The condensation of complex silicates with pyroxene and olivine composition at conditions prevailing in molecular clouds has been experimentally studied. For this purpose, molecular species comprising refractory elements were forced to accrete on cold substrates representing the cold surfaces of surviving dust grains in the interstellar medium. The efficient formation of amorphous and homogeneous magnesium iron silicates at temperatures of about 12 K has been monitored by IR spectroscopy. The gaseous precursors of such condensation processes in the interstellar medium are formed by erosion of dust grains in supernova shock waves. In the laboratory, we have evaporated glassy silicate dust analogs and embedded the released species in neon ice matrices that have been studied spectroscopically to identify the molecular precursors of the condensing solid silicates. A sound coincidence between the 10 micron band of the interstellar silicates and the 10 micron band of the low-temperature siliceous condensates can be noted.
The Launching of Galactic Winds from a Multiphase ISM
Max Planck Institute for Astrophysics（马普天体物理研究所）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所）；Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡大学天文台）
Influence of galactic arm scale dynamics on the molecular composition of the cold and dense ISM II. Molecular oxygen abundance
分子氧一直是许多观测研究的主题，因为化学模型预测它是氧气的储存库。虽然它已经在星际介质的两个区域被探测到，但它的稀有性对天体化学模型来说是一个挑战。在本文中，我们结合了计算的物理条件与光滑粒子流体动力学（SPH）模拟与我们的全气体颗粒化学模型鹦鹉螺，研究预测的O2丰度在星际物质形成冷芯。因此，我们遵循的气体和冰的化学演化的物质包裹从弥漫的星际条件冷致密的核心。我们的大多数预测的O2丰度低于1 e-8（相对于总质子密度）和预测的柱密度在模拟冷芯是在最大的几个1 e 14 cm-2，在协议的非检测限。这种低的O2丰度可以通过以下事实来解释，即在大部分星际材料中，在O2可以在气相中形成并且免受UV光解离之前，原子氧被耗尽到晶粒表面上（并且被氢化以形成H2O）。我们之所以能得到这个结果，是因为我们考虑了从弥散介质到冷核的物理条件演化的全部历史。
Benzonitrile as a proxy for benzene in the cold ISM: low temperature rate coefficients for CN + C$_6$H$_6$
CN和苯（C $_6$ H $_6$）之间的低温反应是天体化学界的重要兴趣，因为最近发现了苯甲腈，这是利用射电天文学在星际介质（ISM）中发现的第一个芳香分子。苯甲腈被认为是苯的低温替代物，苯是最简单的芳香族分子之一，可能是多环芳烃（PAHs）的前体。为了评估苯甲腈作为苯的替代物的稳健性，需要进行低温动力学测量，以确认在冷密云中发现的低气体温度下反应是否保持快速。在这里，我们研究了C $_6$ H $_6$ + CN反应在15- 295 K的温度范围内，使用完善的CRESU技术（法语缩写代表反应动力学在均匀超音速流）结合脉冲激光光解激光诱导荧光（PLP-LIF）。我们得到的速率系数$k(T)$在（3.6- 5.4）$\times$ 10 $^{-10}$ cm $^3$ s $^{-1}$范围内，在15- 295 K之间没有明显的温度依赖性，证实CN + C $_6$ H $_6$反应在与冷ISM相关的温度下保持快速.
The fate of the interstellar medium in early-type galaxies. IV. The impact of stellar feedback, mergers, and black holes on the cold ISM in simulated galaxies
A Portrait of Cold Gas in Galaxies at 60pc Resolution and a Simple Method to Test Hypotheses That Link Small-Scale ISM Structure to Galaxy-Scale Processes
Modelling the evolution and influence of dust in cosmological simulations that include the cold phase of the interstellar medium
University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Hull（赫尔大学）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；University of Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；Durham University（杜伦大学）
Influence of galactic arm scale dynamics on the molecular composition of the cold and dense ISM III. Elemental depletion and shortcomings of the current physico-chemical models
本文研究了星际介质中的元素损耗。我们结合了银河系模型的结果，描述了致密核形成过程中的气体物理条件与全气体颗粒化学模型。在扩散和稠密介质之间的过渡期间，最初在气体中的原子元素的储存器逐渐在尘埃颗粒上耗尽（对于那些离子来说，有一个中和阶段）。当密度大于100 cm $^{-3}$时，该过程变得有效。如果致密材料回到扩散状态，这些元素又回到气相，因为冰上分子的光离解，然后从颗粒上热解吸。对于密度低于10 cm $^{-3}$的颗粒或气相中的分子形式，颗粒上没有残留物。一个例外是氯，它在低密度下有效地转化。我们现有的气体颗粒化学模型不能再现在扩散介质中观察到的原子的耗尽，除了Cl，其气体丰度遵循在密度小于10 cm $^{-3}$的介质中观察到的气体丰度。这表明关键的过程（可能涉及化学吸附和/或冰辐射深刻改变冰的性质）缺失。
Up, Up, and Away? Quantifying ISM Fallback using Ram Pressure Stripping Simulations
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（Flatiron Institute 计算天体物理学中心）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文学系）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）
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。
Distribution of Cold ($\lesssim 300$K) Atomic Gas in Galaxies: Results from the GBT HI Absorption Survey Probing the Inner Halos ($ρ<20$kpc) of Low-z Galaxies
A bottleneck for star formation: the importance of magnetic fields during the formation of cold gas in galaxies
SUPA, School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学学院）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Radioastronomía y Astrofísica（墨西哥国立自治大学射电天文与天体物理研究所）；ENS de Lyon, CRAL UMR5574, Universite Claude Bernard Lyon 1, CNRS（里昂高等师范学院、CRAL实验室、里昂第一大学CNRS）
HYPERION. The cold ISM of rapidly growing $z>6$ quasars: diverse gas reservoirs, dust enrichment, and feedback signatures
INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；IFPU - Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INAF, Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚空间天体物理学与科学观测站）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）
The atomic multiphase interstellar medium of galaxies in the COLIBRE simulations
University of Vienna（维也纳大学）；Leiden University（莱顿大学）；Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Durham（杜伦大学）；University of Hull（赫尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
BlackHoleWeather -- Jet-regulated chaotic cold accretion across the meso scale: Morphology and thermodynamics
University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）；Universidad de Santiago de Chile（圣地亚哥智利大学）；CIRAS, Universidad de Santiago de Chile（圣地亚哥智利大学 CIRAS）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；Science and Technology Institute, Universities Space Research Association（大学空间研究协会科学与技术学院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
The Distribution of Thermal Pressures in the Diffuse, Cold Neutral Medium of our Galaxy. II. An Expanded Survey of Interstellar C I Fine-Structure Excitations
我们分析了吸收特征所产生的星际中性碳，出现在紫外光谱中记录的89颗恒星在最高分辨率的阶梯光栅模式的STIS的HST，使我们可以确定碰撞激发的原子的电子基态的精细结构能级的相对布居。从这些信息中，我们得到了在扩散，冷中性介质中的热压力分布。我们发现对数正态压力分布（按质量加权），对数（p/k）平均值等于3.58，均方根色散至少为0.175 dex，这可能是由特征马赫数在1 < M < 4范围内的湍流引起的。然而，分布中的极端尾部高于对数正态函数。总的来说，压力与当地的星光强度和极端的运动学有很好的相关性。大约23%的气体处于低于静态冷中性介质所允许的压力下。几乎所有的气体都伴随着一小部分（~0.05%）具有非常大的压力，log（p/k）> 5.5，这种情况在高速或星光密度增强的区域更普遍。这项调查表明，在寒冷的中性ISM中，热压力的分散主要受恒星形成区驱动的微观湍流控制，还有一些来自宏观事件的额外影响（例如，SN爆炸），这些测量为未来研究湍流对ISM和恒星形成的更广泛影响提供了限制。
Interacting galaxies on FIRE-2: The connection between enhanced star formation and interstellar gas content
我们提出了一套全面的高分辨率（秒差距尺度），理想化的（非宇宙学）星系合并模拟（24轮，恒星质量比~2.5：1），以研究相互作用引起的恒星形成和星际介质（ISM）在各种温度密度制度的演变之间的联系。我们使用GIZMO代码和第二版的“真实环境中的反馈”模型（FIRE-2），该模型捕获了ISM的多阶段结构。我们的模拟旨在代表本地宇宙中的星系合并。在这项工作中，我们专注于“星系对周期”之间的第一次和第二次近心轴通道。我们分裂的ISM分为四个制度：热，温暖，冷，冷密集，热，电离，原子和分子的气体在真实星系中观察到的阶段的动机。我们发现，平均而言，相互作用提高了这对恒星的形成率（约30%，合并套件样本平均值），并提高了它们的冷致密气体含量（约18%）。这伴随着热气体的减少（~11%），冷气体的变化可以忽略不计（~4%的增加），以及热气体的大幅增加（~400%）。密度超过1000 cm ^3的冷密气体（冷超密区）的数量显著增加（约240%），但仅占冷密气体预算的0.15%（平均）。
