CRAFT (Cosmic Ray Acceleration From Turbulence) in Molecular Clouds
低能宇宙射线，特别是能量低于1 GeV的质子，是分子云热化学的重要驱动因素。然而，这些宇宙射线也受到分子气体中能量损失和磁场输运效应的极大影响。要解释致密气体中$10^{-16}$ s $^{-1}$或更高的宇宙射线电离率，需要高的外部宇宙射线通量，或MeV-GeV宇宙射线质子的本地源。本文提出了分子云中低能宇宙射线的一个新的局域源：在分子云中发生湍流重联的区域中质子的一阶费米加速。我们表明，从能量为基础的参数有足够的能量内的磁流体动力学湍流级联产生电离率与推断的电离率在分子云。由于湍流重联是一个体积填充过程，该机制可以在分子云中产生一个接近均匀分布的低能宇宙射线。
2021-08-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Production of atomic hydrogen by cosmic rays in dark clouds
在21厘米的光谱线上，以吸收凹陷的形式检测到的少量氢原子的存在，是乌云的一个众所周知的特征。在分子云致密区测得的氢原子丰度只能用宇宙射线引起的H $_2$的离解来解释。我们希望利用宇宙射线低能光谱特性的最新发展和它们在分子云中传播的模拟进展，评估银河系宇宙射线在原子氢形成中的作用。我们建立了星际宇宙射线进入云的衰减模型，并计算了由于与宇宙射线质子和电子以及快速氢原子碰撞而产生的分子氢的解离速率。我们将我们的结果与现有的观测结果进行比较。宇宙射线的离解速率完全由初级电离碰撞中产生的次级电子决定。这些次级粒子构成了柱密度高于$\sim10^{21}$ cm $^{-2}$的原子氢的唯一来源。我们还发现，解离速率随柱密度降低，而解离和电离速率之间的比率在约0.6和0.7之间变化。通过与观测结果的比较，我们得出结论，一个相对平坦的星际宇宙射线质子谱，如最近的旅行者1号数据所建议的那样，只能为观测到的原子氢分数提供一个下限。需要一个增强的低能质子光谱来解释大多数观测结果。我们的发现表明，对宇宙射线分解的分子氢的仔细描述可以解释暗云中原子氢的丰度。在高密度下准确描述这一过程对于理解恒星形成区域的化学演化至关重要。
2018-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of cosmic rays on magnetic field diffusion and the formation of protostellar discs
只要气体中的磁场保持冻结，原恒星盘的形成就会受到磁制动的严重阻碍。后一种情况取决于塌陷云最里面区域的电离水平。稠密云核的化学成分，特别是电离部分，在很大程度上受宇宙射线控制。本文的目的是评估是否衰减的宇宙射线通量预计在周围地区形成的原恒星是足够的去耦场的气体，从而影响离心支撑盘的形成。我们采用了以前研究中提出的方法，计算了在极向和环向磁场穿过的云中，宇宙射线通量的衰减作为柱密度和场强的函数。我们应用这种形式主义的低质量和高质量的恒星形成模型提取的引力坍缩，包括旋转和湍流的数值模拟。对于每个模型，我们确定的磁去耦区的大小，崩溃或旋转运动变得不受当地磁场。在一般情况下，我们发现，去耦只发生在考虑到宇宙射线的衰减相对于宇宙射线电离率保持不变的计算。退耦区的范围也取决于尘埃颗粒的大小分布，如果在云坍缩过程中通过压缩和凝结形成大颗粒（半径为$\sim 10^{-5}$ cm），退耦区的范围会更大。我们的结论是，一个现实的宇宙射线的传播和衰减过程中的云塌缩的治疗可能会导致的电阻率值的气体在最里面的几百AU周围的形成原恒星是高于一般假设的。
2014-08-25 astro-ph.GA
Dust-to-Gas Ratios of the GALFA-HI Compact Cloud Catalog
我们已经从致密的银河中性氢云的子集中寻找了红外尘埃发射，目的是寻找高速云中的尘埃，识别低速晕云，并调查GALFA-HI致密云目录中定义的云群。我们没有探测到来自高速云层的尘埃排放。一组低速云缺乏尘埃排放支持了它们是低速晕云的说法。我们在剩余的低速云中检测到尘埃，表明银河系的起源，对于线宽接近15 km/s的云，尘埃与气体的比率明显更大。我们认为这是由于与电离气体有关的尘埃。
2014-03-18 astro-ph.GA
Supernova enhanced cosmic ray ionization and induced chemistry in a molecular cloud of W51C
宇宙射线遍布银河系，并被认为在超新星冲击中被加速。宇宙射线与致密星际物质的相互作用有两个重要效应：1）高能（>1 GeV）质子通过π0介子衰变产生γ射线; 2）低能（< 1 GeV）宇宙射线（质子和电子）轰击气体。我们在这里提出了新的观测到的分子云接近W51 C超新星遗迹和最近发现的TeV γ射线源。我们的观测结果表明，云电离度高度增强，这意味着宇宙线电离率~ 10-15 s-1，即100倍以上的分子云的标准值。这与云是由新加速的低能量宇宙射线的增强通量照射的想法一致。此外，观测到的高宇宙射线电离率导致云的化学成分不稳定，这使得云的大部分（Av \geq 6等）中的电子分数保持在高水平，约为10-5，而内部的电子分数较低，约为10-7。这两种状态在文献中被预测为高电离阶段和低电离阶段（HIP和LIP）。这是它们同时存在于云中的观测证据。
2011-08-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Self-modulation of cosmic rays in molecular clouds: Imprints in the radio observations
我们分析了中央分子带（CMZ）和单个分子云的非热射电辐射的性质，并认为所观察到的特征可以在我们最近的宇宙射线（CR）穿透致密分子区域的自调制理论框架内解释。对于气柱密度为$\sim10^{23}$ cm $^{-2}$的云，该理论预测了亚GeV CR电子的耗尽，由于CR质子的自调制而发生，并导致在亚GHz范围内的更硬的同步加速器光谱。同步加速器光谱中电子耗尽的预测印记与CMZ现有射电观测中看到的光谱硬化一致。一个类似的，但甚至更强的同步辐射的影响预测为个人（密度）CMZ云，如Sgr B2。然而，在$\sim$ GHz以上的频率下，观测数据可用，完全由热分量主导，因此需要在较低频率下进行新的观测来验证预测。
2021-08-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Astrochemical Impact of Cosmic Rays in Protoclusters I: Molecular Cloud Chemistry
我们提出了天体化学光解离区模型，其中宇宙射线衰减已完全耦合到气体的化学演化。我们模拟的天体化学影响的宇宙射线，包括那些加速的原恒星吸积冲击，分子云托管原星团。我们的模型与嵌入的原恒星再现观察到的电离率。我们研究了不同表面宇宙线谱和不同恒星形成效率的模型中宇宙线衰减对离子的影响。我们发现丰度，特别是离子，对宇宙射线的处理很敏感。我们表明，离子的柱密度下预测的“经典”治疗的宇宙射线的数量级。我们还测试了两种常见的化学近似用于推断电离率。我们的结论是，H $_3^+$丰度的基础上的近似预测电离率下，除了在宇宙射线占主导地位的化学区域。我们的模型表明，致密气体中的化学物质将受到电离率增加的显著影响，导致NH $_3$等分子减少，并导致富含H $_2$的气体变得[C II]明亮。
2019-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stochasticity of Cosmic Rays from Supernova Remnants and the Ionization Rates in Molecular Clouds
本研究通过模拟银河系超新星遗迹产生的低能宇宙射线谱分布，推导电离率分布并与观测对比，发现源随机性可解释分子云中异常高的电离率。
2023-05-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gamma rays from molecular clouds illuminated by accumulated diffusive protons from supernova remnant W28
W28是与分子云相互作用的超新星遗迹原型之一。H.E.S.S.观测发现了四个TeV源，它们与W28周围的分子云（MC）相吻合，但费米LAT没有检测到其中两个的GeV对应物。本文建立了一个累积扩散模型，认为高能质子碰撞附近的MC是在SNR膨胀过程中从激波阵面逃逸的扩散质子的累积。我们拟合了四个源的γ能谱，自然地解释了东北源（源N）的GeV能谱突变和南部源A和C的GeV不显著的发射。发现A源和C源到信噪比中心的距离远大于N源和B源，这可能是前两个源产生微弱GeV γ射线的根本原因。
2010-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
To Survive or to Shatter: The Impact of Cosmic Rays on the Fate of Stripped Cold Clouds
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Harvard University（哈佛大学）；Northwestern University（西北大学）；Flatiron Institute（平井研究所）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本研究通过高分辨率模拟发现，宇宙线压力使剥离冷云膨胀并增强冷却，增加其质量与流入率，最高将CGM冷气体质量提升四倍，从而影响星系恒星形成。
2025-10-24 astro-ph.GA
A detection of H$_2$ in a high velocity cloud toward the Large Magellanic Cloud
这项工作提出了一个新的检测H $_2$吸收产生的高速云（HVC）与银河系或大麦云（LMC）。这种吸收剂是在大麦哲伦星系恒星Sk-70 $^\circ$ 32的远紫外光谱探测器档案中发现的。这是在银河系晕中发现的第五个被充分表征的H $_2$吸收体，也是在麦哲伦流和桥之外发现的第二个这样的吸收体。吸收体的静止中心速度为$+$ 140 km s $^{-1}$，H $_2$柱密度为$10^{17.5}$ cm $^{-2}$。它最有可能是在较温暖和较弥散的晕云中较冷和相对致密的包裹体（$T\approx 75$ K，$n_{\rm H}\sim 100$ cm $^{-3}$）的一部分。这个晕云可能是仍在上升的银河系喷泉流的一部分，也可能是大麦云云的外流。
2022-04-19 astro-ph.GA
Isolating signatures of major cloud-cloud collisions using position-velocity diagrams
巨大分子云之间的碰撞是触发大质量恒星甚至超级星团形成的潜在机制。问题在于通过观察来识别这个过程并将其与其他机制区分开来。我们从以下模型中生成合成位置-速度图：云-云碰撞，沿视线的非相互作用云，具有内部辐射反馈的云和在星系盘中演变的更复杂的云，以尝试识别碰撞的独特特征。我们发现，一个广泛的桥梁功能连接两个强度峰值，空间相关，但分离的速度，是一个高速云云碰撞的签名。我们表明，宽桥功能是弹性的辐射反馈的影响，至少到2.5万年左右的第一个大质量（电离）恒星形成后。然而，对于10 km/s的碰撞，我们发现这只能从20- 30%的视角观察到。这样的宽桥特征已经在M20附近被发现，M20是一个非常年轻的大质量恒星形成区域，被鸟居等人（2011）认为是云-云碰撞的地点，也被泉等人（2014）发现在银河系外的恒星形成区域。
2015-03-23 astro-ph.GA
Mixing between High Velocity Clouds and the Galactic Halo
在星系晕中，含金属的星系晕物质在流体动力学相互作用时混合成高速云（HVC）。这种相互作用早在云完全消散之前就开始了，早在它们慢到银河系物质的速度之前就开始了。为了定量估计混合效率和由此产生的金属富集的HVC，我们做了详细的2和3维模拟云ISM相互作用。我们的模拟跟踪流体力学和时间依赖的电离水平。他们假设云最初具有温暖的温度和极低的金属丰度，而周围的介质具有高温，低密度和大量的金属丰度，但我们的模拟可以推广到其他初始金属丰度的选择。在我们的模拟中，云和晕气体之间的混合明显提高了高速物质的金属丰度。我们提出的混合效率和金属富集作为时间的函数的图。
2014-11-18 astro-ph.GA
Simulations of High-Velocity Clouds. I. Hydrodynamics and High-Velocity High Ions
我们提出了流体动力学模拟的高速云（HVC）通过热，稀薄的介质中的星系晕。使用FLASH流体动力学代码创建了一套模型，对各种云的大小、密度和速度进行了采样。在所有情况下，云-晕相互作用从云中烧蚀物质。烧蚀后的物质落在云层后面，在那里与周围介质混合产生中温气体，其中一些辐射冷却到低于10，000 K。使用非平衡电离（NEI）算法，我们跟踪整个模拟期间的气体中的碳，氮和氧的电离水平。我们提出了观测相关的预测，包括预期的H I和高离子（C IV，N V和O VI）柱密度的视线通过云的演化时间和偏离中心的距离的函数。预测的柱密度与对复合物C观察到的柱密度重叠。观测结果与银河系环境相互作用数十到数百万年的云最匹配。考虑到在这段时间内云会穿越很大的距离，我们的结果与复杂C具有河外起源是一致的。HVC的破坏也很有趣;最小的云（初始质量\approx 120 Msun）在模拟期间（6000万年）失去了大部分质量，而最大的云（初始质量\approx 4 e5 Msun）在模拟期间（24000万年）虽然变形，但基本上保持完整。
2011-06-30 astro-ph.GA
Simulations of High-Velocity Clouds. II. Ablation from High-Velocity Clouds as a Source of Low-Velocity High Ions
为了确定从高速云（HVC）烧蚀的材料是一个重要的低速高离子（C IV，N V，和O VI）的来源，如那些发现在星系晕，我们模拟的气体的流体动力学和随时间变化的电离演化的碳，氮，和氧离子。我们的一套模拟研究了不同大小、密度和速度的云在穿过热的星系晕时对温暖物质的消融。烧蚀的材料与环境气体混合，产生富含高离子的中温混合物，并降低周围气体的速度。我们发现，缓慢的混合材料是一个重要的来源，在晕中观察到的低速O VI，因为它可以占至少1/3的观察到的O VI柱密度。因此，任何完整的模型中的高离子晕应包括从烧蚀HVC材料的贡献的O VI。然而，这种材料不太可能是观测到的C IV的主要来源，大概是因为观测到的C IV受光电离的影响，而我们的模型不包括光电离。我们讨论了一个复合模型，其中包括贡献HVC，超新星遗迹，冷却银河喷泉，和光电离的外部辐射场。通过设计，该模型与观察到的OVI柱密度相匹配。该模型也可以解释大部分或全部观测到的C IV，但只有一半的观测到的N V。
2012-04-30 astro-ph.GA
Discovery of Two Small High-Velocity Compact Clouds in the Central 10 Parsecs of Our Galaxy
我们在银河系中央20 pc的HCN $J=4-3$和$J=3-2$图中发现了两个小的高速致密云（HVCC）。这两种HVCC都具有宽的速度宽度（$ΔV \gtrsim 40$ km s $^{-1}$）和紧凑的尺寸（$d\sim 1$ pc），并且起源于位置-速度空间中的致密分子云。其中一个在帕邢- $α$图像中有一个微弱的对应物。它们的空间结构、运动学和没有发光的恒星物体的情况与这样一种观点是一致的，即每一个小HVCC都是由一个看不见的致密物体坠入分子云中所驱动的。这样的物体很可能是不活跃的孤立的黑洞。
2017-06-15 astro-ph.GA
Interaction of Cosmic Rays with Cold Clouds in Galactic Halos
我们研究了宇宙线（CR）动力学对嵌入在热的、稀薄的星系晕中的冷的、稠密的云的影响。如果云内的磁场没有增加太多，阿尔文速度的局部降低会对从恒星形成星系盘流出的CR造成瓶颈。瓶颈的上游CR梯度的热气体，这意味着多相结构可能有全球影响CR驱动风。一个大的CR压力梯度也可以在云的向外边缘发展。该压力梯度具有两个独立的效果。CR将云向上推，赋予它动力。在较小的尺度上，CRs使锋面中的冷气体加压，降低其密度，这与最近COS对本地$L_{*}$星系的观测中推断的低密度冷气体一致。它们还加热了云边缘的物质，使云-晕界面变宽，并导致界面离子丰度发生可观察到的变化。由于宇宙射线加热相对于热传导加热的温度依赖性要弱得多，与传导前沿相比，CR介导的前沿具有更高的低离子与高离子的比率，与观测结果更一致。我们分别使用1D模拟和分析技术研究这些影响。
2017-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Long Tails of the Pegasus-Pisces Arch Intermediate Velocity Cloud
我们目前的飞马座双鱼座（PP拱），在我们的银河系中的中速云的流体动力学模拟。PP Arch，也被称为IVC 86 - 36，在中等和高速云中是独一无二的，因为它的双尾非常长和窄。它的视线速度约为50公里/秒，符合中速云的标准，但尾部的方向表明，云的总三维速度至少为100公里/秒。这个速度是超音速的在赫氏层和厚盘。我们模拟了云，因为它通过银河系厚和薄磁盘在一个倾斜的角度相对于中平面超音速旅行。我们模拟的云长出了长长的双尾，合理地再现了PP拱头部的H I 21~cm强度和速度。弓形激波保护了每个模拟云免受过度剪切，并降低了其雷诺数。这些因素同样可以保护PP Arch，并使其异常长的尾巴得以生存。模拟预测了未来云的流体动力学行为，当它与更接近银河系中平面的密度更大的气体碰撞时。看来PP拱的命运是变形，消散，并与银河系盘合并。
2022-03-01 astro-ph.GA
The Starburst Acceleration of High-Velocity Clouds in the Galactic Center
本研究针对银河系中心高速云的观测特性难以解释的问题，通过纳入磁场和初始切向速度的三维磁流体动力学模拟，证实星暴过程可催生高速云，且约5%初始云质量能留存3.5Myr，提升后续恒星形成效率。
2025-02-24 astro-ph.GA
On the effects of UV photons/X-rays on the chemistry of the Sgr B2 cloud
HOC $^+$、HCO和CO $^+$的谱线被认为是光子主导区（PDR）和X射线主导区的良好示踪剂。我们研究这些示踪剂对区域的Sgr B2云选择不同的加热机制的影响。我们发现的最低值的柱密度比的HCO $^+$与HOC $^+$，HCO和CO $^+$在致密的HII气体，其中紫外光子占主导地位的加热和化学气体。HOC $^+$，HCO和CO $^+$丰度和上述比率与化学模拟进行了比较，发现高温化学，宇宙射线电离率为10 $^{-16}$ s $^{-1}$和时间尺度$>$ 10 $^{5.0}$年很好地解释了HOC $^+$丰度在静止Sgr B2地区，而冲击也需要解释这些地区的最高HCO丰度。CO $^+$主要在PDR中形成，因为$\sim$（6-10）$\times$ 10 $^{-10}$的最高CO $^+$丰度发现于具有电子密度$>$ 540 cm $^{-3}$的HII区域中，并且在静止气体中未检测到CO $^+$发射。在比率之间，HCO $^+$ /HCO比率对电子密度敏感，因为它在致密和弥散HII区域中显示不同的值。我们将Sgr B2的SiO J=2-1发射图与2004年和2012年的X射线图进行了比较。2012年X射线图上显示的一个已知点可能与速度为15-25 km s $^{-1}$的分子气体有关。我们还推导出了2004年X射线弥漫的Sgr B2区域的$\sim$…
2020-04-27 astro-ph.GA
The Musca cloud: A 6 pc-long velocity-coherent, sonic filament
细丝在分子云的演化中起着核心作用，但它们的内部动力学性质仍然很难表征。为了进一步探索这些结构的物理状态，我们研究了苍蝇云的运动学特性。我们用APEX观测在$^{13}$ CO和C $^{18}$ O（2- 1）谱线上对这个对流云的主轴进行了取样。Musca中不同的线剖面表明，该云沿其$\sim$ 6.5 pc的长度呈现连续和静止的速度场。由于内部气体运动学受热运动支配（即，$σ_{NT}/c_s\lesssim1$）和大规模的速度梯度，这些结果揭示了苍蝇作为最长的速度相干，声波类对象确定到目前为止，在ISM。Musca的跨音速特性与Larson速度色散-尺寸关系中预测的超音速速度色散存在明显的偏差，并构成了在多秒差距尺度上与湍流状态完全解耦的细丝的第一个观测证据。
2015-12-08 astro-ph.GA
Cosmic-ray-induced ionization in molecular clouds adjacent to supernova remnants
高能伽马射线（GeV到TeV光子能量）已经被探测到朝向与分子云相关的几个超新星遗迹（SNR）。如果伽马射线主要是由强子过程而不是像韧致辐射这样的轻子过程产生的，那么产生伽马射线所需的高能宇宙射线核（>1 GeV）的通量就可以在粒子在SNR冲击中被加速的地方推断出来。理解伴随高能成分的较低能量（<1 GeV）的宇宙射线的加速是非常有意义的。这些较低能量的粒子在电离星际气体时最有效，这在星际离子化学中留下了可观察到的印记。高能γ辐射与增强的星际电离的相关性因此可以用来支持γ射线的强子起源，并约束电离宇宙射线在SNR中的加速。利用观测到的伽马射线数据，可以为E >1 GeV的初级宇宙射线质子谱建模，并将谱仔细外推到较低的能量，从而提供了一种计算分子云电离率的方法。
2012-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Catalog of High Velocity Dispersion Compact Clouds in the Central Molecular Zone of Our Galaxy
这项研究开发了一个自动识别程序的致密云与广泛的速度宽度在谱线数据立方体的高度拥挤的地区。该程序被应用到CO J=3-2线的数据，获得使用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜，以确定184高速色散致密云（HVCCs），这是一类奇特的分子云发现在我们的银河系的中央分子区。给出了-1.4°<l<+2.0°，-0.25°<b<+0.25°范围内的HVCC的物理参数、CO J=3-2/J=1-0强度比和形态分类。因此，该列表提供了几个有趣的来源，这些来源可能是由与点状大质量物体的相遇，局部能量事件或云与云的碰撞驱动的。
2022-09-26 astro-ph.GA
Magnetized High Velocity Clouds in the Galactic Halo: A New Distance Constraint
在整个银河系的晕中可以观察到不符合银河系旋转的高速气体。这种气体的一个组成部分，HI高速云（HVC），自20世纪60年代发现以来一直引起人们的关注，并且在其起源方面仍然存在争议，主要是由于缺乏可靠的距离估计。最近发现的增强磁场对HVC鼓励我们探索他们的连接到云的演变，运动学和生存，因为他们通过磁化星系晕下降。对于晕磁场的合理模型，大多数下落云看到的是横向的而不是径向的磁力线。我们发现，显着的压缩（从而放大）的环境磁场发生在前面的云和尾部的材料剥离的云。压缩的横向场衰减流体动力学不稳定性。这延迟了云的破坏，尽管不是无限期的。观测到的B-场压缩与云距银道面的距离有关。因此，观测到的旋转测量提供了关于云位置的有用距离信息。
2017-08-23 astro-ph.GA
Gravitational contraction versus Supernova driving and the origin of the velocity dispersion-size relation in molecular clouds
分子云的观测表明，云有非热的速度色散，规模与云的大小为$σ\propto R^{1/2}$在恒定的表面密度，并为不同的表面密度规模与云的大小和表面密度，$σ^2 \propto R Σ$。驱动这些混沌运动的能量源仍然知之甚少。我们描述了在千秒差距尺度的磁化、超新星驱动、自引力、星际介质的数值模拟中形成的云群中观察到的速度色散，包括扩散加热和辐射冷却。我们比较速度色散，大小和表面密度之间的关系，在模拟的云人口中发现的银河系分子云的观测。我们发现，外部超新星爆炸不能驱动湍流运动的观测量级内的致密云。另一方面，在我们的模型中，当引力束缚的云开始坍塌时，自引力也会引起非热运动，通过这样做，它们的内部速度色散恢复了观测到的关系。能量守恒表明，观察到的行为与动能与引力能成正比是一致的。然而，我们模型中的云在任何时候都没有达到稳定平衡态的迹象，即使是强磁化的云。我们的结论是，引力束缚的分子云总是处于引力坍缩状态，它们的性质是这种混沌坍缩的自然结果。为了与观测到的恒星形成效率相一致，这个过程必须通过云的早期破坏而终止，可能是来自内部恒星反馈。
2016-03-24 astro-ph.GA
The Turbulence Velocity Power Spectrum of Neutral Hydrogen in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了用速度坐标谱（Velocity Coordinate Spectrum）方法计算小麦哲伦云（SMC）湍流速度功率谱的结果。我们得到的速度谱指数为-3.85和2.3kpc的注入规模。谱指数比Kolmogorov指数更陡，这是预期的激波为主的湍流，这是在SMC气体动力学与过去的作品。2.3千秒差距的注入尺度表明，与大麦云云的潮汐相互作用是这个矮星系湍流的主要驱动力。这意味着星系中的湍流除了超新星注入外，还可能受到多种机制的驱动，星系-星系相互作用可能起着重要作用。
2015-06-10 astro-ph.GA
Star Forming Dense Cloud Cores in the TeV γ-ray SNR RX J1713.7-3946
RX J1713.7-3946是TeV γ射线超新星遗迹（SNRs）中的一个，它发射同步辐射X射线。SNR与位于~1 kpc的分子气体有关。我们在角分辨率为90”的12 CO（J=2-1）和13 CO（J=2-1）跃迁的信噪比中对致密云核A、C和D峰进行了新的分子观测。在12 CO（J=4-3）跃迁中也绘制了13 CO中最强的核心，峰C，角分辨率为38”。峰C显示出活跃恒星形成的强烈迹象，包括双极外流和远红外原恒星源，并且在半径r内具有r^{-2.2 $\pm$ 0.4}变化的陡峭梯度。峰C和其他致密云核在同步加速器X射线中边缘增亮，表明致密云核嵌入在SNR壳层内或其外边界上。这证实了早期的建议，即X射线是物理上与分子气体（福井等，2003年）。我们提出了一个方案，其中的致密分子核心，峰C，幸存下来的冲击波，现在嵌入在SNR。激波-云相互作用的数值模拟表明，致密块体确实可以经受住激波侵蚀，因为激波传播速度在致密块体中是停滞的。此外，激波-云相互作用在致密团块周围诱导湍流和磁场放大，这可能有助于在较低密度的团块间空间中的粒子加速，从而导致致密核心周围增强的同步加速器X射线。
2010-09-09 astro-ph.GA
X-rays associated with the jet-cloud interacting radio galaxy 3C 277.3 (Coma A): implications for energy deposition
我们报告发现与钱德拉的X射线发射气体与喷云相互作用在射电星系3C 277.3（后发座A），一个源，属于最重要的功率范围内的无线电模式反馈在宇宙中。这种被喷流加热的热气体主导了云的质量，这导致了千帕次尺度射电喷流的极端投影偏转。从3C 277.3的核发射的高吸收X射线证实了喷流靠近天空平面，因此具有很大的内在偏转。我们在射电瓣的尺度上探测到了群气体，并看到X射线空腔与最明亮的射电辐射相吻合，我们认为X射线增强的瓣是冲击的结果。X射线臂和H $α$发射细丝的位置之间的反相关性被认为是源于与一个或多个富含气体的星系的合并，这表明在叶周围前进的冲击被致密的较冷物质所抑制。同步加速器X射线发射是从第二个明亮的无线电结的上游边缘检测到的。X射线也从未被探测到的反喷流进入北部无线电热点的位置被探测到。我们认为这些X射线是来自小尺度亚结构中激波的同步辐射。
2016-02-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffuse Galactic Gamma Rays from Shock-Accelerated Cosmic Rays
激波加速粒子通量\propto p^-s，其中p是粒子动量，这是从简单的理论考虑得出的，即在非相对论性激波下宇宙射线加速，然后依赖于刚性逃逸到星系晕中。当考虑核生产模型的不确定性时，s ~ 2.8的冲击加速宇宙射线质子通量提供了对高纬度和分子云气体的费米-LAT伽马射线发射谱的充分拟合。Neronov，Semikoz，& Taylor（PRL，108，051105，2012）在拟合高纬度分子云的伽马射线谱时声称宇宙射线质子谱的断裂是使用由动能的幂律描述的宇宙射线质子通量的结果。
2012-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Interstellar Gas and X-rays toward the Young Supernova Remnant RCW 86; Pursuit of the Origin of the Thermal and Non-Thermal X-ray
我们已经分析了原子和分子气体使用21厘米HI和2.6/1.3毫米CO的排放对年轻的超新星遗迹（SNR）RCW 86，以确定星际介质与SNR的冲击波相互作用。我们已经发现了一个HI强度抑郁症之间的$-46$和$-28$公里秒$^{-1}$朝向SNR的速度范围内，这表明在星际介质的空腔。HI腔与热发射和非热发射X射线壳重合。热X射线与HI分布的边缘重合，这表明了一个强的密度梯度，而非热X射线被发现朝向密度较低的HI腔的内部。最显著的非热X射线出现在壳的西南部，那里的HI气体追踪着致密和寒冷的成分。我们还确定了一氧化碳云，这可能是相互作用的SNR冲击波在相同的速度范围内的HI，虽然CO云只分布在有限的一部分的SNR壳。最大的云位于壳的东南部，显示出与热X射线的详细对应。这些CO云显示出增强的CO $J$ = 2-1/1-0的强度比，表明激波前缘的加热/压缩。我们解释了激波-云相互作用增强了西南部的非热X射线，而热X射线是由密度为10-100 cm $^{-3}$的激波加热气体发射的。此外，我们可以清楚地看到CO云周围的HI包层，这表明其前身的风比核心坍缩SNR RX J1713.7 $-$ 3949的大质量前身的风弱。RCW 86的前身似乎是一个由一颗白矮星和一颗具有低速吸积风的低质量恒星组成的系统。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Can diffuse X-rays be important in driving photoionisation in molecular clouds?
Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Physics Department, Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院物理系）；Faculty of Physics, University of Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学物理学院）；INAF–Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
本研究量化了漫射X射线对分子云电离的贡献，发现其在低柱密度下的电离率低于银河宇宙射线，无法主导屏蔽良好的分子气体的电离平衡，仅对低消光物质的热化学结构有一定贡献。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of Molecular and Atomic Clouds Associated with the Magellanic Superbubble 30 Doradus C
我们分析了2.6-mm CO和21-cm HI线朝向麦哲伦超级气泡30 Doradus C，以揭示相关的分子和原子气体。我们发现了五个分子云的速度范围从251到276公里秒$^{-1}$向西壳。在pc尺度上，分子云周围的非热X射线明显增强，这表明通过激波-云相互作用的磁场放大的可能证据。热X射线在东部壳层更亮，那里没有密集的分子或原子云，与西部壳层相反。TeV $γ$ -射线分布可以在空间上匹配总星际质子柱密度以及非热X射线。如果强子$γ$ -射线占主导地位，宇宙射线质子的总能量至少为$\sim1.2 \times 10^{50}$ erg，估计的平均星际质子密度为$\sim60$ cm $^{-3}$。此外，与分子云相关的$γ$射线通量（例如，MC 3）可以被切伦科夫望远镜阵列（CTA）探测和分辨。这应该允许CTA探测宇宙射线进入相关致密ISM的扩散。
2017-05-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic-rays, gas, and dust in nearby anti-centre clouds : III -- Dust extinction, emission, and grain properties
我们已经探索了尘埃消光和$γ$射线探测附近反中心区域星际介质特性的能力。我们共同模拟的$γ$射线强度和恒星红化，E（B-V）作为H $_{\rm I}$亮，CO亮，电离气体成分的组合。来自尘埃红化和$γ$射线的补充信息被用来揭示H $_{\rm I}$、free-free和$^{12}$ CO排放所看不到或追踪不良的暗气体。我们比较了总气柱密度$N_{\rm{H}}$，从$γ$射线和恒星红化中推导出的总气柱密度与从$γ$射线和热尘埃发射的光学深度的类似分析（Remy等人，2017）中推断出的总气柱密度，$τ_{353}$，在353 GHz。因此，我们可以比较特定尘埃红化E（B-V）/ $N_{\rm H}$和尘埃发射不透明度（尘埃光学深度/气体核子）$τ_{353}/N_{\rm{H}}$的环境变化。在整个反中心区域，我们发现平均E（B-V）/ $N_{\rm H}$比为$(2.02\pm0.48)\times$ $10^{-22}$ ~mag~cm $^2$，最大局部变化约为$\pm30\%$，随着气柱密度的增加，发射不透明度增加2 ~ 6倍。在扩散介质中，比红化E（B-V）/ $N_{\rm H}$的微小变化意味着在反中心云的扩散部分，尘埃与气体的质量比相当均匀。随着$N_{\rm{H}}$柱密度的增加，E（B-V）/ $N_{\rm H}$的变化幅度很小，这证实了向密集CO云…
2018-03-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
From 10 Kelvin to 10 TeraKelvin: Insights on the Interaction Between Cosmic Rays and Gas in Starbursts
最近的工作既照亮了我们试图了解星爆星系中的宇宙射线（CR），也使我们感到困惑。我讨论了我的新研究，探索如何CRs互动与ISM在星爆。分子云为CR质子提供了产生π伽马射线和电离的目标，但这些相同的损失可能会屏蔽云的内部。在致密的分子云中，伽马射线和Al-26衰变可以提供电离，其速率高达银河系分子云中的速率。然后，我认为自由自由吸收的低频率无线电辐射从星爆，我认为这是从许多小的，离散的H II区域，而不是从一个“均匀板”的电离气体，而同步辐射出现在它们之外。最后，注意到热的超风气相填充了大部分的恒星爆发，我认为它具有由超新星提供动力的顺磁驱动的磁场，并且这个阶段是大多数同步辐射产生的地方。我展示了如何这样的情况下可以解释远红外无线电相关性，在我以前的工作的背景下。一个大问题是，无线电和伽马射线观测意味着CR也必须与致密气体相互作用。要理解这种情况是如何发生的，需要对湍流和CR传播有更深入的了解。
2013-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Associated molecular and atomic clouds with X-ray shell of superbubble 30 Doradus C in the LMC
剑鱼座30 C是一个超级气泡，它发出本星系群中最明亮的非热X射线和TeV伽马射线。为了探索高能辐射与星际介质之间的详细联系，我们利用阿塔卡马大型毫米波$/$亚毫米波阵列（ALMA）、阿塔卡马亚毫米波望远镜实验和澳大利亚望远镜紧凑阵列（分辨率高达3 pc）进行了新的CO和HI观测。$^{12}$ CO（$J$ = 1-0）发射的ALMA数据显示了23个分子云，其典型直径为$\sim$ 6-12 pc，质量为$\sim$ 600-10000 $M_{\odot}$。与$\sim$ 3 pc分辨率的$XMM$ - $Newton$ X射线的比较表明，X射线向这些云增强。CO数据与HI数据相结合，以估计星际质子总数。比较星际质子柱密度和X射线强度，发现X射线强度随质子总量的增加而增强。这很可能是由于磁流体动力学模拟模拟的激波-云团相互作用造成的（Inoue等人，2012年，ApJ，744，71）。此外，我们注意到一个趋势，即X射线光子指数随距离中心的高质量星团，这表明宇宙射线电子被加速的一个或多个超新星在集群。基于这些结果，我们讨论了星际介质在宇宙线粒子加速中的作用。
2021-06-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic Ray Transport, Energy Loss, and Influence in the Multiphase Interstellar Medium
GeV能量的宇宙射线的整体传播速度受到磁流体波频繁散射的限制。大多数解释这种限制的星系演化模拟都假设气体是完全电离的，宇宙射线与阿尔芬波耦合良好;然而，在星系演化模拟中经常无法分辨的多相密度不均匀性会导致宇宙射线碰撞和由宇宙射线解耦和部分中性气体中的流速度升高驱动的电离依赖的传输。宇宙射线是如何导航和影响这样一种介质的，我们能用观测来约束这种传输吗？在本文中，我们模拟宇宙射线正面撞击理想化，部分中性云和对数正态分布的团块，有和没有电离依赖的运输。有了这些高分辨率的模拟，我们确定云界面的关键区域，宇宙射线的前锋可以发展一个阶梯式的压力梯度足以无碰撞地产生波，克服离子中性阻尼，并施加力的云。我们发现，冷云的加速是阻碍了只有一个因素的几个电离相关的运输时，包括额外的依赖于磁场强度和云的维数。我们还探讨了宇宙射线如何对背景气体进行采样并量化碰撞损失。当包含电离依赖的输运时，强子伽马射线发射图在性质上是不同的，但总体光度变化只有一个很小的因素，因为宇宙射线在冷云中的短停留时间被宇宙射线采样的较高密度所抵消。
2021-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
ALMA CO Observations of the Mixed-Morphology Supernova Remnant W49B: Efficient Production of Recombining Plasma and Hadronic Gamma-rays via Shock-Cloud Interactions
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对混合形态超新星遗迹（SNR）W 49 B进行了新的CO（$J$ = 2-1）观测。我们发现，CO云在$\sim$ 10公里秒$^{-1}$显示出良好的空间对应同步辐射连续谱以及X射线变形壳。大量的分子云占西部的壳，而不是东部的壳近红外H $_2$发射检测。在$\sim$ 10 km s $^{-1}$处的分子云显示出较高的动力学温度，为$\sim$ 20-60 K，表明发生了适度的激波加热。$ΔV \sim$ 6 km s $^{-1}$的云的膨胀运动是由来自前身系统的强风形成的。我们认为，桶状结构的富铁喷出物可能不仅是由一个不对称的爆炸，但也通过与密集的分子云的相互作用。我们还发现CO强度与复合等离子体的电子温度之间存在负相关关系，这意味着W 49 B高温复合等离子体的起源可以理解为热传导模型。通过采用平均气体密度$\sim$ $650\pm200$ cm $^{-3}$，估算加速宇宙线质子$W_\mathrm{p}$的总能量为$\sim$ $2\times 10^{49}$ erg。SNR年龄- $W_\mathrm{p}$图表明，W 49 B显示了γ射线亮SNR中最高的原位$W_\mathrm{p}$值之一。
2021-10-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray Diagnostics of Giant Molecular Clouds in the Galactic Center Region and Past Activity of Sgr A*
在6.4千电子伏的强铁荧光和银河系中心区域巨大分子云的硬X射线发射被解释为过去Sgr A* 超大质量黑洞爆发的反射。仔细处理光子在复杂几何结构中的多重相互作用对于模拟来自稠密云的再处理发射是必不可少的。基于蒙特卡罗模拟，我们发展了一个新的计算分子云X射线反射的框架，以准确解释高质量的观测数据。利用这个模拟框架，我们提出了第一次计算的形态和光谱的反射X射线发射的几个现实模型的Sgr B2，这是最大的分子云在我们的银河系。20 keV以上的散射硬X射线的形态与铁荧光的形态显著不同，这是因为它们对云的密集区域具有很大的穿透力，可以探测云的结构。高分辨率光谱提供了对铁线的定量评估，包括其康普顿肩，以限制云的质量和化学成分以及照明源的光度。在不久的将来，这些预测可以通过未来的X射线飞行任务，如NuStar（硬X射线）和ASTRO-H（既有铁谱线又有硬X射线）进行检验。
2011-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA CO Observations of the Gamma-Ray Supernova Remnant RX J1713.7-3946: Discovery of Shocked Molecular Cloudlets and Filaments at 0.01 pc scales
RX J1713.7-3946是一个独特的核心塌陷SNR，除了与星际气体云的相互作用外，它还发射出由宇宙射线引起的明亮的TeV伽马射线和同步加速器X射线。我们在这里报告的结果ALMA $^{12}$ CO（$J$ = 1-0）对西北壳的SNR的观测。我们新发现了三种分子复合物，它们由几十个冲击分子云和细丝组成，典型半径为$\sim$ 0.03-0.05 pc，密度为$\sim$ $10^4$ cm $^{-3}$。这些云团和暗条不仅位于同步加速器X射线暗条附近，而且还位于X射线热点附近，具有月或年尺度的时间变化。我们认为，X射线热点所产生的冲击云的相互作用，通过磁场放大到mG。$\sim$ $10^5$的ISM密度对比，分子云和$\sim$ 0.1 cm $^{-3}$的低密度扩散介质的共存，与这样的磁场放大以及风泡情景一致。考虑到云表面和云内部的磁场放大作用，云的小尺度结构也会影响强子γ能谱。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic rays in molecular clouds probed by H$_{2}$ rovibrational lines -- Perspectives for the James Webb Space Telescope
亚TeV能量的宇宙射线（CR）在分子云的化学和动力学演化中起着重要作用，因为它们控制H $_{2}$的电离、解离和激发。它们的特性对于解释观测和发展理论模型都很重要。由于所采用的化学网络的不确定性，迄今为止用于估计分子云中的CR电离率（$ζ$）的方法具有若干局限性。我们改进和扩展了Bialy（2020）提出的方法，通过观察H $_{2}$在近红外波长处的振转跃迁来估计$ζ$，这些振转跃迁主要由次级CR电子激发。结合星际CR传播和衰减的模型与预期的次级电子谱的计算和更新的H $_{2}$激发截面的电子碰撞，我们推导出的四个H $_{2}$振转跃迁的强度在稠密的冷气体中观察到：（1-0）O（2），（1-0）Q（2），（1-0）S（0），（1-0）O（4）。所提出的方法允许估计$ζ$为一个给定的观察线强度和H $_{2}$列密度。我们也能够推断出撞击在分子云上的低能CR质子谱的形状。我们提出了一个查找图和一个基于网络的应用程序，可用于约束星际CR质子谱的低能谱斜率。我们评论的詹姆斯韦伯太空望远镜的能力，以检测这些近红外H $_{2}$线，使人们有可能获得的第一次空间变化的$ζ$在致密气体。除了解释分子云的化学动力学演化的影响外，还可以测试CR在星际介质中传播和衰减的竞争模型，以及比较不同银河系区域的CR光谱。
2022-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Circumgalactic Medium of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation -- II: Cold, Dense Gas Clouds and High-Velocity Cloud Analogs
我们使用TNG 50模拟的IllustrisTNG项目研究冷，致密的气体云在环星系介质（CGM）的银河系类星系。我们发现，他们的CGM通常充满了一百（千）的顺序合理（边际）解决云，可能的类似物的高速云（HVC）。星系之间的云丰度有很大的差异，我们探索的云的物理性质-质量，大小，金属丰度，压力和运动学-也是不同的。我们量化的云属性和云背景对比度的分布，提供理想化的模拟宇宙学输入。云的特征是具有亚太阳的金属丰度，不同的形状，小的超密度（$χ= n_{\rm cold} / n_{\rm hot} \lesssim 10$），大部分是流入的，并具有亚维里旋转。在TNG 50分辨率下，解析云的中值质量为$\sim 10^6\,\rm{M_\odot}$，大小为$\sim 10$ kpc。较大的云在数值上收敛得很好，而最小的云的丰度随着分辨率的增加而增加，正如预期的那样。在TNG 50 MW类晕中，云相对于其周围环境的总（热）压力略微（严重）欠压，这意味着磁场可能很重要。云并不是均匀地分布在整个CGM中，而是聚集在其他云周围，通常靠近富含重子的卫星星系。这表明，至少有一些云来自卫星，通过直接冲压压力剥离或其他方式。最后，我们比较了从真正的银河系晕的中高速云的观测。TNG 50显示了与观测结果相似的云速度分布，并预测了目前难以检测的低速云的重要人口。
2023-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ion Alfvén velocity fluctuations and implications for the diffusion of streaming cosmic rays
恒星形成星系的星际介质（ISM）是磁化和湍流的。宇宙射线（CR）通过它传播，而那些具有来自$\sim\,\rm{GeV} - \rm{TeV}$的能量的宇宙射线很可能受到流动不稳定性的影响，从而波阻尼过程平衡了CR对共振离子阿尔芬波的激发，达到了CR的传播速度非常接近局部离子阿尔芬速度的平衡。因此，流动CR的运输对离子阿尔文速度波动敏感。在本文中，我们系统地研究这些波动使用大合奏的可压缩MHD湍流模拟。我们表明，亚Alfvénic湍流，适用于一个强磁化ISM，离子Alfvén速度概率密度函数（PDF）是完全由密度波动冲击气体形成平行于磁场，我们开发的分析模型的离子Alfvén速度PDF的第二时刻。对于超阿尔文湍流，磁场和密度波动以复杂的方式相关，这些相关性以及来自磁场波动的贡献设置了离子阿尔文速度PDF。我们讨论了这些研究结果的影响，在CRs经历的流动不稳定性，包括建模的宏观扩散系数的平行运输亚Alfvénic等离子体中的潜在的“宏观”扩散机制。我们还描述了如何，对于高度磁化的湍流气体，气体密度PDF，因此列密度PDF，可以用来访问信息的离子阿尔文速度结构从磁化ISM的观察。
2022-08-07 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Temperature spectra of interstellar dust grains heated by cosmic-rays I: translucent clouds
宇宙射线（CR）粒子对整个星际尘埃颗粒的加热通过促进颗粒表面的分子解吸、扩散和化学反应来影响分子云中的气体-颗粒化学。这种加热的频率$f_T$，s $^{-1}$，决定了对于被CR颗粒撞击的颗粒，达到一定温度$T_{\rm CR}$，K的频率。这项研究旨在为天体化学家提供全面和更新的数据集的CR诱导的全谷物加热。我们提出了计算的$f_T$和$T_{\rm CR}$光谱的裸橄榄石颗粒半径$a$为0.05; 0.1; 0.2 $μ$ m，并覆盖有厚度为0.1 $a$和0.3 $a$的冰幔这样的颗粒。晶粒形状和结构的影响被认为是，以及30 CR元素成分与更新的能谱对应的半透明云与$A_V=2$镁。能量沉积由CRs在晶粒材料计算与SRIM程序。我们报告了所有9种晶粒类型的完整$T_{\rm CR}$谱，并考虑了10 K和20 K的初始晶粒温度。我们还提供了一系列最小$T_{\rm CR}$值的频率。计算的数据集可以简单而灵活地在天体化学模型中实现。结果表明，在半透明云的情况下，目前采用的速率加热整个谷物的温度超过70 K被低估了约两个数量级的天体化学数值模拟。此外，谷物被CRs加热到适度的温度（20- 30 K），间隔几年，这降低了冰化学爆炸的可能性。
2016-05-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
New Constraints on Cosmic Particle Populations at the Galactic Center using X-ray Observations of the Molecular Cloud Sagittarius B2
人马座B2（Sgr B2）分子云复合体是一个X射线反射星云，自2001年以来，其总辐射量持续减少，因为它重新处理了一个或多个来自超大质量黑洞人马座A* 的能量爆发。X射线反射模型解释了观测到的时间变化，并提供了一个窗口，我们最近的超大质量黑洞的发光演化历史。根据银河系中心宇宙粒子数量增加的证据，来自Sgr B2的X射线也被认为是低能量（亚GeV）宇宙射线的探测器，这可能是由于非热X射线发射的相对比例增加，因为X射线反射的贡献减少。在这里，我们介绍了2018年以来对Sgr B2的最新深层NuSTAR和XMM-Newton观测。这些发现揭示了复合体低密度部分的小尺度变化，包括增亮特征，但仍然能够使Sgr B2中低能宇宙粒子相互作用的X射线达到上限。我们提出了铁K $α$通量从不同密度的云区，便于比较与整个云的环境LECR相互作用的模型。
2022-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
An X-rays Survey of the Young Stellar Population of the Lynds 1641 and Iota Orionis Regions
我们提出了一个XMM牛顿调查的猎户座星云南部的猎户座A云的一部分。这次巡天包括Lynds 1641（L1641）暗云，猎户座A星云的一个区域，只有很少的大质量恒星，因此环境紫外线通量相对较低，以及O9 III恒星猎户座I周围的区域。除了专有数据外，我们还使用猎户座星云团（ONC）的XMM档案数据将我们的分析扩展到猎户座A云的主要部分。我们在L1641和Iota Ori地区探测到了1060个X射线源。大约94%的源有2MASS和斯皮策对应，204和23分别是II类和I类或原恒星。此外，我们已经确定了489个X射线源作为III类候选者的对应物，因为它们在X射线中是明亮的，并且在中红外波长下表现为正常的光球。剩下的205个X射线源可能是遥远的活动星系核或其他与猎户座A无关的星系源。我们发现III类候选人似乎更加集中在L1641中的两个主要集群中。第一个III类星团位于L1641的北部，集中在猎户座I周围。这个星团中的恒星比猎户座星云中的恒星更进化。我们估计这个星团的距离为300 - 320 pc，因此它比猎户座A云更近。另一个富含III类恒星的星团位于L1641南，似乎是一个嵌入猎户座A云中的稍老的星团。此外，在ONC以北的NGC 1977方向也发现了其他演化的III类恒星。
2013-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bringing the Norma Dark Cloud to Light in X-rays
本文利用Chandra和XMM-Newton对诺玛暗云进行首次定点X射线观测，给出121个独特X射线源目录并结合红外与光学数据识别年轻恒星成员，为研究该区域低质量恒星形成奠定基础。
2025-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gas accretion onto the Milky Way: high-velocity cloud survival and the revival of the terminal-velocity paradigm
Technische Universität Berlin（柏林工业大学）
研究吸积到银河系的高速云，通过解析建模与三维流体动力学模拟结合研究终端速度范式动力学极限，推导广义运动方程，发现终端速度是局部平衡，受多种因素影响，合成可观测量再现观测特征并给出阻力系数测量结果。
2026-07-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
GASS High Velocity Clouds in the Region of the Magellanic Leading Arm
我们提出了一个目录的高速云在该地区的麦哲伦主导臂。该目录是基于中性氢（\HI）的观测从帕克斯银河系全天巡天（GASS）。优异的光谱分辨率允许分辨具有窄线成分的云。探测到的云总数为419。本文介绍了云的编目方法，给出了云的基本参数。我们讨论了高速云的一般分布，并根据它们的形态类型对云进行分类。在麦哲伦系统模拟的背景下，讨论了大量的头，尾云及其分布在该地区的存在。我们认为，冲压压力剥离是一个更重要的因素比潮汐力的形态和形成的麦哲伦主导臂和不同的环境条件可能解释麦哲伦主导臂和麦哲伦流之间的形态差异。我们还讨论了一个新确定的人口的云，形成了LA IV和一个新的弥漫桥状功能连接LA II和III复合体。
2012-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Contribution of Cosmic Rays Interacting With Molecular Clouds to the Galactic Center Gamma-Ray Excess
费米-LAT数据似乎有来自银河系中心内部150 pc的过量伽马射线。对此提出的主要解释是：一个未解决的人口毫秒双星（MSP），暗物质（DM）湮灭，和非热韧致辐射产生的人口电子与中性气体的分子云。前两个选项的空间模板与具有内斜率$γ=1.2$的广义Navarro-Frenk-White（NFW）剖面的平方拟合良好。我们用20厘米的连续辐射银河脊模板来模拟第三种选择。基于HESS残差的模板给出了类似的结果。伽玛射线过剩被认为是最适合的广义NFW平方模板和银河脊模板的组合。我们还发现每个模板的光谱在组合拟合中没有受到显着影响，并且与以前的单模板拟合一致。也就是说，广义NFW平方谱可以用1000阶未分辨的MSP或DM来拟合，其质量约为30 GeV，热截面，并且主要湮灭为$b \bar{b}$夸克。而银河山脊继续有一个光谱与人口的非热电子，其光谱也提供了一个很好的适合同步辐射测量。我们还表明，目前的DM拟合可能很难测试，即使有10年的费米-LAT数据，特别是如果有一个混合物的DM和MSP有助于信号，在这种情况下，隐含的DM截面将被抑制。
2014-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A new method for measuring the 3D turbulent velocity dispersion of molecular clouds
分子云的结构和恒星形成活动从根本上与其内部湍流有关。然而，由于投影效应和观测限制，如望远镜分辨率，准确测量湍流速度色散是具有挑战性的，特别是对于包括非湍流运动的云，如大尺度旋转。在这里，我们开发了一种新的方法来恢复三维（3D）湍流速度色散（$σ_{v,3D}$）从位置-位置-速度（PPV）数据。我们模拟了一个旋转的、湍流的、坍缩的分子云，并将其固有的$σ_{v,3D}$与PPV空间中可访问的三种不同的速度色散测量进行了比较：1）二阶矩图的空间平均值$σ_i$，2）梯度/旋转校正的一阶矩图的标准差$σ_{(c-grad)}$，以及3）1）和2）的组合，称之为“梯度校正的原始速度弥散”，$σ_{(p-grad)}=(σ^2_i+σ^2_{(c-grad)})^{1/2}$。我们表明，梯度校正是至关重要的，以恢复纯粹的湍流运动的云，独立的云的方向相对于视线（LOS）。我们发现，通过对矩图应用合适的校正因子和合适的过滤器，所有三种统计数据都可以用于恢复$σ_{v,3D}$，其中方法3是最鲁棒和最可靠的。我们确定的校正因子作为望远镜光束大小的函数为不同级别的云旋转，并发现，对于光束FWHM $f$和云半径$R$，三维湍流速度色散可以最好地恢复从梯度校正的母速度色散通过$σ_{v,3D}=[(-0.29\pm0.26)f/R+1.93\pm0.15]σ_{(p-grad)}$为$f/R<1$，…
2021-11-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
