HI 21cm-line observations with the GMRT towards interstellar clouds previously seen in optical absorption
我们已经取得了HI 21厘米线吸收测量使用GMRT对15个方向的银河系中，这是已知的高随机速度云中看到的光学吸收线的CaII和NaI。对于第一次，在这15个方向中的6个，我们检测到HI吸收功能对应的高随机速度的光学吸收线。这些检测的平均光学深度约为0.08。
2000-04-11 astro-ph
On the Absorption of X-rays in the Interstellar Medium
我们提出了一个改进的模型，用于在ISM中的X射线的吸收，旨在与来自未来的X射线任务的数据，具有更大的有效面积和增加的能量分辨率，如钱德拉和XMM，在100 eV以上的能量范围。与以前的工作相比，我们的形式主义包括最近更新的光电离截面和修订的丰度的星际介质，以及星际颗粒和H2分子的治疗。我们回顾了这些更新背后的理论和观测动机，并提供了一个子程序的X射线光谱分析程序XSPEC，结合我们的模型。
2000-08-28 astro-ph
Interstellar X-ray Absorption Spectroscopy of Oxygen, Neon, and Iron with the Chandra LETGS Spectrum of X0614+091
我们发现解决星际O-K，Ne-K和Fe-L吸收光谱的钱德拉低能量透射光栅光谱仪光谱的低质量X射线二进制X 0614 +091。我们测量了O和Ne的柱密度，并发现了星际O化学态的直接光谱约束。这些测量可能探测到一个低密度的视线通过银河系，我们讨论的结果，我们的知识的背景下，星际物质的性质之间的区域的旋臂。
2000-08-22 astro-ph
The interstellar clouds of Adams and Blaauw revisited: an HI absorption study - II
在前一份文件（文件I），我们提出了HI吸收光谱对射电源非常接近的视线对25个明亮的恒星对光学吸收光谱已获得较早。本文对结果进行了分析并得出了一些结论。简而言之，在大多数情况下，我们发现HI吸收的速度与光学吸收特征相对应，前提是速度< 10 km/s。在较高的速度，我们没有检测到任何HI吸收下降到光学深度限制为0.1（除了在四种情况下，我们归因于气体在系统运动，而不是云在随机运动）。在讨论了各种情况之后，我们认为这种趋势也许应该从高速星际云被膨胀的超新星遗迹加速、加热和烧蚀的角度来理解。
1999-04-19 astro-ph
VHE gamma ray absorption by galactic interstellar radiation field
采用最近的银河系星际辐射场的计算，我们计算了来自银河系源的甚高能γ射线的衰减。由于新的计算结果，银河系中心附近的红外辐射背景非常强烈，我们的计算结果表明，高能γ射线谱的截止开始于约20 TeV，对于50 TeV的γ射线，截止达到约10%。
2005-08-14 astro-ph
The interstellar oxygen-K absorption edge as observed by XMM-Newton
XMM卫星上的反射光栅光谱仪（RGS）的高分辨率X射线光谱被用来解决氧K吸收边。通过结合低消光源和高消光源的光谱，可以将观测到的吸收边分裂为真星际消光（ISM）和仪器吸收。详细的ISM边缘结构密切遵循的边缘结构的中性氧理论R-矩阵计算得出。然而，理论边缘的位置需要波长偏移。此外，还给出了详细的仪器RGS吸收边结构。所有的结果进行了验证，比较钱德拉LETG-HRC观测的一个子集。
2003-04-15 astro-ph
HI absorption from the central kpc of radio galaxies: effect of orientation or interstellar medium?
本文综述了射电星系中HI吸收的最新研究成果。结果表明，吸收可以是由于各种各样的现象，以及它们如何帮助我们了解更多的活动星系核内和周围发生的事情。
2001-07-26 astro-ph
Variable Interstellar Absorption toward the Halo Star HD 219188 - Implications for Small-Scale Interstellar Structure
在过去的10年里，在v_sun ~ -38 km/s处，晕星HD 219188出现了强烈的窄Na I吸收;在过去的三年里，这种吸收继续加强，增加了2-3倍。由于HD 219188的自行速度为13质量/年，Na I探测器的长度尺度变化为2-38 AU/年，视线似乎进入/穿过一个相对寒冷、静止的中速（IV）云。1994-1995年用HST GHRS获得的紫外光谱表明，当时取样的IV云部分的N（H_tot）约为4.8 X 10^{17} cm^{-2}，"晕云“耗尽，n_H约为25 cm^{-3}，n_e约为0.85-6.2 cm^{-3}（如果T约为100 K）。相对较高的电离分数（n_e/n_H >~ 0.034）意味着氢必须是部分电离的。N（Na I）/N（H_tot）比值非常高;在这种情况下，Na I的变化并不意味着大的局部压力或密度。
2001-03-12 astro-ph
The Strengths of Near-Infrared Absorption Features Relevant to Interstellar and Planetary Ices
行星环境中冰的丰度历来是通过测量近红外吸收特征（λ = 1.0-2.5微米）获得的，而对星际介质中存在的物质进行近红外透射测量正变得越来越普遍。对于透射测量，必须知道吸收特征的带强度（或吸收强度），以便确定冰组分的柱密度。在这里提出的实验中，我们已经测量了近红外吸收功能的几个分子的带强度相关的星际冰粒地幔和冰冷的行星体的研究：CO（一氧化碳），CO2（二氧化碳），C3 O2（低氧化碳），CH 4（甲烷），H2O（水），CH 3OH（甲醇），和NH3（氨）。在真空沉积过程中，近红外特征的大小与所研究的中红外特征的强度是众所周知的，从以前的冰研究。这些数据可用于从观测到的星际和行星物质的近红外光谱中确定冰的丰度，或预测在天体物理环境中对这些分子进行光谱搜索时近红外特征的大小。
2005-02-16 astro-ph
Hydrogen wall and heliosheath Lyman-alpha absorption toward nearby stars: possible constraints on the heliospheric interface plasma flow
本文研究了日球Ly- $α$在不同视线方向上对邻近恒星的吸收。我们使用的Baranov-Malama模型的太阳风与两个组件（带电组件和H原子）星际介质的相互作用。星际原子动力学描述的模型。该代码允许我们将日光层吸收分为两个分量，分别由氢壁和日鞘区域中的H原子产生。我们研究了太阳层吸收对假设的星际质子和H原子数密度的敏感性。这些理论结果与哈勃太空望远镜观测到的六颗邻近恒星的星际吸收进行了比较。
2002-07-05 astro-ph
Interstellar absorption lines in the spectrum of the starburst galaxy NGC 1705
我提出了一个GHRS档案研究的星际吸收线的视线HI丰富的星暴矮星系NGC 1705，在1170至1740 A的范围内，在~ 120公里/秒的分辨率。光球谱线的吸收特征与星际谱线明显不同。星际谱线由LSR速度为-20、260和540 km/s的三个相对较窄的部分组成，包括中性原子、单电离原子和高电离态原子的吸收。本文的分析包括（1）所有大于3 σ显著性的星际吸收特征及其测量的等效宽度的列表;（2）各种原子种类的谱线图以及对观测数据的非线性最小二乘拟合轮廓的结果;（3）来自Wakker & van Woerden巡天的未发表的21厘米图，显示了大的在NGC 1705视线和高速云HVC 487附近区域的尺度HI分布。此外，我报告弱NI 1200 A三重吸收的超壳层组件，这意味着在没有尘埃耗尽和电离校正的低N丰度。超壳层的低氮丰度与核合成富集的解释一致，即延迟的“初级”氮产生，中心超巨星星团NGC 1705-1的年龄估计为10 - 20 x 10^6年（Heckman和Leitherer，1997），以及Sahu和Blades（1997）报告的Fe丰度不足。
1998-06-01 astro-ph
The Magnificent Seven in the dusty prairie -- The role of interstellar absorption on the observed neutron star population
壮丽七星都是通过它们特殊的软X射线光谱和高X射线与光通量的比率而被发现的。他们都被认为是附近的来源。寻找类似的中子星与更大的距离，人们预计更大的星际吸收导致更硬的X射线同行。目前的星际吸收处理取决于所选择的元素丰度和散射截面以及星际介质的三维分布。在讨论了这些因素之后，我们使用Lallement等人2003年对局部气泡的全面3D测量来构建氢柱密度的3D分布的两个简单模型。我们使用一组已知距离的软X射线源来测试这些模型。最后，我们讨论了可能的应用距离估计和人口合成研究。
2006-09-11 astro-ph
High-Resolution X-ray Spectroscopy of the Interstellar Medium II: Neon and Iron Absorption Edges
利用钱德拉X射线天文台上的高能透射光栅光谱仪（HETGS）对9个X射线双星的氖K壳层和铁L壳层星际吸收边进行了高分辨率光谱测量。我们发现，铁的吸收是很好的拟合的金属铁的横截面的实验测定，虽然有轻微的波长漂移~20 mA。氖的边缘区域是最好的拟合模型，包括中性氖的边缘和三个高斯吸收线。我们确定这些线是由于从Ne II，Ne III和Ne IX的1 s-2 p跃迁。正如我们在氧边缘研究中发现的那样，中性和低电离线的理论预测都需要~20 mA的位移才能与我们的数据相匹配。结合我们早期的氧边缘研究，我们发现最适合的O/Ne比为5.4+/-1.6，与标准的星际丰度一致。我们的最佳拟合Fe/Ne比为0.20+/-0.03，明显低于星际值。我们将这种差异归因于铁元素在星际介质中耗尽成尘埃颗粒。我们在ISM中首次测量了氖的电离分数。我们发现Ne Ⅱ/Ne Ⅰ ~ 0.3和Ne Ⅲ/Ne Ⅰ ~ 0.07。这些数值比已知的星际氦离子化的预期值要大。对于Ne IX，我们的结果证实了银河系热电离星际介质的检测。
2006-05-26 astro-ph
Spatial Variability in the Ratio of Interstellar Atomic Deuterium to Hydrogen. I. Observations toward delta Orionis by the Interstellar Medium Absorption Profile Spectrograph
研究不同天体物理学地点的氘丰度对于回答大爆炸核合成过程中产生了多少氘以及后来有多少氘被破坏的问题至关重要。考虑到这一点，我们在ORFEUS-SPAS II任务中使用了星际介质吸收剖面摄谱仪（IMAPS），以4 km/s（FWHM）的波长分辨率观测了delta Ori A光谱中星际原子氘产生的L-delta和L-delta吸收特征。卡方分析表明，在90%的置信水平下，0.96 < N（DI）< 1.45e15 cm^{-2}，气体的温度约为6000 K。为了获得确定D与H原子比所需的N（H I）的准确值，我们测量了IUE档案中57个δ Ori光谱中的L-α吸收特征。根据我们对N（H I）= 1.56e20 cm^{-2}的测量，我们发现N（D I）/N（H I）= 7.4（+1.9，-1.3）e-6（90%置信度）。我们对D/H的结果与沿着其他视线的更一般的发现形成对比，即D/H约为1.5e-5。猎户座A三角洲的D丰度不足，并不伴随着相对于H的N或O丰度过剩，这是人们可能会预料到的，如果气体受到比平常更多的恒星加工的话。
1999-01-28 astro-ph
A search for Interstellar absorptions towards Sgr dSph
我们用8.2 m Kueyen VLT望远镜的UVES光谱仪高分辨率观测到了Sgr矮球状星团的12颗巨星和与其相关的球状星团Terzan 7的3颗巨星的Na I D1、D2星际吸收线。这些恒星并不是分析星际（IS）吸收线的理想背景源，因为它们是在恒星丰度研究的框架中观察到的。然而，它们足够明亮，可以在大约43000的分辨率下获得适当的S/N比，即~7 km/s，这允许进行探索性研究。我们探测到了两组不同的IS反射，一组是径向速度从-43公里/秒到50公里/秒的“本地”组，另一组是径向速度从150公里/秒到165公里/秒的高速组。可能的高速成分是由于气体落在Sgr dSph上，因为只有在天空中相隔1.5'的2颗恒星中观察到。我们认为，观察表明汽提由于通过银河系盘的Sgr通道。
2005-01-03 astro-ph
Consequences of Interstellar Absorption for Models of Anomalous X-ray Pulsars
我们研究了强磁化中子星（NS）的热辐射特性。特别是，我们表明，能量积分通量的脉动幅度是一个增加的函数的吸收柱密度的源。这对于将反常$X$射线脉冲星（AXP）解释为具有高磁场的冷却中子星尤为重要。我们表明，在这些对象中观察到的高脉动振幅与冷却模型是一致的，如果考虑到这些源的大量吸收。我们还表明，冷却模型意味着推断半径的发射区域的顺序上的$\sim 5-6$倍小于实际NS半径，再次与观察。
2000-06-20 astro-ph
High-Resolution X-ray Spectroscopy of the Interstellar Medium: Structure at the Oxygen Absorption Edge
（简称）利用钱德拉星载HETGS高分辨率光谱仪对7颗X射线双星的氧K壳层星际吸收边进行了测量。利用最亮光源作为模板，我们找到了2个吸收边和5条高斯吸收线的最佳拟合模型。所有这些特征都可以用最近对中性和电离的原子氧的K壳层吸收的预测来解释。我们确定的K α和K β吸收线从中性氧，以及S=3/2的吸收边。由于与仪器特征重叠，在这些数据中未检测到预期的S=1/2边缘。我们还确定了单和双电离氧的K α吸收线。OI K α吸收线被用作基准，以调整绝对波长尺度的吸收截面的理论预测。我们发现，需要30-50 mA的移位，与之前注意到的理论与实验室测量的比较差异一致。在以前的研究中建议，从灰尘或分子成分的显着的氧功能，不需要我们的HETGS光谱。有了这些光谱，我们就可以开始测量ISM的大尺度性质。我们将中性线的速度色散限制在<200 km s^{-1}，这与其他波长的测量结果一致。我们还首次在ISM中测量了氧的电离分数。我们将OII/OI的星际比限制为~0.1，OIII/OI的比限制为<0.1。
2004-05-21 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
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
Atomic and molecular interstellar absorption lines toward the high galactic latitude stars HD~141569 and HD~157841 at ultra-high resolution
利用3.9米英澳望远镜（AAT）和超高分辨率设备（UHRF）获得了两颗高银纬恒星HD 141569和HD 157841的NaI D1、D2、Ca II K、KI和CH的星际吸收光谱，其分辨率为0.32 km/s。我们比较了我们的数据与21厘米观测莱顿/Dwingeloo HI调查。我们推导出的速度结构，柱密度的云所代表的各种组件和识别的云与ISM结构在该地区看到的其他波长。我们进一步推导出这些云的丰度，线性贫化和H2分数丰度，只要有可能。对于HD 141569，我们在我们的UHRF光谱中检测到两个分量：一个在-15 km/s处的弱，宽的分量，仅在CaII K吸收中看到，另一个在0 km/s处的分量，在NaI D1，D2，Ca II K，KI和CH吸收中看到。在HD 157841视线的情况下，在我们的UHRF光谱中，在NaI D1、D2、Ca II、K、KI和CH吸收中总共看到6个分量。这6种成分中的2种仅见于单一物种。
1998-03-31 astro-ph
H_2 absorption in a dense interstellar filament in the Milky Way halo
利用远紫外光谱探测卫星（FUSE）观测的数据，研究了大麦哲伦星云（LMC）Sk-68 80（HD 36521）方向的中速云（IVC）中H_2和金属的星际吸收。在这个IVC中，在径向速度v=+50 km/s的条件下，在30条谱线上检测到H_2的Lyman和Werner吸收。我们得到了log N（H_2）=16.6（0.5）的总对数H_2柱密度和很低的多普勒参数b= 1.5km/s。考虑到OI柱密度（log N（OI）=14.8（0.1））意味着中性气柱密度非常低，约为10^{18} cm^-2（假设太阳氧丰度），分子物质在这片云中的存在是令人惊讶的。如果H_2柱密度代表了它在形成-解离平衡中的丰度，那么数据就意味着分子气体存在于体积密度约为800 cm^-3、厚度仅为41天文单位（AU）的小而致密的细丝中。分子丝可能对应于在高分辨率光学数据、HI 21 cm吸收和CO发射中观察到的弥散星际介质中的微小尺度原子结构（TSAS）。
2003-05-01 astro-ph
Probing the Interstellar Medium using HI absorption and emission towards the W3 HII region
本文给出了W3-HII复合体的HI谱，并用它来探测银河系的结构和我们与该区域之间的星际介质状况。光谱的整体形状与双臂螺旋激波模型的预测一致，其中在-40 km/s至-50 km/s范围内发现的气体已经从其旋转曲线速度加速了约20 km/s。自旋温度约为100 K的本地臂气体，低于发现在以前的，类似的研究对DR 7。对于臂间区域，发现300 K量级的值，这意味着冷中性介质的填充因子可以忽略不计（<< 1%）。一些速度接近-40 km/s的吸收气体被证实与HII区有关。
1999-01-29 astro-ph
Spatial Variability in the Ratio of Interstellar Atomic Deuterium to Hydrogen. II. Observations toward Gamma2 Velorum and Zeta Puppis by the Interstellar Medium Absorption Profile Spectrograph
为了测量星际氘原子丰度，我们使用星际介质吸收剖面摄谱仪（IMAPS）在930-1150 A的波长范围内获得γ 2 Vel和zeta Pup的光谱，分辨率为80，000。在两条视线的Ly-delta和Ly-Gamma剖面以及zeta Pup的Ly-gamma剖面中，星际D I特征被解析并与星际H I干净地分离。使用从在较高S/N下记录的IMAPS谱中的几条NI线导出的速度模板来模拟DI剖面。为了找到最佳的D I列密度，我们最小化卡方模型D I配置文件，不仅包括作为一个自由参数的N（D I），但也可以改变的系统误差的几个潜在来源的影响。对于这两颗星，H I柱密度通过分析大量的IUE高色散光谱中的Ly-alpha吸收曲线来测量。最终我们发现，γ 2 Vel的D/H = 2.18（+0.36，-0.31）e-5，zeta Pup的D/H = 1.42（+0.25，-0.23）e-5，这些值与论文I中导出的δ Ori的D/H值形成了明显的对比（所述误差为90%置信限）。显然，在ISM中的原子D/H比，平均超过250至500 pc的路径长度，表现出显着的空间变异性。此外，D/H的变化似乎与N/H无关。在标准大爆炸核合成的框架内，在γ 2 Vel附近发现的大D/H值相当于宇宙重子密度Ω_B h ^2 = 0.023（+-0.002），我们认为这是一个上限，因为没有对恒星中氘的破坏进行修正。
2000-07-17 astro-ph
Polarization of absorption lines as a diagnostics of circumstellar, interstellar and intergalactic magnetic fields: Fine structure atoms
原子基态精细结构子能级的相对布居数受各向异性辐射通量引起的辐射跃迁的影响。这导致原子角动量的排列。在星际和星系间介质的观测结果方面，这导致了吸收线的偏振。本文考虑了产生这种效应的必要条件，并计算了几个天体物理学上重要的原子和离子在任意方向的磁场下的多个上、下能级对a）光抽运源，b）观测方向，c）吸收源的极化。我们还考虑了一个天体物理学上重要的“简并”的情况下，当源的光泵浦与吸收辐射的源相一致。我们提出的解析表达式，涉及的线性偏振度和强度的吸收相对于泵浦源，吸收辐射的源，和观测的方向的磁场的3D取向。我们讨论了如何所有这些参数可以确定通过同时观测几个吸收线，并建议图形的手段，在实际的数据解释是有帮助的。我们证明了吸收线偏振的研究提供了一个独特的工具，研究三维磁场拓扑结构在各种天体物理条件。
2006-11-09 astro-ph
A Na I Absorption Map of the Small-Scale Structure in the Interstellar Gas Toward M15
利用KPNO WIYN望远镜上的DensePak光纤阵列，我们获得了球状星团M15中心27”× 43”Na I D波段的高信噪比阶梯光谱，空间分辨率为4”。在LSR速度为+3 km/s（LISM分量）和+68 km/s（IVC分量）时，光谱表现出明显的星际Na I吸收。在这些尺度上，这两种成分的强度有明显差异。推导出的Na I柱密度在LISM吸收图上相差4倍，在IVC图上相差16倍。假设LISM和IVC云的距离为500 pc和1500 pc，这些地图显示了在这些吸收器中探测到的最小尺度为2000 AU和6000 AU的重要ISM结构的证据。在M15 LISM和IVC地图中观察到的最小尺度的N（Na I）变化通常与以前对双星星际Na I结构的研究中在类似尺度下发现的值相当或更高。在M15地图中观察到的小规模和大规模的Na I功能的物理意义进行了讨论，在H I柱密度的变化，以及在Na电离平衡。
1999-05-27 astro-ph
The ORFEUS II Echelle Spectrum of HD 93521: A reference for interstellar molecular hydrogen
在1996年11月/12月ORFEUS-SPAS飞行任务的第二次飞行期间，主要研究小组和客座研究小组广泛使用了Echelle分光计，作为ORFEUS望远镜的两个焦平面仪器之一。HD 93521的光谱是在这次任务中获得的，总积分时间为1740 s。这个光谱显示出许多尖锐的星际吸收线。我们确定了198条氢分子谱线，其中至少有7条谱线具有高速分量。此外，67条已识别的星际金属线中的大多数都是可见的，具有高速分量。我们目前的图表完整的ORFEUS Echelle光谱表的所有确定的星际吸收线，包括所有14个可检测的HI线。此外，几个确定的恒星线，部分与窄吸收成分，恒星风线在一个单独的表格。
2000-06-21 astro-ph
Absorption and scattering by interstellar dust: XMM-Newton observation of Cyg X-2
本文介绍了对明亮的X射线双星Cyg X-2的XMM-牛顿观测结果。在我们的分析中，我们专注于星际尘埃对X射线辐射的吸收和散射。用CCD探测器EPIC-pn观测到的Cyg X-2周围的散射晕在~7弧分时被很好地探测到，并在1 keV时占总源发射的~5-7%，这取决于所考虑的尘埃尺寸分布模型。第一次空间分辨光谱的散射晕进行。在晕光谱中，我们清楚地检测到星际尘埃元素的特征：O，Mg和Si。晕的光谱模型显示硅酸盐（橄榄石和辉石）的主要贡献。对晕的空间分析表明，尘埃至少在60%的路径上平滑地分布在天鹅座X-2上。在仪器的限制范围内，数据并没有显示出对特定尘埃粒度分布的偏好;即Mathis，Rumpl和Nordsieck（1977年）或Weingartner和Draine（2001年）模型。我们用Mie理论计算了微分散射截面。RGS数据用于研究ISM吸收，特别是氧边缘区域。结合RGS的结果与由晕的EPIC-pn谱提供的尘埃颗粒的信息，我们估计了尘埃被氧吸收的柱密度，前提是它被锁定在硅酸盐颗粒中（删节）。
2005-08-04 astro-ph
Submillimeter water and ammonia absorption by the peculiar z~0.89 interstellar medium in the gravitational lens of the PKS 1830-211 system
利用阿塔卡玛探路者实验望远镜（APEX），在PKS 1830-211引力透镜系统中观测到了正氨和正水分子向红移~0.89吸收星系的转动基态跃迁。我们讨论我们的意见，最近的空间数据的背景下获得的这些线与SWAS和奥丁卫星对银河系的来源。我们发现的共同点，但也显着差异的星际介质中的星系在中等红移和银河系。未来对PKS 1830-211基态氨跃迁的高质量观测，以及反演线数据，将对过去7.2 Gyr的质子与电子质量比的变化产生强有力的约束。
2008-10-16 astro-ph
Chandra Detection of Fe XVII in Absorption: Iron Abundance in the Hot Gaseous Interstellar Medium
热的~10^6 K星际介质（ISM）中的铁贫化水平和气相铁丰度对于理解其能量平衡以及尘埃颗粒的热溅射、冷却和加热过程至关重要。本文报道了钱德拉X射线天文台在低质量X射线双星4U~1820-303的热ISM谱中首次探测到Fe XVII吸收线。通过联合分析该吸收线与来自OVII、OVIII和NeIX离子的吸收线在同一光谱中的吸收线，我们获得了以Anders & Grevesse太阳值为单位的Fe/Ne=0.8（0.4，2.1）的丰度比（90%置信区间）。我们发现，结果是强大的不同假设的气体温度分布。虽然获得的Fe/Ne丰度比存在很大的不确定性，但与太阳值一致，表明很少或没有铁耗尽到尘埃颗粒中，即，大多数或所有的尘埃颗粒都在热ISM中被破坏。
2006-12-08 astro-ph
FUSE Observations of Interstellar and Intergalactic Absorption Toward the X-ray Bright BL Lac Object Mrk 421
本文介绍了对明亮的BL Lac天体Mrk 421的X射线的高质量远紫外光谱探测器（FUSE）在910 - 1187 A的星际和星系间吸收的20 km /s分辨率的观测结果。在这项研究中，我们考虑的O VI吸收之间的-140至165公里/秒和它的关系，较低的电离吸收和强烈的吸收产生的O VII和O VIII在X射线波长。O-VI吸收范围从-140到60 km /s，与强烈的低电离气体吸收有关，起源于银河系厚盘/晕。这个O VI似乎是由多种过程的组合产生的，包括温暖和高温气体之间的导电界面，以及可能冷却的银河喷泉气体和热晕气泡。从60到165 km /s的O VI吸收具有不寻常的电离特性，因为除了C III之外，几乎没有相关的低电离吸收。这种吸收在两颗前景晕星上没有观察到，这意味着它发生在距离银河系盘3.5 kpc更远的气体中。在60至165公里/秒的速度范围内，O VI和C III吸收具有相同的运动学行为。N（O VI）/N（C III）= 10+/-3，速度范围为60至120 km/s。考虑到O VI与C III的关联，高速O VI不太可能与导致O VII和O VIII吸收的较热气体共存。O VI正速度吸收翼可能正在追踪热银河喷泉流出物中夹带的较冷气体。钱德拉和XMM-牛顿观测到的O VII和O VIII吸收可能是在高度延伸（~100 kpc）的银河日冕中的热气或本星系群中的热气。
2004-12-15 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
Dependence of Heliospheric Lyman-alpha Absorption on the Interstellar Magnetic Field
我们使用新开发的三维动力学MHD模型的日光层预测日光层H I莱曼α吸收的各种视线。这些预测与哈勃太空望远镜的实际莱曼α光谱进行了比较，其中许多已经产生了以前的日光层吸收检测。我们发现，由模型预测的吸收弱的影响，由两个大小和方向的假设ISM磁场。B=1.25-2.5微高斯和相对于ISM气流逆风方向α =15-45度角的模型通常提供与数据的最佳拟合，但是莱曼-α吸收对许多模型输入参数的敏感性使得难以完全表征数据所允许的参数空间区域。我们还使用模型来评估在何种程度上由ISM场引起的日光层不对称性应该是明显的莱曼α吸收。相对于ISM流矢量倾斜的ISM场导致氢壁和日鞘中的方位角不对称，但只有日鞘不对称产生潜在的可检测到的莱曼α吸收不对称;然后仅在顺风方向，其中与数据的比较由于很少的实际吸收检测和不足的模型网格范围而变得复杂。
2007-01-09 astro-ph
The interstellar medium towards the Ara OB1 region
我们提出了高分辨率（R ~ 4 km/s）的吸收测量的NaI和CaII的星际线测量对14个早型恒星的距离123 pc - 1650 pc，位于方向的Ara OB 1星团。谱线轮廓可以大致分为四个不同的吸收组分速度组，我们试图确定这些星际特征的起源和距离。对于吸收速度范围为-10 km/s < V_helio < +10 km/s的气体，我们可以识别出在银河系方向上100 - 485 pc之间的Lupus-Norma星际空腔中的局部气体吸收介质。在距离570-800秒差距的恒星上探测到速度范围为-20 km/s < V_helio < +20 km/s的气体。我们在Vhelio ~ -15 km/s处发现了一个广泛分布的星际特征，其膨胀的HI壳层称为GSH 337+00-05，现在位于~530 pc的距离处。
2008-03-13 astro-ph
Interstellar 12C/13C from CH+ absorption lines: Results from an extended survey
星际介质（ISM）中的12 C/13 C同位素比值及其随时间的演化是恒星产额的重要示踪。该比率的空间变化可用于研究ISM中的混合。我们想确定这个比例和它的空间变化在本地ISM从CH+吸收线的光学朝早型星。目的是确定当地ISM的平均值，并研究可能的空间变化。我们观察了大量的早期型恒星与Feros的CH+同位素研究，以扩大合适的目标星的样本。最适合的目标是用具有更高信噪比和光谱分辨率的紫外线观测，以确定星际CH+线的同位素比。这项研究显著扩大了13 CH+检测的数量。我们发现平均比率<R>= 76.27 +- 1.94，或者当f = 1/R时，<f>=（120.46 +- 3.02）10^{-4}。f的离散度为6.3 sigma（<f>）。这一发现加强了当地ISM的化学不均匀性的情况下，在ISM的混合具有重要意义。考虑到大的散射，ISM中的当前值并不明显大于太阳值，这对应于4.5 Gyr前的本地值。
2007-11-15 astro-ph
A Procedure for Correcting the Apparent Optical Depths of Moderately Saturated Interstellar Absorption Lines
大多数对星际和星系间物质的吸收线的观测都有足够的分辨率来显示吸收体在不同径向速度下的大部分结构。然而，在分析谱线时，重要的是要检测和校正这样的事实，即谱线的某些部分可能具有一些非常窄的结构，这些结构被饱和，然后通过仪器谱线与真实谱线的卷积而退化。这可以通过在每个速度下比较具有显著不同的跃迁概率的两条线的表观光学深度来完成。如果它们的比率小于线的f（lambda）值的比率，则实际饱和度比原始光学深度所指示的饱和度更严重。本文描述了一个简单的程序，选择性地提高视光学深度较弱的两条线在每个速度值，使未解决的饱和结构占，从而产生一个非常接近正确的答案，每单位速度的列密度。给出了一些演示使用校正方法的测试示例，以及调用它的简单方法。
1996-05-02 astro-ph
Pathways through interstellar matter: - From the closest stars to the most distant quasars
简要评述了与恒星形成研究有关的红移2 </= z </= 4类星体吸收系统的观测。重点是在我们理解的恒星形成历史的星系检测吸收系统的尘埃所发挥的作用。局部星际研究被用作理解高红移星际介质性质的参考。一个例子是示出的潜在影响的尘埃消光的金属性-N（HI）的分布从阻尼莱曼α吸收器的振幅有限的调查。
2007-12-10 astro-ph
Interstellar 12C/13C ratios through CH+ ll 3957,4232 absorption in local clouds: incomplete mixing in the ISM
12 C/13 C同位素比值是ISM中恒星产额和混合效率的示踪物。12 CH +/13 CH+不受星际化学的影响，是在弥漫ISM中测量12 C/13 C最安全的方法。在太阳系中，R= 12 C/13 C是90。先前测量的12 CH +113957.7，4232.3和13 CH +113958.2，4232.0对邻近恒星的吸收表明，12 C/13 C存在一些变化，数值范围在40到90之间，表明混合效率低下。除了朝向zeta Oph的云，这些R值受到噪声的强烈影响。通过VLT上的UVES，我们改进了之前的星际12 C/13 C测量。本地ISM中的加权12 C/13 C比率为78.27 +- 1.83，而我们测量的加权离散度为12.7，给出6.9 sigma离散度。因此，我们报告了在~100 pc的尺度上，碳同位素比的均方根变化为16.2%的6.9 sigma检测：在zetaOph云中R= 74.7 ± 2.3，而在狼疮云中R = 88.6 ± 3.0，在煤袋中R = 62.2 ± 5.3，和对HD 170740的R = 98.9 ± 10.1。观察到的13 C/12 C的变化是第一个显着的检测化学异质性在本地ISM。
2005-06-03 astro-ph
Scattering by Interstellar Dust Grains. II. X-Rays
计算了星际尘埃对X射线的散射和吸收，模型由碳质颗粒和无定形硅酸盐颗粒组成。计算采用现实的介电函数与结构附近的X射线吸收边，从而在吸收，散射和消光功能。差分散射截面计算的能量在0.3和10千电子伏之间。中值散射角作为能量的函数给出，并找到简单但准确的近似的尘埃混合物的X射线散射特性，以及简单的空间分布的尘埃的散射X射线晕的角分布。观测估计的X射线散射光学深度进行比较模型预测。为了检验星际尘埃颗粒模型而观测X射线晕，最好使用河外点源。
2003-08-14 astro-ph
Microstructure of the Local Interstellar Cloud and the Identification of the Hyades Cloud
我们分析了高分辨率的紫外光谱的Mg II的h和k线的毕宿星团的18名成员，研究沿这些接近的视线的不均匀性。这些观测是由哈勃太空望远镜（HST）上的太空望远镜成像光谱仪（STIS）仪器拍摄的。观察到三个不同的速度分量。所有18条视线都显示出被本地星际云（LIC）吸收，10颗恒星显示出被一个额外的云吸收，我们称之为毕宿星团，还有一颗恒星显示出第三个吸收成分。在比Lallement & Bertin（1992）和Lallement等人（1995）推导的LIC速度矢量预测的径向速度更低的径向速度下观察到LIC吸收（v（预测的LIC）- v（观测的LIC）= 2.9 +/- 0.7 km/s），这可能表明LIC前缘处的压缩或减速。我们提出了一个扩展的毕宿星团云边界的基础上，以前的HST观测其他恒星在一般附近的毕宿星团，以及地面的钙II观测。我们提出了我们适合的星际参数为每个吸收组件。18条类似视线的可用性为研究温暖、部分电离的局部星际介质（LISM）的不均匀性提供了绝佳的机会。我们发现，这些结构大致均匀。测得的Mg II柱密度在< 8度的角分离下变化不超过2倍，这在LIC的外边缘对应于< 0.6 pc的物理分离。
2001-01-05 astro-ph
A Survey of OVI Absorption in the Local Interstellar Medium
本文报道了用远紫外光谱探测器（FUSE）对本地星际介质（LISM）中25颗白矮星的OVI 1032吸收进行观测的结果。我们发现，沿所有视线的星际OVI吸收一般都很弱，在一些情况下，完全不存在。25颗恒星中有12颗没有检测到显著性大于2 σ的OVI吸收，其中1 σ不确定度为4 mA，相当于OVI柱密度约为3 x 10^12 cm^-2。在剩下的恒星中，大多数的柱密度N（OVI）< 10^13 cm^-2，没有柱密度超过1.7 x 10^13 cm^-2。对于热（T_eff > 40，000 K）白矮星的视线，有一些证据表明OVI吸收可能至少部分来自光球或拱星。我们解释的“补丁”分布的OVI吸收的模型，其中OVI是形成在蒸发界面之间的冷云和热，扩散气体在本地气泡（LB）。如果云包含缠结的或切向的磁场，那么在云表面的大部分上热传导将被淬灭，并且OVI将仅在允许传导操作的局部“补丁”中形成。我们在LISM中发现OVI空间的平均密度为2.4 x 10^-8 cm^-3，这与kpc尺度上银河系盘的密度值相似，或者略大一些。这种局部密度意味着在LB内100 pc的路径长度上，平均OVI柱密度约为7 x 10^12 cm^-2。这里给出的OVI数据似乎与Breitschwerdt和Schmutzler（1994）提出的模型不一致，在该模型中，高电离气体在低动力学温度（~ 50，000 K）下渗透L…
2004-11-02 astro-ph
The Properties of Molecular Hydrogen toward the Orion Belt Stars from Observations by the Interstellar Medium Absorption Profile Spectrograph
利用波长分辨能力R= 80，000的星际介质吸收剖面摄谱仪（IMAPS）在δ Ori和δ Ori谱中记录了星际氢分子的Lyman和Werner带的吸收特征。目的是发现和研究更多的例子，一个不寻常的现象，发现一个速度分量的H2在zeta Ori的频谱由詹金斯和Peimbert（1997年）。具体来说，他们检测到速度的逐渐变化和逐渐变宽的特征，这些特征是由逐渐变高的旋转激发J产生的。在δ和Zeta Ori的光谱中，没有原子物质以大的负速度存在（它在Zeta Ori中的存在），这支持了Jenkins和Peimbert的一个提议，即Zeta的视线拦截了一个背向我们的弓形激波，可能是由风状物质与一些前景障碍物的碰撞产生的。对于这两颗恒星，H2吸收特征被分成两个速度分量。朝向delta和epsilon Ori的总H2柱密度分别为5.5e14和1.9e16 cm^-2。J > 2的分子朝向猎户座的旋转温度表明，气体通常位于恒星附近，这些恒星发出的紫外线通量能够旋转地泵浦分子。对于最强的组成部分的H2对三角洲的猎户座，泵送率较低，并符合一般的紫外线通量水平的平面的银河系。
2000-03-09 astro-ph
Infrared and Visual Interstellar Absorption Features toward Heavily- Reddened Field Stars
我们测量了Stephenson（1992）星表中12颗高度红化（9.0<A（V）<15.8）的早型恒星的3.4微米碳氢尘埃吸收特征和4个可见的星际弥散带，这些恒星覆盖了银河系的经度范围。在光学深度达0.05的11条视线中检测到烃特征，并推导出相应的柱密度。这个特征比以前报道的每单位A（V）都要弱，进一步强调了早期在银河系中心对其增强的观测。对3.4微米特征子结构的比较表明，有机物质与早期扩散介质研究中所见的相似，这表明整个银河系盘的形成历史是一致的。陨石物质和几种实验室制备的类似物都很好地匹配了该剖面。测量到的弥散星际带（DIB）分别位于6177、6203、6284和6614埃，尽管6284和6614似乎一起变化，但无论是在这些带本身之间还是在DIB和3.4微米特征之间都没有检测到强烈的相关性。如果DIB的载体在性质上是有机的和分子的，并且具有与C-H伸缩类似的宇宙碳丰度要求，则这些结果意味着它们与脂肪族尘埃组分之间几乎没有直接的碳交换。对这些天体的消光测量表明，光度异常与天鹅座OB 2 No.12中已经看到的相似。
2003-02-04 astro-ph
Interstellar and Circumstellar Optical & Ultraviolet Lines Towards SN1998S
我们用WHT上的UES和HST上的STIS的E230 M阶梯光栅观测了在NGC 3877上爆炸的SN 1998 S。两个数据集都是在两个不同的时期获得的。从我们自己的银河系中，我们探测到了来自HVC复合体M边缘的Ca II、Fe II、Mg I和Mn II的星际吸收线。我们得到的气相丰度是非常相似的温暖的磁盘云在当地的ISM，我们认为反对HVC材料具有河外起源。在NGC 3877的速度下，我们探测到星际MgI，MgII，MnII，CaII和NaI。令人惊讶的是，一个组件被认为是增加了一个因子的N（NaI）和N（MgI）之间的两个时期的数据。不寻常的是，我们的数据还显示狭窄的巴耳末，HeI，和亚稳态FeII P-Cygni配置文件，与一个狭窄的吸收组件叠加在底部的配置文件的吸收槽。可见光线的宽分量和窄分量两者在两个时期之间的强度显著增加。大多数低电离吸收可以理解为与NGC 3877的圆盘共同旋转的气体，假设SN位于HI圆盘的背面，其厚度与我们银河系相似。然而，可变的吸收成分和经典的天鹅座P星的发射轮廓，最有可能出现在起源于SN 1998 S的红超巨星祖先的缓慢移动的拱星流出。（节录）
1999-10-19 astro-ph
The Nature of Interstellar Gas toward the Pleiades Revealed in Absorption Lines
我们提供了高分辨率、高信噪比的CN、Ca II、Ca I、CH^+和CH的吸收线观测结果，观测方向是朝向昴星团成员的20条视线。获得的数据使我们能够对星团恒星与周围星际气体之间的相互作用进行迄今为止最详细的研究。总等效宽度与以前的调查是一致的，除了由于我们更高的灵敏度检测到较弱的功能。分子种类的平均b值表明，在大多数昴星团中，CH与CH^+而不是CN的产生有关。径向速度的分析揭示了电离原子气体与分子和中性气体之间的运动学区别。分子组分的速度在静止的局部标准中为~ +7 km s^-1或~ +9.5 km s^-1，其中速度较高的组分与最强的吸收有关。Ca II追踪到的原子气体在v_LSR ~ +7 km s^-1处显示出一个强的中心分量，其速度梯度表明了云与星团的相互作用。由CH/CH^+柱密度比的测量值得到的气体密度估计值与由H_2旋转粒子数推断的值吻合得很好，得到的典型值为n ~ 50 cm^-3。我们的模型不包括CH^+形成的重要的时间依赖性影响，这可能最终需要提取这些云的物理条件。
2006-06-27 astro-ph
UV Interstellar Absorption Lines towards the Starburst Dwarf Galaxy NGC 1705
用戈达德高分辨摄谱仪的低分辨光谱（波长范围为1170.3 - 1461.7和1453.5 - 1740.1，速度分辨率约为100 km \s）计算了Si Ⅱ 1190.42，1260.42，1304.37和1526.71 A，S II 1253，Al II 1670.79 A和Fe II 1608.45 A。在LSR速度为20 km/s、260 km/s和540 km/s时，可以看到三个相对较窄的吸收分量。根据与C III 1175.7 A吸收特征的比较，论证了这些吸收特征是星际的，而不是恒星的。我们确定-20公里/秒的组成部分与银河系盘/晕气体和260公里/秒的组成部分与孤立的高速云HVC 487。这个小的HVC位于距离麦哲伦云和麦哲伦流（MS）周围的H I气体约10度的位置。这个HVC的（Si/H）比> 0.6（Si/H）太阳，与速度一致，表明与麦哲伦云和MS气体有关。NGC 1705的H-α发射线运动学表明，在540 km/s的速度下，存在一个以中央核为中心的kpc尺度的电离气体膨胀超壳层，其发射分量发生蓝移（Meurer et al. 1992）。我们确定了540公里/秒的吸收分量中看到的GHRS光谱与正面的这个膨胀，电离的超壳。该组分最显著的特征是Si Ⅱ和Al Ⅱ吸收较强，Fe Ⅱ 1608 A吸收较弱。低Fe II柱密度派生是最有可能的内在的，因为它不能占电离校正或灰…
1997-05-19 astro-ph
High-Ion Absorption in Seven GRB Host Galaxies at z=2-4: Evidence for both Circumburst Plasma and Outflowing Interstellar Gas
利用VLT/UVES高分辨光谱技术对7个z_GRB> 2的GRB余辉进行了研究。我们的样品由GRB 021004、050730、050820、050922C、060607、071031和080310组成。其中四个光谱是在快速响应模式下拍摄的，在雨燕伽玛射线暴探测的30分钟内。我们确定了几个不同类别的高离子吸收速度接近z_GRB：（i）强的高离子成分在z_GRB本身总是看到OVI，CIV，和SiIV，通常（在6 7例）在NV。我们讨论了这种吸收的起源环暴和星际模型。使用非检测SIV * 对GRB 050730与紫外光激发模型，我们把一个下限为400 pc的距离SIV轴承气体从GRB。(ii)在每个光谱中观察到z_GRB周围100 - 400 km/s的复杂的多分量CIV和SiIV剖面;这些速度场与在类似红移的阻尼Lyman-α系统中测量的速度场相似，表明星系起源。(iii)在CIV、SiIV和OVI剖面中，在7个光谱中的4个中，可以看到覆盖65 - 140 km/s的不对称蓝移吸收线机翼。机翼的运动学与观察，两个翅膀显示“银河系”的CIV/SiIV比表明这些功能跟踪流出的ISM气体在伽玛射线暴的宿主星系。(iv)高速（HV; 500 - 5000公里/秒）的组件中检测到的7个光谱。HV组件显示不同的属性。在伽玛暴071031和080310的情况下，电离水平（非常高的CIV/SiIV比…
2008-10-17 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
Far Ultraviolet Spectroscopy of the Intergalactic and Interstellar Absorption Toward 3C 273
我们目前的远紫外光谱探测器（FUSE）观测的分子，中性原子，弱电离和高度电离的星际和星系间物质的成分对类星体3C 273。我们确定Ly-beta吸收在8个已知的星系际Ly-alpha吸收器沿视线与休息帧等效宽度大于50毫安。给出了云的H I柱密度和多普勒参数（b）的精确估计。我们发现b = 16-46 km/s的范围。我们在1590 km/s的Virgo吸收器中检测到多条H I线（Ly-beta - Ly-theta），并估计log N（H I）= 15.85，比沿视线的所有其他吸收器中的H I总和高10倍。该吸收体的多普勒宽度b约为16 km/s，意味着T <15，000 K。我们检测到O VI吸收在1015公里/秒的2-3西格玛水平，可能与热，X射线发射气体的室女星系团。我们在z=0.12007处的IGM中检测到弱的C III和O VI吸收;该吸收体主要是电离的并且具有N（H+）/N（H I）> 4000/Z，其中Z是金属丰度。在-100到+100 km/s之间存在着强的银河系星际O VI，在+100到+240 km/s之间存在着一个额外的高速翼，包含了大约13%的O VI。宽阔的O VI吸收翼可能是热气体从银河系盘中被驱逐到晕中的痕迹。在视线外3.5弧分处的O VI扩散发射量的极限，结合观测到的朝向3C 273的O VI柱密度，意味着在假定温度为3 × 10^5 K时，n_e…
2001-08-02 astro-ph
Ionized Gas in the First 10 kpc of the Interstellar Galactic Halo
我们介绍了位于球状星团Messier 3中的后渐近巨星分支恒星von Zeipel 1128（l = 42.5，b =+78.7; z = 10.0 kpc）的FUSE观测结果。FUSE观测覆盖波长范围905 - 1187埃，分辨率约为20 km/s（FWHM）。这些数据显示了许多光球层和星际吸收线，包括与沿着这条视线的星际介质的暖中性、暖电离和高电离相有关的离子的吸收。电离氢占沿着这条视线的总氢柱的> 12%，最有可能约45%，其中大部分与温暖的电离相有关。朝向冯蔡佩尔1128的温暖电离和中性介质具有非常相似的气相丰度和运动学：在厚盘的这个区域中的中性和电离气体是密切相关的。强烈的O VI吸收被认为是与温暖的电离气体相同的中心速度，虽然O VI速度色散要高得多（西格玛= 32公里/秒）。几乎所有的O VI都是在看到较低电离气体的速度下发现的，这表明O VI和WNM/WIM探针正在追踪相同结构的不同部分（例如，OVI可以驻留在WNM/WIM云周围的接口中）。我们没有看到与球状星团梅西耶3本身或冯蔡佩尔1128的星周环境有关的星际吸收的证据。在冯·蔡佩尔1128的方向上，既没有看到高速云吸收（v（LSR）> 125 km/s），也没有看到高速弥散气体（sigma~60 km/s）。[删节]
2002-11-20 astro-ph
GHRS and ORFEUS-II Observations of the Highly Ionized Interstellar Medium Toward ESO141-055
我们目前的戈达德高分辨率摄谱仪和ORFEUS-II测量硅IV，CIV，NV，和OVI吸收的星际介质的银河系盘和晕朝向赛弗特星系ESO 141 -055的核心。高电离吸收很强，谱线强度与“银河喷泉”或含有导电界面和湍流混合层混合物的非均匀介质中的热（log T = 5-6）碰撞电离气体的预期光谱特征一致。log N ~ 15的总OVI柱密度表明，该方向OVI的标度高度较大（>3 kpc）。高离子柱密度与其他视线测量的比较表明，高度电离的气体分布是不均匀的。在迄今为止研究的完整晕视线中，垂直于银河平面的O VI量至少有~4倍的变化。除了高离子吸收，低电离物质的谱线也存在于光谱中。除了Ar I可能有一个例外，它可能具有低于预期的丰度，这是由于沿着视线的气体的部分光电离造成的，吸收强度是典型的温暖的中性星际介质的预期。视线拦截一个冷分子云，log N（H2）~ 19。在IRAS的100微米发射图中，这片云有一个可识别的对应物。我们在z = 0.03492处检测到与ESO 141 -055相关的Ly-alpha吸收剂。这项研究提出了一个诱人的一瞥星际和星系间的吸收模式，将观察到高光谱分辨率的远紫外光谱探测器。
1999-05-26 astro-ph
Interstellar H_2 in M 33 detected with FUSE
M33中四个最亮的H II区域的FUSE光谱显示了银河系和M33中星际气体的吸收。在三条视线上，我们探测到了M33中的氢分子.这是除麦哲伦云外本星系群中第一次对弥散H_2吸收的测量。定量分析是困难的，因为低的信噪比和系统的影响所产生的多个目标在FUSE孔径。我们使用的M 33 FUSE数据，以更一般的方式来证明解释星际吸收线光谱对多目标背景源的复杂性。我们推导出沿3条视线（NGC 588、NGC 592、NGC 595）的H_2柱密度约为10^16至10^17 cm^{-2}。由于系统效应，这些值很可能代表上限，没有检测到NGC 604的H_2并不排除沿这条视线存在大量的分子气体。
2002-11-25 astro-ph
HI absorption in radio galaxies: effect of orientation or interstellar medium?
用ATCA、VLA和WSRT对23个射电星系进行了HI吸收的研究。在五个星系HI吸收检测。我们调查的检测率是如何分布在不同的无线电和光学性质的星系。在Fanaroff-Riley（FR）I型射电星系中，只有一个物体（占总数的10%）被探测到。这些天体中的HI吸收很可能来自核盘，就像在其他这种类型的星系中发现的那样。低检测率与低光度射电星系不需要“标准”pc尺度、几何厚环面的假设（如光学和X射线数据所示）一致。在FR II型强射电星系中，宽线射电星系中没有发现HI吸收，而四个窄线射电星系中有三个被发现（一个未被发现的上限相当高）。所有这些都是紧凑或小型射电星系。一阶这是一致的统一计划的预测，假设HI吸收是由于一个模糊的环面。然而，这是吸收的唯一原因的迹象不是很强。特别是，我们发现，在两个检测到的三个对象的HI是蓝移相比，系统速度。在第三个星系（PKS 1549-79）中，发现了两个红移系统（由光学线），讨论了由光学线导出的系统速度的不确定性。最后，我们发现一个趋势，射电星系的年轻恒星星族和远红外辐射的强成分，显示HI吸收。这些星系中可能存在的整体更丰富的ISM可能是产生吸收的一个因素。
2000-10-31 astro-ph
X-ray Absorption Spectroscopy of the Multi-phase Interstellar Medium: Oxygen and Neon Abundances
X射线吸收光谱技术为确定星际介质各相态的金属丰度提供了一个潜在的强有力的工具。我们提出了一个案例研究的视线朝向4U 1820-303（银河系坐标l，b=2.79，-7.91和7.6千秒差距），根据钱德拉光栅观测。OI，OII，OIII，OVII，OVIII和NeIX K α吸收线的检测使我们能够通过银河系盘的大部分测量ISM的中性，热电离和热相的原子柱密度。通过与21厘米氢辐射和脉冲星色散测量沿同一视线的比较，我们估计在中性和总电离阶段的平均氧丰度为0.3（0.2，0.6）和2.2（1.1，3.5）Anders & Grevesse（1989）太阳值的单位。这种显着的氧丰度差异显然是分子/尘埃颗粒破坏和最近的金属富集在温暖的电离和热阶段的结果。我们还从氖的吸收边测量了氖的柱密度，得到中性加暖电离气体的Ne/O比为2.1（1.3，3.5）太阳能。考虑到分子和尘埃颗粒中所含的预期氧，Ne/O比将降低约1.5倍。从联合分析的OVII，OVIII，和NeIX线，我们得到的热相的Ne/O丰度比为1.4（0.9，2.1）太阳能，这是不敏感的吸收线建模中假设的准确的温度分布。因此，这些可比较的高温和低温气体的ISM Ne/O比远小于最近从类太阳恒星的日冕发射中推断的值（2.85+-0.07; 1 σ）（Drake & Testa 2005）。（节略）
2005-12-19 astro-ph
Properties of O VI Absorption in the Local Interstellar Medium
本文报道了用20 km/s分辨率的FUSE观测39颗白矮星（WD）的LISM O VI吸收特性，它们的距离从37到230 pc，中值距离为109 pc。沿着39条视线中的24条检测到LISM O VI具有> 2 sigma显著性。柱密度的范围为log N（OVI）= 12.38至13.60，中值为13.10。视线体积密度n（O VI）= N（O VI）/d表现出较大的离散度，范围为（0.68至13.0）x10（-8）cm（-3），平均值为3.6x10（-8）cm（-3），是银河系中更远视线的两倍。在OVI的峰值丰度温度2.8 × 10（5）K附近，OVI的热多普勒增宽与OVI的热多普勒增宽相一致。O VI和C II吸收的平均速度的比较揭示了10种情况，其中O VI吸收与C II吸收紧密对齐，如所预期的，如果O VI形成于冷吸收和热外部气体之间的冷凝界面中。比较还揭示了13例OVI吸收位移为正速度从平均速度的C II的7至29公里/秒。正速度OVI似乎是跟踪从温暖的气体和热的外部介质之间的年轻界面的OVI的蒸发流。然而，正速度O VI可能会追踪冷却的热局部气泡（LB）气体。在LISM中的O VI吸收的性质与导电界面理论的预期大致一致，该理论被捕获在旧的冷凝阶段，并可能在其演变的年轻蒸发阶段。
2005-09-15 astro-ph
