The interstellar medium content of galaxies in the ALMA era
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的出现为遥远星系的形成和组装研究开辟了一个新时代。在过去的几年里，ALMA和其他干涉仪的宇宙学深场调查蓬勃发展，涵盖了广泛的星系性质和红移，并使我们能够深入了解星系生长背后的物理机制。在这里，我们提出了一个简短的审查，旨在表征星系的星际介质属性在高红移（$z>1$），重点是空场ALMA调查的尘埃连续谱和分子线发射的最新研究。特别是，我们显示了最近的结果，从ALMA光谱调查在哈勃超深场（ASPECS）的大型计划。
2019-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Introducing the THESAN-ZOOM project: radiation-hydrodynamic simulations of high-redshift galaxies with a multi-phase interstellar medium
York University（约克大学）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基本物理研究所）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Cambridge（剑桥大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）
THESAN-ZOOM项目通过高分辨率辐射流体动力学模拟，结合多相ISM模型，再现了高红移星系的关键观测特征，为解读JWST数据提供了可靠框架。
2025-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Analogs for High-redshift Galaxies: Resembling the Physical Conditions of the Interstellar Medium in High-redshift Galaxies
我们提出了一个样本的本地类似物的高红移星系中选择的斯隆数字巡天（SDSS）。这些局部类似物中的星际介质的物理条件与高红移星系中的相似。这些星系是根据它们在[OIII]/H $β$与[NII]/H $α$星云发射线诊断图中的位置而选择的。我们发现，这些本地类似物具有类似的物理性质与高红移星系，包括高特定的恒星形成率（sSFR），平坦的紫外线连续和紧凑的星系大小。特别是，这些类似星系的电离参数和电子密度与$z\simeq2-3$星系相当，但比正常SDSS星系分别高出$\simeq$ 0.6 dex和$\simeq$ 0.9 dex。这些局域类似物的质量-金属丰度关系（MZR）表明$-0.2$ ~dex在低质量端偏离SDSS成星星系，这与$z\sim2-3$星系的MZR是一致的。我们将本研究中的局部类似物与其他研究中的类似物进行了比较，包括Lyman break类似物（LBA）和绿豆（GP）星系。在这项研究中的类似物共享一个类似的恒星形成的表面密度与LBA，但在我们的类似物的电离参数和电子密度高于LBA的1.5和3倍，分别。在本研究中，类似星系的电离参数和电子密度与GP星系相当，但我们的方法可以选择更广泛的红移范围内的星系。我们发现高sSFR和SFR面密度可以增加电子密度和电离参数，但仍然不能完全解释邻近星系与本机类似物/高红移星系ISM条件的差异。
2016-03-16 astro-ph.GA
Star formation and the interstellar medium in z>6 UV-luminous Lyman-break galaxies
我们提出了阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）探测原子碳线和尘埃连续辐射在两个紫外光星系在红移6。这些星系的远红外（FIR）光度远低于类似的星爆在后来的宇宙时代，表明在尘埃性质的红移的演变，在协议的演变中看到的紫外线（UV）衰减的尘埃。发现[CII]与FIR的比值高于低红移时的比值，这表明在再电离时期内，[CII]应该很容易被ALMA探测到。其中一个星系表现出复杂的合并性质，质量较小的分量主导紫外线辐射，质量较大的分量主导远红外线和连续谱。利用星际碳原子谱线推导出系统红移，我们研究了高z星系中莱曼α辐射的速度。与以前的工作相比，我们没有发现在高红移时莱曼α速度位移降低的证据。我们观察到从z $\sim$ 2到z $\sim$ 6的速度变化增加，与IGM吸收增加的影响一致。
2015-05-22 astro-ph.GA
Neutral carbon in diffuse interstellar medium: abundance matching with H2 for DLAs at high redshifts
该研究利用化学与热平衡模型分析弥散冷中性介质中CI/H₂丰度比的影响因素，重现了高红移DLAs的观测结果，并估算出相关介质参数，证明估算结果对几何与辐射源假设具有稳健性。
2024-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ionized carbon as a tracer of the assembly of interstellar clouds
分子氢云是星际介质的关键组成部分，因为它们是恒星的诞生地。它们嵌入弥漫在星际空间的原子气体中。然而，分子云如何从原子气体中聚集并与原子气体相互作用的细节在很大程度上仍然未知。通过SOFIA（Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy）的FEEDBACK计划对天鹅座地区电离碳158~ $μ$ m谱线CII的新观测，我们提供了令人信服的证据，证明CII揭示了云系之间的动力学相互作用。这个过程既不是完全分子云的正面碰撞，也不是仅仅原子云的温和合并。此外，我们还证明了与DR 21和W75 N恒星形成区相关的致密分子云以及速度较高的云嵌入原子气体中，并且所有组件都在大范围的速度（20 km/s）内相互作用。原子气体的密度为100 cm $^{-3}$，温度为100 K。我们的结论是，CII 158 $μ$ m线是一个很好的示踪剂，见证了云的相互作用过程，并预计在其他地区进一步检测到这种现象
2023-02-18 astro-ph.GA
Tracing interstellar magnetic field using velocity gradient technique: Application to Atomic Hydrogen data
我们对MHD湍流理解的进步为开发探测磁场的新技术开辟了道路。在MHD湍流中，速度梯度被期望垂直于磁场，Gonsalvez-Casanova和Lazarian利用这一事实引入了一种利用速度质心梯度跟踪磁场的新技术。后者可以从光谱观测中获得。我们将该技术应用于GALFA HI测量数据，并将用我们的技术获得的磁场方向与用普朗克极化获得的磁场方向进行比较。我们发现这两种方式的磁场跟踪，这是显而易见的，通过视觉比较，并通过测量统计的磁场波动与极化数据和我们的技术。这表明，速度质心梯度可以提供一种可靠的方法来测量前景磁场波动，从而提供一种新的方法来分离前景和CMB极化信号。
2017-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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 dust and [CII] morphologies of redshift ~4.5 sub-millimeter galaxies at ~200pc resolution: The absence of large clumps in the interstellar medium of high-redshift galaxies
本文介绍了ALMA波段7的深高分辨率（0.03”，200 pc）观测结果，包括从ALESS和AS 2UDS巡天中选取的四个$z\sim4.4-4.8$亚毫米星系（SMG）的尘埃连续体和[CII] $\lambda157.7μ$ m辐射。数据表明，休息帧160 $μ$米（观察到345 GHz）的灰尘排放是一致的，三个源的千秒差距尺度上的平滑形态。其中一个源UDS 47.0显示出明显的亚结构，但这也与平滑形态一致，正如模拟所示，当在高角分辨率（0.03”）和这些观测深度（$σ_{345\text{GHz}} \sim27-47μ$ Jy束$^{-1}$）下观察时，平滑指数盘可以出现团块状。四个SMG是明亮的[CII]发射体，我们从高分辨率数据中提取[CII]光谱，并恢复$\sim20-100$ %的[CII]通量和$\sim40-80$ %的尘埃连续发射，与以前的低分辨率观测相比。当逐渐减小到0.2”分辨率时，我们的图恢复了连续发射的$\sim80-100$ %，表明$\sim200$ pc尺度上分辨出了发射的$\sim60$ %。我们发现，在高红移星系的[CII]发射的空间扩展比静止帧160 $μ$ m尘埃连续的$1.6\pm0.4$的一个因素。通过考虑$L_{\text{[CII]}}$ / $L_{\text{FIR}}$比率作为恒星形成率表面密度（$Σ_{\text{SFR}}…
2018-04-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ubiquitous argonium (ArH$^+$) in the diffuse interstellar medium -- a molecular tracer of almost purely atomic gas
我们描述了一个以前未识别的星际吸收线ArH $^+$的分配，并讨论其相关性的背景下，氢化物吸收扩散气体中具有低H $_2$分数。在化学模型的框架下，确定并讨论了沿几条视线的柱密度。ArH $^+$的柱密度进行比较，与其他物种，跟踪星际介质（ISM）组件与不同的H $^+$丰度。考虑到紫外辐射和宇宙射线电离，建立了化学模型。由于检测到两种同位素体，$^{36}$ ArH $^+$和$^{38}$ ArH $^+$，我们对ArH $^+$的载体分配有信心。未检出NeH $^+$，限度为[NeH $^+$ ]/[ArH $^+$ ] $\le$ 0.1。导出的柱密度与化学模型的预测吻合得很好。ArH $^+$是一种独特的气体示踪剂，其HPDMATHABMN丰度分数为$10^{-4}- 10^{-3}$，与HPDMATHABMN O $^+$几乎没有相关性，后者示踪HPDMATHABMN丰度分数为$\approx $ 0.1的气体。仔细分析的ArH $^+$，OH $^+$，H $_2$ O $^+$和HF柱密度的变化有望成为一个忠实的示踪剂的H $_2$分数丰度的分布，提供了独特的信息，在星际物质的周期中，其过渡从原子扩散气体到致密的分子气体跟踪CO排放。这些物种的丰度对星际介质的磁流体动力学（MHD）模拟提出了强有力的观测约束，并可能演变成一种工具来表征ISM。有利的是，ArH $^+…
2014-04-14 astro-ph.GA
Diffuse Interstellar Bands vs. Known Atomic and Molecular Species in the Interstellar Medium of M82 toward SN 2014J
我们讨论的吸收，由于各种成分的星际介质的M82中看到中等高分辨率，高信噪比的光谱SN 2014 J。在速度为45 $\le$ $v_{\rm LSR}$ $\le$ 260 km s $^{-1}$的M82中，可以看到Na I、K I、Ca I、Ca II、CH、CH $^+$和CN的复合吸收;还探测到许多弥散星际带（DIBs）。原子和分子种类的柱密度和DIB的等效宽度的比较揭示了相对丰度的相似性和差异，与我们银河系和麦哲伦云的ISM中看到的趋势相比。在这里考虑的10个相对较强的DIB中，有6个（包括$λ$ 5780.5）的强度在银河系本地ISM平均值的$\pm$ 20%以内，具有可比的N（KI）;两个弱20- 45%，两个（包括$λ$ 5797.1）强25- 40%。在一些银河系的视线中，以及朝向其他几颗河外超新星的方向，比“预期”弱的DIB [相对于N（K I）、N（Na I）和E（B-V）]似乎与强烈的CN吸收和/或重要的分子分数有关。虽然SN 2014 J的N（CH）/N（KI）和N（CN）/N（CH）比值与银河ISM中的相似，但高N（CH $^+$）/N（CH）和高W（5797.1）/W（5780.5）比值的组合在其他地方还没有发现。许多M82 DIB的质心相对于KI轮廓的包络线移动-可能是由于W（DIB）/N（KI）中的组分与组分的变化，其可以反映单个组分的分子含量。我…
2014-07-22 astro-ph.GA
Polarisation of submillimetre lines from interstellar medium
磁场在许多天体物理过程中起着重要的作用。然而，对于星际介质（ISM）中的磁场没有统一的诊断方法，每种磁示踪剂都有其局限性。任何新的检测方法都是有价值的。理论研究表明，亚毫米级精细结构谱线在紫外光激发下，由于原子的排列而发生偏振，这为探测星际磁场开辟了新的途径。我们将首次在模拟的三维ISM上进行合成观测，以证明亚毫米原子线偏振的可测量性。提供了不同来源（包括恒星形成区（SFR））预期的不同吸收和发射线的最大偏振。我们的结果表明，亚毫米原子线的极化是一个强大的磁示踪剂，并增加了亚毫米天文学的观测研究的重要价值。
2017-12-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
Measuring the Heating and Cooling of the Interstellar Medium at High redshift: PAH and [C II] Observations of the Same Star Forming Galaxies at z~2
恒星的形成主要依赖于星际介质（ISM）的冷却机制，然而，在恒星形成的高峰时期（z ~ 2）星系中气体的热性质仍然知之甚少。理解多相ISM的一个限制因素是缺乏在同一星系中检测到的多种示踪剂，例如多环芳烃（PAH）排放，星际气体中关键光电加热机制的示踪剂，以及[C II] 158μm精细结构排放，主要冷却剂。本文介绍了六个z ~ 2恒星形成星系的ALMA波段9观测结果，这些星系具有强的Spitzer IRS探测到的PAH辐射。所有六个星系都在尘埃连续体中被探测到，并被边缘化。我们比较了PAH和[C II]发射的性质，并将它们的关系约束为总红外光度（LIR）和红外表面密度的函数。在一个星系中检测到高信噪比（34σ）的[C II]发射，我们对第二个源设置了安全的上限。我们的样本的其余部分在[C II]中没有检测到，可能是由于红移的不确定性和窄的ALMA带通窗口。我们的结果是一致的赤字[C II]/LIR和PAH/LIR中观察到的文献。然而，在z ~ 2处[C II]与PAH的发射之比可能远低于在附近的尘埃恒星形成星系中观测到的。这可能是由于在高z，更热的气体和尘埃温度下通过[O I]增强冷却的结果，和/或光电效率的降低，其中星际辐射和气体加热之间的耦合减少。
2020-02-19 astro-ph.GA
Molecular and atomic gas in the young TeV γ-ray SNRs RX J1713.7-3946 and RX J0852.0-4622; evidence for the hadronic production of γ-rays
星际分子云是恒星形成的场所，也是宇宙线质子通过强子过程产生γ射线的目标。星际原子气体包裹着分子云，其密度也可能足以影响γ射线的产生。在这一章中，我们将回顾星际气体在分子和原子两种形式下的一些基本性质。在此基础上，对两个TeV年轻的γ射线信噪比RX J1713.7-3946和RX J0852.0-4622进行了分析，发现它们的γ射线与星际质子具有良好的空间对应关系。这种良好的空间对应性为这些超新星核反应堆中γ射线的强子起源提供了支持。强调了分子氢和原子氢作为宇宙射线质子靶的作用。目标星际介质（ISM）质子的聚集分布在超新星激波与ISM的相互作用中是至关重要的，而具有均匀ISM分布的模型是不可行的。最后，提出了在局域ISM中，致密的无分子原子气体可能占据暗气体的主要部分。
2013-04-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolution of Interstellar Medium, Star Formation, and Accretion at High Redshift
利用ALMA观测的长波长尘埃连续谱估计了宇宙场中z = 0.3~4.5的708个星系的星际介质质量。星系样本具有已知的远红外光度，因此，恒星形成率（SFR）和恒星质量（M $_{\rm *}$）从光学-红外光谱拟合。的星系样品SFR从主序列（MS）到50倍以上的MS。导出的ISM质量被用来确定气体质量的红移，M $_{\rm *}$，和特定的SFR（sSFR）相对于MS的依赖性。ISM质量增加约0.63功率的SFR的增加率与红移和0.32功率的sSFR/sSFR $_MS$。SF效率也随着SFR红移的0.36次幂和MS上方海拔的0.7次幂而增加;因此早期活动的增加是由ISM质量和SF效率的增加驱动的。使用导出的ISM质量函数，我们估计的吸积率的气体需要保持连续性的MS演变（$>100$ \msun年$^{-1}$在z $>$ 2.5）。简单的幂律依赖性同样来自气体吸积率。我们认为，星系的整体演化是由气体吸积率。总ISM质量的宇宙演化的估计和链接到SF和活动星系核活动的早期时期的演变。
2017-04-13 astro-ph.GA
Atomic Data Revisions for Transitions Relevant to Observations of Interstellar, Circumgalactic, and Intergalactic Matter
天体物理光谱学对星系中元素丰度的测量敏感地依赖于所使用的原子数据。为了使最新的原子数据向社会开放，我们提出了一个汇编选定的原子数据的共振吸收线的波长longward的911.753（\ion{H}{1}莱曼极限），为关键的重元素（重于原子序数5）的天体物理学的兴趣。特别是，我们专注于已观察到的银河系星际介质（ISM），环星系介质（CGM）的银河系和/或其他星系，和星系际介质（IGM）的离子的过渡。我们提供波长、振荡器强度、相关精度等级以及振荡器强度测定的参考。我们还试图比较和评估最近的振子强度测定。约有22%的谱线更新了振子强度值，更新前后的振子强度值相差$\gtrsim$ ~0.1 dex。我们的汇编将成为ISM吸收线研究的有用资源，以及通过视线追踪类星体和伽马射线暴的CGM和IGM研究的有用资源。对星系对背景星系光的吸收的研究（包括未来几代超大望远镜所能实现的研究）也将受益于我们的汇编。
2017-06-16 astro-ph.GA physics.atom-ph
The Impact of Star Formation and Feedback Recipes on the Stellar Mass and Interstellar Medium of High-Redshift Galaxies
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研究所）；University of Oxford（牛津大学）；Lund University（隆德大学）；Yonsei University（延世大学）
研究探讨了高红移星系中恒星形成与反馈机制对恒星质量和星际介质的影响，发现反馈能量预算是关键调控因素，且子网格模型变化对可观察性质有显著影响。
2026-01-30 astro-ph.GA
A cosmic stream of atomic carbon gas connected to a massive radio galaxy at redshift 3.8
早期宇宙中星系的增长是由环星系和星系间气体的吸积驱动的。模拟预测，稳定的冷气体流穿透星系的暗物质晕，提供维持恒星形成所需的原材料。我们报告了一个延伸100千秒差距的气体流，连接到大质量射电星系4C 41.17。该流是使用原子碳的[CI]线的亚毫米观测来检测的，[CI]线是中性原子或分子氢气的示踪剂。银河系中央有一个天然气库，正在为一次剧烈的恒星暴增提供燃料。我们的研究结果表明，恒星形成的原材料可以存在于星系外的宇宙流中。
2023-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Atomic and Ionized Microstructures in the Diffuse Interstellar Medium
半个世纪以来，人们已经知道，我们银河系的星际介质（ISM）的结构尺度小到几百公里，比典型的ISM结构和能量输入尺度小10多个数量级。在这篇综述中，我们将重点放在几个到10^4天文单位（AU）的空间尺度上的中性和电离结构上，这些结构似乎是高度超压的，因为它们在星际气体的动力学和能量平衡中起着最重要的作用：微小尺度原子结构（TSAS）和极端散射事件（ESEs）是微小尺度电离结构（TSIS）中最超压的例子。我们回顾观测结果，并强调在AU尺度的关键物理过程。我们提出的证据和反对微观结构的一部分，一个普遍的湍流级联和离散的结构，并审查其关联超新星遗迹，本地泡，和明亮的恒星。我们提出了一些观测和理论方案，可以澄清AU结构的性质。TSAS和TSIS探测的空间尺度在湍流耗散尺度的预期范围内，因此对于约束奇异的和不太了解的物理过程至关重要，这些物理过程对天体物理学的许多领域都有影响。新出现的图像是一个磁化，湍流级联，由当地能源驱动，并与热不稳定性等现象共同作用，是这些微结构的来源。
2018-10-01 astro-ph.GA
CO excitation, molecular gas density and interstellar radiation field in local and high-redshift galaxies
我们研究了76个星系的CO激发、平均分子气体密度和星际辐射场强度，这些星系是根据它们的CO跃迁J=2-1和5-4以及它们的光学/红外/（亚）毫米光谱能量分布（SED）而选择的，从局域到高红移（z~0-6）。我们证实了CO激发的CO（5-4）/（2-1）线比（R52）跟踪之间存在紧密的相关性，和平均ISRF强度U来自红外SED拟合使用灰尘SED模板。通过模拟星系中的分子气体密度概率分布函数（PDF）和用大速度梯度辐射转移计算预测CO谱线比率，我们提出了一个将CO谱线比率与平均分子氢气密度nH 2和动力学温度Tkin联系起来的框架.映射以这种方式观察到的R52比nH 2和Tkin概率分布，我们得到积极的U-nH 2和U-Tkin的相关性，这意味着一个场景中，星系中的ISRF主要由Tkin和（非线性）nH 2调节。一小部分星爆星系显示增强nH 2可能是由于合并驱动的压缩。我们的工作表明，ISRF和CO激发是紧密耦合的，密度PDF模型是一个很有前途的工具，探测详细的ISM星系内的属性。
2021-01-17 astro-ph.GA
Possible Evidence for Cosmic-Ray Acceleration in the Type Ia SNR RCW 86: Spatial Correlation between TeV Gamma rays and Interstellar Atomic Protons
我们提出了一个详细的形态学研究TeV的伽马射线，同步辐射，和星际气体在年轻的Ia型超新星遗迹（SNR）RCW 86。我们发现星际原子气体与γ射线具有良好的空间相关性，表明来自RCW 86的TeV γ射线可能主要来自强子。相反，星际分子云和TeV伽马射线之间的空间相关性是穷人在东南壳的SNR。我们认为，这种相关性差的原因是由于~ 10-100 $μ$ G的稠密分子云周围的湍流磁场增强，导致低能宇宙线（~ 1 TeV）不能穿透稠密分子云。我们还发现，西南壳，这是明亮的同步加速器X射线和无线电连续辐射，显示出显着的伽马射线过剩相比，星际质子柱密度，这表明轻子伽马射线通过逆康普顿散射可能有助于随着强子伽马射线。年轻的TeV伽马射线超新星$-$ RX J1713.7 $-$ 3946、Vela Jr、HESS J1731 $-$ 347和RCW 86 $-$的宇宙射线总能量大致相似，这表明宇宙射线可以在核心坍缩和Ia型超新星中被加速。宇宙射线的总能量由气体密度~ 10 $^{48}$ -10 $^{49}$ erg导出，给出了一个安全的下限，这主要是因为壳层内星际气体的填充因子很低。
2019-05-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Direct Measurement of Interstellar Extinction Toward Young Stars Using Atomic Hydrogen Lyman-$α$ Absorption
星际红化修正是重建吸积原恒星系统内禀谱能量分布的必要条件。恒星SED决定了星周盘中可能发生的加热和化学过程。测量年轻恒星中中性氢的吸收与宽Lyman- $α$发射剖面的关系，可以得到沿视线方向的总氢柱密度（N（H I））。我们测量N（H I）与新的和档案紫外观测从哈勃太空望远镜（$HST$）的31个经典的金牛座T和赫比格Ae/Be星。H I柱密度范围为log $_{10}$（N（H I））$\approx 19.6 - 21.1$，具有相应的$_{V}$ $= 0.02 - 0.72$ mag的目视检查，假设R $_{V}$为3.1。我们发现，大部分的H I吸收沿视线可能来自星际，而不是拱星材料。消光来自新的$HST$蓝光谱分析，以前的红外和光学测量，和新的X射线柱密度平均高估了星际消光对年轻恒星相比，N（H I）值由$\sim 0.6$马格。我们讨论了可能的解释这种差异的背景下，一个原行星盘几何形状。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense molecular clouds in the SN2008fp host galaxy
（删节）我们利用对SN 2008 fp的星际吸收特征（例如原子和分子谱线以及弥漫星际带（DIB））的观测来研究宿主星系ESO 428-G14中河外弥漫星际云的物理性质。通过分光偏振法研究了介入粉尘的性质。SN 2008 fp的光谱显示了一个复杂的弥散原子云，其径向速度与宿主星系的系统速度（~1700 km/s）一致。在日心速度为1770 km/s时，观测到一个半透明（A_V ~ 1.5等）的云。我们首次在本星系群之外的星系中同时探测到C2和C3。CN（0，0）带线比被用于导出外部星系中宇宙背景辐射温度的现场测量;这给出了T = 2.9 ± 0.3 K的激发温度。星际偏振定律明显偏离银河系中观察到的，表明SN 2008 fp宿主星系中尘埃颗粒的成分或尺寸分布存在重大差异。C2用于探测冷扩散ISM密度和温度。在一个月的时间内，河外吸收线轮廓没有变化，这意味着吸收材料不是星周的，因此没有直接受到SN事件的影响。在100 AU以下的分子云小尺度结构中，密度变化不明显。
2014-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of an oxygen emission line from a high redshift galaxy in the reionization epoch
宇宙再电离过程中星系中星际介质的物理性质和元素丰度对于理解星系在这一过程中的作用是很重要的。我们报告了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列探测到的氧发射线在88微米的波长从一个星系在大爆炸后约7亿年的时代。这个星系的氧丰度估计约为太阳的十分之一。没有探测到远红外连续辐射表明银河系中缺乏星际尘埃。在158微米波长处的碳排放线也没有被检测到，这意味着中性气体的数量异常少。这些特性可能允许电离光子逃逸到星系际介质中。
2016-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical conditions in diffuse interstellar medium of local and high redshift galaxies: measurements based on excitation of H$_2$ rotational and CI fine-structure levels
本文给出了本星系和高红移星系的含HPDMATHABMM的冷星际介质的物理条件（数密度、紫外光场强度、动力学温度）的分析结果。我们的测量的基础上，配合所观察到的人口H $_2$旋转水平和CI精细结构水平的帮助下，用PDR Meudon代码计算的数值模型的网格。低H $_2$旋转能级和CI精细结构能级的联合分析可以打破$I_{UV}-n_{\rm{H}}$平面中的简并性，并提供对UV场的数密度和强度的显着更严格的约束。利用VLT/UVES、KECK/HIRES、HST/STIS和FUSE望远镜的存档数据，我们在银河系和麦哲伦云星系中选择了12个类星体光谱中的高红移阻尼Ly $α$系统（DLAs）和14个H $_2$吸收系统。这些系统具有强H $_2$组分，具有柱密度$\log N({\rm{H_2}})/{\rm{cm}}^{-2}>18$和相关的CI选择。发现高红移DLAs和本星系中含H $_2$的介质具有相似的动力学温度$T_{\rm{kin}}\sim100$ K和数密度$10-500$ cm $^{-3}$ .然而，在DLAs中入射的紫外辐射强度变化范围很大（Mathis场的$0.1-100$单位），而在Milky-Way、LMC和SMC星系中H $_2$系统的入射紫外辐射强度变化范围为Mathis场的$\sim0.1-3$单位。DLA中测得的UV通量的大分散可能是DLA样品探…
2020-08-04 astro-ph.GA
The Star Formation Rate Efficiency of Neutral Atomic-dominated Hydrogen Gas in the Outskirts of Star Forming Galaxies from z~1 to z~3
目前的观测证据表明，在z~3的阻尼Ly-alpha系统（DLAs）中测量的中性氢原子气体的恒星形成率（SFR）效率比Kennicutt-Schmidt（KS）关系式预测的低10倍以上。为了了解这种亏损的起源，并研究红移和星系性质的可能演化，我们测量了恒星形成星系周围z~1，z~2和z~3处原子气体的SFR效率。我们使用新的强大的光度红移在哈勃超深场创建星系堆栈在这三个红移箱，并测量SFR效率相结合的DLA吸收统计与观察到的静止帧紫外线发射在星系的郊区。我们发现，在z>1时，HI气体的SFR效率约为KS关系式预测的1-3%。相反的模拟和模型，预测减少SFR效率降低金属丰度，从而增加红移，我们发现没有显着的演变与红移的SFR效率。相反，我们的分析表明，降低的SFR效率是由该原子占主导地位的相的低分子含量驱动的，金属性在调节原子和分子气体之间的转换中起次要作用。这种解释是由所观察到的SFR效率和观察到的本地原子占主导地位的气体，如在本地螺旋星系和本地矮星系的郊区之间的相似性。
2016-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Atomic and Molecular Gas Components in Spiral Galaxies of the Virgo Cluster
基于两个模型，我们研究了室女星系团中的分子-原子气体比，并与场星系进行了比较。我们发现，集团成员的金属丰度增强和冲压压力剥离的原子气体从磁盘周边不能完全解释所观察到的气体成分比。对团星系来说，影响星际介质并导致分子气体分数增加的其他环境因素应予以考虑。
2012-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interstellar Silicate Dust in the z=0.89 Absorber Towards PKS 1830-211: Crystalline Silicates at High Redshift?
我们目前的证据表明，在引力透镜类星体PKS 1830-211的光谱中，10微米的硅酸盐尘埃吸收特征的>10-sigma检测，由红移为0.886的前景吸收系统产生。我们已经研究了100多个光学深度模板，来自银河系和河外源的观测和实验室测量，以限制硅酸盐尘埃的化学结构。我们发现，最适合所观察到的吸收曲线是由实验室结晶橄榄石产生的，具有相应的峰光学深度tau_10=0.27+/-0.05。通过包括二氧化硅、顽火辉石或蛇纹石等其他材料的少量贡献，拟合略有改善，这表明粉尘成分可能由结晶硅酸盐的混合物组成。结合无定形和结晶硅酸盐的模板，我们发现结晶硅酸盐的分数需要至少95%。鉴于具有如此高的硅酸盐结晶度的河外源的稀有性，我们还探索了所观察到的光谱特征是由无定形硅酸盐与其他分子或原子跃迁结合产生的，或者是由前景源污染产生的可能性。虽然我们不能排除后一种可能性，但它们导致比结晶橄榄石模板差得多的轮廓拟合。如果在这个遥远的星系中存在结晶的星际硅酸盐是真实的，那将是非常不寻常的，因为银河系星际物质基本上只包含无定形硅酸盐。PKS 1830-211的z=0.886吸收体可能以其高分子含量而闻名，具有独特的恒星形成环境，使结晶硅酸盐能够形成并占主导地位。
2012-01-24 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
Probing Interstellar Silicate Dust Grain Properties in Quasar Absorption Systems at Redshifts z<1.4
视线穿过前景星系的遥远类星体光谱中的吸收线为探测星系中星际介质（ISM）的尘埃和气体成分提供了一个有价值的工具。硅酸盐尘埃在类星体吸收系统（QAS）中的第一个证据是通过我们在z=0.52的吸收体中对类星体AO 0235+164的10微米硅酸盐特征的检测提供的。我们介绍了两个后续计划的结果，使用斯皮策太空望远镜的红外光谱档案，研究星际硅酸盐尘埃颗粒的性质，在总共13个类星体在0.1<z<1.4。我们发现在研究的QAS中清楚地检测到10微米的硅酸盐特征。我们还在具有足够光谱覆盖范围的光源中检测到18微米的硅酸盐特征。我们发现的宽度，峰值波长，和子结构的10微米星际硅酸盐吸收功能之间的吸收剂的变化。这表明，这些遥远星系中的硅酸盐尘埃颗粒性质可能彼此不同，并且相对于银河系中的硅酸盐尘埃颗粒。我们还发现，在几个来源的建议，与实验室衍生的配置文件从文献中的比较的基础上，硅酸盐尘埃颗粒可能显着更多的结晶比那些在无定形银河系ISM。这在朝向类星体PKS 1830-211的z=0.89吸收体中特别明显，其中接近10微米的子结构与结晶橄榄石成分一致。如果得到证实，这些颗粒性质的变化可能对过去9个Gyrs的尘埃和星系演化都有影响，并且通常假设高红移尘埃类似于本地尘埃。我们还讨论了硅酸盐粉尘的吸收强度和含碳粉尘的性能和气相金属的性能，如气体速度扩散，从UV/光学光谱确定的趋势之间的迹象。
2014-05-02 astro-ph.GA
The Reaction between Atomic Carbon and Molecular Nitrogen as a Source of Cyanamide and Carbodiimide on Interstellar Ices
Univ. Bordeaux, CNRS, Bordeaux INP, ISM, UMR 5255（波尔多大学）
研究原子碳与分子氮在星际冰表面的反应，揭示其在形成氰胺和碳二亚胺中的关键作用，改进了现有星化学模型。
2026-04-17 astro-ph.GA
Raman Scattering as the Key Link Between Unidentified Infrared Bands, Diffuse Interstellar Bands, and Extended Red Emission
本文呼吁注意原子氢的拉曼散射的相关性HI云的三个光学和近/中红外光谱特征：扩展的红色发射（ERE），弥漫的星际带（DIBs），和未识别的红外波段（UIBs）。DIBs、ERE和UIBs主要在HI云的边缘观测到，它们明显相关，但仍然知之甚少。它们的突出特性对应于HI拉曼散射的两个主要特征：不寻常的线加宽和在氢的光学和红外跃迁附近的拉曼散射紫外连续谱的浓度。原子氢的拉曼散射，现在已经发现在几个对象类中观察到的光谱特征，我认为，它可以占所有三个功能。我进一步确定了三个因素，条件下观察拉曼散射HI云，从而DIBs，ERE，和UIBs：辐射场的硬度，星际尘埃消光，和几何形状的观察。几何形状决定了是否会观察到完全的前向散射（产生DIB）或大角度散射（在红外光谱中Hα和UIB附近产生ERE）。ERE由Ly \b{eta}附近的光子的拉曼散射和由接近电离极限的氢原子的激发产生的UIB产生。因此，DIBs、ERE、UIB是同一星际现象的不同方面：氢原子的拉曼散射。
2021-08-24 astro-ph.GA
The uncertain interstellar medium of high-redshift quiescent galaxies: Impact of methodology
在高红移静止星系（QG）中包含多少气体和尘埃是目前一个开放的问题，相对较少且相互矛盾的答案，以及对我们理解宇宙中午恒星形成淬灭过程的性质的重要影响。在这里，我们重新审视远红外（FIR）观测的六个z = 1.6 - 3.2 QG强烈的中等红移星系团透镜的REQUIEM-ALMA样本。我们测量了他们的连续发射使用先验获得的高分辨率近红外（NIR）成像，而不是专注于点源提取，转换成尘埃质量使用FIR尘埃排放模型来自QG的统计样本，并比较结果的参考工作。我们发现，虽然至少最大的样本星系确实是灰尘贫乏，但图片比以前报道的要微妙得多。特别是，这些更保守的约束仍然与早期QG中的高尘埃分数一致。我们发现，这些测量是非常敏感的提取方法和转换因子：使用扩展的光模型，以适应FIR发射增加了高达50%的检测通量和上限的一个因素6。加上FIR到尘埃的转换，这相当于尘埃分数的数量级差异，对这些数据区分恒星形成猝灭情景的能力产生了怀疑。除非通过其他方法来识别这些物质，否则绘制高红移QG中的尘埃和气体将继续需要花费一些代价的观测。
2022-11-25 astro-ph.GA
Formation of S-bearing complex organic molecules in interstellar clouds via ice reactions with C2H2, HS, and atomic H
本研究针对星际硫丰度观测与预期不符的问题，通过10K下的实验室实验结合计算，证实SH自由基可启动含硫有机分子形成网络，明确了CH3CH2SH等产物及生成路径，为星际含硫分子研究提供依据。
2024-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Full of Orions: a 200-pc mapping of the interstellar medium in the redshift-3 lensed dusty star-forming galaxy SDP.81
基于高分辨率、多波段ALMA观测的FIR连续谱、CO阶梯和[CII]谱线，对SDP. 81（一个z=3.042的强引力透镜尘埃恒星形成星系）的星际介质性质进行了亚千秒差距分辨研究.使用一个可变平面透镜建模代码，我们实现了一个中位数源平面分辨率为200 pc。我们使用光子主导区（PDR）模型来推断恒星形成气体在200 pc尺度上的物理条件--远紫外场强度、密度和PDR表面温度，发现远紫外场强度约为10^3-10^4 G 0，气体密度约为10^5 cm^-3，云表面温度高达1500 K，与猎户座梯形区的情况相似。[CII]发射比FIR连续谱明显更长：约50%的[CII]发射出现在FIR明亮区域之外。在整个源中，[CII]/FIR的分辨比值变化几乎为2 dex，在恒星形成的团块中，这一比值下降到约2x 10 ^-4。所观察到的[CII]/FIR赤字的趋势是一致的热饱和的C+精细结构水平占用在高气体温度。我们使源平面重建的所有发射线和连续数据公开。
2020-04-06 astro-ph.GA
The Behavior of Selected Diffuse Interstellar Bands with Molecular Fraction in Diffuse Atomic and Molecular Clouds
我们研究了八个弥漫星际带（DIB）在不同星际环境中的行为，其特征在于分子形式的氢的分数[ $f$（H $_2$）]，与各种已知的原子和分子物种的相应行为进行比较。五个“正常”DIB（$λλ$ 5780.5、5797.1、6196.0、6283.8和6613.6）的等效宽度（归一化为$E(B-V)$）显示出“λ形”行为：它们在低$f$（H $_2$）时增加，在$f$（H $_2$）约0.3时达到峰值，然后降低。对于$f$（H $_2$）> 0.3，Ca、Ca $^+$、Ti $^+$和CH $^+$的类似归一化柱密度也下降。相比之下，Na、K、CH、CN和CO的归一化柱密度随着$f$（H $_2$）单调增加，并且三种C $_2$ DIB（$λλ$ 4726.8、4963.9和4984.8）表现出的趋势介于这两种一般行为之间。$f$（H $_2$）的这些趋势伴随着宇宙散射，在任何给定的$f$（H $_2$）处的散射明显大于测量的个体误差。λ形的趋势表明，DIB载体的产生和破坏之间的平衡在扩散原子云和扩散分子云之间有很大的不同;除了电离和屏蔽之外，还需要其他过程来解释这些观察到的趋势。除了几种特殊情况外，最高的$W$（5780）/ $W$（5797）比值，表征所谓的“sigma-zeta效应”，仅出现在$f$（H $_2$）< 0.2时。我们提出了一个序列的DIB的基础上的趋势，其成对的…
2017-10-18 astro-ph.GA
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium. 2. Search for Cold Gas
星际云的内容，特别是弥漫分子气体的存量，仍然不确定。我们确定了一个孤立的云样本，大小约为100个太阳质量，并使用尘埃含量来估计气体的总量。在论文1中，总的推断气体含量被发现显着大于原子氢的21厘米发射测量中看到的。在本文中，我们测试的假设，即明显过剩的“暗”气体是冷原子氢，这将是明显的吸收，但不是在发射线饱和。结果表明，没有足够的21厘米吸收到云来解释“暗”气体的总量。
2017-07-24 astro-ph.GA
Atomic carbon as a powerful tracer of molecular gas in the high-redshift Universe: perspectives for ALMA
我们使用一个高分辨率的流体动力学模拟，跟踪一个大规模的高红移星系内的分子氢的非平衡丰度，以产生模拟阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）的原子碳，CI 1-0和CI 2-1的精细结构线的地图。受最近的观测和理论工作的启发，我们假设CI在巨大的分子云中完全混合，并证明其发射是H2的一个很好的代理。几乎所有与星系相关的H2都可以在红移z<4处使用紧凑的干涉配置与大合成光束（无法分辨目标星系）在不到4小时的积分时间内检测到。\CI谱线的低分辨率成像（其中目标星系被分解为三到四个光束）将在不到12小时的孔径合成中检测到约80%的H2。在这种情况下，产生的数据立方体也提供了确定星系动态所需的关键信息。我们的结论是ALMA观测CI 1-0和2-1发射非常适合于延长宇宙回望时间的间隔，在此期间，H2分布，动力学质量和Tully-Fisher关系的星系可以稳健地探测。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Absorption by Spinning Dust: a Contaminant for High-Redshift 21 cm Observations
在明亮的银河系同步加速器背景前旋转的尘埃颗粒会产生微弱的吸收信号，这可能会影响对高红移21厘米吸收的测量。在接近80 MHz的频率下，EDGES实验报告了$z \approx 17$的21 cm吸收，在温度为$T \approx 50$ K的冷星际介质中，半径为$a \approx 50Å$的星际纳米颗粒可以产生吸收。大气中的气溶胶可能有助于增加吸收。吸收的强度取决于这些颗粒的丰度和它们的偶极矩，这是不确定的。旋转尘埃的吸收光谱的宽度限制了其对相对窄的21 cm吸收特征的测量的可能影响。
2018-05-07 astro-ph.GA
Modeling the oxygen K absorption in the interstellar medium: an {\it XMM}-Newton view of Sco X-1
通过分析低质量X射线双星Sco X-1的{ \it XMM}-Newton观测，研究了氧在星际介质中的吸收结构。我们使用简单的模型的基础上O { \sc i}原子截面从不同的来源，以适应数据和评估的原子数据在解释天体物理观测的影响。我们表明，在原子计算中相对较小的差异可以产生虚假的结果。我们还表明，最完整和准确的一套原子截面成功地再现了观测数据中的$21-24.5$波长区域的光谱。我们的拟合表明，吸收主要是由于中性气体的电离参数$ξ=10^{-4}$ erg cm s $^{-1}$，和氧柱密度$N_{\mathrm{O}}\approx 8-10\times 10^{17}$ cm $^{-2}$。我们的模型能够再现K边缘和K $α$吸收线从O { \sc i}，这是在这个区域中的两个主要功能。我们没有发现除原子氧以外的其他物质吸收的确凿证据。
2011-02-10 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.atom-ph
Simulated vs. observed UV emission at high redshift: a hint for a clumpy ISM?
我们讨论了来自MareNostrum High-z宇宙的5< z < 7之间的静止帧UV发射，这是一个用超过20亿个粒子完成的SPH模拟。星系形成的宇宙学模拟通常高估了在高红移的紫外重构框架光度函数，无论是在亮端还是暗端。在这封信中，我们探讨了一个尘埃衰减模型，其中一个更大的消光适用于恒星人口年轻于给定的年龄，模仿的效果，clusified星际介质。我们表明，这种情况下，适合合理的紫外线光度函数和紫外线连续斜率来自观测。该模型假设一个大的遮蔽的恒星年龄小于25万年的气体云，他们应该嵌入在他们的形成时间。我们发现，在这些云的光学深度应该是30和100倍之间大于均匀的星际介质的部分的平均光学深度。这些值比在本地星系中估计的大一个数量级。因此，我们的结论是，如果我们考虑一个尘埃消光模型的基础上的cloudite环境在高红移的假设，LambdaCDM预测的高Z紫外线发射可以容纳目前的观测。
2009-12-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gaseous atomic nickel in the coma of interstellar comet 2I/Borisov
2019年8月31日，一颗星际彗星在经过太阳系时被发现（2 I/鲍里索夫）。根据最初的成像观察，2 I/鲍里索夫似乎与普通的太阳系彗星完全相似-这是在之前唯一已知的星际访客1 I/'Oumuamua的多重特性之后的一个意想不到的特征。2 I/Borisov的光谱研究确定了来自CN，C2，O I，NH 2，OH，HCN和CO的熟悉彗星排放物，揭示了与富含一氧化碳的太阳系彗星相似的成分。在温度>700 K时，彗星还显示出由富含金属的尘埃颗粒升华产生的金属蒸气。然而，由于所需的高温，气态金属的观测一直局限于明亮的太阳裙和掠日彗星和巨大的恒星坠落的系外彗星。在这里，我们报告的光谱检测原子镍蒸气在冷昏迷的2 I/鲍里索夫观察到的日心距离为2.322 au -相当于180 K的平衡温度。2 I/Borisov中的镍似乎来源于寿命为1 au的短寿命含镍分子，其生成速率为$340^{+260}_{-200}$原子s $^{-1}$，或相对于OH为0.002%，相对于CN为0.3%。在2 I/鲍里索夫彗星的彗发中检测到气相镍，这与同时在太阳系彗星的冷彗发中发现这种原子（以及铁）是一致的。
2021-05-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova-driven turbulent metal mixing in high redshift galactic disks: metallicity fluctuations in the interstellar medium and its imprints on metal poor stars in the Milky Way
在超新星（SN）反复注入新鲜金属的情况下，湍流混合气体的程度可能有助于对当地恒星形成条件提供重要的限制。这包括对贫金属恒星之间金属丰度分散的预测，这表明星际介质在早期并没有很好地混合。这封{ \it信}的目的是通过一系列数值实验，帮助分离出调节星系盘中SN元素湍流混合的一些关键过程。我们研究气体相互作用的小模拟补丁的星系盘的目标是解决在pc尺度的小尺度混合效应的金属，这使我们能够测量在各种星系环境中的湍流扩散系数。通过研究这些模拟中$α$元素的变化统计，我们不仅能够得到限制SN爆炸中的内禀产额变化的允许范围，而且对银河系的恒星形成历史。我们认为，所观察到的分散的[Mg/Fe]在贫金属晕星是兼容的恒星形成的条件，预计在矮卫星或早期低恒星形成银河系的祖先。特别是，没有相位混合的恒星中的金属变化可以用来推断被破坏的矮卫星的恒星形成条件。
2022-09-12 astro-ph.GA
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
The EDIBLES survey VI. Searching for time variations of interstellar absorption features
该研究通过对比EDIBLES巡天与档案数据，搜寻星际吸收特征（DIBs和原子/分子线）在十年尺度上的时间变化，发现少数视线方向存在变化，但总体稳定。
2023-08-27 astro-ph.GA
The influence of atomic alignment on absorption and emission spectroscopy
光谱观测在天体物理学中起着至关重要的作用。它们对于确定宇宙中的物理参数至关重要，提供有关各种天文环境的化学信息。光谱分析的正确执行需要考虑与信噪比相容的所有物理效应。我们发现，由于各向异性辐射和星际磁场的调制，原子/基态排列对光谱的影响，对星际气体的研究有着重要的意义。在不同的观测场景中，我们全面展示了原子排列如何影响光谱分析，并提供了校正效果的表达式。多重峰和线比率的变化甚至更明显。我们推导出的物理参数的变化引起的原子排列效应，包括α-铁比（[X/Fe]）和电离分数。进行合成观测，以说明这种影响的可见性与当前的设施。通过对$ρ$蛇夫星云中的PDR的研究，说明了如何在实际中考虑原子的排列。我们的工作表明，由于其潜在的影响，原子排列必须包括在一个准确的光谱分析的星际气体与目前的观测能力。
2018-07-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
An ALMA multi-line survey of the interstellar medium of the redshift 7.5 quasar host galaxy J1342+0928
利用ALMA观测资料，研究了类星体ULAS-J1342 + 0928的主星系（z = 7.54）的尘埃连续谱和星际介质发射的远红外线.用八种不同的光谱设置对尘埃连续体的Rayleigh-Jeans尾部进行了很好的采样，从修改后的黑体拟合中，我们得到了β = 1.85 +-0.3的发射率系数。假设尘埃的标准温度为47 K，则尘埃质量为0.35 × 10^8 Msol，恒星形成速率为150 +-30 Msol/年。我们对[CII]_158、[OIII]_88和[NII]_122原子精细结构谱线进行了> 4 σ的检测，并对[CI]_369、[OI]_146和[NII]_205发射进行了限制。我们还报告了Jup>= 7的CO旋转线的多个极限，以及对四条CO线（Jup = 11，10，8，7）的堆叠的试探性3.3sigma检测。我们发现线赤字是在协议与本地超亮红外星系。[NII]_122和[CII]_158谱线的比较表明，[CII]_158的发射主要来自中性介质，我们估计J1342 + 0928中的光离解区域的密度<~5x10^4cm ^-3。这些数据表明，约16%的氢处于电离状态，HII区的电子密度很高，n_e> 180 cm ^-3。我们的观测结果支持气体尘埃比<100，星际介质的金属丰度与太阳值相当。这里提供的所有测量结果都表明，J1342 + 0928的宿主星系高度富集金属和尘埃，尽…
2019-06-20 astro-ph.GA
The interstellar medium of high-redshift galaxies: Gathering clues from C III] and [C II] lines
在本星系中观测到[C Ⅱ]线光度与恒星形成率（SFR）之间的紧密关系。在高红移（z > 5）时，星系反而偏离了局部$Σ$ _[C II] - $Σ$ _SFR关系。这种偏离可能是由于星系早期不同的星际介质性质所引起的。为了检验这一假设，我们将[C II]和SFR数据与[C III]线观测和我们的物理模型相结合。我们还研究了ISM属性，如突发性，$κ_s$，总气体密度，$n$，和金属性，$Z$，如何影响偏离$Σ$ _[C II] - $Σ$ _SFR关系在这些来源。本文介绍了三个星系在5.5 < z < 7的VLT/X-SHOOTER观测中的C Ⅲ] $λ1909$谱线发射。我们包括X-SHOOTER和VLT/MUSE档案数据的8个星系在2 < z < 7，和11个恒星形成系统在6 < z < 7.5，无论是C III]或[C II]检测文献报道。我们在HZ 10中检测到C III] $λλ1907, 1909$线发射，并推导出C III] $λ1909$线的固有积分通量。通过应用基于MCMC算法的物理激励模型，我们约束了我们的星系样本$κ_s$、$n$和$Z$的ISM属性。在大多数情况下，高z恒星形成星系显示出太阳下的金属丰度。大多数源具有$log(κ_s) > 1$，也就是说，它们超过肯尼卡特-施密特（KS）关系约一个数量级，这意味着整个KS关系可能在早期向上移动。此外，我们样本…
2022-06-17 astro-ph.GA
A titanic interstellar medium ejection from a massive starburst galaxy at redshift 1.4
来自恒星形成或活动星系核的反馈驱动风可能是大质量星系中突然猝灭恒星形成的相关通道。然而，观察和模拟都支持这样的观点，即这些过程是不冲突的共同发展和自我调节。此外，能够快速熄灭的破坏性事件的证据很少，并且缺乏对其统计普遍性的限制。在这里，我们提出了一个巨大的星暴星系在z=1.4，它是喷射$46 \pm 13$ \%的分子气体质量在一个惊人的速度$\gtrsim 10,000$ M $_{\odot}{\rm yr}^{-1}$。一个广泛的组成部分，从星系发射红移检测到四个（低J和高J）CO和[CI]过渡和电离阶段，这确保了一个强大的估计排出的气体质量。隐含的统计数据表明，类似的事件可能是一个主要的恒星形成淬火通道。然而，我们的观察提供了令人信服的证据，表明这不是一个反馈驱动的风，而是来自合并的材料，可能是潮汐喷射。这一发现挑战了一些文献研究，其中反馈驱动风的作用可能被夸大了。
2021-01-11 astro-ph.GA
Diffuse Interstellar Bands: How Are They Related to Known Gas-Phase Constituents of the ISM?
在这个简短的回顾最近的工作有关的DIB的ISM的其他气相成分，我们探讨DIB等效宽度和列密度的各种原子和分子物种之间的相关性，从一个大型的数据库为此目的构建。相关性的紧密度和斜率可以提供关于DIB如何可能与那些物质（物理、化学、空间）相关以及关于DIB载体的各种性质的信息。偏离平均值关系可以揭示DIB强度对其他参数的依赖性，DIB行为的区域变化，以及异常环境条件影响DIB的个人视线。DIB曲线的变化（例如，翼、子结构）和相对强度可能与从原子和/或分子吸收线推断的物理条件的差异有关。
2013-07-20 astro-ph.GA
Diffuse Atomic and Molecular Gas in the Interstellar Medium of M82 toward SN 2014J
本文通过分析M82中SN 2014J的高分辨率光谱，首次在本星系群外探测到星际锂，并揭示其星际介质由物理条件差异显著的弥散原子与分子云混合组成，为星暴星系中增强的宇宙线加速提供了证据。
2014-12-19 astro-ph.GA
Bimodal Behavior and Convergence Requirement in Macroscopic Properties of the Multiphase Interstellar Medium Formed by Atomic Converging Flows
为了计算冷中性介质（CNM）的形成，我们对20 km/s的暖中性介质（WNM）的会聚流进行了系统的流体力学模拟，特别关注了多相星际介质（ISM）的平均性质，如10 pc尺度上的平均激波阵面位置和平均密度。我们的研究结果表明，在这些平均属性的收敛需要0.02 pc的空间分辨率，解决了冷却长度的热不稳定中性介质（UNM）遵循动态冷凝从WNM到CNM。我们还发现，两个不同的激波后状态出现的平均属性取决于上游WNM密度波动的振幅（= sqrt（<drho^2>）/rho_0）。当振幅> 10%时，激波和密度不均匀性之间的相互作用导致了大于3 km s^-1的激波后湍流的强烈驱动，它主导了激波压缩层中的能量收支。湍流通过冷却和随后的CNM形成阻止动态冷凝，并且CNM质量分数保持为~ 45%。相比之下，当振幅<= 10%时，激波阵面保持几乎直的几何形状，CNM形成有效地进行，导致CNM质量分数约为70%。速度弥散被限制在2 ~ 3 km s^-1的热不稳定性介导水平，并且该层由湍流能和热能相等地支持。我们还提出了一个有效的状态方程，模型的多相ISM形成的WNM收敛流作为一个单相ISM。
2020-10-23 astro-ph.GA
Formation of interstellar complex organic molecules on water-rich ices triggered by atomic carbon freezing
本研究通过量子化学方法揭示了水冰上原子碳自发生成高反应性^3C-OH$_2$的机制，该机制不仅限制了裸碳原子的反应性，还为非能量方式形成乙醇等星际复杂有机分子提供了新路径。
2023-10-23 astro-ph.GA physics.chem-ph
The Redshift Evolution of Rest-UV Spectroscopic Properties to z~5
我们对恒星形成星系的静止紫外光谱的红移演化进行了全面的分析。我们结合新的z~5测量HI赖氨酸$α$和低和高电离星际金属吸收功能与可比的测量z~2-4。我们测量星际吸收功能的等效宽度使用堆叠光谱在箱里的LY $α$等效宽度，进行校正LY $α$强度的基础上的模型的星系际介质的传输。我们发现在z~2-5的红移范围内，低电离吸收强度的降低和Ly $α$发射强度的增加之间存在着很强的相关性，这表明这两个量从根本上与中性气体覆盖率有关。在最高的赖氨酸$α$等效宽度，我们观察到演变在$z\sim5$更大的赖氨酸$α$发射强度在固定的低电离吸收强度。如果我们将z~2-4处的Ly $α$发射强度和低电离线强度的非演化关系解释为主要反映了Ly $α$光子的辐射转移，则z~5处的这种演化表明Ly $α$光子的本征产生率高于较低红移处。Ly $α$发射强度、星际吸收强度和尘埃红化之间关系的联合演变支持了我们的结论。我们在恒星质量，恒星形成率，紫外线光度和年龄的箱进行额外的分析，研究星系属性和Ly $α$发射之间的关系如何向更高的红移发展。我们的结论是，增加内在的Ly $α$光子产生和强烈的检测星云CIV发射（信号较低的金属丰度）在z~5表明一个升高的电离光子产生效率（$ξ_{\rm ion}$）。
2020-02-07 astro-ph.GA
