The Stellar Content of Nearby Star-Forming Galaxies. III. Unravelling the Nature of the Diffuse Ultraviolet Light
我们调查的性质，在12个本地星暴星系的扩散内集群紫外光，使用长缝紫外光谱获得的空间望远镜成像光谱仪（STIS）搭载哈勃太空望远镜（HST）。我们把这个微弱的星团内光作为每个星系的场，并将其光谱特征与STARBURST 99进化合成模型和邻近的星团进行比较。我们的主要结果是，在12个星爆中，有11个星爆中的漫射紫外光缺乏强烈的O星风特征，而这些特征在同一星系中的发光星团的光谱中清晰可见。主导星团和场光谱的恒星特征的差异表明，场光主要来自不同的恒星星族，而不是来自大质量星团泄漏的紫外光子的散射。我们考虑几个方案，以了解缺乏观察到的O型星在该领域，其影响的起源领域的恒星星族。如果场的恒星星族是在原地形成的，那么场的IMF必须比Salpeter（3.0-3.5）更陡，或者Salpeter斜率的上限是30-50太阳质量。如果恒星的形成主要发生在星团中，那么这个区域可能是由较老的、褪色的星团和/或与发光星团同时代但质量较低的星团组成。如果磁场是由更老的、正在溶解的星团组成的，我们估计星团（无论质量如何）需要在7-10百万年的时间尺度上溶解才能产生磁场（删节）。
2005-05-02 astro-ph
Far Ultraviolet Observations of Molecular Hydrogen in the Diffuse Interstellar Medium of Starburst Galaxies
我们利用远紫外光谱探测器（FUSE）研究了NGC 1705、NGC 3310、NGC 4214、M83（NGC 5236）和NGC 5253五个星暴星系的H_2吸收。我们在M83和NGC5253中探测到H_2的弱吸收，并对其它星系的H_2柱密度设定了上限。用FUSE探测到的分子气体质量的保守上限比由CO排放推断的H_2质量低许多数量级。这表明，几乎所有的H_2都是以云的形式存在的，其N（H_2）大于10^20 cm ^-2，远紫外光无法透过这些云，因此远紫外吸收测量无法探测到这些云。FUSE光谱中可见的远紫外连续光谱在覆盖系数<1的稠密云层之间通过。复杂的观测偏差与FUSE孔径中扩展的紫外辐射的消光变化有关，这妨碍了对这些星爆中弥漫的H_2的明确表征。然而，这些证据表明，与银河系中类似的红色视线相比，在稠密云层之间的弥漫星际介质中的H_2较少。这一点与恒星暴增中破坏性的紫外线辐射场更强的预期一致。然而，以前对这些恒星爆发的紫外线观测表明，弥漫的星际介质导致了红化。这表明，虽然弥漫的H_2可能在星暴中被破坏，但尘埃仍然存在。
2004-06-16 astro-ph
Far Ultraviolet and H-alpha Imaging of Nearby Spirals: The OB Stellar Population in the Diffuse Ionized Gas
我们比较了10个邻近螺旋星系的H-α和远紫外（FUV）图像，目的是了解场OB星对螺旋星系中弥漫电离气体（DIG）电离的贡献。FUV图像是由紫外成像望远镜（UIT）获得的，H-alpha图像是使用各种地面望远镜获得的。在所有的星系中，DIG区的F_H-α/F_UIT通量比都低于HII区。这可能是一个迹象，OB星在现场的平均光谱类型晚于在HII区。N_Lyc/L_UIT比与演化中的恒星星族模型的比较表明，DIG中的恒星星族与较老的单次爆发种群或具有恒定恒星形成和初始质量函数（IMF）斜率大于α =2.35的稳态模型一致。我们比较了这些星系DIG中的F_Hα/F_UIT比与M33中的F_Hα/F_UIT比。如果HII区和DIG区恒星的平均光谱类型与M33相同，且DIG区和HII区的消光差异在星系间保持不变，那么分析表明，场星是大多数星系中重要的电离源，在某些星系中可能是主要的电离源。
2001-07-23 astro-ph
Far-ultraviolet Observations of the North Ecliptic Pole with SPEAR
本文介绍了北极附近的SPIRES/FIMS远紫外观测资料。这一区域，在b~30度，具有中间HI柱，似乎是一个相当典型的视线，代表了弥漫ISM中的一般过程。我们检测到令人惊讶的数量的发射线的许多元素在不同的电离状态代表气相从温暖的中性介质（WNM）的热电离介质（HIM）。我们还检测荧光带的H2，这可能是由于无处不在的扩散H2先前观察到的吸收。
2006-01-26 astro-ph
Radiative Transfer Analysis of Far-UV Background Observations Obtained with the Far-Ultraviolet Space Telescope (FAUST)
1992年，远紫外线太空望远镜（FAUST）提供了银河系高、中、低纬度地区的紫外线（140- 180纳米）漫射天空背景的测量结果。探测到的辐射中有很大一部分来自银河系，是由弥漫的星际介质中的尘埃散射造成的。为了模拟银河系中的辐射转移，我们采用了蒙特卡罗模型，该模型利用了基于测量的通量（156 nm）和58，000颗TD-1恒星的位置以及星际介质的云结构的现实的非各向同性辐射场。模型预测与观测结果的比较导致了银河散射辐射从近似恒定的背景中分离出来，归因于气辉和河外辐射，以及尘埃散射特性的约束测定。得出的尘埃的相位角a = 0.45 +/- 0.05远低于致密反射星云和恒星形成区尘埃的相位角，而相位函数的不对称性g = 0.68 +/- 0.10则表明相位函数具有很强的正向性。我们表明，高度非各向同性相函数负责，与非各向同性的紫外辐射场，为广泛的观察到的漫散射银河辐射和中性原子氢的柱密度之间的相关性。低的尘埃密度是由于弥漫介质中的颗粒的平均尺寸小于致密反射星云中的颗粒的尺寸分布。
1997-01-06 astro-ph
On Ultrasmall Silicate Grains in the Diffuse Interstellar Medium
在非常小的颗粒中的无定形和结晶硅酸盐的丰度受到在扩散ISM中未检测到10微米硅酸盐发射特征的事实的限制。基于所观察到的漫反射ISM的IR发射光谱、所观察到的紫外消光曲线和10微米硅酸盐吸收曲线，我们获得了超小（α < 15埃）无定形和结晶硅酸盐颗粒的丰度上限。与以前的工作相反，在不违反观测约束的情况下，大约20%的星际硅可能存在于< 15埃的硅酸盐颗粒中。不超过~5%的Si可以在结晶硅酸盐（任何尺寸）中。
2000-12-06 astro-ph
Ultraviolet Imaging Polarimetry of the Large Magellanic Cloud. I. Observations
我们已经使用了火箭携带的宽视场成像测量偏振仪（WISP）的图像1.5度。4.8度。在215 nm波长和1“x 1.5”分辨率下，LMC西侧的面积。这是天文学中第一张宽视场紫外线偏振图像。我们发现LMC的UV背景光在0.04到~0.4的水平上是线性偏振的。一般来说，像素中的偏振随着通量减小而增加; WISP场中的偏振的加权平均值为0.126 +/- 0.023。在不拥挤的地区，大麦哲伦星云的漫射紫外背景从最低的23.6 +/- 0.5 mag/arcsec**2上升到明亮的OB协会附近的23.1 +/- 0.2。我们使用我们的偏振图调查的几何形状的星际介质在LMC，并寻找证据的一个显着的贡献，从OB协会的散射光的漫射银河光的LMC。通过对我们的偏振图的统计分析，我们确定了9个强烈的紫外线发射区域，这些区域可能会在我们的图像中产生散射晕。我们发现，星光从N11复杂的LH 15协会是最强的贡献者的散射光分量的大麦哲伦星云的漫射银河光。大麦哲伦星云西北部的这个区域可以被认为是一个千秒差距的反射星云，其中OB星照亮了遥远的尘埃颗粒，这些尘埃颗粒将光线散射到我们的视线中。相比之下，偏振图不支持南部WISP场的大型B2复合体的光的散射;这种效应可能是天体物理学的，也可能是我们分析中的偏差的结果。
1999-09-08 astro-ph
Molecular Hydrogen in Orion as Observed by the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
在猎户座星云附近的一个区域观测到了被尘埃颗粒散射的弥漫的远紫外恒星辐射。除了散射的恒星连续谱，氢分子产生的发射和吸收特征也被确认。在这封信中，我们提出了一个分析这种吸收和荧光发射的分子氢在猎户座。我们使用光学深度模板和荧光发射代码与远紫外光谱探测器获得的光谱模型。这些结果是令人惊讶的，因为以前的研究发现在这个区域几乎没有来自H_2的紫外线吸收，并且发射来自星云的一个看似空的部分。我们发现，发射填充在所观察到的吸收线，其中两个重叠。这些数据支持这样的说法，即紫外光子的荧光激发是产生猎户座星云外部区域观察到的近红外发射光谱的主要机制。
2005-07-15 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 Resolution Ultraviolet Quasar Absorption Line Spectroscopy of z~1 Galaxy Group
我们使用来自HST/STIS（R= 30，000）的紫外光谱，以及来自Keck/HIRES（R= 45，000）的光谱，研究了朝向类星体PG 1206+459的z=0.9254，0.9276和0.9342的三个MgII选择吸收系统。一个多相的气体结构，低电离成分产生的小凝结和高电离的扩散云，在所有三个系统中表示。每个系统都可能代表一个不同的星系，由于星际介质、日冕气体、晕气体和高速云的某种组合而产生吸收。即使HST/COS的灵敏度有所提高，我们也只能获得天空中最亮类星体的高分辨率紫外光谱。具有紫外覆盖范围的更大望远镜将能够对数百个星系进行类星体吸收线研究，包括各种各样的星系类型和低和中等红移的环境。
2002-07-18 astro-ph
Observations of O VI Emission from the Diffuse Interstellar Medium
我们报告了第一个远紫外光谱探测器（FUSE）的测量弥漫的O VI（λ，λ 1032，1038）发射一般弥漫的星际介质以外的超新星遗迹或超气泡。我们观测到一个30角秒× 30角秒的区域，中心位置为l = 315，b =-41。从观测到的强度（2930+/-290（随机）+/-410（systematic）和1790+/-260（random）+/-250（systematic）光子/cm/cm/s/sr，分别在1032和1038埃发射线），推导方程，并假设源的位置，我们计算的固有强度，电子密度，热压力，和发射深度。强度太大，以至于发射无法单独起源于局部气泡。因此，我们得出结论，银河系厚盘和低晕也有贡献。高速云被排除在外，因为在指向方向附近没有。计算的发射深度很小，表明含OVI气体填充的体积很小。观测结果也可用于估算热星际介质的冷却速率和约束模型。这些数据还产生了在1037埃处的C II 3s 2 S1/2至2 p2 P3/2发射线的第一强度测量，并对来自C I、C III、Si II、S III、S IV、S VI和Fe III的紫外线发射强度设置了上限。
2001-05-16 astro-ph
Ultraviolet Through Far-Infrared Spatially Resolved Analysis of the Recent Star Formation in M81 (NGC3031)
利用远紫外（UV）到远红外（IR）成像观测，对早型旋涡星系M81的近期恒星形成（SF）进行了表征。我们比较这些数据与模型的恒星，气体和尘埃排放的亚银河系地区。我们的研究结果表明，存在一个弥漫的灰尘排放没有直接联系到最近的SF。我们发现尘埃温度和尘埃质量密度的径向下降，并在恒星光的衰减。M81的红外辐射可以用三种成分来模拟：1）温度<T_c>为18 ± 2 K的冷尘埃，集中在HII区附近，但也呈现弥散分布; 2）T_w=53 ± 7 K的暖尘埃，直接与HII区相连; 3）芳香分子，弥散形态峰值出现在HII区附近。我们推导出几个关系，以获得总的红外线的单色光通量，我们比较五种不同的恒星形成率（SFR）估计HII地区在M81和M51：紫外线，Halpha，和三个估计斯皮策数据的基础上。我们发现，尘埃吸收的H α光度与24微米的发射密切相关。与总红外光度的相关性不太好。当用24微米或单独的总红外辐射估计总SFR时，发现星系之间存在重要的变化。最可靠的估计，总的SFR是通过结合的Halpha发射（或UV）和IR光度（特别是24微米的发射），探测未遮蔽和遮蔽的SF，分别获得。对于整个M81星系，大约50%的SF被尘埃遮蔽。被遮蔽的SF的百分比范围从星系内部区域的60%到外部区域的30%。
2006-05-23 astro-ph
SWAS and Arecibo observations of H2O and OH in a diffuse cloud along the line-of-sight to W51
亚毫米波天文卫星（SWAS）对W51的观测首次在扩散的分子云中探测到了水蒸气。水汽位于前景云中，在LSR速度为6 km/s时产生吸收特征。推测水柱密度为2.5E+13 cm-2。用阿雷西博射电望远镜在W51的10个位置观测到的羟基分子表明，在同一个弥散云中，OH柱的密度为8 E +13 cm-2。观测到的H2O/OH比约为0.3，明显大于先前对位于HD 154368前方的类似扩散分子云进行紫外观测得出的上限。观察到的H2O/OH的变化可能表明在这些云的一个或两个中存在温暖的（T > 400）气体成分，其中中性-中性反应是OH和/或H2O的重要来源。
2002-07-16 astro-ph
Molecular Hydrogen in Diffuse Interstellar Clouds of Arbitrary Three-Dimensional Geometry
我们已经建立了三维模型内的任意几何形状的扩散星际云的分子氢的平衡丰度的紫外线辐射照射。用26射线近似模拟尘埃和H $_2$线吸收对入射紫外辐射场的衰减，计算了这种云内H $_2$的位置依赖的光解离速率。我们已经将我们的建模技术应用于孤立的漫射云G236+39，假设云具有恒定的密度，并且云沿视线的厚度在每一点处与IRAS测量的100 μ m连续强度成比例。我们发现，我们的模型可以成功地解释所观察到的100 umu的连续强度HI柱密度的比率的变化，与较大的值，该比率发生沿视线中的分子氢分数预计是最大的。使用标准的卡方分析来评估我们的模型的拟合优度，我们发现（在60 σ水平上）三维模型在匹配观测数据方面比一维模型更成功，在一维模型中，云沿视线的几何范围被假设为比它在天空平面中的范围小得多。如果D是到G236+39的距离，并给出关于颗粒催化H_2形成速率的标准假设，我们发现云沿视线的范围是其投影到天空平面上的平均范围的0.9 ± 0.1倍，气体密度为（53 ± 8）。（100 pc/D）cm^-3;其辐射场是Draine（1978）估计的平均星际辐射场的（1.1+-0.2）（100 pc/D）倍。推导出的100 μ m每核子的发射率为（1.13+-0.06 x10 ^-20兆焦耳sr^-1 cm ^2）。
1997-04-22 astro-ph
The Spectroscopy of Plasma Evolution from Astrophysical Radiation Mission
搭载科学技术卫星1号飞行任务的天体物理辐射等离子体演变光谱学（或远紫外成像光谱仪）仪器首次提供了宇宙远紫外（FUV，λ 900-1750 Ang）背景的大面积光谱绘图。我们观测到了来自高温（10^4 ~ 10^6 K）和电离等离子体、分子氢和尘埃散射星光的漫射辐射。这些数据提供了前所未有的探测和发现光谱发射从各种星际环境，包括一般介质，分子云，超新星遗迹，和超级气泡。我们描述了任务和它的数据，提出了一个弥漫FUV天空的外观和光谱的概述，并介绍了本卷后面详细的科学发现。
2006-01-26 astro-ph
The Lyman continuum radiation escaping from galaxies
利用星系的H-α光度密度计算了宇宙中恒星形成时莱曼极限的局部漫射辐射场。从星系中通过中性氢泄漏出来的莱曼连续辐射的比例是计算中最不确定的参数。从星系的散射辐射的预测与测量从所有的电离源的比较表明，平均莱曼连续逃逸分数应低于1%。这一数字低于迄今为止报告的少数物体的上限。它还表明，在莱曼极限的光度密度从恒星形成是一致的光度密度和漫反射背景测量的远（非电离）紫外线。
1997-04-15 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of Magellanic Cloud Supernova Remnants
我们报告的进展，迄今为止，从一个正在进行的公正的紫外线调查的超新星遗迹在麦哲伦云使用远紫外线光谱探测器（FUSE）卫星。这次巡天正在获取麦哲伦云超新星遗迹随机大样本的光谱，这些样本具有广泛的无线电，光学和X射线特性。迄今为止，在调查中观察到39个物体（38个在LMC，1个在SMC），15个被发现，发现率接近40%。我们的调查使麦哲伦星云中紫外线探测到的信噪比增加了近两倍（从8个增加到22个）。由于FUSE对漫射源的敏感性，在许多情况下，对未探测物体的上限是相当敏感的。估计的O~VI的总光度范围很广，从比推断的软X射线光度亮很多倍到暗很多倍，这表明O~VI可能是某些物体中重要的且基本上未被识别的冷却剂。我们比较了检测到的和未检测到的物体的光学和X射线特性，但没有找到一个简单的紫外线可探测性指标。未探测到可能是由于发射的块状物，高前景消光，发射被麦哲伦星际介质衰减的缓慢冲击，或这些效应的组合。
2006-05-19 astro-ph
No diffuse H2 in the metal deficient galaxy I Zw 18
在寻找H2分子的过程中，FUSE观测到了贫金属星暴星系IZw 18。覆盖整个星系的光圈所获得的光谱显示，在星系的径向速度没有扩散H2的吸收线。扩散的H2柱密度的上限被发现非常低：N（H2）<~ 10^15 cm-2（10 sigma），不像我们的银河系，即使HI柱密度很低，H2也通常存在。尽管HI柱密度高达N（HI）~ 2.10^21 cm-2，但我们观察到2N（H2）/N（HI）<< 10^-6。我们不能排除这样的可能性，即一些H2可能是非常密集的，小的和离散的团块，目前的观测无法检测到。然而，在这个贫金属星系中明显缺乏弥漫的H2可以解释为尘埃颗粒的丰度低（需要从H原子形成这种分子），高紫外线通量和低密度的HI云围绕恒星形成区域。因此，排除了弥漫的H2作为总质量的重要贡献者，似乎星系的气体主要是HI，并且高动力学质量不是由冷的和弥漫的重子暗物质组成的。
2000-06-05 astro-ph
Ultraviolet HST Snapshot Survey of 3CR Radio Source Counterparts at Low Redshift
本文给出了27个红移z<0.1的3CR射电星系的紫外图像，这些星系是用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）拍摄的。观测采用NUV-MAMA和宽带滤波器，峰值灵敏度为2200 A。我们发现，紫外线的光度显示约10至100倍的色散比光学。我们比较了UV形态与光学V-和R-波段WFPC 2快照调查图像。我们已经发现，即使在零红移的射电星系中，也有剧烈的、复杂的和扩展的紫外辐射。我们发现了各种各样的紫外线形态，一些完全不同的视觉形态，这让人想起在静止帧紫外线看到的混乱的高Z射电星系结构。紫外线的形态显示区域的恒星形成，喷流，并可能分散AGN连续。UV发射通常不与无线电结构对准。我们还探测到宿主星系的漫射紫外辐射。我们认为，这些是相同的物理现象，观察到在高红移，但在一个较小的空间尺度。
2001-12-10 astro-ph
FUSE Detection of Diffuse Galactic O VI Emission toward the Coma and Virgo Clusters
本文报道了利用远紫外光谱探测器（FUSE）的低分辨率（30“x30”）孔径对后发座星系团（l = 57.6，b = +88.0）和室女座星系团（l = 284.2，b = +74.5）进行的29 ksec观测和11 ksec观测中的O VI 1032，1038 A弥散辐射的探测结果。发射线的红移接近于零，因此是由我们银河系中的气体产生的。观察到的表面亮度为2000 +/- 600光子/cm 2/s/sr的每一个O-VI组件在后发光谱和2900 +/- 700和1700 +/- 700光子/cm 2/s/sr的1032和1038 A线，分别朝向室女座。这些特征在强度上与最近在南银河半球（l = 315.0，b =-41.3）在~ 200 ksec的FUSE观测中观察到的特征相似。从M87的FUSE光谱中，我们发现朝向室女座的N（O VI）为（1.4 +/- 0.8）x 10^14 cm^{-2}。通过结合发射线和吸收线数据，我们估计的物理参数的排放气体。
2001-04-23 astro-ph
Ultraviolet Imaging of the Globular Cluster 47 Tucanae
我们用紫外成像望远镜获得了典型的富含金属的球状星团47的深远紫外（1620埃），40'直径的图像。我们发现了一个人口约20热（Teff > 9000 K）对象附近或以上的预测紫外光度的热水平分支（HB），并躺在两个半光半径的集群中心。我们相信这些是正常的热HB或后HB对象，而不是相互作用的双星或蓝离散。两个样品的IUE谱与HB后相一致。这些观察，以及最近HST测光的其他两个金属丰富的集群，表明人口丰富，冷HB的仍然可以产生热HB和后HB星。星团中心还包含一个不寻常的远紫外漫射源，它比V波段的光更长。这可能是与一个星团内的介质有关，有较早的红外线和X射线证据，是由C IV发射或颗粒的散射光产生的。
1997-04-03 astro-ph
The Narrow-band Ultraviolet Imaging Experiment for Wide-field Surveys (NUVIEWS)-I: Dust scattered continuum
我们报告的第一个结果的窄波段紫外成像实验宽场调查（NUVIEWS），探空火箭实验，旨在映射远紫外背景在四个窄波段。这是第一次对紫外线背景进行成像测量，以覆盖天空的大部分。窄带响应（145，155，161和174 nm，7-10 nm宽）使我们能够从尘埃散射连续谱，H2荧光和CIV 155 nm发射中分离出背景贡献。在我们的第一次飞行中，我们以5-10弧分的成像分辨率绘制了四分之一的天空。在本文中，我们模型的背景，灰尘散射连续的主要贡献。我们的数据库包括超过10，000平方米的地图。度，在6.25乘6.25平方英尺的空间内进行468次独立测量。度仓。恒星和仪器恒星晕从数据中删除。我们提出了在174 nm望远镜中获得的连续谱背景图。我们使用一个遵循Witt，Friedman和Sasseen（1997：WFS）的模型来解释云中的非均匀辐射场和多次散射效应。我们发现弥漫星际介质中的尘埃在天空的大部分区域上显示出中等的散射（a=0.55+/-0.1）和高度的前向散射相函数参数（g=0.75+/-0.1），类似于恒星形成区的尘埃。我们还发现了与模型的显著差异。
1999-05-27 astro-ph
Molecular Gas in the Galactic Halo and Beyond
我回顾了最近的观测分子气体的晕的银河系和麦哲伦云。用ORFEUS和FUSE对分子氢（H_2）的远紫外吸收线研究揭示了星系晕中高速云中弥散分子氢成分的存在。虽然测量的数量还很小，但数据表明，晕中扩散的H_2只存在于含有足够量重元素和尘埃的云中，在其表面上H_2的形成进行得最有效。这些意见的影响，我们了解银河系晕进行了讨论。
2001-09-12 astro-ph
An Extended FUSE Survey of Diffuse O VI Emission in the Interstellar Medium
本文介绍了用远紫外光谱探测器（FUSE）观测到的星际介质中的OVI弥散辐射。跨越5.5年的FUSE观测，从发射到2004年12月，我们的数据集包括2925曝光沿183视线，包括所有那些与以前公布的O VI检测。使用CalFUSE v3.1的实施修改，以优化的信噪比和速度尺度的频谱从孔径填充源的数据进行处理。在我们的183条视线中，73条显示O VI 1032发射，29条> 3 σ显著性。6个3-sigma特征的速度|v_LSR| > 120 km/s，而其他特征的速度|v_LSR| < 50 km/s。测量的强度范围从1800到9100 LU，中值为3300 LU。将我们的结果与已发表的OVI吸收数据相结合，我们发现，在局部ISM中的OVI承载界面产生的电子密度n_e = 0.2- 0.3 cm^-3^，路径长度为0.1 pc，而与星系晕中的高速云相关的OVI发射区的密度低一个数量级，路径长度长两个数量级。虽然沿这些视线的O VI强度相似，但发射是由具有非常不同性质的气体产生的。
2006-04-19 astro-ph
The Thermal Pressure of the Hot Interstellar Medium derived from Cloud Shadows in the Extreme Ultraviolet
我们利用EUVE的深度巡天望远镜研究了星际介质中云在漫射EUV/软X射线背景下的阴影。我们证实了先前报道的阴影的存在，并提供了两个新的阴影的证据。我们使用IRAS数据来识别产生这些阴影的云，并确定它们对EUV辐射的光学深度。EUV吸收云在EUV中是光学厚的，并且在这些阴影的方向上检测到的所有EUV发射必须由云前面的材料产生。我们获得了新的光学数据来确定这些云的距离。我们使用一种新的差分云技术来获得星际介质的压力。这些结果不依赖于数据的任何零水平校准。我们的研究结果提供了证据表明，在当地的星际介质中，热星际气体的压力在三个不同的方向上是相同的，并且至少比我们太阳周围的当地云高出8倍。这提供了新的证据，在本地ISM大的热压不平衡，并直接矛盾的基本假设的热压平衡中使用的几乎所有现有的星际介质模型。
1998-04-28 astro-ph
