The Central 300 pc of the Galaxy probed by infrared spectra of H$_3^+$ and CO: part I. Predominance of warm and diffuse gas and high H$_2$ ionization rate
本文用3.5- 4.0PDMATHABMN m的H-$_3^+$线和2.34PDMATHABMN m附近的CO线的红外吸收光谱研究了银河系中央分子带（CMZ）的分子气体。除了先前报告的光谱，这些线的8颗恒星位于30 pc的Sgr A $^\ast$，现在有光谱$\sim$ 30明亮的恒星位于140 pc以西120 pc的Sgr A $^\ast$。光谱显示在大多数视线上存在温暖的（$T\sim 200$ K）和弥漫的（$n < 100 $ cm $^{-3}$）气体，$N$（H $_3^+$）$\sim 3 \times 10^{15} $ cm $^{-2}$。代替我们以前的分析，其中只考虑来自碳原子的光电离的电子，我们已经开发了一个简单的模型计算，其中宇宙射线电离的H $_2$和H也考虑在内。结果表明：（1）CMZ的体积主要是暖扩散气体;稠密气体的体积填充因子必须远小于0.1，CMZ并不像以前认为的那样不透明。X射线发射的超热10 $^8 $ K等离子体，其中一些人认为占主导地位的CMZ，不存在于扩展区域。(2)宇宙射线电离率为$ζ\sim 2 \times 10^{-14} $的$^{-1}$，比银河系致密云和弥散云分别高出$\sim$ 1000和$\sim$ 100倍。如果均分定律成立，这意味着一个大约为$\sim$ 100 $μ$ G的弥漫磁场。
2019-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
H2 distribution during formation of multiphase molecular clouds
H2是ISM中最简单和最丰富的分子，它的形成先于其他分子的形成。理解环境的动力学影响以及与H2的形成和破坏有关的热过程与云结构之间的相互作用对于正确理解H2的观测是必要的。我们进行了高分辨率的MHD碰撞流模拟与AMR程序RAMSES，其中H2的物理已经包括在内。我们将模拟结果与各种观测结果进行了比较，包括激发转动能级的柱密度。由于热压力、冲压压力和重力的组合，在HI流的会聚点处产生的云是高度不均匀的。H2分子迅速形成相对密集的团块，并扩散到扩散的团块间气体中。这特别导致在位于团块之间的扩散和温暖的气体中存在显著丰度的H2。模拟和观测显示出类似的趋势，特别是HI到H2的转变。在模拟中平衡计算的激发旋转能级的丰度与从FUSE结果推断的观测丰度非常相似。这是富H2的扩散和热气体的存在的直接结果。我们的模拟表明，H2在密集的团块中迅速形成，并且由于分子云的复杂结构，在较低密度下迅速扩散。因此，在低密度气体中存在显著比例的热H2。这种温暖的H2导致激发旋转能级的柱密度接近于观察到的，可能揭示了分子云中温暖和寒冷气体之间的复杂混合。这表明，分子云的两相结构是完全理解这些物体中分子氢的重要组成部分。
2015-12-22 astro-ph.GA
Bidimensional Exploration of the warm-Temperature Ionised gaS (BETIS) II. Revisiting the ionisation mechanism of the extraplanar diffuse ionised gas
本研究作为BETIS项目的第二部分，利用8个侧向星系的MUSE观测数据，探究盘外弥散电离气体的电离机制，发现光子泄漏是主电离源，恒星形成反馈引发的激波是重要次级电离源，贡献占比20%-50%。
2024-08-20 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
Physical conditions in the central molecular zone inferred by H3+
H3+分子已被发现在许多视线内的中央分子区（CMZ）与异常大的柱密度和不寻常的激发特性相比，弥漫的本地云。（3，3）亚稳能级的检测被认为是CMZ中暖扩散气体的特征。我们使用Meudon PDR程序重新研究了H3+的柱密度和宇宙射线电离率$ζ$之间的关系，直到$ζ$的大值。我们研究的各种机制，可以激发H3+在其亚稳态的影响。我们制作PDR模型网格，探索不同的参数（$ζ$，云的大小，金属丰度），并推断出最符合CMZ中十条视线观测的物理条件。对于其中之一，HF，OH+，H2O+和H3 O+的Herschel观测可以用作额外的约束。我们检查了H3+的结果也解释了这些分子的观察结果。我们发现，N（H 3+）和$ζ$之间的线性关系只适用于宇宙射线电离率的某一值，这取决于质子密度。值$ζ\sim 1 - 11 \times 10^{-14}$ s $^{-1}$解释了在CMZ中观察到的大的H3+柱密度及其在亚稳能级（3，3）中的激发。它还能重现针对Sgr B2（N）检测到的N（OH+）、N（H2O+）和N（H3 O+）。我们证实了H ~（3+）探测的CMZ是弥散的，nH $\lesssim$ 100 cm ~（-3），温度T $\sim$ 212-505 K。这种温暖的介质是由于宇宙射线加热。我们还发现，由H 3+探测的扩散分量必须填充CMZ的大部分。最后，我们建议在CMZ的温暖的气体，使有效的…
2015-10-08 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
VLA Imaging of HI-bearing Ultra-Diffuse Galaxies from the ALFALFA Survey
超漫射星系由于其大的光学范围和低的光学表面亮度而引起了人们极大的兴趣，这对星系形成模型提出了挑战。在这里，我们提出了解决的合成观测的12个HI轴承超扩散星系（HUD）的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA），以及基特峰国家天文台WIYN 3.5米望远镜的深层光学成像。我们给出了数据处理和图像，包括总强度HI图和HI速度场。HUD显示了有序的气体分布和旋转的证据，这是Mancera Piña等人（2019 b）详细运动学模型的重要先决条件。我们比较了HI和恒星的排列和范围，并发现HI超出了已经扩展的恒星组件，HI磁盘往往是不对齐的恒星，强调谨慎的重要性时，接近这些极端的来源倾斜测量。我们探索了HI质量-直径的标度关系，发现尽管HUD具有弥散的恒星星族，但它们都沿着该关系下降，具有典型的全球HI表面密度。这个解决的样本形成了一个重要的基础，更详细的研究HI分布在这个极端的河外人口。
2021-01-05 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
A horseshoe-shaped ring of diffuse emission detected at 1.4 GHz
本研究在FIRST巡天数据中发现J1407+0453中的马蹄形弥散辐射环，测量其流量密度、光度、谱指数等性质，并与已知弥散环形源比较，探讨其形成机制。
2024-03-19 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
Diffuse Ionized Gas in Simulations of Multiphase, Star-Forming Galactic Disks
有人假设，来自年轻的大质量星团的光子负责维持银河系和其他盘状星系中弥漫的温暖电离气体的电离。对于热电离介质（WIM）的理论研究，求解辐射传输方程是至关重要的，其中ISM和团簇是自洽建模的。为此，我们采用太阳邻域模型TIGRESS，磁流体动力学模拟的多相，恒星形成ISM，和后处理的模拟与自适应射线跟踪方法转移紫外线辐射的星团。我们发现WIM体积填充因子是高度可变的，并且对电离光子产生速率和ISM结构敏感。在|z|约1 kpc时，平均WIM体积填充因子上升至约0.15。大约一半的电离光子被气体吸收，一半被尘埃吸收;累积电离光子逃逸分数为1.1%。我们的时间平均合成H $α$线轮廓匹配WHAM观测的红移（流出）侧，但蓝移侧的强度不足。我们的模拟匹配的Dickey-Lockman中性密度分布以及，但只有一小部分的快照具有高海拔WIM密度与雷诺层估计一致。我们计算了一个聚集校正因子C = <n_e>/sqrt<n_e^2>~0.2，它随离中平面的距离和时间的变化而显著恒定，这可以用来改进从观测到的边缘星系H $α$表面亮度轮廓对电离气体质量和平均电子密度的估计。
2020-06-11 astro-ph.GA
Mass accretion rates and multi-scale halo environment in cold and warm dark matter cosmologies
我们研究了冷和暖暗物质（CDM和WDM）宇宙学模拟中暗晕质量吸积的演化环境依赖性。后者使我们能够探测在WDM半模质量以下的尺度上的晕生长的性质，这形成了非线性无碰撞动力学的极端制度，并提供了一个很好的测试平台，有关分层增长的想法。作为环境代用指标，我们使用局部晕中心物质密度$δ$和潮汐各向异性$α$，以及大尺度晕偏差$b_1$。我们的分析，同时再现已知的趋势，环境依赖的吸积在CDM，以及吸积在CDM和WDM之间的比较，揭示了几个有趣的新功能。正如预期的偏移集模型，WDM晕有较高的特定吸积率，占主导地位的吸积扩散质量，相比CDM晕。对于低质量WDM晕，我们发现，环境依赖的扩散质量吸积以及吸积合并几乎完全解释了$α$。对于其他情况，$δ$至少起着相当的作用。我们检测到，第一次，一个显着的和不断发展的装配偏差，由于扩散质量吸积低质量CDM和WDM晕（后不包括回溅对象），与$z=0$强度高于几乎所有已知的次要变量，并在很大程度上解释了$α$。我们的研究结果限制了半解析合并树算法，这反过来又会影响基于它们的星系演化模型的预测。
2022-02-26 astro-ph.CO 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
The Fate of High-Velocity Clouds: Warm or Cold Cosmic Rain?
我们提出了两套基于网格的流体动力学模拟的高速云（HVC）通过弥漫的，热的星系晕。这些HI云被认为是为银河系盘中正在进行的恒星形成提供燃料。第一组模型最好描述为风洞实验，其中HVC暴露在恒定密度和速度的风中。在第二组模型中，我们遵循的轨迹HVC的方式通过等温流体静力晕对磁盘。因此，我们涵盖了可能的HVC轨迹的两个极端。由此产生的云形态表现出明显的头尾结构，具有领先的致密冷核和温暖的扩散尾。头部和尾部之间的形态和速度差异与观测结果一致。对于典型的云速度和晕密度，质量为H{ \small{I} } $< 10^{4.5}$ M $_\odot$的云，其H{ \small{I} }含量将在10 kpc或更少的范围内消失，它们的残留物可能会在热日冕气体中形成一群温暖的电离气体云，它们最终可能会整合到温暖的电离银河系盘中。一些（仍然过密，但现在很慢）的物质可能会重新冷却，在银河系盘附近形成中速或低速云。考虑到我们的模拟参数和数值分辨率的限制，我们认为导出的中断距离是强上限。
2009-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
[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
The Small-scale Structures in the Wind of Messier 82
Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
利用HST窄带成像解析M82南风中的暖电离气体，发现丝状结构宽度约5.3 pc、长度约9.5 pc，且弥散成分随高度增加主导，线比诊断表明外部星风存在激波加热。
2026-08-12 astro-ph.GA
Survey of very broad Diffuse Interstellar Bands
本文研究了一组非常特殊的星际特征--位于4430、4882、5450、5779和6175光年处的宽弥漫星际带（DIB）。该集是小的，这些DIBs的等效宽度的测量是具有挑战性的，因为严重的恒星，星际，有时，也大地污染内的广泛的配置文件。尽管如此，我们证明它们确实与其他较窄的漫射带以及颜色过量E（B $-$ V）非常紧密地相关（DIB 4882和5450的程度较小）。所研究的宽DIB与星际分子CH和星际K{ \sc i}都有很好的相关性，即几乎不可能验证促进非常宽的DIB载流子形成的环境是否由分子或原子气体主导，因为这两种物质可能占据相同的体积。
2020-03-04 astro-ph.GA
Diffuse Radiation from the Aquila Rift
我们提出了一个分析的扩散紫外线（UV）背景在低纬度地区附近的天鹰座裂谷的基础上所作的观测星系演化探测器（GALEX）。紫外线背景的水平约为2000 ph cm^-2 s^-1 sr^-1 Sr ^-1，与银河系纬度或100微米红外线（IR）辐射都没有相关性。相反，紫外线辐射随着与明亮的B2恒星HIP 88149的距离而减弱，这颗恒星位于视野的中心。我们已经使用蒙特卡罗模型来推导出在具有0.2 - 0.4的相函数不对称因子（g）的UV中的0.6 - 0.7的λ/d 0。α的值取决于尘埃的分布，而g则由晕的范围决定。
2015-09-03 astro-ph.GA
Warm ionized gas in the blue compact galaxy Haro 14 viewed by MUSE. The diverse ionization mechanisms acting in low-mass starbursts
利用MUSE/VLT积分场光谱观测研究了蓝色致密星系Haro 14中的暖电离气体。MUSE的大视场和其前所未有的灵敏度使观测星系星云发射到大的银河系中心距离。这使我们能够跟踪电离气体形态和电离结构到千秒差距尺度，并首次准确地调查在一个典型的BCG郊区的激发机制。强度图和诊断图揭示了电离气体至少有两个高度不同的组成部分：明亮的中心区域，主要由单个团块组成，以及一个微弱的组成部分，它延伸到千秒差距尺度，由广泛的漫射发射，轮廓分明的附属结构和微弱的结组成。值得注意的是两个向西南方向延伸至2和2.3千秒差距的曲线形细丝，它们可能是由银河系外流驱动的超巨星膨胀气泡的边缘。我们发现，虽然在Haro 14的中央团块是HII区的复合物，整个低表面亮度组件的形态和线比是不兼容的恒星形成光电离。在空间分辨的发射线比诊断图中，位于最大星暴线上方的spaxels占大多数。此外，我们的研究结果表明，不止一种替代机制正在电离星系外区域。扩散分量的性质与稀释辐射电离一致，大的细丝和壳最有可能是气泡边缘的冲击区。在星系外围观察到的微弱的单个团块的电离机制更难评估。这些团块可能是破碎的外壳或在极端条件下进行恒星形成的区域的冲击碎片。
2022-06-06 astro-ph.GA
Shocks in the warm neutral medium I -- Theoretical model
本文用巴黎-达勒姆激波代码研究暖中性介质中的激波，识别其示踪物并预测观测，为解释星际介质能量注入提供理论模型。
2024-07-03 astro-ph.GA
Why is there cold gas inside the Local Bubble?
University of Cologne（科隆大学）；JILA, University of Colorado and NIST（JILA，科罗拉多大学和美国国家标准与技术研究院）
本研究通过\textsc{SILCC}项目的磁流体力学模拟，发现本地泡内的类LLCC冷气体可在反馈驱动环境中原位非绝热冷却形成，无需作为预存冷物质输入，且能存活约2.5百万年。
2026-08-31 astro-ph.GA
HI observations of three compact high-velocity clouds around the Milky Way
我们对三个致密高速云（CHVC）进行了深度HI观测。主要目标是研究它们的扩散暖气体和致密冷核。我们使用低分辨率和高分辨率的数据与100米Effelsberg望远镜和Westerbork综合射电望远镜（WSRT）。由于单碟望远镜缺乏足够的角分辨率，而干涉仪错过了很大一部分扩散气体，因此这种组合对于研究云的形态特性至关重要。在这里，单碟和干涉仪数据在图像域中与新的组合流水线组合。这种结合使得人们可以非常详细地研究云与周围环境之间的相互作用。单碟和射电干涉仪总通量密度之间的明显差异表明，CHVC包含相当数量的低亮度温度的扩散气体。高斯分解表明，云主要由温暖的气体组成。
2014-02-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
3D chemical structure of the diffuse turbulent ISM II -- Origin of CH$^+$, new solution to an 80 years mystery
目的：CH $^+$在弥漫星际介质中的大量存在是我们认识气体的化学和物理状态的一个长期问题。我们调查，在这里，形成CH+在湍流和多相环境中，加热的气体几乎完全由光电效应驱动。研究方法：扩散ISM的模拟使用磁流体动力学（MHD）代码RAMSES的自洽计算的动态和热演化的气体随着时间的变化的丰度的H $^+$，H，和H $_2$。其余的化学性质，包括CH $^+$的丰度，在平衡时，在H $^+$、H和H $_2$的非平衡约束下，在后处理中计算。与观测结果进行比较时，考虑到一个经常被忽视但至关重要的信息，即沿观测视线截取的扩散物质的长度。结果如下：CH $^+$的质量的准整体起源于不稳定气体，在动力学温度大于600 K的环境中，密度范围在0.6和10 cm $^{-3}$之间，电子分数范围在3 x 10 $^{-4}$和6 x 10 $^{-3}$之间，并且分子分数小于0.4。它的形成是由温暖的和不平衡的H $_2$驱动的，最初形成于冷中性介质（CNM），并通过平流和热不稳定的组合注入更扩散的环境，甚至是温暖的中性介质（WNM）。模拟显示最紧密的协议与HI到H $_2$过渡和在太阳附近观察到的热压力分布被发现自然重现CH $^+$的观测丰度，观测的分散，发生的概率的视线，CH $^+$的非检测的分数，和它的线轮廓的分布。CH $^+$的量和模拟视线的统计特性由富含H $_2$的不稳定气体…
2022-09-21 astro-ph.GA
Star Formation Suppression Due to Jet Feedback in Radio Galaxies with Shocked Warm Molecular Gas
我们目前赫歇尔观测22个射电星系，选择的存在冲击，温暖的分子氢发射。我们测量并模拟了从紫外到远红外的33个波段的光谱能量分布（SED），以研究喷流反馈对恒星形成活动的影响。这些星系是大质量的早期型星系，具有正常的气尘比，覆盖了一系列的光学和红外颜色。我们发现，恒星形成率（SFR）被抑制了约3-6倍，这取决于分子气体质量是如何估计的。我们认为，这种抑制是由于无线电喷流驱动的冲击注入湍流到星际介质（ISM），这也权力的发光温暖的H2线发射。大约25%的样品显示抑制超过10倍。然而，SFR抑制的程度并不相关的指标，包括喷流功率，扩散X射线发射，或温暖的分子H2发射强度的喷气反馈，这表明，虽然注入湍流可能会影响恒星的形成，该过程并不是纯粹的参数化的量的机械能消散到ISM。射电星系与冲击温暖的分子气体覆盖范围广泛的SFR-恒星质量空间，表明这些星系是在各种各样的演化状态，从积极的恒星形成和丰富的气体静止和气体贫乏。SFR抑制似乎对中等气体丰富的星系的演化影响最大。
2016-06-06 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
Diffuse Atomic and Molecular Gas near IC443
我们提出了一个分析的结果吸收钙II，钙I，K I，和分子CH+，CH，C2和CN探针气体与超新星遗迹IC 443相互作用。11个方向的样本横跨可见星云和其东部边缘。大多数的中性物质，包括双原子分子，与通过H I和CO发射检测到的环境云。激发和化学分析产生的气体密度是典型的扩散分子气体。Ca II探测到的低密度气体的速度范围很大，在最极端的情况下从-120到+80 km/s。这种气体分布在几个速度分量中，与受冲击的分子团的情况不同，受冲击的分子团的发射发生在几乎相同的范围内，但具有非常广泛的特征。高速吸收的程度表明膨胀星云的激波速度为100 km/s。
2009-03-03 astro-ph.GA
From diffuse gas to dense molecular cloud cores
分子云是星系的基本组成部分：它们是将弥漫的气体转化为恒星的通道。他们是如何做到这一点的详细过程并不完全清楚。本文综述了分子云及其子结构的最新研究进展，从$\sim~$ 1~kpc尺度到纤丝和核尺度。本文首先综述了从温暖的弥漫性星际介质到寒冷的稠密分子云的云形成机制、分子云的形成过程以及热不稳定性和引力不稳定性的作用。我们还讨论了云聚集其质量的主要物理机制，并注意到所有这些机制都可能在该过程的各个阶段发挥作用。为了理解云的动力学，我们然后给出了广泛使用的维里定理，其关系到分子云的可测量的属性的批判性审查。由于这些性质是我们了解云的动力学状态的工具，我们对它们进行了批判性的分析。最后，我们讨论了无处不在的分子云结构及其与星前核和恒星形成的联系。
2020-06-02 astro-ph.GA
The Relationship Between the Dense Neutral and Diffuse Ionized Gas in the Thick Disks of Two Edge-On Spiral Galaxies
我们目前的高分辨率，光学图像（BVI + H α）的多相星际介质（ISM）的厚盘的边缘上的螺旋星系NGC 4013和NGC 4302。我们从哈勃太空望远镜、大双筒望远镜和WIYN 3.5米望远镜获得的图像显示，在z~2 - 2.5 kpc范围内有大量的尘埃吸收。这些尘埃厚盘结构中的许多都具有让人想起银河系盘中分子云的特征。我们的Halpha图像显示，这些星系中的面外弥漫电离气体（DIG）主要是由一个光滑的，弥漫的成分。尘埃吸收的强衍射形态在光滑分布的H α发射中没有对应物。我们认为，厚盘DIG和含尘细丝跟踪物理上不同的阶段的厚盘ISM，后者跟踪一个密集的，温暖或寒冷的中性介质。螺旋星系厚盘中的致密尘埃物质主要是通过大质量恒星的能量反馈从薄盘中喷射出来的物质。气体的高密度可能是会聚气流的结果。这种致密的物质为厚盘恒星的形成提供了燃料，厚盘H II区的存在就是证明。
2013-01-02 astro-ph.GA
Velocities of warm galactic outflows from synthetic Hα observations of star-forming galaxies
Hα发射线剖面中的速度结构包含了有关星系外流的有价值的信息。使用一组z=2的星系的高分辨率放大宇宙学模拟，我们生成Hα发射线轮廓，考虑到温度依赖的Hα发射率，以及尘埃消光。Hα线可以被描述为两个高斯的和，就像通常的观测一样。在一般情况下，它的属性是在很好的协议与当地孤立的星系中观察到类似的质量和恒星形成率，假设一个空间恒定的聚集因子c=24。蓝移流出在样本中非常常见。它们在星系盘上方延伸了几千秒差距。它们也分布在光盘的整个范围内。然而，在小半径的情况下，高速的物质倾向于被限制在一个厚的圆盘中，作为银河喷泉或湍流介质的一部分，最可能是由于星系中心更深的引力势。
2016-05-30 astro-ph.GA
Warm Ionized Medium Throughout the Sagittarius-Carina Arm
利用Wisconsin H-Alpha Mapper（WHAM）观测的H-Alpha和[S II] $\lambda6716$辐射，追踪了人马座-船底座臂上暖电离介质（WIM）的垂直分布和物理条件，并以CO辐射作为引导，追踪了银河系平面内冷分子气体的辐射，分离了各旋臂上的H-Alpha和[S II]辐射。电子密度平方的指数标度高度使用中平面上方（下方）的H-α发射确定发射测量（或发射测量）为$330 \pm 80$ pc（$550 \pm 230$ pc）沿近射手臂，$300 \pm 100$ pc（$250 \pm 30$ pc）沿近隆突臂，和$>1000$ pc沿远船底座臂。发射测量尺度高度倾向于增加作为银河系中心半径的函数沿人马座-$R_G > 8$ kpc的隆突臂。使用[S II]/H-Alpha线比分析电离气体的物理条件，该线比比平面上方的高度z更接近地追踪H-Alpha强度，表明与原位电子密度的关系更强。我们解释这一结果作为进一步的证据，为大多数观察到的扩散发射来自原位电离气体，而不是从经典的H II区域在平面上的散射光。
2017-02-28 astro-ph.GA
Halpha and [S II] emission from warm ionized gas in the Scutum-Centaurus Arm
本文给出了银河系310° < l < 345°盾牌-半人马座臂温暖电离介质（WIM）的Wisconsin H-Alpha Mapper [S II] λ6716和Hα光谱图。我们利用修正后的Hα强度（IHαc）测量了H_ne臂^2 = 0.30 kpc（假设距离为3.5 kpc）的电子密度平方的指数级高度，介于内星系和英仙座臂的观测值之间。在大的|z|和弱IHαc的视线中，[S II]/Hα线的比值增强。我们发现[S Ⅱ]/Hα线比与IHαc在IHαc < 0.2 R（Raylestern）时~=1.0，IHαc >= 100 R时~=0.08之间呈幂律关系。线比与Hα强度的相关性比与平面以上高度的相关性好，表明WIM内的物理条件随电子密度系统地变化。我们认为线比随高度的变化是电子密度随高度减小的结果。我们的研究结果加强了已建立的图片中的扩散Hα发射主要是由于在原位光致电离气体的发射，散射光只有一个较小的贡献。
2014-04-07 astro-ph.GA
Quantifying the AGN-driven outflows in ULIRGs (QUADROS) II: evidence for compact outflow regions from HST [OIII] imaging observations
活动星系核驱动的温暖外流对星系演化的真正重要性仍然不确定。外流的径向范围的测量是量化其质量和动力学功率的关键，也是确定活动星系核外流是否是银河系范围的关键。因此，作为一个更大的项目的一部分，调查温暖的意义，活动星系核驱动的外流在最迅速演变的星系在当地的宇宙，在这里，我们提出了深哈勃太空望远镜（HST）窄带[OIII] $λ$ 5007观测的一个完整的样本附近的8个ULIRGs与光学活动星系核。结合我们的地基光谱提供的补充信息，HST图像显示，样品中大多数物体的温暖气体流出相对紧凑：在三个物体中，流出区域几乎不能在HST分辨率下分辨（$0.065 < R_{[OIII]} < 0.12$ kpc）;在另外四种情况下，流出是空间分辨的，但具有在$0.65 < R_{[OIII]} < 1.2$ kpc范围内的通量加权平均半径;只有一个天体（Mrk 273）有明显的证据表明有更大范围的外流，最大范围为$R_{[OIII]}\sim5$ kpc。总的来说，我们的观测结果表明，一些AGN反馈模型预测的星系范围的外流证据很少。
2018-05-01 astro-ph.GA
Absorption studies of the most diffuse gas in the Large Scale Structure
随着宇宙的演化，它形成了一个物质结构的网络。这个宇宙网充满了气体，最弥散的气体位于星系际区域。在低红移时，气体主要是温暖的，它最好的示踪剂之一是X射线吸收背景类星体的视线。在这一章中，我们介绍了温暖-热星系际介质（WHIM）形成的理论背景，并从宇宙学流体动力学模拟中介绍了WHIM的物理性质。我们讨论了用X射线吸收线探测WHIM的可行性，具有高分辨率和高信噪比的光谱。我们提出了详细的讨论的观测技术，包括WHIM电离平衡，可观察的线，生长曲线，和诊断使用的X射线线。我们目前的努力，检测WHIM与光栅上的钱德拉和XMM-牛顿天文台。我们讨论了文献中报道的WHIM检测的临界性，其中强大的检测可能来自介入星系的环星系介质，或组内介质，而不是真正的星系际介质中的扩散气体。在低红移的大尺度结构中，对最弥散的气体的安全探测可能要等到下一代X射线望远镜。本章最后将讨论未来携带色散和非色散光谱仪的任务。我们提出了线可探测性以及WHIM系统的数量，可以检测到未来的任务的优值参数。这些将定义我们解释失踪的低红移重子的能力，并理解宇宙在其生命的一半以上的演化。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Herschel [CII] Galactic plane survey I: the global distribution of ISM gas components
[CII] 158 μ m谱线是理解星际物质生命周期的重要工具。电离碳存在于星际介质的各种相态中，包括扩散电离介质、温暖和寒冷的原子云、从原子到分子的过渡云以及密集和温暖的光子主导区（PDR）。银河系太赫兹C+观测（GOTC+）项目使用Herschel/HIFI仪器对整个银河系盘上的[CII]线进行速度分辨观测。我们给出了银河系纬度b= 0 °、+-0.5 °和+-1.0 °时[CII]辐射的第一张速度-速度图。[CII]辐射主要与旋臂有关，主要来自银河系中心距离在4到10千秒差距之间。我们估计，大部分观测到的[CII]发射是由致密的PDR（47%）产生的，CO暗H2气体（28%），冷原子气体（21%）和电离气体（4%）的贡献较小。太阳半径内的原子气体主要以冷中性介质（CNM）的形式存在，而温暖的中性介质（WNM）气体则占主导地位。CNM相对于总原子气体的平均分数为43%。我们发现，温暖和弥漫的CO-暗H2分布在一个更大的范围内的银河系中心的距离（4-11 kpc）比冷和密集的H2气体示踪的12 CO和13 CO（4- 8 kpc）。CO暗H2占总H2的比例随着银河系距离的增加而增加，范围从4 kpc时的20%到10 kpc时的80%。平均而言，CO暗H2占银河系分子质量的30%。当考虑CO-暗H2组分时，CO-到-H2转换因子的径向分布比仅考虑CO示踪的分子气体时陡峭。大多数观察…
2013-05-29 astro-ph.GA
The warm and dense Galaxy - tracing the formation of dense cloud structures out to the Galactic Center
在过去的二十年里，我们对银河系平面上的远红外到亚毫米连续辐射进行了广泛的调查。我们列出了未来十年的前景，为相应的分子和原子线的调查，需要充分了解的形成致密的结构，产生集群和恒星的弥漫星际介质。我们建议在银河系范围内进行中JCO线的巡天，以追踪碰撞云的冲击，在银河系范围内进行碳原子线的巡天，以详细了解云中原子和分子气体的关系，并对分子云致密部分的结构进行广泛的调查，以了解细丝的重要性。在整个银河系的环境中，研究纤维是如何形成致密的云核的。这项工作将需要一个大型（50米）单碟亚毫米望远镜，配备大量多像素光谱仪阵列，如AtLAST项目所设想的那样。
2019-03-11 astro-ph.GA
Photoionized mixing layer models of the diffuse ionized gas
一般认为，O型星被限制在银河系中平面附近，能够以某种方式吸收螺旋星系中相当大一部分的“弥漫电离气体”（DIG），这些气体可以延伸到银河系中平面上方1-2 kpc。然而，对DIG的加热仍然知之甚少，因为简单的光电离模型不能很好地再现所观察到的线比相关性或DIG温度。我们提出了湍流混合层模型，其中温暖的光电离凝结浸没在一个热的超音速风。湍流耗散和混合产生了一个中间区域，在这里气体被加速、加热和混合。这些层的发射光谱与边缘螺旋NGC 2363中DIG的Rand（ApJ 462，712）的观测结果进行了比较。我们生成了两个序列的模型，它们相当好地拟合了[SII]/H-alpha、[OI]/H-alpha、[NII]/[SII]和[OIII]/H-beta之间的线比相关性。在一个序列的模式，热风速度增加，而在其他的电离参数和层不透明度增加。尽管混合层模型取得了成功，但再处理恒星紫外线的整体效率太低，远低于1%，这迫使我们拒绝目前形式的TML模型。
2009-02-23 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 diffuse molecular component in the nuclear bulge of the Milky Way
内容：银河系中心区域的中央分子带（CMZ）中的大部分分子气体显示出温暖的动力学温度，从最冷和最密集区域的$>20$ K（n $\sim 10^{4-5}$ cm $^{-3}$）到密度约为n $\sim 10^3$ cm $^{-3}$的100 K以上。最近，通过H $_3^+$的吸收观测发现了一种更弥散、更热的（$n \sim 100$ cm $^{-3}$，$T\sim 250$ K）气体成分。这种成分可能广泛分布在银河系中心，即使在CMZ之外，沿着穿过银河系扩展隆起的视线，也可能存在可被吸收的低密度气体。目的：我们的目标是观察和表征扩散和低密度气体的观察3毫米的分子跃迁吸收。研究方法：利用阿塔卡马大（亚）毫米阵列（ALMA），我们观察到对类星体J1744-312的吸收，它位于$(l,b)=(-2{^\circ}.13,-1{^\circ}.0)$的银河系凸出区域，但在主要的分子复合体之外。结果如下：ALMA对J1744-312类星体的吸收观测揭示了低密度分子云和可能的扩散云中丰富而复杂的化学物质。我们检测到三个速度分量，在$\sim $ 0，$-153$，和$-192$ km s $^{-1}$。$\sim 0$ km s $^{-1}$的分量可能代表银河系盘中的气体，而$-153$和$-192$ km s $^{-1}$的速度分量可能来自银河系凸起。我们在调查中检测到12个…
2017-09-07 astro-ph.GA
Ultraviolet Signatures of the Multiphase Intracluster and Circumgalactic Media in the RomulusC Simulation
类星体紫外吸收线研究可以独特地探测多相冷暖的性质（10^4 < T < 10^6 K）气体，有望为以下方面提供前所未有的见解：1）与下落星系相关的环星系介质（CGM）与热星系之间的相互作用（T > 10^6 K）X射线发射的团内介质（ICM），2）富含金属的气体从CGM中剥离，3）ICM的多相结构具有广泛的温度和金属丰度范围。在这项工作中，我们提出了一个~10^14太阳质量的星系团的高分辨率模拟的结果，以研究星系团中这种冷-暖气体的物理性质和可观察到的特征。我们发现，ICM变得越来越多相在大半径，冷，温暖的气体成为占主导地位的集群郊区。扩散的冷暖气体也比热的X射线发射气体具有更宽的金属丰度范围。我们预测的覆盖分数的关键吸收线示踪剂，无论是在ICM和CGM的星系团，通常观察到的宇宙起源光谱仪搭载哈勃太空望远镜（HST）。我们进一步提取合成光谱，以证明使用H I，O VI和C IV线检测和表征冷热气体的热，运动学和化学组成的可行性，我们预测了一个增强的人口广泛的Ly-alpha吸收剂跟踪温暖的气体。最后，我们讨论了未来的前景，探讨多相结构的ICM超越HST。
2019-04-04 astro-ph.GA
The Far Ultraviolet Background
自20世纪70年代以来，漫射远紫外（FUV）背景一直受到天文学家的极大关注。最初的动力来自于希望探测到来自炽热星系际介质的紫外线辐射。FUV背景对扩散原子相的物理学（加热和电离）的核心重要性激发了下一代实验。一致的看法是，高纬度地区的漫射FUV辐射有三个组成部分：由尘埃颗粒反射的恒星FUV（漫射银河光或DGL），来自其他星系和星系际介质的FUV（河外背景光或EBL）和未知来源的组成部分（称为“偏移”组成部分）。在20世纪80年代，有一些关于衰变的暗物质粒子产生FUV辐射的讨论。在本文中，我调查生产FUV光子的常规来源：线发射从银河系热电离介质，双光子发射从银河系温暖的电离介质和低速冲击，莱曼β荧光的氢在几个地点在太阳系（行星际介质，外逸层和地球的热层）。我的结论是，三分之二，可以说是所有的偏移分量可以解释为来自上述过程的辐射的总和。
2022-04-20 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 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
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
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
Probing the hidden atomic gas in Class I jets with SOFIA
我们提出了SOFIA/FIFI-LS观测的五个原型，低质量的I类流出（HH 111，SVS 13，HH 26，HH 34，HH 30）在远红外[OI] 63妈妈和[OI] 145妈妈的过渡。得到的光谱[OI] 63妈妈和[OI] 145妈妈地图使我们能够研究的空间范围内的温暖，低激发原子气体流出驱动I类原恒星。这些[OI]图可能使我们能够测量原子喷流中这种温暖成分的质量损失率（$\dot{M}_\text{jet}$）。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterization of the warm--hot intergalactic medium near the Coma cluster through high--resolution spectroscopy of X Comae
我们分析了所有可用的档案XMM牛顿观测的后发座X，一个明亮的X射线类星体后面的后发座星系团，研究在最近的大质量星系团附近的温暖，热的星系际介质的属性。RGS的观测证实了在后发座红移处可能存在Ne IX K-α吸收线，尽管统计意义有限。因此，该分析与Takei等人（2007）基于这些数据子集的早期分析一致。然而，它的大柱密度和光学深度表明吸收介质的条件是不可信的，从而对其真实性产生了严重的怀疑。钱德拉从未观测到彗星X，因此无法提供有关该来源的更多信息。我们结合上限的存在下，其他X射线吸收线（特别是从O VII和O VIII）在红移的后发座与积极的测量软过量发射从后发座测量ROSAT（Bonamente等。在kT~1/4 keV的温热气体的发射和吸收线的上限的组合提供了有用的约束的密度和视线长度的假定WHIM对昏迷。我们的结论是，假定的温暖，热介质向后发座是符合预期的性质，与重子过密度>=10和几十Mpc的量级的视线范围。
2017-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulent Diffuse Molecular Media with Non-ideal Magnetohydrodynamics and Consistent Thermochemistry: Numerical Simulations and Dynamic Characteristics
通过三维模拟研究湍流弥散分子云，发现非理想MHD和强磁场抑制压缩，化学丰度早期变化大，湍流调制热化学条件，观测可约束参数。
2024-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Improved Model of Diffuse Galactic Radio Emission from 10 MHz to 5 THz
我们提出了一个改进的全球天空模型（GSM）从10 MHz到5 THz的弥漫星系射电辐射，其用途包括CMB和21厘米宇宙学的前景建模。我们的模型在算法上和通过添加新的数据集（如普朗克地图和增强的Haslam地图）改进了过去的工作。我们的方法概括了主成分分析方法来处理非重叠区域，使29个天空图的包含没有共同的天空区域。我们还使用一种方法将GSM盲分离为物理组件，该方法不对物理发射机制（同步加速器，自由，灰尘等）进行任何假设。值得注意的是，这种盲目的方法自动找到了五个组件，以前只被发现“手”，我们确定与同步加速器，自由，冷尘埃，温暖的尘埃，和CMB各向异性，与地图和光谱同意与以前的工作，但在许多情况下具有较小的误差条。改进后的GSM可在github.com/jeffzhen/gsm2016网站上获得。
2016-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Evidence for massive warm-hot circumgalactic medium around NGC 3221
我们报告了一个3.4 $σ$探测的温暖，热，大质量，扩展环星系介质（CGM）周围的L $^\star$恒星形成的螺旋星系NGC 3221，使用深朱雀观测。气体的温度是$10^{6.1}$ K，与银河系CGM的温度相当。气体的空间范围至少为$150$ kpc。对于具有太阳丰度的密度廓线的$β$模型，中心发射量度为EM = $3\pm 1 \times 10^{-5}$ cm $^{-6}$ kpc，中心电子密度为$n_{eo} = 4\pm 1 \times10^{-4}$ cm $^{-3}$，斜率为$β= 0.56$。我们调查了一系列的$β$值，并发现密度分布的细节不会显着改变我们的结果。温热气体的质量，假设$\frac{1}{3}$ Z $_\odot$的金属丰度为$16 \pm 3 \times 10^{10}$ M $_\odot$，是NGC 3221中质量最大的重子成分。重子分数为$f_b$ = 0.120 $\pm$ 0.036（统计）$^{+0.104}_{-0.048}$（系统），与宇宙学平均值一致，关闭该星系的重子预算。我们还调查了失踪的金属问题与失踪的重子问题，并得出结论，金属很可能是优先驱逐出星系。我们是第一次探测到一个外部L $^\star$恒星形成螺旋星系周围的扩展的温热CGM，在那里CGM可能解释了丢失的星系重子。
2019-10-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revisiting FUSE O VI Emission in Galaxy Halos
星系中的重子有很大一部分是以环星系介质（CGM）的扩散气体的形式存在的。CGM多相的一个关键成分，即所谓的“日冕”温热相气体（$\rm 10^{5}-10^{6}$ K），由O VI 1031.93，1037.62 π共振线追踪，很少在银河系以外的星系晕中检测到。在这里，我们报告四个额外的检测O VI排放气体的晕附近的边缘星系，NGC 4631和NGC 891，使用档案远紫外光谱探测器数据和更新的数据管道。我们发现最强烈的O VI发射是从NGC 4631中心附近形成一条垂直线的场，尽管其他两个场非常接近圆盘。探测到的O-VI发射表面亮度约为1.1 $\pm 0.3$ $\times$ $10^{-18}$至3.9 $\pm0.8$ $\times$ $10^{-18}$尔格s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$。NGC 4631中5个30”$\times$ 30”OVI探测场的空间分布可以解释为在恒星形成星系中存在着较强的OVI辐射叠加在弥散而微弱的OVI晕中的附加结构。体积填充的OVI发射映射是非常需要的，以确定结构和流行的温暖，热的气体和它在星系盘和晕之间的气体循环中发挥的作用。最后，我们提出了未来资助和拟议的紫外线任务（LUVOIR-A，LUVOIR-B，CETUS，和ESTA）在附近的星系晕的弥漫和微弱的O VI发射的检测的灵敏度。
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Mapping Diffuse Emission in Lyman UV band
CAFE（Census of warm-hot intergalactic medium，Accretion，and Feedback Explorer）和LyRIC（Lyman UV Radiation from星际介质and Circum-galactic medium）已分别向中国航天局提出。CAFE于2015年首次提出，作为CAS-ESA联合科学小型太空任务。LyRIC于2019年被提议作为在中国空间站上运行的独立外部有效载荷。这两项任务都致力于绘制我们银河系和附近星系环星系介质中漫射源的莱曼紫外线发射（103.2和103.8 nm处的电离氧（O VI）共振线和莱曼系）。我们提出了主要的科学目标，任务概念，使技术，以及目前的状态。
2020-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
