Investigating the Cosmic-Ray Ionization Rate in the Galactic Diffuse Interstellar Medium through Observations of H3+
对银河系弥漫星际介质（ISM）中H3+离子的观测已经得出了各种令人惊讶的结果，其中包括宇宙射线电离率（zeta_2）比以前认为的大约大1个数量级的结论。本调查扩大了样本的扩散云视线与H3+观测到50，在其中21个检测。从这些观测结果中推断出电离率的范围为（1.7+-1.3 x10 ^-16 s^-1<zeta_2<（10.6+-8.2 x10 ^-16 s^-1，平均值为zeta_2=（3.5^+5.3_-3.0）x10^-16 s^-1。由于未检测到H3+而得出的上限（3 σ）低至zeta_2<0.4x10^-16 s^-1。这些较低的上限，再加上推断出的宇宙射线电离率的大范围变化，表明zeta_2在不同的漫射云视线之间存在差异。对zeta_2与N_H（总氢柱密度）关系的研究表明，对于弥散分子云的视线，这两个参数不相关，但当N_H增加到稠密分子云的典型值时，电离率降低。扩散云和密云电离率的差异以及扩散云视线之间zeta_2的变化都可能是粒子传播效应的结果。稠密云的电离率较低是由于低能（几兆电子伏）质子无法穿透这些区域，而弥漫云的电离率则由观测到的云与粒子加速点的接近程度控制。
2011-11-29 astro-ph.GA
Formation of star-forming clouds from the magnetised, diffuse interstellar medium
分子云是星系中恒星的诞生地，由星际介质（ISM）中弥漫的原子气体动态形成。ISM还被对其动态特性有很大影响的磁场穿过。特别是，恒星形成区必须是磁超临界的，以便容纳可能在自身重量下坍缩的气体团。基于三维磁流体力学（MHD）模拟的参数研究，我们表明，长期存在的问题，如何产生这样的超临界区仍然是一个悬而未决的问题。
2015-09-11 astro-ph.GA
3D AMR simulations of the evolution of the diffuse gas cloud G2 in the Galactic Centre
借助3D AMR流体动力学模拟，我们旨在了解G2的性质，最近的演变和未来几年的命运。通过探索可能的参数空间的弥漫云的情况下，我们发现，一个起始点内的光盘的年轻恒星的意见，这可能暗示G2是恒星风相互作用的结果。
2016-09-23 astro-ph.GA
Molecular clouds are a fundamental ingredient of galaxies: they are the channels that transform the diffuse gas into stars. The detailed process of how they do it is not completely understood. We review the current knowledge of molecular clouds and their substructure from scales $\sim~$1~kpc down to the filament and core scale. We first review the mechanisms of cloud formation from the warm diffuse interstellar medium down to the cold and dense molecular clouds, the process of molecule formation and the role of the thermal and gravitational instabilities. We also discuss the main physical mech…
2020-06-02 astro-ph.GA
The CO-H2 conversion factor of diffuse ISM: Bright 12CO emission also traces diffuse gas
我们表明，XCO因子，它转换成分子氢的柱密度的CO光度具有相似的值，致密，完全分子气体和扩散，部分分子气体。我们讨论了这种巧合的原因和后果的理解的星际介质。
2011-02-23 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
High-Resolution Images of Diffuse Neutral Clouds in the Milky Way. I. Observations, Imaging, and Basic Cloud Properties
结合来自NRAO绿岸望远镜和甚大天线阵的数据，在银河平面几百pc内的内银河中观测到一组弥漫的星际云，其角分辨率为~1弧分。在云的距离的线性分辨率范围从~1.9 pc到~2.8 pc。这些云被选择在银河平面之外，因此不会与无关的发射相混淆，但在其他方面，它们是银河系的人口。它们位于银河系内部的切点附近，因此距离可以量化：$2.3 \leq R \leq 6.0$ kpc到银河系中心，$-1000 \leq z \leq +610$ pc到银河系平面。这些是第一批弥漫的中性HI云的图像，它可能构成ISM的相当大的一部分。峰HI柱密度范围为$N_{HI} = 0.8-2.9 \times 10^{20}$ cm $^{-2}$。云的直径在10到100 pc之间变化，它们的HI质量从不到100到几千Msun不等。这些云除了形状极不规则外，没有任何形态上的一致性。其中一个云可能位于来自银河系核心的热风中，而另一些云则显示出两种截然不同的热相，这与星际介质的平衡模型所预期的一样。
2015-06-11 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
Comparison of Diffuse Infrared and Far-Ultraviolet emission in the Large Magellanic Cloud: The Data
尘埃散射是远紫外漫发射的主要来源。对于大麦云云（LMC）中的几个地点，远紫外光谱探测器（FUSE）卫星观测到远紫外线中的漫射辐射，其强度范围为1000 - 3 X 10^5光子单位，漫射分数在1100 °A时为5% - 20%。在这里，我们比较FUV漫射发射与中红外（MIR）和远红外（FIR）漫射发射观察斯皮策太空望远镜和AKARI卫星相同的位置。每个位置的不同MIR和FIR波段的强度比将使我们能够确定对漫射发射有贡献的尘埃的类型，并导出该区域中恒星和尘埃的更准确的3D分布，这反过来又可以用于模拟FUV中观察到的散射。在这项工作中，我们提供了LMC中两个不同区域（即N11和剑鱼座30）的红外（IR）数据。给出了不同红外波段的FUV~IR关联。
2016-04-04 astro-ph.GA
The path to understanding star formation processes begins with the study of the formation of molecular clouds. The outskirts of these clouds are characterized by low column densities that allow the penetration of ultraviolet radiation, resulting in a non-negligible ionization fraction and the charging of the small dust grains that are mixed with the gas; this diffuse phase is then coupled to the ambient magnetic field. Despite the general assumption that dust and gas are tightly correlated, several observational and theoretical studies have reported variations in the dust-to-gas ratio toward d…
2020-11-24 astro-ph.GA
On the Ortho:Para Ratio of H3+ in Diffuse Molecular Clouds
由H_2的J = 0（对位）和J = 1（邻位）转动能级的相对强度导出的激发温度T_01被认为是星际环境中动力学温度的精确量度。在弥散分子云中，T01的平均值约为70 K.然而，在相同类型的环境中，由H3+的（J，K）=（1，1）（对位）和（1，0）（邻位）转动能级导出的激发温度T（H3+）被观察到约为30 K。在这项工作中，我们提出的观察H3+在三个额外的弥漫云视线的H2测量是可用的，表明在4的5例T_01和T（H3+）是不一致的。然后，我们研究的热化机制的邻：对位比的H3+和H2，得出的结论是，T_01确实是一个准确的测量云动力学温度，而邻：对位比的H3+不需要热。通过构建一个稳态的化学模型，考虑到核spindependence的反应涉及H3+，我们表明，邻：对位比的H3+在扩散的分子云可能是由解离重组与电子和热化之间的竞争通过与H2的反应碰撞。
2011-01-24 astro-ph.GA
Head-Tail Clouds: Drops to Probe the Diffuse Galactic Halo
头-尾高速云（HVC）是一种中性氢晕云，它似乎与扩散晕介质相互作用，这一点可以从其压缩的头部和相对扩散的尾部看出。本文给出了来自HI-Parkes全巡天（HIPASS）HVC星表的116个南天（d < 2 deg）头尾型HVC样本，该星表的空间分辨率为15.5弧分（45 pc at 10 kpc），灵敏度为NHI =2 x 10^（18）cm^（-2）（5 sigma）。35%的HIPASS致密和半致密HVC（CHVC和：HVC）可以从它们的形态分类为头-尾云。这些云在10千秒差距时的典型质量为730 M_sun（60千秒差距时为26，000 M_sun），考虑到它们在空间和运动学上的接近性，大多数云可能与更大的HVC复合体有关。这种接近性，加上它们与CHVC和没有头尾结构的HVC相似的性质，表明头尾云的寿命很短，与模拟预测一致。大约有一半的头尾云可以与麦哲伦星系联系在一起，其中大部分位于主导臂的区域，位置角指向麦哲伦星系运动的大致方向。在引导臂区域的丰度是一致的，这一特点是更接近银河系盘比麦哲伦流和通过一个更密集的晕介质移动。头-尾云将直接供给多相晕介质，而不是银河系盘，并为扩散的星系晕介质至少延伸到麦哲伦云的距离提供额外的证据。
2011-09-30 astro-ph.GA
A large amount of diffuse molecular gases in the bar of the strongly barred galaxy NGC1300: Cause of the low star formation efficiency
在许多棒星系中，棒星系的恒星形成效率（SFE）低于棒臂和棒端，其原因尚不清楚。聚焦于强棒星系NGC 1300，我们调查的可能性，存在大量的扩散分子气体，这将不会有助于SF，使SFE低的外观。我们检查SFE和扩散分子气体分数（$f_{\rm dif}$）之间的关系，这是来自使用从ALMA 12米阵列的干涉仪，它没有扩散（扩展的半高宽$\gtrapprox 700$ pc）分子气体的灵敏度，由于缺乏ACA的$^{12}$ CO（$1-0$）通量，和总的$^{12}$ CO（$1-0$）通量从Nobeyama 45米单碟望远镜。我们发现SFE随$f_{\rm dif}$的增加而减小。$f_{\rm dif}$和${\rm SFE}$分别是横杠区域的$0.74 - 0.91$和$(0.06 - 0.16) ~\rm Gyr^{-1}$，以及臂和横杠末端区域的$0.28 - 0.65$和$(0.23 - 0.96) ~\rm Gyr^{-1}$。这一结果支持了大量扩散分子气体的存在使得SFE低的想法。在酒吧的SFE的抑制，也已经看到，即使当我们排除扩散分子气体成分。这表明，低的SFE似乎不仅是由大量的扩散分子气体，但也由其他机制，如快速云-云碰撞。
2020-05-06 astro-ph.GA
The CO luminosity and CO-H2 conversion factor of diffuse ISM: does CO emission trace dense molecular gas?
目的：我们希望分离和量化的CO光度和CO-H2转换因子适用于扩散，但部分分子ISM时，H2和CO是本，但C+是气相碳的主要形式。研究方法：我们讨论银河系观测到的\HI，HCO+和CO的CO排放存在，但干预云弥漫（局部\AV \ $\la 1$ MAG）与相对较小的CO柱密度$\NCO \la 2\times10^{16}\pcc$。我们使用\EBV \作为总气柱密度的计量器，在统计学上分离原子和分子级分，并将NH 2与观察到的CO亮度进行比较。结果如下：虽然有含H2的地区，CO排放太微弱而无法检测到，扩散ISM的CO亮度与NH 2的平均积分比与通常的1 \K km/s的CO亮度/$2\times10^{20}$ H2 $\pcc$没有区别。此外，在银道面附近观测到的漫射CO的光度是在太阳银道面附近观测到的2/3。结论：从辐射传输和CO化学的考虑，可以理解在漫射云和暗云中CO-H2转换因子的共性。在扩散气体和暗气体的CO发射之间存在着不可避免的混淆，以及扩散气体到暗或巨大分子云的CO发射的错误归属。ISM的特征与人们所认为的不同，如果CO和H2被认为是恒星形成边缘的分子云，实际上是更稀薄的，不受重力束缚的扩散气体。
2010-05-12 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
Distribution and mass of diffuse and dense CO gas in the Milky Way
一氧化碳（CO）的排放物被广泛用作致密恒星形成分子云的示踪剂。然而，越来越多的证据表明，一氧化碳排放的一个显着部分来自扩散分子气体。量化扩散的CO排放气体的贡献对于理解分子气体和恒星形成之间的关系至关重要。我们研究了两个CO排放气体成分的银河系分布，在13 CO和12 CO中检测到的高柱密度成分，以及在12 CO中检测到的低柱密度成分，但在13 CO中没有。“弥漫”和“密集”的组件被确定使用平滑，掩蔽和侵蚀/膨胀程序的组合，利用三个大规模的12 CO和13 CO调查的内部和外部银河系。弥散分量，在全球范围内占总分子气体质量（6.5x1e8 Mo）的25（1.5x1e8 Mo），在垂直于银河平面的方向上延伸得更多。扩散气体的分数增加从15%，在一个galactocentric半径为3千秒差距的50%，在15千秒差距，并增加与降低表面密度。在内星系中，由CS排放追踪的密度更大的组分占由12 CO排放追踪的总分子气体质量的14%。在12 CO观测中，只有14%的12 CO排放示踪的分子气体质量被云识别算法识别为分子云的一部分。这项研究表明，CO排放不仅跟踪恒星形成的云，但也是一个重要的扩散分子ISM成分。
2016-01-05 astro-ph.GA
OH+ in Diffuse Molecular Clouds
在扩散分子云中对OH+和OH的近紫外观测揭示了对不同环境的偏好。OH+的主要吸收特征来自CH+中的主要组分（具有最高CH+/CH柱密度比的组分），而OH跟随CN吸收。这种区别提供了新的限制OH化学在这些云。由于CH+的探测有利于低密度气体和小部分的分子氢，这对OH+也一定是正确的，证实了赫歇尔太空望远镜对OH+和H2O+的观测。我们观察到的对应关系表明，从这些测量中得出的宇宙射线电离率主要与原子气体有关。OH吸收与富含CN的气体的关联归因于在看到可检测量之前需要足够高的密度和分子分数。因此，虽然OH+导致OH的产生，但化学论据表明它们的丰度受不同条件的控制，并且它们与不同的观察物种共存。特别值得注意的是，非热化学似乎发挥有限的作用，在扩散的分子云的OH的合成。
2013-12-18 astro-ph.GA
The Behavior of Selected Diffuse Interstellar Bands with Molecular Fraction in Diffuse Atomic and Molecular Clouds
我们研究了八个弥漫星际带（DIB）在不同星际环境中的行为，其特征在于分子形式的氢的分数[ $f$（H $_2$）]，与各种已知的原子和分子物种的相应行为进行比较。五个“正常”DIB（$λλ$ 5780.5、5797.1、6196.0、6283.8和6613.6）的等效宽度（归一化为$E(B-V)$）显示出“λ形”行为：它们在低$f$（H $_2$）时增加，在$f$（H $_2$）约0.3时达到峰值，然后降低。对于$f$（H $_2$）> 0.3，Ca、Ca $^+$、Ti $^+$和CH $^+$的类似归一化柱密度也下降。相比之下，Na、K、CH、CN和CO的归一化柱密度随着$f$（H $_2$）单调增加，并且三种C $_2$ DIB（$λλ$ 4726.8、4963.9和4984.8）表现出的趋势介于这两种一般行为之间。$f$（H $_2$）的这些趋势伴随着宇宙散射，在任何给定的$f$（H $_2$）处的散射明显大于测量的个体误差。λ形的趋势表明，DIB载体的产生和破坏之间的平衡在扩散原子云和扩散分子云之间有很大的不同;除了电离和屏蔽之外，还需要其他过程来解释这些观察到的趋势。除了几种特殊情况外，最高的$W$（5780）/ $W$（5797）比值，表征所谓的“sigma-zeta效应”，仅出现在$f$（H $_2$）< 0.2时。我们提出了一个序列的DIB的基础上的趋势，其成对的…
2017-10-18 astro-ph.GA
A search for naphthalene in diffuse interstellar clouds
我们用紫外可见光谱获得了10颗红化O型星的高分辨光谱，以寻找中间云中萘阳离子（C $_{10}$ H $_{8}$ $^+$）的星际带。除了恒星HD 125241（O 9 I）外，在6707 nm处的实验室最强带附近没有检测到这种阳离子的吸收特征。在这颗恒星的光谱中的其他谱带似乎与该阳离子的其他跃迁一致。在假设这些谱带是由萘阳离子引起的情况下，我们得出了柱密度N $_{Np^+}$ =（1.2 $\pm$ 0.3）x 10 $^{13}$ cm $^{-2}$，与英仙座复合恒星Cernis 52中声称的柱密度相似（Iglesias-Groth等人，2008年）。在5780和5797的两个显著的弥漫星际带的强度比表明在HD 125241的视线范围内存在一个$σ$型云。
2011-09-16 astro-ph.GA
Hydrogen chloride in diffuse interstellar clouds along the line of sight to W31C (G10.6-0.4)
我们报告的氯化氢，HCl，在弥漫的分子云的视线对恒星形成区W31 C（G10.6-0.4）的检测。利用Herschel空间天文台远红外外差仪（HIFI）的1b接收器，观测到了两种稳定的HCl同位素H_（35）Cl和H_（37）Cl的J = 1-0线。HCl线被检测到的吸收，在很宽的速度范围内与扩散云沿视线到W31 C。对吸收强度的分析得出，总HCl柱密度为10^13 cm^-2，这意味着HCl占气相总氯的约0.6%，比理论模型预测值高出约6倍。这一结果与化学相关物质H2 Cl+和HCl+的结果相当，在同一视线上也报告了这些物质的大柱密度。模型和观测之间的差异的来源仍然是未知的，但是，这些含氯分子的检测，提供了扩散气体中的氯化学的关键约束。
2013-02-26 astro-ph.GA
Context. Insight into the conditions that drive the physics and chemistry in interstellar clouds is gained from determining the abundance and charge state of their components. Aims. We propose an evaluation of the C60:C60+ ratio in diffuse and translucent interstellar clouds that exploits electronic absorption bands so as not to rely on ambiguous IR emission measurements. Methods. The ratio is determined by analyzing archival spectra and literature data. Information on the cation population is obtained from published characteristics of the main diffuse interstellar bands attributed to C60+ and…
2021-09-15 astro-ph.GA
Spectral survey of the diffuse gas toward BL Lac in the Q band
通过Q波段观测，研究揭示了BL Lac方向弥漫气体中多种复杂有机分子的化学组成及丰度，表明其化学过程与密集光解离区域相似。
2025-11-20 astro-ph.GA
Exploring the Dust Population in Cold Diffuse Clouds
冷扩散云（CDCs）是致密分子云的母体，其形成和演化不仅影响恒星形成过程，而且影响大尺度星系演化。我们已经开始了一个CDC的灰尘含量的试点研究，量化不同类型的灰尘的丰度和这些分子气体的相对丰度，云的物理性质，其一般发展阶段的目标。使用测光从AKARI和其他调查，我们已经提取了一个样本的光谱能量分布（SED）的CDC尘埃热辐射在近红外到亚毫米范围。提取的SED与文献中的其他SED非常相似，证实了我们沿着视线将云排放与其他来源隔离开来。我们计划在云中的每个位置用尘埃模型拟合这个SED，自动化我们的程序来绘制这个CDC和其他人的结构。
2017-12-05 astro-ph.GA
The diffuse interstellar medium is dynamic, and its chemistry and evolution is determined by shock fronts as well as photodissociation. Shocks are implied by the supersonic motions and velocity dispersion often statistically called "turbulence". We compare models of magnetohydrodynamic (MHD) shocks, with speeds typical of cloud motions through the ISM (3-25 km/s) and densities typical of cold neutral gas (~ 100 cm-3), to archival observations of the atomic hydrogen 21-cm line for gas kinematics, far-infrared emission for dust mass, and mid-infrared emission for high-resolution morphology, to i…
2021-01-06 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
Magnetic Field Structure of the Large Magellanic Cloud from Faraday Rotation Measures of Diffuse Polarized Emission
我们提出了一个研究磁场的大麦云（LMC），在1.4 GHz的帕克斯射电望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的漫偏振同步辐射数据进行。观察到的扩散偏振发射很可能起源于星系近侧的LMC盘上方。一致的负旋转措施（RM）来自漫发射表明，在LMC的近侧晕的视线磁场是指向相干远离我们。结合位于星系后面的河外源的RM，我们表明，大麦哲伦星系的大尺度磁场很可能是四极几何，与发电机理论的预测一致。在较小的尺度上，我们确定了两个明亮的极化细丝东南的LMC，与中性氢武器。细丝的磁场可能与小麦哲伦云的方向一致。我们认为，在过去的10^9年里，小麦哲伦云和大麦哲伦云之间的潮汐相互作用很可能塑造了这些细丝中的磁场。
2012-09-05 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
We study four lines of sight that probe the transition from diffuse molecular gas to molecular cloud material in Taurus. Measurements of atomic and molecular absorption are used to infer the distribution of species and the physical conditions toward stars behind the Taurus Molecular Cloud (TMC). New high-resolution spectra at visible and near infrared wavelengths of interstellar Ca II, Ca I, K I, CH, CH^+, C2, CN, and CO toward HD28975 and HD29647 are combined with data at visible wavelengths and published CO results from ultraviolet measurements for HD27778 and HD30122. Gas densities and temp…
2021-06-24 astro-ph.GA
Time-dependent chemical evolution during cloud formation: H$_2$-regulated chemistry in diffuse molecular cloud
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究本部）
研究了分子云形成过程中H₂调控的稀疏区域化学演化，揭示了不同区域中分子丰度与H₂丰度的关系及形成机制。
2026-01-06 astro-ph.GA
Diffuse Molecular Cloud Densities from UV Measurements of CO Absorption
我们使用紫外线测量星际CO对附近的恒星来计算密度的扩散分子云包含的分子负责所观察到的吸收。化学模型和最近对激发速率系数的计算表明，发现CO的区域主要以分子形式存在氢。我们进行了统计平衡计算，使用CO-H2碰撞率来解决所观察到的源中的H2密度，而不包括辐射捕获的影响。我们假设动力学温度为50 K和100 K，发现这种选择对最低跃迁的影响相对较小。对于只有T_ex（1-0）的源，我们可以确定其密度的上限和下限，我们发现<n（H ~ 2）> = 49 cm ~（-3）。虽然我们可以为具有两个或三个激发温度值的源的良好部分找到一致的密度范围，但有一种建议是，高J跃迁是扩散分子云材料内的采样云或区域，其密度高于J = 1-0跃迁采样的材料。当J = 2-1跃迁数据、J = 3-2跃迁数据或两者都包括时，假定的动力学温度和导出的H2密度是相关的。对于具有两个或三个激发温度值的源，我们发现与所有观测一致的密度范围中点的平均值在T_k = 100 K时等于68 cm-3，在T_k = 50 K时等于92 cm-3。这组来源的数据意味着扩散分子云的特征是平均热压在4600和6800 Kcm-3之间。
2013-07-31 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
A Herschel/HIFI Legacy Survey of HF and H2O in the Galaxy: Probing Diffuse Molecular Cloud Chemistry
我们结合赫歇尔观测共12个来源，以构建最均匀的调查HF和H2O在我们的银河系磁盘。这两种分子在沿所有视线的吸收中被检测到。高光谱分辨率的外差仪器的远红外（HIFI），使我们能够比较HF和H2O分布在47个弥漫云组件采样磁盘。我们发现，HF和H2O的速度分布遵循彼此几乎完美，并建立HF和H2O探测相同的气相体积。我们的观测结果证实了理论预测，HF是一个敏感的示踪剂H2在弥漫的云，下降到分子分数只有百分之几。使用HF追踪我们样品中的H2，我们发现N（H2O）-N（HF）比显示出窄的分布，中值为1.51。我们的研究结果进一步表明，H2O可能被用作示踪剂的H2 -在一个因素2.5-在弥漫的星际介质。我们发现，测量到的约2.5的中位数周围的变化的因素是由真正的本地变化的H2O丰度相对于整个磁盘H2。后者的可变性使我们能够测试我们的理论理解的化学扩散气体中的含氧分子。我们表明，气相和颗粒表面化学需要重现我们的H2O观测。因此，这一研究证实，在扩散的星际介质n_H < 1000 cm^-3中，颗粒表面反应在发生的化学反应中起着重要作用。
2015-05-27 astro-ph.GA
Chemical Analysis of a Diffuse Cloud along a Line of Sight Toward W51: Molecular Fraction and Cosmic-Ray Ionization Rate
分子OH+，H2O+，和H3+的吸收线已被观察到在扩散的分子云沿视线W51 IRS 2附近。我们提出了第一个化学分析，结合了所有这三个物种提供的信息。OH+和H2O+一起被用来确定观测到的云外围的分子氢分数，以及原子氢的宇宙射线电离率。H3+被用来推断H2在星云分子内部的宇宙射线电离率，我们发现它是zeta_2=（4.8+-3.4 x10 ^-16/秒。结合所有三种物质的结果，我们发现一个效率因子--定义为OH+的形成速率与H的宇宙射线电离速率之比--=0.07+-0.04，远低于化学模型的预测。这是未来使用OH+和H2O+作为宇宙射线电离率示踪剂的重要一步。
2012-08-15 astro-ph.GA
The 9.7 and 18 um silicate absorption profiles towards diffuse and molecular cloud lines-of-sight
研究星际介质（ISM）中尘埃的成分对于理解我们银河系中尘埃的循环至关重要。中红外光谱特征的无定形硅酸盐，在ISM中最丰富的尘埃物种，研究在不同的视线通过银河系平面，从而探测不同的条件下，在ISM。我们分析了来自斯皮策档案的10个光谱，其中6条视线探测漫射星际介质物质，4条视线探测分子云物质。研究了其中7个谱图中9.7 μ m硅酸盐的吸收特征，分析了它们的形状和强度。此外，还分析了4个散射视线光谱中18 μ m硅酸盐吸收特征的形状。在漫射视线中的9.7 μ m硅酸盐吸收带显示出惊人相似的带形。这也是所有的情况下，但一个18微米的硅酸盐吸收带中观察到的扩散视线。在4个分子视线中的9.7 μ m谱带显示出形状上的小变化。带形的这些适度变化与硅酸盐颗粒生长方面的扩散和分子视线之间的τ 9.7/E（J-K）的大变化的解释不一致。相反，我们认为τ_9.7 / E（J-K）的大变化一定是由于E（J-K）的变化。
2010-12-08 astro-ph.GA
The 15273 Å diffuse interstellar band in the dark cloud Barnard 68
高遮蔽的背景恒星背后的乌云排除了检测的光学弥漫星际带（DIBs），因此我们的知识DIB载体在这些环境中。利用近红外（NIR）中星光的模糊度降低的优势，我们使用了15273 AA的最强NIR DIB之一来探测其载体在附近星际暗云Barnard 68中的存在和性质。利用VLT-KMOS H波段（1.46-1.85 μ m）中分辨率（R = 4000）的43颗位于云后的恒星的光谱，测量了不同范围的视消光AV的等效宽度（EW）。为此，我们使用APOGEE项目的合成恒星光谱和适合观测地点和时间段的TAPAS合成大地传输来拟合数据。结果表明，随着AV的增加，DIB EW增加。然而，增长率比预期的要平坦得多，从EW-AV准比例建立的银河弥漫星际介质中的DIB。基于一个简化的反演假设球度，它被发现，DIB载体的体积密度是2.7和7.9倍低于这个预期的平均值在外部和中心区域的云，其中有n（H）= 0.4和3.5 × 105立方厘米，分别。用多路近红外光谱仪进一步测量，应该可以详细模拟这种DIB和其他波段的边缘效应，并有助于澄清其实际来源。
2017-09-04 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 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
Interpreting the sub-linear Kennicutt-Schmidt relationship: The case for diffuse molecular gas
最近对两个河外观测巡天的统计分析强烈表明，恒星形成率（Sigsfr）和分子气体表面密度（Sigmol）之间存在亚线性的肯尼库特-施密特（KS）关系。在这里，我们认为这些结果的后果的背景下，共同的假设，以及观测支持Sigsfr和致密气体的表面密度之间的线性关系。如果CO示踪气体的耗尽时间（τ_mol）是常数，并且CO只示踪恒星形成的巨分子云（GMC），那么每个GMC的物理性质一定是变化的，如体积密度或恒星形成速率。另一种可能性是，CO光度和Sigmol之间的转换，XCO因子，在云与云之间是不同的。一个更直接的解释是，CO渗透分层ISM，包括细丝和低密度区域内的GMC嵌入。一些独立的观测结果支持这一描述，扩散气体至少占总分子含量的30%。CO明亮的扩散气体可以解释亚线性KS关系，并因此导致τ_mol随Sigmol增加。如果Sigsfr与致密气体表面密度线性相关，则次线性KS关系表明扩散气体fdiff的分数随着Sigmol而增长。在星系中，Sigmol落向外盘，这种描述表明fdiff也径向减少。
2014-04-23 astro-ph.GA
Diffuse Atomic and Molecular Gas near IC443
我们提出了一个分析的结果吸收钙II，钙I，K I，和分子CH+，CH，C2和CN探针气体与超新星遗迹IC 443相互作用。11个方向的样本横跨可见星云和其东部边缘。大多数的中性物质，包括双原子分子，与通过H I和CO发射检测到的环境云。激发和化学分析产生的气体密度是典型的扩散分子气体。Ca II探测到的低密度气体的速度范围很大，在最极端的情况下从-120到+80 km/s。这种气体分布在几个速度分量中，与受冲击的分子团的情况不同，受冲击的分子团的发射发生在几乎相同的范围内，但具有非常广泛的特征。高速吸收的程度表明膨胀星云的激波速度为100 km/s。
2009-03-03 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
The diffuse molecular component in the nuclear bulge of the Milky Way
内容：银河系中心区域的中央分子带（CMZ）中的大部分分子气体显示出温暖的动力学温度，从最冷和最密集区域的$>20$ K（n $\sim 10^{4-5}$ cm $^{-3}$）到密度约为n $\sim 10^3$ cm $^{-3}$的100 K以上。最近，通过H $_3^+$的吸收观测发现了一种更弥散、更热的（$n \sim 100$ cm $^{-3}$，$T\sim 250$ K）气体成分。这种成分可能广泛分布在银河系中心，即使在CMZ之外，沿着穿过银河系扩展隆起的视线，也可能存在可被吸收的低密度气体。目的：我们的目标是观察和表征扩散和低密度气体的观察3毫米的分子跃迁吸收。研究方法：利用阿塔卡马大（亚）毫米阵列（ALMA），我们观察到对类星体J1744-312的吸收，它位于$(l,b)=(-2{^\circ}.13,-1{^\circ}.0)$的银河系凸出区域，但在主要的分子复合体之外。结果如下：ALMA对J1744-312类星体的吸收观测揭示了低密度分子云和可能的扩散云中丰富而复杂的化学物质。我们检测到三个速度分量，在$\sim $ 0，$-153$，和$-192$ km s $^{-1}$。$\sim 0$ km s $^{-1}$的分量可能代表银河系盘中的气体，而$-153$和$-192$ km s $^{-1}$的速度分量可能来自银河系凸起。我们在调查中检测到12个…
2017-09-07 astro-ph.GA
Chemical complexity in local diffuse and translucent clouds: ubiquitous l-C3H and CH3CN, a detection of HC3N and an upper limit on the abundance of CH2CN
我们目前的Jansky甚大阵列观测20 - 37 GHz的吸收线从附近的银河弥漫分子气体对四个宇宙学遥远的紧凑的无线电连续源。主要的新观测结果是，\linearC 3 H\和\methCN \普遍存在于\AV \ $\la 1$的局部扩散分子星际介质中，而HC $_3$ N仅在\AV \ $>$ 4 mag.C $_3$ H中的线性/循环比远大于C $_3$ \HH \，并且\methCN /HCN比TMC-1增强，虽然没有马头星云那么大更重要的是，这项工作完成了一项长期计划，评估小碳氢化合物（CH、\cch、线性和环状C $_3$ H和C $_3$ \HH以及\cfh \和\cfhm）和含CN物种（CN、HCN、HNC、HC $_3$ N、HC $_5$ N和CH $_3$ CN）的丰度：本文详细介绍了它们在扩散分子气体中的系统学。我们还观察到，但没有强烈限制的丰度的一些含氧物种，最突出的HNCO。我们对C-\HH CN的柱密度进行了限制，使得阴离子C-\HH CN-\m \仅在N（C-\HH CN）/N（C-\HH CN-\m）丰度比在该物种中比在已观察到阴离子的任何其他物种中小得多的情况下作为扩散星际带的载体是可行的。我们认为，复杂的有机分子不存在于云满足扩散分子气体的合理定义，即\AV \ $\la 1$杂志。
2018-02-22 astro-ph.GA
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
Revisiting the Chlorine Abundance in Diffuse Interstellar Clouds from Measurements with the Copernicus Satellite
我们重新分析了哥白尼卫星获得的星际Cl I和Cl II光谱。这项研究的方向来自Crenny和Federman的研究，并对从原子到分子丰富的云的过渡进行采样，在那里启动了导致含氯分子的独特化学反应。我们的配置文件的合成依赖于最新的实验室振荡器的强度和组件结构，来自出版的高分辨率测量K I吸收补充钙II和Na I D的结果。我们得到自洽的结果，在1088年，1097年，和1347年的精确的列密度的Cl I线。改进后的一组结果揭示了与H2和总氢柱密度更清晰的对应关系。这些线性关系是由于在存在H2的区域中Cl^+迅速转化为Cl^0而产生的。
2011-10-03 astro-ph.GA
What microwave astronomical spectroscopy can tell you about the carriers of the DIBS
天文微波光谱学极大地拓宽了扩散分子气体中可识别的化学物质的清单，并且是测量可能是候选扩散星际带载体的极性分子丰度的一种日益有效的方法。在这里，我们回顾了一些最近的发展，持有新的承诺，化学丰度测定。我们总结和分类的分子清单，在过去的二十年中，从微波观测的扩散云，我们提出了各种化学家族的分子丰度在黑暗和弥漫的分子气体的汇总表。
2014-04-02 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
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium. 3. Changes in Dust Properties
我们研究了17个孤立的，弥漫的云与质量的顺序太阳质量的红外发射，以测试的假设，粮食性质的变化导致明显低的气体尘埃比，已被测量在这些云。云的地图是由WISE数据构建的，并直接与普朗克的尘埃光学厚度地图进行比较。中红外辐射每单位尘埃光学厚度有一个显着的趋势，在较高的光学深度值较低。这种趋势可以用云中星光的消光来定量解释。与普朗克追踪的大颗粒相比，WISE追踪的PAH和非常小的颗粒的相对量是恒定的。对于具有较大尘埃光学厚度的云，大颗粒的温度显着降低;这种趋势部分是由于尘埃性质的变化，但主要是由于星光的消光。我们更新了对分子氢柱密度的预测，考虑到尘埃性质的变化，并发现它可以解释观测到的尘埃光学厚度每单位气体柱密度。因此，云层中气体与尘埃的比率很可能是由于“暗气体”即分子氢造成的。
2018-08-09 astro-ph.GA
Molecular cooling in the diffuse interstellar medium
我们使用一个简单的星际气体的热和化学演化的单区模型来研究分子氢（H2）是否曾经是温暖的、弥漫的星际介质（ISM）的重要冷却剂。我们表明，在太阳的金属丰度，H2冷却是不重要的，ISM的热演化是由金属线冷却为主。然而，在金属丰度低于0.1 Z_solar时，低密度气体的金属线冷却很快变得不重要，H2可以成为主要的冷却剂，即使其在气体中的丰度仍然很小。我们调查所需的条件，以H2占主导地位，并表明，它提供了显着的冷却，只有当星际辐射场强度的气体密度的比率是小的。最后，我们证明了我们的结果是不敏感的气体的初始部分电离的变化或存在于低金属丰度ISM中的尘埃的性质的不确定性。
2013-09-25 astro-ph.GA
We present CO observations toward a sample of six HI-rich Ultra-diffuse galaxies (UDGs) as well as one UDG (VLSB-A) in the Virgo Cluster with the IRAM 30-m telescope. CO 1-0 is marginally detected at 4sigma level in AGC122966, as the first detection of CO emission in UDGs. We estimate upper limits of molecular mass in other galaxies from the non-detection of CO lines. These upper limits and the marginal CO detection in AGC122966 indicate low mass ratios between molecular and atomic gas masses. With the star formation efficiency derived from the molecular gas, we suggest that the inefficiency o…
2020-08-27 astro-ph.GA
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium. 2. Search for Cold Gas
星际云的内容，特别是弥漫分子气体的存量，仍然不确定。我们确定了一个孤立的云样本，大小约为100个太阳质量，并使用尘埃含量来估计气体的总量。在论文1中，总的推断气体含量被发现显着大于原子氢的21厘米发射测量中看到的。在本文中，我们测试的假设，即明显过剩的“暗”气体是冷原子氢，这将是明显的吸收，但不是在发射线饱和。结果表明，没有足够的21厘米吸收到云来解释“暗”气体的总量。
2017-07-24 astro-ph.GA
Quantifying the Diffuse Continuum Contribution of BLR Clouds to AGN Continuum Inter-band Delays
一些附近活动星系核的盘反射映射表明，吸积盘的大小对于它们的光度来说太大了，显然与标准模型不一致。在这里，我们调查可能的贡献所测得的延迟签名的扩散连续发射所产生的宽线区域气体。我们首先构建球对称压力定律BLR模型（即，$P(r)\propto r^{-s}$）近似地再现了在研究得最好的源NGC~5548中观测到的强紫外光发射线的发射线通量。然后，我们确定的扩散连续测量的连续通量和带间延迟的贡献，占所观察到的电离核连续的变异行为。这些压力定律模型近似地再现了观测到的发射线光度，必然产生大量的漫射连续发射。这导致盘混响特征的显著污染（即，依赖于波长的连续延迟）。定性地说，我们的模型产生的扩散连续延迟签名类似于观察到的NGC~5548，包括滞后光谱的偏差以上的一个简单的幂律波长，短向的巴尔末和Paschen跳跃。此外，对于合理的估计的BLR覆盖分数，扩散连续发射引起的延迟在整个UV-光学制度引起升高的带间延迟;对于这些压力定律模型，没有“磁盘为主”的波长间隔。因此，为了根据带间连续延迟正确推断活动星系核吸积盘的大小，必须考虑扩散连续的贡献。
2018-09-03 astro-ph.GA
Diffuse Galactic Light in the Field of the Translucent High Galactic Latitude Cloud MBM32
我们在一个包含高银河纬度半透明云MBM 32的45 × 40弧分^[2]视场中进行了B、g、V和R波段成像，并将漫射光强度S_v（λ）与100微米发射光强度S_v（100微米）进行了关联。用卡方最小值分析法对测量的相关性进行线性函数拟合，得到最佳线性函数的斜率参数b（λ）= ΔS_v（λ）/ ΔS_v（100 μ m）。通过结合我们的b（λ）和已发表的b（λ）来编译一个样本，我们表明b（λ）强度在云与云之间的变化是4倍。发现b（λ）随样品中S_v（100 μ m）的增大而减小，我们建议用一个包含S_v（100 μ m）^2的二次项的非线性关系来拟合所测得的相关性。样品中光深A_V = 0.16 - 2.0的变化可使b（λ）变化2 - 3倍。尘埃粒子的前向散射特性与非各向同性星际辐射场（ISRF）的耦合对b（λ）的大变化有一定的贡献。漫射银河光（DGL）的散射模型将b（λ）值低估了2倍。这可以通过ISRF中紫外光子的不足或尘埃粒子的适度增加来调和。我们的b（λ）光谱有利于扩展红光发射（ERE）对漫射光的贡献; b（λ）从B到V的上升速度比模型快，似乎在6000 nm左右达到峰值，并朝着长波长下降。这种特性是从DGL与ERE相结合的模型中预期的。
2013-03-05 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
Sensitive CO(1-0) Survey in Pegasus-Pisces Reduces CO-Dark Gas Inventory by Factor of Two
我们进行了高灵敏度，高速度分辨率CO（1-0）的观测，在一个地区包含一部分的扩散分子云MBM 53，以确定是否存在弱CO排放。我们的观测结果增加了该地区的CO可检测分子气体的量的两倍。云的分子质量增加，如果适用于整个飞马座-双鱼座区域的分子云，将使暗分子气体含量从总H2质量的58%减少到约30%。如果MBM 53的结果也适用于其他扩散云，那么通过对扩散分子云中CO（1-0）的灵敏观测，可以直接探测到的暗气体的比例与巨分子云模型预测的相似。
2017-10-18 astro-ph.GA
