Redshift Evolution of the Low-Column Density Lyman alpha Fores
了解Ly α森林低柱密度端（12.8 < log N_HI < 16.0 cm^-2）的演化，可以为结构形成模型和电离背景演化研究提供重要的见解。在这里，我们描述的b值和列密度的森林云的红移范围2 < z < 4的演变。对于云柱密度N_HI < 3 x 10^14 cm^-2的云，其分布函数可以用斜率约为-1.5的单一不变幂律拟合来很好地描述，但在较高的云柱密度下，该分布函数出现了突变，相对于单一幂律拟合，高云柱密度云的分布函数存在缺陷，在较低的红移下，云的折点移动到较低的云柱密度。中位值和截止值（最小值）b值在更高的红移处降低。
1998-01-02 astro-ph
Mapping Metal-Enriched High Velocity Clouds to Very Low HI Column Densities
我们的星系是已知的最近的类星体吸收线系统，它为我们提供了一个独特的机会，通过同一个星系探测多条视线。这是必不可少的，我们的解释中看到的MgII吸收由于视线通过中间红移星系的复杂的运动学配置文件。在21 cm探测阈值N（HI）~10^18 cm-2以下的高速云中，从未探测过银河系晕。通过对最明亮的活动星系核和类星体的镁离子吸收的调查，有可能将HI柱密度降低几个数量级。应该看到由于中等红移星系的MgII吸收剖面的高速分量的类似物。我们描述了一个程序，我们正在进行，并提出了一些初步的调查结果。
2001-08-15 astro-ph
Two-dimensional Distributions and Column Densities of Gaseous Molecules in Protoplanetary Disks II
我们研究了年轻恒星周围星周盘中氘代分子物种的二维（R，Z）分布。圆盘中单氘分子和正常分子之间的丰度比（“D/H比”）的演变方式与分子云中的演变方式相似。分馏是由快速交换反应引起的，由于氘代和正常物质之间的能量差异，这些反应是放热的。在中平面区域，其中分子严重耗尽到晶粒表面上，气体分子的D/H比高于在较大的高度。NH_3、H_2O和HCO ~+垂直柱密度的D/H比对温度敏感，当R < 300 AU时，D/H比随径向距离的减小而显著减小。另一方面，CH_4和H_2CO的类似D/H比在我们所关心的温度范围内（T=10-50 K）对温度不太敏感，并且在R > 50 AU时不随R的减小而减小。D/H柱密度比也依赖于盘质量。在质量较大的圆盘中，氘代物质与正常物质的比率较高，因为颗粒上的分子消耗较重。在论文的第二部分，我们报告的分子柱密度的磁盘嵌入环境气体云。我们的研究结果表明，CN和HCO+可以示踪气体盘，特别是如果中心对象是一个强大的X射线源。我们的研究结果还表明，CN，C2 H，HCN，和H2 CO的径向分布可能会有所不同的磁盘取决于X射线光度的中心恒星。
2002-02-03 astro-ph
The HI Column Density Distribution Function at z=0: the Connection to Damped Ly alpha Statistics
我们给出了在当前时刻柱密度log N > 20 cm^-2时HI柱密度分布函数f（N）的测量结果。这些高柱密度相比，在阻尼Ly阿尔法线的吸收对背景类星体中看到的测量。虽然在观测上很罕见，但宇宙中的大部分中性气体似乎与这些阻尼Ly α系统有关。为了在z=0处获得一个好的锚点，我们利用一个完整的旋涡星系样本的21厘米合成观测来确定局域宇宙中的f（N）。我们表明，阻尼Ly α系统的f（N）已发生显着变化，从高z到现在的变化是最大的最高列密度。测量结果表明，低表面亮度星系对HI的截面贡献很小，特别是当log N > 21^-2时。
1999-02-11 astro-ph
The HI Detection of Low Column Density Clouds and Galaxies
HIDEEP巡天（Minchin等人，2003年）的目的是寻找推断中性氢柱密度较低的天体，但他们发现中性氢柱密度的分布在10^20.65 cm^-2处有一个强烈的峰值。在试图了解这种分布和类似的调查结果，我们模型HI配置文件的气体盘，并使用简单的模拟对象具有广泛的HI属性的电离背景的存在下。我们发现，推断的柱密度（N_HI^o）值，这是通过平均总HI质量在一些光盘区域，不随中心柱密度（N_max）的可检测对象的强烈变化，因此，即使是一个人口具有广泛的N_max值将产生一个强烈的峰值分布的N_HI^o值。我们发现，具有广泛模型参数范围的天体群体，产生了约10^20.6+/-0.3 cm^-2的推断柱密度分布。然而，人口相当大的对象具有广泛的中心柱密度的工作最好的再现HIDEEP数据，这些人口也与观察到的莱曼极限吸收计数是一致的。为了探测中心柱密度小于10^20 cm^-2的电离物体，可能需要比HIDEEP的极限值暗两个数量级，但是如果能更精确地估计出已经探测到的物体的半径，那么它们的柱密度可能会更低。
2004-06-23 astro-ph
Measuring Column Densities in Quasar Outflows: VLT Observations of QSO 2359-1241
我们目前的高分辨率光谱VLT观测的外流看到类星体2359-1241。这些数据包含从5个共振Fe II线的吸收槽的分辨率为~7 km/s和信噪比每分辨率元素的顺序为100。我们使用这一前所未有的高质量数据集来研究源前面的物质的物理分布，并由此确定吸收槽的柱密度。我们发现，表观光学深度模型给出了一个非常差的数据拟合，大大低估了柱密度测量。幂律分布和部分覆盖模型给出了比幂律模型更好的拟合，而这两种模型都产生了类似的列密度估计。幂律模型的更好拟合解决了部分覆盖模型在应用于大距离尺度外流时的一个长期存在的问题：如何获得距离比活动星系核发射源大数千倍的外流的速度相关覆盖因子。这个问题不影响幂律模型。因此，基于物理模型的较好拟合和可解释性，我们得出结论，在类星体2359-1241中，外流覆盖了整个发射源，但以非均匀的方式。
2008-07-01 astro-ph
Chemistry in Protoplanetary Disks: A Sensitivity Analysis
我们研究了RATE 06数据库中化学反应速率系数的不确定性如何影响原行星盘中关键分子的丰度和柱密度。我们随机变化的气相反应速率在其不确定性范围内，并计算了随时间变化的丰度和柱密度使用气体颗粒化学模型和燃烧稳态磁盘模型。我们发现，关键物种可以分为两个不同的组，根据其列密度的速率不确定性的敏感性。第一组包括CO、C $^+$、H $_3^+$、H $_2$ O、NH $_3$、N $_2$ H $^+$和HCNH $^+$。对于这些物种，柱密度是不是很敏感的速率不确定性，但在特定区域的丰度。第二组包括CS、CO $_2$、HCO $^+$、H $_2$ CO、C $_2$ H、CN、HCN、HNC和其他更复杂的物种，对于这些物种，高丰度和丰度不确定性共存于同一圆盘区域，导致柱密度的较大散射。然而，即使对于复杂的重分子，其柱密度的分散性也不超过约4倍。我们进行敏感性分析的计算丰度率的不确定性，并确定这些反应与最有问题的速率系数。我们的结论是，为了大大提高现代天体化学模型的可靠性，需要更准确地确定大约一百个化学反应的速率系数。这种改进应该是未来实验室研究和理论研究的最终目标。
2007-09-20 astro-ph
Metal-Absorption Column Densities in Fast Radiative Shocks
在本文中，我们提出了计算的综合金属离子柱密度产生的后冲击冷却层背后的快速，辐射冲击波。为此，我们已经构建了一个新的冲击代码，计算非平衡电离和冷却;遵循的辐射转移的冲击自辐射通过后冲击冷却层;考虑到由此产生的光电离和加热速率;遵循的动力学的冷却气体;和自洽计算的前体气体的初始光电离状态。我们讨论了激波结构和辐射，并研究了激波速度，磁场和气体金属丰度的依赖关系。我们提出了一套完整的综合后冲击和前体金属离子柱密度的所有电离阶段的元素H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe，冲击速度为600和~2000 km/s，对应于初始后冲击温度为5e 6和5e 7 K，冷却到1000 K。我们考虑的冲击，其中的磁场是可以忽略的（B=0），使冷却发生在近似恒定的压力（“等压”），和冲击中的磁压力占主导地位的无处不在，使冷却发生在恒定的密度（等容）。我们目前的结果，气体金属丰度Z范围从1 e-3到太阳的重元素丰度的两倍，我们研究了快速辐射冲击的观测特征如何依赖于Z。我们以方便的在线图和表的形式呈现我们的数值结果，可在http://wise-obs.tau.ac.il/~orlyg/shocks/上获得
2008-11-11 astro-ph
The thinnest cold HI clouds in the diffuse interstellar medium?
我们确认和讨论最近发现的冷HI云柱密度最低的检测。3C 286和3C 287附近的冷中性介质（CNM）的柱密度约为10^18 cm^-2，低于观测下限，也低于VLBI和时变剖面观测到的小尺度原子云。这些柱密度接近热蒸发所施加的最小值。3C 286和3C 287的CNM相对于总HI的分数分别为约4%和<2%。我们讨论的CNM馏分和CNM云的几个理论模型。
2005-06-03 astro-ph
Diagnostics of irradiated gas in galaxy nuclei. I: A Far-ultraviolet and X-ray dominated region code
我们提出了一个远紫外（PDR）和X射线为主区（XDR）的代码。我们包括并讨论了与辐照气体有关的热和化学过程。一个精心设计的化学网络，并仔细处理多环芳烃和H2的形成，破坏和激发。对于这两个代码，我们计算四个深度依赖模型不同的密度和辐射场，相关的条件下，在星爆星系和活动星系核。对于总气柱密度在~10^20 ~~10^25 cm^-2之间的情况，我们对PDR和XDR物理进行了详细的比较。我们显示了一些精细结构线的累积线强度（例如，[CII]、[OI]、[Cl]、[SiII]、[FeII]），以及许多物质的累积柱密度和柱密度比（例如，CO/H2、CO/C、HCO+/HCN、HNC/HCN）。PDR和XDR结果的比较表明，XDR的柱密度比在N_H=10^22 cm^-2时几乎是恒定的，这与PDR不同。例如，PDR中的CO/C从边缘到N_H=10^22 cm^-2的变化超过四个数量级。在柱密度较低的XDR中，CO/C和CO/H2的比值较低，而在NH> 10^23 cm^-2时则升高。在大多数柱密度N_H > 10^21.5 cm^-2的情况下，XDR中的HNC/HCN比值也较低，但在较高的N_H下，HNC/HCN比值的增加较为温和。
2005-02-22 astro-ph
A Search for Larson-Type Relations in Numerical Simulations of the ISM. Evidence for Non-Constant Column Densities
我们提出的结果从二维数值模拟的星际介质中的云的统计研究。在模拟中的云表现出差分质谱$dN(M)/dM \sim M^{-1.44 \pm 0.1}$和速度色散的大小关系$Δv \sim R^{0.41 \pm 0.08}$。然而，这些云确实{ \it not}显示出明显的密度-大小关系。在一个给定的平均密度下，云的大小范围从最小的分辨率尺度到最大的由拉森型关系$R_{\rm max} \sim ρ^α$给出的最大值，其中$α= -0.81 \pm .15$，尽管不能排除数值效应对后者的相关性负责。云跨越一系列的列密度$N$的两个数量级，支持的建议，观测密度大小的关系可能是一个人工制品的调查限制。在这种情况下，$Δv$ - $R$关系可以解释为$k^{-2}$湍流谱的直接结果，它是激波场的特征，在模拟中得到了验证，而不是具有$ρ\propto R^{-1}$定律的云的维里平衡。然而，我们也讨论了云的可能性，在自重力和湍流之间的平衡，但至少有一个因素的分散的$Delta v$ - $R$的关系，100的密度-尺寸的关系，根据平衡关系$Δv \sim (NR)^{1/2}$。最后，我们将这些结果与观测数据进行了比较。我们提出了一个简单的模型表明，最近的结果发现几乎恒定的列密度的黑暗IRAS云可能是一个人工制品的温度梯度内的云引起的外部辐射加热。因此，我们强调，IRAS表面亮度图是不适合测…
1996-08-01 astro-ph
Reanalysis of Copernicus Measurements on Interstellar Carbon Monoxide
我们使用哥白尼卫星获得的档案数据重新检查CO柱密度，因为自洽振子强度现在可用。我们的重点是视线含有适量的分子种类。我们得到的柱密度足够小，从光解离的自屏蔽是不会发生在云的观测探测。虽然我们的样品表明CO和H2的柱密度是相关的，但与CH柱密度没有明显的对应关系。CH+柱密度的情况不太清楚。这些视线最近的化学模型表明，CH主要是一个副产品的CH+合成低密度气体。这些模型在再现丹尼斯视线中的CO量方面是最成功的。因此，大部分的CO吸收必须从沿着视线的更密集的团块中产生，以解释H2的趋势。
2003-12-30 astro-ph
Testing Global ISM Models: A Detailed Comparison of Ovi Column Densities with FUSE and Copernicus Data
我们研究了ovi在空间和时间上的分布在银河系盘的一个代表性的部分通过3D自适应网格加密HD和MHD模拟的ISM，包括盘晕盘环流。模拟描述了一个超新星驱动的ISM在大（10千秒差距）和小（1.25秒差距）尺度在一个足够大的时间尺度（400百万年），以建立一个全球动力学平衡。Ovi柱密度N（Ovi）通过在模拟盘中的不同位置处的视线测量来监测。其中一个被故意选择在一个热气泡内，就像我们自己的本地气泡一样，而其他位置是随机的。我们得到的N（Ovi）和距离之间的相关性，这是独立的观察者的有利位置在磁盘上。特别是，观察者在热气泡内的位置对相关性没有任何影响，因为单个气泡（典型的延伸为100 pc）的贡献小得可以忽略不计。我们发现Ovi柱密度（作为距离的函数）和平均Ovi密度（~ 1.8 × 10 ^{-8} $ cm$ ^{-3}$）之间的显着一致性，从我们的模拟和哥白尼和FUSE观察到的值。我们的结果有力地支持了湍流混合在ISM中Ovi团分布中的重要作用。由于ISM中的剪切运动，超新星引起的湍流是相当强烈和不可避免的，并且在很大的尺度范围内运行。
2005-10-10 astro-ph
ROSAT X-ray sources in the field of the LMC I.Total LMC gas from the background AGN spectral fits
我们分析了ROSAT PSPC观测到的大麦云云的~60平方度视场中的26个背景X射线源样本。样品选自先前分类和光学识别的X射线源。此外，点状和光谱硬源，至少有100至200个观察到的计数已被用于分析。我们进行了X射线光谱拟合，并推导出LMC气体的总氢吸收柱密度在10 ^20 - 2范围内。10^21 cm^-2。我们比较了这些列与HI列来自一个21厘米帕克斯调查的LMC。对于7个光学识别源，我们发现，在来自X射线光谱拟合的不确定性，协议为两列。对于另外的19个源，我们从X射线光谱拟合假设幂律光子指数是活动星系核类型的光谱约束LMC列。我们推导出20个源气体列内的不确定性与HI列。我们推导出两个背景源（RX J0536.9-6913和RX J0547.0-7040）的氢吸收柱密度，由于LMC气体，这是在HI柱过量。这些来源-位于大（~3。10^21 cm^-2）LMC HI柱密度--可以通过额外的气体观察到，这些气体可能是温暖的、弥散的、寒冷的或分子的。对于10个源，我们导出了HI以外的气体柱的上限，并将分子质量分数限制为<（30-140）%。
2001-03-29 astro-ph
Redshift Filtering by Swift Apparent X-ray Column Density
我们评论的效用之间的观测关系的吸收柱密度超过银河系吸收柱密度，$ΔN_{\rm H} = N_{\rm H, fit} - N_{\rm H, gal}$，和红移，z，确定从所有55斯威夫特观察到的光谱红移长爆发2006年12月。吸收柱密度$N_{\rm H, fit}$由幂律拟合到X射线光谱来确定，其中吸收柱密度作为自由参数。我们发现，较高的过剩吸收柱密度与$ΔN_{\rm H} > 2\times 10^{21}$ cm $^{-2}$只存在于爆发的红移z $<$ 2。$ΔN_{\rm H} < 1\times 10^{21}$ cm $^{-2}$的低吸收柱密度优先出现在高红移爆发中。我们的解释是，红移和过剩柱密度之间的这种关系是一种观测效果，从移动的源静止框架的能量范围低于1千电子伏的XRT可观测的能量范围的高红移爆发。我们发现$ΔN_{\rm H}$和z之间存在明显的反相关，可以用来估计余辉的最大红移范围。我们的发现的一个关键应用是，快速X射线观测可以用来优化用于地面光学/近红外跟踪观测的仪器。地面光谱红移测量尽可能多的爆发是至关重要的伽玛暴科学。
2007-03-02 astro-ph
The Distribution of Column Densities and b Values in the Lyman-Alpha Forest
本文根据四个类星体的极高信噪比（S/N）的$R=36,000$谱，在波长4300- 5100 nm范围内测量的1056条谱线，描述了柱密度范围为$\nhi \geq 2\times10^{12}$ cm $^{-2}$的Ly $α$森林的性质。云柱密度分布可用$2\times10^{12}$ cm $^{-2}$的-1.5次方定律来描述，低于此极限，云柱的混乱程度会变得非常严重，以至于无法测量单个云的光谱。$b$值的分布显示了一个定义明确的下包络线，其截止点在对应于24，000 K云温度的$b=20\kms$。只有很小一部分（小于1%）的窄线云不能用金属线识别。通过将Ly $α$吸收线建模为云的复合物，每个云具有对应于$b_c$的热增宽，我们发现如果每条吸收线的平均值为3.25个云，并且速度质心的分布特征为分散度为$10.75\kms$，则可以理解$b$分布。
1995-07-13 astro-ph
Broad P V Absorption in the BALQSO, PG 1254+047: Column Densities, Ionizations and Metal Abundances in BAL Winds
讨论了低红移BALQSO（PG 1254+047）的历史HST谱中PV 1118、1128等宽吸收线的探测。通过与其他BALs，如C IV 1548，1550和Si IV 1393，1403的极好的红移和轮廓重合，以及通过光电离计算显示在该波长附近的其他谱线，如Fe III 1123，观察到的BAL强度意味着：1）存在极端丰度比，如[C/H] >~+1.0，[Si/H] >~ +1.8且[P/C] >~+2.2，或2）至少一些线比它们看起来光学上厚得多。我认为，P-V吸收的显着存在表明严重的线饱和，这是伪装在所观察到的（中等强度）BALs，因为吸收体不完全覆盖的连续源（S）沿我们的视线（S）。计算了所有紫外共振线的光学厚度，结果表明，当电离参数至少中等偏高，logU>-0.6，2）总氢柱密度logN_H（cm-2）> 22.0，3）CIV和OVI 1032等强谱线的光学厚度，1038分别为>~25和>~80。这些光学深度和柱密度至少是一个数量级大于预期的剩余强度在BAL槽，但它们是一致的大型吸收柱来自X射线观测BALQSO。因此，PG 1254+047中流出的BALR的速度为-15，000至-27，000 km/s，是BALQSO中X射线吸收体的有力候选者。
1998-01-14 astro-ph
Inhomogeneous Absorbers and Derived Column Densities
我们研究了吸收体中离子的空间分布对吸收体中吸收线的柱密度的依赖关系。特别是，我们调查了四个品种的背景源的吸收体的覆盖范围：熟悉的均匀部分覆盖（HPC），和三个函数形式，parameteruminiform覆盖范围：幂律，椭圆quandrant，和高斯分布。我们计算从我们的非均匀覆盖模型获得的剩余线强度，然后使用这些强度作为“已删除”量来计算光学深度和覆盖因子，假设HPC。我们发现，所得到的空间平均光学深度是可比的（在$\lesssim 1.5$的因子内）输入分布的平均光学深度，只要输入分布不包含空间窄的“尖峰”。这种尖峰（在小的覆盖区域上非常大的光学深度）可以深刻地影响吸收体中的平均光学深度，但对观察到的强度几乎没有影响。我们还研究了相反的方法：我们开始与HPC作为假设的物理模型，然后推断的非均匀覆盖模型的参数，通过双重分析。同样，所得到的平均光学深度与输入分布的相应量相当。最后，我们构建了一个更现实的二维光学深度分布的基础上随机分布的吸收云，我们用它来计算观测到的强度。应用于这些强度的双重分析表明，我们所有四个简单的解析函数都能准确估计真实的平均光学深度，而幂律函数则能最好地近似初始分布。
2005-09-15 astro-ph
A Minimum Column Density of 1 g cm^-2 for Massive Star Formation
大质量恒星非常罕见，但它们的极端光度使它们成为我们在遥远星系中观察到的唯一类型的年轻恒星，也是当今宇宙中的主要能量来源。它们很少形成，因为有效的辐射冷却使大多数恒星形成的气体云在坍缩时接近等温，这有利于分裂成小于1 Msun的恒星。通过吸积低质量恒星来加热星云可以防止碎片化，并允许形成大质量恒星，但星云必须具有什么性质才能形成大质量恒星，因此大质量恒星在星系中的形成位置尚未确定。在这里，我们证明了只有柱密度>~ 1 g cm^-2的云才能避免碎裂，形成大质量恒星。这个阈值，以及它所暗示的恒星初始质量函数（IMF）的环境变化，自然地解释了大质量星团的特征柱密度以及星系盘中Halpha和UV辐射的径向分布之间的差异。阈值的存在也意味着，应该有可检测的变化，在IMF与环境内的银河系和星系之间的大质量星团的特征柱密度，并在某些星系环境中的恒星形成率可能被系统地低估。
2008-01-02 astro-ph
The Structure and Evolution of Lyman-alpha Forest Clouds in the Minihalo Model
利用一维数值流体力学方法计算了受暗物质微晕引力约束的Lya森林云的结构和演化。这些云是从高红移的线性扰动发展而来的，并暴露在中等红移的类星体或星系主导的元银河辐射场中。虽然重点是球形系统，但也考虑了板对称性。在坍缩云中可以识别出三个区域：（1）处于热平衡的准流体静力核心，（2）处于热平衡之外的非流体静力中间区域，（3）与哈勃膨胀相连接的宇宙吸积层。大多数测量的Lya森林柱密度出现在中间地带。核心的发展将导致在10**15-10**16 cm**-2的HI柱密度附近的柱密度分布变平。对应于HI柱密度为10**14 cm**-2的云直径在10-60 kpc的范围内，而柱密度超过10**15 cm**-2的系统的直径小于10 kpc。圆周速度超过50公里/秒的系统会导致云收缩，直到它们变得不稳定和崩溃。临界柱密度为10 × 17-10 × 18 cm ~（-2）。在几个模型中，对于中性氢柱密度小于10** 13.5cm **-2的系统，Doppler参数与中性氢柱密度有轻微的相关性，对于10**13 cm**-2的系统，Doppler参数低至b > 20 km/s。没有找到b < 15 km/s的线路。
1994-03-26 astro-ph
Ubiquitous variability of X-ray absorbing column densities in Seyfert 2 Galaxies
本文研究了25个X射线定义的Seyfert 2星系的吸收柱密度的变化，这些星系是由硬X射线观测推断的，时间尺度从几个月到几年不等。我们发现，在几乎所有（22/25）的多个X射线观测源中，N $_H$（从20%到80%）的显著变化被观察到，尽管X射线吸收从未消失。对于至少观测了5次的11个源的子样本，由结构函数定义的典型变化时间对于强吸收源（nH ~ 10^23 cm^（-2））和中等吸收源（nH ~ 10^22 cm^（-2））都小于1年。这些变化排除了最简单版本的统一模型，基于一个均匀的模糊环面，并建议存在的clusional环核材料的规模远低于秒差距。我们提出了一个修改的环面模型，其中过多的轻微尘埃的BELR云模糊的BELR。BELR需要像环面一样具有轴对称结构。该模型与Elvis（2000）的1型活动星系核模型密切相关。对于轻度模糊的活动星系核（nH ~ 10 ^22 cm^（-2）），结构函数在$\sim$ 5年的时间尺度上显示出增加，表明存在第二个吸收体，最有可能在5-10 pc尺度上与宿主星系有关。
2001-07-26 astro-ph
Non-equilibrium H2 ortho-to-para ratio in two molecular clouds of the Galactic Center
本文介绍了ISO对银河系中心（GC）附近两个分子云中分子氢的S（0）、S（1）、S（2）和S（3）转动谱线的观测结果。我们还用ISO测量了红外波段的连续尘埃辐射，用IRAM-30 m望远镜测量了~（13）CO和~（18）C的旋转射电谱线J=1-0和J=2-1。利用尘埃连续谱和CO谱线，我们得到了15-20个星等的总消光对这些GC云。对H2数据进行消光校正后，气体温度为250 K，暖气体柱密度为2 e21 cm-2。这是第一个直接测量的H2柱密度的温暖的组成部分;与此，我们估计NH3丰度在温暖的气体~ 2 e-7。热气体的气柱密度至少比从热尘埃得到的相应气柱密度大100倍。所观察到的邻-对比（OTPR）为~ 1，明显低于250 K下气体的局部热力学平衡（LTE）OTPR ~3。低速冲击（~ 10 km/s）是对暖气体和尘埃柱密度以及非LTE H2 OTPR的最可能解释。
2000-02-25 astro-ph
Elemental Abundances from Intrinsic QSO Emission and Absorption Lines
几项研究表明，从宽吸收线（BALs）推断的柱密度需要极高的金属丰度和磷过剩-显然与其他丰度诊断相冲突。在这里，我使用BALQSO PG 1254+047的HST光谱来论证BALs丰度估计是不正确的，因为连续源的部分视线覆盖导致了对线光学深度和柱密度的严重低估。我认为在这个和其他BALQSO中PV 1118，1128吸收的显著存在确定了饱和吸收线光谱。这种解释意味着总柱密度至少比以前估计的大10倍，即log N_H（cm-2）> 22。因此，PG 1254+047中以-15，000至-27，000 km/s的速度流出的BAL气体是BALQSO中X射线吸收体的强有力候选者。如果这种高密度的外流是辐射加速的，那么它一定是来源于小于0.1秒差距的类星体。
1998-06-06 astro-ph
Physical conditions in CaFe interstellar clouds
显示出强Ca I和Fe I线的星际云被称为CaFe云。用电离平衡方程模拟了CaFe云中Ca Ⅱ、Ca Ⅰ、K Ⅰ、Na Ⅰ、Fe Ⅰ和Ti Ⅱ的柱密度。CaFe云的化学成分与太阳系相同，没有发现元素耗尽到尘埃颗粒上。CaFe云具有高电子密度n=1 cm^-3，这导致中性Ca和Fe的柱密度很高。
2007-10-01 astro-ph
Local Column Density Distribution Function from HI selected galaxies
由特定中性氢柱密度占据的天空横截面提供了对莱曼α吸收系统性质的洞察。我们已经测量了这个列密度分布在z=0使用21厘米HI发射从一个盲调查。HI帕克斯全天巡天（HIPASS）星系的子样本已经用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）成像。比较了低HI质量星系（10^7.5 ~ 10^8太阳M）和M星（10^10 ~ 10^10.5太阳M）星系的贡献。我们发现，柱密度分布函数主要由柱密度在3 × 10^18 cm ^-2到2 × 10^20 cm^-2范围内的低HI质量星系决定。这个结果在直觉上并不明显。M星星系可能含有大量的HI气体，但在中等柱密度下，低HI质量星系（10^7.5至10^8 M太阳系）的截面更大。这一结果意味着中等柱密度的莱曼α吸收系统可能是由一系列星系类型引起的，而不仅仅是最初认为的大型螺旋星系。
2001-07-27 astro-ph
Detection of C$_{3}$ in Diffuse Interstellar Clouds
最小的多原子碳链C-$_{3}$，在蛇夫座$ζ$、天鹰座20和英仙座$ζ$附近的星际云（A-$_{v}\sim$ 1等）中，通过探测其$A^{1}Π_{u}-X^{1}Σ^{+}_{g}$电子跃迁的原始带，在4052附近被确认。个别旋转线解决了$J$ =30，使旋转水平列密度和温度分布被确定。总柱密度的推断极限（$\sim$ 1至2 $\times10^{12}$ cm $^{-2}$）为实验室和天体物理学寻找更长的碳链提供了强有力的激励。对C $_2^{+}$、C $_2^{-}$和C $_3^{-}$的同时检索结果为阴性，但提供了其最大柱密度的灵敏估计值。
2001-02-26 astro-ph
Molecular gas freeze-out in the pre-stellar core L1689B
对星前核L1689 B进行了C17 O（J=2-1）观测。通过比较这条线的超精细分量的相对强度，发射被证明是光学薄。这允许精确的CO柱密度被确定，并且为了参考，详细描述了该计算。氢柱密度，这些测量意味着是远远小于从SCUBA粉尘排放数据计算。此外，C17 O柱密度在L1689 B上近似恒定，而SCUBA柱密度朝向中心达到峰值。最有可能的解释是CO从L1689 B的中心区域耗尽。简单的模型与内部耗尽区的星前核的结果进行了比较。这使得能够量化CO消耗的幅度，并且还允许牢固地建立冻结的空间范围。我们估计，在L1689 B中心约5000 AU的范围内，超过90%的CO已经冻结在颗粒上。这种消耗水平只能在至少与自由落体时间尺度相当的持续时间后才能实现。
2002-10-14 astro-ph
HI column densities of z > 2 Swift gamma-ray bursts
内容：在雨燕卫星发射之前，大多数伽马射线暴（GRB）的余辉都显示出衰减的Ly-alpha吸收体的证据，其中Ly-alpha被红移到可观测的光谱中。这个小样本表明，伽马射线暴要么在星系中爆炸，要么在星系内的区域爆炸，具有高的中性氢柱密度。目的：增加z > 2的伽玛暴的光谱样本，从而建立伽玛暴视线上的N（HI）分布。方法：我们获得了6个z > 2的GRB余辉谱，并在每种情况下拟合Ly-alpha吸收线以确定N（HI）。这已经与文献中的其他12个Swift N（HI）值进行了补充。结果如下：我们发现，伽玛暴N（HI）分布的峰值是定性一致的伽玛暴起源于银河系的分子云的模型。然而，一个系统的差异，特别是过量的低柱密度系统相比，预测，表明选择的影响和条件内的云（如强电离）影响观察到的N（HI）的范围。我们还报告了发现的Ly-alpha发射从GRB 060714主机，对应的恒星形成率约为0.8兆太阳/年。最后，我们给出了六个爆发的精确红移：z = 3.240 +/- 0.001（GRB 050319），z = 2.198 +/- 0.002（GRB 050922C），z = 3.221 +/- 0.001（GRB 060526），z = 3.425 +/- 0.002（GRB 060707），z = 2.711 +/- 0.001（GRB 060714）和z = 3.686 +/- 0.002（…
2006-10-13 astro-ph
Independent Emission and Absorption Abundances for Planetary Nebulae
由于行星状星云（PNe）和H II区域的禁止线和弱允许复合线的相对强度存在无法解释的差异，发射线丰度在十多年中一直不确定。在某些星云中，观测到的来自同一母离子的禁断线和复合线的强度与理论值相差一个数量级以上。在这项研究中，我们观察到的星云气体产生的PNe中心恒星的紫外共振线吸收，并从相同的离子发射光学禁戒线。然后，我们比较了来自地面观测的星云禁戒线的发射措施的吸收柱密度。我们发现，我们的样品PNe的碰撞激发的禁线产生列密度是在基本一致的列密度来自相同的离子从紫外线吸收线。一个类似的比较，涉及复合线列密度产生较差的协议，虽然附近的限制的正式不确定性的分析。在更有力地说明复合线丰度不正确之前，需要对丰度差异因子较大的天体的另一个样本进行研究。
2008-01-14 astro-ph
HI spectra and column densities toward HVC and IVC probes
我们展示了21厘米的线条轮廓在恒星和河外天体的方向，躺在高和中速云（HVC和IVC）的投影。其中大约一半来自Effelsberg 100米望远镜获得的新数据，大约四分之一来自Leiden-Dwingeloo Survey（LDS），其余四分之一是用其他单碟望远镜观测的。测定每个HVC/IVC的HI柱密度。Wakker（2001年）（论文I）结合光学和紫外高分辨率测量使用这些数据来推导丰度。在此，给出了用9弧分与35弧分光束观察到的N（HI）的差异和比率的分析。对于HVC和IVC，比率N（HI-9arcmin）/N（HI-35 arcmin）在0.2-2.5的范围内。对于低速气体，这个比值在0.75到1.3之间（观测到的比值为0.85-1.4，但似乎杂散辐射的修正略有偏差）。低速气体的较小范围可能是由于视线混乱造成的，因此一个分量中的低比率可以由另一个分量中的高比率补偿-对于由一个分量拟合的11个低速云，比率分布具有较大的分散性。对于16条视线，可以与更高的角分辨率数据进行比较。具有1弧分-2弧分分辨率的HI数据的八条视线显示N（HI-2弧分）/N（HI-9弧分）的范围为0.75-1.25，而在其他八条视线中N（HI-Ly-alpha）/N（HI-9弧分）的范围为0.74至0.98。
2001-02-08 astro-ph
The Swift/BAT High Latitude Survey: First Results
本文介绍了14- 195 keV波段雨燕BAT高银河纬度巡天前3个月的初步结果。该测量达到了10^{-11} erg/cm ^2/s的通量，对于最微弱的源，位置不确定度为~2.7'（90%置信度）。这是迄今为止在这一能带中最敏感的调查。这些数据证实了这样的假设，即一个高能的活动星系核样本将具有与其他波段所选样本非常不同的性质，并代表活动星系核总体的“真实”样本。我们已经确定了66个高纬度来源中的86%。12个是星系型源，44个可以用以前已知的活动星系核来识别。除了5个活动星系核外，所有活动星系核都有存档的X射线光谱，这使得可以估计视线柱密度和其他光谱特性。这两个z > 0.11的天体都是耀变体。其他天体（不包括无线电噪声天体）的平均红移为0.012。我们发现这些活动星系核的柱密度分布是双峰的，64%的非耀变体源的柱密度N_H >= 10^{22} cm $^{-2}$。logLX> 43.5的源没有一个显示出高的柱密度，而低LX源中极少数显示出低的柱密度。根据这些数据，我们预计最终的BAT目录将有超过200个活动星系核，整个天空的通量将小于~10^{-11} erg/cm^2/s。
2005-09-28 astro-ph
A FUSE survey of high-latitude Galactic molecular hydrogen
本文给出了用FUSE观测的73个河外目标的前六个转动能级（J=0 ~ 5）的分子氢柱密度的测量结果。所有这些卫星的最终信噪比都大于\snlimit，并且位于银纬|b| >20度。用FUSE校准管道CalFUSE 2.1版或更高版本校准各个观测值，然后仔细对齐速度。列出了所有FUSE段的最终速度变化。在低柱密度下，用增长曲线法确定了每个HI组分在视线内的6个最低旋转（J）水平的H_2柱密度或极限，在高柱密度下，用Voigt轮廓拟合。探测包括73个银河系盘和低晕中低速H_2的测量。八条视线未探测到银河系H_2。测得的柱密度范围为log N（H_2）=14至log N（H_2）=20。log N（H_2）与T_01、H_2的激发温度以及能级布居比（log（N（J '）/N（J）有很强的相关性。计算了每一条视线上氢分子中原子核的平均分数f（H_2），但由于每一条视线上都有大量的HI云，不能研究HI到H_2的跃迁物理。探测还包括在星系晕（35个IVC中）的16个中速云中的H2。在一个高速云（麦哲伦流的主导臂）中可以看到分子氢，尽管有19个高速云是不存在的;这强烈表明这些物体中很少或不存在尘埃。最后，在星系外有五次H_2的探测。
2005-12-16 astro-ph
Non-Thermal Chemistry in Diffuse Clouds with Low Molecular Abundances
利用哈勃太空望远镜上的戈达德高分辨率摄谱仪，对C I星向9颗恒星的星际吸收光谱进行了高质量的分析。我们的样品由两条视线补充，23 Ori和B1 Sco，使用Federman，Welty和Cardelli的C I测量。我们的研究考虑了具有已知CH+吸收的方向，但仅考虑C2和CN的吸收上限。这种限制使我们能够专注于CH+化学主导含碳分子生产的区域。几个多重峰的剖面合成产生了C I精细结构水平的列密度和多普勒参数。平衡激发分析，使用测得的柱密度以及从H2激发的温度，导致气体密度的值。这些密度，结合CH，CH+，C2和CN柱密度的测量，提供了与CH+生产相关的CH量的估计，这反过来又限制了在这种环境中CH+形成的现有理论。我们发现，对于我们的星际云样本，平均30- 40%的CH来自CH+化学，在某些情况下，它可以高达90%。本文提出了一个简单的含CH+气体非平衡生成的化学模型，用于预测CH+、CO+、HCO+、CH 2+和CH 3+等气体的柱密度。再次，我们的研究结果表明，非热化学是必要的，以占CH和CO在这些云的观测丰度。
2003-02-06 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
A Multi-Species Model for Hydrogen and Helium Absorbers in Lyman-Alpha Forest Clouds
我们进行了一个多物种流体动力学模拟的形成和演化的莱曼α云在一个平坦的CDM占主导地位的宇宙与外部通量的电离辐射。我们求解了H、H^+、H^-、H_2、H_2^+、He、He^+、He^{++}和e^-的完全耦合非平衡速率方程。氢和氦的吸收线的分布和演变的统计特性的提取和观测数据进行比较。我们发现下列中性氢数据非常吻合：柱密度分布符合指数β =1.55的幂律，柱密度10^{15} cm^{-2}以上的线可能不足;积分分布在柱密度10^{13}至10^{17} cm^{-2}的宽范围内与观测数据相匹配;对多普勒参数分布的高斯统计拟合得出的中值为35.6 km s^{-1};云柱密度大于10^{14} cm^{-2}的云的数量的演变遵循指数γ =2.22的幂律。类似的计算HeII吸收线，我们发现多普勒参数之比b_{HeII} / b_{HI} = 0.87。我们的数据还表明，Ly $α$云可能属于两个形态上不同的群体：小的柱密度云，往往居住在片或大陆结构，是非常细长和/或扁平的，和大的柱密度云，通常发现在这些焦散结构的交叉点，是准球形的。
1995-08-29 astro-ph
X-ray He-like ion diagnostics: New computations for photoionized plasma. II: Influence of different parameters
在前一篇文章中，我们用一个新的程序，对热厚介质进行了线和连续谱的全转移处理，研究了介质被X射线源光电离后的类He辐射。我们考虑了密度、电离参数和柱密度的影响。我们强调，光致电离介质的温度是不均匀的，我们表明，应考虑光激发和大柱密度，以避免误解的介质的属性。为了完成在光电离等离子体中观察到的可能情况，我们在这里考虑微湍流的影响，例如由于速度梯度，不同的元素丰度，和不同的电离光谱分布。所有新的情况都是使用相同的代码计算的，但使用的是我们的类He原子模型的改进版本。我们给出的G和R比，等效宽度，和离子柱密度的值具有更高的精度比以前实现的。一个大的微湍流的结果在大的柱密度，其中氦三重态共振线是光学厚的G比的下降。相反，R比几乎与色散速度和元素丰度无关，只要互组合线是光学薄的。通过两个不依赖于任何参数的“万有图”，我们还提出了一种由所观测到的给定离子的辐射复合连续谱的温度和它的柱密度来确定电离参数和发射区的总柱密度的方法。
2004-07-29 astro-ph
A FUSE Survey of Interstellar Molecular Hydrogen in Translucent Clouds
我们报告的第一个合奏结果，从FUSE调查的分子氢的视线与A_V $\gtrsim$ 1马格。我们已经开发出的技术拟合计算的配置文件的低J线的H2，从而确定列密度为J = 0和J = 1，其中包含$\gtrsim$ 99%的总H2。从这些柱密度和辅助数据，我们已经得出了总的H2柱密度，氢分子分数，和动力学温度为23视线。这是第一个通过紫外吸收带测得氢分子柱密度为10^21 cm^-2的重要样本。我们还为这些视线编制了一组灭绝数据，这些数据对各种环境进行了采样。我们已经搜索了我们的H2相关的数量与以前发表的其他分子的柱密度和消光参数的相关性。我们发现H2和分子，如CH，CN和CO之间的强相关性，与化学模型的预测大体一致。我们还发现氢分子分数和各种密度指标，如动力学温度，CN丰度，远紫外消光上升的陡峭度，和2175 A凸点的宽度之间的预期相关性。尽管相对较大的分子分数，我们没有看到大于0.8的半透明云的预期值。除了几条视线之外，我们几乎看不到样本中存在单个半透明云的证据。我们的结论是，大部分的视线实际上是由两个或更多的漫射云组成的，类似于那些朝向像zeta Oph这样的目标的云。我们建议修改术语，以区分“半透明视线”和“半透明云”。"
2002-05-23 astro-ph
Properties of the Molecular Clouds in NGC 205
附近的矮椭圆星系NGC 205为高分辨率研究椭圆星系中的星际介质提供了一个独特的机会。本文研究了NGC 205中分子气体的分布、分子谱线比以及原子气体、分子气体和尘埃之间的关系。在NGC 205的一个分子云中，12 CO（2-1）/（1-0）和12 CO（1-0）/13 CO（1-0）的线比与其他椭圆星系和银河系巨分子云中的线比一致;它们表明该分子云中的CO可能是亚热激发的。原子气体、分子气体和尘埃在100 pc的尺度上是非常密切相关的;原子气体可以被理解为分子云周围的光离解包层。该星系中的原子柱密度相当低（10^20 cm^-2），因为星际紫外光场相对较低。总的气尘柱密度比与银河系的气尘比一致。简而言之，NGC 205中的分子气体似乎与我们银河系中熟悉的分子云具有非常相似的性质，除了低原子柱密度。
2000-07-12 astro-ph
Dynamics of Warm-Absorbing Gas in Seyfert Galaxies: NGC 5548
利用来自星团分子吸积盘的磁流体风解释了Sy星系UVX中暖吸收气体的观测。本文着重讨论两个问题：（1）MHD风的运动学和动力学与观测到的WAs性质的相容性;（2）UVX扰动之间的关系。我们提供了一个深入的MHD模型和Sy 1星系NGC 5548，在高光谱分辨率表现出一些离散的紫外吸收组件之间的比较。我们发现：（1）Ovii、Oviii和H的总柱密度是通过将每个分量中Civ和Nv的UV离子柱密度限制在它们的观测值的2倍之内并在可能的分量电离状态和Civ柱密度的集合上进行优化来再现的;（2）WA存在于风的外部，并且不是BLR中流动的延续;（3）WA沿径向和极向延伸，具有电离分层性。发现X射线吸收严重偏向于较小的r，并且UV吸收起源于距中央连续源较大的距离处。我们表明，离散的吸收组件沿视线本质上是cluerous。运动学分量之间的密度差异导致电离和复合时间尺度的范围。我们进一步测试的适用性的MHD风WAs一般，通过构建一个准连续流模型，并将其扩展到任意的方面。我们估计的分数的Sy 1 s具有可检测的WA具有较大的Ovii柱密度比Oviii，和总H柱密度的范围。我们还发现Ovii和Oviii光学厚度的比值可以作为活动星系核方位角的一个新的诊断指标。
2000-01-29 astro-ph
Collisional excitation of OH(6049 MHz) masers in supernova remnant - molecular cloud interactions
OH（1720 MHz）脉泽作为SNR -分子云相互作用位点的指示器.当OH柱密度在1 e16 - 1 e17 cm^-2范围内时，这些脉泽在密度为1 e5 cm^-3的暖（50- 100 K）激波气体中被碰撞激发。这里我给出的激发计算表明，当OH柱密度超过1 e 17 cm^-2时，在相似的密度和温度下，1720 MHz谱线的反转将关闭，而OH第一激发转动态的6049 MHz跃迁将反转。当OH柱密度大时，这条线可以作为温暖、冲击气体的补充信号。
2007-04-16 astro-ph
Formation of Resonant Atomic Lines during Thermonuclear Flashes on Neutron Stars
受EXO 0748-676（Cottam，Sperrels & Mendez）I型X射线爆发期间红移Fe H $α$线测量的启发，我们研究了爆发中子星（$k_BT_{\rm eff} \approx 1-2 {\rm keV}$）光球层上方Fe原子线的形成。讨论了斯塔克展宽、共振散射和能级布居对类氢Fe H $α$、Ly $α$和P $α$线形成的影响。从观测到的Fe H $α$线的等效宽度，我们发现了一个隐含的Fe柱$1-3 \times 10^{20} {\rm cm}^{-2}$，它比Bildsten，Chang和Birrels的吸积/溅射模型计算的Fe柱大3-10倍。我们还估计，隐含的铁柱是约2-3倍，大于一个统一的太阳金属丰度大气。我们讨论了旋转增宽的影响，并发现\EXO的旋转速率必须是缓慢的，证实了最近的测量45赫兹的爆发振荡的Villarreal和Strohmayer。当H $α$ EW为10 eV（红移8 eV）时，Fe Ly $α$ EW $\approx$为15-20 eV（红移11-15 eV），P $α$ EW $\approx$为4-7 eV（红移3-5 eV）. Ly $α$线旋转加宽至深度为$\approx 10%$，使得难以用{ \it Chandra}观察。我们还表明，辐射悬浮可能支持的Fe柱需要解释的线。
2005-05-03 astro-ph
The Statistics of Density Peaks and the Column Density Distribution of the Lyman-Alpha Forest
我们开发了一种方法来计算列密度范围$10^{12.5} - 10^{14.5} cm^{-2}$的莱曼α森林的列密度分布。Zel'dovich近似，适当的平滑，用于计算密度和特有的速度场。后者对吸收曲线的影响进行了讨论，它被证明对柱密度分布的影响不大。引入一种近似，其中列密度分布与实空间中的密度峰值（涉及其高度以及沿视线的一阶和二阶导数）的统计有关。我们表明，柱密度分布的斜率是由温度-密度关系以及功率谱尺度$2 h Mpc^{-1} < k < 20 h Mpc^{-1}$。给出了三者之间的关系表达式。我们发现非常好的协议之间的列密度分布通过应用Voigt轮廓拟合技术的输出的一个完整的流体动力学模拟和使用我们的近似方法获得的测试模型。然后，这种形式主义，并应用于研究一组CDM以及CHDM模型。我们表明，柱密度分布的振幅取决于参数$(Ω_b h^2)^2 T_0^{-0.7} J_{HI}^{-1}$的组合，这是不好的独立观测约束。另一方面，分布的斜率可以用来区分不同的模型：对于我们研究的柱密度范围，小尺度上功率谱的振幅较小和斜率较陡的模型会产生较陡的分布。与高分辨率Keck数据进行了比较。
1997-06-23 astro-ph
Study of Photon Dominated Regions in Cepheus B
目的：本文的目的是了解仙王座B中光子占主导地位的区域的发射，估计仙王座B中大量气体中中性碳的柱密度，并推导出对决定中性碳相对于CO丰度的因素的限制。本文给出了492 GHz CI和12 CO 4-3的15'× 15'全采样图，它们是用KOSMA观测的1'分辨率的。这些新的观测结果与FCRAO 12 CO 1-0、IRAM-30 m 13 CO 2-1和C18 O 1-0数据以及HIRES/IRAS的远红外连续谱数据相结合。KOSMA-tau球形PDR模型已被用于理解仙王座B中PDR的CI和CO发射，并解释了观测到的C^0和CO相对丰度的变化。结果：与仙王座B相关的PDR的发射主要在-14 km s ^-1和-11 km s^-1之间的VLSR处。我们估计约23%的观察到的CII发射的分子热点是由于电离气体在HII区域。尽管CO柱密度变化了一个数量级，但在材料的整体上，C^0柱密度没有显著变化，为2.0+-1.4 x10 ^17 cm^-2。在仙王座B中观测到的\cbyco丰度比在0.06和4之间变化。我们发现所观察到的C/CO丰度比与所观察到的氢柱密度的反相关性，即使包括所有以前的观察提供C/CO比。在这里，我们表明，这种观察到的C/CO丰度与总柱密度的变化可以解释只有由一个合奏团的团块组成的clustrialPDR。在高的H2柱密度，表现出低的C/CO丰度，高质量的团块占主导地位…
2006-06-12 astro-ph
Intrinsic Absorption Lines in the Seyfert 1 Galaxy NGC 5548: UV Echelle Spectra from the Space Telescope Imaging Spectrograph
我们提出了第一次观察的塞弗特星系与阶梯光栅的空间望远镜成像光谱仪（STIS），它提供了高分辨率（R = 40,000）的内在的紫外吸收线的NGC 5548的覆盖。我们确认存在5个运动学分量的吸收在莱曼α，C IV，和NV在径向速度为-160至-1060公里/秒相对于发射线，并找到一个额外的莱曼α $组件附近的系统速度，这可能是在宿主星系的星际介质。GHRS光谱的N V和C IV的吸收得到约2年前相比，在径向速度的运动分量没有改变，但两个组件的离子柱密度有所下降。我们将这些变化归因于气体总柱的变化，但对于一个组分，我们不能排除气体电离的变化。我们已经计算了光电离模型，以匹配与原子核相关的五个组件中的每一个的UV柱密度。在其中四个组分中，电离参数（U = 0.15 ~ 0.80）和有效氢柱密度（N = 6.0 x 10^18 cm^-2 ~ 2.8 x 10^20 cm^-2）不能产生X射线暖吸收体中所见的O VII和O VIII吸收边。剩下的组分电离程度更高（U = 2.4，N = 6.5 x 10^21 cm^-2），我们的模型与之前观测到的X射线吸收柱相匹配。因此，这一成分可能是X射线暖吸收体的原因。它也有最高的流出速度，并显示出最大的变化列密度。
1999-03-29 astro-ph
The far-infrared spectrum of Arp 220
ISO/LWS对超亮红外星系Arp 220的光栅观测显示，OH、H $_2$ O、CH、NH和NH $_3$的分子谱线，以及[O I] 63 $μ$ m谱线和[C II] 158 $μ$ m谱线的发射都有吸收。我们模拟了连续和发射/吸收的所有观察到的功能，通过非本地的辐射转移代码。从25到1300 $μ$ m的连续体被建模为一个温暖的（106 K）核区域，该区域在远红外中是光学厚的，被主要通过吸收核红外辐射加热的扩展区域（尺寸2 $''$）衰减。核区域中的分子吸收的特征在于由于高红外辐射密度而引起的高激发。OH柱密度在靠近核和扩展区的位置较高。H $_2$ O柱密度也向细胞核方向高，而在延伸区域较低。晕中的柱密度类似于在银河系中心附近朝向Sgr B2的弥漫云中发现的。最值得注意的是NH和NH $_3$朝向细胞核的高柱密度，其值分别为$\sim1.5\times10^{16}$ cm $^{-2}$和$\sim3\times10^{16}$ cm $^{-2}$。在扩展区域和热核中的PDR与增强的\hdo光解离和可能的冲击贡献的组合可以解释OH和\hdo的相对柱密度，而氮化学可能受到宇宙射线电离的强烈影响。[C II] 158 $μ$ m线被我们的模型很好地再现，它的“赤字”相对于正常和星爆星系的CII/FIR比被认为主要是远红外辐射的主要非PDR成分的后果，虽然我们的模型不能单独排…
2004-06-18 astro-ph
Optimal column density measurements from multiband near-infrared observations
我们认为，从一般的角度来看，在稠密的分子云的消光确定的问题。我们使用严格的统计方法来表征最广泛使用的光学和红外技术，即恒星计数和颜色过剩的方法的属性。我们提出了一种新的最大似然方法，利用恒星计数和恒星颜色，以提供一个最佳的估计灭绝。详细的数值模拟表明，我们的方法在广泛的条件下表现最佳，特别是，显着优于标准技术的云与高柱密度和受污染的前景恒星。
2005-04-14 astro-ph
Cloud Structure and Physical Conditions in Star-forming Regions from Optical Observations. I. Data and Component Structure
我们提供了在三个恒星形成区ρOph、Cep OB 2和Cep OB 3中，星际CN、CH、CH^+、\ion{Ca}{1}、\ion{K}{1}和\ion{Ca}{2}吸收的高分辨率光谱（在~0.6- 1.8 km s-1），它们朝向29条视线。的意见和数据减少。早期的总等效宽度的测量结果与我们的结果之间的协议是相当不错的。然而，我们的高分辨率光谱揭示了复杂的结构和密切混合的成分在大多数视线。通过对给定视线下六种粒子的谱分析，得到了每种粒子的速度分量结构。用剖面拟合的方法确定了各分量的列密度和多普勒参数。沿视线的总柱密度通过对单个组件的轮廓拟合的结果求和来计算，并与表观光学深度法的柱密度进行比较。对这些数据及其影响的更详细分析将在一份配套文件中提出。
2003-12-03 astro-ph
The Abundance of Atomic Sulfur in the Atmosphere of Io
哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪的观测已经被用来限制木卫一大气中的硫原子柱密度。SI 1479偶极允许和禁止的跃迁多重态在木卫一首次被解析，使得研究单个原子物种的光学厚和薄跃迁成为可能。平均而言，允许的跃迁对SI 1479多重峰的总信号贡献62 +/-8%，禁止的跃迁贡献38 +/-8%。利用在木卫一边缘附近观测到的SI 1479的光学厚跃迁和光学薄跃迁，我们推导出切向大气硫柱丰度为3.6*10^12 cm^-2 < N_s < 1.7*10^13 cm^-2，它与电子温度和密度无关。低密度SO_2大气（N_so2 ~ 5-10*10^15 cm^-2）与最近的其他观测结果一致，也与这些边界最为一致。
2002-01-16 astro-ph
Ovi Column Density Distribution in the Local Bubble - Results from 3D Adaptive Mesh Refinement Simulations
局部气泡（LB）是一个X射线发射区，在银河平面内半径为100 pc，垂直于银河平面的半径为300 pc，它嵌入在一个稍大的H{ \sc i}缺陷腔中。它的起源和在UV，EUV和X射线中的光谱特性仍然知之甚少。我们已经进行了三维高分辨率（下至1.25 pc）的LB和Loop I超泡在一个现实的\emph{inhomogeneous}背景ISM的流体动力学超泡模拟，在银河系速率的超新星（SN）爆炸干扰。我们可以重现（i）的大小的气泡（在相似的解决方案相比），（ii）的互动壳与环I，发现与ROSAT，（iii）预测合并的两个气泡在约3百万年，当互动壳开始碎片，和，（iv）生成的斑点像本地云作为一个动力学不稳定的结果。监测\ion{O}{6}柱密度，发现与\textsc{Copernicus}和FUSE吸收线数据非常一致，显示LB柱密度$<1.7 \times 10^{13} {\rm cm}^{-2}$，与其他现有模型相反。
2005-01-28 astro-ph
On the structure of the turbulent interstellar atomic hydrogen. II- First comparison between observation and theory
{It为了理解原子气体的动力学，使用复杂的模型，并在理论模型和观测之间进行详细的比较，这是必要的。{In作为配套论文，我们提出了星际氢原子的高分辨率二维数值模拟。在这里，我们进一步描述了这些模拟，并将我们的结果与各种观察结果进行了比较。{We给出了沿视线的柱密度和速度的统计数据，并表明它们与高纬度视线的观测结果相比是有利的。我们计算合成HI光谱和定性讨论的信息，可以推断，如果观察到这些光谱。最后，我们提取CNM云，并研究其物理特性，发现与真实云有很强的相似性。特别是，我们发现，云遵循拉尔森型关系，即$M \propto L^γ$，其中$γ\simeq 1.7$（我们推测，在3D，$γ\simeq 2.5$）和$\sqrt{<δv^2>} \propto L^{0.4}$。我们还发现，在模拟中形成的CNM结构的柱密度$N$的分布${\cal N}(N)$遵循${\cal N}(N) \propto N^{-1.2}$，这与Heiles & Troland（2005）获得的观测结果略有一致。从质量-尺寸关系和质谱，我们推导出柱密度分布的指数，该指数接近于数值模拟中获得的值。{We得出的结论是，模拟相当好地再现了各种观测特征。
2006-12-29 astro-ph
X-Ray Absorption Associated with High-Velocity UV Absorbers
我们介绍了Chandra对两个射电安静类星体PG 2302+029和PG 1254+047的观测结果。PG 2302+029有一个超高速紫外线吸收系统--56，000 km/s，而PG 1254+047是一个宽吸收线类星体，有分离槽。这两个天体的X射线都很弱，这与α_ox和紫外线吸收线强度之间的已知相关性一致。这些数据表明，有证据表明，这两个对象是本质上弱X射线源，除了被严重的X射线吸收。中性气体的X射线吸收柱密度为N_H > 10^22 cm^-2，本征发射光谱的α_ox > 2。通过包括离子化（而不是中性）吸收体，数据拟合得最好，其中柱密度N_H（PG 2302）> 2.98 x 10^22 cm^-2，N_H（PG 1254）> 17.3 x 10^22 cm^-2。电离度与UV谱线一致，如果最强谱线饱和，则总柱密度也是如此。
2001-05-16 astro-ph
