Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: V. DR7 and K3-50
本研究利用 SOFIA/FORCAST 中红外成像并结合多波段数据，分析 DR7 与 K3-50 的 MYSO、演化年龄及 GHII 分类属性。
2023-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Expansion Signatures in 35 HII Regions traced by SOFIA [CII] Emission
基于SOFIA [CII] 158微米发射数据，分析35个HII区的膨胀特征，发现约34%表现出明显膨胀，平均速度约12.2 km/s，并区分了热压力与恒星风的驱动作用，为理解HII区反馈与演化提供观测约束。
2025-06-20 astro-ph.GA
Gemini, SOFIA, and ATCA Reveal Very Young, Massive Protostars in the Collapsing Molecular Cloud BYF 73
我们提供了全球坠落分子云/原恒星团BYF 73的多波长数据。其中包括来自SOFIA的远红外场成像线光谱仪（FIFI-LS）的新的远红外光谱线和连续谱数据，Gemini-South上的热区域相机光谱仪（T-ReCS）的中红外（MIR）观测，以及来自澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的3 mm连续谱数据，加上斯皮策/IRAC，赫歇尔/PACS和SPIRE的档案数据。[OI] $\lambda63 μ$ m、[OIII] $\lambda88 μ$ m、[OI] $\lambda145 μ$ m和[CII] $\lambda158 μ$ m中的FIFI-LS光谱突出了致密分子云和HII区域中及其之间的不同气体环境。云和HII区之间的光解离区（PDR）最好用[OI] $\lambda145 μ$ m来追踪，其密度可能为$>$ 10 $^{10}$ m $^{-3}$，但在致密气体中观测到的$\lambda145μ$ m/ $\lambda63μ$ m和$\lambda63μ$ m/ $\lambda158μ$ m线比远超出模型值。HII区被[CII]很好地追踪，$\lambda158μ$ m/ $\lambda145μ$ m线比表明密度为10 $^{8.5}$ m $^{-3}$，电离辐射场相对较弱，1.5 $\lesssim$ log $(G/G_0)\lesssim$ 2。T-ReCS…
2018-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
An Infrared Study of the Dust Properties and Geometry of the Arched Filaments HII Region with SOFIA/FORCAST
大质量的星团提供辐射（$\mathrm{\sim 10^7-10^8~L_{\odot}}$）和风（$\mathrm{\sim 1000~km/s}$），这些辐射和风加热尘埃并塑造周围的环境。为了更好地理解拱状星系团对附近星际介质的影响，本文对银河系中心的拱状细丝进行了研究。拱形丝状体是用SOFIA望远镜（FORCAST）的暗天体红色照相机在19.7、25.2、31.5和37.1 $μ$ m处观测到的。用25.2和37.1 $μ$ m数据创建的该地区的色温图显示，在细丝（$\sim 25$ pc）的范围内，尘埃温度相对均匀（70-100 K）。假设标准尺寸ISM尘埃颗粒（$\sim$ 0.1 $μ$ m）的平衡加热，计算团簇和细丝之间的距离。通过这种方法推断的距离与细丝和团簇之间的投影距离相冲突，尽管如果细丝中的特征晶粒尺寸（$\sim$ 0.01 $μ$ m）小于典型值，则可以解释这种不一致。DustEM模型内的细丝选定的位置显示的证据耗尽丰度的多环芳烃（PAHs）的因素$\sim$ 1.6-10的质量相比，扩散ISM。PAH耗尽和较小的特征粒度的证据都指向长丝内ISM的加工。我们认为，尘埃颗粒在细丝的侵蚀是不太可能归因于辐射或风的拱门集群，但可能与银河系中心的物理条件。
2017-02-14 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
First science results from SOFIA/FORCAST: The mid-infrared view of the compact HII region W3A
大质量恒星形成区W3是由SOFIA望远镜（FORCAST）的暗天体红外相机观测的，作为短科学计划的一部分。用6.4、6.6、7.7、19.7、24.2、31.5和37.1 \um带通观察了多环芳烃（PAH）分子、极小颗粒和大颗粒的发射。W3 A的光学深度和色温图显示IRS 2吹出了一个半径为$\sim$ 0.05 pc的没有气体和尘埃的气泡。它嵌入在电离气体的尘埃壳层中，占W3 A总24 \um排放量的40%。这些尘埃成分主要被远紫外线加热，而不是被捕获的Ly $α$光子。这个壳本身被一个薄的（$\sim$ 0.01 pc）光解区包围，在那里多环芳烃显示出强烈的发射。红外光谱能量分布（SED）的三个不同的区域位于8，20和25 \arcsec从IRS 2，显示SED的峰值向长波长移动时，远离恒星。采用这三个位置的恒星辐射场，DUSTEM模型拟合这些SED产生的电离气体中的尘埃-气体质量比类似于在弥漫ISM。然而，在电离壳层中的尘埃的IR到UV不透明度的比率与漫射ISM相比增加了$\simeq$ 3倍。
2012-02-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
SOFIA/HAWC+ Far-Infrared Polarimetric Large Area CMZ Exploration Survey. V. The Magnetic Field Strength and Morphology in the Sagittarius C Complex
本文利用SOFIA/HAWC+的214微米偏振数据，通过改进的DCF方法测量了银心分子区人马座C复合体的磁场强度与形态，揭示了恒星形成外流驱动的湍流及HII区与周围云团的压缩前沿。
2025-07-03 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
SOFIA observations of S106: Dynamics of the warm gas
上下文HII区/PDR/分子云复合体S106是由一颗O星激发的。靠近恒星的温暖和稠密气体的全部范围还没有被绘制成光谱分辨的高J CO或[CII]线，因此温暖的部分电离气体的运动学是未知的。将沙漏状星云一分为二的突出的暗带是仅仅由于围绕着令人兴奋的恒星的一个小圆盘投射的阴影，还是也由于高柱前景气体的消光，直到现在还是一个悬而未决的问题。目标。解开靠近恒星的温暖中性和电离气体的形态和运动学，研究它们与大部分分子气体的关系，并研究暗巷的性质。方法.我们使用SOFIA上的外差接收机GREAT观测[C II]和CO 11-10的速度分辨谱线，并与迄今未发表的350微米亚毫米连续谱数据（SHARC-II）和互补分子谱线数据进行比较。结果高角度和光谱分辨率的观测结果表明，内部S106区域的形态和运动学非常复杂，在不同的激发条件下有许多不同的成分有助于观察到的发射。[C Ⅱ]线是明亮的，非常广泛的，跟踪高速气体接近分子云和HII区的界面。CO 11-10发射在空间和速度上都更局限于S106 IR的直接周围环境，表明存在温暖的高密度（cloudness）气体。我们的高角分辨率亚毫米连续观测排除了分离两个叶的暗巷仅仅是由于靠近恒星的小圆盘投射的阴影的情况。在分子云和HII区域的边界处，泳道也被清楚地视为温暖的高柱密度气体。
2012-03-22 astro-ph.GA
The Sagittarius C Complex in the Mid-Infrared with SOFIA/FORCAST
Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology (KIPAC) and Department of Physics at Stanford University（斯坦福大学粒子天体物理与宇宙学 Kavli 研究所和物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, The University of Chicago（芝加哥大学宇宙物理 Kavli 研究所）；Department of Physics, The University of Chicago（芝加哥大学物理系）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所）；Department of Physics & Astronomy, UCLA（加州大学洛杉矶分校物理与天文学系）；Arkansas Tech University（阿肯色理工大学）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
本研究利用 SOFIA/FORCAST 数据对 Sgr C 复合体的中红外观测展开分析，明确其尘埃特性，推测密度脊中相对论电子的来源，发现 H II 区存在未识别大质量恒星，并分析了相邻区域。
2026-09-01 astro-ph.GA
SOFIA-upGREAT imaging spectroscopy of the [C II] 158um fine structure line of the Sgr B region in the Galactic center
我们报告SOFIA-upGREAT光谱成像的[C II] 158 μ m谱线，以及一些[O I] 63 μ m的光谱，在一个67 × 45 pc的领域对Sgr B地区在我们的银河系中心。完全采样和速度分辨的[C II]图像具有0.55 pc的空间分辨率和1 km/s的速度分辨率。我们发现，Sgr B延伸作为一个连贯的结构，跨越约34 pc沿银河系平面。明亮的[C II]辐射围绕着Sgr B1（G0.5-0.0），即G0.6-0.0的HII区域，并在发光恒星形成核心的后面和后面向Sgr B2（G0.7-0.0）传递。Sgr B是整个银河系中心[C II]光度的主要贡献者，其表面亮度与拱门区域的[C II]相当。[C II]、70 μ m和20 cm发射共享几乎相同的空间分布。结合缺乏[C II]自吸收，这表明这些探针跟踪UV在CO同位素和160 μ m连续谱中可见的更扩展的云的近表面上。来自当地恒星形成区的恒星可能主导着紫外线场。光解离区和HII区贡献相似的[C II]通量。Sgr B2的极端恒星形成核心对Sgr B区域的总[C II]强度的贡献可以忽略不计。速度场和与狭窄的尘埃带的联系表明，它们可能是在当地的云-云碰撞中产生的。核心可能是激烈的恒星形成区域的局部类似物，在那里可以测试解释超亮星系中“C+赤字”的想法。
2021-07-30 astro-ph.GA
Globules and pillars in Cygnus X III. Herschel and upGREAT/SOFIA far-infrared spectroscopy of the globule IRAS 20319+3958 inCygnus X
天鹅座X南的IRAS 20319+3958是一个罕见的自由漂浮球体（质量~240兆太阳，长度~1.5秒差距）的例子，其内部HII区域是由嵌入的中等质量恒星（特别是一颗赫比格Be恒星）的恒星反馈产生的。在这里，我们提出了一个Herschel/HIFI CII 158亩地图的整个球和一个大的其他FIR线（中到高J CO线观察Herschel/PACS和SPIRE，OI 63亩线和CO 16-15线观察upGREAT在SOFIA），覆盖了球的头部和部分在尾部的位置。CII图显示整个球状体可能在旋转。在赫比格Be星附近探测到高度准直的高速CII辐射。我们使用KOSMA-tau PDR代码对头部和尾部的一个位置进行了PDR分析。在头部中观察到的FIR线可以用双组分模型再现：扩展的非cluelytic外部PDR壳和cluelytic、致密且薄的内部PDR层，其代表HII区域腔和外部PDR之间的界面。模拟的内部UV场约为2500 Go，与我们从Herschel FIR通量中获得的结果相似，但低于我们从嵌入恒星普查中估计的结果。外部照明的~30 pc远的天鹅座OB 2集群，产生的紫外线场的~150-600 G 0的上限，是负责大部分的CII发射。对于尾部，我们模拟了具有非clusific组件的发射，暴露于约140 Go的UV场。
2021-08-24 astro-ph.GA
Globules and pillars seen in the [CII] 158 micron line with SOFIA
分子球和柱是壮观的特征，只在分子云和HII区之间的界面区域发现。影响远紫外线（FUV）辐射在其表面上产生光子主导区域（PDR），可以通过典型的冷却线跟踪。使用SOFIA上的GREAT接收器，我们绘制并光谱解析了来自天鹅座X中三个物体（柱，球状体和强IRAS源）的[CII] 158微米原子精细结构线和高度激发的12CO J = 11 - 10分子线。我们在这里专注于小球，并比较我们的数据与现有的斯皮策数据和最近的赫歇尔开放时间PACS数据。球状体中[CII]发射较长，CO发射较致密。我们将这种发射主要归因于内部PDR，它是由一个可能嵌入星团的至少一颗早期B星所产生的。然而，不能完全排除由Cyg OB2缔合激发引起的外部PDR发射。速度分辨的[CII]发射跟踪PDR表面的发射，可能的旋转的小球，和高速流出的气体。球状体相对于扩展的HII区显示出约2 km/s的速度偏移，这可以理解为球状体产生的分子云的残余湍流。这种情况是兼容的，最近的数值模拟，强调湍流的影响。值得注意的是，一个孤立的球状体显示出这些由[CII]线追踪的强大动力学特征，但它需要更多的观测研究来验证是否确实存在一个嵌入的B星星团。
2012-03-30 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
NGC7538 IRS1 -- an O star driving an ionized jet and giant N-S outflow
NGC 7538 IRS 1是一颗非常年轻的嵌入式O星，它驱动着一个电离喷流，并以大于10^-4 Msun/年的吸积速率吸积着质量，这使得超致密的HII区域发生淬灭。我们使用SOFIA GREAT数据，Herschel PACS和SPIRE存档数据，SOFIA FORCAST存档数据，Onsala 20 m和CARMA数据以及JCMT存档数据来确定O星及其流出物的性质。IRS 1似乎是一颗辐射热光度> 1 10^5 Lsun的O型星，也就是光谱型O 7或更早。我们发现，IRS 1驱动一个大的分子外流，蓝移的北外流叶延伸到IRS 1的~ 280”或3.6 pc。在IRS 1附近，外流与电离射流很好地对准。外流的动力学时间尺度为~ 1.3 × 10^5年。总流出质量约为130 Msun。我们确定质量流出速率为1.0 × 10^-3 Msun/年，与观测到的质量吸积速率大致一致。我们观察到强烈的高速[CII]排放的流出，确认强紫外辐射从IRS 1逃逸到流出叶和电离的气体。许多O型星可能会像低质量恒星一样形成，但具有更高的吸积速率和更致密的环境。只要吸积保持足够高，以熄灭HII区，恒星将继续增长。当吸积速率下降时，HII区域将迅速开始膨胀。
2020-10-08 astro-ph.GA
Dust Emission from Evolved and Unevolved HII Regions in the Large Magellanic Cloud
本文研究了大麦云云中12个经典和超气泡HII区的尘埃性质。我们使用斯皮策红外测光（8，24，70，和160 \mum波段），作为银河系演化（SAGE）计划的一部分，随着档案光谱分类的电离恒星检查尘埃加热和处理恒星源的作用。我们的红外观测结果表明，令人惊讶的是，尘埃的发射特性和有效温度或恒星在HII区域的辐射热星等之间的相关性很小，这表明HII区域的演化时间尺度不是尘埃处理时间尺度的顺序。我们发现，超级气泡和经典的HII区域的红外发射表现出两类之间的差别不大，尽管在年龄和形态的显着差异。我们确实检测到了热尘埃的24 \mum发射与70到160 \mum通量之比的相关性。这种相关性可以建模为少数热尘埃成分的温度趋势，而大多数尘埃仍然显着冷却。
2011-03-10 astro-ph.GA
SOFIA observations of far-IR fine-structure lines in galaxies to measure metallicity
我们提出了新的和档案SOFIA FIFI-LS远红外光谱观测的25个本地星系的[OIII] 52微米和/或[NIII] 57微米线。包括Herschel-PACS中的其他31个星系，我们讨论了47个星系的本地样本，包括HII区，亮红外，低金属量矮星和Seyfert星系。分析该样品的中到远红外精细结构线，我们评估金属丰度，并与光谱学估计进行比较。利用红外光谱，我们发现了一个类似的O/H-N/O的关系，在光学上已知的。相反，当与光学测定相比时，我们发现系统地较低的N/O IR丰度，特别是在高N/O值（log（N/O）>-0.8）时。我们探讨了各种假设来解释这种差异：（i）光学（O+，N+区域）与红外线（O ++，N ++区域）追踪的电离结构的差异;（ii）扩散电离气体的污染影响用于计算N/O丰度的光学线;（iii）尘埃遮蔽影响基于光学的测定。然而，我们没有发现Δ（N/O）=（N/O）_OPT-（N/O）_IR与电离、电子密度或光学消光的任何相关性。我们推测，来自环银河系介质的贫金属气体的吸积可以为这种差异提供一个解释，因为由于年轻-可能嵌入-大质量恒星的初级生产，在下沉期间总丰度的快速减少之后是N/O比的降低，优先通过IR诊断来跟踪，而光学诊断将更好地跟踪次级生产，当N/O和O/H丰度比都增加时。
2021-11-08 astro-ph.GA
The Extraordinary Outburst in the Massive Protostellar System NGC6334I-MM1: Strong Increase in Mid-Infrared Continuum Emission
近年来，通过红外和毫米尘埃连续谱以及分子脉泽发射，已经发现了大质量原恒星的剧烈爆发。寿命最长的爆发（$>6$ yr）持续在NGC 6334 I-MM 1中，这是一个深埋的物体，没有近红外对应物。利用SOFIA上的FORCAST和HAWC+，我们获得了自爆发开始以来该领域的第一批中红外图像。尽管在爆发前的地基18 $μ$ m图像中未被检测到，MM 1现在是所有三个波长（25，37和53 $μ$ m）的最亮区域，超过了超紧凑的HII区域MM 3（NGC 6334 F）。结合SOFIA数据和ALMA成像，我们构建了MM 1和附近热核MM 2组合的光谱能量分布。最佳拟合的Robitaille辐射传输模型得出的光度为$(4.9\pm0.8)\times10^4 L_\odot$。考虑到估计的爆发前光度比MM 1：MM 2 = $2.1\pm0.4$，MM 1的光度增加了$16.3\pm4.4$倍。爆发前的光度意味着一颗质量为6.7 $M_\odot$的原恒星，它可以产生所需的电离光子速率，为可能爆发的原恒星MM 1B周围的爆发前超致密HII区域提供动力。爆发的总能量和持续时间超过了S255 IR-NIRS 3爆发的$\gtrsim3$倍，这表明一个不同规模的事件涉及原恒星光球的膨胀（到$\gtrsim$ 20 $R_\odot$），从而支持更高的吸积率（$\gtrsim$ 0.0023 $M…
2021-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA/HAWC+ Far-InfraRed Polarimetric Large Area CMZ Exploration (FIREPLACE) Survey I: General Results from the Pilot Program
本文发布FIREPLACE巡天DR1，利用SOFIA/HAWC+在214微米观测CMZ约0.5°区域，揭示磁场双峰分布及多个分子云的偏振分数与尘埃排列特征。
2023-12-04 astro-ph.GA
The Origin of [CII] 158um Emission toward the HII Region Complex S235
虽然[CII]在158 μ m处的2 P3/2- 2 P1/2跃迁被认为是活跃恒星形成的一个很好的示踪剂，但我们仍然没有完全了解恒星形成区域内的发射起源。在这里，我们使用SOFIA upGREAT观测到的[CII]发射朝向HII区域复合体Sh 2 -235（S235），以更好地详细了解[CII]发射的起源。我们补充这些数据与完全采样的绿岸望远镜无线电复合线图跟踪电离氢气。与S235相关的总[CII]发射的大约一半与电离氢气在空间上一致，尽管光谱分析显示几乎没有证据表明这种发射来自电离氢体积。速度积分[CII]强度与整个复合体的WISE 12 μ m强度密切相关，表明两者都是痕量紫外辐射场。22 um和射电连续谱强度仅与S235区域电离氢部分的[CII]强度相关，而[CII]和分子气体示踪剂之间的相关性在整个区域都很差。我们发现类似的结果平均超过样本的外部星系的排放，虽然强度的相关性较弱。因此，虽然许多示踪剂与[CII]发射的强度相关，但只有WISE 12 μ m发射在单个HII区域S235的小尺度上相关，并且在整个星系的尺度上也有相当大的相关性。未来对银河系HII区域更大样本的研究将有助于确定这些结果是否真正具有代表性。
2019-04-26 astro-ph.GA
The Orion HII Region and the Orion Bar in the Mid-Infrared
我们目前的猎户座酒吧中红外测光获得与SOFIA上的FORCAST在6.4，6.6，7.7，19.7，31.5和37.1 \um。通过与FORCAST和\emph{Herschel} /PACS图像的对比，我们得到了猎户座星云惠更斯区完整的红外光谱能量分布。通过与气体示踪剂的对比，我们发现PACS图像追踪的是分子云，而FORCAST数据追踪的是光解离区（PDR）和HII区。对该区域的能量学分析表明，PDR沿视线方向延伸0.28秒差距，棒以$4\degr$角倾斜。红外和亚毫米图像显示猎户座棒代表一个厚度为0.1~pc的扫掠壳。壳层的质量意味着HII区的激波速度为$\simeq 3$ km/s，年龄为$\simeq 10^5$ yr。我们的分析表明，在HII区域和PDR的紫外和红外尘埃不透明度是一个因素5至10低于弥漫的星际介质。在离\toc的距离大于$\simeq0.06$ ~pc的电离气体中，Ly $α$光子是尘埃加热的主要来源。如果尘埃颗粒的尺寸在0.1 ~ 1~ \um之间，则可以解释尘埃温度。本文导出了猎户座中原子气体的光电加热效率。结果是在很好的定性与模型和定量的差异表明，减少PAH丰度在该地区。
2016-07-26 astro-ph.GA
FEEDBACK: a SOFIA Legacy Program to Study Stellar Feedback in Regions of Massive Star Formation
FEEDBACK是SOFIA的一个遗留计划，致力于研究大质量恒星与其环境的相互作用。它在CII的158 $μ$ m（1.9 THz）线和OI的63 $μ$ m（4.7 THz）线上对11个银河系高质量恒星形成区进行了巡天。我们使用14像素LFA和7像素HFA upGREAT仪器对这些FIR结构线进行频谱分辨（0.24 MHz）。在96小时的观测时间内，我们将覆盖$\sim$ 6700弧分$^2$，CII线的角分辨率为14.1 $''$，OI线的角分辨率为6.3 $''$。观察开始于2019年春季（周期7）。我们的目标是了解大质量恒星的不同反馈过程，如恒星风，热膨胀和辐射压力，并量化的机械能注入和辐射加热效率占主导地位的地区的动态。CII线提供了气体的运动学，并且是低到中等密度和UV场的气体的主要冷却线之一。OI线跟踪温暖和高密度的气体，激发在光解区域与强紫外线场或冲击。源样本涵盖了广泛的恒星特征，从单一的OB星，到O星的小团体，到丰富的年轻星团，到迷你星爆复合体。它包含了众所周知的目标，如天鹰座，天鹅座X区域，M16，M17，NGC7538，NGC6334，船帆座和W43，以及一系列HII区域气泡，即RCW49，RCW79和RCW120。这些CII地图，连同较少勘探的OI 63 $μ$ m线，为社区提供了出色的数据库。这些报告将作为纪念品提供，并将引发进一步的研究和后续观察。
2020-09-18 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
Electron density distribution in HII regions in IC10
本研究结合SOFIA/FIFI-LS的[OIII]52μm图及Herschel、Spitzer数据，测量IC10亮HII区电子密度，发现O++示踪成分对辐射场和演化阶段更敏感。
2024-07-05 astro-ph.GA
Physical conditions in the gas phases of the giant HII region LMC-N11: II. Origin of [CII] and fraction of CO-dark gas
[CII] 158 μ m在星际介质中的来源不明确，使得它在恒星形成速率和光解离区（PDR）物理条件的诊断中的应用变得复杂。我们利用SOFIA/GREAT观测了大麦云星云中巨大的HII区N11，以研究[CII]的起源，获得H2气体的总含量、CO暗H2气体的比例以及恒星反馈等环境效应的影响。我们提出了一种创新的频谱分解方法，可以得出统计趋势。[CII]线的速度和解决相比，HI和CO，使用贝叶斯方法分解的配置文件。一个简单的模型占碰撞的中性原子和分子气体中使用，以获得跟踪C+的H2柱密度。[CII]的轮廓最接近CO的轮廓，但积分的[CII]线宽介于CO和HI之间。通过各种方法，我们发现[CII]主要来源于中性气体。我们发现，[CII]主要跟踪CO-暗H2气体，但有证据表明，中性原子气体优先在最微弱的组件的微弱贡献。大部分分子气体是CO暗的。CO-暗H2气体的分数随着CO柱密度的增加而减少，其斜率似乎取决于附近大质量恒星的撞击辐射场。最后，我们扩展了以前的测量的光电效应加热效率，我们发现这是恒定的区域探测与赫歇尔，与[CII]和[OI]是主要的冷却剂在微弱和弥漫，明亮和紧凑的区域，分别与PAH排放跟踪CO-黑暗的H2气体加热[CII]和[OI]发射。我们的研究强调了速度分辨PDR诊断和更高的空间分辨率对HI观测的重要性。
2019-11-08 astro-ph.GA
The Diamond Ring in Cygnus X: Advanced stage of an expanding bubble of ionised carbon
该研究通过SOFIA观测发现天鹅座X中的钻石环是一个缓慢膨胀的CII环，由B0.5e恒星驱动，代表膨胀气泡的晚期阶段，并提出了扁平分子云中的演化模型。
2025-09-26 astro-ph.GA
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
The magnetic field in the Flame nebula
本研究结合 SOFIA/HAWC+ 尘埃偏振与 IRAM 30 米分子谱线观测，测定火焰星云 NGC 2024 的磁场几何与强度，揭示其对 HII 壳边缘及恒星形成纤维稳定性的作用。
2024-02-07 astro-ph.GA
Unveiling the remarkable photodissociation region of M8
M8是天空中最明亮的HII区域之一。利用SOFIA、APEX 12 m和IRAM 30 m望远镜，对Herschel 36（Her 36）恒星系统周围1.3 $\times$ ~ 1.3 pc范围内的[CII]、[CI]和CO同位素的辐射进行了全面的成像观测。为了进一步探索该区域的形态，我们将星云的红外，光学和射电图像与我们新获得的[CII]和CO数据进行了比较。我们进行定量分析，使用LTE和非LTE方法来确定一些观察到的物种的丰度以及动力学温度和体积密度。明亮的CO，[CII]和[CI]发射已被发现朝向HII区和光解离区（PDR）在M8。我们的分析将大部分分子物质置于明亮的恒星系统Her 36和9 Sagitarii照亮的星云背景中。由于所有观测到的原子和分子示踪剂的发射峰值都在或接近于Her 36的位置，我们得出结论，这颗恒星仍然在物理上接近其诞生的致密云核心，并将其加热。一层温暖的气体从Her 36移向太阳，其相关的尘埃有助于该地区的前景消光。M8中最突出的恒星形成区域之一，沙漏星云，由于靠近Her 36的面纱中的裂缝而特别明亮。通过使用不同的CO同位素跃迁的辐射转移模型，我们得到H $_{2}$密度范围从$\sim 10^{4} - 10^{6}$ cm $^{-3}$和动力学温度为100 $-$ 150 K的明亮PDR所造成的Her 36。
2018-03-27 astro-ph.GA
The Magnetic Keys to Massive Star Formation: The Western $η$ Carinae Giant Molecular Cloud
本研究通过SOFIA/HAWC+偏振数据分析西侧$\eta$船底座巨型分子云中17个大质量团块的磁场，发现磁场在柱密度阈值处由平行转为垂直，且磁场强度足以支撑引力，解释了该区域低恒星形成率。
2025-04-24 astro-ph.GA
