Gas Phase Distribution in the Neutral ISM: A Comparison between Observation and Numerical Simulation
Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）
研究通过Hi 21厘米发射-吸收光谱分析中性星际介质不同相的分布，并与数值模拟结果对比，发现UNM与湍流强度存在潜在关联。
2026-09-15 astro-ph.GA
Destruction of Interstellar Dust in Evolving Supernova Remnant Shock Waves
超新星产生的冲击波是造成星际介质（ISM）中大部分尘埃颗粒破坏的原因。迄今为止，尘埃破坏时标的计算都是使用平面平行定常激波进行的，然而，当破坏时标变得比超新星遗迹（SNR）激波演化的时标更长时，这种近似就失效了。在本文中，我们提出了新的计算粮食破坏的发展，辐射信噪比。为了便于与Jones等人（1996年）以前的研究进行比较，我们采用了与该论文相同的粉尘特性。我们发现，当SNR中的冲击气体包的热历史与稳态冲击后的热历史显著不同时，晶粒破坏的效率与稳态冲击的效率最不一致。这种情况发生在速度>~ 200 km/s的冲击波中，此时残余物刚刚开始辐射。假设信噪比在暖相主导的ISM中演变，我们发现与Jones等人（1996）假设的热气主导的ISM相比，尘埃破坏时间尺度增加了约2倍。最近对超新星速率和ISM质量的估计导致破坏时间尺度增加了约3倍，导致硅酸盐颗粒破坏时间尺度为约2-3 Gyr。这些增加，虽然不能解决硅酸盐颗粒的破坏和创建的时间尺度不一致的问题，是一个重要的一步，了解起源，并在ISM中的灰尘的演变。
2015-02-03 astro-ph.GA
Modelling ultraviolet-line diagnostics of stars, the ionized and the neutral interstellar medium in star-forming galaxies
我们结合国家的最先进的模型生产的恒星辐射和其通过星际介质（ISM）的传输，调查紫外线诊断的恒星，电离和中性ISM在恒星形成的星系。首先，我们评估我们的恒星星族合成模型的可靠性拟合吸收线指数ISM自由紫外光谱的10个大麦哲伦星系团。在这样做的时候，我们发现，忽略随机抽样的恒星初始质量函数在这些年轻的（$\sim10$ -100百万年），低质量的集群影响可以忽略不计的紫外线为基础的年龄和金属丰度的估计，但可能会导致显着高估的恒星质量。然后，我们进行并开发了一个简单的方法，基于理想化的描述的ISM的主要特征，计算在物理上一致的方式星云发射和星际吸收的恒星形成星系的紫外光谱的综合影响。我们的模型考虑了辐射通过电离的内部和外部的短寿命恒星诞生云的中性信封，以及辐射转移通过弥漫的云间介质的传输。我们使用这种方法来探索恒星的纠缠签名，电离和中性ISM的恒星形成星系的紫外光谱。我们发现，除了一些显着的例外，大多数标准的紫外线指数定义的光谱中的ISM-免费的恒星星族容易受到显着的污染的ISM，这与金属丰度增加。我们还确定了几个星云发射和星际吸收功能，特别干净的示踪剂的ISM的不同阶段脱颖而出。
2017-09-14 astro-ph.GA
The fate of the interstellar medium in early-type galaxies. I. First direct measurement of the timescale of dust removal
淬灭恒星形成的一个重要方面是从星系中移除冷的星际介质（ISM;非电离气体和尘埃）。此外，尘埃颗粒可以在热的或湍流的介质中被破坏。采用的除尘时间尺度通常依赖于不确定的理论估计。追踪尘埃的清除是很棘手的，因为通常尘埃是由连续几代的恒星不断补充的。我们的目标是通过观测测量除尘的时间尺度。我们在这里探索一种方法来选择星系，确实有可检测到的尘埃和冷ISM量，但表现出低电流尘埃生产率。因此，尘埃和气体含量的任何减少都是这些星系年龄的函数，必须归因于ISM去除的过程。我们使用了赫歇尔在远红外线中检测到的星系样本，这些星系具有视觉上指定的早期形态或红色螺旋。我们还获得了JCMT/SCUBA-2的观察，其中五个。我们发现，随着年龄的增长，尘埃与恒星的质量比呈指数下降，我们将其解释为这些星系中尘埃去除的进化趋势。我们首次直接测量到这类星系的尘埃清除时标为τ =（2.5+-0.4）Gyr（对应的半衰期为（1.75+-0.25）Gyr）。这个量可以用在模型中，在模型中，它必须被假定为先验的，不能推导出来。任何在这些星系中移除尘埃的过程，例如尘埃颗粒的破坏，都不可能在较短的时间尺度上发生。这个时间尺度与模拟中发现的具有类似恒星质量的星系的淬火时间尺度相当。灰尘可能是内部的，而不是外部的。它要么是在过去由超新星直接形成的，要么是由SNe产生的种子形成的，ISM中的颗粒生长对尘埃质量的积累有很大的贡献。
2019-10-14 astro-ph.GA
HST Detection of Extended Neutral Hydrogen in a Massive Elliptical at z = 0.4
我们首次在一个z~0以外的大质量椭圆星系的星际介质中探测到了扩展中性氢气体。观测利用z_QSO = 1.676的类星体HE 0047 - 1756的双透镜图像作为z = 0.408的大质量（M_star~10^11 M_sun）椭圆透镜中ISM的吸收线探针，在透镜两侧的投影距离d = 3.3和4.6 kpc处探测气体。使用空间望远镜成像光谱仪（STIS），我们获得了透镜类星体的紫外吸收光谱，并确定了一个突出的流量不连续性和相关的吸收功能匹配的莱曼系跃迁z = 0.408在两个视线。在穿过透镜的两个位置，HI柱密度为log N（HI）= 19.6 - 19.7，与在附近椭圆星系的21厘米图像中看到的相当。HI气体的运动学是很好地匹配的运动学的FeII吸收复杂的地面上阶梯光栅的数据显示，整个星系的速度剪切360公里/秒。我们估计在这两个位置的ISM铁丰度为0.3 - 0.4太阳。包括可能的尘埃耗尽增加了估计的铁丰度太阳或超太阳，类似于热ISM和附近的椭圆星系的恒星。假设这种富铁气体的覆盖率为100%，我们推断在大质量椭圆透镜的冷ISM中的总Fe质量为M_cool（Fe）~（5 - 8）× 10^4 M_sun，这不超过在热ISM中观测到的总Fe质量的5%。
2017-09-05 astro-ph.GA
Cosmic Ray Transport in the Ionized and Neutral ISM: MHD-PIC Simulations and Effective Fluid Treatments
宇宙射线（CR）在多相星际介质（ISM）中具有关键影响，驱动低密度等离子体中的动力学运动，并改变高密度原子和分子气体的电离状态、温度和化学成分。我们提出了一个电离ISM和中性云之间的CR传播的研究。使用一维磁流体动力学粒子在细胞模拟，其中包括离子中性阻力阻尼Alfv $\acute{\text{e}}$ n波在云中，我们自洽地发展的动力学物理的CR和流体动力学的多相气体。通过在我们的周期域中引入云，我们的模拟打破了平移对称性，并允许CR分布函数中出现空间结构。负的空间梯度形成在完全电离的ISM区域，而正的梯度形成在中性云。我们连接我们的结果与CR流体力学配方计算波粒散射率预测准线性，流体，和福克-普朗克理论。对于动量的平均自由程是短的相对于盒子的大小，我们发现所有的散射率之间的良好协议。通过探索不同的云的大小和离子中性碰撞率，我们表明我们的结果是强大的。我们的工作提供了CR流体力学的第一原理验证时，粒子流的压力梯度，并打开了一个途径，从自生Alfv $\acute{\text{e}}$ n波散射与CR的输运系数的全面校准。
2021-02-23 astro-ph.GA physics.plasm-ph
MARTINI: Mock Array Radio Telescope Interferometry of the Neutral ISM
MARTINI 是一个模块化 Python 软件包，可将星系 SPH 模拟转换为 21 厘米中性氢合成射电观测数据立方体，并通过面向对象的子模块灵活配置望远镜波束、噪声和光谱模型等观测环节。
2024-06-08 astro-ph.GA
Interpreting ALMA Observations of the ISM During the Epoch of Reionisation
我们目前的宇宙学，辐射流体动力学模拟星系形成的时期，再电离的努力对建模的星际介质（ISM）和解释ALMA观测。模拟和没有恒星辐射进行了比较，在大（百万秒差距），中间（几十千秒差距），和小（子千秒差距）尺度。在大尺度上，星系周围的致密区域在紫外光子穿透空隙之前首先恢复;然而，大量的中性气体仍然存在于晕中。中性气体的空间分布是高度动态的，并且与年龄超过几百万年的恒星存在反相关。对于我们具体的反馈实现，大多数金属保持在晕的维里半径内，并且它们按质量成比例地分布在电离和中性介质上。对于我们质量最大的星系${\rm M_h}\sim10^{11}$ M $_{\odot}$，大部分的CII和OI质量与冷中性团块有关。NII更分散，并在较温暖的气体中产生，而OIII则在具有较高电离参数的较热气体中产生，由光加热和超新星产生。如果ISM中存在较小的高金属丰度气体，那么这些离子的发射可能会被ALMA观测到，而星系的低金属丰度可能会导致这些系统低于本地[CII]-SFR关系。尘埃的存在会导致UV/Ly $α$和[CII]发射之间的空间偏移，正如Maiolino等人最近的观测所表明的那样。[OIII]可能在空间上与这两个分量偏移，因为它来自密度-温度相空间的不同部分。
2017-03-21 astro-ph.GA
Investigating Nearby Star-Forming Galaxies in the Ultraviolet with HST/COS Spectroscopy. I: Spectral Analysis and Interstellar Abundance Determinations
这是一系列三篇论文中的第一篇，描述了一个利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪测量9个附近恒星形成星系样本中中性星际介质丰度的项目。我们的目标是评估（中）同质性的多相ISM在星系中的大部分金属可以隐藏在中性相，但金属丰度推断从电离气体中的HII区域。样品，跨越了广泛的物理性质，是迄今为止最适合研究的中性气体在红移z=0的金属性行为。ISM吸收线是根据每个星系内最亮恒星形成区域的远紫外光谱检测到的。在这里，我们报告的意见，数据处理，并分析这些光谱。柱密度测量的多组分线轮廓拟合技术，并获得了广泛的元素的中性气体丰度。考虑了几个警告，包括线饱和，电离校正，和灰尘耗尽。电离效应进行了量化与“特设”云模型再现复杂的光电离结构的电离和中性气体周围的紫外线明亮的来源。从中性气体物种的不饱和剖面的平均柱密度中获得了“红移z=0的恒星形成星系的平均光谱”。该模板可作为研究中性ISM的强有力工具。
2014-08-19 astro-ph.GA
Infrared view of the multiphase ISM in NGC 253 II. Modelling the ionised and neutral atomic gas
本研究利用MULTIGRIS结合Cloudy模型网格与光谱线，对NGC 253核区多相ISM建模，约束密度、金属丰度、电离参数及各相气体与尘埃质量。
2023-10-04 astro-ph.GA
α-element enhancements in the Magellanic Interstellar Medium: evidence for recent star formation
本文通过分析大、小麦哲伦云中性星际介质中多种离子的柱密度，发现普遍存在α元素增强和Mn低丰度，表明约1 Gyr内的恒星形成爆发通过核坍缩超新星富集了星际介质，并测定了与热星基本一致的中性气体金属丰度。
2024-01-15 astro-ph.GA
The Lyman Alpha Reference Sample: V. The impact of neutral ISM kinematics and geometry on Lyman Alpha escape
我们提出了高分辨率的远紫外光谱的莱曼阿尔法参考样本的14个星系，强烈的恒星形成星系在低红移（$0.028 < z < 0.18$）的样本。我们比较派生的属性来自多波段成像和21厘米HI干涉和单碟观测，以及档案光学SDSS光谱的全球性。除了莱曼$α$线，光谱包含一些金属吸收功能，使我们能够探测的中性ISM的运动学和评估的光学深度和覆盖率的中性介质作为视线速度的函数。此外，我们展示了如何结合系统速度的精确测定和良好的Ly $α$光谱，将单独的团块一起完全覆盖背景源的模型与Heckman等人（2011）命名的“栅栏”模型区分开来。我们发现，没有一个单一的效果占主导地位的管理赖氨酸$α$辐射转移和逃逸。在我们的样本中，Ly $α$逃逸与$\lesssim 0.9$的最大速度分仓覆盖分数和$\gtrsim 50$ km s $^{-1}$的批量流出速度相吻合，尽管一些星系显示出这些特征，但Ly $α$逃逸很少或根本没有。我们发现，Ly $α$峰值速度，在可用的情况下，是不一致的一个强大的后向散射分量，而是与一个简单的模型的内在发射线覆盖的蓝移吸收轮廓从外流风。最后，我们发现H $α$等效宽度和最大速度分组覆盖因子之间存在很强的相关性，并提出了一个启发式解释模型。
2015-03-05 astro-ph.GA
A Census of Na D-traced neutral ISM and outflows at $0.6<z<4$
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所DARK中心）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Department of Astronomy & Astrophysics, The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学天文学与天体物理学系）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC–INTA（西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙科学研究中心天体生物学中心）
利用JWST/NIRSpec光谱数据，研究0.6<z<4范围内309个星系中性星际介质和出流的分布特征，发现中性星际介质主要存在于大质量星系，而出流可能由恒星形成或活动星系核驱动。
2026-10-02 astro-ph.GA
Using [CII] 158 micron Emission From Isolated ISM Phases as a Star-Formation Rate Indicator
在许多恒星形成星系中观测到的最亮的发射线是[CII] 158微米线，使其在z~7处可被探测到。为了更好地理解和量化[CII]发射作为恒星形成的示踪剂，[NII] 205微米发射和[CII] 158微米发射之间的理论比率已被用于经验地确定源自ISM的电离和中性相的[CII]发射的分数。在附近星系中[CII] 158微米和[NII] 205微米线的亚千秒差距测量最近已经成为附近星系的关键见解的一部分：与赫歇尔（KINGFISH）和超越峰值（BtP）计划的远红外巡天。随着这两个远红外线的信息以及KINGFISH数据的多波长套件，[CII]发射线作为恒星形成率指标的校准和更好地理解[CII]赤字的追求。[CII]在这些区域中，还将发射与PAH发射进行比较，以比较来自PAH分子的光电加热与ISM的中性和电离相中的[CII]的冷却。我们发现，起源于中性阶段的ISM的[CII]发射不表现出赤字相对于红外光度，因此是首选的[CII]发射起源于电离阶段的ISM作为一个恒星形成率指标的正常恒星形成星系包括在这个样本。
2019-10-11 astro-ph.GA
The independence of neutral and ionized gas outflows in low-z galaxies
利用Sloan数字巡天中的大量发射线星系，基于Na I $λλ$ 5890，5896（Na D）双重吸收线，研究了星际介质中中性气体的运动学.通过去除恒星大气中的Na-D贡献，我们分离出Na-D过量的线轮廓，这代表了ISM中的中性气体。运动学跟踪的Na-D过剩显示高速度和速度色散的一部分星系，表明存在中性气体流出。我们发现，运动学测量的Na-D过剩活动星系核和恒星形成星系之间是相似的。此外，通过比较Na D过量追踪的运动学和Woo等人（2017）的[O III] $λ$ 5007线追踪的运动学，我们发现它们之间没有相关性。这些结果表明，中性气体在ISM示踪的Na D过剩和电离气体示踪的[O III]是运动学独立的，AGN对中性气体流出没有影响。与[O III]相反，我们发现由于投影效应，测量到的Na D过量的视线速度偏移和速度色散对于更多的正面星系增加，支持Na D流出是径向驱动的（即，垂直于星系的主轴），大概是由于恒星的形成。
2018-01-02 astro-ph.GA
The Physical Nature of Neutral Hydrogen Intensity Structure
我们调查的物理性质的结构中看到的通道图观测21厘米中性氢（HI）的排放。HI强度图显示了与弥漫星际介质（ISM）中的环境磁场很好地对准的突出的线性结构。一些文献认为，这些结构是“速度焦散线”，波动的湍流速度场的印记，而不是三维密度结构的ISM。我们测试这一假设通过堆叠探针的密度场-宽带远红外（FIR）发射和集成HI列密度（NHI）-在线性HI强度结构的位置。我们发现，HI强度功能是真正的密度结构，而不是速度焦散。我们概括的调查，所有的小尺度结构在HI通道地图，并分析这种相关性作为速度通道宽度的函数，发现没有可测量的贡献速度焦散到HI通道地图的排放。此外，我们发现，小规模的HI通道映射结构具有升高的FIR/NHI，这意味着这种发射起源于比周围材料更冷，更致密的ISM相。这些数据是一致的多相扩散ISM中，小规模的结构在狭窄的HI通道地图优先冷中性介质（CNM）是各向异性分布和对齐的本地磁场。窄HI通道的浅空间功率谱（SPS）通常归因于速度焦散。我们推测，而不是小规模的结构和窄线宽典型的CNM解释观察到的SPS和通道宽度之间的关系。
2019-04-10 astro-ph.GA
Thermal Pressure in the Cold Neutral Medium of Nearby Galaxies
动力学和热过程调节多相星际介质（ISM）的结构，并最终确定星系如何通过恒星形成演化。因此，为了约束ISM模型并更好地理解这些过程的相互作用，测量扩散的中性气体的热压力（$P_{\rm th}$）是非常有意义的。结合[C II] 158 $μ$ m，HI和CO数据从31个星系中选择的Herschel KINGFISH样本，我们已经测量了534个主要原子区域的热压，典型的尺寸为$\sim$ 1千秒差距。我们发现在$P_{\rm th}/k\sim10^3-10^5$ K cm $^{-3}$范围内的热压力分布。对于一个子样本的地区的条件相似的扩散，中性气体在银河系平面，我们发现的热压力，遵循对数正态分布的中值为$P_{\rm th}/k\approx3600$ K cm $^{-3}$。这些结果与使用其他观测方法测量的热压力是一致的。我们发现，$P_{\rm th}$增加辐射场强度和恒星形成活动，从气体加热和恒星形成率之间的密切联系所预期的。我们的热压力测量落在该政权的两相ISM与冷，暖中性介质可以存在于压力平衡。最后，我们发现，扩散气体的中平面的热压力是约$\sim30$ %的垂直重量的覆盖ISM，符合流体动力学模拟的结果自我调节恒星形成的星系盘。
2017-01-05 astro-ph.GA
The fate of the interstellar medium in early-type galaxies. III. The mechanism of ISM removal and quenching of star formation
本文通过CO和H I谱线观测测量早型星系冷星际介质的移除时标，发现冷ISM各成分以相似速率减少，排除了多种移除机制，并指出恒星形成淬灭不仅因气体减少，还因气体稳定化导致效率降低。
2024-03-26 astro-ph.GA
Star formation and stellar & AGN feedback in the absence of accretion, not gas stripping, set the quenching timescale in satellite galaxies
基于EAGLE模拟追踪卫星星系气体粒子，研究发现熄灭时间尺度主要由缺乏新鲜气体吸积时的恒星形成及恒星与AGN反馈决定，而非气体剥离。
2025-05-14 astro-ph.GA
Uncovering neutral Hydrogen clouds in Radio Galaxies in the SKA era
Pole Scientific, University Catholic of Lyon- University of Lyon（里昂天主教大学-里昂大学科学 Pole）
本文利用SKA-VLBI的高分辨率和高灵敏度，研究射电喷流与冷星际介质的相互作用，揭示中性氢云在星系核区的分布、运动学和物理状态。
2026-07-01 astro-ph.GA
First Characterization of the Neutral ISM in Two Local Volume Dwarf Galaxies
我们提供了附近的恒星形成矮星系UGC 11411和UGC 8245的第一张HI谱线图像，这是作为“大学班观测”计划的一部分与Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）这些低分辨率的图像本地化HI气体，并揭示了每个系统的散装运动学。通过与HST宽带和地基Hα成像的比较，我们发现每个星系中正在进行的恒星形成都与HI质量表面密度最高的区域有关。UGC 8245的恒星形成率比UGC 11411低得多，它的内盘有非常高的表面亮度Hα发射，而HST追踪到的弥散的、表面亮度较低的星云气体远远超出了恒星盘。我们测量了每个星系的动力学质量，发现UGC 11411的晕比UGC 8245的晕质量大一个数量级以上，尽管它们的HI和恒星质量相似。我们发现UGC 8245与其他研究充分的低质量星系具有相似的物理性质，而UGC 11411则是暗物质占主导地位。这两个系统都有负的特殊速度，这与附近星系在高超星系纬度的相干流有关。
2017-10-02 astro-ph.GA
Observed Timescales of Stellar Feedback in Star-Forming, Low-Mass Galaxies
Dartmouth College（达特茅斯学院）；Indiana University（印第安纳大学）；Rutgers University（罗格斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；Raytheon Company（雷神公司）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过结合时间分辨的恒星形成历史与原子和电离氢的运动学数据，研究了低质量星系中原子气体湍流的时标，发现原子氢湍流与100百万年前的恒星形成活动显著相关。
2026-05-27 astro-ph.GA
Unveiling the Ionized and Neutral ISM at z > 10 : The Origin of [O III] /[C II] Ratios from a Sub-parsec Resolution Radiative Transfer Simulation
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理学中心，弗拉廷研究所）；Department of Physics, The University of Tokyo（东京大学物理学系）；Faculty of Science, Hokkaido University（北海道大学理学部）；Waseda Research Institute for Science and Engineering, Faculty of Science and Engineering, Waseda University（早稻田大学理工学研究科理工学部理工学研究院）；Department of Physics, School of Advanced Science and Engineering, Faculty of Science and Engineering, Waseda University（早稻田大学理工学部先进理工学研究科物理学系）；Department of Astronomy, University of Maryland, College Park（马里兰大学天文学系）
本研究通过亚Parsec分辨率辐射转移模拟揭示z>10时电离和中性星际介质的起源，发现[O III]/[C II]比值与电离气体和中性气体质量及密度比相关，且比值随红移变化。
2025-12-18 astro-ph.GA
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: III. The Total Neutral Gas Disk
本文给出了新近获得的银河系三维气体图：HI、H $_2$和总气体（HI + H $_2$）图，它们是由HI和$^{12}$ CO（$J=1$ --0）观测数据和基于运动学距离的旋转曲线导出的。HI和H $_2$正面图表明，HI盘的半径为15- 20 kpc，其外围与银心不对称，而H $_2$气体大部分分布在太阳圈内。半径30 kpc范围内的总气体质量为$8.0\times 10^9$ M $_\odot$，其中HI和H $_2$分别占89%和11%。垂直切片显示外HI盘强烈翘曲，内HI盘和H $_2$盘呈波纹状。总气体图有利于从内到外盘追踪螺旋结构。螺旋结构，如诺玛-天鹅座，英仙座，人马座-船底座，盾牌-十字座，猎户座臂在总气体图中比以往任何时候都更清晰。所有的螺旋臂都可以用螺距角为$11\degree$ -- $15\degree$的对数螺旋臂很好地解释。分子分数的总气体是高的银河系中心附近，并减少与银心距离。与臂间区域相比，螺旋臂处的分子分数也局部增强。
2015-11-28 astro-ph.GA
Neutral hydrogen filaments in interstellar media: Are they physical?
本文综述了星际介质中中性氢纤维状结构的观测特征、形成机制与物理性质，提出其由磁化湍流拉伸撕裂形成，并探讨其在恒星形成中的作用。
2024-04-29 astro-ph.GA physics.plasm-ph
The α-element enrichment of gas in distant galaxies
该研究首次约束了遥远星系中性星际介质中α元素增强随金属丰度的分布，发现质量较小星系在更低金属丰度处出现α元素拐点，并归因于其较低的恒星形成率，为理解遥远星系化学演化提供了重要线索。
2024-02-23 astro-ph.GA
Solid H2 in the interstellar medium
H2在星际介质（ISM）中的凝聚一直被认为是一种可能性，要么是通过沉积在尘埃颗粒上，要么是由于相变与自引力的结合。氢凝聚可以解释恒星形成的低效率，并可能有助于隐藏在螺旋星系中的重子。我们的目标是量化固体部分的氢在ISM中由于相变，包括自重力为不同的密度和温度，以便使用的结果在更复杂的模拟的ISM作为次网格物理。我们使用分子动力学模拟的流体在不同的温度和密度来研究固体的形成。一旦模拟达到稳定状态，我们计算固体质量分数，能量增加和时间尺度。通过确定在几个数量级上测量的幂律，我们推断出可以用当前计算机模拟的较低密度的较高密度流体。流体在相变中的固相分数和能量增加都在0.1以上，并且不遵循幂律。由于分子的偶然相遇，经过相变的流体仍然形成少量的固体。这些流体的固体质量分数和能量增加是线性依赖于密度，可以很容易地外推。时间尺度低于一秒，冷凝可以被认为是瞬时的。固体H 2颗粒的存在对ISM具有重要的动力学意义，因为当重力包括在内时，它们可能是更大固体的构建块。我们提供了固体质量分数，能量增加，高密度流体的时间尺度和外推法较低的密度。
2018-03-01 astro-ph.GA
Associating LOFAR Galactic Faraday structures with the warm neutral medium
本文结合LOFAR法拉第层析、FUSE紫外光谱和Planck尘埃偏振数据，估计本地温暖中性介质的旋转量，揭示LOFAR法拉第结构对应位于温暖电离介质前方的磁化WNM薄板，为研究多相星际介质动力学提供新框架。
2024-04-29 astro-ph.GA
Long-Term Evolution of Decaying MHD Turbulence in the Multiphase ISM
星际介质中的超声速湍流被认为在流交叉时间内迅速衰减，而与磁化程度无关。然而，这种普遍的共识，衰减磁流体动力学（MHD）湍流依赖于局部等温模拟，这是无法考虑到全球结构的磁场和ISM的作用。利用包含星际冷却和加热的三维MHD数值模拟，研究了嵌入暖中性介质中的冷中性介质片中的衰减MHD湍流。湍流动能的早期演化与衰减可压缩MHD湍流的先前结果一致，其特征在于能量快速衰减，具有$E\propto t^{-1}$的幂律形式，并且与流交叉时间相比衰减时间较短。然而，如果初始磁场很强且垂直于薄片，动能的长期演化表明，即使对于具有周期性边界条件的模型，在10次流交叉之后，仍然存在大量的湍流能量（$\sim 0.2E_0$）。衰减率也大大减少，因为这样的初始和边界条件的场强增加，但不是如果边界条件是一个完全孤立的片。我们分析剩余湍流的速度功率谱表明，在平面内，不可压缩的运动平行于表占主导地位，在以后的时间。
2013-09-19 astro-ph.GA
New routes for PN destruction and formation in the ISM via neutral-neutral gas-phase reactions and an extended database for reactions involving phosphorus
本研究通过高精度从头计算和化学网络模拟，揭示了星际介质中PN销毁与生成的中性-中性反应途径，并扩展了含磷反应数据库，为理解磷循环提供了关键机制。
2025-03-05 astro-ph.GA physics.chem-ph
Excitation temperature of the warm neutral medium as a new probe of the Lyman-α radiation field
我们使用卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）对银河系中的中性氢（HI）吸收进行高灵敏度调查。结合主要由阿雷西博天文台获得的相应HI发射光谱，我们检测到一个广泛分布的温暖中性介质（WNM）成分，激发温度<Ts>= 7200（+1800，-1200）K（68%置信度）。这个温度高于仅基于碰撞激发的理论预测，这意味着Ly-α散射，最可能的额外激发源，在星际介质（ISM）中比以前假设的更重要。我们的结果表明，HI吸收可以用来限制Ly-α辐射场，这是研究ISM和星系际介质能量平衡的一个关键量，但由于其复杂的辐射转移，在附近和周围的星系中以及在高红移下，很难建模。
2014-01-06 astro-ph.GA
Turbulence measurements in the neutral ISM from Hi-21 cm emission-absorption spectra
基于Hi巡天数据研究中性ISM非热速度弥散与尺度的幂律关系，发现0.40 pc以上幂律比Kolmogorov湍流更陡，归因于冷中性介质中激波主导的云团特性。
2023-08-03 astro-ph.GA
Imprints of the Neutral Interstellar Medium on Polarized Synchrotron Emission and Faraday Rotation
Stanford University（斯坦福大学）；University of South Carolina（南卡罗来纳大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Laboratoire de Physique de l’École normale supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité, Observatoire de Paris（巴黎高等师范学院物理实验室，ENS，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学，巴黎天文台）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所 - 阿切特里天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Research School of Astronomy & Astrophysics, The Australian National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）；Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普勒天文学与天体物理研究所）
通过多频偏振射电观测，发现中性气体结构复杂的区域同步辐射去极化增强，且法拉第深度谱矩与中性气体结构相关，表明中性气体主导区对弥漫同步辐射和法拉第旋转有重要贡献。
2026-06-11 astro-ph.GA
Dust formation history of galaxies: a critical role of metallicity for the dust mass growth by accreting materials in the interstellar medium
本文利用星系化学演化模型，研究了在尘埃相中除了金属总量外，还含有金属（比氦重的元素）的星际介质（ISM）中尘埃质量增长的主要驱动力。我们认为渐近巨星分支（AGB）星，II型超新星（SNe II）和ISM中的尘埃质量增长作为尘埃的来源，SN冲击作为尘埃的破坏机制。此外，为了精确地描述尘埃演化，我们的模型考虑了尘埃来源的年龄和金属丰度（金属质量与ISM质量的比值）依赖性。我们特别关注了尘埃质量的增长，发现ISM中的尘埃质量增长受金属丰度的调节。为了量化这方面，我们引入了一个“临界金属丰度”，这是一个金属丰度的恒星（AGB星和SNe II）的贡献等于在ISM的尘埃质量增长。恒星形成时标越短，临界金属丰度值越高，但达到临界金属丰度的星系年龄越短。根据观测，预计尘埃质量的增长是银河系中尘埃和高红移尘埃类星体的主要来源。通过引入临界金属丰度，我们清楚地表明，在不同的恒星形成时间尺度和年龄的星系中，尘埃质量的增长是尘埃的主要来源。在ISM中的尘埃质量的增长是由金属丰度，我们强调，临界金属丰度工程作为一个指标，以判断是否在ISM中的颗粒生长是在星系中的尘埃的主要来源，特别是因为强烈的和非线性的依赖于金属丰度。
2012-06-05 astro-ph.GA
Heating and cooling of the neutral ISM in the NGC4736 circumnuclear ring
气体在环核环内的吸积和轨道运行方式对恒星的形成过程有着直接的影响。特别是，气体可能在流入点被压缩和冲击，导致这些位置的恒星形成爆发。之后，气体和年轻的恒星一起穿过环。此外，如果气体达到足够的密度，在重力作用下坍缩，整个环都可能形成恒星。星环中恒星形成的这两种情况通常被称为“珍珠串”和“爆米花”范例。在本文中，我们使用新的赫歇尔PACS观测，获得的KINGFISH开放时间关键计划的一部分，随着档案斯皮策和地面观测的SINGS遗产项目，调查加热和冷却的星际介质在附近的恒星形成环星系，NGC4736。通过比较空间分辨估计恒星FUV通量可用于加热，气体和尘埃冷却来自FIR连续谱和线发射，我们表明，虽然恒星形成确实是占主导地位的流入点在NGC 4736，额外的恒星形成需要平衡整个环的气体加热和冷却。这种额外的成分很可能是由于环中气体密度在其寿命期间普遍增加而产生的。因此，我们的数据为NGC4736环中恒星形成的两种范式的结合提供了强有力的证据。
2015-01-28 astro-ph.GA
Neutral hydrogen in and around galaxies during the Epoch of Reionization
Cosmic Dawn Center (DAWN)（黎明宇宙中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Scuola Normale Superiore（意大利高等师范学院）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（的里雅斯特天文台（意大利国家天体物理研究所））；IFPU - Institute for the Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Dipartimento di Fisica e Astrofisica, Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学物理与天体物理学系）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（阿切特里天文台（意大利国家天体物理研究所））
本研究利用SERRA高分辨率宇宙学缩放模拟，分析z=6-9.5的约100个星系的HI分布，揭示ISM是z>5星系中DLA的主要来源，为解释JWST观测的再电离时期Lyα吸收提供理论依据。
2025-10-01 astro-ph.GA
HI-MaNGA: Tracing the physics of the neutral and ionized ISM with the second data release
我们为SDSS-IV MaNGA调查的HI后续观察HI-MaNGA计划提供了第二次数据发布。这个版本包含了3669个独特星系的测量结果，结合了2108个绿岸望远镜的观测结果，以及MANGA样本与ALMAFA巡天的最新交叉匹配。我们将这些数据与MaNGA光谱测量相结合，研究HI与恒星质量比（M_HI/M_*）与平均ISM/恒星形成性质之间的关系。M_HI/M_* 与H α的等效宽度的相关性很弱，这意味着瞬时恒星形成率与HI库之间的联系很松散，尽管M_HI/M_* 与恒星形成之间的联系即使在中等时间尺度（~ 3000万年）上平均时也会加强。具有升高的HI耗尽时间的Galerkin具有增强的[OI]/Halpha和降低的Halpha表面亮度，这与更多的HI驻留在扩散和/或冲击加热相一致，这是不太能够冷凝成分子云。在所有的光学谱线中，M_HI/M_* 与氧当量宽度EW（O）的相关性最强，这可能是M_HI/M_* 与气相金属丰度存在相关性的结果。M_HI/M_*-EW（O）关系中的电阻率与[OI]/H α和H α表面亮度也有关联，表明它们也是由扩散和/或激波加热气体的分数变化驱动的。我们恢复了以前研究中所看到的MHI/M * 与气相金属丰度之间的强反相关性。我们还发现了M_HI/M_* 和[OI]/H α之间的关系，这表明在富气星系中，更高比例的扩散和/或激波加热气体更普遍。
2021-03-05 astro-ph.GA
Detection of Buckminsterfullerene emission in the diffuse interstellar medium
富勒烯在其红外振动带的辐射已经在热恒星附近的太空中被探测到。在9577和9632欧姆的弥漫星际带的巴克敏斯特富勒烯阳离子（即C $_{60}^+$）的电子跃迁的拟议属性最近得到了新的实验室数据的支持，证实了这种物种的存在，在弥漫星际介质（ISM）。在这封信中，我们提出的检测，也在弥漫ISM中，17.4和18.9 $μ$ m的发射带通常归因于中性C $_{60}$的振动带。根据计算空间中大分子的电荷状态的经典模型，预计C $_{60}$在扩散ISM中大部分是中性的。这与我们从观测中得到的弥散C $_{60}$丰度是一致的。
2017-07-25 astro-ph.GA
Diffractive and refractive timescales at 4.8 GHz in PSR B0329+54
本文介绍了利用32米TCfA射电望远镜在4.8 GHz频率上对PSR B 0329 +54的通量密度监测结果。这些观察是在2002年至2005年期间进行的。该项目的主要目标是找到脉冲星在从未详细研究过的频率下的星际闪烁（ISS）参数。为了实现这一目标，20次观察会议包括3分钟的整合，平均持续24小时。使用结构函数分析了每个会话获得的通量密度时间序列。对于一些单独的会话以及一般的平均结构函数，我们能够识别出两个不同的时间尺度，衍射和折射衍射的时间尺度。据我们所知，这是第一次在一个统一的数据集中同时观察到两个闪烁时标，t_DISS=42.7分钟和t_RISS=305分钟，并使用相同的方法进行估计。所获得的ISS参数值与文献中发现的数据相结合，使我们能够研究这些参数在很宽的观测频率范围内的频率依赖性，这对于理解ISM湍流至关重要。我们发现Kolmogorov谱并不适合描述ISM的密度波动，β =4的幂律谱似乎更适合我们的结果。我们还能够估计的过渡频率（从强到弱闪烁制度的过渡）为10.1 GHz，远远高于以前的预测。我们还能够估计散射参数u=2.67$的强度和菲涅耳尺度为6.7x10^8米。
2011-07-15 astro-ph.GA
Cosmic Ray-Driven Galactic Winds with Resolved ISM and Ion-Neutral Damping
本研究通过高分辨率磁流体力学模拟，探究不同宇宙射线输运模型及离子-中性阻尼对星系风、恒星形成的影响，发现离子-中性阻尼虽削弱宇宙射线对恒星形成的作用，但仍允许其提供有效反馈。
2025-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Supershell-Molecular Cloud Connection: Large-Scale Stellar Feedback and the Formation of the Molecular ISM
在OB团反馈驱动的大尺度流中，周围星际介质（ISM）的积累、压缩和冷却可以驱动致密分子云的产生。我们回顾了该领域的现状，重点是中性星际介质的明确建模和观测。碰撞ISM流的磁流体动力学模拟提供了一个强大的理论框架，在其中查看反馈驱动的云的形成，因为膨胀壳的重力破碎模型。快速的理论发展伴随着越来越多的观测工作，这些工作为通过恒星反馈形成分子气体提供了很好的证据-无论是在银河系还是大麦云云。与致密气体形成的其他主要天体物理驱动因素相比，恒星反馈的重要性仍有待进一步研究，并将成为未来工作的重要目标。
2013-04-08 astro-ph.GA
The multiphase and magnetized neutral hydrogen seen by LOFAR
低频偏振观测法拉第层析成像是一种基于法拉第深度研究磁离子星际介质结构的独特工具。200兆赫以下的LOFAR数据揭示了极化的大量特征，其起源仍然未知。先前的研究强调了这些特征与磁化中性ISM的示踪剂（如星际尘埃和原子氢（HI））的显着关联。然而，负责磁离子和中性介质之间的相关性的物理条件还有待澄清。在这封信中，我们进一步研究LOFAR数据和来自Effelsberg-Bonn HI巡天（EBHIS）的21厘米HI观测之间的相关性。我们专注于HI气体的多相特性。我们提出了第一个统计研究的形态之间的相关性LOFAR层析数据和冷（CNM），温热（LNM），和暖（WNM）HI阶段，分别。我们使用正则化优化超光谱分析（ROHSA）的方法来分解HI相位的基础上的高斯分解的HI光谱。在至少两个视场中--视场3C 196和A --四个视场中--视场B和C --我们发现使用定向折射率直方图（HOG）的LOFAR和EBHIS数据之间存在显著相关性。场B和C中相关性的缺乏是由偏振中的低信噪比引起的。场3C 196和A中观察到的HOG相关性与所有HI相关联，并且令人惊讶地在CNM和LNM相中占主导地位。我们讨论了可能的机制，将解释CNM，LNM，和WNM之间的相关性，在法拉第深度高达10拉德米$^{-2}$的偏振发射。我们的研究结果表明，LOFAR数据所看到的离子介质的复杂结构是如何密切相关的相变中的扩散和磁…
2020-11-18 astro-ph.GA
Disentangling the ISM phases of the dwarf galaxy NGC 4214 using [CII] SOFIA/GREAT observations
[CII] 158 μ m精细结构线是星际介质（ISM）中的主要冷却线之一，是恒星形成的重要示踪线。最近Herschel/HIFI和SOFIA/GREAT的速度分辨研究表明，[CII]线可以限制恒星形成区域中ISM相的性质。[CII]线作为恒星形成的示踪剂在低金属丰度环境中特别重要，因为存在大量的CO暗气体，CO排放很弱。附近的不规则矮星系NGC 4214提供了一个很好的机会来研究一个活跃的恒星形成ISM在低金属丰度。为了研究[CII]线的起源，我们分析了NGC 4214在不同演化阶段的三个不同区域的光谱分辨[CII]线轮廓，并结合辅助HI和CO数据。我们使用SOFIA/GREAT [CII] 158 μ m观测数据、THINGS的HI数据和HERACLES的CO（2-1）数据，将光谱分辨的[CII]谱线轮廓分解为与中性原子和分子气体相关的组分。我们使用这种分解来推断在不同ISM条件下由[CII]追踪的气体质量。平均在所有地区，我们将约46%的[CII]排放与HI排放相关联。然而，我们只能将总[CII]发射的约9%分配给冷中性介质（CNM）。我们发现，约79%的总分子氢质量是不跟踪CO排放。平均而言，CO-暗气体的分数占主导地位的分子气体质量预算。这一比例似乎取决于区域的演化阶段：在NGC 4214中覆盖超级星团的区域中最高，而在更紧凑，更富含金属的区域中较低。
2016-11-07 astro-ph.GA
GS305+04-26:Revisiting the ISM around the CenOB1 stellar association
大质量恒星通过其高通量的电离光子和强烈的恒星风深刻地改变了其周围的ISM。通过这种方式，它们可以产生中性气体的大型膨胀结构。我们研究了一个新的大HI壳，标记为GS 305 +04-26，以及它与OB协会CenOB 1的关系。为了进行这项研究，我们使用了多波长的方法。我们分析中性氢（HI）线数据检索莱顿-阿根廷-波恩（LAB）调查，新的光谱光学观测CASLEO，并利用自行数据库可通过互联网。对HI数据的分析揭示了一个大的膨胀结构GS 305 +04-26，其中心位置为（l，b）=（305 $^{\degr}$，+4 $^{\degr}$），速度范围为-33 ~-17 km/s。根据它的中心速度，-26公里/秒，并使用标准的银河系自转模型，推断它的距离为2.5（+-）0.9千秒差距。该结构呈椭圆形，长轴和短轴分别为440和270 pc。它的膨胀速度、总气体质量和动能分别为~8 km/s、（2.4（+-）0.5）x10 ^{50} erg和（1.6（+-）0.4）x10^{50} erg。有几颗OB-星协CenOB 1的恒星被投射到GS 305 +04-26的边界上。根据自行分析，CenOB 1的新成员被确定。这些恒星注入的机械能可能是HI结构的起源。
2012-07-20 astro-ph.GA
The role of neutral hydrogen in setting the abundances of molecular species in the Milky Way's diffuse interstellar medium. II. Comparison between observations and theoretical models
我们比较了甚大阵列（VLA）和阿雷西博天文台的HI观测和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和北方扩展毫米阵列（NOEMA）在漫射（$A_V\lesssim1$）星际介质（ISM）中的HCO $^+$观测与光解区（PDR）化学模型和多相ISM模拟的预测。使用PDR模型的粗网格，我们估计的密度，FUV辐射场，和宇宙射线电离率（CRIR）的HCO $^+$和HI吸收中确定的每个结构。这些结构分为两类。具有$T_s<40~\mathrm{K}$的结构，主要是具有$N(\mathrm{HCO^+})\lesssim10^{12}~\mathrm{cm^{-2}}$的结构，与中等密度、FUV辐射场和CRIR模型一致，这是典型的扩散分子ISM。具有自旋温度$T_s>40~\mathrm{K}$的结构，主要是$N(\mathrm{HCO^+})\gtrsim10^{12}~\mathrm{cm^{-2}}$，与高密度，FUV辐射场和CRIR模型一致，接近大质量恒星形成的环境特征。后者也被发现的方向与热不稳定HI的一个显着的分数。在至少一种情况下，我们排除了PDR模型参数，这表明替代机制（例如，非平衡过程，如湍流耗散和/或激波），以解释观察到的HCO $^+$在这个方向。类似地，虽然我们对湍流、多相ISM的观测和模拟一致认为，HCO $^+$的形成沿着视线与$N(\mathrm{HI})\gt…
2021-12-10 astro-ph.GA
CLASSY XI: Tracing Neutral Gas Properties using UV Absorption Lines and 21-cm Observations
本研究利用CLASSY中45个邻近恒星形成星系的高信噪比FUV光谱和35个星系的21厘米HI观测，系统表征中性及低电离态紫外吸收线，证明LIS吸收可作为研究高红移中性ISM的有力工具，并建立预测中性气体性质的经验关系。
2024-09-30 astro-ph.GA
Radio jet-ISM interaction and positive radio-mechanical feedback in Abell 1795
本文利用XSHOOTER观测资料结合ALMA、MUSE和$HST$观测资料研究了Abell 1795星系团中最亮星系团（BCG）中射电喷流触发恒星形成的性质以及射电喷流与星际介质的相互作用。使用$HST$紫外线数据，我们确定了一个正在进行的恒星形成率为9.3 M $_\odot$年$^{-1}$。恒星的形成遵循整体的肯尼库特-施密特定律，然而，它的效率较低相比，周围星系的平均耗尽时间为$\sim$ 1 Gyr的环核星爆。恒星的形成和分子气体被$\sim1$ kpc抵消，表明恒星已经从气体中分离出来。我们在电离气体中探测到一个高线宽的弧，其中电子密度升高了$\sim$ 4倍，表明由射电喷流或BCG的特殊运动驱动的冲击波阵面。对星云发射线通量比的分析表明，气体主要是由恒星形成电离的，冲击波的贡献很小。我们还计算了速度结构函数（VSF）的电离和分子气体的速度图来表征气体中的湍流运动。电离气体VSF表明射电喷流正在驱动气体中的超音速湍流。因此，射电喷流不仅可以在大尺度上加热大气层，还可以在较长的时间尺度上抑制恒星的形成，同时在几百万年的短时间尺度上以正反馈的方式触发恒星的形成。
2022-12-21 astro-ph.GA
The Lyman Alpha Reference Sample: III. Properties of the Neutral ISM from GBT and VLA Observations
我们提出了新的H I成像和光谱的14个紫外线选择恒星形成星系的莱曼阿尔法参考样品（LARS），旨在详细研究的过程中，管理的生产，传播和逃逸的Ly $α$光子。新的H I光谱，获得了100米绿岸望远镜（GBT），鲁棒地检测H I谱线在11个观测到的LARS星系（虽然两个星系的配置文件可能混淆的GBT光束内的其他来源）;三个最高的红移星系没有检测到在我们目前的灵敏度限制。GBT轮廓被用来推导LARS星系的基本H I线特性。我们还提出了新的试点H I谱线成像的5个LARS星系获得的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）这个图像定位了氢气体，并提供了每个星系中总氢质量的测量。在LARS 03（UGC 8335或Arp 238）系统中，VLA观测揭示了一个巨大的潮汐结构，从主要的相互作用系统延伸超过160 kpc，并包含H I的$>$ 10 $^9$ M $_{\odot}$。我们比较各种H-I性能与全球Ly $α$量来自HST测量。LY $α$逃逸分数的测量与新的直接测量H I质量和显着扰动H I速度相结合。我们的鲁棒检测的样品表明，总H I质量和线宽是暂时与关键的赖氨酸$α$示踪剂。此外，在全球范围内，这些数据支持Ly $α$传播和周围介质的H I特性之间的复杂耦合。
2014-09-01 astro-ph.GA
Dust origin in late-type dwarf galaxies: ISM growth vs. type II supernovae
我们重新评估的作用，不同的尘埃源在尘埃生产中作为晚型矮星系的金属丰度的函数，了解尘埃含量和金属丰度之间的关系的目标。本文用多组分尘埃演化模型研究了具有幕式恒星形成的晚型矮星系的尘埃含量，该模型包括AGB星的尘埃输入、II型超新星和ISM中气体吸积引起的尘埃质量增长。在0.1 -几个Gyrs的时间尺度上，ISM中的尘埃增长成为矮星系中重要的尘埃源。它在爆发后的演化过程中增加了尘气比（DGR），不像II型SNe，它只在恒星爆发期间将颗粒喷射到ISM中。在ISM中的尘埃增长超过尘埃生产之前，AGB星可能是贫金属矮星系中尘埃的主要来源。我们的模型再现DGR和氧丰度之间的关系，来自一个大样本的矮星系的观测。在低O值的DGR急剧下降的解释是相对较低的效率，在恒星尘埃凝聚。在较高的O值观察到的分散主要是由不同的临界金属丰度的过渡星尘到ISM增长为主的尘埃生产，这取决于恒星形成的历史。在星系中的情节恒星形成，额外的分散在DGR引入的颗粒破坏在星爆，其次是增加的尘埃质量，由于在ISM中的尘埃生长在爆发后的演变。我们发现，碳硅酸盐的比例发生了显着变化，当ISM增长成为主要的灰尘来源，因此这个比例可以作为一个指标的过渡。在矮星系中观察到的DGR-O关系有利于II型SNe中的低凝结效率，以及通过ISM中的尘埃生长增加的总尘埃质量。
2014-03-03 astro-ph.GA
Absorption line abundances in the SMC-like galaxy UGC 5282: evidence for ISM dilution from inflows on kiloparsec scales
本文给出了类星体SDSS J095109.12+330745.8（$z_{em} = 0.645$）的HST宇宙起源摄谱仪（COS）谱，它的视线穿过了类SMC矮星系UGC 5282（$M_B = -16.0$，$cz = 1577$ km s $^{-1}$），从该星系中央HII区投影1.2 kpc.在UGC 5282的红移处检测到阻尼的Ly $α$（DLA）吸收，其中$\log$ [ $N$（HI）cm $^{-2}\:$ ] = 20.89 $^{+0.12}_{-0.21}\:\:$。对伴随的SII、PII和OI金属线进行分析，得到中性气体金属丰度$Z_{HI}$为[S/H] $\simeq$ [P/H] $= -0.80\pm0.24$。来自中央HII区的电离气体$Z_{HII}\:$的金属度，从其发射线测量为[O/H] $= -0.37\pm0.10$，与$Z_{HI}\:$相差$+0.43\pm 0.26$。这种差异$δ$与其他恒星形成星系中的HII区域一致，并支持恒星形成区域附近的电离气体系统性地显示出比星系中性星际介质（ISM）其余部分更高的金属丰度。在UGC 5282（和其他恒星形成星系）中发现的$δ$正值可能是由于来自星系际介质的低金属量气体与星系的ISM混合在kpc尺度上。该模型也是一致的，与广泛的Ly $α$发射检测到在底部的DLA吸收，偏移$\sim 12…
2020-03-30 astro-ph.GA
SISSI: Supernovae in a stratified, shearing interstellar medium -- I. The geometry of supernova remnants
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
本文提出SISSI放大模拟套件，研究30个在旋转、引力和湍流塑造的分层剪切ISM中演化的SNR几何形态，并与Local Bubble比较。
2025-08-07 astro-ph.GA
The Physics of the Cold Neutral Medium: Low-frequency Carbon Radio Recombination Lines with the Square Kilometre Array
平方公里阵列（SKA）将改变我们对冷原子气体在星系演化中的作用的理解。星际介质是恒星喷出物的储存库，也是新恒星的诞生地，因此是宇宙时间内星系演化的关键因素。冷的、弥散的原子云是ISM的关键组成部分，但到目前为止，这一阶段一直难以研究，因为它的主要示踪剂HI 21 cm线并不约束气体的基本物理信息（例如，温度、密度）良好。SKA开启了通过低频（<350 MHz）碳射电复合线（CRRL）形式的补充示踪剂研究ISM的这一组成部分的机会。这些CRRL提供了一个敏感的探测器的物理条件，在寒冷的，弥漫的云。SKA的高灵敏度、大视场、频率分辨率和覆盖范围允许对天空进行有效的调查，这将彻底改变低频复合线研究领域。通过用SKA观测这些谱线，我们将能够确定冷原子介质的热平衡、化学富集和电离率，从度尺度到对应于我们银河系、麦哲伦云和更远的单个云和细丝的尺度。此外，由于只对冷原子气体敏感，用SKA观测低频CRRL将有助于解开HI 21 cm发射的热和冷成分。
2015-01-06 astro-ph.GA
ISM Masses and Star Formation at z = 1 to 6 ALMA Observations of Dust Continuum in 180 Galaxies in COSMOS
利用ALMA周期2观测的180个恒星形成星系的长波长尘埃辐射，研究了z = 1 ~ 6.4的ISM质量演化。ISM质量从z = 0到$\rm <z>$ = 1.15，再到$\rm <z>$ = 2.2和4.8，表现出强烈的增加，特别是在SF星系主序星（MS）以上的星系中。在$\rm <z>$ = 2.2和4.8处具有最高SFR的星系，其气体质量是银河系的100倍，气体质量分数达到50 - 80%，即气体质量是恒星质量的1 - 4 $\times$。对于完整的星系样本，我们发现一个单一的，非常简单的SF定律：$\rm SFR \propto M_{\rm ISM}^{0.9}$，即对ISM质量的“线性”依赖性--在MS上和MS上方。因此，MS上方的星系在类似于MS上的时间尺度上将其较大的ISM质量转换为恒星。在z $> 1$，整个恒星形成星系的$\sim$ 5 - 10 $\times$比低红移星系的气体耗尽时间（$\sim0.2$ Gyr）短。这些{ \bf较短的耗尽时间是由于不同的，占主导地位的模式SF在早期宇宙} -动态驱动的压缩，高色散气体运动和/或星系的相互作用。弥散的气体运动是非常高的气体吸积速率的自然结果，而气体吸积速率必须保持惊人的SF。
2016-03-01 astro-ph.GA
Shocks in the warm neutral medium II -- Origin of neutral carbon at high pressure
本文提出弥漫星际介质中高压中性碳源于温暖中性介质内中高速传播的激波，并通过 Paris-Durham 激波模型与 89 条视线观测对比，证明该机制与超新星遗迹驱动情景一致，且其能量耗散率与冷中性介质湍流级联动能传递率相当。
2024-06-28 astro-ph.GA
