HII region variability and pre-main-sequence evolution
最近的观测和模拟表明，大质量恒星周围的HII区域可能在它们的大小和发射通量上有所不同，时间尺度短到足以被观察到。这种变化可能有许多原因，从环境原因到电离源本身的变化。我们探索后者的可能性，考虑到前主序列的大规模原恒星的演化和电离辐射反馈进行数值模拟，使用FLASH AMR流体动力学代码。我们研究了三个不同的模型：一个简单的ZAMS模型，一个自洽的单区模型Offner等人。（2009），和一个模型拟合的轨迹计算细川和Omukai（2009）。原恒星模型显示，围绕大质量、孤立的原恒星的超致密HII区域从80或300 AU的直径塌陷或收缩，这取决于模型的选择，在伴随着原恒星从对流到辐射内部结构的过渡的恒星半径膨胀期间，下降到几乎不存在。这发生在短至3000年的时间尺度上。
2012-08-29 astro-ph.GA
Searching for initial stage of massive star formation around the H II region G18.2-0.3
有时，早期的恒星形成可以在冷而致密的分子云中发现，如红外暗云（IRDC）。考虑到恒星的形成往往发生在成团的条件下，HII区可能正在触发新一代恒星的形成，因此我们可以在HII区周围寻找大质量恒星形成的初始阶段。在此基础上，本文介绍了一种在HII区附近寻找大质量恒星形成初期的方法。对HII区G18.2-0.3的一个样品进行了多波长观测，以研究其物理状况。通过对比分析，我们发现了三个可能的大质量恒星形成的初始阶段，这表明在HII区附近寻找大质量恒星形成的初始阶段是可行的。
2017-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GBT Diffuse Ionized Gas Survey: Tracing the Diffuse Ionized Gas around the Giant HII Region W43
绿岸望远镜（Green Bank Telescope，简称GBT）的弥漫电离气体巡天（Diffuse Ionized Gas Survey，简称GDIGS）是在C波段（4-8 GHz）对银河系内部进行的一次完全采样的射电复合线（Radio Recombination Line，简称RRL）巡天。我们在接收器带通内一起平均~15 Hn $α$ RRL以提高频谱信噪比。在这些频率下，RRL观测的平均波束尺寸为~ 2 '。我们将这些数据网格化，空间和速度间距分别为30”和0.5 km/s。在这里，我们讨论来自GDIGS的第一个RRL数据：银河系HII区域复合体W 43周围的6平方度区域。我们试图创建一个地图，没有从离散的HII区域的发射和检测RRL发射的扩散电离气体（DIG）几乎整个映射区域。我们通过一个简单的经验模型来估计DIG发射的强度，仅考虑HII区域的位置、角尺寸和RRL强度。DIG发射主要以两种不同的速度发现：~40 km/s和~100 km/s。虽然100 km/s的分量与W 43在约6 kpc的距离上有关，但40 km/s分量的起源不太清楚。由于40 km/s发射的分布不能用相同速度的电离源充分解释，我们假设两个速度分量的等离子体相互作用，将40 km/s DIG放置在与100 km/s发射相似的距离。我们发现尘埃温度和综合RRL强度之间的相关性，这表明，相同的辐射场，加热…
2019-12-18 astro-ph.GA
Probing gas kinematics and PDR structure around O-type stars in Sh 2-305 HII region
利用[CII] 158 $μ$ m谱线数据对银河系HII区Sh 2-305/S305进行了观测研究，这些数据被用来研究光离解区的气体动力学和结构。在[39.4，49.5] km s $^{-1}$的积分[CII]发射图在空间上追踪两个壳状结构（即，内和外中性壳），其总质量为$\sim$ 565 M $_\odot$。内中性壳层的中心有一颗O9.5V恒星，并有一个紧凑的环状外观。然而，外层的[CII]辐射更为广泛和弥散，在其中心有一颗O8.5V恒星，并围绕着内中性壳层。的速度通道图和位置-速度图证实了存在一个紧凑的[CII]壳嵌入在扩散外壳，和两个壳似乎扩大与$v_{\rm exp}\sim$ 1.3公里s $^{-1}$。外壳似乎比内壳更古老，暗示这些壳是顺序形成的。[CII]的配置文件被检查朝向S305，这是双峰或蓝偏，并有更明亮的红移分量。红移和蓝移分量分别在空间上跟踪内部和外部中性壳层几何形状。S305的电离区、中性区和分子区在O型恒星周围彼此相邻。研究了中性壳层周围规则分布的致密分子团和尘埃团（质量为$\sim$ 10-10 $^{3}$ M $_{\odot}$），它们可能是由于收集到的物质壳层中的引力不稳定性而产生的。
2021-09-21 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
New insights in the HII region G18.88-0.49: hub-filament system and accreting filaments
我们分析了银河系HII区域G18.88 - 0.49周围0.27度x 0.27度区域的多波长观测结果，该区域由O型恒星（年龄约10^5年）提供动力。赫歇尔柱密度图揭示了HII区周围的一个壳状特征，延伸约为12 pc x 7 pc，质量约为2.9 x 10^4 Msun;它的存在进一步被[60，70] km/s的分子（12 CO，13 CO，C18 O和NH3）气体的分布所证实。针对这一壳状特征研究了四个次区域，它们的质量范围约为0.8 - 10.5 x 10^3 Msun。与稠密气体相关的这些子区域主要由非热压力和超音速非热运动控制。壳状特征与HII区、I类原恒星和一颗大质量原恒星候选者有关，说明了恒星形成的早期阶段（包括大质量恒星）。大质量的原恒星被发现对6.7 GHz的甲醇脉泽的位置，并与外流活动。在列密度和分子图中确定了五个秒差距尺度的细丝，并且似乎径向指向壳状特征的致密部分。这种配置被称为"集线器-灯丝"系统。沿每个灯丝观察到明显的速度梯度（0.8 - 1.8 km/s/pc），表明分子气体沿灯丝流向中心枢纽。总的来说，我们的观测结果支持Motte et al.（2018）中讨论的全球非各向同性坍缩场景，这可以解释G18.88 - 0.49及其周围观测到的形态和恒星形成。
2020-09-11 astro-ph.GA
SDSS J1042-0018 a broad line AGN but mis-classified as a HII galaxy in the BPT diagram by flux ratios of narrow emission lines
本文讨论了SDSS J1042-0018在BPT图中被误分类为HII星系的宽线活动星系核（SDSS J1042-0018被称为误分类的宽线活动星系核）的性质。H $α$周围和H $β$周围的发射线可以用不同的模型函数很好地描述，考虑用高斯或洛伦兹函数描述宽巴耳末线。不同的模型函数导致不同的窄发射线通量，但不同的窄发射线通量比导致SDSS J1042-0018在BPT图中成为HII星系。为了解释AGN SDSS J1042-0018宽谱线的独特性质，提出了两种解释方法，即星形成贡献和具有高电子密度的压缩NLR（接近禁戒发射线的临界密度）。幸运的是，在SDSS J1042-0018中可以优先考虑强成星贡献。错误分类的宽线AGN SDSS J1042-0018，很好地解释了恒星形成的贡献，可以提供进一步的线索，应用BPT图的正常宽线AGN。
2022-02-10 astro-ph.GA
Hot HCN around young massive stars at 0.1" resolution
大质量恒星形成时深深地嵌入在稠密的分子气体中，它们搅动、加热和膨胀这些气体。在早期阶段，电离被限制在超紧凑的HII区域，恒星辐射完全被尘埃吸收，产生热分子核心。为了研究这种高质量恒星形成区域的最内部结构，我们观察了振动激发的HCN（通过v2=1，$ΔJ$ =0，J=13的直接$\ell$型跃迁，位于地面以上1400 K）朝向巨大的热分子核G10.47+0.03，SgrB 2-N和SgrB 2-M，具有7 mm的超大阵列（VLA），达到约1000 AU（0.1”）的分辨率。我们检测到的线在发射和吸收对HII区域。后者允许导出热HCN的柱密度的下限，其是$10^{19}$ cm $^{-2}$的数倍。我们在G10.47+0.03中看到了膨胀运动的迹象，并在SgrB 2-M中检测到相对于当地静止标准的50，60和70 km/s的速度分量。发射起源于超致密HII区G10.47+0.03 B1和SgrB 2-N K2周围直径小于0.1 pc的区域，并达到超过200 K的亮度温度。使用三维辐射转移代码RADMC-3D，我们模拟的源作为致密的尘埃核心加热的恒星在HII地区，并获得质量的热（>300 K）分子气体的质量超过100太阳质量（HCN的分数丰度为10 $^{-5}$），挑战目前的大质量恒星形成的模拟。只有HII区的恒星加热才足以产生如此大量的热分子气体，前提是尘埃对于其自身的辐射来说是光…
2011-03-24 astro-ph.GA
Study of diffuse HII regions potentially forming part of the gas streams around Sgr A*
我们提出了一个研究扩散扩展电离气体朝向三个云位于银河系中心（GC）。一条视线（LOS）朝向Sgr A区域中的20 km s $^{-1}$云（LOS $-$ 0.11），另一条视线朝向Sgr A中的50 km s $^{-1}$云（LOS $-$ 0.02），而第三条视线朝向Sgr B2云（LOS+0.693）。从H $nα$和H $mβ$无线电复合线（RRL）检测来自电离气体的发射。He $nα$和He $mβ$ RRL发射被检测到，其$n$和$m$与来自氢RRL的发射相同，仅朝向LOS+0.693。RRL探测气体的正和负速度朝向两个Sgr A源。H $mβ$与H $nα$的比值表明，电离气体是在这些区域的局部热力学平衡条件下发射的。我们发现，他的H质量分数为0.29 $\pm$ 0.01符合典型的GC值，支持的想法，大质量的恒星增加了他的丰度相比，其原始值。物理性质的研究来源。我们建议，两个Sgr A源的负速度分量是以前考虑的GC云运动学模型的气流的一部分。关联的大质量恒星可能是离LOS $-$ 0.11（正速度气体）、LOS $-$ 0.02和LOS+0.693最近的HII区域，它们可能是紫外光子电离气体的主要来源。两个Sgr A源的负速度分量可能被相同的大质量恒星电离，但只有当它们处于同一气流中时。
2018-02-14 astro-ph.GA
A multiwavelength investigation of the HII region S311: Young stellar population and star formation
我们提出了一个多波长的调查年轻的恒星星族和恒星形成活动周围的\hii地区夏普勒斯311。利用我们的深近红外观测和档案{ \it Spitzer}-IRAC观测，我们在$\sim$ 86弧分$^2$的区域内探测到了总共125个年轻恒星天体（YSO）。YSO样本包括8个I类和117个II类候选YSO。鉴定的YSO样品的质量完整性估计为1.0 \msun。估计大多数候选YSO的年龄和质量分别在$\sim$ 0.1 $-$ 5百万年和$\sim$ 0.3 $-$ 6 \msun的范围内。S311的8 \mum图像显示了电离源周围的近似球形空腔，其可能是由于\hii区域的膨胀而产生的。候选YSO的空间分布表明，它们中的一个显着的数量是系统地分布在8 $μ$ m发射与周围的\hii区域的东部边界的大部分集群。在1280 MHz的射电连续谱观测中发现了四个团块/致密\hii区，它们可能是在\hii区膨胀过程中形成的。估计的动力学年龄的区域，电离源的主序星寿命，空间分布和年龄的候选YSO指示触发恒星形成的复杂。
2016-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Magnetic fields and Star Formation around HII regions: The S235 complex
磁场在恒星形成过程中无处不在且必不可少。特别是，它们在调节HII区域等不同环境中恒星形成方面的作用需要很好地理解。在这项研究中，我们目前的磁场性质对S235复杂的使用近红外（NIR）$H$波段偏振观测，获得与Mimir和POLICAN仪器。我们选择了375个背景恒星在现场通过盖亚距离和近红外颜色的结合。从星光偏振角推断的天空平面（POS）磁场取向揭示了跟踪HII区域球壳的弯曲形态。普朗克追踪到的大尺度磁场平行于银河平面。我们确定了11个密集的团块使用$1.1\,\mathrm{mm}$尘埃排放，与质量之间的$33-525\,\rm M_\odot$。估计团平均POS磁场强度介于$36-121\,\mathrm{μG}$之间，平均值为${\sim}65\,\mathrm{μG}$。团块的质量通量比被发现是亚临界的湍流阿尔文马赫数小于1，表明一个强磁化区域。团块显示磁场强度与密度的比例关系，幂律指数为$0.52\pm0.07$，类似于双极扩散模型。我们的研究结果表明，S235复合体是一个区域，恒星反馈触发新的恒星和磁场调节新的恒星形成的速度。
2021-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
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
Physical conditions in star forming regions around S235
根据氨谱线观测资料，导出了Sh 2 -235周围恒星形成区的气体密度和温度。这些信息被用来评估形成的情景，并确定年轻的嵌入式集群S235 East 1，S235 East 2和S235 Central的演化阶段。我们还估计了嵌入星团中的气体质量及其与恒星质量的比值。S235 East 1似乎比S235 East 2和S235 Central进化得更少。在S235 East 1中，分子气体质量超过了其他星系团。此外，这个星团比其他两个更嵌入母气云中。与理论模型的比较表明，这三个团簇的形成可能是由Sh 2 -235 HII区（以下简称S235）的膨胀通过收集和塌陷过程刺激的，只要周围气体的密度超过$3\cdot10^3$ cm $^{-3}$，或者通过预先存在的团簇的塌陷。S235的膨胀不可能是S235南部A-B区域恒星形成的原因。然而，这一区域的大质量恒星的形成可能是由大规模的超新星冲击触发的。因此，在所研究的区域中，触发的恒星形成可能有三种，即收集和崩溃和崩溃的预先存在的团块，无论是由当地的HII区域的扩张，并触发外部大规模的冲击。我们认为，C235 A HII区域扩展成一个高度不均匀的介质，密度增加。它太年轻了，无法通过收集和坍缩过程在其附近引发恒星形成。在S235 A-B区域内存在年龄分布。S235 A-B区域的大质量恒星比同一区域的低质量恒星年轻得多。这是根据对它们的年龄和相…
2013-10-23 astro-ph.GA
New evidences in IRDC G333.73+0.37: colliding filamentary clouds, hub-filament system, and embedded cores
为了揭示恒星形成过程，我们提出了一个多尺度和多波长的研究，对流红外暗云（IRDC）G333.73+0.37，主机先前已知的两个HII区域位于其中心。每个HII区都与一个中红外源有关，并由一颗大质量OB星激发。利用Spitzer 8.0 $μ$ m图像研究了与一个HII区有关的两个平行结构和一个中心-细丝系统（HFS）的吸收。$^{13}$ CO（J = 2-1）和C $^{18}$ O（J = 2-1）线资料显示了两个朝向IRDC的速度分量（大约$-$ 35.5和$-$ 33.5 km s $^{-1}$），有利于两个不同速度的对流云的存在。IRDC中用C $^{18}$ O线资料描述了非热（或湍流）运动。使用VVV近红外数据确定的年轻恒星天体（YSO）的空间分布跟踪IRDC中的恒星形成活动。使用ALMA 1.38 mm连续体图确定了朝向HII区域的低质量核心。VLT/NACO自适应光学L $^{\prime}$波段图像显示，在靠近HII区域的YSO NIR 31和MIR 16周围的4000 AU内，至少存在三个点状源，并且没有小尺度特征。HII区和YSO群的观测位置都在IRDC中心，两个对流云相交的地方。IRDC中的云-云碰撞或会聚流的情景似乎是适用的，这可能解释恒星形成活动，包括HFS和大质量恒星。
2022-04-05 astro-ph.GA
Amplification of Magnetic Fields in a Primordial HII Region and Supernova
磁场渗透在宇宙的各个尺度上，并在恒星形成过程中发挥关键作用。通过三个考虑辐射输运的宇宙学磁流体动力学模拟，研究了$z \sim 15$中一颗大质量无金属（第三星族）恒星在其HII区生长和随后的超新星爆发过程中周围磁场的演化.考虑到早期宇宙中磁场的理论不确定性和弱观测约束，我们用相同的初始条件初始化模拟，只改变种子场强度。我们发现，磁场增长为$ρ^{2/3}$在引力坍缩之前的恒星形成，从理想的球形坍缩模型。大质量的第III族恒星可以通过辐射反馈从宿主晕中排出大部分气体，我们发现在这个阶段，磁场不会被放大到球形坍缩标度关系之上。然而，之后当它的超新星遗迹可以辐射冷却和碎片，在壳内和周围的湍流速度场导致磁场显着放大平均$\sim$ 100在壳和高达6个数量级的反向冲击后面。在壳层内，场强在数密度为1 cm $^{-3}$时为几nG的量级。我们表明，这种增长主要是由小规模的发电机行动的残余。这些增强的磁场将传播到第一代星系中，可能影响其恒星形成的性质。
2016-07-08 astro-ph.GA
Cluster formation in the W40 and Serpens South complex triggered by the expanding HII region
本文介绍了用45 m野边山射电望远镜对W 40和巨蛇座南附近1平方度的大面积区域进行的~（12）CO（J = 1 - 0）、~（13）CO（J= 1 - 0）、~（18）O（J=1-0）、CCS（J_{N} =8_{7}-7_{6}）和N_2H ~+（J=1-0）谱线的测绘观测结果。W 40是一个红的Hii区域，而Serpens South是一个伴随着年轻星团的红外暗云。这两个在天空中相隔约20'的区域之间的关系至今还不清楚。我们发现，C18 O的排放是平稳地分布在整个W 40和Serpens南部地区，这两个地区似乎是物理连接。我们根据HII区周围的空间分布将C18 O排放分为4组，根据它们的典型LSR速度，我们称之为5，6，7和8 km s^{-1}分量，并提出了W 40和Serpens South复合体的三维模型。我们在位置-速度图中发现了两个椭圆结构，这可以解释为两个膨胀壳的一部分。其中一个壳是恰好围绕HII区域的小内壳，另一个壳是对应于HII区域边界的大外壳。与巨蛇座南部年轻星团相关的致密气体可能位于外壳的表面，表明年轻星团的出生星团与外壳相互作用，被外壳的膨胀压缩。我们认为壳层的膨胀导致了年轻团簇的形成。
2018-09-26 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
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
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
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
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$_太阳恒星周围的5.2 km/s的速度小得多（2.5 sigma）。这可以解释为环气是从~170 au的半径通过保持其原始的比角动量而被输送的。因此，电离环可能是供给O 9恒星的吸积盘的残余，其辐射或磁活动变得如此强烈，以至于由于恒星周围强烈的热或磁流体动力学压力，盘吸积被逆转。这些数据揭示了一个罕见的例子，说明一颗大质量恒星如何在其形成结束时终止吸积，将超紧凑的HII区域转变为超紧凑的HII区域。
2022-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bipolar HII regions - Morphology and star formation in their vicinity - I - G319.88$+$00.79 and G010.32$-$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
SDSS J1451+2709 a normal blue quasar but mis-classified as a HII galaxy in the BPT diagram by flux ratios of narrow emission lines
在这篇论文中，我们讨论了SDSS J1451+2709的性质，它是一个正常的蓝色类星体，但在BPT图中被错误分类为HII星系（称为错误分类类星体）。H $α$和H $β$周围的发射线在2007年的SDSS光谱和1990年的KPNO光谱中通过不同的模型函数得到很好的测量，其中宽巴耳末线由高斯或洛伦兹函数描述。在考虑宽发射线的变化后，不同的模型函数导致不同的窄发射线通量，但不同的窄发射线通量比导致SDSS J1451+2709在BPT图中被归类为HII星系。为了解释类星体SDSS J1451+2709在BPT图中的独特性质，提出了两种解释方法，即星形成贡献和具有高电子密度的压缩NLR（接近禁戒发射线的临界密度）.不幸的是，这两种方法在SDSS J1451+2709中并不优选，需要进一步的努力来找到错误分类的类星体SDSS J1451+2709在BPT图中独特性质的物理起源。同时，SDSS J1451+2709的长时变与正常类星体的长时变没有太大的不同。错误分类的类星体SDSS J1451+2709是正常类星体中的一个非常独特的例子或特例，它可以为BPT图在正常宽线活动星系核和窄发射线天体上的应用提供进一步的线索，表明部分窄发射线HII星系实际上是活动星系核的中心。
2021-11-15 astro-ph.GA
Diffuse Ionized Gas in the Milky Way Disk
利用绿岸望远镜的射电复合线（RRL）数据分析了银河系第一象限l= 18 ° ~ 40 °的弥漫电离气体（DIG）。这些数据使我们能够区分DIG发射HII区的排放，从而研究扩散气体基本上不受混乱的离散源。我们发现DIG有两个主要的速度分量，一个中心约为100 km/s，与发光的HII区W 43有关，另一个中心约为45 km/s，与任何大的HII区无关。我们的分析表明，W 43附近的两个速度分量可能是由非圆形的流动运动起源于银河系酒吧的结束附近。在较低的银河系边缘，这两个速度可能是由距离太阳两个不同距离的气体产生的，最有可能的距离是100 km/s分量的~ 6 kpc和45 km/s分量的~ 12 kpc。我们发现，由多环芳烃（PAHs）的激发引起的散射Spitzer GLIMPSE 8.0um发射的强度与离散HII区域的位置和DIG的RRL发射的强度相关。这意味着负责产生红外发射的软紫外光子与RRL发射所需的硬紫外光子具有相似的起源。8.0 μ m的发射随RRL强度的增加而增加，但在RRL发射最强的方向上，多环芳烃被部分破坏。
2017-09-26 astro-ph.GA
A Sino-German 6cm polarisation survey of the Galactic plane IX. HII regions
大规模的无线电连续测量提供了数据，以深入了解无线电源的物理特性。HII区是年轻大质量恒星周围电离气体热辐射产生的主要射电源。本文对中德银河面6厘米偏振巡天中的HII区进行了识别和分析。具有平坦的射电连续谱以及红外和/或Halpha发射的物体被确定为HII区域。对于小视尺寸的HII区，我们将6cm小直径源目录与Paladini编制的射电HII区目录和基于WISE数据的红外HII区目录进行交叉匹配。通过将Paladini和WISE HII区域叠加到6cm测量图像上以进行重合，用肉眼识别扩展的HII区域。采用TT图法进行光谱指数验证。利用中德6cm巡天资料，共识别出401个HII区，并确定了它们的通量密度。在所调查的地区，发现有76对源在Paladini HII区星表中重复，这主要是由于以前的观测没有区分不同的角分辨率，其星表中有78个物体被错误地归类为HII区，实际上是行星状星云、超新星遗迹或具有陡峭光谱的河外源。我们的6cm调查数据中有30多个HII区和HII候选区，特别是扩展区，在WISE HII区目录中没有对应的区域，其中9个是首次确定的。根据新获得的射电连续谱和红外辐射的证据，我们认为先前发现的G11.1 - 1.0、G20.4 + 0.1和G16.4 - 0.5三个信噪比区是HII区。
2019-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D simulations of globules and pillars formation around HII regions: turbulence and shock curvature
我们研究了大质量恒星的电离辐射和周围分子气体内部湍流之间的相互作用，这要归功于3D数值模拟。我们使用三维流体动力学程序HERACLES模拟初始湍流介质，该介质被电离源电离和加热。采用不同的平均马赫数（1、2和4）进行了三种不同的模拟。一个非平衡模型的电离和相关的热过程。当湍流冲压压力与电离气体压力处于同一量级时，这一点至关重要。由湍流引发的密度结构导致由电离压缩形成的致密壳层的局部曲率。当壳的曲率足够大时，壳会自身塌陷形成支柱，而较小的曲率会导致形成致密的团块，这些团块会随着壳加速，因此在模拟过程中会保留在壳中。当冷气体的湍流冲压压力足以平衡电离气体的压力时，一些稠密的气泡就有足够的动能穿透电离介质，形成彗星状的球状体。这表明，在观测中，球状体的存在与湍流相对于电离气体压力的相对重要性之间存在直接关系。当湍流度相对于电离气体压强较小时，概率密度函数呈现双峰结构。这可以在观测中作为分子云内部湍流的指示。
2012-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extreme gas kinematics in an off-nuclear HII region of SDSS J143245.98+404300.3
我们提出并讨论了位于SDSS J143245.98 + 404300.3核0.8 - 1.0 kpc的离核HII区域中具有极端运动学的电离组分的性质，最近在Rodriguez del Pino等人中报道。高速气体成分是通过检测在H α线中的非常宽的发射翼来识别的，其半峰全宽（FWHM）> 850 - 1000 kms-1。这样的气体运动学是非常高的相比，其他HII地区的本地星系和类似的一些恒星形成星系团在红移约2。空间分辨分析表明，高速气体延伸至少90秒差距，它可能与电离流出夹带气体的速度比气体转化为恒星的速度大7 - 9倍。我们在其他发射谱线中没有探测到宽的发射翼，如H β，可能是由于中等的尘埃消光，也没有在[NII] 6548，6584和[SII] 6717，6731中探测到宽的发射翼，这可能是由于快速流动的风的影响引起的湍流混合层的存在。缺乏与沃尔夫-拉叶星相关的光谱特征表明，来自大量大质量恒星和/或超新星的恒星风可能是驱动高速气体的机制。
2019-07-29 astro-ph.GA
Study of young stellar objects around SNR G18.8+0.3
在最近的工作中，通过对分子线的观测，我们发现超新星遗迹G18.8+0.3正与其南部边缘的分子云相互作用。此外，它已被证明存在的几个相邻的HII区很可能位于相同的距离作为残留物。高密度分子气体的存在和SNR和HII区域产生的激波阵面的存在使该区域成为研究年轻恒星天体种群的有趣场景。因此，使用最现代的颜色标准适用于从IRAC和MIPS在斯皮策上获得的中红外波段的发射，我们的特点是所有的点源躺在这个区域。我们分析了显示出年轻恒星物体迹象的源的光谱能量分布，以确认它们的性质并获得恒星参数。此外，我们提出了一个地图的$^{12}$ CO J=3-2发射ASTE望远镜对嵌入在分子云中的HII区域之一。研究分子气体的目的是分析云是否是恒星形成的潜在场所。
2016-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Numerical Simulations on the Formation of Pillars around HII-regions
我们研究了湍流分子云的结构演化的影响下，从附近的大质量恒星发出的电离辐射进行高分辨率参数研究与IVINE代码。温度取10 K或100 K，平均数密度取100 cm ^3或300 cm ^3。此外，湍流度在马赫数1.5 ~ 12.5之间变化，主要驱动尺度在1 pc ~ 8 pc之间。我们改变电离通量一个数量级。在我们的模拟中，电离辐射增强了初始湍流密度分布，从而导致在HII区域附近以自然方式观察到的柱状结构的形成。引力坍缩在结构的顶端有规律地发生。我们发现一个明确的相关性之间的初始状态的湍流冷云和最终的形态和物理性质的结构形成。形成柱状物的最有利条件是马赫数4-10。只有当高密度非离子化气体和将要被离子化的气体之间的初始密度差低于热气体和冷气体之间的温度差时，结构和恒星才会形成。所得柱的密度由热气体和冷气体之间的压力平衡确定。对模拟结果的全面分析表明，所形成的细长细丝的复杂运动学和几何结构反映了所观察到的柱子的细节，其细节程度令人印象深刻。此外，我们发现，所观察到的视线速度允许不同的形成机制的一个不同的确定。将当前的模拟与以前的结果和最近的观测进行比较，我们得出结论，例如，M16中的创造之柱是由这里提出的机制形成的，而不是由辐射驱动的预先存在的团块的内爆形成的。
2010-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Three supernova shells around a young star cluster in M33
利用一种对膨胀电离气体敏感的专门技术，我们在附近的螺旋星系M33的HII区域探测到一组三个同心膨胀壳。在用Fabry-Perot光谱绘制了Hα的运动学之后，我们用狭缝光谱测量了λλ 671.9，673.1 nm处的[SII]双峰和λλ 645.8，658.3 nm处的[NII]双峰的强度，以证实运动学并应用线比进行诊断测试。这些结果表明，膨胀的壳层是以激波为主的，就像它们起源于超新星爆炸一样。估计它们的动能，我们发现相当低的值，表明一个相当先进的进化阶段。我们得到的密度，质量和母星质量的估计，其中，随着动能，是不一致的最简单的模型冲击-星际介质相互作用。我们建议，一个非均匀介质的存在和属性提供了一个方案，可以解释这些意见，并讨论了影响。将我们的结果与文献中的数据进行比较，支持在观测位置存在HII区域和超新星遗迹物质的组合。
2016-05-20 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
Limits to Ionization-Parameter Mapping as a Diagnostic of HII Region Optical Depth
我们采用电离参数映射（IPM）推断的光学深度的HII地区在北半部的M33。我们构建[OIII] $λ5007$ /[OII] $λ3727$和[OIII] $λ5007$ /[SII] $λ6724$比率图从窄带图像连续减影以这种方式，从其中，我们分类的HII区域的电离辐射的光学深度的基础上，它们的电离结构。该方法在低金属度范围$12 + \log(\rm O/H) \leq 8.4$中相对良好地工作，其中[OIII] $λ\lambda4949,5007$是强的。然而，在较高的金属丰度，该方法打破了由于强烈的依赖性[OIII] $λ\lambda4959,5007$发射线上的星云温度。因此，虽然O $^{++}$可能存在于富金属HII区，但这些常用的发射线并不能作为其存在的有用指示，因此也不能作为O电离状态的有用指示。此外，IPM作为光学深度的诊断受到空间分辨率的限制。我们还报告了一个区域的高度兴奋[OIII] $\sim$ 1千秒差距和[OIII] $\lambda5007$亮度的$4.9\pm 1.5\times10^{38}$ erg/s，这是几倍高于任何潜在的来源在这一部分的星系的电离预算。最后，本文介绍了一种新的方法，用于连续减法的窄带图像的基础上分散周围的模式的漫射光通量分布的像素。除了M33之外，我们还在Haro~11、ESO 338-IG 004和Mrk~71的C…
2021-09-08 astro-ph.GA
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 SOFIA FEEDBACK Legacy Survey: Dynamics and mass ejection in the bipolar HII region RCW 36
我们提出了船帆座C分子云中双极HII区域RCW 36的[CII] 158 $μ$ m和[OI] 63 $μ$ m观测结果，这些观测结果是在SOFIA遗留项目FEEDBACK中获得的，并补充了APEX $^{12/13}$ CO（3-2）和钱德拉X射线（0.5-7 keV）数据。这表明形成双极星云腰部的分子环以1 - 1.9 km/s $^{-1}$的速度膨胀。我们还观察到一个增加的线宽环表明，湍流是由恒星反馈的能量注入驱动。双极腔在5.2 $\pm$ 0.5 $\pm$ 0.5 km s $^{-1}$（统计和系统的不确定性）处拥有蓝移膨胀[CII]壳层，这表明致密气体的膨胀不均匀，观察到的双极相可能相对较短（$\sim$ 0.2 Myr）。X射线观测显示，在RCW 36及其周围存在漫发射，追踪恒星风产生的热等离子体。在RCW 36中，至少有50%的恒星风能量丢失。这可能是由于泄漏，泄漏清除了双极RCW 36区域周围的甚至更大的空腔。最后，[CII]中的空腔内有高速机翼，这表明质量喷射率相对较高（$\sim$ 5 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）。这可能是由恒星风和/或辐射压力驱动的，但仍然难以约束。这种局部的质量喷射，可以在1-2百万年内去除RCW 36的1 pc内的所有质量，以及船帆座C云中环境气体的大规模清除，表明恒星反…
2022-07-13 astro-ph.GA
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
The formation of the HII regions N83 and N84 in the Small Magellanic Cloud triggered by colliding HI flows
LHA 115-N 83（N83）和LHA 115-N 84（N84）是位于小麦哲伦星云（SMC）中的恒星形成早期的HII区。我们分析了新的HI数据与银河澳大利亚平方公里阵列探路者调查项目在高角分辨率30”。我们发现，两个具有40 km/s $\sim$速度分离的云团，呈现互补分布，部分HI气体被电离弥散。此外，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的观测显示，在100 pc的范围内，总共有10个$^{5}$ $M_{\odot}$的Cluridium CO云，这也与HII区域有很好的相关性。在两个互补分量之间有一个位移的暗示，这表明红移的HI云正从北向南移动$\sim$ 100 pc。这种运动与NGC 602（Fukui et al. 2020）中发现的运动相似，表明存在大规模的系统性气流。我们框架的情况下，这两个组件相互碰撞，并引发形成N83，N84，和六个O型恒星在他们周围的时间尺度为几百万年（$\sim$ 60秒差距/ 40公里秒$^{-1}$）。超音速运动压缩HI气体，在红移的HI云中形成CO云，其中一些在最后一个百万年形成电离HII区的O型星。红移的HI云可能流向麦哲伦桥方向。根据Fujimoto & Noguchi（1990）的观点，速度场起源于2亿年前SMC与大麦云云的近距离相遇。
2020-06-15 astro-ph.GA
Analysis of the stellar population in the central area of the HII region Sh 2-284
目前缺乏关于非常年轻的疏散星团的最新资料，这些资料对确定银河系的结构有影响。我们的主要目标是研究产生巨大的HII区域Sh 2-284的恒星形成过程的时间和位置。本文利用HII区Dolidze 25星系团中心的UBVRcIc CCD和JHKs测光资料，通过与ZAMS、post-MS和PMS等时线的对比，确定了星团的距离、红化和年龄。参考线的金属丰度Z=0.004，在协议中公布的几个集群成员的光谱金属丰度测定。结果为：E（B-V）=0.78 ± 0.02，M=12.8 ± 0.2，LogAge（yr）=6.51 ± 0.07。提出了一个PMS成员序列，与MS后的星系团年龄（LogAge（yr）=6.7 ± 0.2）在误差范围内一致。在1.3-3.5 Msun以上的质量范围内，PMS星群的质量函数与Salpeter质量函数拟合良好，表明星团中存在年龄明显更大的不同恒星世代，大约为4000万年。近红外光谱结果表明，大量的源与H-Ks过量，实际上不同于光学PMS候选成员。为聚类确定的距离明显低于以前公布的值。这一结果起源于ZAMS拟合的低金属丰度模型的一致使用，应用公布的金属丰度值的集群。
2009-11-12 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
Observational studies on the Near-Infrared Unidentified Emission Bands in Galactic HII regions
利用大量银河系HII区和类HII区天体的近红外光谱（2.5-5.4 μ m），我们对天文多环芳烃（PAH）特征进行了系统的研究。使用AKARI卫星上的红外线照相机观测了36个物体，这是导演时间计划的一部分。除了众所周知的3.3-3.6 μ m的功能，大多数光谱显示在5.22 μ m具有足够的信噪比，我们确定为PAH 5.25 μ m带以前报道的相对较弱的发射功能。通过仔细分析，我们发现5.25 μ m谱带与3.3 μ m处的芳烃特征和3.4-3.6 μ m处的脂肪族特征有很好的相关性。目前的结果给我们提供了令人信服的证据，天文5.25微米带与C-H振动的建议，如以前的研究，并显示其潜在的探测PAH的尺寸分布。分析还表明，脂肪族与芳香族的比值I（3.4-3.6）/I（3.3）相对于3.7 μ m连续谱强度与3.3 μ m谱带的比值I（3.7 μ m）/I（3.3）减小，这是多环芳烃电离分数的指标。I（9）/I（18）的中红外颜色也相对于4.05 μ m处的氢复合线Br alpha与3.3 μ m带的比率I（Br alpha）/I（3.3）急剧下降。这些事实表明，电离气体内部或边界处可能存在粉尘处理。
2014-01-30 astro-ph.GA
Planetary nebulae and HII regions in the spiral galaxy NGC 300. Clues on the evolution of abundance gradients and on AGB nucleosynthesis
我们获得了邻近旋涡星系NGC 300中26个行星状星云（PNe）和9个致密HII区的深谱，并与以前观测到的巨大HII区的深谱一起进行了分析。我们以一致的方式确定了所有这些物体的物理性质及其He、N、O、Ne、S和Ar丰度。我们发现，在全球范围内，紧凑的HII区域的丰度比类似的巨型HII区域，而PNe系统较大的N/O比和类似的Ne/O和Ar/O比。我们证明了PNe中氮的增强不能仅仅是由于祖星的第二次疏浚，因为它们的初始质量约为2- 2.5\，\msun。需要一个额外的混合过程，也许是由恒星旋转驱动的。关于径向丰度分布，PNe表现出不同的HII区域：在星系的中心部分，其平均O/H丰度比小0.15 dex。它们在任何银河系中心半径处的丰度离散度都明显大于HII区的丰度离散度，其中许多在相同的银河系中心距离处的O/H值都高于HII区。这表明不仅氮，而且氧也受到PN祖细胞核合成的影响，其数量至少取决于恒星的旋转速度和其他参数。PNe区的O/H、Ne/H和Ar/He丰度梯度明显小于HII区。我们认为，这表明在NGC 300的金属丰度梯度在最后Gyr陡峭，而不是径向恒星运动的影响，虽然大的分散观察到这个结论只是试探性的。
2013-01-22 astro-ph.CO 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
Probing the physical conditions and star formation processes in the Galactic HII region S305
我们提出了银河系HII区域S305的多尺度和多波长观测，该区域由大质量O8.5V和O9.5V恒星激发。红外图像揭示了一个扩展的球形壳（扩展~7.5 pc;在T_d = 17.5-27 K）包围S305 HII区域（大小~5.5 pc;年龄~ 170万年）。在赫歇尔温度图中观察到的扩展结构表明，S305的分子环境被大质量O型星加热。在红外层的边缘还观察到了规则分布的分子凝聚和尘埃团，并观测到了PAH和H_2的辐射。分子线数据显示了S305中分子气体膨胀壳层的特征。GMRT 610和1280 MHz连续谱图显示了分布在两颗O型恒星周围的电离辐射的高密度，这两颗O型恒星被马蹄形信封包围（延伸约2.3 pc）。在马蹄形包层的中心位置发现了一个分子气体缺乏区/空洞，并能很好地追踪到PAH、H_2、分子和尘埃的排放。发现红外壳层的边缘位于马蹄形包层的前部。这些结果为S305中O型星的反馈提供了观测证据。此外，在S305中检测到非热无线电发射，平均光谱指数α ~-0.45。α的变化范围从-1.1到1.3，被解释为由于软同步辐射和在高频下光学上较厚的热发射或由Razin-Tsytovich效应对低频发射的抑制。
2020-06-05 astro-ph.GA
The GUAPOS project -- VII: Physical structure and molecular environment of the G31.41+0.31 HII region
INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所，阿切特里天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙高等科学研究理事会-国家航空航天技术研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（太空科学研究所（ICE），西班牙高等科学研究理事会）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；INAF, Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziale（意大利国家天体物理研究所，天体物理学与行星科学研究所）
研究G31.41+0.31 HII区域的气体密度、温度及空间分布，利用ALMA和VLA观测数据揭示其三维结构和分子云相互作用。
2026-02-20 astro-ph.GA
A CGPS Look at the Spiral Structure of the Outer Milky Way I: Distances and Velocities to Star Forming Regions
我们提出了一个新的目录的分光光度计的距离和视线系统速度之间的90 $^{\circ}\leq \ell \leq~$ 195 $^{\circ}$（经度象限II和III的一部分）103 HII地区。利用1角分分辨率的21 cm HI和2.6 mm $^{12}$ CO线图（来自加拿大银道面巡天和FCRAO外星系巡天），分别测量了每个区域的两个新速度。将已知的和邻近的具有UBV光度学和MK分类的OB型恒星叠加到21厘米连续谱图上，用在HII辐射边界内的恒星（其距离不超过其他恒星的3倍标准差）计算了新的平均恒星到103个星云的距离。使用这种方法排除距离异常值的平均距离，一组许多恒星在每个HII区域减少了异常变红的影响，为某些个人。9个常见天体的最终平均距离与VLBI视差距离呈1：1的对应关系。此外，与这些象限中的HII区域的先前目录相比，在同一区域中到英仙座旋臂物体的距离的散射减少了50%，并且在相对于太阳的共同角速度$Ω-Ω_0$（km~s $^{-1}$ ~kpc $^{-1}$）周围的散射减少了$\sim$ 1/ $\sqrt{2}$。该星表的目的是为在2 $^{\textrm{nd}}$和3 $^{\textrm{rd}}$象限进行更详细的大尺度银河螺旋结构和动力学（旋转曲线、密度波流）研究奠定基础，这两个象限从太阳的位置看是银河系中最有利的部分。
2014-05-27 astro-ph.GA
KAgoshima Galactic Object survey with Nobeyama 45-metre telescope by Mapping in Ammonia lines (KAGONMA): Star formation feedback on dense molecular gas in the W33 complex
本文介绍了用Nobeyama 45米射电望远镜对高质量恒星形成区W33进行的NH_3（1，1），（2，2）和（3，3）脉泽和H_2O脉泽同步成图观测的结果。W33有六个尘埃团，其中一个，W33 Main，与一个紧凑的HII区有关。为了研究恒星形成对周围环境的反馈活动，建立了物理参数的空间分布。在观测区域内，自转温度的分布呈现出自西向东的系统性变化。在W33 Main附近区域获得的高温区域与致密HII区域和外围分子气体之间的相互作用一致。相互作用区域的大小估计约为1.25 pc。NH3吸收特征朝向HII区域的中心被检测到。有趣的是，仅在NH3（1，1）和（2，2）跃迁中检测到吸收特征，在（3，3）跃迁中没有观察到吸收特征。NH3中这些复杂的分布很难用简单的模型来解释，这可能表明HII区域周围的气体分布非常复杂。
2021-12-11 astro-ph.GA
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
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
