Ionization and Star Formation in the Giant HII Region SMC-N66
小麦哲伦星云中的NGC 346年轻恒星系统和相关的N66巨HII区是低金属丰度（$Z\approx0.2Z_{\odot}$）星系中大质量恒星形成事件最近的例子。该系统的年龄为$\lesssim$ 300万年，为研究大质量恒星与其相关的HII区域之间的关系提供了一个独特的机会。使用档案数据，我们推导出一个总的H $α$亮度L（H $α$）=4.1 $\times$ 10 $^{38}$尔格$^{-1}$对应的H-光电离率为3 $\times$ 10 $^{50}$ s $^{-1}$。与来自NGC 346中50多颗已知O星（包括最近从HST FUV光谱分类的大质量恒星）的预测恒星电离率进行比较，表明近似电离平衡。用SALT获得的光谱表明N66的电离结构可能与电离光子的一些泄漏一致。由于金属丰度较低，NGC 346的远紫外光度并不局限于与N66相关的星际云。电离延伸到N66云复合体的大部分空间范围，并且大部分云团没有电离。从星云L（H $α$）估计的恒星质量似乎低于从解析恒星普查得出的质量，这可能表明该区域高质量恒星和低质量恒星的形成之间存在脱节。我们简要地讨论了N66的性质的影响，在低金属环境中的恒星形成和恒星反馈的研究。
2022-05-10 astro-ph.GA
HII Region Ionization of the Interstellar Medium: A Case Study of NGC 7538
利用绿岸望远镜的观测数据，我们分析了致密HII区NGC 7538（Sharpless 158）的射电连续谱（自由-自由）和射电复合线（RRL）发射。我们检测到扩展的无线电连续谱和氢RRL发射超出了光解离区（PDR）向北和向东，但急剧减少的排放向南和向西。这表明不均匀的PDR形态影响了通过PDR“泄漏”的辐射量。最强的碳RRL排放被发现在西部PDR似乎是密集的。我们计算泄漏分数$f_R = 15 \pm 5$ %的无线电连续辐射测量的天空的平面，这代表了一个下限时，占三维几何形状的区域。我们通过HII区域内的$0.088 \pm 0.003$的数量检测到平均$^4\textrm{He}^+/\textrm{H}^+$丰度比，并且随着距离PDR以外的区域的距离增加，该比值降低。使用赫歇尔空间天文台的数据，我们表明，小尘埃温度增强的北部和东部的NGC 7538与扩展的无线电发射相一致，但尘埃温度的增强主要包含在第二个PDR以东。与巨大的HII区域W 43不同，NGC 7538泄漏的辐射似乎只影响当地的环境介质。这表明巨大的HII区可能对维持星际介质的电离有很大的影响。
2016-05-09 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
Spatially-resolved Galactic HII regions observed by LAMOST medium-Resolution Spectroscopic Survey of Nebulae (LAMOST MRS-N)
本文利用LAMOST MRS-N数据对10个银河系HII区进行空间分辨观测，通过径向流量剖面和逃逸分数分析，揭示物质束缚区比电离束缚区具有更高的电离光子逃逸率，且演化较老的HII区对周围弥散气体电离贡献更大。
2025-03-11 astro-ph.GA
Spatially-Resolved Temperature and Density Structures of Nearby HII regions
本研究通过积分场光谱观测揭示了大小麦哲伦云中4个HII区的复杂温度密度结构，验证了传统恒定温度/密度光致电离模型的局限性，并指出需发展考虑任意几何的蒙特卡洛模型以实现精准星云建模。
2023-10-02 astro-ph.GA
Ionization correction factors and dust depletion patterns in giant HII regions
我们提供了新的电离校正因子（ICF）的碳，氮，氖，硫，氯，氩在巨大的H II区域。ICF计算使用最具代表性的光电离模型从一个大的初始网格。这些模型是利用旋涡星系和蓝色致密星系（BCG）中985个巨H II区（GHR）的观测样本选择的。观察样本还用于为每个模型分配权重，描述其与[O III]/H β vs [N II]/H α图中观察结果的一致程度。除了ICF，我们提供了，第一次，其形式的不确定性的解析表达式。我们使用ICF计算样品中氮、氖、硫和氩的丰度。我们的丰度在所采用的框架内是强大的，但可能需要在原子数据或电离辐射的光谱能量分布在H II区域的重要变化的情况下进行修订。考虑到我们获得的BCG样品的丰度模式（GHR样品的丰度是不太可靠的），我们发现，氧气耗尽成尘埃颗粒的金属丰度增加的速度，并达到0.12德克斯在太阳丰度。讨论硫和氩的可能耗尽需要考虑最近的Ia型超新星产量，这仍然是不确定的。
2021-05-19 astro-ph.GA
Azimuthal variations of gas-phase oxygen abundance in NGC 2997
螺旋星系中HII区氧丰度的方位角变化是了解大质量恒星产生的氧在周围星际介质中分散速度的关键。这种方位角变化的普遍性和幅度的观测限制在文献中仍然罕见。在这里，我们报告的发现，在NGC 2997，一个螺旋星系在大约11.3 Mpc的HII区域的氧丰度的显着的方位角变化。利用3D光谱数据从台风计划，我们研究了HII区氧丰度的物理分辨率为125 pc。在3D光学数据中识别出单个HII区域或复合物，并测量其强发射线通量以约束其氧丰度。我们发现0.06德克斯方位角的变化，在氧丰度的径向丰度梯度的顶部，这是在其他恒星形成磁盘中看到的。在给定的径向距离，氧丰度在旋臂中最高，在臂间区域较低，类似于NGC 1365中使用类似观测报告的结果。我们讨论了当观测星系的物理分辨率和低信噪比时，是否可以恢复方位角的变化。
2018-07-05 astro-ph.GA
The Return of the Proplyds - Understanding the Dynamics of Ionization Triggered Stars
在HII区内的Probands和恒星是一个很好的研究现象。它们可能是由HII区域本身的扩张引发的。在这里，我们提出了计算的动力学的HII区。我们发现，触发的恒星，形成在HII区域周围的物质席卷扩大壳很少返回到HII区域的时间尺度上推断的progrands和观察到的年轻恒星。然而，在像猎户座这样非常密集的环境中，被触发的恒星会及时返回。因此，我们的模型可以解释为什么在其他HII区几乎没有观察到probrids。我们建议，年轻的恒星物体在HII地区的性质一般取决于从大规模的，电离的中央星团的距离。在最靠近的地方，有一颗年轻恒星的盘直接与大质量恒星的反馈相互作用。再往外是II类原恒星，那里的电离已经去除了包层。甚至在更远的地方，人们应该会发现I类恒星，它们要么是被电离辐射触发的，要么是预先存在的，还没有失去它们的外壳。这种径向序列不一定是年龄序列，而是恒星风和电离辐射随着距离的增加而逐渐减少的结果。我们研究了触发恒星形成的观测信号，发现电离触发恒星形成的恒星分布显示出一个明显的特征，在电离锋的当前位置处有一个峰值。因此，通常可以区分恒星的触发分布和原位分布。
2013-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
IZI: Inferring the Gas Phase Metallicity (Z) and Ionization Parameter (q) of Ionized Nebulae using Bayesian Statistics
提出了一种利用强星云发射线（SEL）推算HII区和恒星形成星系金属丰度（Z）和电离参数（q）的新方法。我们使用贝叶斯推断，以获得联合和边缘后验概率密度函数的Z和q给定一组观察到的线通量和输入光电离模型。我们的方法允许使用任意组的SEL和通量上限的列入。该方法提供了一种确定电离星云物理条件的自洽方法，该方法不依赖于特定SEL诊断的任意选择，并使用所有可用信息。与理论上校准的SEL诊断不同，该方法是灵活的，并且不依赖于特定的光电离模型。我们描述了我们的算法，验证它对其他方法，并提出了一个工具，实现它称为IZI。使用附近的河外HII区域的样本，我们评估常用的SEL丰度诊断的性能。我们还使用了一个样本的22个本地HII地区直接和复合线（RL）的氧丰度测量在文献中研究不同的方法之间的丰度尺度的差异。我们发现，氧丰度通过贝叶斯推断使用目前可用的光电离模型在文献中可以在很好的（~30%）协议RL丰度，虽然一些模型执行显着优于其他。我们还确认，使用直接方法测量的丰度通常比RL和光电离模型的丰度低0.2德克斯。
2014-10-29 astro-ph.GA
Line Emission from Radiation-Pressurized HII Regions I: Internal Structure and Line Ratios
发射线比率[OIII]5007/H-beta和[NII]6584/H-alpha已被用作区分发射线星系中根本不同的电离机制的经验方法。然而，这些诊断的详细解释需要计算发射HII区域的内部结构，这些计算取决于辐射压力和恒星风的相对重要性的假设。在本文中，我们构建了一个准静态的HII区模型，探讨如何选择这些参数改变HII区的发射线比。我们发现，当辐射压力包括在我们的模型中，HII区域达到饱和点，超过该饱和点的驱动星的光度的进一步增加不会产生任何进一步的有效电离参数的增加，因此不会产生任何进一步的改变在HII区域的线比。我们还表明，如果假设恒星风是强的，最大可能的电离参数是相当低的。由于这种效应，同时假设HII区域是风吹的气泡并且它们具有高电离参数是不一致的;一些流行的HII区域模型遭受这种不一致。我们在本文中的工作提供了一个基础的配套文件中，我们嵌入的模型网格，我们在这里计算的人口合成代码，使我们能够计算从银河系人口的HII地区的综合线发射。
2013-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A physically motivated `charge-exchange method' for measuring electron temperatures within HII regions
目的：温度的不确定性困扰着我们对ISM内丰度变化的理解。使用PHANGS-MUSE大型程序，我们开发和应用一种新的技术来模拟强发射线所产生的HII区域在19个附近的螺旋星系在~50 pc的分辨率和推断电子温度的星云。研究方法：由于原子氧的电离分数与氢的电离分数的电荷交换耦合，所观察到的[OI]6300/Ha线比的发射率可以被建模为气相氧丰度（O/H）、电离分数（f_ion）和电子温度（T_e）的函数。我们使用强线金属丰度校准测量（O/H），并确定f_ion与[SIII]9069/[SII] 6716，6730之间的相关性，跟踪电离参数变化。结果：我们求解了T_e，并通过重现T_e（[NII]5755）的直接测量值对该方法进行了测试，该测量值基于~600 K范围内的极光线检测。我们将这种计算T_e的电荷交换方法应用于19个PHANGS-MUSE星系的4，129个HII区。我们发现径向温度梯度，增加小尺度上的均匀性，并在磁盘中的方位角温度变化，对应于建立丰度模式。这种测量电子温度的新技术利用了星系样本中光学积分场单位光谱图的日益可用性，与直接极光线探测相比，增加了可用的统计数据。
2022-07-21 astro-ph.GA
Recalibration of Pagel's method for HII regions considering the thermal structure, the ionization structure, and the depletion of O into dust grains
利用文献中的28个HII区的样本和测量的温度不均匀性参数t^2，我们对Te（4363/5007）方法确定的化学丰度进行了统计校正。我们使用t^2值来校正氧气的气体丰度，并考虑到氧气消耗到尘埃中，以计算这些物体的总丰度。这种校正是用来获得一个新的校准Pagel的强线方法，R_{23}，以确定在HII地区的氧丰度。我们的新校准同时考虑了温度结构，电离结构，和氧耗尽成尘埃颗粒的分数。文献中以前的校准包括这些因素中的一个或两个;这是第一次将所有三个因素都考虑在内。这种重新校准调和了不同方法测得的温度之间的系统差异。我们发现，由于热不均匀性和灰尘耗尽的总校正量增加的HII地区的O/H比的因素为1.7至2.2（或0.22至0.35德克斯）。这一结果在天体物理学的各个领域都有重要的意义，例如研究初始质量函数的高端，恒星形成率和星系的质量-金属丰度关系等。
2012-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
SIGNALS of Giant HII Regions: A Spatially Resolved Analysis of NGC 604
Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；George P. and Cynthia W. Mitchell Institute for Fundamental Physics & Astronomy, Texas A&M University（乔治·P和辛西娅·W·米切尔基础物理与天文学研究所，德克萨斯农工大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Départment de Physique, de Génie Physique et d’Optique, Université Laval（拉瓦尔大学物理、物理工程与光学系）；Centre de Recherche en Astrophysique du Québec (CRAQ)（魁北克天体物理学研究中心）
通过高分辨率观测揭示NGC 604中电离气体分布与恒星反馈的关系，发现超新星遗迹和行星状星云，并指出传统光谱测量的局限性。
2026-01-28 astro-ph.GA
PAHs and star formation in the HII regions of nearby galaxies M83 and M33
本文介绍了恒星形成星系M83和M33中HII区的中红外光谱。它们的发射特征与银河系和河外HII区、HII型星系、星暴星系和Seyfert/LINER型星系进行了比较。我们的主要结果如下：（1）M33和M83的HII区在7.7/11.3 - 6.2/11.3平面上介于Seyfert/LINER星系和HII型星系之间，但不同的子样本具有不同的7.7/6.2比值;（ii）利用NASA艾姆斯多环芳烃红外光谱数据库，我们证明6.2/7.7的比率不能有效地跟踪多环芳烃的大小，但11.3/3.3的比率可以;（iii）17 $μ$ m PAH波段的变化取决于天体类型，但对河外HII区和星系来说，PAH/VSG强度比与辐射场的硬度和银河系中心半径（Rg）有关，但电离不能单独解释我们所有源中所见的变化;（v）多环芳烃特征的相对强度不随辐射硬度的增加而显著变化，这是通过[NeIII]/[NeII]比率和电离指数来测量的;（六）我们提出了PAH SFR校准的基础上，6.2，7.7，和11.3 $μ$ m PAH光度与24 $μ$ m光度以及24 $μ$ m和H $α$光度的组合;（vii）根据PAH和FIR发射的总光度，我们认为，河外HII区是更合适的模板，在建模和解释星系的大尺度属性相比，银河系HII区。
2018-09-26 astro-ph.GA
CHAOS IV: Gas-Phase Abundance Trends From The First Four CHAOS Galaxies
螺旋星系的化学丰度，如HII区域在其盘上探测的那样，是理解星系在各种环境中演化的关键。作为螺旋化学丰度（CHAOS）项目的一部分，我们提出了NGC 3184中52个HII区域的LBT/MODS光谱。我们探索的直接方法气相丰度的趋势，前四个混沌星系，使用温度测量从一个或多个极光线检测在190个单独的HII区域。我们发现，分散在碲-碲关系是依赖于电离，其特征在于F_5007/F_3727，因此建议电离为基础的温度优先丰度计算。我们证实了我们以前的结果，[NII]和[SIII]提供了最强大的措施，在低电离区的电子温度，而[OIII]提供了可靠的电子温度在高电离星云。我们测量O、N、S、Ar和Ne的相对和绝对丰度。这四个混沌星系在边缘上符合普遍的O/H梯度，这是由经验IFU研究相对于有效半径绘制时发现的。然而，在调整垂直偏移后，我们发现α_N/O = -0.33 dex/Re与sigma_tot的紧密普适N/O梯度。= 0.08，Rg/Re < 2.0，其中N由次级生产主导。尽管存在这种紧密的普遍N/O梯度，但N/O-O/H关系的分散性是显著的。有趣的是，当N/O相对于O/H或S/H作图时，散射是相似的。S探测器的可观测离子态比O探测器的电离能和激发能低，这可能更适合于表征富金属HII区的丰度。
2020-01-14 astro-ph.GA
MUSE crowded field 3D spectroscopy in NGC 300 III. Characterizing extremely faint HII regions and diffuse ionized gas
HII和扩散电离气体（DIG）的物理性质之间存在已知的差异，但文献中大多数研究区域都相对明亮。我们在螺旋星系NGC 300中收集了390个HII区域的微弱样本，中值$\log_{10}Hα$ =34.7，从金属丰度、密度、消光和运动学方面推导出它们的物理性质，并对DIG的性质进行了比较分析。我们使用了NGC 300中9个场的MUSE数据，覆盖了0到~450 arcsec（~4投影kpc）的银河中心距离，包括旋臂和旋臂间区域。我们将数据分箱在树状图叶和提取所有强星云发射线。我们确定了HII和DIG区域，并比较了它们的电子密度，金属丰度，消光和运动学性质。我们还测试了无监督机器学习算法区分HII和DIG区域的有效性。HII区和DIG区的天然气密度接近所有气田的低密度极限。DIG中的平均速度分散高于HII区域，这可以通过DIG比HII气体热1.8 kK来解释。DIG的电离参数比HII气体低，DIG的比例在15- 77%之间，有强有力的证据表明，低质量的恒星和激波对DIG的电离有贡献。大部分的DIG是一致的，没有灭绝和氧金属丰度是无法区分的HII气体。我们观察到一个平坦的金属丰度分布在中心区域，没有梯度的迹象。极暗的HII和DIG区域之间的差异遵循与它们更明亮的表亲相同的趋势和相关性。然而，HII和DIG是如此异质，以至于每个类内的差异大于两个类之间的差异。
2022-10-10 astro-ph.GA
The size-velocity dispersion relationship of Galactic HII regions
The Key Laboratory of Cosmic Rays (Xizang University), Ministry of Education（西藏大学宇宙射线教育部重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
研究发现小尺寸HII区域遵循与巨型HII区域相同的大小-速度分散关系，并揭示年轻与年长HII区域在湍流机制上的演化转变。
2026-02-25 astro-ph.GA
PHANGS-JWST First Results: Destruction of the PAH molecules in HII regions probed by JWST and MUSE
多环芳烃（PAHs）在恒星辐射的再处理和平衡星际介质（ISM）的加热和冷却过程中起着关键作用，但在HII区域似乎被破坏。然而，驱动其破坏的机制仍不完全清楚。利用PHANGS-JWST和PHANGS-MUSE观测资料，我们研究了四个邻近恒星形成星系（NGC 628，NGC 1365，NGC 7496，IC 5332）中大约1500个HII区域中PAH分数的变化。我们发现PAH分数和电离参数（电离光子通量和氢密度之间的比率）的HII区域之间的强反相关。对于更明亮的HII区域，这种关系变得更陡峭。在我们的星系样本中，HII区域的金属丰度对这些结果只有很小的影响。我们发现，PAH馏分减少与H $α$等效宽度-代理的年龄的HII区域-虽然这种趋势是弱得多，比一个确定使用电离参数。我们的研究结果是一致的情况下，氢电离紫外线辐射是主要来源的多环芳烃破坏恒星形成的地区。
2022-12-18 astro-ph.GA
Metal-poor dwarf galaxies in the SIGRID galaxy sample. II. The electron temperature-abundance calibration and the parameters that affect it
在本文中，我们使用映射光电离程序来探索物理参数对HII区电子温度和丰度测量的影响。在前一篇文章中，我们介绍了观测和测量的物理性质的光谱的十七个HII区的十四个孤立的矮不规则星系的SIGRID样本。在这里，我们进一步分析了这些观察结果，以及另外三个已发表的数据集。讨论了光学厚度、电子密度、电离参数、电离源和非平衡效应对电子温度与金属丰度关系的影响。我们提出了一个标准模型，非常适合观测数据的金属丰度之间的1/10和1太阳。我们调查的光学薄HII区域的影响，并表明，它们可以有相当大的影响，测量的电子温度，并有证据表明，一些观察到的对象是光学薄。我们看看电离参数的作用，并发现较低的电离参数值在较高的氧丰度更好地配合。我们发现，较高的压力结合低光学深度，并在低kappa值的kappa电子能量分布，可以产生明显的高电子温度在低金属丰度HII地区，前者提供了更好的拟合观测。我们研究了这些参数对强线诊断方法的影响。我们扩展到三维诊断网格，以确认如何以及观察所描述的网格。
2014-05-28 astro-ph.GA
Investigating the Drivers of Electron Temperature Variations in HII Regions with Keck-KCWI and VLT-MUSE
本研究利用凯克望远镜KCWI和甚大望远镜MUSE的积分场光谱数据，测量近邻星系电离氢区不同离子的电子温度，结合环境性质探究温度变化的驱动因素，验证了部分温度示踪剂更能反映真实电离区温度。
2024-03-07 astro-ph.GA
Analyzing the Abundance Discrepancy Problem in HII Regions with Photoionization Modeling
该研究构建纳入温度、密度与化学非均匀性的光致电离模型，以解释 HII 区 RLs 与 CELs 丰度差异，并以 25% 的平均差异再现观测。
2024-10-28 astro-ph.GA
A geostatistical analysis of multiscale metallicity variations in galaxies [II]: Predicting the metallicities of Hii and diffuse ionised gas regions via universal kriging
扩散电离气体（DIG）的金属丰度不能使用强发射线诊断来确定，强发射线诊断被校准以计算Hii区域的金属丰度。正因为如此，从积分场光谱（IFS）数据解析的金属丰度图在很大程度上仍然不完整。在本文中（一系列的第二），我们介绍了地质统计技术的通用克里格，它允许完整的二维金属丰度分布的星系进行重建从金属丰度测量在Hii地区，占附近的数据点之间的空间相关性。我们应用这种方法来构建高保真的金属丰度地图的本地螺旋星系NGC 5236使用的数据从台风/PrISM调查。我们发现Hii地区的金属丰度之间存在显著的相关性，最高可达0.4-1.2千秒差距。使用这种方法构建的预测进行了测试，使用交叉验证在Hii地区，我们表明，他们优于显着插值的金属丰度梯度的基础上。此外，我们应用克里格预测的金属丰度占主导地位的地区的DIG发射，考虑7个额外的螺旋星系的高分辨率（<100 pc）的金属丰度图。我们比较克里金地图DIG金属丰度计算与新的电离校正，并发现这种校正引入了系统的偏移量高达$\pm0.1$德克斯的任何单个星系，与0.02-0.07德克斯的样本的散射。总的来说，我们建议通用克里格，连同校准的地质统计模型，作为优越的方法推断DIG为主的地区在当地的旋涡星系的金属丰度，进一步展示了应用地质统计方法的空间分辨星系观测的潜力。
2022-05-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
Photoionization models of the CALIFA HII regions. I. Hybrid models
HII区域的光电离模型需要作为输入的电离SED和气体分布的电离参数U和化学丰度（例如O/H和N/O）的描述。一个强大的简并性之间存在的硬度的SED和U，这反过来又导致了高的不确定性，在确定其他参数，包括丰度。解决简并性的一种方法是使用附加信息来固定其中一个参数。对于每一个~ 20000源的CALIFA HII地区的目录，网格的光电离模型计算假设电离SED被描述的基础恒星星族从光谱合成建模。电离SED被定义为不同年龄和金属丰度的各种恒星爆发的总和。这解决了电离SED和U的形状之间的简并性。星云金属丰度（与O/H相关）是使用经典的强线方法O3 N2定义的（这使我们的模型处于“杂交”状态）。剩余的自由参数是丰度比N/O和电离参数U，它们通过寻找模型拟合[NII]/Ha和[OIII]/Hb来确定。还选择模型来拟合[OII]/Hb。这个过程导致了一组约3200个模型，同时再现了三个观测结果。我们发现，年轻恒星爆发区电离光子泄漏，逃逸光子比例的中位数为80%。这组光电离模型令人满意地再现了来自[OIII]4363/5007线比的电子温度。我们确定了电离参数U与[OII]/[OIII]或[SII]/[SIII]谱线比之间的新关系。还确定了N/O和O/H以及U和O/H之间的新关系。所有模型都可以在3 MdB数据库中公开获得。
2016-06-03 astro-ph.GA
Effective temperature of ionizing stars of extragalactic HII regions
利用R= log（[OII]（3727）/[OIII]5007）指数估算了河外HII区大样本电离星辐射场的有效温度（Teff）。我们使用了一个网格的光电离模型来校准Teff-R关系发现，它有一个很强的依赖性与电离参数，而它显示了一个弱的直接依赖性与金属丰度（Z的变化意味着在U的变化）的恒星大气的电离星和气相的HII区域。由于对于大于40 kK的值，R指数随Teff略微变化，因此R指数可用于导出30-40 kK范围内的Teff。电离参数变化的很大一部分是由于电离星的温度差异，然后使用（相对）低的Teff依赖的S2=[SII]（6717+31）/Ha发射线比来推导电离参数是优于文献中的其他。我们提出了S2和U之间的线性金属丰度依赖关系。Teff和金属丰度估计的865个HII区域的样本，其发射线强度从文献中编译，没有显示任何Teff-Z相关性。另一方面，它似乎暗示了Teff-U之间存在反相关性。我们发现，大多数研究的HII区域（87%）目前Teff值在37和40 kK之间的范围内，平均值为38.5 kK。我们还研究了14个旋涡星系的Teff作为银河系中心距离的函数的变化。我们的结果是在协议的想法，存在着积极的Teff梯度沿磁盘的螺旋星系。
2016-11-29 astro-ph.GA
Stellar associations powering HII regions $\unicode{x2013}$ I. Defining an evolutionary sequence
将HII区域的气体与电离辐射的潜在来源联系起来，可以帮助我们限制恒星反馈的物理过程以及HII区域如何随时间演变。使用PHANGS $\unicode{x2013}$ MUSE，我们探测了19个星系中近24，000个HII区域，并测量了电离气体的物理性质（例如金属丰度，电离参数，密度）。我们使用PHANGS $\unicode{x2013}$ HST的多尺度恒星星协目录来获得电离源年龄的约束。我们构建了一个4,177个HII区域的匹配目录，这些区域明确地与单个电离缔合相关。在缔合年龄与H $α$等效宽度EW（H $α$）、H $α$ /FUV通量比和电离参数log q之间观察到弱的反相关。由于这三种物质都将随着恒星星族年龄的增长而减少，这可能表明我们观察到了一个进化序列。这一解释得到了所有三个属性之间的相关性的进一步支持。将这些解释为进化的示踪剂，我们发现年轻的星云更容易被尘埃衰减，更接近巨大的分子云，这与最近的反馈调节恒星形成模型一致。我们还观察到强烈的相关性与当地的金属丰度的变化和所有三个建议的年龄示踪剂，暗示恒星形成优先发生在当地增强的金属丰度的位置。总体而言，EW（H $α$）和log q显示出最一致的趋势，似乎是HII区年龄的最可靠示踪剂。
2023-03-21 astro-ph.GA
HII Region Driven Galactic Bubbles and Their Relationship to the Galactic Magnetic Field
中红外跟踪银河系气泡的相对取向进行比较的平均银河系磁场在磁盘的方向。在北银河平面的气泡的取向进行了测量，是一致的随机取向-没有优先对齐相对于银河disk.A子样本的HII区域驱动的银河系bubbles被确定，作为一个单一的人口，他们表现出随机取向。当这个子样本被进一步分为亚热和超热HII地区，根据氢射电复合线宽，亚热HII地区显示出边缘偏离随机取向，但超热HII地区显示出显着的银河系平面对齐。银河系磁盘磁场的平均取向的特点是使用新的近红外星光偏振和超热HII地区被发现优先与磁盘磁场。如果超热谱线宽度与年轻的HII区有关，那么年轻的HII区的演化会受到银河系磁场的显著影响。随着HII区域年龄的增长，它们不再与银河系磁场紧密相连，因为周围的密度变化开始主导它们的形态演化。根据新的观测结果，对较年轻的HII区的膨胀电离锋中的磁压与冲压压之比进行了估计。
2012-10-15 astro-ph.GA
Simulating ionization feedback from young massive stars: impact of numerical resolution
本文利用 Arepo-RT 开展理想化 HII 区模拟，量化空间与时间分辨率对大质量恒星电离反馈收敛性的影响，并提出无法满足严格分辨率时的数值改进方案。
2023-11-03 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
Cloudy modeling suggests a diversity of ionization mechanisms for diffuse extraplanar gas
研究利用MUSE观测8个近邻侧视盘星系，通过Cloudy建模分析eDIG的电离辐射来源，发现银道面HII区域泄漏辐射是主要电离源，但在低恒星形成率星系中原位演化恒星电离作用显著。
2024-09-24 astro-ph.GA
On the Origin of Diffuse Ionized Gas in the Antennae Galaxy
“银河系”（NGC 4038/39）是距离我们最近的主要相互作用星系系统，因此经常被当作合并的原型。我们提出了这个系统的第一个全面的积分场光谱数据集，观察与MUSE仪器在ESO VLT。我们涵盖了这个系统中的两个区域，表现出最近的恒星形成：中央星系的相互作用和南部潮汐尾的尖端附近的区域。在这些领域中，我们探测HII区域并将电离气体扩散到前所未有的深度。大约15%的电离气体在以前的观测活动中没有被发现。这个新探测到的微弱的电离气体在中心合并的周围到处都是可见的，并且显示出了类似的结构。我们估计扩散气体分数约为60%的中心领域和10%的南部地区。我们能够表明，南部地区包含一个显着不同的人口的HII地区，显示较暗的光度。通过比较HII区域的光度与HST目录中的年轻星团在中央领域，我们估计，有足够的莱曼连续泄漏的合并，以解释我们检测到的扩散电离气体的量。我们比较莱曼连续逃逸分数的每个HII区域对电离参数敏感的发射线的比率。虽然我们没有发现这些属性之间的系统趋势，最极端的线比似乎是密度有界电离的强指标。外推莱曼连续谱逃逸分数到南部地区，我们得出的结论是，仅仅从年轻的恒星星族的电离气体的比较，没有必要调用其他电离机制比莱曼连续谱泄漏HII区的弥漫电离气体。
2017-12-14 astro-ph.GA
Internal Variations in Empirical Oxygen Abundances for Giant HII Regions in the Galaxy NGC 2403
本文对邻近星系NGC 2403的11个HII区进行了光谱研究。用安装在中国国家天文台兴隆站2.16米望远镜上的长缝摄谱仪对HII区进行了观测。对于每一个HII区域，光谱提取在不同的星云半径沿狭缝覆盖。氧丰度的经验估计从强线指数R23，N2 O2，O3 N2，和N2为每个分光光度单位，与观察和基于模型的校准通过到推导。每个星云的径向分布图都绘制了这些星散丰度估计值。在结果中，分别估计的氧气丰度与处方的基础上的观测和模型，虽然从相同的光谱指数，系统地偏离彼此;在同一时间，光谱指数R23和N2 O2的分布与平坦的配置文件，而N2和O3 N2表现出明显的梯度与星云半径。由于我们的研究自然地采样各种电离水平，这些电离水平在单个HII区域内的较大半径处固有地下降，因此径向分布不仅表明R23和N2 O2对电离变化的鲁棒性，而且还表明N2和O3 N2对电离参数的敏感性。本文的结果为经验丰度诊断中关于偏差的理论预测提供了观测证实。我们未来的工作计划是调查贫金属HII区可测量的T_e，试图重新校准强线指数，从而揭示经验氧丰度之间的差异的原因。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
HII regions in the CALIFA survey: I. Catalog presentation
我们提出了一个新的目录的基础上的积分场谱（IFS）数据的扩展CALIFA和PISCO样品的HII区域。HII区域的选择基于两个假设：一个具有高对比度H $α$发射的星团结构和一个由年轻恒星组成的潜在恒星星族。该星表提供了对应于924个星系的26，408个独立区域的光谱信息，包括覆盖3745- 7200 A波长范围的51条发射线的通量强度和等效宽度。据我们所知，这是最大的HII区光谱特性目录。我们探索了一种新的方法来净化来自扩散电离气体贡献的发射线。估计该扩散气体校正以校正所考虑的光谱范围内的每个发射线。在修正了HII区目录的基础上，提出了经典诊断图的新分界线。最后，我们研究了HII区底层恒星星族的性质。发现除了电离区的物理条件外，星云的电离条件与恒星星族的性质有直接的关系。
2020-03-17 astro-ph.GA
Detection of He++ ion in the star-forming ring of the Cartwheel using MUSE data and ionizing mechanisms
在这里，我们报告的检测星云HeII 4686线在32个HII地区的贫金属碰撞环星系车轮使用多单元光谱探测器（MUSE）数据集。测得的I（HeII 4686）/I（H β）比值范围为0.004 - 0.07，平均值为0.010+/-0.003。这32个HII区域中有10个与超发光X射线（ULX）源的位置一致。我们利用重要诊断线的通量比和简单恒星星族（SSP）光电离的结果来研究He+电离的可能物理机制。我们发现，大部分区域（27）与星团在其Wolf-Rayet（WR）阶段的光电离一致，初始电离参数为-3.5<logU<-2.0。然而，在任何光谱中都没有检测到WR星的特征性特征--蓝凸（BB）。我们证明，这种非检测是由于相对较低的等效宽度（EW）的BB在金属贫乏的SSP，尽管包含足够数量的WR星再现观察到的I（HeII 4686）/I（Hbeta）的比率为1.5%，在车轮金属丰度Z=0.004。与ULX源重合的WR相中的HII区域不显示X射线源电离的线比特征。然而，ULX源可能在五个区域中的两个（#99，144）中的不处于WR相的He+的电离中起作用。辐射冲击电离以及电离光子选择性泄漏通道的存在是#17和#148中可能的场景，这两个区域具有最高的I（HeII 4686）/I（H β）比值。
2023-01-08 astro-ph.GA
HII regions in NGC 628: the view of two catalogs
Ural Federal University（乌拉尔联邦大学）；Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）
本文通过比较两个目录中NGC 628的HII区域参数，发现Groves目录区域线宽更高，且可能存在部分区域分类错误。
2026-01-15 astro-ph.GA
The ionization structure and chemical history in isolated H ii regions of dwarf galaxies with VIMOS/IFU II. The Leo A galaxy
Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
通过VIMOS/IFU II数据研究Leo A星系中西南部空间分辨的H II区域，揭示其气体结构及化学演化，发现年轻恒星团驱动电离并影响金属丰度。
2025-12-29 astro-ph.GA
Clumping factors of HII, HeII and HeIII
估算一个区域的星系际介质电离水平需要对宇宙中较大代表体积的再电离过程进行适当的处理。的聚集因子，一个参数，占未解决的，小规模的结构的重组的效果，帮助实现所需的精度，即使在低空间分辨率的模拟再电离的历史。在本文中，我们研究了第一次红移的演变不同的电离物种的H和He在一个小的，但非常高分辨率的再电离过程的模拟。我们调查的价值和红移演化的聚团因子对它们的定义，电离水平的气体，网格分辨率，盒子大小和平均无量纲密度的模拟。
2014-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ionization structure and chemical history in isolated H II regions of dwarf galaxies with IFU I. The Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy
本研究利用IFU存档数据分析了SagDIG矮星系中唯一已知HII区域的气体结构与化学性质，发现其双锥状电离分层、温度波动及贫金属特征，表明其演化受恒星反馈过程驱动。
2025-05-22 astro-ph.GA
Molecular clouds under the influence of massive stars in the Galactic HII region G353.2+0.9
银河系HII区域G353.2+0.9被大质量的疏散星团Pismis-24激发。通过分析（子）毫米分子线和连续，我们研究的气体和尘埃的详细形态，以及它们的物理参数和它们的变化跨越PDR。我们观察了各种分子和跃迁，通过线比以及LTE和非LTE分析来推导分子气体的物理性质。气体的物理性质是用贝叶斯方法导出的，用于非LTE分析。基于870微米的连续数据，我们推导出尘埃质量和H2的柱密度，从而推导出分子丰度。该区域中气体的总质量为ca。2000 Mo，而尘埃的约为。21个月。该区域的速度梯度表明，电离气体的膨胀正在将分子气体推离观察者。我们明确地确定电离前沿，在该位置，我们检测到气体密度和温度的增加。我们发现至少有14块在不同的位置和LSR速度。我们得到的动力学温度范围为11-45 K（CS）和20-45 K（CN）。CS的H2数密度通常约为1 e5 cm^-3，CN的H2数密度很少为1 e5 cm^-3，最大值高于1 e6 cm^-3。所观察到的分子丰度在整个区域各不相同，并且似乎在远离电离前沿的区域更高。
2011-11-08 astro-ph.GA
A global study of the HII region M43 and its ionizing star (I. Stellar parameters and nebular empirical analysis)
我们选择了银河系HII区M43，一个由一颗恒星（HD 37061）电离的近距离明显的球形星云，来研究HII区和大质量恒星领域最近感兴趣的几个主题。在一系列的两篇论文中，我们通过使用尽可能多的观测约束条件，对星云及其电离恒星进行了综合全面的研究。我们为这项研究收集了一组高质量的观测数据，包括HD37061的光谱，以及星云光学成像和长缝空间分辨光谱。我们的研究的第一部分包括电离星的定量光谱分析，以及星云图像和光谱的经验分析。我们确定了HD 37061的恒星参数和恒星发射的电离光子总数。我们发现了来自惠更斯区域（猎户座星云最明亮的部分）的散射光存在于M43区域的观测证据。本文指出了对M43的成像和光谱观测中的散射光进行适当的校正对于正确确定星云总的H_α光度、星云的物理条件和化学丰度的重要性。我们对从HD37061西侧长缝中提取的9个星云孔径进行了详细的经验分析，获得了物理条件和离子丰度的空间分布。对于三个分析的元素（O，S和N），我们可以直接从可观察到的离子（不需要电离校正因子）确定总丰度。将这些丰度与猎户座星云光谱中的丰度进行比较，表明原子数据的重要性，特别是在M1，42的情况下，考虑电离校正因子。
2011-04-07 astro-ph.GA
Helium Ionization in the Diffuse Ionized Gas surrounding UCHII regions
我们提出了测量的单电离氦氢比（$n_{He^+}/n_{H^+}$）对扩散气体周围的三个超紧凑HII（UCHII）区域：G10.15-0.34，G23.46-0.20 \和G29.96-0.02。我们使用GBT测量$n_{He^+}/n_{H^+}$比，观察了5 GHz附近氢和氦的射电复合线（RRL）。测量的动机是在温暖的电离介质（WIM）和在银河系内扩散电离区（WIM）观察到的低氦电离。我们的数据表明，氦是不均匀的电离在三个观察到的来源。在源G10.15-0.34和G23.46-0.20中，有少数观测位置没有检测到氦谱线，得到的$n_{He^+}/n_{H^+}$比的上限分别为0.03和0.05。选定的来源港口的恒星类型O 6或更热的氦线检测到明亮的无线电连续辐射的来源与平均$n_{He^+}/n_{H^+}$值为0.06 $\pm$ 0.02。因此，我们的数据表明，位于观测区域内的年轻大质量恒星附近的扩散气体中的氦并没有完全电离。我们研究了非均匀氦电离的起源，并排除了以下可能性：（a）在观测区域中氦被双重电离，（b）低的$n_{He^+}/n_{H^+}$值是由于吸积低质量恒星产生的额外氢电离辐射造成的（Smith 2014）。我们发现，电离光子的尘埃的选择性吸收，可以导致低氦电离，但需要进一步的调查，以发展一个自洽的模型在HII地区的尘埃。
2017-03-09 astro-ph.GA
HII versus HI in the `green valley' galaxies: direct comparison
我们研究的形态和运动学的电离状态的气体在四个“绿谷”早期型星系在不同阶段的过渡从一个“蓝云”的恒星形成星系的被动演化序列。先前的HI映射所考虑的样品揭示了冷气库和恒星盘之间的空间偏移取决于后星爆年龄。考虑电离气体的性质对于理解恒星形成猝灭过程中各种反馈过程的作用至关重要。我们进行了长缝和3D光学光谱观测在6米俄罗斯望远镜和比较气体和恒星的运动学。电离气体的空间分布与HI图一致;然而，HII速度场的一阶高角分辨率使我们能够详细研究非圆形气体运动，如J1117+51核中活动星系核驱动的外流。最有趣的结果是全球HI+HII气体相对于J1237+39恒星盘的反向旋转。因此，在这种情况下，“绿谷”星系中所有观测到的气体都是通过吸积或轻微合并从环境中捕获的。
2019-08-21 astro-ph.GA
On the Ionization of Luminous WMAP Sources in the Galaxy : Constraints from He Recombination Line Observations with the GBT
威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的自由-自由前景发射图被用来识别银河系中的弥漫电离区（DIEF）（Rahman & Murray 2010）。已经发现，18个最明亮的WMAP源产生了银河系总电离光度的一半以上。我们用绿岸望远镜在1.4GHz附近观测到了WMAP发光源G49.75-0.45的射电复合谱线。氢RRL被检测到朝向源，但没有检测到氦线，这意味着n_He+/n_H+ < 0.024。这个极限对电离光谱提出了严格的限制。G49的总电离光度（3.05 x 10^51 s^-1）约为该星系内所有射电HII区光度的2.8倍，其他WMAP源通常也是如此。Murray & Rahman（2010）提出额外的电离是由于嵌入WMAP源中的大质量团簇（G49约为7.5 x10^3 Msun）。这样的团簇应该产生足够的光子，能量为\geq 24.6 eV，以完全吸收氦。我们的观察排除了一个简单的模型与G49电离的大规模集群。我们还考虑了Lockman和Anantharamaiah提出的HII区电离的“泄漏”模型，但这些模型也不能解释我们的观测结果。我们估计氦电离光子需要衰减> ~10倍才能解释观测结果。如果尘埃对He电离光子的选择性吸收导致了这种额外的衰减，那么尘埃对He电离光子和H电离光子的吸收截面的比率应该> ~6。
2012-02-03 astro-ph.GA
A population of hypercompact HII regions identified from young HII regions
上下文年轻的HII区域的导出的物理参数通常是假设发射区域是光学薄的。然而，这一假设是不可能成立的年轻的HII区域，如超紧HII（HCHII）和超紧HII（UCHII）区域，并导致其性质的低估。这可以通过在宽范围的射频上安装SED来克服。目的。本研究的两个主要目标是：（1）从射电SED中确定年轻HII区的物理特性，以寻找潜在的HCHII区;（2）利用这些物理特性研究它们的演化。法我们使用了卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）观测X波段和K波段，角分辨率分别为~1.7”和~0.7”，朝向114个HII区域，上升频谱在1-5 GHz之间。我们补充我们的观察与VLA档案数据和构建SED在1-26 GHz的范围内，并假设一个电离有界的HII区域的密度均匀的模型。结果样品的平均电子密度ne=1.6E4cm^{-3}，直径diam=0.14pc，发射率EM = 1.9E7pc*cm^{-6}。我们确定了16个HCHII区域候选人和8个中间对象之间的类HCHII和UCHII区域。ne、diam和EM如预期的那样变化，但莱曼连续通量随时间相对恒定。我们发现，约67%的莱曼连续谱光子被这些HII区域内的尘埃吸收，尘埃吸收分数往往是更紧凑和年轻的HII区域更显着。结论年轻的HII区域通常位于尘埃团块中; HCHII区域和中间天体通常与各种脉泽、外流、宽射电复合线和扩展的绿色天体有关，并且在这两个阶段的…
2020-11-27 astro-ph.GA
Star Formation in HII Galaxies. Properties of the ionized gas
我们提出了一种方法来执行一个自洽的分析的物理性质的HII星系的发射气体足以与二十一世纪的技术，可以获得的数据。这种方法需要生产和校准不同的线温度之间的经验关系，应该superseed目前使用的基于非常简单的，测试不佳，光电离模型序列。然后，这些意见进行了分析，采用一种方法，旨在获得准确的元素丰度的氧，硫，氮，氖，氩和铁的电离气体。四个电子温度和一个电子密度来自使用五能级原子近似下观察到的禁戒线比。对于我们最好的对象，在T（[OIII]）中实现1%的误差，在T（[OII]）中实现3%的误差，在T（[SIII]）中实现5%的误差，从而在总氧丰度O/H中实现5%至9%的精度。这些准确度预计将提高更好的校准的基础上更精确的测量，无论是对电子温度和密度，生产。
2009-01-16 astro-ph.GA
The Ionization and Dynamics of the Makani Galactic Wind
本研究利用Keck光学光谱分析Makani的两期星系风，通过氢线、碰撞激发线和激波模型约束暖电离气体的质量、外流率、动量与能量。
2023-03-01 astro-ph.GA
Mixing between Seyfert and HII-region excitation in local active galaxies
我们拟合的理论模型，从斯隆数字巡天（SDSS）的2766塞弗特星系的发射线光谱。模型线通量是由活动星系核（AGN）窄线区（NLR）发射和HII区发射的“混合”光电离模型预测导出的。使用贝叶斯参数估计代码NebulaBayes将每个光谱中观察到的线通量直接与混合模型网格进行比较，从而首次测量每个光谱中的混合程度。我们发现，在大多数塞弗特分类的SDSS光谱中的大多数巴耳末线发射产生于固定尺寸孔径内的污染HII区域。即使对于log [OIII]/Hb $\gtrsim 0.9$的光谱，在HII区域也会出现约30%的巴耳末通量中位数。结果表明，这些结果对假设的Seyfert电离连续谱定性地不敏感，并且具有Epeak ~ 40-50 eV峰值能量的电离谱产生最合理的混合分数分布。分析干净地量化了如何星暴活动星系核'混合分数'的BPT图上增加SDSS星系。除了混合分数之外，模型还随NLR中的电离参数、气体压力和金属丰度而变化。特别是金属丰度的测量将在配套文件中介绍。
2018-06-17 astro-ph.GA
WARPFIELD-EMP: The Self-Consistent Prediction of Emission Lines from Evolving HII Regions in Dense Molecular Clouds
我们提出了{ \sc warpfield}发射预测器，{ \sc warpfield-emp}，它将一维恒星反馈代码{ \sc warpfield}与{ \sc cloud} \hii区域/PDR代码和{ \sc polaris}辐射转移代码耦合起来，为了对H{ \sc ii}产生的随时间变化的谱线和连续谱发射进行详细的预测，区域和PDR围绕着一个不断发展的星团。{ \sc warpfield-emp}解释了广泛的物理过程（恒星风、超新星、辐射压、重力、热传导、辐射冷却、尘埃消光等）。但运行速度足够快，使我们能够探索各种不同的云参数。我们比较了一组广泛的模型的结果与SITELLE观测的一个大样本的\hii地区在NGC~628，发现非常好的协议，特别是最高的信号噪声观测。我们表明，我们的方法建模的第一原则（而不是在无量纲的量，如电离参数），使我们能够避免长期存在的退化解释的\hii区域诊断，使我们能够将这些诊断重要的物理参数，如云质量或集群年龄。最后，我们探讨了我们的模型的影响，简单的金属丰度诊断的可靠性，长寿命的嵌入式集群的属性，风和超新星在调节\hii区域和PDR线发射所发挥的作用。
2019-09-20 astro-ph.GA
Green Bank Telescope Observations of 3He+: HII Regions
在原始核合成时期，轻元素2 H、3 He、4 He和7 Li大量产生，这些丰度主要被恒星改变。在整个银河系盘的HII区域的3 He+的观测显示，3 He/H丰度比的变化很小-“3 He高原”-表明3 He在恒星中产生的净效应可以忽略不计。这与在一些行星状星云中发现的更高的3 He/H丰度比形成对比。这种差异被称为“3 He问题”。包含热盐混合的恒星演化模型可以通过大幅度减少大多数恒星的3 He净产量来解决3 He问题。这些模型预测在银河系盘面上有一个小的负3 He/H丰度梯度。在这里，我们使用绿岸望远镜观察3 He+在五个HII地区的高精度，以确认恒星和银河系的化学演化模型，包括热盐混合的预测。我们在所有的源中检测到3 He+，并利用HII模型区域和数值辐射转移程序NEBERO推导出3 He +/H+丰度比。超过35个无线电复合线（RRL），同时观察到，与3 He+过渡提供了严格的限制，这些模型。我们使用4 He RRL的观察应用电离校正。我们确定了3 He/H丰度梯度作为银心半径的函数为-0.116 +/- 0.022 x 10-5，与包括热盐混合的恒星演化模型一致，该模型预测了来自太阳质量恒星的3 He的小净贡献。
2018-10-22 astro-ph.GA
HII regions in CALIFA survey: II. The relation between their physical properties and galaxy evolution
在这里，我们提出了探索的物理性质的样本的HII区域和聚集的最后HII区域目录的CALIFA调查。该样本包括积分场光谱数据中对应于924个星系的超过26，000个电离区域的光谱特性，包括通量强度和等效宽度以及其基础恒星星族的特性。在目前的研究中，我们根据这些性质推导出所有这些区域的一组物理量，包括：（i）年轻恒星的比例;（ii）电离强度（使用6种不同的估计）;（iii）氧丰度（使用25种不同的校准器）;（iv）氮和氮氧丰度;（v）尘埃消光和（vi）电子密度。使用这个数据集，我们探讨了如何在经典的诊断图的轨迹与这些数量，这些参数的径向分布，以及它们之间的相互关系，并与底层的恒星星族的属性。我们的结论是，许多性质的HII区密切相关的银河系恒星演化在这些地区的观察位置。这些性质只作为二级效应受到电离星和电离星云性质的调制，而这些性质并不取决于它们形成的天体物理背景。我们的研究结果突出了HII区域在探索星系化学演化中的重要性，澄清了它们的哪些属性可以用作这种演化的代理。
2022-02-15 astro-ph.GA
Investigating star-formation activity towards the southern HII region RCW 42
在HII区域RCW 42的恒星形成活动的研究使用多个波段，从近红外到无线电波长。位于5.8千秒差距，这个南部地区的辐射热光度为1.8 $\times$ 10 $^6$ L $_{\odot}$。已使用印度的巨型米波射电望远镜在610和1280兆赫的低无线电频率下对电离气体发射进行了成像，并显示了HII区域的大片区域，横跨$20\times 15$ pc $^2$。在该地区的平均电子数密度估计为$\sim70$ cm $^{-3}$，这表明云的平均电离分数为$11\%$。利用2 MASS和斯皮策巡天的数据，在该区域发现了一个扩展的绿色天体EGO G274.0649-01.1460和几个年轻的恒星天体。使用赫歇尔太空望远镜探测了相关分子云的尘埃排放，揭示了该区域存在5个团块，C1-C5。从ALMA图中1.4 mm处的C1方向上发现了质量分别为380和390 M $_{\odot}$的两个毫米发射核。根据与各种恒星形成示踪物的关联，对这些团块的演化阶段进行了研究，发现所有团块都处于活动/演化阶段。
2022-07-29 astro-ph.GA
Characterizing spiral arm and interarm star formation
旋臂间恒星的形成对星系的恒星形成预算有很大的贡献，并为研究不受旋臂动力学干扰的恒星诞生地提供了机会。利用邻近星系NGC 628的光学积分场光谱学和VLT/MUSE，我们构建了包括对尘埃消光和恒星吸收的详细修正的Halpha图，以35 pc分辨率在12 kpc ^[2]上识别出391个HII区域。利用对潜在引力势敏感的示踪剂，我们将HII区域与臂（271）或臂间（120）环境相关联。利用我们对每个区域的全光谱覆盖，我们发现大多数HII区域的物理性质（光度，大小，金属丰度，电离参数）与环境无关。我们计算的分数Halpha光度由于扩散电离气体（DIG）的背景污染每个HII区域，并发现DIG表面亮度要高于HII区域内相比，周围环境，并略高于手臂HII区域内。使用温度敏感[SII]/Halpha线比率图代替Halpha表面亮度来识别HII区域边界不会改变该结果。使用尘埃衰减作为气体的示踪剂，我们发现耗尽时间与以前的工作（2 x 10^9年）一致，臂和臂间没有差异，但是这对DIG校正非常敏感。不像分子云，它可以动态地受到银河系环境的影响，我们看到相当一致的HII区域的属性在两个臂和臂间的环境。这表明要么是臂星形成和反馈的差异，要么是致密的恒星形成团块与周围更广泛的分子气体脱钩。
2016-06-14 astro-ph.GA
HII galaxies in 4D
HII星系是clusional星系，它们的气体运动学可以被映射到显示全球湍流运动和大质量恒星演化的影响。其物理条件分布均匀，氧丰度均匀。星云HeII 4868线的出现似乎在低丰度星系中更高，这可能意味着低金属丰度恒星的电离能力更强。数据立方体分析的创新方法，即PCA断层扫描（绰号4D），似乎有希望揭示标准方法无法检测到的额外信息。我回顾了一些我们自己最近的工作，对3D光谱的HII星系。
2014-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray ionization of the intergalactic medium by quasars
我们用辐射传输程序\texttt{CRASH4}研究了类星体对周围星系际介质电离的影响。在与解析解比较后，我们对一个包含类ULAS J1120+0641的宇宙体（$ \approx 1.5\times 10^4$ Mpc $^3 h^{-3}$）进行了后处理，类ULAS J1120+0641的类星体被一个$5 \times 10^{11} {\rm M}_\odot h^{-1}$暗物质晕所包围。我们发现：（一）平均HII区域（$R\sim3.2$ ~pMpc在寿命$t_f = 10^7$ ~yrs中）主要由UV通量设定，与半解析标度关系一致;（ii）在很大程度上中性的（$x_{\textrm{HII}} < 0.001$），温热（$T\sim 10^3$ ~K）尾在电离锋外延伸了几个Mpc，这是X射线通量的结果;（iii）LyC不透明的不均匀性诱导$R$中的视线（LOS）散射高达几个物理Mpc，与DLA方案一致，提出解释ULAS J1120+0641电离区域的异常大小。另一方面，与电离率$\dot{N}_{γ,0} \sim 10^{57}$ ~s $^{-1}$，假设的DLA集群和气体不透明度，只有一个LOS显示HII区与观察到的兼容。我们推断，要么类星体的电离率至少低一个数量级，要么ULAS J1120+0641亮相比$10^7$ ~ yrs短。
2018-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.atom-ph
Ionization Parameter as a Diagnostic of Radiation and Wind Pressures in H II Regions and Starburst Galaxies
电离参数U对于测量来自大质量星团的辐射压力反馈是潜在有用的，因为它反映了辐射与气体压力的比率，并且很容易从中红外线比率导出。我们考虑几种影响，确定在HII地区和星系的U的表观值。上限由辐射压力对气体的压缩设定。对于给定的辐射强度，来自恒星风的压力和中性团块的存在都会降低U。辐射最强烈的区域被电离光子的内部尘埃吸收而选择性地变暗，导致星系尺度上的观测偏差。我们探索这些影响的分析和数值，并用它们来解释以前的观测结果。我们发现，辐射约束设置的上限log_10 U = -1在个别地区看到。未分辨的星爆显示的最大值约为-2.3。虽然较低，但这也与其HII区域的大部分以辐射为主相一致，考虑到用于解释未解决区域的不同技术，并考虑到尘埃吸收造成的偏差。我们推断，许多个别的，强烈的照明区域不能由恒星风占主导地位，即使在银河系尺度上平均，冲击风压不可能比辐射压力大。因此，绝大多数HII区不可能是绝热风泡。我们的模型意味着金属丰度的物理结构和尘埃衰减的辐射为主的地区，这两者都应该有很大的变化，在一个临界金属丰度约二十分之一的太阳。
2012-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
