Comparing absorption from classic tracers of the diffuse interstellar medium at optical and radio wavelengths along the same sightlines
目的比较从漫射星际介质沿同一视线的射电和光学吸收线剖面获得的信息。方法我们比较了新的和现有的21 cm HI和3.4 mm HCO+剖面与光学示踪剂Ca II，NaI，和KI来自Tappe（2004）未发表的论文。结果与太阳丰度相比，光学追踪的原子都是严重亏损的，只有HI和HCO+的积分光学深度与E（B-V）有很好的相关性。HCO+是迄今为止运动学分布最有限的物种，其最西的线依次为KI、HI、NaI和CaII。CaII在柱密度和运动学上都有单独的行为，因为它对更宽范围的温暖气体进行采样。冷中性介质NaI，KI，HI和HCO+的示踪剂在统计上共享相同的运动学空间，而在丰度上几乎没有相同程度的相关性。N（NaI）和N（KI）是相关的，是HI和HCO+的综合光学深度，但光学和无线电示踪剂之间的丰度相关性没有看到。在唯一的方向与测量的CH+的配置文件，2公里/秒的速度之间的CH+和CH，通常被解释为冲击气体的迹象，模仿HI相对于HCO+的移位。CH和HCO+出现在两条视线上的比例N（CH）/N（HCO+）=14.6和21.1，光学测量的N（CH），与之前在无线电和亚毫米波长确定的平均值12相比。
2021-04-30 astro-ph.GA
Protostars at Subsolar Metallicity: First Detection of Large Solid-state Complex Organic Molecules in the Large Magellanic Cloud
研究通过JWST/MIRI观测LMC低金属丰度原恒星ST6，首次在河外确认多种大型冰态COM，并发现其相对水冰丰度与银河系原恒星不同。
2025-10-20 astro-ph.GA
Molecular absorption lines toward star-forming regions : a comparative study of HCO+, HNC, HCN, and CN
目标。在扩散星际介质（ISM）的气相化学起源的几种分子物种的比较研究是解开ISM的耦合化学和动力学演化的关键输入。方法.在IRAM-30 m望远镜上观测到HCO+、HCN、HNC和CN的最低转动谱线，它们在银道面大质量恒星形成区的λ3 mm和λ1.3 mm连续辐射中被吸收。吸收线沿着这些视线探测千秒差距以上的气体。通过比较两个最低跃迁的激发温度，推断出HCO+的激发温度。在同一视线上的所有分子种类的光谱被分解成高斯速度分量。大多数出现在给定视线的所有光谱中。对于每个组分，我们推导出中心不透明度，速度色散，并计算分子柱密度。我们比较了我们的结果的预测紫外线占主导地位的化学模型的光解区域（PDR模型）和非平衡模型，其中的化学是由湍流能量的耗散（TDR模型）。结果所有速度分量的分子柱密度跨越两个数量级。CN、HCN和HNC的那些彼此线性相关，平均比值N（HCN）/N（HNC）= 4.8 $\pm$ 1.3和N（CN）/N（HNC）= 34 $\pm$ 12，并且与HCO+的那些更松散相关，N（HNC）/N（HCO+）= 0.5 $\pm$ 0.3，N（HCN）/N（HCO+）= 1.9 $\pm$ 0.9，和N（CN）/N（HCO+）= 18 $\pm$ 9。这些比值与从银河系高纬度视线的观测中推断的相似，表明银河系平面内吸收线采样的气体具有与太阳附近相同的化学性质。高斯速度分量的半高宽…
2010-06-03 astro-ph.GA
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
CO, CS, HCO, HCO+, C2H, and HCN in the diffuse interstellar medium
基于88条视线的IRAM与ALMA毫米波吸收观测，研究弥漫星际介质中HCO+、C2H、HCN、CS和HCO的检出率、柱密度比及线宽，并与CO/HCO+发射比较。
2025-06-14 astro-ph.GA
CO-dark molecular gas traced by HCO$^+$ in the diffuse interstellar medium
University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Macquarie University（麦考瑞大学）；CSIRO Space & Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Institut de Radioastronomie Millimetrique（毫米波射电天文研究所）
通过HCO$^+$吸收观测，研究了弥漫星际介质中CO暗分子气体的性质，发现其具有较低的冷HI比例和分子氢比例，并约束了CO丰度，表明即使少量冷HI也能承载H$_2$。
2026-06-03 astro-ph.GA
New Detections of Galactic Molecular Absorption Systems toward ALMA Calibrator Sources
我们报告了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）探测到的分子吸收线在波段3，6和7向四个射电响亮的类星体，这是观察到的带通和复杂的增益校准。吸收系统，其中三个是新发现的，被发现是银河系的起源。此外，HCO吸收线朝向两个对象被检测到，这几乎是银河系扩散介质中的HCO吸收样本的数量的两倍。此外，高HCO到H13 CO+柱密度比被发现，这表明向两个校准器观察到的星际介质（ISM）是在光解离区域，这观测说明了紫外线（UV）辐射驱动的扩散ISM的化学。这些结果表明，ALMA档案中的校准品是寻求新的吸收系统和详细调查ISM性质的潜在来源。
2015-10-16 astro-ph.GA
HCO, c-C3H and CF+ : three new molecules in diffuse, translucent and "spiral-arm'' clouds
我们在IRAM 30米处使用EMIR接收器和FTS光谱仪，以195 kHz的光谱分辨率（$\approx$ 0.6 \kms）构造朝向明亮的河外背景源的吸收光谱。我们利用IRAM Plateau de Bure干涉仪合成了\hthcop和HCO在银河系HII区W 49的吸收光谱。%结果{HCO、\cc 3 h\和CF \p \在\EBV = 0.32和1.65 MAg的耀变体\bll \和3C 111中被探测到。HCO在掩星W 49的银道面“螺旋臂”云的吸收中被观测到。在\EBV \ = 0.32 mag（\AV \ = 1 mag）和$δ_τ$ / \EBV \ $\approx\ 0.003$ mag $^{-1}$的均方根噪声水平$δ_τ\approx 0.002$下，现在可以完全确定漫射/半透明气体的85 - 110 GHz吸收光谱中可检测分子种类的补充。} %结论{与OH、\hcop \和\cch一样，\cc 3 h\的相对丰度在扩散和致密分子气体之间变化很小，N（\cc 3 h）/N（{ \it o-c}- \c 3 h 2）$\approx$ 0.1。我们发现N（CF \p）/N（H $^{13}$ CO \p）$\approx 5$，N（CF \p）/N（\cch）$\approx$ 0.005-0.01，因为N（CF \p）随\EBV增加而增加，并且随着其他分子的…
2014-03-14 astro-ph.GA
MAGellanic Outflow and chemistry Survey (MAGOS): Hot cores in the LMC
Institute of Science and Technology, Niigata University（新潟大学科学技术研究院）；Institute of Science Tokyo（东京科学研究所）；School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics（暗物质物理全国重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE)（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室）；Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所前沿研究中心）
MAGOS调查发现LMC中热点核心的化学特征，揭示了低金属licity、高亮度和活跃恒星形成对热点核心化学的影响。
2026-02-04 astro-ph.GA
Standing in the shadow of dark gas: ALMA observations of absorption from dark CO in the molecular DNM of Chamaeleon
我们在12个方向上检测到J=1-0 HCO+吸收，在Chamaeleon复合物的外围和1个视线上检测到CO发射，其中CO发射积分为2.4 K- \kms。8视线有一个更大的平均柱密度的黑暗中性介质（DNM）-气体不代表H I或CO排放，并发现有更高的平均分子柱密度。其他5条视线几乎没有或没有DNM，发现其N（HCO+）要小得多，但仍可检测到。目的是确定沿先前观察到的Chamaeleon视线的N（CO），并确定为什么在存在分子气体的方向上没有检测到CO排放。方法我们在具有较高DNM和HCO+柱密度的5条视线和具有较小N（DNM）和N（HCO+）的1条视线上获得\cotw J=1-0吸收曲线。我们使用N（HCO+）/N（H2）$=3\times10^{-9}$将积分的HCO+光学深度转换为弱激发极限中的N（H2），并将积分的CO光学深度\ICO 1转换为CO柱密度N（CO）$= 1.861\times 10^{15}\pcc \ICO^{1.131}$，如沿着先前在J=1-0和J=2-1 CO吸收和发射中研究的可比视线所发现的。%结果在较高DNM组中沿着5条视线检测到CO吸收，CO柱密度$4\times 10^{13} \pcc<$ N（CO）$<10^{15}\pcc$通常低于CO排放调查的可检测性极限。%结论在Chamaeleon复合物的外围，分子DNM的存在主要是由于在扩散分子气…
2019-05-14 astro-ph.GA
An ATCA Survey of HI Absorption in the Magellanic Clouds I: HI Gas Temperature Measurements in the Small Magellanic Cloud
我们提出的第一个结果，从小麦哲伦云部分的一个新的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）HI吸收调查的麦哲伦云，包括超过800小时的观测。我们新的HI吸收线数据使我们能够在低金属量环境中测量冷中性气体的温度和分数。我们观察到22个独立的领域，针对总共55个连续源对其中37个，我们检测到HI吸收，从这个我们测量的列密度加权平均自旋温度为$<T_{s}>=150$ K。分裂成单独的吸收线功能的光谱，我们估计不同的气体成分的温度，并找到一个平均的冷气温度为$\sim{30}$ K为这个样本，低于平均值的$\sim{40}$ K在银河系。HI似乎是均匀分布在整个SMC和我们检测到的$67\%$吸收的视线在我们的样本中，包括一些以外的星系主体（$N_{\text{HI}}>2\times{10^{21}}$ cm $^{-2}$）。冷中性原子气体的光学深度和温度随着空间位置或速度的变化没有表现出强烈的趋势。尽管低金属环境中，我们发现一个平均的冷气体分数的$\sim{20\%}$，没有不同的银河系。
2019-08-13 astro-ph.GA
A Search for 3-mm Molecular Absorption Line Transitions in the Magellanic Stream
本研究利用ALMA最高灵敏度数据搜寻麦哲伦流中的HCO$^+$等分子吸收线，虽未在3σ水平探测到目标，但给出柱密度上限并提出四种可能解释，为理解该潮汐尾的分子形成与恒星形成条件提供参考。
2024-10-15 astro-ph.GA
O~{\small VI} absorption in the Milky Way along the Large Magellanic Cloud lines of sight
我们利用对大麦云云（LMC）的\textit{Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE)}观测，确定了银河系（MW）6个LMC视线方向O { \small VI}柱的密度。发现MW中O { \small VI}的平均柱密度为log N（O { \small VI}）=14.257 $_{-0.084}^{+0.096}$。结果证实了MW中O { \small VI}吸收的斑块性，并且柱密度高于LMC或与LMC相当。
2013-07-26 astro-ph.GA
Molecular ion abundances in the diffuse ISM : CF+, HCO+, HOC+, and C3H+
氢原子和氢分子之间的转变与星际云结构的重要变化有关，标志着星际化学的开始。由于控制其丰度的相对简单的网络，分子离子通常是潜在物理条件的良好探针，包括例如分子形式的气体分数或分数电离。在本文中，我们专注于三个可能的探针的分子氢柱密度，HCO+，HOC+，CF+。我们提出了高灵敏度ALMA吸收数据对样品的紧凑HII区域和明亮的类星体具有突出的前景吸收，在基态跃迁的分子离子HCO+，HOC+，CF+和中性物种HCN和HNC，和从激发态跃迁的C3 H+（4-3）和13 CS（2-1）。这些数据与HF和p-H_2 O的基态跃迁的Herschel吸收谱进行了比较。我们发现，HCO+，HOC+，CF+柱密度是很好的相互关联。HCO+和HOC+与p-H2O密切相关，而它们与HF的相关模式则取决于吸收物质是位于银河系盘还是位于中心分子区。我们报告新的检测C3 H+确认，这种离子是无处不在的扩散物质，与丰富的相对于H2的~ 7 E-11。我们证实，CF+丰度低于预测的简单的化学模型，并提出的主要形成反应的速率是由一个因素约3比通常假设的低。在没有CH或HF数据的情况下，我们建议使用HCO+、CCH和HOC+的基态跃迁来追踪扩散分子氢，相对于H2的平均丰度为3E-9、4 E-8和4 E-11。
2018-11-19 astro-ph.GA
The Life and Death of Dense Molecular Clumps in the Large Magellanic Cloud
本文报道了对大麦云星云中恒星形成区N105、N113、N159和N44的巨分子云进行的高空间（秒差距）分辨率HCO+（J = 1 -0）和HCN（J = 1-0）发射观测的结果。HCO+和HCN观测分别在89.2和88.6 GHz，在澳大利亚望远镜紧凑阵列的紧凑配置进行。辐射被成像成质量在10^2到10^4太阳质量之间，半径在1 pc到2 pc之间的单个团块。许多团块与当前大质量恒星形成的指标相一致，表明许多团块与深嵌入的形成恒星和星团有关。我们发现，含有大质量YSO的团块往往更大（>1 pc），质量更大（M > 10^3太阳质量），表面密度更高（~1 g cm^-2），而没有恒星形成迹象的团块则更小（<1 pc），质量更小（M < 10^3太阳质量），表面密度更低（~0.1 g cm^-2）。没有大质量YSO的大质量（M >10^3太阳质量）团块的缺乏表明，一旦团块达到有利于大质量恒星形成的物理性质，恒星形成的开始就会迅速发生。使用大质量大质量YSO中红外光谱的大样本，我们估计有斯皮策中红外光谱的大质量YSO中约有2/3不再位于分子团中;我们估计这些年轻的恒星/星团在至少3 x 10^{5}$yr的时间尺度上已经破坏了它们的出生团。
2012-03-20 astro-ph.GA
Absorption Filaments Towards the Massive Clump G0.253+0.016
本文介绍了银河系中央分子带红外暗云G0.253+0.016的ALMA HCO+观测结果。89 GHz的发射是区域填充的，光学厚，亚热激发。两种类型的细丝被认为是在吸收对HCO+发射。宽线吸收细丝（BLA）的宽度小于几弧秒（0.07 - 0.14 pc），长度为30至50弧秒（1.2 - 1.8 pc），吸收轮廓在大于20 km/sec的速度范围内延伸。BLA几乎平行于附近的G0.18非热灯丝，并且可以追踪HCO+分子围绕位于G0.253+0.016前面的高度有序的磁场旋转，或者在前景中与我们的视线正交传播的超音速激波后面形成的边缘上的片。窄线吸收细丝（NLA）的线宽小于20 km/sec。一些NLA也在具有高光学深度的其他物质（例如HCN）中的吸收中看到，并且偶尔在背景微弱的发射中看到。NLA也追踪低密度、亚热激发的HCO+分子，主要见于G0.253+0.016发射的蓝移侧。如果与G0.253+0.016的表面相关联，NLA的运动学表明云表面正在扩展。伴随着毫高斯磁场的减压可能是G0.253+0.016在与Sgr A近距离相遇后从银河系中心后退时表面层重新膨胀的原因。
2014-09-12 astro-ph.GA
A new measurement of the Galactic $^{12}$C/$^{13}$C gradient from sensitive HCO$^+$ absorption observations
本研究通过灵敏HCO⁺吸收观测精确测量银河系$^{12}$C/$^{13}$C梯度，推导了不同区域的同位素比值，给出新的梯度表达式，揭示了光深与化学分馏对高密度区同位素比值的影响。
2024-09-30 astro-ph.GA
The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream. III: Ionization, Total Mass, and Inflow Rate onto the Milky Way
两个麦哲伦云之间的动态相互作用将大量气体抛入银河系的晕中，形成了麦哲伦流、麦哲伦桥和引导臂（统称为麦哲伦系统）。在研究吸收中的麦哲伦气体的一系列的第三篇论文中，我们使用69个哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪视线的样本分析了气体电离水平，这些视线通过或在21 cm发射区域的30度范围内。我们发现，81%（56/69）的视线显示麦哲伦速度的紫外线吸收，这表明麦哲伦系统的总截面约为11000平方度，或整个天空的四分之一左右。利用观测到的Si III/Si II比值和云光电离模型，我们计算出麦哲伦星系的总质量（原子加电离）约为20亿太阳质量，电离气体的质量是原子气体的两倍多。这比目前两个麦哲伦星云的星际H I质量加起来还要大，表明它们已经失去了大部分初始气体质量。如果麦哲伦星系中的气体在流入时间约为0.5-1.5 Gyr的情况下存活下来并到达银河系盘，那么它的平均流入速率将达到每年约3.7-6.7太阳质量，这可能会提高银河系恒星形成的速率。然而，与热的银河日冕相互作用的蒸发的多个迹象表明，该流可能无法在其完整无损的旅程中幸存下来，而是会向日冕添加材料（并冷却）。
2014-04-22 astro-ph.GA
Survey of O VI absorption in the Large Magellanic Cloud
利用远紫外光谱探测器（FUSE）的观测资料，对大麦云（LMC）70条视线范围内的星际OVI吸收进行了研究。该调查涵盖了在大麦哲伦星云不同环境条件下的大量对象中的O VI吸收。总体而言，在LMC的活性和非活性区域中存在高丰度的O VI，平均log[N（O VI）] = 14.23原子cm $^{-2}$。在O VI吸收和来自热气体（X射线表面亮度）或暖气体（H $_α$表面亮度）的发射之间没有观察到相关性。O-VI吸收在LMC是不规则的，性质是类似的银河系（MW）。与小麦哲伦星云（SMC）相比，O VI的丰度较低，尽管SMC的金属丰度低于LMC和MW。我们目前的观测结果在10个超级气泡的LMC，其中我们检测到的O VI吸收在5个超级气泡的第一次和超级气泡显示过量的O VI吸收约40%相比，非超级气泡的视线。我们还研究了30剑鱼座区域的O-VI吸收特性。尽管O VI与LMC的X射线发射没有任何相关性，但30剑鱼座区域的log[N（O VI）]与X射线表面亮度之间存在良好的相关性。我们还发现，O VI丰度随着距离星团R136的增加而减少。
2010-11-04 astro-ph.GA
ALMA Observations of Molecular Absorption in the Gravitational Lens PMN 0134-0931
我们报告了在z=0.7645处探测到射电强类星体PMN 0134-0931的分子吸收线。COJ =2-1和HCO+ J=2-1谱线在背景类星体透镜像的两条不同视线上的吸收中可见。视线间隔约0.7”，对应于透镜平面中的5 kpc。PMN 0134-0931代表了在宇宙学上重要距离上仅有的五个已知分子吸收线系统之一。此外，它也是三个这样的系统之一，其中吸收发生在作为引力透镜的星系中。通过两条视线的吸收线移动了215+/-8 km/s，可能代表其中一个透镜星系的旋转运动。吸收剖面很宽，约为200 km/s，这表明吸收发生在具有平坦旋转曲线和云-云速度色散约30 km/s的高度倾斜盘星系中。引力透镜模型需要两个质量相等的星系来解释观测到的透镜图像。两个星系的存在非常接近，这意味着它们可能正在相互作用并可能合并，分子气体的运动学可能并不反映有序的旋转运动。CO和HCO+两者的柱密度对于朝向透镜图像之一的扩散分子气体是正常的，但是朝向另一个显著更高。此外，丰度比N（CO）/N（HCO+）比典型的扩散分子气体高2-3倍。第二条视线探测的是比通常吸收情况下密度更大的分子气体，这似乎是合理的。
2018-04-15 astro-ph.GA
Origin of gas in the Magellanic Bridge: MeerKAT detection of HI 21-cm absorption
本研究利用MALS与ATCA数据分析麦哲伦桥HI 21厘米吸收及速度结构，并通过气尘比判定其气体更可能源自LMC，支持两云直接碰撞而非近距飞掠。
2025-09-26 astro-ph.GA
Cold HI ejected into the Magellanic Stream
我们报告的直接检测到冷HI气体的云喷射的小麦哲伦云（SMC）朝向麦哲伦流。云是SMC外围HI气体碎片壳的一部分。这是第二次利用吸收直接探测到与麦哲伦流有关的冷HI。冷气体是用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对河外源PMN J0029 $-$ 7228进行的21厘米HI吸收线观测探测到的。我们发现气体的自旋（激发）温度为$68 \pm 20$ K。我们认为，从麦哲伦云中破碎的超级壳层可能是供应麦哲伦流其余部分的冷气体的来源。
2020-06-02 astro-ph.GA
The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream: II. Evidence for a complex enrichment history of the Stream from the Fairall 9 sightline
我们提出了一个多波长的研究麦哲伦流（MS），在本地集团，被认为是代表物质从麦哲伦云剥离的一个巨大的气体结构。我们使用HST/COS，VLT/UVES，FUSE，GASS和ATCA获得的紫外线，光学和无线电数据来研究类星体Fairall 9流中的金属丰度和物理条件。在MS中检测到来自大量金属离子和来自分子氢的线吸收，最多可检测到7个吸收组分，表明存在多相气体。从不饱和SII吸收的分析，结合详细的光电离模型，我们得到了令人惊讶的高α丰度的流朝向Fairall 9的[S/H]=-0.30pm0.04（0.5太阳）。这个值比基于类似COS/UVES数据集的其他MS视线发现的值高5倍。相比之下，发现测得的氮丰度显著较低（[N/H]=-1.15pm0.06），这意味着非常低的[N/α]比为-0.85dex。与其他视线相比，MS朝向Fairall 9的化学成分的实质性差异指向了该流的复杂富集历史。我们倾向于这样一种情况，在这种情况下，朝向Fairall 9的气体被大质量恒星局部富集了α元素，然后在中等质量恒星延迟的氮富集之前从麦哲伦云中分离出来。我们的研究结果支持（但不要求）的想法，有一个富含金属的灯丝流中的Fairall 9起源于LMC。
2013-06-10 astro-ph.GA
Molecular absorption lines toward the Galactic ISM detected at 89 GHz with VLBI
Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究科）；Nobeyama Radio Observatory, National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), National Institutes of Natural Sciences (NINS)（日本国立天文台野边山射电天文台，日本国立自然科学研究所）；Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center, Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究科银河天文学研究中心）；Center for General Education, Institute for Comprehensive Education, Kagoshima University（鹿儿岛大学综合教育院通识教育中心）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）
本研究利用KVN的VLBI技术，在89GHz频段探测到朝向四个河外致密射电源的HCO⁺与HCN分子吸收线，其柱密度比与现有观测趋势一致，验证了VLBI用于分子吸收研究的可行性。
2026-08-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
The role of neutral hydrogen in setting the abundances of molecular species in the Milky Way's diffuse interstellar medium. I. Observational constraints from ALMA and NOEMA
我们已经补充了现有的观测HI吸收与新的观测HCO $^+$，C $_2$ H，HCN和HNC吸收的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）和北部扩展毫米阵列（NOEMA）的方向上的20个背景无线电连续源与$4^\circ \leq |b| \leq 81^\circ$约束的原子气体条件，适合于形成扩散分子气体。我们发现，这些分子物种形成沿视线，其中$A_V \gtrsim 0.25$，与阈值的HI到H $_2$过渡太阳金属丰度一致。此外，我们发现，分子气体只与具有HI光学深度$> 0.1$，自旋温度$< 80$ K，和湍流马赫数$\gtrsim 2$的结构。我们还确定了一个广泛的，微弱的组成部分，以HCO $^+$吸收在大多数的视线。与观察到强窄HCO $^+$吸收的速度相比，在这些速度下的HI具有较低的冷中性介质（CNM）分数和可忽略的CO排放。这里观察到的不同分子种类的相对柱密度和线宽与以前在银河系纬度范围内的实验中观察到的相似，这表明太阳附近的气体和银河系平面中的气体在化学上相似。对于先前观测到的视线的选定样本，我们表明HCO $^+$、HCN、HNC和C $_2$ H的吸收线轮廓在$\sim 3$年和$\sim 25$年的时间段内是稳定的，这可能表明这些方向上的分子气体结构的大小至少为$\gtrsim 100$ AU
2021-09-13 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
Physical and Chemical Properties of Galactic Molecular Gas toward QSO J1851+0035
本研究利用ALMA观测QSO J1851+0035方向的银河系分子气体吸收线，探测到17种分子并给出18种分子的柱密度上限，分析了约20个速度分量的物理化学性质，解释了贫CO气体的存在原因。
2024-04-15 astro-ph.GA
Interstellar Gas-phase Element Depletions in the Small Magellanic Cloud: A Guide to Correcting for Dust in QSO Absorption Line Systems
根据小麦哲伦星云（SMC）内18颗恒星光谱中紫外吸收特征相对于相关速度的强度，给出了小麦哲伦星云（SMC）星际介质中9种不同元素的气相丰度数据。根据这些信息和SMC中年轻恒星中元素分数定义的总丰度，我们构建了关于这些元素如何凝结成固体形式到尘埃颗粒上的一般解释。作为一个组，元素Si，S，Cr，Fe，Ni和Zn表现出与Jenkins（2009）定义的银河系局部相似的耗尽序列。元素Mg和Ti在SMC中的消耗速度比在银河系中慢，而Mn的消耗速度更快。我们推测，这些差异可能是由不同的化学亲和力不同现有的粮食基板。例如，有证据表明SMC中多环芳烃（PAHs）的质量分数明显低于银河系。我们建议，我们观察到的SMC的耗尽序列可以提供一个更好的模型来解释低金属丰度阻尼莱曼α（DLA）和亚DLA吸收系统，记录在遥远的类星体和伽马射线暴余辉的光谱中的元素丰度。
2017-05-07 astro-ph.GA
The Distance to the Magellanic Stream: Constraints from Optical Absorption along Stellar Sightlines
本研究利用VLT/UVES对五颗BHB恒星的光谱分析，首次通过Ca II和Na I吸收的非探测，为麦哲伦流距离提供了观测约束，确立了42 kpc和20 kpc的下限。
2025-03-27 astro-ph.GA
First detections of CO absorption in the Magellanic Clouds and direct measurement of the CO-to-H$_2$ ratio
利用Hubble Space Telescope首次在麦哲伦云探测到CO吸收，直接测量表明SMC中SK 143的CO已完全分子化，其CO/H$_2$比值与按金属丰度缩放后的Milky Way标准比值一致。
2025-03-16 astro-ph.GA
First ALMA maps of HCO, an important precursor of complex organic molecules, towards IRAS 16293-2422
甲酰基HCO被认为是许多复杂有机分子如甲醇（CH $_3$ OH）或乙醇醛（CH $_2$ OHCHO）的基本前体。使用ALMA，我们已经映射，第一次在高角分辨率（$\sim$ 1 $^{\prime\prime}$，$\sim$ 140 AU），HCO对太阳型原恒星二进制IRAS 16293 $-$ 2422，在那里许多复杂的有机分子以前已经检测到。我们还检测到化学相关物质H $_2$ CO、CH $_3$ OH和CH $_2$ OHCHO的几个品系。观测结果显示，这两颗原恒星发出致密的HCO辐射。线轮廓也显示红移吸收产生的前景材料的环联信封，是对原恒星的下落。此外，IRAM 30米单碟数据揭示了一个更广泛的HCO组件所产生的共同环双星信封。所观察到的分子丰度和我们的化学模型之间的比较表明，而扩展的HCO从信封可以形成通过气相反应期间的冷塌缩的出生的核心，HCO在热corinos周围的原恒星主要是形成由CO的氢化表面上的尘埃颗粒和随后的热解吸在原恒星阶段。尘埃颗粒中HCO的衍生丰度高到足以通过表面化学有效地产生更复杂的物质，例如H $_2$ CO、CH $_3$ OH和CH $_2$ OHCHO。发现CH $_2$ OHCHO的主要生成途径是HCO与CH $_2$ OH的反应。
2018-11-05 astro-ph.GA
Tracing the Formation of Molecular Clouds in a Low-Metallicity Galaxy: A HI Narrow Self-Absorption Survey of the Large Magellanic Cloud
冷原子氢云是分子云的前身。由于自吸收，冷原子氢的不透明度可能很高，这种气体可能构成星际介质（ISM）的重要质量成分。原子氢气体可以通过与分子氢的碰撞冷却到比冷中性介质（CNM）中的温度低得多的温度。在本文中，我们搜索HI窄自吸收（HINSA）功能的大麦云（LMC）作为一个指标，这样的冷HI云，并使用的结果来量化原子质量和原子分子气体比。我们对HINSA特征的搜索是使用ATCA+Parkes HI调查和MAGMA CO调查对LMC中的分子云进行的。HINSA特征在所调查的视线中普遍存在。这是第一次在外部星系中探测到HINSA。LMC中的HINSA-HI/ $\rm{H}_{2}$比在0.5 \e{-3}到3.4 \e{-3}之间变化（68%的间隔），在校正前景HI气体的影响后，平均值为$(1.31 \pm 0.03)$ \e{-3}。这与银河系的数值相似，表明LMC和银河系中存在相似的冷气体部分，尽管它们的金属丰度，尘埃含量和辐射场不同。低比率也证实了，与银河系一样，分子云的形成时间尺度很短。与恒星金属丰度的情况不同，该比值没有径向梯度。没有相关性，发现我们的结果和那些从以前的HI吸收研究的LMC。
2019-11-07 astro-ph.GA
The Dark Neutral Medium is (Mostly) Molecular Hydrogen
研究通过ALMA的HCO+吸收和IRAM 30米CO发射观测证明暗中性介质主要由难以被CO巡测捕捉的分子氢构成。
2023-06-15 astro-ph.GA
GASKAP-HI Pilot Survey Science III: An unbiased view of cold gas in the Small Magellanic Cloud
本文首次对小麦哲伦云中性氢吸收进行了无偏观测。该调查利用澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）望远镜进行的试验性HI观测，作为银河ASKAP HI（GASKAP-HI）项目的一部分，该项目的数据集已通过GASKAP-HI吸收管道进行处理，也在这里进行了描述。该数据集提供了对229个连续源的吸收光谱，比以前在SMC地区公布的连续源的数量增加了275%，并且比以前的SMC调查吸收光谱的质量有所提高。我们的无偏见的观点，结合发射和吸收之间密切匹配的光束大小，揭示了比2019年ATCA对SMC的调查更低的冷气部分（11%），并且更能代表SMC作为一个整体。我们还发现，SMC的酒吧和机翼区域之间的光学深度变化很大。在条形图中，我们发现光学深度通常较低（对$\mathcal{R}_{\rm HI} \sim 1.04$的光学薄柱密度假设的校正因子），但随柱密度线性增加。然而，在机翼中，尽管列密度的范围更小，但光学深度的散射范围很广。
2022-04-13 astro-ph.GA
Interstellar H I and H_2 in the Magellanic Clouds: An Expanded Sample Based on UV Absorption-Line Data
本文用HST和FUSE记录的H_1莱曼α谱和H_2莱曼带吸收谱，测定了麦哲伦云视区的H_1和H_2柱密度。结合文献中的一些类似数据，我们现在有了285条LMC和SMC视线（114条两种物质都有检测或限制）的基于吸收的N（H I）和/或N（H_2）-使这两个附近的低金属量星系中的分子分数，气体与尘埃比和元素耗尽的测定更加广泛，直接和准确。对于由21 cm辐射估算的N（H I）值明显高于由Lyman α吸收估算的值（可能是由于目标星外气体的辐射所致）的视线，仅在Na I或H_2吸收的速度范围内对21 cm剖面进行积分，一般会得到更好的一致性。相反，在某些LMC视线中，N（21 cm）可能比N（Ly-alpha）低2- 3倍，这表明21 cm射束内的小尺度结构和/或发射中的某种饱和。从N（H_tot）/E（B-V）得到的平均气尘比我们银河系的大，在大麦哲伦星云中是2.8- 2.9倍，在小麦哲伦星云中是4.1- 5.2倍--即，类似于金属丰度差异的因素。N（H_2）/E（B-V）比值在三个星系中较为相似，但在每个星系内有相当大的分散性。这些数据可用于检验低金属丰度下的原子-分子跃迁模型和基于尘埃21 cm发射和红外发射对比的N（H_2）预测。
2011-11-15 astro-ph.GA
Interstellar Ti II in the Milky Way and Magellanic Clouds
我们讨论了几套钛II吸收线数据，探测各种星际环境中，我们的银河系和麦哲伦云。高分辨率（FWHM ~ 1.3-1.5 km/s）的Ti II光谱的银河系目标与相应的高分辨率光谱的Na I，K I，和Ca II的比较揭示了相似性和差异的详细结构的吸收线轮廓-反映组件到组件的差异，这些物种的电离和耗尽行为。中等分辨率（FWHM ~ 3.4-4.5 km/s）光谱的更严重的红色银河系恒星提供了更广泛的信息钛耗尽在寒冷，密度云-其中超过99.9%的钛可能是在尘埃阶段。麦哲伦星云中恒星的中分辨率（FWHM ~ 4.5-8.7 km/s）光谱表明，在给定的N（H_tot）、E（B-V）或分子分数f（H_2）的情况下，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的钛贫化一般比我们银河系中的要轻得多，这为这两个低金属丰度星系中钛贫化模式的差异提供了额外的证据。我们简要地讨论了这些结果的解释气相丰度在类星体吸收线系统和本地银河ISM的D/H比的变化可能产生的影响。
2010-01-20 astro-ph.GA
A molecular absorption line survey toward the AGN of Hydra-A
我们目前阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列观测最明亮的集群星系Hydra-A，附近（$z=0.054$）巨大的椭圆星系与强大的和扩展的无线电喷流。观测结果显示了CO（1-0），CO（2-1），$^{13}$ CO（2-1），CN（2-1），SiO（5-4），HCO $^{+}$（1-0），HCO $^{+}$（2-1），HCN（1-0），HCN（2-1），HNC（1-0）和H $_{2}$ CO（3-2）对明亮致密的活动星系核的吸收线。这些吸收特征是由于至少有12个独立的分子云靠近星系中心，相对于其后退速度，其速度约为$-50$至$+10$ km/s，其中正值对应于向内运动。的吸收配置文件是一个cluerous星际介质内最明亮的星系团的云与类似的柱密度，速度色散和激发温度在银河系中的几个千秒差距的半径发现的证据。我们还显示了潜在的变化，在一个$\sim 10$公里/秒宽的部分的吸收剖面超过两年的时间尺度，最有可能造成的相对论运动的热点的连续源，改变背景照明的吸收云。
2020-05-28 astro-ph.GA
A neutral hydrogen absorption study of cold gas in the outskirts of the Magellanic Clouds using the GASKAP-HI survey
本研究利用 GASKAP-HI 巡天对麦哲伦云外围低柱密度区域进行中性氢吸收分析，通过辐射转移方法分解冷中性介质成分，发现两云的物理性质差异受金属丰度、视线深度及恒星反馈影响，且壳层运动与热不稳定性在冷气体维持与供应中起关键作用。
2025-04-01 astro-ph.GA
Local HI Absorption towards the Magellanic Cloud foreground using ASKAP
本文利用ASKAP望远镜开展GASKAP-HI巡天，在麦哲伦云前景高银纬区域对2714个背景源进行高分辨率HI吸收观测，通过联合分解吸收-发射光谱研究冷暖和暖中性原子气体的物理性质，发现CNM约占30%且其温度与光学深度呈反相关。
2024-09-30 astro-ph.GA
The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream: I. One-Tenth Solar Abundances along the Body of the Stream
麦哲伦流（MS）是从麦哲伦云剥离出来并与星系晕相互作用的多相气体的巨大而延伸的尾部。在这篇正在进行的吸收流研究计划的第一篇论文中，我们提出了一个基于HST/COS和VLT/UVES光谱的四个活动星系核的化学丰度分析（RBS 144，NGC 7714，PHL 2525和HE 0056-3622）位于MS后面。这些视线中的两个产生良好的MS金属丰度测量：对于RBS 144，我们测量到[S/H]=[S II/H I]=-1.13+/-0.16的低MS金属度，而对于NGC 7714，我们测量到[O/H]=[O I/H I]=-1.24+/-0.20。结合已发表的NGC 7469的MS金属丰度，这些测量结果表明，沿着银河流的主体，其丰度均匀地为~0.1太阳能。这提供了强有力的支持，在这种情况下，大部分流潮汐剥离SMC约1.5- 2.5 Gyr前（在SMC的金属量约0.1太阳），如几个N体模拟预测。然而，在该系列的论文II（Richter等人，2013）中，我们报告了朝向Fairall 9的内流中更高的金属丰度（S/H=0.5太阳能），Nidever等人（2008）声称可以从运动学上追踪到LMC，而不是SMC。这表明，该溪流的分叉在其金属富集方面是明显的。最后，我们在HE 0056- 3622方向的v_LSR=150 km/s的云中测量到类似的低金属丰度[O/H]=[O I/H I]=-1.0…
2013-04-15 astro-ph.GA
HyGAL: Characterizing the Galactic ISM with observations of hydrides and other small molecules. III. The absorption lines of [O I], CH, and OH
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学威廉·H·米勒三世物理与天文学系）；Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系）；LERMA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités（巴黎天文台LERMA实验室（隶属PSL研究大学、CNRS、索邦大学））；Department of Astronomy, University of Maryland（马里兰大学天文学系）；Liant（利安特研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学系）
研究通过分析CH、OH等分子与HCO+和CCH的关联，揭示银河系星际介质中分子和原子氧的分布特征及化学路径。
2026-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Truncated Circumgalactic Medium of the Large Magellanic Cloud
通过分析28条AGN视线的HST/COS紫外光谱，研究LMC环星系介质，发现其由17 kpc内的致密内晕和与麦哲伦流相关的延伸剥离区组成，证实了冲压剥离模拟。
2024-10-15 astro-ph.GA
Detection of a hot molecular core in the Large Magellanic Cloud with ALMA
我们报告的第一次检测到一个热的分子核心外，我们的银河系的基础上的射电观测与ALMA对一个高质量的年轻恒星对象（YSO）在附近的低金属丰度星系，大麦云（LMC）。CO，C17 O，HCO+，H13 CO+，H2 CO，NO，SiO，H2 CS，33 SO，32 SO2，34 SO2和33 SO2的分子发射线从与高质量YSO，ST 11相关的致密区域（0.1 pc）检测到。通过对SO2和34 SO2谱线的旋转图分析，估计分子气体的温度高于100 K。紧凑的源尺寸，温暖的气体温度，高密度，以及围绕着高质量原恒星的丰富分子线表明ST 11与热分子核心有关。我们发现，大麦哲伦星系热核的分子丰度与银河系热核的分子丰度有很大的不同。CH 3OH、H2 CO和HNCO的丰度比银河系热核低至少1-3个数量级。我们认为，这些丰度的特征是缺乏需要颗粒表面CO加氢才能形成的分子。相比之下，尽管LMC中氮的丰度显著低，但NO在ST 11中显示出高丰度。大量的SO2和它的同位素线检测在ST 11意味着SO2可以是一个关键的分子示踪剂的热核心化学在金属贫乏的环境。此外，我们发现分子外流周围的热核，这是第二次检测到河外原恒星外流。本文讨论了低金属丰度环境下热分子核的物理化学特征。
2016-06-09 astro-ph.GA
Exploring the Origin and Fate of the Magellanic Stream with Ultraviolet and Optical Absorption
本文利用HST/STIS和FUSE紫外光谱技术对两个背景活动星系核NGC 7469和Mrk 335的电离和金属富集进行了分析。对于NGC 7469，我们包括来自VLT/UVES的光学光谱。在这两种视线中，MS在低离子和高离子吸收中被检测到。对于NGC 7469，我们测量了MS氧丰度[O/H]_MS=[OI/HI]=-1.00+/-0.05（stat）+/-0.08（syst），支持该流起源于SMC而不是LMC的观点。我们使用云模型的低离子相的流作为光电离等离子体使用所观察到的Si III/Si II和C III/C II的比例。对于Mrk 335，电离参数log U在-3.45 ~-3.15之间，气体密度log（n_H/cm^-3）在-2.51 ~-2.21之间。朝向NGC 7469，我们推导出亚太阳丰度比[Si/O]，[Fe/O]和[Al/O]，表明在MS中存在尘埃。高离子柱密度太大，不能用光电离解释，但也不能用单温度碰撞电离模型（平衡或非平衡）解释。这表明高离子等离子体是多相的。通过对低离子和高离子阶段的求和，我们得出NGC 7469和Mrk 335的N（总H II）/N（H I）比值的保守下限分别为>19和>330，这表明沿着这两个方向，绝大多数流已经被电离。在21厘米处观察到的小尺度结构，以及温暖的热等离子体的存在提供了与热银河日冕蒸发相互作用的证据。流体动力学模拟预测的这…
2010-06-04 astro-ph.GA
Detection of Interstellar C_2 and C_3 in the Small Magellanic Cloud
我们报告了在ESO VLT/UVES获得的光谱中检测到星际C_2和C_3对位于SMC“翼”附近区域的中度变红恒星Sk 143的吸收。这是我们银河系以外首次观测到SMC中C_2（转动能级J=0-8）和C_3（转动能级J=0-12）吸收。C_2和C_3的总丰度（相对于H_2）与在弥漫的银河系分子云中发现的相似--如先前发现的CH和CN --尽管SMC的平均金属丰度显著较低。通过对C_2的转动激发进行分析，得到了一个估算的动力学温度T_k约为25 K，总氢密度n_H约为870 cm^-3 --与H_2的T_01约为45 K，n_H约为85-300 cm^-3相比，这是一个中等偏高的数值。C_3低转动能级的布居与激发温度约为34 K相一致。
2012-09-28 astro-ph.GA
A detection of H$_2$ in a high velocity cloud toward the Large Magellanic Cloud
这项工作提出了一个新的检测H $_2$吸收产生的高速云（HVC）与银河系或大麦云（LMC）。这种吸收剂是在大麦哲伦星系恒星Sk-70 $^\circ$ 32的远紫外光谱探测器档案中发现的。这是在银河系晕中发现的第五个被充分表征的H $_2$吸收体，也是在麦哲伦流和桥之外发现的第二个这样的吸收体。吸收体的静止中心速度为$+$ 140 km s $^{-1}$，H $_2$柱密度为$10^{17.5}$ cm $^{-2}$。它最有可能是在较温暖和较弥散的晕云中较冷和相对致密的包裹体（$T\approx 75$ K，$n_{\rm H}\sim 100$ cm $^{-3}$）的一部分。这个晕云可能是仍在上升的银河系喷泉流的一部分，也可能是大麦云云的外流。
2022-04-19 astro-ph.GA
Down-the-barrel and transverse observations of the Large Magellanic Cloud: evidence for a symmetrical galactic wind on the near and far sides of the galaxy
我们比较了近和远侧的大麦云（LMC）磁盘使用哈勃太空望远镜紫外吸收线观测AGN后面（横向）和内（下桶）的LMC磁盘在碰撞参量为3.2千秒差距的恒星的气体流动的属性。我们发现，即使在这个相对静止的区域中，气体以高达$\sim$ 100 km/s的速度从盘中流出，在低离子和高离子中具有广泛而对称的吸收。对称的吸收剖面结合先前的调查显示，几乎没有证据表明喷出的气体返回到LMC，并提供了令人信服的证据，表明LMC驱动了全球性的，大规模的外流穿过其磁盘，这可能是最近爆发的结果在LMC的恒星形成。我们发现，流出的气体是多相的，电离的光电离（硅III和硅III）和碰撞电离（硅IV和CIV）。我们估计总质量和流出率为$>10^7$ Msun和$>0.4$ Msun/年。由于这种大规模外流的速度没有达到LMC的逃逸速度，气体的去除可能是由银河系晕的冲压压力剥离或与周围星系的潮汐相互作用，这意味着LMC或矮星系的环境在其最终的气体饥饿中起着重要的作用。最后，我们重新评估的质量和合理的起源的高速复杂的LMC鉴于其新确定的距离，将其放置在较低的银河系晕和天空覆盖，表明它远远超出了LMC磁盘。
2015-12-01 astro-ph.GA
A High Resolution View of Three Massive Young Stellar Objects in the Magellanic Clouds
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；Niigata University（新潟大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究本部）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE-CSIC)（空间科学研究所在（加泰罗尼亚高等科学研究院））
利用ALMA高分辨率观测麦哲伦云中三个大质量年轻恒星天体，揭示不同程度的分裂、外流及化学特征，表明大质量恒星形成过程具有跨环境普遍性。
2026-09-24 astro-ph.GA
VLT/ISAAC infrared spectroscopy of embedded high-mass YSOs in the Large Magellanic Cloud: Methanol and the 3.47 micron band
这项研究旨在阐明恒星形成区冰的化学性质与宿主星系的环境特征之间可能存在的联系。我们在VLT上用ISAAC对大麦云云（LMC）中的9个大质量YSO进行了3- 4微米的光谱观测。此外，我们分析了两个LMC YSO的档案ISAAC数据。结果，我们检测到固体H2O和CH 3OH的吸收带以及3.47微米的吸收带。LMC YSO的3.53微米CH 3OH冰吸收带被发现是不存在的或非常弱的相比，对银河系的来源。结果表明，低丰度的CH 3OH冰在LMC。在11个LMC YSO中的6个中检测到3.47微米吸收带。我们发现，3.47微米带和H2O冰带之间的LMC和银河系样本的相关性相似，但LMC源似乎需要一个稍高的H2O冰阈值的外观的3.47微米带。对于具有相对较大的H2O冰光学厚度的LMC源，我们发现3.47微米带相对于水冰带的强度比仅略低于银河系源。我们建议，在一个相对较高的尘埃温度（暖冰化学）的颗粒表面反应是负责在LMC冰化学成分的观察到的特点。我们认为，这种温暖的冰化学是星际和星周化学在低金属环境中的重要特征之一。在固相中的低丰度的CH 3OH意味着从甲醇衍生的物种形成复杂的有机分子在LMC中效率较低。对于3.47微米波段，观测到的水冰阈值的差异可能表明，一个更屏蔽的环境是必要的，在LMC中的3.47微米波段载体的形成。
2015-11-13 astro-ph.GA
A blind Green Bank Telescope millimetre-wave survey for redshifted molecular absorption
我们提出的方法“盲”毫米波调查红移分子吸收的CO/HCO $^+$旋转线。频率范围$30-50$ GHz似乎是最佳的这种调查，提供灵敏度的吸收剂在$z \gtrsim 0.85$。至关重要的是，调查是“盲目的”，即基于无线电选择的样本，包括没有已知红移的来源。我们还报告了第一次大规模调查的结果，使用Q波段接收器的绿岸望远镜（GBT）搜索分子吸收朝向36源，3没有已知的红移，在频率范围$39.6 - 49.5$ GHz。GBT巡天的总红移路径为$Δz \approx 24$，大部分位于$0.81 < z < 1.91$，灵敏度足以检测到在$5σ$显著性下吸收的等效${\rm H_2}$柱密度$\gtrsim 3 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$（使用银河系的CO到${\rm H_2}$和HCO $^+$到${\rm H_2}$转换因子）。该调查没有得到确认的分子吸收检测，产生了在柱密度$N({\rm H_2}) \gtrsim 3 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$的分子气体的红移数密度的$2σ$上限$n(z=1.2) < 0.15$。
2013-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Magellanic Stream at 20 kpc: A New Orbital History for the Magellanic Clouds
我们提出了新的模拟麦哲伦流的形成的基础上更新的麦哲伦云，包括银河系和麦哲伦日冕和银河系的活暗物质晕的第一通道相互作用的历史。这个新的相互作用历史是必要的，因为以前成功的轨道需要更新，以解释麦哲伦日冕和麦哲伦集团的松散结合性质。这些轨道涉及两个潮汐相互作用在过去的3.5陀螺仪和复制流的位置和外观的天空，质量分布和速度剖面。最重要的是，我们模拟的流在最近点距离太阳只有$\sim$ 20 kpc，而以前的第一次撞击模型预测的距离为$100-200$ kpc。Stream的3D位置的这种戏剧性的范式转变将产生几个重要的影响。首先，观测到的中性和电离质量的估计值将减少$\sim$ 5倍。第二，银河流的恒星部分也被预测为距离$<$ 20千秒差距。第三，在如此小的距离上与MW的热日冕的增强的相互作用将大大缩短流的寿命。最后，MW的紫外辐射场会强得多，这可能解释了沿着大部分流观测到的H $α$发射。我们预测的20千秒差距流可以通过寻找紫外线吸收线对遥远的MW晕星投射到流进行测试。
2021-11-23 astro-ph.GA
Revealing the cold skeleton of the Magellanic Clouds and the Magellanic Bridge with ASKAP
The Australian National University（澳大利亚国立大学）；CSIRO Information Management and Technology（CSIRO信息与技术部）；Laboratoire de Physique de l’École Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（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）；LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université（卢克斯天文台，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学）；Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology（卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）；University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
利用ASKAP数据揭示大麦哲伦星云及桥中冷气体分布，发现冷气体主要靠近小星云，且桥外边缘可能有冷气体形成迹象。
2026-05-06 astro-ph.GA
Cool Gas in the Magellanic Stream
我们提出了第一个直接探测冷原子气体的麦哲伦流，通过21厘米线吸收对背景射电源，J 0119 - 6809，使用澳大利亚望远镜紧凑阵列。在日心速度为218.6 km/s和227.0 km/s时确定了两个吸收分量，光学深度τ约为0.02。相应的H I发射区的柱密度超过2 x 10^20 cm^{-2}。推测出发射气体的自旋温度约为70 K。我们在对另外三个射电连续谱源的观测中没有发现冷气体。虽然我们已经明确地检测到冷气体流，其自旋温度高于类似的组件在LMC，SMC和桥，其贡献的总H I密度可能较低。没有相应的12 CO（J = 1 -> 0）或尘埃似乎与冷气体有关，这表明云没有形成恒星。
2009-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
New quasars behind the Magellanic Clouds. Spectroscopic confirmation of near-infrared selected candidates
位于邻近星系后面的类星体（类星体）为天体测量研究提供了一个极好的绝对参考系，但由于前、背景污染，它们很难被识别。要对这类类星体进行全面的普查，就需要对附近星系的整个区域进行深宽视场、高角分辨率的观测。我们开始了一项计划，扩大大麦哲伦云和小麦哲伦云、麦哲伦桥和麦哲伦流背后的类星体参考系，将云与银河系连接起来。数百个类星体候选者是根据他们的近红外颜色和变化特性从正在进行的公开ESO VISTA麦哲伦云调查中选出的。一个子集的49个对象进行了后续的光学光谱。我们确认了37个天体的类星体性质（34个新的身份），其中4个是低红移天体，3个可能是恒星，剩下的3个缺乏显著的光谱特征，无法进行安全的分类;真正的类星体，从它们的宽吸收线来判断，位置如下：10个在大麦哲伦星云后面，13个在SMC后面，14个在桥后面。类星体的红移范围从z~0.5到z~4.1。完成VMC巡天后，预计将产生约1500个Y<19.32等，J<19.09等，Ks<18.04等的类星体。
2015-10-19 astro-ph.GA
