彗状 HII 区的流体动力学模型

我们对由 O 和 B 光谱型零龄主序星产生的彗状 HII 区的演化进行了建模，这些恒星驱动着强风，且诞生于偏离具有幂律（$\alpha = 2$）密度梯度的球对称核心中心的位置。我们生成了一个跨越恒星质量、年龄和核心密度的模型参数网格。通过探索这一参数空间，我们研究了边缘增亮，这是彗状 HII 区中常见的特征。我们发现质量为 $M_\star \geq 12\, \mathrm{M}_\odot$ 的恒星会产生这一特征。我们的模型包含一个空腔，该空腔由分离热激波风和电离环境气体的接触不连续面所界定，其大小与周围的 HII 区相似。由于早期的压力约束，对于 $M_\star \leq 40\, \mathrm{M}_\odot$ 的恒星，我们没有在接触不连续面外看到激波，但发现空腔仍在继续增长。随着 HII 区停滞，每个模型中的空腔大小趋于平稳。我们模型的能谱分布与在均匀密度场中演化的相同恒星的能谱分布相似。由于 HII 区覆盖了更高比例的低密度气体，我们幂律模型中的翻转频率略低。