LSI+65°010中的中子星周围存在HⅡ区的可能观测证据

对Be／X射线双星LSI＋65°010／2S0114＋65连续四年（1992—1995年）的光学光谱观测发现，在1992年11月它的Ha发射线等值宽度在4天内从－0．43A增至－1．48A,增加了约3．5倍．此剧烈变化支持LSI＋65°10的光学子星是一颗Be星而非超巨星的论点．我们的观测还发现，1994年9月它的Ha发射线轮廓呈明显的双峰结构，但与普通Be星中由于旋转气壳而形成的双峰不同，其红峰处于Ha理论波长附近，紫峰却紫移了7．2A．我们认为此双峰可能产生在LSI＋65°010的不同HⅡ区中，即红峰产生于Be星周围的气壳内，而紫峰很可能产生于在轨道上快速运动的中子星周围的HⅡ区中，此观测可能提供了中子星周围存在HⅡ区的证据．同样，我们认为1992年11月4日观测到的Ha发射线红翼几乎不变，紫翼却大幅增加的现象也是由于中子星周围的HⅡ区造成的．

银道面HⅡ区复合体G18.2—0.3的射电及红外发射

使用上海天文台的25米天线和12．ZGHZ的接收系统，对银道面附近的一个H江区复合本G18．2－O．3进行了射电连续谱观测。采用沿源运动轨迹，对观测曲线进行多子源模型拟合南方法将该复合体中的6个子源从延展的HⅡ区辐射中离了出来，并导出了每个子源在12．2GHz频率上的流量和角大小。结合国外台站在2695MHZ、475OMHZ和10．55GHZ上的流量还得到了这些子源的辐射频谱分析表明它们具有热辐射性质。对具有射电复合线（H；76）资料和角尺度的4个子源导出了它们的电子密度在门一引XIOzcm‘间。此外通过对GIS．2—O．3复合体子源IRAS资料的对权和模型拟合还得到了每个子源周围冷尘埃的等效黑体温度。其中4个子源并具有IRAS一LRS资料。分析它们得到了该HI区成协尘埃的性质。根据5个子源的IRAS流量、频带以及色改正因子又求出了这些子源在1—SOOPm间的总红外光度在ZXIO‘一ic5间。它表明与G18．2—O．3中各子源成协的新形成星是一些大质量的OB型星，它们在同一个延展H正区中如此密集证明了大质量星“致密一堆积”形成模式的会理性。

基于LAMOST光谱新证认12个HⅡ区

基于LAMOST(大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜)DR3的单次曝光光谱,分析了集中在反银心方向HⅡ区及HⅡ候选区中的恒星和天光光谱。通过测量HⅡ区及HⅡ候选区的lg(Hα/[SⅡ]λλ6717+6731)和lg(Hα/[NⅡ]λλ6548+6584)线强比,并使用线强比在理论诊断图中的位置对这些候选区进行HⅡ区的判定。对比HⅡ候选区与参照区的Hα等值宽度,辅以搜索候选区内的早型恒星对HⅡ候选区进行证认,最终从65个HⅡ候选区中证认了12个HⅡ区。

NGC 7538—IRS1致密HⅡ区研究

本文在分析研究NGC7538-IRS1致密HⅡ区H_2CO和OH脉泽辐射VLBI观测结果的基础上,指出该HⅡ区合理的模型是:HⅡ区表面为厚的尘埃层包围,尘埃层两极已被突破,并形成双极流;HⅡ区外面有一个环形转动气体-尘埃云,存在由环向HⅡ区表面的物质下落;包括环和HⅡ区在内的整个系统视向速度为-61km/s,该系统居于视向速度为-57km/s的更大分子云中。H_2CO和OH脉泽发生在HⅡ区两极附近离HⅡ区表面小于0.2R_(HⅡ)的区域内。利用上述模型,还讨论了H_2O脉泽及其他分子吸收线和发射线的发生区域。

银道面致密HⅡ区的成协分子云

利用紫金山天文台青海站的 1 3.7m毫米波望远镜 ,对银道面的一个包含 1 9个致密HⅡ区的大质量星形成区进行了13 CO(J =1_ 0 )的谱线成图观测 .以较高的分辨率给出了该区域完整的大尺度 ( 2 8′× 45′) 13 CO发射的结构 .结合其远红外发射和尘埃色温度的空间分布图 ,发现在新形成的大质量星和成协分子云间可能存在多种形式的动力学联系 .对该区域新的致密冷核和分子发射空洞的形成及其与大质量星形成和演化的关系进行了探讨 ,导出了所有HⅡ区激发星的光度及成协分子云的主要物理参数 .结果表明 ,新形成大质量星的光度与成协分子云的参数———13 CO柱密度。

M81核区及HII区谱的星族合成研究

运用星团谱样本的星族合成方法,分析了M81核区和其旋臂中10个较亮的HII区的光学谱,给出了它们中恒星形成历史、星族成分以及内红化等。结果表明M81核区中,年老的星族贡献重要,它们中的多数金属丰度较低;M81内部的HII区中,最近恒星形成率很高,金属串度分布的范围较大。这些结果不仅本身完美地自洽,而且能对M81核区和其中HII区的观测特征给予很好的解释。最后,对扣除恒星吸收影响的发射线区光谱,根据其Balmer减缩,计算M81内部一些HII区中发射线产生区域的内红化值。

星际H_2O与OH分子脉泽的统计与激发机制探讨

报告了大质量恒星形成区的星际分子脉泽巡天观测结果。所观测到的H2O与OH分子脉泽可分为三类，它们的数量近似相等，寿命亦近似相等～10^5年，但HⅡ区普遍短缺。提出了一种新的辐射机制模型，它克服了旧辐射模型的缺点，可以解释星际H2O与OH脉泽的成因，以及作者的观测统计结果。

星周致密HII区的电离平衡和非热动平衡效应

本文在球对称几何、纯氢、等温、稳态质量损失及Sobolev近似下研究内嵌星周致密HII区中的电离平衡及非热动平衡(NLTE)效应。研究表明,致密HII区严重偏离热动平衡,碰撞电离及激发态光致电离对HII区大小、NLTE偏离因子分布及谱线观测流量比产生重大影响,用它们可解释YSOs源的红外谱线流量超和流量短缺现象,指出不能用光学薄谱线复合理论推断内嵌中央星的光谱型、质量损失率及前景消光。

不同演化阶段的分子云与恒星形成的研究

利用Ｍａｓａｃｈｕｓｅｔｓ－ＳｔｏｎｙＢｒｏｏｋ的１２ＣＯ的分辨率为４７″的银道面巡天和ＩＲＡＳ的分辨率为１５′的红外巡天图像资料，系统地进行了ｌ＝８°～３８°，ｂ＝－１°～＋１°天区内不同分子云演化阶段与恒星形成过程的对比研究．将上述天区划分成３０个小区，通过图像处理，得到了每个小区的ＣＯ（１－０）和波长６０μｍ上远红外发射的空间分布，计算出相应天区的分子云复合体的红外色温度和光深分布，结合ＩＲＡＳ红外点源和ＨＩＩ区星表，把分子云从年轻到年老的演化阶段分成四大类，分析了它们的主要特征以及与恒星形成过程的关系．文章最后对超致密ＨＩＩ区和原恒星候选体沿银经的分布，以及ＨＩＩ区和原恒星候选体与分子云成协的比例进行了统计研究，再次说明在银河系中恒星形成活动仍在不断地发生和进行．

银河中的红飘带

银河是什么颜色的？——这还用问吗，估计大多数人都会从中文“银河”两字的字面上，或者英文“milkyway”的意思上，回答出银河应该是白色的。然而当人们用相机拍摄银河，却可以看到一条条弥散成带状的红色星云，如飘带般在银河中飘荡。这种红色的星云被称为HⅡ区，就如同春天孕育万物，它们新恒星孕育诞生的地方。