Ionization Sources and Physical Conditions in the Diffuse Ionized Gas Halos of Four Edge-On Galaxies
本文给出了边缘旋涡星系NGC 4302和UGC 10288的扩散电离气体晕的深长缝光谱。这些数据，以及先前提供的NGC 5775和NGC 891的数据，被用来解决DIG晕是如何被激发的问题。复合光电离/冲击模型通常比单独的光电离模型更好地解释这些星系中的线比。NGC 5775中的谱线比模型需要一个更大的贡献，从冲击的行政区比非行政区，以解释运行的[OIII]/H α。在这两种情况下，[SII]/[NII]的比例都不能很好地拟合模型。UGC 10288的复合模型成功地再现了[SII]/[NII]的运行，但[NII]/Halpha的最高值除外;然而，[OIII]/Halpha与[NII]/Halpha的运行没有显示出任何可辨别的趋势，因此难以确定冲击是否做出了贡献。我们还研究了数据是否可以简单地解释由一个纯光电离模型中的温度与z的增加。四个星系中的[SII]/Halpha、[NII]/Halpha和[SII]/[NII]的比值与这种增加是一致的。然而，NGC 5775和UGC 10288中[OIII]/H α与z的关系曲线需要异常高的O^{++}电离分数，如果不使用二次电离源或至少[OIII]发射组分的温度比[SII]和[NII]发射组分的温度高得多，就无法解释这一点。温度随z的增加通常更成功地解释了NGC 891中的[OIII]/Halpha运行。
2000-12-01 astro-ph
Spectrophotometry of HII Regions, Diffuse Ionized Gas and Supernova Remnants in M31: The Transition from Photo- to Shock-Ionization
我们目前的结果KPNO 4-m光谱的离散发射线星云和地区的弥漫电离气体（DIG）在M31。在距离星系中心5-15 kpc的径向距离范围内，获得了M31东北半部分16个位置的长缝光谱。这些光谱已经被用来确认Braun & Walterbos（1993）星表中的16颗超新星遗迹候选者。狭缝还覆盖了46个HII区域，这些区域在各种形态类型（中心增亮、漫射、环）之间显示出显著差异。在中心增亮的HII区，观测到的放射线比（如[OIII]/H $β$和[OII]/[OIII]）的径向梯度最为显著。在弥散星云和环状星云中，这些线比率趋势要么弱得多，要么完全不存在。我们的新数据很好地再现了以前在M31信噪比中看到的线比梯度（Blair，Kirshner，& Chevalier 1981; 1982）。中心增亮的HII区域和SNR的光谱证实了先前对M31中径向丰度梯度的测定。我们使用的诊断图，从冲击电离气体分离的光致电离气体比较HII区，信噪比和DIG的光谱特性。这一分析加强了先前的主张（Greenawalt，Walterbos，& Braun 1997），即M31盘中的DIG被稀释辐射场光电离。
1999-08-24 astro-ph
The Survey for Ionization in Neutral-Gas Galaxies: III. Diffuse, Warm Ionized Medium and Escape of Ionizing Radiation
我们使用的第一个数据发布的SINGG H-阿尔法调查HI选定的星系研究的扩散，温暖的电离介质（WIM）的定量行为在这109个星系所代表的属性范围。该样品中扩散电离气体的平均分数f_WIM为0.59+/-0.19，略高于先前样品中发现的分数。由于较低的表面亮度星系往往有较高的f_WIM，我们认为，这种差异的大部分是由于选择效应有利于大，光学明亮，附近的星系与高恒星形成率。正如以前的研究所发现的那样，与哈勃类型或总恒星形成率没有明显的相关性。然而，我们发现，在H-α半光半径范围内，H-α表面亮度大于2.5 x 10^39 erg·s^-1 kpc^-2的星暴星系确实显示出低得多的H-α弥散辐射。原因显然不是由较低比例的场OB星所主导的。然而，这是定性一致的电离辐射逃逸阈值以上的恒星形成率，预测从我们的模型中，ISM被粉碎的压力驱动的超新星反馈。星暴星系中的HI气体分数也较低，这表明星暴正在消耗和电离所有的气体，从而促进密度限制的电离区域。如果这是真的，这些效应意味着一些莱曼连续辐射正在从大多数星暴星系中逃逸，而WIM特性和机械反馈的流出很可能是压力驱动的。然而，鉴于先前的研究表明电离辐射的逃逸分数通常很低，很可能其他因素也驱动了星爆中弥漫电离气体的低分数。
2007-03-01 astro-ph
Further Spectroscopy of the Diffuse Ionized Gas in NGC 891 and Evidence for a Secondary Source of Ionization
本文给出了NGC 891中扩散电离气体的两个长缝光谱。第一个揭示了在z=700 pc的晕气体中发射线比率平行于主轴的变化。发现H α发射丝的[NII]/H α、[SII]/H α和[OI]/H α值较低。虽然如果灯丝代表抽真空的烟囱壁，这一结果是预期的，但它仅仅反映了这些比率与沿狭缝的H α表面亮度的更一般的相关性，并且可能仅仅是由辐射稀释效应引起的。关于这种气体晕的性质，更有趣的信息来自第二次观测，它显示了[NII]/H α，[SII]/H α，[OI]/H α和[OIII]/H β在DIG晕最亮区域的垂直依赖性。最令人惊讶的结果，与DIG被盘中的大质量恒星电离的模型完全矛盾，是[OIII]/Hbeta随着z>1 kpc的平面上方的高度而上升（即使[NII]/Halpha，[SII]/Halpha和[OI]/Halpha也在上升，与这些模型的预期一致）。[SII]/[NII]的运行也是有问题的，基本上没有显示与z的对比。[OIII]的发射可能来自激波、湍流混合层或其他一些次级电离源。在诊断图中考虑了线发射来自光电离气体和激波或湍流混合层混合的复合模型，其结果是可以在定性水平上解释数据的许多方面。
1998-02-03 astro-ph
A Criterion for Photoionization of Pregalactic Clouds Exposed to Diffuse Ultraviolet Background Radiation
为了解释宇宙紫外背景辐射对银河系前云的渗透和电离过程，求解了与频率有关的辐射转移方程，并结合电离过程进行了讨论.本文假设一个由纯氢组成的球形礼帽云。因此，它表明，自屏蔽，虽然它经常被忽视的宇宙流体动力学模拟，可以开始出现后不久的最大膨胀阶段的密度波动。本文的分析表明，Stro mgren近似会导致对光电离效应的高估.此外，自屏蔽的中性核不再与周围的电离区域明显分离;即使在自屏蔽核中，高能光子也会引起低但明显的电离度。考虑到光电离对低质量星系形成的偏置作用，本文的结果可能是重要的。
1998-06-03 astro-ph
Ar I as a tracer of ionization evolution
我们提出了一个研究的Ar丰度在15阻尼Ly α系统（DLAs）的红移范围从2.3到3.4。样品包括4个新的UVES/VLT测量Ar I柱密度。大多数DLAs显示出显着的Ar相对于其他α-捕获元素与共同的核合成起源的丰度不足。我们表明，无论是灰尘耗尽，也不干预HII地区内DLAs提供了一个可行的理由，这些丰度不足。一个自然的解释被发现在光电离模型的框架中的HI区域嵌入在一个电离连续的光谱分布变化。在z ~ 2.5处，观测到的Ar亏损很大，[Ar/alpha] ~ -0.6/-0.8 dex，表明有一个硬的类星体主导的光谱。在z >~ 3时，缺陷反而很小，暗示着一个柔软的恒星型光谱，尽管需要更多的数据来推广这个高z的结果。我们认为，Ar丰度的变化是由紫外总银河系连续统的演变引起的，在这种情况下，DLAs内部的紫外辐射必须很小（即DLAs应该有适度的恒星形成率），外部背景必须在z > 3时变得更软。前一个要求与DLAs丰度的适度演变以及与DLAs相关的Ly_alpha和H_alpha排放的缺乏是一致的。后一个要求与IGM中观测到的SiIV/CIV比值的演化、Ly-break星系在z >~ 3处的高UV光子逃逸分数的声明以及最近发现的HeII再电离似乎发生在z ~ 3.4和z ~ 3之间是一致的。从与本地星际研究的比较，我们预测的Ar丰度上升的红移范围从z ~ 2.3到z=0，在该时期的星…
2003-03-03 astro-ph
The Contribution of Field OB Stars to the Ionization of the Diffuse Ionized Gas in M33
本文研究了邻近旋涡星系M33中与弥漫电离气体（DIG）和HII区有关的电离星。我们将我们的施密特H-alpha图像与紫外成像望远镜（UIT）的远紫外（FUV，1520 A）图像进行比较。H-alpha/FUV的比值在HII区域比在DIG区域高，这表明在DIG区域有一个较老的电离星族群。与演化中的恒星星族模型相比，HII区域的N（Lyc）/FUV比与年轻的爆发一致，而DIG比类似于较老的爆发人口，或由恒定的恒星形成建立的稳态人口。UIT数据与档案FUV和光学图像的一小部分的磁盘M33获得WFPC 2的HST。利用HST FUV和光学光度学，我们分配光谱类型的DIG和HII地区的观察到的恒星。测光结果表明，电离星存在于DIG中。我们比较了预测的电离通量与产生观测到的H-α发射所需的量，发现HST图像中的OB场星可以占DIG电离的40% +/- 12%，而HII区域的恒星可以提供HII区域H-α光度的107% +/- 26%。我们没有发现在这些HST领域的HII区域的电离光子泄漏和H-α光度之间的任何相关性。如果只有恒星光子负责电离DIG，那么目前的结果与没有或很少电离光子从星系中逃逸是一致的。
2000-07-20 astro-ph
Dust emission in the diffuse interstellar medium from far-infrared to millimeter: new constraints from WMAP
本文简要回顾了我们对从远红外到毫米波段漫射天空中尘埃辐射的认识。目前的理解主要是基于COBE数据的分析，结合几个模板的气体示踪剂（HI和Halalpha）。在毫米波段，重点是WMAP在所谓的“异常微波发射”方面的新结果。
2003-10-17 astro-ph
On the Dynamical and Physical State of the `Diffuse Ionized Medium' in Nearby Spiral Galaxies
我们分析了深窄带H $α$图像和高分辨率长缝光谱的样本最近和最明亮的晚型星系的形态，物理状态和运动学的“弥漫电离介质”（“DIM”）的研究。我们发现，DIM覆盖了大部分的恒星形成盘，并在形态上与巨大的HII区域的存在。此外，DIM和巨大的HII区在物理和动力学状态上系统地不同。DIM的特征是在低电离禁戒线（[OI]，[NII]，[SII]）的发射增强，甚至高电离[OIII] $λ$ 5007线在DIM中也是中等强度的.我们验证了Lehnert & Heckman的推论，即DIM对晚型星系中测量的全球发射线比率有重要贡献.我们还发现，DIM是更多的运动学扰动比气体在巨大的HII地区。H $α$和[NII] $λ$ 6584谱线的本征半高宽在DIM区为30 ~ 100 km/s $^{-1}$，而在HII区为20-50 km/s $^{-1}$。DIM中的高电离气体甚至比低电离气体受到更多的运动学干扰：[OIII] $λ$ 5007谱线的固有FWHM为70-150 km s $^{-1}$。不同的运动学意味着“直接执行机制”不是ISM的一个单一阶段。相反，它可能包括一个低电离状态和小尺度高度（几百pc）的“静态DIM”和一个高电离状态和中等尺度高度（0.5至1 kpc）的“扰动DIM”。我们认为，静态的DIM最有可能是光电离的辐射泄漏出巨大的HII地区，而扰动的DIM最有可能是由超新星…
1997-08-12 astro-ph
Detection of [OI] 6300 and Other Diagnostic Emission Lines in the Diffuse Ionized Gas of M33 with Gemini-North
本文介绍了在NGC 604的HII区附近的M33中扩散电离气体（DIG）的光谱观测结果。我们在M33的DIG中首次检测到[OI] 6300，这是区分光子电离模型和冲击电离模型的关键线之一。我们测量[OI]/Ha在0.04至0.10的范围内，并且随着排放量的减少，该比率增加。我们的[SII]/Ha和[NII]/Ha的测量值也随着排放量的减少而增加，而我们的[OIII]/Hb测量值保持相当恒定。我们在最亮的发射测量区域有一个He I的试探性探测，He I/Ha = 0.033 +- 0.019，表明氦至少部分电离。我们比较我们观察到的发射线比光电离模型，发现场星电离模型不适合我们的数据。泄漏HII区模型与我们的数据是一致的，而不需要调用额外的电离机制来适应我们的[OI]或[OIII]测量。最近的大HII区域是NGC 604，因此可能是该区域气体电离光子的来源。
2006-05-09 astro-ph
Diffuse Ionization in the Milky Way and Sterile Neutrinos
我们提出了无菌中微子的辐射衰变，它填补了一小部分的晕暗物质的质量为27.4 eV和寿命的$\sim 10^{22}$秒。作为解释银河系中观测到的扩散电离的一种方法。由于目前宇宙中的无菌中微子数密度可以通过适当地安排其动力学来调整，因此所产生的热暗物质对$Ω_m$的贡献可以很小，这是许多结构形成场景所要求的。另一方面，27.4 eV的中微子很容易成为部分晕暗物质。这个想法的一个实现可能是在镜像宇宙理论的背景下，其中标准模型的规范和物质内容在镜像扇区中完全复制（除了弱标度的不对称性）;三个镜像中微子可以通过一些强抑制机制（如引力或重右手中微子介导力）与已知中微子混合。两个镜像中微子（比如$ν'_μ$和$ν'_τ$）可以扮演上述无菌中微子的角色。
1998-11-30 astro-ph hep-ph
Diffuse ionized gas in spiral galaxies and the disk-halo interaction
厚层的温暖、低密度的电离氢（即，旋涡星系中的温暖电离介质（WIM）为盘和晕之间的相互作用提供了直接证据。广泛分布的电离意味着O型星的莱曼连续谱光子中有相当一部分主要产生于中平面附近的孤立恒星形成区域，并且通常被中性氢的不透明云包围，不知何故能够通过盘传播很长的距离并进入晕。此外，即使O型星的电离源，温度和电离状态的WIM显着不同的是在经典的O型星H II区观察到的。因此，WIM的存在及其性质的观测提供了有关星际介质的结构和远离中平面的能量传输的信息，并对模型进行了重要的限制。
2008-12-22 astro-ph
A VLA Search for Water Masers in Six HII Regions: Tracers of Triggered Low-Mass Star Formation
我们提出了一个搜索在22 GHz的水脉泽发射与年轻的低质量原恒星在六个HII区域- M16，M20，NGC 2264，NGC 6357，S125，和S140。该调查是在2000年至2002年期间使用NRAO超大阵列进行的。对于其中几个HII区域，我们是第一次对水脉泽进行高分辨率观测。我们探测到16个水脉泽：8个在M16，4个在M20，3个在S140，1个在NGC 2264。除了一个之外，所有这些都是以前没有发现的。NGC 6357和S125都没有探测到脉泽辐射。我们的研究有两个主要结果。(1)水脉泽在M16和M20中的分布似乎不是随机的，而是集中在电离前沿的十分之几秒差距内的压缩气体层中。(2)显着较少的脉泽被认为是在观测领域比预期的基础上进行恒星形成的其他迹象，表明脉泽激发寿命的原恒星是在HII地区比孤立的恒星形成的地区要短得多。这两个结果都证实了这样一种预测，即恒星的形成首先是由电离锋之前的冲击触发的，然后在大约10^5年后，当该区域被电离锋淹没时，恒星的形成被截断。
2004-04-19 astro-ph
EGRET Excess of Diffuse Galactic Gamma Rays as Tracer of Dark Matter
为了寻找暗物质湮灭（DMA）的信号，对EGRET空间望远镜公开的0.1 ~ 10 GeV银河系弥散γ射线数据进行了重新分析。分析证实了先前观察到的能量超过1 GeV的预期相比，从传统的银河系模型。此外，发现过量显示了暗物质湮灭（DMA）信号的所有关键特征：a）在所有天空方向都可以观察到过量，并且在任何地方都具有相同的形状，因此指向一个共同的来源; b）形状对应于非相对论性大质量粒子湮灭为中性$π^0$介子的预期光谱，其中包括中性$π^0$介子，其衰变为光子。从过剩的能谱中，我们推断出WIMP的质量在50到100 GeV之间，而从天空各个方向的过剩强度中，可以重建晕的形状。DM晕是一致的，几乎球形的等温轮廓与子结构在银河系平面的形式，在4和14千秒差距的中心环形环。这些环导致了一种特殊形状的旋转曲线，与数据一致，这证明了EGRET过量追踪暗物质。
2005-08-29 astro-ph hep-ph
Infrared Spectroscopy of the Diffuse Ionized Halo of NGC 891
我们目前的红外光谱从斯皮策太空望远镜在一个磁盘的位置和两个位置的高度为1千秒差距的磁盘在边缘上的螺旋NGC 891，与研究晕电离的主要目标。我们的主要结果是，[Ne III]/[Ne II]的比率，它提供了一个衡量的硬度的电离光谱的主要问题delingingoptical线比，是加强在extraplanar pointings相对于磁盘指向。使用一个二维蒙特卡洛为基础的光电离代码，占辐射场硬化的影响，我们发现，这种趋势不能被复制的任何合理的光电离模型，和电离的二次源，因此必须在气态晕。我们还提出了第一个光谱检测的面外PAH功能在外部正常星系。如果它们处于指数层，则对于各种特征而言，非常粗略的330-530 pc的发射标度高度是隐含的。消光在中平面中可以是不可忽略的，并且显著地减小这些尺度高度。有一点显着的变化，在相对排放的各种功能之间的磁盘和extraplanar环境。只有17.4微米的功能显着增强的面外气体相比，其他功能，可能表明更大的多环芳烃的光环的偏好。
2008-04-24 astro-ph
Wolf-Rayet nebulae as tracers of stellar ionizing fluxes: I. M1-67
我们使用WR 124（WN 8h）和它的关联星云M1-67，测试理论上的非LTE模型的沃尔夫-拉叶（WR）星。莱曼连续电离通量分布来自恒星分析WR 124，星云的性质通过光电离建模进行了比较。我们的研究表明，线覆盖在影响WR星的莱曼电离能分布中起着重要的作用，特别是与包含年轻恒星星族的HII区域的研究相关。我们证实了以前的结果，非线覆盖的WR能量分布不能解释观测到的星云M1-67的性质，这样的预测电离光谱太难。使用Hillier & Miller（1998）的方法对WR 124进行了线覆盖分析，其恒星性质与以前的结果一致，除了在恒星风中包含聚团将其风性能因子降低到仅约2。线覆盖模型的电离光谱比可比较的温度未覆盖的情况要软得多，使得可以忽略的通量以高于HeI 504边缘的能量发射。光电离建模，将所观察到的径向密度分布M1-67显示出良好的协议与所观察到的星云电子温度，电离平衡和线强度。根据de Koter等人（1997）的方法，计算了WR 124的另一种恒星模型，并根据Schmutz等人（1991）的方法，将其扩大到包括线覆盖。WR 124的恒星性质具有很好的一致性，但与M1-67星云性质的一致性比Hillier & Miller的差一些。
1999-08-18 astro-ph
Iron and Nickel Line Diagnostics for the Galactic Center Diffuse Emission
我们利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）观测到了银河系中心（GC）的弥散X射线辐射。高能量分辨率和低背景轨道提供了GC扩散X射线（GCDX）的优异光谱。XIS在GCDX中发现了铁和镍的K壳层跃迁能量附近的许多发射线。最显著的特征是FeI K α在6.4 keV和K壳吸收边在7.1 keV，这是从中性和/或低电离态的铁，和K壳线在6.7 keV和6.9 keV的类He（FeXXV K α）和类氢（FeXXVI Ly α）离子的铁。此外，首次检测到中性或低电离镍（NiI K α）和类氦镍（NiXXVII K α）的K α线，以及FeI K β、FeXXV K β、FeXXVI Ly β、FeXXV K γ和FeXXVI Ly γ。线中心的能量和宽度的FeXXV K α和FeXXVI Ly α有利于碰撞激发（CE）等离子体的起源的GCDX。由FeXXV K α/ FeXXV K β的线通量比确定的电子温度与由FeXXV K α/FeXXVI Ly α确定的电离温度相似。因此，似乎GCDX等离子体接近电离平衡。6.7 keV的流量和温度分布的银经是平滑和单调的，在积分点源流量分布相反。这些事实支持的假设，GCDX是真正的扩散排放，而不是大量的未解决的点源的输出的集成。此外，我们的研究结果表明，铁的化学成分的星际气体附近的GC被限制在约3.5倍的太阳。
2006-09-08 astro-ph
Spectroscopy of diffuse ionized gas in halos of selected edge-on galaxies
为了研究面外弥漫电离气体（DIG）的激发和电离机制，我们获得了七个边对旋涡星系的光学长缝谱。在四个物体中，最亮的发射线可以追溯到圆盘上方通常1.5 kpc的距离。对于NGC 1963和NGC 3044，可以测量晕圈DIG的线比，例如[NII]6583/Ha或[SII]6717/Ha以及[OIII]5007/Hb。这使我们能够在诊断图的框架中讨论这些对象的光环中的DIG。对于这两个天体，[OIII]5007/Hb的谱线比值随着z的增加而降低，这与最近报道的NGC 891的趋势不同（Rand 1998）。我们发现，从DIG在磁盘中的发射线是在很好的协议与光电离模型使用稀辐射场。然而，随着z的增加，这些模型无法预测NGC 1963的实测[OI]6300/Ha和HeI 5876/Ha线比。诊断图揭示了NGC 1963需要第二个电离机制的晕DIG（除了光电离）。这个额外的来源可能是冲击电离。同样的图表显示了NGC 3044的中间分类。图[SII]/[NII]与排放量的措施显示显着的变化对晕，似乎跟踪当地的小规模密度波动的平面外DIG。
2000-08-22 astro-ph
Determining the cosmic ray ionization rate in dynamically evolving clouds
电离分数是决定恒星形成区化学和物理演化的重要因素。在这类天体的致密、黑暗的无星核心中，电离率主要由宇宙射线决定;因此，可以根据不同分子示踪剂的相对丰度，使用简单的分析估算来确定宇宙射线电离率。本文使用一个简单的模型来研究两个著名的估计在动态演变的分子云的准确性。据发现，虽然基于H3+，H2，CO，O，H2O和HCO+的丰度的解析公式给出了一个相当准确的测量宇宙线电离率在静态，静止的云，显着的差异发生在快速发展（崩溃）的云。最近的证据表明，分子云可能包括复杂的，动态演变的子结构，我们的结论是，简单的丰度比不提供可靠的估计宇宙射线电离率在动态活跃的地区。
2005-11-02 astro-ph
Diffuse Ionized Gas Toward Beta Canis Majoris
本文介绍了对β CMa的星际介质的研究，β CMa是一个以其低中性气体密度而闻名的圆盘视线。这项研究使用高，中分辨率HST-GHRS光谱，包括线从许多物种。瞄准β CMa（153 pc）的视线主要由两个速度差为10 km/s的电离区控制。它们的气相丰度表明，它们的消耗很低，特别是对于两个云中电离程度较高的云。要详细讨论云的电离机制，需要两颗极紫外过剩恒星β CMa和β CMa的特殊光电离模型;不过，它们的电离比在20 000 K左右的温度下与碰撞电离大致一致，这大大高于由谱线宽度得出的动力学温度。它们的特征表明，这些云可能是在受到一些剧烈事件的冲击和电离后冷却和重组的过程中，可能与局部气泡的形成有关。
1998-06-12 astro-ph
The absence of diffuse gas around the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们利用哈勃空间望远镜上的GHRS系统获得了三个类星体/活动星系核的光谱，以寻找矮球状星系Leo I晕中低柱密度气体的吸收。探测器的视线从星系中心经过2.1、3.7和8.1千秒差距，但在狮子座I的速度下没有发现CIV、SiII或SiIV吸收。没有低电离物质表明，存在于星系2-4 kpc范围内的中性氢柱密度为N（HI）< 10^{17} cm^{-2};假设SiIV和CIV的高电离线主导硅和碳的电离分数，则总氢柱的极限为N（H）< 10^{18} cm^{-2}。我们的研究结果表明，狮子座I没有密集的气体流入或流出，也没有证据表明可能伴随着星系的形成或演化的潮汐干扰气体。然而，我们的探测极限不足以排除在dSph周围存在电离气体的球体或外壳，其质量高达构成整个星系的质量。我们的模型表明，dSPH星系类似的狮子座我是不够大，有晕，可以显着的金属线吸收截面的类星体吸收体在高红移。
1996-10-22 astro-ph
Non-Equilibrium Ionization States of GRB Environments
铁的光谱特征被认为是伽马射线暴（GRB）前身的最佳示踪剂。本文报道了在四个伽玛暴的X射线余辉中探测到的谱特征，如铁谱线和/或辐射消隐边和连续谱（RRC）。但它们的性能是不同的每一个突发。例如，钱德拉对GRB 991216的观测报告了强的类H铁谱线和RRC。相反，Yoshida等人（2001）仅报道了在具有ASCA的GRB 970828中检测到强RRC。由于很难产生强RRC，我们必须考虑线路和/或RRC形成区域的特殊条件。在本文中，我们指出了一个“非平衡电离状态”的线和RRC形成区的可能性。
2001-07-18 astro-ph
Cosmic ray ionization of the interstellar medium
我们认为宇宙射线谱是一个幂律的动量下降到一个截止，并推导出一个较低的截止对应于$E_{kin} \sim (30-60)$兆电子伏从附近的扩散云观测到的电离率。虽然真正的宇宙射线的光谱可能不是那么简单，我们认为，一个预期的光谱在这样的能量和，在第一近似，一个较低的截止功率定律谱是适当的实质性变化。这种对星际介质中宇宙射线的描述不仅在理论上比文献中使用的光谱更有吸引力，而且也得到了最近观测的支持。
1993-11-18 astro-ph
Observations of H3+ in the Diffuse Interstellar Medium
令人惊讶的是，在七个漫射云视线中（天鹅座OB 2 12，天鹅座OB 2 5，HD 183143，HD 20041，WR 104，WR 118和WR 121），使用红外吸收光谱法检测到了H3+的大柱密度，这表明H3+在漫射星际介质中无处不在。使用扩散云化学的标准模型，我们的H3+柱密度意味着不合理的长路径长度（~1 kpc）和低密度（~3 cm^-3）。对相关物种的毫米波、红外和可见光观测表明，化学模型是不正确的，H3+的数密度必须增加一到两个数量级。可能的解决方案包括减少电子分数、提高H2电离速率和/或H3+解离复合速率常数的值小于实验室实验所暗示的值。
2001-10-30 astro-ph
Cosmic ray composition at high energies: Results from the TRACER project
TRACER仪器用于宇宙高能辐射的跃迁辐射阵列是为了测量长时间气球飞行中宇宙射线核的单个能谱而设计的。TRACER 5 m 2 sr的大几何因子允许在粒子能量远超过10 14 eV的情况下进行统计学上有意义的测量。在0.5 ~ 10000 GeV核子的宽范围内测量了它们的能量。线比例管和塑料纤维辐射器，测量特定的电离和过渡辐射信号，与塑料衰减器和丙烯酸切伦科夫计数器相结合。2003年12月在南极洲进行了一周的飞行，测量了大约3000 GeV核子的氧到铁O Ne Mg Si S Ar Ca和Fe的核物种。我们将介绍这些元素的能谱和相对丰度，并讨论结果在当前加速模型背景下的含义，银河系宇宙射线的传播该仪器已经过整修，以便定于2006年夏季在北半球进行第二次长期飞行。
2007-03-28 astro-ph
Dehydrogenation of polycyclic aromatic hydrocarbons in the diffuse interstellar medium
本文提出了一个多环芳烃（PAHs）在弥漫星际介质中氢化状态的模型。首先，我们研究了由于光电离、星际紫外光场的光解离、电子复合以及PAH阳离子与H或H_2之间的化学反应而导致的氢化丰度和多环芳烃的电荷态。对于PAH阳离子，我们发现脱氢作用占主导地位。多环芳烃的氢化状态强烈地依赖于氢密度、分子大小和紫外光场。在低氢密度和正常紫外辐射的扩散云中，含有低于40 C的多环芳烃完全或强烈脱氢，而在高氢密度下，它们通常被氢化。在中等密度的云中，部分脱氢的物种占主导地位。40 ℃以上的多环芳烃是相当稳定的，并且是完全氢化的，这将有利于它们在星际弥散带（DIB）的近红外探测中的光谱搜索。
2000-10-19 astro-ph
Synthetic Observations of Carbon Lines of Turbulent Flows in Diffuse Multiphase Interstellar Medium
我们研究观测特性的多相湍流在弥漫星际介质（ISM）使用合成辐射场的原子和分子线。我们考虑了在具有中等可见消光度$A_V\sim 1$的紫外光子照射下，由热不稳定性形成的多相ISM。辐射场地图的C $^{+}$，C $^0$，和CO线的排放产生的计算非本地热力学平衡（nonLTE）水平的人口从扩散ISM模型的高分辨率流体动力学模拟的结果。通过对[ \ion{C}{2} ] 158 $μ$ m、[ \ion{C}{1} ] $^3P_2-^3P_1$（809 GHz）、$^3P_1-^3P_0$（492 GHz）碳谱线和CO转动跃迁的合成辐射场分析，发现在弥散多相星际介质中，高激发能谱线和低激发能谱线之间有很高的比值。这表明，同时观测冷暖气体示踪线将有助于研究热结构，从而研究弥漫的星际云的起源。
2006-11-29 astro-ph
Triggered Star Formation in the Orion Bright-Rimmed Clouds
我们已经开发了一套经验和有效的标准，基于2 MASS的颜色，选择候选的经典金牛座T星（CTTS）。这为研究恒星形成区的年轻恒星星族提供了有用的工具。在这里，我们提出了我们的亮边云（BRC）B 35，B 30，IC 2118，LDN 1616，LDN 1634和猎户座东的分析，以显示大质量恒星如何与分子云相互作用，触发恒星形成。我们的研究结果支持辐射驱动的内爆模型，在该模型中，来自OB星的电离锋压缩附近的云，直到局部密度超过临界值，从而诱导云坍缩形成恒星。我们发现，只有与强IRAS 100微米发射（高密度示踪剂）和H-α发射（电离前沿示踪剂）相关的BRC显示出正在进行的恒星形成的迹象。相关的时间尺度，包括O型恒星的年龄，不断扩大的HII区域，以及CTTS的年龄，都与连续的恒星形成相一致。我们还发现，CTTS只出现在OB星和BRC之间，而那些更接近BRC的星则越来越年轻。没有CTTS引导电离前沿，即，在分子云中。所有这些都为触发恒星形成提供了强有力的证据，并显示了大质量恒星在维持该地区恒星形成活动中的主要作用。
2005-02-03 astro-ph
Unusual diffuse X-ray source in the Galactic center region
我们报告ASCA和钱德拉发现一个弥漫的X射线源在银河系中心区域。X射线光谱与约6 keV温度的非平衡电离（NEI）等离子体模型拟合。该模型要求高于太阳的金属丰度，年轻的等离子体年龄为$\simeq$ 100年，大的N_H值约为10^{23} cm^{-2}。N_H值将源的位置限制在银河系中心区域，距离约为8.5kpc。钱德拉ACIS的高分辨率X射线图像显示了一个半径为10“的环，相当于银河系中心的0.4 pc，以及一个尾巴状结构。虽然其形态奇特，但其他X射线特征很可能是一个非常年轻的超新星遗迹，可能处于自由膨胀阶段。
2001-09-30 astro-ph
Phosphorus in the Diffuse Interstellar Medium
我们目前的FUSE和HST/STIS测量的PII柱密度朝向银河系恒星。我们通过对不饱和$λ$ 1125和$λ$ 1533谱线的轮廓拟合分析了PII，并得出了沿视线以及单个分辨组分积分的柱密度。我们发现，磷并没有耗尽沿这些视线采样弥漫的中性气体。我们还研究了PII和OI柱密度之间存在的相关性，发现这两种物质之间没有差异耗尽。此外，N（PII）/N（OI）的比值与太阳的P/O值一致，这意味着PII和OI共存于同一气相中，并且自它们在恒星中产生以来可能平行演化。我们认为，磷，跟踪PII，是一个很好的中性氧示踪剂在各种物理环境中，除了电离校正是一个重要的问题。因此，PII线（用FUSE、HST/STIS或VLT/UVES观测类星体视线）显示，当OI线饱和或混合时，作为OI线的代理特别有用。
2005-07-18 astro-ph
Limits on the cosmic-ray ionization rate toward massive young stars
最新的7个大质量原恒星的信封模型被用来分析观测到的H3+红外吸收和H13 CO+亚毫米发射线对这些恒星，并限制宇宙射线电离率zeta。H13 CO+给出的最佳拟合值为zeta=（2.6+/- 1.8）x 10^-17 s^-1，与扩散云模型和最近的旅行者/先锋号数据非常一致，但比H3+数据低7倍。没有发现zeta与光度或总柱密度的关系，因此局部（X射线）电离和对宇宙射线的屏蔽对这些源来说似乎并不重要。H3+和H13 CO+结果之间的差异以及N（H3+）与日心距离的相关性表明，在更远的区域，干预云对H3+的吸收有显着的贡献。最有可能的吸收体是低密度（<~10^4 cm^-3）的云，其中大部分碳以中性形式或CO形式存在。
2000-06-19 astro-ph
