Gas and dust cooling along the major axis of M33 (HerM33es): ISO/LWS CII observations
C. Kramer, J. Abreu-Vicente, S. Garcia-Burillo, M. Relano, S. Aalto, M. Boquien, J. Braine, C. Buchbender, P. Gratier, F. P. Israel, T. Nikola, M. Roellig, S. V… 展开作者
C. Kramer, J. Abreu-Vicente, S. Garcia-Burillo, M. Relano, S. Aalto, M. Boquien, J. Braine, C. Buchbender, P. Gratier, F. P. Israel, T. Nikola, M. Roellig, S. Verley, P. van der Werf, E. M. Xilouris
We aim to better understand the heating of the gas by observing the prominent gas cooling line [CII] at 158um in the low-metallicity environment of the Local Group spiral galaxy M33 at scales of 280pc. In particular, we aim at describing the variation of the photoelectric heating efficiency with galactic environment. In this unbiased study, we used ISO/LWS [CII] observations along the major axis of M33, in combination with Herschel PACS and SPIRE continuum maps, IRAM 30m CO 2-1 and VLA HI data to study the variation of velocity integrated intensities. The ratio of [CII] emission over the far-infrared continuum is used as a proxy for the heating efficiency, and models of photon-dominated regions are used to study the local physical densities, FUV radiation fields, and average column densities of the molecular clouds. The heating efficiency stays constant at 0.8% in the inner 4.5kpc radius of the galaxy where it starts to increase to reach values of ~3% in the outskirts at about 6kpc radial distance. The rise of efficiency is explained in the framework of PDR models by lowered volume densities and FUV fields, for optical extinctions of only a few magnitudes at constant metallicity. In view of the significant fraction of HI emission stemming from PDRs, and for typical pressures found in the Galactic cold neutral medium (CNM) traced by HI emission, the CNM contributes ~15% to the observed [CII] emission in the inner 2kpc radius of M33. The CNM contribution remains largely undetermined in the south, while positions between 2 and 7.3kpc radial distance in the north of M33 show a contribution of ~40%+-20%.
[CII] as a global cold gas tracer in novel hydrodynamical simulations
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学天体物理研究所）；Centro de Astro-Ingeniería, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学天文工程学中心）
本研究通过含 krome 化学包的 p-gadget-3 模拟，结合半解析模型分析孤立及并合星系，明确 [CII] 是全局冷气体可靠示踪剂，其发射本质依赖星系演化历史，约 50% 来自分子气体。
CII fine-structure line observations of the Sagittarius C Region in the Galaxy's Central Molecular Zone
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Maryland, College Park（马里兰大学天文学系）；Department of Physics, Astronomy, and Geosciences, Towson University（陶森大学物理、天文学和地球科学系）；I. Physikalisches Institut der Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Institut de Radioastronomie Millimètrique（毫米波射电天文研究所）
HIFI observations of warm gas in DR21: Shock versus radiative heating
DR 21大质量恒星形成区的分子气体受到来自中央星团的强紫外线场和快速外流的影响，产生了明亮的激波。两种加热机制的相对贡献是一个长期争论的问题。通过更好地采样的各种示踪剂的激发梯，我们提供了不同的加热机制之间的定量区分。HIFI观测CO和HCO+同位素的中J跃迁，使我们能够弥合地面观测之间的激发能差距，表征较冷的气体，和现有的ISO LWS光谱，约束热气体的性质。比较详细的线轮廓允许识别不同组件的物理结构。尽管已知的H2的冲击激发和清晰可见的强流出，我们发现，所有线的发射到> 2太赫兹可以解释为纯粹的辐射加热的材料。然而，新的赫歇尔/HIFI观测揭示了两种类型的激发条件。我们发现热的和密集的团块靠近中央集群，可能动态流出的影响，和一个更广泛的分布较冷，但仍然密集，分子团块。
Weak, extended water vapor emission in the Horsehead nebula
Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天文台卢克瑟姆宇宙学与天体物理实验室，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学）；Instituto de Física Fundamental (CSIC)（基础物理研究所（西班牙国家科学研究委员会））；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局欧洲空间天文中心）
Non-equilibrium chemistry and cooling in the diffuse interstellar medium - I. Optically thin regime
在流体动力学星系模拟中，要准确处理多相星际介质（ISM），我们不仅要跟踪气体的热演化，还要跟踪其化学状态的演化，包括其分子化学，而不需要假设化学（包括电离）平衡。我们提出了一个反应网络，可用于解决这种热化学演化。我们的模型遵循了11种主导冷却速率的元素的所有电离状态的演变，以及重要的分子，如H2和CO，以及参与其形成的中间分子物种（总共20个分子）。我们包括尘埃颗粒上的化学反应，涉及尘埃的热过程，宇宙射线电离和加热以及光化学反应。我们关注的是漫反射ISM的典型条件，密度为10 ^-2 cm ^-3 <nH <10^4 cm ^-3，温度为10^2 K <T <10^4 K，我们还考虑了一系列辐射场，包括没有紫外辐射的情况。在本文中，我们只考虑气体是光学薄，而纸二认为气体成为屏蔽辐射场。我们验证我们的模型的准确性，通过比较化学平衡与光电离代码多云的化学丰度和冷却功能。我们确定了弥漫星际气体中的主要冷却剂是CII、Si II和Fe II，以及密度大于10^2 cm ^-3的OI和H2。最后，我们研究了非平衡化学对等容或等压冷却气体冷却功能的影响。我们发现，在T <10^4 K时，复合滞后使电子丰度增加到高于给定温度下的平衡值，这可以使冷却速率提高两个数量级。冷却气体也显示出较低的H2丰度比在平衡，由高达一个数量级。
