The Fractional Ionization of the Warm Neutral Interstellar Medium
当中性星际介质暴露在极紫外和软X射线辐射下时，其中的氩原子远比氢原子更容易被电离。我们利用这一事实来确定附近温暖的中性介质（WNM）中的电离水平。通过分析离太阳几百pc远的44颗热亚矮星的紫外光谱的FUSE观测，我们可以比较Ar I和O I的柱密度，其中氧的相对电离可以用作氢的相对电离的代理。测得的缺陷[ Ar I/O I]= 0.427+/-0.11 dex，低于完全中性介质的预期值，这意味着如果n（H）= 0.5 cm ^-3，则电子密度n（e）\sim为0.04 cm ^-3。这个电离量比我们预期的要大得多，这些电离是由宇宙射线、漫射X射线背景和介质内的X射线发射源产生的初级光电离，以及由高能次级光电子、俄歇电子和氦复合产生的光子引起的额外电离。我们倾向于这样一种解释，即以前的辐射爆发，附近的超新星遗迹现在已经褪色，可能已经提高了电离，气体还没有重新组合到一个静止的水平。不同的替代方案是软X射线背景的低能量部分被HI不良地屏蔽，因为它是泡沫的并且具有非常热的X射线发射气体的内部袋。
2013-01-14 astro-ph.GA
The nearby interstellar medium towards alpha Leo -- UV observations and modeling of a warm cloud within hot gas
我们分析星际吸收功能的附近（d = 24 pc）B8 IVn恒星阿尔法狮子座（轩辕十四）在高分辨率和高S/N的HST天文财政部计划获得的全紫外光谱。我们推导出许多关键的原子物种的柱密度和解释他们的部分电离。在狮子座α星前面的气体有两个吸收成分，其中一个与围绕太阳的本地星际云（LIC）的速度一致。第二个较小的分量相对于主分量移动了+5.6 km/s，与天空这一区域其他视线的结果一致。C II精细结构能级的激发和Mg I与Mg II的比例表明温度T = 6500（+750，-600）K，电子密度n（e）= 0.11（+0.025，-0.03）cm^-3。我们对所有可用物质的电离平衡的研究表明，约1/3的氢原子被电离，金属被显著地耗尽到晶粒上。我们推断N（H I）= 1.9（+0.9，-0.6）× 10^{18} cm^-2，这表明这种部分中性的气体只占据了朝向恒星的2 ~ 8 pc（约13%）空间，剩余的空间可能充满了发射软X射线的热气体。我们没有检测到任何吸收功能的高度电离的物种，可以产生在温暖的介质和周围的热气体之间的界面。最后，LIC的径向速度与本地狮子座冷云的径向速度一致，表明它们可能是物理相关的。
2016-09-09 astro-ph.GA
The connection between warm carbon chain chemistry and interstellar irradiation of star-forming cores
对暖碳链化学（WCCC）核心的一些观测表明，它们通常位于分子云的边缘附近。这一发现可能表明，WCCC在暴露于星际介质辐射的恒星形成核心中得到促进。我们的目标是研究这种核心中碳链的化学性质。对低质量恒星形成核心中的气体包进行了化学模拟，并将星际光子和宇宙射线的辐射水平与仅接受十分之一辐射的核心进行了比较。在全辐照模型中，发现碳链的丰度比低辐照模型高出几到几百倍。在星前阶段，可能在扩展的星周包层中，由于星际光子和宇宙射线对气体和尘埃的照射，碳链丰度较高。一个完整的标准宇宙射线诱导电离率是必不可少的高碳链丰度峰发生在拱星包层，这是加热的原恒星（“真正的”WCCC现象）。全辐照模型比低辐照模型具有更低的复杂有机分子丰度。我们的结论是，WCCC可能是由恒星形成核心暴露于星际辐射，甚至只是宇宙射线造成的。附录描述了计算宇宙射线诱导解吸速率的最新精确方法。
2021-02-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
The Dense Warm Ionized Medium in the Inner Galaxy
电离星际气体是星际介质及其生命周期的重要组成部分。最近的证据表明，一个广泛分布的高度电离的温暖的星际气体的密度介于温暖的电离介质（WIM）和紧凑的HII区域之间，这表明我们对星际气体的理解存在重大差距。在这里，我们调查了银河系中稠密的温暖电离介质（D-WIM）的性质，使用光谱分辨SOFIA GREAT [NII] 205微米线发射和绿岸望远镜氢射电复合线（RRL）数据，补充Herschel PACS [NII] 122微米数据，和光谱分辨12 CO。我们在银道面20度<1度<30度区域观测到8条视线。我们从[NII]和RRL线宽推导出动力学温度，以及热和湍流速度色散。[NII] 205微米发射的区域的特征在于电子密度，n（e）~ 10至35 cm（-3），温度为3400至8500 K，柱密度N（N+）~ 7 e16至3e 17 cm（-2）。电离氢柱密度范围为6 e20 ~ 1.7e21 cm（-2），氮离子丰度分数x（N+）~1 ~ 3e-4，这意味着在距银河系中心约4.3kpc处氮丰度有所增加。[NII] 205微米的发射与CO的发射相吻合，尽管经常有速度上的偏移，这表明D-WIM气体位于或靠近恒星形成区域，这些区域本身与分子气体有关。发现这些密集的电离区对沿这些LOS观测到的[CII]强度的贡献> 50%。我们得到的动力学温度太低，无法解释N+的存在，导致电子碰撞电离和/或质…
2021-05-14 astro-ph.GA
The structure of the thermally bistable and turbulent atomic gas in the local interstellar medium
本文数值研究了在湍流和热不稳定性作用下，暖中性介质（WNM）凝结成冷中性介质（CNM）的过程。使用低分辨率模拟，我们探讨了WNM初始密度和湍流性质（在傅立叶中搅拌，螺线管和压缩模式的不同混合）对冷气体形成的影响。选择了两组与观测结果相匹配的初始条件，以产生高分辨率的模拟（1024 ^3），从而可以详细研究所产生的致密结构的性质。对于太阳附近WNM的密度、压力和速度色散的典型值，无论其振幅和分布如何，无论是螺线管模式还是压缩模式，HI的湍流运动都不能引起从WNM到CNM的相变。另一方面，我们表明，准等温增加WNM密度的一个因素的2至4是足以引起的相变，导致约40%的气体的过渡到冷相内1百万年。考虑到在当地ISM中的HI的观测特性，在当地ISM中的WNM和单个CNM结构是亚音速或跨音速的，并且它们的动力学是紧密交织的。速度场具有亚音速湍流的证据，其二维功率谱遵循柯尔莫哥洛夫定律，如P（k）\sim k^{-8/3}，而密度与明显较浅的功率谱形成强烈对比，这让人想起在冷ISM中观察到的情况。CNM的超热线宽可能是冷结构之间的相对速度的结果。最后，密度大于5 cm^{-3}的冷结构很好地再现了通常在分子云中观察到的M \sim L^{2.25-2.28}和σ（v）\sim 0.5- 0.8 L ^{1/3}定律。
2013-01-15 astro-ph.GA
The first three-dimensional map of thermal phases in the local interstellar medium
Technion – Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Stanford University（斯坦福大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
研究通过结合多种数据与模型对本地星际介质热相进行三维重建，揭示了冷云及其热不稳定包层等结构，发现部分质量热不稳定且冷相密度分布窄，为多相星际介质提供证据，推动重新评估恒星形成模型。
2026-07-20 astro-ph.GA
Cosmic-ray-induced dissociation and reactions in warm interstellar ices
上下文宇宙射线粒子击中暗分子核心中的星际颗粒可能会引起整个颗粒加热。CR加热的晶粒的高温允许克服体扩散和反应的能量障碍。此外，冰分子被直接宇宙射线诱导解离破坏。目的。我们提供了一个合理的估计宇宙射线引起的表面-地幔扩散的意义，冰中的化学反应，并在恒星形成的星际云核冰物种的解离。方法.我们考虑了在坍缩的低质量星前核和在初始阶段的原恒星的包层加热与三相化学动力学模型的气体团。该模型包括一个适当的处理随机方面的全谷物加热和新的实验数据的解离。结果我们发现宇宙射线引起的效应主要限于碳链物种丰度的增加。对主要物种丰度的影响最多只有几个百分点。冰中HNC与HCN冰丰度比增加。结论.在模型中考虑的过程中，解离可能是最重要的，而扩散和反应的温暖的谷物是不太重要的。所有这三个过程都促进了复杂分子的合成，包括有机物质。
2014-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.chem-ph
Excitation of warm HD and H$_2$ and implications for the interstellar deuterium abundance
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
研究通过计算HD和H₂的非LTE转动激发并同时拟合转动图，结合JWST/MIRI观测数据，分析热压力及HD/H₂丰度比，证实受激分子气体中HD/H₂通常较低，且需显式建模压力依赖的非LTE激发。
2026-07-07 astro-ph.GA
The Distribution of Warm Ionized Medium in Galaxies
自从几个世纪前望远镜问世以来，电离星云一直是人们感兴趣的目标。这些孤立的、“经典的”H II区域使我们对恒星注入星际介质的丰富反馈能量有了一些最早的了解。它们独特的光谱包含了关于电离场的质量和数量以及银河系中这些离散位置的温度、密度和金属丰度的信息。随着对许多光谱域的敏感度不断提高，我们现在知道，在许多恒星形成星系中，电离气体并不局限于大质量恒星区域。特别是，最近的观测研究允许一个彻底的比较的物理条件和分布的经典H II区域更广泛的温暖，弥漫的气体。通过更现实地发展动态星际介质，模型开始再现观测到的发射测量变化，并提供一个自然的解决方案，电离通量从一个主要是中性星系盘传播到遥远的晕。
2010-08-03 astro-ph.GA
Thermal instability and multi-phase interstellar medium in the first galaxies
我们研究了具有不同金属丰度和FUV场强度的等压收缩气体中热不稳定性的线性稳定性和非线性增长。当H2冷却被FUV场抑制（G_0>10^-3）或金属丰度足够高（Z/Zs>10^-3）时，由于CII和OI精细结构线的冷却，星际介质在100-7000 K温度范围内是热不稳定的。在这种情况下，作为热不稳定性的结果，形成具有双峰密度概率分布的双相介质。热不稳定性的特征尺度随着金属丰度的增加而变小。不同分辨率的非线性模拟的比较表明，最大规模的热不稳定性应解决与超过60个单元，以遵循失控冷却驱动的热不稳定性。在足够弱的FUV场和低金属性下，由于H2冷却占主导地位，热不稳定性的密度范围缩小。随着FUV强度的降低，双相结构变得不那么显著并最终消失。我们的基本结果表明，在早期星系中，i）热不稳定性对Z/Zs<10^-4的介质几乎没有影响，ii）热不稳定性的碎裂可以决定10^-4<Z/Zs<0.04的星团的质量谱，iii）当Z/Zs>0.04时，像我们银河系这样的热不稳定的湍流星际介质变得普遍存在。尽管阈值金属丰度取决于诸如热压、FUV强度和红移等条件。
2014-12-18 astro-ph.GA
Collisional excitation of far-infrared line emissions from warm interstellar carbon monoxide (CO)
受Herschel/PACS最近观测的启发，以及CO碰撞激发的新速率系数的可用性（Yang et al. 2010），使用数值和分析方法重新审视了温暖天体物理CO的激发。对于等温介质的情况，已经获得了气体温度（100至5000 K）和H2密度（1 E +3至1 E +9 cm-3）的宽范围的结果，并以旋转图的形式呈现，其中每个磁子状态的柱密度的对数log（N[J]/g[J]）被绘制为每个状态的能量E[J]的函数。对于Herschel/PACS可达到的波长范围内的旋转跃迁，当n（H2）> 1 E +8 cm-3时，这样的图几乎是线性的。当log 10（n[H2]）= 6.8至8时，它们表现出显著的负曲率，而当log 10（n[H2]）< 4.8时，曲率在整个PACS可访问范围内一致为正。因此，观测一个正弯曲的CO转动图并不一定需要多个温度分量的存在。事实上，对于Herschel/PACS观察到的一些源，CO旋转图显示出适度的正曲率，可以用单个等温分量来解释。通常，所需的物理参数是1 E +4至1 E +5 cm-3范围内的H2密度和接近CO可以存活的最大温度T。其他来源展示更多的曲率旋转图比可以占一个单一的温度分量。对于气体温度呈幂律分布的介质，dN/dT与T的b次方成正比，H2密度为1 E +3 ~ 1 E +9 cm-3，幂律指数b在1 ~ 5范围内，这种介质可以解释CO旋转图，…
2012-02-13 astro-ph.GA
Modern view of the warm ionized medium
我们回顾的观测证据表明，温暖的电离介质（WIM）是银河系星际介质的主要和物理上不同的组成部分。虽然在银河系中高达~20%的微弱的高纬度H-α发射可能是在中平面H II区域发射的散射光，但最近的散射光模型并没有有效地挑战WIM的既定属性。
2012-11-02 astro-ph.GA
Structure of dynamical condensation fronts in the interstellar medium
本文研究了在平行平面几何条件下，从暖扩散气体到冷中性介质（CNM）的凝结锋结构。该解决方案有两个参数，CNM的压力和过渡前沿的质量通量，其范围比以前认为的要宽得多。首先，我们考虑的压力范围内的三相，CNM，不稳定相，和温暖的中性介质，可以共存的压力平衡。在较宽的质量通量范围内，我们找到了连接CNM和不稳定相的解决方案。此外，我们发现在较大的压力范围内，只有一个热平衡状态或CNM的解决方案。这些解决方案可以实现在冲击压缩的区域，是有前途的网站的分子云的形成。我们还在我们的解决方案中发现了显着的特性。随着质量通量的增加，热传导变得不那么重要，并且过渡层的厚度由冷却长度而不是场长度表征。
2012-05-14 astro-ph.GA
Direct Determination of the HF/H2 Abundance Ratio in Interstellar Gas
我们首次探测到星际气体中HF分子在2.499385微米处的v=1- 0，R（0）振转跃迁。这条线在朝向3个背景源的吸收中看到--HD 154368，Elias 29和AFGL 2136 IRS 1--所有这些都报告了从H2观测确定的H2柱密度。这允许第一次直接测定HF/H2丰度比。我们发现HD 154368和Elias 29的N（HF）/N（H2）值分别为1.15*10^-8和0.69*10^-8。朝向AFGL 2136 IRS 1的视线还显示了HF的v=1- 0，R（1）跃迁的吸收，这表明存在温暖、致密（n_H > 10^9 cm^-3）的气体，很可能非常接近中央原恒星。将HF的吸收部分归因于暖气体和冷气体，我们发现这两种组分的N（HF）/N（H2）分别为（1.7--2.9）*10^-8和（0.33--0.58）*10^-8。除了朝向AFGL 2136 IRS 1的暖成分外，所有观测到的HF/H2比值都远低于N（HF）/N（H2）=3.6*10^-8，这是在几乎所有气相氟都以HF形式存在的情况下预测的数值。考虑到颗粒耗尽的氟化学模型能够重现HD 154368的结果，但不能重现AFGL 2136 IRS 1和Elias 29的冷致密气体。最有可能的是，化学模型中的一些简化假设的组合是造成这些差异的原因。
2013-01-09 astro-ph.GA
Dynamically dominant magnetic fields in the diffuse interstellar medium
观测表明，星际介质（ISM）中的磁场通常不会对气体密度的增加做出反应，而这是对冻结场的天真预期。这可能意味着扩散气体中的磁场在稠密云形成时与它们分离。我们已经研究了这种可能性，使用理论估计，一个简单的磁流体动力学模型的流量没有质量守恒和数值模拟的热不稳定流。我们的研究结果表明，显着的磁通量可以从稠密的云脱落，因为它们形成在弥漫的ISM，留下一个磁主导的弥漫气体。
2009-01-14 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
Cold and warm atomic gas around the Perseus molecular cloud I: Basic Properties
利用阿雷西博天文台，我们获得了英仙座分子云附近26个背景射电连续谱源方向的中性氢（HI）吸收和发射光谱对。在所有情况下都检测到强吸收线，使我们能够估计沿着这些视线的107个单独的高斯分量的自旋温度（T_s）和光学深度。英仙座内部和周围的单个HI云的基本性质（自旋温度、光学厚度、冷中性介质和暖中性介质的柱密度、CNM和WNM）与千禧年HI巡天中随机星际视线所发现的非常相似。这表明，在分子云中及其周围发现的中性气体并不是非典型的。然而，英仙座附近的视线平均有较高的总HI柱密度和CNM分数，这表明相对于平均星际场，冷HI的量有所增加。我们估计的光学深度和自旋温度与最近试图使用普朗克数据来估计光学厚HI的性质形成鲜明对比。在我们的研究中，只有约15%的视线的柱密度加权平均自旋温度低于50 K，而普朗克的天空覆盖率超过85%。观测到的CNM分数与光学深度加权平均自旋温度成反比，与Kim等人最近的数值模拟非常一致。虽然相对于随机星际场，英仙座周围的CNM分数平均较高，但通常较低，为10- 50%。这表明，分子云周围的扩展WNM信封，和/或整个分子云的CNM和WNM的显着混合，是存在的，应该考虑在分子和恒星形成的模型。
2014-07-29 astro-ph.GA
The Abundance of Boron in Diffuse Interstellar Clouds
我们提出了一个全面的调查硼丰度在弥漫的星际云的观测与空间望远镜成像光谱仪（STIS）的哈勃太空望远镜。我们的56条银河系视线的样本是对B II 1362共振线的存档STIS数据进行完整搜索的结果，每个检测都被O I 1355，Cu II 1358和Ga II 1414（可用时）以相同速度吸收的存在所证实。五个以前的测量星际B II戈达德高分辨率摄谱仪观测纳入我们的分析，产生一个合并的样本，超过四倍的视线与显着的硼检测。我们的调查也构成了第一个广泛的分析星际镓从STIS光谱和扩大以前发表的结果氧和铜。观测探测了高密度和低密度的扩散环境，使星际消耗的密度依赖效应能够在每个元素的气相丰度数据中清楚地识别出来。在硼的情况下，增加的相对贫化线的视线密度相当于0.8德克斯之间的丰度差的暖相和冷相的弥漫星际介质。在温暖的低密度气体中，硼的丰度为B/H =（2.4+/-0.6）*10^-10，这意味着相对于陨石硼的丰度，硼的丰度减少了60%。除了耗尽的影响，我们的调查揭示了具有增强的硼丰度的视线，这些硼丰度可能追踪最近产生的11 B，其产生于涉及宇宙射线或中微子的spiritual反应。未来的观测将有助于解开11B合成的两个spectrum通道的相对贡献。
2010-12-20 astro-ph.GA
Effect of the heating rate on the stability of the three-phase interstellar medium
我们调查的远紫外（FUV）加热率的稳定性的三相星际介质使用三维模拟的$1$ kpc $^2$，垂直扩展域的影响。FUV加热速率设定了冷（$\sim10^2$ K）和暖（$\sim10^4$ K）中性介质（CNM和WNM）可以平衡共存的热压范围。即使没有一个变星形成率来调节FUV加热率，气体物理学也会将压力保持在两相区：因为辐射加热和冷却过程发生的时间尺度比声波传播要短，湍流压缩往往会在很宽的加热率范围内将星际介质保持在CNM-WNM压力区。热压力主要由加热速率设定，流体静力学的影响很小。垂直速度分散根据需要进行调整，以提供给定热压力的流体静力学支持：当湍流压力$\langleρ\rangleσ_z^2$在尺度$\gtrsim500$ pc上计算时，热压力加上湍流压力约等于气体的重量。热气体体积填充分数是$0.2<f_w<0.8$，其加热速率小于3倍，其中$f_w$在较高加热速率下接近1，在较低加热速率下接近0。我们建议，宇宙学模拟不解决的CNM应保持星际热压力内的两相制度。
2018-07-05 astro-ph.GA
Formation of Interstellar Clouds: Parker Instability with Phase Transitions
我们遵循数值的非线性演化的帕克不稳定性的存在下，从一个温暖的到一个寒冷的HI星际介质在两个空间维度的相变。系统的非线性演化有利于使磁场线穿过银道面的模式。冷HI云形成时的典型质量约为10^5 M太阳，平均密度约为20 cm^-3，平均磁场强度约为4.3 μ G（均方根场强~= 6.4 μ G），相对于临界质量通量比~= 0.1 - 0.3，温度~= 50 K，（二维）湍流速度弥散~= 1.6 km s^-1，分离~= 500 pc，与观测结果一致。最大密度和磁场强度分别为~= 10^3 cm^-3和~= 20 μ G。所有HI质量的大约60%在温暖的中性介质中。冷中性介质排列成片状结构，既垂直于银道面，又平行于银道面，但它也几乎遍布银道面的任何地方，在磁场线的山谷中密度最高。“小云”的物理性质也与Heiles（1967年）对这类天体观测到的物理性质在数量上一致。演化的非线性阶段需要~<3000万年，因此，如果不稳定性是由非线性扰动（如螺旋密度激波）触发的，星际云可以在观测所建议的时间内形成。
2009-01-07 astro-ph.GA
The warm ionized medium in spiral galaxies
本文综述了弥漫的电离气体的观测和模型，弥漫在我们的银河系和其他星系的盘和晕中。它的灵感来自于2004年8月在阿雷西博天文台举行的卡尔·海尔斯教授65岁生日庆祝活动的一个下午的科学会议上提出的一系列邀请演讲。这篇评论是为了表彰卡尔长期以来对星际介质的电离和中性成分研究的兴趣和倡导。
2009-01-07 astro-ph.GA
An accurate set of H$_3$O$^+ -$ H$_2$ collisional rate coefficients for non-LTE modelling of warm interstellar clouds
氢离子（H $_3$ O $^+$）于1986年首次在星际分子云中被发现。据报道，许多银河系弥漫和致密区域以及河外来源都存在这种情况。H $_3$ O $^+$在星际氧和水化学中起着重要作用。然而，尽管有大量的H $_3$ O $^+$观测，其碰撞激发只进行了部分研究。本文研究了$ortho$ -和$para$ -H $_3$ O $^+$在与$ortho$ -和$para$ -H $_2$碰撞中的态-态转动去激发。的横截面内的紧密耦合的形式主义，使用一个高度精确的势能面为这个系统开发的计算。计算速率系数直至达到$300$ K动力学温度。对于$para$ -H $_3$ O $^+$，研究了最低21个旋转反转态之间的跃迁，对于$ortho$ -H $_3$ O $^+$，研究了最低11个态之间的跃迁，即考虑了旋转能量低于430 K（$\sim 300$ cm $^{-1}$）的所有能级（直到$j\leq5$）。为了估计新的速率系数对H $_3$ O $^+$天体物理模型的影响，还进行了辐射传输计算。我们已经研究了新的碰撞数据如何影响线强度与旧的数据以前用于解释的意见。通过分析所有检测到的过渡，我们发现，我们的新的，准确的速率系数有显着的影响（通常在2倍）辐射温度，允许更准确的估计柱密度和相对丰度的水合氢，特别是在温暖的分子云，铺平了道路，更好地解释星际水和氧化学。
2022-11-04 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.atm-clus
Detailed maps of interstellar clouds in front of omega Centauri: Small-scale structures in the Galactic Disc-Halo interface
我们利用英澳望远镜AAOmega摄谱仪的多路复用功能，在附近（~5 kpc）、银河系最大的球状星团半人马座欧米茄前面，绘制了一幅半平方度的中性和低电离ISM地图。它的红移、贫金属和热水平分支恒星探测到中等强度的Ca II K和Na I D2线吸收，以及在大约1秒差距的尺度上，在DIBs 5780和DIBs 5797中的弱吸收。从这些数据中出现的运动学和物理学图像是，我们主要探测银河系盘-晕界面的温暖中性介质和弱电离介质，中平面以上约0.3-1 kpc。与斯皮策太空望远镜24微米和DIRBE/IRAS的温暖和寒冷的尘埃排放图的比较证实，钠I和钙II跟踪温暖的中性和弱电离介质的整体柱密度。可以看到钙原子从气相耗尽成尘埃颗粒的明显特征。奇怪的是，粗略的DIRBE/IRAS地图是一个更可靠的表示之间的相对变红的视线比钠I和钙II吸收线测量，最有可能是因为后者是敏感的波动，在当地的电离条件。DIB的行为是一致的，在紫外线辐射水平相对较高的地区，如在盘-晕界面，5780波段比5797波段强。这个区域对应于一个sigma型云。总而言之，我们的地图和简单的分析模型计算以前所未有的细节表明，螺旋星系的平面外气体中存在小尺度密度和/或电离结构。（节略）
2009-05-22 astro-ph.GA
Ionized Gas in the First 10 Kiloparsecs of the Interstellar Galactic Halo: Metal Ion Fractions
我们提出了几个硫离子在银河系温暖的电离介质（WIM）的电离分数的直接措施。我们获得了球状星团Messier 3 [（l，b）=（1，b）]中后渐近巨星分支星的高分辨紫外吸收线光谱。（42.2，+78.7）; d=10.2 kpc，z=10.0 kpc]和梅西耶5 [（l，b）=（3.9，+46.8）; d=7.5 kpc，z = +5.3 kpc]，用哈勃太空望远镜和远紫外光谱探测器测量或限制S I，S II，S III，S IV，S VI的柱密度，H I。这些星系团还容纳毫秒微扰星，其色散测量给出了电子柱密度，我们由此推断这些方向上的H II柱。我们发现M3和M5视线的WIM中S+2的分数分别为x（S+2）= N（S+2）/N（S）= 0.33+/-0.07和0.47+/-0.09，其变化可能与位置有关。由于高电离态的数量可以忽略不计，我们得出结论S+和S+2占WIM中所有的S。我们扩展的方法来研究的离子分数在温暖和热的电离气体的银河系，包括高离子Si+3，C+3，N+4，和O+5。银河系中绝大多数的电离气体是温暖的（T ~ 10^4 K）和光电离的（WIM），或者非常热（T > 4x10^5 K）和碰撞电离的。银河系外电离气体的常见示踪剂O+5，仅占银河系总电离气体质量的不到1%。
2012-09-20 astro-ph.GA
Mapping atomic and diffuse interstellar band absorption across the Magellanic Clouds and the Milky Way
弥漫星际带（DIB）跟踪温暖的中性和弱电离弥漫星际介质（ISM）。在这里，我们提出了一个专门的，高信号噪声光谱研究的两个最强的DIB，在5780和5797，在小和大麦云的666个早期型恒星的光谱，随着原子Na\，{ \sc i}\，D和Ca\，{ \sc ii}\，K线的测量。由此产生的地图首次显示了DIB载体在大片星系中的分布，以及前景银河系ISM。我们确认了5797 DIB与中性气体的关联，以及5780 DIB与更多半透明气体的关联，通常追踪麦哲伦星云内的恒星形成区域。同样地，Na I，{ \sc i} I，D线追踪较密集的ISM，而Ca I，{ \sc ii} I，K线追踪较扩散的较暖气体。Ca，{ \sc ii}，K线在$\sim200$处有一个额外的分量--从两个麦哲伦云的方向看，$^{-1}$为220 km s $^{-1}$;这可能与泛麦哲伦晕有关。在银河前景吸收中，原子线和DIB都显示出亚pc尺度的结构; 5780和5797的DIBs在这些小尺度上显示出非常小的相关性，Ca\，{ \sc ii}\，K和Na\，{ \sc i}\，D线也是如此。这表明，5780和5797个双斜DIBs之间，或Ca { \sc ii}\，K和Na { \sc i}\，D之间的良好相关性，来自于多个星际结构的叠加。在SMC、LMC和银河系中，DIB和Na I { \sc i}之间的行为相…
2015-09-17 astro-ph.GA
The Outer Disk of the Milky Way Seen in 21-cm Absorption
最近对银道面21厘米线辐射的三次观测，结合单碟和干涉仪观测，获得了1弧分至2弧分、1 km/s的分辨率和良好的亮度灵敏度，为研究星际介质中暖相和冷相H I的分布提供了约650个吸收谱和相应的发射谱。这些发射-吸收光谱对被用来研究银河系外盘中的星际中性氢的温度，在太阳圈之外，半径为25 kpc。冷中性介质在平面上方的半径和高度上分布，其参数与暖中性介质非常相似。特别是，发射与吸收的比率，给出了气体的平均自旋温度，在半径为25 kpc的情况下几乎保持不变。这表明冷相和暖相的混合物是一个稳定的量，星际环境的变化不会迫使H I进入一个只允许一个温度的状态。在外盘中，原子气相的混合物大约有15%到20%是冷的（40 K到60 K），其余的是热的，对应于平均自旋温度250到400 K。银河系的弯曲在吸收数据中清晰地显现出来，而熟悉的光速图上的其他特征在吸收方面具有类似的特征，其对比度甚至比21厘米的发射更高。在银河系的第三和第四象限，平面相当平坦，在吸收和发射方面，与第一和第二象限的强烈翘曲形成对比。在外盘中，冷气体和暖气体的尺度高度相似，都随银河半径的增加而增加。
2009-01-08 astro-ph.GA
Evaluating the Morphology of the Local Interstellar Medium: Using New Data to Distinguish Between Multiple Discrete Clouds and a Continuous Medium
Redfield & Linsky（2008）和之前的研究将星际气体的紫外和光学光谱解释为一组离散的温暖的部分电离云，每个云具有不同的流动矢量，温度和金属消耗。最近，Gry & Jenkins（2014）提出了一个完全不同的模型，由一个单一的云组成，非刚性流填充了距离太阳9秒差距的空间，他们提出更好地描述了本地ISM。在这里，我们测试了这些根本不同的形态模型对空间无偏Malamut等人。（2014）光谱数据集，并发现多云形态模型提供了一个更好的适合新的和旧的数据集。沿着许多邻近恒星的视线探测到三个或更多的速度分量，附近散射屏的存在，观测到的温暖星际气体的细长结构，以及可能存在的强星际磁场也支持多重云模型。对云间气体的探测和识别以及对本地星际云以外的云中中性氢密度的测量可以提供未来的形态测试。
2015-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of the pre-biotic molecule glycolonitrile (HOCH2CN) in the interstellar medium
前RNA世界的理论表明，羟基乙腈（HOCH $_2$ CN）是核糖核苷酸组装过程中的关键物质，被认为是核酸的分子前体。在这封信中，我们报告了第一次检测到这种前生物分子在星际介质（ISM）通过使用ALMA数据在86.5 $\,$ GHz和266.5 $\,$ GHz之间的频率向太阳型原恒星IRAS 16293 -2422 B。共鉴定出HOCH $_2$ CN的15个非共混跃迁。我们的分析表明，存在一个冷（T $\rm _{ex}$ =24 $\pm$ 8 $\,$ K）和一个暖（T $\rm _{ex}$ =158 $\pm$ 38 $\,$ K）组分，这意味着该分子既存在于IRAS 16293 B的内部热corino中，也存在于外部冷包层中。相对于H $_2$的相对丰度分别为（6.5 $\pm$ 0.6）$\times$ 10 $^{-11}$和$\geq$（6 $\pm$ 2）$\times$ 10 $^{-10}$。我们的化学模型似乎在宇宙射线电离率（$ζ$）的各种值下，对温暖和寒冷的成分都没有产生所观察到的丰度。在我们的化学网络中，可能缺少形成这种分子的关键气相路线。
2019-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular cooling in the diffuse interstellar medium
我们使用一个简单的星际气体的热和化学演化的单区模型来研究分子氢（H2）是否曾经是温暖的、弥漫的星际介质（ISM）的重要冷却剂。我们表明，在太阳的金属丰度，H2冷却是不重要的，ISM的热演化是由金属线冷却为主。然而，在金属丰度低于0.1 Z_solar时，低密度气体的金属线冷却很快变得不重要，H2可以成为主要的冷却剂，即使其在气体中的丰度仍然很小。我们调查所需的条件，以H2占主导地位，并表明，它提供了显着的冷却，只有当星际辐射场强度的气体密度的比率是小的。最后，我们证明了我们的结果是不敏感的气体的初始部分电离的变化或存在于低金属丰度ISM中的尘埃的性质的不确定性。
2013-09-25 astro-ph.GA
A Survey of the Molecular ISM Properties of Nearby Galaxies using the Herschel FTS
最近用Herschel SPIRE傅里叶变换光谱仪（FTS）观测到的来自附近星系的星际介质的12 CO J=4-3至J=13-12谱线，为研究比12 CO J=1-0更温暖、更明亮的分子气体提供了机会。在这里，我们提出了一个调查的17个附近的红外发光星系系统（21点）。除了尘埃的光度建模，我们模拟了完整的12 CO谱线能量分布，从J=1-0到J=13-12，有两个组成部分的温暖和凉爽的CO气体，并包括LTE分析[CI]，[CII]，[NII]和H2线。CO是由低J线追踪的低压/高质量分量和主导光度的高压/低质量分量发射的。我们发现，平均而言，暖/冷压力，质量和12 CO光度的比值分别为60 +/- 30，0.11 +/- 0.02和15.6 +/- 2.7。整个样品中的气体与粉尘质量比< 120。~（12）CO的光度主要由高J谱线控制，平均为4 $\times 10^{-4}$ LFIR。我们讨论了单组分和多组分CO建模的系统效应（例如，单组分J < 3模型高估了气体压力约0.5 dex），与银河系恒星形成区相比也是如此。通过这种比较，我们发现星暴星系的分子星际介质并不是简单的银河系型GMC系综。温暖的气体排放可能主要由类似于Sgr B2的温暖扩展云的区域主导。
2014-09-24 astro-ph.GA
Cosmic-Ray Driven Galactic Winds from the Warm Interstellar Medium
本文通过球对称含时模拟研究温暖星际介质中宇宙线驱动的星系风，揭示冷却与宇宙线加热的热不稳定性导致多相风和双临界点结构，并给出质量外流率、风速和风功率等标度关系，表明该条件下宇宙线预防性反馈效率较低。
2023-08-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Forced turbulence in thermally bistable gas: A parameter study
内容：热不稳定性是扩散星际介质中湍流的动力学因子之一，其中湍流和热不稳定性以高度非线性的方式相互作用。目的：研究不同模拟参数下热双稳态气体湍流的基本特性。由此产生的冷气体分数可以作为银河系尺度模拟的参数化。方法：在周期性的盒子中通过压缩随机强迫在大尺度上诱导湍流。在均匀网格上求解了具有恒定UV加热和参数化冷却函数的可压缩Euler方程。我们调查了几个值的平均密度的气体和不同大小的强迫。与其他数值研究相比，螺线管强迫也被应用。结果：经过一个瞬态阶段，我们观察到一个统计稳定的湍流状态接近。压缩强迫通常产生两相介质，其中冷气体的分数减少以增加强迫强度。这种现象可以用湍流混合来解释。我们还发现指数的气体密度的概率密度函数的幂律尾部。螺线管强迫，另一方面，似乎防止演变成两相介质的某些参数区域。结论：热双稳态湍流动力学对初始状态和强迫特性具有很强的敏感性。
2010-11-03 astro-ph.GA
Turbulent Dynamo and Magnetic Fields in the Multiphase Interstellar Medium
针对星际介质多相结构中磁场差异未知的问题，研究通过数值模拟探究多相ISM对磁场的塑造作用，讨论其对星系偏振观测的启示，为理解星系演化中磁场的作用及利用下一代射电数据奠定基础。
2024-10-07 astro-ph.GA
Far to near UV spectroscopy of the interstellar medium at very high resolution and very high signal-to-noise ratio
对星际介质相及其边界或连接的性质的全面研究需要比较不同相示踪剂的丰度和速度分布。在紫外波段，对热恒星光谱中出现的大量吸收特征的研究，使我们对ISM各相的组成和物理特性以及影响它们的过程有了基本的了解。它们还告诉我们它们之间的边界的性质。然而，还没有一种仪器能够以同样高的光谱分辨率获得所有ISM阶段的物种：从远紫外的CO和H2分子谱带，到冷中性介质示踪剂C I和S I，和暖介质示踪剂C II、NI、OI、Mg II、Fe II、Si II等，以及热电离介质C IV、Si IV在紫外的高离子，以及远紫外线下的O VI。我们还没有设计出能够在分辨率R>200 000和信噪比SNR>500的情况下观察整个UV域的光谱仪。谱线的半高宽受湍流、温度和物质质量的控制，这种分辨率对于分辨来自冷分子氢和具有约1 km/s湍流的暖金属离子的谱线以及区分不同的速度分量（通常间隔小于2 km/s）是必要的。
2019-03-14 astro-ph.GA
The VLT-FLAMES Tarantula Survey. IX. The interstellar medium seen through Diffuse Interstellar Bands and neutral sodium
狼蛛星云（30 Dor）是大麦云星云中一个壮观的恒星形成区域，透过银河系圆盘和光环中的气体可以看到。弥漫星际带提供了一个独特的探测弥漫，冷，温暖的气体在这些地区。其目的是使用DIB作为诊断当地星际条件，而在同一时间得出尚未未知的载体的属性。分析了VLT火焰狼蛛巡天（VFTS）中800多颗早期型恒星的光谱。我们分别绘制了银河系和大麦哲伦星系在4428和6614 Ang的DIB中的吸收图，以及在靠近中央星系团R136的较小区域中的中性钠（Na I D）吸收图;我们还测量了5780和5797 Ang的DIB。这些地图显示，在30多尔以南的静止云复合体中有强烈的4428和6614 Ang DIB，但在北部（气泡）和OB协会附近的恶劣环境中吸收较弱。Na图显示LMC中至少有五个运动学分量，R136周围有一个壳状结构，银河系中有小尺度结构。4428、5780、5797和6614 Ang DIB的强度也与Na吸收和视觉消退相关。强的4428 Ang DIB在低Na柱密度下已经存在，但6614、5780和5797 Ang DIB在随后更大的Na柱密度下开始可检测。5780和5797 Ang DIB的相对强度清楚地证实了狼蛛星云和银河系高纬度气体代表了恶劣的辐射环境。4428 Ang DIB的弹性表明其载体大，紧凑和中性。结构被检测到的冷热气体分布的尺度之间的1和>100 pc的LMC和小至0.01…
2012-10-16 astro-ph.GA
Three-phase Interstellar medium in Galaxies Resolving Evolution with Star formation and Supernova feedback (TIGRESS): Algorithms, Fiducial model, and Convergence
我们介绍了TIGRESS，一个新的框架，多物理场数值模拟的恒星形成的星际介质（ISM）的雅典娜MHD代码实现。TIGRESS的算法旨在空间和时间上解决关键的物理特征，包括：（1）气体的引力坍缩和持续的吸积导致了星团中的恒星形成，（2）超新星（SNe）的爆炸既发生在它们的祖先诞生地附近，也发生在失控的OB星上，相对于恒星形成的时间延迟由星族合成决定，（3）在冷却开始之前SN残留物的显式演化，这导致了热ISM的产生，（4）ISM的暖相和冷相的光电加热，其跟踪来自年轻星团人口的随时间变化的环境FUV场，（5）大尺度星系差异旋转，这导致行星运动并剪切出过密结构，限制了大规模的引力坍缩，（6）磁场的精确演化，这对于ISM盘的垂直支撑以及角动量输运是重要的。我们提出了新实现的物理模块的测试，并展示了TIGRESS在代表太阳邻域环境的基准模型中的应用。我们使用分辨率的研究，以证明收敛和评估所需的最低分辨率dx正确恢复几个ISM属性，包括恒星形成率，风的质量损失率，磁盘规模的高度，湍流和Alfvenic速度色散，和体积分数的温暖和热的阶段。对于太阳邻域模型，所有这些ISM属性都收敛于dx <= 8pc。
2017-08-08 astro-ph.GA
H2CN/H2NC abundance ratio: a new potential temperature tracer for the interstellar medium
研究利用IRAM 30m首次在暖分子云G+0.693-0.027中探测H2CN与H2NC，发现其丰度比随温度升高至2.2±0.5，提示该比值可作为温度示踪剂。
2023-06-05 astro-ph.GA
Properties of cold and warm HI gas phases derived from a Gaussian decomposition of HI4PI data
上下文大部分的星际介质可以被描述为多相介质。中性氢气被冷和暖中性介质（分别为CNM和WNM）包裹，但有证据表明在中间温度下存在额外的相，即热不稳定的微温中性介质（LNM）。目的。我们使用所有的天空数据从HI 4PI调查，以确定其在本地星际介质的分布和相分数的目的，分离这些中性HI阶段。方法.将在nside = 1024 HEALPix网格上网格化的HI 4PI观察结果分解为高斯分量。从速度色散的频率分布，我们推断三个独立的线宽制度。相应地，我们提取了对应于CNM、LNM和WNM的HI线发射。我们生成了这些阶段的全天空地图，在当地的HI气体与-8 < v_LSR < 8 km/s。结果每个HI相在所有尺度上都显示出不同的结构。LNM从不作为单相存在，但平均占HI的41%。CNM仅在22%的天空中突出，平均贡献34%，但局部高达60%的HI，并且与温度T_dust ~ 18.6 K的尘埃有关。嵌入冷丝显示出明显的反相关CNM和LNM之间。此外，平滑分布的WNM与CNM反相关。它对天空其余部分的贡献为39%，与温度T_dust ~ 19.4 K的尘埃有关。结论.纤维中的CNM以小尺度存在。这里观察到的LNM和CNM之间的反相关性意味着，细丝和周围更广泛的LNM，必须有一个共同的起源。
2018-09-05 astro-ph.GA
C$^+$ detection of warm dark gas in diffuse clouds
我们提出的第一个结果的赫歇尔开放时间的关键程序，银河系观测太赫兹C $^+$（GOT C+）调查的[CII]精细结构线在1.9太赫兹（158微米）使用Herschel的HIFI仪器。我们在朝向银河系内部的16条视线上探测到了146个星际云。我们还获得了HI和CO同位素数据沿每个视线的物理条件在这些云的分析。在这里，我们分析了29个弥漫云（A $_{V}$ < 1.3等。）我们发现，[CII]发射一般比扩散原子云的预期强，并且在一些源中比基于其HI柱密度的预期强得多。我们发现，过量的[CII]排放在这些云是最好的解释存在一个显着的弥漫温暖的H $_2$，暗气体，组件。这是第一次对温暖的暗气体进行158微米的探测，证明了这种示踪剂在整个银河系和星系中绘制这种气体的价值。
2010-07-19 astro-ph.GA
Excitation temperature of the warm neutral medium as a new probe of the Lyman-α radiation field
我们使用卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）对银河系中的中性氢（HI）吸收进行高灵敏度调查。结合主要由阿雷西博天文台获得的相应HI发射光谱，我们检测到一个广泛分布的温暖中性介质（WNM）成分，激发温度<Ts>= 7200（+1800，-1200）K（68%置信度）。这个温度高于仅基于碰撞激发的理论预测，这意味着Ly-α散射，最可能的额外激发源，在星际介质（ISM）中比以前假设的更重要。我们的结果表明，HI吸收可以用来限制Ly-α辐射场，这是研究ISM和星系际介质能量平衡的一个关键量，但由于其复杂的辐射转移，在附近和周围的星系中以及在高红移下，很难建模。
2014-01-06 astro-ph.GA
[CII] 158 micron line detection of the warm ionized medium in the Scutum--Crux spiral arm tangency
HIFI GOT C+银道面[CII]光谱巡天探测到在旋臂相切处有强烈的辐射。我们利用盾壳-十字星（Scutum-Crux，S-C）相切于i = 30 degs附近的独特观测几何，探测由[CII]追踪的暖电离介质（WIM）分量，并研究螺旋密度波对星际介质（ISM）气体的影响。我们比较[CII]速度特征与辅助HI，12 CO和13 CO数据附近的切向速度在每个经度分离的冷中性介质和温暖的中性+电离成分的S-C切线，然后我们确定[CII]发射在最高的速度没有任何贡献的12 CO云，作为WIM。我们提出了GOT C+结果的S-C相切。我们解释的扩散和扩展过剩[CII]排放在和以上的切向速度所产生的电子为主的温暖的电离气体中的WIM。我们得到了每个经度上的电子密度在0.2 ~ 0.9 cm^-3之间，比H α和脉冲星色散的平均值高出几倍。我们将S-C切线中的过量[CII]解释为螺旋密度波引起的WIM的冲击压缩。
2012-05-02 astro-ph.GA
C II radiative cooling of the Galactic diffuse interstellar medium: Insight about the star formation in Damped Lyman-alpha systems
远红外[C II] 158微米精细结构转变被认为是星际介质中的主要冷却剂。因此，在热稳态的假设下，它可以用来推断局部以及高红移系统中的加热速率，进而推断恒星形成速率。在这项工作中，银河系星际介质的无线电和紫外线观测被用来了解C II是否确实是一个很好的恒星形成率的示踪剂。对于银河系高纬度视线的样本，温度的直接测量表明C II存在于弥漫的星际气体的冷相和暖相。即使在银河系的高纬度，冷气体部分（约占总中性气体柱密度的10 - 50%）也不可忽略。结果表明，正确估计的恒星形成率，C II冷却在这两个阶段，因此应该考虑。简单的假设，即[C II]线只起源于冷相或暖相，分别大大低估或高估了恒星形成率。这些结果是特别重要的背景下，阻尼莱曼α系统，一个类似的方法是经常被用来估计恒星形成率。在这种情况下，如果所考虑的气体温度没有独立的约束，那么导出的恒星形成率可能是不可靠的。
2016-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The turbulent life of dust grains in the supernova-driven, multi-phase interstellar medium
尘埃颗粒是星系星际介质的重要组成部分。我们提出了第一个直接测量的星际尘埃在不同的ISM阶段的停留时间，这些阶段之间的过渡率，在现实的流体动力学模拟的多相ISM。我们的模拟包括一个随时间变化的化学网络，该网络遵循H^+、H、H_2、C^+和CO的丰度，并使用基于树的辐射传输方法考虑气体和尘埃的自屏蔽。超新星爆炸要么在随机位置注入，要么在密度峰值注入，要么作为两者的混合物注入。对于每一个模拟，我们调查如何在ISM阶段之间的物质循环，并找到更大的过渡比在文献中考虑简单的质量交换计划。在ISM阶段的衍生停留时间的特点是广泛的分布，特别是分子，温暖和热介质。最现实的模拟与随机和混合驱动的分子，冷，暖，热相的中位数停留时间约17，7，44和1百万年，分别。在随机驱动运行中测得的过渡率是在一个简单的耗尽模型中的温暖和冷相的Ti气相耗尽的观察，在良好的协议，虽然在分子阶段的耗尽是根据预测。基于化学丰度而不是温度切割的ISM相定义在物理上更有意义，但是导致显著不同的转变速率和停留时间，因为两个定义之间没有直接对应。
2016-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Diffuse Hot Plasma in the Interstellar Medium and Galactic Outflows
本文总结了星系星际介质三相气体的观测与认知，指出热等离子体主要存在于恒星泡、超级泡和星系外流中，并强调星系核区黑洞吸积引发的恒星形成增强、外流、加热及宇宙线加速等额外扰动。
2022-07-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal Phases of the Neutral Atomic Interstellar Medium -- from Solar Metallicity to Primordial Gas
我们研究了中性原子（H { \small I}）星际介质的热结构，在很宽的金属丰度范围内，从超太阳到消失的金属丰度，以及不同的紫外线强度和宇宙射线电离率。我们计算自洽的气体温度和物种丰度（特别关注残留H $_2$），假设热和化学稳态。对于太阳金属丰度，$Z' \equiv 1$，我们恢复了已知的结果，存在一个压力范围内的气体是多相的，与温暖的（$\sim 10^4$ K，WNM）和冷（$\sim 100$ K，CNM）相共存在相同的压力。在金属度为$Z' \approx 0.1$时，由于光电加热效率降低，CNM更冷（与$Z'=1$相比）。对于$Z' \lesssim 0.1$，宇宙射线电离成为主要的加热机制，随着金属丰度的降低，WNM到CNM的转变向不断增加的压力/密度转变。对于金属丰度$Z' \lesssim 0.01$，H $_2$冷却变得重要，降低WNM的温度（降至$\approx 600$ K），并消除多相现象。当金属丰度消失时，H-$_2$加热变得有效，多相现象完全消失。我们推导出解析表达式的临界密度的暖到冷相变在不同的制度，和H $_2$冷却和加热的临界金属丰度。我们讨论了星系的恒星形成率和自我调节理论的潜在影响。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shattering by turbulence as a production source of very small grains
星际介质中颗粒尺寸分布的起源是星际物理学中最基本的问题之一。在银河系中，较小的颗粒在数量上更丰富，但它们的起源不一定被指定和量化。小颗粒产生的最有效驱动力之一是星际湍流，其中尘埃颗粒可以获得足够大的相对速度以粉碎。应用在以前的文件中开发的粉碎框架，我们表明，小（$a\la 0.01~\micron$）颗粒达到观测到的银河系中的丰度水平在$\sim 10^8$年（即在颗粒寿命）在温暖的中性介质中粉碎。我们还表明，如果部分颗粒在温暖的电离介质中经历额外的粉碎，含$a\sim 0.01~\micron$的碳质颗粒被重新分配成更小的尺寸。这可以解释$a\sim 3$ -100 μ m时非常小的碳质颗粒的相对增强。我们的理论还解释了大颗粒和非常小的颗粒之间普遍存在的自然联系。我们的理论提出了一些测试的金属丰度的依赖。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
First detection of deuterated methylidyne (CD) in the interstellar medium
本文首次利用 APEX 12m 望远镜在 IRAS 16293-2422 中探测到星际介质中的 CD，并通过气相化学模型表明 CD/CH 丰度比可反映暖氘化学并约束气体温度。
2023-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photochemistry of interstellar ice forming Complex Organic Molecules
Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙高等科学研究理事会）
本文综述了星际冰的光化学和热处理过程，探讨了其如何形成复杂有机分子，并讨论了这些分子在地球生命起源中的潜在作用。
2025-12-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the injection scale of the turbulence in the partially ionized very local interstellar medium
在部分电离的星际介质中，磁流体动力学（MHD）湍流级联受到离子中性碰撞阻尼和中性粘性阻尼的影响。通过研究在温暖的和部分电离的本地星际介质的阻尼效应，我们发现，星际湍流阻尼中性粘度在$\sim 261$ au和不能解释的湍流磁场波动探测到的旅行者1号和2号。Voyager在VLISM（very local星际介质）中测量到的MHD湍流应该在离子与中性粒子解耦的区域中局部注入，以使其级联在阻尼效应中幸存下来。在离子中性退耦条件和观测到的Kolmogorov磁能谱的强湍流条件下，我们发现VLISM中的湍流是亚Alfvénic的，其最大可能的注入尺度是$\sim 194$ au.
2022-11-08 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
A search for thermally emitting isolated neutron stars in the 2XMMp catalogue
在ROSAT全天巡天中发现的相对大量的无线电安静和热发射孤立中子星（INS），被称为"壮丽七“（M7），表明它们属于以前被忽视的整个INS群体的主要组成部分。到目前为止，在太阳附近发现类似INS的尝试未能确认任何可靠的候选者。XMM-牛顿卫星上的EPIC相机可以有效地搜索新的热发射INS。我们使用2XMMp目录来选择没有编目的候选对应物的源，并且X射线光谱与M7相似，但在更远的距离看到，因此经历了更高的星际散射。在170多个天文目录中进行的识别和目视筛选使得能够选择不到30个良好的INS候选者。为了排除替代识别，我们获得了深ESO-VLT和SOAR光学成像的X射线最亮的候选人。我们在这里报告我们的搜索的光学后续结果，并讨论我们的候选人的可能性质。高的X光通量比、稳定的通量和软X射线谱使我们的样品2XMM J104608.7-594306成为一个新发现的热发射INS，而X射线源2XMM J010642.3+005032没有明显的光学对应物，需要进一步研究。其余的X射线源最有可能被确认为CV和AGN，这是从它们可能的光学对应物的颜色和通量比推断出来的。除了发现新的热发射INS之外，我们的研究旨在限制这个银河系人口在很远距离的空间密度，并确定它们明显的高密度是否是局部异常。
2009-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Interstellar and Circumgalactic Properties of an Unseen $z=6.84$ Galaxy: Abundances, Ionization, and Heating in the Earliest Known Quasar Absorber
我们分析了在z=6.84的强吸收系统中的相对丰度和电离条件，在z=7.54的背景类星体ULAS J134208.10+092838.61的光谱中可以看到。单离子化的C，Si，Fe，Mg和Al的测量结果与温暖的中性介质是一致的，该介质是贫金属的，但不是化学上原始的。没有探测到C IV和Si IV意味着IGM或CGM的任何温暖的电离相尚未富集超过超贫金属区（<0.001 Z_{solar}），这与这些线几乎无处不在的低红移DLAs不同。大爆炸后7.94亿年重元素的相对丰度类似于中等红移的贫金属阻尼莱曼α系统和银河系晕星，并且没有证据表明[α/Fe]，[C/Fe]或其他由大质量恒星主导的产额特征。CII* 精细结构线的检测揭示了来自加热的局部激发源，超出了CMB提供的光激发水平。我们估计总的和[CII]冷却速率，平衡对ISM热源开发一个启发式的两相模型的中性介质。暗示的加热需要恒星形成的表面密度略高于银河系，但不是在一个强大的星暴的水平。对于典型的（假设的）NHI=10^{20.6}，[Fe/H]=-2.2的丰度与中性相中的物质列相匹配。为了在C IV中保持未被检测到，温暖的电离相将需要在1 kpc的吸收路径上低得多的[C/H]<-4.2，或者非常小的吸收路径（几个pc）。虽然仍然是推测性的，但这些结果表明，在ISM的中性恒星形成区域之外，重元素的富集程度显着减少，正如在银河系化学演化的…
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
On Synthetic Absorption Line Profiles of Thermally Driven Winds from Active Galactic Nuclei
在所有附近活动星系核（AGN）中观察到的温暖吸收体是位于距中央引擎秒差距尺度距离处的电离流出的示踪物。如果最小的推断电离参数对应于几个$10^4$ ~K的等离子体，那么气体经历从束缚到非束缚的转变，只要它在更大的半径处被进一步加热到$\sim 10^6$ ~K。Dannen等人最近发现，在这种情况下，热驱动风的解是不稳定的，甚至由于热不稳定而显示出非常密集的团块。为了探索这些新的风的解决方案的观测后果，我们计算线轮廓的基础上的一维模拟Dannen等人。我们显示如何线轮廓，即使是一个简单的稳态风的解决方案依赖于吸收离子的电离能（IE），这是一个反映风电离分层。为了组织线形状的多样性，我们将它们分为四类：弱高斯，饱和的四方形配置文件，并没有扩展的蓝翼，和广泛的弱配置文件。具有后两类中的轮廓的线由具有最高IE的离子产生，其探测最快的区域。它们的最大蓝移与热不稳定模型中的最高流速一致，包括稳态和clusterian版本。相比之下，在热稳定模型中最高IE线的最大蓝移可以小于实际溶液速度的一半。Clurides解决方案可以额外的印记可区分的吸收槽在广泛分离的速度。
2021-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Plasmoid Instability in the Multiphase Interstellar Medium
通过高分辨率三维磁流体动力学模拟，发现热不稳定湍流星际介质中普遍形成等离子体团介导重联，揭示了其对磁场各向异性、相结构及宇宙射线传输的影响。
2024-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemical complexity of phosphorous bearing species in various regions of the Interstellar medium
与磷有关的物种在太空中并不像氢、碳、氮、氧和含硫物种那样无所不在。天文学家在星际介质和星周包层中发现了非常少的含磷分子。有限的发现的P-轴承的物种施加了严重的限制，在建模的P-化学。在本文中，我们进行了广泛的化学模型，以遵循扩散云，光子为主或光解区（PDR），和热芯/corino的含磷物种的命运。我们注意到PO和PN的丰度与原子氮之间有一种奇怪的相关性。由于N原子在扩散云和PDR中比在热核/科里诺区相对丰富，PO/PN在扩散云中反映< 1，在PDR中反映<< 1，在热核/科里诺区的后期升温演化阶段反映> 1。在后预热阶段结束时，我们得到热芯的PO/PN > 1，而低质量模拟物的PO/PN < 1。我们采用一个辐射转移模型来研究扩散云和热核区域中某些含磷物种的跃迁，并估计谱线轮廓。我们的研究估计了用地基和天基望远镜观察这些转变所需的积分时间。我们还进行了量子化学计算的红外特性的PH 3以及各种杂质。我们注意到SO_2与PH_3在~（1000 - 1100）cm ~（-1）附近的弯剪模重叠。我们还发现，CO2的存在下，可以强烈影响的伸缩模式的强度约2400 cm-1的PH 3。
2021-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
