Chemical networks used for models of interstellar clouds contain many reactions, some of them with poorly determined rate coefficients and/or products. In this work, we report a method for improving the predictions of molecular abundances using sensitivity methods and ab initio calculations. Based on the chemical network osu.2003, we used two different sensitivity methods to determine the most important reactions as a function of time for models of dense cold clouds. Of these reactions, we concentrated on those between C and C3 and between C and C5, both for their effect on specific important species such as CO and for their general effect on large numbers of species. We then used ab initio and kinetic methods to determine an improved rate coefficient for the former reaction and a new set of products, plus a slightly changed rate coefficient for the latter. Putting our new results in a pseudo-time-dependent model of cold dense clouds, we found that the abundances of many species are altered at early times, based on large changes in the abundances of CO and atomic C. We compared the effect of these new rate coefficients/products on the comparison with observed abundances and found that they shift the best agreement from 3e4 yr to (1-3)e5 yr.
The Interstellar Boundary Explorer (IBEX): Tracing the Interaction between the Heliosphere and Surrounding Interstellar Material with Energetic Neutral Atoms
Influence of galactic arm scale dynamics on the molecular composition of the cold and dense ISM II. Molecular oxygen abundance
分子氧一直是许多观测研究的主题，因为化学模型预测它是氧气的储存库。虽然它已经在星际介质的两个区域被探测到，但它的稀有性对天体化学模型来说是一个挑战。在本文中，我们结合了计算的物理条件与光滑粒子流体动力学（SPH）模拟与我们的全气体颗粒化学模型鹦鹉螺，研究预测的O2丰度在星际物质形成冷芯。因此，我们遵循的气体和冰的化学演化的物质包裹从弥漫的星际条件冷致密的核心。我们的大多数预测的O2丰度低于1 e-8（相对于总质子密度）和预测的柱密度在模拟冷芯是在最大的几个1 e 14 cm-2，在协议的非检测限。这种低的O2丰度可以通过以下事实来解释，即在大部分星际材料中，在O2可以在气相中形成并且免受UV光解离之前，原子氧被耗尽到晶粒表面上（并且被氢化以形成H2O）。我们之所以能得到这个结果，是因为我们考虑了从弥散介质到冷核的物理条件演化的全部历史。
New SiS destruction and formation routes via neutral-neutral reactions and their fundamental role in interstellar clouds at low and high metallicity values
Small-Scale HI Channel Map Structure is Cold: Evidence from Na I Absorption at High Galactic Latitudes
中性氢辐射的空间分布是研究星际介质物理的重要手段。在H I通道图中的小尺度结构通常被假定为探测速度场而不是真实的密度结构。在这项工作中，我们使用高分辨率的GALFA-H I观测和SDSS的50，985个类星体光谱直接测试了这一假设。我们测量了星际Na I D $_1$和Na I D $_2$吸收的等效宽度，并有力地得出结论：它们对H I中小尺度结构的柱密度的依赖性比对大尺度H I结构或总H I柱的依赖性更强。这与小尺度通道图结构由速度拥挤驱动的假设不一致。相反，这些数据支持这样的解释，即这种发射结构主要起源于寒冷、致密的星际物质，与寒冷的中性介质一致。
Newly Improved Ionization Corrections for the Neutral Interstellar Medium: Enabling Accurate Abundance Determinations in Star-forming Galaxies throughout the Universe
The Distribution of Thermal Pressures in the Diffuse, Cold Neutral Medium of our Galaxy. II. An Expanded Survey of Interstellar C I Fine-Structure Excitations
我们分析了吸收特征所产生的星际中性碳，出现在紫外光谱中记录的89颗恒星在最高分辨率的阶梯光栅模式的STIS的HST，使我们可以确定碰撞激发的原子的电子基态的精细结构能级的相对布居。从这些信息中，我们得到了在扩散，冷中性介质中的热压力分布。我们发现对数正态压力分布（按质量加权），对数（p/k）平均值等于3.58，均方根色散至少为0.175 dex，这可能是由特征马赫数在1 < M < 4范围内的湍流引起的。然而，分布中的极端尾部高于对数正态函数。总的来说，压力与当地的星光强度和极端的运动学有很好的相关性。大约23%的气体处于低于静态冷中性介质所允许的压力下。几乎所有的气体都伴随着一小部分（~0.05%）具有非常大的压力，log（p/k）> 5.5，这种情况在高速或星光密度增强的区域更普遍。这项调查表明，在寒冷的中性ISM中，热压力的分散主要受恒星形成区驱动的微观湍流控制，还有一些来自宏观事件的额外影响（例如，SN爆炸），这些测量为未来研究湍流对ISM和恒星形成的更广泛影响提供了限制。
The VLT-FLAMES Tarantula Survey. IX. The interstellar medium seen through Diffuse Interstellar Bands and neutral sodium
狼蛛星云（30 Dor）是大麦云星云中一个壮观的恒星形成区域，透过银河系圆盘和光环中的气体可以看到。弥漫星际带提供了一个独特的探测弥漫，冷，温暖的气体在这些地区。其目的是使用DIB作为诊断当地星际条件，而在同一时间得出尚未未知的载体的属性。分析了VLT火焰狼蛛巡天（VFTS）中800多颗早期型恒星的光谱。我们分别绘制了银河系和大麦哲伦星系在4428和6614 Ang的DIB中的吸收图，以及在靠近中央星系团R136的较小区域中的中性钠（Na I D）吸收图;我们还测量了5780和5797 Ang的DIB。这些地图显示，在30多尔以南的静止云复合体中有强烈的4428和6614 Ang DIB，但在北部（气泡）和OB协会附近的恶劣环境中吸收较弱。Na图显示LMC中至少有五个运动学分量，R136周围有一个壳状结构，银河系中有小尺度结构。4428、5780、5797和6614 Ang DIB的强度也与Na吸收和视觉消退相关。强的4428 Ang DIB在低Na柱密度下已经存在，但6614、5780和5797 Ang DIB在随后更大的Na柱密度下开始可检测。5780和5797 Ang DIB的相对强度清楚地证实了狼蛛星云和银河系高纬度气体代表了恶劣的辐射环境。4428 Ang DIB的弹性表明其载体大，紧凑和中性。结构被检测到的冷热气体分布的尺度之间的1和>100 pc的LMC和小至0.01…
The Fractional Ionization of the Warm Neutral Interstellar Medium
当中性星际介质暴露在极紫外和软X射线辐射下时，其中的氩原子远比氢原子更容易被电离。我们利用这一事实来确定附近温暖的中性介质（WNM）中的电离水平。通过分析离太阳几百pc远的44颗热亚矮星的紫外光谱的FUSE观测，我们可以比较Ar I和O I的柱密度，其中氧的相对电离可以用作氢的相对电离的代理。测得的缺陷[ Ar I/O I]= 0.427+/-0.11 dex，低于完全中性介质的预期值，这意味着如果n（H）= 0.5 cm ^-3，则电子密度n（e）\sim为0.04 cm ^-3。这个电离量比我们预期的要大得多，这些电离是由宇宙射线、漫射X射线背景和介质内的X射线发射源产生的初级光电离，以及由高能次级光电子、俄歇电子和氦复合产生的光子引起的额外电离。我们倾向于这样一种解释，即以前的辐射爆发，附近的超新星遗迹现在已经褪色，可能已经提高了电离，气体还没有重新组合到一个静止的水平。不同的替代方案是软X射线背景的低能量部分被HI不良地屏蔽，因为它是泡沫的并且具有非常热的X射线发射气体的内部袋。
Investigating Nearby Star-Forming Galaxies in the Ultraviolet with HST/COS Spectroscopy. I: Spectral Analysis and Interstellar Abundance Determinations
Very Local Interstellar Medium Revealed by Complete Solar Cycle of Interstellar Neutral Helium Observations with IBEX
星际边界探测器（IBEX）飞行任务中的IBEX-Lo仪器对从非常局部的星际介质（VLISM）穿透日光层的星际中性氦原子进行采样。本文利用华沙试验粒子模型（Warsaw Test Particle Model）模拟了2009 - 2020年IBEX-Lo ISN观测到的氦通量，并与IBEX-Lo观测到的最低三个能量阶的计数率进行了比较。$χ^2$分析表明，ISN氦流来自黄道$(λ,β)=(255.59^{\circ}\pm0.23^{\circ}, 5.14^{\circ}\pm0.08^{\circ})$，速度为$v_\text{HP}=25.86\pm0.21$ km s $^{-1}$，日球顶温度为$T_\text{HP}=7450\pm140$ K.在考虑引力和弹性碰撞的情况下，原始VLISM中远离日球顶的ISN氦速度和温度分别为$v_\text{VLISM}=25.9$ km s $^{-1}$和$T_\text{VLISM}=6150$ K. ISN氦通量在1 AU超过12年的时间演变表明IBEX-Lo探测效率的显着变化，ISN氦原子在日光层中的电离率高于模型中假设的电离率，或者在分析的观测中有额外的不明信号源。然而，我们没有发现任何迹象表明，在分析期间的ISN氦的衍生参数的演变。最后，我们认为，IBEX-Lo的持续运作与星际测绘和加速探测器（IMAP）的重叠将是跟踪VL…
Interacting galaxies on FIRE-2: The connection between enhanced star formation and interstellar gas content
我们提出了一套全面的高分辨率（秒差距尺度），理想化的（非宇宙学）星系合并模拟（24轮，恒星质量比~2.5：1），以研究相互作用引起的恒星形成和星际介质（ISM）在各种温度密度制度的演变之间的联系。我们使用GIZMO代码和第二版的“真实环境中的反馈”模型（FIRE-2），该模型捕获了ISM的多阶段结构。我们的模拟旨在代表本地宇宙中的星系合并。在这项工作中，我们专注于“星系对周期”之间的第一次和第二次近心轴通道。我们分裂的ISM分为四个制度：热，温暖，冷，冷密集，热，电离，原子和分子的气体在真实星系中观察到的阶段的动机。我们发现，平均而言，相互作用提高了这对恒星的形成率（约30%，合并套件样本平均值），并提高了它们的冷致密气体含量（约18%）。这伴随着热气体的减少（~11%），冷气体的变化可以忽略不计（~4%的增加），以及热气体的大幅增加（~400%）。密度超过1000 cm ^3的冷密气体（冷超密区）的数量显著增加（约240%），但仅占冷密气体预算的0.15%（平均）。
The first three-dimensional map of thermal phases in the local interstellar medium
Technion – Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Stanford University（斯坦福大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
Is the recently discovered large scale filamentary feature Cattail in the cold or unstable phase?
最近的一份出版物（Li et al. 2021）从高分辨率FAST观测中发现了最大的中性氢特征之一，被称为Cattail，可能是我们银河系的一个新的星系臂。然而，在分析中，有人认为这个中性氢特征是冷的，尽管总线宽为12 km/s。我们通过新开发的速度分解算法（Yuen et al. 2021 a）和力平衡模型（Ho et al. 2021 a）评估香蒲是否实际上是冷中性介质的概率。我们发现，即使包括银河剪切项，功能仍然是在不稳定的中性介质制度。此外，我们还发现香蒲在焦散空间中是两个不相交的特征，这表明香蒲可能具有两个不同的湍流系统。我们检查通过VDA分离的单个系统的光谱，以证实这一论点。我们不排除存在较小规模的冷介质被嵌入在这个结构。
