Spectropolarimetry of Galactic stars with anomalous extinction sightlines
高度变红的Ia型超新星（SNe Ia）具有较低的总选择性可见消光比$R_V$，也显示出特殊的线性偏振波长依赖性，峰值偏振在短波长（$λ_{max} \lesssim 0.4 μm$）。目前还不清楚为什么Ia超新星的视线与银河系中具有相似$R_V$值的星际视线显示出如此不同的连续偏振轮廓。我们调查的偏振配置文件的银河系恒星的样本与低$R_V$值，沿异常消光视线，目的是找到相似的偏振配置文件，我们观察到的超新星Ia视线。我们对14颗恒星进行了分光偏振测量，并使用了另外3颗恒星的档案数据，并进行了尘埃消光和偏振模拟，以推断出一个简单的尘埃模型，该模型可以重现观测到的消光和偏振曲线。我们的样本银河系恒星低$R_V$值和异常消光视线显示正常的偏振配置文件的平均$λ_{max} \sim 0.53 {μm}$，是一致的3 $σ$的银河系恒星从文献中的一个较大的相干样本。尽管在我们的样本中，尘埃朝向恒星的$R_V$值很低，但偏振曲线与观测到的朝向超新星Ia的连续偏振曲线没有任何相似之处，后者具有低$R_V$值。最佳拟合Serkowski参数$K$和$λ_{max}$之间存在相关性，但我们未发现$R_V$和$λ_{max}$之间存在任何显著相关性。我们的模拟表明，$K-λ_{max}$关系是一个内在的属性的偏振。此外，我们已经表明，为了重现正常$λ_{max}$和低$R_V$值的偏振曲线，人口大（…
2018-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
FUSE Measurements of Far-Ultraviolet Extinction. III. The Dependence on R(V) and Discrete Feature Limits from 75 Galactic Sightlines
我们提出了一个样本的75消光曲线来自FUSE远紫外光谱补充现有的IUE光谱。消光曲线是基于一组新的去红FUSE+IUE比较星使用标准配对方法创建的。对于每个视线，使用个性化的H_2模型去除分子氢吸收特征。FUSE消光的一般形状（8.4 μ m ^-1 <λ ^-1 < 11 μ m ^-1）与IUE消光曲线（3.3 μ m ^-1 <λ ^-1 < 8.6 μ m ^-1）的外推结果基本一致。在远紫外线上升的强度和2175 A凸起的宽度方面观察到显著差异。所有的FUSE+IUE消光曲线都有正的远紫外线斜率，没有迹象表明远紫外线的上升在最短波长处发生转折。我们发现，在远紫外波段，利用我们样本中的视线，A（λ）/A（V）与R（V）^-1的相关性比以前的工作暂时表明的要强。我们提出了一个更新的R（V）依赖关系，适用于整个紫外波长范围（3.3 μ m ^-1 <= λ ^-1 <= 11 μ m ^-1）。最后，我们寻找离散的吸收功能，在远紫外线。我们发现，在分辨率为250（宽度约为4 A）的特征上，3 sigma上限约为0.12 A（V）;在分辨率为10^4（宽度约为0.1 A）的特征上，λ ^-1 <9.6微米^-1时3 sigma上限约为0.15 A（V）; λ ^-1 > 9.6微米^-1时3 sigma上限约为0.68 A（V）。
2009-09-16 astro-ph.GA
How Gas Accretion Feeds Galactic Disks
大量的观测表明，星系需要持续的气体供应来为恒星的形成提供燃料，并解释恒星形成的历史。然而，气体吸积的直接观测证据仍然很少。利用EAGLE宇宙流体动力学模拟软件包，我们研究了星系对冷气体的吸积以及冷气体运动学的观测特征。对于z=0.27的EAGLE星系，我们发现冷气体吸积到星系上的各向异性与典型的流入速度之间的20公里s $^{-1}$和60公里s $^{-1}$。这些星系中的大多数都有类似的质量流入率和恒星形成率，这意味着冷的流入气体可以解释维持星系恒星形成活动的原因。作为未来将冷气运动学与类星体视线观测测量结果进行比较的动力，我们选择了一个具有扩展冷气盘的EAGLE星系，并使用模拟类星体视线探测冷气。我们证明，通过观察盘的边缘，视线在方位角低于10 $^{\circ}$和碰撞参量到60 pkpc可以检测到冷气体，与星系盘共转。这个例子表明，延伸到光盘之外的冷气盘可能解释了在星系主轴附近检测到共转冷气的视线观测。
2019-03-15 astro-ph.GA
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) IV: A two sightline tomography of a galactic wind
人们认为银河系外流会将重子喷射回环银河系介质（CGM）。基于背景类星体光谱中的金属吸收线（特别是MgII）的研究表明，气体是各向异性喷出的，星系风可能以垂直于星系盘的双圆锥流离开宿主。在本文中，我们提出了一个详细的分析流出的z = 0.7“绿谷”星系（log（$M_*$ / $\mathrm{M}_\odot$）= 9.9; SFR = 0.5 $\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$）探测的两个背景源的MUSE气流和风（MEGAFLOW）调查的一部分。多亏了一个偶然的配置与背景类星体（SDSSJ 1358 +1145）和明亮的背景星系在$z = 1.4$，无论是在$\approx 15\,\mathrm{kpc}$的碰撞参量，我们可以-第一次-探测两个后退和接近的组成部分，一个遥远的星系周围的假定的星系外流。我们测量的MgII吸收从两个视线（$84\pm17\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$），这是符合我们的简单的基准风模型的预期，可能结合扩展磁盘的贡献之间的显着速度变化。
2019-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Tale of Two Sightlines: Comparison of Hydrocarbon Dust Absorption Bands toward Cygnus OB2-12 and the Galactic Center
本研究比较 Cyg OB2-12 与银心 Quintuplet 视线的烃质尘埃红外吸收带，发现二者高度相似，并推断弥漫星际介质中的碳粒主要为芳香碳核外包 HAC 脂肪族幔层。
2025-09-27 astro-ph.GA
The Split Red Clump of the Galactic Bulge from OGLE-III
红色团块被发现沿着朝向银河系隆起的几条视线分裂成两个部分。这种分裂被检测到具有朝向区域（-3.5<l<l，b<-5）和（l，b）=（0，+5.2）的高显著性，即，沿凸出部短轴且偏离平面至少5度。较暗的（以下称为“主”）分量是更紧密地遵循膨胀红团的距离-经度关系的分量。主要分量比次要分量暗约0.5等，总体数量大致相等。对于距离平面较远的视线，亮度的差异会增加，并且在次要分量中发现的恒星比在主要分量中发现的恒星更多。这两个分量具有非常接近相等的（V-I）颜色。
2010-07-28 astro-ph.GA
Probing the Anisotropy of the Milky Way Gaseous Halo-II: sightline toward Mrk509
炽热的百万度气体似乎弥漫在银河系晕中，包含了银河系中大部分缺失的重子。这种环星系介质（CGM）在X射线中被有效地探测，无论是在吸收还是在发射中。CGM也似乎是各向异性的，所以我们已经开始了一个程序，以确定CGM属性沿几个视线结合吸收和发射测量。在这里，我们提出了使用新的\suzaku和\xmm观测接近\mrk 509视线的排放测量。我们还提出了新的分析和建模的\chandra HETG光谱约束的吸收参数。在这个视线范围内的排放量很高，EM $=0.0165\pm0.0008\pm0.0006~$ cm $^{-6}~$ pc，是平均值的五倍。然而，观察到的\ovii柱密度N（\ovii）$= 2.35\pm0.4 \times 10^{16}$ cm $^{-2}$接近平均值。我们发现发射和吸收气体的温度是相同的：分别为$\log T (\rm K) = 6.33\pm0.01$和$\log T (\rm K)=6.33\pm0.16$。我们用$β-$模型密度分布拟合了观测到的柱密度和发射测量。中心密度被限制在$n_0=2.8$- $6.0\times 10^{-4}$ cm $^{-3}$之间，并且密度分布的芯半径具有40 kpc的下限。这表明热气体主要在星系的CGM中，而不是在银河系盘中。我们推导出的密度分布接近\citet{Maller2004}配置文件的绝热气体在流体静力学…
2016-12-01 astro-ph.GA
Detection of PAH Absorption and Determination of the Mid-Infrared Diffuse Interstellar Extinction Curve from the Sightline Toward Cyg OB2-12
朝向明亮的蓝色超巨星天鹅座OB 2 -12的视线被广泛用于研究星际尘埃，这是因为它的大消光（$A_V \simeq 10$等），而且这种消光似乎是由弥漫的星际介质的典型尘埃主导的。我们提出了一个新的分析档案ISO-SWS和斯皮策IRS观测天鹅座OB 2 -12使用的恒星和恒星风的排放模型，以确定总消光$A_λ$从2.4- 37 $μ$ m。除了突出的9.7和18 $μ$ m硅酸盐功能，我们稳健地检测与多环芳烃（PAH），包括第一次识别的7.7 $μ$ m功能的吸收吸收功能。发现3.3 $μ$ m芳族特征在吸收中比通常在发射中看到的宽得多。观测到3.4和6.85 $μ$ m的脂肪烃特征，其相对强度与在朝向银河系中心的视线上观测到的这些特征一致。我们确定和表征六十多个谱线在这个波长范围内，这可能是有用的约束模型的恒星和恒星风。基于这一分析，我们提出了一个消光曲线$A_λ/A_{2.2 μm}$，外推顺利确定平均银河系消光曲线在较短的波长和尘埃不透明度推断在较长的波长发射，提供了一个新的约束模型的星际尘埃中红外。
2020-02-06 astro-ph.GA
Detecting the effect of non-thermal sources on the warm-hot Galactic halo
本研究首次在银河系温热周星系介质中探测到OVII谱线的非热展宽，证实其主导热展宽并源于银盘，排除了多速度分量解释。
2024-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Where is the Super-virial Gas? II: Insight from the Survey of Galactic Sightlines
本文利用钱德拉 HETG 对 27 个银河系 X 射线双星的观测，通过搜寻高温气体特征吸收线，发现超维里温度气体并非广泛存在于星际介质中，而可能位于盘外区域或延展的环星系介质中。
2025-02-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
High Resolution X-ray Spectroscopy of the Local Hot Gas along the 3C 273 Sightline
X射线观测高度电离的金属吸收线在z=0提供了关键信息的热气体分布和周围的银河系。我们提出了一个超过十年的钱德拉和XMM牛顿观测3C 273，最明亮的河外X射线源之一的研究。与以往的工作相比，我们得到了更严格的X射线吸收体物理性质的约束条件。我们还发现，一个大的，非热的速度在~ 100 - 150公里/秒是较高的线等效宽度相比，与其他视线的主要原因。利用X射线发射和紫外观测的联合分析，我们得到X射线吸收体的尺寸为5 - 15 kpc，温度为（1.5-1.8）× 10 ~ 6 K。3C 273的视线穿过许多银河系结构，包括无线电环路I，IV，北极支线和新发现的“费米气泡”附近。我们认为，X射线吸收体是不太可能与附近的无线电环路I和IV，然而，非热速度可以自然地解释为“费米泡”的膨胀的结果。我们的数据表明，激波膨胀速度为200 - 300 km/s。我们的研究表明，可能是一个复杂的环境生产的银河系X射线吸收剂沿不同的视线，并突出了探测银河反馈的意义与高分辨率X射线光谱。
2014-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Implications for Galactic Electron Density Structure from Pulsar Sightlines Intersecting HII Regions
本文通过交叉匹配脉冲星与HII区星表，发现高DM和强散射脉冲星多位于HII区后方，HII区可贡献数十至数百 pc cm⁻³电子柱密度，对银河系及河外星系电子密度示踪研究具有重要意义。
2024-08-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultraviolet HST Spectroscopy of Planck Cold Clumps
我们报告的第一项研究的结果，利用哈勃太空望远镜的紫外能力，调查普朗克银河冷团（PGCC）源的样本。我们选择了25颗恒星的高分辨率光谱，这些恒星包含与这些PGCC源中的星际介质（ISM）气体相关的大量星际吸收线，包括一氧化碳（CO），C I和O I。通过建立这些光谱中存在的各个吸收成分的云成分模型，我们可以识别和隔离与PGCC源相关的成分，从而更准确地调查这些源中的ISM行为。尽管探测了广泛的整体视线属性，我们检测CO沿每个视线。具有CO柱密度N（CO）$~>~$ 10 $^{15}~$ cm $^{-2}$的视线在N（CO）和CO/CI中表现出空间依赖性，而具有N（CO）$~<~$ 10 $^{15}~$ cm $^{-2}$的视线没有表现出这种空间依赖性。从紫外吸收和尘埃排放中获得的N（H $_2$）值之间的差异表明N（H $_2$）的空间分布结构，其中“CO-亮”视线与嵌入在光滑半透明信封内的PGCC源相关，而“CO-暗”视线与嵌入在含有更多扩散气体的不规则环境中的PGCC源相关。
2019-01-15 astro-ph.GA
Characterizing Transition Temperature Gas in the Galactic Corona
利用远紫外光谱探测器（FUSE）和空间望远镜成像光谱仪对银河系外58个目标的远紫外光谱中OVI、NV、CIV、SiIV和FeIII吸收线的测量，研究了银河系日冕中转变温度（T~10^5 K）气体的性质。在许多视线中，银河系的吸收轮廓显示出多个分量，这些分量被单独分析。我们发现，高电离态原子不规则地分布在一个尺度高度约为3 kpc的层中，该层随盘中气体一起旋转，远离银道面的旋转速度没有明显的梯度。在该层内，气体具有随机取向的速度，分散度为40-60 km/s。平均而言，积分柱密度为log N（OVI）=14.3、log N（NV）=13.5、log N（CIV）=14.2、log N（SiIV）=13.6和log N（FeIII）=14.2，在每种情况下的离散度仅为0.2 dex。在银河系中心和银河系北极周围的视线中，所有的离子柱密度都增加了约2倍，而在南半球的中纬度地区，N（OVI）的赤字约为2倍，但其他离子没有赤字。我们比较柱密度和离子比的一系列理论预测：碰撞电离平衡，冲击电离，导电界面，湍流混合，厚盘超新星，静态非平衡电离（NIE）辐射冷却和NIE辐射冷却模型中的气体流过冷却区。这些模型都不能完全重现数据，但很明显，非平衡电离辐射冷却在产生转变温度气体中很重要。
2012-02-27 astro-ph.GA
The temperature of the diffuse HI in the Milky Way II: Gaussian decomposition of the HI 21 cm absorption spectra
我们讨论的物理条件，银河系中性氢的基础上深，高速度分辨率干涉HI 21厘米吸收光谱对33个紧凑的河外射电源。HI 21 cm光学深度谱具有每1 km/s速度通道的均方根噪声值\lesssim 10^{-3}，即，足够灵敏，以检测热中性介质（WNM）的HI 21 cm吸收。比较这些光谱与HI 21厘米发射光谱从莱顿-阿根廷-波恩（LAB）调查，我们发现，在大多数视线上检测到的一些吸收必须出现在气体中的温度高于在稳定的冷中性介质（CNM）。对HI 21 cm吸收光谱中的30个进行多高斯分解，产生了非常少的线宽在稳定WNM温度范围内的分量，在30条视线中的16条中没有检测到这样的WNM分量。我们发现，一些检测到的HI 21厘米吸收沿十三这些视线必须出现在气体中的自旋温度大于CNM范围。对于这些视线，我们使用非常保守的估计的CNM自旋温度和非热加宽的CNM和WNM阶段的气体柱密度得到严格的上限。将这些上限与总HI柱密度进行比较，我们发现通常至少28%的气体必须具有在热不稳定范围（200-5000 K）内的温度。因此，我们的观测结果有力地表明，银河系星际介质中相当一部分气体的温度超出了两相模型中热稳定气体的预期范围。
2013-09-16 astro-ph.GA
Extended Carbon Line Emission in the Galaxy: Searching for Dark Molecular Gas along the G328 Sightline
本文给出了银河平面内l = 328°（G328）视线上1平方度区域内[CI] 809 GHz、12 CO 115 GHz、13 CO 110 GHz和HI 1.4GHz线辐射的光谱数据立方体。辐射主要来自视线上三个旋臂交叉处的气体。CO和[CI]线中的发射分布被发现是相似的，[CI]稍微更扩展，并且两者都被包围在广泛的HI中。数据立方体中每个体素的谱线比率在整个银河系范围内都是相似的。然而，朝向分子云的边缘，[CI]/13 CO和12 CO/13 CO线比上升约50%，[CI]/HI比下降约10$%。我们将其归因于这些视线主要通过光解区域（PDR）的表面，其中碳主要以C或C+的形式存在，而H2主要是分子，原子气体的比例也增加了。我们进行建模的PDR排放量从低密度分子云激发的平均星际辐射场和宇宙射线电离量化这种比较，发现消耗硫和减少多环芳烃丰度需要匹配线通量和比率。沿着视线的大约三分之一的分子气体被发现与这个表面区域相关，其中碳在很大程度上在CO中找不到。
2015-08-19 astro-ph.GA
Dust-Gas Scaling Relations and OH Abundance in the Galactic ISM
对星际尘埃的观测经常被用作总气柱密度$N_\mathrm{H}$的替代。通过比较$\textit{Planck}$热尘数据（1.2版）和Pan-STARRS 1和2 MASS的新尘埃红化图（Green et al. 2018），准确（不透明度校正）HI柱密度和新公布的OH数据从阿雷西博千年调查和21-海绵，我们确认尘埃光学厚度$τ_{353}$，红化$E(B{-}V)$和总质子柱密度$N_\mathrm{H}$在（1 $-$ 30）$\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$的范围内，沿着视线，在发射中没有分子气体检测。我们推导出纯原子视线在$|b|$ $>$ 5 $^{\circ}$处的$N_\mathrm{H}$/ $E(B{-}V)$比值为（9.4 $\pm$ 1.6）$\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$ mag $^{-1}$，比Bohlin等人（1978）的标准值高60 $\%$。我们报告了一个$\sim$ 40 $\%$增加不透明度$σ_{353}$ = $τ_{353}$ / $N_\mathrm{H}$，当从低柱密度（$N_\mathrm{H}$ $<$ 5 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$）移动到中等柱密度（$N_\mathrm{H}$ $>$ 5 $\times$ 10 $^{20}$ cm $…
2018-05-30 astro-ph.GA
Infrared H3+ and CO Studies of the Galactic Core: GCIRS 3 and GCIRS 1W
我们获得了H3+、R（1，1）l、R（3，3）l和R（2，2）l的关键基本谱线的改进谱，以及CO在朝向红外光源GCIRS 3和GCIRS 1 W的视线上的振转跃迁谱。光谱显示吸收发生在三种气体环境中：（1）与前景螺旋/侧臂相关的冷的稠密和弥漫的气体;（2）温暖和弥漫的气体在很宽的且大多为负的速度范围内吸收，这似乎填充了银河系中央分子区（CMZ）的很大一部分;（3）温暖、致密、致密的云，速度接近+50 km s^-1，可能在中心1-2 pc范围内。前两种云类型对中央星团所有源的反射几乎相同，并且与以前在从Sgr A* 到其以东30 pc的视线上观测到的相似。云类型（3）只在中央星团附近观测到，在GCIRS 3和GCIRS 1 W的视线之间显示出明显的差异，它们在天空中的投影距离仅为0.33pc。我们确定这种材料的一部分，以前已知的HCN映射的Circumnuclear磁盘向内延伸。氢电离率zeta与路径长度L的乘积的下限，对于温暖且弥漫的CMZ气体和核心中温暖且稠密的云，分别为2.3 x 10^5 cm s^-1和1.5 x 10^3 cm s^-1。这些极限表明，这些区域的电离率远高于10^-15 s^-1。
2014-04-08 astro-ph.GA
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) V. The dust/metallicity-anisotropy of the Circum-Galactic Medium
我们研究环银河系介质（CGM）的尘埃含量是否取决于类星体视线相对于星系主轴的位置，使用13个星系-MgII吸收体对（9 - 81 kpc距离）从MusE GAs流动和风（MEGAFLOW）调查在0.4 < z < 1.4。CGM的粉尘含量是使用紫外线和可见中阶梯光谱仪（UVES）数据从[Zn/Fe]获得的。当[Zn/Fe]的直接测量不可用时，我们从一种方法来估计灰尘的消耗，该方法包括解决多个单离子化离子（例如MnII，CrII，ZnII）的消耗，因为每个离子以不同的速率消耗灰尘颗粒。我们发现方位角和[Zn/Fe]之间呈正相关，Pearson r = 0.70 +/- 0.14。沿长轴的视线显示[Zn/Fe] < 0.5，而沿短轴的[Zn/Fe]> 0.8。这些结果表明，CGM沿短轴平均更丰富的金属（由~ 1德克斯）比气体位于沿星系的主轴提供的尘埃耗尽是金属丰度的代理。这种各向异性的分布是一致的流出和吸积流体动力学模拟的最新结果。
2021-01-06 astro-ph.GA
A Search for OH 18-cm Emission from Intermediate-Velocity Gas at High Galactic Latitudes
本研究利用阿雷西博望远镜搜寻高银纬中等速度气体中的OH发射，未探测到信号，发现H2柱密度远低于预测，表明IVMCs结构呈团块状，建议未来采用高灵敏度快速扫描搜寻。
2023-02-21 astro-ph.GA
Evidence for a hot galactic halo around the Andromeda Galaxy using fast radio bursts along two sightlines
本研究通过甚大阵realfast系统发现并定位两个穿透仙女座星系（M31）的快速射电暴（FRBs），约束其电子密度分布，分离出晕成分，为M31周围存在热晕提供初步证据，展示FRB探测环星系介质的潜力。
2025-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Background Infrared Sources for Studying the Galactic Center's Interstellar Gas
我们简要地描述了对银河系中央分子区（CMZ）视线上的500多个高度红化的点状物体进行K波段光谱调查的结果。目标是找到光谱无特征或几乎无特征的恒星，适合银河系中心星际气体的近红外和中红外吸收光谱，视线遍布CMZ。直到最近，只有少数这样的恒星在五重星团和中央星团附近的非常局部的视线之外被发现。我们已经使用斯皮策太空望远镜（GLIMPSE）和2 MASS测光来选择有希望的候选者，并在过去的十年中获得了它们的低分辨率K波段光谱。正如预期的那样，绝大多数是冷的和/或高度变红的红巨星，具有复杂的光球光谱，不适合测量微弱的星际线。其中大约10%的观测结果在这里被报道，它们的光谱没有特征或几乎没有特征。虽然这些恒星在银河经度上分布不均匀，但它们分散在CMZ上。它们中的许多是发光的恒星，深深地嵌入温暖的尘埃茧中，并且具有K波段连续谱，波长急剧上升到更长。其中相当一部分是各种光谱类型的热星，包括至少五颗新发现的沃尔夫-拉叶星。所有这些都应该适合于在大于3微米的红外波长处的星际吸收线的光谱学，并且许多也适合于更短的波长。
2019-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimating the contribution of foreground halos to the FRB 180924 dispersion measure
快速射电爆发（FRB）色散测量（DM）记录了电离重子的存在，这些重子在其他技术中是不可见的，从而能够解决宇宙网络中的物质分布。在这项工作中，我们的目标是估计的贡献FRB 180924 DM前景星系晕。ASKAP定位于一个大质量星系，这条视线值得注意的是对DM（$\rm DM_{cosmic} = 220~pc~cm^{-3}$）的估计宇宙网贡献，它小于从Macquart关系（$280~\rm pc~cm^{-3}$）估计的主机红移（$\rm z = 0.3216$）的平均值。在宇宙网的有利模型中，这表明在小撞击参数（$\lesssim 100$ kpc）下与前景晕的交叉很少。为了验证这一假设，我们用VLT/MUSE和Keck/LRIS对$\sim$ 1'视线范围内的场星系进行了分光观测。此外，我们开发了一种概率方法，利用来自宽场DES和WISE成像的光度红移。我们的结论是，没有星系晕，密切相交的视线，也是净DM的贡献，从晕，$\rm DM_{halos}< 45~pc~cm^{-3}$（95% c.l.）。该值低于使用普朗克$ΛCDM$模型和Aemulus晕质量函数从“平均”视线（$121~\rm pc~cm^{-3}$）估计的$\rm DM_{halos}$，并合理地解释了其低$\rm DM_{cosmic}$值。我们的结论是，FRB 180924代表了宇宙中预测的大多数视线，没…
2021-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large and small-scale structure of the Intermediate and High Velocity Clouds towards the LMC and SMC
利用大麦哲伦云和小麦哲伦云中早型星的CaII K和NaI D星际吸收线光谱研究了前景中高速云（I/HVC）的大尺度和小尺度结构。这些数据包括对4个疏散星团中403颗恒星的FLAMES-GIRAFFE CaII K观测，以及对大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中156颗恒星的FEROS或UVES光谱。FLAMES观测是迄今为止在20弧秒尺度上对CaII结构进行的最广泛的探测之一。从0.5度视场内的FLAMES数据来看，I/HVC分量中的CaII K等效宽度朝向三个集群变化>10倍。在中等速度或高速度的吸收中没有检测到分子气体，尽管在LMC和银河系速度下，分子吸收存在于某些视线中。视线显示，在EW的变化超过了一个因素7 CH+对NGC 1761超过尺度小于10弧分。FEROS/UVES数据显示，$\sim$ 60%的视线中有CaII K I/HVC吸收。除了对恒星LHA 120-S 93的试探性探测外，在非麦哲伦HVC速度下没有发现NaI D。I/HVC中CaII/NaI比值的范围为-0.45至+1.5 dex，与之前I/HVC的测量结果相似。在10个视线，我们发现CaII/OI比在I/HVC气体范围从0.2至1.5德克斯低于太阳值，表明无论是灰尘或电离效应。在9个视线中，I/HVC气体在HI和CaII中都被检测到，并且显示出与典型的I/HVC相似的CaII/HI比率和相似的速度，这意味着在这…
2015-11-03 astro-ph.GA
Kinematics of Circumgalactic Gas: Feeding Galaxies and Feedback
我们观测了50对红移z ~ 0.2的恒星形成星系和背景类星体。这些视线探测环星系介质（CGM）的维里半径的一半，我们描述了环星系气体运动学相对于银河系盘定义的参考系。我们检测晕气体在镁II吸收，测量相对于每个星系的等效宽度加权多普勒频移，并发现CGM有一个组件的角动量，是与银河系盘对齐。在任何碰撞参量下，在主轴的45度范围内均未检测到CGM的净反向旋转。环星系气体的速度偏移与盘平面中的投影旋转速度相关，盘半径约为70 kpc。我们证实了以前的说法，镁II吸收变得更强的银河系短轴附近，并表明，等效宽度与吸收的速度范围。我们不能直接测量任何吸收器沿视线的位置，但我们探索的假设，个别的速度分量可以与气体轨道在磁盘平面或径向向外流动的锥形流出。我们的结论是，离心力部分支持低电离气体和银河外流动力学干扰CGM产生过量吸收。我们的研究结果坚决排除了缺乏旋转的内部CGM的模式，并建议角动量以及星系风应包括在任何可行的模型的低红移CGM。
2019-04-25 astro-ph.GA
GNOMES II: Analysis of the Galactic diffuse molecular ISM in all four ground state hydroxyl transitions using Amoeba
本文利用 AMOEBA 算法对阿雷西博和 ATCA 观测的 107 条视线中 OH 四个基态跃迁进行联合拟合，发现卫星线激发温度差异表明气体普遍偏离 LTE，且 OH 与 HI 冷中性介质无强相关，提示分子气体与 CNM 可能解耦。
2023-02-22 astro-ph.GA
The Intrinsic I-Band Magnitude Dispersion of the Galactic Bulge Red Clump
我们用两种不同的方法测量了银河系核球红团（RC）的内禀星等色散，得到了σ I ~ 0.17等的估计值。首先，我们通过详细分析一个RC测量样本来估计RC的宽度。我们得到了σ_{I} ~ 0.17等，然后通过比较在视平面附近的V和I中球核RC和红巨星（RG）的光度函数来估计σ_{I} ~ 0.14-0.17等，这一结果具有结构和演化方面的意义。它约束模型估计钢筋的方向角来自钢筋混凝土的研究，以及推断出的特征长度的酒吧为一个给定的特征高度。此外，该值太大，无法使用已知金属丰度分布的预测进化效应来解释，这意味着存在其他人口效应。
2011-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of molecular absorption in four directions toward the Galactic bulge
Alma循环3的观察结果表明，在-200 \kms \ $< {\rm v} < -140$ \kms \处的凸起中，扩散分子气体对J1744-3116（l，b）=（-2.13d，-1d）我们的目的是测试是否也可以在\hcop °处看到朝向凸起的其他三个足够强的毫米波源看到凸起分子气体。而ALMA Cy 4中的其他物种则趋向于J1713-3418、J1717-3341、J1733-3722和J1744-3116。在所有方向上均检测到来自$|\rmv| \la 30$ \kms \处圆盘气体的强分子吸收，并且新检测到来自3 kpc臂的朝向J1717和J1744的吸收。然而，只有朝向J1744的视线整体上被分子气体所主导，并且没有其他视线显示来自隆起深处的气体的分子吸收。没有检测到分子吸收朝向J1717，其中从凸起的H I发射是以前已知的。正如在\hcop、HCN、\cch \和CS中所观察到的，在$v < -135$ \kms \中朝向J1744的凸起气体具有与太阳附近和银河系盘中所看到的相似的化学和运动学。我们测量了朝向J1744的膨胀气体的同位素比N（\hcop）/N（H $^{13}$ CO \p）$> 51~(3σ)$，以及分别朝向J1717和J1744的盘气体的同位素比$58\pm9$和$64\pm4$，都远高于中心分子区的典型值20-25。%结论标题（可选），必要时留空{…
2017-12-11 astro-ph.GA
Absorption Line Survey of H3+ toward the Galactic Center Sources III. Extent of the Warm and Diffuse Clouds
Geballe & Oka（2010）在2 MASS J17432173-2951430（J1743）和2 MASS J17470898-2829561（J1747）的视线上发现了离银河系中心（GC）约100 pc的高H3+柱密度。为了观察H3+的两个关键跃迁R（3，3）l和R（2，2）l，这些视线上的波长覆盖范围已经被扩展，这两个跃迁限制了环境的温度和密度。H3+ R（3，3）l线的轮廓（其仅归因于GC中的气体）与H3+ R（1，1）l和CO线轮廓之间的差异紧密匹配，正如其对于先前在GC中研究的视线所做的那样。在J1747中，H3+的R（2，2）l线的吸收存在于-60和+100 km/s之间的速度。这是继中央星团GCIRS 3之后，在星际介质中第二次清楚地探测到这条线。在这个速度范围内的吸收气体的温度是350 K，显着温暖比在中央分子区的其他部分的扩散云。这表明Sgr B分子云复合物的吸收气体是局部的。Oka et al.（2005）发现的温暖弥漫的气体显然延伸到约100 pc，但有迹象表明它的温度在J1743的视线中比GC的其他地方略低。本文将H_3 ~+向J1747方向的观测结果与最近Herschel观测到的H_2O ~+向Sgr B_2方向的观测结果进行了比较，讨论了它们之间的化学关系和非常相似的速度剖面。
2011-04-14 astro-ph.GA
The 9.7 and 18 um silicate absorption profiles towards diffuse and molecular cloud lines-of-sight
研究星际介质（ISM）中尘埃的成分对于理解我们银河系中尘埃的循环至关重要。中红外光谱特征的无定形硅酸盐，在ISM中最丰富的尘埃物种，研究在不同的视线通过银河系平面，从而探测不同的条件下，在ISM。我们分析了来自斯皮策档案的10个光谱，其中6条视线探测漫射星际介质物质，4条视线探测分子云物质。研究了其中7个谱图中9.7 μ m硅酸盐的吸收特征，分析了它们的形状和强度。此外，还分析了4个散射视线光谱中18 μ m硅酸盐吸收特征的形状。在漫射视线中的9.7 μ m硅酸盐吸收带显示出惊人相似的带形。这也是所有的情况下，但一个18微米的硅酸盐吸收带中观察到的扩散视线。在4个分子视线中的9.7 μ m谱带显示出形状上的小变化。带形的这些适度变化与硅酸盐颗粒生长方面的扩散和分子视线之间的τ 9.7/E（J-K）的大变化的解释不一致。相反，我们认为τ_9.7 / E（J-K）的大变化一定是由于E（J-K）的变化。
2010-12-08 astro-ph.GA
The role of neutral hydrogen in setting the abundances of molecular species in the Milky Way's diffuse interstellar medium. I. Observational constraints from ALMA and NOEMA
我们已经补充了现有的观测HI吸收与新的观测HCO $^+$，C $_2$ H，HCN和HNC吸收的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）和北部扩展毫米阵列（NOEMA）的方向上的20个背景无线电连续源与$4^\circ \leq |b| \leq 81^\circ$约束的原子气体条件，适合于形成扩散分子气体。我们发现，这些分子物种形成沿视线，其中$A_V \gtrsim 0.25$，与阈值的HI到H $_2$过渡太阳金属丰度一致。此外，我们发现，分子气体只与具有HI光学深度$> 0.1$，自旋温度$< 80$ K，和湍流马赫数$\gtrsim 2$的结构。我们还确定了一个广泛的，微弱的组成部分，以HCO $^+$吸收在大多数的视线。与观察到强窄HCO $^+$吸收的速度相比，在这些速度下的HI具有较低的冷中性介质（CNM）分数和可忽略的CO排放。这里观察到的不同分子种类的相对柱密度和线宽与以前在银河系纬度范围内的实验中观察到的相似，这表明太阳附近的气体和银河系平面中的气体在化学上相似。对于先前观测到的视线的选定样本，我们表明HCO $^+$、HCN、HNC和C $_2$ H的吸收线轮廓在$\sim 3$年和$\sim 25$年的时间段内是稳定的，这可能表明这些方向上的分子气体结构的大小至少为$\gtrsim 100$ AU
2021-09-13 astro-ph.GA
The temperature of the diffuse HI in the Milky Way I: High resolution HI 21 cm absorption studies
我们已经进行了深，高速度分辨率，干涉银河HI 21厘米吸收光谱对32个紧凑的河外射电源的巨型米波射电望远镜（GMRT）和韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）。大多数源的光学深度谱具有每1 km/s速度通道的均方根噪声值\lesssim 10^{-3}，因此对于检测具有HI柱密度N_HI \gtrsim 10^{20} cm^{-2}、自旋温度T_s \leq 5000 K且线宽等于热宽度（20 km/s）的热中性氢的吸收足够敏感。除了一个背景源B 0438 -436外，所有背景源均检测到HI 21 cm吸收。分别用GMRT和WSRT观测的源的光谱显示出极好的一致性，表明光谱基线问题和HI 21 cm发射的污染可以忽略不计。本文介绍了莱顿-阿根廷-波恩巡天的吸收谱、沿邻近视线的发射谱和导出的自旋温度谱。在每一条视线上，即使在1 km/s的速度分辨率下，探测到的最大自旋温度（\ge 3 sigma显著性）也是\gtrsim 1000 K，这表明我们在大多数视线上探测到的是温暖的中性介质。这是迄今为止银河系HI 21厘米吸收光谱的最大样本，提供了中性原子ISM物理条件的灵敏探针。
2013-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mid-Infrared Extinction and its Variation with Galactic Longitude
根据斯皮策/GLIPMSE遗产计划和2 MASS项目获得的数据，我们推导出了四个IRAC波段[3.6]，[4.5]，[5.8]和[8.0]微米的消光，相对于2 MASS Ks波段（2.16微米），沿着银河平面在|l| <65度内的131个GLIPMSE场，使用红巨星和红丛巨星作为示踪剂。总的来说，在IRAC波段（归一化到2 MASS Ks波段）的平均消光系数A_[3.6]/A_Ks=0.63，A_[4.5]/A_Ks=0.57，A_[5.8]/A_Ks=0.49，A_[8.0]/A_Ks=0.55随波长的变化很小（即消光系数有些平坦或灰色）。这与以前的研究是一致的，也与Weingartner和Draine（2001）在R_V=5.5时用标准星际颗粒模型预测的结果一致。然而，就个人视线而言，中红外星际消光A_{lambda} /A_Ks的波长依赖性从一个视线到另一个不同，这表明可能不存在一个“普遍的”红外消光定律。我们，第一次，证明存在的系统变化的灭绝与银河经度似乎与旋臂的位置，以及与星际尘埃的远红外光度的变化。
2009-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A CO J=1-0 Survey of common optical/uv absorption sightlines
内容：在过去的30年里，积累了大量的CO和其他分子在漫射云中的光学/紫外吸收的观测结果，但没有可比的CO发射线数据。目的：为了获得毫米波J=1-0 CO发射线轮廓对一个共同研究的光学/紫外吸收线目标的实质性样品，并与吸收气体的性质，特别是预测的发射线强度进行比较。研究方法：利用ARO 12 m望远镜，我们观测到了毫米波长J=1-0的CO发射，其光谱分辨率为R ~ 3 × 10^6，空间分辨率为1“，朝向先前在CO、\HH、CH等的光学/紫外吸收线中研究的110条视线的样品。星际CO排放沿65的110条视线调查，有一个一般的过剩的CO排放量的调查样本中的银河系纬度分布。大部分的辐射是光学厚或非常强烈，必须从HII区域附近的乌云或温暖的致密气体中发出。结论：从CO排放的统计过剩来判断，也可以在总视线变红中看到，OB星光学/紫外吸收线目标必须与大量的中性气体（其CO排放被检测到）物理相关，在这种情况下，它们可能通过加热和/或光电离吸收气体来影响吸收气体。13 CO比率在$uv$和毫米波吸收线研究之间略有不同。由于视线已被预选为AV < 1等，因此实际上只有相对较少的相关物质遮蔽了目标，使得CO发射线观测难以隔离前景气体的贡献。
2009-01-08 astro-ph.GA
IGM-Vis: Analyzing Intergalactic and Circumgalactic Medium Absorption Using Quasar Sightlines in a Cosmic Web Context
我们介绍IGM-Vis，一种新颖的天体物理可视化和数据分析应用程序，用于研究星系及其周围的气体，以及它们的大尺度环境，宇宙网。环境是星系从活跃的恒星形成演化到静止状态的一个重要因素，即使有，也很少有可辨别的恒星形成活动。星系的气体晕（环星系介质，CGM）在它们的演化中起着关键作用，因为恒星形成所需的气体和任何从广泛观测到的星系风中喷出的气体都必须遇到星系和星系际介质（IGM）之间的界面区域。我们提出了一个分类的任务通常采用IGM/CGM研究通知的天体物理学家在不同的职业水平的调查，并演示了这些任务是如何通过使用我们的可视化软件来促进。最后，我们通过两个深入的用例来评估IGM-Vis的有效性，这些用例描述了使用IGM/CGM数据的真实分析会话。
2019-04-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
One sightline, many systems: a FLASH discovery of HI towards scintillating quasar PKS 0405-385
University of Sydney（悉尼大学）；Seoul National University（首尔大学）；Stanford University（斯坦福大学）；CSIRO Space and Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部门）；Manly Astrophysics（曼利天体物理学）；Shanghai Astronomical Observatory, CAS（中国科学院上海天文台）；First Light Fusion Ltd.（第一缕融合有限公司）；Victoria University of Wellington（惠灵顿维多利亚大学）
研究通过FLASH发现PKS 0405-385的HI吸收线，揭示了该类星体的金属吸收线系统，并重新评估其无线电变异性，但未发现新的重复日内变异性证据。
2026-04-07 astro-ph.GA
The Near-Infrared Extinction Law at High and Low Galactic Latitudes
该研究利用SDSS和2MASS数据构建近红外消光曲线，明确近红外消光斜率在低中尘埃柱下无显著变化、与$R_V$无内禀相关，还给出$R_H$测量值并讨论其宇宙学意义。
2023-12-19 astro-ph.GA
SWAG: Distribution and Kinematics of an Obscured AGB Population toward the Galactic Center
从AGB恒星流出的物质丰富了银河系的金属环境，并将机械能注入ISM。无线电光谱学可以通过观察分子谱线来恢复这两种性质。我们目前的结果从SWAG：“调查的水和氨在银河系中心”。这次巡天覆盖了整个中央分子带（CMZ），即银河系内部3.35度x 0.9度（约480 x 130秒差距）的区域，其中含有约5x10^7 Mo的分子气体。虽然我们的调查主要针对CMZ，但我们通过银河系的整个视线进行观察。AGB星的双峰22 GHz水脉泽谱线特征揭示了它们的存在。它们的光谱特征和亮度可达10^-7 Lo，因此很容易区分。较高的光度通常与位于CMZ恒星形成区的年轻恒星天体有关。我们检测到一个人口约600个新的水脉泽，可能与AGB流出。
2018-11-13 astro-ph.GA
Resolving 3D Disk Orientation using High-Resolution Images: New Constraints on Circumgalactic Gas Inflows
我们约束气体流入速度在恒星形成的星系与颜色梯度一致，由内而外的磁盘增长。我们的方法结合了新的测量盘取向与先前描述的环星系吸收背景类星体光谱。两个量，一个位置角和一个轴比，描述了每个星系盘在天空中的投影形状，留下了一个关于短轴的哪一边向观测者倾斜的模糊性。关于盘的3D取向的这种简并性已经损害了先前测量气体流入速度的努力。我们提出了HST和凯克/LGSAO成像，解决了在红移$z\approx0.2$在五个星系的螺旋结构。我们确定了四个星系的磁盘倾角的符号，假设旋臂的旋转轨迹。我们的项目模型，在磁盘平面和圆形轨道上的每个类星体的视线径向下降。我们比较所得的视线速度观测到的速度范围内的Mg II吸收光谱的背景类星体，相交的磁盘平面在半径69和115千秒差距之间。对于两条视线，我们将最大径向流入速度限制为30-40 km s $^{-1}$。我们还排除了在一个视线径向流入的速度分量，这表明这些增长的磁盘结构的供应气体没有统一的覆盖因子。我们建议适当的选择标准，以建立更大的样本的星系-类星体对，产生的方向敏感的约束流入属性。
2019-11-18 astro-ph.GA
Infrared Diffuse Interstellar Bands in the Galactic Centre Region
透过足够数量的弥漫星际物质观察任何恒星的光谱，都会发现许多吸收特征，统称为弥漫星际带（DIB）。第一个DIB是在90年前报道的，目前已知的有500多个。它们中没有一个被令人信服地确定为任何特定的元素或分子，尽管最近的研究表明DIB载体是含有碳的多原子分子。目前已知的大多数DIB都是可见光和非常近红外的波长，只有两个先前已知的波长超过1微米（10，000埃），其中较长的波长为1.318微米。在这里，我们报告的发现十三弥漫星际带在1.5-1.8微米的间隔高消光视线对恒星在银河系中心。我们认为，它们几乎完全起源于银河系中心地区，这是一个比以前观察到的DIBs更加温暖和严酷的环境。这些DIBs对银河系中心和天鹅座OB 2弥漫云的相对强度是一致的，其强度主要与扩散材料的消光比例。
2011-11-02 astro-ph.GA
Investigating the OH-H2 relation in diffuse Galactic clouds
本文利用 ESO/VLT 近紫外光谱分析17条视线，量化弥漫银河云中 OH、CH 与 H2 柱密度关系，并解释 OH 与 CH 吸收气体的密度差异。
2023-06-08 astro-ph.GA
Analysis of the 3.2-3.3 $μ$m Interstellar Absorption Feature on Three Milky Way Sightlines
本文分析了三个银河系源方向的3.2-3.3 $μ$m星际吸收特征，通过高斯拟合修正光谱，发现该特征与紧凑和不规则PAHs相关，支持PAH假说。
2024-02-15 astro-ph.GA
Kinematics of Circumgalactic O VI Gas and Disk Rotation of $z\approx0.2$ Star-forming Galaxies
本文通过18对类星体与z≈0.2恒星形成星系的观测，研究环星系介质中O VI气体的运动学，发现O VI气体主体很少反向旋转，且与低电离离子匹配的O VI分量更可能与盘共同旋转，揭示了内CGM中气体与星系盘旋转的关系。
2025-11-09 astro-ph.GA
HI-to-H2 Transition Layers in the Star-Forming Region W43
原子到分子（HI到H $_2$）的气体转换过程是分子云形成和恒星形成的基础。对恒星形成区W 43的21厘米观测揭示了极高的HI柱密度，为120-180 M $_{\odot}$ pc $^{-2}$，比HI到H $_2$跃迁理论预测的大10-20倍。我们用HI到H $_2$跃迁理论模型分析了观测到的HI，发现理论与观测的差异不能用W 43的强辐射来解释，也不能用假设的体密度或H $_2$形成速率系数的变化来解释。我们发现，观察到的大HI列自然地解释了几个（$9-22$）HI-H $_2$过渡层，叠加沿视线的W 43。我们讨论了其他可能的解释，如非稳态的情况下，和效率低下的灰尘吸收。W 43的情况表明，在河外观测中报告的HI阈值可能与单个HI到H $_2$过渡无关，而是沿视线的几个过渡层（云）的结果，被弥散的云间气体稀释。
2016-12-07 astro-ph.GA
Unlocking the Hidden Potential of ALMA Calibrators: A Pilot Blind Search for Galactic Molecular Gas in ALMA Band 1
University of Tokyo（东京大学）；Graduate Institute for Advanced Studies（高级研究研究生院）
利用ALMA Band 1校准器数据开发自动化管线，对16个校准源进行盲吸收线搜索，证明该方法可行并建立可扩展框架。
2026-06-24 astro-ph.GA
The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream. III: Ionization, Total Mass, and Inflow Rate onto the Milky Way
两个麦哲伦云之间的动态相互作用将大量气体抛入银河系的晕中，形成了麦哲伦流、麦哲伦桥和引导臂（统称为麦哲伦系统）。在研究吸收中的麦哲伦气体的一系列的第三篇论文中，我们使用69个哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪视线的样本分析了气体电离水平，这些视线通过或在21 cm发射区域的30度范围内。我们发现，81%（56/69）的视线显示麦哲伦速度的紫外线吸收，这表明麦哲伦系统的总截面约为11000平方度，或整个天空的四分之一左右。利用观测到的Si III/Si II比值和云光电离模型，我们计算出麦哲伦星系的总质量（原子加电离）约为20亿太阳质量，电离气体的质量是原子气体的两倍多。这比目前两个麦哲伦星云的星际H I质量加起来还要大，表明它们已经失去了大部分初始气体质量。如果麦哲伦星系中的气体在流入时间约为0.5-1.5 Gyr的情况下存活下来并到达银河系盘，那么它的平均流入速率将达到每年约3.7-6.7太阳质量，这可能会提高银河系恒星形成的速率。然而，与热的银河日冕相互作用的蒸发的多个迹象表明，该流可能无法在其完整无损的旅程中幸存下来，而是会向日冕添加材料（并冷却）。
2014-04-22 astro-ph.GA
Diffuse Low-Ionization Gas in the Galactic Halo Casts Doubts on $z\simeq 0.03$ WHIM Detections
在这封信中，我们证明了两个声称的$z\simeq 0.03$ OVII K $α$吸收线从温热星系际介质（WHIM）沿着视线到耀变体H~2356-309（Buote等人，2009; Fang等人，2010年）和Mkn~501（Ren，Fang \& Buote，2014年）可能是银河系星际和环银河介质中弥漫的低电离金属介质产生的$z=0$ OII K $β$线的错误识别。我们对H 2356-309和Mkn 501的所有可用的高信噪比Chandra LETG和XMM-牛顿RGS光谱进行了详细的建模，并证明了沿这两条视线的$z\simeq 0.03$ WHIM吸收在统计上是不需要的。然而，我们的研究结果并不排除$z\simeq 0.03$ OVII K $α$吸收剂沿着H~2356-309的视线的小贡献。在我们的模型中，假定的$z = 0.031$ WHIM细丝的温度为T $= 3\times 10^5$ K，OVII柱密度为N $_{OV II} \le 4\times 10^{15}$ cm $^{-2}$，比以前报道的OVII柱密度小20倍，现在更符合宇宙流体动力学模拟的预期。
2016-02-10 astro-ph.GA
The MACH HI absorption survey I: Physical conditions of cold atomic gas outside of the Galactic plane
追踪弥漫原子星际介质（ISM）和寒冷、稠密气体之间的过渡对于破译星系中的恒星形成周期至关重要。在这里，我们提出了马赫，一个新的调查冷中性氢（HI）吸收在$21\rm\,cm$的卡尔G。Jansky甚大阵。我们用$60<l<110^{\circ}$、$30<b<62^{\circ}$瞄准42个明亮的背景源，显著地扩大了公开可用的、在银河平面之外的灵敏的$21\rm\,cm$吸收的样本。与匹配的$21\rm\,cm$发射数据从EBHIS调查，我们测量的总柱密度和冷HI分数，并通过自主高斯分解量化的属性，个别HI结构沿每个视线。结合MACH样本与最近HI吸收调查的结果，我们产生了一个强大的表征冷原子介质在高和中间银河系纬度。我们发现，MACH HI具有显着较小的柱密度相对于在类似纬度的样品，和检测到的冷HI结构具有较小的线宽，温度和湍流马赫数，这表明MACH探针一个特别安静的区域。使用所有可用的观测，我们计算的累积覆盖分数（$c$）的冷HI在本地速度以外的磁盘：结构与$τ>0.001$是无处不在的（$c\sim100\%$），而高光学深度（$τ>1$）是非常罕见的（$c\sim0\%$）。
2021-06-29 astro-ph.GA
Probing Galactic Halos with Fast Radio Bursts
多重快速射电暴（FRB）在z>0.1星系中的精确定位（<1“）证实了这些神秘源的色散测度（DM）为探测星系周围和星系间弥漫的电离气体提供了新的机会。在这篇手稿中，我们研究了在当前和即将到来的FRB调查中DM观测的暗物质晕（又名晕气）中气体的签名。结合从观测的高速云，OVII吸收，和DM的大麦云与流体静力学模型的晕气体的约束，我们估计，我们的星系晕将有助于${\rm DM}_{\rm MW,halo} \approx 50-80 \rm pc/cm^{-3}$从太阳到200 kpc独立的任何贡献，从银河系ISM。扩展到本地组的分析，我们表明，M31的光环将很容易检测到高样本FRB调查（如CHIME），虽然从一个假定的本地组介质的签名可能会竞争。然后，我们回顾了目前的经验约束晕气体在遥远的星系，并讨论了其DM贡献的影响。我们进一步研究了DM概率分布函数的人口FRB在z >> 0使用更新的晕质量函数和新的模型晕密度分布。最后，我们说明了FRB实验解决重子部分晕通过分析模拟视线通过CASBaH调查的潜力。我们分析的所有代码和数据产品都可以在https://github.com/FRBs上找到。
2019-01-30 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 high-mass Planetary Nebula in a Galactic Open Cluster
行星状星云是围绕在垂死恒星残余核心周围的电离喷射物。理论预测，质量是太阳1到8倍的主序星最终可能形成行星状星云。到目前为止，还没有在更高质量范围内证实的例子。在这里，我们报告行星状星云BMP J1613-5406与银河星团NGC 6067有关。从这个星团的主序星演化出来的恒星质量约为5个太阳质量。行星状星云-星团关联的可信度来自于它们在视线中紧密一致的径向速度，具有陡峭的速度-距离梯度，共同的距离，变红以及行星状星云在星团边界内的位置。这是一个前所未有的行星状星云的例子，其前身恒星质量接近核心坍缩超新星形成的理论下限。它提供了证据支持理论预测，即5+太阳质量的恒星可以形成行星状星云。进一步的研究应该为恒星和银河系的化学演化提供新的见解。
2019-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Southern Fermi Bubble in Ultraviolet Absorption using Distant AGNs
费米泡是两个巨大的伽马射线发射叶，在银河系中心上下延伸55 $^{\circ}$。虽然北方气泡已经在紫外线（UV）吸收方面进行了广泛的研究，但对南方气泡的气体运动学知之甚少。我们使用紫外吸收线光谱从宇宙起源摄谱仪（COS）的哈勃太空望远镜探测南方费米泡使用的样品17个背景AGN投影背后或附近的泡沫。我们测量了高速云（HVC）的入射率，发现六分之四的视线通过气泡显示HVC吸收，而十一分之六通过外部。我们发现强有力的证据表明，最大的绝对LSR速度的HVC组件作为银河系内的纬度的函数的泡沫，蓝移和红移组件，如预期的减速外流。我们探讨是否列密度比SiIV/SiIII，SiIV/SiII和SiIII/SiII与绝对银河系内的泡沫纬度。这些结果表明，使用紫外吸收线光谱来表征银河系中心外流嵌入云的运动学和电离条件。
2018-04-27 astro-ph.GA
The mid-infrared appearance of the Galactic Mini-Starburst W49A
大质量恒星形成区W 49 A代表了银河系中最大的大质量恒星形成复合体之一，其中至少有50颗年轻的大质量恒星仍然笼罩在它们的出生分子云中。我们采用Spitzer/IRS光谱测绘观测的W 49 A北部的多环芳烃（PAH）带，PAH平台功能，原子线和连续发射的中红外（MIR）的空间外观进行了研究。我们研究的空间变化的MIR发射组件切片通过两个超紧凑HII（UC-HII）地区。我们发现，PAH带再现已知的趋势，与警告，6.2 $μ$ m PAH带似乎去耦从其他电离PAH带在一些UC-HII区域-以前只观察到一个其他对象的效果：巨星形成区域N66在大麦哲伦星云。此外，我们比较了W 49 A周围的排放的性质，“弥漫”的视线。据发现，周围的发射可以解释的视线发射，并不代表真正的“扩散”的材料。此外，我们研究了从UC-HII区域到星爆星系的各种尺度上的恒星形成的MIR外观，包括讨论了8 $μ$ m IRAC过滤器中PAH发射的分数。我们发现，W 49 A的MIR外观是一个大尺度的星暴，但它的各个组成部分是一致的，与其他银河系的HII地区。
2014-07-02 astro-ph.GA
An HST/COS legacy survey of high-velocity ultraviolet absorption in the Milky Way's circumgalactic medium and the Local Group
为了表征这种环星系介质（CGM）的吸收特性及其与LG的关系，我们提出了迄今为止最大的调查银河系高速云（HVC）使用档案紫外（UV）光谱的河外背景源的金属吸收。紫外线数据是由哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS）获得的，并由中性氢的21厘米射电观测补充。沿着270条视线，我们测量了速度范围为|v_LSR| =100-500 km·s^-1的HVC中Si II、Si III、CII和CIV谱线上的金属吸收以及相关的HI 21 cm发射。有了这个前所未有的大HVC样本，我们能够改进HVC的统计数据，包括分数、电离条件、小尺度结构、CGM质量和流入速率。首次稳健地确定了高速吸收体的角两点关联函数，系统地分析了天球上的对映视线，并与阻尼莱曼α吸收体（DLAs）和LG的约束宇宙学模拟的吸收特性进行了比较。我们的研究表明，银河系CGM包含足够的气态物质来维持银河系恒星-以目前的水平发展。我们表明，CGM是由离散的气体结构，表现出大规模的运动学与小规模的变化，在物理条件。在银河系的CGM中，麦哲伦流明显主导着高速气体的截面和质量流。可能存在的高速LG气体强调了当地宇宙学环境在银河系内和周围的大规模气体循环过程中的重要作用。
2017-06-21 astro-ph.GA
