HII 区中恒星反馈的演化

恒星反馈在模拟中对于产生真实的巨分子云（GMCs）和星系是必需的，但由于数值分辨率有限，反馈必须通过子网格模型实现。观测工作是检验和锚定这些模型的重要手段，但评估多种反馈模式相对动力学作用的研究有限，尤其在 HII 区仍深埋其中、膨胀最早阶段。在本文中，我们使用多波段（射电、红外和 X 射线）数据测量与直接辐射（$P_{\rm dir}$）、尘埃处理辐射（$P_{\rm IR}$）、光致电离加热（$P_{\rm HII}$）以及恒星风激波加热（$P_{\rm X}$）相关的压强，样本为 106 个年轻、可分辨、半径 $\lesssim$0.5 pc 的 HII 区，以确定恒星反馈如何驱动其膨胀。我们发现 $P_{\rm IR}$ 在 84% 的区中占主导，且中位 $P_{\rm dir}$ 和中位 $P_{\rm HII}$ 分别比中位 $P_{\rm IR}$ 小约 6 倍和约 9 倍。基于压强项的径向依赖，我们展示 HII 区在半径约 3 pc 处从 $P_{\rm IR}$ 主导转变为 $P_{\rm HII}$ 主导。我们发现样本的平均俘获因子 $f_{\rm trap} \sim$ 8 且无径向依赖，表明该值可被子网格反馈模型采用。此外，我们展示总压强在样本多数中大于引力压强，表明反馈足以从区中驱离气体。