Extragalactic Zeeman Detections in OH Megamasers
我们用305米阿雷西博望远镜和100米绿岸望远镜测量了5个超亮红外星系（[U]LIRGs）1667 MHz OH超脉泽的塞曼分裂。八个目标星系中有五个显示出显著的塞曼分裂探测，探测到14个单独的激射分量，视线磁场强度范围从~0.5-18 mG。检测到的场强与银河OH脉泽中测量的场强相似，这表明大质量恒星形成的局部过程发生在（U）LIRGs和银河系相似的条件下，尽管大尺度环境有很大的不同。我们测量的磁场强度也类似于从同步加速器观测中推断的（U）LIRGs中的磁场强度，这意味着毫高斯磁场可能遍布（U）LIRGs中星际介质的大多数相位。这些结果为探索遥远星系的天体物理学提供了一个有前途的新工具。
2008-03-31 astro-ph
The Arecibo Legacy Fast ALFA Survey: V. HI Source Catalog of the Anti-Virgo Region at dec=27 degrees
我们提出了第二个目录中检测到的阿雷西博遗产快速ALFA调查HI源。我们报告了在135平方度范围内的488次探测，在22小时<RA<03小时和+26度<Dec<+28度的天空区域内。我们在这里提出的检测，要么（a）S/N>6.5，其中目录的可靠性优于95%或（b）5.0<S/N<6.5和先前测量的红移，证实我们的检测。在这里呈现的488个物体中，有49个是高速云或其团块，具有负的日心后退速度。这些云大多非常紧凑和孤立，而其中一些与大型特征有关，如赖特云或麦哲伦流的北部延伸。其余439个候选探测器被确定为河外天体，并与光学对应物进行了匹配。在这六个M（HI）<10^7.5太阳质量的星系中，有五个是邻近星系对NGC 672/IC 1727或其邻近矮不规则星系NGC 784的卫星星系。这次公布的数据包括双鱼座-英仙座前景空洞的一个切片，这是附近一个大的低密度星系。我们报告说，在空洞内没有探测到任何物质，我们的星表中HI质量为10^8太阳质量的系统是完整的。富含气体的暗星系似乎并不构成一个重要的空洞人口，因此不足以产生一个可行的解决方案的空洞现象。
2007-11-04 astro-ph
New OH Zeeman measurements of magnetic field strengths in molecular clouds
我们提出了一个新的调查的23个分子云的塞曼效应在OH进行的ATNF帕克斯64米射电望远镜和NRAO绿岸43米射电望远镜的结果。塞曼效应在与HII区域RCW 38相关联的云中被清楚地检测到，具有38+/-3微高斯的场强，并且可能在与HII区域RCW 57相关联的云中被检测到，具有-203+/-24微高斯的场强。其余21个测量给出了磁场强度的正式上限，典型的1-sigma灵敏度<20微高斯。对于其中的22个分子云，我们还能够确定气体的柱密度，在这些气体中，我们对塞曼效应进行了灵敏的研究。我们将这些结果与以前塞曼对29个分子云的研究结果相结合，其中大部分是由Crutcher（1999）编制的，以便将理论模型与数据进行比较。这种比较意味着，如果云可以被建模为最初的球形，具有均匀的磁场和密度，并发展到最终的平衡态（假设通量冻结），那么典型的云就是磁超临界的，正如Crutcher（1999）所发现的那样。如果云可以被建模为由均匀垂直场穿过的高度扁平的薄片，那么典型的云近似是磁临界的，与Shu等人（1999）一致，但只有当未检测到的场的真实值接近3 σ上限时。如果这些值明显更低（例如，类似于1-sigma极限），则典型的云通常是磁超临界的。
2001-02-27 astro-ph
Non-confirmation of reported HI clouds without optical counterparts in the Hercules Cluster
用阿雷西博格里高利望远镜对武仙座星团中的9个HI云进行了21 cm HI线观测，这些HI云在对该星团的VLA HI研究中被报告为临时探测（Dickey 1997），我们的深CCD成像未能找到任何光学对应物。由于附近存在强连续源，因此无法对其中一个（sw-174）进行灵敏的观测。其他8个暂定HI检测未通过Arecibo HI测量重新确认。CCD图像确实揭示了在帕洛玛巡天中看不见的另外两个VLA HI源sw-103和sw-194的中心附近的微弱，低表面亮度的对应物。
2002-12-23 astro-ph
The Super-Alfvénic Model of Molecular Clouds: Predictions for Zeeman Splitting Measurements
我们提出了合成OH塞曼分裂测量的超Alfvenic模型的分子云。我们选择致密的核心从合成13 CO地图计算的最大的模拟超音速和超阿尔芬湍流的日期。合成塞曼分裂测量的核心产生的磁场强度，B和柱密度，N之间的关系，在良好的协议与观测。在固定的N值下，B的大散射部分是由于核心与核心之间的磁场强度的固有变化。我们还计算了相对质量-通量比的核心和他们的信封，${\cal R}_μ$的中心之间，并表明，超阿尔芬湍流产生显着的散射也在${\cal R}_μ$，包括负值（核心中心和信封之间的字段反转）。我们发现${\cal R}_μ<1$占70%的核心，而${\cal R}_μ<0$占12%。在具有$|B_{\rm LOS}|>10$ \muG的核心中，81%具有${\cal R}_μ<1$。超阿尔文模型的这些预测与只允许${\cal R}_μ>1$的核心形成的双极漂移模型形成鲜明对比。
2008-08-26 astro-ph
The Galactic distribution of magnetic fields in molecular clouds and HII regions
{磁场存在于我们银河系的所有尺度上。在分子云形成过程中，分子云中的磁场是否与星际介质中的渗透磁场保持一致一直存在争议。我们调查这一争议使用现有的数据，根据新发现的磁场结构的银河系盘从脉冲星旋转措施（RM）。{我们收集了分子云中磁场的测量结果，包括分子云中OH脉泽的塞曼分裂数据和分子云中OH或HI的吸收或发射谱线。}塞曼数据显示磁场的视线分量的符号分布中的结构。与来自脉冲星RM的大尺度银河系磁场相比，塞曼数据的符号分布显示出类似的大尺度场反转。以前的这种研究，在用于银河系圆盘大尺度磁场的过于简化的全球模型中是有缺陷的。我们认为，星云中的磁场在一定程度上仍能“记忆”银河ISM中的磁场方向，可以作为大尺度磁场结构的补充示踪剂。需要更多的大范围分布的OH脉泽塞曼数据。
2008-08-14 astro-ph
The Arecibo Legacy Fast ALFA Survey: VI. Second HI Source Catalog of the Virgo Cluster Region
我们提出了第三批HI源提取的阿雷西博遗产快速ALFA河外调查。这个数据集延续了Virgo ALGOFA星表的工作。这里公布的星表和光谱包括2005年和2006年巡天观测期间获得的数据。该目录包括11 h 36 m <R. A范围内的578个HI探测。（J2000）<13 h 52 m和+08 deg < Dec.（J2000）< +12 deg，cz_sun < 18000 km/s。在可能的情况下，通过检查数字化光学图像，用光学对应物识别目录条目。星表探测可分为三类：（a）信噪比大于6.5的高可靠性探测;（b）银河系或其周边的高速云;（c）与光学物体和已知红移在空间上一致的低信噪比信号。75%的来源是新公布的HI检测。特别值得注意的是在M87和M49之间投射的HI云的复合体，它与任何光学对应物都不一致。没有光学对应物的候选物体很少。该样品的中位红移为6500 km/s，cz分布在cz_sun ~7000 km/s处呈现出室女座和背景空组成的局域大尺度结构和A1367后发座超星系团区。望远镜指向误差的位置校正适用于数据集比较ALCAFA连续质心与NRAO VLA巡天编目。对于S/N > 6.5的所有源，未校正的定位精度平均为27 arcsec ~（21 arcsec ~median），对于S/N > 12的信号，未校正的定位精度约为21 arcsec ~（16 arcsec ~me…
2008-06-19 astro-ph
The Arecibo Legacy Fast ALFA Survey: III. HI Source Catalog of the Northern Virgo Cluster Region
我们提出了第一批HI源提取的阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）河外调查，在2005年开始。源已从3-D光谱数据立方体中提取，然后交互式检查，以产生全球HI参数。在立体角11 h44 m < R.A.范围内共记录了730个HI探测。（J2000）<14 h 00 m和+12deg < Dec.（J2000）<+16度，红移范围-1600 \kms < cz < 18000 \kms。相比之下，HI Parkes全天巡天（HIPASS）在同一区域检测到40个HI信号。通过检查数字光学成像数据库分配光学对应物。据报道，阿尔法HI探测到三种不同类型的信号：（a）探测到的信号，通常S/N > 6.5;（b）银河系或其周边的高速云;（c）较低S/N（~ 4.5）的信号，这些信号在空间上与已知类似红移的光学物体相吻合。尽管之前基于光通量或尺寸有限的样本进行的有针对性的观测已经对该天空区域进行了大量调查，但提取的源中有69%是新报告的HI检测。HI源的最终位置精度为20”（中位数）。样品的平均红移值为~7000 \kms，其分布反映了包括室女星系团在内的已知局域大尺度结构。在室女星系团附近发现了几个扩展的HI特征。一小部分（6%）的HI探测到没有可识别的光学对应物，其中一半以上是银河系附近的高速云;其余17个物体似乎与任何已知星系没有联系或关联。
2007-02-12 astro-ph
Theoretical expectations for magnetic field measurements in molecular cloud cores
目前最可行的方法来估计磁场强度在分子云的核心是塞曼测量法和F-F（CF）方法。CF-方法估计磁场强度从旋光，并依赖于在所观察到的区域中的湍流动能和湍流磁能之间的均分。因此，它的应用对象不占主导地位的磁流体湍流是值得怀疑的。我们校准CF-方法和塞曼测量对自引力分子云核的数值模型。我们发现-与以前的结果一致-CF-方法平均精确到2倍，而单个估计值可以偏离7倍。CF-方法是令人惊讶的强大，即使当应用到不占主导地位的磁流体湍流的区域，并在面对小数字的统计。塞曼测量可以系统地高估高密度区域的场强，如果场主要沿着视线定向，而在其他情况下，它们往往会低估场。
2004-06-23 astro-ph
Reconstructing Deconstruction: High-Velocity Cloud Distance Through Disruption Morphology
我们提出了阿雷西博L-波段馈电阵列21厘米的HVC在反中心复合物的尖端的子复合物的观测。这些观测结果显示了形态学的细节，指出与周围的晕介质和云子复合体内的差分阻力的相互作用。我们开发了一种新的技术来测量云的距离，它依赖于这些观察到的形态和运动学特征，并表明它是一致的H-α距离。这些结果是一致的距离HVC和来自模型中，HVC是从冷却晕气体形成的晕密度。
2006-10-13 astro-ph
OH Zeeman Magnetic Field Detections Toward Five Supernova Remnants Using the VLA
利用塞曼效应，我们用VLA观测了五个银河系SNR中的OH（1720 MHz）线，并测量了它们的磁场强度。我们探测了先前由Frail等人（1996）和Green等人（1997）探测到的所有12个明亮的（$S_ν > 200$ mJy）OH（1720 MHz）脉泽，并测量了其中10个脉泽的显著磁场（即$ > 3σ$）。假设"热"塞曼方程可用于估算OH脉泽的$\mid\vec{B}\mid$，我们估算的磁场范围为0.2 - 2 mG。这些磁场强度与环境分子云磁场通过SNR冲击压缩到观测值的假设是一致的。这种量级的磁场对云团的性质有相当大的影响，其磁压（$10^{-7} - 10^{-9}$ erg cm $^{-3}$）超过了ISM中的压力，甚至超过了残留物内部热气体的热压力。这项研究使银河系SNR与OH（1720兆赫）塞曼探测到10。
2000-02-21 astro-ph
The Millennium Arecibo 21-CM Absorption Line Survey. II. Properties of the Warm and Cold Neutral Media
我们使用论文I的高斯拟合结果来研究星际HI在太阳附近的性质。温和冷中性介质（WNM和CNM）是物理上不同的组分。CNM自旋温度直方图在40 K左右达到峰值。约60%的HI是WNM。在z=0时，我们推导出WNM的体积填充分数约为0.50;该值非常粗略。从线宽确定的上限WNM温度范围从约500 K向上;约48%的WNM的最小值位于热不稳定区域500至5000 K。WNM是星际介质的重要组成部分，其性质取决于许多因素，需要包括所有相关能源的全球模型，其中有很多。我们使用主成分分析，连同一种形式的最小二乘拟合，占独立和依赖参数的误差，讨论四个CNM高斯参数之间的关系。自旋温度T_s和柱密度N（HI）近似是两个最重要的本征向量，因此它们是描述CNM云的充分、方便和有物理意义的主要参数。CNM云内部宏观运动的马赫数一般为2.5，但变化范围很大。我们详细讨论了历史上的τ-T_s关系，并指出它几乎没有物理意义。我们讨论CNM形态使用CNM压力已知的UV恒星吸收线。知道压力使我们能够表明，CNM结构不能是各向同性的，而是片状的，长度与厚度的纵横比范围高达约280。我们提出了两个地区的大比例尺地图，其中CNM位于非常大的“斑点状”。
2003-01-08 astro-ph
The Space Density of Primordial Gas Clouds near Galaxies and Groups and their Relation to Galactic HVCs
阿雷西博HI带状巡天探测了约300个编目星系的晕和约14个对中性氢质量大于10^7太阳质量的星系群的环境。调查没有发现任何物体具有类似于银河系或本星系群的高速云（HVC）的特性。如果HVC是典型的M_HI = 10 ^{7.5} M_sun天体，分布在星系群和星系晕中，距离为1 Mpc，那么巡天应该在星系群中探测到约70个HVC，在星系周围探测到约250个HVC。零检测意味着HVC部署在距离星系或群重心<200 kpc的典型距离。如果云处于维里平衡，它们的平均暗物质比例必须达到98%或更高。
2000-01-03 astro-ph
A Targeted Survey for HI Clouds in Galaxy Groups
用阿雷西博望远镜观测了五个性质与本星系群相似的星系群的HI云。总共有300个点在大约2.5 × 1.5 Mpc的网格上被观察到。最小可检测HI质量的4.5 σ检测限约为7 × 10^6 M_sun（H_0=65）。所有的探测都可以归因于光学星系;没有重大的HI云探测。这个零的结果导致的结论是，总HI质量的组内云必须小于10%的总HI质量的星系群和小于0.05%的动力学质量。最近的假设，银河系的高速云是本群卫星星系是非常不一致的这些意见。
2001-03-20 astro-ph
On the Measurement of the Magnitude and Orientation of the Magnetic Field in Molecular Clouds
我们表明，塞曼，旋光和离子中性分子线宽比测量的组合允许的磁场的大小和方向的测定在分子云的弱电离部分。塞曼测量提供了沿视线的磁场的强度，偏振测量给出了天空平面中的场取向，离子与中性分子的线宽比确定了磁场与视线之间的角度。我们将该技术应用于M17恒星形成区域，使用赫兹350微米偏振图和HCO+-HCN分子线宽比，以提供M17中磁场的第一个三维视图。
2003-11-15 astro-ph
An 8.5 GHz Arecibo survey of Carbon Recombination Lines toward Ultra-compact \HII regions: Physical properties of dense molecular material
我们在这里报告的碳复合线（RL）的调查接近8.5 GHz的17个超紧凑的\HII区域（\UCHII s）。在11个方向上检测到碳RL，表明存在与\UCHII相关的致密光解区域（PDR）。在本文中，我们表明，碳RL附近的\UCHII s的周围介质的运动学和物理性质提供了重要的，补充信息。假设PDRs围绕着\UCHII，我们开发了碳线形成区域的非LTE模型，并通过多频RL数据约束模型参数。建模表明，碳RL发射近8.5 GHz的受激发射占主导地位，因此我们优先观察的PDR材料，在前面的\UCHII连续。我们发现，电离气体和相关的PDR之间的相对运动约为一半，估计较早，并有一个RMS速度差为3.3 \kms。我们的模型还给出了PDR密度和压力的估计。我们发现PDRs的中性密度通常为$>$ 5 $\times$ 10 $^5$ \cmthree和\UCHII可以嵌入高环境压力的区域。我们的结果是一致的压力局限的\HII区域模型，其中恒星相对于云核移动。但也不能排除其他模式。有趣的是，在大多数情况下，PDR压力比电离气体的压力大一个数量级。需要进一步的研究来了解这种巨大的压力差。
2005-01-29 astro-ph
Sensitive VLBI Continuum and H I Absorption Observations of NGC 7674: First Scientific Observations with the Combined Array VLBA, VLA & Arecibo
我们提出了相位参考VLBI观测的无线电连续辐射，H I 21厘米吸收朝向，发光红外星系NGC 7674。观测是在1380兆赫使用VLBA，相控VLA，和阿雷西博射电望远镜。这些观测是阿雷西博望远镜在VLBA VLBI观测中的首次科学应用。高分辨率和低分辨率射电连续谱图像揭示了该星系核区的几个新的连续谱结构。在~100质量的分辨率，我们区分六个连续结构延伸超过1.4弧秒，总通量密度为138毫焦耳。这些结构中只有三个是以前已知的。所有这些结构似乎都与活动星系核的活动有关。在阵列的全分辨率下，我们只检测到六个连续结构中的两个。两者都由几个亮度温度为$10^{7}$ K量级的紧凑组件组成。虽然这些紧凑的结构之一可能拥有AGN，但它们也可能是由喷流与该星系核区域的紧凑星际云相互作用形成的类似激波的特征。用VLBI阵列在高、低角分辨率下探测了复杂的H I吸收。假设最宽的H I特征与一个旋转的H I盘或圆环有关，它为活动星系核中心提供能量，我们估计封闭的动力学质量约为7 × 10^7 M_sun，与该星系中隐藏的宽H $β$发射所得到的值相当。较窄的H I线可能代表H I环中的Cluridium中性氢结构。对一些连续谱成分的H I吸收的检测，以及对其他成分的缺乏，表明在NGC 7674的中心区域有一个倾斜的H I盘或圆环。
2003-07-23 astro-ph
Compact High-Velocity Clouds at High Resolution
布劳恩和伯顿（Braun & Burton，1999年）编目的六个致密孤立的高速云的例子被韦斯特博克综合射电望远镜拍摄到，它们被确定为一个向本星系群质心坠落的原始天体的动力学冷集合;另外十个已经被阿雷西博望远镜拍摄到。成像揭示了一个特征性的核心/晕形态：一个或几个冷的，相对高柱密度的材料的核心，嵌入在一个较温暖的，较低密度的材料的扩展晕。几个核心的运动学梯度与旋转一致，这些CHVC显然是旋转支持和暗物质为主。成像数据允许对这些物体的距离进行几次独立的估计，这些物体的距离在0.3到1.0 Mpc的范围内。CHVC的性质类似于非常暗的矮不规则星系的性质。
1999-12-22 astro-ph
The many streams of the Magellanic Stream
我们目前的结果中性氢（HI）的麦哲伦流（MS）的尖端的观测，获得与阿雷西博望远镜的一部分，正在进行的调查由银河研究联盟与阿雷西博L波段饲料阵列。我们发现四个大规模的，连贯的HI流，连续延伸超过20度的长度，每个流具有不同的形态和速度梯度。新发现的溪流为Connors等人（2006年）提出的MS形成的潮汐模型提供了强有力的支持，该模型提出了MS的空间和运动学分叉。观察到的形态和运动学表明，其中三条溪流可以解释为主MS细丝的三向分裂，而第四条溪流似乎更年轻，可能起源于麦哲伦桥。我们发现在MS的尖端有大量的HI云，三分之二的云的角尺寸在3.5 '-10'的范围内。我们解释这是由于热不稳定性，这将影响一个温暖的尾部气体通过星系晕在一个特征的时间尺度的几个万年到几百万年。我们发现，热碎片可以在热晕中存活很长一段时间，特别是如果被<10^6 K的晕气体包围。如果观察到的团簇结构主要是由于热不稳定性，那么MS的尖端距离约为70 kpc。一个显着的分数HI云在MS的尖端显示多相速度剖面，表明冷，暖气体的共存。
2008-02-10 astro-ph
Recent OH Zeeman Observations: Do they Really Contradict the Ambipolar-Diffusion Theory of Star Formation?
直到最近，分子云引力碎裂（或核心形成）的双极扩散理论的几十个定量预测中的许多已经被观测所证实，同样重要的是，没有任何预测与任何观测相矛盾。然而，最近的一篇论文声称，在四个云{ \it}中，从包层到核心的质量通量比变化的测量结果增加了，这与理论的预测直接相反，但与湍流破碎（在没有重力的情况下）一致，因此，双极扩散理论是无效的（Crutcher等人，2008年）。这篇论文把磁场未探测当作探测来对待。我们表明，数据的分析是根本上有缺陷的，而且，与理论预测的比较忽略了主要的几何效应，建议的数据本身，如果采取面值。包络线的磁通量也计算错误。我们进行了适当的误差分析和治疗的nondetection，我们表明，声称测量的质量流量比的变化，从信封的核心是无效的，没有矛盾的双极扩散理论可以得出结论，没有理论可以测试的基础上，这些数据。
2008-07-29 astro-ph
A multi-beam HI survey of the Virgo Cluster - two isolated HI clouds ?
我们已经进行了一个完全采样的大面积（$4^{\circ} \times 8^{\circ}$）21厘米\HI线调查的部分室女星系团使用Jodrell银行多波束仪器。该调查的敏感性比标准HIJASS和HIPASS调查高3倍。我们探测到31个星系，其中27个是众所周知的星系团成员。这四个新的探测结果已经在HIPASS数据和Jodrell Bank的后续观测中得到证实。其中一个位于M86的后面，但在数字巡天观测场的检查中，其他3个没有明显的光学对应物。这3个物体在阿雷西博用更小的\am{3}{6} HPBW和比Jodrell Bank数据好4倍的灵敏度绘制，这允许改进对两个物体的尺寸和位置的确定，但令人惊讶的是未能检测到第三个。这两个物体被阿雷西博光束分辨，使它们的尺寸远远大于附近区域的任何光学图像。对于我们的$5 \times 10^{7}$ $\frac{Δv}{50 km s^{-1}}$ $M_{\odot}$的质量极限和$3 \times 10^{18}$ $\frac{Δv}{50 km s^{-1}}$原子cm $^{-2}$的柱密度极限，这些新的检测仅代表团簇原子氢质量的约2%。我们的观测结果表明，该星系团的\HI质量函数在低质量端向下翻转，使其与场星系的\HI质量函数非常不同。这与室女星系团的光学光度函数有很大的不同，室女星系团的光学光度函数比一般的光学光度函数陡得多。…
2003-12-19 astro-ph
Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds. V. Submillimeter Polarization of the Barnard 1 Dark Cloud
我们目前850微米偏振从詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜对几个密集的核心内的黑暗云巴纳德1在英仙座。从整个映射区域检测到显著的偏振发射，并且不限于明亮核心的位置。这表明存在着排列整齐的颗粒，因此是天空平面上磁场的一个分量。远离亮核检测到的偏振矢量在约90度（北偏东）的位置角处强烈对齐，而与亮核相关的矢量显示不同方向的对齐。在早期的光学偏振测量法中测得的朝向英仙座的偏振角和偏振的亚毫米热辐射之间没有直接的相关性。表现出向高强度去极化，但向最亮的核心达到一个阈值，超过该阈值，测量到极化百分比没有进一步降低。从内部信封的偏振发射数据进行比较，与先前公布的OH塞曼数据估计的总场强和方向的假设下，在该地区的均匀和非均匀的字段组件。这些结果是粗略的估计，只是由于单一的独立检测塞曼分裂巴纳德1。因此，均匀场分量计算为B（0）= 31微高斯[+/-（0.52（北）-0.01（东））-0.86（l.o.s.）]在我们假设视线场的色散与场强之比为0.2的情况下。
2002-05-20 astro-ph
VLA OH and H I Zeeman Observations of the NGC 6334 Complex
我们目前的OH和H I塞曼观测的NGC 6334复杂的甚大阵列。与该复合物相关的OH吸收剖面相对较窄（del-v_FWHM ~ 3 km s^1），并且在大多数源上都是单峰。H I吸收剖面包含几个混合速度分量。复合体中的一个紧凑连续源（源A）具有双极形态。OH吸收剖面朝向这个源显示从北部连续波瓣到南部连续波瓣的速度梯度;这个速度梯度可能表明分子气体从中心区域到北部和南部波瓣的双极流出。在复杂的三个离散的连续源已被检测到的磁场的顺序为200 microG。维里估计表明，在这些源中检测到的磁场与支持与源相关的分子云对抗引力坍缩所需的临界磁场具有相同的量级。
1999-12-09 astro-ph
The Detection of Magnetic Fields Toward M17 through the HI Zeeman Effect
我们对M17巨分子云复合体中朝向HII区的HI吸收线进行了VLA塞曼观测。朝向M17的HI吸收线显示了5到8个不同的速度分量，它们在整个源中以复杂的方式在空间上变化。我们探索这些组件和M17区域之间可能的物理连接HI柱密度的计算的基础上，视线磁场强度，以及与以前的光学，红外线和无线电观测的广泛阵列的比较。特别是，与西南分子云（M17 SW）相同速度的HI分量（约20 km/s）似乎起源于HII区域和M17 SW之间的边缘界面，在未受冲击的PDR气体中。我们已经检测到一个陡峭的增强在20公里/秒的HI柱密度和视线磁场强度（Blos）向这个边界。峰值20 km/s HI柱密度的下限为N_{HI} /T_s > 5.6 x 10^{19} cm^{-2}/K，而峰值Blos约为-450 μ G。此外，速度为11-17 km/s的混合组分似乎起源于HII区域和M17 SW延伸部分之间PDR中的冲击气体，这部分掩盖了HII区域的南部酒吧。该组分的峰值N_{HI} /T_s和Blos分别为> 4.4 x 10^{19} cm^{-2}/K和+550 μ G。通过对M17观测到的峰值磁场与维里平衡计算结果的比较表明，M17 SW的总支撑力约1/3来自其静态磁场，另外2/3来自其湍流动能，其中包括阿尔芬波的支撑力。
1997-11-04 astro-ph
A 4 - 6 GHz Spectral Scan and 8 - 10 GHz Observations of the Dark Cloud TMC-1
最低频率光谱调查的结果进行了对分子云和敏感的意见，在选定的频率。在TMC-1的氰基聚炔峰附近观察到整个Arecibo C带（4- 6 GHz），均方根灵敏度约为17- 18 mK（约2- 2.5 mJ y）。此外，还观察到C波段和X波段（8- 10 GHz）内的若干选定频率范围具有较长的积分时间和7- 8 mK（约2 mJ y）或更高的均方根灵敏度。在光谱扫描本身中，检测到已知的H2 CO和HC 5 N线。然而，在选定频率的更灵敏的观测中，发现了C2 S，C3 S，C4 H，C4 H2，HC 3 N及其13 C取代的同位素物种，HC 5 N，HC 7 N和HC 9 N的谱线，其中大约一半是首次发现的。被测分子的转动温度在4- 9 K之间。氰基聚炔柱密度从HC 5 N的5.6 × 10 ^{13} cm^{-2}变化到HC 9 N的2.7 × 10 ^{12} cm^{-2}。我们的结果表明，为了使低频（4- 10 GHz）的分子观测对研究乌云有用，灵敏度必须在5- 10 mK或更好的量级。迄今为止，在10 GHz左右的观测比在较低频率的观测更有成效。
2004-04-02 astro-ph
HI Narrow Line Absorption in Dark Clouds
我们使用阿雷西博望远镜对金牛座/英仙座地区的31个暗云进行了一次调查，以获得HI（$λ$ 21 cm）和OH（1667和1665 MHz）发射的窄吸收特征。我们发现HI窄自吸收（HINSA）在77%的云，我们观察到。HINSA和OH发射，同时观察到的显着良好的相关性。光谱上，它们具有相同的非热线宽和相同的线质心速度。在空间上，它们都在每个云的光学选择的中心位置达到峰值，并且都向云的边缘下降。在CO、~（13）Co、\c ~（18）O和Cl的跃迁中也观察到具有明显HINSA特征的源。HINSA与分子示踪物的相关性优于CI。吸收特征的线宽以及相关辐射转移的分析提供了产生HINSA的气体的动力学温度的上限。有些辐射源的温度必须接近或低于10 K。柱密度和线宽的HINSA与分子示踪剂的这些特性的相关性表明，原子氢的一个显着的部分是位于冷，良好的屏蔽部分的分子云，并与分子气体混合。平均数密度比[HI]/[ \h 2]为$1.5\times10^{-3}$。推断的HI密度似乎与通过宇宙射线破坏H $_2$形成HI和通过在晶粒表面上形成H $_2$破坏HI之间的稳态平衡中预期的值一致，但略高于该值。氢原子在分子云中的分布和丰度是暗云化学和结构的关键测试，包括颗粒表面反应速率、PDR、环流和湍流扩散等问题。
2003-01-06 astro-ph
Dark Matter in Dwarf Galaxies: The First Dark Galaxy?
我们提出了新的HI观测的高速云（HVC），我们解决了附近的本地群矮星系LGS 3。这团云正在旋转，其隐含的质量使其无论与银河系的距离有多远都是暗物质主导的。我们新的，高灵敏度的阿雷西博观测表明，我们以前描述为潮汐尾的微弱HI特征确实是真实的，并且确实与HVC的主体相连。因此，这些观测结果与我们最初假设的HVC和LGS 3之间的潮汐相互作用是一致的。我们认为HVC可能是在冷暗物质数值模拟中发现的本星系群中缺失的暗物质卫星之一，但尚未被观测确认。
2003-10-07 astro-ph
Multiwavelength observations of the M15 intermediate velocity cloud
我们目前韦斯特博克综合射电望远镜HI图像，洛弗尔望远镜多波束HI宽视场映射，威斯康星州的H-α Mapper设施的图像，威廉赫歇尔望远镜长缝阶梯光栅CaII观测，和IRAS ISSA 60和100微米的共同添加的图像对中速云位于一般方向的M15球状星团。结合之前发表的阿雷西博数据，我们发现IVC中的HI气体是团簇状的，峰值HI柱密度为1.5x10^（20）cm^（-2），推断的体积密度（假设球对称）为24 cm^（-3）/（D kpc），最大亮度温度在分辨率为81 x14 arcsec时为14 K。云中的HI气体是温暖的，最小FWHM值为5 km/s，对应于动力学温度，在没有湍流的情况下，为540 K。在HI数据中有IVC中的2分量速度结构的指示，指示了云团。这种速度结构在CaK谱中也被初步观察到，尽管信噪比很低。主要的IVC凝结是由WHAM在H-α中检测到的，其强度未经银河系吸收的校正，高达1.3瑞利，表明云是部分电离的。在分辨率为1度时，电离分量的半高宽超过30 km/s。发射中的H-α和HI峰的空间和速度一致性定性良好。最后，100和60微米的IRAS图像显示了在0.7度区域的空间重合，分别具有低速和中速气体，表明IVC可能含有尘埃。
2002-06-21 astro-ph
VLA HI Zeeman Observations Toward the W49 Complex
我们报告VLA HI塞曼观测对W 49 A恒星形成区和SNR W 49 B。以~4和~7 km/s的速度朝W 49 A方向探测到分辨率为25”的60至300 μ G的视线磁场（Blos）。对W 49 A测得的Blos值表明，随着分辨率的提高，场强显著增加，特别是对于~ 4km/s的HI气体。HI气体在速度范围为-5 ~25 km/s时向W 49 A运动，在空间和运动学上与W 49 A固有的分子发射一致。通过与W 49 A的分子数据比较，我们认为4 km/s的HI气体与HII区环的北部直接相关，而7 km/s的HI气体似乎起源于W 49 A周围的低密度晕。我们估计，W 49 A北核是显着的subvirial，和总动能+磁能总额不到1/3的总W 49 A北引力能。这些磁场结果表明，W 49 A北是不稳定的整体引力坍缩与证据一致，晕是坍缩到W 49 A北环的HII地区。大部分朝向W 49 B的HI柱密度来自视线上的人马臂云，速度约为40 km/s和60 km/s。未检测到朝向W 49 B的显著磁场。通过比较HI气体在W 49 A和W 49 B上的光谱分布，我们发现W 49 B比W 49 A更靠近太阳3 kpc（即8 kpc）的证据非常微弱。
2000-11-30 astro-ph
The Average Magnetic Field Strength in Molecular Clouds: New Evidence of Super-Alfvenic Turbulence
分子云中的磁场强度是恒星形成理论的一个基本量。它是由塞曼分裂测量估计在一些密集的分子核心，但它的体积平均值在大分子云（超过几个秒差距）仍然是不确定的。在这项工作中，我们提供了一种新的方法来约束分子云的平均磁场强度。我们比较了分子云气体密度的功率谱和两个超声速MHD湍流的$350^3$数值模拟结果。动能和磁能近似均分的数值模拟（模型A）产生柱密度功率谱$P(k)\propto k^{-2.25\pm 0.01}$，超阿尔文模拟（模型B）$P(k)\propto k^{-2.71\pm 0.01}$。英仙座、金牛座和罗塞塔分子云复合体的柱密度功率谱分别与$a=2.74\pm 0.07$、$2.74\pm 0.08$和$2.76\pm 0.08$符合幂律$P_{\rm o}(k)\propto k^{-a}$。我们的结论是，观测结果与分子云中存在超阿尔夫文湍流（模型B）是一致的，而模型A与观测结果不一致（置信度超过99%）。
2004-02-03 astro-ph
A Super-Alfvenic Model of Dark Clouds
在乌云中观察到超音速随机运动，传统上被解释为阿尔芬波，但这些运动是超阿尔芬波的可能性尚未被排除。本文报道了在两个相反区域M_a ~ 1和M_a >> 1的数值实验结果，其中M_a是初始Alfvenic马赫数，即均方根速度与Alfvenic速度的比值。我们的结果表明，M_a >> 1的模型与我们所测试的分子云的观测性质--消光测量的统计、磁场强度的塞曼分裂测量、分子发射谱的线宽与积分天线温度的关系、统计B-n关系、而具有M_a ~ 1的模型具有与观测值相矛盾的性质。我们发现分子云中的密度和磁场都可能是非常间歇的。磁场和气体密度的统计分布与幂律有关，在衰减湍流的实验中，指数随时间减小。经过大约一个动力学时间后，它稳定在B ~ n^{0.4}。在演化的早期形成磁性主导的核心，而在密度场的不稳定性之后胜出，并且通过沿着磁场线的质量吸积也可以产生具有弱场的核心。
1999-01-21 astro-ph
Magnetic fields of our Galaxy on large and small scales
在我们的银河系中，从AU到kpc的所有尺度上都观测到了磁场。利用脉冲星的色散和自转测量，我们可以直接测量银盘上很大范围内的磁场。结果表明，大规模的磁场与旋臂对齐，但从最内侧的旋臂（诺玛）到外侧的旋臂（英仙座）多次反转方向。对HII区或恒星形成区脉泽的塞曼分裂测量不仅显示了云内的结构场，而且在所有测量云的全球银河系分布中有一个清晰的图案，表明大尺度和小尺度磁场可能存在联系。
2007-05-29 astro-ph
Detection of a multi-phase ISM at $z=0.2212$
我们提出了灵敏的巨型米波射电望远镜（GMRT）和高分辨率阿雷西博HI 21厘米的观测阻尼莱曼-$α$吸收器（DLA）在$z=0.2212$对OI 363。光谱非常一致，并产生自旋温度$T_s = 890 \pm 160$ K，远高于局部螺旋测量的$T_s$值，但与大多数DLA（$T_s \ga 1000$ K）中获得的值相似。阿雷西博光谱的高速度分辨率使我们能够通过将多个高斯拟合到吸收轮廓来获得吸收云中的物理条件的估计。光谱很好地拟合由两个窄和一个宽的组件，与温度${T_{k_1}} = 308 \pm 24$ K，${T_{k_2}} = 180 \pm 30$ K和${T_{k_3}} = 7600 \pm 1250$ K，分别三个组件模型。其中最后一个与WNM的预期温度（$5000 - 8000$ K）非常一致。仅仅是元件的温度低于估计的$T_s$这一事实就意味着吸收器必须具有多相介质。我们使用测得的21厘米的光学深度和上述估计的动力学温度，以获得HI柱密度的各种组件。发现窄组分中的总柱密度为$\NHI (CNM) \le 1.9 \pm 0.25 \times 10^{20}$ cm，而宽组分中的总柱密度为$\NHI (WNM) \ge 1.26 \pm 0.49 \times 10^{21}$ cm。因此，WNM包含$z = 0.2212$ DLA中至少75%的HI，不像…
2001-04-20 astro-ph
The Formation of Star Clusters II: 3D Simulations of Magnetohydrodynamic Turbulence in Molecular Clouds
（节略）我们提出了一系列的衰减湍流模拟，代表一个集群形成的分子云内的团块，调查的作用，磁场的潜在恒星形成的核心。我们提出了一个详尽的分析，从这些模拟的数值数据，包括汇编所有的物理特性的分布，包括他们的质量，半径，平均密度，角动量，自旋，磁化，和质量-通量比。我们还提出了我们的模型，可以与观察比较线图。我们的模拟范围在5-30金斯气体质量之间，代表了分子云团块的质量在100-1000太阳质量之间。核心的质量流量比通常小于原始云的质量流量比，因此最初高度超临界的云可以产生轻微超临界的核心，类似于塞曼测量分子云核心所看到的。最初只有轻微超临界的云将沿着场线坍塌成薄片，而这些薄片碎片形成的核心具有与观察到的不同的质谱。这些核心的旋转速率表明，随后分裂成多个系统是可能的。所产生的束缚核的大小通常为0.02-0.2 pc，密度在10^4-10^5 cm^{-3}范围内，与观测结果一致。最后，我们的数值数据使我们能够测试理论模型的核心，如湍流破碎图片Padoan-Nordlund的质谱。我们发现，虽然这个模型得到的核心质谱的形状相当不错，它无法预测的峰值质量的核心质谱。
2007-11-07 astro-ph
Dark Matter and Gas Concentrations in the NGC 4532 / DDO 137 System
中性氢合成映射的NGC 4532和DDO 137，一对Sm星系的边缘的室女星系团，被用来确定每个星系的旋转曲线，并解决的结构和运动学的三个不同的HI浓度嵌入在一个扩展的信封中的扩散HI发现在早期的阿雷西博研究系统。三个浓度的HI质量似乎不足以使它们产生自引力;然而，它们的HI质量和动力学质量与室女星系团中暗淡的Im星系非常相似。每个云的HI柱密度峰值接近恒星形成的阈值，但B和R的CCD图像显示没有恒星或恒星形成的痕迹。如果系统是引力束缚的，并且处于维里平衡，我们发现它的总质量是单个星系和云的最外层HI轮廓的十倍。总HI的37%位于由VLA映射确定的单个星系的边界之外; 28%不能归因于任何星系或离散浓度。解释速度场和大量扩散气体的一种可能方法是假设DDO 137、气体浓度和其他明显的潮汐特征是由于气体落入星系群的暗物质势内的团块，并且在相互作用之前，星系群由不规则星系组成（NGC 4532）和一个大的，像HI 1225+01这样的贫星HI云（Giovanelli et al. 1991）。
1998-11-05 astro-ph
Testing Magnetic Star Formation Theory
我们在这里报告的塞曼效应的观测结果在18厘米线的OH在周围的包络线区域的四个分子云的核心，对B（LOS）的检测已经实现了在相同的线路，并评估的质量比磁通量，M/Φ，云核和包络之间。这种相对M/Phi测量减少了先前研究中的不确定性，例如B与视线之间的角度以及[OH/H]的值。我们的结果是，对于所有四种云，核心与M/Phi包络值的比值R小于1。换句话说，核心与总云M/Phi的比率R'小于1。核心形成的极端情况或理想化（无湍流）双极扩散理论要求中心M/Phi与总M/Phi的比率近似等于原始亚临界M/Phi的倒数，或R' > 1。我们的四个云R' > 1的概率是3 × 10^{-7};因此，我们的结果与这四个核是由双极扩散形成的假设明显矛盾。高度超Alfvenic湍流模拟产生了较宽范围的相对M/Phi，但有利于比值R < 1，正如我们所观察到的。我们的实验仅限于四个云，我们只能直接测试双极扩散驱动恒星形成的极端情况下的“理想化”模型的预测，具有规则的磁场形态。尽管如此，我们的实验结果是不符合“理想化”的强场，双极扩散理论的恒星形成。
2008-10-17 astro-ph
Completing HI observations of galaxies in the Virgo cluster
利用经过整修的阿雷西博望远镜对室女星系团的33个星系进行了高灵敏度（均方根噪声$\sim 0.5$ mJy）21厘米HI线观测，结果发现了12个天体。这些数据，结合从文献中获得的测量结果，提供第一组HI数据，该数据对于所有355个晚型室女星系团中的（Sa-Im-BCD）星系和$m_p \leq 18.0$磁。室女星系团的HI质量函数（HIMF）从这个光学选择星系样本中导出的HIMF与从HIJASS HI盲巡天中导出的室女星系团的HIMF是一致的，但不一致现场HIMF。这表明，无论是在这个丰富的星系团和一般领域，中性氢主要是与晚型星系，边缘的贡献，从早型星系和孤立的HI云。星系团和磁场HIMF之间的不一致主要来自两种环境中晚型星系的光学光度函数的差异，以及已知在富星系团中发生的HI不足。
2004-09-15 astro-ph
Magnetic fields and the location of the PDR
我回顾了最近的研究猎户座和M17的发射线区域。两者都有相似的几何形状，一个围绕着中央星团的热冲击气体泡，带有H^+、H^0和H_2区域，通常被称为H II区域、PDR和分子云，在分子云表面形成连续的壳层。用21 cm塞曼极化测量了H^0区的磁场，发现它比扩散ISM中的磁场强1 - 2倍。这些区域似乎处于大致的流体静力平衡状态。H^+区域被星光辐射压推离星团。由于大多数星光都是电离辐射，因此它的大部分向外推力将作用在H^+区域，然后作用在H^0区域。H^0区的磁压平衡了星光中的动量，它们共同确定了H^0区的位置。这幅图像是，当星团形成时，它产生了一个电离气体泡，这些气体泡在H^0和H_2区域周围膨胀和压缩。磁场被放大，直到它的压力能够支持星光中的动量。这为理解为PDR模型建立参数的基础物理提供了极大的简化。
2008-11-12 astro-ph
