Stochastic Star Formation & Feedback: Mapping Low-Mass Galaxies to Dark Matter Haloes
在宇宙学$N$ -体模拟中，观测到的银河系卫星星系（以下简称MW）与暗物质暗晕的比较表明，这种暗晕如果存在的话，是以随机方式被卫星星系占据的。我们研究如何效率低下的大质量恒星形成和相关的超新星反馈高红移的祖先，今天的低质量subhaloes可能有助于这种随机性。使用蒙特卡罗方法来跟踪装配历史的低质量的$10^7 \lesssim M \leq 10^{10}$ ${\rm M}_{\odot}$，我们确定冷却和恒星形成时可能会进行，并观察到，与现今的质量$\lesssim 10^9 {\rm M}_{\odot}$的光环从来没有增长到足够大的支持原子氢线冷却。注意到恒星形成的时间尺度急剧下降的恒星质量为$t_{\rm PMS} \propto m_{\ast}^{-2.5}$，我们认为，如果高质量恒星形成的条件出现在低质量的晕，随之而来的超新星很可能会破坏正在进行的低质量恒星的形成和解除气体的晕内。这种潜在的恒星形成气体是不太可能补充在较低质量的晕，因为，例如宇宙学再电离，所以我们预计星系形成的方式，这取决于主机晕组装历史和效率和恒星形成的时间在原星系，我们说明使用蒙特卡洛模型受阻。基于这些简单的物理参数，我们断言，恒星形成和反馈的随机性是一个重要的，但被忽视的成分在最小尺度上的星系形成建模。
2014-06-27 astro-ph.GA
Galaxy formation in the Planck Millennium: the atomic hydrogen content of dark matter halos
我们提出了重新校准的GALFORM半解析模型的星系形成在一个新的N体模拟与普朗克宇宙学。普朗克千禧年模拟使用超过1280亿个粒子来解决$800$ Mpc立方体中的物质分布，其中包含超过7700万个质量大于$2.12 \times 10^{9} h^{-1} {\rm M_{\odot}}$的暗物质晕。在重新校准中，只需要对极少数模型参数进行微小的更改。我们提出了预测的原子氢含量（HI）的暗物质晕，这是一个关键的输入到计算的HI强度映射信号预期从宇宙的大尺度结构。我们发现HI质量$-$晕质量关系在活动星系核加热抑制气体冷却的晕质量$\approx 3 \times 10^{11} h^{-1} M_{\rm \odot}$处显示出明显的断裂。在这个晕质量以下，晕的HI含量主要由中央星系决定;在这个质量以上，则是卫星的HI含量占主导地位。我们发现当红移达到$z=3$时，HI质量-晕质量关系几乎没有变化. HI源的偏置显示出尺度依赖性，随着红移的增加而变得更加明显。
2019-06-11 astro-ph.GA
The Shape of Dark Matter Haloes, I. HI Observations of Edge-on Galaxies
我们目前的中性氢观测的8个附近，晚型，边缘星系的样本。所有的星系都在径向上得到了很好的分辨，而六个星系在垂直方向上也得到了很好的分辨。我们发现，每个星系有大约相同的最大表面亮度温度在整个光盘。我们认为，自吸收是这种现象的主要原因，随后的分解将需要治疗。
2016-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intensity mapping of Loeb-Rybicki haloes from scattering of galactic Lyman-$α$ emission by the diffuse intergalactic medium before reionization
Université de Genève（日内瓦大学）；The Green Concept - Institute for Carbon Assessments and Restoration Ecology（绿色概念-碳评估与恢复生态研究所）；Harvard University（哈佛大学）
利用JWST数据预测z~9-16星系Ly-α光度演化，计算Loeb-Rybicki晕的功率谱，发现SPHEREx和CDIM等实验可统计探测其强度映射信号，并与21-cm发射互相关可显著探测至z~13。
2026-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intergalactic Lyman-$α$ haloes before reionization are detectable with JWST
本文利用JWST观测到的紫外光度并结合数据驱动方法，预测了再电离时期星系际莱曼-α晕的可探测性，发现单个亮晕可在z≲9被探测，堆叠约10个晕可探测至z∼16，为揭示中性星系际氢提供途径。
2024-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
HI-shielding of ${\rm H_2}$ in UV-irradiated protogalaxies: suppression of the photodissociation rate
我们研究了中性氢吸收对软紫外辐射下原星系晕中${\rm H_2}$光解离的影响。当中性柱密度超过$10^{22}$ ${\rm cm^{-2}}$时，莱曼系列吸收可以显著地耗尽与${\rm H_2}$莱曼-沃纳带重叠的离解光子，但是这种效应以前没有被包括在原星系晕的研究中。我们使用高分辨率的三维流体动力学模拟来研究这种“HI屏蔽”在三个无金属原子冷却晕在红移$z \sim 10-20$崩溃。我们使用CLOUDY模型来更新HI屏蔽的先前拟合公式，HI屏蔽是非基态${\rm H_2}$振转布居屏蔽的更好模型，并在我们的模拟中实现新的拟合。我们发现，包括HI屏蔽增加了“临界通量”的抑制${\rm H_2}$冷却在这些晕$\sim 60-100$百分之。较大的临界通量有影响，特别是预测的候选人晕的数量，其中“直接崩溃”可能种子大规模（$\sim 10^5$ ${\rm M_\odot}$）黑洞在$z \sim 15$。
2022-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intermittent fragmentation and statistical variations during gas collapse in magnetised atomic cooling haloes
观测结果显示，早在大爆炸后的7亿年左右就存在超大质量黑洞（SMBH）。他们的形成路径仍然受到目前的辩论。我们探讨了磁场的影响，这是强烈放大通过湍流小尺度发电机，形成SMBH种子内的直接崩溃的情况。在这项研究中，我们第一次进行宇宙学磁流体大涡模拟，采用未解决的，可压缩的MHD湍流模型。在总共我们进行了36个模拟9晕，每个有两个不同的初始磁场强度，并采用和不采用未解决的湍流模型。我们利用自适应网格细化的方法，以实现一个有效的空间分辨率小于一个适当的天文单位。我们考虑一个制度，其中冷却是由原子氢和分子氢得到离解的强辐射场。我们的主要发现是，在最终输出的晕中的气体性质的大部分主要是由失控的引力坍缩。在所有情况下，湍流都是超音速的和超阿尔夫维尼克的，磁场被放大到近似动态相关的状态。最后，碎裂过程中崩溃是间歇性的，质量吸积率范围从0.2-3 Msun/年。这表明，强烈放大的磁场和湍流的存在在小尺度上提供了额外的压力支持，并使直接坍缩成为在所需环境条件下形成大质量物体的可行方案。
2019-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Billion Years project: birthplaces of direct collapse black holes
我们通过分析宇宙学的流体动力学模拟来研究直接坍缩黑洞可能形成的环境，这是第一个十亿年项目的一部分。这种模拟包括最相关的物理过程，导致直接崩溃的晕，最重要的是，分子氢耗尽的$H_2$和$H^-$从不断发展的莱曼-维尔纳辐射场的解离。我们选择了一个原始的原子冷却晕样本，这些晕在过去从未形成过恒星，没有被重元素污染，主要通过氢原子线冷却。其中，我们确定了六个可能隐藏通过直接坍缩形成的大质量种子黑洞（质量在$10^{4-6} M_{sun}$范围内）的晕。这些直接坍缩黑洞的潜在宿主形成为卫星，在15物理千秒差距的原星系范围内发现，恒星质量在$10^{5-7} M_{sun}$范围内，在过去的500万年里，最大恒星形成率为0.1 Msun/年，并暴露在邻近星系发出的最高通量的莱曼-沃纳辐射中。正是这些原星系的接近性使这些晕与样本的其他部分区分开来。
2017-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Absorption spectra of electrified hydrogen molecules
氢分子通常在其振转态之间只有微弱的四极跃迁，但在静态电场中，它获得了一个偶极矩和一组允许的跃迁。本文利用已发表的H2分子静电响应张量的从头计算方法，构造了受扰的振转本征体系及其基态能级。我们限制注意到两个简单的场配置相关的凝聚氢分子在星际介质：一个均匀的电场，和一个点状电荷的字段。能量本征态是振动本征态和角动量本征态的混合物，因此存在许多满足偶极选择规则的跃迁。我们发现，混合是最强的高振动激发态之间，导致数百个吸收线的光学和近红外。这些光谱与无场分子的光谱非常不同，所以如果它们出现在天文数据中，它们将很难分配。此外，在凝聚环境中，激发态可能具有短的内转换寿命，从而使吸收线呈现漫射外观。因此，我们建议带电的H2作为一个可能的载体的弥漫星际带（DIBs）。我们进一步认为，在原则上，它可能是可能的占所有的DIB与这一个载体。然而，尽管电气化的过渡不是很强，将需要一个大柱的冷凝H2，使其难以调和这种可能性与我们目前的理解ISM。
2022-04-11 astro-ph.GA
Detection of hydrogen fluoride absorption in diffuse molecular clouds with Herschel/HIFI: a ubiquitous tracer of molecular gas
本文讨论了沿亚毫米波连续辐射源W 49 N和W51视线方向星际氟化氢吸收的探测问题。我们用Herschel的HIFI仪器在双波束开关模式下观测了5a波段接收机上边带1232.4762GHz J = 1 - 0的HF跃迁。我们检测到前景吸收HF对这两个来源在很宽的速度范围。光学薄的吸收组件上检测到的视线，使我们能够测量-而不是获得一个下限-的柱密度的HF的第一次。正如先前对HF朝向源G10.6-0.4的观测一样，即使氧的元素丰度比氟的元素丰度大四个数量级，推导出的HF柱密度通常与水蒸气的密度相当。我们使用了相当不确定的N（CH）-N（H2）的关系，推导出以前对扩散分子云，推断分子氢柱密度的云表现出HF吸收。在不确定性，我们发现，丰富的HF相对于H2是一致的理论预测，HF是这些云的气相氟的主要储层。因此，氟化氢有可能成为分子氢的优良示踪剂，并提供了小H2柱密度云的灵敏探针。事实上，这里报告的氟化氢观测揭示了沿着W51视线存在低柱密度扩散分子云，LSR速度约为24 kms-1，在赫歇尔发射之前的分子吸收线研究中没有发现。
2010-07-13 astro-ph.GA
Connecting X-ray absorption and 21cm neutral hydrogen absorption in obscured radio AGN
许多射电星系在活动的核心附近显示出致密的尘埃气体。这可以通过21厘米HI吸收和软X射线吸收来追踪，为这些遥远星系的环核介质的物理性质提供了新的见解。为了更好地理解这种关系，我们调查软X射线吸收作为相关HI吸收的检测指标，作为准备的一部分，在HI（FLASH）的第一次大型吸收调查将进行与澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）。我们提出了我们的试点研究的结果，使用的布尔迪工程测试阵列，ASKAP的前身，寻找新的吸收检测的无线电源亮度超过1 Jy，也具有软X射线吸收。基于这个试点调查，我们检测到HI吸收对无线电源PKS 1657-298在红移z = 0.42。该源还具有最高的X射线吸收比我们的试点样品的3倍，这是与我们的一般发现，X射线吸收预示着致密的中性气体的存在是一致的。通过比较活动星系核在有和没有HI吸收的射电波段的X射线性质，发现X射线硬度比与HI吸收光学深度在统计上有4.71σ的相关性。最后，我们考虑这些研究结果对未来的无线电和X射线吸收研究的影响。
2017-07-05 astro-ph.GA
The Redshifted Hydrogen Balmer and Metastable He I Absorption Line System in Mini-FeLoBAL Quasar SDSS J112526.12+002901.3: A Parsec Scale Accretion Inflow?
星际介质对中心超大质量黑洞的吸积被广泛认为是活动星系核释放巨大能量的来源。但很少有观测证据直接证实了资本流入的存在。类星体SDSS J112526.12+002901.3光谱中的吸收线系统提供了一个有趣的例子，其中很少检测到的氢Balmer和亚稳态He I吸收线与低电离金属吸收线Mg II，Fe II，重复的SDSS光谱观测表明，横向速度小于径向速度。因此，吸收介质的运动主要由下落控制。He I* 线是对电离通量强度的有力探测，而巴耳末线则意味着一个稠密的环境。通过光电离模拟，我们发现吸收介质受到电离参数为$U\approx 10^{-1.8}$的辐射，其密度为$n(\mathrm{H})\approx 10^9\ \mathrm{cm}^{-3}$。因此，吸收介质位于远离中央发动机的$\sim 4\ \mathrm{pc}$处。根据吸收介质与环面之间的距离和物理条件的相似性，我们强烈建议吸收线系统作为起源于环面内表面的吸积入流的候选者。
2016-08-19 astro-ph.GA
Probing the Properties of Neutral Clouds in the Vicinity of the Local Bubble: Linking three-dimensional Dust with Neutral Hydrogen Absorption
Northwestern University（西北大学）；Indiana University（印第安纳大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
该研究结合三维尘埃图与中性氢吸收数据，确定微尺度原子结构可能位于本地泡外，表征了本地星际介质性质，其方法可用于验证相关区域尘埃云的结构与性质。
2026-08-27 astro-ph.GA
How low does it go? Too few Galactic satellites with standard reionization quenching
星系形成理论的一个标准预测是，电离背景抑制了星系形成的晕，其峰值圆速度小于Vpeak ~ 20 km/s，使大多数低于这个尺度的晕完全黑暗。我们使用一套宇宙学变焦模拟银河系的晕，包括中央银河系盘星系的潜力，调查subhaloes和ultrafeak星系之间的关系。我们发现，在银河系50 kpc范围内，Vpeak > 20 km/s的次晕太少了，无法解释今天在该体积内已知的超暗星系的数量。为了与观测到的计数相匹配，我们必须用超暗矮星填充Vpeak ~ 6 km/s的次晕。所需的晕具有低至1，500 K的峰值维里温度，远低于10^4 K的原子氢冷却极限。考虑到大麦云贡献50 kpc范围内的几颗卫星的可能性，这一阈值可能会提高到10 km/s（4，000 K），但仍低于原子冷却极限，且远低于名义再电离阈值。
2018-08-10 astro-ph.GA
The Shape of Dark Matter Haloes, V. Analysis of observations of edge-on galaxies
在本系列的前几篇论文中，我们已经测量了一个边缘星系样本中的恒星和\hi含量。在本文中，我们进行了同步旋转曲线和垂直力场梯度分解的五个这样的边缘上的星系。旋转曲线分解提供了径向暗物质势的测量，而垂直力场梯度提供了垂直暗物质势的测量。我们拟合暗物质晕模型，这些潜力。使用我们的\hi自吸收结果，我们发现，一个典型的暗物质晕有一个密度较低的核心（$0.094\pm0.230$ \，M $_\odot$ /pc $^3$）相比，光学薄\hi模型（$0.150\pm0.124$ \，M $_\odot$ /pc $^3$）。HI自吸收暗物质晕具有更长的尺度长度$R_c$，为$1.42\pm 3.48$ \，kpc，而光学薄HI模型的$1.10\pm 1.81$为$1.10\pm 1.81$ \，kpc。在$q=1.0\pm0.6$（自吸收\hi）处，中间晕的形状是球形的，而在$q=1.5\pm0.6$处，光学薄的中间晕的形状是扁长的。我们在ESO 274-G 001和UGC 7321中获得了最好的结果，我们能够在论文III中测量它们的速度分散。这两个星系有着截然不同的晕圈形状，一个是扁长的，一个是强长的。总的来说，我们发现，所需的许多假设使这种类型的分析容易出错。
2016-05-26 astro-ph.GA
High-resolution IR absorption spectroscopy of polycyclic aromatic hydrocarbons in the 3 micron region: role of hydrogenation and alkylation
目的。我们的目标是阐明在3微米区域的光谱变化，导致化学变化的多环芳烃（PAHs）的分子外围与额外的氢（H-PAH）和甲基（Me-PAH）。方法.将先进的激光光谱技术与质谱技术相结合，应用于超声冷却的1，2，3，4-四氢萘，9，10-二氢蒽，9，10-二氢菲，1，2，3，6，7，8-六氢芘，9-甲基蒽和9，10-二甲基蒽，使我们能够记录芳香族，脂肪族，和烷基CH-伸缩在3.175-3.636微米的区域与激光有限的分辨率。我们比较了实验吸收光谱与标准谐波计算和二阶振动微扰理论非谐波计算，使用SPECTRO程序治疗共振。结果我们发现，非谐性起着重要的，如果不是占主导地位的作用，不仅影响芳香族，而且脂肪族和烷基CH-伸缩振动。实验的高分辨率数据导致的结论是，在Me-和H-PAHs组成的变化可能会很好地解释所观察到的富碳和恒星形成区域的3微米发射光谱的变化。我们的实验室研究还表明，严重氢化的多环芳烃形成一个显着的分数的载体的IR发射的区域中，其中一个非常强大的3微米平台观察。
2018-02-05 astro-ph.GA
Improving photometric redshifts of Epoch of Reionization galaxies: a new empirical transmission curve with neutral hydrogen damping wing Ly$α$ absorption
针对 z>7 再电离时期星系测光红移系统性偏高的问题，本文提出并校准包含邻近中性氢 Lyα 阻尼翼吸收的经验透射曲线，显著且稳健地改善红移估计。
2025-03-17 astro-ph.GA
MUSE-ALMA Haloes XVI: a census of the condensed baryons in z~0.5 HI absorption-selected galaxies
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理与超级计算中心）；CSIRO Space & Astronomy（CSIRO空间与天文学部）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；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）
本研究利用MUSE-ALMA晕族样本普查z~0.5 HI吸收选择星系中的凝聚重子，发现分子气体比例随恒星质量下降更陡，高恒星面密度星系重子比例最高，并提供多尺度多相气体视图以探测重子预算。
2026-10-08 astro-ph.GA
The infrared dielectric function of solid para-hydrogen
我们报告的实验室测量的吸收系数的固体para-H2，从1到16.7微米的波长范围内，在高光谱分辨率。除了从气相光谱学中熟悉的H2的窄振转谱线之外，数据还表现出双跃迁和宽声子分支，这是固相中氢的特有特征。这些跃迁是令人感兴趣的，因为它们提供了与基质的杂质含量无关的光谱特征。我们已经使用我们的数据，结合H2分子的紫外线吸收的模型，在很宽的频率范围内构建固体para-H2的介电函数。我们的结果将有助于确定固体氢小粒子的电磁响应。介电函数清楚地表明，纯H2尘埃将主要通过散射星光而不是吸收星光来促进红外消光，并且氢基质本身的特征红外吸收光谱将难以观察。
2015-03-18 astro-ph.GA
Strong absorption by interstellar hydrogen fluoride: Herschel/HIFI observations of the sight-line to G10.6-0.4 (W31C)
本文报道了在亚毫米波连续谱源G10.6-0.4（W31 C）的视线上探测到星际氟化氢的强吸收。我们用Herschel的HIFI仪器，在双波束切换模式下，观测了5a波段接收机上边带1232.4763GHz J=1-0 HF跃迁。所得光谱显示G10.6-0.4在LSR速度为-10至-3 km/s范围内的弱HF发射，伴随着在LSR速度为15至50 km/s范围内的前景物质的强吸收。该光谱与对位水的1113.3430 GHz 1（11）-0（00）跃迁的光谱相似，尽管在某些频率下HF（氟化氢）光学深度明显超过对位水的光学深度。我们观察到的光学厚度的HF吸收将沿着G10.6-0.4的视线的HF柱密度的保守下限设置为1.6E+14 cm-2。我们对HF丰度的下限，6 E-9相对于氢核，意味着氟化氢占气相中氟核的~ 30%和100%之间。这一观察证实了理论预测，因为氟的独特热化学允许F原子与分子氢的放热反应，HF将在广泛的条件下成为星际氟的主要储存库。
2010-05-17 astro-ph.GA
Herschel/HIFI Observations of Hydrogen Fluoride Toward Sagittarius B2(M)
Herschel/HIFI观测揭示了氟化氢（HF）J = 1-0旋转跃迁的广泛吸收，朝向一些银河系源。我们对人马座B2（M）的高质量恒星形成区进行了HF J = 1-0的观测。所获得的光谱显示出复杂的吸收模式，具有许多特征，覆盖了当地静止速度标准的广泛范围（-130至100 km-1）。对这种吸收的分析得出，在大多数速度间隔中，HF相对于H2的丰度约为1.3 { \times }10-8。这一结果与化学模型的估计非常一致，该模型预测HF应该是各种星际条件下气相氟的主要储存库。有趣的是，我们还发现了HF光谱显示出强吸收特征的速度间隔，这些特征在其他分子（如13 CO（1-0）和CS（2-1））的光谱中不存在或非常弱。HF吸收揭示了第一次可以研究的具有小消光的漫射云的成分。另一个有趣的观察是，在朝向人马座B2（M）的广泛速度范围内，水的丰度明显高于氟化氢，与之形成对比的是，朝向其他银河系来源测量的H2O/HF丰度比非常恒定，平均值接近1。
2011-08-15 astro-ph.GA
The evolution of neutral hydrogen over the past 11 Gyr via HI 21 cm absorption
本文介绍了用绿岸望远镜对260个红移范围为0<z<2.74的射电源的HI 21 cm吸收进行盲搜索的结果。调查的灵敏度，以检测次阻尼莱曼α（DLA）系统HI自旋温度$T_s/f$ = 100 K，尽管成功地重新检测的10个已知的21厘米吸收样品中，我们没有检测到新的吸收线在整个调查。还搜索了在21 cm吸收中检测到的羟基（OH）18 cm吸收源，我们重新检测了PKS 1830-211的1667 MHz OH吸收。我们在每个源中沿着视线搜索干预HI 21 cm吸收，在去除受射频干扰影响的区域后，实现$Δz$ = 88.64的总红移覆盖（$ΔX$ = 159.5的共移动吸收路径）。我们计算95%的置信上限上的列密度频率分布$f(N_{\rm HI})$，并设置一个统计约束的自旋温度$T_s$在100-1000 K的范围内，与以前的红移光学DLA调查和HI 21厘米发射观测在相同的红移。我们推导出中性气体的宇宙质量密度值$Ω_{\rm HI}$。通过与以前的$Ω_{\rm HI}$测量结果的比较，我们对平均自旋温度提出了统计约束，即$T_s/f$ = 175 K.我们推导出的$Ω_{\textrm {HI}}$值支持过去11 Gyr中$Ω_{\textrm {HI}}$的相对温和的演变，并且与测量$Ω_{\textrm {HI}}$的其他方法一致。
2020-08-17 astro-ph.GA
Damped Lyman-$α$ absorbers and atomic hydrogen in galaxies: the view of the GAEA model
本文利用GAEA半解析模型分析了星系中阻尼Lyman-$α$系统（DLAs）与HI的关系。我们的国家的最先进的半解析模型进行调整，以再现本地星系HI质量函数，也再现其他重要的星系属性，包括星系质量气体金属丰度关系。为了产生模拟DLAs的目录，我们在一个复合模拟体积中抛出$10^5$随机视线：从Millennium模拟中提取具有对数$(\frac{M_{200}}{ M_{\odot}}) \geq 11.5$的暗物质晕，而对于$9.2 \leq \log(\frac{M_{200}}{ M_{\odot}})<11.5$，我们使用Millennium II，对于$8 \leq \log(\frac{M_{200}}{M_{\odot}}) < 9.2$，使用晕占据分布模型。在观测数据更准确的$2 < z < 3$，我们的基准模型预测了柱密度分布函数的正确形状，但其归一化低于观测值，在更高的红移上差异增加。与观测的协议显着改善增加两个HI质量和磁盘半径的模型星系的一个因素2，实施“后验”在我们的$2M-2R$模型。在感兴趣的红移范围内，具有$M_{200} \geq {10}^{11} M_{\odot}$的晕对$Ω_{\rm DLA}$的贡献最大，典型的DLA宿主晕质量为$\sim {10}^{11} M _{\odot}$。模拟的DLA金属丰度分布与观测结果比较吻合，但我们的模型…
2020-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold neutral hydrogen gas in galaxies
本文综述了近年来通过HI 21-cm吸收线探测与星系相关的冷中性氢气的研究。背景射电噪类星体的HI 21-cm吸收光谱是从千秒差距到秒差距尺度研究前景星系中性气体分布和运动学的有力工具。在低红移（z<0.4），它已被用来表征星系周围高柱密度中性气体的分布，并研究这种气体与星系光学性质的联系。星系周围的中性气体被发现是不均匀分布的，在千秒差距和秒差距尺度上都观察到光学深度的变化。在高红移（z>0.5），HI 21-cm吸收已被用来研究金属或莱曼α吸收选择星系中的中性气体。已发现它与气体中的金属和粉尘含量密切相关。研究了HI 21-cm吸收的入射角、自旋温度和速度宽度等性质随红移的变化趋势，揭示了星系中冷气体性质随宇宙时间的演化。即将到来的大型盲测HI 21-cm吸收与下一代射电望远镜预计将准确地确定每单位红移的HI 21-cm吸收体的数量密度的红移演变，从而了解是什么驱动了全球恒星形成率密度的演变。
2019-10-14 astro-ph.GA
Small-scale structure traced by neutral hydrogen absorption in the direction of multiple-component radio continuum sources
利用21-SPONGE巡天和千年阿雷西博吸收谱线巡天的多组分背景射电连续谱源，研究了氢原子（HI）的小尺度分布。我们已经发现$>5σ$光学深度的变化在$\sim0.03-0.5$的水平之间的13个14个相邻的视线分离的几弧秒到几弧分，这表明存在的中性结构的空间尺度从几个到几千个AU（我们称之为微小尺度原子结构，TSAS）。在冷中性介质（CNM）中HI柱密度和HI分数最高的方向上，光学深度变化最强，这往往是在低银河系纬度。通过测量拟合到吸收光谱的高斯分量的性质的变化，我们发现，TSAS吸收特征的峰值光学深度和线宽的变化都有助于观察到的光学深度变化，而中心速度的变化似乎没有强烈影响观察到的变化。热和湍流运动都对线宽有明显的贡献，但湍流似乎不足以限制超压TSAS。在大多数情况下，TSAS柱密度足够高，使得这些结构可以足够快地辐射冷却，以保持与其周围环境的热平衡，即使它们是过压的。我们还发现，大多数TSAS与CNM有关。对于TSAS在金牛座分子云和当地狮子座冷云的方向，我们估计密度超过一个数量级高于典型的CNM密度。
2020-04-27 astro-ph.GA
Analysis of the Absorption Line Profile at 21 cm for the Hydrogen Atom in Interstellar Medium
本文分析了星际介质中氢原子在21厘米处的吸收线轮廓。将氢原子看作一个三能级系统，在强光源的照射下，在基态的超精细分裂和Ly $_α$跃迁附近的共振态下，氢原子被看作一个三能级系统.作用于共振的场引起物理过程，这可以解释为不同跃迁之间的干扰路径。本文认为，当21厘米线轮廓大幅修改的Ly $_α$过渡的特殊情况下。作为理论的结果，引入了对光学深度的校正。结果表明，在确定星际介质中氢原子柱密度时，这种修正是相当可观的，应予以考虑。本文还讨论了非多普勒展宽和频移的影响。
2018-08-21 astro-ph.GA physics.atom-ph
Molecular hydrogen and its proxies HCO$^+$ and CO in the diffuse interstellar medium
有一个强大的多原子化学扩散，部分分子星际气体，很容易在无线电/毫米/亚毫米波长的吸收。由于内部激发较弱，可以推导出准确的柱密度，因此相对于彼此的相对分子丰度是众所周知的，但相对于H2的相对分子丰度则不然。在这里，我们考虑使用代理的氢柱密度N（H2）和N（H）= N（HI）+2N（H2）的基础上测量的HCO+吸收和CO的排放和吸收，我们比较这些与其他人获得的结果时，观察HI，H2和CO对恒星和活动星系核。我们考虑使用HCO+作为H2的替代物，并表明相对丰度N（H2）= N（HCO+）/3x 10 ^{-9}的假设给出了在朝向恒星的紫外吸收中看到的原子-分子氢跃迁的相同观点。另一方面，CO显示出无线电和光学区域之间的差异，因为当N（\hcop）> 6 × 10 ^{11} \pcc或N（H2）> 2 × 10 ^20 \pcc时，总是检测到发射。积分CO {J=1-0}亮度W_CO和N（CO）/N（H2）的大范围变化意味着CO-H2转换因子的等效变化，即使系综平均值接近通常的银河值。在恒星的吸收中发现的气体/红化比率，N（H）/E（B-V）= 6.2 × 10^21 H \pcc/等，或者在E（B-V）<= 0.08等且缺乏H2的视线中，N（H）/E（B-V）= 6.8 × 10^21 H \pcc/等，远低于在低红化和高银河纬度测量的银河系平均值8.3 × 10^21 H \pcc …
2023-01-21 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
OH absorption in the first quadrant of the Milky Way as seen by THOR
羟基自由基（OH）存在于星际介质（ISM）的扩散分子和部分原子相中，但其相对于氢的丰度尚不清楚。我们的目标是评估丰富的OH相对于分子氢使用OH吸收厘米连续源在第一银河象限。这项OH研究是HI/OH/电离线调查（THOR）的一部分。索尔是卡尔·G。Jansky甚大阵列大程序，在15° $\leq$ 1 $\leq$ 67°和|b| $\leq$ 1°范围内的原子、分子和电离气体。这是迄今为止对该地区进行的最高分辨率的无偏OH吸收调查。我们将导出的光学深度与文献13 CO（1-0）和HI观测相结合，以确定OH丰度。我们检测到的吸收在1665和1667 MHz的过渡连续源强于$F_{\rm cont}\geq$ 0.1焦耳/梁。OH吸收被发现对$\sim$ 15%的这些连续源与更强的源增加分数。大部分的吸收与银河系HII区域有关。我们发现OH和13 CO气体具有相似的运动学性质。OH丰度随氢柱密度的增加而降低。相对于总氢核柱密度（原子和分子相）的OH丰度与$A_V$ < 10-20的恒定丰度一致。朝向最低的柱密度，我们发现源表现出OH吸收，但没有13 CO排放，表明OH是一个很好的适合示踪剂的低柱密度分子气体。我们提出了对W 43的空间分辨OH吸收。THOR调查的无偏见性质为ISM的气体性质打开了一扇新的窗口。在大范围的氢气柱密度的OH丰度的表征有助于理解OH作为一种分子气体示踪剂，并为…
2018-09-16 astro-ph.GA
Formation of massive protostars in atomic cooling haloes
我们提出了迄今为止最高分辨率的三维模拟早期宇宙中原子冷却晕的坍缩。我们使用移动网格代码arepo和Greif（2014）中引入的原始化学模块，该模块将化学和热速率方程演化为超过20个数量级的密度。分子氢冷却被强烈的莱曼-沃纳背景抑制，这促进了气体在大约$10^4\,$ K的温度下的近等温塌缩。一旦中心的气体云变得光学厚度连续发射，它就会在主原恒星周围形成开普勒圆盘。原恒星的初始质量约为$0.1\,{\rm M}_\odot$，比通过氢分子冷却的迷你晕高出一个数量级。气体的高吸积率和有效冷却催化了盘的碎裂，形成一个5-10个成员的小型原恒星系统。大约12年后，强大的引力相互作用破坏了圆盘，并暂时将原恒星从云的中心弹射出来。在模拟结束时，次级聚集体在距离初级聚集体$\simeq 150\,$ au的距离处塌陷。如果这个团经历了与第一个团相似的演化，中心的气体云可能会演化成一个宽的双星系统。初级和次级团块的高吸积率表明，碎片化并不是形成至少一个大质量黑洞种子的重要障碍。
2014-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Efficient hybrid technique for generating sub-grid haloes in reionization simulations
本文提出一种混合方法，将大体积低分辨率模拟的密度场和潮汐场与小体积高分辨率盒子中的小暗晕合并，以仅13%的计算资源实现有效高动态范围模拟，并准确再现暗晕场和中性氢场统计量，为高红移中性氢分布建模提供资源高效工具。
2024-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The warm-hot circumgalactic medium around EAGLE-simulation galaxies and its detection prospects with X-ray and UV line absorption
我们利用EAGLE（Evolution and Assembly of Galvanes and their Environments）宇宙学模拟研究了红移为0.1的质量为$\mathrm{M}_{200c}=10^{11}$ - $10^{14.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$的星系和晕周围的重子、远紫外（O VI）、极紫外（Ne VIII）和X射线（O VII、O VIII、Ne IX和Fe XVII）线吸收体的分布。EAGLE预测，环星系介质（CGM）包含更多的金属比跨晕质量的星际介质。我们在这里研究的离子跟踪温暖的热，体积填充阶段的CGM，但偏向于温度对应的碰撞电离峰为每个离子，并对高金属。在维里半径内的气体主要是碰撞电离的，但在这个半径附近和之外，对于O VI，光电离变得显着。当提出可观的，我们的工作与列密度，但量化它们的关系与等效宽度分析虚拟光谱。维里温度碰撞电离平衡离子分数是很好的预测柱密度的趋势与晕质量，但低估了晕中的离子的多样性。Halo气体在X射线谱线的最高柱密度吸收中占主导地位，但较低密度的气体对来自O VI和Ne VIII的强UV吸收谱线有贡献。在雅典娜X-IFU盲法调查中可检测到的O VII（O VIII）吸收剂中，我们发现41%（56%）来自$\mathrm{M}_{200c}=10^{12.0}$ - $10^{13.5}\,\mathr…
2020-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extended OVI haloes of starforming galaxies
我们认为富金属气体暴露于附近的星暴星系的随时间变化的辐射场和几乎不变的（在时间尺度上1亿年）河外电离背景的叠加的演化。在非平衡（随时间变化）的光电离模型，我们确定电离分数的OVI离子通常在银河系周边观察。我们推导出OVI出现在扩展星系晕中的条件，这取决于星系质量和恒星形成速率。我们发现，在银河和河外电离辐射场的共同作用下，OVI的最大值可达$\sim 0.4-0.9$。我们的结论是，软X射线发射与$E\simgt 113$ ~eV的中央恒星形成星系的恒星人口的主要来源，这样一个高比例的OVI。这种情况可以解释在恒星形成星系的晕中观察到的高柱密度${\rm N(OVI)} \sim 10^{14.5 - 15.3}$ ~cm $^{-2}$（Tumlinson et al 2011）{ \it even}，其金属丰度相对较低（{ $\sim 0.01-0.1\zsun$ }）。因此，对扩展晕中氧源的要求放宽到合理的保守水平。我们表明，在$z\simlt 0.5$电离动力学的氧在一个相对密集的等离子体$n\simgt 10^{-4}$厘米$^{-3}$的外晕暴露于一个低的河外电离通量的非平衡效应占主导地位。
2014-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular hydrogen in absorption at high redshifts. Science cases for CUBES
背景源光谱中的氢分子吸收线（$\rm H_2$）是探测冷中性介质中物理状态的有力工具。在高红移时，$z>2$、$\rm H_2$线在光域中方便地移动，允许使用地面望远镜进行高分辨率光谱学，这对于正确分析冷气体是必不可少的。我们描述了最近的观测进展，有效的预选技术的发展的基础上，在低分辨率的光谱调查，如斯隆数字巡天（SDSS）。具有高蓝光通量的下一代光谱仪，如CUBES，肯定会大大提高后续观测的效率和结果。在本文中，我们讨论了高优先级的CUBES的科学案例，最近的$\rm H_2$在高Z观测的基础上：探测规则星系冷相的物理条件和从活动星系核流出的气体。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas around galaxy haloes: methodology comparisons using hydrodynamical simulations of the intergalactic medium
为了模拟星系的气体环境，我们使用数值重力流体动力学程序GADGET-3和Enzo对红移z ~ 3的星系际介质（IGM）进行了宇宙学模拟。我们使用三种不同的算法识别模拟中的晕。不同的质量结果的晕等级排序，引入了一个限制因素，在确定晕与观测星系。我们还比较了两个代码之间的气体的物理性质，主要集中在气体的维里半径以外，最近的HI吸收测量z ~ 2 - 3星系周围的气体的动机。气体在晕中的内部弥散速度在30 Mpc的盒子尺寸下收敛，但在60 Mpc的盒子尺寸下，晕的质心特征速度没有收敛。的密度和温度的气体内的瞬时回转半径的晕被充分捕获的盒子大小为30 Mpc的一侧，但结果是高度敏感的未解决的，快速冷却的气体的治疗，与气体质量分数的维里半径内严重耗尽的恒星形成在GADGET-3模拟。在大尺度上的气体特有的速度场的收敛需要至少60 Mpc的盒子大小。在转弯半径之外，气体的物理状态与盒子大小和模拟方法之间的一致性达到30%或更好。我们的结论是，通用IGM模拟作出准确的预测星系际气体的性质超出了晕回转半径，但在较小的尺度上的气体性质是高度依赖于恒星的形成和反馈的实现。
2014-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MUSE eXtremely Deep Field: Individual detections of Lyα haloes around rest-frame UV-selected galaxies at z~2.9-4.4
氢Ly $α$晕（LAH）通常被用作环星系介质（CGM）高红移的示踪剂。在这项工作中，我们的目标是探索存在的Ly $α$晕周围的个别UV选择的星系，而不是周围的Ly $α$发射器（LAEs），在高红移。我们的样品是连续选择的，F775 W <=27.5，由于最深（100至140小时）的现有甚大望远镜（VLT）/多单元光谱探测器（MUSE）数据与自适应光学，光谱红移被分配或约束的所有来源。最后的样本包括21个星系，这些星系都是在红移范围z=2.9-4.4和UV星等范围-20<=M1500<=-18内选择的纯F775 W星等，从而避免了对LAE的任何偏见。我们测试了银河系的Ly $α$发射是否比MUSE PSF卷积连续分量更显着扩展。我们发现了17个LAH和4个非LAH。我们报告的第一个人检测到的扩展赖氨酸$α$发射周围的非LAEs。因此，Ly $α$晕圈分数高达$81.0^{+10.3}_{-11.2}$ %，这接近于文献中z=3-6的LAE的分数。这意味着紫外线选择的星系通常在其CGM中有大量的氢。我们推导出了我们的LAHs的平均表面亮度（SB）的轮廓与宇宙调光校正，发现赖氨酸$α$发射扩展到5.4弧秒（~40物理千秒差距，在中点红移z=3.6）以上的典型的1 $σ$ SB限制。对于M1500 ≤-18等、z~3.7的星系，在Ly $α$中探测到的周围气体的入射率dn/dz估计为$…
2022-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suppression of H2-cooling in protogalaxies aided by trapped Lyα cooling radiation
利用高分辨率三维流体动力学模拟研究了紫外辐射下原子冷却晕的热演化。我们考虑了H^-光剥离的影响，Lyα冷却辐射被困在三个这样的晕的光学厚的核心，这一过程还没有包括在以前的模拟。H^-是分子氢的前体，因此，它的破坏可以减少H2丰度和冷却。通过对捕获的Lyα能量密度进行简单的高端估计，我们发现Lyα对H^-的光剥离使抑制H2-冷却的临界UV通量降低了\approx 5倍。对Lyα能量密度作一个更保守的估计，我们发现临界通量只降低了约15- 50%。我们的研究结果表明，Lyα辐射可能有一个重要的影响，热演化的紫外线照射晕，从而对大质量黑洞形成的潜力。
2020-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraint on a varying proton-to-electron mass ratio from molecular hydrogen absorption toward quasar SDSS J123714.60+064759.5
为了寻找质子-电子质量比μ在宇宙学时间尺度上的可能变化，分析了亚阻尼莱曼α吸收体中红移z = 2.69的氢分子向背景类星体SDSS J123714.60+064759.5的跃迁.该系统由三个吸收云组成，其中检测到137个H2和HD吸收特征。观测是用甚大望远镜/紫外和目视中阶梯摄谱仪进行的，其信噪比为每2.5公里/秒像素32，覆盖波长从356.6至409.5纳米。采用一种综合拟合的方法，一次拟合所有的吸收特征。通过对小行星和“太阳孪生”光谱的测量，详细分析了波长校准失真的系统影响，并进行了校正。吸收器和当前实验室值之间的mu相对变化的最终约束为dmu/mu =（-5.4 \pm 6.3 stat \pm 4.0 syst）x 10^（-6），与11.4 Gyrs的回顾时间内无变化一致。
2015-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Absorption of Gravitons and Photon Luminosities of Interstellar/Intergalactic Hydrogen Atoms
Institute of Nuclear and Particle Physics, NCSR ”Demokritos”（德谟克利特国家科学研究中心核与粒子物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；School of Science, Quantum Optoelectronics Lab, Westlake University（西湖大学理学院）
基于Weinberg、Gould、Dyson等人的结果，计算氢原子对引力子的吸收和发射率，提出通过测量星际和星系际氢原子光子光度比的过剩来间接探测引力子。
2026-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Direct Measurement of Interstellar Extinction Toward Young Stars Using Atomic Hydrogen Lyman-$α$ Absorption
星际红化修正是重建吸积原恒星系统内禀谱能量分布的必要条件。恒星SED决定了星周盘中可能发生的加热和化学过程。测量年轻恒星中中性氢的吸收与宽Lyman- $α$发射剖面的关系，可以得到沿视线方向的总氢柱密度（N（H I））。我们测量N（H I）与新的和档案紫外观测从哈勃太空望远镜（$HST$）的31个经典的金牛座T和赫比格Ae/Be星。H I柱密度范围为log $_{10}$（N（H I））$\approx 19.6 - 21.1$，具有相应的$_{V}$ $= 0.02 - 0.72$ mag的目视检查，假设R $_{V}$为3.1。我们发现，大部分的H I吸收沿视线可能来自星际，而不是拱星材料。消光来自新的$HST$蓝光谱分析，以前的红外和光学测量，和新的X射线柱密度平均高估了星际消光对年轻恒星相比，N（H I）值由$\sim 0.6$马格。我们讨论了可能的解释这种差异的背景下，一个原行星盘几何形状。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
MUSE-ALMA Haloes IX: Morphologies and Stellar Properties of Gas-rich Galaxies
本文基于66个富气体吸收选择星系，利用HST和MUSE数据研究星系形态、恒星形成与环星系介质性质的相关性，发现星系尺寸、金属丰度及恒星形成效率与H I柱密度和质量存在显著关联。
2023-07-21 astro-ph.GA physics.app-ph physics.space-ph
MUSE-ALMA Haloes XIII. Molecular gas in $z \sim 0.5$ HI-selected galaxies
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Aix Marseille Univ., CNRS, LAM, (Laboratoire d’Astrophysique de Marseille)（艾克斯-马赛大学、法国国家科学研究中心、天体物理学实验室）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of South Carolina（南卡罗来纳大学物理与天文学系）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理学与超级计算中心）；CSIRO Space & Astronomy（CSIRO空间与天文部）
研究通过MUSE-ALMA调查发现，z≈0.5的HI选定星系中，低质量系统遵循主序关系，而高质量系统恒星形成受抑制，揭示了HI吸收体追踪不同演化阶段的星系。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anionic hydrogen clusters as a source of diffuse interstellar bands (DIBs)
许多关键的弥漫星际带（DIB）背后的来源仍然难以捉摸，因此，这里提出的证据表明，一个家庭的七个阴离子氢原子团簇（H（-）2n+1，n = 1至7）是相关的贡献者。组态相互作用计算表明，这些电荷诱导偶极团簇在星际介质的温度特征下是稳定的，并且来自宇宙中最丰富的元素。团簇的光谱产生25条吸收光学线，这些吸收光学线与观测到的DIB对齐，并在计算不确定性范围内。吸收带是由于从团簇的基态到亚稳态的激发。
2019-12-25 astro-ph.GA physics.chem-ph
