Rotational Spectrum and First Interstellar Detection of 2-Methoxyethanol Using ALMA Observations of NGC 6334I
本研究利用多种光谱技术测定2-甲氧基乙醇的转动参数，并在ALMA对NGC 6334I的观测中首次实现该分子的星际探测，同时探讨了其形成路径及不同源间的丰度差异。
2024-03-26 astro-ph.GA
On the dissipation of the rotation energy of dust grains in interstellar magnetic fields
描述、分析和可视化了分子在磁场中超热旋转能的耗散的新机制，这是分子排列的必要条件。它依赖于洛伦兹力扰动结构中每个原子的运动，因为每个原子都携带自己的净电荷，因为电子密度的空间波动。如果分子足够大，其最低频率声子的频率接近或低于旋转频率，则旋转与分子的正常模式耦合，能量从前者流向后者。这种交换的速率非常快，振动能以更快的速率在IR中辐射出去，这完成了旋转能的去除。能量衰减率与场强、初始角速度、晶粒中的原子数和转动惯量的倒数成比例。它不依赖于敏感性。在这里，重点是反磁性的富碳分子。如果分子是顺磁性的，或者相反地沐浴在电场中，同样的过程也会发生。一个半经验的化学建模方法被广泛用于说明和量化这些概念，适用于碳氢化合物分子。通过对旋转分子在磁场中的运动进行实时监测，揭示了能量转移过程，并直观地显示了分子取向向稳定构型的演化。
2016-01-07 astro-ph.GA
Widespread Rotationally-Hot Hydronium Ion in the Galactic Interstellar Medium
我们给出了水合氢离子向人马座B2（N）和W31 C的（6，6）和（9，9）反转跃迁的新观测结果。对人马座B2（N）的敏感观测表明，高的，~ 500 K，旋转温度表征了高度激发的亚稳H3 O+旋转能级的分布，存在于对应于人马座B2包络的宽范围的速度上，以及太阳和源之间的前景气体云。对W31 C的观测结果表明，这条视线并不与中央分子带相交，而是追踪到了银盘中的静止气体，这也意味着它的旋转温度高达380 K，远远超过了弥漫的银河系星际介质的动力学温度。虽然在银河系中心的活跃环境中，某些分子气体可能会被加热到如此高的温度，其特征是高X射线和宇宙射线通量，冲击和高度湍流，但在银河系盘云的大部分静止环境中，这是不可能的。相反，我们建议，高度激发态的水合氢离子主要是由放能化学形成过程和温度描述的旋转水平人口不代表介质的物理温度。相同的论点可适用于其它对称顶部转子，例如氨。这为长期存在的谜团提供了一个简单的解释，即银河系中心区域普遍存在热分子气体成分。此外，我们的观察表明，这是一个普遍的过程，不仅限于与星系核相关的活跃环境。
2014-03-05 astro-ph.GA
Optically thick HI dominant in the local interstellar medium; an alternative interpretation to "dark gas"
在星际介质（ISM）中的暗气体被认为在CO或Hi无线电发射中都无法检测到，但它可以通过其他方法检测到，包括伽马射线，尘埃发射和在|b| >5度的银河平面外跟踪的消光。在这些分析中，21厘米HI发射通常被假定为完全光学薄。我们重新分析了在|b| >15度的整个天空的HI发射，考虑到温度分层的ISM推断从普朗克/IRAS的尘埃性质的分析。结果表明，85%的本地HI气体的HI发射是饱和的光学深度范围从0.5到3。这种光学厚HI的特征在于自旋温度在10 K-60 K的范围内，显著低于文献中先前假设的，而这样低的温度与冷HI朝向无线电连续谱源的发射/吸收测量一致。HI的分布和柱密度与γ射线所提出的暗气体的分布和柱密度是一致的，银河系中的暗气体可能是光学厚的冷HI气体。这一结果意味着HI的平均密度比在局部ISM中根据光学薄假设导出的密度高2-2.5倍。
2014-11-19 astro-ph.GA
Machine Learning interpretation of the correlation between infrared emission features of interstellar polycyclic aromatic hydrocarbons
有监督的机器学习模型与各种分子描述符训练，以预测星际多环芳烃的红外发射光谱。我们证明，基于随机森林算法的特征重要性分析可以用来探索发射特征之间的物理相关性。通过寻找不同波段的共同分子碎片，分析了红外波段之间的天文相关性，作为演示的例子，这提高了目前对长期观察到的相关性的理解。我们提出了一种方法来量化的频带相关性，通过测量不同波段的特征重要性阵列的相似性，通过该相关性图获得的平面外弯曲区域中的排放。此外，使用不同的描述符组合的预测之间的比较强调了扩展连接性分子指纹的强大预测能力，并表明，其他类型的多个描述符的组合一般会导致改善的预测性。
2021-10-08 astro-ph.GA astro-ph.IM
Interstellar medium in the M 43 nebula
我们给出了M43星云中HD 37061方向的星际吸收线列表。一些吸收线来自于星际云中不常见的原子激发能级。Fe II的激发能级由荧光填充。我们发现了大量的H2分子吸收线产生的振动激发能级。邻位/对位H2比等于2.7。振动能级1 - 5的H2转动温度超过2000 K。
2010-04-20 astro-ph.GA
Graph-based interpretation of the Molecular Interstellar Medium Segmentation
提出了一种基于聚类分析的巨分子云识别问题的推广方法。我们设计的方法，SCIMES（光谱聚类星际分子发射分割）认为，在更广泛的框架下的图论的发射树状图，并利用光谱聚类找到具有相似的发射特性的离散区域。对于银河系的分子云结构，我们表明，特征体积和/或集成CO光度是有用的标准来定义集群，产生发射结构，密切再现“通过眼睛”的识别结果。SCIMES在分辨率高的数据上表现最好，使其成为其他可用算法的补充。使用12 CO（1-0）数据的猎户座独角兽复杂，我们表明，SCIMES提供了强大的结果对变化的树状结构参数，噪声实现和退化的分辨率。通过比较SCIMES与其他云分解方法，我们表明，我们的方法是能够识别所有规范的猎户座麒麟区域的云，避免过度划分高分辨率的调查数据，代表了几个分解算法的共同局限性。猎户座-麒麟座天体表现出分子云中湍流气体的典型层次结构和尺寸-线宽关系，尽管“剪刀”区域偏离了这种常见的描述。SCIMES代表了从基于像素的云分割向更面向物理的方法迈进的重要一步，ISM的几乎所有属性都可以用于离散对象的分割。
2015-10-14 astro-ph.GA
Measuring magnetization with rotation measures and velocity centroids in supersonic MHD turbulence
星际湍流是磁化的，因此各向异性。湍流磁场和速度的各向异性被印刻在相关的可观测量、旋转度量（RM）和速度质心（VC）中。这种各向异性提供了关于磁场的方向和强度的有价值的信息。然而，它的测量是困难的，特别是在高超声速湍流在冷星际阶段，由于各向同性密度波动的扭曲。通过对超声速和亚Alfvénic磁流体动力学（MHD）湍流的三维模拟，我们发现，当我们选择性地对超声速MHD湍流中的体积填充低密度区域进行采样时，这个问题可以得到缓解。结果表明，在这些低密度区，RM和VC涨落的各向异性与Alfvénic马赫数的关系为$\rm M_A^{-4/3}$ .这种各向异性- $\rm M_A$关系在理论上是亚阿尔夫文型MHD湍流所期望的，并被我们对$^{12}$ CO发射的综合观测所证实。为测量星际冷相的天平面磁场提供了一种新的方法。
2021-02-10 astro-ph.GA
Extinction curves, extinction laws, and the failure of interstellar dust models
Fondation Louis de Broglie（路易·德布罗意基金会）
本文重新定义消光曲线并探讨其性质，指出具有2200埃突起的银河系消光曲线并非传统消光定律，而是由于相干前向散射星光导致的偏离。
2026-03-24 astro-ph.GA
Physical conditions in diffuse interstellar medium of local and high redshift galaxies: measurements based on excitation of H$_2$ rotational and CI fine-structure levels
本文给出了本星系和高红移星系的含HPDMATHABMM的冷星际介质的物理条件（数密度、紫外光场强度、动力学温度）的分析结果。我们的测量的基础上，配合所观察到的人口H $_2$旋转水平和CI精细结构水平的帮助下，用PDR Meudon代码计算的数值模型的网格。低H $_2$旋转能级和CI精细结构能级的联合分析可以打破$I_{UV}-n_{\rm{H}}$平面中的简并性，并提供对UV场的数密度和强度的显着更严格的约束。利用VLT/UVES、KECK/HIRES、HST/STIS和FUSE望远镜的存档数据，我们在银河系和麦哲伦云星系中选择了12个类星体光谱中的高红移阻尼Ly $α$系统（DLAs）和14个H $_2$吸收系统。这些系统具有强H $_2$组分，具有柱密度$\log N({\rm{H_2}})/{\rm{cm}}^{-2}>18$和相关的CI选择。发现高红移DLAs和本星系中含H $_2$的介质具有相似的动力学温度$T_{\rm{kin}}\sim100$ K和数密度$10-500$ cm $^{-3}$ .然而，在DLAs中入射的紫外辐射强度变化范围很大（Mathis场的$0.1-100$单位），而在Milky-Way、LMC和SMC星系中H $_2$系统的入射紫外辐射强度变化范围为Mathis场的$\sim0.1-3$单位。DLA中测得的UV通量的大分散可能是DLA样品探…
2020-08-04 astro-ph.GA
Laboratory rotational spectra of cyanocyclohexane and its siblings (1- and 4-cyanocyclohexene) using a compact CP-FTMW spectrometer for interstellar detection
本文开发并应用6.5-18 GHz紧凑型CP-FTMW光谱仪，研究氰基环己烷及其两种烯类同源物的转动光谱，推导精确结构并搜索星际分子云TMC-1，为该家族分子的星际探测提供数据基础。
2025-04-18 astro-ph.GA physics.chem-ph
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
Systematic variations of interstellar linear polarization and growth of dust grains
给出了星际线性偏振曲线参数$K$和$λ_{\max}$之间观测关系的定量解释，它们分别表征了偏振极大值的宽度和波长。本文讨论了金牛座、变色龙、$ρ$ Oph和R CrA附近的57颗恒星的观测资料。星际尘埃颗粒的球状粒子模型早期应用于同时解释星际消光和偏振曲线在一个广泛的光谱范围内被利用。观察到的趋势$K \approx 1.7 λ_{\max}$被证明是最有可能的尘埃颗粒的增长，由于凝聚，而不是地幔吸积。本文讨论了硅酸盐粉尘颗粒平均尺寸与$K$和$λ_{\max}$参数的关系。
2013-03-10 astro-ph.GA
Collisional excitation of far-infrared line emissions from warm interstellar carbon monoxide (CO)
受Herschel/PACS最近观测的启发，以及CO碰撞激发的新速率系数的可用性（Yang et al. 2010），使用数值和分析方法重新审视了温暖天体物理CO的激发。对于等温介质的情况，已经获得了气体温度（100至5000 K）和H2密度（1 E +3至1 E +9 cm-3）的宽范围的结果，并以旋转图的形式呈现，其中每个磁子状态的柱密度的对数log（N[J]/g[J]）被绘制为每个状态的能量E[J]的函数。对于Herschel/PACS可达到的波长范围内的旋转跃迁，当n（H2）> 1 E +8 cm-3时，这样的图几乎是线性的。当log 10（n[H2]）= 6.8至8时，它们表现出显著的负曲率，而当log 10（n[H2]）< 4.8时，曲率在整个PACS可访问范围内一致为正。因此，观测一个正弯曲的CO转动图并不一定需要多个温度分量的存在。事实上，对于Herschel/PACS观察到的一些源，CO旋转图显示出适度的正曲率，可以用单个等温分量来解释。通常，所需的物理参数是1 E +4至1 E +5 cm-3范围内的H2密度和接近CO可以存活的最大温度T。其他来源展示更多的曲率旋转图比可以占一个单一的温度分量。对于气体温度呈幂律分布的介质，dN/dT与T的b次方成正比，H2密度为1 E +3 ~ 1 E +9 cm-3，幂律指数b在1 ~ 5范围内，这种介质可以解释CO旋转图，…
2012-02-13 astro-ph.GA
First detection of $A$--$X$ (0,0) bands of interstellar C$_2$ and CN
我们报告了在星际介质中首次探测到C-$_2$-$A^1Π_u$- $X^1Σ_g^+$（0，0）和CN-$A^2Π_u$ - $X^2Σ^+$（0，0）吸收带。使用天鹅座OB 2 No. 1的近红外（0.91- 1.35 $μ$ m）高分辨率（$R=20,000$和68，000）光谱进行检测，12是用安装在1.3米荒木望远镜上的WINERED摄谱仪收集的。同时检测到C $_2$和CN的$A$-$X$（1，0）带。这些近红外波段具有更大的振子强度，与光学中的C $_2$和CN的$A$-$X$（2，0）波段相比。在C $_2$（0，0）带的谱中，用$R=68,000$可以分辨视线中的三个速度分量，并且可以探测到高旋转能级（$J''\sim20$）的谱线。通过分析C-$_2$的旋转分布，我们可以高精度地估计云的动力学温度和气体密度。此外，我们在星际介质中第一次勉强检测到$^{12}$ C $^{13}$ C的弱线。假设$^{12}$ C $_2$和$^{12}$ C $^{13}$ C的转动分布和相应跃迁的振子强度相同，则碳同位素比值估计为$^{12}\text{C}/^{13}\text{C}=50$ -100，这与本星际介质中的比值一致。我们还计算了C-$_2$（0，0）和（1，0）带的振子强度比。不幸的是，我们的结果不能区分理论和实验结果，因为不确定性。为了对振子强度比施加更强的约…
2019-08-07 astro-ph.GA
Heavy element contributions of rotating massive stars to Interstellar Medium
利用恒星演化程序（恒星天体物理实验模块）计算了大质量恒星通过星风和核心坍缩超新星（CCSN）喷出物到星际介质（ISM）的重元素产额。在我们的模型中，大质量恒星的初始质量（$M_{\rm ini}$）取13 ~ 80 $M_\odot$，初始自转速度（V）分别为0、300和500 km/s $^{-1}$，金属丰度分别为[Fe/H] =-3、-2、-1和0.来自恒星风的重元素产额主要受恒星自转的影响，恒星自转通过化学均匀演化改变了恒星表面的化学丰度，提高了质量损失率。我们估计星风可以产生大约$10^{-2}$（对于低金属丰度模型）到几个$M_\odot$（对于低金属丰度和快速旋转模型）质量的重元素产额。CCSN喷出物产生的重元素产额还取决于块状物质的剩余质量，而块状物质的剩余质量主要取决于CO核的质量。我们的模型计算出CCSN喷出物产生的重元素产额可达几个$M_\odot$。与星风相比，CCSN喷出物对ISM中重元素的贡献更大。我们还比较了本文计算的$^{56}$ Ni产额与观测估计值。我们的模型只解释了由暗SNe或正常SNe产生的$^{56}$ Ni质量，其前身质量低于约25 $M_\odot$，并且大大低估了由质量高于约30 $M_\odot$的恒星产生的$^{56}$ Ni质量。
2021-02-02 astro-ph.GA
Deuterium Enrichment of the Interstellar Medium
尽管星际介质中氘原子的丰度很低，但观测证据表明，在气相和冰中的几种物质可能会被严重分馏。我们探索氘富集的各个方面，通过构建一个化学演化模型在气相和颗粒相。根据不同的物理参数，气体和颗粒可以通过化学物质的交换相互作用。HCO ~+和N_2H ~+是ISM中两种丰富的气相离子，它们的氘分馏效应通常被用来预测分子云不同区域的电离度。为了有一个更现实的估计，我们考虑一个坍缩云的密度轮廓。我们提出了重要的星际分子的径向分布，以及它们的氘同位素。我们进行量子化学模拟研究同位素替代对这些重要星际物种光谱性质的影响。我们计算了最重要的氘代物种（中性和离子）的振动（谐波）频率。还计算了这些分子的转动和畸变常数，以预测这些物种的转动跃迁。我们比较振动（谐波）和旋转过渡计算我们与现有的观测，实验和理论结果。我们希望我们的研究结果将有助于观察员在他们的追求几个迄今未观察到的氘物种。
2019-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of the AGN Feedback on the Interstellar Medium of Early-Type Galaxies: 2D Hydrodynamical Simulations of the Low-Rotation Case
我们提出了2D流体动力学模拟的早期型星系包含中央大质量黑洞（MBHs）的演变，从年龄2 Gyr。该代码包含准确和物理一致的辐射和机械AGN风反馈，秒差距尺度的中央分辨率。质量输入来自恒星演化，能量输入包括Ia型和II型超新星以及恒星加热，恒星形成也包括在内。通过求解Jeans方程，建立了星系的真实的轴对称动力学模型。最低质量的模型（Mstar = 8 10^{10}Msun）发展了由SNIa加热维持的全球外流，最终热气体和新恒星的数量显着减少。在更大质量的模型中，核爆发持续到现在，伴随着核发射和气体（Lx）的大而频繁的波动。每次爆发持续约10^{7.5}年，在此期间（r < 2-3 kpc）冷的流入和热的流出气体相共存。气体的Lx-T关系与本地星系的Lx-T关系相匹配。活动星系核的活动对恒星的形成产生正反馈。大约一半的总质量损失被回收到新的恒星（DeltaMstar）中，只有约3%的质量损失被吸积在MBH上，其余的被从星系中喷射出来。排出的气体质量与进入新恒星的气体质量之比，即负载因子，约为0.6。更圆的星系形状导致更大的最终MBH质量，DeltaMstar和Lx。几乎所有的时间都花在非常低的核光度上，然而总能量的四分之一是在爱丁顿比> 0.1时发射的。活动星系核活动的占空比约为4%。
2016-08-11 astro-ph.GA
Resolving the Interstellar Medium at the Peak of Cosmic Star Formation
本研究利用ALMA在1-5 kpc尺度上绘制高红移星系的分子气体与尘埃连续谱，揭示其分布差异，证明ALMA能解析早期宇宙星际介质结构，但观测解释需更谨慎。
2018-10-10 astro-ph.GA
Observations of non complex organic molecules in the gas phase of the interstellar medium
IRAP, Université de Toulouse, CNRS, UPS, CNES（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
介绍天体化学领域进展，包括射电望远镜等带来的成果，已检测众多分子物种，阐述了从发现星际分子到如今的检测技术、丰度测定方法及与化学模型比较等情况。
2026-07-29 astro-ph.GA
Millimeter- and submillimeter-wave spectroscopy of thioformamide and interstellar search toward Sgr B2(N)
硫代甲酰胺NH 2CHS是甲酰胺NH 2CHO的含硫类似物。后者早在20世纪70年代就在星际介质中被发现。在星际介质中检测到的大多数含硫分子都是相应的含氧化合物的类似物。因此，硫代甲酰胺是在星际介质中搜索的一个有趣的候选者。用里尔光谱仪在150 ~ 660 GHz频率范围内测量并分析了硫代甲酰胺的转动光谱。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行的ReMoCA谱线调查，在高质量恒星形成区人马座（Sgr）B2（N）寻找硫代甲酰胺。通过对母体、硫代甲酰胺的~（34）S、~（13）C和~（15）N单取代同位素的基态分析，得到了精确的转动常数。对于母体同位素，使用考虑科里奥利耦合的模型分析了最低的两个激发振动态，v12 = 1和v9 = 1。未检测到热核Sgr B2（N1S）和Sgr B2（N2）的硫代甲酰胺。敏感的上限表明，硫代甲酰胺是近三个数量级，至少低于丰富的甲酰胺。这与甲硫醇明显不同，甲硫醇在两种来源中的丰度仅比甲醇低两个数量级。甲烷乙硫醇与硫代甲酰胺所示的不同行为可能是由于后者的优先形成（粮食）在较晚的时间和低温下，当CS丰度被压抑。这降低了硫代甲酰胺与甲酰胺的比率，因为HCS基团在这些条件下不容易获得。
2020-09-16 astro-ph.GA
Electromagnetic forces on a relativistic spacecraft in the interstellar medium
突破摄星计划所设想的相对论航天器类型将不可避免地通过与星际粒子和紫外光子的碰撞而带电。因此，星际磁场会使航天器的轨道发生偏转。我们计算了典型星际条件下的预期偏转。我们还发现，航天器的电荷分布是不对称的，产生一个电偶极矩。运动电偶极子与星际磁场的相互作用会产生一个大的力矩，使航天器绕垂直于运动方向的轴快速振荡，振荡周期为$\sim$ 0.5 hr.最后，我们讨论了航天器旋转的影响，并提出了几种方法来减轻它。
2017-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Interstellar H2 toward HD 37903
我们对HD 37903的星际H2进行了分析，HD 37903是一颗位于NGC 2023反射星云中的热B 1.5 V恒星。Meyer等人（2001年）利用HST观测到的振动激发H2的丰富光谱计算了HD 37903的星际云模型。我们通过包括FUSE卫星观测到的v”=0振动能级来扩展Mayer的分析。T01温度不应被解释为旋转温度，而应被解释为邻位和对位H2之间的热平衡温度。邻位对对位H2的比率是较低的碰撞填充的水平比荧光填充的水平。位于HD 37903前方的云的PDR模型指出，气体温度Tkin=110-377 K，氢密度nH=1874-544 cm^-3，星云距离为0.45 pc。
2011-03-14 astro-ph.GA
Interstellar magnetic fields in the Galactic center region
我们试图获得银河系中心区域星际磁场尽可能清晰和完整的图像。为此，我们回顾了过去25年来在银河系中心~ 200 pc范围内建立的星际磁场的观测知识。然后，我们批判性地讨论了各种理论解释和方案，以解释现有的观察。我们还研究了它与一般银河系磁场的可能联系，并描述了外星系的观测情况。我们提出一个银河系中心附近磁场的连贯图像，它调和了一些看似不同的观点，最好地解释了大量的观测结果。我们的主要结论如下。在弥漫的云间介质中，大尺度磁场近似为极向磁场，其值一般接近于与宇宙射线均分（~ 10 microG），但在局部丝状体中，磁场强度可达~ 1 mG。在稠密的星际云中，磁场近似水平，其值通常约为1 mG。
2009-08-14 astro-ph.GA
H2 Excitation Structure on the Sightlines to delta Scorpius and zeta Ophiucus - First Results from the Sub-orbital Local Interstellar Cloud Experiment
我们介绍了亚轨道局部星际云实验（SLICE）的第一个科学结果：通过局部星际介质的四条视线的中等分辨率1020- 1070 A光谱。在2013年4月21日火箭飞行期间获得了eta Uma，alpha Vir，delta Sco和zeta Oph的高信噪比（S/N）光谱。SLICE的观测结果限制了星际物质的密度、分子光激发速率和物理条件，使其趋向于δ Sco和zeta Oph。我们的光谱表明，总N（H2）比以前报道的δ Sco低两个因子，我们将其归因于新SLICE观测中更高的S/N和更好的散射光控制。我们在δ Sco的视线上发现N（H2）= 1.5 x 10^{19} cm^{-2}，动力学和激发温度分别为67 K和529 K，云密度为n_{H} = 56 cm^{-3}。我们观察到的大部分分子视线朝向zeta Oph，这与以前的测量结果一致（在T_{01} = 66 K和T_{exc} = 350 K时，N（H2）约为3 x 10^{20} cm^{-2}）。然而，我们检测到显着更多的旋转激励H2对zeta OPH比以前观察到的。我们推断在n_{H} ~ 7600 cm^{-3}的旋转激发分量中存在云密度，并认为激发H2的柱密度增加是zeta Oph与其环境之间持续相互作用的结果;还表现为WISE观察到的突出的中红外弓形激波和HST观察到的振动激发H2分子的存在。
2013-06-25 astro-ph.GA
Torsional-rotational spectrum of doubly-deuterated dimethyl ether (CH$_3$OCHD$_2$) -- First ALMA detection in the interstellar medium
在2013年，我们发表了第一个旋转分析和探测单氘代二甲醚在太阳型原恒星IRAS 16293 - 2422与IRAM 30米望远镜。二甲醚是恒星形成区最丰富的复杂有机分子之一，其D/H（D/H）比值对于了解其化学性质和追溯其来源历史非常重要。我们提出了双氘代二甲醚（甲氧基-d2-甲烷，1，1-二氘代甲基醚）在其地面振动状态的基础上，一个有效的哈密顿与内部转子的非对称转子分子的第一个分析。该分析覆盖了0.15 - 1.5THz的频率范围。该物种的实验室旋转光谱在150和1500 GHz之间用里尔的亚毫米光谱仪测量。天文探测，我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测从原恒星干涉测线调查，PILS。新的一组光谱参数已确定的最小二乘拟合与ERHAM代码的对称和不对称构象。至于单氘物质，这些参数允许通过在0级原恒星IRAS 16293 - 2422的B组分附近的检测在空间中首次识别双氘二甲醚的两种构象。
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation measure synthesis at the 2 m wavelength of the FAN region: Unveiling screens and bubbles
通过对韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）在l= 137度，b=+7度的FAN区2 m波段观测的旋转测度综合（RM综合），给出了电离星际介质的结构形态。我们解释了扩散偏振同步辐射的相干结构的星际介质和星际磁场的属性。首次将互相关方法应用于法拉第深度空间极化结构的识别和表征。有关介质的补充信息来自H $α$发射、附近恒星的性质和光学偏振星光测量。三种形态模式被识别，显示从度到光束大小的尺度上的结构。在低法拉第深度值，低梯度的成像领域被检测到，几乎与银河系平面对齐。法拉第深度空间中偏振结构的功率谱提供了湍流的证据。法拉第深度空间中的符号反转表示磁场分量沿视线的反转，从朝向观察者和附近到远离更大距离处的观察者。到附近的延伸组件的距离估计小于100 pc，这表明该结构对应于局部气泡壁。对于圆分量，讨论了各种物理解释。最有可能的解释是，这个圆形的部分似乎是附近（大约200 pc远）一个残留的斯特罗姆格伦球的存在，它与一颗古老的身份不明的白矮星有关，并在低密度环境中膨胀。
2012-10-26 astro-ph.GA
Revisiting the interpretation of HI Zeeman measurements in the diffuse interstellar medium
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）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所——阿切特里天文台）；Laboratoire de Physique de l’Ecole Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎高等师范学院物理实验室，巴黎高等师范学院，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎大学）
该研究通过合成观测和解析模型，发现HI塞曼测量实际追踪的是光学深度加权磁场而非密度加权磁场，热双稳态导致两者在低柱密度区显著偏离，有助于解释磁场-柱密度关系的宽分布与表观平坦化。
2026-09-18 astro-ph.GA
Galactic Kinematics from OB3 Stars with Distances determined from Interstellar Ca II Lines
基于102颗已知自行和径向速度的OB 3星的数据，我们检验了Megier等人从星际Ca II谱线导出的距离。利用银河系自转角速度的一阶导数θ '0对距离尺度进行的内部调和，以及由Mel'nik和Dambis改进的OB星协与汉弗莱斯距离尺度的外部调和表明，初始距离应减少\approx 20%。在此修正下，这些恒星的日心距离在0.6-2.6 kpc之间。对这些恒星在距太阳银河系中心距离R_0 =8千秒差距处的运动学分析，确定了下列参数：（1）太阳特有速度分量（U_o，V_o，W_o）=（8.9，10.3，6.8）\pm（0.6，1.0，0.4）km/s;（2）银河系自转参数Ω_o=-31.5 \pm 0.9 km/s/kpc，Ω '_o=+4.49 \pm 0.12 km/s/kpc ^2，Ω"_o=-1.05 \pm 0.38 km/s/kpc ^3，（对应的奥尔特常数A=17.9 \pm 0.5 km/s/kpc，B=-13.6 \pm 1.0 km/s/kpc，太阳邻域的圆自转速度为|V_o| =252 \pm 14 km/s）;（3）螺旋密度波参数，即：径向和方位向速度分量的扰动幅度分别为f_R = -12.5 \pm 1.1 km/s和f_θ=2.0 \pm 1.6 km/s;双臂螺旋图案的螺距角i=-5.3 \pm 0.3度，螺旋密度波在太阳距离处的波长为λ=2.3 \pm…
2011-06-29 astro-ph.GA
CF$^+$ excitation in the interstellar medium
在星际云中探测到CF $^+$可能使天文学家能够推断出紫外线照射的分子气体中元素氟的丰度和电离分数。由于在星际介质（ISM）中很难满足局部热力学平衡（LTE）条件，因此要精确测定CF $^+$丰度，需要通过辐射和碰撞过程模拟其非LTE激发。在这里，我们报告的速率系数的量子计算的旋转激发CF $^+$在碰撞与对位和邻-H2（温度高达150 K）。作为一个应用程序，我们提出了非LTE激发模型，揭示人口反转的物理条件下典型的ISM光解区（PDR）。我们成功地应用这些模型，以适应CF $^+$发射线以前观察到的猎户座酒吧和马头PDR。这些新的速率系数实现的辐射转移模型允许使用CF $^+$作为一个强大的探针，研究暴露于强恒星辐射场的分子云。
2020-12-03 astro-ph.GA
Clumping and the Interpretation of kpc-Scale Maps of the Interstellar Medium: Smooth HI and Clumpy, Variable H2 Surface Density
许多最近的模型考虑了单个星际介质（ISM）云的结构，作为解释大部分星系观测的一种方式。为了将这些模型与观测结果进行比较，必须了解如何在大尺度（~kpc）上平均观测到的表面密度与模型处理的单个云尺度（~pc尺度）上的表面密度之间进行转换。我们定义了一个“聚集因子”，它将这种转换捕获为质量加权表面密度（通常是物理感兴趣的量）与观察到的面积加权表面密度的比率。我们使用高空间分辨率（次千秒差距）的地图CO和HI发射附近的星系来测量原子和分子气体的聚集因子。分子和原子ISM表现出明显不同的聚集程度。因此，在~kpc分辨率下测得的H2/HI比值不能简单地解释为云尺度的表面密度比。HI发射看起来非常平滑，聚集因子仅为~1.3。基于可用的稀缺和异质高分辨率数据，CO排放更加聚集，具有广泛可变的聚集因子，对于我们的异质数据，中值约为7。我们的测量并没有提供证据证明分子气体的普遍质量加权表面密度，但也不能最终排除这种情况。我们建议，一个更复杂的治疗分子ISM结构，一个通知高空间分辨率CO地图，需要将云尺度模型的星系kpc尺度的观测。
2013-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding the temperatures of H3+ and H2 in diffuse interstellar sightlines
三原子氢离子H3+是星际介质气相化学中最重要的物种之一。H3+的观测被用来约束星际环境的重要物理和化学参数。然而，从扩散视线中H3+的两个最低旋转状态推断出的温度-通常是唯一可观察到的-似乎始终低于相同视线中H2观测得出的温度。以前所有试图模拟扩散星际介质中H3+温度的尝试都未能重现观测结果。在这里，我们提出了新的研究，比较一个独立的主方程H3+水平人口的结果从Meudon PDR代码光子占主导地位的地区。我们表明，人口的最低旋转态的H3+的形成反应的强烈影响，H3+离子经历不完全热化之前，由自由电子的破坏。此外，我们发现，对于定量分析的两个以上的水平的H3+必须考虑，这是至关重要的，包括辐射跃迁以及碰撞与H2。我们的典型弥漫星际视线模型显示出与观测数据非常好的一致性，因此它们可能最终解决归因于这两个基本物种的感知温差。
2023-03-28 astro-ph.GA physics.atom-ph
Is there a left-handed magnetic field in the solar neighborhood? Exploring helical magnetic fields in the interstellar medium through dust polarization power spectra
全天空普朗克偏振数据揭示了星际介质（ISM）中尘埃辐射的E和B模功率谱的意外性质。尘埃总强度T与B模式之间的正互相关提出了有关影响尘埃极化的物理机制的新问题，例如银河磁场结构。这对于更好地理解ISM动力学和准确地描述银河系前景到宇宙微波背景（CMB）的极化都是关键。在这篇理论论文中，我们调查的可能性，所观察到的互相关性的尘埃偏振功率谱，特别是T和B之间，可以涉及到一个宇称奇数量的ISM，如磁螺旋度。我们产生合成尘埃极化数据，来自密度结构和螺旋磁场的三维分析玩具模型，与E和B模式的观测比较。针对观测到的T-B关联，我们提出了一种新的解释普朗克观测的基础上的大尺度螺旋分量的银河系磁场在太阳附近。我们的分析表明：I）磁螺旋度的符号不影响各向同性磁场配置的E和B模式; II）穿过星际细丝的螺旋磁场不能重现普朗克的结果; III）太阳附近的弱螺旋左手磁场结构可以解释普朗克数据中看到的T-B相关性。这项工作提出了一个新的视角来解释尘埃偏振功率谱，这有力地支持了在太阳附近的银河系磁场的大尺度结构的印记。
2018-11-27 astro-ph.GA
Cosmic-ray driven dynamo in the medium of irregular galaxy
本文研究了宇宙线驱动的不规则星系星际介质发电机。Chyzy等2000、2003年的观测表明，不规则星系中存在磁场，其值达到与旋涡星系相同的水平。而不规则星系的介质条件由于自转慢、剪切率低，对磁场的放大非常不利。本文提出了不规则星系中星际介质的数值模型。该模型包括由随机超新星爆炸提供的星际介质中的宇宙射线驱动的磁流体动力发电机。我们描述的模型，其特征在于不同的剪切和旋转。我们发现，即使是低速的银河系旋转和低剪切率也会放大磁场。模拟结果表明，大量的磁能流出模拟区域，成为星系际磁场的有效来源。
2009-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fokker-Planck entropic force interpretation of galactic rotation curves
CEDIP-Cámara de Diputados（众议院CEDIP）；Asociación Mexicana para el Avance de la Ciencia (AMEXAC)（墨西哥促进科学协会）；Departamento de Física y Matemáticas, Universidad de Monterrey（蒙特雷大学物理与数学系）；School of Engineering and Sciences, Tecnologico de Monterrey（蒙特雷理工学院工程与科学学院）；Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de San Luis Potosí（圣路易斯波托西自治大学理学院）
本文通过Fokker-Planck方程推导出有效径向力，用熵力解释星系旋转曲线的观测偏差，模型在统计质量上与传统模型相当，且能解释旋转速度与红外亮度的关联，符合Tully-Fisher关系。
2026-04-27 astro-ph.GA gr-qc
Detecting chiral asymmetry in the interstellar medium using propylene-oxide
（删节）生命明显是同手性的。这种同手性的起源正在激烈的争论中。最近，在气相星际介质（ISM）中检测到环氧丙烷（McGuire等人，2016年）。ISM环氧丙烷的对映体组成可以通过圆偏振测量来探测，但是环氧丙烷的微波跃迁的圆二色性的准确估计是不可用的。我们发展了一个模型的圆二色性活动的扭转-旋转转变的闭壳层手性分子，如环氧丙烷。有了这个模型，我们估计的可行性，并优化观察策略，在ISM环氧丙烷对映体过量检测。我们对环氧丙烷的扭-转跃迁的二向色性活性进行了估算，预测与环氧丙烷的天文探测相关的对映体纯环氧丙烷发射线的圆偏振分数约为10^（-6）。由于预测的圆极化分数较低，我们得出结论，利用当前的天文观测技术，不可能对ISM气相中的环氧丙烷进行对映体表征。我们建议，只有手性自由基物种可能是可行的对映体过量检测。我们估计，实验室实验可能是成功的，通过微波二向色光谱检测丙烯-氧化物的混合物的对映体组合物。我们在本文中提出的理论提供了一个坚实的理论基础，这样的实验室圆二色性测量微波跃迁。
2022-07-06 astro-ph.GA physics.chem-ph
Analytical Methods for Measuring the Parameters of Interstellar Gas Using the Data of Methanol Observations
我们分析甲醇激发在没有外部辐射的情况下，并考虑LTE方法探测星际气体。我们指出，只有当旋转图的上能级位于相同的K阶梯上时，如157 GHz的J_0- J_{-1} E线、165 GHz的J_1-J_0 E线或25 GHz的J_2-J_1 E线，旋转图才能正确地估计气体的动力学温度。气体密度应不小于10^7 cm^{-3}。由具有不同K值的上层谱线（96 GHz处的2_K-1_K，145 GHz处的3_K-2_K，或241 GHz处的5_K-4_K）构建的旋转图显著低估了温度，但允许密度估计。此外，基于2_K-1_K线的图使得甲醇柱密度的估计可能在约2- 5的因子内。我们建议旋转图应按以下方式使用。首先，应该建立两个旋转图，一个来自96，145或241 GHz的线，另一个来自157，165或25 GHz的线。前一个图用于估计气体密度。如果密度约为10^7 cm^{-3}或更高，后一张图可以很好地再现温度。如果密度约为10^6 cm^{-3}，则从后一图中得到的温度应乘以1.5--2的系数。如果密度约为10^5 cm^{-3}或更低，则后一个图产生的温度比动力学温度低三倍或更大，应仅用作动力学温度的下限。即使在已知气体温度的情况下，由单条谱线积分强度确定甲醇柱密度的误差也可能大于一个数量级。但如果使用J_0-（J-1）_0E线以及J_1-（J-1）_1A^{+}或A^{-}线，则列密度…
2017-10-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
PeV neutrinos from interactions of cosmic rays with the interstellar medium in the Galaxy
本文对IceCube观测到的天文中微子信号的一部分--来自银河系内部的甚高能中微子信号进行了自洽解释。我们证明，在E>100 TeV的能量范围内的中微子通量的估计在于从银河脊的漫射伽马射线发射的光谱的高能量幂律外推，如费米望远镜所观察到的。这表明冰立方中微子和费米/LAT γ射线通量都是在宇宙射线与诺玛臂和/或银河棒中的星际介质相互作用中产生的。导致γ射线和中微子通量的宇宙射线具有硬谱特征，其斜率大于-2.4，截止能量大于10 PeV。
2014-05-30 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
