Cloudy modeling suggests a diversity of ionization mechanisms for diffuse extraplanar gas
研究利用MUSE观测8个近邻侧视盘星系，通过Cloudy建模分析eDIG的电离辐射来源，发现银道面HII区域泄漏辐射是主要电离源，但在低恒星形成率星系中原位演化恒星电离作用显著。
2024-09-24 astro-ph.GA
Hydrogen in diffuse molecular clouds in the Milky Way: Atomic column densities and molecular fraction along prominent lines of sight
最近的亚毫米波和远红外波长的观测吸收在旋转基态线的各种简单分子对遥远的银河系连续源打开了研究整个银河系扩散分子云的化学的可能性。为了计算丰度，必须知道分子和原子氢HI的柱密度。我们的目标是确定位于视线上的扩散云的氢原子柱密度，该视线朝向一个突出的高质量恒星形成区域的样本，这些区域是用赫歇尔上的HIFI仪器进行了深入研究的。基于Jansky甚大阵列数据，我们采用21厘米HI吸收线技术来构建我们的目标源的HI不透明度与径向速度的配置文件。这些配置文件相结合，较低的分辨率档案数据的扩展HI排放计算的HI柱密度的个别云沿视线。我们采用贝叶斯推断来估计导出量的不确定性。我们的研究提供了可靠的估计原子氢柱密度为大量的弥漫分子云在不同的银河系中心的距离。再加上从HIFI观测到的替代物中获得的分子氢的柱密度，这些测量结果可以用来表征云的特征，并研究它们的化学性质对分子分数的依赖性。
2017-02-20 astro-ph.GA
The EDIBLES survey IV. Cosmic ray ionization rates in diffuse clouds from near-ultraviolet observations of interstellar OH$^+$
我们报告宇宙射线电离率对10个红色的恒星EDIBLES（ESO弥漫星际波段大型探测巡天）计划的框架内研究，使用VLT-UVES。对于每个视线，在其（0，0）和（1，0）$A^3Π-X^3Σ^-$电子带系统中检测到OH $^+$的2至1,0条独立旋转线。这允许将OH $^+$柱密度约束到不同的对象。结果还提出了28个额外的视线，只有一个或相当弱的信号被发现，这些数据的分析，使人们有可能获得初级宇宙线电离率$ζ_p$在目标弥漫星际云。对于十个选定的目标，我们获得$ζ_p$等于$(3.9-16.4) \times 10^{-16}~\mathrm{s}^{-1}$的值范围。这些数值高于以前在远红外/亚毫米波区域和其他近紫外研究中探测到的星际OH $^+$的数值。这种差异是使用新的OH $^+$振子强度值和所有相关OH $^+$形成和破坏途径（包括质子重组对多环芳烃的影响）的更完整图片的结果，以及对这十个目标观察到的相对较高的$N$（OH $^+$）。
2018-11-21 astro-ph.GA
Helium Ionization in the Diffuse Ionized Gas surrounding UCHII regions
我们提出了测量的单电离氦氢比（$n_{He^+}/n_{H^+}$）对扩散气体周围的三个超紧凑HII（UCHII）区域：G10.15-0.34，G23.46-0.20 \和G29.96-0.02。我们使用GBT测量$n_{He^+}/n_{H^+}$比，观察了5 GHz附近氢和氦的射电复合线（RRL）。测量的动机是在温暖的电离介质（WIM）和在银河系内扩散电离区（WIM）观察到的低氦电离。我们的数据表明，氦是不均匀的电离在三个观察到的来源。在源G10.15-0.34和G23.46-0.20中，有少数观测位置没有检测到氦谱线，得到的$n_{He^+}/n_{H^+}$比的上限分别为0.03和0.05。选定的来源港口的恒星类型O 6或更热的氦线检测到明亮的无线电连续辐射的来源与平均$n_{He^+}/n_{H^+}$值为0.06 $\pm$ 0.02。因此，我们的数据表明，位于观测区域内的年轻大质量恒星附近的扩散气体中的氦并没有完全电离。我们研究了非均匀氦电离的起源，并排除了以下可能性：（a）在观测区域中氦被双重电离，（b）低的$n_{He^+}/n_{H^+}$值是由于吸积低质量恒星产生的额外氢电离辐射造成的（Smith 2014）。我们发现，电离光子的尘埃的选择性吸收，可以导致低氦电离，但需要进一步的调查，以发展一个自洽的模型在HII地区的尘埃。
2017-03-09 astro-ph.GA
Pair Lines of Sight Observations of Multiphase Gas Bearing O VI in a Galaxy Environment
利用$HST$ /COS对孪生类星体QPDMATHABMN A $\&$ Q $0107-025$ B的观测，报道了在横向间距为$520$ kpc的$z = 0.399$多星系环境中气体的物理性质、化学丰度和横向尺寸.朝向Q $0107-025$ B的吸收体具有$\log N(H I)/cm^{-2} \approx 16.8$（部分莱曼极限），而朝向另一视线的吸收体具有较低的$N(H I) \approx 2$ dex。O VI沿两个视线具有可比的列密度和广泛的$b$ -值，而低电离线是相当窄。低电离气体是不一致的O VI建模时，假设光电离在一个单一的阶段。沿着这两条视线，O VI和符合广泛的H I是最好的解释，通过碰撞电离冷却等离子体与太阳的金属丰度。电离模型推断$1/10$ -th太阳金属的pLLS和太阳金属的低柱密度吸收沿其他视线。在距视线投影距离的$\pm~250~km~s^{-1}$和$2$ Mpc范围内，确定了12个星系，其中3个在$300$ kpc范围内。其中一个是矮星系，而其他两个是中等质量的系统，在$ρ\sim (1-4)R_{vir}$的影响参数。沿着两条视线的O VI可能是在低电离气体和最近星系的热晕的界面处追踪狭窄的过渡温度区，或者是与环星系晕/群内介质相结合的更分散的温暖气体。后一种情况导致热气体质量极限为$M \gtrsim 4.5 \times 10…
2021-02-09 astro-ph.GA
Diffuse Low-Ionization Gas in the Galactic Halo Casts Doubts on $z\simeq 0.03$ WHIM Detections
在这封信中，我们证明了两个声称的$z\simeq 0.03$ OVII K $α$吸收线从温热星系际介质（WHIM）沿着视线到耀变体H~2356-309（Buote等人，2009; Fang等人，2010年）和Mkn~501（Ren，Fang \& Buote，2014年）可能是银河系星际和环银河介质中弥漫的低电离金属介质产生的$z=0$ OII K $β$线的错误识别。我们对H 2356-309和Mkn 501的所有可用的高信噪比Chandra LETG和XMM-牛顿RGS光谱进行了详细的建模，并证明了沿这两条视线的$z\simeq 0.03$ WHIM吸收在统计上是不需要的。然而，我们的研究结果并不排除$z\simeq 0.03$ OVII K $α$吸收剂沿着H~2356-309的视线的小贡献。在我们的模型中，假定的$z = 0.031$ WHIM细丝的温度为T $= 3\times 10^5$ K，OVII柱密度为N $_{OV II} \le 4\times 10^{15}$ cm $^{-2}$，比以前报道的OVII柱密度小20倍，现在更符合宇宙流体动力学模拟的预期。
2016-02-10 astro-ph.GA
Ionization of the diffuse gas in galaxies: Hot low-mass evolved stars at work
通过对边缘旋涡星系原型NGC 891的研究，我们重新讨论了晚型星系中弥散介质的电离问题。到目前为止，模型所考虑的最重要的挑战是观察到的[OIII]/Hbeta，[OII]/Hbeta和[NII]/Halpha随着到银道面的距离的增加而增加。我们提出了一个方案的基础上，在这个星系中的大质量OB星和热的低质量演化恒星（HOLMES）的预期人口来解释这一观测事实。在这种情况下，我们构建了一个细网格的光电离模型的框架。对于银河纬度z的每个值，我们寻找同时适合[OIII]/H β，[OII]/H β和[NII]/H α比值的观测值的模型。对于z的每一个值，我们找到一系列的解决方案，这取决于氧丰度的值。拟合观测结果的模型表明，随着z的增加，电子密度有系统地降低。只有当限制到太阳氧丰度模型时，它们才随着z的增加而被HOLMES所主导，这表明银道面上方的金属丰度应该接近太阳。它们还表明N/O随着z的增加而增加。
2011-04-04 astro-ph.GA
Re-evaluation of the cosmic-ray ionization rate in diffuse clouds
本研究利用三维尘埃消光图重新评估弥漫云中宇宙线电离率，发现H$_3^+$观测所得电离率因密度修正而平均降低约9倍，对现有测量有深远影响。
2024-08-21 astro-ph.GA
Demonstration of magnetic field tomography with starlight polarization towards a diffuse sightline of the ISM
具有恒星距离和偏振信息的大数据集的可用性将使得在不久的将来能够对星际磁场（天空投影平面）进行层析重建。我们证明了这种分解的扩散ISM的一个小区域内的可行性。我们结合使用RoboPol偏振仪获得的星光（R波段）线性偏振测量与第二盖亚数据发布的恒星距离。恒星样本在R波段的亮度超过17等，距离太阳有几千秒差距。HI发射光谱揭示了沿视线方向存在两个不同的云。我们分解的视线整合恒星偏振，以获得两个云的平均偏振特性。这两种云在柱密度和偏振特性方面表现出显着的差异。它们的平均天平面磁场方向相差60度。我们展示了如何我们的层析分解可以用来约束我们的估计的云的偏振效率以及偏振尘埃发射的偏振角的频率依赖性。我们还展示了一种新的方法来约束云的距离基于这种分解。我们的研究结果代表了丰富的信息，可以从ISM磁场的断层扫描图获得的预览。
2019-02-11 astro-ph.GA
Large Interstellar Polarisation Survey II. UV/optical study of cloud-to-cloud variations of dust in the diffuse ISM
众所周知，弥漫性星际介质的尘埃性质在大尺度上表现出对不同视线的变化。我们研究了小尺度和云与云之间沙尘特征的变化。我们使用低分辨率光谱偏振数据的背景下获得的大型星际偏振调查（LIPS）对59视线在南半球，我们适合这些数据使用的尘埃模型组成的硅酸盐和碳颗粒的大小从分子到亚微米域。大（> 6 nm）的长球形硅酸盐解释了观察到的偏振。对于32条视线，我们用UVES存档的高分辨率光谱补充了我们的数据集，这使我们能够建立单个云或多个云对单个视线的存在。我们发现这35条视线中的大多数与两个或更多的云相交，而其中8条视线由一个单一的吸收云主导。我们确认了几个消光和参数的Serkowski定律与尘埃参数之间的相关性，但我们也发现以前未检测到这些参数之间的相关性，这些参数仅在单云视线有效。我们发现，星际偏振从多云小于从单云视线，表明存在第二个或更多的云去极化传入的辐射。我们发现云与云之间的尘埃特征变化很大。然而，当我们在单云或多云视线中平均足够大数量的云时，我们总是得到相似的平均尘埃参数。典型的单云沙尘丰度为[C]/[H] = 92 ppm和[Si]/[H] = 20 ppm。
2017-11-23 astro-ph.GA
Comparing absorption from classic tracers of the diffuse interstellar medium at optical and radio wavelengths along the same sightlines
目的比较从漫射星际介质沿同一视线的射电和光学吸收线剖面获得的信息。方法我们比较了新的和现有的21 cm HI和3.4 mm HCO+剖面与光学示踪剂Ca II，NaI，和KI来自Tappe（2004）未发表的论文。结果与太阳丰度相比，光学追踪的原子都是严重亏损的，只有HI和HCO+的积分光学深度与E（B-V）有很好的相关性。HCO+是迄今为止运动学分布最有限的物种，其最西的线依次为KI、HI、NaI和CaII。CaII在柱密度和运动学上都有单独的行为，因为它对更宽范围的温暖气体进行采样。冷中性介质NaI，KI，HI和HCO+的示踪剂在统计上共享相同的运动学空间，而在丰度上几乎没有相同程度的相关性。N（NaI）和N（KI）是相关的，是HI和HCO+的综合光学深度，但光学和无线电示踪剂之间的丰度相关性没有看到。在唯一的方向与测量的CH+的配置文件，2公里/秒的速度之间的CH+和CH，通常被解释为冲击气体的迹象，模仿HI相对于HCO+的移位。CH和HCO+出现在两条视线上的比例N（CH）/N（HCO+）=14.6和21.1，光学测量的N（CH），与之前在无线电和亚毫米波长确定的平均值12相比。
2021-04-30 astro-ph.GA
Small-scale physical and chemical structure of diffuse and translucent molecular clouds along the line of sight to Sgr B2
由于背景源的角分辨率有限或尺寸小，因此，迄今为止主要在光谱域中研究沿视线到强背景源的吸收追踪的漫射和半透明分子云。我们的目标是解决和调查的空间结构的分子云跟踪的几个分子检测吸收沿视线SgrB 2（N）。利用ALMA的高灵敏度和角分辨率，我们使用了来自EMoCA调查的谱线数据。我们确定，在整个视场的c-C3 H2的光谱分析的基础上，15个主要的速度分量沿视线SgrB 2（N）和SgrB 2的包络中的几个组件。C-C3 H2柱密度揭示了两类云。第一类云（3 kpc臂、4kpc臂和一些GC云）比第二类云（盾臂、Sgr臂和其他GC云）具有更小的c-C3 H2柱密度、更小的线宽和更小的柱密度PDF宽度。为了研究空间结构，我们推导出以下分子的不透明度图：c-C3 H2，H13 CO+，13 CO，HNC，HN 13 C，HC 15 N，CS，C34 S，13 CS，SiO，SO和CH 3OH。这些图显示，大多数分子跟踪相对均匀的结构，其比背景连续发射所定义的视场更宽（约15”，即0.08-0.6pc，取决于距离）。SO和SiO显示出更复杂的结构，具有尺寸约5-8”的较小团块。我们的分析表明，在所调查的云湍流的驱动主要是螺线管。在HCO+的基础上，我们得出结论，大多数朝向SgrB 2的视线云是半透明的，包括最近检测到复杂有机分子的所有云。我们还得出结论，CCH和CH是很好的探针H2在弥漫和半透明…
2019-01-10 astro-ph.GA
Cold diffuse interstellar medium of Magellanic Clouds: I. HD molecule and cosmic-ray ionization rate
本研究利用FUSE档案光谱在麦哲伦云中探测HD分子，测量HD/H2柱密度比以约束低金属丰度环境中的宇宙射线电离率，新增19个探测。
2023-09-04 astro-ph.GA
Diffuse bands 9577 and 9633 -- relations to other interstellar features
我们首次研究了在9633和9577 ° C处的两个强扩散带（DIB）与其他星际特征（包括H{ \sc i}，Ca{ \sc i}，Fe{ \sc ii}，Na{ \sc i}，Ti{ \sc ii}，CN，CH，CH $^+$，以及C $_2$和DIB 5780）的关系，这两个强扩散带通常归属于C $_{60}^+$，5797、6196、6269、6284和6614。我们分析了62条视线，其中Mg{ \sc ii}的恒星污染被校正或发现DIB 9633可以忽略不计。DIB 9577的等效宽度在62条视线中测量。上述特征的强度与主要弥散带（5780和5797）以及与其他DIB（有一些例外）之间的相互相关性较差。所考虑的DIBs也与中性氢、分子碳和简单星际自由基的特征相关性很差。如果漫射带9577是两个或多个星际特征的未分辨混合物，也许可以解释这种现象。有迹象表明，在$σ$型云中，9633和9577的漫射带更强，也就是说，这些特征类似于相当宽的DIB的行为，DIB在视线中很强，来自附近非常热的恒星的紫外线通量起着重要作用。
2021-02-21 astro-ph.GA
The Molecular Chemistry of Diffuse and Translucent Clouds in the Line-of-Sight to Sgr B2
1-50 GHz GBT PRIMOS数据包含在位于银河系中心、Bar和Sgr B2（N）视线内的螺旋臂中的弥漫和半透明云中观察到的约50条分子吸收线。我们测量的列密度和估计丰度，相对于H2，11个分子和额外的同位素。我们使用c-C3 H2的光学薄跃迁的吸收来估计N（H2），并认为这种方法比更常用的方法更可取。我们讨论了小分子的运动学结构和丰度模式，包括含硫物质CS，SO，CCS，H2 CS和HCS+;含氧分子OH，SiO和H2 CO;和简单的烃分子c-C3 H2，l-C3 H和l-C3 H+。我们讨论了所观察到的化学结构的气体和尘埃中的ISM的影响。突出的成果包括以下方面。首先，尽管盘中气体的氢分子分数为0.65，但在银河棒外缘和银河中心或附近的云的氢分子分数分别为0.85和>0.9。其次，我们观察到同位素比值随银心距的变化趋势;当碳和硅的稀有同位素在银心距较低时表现出增强的趋势时，硫则没有随银心距变化的趋势; c-C3 H2/c-H13 CCCH的比值可以很好地估计12 C：13 C的比值，而H2 CO/H2^13CO则表现出分馏。第三，我们首次报道了l-C3 H+在弥漫云中的存在。最后，我们认为，CS有一个增强的丰度内密度较高的团块的材料在磁盘中，因此可能是诊断云的条件。如果这一点成立，那么银河系盘中的弥散云在一个星团结构中包含了多个嵌入的高密度，并且密度轮廓不是A_V的简单…
2017-08-11 astro-ph.GA
The persistence of high altitude non-equilibrium diffuse ionized gas in simulations of star forming galaxies
该研究通过纳入超新星与光电离反馈并追踪低密度气体的非平衡电离复合，解释了高海拔弥散电离气体的长期持续及其Hα与脉冲星色散观测差异。
2024-04-09 astro-ph.GA
Interstellar CN and CH+ in Diffuse Molecular Clouds: 12C/13C Ratios and CN Excitation
我们提出了非常高的信噪比吸收线观测CN和CH+沿13条视线通过弥漫的分子云。检查数据，以提取12 CN/13 CN和12 CH +/13 CH+的精确同位素比，以评估扩散云化学的预测。我们对12 CH +/13 CH+的研究结果证实，如果CH+的形成涉及非热过程，则该比率不会偏离局部星际云中的环境12 C/13 C比率。我们发现，12 CN/13 CN，然而，可以显着分馏远离环境值。在我们的样品中的12 CN/13 CN比率的分散性与最近的12 CO/13 CO调查中发现的相似。对于已经确定两个比率的视线，12 CN/13 CN比率通常以与12 CO/13 CO相反的意义进行分馏。CO的化学分馏是选择性光解和同位素电荷交换之间竞争的结果。12 CN/13 CN和12 CO/13 CO之间的反比关系来自于扩散云核中CN和CO的共存。然而，与CN的同位素电荷交换反应可能会减轻12 CN/13 CN在低12 CO/13 CO比的视线中的增强。对于两条具有高12 CO/13 CO值的视线，我们的结果表明，约50%的碳被锁定在CO中，这与这些视线探测分子云包络的概念是一致的，其中预计将发生从C+到CO的转变。CN转动激发的分析得出T_01（12 CN）的加权平均值为2.754 +/- 0.002 K，这意味着超过宇宙微波背景的温度仅为29 +/- 3 mK。这种适度的过量消除了对电子和中性碰…
2010-12-06 astro-ph.GA
Herschel Survey of Galactic OH+, H2O+, and H3O+: Probing the Molecular Hydrogen Fraction and Cosmic-Ray Ionization Rate
在弥漫的星际云中，导致含氧离子OH+、H2O+和H3 O+形成的化学反应始于宇宙射线对氢原子的电离，并通过随后的涉及H2的氢提取反应继续进行。考虑到这些反应途径，这些分子的观测丰度在限制原子氢的总宇宙射线电离率（zeta_H）和分子氢分数f（H2）方面是有用的。我们目前的观测目标的过渡OH+，H2O+，和H3 O+与赫歇尔空间天文台沿20银河视线明亮的亚毫米连续源。OH ~+和H_2O ~+在各观测线上的多个速度分量中都有吸收，而H_3O ~+只在7条观测线上有吸收。从分子丰度，我们计算f（H2）在多个不同的组件沿每个视线，并找到一个高斯分布的平均值和标准偏差为0.042+-0.018。这证实了先前的发现，即OH+和H2O+主要存在于具有低H2分数的气体中。我们还推断了整个样本中的zeta_H值，发现气体在银盘内但在银心外的分布为对数正态分布，平均log（zeta_H）=-15.75，zeta_H= 1.78 x10 ^-16 s^-1，标准差为0.29。这与之前从H3+观测中推断的宇宙射线电离率的平均值和分布非常一致。银河系中心的电离率往往比银河系圆盘中的电离率大10- 100倍，这也与先前的研究一致。
2014-12-02 astro-ph.GA
The Abundance of Boron in Diffuse Interstellar Clouds
我们提出了一个全面的调查硼丰度在弥漫的星际云的观测与空间望远镜成像光谱仪（STIS）的哈勃太空望远镜。我们的56条银河系视线的样本是对B II 1362共振线的存档STIS数据进行完整搜索的结果，每个检测都被O I 1355，Cu II 1358和Ga II 1414（可用时）以相同速度吸收的存在所证实。五个以前的测量星际B II戈达德高分辨率摄谱仪观测纳入我们的分析，产生一个合并的样本，超过四倍的视线与显着的硼检测。我们的调查也构成了第一个广泛的分析星际镓从STIS光谱和扩大以前发表的结果氧和铜。观测探测了高密度和低密度的扩散环境，使星际消耗的密度依赖效应能够在每个元素的气相丰度数据中清楚地识别出来。在硼的情况下，增加的相对贫化线的视线密度相当于0.8德克斯之间的丰度差的暖相和冷相的弥漫星际介质。在温暖的低密度气体中，硼的丰度为B/H =（2.4+/-0.6）*10^-10，这意味着相对于陨石硼的丰度，硼的丰度减少了60%。除了耗尽的影响，我们的调查揭示了具有增强的硼丰度的视线，这些硼丰度可能追踪最近产生的11 B，其产生于涉及宇宙射线或中微子的spiritual反应。未来的观测将有助于解开11B合成的两个spectrum通道的相对贡献。
2010-12-20 astro-ph.GA
Boron Abundances in Diffuse Interstellar Clouds
我们提出了一个全面的调查B丰度弥漫星际云HST/STIS观测沿56银河视线。我们的样品是在1362埃的B II共振线的档案STIS数据的完整搜索的结果，与每个检测确认的存在下，吸收从其他主导离子在相同的速度。这些数据探测了一系列天体物理环境，包括大质量恒星形成的高密度区域以及通过星系晕的低密度路径，使我们能够清楚地定义星际颗粒中B耗尽的趋势作为气体密度的函数。许多扩展的视线表现出复杂的吸收曲线，跟踪本地气体和气体与任何人马座，船底座或英仙座的螺旋arm. Our分析表明，更高的B/O比在内部人马座，船底座的螺旋臂比在太阳附近，这可能表明，B生产在当前时代的主要是由二次过程。在温暖的弥漫ISM中的平均气相B丰度与各种银河系盘星的丰度一致，但相对于太阳系的值被耗尽了60%。我们的调查还揭示了具有增强的B丰度的视线，这些视线可能追踪最近由宇宙射线或中微子诱导的Spectrometry产生的B-11。这样的视线将是辨别B-11合成的两种生产路线的相对重要性的关键。
2009-12-18 astro-ph.GA
A Principal component analysis of the diffuse interstellar bands
我们提出了一个主成分分析的视线参数（包括16个弥漫星际带，DIBs的强度）的一个精心挑选的样本代表了广泛的环境条件的单云视线。我们的分析表明，测量中的大多数（$\sim$ 93\%）变化可以仅通过四个参数来捕获。第一主成分）是视线中产生DIB的材料的量，该量通过$λ$ 5797 DIB的等效宽度非常好地追踪。第二个主成分是UV辐射量，其与$λ$ 5797/ $λ$ 5780 DIB强度比相关性良好。剩下的两个主成分更难解释，但可能与视线中灰尘的性质有关（例如，气尘比）。通过我们的PCA结果，DIB可以用于估计这些视线参数。
2017-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diffuse interstellar bands in the near-infrared: Expanding the reddening range
基于三个天文台的光谱，研究扩大了红化范围，证实三个近红外弥漫星际带与红化的线性相关性，揭示谱线展宽机制，并发现一个新候选体。
2024-06-27 astro-ph.GA
The cosmic ray ionization rate in the Galactic disk, as determined from observations of molecular ions
我们已经获得了宇宙射线电离率（CRIR）在银河系盘的估计，使用一个详细的模型的物理和化学的弥漫星际气体云来解释先前发表的测量丰度的四个分子离子：ArH $^+$，OH $^+$，H $_2$ O $^+$和H $_3^+$。对于银河系中心距离在$R_g \sim 4 - 9$ kpc范围内的弥散$atomic$云，对ArH $^+$、OH $^+$和H $_2$ O $^+$的观测意味着平均初级CRIR为每个氢原子$(2.2 \pm 0.3) \exp [(R_0-R_g)/4.7\,\rm{kpc}] \times 10^{-16} \rm \, s^{-1}$，其中$R_0=8.5$ kpc。在扩散$molecular$云观测到的恒星在太阳附近，H $_3^+$和H $_2$的测量意味着一个主要的CRIR $(2.3 \pm 0.6) \times 10^{-16}\,\,\rm s^{-1}$每个H原子，对应的总电离率每个H $_2$分子的$(5.3 \pm 1.1) \times 10^{-16}\,\,\rm s^{-1},$与以前的估计很好地符合。这些估计也是在良好的协议与重新推导，这里提出的CRIR暗示最近的观测碳和氢的无线电复合线沿视线Cas A。这里，我们对初级CRIR的最佳拟合估计是每个H原子的$2.9 \times 10^{-16}\,\,\rm s^{-1}…
2017-04-12 astro-ph.GA
FRB Line-of-sight Ionization Measurement From Lightcone AAOmega Mapping Survey: the First Data Release
本文发布FLIMFLAM巡天首次数据（DR1），含10个精确定位FRB视场中z<0.4的10468个星系红移光谱数据，覆盖26平方度，为物质密度场重建奠定基础。
2024-08-23 astro-ph.GA
Hidden in Plain Sight: UVIT and MUSE Discovery of a Large, Diffuse Star-Forming Galaxy
我们报告发现附近的一个大的，弥漫的星系，显示恒星形成，使用紫外成像望远镜（UVIT）远紫外线观测，档案光学数据从多单元光谱探测器（MUSE）和暗能量相机遗产调查（DECaLS），和红巡天设施（IRSF）近红外观测。由于它与背景星系NGC 6902 A的叠加，该星系没有被发现。它们被错误地归类为一个相互作用的系统。NGC 6902 A的红移为0.05554，但MUSE的观测表明，相互作用的尾巴是一个单独的恒星形成的前景星系，红移为0.00980。我们将这个新星系称为UVIT J202258.73-441623.8（UVIT J2022）。近红外观测表明，UVIT J2022的恒星质量为8.7 $\times$ 10 $^{8}$ M $_{\odot}$。它的内盘（R $<$ 4 kpc）显示了紫外和H $α$发射来自正在进行的大质量恒星形成。星盘的其余部分光度极低，恒星表面密度低，半径为R $\sim$ 9 kpc。速度和金属丰度分布图以及恒星形成历史表明，UVIT J2022经历了三次恒星形成爆发。最新的一集正在进行中，这是由广泛的H $α$和紫外线发射在其内部磁盘的存在支持。该星系在远紫外线下也显示出斑片状的旋臂，并且沿着棒状特征有金属丰度增强。因此，UVIT J2022是一个独特的例子，在一个弥漫星系中触发恒星形成，导致其内部恒星盘的增长。我们的研究提出了一种有趣的可能性，即…
2021-12-23 astro-ph.GA
Absorption Line Survey of H3+ toward the Galactic Center Sources III. Extent of the Warm and Diffuse Clouds
Geballe & Oka（2010）在2 MASS J17432173-2951430（J1743）和2 MASS J17470898-2829561（J1747）的视线上发现了离银河系中心（GC）约100 pc的高H3+柱密度。为了观察H3+的两个关键跃迁R（3，3）l和R（2，2）l，这些视线上的波长覆盖范围已经被扩展，这两个跃迁限制了环境的温度和密度。H3+ R（3，3）l线的轮廓（其仅归因于GC中的气体）与H3+ R（1，1）l和CO线轮廓之间的差异紧密匹配，正如其对于先前在GC中研究的视线所做的那样。在J1747中，H3+的R（2，2）l线的吸收存在于-60和+100 km/s之间的速度。这是继中央星团GCIRS 3之后，在星际介质中第二次清楚地探测到这条线。在这个速度范围内的吸收气体的温度是350 K，显着温暖比在中央分子区的其他部分的扩散云。这表明Sgr B分子云复合物的吸收气体是局部的。Oka et al.（2005）发现的温暖弥漫的气体显然延伸到约100 pc，但有迹象表明它的温度在J1743的视线中比GC的其他地方略低。本文将H_3 ~+向J1747方向的观测结果与最近Herschel观测到的H_2O ~+向Sgr B_2方向的观测结果进行了比较，讨论了它们之间的化学关系和非常相似的速度剖面。
2011-04-14 astro-ph.GA
H2 fluorescent emission from the diffuse interstellar medium
本文提出了一个简单的解析模型，用于预测具有Plummer密度分布的弥漫星际云发出的近红外H2荧光线强度，适用于已测量H和H2柱密度且能估算峰值气体密度的视线方向。
2024-10-12 astro-ph.GA
The Central 300 pc of the Galaxy probed by infrared spectra of H$_3^+$ and CO: part I. Predominance of warm and diffuse gas and high H$_2$ ionization rate
本文用3.5- 4.0PDMATHABMN m的H-$_3^+$线和2.34PDMATHABMN m附近的CO线的红外吸收光谱研究了银河系中央分子带（CMZ）的分子气体。除了先前报告的光谱，这些线的8颗恒星位于30 pc的Sgr A $^\ast$，现在有光谱$\sim$ 30明亮的恒星位于140 pc以西120 pc的Sgr A $^\ast$。光谱显示在大多数视线上存在温暖的（$T\sim 200$ K）和弥漫的（$n < 100 $ cm $^{-3}$）气体，$N$（H $_3^+$）$\sim 3 \times 10^{15} $ cm $^{-2}$。代替我们以前的分析，其中只考虑来自碳原子的光电离的电子，我们已经开发了一个简单的模型计算，其中宇宙射线电离的H $_2$和H也考虑在内。结果表明：（1）CMZ的体积主要是暖扩散气体;稠密气体的体积填充因子必须远小于0.1，CMZ并不像以前认为的那样不透明。X射线发射的超热10 $^8 $ K等离子体，其中一些人认为占主导地位的CMZ，不存在于扩展区域。(2)宇宙射线电离率为$ζ\sim 2 \times 10^{-14} $的$^{-1}$，比银河系致密云和弥散云分别高出$\sim$ 1000和$\sim$ 100倍。如果均分定律成立，这意味着一个大约为$\sim$ 100 $μ$ G的弥漫磁场。
2019-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mapping the Cosmic-Ray Ionization Rate in the Local Galaxy with H$_3^+$
AURA for the European Space Agency (ESA), ESA Office, Space Telescope Science Institute（欧洲太空总署（ESA）办公室，太空望远镜科学研究所）；Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；I. Physikalisches Institut der Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学威廉·H·米勒三世物理与天文学系）；Department of Physics, University of Texas at El Paso（德克萨斯大学埃尔帕索分校物理系）；Department of Astronomy, University of Maryland（马里兰大学天文学系）
利用H$_3^+$吸收线测量本地星系中宇宙射线电离率，发现电离率在不同区域存在显著差异，支持电离率受局部粒子加速源影响的结论。
2025-11-17 astro-ph.GA
C$^+$ detection of warm dark gas in diffuse clouds
我们提出的第一个结果的赫歇尔开放时间的关键程序，银河系观测太赫兹C $^+$（GOT C+）调查的[CII]精细结构线在1.9太赫兹（158微米）使用Herschel的HIFI仪器。我们在朝向银河系内部的16条视线上探测到了146个星际云。我们还获得了HI和CO同位素数据沿每个视线的物理条件在这些云的分析。在这里，我们分析了29个弥漫云（A $_{V}$ < 1.3等。）我们发现，[CII]发射一般比扩散原子云的预期强，并且在一些源中比基于其HI柱密度的预期强得多。我们发现，过量的[CII]排放在这些云是最好的解释存在一个显着的弥漫温暖的H $_2$，暗气体，组件。这是第一次对温暖的暗气体进行158微米的探测，证明了这种示踪剂在整个银河系和星系中绘制这种气体的价值。
2010-07-19 astro-ph.GA
The $λ$6614 diffuse interstellar absorption band: evidence for internal excitation of the carrier
本文分析了沿HD 179406（20 Aql）和HD 147889视线方向记录的$λ$ 6614弥散星际带的吸收剖面。带形的差异归因于载流子的内部激发程度，这主要是由于振动热带，尽管也可能存在电子元件。结果进行了讨论，相对于其他模型的扩散带谱线形状。
2015-08-13 astro-ph.GA
The Dependence of C IV Broad Absorption Line Properties on Accompanying Si IV and Al III Absorption: Relating Quasar-Wind Ionization Levels, Kinematics, and Column Densities
我们考虑如何配置文件和多年的变化特性的一个大样本的C IV宽吸收线（BAL）槽的变化时，BALs从Si IV和/或Al III是存在于相应的速度，表明视线拦截至少一些较低的电离气体。我们得出了一些观测结果C IV BALs分离根据存在或不存在的伴随较低的电离跃迁，包括测量复合剖面形状，等效宽度（EW），特征速度，复合变化剖面，和EW的变异性。我们还测量了EW和分数EW变异C IV，Si IV和Al III之间的相关性。我们的测量揭示了在吸积盘风模型中预期的电离水平、运动学和柱密度之间的基本相关变化;例如，包括较低电离物质的视线通常显示出较深和较宽的CIV槽，其具有较小的最小速度并且变化较小。许多不含Si IV或Al III BAL的C IV BAL可能仅具有轻度饱和或不具有饱和。
2014-07-08 astro-ph.GA
A Reexamination of Phosphorus and Chlorine Depletions in the Diffuse Interstellar Medium
本文通过分析107条星际视线光谱，重新研究弥漫星际介质中磷和氯的耗竭行为，发现磷耗竭随分子氢增加而增强，而氯丰度与分子氢比例无系统关联，并利用中性氯比例估算了含分子氢气体中的原子氢含量。
2023-03-03 astro-ph.GA
Dissociative Recombination of Rotationally Cold OH$^+$ and Its Implications for the Cosmic Ray Ionization Rate in Diffuse Clouds
本文在低温存储环上测量转动冷基态OH$^+$的离解复合速率，发现其显著高于既有实验与理论值，并据此将弥散云宇宙射线电离率上调至$(6.6\pm1.0)\times10^{-16}\\,\mathrm{s}^{-1}$，表明星际云屏蔽更强。
2023-09-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
Revealing the Ionization Properties of the Magellanic Stream using Optical Emission
麦哲伦流是一条尾随在麦哲伦云后面的气体尾巴，如果它在蒸发到晕中之前到达银河系盘，就可以为银河系补充大量的气体。为了确定麦哲伦流的性质如何沿其长度变化，我们对H-α发射以及其他光学暖电离气体示踪剂进行了观测研究，朝向39条视线。使用威斯康星H-α映射望远镜，我们在39条视线中的26条中检测到H-α发射亮度超过30 - 50 mR。这种H-alpha发射从HI发射向外延伸超过2度。通过比较H-α和[OI]强度，我们发现log NHI = 19.5 - 20.0的区域有16 - 67%电离。如果主要电离源是来自麦哲伦云、银河系和河外背景的光电离，那么沿麦哲伦流的大多数H-α强度都要比预期的高得多。我们发现，额外的贡献，从自电离通过一个“冲击级联”的结果，流犁通过晕可能足以再现的H-α发射沿流的基本水平。在南银河系极点以下的稀疏采样区域中，存在一个具有非典型明亮发射的视线子集，这表明气体正在被另一个源进一步电离，该源可能与银河系中心相关的能量过程有关。
2017-11-13 astro-ph.GA
The Transition from Diffuse Molecular Gas to Molecular Cloud Material in Taurus
我们研究了探测金牛座从扩散分子气体到分子云材料过渡的四条视线。原子和分子吸收的测量被用来推断金牛座分子云（TMC）后面的物质分布和朝向恒星的物理条件。新的高分辨率光谱在可见光和近红外波长的星际Ca II，Ca I，K I，CH，CH^+，C2，CN和CO对HD 28975和HD 29647相结合的数据在可见光波长和CO公布的结果从紫外测量HD 27778和HD 30122。气体密度和温度从C2、CN和CO激发和CN化学推断。我们对HD 29647的研究结果值得注意，因为CO柱密度为10^{18} cm^{-2}，而C2和CO激发显示温度为10 K，密度约为1000 cm^{-3}，更像是在暗分子云中发现的条件。我们通过观察CH、C2和NH的反应对CN进行化学分析，得到了类似的结果。增强的钾耗竭和CH/H2柱密度比的降低也表明存在一片暗云。朝向HD27778和HD 30122的方向探测到富含分子的弥散云，可以认为是CO暗气体，而朝向HD28975的视线代表了一种中间情况。尘埃温度的地图有助于改进沿着四条视线的物质描述，并提供了HD29647和TMC中的一个团块之间的距离估计。附录提供了朝向HD 26571方向的结果;这颗恒星也探测了扩散的分子气体。
2021-06-24 astro-ph.GA
The Composition of Interstellar Grains Toward Zeta Ophiuchi: Constraining the Elemental Budget Near the Diffuse-Dense Cloud Transition
我们研究了沿蛇夫座ζ视线方向的星际颗粒的组成，蛇夫座ζ是一个被充分研究的扩散-密集云过渡附近的环境。使用斯皮策太空望远镜和红外空间天文台的档案光谱观测进行固态吸收剂的光谱分解分析。我们发现了强有力的证据，亚微米级的无定形硅酸盐颗粒的存在，主要由橄榄石样的组合物，没有令人信服的证据H2O冰地幔。然而，厚H2O冰地幔大（2.8微米）颗粒的初步证据。固态元素镁，硅，铁，和O的丰度推断从我们的分析和标准参考丰度相比。我们发现，几乎所有的元素镁和硅沿视线是存在于无定形硅酸盐颗粒，而元素铁的相当大的一部分驻留在化合物以外的硅酸盐。此外，我们发现元素O的总丰度与所采用的参考丰度在很大程度上不一致，这表明沿视线方向丢失了多达156 ppm的星际O。在考虑到其他含O固体中O元素丰度的额外限制后，我们得出结论，任何缺失的O元素库必须位于对红外辐射几乎不透明的大颗粒上。
2015-01-12 astro-ph.GA
The ESO Diffuse Interstellar Bands Large Exploration Survey: EDIBLES I. Project description, survey sample and quality assessment
弥漫星际带（DIB）的载流子是大量存在于星际介质（ISM）中的未知分子。经过几十年的研究，最近基于观测和实验室测量，两个强的和可能三个弱的近红外DIB被归因于C60+富勒烯。对于鉴定400多种已知的DIB有很大的希望，因为这一结果可以为其他可能的载体提供化学暗示。为了系统地研究DIB载体的性质，我们发起了一项新的大规模观测调查：ESO弥散星际带大型探测调查（EDIBLES）。其主要目标是建立和扩展现有的DIB调查，以便在表征星际视线的统计上重要的样本的物理和化学条件方面迈出重要一步，目标是反向工程DIB载体的关键分子特性。EDIBLES是一个利用智利帕拉纳尔甚大望远镜上的紫外线和视觉中阶梯摄谱仪的大型补充方案。它的目的是提供一个观测公正的看法的存在和行为的DIBs对早期光谱型恒星的视线探测扩散到半透明的ISM。这样一个完整的数据集将提供每一视线的原子和分子含量、物理条件、化学丰度和元素消耗水平的深入普查。实现这些目标需要一组高质量的数据，包括分辨率（R ~ 70000 - 100000）、灵敏度（每个分辨率元件的S/N高达1000）和光谱覆盖范围（305- 1042 nm），以及大样本量（100+视线）。在这第一份文件的目的，目标和方法的EDIBLES方案的描述和初步评估的数据提供。
2017-08-04 astro-ph.GA
Investigating the OH-H2 relation in diffuse Galactic clouds
本文利用 ESO/VLT 近紫外光谱分析17条视线，量化弥漫银河云中 OH、CH 与 H2 柱密度关系，并解释 OH 与 CH 吸收气体的密度差异。
2023-06-08 astro-ph.GA
Abundance ratios of OH/CO and HCO+/CO as probes of the cosmic ray ionization rate in diffuse clouds
本文提出利用OH/CO和HCO+/CO的丰度比作为弥漫云中宇宙射线电离率（CRIR）的替代探针，结合ALMA观测推导了4条视线方向的密度和CRIR，发现CRIR随消光衰减，支持了理论模型。
2023-04-06 astro-ph.GA
OH Survey along Sightlines of Galactic Observations of Terahertz C+
我们已经获得了OH光谱的四个跃迁的$^2Π_{3/2}$基态，在1612，1665，1667和1720 MHz，向51视线，观察到的太赫兹C+的赫歇尔项目银河系观测。观测范围包括北银道面（32 $^\circ$，64 $^\circ$）和（189 $^\circ$，207 $^\circ$）的经度范围。所有的扩散OH排放符合所谓的“总和规则”的四个亮度温度，表明光学薄的发射条件的OH从弥漫云在银河系平面。HI“晕圈”N（HI）周围分子云的柱密度随OH柱密度N（OH）单调增加，直到当N（HI）=1.0 x 10 $^{21}$ cm $^{-2}$和N（OH）$\geq 4.5\times 10^{15}$ cm $^{-2}$时达到饱和，表明存在HI无法追踪的分子气体。这种线性相关性虽然很弱，但暗示了HI晕对分子形成所需的UV屏蔽的贡献。约18%的OH云在0.07 K的灵敏度下没有相关的CO发射（CO-暗），但与C $^+$发射相关。CO暗分子云的C $^+$强度与OH柱密度之间存在弱的相关性。这些结果表明，OH似乎是一个更好的示踪分子气体比CO在扩散的分子区域。
2017-03-17 astro-ph.GA
Extended correlations between diffuse interstellar bands
本文通过APO星表将DIBs相关性分析扩展到弱DIBs，新提出12个C2候选体和34个可能的C2相关DIBs，并发现一类暂记为chi的DIBs在特定视线中显著增强，为碳链和碳环作为DIBs载体提供了新线索。
2024-08-31 astro-ph.GA
CO, CS, HCO, HCO+, C2H, and HCN in the diffuse interstellar medium
基于88条视线的IRAM与ALMA毫米波吸收观测，研究弥漫星际介质中HCO+、C2H、HCN、CS和HCO的检出率、柱密度比及线宽，并与CO/HCO+发射比较。
2025-06-14 astro-ph.GA
The EDIBLES survey V: Line profile variations in the $λλ$5797, 6379, and 6614 diffuse interstellar bands as a tool to constrain carrier sizes
几个弥漫星际带（DIB）的轮廓与解决的子峰，类似于大分子的旋转带。这些轮廓的分析可以约束DIB载体的尺寸和几何形状，特别是如果轮廓沿着探测不同物理条件的视线表现出明显的变化。利用EDIBLES巡天的大量数据集，我们寻找了$λλ$ 5797、6379和6614 DIBs在具有单一主导星际云的视线中这些次峰的峰-峰分离的系统变化。我们使用了12个单云视线的光谱来测量这些DIB的带剖面子结构中的峰-峰分离。我们采用旋转轮廓形式主义，推导出每个DIB载体的旋转常数和旋转激发温度的视线。我们将这些与线性和球形分子的旋转常数进行了比较，以估计DIB载体的大小。所有三个DIB具有在视线之间系统地变化的峰值分离，指示旋转激发温度的相关变化。我们推导出$B_{6614}$ = $(22.2\pm8.9)\times 10^{-3}$ cm $^{-1}$，与以前的估计一致。假设$λ$ 6614 DIB载体具有相似的旋转温度，并假设为线性载体，我们发现B $_{5797}^{\rm linear}=(5.1\pm2.0)\times10^{-3}~{\rm cm}^{-1}$和B $_{6379}^{\rm linear} =(2.3\pm0.9)\times10^{-3}~{\rm cm}^{-1}$。然而，如果那些DIB的载流子是球形物质，则它们的旋转常数是该值的一半，即$B_{5797}^{\r…
2022-03-03 astro-ph.GA
The CH+ Abundance in Turbulent, Diffuse Molecular Clouds
星际湍流的间歇性耗散是扩散型ISM的重要能量来源。虽然湍流级联的平均加热速率小于宇宙射线和尘埃颗粒上的光电效应，但它可以将大量能量引导到相对较小的一部分气体中，从而经历显着的加热和化学富集。特别是，这种机制已被提出作为一个长期存在的问题的高丰度的CH+沿扩散的分子视线，稳态，低温模型下产生超过一个数量级的解决方案。虽然对这些小尺度耗散区的结构和化学性质已经做了大量的工作，但对这些区域与大尺度湍流性质的关系却关注较少。在本文中，我们试图弥合这一差距，估计温度和CH+柱密度沿扩散分子视线后处理的三维MHD湍流模拟。假设云的密度（30 /cm ^3）、大小（20 pc）和速度色散（2.3 km / s）的值是合理的，我们发现我们计算的丰度与CH+柱密度观测值以及旋转激发的H2分子发射谱线观测值相比都很好。
2015-09-10 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: Extracting diffuse interstellar bands from cool star spectra, DIB-based interstellar medium line-of-sight structures at the kpc scale
我们研究如何弥漫星际波段（DIBs）测量距离分布的目标恒星可以用来定位密集的星际（IS）云在银河系和探测的视线（LOS）的运动学结构，一个潜在的有用的工具时，气体吸收线饱和或不可用的光谱范围。冷目标恒星的数量足以达到这个目的。我们已经设计出适合冷却恒星光谱和多个IS组件的自动DIB拟合方法。数据拟合的合成恒星光谱，合成大地传输，和经验DIB配置文件的组合。同时，恒星的距离和距离估计自我一致的二维贝叶斯方法，从光谱衍生的恒星参数和光度数据。我们分析了盖亚ESO调查（GES）和以前记录的光谱探测$\sim$ 2和10千秒差距长的LOS在银河系的五个不同地区。根据观察到的光谱间隔，我们提取了以下DIB中的一个或多个：$λλ$ 6283.8、6613.6和8620.4。对于每个字段，我们比较了DIB强度与贝叶斯距离和距离，DIB多普勒速度与HI发射光谱。对于所有的领域，DIB强度和目标消光很好地相关。如果目标在距离上广泛分布，则DIB和消光径向距离剖面中的标记台阶彼此匹配，并且大致对应于螺旋臂的预期位置。对于所有领域，DIB的速度结构同意HI发射光谱和所有检测到的DIB对应于强NaI线。这说明了DIB如何被用来定位银河系星际气体，并在kpc尺度上研究其运动学。
2014-10-03 astro-ph.GA
Role of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons on the Cosmic-Ray ionization rate in the Galaxy
宇宙射线电离率（$ζ$，s $^{-1}$）在星际介质中起着重要的作用。它控制离子分子化学并提供热源。在这里，我们使用光谱合成代码CLOUDY沿着朝向HD 169454、HD 110432、HD 204827、$λ$ Cep、X Per、HD 73882、HD 154368、Cyg OB 2 5、Cyg OB 2 12的九条视线执行计算网格。通过匹配H $_3^+$和H $_2$的观察到的柱密度来确定$ζ$的值。多环芳烃（PAHs）的存在影响自由电子密度，从而改变H $_3^+$密度和导出的电离速率。多环芳烃在银河系中无处不在，但也有一些地区不存在多环芳烃。因此，我们认为云的PAH丰度范围，并显示其对H $_3^+$丰度的影响。我们预测的平均宇宙射线电离率H $_2$（$ζ$（H $_2$））=（7.88 $\pm$ 2.89）$\times$ 10 $^{-16}$ s $^{-1}$的模型与平均银河系多环芳烃丰度，（PAH/H =10 $^{-6.52}$），除了天鹅座OB 2 5和天鹅座OB 2 12。对于朝向天鹅座OB 2 12的视线，$ζ$的值几乎小1倍。对于不含多环芳烃的模型，我们估计了$ζ$的平均值（H $_2$）=（95.69 $\pm$ 46.56）$\times$ 10 $^{-16}$ s $^{-1}$。
2021-01-12 astro-ph.GA
The C$^{14}$N/C$^{15}$N Ratio in Diffuse Molecular Clouds
我们报告的第一个检测C $^{15}$ N扩散分子气体从CN吸收线的详细检查档案VLT/UVES光谱的恒星探测当地的扩散云。在所研究的四个方向中的三个方向上确信地检测到（在$\gtrsim4σ$处）C $^{15}$ N同位素体的吸收，并且在主要$^{12}$ CN和$^{13}$ CN吸收组分之间表现为非常弱的特征。在考虑了$^{12}$ CN的弱附加视线成分后，通过曲线拟合确定每种CN同位素体的柱密度，这些成分也见于CH和CH $^+$的吸收曲线。检测到C $^{15}$ N的三条视线的C $^{14}$ N/C $^{15}$ N的加权平均值为$274\pm18$。由于朝向我们目标恒星的扩散分子云具有相对较高的气体动力学温度和相对较低的目视反射率，它们的C $^{14}$ N/C $^{15}$ N比值不应受到化学分馏的影响。因此，我们得到的平均C $^{14}$ N/C $^{15}$ N比值应该代表了局部星际介质中周围环境的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值。事实上，我们的平均值同意以及来自毫米波观测CN，HCN，和HNC在本地分子云。
2015-03-27 astro-ph.GA
Hubble-COS Observations of Galactic High-Velocity Clouds: Four AGN Sight Lines through Complex C
我们报告紫外光谱的银河系高速云（HVC）在复杂的C，采取了宇宙起源光谱仪（COS）的哈勃太空望远镜（HST），连同新的21厘米光谱从绿岸望远镜。宽的光谱覆盖范围和更高的S/N，与以前的HST光谱相比，提供了更好的速度定义的HVC吸收，额外的电离物种，并提高了丰度在这个晕气体。络合物C的金属丰度为0.1-0.3太阳能和广泛的离子，表明与星系晕中的热气体发生了动力学和热相互作用。COS中分辨率G130 M（1133-1468 A）和G160 M（1383-1796 A）光栅中的光谱检测来自低电离态的8种元素（O I，N I，C II，S II，Si II，Al II，Fe II，P II）和中高电离态的3种元素（Si III，Si IV，C IV，N V）的紫外吸收线。我们在Mrk 817、Mrk 290、Mrk 876和PG 1259 +593的四条活动星系核视线上都有高速的HI和OVI柱密度，logN_HI = 19.39-20.05，logN_OVI = 13.58-14.10，并有大量的运动学相关的光电离气体。高离子丰度比与光电离气体和碰撞电离气体之间的冷却界面一致：N（C IV）/N（O VI）= 0.3-0.5，N（Si IV）/N（O VI）= 0.05-0.11，N（N V）/N（O VI）= 0.07-0.13，以及N（Si IV）/N（Si III）= 0.2。
2011-07-19 astro-ph.GA
Diffuse Gas in Retired Galaxies: Nebular Emission Templates and Constraints on the Sources of Ionization
我们提出了被动发展（“退休”）星系，有用的ISM在这些星系的演变调查的发射线模板，其高温源人口的特征。这些模板是基于没有恒星形成和活动星系核的$\sim11500$富气斯隆数字巡天星系的高信噪比（$>800$）共加光谱（$3700-6800$谱）。堆叠光谱提供了整个样本和子样本装箱的平均恒星年龄。在Johansson~et al（2014）的研究中，这些光谱提供了被动演化星系中He II 4686氦谱线的第一次测量，并且观测到的He II/H $β$比限制了吸积白矮星（“单简并”场景）对Ia型超新星速率的贡献。在本文中，明确检测到的发射谱线的全部范围。将观测到的[O I] 6300 π/H $α$比率与光电离模型进行比较，进一步将Ia型超新星的任何高温单简并情况（$\lesssim$为1.5 $\lesssim$ T/ $10^{5}K$ $\lesssim$ 10）限制在最年轻年龄段（即最高的Ia超新星比率）观测到的比率的$\lesssim$ 3-6\%。因此，对于相同的温度，在存在的环境人口的后AGB恒星，我们排除了额外的高温源的综合电离光度为$\approx 1.35\times 10^{30} L_{\odot}/M_{\odot,*}$的恒星星族的平均年龄为1 - 4 Gyrs。此外，我们调查的消光影响恒星和星云连续。后者显示出大约五倍的高值。这与各向同性分布的尘埃和气体…
2016-07-08 astro-ph.GA
Numerical Models for the Diffuse Ionized Gas in Galaxies. I. Synthetic spectra of thermally excited gas with turbulent magnetic reconnection as energy source
目的：本工作的目的是验证是否湍流磁重联可以提供额外的能量输入所需的解释到目前为止只有很少了解的电离机制的弥漫电离气体（DIG）在星系和它的观测到的发射线光谱。研究方法：我们使用一个详细的非LTE辐射转移代码，不使用通常的限制性气体星云近似计算合成光谱的气体在低密度。气体的激发是通过能量平衡中的附加加热项以及通过光电离。这个加热项的数值来自三维电阻磁流体动力学双流体等离子体-中性气体模拟计算能量耗散率的DIG在典型条件下。结果：我们的模拟表明，磁重联可以释放足够的能量，完全或部分的气体。然而，纯热激发气体的合成光谱与观察到的光谱不相容;必须另外存在光电离源以在气体中建立正确的（观察到的）电离平衡。
2012-06-02 astro-ph.GA
[CII] absorption and emission in the diffuse interstellar medium across the Galactic Plane
电离碳是中性扩散星际介质中碳的主要气相储存体，其158微米精细结构转变[CII]是扩散星际介质（ISM）最重要的冷却线。我们结合[CII]吸收和发射光谱，以获得在ISM的不同阶段的物理条件的更好的理解。我们提出了高分辨率[CII]光谱获得的Herschel/HIFI仪器对明亮的尘埃连续源区域在银河系平面，同时探测扩散气体沿视线和背景的高质量恒星形成区域。这些数据的补充观察原子碳的492和809 GHz的精细结构线和中等光谱分辨率的光谱图的精细结构线的原子氧在63和145微米与Herschel/PACS。我们表明，前景吸收的存在下，可以完全取消从背景源中的中等光谱分辨率的数据和高光谱分辨率的光谱，需要解释的[CII]和[OI]发射和[CII]/FIR比的发射。这种现象可以解释部分的[CII]/FIR赤字看到外部发光红外星系。扩散气体中的C+和C激发与平均TK ~100 K的中值压力5900 Kcm-3一致。气体密度的知识使我们能够确定沿着选定的视线吸收气体的填充因子：中值为2.4%，与CNM特性非常一致。平均激发温度被用来推导出银河系平面内C+的平均冷却：9.5 x 10^{-26} erg/s/H。沿着观测的视线，气相碳丰度并没有表现出作为银河系中心半径的函数的强梯度，并且具有C/H = 1.5 +/- 0.4 x 10^{-4}的加权平均值。
2014-10-17 astro-ph.GA
Measuring Optical Extinction Towards Young Stellar Objects Using Diffuse Interstellar Bands
对年轻的金牛座T星和赫比格Ae/Be星的视线消光估计是基于许多不同的测量和分析方法。这导致了同一颗恒星的公布的$A_V$值之间的广泛分散。在这项工作中，我们讨论了在测量消光积极吸积，特别是爆发的年轻恒星物体（YSO）的挑战。然后，我们探索一种方法，以前不适用于年轻的恒星利用弥漫星际带（DIBs）。在早期型恒星中，DIB等效宽度和星际物质柱密度之间存在狭窄的相关性，因此视线消光。在这里，我们测量等效宽度的5780和6614 DIB功能在一个样本的积极吸积YSO，并应用DIB红化校准估计红化和随后的灭绝。我们的校准是新近从现有的文献数据的复合，并充分考虑这些测量中的散射。我们还比较了DIBs推断的光学视线消光值与以前的消光估计我们的样本恒星。
2022-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a large off-centered galactic outflow and its connection to the extraplanar diffuse ionized gas in IC 1553
本研究通过MUSE积分场光谱分析侧向星系IC 1553的eDIG，发现存在偏心大尺度星系外流，揭示激波电离的重要贡献及星团分布对电离条件的影响，强调积分场观测对eDIG研究的关键作用。
2023-08-29 astro-ph.GA
