COBE Observations of Interstellar Line Emission
COBE卫星上的FIRAS仪器对我们银河系的远红外辐射进行了公正的调查。Wright等人（1991年）报告了这项调查的第一个结果，Bennett等人（1994年）报告了后来的结论。我报告的分析结果的光谱调查，其中包括发射线从158微米的C+，122微米和205微米的N+，370微米和609微米的中性C，和CO J=2-1至5-4。讨论了所有谱线发射沿银道面（b=0 °）的形态分布，以及强C+和205 μ m N+发射的高银纬强度。C+的158微米精细结构跃迁的高银河纬度强度为I =（1.43 +/- 0.12）* 1 E-6 csc |b| erg/cm^2/s/Sr（对于|b| > 15度），并且随着银河纬度的增加，它比远红外强度下降得更快。
1996-12-10 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
Morphology of the Interstellar Cooling Lines Detected by COBE
COBE卫星上的FIRAS仪器对我们银河系的远红外辐射进行了公正的调查。Wright等人（1991年）报告了这项调查的第一批结果。我们报告的新的分析结果，这一光谱调查，其中包括发射线从158微米C+，122微米和205微米N+，370微米和609微米C，和CO J = 2 - 1通过5 - 4。我们报道了谱线发射沿银道面（b = 0）的形态分布，以及C+和205 μ m N+发射的高银纬强度。给出了C +158 μ m精细结构跃迁的高银纬余割强度，发现C+随银纬的增加比远红外强度下降得更快。C+和H I发射与（2.65 +/-0.15）x10 ^{-26} erg/s/H-原子的C+冷却速率密切相关。我们的结论是，这种发射几乎完全来自冷中性介质。205 μ m N+精细结构跃迁的高银纬强度完全来源于暖电离介质，并给出了它的余割。根据205 μ m的N+跃迁，我们估计银河系中的总电离光子速率为每秒3.5 × 10 ^{53}个电离光子。
1993-11-15 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
Kinematics of Diffuse Interstellar Clouds :Recent GMRT Results
最近利用巨型米波射电望远镜完成了对河外源的高纬度HI 21厘米线吸收调查。总共有104个源的mod（b）> 15 deg。并且在21 cm的通量密度大于1 μ的情况下观察约120小时。这是迄今为止最灵敏的高纬度调查，其光学深度探测极限约为0.01。大多数检测到的HI 21厘米线吸收功能属于人口的速度色散约7.6公里/秒。这些是“标准”的HI云，几十年来一直被研究。然而，我们也检测到第二人口的吸收云的速度色散约为21公里/秒。大约20%的吸收云属于这一群体。这个新的人口的“快速”云可以识别与一个类似的速度色散钙II吸收云和最近检测到的晕云HI排放从绿银行。
2004-09-13 astro-ph
Infrared Excess and Molecular Clouds: A comparison of new suerveys of far-infrared and H I 21-cm emission at high galactic latitudes
我们已经创建了一个地图的大尺度红外线表面亮度超过与原子星际介质，使用远红外线和21厘米线表面亮度之间的区域与区域的相关性。我们的研究更新和扩展了以前的尝试与IRAS和伯克利/帕克斯H I调查。这里使用的远红外观测来自DIRBE，它将远红外波长覆盖范围扩展到240 μ m，因此我们可以可靠地对占尘埃质量主导地位的大型热平衡颗粒的发射进行采样。H I数据来自Leiden-Dwingeloo和Parkes组合的21 cm线调查。利用100、140和240 μ m处的过量红外发射图，我们创建了一个图谱并确定了相干结构。这些红外多余云可能是由比平均温度更高的尘埃或与原子星际介质以外的气体有关的尘埃造成的。我们发现很少有温暖的云，比如角宿一周围的H II区域。大多数的红外过剩云比一般的原子星际介质要冷。这些云是柱密度的峰值，它们过量的红外辐射是由于与分子气体有关的尘埃。我们基本上确定了所有已知的高纬度分子云的红外过量地图，并进一步确定了一个新的云与类似的红外特性的样本。红外过量与CO线亮度相关，使我们能够测量高纬度云的N（H2）/W（CO）的比值。红外线过剩的图集可能是一个有用的指南相对较高的柱密度的区域，这可能会导致高消光对河外天体在光学和紫外波长和混乱的宇宙红外和微波背景。
1998-04-14 astro-ph
Diffuse Galactic light at high Galactic latitude: nature and interpretation
1998年，Gordon、Witt和Friedmann提出了漫射银河光（DGL）中的扩展红光发射（ERE）假说，他们发现散射星光不足以解释在某些高银河纬度方向的R波段中的DGL数量。本文重新研究了银河系高纬度地区DGL、恒星和星系综合光（ISGL）和太阳系外总光（ISGL+DGL）的亮度和颜色。在传统的假设下，DGL是由视线上的星际尘埃对背景星光的前向散射，ISGL和先锋有非常接近的颜色，因为它是由戈登，维特和弗里德曼发现的。因此，在高|b|的先驱观测接受了另一种简单的解释，没有参与DGL的ERE。
2007-09-06 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
The interstellar cold dust observed by COBE
利用高纬DIRBE和FIRAS图（$|b|>10^{\circ}$），我们得到了与弥漫卷云和密集分子云有关的尘埃温度的空间分布。对于$ν^2$发射率定律，我们发现卷云的平衡尘埃温度约为17.5 K，在高纬度天空只有很小的变化。远红外DIRBE图的比较表明，存在一个较冷的发射组件的温度约为15 K，假设$ν^2$发射率法。在寒冷区域（$\sim 13 K$）发现的最低温度值与最近通过气球实验SPM-PRONAOS（Ristorcelli等人，1996，1998，Serra等人，1997年）。这种冷组分特别存在于具有低恒星形成活性的已知分子复合物如金牛座的方向上。冷分量和分子云之间的关联进一步证明了这样一个事实，即所有的天空像素与显着的冷发射相对于高纬度IR/HI相关性有多余的IR发射。我们推导出了柱密度的阈值，$N_{HI} = 2.5 10^{20} H/cm^2$，低于该阈值，在$\sim 7\degr$的FIRAS光束内检测不到冷尘埃。我们通过结合冷辐射的DIRBE图和FIRAS光谱，重新研究了存在非常冷的尘埃成分（$T \sim 7 K$）的问题，并对Puget等人（1996）发现的各向同性成分进行了校正。从DIRBE图分析中推导出的冷暖分量解释了银河系FIRAS谱，而不需要很冷的分量（$T\sim7$ K）。
1998-12-30 astro-ph
Photoelectric Heating and [CII] Cooling of High Galactic Latitude Translucent Clouds
单电离碳的（2 P ~（3/2）-> 2 P ~（1/2））跃迁[CII]是星际气体扩散的主要冷却剂。我们描述的观测[CII]发射对九个高银河系纬度半透明的分子云，与长波长光谱仪上的红外空间天文台。为了了解尘埃颗粒在处理星际辐射场（ISRF）和加热气体中的作用，我们比较了101条采样视线的[CII]积分强度与远红外（FIR）积分表面亮度。我们发现，[CII]与FIR呈线性相关，其平均比值与COBE卫星测量的所有高纬银河系气体的平均比值相等。有一个显着的减少，没有检测到与COBE在[CII]发射率在高值的FIR。我们的样品根据60 um/100 um表面亮度比或颜色自然分为两个群体：“暖”位置和“冷”位置。从暖光源到冷光源（60/100色）的转换与[CII]发射率从恒定到降低的转换大致一致。我们模拟的[CII]和远红外发射的热平衡条件下，使用简化的假设，在所有地区的ISRF加热，气体加热的最重要的来源是光电效应的谷物和气体冷却的最重要的来源是[CII]的排放。模型与数据吻合良好。对于冷源和暖源，ISRF强度和光电加热效率的导出值在统计上没有显著差异。观测到的[CII]发射率和60/100颜色的变化可以完全理解为半透明云对ISRF的衰减和软化，而不是尘埃性质的变化。
2002-07-12 astro-ph
Distances to the high galactic latitude molecular clouds G192-67 and MBM 23-24
我们报告的距离测定两个高银河系纬度云复合体，G192-67和MBM 23-24。在文献中没有任何云的距离测定。在这两个星云中观测到34颗早期型恒星，其中一半以上的恒星都有依巴谷卫星测量到的视差。对于其余的恒星，我们已经做了光谱距离估计。这些数据包括以Na I D线为中心的高分辨率阶梯光谱，并在基特峰国家天文台的Coude Feed望远镜上获得了六个晚上。探测到一些恒星的星际吸收线，使得G192-67到云的距离估计为109 +/- 14 pc，MBM 23-24到云的距离估计为139 +/- 33 pc。我们讨论了这些云的关系，其他ISM功能，如本地热泡和中性氢的本地空腔。
1999-02-04 astro-ph
Phase Calibration Sources in the Northern Sky at Galactic Latitudes $\mid b \mid < 2.5\arcdeg$
Jodrell Bank - VLA平谱源天体测量巡天（JVAS）产生了北天2118个致密射电源的目录。这些源被用作许多合成阵列的相位校准器。JVAS有一个回避区，因为银河系的混乱阻止了在$\mid b \mid < 2.5\arcdeg$选择平谱源。通过在JVAS回避区选择可变GB 6源，克服了这一混淆问题。这些源的一个子集是在8.5 GHz处用JVAS风格的NRAO VLA观察到的，导致在回避区有29个致密射电源，它们的位置已被测量到约10~mas或更小的均方根精度。JVAS列表的这一扩展到银河系低纬度地区（1）改善了银河系目标VLBA相位参考的前景，（2）加强了列表对研究银河系星际介质的有用性。
2001-05-18 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$分别是到银道面和银道中心（GC）的距离。由于几乎所有具有显著吸收线的视线都在一定程度上朝向GC和低银河系纬度，这些结果可能会严重偏差。为了进一步研究，迫切需要更多的观测到非GC视线和高纬度。尽管如此，这些结果表明了X射线吸收谱在HISM研究中的巨大潜力。
2005-02-11 astro-ph
A Dynamical Study of the Non-Star Forming Translucent Molecular Cloud MBM16: Evidence for Shear Driven Turbulence in the Interstellar Medium
我们提出了一个高纬度云MBM16的速度相关研究的结果，使用一个完全采样的$^{12}$ CO地图，补充新的$^{13}$ CO数据。我们发现相关长度为0.4 pc。这与我们先前研究中描述的甲醛团块大小相似。我们将这种相关运动与湍流内的相干结构联系起来。这种结构是由自由剪切流产生的。它们出现在这个非恒星形成的星云中，表明动能是由外部剪切流提供给内部湍流的。这种长时间的大尺度驱动是解决分子云湍流耗散问题的一种可能途径。
1998-09-19 astro-ph
Interstellar Dust in the Solar System
自1992年遇到木星以来，木星探测器一直在一个几乎垂直于黄道面的高度倾斜的椭圆上绕太阳运行（倾角79度，近日点距离1.3 AU，远日点距离5.4 AU）。船上的原位尘埃探测器持续测量质量高达10^-13 kg的星际尘埃颗粒，深入太阳系。流动方向接近太阳在太阳系中运动的平均顶点，这些颗粒充当了当地星际云（LIC）物理条件的示踪剂。虽然地球观测卫星在3至5天文单位的高黄道纬度上监测星际尘埃流，但也用卡西尼号、伽利略号和太阳神号上的现场尘埃探测器测量了星际撞击物，覆盖黄道面内0.3至3天文单位的日心距离范围。太阳辐射压力、引力聚焦以及带电粒子与行星际时变磁场的相互作用改变了内太阳系的星际尘埃流。我们回顾了太阳系中星际尘埃的原位测量结果，并介绍了NASA最新的星际尘埃数据。这些数据表明，星际颗粒的撞击方向相对于地球表面有30度的偏移。星际氦流动方向，其原因目前尚不清楚。
2007-06-21 astro-ph
Multiwavelength Study Of Two Unidentified Gamma-ray Sources
大多数低纬度伽马射线源的对应物是孤立中子星（INS）。它们的特点是X射线/光通量比值极高，因此，系统地对未识别的低纬度伽马射线源进行X射线/光学覆盖是揭示可能的INS对应物的最佳方式。由于低纬度源在X射线和光学波段都受到星际吸收的严重影响，我们决定将上述策略应用于两个中纬度EGRET源，它们可能属于本地星系群：3EG J 0616 -3310和3EG J1249-8330。在这里，我们报告的全球X射线表征的约300个对象，他们的候选人的光学同行和初步结果，他们的身份。
2004-08-26 astro-ph
Radio sources at low Galactic latitudes
我们提出了高分辨率的无线电观测样本的65个无线电源在低银河系纬度。所有的源都是在5 GHz的超大阵列A-阵列。还介绍了超致密HII区G34.26+0.15和河外源之一B1857-000在5 GHz的MERLIN观测，以及B1801-203、B1802-196和B1938+229三个源方向上的HI GMRT观测。进行这些观测的目的是：（一）寻找适合于研究星际散射在较低频率下的影响的致密成分;（二）确定背景射电源的高表面亮度叶瓣，以通过偏振观测在不同尺度上探测银河系磁场;以及（三）寻找年轻的超新星遗迹。我们讨论的性质的来源发现有壳或壳状结构，并表现出热和非热光谱。在其余的源中，B1749-281在已知脉冲星的位置误差范围内重合，以前在5 GHz时没有检测到。其余的可能是背景的河外天体。
2004-09-14 astro-ph
Observational constraints on models for the interstellar magnetic field in the Galactic disk
我们的目的是将严格的观测约束的三个最广泛使用的理论模型的空间配置的大规模星际磁场在银河系磁盘，即环，轴对称和双对称场模型。我们使用的旋转措施（RM）的低纬度银河系恒星，并结合他们的色散措施和估计的距离，绘制出的视线组成部分的星际磁场在近一半的银河系盘。然后，我们适合我们的视线场的地图，上述三个理论场模型，并讨论每个适合的可接受性，以确定所考虑的场模型是否允许脉冲星数据或不。严格地说，我们发现，所有三个场模型被排除的脉冲星数据。此外，没有一个国家的表现明显优于其他国家。由此我们得出结论，银河系盘中的大尺度星际磁场具有比圆形、轴对称或双对称更复杂的模式。
2008-05-22 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
High latitude Galactic dust emission in the BOOMERanG maps
我们目前的毫米波观测所获得的BOOMERanG实验的银河系发射在中高纬度（b < -20度）银河系。我们发现，这种发射是很好的相关性与外推的IRAS-DIRBE地图，并与星际尘埃（ISD）的热发射光谱一致。410 GHz图中的ISD亮度具有角功率谱c_1 = A1-β {-β}，其中2 <β < 3。在150 GHz和多极单元\sim 200处，IRAS相关尘埃信号的角功率谱估计为l（l+1）c_l/2 pi =（3.7 \pm 2.9）μ K ^2。相对于由相同实验测量的CMB信号，这是可以忽略的：l（1 +1）c_l/2 pi =（4700 \pm 540）μ K ^2。对于不相关的尘埃信号，我们设定了在150 GHz和1 \sim 200的I（1 +1）c_1/2 π < 3 μ K ^2的95% C. L.处对CMB功率的贡献的上限。.
2001-01-30 astro-ph
Interstellar Dust Inside and Outside the Heliosphere
在1990年代早期，在飞越木星之后，木星探测器在太阳系中发现了星际尘埃。从那时起，太阳系探测器上的原位尘埃探测器持续监测质量高达10 e-13 kg的星际颗粒，深入太阳系。虽然天文台在3至5天文单位的高黄道纬度测量了星际尘埃流，但也用卡西尼号、伽利略号和太阳神号上的现场尘埃探测器测量了星际撞击物，覆盖了黄道面内0.3至3天文单位的日心距离范围。太阳辐射压力、引力聚焦以及带电粒子与行星际时变磁场的相互作用改变了内太阳系的星际尘埃流。这些颗粒充当了本地星际云（LIC）物理条件的示踪剂。我们的现场测量结果表明，在LIC中存在着大量的“大”星际颗粒（高达10 e-13 kg）和气体-尘埃质量比，比天文观测得出的大2倍以上，这表明星际尘埃集中在非常局部的星际介质中。在2004年之前，太阳观测器所测量的星际尘埃流方向都接近太阳在低纬碰撞中心的平均顶点，而在2005年，数据显示出30度的偏移，其原因目前尚不清楚。我们回顾了基于航天器的太阳系星际尘埃原位测量结果及其对LIC物理和化学状态的影响。
2008-02-26 astro-ph
A 1.4 GHz radio continuum and polarization survey at medium Galactic latitudes: I. Observation and reduction technique
目前正在用Effelsberg 100米望远镜在银河系中纬度进行无线电连续测量，总功率和线性偏振的中心频率为1.4千兆赫。目前正以总强度15 mK TB和线偏振8 mK TB的灵敏度观测银河纬度+/-20度以内的区域，角分辨率为9 '35。本文介绍了观察和减少技术应用的结果，在绝对校准的地图。通过调查图像的示例来说明这些方法。
1998-07-02 astro-ph
Physical State of Molecular Gas in High Galactic Latitude Translucent Clouds
一氧化碳（CO）的转动跃迁是研究分子星际介质密度和速度结构的主要手段。在这里，我们研究了最低的四个旋转过渡的CO向高纬度半透明分子云（HLC）。我们报告了CO向8个高纬度云的J =（4-3），（2-1）和（1-0）跃迁的新观测结果。新的观测结果与文献中的数据相结合，表明所有观测到的CO跃迁的发射是线性相关的。这意味着在这些跃迁中导致发射的激发条件在整个云中是均匀的。观测到的13 CO/12 CO（1-0）积分强度比通常远大于两种物质的预期丰度比，表明发射12 CO（1-0）辐射的区域在光学上是厚的。我们发展了一种统计方法来比较观测到的线比与CO激发和辐射转移模型。这使我们能够确定物理参数空间中最有可能与观测结果相容的部分。该模型使我们能够排除CO气体温度大于30 K，因为最有可能的高温配置是1 pc大小的结构沿视线对齐。最可能的解决方案是高密度和低温（HDLT）解决方案。CO细胞大小约为0.01 pc（2000 AU）。因此，这些细胞是典型的高纬度云的100倍大的CO排放范围内的微小碎片。我们讨论了HDLT细胞的物理意义，我们建议的方法来测试它们的存在。
1999-12-03 astro-ph
A celestial gamma-ray foreground due to the albedo of small solar system bodies and a remote probe of the interstellar cosmic ray spectrum
以月球为模板，计算了宇宙射线与主带小行星（MBA）、木星和海王星特洛伊小行星以及柯伊伯带天体（KBO）中固体岩石和冰相互作用的γ射线辐射通量。我们发现，主带，特洛伊和柯伊伯带的伽玛射线的辐射强度强烈依赖于每个系统的小天体尺寸分布。基于对高能伽马射线实验望远镜（EGRET）数据的分析，我们推断来自MBA、特洛伊和KBO的漫射辐射的积分通量小于~ 6 × 10 ^{-6} cm^{-2} s^{-1}（100-500 MeV），相当于月球辐射的~12倍，并且可能被即将到来的伽马射线大面积空间望远镜（GLAST）探测到。如果被GLAST检测到，它可以提供关于每个系统中小天体数量的独特直接信息，这是任何其他方法都难以评估的。此外，KBO的质子通量可以用来探测在接近星际条件下的CR核的光谱。MBA、特洛伊和KBO的轨道分布在黄道附近，黄道穿过银河系中心和高银河系纬度。因此，在分析黄道附近的弱伽马射线源时，特别是在银河系中心附近，以及在银河系高纬度地区的信号，如河外伽马射线发射时，必须考虑小行星伽马射线的辐射。由于次级正电子在岩石中湮灭，小行星的电子能谱也显示出511 keV的谱线。这可能是一个重要的和以前未认识到的天体前景的INTERNATIONAL伽马射线天体物理实验室（INTEGRAL）的银河系511千电子伏线发射的观测，包括银河系中心的方向。
2008-03-19 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
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
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
The ROSAT Galactic Plane Survey: analysis of a low latitude sample area in Cygnus
本文分析了ROSAT全天巡天中选取的一个低银纬地区的点源含量。测试场以l = 90度，b = 0度为中心，面积为64.5 deg 2。总共检测到128个软X射线源，其极大似然为8。星表搜索和光学跟踪观测表明，在银道面的这个方向上，85%的亮于0.03 PSPC cts/s的源被确定为活动日冕。F-K型星占67%（+/-13%），M型星占19%（+/- 6%）。这些结果与类似的光学活动一起表明，银河系的软X射线人口主要由活跃的恒星主导。这一星群的模型表明，ROSAT在这一方向探测到的大多数恒星都小于1 Gyr。在低X射线通量下的少量不明来源对假设的来自从星际介质吸积的老中子星的X射线发射提出了相当强的限制。我们的观测结果清楚地排除了那些假设这个群体没有动力学加热、银河系中中子星总数为Nns = 10^9的模型。如果极冠上的吸积是主导模式，那么我们的上限可能意味着Nns ~ 10^8。
1996-11-14 astro-ph
Angular Broadening of Intraday Variable AGN. II. Interstellar and Intergalactic Scattering
我们分析了一个样本的58个多波长，甚长基线阵列观测的活动星系核（AGN），以确定其散射特性。大约75%的样本由活动星系核组成，这些活动星系核表现出厘米波长的日内变化（星际闪烁），而其他25%则没有表现出日内变化。我们发现，星际散射是可测量的大多数这些活动星系核，和典型的加宽直径为2质量在1 GHz。我们发现，通常在较低的银河系的纬度比非闪烁活动星系核，一致的情况下，日内的变化是从银河系星际介质的传播效果。当按比例缩放到更高的频率时，推断出的星际增宽的大小可以与从更知名的日内可变源的光变曲线分析中推断出的直径相媲美。然而，我们没有发现在散射量的测量对非闪烁AGN的闪烁与差异。一个一致的图像是，闪烁的结果从局部区域（“团块”）分布在整个银河系的磁盘，但单独的贡献很小的角展宽。在观测到的58个活动星系核中，有37个（64%）测量到了红移。在最好的情况下，一个边缘的趋势被发现的闪烁（非闪烁）AGN有较小（较大）的角直径在较高的红移。我们也用我们的观测来试图限制星系际散射的可能性。虽然与高度湍流的星系际介质的情况大致一致，但我们的观测结果并没有对其属性进行重大限制。
2007-07-12 astro-ph
XMM-Newton and ESO observations of the two unidentified gamma-ray sources 3EG J0616-3310 and 3EG J1249-8330
伽马射线望远镜有限的角分辨率使我们无法直接识别迄今为止探测到的大多数源。对于低纬度（可能是银河系）尤其如此，其中只有10%已被识别。大多数低纬伽马射线源的对应物是孤立的中子星（INS），既有射电强的，也有射电静的（Geminga类）物体，其特征在于X射线与光通量比f_X/f_opt的极高值。因此，低纬高f_X/f_γ源的系统X射线和光学覆盖opt sources似乎是发现INS候选对手的最有希望的方法之一。由于低纬度源在X射线和光学波长上都受到星际吸收的严重影响，我们集中在两个中纬度，可能是银河系，GRO/EGRET源：3EG J 0616 -3310和3EG J1249-8330。这两个来源可能属于当地的银河系，之所以被选中，是因为它们的位置精度、光谱形状相对较好，而且缺乏河外射电对应的候选者。在这里，我们报告的X射线观测的两个伽马射线误差箱进行XMM-牛顿和他们的光学后续进行的宽视场成像仪在ESO/MPG 2.2米望远镜。在X射线探测到的约300个源中，不到一半没有光学对应物。其中，我们选择了几个有趣的源，f_X/f_opt > 100，我们认为有前途的INS候选人。
2006-07-12 astro-ph
Cosmic Dust: The Ulysses perspective
1990年10月发射的近地轨道航天器沿极地轨道绕太阳运行。该航天器配备了一个高灵敏度的碰撞电离尘埃探测器，可以原位测量质量范围为10^-9至10^-19 kg的宇宙尘埃颗粒。随着木星尘埃探测器的发现，来自木星火山活跃的卫星木卫一的尘埃流以及横扫太阳系的星际尘埃颗粒已经被发现。尤利西斯首次在黄道高纬度地区测量了行星际尘埃颗粒的分布。评述了行星际尘埃、尘埃粒子与木星磁层电磁相互作用以及太阳系星际尘埃的射电观测。
2000-12-11 astro-ph
ISO far infrared observations of the high latitude cloud L1642. II. Correlated variations of far-infrared emissivity and temperature of "classical large" dust particles
我们的目的是比较大的，“经典”的尘埃颗粒的红外特性与云L1642中的视觉消光。特别是，我们研究了云的漫射和密集区域之间的颗粒发射率的差异。尘埃的远红外特性是基于大尺度100 μ m和200 μ m的地图。在B、I波段用星计数法，在J、H、Ks波段用色余法，导出了云消光系数。利用辐射转移计算研究了增加吸收截面对尘埃远红外辐射和尘埃温度的影响。在L1642中，通过远红外光学深度与视觉消光比τ（远红外）/A（V）测量的尘埃发射率随着尘埃温度的降低而增加。在19 K-14 K的温度范围内，尘埃的发射率增加了约2倍。辐射转移计算表明，为了解释观测到的尘埃温度向L1642中心方向的降低，尘埃在远红外吸收截面的增加是必要的，这种温度降低不能仅仅用星际辐射场的衰减来解释。增加的吸收截面本身也表现为增加的发射率。我们发现，由于温度的影响，光学深度τ（远红外）的表观值，来自100微米和200微米的强度，总是低于真实的光学深度。
2007-01-26 astro-ph
Detection and Characterization of Cold Interstellar Dust and PAH Emission from COBE Observations
利用COBE航天器上的DIRBE和FIRAS仪器获得的数据，我们给出了高纬卷云3.5-1000 μ m尘埃的平均光谱。这些数据代表了尘埃排放的最全面的波长覆盖范围，以及卷云中多环芳烃存在的第一个有力证据。COBE的数据与由PAH分子和裸露的天文硅酸盐和石墨颗粒组成的尘埃模型非常吻合。从该模型中，我们得到的尺寸分布，相对于总氢柱密度的丰度，和相对贡献的每个尘埃成分所观察到的红外发射。该模型在140-500 μ m波长范围内提供了一个很好的拟合FIRAS光谱，但在500-1000 μ m处留下了多余的银河系发射分量。这一部分的性质仍未得到解决。该模型要求大约85%的太阳碳丰度被锁定在尘埃中，其中三分之一是多环芳烃。剩余的~ 15%在气体中，如从FIRAS检测到的[C II] 158 μ m线发射推断的。多环芳烃发射的总红外功率的约25%，因此必须负责总紫外光消光的相同部分。
1996-10-24 astro-ph
On the structure of the turbulent interstellar atomic hydrogen. II- First comparison between observation and theory
{It为了理解原子气体的动力学，使用复杂的模型，并在理论模型和观测之间进行详细的比较，这是必要的。{In作为配套论文，我们提出了星际氢原子的高分辨率二维数值模拟。在这里，我们进一步描述了这些模拟，并将我们的结果与各种观察结果进行了比较。{We给出了沿视线的柱密度和速度的统计数据，并表明它们与高纬度视线的观测结果相比是有利的。我们计算合成HI光谱和定性讨论的信息，可以推断，如果观察到这些光谱。最后，我们提取CNM云，并研究其物理特性，发现与真实云有很强的相似性。特别是，我们发现，云遵循拉尔森型关系，即$M \propto L^γ$，其中$γ\simeq 1.7$（我们推测，在3D，$γ\simeq 2.5$）和$\sqrt{<δv^2>} \propto L^{0.4}$。我们还发现，在模拟中形成的CNM结构的柱密度$N$的分布${\cal N}(N)$遵循${\cal N}(N) \propto N^{-1.2}$，这与Heiles & Troland（2005）获得的观测结果略有一致。从质量-尺寸关系和质谱，我们推导出柱密度分布的指数，该指数接近于数值模拟中获得的值。{We得出的结论是，模拟相当好地再现了各种观测特征。
2006-12-29 astro-ph
Structure Function Studies for Turbulent Interstellar Medium
为了提取星际介质（ISM）的涨落信息，我们研究了加拿大银道面巡天（CGPS）区域和北银道极（NGP）区域自转测度的结构函数。CGPS数据分为三个经度间隔：$82^\circ<l<96^\circ$（CGPS 1）、$115^\circ<l<130^\circ$（CGPS 2）和$130^\circ<l<146^\circ$（CGPS 3）。当角间距小于$δθ\approx 1^\circ$时，三个区域的结构函数都具有较大的不确定性。$δθ>1^\circ$的结构函数可用幂律拟合。从CGPS 1到CGPS 3，幂律指数变小，振幅减小。大尺度场和电子密度的变化对结构函数的影响可以忽略不计，因此不能解释这些变化，这表明银河系ISM的湍流性质本质上是依赖于能量的。电子密度或磁场的类Kolmogorov涨落谱应产生指数为5/3或2/3的幂律结构函数，这与我们在三个亚CGPS区的小指数结果都不一致。对于NGP区域，结构函数是平坦的，表明旋转措施主要是固有的河外源，和ISM是非常随机的，在我们的银河系的一部分。通过比较NGP区和CGPS区的结果，可以看出ISM的波动具有明显的纬度相关性。
2004-02-08 astro-ph
SPEAR far UV spectral imaging of highly ionized emission from the North Galactic Pole Region
我们目前的远紫外（FUV：912 - 1750 AA）光谱成像观测记录与星际OVI（1032 AA），CIV（1550 AA），SiIV（1394 AA），SiII*（1533 AA）和Al II（1671 AA）发射线起源于一个60 × 30度的矩形区域靠近北银河系极点的SPRAND卫星。这些数据代表了第一个大面积，中等空间分辨率的地图，起源于高电离介质（HIM）和暖电离介质（WIM）在银河系高纬度地区的紫外线光谱线发射的分布。
2007-06-06 astro-ph
Global Models of the Galactic Interstellar Medium: Comparison to X-Ray and H I Observations
在以前的文章中，我们计算了银河系星际介质的数值流体动力学模型，这表明热气体（T $\ge$ 3 $\times$ 10 $^5$ K）在中平面的填充因子接近50%（Rosen \& Bregman 1995，ApJ 440，634）。在这里，我们扩展的工作，检查X射线发射特性的最佳模型和计算各种可观察到的措施与所观察到的软X射线背景进行比较。计算了银河系纬度和冷气体柱变化时两个软X射线带的X射线强度、光谱和硬度比，并与观测数据进行了比较。观察到的N $_{H I}$分布与从模拟气泡中观察到的分布相似，但重要的例外是模型中的最小氢柱过低。此外，有明显的例子，H I和X射线发射之间的相关性以及H I和X射线之间的相关性，这是由于冲击波进入冷气体区域时发射测量的增加而引起的。从统计学上讲，非线性关系比相关性稍微常见一些。X射线光谱计算的模型和这些显示，观测有很强的诊断能力，在探测热ISM，E/ $Δ$ E $>$ 30的光谱分辨率是必需的。该分析证明了我们的模型的几个缺点，这可能会解决未来的模拟，包括磁场。
1996-05-14 astro-ph
NGC 4526 gas, High Velocity Clouds, and Galactic Halo gas: the Interstellar Medium towards SN 1994D
本文报道了NGC 4526中超新星1994 D的光谱观测结果。NGC 4526是室女座星系团中的一个S0 $_3$星系，距离15 Mpc。数据集由高光谱分辨率下朝向超新星的星际Ca \II和Na \I线组成较低分辨率下的（FWHM 6 \kms）、\halpha \和[N\，II]观测（FWHM 33 \kms）的NGC 4526和超新星的核心，获得了在拉帕尔马的WHT，用100米Effelsberg射电望远镜在NGC 4526的视场中获得的21厘米光谱。从我们的\halpha \光谱中确定的NGC 4526中气体的速度在中心为+625 \kms \，在超新星位置为+880 \kms \。我们的系统速度值高于之前的+450 \kms值。在我们的高分辨率光谱中，我们检测到在NGC 4526的星际气体中产生的+714 \kms处的Ca \II \和Na \I \吸收。据我们所知，这是第一次探测到起源于早期形态类型星系的星际吸收。我们探测到多组分Ca \II \和Na \I \的吸收线在+204到+254 \kms \的范围内，这些吸收线起源于银河系周围距离$\ll$ 1 Mpc的高速云（HVC）复合体。这种气体似乎接近太阳丰度，尘埃含量低，紫外线辐射场被稀释。在$-$ 29 \kms处，我们发现弱的Ca \II吸收和弱的H \I发射。这个成分可能起源于落入银河系圆盘的气体。最后，接近静…
1994-10-24 astro-ph
FUSE Observations of Diffuse Interstellar Molecular Hydrogen
我们描述了一个中等分辨率的FUSE小型调查的H2在银河系和麦哲伦云，使用四个热星和四个活动星系核作为背景源。几乎每一个恒星和河外源的FUSE光谱都显示出在912和1120 A之间的H2莱曼和维尔纳带的大量吸收线。银河系外的一条视线PKS 2155-304，在低氮（HI）的情况下，没有可探测到的H2，可能是分子气体的“洛克曼洞”，对类星体吸收线研究很重要。我们测量H2柱密度在低旋转状态（J = 0和1），以获得旋转和/或动力学温度的扩散星际气体。较高的J丰度可以限制UV辐射场和气体密度的模型。在三个朝向河外源的光学厚云中，我们发现n（H）~ 30-50 cm（-3），云厚为2-3 pc。H2在银河系高纬度的旋转温度，<T_01>= 107 +/- 17 K（7个视线）和120 +/- 13 K（3个光学厚云），高于哥白尼样本中主要由圆盘中的目标组成的旋转温度。我们发现没有证据表明在银河系和那些在SMC和LMC的视线之间的H2的丰度或状态的激发有很大的差异。在未来，我们将探讨在磁盘和晕和低金属丰度的LMC和SMC周围的扩散分子气体的分布和物理参数。
2000-04-30 astro-ph
Anisotropic inverse Compton scattering in the Galaxy
宇宙射线电子对星际光子的逆康普顿散射，似乎在银河系漫发射的产生中扮演着比以前想象的更重要的角色。银河系的背景辐射场是高度各向异性的，因为它是由来自银河系平面的辐射占主导地位。因此，即使宇宙射线电子的分布是各向同性的，在银河平面上的观测者看到的也大多是正面散射。当考虑晕中电子的逆康普顿散射时，这一点尤其明显，即银河系高纬度地区的漫发射。我们推导出这个过程的公式，并表明，星际辐射场的各向异性有显着的影响银河漫射伽马射线的强度和角分布，这可以增加高纬度银河伽马射线通量高达40%。在计算河外背景估计的银河辐射时，应考虑到这种影响。
1999-08-13 astro-ph hep-ph
A new optical reddening model for the Solar neighborhood: Galactic Structure through low-latitude starcounts from the Guide Star Catalogue
本文提出了一个新的太阳邻域光学红化模型。该模型利用了银河系中尘埃层的大尺度特性，以及观测到的其分布中的块状性，并用于计算银河系平面中的星数，将其与指南星表（GSC）中具有一定红化值范围的几个代表性区域的观测计数进行比较。这些比较提供了一个很好的测试情况下，在各种条件下，无论是数量和分布的红变材料沿视线。这是第一次从银河系结构和变红模型的角度对低银河系纬度恒星数进行系统研究，并证明该模型可用于获得银河系平面上有意义的恒星数估计。我们对三个（六个中的三个）选定区域的最佳拟合模型得出太阳到银河系对称平面的距离Z_Sun=27 +/- 3（3 sigma）pc，而盘的尺度长度被发现为H_Disk= 6 +/- 2（3 sigma）kpc。虽然导出的Z_Sun值对所采用的盘星高度标度相当敏感，但H_Disk对这个参数没有很大的依赖性.红化和星数模型的精确性为用它来估计和比较漫射星光观测值以约束银河系的主要结构参数以及用星数自洽地计算恒星距离分布提供了可能性.以便导出对绝对视差的校正。
1997-10-02 astro-ph
