Constraining the Magnetic Field of the Smith High Velocity Cloud using Faraday rotation
史密斯云是一种高速云（HVC），其轨道表明它至少穿过银河系盘一次。在这个云周围发现的磁场被认为在它穿过星系晕时提供了额外的稳定性。我们使用卡尔G。Jansky甚大阵列测量法拉第旋转措施（RM）对1105河外背景点源后面和旁边的史密斯云，以限制其详细的几何形状和强度的磁场。穿过云的RM图案给出了磁场结构的详细形态，该结构表明场覆盖在电离气体上并在云的头部被压缩。我们将峰值视线磁场强度限制为> +5 μ G，并创建了一个磁场模型，以证明覆盖配置可以定性地解释所观察到的RM的形态。
2018-12-14 astro-ph.GA
Accretion Onto the Milky Way: The Smith Cloud
在一个名为史密斯云的物体中观察到活跃的气体吸积到银河系上，该物体包含数百万太阳质量的中性和温暖的电离气体，目前正在向银河系流失物质，为圆盘增加角动量。它的大小是几千秒差距，它的尖端位于银河平面以下两千秒差距。它似乎没有对应的恒星，但可能包含像矮星系狮子座P那样的恒星星族。有人认为它的存在和生存需要它嵌入一个10^8太阳质量的暗物质晕中。
2015-11-17 astro-ph.GA
Collisions between Dark Matter Confined High Velocity Clouds and Magnetized Galactic Disks: The Smith Cloud
银河系的高速云（HVC）可能包括一个被暗物质迷你晕限制并向银河系盘下落的子群。本文首次对以暗物质为主的HVC与弱磁化星系盘碰撞进行了磁流体动力学模拟研究。我们的HVC的重子质量为$5 \times 10^6\,$ M $_{\odot}$，暗物质微晕质量为0、$3 \times 10^8$或$1 \times 10^9\,$ M $_{\odot}$。它们是以史密斯云为模型的，据说史密斯云在7000万年前与圆盘相撞。我们发现，在所有情况下，云与星系盘的碰撞都会在星系盘上产生一个洞，完全分散云，并在星系盘的远端形成一个气泡状结构。相反，当存在时，暗物质微晕继续沿着其轨迹畅通无阻。之后，随着微晕穿过气泡结构和星系晕，它在重子物质中吸积到$6.0 \times 10^5\,$ M $_{\odot}$，这取决于磁场和微晕引力的强度。这些模拟表明，如果史密斯云与一个暗物质微晕有关，并与银河系盘碰撞，那么微晕已经吸积了观测到的气体。然而，如果史密斯云是暗物质自由的，它是第一次接近磁盘。这些模拟还表明，根据磁场的强度，暗物质要么集中在云的头部，要么集中在云的附近，这一点可以为间接的暗物质搜索提供信息。
2015-11-18 astro-ph.GA
Limits on the OH Molecule in the Smith High Velocity Cloud
本研究利用绿岸望远镜在史密斯高速云中搜寻OH分子，未探测到信号，得出严格的N(H2)/NHI上限，支持其为低金属丰度弥散云而非银河系喷泉产物的结论。
2024-03-13 astro-ph.GA
The Smith Cloud: surviving a high speed transit of the Galactic disc
史密斯高速HI云的起源和存活至今仍无法解释。这个天体有几个显著的特性：（i）它的反重力轨道比银河系的自转快约100 km/s;（ii）它的总气体质量（$\gtrsim 4 \times 10^6 ~{\rm M}_{\odot}$）超过麦哲伦流之外所有其他高速云的质量;（iii）它的头尾形态延伸到银河系HI盘，表明存在某种相互作用。史密斯云的动能排除了基于圆盘弹射的模型。我们构建了一个动态自洽的，多相模型的银河系，以探索史密斯云是否可以理解的一个下降，紧凑的HVC，已通过银河系盘。我们表明，虽然暗物质（DM）免费HVC足够的质量和密度可以达到光盘，它不会生存的过境。在凌日期间生存的最重要的因素是云周围的DM次晕;辐射气体冷却和高空间分辨率（$\lesssim$ 10 pc）也是必不可少的。在我们的模型中，云在其第一次盘交叉前后约1000万年内发展出头尾形态;事件发生后，尾部被留下并在约40000万年内吸积到盘上。在我们的解释中，史密斯云对应于一个气体“流光”，分离，回落和褪色后，DM subhalo，扭曲的磁盘通道，已经movedon. We得出结论，subhalo与${\rm M}_{\rm DM} \lesssim 10^9 ~{\rm M}_{\odot}$吸积$\sim10^9 ~{\rm M}_{\odot}$的气体进入银河系在宇宙时间-一个小部分的总重子预算。
2017-10-12 astro-ph.GA
The Effect of Mixing on the Observed Metallicity of the Smith Cloud
对高速云的金属丰度的测量提供了关于它们起源的重要线索，从而确定它们是否在促进银河系中正在进行的恒星形成中发挥了作用。然而，这些测量结果的准确解释需要补偿已经混合到云中的银河系物质。为了确定这种混合导致金属丰度的变化，我们对一个实例云进行了三维风洞式流体动力学模拟。我们的模型云是以史密斯云为模式的，史密斯云是一种特别被研究得很好的质量$\sim 5 \times 10^6~M_\odot$云。我们计算了来自星系晕$F_\mathrm{h}$的高速物质的比例，通过我们的模型云的各种视线。我们发现，$F_\mathrm{h}$一般增加与云的头部的距离，达到$\sim$ 0.5的云的尾部。原始云$Z_\mathrm{cl}$和晕$Z_\mathrm{h}$的金属丰度（相对于太阳）分别在$0.1 \lesssim Z_\mathrm{cl} \lesssim 0.3$和$0.7 \lesssim Z_\mathrm{h} \lesssim 1.0$的近似范围内的模型与观测结果大致一致。带有$Z_\mathrm{h} \sim 0.1$和$Z_\mathrm{cl} \gtrsim 0.5$的模型也与观测结果大致一致，但如此低的晕金属丰度与最近的独立测量结果不一致。我们的结论是，史密斯云的观测金属丰度可能不是其原始金属丰度的真实反映，云的最终起源仍然不确定。
2017-02-02 astro-ph.GA
The Galactic fountain as an origin for the Smith Cloud
最近发现的史密斯高速HI云（SC）的金属丰度丰富的支持银河系起源这个系统。我们使用的银河喷泉的动力学模型来再现所观察到的SC的属性。在我们的模型中，喷泉云从盘旋臂的区域喷出，并通过与预先存在的热日冕相互作用的晕移动。我们发现，一个简单的模型，其中冷气体垂直流出英仙座旋臂再现运动学和SC的距离，但不同意云的彗星形态，如果这是由环境气体的冲压压力剥离。为了解释云的形态，我们探索了两种情况：a）外流相对于垂直方向倾斜; b）云被逃离底层超级气泡的快速风夹带。两种情况下都可以找到与所有观测约束相一致的解，前者要求出流角>40度，而后者要求风速>1000 km/s。所有情景都预测SC处于其轨道的上升阶段，并且具有大的-但并非不可信的-能量需求。
2016-09-20 astro-ph.GA
Properties of 3D HI Filaments in the Smith High Velocity Cloud
本研究利用GALFA-HI数据和fil3d算法，在Smith高速云中探测并分析了3D HI纤维结构，发现其属于温中性介质且与磁场不对齐，表明HI纤维结构在多种银河系环境中通过多过程形成。
2025-05-02 astro-ph.GA
On the Metallicity and Origin of the Smith High-Velocity Cloud
史密斯云是一个处于高级吸积状态的气体高速云（HVC），距离银道面仅2.9千秒差距，是在2700万年前撞击银道盘造成的。它在HVC中是独一无二的，具有已知的距离（12.4+/-1.3 kpc）和严格的三维速度（296 km/s），但它的起源长期以来一直是一个谜。本文利用位于云后的三个活动星系核的HST/COS紫外光谱和绿岸望远镜21厘米同方向的光谱，首次测量了它的金属丰度。使用S II 1250、1253、1259三重态的Voigt轮廓拟合，以及来自光电离模型的电离校正，我们得出了每个方向的硫丰度;三个测量值的加权平均值给出[S/H]=-0.28+/-0.14，或0.53+0.21-0.15太阳金属丰度。史密斯云富含金属的发现支持了这样的假设，即它代表了回收的银河系物质，而不是矮星系的残余物或吸积的星系际气体。云的金属丰度和轨迹都表明起源于外盘。然而，它的大质量和旋转运动学仍有待充分解释。如果云在其喷泉轨道期间从日冕吸积冷却气体，正如最近的理论工作所预测的那样，它目前的质量将高于其发射质量，从而减轻质量问题。
2015-12-15 astro-ph.GA
Simulating High-Velocity Clouds in the Observational Plane: An Initial Study with the Smith Cloud
本文以史密斯云观测为约束，利用Enzo-E风洞模拟研究银河系高速云存活过程，发现湍流辐射混合层介导的冷却对高速云演化至关重要。
2025-05-30 astro-ph.GA
The Smith Cloud and its dark matter halo: Survival of a Galactic disc passage
史密斯云目前的速度表明它至少经历了一次银河系圆盘的通过。使用流体动力学模拟，我们研究了史密斯云的现今结构。我们发现，一个暗物质支持的云是能够再现目前所观察到的中性氢质量，柱密度分布和形态。在这种情况下，暗物质晕由于与银河系盘的潮汐相互作用而被拉长。在忽略了暗物质限制的模型中，云在圆盘通过时被破坏，除非初始云的质量远远超过今天所观察到的。然后，我们确定综合通量上限的伽马射线发射围绕这样一个假设的暗物质核心的史密斯云。在1-300 GeV能量范围内，在95%置信度上限$1.4\times10^{-10}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$下，未检测到统计学显著的核心或扩展伽马射线发射。对于推导出的12.4 kpc的距离，费米上限设置的第一个试探性的约束暗物质的横截面湮灭成$τ^{+}τ^{-}$和$b\bar{b}$的高速云。
2014-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Synchrotron Emission from Dark Matter in Galactic Subhalos. A Look into the Smith Cloud
WIMP范式对暗物质（DM）的关键预测之一是DM粒子可以湮灭为带电粒子。这些湮灭将在例如银河系的暗晕中进行，如矮银河系或最近指出的高速云，如“史密斯云”。在这篇笔记中，我们集中在与DM湮灭成电子和正电子发生在史密斯云的无线电发射。这种排放的现象进行了相当详细的讨论。我们认为，传播中的不确定性可以捕获的典型的扩散损失长度参数（Syrovatskii变量），但角度积分的无线电通量是独立的传播。我们的结论是，如果史密斯云确实是由DM主导，从DM湮灭的无线电信号脱颖而出，在其他信使。此外，低频（例如由低频阵列（LOFAR）和下一代平方公里阵列（SKA）观察到的低频）对于在史密斯云中搜索DM是最佳的。作为一个实际应用，我们设置保守的约束暗物质湮灭截面使用的数据，从银河系在22 MHz和1.4 GHz的连续无线电发射。更强的约束可以通过背景减除，利用假定的DM信号的轮廓和频率依赖性来达到。我们使用绿岸望远镜和LOFAR灵敏度的亮度温度中值噪声设置了更强但暂定的限制。
2016-11-02 astro-ph.GA hep-ph
An SDSS-V 3D Tomographic Na I Map of the ISM: An Initial Study Towards the Smith Cloud
New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；Green Bank Observatory, National radio Astronomy Observatory（绿岸天文台，国家射电天文台）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of Potsdam（波茨坦大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Montana State University（蒙大拿州立大学）；Universidad Católica del Norte（北方天主教大学）
通过分析SDSS-V BOSS光谱研究史密斯云区域的钠I吸收和尘埃消光，发现云外星体的钠I等效宽度异常，揭示了低速成分与尘埃-气体比的关系。
2026-03-23 astro-ph.GA
The Smith Cloud: high-velocity accretion and dark-matter confinement
史密斯云是一个由贫金属中性电离气体（M_gas >= 2 × 10^6 M_sun）组成的大质量系统，目前相对于银河系以高速（V_GSR ~300 km s^-1）运动，距离太阳12 kpc。星云的彗星尾巴的运动学表明，气体是在吸积到银河系的过程中，首先由洛克曼等人（2008）讨论。在这里，我们重新调查云的轨道，考虑云是由暗物质晕限制的可能性。这是必要的云生存通过银河日冕。我们考虑三种可能的模型的暗物质晕（NFW，Einasto，Burkert），包括潮汐破坏和冲压压力剥离的影响，在云的下落到通过银河系盘。对于NFW和Einasto的暗物质模型，我们能够确定合理的初始条件的史密斯云，虽然这是只有轻微的可能与Burkert模型。对于这三种模型，其前身的初始质量（气体+暗物质）比今天推断的要高出一个数量级。与Lockman等人（2008）的观点一致，云似乎在大约7000万年前穿过了磁盘。对于我们最成功的模型，重子与暗物质的比例在轨道周期内相当恒定，但在穿过圆盘后下降了2-5倍。这片云似乎只在凌日过程中勉强幸存下来，在下一次凌日过程中不太可能保持完整性，大约从现在开始的3000万年。
2009-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Origin(s) of the Highly Ionized High-Velocity Clouds Based on Their Distances
以前的HST和FUSE观测已经揭示了高度电离的高速云（HVC）或更普遍的低HI柱HVC沿着银河系外的视线超过70-90%的天空。这些HVC的距离在很大程度上仍然是未知的，这阻碍了区分“银河系”起源（例如，流出，流入）从“本地组”来源（例如，暖热星系际介质）。本文首次在银河系外围14.9kpc的早型恒星HS 1914 +7134（l = 103，b=+24）的宇宙起源摄谱仪（COS）光谱中探测到高电离态HVC。在几个物种中，包括CIV，SiIV，SiIII，CII，SiII，OI，在vLSR = -118和-180 km/s的吸收中检测到两个HVC，但HI 21-cm发射仅在-118 \km处观察到。在HS 1914 +7134的17度范围内，我们发现HVC对低离子和高离子的吸收速度接近5条河外视线，这表明这些HVC是相关的。-118 km/s的分量可能与银河系的外臂有关。在-180 km/s的高度电离的HVC是一个HVC以高速坠入银河系厚盘。这是第二次探测到高度电离的HVC朝向银河系恒星，至少支持其中一些云的“银河系”起源。
2009-11-13 astro-ph.GA
Ionized carbon as a tracer of the assembly of interstellar clouds
分子氢云是星际介质的关键组成部分，因为它们是恒星的诞生地。它们嵌入弥漫在星际空间的原子气体中。然而，分子云如何从原子气体中聚集并与原子气体相互作用的细节在很大程度上仍然未知。通过SOFIA（Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy）的FEEDBACK计划对天鹅座地区电离碳158~ $μ$ m谱线CII的新观测，我们提供了令人信服的证据，证明CII揭示了云系之间的动力学相互作用。这个过程既不是完全分子云的正面碰撞，也不是仅仅原子云的温和合并。此外，我们还证明了与DR 21和W75 N恒星形成区相关的致密分子云以及速度较高的云嵌入原子气体中，并且所有组件都在大范围的速度（20 km/s）内相互作用。原子气体的密度为100 cm $^{-3}$，温度为100 K。我们的结论是，CII 158 $μ$ m线是一个很好的示踪剂，见证了云的相互作用过程，并预计在其他地区进一步检测到这种现象
2023-02-18 astro-ph.GA
Deciphering the 3-D Orion Nebula-III: Structure on the NE boundary of the Orion-S Embedded Molecular Cloud
我们扩展了本系列论文I和II的工作，以更高的空间分辨率确定猎户座星云电离腔内嵌入的猎户座-S分子云的性质，以及位于云和观测者之间的电离层的性质。这是使用现有的和新的[NII]（658.3 nm）和[OIII]（500.7 nm）光谱来完成的，这些光谱映射了猎户座星云的中心区域（惠更斯区域）。然而，目前还不清楚猎户座-S分子云上电离层的表面亮度和前景较近电离层的表面亮度是如何联系的，因为观测表明它们必须如此。结果表明，云修改的惠更斯区的外部扩展的热X射线气体的方向。
2021-01-07 astro-ph.GA
Discovery of a vast ionized gas cloud in the M51 system
我们发现了一个巨大的电离气体云13 $^{\prime}$（32千秒差距）的相互作用系统M51的北部。我们通过伯勒尔·施密特望远镜的深窄带成像探测到了这片云，在那里它看起来像是一个扩展的、弥漫的H $α$发射特征，没有嵌入的紧凑区域。该星云的大小跨越$\sim$ 10 $^{\prime}\times$ 3 $^{\prime}$（25 $\times$ 7.5 kpc），没有恒星对应物;与我们以前的深宽带图像相比，没有检测到$μ_{\rm lim, B} \sim$ 30 mag arcsec $^{-2}$极限的连续光。WIYN SparsePak的观测证实了该云与M51的运动学关联，我们测量的高NII/H $α$、SII/H $α$和OI/H $α$线比意味着一个硬电离源，如活动星系核光电离或激波加热，而不是年轻恒星的光电离。由于强烈的NII发射，我们大致推断太阳的云的金属丰度，排除了由于原始气体的下落的起源。相反，我们倾向于这样的模型，即由于潮汐剥离或星暴/活动星系核风，气体已从M51系统的内部区域排出，随后被激波或衰落的活动星系核电离。后一种情况提出了一种有趣的可能性，即M51可能是活动星系核化石星云或光回波的最接近的例子，类似于IC 2497系统中著名的“Hanny's Voorwerp”。
2018-04-05 astro-ph.GA
Extended ionized gas clouds in the Abell 1367 cluster
我们使用斯巴鲁主焦相机（Suprime-Cam）对阿贝尔1367星系团中心0.6 deg^2区域的扩展电离气体云（EIGs）进行了调查，相机上装有一个覆盖H α的窄带滤光片。我们发现了六个新的EIGs，除了五个已知的EIGs。我们还发现，从蓝色落星系团（BIG）的H α尾延伸到约330千秒差距的投影距离，这是以前报道的两倍长。在尾部的恒星形成斑点的候选者被检测到。Abell 1367中的EIG母星系的性质基本上类似于后发座星系团。一个明显的区别是，在Abell 1367中，脱离的EIGs的数量明显较少，而蓝色成员星系的比例较高。这些结果表明星系团的演化阶段不同; Abell 1367比后发座星系团处于更早的阶段。
2017-03-30 astro-ph.GA
Detection of highly ionized CIV gas within the Local Cavity
本文报道了对B2 Ve星HD 158427（d~ 74 pc）的CIV（1550 A）高电离双线的星际吸收线轮廓的高分辨率（R = 114，000）紫外测量。这些数据是用最近翻新的HST上的STIS仪器记录的，代表了对高度电离的CIV吸收的最令人信服的探测，这些CIV吸收可以与位于局部空腔边界内的星际气体相关联。在两条CIV吸收线上都显示出V1 = -24.3 km/s和V2 = -41.3 km/s的两个高度电离的气体云，其中V1分量几乎可以肯定是由于本地星际云的吸收（d<5 pc）。虽然观测到的两种云成分的柱密度可以用当前的本地星际介质理论模型的预测来解释，但V2线轮廓的窄多普勒宽度（b = 6.8 km/s）表明，对于这种高度电离的成分，气体温度异常低，低于34，000 K。我们认为，V2云可能是由附近的Loop I超泡中的高电离热气体流出所致。这些新数据还表明，由于局部腔中的高度电离气体的吸收可以最好地描述为本质上的“斑块”。
2010-03-05 astro-ph.GA
The Diffuse Ionized Gas Halo of the Small Magellanic Cloud
威斯康星H-阿尔法成像仪（WHAM）的观测显示，小麦哲伦云（SMC）周围有一个大的、弥漫的电离晕。我们提出了第一个运动学H-α调查的星系周围的扩展区域，从（l，b）=（289.5，-35.0）到（315.1，-5.3）和覆盖+90 <= vLSR <= +210公里秒-1。电离气体辐射远远超出了星系的中央恒星组成部分，达到类似的距离，由21厘米的观测跟踪的弥漫中性晕。H-α辐射超出了目前H I测量的灵敏度几度，朝向更小的银河系边缘和更负的银河系纬度。SMC附近的电离气体的速度场似乎类似于星系的中性晕。利用观测到的发射测量作为指导，我们估计这个新发现的电离成分的质量大约为（0.8 - 1.0）x 10^9 M_sun，这与同一区域的总中性质量（0.9 - 1.1）x 10^9 M_sun相当。我们发现在三个不同的分区中，总电离气体质量除以总中性加电离气体质量的比率为：（1）在SMC及其扩展晕中为46%-54%，（2）在SMC尾部向麦哲伦桥延伸的部分为12%-32%，（3）在远离SMC向麦哲伦流延伸的暗条中为65%-79%。这个新发现的相干H-α细丝似乎没有结构良好的中性成分，也与之前在流中通过21 cm发射追踪的两个细丝不一致。
2019-11-27 astro-ph.GA
The Diffuse Ionized Gas of the Large Magellanic Cloud
本研究利用 WHAM 望远镜首次对大麦哲伦云周围区域进行 H$_α$ 运动学巡天，发现其电离气体质量与中性气体相当，凸显了温电离气体在麦哲伦系统中的动力学重要性。
2023-05-16 astro-ph.GA
Ionized filaments and ongoing physical processes in massive star-forming sites around l = 345.5 degree
许多关于尘埃和分子细丝的研究已经在恒星形成地点进行，但只有有限数量的研究集中在电离细丝。为了观测研究这方面，我们提出了一个多波长数据的$\sim$ 74.6弧分$\times$ 55弧分周围l = 345.5度的分析。使用843 MHz连续谱图，两个不同的电离灯丝（即，IF-A（范围$\sim$ 8.5弧分）和IF-B（范围$\sim$ 22.65弧分））托管由大质量OB星供电的电离团被确定。利用$^{13}$ CO（2-1）和C $^{18}$ O（2-1）谱线数据，在[ $-$ 21，$-$ 10] km s $^{-1}$的速度范围内，研究了IF-A和IF-B的母体分子云，并得到了它们的典型形态。研究了在$-$ 18和$-$ 15 km s $^{-1}$周围至少有两个云分量朝向IF-A和IF-B的母云，并在速度空间上连接起来。这些对流云也沿着长轴在空间上相互重叠，支持对流扭曲/耦合性质。值得注意的I类原恒星和大质量恒星似乎被观测到朝向云成分的共同区域。这些发现支持了大约120万年前两个对流云的碰撞。电离细丝的存在似乎可以用大质量恒星的联合反馈来解释。与IF-A和IF-B相关的分子细丝有利于最新模型的结果，该模型涉及O星电离辐射在细丝中形成的逃逸和捕获。
2022-08-17 astro-ph.GA
Spitzer Characterization of Dust in the Ionized Medium of the Large Magellanic Cloud
迄今为止，对与电离气体有关的尘埃发射的系统研究仅在我们的银河系中进行，并且波长大于60 μm。新获得的斯皮策数据现在提供了在大麦云（LMC）中进行类似分析的机会。通过Spitzer SAGE（Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution）数据与ATCA/Parkes HI 21-cm数据、NANTEN 12 CO（J=1-0）数据、SHASSA Hα和Parkes 6-cm数据的互相关，我们研究了与气体的不同相态（原子、分子和电离态）有关的尘埃的物理性质。特别是，我们研究了尘埃的存在和性质从3.6到160 μm和各种制度的电离气体，跨越发射措施（EM）从\sim 1 pc cm-6（扩散组件）到\sim 10^3 pc cm-6（HII区域）。使用尘埃排放模型，并测试我们的结果与几个辐射场光谱，我们表明，在电离气体中的尘埃是温暖的尘埃比与其他阶段（原子和分子）。我们还发现，减少多环芳烃（PAH）相对于大颗粒（BG）的相对丰度，以及增加的近红外（NIR）连续。这三个结果（例如，温暖的温度，减少PAH丰度和增加的近红外光谱连续）被发现一致的电离气体的所有制度。相反，分子相似乎为多环芳烃的生存提供了有利条件。此外，非常小的颗粒（VSG）的相对丰度往往增加电离阶段，特别是在明亮的HII区域。最后但并非最不重要的是，我们的分析表明，与电离气体相关的…
2011-04-06 astro-ph.GA
Modeling Ionized Gas in the Small Magellanic Cloud: The Wolf-Rayet Nebula N76
本研究利用Cloudy模拟结合空间分辨红外观测，对小麦哲伦云WR星云N76的电离气体物理条件与发射线起源进行建模，揭示了低金属度环境下WR星对矮星系电离气体属性的影响。
2024-04-11 astro-ph.GA
Present-day Galactic Evolution: Low-metallicity, Warm, Ionized Gas Inflow Associated with High-Velocity Cloud Complex A
高速云（HVC）复合体A是探测星系晕物理条件的探测器。复合体A的运动学、形态学、距离和金属丰度表明，它代表了新的物质正在星系上增生。我们提出了威斯康星H-α映射器（WHAM）的运动学解析观测复杂的A在速度范围为-250至-50公里/秒的地方标准的休息参考系。这些观测包括复合体A的第一个完整的H-α强度图，横跨（1，b）=（124，18）到（171，53），以及H-α中的深度目标观测，[S II]6716，[N II]6584和[O I]6300，朝向具有高H I柱密度的区域，背景类星体和恒星。H-α数据意味着云中中性和电离物质的质量相似，都大于100万太阳质量。我们发现，Bland-Hawthorn & Maloney（1999，2001）关于银河系附近电离辐射强度的模型与复合体A高纬度部分的已知距离和假定的云几何形状一致，后者将云的低纬度部分置于7至8 kpc的距离。这种兼容性意味着5%的电离光子从银河系盘逃逸分数。我们还提供了氮和硫上丰度的解决方案，一系列的温度，金属丰度，和云配置的纯光电离气体;这些解决方案是一致的，与太阳下的丰度由以前的研究发现，特别是对于温度高于10,000 K或气体与高比例的单离子化氮和硫。
2013-08-05 astro-ph.GA
Tidally-disrupted Molecular Clouds falling to the Galactic Center
我们发现了一个分子云从外部区域连接到“银河系中心微型螺旋（GCMS）”，这是一束邻近Sgr A* 的电离气体流。分子云在CS J=2-1发射谱线上表现出明显的特征，并与GCMS连续相连。分子云的速度也与GCMS中H42 α复合线上观测到的电离气体的速度连续相关。形态学和运动学的关系表明，分子云是从外部区域下降到附近的Sgr A*，被中断的潮汐剪切的Sgr A* 和电离的紫外线发射的中央集群。在气态分子云与GCMS的交界处还发现了SiOJ =2-1的发射。在边界区似乎存在激波气体。
2016-09-27 astro-ph.GA
Millimeter-wave CO and SiO Observations toward the Broad-velocity-width Molecular Feature CO 16.134-0.553: a Smith cloud scenario?
本研究通过毫米波观测解析宽速度线宽分子特征CO 16.134-0.553的结构，结合相关中性氢结构，提出暗物质子晕高速冲入的形成机制，为理解银河系分子云演化提供新视角。
2024-04-15 astro-ph.GA
Molecular and ionized gas kinematics in the GC Radio Arc
给出了射电弧区NH3和H64 a + H63 a的VLA观测结果，包括M0.20-0.033和G0.10-0.08分子云。这些观测结果表明，M0.20-0.033的两个速度分量在南部是物理连接的。ATCA的额外观测表明，这种联系是由于分子气体中的膨胀壳层，其质心位于五重星系团附近。G0.10-0.08的分子云几乎没有无线电连续谱，有强烈的分子发射和丰富的CH 3OH脉泽，类似于附近没有恒星形成的分子云：M0.25+0.01。在G0.10-0.08中检测到的这些特征表明致密的分子气体没有当前恒星形成的迹象。
2016-09-30 astro-ph.GA
Helium Ionization in the Diffuse Ionized Gas surrounding UCHII regions
我们提出了测量的单电离氦氢比（$n_{He^+}/n_{H^+}$）对扩散气体周围的三个超紧凑HII（UCHII）区域：G10.15-0.34，G23.46-0.20 \和G29.96-0.02。我们使用GBT测量$n_{He^+}/n_{H^+}$比，观察了5 GHz附近氢和氦的射电复合线（RRL）。测量的动机是在温暖的电离介质（WIM）和在银河系内扩散电离区（WIM）观察到的低氦电离。我们的数据表明，氦是不均匀的电离在三个观察到的来源。在源G10.15-0.34和G23.46-0.20中，有少数观测位置没有检测到氦谱线，得到的$n_{He^+}/n_{H^+}$比的上限分别为0.03和0.05。选定的来源港口的恒星类型O 6或更热的氦线检测到明亮的无线电连续辐射的来源与平均$n_{He^+}/n_{H^+}$值为0.06 $\pm$ 0.02。因此，我们的数据表明，位于观测区域内的年轻大质量恒星附近的扩散气体中的氦并没有完全电离。我们研究了非均匀氦电离的起源，并排除了以下可能性：（a）在观测区域中氦被双重电离，（b）低的$n_{He^+}/n_{H^+}$值是由于吸积低质量恒星产生的额外氢电离辐射造成的（Smith 2014）。我们发现，电离光子的尘埃的选择性吸收，可以导致低氦电离，但需要进一步的调查，以发展一个自洽的模型在HII地区的尘埃。
2017-03-09 astro-ph.GA
An [O III] search for extended emission around AGN with H I mapping: a distant cloud ionized by Mkn 1
出于对AGN宿主星系周围的大规模电离云的发现，特别是那些与光电离气体潮汐碎片相一致的大部分，我们已经搜索了[O III]发射在广泛的领域周围的一组Seyfert星系以前映射在H I，其中许多显示扩展的气体功能。探测阈值被设计为达到平均发射线表面亮度比在Hanny's Voorwerp等活动星系核电离云中看到的要暗10倍，这样就可以探测到更大距离（和年龄）的类似结构。在24个Seyfert星系中，我们发现了一个扩展的发射特征，一个从Mkn 1中心投射12 kpc的离散云，横跨8 kpc的横向范围。Mkn 1云的光谱学证实了它与Mkn 1- NGC 451星系对的红移关系，显示它与附近的H I的运动学密切匹配，并揭示了在大约直接观察到的原子核光度处需要AGN光电离的发射线比。鉴于小部分的H I功能与检测到的[O III]发射，我们限制的典型的塞弗特星系的电离锥的开口角为20度的顺序，如果活跃的情节是长的光的旅行时间相比。附录给出了一个解析表达式的概率与随机取向的弧锥相交，近似的H I云和尾巴暴露于电离锥的几何形状的推导。对于整个样品，如果活动星系核在比光穿过H I结构的时间更长的尺度上连续明亮，那么双锥的全张角必须<20度。由于许多电离锥被观察到比这更广泛，我们的低检测分数可能会增加证据，在10，000 - 100，000年的尺度上，AGN光度的强烈变化无处不在。
2019-05-29 astro-ph.GA
Highly Ionized Envelopes of High Velocity Clouds
我们目前的银河系高速云（HVC），最初在OVI调查（Sembach等人，2003年）的高度电离气体的最新结果。在一项新的FUSE/HST对37 AGN进行的SiII/III/IV巡天（Shull等人，2009）中，我们探测到了SiIII（λ 1206.500 A）的吸收，天空覆盖率为81 +/- 5%（沿着37条高纬度视线中的30条）。SiIII（λ 1206.500 A）线通常比OVI（λ 1031.926 A）强4-5倍。低晕中低金属丰度（0.1 - 0.2 Z_sun）电离气体的平均HVC柱密度约为10^19 cm^-2。最近对HVC距离的测定使我们能够估计总储量约为10^8 M_sun。对坍缩速度的估计表明，坍缩速率约为1 M太阳年^-1，与星盘中恒星形成的补充速率相当。HVC似乎被SiIII和SiIV中可检测到的中温气体（10^4.0 - 10^4.5 K）以及OVI和其他高离子中看到的更热气体所覆盖。为了准备HST观测10 HVC选择的视线与宇宙起源光谱仪（COS），我们编译FUSE/STIS光谱的这些离子，加上Fe III，CIII，CIV和SIV。高质量（S/N ~ 30-40）COS数据应能更好地约束HVC包线的物理性质，并仔细处理HVC运动学和入流率。
2009-06-26 astro-ph.GA
A giant shell of ionized gas discovered near M82 with the Dragonfly Spectral Line Mapper pathfinder
我们提出了一个巨大的电离气体云在恒星爆发星系M82领域的发现。从H $α$和[NII] $λ$ 6583中获得的数据中可以看到来自云的发射，这些数据是通过一个小型探路者仪器获得的，该仪器用于测试将在蜻蜓谱线测绘仪中实施的关键思想，这是蜻蜓长焦阵列的一个即将推出的超窄带成像版本。发现的云有一个壳状形态，线性范围为$0.8^{\circ}$，位于M82西北部的$0.6^{\circ}$。在M81群的日心距离上，云的范围相当于55千秒差距，而它到M82核心的投影距离是40千秒差距。该云的平均H $α$表面亮度为$2\times10^{-18}$ $\mathrm{erg} ~\mathrm{cm}^{-2} ~\mathrm{s}^{-1} ~\mathrm{arcsec}^{-2}$。[NII] $λ$ 6583/H $α$的谱线比在整个云层中从[NII]/H $α$ $\sim0.2$到[NII]/H $α$ $\sim1.0$不等，在其东端发现了更高的值。用SPIK-LRIS获得的后续光谱证实了云的存在和云中[NII] $λ$ 6583/H $α$ = 0.340 $\pm$ 0.003和[SII] $λ$ 6716，6731/H $α$ = 0.64 $\pm$ 0.03的屈服线比率。这个巨大的物质云可能是通过潮汐相互作用或强大的恒星爆发从M82中升起的。或者，它可能是来自宇宙网…
2022-03-09 astro-ph.GA
Inhomogeneity within Local Interstellar Clouds
分析在附近恒星的高分辨率{ \em HST}光谱中观测到的星际吸收线，可以提供温暖星际云的温度、湍流速度和动力学性质。以前的研究确定了15个温暖的部分电离云在太阳约10秒差距，并测量了它们的平均热和运动学性质。对100个星际速度分量的新分析揭示了本地星际云（LIC）和其他附近云内的温度和湍流速度的广泛范围。这些变化似乎是随机的高斯分布。我们没有发现这些属性的恒星距离的趋势，从银河系中心的角度，EUV辐射的主要来源（恒星$ε$ ~CMa），LIC的中心，或流入到日光层的星际物质的方向。LIC中温度变化的空间尺度可能小于5，100 au，这是太阳在1，000年内将穿越的距离。基本上所有的速度分量都与已知的暖云一致。我们发现，在太阳的4秒差距内，空间完全充满了部分电离的云，但在更大的距离，空间只有部分充满了部分电离的云，这表明完全电离的云间气体填充的空隙。我们发现LIC和CLIC中可能的其他暖云中的中性氢数密度约为0.10 cm $^{-3}$，而不是仅代表LIC直接环境的0.20 cm $^{-3}$密度。气体温度在3，000 - 12，000 ~K的范围与WNM和WIM理论模型的预测一致，但云内的高度不均匀性与简单的理论模型不符。最后，我们找到了在恒星AD~Leo的视线中发生冲击的证据。
2022-04-05 astro-ph.GA
Molecular cloud dispersal traced by the ionized carbon 158 micron line
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Green Bank Observatory（格林班克天文台）；University of Maryland, Department of Astronomy（马里兰大学天文学系）；Leiden Observatory（莱顿天文台）；SOFIA Science Center, USRA, NASA Ames Research Center（NASA阿姆斯研究中心USRA SOFIA科学中心）；Astronomisches Rechen-Institut, ZfA Universität Heidelberg（海德堡大学ZfA天体计算研究所）；Center for Gravitational Waves and Cosmology, West Virginia University（西弗吉尼亚大学引力波与宇宙学中心）
利用SOFIA观测的CII 158微米谱线，分析10个高质星形成区，发现高速气体逃逸云团，表明恒星反馈可在2-10百万年内消散分子云并终止恒星形成。
2026-06-23 astro-ph.GA
On the Size and Mass of Photo-ionized Clouds in Extended Spiral Galaxy Halos
利用类星体视线的近距离三重态（“LBQS三重态”; Crighton et al. 2010）研究了附近晚型星系MGC-01-04-005（$cz = 1865$ km/s）晕（碰撞参量= 65 kpc）中两个环星系中等（CGM）云的大小和质量。哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源摄谱仪（COS）获得的远紫外光谱在其中两条视线上发现了莱曼$α$中的两个速度分量，分别为$\sim1830$和1900 km/s，要求最小横向云尺寸为$\geq10$ kpc。在第三条视线中的较高速度下，对CIV 1548吸收的一个合理但不确定的探测表明，该云的$\geq23$ kpc的下限甚至更大。使用各种组合的约束，包括光电离建模的一个吸收体，这两个云的质量下限的$\geq10^6$ M_太阳。在阿帕奇点天文台（APO）3.5米望远镜获得的MCG-01 - 04 -005的地面成像和长缝光谱发现它是一个相对正常的晚型星系，目前的恒星形成率（SFR）为每年$\sim0.01$ M_Sun。星系演化探测器（GALEX）测光发现，SFR只有几倍高，在过去的$10^8$ yrs. We的结论是，CGM云探测这些光谱是典型的，在碰撞参量为0.4-0.5 R_vir从一个相当典型的，非恒星爆发晚型星系，使这些大小和质量的结果应该是通用的这一类。因此，至少有一些CGM云是非常大和巨大的。
2015-07-29 astro-ph.GA
Multi-phase outflows in post starburst E+A galaxies -- II. A direct connection between the neutral and ionized outflow phases
星暴后的E+A星系是一个曾经发生过强烈的星暴但突然熄灭的系统。模拟表明，这些系统提供了主要合并ULIRGs和红色和死亡椭圆星系之间的缺失环节，AGN反馈负责驱逐或破坏分子气体。然而，许多细节仍然没有得到解决，对活动星系核驱动的风在这个短暂的阶段知之甚少。我们使用SDSS J124754.95-033738.6的MUSE/VLT提供了空间分辨IFU光谱，这是一个星暴后E+A星系，最近的一次星暴始于7000万年前，结束于3000万年前，峰值SFR为$\sim 150\,\mathrm{M_{\odot}/yr}$。我们在整个视野中检测到扰动气体，这表明是由一次轻微的合并引发的。我们检测到快速移动的多相气体云，嵌入在一个双锥面流出，这是由电离的发射线和中性NaID \emph{emission}和吸收线跟踪。我们发现显着的相似性之间的运动学，空间范围，和线光度的电离和中性气体相，并提出了一个模型，在该模型中，他们是相同的外流云，这是暴露于恒星和活动星系核辐射的一部分。我们的光电离模型提供了一致的电离线比，NaID吸收光学深度和电子战，和尘埃红化。使用该模型，我们估计，第一次，中性电离气体的质量比（约20），钠中性分数，和流出的云的大小。这是迄今为止在活动星系核中性相和电离相之间观测到的最好的直接联系。
2020-04-19 astro-ph.GA
Cloud Disruption via Ionized Feedback: Tracing Pillar Dynamics in Vulpecula
在大质量恒星周围的云层中形成和塑造支柱（即“创世之柱”）的主要物理过程，目前正被有力地纳入大质量恒星电离辐射量化模型。现在可以将这些柱子内详细的气体动力学与观测结果进行比较。我们的目标是量化附近大质量恒星雕刻的柱子中的气体动力学。为此，我们使用CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O J=1-0向狐狸裂谷中的支柱发射。这些数据是CARMA和FCRAO观测的组合，提供了大尺度柱状结构（$>100''$）的高分辨率（$\sim5''$）成像。我们发现，这种冷（$\sim18$ K），低密度材料（$8\times10^3$ cm $^{-3}$）的材料是破碎的金斯尺度，具有非常低的速度色散（$\sim0.5$ km s $^{-1}$），并似乎正在远离电离源。我们能够从文献中直接比较三个模型，并发现那些具有较低的速度分散最适合我们的数据，虽然任何一个模型的动态不完全同意我们的观察。然而，我们发现，我们观察到的支柱表现出许多模拟预期的特征。
2014-03-24 astro-ph.GA
Observing Co-Located Neutral and Ionized Gas-Phase Iron Depletion in the Magellanic Clouds
University of Washington（华盛顿大学）；Indiana University（印第安纳大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
本研究利用HST/COS、HST/STIS光谱观测麦哲伦星云33条视线，对比同位置H II区与中性ISM的S、Fe丰度，发现H II区Fe亏缺更强，可示踪难直接观测的致密分子云Fe亏缺。
2026-08-14 astro-ph.GA
Extended ionized-gas structures in Seyfert 2 galaxy Mrk 78
在早型星系中寻找和研究与活动星系核有关的扩展发射线区（EELRs），对于探索核电离活动的历史和理解外部气体吸积过程都是非常有意义的。在这项工作中，我们提出的EELR在Mrk 78的6米俄罗斯望远镜使用长缝和3D光谱方法获得的意见。我们发现，电离气体云在12 - 16千秒差距的投影距离从核电离活动星系核辐射。此外，我们还检查了出现在Mrk 78附近外部云层附近的光学图像中的星系是矮伴星还是潮汐结构的一部分。然而，这个星系的光谱，SDSS J074240.37 + 651021.4，在6米望远镜获得对应于遥远的背景星系。
2019-08-04 astro-ph.GA
The Milky and its Gas: Cold Fountains and Accretion
银河系正在从下落的高速云中获取气体。这些物质进入了一个盘-晕界面，在许多地方都充满了HI云，这些云是通过与恒星形成有关的过程从盘中喷射出来的。史密斯云是一个非凡的例子，高速云将相对低金属含量的气体$>10^6$ M $_{\odot}$带入银河系。它可能是一个更大的流的一部分，其中的组件现在正在通过磁盘。
2011-10-18 astro-ph.GA
An Intermediate Velocity HI Cloud Falling to the Galactic Disk; Possible Evidence for Low Metallicity HI Gas Originated Outside the Galactic Disk
我们发现一个中等速度云（IVC）IVC 86-36在HI 21 cm的发射中，向银道面方向呈头尾分布，并有明显的平行带状流光，在天空中延伸40度以上。根据光谱学的测定，IVC 86-36与背景星的吸收距离被限制为小于~3 kpc。IVC和本地ISM之间存在速度桥特征，速度分离约为50 km s-1，这可能表明IVC与盘的动力学相互作用。如果相互作用是正确的，IVC的距离估计d的范围从200 pc到3 kpc，IVC头部的质量估计为7 × 103（d/1 kpc）2 Msol。IVC与位于12 kpc的史密斯云具有相似的特性，包括头尾分布、拖缆和桥特征，而IVC的质量小于史密斯云的约0.1。HI和Planck/IRAS尘埃辐射之间的比较表明，尽管IVC 86-36的HI柱密度为2 × 10^20 cm-2，但其尘埃辐射是不可探测的，这表明IVC 86-36的金属度比太阳邻居低约0.2倍。我们的结论是，IVC 86-38是一个下降云，可能起源于低金属环境的星系晕或麦哲伦星系。
2018-10-05 astro-ph.GA
The Metallicity Mapping of the Ionized Diffuse Gas at the Milky Way Disk-halo Interface
针对银河系盘-晕界面电离弥散气体金属丰度测量难题，结合脉冲星色散量、紫外吸收谱联合拟合及光致电离模型开展测绘，发现金属丰度弥散大，估算了云的进出流时标，探测到超太阳丰度下落云与低金属外流云，为星系喷泉等模型提供观测约束。
2024-10-08 astro-ph.GA
ALMA CO Observations of Supernova Remnant N63A in the Large Magellanic Cloud: Discovery of Dense Molecular Clouds Embedded within Shock-Ionized and Photoionized Nebulae
利用ALMA和ASTE对大麦哲伦星云N63 A超新星遗迹进行了新的$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，3-2）观测。我们发现三个巨大的分子云朝着东北，东部，和附近的SNR的中心。使用ALMA数据，我们空间分辨cluerous分子云嵌入光学星云中的冲击电离和光电离叶发现以前的H $α$和[S II]观测。分子云的总质量对于冲击电离区是$\sim$ $800$ $M_{\odot}$，对于光电离区是$\sim$ $1700$ $M_{\odot}$。空间分辨X射线光谱显示，朝向分子云的吸收柱密度为$\sim$ $1.5$ - $6.0\times10^{21}$ cm $^{-2}$，其为每个区域的平均星际质子柱密度的$\sim$ $1.5$ - $15$倍。这意味着X射线不仅在分子云后面产生，而且在它们前面产生。我们的结论是，密集的分子云已被完全吞没的冲击波，但仍然幸存下来的侵蚀，由于其高密度和短的相互作用时间。除了热等离子体成分外，吸收幂律或高温等离子体模型很好地解释了朝向气体团簇的X射线光谱，这意味着激波-云相互作用通过激波电离和磁场放大有效地工作于这两种情况。如果强子γ射线在GeV波段占主导地位，宇宙射线质子的总能量计算为$\sim$ $0.3$ - $1.4\times10^{49}$ erg，估计的ISM质子密度为$\sim$ $190\pm90$ cm $^{-3}…
2019-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ionized gas in the Scutum spiral arm as traced in [N II] and [C II]
确定旋臂前缘暖电离介质（WIM）的性质对于了解其动力学和云的形成具有重要意义。盾板臂相切的内边缘是将WIM与其他组件分离的独特位置。我们使用高光谱分辨率[C II] 158微米和[N II] 205微米的精细结构线观测与upGREAT和GREAT仪器上SOFIA，以及辅助HI和13 CO观测。观测是沿着经度30度和32度之间的18条视线进出银河平面。我们检测到强烈的[N II]发射整个盾牌切线。在VLSR = 110至125 km/s时，几乎没有13 CO，如果有的话，我们可以解开来自内边缘WIM的[N II]和[C II]排放。我们发现平均电子密度<n（e）>在平面内约为0.9 cm{-3}，在平面上方约为0.4 cm{-3}。对于< 110 km/s的VLSR，[N II]发射跟踪整个臂的分子层的高度电离的气体。这种电离气体具有高密度，n（e）~ 30 cm{-3}，和几个百分比的填充因子。因此，盾臂相切处的[N II]和[C II]显示出高度电离的气体，其<n（e）>约为臂间WIM的10至20倍，这是最好的解释模型，其中臂间WIM被压缩，因为它落入手臂的势阱。[N II]的广泛分布由[N Ⅱ]导出的这些分子云区的n（e）约为30 cm{-3}，可能产生于云的电离边界层。这种来自电离边界层的[N II]发射可能是WIM冲击压缩的结果，因为它影响了手臂的中性气体，但也有一些可能来…
2017-08-07 astro-ph.GA
[C II] and [N II] from dense ionized regions in the Galaxy
星际介质（ISM）由高度电离的中性原子和分子组成。了解它们的分布对于跟踪ISM的结构和生命周期非常重要。在这里，我们确定银河系中高度电离和中性弱电离气体的性质，由电离氮[N II]和电离碳[C II]的精细结构线追踪。为了分析电离的ISM，我们利用[C II] 158微米和[N II] 205微米的线，这些线是用赫歇尔空间天文台的远红外线（HIFI）中的高光谱分辨率外差仪器沿着朝向银河系内部的10条视线拍摄的。[N II]发射可以用来估计高电离气体对[C II]发射的贡献，并分离高电离和弱电离的中性气体。我们发现，[N II]具有强发射在不同的光谱特征沿所有视线与强[C II]发射。[N II]来源于中等密度的扩展HII区或电离的云的边界层。在31个单独的运动学特征的[N II]和[C II]光谱的比较表明，许多的[C II]光谱的影响，从低激发气体与分子云的吸收，有时强烈。与[N II]气体相关的[C II]的表观分数在许多情况下是不切实际的大，最有可能是由于通过吸收减少[C II]。在少数情况下，可以对前景吸收进行建模以确定真实的源强度。在这些源中，我们发现前景吸收气体层具有数量级为10 $^{18}$ cm $^{-2}$的C $^+$柱密度。[C II]发射所产生的强源[N II]发射经常被低激发前景气体吸收，使解释电离和中性气体成分的性质变得复杂，从而引起[C II]发射…
2016-05-02 astro-ph.GA
Before the first supernova: combined effects of HII regions and winds on molecular clouds
我们模拟的光电离和动量驱动的风从O-星分子云跨越初始条件的参数空间的综合影响。风的动力学影响是非常温和的。然而，在质量较低的云中，它们通过产生10 pc尺度的中心空腔来影响HII区域的形态。模型GMC的不均匀结构使它们对光子、电离气体和超新星喷出物具有高度的渗透性，特别是电离气体的泄漏强烈影响它们的演化，降低了反馈的有效性。尽管如此，反馈还是能够将较低的逃逸速度云的大部分质量排出。它对恒星形成的影响比较温和，最终恒星形成效率降低了10- 20 $\%$，每自由落体时间恒星形成效率的变化率约为三分之一。然而，云仍然比观测到的GMC更快地形成恒星。
2014-04-24 astro-ph.GA
The Emission Nebula Sh 2-174: A Radio Investigation of the Surrounding Region
Sh 2-174被认为是一个行星状星云（PN）或电离的环境星际介质（ISM）。在本文中，我们提出了1420 MHz的极化，1420 MHz的总强度（斯托克斯-I），和中性氢（HI）的图像周围的区域Sh 2-174。射电图像不仅揭示了天体的性质，还揭示了Sh 2-174与周围环境之间的关系。HI图像显示，Sh 2-174目前位于1.2度x0.4度云的中心。斯托克斯-I的图像显示了与R波段光学星云一致的热发射峰，以及来自Sh 2-174周围电离“晕”和从云东南延伸的电离“高原”的低表面亮度发射。偏振图像揭示了沿Sh 2-174投影轨迹的法拉第旋转结构，包括一个高对比度结构，其“手臂”精确地沿HI云的东部边缘延伸，以及一个与Sh 2-174下游边缘合并的宽阔中心区域。高对比度的结构与电离尾一致，它具有早期（在Sh 2-174进入云之前）和现在（在Sh 2-174进入云之后）的成分。此外，我们的旋转测量分析表明，ISM磁场在Sh 2-174的前缘偏转。下游尾翼和上游场偏转指向PN-ISM相互作用。我们对宿主白矮星（GD~561）的空间速度估计表明，Sh 2-174大约在27，000年前进入云，并给出了小于约200，000年的PN-ISM相互作用时间尺度。我们估计云中的环境磁场为11 +/- 3微高斯。
2014-12-17 astro-ph.GA
A Large Reservoir of Ionized Gas in the Galactic Halo: Ionized Silicon in High-Velocity and Intermediate-Velocity Clouds
低星系晕被电离的低金属度气体鞘所包围，这些气体可以提供大量（1兆太阳/年）的冷却流入，以补充盘中的恒星形成。利用HST和FUSE对37个活动星系核在高纬度的吸收光谱，我们检测到广泛的星际SiIII 1206.5吸收：61高速云（HVC）沿30视线和22中速云（IVC）沿20视线。我们发现一个隔离的红移和蓝移的吸收在银河系的旋转轴在l=180，一致的滞后在银河系平面以上的旋转速度。HVC的天空覆盖范围很大（30/37方向为81 ± 5%），SiIII光学深度通常是OVI 1032的4-5倍。每条视线的平均HVC柱密度<log N_SiIII>=13.42+-0.21，相当于电离低金属丰度气体的总柱密度N_HII~ 6 × 10 ~（18）/（Z_Si/0.2Z_sun），与OVI中推断的结果相似。该水库的总容量为10^8兆太阳，产生的质量下降率约为1兆太阳/年。通过在吸收体的子集中模拟Si II、Si III、Si IV和HI，我们限制了低晕中的平均光电离参数，<log U>= -3.0（+0.3，-0.4），比在低红移星系际介质中观察到的低约10倍。来自[Si II/HI]的一些HVC中的金属丰度为10-30%太阳能，而在纯光电离模型中从所有三种硅离子中发现的值较低。这些形式上较低的金属丰度是高度不确定的，因为一些较高的离子可能是碰撞电离的。17颗HVC和19颗IVC的平均Si金属…
2009-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ionized gas at the edge of the Central Molecular Zone
为了确定电离气体的性质，在边缘的CMZ附近的Sgr E，我们观察了一小部分的边缘的CMZ附近的Sgr E与光谱解析[C II] 158微米和[N II] 205微米的精细结构线在六个位置上与伟大的仪器SOFIA和在[C II]使用赫歇尔HIFI的飞行带状地图。我们使用[N II]光谱连同辐射转移模型来计算气体的电子密度和[C II]图来照亮电离气体的形态和模拟CO-暗H2的柱密度。我们探测到两个[C II]和[N II]速度分量，一个是沿着与Sgr E相关的CO分子云的视线，速度为-207 km/s，另一个是在另一个CO云的边缘外，速度为-174 km/s。从[N Ⅱ]发射我们发现，这些功能的平均电子密度是在约5至25厘米{-3}的范围内。这种电子密度比盘中温暖的电离介质的电子密度高得多。在-207 km/s的云中，CO暗H $_2$层的柱密度约为1- 2 × 10 {21} cm{-2}，与理论模型一致。CMZ在电离气体中比在CO示踪的分子气体中在银河系半径中进一步延伸7到14 pc。CMZ的边缘可能包含围绕中性分子材料的致密热电离气体。N+的高分数丰度和高电子密度需要具有1 e6至1 e7光子cm{-2} s{-1}量级的光子通量的强EUV场，和/或在1 e4 K量级的温度下与氮的有效质子电荷交换，和/或大通量的X射线。Sgr E是一个大质量恒星形成的区域，这是一个潜在的EUV…
2015-01-27 astro-ph.GA
The Plane Quasar Survey: An Ionized Extension of the Magellanic Stream on the Northern Side of the Galactic Plane
研究发现银河平面北侧存在高度电离的马卡良流气体，表明其可能在最近几百年内被剥离，且未与银河晕混合。
2025-11-23 astro-ph.GA
High-velocity clouds as streams of ionized and neutral gas in the halo of the Milky Way
高速云（HVC），在银河系高纬度地区发现的快速移动的电离和中性气体云，可能在银河系的演化中发挥重要作用。这种作用的程度敏感地取决于它们的距离和总的天空覆盖系数。我们用一系列不同电离阶段的原子种类在133活动星系核的HST高分辨紫外光谱中寻找HVC吸收。这使我们能够识别中性，弱电离，或高度电离的HVCs在几十年的HI柱密度。对于整个银河系的天空来说，|v_LSR| >90 km/s的紫外选择的HVC的天空覆盖因子为68%+/-4%。我们表明，我们的调查基本上是完整的，即，未检测到的具有极低N（H）（HI+HII）的HVC群体对于HVC质量收支不太可能是重要的。我们确认，主要离子化的HVC包含至少一样多的质量作为传统的HI HVC，并表明，大HI HVC复合物一般有电离的信封延伸远离HI轮廓。银河系天空中也有大片区域被电离的高速气体覆盖，附近几乎没有HI辐射。结果表明，从活动星系核和恒星样品中提取的90< |v_LSR| <170 km/s的HVC的覆盖因子是相似的。这证实了这些HVC在太阳的5-15 kpc范围内。这些HVC的覆盖因子随着垂直高度的降低而下降，这与HVC在落入银河系盘时被减速或中断是一致的。|v_LSR| >170 km/s的HVC主要与b 0处的麦哲伦流<0 and its leading arm at b>以及其它已知的大HI复合体有关。因此，在本星系群中没…
2012-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting the dust properties in the molecular clouds of the Large Magellanic Cloud
在本分析中，我们调查的尘埃性质与不同的气相（包括电离阶段的LMC分子云在1 $^{\prime}$角分辨率（四倍以上，比以前的分析）和更大的光谱覆盖范围感谢赫歇尔数据。我们还确保了我们的结果在各种尘埃模型的框架的鲁棒性。我们进行了分解的尘埃排放在红外线（3.6 $\mic$至500 $\mic$）与原子，分子和电离的气体相的分子云的大麦哲伦星云。由此产生的光谱能量分布与四个不同的尘埃模型拟合。然后，我们分析了模型参数，如辐射场的强度和相对尘埃丰度，以及在长波长的发射光谱的斜率。这项工作允许灰尘模型进行比较，在各种环境中的红外数据的第一次，这揭示了重要的差异模型在短波长的数据拟合（主要是在PAH波段）。此外，该分析指出了不同的结果，根据气相，如粉尘成分直接影响粉尘温度和粉尘发射率在submm，和不同的粉尘发射在近红外（NIR）。我们观察到直接证据的尘埃性质的演变，从弥漫的稠密介质中的大样本的分子云在LMC。此外，气相之间的尘埃组分丰度的差异可能表明不同的颗粒形成的起源。我们还指出，在所有的气相中的NIR连续的存在下，在电离气体的增强。我们赞成的假设，一个额外的尘埃成分作为载体，这一连续。
2019-05-23 astro-ph.GA
The extremely sharp transition between molecular and ionized gas in the Horsehead nebula
本研究利用 ALMA 高分辨率 CO 与 HCO$^+$ 成像揭示马头星云边缘极薄的原子气体层、CO 暗气体及陡峭密度梯度，并用等压 PDR 模型约束压力与动力学效应。
2023-07-18 astro-ph.GA
