Hydrodynamic instability of ionization fronts in HII regions
我们研究流体动力学不稳定性加速电离锋使用二维流体动力学模拟，包括详细的能量沉积和释放，由于紫外辐射的吸收，氢的重组，辐射分子冷却，和磁压力。我们认为线性扰动增长，并发现与非加速前的稳定机制仍然是一个重要的因素，即使当加速度存在。相反，如果在电离区的复合被关闭，瑞利-泰勒（RT）不稳定性变得有效，和经典的RT增长率恢复。
2004-11-20 astro-ph
Local radiative feedback in the formation of the first protogalaxies
第一个星系的形成受到第一代恒星辐射反馈的影响。这种反馈表现为位于第一颗恒星周围的H II区域内的气体的加热和电离，以及围绕这些源的较大莱曼-沃纳（LW）气泡内的氢分子的光解。在三维宇宙学模拟中使用射线追踪方法，我们自洽地跟踪原星系形成过程中单个恒星的形成和辐射反馈。我们详细计算这些源的H II区域，以及受其分子离解辐射影响的区域。我们跟随原始气体的热，化学和动力学演化，因为它成为纳入原星系。虽然IGM通常仅在红移z < 20时在大于30 kpc的物理距离上对LW光子具有光学厚度，但是在残留H II区域中建立的高分子部分及其增加的体积填充部分使得即使局部IGM在几千秒秒量级的物理距离上对LW光子也具有光学厚度。我们发现，有效的吸积到第三族遗迹黑洞上可能发生在它们形成后约6000万年后，到那时，光加热的遗迹H II区气体可以冷却并重新坍缩成容纳黑洞的10^6 M的太阳微晕。此外，Pop II.5恒星，假设有10 M太阳的数量级的质量，可能会形成从这个再塌缩遗迹H II区域气体。总的来说，我们发现，从第一代恒星的本地辐射反馈抑制恒星形成率只有一个因素，最多，几个。
2007-04-24 astro-ph
How to move ionized gas: an introduction to the dynamics of HII regions
本文综述了在银河系HII区的演化和结构中重要的动力学过程，着重介绍了HII区在非均匀介质中演化的物理概念和最近的数值模拟。内容如下：（1）方程（欧拉方程;辐射转移;速率方程;如何避免动力学;如何避免原子物理学）。(2)物理概念（静态光电离平衡;电离前沿传播; D型前沿的结构;光消融流;其他成分-恒星风、辐射压、磁场、不稳定性）。(3)HII区域演化（早期阶段：超紧凑和超紧凑区域;后期阶段：紧凑和扩展区域;团块和湍流）。
2006-02-28 astro-ph
The stellar population and the evolutionary state of HII regions and starburst galaxies
RHII和星暴都是由大质量恒星提供动力的。它们是通过辐射能和机械能加热ISM的主要贡献者。本文综述了利用紫外光和光学积分光反演RHII和星暴的恒星成分和演化状态的技术。更详细地讨论了RHII原型（NGC 604）和核星暴（NGC 7714）。结果表明，这些对象的多波长分析，以估计其恒星的内容和它们的演化状态在一个一致的方式的必要性。
1999-12-28 astro-ph
Redshifted 21cm Signatures Around the Highest Redshift Quasars
红移最高的类星体的Ly-alpha吸收光谱表明，它们被巨大的HII区域所包围，大小为几Mpc。这些HII区域周围的中性气体应该会发出超过宇宙微波背景的21厘米辐射，使未来的射电望远镜能够测量这些HII区域的横向范围。在早期，HII区以相对论速度膨胀。因此，由于相对论时间延迟，它们沿视线（通过Ly-alpha吸收）和横向（通过21 cm发射）的测量尺寸应该具有不同的观测值。我们表明，这些尺寸的组合测量将直接约束周围星系际介质（IGM）的中性分数以及类星体的寿命。根据目前z>6的发光类星体的数量，像LOFAR这样的仪器应该在每个视场（半径为11度）检测到>2个红移21厘米的壳层，它们围绕着与SDSS已经发现的一样明亮的活动类星体，每个视场应该检测到>200个不活动类星体的遗迹壳层。我们表明，Ly-alpha光子从类星体是无法加热IGM或耦合的自旋和动力学温度的氢原子超出边缘的HII区域。因此，在高红移类星体周围21厘米辐射中的IGM的探测将测量再电离时期宇宙Ly-alpha背景的存在。
2004-01-26 astro-ph
On the Size of HII Regions around High Redshift Quasars
通过测量高z类星体光谱中HII区的大小，研究了将星系际介质（IGM）的电离态限制在再电离结束（z ~ 6）附近的可能性。我们执行多相平滑粒子流体动力学（SPH）和三维辐射转移（RT）模拟相结合，可靠地预测典型的高Z类星体HII区域的性质，嵌入在一个部分中性IGM（x_HI=0.1）。在这项工作中，我们假设类星体的寿命和光度是固定的，即t_Q=10^7 yr，N_gamma=5.2 10^56 s-1。从模拟光谱沿视线通过模拟类星体环境的分析，我们发现，来自类星体光谱的HII区域的大小平均比物理的小30%。附加的极大似然分析表明，该偏移导致中性氢分数x_HI的高估，其系数为3。通过对观测到的类星体样本应用同样的统计方法，我们的研究倾向于一个z=6.1的大部分电离（x_HI < 0.06）的宇宙。
2007-02-08 astro-ph
Chemical Self-Enrichment of HII Regions by the Wolf-Rayet Phase of an 85 Msun star
从恒星演化和对WR星的观测中可以清楚地看到，大质量恒星在沃尔夫-拉叶阶段通过它们的恒星风释放出富含金属的气体。虽然HII区的光谱可以作为判断星际介质现今化学成分的诊断工具，但是HII气体已经被化学处理过的恒星风污染到何种程度还远未被理解。因此，我们分析了我们的模型的辐射和风气泡的孤立85 Msun恒星与太阳金属（Kröger等。2006）相对于化学富集的拱星HII区域。热的星风泡（SWB）在WN阶段富含14 N，在WC阶段富含12 C和16 O。在85 Msun恒星处于WC阶段的短时间内，富集的SWB物质与太阳丰度的温暖HII气体混合，从而增强了HII区的金属丰度。然而，在恒星寿命结束时，温暖电离气体中痕量元素N和O的质量比并不显着高于太阳，而C的丰度比太阳高出22%。从本研究的重要问题包括一个陡峭的径向梯度的C比O和减少的影响，自富集的金属贫乏的星系。
2006-03-08 astro-ph
Radiative feedback from ionized gas
无金属气体中的H2形成经由中间H-或H2+离子发生。因此，通过光解离破坏这些离子起到抑制H2形成的作用。在本文中，我强调的事实是，发生在电离的原始气体中的几个过程产生的光子能量足以光解H-或H2+，并概述了如何计算电离气体的特定分布所产生的光解率。我还表明，有兴趣的情况下，如在第一批恒星周围的HII区域的增长，在这种以前被忽视的形式的辐射反馈是相当重要的。
2007-03-28 astro-ph
The HII Region of a Primordial Star
宇宙学和结构形成的和谐模型预测，在10^5 ~ 10^6兆太阳质量的暗物质主导的晕中，会形成孤立的大质量恒星。这些恒星将其宿主的原始分子云拍照，将所有的重子从它们的晕中驱逐出去。当恒星死亡时，会形成一个遗留的HII区域，其中会形成大量的氢分子，当引力将其聚集成更大的暗物质晕时，氢分子会使气体有效地冷却。围绕着第一个恒星周围的丝状物被大部分遮蔽，当恒星死亡时，这些丝状物为气体流入光环提供了通道。我们提出了第一个完整的三维宇宙辐射流体动力学模拟，遵循所有这些影响。一种新的自适应射线投射技术，它结合了点源周围时间相关的辐射转移。这种方法是足够快，使辐射传输，动力学速率方程，流体动力学求解自洽。它保留了传输方程的时间导数，并且是显式光子守恒的。该方法与宇宙学自适应网格加密程序enzo相结合，在分布式和共享内存并行结构上运行。在适用的情况下，三维计算不仅证实了早期的一维结果的预期，但也说明了多重HII地区的水动力复杂性。在没有星风的情况下，第一颗超新星和早期伽马射线暴的星周环境将是低密度的，约为1 cm^-3。虽然勉强解决，电离锋不稳定性导致彗星和象鼻一样的小尺度结构，让人想起附近的恒星形成区。
2006-06-01 astro-ph
A radiative transfer scheme for cosmological reionization based on a local Eddington tensor
基于对辐射转移方程的矩描述和爱丁顿张量的"M1闭合模型“，提出了一个辐射转移格式。该模型具有严格的双曲线运输步骤的辐射：它已被实施使用标准Goddom-类似的技术在一个新的代码称为ATON。结合电离化学和光加热的简单模型，ATON能够在各种标准测试中重现其他方案的结果，例如HII区域的膨胀，密集团块对辐射的屏蔽以及多源宇宙电离。简单而强大的，这样的计划是为了自然和容易地包括在基于网格的宇宙流体求解器。
2007-09-11 astro-ph
UV Radiative Feedback on High-Redshift Proto-Galaxies
我们使用三维流体动力学模拟来研究瞬态光致电离紫外线（UV）通量对星系前云的坍缩和冷却的影响。这些云的质量在10^5 - 10^7太阳质量之间，形成于高红移（z>18），被认为位于第一代恒星周围的短暂宇宙学HII区域内。此外，我们还研究了这种瞬态紫外通量和持久的莱曼-沃纳（LW）背景从遥远的来源的综合影响。在没有LW背景的情况下，我们发现J_UV的临界比强度约为0.1 x 10^-21尔格·s^-1 cm^-2 Hz^-1 sr^-1，这标志着晕粒子数从净负反馈到正反馈的转变。较弱的紫外辐射通过增加H_2分子丰度，促进了化石HII区内恒星的形成。较强的紫外线通量通过降低气体密度和增加坍缩晕中心的冷却时间而显着延迟恒星形成。在固定的J_UV下，反馈的符号也强烈地依赖于UV照射时的气体密度。不管反馈是正的还是负的，我们发现一旦紫外线通量被关闭，它的撞击恒星在哈勃时间的30%之后就会减少。在更现实的情况下，当存在LW背景时，J_LW > 0.01 x 10^-21尔格·s^-1 cm^-2 Hz^-1 sr^-1，在我们的模拟中，强抑制一直持续到最低红移（z=18）。最后，我们发现，瞬态紫外通量的加热和光蒸发使化石HII区中的~10^6 M_日晕更容易受到LW背景下H_2光解的影响。
2006-04-07 astro-ph
The Structure and Evolution of Early Cosmological HII Regions
我们研究了在z=10-30时形成的第一批恒星周围HII区的形成和演化。我们使用的一维拉格朗日流体动力学代码，自洽地结合了辐射转移和非平衡原始气体化学。恒星形成区被定义为一个球形气体云，中心嵌入一颗第三星族恒星。我们探索了一个大的参数空间的主机晕质量，气体密度分布，和恒星光度。HII区域的形成的特点是中心附近的弱D型电离前沿的初始缓慢膨胀，然后是整个外部气体包层的R型前沿的快速传播。我们发现，这两个前类型之间的过渡确实是一个临界条件的完全电离晕的宇宙学的兴趣。在小质量（< 10^6 M_sun）的晕中，跃迁发生在几个10^5年内，产生高逃逸率（>80%）的电离光子和光解光子。在较大质量（> 10^7 M_sun）的晕中，电离锋在大质量恒星的整个生命周期内保持为D型，HII区被限制在维里半径内，逃逸分数基本为零。我们推导出一个解析公式，再现以及我们的模拟结果。我们讨论了目前的结果的恒星形成历史和宇宙的早期再电离的直接影响。
2004-06-11 astro-ph
Dynamical Formation of the Dark Molecular Hydrogen Clouds around Diffuse HII Regions
我们研究了扩散HII区域周围分子云形成的触发过程。我们计算的时间演化的壳层以及HII区域的两相中性介质中，解决紫外和FUV辐射转移，热和化学过程中的时间依赖的流体动力学代码。在冷的中性介质中，周围的气体被卷入HII区周围的冷（T \sim 30- 40 K）和致密（n \sim 10 ^3 cm^-3）壳层中。在壳层中，H_2分子是由被吹扫的HI气体形成的，而CO分子几乎没有形成。中心恒星质量越大，H_2分子的重整效率越高。壳层中气体的物理化学性质介于中性介质和CO发射观测到的分子云之间。含有冷的HI/H_2气体的致密壳层很容易变得重力不稳定，并破裂成小的云。在激波阵面后面的冷却层也会受到热不稳定性的影响，并会分裂成具有平移运动的小云团。我们认为，预言的冷的“暗”HI/H_2气体应该作为HI自吸收（HISA）特征来探测。我们在最近的观测数据中寻找了这样的特征，并在巨大的HII区域W 4和W5周围发现了壳状的HISA特征。壳状HISA特征与沙尘排放具有较好的空间相关性，但与CO排放的相关性较差。我们的定量分析表明，HISA云可以像T \sim一样冷，温度为几× 10 K。（节略）
2007-04-05 astro-ph
Massive Star Formation in Galaxies: Radiative transfer models of the UV to mm emission of starburst galaxies
我们提出了说明性的模型紫外毫米辐射的星爆星系被视为一个合奏的光学厚巨分子云（GMCs）的中心照亮最近形成的恒星。模型遵循的GMC的演变，由于电离诱导的HII区域的膨胀和GMC内的恒星星族的演变根据Bruzual & Charlot恒星星族合成模型。考虑了瞬时加热尘埃颗粒/多环芳烃对辐射转移的影响以及多次散射。HII区域的扩张和狭窄中性壳层的形成自然解释了为什么多环芳烃的发射在近中红外（星暴星系红外光谱的一个新特征）中占主导地位。这些模型使我们能够将星系的观测特性与其年龄和恒星形成历史联系起来。我们发现10^7-10^8年前呈指数衰减的爆发可以解释星暴星系的IRAS颜色。该模型也令人满意地占的原型星暴星系M82和NGC 6090，最近由ISO观察到的星暴星系的多波长数据。在M82中，我们发现了相隔10^7年的两次爆发的证据。在NGC 6090中，我们发现至少有一部分远红外过量可能是由于爆发的年龄（6.4 x 10^7年）。我们还预测了不同波长的星爆光度的演变，这表明远红外调查可能会优先检测到较老的星爆比中红外调查。
1999-12-13 astro-ph
Simulations and Analytic Calculations of Bubble Growth During Hydrogen Reionization
我们目前的结果从大体积模拟氢再电离。我们结合三维辐射转移计算和N体模拟，描述在星系际介质中的结构形成，详细的高红移星系周围的HII区域的增长。我们的模拟跟踪了1024^3个暗物质粒子，在一个共同移动边长为65.6 Mpc/h的盒子中。这个大体积使我们能够准确地表征整个再电离过程中的大部分HII区域的尺寸分布。与此同时，我们的模拟解决了许多可能导致再电离的小星系。它证实了分析模型所预测的画面：HII区域围绕高度聚集的源集体增长，并且具有明确的特征尺寸，从再电离开始时的亚Mpc尺度发展到R > 10 Mpc。我们提出了一个详细的统计描述，我们的结果，并比较它们与数值方案的基础上的分析模型由Furlanetto，Zaldarriaga，和Hernquist。我们发现，解析计算再现的HII区域的尺寸分布和辐射转移模拟的21厘米功率谱非常好。然而，模拟的电离场比解析计算的电离场具有更多的小尺度结构，这是由于在小尺度上模拟的星系丰度中存在泊松散射。我们提出并验证了一个简单的方案，将这种分散到我们的计算。我们的研究结果表明，分析计算是足够准确的，以帮助预测和解释未来的21厘米调查的结果。特别是，我们的快速数值方案是有用的预测未来21厘米调查的限制，并在构建模拟调查测试数据分析程序。
2010-03-17 astro-ph
The morphology of HII regions during reionization
在再电离过程中，HII区的性质可能敏感地取决于许多约束不佳的量（电离源的性质，IGM中气体的聚集度，光电离反馈抑制低质量星系丰度的程度等），这使得解释这个时代即将到来的观测变得非常困难。我们证明，实际情况是更令人鼓舞的，使用一套辐射转移模拟，后处理的输出从一个1024^3，94兆pc的N体模拟。分析处方被用来将小尺度结构，影响再电离，但仍悬而未决的N体模拟。结果表明，HII区的形貌主要取决于总电离分数xi。这并不是说气泡形态完全独立于除x_i之外的所有参数。第二个最重要的依赖关系是电离源的性质。源越稀少，HII区就变得越大、越球形。在不同的可能源处方之间，在固定的x_i下，典型的气泡尺寸可以变化多达4倍。最后一个相关因素是微晕或莱曼极限系统的丰度。这些系统抑制最大的气泡生长，这种抑制的大小取决于气体的热历史以及微晕光蒸发的速率。我们发现，无论是源抑制由于光加热，也不气体结块显着影响的大尺度结构的HII区。我们讨论了MWA和LOFAR的21厘米线的观测如何限制再电离的性质，我们研究了斑片状再电离对Lyman α发射星系统计的影响。[删节]
2008-08-04 astro-ph
The Fine Structure Lines of Hydrogen in HII Regions
氢的2 s_{1/2}态是亚稳的，并且在HII区域中过填充。此外，2 p态可以通过环境莱曼-α辐射泵浦。在1.1 GHz（2 s_{1/2} -2 p_{1/2}）和/或9.9 GHz（2 s_{1/2}-2 p_{3/2}）的HII区域中可以观察到这些状态之间的精细结构跃迁，尽管吸收与发射的细节由2s和2 p状态的相对布居确定。的n=2级人口解决的参数化，允许莱曼α泵的2 p状态。莱曼-α光子的密度由它们的产生速率和它们的去除速率来设定，很容易从复合速率和它们的去除速率确定。在这里，我们认为，在HII地区的莱曼α辐射的主要去除机制是由灰尘的吸收。这就避免了解决莱曼-α转移问题的需要，并为莱曼-α光子填充2 p态的速率提供了上限。在几乎所有感兴趣的情况下，2 p态主要通过复合而不是莱曼α泵浦来填充。然后，我们解决了辐射转移问题的精细结构线在自由-自由辐射的存在。在可能不存在莱曼α泵浦的情况下，2 s_{1/2} -2 p_{1/2}线将出现在受激发射中，2 s_{1/2} -2 p_{3/2}线将出现在吸收中。在高发射测量HII区域搜索9.9 GHz线提供了最好的探测前景。这些谱线被预测为很弱;在最好的情况下，用绿岸望远镜观测，谱线与连续谱线的比值可能为百分之零点几，谱线强度为几十到一百mK。
2005-07-25 astro-ph
Physical Conditions in the Orion HII Region
猎户座星云是银河系HII区的定义，并且已经在很宽的波长范围内得到了很好的研究。气相金属丰度为太阳的2/3，接近星团。粮食在整个生存。四边形星团的辐射场将把尘埃气体赶走，把它推回光解离区（PDR）。星云处于一种能量均分的状态，即来自星光的能量输入与储存在气体压力、动能流出和磁场中的能量之间。然而，还有很多不清楚的地方。气体如何从PDR流到产生如此有效辐射加速的辐射场的表面？颗粒被恒星辐射场光电离，这种电荷建立了将颗粒耦合到气体的库仑阻力。粒子相对于气体漂移，速度约为几分之一公里/秒^-1。在大约10^5年的时间尺度内，这些颗粒可以漂移相当大的电离层厚度的一部分。几何形状的年龄是未知的，因为t1 C Ori的运动是未知的。可能的平衡是其中颗粒从HII区域的被照射面漂移并在PDR附近积累的平衡。电离的气体然后向中央星团的方向膨胀，失去其发射测量，最终变得不可见。光电加热的损失可能引起温度的剧烈变化，并为温度波动现象提供了自然的解释。磁场在控制HII区性质中的作用尚不清楚，尽管已经看到了等于阿尔芬速度的湍流分量。还有许多工作要做。
1998-08-11 astro-ph
The pressure confined wind of the massive and compact superstar cluster M82-A1
这里所观察到的参数的年轻的超级巨星团M82-A1和它的相关的紧凑的HII区域显示，通过辐射冷却，一个低的加热效率或立即损失的大部分能量插入恒星风和超新星在早期的集群演化。这意味着一个双峰流体动力学的解决方案，这导致到ISM的质量沉积速率降低，流出速度大大降低。此外，为了与M82-A1相关的HII区的观测参数相匹配，这里所得到的星团风应该被高压星际介质所限制。通过解析方法推导出团风参数以及反向激波的位置、冷却长度和HII外区的半径。所有这些属性，然后确认与半解析积分的流动方程，这也为我们提供了运行的流体动力学变量作为半径的函数。的影响的结果进行了讨论，并扩展到其他大规模的和年轻的超巨星团所包围的一个紧凑的HII区域。
2007-07-18 astro-ph
A multiwavelength study of Galactic HII region Sh2-294
我们提出的观测结果银河系HII区域S294，使用光学光度学，窄带成像和无线电连续映射在1280 MHz，以及档案数据从2 MASS，MSX和IRAS调查。恒星表面密度剖面显示，与S294区域相关的星团半径约为2.3弧分。我们发现星团区域内的尘埃有反常的红化规律，总消光与选择消光之比为3.8 ± 0.1。根据光学CC图和CM图，我们估计最小红化E（B-V）= 1.35等，到该区域的距离为4.8 ± 0.2kpc。我们确定了HII区域的电离源，光谱类型估计与光谱类型为~ B 0 V的恒星一致。2 MASS JHKs图像显示了与电离源相关的部分嵌入式集群以及朝向S294东部边界的小集群。在射电连续谱和H α图像中沿小星系团方向出现的电离锋可能是电离源与附近分子云相互作用的结果。我们发现在2.12微米处的弧形扩散分子氢发射和半环MSX尘埃发射，其围绕电离气体在电离前沿的方向上。在小星团附近探测到的中远红外连续辐射自洽辐射转移模型与B1.5 ZAMS星观测到的光谱能量分布符合得很好。电离气体和分子气体之间的形态相关性，以及电离恒星、HII区演化和小星团之间可能存在的时间尺度，表明在边界观察到的恒星形成活动可能是由HII区的扩张引发的。
2007-08-30 astro-ph
Massive stars and the energy balance of the ISM. I. The impact of an isolated 60 Msun star
为了研究大质量恒星对周围星际介质的影响，我们用二维辐射流体动力学程序进行了数值模拟。这第一篇论文涉及的演化的拱星气体周围的一个孤立的60 Msun的恒星。光电离的HII区与恒星风泡的相互作用形成了各种有趣的结构，如壳，云，手指和辐条。这些结果表明，在HII区发现的复杂结构不一定是从气体电离之前的时间的遗物，但可能会导致在HII区演化过程中的动力学过程。我们还分析了星风和辐射能量在星周介质中的转移和沉积，直到恒星爆炸成为超新星。虽然恒星提供的总机械风能量与莱曼连续谱光子的累积能量相比可以忽略不计，但在恒星的一生中，给予星周气体的动能比可比的无风模拟高4倍。此外，温暖的光电离气体的热能降低了约55%。我们的研究结果文件的必要性，同时考虑电离辐射和恒星风的OB星与其拱星环境的相互作用的适当描述。
2003-06-25 astro-ph
The Infrared Emission of Circumstellar Envelopes, Dark Silhouettes and Photoionized Disks in HII Regions
我们模拟了嵌入在HII区并被外部紫外辐射光蒸发的星周盘的红外光谱能量分布。该模型适用于猎户座星云的光蒸发盘。首先，我们计算的红外辐射的PMS星周围的尘埃球是沉浸在一个HII区域。根据Dyson（1968）模型，假设小球是球形的、均匀的、在IR中光学薄的和光蒸发的。其次，我们考虑直接暴露在星云环境中的圆盘的红外辐射。椎间盘是被动的，根据Chiang和Goldreich（1997）模型进行治疗。我们改进了CG 97处理跟踪通过磁盘过热大气的各种辐射通量的传播。由于相对的盘侧接收不同的辐射量，张开角和表面温度分布是不同的，从而导致两个盘面的良好区分的SED。最后，我们结合球和盘模型来估计的红外辐射的prophyds。来自中央恒星和星云环境的能量输入增加了星盘的张开角，因此也增加了星盘拦截的恒星辐射量。相对强度的磁盘与信封发射的变化与倾斜角相对于th 1 Ori-C的方向，和地球。我们探讨的依赖性的SED上的倾斜角相对于地球，距离th 1 Ori-C，信封上的大小，内盘半径和中心恒星的温度。由此产生的SEDs的特征是在30- 60微米处有一个宽的发射峰，通常与金牛座-御夫座等低质量恒星形成区的孤立盘有显著的不同。
2002-07-25 astro-ph
Mid- and high-J CO observations towards UCHIIs
对12个超紧凑HII区域进行了研究，以探索包含它们的分子团簇的内部包络的物理条件和运动学。APEX望远镜用于观测CO（4-3）和13 CO（8-7）谱线中的源。线强度与RATRAN辐射转移代码使用密度和温度的幂律来描述团块的物理结构。在两条线路中均检测到所有来源。光学厚的CO（4-3）线主要显示蓝色的倾斜轮廓，让人联想到坠落。线强度可以很好地再现使用从文献中获得的团块的物理结构。光学粗线的配置文件表明，CO是一个敏感的示踪剂正在进行的降落在包埋超紧凑的HII区域和热分子核心的凝块的外壳。
2006-05-26 astro-ph
Three-generation flavor transitions and decays of supernova relic neutrinos
如果中微子有质量，它们也可以衰变。宇宙学意义上的衰变寿命原则上可以通过探测所有过去的超新星产生的红移、扩散的中微子通量--所谓的超新星遗迹中微子（SRN）通量来探测。在这项工作中，我们解决了SRN动力学方程的一般情况下，三代味过渡，其次是不可见的（无辐射）两体衰变。然后，我们使用一般的解决方案来计算可观测的SRN光谱在一些代表性的衰变方案。结果表明，在衰变存在的情况下，SRN事件率基本上可以跨越整个范围低于目前的实验上限-一个范围，未来的实验项目可以访问。辐射SRN衰变也简要讨论。
2004-01-28 astro-ph hep-ex hep-ph
Cosmological Relic Density from Minimal Supergravity with Implications for Collider Physics
在规范耦合统一和辐射电弱对称破缺的最小超引力模型框架下，我们计算了早期宇宙中产生的最轻中性伴子的宇宙学遗迹密度.我们的数值计算是不同的，因为它涉及直接评估的中性伴子湮灭截面使用螺旋振幅技术，从而避免了通常的膨胀作为一个幂级数的中性伴子速度。因此，我们的计算包括相对论玻尔兹曼平均，中性伴子湮没阈值效应，并适当处理Breit-Wigner极点的集成。我们绘制出的参数空间区域，引起有趣的宇宙学暗物质遗迹密度。我们比较这些地区与最近的计算LEP 2和Tevatron主注入器时代的实验达到超对称性。宇宙学上有利的区域与预期在Tevatron发生大的三轻子信号的区域相当重叠。欧洲核子研究中心的大型强子对撞机（LHC）$pp$对撞机可以通过胶子和夸克搜索对宇宙学上有利的区域进行彻底的探索。此外，在大部分有利的区域，睡眠子应该足够轻，可以在大型强子对撞机和$\sqrt{s}=500$ GeV $e^+e^-$对撞机上检测到。
1995-08-17 astro-ph hep-ph
Imprints of Relic Gravitational Waves in Cosmic Microwave Background Radiation
极早期宇宙的强变引力场不可避免地通过放大它们的零点量子振荡而产生残余引力波。我们先从对比残余引力波和暴胀“张量模”的概念开始讨论。我们解释和总结了遗留的引力波的性质，需要得到他们对CMB温度和偏振各向异性的影响。辐射场由四个不变量I、V、E、B表征。我们将辐射转移方程简化为一个Voltairre型积分方程，并进行了解析和数值求解。我们对X，X '= T，E，B建立了关联函数C^{XX'}_{ \ell }，并导出了它们的振幅、形状和振荡特征。虽然我们所有的主要结论都得到了精确的数值计算的支持，但实际上，我们是通过发展和使用精确的近似值来解析地获得这些结论的。我们证明了在较低的\ell的TE相关必须是负的（即一个负的关系），如果它是由引力波，和正的，如果它是由密度扰动。由于TE信号比预期的BB信号强大约100倍，因此TE相关性的这种差异可以是在观察上比BB相关性的缺乏或存在更有价值的签名。我们讨论了探测WMAP的TE在\ell \approx 30的关系，并表明，这样的关系是可能的，只有在存在大量的遗迹引力波（在所有其他共同假设的框架内）。我们提出的模型包含相当数量的遗迹引力波是一致的测量TT，TE和EE的相关性。
2006-09-25 astro-ph gr-qc hep-th
