO（2-1）和13 CO（3-2）线的自吸收下降，我们认为RCW 120被一个弥漫的分子云包围，并在星际消光图上找到了这种云的确认。光学厚的13 CO（2-1）发射和红外8 μ m PAH带形成一个中性的信封的H II区类似于一个环，而信封打破成单独的团块上的图像与光学薄的C18 O（2-1）线和远红外尘埃排放。
2019-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new radio recombination line maser object toward the MonR2 HII region
我们报告了一个新的无线电复合线（RRL）脉泽对象对IRS 2源在MonR 2超紧HII区的检测。用亚毫米波阵（SMA）观测到1.3mm和0.85mm的连续辐射和H_（30）a和H_（26）a谱线，角分辨率约为0.5”-3”。SMA观测表明，MonR 2-IRS 2源非常紧凑，在<= 400 AU的空间尺度上仍然无法分辨。它在毫米波长的连续谱功率谱几乎是平坦的（α =-0.16，S_nu与nu^alpha成正比），表明该源主要是光学薄的自由-自由发射。H30 a和H26 a RRL发射也是紧凑的，并且朝向MonR 2-IRS 2源的位置达到峰值。测得的RRL曲线是双峰的，H26 a线在其光谱中显示出明显的不对称性。由于导出的谱线与连续谱的通量比（H30 a和H26 a分别为80和180 kms-1）超过了LTE的预测，因此MonR 2-IRS 2的RRL受到脉泽放大的影响。然而，放大因子小于发射线星MWC 349 A的放大因子，表明MonR 2-IRS 2是一个弱放大的脉泽。RRL发射朝向这个源的辐射转移模型表明，RRL脉泽产生于一个密集的和准直的射流嵌入在一个圆柱形的电离风，定向几乎沿着视线的方向。在亚毫米波段的高角分辨率观测是揭示非常年轻的大质量恒星中弱放大RRL脉泽的必要条件。
2012-12-04 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
The ionizing sources of luminous compact HII regions in the RCW106 and RCW122 clouds
由于年轻的O型恒星候选者非常罕见，嵌入致密分子核心的致密HII区域仍然是研究高质量恒星形成细节的潜在场所。揭示嵌入在RCW 106和RCW 122巨分子云中最明亮和致密的HII区域的电离源，已知它们相对较近（2-4 kpc）且孤立，从而提供了一个检查数百到一千AU大小的空间尺度的机会。高空间分辨率（0.3”），中红外光谱（R=350），包括精细结构线[ArIII]和[NeII]，获得了四个发光的紧凑的HII区域，嵌入在致密的核心内的RCW 106和RCW 122分子云复合物。在这个分辨率下，这些目标揭示了被不同形态的星云包围的点状源，揭示了<1000 AU空间维度的细节。点状源显示[ArIII]和[NeII]线-其比率用于估计嵌入源的温度。导出的温度是指示中晚O型对象的所有源与[ArIII]排放。先前已知的文献中这些目标的特征，包括盘或吸积的证据表明，已确定的来源可能会在恒星形成过程结束时成长为早期O型星。
2014-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The molecular environment of the pillar-like features in the HII region G46.5-0.2
在HII区和分子气体的界面处出现了一些特殊的结构，其中一些具有柱状结构。了解它们的起源对于描述触发恒星形成和大质量恒星对星际介质的影响是很重要的。为了研究分子环境和辐射对HII区G46.5 - 0.2的两个柱状特征的影响，我们用阿塔卡马亚毫米望远镜实验进行了分子线观测，用艾萨克牛顿望远镜进行了光谱光学观测。从光学观测中，我们确定了激发HII区域的恒星为光谱类型O4 - 6。分子数据使我们能够研究柱子的结构和位于它们之间的HCO+云。在这个HCO+云中，没有任何明确的12CO对应物，我们发现了恒星形成的直接证据：两个分子外流和两个相关的近红外星云。流出轴线方向垂直于来自HII区域的辐射流的方向。几个I类源也嵌入在这个HCO+云，这表明它是通常的YSO形成大型协会占据一个由支柱界定的空腔。另一方面，已确认RDI过程未发生在其中一个支柱尖端中。
2017-06-13 astro-ph.GA
MHD Simulations of Strongly Magnetized HII Region Evolution: Evidence for Ionized Gas Filamentation
Oxford Centre for the History of Science, Medicine, and Technology, University of Oxford（牛津大学科学、医学与技术历史中心）；Dept. of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Virginia Institute of Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天文研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Korea Institute of Advanced Study（韩国高等研究院）；Center for Astrophysics and Space Astronomy, Department of Astrophysical and Planetary Sciences University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理与行星科学系天体物理学与太空天文中心）
本研究通过MHD模拟揭示强磁场下HII区域演化的机制，发现离子化气体丝状结构由磁场引导形成，其特征与中央分子区观测一致。
2026-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Prolate Molecular Clouds at HII Boundaries: I. Formation of fragment-core structures
本文用光滑粒子流体动力学（SPH）方法研究了Hii边界上长扁云团的演化。在我们的研究中，长扁分子云的半长轴垂直于一个平面平行电离极紫外（EUV）通量的辐射方向。对三个大质量长星云的模拟表明，EUV辐射可以触发嵌入最终线性结构中的独特的高密度核心形成。这与以前的工作，其中只有一个各向同性的远紫外（FUV）星际背景通量的结果。通过对一组质量相等但初始密度和几何形状不同的长星云的系统研究发现，长星云的初始条件和极紫外辐射通量的大小会改变最终线状结构上核的分布。这些高度凝聚的核可以散布在最终线性结构的全长上，或者在两个焦点处形成两组高密度核，这取决于电离辐射穿透深度d_EUV的值，即物理电离辐射穿透深度与云的短轴的比率。对高密度核心的总质量和核心形成时间的数据分析发现，在所研究的物理环境中，极紫外辐射触发恒星形成效率的可能性在电离穿透深度较浅、大小轴比居中的长星云中更高。最后，有人建议，在HII边界观察到的各种碎片核心结构可能会导致电离辐射和预先存在的不同初始几何和物理条件的长云之间的相互作用。
2014-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
SCOTCH Search for Clandestine Optically Thick Compact HII regions II
本研究通过射电后续观测和谱能量分布分析，从39个候选体中识别出多类年轻致密电离氢区，使已知HC HII区数量增加50%，并发现4个极年轻的光厚HC HII区。
2024-08-14 astro-ph.GA
Unusual Galactic HII Regions at the Intersection of the Central Molecular Zone and the Far Dust Lane
Sgr E是一个巨大的恒星形成复合体，位于银河系中心，由许多离散的紧凑的HII区域组成。它位于中央分子带（CMZ）和银河棒远尘埃带之间的交叉点，类似于外部星系中的“热点”。与其他银河系恒星形成复合体相比，Sgr E复合体是不寻常的，因为它的HII区域都有相似的射电光度和角范围，并且它们缺乏来自其光解离区域（PDR）的~ 10微米发射。我们的绿岸望远镜（GBT）的射电复合线观测增加了已知的成员Sgr E到19个HII区域。在Sgr E方向有43个额外的HII区域候选者，其中26个是首次使用MeerKAT 1.28GHz数据检测到的。因此，Sgr E的真实HII区群体可能超过60。利用APEX SEDIGISM 13 CO 2-1数据，我们发现了一个与Sgr E相关的3.0x10^5太阳质量的分子云，但在Sgr E HII区域的位置上几乎没有发现分子或远红外浓度。与模拟结果的比较以及对它的射电连续性的分析表明，Sgr E在几百万年前形成于银河系棒的远尘埃带的上游，并将超过CMZ，撞向近尘埃带。我们认为，Sgr E HII区域的不寻常的红外特性是由它们围绕银河系中心的轨道引起的，这可能剥夺了它们的PDR。
2020-08-10 astro-ph.GA
Testing the Evolutionary Sequence of High Mass Protostars with CARMA
本文给出了对14个候选大质量原恒星天体（HMPO）的3 mm连续谱和95 GHz甲醇脉泽的1”分辨率CARMA观测。尘埃连续发射被检测到对7个HMPO，甲醇脉泽对5个源。3 mm连续谱源的直径小于2x10^4天文单位，质量在21到1200太阳质量之间，体积密度大于10^8 cm^-3。大多数3 mm连续谱源在空间上与致密的HII区和/或水脉泽重合，被认为是大质量恒星的形成场所。一个很强的相关性之间存在的3毫米连续辐射，22 GHz的水脉泽，和95 GHz的甲醇脉泽。然而，没有3 mm的连续辐射检测到超紧凑的HII地区缺乏脉泽发射。这些结果是一致的假设，即22 GHz的水脉泽和甲醇脉泽的路标的早期阶段的HMPO的演变之前，扩大HII区域破坏的吸积盘。
2009-04-14 astro-ph.GA
G-0.02-0.07, the Compact HII Region Complex nearest to the Galactic Center with ALMA
我们在H42a复合线（CS J = 2 - 1，H13CO + J = 1 - 0）和SiOv = 0，J = 2 - 1的发射线以及86GHz的连续辐射中观测到了离银河系动力学中心最近的致密HII区复合体G-0.02 - 0.07。HII区域HII-A到HII-C在簇中被清楚地解析成壳状特征，在复合线和连续发射中具有亮半和暗半。分子发射谱线的吸收特征表明，HII-A、B和C位于50km/s分子云（50MC）的近侧，而HII-D位于远侧。电子温度和密度范围分别为Te = 5150 - 5920 K和ne = 950 - 2340 cm-3。亮半区的电子温度略低于暗半区，而亮半区的电子密度略高于暗半区。HII区位于50MC中的分子丝上。它们已经突破了细丝，在周围的分子气体中生长。在HII区周围有一些激波分子气体成分。根据H42a复合线的线宽，估算出HII-A到HII-D的膨胀速度分别为Vexp = 16.7、11.6、11.1和12.1 km/s。从HII-A到HII-D的扩展时间尺度估计分别为Tage~1.4x0^4、1.7x10^4、2.0x10^4和0.7x10^4年。从HII-A到HII-D的中心恒星的光谱类型估计分别为O8V、O9.5V、O9V和B0V。HII区、SiO分子增强区和I类脉泽斑之间的位置关系表明，在50 MC中，由云-云碰撞产生的激波沿HII-C到HII-A线…
2019-09-30 astro-ph.GA
Study of Molecular Clouds associated with HII Regions
利用CO观测资料研究了10个HII区的分子云的性质。我们在样本中识别出142个密集的团块，并发现我们的来源分为两类：那些具有显示幂律尺寸-线宽关系的团块（I型）和那些没有显示任何关系的团块（II型）。在第一类来源的团块有较大的幂律指数比以前的研究中发现的。第二类源中的团块具有较大的线宽，并显示出团块内目前活跃的恒星形成的证据（如流出）。我们认为缺乏尺寸与线宽的关系是当前活跃恒星形成的标志。大质量团块似乎有类似的质量计算不同的方法，但较低的质量团块有较大的维里质量相比，速度积分和LTE质量。我们发现团簇的质量分布与离H~II区电离前沿的距离无关，但激发温度随离电离气体距离的增加而降低。在H~II区附近的收集壳层中，团簇的线宽稍大，但与离H~II区的距离无关，这可能表明团簇的内部动力学不受电离气体的影响。内部的湍流源，如外流和恒星风的年轻的原恒星可能有更重要的作用的分子气体动力学。我们建议，大线宽和较大的尺寸线宽幂律指数，因此，在大规模的恒星形成云的团块的初始特征，有些可能会演变成类似于我们的第二类源，当地的“第二代”恒星正在形成和消除的大小线宽关系的对象。
2011-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ethynyl around the HII regions S255 and S257
我们给出了乙炔（C2 H）发射线对HII区S255和S257以及它们之间的分子云的观测结果。径向轮廓线亮度，柱密度，和丰富的C2 H得到。我们表明，乙炔基丰度的径向分布几乎是平坦的朝向HII区域和下降的两个因素朝向分子云。与此同时，我们发现乙炔基的丰度在分子云中的点源--具有发射线或发射X射线的恒星--处最大。线轮廓与两个HII区域具有相对于彼此移动的前中性壁和后中性壁的假设一致。
2021-04-15 astro-ph.GA
Supersonic Expansion of the Bipolar Hii Region Sh2-106: A 3,500 Year-Old Explosion?
双极Hii区域Sh 2 -106的多历元窄带HST图像揭示了高度超音速的星云自行，其随着与大质量年轻恒星物体S106~IR的投影距离的增加而增加，达到约30 mas/年（~150 km/s，D=1.09 kpc），预计与S106~ IR的距离为~1.4'（0.44 pc）。我们认为S106~IR在3,500年前经历了一次$\sim10^{47}$ erg爆炸。爆炸可能是一个主要的吸积爆发的结果，最近遇到另一颗恒星，或者是一个伴星与膨胀的S106~IR光球相互作用的结果，因为它从~10到~15太阳质量以高吸积率增长。近红外图像显示出远离S106~IR方向的分子氢发射指状物和围绕电离星云的不对称光子主导区域。射电连续谱和Brackett-gamma辐射揭示了等离子体中的C形弯曲，这要么表明S106~IR向东运动，要么表明等离子体被周围的云向西偏转。Hii区在S106~IR以西的一个直径约为1 "的暗海湾周围弯曲，该暗海湾可能被致密的分子团遮挡而不受直接照射。讨论了Herbig-Haro（HH）和分子氢天体（MHO）追踪由Sh 2 -106原星团中的恒星（如0级源S106 FIR）提供动力的外流。
2021-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interaction Between HII Region and AFGL333-Ridge: Implications to the Star Formation Scenario
利用45 m野边山射电望远镜在角分辨率为75”的条件下对NH3（1，1）、（2，2）和（3，3）进行了成图观测，研究了W 4膨胀泡附近AFGL 333区的恒星形成活动。NH3（1，1）图的形态显示了一个弓形结构，大小为2.0 x 0.6 pc，如在尘埃连续体中所见。在W 4气泡和致密NH3云之间的界面处，与IRAS 02245 +6115相关的致密HII区域G134.2+0.8被定位。有趣的是，就在G134.2+0.8的北部和南部，我们发现NH3排放显示出约2.8 km/s的大速度宽度，而其他位置为1.8 km/s。由于通过YSO（s）的活动注入机械能的可能性很低，我们认为大湍流气体运动的起源是致密HII区域与致密分子云外围之间相互作用的指示。我们还发现了与G134.2+0.8相关的CO发射的膨胀运动。AFGL 333-Ridge的整体结构可能是由W 4膨胀的气泡形成的。然而，在IRAS 02245 +6115以西，密集分子云中心周围观察到的小速度宽度表明，与紧凑的HII区域的相互作用是有限的。因此，AFGL 333-Ridge致密分子云核心中的YSO（主要为0/I类）最有可能以静止模式形成。正如以前所建议的大规模恒星形成的W3巨分子云，我们的研究结果表明，诱导和静止的恒星形成在这一地区明显共存。AFGL 333区域的恒星形成似乎没有明显的外部触发，但伴随着恒星反馈环境。
2016-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of HII regions on Giant Molecular Cloud properties in nearby galaxies sampled by PHANGS ALMA and MUSE
本研究利用PHANGS-ALMA和MUSE数据，通过CO和Hα发射重叠识别了19个近邻星系中与HII区成协的巨分子云(GMC)，发现HII区的前超新星反馈在约100 pc尺度上对周围分子气体性质有微弱但可测量的影响。
2023-05-05 astro-ph.GA
Gum 48d: an evolved HII region with ongoing star formation
高质量恒星的形成和HII区的演化对分子云的形态和恒星形成历史有着重要的影响。Gum 48 d位于半人马座臂，距离3.5 kpc，是一个古老的、演化良好的HII区，其电离恒星已经离开了主序星。因此，它代表了HII区演化的一个阶段，与更早、更活跃的主层序阶段相比，该阶段的研究较少。在本文中，我们使用多波长档案数据从各种来源进行详细的研究，这个有趣的区域。从形态上看，树胶48 d显示出一个环状的微弱HII区域，与来自相关PDR的漫发射有关，并且是由一个大质量分子云复合体的一部分形成的。在该地区有大量正在进行的恒星形成，规模从低到高质量不等，这与触发恒星形成的情景一致。我们研究了这个区域的动力学历史和演化，并得出结论，原来的HII区域曾经比现在看到的暗区域更大，更有活力。这个分子云复合体的历史是一个多代的、相互联系的恒星形成过程，时间超过了1000万年。树胶48 d在形态和恒星形成方面与分子云中的其他HII区域有很大的不同;这些差异可能是该区域的年龄较大以及其不同的演化状态的结果。
2009-03-05 astro-ph.GA
Before the first supernova: combined effects of HII regions and winds on molecular clouds
我们模拟的光电离和动量驱动的风从O-星分子云跨越初始条件的参数空间的综合影响。风的动力学影响是非常温和的。然而，在质量较低的云中，它们通过产生10 pc尺度的中心空腔来影响HII区域的形态。模型GMC的不均匀结构使它们对光子、电离气体和超新星喷出物具有高度的渗透性，特别是电离气体的泄漏强烈影响它们的演化，降低了反馈的有效性。尽管如此，反馈还是能够将较低的逃逸速度云的大部分质量排出。它对恒星形成的影响比较温和，最终恒星形成效率降低了10- 20 $\%$，每自由落体时间恒星形成效率的变化率约为三分之一。然而，云仍然比观测到的GMC更快地形成恒星。
2014-04-24 astro-ph.GA
From Giant H II regions and H II galaxies to globular clusters and compact dwarf ellipticals
大质量恒星形成区，如巨HII区（GHIIR）和HII半乳糖区（HIIG），是由致密的年轻大质量星团（YMC）电离的发射线系统，质量范围从$10^4$ M $_\odot$到$10^8$ M $_\odot$。我们模拟的光度和动力学演化超过哈勃时间的大规模引力束缚系统，填充绝对蓝色的星等和速度色散（$M_{B}-σ$）的GHIIR和HIIG之间的紧密关系，并比较所产生的关系与旧的恒星系统之一：球状星团，椭圆星系，凸起的螺旋。经过12~Gyr的演化，它们在$σ$与M $_B$平面上的位置与初始质量不同，要么与初始质量为$M < 10^6$ M $_\odot$的系统的球状星团重合，要么与初始质量为$M >10^6$ M $_\odot$的YMC的椭圆星系、螺旋星系和超紧矮星的延续重合。在$10^6$ M $_\odot$周围的星系团质量处，$M_{B}-σ$和$M_B$ -尺寸关系的斜率变化是由于动力学演化对低质量星系团的影响更大。我们解释我们的结果作为一个指示，YMC，GHIIR和HIIG可以演变形成球状星团和超紧凑的矮椭圆星系在约12 Gyr，使今天的球状星团和超紧凑的矮椭圆星系可能已经形成的条件类似于今天的GHIIR和HIIG。
2018-08-22 astro-ph.GA
IRAS 16475-4609: A Young Compact HII Region Sculpting Its Molecular Environment
本研究结合近红外光谱、成像及射电/亚毫米数据，确认 IRAS 16475-4609 为处于超致密向致密 HII 区过渡阶段的年轻大质量恒星形成区，并发现反馈可能触发邻近分子团块形成恒星。
2025-06-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Radiation-magnetohydrodynamic simulations of HII regions and their associated PDRs in turbulent molecular clouds
我们提出的HII区域和周围的光解离区域的扩展的辐射磁流体动力学模拟的结果在湍流，磁化，分子云的尺度高达4秒差距，包括电离和非电离紫外线辐射和x射线的影响，从年轻的星团。我们发现，HII区域的扩展减少了无序的B字段的组成部分，施加一个大规模的秩序在其边界附近的字段。中性气体中的场沿着电离前沿分布，而电离气体中的场往往垂直于电离前沿。最高压力的压缩中性/分子气体被驱动朝向热/磁/湍流能量密度之间的近似均分，而较低压力的中性/分子气体分成静止的、磁性主导的区域，以及另一方面，湍流的、退磁的区域。电离气体显示出近似的热/湍流均分，但具有低1至3个数量级的磁能密度。在整个模拟过程中，电离气体中保持了高速色散（约8 km/s），尽管平均膨胀速度明显较低。在我们的模拟中，B场在长度和时间尺度上并没有显著地阻止HII区的膨胀，但它确实倾向于抑制中性/分子气体的小尺度碎裂和辐射驱动的内爆，这些气体在HII区的边缘形成小球和柱子。然而，电离辐射和非电离辐射的相对亮度比B场的存在或不存在有更大的影响。当辐射场相对较软时（如在较低质量的星团中，最早的光谱类型为B0.5），则碎片化不那么剧烈，并且形成厚的，相对光滑的PDR。电影可在http://youtube.com/user/divBequals0
2011-02-10 astro-ph.GA
