Interstellar Filaments and the Statistics of Galactic HI
本文对银河系氢原子中暗条的形成作了统计解释。最近开发的技术允许确定随机HI密度的3D谱。我们主张，即使在没有动力学因素的情况下，与HI密度谱的测量值相对应的高斯场也应该表现出连续结构，这种结构的存在早已被人们所宣称。
1996-11-07 astro-ph
Probing Galactic reddening with the 8620 A diffuse interstellar band
利用8620 A处弥漫星际带（DIB）的等效宽度与Munari（2000）报告的星际红化之间的相关性，GAIA可以直接追踪整个银河系的星际消光。我们通过模拟银河系恒星星族合成模型（Robin et al.2003）提供的恒星样本的RVS数据，检查了该方法在42个银河系方向上的星等和距离限制。模拟结果表明，在星等V~16的恒星RVS谱中可以探测到8620 A DIB的痕迹，其精度不仅可以追踪到星际介质的分布，还可以追踪到其运动学运动的径向分量，即视线中尘埃云质心的径向速度。
2004-11-16 astro-ph
Galactic Environment of the Sun and Stars: Interstellar and Interplanetary Material
围绕太阳系外行星系统的星际物质与恒星风相互作用形成恒星天体层，并调节整个系统的行星际介质和宇宙射线通量的性质。当太阳沉浸在本地气泡的真空中，日光层很大，可能没有大多数异常和银河宇宙射线时，地球上的高级生命和文明发展起来。在过去的几千年里，太阳进入了来自斯科-岑星协的弥散云物质的外流。通过与太阳和太阳系的类比，太阳系外行星系统的银河系环境必须是理解具有稳定行星际环境的系统分布的关键组成部分，以及被星际物质（ISM）屏蔽的内行星，例如可能预期的稳定行星气候。
2002-09-23 astro-ph
The Galactic Environments of Cool Stars - part I: Modeling Interstellar Dust around the Sun and Nearby Cool Stars
我们提出了一个星际尘埃颗粒与恒星环境相互作用的模型，该模型预测了在整个恒星周期内，星际尘埃颗粒在恒星周围的分布，其尺寸范围在$0.1 {\rm μm}$和$1 {\rm μm}$之间。将模型结果与太阳系中的地球观测卫星航天器的现场尘埃测量结果进行比较，证实了模型的正确性。我们表明，在太阳的情况下，星际尘埃颗粒可以产生大面积的红外辐射，从远处观察时，可以与环日尘埃盘混淆。如果我们有恒星相对于周围星际介质的相对速度以及恒星风的性质的信息，我们的模型就可以确定邻近恒星的星际尘埃浓度的形状。
1999-10-04 astro-ph
Interstellar extinction towards the inner Galactic Bulge
本文利用DENIS在J（1.2微米）和KS（2.15微米）波段的观测资料，结合计算的RGB和AGB位相等时线，绘制了银河系内隆起的消光图。该方法的不确定性主要受凸起本身的光学深度的限制。与已知的灭绝领域的比较显示出非常好的一致性。我们提出了一个灭绝地图的内部银河隆起（约。20平方（摄氏度）
1999-08-31 astro-ph
Interstellar extinction towards open clusters and galactic structure
我们以疏散星团为基础研究了银道面附近星际物质的分布，并回顾了消光与星团不同物理参数的关系，以了解星系结构。从对疏散星团的消光可以看出，大约90%的吸收物质位于银道面的-5 <b <5度范围内。根据半宽值β确定的吸收材料的平均厚度估计为约125 +/-21 pc。结果表明，星际吸收随银经呈正弦曲线变化，最大和最小吸收分别出现在1~48 +/-4度和1~228 +/-4度。结果表明，红化物质所定义的银道面相对于正规银道面的倾角为0.6 ± 0.4 °，在1~54 ± 6 °范围内倾角最大。红化分析已被用于约束太阳偏移，发现太阳偏移在红化平面上方约22.8 +/-3.3 pc。我们得到了疏散星团分布的标度高度为53 +/-5 pc，而红化物质分布的标度高度为186 +/-25 pc。
2005-07-04 astro-ph
On the asymptotic behavior of the super sonic interstellar gas flow which is made by spiral density wave, propagating in rapidly rotating galaxy disk
在螺旋引力场存在下星际气体大尺度流动的非线性解受到了相当大的关注，因为这个模型可以解释星系盘的许多观测结果。然而，由于问题的非线性，这一研究受到了非线性分析的限制。本文给出了描述高速旋转星系盘中由螺旋密度波引起的超音速非线性星际气体流动的解析表达式。理论的特征参数之一是分界线处的螺旋密度波势的振幅，它将超声速流动与包含从超声速到亚声速跳跃的流动区分开来。定义了星系激波出现的扰动势值与表征气盘的参数（如气体中的声速、盘的旋转速度、“螺旋设计”旋转速度）的关系。
1998-08-07 astro-ph
Star formation and the interstellar medium in low surface brightness galaxies. I. Oxygen abundances and abundance gradients in low surface brightness disk galaxies
本文测量了12个LSB星系中64个HII区的氧丰度。我们发现氧气含量很低。没有发现有太阳丰度的区域，大多数区域的氧丰度为$\sim 0.5$到0.1太阳。氧丰度似乎是恒定的半径的函数，支持静态和零星演变的LSB星系的图片。
1998-03-27 astro-ph
Optical Spectroscopy of Galactic Cirrus Clouds: Extended Red Emission in the Diffuse Interstellar Medium
我们提出了高纬度银河卷云的第一次光学光谱调查的初步结果。观测到的卷云光谱的形状与周围散射的银河系星光的形状不一致。这种不匹配可以用弥漫的星际介质中存在的扩展红光（ERE）来解释，就像在许多其他天体中发现的那样，可能是由碳氢化合物的光致发光引起的。积分的ERE强度I_ERE \approx 1.2 x 10^{-5} erg s^{-1} cm^{-2} sr^{-1}，大约是散射光强度的三分之一，与最近对漫射银河光的颜色测量结果一致。卷云ERE（lambda_{0} \sim 6000 AA）的峰值与由强紫外辐射激发的源中的ERE（例如HII区域（lambda_{0} sim 8000 AA））相比向短（更蓝）波长偏移;在氢化非晶碳膜的实验室实验中看到这样的趋势。
1997-12-09 astro-ph
Self-Generated Magnetic Fields in Galactic Cooling Flows
椭圆星系中的星际磁场被认为起源于恒星场，伴随着老恒星不断演化的正常质量损失。种子场被恒星质量损失和超新星事件驱动的星际湍流放大。这些无序的领域进一步放大的时间依赖压缩向内移动的星系冷却流，预计将占主导地位的星系核心附近。在有利的情况下，类似于那些观察到的$B \sim 1-10~(r/10~kpc)^{-1.2}μ$ G强度的字段可以单独从这些自然的星系过程中产生。一般来说，整个椭圆星系的星际场是由星际气体的最外层区域决定的，在那里湍流发电机过程可以发生。由于银河系冷却流中的流体动力学流动时间较长，目前观测到的磁场可能是由遥远过去发生在外星系的强烈湍流场放大周期造成的。椭圆星系中特别强的磁场可能是由古老的星系合并或星际气体与周围星系团气体之间的边界处引入的剪切湍流造成的。
1997-06-10 astro-ph
Recent X-ray Observations of Disk Galaxies: Tracing the Dynamic Interstellar Medium
我回顾最近的结果，从我们的深ROSAT和钱德拉观测两个星系，M101和NGC 4631，在领域的异常低的银河系灭绝。在这些星系中探测到大量的发射X射线的气体。这种气体主要产生于大质量恒星形成区，其平均特征温度是$10^6$ K的几倍。较冷的气体（$\sim 10^6$ K）通常在星系盘外发现，可能代表了从爆裂的超级气泡流出。恒星形成的传播，由热气体的膨胀驱动，似乎是在巨大的HII复合体中运作。在这种复合物中，相当大一部分光蒸发气体可能被大量装载到热气体中，这解释了它们的大X射线发光度。这些过程可能在决定星际介质的整体性质，特别是盘/晕相互作用方面起着重要的作用。
2000-08-18 astro-ph
Extended Red Emission in High-Galactic Latitude Interstellar Clouds
银河系高纬度附近的星际云是研究星际尘埃与来自特征明确的星际辐射场的光子相互作用的理想对象。散射和紫外光激发的光致发光在光学波长，以及在中红外和远红外波长的热发射是这种相互作用的可观察的表现。在这里，我们报告的光学薄高银河系纬度云，这是为了研究这些对象的表面亮度，结构和光谱能量分布的光学成像调查的初步结果。本文的主要目的是研究扩展的红色发射（ERE），已报告在银河系高纬度地区的早期调查，这是由于紫外线激发的光致发光的星际尘埃的一个尚未确定的组成部分。我们发现了强有力的证据，证明在光学薄的云层中，尘埃以宽（>1000 A FWHM）的ERE带形式发射，峰值发射波长接近600 nm，峰值强度约为5 × 10 ^-9（erg cm^-2 s^-1 A^-1 sr^-1）。这相当于这些云的总光学表面亮度的30%左右，其余的与灰尘散射光的预期一致。这支持了在银河系弥漫的星际介质中普遍存在ERE载体的说法。我们认为，ERE载体参与辐射处理的尘埃吸收的UV/光学光度的银河系的约20%至30%，与大部分的这种能量被发射在近中红外光谱区域。
2008-02-05 astro-ph
Modeling the Disk (three-phase) Interstellar Medium
星系盘从早期阶段的演化主要受气体动力学效应的影响，如气体流入、星系喷泉和星系外流等。这些过程的影响只有在不同的气相的框架中才能理解，这些气相的热能、动力学和元素丰度不同。因此，为了追踪星系盘的时间和化学演化，必须尽可能详细地模拟星际气体动力学与恒星动力学、气相之间的相互作用以及恒星-气体质量和能量交换。本文综述了Smooth-Particle和网格流体动力学等最新数值方法的潜力，以及恒星形成准则和反馈、恒星能量沉积和金属富集以及气相相互作用对银河系气体动力学和化学的影响等内在过程。
2008-10-18 astro-ph
The Global Structure and Evolution of a Self-Gravitating Multi-phase Interstellar Medium in a Galactic Disk
利用高分辨率的二维流体动力学模拟，我们研究了银河系圆盘中心千秒差距区域中自引力多相星际介质的演化。我们发现，一个引力和热不稳定的盘以自稳定的方式演化成一个全局准稳定的盘，它由冷的（T < 100 K）、致密的团块和细丝组成，周围是热的（T > 10^4 K）、弥散的介质。冷气体的准定常结构是显著的。由冲击加热产生的热气体，其特征在于低密度的孔和空隙。激波的能量来自于冷的致密团块的形成所引起的差异旋转和引力扰动。在准稳定阶段，冷云和密集云形成，有效稳定性参数，Q，具有在2-5的范围内的值。我们的多相计算的动态范围在密度和温度上都是10^6 - 10^7。这种湍流介质的相图进行了分析和讨论。
1999-03-11 astro-ph
The Galactic Environments of Nearby Cool Stars
如果不了解恒星和周围星际物质之间的动力学相互作用，那么对邻近恒星系统的定义是不完整的。太阳本身已经在本地气泡内部的虚空中浸泡了数百万年，并在过去的$\sim10^5$年中进入了来自天蝎座-半人马座星协的星际物质外流。在这一时期，日球层的尺寸相对较大。附近恒星的一个子集有类似的近代历史，只要了解周围的星际物质和恒星活动周期，天体层的性质是可以预测的。天体球的特性可以用来探测星际介质，而外行星比内行星更经常地浸入星际物质中。
1999-10-22 astro-ph
Modelling the Interstellar Medium of Low Surface Brightness Galaxies: Constraining Internal Extinction, Disk Color Gradients, and Intrinsic Rotation Curve Shapes
我们使用三维蒙特卡罗辐射转移技术和多波长（BRHK，H α）成像数据相结合，调查的星际介质（ISM）的性质在边缘上，低表面亮度（LSB）星系UGC 7321。使用现实的模型，将多重散射效应和聚集的恒星和星际物质，我们探索的星际物质（气体+尘埃）的分布和不透明度，其对观测到的恒星盘光度分布，颜色梯度和旋转曲线形状的影响。我们发现UGC 7321在其ISM中含有一个很小但不可忽略的尘埃成分，产生了从盘边缘到盘中心的B波段光学厚度τ_e，B~4.0。在UGC 7321最内层区域的星际物质中，有相当大的一部分（约50+/-10%）似乎包含在一种星云介质中，这表明LSB星系可以支持一种适度的多相ISM结构。尽管存在明确的尘埃，我们得出结论，在UGC 7321和其他类似的LSB螺旋星系中观察到的大径向光学颜色梯度不能占尘埃，必须主要来自显着的恒星星族和/或金属丰度梯度。我们表明，现实的光学深度效应将有很小的影响所观察到的边缘盘星系的旋转曲线，并不能解释线性，缓慢上升的旋转曲线中看到的一些边缘LSB螺旋。投影效应在恢复星系在倾角i>85度时的真实旋转曲线形状时产生了更大的不确定性。
2000-10-02 astro-ph
Southern Galactic Plane Survey Measurements of the Spatial Power Spectrum of Interstellar H I in the Inner Galaxy
利用南银道面巡天的数据，我们测量了银河系第四象限星际中性氢原子的空间功率谱。这个函数显示了与在银河系第二象限和麦哲伦云中发现的H I相同的幂律行为，具有相同的斜率。当我们平均速度间隔比典型的小规模速度分散，我们发现，斜率变陡，从约。对于温暖的气体，如星际湍流理论所预测的，如果柱密度波动由小空间尺度上的气体密度变化主导，则为-3至-4。冷气体显示出不同的斜率增加，这表明它处于由速度场中的波动主导的湍流状态。总之，这些结果证实了中性原子介质中的小尺度结构和运动可以很好地用湍流级联的动能来描述。
2001-07-31 astro-ph
The 3-D composition of the Galactic interstellar medium. The hot phases and X-ray absorbing material
我们提出了银河系X射线晕的地图和限制的位置X射线吸收气体使用的X射线辐射传输作为距离的指标。基于软X射线背景（SXRB）的一致性模型和ROSAT全天巡天数据，我们推导出了SXRB中的一些成分的形态。特别是，我们专注于它们在天空中的空间和温度分布。从我们的SXRB模型开始，我们提取信息的三维组成的X射线发射和吸收材料。使用这种方法，就有可能区分银河系X射线光环内部或后面的吸收气体。
2002-11-19 astro-ph
Galactic Environments of the Sun and Cool Stars
了解当前和历史的冷星银河系环境的重要性进行了讨论。星际气体渗透到恒星的天体层是恒星与恒星周围星际云相互作用的函数，如果要有效地寻找有生命的行星，就需要了解这个因素。对于太阳来说，当前和历史的银河系条件都是这样的，如果太阳风存在，它会在过去的几百万年里将大多数流入的星际物质从日光层的内部区域排除在外。在日光层大小的变化在最近的历史路径的太阳估计，随着估计的天体层大小为选定的附近恒星。仅考虑与星际云相遇可能产生的影响，稳定的行星气候更有可能出现在内行星而不是外行星。
1998-04-01 astro-ph
Star formation and the interstellar medium in low surface brightness galaxies. II. Deep CO observations of low surface brightness disk galaxies
我们提出了深，指出$^{12}$ CO（$J=2-1$）的观测三晚型LSB星系。光束尺寸足够小，我们可以探测这些星系中不同的环境（\HI最大，\HI最小，恒星形成区）。在观察的任何位置均未发现CO。我们认为，隐含的缺乏分子气体是真实的，而不是由转换因子的影响。分子相的几乎不存在可以解释这些星系中非常低的恒星形成率。
1998-04-30 astro-ph
Galactic Drips and How to Stop Them!
在椭圆星系中，大半径的热星际气体的温度可能低于平均星系维里温度。如果是这样的话，一个非线性的冷却波可以在炽热的星际气体中形成，并缓慢地向星系核心传播。如果冷却波在流体动力学不稳定性中幸存下来，它可以在大约15个有效半径内间歇性地沉积冷气体。对于一个明亮的椭圆，以这种方式沉积的总质量可以接近10^10太阳质量。在大的星系半径处滴出的冷气体可以解释在许多椭圆星系中观测到的年轻恒星星族和$\sim 10^4$ K下的扩展气体，这些特征通常归因于星系合并。在相对孤立的（场）椭圆星系中，预计会有银河滴，前提是：（i）银河系恒星速度椭球在大的银河半径处径向取向;（ii）目前的Ia型超新星速率足够小，与最近X射线研究中发现的星际铁丰度一致。星系滴在位于星系团内部的椭圆星系中被抑制;当周围星系团气体的压力超过星系星际介质外部的压力时，一些星系团气体流入星系，从而抑制滴。
1996-11-13 astro-ph
A new estimate of the Galactic interstellar radiation field between 0.1 microns and 1000 microns
在银河系中传播的宇宙射线电子和正电子通过逆康普顿（IC）过程产生漫射伽马射线。宇宙射线在传播过程中与之相互作用的低能目标光子群是由恒星产生的，这些恒星光被银河尘埃重新加工。因此，需要对银河系的恒星分布、尘埃分布以及对光的吸收和光的散射的处理进行详细的建模，以获得低能银河系光子分布和光谱的精确模型。使用一个现实的银河系恒星分布模型，尘埃分布，我们计算的漫射辐射场的恒星在银河系（“光学”辐射场），包括吸收和散射。使用尘埃加热代码，我们自洽地计算红外辐射场的光学计算所使用的相同的尘埃模型，包括瞬态和平衡加热。我们提出了计算的辐射场谱和分布，并将使用这些来计算预期的银河系扩散IC伽马射线谱。
2005-07-06 astro-ph
Multi-Cycle HST Treasury Program for STIS: Mapping the Galactic Environment of the Sun
星际云形成了太阳运动的宇宙“生态系统”。了解附近的星际物质的物理特性，在足够的细节，以评估在太阳银河系环境的历史变化，需要一个调查的紫外线星际吸收线的恒星在20 pc的STIS光谱仪。一个完整的调查将产生电离，温度，密度和速度附近的星际云，并将需要大量的哈勃太空望远镜轨道间隔几个周期。这份说明作为“白皮书”提交给空间望远镜科学研究所，以支持多周期财政方案。
2008-01-16 astro-ph
Exploring cloudy gas accretion as a source of interstellar turbulence in the outskirts of disks
本文对扩展HI银盘中的凝块气体持续注入效应进行了高分辨率2D-MHD数值模拟。给定一定的吸积率，盘的响应取决于其表面气体密度和温度。对于银河系在~20 kpc的银河系中心距离的条件下，和质量吸积率符合目前的经验和理论测定在银河系中，雨的紧凑的高速云到磁盘上可以维持跨音速湍流运动在温暖的阶段（~2500 K）的HI。因此，HI线宽预计为~6.5 km/s的气体层在2500 K，如果下降是唯一的驱动湍流的机制。这封信中给出了由此产生的强迫流的一些统计特性。还讨论了气体速度弥散的径向依赖性。
2007-05-07 astro-ph
Toward understanding the 3.4 micron and 9.7 micron extinction feature variations from the local diffuse interstellar medium to the Galactic center
从观测上看，3.4微米脂肪烃C-H伸缩吸收特征和9.7微米无定形硅酸盐Si-O伸缩吸收特征都显示出从局部弥散星际介质（ISM）到银河系中心（GC）的相当大的变化：可见消光比（A_V）与9.7微米Si-O光学厚度的比值（\tausil）和A_V与3.4微米C-H光学厚度之比（\tauahc）约为GC的2倍。在这项工作中，我们试图解释这些变化的多孔粉尘模型组成的混合物的无定形硅酸盐，碳质有机耐火粉尘（以及水冰的GC粉尘）。
2008-12-10 astro-ph
Techniques for Galactic Dust Measurements in the Heliosphere
银河系星际尘埃（ISD）是行星形成的主要成分。然而，关于这一重要材料的信息极为有限。最近，星尘探测器在距太阳1.8天文单位以外的黄道纬度$50^{\circ}$上发现并测量了星际尘埃。在这个距离内，它无法可靠地区分星际尘埃和行星际尘埃。对近地天体数据的模拟表明，在1~AU处质量大于$10^{-16}\rm kg$的尘埃通量中，有多达30%是星际起源的。从围绕地球的高偏心轨道上的Hiten卫星来看，有迹象表明ISD确实到达了地球轨道。两个携带尘埃探测器的新任务，卡西尼号和星尘号，将大大增加我们的观测知识。在本文中，我们简要回顾这些任务中使用的仪器，并比较它们的能力。星尘号任务[{ \em Brownlee et al.}，1996年]将通过原位化学分析仪分析本地星际尘埃群，并从太阳收集2至3天文单位的ISD。卡西尼号任务上的尘埃分析仪将确定金星轨道外的星际尘埃通量，并将提供一些成分信息。本文介绍了在1~AU处确定星际尘埃通量水平的技术，这些技术可以定量计算高地球轨道（碎片带外）的星际尘埃通量，并提供星系尘埃的化学成分信息。
1999-08-03 astro-ph
The interstellar cloud surrounding the solar system regulates the galactic environment of the Sun and constrains the physical characteristics of the interplanetary medium. This paper compares interstellar dust grain properties observed within the solar system with dust properties inferred from observations of the cloud surrounding the solar system. Properties of diffuse clouds in the solar vicinity are discussed to gain insight into the properties of the diffuse cloud complex flowing past the Sun. Evidence is presented for changes in the galactic environment of the Sun within the next 10$^4$--…
1999-10-22 astro-ph
Is there ERE in diffuse galactic light at high latitude?
1998年，戈登、维特和弗里德曼写道，在高纬度地区的弥漫星系光中发现了ERE。根据作者的说法，在天空的几个区域上，弥漫的银河光和星光的比较不能完全用星光的消光来解释。50%的红色星际光需要来自星际发射过程。戈登等人的不同方面。的数据减少的工作，并支持他们的断言的模型，将在这里考虑。对戈登等人所研究的区域的100微米发射的分析将证明，漫射星系光的颜色是由嵌入附近卷云中的尘埃对背景星光的散射解释的。ERE可能不存在于弥漫的银河光中，更普遍的是，在星际空间中。
2000-06-21 astro-ph
Very High Energy Gamma Rays from Supernova Remnants and Constraints on the Galactic Interstellar Radiation Field
大尺度银河系星际辐射场（ISRF）是恒星辐射和尘埃对星光再加工的结果。在ISRF的能量密度高的情况下（例如，银河系中心），个别超新星遗迹（SNRs），如G0.9+0.1，主要的伽马射线发射可能来自逆康普顿（IC）散射的ISRF。ISRF有几种模式。最近的一个，这是由我们计算，预测一个显着更高的ISRF比Mathis，Mezger和Panagia的常用模型。然而，与数据的比较仅限于当地的观察。基于我们目前对ISRF的估计，我们预测了SNRs G0.9+0.1和RXJ 1713中的伽马射线发射，以及G0.9+0.1，J1713-381和J1634-472光谱中20 TeV以上的成对产生吸收特征。我们讨论如何GLAST，以及目前和未来的非常高的能量仪器，可能能够提供上界的大规模ISRF。
2007-04-13 astro-ph
Extraplanar Dust: a Tracer of Cold Dense Gas in the Thick Disks of Spiral Galaxies
星系的星际厚盘不仅含有气体，而且含有大量的尘埃。我们对盘状星系中的面外尘埃的大部分知识来自于这些系统的直接宽带光学成像，其中尘埃是由于它对厚盘和凸起恒星产生的不规则消光而被识别的。这种观测技术只对密度最大的物质敏感，我们认为，以这种方式确定的大部分物质都是星系中星际厚盘的冷相。一个冷的、致密的相的存在可能意味着螺旋星系厚盘中的星际压力可能相当高。这种星际介质的致密相也可能促进厚盘星的形成，H-α观测现在揭示了几个星系中新形成的OB星协会周围的H II区域。我们认为，大量的尘埃和由尘埃跟踪的结构的形态意味着盘星系中的大部分面外物质必须从下面的薄盘驱逐。
2004-10-15 astro-ph
Spatial distribution of interstellar gas in the innermost 3 kpc of our Galaxy
我们审查目前的观测知识的空间分布和物理状态的不同（分子，原子和电离）成分的星际气体在最里面的3千秒差距的我们的银河系-一个区域，我们称之为星际银河系的隆起，以区分它从它的恒星对应。我们试图解释最近的星际气体流动的引力势的棒星系的动力学模型的框架内的意见。最后，依赖于相关的观测和理论解释，我们提出了一个模型的星际气体的每个组件在星际银河系隆起的空间平均密度。
2007-02-20 astro-ph
Magnetohydrodynamic Density Waves in a Composite Disk System of Interstellar Medium and Cosmic-Ray Gas
从射电到大尺度星系螺旋结构的软X射线波段的多波长观测提供了附近盘星系的综合和全面的视图。在存在大质量暗物质晕的情况下，星系尺度上的密度波动力学涉及恒星盘、星际介质气盘（ISM）、磁场和宇宙射线气体（CRG）。在本文中，我们探讨了磁化ISM磁盘和CRG磁盘之间的动态和电磁相互作用，使结构和诊断功能的光学，红外和同步辐射连续辐射的螺旋星系可以物理理解。在银河系密度波的时间尺度上，宇宙射线可以被看作是一种相对热的稀薄气体流体，它在横向整体运动中与大尺度平均磁场联系在一起，但在其他方面沿着相对于ISM的磁场运动。对于磁化ISM和CRG复合盘系统中的快、慢磁流体密度波，CRG质量密度的微小增强相对于平行磁场的增强有相移。由于宇宙射线的数量非常少，大规模的磁场增强占主导地位的同步辐射连续辐射（好像CRG几乎是未受干扰）的螺旋结构的表现。除了快、慢磁流体密度波外，还存在一种超温磁流体波模式，CRG通过这种模式进行自我调节，使超温声速接近光速c。
2003-07-27 astro-ph
Mapping the Galactic Free-Free Foreground via Interstellar H-Alpha Emission
最近完成的大部分天空的H-阿尔法调查可以用来创建在银河系高纬度的自由-自由强度分布的地图，这些地图与CMB数据的光谱拟合无关。这提供了一个机会来测试光谱拟合程序的准确性，并寻找银河系地面污染的其他来源，这些污染可能在光谱上与自由-自由相混淆，例如旋转的尘埃颗粒。威斯康星州H-阿尔法测绘仪（WHAM）以大约一度的角分辨率对-30度以北的天空进行了采样，并揭示出，除了少数孤立的增强发射区域外，在银河系纬度接近15度的地方，Δ T_{ff}（30 GHz）< 30微K，在纬度高于50度的地方，Δ T_{ff}（30 GHz）< 4微K。正在进行的还有以更高的角分辨率对天空进行采样的H-阿尔法巡天。
2000-10-30 astro-ph
Short-term Variations in the Galactic Environment of the Sun
当太阳和星际云在太空中旅行时，太阳的银河系环境在短时间内发生变化。围绕太阳的星际介质的动力学、电离、密度和磁场强度的微小变化会使日光层产生明显的变化。我们讨论了必要的信息，以了解短期变化的银河系环境中的太阳，包括附近的ISM的分布和辐射转移属性，以及太阳穿越云层的日光层的边界条件的变化。最可预测的转变是当太阳从本地气泡内部出现并进入流经太阳的本地星际云团时，在过去的140，000年内，以及当太阳再次进入现在围绕太阳系和太阳系内部的本地星际云团时，在过去的44，000年中的某个时候。
2006-01-17 astro-ph
Interstellar Titanium in the Galactic Halo
本文报道了星系晕和麦哲伦云中15颗遥远恒星对Ti~II~ $λ3384$吸收的观测结果。这些新数据将现有的Ti $^+$分布调查扩展到距离银河系平面比以前采样的更大的距离，从而首次确定钛的刻度高度。我们发现$h_{Ti^+} = 1.5 \pm 0.2$ ~kpc，这个值虽然比中性气体的其它示踪剂的值大，但并不象人们所怀疑的那样大。我们解释的扩展分布的Ti $^+$作为一个指示，其严重的耗尽星际云在磁盘中减少在较低的密度占主导地位的晕。这些数据与Ti丰度对环境密度的简单幂律依赖性一致，指数为$k \simeq -1$。如果这个模型是正确的，它意味着像钛这样的难熔元素在距离银河系平面超过$\sim 1$ kpc的距离时会完全回到气相。
1994-10-24 astro-ph
Interstellar Extinction Law toward the Galactic Center II: V, J, H, and Ks Bands
我们已经确定了总的选择性消光比直接从观测中的光学V波段和近红外J波段朝向银河系中心。利用IRSF望远镜上的SIRIUS照相机对OGLE（光学引力透镜实验）星系核球场进行了观测，得到A（V）/E（V-J）=1.251 ± 0.014和A（J）/E（V-J）=0.225 ± 0.007。根据这些比值，我们得出A（J）/A（V）= 0.188+-0.005;如果我们将A（J）/A（V）与Nishiyama等人获得的银河系中心附近更红的近红外消光比结合起来，我们得到A（V）：A（J）：A（H）：A（Ks）= 1：0.188：0.108：0.108。0.062，这意味着向较长波长急剧下降的消光。特别是，令人惊讶的是，Ks带消光是视觉消光A（V）的\approx 1/16，远小于迄今所用的A（V）的十分之一。
2008-02-25 astro-ph
The Diffuse Galactic Gamma-Ray Emission Model for GLAST LAT
来自银河系的弥散辐射主宰了伽马射线的天空。银河系中大约80%的高能量光度来自于星际介质中的过程。银河漫发射跟踪高能粒子（主要是质子和电子）与星际气体和辐射场的相互作用，从而提供有关遥远位置的宇宙射线光谱和星际质量的信息。此外，银河系漫辐射是研究伽玛射线点源和河外漫辐射的天体前景。我们报告的最新发展，在银河系漫发射，这将用于伽马射线大面积空间望远镜（GLAST）的调查建模。
2007-08-15 astro-ph
On the Submillimeter Opacity of Protoplanetary Disks
具有星际尘埃成分和幂律粒度分布dn/da propto a^{-p}（λ = < a_max with a_{max} >3且3 < p < 4）的固体粒子，其不透明度光谱指数β（λ）= dln（kappa）/dln（nu）approx（p-3）beta_{ism}，其中beta_{ism} approx 1.7是星际尘埃物质在瑞利极限下的不透明度光谱指数。对于表征星际尘埃的幂律指数p约为3.5，这似乎是原行星盘中通过凝聚而生长的粒子，颗粒生长到尺寸a > 3 mm将导致β（1 mm）< ~1。如果a_{max} > ~ 3 λ，晶粒生长自然可以解释原行星盘中观察到的β约为1。
2005-07-12 astro-ph
Peering Through the Muck: Notes on the Influence of the Galactic Interstellar Medium on Extragalactic Observations
本文讨论了前景银河系气体对河外天体辐射的影响，着重讨论了用21厘米线测定总N（HI）的方法。一般来说，21厘米线的不透明性使得不可能通过简单地将公式应用于观测到的发射来推导出N（HI）的准确值，除非在星际物质很少的方向上。21厘米的线可以用来估计在特定方向上存在大量分子氢的可能性，但很少或没有关于电离气体量的信息，这可能是前景效应的主要来源。相当多的讨论是专门的小尺度角结构在HI的重要性，与其他因素（如电离气体的影响）相比，它很少会显着贡献的总误差在银河系高纬度的河外视线。哈勃/钱德拉深场北的方向被用作即使在没有不透明度或分子气体的情况下也可能发生的复杂性的一个例子。
2003-11-17 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Is Interstellar Extinction Toward the Galactic Center Anomalous?
在OGLE-II微透镜搜索期间收集的银河系隆起的测光结果表明，对观测场的星际消光很高且不均匀。我们使用的平均I-波段的星等和V-I色的红色团块星作为星际灭绝的示踪剂对四个小区域的银河系隆起的高度可变的变红。对LMC中观察到的最红区域进行类似的测试。在Cardelli，Clayton and Mathis（1989，CCM 89）和Fitzpatrick（1999，F99）的消光曲线近似下，我们发现在银河系球核的色星等图（CMD）中，红团星位置的斜率明显小于符合标准消光定律（RV =3.1）的红化线的斜率。CCM 89近似的差异要大得多，另一方面，这表明LMC中控制场的斜率相同，与F99近似相反。我们讨论了可能导致所观察到的差异的系统性影响。朝向银河系凸起的异常灭绝似乎是最自然的解释。我们的数据表明，总吸收与选择性吸收的比值R_VI，一般在银河系隆起处比对应于标准消光曲线的值（R_V=3.1）小得多。然而，R_VI从一个视线变化到另一个。我们的结果解释了为什么Baade窗中的红团星和天琴座RR星在R_VI标准值下比当地星族的红。
2003-03-03 astro-ph
The Galactic Center Interstellar Medium: from ISO to FIRST
红外空间天文台（ISO）已经展示了银河系中心（GC）星际介质（ISM）的复杂性，不仅检测到温暖分子气体（H2）的大柱密度，而且还检测到中性原子和低电离势离子（CII，OI，SiII，......）的发射。这应该出现在休克或光子主导的地区（PDR）。此外，ISO还检测到了来自SIII、NeII、ArII或NII等离子的发射（在某些云中，我们甚至检测到了NeIII和OIII），这些离子应该来自HII区域，由于没有检测到氢复合线，这些区域以前没有被怀疑。在这里，我们回顾了一些ISO的大尺度研究的GC ISM的结果，特别是在云的加热机制。虽然冲击应该在GC ISM的物理和化学方面发挥重要作用，但ISO表明，不能用尘埃温度低于气体温度的简单论点来排除辐射对气体加热的影响。
2001-01-19 astro-ph
Faraday Rotation and Depolarization of Galactic Radio Emission
本文采用具有法拉第旋转的N个均匀同步加速器层模型，考虑了星际介质中深度退偏和带宽退偏的联合作用。带宽退偏振可用于银河系漫射同步辐射的多频偏振观测，以研究星际电离介质和磁场在已知距离的法拉第厚物体的方向。
2004-02-16 astro-ph
Interstellar Turbulence Driving by Galactic Spiral Shocks
螺旋激波可能是星际介质中湍流的主要来源。为了定量地解决这个问题，我们使用数值模拟来研究垂直分层，自引力，磁化模型的星系盘的螺旋臂的气体流动。我们的模型是等温的，准轴对称的，并在准径向方向上的本地，而在垂直方向上的全球。我们发现，恒星螺旋势扰动迅速诱导的螺旋激波的气体流。对于垂直分层的气盘，径向-垂直平面内的激波阵面一般是弯曲的，永远不会达到稳定状态。这种行为与二维（薄）圆盘中的螺旋激波形成鲜明对比，后者通常是静止的。在我们的模型中的非定常运动包括大幅准径向扑动的冲击波阵面。这种拍打在垂直圆盘厚度的尺度上提供随机的气体运动，然后级联到更小的尺度。在准稳态的诱导气体的速度色散超过声波的冲击强度的范围内的值，这表明螺旋冲击确实是一个重要的发电机在盘星系的湍流。
2006-08-08 astro-ph
The Galactic center interstellar medium as seen by ISO
本文研究了银河系中心500 pc（以下简称银河系中心）内星际介质（ISM）的加热和电离。我们回顾了红外空间天文台（ISO）的GC分子云位于远离热辐射连续谱或远红外源的样品的观测结果。这是第一次，我们已经能够详细研究尘埃连续光谱从40至190微米，发现一个温暖的（30-40 K）尘埃成分，除了众所周知的15-20 K组件。精细结构线观测揭示了与分子云有关的弥漫电离气体的存在。电离辐射的有效温度高于33000 K。ISO还允许我们测量GC云中温暖（~ 150 K）H2的分数，平均为30%。对温暖（几个100 K）中性气体的观察与光子主导区域（PDR）场景兼容。
2004-02-09 astro-ph
The Nuclear Bulge of the Galaxy. III. Large-Scale Physical Characteristics of Stars and Interstellar Matter
我们分析了IRAS和COBE的DIRBE数据在2.2和240亩之间的中央500 pc的银河系的波长和推导出大规模的恒星和星际物质的分布在核隆起。为了正确地分解总表面亮度图和应用适当的消光校正，开发了银河系盘和凸起的模型。核膨胀看起来是一个独特的，巨大的盘状恒星和分子云的复合体，在大尺度上，相对于银河系中心对称。它与银河系隆起的区别在于其扁平的圆盘状形态，非常高的恒星和分子气体密度，以及正在进行的恒星形成。核凸起由位于中心的R^-2核星团、半径为230+-20 pc、标度高度为45+-5 pc的大型核星盘和同样大小的核分子盘组成。它的总恒星质量和光度分别为1.4+-0.6 × 10^9 M_sun和2.5+-1 × 10^9 L_sun。核隆起中的星际氢的总质量为2+-0.3 × 10^7太阳质量。核膨胀中的星际物质非常密集，约90%的质量包含在致密的大质量分子云中，体积填充因子仅为百分之几。这种极端的聚集性使得强大的星际辐射场能够穿透整个核膨胀，并解释了银河系中心相对较低的平均消光。此外，我们还发现了位于核隆起外的4 × 10^7 M_sun的冷而致密的物质，这导致了所观察到的中央分子区星际物质分布的不对称性。
2002-01-17 astro-ph
X-ray Absorption Line Spectroscopy of the Galactic Hot Interstellar Medium
我们对银河系大尺度热星际介质（HISM）进行了X射线吸收线光谱研究。我们在7个银河系低质量X射线双星的{ \sl Chandra}光栅谱中探测到Ne IX K $_α$吸收线。这些来源中的三种还显示O VII K $_α$、O VII K $_β$和/或O VIII K $_α$的吸收。线的质心和宽度都与吸收的银河系HISM起源一致。通过联合拟合多条谱线，考虑谱线饱和并假设碰撞电离平衡，我们估计平均吸收气体温度为$\sim 2.4\pm0.3\times10^6$ K（90%置信误差）。我们进一步将气体的空间密度分布表征为${\rm 6.4_{-1.7}^{+2.4} exp(-|z|/1.2_{-0.5}^{+1.0} kpc) \times10^{-3}{\rm cm^{-3}}} $（一种盘状形态）或${\rm 6.2_{-2.1}^{+3.8} [ 1 + (R/2.3_{-1.1}^{+1.6} kpc)^2]^{-1} \times10^{-3} {\rm cm^{-3}}}$（一种球形形态），其中$z$和$R$分别是到银道面和银道中心（GC）的距离。由于几乎所有具有显著吸收线的视线都在一定程度上朝向GC和低银河系纬度，这些结果可能会严重偏差。为了进一步研究，迫切需要更多的观测到非GC视线和高纬度。尽管如此，这些结果表明了X射线吸收谱在HISM研究中的巨大潜力。
2005-02-11 astro-ph
The Galactic thick and thin disks: differences in evolution
最近的观测表明，银河系的薄盘和厚盘具有不同的化学丰度趋势和演化时间尺度。厚银盘中$α$ -元素的相对丰度相对于薄银盘增加。我们的目标是调查厚盘和薄盘丰度差异的原因。我们在有气体流入的开放双区模型框架下研究了银盘的化学演化。预测了薄和厚银盘中$α$ -元素（Mg，Si，O）和Fe的丰度趋势。薄盘和厚盘的恒星形成历史一定是不同的，在厚盘演化过程中气体的注入一定比薄盘演化过程中更强烈。
2006-05-26 astro-ph
The Solar Galactic Environment
结合日光层天文数据和模型丰富了我们的理解，太阳银河系环境可能对内日光层和星际云的影响。目前的数据表明，FeII/DI增加朝向逆风方向的星际云团（CLIC）流过太阳。云的运动学和丰度表明其起源与天蝎座-半人马座星协周围的超级壳层有关。太阳空间轨迹表明太阳进入CLIC气体相对较近。
2004-05-24 astro-ph
Ambient Interstellar Pressure and Superbubble Evolution
高环境星际压力建议作为一个可能的因素来解释普遍观察到的超新星驱动的超级气泡和恒星风气泡的增长率的差异。P/k ~ 1 e5 cm-3 K的压力对于恒星形成率高的区域是合理的，这些值介于估计的银河系中面压力和在星暴星系中观察到的压力之间。在银河系ISM的局部区域中，高压成分也很常见。我们证明了壳生长对环境压力的敏感性，并建议超级气泡最终可能作为ISM气压计。
2004-03-31 astro-ph
The importance of anisotropic interstellar turbulence and molecular-cloud magnetic mirrors for galactic cosmic-ray propagation
最近的研究表明，当大尺度等离子体激发磁流体动力学（MHD）湍流时，能量从大尺度到小尺度的级联是各向异性的，即小尺度的涨落满足不等式k_parallel << k_perp，其中k_parallel和k_perp分别是涨落波矢中平行于和垂直于背景磁场的分量。这种各向异性的涨落在散射宇宙射线时效率很低。本文给出并解释了基于准线性近似的各向异性MHD湍流对宇宙射线散射的结果。讨论了分子云磁镜在弱散射时对宇宙射线的束缚和各向同性作用。
2000-10-04 astro-ph
High Velocity Rain: The Terminal Velocity of Model of Galactic Infall
本文提出了一个通过测量云速度和云柱密度并假定银河系星际介质垂直密度分布模型来确定星际云在星系晕中下落距离的模型。结果表明，与$N(H I) < \sim 10^{19} cm^{-2}$下降的云可能会减速到终极速度，这增加了以上的银河平面的高度。这个终极速度模型正确地预测了到高速云复合体M和其他几个先前确定距离的星际结构的距离。它演示了如何星际吸收光谱单独可以用来预测的云产生的吸收的距离。如果到云的距离是已知的，我们演示了如何使用该模型来确定ISM的垂直密度结构。导出的密度分布是一致的温暖的电离介质，其特征在于雷诺的预期密度分布。也有证据表明，对于$z >\sim 0.4 kpc$，会出现以下一种或多种情况：（1）云的中性部分减少到$\sim 31 \pm 14%$，（2）密度下降速度比雷诺数所表征的速度快，或（3）阻力系数随z的增加而系统地减少。
1996-12-18 astro-ph
Observations and Modeling of the Disk-Halo Interaction in our Galaxy
星系被巨大的热气体晕所包围，当气体冷却时，这些热气体必须补充。这使得诺曼和池内（1989）提出了星际介质的烟囱模型，该模型预测应该有大约一千个这样的管道连接星系盘和星系晕。那么，这些结构和其他可能的盘晕连接在我们银河系的哪里呢？它们看起来像什么，我们如何探测它们，它们告诉我们关于星际介质和银河系的什么？我们提出了一个审查银河系盘晕连接的观测证据，开始与大规模的搜索，然后集中在选定的候选人的特点。我们总结了如何建模这些结构可以提供信息的星际介质的结构中，他们演变，重点是W 4超级气泡和锚作为插图。
1998-11-15 astro-ph
The Galactic Shock Pump: A Source of Supersonic Internal Motions in the Cool Interstellar Medium
我们提出，银河系冲击通过星际密度波动传播提供了一种机制，间歇性的补充，或“抽水”的超音速运动和内部密度增强普遍观察到的冷原子和分子星际结构，而不一定需要存在的自引力，磁场，或年轻的恒星。这些冲击被认为是由于一系列尺度上的各种星系源。本文在假定马赫数不至于使云破裂的条件下，忽略激波曲率和云畸变，导出了激波通过径向分层二维等压模型云时所产生的运动学涡量的解析结果。采用二维格子气体流体动力学数值模拟方法，在适当的马赫数下验证了分析结果。诱导的内部速度最初是激波速度除以密度对比的平方根的一个重要部分，占观测到的线宽振幅和明显的云到云的线宽密度标度。线宽-尺寸关系可以用众所周知的冲击系统的功率谱来解释。诱导的涡能应迅速转换为可压缩和MHD模式，因此很难直接观察到，即使它仍然是其他模式的动力源。因此，激波泵产生密度结构，而不需要任何形式的不稳定性。我们认为，冲击泵应导致嵌套的冲击诱导的结构，提供了一个级联机制的超音速“湍流”和冷的星际介质的分形结构的物理解释。
2000-02-15 astro-ph
The Pressure of an Equilibrium Interstellar Medium in Galactic Disks
基于一个轴对称银盘模型，我们估计了几个星系（MW，M33，M51，M81，M100，M101，M106和SMC）的盘平面平衡气体压力P/k作为银河中心距离R的函数。为了这个目的，我们解决了自洽系统的方程，考虑到气体的自引力和存在的黑暗伪等温晕。我们假设原子和分子气体的湍流速度色散是固定的，旧恒星盘的速度色散对应于其边缘稳定性（除了银河系和SMC）。我们还考虑了一个模型与一个恒定的磁盘厚度。在列出的星系中，SMC和M51在给定的相对半径R/R_25处具有最高的压力，而M81具有最低的压力。相对分子气体分数的压力依赖性证实了这些量之间存在正相关，但它不像以前非常粗略地估计压力时得到的那样明显。这种依赖性在M81和M106的内部区域被打破，可能是因为在隆起区域的气体压力被低估了。我们讨论了可能的影响因素以外的压力影响分子气体的相对含量在考虑中的星系。
2008-02-26 astro-ph
