DIISC-II: Unveiling the Connections between Star Formation and ISM in the Extended Ultraviolet Disk of NGC 3344
我们提出了我们的调查扩展紫外线（XUV）盘星系，NGC 3344，作为解密星际介质，恒星和环星系介质（DIISC）调查之间的相互作用的一部分。我们使用单个年轻恒星复合体的表面和孔径测光来研究恒星形成及其对星际介质物理性质的影响。我们测量了比恒星形成率（sSFR），发现它从内盘的$\rm10^{-10} yr^{-1}$增加到扩展盘的$\rm>10^{-8} yr^{-1}$。这为磁盘由内向外增长提供了证据。如果这些sSFR得以维持，XUV盘恒星质量可以在$\sim$ 0.5 Gyr内翻倍，这意味着恒星形成的爆发。由于气体耗尽时间（$τ_{dep}$）很长，XUV盘将继续形成恒星。XUV星盘中的恒星复合体具有高$Σ_{HI}$和低$Σ_{SFR}$，$τ_{dep}\sim$为$τ_{dep}\sim$ 10 Gyrs，标志着偏离传统肯尼库特-施密特定律的开始。我们发现，无论是远紫外线（FUV）和FUV和24 $μ$ m的组合有效地跟踪恒星形成的XUV磁盘。H $α$一般较弱，在大质量恒星的形成中倾向于随机性。在29.5千秒差距的环星系介质的调查导致在两个金属线物种的吸收系统的检测：较强的吸收组件是一致的磁盘周围的气流，最有可能跟踪流入，而较弱的组件可能是跟踪共转环星系气体。
2021-10-14 astro-ph.GA
Tidal pre-conditioning and ram-pressure stripping in NGC 1427A. Deep VLT/MUSE spectroscopy and FUV-to-radio observations trace a Fornax Cluster dwarf in transformation
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Centro Espacial Nacional, Fuerza Aérea de Chile（智利空军国家航天中心）；University of Vienna（维也纳大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Gemini Observatory（双子座天文台）；Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学）
通过深VLT/MUSE光谱和多波段观测，研究NGC 1427A从气体丰富到气体贫乏的环境转变过程，发现潮汐扰动和Ram-Pressure剥离共同作用，标志着环境淬熄的开始。
2026-05-13 astro-ph.GA
Gas and Dust in the Magellanic Clouds
远紫外（FUV）漫发射主要是由于星际尘埃颗粒的星光散射，这表明了很大的区域变化取决于尘埃和恒星的相对取向。本文介绍了用远紫外光谱探测器（FUSE）{ \em）对麦哲伦云（MC）中FUV（1000 - 1150 nm）散射辐射的偶然观测。在{ \em FUSE}波段（$λ$ = 905 - 1187 nm），大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中，FUV漫射辐射对MCs中FUV总积分辐射的估计贡献通常为5% - 20%和34% - 44%，并且随着波长的增加（例如，SMC在1615 ℃时为63%）。在FUV中，短波长的光比长波长的光的光的散射要少，这表明短波长的恒星辐射中的大部分都用于加热星际尘埃。五次电离氧原子（O { \small VI}）是星际介质（ISM）中热气体（T $\sim 3\times 10^{5}$ K）的示踪剂。利用高分辨{ \em FUSE}谱对大麦哲伦星云O { \small VI}柱密度测量进行了广泛的调查。柱密度从log N（O { \small VI}）= 13.72原子cm $^{-2}$的最小值到log N（O { \small VI}）= 14.57原子cm $^{-2}$的最大值变化。高丰度的O { \small VI}中观察到的LMC的活动（超级气泡）和非活动区域。
2013-07-04 astro-ph.GA
Multi-line Observations, Models, and Data Needed to Understand the Nature of UV-irradiated Interstellar Matter
来自OB型大质量恒星的远紫外光子调节着恒星形成星系中大部分中性星际气体的加热、电离和化学反应。FUV辐射和星际物质的相互作用发生在被广泛称为光解离区（PDR）的环境中。PDR线诊断是大质量恒星辐射反馈的确凿证据。提高我们的理解恒星反馈的ISM需要量化的能量预算，气体动力学和PDR环境的化学成分。这一目标要求天文仪器能够提供ISM（银河系和附近星系）的多线光谱图像。它还需要跨学科的合作，以获得速率系数和截面的许多微物理过程中发生的ISM和包括在模型，如Meudon PDR代码。
2022-07-21 astro-ph.GA
Molecular Gas Disk Structures around AGNs
本文对银河系中心超大质量黑洞周围R ~32秒差距区域的ISM进行了高分辨率数值模拟。ISM的三维流体动力学模型（Wada & Norman 2002）与核星爆现在包括跟踪中性氢相的分子氢的形成。在准平衡态下，对于G_0 = 10的均匀远紫外（FUV），H2的质量分数约为总气体质量的0.4（总H2质量约为1.5 × 10^6 Msun）。气体形成一个不均匀的圆盘，其标度高度在外部区域变得更大。H2在内部~ 5 pc处形成一个薄的核盘，周围是向H < 10 pc方向膨胀的分子云。在环面区域，盘的速度场是高度湍流的，其速度色散平均约为20 km/s。平均超新星爆发率（SNR）约为5 × 10 -5/年，足以为这些结构提供能量。如果观察角度小于θ v ~ 50度，则可以观察到朝向原子核的气柱密度大于10^22 cm^-2，但是，由于环面的团簇性质，对于任何给定的观察角度，气柱密度都分布在平均值附近近两个数量级。对于较强的FUV（G_0 =100），平衡态中的总H2质量仅稍小（~ 0.35）。最后，从我们的模型中出现的环核分子气体盘的形态和运动学是相似的，最近的近红外观测使用VLTI/凯克。
2009-06-30 astro-ph.GA
The Lyman Continuum Escape and ISM properties in Tololo 1247-232 - New Insights from HST and VLA
中低质量星系被广泛认为是造成$z\sim10-6$红移再电离的原因。然而，星系泄漏电离辐射（莱曼连续体; LyC）的观测证据是目前正在进行的挑战，LyC发射候选者的名单仍然很短。Tololo 1247-232是最近报道的极少数泄漏星系之一。我们使用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪（COS）进行了中分辨率紫外（UV）光谱分析，并确认了Tololo 1247-232的电离辐射。采用改进的数据处理方法，我们发现LyC从中央星团中逃逸，逃逸率仅为1.5 $\pm$ ~ 0.5%，是迄今为止该星系的最低值。我们进一步利用Si II和Si IV的FUV吸收线作为中性和电离星际介质的探测器。我们发现，大部分的ISM气体是电离的，可能有利于LyC逃逸密度有界的区域。用视光学深度法导出了中性气体覆盖率与视速度的函数关系。ISM被发现是足够的clueless，支持直接逃逸的LyC光子。我们进一步报告宽带紫外和光学连续成像以及窄带成像的赖氨酸$α$，H $α$和H $β$。利用恒星布居合成方法，得到Ly $α$逃逸分数为8%。我们还进行了VLA 21 cm成像。氢的超精细跃迁没有被检测到，但可以推导出$\lesssim10^9 M_{\odot}$的深上限原子气体质量。定义为$\frac{M_{H I}}{M_*}$的上限气体分数仅为20%。有证据表明，H I气体晕是相对较小的相比，其他莱曼α发射体。
2017-04-19 astro-ph.GA
Determining the Timescale over Which Stellar Feedback Drives Turbulence in the ISM: A Study of four Nearby Dwarf Irregular Galaxies
恒星反馈是星系演化建模的基础，因为它驱动星系中的湍流和外流。理解所涉及的时间尺度对于限制恒星反馈对星际介质（ISM）的影响至关重要。我们分析了附近四个恒星形成矮星系（NGC 4068，NGC 4163，NGC 6789，UGC 9128）的原子和电离气体的空间分布和运动学，以确定恒星反馈驱动湍流的时间尺度。这四个星系都在5 Mpc范围内，并具有一系列的属性，包括目前的恒星形成率为0.0005至0.01 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，log（M $_*$ /M $_{\odot}$）在7.2和8.2之间，log（M $_{HI}$ /M $_\odot$）在7.2和8.3之间。他们的颜色星等图（CMD）派生的恒星形成的历史在过去的500万年进行了比较，其原子和电离气体的速度色散和HI能量表面密度作为湍流的指标。斯皮尔曼的等级相关系数被用来确定他们目前的湍流和他们过去的恒星形成活动在当地的规模（$\sim$ 400 pc）之间的任何相关性。最强的相关性发现之间的HI湍流措施和恒星形成率1亿至2亿年前。这表明在这个时间尺度上恒星形成活动和原子气体之间存在耦合。在500万年前到500万年前，电离气体速度色散和恒星形成活动之间没有很强的相关性，采样和分析是一个更大的项目的基础，旨在了解恒星反馈驱动湍流的时间尺度。
2022-01-18 astro-ph.GA
Heating and cooling of the neutral ISM in the NGC4736 circumnuclear ring
气体在环核环内的吸积和轨道运行方式对恒星的形成过程有着直接的影响。特别是，气体可能在流入点被压缩和冲击，导致这些位置的恒星形成爆发。之后，气体和年轻的恒星一起穿过环。此外，如果气体达到足够的密度，在重力作用下坍缩，整个环都可能形成恒星。星环中恒星形成的这两种情况通常被称为“珍珠串”和“爆米花”范例。在本文中，我们使用新的赫歇尔PACS观测，获得的KINGFISH开放时间关键计划的一部分，随着档案斯皮策和地面观测的SINGS遗产项目，调查加热和冷却的星际介质在附近的恒星形成环星系，NGC4736。通过比较空间分辨估计恒星FUV通量可用于加热，气体和尘埃冷却来自FIR连续谱和线发射，我们表明，虽然恒星形成确实是占主导地位的流入点在NGC 4736，额外的恒星形成需要平衡整个环的气体加热和冷却。这种额外的成分很可能是由于环中气体密度在其寿命期间普遍增加而产生的。因此，我们的数据为NGC4736环中恒星形成的两种范式的结合提供了强有力的证据。
2015-01-28 astro-ph.GA
The impact of cosmic ray heating on the cooling of the low-metallicity interstellar medium
本研究通过磁流体动力学模拟发现，在低金属丰度星际介质中，宇宙射线加热可主导光电加热，均匀CR电离率会抑制或延迟恒星形成，而可变CR电离率下恒星主要形成于低加热率的原始区域。
2025-01-30 astro-ph.GA
Constraining the ISM properties of the Cloverleaf quasar host galaxy with Herschel spectroscopy
本文介绍了在z=2.56的三叶草类星体中对远红外线精细结构线[CII]158 $μ$ m、[OI]63 $μ$ m、[OIII]52 $μ$ m和[SiIII]35 $μ$ m的赫歇尔观测，并将它们与已发表的数据结合起来分析了该系统中的致密星际介质（ISM）。观察到的[CII]158 $μ$ m、[OI]63 $μ$ m和FIR连续通量比用光解区（PDR）模型再现，该模型的特征在于中等远紫外（FUV）辐射场$G_0=$ 0.3-1 $\times10^3$和原子气体密度$n_{\rm H}=$ 3-5 $\times10^3$ cm $^{-3}$，这取决于电离气体对[CII]158 $μ$ m的贡献。利用对[NII]122 $μ$ m跃迁的地面观测，我们评估了活动星系核（AGN）窄线区（NLR）对[CII] 158 $μ$ m通量的贡献，发现NLR对观测到的[CII]158 $μ$ m通量的贡献最多为20-30%.从原子线推断的PDR密度和远紫外辐射场与CO发射不一致，表明分子气体激发不仅仅是通过局部恒星形成的紫外加热提供的，而是需要额外的热源。探讨了活动星系核的X射线加热，我们发现，X射线主导区（XDR）模型，结合PDR模型，可以匹配CO冷却没有过度生产观测FS线发射。虽然这种XDR/PDR解决方案是有利的，因为在立体式中X射线和恒星形成的证据，我们还研究了温暖分子气体的替代品…
2016-10-02 astro-ph.GA
PDFchem: A new fast method to determine ISM properties and infer environmental parameters using probability distributions
确定星际介质（ISM）的原子和分子含量作为环境参数的函数，对于理解恒星形成过程的跨时代是至关重要的。虽然存在各种三维水化学代码建模的ISM在不同的尺度和红移，他们是计算昂贵和效率低下的研究在一个大的参数空间。建立在我们早期的方法，我们提出了PDFchem，一种新的算法，在中等和大尺度的冷ISM建模使用功能连接的数量的本地（$A_{\rm V,eff}$）和观察到的（$A_{\rm V,obs}$）的视觉反射，和本地的数密度，$n_{\rm H}$，与概率密度函数（PDF）的$A_{\rm V,obs}$云尺度通常几十到几百个PC作为输入。对于任何给定的$A_{\rm V,obs}$ -PDF，用数千个云进行采样，该算法立即计算出最重要物种的平均丰度（HI，H $_2$，CII，CI，CO，OH，OH $^+$，H $_2$ O $^+$，CH，HCO $^+$），并执行辐射传输计算，以估计最常观察到的谱线的平均发射（[CII]~ $158μ$ m，[CI]精细结构线和$^{12}$ CO的前五个转动跃迁）。我们研究了两个$A_{\rm V,obs}$ -PDF对应的非恒星形成和恒星形成的ISM地区，在各种环境参数的组合。其中包括$χ/χ_0=10^{-1}-10^3$范围内的FUV强度、$ζ_{\rm CR}=10^{-17}-10^{-13}\,{\rm s}^{-1}$范围内的…
2022-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The unusual ISM in Blue and Dusty Gas Rich Galaxies (BADGRS)
Herschel-ATLAS对宇宙中冷尘埃的无偏巡天观测中发现了一个令人惊讶的非常蓝（FUV-K < 3.5）的星系群，这些星系富含尘埃，具有高气体分数（fHI = M_HI/（M*+M_HI）>0.5）。被称为“蓝色和尘埃气体丰富的来源”（BADGRS），它们具有冷的弥漫尘埃温度，以及本地宇宙中任何星系中最高的尘埃与恒星质量比。在这里，我们探索分子ISM在BADGRS的代表性样本，使用非常深的CO（J_up= 1，2，3）的观察在中央和外部磁盘区域。我们发现非常低的CO亮度（Tp=15-30 mK），尽管明亮的远红外发射和金属丰度在0.5<Z/Z_sun<1.0的范围内。CO线比率指示R_21=0.6-2.1和R_31=0.2-1.2的条件范围。利用金属丰度相关的CO光度到分子气体质量的转换，我们发现M_H2/M_d=7-27，Sigma_H2=0.5-6 M_sun pc^-2，比预期的低了一个数量级。BADGRS的分子气体耗尽时间尺度（τ_d = 0.5 Gyr）比其他本地螺旋星系低，与Kennicutt-Schmidt关系的偏移量与蓝致密矮星系相似。BADGRS中的冷弥漫尘埃温度（13-16 K）需要比从它们观测到的表面亮度推断的低10-20倍的星际辐射场。我们推测，在这些来源的尘埃要么有一个非常cluerical几何形状或一个非常不同的不透明度，以解释寒冷的温度和缺乏CO…
2019-10-10 astro-ph.GA
The environmental dependence of the X_CO conversion factor
CO是目前应用最广泛的分子气体观测示踪剂。可观测的CO光度通过转换因子XCO转换为H_2质量，这是不确定性和偏差的来源。尽管X_CO存在差异，但通过计算确定的太阳邻域值通常适用于不同的银河系环境。为了提高对X_CO的理解，我们采用3D磁流体力学模拟的星际介质（ISM）在银河系的磁盘与大范围的气体表面密度，允许不同的金属丰度，远紫外（FUV）辐射，和宇宙射线电离率（CRIR）。利用TIGRESS模拟框架，我们模拟了具有自洽恒星形成和反馈的三相ISM，以及具有化学和辐射转移的后处理输出，以生成合成CO（1- 0）和（2- 1）图。我们的模型再现了观测到的CO激发温度，线宽和线比在附近的盘星系。X_CO随金属丰度的增加而减小，（1- 0）线的幂律斜率为-0.8，（2- 1）线的幂律斜率为-0.5。在较高的CRIR下，X_CO也降低，对FUV辐射不敏感。随着密度的增加，X_CO首先由于激发温度的增加而减小，然后当发射完全饱和时增加。我们提供了X_CO和可观察到的量，如线比，峰值天线温度和线亮度，探测当地的气体条件之间的配合。这些拟合允许不同的光束尺寸，可用于观测以校准系统偏差。我们还提供了在不同的气体表面密度，观测灵敏度和光束尺寸的CO-暗H_2分数的估计。
2020-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effects of Stellar Population and Gas Covering Fraction on the Emergent Lyman Alpha Emission of High-Redshift Galaxies
我们对红移1.85<z<3.49的恒星形成星系的复合静止框架远紫外（FUV）光谱和光学光谱进行了联合建模，以推断大质量恒星、电离ISM和中性ISM的关键性质，目的是研究影响Ly-alpha（Lya）光子产生和逃逸的主要因素。我们的样本由136个星系组成，其深Keck/LRIS和MOSFIRE光谱分别覆盖Ly-beta到CIII] 1907，1909;以及[OII]，[NeIII]，H-beta，[OIII]，H-alpha，[NII]和[SII]。光谱和光电离模型表明，星系是一致的恒星星族合成模型，包括恒星双星的影响。在我们的样本的动态范围内，恒星和星云的丰度与Lya等效宽度W（Lya）的变化很小，年龄和W（Lya）之间只有一个边缘的反相关。电离光谱形状的推断范围不足以单独解释W（Lya）的变化。相反，覆盖部分的光学厚HI似乎是调制逃逸的Lya的主要因素，与大多数的Lya光子在下桶观测星系逃逸通过低柱密度或电离通道的ISM。我们的分析表明，一个高的恒星形成率表面密度，西格玛_SFR，特别是当与一个低星系势（即，低恒星质量），可以帮助减少覆盖分数和减轻Lya光子的逃逸。最后，我们讨论的影响，我们的研究结果的逃逸电离辐射在高红移。
2021-11-20 astro-ph.GA
$α$-enhanced Astrochemistry: the Carbon cycle in extreme galactic conditions
该研究通过天体化学建模考察α增强星际介质中的C+、C、CO碳循环，发现负[C/O]会差异性削弱其丰度与发射，并强调低-J CO更适合稳定示踪分子气体。
2023-12-06 astro-ph.GA
SUNRISE: The rich molecular inventory of high-redshift dusty galaxies revealed by broadband spectral line surveys
本研究通过NOEMA对两个高红移尘埃星系开展3毫米深度谱线巡天，探测到数十条发射线，揭示二者星际介质物理化学性质的差异，并发现宇宙线是调控早期星系分子丰度与恒星形成初始条件的关键。
2023-10-22 astro-ph.GA
Metallicity dependence of the CO-to-H$_2$ and the [CI]-to-H$_2$ conversion factors in galaxies
本研究结合PDFchem算法与3D-PDR模型数据库，探究星系中CO-to-H$_2$和[CI]-to-H$_2$转换因子的金属丰度依赖性，明确低金属环境下二者的变化规律，为不同条件下的分子气体示踪提供更可靠的方案。
2025-03-15 astro-ph.GA
Evidence for Late-Time Feedback from the Discovery of Multiphase Gas in a Massive Elliptical at $z=0.4$
我们报告的第一个检测多相气体在一个静止的星系超越$z\approx0$。观测使用双透镜类星体HE 0047 $-$ 1756的较亮图像来探测位于$z_\mathrm{gal}=0.408$的大质量（$M_{\rm star}\approx 10^{11} \mathrm{M_\odot}$）椭圆透镜星系的ISM。利用哈勃空间望远镜的宇宙起源摄谱仪（COS），我们获得了透镜类星体的中分辨率FUV光谱，并在投影距离$d=4.6$ kpc处识别出透镜ISM中$\mathrm{H_2}$的大量吸收特征。$\mathrm{H_2}$柱密度为$\log N(\mathrm{H_2})/\mathrm{cm^{-2}}=17.8^{+0.1}_{-0.3}$，分子气体分数为$f_\mathrm{H_2}=2-5\%$，与某些局部静止星系大致一致。新的COS光谱还揭示了运动学复杂的吸收功能，从高度电离的物种O VI和N V的柱密度日志$N(\mathrm{O VI})/\mathrm{cm^{-2}} =15.2\pm0.1$和日志$N(\mathrm{N V})/\mathrm{cm^{-2}} =14.6\pm0.1$，其中已知的最高的外部星系。假设高电离吸收功能起源于一个短暂的温暖（$T\sim10^5\,$ K）阶段进行辐射冷却从周围的星系热晕，我们推断质量吸积率$\sim 0.5-1.5…
2020-10-27 astro-ph.GA
Depletion of 15N in the center of L1544: Early transition from atomic to molecular nitrogen?
我们用IRAM 30 m望远镜对L1544星前核的N15 ND+（1 - 0）和15 NND+（1 - 0）谱线进行了灵敏的观测。在0.2 km/s的通道中，在6 mK左右的3 sigma水平下，未检测到这些线。未检测到N2D+的14N/15N比的下限为~700 - 800，远高于当地ISM中的元素丰度比~200 - 300。结果表明，由于N2D+优先示踪冷的致密气体，并且N2是N2的子分子，L1544中心部分的15N中N2是贫化的。原位化学不太可能是造成N2中15 N耗尽的原因;低温气相化学和N2的同位素选择性光解都不能解释15 N耗尽;前者更倾向于将15 N转移到N2，而后者需要星际FUV光子穿透到核心中心。最有可能的解释是，15N通过N2的同位素选择性光解离和L1544母云或L1544外部区域的颗粒表面化学的结合而优先分配成冰，而不是14N。该机制在从原子到分子氮的化学转变中是最有效的。换句话说，我们的研究结果表明，在L1544的中心部分的气体已经经历了从原子到分子的氮在早期演化阶段的过渡，N2是目前的气相氮的主要形式。
2018-07-15 astro-ph.GA
Effective destruction of CO by cosmic rays: implications for tracing H$_2$ gas in the Universe
我们报告的宇宙射线（CR）的影响下，典型的宇宙中的恒星形成星系的条件下，在$\rm H_2$云的CO丰度。我们发现，这个最重要的分子跟踪H $_2$气体是非常有效地摧毁ISM环境中的CR能量密度$\rm U_{CR}\sim(50-10^{3})\times U_{CR,Gal}$，预计在整个宇宙中的许多恒星形成系统的范围。这种依赖密度的效应在体积上起作用，而不仅仅是在分子云表面上（即不像FUV辐射也会破坏CO），并且通过以下方式促进：a）CR对CO的直接破坏，以及b）由CR产生的He $^{+}$激活的反应通道。我们发现的效果是强大的，足以使牛奶路型巨分子云（GMC）非常CO贫（因此CO不可追踪），即使在ISM环境中，而适度增强的平均CR能量密度$\rm U_{CR}\sim(10-50)\times\rm U_{CR,Gal}$。我们的结论是，CR引起的分子云中的CO破坏，不受尘埃吸收的阻碍，也许是控制CO可见性的分子气体在大力恒星形成星系的单一最重要的因素。我们预计，CO破坏机制的二级效应将使这些星系富气盘中的H $_2$分布在CO $J$ =1- 0，2- 1谱线发射中显得比实际上更团块。最后，我们给出了CO/H $_2$丰度比作为气体密度和CR能量密度的函数的解析近似，用于星系大小或宇宙学流体动力学模拟，并提出了一些关键的观测检验。
2015-02-19 astro-ph.GA
[CII] Emission in a Self-Regulated Interstellar Medium
该研究通过耦合化学、恒星反馈与完整辐射转移的高分辨率 ISM 模拟，刻画 [CII] 发射来源及其与金属丰度、SFR 的关系，证明其在贫金属环境中仍是可靠 SFR 示踪剂。
2024-03-03 astro-ph.GA
Stardust Galaxies at z>9: A Dust-Origin Transition Behind the Excess of UV-Bright Galaxies
Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；Waseda University（早稻田大学）；Nagoya University（名古屋大学）；the Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）；David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学戴维·A·邓普尔天文与天体物理系）；National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（国家光学红外天文研究实验室）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）
研究通过结合恒星形成效率的变化，探讨z>9星系中星尘起源和透明度的转变如何解释紫外亮星系的过剩现象以及极低尘埃消光的普遍性。
2026-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probability distribution functions of gas in M31 and M51
我们提出的概率分布函数（PDF）的电离和中性气体的表面密度在附近的旋涡星系M31和M51，以及在M31的尘埃排放和消光Av。PDF接近对数正态分布，M31中HI和Av的PDF几乎相同。然而，H2的PDF比H1的PDF宽，M51的PDF比M31的PDF具有更大的色散。我们使用一个简单的模型来确定如何改变的PDF的视线（LOS）的路径长度L通过气体，望远镜分辨率和体积填充因子的气体，f_v的变化。在每一种情况下，对数正态PDF的色散σ依赖于负幂律的变量。我们还推导出了M31和M51中气体组分的平均LOS体积密度的PDF。将这些与银河系（MW）中ISM不同组分的体积密度PDF相结合，我们发现sigma随着长度L的增加而减小，指数为-0.76 +/-0.06，比预期的要陡。由于M31、M51和MW星系的f_v相似，所以这些星系气体的密度结构也是相似的。最后，我们证明，增加f_v与银河系平面的距离增加解释了减少sigma与纬度的PDF的排放措施和FUV排放观察到的MW。
2015-01-30 astro-ph.GA
Giant galaxy growing from recycled gas: ALMA maps the circumgalactic molecular medium of the Spiderweb in [CI]
大质量蛛网星系的环星系介质（CGM）是z=2.2的合并原星系团星系的聚集体，形成了一个丰富的界面，反馈和再循环作用于吸积气体。这是由阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）和澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对[CI]，CO（1-0）和CO（4-3）的观测所显示的。[CI]和CO（4-3）在~50 kpc范围内被探测到，这是先前探测到的低表面亮度CO（1-0）在CGM范围内的分布。这证实了我们先前关于冷分子晕存在的结果。中央射电星系MRC 1138 -262显示出非常高的全球$L'_{\rm CO(4-3)}$ / $L'_{\rm CO(1-0)}$ ~ 1，这表明在蜘蛛网星系的中心，除了恒星形成的FUV加热机制之外，其他机制也占主导地位。相反，CGM的$L'_{\rm CO(4-3)}$ / $L'_{\rm CO(1-0)}$和$L'_{\rm [CI]}$ / $L'_{\rm CO(1-0)}$类似于更广泛的原星系团中的五个星系的ISM，其碳丰度$X_{\rm [CI]}$ / $X_{\rm H2}$类似于银河系和恒星形成星系。因此，分子CGM富含金属且不扩散，证实了冷气体和原位恒星形成之间的联系。因此，蜘蛛网星系的成长不是直接通过从宇宙网中吸积气体，而是通过GCM中的循环气体。
2018-02-23 astro-ph.GA
Coevolution of dust, gas, and stars in galaxies - I. Spatial distributions and scaling-relations of dust and molecular hydrogen
利用我们的化学动力学模拟研究了星系中尘埃性质、分子氢含量和恒星形成历史的时间演化。这些模拟包括超新星（SNe）和渐近巨星支（AGB）星风中尘埃的形成、尘埃在星际介质（ISM）中的生长和破坏过程、富碳AGB星中多环芳烃（PAH）尘埃的形成、尘埃颗粒上H2的形成、H_2在远紫外光作用下的光解离过程是自洽的。我们主要集中在不同的总质量的盘星系在这个初步的研究。主要结果如下：盘状星系的恒星形成历史可以由星际尘埃的时间演化来调节，主要是因为H_2的形成速率可以由尘埃的性质来控制。观测到的尘气比（D）与气相氧丰度（A_O = 12+log（O/H））之间的相关性在本模式中能较好地再现。圆盘显示负径向梯度（即，H_2含量（f_H_2）、PAH/粉尘质量比（f_PAH）、D和A_O的变化梯度随时间变化。尘埃的表面质量密度与总表面气体密度的相关性比与H_2的相关性强。D值高的局部气体区在单个气盘中更可能具有较高的f_H_2，总H_2质量与总尘埃质量有很好的相关性。更大质量的盘星系更有可能具有更高的D，f_PAH和f_H2以及更小的尘埃与恒星质量比。我们还比较了银河系的恒星形成历史的金属依赖和尘埃依赖的恒星形成模型，并没有发现重大差异。
2013-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
