Polycyclic Aromatic Hydrocarbon emission in Spitzer/IRS maps II: A direct link between band profiles and the radiation field strength
我们分解观察到的7.7 $μ$ m多环芳烃（PAH）发射复合物在一个大的样品中超过7000中红外光谱的星际介质（ISM）使用光谱立方体观察斯皮策/IRS-SL仪器。为了拟合7.7 $μ$ m PAH发射复合物，我们调用了四个高斯分量，发现它们在所有光谱中的峰位置和宽度方面非常稳定，随后定义了具有固定参数的分解，其给出了对所有光谱的可接受的拟合。我们看到，我们的波段通量之间的相互关系具有很强的环境依赖性-在HII区域，所有四个分量都是相互关联的，而在反射星云（RNe）中，内部和外部的波段对的关联方式与以前在NGC~2023中看到的相同。我们表明，这种效果的出现，因为RNe地图是由强烈照射的PDR发射为主，而更大的HII区域的地图是由更远离激发恒星的区域的发射为主，导致微妙的不同的光谱行为。进一步的研究表明，这两个组成部分（集中在7.6和7.8 $μ$ m）的比例是线性相关的UV场强度（log G $_0$）。我们发现，这种关系并不适用于由拱星材料，这是已知的具有可变的7.7 $μ$ m光谱轮廓的来源。
2017-02-09 astro-ph.GA
Dust processing in Supernova Remnants: Spitzer MIPS SED and IRS Observations
我们目前斯皮策MIPS SED和IRS观测的14个银河系超新星遗迹先前确定的GLIMPSE调查。我们发现SNR/分子云相互作用的证据，通过检测[OI]发射，离子线，从分子氢的发射。通过黑体拟合发现，大颗粒的温度在29-66 K之间。粉尘排放模拟使用的DUSTEM代码和一个三组分粉尘模型组成的人口的大颗粒，非常小的颗粒，和多环芳烃。我们发现尘埃被适度加热，通常是星际辐射场的30-100倍。辐射的来源可能是氢的复合，氢的激发发生在激波阵面。对于大多数分子相互作用的SNR，发现非常小的颗粒与大颗粒的比率高于在银河系平面中发现的比率，通常为2- 3倍。我们认为，粉尘粉碎是负责相对过剩的小颗粒，与预测粉尘破坏模型。然而，SNR中的两个最适合于碳颗粒相对于硅酸盐颗粒的非常低的丰度和非常高的辐射场。小碳颗粒丰度低的一个可能原因是溅射。我们发现在20 $μ$米的SEDs的硅酸盐发射的证据，表明他们是年轻的信噪比的基础上，强大的辐射场所需的重现所观察到的SEDs。
2011-10-19 astro-ph.GA
A systematic search for the spectra with features of crystalline silicates in the Spitzer IRS Enhanced Products
结晶硅酸盐的特征主要体现在红外波段。斯皮策红外光谱仪（IRS）收集了各种物体的大量光谱，并提供了一个大型数据库来研究各种天文环境中的结晶硅酸盐。我们应用流形排序算法进行系统的搜索光谱与结晶硅酸盐功能的斯皮策IRS增强产品。共发现790个源的868个光谱显示出结晶硅酸盐的特征。这些物体与SIMPAD数据库以及大天区多物体光纤光谱望远镜/DR 2进行了交叉比对。年轻恒星天体的平均光谱表现出各种特征，要么以镁橄榄石为主，要么以顽火辉石为主，要么两者都不占主导地位，而演化天体的平均光谱在AGB，OH/IR，post-AGB和行星状星云中始终呈现镁橄榄石的主导特征。在光学上，它们被鉴定为早型星、演化星、星系等，并计算了典型硅酸盐复合体的光谱特征强度。这些结果可通过CDS供天文学界进一步研究结晶硅酸盐。
2016-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The water abundance behind interstellar shocks: results from $Herschel$/PACS and $Spitzer$/IRS observations of H$_2$O, CO, and H$_2$
利用$Herschel$测量的远红外CO和H $_2$ O线辐射，结合$Spitzer$测量的中红外H $_2$转动辐射，研究了激波加热分子气体中水的丰度。我们目前获得的远红外线光谱与$Herschel$的PACS仪器范围光谱模式对两个位置的原恒星外流NGC 2071和一个位置的超新星遗迹W28和3C 391。这些光谱提供明确的检测，在一个或多个位置，12个旋转线的水，14个旋转线的CO，8个旋转线的OH（4 λ双峰），和7个精细结构的原子或原子离子的过渡。我们首先使用了一个同时适合CO线通量，随着H $_2$旋转线通量先前测量的$Spitzer$，以约束温度和密度分布内的排放气体，然后我们调查了所观察到的H $_2$ O线通量所暗示的水的丰度。水线通量与非离解激波的标准理论模型符合得很好，该模型预测了在速度为$v \sim 25$ km/s的激波中颗粒地幔的完全汽化，在此速度之后，特征气体温度为$\sim 1300$ K，H $_2$ O/CO比为1.2
2013-12-23 astro-ph.GA
PDR Model Mapping of Physical Conditions via Spitzer/IRS Spectroscopy of H2: Theoretical Success toward NGC 2023-South
我们使用斯皮策的IRS观测反射星云NGC 2023的南部，包括南脊，这是一个由HD 37903激发的卓越的光解区域。五个纯旋转的H2发射线检测和映射的南部山脊和周围，以比较与预测的水平列密度从理论PDR模型。我们发现PDR模型的预测和发射线强度和斯皮策测量的比率之间非常好的协议，使我们得出结论，粮食光电加热足够温暖的气体，通过碰撞激发产生所观察到的H2线发射。在南脊，我们推断氢核密度n_H约为2 × 10^5 cm^-3，辐射场强度χ约为10^4，相对于银河系的星际辐射场。这个高的χ值独立地预测了与HD 37903的距离为300 pc，并且与最新的HIPPARCOS结果一致。在该映射上，我们发现n_H和χ都以sim 3的因子变化。这样的二维变化提供了关于南脊场的三维结构的线索，南脊场似乎是分子云的尖端。我们还绘制了激发温度和邻对比的变化图，后者在南岭达到了sim 1.5--2.0的值，并发现PDR模型可以很容易地再现观察到的邻对比，对于由碰撞过程主导的旋转激发，邻对比< 3。最后，恒星Sellgren C和G被发现在档案HST图像上被分解成两个点源，每个点源的分离小于0.5”。
2011-10-20 astro-ph.GA
Polycyclic Aromatic Hydrocarbon emission in Spitzer/IRS maps I: Catalog and simple diagnostics
本文给出了用Spitzer红外光谱仪（IRS）在5- 15 $μ$ m波长范围内观测到的银河系HII区和光离解区的光谱图。对于每个物体，我们都有空间分辨率为$\sim$ 4”的光谱图，其中我们测量了所有的中红外发射和吸收特征。这些包括PAH发射带，主要在6.2、7.7、8.6、11.2和12.7 $μ$ m，以及氖和硫的光谱发射线和硅酸盐尘埃在大约9.8 $μ$ m处引起的吸收带。在这项工作中，我们详细描述了数据，包括数据减少和测量策略，并随后提出了PAH发射带强度的相关性为每个对象和样品作为一个整体。我们发现，有两个主要群体，第一个包括HII区域和第二个反射星云（RNe）的样本中的源之间的明显差异。有三个源，反射星云NGC~7023，马头星云PDR（HII区IC~434和猎户座B分子云之间的界面）和M 17，与这种分类不同，马头PDR点模仿RNe，NGC~7023通量在我们的相关图中显示出独特的分叉外观。这些差异似乎是由于Horsehead PDR经历的非常低的辐射场以及NGC~7023观测中PDR环境和漫射环境之间非常清晰的分离。
2016-01-28 astro-ph.GA
The physical properties of Spitzer/IRS galaxies derived from their UV to 22 $μ$m spectral energy distribution
我们提供了完整的CASSIS中包含的所有星系的基本综合物理性质与可用的宽带测光从UV到22 $μ$ m。为了研究CASSIS中每个星系的SED，我们从现有的公共调查中收集了14个波长的光度测量结果，从而构建了红移范围0<z<2.5的1，146个星系的最终样本。的SED建模与CIGALE代码依赖于被吸收的恒星和尘埃排放之间的能量平衡，同时考虑到可能的贡献，由于活动星系核的存在。我们将星系分为三组，一个低红移，一个中红移和一个高红移，并发现绝大多数的斯皮策/IRS星系是恒星形成和谎言或以上的恒星形成MS相应的红移。此外，z<0.1的Spitzer/IRS星系的辐射主要由恒星形成活动所支配，中红移区域的星系是恒星形成星系和活动星系核的混合体，而z<0.5的星系中有一半表现出中等或高活动星系核活动。此外，利用静止坐标系NUV-r色，Sérsic指数，光学OIII和NII发射线，我们探索这些星系的性质，通过调查它们的结构以及它们的恒星形成和活动星系核活动。使用彩色星等图，我们证实，97%的星系的红移小于0.5经历了最近的恒星形成插曲。对于一个子样本的星系可用的结构信息和红移小于0.3，我们发现，早型星系被放置在MS下方，而晚型星系被发现的MS预期。最后，对于所有z<0.5的星系和可用的光谱线测量，我们发现，具有高活动星系核光度的星系，如CIGALE计算的，最有可能被归类为复合星系核或活动星系…
2016-09-10 astro-ph.GA
Spatially Resolved Spitzer-IRS Spectral Maps of the Superwind in M82
我们用$Spitzer-IRS$绘制了邻近星暴星系M82的中红外超风/晕区。所覆盖的光谱区域包括H $_2 S(1)-S(3)$、[NeII]、[NeIII]发射线和PAH特征。我们估计热H $_2$的总质量和流出的热分子气体的动能在$M_{warm}\sim5-17\times10^6$ M $_{\odot}$和$E_{K}\sim6-20\times10^{53}$ erg之间。使用IRS光谱中6.2，7.7和11.3微米PAH特征的比率，我们能够估计超风中小颗粒的平均尺寸和电离状态。在整个流出的PAH通量比有很大的变化。11.3/7.7和6.2/7.7的PAH比率在整个风区的变化都超过五倍。风的北部有一个显着的人口多环芳烃的较小的6.2/7.7比星爆盘或南风，表明平均而言，多环芳烃发射器更大，更电离。温暖的分子气体PAH流量比（H $_2/PAH$）的流出增加了10-100倍的星爆盘相比。H $_2/PAH$比的这种增强似乎并不遵循流出物中原子气体的电离（如用[NeIII]/[NeII]线通量比测量的）。这表明外流中的大部分温暖的H $_2$是由冲击激发的。所观察到的H $_2$线强度可以再现低速冲击（$v < 40$公里的$^{-1}$）驱动到中等密度的分子气体（$10^2 <n_H < 10^4$厘米$^{-3}$）夹带在外流。
2015-05-15 astro-ph.GA
Massive Young Stellar Objects in the Galactic Center. I. Spectroscopic Identification from Spitzer/IRS Observations
我们目前的结果，从我们的光谱研究，使用红外光谱仪（IRS）机载斯皮策太空望远镜，旨在确定大规模的年轻恒星物体（YSO）在银河系中心（GC）。我们的107个YSO候选者的样本是根据IRAC颜色从中央分子区（CMZ）的高空间分辨率，高灵敏度Spitzer/IRAC图像中选择的，该图像跨越银河系中央~300 pc区域。我们获得了IRS光谱超过5微米至35微米使用高分辨率和低分辨率IRS模块。我们通过在15 um的CO2冰的吸收剖面上存在15.4um的肩部来光谱识别大规模的YSO，这表明CO2冰与CH 3OH冰混合在谷物上。这个15.4um的肩在16个源中被清楚地观察到，并且可能在另外19个源中被观察到。我们发现，9个大规模的YSO也揭示了分子气相吸收CO2，C2 H2，和/或HCN，跟踪温暖和致密的气体YSO。我们的研究结果提供了GC中大规模YSO人口的第一次光谱普查。我们拟合YSO模型所观察到的光谱能量分布，并找到YSO的质量为8 - 23 Msun，这通常同意来自观测到的无线电连续辐射的质量。我们发现，约50%的光度确定的YSO与我们的光谱研究证实。这意味着GC的初始恒星形成速率约为0.07 Msun/yr。
2011-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the LINER nuclear obscuration, Compton-thickness and the existence of the dusty torus; Clues from Spitzer/IRS spectra
大多数光学分类的低电离窄发射线区（LINER）核拥有活动星系核（AGN）。然而，他们如何适应活动星系核的统一模型（UM）仍然是一个悬而未决的问题。这项工作的目的是在中红外（中红外）研究（1）的康普顿厚的性质LINER;（2）在LINER的尘埃环面的消失从理论上的论点预测。我们已经汇编了IRS/Spitzer（40个LINER）中所有可用的低光谱分辨率中红外光谱。我们用PGQSO、S1 s、S2 s和SBs核的Spitzer/IRS光谱补充了这个样品。我们已经研究了活动星系核与我们的样品中的星爆含量使用不同的指标：EW（PAH 6.2um），强度的硅酸盐功能在9.7um，和陡峭的中红外光谱。在40个内衬中的25个（即，62.5%），中红外光谱不是SB主导的，类似于比较S2样品（67.7%）。SB主导LINER和S2的平均光谱与SB类的平均光谱非常相似。此外，Lx（2- 10 keV）> 10 E +41 erg/s的活动星系核主导的LINER的平均光谱与活动星系核主导的S2的平均中红外光谱相似。然而，微弱的LINER显示出与其他光学类别不同的平坦光谱，表明尘埃环的消失。只有在排除SB主导的LINER和校正康普顿厚LINER候选者中的Lx（2- 10 keV）时，活动星系核的nuLnu（12 μ m）和Lx（2 - 10 keV）之间的相关性才能很好地向低光度方向扩展。我们讨论了微弱L…
2015-01-15 astro-ph.GA
Dust around R Coronae Borealis stars: I. Spitzer/IRS observations
本文给出了31颗北冕座R星（RCBs）完整样品的5 ~ 37 μ m Spitzer/IRS光谱。将这些光谱与每个RCB在最大光下的光学和近红外光度法相结合，以编制光谱能量分布（SED）。的SEDs与黑体通量分布和估计的红外线通量的比例，从星周尘埃的恒星发出的通量。31颗恒星中的29颗与三十年前的IRAS通量进行了比较：斯皮策和IRAS在12微米和25微米的通量基本上是相等的，但只有少数样本。对于这少数人来说，IRAS与斯皮策的通量比超过了三倍。异常值被认为是形成尘埃云或尘埃喷流的恒星是罕见的事件。斯皮策可能在距离RCB更远的地方重新观测到了在IRAS观测之前喷出的一股烟，作为较冷的烟。RCB经历更频繁的光学下降，在一般情况下，一个拱星环境包含泡芙对着一个更大的立体角在恒星和准恒定的红外通量。然而，估计对向立体角和黑体温度的尘埃显示了系统的演变，以较低的立体角和较冷的温度之间的间隔IRAS和斯皮策。这些RCB和LMC的尘埃排放在总24 um光度和[8.0]-[24.0]色指数方面是相似的。
2011-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer IRS Detection of Molecular Hydrogen Rotational Emission Towards Translucent Clouds
利用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，我们在两个半透明的高银河系纬度云DCld 300.2-16.9和LDN 1780中探测到了氢分子（H2）的S（0），S（1）和S（2）纯转动（v=0-0）跃迁的辐射。这些线的检测提出了关于远离紫外线辐射源的低消光云内部的物理条件的重要问题。对于这6个位置，在7.9微米处S（2）通量与来自多环芳烃的通量之间的比率平均为0.007。这比斯皮策近红外星系巡天（SINGS）中对非活动星系中心区域测量的相同比率高出约4倍。因此，这些半透明云的环境比整个星系盘更有效地产生每个PAH激发光子的旋转激发H2。激发分析发现S（1）和S（2）发射区是温暖的（T > 300 K），但只占气体质量的2%。我们发现，紫外光子不能在这些地区的激发的唯一来源，并建议通过冲击或湍流耗散的排放的主要原因机械加热。这些云位于天蝎座-半人马座OB星协的外围，可能正在消散最近超新星爆炸产生的机械能。我们认为，温暖的气体在弥漫或半透明的云，集成在磁盘的星系，口袋可能是一个主要的来源，所有非活跃的星系H2排放。
2011-10-19 astro-ph.GA
A systematic study of silicate absorption features in heavily obscured AGNs observed by Spitzer/IRS
活动星系核在10- 20 ~ $μ$ m的中红外波段具有深硅酸盐吸收特征。这些特征的详细剖面反映了硅酸盐尘埃的性质，其中可能包括被大量尘埃掩盖的活动星系核活动的信息。为了揭示被大量尘埃遮蔽的活动星系核的活动，我们选取了115个由Spitzer/IRS观测到的活动星系核的中红外光谱，利用10~ $μ$ m非晶带和23~ $μ$ m晶带对硅酸盐尘埃的组成进行了系统的光谱拟合。我们发现，遮蔽活动星系核的硅酸盐尘埃的主要成分是无定形橄榄石，其平均质量柱密度比次要成分无定形辉石和结晶镁橄榄石高一个数量级。无定形辉石的中值质量分数为$\sim$ 2\%，明显低于银河系弥漫星际介质（ISM）尘埃的中值质量分数，而结晶镁橄榄石的中值质量分数为$\sim$ 6\%，高于弥漫ISM尘埃的中值质量分数。我们还发现，无定形辉石和结晶镁橄榄石的质量分数正相关彼此。无定形辉石的低质量分数表明，模糊的硅酸盐尘埃是新形成的，起源于星爆活动。结晶镁橄榄石的相对高的质量分数意味着硅酸盐粉尘是在高温环境中处理的核心附近，并通过分子外流输送到外部较冷的区域。考虑到镁橄榄石是在离子轰击下由晶态转变成无定形辉石，质量分数之间的正相关性可以得到自然的解释。
2021-05-11 astro-ph.GA
The Extreme Star Formation Activity of Arp299 Revealed by Spitzer IRS Spectral Mapping
本文报道了亮红外星系Arp 299（IC 694 + NGC 3690）的Spitzer/IRS光谱填图观测结果。Arp 299的积分中红外光谱类似于局部星爆，尽管它具有强相互作用的性质和高红外光度，L_IR ~ 6x10^11 Lsun。这是因为恒星的形成（例如[NeIII] 15.56微米/[NeII]微米的线比）至少分布在6- 8 kpc。此外，这种恒星形成的很大一部分发生在中等中红外光学深度的年轻区域，例如两个星系之间重叠区域的C+C'复合体和星系盘中的HII区域。只有源A，即IC 694的核区，显示了超亮红外星系（ULIRGs，L_IR > 10^12 Lsun）的典型中红外特征，即非常紧凑（小于1 kpc）和尘埃笼罩的恒星形成，导致深硅酸盐特征和中等的PAH等效宽度。NGC 3690的核心区域，被称为源B1，拥有一个低光度的活动星系核，并被恒星形成区包围。虽然活动星系核典型的高激发[NeV] 14.32微米谱线在B1中没有探测到，但它的上限与X射线光度的预期值一致。活动星系核的辐射是以强烈的热尘埃成分的形式被探测到的，它占B1 6微米光度的80-90%。Arp 299的综合中红外光谱与高Z超红外暴的光谱之间的相似性表明，Arp 299可能代表了一个局部的例子，尽管其红外光度较低，金属丰度可能较高，但恒星形成过程发生在高Z。
2009-03-09 astro-ph.GA
Spitzer IRS Observations of the XA Region in the Cygnus Loop Supernova Remnant
本文报道了用斯皮策太空望远镜的红光谱仪获得的天鹅座圈超新星遗迹XA区两个位置的光谱。光谱跨越10-35微米的波长范围，其中包含许多碰撞激发的禁限线。这些数据得到了惠普尔天文台获得的光谱和国际紫外线探测器的紫外线光谱的补充。从紫外线到红外线的覆盖范围提供了对冲击波模型的测试和对模型参数的严格限制。在残骸边缘的灯丝光谱中只检测到高电离物质的谱线。暗条追踪到一个180 km/s的冲击波刚刚开始冷却，氧与氖的丰度比在银河系H II区的正常范围内。在激波-云相互作用的尖点的光谱中检测到来自高电离和低电离物质的谱线，该尖点位于残余边界内。尖点区域的光谱与一个大约150 km/s的激波相匹配，该激波已经冷却并开始重组。激波后区域的上掠柱密度约为1.3E18 cm^-2，气体温度达到7000 ~ 8000 K。Cusp的光谱表明，大约一半的难熔硅和铁原子已经从晶粒中释放出来。两个位置均未检测到粉尘排放。
2014-03-14 astro-ph.GA
Local Luminous Infrared Galaxies. I. Spatially resolved observations with Spitzer/IRS
本文介绍了15个本地亮红外星系（LIRGs）的Spitzer/IRS光谱测绘观测结果。在本文中，我们研究了中红外发射的空间变化，其中包括：精细结构线，分子氢线，多环芳香族特征（PAHs），连续发射和9.7um硅酸盐特征。我们还比较了核谱和积分谱。我们发现，恒星形成发生在扩展区域（几个千秒差距）探测的PAH排放以及[NeII]和[NeIII]排放。积分PAH发射和9.7um硅酸盐特征的行为与本地星暴星系相似。我们还发现[NeIII]/[NeII]比值的最小值往往位于核处，其值低于我们LIRG和附近星系的HII区。这可能是在LIRG的核密度增加负责较小的核[NeIII]/[NeII]的比例。这包括一些质量最大的恒星仍然嵌入在超紧凑的HII区域的可能性。在我们的样品的大部分11.3 μ m的PAH发射似乎比尘埃5.5 μ m的连续发射更广泛。我们发现11.3 μ m PAH/7.7 μ m PAH和[NeII]/11.3 μ m PAH的比值与恒星星族的年龄有关。较小和较大的比值分别表明最近的恒星形成。估计的温暖（300 K < T < 1000 K）氢分子质量为10^8太阳质量，这与ULIRGs、局部星暴和塞弗特星系中发现的质量相似。最后，我们发现，[NeII]的速度场在我们的样本中的大多数LIRG是兼容的旋转盘在~kpc尺度，他们是在一个很好的协议与H-α速度场。
2010-04-08 astro-ph.GA
Spitzer/IRS investigation of MIPSGAL 24 microns compact bubbles
MIPSGAL 24 $μ$ m银道面巡天已经发现了400多个致密扩展天体。这些MIPSGAL气泡（MB）中只有不到15%是已知的，并被确定为演化恒星。我们目前的斯皮策观测的4兆赫兹获得的红外光谱仪，以确定起源的中红外发射。我们对中红外气体线和尘埃排放进行建模，以推断MB内的物理条件，从而推断其性质。两个MB显示出由[ \ion{O}{4} ]、[ \ion{Ne}{3} ]、[\ion{Ne}{5} ]、[\ion{S}{3} ]和[ \ion{S}{4} ]的高度电离气体谱线主导的贫尘埃谱。我们确定它们是行星状星云，密度为几个10 $^3\ \rm{cm^{-3}}$，中央有一颗$\gtrsim 200,000$ K的白矮星。另外两个MB的中红外发射主要由尘埃连续谱和较低的激发线。它们都显示了近红外（2 MASS和IRAC）宽带图像中的中心源。第一个富尘MB与7.5 kpc的$\sim 60,000$ K的沃尔夫-拉叶星相匹配，尘埃成分为$\sim170$和$\sim1750$ K。它的质量约为$10^{-3}\ \rm{M_\odot}$，质量损失约为$10^{-6}\ \rm{M_\odot/yr}$。第二种富含尘埃的甲基溴最近被建议作为Be/B[e]/LBV候选物。[ \ion{Fe}{2} ]的气体管线以及热连续组分（$\sim300$和$\sim1250$ K）从MB…
2011-11-03 astro-ph.GA
Resolving the AGN and host emission in the mid-infrared using a model-independent spectral decomposition
本文利用大量的Spitzer/IRS光谱作为模板，对118个局部活动星系核的Spitzer红外光谱进行了光谱分解。这些模板本身就是极端情况下的IRS光谱，在极端情况下，单一的物理成分（恒星、星际或活动星系核）完全主导了综合的中红外辐射。我们发现，一个模板的线性组合，每个物理组件再现所观察到的IRS光谱AGN主机前所未有的保真度的模板拟合方法，没有必要单独的模型灭绝。我们使用全概率分布函数来估计观测量的期望值和不确定性，并发现分解结果对退化是鲁棒的。此外，我们比较了光谱分解得到的活动星系核光谱与亚弧秒分辨率的核测光和地基观测光谱。我们发现，来自分解的活动星系核组件密切匹配的核光谱，与1-西格玛分散度为0.12德克斯的光度和典型的不确定性约0.19的光谱指数和约0.1的硅酸盐强度。我们的结论是，来自宿主星系的辐射可以可靠地从活动星系核的IRS光谱中去除。这使得对中等和高红移星系的AGN发射的无偏研究成为可能--目前地面观测无法获得--利用斯皮策/IRS的档案数据，以及未来利用詹姆斯·韦伯太空望远镜的中红仪器。分解代码和模板可在http://www.denebola.org/ahc/deblendIRS上获得。
2015-02-20 astro-ph.GA
High Resolution Mid-Infrared Spectroscopy of NGC 7538 IRS 1: Probing Chemistry in a Massive Young Stellar Object
我们提供了NGC 7538恒星形成区的高质量嵌入式年轻恒星IRS 1的高分辨率（R = 75，000 - 100，000）中红外光谱。可见来自C2 H2、13 C12 CH 2、CH 3、CH 4、NH3、HCN、HNCO和CS的许多转动态的吸收线。气体的温度，柱密度，覆盖因子，线宽，和多普勒频移，每个分子的推导。所有分子都拟合了-54和-63 km/s之间的两个速度分量。我们发现高柱密度（~ 10 e16 cm ^2）的所有观察到的分子相比，以前报道的值，并提出了新的结果为CH 3和HNCO。考虑了几种物理和化学模型。最受欢迎的模型涉及一个围绕着大质量恒星的近乎边缘的圆盘。来自内盘尘埃的辐射穿过盘的大气层，在那里大分子柱密度可以产生观测到的吸收线光谱。
2009-02-03 astro-ph.GA
Hints on the gradual re-sizing of the torus in AGN by decomposing IRS/Spitzer spectra
一些作者声称，亮度较低的活动星系核（AGN）不能维持尘埃环结构。因此，当活动星系核的光度降低时，环面的尺寸会逐渐变小。我们的目标是面对中红外观测不同光度的本地AGN与这种情况。我们分解了大约100个LLAGN和强大的Seyferts的IRS/Spitzer光谱，以便从其他贡献者中去除环面分量。我们已经使用了亲和传播（AP）的方法聚类的数据分为五组内的样品根据环面贡献的5-15微米的范围（Ctorus）和热光度。AP组显示出逐渐更高的环面贡献和热光度的增加，从第1组（Ctorus~ 0%和logLbol ~ 41）到第5组（Ctorus ~80%和log（Lbol）~44）。我们已经将每个AP组的平均光谱拟合到clustering模型。第1组中不再存在环面，支持在低光度下消失。我们能够将第3组（Ctorus~ 40%和log（Lbol）~ 42.6）、第4组（Ctorus~ 60%和log（Lbol）~ 43.7）和第5组中的环面组分的平均光谱拟合到Cluetorus模型。对于第2组，我们没有发现与Cluetorus模型的良好拟合（Ctorus~ 18%和log（Lbol）~ 42）。这可能表明第2组云的不同配置和/或组成，根据H2分子线的检测，这与第1组，第2组和第3组中看到的不同气体含量一致。第3、4和5组显示出环面宽度减小的趋势（这可能导致几何覆盖因子减小），尽管我们无法用目前…
2017-04-22 astro-ph.GA
Probing the 9.7μm Interstellar Silicate Extinction Profile through the Spitzer/IRS Spectroscopy of OB Stars
9.7 $μ$ m的星际光谱特征，产生于无定形硅酸盐尘埃的Si-O伸缩，是红外（IR）中最强的消光特征。原则上，这一特征的光谱轮廓可以让人们诊断星际硅酸盐物质的矿物组成。然而，在观测上，9.7 $μ$ m星际硅酸盐消光剖面没有很好地确定。本文利用5颗早期型（1颗O型和4颗B型）恒星的Spitzer/IRS光谱，并与同光谱类型的未红化恒星的光谱进行了比较，以探测9.7 $μ$ m附近硅酸盐尘埃的星际消光。我们发现，虽然硅酸盐消光剖面的峰值都在~9.7 $μ$ m，两颗星表现出FWHM ~2.0 $μ$ m的窄特征，三颗星表现出FWHM ~3.0 $μ$ m的宽特征。我们还发现，9.7 $μ$ m的消光功能的宽度没有表现出任何环境依赖性。通过对我们的五颗恒星进行平均，得到了平均为9.7μm的消光轮廓，其半高宽约为2.2 $μ$ m，与沿着天鹅座OB 2 No.12和WR 98 a视线的典型弥散星际介质非常相似。最后，给出了一个解析公式来描述星际消光系数在$0.9μ{\rm m} < λ< 15μ{\rm m}$红外波段的变化。
2018-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
CASSISjuice: open-source pipeline and offline complete atlas of Spitzer/IRS staring observations
本文介绍了 CASSISjuice，一个 Spitzer/IRS 凝视观测的开源离线流水线与完整图集，通过更新低/高分辨率流水线并新增数百个目标，首次实现了对全部凝视模式观测的完整处理与光谱提取，以促进大样本分析。
2023-09-13 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Mid-infrared imaging of 25 local AGN with VLT-VISIR
目标。高角分辨率N波段成像被用来辨别活动星系核（AGN）的环面从它的环境中，以便允许其中红外特性的预期的统一方案AGN的比较。方法.我们提供了25个不同Seyfert类型的低红移活动星系核的VLT-VISIR图像，以及其中20个的N波段SED。此外，我们比较我们的结果，其中19个斯皮策IRS光谱。结果我们发现，在~ 0.35”的分辨率下，除了2个物体的延伸可能是仪器起源外，所有我们观察到的源的核都是点状的。对3个天体的观测结果表明，在19个天体中，至少有7个天体受到扩展辐射的影响，其污染程度为（0.20 ~ 0.85）* FIRS。特别是，10微米硅酸盐发射功能中看到的斯皮策光谱的6个I型活动星系核，可能是1个II型活动星系核和2 LINER，也可能不仅起源于环面，但也在扩展的区域。结论.我们的研究结果一般同意从统一的情况下的预期，而相对薄弱的硅酸盐功能支持cluerectorus模型。我们的VISIR数据表明，对于低红移活动星系核，斯皮策IRS光谱的很大一部分被污染的活动星系核附近的扩展发射。
2008-12-31 astro-ph.GA
SAGE-Spectroscopy: The life-cycle of dust and gas in the Large Magellanic Cloud. Data delivery document v3.0
SAGE-Spectroscopy Spitzer遗留程序（SAGE-Spec; PI：F。Kemper，PID：40159; Kemper等人，2010年）是成功的SAGE-LMC遗留程序（Meixner等人，2006年; PI：M. Meixner，PID：20203），它用斯皮策太空望远镜上的IRAC和MIPS仪器的所有波段绘制了大麦云（LMC）。本技术文件详细介绍了数据简化程序以及通过IRSA公开提供的各种数据产品：http://irsa.ipac.caltech.edu/data/SPITZER/SAGE/
2011-08-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
CASSIS: The Cornell Atlas of Spitzer/IRS Sources
本文介绍了斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪在低分辨率下观测到的源的光谱图。使用基于SMART软件的专用算法提取了11，000多个不同的来源，具有最佳提取（AdOpt包）。这些对应于固定物体的所有13，000个低分辨率观测（包括单源和集群观测）。流水线包括图像清理、单独曝光组合和背景减除。特别注意的是，在图像和光谱水平的坏像素和离群拒绝。大多数源在空间上是不可分辨的，因此最佳提取达到最高可能的信噪比。对于所有源，还提供了另一种提取方法，该方法考虑了孔径内的所有源通量。CASSIS通过一个在线数据库提供可扩展的质量光谱，以及几个重要的诊断，如源空间范围和检测水平的定量测量。辅助数据，如可用的光谱红移也提供。数据库接口最终将提供与光谱交互的各种方式，例如光谱特征的实时测量或光谱之间的比较。
2011-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Near- to mid-infrared spectroscopic study of ice analysis using the AKARI/IRC and Spitzer/IRS spectra
本文利用 AKARI 和 Spitzer 的合并红外光谱，通过连续谱确定、硅酸盐扣除和全局拟合方法分析四颗原恒星的冰吸收特征，识别多种冰组分并比较其丰度演化，为 JWST 冰光谱分析提供方法。
2025-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Silicate Extinction Profile Based on the Stellar Spectrum by Spitzer/IRS
本文利用Spitzer/IRS光谱和配对法测定49颗恒星的9.7μm及18μm硅酸盐消光轮廓，揭示其峰值波长、光学深度与色余的关系，并验证了方法与大气模型SED替代参考星的一致性。
2024-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Study of Heating and Cooling of the ISM in NGC 1097 with Herschel-PACS and Spitzer-IRS
NGC 1097是一个邻近的塞弗特1星系，拥有明亮的环核星暴环，一个强大的大尺度棒和一个活跃的核心。我们提出了一个详细的研究的空间变化的远红外（FIR）[CII] 158 μ m和[OI] 63 μ m线和中红外H2发射线作为示踪剂的气体冷却，和多环芳烃（PAH）带作为示踪剂的光电加热，使用Herschel-PACS，和Spitzer-IRS红外光谱图。我们专注于核心和环，以及两个恒星形成区（Enuc N和Enuc S）。我们估计环中的光电气体加热效率（[CII] 158 um +[OI] 63 um）/PAH比Enuc N和S低约50%。环中11.3/7.7 μ m的平均值也较低，说明环中的多环芳烃有较大比例的电离态，但与[CII]158μm/PAH（5.5 - 14 μ m）的比值没有明显的相关性，环中的多环芳烃比Enuc S中的多环芳烃单位质量的[CII] 158 μ m和[OI] 63 μ m的排放量高出两倍。SED模型表明，环和Enuc S中最多有25%的FIR功率来自高强度光解离区（PDR），在这种情况下，环中的G 0约为10^2.3 cm^-3，nH约为10^3.5 cm^-3。对于G 0和nH的这些值，PDR模型不能再现所观察到的H2排放。星暴环中的大部分H2排放可能来自于弥漫ISM中的温暖区域，这些区域被湍流耗散或冲击加热。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spitzer spectral line mapping of protostellar outflows: I. Basic data and outflow energetics
本文报道了利用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪（IRS）对BHR 71、L1157、L1448、NGC 2071和VLA 1623等分子区的原恒星外流进行光谱测绘观测的结果。这些观测覆盖了5.2 - 37微米的光谱区域，提供了氢分子的8条最低纯转动谱线以及[SI] 25.25微米和[Fe II] 26.0微米精细结构谱线的详细图谱。分子氢线，被认为是占了很大一部分的辐射冷却从温暖的分子气体，已被加热的非离解冲击，允许能量的流出被阐明。在映射到这5个流出源的区域内，总H2光度范围从0.02到0.75 L（太阳）推断为8个最低的纯旋转转换的总和。相比之下，弱得多的[FeII] 26.0微米精细结构过渡痕迹更快，解离冲击;在这里，只有一小部分的快速冲击亮度出现的线辐射，可以检测到斯皮策/IRS。
2009-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
CASSIS: The Cornell Atlas of Spitzer/Infrared Spectrograph Sources. II. High-resolution observations
斯皮策太空望远镜上的红外线摄谱仪在低温飞行任务期间观测了大约15，000个物体。观测提供了~5- 38 μ m的低分辨率（R~60-127）光谱和~10- 37 μ m的高分辨率（R~600）光谱。康奈尔斯皮策/IRS源地图集（CASSIS）的创建是为了向社区提供可靠的质量光谱。自2011年以来，CASSIS已经提供了低分辨率光谱，我们在这里介绍了高分辨率光谱的添加。高分辨率观测约占IRS仪器进行的所有初始观测的三分之一。虽然低分辨率观测适用于微弱的物体和/或宽光谱特征（例如，尘埃连续体，分子带），高分辨率观测允许更精确地测量窄特征（例如，离子发射线）以及各种特征的光谱轮廓的更好采样。由于两个高分辨率模块的孔径很窄，宇宙射线的撞击和虚假特征通常会困扰光谱。我们的管道旨在通过各种改进来最大限度地减少这些影响。创建了超采样点扩散函数，以便除了全孔径提取之外还能够进行最佳提取。管道根据对象的空间范围选择最佳提取方法。对于未分辨的源，最佳提取提供了一个显着的改善信噪比超过全孔径提取。我们已经开发了几种用于最佳提取的技术，包括消除低级别流氓像素的差分方法（即使没有进行专门的背景观察）。更新后的CASSIS储存库现在包括IRS曾经拍摄的所有光谱，除了测绘观测。
2015-06-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Infrared Spectral Energy Distributions of Seyfert Galaxies: Spitzer Space Telescope Observations of the 12 micron Sample of Active Galaxies
本文给出了从12 μ m扩展样本中选出的83个活动星系（主要是Seyfert星系）的中远红外光谱能量分布。这些数据是使用斯皮策太空望远镜上的所有三种仪器，IRAC，IRS和MIPS收集的。IRS数据是在光谱测绘模式下获得的，IRAC和IRS的光度数据是从匹配的20弧秒直径的圆形孔径中提取的。MIPS数据是在SED模式下获得的，在更大的20 × 30 arcsec合成孔径中提供约55和90微米之间的极低分辨率光谱（R ~ 20）。我们进一步提出的数据，从光谱分解的SED，包括等效宽度和通量的关键发射线;硅酸盐10和18微米的发射和吸收强度; IRAC幅度;和中远红外光谱指数。最后，我们研究了平均的SED内的光学分类的活动。我们发现，西弗特1 s和西弗特2s与隐藏的宽线区域（HBLR，通过分光偏振法或其他技术显示）的红外SED是定性相似的，除了西弗特1 s显示硅酸盐发射和HBLR西弗特2s显示硅酸盐吸收。其他类别的12微米样品的红外SED，包括Seyfert 1.8-1.9，非HBLR Seyfert 2（尚未显示隐藏1型核），LINER和HII星系，似乎主要是由恒星形成，如蓝色IRAC颜色，强烈的PAH发射和强烈的远红外连续发射，相对于中红外连续发射测量。
2010-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Spitzer-IRS view of early-type galaxies with cuspy/core nuclei and with fast/slow rotation
最近的文献表明，早期型星系（Es和S 0，ETG）存在一种演化二分法，它们的中心光度结构（尖点与核心中心光度分布）和旋转图形（快（FR）与慢（SR）旋转体）取决于它们是由“湿”还是“干”合并形成的。我们考虑ETG的中红外（MIR）特性，特别是在最后几个Gyr（平均z < 0.2）中对吸积过程的敏感性，是否可以进一步限制这幅图。我们调查了一个样本的49 ETG的核MIR性能和详细的光度和运动学分类，可从最近的文献。在恒星光的尖/核心ETGs显示二分法，主要是由他们的光度。然而，在和平号中，最明亮的核心ETG显示出吸积在最近的过去引发了活动星系核和恒星形成活动的证据，挑战了“干”合并的情景。相反，我们发现，在室女座和天炉座星系团，尖形ETG，比M $_{K_s}=-24$暗，主要是被动地演变在同一时代，而在低密度的环境中，他们往往是更活跃。FR（38 $^{+18}_{-11}$ \%）和SR（50 $^{+34}_{-21}$ \%）的显著和统计学相似的分数在其MIR光谱中显示PAH特征。电离和分子气体也经常被检测到。最近的恒星形成事件是两个运动学类的共同现象，即使是在那些由活动星系核活动主导的星系中，这表明在最后几个Gyr中有类似的演化路径。MIR光谱表明，尖形核和核心核之间的光度偏析和FR和SR之间的动力学偏析必须起源于z~0.2之前。
2014-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A 0.2 solar mass protostar with a Keplerian disk in the very young L1527 IRS system
在它们最早的阶段，原恒星通过星周盘从它们周围的包层中吸积物质。到目前为止，观测到的最小原恒星/包层质量比为~2.1。原恒星L1527 IRS被认为处于恒星形成的最早阶段。它的包层包含约1个太阳质量的物质，半径约为0.05 pc，早期的观测表明存在一个边缘盘。在这里，我们报告的观测尘埃连续发射和13 CO（J=2-1）线发射从磁盘周围L1527，从中我们确定的原恒星质量M = 0.19 +/- 0.04太阳质量和原恒星/包层质量比~0.2。我们得出结论，大部分的光度是通过吸积过程产生的，吸积速率约为每年6.6 x 10^-7太阳质量。如果它在其生命的大部分时间里一直以这种速度吸积，那么它的年龄约为300，000年，尽管理论表明更大的吸积速率更早，所以它可能更年轻。一个旋转支撑盘的存在被证实，并显着更多的质量可能会添加到其行星形成区域以及原恒星本身。
2012-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Bridge between Young Stars Formed by Gravitational Interaction
Seoul National University（首尔大学）；University of Illinois（伊利诺伊大学）
研究通过引力相互作用揭示年轻恒星系统间的动态飞越事件，展示了潮汐剥离桥和螺旋臂结构，表明15000年前的近距离接触对盘结构的影响。
2025-12-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution SOFIA/EXES Spectroscopy of $\mathrm{SO}_2$ Gas in the Massive Young Stellar Object MonR2 IRS3: Implications for the Sulfur Budget
据观察，硫在密集的云层中严重耗尽，导致包含它的分子及其演变背后的化学性质的不确定性。在这里，我们的目标是阐明硫化学在年轻的恒星物体（YSO）的吸收高分辨率红外光谱的$ν_3$振转带的SO $_2$获得与Echelon-Cross-Echelle光谱仪的平流层红外天文台。使用局部热力学平衡模型，我们推导出的SO $_2$气体在大规模的YSO MonR2 IRS3的物理参数。这产生了$5.6\pm0.5\times10^{-7}$的SO $_2$/$\mathrm{H}$丰度下限，或宇宙硫收支的$>\!4\%$，以及$b<3.20\;\mathrm{km\;s}^{-1}$的本征线宽（多普勒参数）。小线宽和高温（$T_\mathrm{ex}=234\pm15\;\mathrm{K}$）将气体定位在YSO附近相对静止的区域，可能是在冰蒸发的热核心。这种升华打开了挥发性硫储层（例如，硫的同素异形体，如在彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko中大量检测到的），随后通过温暖、致密的气相化学形成SO PDMATHAMN。谱线的狭窄使得在冲击波中从颗粒上溅射下来的硫形成SO PDMATHAMN的可能性较小。
2018-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer Observations of Molecular Hydrogen in Interacting Supernova Remnants
利用斯皮策IRS，我们已经获得了6个超新星遗迹（SNRs）的5至35微米的灵敏低分辨率光谱，这些超新星遗迹显示了冲击分子气体的证据：Kes 69，3C 396，Kes 17，G346.6-0.2，G348.5-0.0和G349.7+0.2。在所有残留物的激波前沿都检测到了明亮的纯氢分子旋转线，这表明激波与密集云层相互作用产生的辐射冷却。我们发现，在这些信噪比中，H2 S（0）-S（7）线的激发需要两个非离解激波分量：一个是通过密度为10^6 cm^-3的团块的速度为10 km/s的慢C激波，另一个是通过密度为10^4 cm^-3的介质的速度为40-70 km/s的快C激波。在温暖的冲击气体中的分子氢的邻-对-对位比通常被发现远小于LTE值，这表明这些SNR传播到冷的静止云。此外，共检测到Ar+，Ar++，Fe+，Ne+，Ne++，S++和Si+的13个原子精细结构跃迁。离子发射区在空间上与IRS狭缝内的分子发射区隔离。具有高出现电位的离子线的存在需要通过较低密度介质的更快的解离冲击的存在。IRS狭缝足够宽，以包括SNR之外的区域，这允许将来自残余物周围的扩散气体的发射与冲击发射分离。我们发现，在SNR外投射的扩散分子氢气被激发到100至300 K的温度，沿着视线的暖气体分数为0.5%至15%。
2009-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper Motions of Young Stellar Outflows in the Mid-Infrared with Spitzer (IRAC). I. The NGC 1333 region
我们使用两个4.5微米的斯皮策（IRAC）地图的NGC 1333区域采取了约。7年的间隔，以确定其相关的流出自行。这是首次成功地从斯皮策观测中获得恒星外流自行的尝试。对于Herbig-Haro天体HH 7、8和10形成的外流，我们发现约为1000的自行。9-13 km/s，这与先前确定的这些物体的光学自行一致。我们确定自行总共8流出，范围从约。10到100公里/秒。导出的自行表明，在这8个外流中，有3个的切向速度小于或等于20 km/s。这一结果表明，观测到的外流中有很大一部分具有低的内禀速度，并且低的自行不仅仅是投影效应。
2012-11-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Background Interstellar Medium as Observed from Off-Order Low-Resolution Spitzer-IRS Spectra
本研究利用Spitzer隐藏背景观测构建含4090条光谱的星表，分析PAH分子信号与尘埃消光的关联，揭示PAH电离、尺寸、结构随消光与尘埃温度的演化规律，相关数据已公开可支撑JWST项目。
2024-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
FAUST XXX: Dust enhancement in the young binary L1551 IRS 5
Univ. Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；IPAG（格勒诺布尔天体物理研究所）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（卓越集群ORIGINS）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家无线电天文台）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所先锋研究集群）；ESO（欧洲南方天文台）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天文学与天体物理研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）；Center for Frontier Science, Chiba University（千叶大学前沿科学中心）；Centro de Astrobiología (CSIC/INTA)（天体生物学中心（西班牙国家科学技术研究委员会/国家航空航天技术研究所））；SOKENDAI（综合研究大学院大学）
FAUST XXX研究年轻双星L1551 IRS 5周围星盘的尘埃增强现象，通过分析星盘形态和动力学，揭示双星与星盘相互作用导致尘埃集中。
2025-12-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The young embedded disk L1527 IRS: constraints on the water snowline and cosmic ray ionization rate from HCO+ observations
水雪线在星周盘是行星形成的一个重要组成部分，但由于在年轻的嵌入式和成熟的原行星盘中观测水的困难，对其位置的直接观测限制仍然很少。化学成像提供了另一种定位雪线的途径，HCO $^+$同位素已被证明是原恒星包层和赫比格盘中的良好示踪剂。在这里，我们提出$\sim$ 0.5 $^{\prime\prime}$分辨率（$\sim$ 35 AU半径）阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）的HCO $^+$ $J=4-3$和H $^{13}$ CO $^+$ $J=3-2$对年轻（0/I类）磁盘L1527 IRS的观测。使用源特定的物理模型与中面雪线在3.4 AU和一个小的化学网络，我们能够再现的HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$发射，但对于HCO $^+$只有当宇宙射线电离率降低到$10^{-18}$ s $^{-1}$。即使观察是不敏感的预期HCO $^+$丰度下降整个雪线，减少HCO $^+$以上的雪表面和全球温度结构，使我们能够限制雪线的位置之间的1.8和4.1 AU。需要进行深层观测，以消除包络线对排放的贡献，并对雪线位置进行更严格的限制。定位雪线在年轻的磁盘直接与H $_2$ O同位素的观测，因此可能仍然是一个替代的选择。通过直接雪线测量，HCO $^+$将能够提供对电离率的限制。
2022-04-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
