我们提出了SN 2011 dh的高分辨率阶梯观测，它在附近爆炸，几乎面对面的螺旋星系M51。我们的数据，获得了三个晚上的超新星时，接近最大亮度，揭示了多个吸收成分在钠I D和钙II H和K，我们确定与气态物质在银河系盘或低晕和磁盘和晕的M51。M51分量的速度范围超过140 km/s，远远超出了超新星位置H I 21 cm辐射所显示的范围。由于没有一个显著的Na I或Ca II成分与H I发射峰相一致，超新星可能正好位于H I盘的前面。Na I/Ca II的比例与最极端的积极和消极的速度相对于磁盘的组件是~1.0，类似于那些更静态的组件，这表明吸收起源于相对较冷的气体。涉及银河喷泉和/或M51与其伴星之间的潮汐相互作用的生产情景与这些结果一致。在SN 2011 dh方向上Na I D吸收的整体弱点证实了超新星的低前景和宿主星系灭绝。
英文摘要：
We present high-resolution echelle observations of SN 2011dh, which exploded in the nearby, nearly face-on spiral galaxy M51. Our data, acquired on three nights when the supernova was near maximum brightness, reveal multiple absorption components in Na I D and Ca II H and K, which we identify with gaseous material in the Galactic disk or low halo and in the disk and halo of M51. The M51 components span a velocity range of over 140 km s^-1, extending well beyond the range exhibited by H I 21 cm emission at the position of the supernova. Since none of the prominent Na I or Ca II components appear to coincide with the peak in H I emission, the supernova may lie just in front of the bulk of the H I disk. The Na I/Ca II ratios for the components with the most extreme positive and negative velocities relative to the disk are ~1.0, similar to those for more quiescent components, suggesting that the absorption originates in relatively cool gas. Production scenarios involving a galactic fountain and/or tidal interactions between M51 and its companion would be consistent with these results. The overall weakness of Na I D absorption in the direction of SN 2011dh confirms a low foreground and host galaxy extinction for the supernova.
Investigation of Calcium Dust in the Interstellar Medium
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Department of Physics, National Tsing Hua University（国立清华大学物理系）；SRON Space Research Organisation Netherlands（荷兰空间研究组织）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, Universiteit van Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天文学研究所）；National Synchrotron Radiation Research Center（国家同步辐射研究中心）
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…
Determination of Sodium Abundance Ratio from Low-Resolution Stellar Spectra and Its Applications
本文提出了一种利用低分辨率（$R \sim$ 2000）恒星光谱中的Na I-D双重线确定钠丰度比（[Na/Fe]）的方法。由于恒星Na I D线与星际介质（ISM）产生的Na I D线混合，我们发展了一种利用与$E(B-V)$成正比的消光和星际Na I D吸收线的等效宽度（EW）之间的关系来去除星际Na I D线的技术。在测量[Na/Fe]时，我们还考虑了非局部热力学平衡（NLTE）效应的校正。与高分辨率光谱巡天数据的比较表明，对于[Fe/H] $>$ $-$ 3.0的恒星，低分辨率光谱[Na/Fe]的预期精度优于0.3 dex。我们还提出了一个简单的应用程序，采用估计的[Na/Fe]值为大量的恒星光谱从斯隆数字巡天（SDSS）。在将SDSS星分为Na正常、Na高和Na极端三种类型后，我们探讨了它们与银河系球状星团（GC）中恒星的关系。我们发现，虽然钠高SDSS星表现出类似的金属丰度分布函数（ψ）的GC，这表明大多数这样的恒星可能起源于GC碎片，钠正常SDSS星的ψ遵循典型的磁盘和晕星。由于在Na-极端恒星中有很高比例的碳增强贫金属恒星，它们可能具有非GC起源，可能是由于演化的双星伴星的质量转移事件。
XRISM spectroscopy of a crowded Galactic center region -- III. S, Ar and Ca ISM Absorption Features in the spectrum of MAXI J1744-294
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Ehime University（爱媛大学）；Hasan Kalyoncu University（哈桑·卡伦库大学）；Western Michigan University（西密歇根大学）；Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学天体物理学实验室）；Kyoto University（京都大学）；Shizuoka University（静冈大学）；Nara University of Education（奈良教育大学）
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）
Time-Varying Sodium Absorption in the Type Ia Supernova 2013gh
为了寻找星周物质，研究了Ia型超新星高分辨光谱中窄吸收线的时间变化。时间序列解决的吸收线，如钠I D或钙II H&K的配置文件，预计将揭示由于光电离和随后的重组的气体的变化。星周物质的存在、组成和几何形状可能暗示了Ia超新星难以捉摸的祖先系统，也可能影响观测到的红化规律。到目前为止，在超新星Ia中几乎没有已知的随时间变化的Na I D吸收的情况，所有这些都发生在超新星演化的相对较晚的阶段。然而，光电离被预测发生在超新星Ia的早期阶段，当超新星在紫外线中达到峰值时。因此，我们试图观察早期的吸收线的变化，通过获得高分辨率的光谱SNe最大光之前。我们已经获得了SNe Ia 2013gh和iPTF 13edge的测光和高分辨率光谱，以寻找吸收线的变化。此外，我们研究星际吸收功能的SNe观测到的光度颜色。结果两种SNe均具有Na I D和Ca II H&K的深吸收特征。此外，在SN 2013gh的Na I D分布的特征中检测到小但显著的变化。的变化是一致的，无论是几何效应的快速移动或片状的气体云或光电离的钠I气体在R \approx 1019厘米的爆炸。我们的分析表明，有必要把重点放在早期阶段，以检测气体的光电离效应在超新星Ia的拱星介质。不同的吸收剂如Na I和Ca II可以用来探测离SNe不同距离的物质。
Narrow absorption lines from intervening material in supernovae. IV. Type Ia supernovae: Na I D line strength relating to external material and intrinsic properties
Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa（里斯本大学科学与空间研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（加那利天体物理学研究所）；CENTRA, Instituto Superior Técnico, Universidade de Lisboa（里斯本大学高级技术学院中心天体物理与粒子物理研究中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
