The Properties of Dense Molecular Gas in the Milky Way and Galaxies
本文综述了银河系致密分子气体中单位质量恒星形成率恒定的证据，以及致密分子气体中L_IR与L'的河外关联。我们讨论了致密气体中常数SFR/M解释与全球Schmidt-Kennicutt恒星形成定律之间的联系。
2007-11-28 astro-ph
Milky Way Gas Dynamics
银河系由中央棒、嵌入旋臂的圆盘和暗物质晕组成。这些组件的特征参数的观测和理论约束将被提出，重点是从银河系气体的动力学约束。特别是，太阳半径内的暗物质的分数，主共振的位置，以及多模式速度的证据将被讨论。
2006-01-30 astro-ph
Enrichment of the Intergalactic Medium by the Milky Way Subgroup
我研究的化学富集的扩散气体的本集团内的银河系子群的星系的效果。较好的模型预测现在的星系际介质质量是初始重子质量的1/22，金属丰度是1/20 $Z_\odot$。近80%的星系际金属都是在银河系核球中产生的.
2001-08-27 astro-ph
The gaseous Milky Way Halo
1998年，几篇论文声称在星系晕中探测到了一种无处不在的气相。在这里，我们想集中在探测的X射线发射气体的星系晕以及发现一个普遍的中性星系晕气体。我们批判性地讨论了最近的出版物之间的主要差异以及分析的局限性。
1998-11-27 astro-ph
CaII and NaI absorption signatures from the circumgalactic gas of the Milky Way
我们结合CaII/NaI吸收和HI 21 cm发射线测量，分析了星系晕中高速气体的金属丰度、分布、小尺度结构和物理条件。
2007-08-20 astro-ph
Dense Gas in the Milky Way
我们提出了在银河系中的致密气体排放的研究，以作为与河外的结果进行比较的基础。这项研究结合了新的观察HCN，CS和CO在个别GMCs和银河系平面与已发表的研究，从这些分子在银河系内部500 pc的发射。我们发现了一个强烈的趋势，从致密气体示踪剂的排放分数作为在银河系中的位置的函数：在凸起，I_{HCN} / I_{CO} = 0.081 \pm 0.004，在平面上，I_{HCN} / I_{CO} = 0.026 \pm 0.008平均，并在附近的GMCs的全部范围内，I_{HCN} / I_{CO} = 0.014 \pm 0.020。在I_{CS} / I_{CO}中观察到类似趋势。HCN和CS在平面上的低强度发射表明，这些谱线是由中等密度的气体产生的;因此它们不像附近GMC中致密的pc尺度恒星形成核心产生的发射。在银河系的凸起和磁盘的比例之间的对比可能是由较高的动力学温度以及在银河系的凸起的气体密度较高的分数相结合。
1996-10-15 astro-ph
Long slit spectroscopy of diffuse ionized gas in NGC 55
本文给出了玉夫座星系群中一个晚型星系NGC 55中央面上电离气体的发射线比和速度的光谱测量结果。NGC 55的低金属丰度导致H II区和扩散电离气体的[S II]/H $α$和[N II]/H $α$的谱线比值相对较低。这是对NGC 55星盘外部电离气体中谱线比率的首次光谱测量。不同特征的线比和相对速度的分析表明，光电离是这种扩散气体电离的合理解释。观测到的壳层结构和相应的速度支持了扩散气体被超新星爆炸和恒星风推入晕的想法。
1999-01-21 astro-ph
3D Barred Model of the Milky Way Including Gas
我们提出了一个银河系的三维N体模拟，包括4*10^5个恒星和暗粒子和2*10^4个气体粒子，最初根据轴对称，观测约束，质量模型分布。整个系统是自引力的，气体流体动力学的求解采用SPH方法。模拟导致自发形成的中心酒吧，强烈影响气体动力学。我们计算（I-V）图的气体和恒星粒子作为一个函数的角度的酒吧相对于观察者和比较气体与HI和CO的观测结果。
1995-09-25 astro-ph
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
HVC and IVC gas in the halo of the Milky Way
我们结合CaII/NaI吸收和HI 21 cm发射线测量，分析了星系晕中高速气体的金属丰度、分布、小尺度结构和物理条件。
2006-11-03 astro-ph
SparsePak Observations of Diffuse Ionized Gas Halo Kinematics in NGC 891
本文介绍了WIYN SparsePak对NGC 891的弥漫电离气体晕（DIG）的观测。晕速度场的分析的初步结果表明，与中性气体的结果一致的方位角速度与z的明显梯度。使用两种独立的方法确定的梯度大小约为15 km/s/kpc。
2005-08-25 astro-ph
Large-scale Gas Dynamics in the Milky Way
我们提出了新的气体流动模型的银河系内的太阳圈。利用从COBE/DIRBE图和团簇巨星计数导出的质量模型，并使用盘中旋臂图案的参数模型，我们计算了气体流量，并与12 CO观测结果进行了比较。我们发现，模型与4个螺旋臂更好地符合观察，然后双臂模型。我们还发现，与单独的模式速度的酒吧和螺旋臂的模型可以解释在酒吧共转区域的气体流动比单一模式的速度模型。
2003-08-14 astro-ph
Simulations of Supernova Remnants in Diffuse Media III. The Population of Buoyant Remnants Above the Milky Way's Disk
我们在盘上方的各种高度处对SNR进行建模。我们详细的数值模拟包括非平衡电离和复合，并遵循残余物的演变，直到他们的热气泡已经冷却。我们分析计算气泡的浮力加速度。从结果中，我们估计的时间和空间平均O VI，NV，和C IV柱密度和发射强度，1/4千电子伏软X射线表面亮度，面积覆盖率，和体积占用的人口孤立SNRs以上的银河系的HI层。无论假设的超新星爆炸能量，环境非热压力，或摩擦阻力系数，预测的O VI柱密度匹配观测到的分布在130 pc和2000 pc之间。SNR的OVI强度是平均观测强度的重要部分。在信噪比的不确定性范围内，这种信噪比可以解释所有观测到的1/4 keV的表面亮度，这些亮度归因于南半球H I层以外的面外气体（约400 x 10^-6计数/秒/弧分^[2]）。因此，在相对静止的南半球，面外SNR可能是局部气泡和z ~ 2000 pc之间最重要的热气源。无论是否假定残余物是有浮力的，这些结果都是成立的。老的面外超新星应该覆盖大部分高纬度的天空，但是明亮的年轻的面外超新星应该覆盖不到1%的天空。在1/4 keV的X射线图中，l=247，b=-64的新月可能是一个年轻的遗迹。
2005-11-08 astro-ph
Gas Density, Stability, and Starbursts Near the Inner Lindblad Resonance of the Milky Way
Martin等人（2004年）报告的南极亚毫米望远镜和远程天文台（AST/RO）的一个关键项目是绘制来自银河系内部的CO J=4-3和J=7-6排放，从而可以确定气体密度和温度。宾尼等人（1991）确定的位于x_2轨道上的银河系中心气体的密度接近10^3.5 cm ^-3，这使得它只能勉强稳定地抵抗引力凝聚成几个巨型分子云，正如埃尔默格林（1994）所讨论的那样。这表明银河系中恒星爆发的弛豫振荡机制，流入的气体在半径为150 pc的环中积累了大约2000万年，直到达到临界密度，由此产生的不稳定性导致巨大的云突然形成，并在银河系中心沉积了4 x 10^7太阳质量的气体。
2004-05-17 astro-ph
A 3D Monte Carlo Photoionization Code for Modeling Diffuse Ionized Gas
我们已经开发了一个三维的Monte Carlo光电离程序，专门用于研究银河系H II区和电离光子在弥漫电离气体中的渗流。我们描述的代码，我们的光电离，加热和冷却的计算，以及我们所采用的低密度H II区域，我们希望研究的近似。我们的代码给出的结果与列克星敦H II地区的基准协议。我们展示了一个二维阴影区域的例子，并指出了非常显着的效果，氦的重组产生的漫辐射的阴影内的温度。
2003-11-26 astro-ph
The Face-on View of the Milky Way: Gas Dynamics in the COBE NIR Bulge and Disk
我们报告的COBE近红外球和磁盘的重力位的气体流动的模拟。这些模型导致四臂螺旋结构之间的共转酒吧和太阳，与观察到的旋臂切线。3-kpc-臂与从杆的端部发出的臂之一相标识。
1998-12-08 astro-ph
3D Distribution of Molecular Gas in the Barred Milky Way
我们提出了一个新的模型的分子气体在银河系的三维分布，根据CO线数据。我们的分析是基于使用平滑粒子流体动力学（SPH）使用一个现实的禁止重力势来自所观察到的COBE/DIRBE近红外光分布的气体流模拟的内部星系。气体模型比简单的圆形旋转模型更好地描述了气体轨道，并且受到观测的高度约束，但它不能预测局部细节。在这项研究中，我们提供了一个3D地图的观察到的分子气体分布使用的速度场从SPH模型。与银河系中心区域研究的比较表明，主要结构被复制，但沿着视线有些拉伸，可能是由于SPH模拟的分辨率有限。气体模型将公开提供，并可能证明在一些应用中是有用的，其中包括用GLAST测量的扩散伽马射线发射的分析。
2007-12-27 astro-ph
The Milky Way Spiral Arm Pattern
利用一个真实的银河系中气体流动的动力学模型，构造了一个完整的分子（CO）气体三维分布图。这张图显示了两个突出的螺旋臂，从棒的末端开始，平滑地连接到在银河系外的氢原子中观察到的四臂螺旋图案。与以前的尝试不同，我们的新地图揭示了银河系棒区和圆盘远端的气体分布。这是第一次，我们可以跟踪气体中的旋臂，因为它们从银河系中心后面经过。
2008-12-18 astro-ph
Decaying Sterile Neutrinos as a Heating Source in the Milky Way Center
最近的钱德拉和牛顿观测表明，银河系中心深处发出的漫射x射线有两个温度分量（$T \sim$ 8 keV，0.8 keV）。我们表明，这可以解释的存在不育中微子，衰变发出光子，可以被束缚自由吸收的等温热气体粒子在银河系中心。该模型可以自然地解释双温度分量以及在热气体中维持$\sim$ 8 keV温度所需的能量。预测的无菌中微子质量在16-18 keV之间。
2008-06-08 astro-ph
An H-alpha survey aiming at the detection of extraplanar diffuse ionized gas in halos of edge-on spiral galaxies II. The H-alpha survey atlas and catalog
在这第二篇论文的调查面外弥漫电离气体在附近的边缘上的螺旋星系，我们提出了我们的H-α成像调查的个别星系的实际结果。总共研究了74个星系，包括最近研究的子样本中的9个星系（Rossa & Dettmar 2000）。40.5%的星系显示面外弥漫电离气体，而在59.5%的调查星系没有面外弥漫电离气体可以检测到。在银河系中平面以上，这种扩展发射的平均距离为1-2 kpc，而少数星系中的个别灯丝的距离可达|z| ~ 6 kpc。在一些情况下，一个普遍的电离气体层被检测到，类似于我们银河系中的雷诺层，而其他星系只显示局部扩展的发射。扩散电离气体的形态进行了讨论，为每个星系，并与其他重要的ISM成分的盘晕连接的背景下，在这些情况下，发表的结果是可用的观测进行比较。此外，我们提出了在这些星系的面外尘埃的分布，根据分析的非清晰掩蔽的R波段图像。并与扩散电离气体的分布作了比较。
2003-05-23 astro-ph
The Origin and Distribution of Diffuse Hot Gas in the Spiral Galaxy NGC 3184
深钱德拉曝光揭示了旋涡星系NGC 3184的漫射X射线辐射的存在，其亮度为1.3 × 10 ^{39}尔格·秒^{-1}。这似乎是真正的漫热发射不同于低光度LMXB发射。虽然来自较老的LMXB的未分辨辐射在整个星系中分布得更均匀，但弥漫的X射线辐射集中在较年轻的恒星星族和恒星形成区。扩散发射的表面亮度在螺旋臂是5倍大于在离臂区域，和8倍明亮的H II区域比在非H II区域。漫热发射的光谱拟合结果与低温成分（T ~ 1.5 × 10^6 K）和高温成分（T ~ 5 × 10^6 K）相一致。
2004-09-28 astro-ph
Measurements of He I λ5876 Recombination Line Radiation from the Diffuse, Warm Ionized Medium in Irregular Galaxies
本文报道了三个麦哲伦不规则星系中H Ⅱ区外电离气体He I 5876辐射的测量结果。平均红化校正的He I / H-alpha强度比为0.041，与每个星系内的空间位置无关。这个数值远高于在银河系温暖的电离介质中测得的数值，意味着DIG被比40，000 K恒星更强的辐射电离。
1997-02-14 astro-ph
A full sky prediction of the SZ effect from diffuse hot gas in the local universe and the upper limit from the WMAP data
我们使用PSCz星系红移目录结合约束模拟的基础上IRAS 1.2 Jy星系密度场估计的贡献，在本地宇宙中的热气体的SZ效应在大尺度上。我们产生了一个全天空的Healpix地图预测SZ效应的集群以及扩散热气体在80 Mpc/h。在像元空间、谐波空间和小波空间对该地图和WMAP数据进行互相关检验，可以对效果设置上限。我们的结论是，SZ效应的扩散气体在当地的宇宙中不能检测到在当前的CMB数据，并不是一个污染因素的大尺度（1 <60）的CMB角各向异性的研究。然而，对于未来的高灵敏度实验观察在更宽的频率范围内，预测的大规模SZ效应可能是重要的。
2005-02-10 astro-ph
The Non-isothermality and Extent of Galactic Diffuse Hot Gas Toward Mrk~421
通过X射线的吸收和发射，可以有效地追踪弥散热气体。我们提出了一个联合分析，这些示踪剂来表征银河系热气体的空间和温度分布沿视线向附近明亮的活动星系核Mrk 421。我们还补充这一分析与远紫外OVI吸收观测。我们发现，所观察到的OVII和OVIII的吸收线强度是不一致的扩散背景发射线的比例相同的离子，如果气体被假定为等温的碰撞电离平衡态。但是，所有这些线以及扩散的3/4-keV的宽带背景强度在现场可以拟合等离子体的幂律温度分布。我们表明，这种分布可以从一个热的气体盘模型与气体的温度和密度呈指数下降与银河系平面的垂直距离。联合拟合得到温度和密度的指数标度高度分别为~1.0 kpc和~1.6 kpc，中面值分别为2.8E6 K和2.4E-3 cm^{-3}。这些值与从附近与我们相似的边缘星系的X射线观测中推断出的值一致。
2006-12-18 astro-ph
Antimatter in the Milky Way
讨论了银河系中存在反物质天体的观测特征。重点讨论了宇宙射线中的点状γ辐射源、弥散星系γ射线背景和反核。
2007-05-15 astro-ph hep-ph
Baryonic Dark Matter and the Diffuse Gamma Ray Background
我们表明，我们的星系晕的重子气体含量可以通过对扩散背景伽马射线辐射的分布进行多极展开来探测。虽然四极矩（各向同性背景）可以用来约束晕气体的重子分数，但四极矩与四极矩之比是晕中气体分布的敏感探针，{ \it即}气体分布的平坦程度。预测的扩散伽马射线通量被发现是非常敏感的整个晕的宇宙射线密度分布。如果宇宙射线是均匀的，那么气体分数的上限是$16.6\%$，而不管晕圈气体分布的平坦程度如何。然而，考虑到银河平面内和附近的通量的去除，特别是对于扁圆（$e <1$）气体分布，这种束缚可以被削弱。另一方面，在更现实的情况下，宇宙射线线性跟踪平滑的晕质量（和晕气体）分布，那么一个严格的约束上的重子气体部分的晕$η$，$η\ltwid 3\%$，可以放置与现有的数据，无论晕扁平。
1994-09-15 astro-ph
CaII and NaI absorption signatures from extraplanar gas in the halo of the Milky Way
分析了面外中高速气体的吸收特性和物理条件，研究了中性弱电离的银河系晕气体的分布及其与银河系和其他旋涡星系演化的关系。我们结合光学吸收线测量CaII/NaI和21厘米发射线观测HI沿103河外视线对类星体（类星体）和活动星系核（AGN）。档案光学光谱是在欧洲南方天文台甚大望远镜上用紫外线辐射获得的，而21厘米高的观测是在埃费尔斯堡用100米射电望远镜进行的。UVES光谱的分析表明，在中等和高速度的单组分和多组分CaII/NaI吸收剂存在于约35%的视线中，表明存在中性面外气体结构。在某些情况下，CaII/NaI吸收与HI中速或高速气体有关，而其他吸收剂则没有相关的HI排放。我们的研究表明，银河系晕中充满了大量的中性气体结构，其高柱密度尾代表了在21厘米的调查中看到的常见HI高速云的人口。CaII柱密度分布遵循幂律，这是相媲美的中间金属线系统对类星体的分布。许多的统计和物理性质的钙吸收类似的强镁吸收系统中观察到的其他星系的环星系环境，这表明这两个吸收人口可能是密切相关的。
2008-06-19 astro-ph
The chemical evolution of a Milky Way-like galaxy: the importance of a cosmologically motivated infall law
我们的目标是找到一个宇宙学动机的下落法，以了解如果LambdaCDM宇宙学可以重现的主要化学特征的银河系般的螺旋星系。在这项工作中，我们测试了几种不同的气体下落定律，从Chiappini等人提出的银河系化学演化的两个下落模型开始，但重点是从宇宙学模拟得出的定律，它遵循一个和谐的LambdaCDM宇宙学。通过一个详细的太阳附近区化学演化模型，我们研究了不同的气体降落规律对丰度分布和G矮星金属丰度分布的影响。宇宙学气体下落定律预言了两个主要的气体吸积事件。通过这个宇宙学动机的下落法，我们研究的恒星形成率，SNIa和SNII率，在太阳附近的气体和恒星的总量和几个化学丰度的行为。我们发现，两个下落模型的结果是完全兼容的银河系的演化与宇宙吸积定律。来自DM晕的气体组装历史，从形态学的角度来看，与晚型星系的形成相兼容，可以产生与现有观测一致的化学性质。
2008-02-13 astro-ph
A Two-Phase Chemical Enrichment Model for the Milky Way Globular Cluster System
许多球状星团系统具有明显的双峰金属丰度分布函数，这在许多所有类型的大星系中具有惊人的相似特征。通过使用银河系的集群系统作为一个典型的例子，我们表明，双峰MDFs可以很好地匹配一个双“accreting-box”的化学富集模型，在该模型中的晕（贫金属）和隆起（富金属）的集群形成在早期阶段的气体流入与恒星形成的同时。然而，两相之间有效产额的差异本身并不足以重现所观察到的双相形状：两相都需要气体下落，并且初始气体或下落气体在两个单独的相中必须具有非常不同的金属丰度。
2003-11-10 astro-ph
Gas-phase recombination, grain neutralization and cosmic-ray ionization in diffuse gas
在当前冷扩散云中加热和冷却的理论中，原子离子大多被小颗粒（或PAH分子）中和;它们基本上不与自由电子复合。这通过降低n（H+）和n（He+）而改变了电离平衡，而碳通常保持几乎完全一次电离：与原子氧的电荷交换以及H2和OH的形成也降低了部分分子气体中的n（H+）。当粒子中性化被确认时，对氢的宇宙射线电离率（$ζ_H$）的经验限制似乎被放宽了，更快的速率在广泛的情况下是有利的。将质子密度维持在重现HD观测所需的水平需要$ζ_H$至少2x 10 ^{-16} s^{-1}，但此类模型自然解释了相对稀薄的H I云中HD和H3^+的存在。在致密气体中，较高的电离率可以解释原子氢的高观测分数，并且认识到颗粒中和的影响可以解决含硫化合物形成中的一个主要矛盾。
2002-11-15 astro-ph
M=1 and 2 Gravitational Instabilities in Gaseous Disks: I. Diffuse Gas
我们报告的螺旋星系的自引力模拟的结果，模拟恒星和气体成分，特别是开发调查的耗散在星系盘的演化中的作用。气盘被看作是一种自引力流体，采用Beam-Scheme方法进行模拟。结果表明，恒星和气体之间的引力耦合在恒星棒的形成和溶解中起着重要作用，这取决于气体的质量浓度和耗散程度。此外，我们注意到，最初集中的气体盘可以是不稳定的单臂（m=1）的螺旋扰动，这可能解释了不平衡的功能中观察到的晚型孤立星系的气体分布。m=1特征的发展减缓了朝向中心的径向气体流动，因为大尺度重力扭矩那时要弱得多。
1996-03-12 astro-ph
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: II. The Molecular Gas Disk
利用最新的$^{12}$ CO（$J=$ 1--0）巡天数据立方体和基于运动学距离的旋转曲线，建立了整个银河系分子气体的三维分布图。分子气体的径向分布显示出中心峰和在0.5 $R_0$附近的第二峰。分子盘的厚度在半径0- 11 kpc范围内从48 pc增加到160 pc。我们能够追踪到外星、英仙座、人马座-船底座、盾牌座-十字座和诺玛臂，它们是螺旋角为$11\arcdeg - 15\arcdeg$的对数螺旋臂。考虑到螺旋臂的螺旋角在这个范围内，Norma和外臂{似乎}被识别为相同的螺旋臂。我们还可以跟踪中平面位移，其幅度在10 kpc半径内几乎恒定，并且在该半径之外增加。中平面位移的脊形成了引导螺旋臂。
2006-10-26 astro-ph
Chandra Observation of Diffuse Gas and LMXBs in the Elliptical Galaxy NGC 4649 (M60)
本文介绍了对X射线明亮的E2椭圆星系NGC4649的Chandra X射线观测。除了明亮的漫发射外，我们还解析了165个离散源，其中大部分可能是低质量X射线双星（LMXBs）。在以前的研究中发现，解析光源的光度函数很好地符合破幂律。在NGC 4697和NGC 1553中，破裂光度与$1.4 M_{\odot}$中子星的爱丁顿光度相当。对这一结果的一种可能解释是，那些光度高于破裂点的源是吸积黑洞，而那些低于破裂点的源主要是吸积中子星。解析源的总X射线光谱与硬幂律很好地拟合，而漫射光谱需要硬和软分量，这可能是由于相对较软的漫射气体和较硬的未解析源。我们还发现了证据的结构在扩散发射中心附近的NGC4649。具体来说，似乎有明亮的发射“手指”从星系中心延伸出来，在星系中心有一个5角秒长的条。手指是形态相似的径向特征中看到的二维流体动力学模拟在椭圆星系中的冷却流，虽然他们的其他属性不匹配的特定模拟的预测，我们得出结论，径向手指可能是由于对流运动的热流出的气体和较冷的流入气体。酒吧是符合中央扩展射电源，我们的结论是，酒吧可能是由弱冲击的扩散气体从一个未检测到的低光度活动星系核（AGN）。
2003-09-30 astro-ph
An H-alpha survey aiming at the detection of extraplanar diffuse ionized gas in halos of edge-on spiral galaxies. I. How common are gaseous halos among non-starburst galaxies?
在一系列的两篇论文中，我们提出了一个新的H-α成像调查的结果，目的是在晚型螺旋星系晕的面外弥漫电离气体的检测。我们已经调查了74个附近的边缘上的螺旋，覆盖北半球和南半球的样本。我们在30个星系中探测到平均距离为|z| ~1-2 kpc的面外漫射辐射。在少数情况下，单个细丝可以追溯到|z| <= 6 kpc。基于检测/未检测，我们发现FIR通量比（S_60/S_100）和单位面积SFR（L_FIR/D^2_25）之间具有良好的相关性。这实际上对星暴星系、正常星系和静止星系都是有效的。在最低S_60/S_100值下（在此值下已检测到扩展发射），推导出单位面积的最小SFR，即（dE/dt）_A25 ^thres =（3.2+-0.5 x10 E +40 erg/s/kpc ^2）。有些星系在较小的L_FIR/D ^[2_25]值时才能探测到面外辐射，但这只是在尘埃温度显著提高的情况下才能探测到。结果证实了一般的观点，即气体晕是一个直接的后果SF活动在下面的星系盘。
2003-04-24 astro-ph
