The effects of local stellar radiation and dust depletion on non-equilibrium interstellar chemistry
星际化学对星系形成很重要，因为它决定了气体冷却的速度，并使我们能够预测离子和分子的可观测光谱线。我们探讨了星际介质（ISM）的化学建模的两个核心方面：（1）本地恒星辐射的影响，电离和加热气体，和（2）金属耗尽到尘埃颗粒，这减少了丰富的金属在气相中。我们运行高分辨率（400 M $_\odot$每个重子粒子）模拟孤立的盘星系，从矮星到银河系质量，使用FIRE星系形成模型与CHIMES非平衡化学和冷却模块。在我们的基准模型中，我们耦合的化学物质的恒星通量计算从恒星粒子使用近似的辐射转移计划，我们实现了一个经验的密度依赖处方的金属耗尽。为了比较，我们还运行模拟与空间均匀的辐射场，没有金属耗尽。我们的基准模型广泛地再现了观测到的HI和H2质量随恒星质量的变化趋势，以及[CII] 158 $μ$ m、[OI] 63 $μ$ m、[OIII] 88 $μ$ m、[NII] 122 $μ$ m和H $α$ 6563 A的线光度随恒星形成率的变化趋势。我们的模拟与均匀的辐射场预测微弱的光度，由高达一个数量级的[OIII] 88 $μ$ m和H $α$ 6563 A，而忽略金属耗尽增加了碳和氧线的亮度的一个因素$\approx$ 2。然而，星系的整体演化并没有强烈地受到局部恒星通量或金属耗尽的影响，除了在矮星系中，包含局部通量导致较弱的流出，因此更高的气体分数。
2022-08-30 astro-ph.GA
Interstellar Gas-phase Element Depletions in the Small Magellanic Cloud: A Guide to Correcting for Dust in QSO Absorption Line Systems
根据小麦哲伦星云（SMC）内18颗恒星光谱中紫外吸收特征相对于相关速度的强度，给出了小麦哲伦星云（SMC）星际介质中9种不同元素的气相丰度数据。根据这些信息和SMC中年轻恒星中元素分数定义的总丰度，我们构建了关于这些元素如何凝结成固体形式到尘埃颗粒上的一般解释。作为一个组，元素Si，S，Cr，Fe，Ni和Zn表现出与Jenkins（2009）定义的银河系局部相似的耗尽序列。元素Mg和Ti在SMC中的消耗速度比在银河系中慢，而Mn的消耗速度更快。我们推测，这些差异可能是由不同的化学亲和力不同现有的粮食基板。例如，有证据表明SMC中多环芳烃（PAHs）的质量分数明显低于银河系。我们建议，我们观察到的SMC的耗尽序列可以提供一个更好的模型来解释低金属丰度阻尼莱曼α（DLA）和亚DLA吸收系统，记录在遥远的类星体和伽马射线暴余辉的光谱中的元素丰度。
2017-05-07 astro-ph.GA
A Reexamination of Phosphorus and Chlorine Depletions in the Diffuse Interstellar Medium
本文通过分析107条星际视线光谱，重新研究弥漫星际介质中磷和氯的耗竭行为，发现磷耗竭随分子氢增加而增强，而氯丰度与分子氢比例无系统关联，并利用中性氯比例估算了含分子氢气体中的原子氢含量。
2023-03-03 astro-ph.GA
Oxygen Depletion in the Interstellar Medium: Implications for Grain Models and the Distribution of Elemental Oxygen
本文评估了最近发现（Jenkins 2009）的影响，即原子氧正在以硅酸盐和金属氧化物颗粒中无法解释的速度从弥漫的星际气体中耗尽。为了将这一发现置于背景中，考虑了在广泛的环境中将元素O吸收到尘埃中，从稀薄的云间气体和通过耗尽观测采样的扩散云到稠密的云，其中冰幔和气态CO成为O的重要储存库。在这些对比鲜明的区域中的O的分布是量化的一个共同的参数，氢的平均数密度。在扩散相和致密相之间的界面（就在冰幔生长开始之前），多达160 ppm的O丰度是无法解释的。如果这个贫氧的储层持续到更高的密度，它对分子云中的氧预算有影响，在那里观察到相同数量级的短缺。在各种可能的载体中，最有可能的似乎是一种含O的碳质物质，类似于星尘任务返回的彗星颗粒中发现的有机物。星际尘埃的“有机耐火材料”模型根据这些发现重新检查，并得出结论，需要进一步的观测和实验室工作，以确定这类材料是否存在的数量足以占一个显着的一部分不明贫化氧。
2009-12-17 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. II. Variations of interstellar depletions and dust-to-gas ratio within the LMC
星系中重子循环的一个关键组成部分是中性ISM中金属从气体到尘埃相的耗尽。哈勃太空望远镜上的METAL（大麦云云中的金属演化、运输和吸收）计划获得了半太阳金属丰度LMC中朝向32条视线的紫外光谱，从中我们得到了Mg、Si、Fe、Ni、S、Zn、Cr和Cu的星际贫化（气相分数）。不同元素的消耗是紧密相关的，表明有一个共同的起源。氢柱密度是耗尽变化的主要驱动力。相关性较弱的体积密度，探测CI精细结构线，距离LMC中心。后者的相关性的结果从气相金属丰度的东西变化。东部的天然气，包括30剑鱼座和东南HI超密度的LMC压缩侧富集高达+0.3dex，而西部的天然气缺乏金属高达-0.5dex。在METAL探测的参数空间内，未发现与分子分数或辐射场强度的相关性，我们证实了远红外、21 cm和CO观测中观察到的扩散（logN（H）~20 cm-2）和分子（logN（H）~22 cm-2）ISM之间的尘埃-金属和尘埃-气体比增加了3-4倍。尘埃-金属和尘埃-气体比随柱密度的变化对化学演化的次网格物理学、整个宇宙时期的气体和尘埃质量估计以及通过阻尼莱曼-α系统的光谱学测量的宇宙化学富集具有重要意义。
2021-01-23 astro-ph.GA
Modeling Sulfur Depletion in Interstellar Clouds
星际硫元素从气相中的耗尽一直是天体化学模型面临的一个反复出现的挑战。观测表明，在星际分子云的整个扩散和半透明阶段，硫相对于其宇宙值保持相对非耗尽状态，但其气相成分不能解释这种宇宙值对高密度环境的影响。我们试图解决这个问题，通过模拟星际云从其原始状态的扩散原子云的分子环境的密度高得多，使用气体/颗粒天体化学的演变。代码和增强的硫反应网络。一个共同的气体/粮食反应网络已经系统地更新和大大扩展了以前的点燃的基础上。和模型，重点放在粮食化学和过程。一个简单的模型被用来对由此产生的网络更新进行基准测试，并将模型的结果与文献中的典型天文观测结果进行比较。我们的新的气体/颗粒模型是能够再现元素消耗的硫，硫可以从气相中耗尽两个数量级，这个过程可能会发生在暗云条件下，如果云的化学年龄至少为1百万年。由此产生的颗粒上含硫物质的混合物涵盖了所有最常见的化学元素（H/C/N/O），与彗星环境中观察到的分子没有什么不同。值得注意的是，这种混合物不像所有其他现有的天体化学物质那样仅仅由H2S主导。模型尽管我们的物理模型相对简单，但大多数已知的气相含硫分子丰度在稠密条件下都能准确再现，但预计它们不会是硫的主要分子汇。我们的模型预测，大部分缺失的硫是以谷物上捕获的有机硫物质的形式存在。
2019-03-06 astro-ph.GA
The efficiency of grain growth in the diffuse interstellar medium
在尘埃演化的模型中，气相金属的吸积导致的颗粒生长是一个常见的假设，但在致密气体中，时间尺度足够短，吸积有效，物质以冰幔的形式吸积，而不是增加耐火颗粒质量。有人认为，由于带正电离子的库仑吸引力，扩散星际介质（ISM）中带负电的小颗粒可以有效地吸积，避免了这个问题。我们表明，这不可避免地导致小晶粒半径的增长，直到它们变得带正电，在这一点上，进一步的增长被有效地停止。当假设颗粒尺寸分布不变时，在扩散ISM条件下产生的气相损耗被显著高估。虽然可以通过改变初始粒度分布或假设高效的颗粒粉碎来重现观察到的消耗，但这两种选择都会导致不切实际的远紫外线消光水平。我们认为，观察到的元素消耗在弥漫ISM更好地解释较高的初始消耗，结合低效率的尘埃破坏超新星在中等（$n_{\rm H} \sim 30 {\rm \, cm^{-3}}$）密度，而不是更高的吸积效率。
2021-01-12 astro-ph.GA
Connecting the dusty dots: dust depletion and extinction of local interstellar clouds
University of Geneva（日内瓦大学）；Wits Centre for Astrophysics, School of Physics, University of the Witwatersrand（威特沃特斯兰德大学物理学院天体物理中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Université Claude Bernard Lyon 1, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574（里昂第一大学克洛德·贝尔纳大学，里昂天体物理研究中心UMR5574）；French-Chilean Laboratory for Astronomy (FCLA), CNRS-IRL3386, U. de Chile（法智利天体物理实验室(FCLA)，CNRS-IRL3386，智利大学）；AURA for ESA, Space Telescope Science Institute（ESA支持的AURA，太空望远镜科学研究所）
利用尘埃耗损和消光两种探针，研究银河系中性星际介质中parsec尺度尘埃云的金属和尘埃分布，并揭示其与本地泡的关系。
2026-04-28 astro-ph.GA
Interstellar Silicon Depletion and the Ultraviolet Extinction
Spinning small silicate grains were recently invoked to account for the Galactic foreground anomalous microwave emission. These grains, if present, will absorb starlight in the far ultraviolet (UV). There is also renewed interest in attributing the enigmatic 2175 Angstrom interstellar extinction bump to small silicates. To probe the role of silicon in the UV extinction, we explore the relations between the amount of silicon required to be locked up in silicates [Si/H]_{dust} and the 2175 Angstrom bump or the far-UV extinction rise, based on an analysis of the extinction curves along 46 Galacti…
2017-10-11 astro-ph.GA
The Abundance of Boron in Diffuse Interstellar Clouds
我们提出了一个全面的调查硼丰度在弥漫的星际云的观测与空间望远镜成像光谱仪（STIS）的哈勃太空望远镜。我们的56条银河系视线的样本是对B II 1362共振线的存档STIS数据进行完整搜索的结果，每个检测都被O I 1355，Cu II 1358和Ga II 1414（可用时）以相同速度吸收的存在所证实。五个以前的测量星际B II戈达德高分辨率摄谱仪观测纳入我们的分析，产生一个合并的样本，超过四倍的视线与显着的硼检测。我们的调查也构成了第一个广泛的分析星际镓从STIS光谱和扩大以前发表的结果氧和铜。观测探测了高密度和低密度的扩散环境，使星际消耗的密度依赖效应能够在每个元素的气相丰度数据中清楚地识别出来。在硼的情况下，增加的相对贫化线的视线密度相当于0.8德克斯之间的丰度差的暖相和冷相的弥漫星际介质。在温暖的低密度气体中，硼的丰度为B/H =（2.4+/-0.6）*10^-10，这意味着相对于陨石硼的丰度，硼的丰度减少了60%。除了耗尽的影响，我们的调查揭示了具有增强的硼丰度的视线，这些硼丰度可能追踪最近产生的11 B，其产生于涉及宇宙射线或中微子的spiritual反应。未来的观测将有助于解开11B合成的两个spectrum通道的相对贡献。
2010-12-20 astro-ph.GA
Interstellar Ti II in the Milky Way and Magellanic Clouds
我们讨论了几套钛II吸收线数据，探测各种星际环境中，我们的银河系和麦哲伦云。高分辨率（FWHM ~ 1.3-1.5 km/s）的Ti II光谱的银河系目标与相应的高分辨率光谱的Na I，K I，和Ca II的比较揭示了相似性和差异的详细结构的吸收线轮廓-反映组件到组件的差异，这些物种的电离和耗尽行为。中等分辨率（FWHM ~ 3.4-4.5 km/s）光谱的更严重的红色银河系恒星提供了更广泛的信息钛耗尽在寒冷，密度云-其中超过99.9%的钛可能是在尘埃阶段。麦哲伦星云中恒星的中分辨率（FWHM ~ 4.5-8.7 km/s）光谱表明，在给定的N（H_tot）、E（B-V）或分子分数f（H_2）的情况下，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的钛贫化一般比我们银河系中的要轻得多，这为这两个低金属丰度星系中钛贫化模式的差异提供了额外的证据。我们简要地讨论了这些结果的解释气相丰度在类星体吸收线系统和本地银河ISM的D/H比的变化可能产生的影响。
2010-01-20 astro-ph.GA
Search for the Infrared Emission Features from Deuterated Interstellar Polycyclic Aromatic Hydrocarbons
本文报道了利用AKARI卫星上的红外照相机（IRC）对星际氘代多环芳烃（PAHs）在4 μ m波段的发射特征进行搜索的结果。扣除电离气体的线发射后，在朝向猎户座和M17的光谱中，在4.3- 4.7 μ m处没有观察到明显的过量发射。在4.4和4.65 μ m附近仍有少量过量的发射，但它们的强度与多环芳烃在3.3- 3.5 μ m处的谱带发射强度之比估计为2- 3%。这是一个数量级小于以前报道的值，也是那些预测的模型的氘消耗到多环芳烃。由于减去电离气体的发射会引入不确定性，因此还在反射星云GN 18.14.0中寻找氘代PAH的特征，该星云没有显示电离气体的发射线。我们得到了类似的结果，在4 μ m区域的过量发射，如果存在的话，是在3 μ m区域的PAH带发射的约2%。本研究没有发现耗尽模型预测的大量氘化多环芳烃存在的证据。结果进行了讨论的背景下，氘耗尽的星际介质。
2013-11-08 astro-ph.GA
Interstellar Extinction and Elemental Abundances: Individual Sight Lines
虽然银河系星际消光曲线和尘埃形成元素的气相丰度在不同的视线之间表现出相当大的变化，但大多数尘埃消光建模工作都是针对银河系平均消光曲线，这是通过对许多不同气体和尘埃性质的云进行平均而获得的。因此，关于尘埃性质和星际环境之间关系的任何细节都丢失了。在这里，我们利用空间望远镜获得的大量灭绝和元素丰度数据，探索大量个体视线的尘埃特性。我们对每个视线的观测消光曲线进行建模，并推导出主要尘埃形成元素的丰度（即，C、O、Si、Mg和Fe）需要捆绑在灰尘中（即，粉尘损耗）。然后，我们面对的衍生粉尘损耗与所观察到的气相丰度的这些元素，并调查环境对粉尘的属性和元素损耗的影响。研究发现，对于大多数的视线，星际氧原子完全被气体和尘埃所容纳，因此似乎不存在“丢失氧气”的问题。对于那些视缐上氢柱密度为$A_V/N_H$ $>$ 4.8 $\times$ 10 $^{-22}$ mag cm $^2$ /H的恒星，即使星际C/H、Si/H、Mg/H和Fe/H丰度被假设为银河系化学演化增加的原太阳丰度，也缺乏制造尘埃的C、Si、Mg和Fe元素来解释观测到的消光。
2021-11-06 astro-ph.GA
Effects of H2 coating of grains on depletion of molecular species
星际云稠密和寒冷区域的物理条件有利于星际颗粒表面形成冰幔。据预测，大多数比H2或He重的气态物质将吸附在颗粒上，并将在10^9/nH年内从气相中消失，改变其化学性质。尽管如此，分子云中的许多分子在10^5年的时间尺度内并没有完全耗尽。已经提出了几种推测性的机制来解释为什么分子停留在气相，但到目前为止没有一个是完全令人信服的。同时，这些机制并不是相互排斥的，我们仍然可以探索其他可能过程的影响。我们推测的H2涂层的谷物上的吸附物种的蒸发速率的后果。需要更多的实验和模拟来计算蒸发速率Eevap（X-H2）。
2012-12-14 astro-ph.GA
An origin of narrow extended structure in the interstellar medium: an interstellar contrail created by a fast-moving massive object
我们研究了大质量物体高速穿过星际介质时所引起的热凝结现象，并提出了一种产生气态物体或星际轨迹的机制。我们的主要结果表明，在一定的参数下，可以形成长的星际尾迹;质量大于$10^4\ {\rm M_\odot}$的致密天体可以形成长度大于$100\ {\rm pc}$的暗条。对星际尾迹的观测可以提供关于快速移动的大质量物体的数量、质量和速度的信息，并且可以成为探测诸如中等质量黑洞之类的不可见引力源的新方法。
2023-02-14 astro-ph.GA
Updated extraction of the APOGEE 1.5273 μm diffuse interstellar band: a Planck view on the carrier depletion in dense cores
最新的SDSS/APOGEE数据发布DR 14提供了更多的H波段恒星光谱和相关的恒星模型，使用了一种称为大炮的创新算法。我们利用这些新技术提取了15 273 nm的近红外DIB，并研究了它与尘埃消光和发射的联系。我们修改了我们的自动拟合方法，专门用于热恒星，并在早期的研究中使用了一些调整，其动机是从早期或中间型恒星到红巨星的变化。还开发了一种新方法来量化DIB强度的上限。我们将我们的DIB测量结果与Starhorse数据库中的恒星距离Av进行了比较。然后，我们比较了由此产生的DIB消光比与来自普朗克数据的尘埃光学厚度，全球范围内，也分别为附近的离面云复合体。我们的分析导致了一个目录的生产，其中包含124 064个新的测量的15 273个DIB，使我们能够重新审视DIB强度和尘埃红化之间的相关性。新的数据清楚地表明，天空平均15 273 DIB强度与Av在两个数量级上线性相关，正如早期研究所报道的那样，但在稠密云层后面高度发红的视线中，Av与消光之间的关系趋于平稳。与普朗克单个光学深度的比较以一种明显的方式揭示了致密核心中的DIB损耗，并表明它适用于所有离面致密云。APOGEE测量证实了15 273 DIB载体的普遍存在，相对于密集的云核中的尘埃颗粒减少，在某种程度上，可以经验相关的尘埃光学厚度达到云。
2019-03-27 astro-ph.GA
Plasma Physics Processes of the Interstellar Medium
我们将讨论星际介质的突出问题，这将取决于应用知识的等离子体物理。我们特别主张关注实验等离子体物理的最新发展，并敦促天文学界考虑在未来十年支持这些实验。
2009-02-24 astro-ph.GA
A High Precision Survey of the D/H Ratio in the Nearby Interstellar Medium
本研究通过高精度测量16个银河系目标的H I Ly alpha吸收线，结合FUSE氘柱密度数据，确认了Local Bubble外D/H比率的空间变异性，并发现该变异性并非仅由尘埃消耗引起，为富氘气体落入银河系平面提供了支持。
2023-02-19 astro-ph.GA
Investigating chemical variations between interstellar gas clouds in the Solar neighbourhood
本文利用高分辨率吸收光谱和新模拟技术研究太阳系附近八颗恒星的星际气体成分，发现逐成分分析能比全视线分析更精确地揭示星际介质的尘埃耗减差异与金属丰度复杂性。
2025-02-25 astro-ph.GA
The Uptake of Interstellar Gaseous CO into Icy Grain Mantles in a Quiescent Dark Cloud
从五个学院射电天文台CO映射金牛座分子云的调查数据相结合的消光数据的样本292背景场星调查的CO从气体中的吸收冰颗粒地幔尘埃云内。假设冰中的CO储层由固体CO和固体CO2（由灰尘上的CO氧化形成）的组合丰度很好地表示，我们发现总柱密度（气体+固体）与视觉消光（Av）在5 < Av < 30 mag的范围内密切相关，即，达到我们样品所涵盖的最高分辨率。气相CO的平均消耗从Av < 5的可忽略水平单调增加到Av = 10时的约30%和Av = 30时的60%。由于这些结果指的是视线平均值，因此必须将其视为云层深处实际损耗的下限，实际损耗可能接近100%。我们表明，这是合理的，这样的高水平的耗尽达到在致密的核心上的时间尺度为0.6万年，与他们的预期寿命。在恒星形成过程中的核心的分散可能是有效的，在维持可观察到的水平的气态CO的较长的时间尺度估计的年龄的云。
2010-07-17 astro-ph.GA
Interstellar medium in the M 43 nebula
我们给出了M43星云中HD 37061方向的星际吸收线列表。一些吸收线来自于星际云中不常见的原子激发能级。Fe II的激发能级由荧光填充。我们发现了大量的H2分子吸收线产生的振动激发能级。邻位/对位H2比等于2.7。振动能级1 - 5的H2转动温度超过2000 K。
2010-04-20 astro-ph.GA
Atomic and Molecular Phases of the Interstellar Medium
本文综述了当前原子和分子星际介质行为中的四个问题。这些问题包括：原子气体是否主要来源于冷气流或热气流进入星系;在观测确定为完全分子的星系区域中，冷气体的填充因子实际上是什么;分子氢是否决定或仅仅追踪恒星的形成;以及引力或湍流是否驱动星际云中观察到的动力学运动，并对它们的恒星形成特性产生影响。
2015-12-31 astro-ph.GA
Mid-Infrared Polarization of the Diffuse Interstellar Medium toward CygOB2-12
我们提出了第一个中红外线探测的线性偏振对恒星CygOB 2 -12，一个明亮的蓝色超巨星，与Av的前景消光~10等，是一个基准的研究中弥漫的星际介质中的尘埃的性质。8-13微米的光谱偏振，获得了与CanariCam多模式相机在大加那利望远镜（GTC），显示了明确的趋势与波长特征的硅酸盐颗粒在星际磁场。在10.2微米附近以7.8的统计显著性检测到的最大偏振是（1.24 +/- 0.28）%，位置角为（126 +/- 8）度。我们评论这些测量的背景下，在弥漫的星际介质中的尘埃成分的最新模型。
2022-10-26 astro-ph.GA
H2 fluorescent emission from the diffuse interstellar medium
本文提出了一个简单的解析模型，用于预测具有Plummer密度分布的弥漫星际云发出的近红外H2荧光线强度，适用于已测量H和H2柱密度且能估算峰值气体密度的视线方向。
2024-10-12 astro-ph.GA
On the rotational energy distributions of reactive, non-polar species in the interstellar medium
本文描述了星际介质中反应性同极双原子分子和离子非平衡转动能分布形成的基本模型。建立了动力学模型，计算了C2+在弥漫星际介质中所经历的条件下的转动布居。由于非极性离子与分子氢反应，但不与原子氢反应，当H2密度开始显著时，热新生旋转布居的热化将被化学反应阻止。强烈偏离当地热力学平衡的人口预测C2+在环境中，它可能是可检测的。讨论了这一结果，并计算了一个新的光谱。
2013-02-03 astro-ph.GA
Detection of TiH$_2$ molecule in the interstellar medium is less probable
TiH $^1$和TiO $^2$的鉴定是历史性的，因为钛是第一次在星际介质（ISM）中发现的。在发现TiO $_2$ $^3$之后，有一个关于二氢化钛（TiH $_2$）的搜索的明显问题。ISM中存在TiH $_2$的可能性很大，因为氢的原子丰度比氧的原子丰度大1900倍。我们已经讨论了在ISM中检测到TiH $_2$的可能性较小，尽管它具有大的电偶极矩。
2015-07-17 astro-ph.GA
The interstellar medium: from molecules to star formation
星际介质（ISM）是一种非常复杂的介质，其中包含形成恒星和行星所需的物质。ISM与辐射、湍流、磁场和引力场以及加速粒子永久地相互作用。在这种介质中发生的一切都对银河系的动力学和演化产生影响，从而将恒星尺度与银河尺度联系起来。因此，ISM的研究对于恒星和星系天体物理学的发展至关重要。在这篇文章中，我总结了我们对这种介质的物理和化学的了解，特别强调了恒星的形成，以及与恒星诞生和演化相关的过程如何与周围的环境相互关联。
2018-03-06 astro-ph.GA
Resolving the Interstellar Medium at the Peak of Cosmic Star Formation
本研究利用ALMA在1-5 kpc尺度上绘制高红移星系的分子气体与尘埃连续谱，揭示其分布差异，证明ALMA能解析早期宇宙星际介质结构，但观测解释需更谨慎。
2018-10-10 astro-ph.GA
Physical Processes in the Interstellar Medium
星际空间充满了带电粒子、原子、分子和尘埃颗粒的稀混合物，称为星际介质（ISM）。了解它的物理性质和动力学行为对天文学和天体物理学的许多领域都至关重要。星系形成和演化、恒星的形成、宇宙核合成、大型复杂的生命前分子的起源以及构成行星基本组成部分的尘埃颗粒的丰度、结构和生长，所有这些过程都与星际介质的物理学密切相关。然而，尽管其重要性，其结构和演变仍然没有得到充分的理解。观测表明，星际介质是高度湍流的，由不同的化学相组成，其特征是在所有可分辨的空间和时间尺度上的复杂结构。我们目前的数值和理论模型将其描述为一个远离平衡的强耦合系统，其中不同的组件通过复杂的反馈回路错综复杂地连接在一起。描述星际介质确实是一个多尺度、多物理场的问题。在这些课堂讲稿中，我们将介绍更好地理解星际介质所必需的微观物理学。我们回顾了大尺度和小尺度动力学之间的关系，我们认为湍流是星系演化的关键驱动力之一，我们回顾了导致致密分子云形成的物理过程，并在其内部管理恒星诞生。
2014-12-16 astro-ph.GA
Interstellar dust production, destruction and effects of dust depletion in galaxies
INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文物理与空间科学观测站）
本文综述了尘埃颗粒如何影响星际化学丰度及调控星系尘埃预算的过程，探讨了尘埃在高红移系统中的作用，并指出未来需关注高红移尘埃预算和低金属licity系统的性质研究。
2026-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova Feedback on the Interstellar Medium and Star Formation
超新星是能量最大的恒星事件，它通过气体动力学和能量学影响着星际介质。因此，两者都对恒星的形成产生积极和消极的影响。在本文中，我们回顾了研究的复杂性的发展，旨在了解超新星及其释放的热气与恒星形成的分子云之间的交换。本文从分析研究出发，研究了超新星从超泡尺度反馈到星系结构的数值模型。我们还讨论了恒星形成和超新星能量转移效率的参数化。由于从星际介质到星系的演化模型有很多，并且应用了这些参数的多种配方，因此这里只能讨论一些有代表性的研究。
2010-12-19 astro-ph.GA
Influence of galactic arm scale dynamics on the molecular composition of the cold and dense ISM III. Elemental depletion and shortcomings of the current physico-chemical models
本文研究了星际介质中的元素损耗。我们结合了银河系模型的结果，描述了致密核形成过程中的气体物理条件与全气体颗粒化学模型。在扩散和稠密介质之间的过渡期间，最初在气体中的原子元素的储存器逐渐在尘埃颗粒上耗尽（对于那些离子来说，有一个中和阶段）。当密度大于100 cm $^{-3}$时，该过程变得有效。如果致密材料回到扩散状态，这些元素又回到气相，因为冰上分子的光离解，然后从颗粒上热解吸。对于密度低于10 cm $^{-3}$的颗粒或气相中的分子形式，颗粒上没有残留物。一个例外是氯，它在低密度下有效地转化。我们现有的气体颗粒化学模型不能再现在扩散介质中观察到的原子的耗尽，除了Cl，其气体丰度遵循在密度小于10 cm $^{-3}$的介质中观察到的气体丰度。这表明关键的过程（可能涉及化学吸附和/或冰辐射深刻改变冰的性质）缺失。
2020-07-23 astro-ph.GA
Bent Radio Jets Reveal a Stripped Interstellar Medium in NGC 1272
我们报道了在英仙座星系团的成员椭圆星系NGC 1272中发现的弯曲双喷流。喷流的曲率半径约为2千秒差距，远小于星系的半光半径约11千秒差距。这种弯曲很可能是冲压压力的结果，并表明星团内气体进入星系深处，NGC 1272的星际介质已经被显著移除。对周围星系团内介质的X射线观测使我们能够限制喷流内的压力。我们发现，通常用于解释其他射流的均分的标准假设低估了射流中的压力的一个因素~30。
2014-05-26 astro-ph.GA
Formation of star-forming clouds from the magnetised, diffuse interstellar medium
分子云是星系中恒星的诞生地，由星际介质（ISM）中弥漫的原子气体动态形成。ISM还被对其动态特性有很大影响的磁场穿过。特别是，恒星形成区必须是磁超临界的，以便容纳可能在自身重量下坍缩的气体团。基于三维磁流体力学（MHD）模拟的参数研究，我们表明，长期存在的问题，如何产生这样的超临界区仍然是一个悬而未决的问题。
2015-09-11 astro-ph.GA
Interstellar medium and star formation
本文介绍了星际介质与大质量恒星形成过程，指出通过现代望远镜观测不同空间尺度的星际结构，恒星形成研究必须以多光谱和空间多尺度的方式进行。
2024-03-20 astro-ph.GA
Models of Diffuse Hα in the Interstellar Medium: The Relative Contributions from In Situ Ionisation and Dust Scattering
利用光电离和尘埃散射的三维蒙特卡罗辐射传输模型，我们探讨了在银河系和其他星系的星际介质中观察到的广泛扩散的H $α$发射的不同组成部分。我们调查的相对贡献的H $α$从电离气体和H $α$，起源于H{ \sc ii}地区附近的银河系中平面和散射的弥漫星际介质的高海拔尘埃的复合发射。对于辐射传输模拟，我们考虑两种几何形状的星际介质：一个三维分形几何，再现了银河系中的氢推断的平均密度结构，和密度结构从磁流体动力学模拟的超新星驱动的湍流星际介质。虽然一些视线接近H{ \sc ii}区域可以由散射光占主导地位，但总体而言，我们发现在我们的模拟中，总H $α$强度的不到$\sim 20\%$可以归因于尘埃散射。我们的研究结果的散射H $α$的相对贡献是一致的，与以前的观测和理论分析。我们还调查了尘埃散射和原位电离的高密度尘埃云的扩散气体的相对贡献。在这些部分电离云中的尘埃散射对H $α$的总强度贡献了$\sim 40\%$。
2014-11-21 astro-ph.GA
Review of important reactions for the nitrogen chemistry in the interstellar medium
天体化学模型的预测强烈依赖于模拟中使用的反应速率系数。我们回顾了致密星际介质中含氮物种化学的一些关键反应，并提出了新的反应速率系数。评论的细节以与每个反应相关的表格的形式给出。新推荐的速率系数具有不确定性和有效温度范围，并将纳入KIDA（kida.obs.u-bordeaux1.fr）。
2013-10-16 astro-ph.GA
About Metallicity Variations in the Local Galactic Interstellar Medium
在本文中，我们讨论和面对最近的结果金属丰度变化的本地星际介质，从HII地区和中性云的银河系薄盘的观测，并比较它们与最近的高质量的金属丰度测定的其他示踪剂的化学成分的星际介质的B型星，经典造父变星和年轻的集群。我们发现，金属丰度的变化，这些最后一类的对象是相互一致的，并与获得的HII地区，但显着小于中性云。我们还讨论了存在大量的低金属丰度云的大金属丰度变化在当地的银河系薄盘的可能起源。我们发现，这样的假设似乎并不兼容：（a）什么是预测的气体混合在星系盘的理论研究，和（b）的模型和观测的金属丰度的高速云和它的演变，因为它们与周围的介质混合，在他们的银河平面上的下降。我们的结论是，大多数的证据有利于在太阳附近的星际介质的化学成分是高度均匀的。
2022-04-26 astro-ph.GA
The Interstellar Medium White Paper
星际介质是星系演化的引擎室。虽然我们对ISM内的条件了解很多，但许多重要的领域仍然有待解释，包括ISM导致恒星形成的各个阶段的形成和演化，以及它在重要天体物理过程中的作用。本文讨论了几个基本的科学问题，将它们与当前的活动和能力，以及未来的能力，需要在未来十年的进步。澳大利亚有一个充满活力的研究界，致力于研究星际介质。这次讨论特别强调澳大利亚作为更广泛的国际努力的一部分，参与推动它们的工作。本白皮书中概述的特定科学计划包括分子云的形成、银河核的ISM、伽马射线和宇宙射线的起源、高质量恒星和团簇形成、致密分子介质、星系演化和扩散原子介质、超新星遗迹、磁性和湍流在银河生态中的作用以及空间中复杂的有机分子。
2013-12-17 astro-ph.GA
Self-consistent grain depletions and abundances I: The Orion Nebula as a test case
星际介质中的原子物种主要通过耗尽而从气相过渡到尘埃。在这项研究中，我们检查是否有任何变化的谱线比预测的猎户座H II区域的光电离模型时，根据最近发表的模型的尘埃贫化程度改变。我们使用的方程和参数发表在以前的作品，为了简化云内耗尽丰度的计算。我们的目标是让CLOUDY用户能够使用输入文件中的单个参数来改变消耗水平。这使得有可能更有效地探索对大范围消耗的预测。最后，我们讨论了猎户座星云的模型时，以这种方式操纵的程度的耗尽所获得的结果。我们发现，线比的强度显着影响到尘埃颗粒的消耗。此外，我们发现调整尘埃丰度以及耗尽会影响整个H II区域H $^+$层的结构和总体温度。
2022-03-30 astro-ph.GA
The Interstellar Medium of Dwarf Galaxies
矮星系是迄今为止宇宙中数量最多的星系，其性质与它们更大、更明亮的表亲大不相同。这篇评论的重点是物理和化学性质的星际介质的那些矮星，是已知的主机显着数量的气体和尘埃。将讨论中性和电离气体成分和尘埃的影响，以及这些来源中存在活性核的初步迹象。宇宙学的影响也得到了解决，考虑到原始氦丰度和相似的年轻，有时原星系源在早期宇宙的本地绿豆星系。
2022-02-16 astro-ph.GA
O vi in the local interstellar medium
本文报道了FUSE卫星观测到的80颗热DA白矮星光谱中O-VI吸收的搜寻结果。我们已经进行了详细的分析的径向速度的星际和（如果存在）恒星吸收线的整个样本的恒星。在大约35%的情况下（探测到光球物质），星际和光球成分之间的速度差低于FUSE摄谱仪的分辨率。因此，在这些恒星的65%的星际和光球的贡献可以分离和性质的O VI组件明确确定。此外，在其他例子中，光谱的信噪比很高，没有发现光球物质，任何检测到的O VI都被认为是星际的。在Oegerle等人（2005）和Savage & Lehner（2006）早期工作的基础上，我们增加了星际O VI的探测数量，并首次将它们的位置与软X射线背景发射和本地星际介质内中性气体分布的新详细地图进行了比较。我们没有找到强有力的证据来支持OVI和SXRB排放之间的空间相关性。除了少数情况外，星际O VI都位于或超出了当地空腔的边界。因此，负责OVI吸收的任何T ~ 300，000 K的气体可以驻留在腔和周围介质之间的界面处或驻留在该介质本身中。因此，它似乎有更少的O VI轴承气体比以前所说的内部稀薄区域内的本地星际空腔。
2010-09-24 astro-ph.GA
Molecular excitation in the Interstellar Medium: recent advances in collisional, radiative and chemical processes
我们回顾了星际介质中的不同激发过程
2013-10-30 astro-ph.GA physics.chem-ph
Spatial correlations of Si III detections in the local interstellar medium
自从天文摄影学的发展以来，我们知道太阳即将离开本地星际云（LIC）。迄今为止，由于其罕见的吸收特征和缺乏合适的邻居目标，LIC界面已被证明是难以捉摸的广泛调查。比较发现在litterature随着3个新的sigtlines的Si III检测的空间分布，我发现，大多数检测似乎是从一个圆锥体的轴平行于LIC日心速度矢量。我解释这个结果作为一个证据，日光层实际上是相互作用的LIC前沿。
2017-12-14 astro-ph.GA
Molecular cooling in the diffuse interstellar medium
我们使用一个简单的星际气体的热和化学演化的单区模型来研究分子氢（H2）是否曾经是温暖的、弥漫的星际介质（ISM）的重要冷却剂。我们表明，在太阳的金属丰度，H2冷却是不重要的，ISM的热演化是由金属线冷却为主。然而，在金属丰度低于0.1 Z_solar时，低密度气体的金属线冷却很快变得不重要，H2可以成为主要的冷却剂，即使其在气体中的丰度仍然很小。我们调查所需的条件，以H2占主导地位，并表明，它提供了显着的冷却，只有当星际辐射场强度的气体密度的比率是小的。最后，我们证明了我们的结果是不敏感的气体的初始部分电离的变化或存在于低金属丰度ISM中的尘埃的性质的不确定性。
2013-09-25 astro-ph.GA
Interstellar Polarization Survey II: General Interstellar Medium
磁场遍布整个银河系，对恒星形成过程的几个阶段的调节和宇宙射线的传输至关重要。解开它的性质，如强度和拓扑结构，是一个观测挑战，需要结合不同的和互补的技术。由于非球形尘埃颗粒的吸收，星光的偏振提供了一个独特的信息源，在光学波段的星际磁场。这项工作介绍了第一次分析的一个新的目录的光学观测的线性偏振星光在弥漫的星际介质（ISM），星际偏振调查，一般ISM（IPS-GI）。我们使用了IPS-GI的数据，集中在漫射介质中的38个领域的视线采样。这些区域的大小约为0.3 $^{\circ}$乘0.3 $^{\circ}$，每个区域平均包含$\sim1000$星。IPS-GI星表对40000多颗恒星进行了偏振测量，其中18000多颗恒星有${P}/σ_{P} > 5$。我们增加了距离和其他参数从辅助目录超过36000这些恒星。我们分析了10516颗恒星的高质量子样本（即每个场的$\sim275$恒星）的参数分布和参数之间的相关性。正如预期的那样，偏振度往往会随着消光而增加，在更远的距离或更低的绝对银河纬度处产生更高的偏振值。此外，我们发现了大规模有序的银河系磁场的证据。
2022-12-12 astro-ph.GA
The Hot Interstellar Medium
本文综述了恒星形成与早型星系中星际热介质的起源与维持机制，通过X射线观测与理论分析揭示其作为星系演化关键诊断工具的作用。
2022-05-05 astro-ph.GA
Depletion and fractionation of nitrogen in collapsing cores
对太阳系彗星的氮同位素比率的测量显示一个恒定值，约为140，比原太阳比率低三倍，这是一个非常显着的差异，仍然无法解释。在坍缩的早期阶段，对静止的无星核的观测证实了理论上的预期，即在星际条件下，氮的分馏对大多数物种来说是微不足道的。然而，在N2 H+中观察到的同位素比率与模型预测不同。我们对氮的同位素库如何演变的理解存在这些差距，从星际云到彗星，更普遍地说，到原太阳星云，可能源于星际氮化学中的缺失过程或误解。到目前为止，在无星核的氮分馏的理论研究已经解决了准静态阶段的演变，使动力学崩溃的同位素比的影响是未知的。本文通过气相和颗粒吸附和脱附反应研究了前星核引力坍缩过程中14 N和15 N的分馏。最初的化学条件，这是在稳定状态下获得后，通常是几个百万年，在气相中的分馏程度低，与早期的研究。然而，在崩溃过程中，14 N-和15 N-含物种到颗粒上的吸附的差分速率导致增强的15 N：14 N比，更好地与观测结果一致。此外，我们发现的行为的差异，随着密度的增加，在不同的物种的同位素比。根据L183中的CO丰度曲线，我们发现坍缩必须发生在大约一个自由落体时间尺度上[见PDF文件的结尾]。
2020-09-14 astro-ph.GA
Effects of grain growth mechanisms on the extinction curve and the metal depletion in the interstellar medium
尘埃颗粒在星际云（特别是分子云）中通过吸积和凝聚而变大。在这里，我们的模型和测试这些过程中，通过检查的一致性与所观察到的变化在银河系中的消光曲线。我们发现，如果我们简单地使用在以前的研究中使用的参数，该模型无法解释的远紫外消光曲线的平坦化大$R_V$（消光曲线的平坦度）和碳凸的存在，即使在平坦的消光曲线。这种差异可以通过采用“调整”模型来解决，其中含碳粉尘的凝聚效率较低（系数为2），而硅酸盐的凝聚效率在去除凝聚阈值后更高。如果吸积和凝聚的持续时间大于100（n_H/10^3 cm^{-3}）^{-1} Myr（其中n_H是云中氢核的数密度），则调谐模型也与硅耗尽（吸积的指标）和$R_V$之间的关系相一致。我们还研究了每个消光曲线特征（UV斜率，远紫外曲率和碳块强度）和$R_V$之间的关系。UV斜率和$R_V$之间的相关性是三种相关性中最强的，被调谐的模型很好地再现。对于远紫外曲率和碳碰撞强度，观测数据位于调整后的模型和未经调整的原始模型之间，这意味着观测数据中的大散射可以通过对凝聚效率的敏感响应来解释。调谐模型的整体成功表明，吸积和凝聚是有前途的机制，在银河系中产生的消光曲线的变化，虽然我们不排除其他尘埃加工机制改变消光曲线的可能性。
2013-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Glycine in the interstellar medium revisited: Resolving conformational complexity kinetically
Atlantic Technological University, ATU（大西洋理工大学）；University of Galway（高威大学）
本文通过计算量子隧穿速率，解析甘氨酸在星际介质低温下的构象转化动力学，为探测这一关键氨基酸提供策略建议。
2026-09-16 astro-ph.GA
Thermal damping of Weak Magnetosonic Turbulence in the Interstellar Medium
我们提出了一个通用的机制，压缩波的热阻尼在星际介质（ISM），由于辐射冷却发生。我们解决了磁声波的色散关系在两个流体（离子中性）系统中，密度和温度相关的加热和冷却机制。我们使用这种色散关系，除了非线性湍流级联的解析近似，弱磁声湍流模型耗散。我们表明，在某些ISM条件下，磁声湍流的截止波长变得几十到几百倍大时，热阻尼被添加到定期的离子中性阻尼。我们还进行了数值模拟，证实了这种效果有显着的影响级联压缩波模式。
2021-11-11 astro-ph.GA
The Interstellar Medium and Star Formation in Dwarf Galaxies
本文简要回顾了我们对矮星系中与恒星形成活动相关的星际介质（ISM）性质的了解。在这些物体中，ISM的主要阶段是什么？这些相的性质如何依赖于星系的性质？我们对它们的冷气含量及其与恒星形成活动的联系了解多少？在这些星系中，恒星的形成过程是否不同？恒星形成反馈在矮星系中是如何运作的？FUSE、Spitzer、Herschel和Fermi等天基设施以及SOFIA和ALMA等天文台提供的观测数据使我们能够在理解这些问题方面取得重大进展。
2018-10-12 astro-ph.GA
Evolution and lifetime of transient clumps in the turbulent interstellar medium
我们研究了稠密团簇的演化过程，并证明了稠密团簇的存在不受团簇穿越时间的限制。我们认为团簇的寿命是由大尺度上的湍流运动决定的，并预测了团簇寿命与其柱密度的相关性。我们使用数值模拟，并成功地测试这种关系。此外，我们研究了形态的不对称性和磁化的团块作为其质量的函数。
2011-04-11 astro-ph.GA
The supernova-regulated ISM -- VI. Magnetic effects on the structure of the interstellar medium
我们探讨了磁场对超新星驱动的星际介质（ISM）的垂直分布和多相结构的影响，在模拟承认发电机行动。当磁场被放大到动态显著时，气体变得更冷，并且其在盘中的分布变得更均匀。我们把这归因于垂直速度的磁猝灭，这导致热气体的冷却长度减小。大尺度磁场强度的非单调垂直分布（最大值在|z| $\approx$ 300 pc处）导致低于最大值的向下压力梯度，该压力梯度作用于SN爆炸驱动的外流，同时提供高于最大值的压力支持。
2019-09-24 astro-ph.GA
