Reactive Desorption and Radiative Association as Possible Drivers of Complex Molecule Formation in the Cold Interstellar Medium
最近在寒冷的星际气体中发现了甲酸甲酯和二甲醚等陆地型有机物质，这证明银河系中有机物质的形成开始于恒星形成的早期阶段，比以前认为的要早得多。这一发现对天体化学建模者来说是一个挑战。这些分子的丰度不能用先前开发的“预热”方案来解释，在这种方案中，有机分子通过扩散化学在星际颗粒表面上形成，从30 K开始，然后在恒星形成的后期阶段在更高的温度下释放到气体中。在这篇文章中，我们研究了一种替代方案，其中复杂的有机物种形成通过一系列的气相反应前体物种之间形成的粮食表面上，然后通过有效的反应性解吸喷射到气体中，在该过程中，非热解吸发生作为一个结果的转换的化学反应到喷射的产品从表面的双折射。所提出的方案导致合理的，如果有点混合的结果，在温度低至10 K，可以被认为是一个步骤，解释在恒星形成的最早阶段观察到的类地有机物种的丰度。
2013-04-15 astro-ph.GA
Anomalous Diffuse Interstellar Bands in the Spectrum of Herschel 36. II. Analysis of Radiatively Excited CH+, CH, and DIBs
本文分析了CH ~+在J=1激发转动能级上的A^1Pi <- X^1Sigma跃迁和在J=3/2激发精细结构能级上的A^2Delta <- X^2Pi跃迁的Herschel 36吸收谱。这些激发能级分别比它们的基态能级高40.1 K和~25.7 K，表明环境的辐射温度很高，分别为14.6 K和6.7 K。高辐射温度的影响在一些朝向Her 36观测到的弥漫星际带（DIB）中更为壮观;观察到显着的红色延伸尾（ETR）。我们解释这些ETR是由于一个小的旋转常数减少后，激发激发电子态的激发。随着大量高J旋转能级的辐射泵浦，这导致了ETR。为了定量地研究这种效应，我们已经开发了一个模型计算，其中碰撞和辐射的影响被同时处理。线性分子的最简单的情况被认为是。当转动常数β =（B '-B）/B的变化率足够高（3-5%）和辐射温度高（T_r > 50 K）时，ETR是再现的。虽然一般分子的建模超出了本文的范围，但结果表明，在5780.5、5797.1和6613.6 A处的原型DIB显示出明显的ETR，这是由于极性分子对辐射激发敏感。高β的要求有利于具有3-6个重原子的相对小的分子。未显示明显ETR的5849.8、6196.0和6379.3 A处的DIB可能是由于非极性分子或具有小β的大极性分子。
2014-08-01 astro-ph.GA
Formation of H$_3^-$ by radiative association of H$_2$ and H$^-$ in the interstellar medium
本文在密耦合框架下发展了一个原子和一个双原子分子的辐射缔合理论。我们将其应用于H $^-$与H $_2$的低能碰撞（低于0.5 eV）后H $_3^-$的形成。利用最近得到的H $_3^-$的势能面和永久偶极矩面，计算了H $_3^-$电子基态的最低振转能级，以及H $^-$与邻位和对位H $_2$辐射缔合形成H $_3^-$的截面.本文讨论了在高电离率的冷而致密的星际介质中形成和观测H-$_3^-$离子的可能性。这样的观测将是对星际介质中H $^-$存在的探测。
2011-02-25 astro-ph.GA physics.atom-ph quant-ph
The distribution of interstellar dust in CALIFA edge-on galaxies via oligochromatic radiative transfer fitting
我们调查的星际尘埃的数量和空间分布在边缘上的旋涡星系，使用详细的辐射转移建模的均匀样本的12个星系从CALIFA调查。我们的自动拟合例程FitSKIRT首先针对人工数据进行了验证。这是通过同时再现玩具模型的SDSS $g$ -、$r$ -、$i$ -和$z$ -波段观测值来完成的，以便组合不同波段中存在的信息。我们表明，这种组合，寡色拟合，具有明显的优势，特别是对灰尘属性的约束，标准的单色拟合。我们在我们的样本中使用三分量模型，包括一个双指数盘来描述恒星和尘埃盘，并使用Sérsic配置文件来描述中央隆起的所有星系模型。完整的模型包含19个自由参数，我们能够将所有这些参数约束到令人满意的精度水平，而无需人为干预或强边界条件。除了两个星系外，我们的模型可以准确地再现整个样本。我们发现，尘埃盘的延伸程度约为恒星盘的75%，但只有恒星盘的一半高。在V波段的平均正面光学深度是$0.76$，并且在我们的样本中$0.60$的传播是相当可观的，这表明一些旋涡星系即使在正面观察时也是相对不透明的。
2014-03-28 astro-ph.GA
Predictions of polarized dust emission from interstellar clouds: spatial variations in the efficiency of radiative torque alignment
极化携带着星际云中磁场的信息。利用偏振尘埃辐射观测研究了磁场在分子云演化和恒星形成初期的作用。我们研究了现实模拟的粮食对齐，假设辐射扭矩是旋转的粮食的主要机制。其目的是研究作为云位置的函数的晶粒排列的效率，并研究这些空间变化的可观察到的后果。我们的结果是基于MHD模拟模型云的分析。用蒙特卡罗方法求解连续辐射转移问题，估算了粉尘发射的三维分布和影响晶粒取向的辐射场强。我们还研究了在核心的晶粒生长的影响。我们能够使用Cho和Lazarian的假设重现他们的结果。然而，即使在1D的情况下，各向异性因子低于他们的假设$γ= 0.7$，因此，我们得到更有效的辐射扭矩。与我们以前的论文相比，偏振度与强度的关系是陡峭的，因为在致密的核心内的效率较低的晶粒排列。在没有晶粒生长的情况下，磁芯的磁场在几个$A_{\rm V}$以上恢复得很差。如果核心中的颗粒尺寸加倍，尘埃发射的偏振可以跟踪磁场线，可能高达$A_{\rm V} \sim 10$量级。然而，许多星前核可能太年轻，颗粒凝聚起主要作用。包含方向相关的辐射扭矩效率削弱了对齐。即使晶粒尺寸加倍，我们也不会期望探测到$A_{\rm V}$中超过几个量级的磁场。
2009-06-18 astro-ph.GA
Dust destruction in non-radiative shocks
超新星遗迹冲击波是星际尘埃颗粒被破坏的主要场所。然而，在非辐射冲击中的粉尘销毁效率仍然不是很清楚。一种方法来估计被摧毁的尘埃的分数是比较冲击后的气体丰度和震前介质总丰度之间的差异时，震前元素耗尽因素是已知的。我们比较了大麦云云（LMC）中16个SNR的激波后气体丰度与我们基于69颗慢转早期B型星推导出的LMC星际介质丰度。结果表明，在冲击波中，平均有$\sim$ 61%的富硅尘埃颗粒被破坏，而富铁尘埃颗粒的破坏率仅为$\sim$ 40%.这一结果支持了这样一种观点，即在扩散中性介质中，Fe的高度耗尽不是由富Fe晶粒的回弹性引起的，而是由于更快的生长速率。这项工作也为限制星际尘埃的化学成分提供了一种潜在的方法。
2019-07-29 astro-ph.GA
Angle-dependent radiative grain alignment; Confirmation of a magnetic field - radiation anisotropy angle dependence on the efficiency of interstellar grain alignment
由于基于辐射取向力矩（RAT）的新的定量理论的发展，星际晶粒取向研究目前正在经历复兴。该理论的区别预测之一是晶粒排列效率对磁场和辐射场的各向异性方向之间的相对角度（$Ψ$）的依赖性。在早期的一项研究中，我们从Chamaeleon I星云中HD 97300恒星周围的偏振观测中发现了这种效应的观测证据。然而，由于测量的视觉反射率存在很大的不确定性，结果是不确定的。通过获得明确的光谱分类的偏振目标，我们试图执行一个更精确的重新分析现有的偏振测量数据。我们在偏振样本中获得了恒星的新光谱类型，我们将其与文献中的光度数据相结合，为我们的背景场恒星样本推导出准确的视觉消光。这允许作为$Ψ$的函数的晶粒对准效率的高精度测试。我们确认和提高测量精度的变化的晶粒对齐效率与$Ψ$，在早期的研究中看到。我们注意到，晶粒温度（加热）也显示出依赖于$Ψ$，我们解释为一个自然的效果，粮食表面的投影照射辐射源。这种依赖性也使我们能够得到一个估计的分数对齐的晶粒在云中。
2011-09-16 astro-ph.GA
Resilience of small PAHs in interstellar clouds: Efficient stabilization of cyanonaphthalene by fast radiative cooling
经过几十年的探索和研究，天文学家最近在太空中发现了特定的多环芳烃（PAHs）。值得注意的是，在金牛座分子云（TMC-1）中观测到的氰基萘（CNN，C10 H7 CN）的丰度比天体物理模型的预期高出六个数量级。在这里，我们报告的1-CNN异构体在其阳离子形式的绝对单分子解离和辐射冷却速率系数。这些结果是基于测量的时间相关的中性产物的排放率和动能释放分布产生的内部激发的1-CNN +在类似于星际云的环境中研究的合奏。我们发现，复发性荧光-通过热填充电子激发态的辐射弛豫-有效地稳定了1-CNN+，由于电子跃迁概率的振动耦合的大幅增强。我们的研究结果有助于解释TMC-1中CNN的异常丰度，并挑战了广泛接受的小PAHs在太空中快速破坏的观点。
2022-09-12 astro-ph.GA physics.chem-ph
Simulating the interstellar medium of galaxies with radiative transfer, non-equilibrium thermochemistry, and dust
提出了一个新的框架，自洽模型的辐射场的影响，尘埃物理和分子化学（H $_2$）的星际介质（ISM）的星系。该模型结合了一个国家的最先进的辐射流体力学模块与非平衡热化学模块，占H $_2$耦合到一个现实的尘埃形成和破坏模型，所有集成到新的恒星反馈框架SMUGGLE。我们测试这个模型的高分辨率孤立的牛奶路（MW）模拟。我们发现，年轻恒星的光加热使恒星反馈更有效，但这种效果是相当温和的低气体表面密度的星系，如MW。然而，ISM的多相结构高度依赖于星际辐射场的强度。我们还能够预测的H $_2$的分布，使我们能够匹配分子Kennicutt-Schmidt（KS）关系，而无需校准it. We表明，尘埃分布是一个复杂的函数的密度，温度和电离状态的气体，不能复制的简单的标度关系，经常在文献中使用。我们的模型是唯一能够匹配所观察到的尘埃温度分布，如果辐射从旧的恒星星族被认为是，这意味着这些恒星有一个不可忽略的贡献，尘埃加热的ISM。我们国家的最先进的模型是非常适合进行下一代宇宙学星系形成模拟，这将能够预测范围广泛的解决（$\sim 10$ PC）的星系属性。
2019-10-30 astro-ph.GA
Lyman-alpha line and continuum radiative transfer in a clumpy interstellar medium
目的：我们的目标是研究非均匀星际介质（ISM）对星暴星系中莱曼α（Lya）线的强度和形状的影响。研究方法：利用我们的三维Monte Carlo Lya辐射传输程序，研究了Lya、紫外和光学连续谱光子在中性氢和尘埃的均匀壳层和团壳层中围绕中心源的辐射转移。我们的模拟预测的Lya和连续逃逸分数，Lya等效宽度EW（Lya），Lya线的轮廓和它们的依赖于气体的几何形状和主要的输入物理参数。结果如下：ISM的块状被发现有强烈的影响Lya线辐射转移，需要一个强烈的依赖性Lya线的紧急功能（逃逸分数，EW（Lya））的ISM形态。虽然cloudies和灰尘ISM出现更透明的辐射（线和连续）相比，一个相等的均匀ISM的相等的灰尘光学深度，我们发现，Lya光子，在一般情况下，仍然比紫外线连续辐射衰减。因此，观察到的Lya等效宽度（EWobs（Lya））是低于本征的（EWint（Lya）），几乎所有的clusionism配置考虑。然而，在特殊条件下，Lya光子比连续体更容易逃逸，从而导致增强的EWobs（Lya）。要实现这一点，需要ISM几乎是静止的（星系外流速度小于200 km/s），极其稠密（在HI中，星系团和星系团间介质的密度差大于10^7），并且尘埃非常多（E（B-V）> 0.30）。当满足这些条件时，出现的Lya线轮廓显示没有速度移动和小的不对称性。考虑到不对称性和速度的变化，通常观察到的…
2013-05-15 astro-ph.GA
CF$^+$ excitation in the interstellar medium
在星际云中探测到CF $^+$可能使天文学家能够推断出紫外线照射的分子气体中元素氟的丰度和电离分数。由于在星际介质（ISM）中很难满足局部热力学平衡（LTE）条件，因此要精确测定CF $^+$丰度，需要通过辐射和碰撞过程模拟其非LTE激发。在这里，我们报告的速率系数的量子计算的旋转激发CF $^+$在碰撞与对位和邻-H2（温度高达150 K）。作为一个应用程序，我们提出了非LTE激发模型，揭示人口反转的物理条件下典型的ISM光解区（PDR）。我们成功地应用这些模型，以适应CF $^+$发射线以前观察到的猎户座酒吧和马头PDR。这些新的速率系数实现的辐射转移模型允许使用CF $^+$作为一个强大的探针，研究暴露于强恒星辐射场的分子云。
2020-12-03 astro-ph.GA
A dynamical constraint on interstellar dust models from radiative torque disruption
星际尘埃是构成星际介质的重要组成部分，在天体物理学中起着重要作用。因此，获得星际尘埃的精确模型非常重要。星际尘埃模型通常建立在星光消光和偏振等观测约束的基础上，但没有考虑颗粒旋转等动力学约束。在本文中，我们表明，一个新发现的影响Hoang等人，所谓的辐射扭矩破坏（RATD），可以作为一个重要的动力学约束灰尘模型。使用这个动力学约束，我们推导出的最大尺寸的晶粒在ISM中生存的不同的尘埃模型，包括接触二进制，复合材料，硅酸盐核心，和无定形碳地幔，和紧凑的晶粒模型不同的辐射场。我们发现，不同的尘埃模型有不同的最大尺寸，由于其不同的抗拉强度，最大的最大尺寸对应于紧凑的颗粒具有最高的抗拉强度。我们发现，复合晶粒模型不能排除，如果组成颗粒是非常小的半径$a_{p}\le$ 25 nm，但大的复合晶粒将被破坏，如果粒子是大的$a_{p}\ge 50$ nm。我们建议，晶粒内部结构可以约束与观测使用动态RATD约束的强辐射场，如超新星，新星，或恒星形成区域。最后，我们得到的结果表明，微米级的晶粒可能有紧凑/核幔结构或复合结构，但位于区域的气体密度略高，辐射强度较弱的平均ISM。
2019-03-16 astro-ph.EP astro-ph.GA
Modelling the spinning dust emission from dense interstellar clouds
多环芳烃的电偶极辐射常被用来解释反常的微波辐射现象。这种分配是基于所观察到的中红外发射的多环芳烃和AME之间的紧密相关性，以及旋转灰尘和宽带AME光谱模型之间的良好协议。到目前为止，AME经常在弥漫的星际介质中被大规模探测到，最近在普朗克数据的帮助下，在众所周知的稠密分子云中对AME进行了详细的研究。虽然人们对旋转尘埃排放的物理特性给予了很大的关注，但尚未详细考虑不同局部物理条件的影响。我们的目标是研究具有真实物理条件和辐射转移的星际云中出现的旋转尘埃辐射。我们使用Compiegne等人的DustEM代码来描述所有尘埃种群的灭绝和红外发射。如Silsbee等人所述，旋转粉尘排放是用SpDust获得的，我们将其与DustEM结合。我们进行了充分的辐射转移模拟，并仔细估计当地的气体状态作为星际云内的位置的函数。我们发现，旋转尘埃排放的主要离子的丰度是敏感的，我们提出了一个简单的计划来估计这些丰度。我们还研究了改变宇宙射线速率的影响。在稠密的介质中，辐射转移是强制性的，我们表明，旋转和中红外发射率的多环芳烃之间的关系不再是线性的，旋转的灰尘排放实际上可能是强大的云中心的中红外多环芳烃排放是弱的。这些结果提供了新的方法来跟踪从弥漫到稠密介质的晶粒生长，并将有助于在星际云尺度上的AME的分析。
2011-09-01 astro-ph.GA
Mapping CS in Starburst Galaxies: Disentangling and Characterising Dense Gas
目的。我们观察到致密气体示踪CS在两个附近的星暴星系，以确定如何在星暴星系的环核区域的致密气体的条件变化。方法.利用IRAM-30 m望远镜，我们绘制了邻近星暴星系NGC 3079和NGC 6946的CS（2-1）和CS（3-2）线在环核区的分布。我们还在两个星系中检测到甲醛（H2 CO）和甲醇（CH 3OH）。我们勉强检测到同位素C34 S。结果我们在LTE条件下计算CS和CH 3OH的柱密度。使用这里积累的检测来指导我们的输入，我们链接的时间和深度依赖的化学模型与分子线辐射转移模型，我们重现的意见，显示CS存在的条件是如何可能会有所不同远离银河系中心。结论.利用CH_3OH的转动图方法，我们得到了14 K的下限温度。除此之外，通过比较化学和辐射转移模型的观测，我们确定的致密气体的性质，跟踪CS（和CH 3OH）。我们还估计了稠密气体的数量。我们发现，假设在我们的光束中有10^5到10^6个致密核心，对于两个目标星系，来自温暖（T = 100 - 400 K）、致密（n（H2）= 10^5-6 cm-3）核心的CS发射，可能具有高宇宙射线电离率（zeta = 100 zeta 0），最好地描述了我们中心指向的条件。在NGC 6946中，离中心较远的地方的环境通常较冷和/或密度较小，而在NGC 3079中，环境较为均匀。包含冲击允许更有效的CS形成，导致在某些情况下需要一个数量级的…
2015-03-12 astro-ph.GA
Combining radiative transfer and diffuse interstellar medium physics to model star formation
我们提出了一种方法来模拟恒星形成的云，结合两种不同的模型的热演化的星际介质（ISM）。在组合模型中，其中密度足够低，使得光谱的至少一部分是光学薄的，漫射ISM的热力学模型在设置温度时更重要。在密度足够高以在整个光谱上光学厚度的情况下，通量限制扩散的模型更合适。以前的方法要么模拟低密度的星际介质，而忽略高密度下的热行为（例如在坍缩的分子云核心内），要么模拟原恒星附近的热行为，但假设大尺度上的固定背景温度（例如约10 K）。我们的新方法同时适用于这两种状态。它还分别捕获了气体、尘埃和辐射的不同热演化。我们将我们的结果与文献中的结果进行比较，并研究了气体的热行为对各种模型参数的依赖性。这种新方法应该使我们能够在广泛的密度范围内模拟ISM，从而对热力学在恒星形成过程中的作用有一个更完整和一致的理解。
2015-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantitative Polarimetry: A Unified Model of Dust Grain Alignment by Magnetic Radiative Torques
由于星际颗粒排列而产生的光学星光和远红外热尘埃辐射的偏振，为研究从弥漫的星际介质到年轻恒星周围的吸积盘等各种天体物理环境中的磁场提供了一个强有力的窗口。精确的宇宙学研究需要精确的星系尘埃偏振模型，以便首次探测到宇宙微波背景（CMB）B模信号。只有当开发和测试了将颗粒排列效率与局部物理条件和灰尘性质联系起来的颗粒排列定量理论时，才能实现这样准确的模型。在本文中，我们回顾了成功的发展，这样一个定量的对齐理论，专注于一个统一的模型的晶粒排列的基础上的辐射扭矩和磁弛豫的尘埃颗粒与铁夹杂物。本文讨论了用统一排列模型解释普朗克和ALMA的最新观测结果的意义。
2017-04-06 astro-ph.GA
Radiative cooling rates, ion fractions, molecule abundances and line emissivities including self-shielding and both local and metagalactic radiation fields
我们使用光谱合成代码Cloudy来将气体在红移（z=0到9）、温度（log T [K] = 1到9.5）、金属丰度（log Z/ $\mathrm{Z}_{\odot}$ = -4到+0.5，Z=0）和密度（log $n_{\mathrm{H}}$ [ $\mathrm{cm}^{-3}$ ] = -8到+6）的广泛范围内的性质制成表格。因此，这包括具有星际、环星系和星系间介质特性的气体。气体暴露于红移相关的UV/X射线背景，而对于自屏蔽的低温气体（即ISM气体），加入星际辐射场和宇宙射线。辐射场被密度和温度相关的气体和尘埃柱衰减。受观测到的恒星形成定律的启发，这种气柱密度也决定了星际辐射场的强度和宇宙射线密度。的电离平衡，分子分数，冷却速率，线发射率，和平衡温度计算自洽。我们包括尘埃，宇宙射线，和星际辐射场逐步研究它们的相对影响。这些公开可用的表格是流体动力学模拟的理想选择。它们可以单独使用，也可以耦合到非平衡网络中的一个子集。该版本包括一个C例程来读取和插入表，以及一个易于使用的Python图形用户界面来浏览表。
2020-07-29 astro-ph.GA
Extraction of Physical Properties of Interstellar Medium from the Observed Line Profiles
本研究利用辐射转移建模，通过观测线轮廓提取星际介质物理性质，并研究恒星形成区域化学演化与分子分布，为解释多望远镜观测数据提供支持。
2024-05-28 astro-ph.GA
Disentangling the excitation conditions of the dense gas in M17 SW
我们通过观测M17 SW致密核的多个CO、HCN和HCO $^+$跃迁来探测辐射反馈产生的致密气体中的化学和能量条件。我们使用SOFIA机载望远镜上的双波段接收器GREAT来获得$J=16-15$、$J=12-11$、和$^{12}$ CO的$J=11-10$跃迁。我们将这些图与相应的APEX和IRAM 30 m望远镜数据进行比较，用于低和中$J$ CO，HCN和HCO $^+$发射线，包括HCN $J=8-7$和HCO $^+$ $J=9-8$跃迁的图谱。用两相非LTE辐射传输模型计算了$^{12}$ CO、HCO $^+$和HCN的激发条件。还研究了这些位置的能量平衡。我们获得了CO、HCN和HCO $^+$分子朝向M17 SW的广泛LSED。LSED形状，特别是用SOFIA/GREAT观察到的CO线的高$J$尾部，对于潜在的激发条件是独特的。临界磁场准则意味着两个位置的冷云部分地受产生和耗散内部运动的过程控制。在大多数选定的位置，冷分量中的超音速但亚阿尔夫文速度表明内部运动可能是MHD波。假设磁场的方向是随机的，在所有选定的位置，磁压在两种气体成分中占主导地位的热压力。贯穿所有气相的恒定磁场的磁压力可以支持冷组分的总内压，但它不能支持热组分的内压。如果磁场的尺度为$B \propto n^{2/3}$，那么在两个选定位置的冷云和在所有选定位置的暖云的演化将由双极扩散决定。
2015-08-27 astro-ph.GA
Photochemistry and Heating/Cooling of the Multiphase Interstellar Medium with UV Radiative Transfer for Magnetohydrodynamic Simulations
本文提出了一种有效的化学和紫外辐射转移的加热/冷却方法，可应用于星际介质（ISM）的数值模拟。我们遵循氢物种（H $_2$，H，H $^+$）的随时间变化的演化，假设碳/氧物种（C，C $^+$，CO，O和O $^+$）在给定的非稳态氢丰度下处于形成-破坏平衡，并包括捕获所有ISM相的热力学所需的必要加热/冷却过程。从离散点源和漫射背景的紫外辐射是通过自适应射线跟踪和六射线近似，分别允许H $_2$自屏蔽;宇宙射线（CR）加热和电离也包括在内。为了验证我们的方法并证明它们在密度、金属丰度和辐射场范围内的应用，我们进行了一系列的测试，包括热压力与密度的平衡曲线、光解离区的化学和热结构、H I到H $_2$跃迁以及H II区和辐射超新星遗迹的膨胀。仔细处理光化学和CR电离对于ISM物理学的许多方面都是必不可少的，包括确定冷中性相和暖中性相共存的热压力。我们要提醒的是，目前在星系形成模拟中使用的许多加热和冷却处理方法不能在中性ISM中再现正确的热压和电离分数。我们的新模型是实现在MHD代码雅典娜和纳入TIGRESS模拟框架，用于研究恒星形成ISM在广泛的环境。
2022-10-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
Electric dipole moments and disalignment of interstellar dust grains
星际颗粒相对于星际磁场排列的程度取决于排列机制和排列机制。几十年来，人们一直认为，排列不齐主要是由于颗粒与气相原子碰撞时受到的随机角脉冲造成的。最近，一种新的失准机制被认为是非常有效的晶粒，具有随时间变化的电偶极矩和漂移横跨磁场。我们提供了尺寸>约0.1微米的硅酸盐颗粒的失准时间的定量估计。这些似乎是短于由辐射扭矩对齐的时间尺度，除非晶粒包含超顺磁性夹杂物。
2009-11-19 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
Profiles of interstellar cloud filaments. Observational effects in synthetic sub-millimetre observations
亚毫米观测表明，星际云的细丝具有相当均匀的宽度，可以用所谓的普卢默轮廓来描述。细丝轮廓的形状与它们的物理状态有关。在对观测到的气柱密度廓线作出结论之前，我们必须评估观测的不确定性。我们想估计的偏差，可能会导致从辐射转移的影响或从submm灰尘发射率的变化。我们使用磁流体动力学模拟得到的云模型，并进行辐射转移计算，以产生亚毫米辐射图。根据合成观测值估计柱密度。对于选定的长丝，估计的配置文件进行比较，从原来的列密度。灰尘属性的空间变化可能产生的影响进行了研究。由于赫歇尔观测中的仪器噪声，附近云层的参数正确率在百分之几以内。辐射转移效应对结果的影响很小。如果信噪比降低四倍，则误差变得显著，并且对于一半的被检查细丝，值不能被约束。误差与云的距离成比例地增加。假设赫歇尔仪器的分辨率，模型细丝几乎没有解决在~400 pc的距离和在普卢默函数的参数的误差是百分之几十。普卢默参数，特别是幂律指数p，是敏感的噪声，但可以确定具有良好的精度使用赫歇尔数据。必须小心可能的视线混乱。在我们的模型中，在列密度图中看到的大部分细丝在三维中不是连续结构。
2012-07-16 astro-ph.GA
Interstellar extinction, polarization, and grain alignment in the Sh 2-185 (IC 59 and IC 63) region
来自星际介质的光学和红外连续偏振是由将颗粒与磁场对准的辐射过程驱动的。虽然辐射对准扭矩（RAT）的定量预测理论已经存在并得到了广泛的测试，但该理论的几个参数仍然受到充分的约束。在最近的一篇论文中，\citet{medan2019}表明，局部气泡（LB）壁中不同位置的偏振效率（以及因此的晶粒排列效率）可以建模为与周围恒星和OB协会的综合光强度成比例。在这里，我们通过研究被B 0 IV星$γ$ Cassiopeia照亮的Sh 2-185 H II区域的两个反射星云IC 1，59和IC 1，63的消光和偏振，来探索在高辐射场强度下的这种关系。我们结合档案的视觉偏振与新的7波段光度在维尔纽斯系统，从材料的偏振效率。我们发现，在局部气泡壁中看到的相同的线性关系也适用于Sh 2-185区域，加强了早期研究的结论。
2021-01-15 astro-ph.GA
Interstellar polarization and grain alignment: the role of iron and silicon
我们编制了偏振数据的样本的视线与已知丰度的镁，硅，铁。我们将星际偏振度$P$和偏振效率（$P$与颜色过剩$E(B-V)$或消光$A_V$的比率）与尘埃相丰度相关联。我们检测到$P$与非硅酸盐颗粒$< [\rm Fe(rest)/H > ]_\rm d$中铁的尘埃相丰度之间的相关性，$P$与Si的丰度之间的相关性，而$P/E(B-V)$或$P/A_V$与尘埃相丰度之间没有相关性。这些发现可以解释，如果主要是由辐射机制排列的硅酸盐颗粒负责所观察到的星际线性偏振。
2012-03-16 astro-ph.GA
Rotational equilibrium of C$_2$ in diffuse interstellar clouds
本文通过激发模型重新分析弥漫星际云中C$_2$的转动平衡，发现化学形成激发可解释高转动能级观测并消除密度与辐射场强度参数的简并性。
2025-05-27 astro-ph.GA
A unified model of grain alignment: radiative alignment of interstellar grains with magnetic inclusions
具有普通顺磁磁化率的星际颗粒的辐射力矩（RAT）排列已经得到早期研究的支持。这种晶粒的排列取决于由晶粒形状确定的所谓RAT参数$q^{\max}$。在本文中，我们阐述了我们的模型RAT对齐的晶粒具有增强的磁化率，由于铁夹杂物，使RAT对齐磁增强，我们术语MRAT机制。这样的晶粒可以在所谓的高J吸引子点处以高角动量对齐，实现高度对齐。使用我们的分析模型的RAT，我们推导出的临界值的磁弛豫参数$δ_{m}$产生高J吸引点的函数$q^{\max}$和各向异性辐射角相对于磁场$ψ$。我们发现，如果约$10\%$的总铁丰度存在于硅酸盐颗粒形成铁簇，它是足够的，以产生高J吸引点的所有合理的值$q^{\max}$。为了计算晶粒排列的程度，我们进行了数值模拟的MRAT对齐，包括随机激发气体碰撞和磁场波动。我们发现，大晶粒可以实现完美的对齐时，高J吸引点存在，无论值的$q^{\max}$。我们所得到的结果铺平了道路的偏振热尘埃发射以及磁偶极子发射的物理模拟。我们还发现，毫米级的颗粒在吸积盘可能与磁场，如果他们与铁纳米粒子。
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of dust in the Orion Bar with Herschel: I. Radiative transfer modelling
星际尘埃是我们理解星际介质和恒星形成的关键因素。尘埃种群随激发和物理条件的演化方式是理解星际尘埃演化的第一步。在星际尘埃演化的Herschel关键计划框架内，我们获得了各种光解区的PACS和SPIRE光谱观测，以证实这一演化。本文的目的是追踪猎户座酒吧的光解离区域的尘埃颗粒的演变。我们使用Herschel/PACS（70和160 MIC）和SPIRE（250，350和500 MIC）与斯皮策/IRAC观测一起绘制整个酒吧的尘埃种群的空间分布。亮度配置文件使用DustEM模型与辐射转移代码耦合建模。多亏了Herschel，我们能够以5.6”到35.1”的分辨率精细地探测猎户座棒致密部分的尘埃排放。这些新的观测结果使我们能够推断出在不同位置的酒吧，这揭示了从\sim 80 K到40 K的梯度，再加上从电离前沿的光谱发射率指数的增加的最大颗粒的温度。结合斯皮策/IRAC的观测，这是敏感的尘埃排放从表面，与赫歇尔地图，我们已经能够测量猎户座酒吧从3.6至500 mic的排放。我们发现在不同的尘埃成分中存在一个分层现象，这种分层现象可以用一个简单的辐射转移模型定量地再现，而不需要尘埃的演化。然而，需要包括尘埃演化来解释每个波段的亮度。多环芳烃丰度变化，或多环芳烃丰度变化的组合与发射率的最大颗粒由于凝结增强给出了良好的结果。
2012-02-08 astro-ph.GA
Polarization as a probe of thick dust disk in edge-on galaxies: application to NGC 891
辐射转移模型是为了理解边缘星系中的光学偏振而开发的，这些光学偏振甚至发生在几何上薄的尘埃盘之外，尺度高度为~ 0.2 kpc。为了再现垂直扩展的偏振结构，我们发现，它是必不可少的，包括一个几何厚的尘埃层的辐射转移模型，除了通常已知的薄尘埃层。该模型包括由于尘埃散射和二向色消光，这是负责在银河系中观察到的星际偏振的偏振。我们还发现，如果星际介质的块状，并在尘埃带的外部区域的垂直磁场的二向色消光被包括在辐射转移模型的偏振水平增强。预测的尘埃带外的偏振度被发现与NGC 891中观察到的偏振度（范围从1%到4%）一致。
2018-06-15 astro-ph.GA
Interstellar Aromatic Infrared Bands: IR absorption spectroscopy of the lowest triplet state of naphthalene
HFML-FELIX（高磁场与极低温设施-自由电子激光实验室）；Van 't Hoff Institute for Molecular Sciences, University of Amsterdam（范特霍夫分子科学研究所，阿姆斯特丹大学）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（安东·潘内科克天文学研究所，阿姆斯特丹大学）
本文首次测量萘的最低三重态红外吸收光谱，发现其与单重态基态光谱差异显著，该成果为星际介质中三重态PAHs的探测及更准确红外发射模型的开发提供了基础。
2026-08-26 astro-ph.GA
Destruction of Interstellar Dust in Evolving Supernova Remnant Shock Waves
超新星产生的冲击波是造成星际介质（ISM）中大部分尘埃颗粒破坏的原因。迄今为止，尘埃破坏时标的计算都是使用平面平行定常激波进行的，然而，当破坏时标变得比超新星遗迹（SNR）激波演化的时标更长时，这种近似就失效了。在本文中，我们提出了新的计算粮食破坏的发展，辐射信噪比。为了便于与Jones等人（1996年）以前的研究进行比较，我们采用了与该论文相同的粉尘特性。我们发现，当SNR中的冲击气体包的热历史与稳态冲击后的热历史显著不同时，晶粒破坏的效率与稳态冲击的效率最不一致。这种情况发生在速度>~ 200 km/s的冲击波中，此时残余物刚刚开始辐射。假设信噪比在暖相主导的ISM中演变，我们发现与Jones等人（1996）假设的热气主导的ISM相比，尘埃破坏时间尺度增加了约2倍。最近对超新星速率和ISM质量的估计导致破坏时间尺度增加了约3倍，导致硅酸盐颗粒破坏时间尺度为约2-3 Gyr。这些增加，虽然不能解决硅酸盐颗粒的破坏和创建的时间尺度不一致的问题，是一个重要的一步，了解起源，并在ISM中的灰尘的演变。
2015-02-03 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: radiative heating by OB stars
辐射反馈可以影响随后的恒星形成。我们量化的加热从OB星在当地的恒星形成区域的JCMT古尔德带调查。尘埃温度是根据JCMT的SCUBA-2观测的450/850微米通量比计算的，假定尘埃不透明度光谱指数$β=1.8$是固定的。平均尘埃温度计算每个亚毫米团随着投影距离在该地区的主要OB星。温度与距离的关系可以用一个简单的模型来拟合，该模型是由OB星辐射加上星际辐射场加热尘埃，并通过光学薄辐射冷却尘埃。按光谱类型对热源进行分类，O型星产生最大的团簇平均温升和最大的加热范围，温度超过40 K，显著加热至少2.4 pc。早期的B型星（B4及以上）产生超过20 K的温度和超过0.4 pc的显着加热。晚型B星在0.2秒差距内显示出边缘加热效应。对于一个给定的投影距离，有一个显着的集群温度分散，这是由于当地加热其他发光的恒星在该地区，投影效应，或阴影效应。即使在这些局部的、“低质量”的恒星形成区域，辐射反馈也对秒差距尺度产生影响，24%的团块被加热到比15 K的基本温度高出至少3 K，预计这是因为仅由星际辐射场加热，而加热团块的平均尘埃温度为24 K。
2021-05-07 astro-ph.GA
Breaking the Blend: A multi-tracer kinematic decomposition method for IFS data applied to disentangling the AGN outflow and circumnuclear ring in NGC 5728 with JWST
提出一种基于多示踪剂堆叠运动学的IFS分解方法，成功分离NGC 5728中的恒星形成环与AGN外流，为活动星系复杂发射线结构提供通用分解框架。
2026-10-12 astro-ph.GA
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): II. Testing the Radiative Torque Paradigm in Musca and OMC-1
本研究利用Planck与SOFIA/HAWC+尘埃偏振观测及DustPOL模型，在Musca和OMC-1中检验RAT-A与RAT-D，证明须同时考虑颗粒排列、破坏及磁场缠结去偏振。
2024-09-09 astro-ph.GA
Variation of dust properties with cosmic time implied by radiative torque disruption
已知星系内的尘埃性质会由于局部气体密度的增加而从弥漫介质转变为致密云。然而，尘埃的性质是否会随着红移而改变的问题仍然难以捉摸。在本文中，使用的事实，即平均辐射强度的星际介质（ISM）的恒星形成星系的红移增加，我们表明，尘埃的属性应该改变，由于辐射扭矩的旋转中断的效率增加，一种效果命名为辐射扭矩中断（RATD）。我们首先表明，由于RATD，星际尘埃的大小分布随红移而变化，如尘埃颗粒在较高的$z$变得更小。我们模拟了消光曲线，发现随着红移的增加，曲线变得更陡。总消光与选择性消光之比$R_{V}$随红移而减小，并且对于具有复合结构的晶粒实现低的$R_{V}\sim 1.5-2.5$值。我们还发现，由于RATD的尘埃性质的变化与当地的气体密度，但这种变化是由辐射场的弥漫ISM。星际尘埃的RATD所暗示的$R_{V}$的低值可以再现对Ia型超新星（SNe Ia）和小麦哲伦云（SMC）的消光曲线与陡峭的远紫外线上升到高z星系观察到的异常尘埃消光。由于星际湍流和辐射强度的变化而引起的$R_{V}$的波动可能会解决使用SNe Ia测量哈勃常数的紧张局势。最后，我们讨论了高Z天体物理学的演变尘埃性质的影响。
2020-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Interstellar Grain Alignment - Observational Status
星际极化在光学/红外线早已被认为是由于不对称的尘埃颗粒对齐的磁场，并可能提供一个资源有效的方式来探测的拓扑结构和强度的磁场。然而，为了有信心地这样做，必须定量地理解对准机制的物理和可变性。在过去的15年里，我们在对这个问题的理论和观测理解方面都取得了重大进展。我在这里回顾了当前状态的观测约束的晶粒排列物理。虽然没有提出的三类晶粒排列理论：机械，顺磁弛豫和辐射排列力矩，可以被视为已被经验证实，前两个失败了一些关键的观测测试，而后者最近得到了具体的观测支持，现在必须被视为领先的候选人。
2012-08-21 astro-ph.GA
Disentangling Dust Components in SN 2010jl: The First 1400 Days
明亮的SN 2010 jl型IIn显示出SN喷出物与致密的星周物质之间相互作用的强烈迹象。尘埃可能存在于未受冲击的喷出物中，也可能存在于相互作用区域中冲击波之间的冷而致密的壳层中，或者存在于星周介质中。我们提出和模型新的光学和红外测光和光谱SN 2010 jl从82至1367天，因为爆炸。我们分别使用辐射转移代码MOCASSIN和DAMOCLES评估光度和光谱演化。我们提出了一个相互作用的情况下，并调查由此产生的尘埃形成的情况和尘埃质量。通过对SN 2010 jl的红外光谱和光学光谱的分析，我们发现SN 2010 jl一直在不断地形成尘埃。有证据表明，在星周介质中存在着预先存在的尘埃，以及在寒冷、致密的外壳和/或喷出物中形成了新的尘埃。我们估计在SN 2010 jl爆发后约1400 d形成了0.005- 0.01 M $_{\odot}$的主要碳尘埃颗粒。
2020-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new method for probing magnetic field strengths from striations in the interstellar medium
最近对分子云的扩散部分的研究揭示了平行的、有序的低密度细丝的存在，称为条纹。沿磁场线的流动、开尔文-亥姆霍兹不稳定性和磁流体波是提出的各种形成机制之一。通过观测，数值和理论分析的协同作用，以前的研究挑选出磁流体波模型作为唯一一个可以解释所观察到的条纹特性。基于该模型的预测，我们在这里开发了一种方法，通过结合分子和尘埃连续观测来测量条纹的时间演化。我们的方法使我们不仅可以探测分子云的时间变化，而且还可以估计投影在天空平面上的磁场的有序和波动分量的强度。我们基准我们的新方法对化学和辐射转移的影响，通过二维磁流体动力学模拟加上非平衡化学建模和非本地热力学平衡线辐射转移。我们发现很好的理论预测，模拟和观察的条纹在金牛座分子云之间的协议。我们发现一个值的$\rm{27 \pm 7} ~\rm{μG}$的平面的天空磁场，与以前的估计通过戴维斯-Ehrasekhar-费米方法，和比值的波动有序分量的磁场的$\sim$ 10\%。
2018-10-03 astro-ph.GA
Analytical Scaling of Relativistic Drag in the Interstellar Medium
本文通过分析框架研究高速运动宏观球形探测器在星际介质中的阻力，揭示了相对论惯性与热负荷之间的矛盾，指出热力学问题而非动能问题主导，推导了辐射主导区域的临界条件。
2026-03-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Alignment of Dust by Radiative Torque: Recent Developments
尘埃的辐射矩排列（RAT）已被证明是最有前途的机制，以解释各种天体物理环境中的对齐，从彗星大气层到吸积盘，分子云，弥漫的星际气体。我们讨论了一些主要的进展，其中包括，首先，制定的分析模型的RAT。该模型被证明是重现以及扭矩作用于实际的不规则的尘埃颗粒，并允许研究的参数空间的对齐发生与长轴垂直和平行的磁场。这样的研究导致了一个重要的结论，即没有任何顺磁弛豫，RAT对齐总是发生在长轴垂直于磁场的星际颗粒。我们表明，在某些情况下，气体轰击增加了对齐的程度，敲出晶粒的位置不完美的对齐时，晶粒旋转缓慢，更稳定的位置完美的对齐，其中晶粒旋转快。在风车扭矩方面，对Lazarian和Draine的晶粒翻转和热捕获模型进行了重要修订。然而，这些并没有改变非常小的晶粒（即小于约0.03微米的晶粒尺寸）应该边缘对齐的主要结论。最近的工作使RAT对齐的预测理论，这是准备定量建模的天体物理偏振。我们预测，微波辐射从黄道尘埃提出了一个重要的污染物，这应该包括在前景偏振模板。
2008-12-31 astro-ph.GA
High-resolution, 3D radiative transfer modelling. II. The early-type spiral galaxy M81
星际尘埃非常有效地吸收恒星光，从而形成星系的能量输出。研究不同的恒星星族对尘埃加热的影响仍然很困难，因为它需要解耦恒星和尘埃的相对几何，并涉及散射和非局部尘埃加热等复杂过程。我们的目标是限制尘埃和恒星星族在旋涡星系M81中的相对分布，并创建一个描述观测的辐射场的现实模型。在局域尺度上研究尘埃与星光的相互作用，我们希望量化年轻和年老的恒星星族对尘埃加热的贡献。我们的目标是简化这种逆辐射转移模拟的设置和模型选择，以便这可以用于附近其他星系的可比建模。我们提出了一个半自动的辐射转移建模管道，实现必要的步骤，如几何模型的建设和规范化的组件，通过优化程序。我们使用蒙特卡罗辐射转移程序SKIRT计算了星际辐射场的自洽全色模型。通过独立地观察不同的恒星星族，我们可以量化不同恒星年龄的恒星族对尘埃加热的贡献程度。我们的方法考虑了非局部加热的影响。我们得到了一个真实的正面星系M81的三维辐射转移模型。我们发现只有50.2%的尘埃加热可以归因于年轻的恒星星族。我们确认了一个紧密的相关性之间的特定的恒星形成率和加热分数的年轻恒星星族，无论是在天空投影和3D，也发现辐射转移模型的M31和M51。我们的结论是……（节略）
2020-04-07 astro-ph.GA
Identification of a Fundamental Transition in a Turbulently-Supported Interstellar Medium
恒星形成星系中的星际介质是一种多相气体，其中湍流支持至少与热压力一样重要。维持这种配置需要持续的辐射冷却，使得总体平均冷却速率与湍流能量进入介质的衰减速率相匹配。在这里，我们进行了一组分层的数值模拟，强烈搅拌，辐射冷却介质，揭示了一个基本的转变，在一个临界的一维湍流速度为35公里/秒。在湍流速度低于~35 km/s时，对应于低于300，000 K的温度，介质是稳定的，因为气体冷却的时间作为温度的函数大致恒定。另一方面，在湍流速度超过临界值时，气体被冲击到不稳定的状态，其中冷却时间随温度强烈增加，这意味着星际介质的很大一部分无法在湍流耗散时间尺度上冷却。这自然会导致失控的加热和喷射气体从任何分层介质的一维湍流速度超过~35 km/s，这一结果对所有红移的星系演化都有影响。
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of Supernova Remnants in a Cloudy Multiphase Interstellar Medium
本文通过高分辨率三维流体模拟研究超新星遗迹在双相云状介质中的演化，揭示冷云质量加载与能量汇的关键作用，并提出改进的一维模型以更准确描述其结构。
2024-11-19 astro-ph.GA
Fast spectral line calculations with the escape probability method and tests with synthetic observations of interstellar clouds
本研究针对星际云谱线观测分析中辐射传输效应问题，提出并行程序PEP实现EPF参数快速计算，通过合成观测测试量化其模型误差，发现误差可达数量级，为EPF结果可靠性评估及后续改进提供依据。
2025-03-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
MEGATRON: Disentangling Physical Processes and Observational Bias in the Multi-Phase ISM of High-Redshift Galaxies
University of Oxford（牛津大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；University College London（伦敦大学学院）；University of Bath（巴斯大学）；Institut d’Astrophysique de Paris, Sorbonne Universites, CNRS（巴黎天体物理研究所，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Universite Claude Bernard Lyon 1, CRAL UMR5574, ENS de Lyon, CNRS（里昂第一大学，CRAL，里昂高等师范学校，法国国家科学研究中心）；Yonsei University（延世大学）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Universiteit Gent（根特大学）
MEGATRON研究通过高分辨率模拟揭示高红移星系ISM的物理特性，发现其密度高、金属含量低，并探讨了反馈机制对强线诊断图的影响。
2026-02-20 astro-ph.GA
Diffuse interstellar bands in Upper Scorpius: Probing variations in the DIB spectrum due to changing environmental conditions
我们研究了局部环境条件对Sco OB 2星协上天蝎座亚群内弥漫星际带（DIB）载流子的影响。我们用FEROS获得了光谱，并测量了五个DIB（在5780，5797，6196，6379和6613埃）以及双原子分子（CH，CH+，CN）和原子（KI，CaI）对89个目标在上天蝎座方向的吸收线的等效宽度。我们建立了一个简单的辐射转移和化学网络模型的扩散星际介质（ISM）片在UppSco前面的有效辐射场推断。在探测UppScoISM的55条视线范围内，得到了星际辐射场强度I_UV和分子氢分数f_H2。讨论了DIB强度、CH和CH+线强度、E（B-V）、I_UV和f_H_2之间的关系。5780和5797个DIB之间的比率揭示了在云密度和暴露于星际辐射场方面对当地环境的（空间）依赖性，反映了这些DIB载体的分子性质。
2011-08-09 astro-ph.GA
Disentangling the ISM phases of the dwarf galaxy NGC 4214 using [CII] SOFIA/GREAT observations
[CII] 158 μ m精细结构线是星际介质（ISM）中的主要冷却线之一，是恒星形成的重要示踪线。最近Herschel/HIFI和SOFIA/GREAT的速度分辨研究表明，[CII]线可以限制恒星形成区域中ISM相的性质。[CII]线作为恒星形成的示踪剂在低金属丰度环境中特别重要，因为存在大量的CO暗气体，CO排放很弱。附近的不规则矮星系NGC 4214提供了一个很好的机会来研究一个活跃的恒星形成ISM在低金属丰度。为了研究[CII]线的起源，我们分析了NGC 4214在不同演化阶段的三个不同区域的光谱分辨[CII]线轮廓，并结合辅助HI和CO数据。我们使用SOFIA/GREAT [CII] 158 μ m观测数据、THINGS的HI数据和HERACLES的CO（2-1）数据，将光谱分辨的[CII]谱线轮廓分解为与中性原子和分子气体相关的组分。我们使用这种分解来推断在不同ISM条件下由[CII]追踪的气体质量。平均在所有地区，我们将约46%的[CII]排放与HI排放相关联。然而，我们只能将总[CII]发射的约9%分配给冷中性介质（CNM）。我们发现，约79%的总分子氢质量是不跟踪CO排放。平均而言，CO-暗气体的分数占主导地位的分子气体质量预算。这一比例似乎取决于区域的演化阶段：在NGC 4214中覆盖超级星团的区域中最高，而在更紧凑，更富含金属的区域中较低。
2016-11-07 astro-ph.GA
Understanding Interstellar Metals during Reionization with Radiative SPH Simulation: Metallicity and Emission Lines from the ISM at $10 \geq z \geq 5$
New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN) Niels Bohr Institute, University of Copenhagen / DTU-Space Technical University of Denmark（黎明中心（DAWN）尼尔斯·玻尔研究所，哥本哈根大学/丹麦技术大学空间系）
本文通过Technicolor Dawn辐射SPH模拟与再电离时期观测对比，检验星系电离与金属增丰，发现模拟氧丰度偏高0.5 dex，O32诊断偏差1 dex，且模拟星系电离参数普遍偏高。
2025-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical Models for the Diffuse Ionized Gas in Galaxies. II. Three-dimensional radiative transfer in inhomogeneous interstellar structures as a tool for analyzing the diffuse ionized gas
目标：我们系统地探索一个合理的子集的参数空间，涉及有效的温度和金属的电离恒星源，硬化的影响，其辐射周围泄漏的HII地区与不同的逃逸分数，以及不同的情况下的块状的DIG，并计算所得的线强度比的诊断光发射线的数量。研究方法：对于电离通量，我们计算网格的恒星光谱能量分布（SED）从详细的，完全非LTE模型的大气，包括恒星风和线阻塞和覆盖的影响。为了计算HII区域和扩散电离气体的电离和温度结构，我们使用球对称光电离模型以及最先进的三维（3D）非LTE辐射转移模拟，考虑氢，氦和最丰富的金属。结果如下：我们提供了定量的预测如何从HII地区和DIG的线比变化的金属丰度，恒星有效温度，和逃逸分数从HII地区的函数。预测的线比的范围内加强了这一假设，即电离的DIG（过滤）辐射从热的恒星，然而，观察到的和预测的线比的比较表明，DIG通常是电离的软SED比所选择的恒星星族合成模型预测。即使模拟参数（如聚团因子）的微小变化也会导致电离体积的显著变化。对于一个更均匀的气体和一个非常不均匀的气体，其中既有致密的团块，又有低密度的通道，银河系平面上方的稀气体中的电离区域可以停止辐射约束，允许电离辐射泄漏到星系际介质中。
2018-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova Remnants as a Probe of Dust Grains in the Interstellar Medium
星际尘埃颗粒在银河系星际介质（ISM）的演化过程中起着至关重要的作用。然而，尽管它很重要，但对尘埃的起源、组成和整个宇宙的丰度仍然知之甚少。超新星遗迹（SNRs）提供了一个研究尘埃颗粒演化的实验室，因为它们是宇宙中唯一可以观察到颗粒被创造和毁灭的环境之一。SNR表现出碰撞加热的灰尘，允许灰尘作为一个诊断的粮食物理和等离子体条件的SNR。我目前的理论模型碰撞加热尘埃计算颗粒排放以及破坏率。在这些模型中，我将物理，如非热溅射所造成的颗粒运动通过气体，一个更现实的方法溅射小颗粒，和任意的颗粒成分多孔和复合颗粒。我将这些模型应用于开普勒超新星和天鹅座圈的红外和X射线观测，以及LMC中的SNR 0509-67.5，0519-69.0和0540-69.3。X射线观测表征的热等离子体，而红外观测约束颗粒的性能和破坏率。这种多波长的方法对于全面了解气体和尘埃的相互作用和演化至关重要。X射线和红外光谱的建模允许解开的参数，如前和后冲击气体密度，以及扫起的气体和灰尘的质量，并可以提供对冲击压缩比的约束。观测还表明，ISM中的尘埃与气体的质量比星光消光研究所推断的要低几倍。未来的天文台，如詹姆斯·韦伯太空望远镜和国际X射线天文台，将允许测试远远超出现在可能的模型。
2010-05-07 astro-ph.GA
Alignment of irregular grains by radiative torques: efficiency study
我们研究了不规则晶粒系综的辐射力矩（RAT）的晶粒排列效率。颗粒被建模为集合体的扁长椭球体，变形为高斯随机椭球体，和他们的散射相互作用，使用数值精确的方法来解决。我们定义的分数的晶粒，既快速旋转，并表现出完美的对齐与晶粒长轴垂直的磁场。我们表明，对于典型的星际条件下，从RAT机制所产生的对齐程度是显着大于所产生的戴维斯-格林斯坦（DG）机制的基础上顺磁弛豫。我们量化的对齐的功效相关的因素，并表明它是相关的$q_\mathrm{max}$ -因素的分析模型（AMO）的RAT理论。我们的研究结果表明，RAT对齐可能是足够强大的，即使晶粒没有磁性夹杂物解释观察。
2021-04-26 astro-ph.GA
Collisional excitation and non-LTE modelling of interstellar chiral propylene oxide
利用高精度的势能面，在全量子水平上计算了环氧丙烷（CH_3CHCH_2 O）与冷He原子碰撞的第一组理论截面。通过对碰撞约化质量的标度，导出了5-30 K温度范围内与para-H2碰撞的转动速率系数。这些碰撞系数与非LTE辐射转移模型中的辐射数据相结合，以再现用Green Bank和Parkes射电望远镜对人马座B2（N）分子云进行的环氧丙烷观测。这三条吸收谱线探测了扩展的Sgr B2（N）包层外边缘的冷（~ 10 K）半透明（nH ~ 2000 cm-3）气体。环氧丙烷的衍生柱密度为Ntot ~ 3e 12 cm-2，对应于相对于总氢的丰度分数为~ 2.5e-11。目前的结果有望帮助我们了解环氧丙烷的化学，包括潜在的对映体过量，在寒冷的星际介质。
2022-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shocked Interstellar clouds and dust grain destruction in the LMC Supernova Remnant N132D
利用积分场数据，我们提取了大麦云（LMC）超新星遗迹N132 D中20个激波云的光谱。使用自洽冲击模型，我们推导出这些云中的冲击速度、冲击前云密度和冲击冲压压力。我们发现，[Fe X]和[Fe XIV]的排放产生更快，部分辐射冲击移动通过低密度气体附近的云的外围。在这些冲击中，尘埃被有效地破坏了，而在较慢的云冲击中，尘埃的破坏是不完全的，直到达到冲击的复合区。这些稠密的星际云提供了LMC的一般星际介质的样本。我们的冲击分析使我们能够作出一个新的测定ISM的化学成分在N，O，Ne，S，Cl和Ar，并获得准确的估计耐火材料颗粒的分数被破坏。从推导出的云冲击参数，我们估计云的质量，并表明，以前存在的云作为典型的自引力Bonnor-Ebert领域，现在正在推动汇聚云冲击。
2018-06-12 astro-ph.GA
Mechanochemical synthesis of Aromatic Infrared Band carriers. The top-down chemistry of interstellar carbonaceous dust grain analogues
星际空间有纳米到微米大小的尘埃颗粒。这些谷物中富含碳的成分发出红外波段的光，几十年来一直被望远镜和卫星远程观测。它们是天体化学尘埃演化的关键成分。大多数这些条带的精确载体仍然是未知的，并且在实验室中不能很好地再现。在这项工作中，我们展示了无序芳香族和脂肪族类似物的高能机械化学合成提供了星际相关的尘埃颗粒。碳基固体在氢气氛下的机械化学研磨产生的粒子与芳香族红外波段（AIB）发射的天体物理观测的光谱匹配。最能再现这些天文红外观测的类似物的H/C比在5 $\pm$ 2%的范围内。这个值远低于弥漫星际氢化无定形碳，另一个银河尘埃颗粒组分中观察到的吸收，它最有可能提供了一个约束的氢化程度最芳香碳尘埃颗粒载体。在AIB中观察到的7.4-8.3 $μ$ m范围内的宽带与氢含量相关，因此与所产生的类似物的结构演变相关。机械化学过程可以被看作是一个实验反应器，以刺激局部高能化学反应。它引入了键无序和氢化学附着在所产生的缺陷上，其效果类似于星际空间与固体的非常局部化的化学反应。从天体物理学的角度来看，这些实验室星际尘埃类似物将用于预测模拟星际条件下的尘埃颗粒演化，包括恶劣的辐射环境。这样的星际类似物提供了一个机会，以获得对其他恒星形成系统中物质循环的全球观点。
2020-04-06 astro-ph.GA
