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
Origin of hydrogen fluoride emission in the Orion Bar: An excellent tracer for CO-dark H2 gas clouds
氟化氢（HF）分子在星际介质（ISM）中的吸收中沿着许多视线可见。令人惊讶的是，它被观测到朝向猎户座酒吧，这是一个界面之间的电离区域周围的猎户座梯形恒星和猎户座分子云的发射。我们的目的是了解HF发射的起源猎户座酒吧通过比较其空间分布与其他示踪剂。我们研究了三种机制来解释HF发射：热激发，辐射尘埃泵，和化学泵。我们使用了HF J = 1-0线的Herschel/HIFI带状图，覆盖0.5'乘1.5'，垂直于猎户座酒吧。我们使用RADEX非局部热力学平衡（非LTE）代码来构建HF柱密度图。我们使用Meudon PDR代码来解释HF的形态。在10 km s^-1处，HF发射的大部分来自一氧化碳暗分子气体，该气体将电离前沿与猎户座圈更深处的分子气体分开。HF的激发主要是由它与密度为10^5 cm^-3的H2的碰撞以及猎户座棒团簇间气体中电子的少量贡献引起的。红外泵浦和化学泵浦并不重要。我们得出结论：HF J = 1-0线是CO暗分子气体的迹线。类似地，明亮的光解离区域与大质量恒星的形成可能是负责HF发射观测到的活动星系核。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic Hydrogen in a Galactic Center Outflow
我们描述了一个人口小，高速，原子氢云，环，和长丝发现以上和以下的磁盘附近的银河系中心。这些天体的平均半径为15秒差距，速度宽度为$\sim 14$ km/s，观测高度为$|z|$至700秒差距。星云的速度分布没有显示出银河系自转的迹象。我们提出了一个方案，云与流出的中央恒星形成区域在银河系中心。我们讨论的云作为夹带的材料在银河风中以$\sim 200$ km/s的速度移动。
2013-04-28 astro-ph.GA
The Turbulence Velocity Power Spectrum of Neutral Hydrogen in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了用速度坐标谱（Velocity Coordinate Spectrum）方法计算小麦哲伦云（SMC）湍流速度功率谱的结果。我们得到的速度谱指数为-3.85和2.3kpc的注入规模。谱指数比Kolmogorov指数更陡，这是预期的激波为主的湍流，这是在SMC气体动力学与过去的作品。2.3千秒差距的注入尺度表明，与大麦云云的潮汐相互作用是这个矮星系湍流的主要驱动力。这意味着星系中的湍流除了超新星注入外，还可能受到多种机制的驱动，星系-星系相互作用可能起着重要作用。
2015-06-10 astro-ph.GA
Blowing in the Milky Way wind: neutral hydrogen clouds tracing the Galactic nuclear outflow
我们提出了一个新的敏感调查的中性氢以上和以下的银河系中心与绿银行望远镜的结果。观测范围一直延伸到银河系纬度|B| < 10度，有效角分辨率为9.5“，在1 km/s通道中的平均均方根亮度温度噪声为40 mK。调查显示，存在着一个人口的异常高速云延伸到约1.5千秒差距的高度，从银河系平面，并没有显示银河系旋转的签名。这些云有当地标准的静止速度|弗尔斯尔|< 360 km/s，假设起源于银河系中心，它们的大小为几十秒差距，中性氢质量跨越$10-10^5 \, M_\odot$。考虑到选择效应，云量在经度、纬度和Vlsr上是对称的。我们模拟的云运动学的外流从银河系中心扩大，并发现人口一致的物质移动径向速度Vw ~ 330公里/秒分布在整个双锥与开口角$α>140$度。这个简单的模型意味着在过去的1000万年里，外流光度$Lw > 3 \times 10^{40}$ erg/s，与银河系内部区域的恒星形成反馈一致，冷气体质量损失率为$\lesssim 0.1 \, M_\odot$ /年。这些云可能代表了我们银河系驱动的核风中加速的冷气体成分，尽管其中一些衍生性质挑战了当前的夹带过程理论模型。
2018-02-06 astro-ph.GA
The Distance and Properties of Hydrogen Clouds in the Leading Arm of the Magellanic System
我们提出了一个高分辨率的研究在麦哲伦主导臂区域的五个高速云。这是我们对该地区宽场Parkes调查的后续研究，目的是探索云的多相结构，并深入了解它们的起源，演变和距离。高分辨率数据是从澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的。通过与银河系全天巡天（GASS）的单碟数据相结合，我们能够同时探测致密和弥散发射。我们识别已解决和未解决的块。扩散结构和紧凑的团块的物理参数。后者是冷的，典型的速度线宽为5 km/s。我们发现热晕压力，氢密度和HI柱密度的HVC作为银河系纬度的函数梯度。这可能是第一个观测到的证据，表明在引导臂区域的距离不同，引导臂的前部（LA II和III）可能比尾端（LA I）更接近银河系盘。
2016-05-31 astro-ph.GA
Hydrogen chloride in diffuse interstellar clouds along the line of sight to W31C (G10.6-0.4)
我们报告的氯化氢，HCl，在弥漫的分子云的视线对恒星形成区W31 C（G10.6-0.4）的检测。利用Herschel空间天文台远红外外差仪（HIFI）的1b接收器，观测到了两种稳定的HCl同位素H_（35）Cl和H_（37）Cl的J = 1-0线。HCl线被检测到的吸收，在很宽的速度范围内与扩散云沿视线到W31 C。对吸收强度的分析得出，总HCl柱密度为10^13 cm^-2，这意味着HCl占气相总氯的约0.6%，比理论模型预测值高出约6倍。这一结果与化学相关物质H2 Cl+和HCl+的结果相当，在同一视线上也报告了这些物质的大柱密度。模型和观测之间的差异的来源仍然是未知的，但是，这些含氯分子的检测，提供了扩散气体中的氯化学的关键约束。
2013-02-26 astro-ph.GA
Cosmic snow clouds: self-gravitating gas spheres manifesting hydrogen condensation
我们提出了球形的流体静力学平衡模型，氦和分子氢的自引力云，专注于冷，高密度的制度，固体或液体氢可以形成。由此产生的结构具有从0.1 Msun到几个x1.e-8 Msun的质量，并且跨越广泛的半径范围：1.e-4 <R（AU）<1.e7。我们的模型是完全对流的，但都有一个两区的字符与大部分的质量在一个小的，无冷凝物的核心，包围着一个较冷的信封，相平衡获得。包层中的对流是不寻常的，因为它是由平均分子量反转驱动的，而不是由熵梯度驱动的。事实上，熵梯度本身是反向的，导致了令人惊讶的结果，即包络对流向内传输热量。这反过来又使外层保持稳定状态的温度低于宇宙微波背景。在我们的流体静力平衡，我们确定适当的银河系，其中从H2辐射冷却宇宙射线加热平衡的热平衡。这些平衡都是热不稳定的，尽管在某些情况下具有非常长的热时间尺度。我们所有模型的比光度都很低，因此它们描述的是一种重子暗物质。因此，这种云是热脆弱的：当放置在一个苛刻的辐射场，他们将无法有效地冷却和破坏将随之而来的热量输入驱动长期膨胀。破坏性的云应该会在其尾部留下气体和H2尘埃的痕迹，这可能会使它们更容易被检测到。我们的模型可能是相关的彗星状球状星云，和G2云轨道Sgr A *。
2019-06-13 astro-ph.GA
Detection of hydrogen fluoride absorption in diffuse molecular clouds with Herschel/HIFI: a ubiquitous tracer of molecular gas
本文讨论了沿亚毫米波连续辐射源W 49 N和W51视线方向星际氟化氢吸收的探测问题。我们用Herschel的HIFI仪器在双波束开关模式下观测了5a波段接收机上边带1232.4762GHz J = 1 - 0的HF跃迁。我们检测到前景吸收HF对这两个来源在很宽的速度范围。光学薄的吸收组件上检测到的视线，使我们能够测量-而不是获得一个下限-的柱密度的HF的第一次。正如先前对HF朝向源G10.6-0.4的观测一样，即使氧的元素丰度比氟的元素丰度大四个数量级，推导出的HF柱密度通常与水蒸气的密度相当。我们使用了相当不确定的N（CH）-N（H2）的关系，推导出以前对扩散分子云，推断分子氢柱密度的云表现出HF吸收。在不确定性，我们发现，丰富的HF相对于H2是一致的理论预测，HF是这些云的气相氟的主要储层。因此，氟化氢有可能成为分子氢的优良示踪剂，并提供了小H2柱密度云的灵敏探针。事实上，这里报告的氟化氢观测揭示了沿着W51视线存在低柱密度扩散分子云，LSR速度约为24 kms-1，在赫歇尔发射之前的分子吸收线研究中没有发现。
2010-07-13 astro-ph.GA
Effect of surface H$_2$ on molecular hydrogen formation on interstellar grains
我们研究了在扩散和半透明云中，氢分子在颗粒表面的存在如何影响H $_2$的形成效率。氢分子能够降低模型中H原子在晶粒表面的脱附能。详细的微观蒙特卡罗方法被用来进行模型模拟。我们发现H $_2$的存在对H $_2$形成效率的影响强烈地依赖于H $_2$在晶粒表面的扩散势垒。不考虑表面H $_2$的扩散云模型预测，在10 K和14 K的晶粒温度（T）范围内，H原子复合效率高于0.5。在考虑表面H $_2$的扩散云模式中，所采用的H $_2$扩散势垒是80 $\%$ H $_2$解吸能，使得H $_2$可以被捕获在更强的结合位点。根据模型参数，这些扩散云模型预测，在10 K $\leq$ T $\leq$ 14 K时，复合效率在0和0.5之间。结果表明，如果采用较低的H $_2$在晶粒表面的平均扩散势垒（194 K），使H $_2$能在晶粒表面快速扩散，则H $_2$的形成效率不受表面H $_2$的影响.然而，复合效率可以下降到低于0.002，在T $\geq$ 10 K，如果更高的平均H $_2$扩散势垒使用（255 K）在半透明云模型。
2022-03-08 astro-ph.GA
Carbon and hydrogen radio recombination lines from the cold clouds towards Cassiopeia A
我们使用低频阵列对仙后座A视线方向上的低频33-78 MHz频谱进行系统的高光谱分辨率调查。我们补充说，这与304-386兆赫韦斯特博克综合射电望远镜观测。在这第一篇论文中，我们专注于碳放射性复合线。我们探测到Cn $α$线在-47和-38公里秒$^{-1}$在吸收量子数n=438-584和在发射n=257-278与高信噪比。这些线与英仙座旋臂部分的冷云有关。在n=257-278的发射中检测到Hn条$α$线。此外，我们还探测到了与猎户臂相关的0 km s $^{-1}$处的Cn $α$谱线，并分析了这些跃迁的光学深度和谱线宽度。我们的模型表明，在英仙座臂的碳线组件是最好的拟合与电子温度85 K和电子密度0.04 cm $^{-3}$，可以限制在15\%。电子压力被限制在20%以内。我们认为，这些碳无线电复合线出现在CO-暗的分子云的表面层，其中大部分的碳离子化，但氢已从原子到分子的过渡。氢谱线显然与碳谱线发射云有关，但低频上限表明它们可能不是同一种气体。结合氢和碳的结果，我们得出了宇宙射线电离率的一个确定下限，即2.5 $\times$ 10 $^{-18}$ s $^{-1}$，但实际值可能要大得多。
2016-10-26 astro-ph.GA
High resolution observations of 'dark' neutral hydrogen clouds in the Virgo cluster with the Very Large Array
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Tartu Observatory, Faculty of Science and Technology, University of Tartu（塔尔图大学理学院塔尔图天文台）；Astronomical Institute of Charles University（查理大学天文研究所）
利用VLA高分辨率观测室女座星系团中'暗'中性氢云，发现部分云与光学对应物关联，部分可能为短寿命天体，未发现暗星系或湍流球体证据。
2026-01-26 astro-ph.GA
Tracing the Formation of Molecular Clouds in a Low-Metallicity Galaxy: A HI Narrow Self-Absorption Survey of the Large Magellanic Cloud
冷原子氢云是分子云的前身。由于自吸收，冷原子氢的不透明度可能很高，这种气体可能构成星际介质（ISM）的重要质量成分。原子氢气体可以通过与分子氢的碰撞冷却到比冷中性介质（CNM）中的温度低得多的温度。在本文中，我们搜索HI窄自吸收（HINSA）功能的大麦云（LMC）作为一个指标，这样的冷HI云，并使用的结果来量化原子质量和原子分子气体比。我们对HINSA特征的搜索是使用ATCA+Parkes HI调查和MAGMA CO调查对LMC中的分子云进行的。HINSA特征在所调查的视线中普遍存在。这是第一次在外部星系中探测到HINSA。LMC中的HINSA-HI/ $\rm{H}_{2}$比在0.5 \e{-3}到3.4 \e{-3}之间变化（68%的间隔），在校正前景HI气体的影响后，平均值为$(1.31 \pm 0.03)$ \e{-3}。这与银河系的数值相似，表明LMC和银河系中存在相似的冷气体部分，尽管它们的金属丰度，尘埃含量和辐射场不同。低比率也证实了，与银河系一样，分子云的形成时间尺度很短。与恒星金属丰度的情况不同，该比值没有径向梯度。没有相关性，发现我们的结果和那些从以前的HI吸收研究的LMC。
2019-11-07 astro-ph.GA
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
Production of atomic hydrogen by cosmic rays in dark clouds
在21厘米的光谱线上，以吸收凹陷的形式检测到的少量氢原子的存在，是乌云的一个众所周知的特征。在分子云致密区测得的氢原子丰度只能用宇宙射线引起的H $_2$的离解来解释。我们希望利用宇宙射线低能光谱特性的最新发展和它们在分子云中传播的模拟进展，评估银河系宇宙射线在原子氢形成中的作用。我们建立了星际宇宙射线进入云的衰减模型，并计算了由于与宇宙射线质子和电子以及快速氢原子碰撞而产生的分子氢的解离速率。我们将我们的结果与现有的观测结果进行比较。宇宙射线的离解速率完全由初级电离碰撞中产生的次级电子决定。这些次级粒子构成了柱密度高于$\sim10^{21}$ cm $^{-2}$的原子氢的唯一来源。我们还发现，解离速率随柱密度降低，而解离和电离速率之间的比率在约0.6和0.7之间变化。通过与观测结果的比较，我们得出结论，一个相对平坦的星际宇宙射线质子谱，如最近的旅行者1号数据所建议的那样，只能为观测到的原子氢分数提供一个下限。需要一个增强的低能质子光谱来解释大多数观测结果。我们的发现表明，对宇宙射线分解的分子氢的仔细描述可以解释暗云中原子氢的丰度。在高密度下准确描述这一过程对于理解恒星形成区域的化学演化至关重要。
2018-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Coherent forward scattering of starlight by a cloud of atomic hydrogen
理论预测，平面波散射的气体薄板产量，在前进方向和特定的情况下，一个更大的辐照度比将观察到的气体的情况下。这种增强的瑞利散射取决于从观察者的位置看到的在板位置处的菲涅耳区的大小，并且是由散射的相干性引起的。在天文尺度上，菲涅耳带的特殊尺寸（~ 1500公里）在考虑星际氢原子云前向散射星光时具有特别的相关性。
2012-11-29 astro-ph.GA physics.optics
Probing the Properties of Neutral Clouds in the Vicinity of the Local Bubble: Linking three-dimensional Dust with Neutral Hydrogen Absorption
Northwestern University（西北大学）；Indiana University（印第安纳大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
该研究结合三维尘埃图与中性氢吸收数据，确定微尺度原子结构可能位于本地泡外，表征了本地星际介质性质，其方法可用于验证相关区域尘埃云的结构与性质。
2026-08-27 astro-ph.GA
Hydrogen Fluoride in High-Mass Star-forming Regions
氟化氢已被证实是扩散云中分子氢的一种很好的示踪剂。然而，在密度较高的环境中，HF丰度已被证明大约低两个数量级。我们提出了Herschel/HIFI观测HF J=1-0对两个高质量恒星形成地点，NGC 6334 I和AFGL 2591。在NGC 6334 I中，HF谱线在前景云和源本身的吸收中被看到，而在AFGL 2591中，HF部分在发射中。我们发现一个HF丰度相对于H2的1.5e-8在弥漫的前景云，而在较密集的部分NGC 6334 I，我们得出的HF丰度的下限为5e-10。稠密云层中较低的HF丰度很可能是由于HF分子冻结在高密度气体中的尘埃颗粒上造成的。在AFGL 2591中，由于大量外流中的吸收，热核心的视图被阻挡，其中由于溅射的解吸，HF也非常丰富3.6e-8）。这些观测提供了进一步的证据，证明星际氟的化学性质是由冻结在气体颗粒上控制的。
2012-07-02 astro-ph.GA
A dynamical transition from atomic to molecular intermediate-velocity clouds
在高银纬天空，远红外强度与氢柱密度密切相关，氢柱密度由原子氢和分子氢组成。超过一定的柱密度阈值，原子氢变成分子。我们分析了低层星系晕中的中速云（IVC）的气体和尘埃性质，以探索它们从原子到分子阶段的转变。通过观察，我们研究了将纯原子IVC转化为分子IVC的物理过程。将Effelsberg-Bonn HI-Survey（EBHIS）的数据与Planck卫星和IRIS的FIR波段相关联。修正黑体发射光谱拟合推断尘埃光学厚度和晶粒温度。我们去除了原子氢对FIR强度的贡献，以估计分子氢柱密度。两个IVC显示出不同的FIR特性，尽管它们在HI方面相似，例如窄的谱线和大的柱密度。一个FIR明亮IVC与H $_{2}$相关，由$^{12}$ CO $(1\rightarrow0)$发射证实;另一个IVC是FIR暗淡的，没有显示FIR过量，这表明不存在分子氢。我们建议，FIR昏暗和明亮的IVC探测原子和分子气相之间的转变。由动力学过程触发，这种转变发生在IVC下降到星系盘的过程中。最自然的驱动力是由不断增加的晕密度施加在云上的冲压压力。由于压力增加，H $_{2}$的形成时间尺度减小，从而允许在几百万年内形成大量的H $_{2}$。
2014-02-27 astro-ph.GA
Spatial variations of turbulent properties of neutral hydrogen gas in the Small Magellanic Cloud using structure function analysis
本文利用中性氢离子电离层的观测资料，研究了小麦哲伦云（SMC）中湍流特性的空间变化。为了测试恒星反馈对HI湍流的重要性，我们根据恒星形成率（SFR）表面密度以及HI综合强度定义了中心和外部SMC区域。我们使用的结构函数和速度通道分析（VCA）计算的幂律指数（伽玛）在这些地区的底层密度和速度场。在所有情况下，我们的结果表明，基本上没有差异的伽玛之间的中心和外部区域。这表明，HI湍流特性是令人惊讶的均匀在SMC探测时，在30 pc的分辨率。相反，最近的建议，从数值模拟，我们没有发现一个显着的变化，由于恒星反馈跟踪的SFR表面密度的伽玛。这可能是由于恒星反馈遍布整个SMC，但更可能是由于大规模的湍流引力驱动。我们发现，中央和外部SMC区域之间的差异的缺乏不能解释的高光学深度HI。
2017-07-11 astro-ph.GA
X-ray spectroscopy in the microcalorimeter era III: line formation under Case A, Case B, Case C, and Case D in H- and He-like iron for a photoionized cloud
未来的微量热计X射线观测将以无与伦比的细节解析光谱特征。理解X射线谱线的形成过程值得重视。本文的目的是讨论在光致电离源的存在下，这样的过程。线形成过程中的一个和两个电子物种被广泛地分为四种情况。当莱曼线光学深度非常小并且不发生光激发时，发生情况A。线光子在没有任何散射的情况下逃离云。当莱曼线的光学深度足够大，使光子经历多次散射时，就会出现B情况。当宽带连续谱源撞击光学薄云时，情况C发生。莱曼线通过由连续光子引起的原子/离子的辐射激发而增强，也称为连续泵浦。第四种研究较少的情况，即情况B的光谱通过连续泵浦增强，称为情况D。在这里，我们建立的数学基础的情况A，B，C和D的辐射云与多云。我们还显示了总的X射线发射光谱的能量范围内的所有四种情况下，在0.1 - 10千电子伏的XRISM约6千电子伏的分辨率。此外，我们表明，电子散射和连续抽运的部分阻塞的组合效应降低了共振线强度。这种减少随着柱密度的增加而增加，并且可以用作测量云的柱密度/光学深度的重要工具。
2021-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
The z Distribution of Hydrogen Clouds and Masers with Kinematic Distances
HII区、分子云和甲醇脉泽的数据已被用来估计太阳到对称面zo的距离和垂直盘标度高度h。运动学距离估计可用于这些样本中的所有对象。局部臂（Orion-arm）对象显示为显著影响z分布的图案。从分布对称性的偏差是特别明显的样品的脉泽与测得的三角函数的松弛，局部臂脉泽的分数是大的。在太阳附近的HII区域的样本的情况是类似的。我们的结论是，最好将当地部门排除在考虑之外。基于自引力等温盘模型，我们从位于银河系内部区域（R<= Ro）的物体获得了以下估计：639个甲醇脉泽样品的z 0 = -5.7+/-0.5pc和h2=24.1+/-0.9pc，878个HII区的z 0 =-7.6+/-0.4pc和h2=28.6+/-0.5pc，538个巨分子云的z 0 =-10.1+/-0.5pc和h2=28.2+/-0.6pc。
2016-01-25 astro-ph.GA
The Observed O VI is Just the Tip of the Iceberg: Estimating the Hidden Material in Circumgalactic and Intergalactic Clouds
本研究提出基于O VI测量估算星系周与星系际云总物质量的新方法，通过FLASH模拟发现动态云的O VI示踪全部氢，修正后高速云和低红移星系际云的物质含量远高于此前认知，有助于解释宇宙重子缺失问题。
2024-10-07 astro-ph.GA
The Origin of Neutral Hydrogen Clouds in Nearby Galaxy Groups: Exploring the Range Of Galaxy Interactions
我们结合高分辨率的N体模拟和对附近星系群中中性氢（HI）的深入观测，以探索HI云形成的两个著名理论：HI剥离星系相互作用和暗物质微晕嵌入HI气体。本文介绍了来自三个星系群的新数据，Canes Venaeros I，NGC 672和NGC 45，并收集了我们以前星系群活动的数据，以生成一个丰富的HI云档案，与我们的模拟数据进行比较。我们在猎犬座Venaeu I、NGC 672或NGC 45星系群中没有发现HI云。我们的结论是，HI云在我们的检测空间是最有可能通过最近，强烈的星系相互作用产生的。在M_HI = 10^6 M_Sun以上、星系的+/- 700 km/s范围内和星系的投影距离50 kpc范围内，我们没有发现与暗物质晕相关的HI云的证据。
2011-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiation thermo-chemical models of protoplanetary discs. IV Modelling CO ro-vibrational emission from Herbig Ae discs
赫比格Ae星和金牛T星周围的光盘的一氧化碳振转辐射与强紫外线辐射表明，荧光泵浦从地面X1西格玛+的电子A1 Pi状态的CO应考虑在光盘模型。我们实现了一个CO模型分子，包括多达50个旋转水平内的9个振动水平的地面和A激发态的辐射光化学代码ProDiMo。我们考虑了CO与氢分子、氢原子、氦和电子的碰撞。我们使用标准标度律估计了丢失碰撞率，并讨论了它们的局限性。UV荧光和IR泵浦对振转v > 1能级的布居的影响。v = 1的旋转能级在大约4.6微米的辐射温度和气体动力学温度之间的旋转温度下填充。紫外泵浦效率随着光盘质量的减小而增加。结果是，测量振动能级之间相对布居数的振动温度高于盘气体动力学温度（超热布居数）。旋转温度从基本的转变使用光学厚12CO线不反映气体动力学温度。LTE中存在能量低于1000 K的CO纯转动能级，但对模型中包含的许多振动能级敏感。12CO纯转动谱线在Eupper=2000 K的跃迁中具有很高的光学厚度。（节略）
2012-10-29 astro-ph.GA
Atmospheric pressure and molecular cloud formation in early-type galaxies
在星系团中央星系和早型星系中发现了大气压力与分子气体质量之间的强相关。如果分子云从热大气中凝结，这种趋势和大气气体密度的类似趋势自然会出现。在这些系统中，分子氢与原子氢的比例极限超过了1。这些数据与环境压力是在正常螺旋星系中发现的原子氢快速转化为分子的重要因素是一致的。
2023-02-27 astro-ph.GA
Experimental evidence for Glycolaldehyde and Ethylene Glycol formation by surface hydrogenation of CO molecules under dense molecular cloud conditions
本研究的重点是形成两个分子的天体生物学的重要性-乙醇醛（HC（O）CH 2 OH）和乙二醇（H2 C（OH）CH 2 OH）-通过表面氢化的CO分子。我们的实验旨在模拟星际暗云区域的CO冻结阶段，以及热处理和高能处理成为主导。它表明，随着H2 CO和CH 3OH的形成-CO氢化的两个公认的产品-也具有一个以上的碳原子的分子的形式。该过程的关键步骤被认为是两个HCO自由基的重组，然后形成C-C键。实验建立的反应途径实施到一个连续时间的随机行走蒙特卡罗模型，以前用于模拟天体化学时标上的CH 3OH的形成，研究它们对致密星际云中乙醇醛和乙二醇的固态丰度的影响。
2017-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The interface between the outer heliosphere and the inner lism: Morphology of the local interstellar cloud, its hydrogen hole, stromgren shells, and $^{60}$Fe accretion
我们描述了外日球层和太阳周围的局部星际介质（LISM）之间的界面。内层LISM的成分是与外层日光层接触的四种部分电离云[本地星际云（LIC）、G云、蓝色云和Aql云]，以及主要来自$ε$ ~CMa的EUV辐射产生的电离气体。我们根据沿62条视线的星际线吸收构造了LIC的三维形状，并表明在$ε$ ~CMa，$β$ ~CMa和Sirius~B方向上，LIC中心的中性氢柱密度最小。我们称这个区域为“氢洞”。在这个方向上，蓝云吸收的存在和LIC吸收的缺乏可以简单地解释为蓝云位于日光层之外。我们认为，蓝云的外缘是一个斯特伦格伦壳，它被H~II区的高压推向日光层。我们发现，中性和电离氦流经日光层的矢量与LIC流矢量不一致，附近的云间气体与$ε$ ~CMa和其他恒星源的电离一致，而不需要额外的电离源或百万度等离子体。在逆风方向，日光层正穿过几个LISM云的环境，这可能解释了最近在南极洲雪中测量到的超新星喷出物中含有$^{60}$ Fe的星际颗粒的涌入。
2019-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 35Cl/37Cl isotopic ratio in dense molecular clouds: HIFI observations of hydrogen chloride towards W3A
我们报告的检测与HIFI仪器上的赫歇尔卫星的两个氯化氢同位素，H35 Cl和H37 Cl，对大规模的恒星形成区域W3 A。用HIFI仪器的接收器1b在625.9和624.9 GHz处观察到这两个物种的J=1-0线。不同的超精细组分被分辨。观测结果采用非局部、非LTE辐射转移模型进行建模，该模型包括超精细线重叠和尘埃辐射泵浦。这两种效应被发现发挥重要作用，新兴的强度从不同的超精细组件。推断出的H35 Cl柱密度（1 e 14 cm^-2的几倍）和相对于H核的丰度分数（~ 7.5 e ^-10）支持气相氯贫化的上限为~200。我们对H35 Cl/H37 Cl丰度比的最佳拟合模型估计值为~2.1+/-0.5，略低，但仍与太阳同位素丰度比（~3.1）相一致。由于这两种物质是同时观测到的，这是第一次对分子云中[35 Cl]/[37 Cl]同位素比值的准确估计。我们的模型表明，即使是大的线不透明度和可能的超精细强度异常，H35 Cl和H37 Cl J=1-0集成线强度比提供了一个很好的估计35 Cl/37 Cl同位素丰度比。
2010-05-16 astro-ph.GA
Chemical evolution during the formation of molecular clouds
为了研究分子云形成过程中的化学演化，我们模拟了三种不同密度结构的云：坍缩的球形，坍缩的椭球形，和静态的球形轮廓。在典型的分子云中，塌缩模式比静态模式更能符合观测特征。这主要是因为重力可以加速一些重要分子的形成（例如，H $_2$，CO，OH）。扁长云、扁球形云和球形云的不同形态导致了它们化学演化的差异，这主要是由于它们数密度演化的不同。我们还研究了初始化学组成对化学演化的影响，发现H原子可以通过两个主要反应加速OH的形成：O + H $\rightarrow$ OH在气相中和在尘埃颗粒表面上，导致初始以原子形式为主的模型比初始以分子形式为主的模型更符合观测结果。也就是说，为了与观测结果相匹配，最初的氢必须大部分是原子。CO分子甚至在没有H $_2$预先存在的情况下也能够形成。我们还研究了气体温度、尘埃温度、星际辐射场强度和宇宙线电离率对静止云中化学演化的影响。由于CO的快速破坏，具有高尘埃温度、强辐射场和强宇宙射线的静止CO云是短暂的。
2022-05-02 astro-ph.GA
On the Relationship Between Molecular Hydrogen and Carbon Monoxide Abundances in Molecular Clouds
最常见的分子气体示踪剂是来自CO的线发射。然而，在不同于银河系的环境中，这种示踪剂的可靠性长期受到质疑。我们研究了H2和CO丰度之间的关系，使用一个完全动态模型的磁化湍流耦合到一个化学网络简化到只遵循H2和CO的形成和破坏的主导途径，并包括使用六射线近似的光解。我们发现，H2的丰度主要是由其形成的时间，这是成比例的密度和金属丰度的产品，但不敏感的光解量。光解离只有在视星等的十分之几的振幅下才变得重要，这与观测和先前的理论工作一致。另一方面，CO形式迅速，在一个动态的时间内，但其丰度主要取决于光解，只有一个弱的二级依赖H2丰度。结果表明，在平均视反射率A_V < 3时，CO丰度有一个明显的截止值.在较低的A_V值下，我们发现H_2柱密度与CO发射率之比X_CO与A_V^（-3.5）成正比。这解释了在低金属量系统中观测到的来自CO观测和其他技术（如红外发射）的云量之间的差异。我们的工作预测，低金属丰度系统中的CO明亮云应该比银河系云更大或更密集，或者两者兼而有之。我们的研究结果进一步解释了作为阈值效应的分子云柱密度的窄范围，而不需要维里平衡的假设。
2010-11-02 astro-ph.GA
Sensitive 21cm Observations of Neutral Hydrogen in the Local Group near M31
用绿岸望远镜（GBT）在本星系群M31周围的几个位置进行了非常灵敏的21厘米HI测量，角分辨率为9.1 '，探测能级为$\rm{N_{HI} = 3.9 \times 10^{17}~cm^{-2}}$的30 $\rm{km~s^{-1}}$线的5 $σ$。在M31和M33之间几乎等距的12平方度区域内，大部分HI包含在9个离散的云中，这些云的典型大小为几千秒差距，HI质量为$10^5$ M $_{\odot}$。它们的静止速度在本地星系群标准中介于-100和+40 $\rm{km~s^{-1}}$之间，与M31和M33的系统速度相当。这些云在运动学上和空间上似乎彼此孤立。对于800千秒差距的采用距离，所有九个云的HI总质量是$1.4 \times 10^6$ M $_{\odot}$，在较小的云或更弥散的发射中可能还有另一个$0.2 \times 10^6$ M $_{\odot}$。每个云的HI质量通常比通过引力束缚云所需的动力学（维里）质量小三个数量级。虽然它们具有矮星系的大小和HI质量，但这些云不太可能是本星系群卫星系统的一部分，因为它们缺乏恒星。在M31以北，在粗网格上进行的灵敏HI测量发现了可能与M31高速云系扩展到预计距离$\sim 100$千秒差距有关的辐射。没有观察到M31高速云群在向南类似距离处向M33延伸。
2015-12-16 astro-ph.GA
ALMA observations of the submillimetre hydrogen recombination line from the type 2 active nucleus of NGC 1068
亚毫米波段的氢复合谱线可以作为电离气体的探针，而不需要尘埃消光。因此，人们期望用这些谱线探测被遮蔽的（第2类）活动星系核（AGN）的宽线区（BLR）。然而，承认大的不确定性在连续水平，在这里，我们报告的宽和窄的H26 $α$发射线（静止频率= 353.62 GHz）对原型2型活动星系核的NGC 1068与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的非检测。我们还调查了BLR云的性质，可以发射submm-RL与模型计算。因此，我们认为，云的电子密度（$N_e$）的$\sim$ 10 $^9$厘米$^{-3}$可以主要有助于广泛的submm-RL的线通量。另一方面，考虑到其他密度云的线光学厚度太大或太小，来自它们的线通量将是微不足道的。然而，即使对于$N_e \sim 10^9$ cm $^{-3}$云的情况下，我们也认为，预期的线通量是非常低的，这是不切实际的，即使用ALMA检测。
2016-03-30 astro-ph.GA
Search for Diffuse Neutral Hydrogen and HI Clouds in the NGC 2403 Group
我们用罗伯特C.伯德绿岸望远镜（GBT）在寻找微弱的，扩展的中性氢云类似于M81/M82集团周围发现的云，这是位于大约250千秒差距的NGC 2403集团沿着相同的星系丝。对于一个星系群内50 kpc范围内大小小于10 kpc的HI云，我们的7 σ质量检测极限是2.2 x 10^6 M_sun，对于线宽为20 km/s的云，速度范围为-890 ~1750 km/s。在这个灵敏度水平上，我们探测到3个新的HI云，以及已知的星系。新云的平均速度与星系群的速度相差超过250 km/s，但在该方向上处于银河系高速云（HVC）的范围内。最有可能的是，这些云是银河系HVC人口的一部分。如果HI云存在于NGC 2403星系群中，它们的质量小于2.2 x 10^6太阳质量。我们还将我们的结果与基于最近宇宙学模型的预期结构进行了比较，没有发现任何预测的云。如果NGC 2403被一群暗物质晕所包围，这些暗物质晕类似于最近模型中提出的银河系暗物质晕，我们的观测意味着它们的HI含量不到总质量的1%。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Applying a one-dimensional PDR model to the Taurus molecular cloud and its atomic envelope
在这方面的贡献，我们测试我们以前发表的一维PDR模型推导出总氢体积密度HI柱密度测量在河外地区通过将其应用到金牛座分子云，在那里它的预测可以与现有的数据进行比较。此外，我们第一次将我们的模型与CO（1-0）和远红外辐射进行了直接的详细比较。使用入射紫外线通量G 0为4.25（χ = 5）的整个云的主体，我们得出总氢的体积密度为\approx 430 cm-3，与金牛座上的大量文献一致。体积密度的分布呈现对数正态分布，在高密度端呈现幂律分布。我们将我们的体积密度转换为H2柱密度，假设云深为5秒差距，并将这些柱密度与观测到的CO排放进行比较。我们发现一个斜率相当于一氧化碳转换因子的关系，这是在低端的文献中报道的值为这个因素（0.9 × 1020 cm-2（K km s-1）-1），虽然这个值是直接成比例的，我们假设的值G 0以及云的深度。与100 μm尘埃排放相比，我们似乎低估了氢气总量，我们推测这可能是由于金牛座云上的实际G 0事件比通常假设的要高。
2012-12-17 astro-ph.GA
Constraining UV Continuum Slopes of Active Galactic Nuclei With CLOUDY Models of Broad Line Region EUV Emission Lines
了解活动星系核（AGN）宽线区（BLR）的组成和结构对于解答超大质量黑洞演化、星系演化和星系际介质电离等许多悬而未决的问题具有重要意义。我们使用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪（COS）的单历元紫外光谱，测量了四个单独的活动星系核与$0.49 \le z \le 0.64$，两个活动星系核与$0.32 \le z \le 0.40$，和159个活动星系核的复合物的EUV发射线通量。用云光电离程序计算了BLR云的发射线通量，并给出了不同密度、氢电离通量和入射连续谱指数的BLR云的发射线通量。使用单组分和局部最佳发射云（ORFO）模型将光电离网格拟合到观测结果。双组分模型能很好地拟合实测通量，而单组分模型则不能。紫外光谱指数的首选我们的COMS模型是一致的COS光谱测量。EUV发射线，例如N IV λ765、O II λ833和O III λ834，主要源自电子温度在37000 K和55000 K之间的气体。这种气体存在于具有高氢密度（n_H \ge 10^12 cm^-3）和氢电离光子通量（Φ_H \ge 10^22 cm^-2 s^-1）的BLR云中。
2014-08-19 astro-ph.GA
Catching the Birth of a Dark Molecular Cloud for the First Time
在星际介质中的大部分氢是以原子形式存在的。从原子到分子的转变，特别是H $_2$分子的形成，是宇宙结构形成到恒星的关键步骤。由于氢原子（HI）发射的混乱和缺乏来自冷ISM的H $_2$信号，难以量化H $_2$在太空中的形成。在这里，我们提出了一个罕见的，孤立的暗云目前正在进行H $_2$形成的发现，证明了一个突出的“环”HI自吸收。通过对HI窄自吸收、CO排放、尘埃排放和消光的综合分析，我们首次直接测量了一个区域内[HI]/[H $_2$ ]丰度从2%到0.2%不等。这些测得的HI丰度比通常假设的原行星盘模型的初始条件高出几个数量级。没有一个快速云形成模型能产生如此低的氢原子丰度。我们推导出一个云形成的时间尺度为6 $\times$-10 $^6$年，符合全球银河系恒星形成率，并有利于快速恒星形成模型的经典恒星形成图片。我们的测量也有助于限制H $_2$形成率，在各种ISM条件下。
2018-10-25 astro-ph.GA
Assessing the Formation of Solid Hydrogen Objects in Starless Molecular Cloud Cores
第一个被发现的星际天体（ISO）1 I/2017（'Oumuamua）的性质与太阳系小行星和彗星不同，这让人怀疑它是否来自于原行星盘。在这项研究中，我们调查了它在巨大分子云的无星核心中由大量H2冰成分形成的可能性。虽然星际固体氢尚未被探测到，但这种成分可以解释ISO的一些性质。我们认为，相关的过程中需要建立十米大小的固体氢机构和评估的可扩展性的增长在各种大小的制度。通过能量平衡的论证，我们发现形成氢冰最严重的障碍是分子氢冰的可结晶性所需的极低温度。然而，如果发生沉积，我们发现无星核心内的湍流有利于在足够短的时间尺度上生长成更大尺寸的天体。然后，我们分析了质量损失的星际介质，并确定必要的大小为氢对象生存的旅程太阳系作为ISO年龄的函数。最后，我们讨论的影响，如果H2的解释是正确的，我们评估ISO科学的未来前景。如果氢冰ISO确实存在，我们假设的形成途径将需要一小部分多孔的100微米尘埃在无星的核心区域，通过周围气体的绝热膨胀和对电磁辐射和宇宙射线的良好屏蔽，已经冷却到2.8 K。
2021-03-09 astro-ph.EP astro-ph.GA
Molecular hydrogen emission in the interstellar medium of the Large Magellanic Cloud
本文介绍了对大麦云星云十个星际区域氢分子发射的探测和分析。我们研究了低分辨率红外光谱图的12个地区获得的斯皮策红外光谱仪（IRS）。在10个区域的IRS谱中检测到H $_2$在28.2和17.1 ${\,\rm μm}$的纯转动0- 0跃迁。除了三个区域外，较高电平跃迁大多数是上限测量，其中对于12.2和8.6 ${\,\rm μm}$的线实现了3 $σ$检测阈值。检测到的H $_2$跃迁的激发图用于确定热H $_2$气柱密度和温度。通过下过渡线的单温度拟合给出了范围为$86-137\,{\rm K}$的温度。在这些温度下发现大部分激发的H $_2$气体，其$\sim$占总气体质量的$\sim$ 5-17%。我们发现H $_2$表面亮度与多环芳烃和总红外发射密切相关，这清楚地表明了光解区域的光电加热。我们发现H $_2$的激发在原子和分子主导的区域同样有效。我们还提出了温暖的H $_2$的物理条件与尘埃性质的相关性。温暖的H $_2$的质量分数和激发温度与平均星光强度呈正相关，再次支持H $_2$激发光解离区域。
2014-11-03 astro-ph.GA
Uncovering neutral Hydrogen clouds in Radio Galaxies in the SKA era
Pole Scientific, University Catholic of Lyon- University of Lyon（里昂天主教大学-里昂大学科学 Pole）
本文利用SKA-VLBI的高分辨率和高灵敏度，研究射电喷流与冷星际介质的相互作用，揭示中性氢云在星系核区的分布、运动学和物理状态。
2026-07-01 astro-ph.GA
Raman Scattering as the Key Link Between Unidentified Infrared Bands, Diffuse Interstellar Bands, and Extended Red Emission
本文呼吁注意原子氢的拉曼散射的相关性HI云的三个光学和近/中红外光谱特征：扩展的红色发射（ERE），弥漫的星际带（DIBs），和未识别的红外波段（UIBs）。DIBs、ERE和UIBs主要在HI云的边缘观测到，它们明显相关，但仍然知之甚少。它们的突出特性对应于HI拉曼散射的两个主要特征：不寻常的线加宽和在氢的光学和红外跃迁附近的拉曼散射紫外连续谱的浓度。原子氢的拉曼散射，现在已经发现在几个对象类中观察到的光谱特征，我认为，它可以占所有三个功能。我进一步确定了三个因素，条件下观察拉曼散射HI云，从而DIBs，ERE，和UIBs：辐射场的硬度，星际尘埃消光，和几何形状的观察。几何形状决定了是否会观察到完全的前向散射（产生DIB）或大角度散射（在红外光谱中Hα和UIB附近产生ERE）。ERE由Ly \b{eta}附近的光子的拉曼散射和由接近电离极限的氢原子的激发产生的UIB产生。因此，DIBs、ERE、UIB是同一星际现象的不同方面：氢原子的拉曼散射。
2021-08-24 astro-ph.GA
Shocks and Molecules in Diffuse Interstellar Cloud Pairs
弥漫的星际介质是动态的，它的化学和演化是由冲击波阵面以及光解决定的。激波是由超音速运动和速度弥散所隐含的，在统计学上通常称为“湍流”。我们比较模型的磁流体动力学（MHD）冲击，速度典型的云运动通过ISM（3-25 km/s）和冷中性气体的典型密度（~ 100 cm-3），氢原子21 cm线的气体运动学、尘埃质量的远红外发射和高分辨率形态的中红外发射的档案观测，以确定三个高纬度云对中的激波锋面，这些云对的质量为50个太阳。这些云有“头”和延伸的“尾”，高分辨率图像显示“头”前缘的弧形，可能是单独的激波。HI显示由于激波加速材料，在前缘有高速气体。对于两个云对，一个云有一个活跃的冲击表示广泛和偏移HI，而另一个云已经震惊，主要是“CO-暗”分子氢。平行于磁场的激波对云的二维MHD模拟显示出显着的相似性，观察到的云的功能，包括合并的“尾巴”，由于对齐的流和磁场，这导致横向约束下游。磁场和气流之间的平行排列可导致小分子云的形成。
2021-01-06 astro-ph.GA
HI, CO, and Dust in the Perseus Cloud
气体发射数据（HI 21 cm线和CO 2.6 mm线）与Planck/IRAS尘埃发射数据（353 GHz tau 353处的光学厚度和尘埃温度Td）的对比分析使我们能够更准确地估计氢气的数量和分布，我们以前的研究揭示了太阳附近存在大量光学厚度的HI气体。据此，本文讨论了英仙座云周围的中性氢气。利用J波段消光数据，我们发现τ 353随总氢（NH）柱数密度的1.3次方而增加，这意味着尘埃在高密度区的演化。这种校准的tau 353-NH关系表明，如果使用光学薄HI方法，HI气体的量可能被低估至约60%。在此基础上，计算了21 cm谱线的光学厚度（τ HI），发现<tauHI>分子云周围的τ HI约为0.92。即使我们考虑到尘埃的演化，τ HI的影响仍然是显着的。我们还估计了CO到H2转换因子（XCO）的空间分布，发现其平均值约为<XCO>1.0x10^20 cm-2 K-1 km-1 s。虽然这些结果与以前的一些研究不一致，但这些差异可以很好地解释数据和分析方法的差异。
2017-03-23 astro-ph.GA
Hydrogen tails, plumes, clouds and filaments
在这里，我提出了一个简短的审查与扩展的低表面亮度（LSB）的氢尾和类似的结构相互作用的星系系统。通常在合并对、星系群和星系团中发现，星系周围的HI特征可以跨越数百kpc，追踪星系之间的引力相互作用和通过星系群/星系团内部介质移动的冲压压力。即将进行的大型HI调查，例如，利用澳大利亚SKA探路者（ASKAP）上的宽视场（FOV = 30平方度）相控阵馈电，将提供本地宇宙中LSB结构的普查。通过记录和比较特性（长度、形状、HI质量等），对于这些观测到的结构和与之相关的星系，我们可以通过数值模拟来尝试建立它们的起源和演化路径。
2020-02-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Hydrogenation of accreting C-atoms and CO molecules -- simulating ketene and acetaldehyde formation under dark and translucent cloud conditions
在恒星和行星形成的不同阶段观察到了简单和复杂的有机分子（COMs），并已在星前环境（如黑暗和半透明的云层）中成功识别。然而，在恒星形成的最早阶段，有机分子形成的图像并不完整，一个重要的原因是缺乏具体的实验室实验来模拟星际颗粒冰冷表面上的碳原子加成反应。在这里，我们提出的实验中，CO分子以及C-和H-原子共沉积与H $_2$ O分子在10 K的表面模仿正在进行的形成“H $_2$ O-丰富”的冰地幔。为了模拟影响碳原子和冰成分产生的表面反应的效果，使用了一个专门的碳原子束源，SURFRESIDE $^3$，超高真空低温装置上实施。通过反射吸收红外光谱法“原位”观察固态乙烯酮（CH $_2$ CO）的形成。进行C $^1$ $^8$ O和D同位素标记实验以进一步验证乙烯酮的形成。数据分析支持CH $_2$ CO是通过C原子加成到CO分子上形成的，然后通过连续氢化将所形成的：CCO转化为乙烯酮。乙烯酮的有效形成与文献报道的C+CO反应中不存在活化屏障一致。我们还讨论了CH $_2$ CO加氢的两个COM衍生物乙醛（CH $_3$ CHO）的形成和乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH）的可能形成，并提供了实验证据。基本的反应网络和衍生途径的天体化学影响进行了讨论。
2021-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Clouds as Cosmic-Ray Barometers
高灵敏度、高分辨率伽马射线探测器的出现，加上对银河系中原子氢、特别是分子氢在亚度尺度上的分布的了解，为探索银河系中宇宙射线通量创造了独特的机会。在这里，我们提出了新的数据的分子氢的分布从一个大区域的内银河系的NANTEN合作。然后，我们介绍了一种方法，其目的是提供一个测试平台，为当前和未来的伽马射线天文台探索宇宙射线通量在我们的银河系中的各个位置。特别是，对于分子云的分布，如NANTEN调查所提供的那样，以及在地球上测量的局部宇宙射线密度，我们估计了预期的GeV到TeV的伽马射线信号，然后可以将其与观测结果进行比较，并用于测试宇宙射线通量。
2010-04-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Subsurface chemistry of mantles of interstellar dust grains in dark molecular cores
上下文星际分子云中许多观测到的化合物的丰度仍然缺乏解释，尽管广泛的研究包括气体和固体（尘埃颗粒表面）相反应。目标。我们的目标是定性地证明这样一个想法，即星际颗粒上的氢贫乏的地下化学至少是这些化学“异常”的一部分。当地幔中的光分解反应释放出游离氢时，这种化学反应在冰冷的地幔中发展，游离氢通过扩散逃离地幔。这导致地幔的化学成分发生严重变化，因为地幔中的孔隙为新的贫氢环境中的反应提供了表面。方法.我们提出了一个简单的动力学模型，使用现有的天体化学反应数据库。气相，表面和地下孔隙反应包括在内，是分子的物理转化。结果我们的模型产生显着更高的丰度比大多数其他模型的各种氧化物种。对于某些具有足够反应网络的物种，我们也得到了很好的结果。因此，我们认为贫氢地幔化学可能确实在分子云的化学演化中起作用。结论.氢向外扩散的重要性还有待进一步研究证实。许多氧化物种之间的大量固相反应对于获得良好的定量建模结果以与观测结果进行比较至关重要。我们推测，各种无法观测到的贫氢硫含氧酸衍生物可能是负责的“消失”的硫在暗云核心。
2012-07-11 astro-ph.GA hep-lat
