The C$^{14}$N/C$^{15}$N Ratio in Diffuse Molecular Clouds
我们报告的第一个检测C $^{15}$ N扩散分子气体从CN吸收线的详细检查档案VLT/UVES光谱的恒星探测当地的扩散云。在所研究的四个方向中的三个方向上确信地检测到（在$\gtrsim4σ$处）C $^{15}$ N同位素体的吸收，并且在主要$^{12}$ CN和$^{13}$ CN吸收组分之间表现为非常弱的特征。在考虑了$^{12}$ CN的弱附加视线成分后，通过曲线拟合确定每种CN同位素体的柱密度，这些成分也见于CH和CH $^+$的吸收曲线。检测到C $^{15}$ N的三条视线的C $^{14}$ N/C $^{15}$ N的加权平均值为$274\pm18$。由于朝向我们目标恒星的扩散分子云具有相对较高的气体动力学温度和相对较低的目视反射率，它们的C $^{14}$ N/C $^{15}$ N比值不应受到化学分馏的影响。因此，我们得到的平均C $^{14}$ N/C $^{15}$ N比值应该代表了局部星际介质中周围环境的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值。事实上，我们的平均值同意以及来自毫米波观测CN，HCN，和HNC在本地分子云。
2015-03-27 astro-ph.GA
A Deep Search for a Strong Diffuse Interstellar Band in the Circumgalactic Medium
本研究利用约6万条斯隆数字巡天的MgII吸收线光谱，深度搜索环星系介质中的DIB$\lambda4430$弥散星际带，未探测到对应信号，与银河系结果存在约5σ差异，表明环境因素影响该星际带载体的丰度。
2025-01-13 astro-ph.GA
Detection of PAH Absorption and Determination of the Mid-Infrared Diffuse Interstellar Extinction Curve from the Sightline Toward Cyg OB2-12
朝向明亮的蓝色超巨星天鹅座OB 2 -12的视线被广泛用于研究星际尘埃，这是因为它的大消光（$A_V \simeq 10$等），而且这种消光似乎是由弥漫的星际介质的典型尘埃主导的。我们提出了一个新的分析档案ISO-SWS和斯皮策IRS观测天鹅座OB 2 -12使用的恒星和恒星风的排放模型，以确定总消光$A_λ$从2.4- 37 $μ$ m。除了突出的9.7和18 $μ$ m硅酸盐功能，我们稳健地检测与多环芳烃（PAH），包括第一次识别的7.7 $μ$ m功能的吸收吸收功能。发现3.3 $μ$ m芳族特征在吸收中比通常在发射中看到的宽得多。观测到3.4和6.85 $μ$ m的脂肪烃特征，其相对强度与在朝向银河系中心的视线上观测到的这些特征一致。我们确定和表征六十多个谱线在这个波长范围内，这可能是有用的约束模型的恒星和恒星风。基于这一分析，我们提出了一个消光曲线$A_λ/A_{2.2 μm}$，外推顺利确定平均银河系消光曲线在较短的波长和尘埃不透明度推断在较长的波长发射，提供了一个新的约束模型的星际尘埃中红外。
2020-02-06 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
Diffuse interstellar bands as probes of small-scale interstellar structure
我们目前的观测探测的小尺度结构的星际介质使用弥漫星际带（DIBs）。在鹰星云的HD 168075/6附近，两条视线之间的DIB吸收存在显著差异，它们之间的距离为0.25 pc，λ5797表现出速度偏移。在μ Sgr系统中的四颗恒星也有类似的数据。我们还提出了一个搜索的变化，在DIB吸收对κ Vel，其中原子线是已知的变化尺度为10 AU。观测分离约9年没有证据表明在这个规模的DIB吸收强度的变化，但确实揭示了一个不寻常的DIB光谱。
2013-07-14 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
The silicate absorption profile in the ISM towards the heavily obscured nucleus of NGC 4418
星际介质中9.7微米的硅酸盐吸收剖面提供了关于星际尘埃颗粒物理和化学组成的重要信息。在银河系中的测量表明，弥漫的星际介质中的硅酸盐分布与在晚M星周围的星周尘埃壳中发现的无定形硅酸盐分布非常相似，并且比在密集的恒星形成区域中的硅酸盐分布更窄。在这里，我们研究了NGC 4418的硅酸盐吸收曲线，NGC 4418是已知最深的硅酸盐吸收特征的星系，并将其与银河系中看到的曲线进行比较。双子座上的TReCS获得的8-13微米光谱与斯皮策档案中获得的较大孔径光谱之间的比较表明，前者隔离了核发射，而斯皮策探测到低表面亮度的环核扩散发射。硅酸盐的吸收曲线对核是非常相似的，在银河系中的漫ISM没有证据的光谱结构，从结晶硅酸盐或碳化硅颗粒。
2015-03-10 astro-ph.GA
[CII] absorption and emission in the diffuse interstellar medium across the Galactic Plane
电离碳是中性扩散星际介质中碳的主要气相储存体，其158微米精细结构转变[CII]是扩散星际介质（ISM）最重要的冷却线。我们结合[CII]吸收和发射光谱，以获得在ISM的不同阶段的物理条件的更好的理解。我们提出了高分辨率[CII]光谱获得的Herschel/HIFI仪器对明亮的尘埃连续源区域在银河系平面，同时探测扩散气体沿视线和背景的高质量恒星形成区域。这些数据的补充观察原子碳的492和809 GHz的精细结构线和中等光谱分辨率的光谱图的精细结构线的原子氧在63和145微米与Herschel/PACS。我们表明，前景吸收的存在下，可以完全取消从背景源中的中等光谱分辨率的数据和高光谱分辨率的光谱，需要解释的[CII]和[OI]发射和[CII]/FIR比的发射。这种现象可以解释部分的[CII]/FIR赤字看到外部发光红外星系。扩散气体中的C+和C激发与平均TK ~100 K的中值压力5900 Kcm-3一致。气体密度的知识使我们能够确定沿着选定的视线吸收气体的填充因子：中值为2.4%，与CNM特性非常一致。平均激发温度被用来推导出银河系平面内C+的平均冷却：9.5 x 10^{-26} erg/s/H。沿着观测的视线，气相碳丰度并没有表现出作为银河系中心半径的函数的强梯度，并且具有C/H = 1.5 +/- 0.4 x 10^{-4}的加权平均值。
2014-10-17 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
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 C60:C60+ ratio in diffuse and translucent interstellar clouds
上下文通过确定星际云成分的丰度和电荷状态，可以深入了解星际云中驱动物理和化学的条件。目的。我们提出了一个评估的C60：C60+的比例在弥漫和半透明的星际云，利用电子吸收带，以便不依赖于模糊的红外发射测量。方法.通过分析档案光谱和文献数据确定该比率。关于阳离子人口的信息是从公布的主要扩散星际带归因于C60+和吸收截面的特征已经报道的振动带的阳离子。中性分子的布居数是用上限来描述的，因为C60的相关振动带没有被观测到。我们修改了C60的振子强度，并测量了在Ne冰中分离的分子的光谱，以完成它们。结果我们按比例缩小C60的吸收带的振子强度，并找到一个上限约为1.3的C60：C60+的比例。结论.我们的结论是，中性分子在巴克敏斯特富勒烯人口的弥漫和半透明的星际云的分数可能是值得注意的，尽管预期的振动带的非检测。要提高确定性，就需要改进实验室数据和观察。
2021-09-15 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
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
The temperature of the diffuse HI in the Milky Way II: Gaussian decomposition of the HI 21 cm absorption spectra
我们讨论的物理条件，银河系中性氢的基础上深，高速度分辨率干涉HI 21厘米吸收光谱对33个紧凑的河外射电源。HI 21 cm光学深度谱具有每1 km/s速度通道的均方根噪声值\lesssim 10^{-3}，即，足够灵敏，以检测热中性介质（WNM）的HI 21 cm吸收。比较这些光谱与HI 21厘米发射光谱从莱顿-阿根廷-波恩（LAB）调查，我们发现，在大多数视线上检测到的一些吸收必须出现在气体中的温度高于在稳定的冷中性介质（CNM）。对HI 21 cm吸收光谱中的30个进行多高斯分解，产生了非常少的线宽在稳定WNM温度范围内的分量，在30条视线中的16条中没有检测到这样的WNM分量。我们发现，一些检测到的HI 21厘米吸收沿十三这些视线必须出现在气体中的自旋温度大于CNM范围。对于这些视线，我们使用非常保守的估计的CNM自旋温度和非热加宽的CNM和WNM阶段的气体柱密度得到严格的上限。将这些上限与总HI柱密度进行比较，我们发现通常至少28%的气体必须具有在热不稳定范围（200-5000 K）内的温度。因此，我们的观测结果有力地表明，银河系星际介质中相当一部分气体的温度超出了两相模型中热稳定气体的预期范围。
2013-09-16 astro-ph.GA
Absorption Line Survey of H3+ toward the Galactic Center Sources III. Extent of the Warm and Diffuse Clouds
Geballe & Oka（2010）在2 MASS J17432173-2951430（J1743）和2 MASS J17470898-2829561（J1747）的视线上发现了离银河系中心（GC）约100 pc的高H3+柱密度。为了观察H3+的两个关键跃迁R（3，3）l和R（2，2）l，这些视线上的波长覆盖范围已经被扩展，这两个跃迁限制了环境的温度和密度。H3+ R（3，3）l线的轮廓（其仅归因于GC中的气体）与H3+ R（1，1）l和CO线轮廓之间的差异紧密匹配，正如其对于先前在GC中研究的视线所做的那样。在J1747中，H3+的R（2，2）l线的吸收存在于-60和+100 km/s之间的速度。这是继中央星团GCIRS 3之后，在星际介质中第二次清楚地探测到这条线。在这个速度范围内的吸收气体的温度是350 K，显着温暖比在中央分子区的其他部分的扩散云。这表明Sgr B分子云复合物的吸收气体是局部的。Oka et al.（2005）发现的温暖弥漫的气体显然延伸到约100 pc，但有迹象表明它的温度在J1743的视线中比GC的其他地方略低。本文将H_3 ~+向J1747方向的观测结果与最近Herschel观测到的H_2O ~+向Sgr B_2方向的观测结果进行了比较，讨论了它们之间的化学关系和非常相似的速度剖面。
2011-04-14 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
Inverse Raman scattering and the diffuse interstellar bands: an exploration of the systemic interconnections between spontaneous and inverse Raman scattering and extended red emission, Red Rectangle bands, and diffuse interstellar bands
本文提出弥漫星际带和2200A消光凸起源于原子氢对背景恒星的逆拉曼散射吸收，并阐明观测几何决定IRS吸收与自发拉曼发射的不同表现，从而统一解释DIBs、RRBs和ERE等星际光谱现象。
2024-08-02 astro-ph.GA
ALMA hints at the existence of an unseen reservoir of diffuse molecular gas in the Galactic bulge
目标。我们的目标是了解在-200 \kms $< {\rm v} < -140$ \kms \处意外存在的毫米波分子吸收，其方向远离银河系隆起区域，在该区域，以这种速度的CO发射是突出的。方法.我们比较了89 GHz周期2 ALMA吸收光谱的\hcop，HCN，和HNC对河外连续源B1741-312在l=-2.14 \degr，b=-1.00 \degr \与现有的CO，HI，尘埃的排放和吸收测量。我们把原子和分子气体的凸起和磁盘使用圆形和非圆形银河系运动学，推导出N（H I）从21厘米的发射和吸收的组合，我们推导出N（\HH）从缩放的\hcop \吸收。然后，我们将近红外红化E（J-K）随距离模量和尺度E（J-K）的变化反演为总气柱密度N（H），其可以与N（H I）和N（\HH）进行比较。结果在银河系中心半径\Rgal \ $>$ 1.5 kpc处，常规测量，如标准CO-\HH\转换因子和局部观测的N（\hcop）/N（\HH）比值分别意味着H I和\HH \对N（H）的贡献大致相等，气体导出的N（H）值与E（J-K）导出的值大致一致。在\Rgal $<$ 1.5 kpc的银河球内，H I贡献的物质不到E（J-K）的10%，因此需要在这里检测到的分子吸收来理解消光。
2017-02-10 astro-ph.GA
Anomalous Diffuse Interstellar Bands in the Spectrum of Herschel 36. I. Observations of Rotationally Excited CH and CH+ Absorption and Strong, Extended Redward Wings on Several DIBs
沿着赫歇尔36的视线，在5780.5、5797.1、6196.0和6613.6 A处发现了异常宽的弥漫星际带（DIB），这颗恒星照亮了H II区域Messier 8的明亮沙漏区域。星际吸收从激发CH+在J=1水平和激发CH在J=3/2水平也被看到。据我们所知，无论是那些激发的分子线，也没有这样强烈的扩展DIBs以前被看作是从星际气体的吸收。这些不寻常的特征似乎出现在赫歇尔36附近的一个小区域，该区域包含视线中大部分的中性星际物质。该区域的CH+和CH被邻近的红外源Her 36 SE的强远红外辐射辐射激发。类似地，DIB向Herschel 36的加宽可能是由于相对小的极性载体分子的紧密间隔的高J旋转能级的辐射泵浦。如果DIB载流子的激发转动态的这幅图是正确的，并且适用于大多数DIB，那么2.7度的宇宙微波背景可能设定了已知DIB的最小宽度（约0.35 A），分子过程和/或局部辐射场产生了对于较宽的DIB所发现的较大宽度。尽管在星系团NGC 6530内有强烈的局部紫外辐射场，但在赫歇尔36的光谱中没有发现以前未检测到的等效宽度大于10 mA的DIB，这表明这种强场对已知DIB的载流子的解离或电离都不会产生具有容易检测到的DIB样特征的新载流子。注意到其他几个DIB的可能相关的轮廓异常。
2013-05-14 astro-ph.GA
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
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
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
Widespread Galactic CF+ absorption: detection toward W49 with the Plateau de Bure Interferometer
研究\CFP \作为星际介质中\p \和\HH \共存区域示踪剂的有用性。我们使用Plateau de Bure干涉仪合成\CFP \ J=1-0吸收，在102.6 GHz处朝向遥远的HII区域W 49 N的核心，l = 43.2 \degr，b=0.0 \degr，并且我们模拟了扩散/半透明分子气体中的氟化学。我们在很宽的速度范围内探测到了\CFP \吸收，这表明\CFP \广泛存在于含有\HH的银河系盘状气体中。最初在猎户座酒吧和马头PDR的致密气体中检测到，\CFP \随后在朝向\bll \和3C 111的弥漫和半透明云的吸收中检测到。在这里，我们表明，\CFP分布在整个弥漫和半透明的分子盘气体与N（\CFP）/N（\HH）$= 1.5-2.0\times10^{-10}$，增加到N（\CFP）/N（\HH）$= 3.5\times10^{-10}$在一个云在39 \kms \具有较高的N（\HH）$\approx 3\times10^{21}\pcc$。氟化学模型重现了观察到的柱密度和HF的相对丰度，从中形成\CFP，但通常会将\CFP的柱密度高估1.4-4倍。我们表明，自由空间的光解速率$Γ\ga 10^{-9}\ps$，相当于CH，可能占很大的差异，但最近的计算发现一个值约小十倍。在朝向W 49的重度混合和运动学复杂光谱中，\CFP \吸收主要跟踪\HH \分布的峰。
2015-05-29 astro-ph.GA
Imaging galactic diffuse clouds: CO emission, reddening and turbulent flow in the gas around Zeta Oph
研究方法：12 CO排放成像的位置和位置-速度空间进行统计分析，然后与地图的总红化和模型的C+ - CO过渡在含H2的扩散云。结果如下：在Zeta Oph附近，12 CO辐射出现在两个不同的红化区间，中心位于EBV = 0.4和0.65等附近，其中< 0.2等是背景物质。在这两个时间段内，12 CO的综合强度变化高达6-12 K-km/s，而在Zeta Oph方向为1.5 K-km/s。近80%的单个剖面的速度弥散小于0.6 km/s，在从H2到Zeta Oph（55 K）的动力学温度下为亚音速。部分结果是，12 CO排放暴露了内部，湍流，超音速（1-3公里/秒）的气体流动，特别清晰的核心强线。流动表现为在狭窄的，亚音速加宽的线芯分辨速度梯度。结论：在全球范围内，对明亮恒星的CO吸收线调查中，N（CO）和EBV之间的散射存在于Zeta Oph周围的气体中，反映了N（12 CO）对环境条件的极端敏感性。天卫座Zeta Oph的光学吸收的双成分性质是巧合的，并且恒星被具有复杂内部结构的单个气体体所掩盖，而不是被两个不同的云所掩盖。扩散气体中非常明亮的12 CO谱线出现在N（H2）~ 10^21/cm ^2处，在中等密度的n（H）~ 200-500/cc区域，C+-CO转化更完全。考虑到前景气体中的各种结构，很明显，只有对吸收视线的大规模调查才有希望捕捉扩散气体的内在行为。
2009-01-08 astro-ph.GA
An Infrared Diffuse Circumstellar Band? The Unusual 1.5272 Micron DIB In the Red Square Nebula
具有普遍吸收特征的分子载体被称为弥漫星际带（DIB），几十年来一直无法识别，部分原因是候选者所跨越的巨大参数空间以及弥漫星际介质中观测所提供的有限的经验约束。因此，在环境特性更容易测量的星周区域检测这些特征是了解载体本身化学性质的一种有前途的方法。在这里，使用高分辨率的光谱从APOGEE调查，我们提出了一个异常不对称的1.5272微米DIB功能沿视线红方星云的分析，并证明了可能的拱星起源约一半的DIB吸收在这条视线。这一解释得到了特征分量的速度和前景与沿视线的总变红的比率的支持。红方星云的视线提供了一个独特的机会来研究DIB载体在受限环境中的行为，从而揭示载体本身的新情况。
2015-08-27 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
Extracting interstellar diffuse absorption bands from cool star spectra: Application to bulge clump giants in Baade's window
星际漫射带通常是从热星光谱中提取的，因为它们具有光滑连续谱的特征。它对可用目标的数量进行了严格的限制，并减少了对IS问题的潜在研究和对云映射的选择的使用。我们发展了一种新的自动拟合方法，适用于具有恒星大气参数的冷星光谱中的星际吸收。我们将此方法应用于红团簇星核球的高分辨率VLT FLAMES/GIRAFFE光谱中三个DIB的提取。结合所有恒星合成光谱、HITRAN-LBLRTM大气透射光谱和漫射带经验吸收剖面，确定了219颗目标星的6196、6204和6284 A DIB强度，并讨论了不确定性的来源。为了测试的DIB提取的灵敏度，我们相互比较的三个结果，并比较的DIB等效宽度与来自一个独立的消光图的基础上OGLE光度数据的变红。恒星、大气和星际混合模型可以很好地再现大多数恒星的光谱。对于宽而强的6284 A DIB，EW的测量不确定度较小，约为10- 15%。正如预期的那样，两个狭窄和较弱的DIB上的Underwear较大，并且发现从一个目标到另一个目标的变化很大。它们强烈地依赖于恒星的径向速度。三个频带之间的DIB-DIB相关性表明提取了有意义的信号。对于6284和6204 A DIB，等效宽度（EW）的恒星间变化也反映了OGLE消光图的特征。
2012-11-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
APEX telescope observations of new molecular ions
氢化物是星际化学的关键成分，因为它们是化学网络的初始产物，导致形成更复杂的分子。光的基本转动跃迁在亚毫米波长范围。使用APEX望远镜，我们观察到了长期以来一直在寻找的Sagittarius B2（M）强连续源吸收中的SH+和OH+。这两个，从银河系中心的气体吸收，以及从弥漫的云干预螺旋臂在一个大的速度范围内观察。在视线上检测到的连续速度范围的吸收表明这些云是漫射云的丰富组成部分。此外，我们使用了最强的亚毫米尘埃连续源在银河系内部作为背景蜡烛的系统普查，我们的银河系和初步调查结果的弥漫云和大质量的恒星形成区域的这些尘埃。
2011-02-14 astro-ph.GA
Imaging diffuse clouds: Bright and dark gas mapped in CO
我们希望与银河系弥漫云的度尺度结构的亚弧秒原子和分子的吸收光谱获得对河外连续背景源。为此，我们使用ARO 12 m望远镜在30'视场范围内以1'分辨率绘制了J=1-0的CO发射图，这些背景源被20个分子吸收线分量遮蔽，其中11个具有CO发射对应物。我们比较CO排放的地图，亚弧秒原子和分子的吸收光谱和星际红化的大尺度分布。主要研究结果如下：1）1 K.km/s水平上个体特征的典型覆盖因子为20%。2)CO-H2转换因子比平均值N（H2）/Wco = 2 e20 H2 cm^-2 /（K.km/s）低4-5倍，才能解释1 K.km/s水平以上CO发射的光度。小的转换因子和急剧变化的转换因子的弧分尺度主要是由于CO化学，不需要代表未解决的变化，红化或总柱密度。因此，像费米和普朗克一样，我们看到CO中的一些气体是暗的，而其他气体中的CO相对于H2来说是过亮的。由于每H2的发光度与亮和暗CO的表面覆盖因子之间的平衡，标准CO-H2转换因子总体上适用，但变化很大。
2012-02-29 astro-ph.GA
Absorption studies of the most diffuse gas in the Large Scale Structure
随着宇宙的演化，它形成了一个物质结构的网络。这个宇宙网充满了气体，最弥散的气体位于星系际区域。在低红移时，气体主要是温暖的，它最好的示踪剂之一是X射线吸收背景类星体的视线。在这一章中，我们介绍了温暖-热星系际介质（WHIM）形成的理论背景，并从宇宙学流体动力学模拟中介绍了WHIM的物理性质。我们讨论了用X射线吸收线探测WHIM的可行性，具有高分辨率和高信噪比的光谱。我们提出了详细的讨论的观测技术，包括WHIM电离平衡，可观察的线，生长曲线，和诊断使用的X射线线。我们目前的努力，检测WHIM与光栅上的钱德拉和XMM-牛顿天文台。我们讨论了文献中报道的WHIM检测的临界性，其中强大的检测可能来自介入星系的环星系介质，或组内介质，而不是真正的星系际介质中的扩散气体。在低红移的大尺度结构中，对最弥散的气体的安全探测可能要等到下一代X射线望远镜。本章最后将讨论未来携带色散和非色散光谱仪的任务。我们提出了线可探测性以及WHIM系统的数量，可以检测到未来的任务的优值参数。这些将定义我们解释失踪的低红移重子的能力，并理解宇宙在其生命的一半以上的演化。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing quasar lifetimes with proximate $21$-centimetre absorption in the diffuse intergalactic medium at redshifts $z\geq 6$
增强的电离辐射在靠近红移$z\gtrsim 6$类星体的地方产生了星系际Ly $α$传输的短窗口，这些窗口位于类星体Ly $α$发射线的蓝色方向。这些Ly $α$近区的大多数与具有$t_{\rm Q}\sim 10^{5}-10^{7}\rm\,yr$的光学/紫外亮寿命的类星体一致。然而，最小的Ly $α$近区似乎需要短至$t_{\rm Q}\lesssim 10^{4}\rm\,yr$的寿命。这些短的寿命对$z\gtrsim 6$上的$\sim 10^{9}\rm\,M_{\odot}$黑洞的生长提出了明显的挑战。只有当黑洞主要在一个模糊的阶段中生长，或者类星体在与电离氢的平衡时间相当的时间尺度上变化时，才有可能在更长的时间尺度上吸积。然而，区分非常年轻的类星体和经历过仅由Ly $α$吸收的幕式吸积的老类星体是具有挑战性的。因此，我们预测的签名近21厘米吸收周围$z\gtrsim 6$射电响亮类星体。对于星系际氢的适度预热的X射线背景，在任何类星体加热之前的自旋温度$T_{\rm S} \lesssim 10^{2}\rm\,K$，我们发现近21厘米的吸收应该是可观察到的射电响亮类星体的光谱。近21厘米吸收的程度是敏感的类星体的综合寿命。在$2-3\rm\,pMpc$类星体的（射电强）类星体中，来自弥散星系际介质的近21厘米吸收的证据与短类星体寿命$t_{\rm Q}\lesss…
2022-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The temperature of the diffuse HI in the Milky Way I: High resolution HI 21 cm absorption studies
我们已经进行了深，高速度分辨率，干涉银河HI 21厘米吸收光谱对32个紧凑的河外射电源的巨型米波射电望远镜（GMRT）和韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）。大多数源的光学深度谱具有每1 km/s速度通道的均方根噪声值\lesssim 10^{-3}，因此对于检测具有HI柱密度N_HI \gtrsim 10^{20} cm^{-2}、自旋温度T_s \leq 5000 K且线宽等于热宽度（20 km/s）的热中性氢的吸收足够敏感。除了一个背景源B 0438 -436外，所有背景源均检测到HI 21 cm吸收。分别用GMRT和WSRT观测的源的光谱显示出极好的一致性，表明光谱基线问题和HI 21 cm发射的污染可以忽略不计。本文介绍了莱顿-阿根廷-波恩巡天的吸收谱、沿邻近视线的发射谱和导出的自旋温度谱。在每一条视线上，即使在1 km/s的速度分辨率下，探测到的最大自旋温度（\ge 3 sigma显著性）也是\gtrsim 1000 K，这表明我们在大多数视线上探测到的是温暖的中性介质。这是迄今为止银河系HI 21厘米吸收光谱的最大样本，提供了中性原子ISM物理条件的灵敏探针。
2013-09-16 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
The Metallicity Mapping of the Ionized Diffuse Gas at the Milky Way Disk-halo Interface
针对银河系盘-晕界面电离弥散气体金属丰度测量难题，结合脉冲星色散量、紫外吸收谱联合拟合及光致电离模型开展测绘，发现金属丰度弥散大，估算了云的进出流时标，探测到超太阳丰度下落云与低金属外流云，为星系喷泉等模型提供观测约束。
2024-10-08 astro-ph.GA
Mapping diffuse interstellar bands in the local ISM on small scales via MUSE 3D spectroscopy
利用VLT/MUSE对球状星团NGC 6397的星际介质（ISM）进行了成像，包括星际弥散带（DIBs）的吸收。这项试点研究证明了MUSE在非常小的尺度上绘制本地ISM的能力，为ISM观测提供了一个新的窗口。假设吸收体位于局部气泡的边缘，我们追踪NaI和KI以及几个DIBs结构的MPC（毫秒差距，几千AU）量级的小尺度变化。由分仓恒星光谱定义的视线分离只有几个角秒，我们探测物理连接区域内的吸收。该分析利用NGC 6397成员星的单个恒星光谱的拟合残差，并分析了具有高信噪比（S/N）的Voronoi组合光谱中来自中性物质和几个DIBs的谱线。我们验证了MUSE 3D光谱仪对此类测量的适用性，并通过探测具有多条视线的单个物理吸收体获得了新的见解。
2017-09-12 astro-ph.GA
Ground-state ammonia and water in absorption towards Sgr B2
我们利用Odin亚毫米波卫星望远镜观测了邻氨和邻水的基态跃迁，包括它们的15 N，18 O和17 O同位素，到Sgr B2。观测的广泛同时速度覆盖范围，>500 km/s，确保我们可以探测银河系中心附近分子云Sgr B2的温暖，稠密气体的条件，以及沿着视线的银河系盘云中更弥散的气体。我们提出了基态NH3吸收在七个不同的速度特征沿视线对Sgr B2。我们发现，NH3和CS的柱密度之间的近线性相关性，和N2 H+的平方根关系。在这些弥漫的银河系盘云中，氨的丰度估计约为（0.5-1）e-8，与在银河系外的弥漫云中观察到的相似。在3 kpc臂中检测到H218 O吸收的基础上，并且在H217 O光谱中没有这种特征，我们得出结论，水丰度约为1 e-7，而NH3的丰度约为1 e-8。在NH3、15 NH3、H2O、H218 O和H217 O中可以看到Sgr B2分子云本身的吸收，在主要同位素体的吸收上叠加了发射。NH3在Sgr B2环境中的非LTE激发可以在不引起异常热（500 K）分子层的情况下解释。同样地，也不需要热层来解释H_2O及其同位素的1_{1，0}-1_H_0，1}跃迁的谱线轮廓。Sgr B2分子云中相对较弱的15 NH3吸收表明[14 N/15 N]同位素比值>600。H218 O和H217 O的丰度比较低，为2.5- 3。这些结果共同表明，在银河系中心占主导地位的核合成过程是C…
2010-09-08 astro-ph.GA
The Relationship Between the Dense Neutral and Diffuse Ionized Gas in the Thick Disks of Two Edge-On Spiral Galaxies
我们目前的高分辨率，光学图像（BVI + H α）的多相星际介质（ISM）的厚盘的边缘上的螺旋星系NGC 4013和NGC 4302。我们从哈勃太空望远镜、大双筒望远镜和WIYN 3.5米望远镜获得的图像显示，在z~2 - 2.5 kpc范围内有大量的尘埃吸收。这些尘埃厚盘结构中的许多都具有让人想起银河系盘中分子云的特征。我们的Halpha图像显示，这些星系中的面外弥漫电离气体（DIG）主要是由一个光滑的，弥漫的成分。尘埃吸收的强衍射形态在光滑分布的H α发射中没有对应物。我们认为，厚盘DIG和含尘细丝跟踪物理上不同的阶段的厚盘ISM，后者跟踪一个密集的，温暖或寒冷的中性介质。螺旋星系厚盘中的致密尘埃物质主要是通过大质量恒星的能量反馈从薄盘中喷射出来的物质。气体的高密度可能是会聚气流的结果。这种致密的物质为厚盘恒星的形成提供了燃料，厚盘H II区的存在就是证明。
2013-01-02 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
Herschel/HIFI observations of interstellar OH+ and H2O+ towards W49N: a probe of diffuse clouds with a small molecular fraction
我们报告的吸收检测星际羟基阳离子和水的阳离子，沿视线明亮的连续光源W 49 N。我们用Herschel的HIFI仪器，在双光束开关模式下，观测了972 GHz的OH ~+的N = 1 - 0跃迁和1115 GHz的ortho-H_2 O ~+的1（11）- 0（00）跃迁。由此产生的光谱显示邻-H2O+的吸收，和强烈的吸收OH+，在前景材料在0至70公里/秒的范围内的速度相对于当地标准的休息。推断的OH+/H2O+丰度比范围从~ 3到~ 15，这意味着观测到的OH+出现在小分子云中，在2 - 8%的范围内。OH+和H2O+在多普勒速度空间中的分布证实了这一结论，这与通过21 cm吸收测量观察到的原子氢的分布相似，而与其他分子示踪剂的典型分布不同。观测到的OH+/H丰度比只有几个E-8，这表明氢原子的宇宙射线电离率为（0.6 - 2.4）E-16 s-1，与之前通过观测星际H3+和其他物质推断出的银河系盘中弥漫云的估计值吻合得很好。
2010-07-06 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
Can the Lyman Continuum leaked out of H II regions explain Diffuse Ionized Gas?
本文试图用标准光电离模型解释正面星系M 51的H_α弥散辐射，在该模型中，从H Ⅱ区逃逸的Lyman连续谱（Lyc）向弥散星际介质（ISM）传播很远.在“现场”近似下，用薄板模型和指数盘模型分析了M51的H_α弥散发射.解释这种扩散H_α辐射所需的电离气体标度高度约为1- 2kpc，与我们银河系和边缘星系的标度高度一致。该模型还提供了一个垂直的轮廓，当星系被视为边缘上，由两个指数组成。然而，我们发现，在银道面上只有非常低的吸收系数kappa_0 ~ 0.4-0.8 kpc^{-1}，或者说，相当于912 A处光电离截面的有效截面σ_eff ~ 10^{-5}才能使恒星Lyc光子穿过H I盘。如此低的吸收系数与ISM的性质不一致。此外，我们还发现，即使是只有DIG相而没有H I气相的模型，H II区附近的H_α辐射也是高度集中的，仅占DIG的H_α亮度的26%。这一结果对DIG的电离源有很强的约束。不仅DIG的H_α强度分布函数，而且M_（51）的H_Ⅱ区的H_α强度分布函数也呈对数正态分布。
2009-08-18 astro-ph.GA
The Connection Between Different Tracers Of The Diffuse Interstellar Medium: Kinematics
使用可见光，无线电，微波和亚毫米数据，我们研究了几条视线对恒星一般接近1千秒差距的组件的基础上。我们从Ca II、Ca I、K I、CH、CH $^{+}\!,$和CN中推导出可见波长处吸收的组分结构，并将其与来自GOT C+调查的H I、CO及其同位素体和C $^{+}$的发射进行比较。发射和吸收成分之间的对应关系有助于创造一个更加统一的星际介质中扩散的原子和分子气体的图像。我们还讨论了这些示踪剂是如何与CO-暗H $_{2}$气体探测C $^{+}$发射和讨论观察到的物种之间的运动学连接。
2018-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the nature of diffuse ionized gas in galaxies -- I The contribution of dust scattering to diffuse line emission
在这项工作中，我们调查的贡献，尘埃散射的弥漫H-α发射在附近的星系中观察到的。作为初始条件的HII区域，气体和尘埃的空间分布，我们采取三个银河系一样的星系从国家的最先进的宇宙流体动力学模拟，实现不同的处方恒星形成，反馈和化学富集。辐射转移已经解决了后验，使用公开可用的蒙特卡罗代码日出，考虑灰尘的吸收和散射的H-α光子，专门来自HII地区。在我们的模型中，没有明确或隐含地包括来自扩散电离气体（DIG）组分中的重组的贡献。我们的主要结果是，由散射光产生的通量是直接来自HII区域的H-α通量的1- 2%。根据以前的研究，我们得出结论，DIG贡献不到50%的总H-α发射。
2016-02-26 astro-ph.GA
Elemental abundances in the diffuse ISM from joint FUV and X-ray spectroscopy: iron, oxygen, carbon and sulfur
本研究联合钱德拉、XMM-牛顿卫星的X射线数据与哈勃COS的远紫外数据，开发联合拟合分析流程，测定了朝向天鹅座X-2视线中氧、铁等元素的丰度与耗散，发现两类吸收体及铁原子数据的差异影响。
2024-03-05 astro-ph.GA
Intermediate-size fullerenes as degradation products of interstellar PAHs
多环芳烃（PAHs）的高星际丰度和它们的大小分布是复杂的化学过程的结果，意味着灰尘，紫外线辐射和主要的气体成分（H，C+和O）。这些过程必须解释相对较小的多环芳烃在弥漫星际介质（ISM）中的高丰度，并意味着一些足够小（碳原子数NC <~ 35-50）的多环芳烃的连续形成，可以通过星际紫外线辐射完全脱氢。由此形成的碳簇Cn不断暴露于约10-13.6 eV UV光子的吸收，允许异构化并有利于形成最稳定的异构体。它们可能倾向于形成不规则的碳笼。星际C+离子的频繁吸积可能会促进进一步的笼异构化，正如实验室中已知的C60，可能会产生最稳定的富勒烯，如C40，C44和C50。预计这些富勒烯在扩散ISM中非常稳定，因为C2喷射不可能通过单UV光子吸收，但可能需要罕见的双光子吸收。可能的是，这些富勒烯或其阳离子中的至少一种在扩散ISM中与C60或C60+一样丰富，尽管这种丰度受到在所观察到的中红外光谱中缺乏所观察到的匹配特征的限制。B3 LYP计算的可见光谱的一些富勒烯异构体与40 <~ NC <~ 50表明，他们通常有几个光谱带在可见光范围内，与f-值的范围内的几个10-2。这可能使富勒烯成为一些扩散星际带的载体的有趣候选者。
2021-07-01 astro-ph.GA
Spatial and Temporal Variations of the Diffuse Iron 6.4 keV Line in the Galactic Center Region
我们分析了由人马座（Sgr）A* 注入的初级光子或亚相对论质子在弥漫的星际分子氢中产生的弥漫Fe I K-α线。我们发现，与致密分子云的发射不同，这种发射可以在银河系中心的方向上永久观察到。我们认为，如果Sgr A* 的X射线光度约为Lx ~ 10^39-10^40 erg/s，则目前观测到的6.4 keV谱线的漫发射可能是由于初级光子产生Fe I K-α空位所致。原则上，这些数据也可以描述的框架中的模型时，6.4千电子伏的线发射产生的subrelativistic质子吸积到中央黑洞，但在这种情况下，极端的参数，这个模型是必要的。
2011-09-12 astro-ph.GA
Comparative study of CH+ and SH+ absorption lines observed towards distant star-forming regions
目标。Herschel上的HIFI仪器允许对三种分子离子的基态跃迁进行高光谱分辨率和灵敏的观测：次甲基阳离子CH+，其同位素13 CH+和硫烷基SH+。由于其独特的化学性质，这些阳离子的比较分析提供了必要的线索之间的联系，化学和动力学的弥漫星际介质。方法. CH+、13 CH+和SH+谱线被观测到吸收朝向遥远的高质量恒星形成区（SFR）DR 21（OH）、G34.3+0.1、W31 C、W33 A、W 49 N和W51，以及靠近银河系中心的两个源SgrB 2（N）和SgrA*+50。所有的视线都沿着银河平面上几千秒差距的路径对弥漫的星际物质进行采样。为了比较每个物种的速度结构，所观察到的线轮廓从SH+跃迁的超精细结构去卷积，并且CH+、13 CH+和SH+光谱被独立地分解成高斯速度分量。为了分析前景气体的化学成分，在第二步中，将所有光谱划分为速度间隔，在该速度间隔上导出CH+、13 CH+和SH+柱密度和丰度。结果SH+在所有观测的视线上都被探测到，其速度结构接近CH+和13 CH+。CH+，SH+，和13 CH+高斯分量的线宽分布被发现是相似的。这些分布具有相同的平均值（<δ \u{psion} > ~ 4.2 km s-1）和标准差（σ（δ \u{psion}）~ 1.5 km s-1）。这个平均值也接近的CH+可见光跃迁在太阳附近检测到的线宽分布。我们表明，吸收分量窄于2 k…
2012-01-26 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
Cyclic C$_4^+$ as the carrier of the diffuse interstellar band at 503.9 nm?
本研究针对503.9 nm处未明确载体的弥散星际带，通过氦标记光谱技术测得短碳链阳离子C₄⁺的光谱，发现其与该DIB高度匹配，并提出环状结构是C₄⁺在星际介质中丰度较高、光谱独特的原因。
2025-03-19 astro-ph.GA physics.atm-clus
Can neutral and ionized PAHs be carriers of the UV extinction bump and the diffuse interstellar bands?
到目前为止，没有实验室为基础的研究已经调查了多环芳烃（PAH）的物种作为潜在的载体的弥漫星际带（DIBs）和2175 A的UV隆起。我们研究了这两个功能之间的相关性，通过应用实验和理论技术对两个特定的中型/大型多环芳烃（二苯并茂C30 H14和hexabenzocoronene C42 H18）在其中性和阳离子状态。已经表明，足够大的中性多环芳烃的混合物可以部分甚至完全解释紫外线的冲击。我们研究了这些分子被星际紫外光子电离后，吸收带是如何改变的。这里提出的实验研究实现了通过执行矩阵隔离光谱与随后的远紫外照射。主要的影响被认为是在紫外线的吸收带的加宽结合轻微的红移。然而，在217.5 nm附近的完整的π-π * 吸收结构的位置或多或少保持不变，这可以解释对于不同视线观察到的星际隆起的位置不变性。这有利于分配这个功能的星际PAH人口。就DIB而言，我们的调查和其他研究小组进行的实验室研究都不支持与这类分子的可能联系。相反，有合理的论点，中性和单离子阳离子多环芳烃不能负责的DIBs。
2011-10-30 astro-ph.GA physics.chem-ph
Revealing The CO X-factor In Dark Molecular Gas through Sensitive ALMA Absorption Observations
含碳分子，特别是CO，已被广泛用作星际介质（ISM）中分子气体的示踪剂。在这项工作中，我们的目标是研究扩散，寒冷的环境中，CO往往是下丰富和/或亚热激发的分子的性质。我们进行了一个最敏感的（$\mathrm{τ_{rms}^{CO} \sim 0.002}$和$\mathrm{τ_{rms}^{HCO^+} \sim 0.0008}$）亚毫米分子吸收线观测对13个连续源的ALMA。在扩散ISM中检测到CO吸收，下降到$\mathrm{A_v< 0.32\,mag}$，\hcop下降到$\mathrm{A_v < 0.2\,mag}$，其中原子气体和暗分子气体（DMG）开始占主导地位。在朝向3C454.3的吸收中测量到的多个跃迁允许直接确定CO和\hcop的激发温度$\mathrm{T_{ex}}$分别为4.1\，K和2.7\，K，这接近宇宙微波背景（CMB），并为它们在发射调查中被低估提供了解释。$\mathrm{N_{HCO^+}}$和$\mathrm{N_{H_2}}$之间的线性相关性（Pearson相关系数P $\sim$ 0.93）比$\mathrm{N_{CO}}$和$\mathrm{N_{H_2}}$之间的线性相关性（P $\sim$ 0.33）强，表明\hcop是扩散气体中H-$_2$比CO更好的示踪剂。导出的（14 $\pm$ 3）$\times$ 10 $^{20…
2019-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diffuse X-ray emission in M51: a hierarchical Bayesian spatially-resolved spectral analysis
利用1.3兆秒Chandra数据，通过分层贝叶斯方法对M51进行空间分辨光谱分析，揭示星系冕的对数正态温度分布及吸收柱密度约为光学消光的两倍，并指出辐射冷却可能平衡恒星反馈能量。
2025-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Parsec-scale structures and diffuse bands in a translucent interstellar medium at z 0.079
我们对类星体-星系对[SDSS J163956.35+112758.7]进行了详细的研究（zq = 0.993）和SDSS J163956.38+112802.1（zg = 0.079）]的基础上进行的观测使用巨型米波射电望远镜（GMRT），甚大基线阵列（VLBA），斯隆数字巡天（SDSS）和ESO新技术望远镜（NTT）。我们发现，由类星体视线探测的星系的星际介质具有接近太阳的金属丰度（12+log（O/H）= 8.47+/-0.25）和尘埃消光（E（B-V）0.83+/-0.11），这是通常在半透明云中看到的。我们报道了在λ6284的星际扩散带（DIB）中的吸收的探测，其静止等效宽度为1.45+/-0.20。我们的GMRT光谱在星系的红移处显示出强烈的21 cm吸收，积分光学深度为15.70+/-0.13 km/s。后续的VLBA观测表明，背景射电源被分解为三个分量，在星系红移处的最大投影分离为89 pc。其中一个成分太弱，不能提供有用的HI 21-cm吸收信息。针对其他两个分量的集成HI光学深度高于我们的GMRT光谱中测量的深度，并且相差2倍。通过比较的GMRT和VLBA光谱，我们表明在21厘米的光学深度秒差距尺度上的结构的存在。我们讨论了这种结构的影响，在高z阻尼莱曼α系统的自旋温度测量。这里提出的分析表明，这类星体星系对是一个理想的目标，研究的DIBs和分子物种使用未来的观…
2012-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A coincidence between a hydrocarbon plasma absorption spectrum and the lambda 5450 DIB
这项工作的目的是连接到一个实验室的光谱通过扩大乙炔等离子体的宽λ 5450弥漫星际带（DIB）。本文比较了用拉帕尔马墨卡托望远镜上的HERMES摄谱仪和DAO 1.2 m望远镜上的McKellar摄谱仪对HD 183143的光腔衰荡直接吸收光谱和天文观测。在543-547 nm区域中，测量到宽带，其带最大值在545 nm处，FWHM为1.03（0.1）nm，与公知的在λ 5450处的扩散星际带一致，FWHM为0.953 nm。在实验室和两个独立的观测研究之间发现了一个巧合，在更高的光谱分辨率。这一结果很重要，因为实验室光谱和潜在寿命加宽的DIB之间存在匹配。为了明确识别该波段的实验室载体，进行了一系列额外的实验。这是不可能的。然而，实验室结果将载体限制为由碳和氢组成的分子瞬变。
2010-02-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
