New Temperatures of Diffuse Interstellar Gas: Thermally Unstable Gas
我们提出了新的阿雷西博21厘米线测量星际气体的温度。我们的冷中性介质（CNM）的温度显着低于以前的单碟结果，并在非常好的符合理论模型。对于T > 500 K的暖气体，我们发现有相当一部分气体（>47%）位于500 -> 5000 K的热不稳定区域;此外，大约60%的中性原子气体的T > 500 K。在全球星际介质的理论模型中，不允许存在大量热不稳定气体。
2001-03-08 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
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
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
The use of Planetary Nebulae precursors in the study of Diffuse Interstellar Bands
我们提出的第一个结果，在一个精心挑选的样本后AGB恒星观察到高分辨率光学光谱系统搜索弥漫星际带。这些恒星被证明是研究这个古老而有趣的天体物理学问题的理想目标。我们的研究结果表明，这些频带的载体（S）可能不存在于这些演化恒星的拱星环境。的影响所获得的结果上的识别仍然未知的载体（S）进行了讨论。
2005-09-02 astro-ph
Dust, Metals and Diffuse Interstellar Bands in Damped Lyman Alpha Systems
虽然阻尼莱曼α（DLA）系统通常被认为是贫金属的，但有人认为这可能是由于对富金属吸收体的观测偏差。我回顾了最近的调查，以量化尘埃遮蔽偏差的特殊问题，并证明目前没有令人信服的观测证据来支持灭绝的广泛影响。另一方面，一个小的子集的DLA可能是富含金属的，我回顾了最近的一些观察，这些富含金属的吸收剂和检测扩散星际带在一个DLA在z ~ 0.5。
2006-09-19 astro-ph
The Rotational Excitation Temperature of the $λ$6614 Diffuse Interstellar Band Carrier
对$λ$ 6614弥散星际带（DIB）谱线剖面的高光谱分辨率观测的分析表明，谱线子结构中峰位置的系统变化。这些变化--这里是第一次显示--可以在大分子旋转轮廓的框架中最自然地理解，其中变化是由旋转激发温度的变化引起的。我们表明，DIB载体的旋转激发温度可能显着低于气体动力学温度-这表明，对于这种特定的DIB载体角动量的积累是不是很有效。
2004-07-19 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
The CH2CN- molecule: Carrier of the lambda8037 diffuse interstellar band?
本文根据新的观测资料，对氰甲基负离子CH_2CN ~-在8037.8 ± 0.15埃处形成相对较窄的弥散星际带（DIB）的假说进行了检验。在转动温度为2.7 K时，利用文献中的光谱参数计算了该阴离子从电子基态到第一偶极束缚态的^1 B_1- X ^1 A '跃迁产生的0_0^0吸收带，得到了峰值波长为8037.78埃的转动轮廓。通过与八个严重发红的银河系视线的扩散带和原子线吸收光谱的比较，CH 2CN-被发现是一个合理的载体的Xiaoda 8037扩散星际带提供的旋转轮廓是多普勒加宽的b参数之间的16和33公里/秒，这取决于具体的视线。卷积计算的CH 2CN-过渡与星际Ti II的光学深度剖面的结果在一个很好的匹配与窄的HD 183143，HD 168112和天鹅座OB 2 8A观测到的AD 8037 DIB的配置文件。转动能级布居可能受到核自旋统计的影响，导致在8025和8050埃附近出现了邻位CH_2CN-的K_a = 1的额外跃迁，这在目前可用的星际光谱中是看不到的。对于CH_2CN-来说，要么是存在将CH_2CN-从邻位转化为对位的机制，要么是形成CH_2CN-的化学反应导致K_a ~“能级在3 K附近接近玻尔兹曼分布.
2007-08-07 astro-ph
Spectral Observations of Diffuse Far-Ultraviolet Emission from the Hot Phase of the Interstellar Medium with the Diffuse Ultraviolet Experiment
解释星系中星际物质的性质和演化的关键之一是了解星际介质（ISM）低密度热（10^5 K-10^6 K）相的分布。这一阶段比ISM中较冷的高密度成分更难观察，因为它的密度低，缺乏容易观察的示踪剂。由于这个温度的气体主要发射远紫外线（912埃~ 1800埃）和极紫外线（80埃~ 912埃），以及（对于温度高于10^6 K的气体）X射线，因此在这些波段的观测可以为这种气体的分布提供重要的约束。由于极紫外波长的星际不透明性，只有FUV和X射线观测可以提供来自遥远区域的热气体性质的线索。我们目前的结果从搜索FUV发射的漫ISM进行了轨道FUV光谱仪，DUVE，这是在1992年7月推出。DUVE光谱仪覆盖950埃至1080埃的波段，分辨率为3.2埃，在银河南极附近观测到一个中性氢柱密度低的区域，总有效积分时间为1583秒。探测到的唯一发射线是1025埃的地冠氢线。我们能够把上限几个预期的排放功能，提供星际等离子体参数的限制。我们还能够在整个带通上对连续发射进行限制。我们比较这些限制和其他弥漫的意见与几种模型的结构的星际介质，并讨论的后果。
1998-03-04 astro-ph
Electron density and carriers of the diffuse interstellar bands
我们用电离平衡方程导出了13颗恒星方向的星际云电子密度。线性关系被发现，允许从镁I和镁II柱密度在弥漫的云的电子密度的测定。12个DIBs的归一化等效宽度与电子密度的比较表明，在ne=0.01-2.5 cm^-3的范围内，DIBs的等效宽度不随电子密度的变化而变化。因此，DIB载体（1）只能在一个电离阶段观察到，或（2）DIB是在云区（例如。核心或云日冕），我们无法确定电子密度。
2007-02-07 astro-ph
Unusually Weak Diffuse Interstellar Bands toward HD 62542
作为广泛调查的弥漫星际带（DIBs）的一部分，我们已经获得了适度变红的B5 V恒星HD 62542的光谱，这是已知的有一个不寻常的紫外线消光曲线的类型通常确定与乌云。光谱所涵盖的通常最强的DIB-那些在5780，5797，6270，6284和6614 A -在这条视线中基本上不存在，与其他类似变红的视线形成鲜明对比。我们比较了HD 62542的视线与其他表现出一系列的消光特性和分子丰度和解释的弱点的DIBs作为一个极端的情况下，缺乏DIB形成在一个稠密的云，其更弥漫的外层已被剥离。我们评论的挑战，这些意见提出了确定的载体的扩散带。
2002-03-15 astro-ph
Diffuse Interstellar Bands and Their Families
弥漫星际带（DIB）仍然等待着一个解释。当所有已知的DIB以这样一种方式被划分为族，即只有一个载波负责属于给定族的所有频带时，人们期望在该领域中的一些进展将是可能的。分析红化恒星的高分辨率光谱，我们试图找出两个突出的DIB的光谱家族，在5780和5797埃。在5590 ~ 6830埃光谱范围内观测到的DIBs中，我们发现8个候选者属于5780光谱族，另外12个候选者属于5797结构族。
2006-07-07 astro-ph
Detection of Extended Red Emisson in the Diffuse Interstellar Medium
在许多尘埃天体中都探测到了扩展红光发射，这就提出了一个问题：扩展红光发射是只存在于离散天体中，还是所有尘埃的观测特征，即存在于弥漫的星际介质中？为了回答这个问题，我们确定了来自漫射星际介质（ISM）的辐射的蓝色和红色强度，并检查了红色强度是否超过散射光的预期。漫反射的ISM蓝色和红色强度是通过从先锋10号和11号航天器上的成像光偏振计（IPP）测量的蓝色和红色中减去恒星和星系的综合强度而获得的。漫射ISM的颜色被发现比先锋强度更红，与散射光（漫射银河光[DGL]）的预期相反。使用蓝色漫射ISM强度和用DGL模型计算的DGL的近似不变颜色来计算红色DGL。从红色漫射ISM强度中减去计算的红色DGL导致检测到过量的红色强度。这表示在扩散ISM中可能检测到ERE，因为H-α发射不能解释这种过量的强度，并且适用于扩散ISM的唯一其他已知发射过程是ERE。因此，ERE似乎是尘埃的一般特征。根据N_HI和ERE强度之间的相关性，估计ERE光子转换效率为10 +/-3%。
1997-12-08 astro-ph
Spectroscopic Families Among Diffuse Interstellar Bands
在已发现的弥散星际带中寻找光谱族是解决弥散星际带载流子问题的一种间接尝试。基于光学高分辨率光谱，覆盖范围从5655到7020 nm，我们发现了一些相对较强的DIBs，它们之间的相关性不好，因此它们可能扮演着不同光谱家族的代表角色。在下一步中，我们指出了倾向于遵循其代表行为的DIB。由于我们的分析，我们提出了一些，可能还没有完成，光谱家庭的DIBs。
2007-12-10 astro-ph
The chemistry of transient microstructure in the diffuse interstellar medium
几十年来，人们一直在银河系和河外源观测到弥漫的星际介质中的瞬态微结构，通常是原子和离子线，最近则是分子线。显然，瞬态微观结构中有分子成分。在本文中，我们探讨了可能出现在这样的微观结构的化学。我们使用PDR代码来模拟相对高密度、低温、非常低的视觉消光和非常短的经过时间的条件，这些条件适合于这些对象。我们发现，在参数空间中存在一个明确的区域，在这个区域中可能会发现可探测到的分子种类丰度，最佳匹配模型是那些星际微结构年轻（<100年）、小（~100天文单位）和密集（>10^4 cm^-3）的模型。
2004-12-13 astro-ph
On correlations between diffuse interstellar bands
更好地理解弥漫星际带（DIB）问题的一种方法是在大量的光谱样本中寻找带之间的相关性：严格的相关性可能意味着一个共同的载体是在带的起源，而非相关性意味着不同的物种参与。我们建议对收集到的10个DIB进行观测测试，最多可达62条银河系视线。强DIB并不严格相关，有时相关性非常差。在我们的样本中，在6614和6196 A处的DIB之间仅发现了一个严格相关性的例子，这可能意味着这两个频带的单个载波。一般没有严格的相关性进行了讨论的上下文中的分子载体的DIB。
1999-12-30 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
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
The chemistry of fluorine-bearing molecules in diffuse and dense interstellar gas clouds
我们提出了一个理论研究的含氟分子在弥漫和致密的星际气体云的化学。星际氟的化学性质与其他任何元素的化学性质都不同，因为-与在扩散或密集分子云中发现的任何其他元素的中性原子不同-原子氟与分子氢发生放热反应。在星际气体云内获得的各种条件下，该反应的产物-氟化氢-被预测为星际氟核的主要气相储存器。我们的模型预测了暗云中HF柱的密度约为1.E+13 cm-2，而在总视反射率小至0.1 mag.的弥漫星际气体云中，HF柱的密度可达1.E-11 cm-2。这种弥漫云可通过平流层红外天文台在243.2微米处J = 1 - 0跃迁的吸收谱线光谱进行探测（Herschel Space Observatory（HSO）CF+离子被预测是第二丰富的含氟分子，其典型的柱密度比HF低约100倍;其最低的两个旋转跃迁在毫米波光谱区域，CF+可以从地面观测站检测到。类星体光谱中的HF吸收是高红移分子气体的潜在探测器，在能够探测低柱密度系统中的H2的紫外/光学观测与探测高消光和大分子分数的介入分子云的射电/毫米波观测之间提供了可能的桥梁;当红移超过~ 0.3时，HF有可能在几个大气传输窗口中被地基亚毫米波观测站探测到。
2005-04-13 astro-ph
Towards a Solution of the Polycyclic Aromatic Hydrocarbon - Diffuse Interstellar Band Hypothesis
发展了一种新的理论方法来研究多环芳烃-扩散星际带（PAH-DIB）假说。在这种方法中，使用计算机程序来枚举具有多达特定数目的稠合苯环的所有PAH分子。然后采用快速量子化学计算来计算这些分子的电子跃迁能、振子强度和转动常数。通过这种方法可以建立一个包含所有多环芳烃的电子数据库。电子跃迁能量，振子强度，和旋转带轮廓的所有多环芳烃的数据库中的天文光谱的比较允许一个确定可能的个人PAH运营商的一些激烈的窄DIBs。使用目前的数据库包含多达10个苯环，我们已经选择了8个闭壳层的多环芳烃作为可能的载体的强烈的DALDA 6614 DIB。
2006-08-31 astro-ph
The thinnest cold HI clouds in the diffuse interstellar medium?
我们确认和讨论最近发现的冷HI云柱密度最低的检测。3C 286和3C 287附近的冷中性介质（CNM）的柱密度约为10^18 cm^-2，低于观测下限，也低于VLBI和时变剖面观测到的小尺度原子云。这些柱密度接近热蒸发所施加的最小值。3C 286和3C 287的CNM相对于总HI的分数分别为约4%和<2%。我们讨论的CNM馏分和CNM云的几个理论模型。
2005-06-03 astro-ph
Properties of the thinnest cold HI clouds in the diffuse interstellar medium
我们已经获得了22个连续源方向的深HI观测，而没有先前检测到的冷中性介质（CNM）。探测到18个具有典型HI柱密度$3\times10^{18}$ cm $^{-2}$的CNM云。我们惊人的高检测率表明，低HI柱密度的云在星际介质中是很常见的。这些云似乎代表了传统CNM云人口的扩展，但规模在数百到数千AU之间。我们提出了新检测到的CNM样品的属性，并讨论了几个重要的理论途径，了解这些云的生产机制。
2006-10-12 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
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
Infrared Emission from Interstellar Dust. II. The Diffuse Interstellar Medium
本文提出了一个弥散星际介质中尘埃红外辐射的定量模型。该模型由无定形硅酸盐颗粒和碳质颗粒的混合物组成，每个颗粒具有宽的尺寸分布，从包含数十个原子的分子到直径> 1 μ m的大颗粒。我们假设碳质颗粒在非常小的尺寸下具有多环芳烃（PAH）样性质，并且在半径a > 50 A时具有石墨性质。在最近实验室研究的基础上，以天文观测为指导，我们提出了用于模拟从远紫外到远红外的中性和电离多环芳烃的“天文”吸收截面。我们还提出了修改“天文硅酸盐”的远红外发射率。我们计算的能量分布函数的小颗粒经历“温度尖峰”由于随机吸收的星光光子，使用现实的热容和光学性质。使用与所观察到的星际消光一致的粒度分布，我们能够再现漫射星际介质的近红外到亚毫米发射光谱，包括3.3、6.2、7.7、8.6和11.3 μ m处的PAH发射特征。该模型与观测到的排放在银河系高纬度地区，以及在银河系平面，COBE和IRTS测量。我们计算了由一系列星光强度加热的尘埃模型的红外发射光谱，并提供了尘埃不透明度的表格（可在http：//www.astro.princeton.edu/dustdraine/dust/dustmix.html上获得扩展表格）
2001-07-09 astro-ph
Detection of C$_{3}$ in Diffuse Interstellar Clouds
最小的多原子碳链C-$_{3}$，在蛇夫座$ζ$、天鹰座20和英仙座$ζ$附近的星际云（A-$_{v}\sim$ 1等）中，通过探测其$A^{1}Π_{u}-X^{1}Σ^{+}_{g}$电子跃迁的原始带，在4052附近被确认。个别旋转线解决了$J$ =30，使旋转水平列密度和温度分布被确定。总柱密度的推断极限（$\sim$ 1至2 $\times10^{12}$ cm $^{-2}$）为实验室和天体物理学寻找更长的碳链提供了强有力的激励。对C $_2^{+}$、C $_2^{-}$和C $_3^{-}$的同时检索结果为阴性，但提供了其最大柱密度的灵敏估计值。
2001-02-26 astro-ph
Rejection of the C7- Diffuse Interstellar Band Hypothesis
使用阿帕奇角天文台3.5 m望远镜上的新型高分辨率（~ 8 km/s）中阶梯光谱仪，我们已经开始对大量变红恒星样本中的弥漫星际带进行高灵敏度调查。现在，我们已经进行了两年的长期调查，我们的样本包括20多颗变红的恒星，这些恒星至少显示了一个DIB，这些DIB被认为是由C7-引起的，这是基于J. P. Maier小组对C7-光谱的气相测量。来自这个较大样本恒星的高质量天文数据，以及Maier小组最近报告的新实验室工作的光谱常数，使我们能够更仔细地研究C7-和DIB之间的一致性。我们发现，没有一个C7波段匹配的DIBs的波长或预期的配置文件。其中一个DIBs（DIBs 5748）归属于C7-，实际上是一条恒星线。两个最强的DIB归因于C7-（λ 6270和λ 4964）在强度上不一起变化，表明它们不共享相同的载体。总的来说，我们没有发现任何证据支持C7-是弥漫星际带的载体的假设。
2001-06-20 astro-ph
Diffuse interstellar medium and the formation of molecular clouds
从弥漫的星际气体中形成分子云（MC）似乎是恒星形成的必要步骤，因为年轻恒星总是出现在其中。然而，控制MCs形成的机制仍然存在争议。在这方面的贡献，我们专注于他们的形成在压缩流驱动的星际湍流和大尺度引力不稳定性。由超新星驱动的湍流压缩似乎不足以解释云和恒星的形成。相反，重力在所有尺度上都很重要，它驱动着形成云和核心的压缩流。冷却和热不稳定性允许在温暖的扩散气体中的适度的跨音速压缩形成致密气体，并将湍流驱动到致密云中。MCs可能是由超过原子气体的冷相和暖相之间的热压力平衡的过冲产生的，这是由压缩的冲压压力和压缩气体的自重的某种组合引起的。在这种情况下，云的性质，如质量、质量与磁通量比、总动能和引力能，一般都是随时间变化的量。MC可能永远不会进入准平衡态或维里平衡态，而是不断坍缩成恒星。
2007-11-26 astro-ph
Diffuse Interstellar Bands in NGC 1448
我们提出光谱VLT/UVES观测两个新兴的超新星，Ia型SN 2001 el和II型SN 2003 hn，在螺旋星系NGC 1448。我们的高分辨率和高信噪比的光谱显示在宿主星系的Ca II，Na I，Ti II和K I的原子线。在SN 2001 el的视线范围内，我们还在NGC 1448内探测到了十几个弥漫的星际带（DIB）。这些DIB的强度与低变红的银河系视线相当，尽管有一些变化。特别是，一个很好的匹配被发现与视线对西格玛型扩散云（HD 144217）。朝向SN 2003 hn的DIB明显较弱，并且这条视线也具有较低的钠柱密度。DIB的中心速度表明，向SN 2001 el的DIB与最强的星际Ca II和Na I成分密切相关，表明DIB优先产生于同一云中。5797和5780 DIB强度之比（r~0.14）表明，在SN 2001 el的DIB环境中有相当高的UV场。我们还注意到，使用多线拟合从钠线获得的消光估计与基于Ia型SN 2001 el颜色的红化估计一致。
2004-09-14 astro-ph
Interstellar C_2 Molecule Detected in UV Spectra of Reddened Stars
$C_2$分子有时被认为是某些弥漫星际带载流子的重要组成部分。利用光谱仪STIS获得的紫外数据，我们探测到星际$C_2$线的少数红化目标星。我们试图验证2313光年附近的$C_2$谱线的强度与一些弥漫的星际带有关的观点。
2007-12-10 astro-ph
On Predicting the Polarization of Low Frequency Emission by Diffuse Interstellar Dust
当前和下一代的几个宇宙微波背景（CMB）实验具有偏振测量能力，有望增加精确宇宙学的精细度。银河系的污染前景之一是尘埃的热辐射。由于光学星际偏振是常见的，从差异消光对齐的非球面尘埃颗粒，预计这些颗粒的热辐射将被偏振。事实上，在银河平面和黑暗的（分子）云中，红外和亚毫米波段的尘埃辐射已经被测量为偏振的。看起来，与CMB实验更相关的微弱弥散卷云发射也可能被极化。我们讨论如何以及该组件的偏振量可以预测，利用已知的光学（红外和紫外）星际偏振和消光。也可以对尘埃相关异常微波发射的载流子的取向进行一些约束。
2006-06-18 astro-ph
The origin of the ionization of the diffuse interstellar medium in spiral galaxies. II. Modelling the distribution of ionizing radiation in NGC 157
本文定量研究了旋涡星系盘发出的弥散H-α起源于从HII区逃逸的电离光子的假说。我们使用的H-alpha测量的完整的一套HII区域的螺旋NGC 157，其中HI密度图是可用的，推导出一个家庭的模型，预测电离光子分布在该星系的光盘。从我们的模型预测的扩散H-α表面亮度分布与观察到的分布进行了比较，表明，在一般情况下，HII区域的密度边界的假设，使我们能够很好地预测扩散电离气体的空间分布。在模型中产生的最佳拟合的数据，较低的光度区域失去了恒定的比例，其电离通量到他们的周围环境，而对于HII区域的亮度高于一个特定的过渡值的电离逃逸分数是一个上升的函数的哈光度。
2002-03-15 astro-ph
Recent FUSE Observations of Diffuse O VI Emission from the Interstellar Medium
我们提出了新的结果，从我们的调查弥漫OVI发射气体的星际介质与远紫外光谱探测器（FUSE）。自2005年以来获得的背景观测产生了11个新的O VI检测3西格玛的意义，和档案检索发现了两个以上。额外的15条视线产生了有趣的上限。结合以前的观测结果，这些观测揭示了以麦哲伦云为中心的天空象限中含O VI气体的大尺度结构。最显著的特征是一层低速的O VI发射，从银河平面延伸超过70度。在低纬度地区（|b| < 30度），辐射来自局部ISM中狭窄的高密度导电界面。在高纬度地区，发射来自星系晕中扩展的低密度区域。我们还检测到O VI发射的麦哲伦系统，最近确定的结构从H I观测的界面区域。这是第一次探测到麦哲伦星系中的高电离物质在云本身之外的发射。
2008-07-08 astro-ph
Diffuse Gamma Rays: Galactic and Extragalactic Diffuse Emission
“漫射”伽马射线由几个部分组成：来自星际介质的真正漫射辐射，河外背景，其起源尚未确定，以及来自未解决和微弱的银河系点源的贡献。解开这些成分的一种方法是研究来自星际介质的漫发射，它追踪高能粒子与星际气体和辐射场的相互作用。由于这种辐射的起源，它有可能揭示宇宙射线的来源和传播。如果可靠地确定河外背景，就可以用于宇宙学和耀变体研究。研究暗星系源的“平均”光谱可能会给发射物体的性质提供线索。
2004-02-10 astro-ph
Far Ultraviolet Observations of Molecular Hydrogen in the Diffuse Interstellar Medium of Starburst Galaxies
我们利用远紫外光谱探测器（FUSE）研究了NGC 1705、NGC 3310、NGC 4214、M83（NGC 5236）和NGC 5253五个星暴星系的H_2吸收。我们在M83和NGC5253中探测到H_2的弱吸收，并对其它星系的H_2柱密度设定了上限。用FUSE探测到的分子气体质量的保守上限比由CO排放推断的H_2质量低许多数量级。这表明，几乎所有的H_2都是以云的形式存在的，其N（H_2）大于10^20 cm ^-2，远紫外光无法透过这些云，因此远紫外吸收测量无法探测到这些云。FUSE光谱中可见的远紫外连续光谱在覆盖系数<1的稠密云层之间通过。复杂的观测偏差与FUSE孔径中扩展的紫外辐射的消光变化有关，这妨碍了对这些星爆中弥漫的H_2的明确表征。然而，这些证据表明，与银河系中类似的红色视线相比，在稠密云层之间的弥漫星际介质中的H_2较少。这一点与恒星暴增中破坏性的紫外线辐射场更强的预期一致。然而，以前对这些恒星爆发的紫外线观测表明，弥漫的星际介质导致了红化。这表明，虽然弥漫的H_2可能在星暴中被破坏，但尘埃仍然存在。
2004-06-16 astro-ph
Variable NaI Absorption toward rho Leo : Biased Neutral Formation in the Diffuse Interstellar Medium?
我们提出了多时代KPNO Coude Feed观测星际NaI和CaII吸收朝向明亮的恒星ρ狮子座。在8年的时间内观察到的碘化钠配置文件的比较显示显着的时间变化，碘化钠列中至少有一个组件，这意味着有“结构”的尺度秩序的自行（~12 AU）。HST Goddard高分辨率光谱仪对CI精细结构激发的观测表明，其密度小于20 cm-3，明显低于过去HI 21 cm和NaI研究中推断的密度。我们认为，大部分的痕量中性物质的密度峰值内的星际云。在过去的时间和二元研究中，这些物种的斑块状分布自然引起了10- 1，000 AU尺度上的大波动。这幅图预测了观测到的涨落尺度随物质电离率的变化而变化。
2003-05-30 astro-ph
Pixie Dust: The Silicate Features in the Diffuse Interstellar Medium
我们已经分析了9.7和"18“微米星际硅酸盐吸收功能沿视线向四个严重的银河系WC型沃尔夫-拉叶星（WR）。我们构建了两个星际消光曲线从1.25到25微米使用近红外消光测量从文献中随着WR 98 a（代表本地ISM）和GCS 3（代表银河系中心）的硅酸盐配置文件。我们研究了星际硅酸盐的矿物学，通过比较橄榄石和辉石化学计量学的无定形硅酸盐的消光剖面与WR 98 a光谱中的9.7和"18“微米吸收特征。在这个分析中，我们考虑了固体和多孔球体以及椭球体的连续分布。虽然不可能同时为两种配置文件提供完美匹配，但我们发现最佳匹配需要这两种类型化合物的混合物。我们还认为氧化铁，铝硅酸盐和碳化硅（SiC）的颗粒成分。铁氧化物不能容纳在观察到的光谱中，而SiC中的Si的量被限制为<4%。最后，我们讨论了宇宙元素丰度对硅酸盐矿物学，颗粒形状和孔隙度的限制。
2005-10-05 astro-ph
The absence of crystalline silicates in the diffuse interstellar medium
我们已经研究了尘埃沿视线对银河系中心使用短波长光谱仪（SWS）的数据与红外空间天文台（ISO）获得。我们集中在8-13微米的波长区域，其由强硅酸盐吸收特征主导。利用银河系中心源（GCS）3和4，这是富碳沃尔夫-拉叶星，作为参考对象，我们能够解开星际硅酸盐吸收和硅酸盐发射源固有的吸收轮廓，朝向Sgr A*，并得出一个非常准确的配置文件的内在9.7微米带。星际吸收带是平滑和无特征的，并使用15.1%的无定形辉石和84.9%的无定形橄榄石的质量，所有在球形亚微米尺寸的颗粒的混合物，以及再现。由于星际结晶硅酸盐的存在，没有直接的证据表明存在亚结构。我们能够确定扩散星际介质（ISM）中硅酸盐结晶度的上限，并得出结论，星际硅酸盐的结晶分数为0.2%（+/- 0.2%）质量。这比在演化恒星的星周环境中观察到的硅酸盐结晶度低得多，而硅酸盐是ISM尘埃的主要贡献者。对这种差异有两种可能的解释。首先，非晶化过程发生在ISM中的时间尺度明显短于破坏时间尺度，可能是由重离子的粒子轰击引起的。第二，我们考虑的可能性，在恒星喷出物中的结晶硅酸盐被稀释的无定形硅酸盐的额外来源，特别是超新星。
2004-03-26 astro-ph
Ultrafast studies on the photophysics of matrix-isolated radical cations of polycyclic aromatic hydrocarbons: implications for the Diffuse Interstellar Bands (DIB) problem
快速，有效的光激发的PAH阳离子的失活占其显着的光稳定性和天体化学有重要的影响，因为这些阳离子是领先的候选人的物种负责弥漫的星际带（DIB）观察到整个银河系。超快弛豫动力学的光激发的PAH阳离子孤立在硼酸玻璃中已研究使用飞秒和皮秒瞬态光栅光谱。除了二萘嵌苯+，这些自由基阳离子的基态双重态（D 0）的恢复动力学是双指数的，包含快速（< 200 fs）和缓慢（3-20 ps）分量。快组分没有温度依赖性或同位素效应，而慢组分既有H/D同位素效应（1.1-1.3），又有很强的温度依赖性（15 - 300 K）。我们建议，快的组件是由于内部Dn到D 0转换和慢的组件是由于振动能量转移（VET）从热的D 0状态的玻璃基质。
2004-01-12 astro-ph
Diffuse interstellar bands in the spectra of massive YSOs
我们已经比较了B-V色过剩，E（B-V），获得的样品的五个光学可见的大规模YSO都从他们的光谱中的弥漫星际带（DIBs），并从他们的光学连续斜率。我们的目标是HD 200775、BD+40 4124、MWC 1080、MWC 297和MWC 349 A。首先，通过对观测连续统进行去红化以匹配B型标准星的连续统，得到每个目标的E（B-V）。对大质量YSO和控制场星光谱中的DIB的调查表明，前者的DIB明显弱于基于总E（B-V）值的预期。这一结果得到了进一步的证实，因为控制场恒星HD 154445中的DIB平均具有从连续谱E（B-V）中得到的预期强度。对介于其间的弥漫性星际介质前景红化的粗略估计表明，它小于DIB-E（B-V），这意味着至少有一部分DIB载流子是在YSO嵌入的母体分子云中形成的。然而，DIB的形成效率在云与云之间变化很大。DIB-E（B-V）比BD+40 4124的总E（B-V）更好，但在MWC 297的视线中几乎可以忽略不计。尽管有这种普遍的，但并不意外的缺陷，我们提供的证据表明，在5849埃的DIB是一个很好的示踪剂，在这些视线完全灭绝。
1997-09-24 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
Is the Sun Embedded in a Typical Interstellar Cloud?
太阳附近部分电离的星际物质的物理性质和运动学是太阳附近典型的温暖弥漫云。在日光层的星际磁场和附近的云的运动学自然解释的S1超气泡壳。太阳的星际辐射场似乎比电离周围弥漫气体的场更硬，这可能是日光层周围微小云的低不透明度的结果。本地气泡的空间背景与我们在猎户座支线的位置一致。
2008-06-17 astro-ph
Observations of Diffuse EUV Emission with the Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer (CHIPS)
宇宙热星际等离子体光谱仪（CHIPS）是用来研究在90 - 265埃波长范围内来自星际腔中热气体的漫发射的。在2003年1月和2004年初发射之间，该仪器以窄缝模式运行，实现了约1.4 A FWHM的峰值光谱分辨率。观测优先在高银河纬度进行;按观测时间加权，所有窄缝观测的银河纬度平均绝对值加起来约为45度。总积分时间约为13.2 Msec（74%白天，26%夜晚）。在标准碰撞电离平衡等离子体模型的背景下，CHIPS数据在10^{5.55} K和10^{6.4} K之间的温度下对发射测量设置了严格的约束。在10^{6.0} K时，对于前景中性氢柱为2 x 10^{18} cm^{-2}的太阳丰度等离子体，发射测量的95%上限约为0.0004 cm^{-6} pc。这种约束，主要来自于高度电离铁的极紫外线发射线的限制，远低于范围的局部热泡估计以前从软X射线研究。为了支持以前从X射线数据推断的排放量，需要比以前报告的热气体的中等值高得多的消耗。
2004-11-04 astro-ph
H3+ in Diffuse Interstellar Clouds: a Tracer for the Cosmic-Ray Ionization Rate
使用高分辨率红外光谱仪，我们调查了20视线的H3+吸收。在8个散射云的视线范围内检测到H3+，云柱密度从0.6x10^14 cm^-2到3.9x10^14 cm^-2不等。这使得已经检测到H3+的漫射云视线总数达到14个。这些探测主要集中在银河平面的视线上，但在银河经度上分散得很好。结果表明，在弥漫的星际介质中，普遍存在着丰富的H ~（3+）。由于与H3+的产生和破坏有关的化学反应很简单，这些柱密度测量结果可以与其他各种数据一起用来推断初级宇宙射线电离率zeta_p。zeta_p的值范围为0.5 × 10 ^-16 s^-1至3 × 10 ^-16 s^-1，平均值为2 × 10 ^-16 s^-1。在未检测到H3+的情况下，电离速率的上限与该范围一致。zeta_p的平均值比经典速率和其他研究小组先前报道的OH和HD测量值都大一个数量级。这种差异很可能是由于速率常数的测量不准确和遗漏了进行这些研究时未知的影响。我们认为，由于H3+的简单化学性质，它是宇宙线电离率最直接的示踪剂。最新的扩散云化学模型要求宇宙射线电离率达到10^-16 s^-1的量级，才能再现观测到的各种原子和分子种类的丰度，这与我们的观测结果大致一致。
2007-09-07 astro-ph
The Detection of the Diffuse Interstellar Bands in Dusty Starburst Galaxies
本文报道了在七个远红外选择性星暴星系的光谱中探测到的星际弥散带（"$DIBs$“）。$λ$ 6283.9和$λ$ 5780.5特征分别以$\sim$ 0.4到1和0.1到0.6的等效宽度检测。在具有最高质量光谱的两个恒星爆发（M82和NGC2146）中，探测到了另外四个较弱的$DIBs$，它们位于$λ$ 5797.0、6010.1、6203.1和6613.6，等效宽度为$\sim$ 0.1。可以探测到$DIBs$的区域范围从强度较低的星爆中的$\sim$ 1 kpc到强度较高的星爆中的几kpc。在相同的星爆中，产生$DIBs$的气体比产生强蓝移吸收的$NaIλλ$ 5890、5896的气体在运动学上平均更静止。我们发现，在这些强烈的恒星爆发的$DIBs$是非常相似的那些在我们的银河系：检测到的功能的相对强度是相似的，和等价的宽度遵循相同的依赖性作为银河系的$DIBs$对$E(B-V)$和$NaI$列密度。虽然恒星暴增中的ISM被光子和宇宙射线加热，其强度是银河系弥漫ISM中的$\sim$ 10 $^3$倍，但恒星暴增中的气体密度和压力也相应地更大。这种"同源性“可能有助于解释$DIB$惊人相似的性质。
2000-02-21 astro-ph
Unidentified Infrared Emission Bands in the Diffuse Interstellar Medium
利用空间红外望远镜上的中红外光谱仪和红外空间天文台上的低分辨率光栅光谱仪（PHT-S），我们获得了银河系中心、W 51和船底座星云区域弥漫星际介质（DIM）的820个中红外（5 ~ 12 $μ$ m）光谱。这些光谱表明，发射主要由6.2、7.7、8.6和11.2 $μ$ m处的未识别红外（UIR）发射带所控制。相对谱带强度（6.2/7.7 $μ$ m、8.6/7.7 $μ$ m和11.2/7.7 $μ$ m）由这些光谱导出，并且在我们观察的区域中没有发现这些比率的系统变化，尽管入射辐射强度相差1500倍。与UIR带载流子的多环芳烃模型相比，DIM中的多环芳烃的粒径分布没有系统性变化，其脱氢程度与紫外辐射场强度无关，且多为电离态.后者的发现是不符合过去的理论研究，其中大部分的中性多环芳烃预测在这种环境中。这种差异的一个合理的解决方案是，电子和大PAH正离子的复合系数至少比过去的理论研究中采用的少一个数量级。由于中性态分子的数量非常少，星际多环芳烃的光电发射可能不是弥漫的星际气体加热的主要来源。目前的结果意味着恒定的物理和化学性质的UIR发射带的载体在DIM。
2000-08-22 astro-ph
Puzzling Phenomenon of Diffuse Interstellar Bands
第一个星际弥散带（DIB）的发现可以追溯到恒星光谱学的开创时期。今天，我们知道大约300个这种吸收结构。DIB的分布和强度存在很大的差异，因此它们不容易被描述、分类或表征。迄今为止，还没有发现DIB载体的可靠标识。多年来，已经提出了许多DIB载体。它们的范围从尘埃颗粒到不同种类的自由分子，以及更奇特的标本，如氢负离子。不幸的是，它们中没有一个对观察到的DIB负责。此外，它表明，一个单一的运营商不能负责所有已知的DIB。很难估计有多少运营商可以参与生产这些频段。这个问题更加复杂的事实是，直到今天，仍然不可能找到任何物质的任何实验室光谱与天体物理光谱相匹配。在这里，先概述了DIB的历史，然后简要介绍了DIB的全部人口。然后，一个特别的注意力集中在试图提取光谱的家庭内的所有已知的DIB的程序。
2007-12-10 astro-ph
RXTE Measurement of the Diffuse X-ray Emission From the Galactic Ridge: Implications for the Energetics of the Interstellar Medium
银河系中面（所谓的银河脊）周围的薄盘发出的漫射X射线发射是用RXTE PCA测量的，以确定发射的空间范围、光谱性质和起源。在银河经度的平面中心30度的漫射发射的空间检查揭示了两个组件的存在：一个薄盘的全宽小于0.5度大致集中在银河中平面，和一个广泛的组件，可以近似为高斯分布与FWHM约为4度。发射光谱检查清楚地揭示了一个硬功率定律的尾巴高于10千电子伏和发射线从氦样铁的存在下，表明热和可能的非热起源的扩散发射。来自3-35 keV带中的脊的平均光谱可以用温度约2-3 keV的Raymond-Smith等离子体分量和光子指数约1.8的幂律分量来建模。基于这一发现，我们认为，热相的星际介质（ISM）的温度低于以前报道的值5-15 keV。我们发现，SN爆炸率小于5每世纪是足够的电源从脊的热辐射。我们推测，韧致辐射的加速电子和质子在SNR网站可以发挥重要作用，在生产的硬尾的频谱。此外，它们的碰撞损失可以在ISM的电离中发挥重要作用。
1998-04-01 astro-ph
Interstellar atoms, molecules and diffuse bands toward SN2006X in M100
目标。超新星提供了独特的可能性，通过观察原子，分子和弥漫的星际带（DIB）的光学跃迁探测弥漫的银河系外视线。通过光谱学，可以确定遥远星系中（复杂）分子的存在。方法.用紫外可见光谱仪（UVES）对SN_（2006）X在不同相态下的高分辨（3300 - 6800埃）光谱进行了还原和分析。结果除了先前检测到的原子（NaI和CaII）和分子（CN）跃迁，我们目前检测的DIBs（6196，6283埃），双原子分子（CH，CH+）和中性原子（CaI）在SN 2006 X的光谱采取在不同的阶段（在2天前和14和61天后的亮度最大值）。的吸收曲线的分析表明，没有变化的相位之间的丰度，也没有中心速度（3西格玛误差条内）的（密集）气体示踪剂（CH，CH+和CaI）和DIBs。这与文献中的结论一致，即SN 2006 X在致密的星际云后面爆炸（从强钠和钙原子线和CN跃迁推断），这导致了强烈的光度变红，但其物质没有直接受到超新星爆炸的影响。CH和CN柱密度对应于一个红色的一个星等以下的银河系相关性推导出以前。在M100 ISM中探测到的6196和6283谱线的丰度比银河ISM的平均值低2.5到3.5倍（假设消光约为2等）。6379和6613 DIB的上限表明，它们至少弱了7倍。因此，银河系DIB-变红的关系似乎在M100中不成立，尽管较低的气尘比可能会进一步减少这种差异。
2008-05-20 astro-ph
VLT/UVES Observations of Interstellar Molecules and Diffuse Bands in the Magellanic Clouds
利用VLT/UVES获得的7颗SMC星和13颗LMC星的光谱，讨论了麦哲伦星云（MC）中CH、CH+和CN的丰度。在3颗SMC星和9颗LMC星上检测到CH和/或CH+;在2颗星上检测到CN。在MC中，CH/H2比在某些视线上与弥漫的银河系分子云相当，但在其他视线上要低10-15倍。因此，MC中CH的丰度似乎取决于当地的物理条件，而不仅仅是金属丰度。观测到的MC中CH柱密度与CN、CH+、Na I和K I柱密度之间的关系与我们银河系中观测到的趋势基本一致。使用现有的数据旋转人口的H2，我们估计温度，辐射场强度，和本地氢密度的扩散分子气体。假设CH是通过稳态气相反应产生的，从N（CH）估计的密度要高得多;假设CH是通过（尚未确定的）过程（ES）负责观察到的CH+，发现更好的一致性。UVES光谱还揭示了来自MC中5780、5797和6284 A处的弥漫星际带的吸收。平均而言，与在具有相似N（H I）的银河视线中观察到的DIB相比，这三个DIB弱7-9倍（LMC）和约20倍（SMC），并且相对于E（B-V），弱2-6倍N（Na I）和N（K I）。然而，对几个"C2 DIB“的探测，其强度与银河系的视线相似，表明没有单一的、统一的比例因子（例如，一个与金属性有关）适用于MC中的所有DIB（或所有视线）。（摘要删节）
2006-03-14 astro-ph
