Effects of turbulent diffusion on the chemistry of diffuse clouds
目标。我们探讨了湍流扩散对冷中性介质（CNM）云和暖中性介质（WNM）之间界面化学的影响。方法.我们进行移动网格，多流体，一维，流体动力学模拟与化学，包括热和化学扩散。扩散系数被增强以考虑湍流扩散。我们后处理我们的模拟与一个粗略的辐射转移模型计算线轮廓的稳态。结果湍流扩散扩展了CNM和WNM之间的过渡区。我们发现，CNM轻微膨胀和加热：其CH和H $_2$含量减少，由于较低的密度。物理条件的改变和扩散输运增加了CNM中的H $^+$含量，导致OH和H-$_2$ O增加。扩散将一些CO运输出CNM。它还使H $_2$与温热气体接触，从而增强界面处CH $^+$、H $_3^+$、OH和H $_2$ O的产生。O线对CNM和WNM之间的中间区域的热分布的扩展是敏感的。云界面处分子含量的增加使分子谱线分布变宽，有助于激发中间能跃迁。相对分子产额发现更大的云。结论.湍流扩散可能是额外分子产生的来源，应该包括在星际介质化学模型（ISM）中。它也是一个很好的候选人解释观测问题，如温暖的H $_2$，CH $^+$的形成和H $_3^+$的存在。
2007-04-24 astro-ph
Phosphorus in the Diffuse Interstellar Medium
我们目前的FUSE和HST/STIS测量的PII柱密度朝向银河系恒星。我们通过对不饱和$λ$ 1125和$λ$ 1533谱线的轮廓拟合分析了PII，并得出了沿视线以及单个分辨组分积分的柱密度。我们发现，磷并没有耗尽沿这些视线采样弥漫的中性气体。我们还研究了PII和OI柱密度之间存在的相关性，发现这两种物质之间没有差异耗尽。此外，N（PII）/N（OI）的比值与太阳的P/O值一致，这意味着PII和OI共存于同一气相中，并且自它们在恒星中产生以来可能平行演化。我们认为，磷，跟踪PII，是一个很好的中性氧示踪剂在各种物理环境中，除了电离校正是一个重要的问题。因此，PII线（用FUSE、HST/STIS或VLT/UVES观测类星体视线）显示，当OI线饱和或混合时，作为OI线的代理特别有用。
2005-07-18 astro-ph
X-ray and UV spectroscopy of Galactic diffuse hot gas along the LMC X--3 sight line
我们提出了朱雀光谱的X射线发射的领域刚刚关闭LMC X-3视线。OVII，OVIII和NeIX发射线被清楚地检测到，表明存在光学薄的热等离子体，平均温度为2.4E6。这个温度明显高于从现有的X射线吸收线数据与钱德拉光栅观测LMC X-3推断，强烈表明气体是不等温的。然后，我们共同分析这些数据，以表征气体的空间和温度分布。假设采用垂直指数银盘模型，我们估计银盘上的气体温度和密度及其标度高度分别为3.6（2.9，4.7）E6 K和1.4（0.3，3.4）E-3 cm^{-3}和1.4（0.2，5.2）kpc和$2.8(1.0, 6.4)$ kpc。这种特性可以解释所有的\ovi线吸收，如在LMC X-3的FUSE光谱中观察到的那样，但只能预测不到在银河系高纬度地区通常检测到的OVI线发射强度的十分之一。大部分OVI排放最有可能出现在冷气体和热气体之间的界面处。
2008-08-28 astro-ph
An optical absorption study of the Helix Planetary Nebula: NaI and CaII lines, and a search for diffuse bands
我们提出的光学吸收研究的结果NGC 7293，受阻行星状星云（PN），旨在寻找可能产生的扩散带（DIB）的PN富碳拱星物质的吸收。我们做了8颗恒星的高分辨率光谱，这些恒星靠近和落后于彗星。通过对NaI和CaII线的详细分析，我们发现位于PN附近的两条视线在CO和HI中显示出非常强的NaI吸收。这种吸收是由于PN中性或分子材料。没有观察到相应的CaII线与PN中经常观察到的非常高的Ca消耗一致。在这两条拱星视线中没有发现任何DIB特征的痕迹。
2004-09-01 astro-ph
VLT/UVES Observations of Interstellar Molecules and Diffuse Bands in the Magellanic Clouds
利用VLT/UVES获得的7颗SMC星和13颗LMC星的光谱，讨论了麦哲伦星云（MC）中CH、CH+和CN的丰度。在3颗SMC星和9颗LMC星上检测到CH和/或CH+;在2颗星上检测到CN。在MC中，CH/H2比在某些视线上与弥漫的银河系分子云相当，但在其他视线上要低10-15倍。因此，MC中CH的丰度似乎取决于当地的物理条件，而不仅仅是金属丰度。观测到的MC中CH柱密度与CN、CH+、Na I和K I柱密度之间的关系与我们银河系中观测到的趋势基本一致。使用现有的数据旋转人口的H2，我们估计温度，辐射场强度，和本地氢密度的扩散分子气体。假设CH是通过稳态气相反应产生的，从N（CH）估计的密度要高得多;假设CH是通过（尚未确定的）过程（ES）负责观察到的CH+，发现更好的一致性。UVES光谱还揭示了来自MC中5780、5797和6284 A处的弥漫星际带的吸收。平均而言，与在具有相似N（H I）的银河视线中观察到的DIB相比，这三个DIB弱7-9倍（LMC）和约20倍（SMC），并且相对于E（B-V），弱2-6倍N（Na I）和N（K I）。然而，对几个"C2 DIB“的探测，其强度与银河系的视线相似，表明没有单一的、统一的比例因子（例如，一个与金属性有关）适用于MC中的所有DIB（或所有视线）。（摘要删节）
2006-03-14 astro-ph
FUSE Observations of Molecular Hydrogen in Translucent Interstellar Clouds: The Line of Sight Toward HD 73882
我们报告了半透明云中分子氢（H2）的初始FUSE观测结果。这些云具有更大的光学深度比任何以前观察到的扩散云的远紫外H2吸收，并提供了新的见解，这些地区的物理和化学。我们的初步结果涉及对HD 73882的观测，HD 73882是一颗被充分研究的南半球恒星，位于大量星际物质的后面（E（B-V）= 0.72; A_V = 2.44）。我们发现了一个总的H2柱密度，N（H2）= 1.2 x 10^{21} cm^{-2}，大约是以前在远紫外线中测量的漫射云的值的三倍。用N（J=1）/N（J=0）表示的气体动力学温度为58 ± 10 K。借助地面数据计算出适当的多组分增长曲线，我们确定了J = 7以下所有旋转水平的柱密度。J >= 2态的转动激发温度为307 ± 23 K。动力学和旋转温度都与以前对扩散云的研究中发现的相似。碳分子与氢分子的比例也与弥漫云中的比例相似，这表明这条视线具有类似的化学性质。
2000-05-04 astro-ph
Direct Measurement of the Ratio of Carbon Monoxide to Molecular Hydrogen in the Diffuse Interstellar Medium
我们已经使用档案远紫外光谱的观测HST/STIS和FUSE确定的柱密度和旋转激发温度CO和H2，分别沿视线到23银河系O和B星。视线的红化值在E（B-V）= 0.07-0.62的范围内，采样漫射到半透明的星际介质。我们发现，H2的柱密度范围为5 × 10^18 - 8 × 10^20 cm^-2，CO的柱密度上限约为2 × 10^12 cm^-2，检测到的柱密度高达1.4 × 10^16 cm^-2。CO随着H2的增加而增加，大致遵循因子2的幂律。因此，CO/H2柱密度比不是常数，范围为10^-7 - 10^-5，平均值为3 × 10 ^-6。样品分凝为“弥散”和“半透明”两种区域，前者的分子分数小于~0.25，A_V/d<1 mag kpc^-1。这两个区域的平均CO/H2分别为3.6 × 10 ^-7和9.3 × 10 ^-6，明显低于典型暗云的10^-4值。在六条视线中，观测到13 CO，我们观察到的同位素比（~50-70）与ISM的平均12 C/13 C一致，如果可能略低的话。H2的平均转动激发温度为74+/-24 K，与以前的研究结果一致，CO的平均温度为4.1 K，有些视线高达6.4 K。在较高的气柱密度下，观测到较高的CO激发，这与密度在20-100 cm^-3范围内的云中光子俘获效应一致。我们讨论的星际介质的扩散/半透明制度的结构和估计的星系中的分子质量的影响。
2006-11-28 astro-ph
On the interpretation of the He II absorption in the line of sight of Q0302-003
我们指出Q 0302 -003的视线的特殊性，它最近被用来估计在$z \sim 3.285$的He II不透明度。这条视线包含了莱曼$α$云中的一个大空洞，在用于He II不透明度观测的区域中，空洞被认为是由前景类星体的电离辐射造成的（Dobrzycki和Bechtold 1991）。如果这是真的，那么来自前景类星体的辐射在用于估计He II不透明度的区域中比漫射UV背景辐射更相关。我们认为，在这种情况下，所观察到的不透明度不应该被用来把约束的漫射紫外背景辐射。利用类星体的典型光谱指数，我们估计，大多数观察到的He II不透明度必须是由于Gunn-Peterson效应，并建议H I Gunn-Peterson测试沿这条视线。我们进一步讨论了星系际介质在Q 0302 -003附近的块状的观测建议。
1995-10-04 astro-ph
The Galactic Central Diffuse X-ray Enhancement: A Differential Absorption/Emission Analysis
软X射线背景显示出朝向银河系内部区域的普遍增强。但是这种增强是否是局部特征（例如，距离小于等于200秒差距的超级气泡）和/或与银河系中心/凸起的高能外流有关的现象仍然不清楚。在这里，我们报告了一个比较X射线发射和吸收的研究扩散热气体沿视线向3C 273和Mrk 421，增强和关闭，但在类似的银河系纬度。根据ROSAT全天巡天的估计，3C 273的3/4 keV辐射强度大约是Mrk 421的三倍。基于对这两个活动星系核的\chandra光栅观测，我们探测到了X射线吸收线（例如，OVII K α、K β和OVIII K α在z~0处的跃迁），发现沿这两条视线的平均热气体热力学和运动学性质明显不同。通过减去前景和背景的贡献，确定沿Mrk 421视线，我们隔离的净X射线吸收和发射产生的热气体与增强的方向3C 273。通过对这些差分数据集的联合分析，我们得到温度、分散速度和氢柱密度为2.0（1.6，2.3）E6 K，216（104，480）km/s，2.2（1.4，4.1）E19 cm^{-2}（90%置信区间），假设气体近似等温，太阳在金属丰度，碰撞电离平衡。我们还限制气体的有效视线范围为3.4（1.0，10.1）kpc，强烈表明增强最有可能代表银河系的中心现象。
2007-07-26 astro-ph
Effects of the turbulent ISM on radio observations of quasars
在射电波段，致密射电源的研究可能会受到通过星际介质的传播效应的影响。这些通常归因于沿着视线的湍流干涉等离子体的存在。在这里，两个这样的影响。B 2005+403的视线穿过天鹅座的严重散射区域，这导致在0.6 GHz和8 GHz之间的频率下获得的源图像的显著角展宽。然而，在较高的频率下，固有的源结构会显现出来。因此，多频VLBI观测允许研究介入物质的特性，源形态和它们在形成观测图像中的“耦合”。
2006-12-15 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 Composition and Distribution of Dust Along the Line of Sight Towards the Galactic Center
我们讨论的尘埃和冰沿视线的银河系中心（GC）的基础上分析中红外光谱（2.4-13微米）从短波长光谱仪的红外空间天文台（ISO）的组成。我们已经分析了尘埃吸收的分子云材料和弥漫的星际介质沿视线对人马座A* 和五重源，GCS 3和GCS 4的功能。从3.0微米的H2O和4.27微米的CO2冰特征的深度可以明显看出，沿着朝向Sgr A* 的视线有比GCS 3和4更多的分子云物质。事实上，Sgr A* 有丰富的红外冰光谱，有证据表明存在固体CH 4，NH 3，可能还有HCOOH。碳氢尘埃在弥漫的星际介质沿视线GC的特点是吸收功能集中在3.4，6.85，和7.25微米。基于地面的研究已经确定了脂肪烃的3.4微米特征，ISO为我们提供了在更长波长下对相应模式的首次有意义的观测。这三个特征的综合优势表明，氢化无定形碳是它们的载体。我们将GCS 3光谱中以3.28微米为中心的吸收特征归因于芳烃中的C-H伸缩。在SgrA* 光谱中，未检测到该特征，并且其C-C伸缩对应物似乎较弱。现在出现的一个关键问题是，芳香族化合物是否是扩散星际介质的一种普遍成分，类似于脂肪烃。
2000-02-23 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
Density Variations over Subparsec Scales in Diffuse Molecular Gas
我们对多恒星系统HD 206267和HD 217035的星际CN、CH、CH^{+}、\ion{Ca}{1}和\ion{Ca}{2}吸收线进行了高分辨率观测。在HD 206267的三条视线之间观察到CN吸收的显著变化，这三条视线之间的距离为10，000 AU; CH、CH^{+}和\ion{Ca}{1}的差异较小。气体密度的个别速度分量推断从化学模型，独立的云形状的假设。虽然相邻视线之间的组件密度可能相差5.0倍，但密度始终小于5000 cm^{-3}。计算表明，导出的密度对比对化学模型中使用的温度或反应速率不敏感。在朝向HD 217035的较低密度气体中看到CH^{+}分布的大差异（柱密度的2倍）。
2001-08-07 astro-ph
Density Distribution of the Warm Ionized Medium
在银河系高纬度（|b| > 10度）观测阿尔法辐射测量和脉冲星色散测量提供了关于弥漫的暖电离介质（WIM）的密度和分布的信息。扩散WIM具有对数正态分布的EM sin |b|，这与等温湍流建立的密度结构一致。负责沿高电磁正弦|b|视线的大部分发射的H+聚集在沿视线仅占据几个秒差距的高密度（> 0.1 cm^{-3}）区域中，而沿低电磁视线的H+占据数百个秒差距，密度低得多。
2007-01-16 astro-ph
FUSE Observations of Diffuse Interstellar Molecular Hydrogen
我们描述了一个中等分辨率的FUSE小型调查的H2在银河系和麦哲伦云，使用四个热星和四个活动星系核作为背景源。几乎每一个恒星和河外源的FUSE光谱都显示出在912和1120 A之间的H2莱曼和维尔纳带的大量吸收线。银河系外的一条视线PKS 2155-304，在低氮（HI）的情况下，没有可探测到的H2，可能是分子气体的“洛克曼洞”，对类星体吸收线研究很重要。我们测量H2柱密度在低旋转状态（J = 0和1），以获得旋转和/或动力学温度的扩散星际气体。较高的J丰度可以限制UV辐射场和气体密度的模型。在三个朝向河外源的光学厚云中，我们发现n（H）~ 30-50 cm（-3），云厚为2-3 pc。H2在银河系高纬度的旋转温度，<T_01>= 107 +/- 17 K（7个视线）和120 +/- 13 K（3个光学厚云），高于哥白尼样本中主要由圆盘中的目标组成的旋转温度。我们发现没有证据表明在银河系和那些在SMC和LMC的视线之间的H2的丰度或状态的激发有很大的差异。在未来，我们将探讨在磁盘和晕和低金属丰度的LMC和SMC周围的扩散分子气体的分布和物理参数。
2000-04-30 astro-ph
Cloud Structure and Physical Conditions in Star-Forming Regions from Optical Observations. II. Analysis
为了补充论文I中弥散分子气体的光学吸收谱线测量，我们获得并分析了Cep OB 2和Cep OB 3恒星视线上的远紫外H $_2$和CO数据。可能的相关性柱密度的不同物种的个别速度分量，而不是总列沿视线在过去，进行了检查，并解释云结构。分析表明，扩散分子云中存在两种CH：类CN CH和类CH $^+$ CH，并提供了扩散分子云中CO与CN伴生的证据.在扩散分子气体中，不同的物种根据气体密度分布。在高密度气体中，钙和钾都可以贫化到颗粒上，但对局部气体密度的依赖性不同。检测到氯化萘的组分的气体密度是从化学模型中推断出来的。云结构的分析表明，我们的数据是大致一致的大尺度结构所建议的CO毫米波发射图。在小尺度上，气体密度在$\sim$ 10，000 AU尺度上的变化系数大于5.0。CO和CH的柱密度与H $_2$的柱密度之间的关系在视线方向上显示出对于朝向Cep OB 2和OB 3的气体类似的斜率，但是CO/H $_2$和CH/H $_2$的比率倾向于不同，我们将其归因于沿视线的平均密度的变化。
2005-07-20 astro-ph
High-Resolution Observations of Interstellar Ca I Absorption -- Implications for Depletions and Electron Densities in Diffuse Clouds
本文给出了30颗银河系恒星的高分辨率（FWHM ~ 0.3- 1.5km/s）星际Ca I吸收光谱。钙I，钙II，K I，和其他物种的列密度的比较-为个别组件中确定的线配置文件，也整合在整个视线-产量的相对电子密度和消耗的信息。在N（Ca I）/N（Ca II）[等于光电离平衡的n_e/（Gamma/alpha_r）]与分子形式的氢的分数f（H_2）（通常被认为是局域密度n_H的指示）之间没有明显的关系。对于一个较小的样本的视线，热压力（n_H T）和局域密度可以通过分析的C I精细结构的激发估计，从C，Na，和K（假设光电离平衡）推断的平均电子密度似乎是独立的n_H和n_H T。虽然由N（Ca I）/N（Ca II）比值得到的n_e通常明显高于由其他元素得到的值，但不同元素得到的相对n_e的模式在不同的视线上既有相似之处，也有不同之处，这表明除了光电离和辐射复合之外，其他过程通常也会显著地影响扩散IS云中重元素的电离平衡。这些额外的过程也可能有助于（显然）大于预期的分数电离（n_e/n_H）发现的一些视线与独立的测定n_H。一般来说，包含“颗粒辅助”重组确实降低了推断的n_e，但它不能调和从不同元素估计的n_e。钙的消耗可能有一个更弱的密度依赖性比由CH和CN的早期比较建议。
2003-02-05 astro-ph
FUSE observations of molecular hydrogen on the line of sight towards HD141569A
我们提出了一个分析的远紫外光谱探测器（FUSE）光谱的HD141569A，一个过渡的对象，已知拥有拱星盘。我们沿着视线观察到两种温度相差很大的气体成分。我们检测到冷H2，它热化到J=2，动力学温度为51K。这种低温是弥漫性星际介质的典型特征。由于HD141569A的视线没有穿过它的圆盘，因此我们似乎正在与银河系高纬度暗云复合体L134N相关的低消光包络中观察冷H2，该复合体与HD141569A处于相同的方向和几乎相同的距离。较高J能级的H2的柱密度表明沿着视线存在温暖的气体。激发条件似乎与一般在弥漫星际云中观察到的情况不一致。观测到的气体径向速度意味着我们观测到的紫外线谱线很可能是星际起源的，而不是拱星，尽管我们的吸收线研究并没有明确排除温暖气体靠近恒星的可能性。沿着视线发现这种温暖的气体可能为暗云L134N中的湍流现象提供证据。
2005-06-13 astro-ph
Diffuse Ionized Gas Toward Beta Canis Majoris
本文介绍了对β CMa的星际介质的研究，β CMa是一个以其低中性气体密度而闻名的圆盘视线。这项研究使用高，中分辨率HST-GHRS光谱，包括线从许多物种。瞄准β CMa（153 pc）的视线主要由两个速度差为10 km/s的电离区控制。它们的气相丰度表明，它们的消耗很低，特别是对于两个云中电离程度较高的云。要详细讨论云的电离机制，需要两颗极紫外过剩恒星β CMa和β CMa的特殊光电离模型;不过，它们的电离比在20 000 K左右的温度下与碰撞电离大致一致，这大大高于由谱线宽度得出的动力学温度。它们的特征表明，这些云可能是在受到一些剧烈事件的冲击和电离后冷却和重组的过程中，可能与局部气泡的形成有关。
1998-06-12 astro-ph
Kinematics of elliptical galaxies with a diffuse dust component - III. A Monte Carlo approach to include the effects of scattering
本文是系列文章中的第三篇，旨在研究尘埃衰减对椭圆星系运动学的影响。在论文I和论文II中，我们研究了灰尘吸收的影响;在这里，我们扩展了我们的建模，以包括散射的影响。我们描述了如何运动学信息可以与辐射转移方程相结合，并提出了一个Monte Carlo代码，可以处理运动学信息在一个优雅的方式。与只考虑吸收的情况相比，我们发现，尘埃衰减显着影响所观察到的运动学散射时，包括在内。对于中心视线，灰尘可以减少或增加中心观测速度色散。然而，尘埃衰减的最重要的影响是在大的投影半径上。这些视线的运动学受到散射到这些视线中的光子的强烈影响，这些光子是由星系中心区域的高速恒星发射的。这些光子使LOSVD偏向高视线速度，并显著增加观测到的速度色散和LOSVD形状参数。这些效应与预期的暗物质晕的运动学特征相似，因此尘埃衰减可能会形成椭圆星系周围暗物质晕的通常恒星运动学证据的另一种解释。我们应用我们的研究结果来讨论银河系动力学中的其他几个主题，我们认为应该考虑尘埃衰减。特别是，我们认为，在各种波长下观察到的运动学可以帮助约束椭圆星系中的尘埃的空间分布。
2002-05-02 astro-ph
Turbulent Molecular Cloud Cores: Rotational Properties
研究了中心凝聚湍流分子云核的旋转特性，其速度场的特征是高斯随机场。结果表明，当速度功率谱为幂律分布，P（k）=k**n，n=-3 ~-4时，观测到的谱线宽度与谱线尺寸的关系可以重现。这些岩心的视向速度图显示了可以解释为旋转的速度梯度。当n=-4时，所推导的角速度Ω =1.6 km/s/pc *（R/0.1 pc）**0.5以及Ω与核半径R的标度关系与观测值符合得很好。由于长波长模式占主导地位，纤芯还具有净比角动量，平均值为j=7*（10**20）*（R/0.1 pc）**（1.5）cm**2/s，且分布很大。它们的内部无量纲转动参数β =0.03，与尺度半径R无关。一般来说，单个湍流核心的视线速度梯度不能很好地估计其内部比角动量。然而，我们发现，由相同功率谱描述的大量地核样品的比角动量分布，可以用简单的公式j=p* Ω *R*R，从它们的视线速度梯度Ω的分布中非常精确地确定，其中p取决于地核的密度分布，必须由蒙特卡罗研究确定。我们的结果表明，对于中心凝聚核的内禀角动量被高估了2-3倍，如果使用p=0.4。
2000-06-01 astro-ph
The Temperature of Interstellar Clouds from Turbulent Heating
为了评估湍流加热在星际云热平衡中的作用，我们将对数泊松湍流模型扩展到超音速湍流。该模型依赖于一个参数，d，解释为最耗散结构的尺寸。通过比较模型与超音速和超阿尔芬湍流模拟中湍流耗散率的概率分布，我们发现最佳拟合值d=1.64。我们应用这个不透明度模型的分子云，高质量恒星形成的核心，冷弥漫HI云的气体温度的质量加权概率分布的计算。我们的主要结果是：i）分子云中的平均气体温度可以解释为湍流加热的单独效应，而宇宙射线加热可能只在湍流加热低的区域占主导地位; ii）高质量恒星形成核心的平均气体温度，典型的半高宽为~6 km/s（对应于2.5 km/s的1D rms速度）可能完全由湍流加热控制，其预测平均值约为36 K，比没有湍流加热时的平均气体温度大2 - 3倍; iii）湍流加热的不稳定性可以在冷扩散HI云中产生足够的热区来解释观测到的CH+丰度，如果在1 pc尺度上的均方根速度至少为3 km/s，与以前基于不可压缩湍流的结果一致。由于它在分子云和高质量恒星形成核心的热平衡中的重要性，湍流加热过程可能是确定特征恒星质量和调节分子化学反应的核心。
2008-10-22 astro-ph
Physical Conditoins in Orion's Veil II: A Multi-Component Study of the Line of Sight Toward the Trapezium
猎户座的面纱是一个吸收屏幕，沿着猎户座H II区域的视线。它由两层或多层气体组成，必须位于梯形星团的几个秒差距内。我们以前的工作考虑了面纱作为一个整体，并发现磁场主导的气体在至少一个组件的能量。在这里，我们使用高分辨率的STIS紫外光谱，解决了吸收中的两个速度分量，并确定在每个条件。我们推导出体积氢密度，21厘米自旋温度，湍流速度，和动力学温度，为每个。我们结合这些估计与磁场测量发现，磁能显着占主导地位的湍流和热能在一个组件，而其他组件是接近湍流和磁能之间的均分。我们观察到分子氢吸收的高度兴奋的V，J水平的恒星连续光激发，并检测蓝移的S III和P III。这些离子一定是从帷幕和梯形之间的中性气体中产生的，并保护帷幕免受电离辐射。我们发现，这层电离气体也是负责他我吸收的面纱，这解决了40年来的争论，他我对梯形吸收的起源。最后，我们确定面纱的电离层和大部分原子层将在不到85，000年的时间内发生碰撞。
2005-12-21 astro-ph
The Turbulent Interstellar Medium
概述了星际介质的主要性质。证据总结表明，星际介质是高度湍流，驱动不同的长度尺度上的各种能量过程。大尺度湍流决定了弥散星际介质中丝状和壳状结构的形成。它还调节了密集、寒冷的分子云的形成。分子云现在被认为是瞬态物体，在HI气体被压缩和冷却的区域形成，时间尺度为1 e7年。在压缩HI板中的超音速湍流是由流体动力学不稳定性与冷却相结合而产生的。湍流耗散由流入的动能输入补偿。当板片的表面密度达到1 e 21 cm^-2的阈值时，最终形成了氢分子，此时进一步冷却会触发恒星形成的开始，这是由于引力坍缩。几百万年后，新形成的恒星和由此产生的超新星将分散它们的分子周围，并产生新的膨胀壳，再次驱动扩散气体中的湍流，并引发下一代冷云的形成。虽然星际介质动力学和恒星形成的一致方案正在出现，但许多细节仍然不清楚，需要对微物理过程进行更详细的研究，并更好地了解超音速可压缩湍流。
2006-05-03 astro-ph
FUSE Observations of Molecular Hydrogen in Translucent Interstellar Clouds: II. The Line of Sight Toward HD 110432
我们报告了FUSE对半透明云中分子氢的调查的第二项研究，视线朝向HD 110432。这颗恒星位于煤袋暗星云之外，在E（B-V）= 0.40，A_V = 1.32的情况下，这条视线连接了A_V \sim 1（如Zeta Oph）的不太熄灭的弥散云视线和A_V \gtrsim 2（如HD 73882）的半透明云之间的差距。通过轮廓拟合和生长曲线分析，我们导出了J = 0- 7时H2的转动布居。视线上的氢分子柱总密度为log N（H2）= 20.68 \pm 0.05 cm^{-2}，与朝向天卫Zeta的氢分子柱密度几乎相同，但比HD 73882小3倍。N（J=1）与N（J=0）的比率产生动力学温度T_{kin} = 63 \pm 7 K，类似于具有A_V \gtrsim 1的其他视线。高J谱线在此温度以上显示出相当大的激发。高J激发类似于Zeta Oph，但远小于HD 73882。化学模拟表明，云中的物理条件与Zeta Oph的云中的物理条件非常相似。对莱曼α谱线的IUE谱进行分析，得到log N（H I）= 20.85 \pm 0.15 cm^{-2}。结合N（H2），我们得出一个氢分子分数，f_{H2} = 0.58 pm 0.12，统计学上相同的视线对Zeta Oph和HD 73882。我们还报告了HD和CO分子的柱密度。从氢和含碳分子的综合测量结果来看，HD 110432的视线…
2001-03-08 astro-ph
Density probability distribution functions of diffuse gas in the Milky Way
为了研究扩散星际介质中气体密度分布的湍流特征，我们确定了扩散气体平均体积密度的概率分布函数（PDF）。这些密度是由色散测量和HI柱密度在已知距离的恒星和恒星上得到的。扩散电离气体（DIG）和扩散原子气体的平均密度的PDF接近对数正态分布，特别是当<5 degrees and |b| >分别考虑|b| =5度的视线时。高|b|时的PDF<n_HI>是低|b|时的PDF的两倍宽。DIG的PDF宽度比相同纬度的温暖HI的PDF宽度小约30%。这里报道的结果提供了强有力的支持对数正态密度PDF的存在，在扩散ISM中，与扩散气体中的密度结构的湍流起源一致。
2008-06-26 astro-ph
Ultraviolet Survey of CO and H_2 in Diffuse Molecular Clouds: The Reflection of Two Photochemistry Regimes in Abundance Relationships
为了详细探索CO和H_2之间的关系，我们沿着弥漫的分子银河系视线对^12CO和H_2柱密度进行了全面的远紫外（UV）观测。我们从HST光谱中测量了新的CO丰度，从FUSE数据中测量了新的H_2丰度，从McDonald和欧洲南方天文台测量了新的CH、CH^+和CN丰度。log N（CO）与log N（H_2）的关系图表明，要想很好地拟合整个样品，需要两个幂律关系，其中一个突变点位于log N（CO，cm^-2）= 14.1和log N（H_2）= 20.4处，这对应于高密度气体中CO生成途径的变化。所有五种双原子分子的相似对数图使我们能够探索它们之间的关系，揭示了CO与CH（在log N = 14.1，13.0处断裂）、CH^+与H_2（13.1，20.3）和CH^+与CO（13.2，14.1）的双斜率的其他例子。这些断裂彼此非常一致，证实了CO与H_2关系的断裂，以及CH和H_2丰度之间的一一对应。我们的新视线是根据光谱中CO的可探测量选择的，它们提供了低密度（< 100 cm^-3）和高密度漫射云的信息。CO与H_2的关联式及其本征宽度与样品各视线间总气体密度的变化有经验关系。我们采用分析和数值化学方案，以获得分子环境的细节。在低密度气体中，平衡化学研究未能再现CH^+的丰度，我们的数值分析表明，必须采用非平衡化学来正确预测CH^+和CO的丰度。
2008-07-07 astro-ph
Hot and Diffuse Clouds near the Galactic Center Probed by Metastable H3+
利用H_3 ~+亚稳（J，K）=（3，3）能级的吸收谱线，结合沿几条视线观测到的H_3 ~+和CO的其它谱线，我们发现在银河系中央分子带（CMZ）中存在大量的高温（T ~ 250 K）、低密度（n ~ 100cm ~（-3））、速度色散大的气体，在中心的200个PC内。沿着我们观察到的最亮的光源，五重天体GCS 3-2的视线，大约四分之三的H3+被推断在CMZ中，其余的H3+位于中间的旋臂中。在CMZ中约有一半的H ~（3+）的速度接近~-100 km·s ~（-1），这表明它与半径为180 pc的膨胀分子环有关，膨胀分子环大致构成了CMZ的外边界。另一半的速度为~-50 km s-1和~ 0 km s-1，可能更靠近中心。CO在这些云中并不丰富。在银河系盘中的几个致密云和弥漫云中没有检测到（3，3）能级的热扩散气体，而在这些云中，以前已经报道了较大的冷H3+柱密度。因此，新发现的环境似乎是CMZ所独有的。在CMZ中观测到的大的H3+柱密度表明电离率远高于银河系盘中弥漫的星际介质。我们的发现，H3+在CMZ几乎完全是在弥漫的云表明，报告的体积填充因子（f 0.1）为n 104 cm-3的云在CMZ是高估了至少一个数量级。
2005-07-19 astro-ph
Detection of Diffuse Interstellar Bands in the z=0.5 Damped Lyman alpha system towards AO 0235+164
我们首次在中等红移的阻尼莱曼α（DLA）系统中探测到5705和5780 A弥散星际带（DIBs）。我们在z_abs 0.524 DLA中测量了朝向AO 0235+164的5705和5780 A功能的休息帧等效宽度分别为63.2 +- 8.7 mA和216+-9 mA，并推导出5797、6284和6613 A处频带等效宽度的限制。5780带的等效宽度比基于DIB强度与N（HI）的银河系相关性所预期的要低，但与E（B-V）的相关性很好地一致。5780和6284 A DIB的相对强度与所有银河系和河外的视线不一致，除了一个小麦哲伦云翼的视线朝向Sk 143。然而，5705和5780 A DIB的相对强度与银河系的关系是一致的，这表明这些带的相对强度可能对环境不太敏感，或者它们可能与类似的载体有关。在z~0.5处探测到的DIB表明，通常被认为是能带载流子的有机化合物在大约50亿年前就已经存在于宇宙中。
2006-05-18 astro-ph
Intense Diffuse Far-UV Emission from the Orion Nebula
我们目前的光谱的漫FUV（900 - 1200）发射从猎户座星云附近的区域：第一个高分辨率光谱的漫背景辐射。这些观测是利用偶然发现的FUSE观测进行的，并且仅仅由于漫发射的强度（约3 x 10^5光子cm-2 s-1 sr-1 A-1）和FUSE仪器的灵敏度才有可能。初步的模拟表明，这些光是从四边形恒星（主要是猎户座θ 1 C）散射的星光。然而，与附近恒星的光谱比较显示出吸收线的存在和强度的显着差异，特别是在LyB线中，在我们的漫射光谱中星际吸收要少得多。我们相信，我们确实是在观察来自四边形恒星的散射光，但是通过一条比直接到恒星的视线少得多的物质的视线。
2004-11-17 astro-ph
Spectropolarimetry of the 3.4 micron Feature in the Diffuse ISM toward the Galactic Center Quintuplet Cluster
脂肪族碳氢化合物在3.4微米处表现出吸收特征，朝向星际介质的扩散区域取样的源观察。造成这一特征的吸收剂被认为存在于星际尘埃的某些成分中，但粒子的物理性质（大小，形状，结构等）不确定。星际极化的观测提供了鉴别。由于已知携带硅酸盐吸收特征的颗粒是对齐的，因此跨越3.4微米烃特征的极化可用于测试硅酸盐核-有机耐火地幔颗粒理论。虽然3.4微米的特征已经被观察到在朝向银河系中心的一条视线上没有偏振，但在同一条视线上没有相应的硅酸盐偏振测量。在这里，我们目前的光谱偏振观测GCS 3-II和GCS 3-IV对银河系中心，在那里的9.7微米硅酸盐偏振已被观察到。我们发现，在3.4微米的特征上没有检测到极化，极限为0.06 +/-0.13%（GCS 3-II）和0.15 +/-0.31%（GCS 3-IV），远低于核幔模型基础上的最低极化预测。我们的结论是，碳氢化合物在弥漫ISM不驻留在相同的颗粒作为硅酸盐和可能形成一个单独的人口的小颗粒。
2006-07-12 astro-ph
Dissipative structures of diffuse molecular gas III -- Small-scale intermittency of intense velocity-shears
我们进一步表征的结构，初步确定的热和化学的理由，作为网站的耗散湍流分子云（论文I和II）。我们的研究是基于两点统计的线质心速度（CV），计算从三个大的12 CO地图的两个字段。计算了CO线质心速度增量（CVI）随滞后变化一个数量级的概率密度函数（PDF）和线CV的结构函数，直到第6阶。我们证明了CV线在湍流速度场中具有三个不连续性特征：（1）随着滞后的减小，CVIPDF中的非高斯尾增加;（2）高阶结构函数偏离Kolmogorov标度的情况在湍流度更大的场中更为明显;（3）CVIPDF尾的位置描绘出狭窄的边界结构（厚度约0.02 pc），与致密气体结构无关，与较大尺度上观察到的较厚气体结构（约0.18 pc）在空间上一致。与理论预测的对抗导致我们确定这些小规模的对流结构与极端的速度剪切与气体温暖比大部分。最后，它们的平均方向平行（或接近）于局部磁场投影的方向。在这些半透明领域的湍流表现出的统计和结构的小尺度和惯性范围的不稳定性的签名。在30 pc尺度上更湍流的场在小尺度上也更间歇。小规模的间歇性结构与以前确定的增强耗散的网站相吻合。它们被组织成秒差距尺度的相干结构，耦合了广泛的尺度。
2008-02-06 astro-ph
Diffuse Galactic light at high Galactic latitude: nature and interpretation
1998年，Gordon、Witt和Friedmann提出了漫射银河光（DGL）中的扩展红光发射（ERE）假说，他们发现散射星光不足以解释在某些高银河纬度方向的R波段中的DGL数量。本文重新研究了银河系高纬度地区DGL、恒星和星系综合光（ISGL）和太阳系外总光（ISGL+DGL）的亮度和颜色。在传统的假设下，DGL是由视线上的星际尘埃对背景星光的前向散射，ISGL和先锋有非常接近的颜色，因为它是由戈登，维特和弗里德曼发现的。因此，在高|b|的先驱观测接受了另一种简单的解释，没有参与DGL的ERE。
2007-09-06 astro-ph
The line-of-sight distribution of water in the SgrB2 complex
我们报告的检测，与加州理工学院亚毫米波天文台，894 GHz的HDO（111-000）过渡，观察到的吸收对背景连续发射的SgrB 2核心M和N。这个功能的辐射转移建模，连同公布的数据集毫米和submm HDO和H2O-18转换，表明从氘和非氘水的基态吸收功能跟踪不同的气体成分沿视线。特别是，虽然HDO谱线似乎是由位于SgrB 2暖包层中的大柱密度气体产生的，但SWAS和KAO在548 GHz处检测到的H2O-18基态跃迁（Neufeld等人，2000; Zmuidzinas等人，1995 a）却是位于SgrB 2复合体前景的热的、扩散的、薄的气体层的产物。
2003-02-28 astro-ph
