Properties of Local Group galaxies in hydrodynamical simulations of sterile neutrino dark matter cosmologies
我们研究星系形成的不育中微子暗物质模型，显着不同，从寒冷的和“温暖的热遗迹”模型。我们使用EAGLE代码进行流体动力学模拟的星系对选择类似于本地集团的演变，作为APOSTLE模拟项目的一部分。我们比较冷暗物质（CDM）与两个无菌中微子模型与7千电子伏的质量：一个，最温暖的所有模型中的这个质量（LA 120）和其他，一个相对较冷的情况下（LA 10）。我们表明，较低浓度的无菌中微子subhalos相比，他们的CDM同行推断内部暗物质的内容，如天炉座星系（或麦哲伦云）的异常值少的无菌中微子宇宙学。在星系数计数方面，当考虑到晕到晕（或“模拟到模拟”）的散射时，LA10模拟与CDM是无法区分的。为了使LA120模型与本星系群矮星系的数量相匹配，形成星系所需的低质量晕的比例比EAGLE模拟预测的要高。随着对本星系群星系的普查接近完成，这一群体可能会提供一个强有力的区分冷和暖暗物质模型。
2017-08-22 astro-ph.GA
Cold and warm molecular gas in the outflow of 4C12.50
本文利用射电天文研究所的30米望远镜对超亮红外射电星系4C12.50中的~（12）CO（1 - 0）和（3 - 2）谱线进行了深度观测。我们的观测揭示了以前从斯皮策太空望远镜数据中已知的温暖分子气体流出的冷分子气体成分。12CO（3 - 2）剖面表明，在距系统速度约950 km/s处存在吸收，中心光学深度为0.22。它的轮廓是类似的HI吸收，在无线电数据中看到这个来源。对（0 - 1）吸收的潜在探测使我们能够在其中心光学深度上设置0.03的上限，并将流出的CO气体的激发温度限制在>= 65K（假设气体是热化的）。如果分子云完全遮蔽了射电核心发射的背景毫米波连续谱，则H2柱密度>= 1.8 * 10^22/cm ^2。流出物沿着核视线携带着估计至少为4.2 * 10^3 M_sun的冷H2质量。当在几条视线上积分时，这个质量会更高，但如果它超过3 * 10^9 M_sun，流出物很可能会在发射中看到。由于4C12.50的环境冷气体储集层为1.0 * 10^10 M_sun，因此相对于冷气体，热气体的流出与环境的质量比（37%）可以升高。
2012-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fate of High-Velocity Clouds: Warm or Cold Cosmic Rain?
我们提出了两套基于网格的流体动力学模拟的高速云（HVC）通过弥漫的，热的星系晕。这些HI云被认为是为银河系盘中正在进行的恒星形成提供燃料。第一组模型最好描述为风洞实验，其中HVC暴露在恒定密度和速度的风中。在第二组模型中，我们遵循的轨迹HVC的方式通过等温流体静力晕对磁盘。因此，我们涵盖了可能的HVC轨迹的两个极端。由此产生的云形态表现出明显的头尾结构，具有领先的致密冷核和温暖的扩散尾。头部和尾部之间的形态和速度差异与观测结果一致。对于典型的云速度和晕密度，质量为H{ \small{I} } $< 10^{4.5}$ M $_\odot$的云，其H{ \small{I} }含量将在10 kpc或更少的范围内消失，它们的残留物可能会在热日冕气体中形成一群温暖的电离气体云，它们最终可能会整合到温暖的电离银河系盘中。一些（仍然过密，但现在很慢）的物质可能会重新冷却，在银河系盘附近形成中速或低速云。考虑到我们的模拟参数和数值分辨率的限制，我们认为导出的中断距离是强上限。
2009-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm Extended Dense Gas Lurking At The Heart Of A Cold Collapsing Dense Core
为了研究何时以及如何诞生的原恒星的核心发生，我们进行了调查观察金牛座分子云中的四个良好的研究密集的核心在亚毫米波段的CO跃迁。我们在这里报告，在冷的动态坍缩成分中，在其中一个致密核心L1521 F（MC 27）的中心，意外地探测到了温暖（~ 30 - 70 K）、延伸（半径~ 2400 AU）、致密（数倍于10^{5} cm^{-3}）的气体。我们认为，检测到的温暖，扩展，致密的气体可能来自冲击区之间的碰撞所造成的动态崩溃的组件和流出/旋转组件的致密核心。我们提出了一个新的恒星形成阶段，“冷中暖核阶段（WICCS）”，即，由于原恒星核心的形成，冷的坍缩包层包裹住了中心温暖的致密气体。WICCS将构成一个冷的静止无星核心和一个年轻的原恒星在0级阶段，有一个大规模的双极外流之间的进化缺失的环节。
2009-10-02 astro-ph.GA
Reionisation in sterile neutrino cosmologies
我们调查的再电离过程中的模型，其中暗物质是一个温暖的基本粒子，如无菌中微子。我们专注于模型是一致的暗物质衰变的解释最近检测到的线在3.5千电子伏的星系和星系团的X射线光谱。在暖暗物质模型中，密度扰动的原始谱在矮星系尺度上有一个截止点。因此，结构的形成开始晚于标准的冷暗物质（CDM）模型，并且很少有物体在截止质量尺度以下形成。为了计算电离光子的数量，我们使用达勒姆半解析模型的星系形成，GALFORM。我们发现，即使是最极端的7千电子伏不育中微子，我们认为是能够重新电离宇宙早到足以兼容的边界上的时代从普朗克重新电离。这一结果也许令人惊讶，因为在无菌中微子模型中高红移星系的快速积累，这也反映在它们的远紫外光度函数在$10>z>7$之间比在CDM中演化得更快。在无菌中微子模型中，电离光子的主要来源系统地比CDM中的质量更大。作为对模型的一致性检验，我们计算了类银河系卫星星系的现今光度函数。考虑到DES调查中最近发现的卫星，对可行的无菌中微子模型提出了强有力的限制。
2016-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galactic Halo in Mixed Dark Matter Cosmologies
冷暗物质（CDM）方案的小尺度问题的一个可能的解决方案是，暗物质由两种成分组成，一种是冷的，一种是热的。我们进行了一组高分辨率的模拟银河系晕不同的WDM粒子（$m_{\rm WDM}$）和宇宙暗物质的质量分数的WDM组件（$\bar{f}_{\rm W}$）的质量。在大型强子对撞机和天体粒子搜索的联合分析中引入的标度分析假设，每个暗物质成分的相对贡献在局部与宇宙中的平均值相同（例如$f_{\rm W,\odot} = \bar{f}_{\rm W}$）。然而，在这里我们发现，对于$m_{\rm WDM} <$ 1 keV，归一化的本地WDM分数（$f_{\rm W,\odot}$ / $\bar{f}_{\rm W}$）强烈依赖于$m_{\rm WDM}$。因此，使用标度分析可能会在解释暗物质搜索时引入重大错误。为了纠正这个问题，一个简单的公式，适合当地的暗物质密度的每一个组成部分提供。
2013-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The inner structure of dwarf sized halos in Warm and Cold Dark Matter cosmologies
利用N-body+Hydrodynamic zoom-in模拟方法，研究了在WDM和CDM宇宙学中形成于维里质量Mv=2- 3 × 10^10 Msun（z=0）晕中的中心矮星系内部暗物质和恒星质量分布的演化.我们模拟的WDM功率谱中的半模质量为Mf= 2x 10^10 Msun。在暗物质中，只有模拟晕密度分布很好地描述了NFW参数拟合在这两个宇宙学，虽然WDM晕的浓度低于其CDM对应物的1.5- 2.0倍。在流体动力学模拟中，重子的影响显着平坦的内部密度，速度色散，和伪相空间密度分布的WDM晕，但不是CDM的。在WDM运行中，在约0.02xRv，α处测量的密度斜率在2至5 Gyr的周期内变浅。我们探讨这种扁平化过程是否与全球SF，Ms/Mv比，气体流出，和内部特定的角动量的历史。我们没有发现任何明显的趋势，但当α小于-0.5时，Ms/Mv总是在0.25和1%之间。我们得出的结论是，浅核的形成的主要原因是内晕内存在强烈的气体质量波动，这是一个非常突发的和持续的SF历史在浅引力势驱动的反馈的结果。我们的WDM晕，组装晚，比CDM的集中度低，遵守这些条件。也有（罕见的）CDM系统与扩展的大规模组装的历史，遵守这些条件，并形成真正的浅芯。动力学加热和膨胀过程，DM核心扁平化背后，也适用于这样一种方式，即恒星的年龄和金属丰度梯度的矮星软化，他们的恒星半质量半径强烈增长与时间，和他们的中心表…
2016-03-12 astro-ph.GA
A New Statistical Model for Population III Supernova Rates: Discriminating Between $Λ$CDM and WDM Cosmologies
随着新的观测设施即将投入使用，发现和描述来自第一批恒星的超新星将为宇宙黑暗时代的结束开辟另一个观测窗口。基于早期恒星形成的半解析合并树模型，我们限制了星族III超新星的速率。我们发现，我们的方法再现人口III超新星率的大规模宇宙学模拟非常好。我们的计算效率高的模型使我们能够调查一个大的参数空间，并探索广泛的不同的情况下，人口III恒星形成。我们的计算表明，第一次超新星的观测可以用来区分冷和暖暗物质模型，并限制后者相应的粒子质量。我们的预测还可用于优化调查策略，目标是最大限度地提高超新星检测率。
2016-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin Temperature and Density of Cold and Warm HI in the Galactic Disk - Hidden HI -
本文提出了一种用最小$χ^2$方法同时测定银河系中HI气体沿银河系旋转切点圆的自旋温度$T_{\rm S}$和体积密度$n$的方法。最佳拟合的$T_{\rm S}$的范围是在$T_{\rm S}=100-120$ K或$1000-3000$ K，表明气体是在冷HI相与高密度和大的光学深度，或在温暖HI与低密度和小的光学深度。对于冷HI，在$3\le R \le 8$ kpc处的平均值为$T_{\rm S}=106.7 \pm 16.0$ K和$n=1.53\pm 0.86$ H cm $^{-3}$，对于热HI，为$1720 \pm 1060$ K和$0.38 \pm 0.10$ H cm $^{-3}$，其中$R=8\ |\sin \ l|$ kpc是沿切点圆的半乳心距离。冷HI出现在旋臂和旋环中，而暖HI出现在旋臂间区域。冷HI的密度比暖HI的密度大一个$\sim 4$系数。本文的分析揭示了隐藏在银盘中的冷光学厚相HI质量。太阳圈内的总HI质量被证明是由$2 - 2.5$的一个因素大于目前的估计光学薄的假设。
2018-03-24 astro-ph.GA
Impact of Warm Dark Matter on the Cosmic Neutrino Background Anisotropies
大质量中微子的宇宙中微子背景（C $ν$ B）各向异性是研究大尺度结构形成的一种独特的方法。与电磁辐射相比，大质量中微子的红移距离测量完全不同。大质量中微子中的C $ν$ B各向异性响应于由相对高的$k$模所播种的引力势中的非相对论运动而增长。暖暗物质（WDM）与冷暗物质（CDM）宇宙学中大尺度结构形成的早期阶段的差异对C $ν$ B各向异性的大小有影响，其对角功率谱的贡献在高$k$模处达到峰值。我们以2、3或7 keV惰性中微子组成的WDM为例，表明在相对于CDM的角功率谱中，对于0.05 eV中微子，C $ν$ B各向异性在高$l$多极矩处下降。在相同的角标度下，人们可以在CMB中观察到重子声学振荡，C $ν$ B各向异性开始对WDM和CDM宇宙学的差异变得敏感。在C $ν$ B中微子天空图中精确测量高$l$多极子是利用自旋极化的氚原子超流体的薄膜靶进行PIMMY实验的潜在可能性，该超流体对非相对论残余中微子捕获表现出显著的量子液体放大。
2022-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Herschel SPIRE-FTS Observations of Excited CO and [CI] in the Antennae (NGC 4038/39): Warm and Cold Molecular Gas
我们提出了赫歇尔SPIRE-FTS观测的银河系（NGC 4038/39），一个很好的研究，附近（$22$ Mpc）正在进行合并之间的两个气体丰富的螺旋星系。我们检测到5个CO跃迁（$J=4-3$到$J=8-7$），[CI]跃迁和[NII] $205μm$跃迁跨越整个系统，我们补充了CO $J=1-0$，$J=2-1$和$J=3-2$跃迁的地面观测，以及[CII]和[OI] $63μm$的Herschel PACS观测。使用CO和[CI]跃迁，我们执行[CI]的LTE分析，以及使用辐射传输代码RADEX以及贝叶斯似然分析的CO和[CI]的非LTE辐射传输分析。我们发现分子气体有两个组分：冷组分（$T_{kin}\sim 10-30$ K）和暖组分（$T_{kin} \gtrsim 100$ K）。通过比较温暖的气体质量，以前观察到的值，我们确定了CO丰度的温暖的气体$x_{CO} \sim 5\times 10^{-5}$。如果CO的丰度在暖、冷气体相中是相同的，那么这个丰度对应于冷组分中CO $J=1-0$的亮度-质量转换因子为$α_{CO} \sim 7 \ M_{\odot}{pc^{-2} \ (K \ km \ s^{-1})^{-1}}$，与正常旋涡星系的值相似。我们估计H $_2$、[CII]、CO和[OI] $63μm$的冷却为$\sim 0.01 L_{\odot}…
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ALMA-ALPAKA survey II. Evolution of turbulence in galaxy disks across cosmic time: difference between cold and warm gas
利用57个跨越z=0-5星系盘的冷气体示踪剂速度弥散数据，发现冷气体湍流低于暖气体约3倍且主要由恒星反馈驱动，提出超新星驱动湍流演化模型。
2024-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A warm dark matter cosmogony may yield more low-mass galaxy detections in 21-cm surveys than a cold dark matter one
通过EAGLE模拟预测，暖暗物质宇宙学因低质量星系形成晚、保留气体多，在21厘米巡天中低$w_{50}$端探测到的星系多于冷暗物质，为未来巡天提供约束途径。
2024-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
CASCO: Cosmological and AStrophysical parameters from Cosmological simulations and Observations IV. Testing warm dark matter cosmologies with galaxy scaling relations: A joint simulation-observation study using DREAMS simulations
INAF – Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Dipartimento di Fisica “E. Pancini”, Università degli studi di Napoli Federico II（那不勒斯费德里科二世大学E. Pancini物理系）；INFN, Sez. di Napoli（意大利国家核物理研究院那不勒斯分部）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins, University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校NSF-Simons宇宙起源AI研究所）；Departments of Statistics and Data Sciences, University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校统计与数据科学系）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚理论天文研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学科学系）
通过联合模拟和观测研究，利用DREAMS模拟测试暖暗物质宇宙学，探讨银河系缩放关系对宇宙学参数和WDM的影响。
2026-01-12 astro-ph.GA
Inner structure of cold and warm dark matter halos from particle dynamics
本研究通过粒子远心点穿越次数和径向作用量分类，发现冷暗物质与温暗物质晕的多流区域密度轮廓呈双幂律结构，内轮廓斜率固定为-1，外轮廓斜率因分类而异，且幅度差异源于晕浓度统计差异。
2025-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding the Formation of Galaxies with Warm Dark Matter
本文通过绝热近似和弛豫方法，逐步构建暖暗物质星系形成理论，并用旋涡星系旋转曲线验证，从而约束暗物质粒子性质。
2023-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fingerprints of the initial conditions on the density profiles of cold and warm dark matter haloes
我们使用N体模拟的暗物质晕在冷暗物质（CDM）和一个大的不同的温暖暗物质（WDM）宇宙学证明，球平均密度分布的暗物质晕的形状，取决于物质扰动的功率谱。在WDM中，密度分布较陡，但在小于维里半径的百分之一的尺度上变得较浅。维里化使晕内部区域的速度弥散各向同性，但并不消除相空间中初始条件的记忆。从CDM的密度分布和相空间中观察到的偏差的位置可以直接关系到晕质量和过滤质量之间的比率，是最明显的小质量晕，即使是34 keV的热遗物WDM。晕内质量的重新排列支持了包括角动量在内的晕结构的分析模型。我们还发现证据的依赖性的斜率的内部密度分布在CDM宇宙学的晕质量与更大规模的晕表现出陡峭的配置文件，与模型的预测和以前的模拟结果。我们的工作补充了最近的研究微晕附近的过滤规模在清洁发展机制和强烈反对一个普遍的形状的密度分布。
2015-04-08 astro-ph.GA
The cold and warm physico-chemical structure of embedded protostars
低质量原恒星的物理演化是相对完善的，然而，有许多关于原恒星的化学结构的问题。在恒星形成的早期嵌入阶段产生的化学指纹可能会传递到恒星、行星和彗星形成的后期阶段。影响化学指纹的因素是值得研究的，并确定化学结构是从母云继承的还是恒星形成过程中物理过程的产物。这里简要介绍了追踪嵌入原恒星冷和热延伸结构的分子的观察和建模结果。研究了位于蛇夫座$ρ$的两个多原恒星系统IRAS 16293-2422和VLA 1623-2417。我们发现，原恒星的物理结构，即盘状结构、外流腔和不同的光度，是决定这些原恒星化学结构的重要因素。
2017-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Warm and cold molecular gas in the cluster center of MACS 1931-26 with JWST and ALMA
本文利用 JWST 和 ALMA 对 MACS1931-26 最亮团星系及其星系周介质进行空间分辨观测，发现温 H$_2$ 与冷 CO 气体共位延伸超过 30 kpc，并揭示温冷分子气体比例相当，表明 H$_2$ 动能耗散可形成 CO。
2025-11-10 astro-ph.GA
Probing the cold and warm molecular gas in the Whirlpool Galaxy: Herschel SPIRE-FTS Observations of the central region of M51 (NGC 5194)
本文给出了M51中心~8 kpc（~150”）的Herschel SPIRE-FTS中间采样成图观测，空间分辨率为40”。我们检测到4个~（12）CO跃迁（J=4-3 ~ J=7-6）和Cl ~ 3P_2 - 3P_1和3P_1 - 3P_0跃迁。我们补充这些观测与地面观测的12 CO J=1-0至J=3-2，并执行一个两个组件的非LTE分析。我们发现，原子核和中心区域的分子气体有一个冷组分（T_kin~10-20 K），具有中等但不受约束的密度（n（H2）~10^3-10^6 cm^-3），以及一个较热（T_kin~300-3000 K）、较低密度（n（H2）~10^1.6 ~ 10^2.5 cm^-3）组分中的重要分子气体。我们将我们的CO谱线比和计算的密度以及CO与总红外光度的比值与光子主导区（PDR）模型的网格进行比较，发现冷分子气体可能存在于场强为G_o~10^2的PDR中。温暖的部分可能需要额外的机械加热源，来自超新星和恒星风，或者可能是强烈的螺旋密度波产生的冲击。与其他在甚近星系巡天（英语：Very Nearby Galerkin Survey）中发表的恒星形成星系（Arp 220、M82和NGC 4038/39）的类似双组分模型相比，M51的暖组分密度最低，但其暖气体质量分数与Arp 220和M82相当，且显著高于NGC 4038/39。
2017-07-06 astro-ph.GA
Modeling and predicting the shape of the far-infrared to submillimeter emission in ultra-compact HII regions and cold clumps
尘埃的性质很可能受到尘埃颗粒演化环境的影响。例如，对冷团簇（7 K- 17 K）的一些分析表明，聚集过程在稠密环境中是有利的。然而，在长波长（$λ$ $>$ 300 $μ$ m）下研究暖（30 K-40 K）尘埃辐射一直受到限制，因为很难将远红外到毫米（FIR-mm）光谱覆盖范围和高角分辨率结合起来观测暖尘埃颗粒。使用Herschel数据从70到500 $μ$ m，这是Herschel红外银河系（Hi-GAL）调查的一部分，结合1.1毫米的数据从Bolocam银河系平面调查（BGPS），我们比较了两种类型的环境中的排放：超紧凑HII（UCHII）地区，和冷分子团（表示为冷团）。通过这种比较，我们测试了粉尘排放模型在FIR到毫米域，再现在扩散介质中的排放，在这两个环境（UCHII地区和冷团块）。我们还研究了它们预测银河系尘埃排放的能力。我们确定了12个UCHII区域和12个冷团的发射光谱，并使用最近的两能级系统（TLS）模型和三组参数和所谓的T- $β$（温度-尘埃发射率指数）唯象模型（$β$设置为1.5，2和2.5）推导出尘埃温度（T）。我们首次在温暖地区测试了TLS模型的适用性。这一分析表明，在寒冷和温暖的环境之间的粉尘排放的不同趋势是可见的，通过粉尘发射率指数的变化。然而，使用标准参数，TLS模型能够再现在寒冷和温暖地区观察到的光谱行为，从单独的尘埃温度的变化，而T- $β$模…
2014-10-03 astro-ph.GA
Clumpy Streams from Clumpy Halos: Detecting Missing Satellites with Cold Stellar Structures
动态冷恒星流是探测银河系引力场的理想探针。这篇论文重新研究了如何使用这种流来测试"失踪卫星"的存在的问题--在LCDM宇宙学的结构形成模拟中，数千个质量为10^5 - 10^7 Msolar的暗物质暗晕被认为在银河系尺度的暗物质晕内运行。对撞击流的频率和能量尺度的分析估计表明，这些失踪的卫星对热碎片结构的影响可以忽略不计，例如人马座矮星系的尾巴。然而，长的冷气流，如GD-1结构或来自球状星团Palomar 5（Palomar 5）的冷气流，预计在其寿命期间将遭受数十次失踪卫星的直接影响。数值实验证实，这些撞击在碎片轨道能量分布中造成了缺口，这将随着碎片的年龄而演变成度级和次度级的表面密度波动。1955年的地图包含了这些尺度上的表面密度波动。这些不均匀性的存在和频率表明，在标准LCDM宇宙学中预测的数量中存在着失踪卫星的人口。
2011-03-08 astro-ph.GA
Tracing the cold and warm physico-chemical structure of deeply embedded protostars: IRAS 16293-2422 versus VLA 1623-2417
原恒星包层中的尘埃分布已经引起了人们的极大关注，但关于气体的结构仍有许多未解之谜。我们的目标是通过研究和比较关键分子示踪剂中的低质量嵌入系统，开始确定决定原恒星区域化学结构的因素。通过干涉观测对两个嵌入式0类系统IRAS 16293和VLA 1623的冷、暖化学结构进行了表征。DCO+、N2 H+和N2 D+被用来追踪包层冷区的空间分布和物理特性，而来自化学模型的c-C3 H2和C2 H预计将追踪温暖（紫外线照射）区域。这两个来源显示了一些惊人的相似之处和差异。DCO+始终跟踪盘-封套界面处的冷物质，由于盘阴影，气体和尘埃温度降低。N2 H+和N2 D+，也跟踪冷气体，显示低丰度朝向VLA 1623，但IRAS 16293，N2 D+的分布是一致的相同的化学模型，再现DCO+。c-C_3 H_2和C_2H在两个体系中的空间分布不同。对于IRAS 16293，c-C3 H2追踪流出腔壁，而C2 H存在于包膜材料中，但不在流出腔壁中。相反，朝向VLA 1623，两种分子都追踪流出腔壁。最后，在IRAS 16293方向大量观察到热核分子，但在VLA 1623方向没有观察到。我们确定温度作为确定气体分子中所见的原恒星的化学结构的关键因素之一。更明亮的原恒星，如IRAS 16293，比更冷的原恒星，如VLA 1623，具有更远距离的化学复杂性。此外，嵌入相中的圆盘在控制包层的气体和尘埃温度以…
2018-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the properties of warm and cold atomic hydrogen in the Taurus and Gemini regions
我们报告阿雷西博21厘米的吸收-发射观测，以确定中性氢（HI）的物理性质，在附近的五个巨大的分子云（GMC）：金牛座，加利福尼亚州，玫瑰，蒙OB 1，和NGC 2264。在~ 60 x20平方度区域中，对所有79个背景连续源检测到强HI吸收。高斯分解进行估计的温度，光学厚度和柱密度的冷和暖中性介质（CNM，WNM）。个别CNM组件的属性是类似于先前观察到的随机银河视线和GMC附近，这表明冷HI属性的普遍性。CNM自旋温度（Ts）直方图在~ 50 K处达到峰值。CNM的湍流马赫数变化很大，典型值约为4，表明它们的运动是超声速的。约60%的HI气体是WNM，其中近40%的WNM处于500- 5000 K的热不稳定区。所观察到的CNM分数在GMCs周围比在扩散区域中更高，并且随着柱密度（NHI）的增加而增加到最大值~ 75%。平均而言，光学薄近似（N*（HI））低估了总N（HI）约21%，但我们发现N（HI）和所需的校正因子f=N（HI）/N*（HI）之间的关系存在很大的区域差异。我们研究了两种不同的方法（线性拟合的f与log 10（N*（HI））和均匀Ts），以纠正不透明度的影响，使用GALFA-HI调查的发射数据。我们更喜欢统一的Ts方法，因为线性关系并不能对所有子区域产生令人信服的拟合。
2019-06-17 astro-ph.GA
ALMA Band 9 CO(6--5) Reveals a Warm Ring Structure Associated with the Embedded Protostar in the Cold Dense Core MC 27/L1521F
Kagawa University（香川大学）；Kyushu University（九州大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Nagoya University（名古屋大学）；Osaka Metropolitan University（大阪公立大学）；Kagoshima University（鹿儿岛大学）；Hosei University（法政大学）
ALMA观测揭示了MC 27/L1521F中暖环结构，表明高激发CO线能有效探测原恒星早期阶段的温暖密集气体分布。
2026-03-03 astro-ph.GA
Properties of cold and warm HI gas phases derived from a Gaussian decomposition of HI4PI data
上下文大部分的星际介质可以被描述为多相介质。中性氢气被冷和暖中性介质（分别为CNM和WNM）包裹，但有证据表明在中间温度下存在额外的相，即热不稳定的微温中性介质（LNM）。目的。我们使用所有的天空数据从HI 4PI调查，以确定其在本地星际介质的分布和相分数的目的，分离这些中性HI阶段。方法.将在nside = 1024 HEALPix网格上网格化的HI 4PI观察结果分解为高斯分量。从速度色散的频率分布，我们推断三个独立的线宽制度。相应地，我们提取了对应于CNM、LNM和WNM的HI线发射。我们生成了这些阶段的全天空地图，在当地的HI气体与-8 < v_LSR < 8 km/s。结果每个HI相在所有尺度上都显示出不同的结构。LNM从不作为单相存在，但平均占HI的41%。CNM仅在22%的天空中突出，平均贡献34%，但局部高达60%的HI，并且与温度T_dust ~ 18.6 K的尘埃有关。嵌入冷丝显示出明显的反相关CNM和LNM之间。此外，平滑分布的WNM与CNM反相关。它对天空其余部分的贡献为39%，与温度T_dust ~ 19.4 K的尘埃有关。结论.纤维中的CNM以小尺度存在。这里观察到的LNM和CNM之间的反相关性意味着，细丝和周围更广泛的LNM，必须有一个共同的起源。
2018-09-05 astro-ph.GA
First observations of warm and cold methanol in Class 0/I proto-brown dwarfs
本文首次在14颗0/I类原褐矮星中搜寻甲醇分子谱线，发现约78%的样本存在温暖corino区域，且其甲醇柱密度随热光度降低而升高。
2023-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
