Heteronuclear diatomics in diffuse and translucent clouds
弥漫和半透明的分子云充满了银河系盘中的绝大多数星际空间，因此是最典型的星际介质（ISM）对象。现代光学和紫外线光谱观测技术的最新进展导致在这种云的光谱中探测到许多原子和分子来源的特征。杂原子双原子分子的分子光谱。OH，OH+，CH CH+，CN，NH，CO在理解它们居住的环境中的化学和物理条件方面发挥着重要作用。本文回顾了星际分子天文观测的历史。最近的结果的基础上的分子特征的光谱变红，早期型OB-星的视觉和紫外观测和讨论。振转光谱的外观与观察到的过渡的基础上高质量的光谱，也提出了。还介绍并讨论了异核硅藻土柱密度（基于推荐的振子强度）与弥漫星际带（DIB）强度之间的关系。
2013-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A cationic carrier for diffuse interstellar band at 862.1 nm: Evidence from the skin effect in nearby diffuse-to-translucent clouds
Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy (CASSACA)（中国科学院南美天文中心）；Universidad Andres Bello（安德斯贝略大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
研究通过分析862.1纳米DIB在不同云层中的行为，发现其与电离能相关，推测为阳离子载体，并估算其电离能为12.40±1.90_-2.29 eV。
2026-03-05 astro-ph.GA
HCO, c-C3H and CF+ : three new molecules in diffuse, translucent and "spiral-arm'' clouds
我们在IRAM 30米处使用EMIR接收器和FTS光谱仪，以195 kHz的光谱分辨率（$\approx$ 0.6 \kms）构造朝向明亮的河外背景源的吸收光谱。我们利用IRAM Plateau de Bure干涉仪合成了\hthcop和HCO在银河系HII区W 49的吸收光谱。%结果{HCO、\cc 3 h\和CF \p \在\EBV = 0.32和1.65 MAg的耀变体\bll \和3C 111中被探测到。HCO在掩星W 49的银道面“螺旋臂”云的吸收中被观测到。在\EBV \ = 0.32 mag（\AV \ = 1 mag）和$δ_τ$ / \EBV \ $\approx\ 0.003$ mag $^{-1}$的均方根噪声水平$δ_τ\approx 0.002$下，现在可以完全确定漫射/半透明气体的85 - 110 GHz吸收光谱中可检测分子种类的补充。} %结论{与OH、\hcop \和\cch一样，\cc 3 h\的相对丰度在扩散和致密分子气体之间变化很小，N（\cc 3 h）/N（{ \it o-c}- \c 3 h 2）$\approx$ 0.1。我们发现N（CF \p）/N（H $^{13}$ CO \p）$\approx 5$，N（CF \p）/N（\cch）$\approx$ 0.005-0.01，因为N（CF \p）随\EBV增加而增加，并且随着其他分子的…
2014-03-14 astro-ph.GA
Effect of surface H$_2$ on molecular hydrogen formation on interstellar grains
我们研究了在扩散和半透明云中，氢分子在颗粒表面的存在如何影响H $_2$的形成效率。氢分子能够降低模型中H原子在晶粒表面的脱附能。详细的微观蒙特卡罗方法被用来进行模型模拟。我们发现H $_2$的存在对H $_2$形成效率的影响强烈地依赖于H $_2$在晶粒表面的扩散势垒。不考虑表面H $_2$的扩散云模型预测，在10 K和14 K的晶粒温度（T）范围内，H原子复合效率高于0.5。在考虑表面H $_2$的扩散云模式中，所采用的H $_2$扩散势垒是80 $\%$ H $_2$解吸能，使得H $_2$可以被捕获在更强的结合位点。根据模型参数，这些扩散云模型预测，在10 K $\leq$ T $\leq$ 14 K时，复合效率在0和0.5之间。结果表明，如果采用较低的H $_2$在晶粒表面的平均扩散势垒（194 K），使H $_2$能在晶粒表面快速扩散，则H $_2$的形成效率不受表面H $_2$的影响.然而，复合效率可以下降到低于0.002，在T $\geq$ 10 K，如果更高的平均H $_2$扩散势垒使用（255 K）在半透明云模型。
2022-03-08 astro-ph.GA
Dust-correlated cm-wavelength continuum emission on translucent clouds ζ Oph and LDN 1780
扩散厘米波红外相关信号，“异常”CMB前景，被认为是出现在卷云的尘埃。我们目前的宇宙背景成像仪（CBI）厘米波数据的两个半透明的云，太阳黑子和LDN 1780的目的是在半透明的云环境中的异常发射的特点。在31 GHz的情况下，测量的亮度比从5 GHz测量的外推高2.4σ，假设在8弧分尺度上的自由-自由光谱。在1{ \odot }角尺度上，这片云的SED主要由cm范围内的自由-自由发射所控制。在LDN 1780中，我们在1{ \odot }的角标度上检测到了3 σ的过量，可以使用旋转尘埃模型进行拟合。在这片云中，CBI数据和跟踪尘埃的红外图像之间存在空间相关性。与近红外模板（IRAS 12和25 μm）的相关性优于IRAS 100 μm，这表明在31 GHz处发射的颗粒非常小。我们计算了这两个云的31 GHz发射率。它们是相似的，并且具有介于卷云和乌云之间的中间值。尽管如此，我们发现了一个指示的发射率和柱密度之间的反比关系，这进一步支持VSG起源的厘米发射，因为大颗粒相对于小颗粒的比例是较小的弥漫云。
2011-02-21 astro-ph.GA
The densities in diffuse and translucent molecular clouds: estimates from observations of C$_2$ and from 3-dimensional extinction maps
本文利用Najar和Kalugina（2020）更新的C$_2$-H$_2$碰撞速率系数，重新建模46个视线方向的C$_2$吸收观测，发现星际云密度比旧值低4到7倍，并与三维消光图结果一致，同时导致宇宙射线电离率估算相应下调。
2024-09-01 astro-ph.GA
Complex organic molecules in diffuse clouds along the line of sight to Sgr B2
到目前为止，大多数相对简单的分子已被发现在星际弥漫分子云在我们的星系，但更复杂的物种已被报道在弥漫/半透明介质的z = 0.89的螺旋星系。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的高灵敏度和角分辨率，我们的目标是沿着Sgr B2（N）的视线在弥漫的分子云中寻找复杂的有机分子。我们使用作为与ALMA进行的EMoCA调查的一部分获得的数据。为了分析Sgr B2（N）中超紧凑HII区域K4检测到的分子的吸收特征，我们计算了这些分子的合成光谱，并拟合了它们的柱密度、线宽、质心速度和激发温度。本文报道了在银河系中心（GC）弥散云中检测到CH 3OH、CH 3CN、CH 3CHO、HC 3 N和NH 2CHO，在盾臂弥散云中检测到CH 3OH和CH 3CN，发现其中一个GC弥散云的化学成分与z=0.89的旋涡星系弥散/半透明介质的化学成分相似。扩散分子ISM中导致化学复杂性的化学过程似乎自z=0.89以来保持相似。正如先前的研究所提出的，扩散分子云中存在的COMs可能是由于扩散和致密状态之间云收缩和膨胀的周期性星际过程。
2017-08-24 astro-ph.GA
Parsec-scale structures and diffuse bands in a translucent interstellar medium at z 0.079
我们对类星体-星系对[SDSS J163956.35+112758.7]进行了详细的研究（zq = 0.993）和SDSS J163956.38+112802.1（zg = 0.079）]的基础上进行的观测使用巨型米波射电望远镜（GMRT），甚大基线阵列（VLBA），斯隆数字巡天（SDSS）和ESO新技术望远镜（NTT）。我们发现，由类星体视线探测的星系的星际介质具有接近太阳的金属丰度（12+log（O/H）= 8.47+/-0.25）和尘埃消光（E（B-V）0.83+/-0.11），这是通常在半透明云中看到的。我们报道了在λ6284的星际扩散带（DIB）中的吸收的探测，其静止等效宽度为1.45+/-0.20。我们的GMRT光谱在星系的红移处显示出强烈的21 cm吸收，积分光学深度为15.70+/-0.13 km/s。后续的VLBA观测表明，背景射电源被分解为三个分量，在星系红移处的最大投影分离为89 pc。其中一个成分太弱，不能提供有用的HI 21-cm吸收信息。针对其他两个分量的集成HI光学深度高于我们的GMRT光谱中测量的深度，并且相差2倍。通过比较的GMRT和VLBA光谱，我们表明在21厘米的光学深度秒差距尺度上的结构的存在。我们讨论了这种结构的影响，在高z阻尼莱曼α系统的自旋温度测量。这里提出的分析表明，这类星体星系对是一个理想的目标，研究的DIBs和分子物种使用未来的观…
2012-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spitzer IRS Detection of Molecular Hydrogen Rotational Emission Towards Translucent Clouds
利用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，我们在两个半透明的高银河系纬度云DCld 300.2-16.9和LDN 1780中探测到了氢分子（H2）的S（0），S（1）和S（2）纯转动（v=0-0）跃迁的辐射。这些线的检测提出了关于远离紫外线辐射源的低消光云内部的物理条件的重要问题。对于这6个位置，在7.9微米处S（2）通量与来自多环芳烃的通量之间的比率平均为0.007。这比斯皮策近红外星系巡天（SINGS）中对非活动星系中心区域测量的相同比率高出约4倍。因此，这些半透明云的环境比整个星系盘更有效地产生每个PAH激发光子的旋转激发H2。激发分析发现S（1）和S（2）发射区是温暖的（T > 300 K），但只占气体质量的2%。我们发现，紫外光子不能在这些地区的激发的唯一来源，并建议通过冲击或湍流耗散的排放的主要原因机械加热。这些云位于天蝎座-半人马座OB星协的外围，可能正在消散最近超新星爆炸产生的机械能。我们认为，温暖的气体在弥漫或半透明的云，集成在磁盘的星系，口袋可能是一个主要的来源，所有非活跃的星系H2排放。
2011-10-19 astro-ph.GA
First Observation of the Submillimeter Polarization Spectrum in a Translucent Molecular Cloud
来自排列尘埃的偏振辐射是ISM中研究磁性的重要工具，也是研究CMB偏振的麻烦污染物。在每一种情况下，要理解偏振信号的重要性，都需要对尘埃颗粒进行良好校准的物理模型。尽管在理论和观测方面取得了数十年的进展，但偏振尘埃模型在很大程度上仍然缺乏约束。在2012年的飞行中，球载望远镜BLASTPol同时获得了250、350和500微米的半透明分子云的宽带偏振图。将这些数据与普朗克850微米波段的偏振测量相结合，我们首次为这种类型的云产生了亚毫米偏振光谱。我们发现，偏振度在很大程度上是恒定的四个波段。这一结果引入了一个新的观察与潜在的ISM灰尘极化模型在以前无法访问的密度制度的经验约束。与Draine和Fraisse（2009）的模型相比，我们的结果不支持他们的两个模型，其中所有的极化都是由于对齐的硅酸盐颗粒引起的。通过创建一个简单的模型，在半透明的云偏振发射，我们验证了消光云内的偏振光谱形状相比，扩散ISM只有很小的影响。因此，我们期望测量的偏振光谱是一个有效的检查扩散ISM灰尘模型。所观察到的偏振光谱的一般平坦度提出了一个挑战的模型，其中温度和对准度是强烈相关的主要尘埃成分。
2017-07-10 astro-ph.GA
Revisiting the OH-CH correlation in diffuse clouds
基于现有的已发表的数据和档案数据沿24视线（其中5个是新的）的分析，我们得到更准确的估计的柱密度的OH和CH对弥漫/半透明的云，并重新审视通常观察到的这些物种的丰度之间的相关性。样本量的增加是可能的，因为来自3137和3143埃处的跃迁的组合以及3886和3890埃处的跃迁的组合的CH的柱密度的等效性，我们在这里已经证明了这一点。我们发现，除了四个弥漫的云，整个源样本显示出一个明确的相关性之间的柱密度的OH和CH类似于以前的观测。分析还验证了OHA-X（3078 & 3082埃）、CHB-X（3886 & 3890埃）和C-X（3137 & 3143埃）跃迁振子强度的理论预测。我们分别从观测到的E（B-V）和N（CH）估计N（H）和N（H2）。N（OH）/N（CH）的比例是不相关的扩散/半透明云的氢的分子分数。我们发现，除了HD 34078的所有云的CH和OH的观察到的柱密度比可以复制简单的化学模型，其中包括气体-颗粒相互作用和气相化学。通过考虑不同的宇宙射线电离率，可以主要再现朝向3个新视线看到的增强的N（OH）/N（CH）比。
2016-04-19 astro-ph.GA
Components of the Diffuse Ultraviolet Radiation at High Latitudes
我们利用银河系演化探测器的数据，研究了银河系纬度70-80度之间地区漫射紫外背景的不同成分。我们发现在FUV（1539 A）和NUV（2316 A）中，$240 \pm 18$和$394 \pm 37$光子单位在零尘柱密度（E（B-V）= 0）处存在偏移。这大约是观测到的总辐射的一半，其余部分由FUV中的$114 \pm 18$光子单位和NUV中的$194 \pm 37$光子单位的河外部分以及高纬度银河尘埃散射的星光组成。尘埃颗粒的光学常数为a=0.4 $\pm$ 0.1和g=0.8 $\pm$ 0.1（FUV）和a=0.4 $\pm$ 0.1和g=0.5 $\pm$ 0.1（NUV）。我们无法区分零偏移量的来源是银河系还是河外，但可以肯定它不是来自任何已知的来源。
2019-08-06 astro-ph.GA
The Diffuse Radiation Field at High Galactic Latitudes
我们已经使用银河系南北两极的GALEX观测研究了银河系光预计将处于最低限度的位置处的漫射紫外线背景。在FUV（1531 nm）和NUV（2361 nm）中，我们发现了230 - 290光子单位和480 - 580光子单位的偏移。其中，大约120个光子单位可以归因于尘埃散射光，另外110个（NUV中为190个）光子单位可以归因于河外辐射。剩余的辐射还未被识别，在FUV中相当于$120 -- 180$光子单位，在NUV中相当于$300 -- 400$光子单位。我们发现当100 $μ$ m表面亮度大于1.08 MJy sr $^{-1}$时，分子氢荧光对FUV有贡献。
2018-04-07 astro-ph.GA
Widespread Galactic CF+ absorption: detection toward W49 with the Plateau de Bure Interferometer
研究\CFP \作为星际介质中\p \和\HH \共存区域示踪剂的有用性。我们使用Plateau de Bure干涉仪合成\CFP \ J=1-0吸收，在102.6 GHz处朝向遥远的HII区域W 49 N的核心，l = 43.2 \degr，b=0.0 \degr，并且我们模拟了扩散/半透明分子气体中的氟化学。我们在很宽的速度范围内探测到了\CFP \吸收，这表明\CFP \广泛存在于含有\HH的银河系盘状气体中。最初在猎户座酒吧和马头PDR的致密气体中检测到，\CFP \随后在朝向\bll \和3C 111的弥漫和半透明云的吸收中检测到。在这里，我们表明，\CFP分布在整个弥漫和半透明的分子盘气体与N（\CFP）/N（\HH）$= 1.5-2.0\times10^{-10}$，增加到N（\CFP）/N（\HH）$= 3.5\times10^{-10}$在一个云在39 \kms \具有较高的N（\HH）$\approx 3\times10^{21}\pcc$。氟化学模型重现了观察到的柱密度和HF的相对丰度，从中形成\CFP，但通常会将\CFP的柱密度高估1.4-4倍。我们表明，自由空间的光解速率$Γ\ga 10^{-9}\ps$，相当于CH，可能占很大的差异，但最近的计算发现一个值约小十倍。在朝向W 49的重度混合和运动学复杂光谱中，\CFP \吸收主要跟踪\HH \分布的峰。
2015-05-29 astro-ph.GA
HD 62542: Probing the Bare, Dense Core of a Translucent Interstellar Cloud
本文讨论了中等红化的B3-5~V星HD~62542的高分辨率$HST$ /STIS紫外光谱和高信噪比光谱中的许多原子和分子物种的星际吸收。这条引人注目的视线显示出非常陡峭的远紫外消光和高分子形式的氢-CH，C $_2$，CN和CO的强吸收，但CH $^+$和大多数常见的弥漫星际带的弱吸收。大多数物质存在于一个单一的狭窄的速度分量中--这提供了一个难得的机会来探测一个几乎没有相关扩散原子气体的单一星际云的主要分子核心。详细的光谱分析表明：（1）主云中的分子分数很高[ $f$（H $_2$）$>$ 0.8];（2）气体相当冷（$T_{\rm k}$ = 40- 43 K，来自H $_2$和C $_2$的转动激发）;（3）局部氢密度$n_{\rm H}$ $\sim$ 1500 cm $^{-3}$（来自C $_2$激发、C $^0$的精细结构激发和简单化学模型）;（4）$^{12}$ CO和$^{13}$ CO的异常高的激发温度可能主要是由于辐射激发;（5）$N$（C $^+$）：$N$（CO）：$N$（C）$\sim$ 100：10：1;（6）许多元素的损耗比在任何其他视线上看到的都要严重，而损耗的详细模式也不同于从银河系视线的更大样本中得出的结果;（7）即使考虑了晶粒辅助复合和低温双电子复合的影响，不同的中性离子/第一离子比对电子密度的估计也不一致。
2020-05-21 astro-ph.GA
Detection of vibronic bands of C$_3$ in a translucent cloud towards HD 169454
本文报道了在HD~169454的半透明云中探测到八条C $_3$的电子振动带，其中七条在天体物理学中迄今未观测到。其中四个波段也被发现朝向另外两个天体：HD~73882和HD~154368。非常高的信噪比（$\sim$ 1000和更高）和高分辨能力（$R=80,000$）UVES-VLT光谱（Paranal，Chile）允许检测C $_3$的新光谱特征，甚至在最强波段显示弱扰动特征。这里介绍的工作提供了迄今为止在半透明星际云中检测到的最大碳链的最完整的光谱调查。高品质的实验室光谱的C $_3$测量使用腔衰荡吸收光谱在超音速膨胀的烃等离子体，以支持对HD~169454的识别频带的分析。推断出N（C $_3$）= $(6.6 \pm 0.2) \times 10^{12}$ cm $^{-2}$的柱密度，并且分子的激发表现出两个温度分量：低$J$态的$T_{exc}= 22 \pm 1$ K和高$J$态的$T_{exc}= 187 \pm 25$ K.旋转激发的C $_3$是合理的解释模型涉及的机制，包括非弹性碰撞，形成和破坏的分子，和辐射泵浦在远红外。这些模型产生的气体动力学温度与$T_{exc}$的结果相当。在紫外-蓝色范围3793-4054 nm的光谱特征的分配可能是相关的未来的研究，旨在解开光谱，以确定与弥漫星际带（DIBs）相关的星际分子。
2014-03-28 astro-ph.GA
B-Fields and Star Formation across Scales with TRAO (B-FROST): CO Abundances, Dynamics and Relative Orientations in the Translucent High Latitude Cloud MBM12
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Institut UTINAM – UMR 6213 – CNRS – Univ. Bourgogne Franche Comté（UTINAM研究所-法国国家科学研究中心-勃艮第弗朗什孔泰大学）；Ecole Normale Supérieure, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎高等师范学院、巴黎文理研究大学、法国国家科学研究中心、索邦大学、巴黎大学）；IRAP, Université de Toulouse, CNRS（图卢兹大学空间物理研究所、法国国家科学研究中心）；Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）；Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京））；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；Seoul National University（首尔国立大学）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）
通过TRAO观测MBM12云的CO丰度、动态和相对取向，结合Herschel数据和12CO/13CO观测，研究高纬度分子云中恒星形成效率低的原因，揭示云内结构的质量-尺寸关系和磁场取向变化。
2026-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparison of the Diffuse Halpha and FUV Continuum Backgrounds: On the Origins of the Diffuse Halpha Background
我们比较了银河系的漫射H $α$图和FUV（1370- 1710）连续谱图。H $α$强度与FUV强度良好相关。H $α$ /FUV强度比一般随H $α$强度和FUV硬度比的增加而增加（1370- 1520 ~ 1560- 1710），这意味着晚OB星可能是高纬H $α$复合线的主要来源。H $α$强度随银河系纬度的变化也与FUV强度的变化非常相似。结果可能表明，不仅H $α$和FUV背景的原始辐射源，而且负责漫射背景的辐射转移机制在很大程度上是共同的。因此，我们提出了一个方案，其中在高纬度的H $α$背景主要由两个组成部分，H $α$光子产生的原位复合在电离区周围的晚OB星和尘埃散射光的H $α$光子起源于晚OB星。
2011-11-09 astro-ph.GA
The first steps of Interstellar Phosphorus Chemistry
含磷物种是地球上形成生命的关键，但它们在星际介质中几乎没有被发现。由于到目前为止，只有PN和PO已被确定为朝向恒星形成区，含P分子的化学形成途径不容易约束，因此非常有争议。在化学模型中仍然缺少的一个重要因素是磷的初始元素丰度，即P的耗尽水平。为了克服这个问题，我们研究了扩散/半透明云中的含磷物种。在这些对象中，磷主要是在气相中，因此，在我们的化学模拟中所需的元素初始丰度对应于宇宙的，因此很好地约束。一个先进的化学模型与更新的P-化学网络已被使用。利用IRAM 30 m望远镜对Blazar B 0355 +508进行了单点观测，观测了PN、PO、HCP和CP的（2-1）跃迁。这条视线包含五个漫射/半透明的云。未检测到PN、PO、HCP和CP的（2-1）跃迁。我们报告了$\mathrm{^{13}CO}$、HNC和CN的（1-0）线的检测以及$\mathrm{C^{34}S}$的首次检测。我们通过应用漫射/半透明云的典型条件，再现了HNC、CN、CS和CO在每种云中的观测。根据我们的最佳拟合模型，最丰富的含磷物种是HCP和CP（$\sim10^{-10}$），其次是PN，PO和$\mathrm{PH_3}$（$\sim10^{-11}$）。我们表明，生产的P-轴承的物种是有利于半透明的，而不是弥漫的云，在那里的环境提供了一个更强的屏蔽星际辐射。基于我们改进的模型，HCP，CP，PN和P…
2019-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Scattered H-alpha emission from a large translucent cloud G294-24
我们研究了一个未记录的大型半透明云，通过SHASSA（南部H-Alpha巡天图集）调查中的增强辐射检测到。我们考虑是否可以解释其多余的表面亮度的光散射的尘埃颗粒在云中，或是否需要从原位电离气体的排放。此外，我们的目标是确定尘埃的温度，云的质量及其可能的恒星形成活动。我们比较观测到的H-α表面亮度的云与预测的辐射转移模型。我们使用WHAM（威斯康星州的H-阿尔法映射器）调查作为银河系的H-阿尔法星际辐射场照亮云的来源。通过云的视觉消光是使用2 MASS J，H和K波段测光得出的。我们使用远红外ISOSS（ISO偶然调查），IRAS和DIRBE数据来研究尘埃的热辐射。LAB（The Leiden/Argentine/Bonn Galactic HI Survey）用于研究与云有关的21 cm HI辐射。对银河弥漫H-α辐射的辐射转移计算表明，云的表面亮度可以完全由云中尘埃粒子散射的辐射来解释。透过云层的最大视消光约为1.2等。该云团伴随有21 cm的HI辐射，速度约为-9km/s。星云的总质量约为550-1000太阳质量。在这片星云中没有恒星形成的迹象。根据依巴谷卫星的数据，云的距离估计约为100 pc。
2010-05-17 astro-ph.GA
Precise Measurements of CH Maser Emission and Its Abundance in Translucent Clouds
我们提出了高灵敏度CH 9厘米ON/OFF观测对18个河外连续源，已发现与OH 18厘米吸收千年调查与阿雷西博望远镜。CH排放检测到对18个源中的6个。通过分析所有探测到的ON和OFF速度分量，直接导出了CH的激发温度。CH 3335 MHz跃迁的激发温度范围为$-54.5$至$-0.4$ K，大致遵循对数正态分布，峰值在[ $-$ 5，0] K内，这意味着在假设$-60$或$-10$ K的常规值计算CH柱密度时高估了20%至十倍以上。此外，采用局部热平衡（LTE）假设而不是CH三超精细跃迁时，CH的柱密度会被低估$1.32\pm 0.03$倍。我们发现CH和OH的柱密度之间的相关性遵循log $N$（CH）=（1.80 $\pm$ 0.49）log $N$（OH）$-11.59 \pm 6.87$。CH和H $_2$柱密度之间的线性关系与可见光研究结果一致，证实CH是扩散分子气体中H $_2$组分的最佳示踪剂之一。
2021-09-16 astro-ph.GA
Diffuse UV Background: GALEX Results
一个明亮的紫外线GALEX图像在一个密集的高银河纬度星际尘埃云的方向进行检查，以测试（和拒绝）的想法，一个明亮的河外紫外线背景辐射场的存在。GALEX“深度成像巡天”拍摄的第二个高纬度地区（几乎完全没有尘埃的地区）的图像显示了类似的明亮背景，显然，这不可能是由于星际尘埃散射的星光造成的。我推测，背景是由于暗物质粒子与星际气体/尘埃核子相互作用。
2009-06-16 astro-ph.GA
The contribution of CHONS particles to the diffuse high Galactic latitude IR emission
这项工作旨在模拟高银河系纬度云光谱中的远红外灰体发射。几个碳质实验室材料的健身测试作为载体的这种修改黑体发射，根据普朗克卫星提供的数据，和其他人之前，是最适合的温度17.9 K和光谱指数β =1.78。其中一些材料因发射率不足而被丢弃，另一些则因β不足而被丢弃。相比之下，CHONS团簇（β =1.4，T=19 K）与硅酸镁（β =2，T=18.7 K）很好地结合在一起，给出的光谱完全落在观测误差条之内（250 μ m处的总发射截面：每个H原子8.6 × 10^{-26} cm^{2}）。银河系中只有15%的碳原子需要用于此目的。所考虑和描述的CHONS颗粒具有无序（无定形）结构，但包括相当大部分的芳环，尽管它们比a-C：H/HAC石墨化程度低得多。它们可以被看作是早期从当时可用的天文观测中推导出的“天文石墨”的一个体现。谷物加热H原子捕获建议作为一个贡献者所观察到的残留排放量，不遵循灰尘/HI相关。
2014-03-04 astro-ph.GA
Shaken or stirred: the diffuse interstellar medium with exceptionally high SiO abundance
本研究利用NOEMA干涉仪在无恒星形成的弥漫星际介质中探测到异常高丰度的SiO，且线宽排除了高速激波机制，挑战了SiO源于恒星反馈的传统观点，强调需重新审视尘埃处理与弥漫星际化学过程。
2023-04-13 astro-ph.GA
First Detection of Galactic Latitude Dependence of Near-Infrared Diffuse Galactic Light from DIRBE Reanalysis
由于星际尘埃粒子的微弱性，其近红外（IR）散射特性的观测研究一直受到限制。使用从漫射红外背景实验（DIRBE）获得的全天空地图，除了我们最近对漫射近红外发射的分析外，我们还研究了1.25，2.2和3.5 μm处漫射银河光（DGL）测量的散射特性（Sano等人，2015; Sano等人，2016）。结果发现，在1.25和2.2 μm处，近红外DGL与100 μm辐射的强度比向低银河系纬度方向增加。假设无限大的星系盘作为照明源，在1.25 μ m和2.2 μm的$0.8^{+0.2}_{-0.3}$中具有较大的散射不对称因子g = <cosθ>的星际尘埃散射光模型可以再现所导出的纬度依赖性。推导出的不对称因子与光学中获得的值相当，但比最近的尘埃模型预期的大几倍。由于1.25和2.2 μm的紫外激发尘埃辐射可能的纬度依赖性将使大的不对称因子降低到合理的值，我们的结果可能表明在弥漫的星际介质中首次检测到这样的额外发射分量。
2016-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anomalously high deuterium fractionation in a galactic translucent cloud: a challenge to chemical models
Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Research Center for Computational Earth and Space Science, Zhejiang Lab（浙江省实验室地球与空间科学计算研究中心）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术重点实验室）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Transdisciplinary Research Area (TRA Matter) and Argelander Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿尔兰德天文学研究所及跨学科研究领域（物质））；Department of Physics and Astronomy, UCL（伦敦大学学院物理与天文系）；School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文系）
研究银河系半透明云中氘分馏，通过IRAM NOrthern Extended Millimeter Array（NOEMA）观测，发现其DCN/HCN和DNC/HNC丰度比远高于元素丰度[D]/[H]，挑战现有化学模型，或可用分散致密核心情景解释。
2026-07-21 astro-ph.GA
VLT/X-shooter survey of near-infrared diffuse interstellar bands
本文介绍了在近红外范围内，从0.9到2.5微米的星际漫谱带（DIBs）的光谱调查。这些观测旨在检测新的DIB，确认先前提出的NIR DIB，并根据已知的视线特性（包括我们光谱中存在的光学DIB）验证它们的行为。在VLT的X-射手被用来获得八个已知的DIB目标和一个大地参考星的中等分辨率光谱。除了已知的9577、9632、10780、11797和13175 Angiotech NIR DIB外，我们还确认了Geballe及其同事在2011年提出的13种NIR DIB中的9种。此外，我们报告了12个新的NIR DIB候选者。最强的近红外DIBs的强度显示出与红化E（B-V）的一般相关性，但具有较大的分散性。几种NIR DIB与5780 Angiotensin DIB强度的相关性比与E（B-V）的相关性更强;尤其是15268 Angiotensin DIB。NIR DIB很强大：五个最强的NIRDIB的总等效宽度代表整个平均DIB光谱（每单位红化）的总等效宽度的百分之几。半透明云HD 147889的近红外DIB相对于一般趋势都很弱。没有发现直接匹配之间观察到的近红外DIBs和实验室基质分离多环芳烃的光谱数据。5780-15268 DIB对之间的强相关性意味着（Nf）_5780 /（Nf）_15268 = 14。然而，HD 147889中15268 Angiotech DIB的强度降低，排…
2014-08-08 astro-ph.GA
Aspect ratios of far-infrared and H i filaments in the diffuse interstellar medium at high Galactic latitudes
本研究基于Planck和HI4PI观测，利用Minkowski泛函分析高银纬远红外与H I纤维结构的形态分布，发现其长宽比与纤维度呈连续自复制分布，且与CO暗H2柱密度增强及相干速度相关，同时测定了湍流磁场强度。
2023-03-28 astro-ph.GA
Large-scale latitude distortions of the inner Milky Way Disk from the Herschel/Hi-GAL Survey
我们使用Herschel Hi-GAL巡天数据来研究银河系内的星际介质和致密的恒星形成团块在银河系经度和纬度的空间分布。本文分析了尘埃柱密度的纬向分布的峰值位置和宽度以及来自合并波段的Hi-GAL测光星表的致密源的数密度的纬向分布随经度的变化。由Hi-GAL 500微米辐射追踪的弥散尘埃柱密度的宽度在整个银河系内部变化，平均值为1°.2-1°.3，与250微米Hi-GAL源的相似。70 μ m的Hi-GAL源定义了一个更薄的盘，其平均半高宽为0°.75，平均纬度为b=0°.06，与ATLASGAL的结果一致。作为GLON函数的GLAT分布显示出调制，无论是对于扩散发射还是对于致密源，在1 ~ +40°、+12°、-25°和-40°处主要朝向负纬度具有~0°.2的位移。当考虑整个源样本时，在MIPSGAL 24或WISE 22 μ m数据中找不到这样的调制。赫歇尔揭示的扭曲被解释为大规模的平面弯曲模式。在更演化的YSO或恒星的示踪剂中缺乏类似的扭曲，排除了引力不稳定性或卫星引起的扰动，因为它们应该同时作用于扩散和恒星盘组件。我们建议，所观察到的弯曲所造成的外来流动的平面外气体与气体盘相互作用。恒星从气体ISM中解耦，并松弛到恒星盘势中。从弥漫的ISM到相对演化的YSO阶段的扭曲消失所需的时间与恒星形成的时间尺度是相容的。
2015-11-19 astro-ph.GA
Caustics and velocity caustics in the diffuse interstellar medium at high Galactic latitudes
本文通过Hessian分析等方法，论证高银纬远红外/HI纤维是冷密度结构而非速度焦散，并利用HI吸收数据证实CNM仅存在于纤维中。
2023-12-30 astro-ph.GA
The Mystery of the Cosmic Diffuse Ultraviolet Background Radiation
GALEX远紫外线（FUV，1300 <$- 1700 <$）中弥漫的宇宙背景辐射被推断为仅部分起源于FUV发射恒星的尘埃散射辐射：大部分FUV背景辐射的来源仍然是一个谜。在银河系的远北和远南纬度，辐射是非常均匀的，而且在所有的银河系中，辐射都朝着银河系的低纬度增加。我们研究推测，这可能是由于相互作用的暗物质与核的星际介质，但我们无法指出一个合理的机制，有效的相互作用。我们还探讨了这样一种可能性，即我们看到的辐射来自明亮的FUV发射恒星，这些恒星从星际颗粒的“第二种群”中散射出来--这些颗粒与FUV波长相比很小。已知存在这样的颗粒（Draine 2011），并且它们以非常高的散射度散射，具有各向同性散射图案。然而，与观测到的分布（从它们的$100\ μ$ m发射推断）的颗粒在银河系高纬度地区的比较表明，颗粒的位置和观测到的FUV发射之间没有相关性。我们对小颗粒的远紫外散射的模拟还表明，在银河系的高纬度地区，无论是北半球还是南半球，这样的“小”颗粒肯定非常少;这可能仅仅意味着在银河系的两极，任何类型的星际尘埃都非常少，这与Perry和Johnston（1982）的观点一致。我们还回顾了我们对莱曼$α$紫外波长短距离处宇宙漫射背景的有限了解--可能是我们的漫射远紫外背景的“第二成分”持续存在于莱曼极限的短距离处，并且是宇宙再电离的原因（Kollmeier et al. 2014）。
2014-10-18 astro-ph.GA
Measurements of Diffuse Sky Emission Components in High Galactic Latitudes at 3.5 and 4.9 um Using DIRBE and WISE Data
使用从COBE/DIRBE获得的3.5和4.9微米的全天空图，我们提出了一个再分析的漫射天空的排放，如黄道光（ZL），漫射银河光（DGL），综合星光（ISL），和各向同性的剩余排放，包括河外背景光（EBL）。我们的新分析，其中包括一个改进的估计ISL使用宽视场红外巡天探测器（WISE）的数据，使我们能够找到DGL信号之间的直接线性相关性扩散近红外和100微米的排放在高银河系纬度（|b| > 35度）。在3.5um处，高纬度DGL结果与先前DIRBE分析得出的低纬度值相当。与模型的DGL光谱假设的尘埃颗粒组成的无定形硅酸盐，石墨，和多环芳烃（PAH）的尺寸分布相比，在3.5和4.9 μ m的测量DGL值限制的质量分数PAH颗粒的总尘埃物种超过~ 2%。这与斯皮策/IRAC对银河系低纬度地区的结果一致。在3.5 μ m处得到的8.9 +/- 3.4 nW m^{-2} sr^{-1}的剩余发射与综合星系光的水平和伽马射线观测的EBL约束勉强一致。与先前的研究相同，由于ZL扣除中的较大不确定性，未显著检测到4.9 μ m处的残留发射。结合我们在1.25和2.2微米的DIRBE数据的再分析，在近红外的残余发射表现出瑞利-金斯光谱。
2015-12-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse Radiation from the Aquila Rift
我们提出了一个分析的扩散紫外线（UV）背景在低纬度地区附近的天鹰座裂谷的基础上所作的观测星系演化探测器（GALEX）。紫外线背景的水平约为2000 ph cm^-2 s^-1 sr^-1 Sr ^-1，与银河系纬度或100微米红外线（IR）辐射都没有相关性。相反，紫外线辐射随着与明亮的B2恒星HIP 88149的距离而减弱，这颗恒星位于视野的中心。我们已经使用蒙特卡罗模型来推导出在具有0.2 - 0.4的相函数不对称因子（g）的UV中的0.6 - 0.7的λ/d 0。α的值取决于尘埃的分布，而g则由晕的范围决定。
2015-09-03 astro-ph.GA
The Diffuse Galactic Far-Ultraviolet Sky
我们提出了一个全天空地图的弥漫银河远紫外线（1344-1786埃）的背景使用GALEX数据，覆盖65%的天空与11.79弧分平方像素。我们调查的依赖背景上的银河系坐标，发现一个标准的余割模型的强度是不是一个有效的配合。此外，我们将我们的地图与银河系100微米发射，N_HI柱和H-α强度的所有天空地图进行比较。我们测量一个一致的低水平FUV强度在零点的其他银河数量，表示300 CU的非散射各向同性组件的扩散FUV。在100 μ m以下，FUV和100 μ m发射之间也存在线性关系，其值为8 MJy/sr。我们发现在10^21平方cm以下，FUV和NHI之间也存在类似的线性关系。FUV和H-α强度之间的关系没有这样的恒定截止值。对于所有的银河量，线性部分的斜率随银河纬度而减小。一个修改后的余割模型，考虑到尘埃散射的不对称性和散射，能够准确地适合在纬度20度以上的扩散FUV。最佳拟合模型指示0.62 ± 0.04的散射不对称函数a和0.78 ± 0.05的散射不对称函数g。与模型拟合的偏差可能表明荧光或激波锋面的过量FUV发射区域，而低纬度地区的FUV发射受到抑制可能是自屏蔽尘埃云的结果。
2013-11-04 astro-ph.GA
A High-Resolution Study of the CO-H2 Conversion Factor in the Diffuse Cloud MBM 40
我们在高纬云MBM 40的核心和包层进行了103条视线的CO（1-0）观测，以确定CO-H_2转换因子（X_CO）在整个云内的变化。用CH数据以相似的分辨率（CO为1'，CH为1.5'）校准X_CO，得到的X_CO值范围为0.6 × 10^20 ~ 3.3 × 10^20 cm^-2 [K km s^-1]^-1，平均值为1.3 × 10^20 cm^-2 [K km s^-1]^-1。考虑到这片云的最大红化值为0.24等，它应该被归类为漫射的而不是半透明的分子云。由CO数据和我们的X_CO值得到的质量为：云核为9.6M（太阳），云壳为12 M（太阳），云外围为10 M（太阳）。云的分子质量的三分之一被发现在一个区域与E（B-V）< 0.12马格。
2013-08-30 astro-ph.GA
Diffuse RRL emission on the Galactic plane between l=36 to 44 degrees
射电复合线（RRL）可以用来确定沿银河平面的发射测量。我们使用深（每波束2100秒）HI Parkes回避区调查，其带宽内包括3个RRL（H $166α$、H $167α$和H $168α$）。选择区域$\ell = 36\degr$至$44\degr$、$b = -4\degr$至$+4\degr$，以包括来自本地臂、人马座臂和盾牌臂的发射。以$(\ell, b) = (40\degr, 0\degr)$为中心的$8\degr \times 8\degr$数据立方体由速度和空间分辨率分别为27 $\kms$和15.5 arcmin的RRL谱构成。众所周知的\hii地区，以及银河系平面上的弥漫RRL发射确定。在整个银道面上的积分RRL发射的银道纬度部分描绘了亮度温度（$T_{b}$）分布，其在纬度上的半功率宽度为$\simeq 1\fdg5$。电子温度$T_{e} \simeq 8000$ K的值从与WMAP自由-自由MEM模型的比较中导出。根据RRL资料得到的$T_{b}$分布与WMAP的5年资料相结合，得到了银河脊上的异常尘埃。在本文中，我们证明，弥漫电离辐射的银河山脊上可以恢复使用RRL从ZOA调查。因此，这种方法能够补充\ha数据在低银河系纬度，使一个全天空自由的模板来推导。
2009-12-11 astro-ph.GA
Galactic Latitude Dependence of Near-Infrared Diffuse Galactic Light : Thermal Emission or Scattered Light?
近红外漫射银河光（DGL）是由星际辐射场（ISRF）照射下的星际尘埃颗粒的散射光和热辐射组成的。在1.25和2.2微米，最近的观测研究表明，DGL与星际100微米尘埃发射的强度比在银河系高纬度急剧下降（b）。在本文中，我们研究的起源（S）的基础上的热发射和散射光的模型的b-依赖性。结合热发射模型与普朗克观测到的多环芳烃丰度的区域变化，我们发现，近红外热发射分量的贡献，所观察到的DGL小于~ 20%。我们还研究了散射光的b-依赖性，假设一个平面平行星系的ISRF和尘埃密度沿垂直方向的平滑分布，并假设一个散射相函数根据最近开发的星际尘埃模型。我们将散射光强度归一化为100 μ m的强度，根据普朗克观测结果校正了余割-b定律的偏差。因此，本模型考虑了尘埃和ISRF性质的所有b-依赖性，可以解释观测到的近红外DGL的b-依赖性。然而，100 μ m发射的校正的不确定性很大，其他归一化量可能适合于更稳健的DGL分析。
2017-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of atomic hydrogen gas in the Galactic plane from THOR 21-cm absorption spectra: a comparison with the high latitude gas
中性氢21厘米谱线是研究星际介质冷相和暖相原子态的一个很好的示踪剂。结合21厘米的发射和吸收观测是非常有用的，以研究气体的性质在很宽的密度和温度范围。在这项工作中，我们使用了21厘米的吸收光谱从最近的干涉测量，以及相应的发射光谱从早期的单碟调查研究的性质的原子气体在银河系。特别是，我们专注于通过气体盘在银河系平面和高银河系纬度视线通过更扩散的气体之间的性能比较。正如预期的那样，分析显示，与高纬度视线相比，银河系平面内气体的平均温度较低。平面中的气体也具有较高的分子分数，在尘埃-气体相关中表现出急剧的过渡和平坦化。另一方面，观测到的21厘米亮温和光学深度之间的相关性表明，在自旋温度分布上存在一些内在的差异，并且与具有相同光学深度的高纬度扩散气体相比，银道面中的一部分气体具有中等光学深度（对于0.02 < $τ$ < 0.2），但具有更高的自旋温度。这可能是由于银河系平面上存在一小部分温度略高、密度较低的冷气体。
2022-10-20 astro-ph.GA
The Diffuse Ultraviolet Background Close to the Galactic Plane
我们利用旅行者号和银河系望远镜观测到的银河系赤道附近的漫射光。我们发现，大多数观测结果相对较暗，表面亮度小于5,000光子单位。这一点很重要，因为许多紫外线望远镜都没有在银河系低纬度地区进行观测，因为担心明亮的漫反射辐射。我们的数据与星际尘埃颗粒的发射是一致的，其相位函数（$a$）为0.2 - 0.3，相位函数（$g$）为$ < 0.7$在1100 ° C，$0.2 < a < 0.5; g < 0.8$在1500 ° C，$0.4 < a < 0.6; g < 0.4$在2300 ° C。
2020-04-11 astro-ph.GA
Radiative Transfer in a Translucent Cloud Illuminated by an Extended Background Source
本文讨论了半透明云在扩展背景光源照射下的辐射转移理论。首先，我们推导出一个严格的解决方案的假设，多次散射产生各向同性通量的基础上。然后，我们推导出一个更易于管理的分析近似，它很好地匹配的结果，严格的方法。为了验证我们的模型，我们将我们的预测与精确的实验室测量结果进行比较，这些测量结果针对各种类型的特征良好的颗粒，包括分别代表天文冰和金属颗粒的纯电介质和强吸收材料，在不需要添加自由参数的情况下找到了极好的一致性。我们使用我们的模型来探索一个天体物理云的行为，由一个弥漫的源与尘埃颗粒具有典型的ISM颗粒的Draine & Lee（1984年）和原行星盘的参数，与应用程序的黑暗剪影盘114-426在猎户座星云。我们发现，散射项修改的透射辐射，无论是在强度（消光）和形状（红化）的光谱分布。特别是，对于小的光学厚度，我们的研究结果表明，散射使得在可见光波长的红化几乎可以忽略不计。一旦光学厚度增加到足够大，散射事件的概率接近或大于1，就会出现红化，但相对于视线吸收的标准表达式会有明显的修改。此外，晶粒折射率的变化，特别是吸收量的变化，也发挥了重要作用，改变光谱透射曲线的形状，与介电晶粒显示最小量的红化。
2017-04-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
An XMM-Newton Survey of the Soft X-ray Background. II. An All-Sky Catalog of Diffuse O VII and O VIII Emission Intensities
我们提出了一个全天空的目录弥漫O VII和O VIII线强度，从档案XMM观测提取。O VII和O VIII的强度通常分别为~2-11和<~3 ph/cm^2/s/sr（LU），尽管也记录到更亮的强度。我们的数据集包括XMM多次观察到的217个方向。来自这样的方向的强度的时间变化可以用于约束SWCX模型。O VII和O VIII强度在重复观测之间通常变化<~5和<~2 LU，尽管观察到>10 LU的几次强度增强。我们比较了我们的测量与SWCX模型。预计日光层SWCX强度会随着黄道纬度和太阳周期而变化。我们发现，观测到的氧气强度通常从太阳极大值到太阳极小值降低，无论是在高黄道纬度（如预期）还是在低黄道纬度（如预期）。地冠SWCX强度预计将取决于太阳风质子通量和视线的路径通过磁鞘。在已经多次观测到的方向上看到的强度变化与地冠SWCX模型的预测不一致。氧谱线占3/4 keV X射线背景的40-50%，这不是由于未解决的活动星系核，与以前的测量结果一致。然而，这部分是不容易解释的组合SWCX发射和发射热等离子体中的光环。谱线强度倾向于随着朝向银河系内部的经度而增加，可能是由于该方向超新星速率的增加，或者存在以银河系中心为中心的吸积物质晕。在不同的天区，强度随银河纬度的变化是不同的，不能用一个简单的平行面或等强度晕模型来解释。（节录）
2012-09-05 astro-ph.GA
A Comparison of Multi-Phase Magnetic Field Tracers in a High-Galactic Latitude Region of the Filamentary Interstellar Medium
了解银河系磁场如何穿过多相星际介质（ISM）仍然是一个相当大的挑战，因为不同的磁场示踪剂探测不同的相位和场分量。我们寻找一个共同的磁场之间共享的电离和中性ISM的证据，通过比较1.4 GHz的无线电连续极化和HI线发射的银河阿雷西博L波段馈电阵列连续凌日调查（GALFACTS）和银河阿雷西博L波段馈电阵列HI（GALFA-HI）调查，分别。我们计算的偏振梯度的连续发射和搜索协会与弥漫/半透明HI结构。极化梯度是敏感的热电子密度和视线的磁场强度（$B_\parallel$）在温暖的电离气体的综合产品的变化，而狭窄的HI结构突出了冷中性气体的天空场的平面方向。我们在高银河纬度的阿雷西博天空中确定了一个区域，G216+26以$(\ell,b)\sim(216°,+26°)$为中心，在偏振梯度中包含细丝，这些细丝与大致平行于银河平面的狭窄HI结构对齐。我们提出了一个多相位的观测和磁场示踪剂的比较，这一地区，表明温暖的电离和冷中性介质连接可能通过一个共同的磁场。我们量化与H $α$发射相关的极化梯度丝的物理性质，测量视线场强$B_\parallel=6{\pm}4 μ$ G和等离子体β $β=2.1^{+3.1}_{-2.1}$。我们讨论了缺乏广泛的多相磁场对齐，并考虑该地区是否与一个短的时间尺度或物理罕见的现象。这项工作突出了多示踪剂分析了解磁化ISM的效用。
2021-12-06 astro-ph.GA
The Diffuse Ultraviolet and Optical Background: Status and Future Prospects
紫外线和光学背景形成了任何天空观测的基线。它包括来自大气层的发射线和散射光;行星际氢的莱曼线的共振散射和太阳系尘埃的太阳光散射（黄道光）;星际尘埃（DGL）的星光散射，分子氢荧光发射或选定区域的线发射;以及在银河系高纬度地区最容易看到的河外成分。我们将讨论紫外和光学中漫射辐射场的不同组成部分。最后，我们希望在太阳系边缘附近的任务中会有新的观测结果。
2019-09-25 astro-ph.GA
Galactic Cirri at High Galactic Latitudes: I. Investigating Scatter in Slopes between Optical and far-Infrared Intensities
本文利用DESI光学与IRAS远红外强度斜率构建大样本银河卷云，发现斜率存在4-5倍显著弥散，并归因于尘埃不对称因子和反照率等固有性质的局域变化。
2024-06-05 astro-ph.GA
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
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
Central wavelengths and profile shapes of diffuse interstellar bands vs. physical parameters of intervening clouds
本文试图确定是否有中心波长的变化或轮廓形状的弥漫星际带（DIBs），以及这些变化是否是由不同的物理参数的半透明云。为此，我们使用了通过两个不同的单云看到的两颗恒星的光谱：HD34078（AE Aur）\和HD73882，使用两种不同的仪器获得：MIKE摄谱仪，由Las Campanas天文台的6.5米麦哲伦望远镜提供，以及UVES，由Paranal天文台的8米Kueyen望远镜提供。测量了6196、6203、6376、6379和6614 nm的DIB相对于星际原子和分子谱线K {\sc i}和CH的波长位移。在4726、4964、4763和4780 nm处的DIB中似乎不存在上述偏移。此外，所考虑的剖面可能显示（在HD34078中）扩展的红色翼。观察到的现象可能与干预云的物理参数（分子物种的旋转温度）有关，并可能有助于识别DIB载体。
2020-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of 6 - 200 μm emission of the Ophiuchus cloud LDN 1688
我们检查两个位置，ON 1和ON 2，蛇夫座云LDN 1688使用的观测与ISOPHOT仪器搭载的ISO卫星。数据包括中红外光谱（~6-12μm）和几个高达200μm的光度带。这些数据探测了分子PAH类型物种、瞬时加热的极小颗粒（VSG）和大型经典尘埃颗粒的排放。我们比较观察到的早期研究，特别是那些进行了对一个孤立的半透明云Chamaeleon（纸I）。朝向两个LDN 1688位置的光谱彼此非常相似，尽管位置ON 1具有更大的列密度并且可能经受更强的辐射场。中红外特征的比率与其他漫射和半透明云中发现的相似。与论文I相比，7.7/11.3μm波段比较低，在两个LDN 1688位置均为~2.0。在~10μm区域检测到连续谱。这在朝向位置ON 1时更强，但仍然低于论文I中的任何视线。远红外不透明度高于漫射介质。位置ON 2的值，τ200/N（H）= 3.9 x 10^{-25} cm ^2/H，是ON 1的两倍。LDN 1688的辐射场主要由两颗嵌入的B型双星ρ Oph AB和HD 147889所控制，另外还有来自Upper Sco OB星协的贡献。强加热反映在大颗粒发射的高色温（~24 K）中。辐射转移模型证实了高水平的辐射场，并指出多环芳烃颗粒的丰度增加。然而，当考虑到由本地B星引起的辐射场的硬化时，观测结果可以在几乎不改变标准尘埃模型的情况下进行拟合。然而，所有的模型都低估了中红外…
2012-10-17 astro-ph.GA
Extending the view of ArH+ chemistry in diffuse clouds
赫歇尔任务的一个惊喜是在蟹状星云的发射和对强银河背景源的吸收中检测到ArH+。虽然这些探测仅限于银河系的第一象限，但现有的数据表明，ArH+无处不在，专门探测ISM的扩散原子区域。在这项研究中，我们扩大了ArH+的覆盖范围到银河系的其他部分，其J = 1-0过渡沿7个银河视线明亮的亚毫米连续源的新观测。我们的目标是通过评估其与其他众所周知的原子和分子气体示踪剂的相关性（或缺乏相关性）来衡量其作为纯原子气体示踪剂的效率。在APEX 12米望远镜上使用新的灵敏的SEPIA 660接收器对617.5 GHz附近的ArH+进行了观测。该接收机的两个边带使我们能够同时观察到607.227 GHz的p-H2O+跃迁和ArH+谱线。通过分析OH+和o-H2O+的稳态化学，我们得出了在本研究所研究的视线方向上的平均宇宙线电离率（CRIR）为2.3e-16 s^-1。使用CRIR和所观察到的ArH+丰度的导出值，我们限制由ArH+追踪的气体的分子分数低于2 e-2，中值为8.8e-4。结合起来，我们的ArH+，OH+，H2O+，和CH探测ISM的不同制度的观察，从扩散原子扩散和半透明的分子云。在银河系尺度上，我们看到N（ArH+）的分布与N（H）的分布相关，特别是在银河系内部，在更大的银河系中心距离处，原子气体的温暖中性介质相可能甚至有贡献。我们推导出的平均O/P比为2.1的H2O+，这对应于核自旋…
2020-10-05 astro-ph.GA
Shear, writhe and filaments: turbulence in the high latitude molecular cloud MBM 40
该研究利用多波段分子谱线与HI数据，通过视线概率分布函数方法分析高纬度分子云MBM 40，揭示其由剪切流塑造的纤维状结构及不同示踪剂对应的致密与弥散气体分布。
2023-06-11 astro-ph.GA
Star formation in a diffuse high-altitude cloud?
最近发现的两个星团与弥漫的高纬度云HRK 81.4-77.8有重要的意义，恒星形成的星系晕。我们推导出一个合理的距离估计HRK 81.4-77.8主要是从它的气体性质。我们在空间上相关的国家的最先进的HI，远红外和软X射线数据来分析云中的扩散气体。利用HRK 81.4-77.8对来自星系晕的软X射线辐射的吸收来约束到云的距离。HRK 81.4-77.8最有可能位于银河系盘晕界面内约400 pc的高度。HI数据揭示了热、冷气相之间密度和压力的不平衡。显然，冷的气体被热的介质压缩。这种不平衡可能会触发分子气体的形成，这些气体位于pc到亚pc尺度的银河系平面上方。
2016-03-17 astro-ph.GA
The SRG/eROSITA diffuse soft X-ray background. I. The local hot bubble in the western Galactic hemisphere
本研究利用太阳活动极小期的SRG/eROSITA首次全天巡天数据，分析银河北半球软X射线背景中的本地热泡，发现其温度存在南北二分等空间特征，构建了三维模型并测得热压偏低，提示其高银纬方向可能开放。
2024-10-30 astro-ph.GA
Dusting off the diffuse interstellar bands: DIBs and dust in extragalactic SDSS spectra
利用超过150万的河外光谱，我们研究了银河系中神秘的弥漫星际带（DIBs）的性质。这些数据为我们提供了一个前所未有的高银河系纬度和低尘埃柱密度的天空样本。我们提出了我们的方法，研究8个DIBs的等效宽度与尘埃消光和一些原子种类的相关性，以及四个DIBs - 5780.6A，5797.1A，6204.3A和6613.6A -在近15000平方度的分布。如前所述，DIBs的强度与灭绝相关，因此不可避免地相互关联。然而，我们表明，DIBs甚至可以存在于无尘区域。此外，我们发现，DIBs与灰尘的相关性在天空中变化显着。相对于灰尘的预期，DIB密度不足或过高，通常分布在数百平方度。这些补丁是不同的四个DIB，表明他们不太可能来自同一个载体，如前所述。
2014-12-01 astro-ph.GA
