We present Wisconsin H-Alpha Mapper observations of ionized gas in the Smith Cloud, a high velocity cloud which Lockman et al. have recently suggested is interacting with the Galactic disk. Our H-alpha map shows the brightest H-alpha emission, 0.43 \pm 0.04 R, coincident with the brightest H I, while slightly fainter H-alpha emission (0.25 \pm 0.02 R) is observed in a region with H I intensities < 0.1 times as bright as the brightest H I. We derive an ionized mass of \gtrsim 3 \times 10^6 M_\odot, comparable to the H I mass, with the H^+ mass spread over a considerably larger area than the H I. An estimated Galactic extinction correction could adjust these values upwards by 40 %. H-alpha and [S II] line widths towards the region of brightest emission constrain the electron temperature of the gas to be between 8000 K and 23000 K. A detection of [N II] λ6583 in the same direction with a line ratio [N II] / H-alpha = 0.32 \pm 0.05 constrains the metallicity of the cloud: for typical photoionization temperatures of 8000-12000 K, the nitrogen abundance is 0.15-0.44 times solar. These results lend further support to the claim that the Smith Cloud is new material accreting onto the Galaxy.
我们报告的磁场与史密斯高速云的第一次检测。我们使用法拉第旋转测量史密斯云后面的河外射电源的目录，新的HI观测从绿岸望远镜，和Hα的光谱图从威斯康星州的H-阿尔法映射北方天空调查。旋转量增加了约100 rad m^（-2），这通常与减速的Hα发射有很好的相关性。我们估计沿着减速灯丝的场的视线分量的下限约为8 μG;这是由于我们对几何形状的假设而导致的下限。在史密斯云的速度下，在HI或Hα主导的视线中，没有明显的RM过剩。在史密斯云速度下发射的平滑Hα形态表明银河电离辐射场的光电离是主要的电离机制，而低速磁化电离气体的非线性形态和高（约1瑞利）Hα强度表明与银河星际介质相互作用引起的激波有关的电离过程。磁场的存在可能有助于像史密斯云这样的高速云在从星系晕移动到圆盘时的生存。我们希望这些数据提供一个测试的磁流体动力学模拟的下落气体。
我们调查的史密斯云的未来演变进行流体动力学模拟云的影响到气态银河系星系盘。我们假设云的起源是本地的，因此不包括暗物质成分来稳定它。我们的主要焦点是云对银河系的本地和全球恒星形成率（SFR）的影响，以及它是否会导致在遥远的未来可观测到的事件。我们的模型假设史密斯云的质量有两个极端，质量上限为10 $^7$ M $_{\odot}$，质量下限为10 $^6$ M $_{\odot}$，而观测值只有几个10 $^6$ M $_{\odot}$。此外，我们还作了一个保守的假设，即扩展的史密斯云的整个云质量集中在云的尖端。我们发现，低质量云的影响产生没有显着的变化，无论是全球SFR，也没有本地SFR在云的影响网站内的星系盘。对于高质量云，我们发现全球SFR的短期（大约500万年）增加高达1 M $_{\odot}$年$^{-1}$，这几乎是正常银河系SFR的两倍。这种高度局部化的星暴应该是可以观测到的。
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。
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。
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。
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）
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…
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）
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。
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）
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。
ALMA CO Observations of Supernova Remnant N63A in the Large Magellanic Cloud: Discovery of Dense Molecular Clouds Embedded within Shock-Ionized and Photoionized Nebulae
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…
