Why Study Interstellar Matter Very Close to the Sun?
星际物质（ISM）设置了日光层的边界条件，并主导行星际介质。日光层的结构在近代历史上发生了变化，因为太阳从本地气泡中出来，进入了来自天蝎座-半人马座星协方向的湍流云团。有几个指标表明，当地的星际磁场很弱，平行于银道面。对ISM与日光层相互作用产物的观测，如拾取离子和异常宇宙射线，当与ISM对邻近恒星的数据相结合时，对邻近气体的成分和物理性质提供了独特的限制。这些数据表明，ISM附近的丰度是太阳下的，并且气体和尘埃在太阳位置没有很好地混合。
2003-02-25 astro-ph
The Violent Interstellar Medium of Nearby Dwarf Galaxies
对附近矮星系（大部分位于M 81星系群，距离约为3.2 Mpc）的高分辨率HI观测表明，它们的中性星际介质（ISM）主要是类洞特征，其中大部分都在膨胀。将这些黑洞的物理性质与在更大质量的螺旋星系（如M 31和M 33）中发现的黑洞进行比较，表明它们在矮星系中往往达到更大的尺寸。这可以用星系的引力势来理解。这些特征的起源仍然是一个有争议的问题。一般来说，年轻的恒星形成区（OB-协会）负责它们的形成。然而，这张照片并非没有批评者，最近提出了其他机制，如高速云的下落，湍流运动甚至伽马射线爆发。在这里，我将展示IC 2574中的一个超巨星壳的例子，它证实了OB星协确实创造了这些结构。这个特殊的超巨星壳是目前研究恒星风和超新星爆炸的综合效应的最有希望的案例，这些效应塑造了中性星际介质（矮）星系。
1999-03-31 astro-ph
The S1 Shell and Interstellar Magnetic Field and Gas near the Heliosphere
许多对Loop I磁超泡的研究都把太阳放在磁超泡的边缘。最近的一项研究将Loop I的极化无线电连续体建模为两个磁壳，太阳嵌入'S1'壳的边缘。如果太阳处于这样的壳层中，那么无论是局部星际磁场还是附近星际物质的分布都应该是显而易见的。这些subshells的属性进行比较，跟踪附近的星际磁场（ISMF）的光学偏振数据，和星际Fe II和Ca II的分布在约55 PC的太阳。结果表明，由两个磁子壳层组成的Loop I模型是描述附近低密度ISM分布的可行模型。重组离子CaII的列密度被发现与星际辐射场的强度增加，而不是与恒星的距离或总路径长度通过两个磁subshells。如前所述，宇宙微波背景的偶极矩对称性对应于日光层和局部ISMF的对称性（在10度以内）。
2010-03-23 astro-ph
Global Physical Conditions of the Interstellar Medium in Nearby Galaxies
利用红外空间天文台（ISO）的长波光谱仪（LWS）获得了34个邻近星系的远红外光谱（43- 197 μ m），研究了星系中星际物质的一般性质。[CII] 158 um和[NII] 122 um的线通量相对于总远红外通量（FIR）的比值随着远红外颜色变蓝而减小，而[OI] 63 um的线通量相对于FIR的比值并不随颜色的变化而呈现系统的趋势。[OIII] 88 μ m与FIR的比率显示出大的分散，具有随颜色增加的弱趋势。假设所有观测到的[OI] 63 μ m和远红外连续辐射都来自光解离区，我们估计了样品星系中光解离区的物理条件，如远紫外辐射场强度Go和气体密度n.目前的分析表明，在[CII] 158 μ m/FIR与远红外颜色的减少可能无法解释的光电加热效率的降低，由于尘埃颗粒的正电荷的增加，因为一个衡量的效率，Go/n，被发现与远红外颜色保持不变。相反，减少可以解释为由于气体密度的增加而导致的[CII]跃迁的碰撞去激发的增加，或者相对于[NII] 122 μ m/FIR的减少所建议的远红外强度，电离组分的减少。在此基础上，我们导出了星系远红外色与Go和n的平均关系，可用于遥远星系星际物质的研究。
2001-07-02 astro-ph
Holes and Shells in the Interstellar Medium of the Nearby Dwarf Galaxy IC 2574
我们提出了HI合成观测附近的矮星系IC 2574（M81星系群的成员）与NRAO甚大阵在高空间和速度分辨率（95 pc x 2.6公里/秒）。VLA HI的观测显示了大量的细节，在中性星际介质中有48个主要是膨胀的HI壳层和洞。这些特征的尺寸范围从约100（由光束的尺寸设定的限制）到约1000 pc，主导HI表面亮度图的外观。它们的动力学明显地影响了IC 2574的速度场。目前的恒星形成，追踪的H-α发射，主要是发现沿边缘较大的HI孔，这表明传播恒星形成。在大约95 pc的线性尺度上，如果HI表面密度达到高于10^21 cm^-2的值，就会发生恒星形成。HI层的标度高度约为350 pc，比大质量盘星系的HI层厚得多。这是由于较低的引力势（对于相同的观测到的约7 km/s的一维速度色散）。与其他星系的比较表明，对于所有类型的星系，至少在一级星系中，产生膨胀HI结构所需的能量是相同的。星系中HI洞和壳层的总体统计性质显示出与哈勃类型（或者更确切地说是质量）的明显趋势，例如它们的直径分布，膨胀速度和年龄。
1999-04-01 astro-ph
Scattering by Interstellar Dust Grains: Optical and Ultraviolet
计算了由碳质颗粒和无定形硅酸盐颗粒组成的星际尘埃模型在可见光和紫外波段的散射和吸收特性。偏振作为散射角的函数计算选定的波长从红外线到真空紫外线。广泛使用的Henyey-Greenstein相函数为~0.4和1微米之间的散射相函数提供了很好的近似，但在较短波长和较长波长处无法拟合计算出的相函数。提出了一种新的解析相函数。它在长波长下是精确的，并且对于λ> 0.27 μ m的数值计算的相位函数提供了良好的拟合。对散射角θ和<cos（θ）>的观测测定显示出相当大的分歧，特别是在紫外线下。可能的原因进行了讨论。
2003-08-14 astro-ph
Dense gas in nearby galaxies XI. Interstellar 12C/13C ratios in the central regions of M82 and IC342
$^{12}$ C $/^{13}$ C线强度比已从几个含碳分子中导出，以限制两个红外亮星系核区域的碳和氧同位素丰度比范围。最严格的限制是从CN毫米波发射线。对银河系中心区域的补充测量表明，总体I（12 CN）/I（13 CN）线强度比给出了相应的12 C/13 C丰度比的下限。对于M 82和IC 342，我们发现12 C/13 C> 40和>30。因此，我们银河系中心区域较小的12 C/13 C比率（25）可能不是典型的星系中心区域，在红外线下更明亮。12 C/13 C极限和来自CO的各种同位素物种的数据还推断M 82和IC 342的16 O/18 O丰度比分别> 90和> 125。由I（HC_（14）N）/I（HC_（15）N）谱线强度比导出M_（82）的14 N/15 N> 100。
1997-10-23 astro-ph
The Spitzer c2d survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds. V. Chamaeleon II Observed with IRAC
我们目前IRAC（3.6，4.5，5.8和8.0微米）的Chamaeleon II分子云的观测。观测区域覆盖由$A_V >2$定义的约1平方度。对2005年c2d星表中的数据进行分析，发现了少量（40个）具有与年轻恒星或亚恒星天体（YSO）相似性质的源。这些YSO候选者的表面密度很低，背景星系的污染似乎很大，特别是对于归类为I类或平坦SED的源。我们详细讨论了这个问题，并得出结论，在早期进化阶段的候选YSO实际上很少在Cha II云中。使用一套完善的标准，我们定义了一个较小的，但更可靠的，24个YSO候选人。
2006-10-27 astro-ph
The Spitzer Gould Belt Survey of Large Nearby Interstellar Clouds: Discovery of a Dense Embedded Cluster in the Serpens-Aquila Rift
我们报告发现附近，嵌入集群的年轻恒星的对象，相关的红外暗云，和4.5微米的冲击发射节检测到的流出在斯皮策/IRAC中红外成像的蛇-天鹰座裂谷作为斯皮策古尔德带遗产调查的一部分。我们还提出了径向速度测量的区域从分子线观测获得的亚毫米阵列（SMA），这表明集群是共同移动的巨蛇座主嵌入集群3度以北。因此，我们给它指定相同的距离，260 pc。这个新星团的核心被我们称为巨蛇座星系团（Serpens South），它由一个异常大的比例（77%）的原恒星组成，这些原恒星的平均表面密度高（>430 pc^-2），最近邻恒星间距中值短（3700 AU）。我们进行基本的集群结构表征使用最近邻表面密度映射的YSO和比较我们的研究结果与其他已知的集群与文献中提供的等效分析。
2007-12-19 astro-ph
Local Interstellar Matter: The view from Paris
对邻近恒星和太阳系内的星际气体和尘埃的观测表明，太阳嵌入在一个温暖的弥漫的部分电离云中。这个云是星际物质流（ISM）通过我们银河系邻居的前沿。星际物质决定了太阳系外行星系统的日光层和天体层的边界条件。此外，这些系统中的行星际区域对流入的ISM很敏感。
2001-09-18 astro-ph
Kinematics of Interstellar Gas in Nearby UV-Selected Galaxies Measured with HST/STIS Spectroscopy
我们测量了邻近紫外选择星系中单个星团的HST/STIS光谱中星际吸收线的多普勒频移。系统速度的值，这是量化流出速度所需的，取自文献，并与恒星线验证。我们通过低电离线（例如，CII、SiII、AlII），其跟踪冷和/或暖气体。我们样本中的恒星爆发在光度（和质量）上与矮星系和亮红外星系（LIRGs）中等，我们确认它们的外流速度（范围从-100 km/s到近-520 km/s，精度约为80 km/s）与以前在矮恒星爆发和LIRGs中测量的速度中等。我们没有检测到高电离线（如CIV或SiIV）的流出，将需要更高质量的数据来经验地建立速度如何随流出的电离状态而变化。我们证实，低电离紫外线和光学碘化钠双峰大致一致的外流速度固化的星系风在低和高红移的研究之间的重要联系。为了获得更高的信噪比，我们创建了一个局部平均复合光谱，并将其与高z Lyman Break复合光谱进行比较。令人惊讶的是，低电离线在两个样品中显示出相似的流出速度。我们将此归因于在局部复合物中向更高光度加权的组合，以及两个样本平均比v-SFR关系中的“周转”光度更亮。
2006-05-09 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds: VII. Ophiuchus Observed with MIPS
我们展示了斯皮策太空望远镜多波段成像光度计（MIPS）观测到的蛇夫座星云的14.4 deg^2图。这些高质量的地图描绘了这些云的恒星形成和非恒星形成部分内的大量点源以及扩展的尘埃排放。使用PSF拟合测光，我们检测5779源在24微米和81源在70微米在10西格玛的显着性水平。根据MIPS/2 MASS K对K $-$ [24]色星等图上的位置，与SWIRE河外巡天中24 μ m的探测结果进行了比较，确定了323个候选年轻恒星天体（YSO）。我们发现，超过一半的YSO候选人，几乎所有的原恒星I类光谱能量分布，仅限于已知的集群和聚集。
2007-09-21 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
Polarized Far-Infrared and Submillimeter Emission from Interstellar Dust
偏振远红外和亚毫米波发射计算模型的非球形尘埃颗粒，约束重现所观察到的波长相关的消光和偏振的星光。对于来自其中磁场垂直于视线的区域的发射，远红外发射预期在长于100微米的波长处具有实质上的线性偏振，但线性偏振的程度及其随波长的变化是依赖于模型的。其中星光偏振由无定形硅酸盐和石墨颗粒两者产生的模型在长于100微米的波长处具有6%至10%之间的线性偏振，但是对于其中仅硅酸盐颗粒是球状的一些模型，线性偏振从100微米处的约3%增加到约15在1毫米。我们简要地讨论了这些结果的影响，从宇宙微波背景的地图，以及根据远红外线和亚毫米线偏振观测区分星际尘埃模型的可能性。
2008-09-11 astro-ph
Correcting for the Effects of Interstellar Extinction
本文讨论了如何最好地纠正天文数据的银河系星际消光的波长依赖的影响的问题。通过紫外线的红外消光的主要一般特征进行审查，随着观察到的空间变化的性质。在银河系中发现的消光特性的巨大范围，特别是在紫外光谱区，说明。幸运的是，有一些严格的限制消光波长的依赖性和消光曲线形状和星际环境之间的一些一般的相关性。这些关系为校正灭绝效应的数据提供了一些指导。几种策略dereddening讨论了每种方法中固有的不确定性估计。在附录中，一个新的推导的平均银河系消光曲线的波长依赖性从红外线通过紫外线，随着一个新的估计，这消光定律如何变化的参数R = A（V）/E（B-V）。这些曲线代表了消光的真正单色波长依赖性，因此，适合于任何分辨率的红外-紫外分光光度数据，并可用于导出任何光度测定系统的消光关系。
1998-09-29 astro-ph
Boundary Conditions of the Heliosphere
星际物质（ISM）的辐射转移平衡模型在日光层内外的观测约束下产生日光层的边界条件。通过与星际等离子体的电荷交换，给出了H，He，N，O，Ar和Ne的星际中性粒子穿过日鞘区的过滤因子。最好的模型预测n（HI）~0.2 /cc，n（e）~0.1 /cc，然而，如果Voyager（Kurth & Gurnett 2003）观察到的各向同性2 kHz发射在周围ISM中形成，则指示具有较低电子密度的替代模型。附近的ISM观测，辐射转移模型和历史10 Be记录提供了过去太阳银河系环境变化的信息。
2003-08-25 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds VIII. Serpens Observed with MIPS
我们目前的地图，1.5平方度的巨蛇座暗云在24，70和160 \micron观察斯皮策太空望远镜MIPS相机。在24um处已经提取了2400多个致密源，在70um处提取了近100个致密源，在160um处提取了4个致密源。我们估计我们的24微米的调查与人工源插入斯皮策地图的Monte Carlo测试的完整性限制。我们将巨蛇座星云中的源计数、颜色和星等与两个参考数据集进行了比较，一个是在暗星云附近的低消光区域上的0.50 deg^2集，另一个是通过我们的管道处理的SWIRE ELAIS N1数据的5.3 deg^2子集。这些结果表明，在巨蛇座星云中有一个很容易识别的年轻恒星候选者群体，这在任何一个参考数据集中都不存在。我们还展示了视觉消光和冷尘埃排放的比较，说明两者之间的密切相关性，并发现最嵌入的YSO候选人位于最高的视觉消光的地区。
2007-04-02 astro-ph
XMM-Newton Studies of the Source Population and the Hot Interstellar Medium in Nearby Galaxies
在附近星系中X射线源种群研究的第一个结果显示了XMM-牛顿观测的潜力。我将报告的第一个XMM-牛顿M31的结果和我们的三个XMM-牛顿项目，在麦哲伦云（MC）的X射线源人口的研究，深光栅调查M33，和调查的热星际介质（ISM）的边缘星系晕。XMM-牛顿结果对其他几个星系和来源内提出了其他作者在这些诉讼。我们的MC研究是建立在探测MC源的深点（最低可达10^33 erg s^-1）和浅点（以确认我们从ROSAT导出的X射线双星、超软源和超新星遗迹列表中的候选者）的基础上的。XMM-Newton对小麦哲伦云中455 s脉冲星的首次探测和对大麦云云深场的探测结果证实了我们策略的有效性。我们的M33光栅指向目标是低至10^35 erg s^-1的光度，比ROSAT观测的灵敏度极限低10倍。这项调查将使我们能够使用范围，光谱，硬度比和时间变化来描述源的特征，以建立对M33 X射线源内容的前所未有的普查。特别令人感兴趣的是核区的活动源和内盘的漫发射。本文利用XMM-牛顿方法对活动星系NGC 3079和星暴星系NGC 253进行了观测，研究了这些星系盘和晕中的点状源和热ISM。
2002-12-20 astro-ph
Multi-wavelength study of a sample of nearby Seyfert galaxies
迄今为止，已考虑使用XMM-牛顿和钱德拉卫星的能力进行X射线调查，这是最不偏倚的完整塞弗特样本之一。获得的X射线核光度已被用来进行多波长分析，作为一个强大的工具，在识别严重模糊的对象。新的X射线数据，以及从无线电到光学波段的最高质量核通量，使我们能够获得我们样本中1型和2型物体的核谱能量分布（SED）。在统一模型的框架下讨论了从SED分析中获得的结果。
2004-10-04 astro-ph
Interstellar Polarization in the Taurus Dark Clouds, Wavelength Dependent Position Angles and Cloud Structure Near TMC-1
我们使用偏振观测的两颗恒星（HD29647，HD283809）在TMC-1的总方向在金牛座暗云调查在这个地区的颗粒特性和云结构。我们显示的数据是一致的一个简单的两个组件模型，其中一般的星际极化金牛座云产生的广泛分布的云组件具有相对均匀的磁场方向;从靠近TMC-1的恒星的光遭受额外的偏振产生在一个（或多个）子云（S）具有较大的平均晶粒尺寸和不同的磁场方向相比，一般的趋势。特别是对HD 29647，我们表明，异常低的视觉偏振度相对于灭绝是由于存在明显不同的磁场方向的视线中的不同的云组件。斯托克斯参数的计算使我们能够分离出各个组件的偏振特性。结果与Serkowski经验公式拟合，确定了最大偏振度和波长。在广泛分布的物质中，λ_max值与弥漫星际介质的平均值（0.55 μ m）相似，而在我们研究中最严重的红化恒星HD~283809的视线中的子云的λ_max约为0.55 μ m。0.73 μ m，表明存在比该平均值大约30%的晶粒。我们的模型还预测了HD~29647和HD~283809的圆偏振的可检测水平。
1997-06-03 astro-ph
A Multi-Wavelength Study of the Young Star Clusters and Interstellar Medium in the Antennae Galaxies (NGC 4038/9)
我们报告了一个多波长研究的年轻星团之间的关系，在银河系（NGC 4038/9）和他们的星际环境，了解合并星系的恒星团的形成和反馈效应的目标。这是第一次有可能，因为在过去几年中已经有了各种新的观测（从X射线到无线电波长）。通过计算两点关联函数，对星团（分为三个年龄组）的位置和星际介质的性质进行了定量比较。我们发现年轻的星团以集群的方式分布。最年轻的星团与分子云复合体有关，其特征半径约为1千秒差距。此外，有一个弱的趋势，他们被发现在具有较高的HI速度分散的区域。没有主导的触发机制被确定为大多数的集群中的一个小行星。年轻亮团簇复合体的反馈显示出大的H_α泡和复合体周围壳层中的H_α速度梯度。我们估计目前的恒星形成率为20太阳质量/年，气体消耗时间尺度为7亿年。后者与合并时间尺度相当，表明恒星的形成已被合并事件所增强。最后，我们发现Schmidt定律，指数N=-1.4，也是一个很好的描述的团簇形成的合并触发的电子束。有一些证据表明，反馈效应可能会修改施密特定律在规模低于1千秒差距。
2001-09-28 astro-ph
Interstellar scintillation as the origin of rapid radio variability in the quasar J1819+3845
类星体由于物质落入星系中心的超大质量黑洞而释放出引力能而发出明亮的光芒。从活动星系核（AGN）接收到的辐射的变化在所有波长下进行了研究，揭示了该区域的微小尺寸和为黑洞提供燃料的过程。有些活动星系核在可见光波段和较短波长上是可变的，并显示出数年甚至数十年的射电爆发。这些活动星系核通常也显示出更快的无线电波长变化（日内变化，IDV），这一直是许多争论的主题。最简单的解释是，快速的射电变化是内在的，这一解释得到了一些光源中光学（内在）和更快的射电变化之间的相关性的支持。然而，这种解释意味着物理上困难的亮度温度，这表明变化可能是由于入射辐射在我们银河系的星际介质中的散射。在这里，我们提出的结果，明确表明，在一个极端情况下的变化是由于星际闪烁。我们还测量了散射物质的横向速度，揭示了太阳系附近令人惊讶的高速等离子体。
2002-01-04 astro-ph
Multi-wavelength Diameters of Nearby Miras and Semiregulars
我们用光学干涉法获得了八颗红巨星在650- 1000 nm波长范围内的多波长可见度曲线。这些观测包括在3.9米英澳望远镜上用MAPPIT（掩蔽孔径平面干涉望远镜）记录的波长色散条纹。我们目前的结果为四个Miras（R车，$o$ Cet，R Hya，R狮子座）和四个半正则变量（R多尔，W Hya，L $_2$ Pup，$γ$ Cru）。除了$γ$ Cru外，所有恒星的角大小都随波长变化。在大多数情况下，发现均匀圆盘模型拟合较差，首选高斯（或其他更锥形的轮廓）。这一点，再加上大多数恒星的表观尺寸向蓝色方向系统性地增加，甚至在红色方向也显示出比预期更大的线性尺寸，所有这些都指向内部环星环境中的尘埃的显著散射。一些恒星显示出不对称的亮度轮廓，而L $_2$ Pup需要一个双组分模型，表明一个不对称的拱星尘埃壳。
2004-02-13 astro-ph
Local Interstellar Matter: The Apex Cloud
几个附近的个人低柱密度星际云已被确定的基础上，在太阳附近的高分辨率CaII观测明显的运动学特征。其中一个小云团，“天鹰座蛇夫座”云，位于太阳顶点方向，距离太阳不到5 pc。这个顶点云的速度矢量被重新评估，在这个速度的组件被发现朝向17颗恒星，距离1- 60秒差距，主要位于银河系的中心半球。顶点云是太阳最有可能遇到的“下一个”星际云的候选者。
2003-05-03 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds. I. Chamaeleon II Observed with MIPS
我们目前的地图超过1.5平方度的Chamaeleon（Cha）II在24，70，和160微米观察斯皮策太空望远镜多波段成像光度计斯皮策（MIPS）和1.2平方度毫米的地图SIMBA的瑞典ESO亚毫米望远镜（SEST）。详细描述了c2 d Spitzer Legacy Team的数据简化管道。超过1500个24微米的来源和41 70微米的来源，检测MIPS通量大于10西格玛。40多个潜在的YSO被确定与MIPS和2 MASS颜色-颜色图和他们的光谱指数，包括两个以前未知的来源与24微米的过剩。我们新的查II SIMBA毫米图显示，只有一小部分气体处于高柱密度的紧凑结构中。MIPS看到的扩展发射与以前的CO观测进行了比较。一些选定的有趣的来源，包括两个检测到在1毫米，与Cha II详细讨论和他们的SED。使用MIPS数据的这些来源的分类被认为是与以前的研究一致。
2005-03-30 astro-ph
The Wavelength Dependence of Interstellar Extinction from 1.25 to 8.0 microns Using GLIMPSE Data
我们在银河平面上，沿l~42和l~284两条视线，在1.25 μ m <λ <8.0 μ m的范围内，测定了星际消光系数与波长的关系A（λ）/A（K），并制成表格。第一个是一个相对静止和不起眼的区域;第二个包含巨大的HII区域RCW 49以及一个与星团和星云无关的“场”区域。这些银河系天体附近的区域由2 MASS在J、H和K波段成像，由斯皮策在3- 8微米成像，用于GLIMPSE遗产计划。我们直接从观测到的恒星的颜色分布中测量了色余比（A（λ）-A（K））/（A（J）-A（K））的平均值。需要两个滤波器之间的消光比，例如A（J）/A（K），以从这些测量的比率计算A（lambda）/A（K）。我们使用沿着我们两条视线的巨星的视JHK星等，并将红化作为星等（距离）的函数来确定A（J）/kpc，A（K）/kpc和A（J）/A（K）。我们的A（λ）/A（K）值显示出在3- 8 μ m波长范围内的平坦化，大致与Lutz 1996年对银河系中心视线的消光测量一致。
2004-10-28 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
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
The Local Bubble, Local Fluff, and Heliosphere
附近星际云的局部气泡、局部绒毛复合体和日光层的性质受到数据和理论的相互约束。扩散辐射场、星际电离、拾取离子和异常宇宙射线群以及星际尘埃的观测和模型将这些区域的物理学联系起来。讨论了局域泡的单超泡和双超泡观点的区别。
1997-10-14 astro-ph
Neutral interstellar hydrogen in the inner heliosphere under influence of wavelength-dependent solar radiation pressure
我们研究了太阳莱曼α线的非平坦形状对中性星际氢在内日球层分布的影响，并评估了这种影响对解释日球层原位测量的重要性。在现有资料的基础上，建立了太阳莱曼α线廓线随太阳活动的演化模型。修改现有的测试粒子代码计算中性星际氢在日光层内的分布，以考虑辐射压力对径向速度的依赖性。经典模型和多普勒模型之间的差异出现在~ 5 AU处，并在1 AU处向太阳方向增加，从几个百分点增加到1.5倍。经典模型高估了密度，除了顺风方向周围的约60度锥体，在那里出现密度赤字。的差异的大小依赖于太阳活动周期的相位，但只有微弱的终止冲击的气体的参数。对于在~ 1AU处进行的中性原子的原位测量，如IBEX计划的那些，将需要考虑多普勒校正，因为这些校正包括局部通量的幅度和方向的几公里/秒和度，如果不考虑这些，将在确定终止激波处的体速度矢量时带来几度和几公里/秒的误差。多普勒校正是相当可观的中性H种群和他们的衍生物进行了几个AU从太阳的原位观测。
2008-04-21 astro-ph
Interstellar Medium Oxygen Abundances of Dwarf Irregular Galaxies in Centaurus A and Nearby Groups
我们目前的光谱的35个H II区域的半人马座A组的8个矮星系的结果。在ESO 272-G 025和ESO 324-G 024中检测到[O III]4363 A，直接氧丰度分别为12+log（O/H）= 7.76 +/- 0.09和7.94 +/- 0.11。对于其余的星系，丰度是使用常见的亮线方法得出的。为了比较星系群环境对矮星系的影响，我们还从文献中收集了来自Cen A和Sculptor星系群的其他矮不规则星系的数据。我们已经研究了氧丰度，气体分数，有效化学产额，和潮汐指数之间可能的关系。尽管大的正潮汐指数的一些Cen A矮星在本样本中，有没有明确的分离星系之间的正潮汐指数和星系的光度金属，金属气体分数，和金属潮汐指数图中的负潮汐指数。H I表面质量密度随着正潮汐指数的增加而减小，这在强潮汐遭遇中是预期的。在各自星系群中，氧的丰度或产量与星系的投影距离之间没有明显的趋势。我们还提供了附近三个不规则星系：DDO 47、NGC 3109和六分仪B中13个H II区的光谱。对于DDO 47，H II区SHK 91 No. 18的[O III]4363氧丰度（7.92 +/- 0.06）与最近公布的值一致。对于六分仪B，H II区SHK 91 No.5的[O III]4363氧丰度（7.80 +/- 0.13）与已发表的工作一致，其中O^+丰度完全由[O II] 7320，7330通量确…
2007-01-10 astro-ph
LONG WAVELENGTH OBSERVATIONS OF HIGH GALACTIC LATITUDE DUST
高纬度尘埃的性质引起了河外天文学家和宇宙学家的极大兴趣。本文认为，银河系高纬度星际尘埃的典型温度约为20 K（即是暖尘埃），如果存在冷的高纬度星际尘埃，其毫米波段的辐射小于IRAS观测到的暖尘埃主要成分的5%。因此，IRAS图揭示了输入的高纬度尘埃。关键问题是尘埃的发射率如何与波长成比例。在这个仅有暖尘埃的模型中，毫米波长发射与波长%$λ$（依赖于发射率$ε(λ) \propto λ^{-1.5}$）大致一致。这种依赖性以前在红外线中已经观察到。这里的新建议是，这扩展到毫米波长区域。分子、尘埃和背景研讨会论文集将发表在《行星与空间科学》上
1995-05-03 astro-ph
Modelling interstellar extinction and polarization with spheroidal grains
我们计算了从紫外到近红外的线偏振度与消光比（偏振效率）$P(λ)/A(λ)$的波长依赖性。假设纵横比从$a/b=1.1$到10的扁长和扁圆颗粒是旋转的，并且部分地与顺磁弛豫机制对齐（Davis-Greenstein）。分析了尺寸/形状/取向效应。发现$P(λ)/A(λ)$的波长依赖性主要由颗粒组成和尺寸决定，而$P(λ)/A(λ)$的值取决于颗粒的形状、排列程度和方向。
2008-01-09 astro-ph
UV Opacity in Nearby Galaxies and Application to Distant Galaxies
综述了尘埃不透明度对近星系和远星系辐射的影响。星系内部尘埃的几何分布在决定星系的遮蔽和不透明度的波长依赖性方面起着重要作用。在本地宇宙中，晚期哈勃型星系似乎包含足够的尘埃，因此对遮蔽效应的校正变得重要。这在蓝色和紫外线波长下尤其如此，即在研究大质量恒星和恒星形成过程的波长范围内。多波长观测提供了一个强有力的工具来描述由尘埃引起的红化。一个“配方”是为了消除尘埃变红和恢复紫外线和可见光在恒星形成的星系。
1997-06-12 astro-ph
The Mg II and Lyman-alpha Lines of Nearby K Dwarfs: ISM Components and Flux Measurements
我们分析了本地ISM吸收观察到的莱曼α和镁II H & K线附近的K矮星，使用这些恒星的紫外光谱与戈达德高分辨率摄谱仪上的哈勃太空望远镜。对于六颗恒星中的四颗，我们检测到吸收分量的速度和柱密度与本地星际云（LIC）一致。对于HD 197890，在预期的LIC速度或G云的投影速度上没有观测到任何分量，G云是银河系中心方向上的一个邻近云。同样令人怀疑的是，在HD 82558上看到的两个分量中的任何一个都是LIC或G云吸收。朝向HD 82558（d=18.3 pc）的总H I柱密度极高（log N（H）=19.05 +/- 0.15），代表了通过附近LISM（n（H）=0.2 cm^-3）的任何视线所探测到的最大平均H I密度。这是特别值得注意的，考虑到这颗恒星距离“星际隧道”只有39度，朝向Epperium CMa，那里的柱密度比朝向更远的恒星的柱密度低一个数量级。
2000-07-13 astro-ph
The Structure of the Local Interstellar Medium IV: Dynamics, Morphology, Physical Properties, and Implications of Cloud-Cloud Interactions
我们提出了一个经验动力学模型的本地星际介质的基础上270径向速度测量157视线对附近的恒星。物理参数测量（即，温度、湍流速度、损耗）可用于90种成分，或三分之一的样品，从而能够对LISM云的物理特性进行初步表征。该模型包括15个位于太阳15 pc范围内的暖云，每个云具有不同的速度矢量。我们推导出所有云的投影形态，并估计LISM中温暖的部分电离物质的体积填充因子在~5.5%和19%之间。潜在相互作用云的相对速度通常是超音速的，与加热，湍流和金属耗尽特性相一致。云与云的碰撞可能是造成约1/3 LISM云的结构形态、云沿两个最近云（LIC和G）边界的分布、Mic云的详细形状和加热、附近无线电闪烁屏的位置以及LISM冷云的位置的原因。与先前的说法相反，太阳似乎位于LIC和G云之间的过渡区。
2007-09-27 astro-ph
Interstellar Gas and Star Formation Near the Peculiar Radio Galaxy NGC 4410A
我们提出了新的多波长数据的NGC 4410星系群。这个星系群包含一个奇特的射电星系NGC 4410A，它有一个扭曲的双叶射电结构。NGC 4410A与附近的三个星系有强烈的相互作用，并有一个特殊的环状光学形态，一些发光的H II区域，以及潮汐尾和桥梁，在光学，HI和X射线光中可以看到。引力相互作用影响了该系统的星际物质、恒星形成率和射电瓣。
2000-09-18 astro-ph
Blind Signal Separation Methods for the Identification of Interstellar Carbonaceous Nanoparticles
使用盲信号分离方法（ICA和其他方法）分析天体物理数据仍然是相当未开发的。在本文中，我们提出了一种新的方法来分析星际尘埃的红外发射光谱，获得与美国宇航局的斯皮策太空望远镜，使用FastICA和非负矩阵分解（NMF）。使用这两种方法，我们能够揭示星际空间中存在的三种不同类型的碳纳米颗粒的源光谱。然后，这些光谱可以构成银河系和附近星系星际尘埃中红外发射光谱解释的基础。我们还展示了如何使用这些提取的光谱来获得这些纳米粒子的空间分布。
2007-09-27 astro-ph
Connecting Gas Dynamics and Star Formation Histories in Nearby Galaxies: The VLA-ANGST Survey
近年来，HST彻底改变了附近星系中恒星形成的领域。由于它的高角分辨率，现在已经有可能在几角秒的尺度上构建单个恒星星族的恒星形成历史，范围可达~ 6亿年。这种方法将被应用到ANGST星系，一个大型的HST体积有限的调查，以映射星系的距离为3.5-4.0 Mpc（不包括本星系群）。ANGST样品目前正在VLA-ANGST（一个已批准的大型VLA项目）的背景下进行中性原子氢（HI）的高分辨率~ 6 "VLA观测。的VLA分辨率是很好地匹配的空间分辨恒星形成历史地图。ANGST和VLA-ANGST数据的结合将提供一种新的，有前途的方法来研究星系演化的基本领域，如恒星形成的触发，大质量恒星到星际介质的反馈，以及星际介质的结构和动力学。
2008-05-29 astro-ph
Neutral interstellar hydrogen in the inner heliosphere under the influence of wavelength-dependent solar radiation pressure
随着日光层任务的大量详细结果以及第一个IBEX任务的出现，我们已经进入了精确日光层研究的时代。这些数据的解释需要精确建模，并定量考虑二阶效应。研究了太阳Ly-alpha线的非平坦形状对中性星际H在内日球层分布的影响。基于现有的数据，我们（i）构建了一个模型的演变与太阳活动的太阳Ly-alpha线轮廓，（ii）修改现有的测试粒子代码用于计算中性星际H的分布在内日光层，使它考虑到径向速度的辐射压力的依赖关系，和（iii）比较新旧版本的结果。经典模型和多普勒模型之间的差异出现在~5和~3 AU之间，并在1 AU处向太阳方向增加，从几个百分点增加到1.5倍。经典模型高估了除下风方向约60度锥外的所有地方的密度，在那里出现了密度赤字。差异的大小明显地取决于太阳活动周期的相位，但仅微弱地取决于终止激波处气体的参数。对于在~1 AU处进行的中性原子的原位测量，需要考虑多普勒校正，因为这些修改包括分别以几公里/秒和几度的速度改变局部通量的幅度和方向，如果不考虑这些因素，将引入几公里/秒和几度的误差。在确定终止激波处体速度矢量的幅度和方向时，会产生几公里/秒和几度的误差。
2008-12-04 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds. XI. Lupus Observed With IRAC and MIPS
我们提出了c2 d斯皮策/IRAC观测的狼疮I，III和IV暗云，并结合光学和近红外和c2 d MIPS数据进行讨论。根据斯皮策的数据，新的样本包含159颗恒星，比以前的大4倍。它主要由低质量和极低质量的恒星组成，其完整性可达M $\approx$ 0.1 M $_\odot$。我们发现30- 40%的二进制与100至2000 AU之间的分离没有明显的影响，在磁盘属性的成员。绝大多数天体是II类或III类天体，只有20个（12%）是I类或平坦光谱源。磁盘样本是完整的“碎片”一样的系统，在恒星小到M $\approx$ 0.2 M $_\odot$，并包括亚恒星物体与较大的红外线过剩。狼疮的椎间盘部分为70 - 80%，与1 - 200万年的年龄一致。然而，年轻的人口包含20%的光学厚的吸积盘和40%的相对较小的耀斑盘。越来越多的各种各样的内盘结构被发现为更大的内盘间隙相等的磁盘质量。狼疮III是最集中的人口和丰富的，其次是狼疮I的结构和狼疮IV，在那里一个非常高的密度的核心，几乎没有恒星形成activity-found. We估计恒星形成率在狼疮2 - 10 M $_\odot$百万年$^{-1}$和恒星形成效率的百分之几，显然与相关的云质量。
2008-03-10 astro-ph
Evidence for a High Carbon Abundance in the Local Interstellar Cloud
本地星际云（LIC）的性质是高度约束的组合，在现场日光层和视线数据对附近的恒星。我们提出了一个新的解释的LIC组件的吸收线数据对AM-CMa的基础上，最近的原子数据，包括新的速率的Mg+到Mg 0的双电子复合率，并使用在日光层内的中性氦的温度和密度的原位测量。有了这些数据，我们能够对LIC中的气相碳丰度进行有趣的限制。如果C/S丰度比为太阳能，~20，则对于N（Mg I）、N（Mg II）、N（C II）和N（C II*）数据不存在同时解。结合柱密度和原位数据，丰度比A（C）/A（S）= 47 + 22 - 26。我们发现，最可能的气相C丰度是在400至800 ppm的范围内，下限为~330。我们推测，这样的超太阳丰度可能是通过破坏分离的尘埃颗粒而出现在LIC中的。类似的增强的C/H比在非常低的柱密度物质（N（H）< 10^19 cm^-2）中也可以看到，朝向几颗邻近的恒星。
2006-09-12 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds.X. The Chamaeleon II Pre-Main Sequence Population as Observed With IRAC and MIPS
我们讨论了IRAC和MIPS c2 d斯皮策遗产相结合的调查观测和补充的光学和近红外数据的变色龙II（Cha II）暗云的结果。我们在~1.75平方度的地图区域内对Cha II的年轻人口进行了普查，并研究了云成员和候选主序前（PMS）物体及其周物质的空间分布和性质。通过对PMS天体和候选天体的体积密度的分析，我们发现了两个紧密的天体群，它们的体积密度高于25太阳质量/立方秒差距，每个天体群有5-10个成员。这些群体在空间上与高度灭绝的地区有很好的相关性。对于间距在0.8”和6.0”之间的物体，观察到的多重性分数约为13%。利用同伴论文中的质量和年龄结果，我们估计恒星形成效率比Cha I低1-4%。这可能意味着变色龙星云中不同的恒星形成活动反映了不同的恒星形成历史。我们还发现，Cha II云每百万年将6-7个太阳质量转化为恒星，这与其他c2 d云中的恒星形成率相比是低的。另一方面，我们估计在Cha II中的70-80%的盘分数远高于其他恒星形成区域，并表明该云中的人口主要由具有活跃吸积的物体组成。最后，讨论了Cha II外流，特别是关于发现一个新的赫比格-哈罗外流，HH 939，由经典的金牛座T星Sz 50驱动。
2008-02-11 astro-ph
The Origin of Radio Scintillation In the Local Interstellar Medium
我们研究了三个类星体射电源（B1257-326，B1519-273，和J1819+385），显示大幅度的日内和年闪烁变化所产生的地球的运动相对于位于太阳的几个秒差距内的被动散射屏幕。我们发现，这些源的视线通过部分电离的温暖的星际云的边缘，两个或更多的云可能会相互作用。从这些云的气流矢量，我们发现，这些云的相对径向和横向速度是大的，可以产生的湍流，是负责观察到的闪烁。对于所有三条视线，附近温暖的本地星际云的流速与无线电闪烁信号的横向流动的拟合是一致的。
2007-11-07 astro-ph
The H$α$ Halo Distribution of 10 Nearby Planetary Nebulae based on the SHASSA Imaging Data
在这里，我们提出了我们的搜索广泛的光环周围的行星状星云（PNE）在我们的银河系的基础上从南H-阿尔法巡天图集（SHASSA）的成像数据的初步结果。使用H $α$发射中的阈值表面亮度来帮助识别PNe的空间扩展特征。我们调查了一个样本，其中包括10 PNE，其中大部分被发现是由广泛的外晕包围。这些晕的形成可能与AGB相质量损失和/或恒星外流与星际介质的相互作用密切相关。这些外晕大部分都是近似球形的。对He 2-111和NGC 3242等特定天体的详细研究表明，它们的运动学年龄约为10 $^{5}$ yr，质量损失历史可追溯到其前身星演化的AGB晚期。来自样本的两个物体（He 2-111，NGC 3242）被发现有带有碎片弧的外晕，这显然是它们与星际介质相互作用的结果。
2007-12-17 astro-ph
GMRT Observations of Interstellar Clouds in the 21cm line of Atomic Hydrogen
具有高随机速度（|v| >/= 10 km/s）的附近星际云虽然在NaI和CaII谱线上很容易探测到，但迄今为止在HI 21 cm谱线上还没有探测到（发射或吸收）。在这里，我们描述了深巨米波射电望远镜（GMRT）HI吸收观测到的无线电源与明亮的O和B星的光谱显示存在的高随机速度钙吸收云的小角间距。在搜索的14个方向中的5个方向上，我们从这些云中检测到HI 21 cm吸收特征。这些探测的平均光学深度为~ 0.09，半高宽为~ 10 km/s，与CNM云的吸收一致。
2001-03-17 astro-ph
On the mixing rules for interstellar inhomogeneous grains
本文用${\rm m_{incl}=3.0+4.0i, 2.0+1.0i, 2.5+0.0001i}$和${\rm m_m=1.33+0.01i}$计算了含有3种夹杂物的非均匀双组分晶粒的有效折射系数，夹杂物体积分数从0%到50%，波长${\rmλ}$ =0.5，1.0，2.0和5.0 ${\rm μm}$。这些晶粒的消光系数已使用离散偶极子近似（DDA）计算。用同样的方法计算了由基体材料和随机嵌入的夹杂物组成的晶粒在不同夹杂物体积分数下的消光系数。两种模型的颗粒材料的消光系数的比较，可以选择最好的混合规则的混合物。对于${\rm m_{incl}}$ =2.0+1.0i和2.5+ 0.0001 i的夹杂物，Lichtenecker混合规则在整个波长范围内和夹杂物体积分数从0到50%之间都得到了最佳拟合。在${\rm m_{incl}=3.0+4.0i}$的情况下，对整个波长范围和0至50%夹杂物体积分数的拟合不是很显着，但Hanai规则获得了最佳结果。对于夹杂物的体积分数从0到15%的瑞利和麦克斯韦-加内特混合规则的整个波长范围内获得了一个非常好的拟合。
2004-10-28 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
Structure and Stability of Phase Transition Layers in the Interstellar Medium
分析了平行平面几何中连接冷中性介质和暖中性介质的过渡层（或锋面）的结构和稳定性。这种锋面出现在最近的热膨胀星际介质的数值模拟中。根据周围的压力，锋面变成蒸发锋面或凝结锋面。在长波长和短波长近似下进行稳定性分析。我们发现，平行于平面的蒸发锋是不稳定的波纹变形下，而凝结锋似乎是稳定的。这种不稳定性类似于燃烧前沿的Darrieus-Landau不稳定性。不稳定性的增长率是成比例的蒸发流的速度和波长远长于厚度的前的模式的λ波数，它被抑制在尺度近似等于厚度的前。不稳定性的时间尺度小于暖中性介质的冷却时间尺度（$\sim 1$ Myr），并且可以与冷中性介质的冷却时间尺度（$\sim 0.01-0.1$ Myr）一样小。因此，这种不稳定性应该是驱动星际湍流的过程之一。
2006-10-26 astro-ph
The Photophysics of the Carrier of Extended Red Emission
星际尘埃中含有一种成分，它通过发射540至950 nm波长范围内的宽的非结构化光带来揭示其存在，称为扩展红色发射（ERE）。星际尘埃和紫外光子的存在是ERE发生的两个必要条件。这是将ERE归因于能够光致发光的星际尘埃成分的建议的基础。在这项研究中，我们收集了所有已发表的ERE观测与绝对校准光谱的星际环境中，紫外光子的密度可以可靠地估计。在每种情况下，我们确定了带积分的ERE强度，在ERE带中的峰值发射波长，以及吸收的紫外光子对ERE的贡献的效率。数据表明，辐射不仅驱动的ERE，预期的光致发光过程，但修改的ERE载体表现为系统的增加，在ERE频带的峰值波长和一般的光子转换效率的降低，随着密度的增加，占主导地位的激发辐射。ERE的整体光谱特性和所观察到的高量子效率的ERE过程是目前最好的匹配最近提出的硅纳米粒子（SNP）模型。使用实验建立的事实，即半导体纳米粒子的电离淬灭其光致发光，我们继续测试SNP模型，通过开发一个定量模型的激发和电离平衡的SNP在星际条件下的辐射场密度范围很广。
2001-09-26 astro-ph
A search for possible interactions between ejections from GRS 1915+105 and the surrounding interstellar medium
我们已经观察到围绕第一个发现的银河系超光速源GRS 1915+105的扩展区域，寻找该物体的相对论喷出物和星际介质之间相互作用的证据。我们发现两个射电源沿GRS 1915+105的亚弧秒相对论喷出物轴对称排列，距离它大约17'，这与发光的IRAS源19124+1106和19132+1035相吻合。我们已经观察到这些源在厘米（VLA），毫米（IRAM 30米），和红外（ISO，UKIRT，ESO/MPI 2.2米）波长的线和连续辐射。在厘米波长的非热喷流沿流出轴对齐的功能位于邻近的南部源的内边缘。强烈的密度增强被发现在毫米示踪剂CO和H13 CO+在两个源的位置和一些形态是令人想起冲击类相互作用，但是，线宽是窄的。在红外波段，在南源观测到强的氢复合线和弱的分子氢线。我们讨论这些结果作为可能的证据的追捧的相互作用，无论是在正在进行的冲击加热的地区，并在他们的冲击诱导恒星形成的位置。每一个证据都是不确定的。X射线双星SS 433的相对论喷流与星际介质相互作用的W 50部分的毫米线映射显示出与GRS 1915+105大致相似的形态，这表明在IRAS源处观察到的现象对于如此长距离的相互作用可能并不罕见。
2000-11-15 astro-ph
Interstellar Scintillation of the Polarized Flux Density in Quasar, PKS 0405-385
对1996年观测到的PKS 0405-385类星体的射电通量密度和偏振的显著快速变化进行了相关分析，并由此导出了特征时间尺度和振幅。这些变化被解释为星际的扰动。厘米波长的观测是在弱闪烁制度的各种自相关和交叉相关的斯托克斯参数的模型推导和拟合的观测。这些都很好地模拟了星际闪烁（ISS）的30 × 22微作为源，约180度旋转的偏振角沿其长尺寸。这一成功解释了显着的日内变化（IDV）的偏振证实，国际空间站引起的IDV在这个类星体。然而，根据电离星际介质的标准模型（IISM），这种拟合要求发生在离地球更近的地方。在3-30秒差距的距离范围内的散射需要解释的意见。相关的源模型有一个峰值亮度温度接近2.0 10^{13}K，这是约25倍小于以前推导出的这个源。这就降低了相对论性喷流中隐含的多普勒因子，推测其应负责10-20，高，但刚好与活动星系核（AGN）中多普勒因子的厘米波长VLBI估计相一致。
2002-08-15 astro-ph
