Radio Emitting Dust in the Free-Electron Layer of Spiral Galaxies: Testing the Disk/Halo Interface
我们提出了一个无线电发射的研究，从旋转，带电尘埃颗粒沉浸在电离气体构成厚，H $α$发射盘的许多螺旋星系。利用最新的光学常数，计算了暴露于漫射银河紫外线通量的颗粒上的电荷。推导出了晶粒电荷的解析近似，并利用该近似得到了晶粒的旋转频率。发现晶粒具有在10-100~GHz范围内的截止频率处达到峰值的大量无线电发射，这取决于晶粒尺寸分布和晶粒旋转的辐射阻尼效率。尘埃无线电发射相比，从电离气体成分的自由-自由发射的磁场强度在所观察到的尘埃丝的一些限制也进行了讨论。该模型可用于检验旋涡星系盘晕界面环境，确定其电离成分中尘埃的数量和尺寸分布，以及研究尘埃的旋转机制。数值估计实验的目的。
1994-01-10 astro-ph
The Peculiar Nebula Simeis 57: I. Ionized Gas and Dust Extinction
我们提出的银河系星云Simeis 57（= HS 191 = G 80.3+4.7）与WSRT和DRA天文台在609，1412和1420 MHz的频率的高分辨率无线电连续谱图。在可见光波段和无线电波段，该星云呈特殊的“S”形，由长而细的直丝穿过。这些射电图与现有数据库中的其他图相结合，基本上显示了这个奇特而复杂的星云的所有射电辐射都是热的和光学薄的。虽然Simeis 57的距离和激发源都不清楚，但该星云的电子密度一般只有n（e）= 100 cm-3。它的质量也很低，不超过几十个太阳质量。最大发射量为5000 pc cm-6。暗尘与星云密切相关，但似乎主要发生在星云前面。消光范围从A（V）= 1.0等到A（V）= 2.8等，平均约为2等。消光和100微米处的远红外发射有很好的相关性。
2002-11-19 astro-ph
Very compact radio emission from high-mass protostars. II. Dust disks and ionized accretion flows
本文报道了高质量原恒星W33 A、AFGL 2591和NGC 7538 IRS 9的43 GHz分辨率成像。在每种情况下，检测到弱（~mJy），紧凑（~100 AU）的发射，具有细长的形状（轴比~3）。对于AFGL 2591和NGC 7538 IRS 9，发射是单峰的，而对于最高光度的源W33 A，检测到三个源的“小型集群”。导出的大小，流量密度，和宽带无线电频谱的来源支持最近的模型，在非常年轻的O-型恒星周围的HII区域的初始扩张被恒星引力阻止。在这些模型中，高质量恒星上的吸积流起源于大尺度的分子包层，并在靠近恒星的地方被电离。这些模型再现了我们对电离气体的观测，以及这些源在10^3--10^4 AU尺度上的分子包层结构，这些尺度是以前从单碟亚毫米连续谱和线映射中得到的。对于AFGL 2591，43 GHz的通量密度也与近红外“散斑”图像中看到的圆盘的尘埃发射一致。然而，43 GHz发射与大规模分子外流的对齐反对AFGL 2591和NGC 7538 IRS 9的起源。相比之下，W33 A的流出似乎没有准直。结合之前对W3 IRS 5和AFGL 2136的案例研究，我们的研究结果表明，恒星和亮度高达~10^5 L0的星团的形成是通过吸积进行的，并产生与太阳型情况相同的准直外流，其“附加特征”是吸积流在靠近恒星的地方被电离。在~10^5 L0以上，HII区的星团出现，流出不再准直，这…
2005-04-01 astro-ph
Internal Dust Correction Factors for Star Formation Rates Derived for Dusty \HII Regions and Starburst Galaxies
星系中的恒星形成率经常使用巴耳末线通量来估计。然而，这些可以被系统地低估，因为尘埃竞争电离气体中莱曼连续谱光子的吸收。在这里，我们提出了一个简单的分析形式的理论校正因子。这些因子是电离参数${\cal U}$和星云O/H丰度比的乘积，这两个参数现在都可以从明亮星云谱线比的观测中得到。校正因子仅在一定程度上取决于由晶粒产生的光电子，但对电离气体中复杂的PAH样碳质分子的存在非常敏感，只要这些分子能够在这样的环境中存活。
2002-12-01 astro-ph
Properties of Dust Grains in Planetary Nebulae -- I. The Ionized Region of NGC 6445
本文研究了演化行星状星云NGC 6445的新红外光谱。这些数据表明，从晶粒的热发射是非常冷的，并具有低通量相比，H β。使用光电离代码CLOUDY 90.05构建电离区域的模型。基于这个模型，我们表明，在气相元素的耗尽，小颗粒破坏可以发生在电离区的NGC 6445。我们还认为，星云中的尘埃气体分离是不合理的。最有可能的结论是，颗粒存在于NGC 6445的电离区域内，并且颗粒发射的低温和通量是由中心恒星的低光度和颗粒的低光学深度造成的。这意味着该星云中的大部分含硅颗粒能够在硬紫外光子下存活至少数千年，这与先前发表的结果相矛盾。通过比较光学和红外诊断谱线比率，我们可以勉强看出星云中存在t^2效应。然而，证据并不令人信服，对这种差异的其他解释也是合理的。用ISO-LWS拍摄的离源光谱清楚地显示了温度为24 K的暖卷云分量以及温度为7 K的非常冷的分量的存在。由于我们的观测只涵盖了天空的一小部分，因此尚不清楚7 K分量的延伸程度以及它是否对COBE拍摄的FIRAS光谱有重要贡献。因为我们的视线是在银道面上，所以非常冷的部分可能是一个没有恒星的核心。
1999-10-21 astro-ph
Radiation-condensation instability in a highly ionized dusty plasma
考虑了辐射冷却尘埃等离子体中线性扰动的动力学，尘埃（$Z_d$）和等离子体（$Z_p$）成分的电荷随密度变化。结果表明，在对应于特征冷却长度的长波长极限，当等离子体可以被视为准中性，尘埃粒子的存在改变了辐射不稳定性的标准，无论尘埃粒子的充电过程。特别是，凝聚（等压）模式被证明是稳定的（不稳定），如果在平衡，尘埃$n_d$和等离子体$n$的准中性条件下的密度之间的关系，$(d\ln n_{d}/d \ln n)_{q}<1$（$>1$）是满意的，而等熵模式是稳定的（不稳定）时，发生相反的不平等;等容模式是不变的。数值估计表明，这些影响可能是重要的热相（$T\sim 10^{6}$ K）的星际等离子体，并在托卡马克等离子体附近的墙壁。
2002-06-17 astro-ph physics.plasm-ph
The circumstellar envelope of AFGL 4106
我们提出了新的成像和光谱的后红超巨星双星AFGL 4106。日冕成像在H-α揭示了形状和程度的电离区的拱星信封（CSE）。中阶梯光谱与狭缝覆盖几乎整个程度的CSE是用来推导的电离区域的物理条件和光学深度的尘埃内所包含的CSE。AFGL 4106周围的尘埃壳是溷合的，并与电离气体混合。H-α和[N II]的发射是最明亮的，来自分离的尘埃壳外面的一个薄的弓形层。正在进行的质量损失跟踪[钙II]发射和蓝移吸收线的低电离物种。一个简单的模型被用来解释的空间分布的星周消光和尘埃排放在一个一致的方式。
1999-07-14 astro-ph
The interplay between ionized gas and massive stars in the HII galaxy IIZw70: integral field spectroscopy with PMAS
我们对HII星系IIZ w 70进行了积分场光谱研究，以探讨其电离星际介质（ISM）和大质量恒星形成（SF）之间的相互作用。观测是在光学光谱范围（3700-6800 A）内进行的，使用的是连接在CAHA 3.5米望远镜上的波茨坦多孔径分光光度计（PMAS）。我们创建并分析了空间分布的发射线，连续发射和电离ISM的属性（例如物理化学条件，尘埃消光，运动学）的地图。我们研究了这些性质与大质量恒星的空间分布和演化阶段的关系。这是我们第一次在这个星系中探测到沃尔夫-拉叶星（WR）的存在。电离气体发射的峰值与WR凸点的位置一致。星系中尘埃消光较低的区域对应于速度色散和径向速度最低的区域。总体情况表明，该地区的ISM正在通过光电离和恒星风被破坏，导致气体+恒星和尘埃云之间的空间解耦。大部分尘埃似乎位于可能的电离星团所占据区域的边界。我们还发现，这个区域与HeII 4686的星云发射和大多数发射线的强度最大值有关。这表明HeII 4686星云辐射的硬电离辐射可能与最年轻的恒星有关。在中心爆发的$\sim$ 0.4 x 0.3 kpc ^2范围内，我们通过直接测定Te[OIII]来推导O/H。我们发现12+log（O/H）=7.65-8.05范围内的丰度，得到12+log（O/H）=7.86 $\pm$ 0.05的误差加权平均值。
2007-11-14 astro-ph
The Distribution of Dust and Gas in Elliptical Galaxies
本文利用IRAS和最近的光学CCD巡天结果讨论了椭圆星系中尘埃和电离气体的分布和起源。与旋涡星系的情况形成强烈对比的是，由消光得到的椭圆星系中的尘埃质量比由IRAS数据得到的要低一个数量级。我发现，这种困境可以通过假设存在一个弥漫分布的灰尘成分，这是无法检测到的光学数据来解决。尘埃带的形态和它们与椭圆星系中电离气体的联系，证明了ISM的两个组成部分都是外部起源的。
1996-01-30 astro-ph
IR Dust Bubbles: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions
我们提出了一个分析风吹，秒差距大小，中红外气泡和相关的恒星形成使用GLIMPSE/IRAC，MIPSGAL/MIPS和MAGPIS/VLA调查。从Churchwell等人（2006）的目录中选择了三个气泡。比较了电离气体（基于20 cm发射）、PAH发射（基于8 um、5.8 um和缺少4.5 um发射）和热尘埃（24 um发射）的相对分布。在每个气泡的中心有一个区域，包含电离气体和热尘埃，周围是多环芳烃。我们确定了可能的来源（S）的恒星风和电离通量产生每个泡沫的基础上SED拟合数值热恒星光球模型。候选YSO也确定使用SED拟合，包括几个可能触发恒星形成的网站。
2008-06-03 astro-ph
Constraining Spinning Dust Parameters with the WMAP Five-Year Data
我们的特点旋转尘埃排放在温暖的电离介质中比较银河系尘埃和Halalpha的模板与威尔金森微波各向异性探测器的5年地图。α-相关的微波发射偏离电离气体预期的热韧致辐射（自由-自由）光谱，表现出额外的宽凸起峰值在~40 GHz，提供~20%的峰值强度。我们确认，该隆起与修改后的Draine & Lazarian（1998）旋转尘埃模型一致，尽管发射的峰值频率略低于先前声称的50 GHz。这种频移是由WMAP 3年数据的大尺度模态中的系统误差引起的，这些误差在5年数据发布中得到了校正。我们表明，凹凸是不是在Halpha模板中的错误的结果，通过分析区域的高自由自由强度，其中WMAP K波段地图可以被用作自由模板。我们排除了一个纯粹的自由自由光谱的α相关发射在高置信度：~ 27西格玛的几乎全天空的拟合，即使在边缘化的CMB互相关偏差。我们还通过搜索Draine & Lazarian模型的参数空间，但让振幅浮动，扩展了以前的分析。特征电偶极矩和密度的合理值的最佳拟合需要约0.3的振幅因子。这表明，在温暖的电离介质中的小的多环芳烃被耗尽的一个因素~3。
2008-11-07 astro-ph
Photoelectric Emission from Interstellar Dust: Grain Charging and Gas Heating
我们模拟了星际尘埃的光电发射和充电，并获得了光电气体加热效率作为晶粒尺寸和相关环境条件的函数。使用真实的粒度分布，我们评估了各种星际环境的净气体加热率，并发现R_V=5.5的致密区域比R_V=3.1的扩散区域加热更少。我们提供拟合函数，再现我们的数值结果为广泛的星际条件下的光电加热和复合冷却。在另一篇论文中，我们将研究这些结果对星际介质热结构的影响。最后，我们调查光电加热的H II地区，包括温暖的电离介质的潜在重要性。我们发现，光电加热可以媲美或超过加热由于光电离的H的辐射强度的气体密度的高比率。我们还发现，光电加热的尘埃可以解释所观察到的变化的温度与距离银河中平面在温暖的电离介质。
2000-08-14 astro-ph
A Broadband Study of Galactic Dust Emission
我们结合了红外数据与HI，H2和HII调查，以空间分解所观察到的尘埃排放到与气体的不同阶段的组件。应用反演技术。对于分解，我们使用IRAS 60和100微米波段，DIRBE 140和240微米波段，以及Archeops 850和2096微米波长。此外，我们将分解应用于所有五个WMAP波段。我们得到了每个波长和每个气体成分在仔细选择的银河半径箱的经度和纬度的配置文件。我们还得到了在每个箱子的原子，分子和电离气体中的尘埃的发射率系数。HI发射率似乎随着银河半径的增加而减少，表明与原子气体有关的尘埃被周围的星际辐射场（ISRF）加热。相比之下，我们发现的证据表明，尘埃混合分子云是显着加热的O/B星仍然嵌入在他们的祖先云。通过假设一个修正的黑体发射率定律λ ^（-1.5），我们还推导出径向分布的温度为每个阶段的气体。除了W之外，所有的WMAP波段似乎都是由正常尘埃以外的东西发出的，很可能是扩散电离气体、同步辐射和旋转尘埃的热轫致辐射的混合物。此外，我们发现在长波长（λ> 850微米）的外星系（R > 8.9千秒差距）的发射率过剩的迹象。这表明要么存在一个非常冷的尘埃成分在银河系外或温度依赖的光谱发射率指数。最后，它表明~ 80%的远红外区总光度是由与原子氢有关的尘埃产生的，这与Sodroski等人（1997）的早期发现一致。
2006-11-20 astro-ph
A Hubble Space Telescope WFPC2 Investigation of the Disk-Halo Interface in NGC891
我们提出了深窄带观测与高空间分辨率的面外扩散电离气体的晕NGC 891，获得了与WFPC 2板上的HST。我们的H-alpha观测集中在NGC 891的北部，揭示了一个扩展的气体晕，它几乎充满了我们WFPC 2观测的整个视场。大部分的H-α发射是漫射的。几个离散特征（例如，细丝）也是可见的。有些暗条到达银道面上方2.2千秒差距，即使在银河系高纬度地区也是极度准直的。我们比较这些细丝的形态与理论模型，它描述了可能的运输机制，在一般的方式。我们还调查了面外尘埃的功能，这是最好的可见的不清晰的掩模图像，我们的宽带F675 W图像，我们比较他们的空间分布的DIG丝。然而，单个尘埃特征在空间上并不与扩散电离气体对应物（如单个灯丝）相关。非常有趣的是，尘埃特征的方向发生了变化，从在低银河系纬度处垂直于圆盘排列，到在高|z|处平行排列。我们比较扩散电离气体分布的热电离介质，跟踪钱德拉进行的X射线观测。与暖热电离气体的存在有很好的相关性，特别是在|z| ~ 1-1.5 kpc的X射线亮区充满了整个北晕区，而中面的强度则相当低。我们还比较了NGC 891中平面中单个H-α发射线特征的大小，这些特征与我们银河系和LMC中已知的类似结构相似。
2004-05-20 astro-ph
Magneto-thermal condensation modes including the effects of charged dust particles
研究了带电尘埃粒子在磁化和部分电离等离子体中的热不稳定性。我们的线性分析表明，在尘埃粒子的存在下的不稳定模式的增长率强烈地依赖于冷却速率和修改后的尘埃-回旋频率的比率。如果冷却速率小于修正的尘埃-回旋频率，则凝结模式的增长速率不会由于带电尘埃粒子的存在而修正。但当冷却速率大于（或相当于）修正的尘埃-回旋频率时，由于尘埃粒子的存在，不稳定模的增长速率增加。此外，对应于最大增长率的扰动的波数移动到较小的值（较大的波长）的冷却速率变得大于修改后的尘埃-回旋频率。我们表明，凝结模式的增长率随着尘埃颗粒的电荷而增加。
2009-02-03 astro-ph
ISOCAM Mid-infrared spectroscopy and NIR photometry of the HII complex N4 in LMC
[摘要]对大麦哲伦星云HII区络合物N4的ISOCAM-CVF和近红外光度数据进行了分析。目的有两个：1）研究ISM与该区域恒星含量之间的关系; 2）研究低于银河系的金属丰度对尘埃性质的影响。尘埃特征-气体谱线-数据连续拟合技术，可以制作每一次发射的图像，并对尘埃和电离气体进行详细分析。近红外测光首次提供了关于N4恒星含量的信息。单个尘埃特征带和气体谱线的图像清楚地表明，HII区核心完全没有负责芳香特征（AF）的载流子。另一方面，电离气体几乎完全出现在这个尘埃空腔中，N4的两颗主要激发星也位于其中。我们发现的证据表明，低于银河系的金属丰度对负责AF的载体的影响，不是为了防止它们的形成或改变它们的化学性质，而是为了提高它们的破坏高和硬ISRF。我们表明，这种机制是更有效的较小的灰尘颗粒/分子，从而影响灰尘的大小分布。我们认为，在分析更遥远的相对低金属丰度星系时，应该考虑对尘埃粒度分布的影响，而不是由于较低的金属丰度而导致的不同尘埃性质。最后，N4的恒星成分分析显示了7颗恒星：4颗变红的O MS星和3颗有包层的恒星。特别是，其中之一，似乎是一个超紧凑的HII区域包含嵌入式YSO。
2007-02-01 astro-ph
The symmetric dust shell and the central star of the bipolar planetary nebula NGC 6537
我们目前的强双极行星状星云NGC 6537的高分辨率图像，获得与哈勃太空望远镜和红外自适应光学系统的甚大望远镜。中心恒星首次被发现。利用多波段测光和星云动力学年龄的限制，我们得到了该星云的温度范围为1.5-2.5 × 10^5 K，光度约为10^3 L_sun，核质量M_c约为0.7-0.9 M_sun。其前身质量可能在M_i = 3-7 M_sun之间。灭绝图显示了一个对称的致密尘埃结构，它很可能是一个壳，位于双极流的颈部，距离恒星只有4角秒。尘埃壳层在AGB的末端有一个非常高质量损失的短暂阶段。壳和双极叶的动力学年龄非常相似，但形态却非常不同。这些数据表明，在致密壳层的弹射过程中的质量损失主要是球对称的，并形成了明显的双极性之后。双极叶和尘埃壳的动力学年龄是相似的，这是一致的建议，双极结构形成的逃逸事件在最后阶段的AGB质量损失。尘埃壳层的内缘被电离，在电离气体的外面可以看到PAH的排放。我们将PAH发射与分子壳层的光解离区域联系起来。
2005-07-27 astro-ph
The Nuclear Ionized Gas in the Radio Galaxy M84 (NGC 4374)
我们目前的光学图像的射电星系M84（NGC 4374 = 3C272.1）的核获得的宽视场/行星照相机2（WFPC 2）上的哈勃太空望远镜（HST）。我们的三个图像覆盖H $α$ + [N II]发射线以及V和I连续谱带。对这些图像的分析证实，在中央5“（410 pc）的H $α$ + [N II]发射沿位置角（P.A.）$\approx 72\arcdeg$，这是大致平行于两个核尘埃带。我们的高分辨率图像显示，H $α$ + [N II]的排放有三个组成部分，即核气体盘，“电离锥”，和外丝。电离气体的核盘直径为$\approx 1'' = 82$ pc，长轴为P.A. $\approx 58\arcdeg \pm 6\arcdeg$。在$0\farcs5$的角标度上，这个核气体盘的长轴与尘埃的长轴一致。然而，气盘的短轴（P.A. $\approx 148\arcdeg$）相对于离核2“处的H $α$ + [N II]辐射倾斜;这个较大尺度气体的短轴与kpc尺度射电喷流（P.A. $\approx 170\arcdeg$）。电离锥（其顶点在核心以南偏移$\approx 0\farcs3$）沿着南部射电喷流的轴从核心延伸2“。这一特征类似于在一些塞弗特核中看到的电离锥，它们也与射电轴对齐。
1997-04-11 astro-ph
The Kinematics and Physical Conditions of the Ionized Gas in NGC 4593 from Chandra High-Energy Grating Spectroscopy
我们用Chandra高能透射光栅观测了Seyfert 1星系NGC 4593，并对软X射线谱进行了详细分析。我们测量了类氦的O，Ne，Mg，Si，类氢的N，O，Ne，Mg，Si和高度电离的Fe XIX-XXV的强吸收线。仅NLya、OLya和MgLya线似乎略微分离。我们确定了一个光谱特征，在$\sim 0.707$千电子伏与中性铁L边缘，这可能表明，有灰尘沿视线\ngc。中性硅吸收，这也可能是预期的吸收，由于灰尘是存在的（虽然不显着），在一个弱的中性硅边缘的形式。我们还检测到，在边缘显着性，NLya和O VII（r）1 s-2 p（$λ21.602 $）吸收在$z \sim 0$，由于在我们的本地组热介质。NGC 4593的软X射线谱可以用一个简单的单区光电离吸收体来描述，它的等效氢柱密度为$5.37^{+1.45}_{-0.79} \times 10^{21} \ \rm{cm}^{-2}$，电离参数为$\log ξ= 2.52^{+0.06}_{-0.04}$ ergs cm $\rm{s}^{-1}$，尽管还有一些特征没有被确定。虽然光致电离气体几乎肯定是由一个以上的电离状态的物质，并可能由几个运动的组成部分，更好的信噪比和更好的光谱分辨率的数据需要证明一个更复杂的模型。
2003-04-24 astro-ph
The Nature of Ionized Gas in Giant Elliptical Galaxies
我回顾了目前的理解的起源和性质的“温暖”的电离气体在巨大的椭圆星系在最近的成像和光谱调查的结果。CCD成像测量显示，即使在X射线最亮的系统中，发射线盘或灯丝（通常）也与尘埃吸收有关。这强烈表明，这种电离气体的起源通常不是通过“冷却流”;星系相互作用是有利的。使用从一个新的分光光度调查的“正常”椭圆星系覆盖整个光学范围的数据，在巨大的椭圆形扩展电离气体被发现-无一例外-LINER类，最有可能不是由恒星形成活动。我讨论了两个独立的证据，这表明，在巨大的椭圆星系的扩展气体电离的分布式电离源的装置：（i）一个显着的相关性之间存在的H-α +[NII]光度和光学光度的电离气体所占据的区域内，和（ii）气体的电离参数不随银河中心半径的变化显着。两个潜在的电离源进行了评估：光电离的老热恒星（后AGB和/或AGB-曼克'型）和机械能通量从电子传导热，X射线发射气体。
1998-09-04 astro-ph
Imaging the Ionized Disk of the High-Mass Protostar Orion-I
我们用43 GHz的VLA和34 mas的角分辨率对猎户座KL星云中的神秘射电源-I（猎户座-I）进行了成像。连续发射是高度拉长，是一致的，从一个几乎边缘上的磁盘预期。猎户座-I的高亮度和缺乏强分子线可以用来反驳尘埃的发射。碰撞电离和H-自由-自由不透明度，如在Mira变星中，需要一颗中心恒星大于10^5 Lsun，这比红外观测所允许的要大。然而，如果发生与吸积相关的显著局部加热，则较低的总光度是可能的。另外，来自早期B型恒星的光电离和p+/e-韧致辐射可以解释我们的观测结果，猎户座-I可能是围绕形成中的大质量恒星的电离吸积盘的一个例子。这种吸积盘可能无法有效地形成行星。
2007-04-18 astro-ph
The Kinematics of the Ionized and Molecular Hydrogen in the Starburst Galaxy NGC 253
NGC 253的近红外H_21 -0 S（1）和Br_γ速度曲线表明，中心速度梯度比光学速度曲线陡7倍。这被解释为由于灰尘引起的光学深度效应。在中心需要大约35 mag的视觉消光，以匹配光速曲线的SW侧。比较了NGC 253、M82和NGC 4945星暴星系中这些谱线与CO（J=1-0）谱线之比的空间变化，以探讨H_21 -0 S（1）谱线的激发机制。
1995-08-07 astro-ph
[Fe IV] emission in ionized nebulae
本文根据30剑鱼座、IC 4846、M42、SMC N88 A和SBS 0335-052中[Fe IV]谱线的新发现和以前的测量结果，对[Fe IV]发射进行了分析。通过添加相关Fe离子（主要是Fe^{++}和Fe^{3+}）的丰度得到的Fe丰度比[Fe III]发射和电离模型得出的电离校正因子所暗示的Fe丰度低2.6-5.9倍。这种差异的最可能的解释是，无论是碰撞强度[Fe IV]或Fe电离分数模型预测是不可靠的。现有的数据既不能区分这两种可能性，也不能排除另一种可能的解释：这种差异意味着电离气体中Fe丰度存在梯度。需要对[Fe IV]线进行进一步测量，并对Fe^{3+}原子数据和电离模型进行检查，以得出明确的结论。这种差异给电离星云铁丰度的测定带来了不确定性。这种不确定性对我们理解电离星云中尘埃的演化和低金属量星系的化学历史都有影响。
2003-02-25 astro-ph
Ionized Gas in Damped Lyman-alpha Systems and Its Effects on Elemental Abundance Studies
最近对高红移阻尼Ly-alpha系统中金属吸收线的高分辨率观测表明，Al III是中等电离气体的示踪剂，通常具有与低电离气体难以区分的速度结构。在这些系统中，电离氢和中性氢的区域可能是同空间的。较高的电离硅IV和C IV的吸收显示出一个弱得多或不存在的相关性与低电离材料，这意味着该地区跟踪铝III光电离的软（恒星）光谱，由硬（幂律）光谱与一个非常低的电离参数，或两者的组合。我们讨论了阻尼Ly-alpha系统的电离，并使用光电离平衡模型，在这些系统中的丰度研究的影响进行定量估计。我们发现，电离效应可能是足够大的占阻尼Ly-alpha系统中观察到的绝对金属丰度的分散，导致系统更高的丰度在较低的柱密度系统。如果在这些系统中存在电离气体，那么观测到的Si^+/Fe^+和Zn^+/Cr^+比值可能分别系统性地高估了本征Si/Fe和Zn/Cr比值，从而模拟了α元素富集或尘埃贫化的效应。
1999-07-29 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 Effect of Light Scattering by Dust in Galactic Halos on Emission Line Ratios
我们目前的结果从蒙特卡罗模拟描述的辐射传输的$Hα$线发射，产生的HII地区的磁盘和扩散电离气体（DIG），通过星系NGC 891的尘埃层。这使我们能够计算出源自盘的HII区域并被高$z$的尘埃散射的光量，并将其与DIG中重组产生的发射进行比较。沿$z$轴的光度图和偏振图的切割表明，在$z\sim 600$ ~pc处，来自HII区的散射光仍然是DIG散射光的10%，而线偏振度很小（$<1$ %）。这些结果的重要性，为确定固有的发射线的比率进行了强调，并在高$z$灰尘的意义和可能的影响进行了讨论。
1996-06-07 astro-ph
Rosat X-ray Observations of the Radio Galaxy NGC 1316 (Fornax A)
我们用ROSAT HRI对NGC 1316（Fornax A）进行了观测。在本文中，我们提出了这些观测的结果，我们补充他们的档案PSPC数据的光谱分析。光谱特性表明存在热X射线发射的重要成分（> 60%），热ISM的量为~10^{9}Mo。在距离NGC 1316核3'以内，HRI X射线表面亮度下降为r^{-2}。在内部~40”中，X射线表面亮度被显著拉长（e ~ 0.3）。这种扁平的X射线特征通过简单的统计检验以及矩分析得到证实。通过比较X射线发射的形态与光学尘埃斑的分布，我们发现，X射线发射显着减少的位置，尘埃斑更明显，表明至少有一些X射线光子被冷ISM吸收。我们还比较了热和冷ISM的分布与电离气体，使用最近获得的Ha CCD数据。我们发现电离气体大致沿尘埃斑分布，在距核r > 1'处遵循大尺度X射线分布。然而，电离气体和热气体之间没有一一对应的关系。形态学关系和运动学表明热和冷ISM的不同起源。在投影中，射电喷流似乎垂直地穿过中心的X射线椭球。热压力和射电压力的比较表明，射电喷流被周围的热气体介质所限制。
1997-11-10 astro-ph
Detection and Mapping of Decoupled Stellar and Ionized Gas Structures in the Ultraluminous Infrared Galaxy IRAS 12112+0305
采用积分场光学光谱和HST光学成像技术，对超亮红外星系IRAS 12112+0305中复杂的恒星和温暖的电离气体结构进行了成像。从积分场光谱的波长定界提取重建的图像显示，所观察到的电离气体分布是从星系的恒星主体解耦，与占主导地位的连续和发射线区域分离的投影距离高达7.5千秒差距。这两个光学核被检测为明显微弱的发射线区域，它们的光学性质与尘埃笼罩的弱[OI] LINER一致。最亮的发射线区域与一个暗淡的（m_{I} = 20.4）、直径为600 pc的巨大HII区域有关，在那里，一个年轻的（约500万年前）质量约为2 $\times$ 10 $^7$ $M_{\odot}$的大质量星系团主导着电离。在视觉上，朝向线发射区域和光学核的内部变红的范围从1到8个量级。考虑到变红，IRAS 12112+0305的整体恒星形成主要是与两个核相关的恒星爆发，对应的恒星形成速率为80 $M_{\odot}$ yr $^{-1}$。
2000-03-14 astro-ph
A Correlation between Balmer H-alpha Emission and Infrared Cirrus
这是一张13 x13度的巴耳末H-α辐射在银河纬度-65度的图像。灵敏度部分受到混淆的限制：H-α表面亮度的峰谷各向异性在0.1至1.0度的角尺度上为0.2瑞利。H-α发射的形态与红外天文卫星（IRAS）先前观测到的100微米发射的形态相似。两者的逐点比较显示了轻微检测到的（3-sigma）正相关性，rho = +0.14（+-0.04）。100 μ m和H-α发射的相关分量的斜率为1.26（+0.45）（-0.32）MJy/sr/R。使用文献中的参数，我们预测，在高纬度地区的尘埃和电离气体的排放产生3倍以上的H-α发射每单位100微米的排放比后向散射的H-α发射从银河系H II地区的尘埃在高纬度地区。这种类型的观测可能使我们能够区分银河系前景和宇宙背景的自由-自由发射和热尘埃发射与银河系的温暖电离介质。
1997-03-20 astro-ph
Far Infrared Spectroscopy of Normal Galaxies: Physical Conditions in the Interstellar Medium
中性星际介质（ISM）最重要的冷却线位于远红外区（FIR）。我们目前的测量红外空间天文台长波长光谱仪的7条线从中性和电离ISM的60个正常的，恒星形成的星系。该星系样本涵盖了一系列性质，如形态，FIR颜色（指示尘埃温度）和FIR/Blue比率（指示恒星形成活动和光学深度）。在这个样本中的三分之二的星系中，[CII]线与FIR尘埃连续体成比例。另外三分之一显示[CII]/FIR随着F60/F100和FIR/B的增加而平稳下降，范围超过50倍。两个星系，在温暖和活跃的极端范围内有[CII]/FIR <2 \times 10 ^{-4}（3西格玛上限）。这是由于在更温暖和更活跃的星系中增加了正颗粒电荷，这导致来自尘埃颗粒的光电子加热效率降低。两个主要光解区（PDR）冷却线的比值[CII]/[OI]与F60/F100有很好的相关性，表明气体和尘埃温度共同升高。我们从电离气体中推导出[NII]和[CII]之间的理论标度，并使用它将[CII]发射从中性PDR和电离气体中分离出来。将Kaufman等人（1999年）的PDR模型与观测到的（a）[OI]/[CII]和（[CII]+[OI]）/FIR以及（b）[OI]/FIR和F60/F100的比值进行比较，得出远紫外通量G0和气体密度n。导出的G0按n的1.4次幂缩放。我们解释这种相关性所产生的斯特龙格伦球标度，如果大部分的线和连续光度出现附近的恒…
2001-06-27 astro-ph
Measuring Molecular, Neutral Atomic, and Warm Ionized Galactic Gas Through X-Ray Absorption
我们通过对|b| > 25度的河外X射线谱的连续吸收，研究了中性原子、分子和暖电离银河系气体的柱密度。当N（H，21 cm）<5 × 10^20 cm^-2时，N（H，21 cm）和X射线吸收柱N（x射线）之间的关系非常紧密，在26条视线上N（x射线）/N（H，21 cm）的平均比值为0.972 +- 0.022。这是显着小于1.23的anticpated比率，这将发生，如果他是一半的He I和一半的He II在温暖的电离成分。我们认为，电离成分的平面外是高度电离的，与He主要是He II和He III。在H完全是HI的极限情况下，我们将ISM中He丰度的上限设为He/H <= 0.103。在柱密度N（x射线）> 5 × 10^20 cm^-2时，这发生在我们的低纬度地区，X射线吸收柱N（x射线）几乎是N（H，21 cm）的两倍。即使He完全是He I，这个多余的柱也不可能是由于热电离的成分，所以它一定是由于分子成分。这一结果表明，在|b| ~ 30度的平面外视线中，分子气体是常见的，其柱密度与N（H，21 cm）相当。这项工作与远红外背景有关，因为与N（H，21 cm）有关的暖电离分量可能产生这样的背景。不仅不存在这样一种关系，而且如果尘埃在温暖的电离气体中被破坏，远红外背景可能比Puget等人（1996）推导的略大。
1998-06-30 astro-ph
Observational Signatures of the First Luminous Objects
下一代天文仪器将能够探测到第一批发光物体产生的电离气体的密集口袋。来自电离晕的自由-自由辐射的积分产生了宇宙微波背景的光谱畸变，比再电离星系际介质的畸变更大。其探测完全在计划中的DIMES卫星的能力范围内。电离晕也可以通过平方公里阵列在自由-自由发射中直接成像。明亮的晕将被检测为离散源，而剩余的未解决的来源仍然可以从地图上的温度波动统计检测。来自电离晕的巴耳末线辐射可以被下一代太空望远镜探测到，并可以用来获得红移信息。与Ly-alpha不同，H-alpha线不会受到中性氢的共振散射，并且当IGM没有完全再电离时仍然可以观察到。此外，它不易受灰尘的影响。最后，动力学的Sunyaev-Zeldovich效应可以用来探测高红移的电离气体。配合使用，这些观测将探测早期宇宙中的电离发射率，气体聚集和恒星形成。
1999-07-08 astro-ph
Molecular Hydrogen in the Ionized Region of Planetary Nebulae
本文分析了行星状星云电离区内氢分子的浓度。对应于H、H+、H-、H2、H2+和H3+的电离和化学平衡的方程与光电离原子气体的电离和热平衡的方程耦合。包括与这些物种的形成或破坏有关的四十种不同的反应。尘埃的存在被考虑在内，因为颗粒作为催化剂用于产生H2，以及屏蔽分子免受恒星电离辐射。我们分析了恒星电离连续的效果，以及气体和粮食的性质上计算出的H2质量。它表明，一个显着的浓度H2可以生存的电离区域内的行星状星云，主要是在内部区域的复合区。电离区中总氢与总氢的质量比随着中心恒星温度的升高而增加，根据PN物理条件的不同，它可以达到10^-6的量级，甚至更高。复合区随恒星温度的增加可以解释这种相关性。这可以解释为什么在双极行星状星云中更频繁地观察到H2发射（Gatley规则），因为这类天体通常有更热的恒星。应用我们的结果的行星状星云NGC 6720，我们得到的H2氢的质量比类似的值从观测到的H2线发射。
2004-03-08 astro-ph
Peering through the dust: Evidence for a supermassive Black Hole at the nucleus of Centaurus A from VLT IR spectroscopy
我们使用ESO“甚大望远镜”的近红外光谱仪ISAAC来绘制半人马座A（NGC 5128）在星系中心20”的几个位置角度和位置的速度场。来自电离和分子气体（PaBeta、[Fe II]、BrGamma和H2）的高空间分辨率（~0.5”）速度场不会受到激发效应或遮蔽的影响。我们确定了三个不同的运动学系统：（i）一个电离气体的旋转“核盘”，局限于内部2”，对应于先前HST/NICMOS成像揭示的PaAlpha特征：（ii）一个仅在H2中检测到的内径为6”的环状系统，可能是其他作者在CO中检测到的100 pc尺度结构的对应物;（iii）在银河势中旋转的气体的正常伸展分量。在空间分辨率（R<0.25”~4pc）下，核盘呈暗点状（M/L>20 Msun/LsunK），围绕中心质量浓度开普勒旋转。我们将这种质量集中解释为一个超大质量黑洞。根据线速度和盘倾角（i> 15度），它的动力学质量为M=2（+3.0;-1.4）10^8 Msun。环状系统的特点可能是非圆运动;在H2位置-速度图中观察到的“8字形”模式可能为核棒的存在提供运动学证据。
2000-11-02 astro-ph
Kinematics of diffuse ionized gas in the disk halo interface of NGC 891 from Fabry-Pérot observations
星系晕中气体的性质限制了星际介质的整体模型。运动学信息是特别感兴趣的，因为它是气体起源的线索。在这里，我们报告的运动学观测的厚层的扩散电离气体在NGC 891，以确定旋转曲线的晕气体。我们已经获得了一个Fabry-Pérot数据立方体在H α测量晕气体的运动学角分辨率远远高于从HI 21厘米的观测。数据立方体是在拉帕尔马的WHT上用TAURUS II摄谱仪获得的。将从数据立方体提取的扩散电离气体的速度信息与模型分布进行比较，以约束气体的分布，特别是晕旋转曲线。最佳拟合模型的中心衰减τ_H-α =6，尘埃尺度长度为8.1 kpc，电离气体尺度长度为5.0 kpc。在平面以上，自转曲线滞后，垂直梯度为-18.8 km/s/kpc。我们发现H-α的标度长度必须在2.5和6.5 kpc之间。此外，我们发现的证据表明，旋转曲线在平面上上升不太陡比在平面上。这与HI中测得的速度完全一致。
2007-03-14 astro-ph
Intermediate- and High-Velocity Ionized Gas toward zeta Orionis
我们结合紫外光谱获得的HST/GHRS阶梯，IMAPS，哥白尼研究的丰度和物理条件，主要是电离气体看到在高（-105至-65公里/秒）和中等速度（-60至-10公里/秒）向zeta猎户座。我们有高分辨率（FWHM ~ 3.3-4.5 km/s）和/或高S/N光谱的C，N，Al，Si，S和Fe的至少两个重要的离子-使准确估计总N（H II）和元素的消耗。C、N和S基本上具有太阳的相对丰度; Al、Si和Fe似乎分别亏损约0.8、0.3-0.4和0.95 dex。虽然各种离子比率在T ~ 25，000 - 80，000 K时与碰撞电离平衡（CIE）一致，但单个高速吸收分量的宽度表明T ~ 9000 K -因此气体不在CIE中。通过对C II精细结构激发平衡的分析，可以估算出单个云的密度（n_e ~ n_H ~ 0.1-0.2 cm^{-3}）、热压（2 n_H ~ T ~ 2000-4000 cm^{-3}K）和厚度（0.5-2.7 pc）。我们比较了这些云的丰度和物理性质，发现在类似的速度向23奥利和τ CMa的气体，也与几个模型的冲击气体。虽然冲击模型可以再现所观察到的线轮廓和一些所观察到的离子比的一些特征，但也存在显著差异。测得的损耗表明，10%的Al，Si和Fe最初锁定在尘埃中的冲击前介质可能已经返回到气相，与预测的破坏硅酸盐尘埃在100公里/秒的冲击一致。然而，接近太阳的气相…
2002-08-20 astro-ph
The Masses of the Orion Proplyds from Submillimeter Dust Emission
我们使用亚毫米阵列对猎户座梯形星团中心的“promands”进行了880微米连续辐射成像，光束尺寸为1.5“FWHM，均方根值为2.7 mJy。探测到5个源，通量在18 - 38 mJy之间，其中包括来自4个粒子的尘埃排放和来自θ 1 Ori G的电离气体。假设尘埃温度为20 K，质量不透明度为0.03 cm^2/g，则由尘埃排放得出的被探测到的前体的总质量范围为0.013 ~ 0.024 Msun。视野内的其他18个probands没有被单独正式探测到，但通过结合在它们位置测量的通量，在统计基础上确定它们的平均通量为1.1 mJy，相当于8 e-4 Msun的质量。这四颗被探测到的原行星有足够的质量与它们的中心恒星结合，形成我们太阳系规模的行星系统。
2005-07-01 astro-ph
Ionized gas kinematics and massive star formation in NGC 1530
我们目前的发射线映射的强棒星系NGC 1530获得的法布里-珀罗干涉法在Halalpha，在显着提高角分辨率相比，已发表的研究。工作的要点是详细研究气体速度场的非圆分量，这可能是由杆的强非轴对称引力势引起的。这些揭示了准椭圆运动的速度为100公里/秒的顺序与酒吧对齐。它还显示了这些流动如何摆动朝向和周围的核，因为它们交叉的环核共振，从占主导地位的“x1轨道”外的共振到“x2轨道”内it. Comparing横截面的剩余速度图，并通过酒吧与Halpha强度图表明系统的高非圆速度和大质量恒星形成的区域之间的偏移。为了进一步研究，我们制作了沿着和穿过酒吧的速度梯度图。这些图很好地说明了气体的剪切压缩，这是由尘埃带沿着垂直于棒的最大速度梯度轨迹的位置所揭示的。它们还清楚地显示了剪切是如何抑制大质量恒星形成的，而激波则是如何促进大质量恒星形成的。尽管气体剪切流对恒星形成的抑制作用早已被预测，但这是迄今为止最清晰的观测结果。这也是最清楚的证据表明，尘埃挑选出冲击引起的流入沿酒吧。这些观测结果应该是相当感兴趣的那些大质量恒星形成的一般模型。
2003-07-11 astro-ph
VLA Observations of the H92alpha line from NGC 5253 and Henize 2-10 : Ionized Gas around Super Star Clusters
我们利用甚大阵探测到了两个矮星暴星系NGC 5253和He 2-10的H92 α射电复合线。线数据以及无线电连续数据被用来模拟这些星系中心的电离气体的性质。我们考虑一个多密度模型的无线电复合线，并显示为什么以前的模型，这是基于气体在一个单一的密度的假设，在许多情况下是有效的。模型显示，两个星系中电离气体的密度都约为10^4 /cc，有效尺寸为2-10 pc，总质量约为10^4 Msun。在这两个星系中，莱曼连续谱光子的产生率都是~2.5 x 10^{52} /s，相应的恒星质量（假设是萨尔彼得IMF）是~10^5 msun。隐含的恒星密度表明，观测到的射电复合线来自两个星系中超级星团（SSC）周围的电离气体（这些SSC最近通过它们的射电连续辐射被探测到）。在SSC的几个秒差距内存在着~10^4兆太阳的电离气体，这对动力学模型提出了严格的限制。使用简单的参数，导出了几个可能的模型的参数空间。众所周知的射电-FIR相关性也适用于NGC 5253，尽管这个星系的射电辐射几乎完全是热的。结果表明，NGC 5253强有力地证明了暖尘远红外辐射分量与热韧致辐射的射电辐射分量是独立相关的。
2001-04-25 astro-ph
