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 evolution of young HII regions
高质量恒星形成的环境比孤立的低质量恒星要丰富得多，一旦它们达到一定的质量，就会产生电离（HII）区域。这些电离气体袋的形成是高质量恒星（M $>8$ M $_\odot$）形成所独有的，并提供了一个极好的机会来研究吸积的最后阶段，其中可能包括通过HII区域本身的吸积。本研究的气体在非常年轻的HII区域的电离边界两侧的动态的目的是量化的HII区域和他们的直接environments.We之间的关系提出高分辨率（$\sim$ 0.5 $"$）ALMA观测的9个HII区域选择从红MSX源（RMS）调查与紧凑的无线电发射和辐射热光度大于10 $^4$ L $_\odot$。我们专注于初步介绍的数据，包括从无线电复合线H29 $α$，一些互补的分子，和256 GHz的连续发射的初步结果。在H29 $α$探测到的六个区域中，有两个区域似乎具有彗星的形态，速度梯度穿过它们，还有两个区域看起来更像球形，速度梯度暗示着电离气体的下落。剩下的两个要么是在低分辨率下观察到的，要么是信号太弱，无法得出可靠的结论。我们还介绍了电离和分子气体之间的相互作用的描述（如CS（J=5-4）跟踪），经常（但不总是）发现theHII区已清除其紧邻的分子。在我们的九个样本中，两个星团的观测结果表明，H29 $α$发射中有下降运动，这可能表明尽管存在HII区域，但恒星上的吸积后期。
2017-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shape Analysis of HII Regions -- II. Synthetic Observations
开发的统计形状分析方法探测银河系HII区域的物理参数和形态之间的联系，在这里应用到一组合成观测（SO）的数值模拟HII区域。HII区域形状的系统提取，在本系列的第一篇论文中提出，允许量化的数值模拟的准确性的确认，相对于所产生的SO的真实观测对应物。这项调查的另一个目的是确定是否可以使用这样的SO的观测数据的直接解释，在未来的监督分类计划的基础上HII区域形状。数值HII区的数据是一个34 Msun的恒星，在1000 Msun云的光电离和辐射压力反馈的结果。本文分析的SO包括四个进化快照（0.1，0.2，0.4和0.6百万年），和多个观察投影角度。形状分析结果提供了确凿的证据的数值模拟的功效。当比较合成区域的形状与它们的观测对应物时，SO通过层次聚类程序被分组在银河系HII区域中。区域的进化分布与各自的群体之间也有联系。这表明，形状分析方法可以进一步发展的形态分类的HII区域通过使用合成数据训练集，具有不同的初始条件的定义明确的参数。
2020-06-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Ionization Profiles of Galactic HII Regions
利用绿岸望远镜射电复合线（RRL）数据，分析了HII区泄漏辐射在维持星际介质电离中的作用。我们观察了八个不同大小，形态和亮度的银河系HII区域的样本。对于每个区域，氢RRL强度随着距区域中心的距离大致呈幂律减小。这表明，从HII区泄漏的辐射是负责周围的电离气体产生RRL发射的大部分。我们的研究结果进一步表明，氢RRL强度似乎是从根本上相关的HII区域的大小跟踪他们的光解区域，这样，物理上较小的HII区域显示出更陡峭的强度随着距离区域中心。因此，巨大的HII区域在维持星际介质的电离方面可能有更大的作用。对于八个观察到的HII区域中的六个，我们发现随着距离的增加，4 He +/H+丰度比降低，表明He电离光子被吸收在HII区域的电离前沿内。在强连续背景方向上碳RRL发射增强，表明碳发射被受激发射放大。
2018-12-04 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
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
Feedback from massive stars at low metallicities: MUSE observations of N44 and N180 in the Large Magellanic Cloud
本文给出了大麦云（LMC）中两个HII区复合体N44和N180的MUSE积分场数据。这两个区域都由一个主要的超级气泡和一些更小，更紧凑的HII区域，形成在超级气泡的边缘。对于总共11个HII区域，我们系统地分析了大质量O型恒星对周围气体的辐射和机械反馈。我们利用数据的积分场性质和HeII $λ$ 5412线的覆盖范围来识别和分类反馈驱动的大质量恒星，并从估计的光谱类型和光度类，我们确定恒星的辐射输出的电离光子通量$Q_{0}$。我们的HII区域的大小，形态，电离结构，光度和运动学方面，并通过发射线的比率得到氧丰度。我们通过测量直接辐射压力、电离气体压力和激波加热风的压力来分析每个区域不同恒星反馈机制的作用。我们发现，恒星风和电离气体是我们的样本中的HII区域膨胀的主要驱动力，而直接辐射压力比其他项低三个数量级。我们与总压力的每单位面积的恒星形成率，$Σ_{SFR}$，为每个区域，发现恒星反馈对恒星形成有负面影响，并设置一个上限$Σ_{SFR}$作为增加压力的函数。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Star Formation of the Sgr A East HII Regions Near the Galactic Center
与著名的50 km/s分子云相关的一组四个紧凑的HII区域是离银河系动力中心最近的正在进行的恒星形成的地点，投影距离约为6 pc。我们提出了一个电离气体的研究的基础上[NeII]（12.8微米）线，以及多频无线电连续，HST Pa阿尔法和斯皮策IRAC观测的最紧凑的成员的HII组，Sgr A东HII D。在6厘米处的射电连续谱图像显示，这个源分裂成两个同样明亮的电离特征，D1和D2。D源的SED与它是由一颗质量为25 \pm 3太阳质量，光度为8 \pm 3 x 10 ^4太阳光度的恒星产生的一致。推断的质量，有效温度的紫外光源和电离率是兼容的年轻的O 9-B 0星。被电离的特征D1和D2被认为是由吸积盘准直的UV辐射电离的。我们认为，中心大质量恒星在3 × 10 ^4年的时间尺度上光蒸发其拱星盘，产生的质量通量约为3 × 10 ^{-5}太阳质量/年，并产生在非均匀介质中膨胀的D1和D2电离物质。电离气体的运动学，跟踪的[Ne II]发射，是很难解释的，但它可以解释的双极射流与周围的气体，以及什么似乎是一个锥形壁的低速气体的相互作用。其他的HII区域，Sgr A East A-C，其形态和运动学更类似于其他紧凑的HII区域中的彗星流，其中气体沿着由恒星风与分子云相互作用形成的抛物面移动。
2010-10-13 astro-ph.GA
Metal Transport to the Gaseous Outskirts of Galaxies
我们提出了一个在附近（D < 40 Mpc）星系的扩展气体外围的外围HII区域的搜索，以及随后的多缝光谱用于获得HII区域星云氧丰度。我们样本中的星系具有扩展的HI盘和/或与相互作用相关的HI特征，这些特征远远超出了它们的主要恒星成分。我们报告的氧丰度梯度的光学半径的2.5倍，这些星系跨越一系列的形态和质量。我们分析了HII区域附近的基本恒星和中性HI气体分布，以了解引起星系中观察到的金属分布的物理过程。这些测量，第一次，令人信服地显示平坦的丰度分布到大半径的各种系统，并有广泛的影响星系化学动力学演化。
2011-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
LeMMINGs. I. The eMERLIN legacy survey of nearby galaxies. 1.5-GHz parsec-scale radio structures and cores
我们提出的第一个数据发布的高分辨率（$\leq0.2$ arcsec）1.5 GHz的射电图像的103个附近的星系从帕洛玛样本，观察与eMERLIN阵列，作为LeMMINGS调查的一部分。这个样本包括活跃星系（LINER和Seyfert）和静止星系（HII星系和吸收线星系，ALG），它们是根据修订的发射线图重新分类的。我们探测到47/103个星系（LINERS星系22/34，Seyferts星系4/4，HII星系16/51，ALG星系5/14）的射电发射$\gtrsim$ 0.2 mJy，其射电大小通常为$\lesssim$ 100 pc。我们确定了41个源的无线电结构内的无线电核心位置。一半的样品显示喷射形态。剩下的一半显示单一的无线电核心或复杂的形态。LINER比Seyfers显示了更多的核心明亮的射电结构。样品的射电光度范围为10 $^{32}$ ~ 10 $^{40}$ erg s $^{-1}$：LINER和HII星系的射电功率分别最高和最低，ALG和Seyferts的射电功率居中。我们发现，无线电核心光度与黑洞（BH）的质量下降到$\sim$ 10 $^{7}$ M $_{\odot}$，但在较低的质量出现一个突破。使用[O III]线光度作为吸积光度的代理，活动核和喷流HII星系遵循BH活动的光学基本平面，这表明一个共同的盘喷关系。总之，LINER核是FR I射电星系…
2018-02-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust in the Wind with Resonant Drag Instabilities: I. The Dynamics of Dust-Driven Outflows in GMCs and HII Regions
辐射尘埃驱动的外流，其中尘埃颗粒上的辐射压力加速气体，发生在许多天体物理环境中。几乎所有以前对这些系统的数值研究都假设尘埃与气体是完全耦合的。然而，它最近已被证明，在这些系统中的灰尘是不稳定的一大类共振阻力不稳定性（RDIs），解耦的灰尘和气体动力学，并可以定性地改变这些流出的非线性结果。我们提出的第一个模拟辐射尘埃驱动的外流分层，不均匀的介质，包括明确的晶粒动力学和现实的光谱的晶粒尺寸和电荷，磁场和洛伦兹力的晶粒（显着提高RDI），库仑和爱泼斯坦阻力，并明确的辐射输运允许不同的晶粒吸收和散射特性。在本文中，我们考虑类似于巨大的分子云（GMCs），HII地区，和分布式星爆，光学深度是适度的，单散射效应占主导地位的辐射尘埃耦合，洛伦兹力占主导地位的阻力颗粒，和增长最快的RDI是相似的，如磁声和快速陀螺RDI。这些RDIs一般产生强大的大小依赖的灰尘集群，增长的时间尺度上的非线性，远远短于流出的特征时间。不稳定性产生的星云和羽状或“马头”星云的形态，是非常相似的观测到的尘埃结构在GMC和HII地区。此外，在某些情况下，它们强烈地改变相对于灯丝的磁场结构和拓扑。尽管驱动强大的微尺度灰尘结块留下一些气体，但有序单位分数的气体总是有效地被灰尘夹带。
2022-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
High-Mass Star Formation in the Outer Scutum-Centaurus Arm
外盾-半人马座（OSC）螺旋臂是银河系中最远的分子螺旋臂，但直到最近人们对这种结构知之甚少。OSC由Dame和Thaddeus（2011）发现，距离银河系中心$\sim$ 15 kpc。由于银河曲速，它在银河系第一象限上升到银河平面上方近4 $^{\circ}$，使它没有被大多数银河平面调查采样。在这里，我们观察HII区域的候选人空间上一致的OSC使用甚大阵图像无线电连续辐射从65个目标和绿岸望远镜搜索氨和水脉泽发射从75个目标。这个样本来自银河系HII区域的WISE星表，代表了OSC的纬度（l，v）轨迹附近的每个HII区域候选者。再加上它们特有的中红外形态，无线电连续辐射的探测强烈表明目标是一个真正的HII区域。相关的氨或水脉泽发射的检测，使我们能够得到一个运动学的距离，并确定该地区的速度是一致的OSC。近60%的观测源是在射电连续谱中探测到的，超过20%的源是氨或水脉泽。这些源的速度主要使它们超出太阳轨道。这些非常遥远的高质量恒星的光谱类型早在O 4。我们关联的高质量恒星形成在2个新的位置与OSC，增加了在OSC中检测到的HII区域的总数为12。
2017-05-08 astro-ph.GA
Detecting metal-poor gas accretion in the star-forming dwarf galaxies UM 461 and Mrk 600
利用VIMOS-IFU观测，我们研究了两个成星矮星系UM 461和Mrk 600的星际介质（ISM）。我们的目的是寻找金属丰度不均匀性的存在，可能会出现从近原始气体进料正在进行本地化的恒星形成的下降。使用说明书的数据使我们能够研究外部气体吸积对这些星系的化学演化以及电离气体运动学和形态的影响。这两个系统都显示出形态扭曲的迹象，包括彗星状的形态。本文用直接法（T_e）和广泛应用的HII-CHI-mistry程序，以及采用不同的标准刻度，分析了两个星系中12 + log（O/H）丰度的空间变化。对于UM 461，我们的结果表明，ISM在大尺度上是相当好的混合，然而，我们使用直接方法在最亮的HII区域的SW部分发现了一个偏离中心的低金属丰度区域，12 + log（O/H）< 7.6。这一结果是一致的，最近的低质量的贫金属矮星或HI云到该地区现在表现出最低的金属丰度，这也显示本地化扰动中性和电离气体运动学。相比之下，Mrk 600在大尺度和小尺度上似乎都是化学均匀的。在我们分析的星系中的ISM的空间分辨特性的内在差异是一致的，这些系统处于不同的演化阶段。
2018-03-01 astro-ph.GA
Molecular Lines of 13 Galactic Infrared Bubble Regions
我们研究了分子云的物理性质和恒星形成过程中的红外气泡，本质上是扩大HII区域。我们进行了13个银河系红外气泡场的观测，其中包含18个气泡。观察到5个分子系，12 CO（J = 1 -0），13 CO（J=1-0），C18 O（J=1 -0），HCN（J=1-0）和HCO+（J=1-0），并使用几个公开可用的调查，GLIMPSE，MIPSGAL，ATLASGAL，BGPS，VGPS，MAGPIS和NVSS进行比较。我们发现这些气泡通常与分子云相连，其中大多数是巨大的。几个气泡区域显示速度梯度和广泛的移动的配置文件，这可能是由于气泡的膨胀。气泡内分子云的质量在100到19，000太阳质量之间，其动力学年龄约为0.3-3.7百万年，这考虑到了周围分子云的内部湍流压力。在所有18个气泡附近发现了团块，其中四个具有较大角尺寸的气泡附近的分子云显示出壳状形态，表明可能发生了收集和崩溃或辐射驱动的内爆过程。由于邻近分子云的污染，只有六个气泡区域适合寻找外流，我们发现其中四个有外流活动。三个气泡在其边界处显示超紧凑的HII区域，其中一个可能是其流出的原因。总共只有六个气泡显示附近的恒星形成活动，我们认为恒星形成过程可能已经被触发。
2016-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
LeMMINGs. II. The e-MERLIN legacy survey of nearby galaxies. The deepest radio view of the Palomar sample on parsec scale
我们提出了第二次数据发布的高分辨率（$\leq0.2$ arcsec）1.5 GHz的射电图像的177个附近的星系从帕洛玛样本，观察与e-MERLIN阵列，作为LeMMINGS（传统e-MERLIN多波段成像的邻近星系样本）调查的一部分。加上第一次LeMMING数据发布的103个目标，这代表了280个本地活动星系（LINER和Seyfert）和不活动星系HII星系和吸收线星系ALG）的完整样本。这个大型计划是最深的无线电调查的本地宇宙，$\gtrsim$ 10 $^{17.6}$ W Hz $^{-1}$，无论主机和核类型：我们检测无线电发射$\gtrsim$ 0.25毫焦光束$^{-1}$为125/280星系（44.6%）的大小通常为$\lesssim$ 100 pc。在这125个目标中，有106个目标的核心与光学核在1.2弧秒内重合。虽然我们观察到的大多是核心，但大约三分之一的探测到的星系具有喷射形态。探测到的样品的射电核心光度范围在$\sim$ 10 $^{34}$和10 $^{40}$ erg s $^{-1}$之间。LINER和Seyfers是最明亮的光源，而HII星系是最少的。LINER显示FRI样核心增亮的射电结构，而Seyferts揭示了对称形态的最高比例。大多数HII星系都有单一的射电核心或复杂的扩展结构，这可能隐藏着一个核星暴和/或一个弱的活动核（其中七个显示出…
2020-11-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Metallicity gradients in Local Universe galaxies: time evolution and effects of radial migration
我们对盘星系中径向金属丰度梯度形状的了解最近有所提高。相反，对它们的时间演化的理解则更为复杂，因为它需要分析不同年龄的恒星星族，或者对不同红移的星系进行系统的研究。在局域宇宙中，Hii区和行星状星云（PNe）是研究局域宇宙的重要工具，本文利用直接法星云丰度对附近所有旋涡星系（M33，M31，NGC 300和M81）进行了深入研究。我们还首次评估了PN种群的径向迁移。我们分析Hii区域和PN属性：确定PNe中的氧是否是过去星际介质（ISM）组成的可靠示踪剂;均匀化已发表的数据集;估计最古老的恒星星族的迁移;确定整体化学富集和斜率演化。我们证实，氧在PNE是一个可靠的示踪剂过去ISM金属丰度。我们发现，PN梯度平坦或等于那些HII区域。当径向运动可以忽略不计时，该结果提供了梯度的时间演化的直接测量。对于具有主导径向运动的星系，我们提供了梯度演化的上限。最后，总金属含量随时间的增加，在所有的目标星系，早期形态类型有一个更大的增量增量Δ（O/H）比晚型星系。我们的研究结果提供了重要的限制，以区分不同的星系演化的情况下，有利于宇宙学模型与增强反馈超新星。超大型望远镜的出现将使我们能够将星系纳入更广泛的形态和环境中，从而对星系形成和演化情景提出更严格的限制。
2016-02-08 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: an observational evidence of density bounded region in a Lyman-$α$ emitter
使用积分场单元（IFU）光谱，我们在这里提出的空间分辨形态的[SII] $λ$ 6717，6731/H $α$和[SII] $λ$ 6717，6731/[OIII] $λ$ 5007发射线的比例，第一次在蓝莓莱曼- $α$发射器（BBLAE）在z $\sim$ 0.047。我们推导出的形态表明，由年轻（$\leqslant$ 1000万年）的大质量沃尔夫-拉叶星组成的BBLAE的极端星暴区域是[SII]不足的，而星系的其余部分是[SII]增强的。我们推断，极端的星爆区域是密度有限的（即，光学薄到电离光子），其余的星系是电离边界的$-$，表明一个水泡型形态。我们发现，以前报道的小逃逸分数（10%）的赖氨酸$α$光子是从我们确定的密度有界的HII区域的BBLAE。这种逃逸分数可能受到多孔尘埃分布的限制。我们进一步报告[SII]-缺陷和推断莱曼连续体（LyC）逃逸分数之间的适度相关性，使用文献中研究的确认LyC泄漏样本，包括这里研究的BBLAE。观测到的相关性也揭示了它对恒星质量和泄漏星系的气相金属丰度的依赖性。最后，我们的工作的未来范围和影响进行了详细讨论。
2021-10-26 astro-ph.GA
Feedback in Emerging extragAlactic Star clusTers, FEAST: JWST spots PAH destruction in NGC 628 during the emerging phase of star formation
本研究利用JWST观测NGC 628中年轻星团新兴阶段的PAH发射，发现3.3 μm与7.7 μm波段比值不随年龄变化，表明中性与电离PAH在HII区附近以相似速率被破坏。
2024-06-26 astro-ph.GA
Molecular and Ionized Hydrogen in 30 Doradus. I. Imaging Observations
我们提供了第一张完整校准的剑鱼座30星云的H $_2$，1-0 S（1）图像。这些观测是使用CTIO 4米布兰科望远镜上的NOAO极宽视场红外成像仪进行的。结合30剑鱼座的NEWFIRM Br $γ$图像，我们的数据揭示了30剑鱼座中温暖的分子气体和电离气体的形态。最亮的H $_2$发射区，从R136的东北到西南延伸，是正面观察的光解离区，而位于30 Doradus外壳的许多团块和柱特征是侧面观察的光解离区。利用H $_2$与Br $γ$的谱线比和Cloudy模型，我们发现H $_2$发射是在相对低密度的$<$ 10 $^4$ cm $^{-3}$环境中，在30 Doradus的光解离区内部，离H Ⅱ区电离前沿2 - 3 pc处形成的。与Br $γ$、8 $μ$ m和CO发射的比较表明，H $_2$发射是由于荧光引起的，没有提供该谱线的冲击激发发射的证据.
2015-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
IROCKS: Spatially resolved kinematics of z~1 star forming galaxies
本文介绍了IROCKS（Intermediate Redshift OSIRIS Chemo-Kinematic Survey）对16个z~1和1个z~1.4恒星形成星系的观测结果。所有星系都是在凯克天文台用激光导星自适应光学系统用OSIRIS观测的。我们使用休息帧星云Ha发射线跟踪形态和运动学的电离气体在恒星形成星系的物理尺度上的次千秒差距。我们观察到在z > 1.5的星系中观察到的升高的速度色散（sigma > 50 km/s）在z~1的整合星系中持续存在。利用倾斜圆盘模型和v/sigma的比值，我们发现1/3的z~1样本是圆盘候选者，而另外2/3的样本主要是类合并源和不规则源。我们发现，包括额外的衰减对HII地区来自恒星星族合成模型带来的恒星形成率（SFR）使用哈和恒星星族适合到一个更好的协议。我们探索了z~1处的致密Ha子分量或“团块”的性质，发现它们遵循与局部HII区域相似的大小-光度关系，但随着更高的光度和大小而放大一个数量级。通过比较z~1团簇和其他高红移团簇的研究，我们确定了团簇SFR表面密度随红移的变化。这可能意味着在这些系统中，团簇的形成与气体分数直接相关，并且支持盘碎裂作为它们的形成机制，因为气体分数与红移成比例。
2017-02-22 astro-ph.GA
EVN observations of 6.7 GHz methanol maser polarization in massive star-forming regions
磁场在大质量恒星形成中的作用仍在争论之中，最近利用偏振脉泽发射测量磁场的方向和强度，为我们提供了新的见解。脉泽极化，特别是6.7-GHz甲醇脉泽的极化，是探测大质量原恒星周围磁场形态的最好方法之一。通过观测6.7-GHz甲醇脉泽，以毫角秒的分辨率确定越来越多的大质量原恒星周围的磁场形态，对于更好地理解磁场在大质量恒星形成中的作用至关重要。第一个EVN群由4个大质量恒星形成复合体组成：W51，W 48，IRAS 18556 +0138和W3（OH）。这些包含充分研究的\hii ~区域，其中一些区域还检测到分子双极流出（W51-e2，G35.20- 0.74 N）。九个欧洲VLBI网络的天线被用来测量的线性偏振和塞曼分裂的6.7-GHz甲醇脉泽的恒星形成区域的第一EVN集团。我们总共探测到154个CH 3OH脉泽，其中三分之一指向W3（OH）。对55脉泽探测到分数线偏振（1.2-11.5%）。在所有的大质量恒星形成区中，线偏振矢量都是有序的。我们在3个大质量恒星形成区（W51，W 48和W3（OH））测量了显著的塞曼分裂，揭示了分离范围为-3.5 m/s<Δ V_{z} <3.8 m/s，|Δ V_{z}| =0.4m/s。我们还能够将我们的磁场结果与W51的亚毫米波长尘埃观测结果进行比较，并表明低分辨率和高分辨率的磁场完全一致。
2012-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dorado and its member galaxies II. A UVIT picture of the NGC 1533 substructure
剑鱼座是一个位于南半球的邻近星系群（17.69 Mpc），正在强烈演化。我们正在研究这个星系群中的恒星形成。本文提供了NGC 1533，IC 2038和IC 2039的FUV图像，它们形成了剑鱼座群重心西南的子结构。FUV CaF 2 -1 UVIT-Astrosat图像丰富了我们对GALEX提供的系统的了解。结合深光学宽场，窄带Halpha和21厘米的无线电图像，我们寻找在FUV形态的相互作用机制的签名，并推导出恒星形成率。FUV光度剖面的形状表明在所有三个星系中都存在一个圆盘。在IC 2038的光学尺寸范围内检测到FUV发射，并在NGC 1533中对应于Halpha和HII明亮特征的紧凑结构中检测到FUV发射。一个微弱的FUV发射，没有光学对应物，让人想起围绕NGC 1533外围的HI结构，并延伸到IC 2038/2039，在本地背景噪声之上。
2020-12-18 astro-ph.GA
The nature of G52.381-0.849 and G56.240-0.345: young stellar objects associated with extended mid-infrared emission?
本文报道了与扩展的MIR辐射有关的两颗候选共生星（IPHAS J193108.67+164950.5和IPHAS J193709.65+202655.7）的可见光谱、中红外（MIR）映射和测光以及近红外测光的结果。我们对这些源的连续体的分析表明，它们可能代表I-II类年轻恒星天体（YSO），其中大部分红外辐射来自星周盘，并且其物理特性（恒星温度，半径，质量和光度）相似。扩展发射的特征在于通量和尺寸大幅增加到更长的MIR波长。这可能是由于多环芳烃在扩展的光解离制度，集中在更紧凑的电离区域负责大部分的短波发射的排放。这种双发射结构是在许多紧凑的HII区域中观察到的特征。最后，我们注意到，云有不对称的结构和风扫形态，可以想象的冲击与外部风的相互作用的指示。在这种情况下，YSO可能位于触发恒星形成的区域。
2010-02-10 astro-ph.GA
Kinematics and Structure of Ionized Gas in the UCHII Regions of W33 Main
高质量的原恒星在演化阶段产生超致密Hii区（UCHII），此时大部分吸积已经完成，但恒星仍然大量嵌入分子物质中。UCHII区域的形态反映了恒星风、恒星运动和分子云中密度结构的相互作用，它们非常复杂，解释起来非常困难。在这里，我们提出的数据与TEXES上的NASA IRTF的[NeII]发射线在原集群的年轻OB恒星在W33主。数据立方体的空间分辨率约为1.4角秒，真实速度分辨率约为5 km/s; A约为0.02 Av，相对而言不受消光影响。我们已经运行了3D流体动力学和线轮廓模拟，使用PLUTO和RADMC-3D，由多个多风恒星通过周围的云相对于彼此移动所产生的气体结构。通过数据立方体和模拟的迭代比较，我们得到了再现W33 Main中每个UCHII区域的不同形态和运动学结构的模型。结果表明，每个子源可能持有多个激发星，允许改善的看法的恒星星族，并找到恒星的轨迹，这可能会决定的动力学发展的原集群。
2021-10-19 astro-ph.GA
A Comprehensive Catalog of Emission-line Nebulae, Star Clusters, and Supergiants in M31 from the LAMOST Spectroscopic Survey
本文利用LAMOST光谱数据结合随机森林分类与人工检查，构建了M31中384个发射线星云、380个星团和375个超巨星及候选体的综合星表，并在M33中证认了245个发射线星云，为研究M31结构与演化提供数据基础。
2025-01-04 astro-ph.GA
JCMT BISTRO Observations: Magnetic Field Morphology of Bubbles Associated with NGC 6334
我们研究了与NGC 6334分子云相关的HII区，这些分子云是在亚毫米波段观测到的，并作为恒星形成区观测（BISTRO）中B场的一部分。特别是，我们调查的极化模式和磁场形态与这些HII地区。通过极化模式和压力计算分析，这些气泡中的几个表明气体和磁场线已经被推离气泡，朝向几乎切向（与气泡）的磁场形态。在NGC 6334的致密部分，磁场形态类似于沙漏，极化观测没有表现出来自HII区域的可观测影响。我们检测到两个嵌套的径向偏振模式在一个气泡南部的NGC 6334，对应于以前观察到的双极结构在这个气泡。最后，使用本研究的结果，我们提出的步骤（结合计算机视觉;圆形霍夫变换），可用于在未来的研究中，以确定物理影响磁场线的气泡。
2022-12-21 astro-ph.GA
SiO emission in the filamentary Infrared Dark Cloud G035.39-00.33: An ALMA view
National Astronomical Observatories of China, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Institute de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；INAF Osservatorio Astronomico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
通过ALMA观测，研究了IRDC G035.39-00.33的SiO发射，揭示了激波活动与星形成的关系，提出超新星残骸与HII区域相互作用可能塑造其丝状结构。
2025-12-29 astro-ph.GA
The SINS survey: SINFONI Integral Field Spectroscopy of z ~ 2 Star-forming Galaxies
本文介绍了用SINFONI对高红移星系的巡天观测。观测到80个天体，探测到63个天体，这是对z~1-3恒星形成星系的空间分辨气体运动学、形态学和物理性质的最大调查。我们描述了目标的选择，观察和数据减少。然后，我们将重点放在62个剩余UV/光学选择源的“Halpha样本”上，在1.3<z<2.6处，我们主要针对Halpha和[NII]发射线。只有30%的样品有以前的近红外光谱观测。总的来说，Halpha样本涵盖了质量log（M*/Msun）>~10的恒星形成星系在z~1.5-2.5的合理代表，由于安全光学红移的要求，与纯K选择样本相比，有些偏向于更蓝的系统。样本跨越两个数量级的恒星质量和绝对和特定的恒星形成率，中值约为log（M*/Msun）= 10.5，70 Msun/yr和3/Gyr。电离气体的分布和运动学的空间分辨尺度范围从1.5 kpc的自适应光学辅助观测到典型的4-5 kpc的可见有限的数据。Halpha形态往往是不规则的和/或聚集的。大约三分之一是旋转主导的湍流盘，另外三分之一包括致密和速度色散主导的物体，其余的星系是明确的相互作用/合并系统;旋转主导系统的比例在样本的更大部分中增加。Halpha光度和等效宽度表明，相对于大部分恒星，HII区域的尘埃衰减平均大约高出两倍，并且当前和过去的平均恒星形成率相当。[摘要]
2009-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A VLA Census of the Galactic H II Region Population
银河系包含数以千计的H II区域候选者，通过其特征的中红外形态识别，但缺乏电离气体示踪剂的检测，如无线电连续谱或无线电复合线发射。因此，这些目标仍然未被确认为H II区域。由于银河系中只有$\sim$ 2500个被证实的H II区域，与具有类似恒星形成率的外部星系相比，银河系的调查少了几千个星云。利用卡尔G. Jansky甚大阵（VLA），我们探索H II区域候选者的样本，以设置银河系H II区域的实际总人口的观测限制。我们的目标是来自银河系H II区域WISE星表中红外直径小于80 $^{\prime\prime}$的$245^{\circ}\geq\ell\geq90^{\circ}$之间的所有红外识别的“无线电安静”源。我们检测到无线电连续发射从50%的目标H II区域的候选人，提供了强有力的证据表明，大多数无线电安静的候选人是真正的H II区域。我们测量的峰值和综合无线电通量密度和比较推断莱曼连续通量使用OB-星模型。我们的结论是，大约光谱类型B2和更早的恒星能够创建H II区域与类似的红外和无线电连续形态的O-星创建的更明亮的H II区域。根据我们对“无线电静默”源的50%探测率，我们为银河系H II区的人口设定了$\sim$ 7000的下限。因此，银河系中绝大多数的H II区仍有待发现。
2021-03-02 astro-ph.GA
Starburst galaxies in the COSMOS field: clumpy star-formation at redshift 0 < z < 0.5
在高红移，星暴星系呈现不规则的形态，10- 20%的恒星形成发生在巨大的团块中。这些星团星系被认为是本地盘星系的祖先。要了解中低红移的恒星爆的性质，必须追踪它们的演化以及与高$z$系统的可能联系。利用哈勃空间望远镜/高级巡天照相机（HST/ACS）图像，对COSMOS领域中的星暴星系（$0 < z < 0.5$）进行了广泛、系统、多波段的搜索和分析，并详细研究了它们的成星团特征。它们的主要性质、大小、质量和恒星形成率都被提供。在我们的样本中，单个的恒星形成结遵循与局部巨HII区相同的L（H $α$）与大小的比例关系（Fuentes-Masip et al. 2000）。然而，它们与使用高红移样品提供的结果略有不同。这一结果突出了空间分辨恒星形成区域对这种研究的重要性。Mknot星系中心区域的恒星形成团块比外围区域的质量更大，恒星形成率也更高。当我们考虑质量表面密度或表面恒星形成率时，这种趋势就模糊了。Sknot星系在表面亮度（$μ$）与$B-$带中的M $_{host}$图（Amorín et al. 2012）中确实显示出类似于矮椭圆星系和不规则星系的性质，在$μ$与$V-$带中的M $_{host}$图（Kormendy \&\ Bender 2012）中也显示出类似于椭球星系和椭圆星系的性质。Sknot星系可能是BCD类的过渡阶段，其性质与类球形，但蓝色结构一致。
2016-04-06 astro-ph.GA
GTC/CanariCam Mid-IR Polarimetry of Magnetic Fields in Star-Forming Region W51 IRS2
本研究利用GTC/CanariCam对恒星形成区W51 IRS2开展中红外偏振观测，分离发射与吸收偏振分量以推断磁场形态，发现不同区域磁场特征存在差异，推测SMA1/N1对该区整体磁场结构起重要作用。
2023-01-29 astro-ph.GA
Young, blue, and isolated stellar systems in the Virgo Cluster. II. A new class of stellar system
我们讨论了五个蓝色恒星系统的方向室女星系团，类似于神秘的对象SECCO 1（AGC 226067）。这些物体是根据它们的光学和紫外形态来识别的，随后用VLA（和GBT）、MUSE/VLT光谱学和HST成像进行HI观测。这些新数据表明，一个系统是一个遥远的星系群。剩下的四个是极低质量（$M_\ast \sim 10^5 \; \mathrm{M_\odot}$），主要是年轻的蓝色恒星，具有高度不规则和cluerous形态，只有几kpc宽，但拥有丰富的金属，$12 + \log (\mathrm{O/H}) > 8.2$，HII区域。这些高金属丰度表明，这些恒星系统是由更大质量星系剥离的气体形成的。尽管它们的恒星星族年龄很小，但在HI中只检测到一个系统，而其余三个系统的气体储量很小（如果有的话）。此外，两个系统令人惊讶地孤立，并且在$\sim$ 30'（$\sim$ 140 kpc）范围内没有可能的母星系。虽然不能最终排除潮汐剥离作为这些物体的形成机制，但由于相对于母系统可以实现更高的速度，冲压压力剥离更自然地解释了它们的特性，特别是它们的隔离。因此，我们认为这些系统中的大多数都是从新的星系团成员中去除的冲压压力剥离气体形成的，并且在星系团内的介质中存活了足够长的时间，与它们的母星系分离了数百千秒差距，因此它们代表了一种新型的恒星系统。
2022-06-24 astro-ph.GA
The Biases of Optical Line-Ratio Selection for Active Galactic Nuclei, and the Intrinsic Relationship between Black Hole Accretion and Galaxy Star Formation
我们使用斯隆数字巡天的317，000个发射线星系来研究活动星系核（AGN）的线比选择。特别是，我们证明了“恒星形成稀释”的HII地区的活动星系核的选择在低质量，蓝色，恒星形成，盘占主导地位的星系造成了显着的偏见。这种偏见是负责观察到的活动星系核之间的高质量，绿色，适度的恒星形成，膨胀为主的主机的偏好。我们占的偏见和模拟的固有人口的发射线AGN使用物理动机的爱丁顿比分布，固有AGN窄线区域线比，亮度依赖的Lbol/L[OIII]热辐射校正，和所观察到的Mbh-西格玛关系。这些模拟表明，在大质量（log（M*/Msun）> 10）星系中，活动星系核的吸积与特定的恒星形成速率相关，但与恒星质量一致。有一些暗示低质量（log（M*/Msun）< 10）主机的较低的黑洞占领，虽然我们的建模是有限的测量和解释低质量星系的速度色散的不确定性。恒星形成稀释的存在意味着活动星系核对观测到的强光学发射线贡献很小（例如，[OIII]和Ha）在低质量和恒星形成的宿主中。然而，通过我们的模型恢复的活动星系核人口表明，反馈典型的（低到中等吸积）低红移活动星系核在所有恒星质量，恒星形成率，和形态几乎均匀的效率。两者合计，我们的观测偏差和由此产生的活动星系核占领功能的特征表明，活动星系核不太可能是恒星形成淬火在星系中的主要来源，而是由相同的气体驱动恒星形成活动。
2015-09-02 astro-ph.GA
The Hubble Arp Galaxy Survey
本文大幅扩展哈勃空间望远镜对阿普和阿普-马多雷星表星系的成像，发布216个系统的F606W图像和测光数据，并提供了解读高分辨率星系图像的教学指南，为研究星系不平衡状态、恒星形成及星际介质等提供宝贵资源。
2025-09-10 astro-ph.GA
Investigation of Hourglass-shaped Magnetic fields in the G35.20-0.74 Star-Forming Complex
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；The University of Tokyo（东京大学）；Tata Institute of Fundamental Research (TIFR)（塔塔基础研究所）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿耶波多观测科学研究所）；National Astronomical Research Institute of Thailand (Public Organization)（泰国国家天文研究所）；Ajman University（阿治曼大学）；King Faisal University（费萨尔国王大学）；Worcester State University（伍斯特州立大学）；Center for Astrophysics — Harvard and Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究G35N和G35S子区域磁场对恒星形成的影响，发现G35N存在hourglass形磁场，而G35S磁场配置不同，磁场强度和能量平衡分析显示磁场在星形成中起关键作用。
2026-04-21 astro-ph.GA
DIISC-V: Variations in H$α$-to-FUV Star Formation Rate Ratios Across Star-forming Regions in Nearby Galaxies
本研究基于DIISC巡天分析了11个近邻星系，发现FUV选取区域的Hα与FUV恒星形成率比值偏低，主要受初始质量函数随机采样和弥漫FUV发射影响。
2024-07-23 astro-ph.GA
