Reconciling X-ray and 21cm HI absorption gas column densities toward obscured AGN
由X射线吸收推断的氢柱密度通常比由射电强活动星系核的21 cm HI吸收推断的中性原子氢柱密度大5 - 30倍。部分差异归因于自旋温度\Tsp = 100 K的不确定性，该温度通常用于将21 cm HI HI吸收转换为N（HI）。在这里，我们提出了另一种方法来推断气体柱HI吸收。在我们的银河系中，在干涉测量的21 cm HI吸收积分\WHI \和红化之间存在几乎线性的相关性，\WHI \ $\propto$ \EBV $^{1.10}$ for \WHI \ $\ga 0.7$ \kms \ or \EBV \ $\ga 0.04$ mag.缩放\EBV \然后提供来自负责光学遮蔽和X射线吸收的相同尘埃柱的总气柱密度N（H），而不计算N（HI）。这样得到的N（H）值通常超过N（HI）4倍，因为银河系中无处不在的21 cm HI HI吸收只采样到一部分星际气体。如果以深入研究的Hydra-A案例为指导，那么即使X射线和21 cm HI气柱密度存在非常大的差异，也可以通过解析核心放射连续谱并从21 cm HI吸收推断N（H）来解释。在讨论活动星系核时，经常会提到银河系的情况，因此在银河系中看到的经验关系应该是一个相关的基准。
2020-12-08 astro-ph.GA
Hydrogen in diffuse molecular clouds in the Milky Way: Atomic column densities and molecular fraction along prominent lines of sight
最近的亚毫米波和远红外波长的观测吸收在旋转基态线的各种简单分子对遥远的银河系连续源打开了研究整个银河系扩散分子云的化学的可能性。为了计算丰度，必须知道分子和原子氢HI的柱密度。我们的目标是确定位于视线上的扩散云的氢原子柱密度，该视线朝向一个突出的高质量恒星形成区域的样本，这些区域是用赫歇尔上的HIFI仪器进行了深入研究的。基于Jansky甚大阵列数据，我们采用21厘米HI吸收线技术来构建我们的目标源的HI不透明度与径向速度的配置文件。这些配置文件相结合，较低的分辨率档案数据的扩展HI排放计算的HI柱密度的个别云沿视线。我们采用贝叶斯推断来估计导出量的不确定性。我们的研究提供了可靠的估计原子氢柱密度为大量的弥漫分子云在不同的银河系中心的距离。再加上从HIFI观测到的替代物中获得的分子氢的柱密度，这些测量结果可以用来表征云的特征，并研究它们的化学性质对分子分数的依赖性。
2017-02-20 astro-ph.GA
Estimation of C II and C II* column densities along Galactic sight-lines
我们提出了星际C II（1334.5323 <$）和C II*（1335.7077 <$）柱密度测量沿14银河视线。这些视线采样了各种各样的银河系盘环境，包括沿着视线的平均氢密度（<n（H）>）的近两个数量级的路径。其中五条视线显示了碳的超太阳气相丰度。我们的研究结果表明，这些视线上的过量碳可能是由与这些恒星相关的区域中发生的不同机制造成的。
2010-11-03 astro-ph.GA
HI-to-H2 Transitions and H I Column Densities in Galaxy Star-Forming Regions
我们提出了新的分析理论和辐射转移计算的原子到分子（HI-到-H2）的过渡，并建立了原子氢（HI）气柱，在光学厚的星际云，照射远紫外光离解辐射场。我们推导出解析表达式的总HI列密度（1D）平面板，光束或各向同性辐射场，从弱到强场的限制，渐进或尖锐的原子到分子的过渡，和任意金属。我们的表达式可以用来评估HI柱密度作为辐射场强度和H2尘埃有限的解离通量，氢气密度，和金属依赖的H2形成速率系数和远紫外尘埃颗粒吸收截面的函数。我们区分“HI-尘埃”和“H2-尘埃”的不透明度，我们目前的计算“通用H2-尘埃有限的有效解离带宽”。我们验证我们的分析公式与Meudon PDR代码计算HI-H2密度分布，和总HI列密度。我们表明，我们的一般1D公式预测HI列和H2的质量分数，基本上是相同的，发现在更复杂的（和近似）球形（壳/核）模型。我们应用我们的理论来计算氢的质量分数和恒星形成阈值的个别云在自我调节的星系盘，广泛的金属丰度。我们的公式HI柱和H2质量分数可以纳入流体力学模拟星系演化。
2015-02-27 astro-ph.GA
Non-equilibrium Ionization States Within Galactic Outflows: Explaining Their O VI and N V Column Densities
我们提出了一套一维球对称流体动力学模拟研究星系外流的原子电离结构。我们跟踪与非平衡原子化学网络，包括光电离，光加热，和离子的离子冷却的流出气体的电离状态。每一个模拟描述了一个稳态外流，它是由其质量和能量输入率，声波半径，金属丰度，紫外线通量从宿主星系和元星系背景定义的。我们发现，对于一个大范围的参数选择，材料的电离状态强烈偏离它将在光电离平衡，在冲突与通常假设的分析观察。此外，几乎所有的模型再现低N V到O VI柱密度比和相对较高的O VI柱密度观察。
2019-03-14 astro-ph.GA
Interstellar extinction and abundances of simple diatomic molecules
本文分析了在半透明视线上观测到的CN、CH和CH阳离子等双原子分子的柱密度与星际消光E（B-V）的相互关系。在这项研究中使用了五个中阶梯光谱仪，位于北半球和南半球，获得的观测材料。虽然CH、CH+的柱密度与E（B-V）相当紧密地相关，但CN的类似关系显示出很大的分散性。这一结果表明，CH和CH+分子是相当好的空间相关的星际尘埃，而CN需要另一个条件形成。CH分子与H_2密切相关，这一点已经得到证实;这一事实是有趣的，因为H_2被认为是在颗粒表面而不是在气相中形成的。
2014-07-24 astro-ph.GA
The distribution and kinematics of interstellar O~{\small VI} in the Milky Way}
We present the results of a survey of interstellar O~{ \small VI} absorption in the Milky Way (MW) towards {69} stars in the Large Magellanic Cloud (LMC) obtained with the \textit{Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE)} . The integrated MW O~{ \small VI} column densities log N(O~{ \small VI}) are in the range from 13.68 to 14.73 with a mean of {14.26 $_{-0.09}^{+0.07}$ } atoms cm $^{-2}$ . The O~{ \small VI} exponential scale height is found to be {2.28 $\pm$ 1.06} kpc. The O~{ \small VI} column density correlates with the Doppler parameter $\it b$ . The O~{ \small VI} velocity dispersi…
2016-10-04 astro-ph.GA
Neutral gas properties of Lyman continuum emitting galaxies: column densities and covering fractions from UV absorption lines
电离光子从星系逃逸到星系际介质的过程知之甚少。为了了解Lyman连续谱（LyC）光子是如何逃逸星系的，我们利用18个具有莱曼系观测的恒星形成星系的紫外HI和金属吸收线来约束HI覆盖率和柱密度。这些星系中有9个是确认的LyC发射体。我们拟合了恒星连续谱、尘埃衰减、金属和HI属性，以一致地确定紫外线衰减，以及中性氢和金属的柱密度和覆盖因子。我们使用合成的星际吸收线来探索我们测量的系统学。然后，我们将我们的方法应用到观测到的低红移和z-2星系的紫外光谱。在所有的星系中，所观测到的HI线都是饱和的。使用OI柱密度和观察到的O/H丰度的间接方法产生HI柱密度为18.6至20 cm-2。这些柱子太高了，不允许电离光子逃逸。我们发现，已知的LyC泄漏有HI覆盖分数小于单位。电离光子通过致密星际介质中的光学薄孔/通道逃逸。我们的模拟证实，HI覆盖馏分准确地恢复。的SiII和HI覆盖分数的线性比例，与观察堆叠莱曼break星系光谱在z-3。因此，通过经验校正，SiII吸收线也可以用于确定HI覆盖。最后，我们表明，一个一致的拟合尘埃衰减，连续谱和吸收线需要适当地推断覆盖部分的中性气体，并随后推断电离辐射的逃逸分数。这些测量可以估计LyC逃逸分数，正如我们在配套文件中所证明的那样。
2018-04-07 astro-ph.GA
The Carina Nebula and Gum 31 molecular complex: I. Molecular gas distribution, column densities and dust temperatures
我们报告的高分辨率观测$^{12}$ CO $(1\rightarrow0)$和$^{13}$ CO $(1\rightarrow0)$分子线的船底座星云和胶31地区获得的22米Mopra望远镜的Mopra南银河平面CO调查的一部分。我们涵盖了从$l = 285^{\circ}$到290 $^{\circ}$，以及从$b = -1.5^{\circ}$到+0.5 $^{\circ}$的8度$^2$。来自两种示踪剂的分子气柱密度分布具有相似的值范围。通过拟合一个灰体函数的观测红外光谱能量分布从赫歇尔地图，我们得到的气体柱密度和尘埃温度。气柱密度的值在$6.3\times\ 10^{20}$至$1.4\times 10^{23}$ cm $^{-2}$的范围内，而尘埃温度的值在17至43 K的范围内。在有限的气柱密度范围内，由粉尘排放得到的气柱密度近似为对数正态函数。气柱密度分布中的高密度尾部非常明显，这似乎是活跃恒星形成区域的共同特征。有区域变化的一氧化碳排放线回收的质量的分数相对于由粉尘排放跟踪的总质量。这些变化可能与辐射场强度的变化、整个观测区域的原子-分子气体比例的变化、CO分子丰度相对于H $_{2}$的差异以及组成船底座星云-Gum 31复合体的分子云的演化阶段差异有关。
2015-11-24 astro-ph.GA
Physical properties of interstellar filaments
我们分析了星际细丝的物理参数，我们描述了一个理想化的等温自引力无限长圆柱体的压力平衡与环境介质。它们的引力状态由它们的质量线密度与真空中圆柱体的最大可能值之比f_cyl来表征。平衡解仅存在于f_cyl < 1时。这个比率用于提供中心密度、半径、柱密度的轮廓、穿过云中心的柱密度和半高宽的解析表达式。的物理性质对外部压力和温度的依赖关系进行了讨论，并直接比较的情况下，压力限制等温自引力球。与最近观测到的半高宽和中心柱密度N_H（0）的比较显示出很好的一致性，并表明灯丝温度约为10 K，外部压力p_ext/k在1.5 × 10^4 K/cm ^3到5 × 10^4 K/cm ^3之间。稳定性的考虑表明，随着质量线比f_cyl接近1，星际细丝变得越来越引力不稳定。对于中间值f_cyl>0.5，不稳定性应通过压缩促进核心形成，其中间隔约为五倍半高宽。我们讨论了高质量线密度的细丝的性质及其与引力破碎和恒星形成的关系。
2012-04-16 astro-ph.GA
Interstellar Glycolaldehyde, Methyl Formate, and Acetic Acid I: A Bi-modal Abundance Pattern in Star Forming Regions
结构异构体甲酸甲酯，乙醇醛，乙酸的相对柱密度推导出了十几个位置的巨大的恒星形成区MM 1和MM 2的NGC 6334 I复杂，这是分开的$\sim$ 4000 AU。这些分子的相对柱密度也是从其他13个恒星形成区的文献中收集的。在该组合数据集中，在乙醇醛和甲酸甲酯的相对柱密度中观察到明显的双峰分布。在乙酸中没有明显的这种分布。这两种趋势由具有各种质量的恒星形成区域组成，这表明必须有一些其他的共同参数严重影响乙醇醛的形成。这表明这些核心中存在一些明显的差异;研究这些异构体的丰度可能会为各种原恒星环境中正在进行的整体化学过程提供线索。
2019-07-31 astro-ph.GA
The link between E-B polarization modes and gas column density from interstellar dust emission
最近对353 GHz星际尘埃辐射的普朗克偏振E和B模功率谱的分析提出了新的问题，即银河系前景对探测宇宙微波背景（CMB）偏振的影响以及对星际介质（ISM）的物理性质的影响。在弥漫ISM中，观察到明显的E-B不对称性，E模的功率是B模的两倍;以及总功率T与E和B模之间的正相关性，目前解释为星际物质结构与银河磁场结构之间的联系。在本文中，我们的目的是扩展普朗克分析的高纬度天空低银河系纬度，调查TEB功率谱与气体柱密度从弥漫ISM分子云之间的相关性。我们将银河系纬度|b| >5度和|b| <60度之间的天空划分为552个圆形斑块，并使用最新发布的普朗克偏振数据研究TEB功率谱和每个斑块的列密度之间的互相关。我们发现，B到E功率比（BB/EE）和TE相关比（rTE）依赖于列密度。前者从弥漫ISM到古尔德带的分子云增加，后者减少。这种系统性变化必须与ISM属性的实际变化有关。数据显示，这一平均趋势有很大的离散性。观察到BB/EE和rTE的变化对于所有柱密度都是反相关的。在扩散ISM中，这两个比率的方差与BB/EE和rTE的值固定的随机非高斯模型一致。最后，我们讨论了TB和EB与柱密度的依赖关系，但仪器噪声的阻碍。
2019-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
TreeCol: a novel approach to estimating column densities in astrophysical simulations
我们提出了TreeCol，一个新的和有效的基于树的计划来计算列密度的数值模拟。了解空间中任何位置处任何方向上的柱密度是对辐射通过计算域的传播进行建模的先决条件。因此，TreeCol形成了一种快速、近似的方法，用于在大型数值模拟中模拟辐射衰减。它在任何所需的位置构建一个HEALPix球体，并通过遍历树和将所有树节点的贡献相加来累积列密度，这些节点的视线对所考虑的像素有贡献。特别是当与广泛使用的基于树的重力求解器相结合时，新方案几乎不需要额外的计算成本。在使用$N$分辨率元素的模拟中，TreeCol的计算成本按$N \log N$缩放，而不是大多数其他辐射转移方案的$N^{5/3}$缩放。TreeCol自然地适应任意密度分布，并且易于实现和并行化。我们讨论了它的准确性和性能特点的例子，一个球形的原恒星核心和湍流的星际介质。我们发现TreeCol提供的列密度估计平均准确度超过10%。在另一个应用中，我们计算太阳附近条件下的尘埃温度，并与一个成熟的蒙特卡罗辐射传输计算的结果进行比较。我们发现这两种方法给出了非常相似的答案。我们的结论是，TreeCol提供了一个快速，易于使用，足够准确的方法来计算柱密度，与现有的基于树的重力求解器相结合时，几乎没有额外的计算成本。
2011-09-18 astro-ph.GA
Revisiting the Chlorine Abundance in Diffuse Interstellar Clouds from Measurements with the Copernicus Satellite
我们重新分析了哥白尼卫星获得的星际Cl I和Cl II光谱。这项研究的方向来自Crenny和Federman的研究，并对从原子到分子丰富的云的过渡进行采样，在那里启动了导致含氯分子的独特化学反应。我们的配置文件的合成依赖于最新的实验室振荡器的强度和组件结构，来自出版的高分辨率测量K I吸收补充钙II和Na I D的结果。我们得到自洽的结果，在1088年，1097年，和1347年的精确的列密度的Cl I线。改进后的一组结果揭示了与H2和总氢柱密度更清晰的对应关系。这些线性关系是由于在存在H2的区域中Cl^+迅速转化为Cl^0而产生的。
2011-10-03 astro-ph.GA
Far-ultraviolet Dust Extinction and Molecular Hydrogen in the Diffuse Milky Way Interstellar Medium
我们的目标是比较变化的全紫外尘埃消光曲线（912-3000埃），与HI/H $_2$ /总H含量沿弥漫银河视线，调查ISM条件和尘埃属性之间可能的联系。我们结合了现有的样本的75紫外消光曲线的基础上IUE和FUSE数据，通过紫外吸收测量的原子和分子柱密度。H $_2$柱密度数据是基于现有的莱曼-维尔纳吸收带模型从早期的工作消光曲线。编制了HI柱密度的文献值，并通过将Ly $α$配置文件拟合到存档光谱来改进23颗恒星的HI柱密度。我们发现H $_2$柱和远紫外消光之间有很强的相关性，其根本原因是H $_2$和远紫外上升特征的强度之间存在线性关系。这种消光不与HI成比例，而总H柱与$A(V)$成比例最好。因此，远紫外线上升的载体与分子气体相一致，并通过将紫外线消光特性与分子分数进行比较来显示进一步的联系。气体消光比$N(\rm{H})/A(V)$的变化与紫外光消光比相关，我们推测这可能是由于凝结或破碎的影响。根据H $_2$温度，发现最强的远紫外线上升强度出现在较冷和较密集的视线。
2022-10-12 astro-ph.GA
Exploring the pattern of the Galactic HI foreground of GRBs with the ATCA
伽马射线暴（GRB）的余辉可以让我们对它的宿主星系的性质有价值的了解。为了正确地解释余辉光谱，我们需要对我们银河系中的前景星际介质（ISM）有很好的了解。校正前景的通常做法是使用莱顿/阿根廷/波恩（LAB）调查的中性氢（HI）数据。然而，单皿数据的差的空间分辨率可能对导出的柱密度具有显著影响。为了研究这一点，我们提出了新的高分辨率HI观测与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对4伽玛暴。我们结合干涉ATCA数据与单碟数据从银河系全天巡天（GASS），并得出新的银河系HI柱密度对伽玛暴。我们使用这些新的前景柱密度，以适应雨燕XRT X射线光谱和计算新的固有的氢柱密度值的伽玛射线暴宿主星系。我们发现，新的ATCA数据显示更高的银河HI柱密度相比，以前的单碟数据，这导致在较低的固有列密度的主机。我们研究了伽玛暴附近的视线光学深度，发现它对其中一个伽玛暴可能是不可忽略的，这表明其宿主星系的内禀氢柱密度可能更低。此外，我们比较我们的结果来自远红外数据的列密度，并找到一个合理的协议与HI数据。
2019-09-02 astro-ph.GA
Ubiquitous argonium (ArH$^+$) in the diffuse interstellar medium -- a molecular tracer of almost purely atomic gas
我们描述了一个以前未识别的星际吸收线ArH $^+$的分配，并讨论其相关性的背景下，氢化物吸收扩散气体中具有低H $_2$分数。在化学模型的框架下，确定并讨论了沿几条视线的柱密度。ArH $^+$的柱密度进行比较，与其他物种，跟踪星际介质（ISM）组件与不同的H $^+$丰度。考虑到紫外辐射和宇宙射线电离，建立了化学模型。由于检测到两种同位素体，$^{36}$ ArH $^+$和$^{38}$ ArH $^+$，我们对ArH $^+$的载体分配有信心。未检出NeH $^+$，限度为[NeH $^+$ ]/[ArH $^+$ ] $\le$ 0.1。导出的柱密度与化学模型的预测吻合得很好。ArH $^+$是一种独特的气体示踪剂，其HPDMATHABMN丰度分数为$10^{-4}- 10^{-3}$，与HPDMATHABMN O $^+$几乎没有相关性，后者示踪HPDMATHABMN丰度分数为$\approx $ 0.1的气体。仔细分析的ArH $^+$，OH $^+$，H $_2$ O $^+$和HF柱密度的变化有望成为一个忠实的示踪剂的H $_2$分数丰度的分布，提供了独特的信息，在星际物质的周期中，其过渡从原子扩散气体到致密的分子气体跟踪CO排放。这些物种的丰度对星际介质的磁流体动力学（MHD）模拟提出了强有力的观测约束，并可能演变成一种工具来表征ISM。有利的是，ArH $^+…
2014-04-14 astro-ph.GA
On the Absence of High Metallicity-High Column Density Damped Lyman Alpha Systems: Molecule Formation in a Two-Phase Interstellar Medium
我们认为，缺乏观察到的阻尼莱曼α（DLA）系统，同时具有高HI列密度和高金属性的结果自然从形成的分子在冷相的两相原子介质中的压力平衡。我们的结果同样适用于扩散系统中的紫外线辐射场主要是由河外背景和密集的恒星形成的，其中本地辐射场可能是数量级更高。我们指出，需要这样的辐射不敏感模型来解释使用伽马射线暴余辉观察到的DLA中不存在高柱-高金属丰度系统，因为这些系统可能会受到伽玛射线暴宿主星系中活跃恒星形成产生的强辐射场的影响。此外，我们发现，在DLAs中的最大原子气柱之间的关系设置了一个坚定的上限，在这些系统中，可以在温暖的，扩散相的质量分数。最后，我们认为，我们的结果解释了观察到的缺乏原位恒星形成DLA系统。
2009-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
[12CII] and [13CII] 158 mum emission from NGC 2024: Large column densities of ionized carbon
背景：我们使用[12 CII]和[13 CII]观测分析了NGC 2024 HII区域和分子云界面。目的：我们试图深入了解分子云和HII区之间的界面层的物理结构。方法.在158 μm处观测到的高空间和光谱分辨率的[12 CII]和[13 CII]发射使我们能够研究电离锋的详细结构，并估计PDR中电离碳层的柱密度和温度。结果：[12 CII]发射密切遵循8妈妈的连续分布。在大部分的源，谱线有两个速度峰值类似于罕见的CO同位素线。[13 CII]发射在边缘电离前沿附近被检测到。它只有一个单一的速度分量，这意味着[12 CII]线的形状是由自吸收引起的。在[13 CII]中观察到的异常超精细线强度比尚不能解释。结论：我们对这两种同位素的分析结果表明，在发射[CII]线的气体中，总柱密度为N（H）~1.6 \times 10^23 cm^-2。这种气体的大部分必须处于几百K的温度下。自吸收是由温度较低（T<=100 K）的前景成分引起的，其柱密度为N（H）~10^22 cm^-2。
2012-03-09 astro-ph.GA
CH3-Terminated Carbon Chains in the GOTHAM Survey of TMC-1: Evidence of Interstellar CH3C7N
我们报告了一个系统的研究，所有已知的甲基碳链对TMC-1使用的第二次数据发布的GOTHAM调查，以及寻找更大的物种。使用马尔可夫链蒙特卡罗模拟和谱线叠加的30多个旋转跃迁，我们报告统计上显着的发射甲基氰基三乙炔（CH $_3$ C $_7$ N）在4.6 $σ$的置信水平，并使用它来推导出一个列密度为${\sim}$ 10 $^{11}$ cm $^{-2}$。我们还搜索了相关物质甲基四乙炔（CH $_3$ C $_8$ H），并对该分子的柱密度设置了上限。通过对所有其他先前检测到的具有发射谱线的甲基封端碳链进行上述统计分析，我们评估了TMC-1中甲基多炔（CH 3 C $_{2n}$ H）和甲基氰基多炔（CH 3 C $_{2n-1}$ N）的丰度、激发条件和形成化学，并将其与化学模型的预测进行比较。根据我们观察到的趋势，在列密度和相对人口的A和E核自旋异构体，我们发现，甲基多炔和甲基氰基多炔家族表现出明显的差异彼此，指向独立的星际形成途径，这是证实通过气体颗粒化学模拟鹦鹉螺。
2022-01-14 astro-ph.GA
Environmental Effect on the Interstellar Medium in Galaxies across the Cosmic Web at z=0.73
利用ALMA尘埃连续谱对COSMOS场中101个$\log(\mathrm{M}_* / \mathrm{M}_\odot)$ > 9.5的星系进行了观测，研究了z ~ 0.7处环境对星际介质的影响.在这个红移，我们的目标跨越了广泛的环境，允许不同的星系样本的密度，$Σ$ = 0.16-10.5 Mpc $^{-2}$（每$Δ$ z = 0.024）。使用ALMA观测，我们计算总ISM质量和寻找耗尽作为星系密度的函数，以了解淬火或触发恒星形成的星系在不同的环境。ISM质量被发现有一个小的依赖环境，而耗尽的时间尺度保持不变（~200万年）在所有环境。我们发现ISM质量值升高在中间密度和较低的值在高密度相比，低（场）密度。我们在这个单一的红移切片中观察到的气体分数随密度的演化相当于在2-3 Gyr内观察到的随宇宙时间的演化。为了解释在中等和高密度星系中看到的气体质量分数的变化，这些结果表明，环境过程，如合并和冲压压力剥离可能在密集的星系团环境中发挥作用。
2019-02-21 astro-ph.GA
Modeling CO Emission: I. CO as a Column Density Tracer and the X-Factor in Molecular Clouds
理论和观测研究表明，一氧化碳（CO）的丰度是非常敏感的气体介质的固有属性，如密度，金属，和背景紫外光场。为了准确地解释CO观测结果，重要的是要了解CO如何追踪气体，在分子云（MC）中主要是分子氢（H2）。Glover和Mac Low最近的流体动力学模拟明确地遵循了在不同条件下模型MC中分子的形成和破坏，证实了CO的形成强烈依赖于云的性质。相反，H2的形成主要由MC的年龄决定。我们应用辐射转移计算这些MC模型，以研究CO线发射的性质。我们专注于综合CO（J=1-0）的强度出现从个别的云，包括其关系的总，H2，CO柱密度，以及“X因子”，H2柱密度CO强度的比率。具有高CO丰度的模型在足够大的反射率下具有约65 K km/s的CO强度阈值。低CO丰度的云没有这样的强度阈值。H2柱密度的分布很好地描述为对数正态函数，尽管CO强度和柱密度的分布通常不是对数正态的。一般情况下，积分强度的PDF不遵循CO柱密度的分布函数。在类银河系条件下，X因子与观测确定的近似常数值一致。在CO丰度较低的云中，X因子可能会有明显的变化-有时超过4个数量级。在具有高密度的模型中，CO线完全饱和，因此X因子与分子柱密度成正比。
2010-12-15 astro-ph.GA
Profiles of interstellar cloud filaments. Observational effects in synthetic sub-millimetre observations
亚毫米观测表明，星际云的细丝具有相当均匀的宽度，可以用所谓的普卢默轮廓来描述。细丝轮廓的形状与它们的物理状态有关。在对观测到的气柱密度廓线作出结论之前，我们必须评估观测的不确定性。我们想估计的偏差，可能会导致从辐射转移的影响或从submm灰尘发射率的变化。我们使用磁流体动力学模拟得到的云模型，并进行辐射转移计算，以产生亚毫米辐射图。根据合成观测值估计柱密度。对于选定的长丝，估计的配置文件进行比较，从原来的列密度。灰尘属性的空间变化可能产生的影响进行了研究。由于赫歇尔观测中的仪器噪声，附近云层的参数正确率在百分之几以内。辐射转移效应对结果的影响很小。如果信噪比降低四倍，则误差变得显著，并且对于一半的被检查细丝，值不能被约束。误差与云的距离成比例地增加。假设赫歇尔仪器的分辨率，模型细丝几乎没有解决在~400 pc的距离和在普卢默函数的参数的误差是百分之几十。普卢默参数，特别是幂律指数p，是敏感的噪声，但可以确定具有良好的精度使用赫歇尔数据。必须小心可能的视线混乱。在我们的模型中，在列密度图中看到的大部分细丝在三维中不是连续结构。
2012-07-16 astro-ph.GA
Small-scale structure in the interstellar medium: time-varying interstellar absorption towards κ Velorum
本文报道了利用英澳望远镜上的超高分辨率设备对随时间变化的星际吸收向κ Vel方向的超高光谱分辨率观测。得到了星际Ca I、Ca II、K I、Na I和CH的探测值，同时报道了C_2的柱密度上限。结果显示，自4年前观测以来，K I和Ca I的柱密度持续增加，因为恒星的横向运动使其垂直于视线约10 AU。谱线轮廓模型拟合的光谱和两个主要的窄组分（A和B）被确定为所有物种除了CH。柱密度N（KI）被发现增加了82 + 10 - 9%之间1994年和2006年，而N（Ca I）被发现增加了32 +-5%，在较短的时间内2002-2006年。谱线宽度用于限制动力学温度T_k，A < 671 + 18 - 17 K和T_k，B < 114 + 15 - 14 K。电子密度由Ca I / Ca II比值决定，而Ca I / Ca II比值又将总数密度的下限设为n_A > 7 * 10^3 cm^-3和n_B > 2 * 10^4 cm^-3。根据Ca I / K I比值估计钙消耗。与贝尔等人（2005）的化学模型进行比较，证实了高的数密度，最佳拟合模型的数密度为n = 5 * 10^4 cm^-3。对这颗恒星的弥漫星际带（DIB）的第一次测量是在两个时期进行的，但在大约9年的时间里，它们的变化只有<40%的上限。DIBs对于测量的E（B-V）来说异常微弱，似乎表现出与猎户座相似的行为。λ578…
2012-10-30 astro-ph.GA
Simple hydrogen-bearing molecules in translucent molecular clouds
我们证明了简单分子CH，CH $^{+}$，H $_{2}$和OH的柱密度之间的关系。H $_{2}$、CH和OH分子似乎占据相同的环境，因为它们的柱密度之间有紧密的关系。与此相反，CH $^{+}$柱密度与其他简单分子的柱密度不相关。
2014-11-19 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
Abundances and rotational temperatures of the C2 interstellar molecule towards six reddened early-type stars
利用欧洲南方天文台紫外和目视中阶梯摄谱仪获得的高分辨率（~85000）和高信噪比（~200）光谱，我们测定了C2在6条银河系视线上的星际柱密度，E（B-V）范围为0.33~1.03。为了我们的目的，我们确定并测量了属于（1，0），（2，0）和（3，0）菲利普斯带A1 u-X1 + g的吸收线。我们报告了对HD 147889的C2（4，0）Phillips系统的几条谱线的识别。将生长曲线法应用于等效宽度，以确定C2的各个旋转能级的列密度。从转动图中提取激发温度。介入分子云的物理参数（如气体动力学温度和碰撞伙伴的密度）进行了估计，通过与C2激发的理论模型进行比较。
2010-09-27 astro-ph.GA
The OVI mystery: mismatch between X-ray and UV column densities
银河系和河外视线的紫外光谱经常显示OVI吸收线在一个范围内的红移，并从各种来源，从银河系环星系介质活动星系核流出。在X射线光谱（λ =22.03 AA）中也观察到内壳OVI吸收，但是从X射线线推断的柱密度始终大于从UV线推断的柱密度。在这里，我们提出了一个解决方案，这种差异的z=0系统。在X射线光谱中，位于562.40 eV（=22.04 AA）处的OII K-β线^4S^0 -->（^3D）3 p ^4P与OVI K-α线混合。我们估计的强度，这OII线在两种不同的方式，并表明，在大多数情况下，OII线占整个混合线。在某些情况下存在的少量OVI等效宽度具有与UV值完全一致的列密度。然而，这种解决OVI差异的方法并不适用于像活动星系核外流这样的高柱密度系统。我们讨论了其他可能的原因来解释它们的UV/X射线不匹配。OVI和OII谱线将通过拟议的Arcus任务和Lynx概念任务上的光栅来分辨，并且不仅可以在z=0处而且还可以在更高的红移处检测到弱OVI谱线。
2017-11-08 astro-ph.GA
First interstellar detection of OH+
利用阿塔卡马探路者实验（APEX）12 m望远镜和CHAMP+外差阵列接收机，观测了909.1588 GHz处OH+的N = 1 - 0，J = 0 - 1基态跃迁。两个混合的超精细结构跃迁被检测到吸收对强连续源人马座B2（M）和在几个像素偏移18 "。在-116~38.5 km/s的速度范围内，观测到了来自银河系中心气体的吸收以及来自居间旋臂中弥漫云的吸收。吸收气体的总OH+柱密度为2.4 \times 10^15 cm-2。在Sgr B2（M）附近发现了2.6 \times 10^14 cm-2的柱密度，在中间视线上，每单位速度层的柱密度在1~40 \times 10^12 cm-2/（km/s）之间。OH+被发现平均比其他离子如SH+和CH+更丰富。OH和原子氧与OH+的绝对比值分别为10^1 - 2和10^3 - 4。检测到的吸收的连续速度范围内的视线显示OH+是一个丰富的组成部分弥漫云。
2010-05-27 astro-ph.GA
On estimating the atomic hydrogen column density from the H I 21 cm emission spectra
氢原子基态的21 cm超精细跃迁是探测宇宙中性气体含量的有力工具。几十年来，这种射频跃迁一直被常规地用于观测银河系星际介质和河外源中的HI的发射和吸收。然而，一般来说，从这些观测结果中推导出物理相关参数（如温度、密度或柱密度）并非易事。在这里，我们已经考虑了从HI 21 cm发射光谱中估算柱密度的问题，该发射光谱用于具有不可忽略的光学深度和不同温度下的气体混合的视线。复杂的辐射转移和缺乏关于气体云沿视线的相对位置的知识通常使得不可能唯一地分离组分，并且阻碍了在这种情况下对柱密度的可靠估计。基于观测到的21 cm亮温与光学厚度之间的相关性，我们提出了一种仅利用21 cm发射光谱获得HI柱密度无偏估计的方法。该方法进一步用于大样本研究中性星际介质的自旋温度。
2018-07-30 astro-ph.GA
A Probabilistic Model to Estimate Number Densities from Column Densities in Molecular Clouds
提出一种概率模型，将分子云视线方向的总氢核柱密度分解为湍流和引力主导分量，从而从柱密度图估计局部数密度，并成功应用于预测Taurus等云的谱线发射。
2025-03-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
A Model for Line Absorption and Emission from Turbulent Mixing Layers
湍流混合层在多相气体中普遍存在。它们可以潜在地解释高离子（如O VI）的观测结果，尽管冷却时间短，但这些离子具有显着的观察到的柱密度。以前，我们表明，全球质量，动量和能量转移介导的TML阶段之间的热传导或数值分辨率的细节是不敏感的。相比之下，我们在这里表明，如温度分布，列密度和线比的观测值是敏感的，这样的考虑。我们解释了这种差异的原因。我们开发了一个处方应用一个简单的一维传导冷却前模型，定量再现3D流体动力学模拟结果的列密度和线比，即使当TML具有复杂的分形结构。这使得在大规模模拟中能够进行亚网格吸收和发射线预测。预测的线比与观测结果吻合良好，而观测到的柱密度需要沿视线穿透许多混合层。
2021-08-31 astro-ph.GA
Abundances and Depletions of Neutron-Capture Elements in the Interstellar Medium
本文对星际介质中中子俘获元素的气相丰度和耗尽行为进行了广泛的分析。列密度（或上限的列密度）的Ga II，Ge II，As II，Kr I，Cd II，Sn II和Pb II的确定为69视线与高和/或中等分辨率的档案光谱与太空望远镜成像光谱仪上的哈勃太空望远镜获得的样本。在我们的分析中包括了另外59条在文献中报道的具有柱密度测量的视线。根据Jenkins（2009年; arXiv：0905.3173）开发的方法得出了表征元素消耗趋势的参数。(In在附录中，我们给出了轻元素B的类似耗尽结果。）Ga和Ge表现出的耗尽模式符合预期的基础上获得的许多其他元素的耗尽结果。砷的消耗比预期的要少得多，它在低消耗视线中的丰度甚至可能是超级太阳能。我们证实了Jenkins（2009; arXiv：0905.3173）先前的发现，即Kr的消耗随着总体消耗水平从一个视线到另一个视线的增加而增加。镉没有显示出这种日益枯竭的迹象。我们发现一个显着的分散量的气相丰度的锡和铅。对于锡，至少，分散可能是真正的内在丰度变化的证据，由于S-过程富集与ISM中的低效率混合相结合。
2018-03-03 astro-ph.GA
Not So Heavy Metals: Black Hole Feedback Enriches The Circumgalactic Medium
我们使用宇宙学流体动力学模拟\citep [{ \sc Romulus 25};][]{Tremmel 2017}和一组四个放大的“遗传修饰”银河系质量星系采样不同的演化路径来检查SMBH反馈对CGM的影响。通过对环星系介质中金属元素分布的追踪，我们发现\ion{O}{6}是超大质量黑洞反馈的灵敏指示器。首先，我们计算了模拟银河系质量星系中\ion{O}{6}的柱密度，并与COS-Halos巡天的观测结果进行了比较。我们的模拟结果表明，\ion{O}{6}的列密度在CGM一致的COS-Halos恒星形成和淬火星系。这些结果与来自先前模拟研究的那些结果形成对比，先前模拟研究通常产生不足的\ion{O}{6}的CGM柱密度。我们确定星系的恒星形成历史和组装记录对CGM中\ion{O}{6}的数量几乎没有影响。相反，\ion{O}{6}的柱密度与星系晕质量和BH生长历史密切相关。这组放大的、经过基因改造的银河系质量的星系表明，SMBH将高度富集金属的物质驱赶到其宿主星系的晕中，这反过来又提高了CGM中\ion{O}{6}的柱密度。
2021-05-25 astro-ph.GA
Formation and evolution of interstellar filaments; Hints from velocity dispersion measurements
我们调查的气体速度分散的长丝样品最近检测到的赫歇尔古尔德带调查的一部分，在IC 5146，天鹰座，北极星星际云。为了测量这些速度色散，我们使用13 CO，C18 O，和N2 H+线观测与IRAM 30米望远镜。将我们的速度色散测量结果与Herschel数据导出的细丝柱密度相关联，我们表明星际细丝可以分为两个区域：热亚临界细丝，具有跨音速速度色散（c_s ~< σ_tot <2c_s）与柱密度无关，是引力不束缚的;以及热超临界细丝，其具有大致与柱密度的平方根（σ_tot ~ Σ ^0.5）成比例的较高的速度分散，并且是自引力的。超临界细丝的高速色散可能不是直接来自超音速星际湍流，而是由引力收缩/吸积驱动的。基于我们的观测结果，我们提出了一个进化的情况下，超临界细丝进行引力收缩，并通过吸积的背景材料，同时保持在粗略的维里平衡，每单位长度的质量增加。我们进一步建议，这个吸积过程允许超临界细丝，以保持其近似恒定的内部宽度（约0.1 pc），而收缩。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
MAGIICAT V. Orientation of Outflows and Accretion Determine the Kinematics and Column Densities of the Circumgalactic Medium
我们调查的依赖性的气体运动学和柱密度的镁吸收环星系介质上的星系颜色，方位角，和倾斜跟踪重子循环过程。利用哈勃太空望远镜拍摄的$0.3<z_{\rm gal}<1.0$上的30个前景孤立星系样本，在投影距离为$20<D<110$ kpc的范围内被背景类星体探测。从高分辨率（$Δv\simeq 6.6$ km s $^{-1}$）类星体光谱中，我们用像元速度两点关联函数量化了吸收体速度结构的程度.具有最大速度色散的吸收体与沿着投影短轴（$Φ\geq 45^{\circ}$）探测的蓝色正面（$i<57^{\circ}$）星系有关，而具有最小速度色散的吸收体则属于沿着短轴探测的红色正面星系。速度结构是相似的边缘上（$i \geq 57^{\circ}$）星系，无论星系的颜色或方位角，红星系的方位角，和蓝色和红色的星系沿投影主轴（$Φ<45^{\circ}$）探测。正面星系和红色星系的云柱密度分别小于边缘星系和蓝色星系。这些结果是一致的双锥流出沿短轴的恒星形成的星系和吸积和/或旋转的气体，这是最容易观察到的边缘上的星系探测沿主轴。流出气流中夹带的气体可能会因大的速度分散而破碎，而由于大的路径长度和较小的速度分散，在星系上吸积或围绕星系旋转的气体可能更连贯。静止的星系可能沿着短轴几乎没有流出，而沿着长轴可能存在吸积/旋转。
2015-09-14 astro-ph.GA
Herschel dust emission as a probe of starless cores mass: MCLD 123.5+24.9 of the Polaris Flare
我们提出了新处理的档案赫歇尔图像的分子云MCLD 123.5+24.9在北极星耀斑。这片云包含五个无星核心。使用光谱合成代码多云，我们探索的不确定性的柱密度的推导，因此，从赫歇尔数据的分子核心的质量。我们首先考虑几个详细的晶粒模型，预测远红外晶粒不透明度。由模型预测的不透明度相差两个以上的因素，导致相同的因素推导出的柱密度的不确定性。然后，我们考虑与观察员使用的修正黑体拟合过程来估计列密度的不确定性。对于高柱密度云（N（H）$\gg$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$），这种拟合技术可能低估柱密度约三倍。最后，我们考虑了MCLD 123.5+24.9中五个无星核的维里稳定性。所有这些核心似乎有很强的次维里质量，假设，正如我们所认为的，$^{13}$ CO线数据提供可靠的估计速度分散。显然，它们不是自引力的，所以它们没有恒星也就不足为奇了。
2015-06-22 astro-ph.GA
CARMA Survey Toward Infrared-bright Nearby Galaxies (STING). III. The Dependence of Atomic and Molecular Gas Surface Densities on Galaxy Properties
本文研究了18个邻近星系的CO和HI辐射之间的相关性，从CARMA巡天走向IR亮邻近星系（STING）在亚kpc和kpc尺度。我们的样本，跨越了广泛的恒星质量和金属丰度，揭示了金属丰度的HI柱密度测量的CO排放区域的依赖性的证据。这种依赖性是由McKee & Krumholz平衡H_2生成和解离的平衡模型预测的。所观察到的HI柱密度通常小于模型预测的密度，我们将其归因于未解决的结块，尽管也可以看到接近模型预测的值。我们没有观察到HI柱密度远大于预期，可能是预期的，有一个弥漫的HI成分，没有贡献的H_2屏蔽。我们还发现，由CO推断的H_2柱密度与恒星表面密度有很强的相关性，表明分子气体的局部供应受到恒星盘的严格调节。
2013-09-25 astro-ph.GA
Far-Infrared Dust Temperatures and Column Densities of the MALT90 Molecular Clump Sample
我们目前的尘埃柱密度和尘埃温度为$\sim3000$年轻的高质量分子团毫米天文学遗产团队90 GHz（MALT 90）的调查，来自调整单一温度尘埃排放模型的远红外强度图之间测量160和870 \micron \从赫歇尔/Hi-Gal和APEX/ATLASGAL调查。我们讨论了在分析数据，计算物理参数，并估计其不确定性的方法。群体平均尘埃温度的团块是：$16.8\pm0.2$ K的团块，不表现出恒星形成的中红外特征（静止团块），$18.6\pm0.2$ K的团块，显示正在进行的恒星形成的中红外特征，但尚未开发的HII区域（原恒星团块），和$23.7\pm0.2$和$28.1\pm0.3$ K的团块与HII和光解离区域，分别。这四个组在它们的温度分布中表现出很大的重叠，分散度在4和6 K之间。原恒星团的峰值柱密度的中位数是$0.20\pm0.02$ gr cm $^{-2}$，这是约50%的峰值柱密度的中位数相比，与其他演化阶段的团。我们比较了尘埃温度和柱密度测量对每个团块的平均值的团块的中心。我们发现，在安静的团块的尘埃温度增加的外部区域，他们与最浅的柱密度分布。相比之下，原恒星或HII区域相的分子团簇具有与内部加热更一致的尘埃温度梯度，并且与静态团簇相比，与更陡的柱密度分布相关。
2015-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding star formation in molecular clouds IV. Column density PDFs from quiescent to massive molecular clouds
我们提出了N-PDF的29个银河系地区获得的赫歇尔成像在高角分辨率，包括弥漫和静止的云，和那些显示低，中，高质量的恒星形成（SF），并使用三角洲方差工具的云结构的特点。N-PDF在低柱密度下呈双对数正态分布，在高柱密度下显示一个或两个幂律尾（PLT）。对于弥漫，静止，低质量的SF云，我们建议，这两个对数法线产生的原子和分子阶段，分别。对于大规模的云，我们建议，第一个对数正态是建立了由有害的混合H2和第二个压缩（通过恒星反馈）分子气体。几乎所有的云都有两个PLT，其斜率与自重力一致，其中第二个可能比第一个更平坦或更陡峭。更平坦的PLT可能是由恒星反馈或其他物理过程引起的，这些过程减缓了坍缩并减少了质量向更高密度的流动。如果磁场的取向垂直于LOS柱密度分布，则可能出现更陡的斜率。第一个偏离点（DP），其中N-PDF从对数正态转变为PLT，示出了围绕2-5左右的AV（DP 1）的视觉消光值的聚类。定义两个PLT之间的断裂的第二DP变化很大。使用Δ方差，我们观察到AV值，其中斜率在第一和第二PLT之间变化，随着方差谱中的特征尺寸尺度而增加。我们的结论是，在低柱密度，原子和分子的气体是有害的混合，而在高柱密度，气体是完全分子和占主导地位的自引力。因此，分子云的最佳拟合模型N-PDF是具有对数正态低柱密度分布的模型，其次是一个或两个PLT。
2022-07-29 astro-ph.GA
Direct Measurement of Interstellar Extinction Toward Young Stars Using Atomic Hydrogen Lyman-$α$ Absorption
星际红化修正是重建吸积原恒星系统内禀谱能量分布的必要条件。恒星SED决定了星周盘中可能发生的加热和化学过程。测量年轻恒星中中性氢的吸收与宽Lyman- $α$发射剖面的关系，可以得到沿视线方向的总氢柱密度（N（H I））。我们测量N（H I）与新的和档案紫外观测从哈勃太空望远镜（$HST$）的31个经典的金牛座T和赫比格Ae/Be星。H I柱密度范围为log $_{10}$（N（H I））$\approx 19.6 - 21.1$，具有相应的$_{V}$ $= 0.02 - 0.72$ mag的目视检查，假设R $_{V}$为3.1。我们发现，大部分的H I吸收沿视线可能来自星际，而不是拱星材料。消光来自新的$HST$蓝光谱分析，以前的红外和光学测量，和新的X射线柱密度平均高估了星际消光对年轻恒星相比，N（H I）值由$\sim 0.6$马格。我们讨论了可能的解释这种差异的背景下，一个原行星盘几何形状。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The relationship between X-ray and optical absorbers in active galactic nuclei
我们提出了一个大型汇编的红化估计从宽线巴耳末减量的活动星系核（AGN）与测量X射线柱密度。对于1型到1.9型活动星系核，红化的中值为E（B-V）~ 0.77 +/-0.10。这明显高于SDSS中AGN的红化中值。我们把这归因于SDSS对蓝色活动星系核的选择偏差。对于其他活动星系核，我们发现证据的出版偏见，对报告低柱密度。我们发现N_H和E（B-V）之间有显著的相关性，但有很大的+/-1 dex的离散度（不考虑测量中的不确定性）。平均而言，X射线柱与根据E（B-V）预测的太阳邻域尘埃-气体比一致。我们认为，柱密度和红化的大的分散性可以解释由X射线柱密度变异。对于具有可探测宽线区（BLR）的活动星系核，经过明显的Seyfert型变化（变貌活动星系核），我们没有发现它们的N_H或E（B-V）与标准的1型到1.9型活动星系核相比有任何统计上的显著差异。没有证据表明任何第一型活动星系核是康普顿厚度的。我们还分析了第二类活动星系核，发现N_H与窄线区红化之间没有明显的相关性。LINER的中位柱密度为22.68 +/- 0.75，而2型的柱密度为22.90 +/- 0.28。我们发现大多数低柱密度的2型线是LINER，但N_H可能被低估，因为散射X射线光稀释了光电边。
2020-01-24 astro-ph.GA
Interstellar Absorption Lines in the Direction of the Cataclysmic Variable SS Cygni
我们提出了在2013年6月爆发期间获得的SS Cyg高分辨率光学阶梯光谱中的星际吸收线分析，以及哈勃太空望远镜和远紫外光谱探测器的存档数据。的Ca II K和Na I D线对SS天鹅座的比较与那些对附近的B和A星，努力把约束的距离SS天鹅座。我们发现，距离的限制是不是很强大，从这种方法，由于中性气体柱密度与距离和分散在列密度从一个视线到另一个相当缓慢的增加。然而，光学吸收线的测量使我们能够得到一个精确的估计E（B-V）= 0.020+/-0.005马格的视线变红。此外，我们的O I，Si II，P II，和Fe II的吸收线的紫外光谱中看到的产生的H I柱密度和耗尽强度在这个方向上的估计。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the relation between the column density structures and the magnetic field orientation in the Vela C molecular complex
我们统计评估气柱密度结构之间的相对取向，推断从赫歇尔亚毫米观测，和磁场投影在天空的平面上，推断从偏振热发射的银河尘埃观测BLASTPol在250，350，和500微米，对船帆座C分子复合物。首先，我们发现在三个波长带的偏振方向之间的非常好的协议，这表明，在考虑共同的角分辨率为3.0弧分，对应于一个物理尺度约0.61秒差距，推断磁场的方向是不显着的温度或尘埃颗粒排列效果的影响。第二，我们发现，气体柱密度结构和磁场之间的相对取向的变化逐渐增加的气体柱密度，从大多数平行或没有优先取向在低柱密度，大多数垂直在最高的柱密度。这一观察结果与普朗克合作小组先前对更邻近分子云的研究一致。最后，我们发现的相对取向的趋势和列密度概率分布函数的形状之间的对应关系。在船帆座C的一个明确的附属结构，或“脊”为主的子区域，我们发现一个急剧的过渡，从优先平行或没有优先的相对取向在低柱密度优先垂直在最高的柱密度。在船帆座C的子区域中，主要是几个具有多个方向的沉积结构，或“巢”，也存在这样的过渡，但它显然不如脊状子区域尖锐。这两个结果表明，磁场是在这个区域的密度结构的形成动力学上的重要。
2017-02-13 astro-ph.GA
The Dependence of C IV Broad Absorption Line Properties on Accompanying Si IV and Al III Absorption: Relating Quasar-Wind Ionization Levels, Kinematics, and Column Densities
我们考虑如何配置文件和多年的变化特性的一个大样本的C IV宽吸收线（BAL）槽的变化时，BALs从Si IV和/或Al III是存在于相应的速度，表明视线拦截至少一些较低的电离气体。我们得出了一些观测结果C IV BALs分离根据存在或不存在的伴随较低的电离跃迁，包括测量复合剖面形状，等效宽度（EW），特征速度，复合变化剖面，和EW的变异性。我们还测量了EW和分数EW变异C IV，Si IV和Al III之间的相关性。我们的测量揭示了在吸积盘风模型中预期的电离水平、运动学和柱密度之间的基本相关变化;例如，包括较低电离物质的视线通常显示出较深和较宽的CIV槽，其具有较小的最小速度并且变化较小。许多不含Si IV或Al III BAL的C IV BAL可能仅具有轻度饱和或不具有饱和。
2014-07-08 astro-ph.GA
The abundance and physical properties of O VII and O VIII X-ray absorption systems in the EAGLE simulations
我们利用EAGLE宇宙学和流体动力学模拟方法预测了星系际O VII（$E=574$ eV）和O VIII（$E=654$ eV）吸收体在低红移处的柱密度和等效宽度分布。这两种离子预计占气相氧的40%，这意味着它们是宇宙金属的关键示踪剂。我们发现它们的柱密度分布在观测到的柱密度从1到0的范围内变化很小，并且它们对活动星系核的反馈很敏感，这大大减少了强（柱密度$N \gtrsim 10^{16} \, \mathrm{cm}^{-2})$）吸收体的数量。分布在$N \sim 10^{16} \, \mathrm{cm}^{-2}$处有一个中断，对应于$\sim 10^{2}$的过密度，可能是由从片/丝到晕气体的转变引起的。吸收系统与$N \gtrsim 10^{16} \mathrm{cm}^{-2}$主要由碰撞电离O VII和O VIII，而在较低的柱密度的氧的电离状态也受到光电离。在这些高柱密度下，在相同结构中产生的O VII和O VIII系统地探测不同的气体温度，这意味着它们的线比不能转化为温度的简单估计。虽然O VII和O VIII柱密度和覆盖分数与$N_{\mathrm{H \, I}} \gtrsim 10^{15} \, \mathrm{cm}^{-2}$处的H I柱密度相关性较差，但O VII和O VIII柱密度在该区域中高于更常见的较低H I柱密度。在UV中具有强吸收…
2019-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Constraint on the Relative Disorder of Magnetic Fields between Neutral Interstellar Medium Phases
本文利用普朗克偏振尘埃图和HI冷中性介质分数图，发现高银纬弥散区尘埃偏振分数与冷中性介质分数呈强正相关，并通过数据驱动模型约束中性星际介质各相间磁场相对无序度，提出暖中性介质磁场更无序、冷中性介质柱体磁有序性更强的物理解释。
2025-01-05 astro-ph.GA
The Column Densities of Molecular Gas across Cosmic Time: Bridging Observations and Simulations
对不同气相随时间演化的观测表明，分子气体质量密度朝着$z\sim 2-3$方向显著增加。这种转变意味着伴随着分子氢柱密度（$N_{\rm{H_2}}$）的全球分布的变化。使用PHANGS-ALMA/SDSS的观测和GRIFFIN/IllustrisTNG的模拟，我们探索了H $_2$柱密度分布函数[ $f(N_{\rm{H}_2})$ ]的演变。TNG 50和TNG 100的H $_2$（和HI）色谱柱密度图是在后处理中得出的，可通过IllustrisTNG在线API获得。在观测和模拟中，单个主序星形成星系的$f(N_{\rm{H}_2})$的形状和归一化与恒星形成率（SFR）、恒星质量（${M_*}$）和H $_2$质量（$M_{\rm{H}_2}$）相关。TNG 100与H $_2$后处理模型相结合，广泛地再现了观测结果，尽管在斜率和归一化方面存在差异。此外，分析建模的$f(N)$，指数气体磁盘的基础上，匹配以及与模拟。GRIFFIN模拟首次表明，当模拟中包括非平衡化学时，$f(N_{\rm{H}_2})$的斜率可能不会有很大差异。TNG 100的$f(N_{\rm{H}_2})$意味着在$z=3$达到的分子气柱密度高于在$z=0$。此外，更致密的区域对$z=3$的分子质量密度贡献更大。最后，H $_2$开始占主导地位相比，HI只有在柱密度以上的log（$N_{\rm{H}_2…
2022-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bottlenecks to interstellar sulfur chemistry: Sulfur-bearing hydrides in UV-illuminated gas and grains
氢化物分子是星际化学的基础，但硫化氢化物的合成却知之甚少。受Orion Bar PDR -1“分辨率ALMA SH+图像的新观测; IRAM 30 m H2S，H2 S34和H2 S33的探测; H3 S+（上限）;以及SH -的SOFIA观测的启发，我们对含硫硫化物的化学进行了系统的研究。我们使用耦合激发，辐射转移以及化学形成和破坏模型来确定它们的柱密度。我们修改了一些关键的气相反应，导致其化学合成。这包括从头计算的振动态相关的反应SH+ + H2 <->H2S+ + H和S + H2 <->SH + H。我们发现，紫外泵浦的H2（v>1）与S+的反应解释了在高热压气体组分（P_th~10^8 cm^-3 K）中SH+的存在，该气体组分靠近H2解离前沿。然而，随后SH+、H2S+和S与振动激发的H2发生的夺氢反应，最终无法解释观测到的H2S柱密度（约为2.5x10^14 cm^-2，邻位与对位之比为2.9+/-0.3）。为了克服这些瓶颈，我们建立了PDR模型，其中包括一个简单的网络，导致固体H2S（S-H2S）的形成的粮食表面反应。最近的研究表明，S和SH的吸附结合能较高，这意味着S原子吸附在颗粒上（并形成s-H2S）在较温暖的尘埃温度和更接近紫外线照射的分子云的边缘。光脱附和化学脱附（在较小程度上）产生大致相同的H2S柱密度（几个10 ^14 cm-^2）和丰度峰（几个1…
2021-02-11 astro-ph.GA
Cosmological simulations of the circumgalactic medium with 1 kpc resolution: enhanced HI column densities
环星系介质（CGM），即星系周围的气体晕，既是星系生长的气体储存库，也是星系风排出的气体储存库。大多数宇宙学的流体动力学模拟将计算工作集中在星系本身，并对CGM进行更粗糙的处理，这意味着小尺度结构无法解决。我们绕过这个问题，运行放大模拟银河系质量的星系与标准的质量细化和额外的统一空间细化维里半径内。这导致在一个详细的气体晕在前所未有的（1千秒差距）均匀的分辨率，只有适度增加计算时间。空间分辨率的提高不会影响中央星系或CGM的平均密度。然而，它大大改变了中性氢柱密度的径向分布，这是在银河中心半径大于40千秒差距增强。莱曼极限系统在150 kpc内的覆盖率几乎增加了一倍。因此，我们得出结论，CGM的一些观测性质是强烈的分辨率依赖。在不增加星系分辨率的情况下增加CGM的分辨率，是一种有前途的和计算效率高的方法，可以推动最先进的模拟的边界。
2018-10-05 astro-ph.GA
Carriers of 4964 and 6196 diffuse interstellar bands and environments dominated by either CH or CH$^{+}$ molecules
对HD 151932和152233的星际光谱特征CH、CH $^{+}$以及4964和6196星际弥散带的径向速度分析表明，前者的载流子与CH空间相关，而后者的载流子与CH $^{+}$空间相关。本文对106颗变红OB星的样本进行了进一步的分析，部分地证实了这一建议，表明CH柱密度与4964 DIB的等效宽度的相关性确实比与6196 DIB的相关性好得多。然而，6196 DIB的强度与CH $^+$的相关性仅略好于CH。
2014-11-19 astro-ph.GA
Si iv Column Densities Predicted from Non-Equilibrium Ionization Simulations of Turbulent Mixing Layers and High-Velocity Clouds
我们提出了热冷气体之间的湍流混合层（TML）和穿过热晕的冷高速云（HVC）中Si iv离子的预测，补充了Kwak & Shelton，Kwak等人，和Henley等人的研究发现，在热气体和冷气体首先开始混合或混合气体已经显著冷却的区域中，Si IV离子最丰富。在我们的HVC模拟中，在各个视线上发现的高速Si IV的预测柱密度和Si IV与C IV和O VI的预测比率与高速气体的观测结果吻合得很好。在模拟中也可以看到低速Si iv，这是由于在HVC模拟的情况下以及当沿着垂直于TML模拟中的运动方向通过的方向观察时，气体减速的结果。TML模拟中低速Si iv与C iv和O vi的比值与银河系晕气体的记录吻合得很好，而HVC模拟中减速气体的Si iv与O vi的比值低于银河系晕正常速度下的观测值。我们将法向速度Si iv的不足归因于没有模拟光电离的影响，并且遵循Henley等人的观点，考虑一个复合模型，其中包括减速的HVC气体，超新星遗迹，银河喷泉气体，和光电离的影响。
2015-10-16 astro-ph.GA
A Sample of Intermediate-Mass Star-Forming Regions: Making Stars at Mass Column Densities <1 g/cm^2
为了了解从低质量到高质量恒星形成的转变的因素，我们首次确定了中等质量恒星形成区域（IM SFR）的样本，其中恒星高达-但不超过- 8个太阳质量。我们使用IRAS颜色和斯皮策太空望远镜中红外图像，结合毫米连续谱和CO地图，编译一个样本的50 IM SFR在银河系内部。这些恒星可能是赫比格AeBe恒星及其相关的低质量恒星群的前身。IM SFR在早期演化阶段构成嵌入式星团，类似于紧凑的HII区域，但它们缺乏大质量的电离中心恒星。划分IM SFR的光解离区域的典型直径约为1 pc，光度约为太阳光度的10^4倍，这使得它们的亮度比（超）紧凑的HII区域低一个数量级。IM SFR与质量约为10^3太阳质量的分子团相吻合，而这些分子团又位于更大的分子云中，跨越了巨大分子云质量范围的低端，即10^4-10^5太阳质量。IM SFR的IR光度和相关的分子质量是相关的，与紧凑的HII区域的已知光度-质量关系一致。IM SFR内的质量柱密度峰值约为0.1-0.5 g/cm^2，比超致密HII区低几倍，支持了大质量恒星形成的阈值约为1 g/cm^2的命题。
2010-06-18 astro-ph.GA
A new, large-scale map of interstellar reddening derived from HI emission
我们提出了一个新的星际红化的地图，覆盖了39\%的天空与低{ \rm HI}柱密度（$N_{\rm HI} < 4\times10^{20}\,\rm cm^{-2}$或$E(B-V)\approx 45\rm\, mmag$）在$16\overset{'}{.}1$分辨率，根据银河HI发射的HI 4 PI调查的全天观测。在这个低柱密度区，我们推导出$|v_{\rm LSR}| < 90\,\rm km\, s^{-1}$气体的$N_{\rm HI}/E(B-V) = 8.8\times10^{21}\, \rm\, cm^{2}\, mag^{-1}$特征值，并发现在较高的速度下，气体没有明显的红化。我们比较了我们的基于HI的红化图与Schlegel，Finkbeiner和Davis（1998，SFD）的红化图，发现它们在$\simeq 5\,\rm mmag$的散布范围内是一致的。此外，我们的图和SFD图之间的差异与Peek和Graves（2010）基于观测到的被动星系变红对SFD图的低分辨率（$4\overset{\circ}{.}5$）校正非常一致。因此，我们认为，我们的HI为基础的地图提供了最准确的星际红化估计在低柱密度制度的日期。我们的红化图已公开（http：//dx.doi.org/10.7910/DVN/AFJNWJ）。
2017-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
