Large-scale Velocity-coherent Filaments in the SEDIGISM Survey: Association with Spiral Arms and Fraction of Dense Gas
本文利用改进的最小生成树算法在SEDIGISM巡天中识别出88条大尺度速度相干纤维状结构，发现其中八条为银河系旋臂“骨骼”，并通过汇编168条纤维状结构的DGMF数据揭示骨骼具有更高的致密气体比例。
2023-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
H II regions and supernova remnants associated with molecular clouds: A pilot study with the SARAO MeerKAT Galactic Plane Survey
Technical University of Kenya（肯尼亚科技大学）；University of Leeds（利兹大学）；Aberystwyth University（阿伯里斯特威斯大学）；University of South Africa（南非大学）；University of Nigeria（尼日利亚大学）
本研究利用MeerKAT和SEDIGISM数据，发现与H II区域和超新星残骸相关的分子云具有更高的质量和气体面密度，并支持大质量恒星反馈触发恒星形成假说。
2025-11-25 astro-ph.GA
2MASS Two-Color Interstellar Reddening Lines in the Inner Galaxy
测定了内银河系（从狐狸座到半人马座）26个区域的2 MASS J-H-H-Ks图中星际红化线的斜率。在大多数研究方向上，E（J-H）/E（H-K_s）的比值在1.9和2.0之间，视消光小于12等的恒星，消光较大的恒星向下偏离红化较弱的恒星的红化线。这可能与带宽效应引起的红化线的曲率有关。然而，一些偏离的恒星可能是严重变红的富氧和富碳AGB星（最新M子类或N型碳星的巨星），以及前主序星（YSO）。
2009-02-08 astro-ph.GA
Cosmic Rays in the Inner Galaxy and the Diffusion Properties of the Interstellar Medium
最近测量的宇宙伽马射线强度高达TeV的能量已被用来估计的光谱形状的母宇宙射线粒子存在于星际介质。这种情况下，在内部星系的粒子谱是平坦的比本地和外部星系。在各种可能的解释中，我们认为粒子的传播在更动荡的内星系星际介质中是不同的。内星系异常扩散的特征参数α可能小于局部值，相应的宇宙线粒子γ的幂律谱指数也可能不同于局部值。参数有利于一个值的α低于当地的约三角洲α = 0.2，其结果是三角洲γ = 0.1的母粒子。
2012-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Locating the intense interstellar scattering towards the inner Galaxy
我们使用VLBA+VLA观测来测量6个散射最严重的已知恒星的散射增宽图像的大小：3个在银河系中心（GC），3个在内银河系平面的其他地方。通过结合测量的尺寸与时间脉冲展宽的数据从文献中，并使用薄屏幕近似，我们沿着视线的散射介质定位到这6颗恒星。至少需要两个散射屏来解释GC样品的观察结果。我们发现，由先前对SGR J1745-2900和Sgr A* 的观测推断出的屏幕，必须位于远离GC的地方，在< 0.2度的尺度上强度下降。第二个散射分量更接近（< 2 kpc），甚至（暂时）在（< 700 pc）GC产生大部分或所有的时间展宽观察到的其他GC光谱。在GC之外，所有三颗恒星的散射位置都距离地球约2千秒差距，与船底座-人马座或盾牌座旋臂的距离一致。对于每个天体，3D散射源都与已知的HII区域（在一种情况下也是超新星遗迹）相吻合，这表明这些天体优先导致朝向银河平面的强烈星际散射。我们表明，HII区域应贡献> 25%的总色散测量（DM）对这些恒星，并计算减少DM距离。位于HII区后面的其他恒星的距离可能同样被高估。
2017-07-12 astro-ph.GA
Infrared extinction in the Inner Milky Way through the red clump giants
虽然红外线上的消光曲线的形状被认为是固定的，并且红外波段之间的消光比通常被认为是近似恒定的，但最近的一些研究指出幂律指数的空间可变行为或完全不同的消光定律。在本文中，我们提出了一种方法来分析的整体行为的星际消光的红团人口的手段，我们把它应用到银河系的那些地区，星际物质的存在是沉重的感觉：位于5度<l<30度和b=0度。我们表明，传统上用于近红外消光比可能是不合适的内银河系，我们分析的行为消光定律从1到8微米。
2014-02-01 astro-ph.GA
The interface between the outer heliosphere and the inner lism: Morphology of the local interstellar cloud, its hydrogen hole, stromgren shells, and $^{60}$Fe accretion
我们描述了外日球层和太阳周围的局部星际介质（LISM）之间的界面。内层LISM的成分是与外层日光层接触的四种部分电离云[本地星际云（LIC）、G云、蓝色云和Aql云]，以及主要来自$ε$ ~CMa的EUV辐射产生的电离气体。我们根据沿62条视线的星际线吸收构造了LIC的三维形状，并表明在$ε$ ~CMa，$β$ ~CMa和Sirius~B方向上，LIC中心的中性氢柱密度最小。我们称这个区域为“氢洞”。在这个方向上，蓝云吸收的存在和LIC吸收的缺乏可以简单地解释为蓝云位于日光层之外。我们认为，蓝云的外缘是一个斯特伦格伦壳，它被H~II区的高压推向日光层。我们发现，中性和电离氦流经日光层的矢量与LIC流矢量不一致，附近的云间气体与$ε$ ~CMa和其他恒星源的电离一致，而不需要额外的电离源或百万度等离子体。在逆风方向，日光层正穿过几个LISM云的环境，这可能解释了最近在南极洲雪中测量到的超新星喷出物中含有$^{60}$ Fe的星际颗粒的涌入。
2019-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Faraday tomography of LoTSS-DR2 data: III. Revealing the Local Bubble and the complex of local interstellar clouds in the high-latitude inner Galaxy
本研究利用LoTSS-DR2数据开展法拉第断层扫描，结合多波段数据探测高银纬内银河系本地泡及周边结构，估算其距离并提出包含电离锋面的本地泡壁修正模型。
2024-07-09 astro-ph.GA
Spatially resolved kinematics of the multi-phase interstellar medium in the inner disk of M82
我们给出了星际NaI D 5890，5896双重吸收和12 CO（1-0）发射穿过M82盘内部~ 2x 1 kpc的空间分辨运动学。这些数据是用WIYN望远镜上的DensePak IFU和加州理工学院欧文斯谷射电天文台（OVRO）毫米阵列获得的。通过测量碘化钠和CO（和Halpha运动学从以前的研究）在相同的空间分辨率，并采用相同的线拟合方法，我们已经能够电离，中性和分子气相之间进行有意义的比较。我们检测到一个组件的碘化钠线在整个内部磁盘的速度是禁止已知的银河系旋转。我们将其解释为起源于反向旋转或可能流入的物质。在南部羽流，我们发现明确的证据夹带CO气体的运动学与Halpha一致。在北侧，CO运动学似乎跟踪更多的静态云的内部晕，可能是预先存在的或潮汐的起源。我们没有发现任何证据表明，碘化钠的吸收与外流的动力学相关。我们的结论是，由于系统的高倾角的速度分辨率和混乱的缺乏相结合的作用，以防止检测。因此，在寻找中性流出的星系，签名的高速分量可能很容易错过在低光谱分辨率和/或灵敏度的观测，特别是在高度倾斜的系统。
2012-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Imprint of Dark Matter Halo and Interstellar Gas on Spiral Structure in Disk Galaxies
本论文通过理论模拟和数值计算研究了盘星系的两种结构成分，即暗物质晕和星际气体对盘星系螺旋结构的起源和持久性问题的动力学作用。这些研究是在两种著名的产生旋臂的范式下进行的，即密度波理论和摆动放大产生的小尺度物质臂。银河系盘的基本理论模型涉及引力耦合的两个组件系统（恒星和气体）嵌入在一个刚性和非响应暗物质晕。论文的第一部分研究了低表面亮度（LSB）矮星系和某些具有扩展HI盘的不规则星系中暗物质晕对小尺度螺旋结构的动力学影响。在这两种情况下，旋转曲线被发现是占主导地位的贡献的暗物质晕在一个大的径向距离，从内部地区的星系。论文的下一部分研究了星际气体对盘状星系螺旋结构的持久性和图案速度的可能影响。论文的最后一部分研究了暗物质晕对大尺度螺旋结构的动力学影响。在本文中，暗物质晕和星际物质对旋臂的起源和持久性问题具有相反的动力学效应。暗物质晕抑制了盘状星系中的小尺度和大尺度螺旋不稳定性，这些盘状星系在动力学上由来自最内部区域的暗物质晕主导。另一方面，星际气体帮助旋臂存活更长的时间尺度（几十亿年）。
2018-07-02 astro-ph.GA
The Dense Warm Ionized Medium in the Inner Galaxy
电离星际气体是星际介质及其生命周期的重要组成部分。最近的证据表明，一个广泛分布的高度电离的温暖的星际气体的密度介于温暖的电离介质（WIM）和紧凑的HII区域之间，这表明我们对星际气体的理解存在重大差距。在这里，我们调查了银河系中稠密的温暖电离介质（D-WIM）的性质，使用光谱分辨SOFIA GREAT [NII] 205微米线发射和绿岸望远镜氢射电复合线（RRL）数据，补充Herschel PACS [NII] 122微米数据，和光谱分辨12 CO。我们在银道面20度<1度<30度区域观测到8条视线。我们从[NII]和RRL线宽推导出动力学温度，以及热和湍流速度色散。[NII] 205微米发射的区域的特征在于电子密度，n（e）~ 10至35 cm（-3），温度为3400至8500 K，柱密度N（N+）~ 7 e16至3e 17 cm（-2）。电离氢柱密度范围为6 e20 ~ 1.7e21 cm（-2），氮离子丰度分数x（N+）~1 ~ 3e-4，这意味着在距银河系中心约4.3kpc处氮丰度有所增加。[NII] 205微米的发射与CO的发射相吻合，尽管经常有速度上的偏移，这表明D-WIM气体位于或靠近恒星形成区域，这些区域本身与分子气体有关。发现这些密集的电离区对沿这些LOS观测到的[CII]强度的贡献> 50%。我们得到的动力学温度太低，无法解释N+的存在，导致电子碰撞电离和/或质…
2021-05-14 astro-ph.GA
Large-Scale Surveys of Pulsating Stars for Studying Stellar Populations in the Inner Galaxy
对银河系内部脉动恒星的调查非常有限，但最近的大规模调查迅速为我们带来了各种变星的新样本，并对其中的恒星星族有了新的认识。由于沿银盘存在严重的星际消光现象，内星系的恒星星族在红外波段更容易观测到，但即使在红外波段，星际消光也可能给揭示它们的准确特征带来严重问题。本文综述了近年来在银河系内发现的造父变星和米拉星这两类具有周期光度关系的发光脉动星。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polysulfanes on interstellar grains as a possible reservoir of interstellar sulphur
密集云层中耗尽的硫的形式仍然是未知的。到目前为止，只有两种分子，OCS和SO2，在星际冰中被检测到，但不能解释在扩散介质中观察到的硫元素丰度。化学模型表明，固体H2S是密度较大的来源中硫的主要形式，但存在的观测限制削弱了这一假设。我们已经使用了鹦鹉螺气体颗粒代码中添加了新的化学反应，根据最近的实验H2S冰照射紫外光子和高能质子。特别是，我们包括了新物种Sn，H2Sn和C2S。我们发现，在稠密云层中观察到的低温下，即10 K，这些新分子不能有效地产生，我们对网络的修改没有改变以前的预测。在稍高的温度下，20 K在不太密集的云或在原恒星附近，表面上的H2S丰度强烈减少，有利于聚硫烷H2S3。如果晶粒上的扩散势垒不太重要，也可以获得这样的结果。在星际云的生命周期以及云的扩散部分和密度较大部分之间的混合的背景下，多硫烷或其他硫聚合物形式的硫的耗尽可能发生在温度略高于云的寒冷内部的区域。
2012-07-23 astro-ph.GA
Studying the Interstellar Medium and the inner region of NPS/Loop 1 with shadow observations toward MBM36
利用朱雀卫星对高密度分子云MBM 36（l~4°，b~35°）的阴影观测资料进行了分析。MBM 36位于一个相对较弱的3/4~keV波段的区域，与周围的环/环1结构和银河系隆起相比。MBM 36区域中高密度和低密度目标之间的对比度允许人们将软漫射X射线背景的本地和远程贡献者分开，与单点观测相比，提供了更好的单个组件的表征。我们确定了两个非本地热分量，一个在kT~0.12 keV和kT~ 0.29 keV。较冷的成分与银河系隆起高纬度地区的发射模型很好地匹配。较温暖的成分的发射与预测的模型一致，该模型预测，太阳系是由于来自银河系中心的超壳层。几何和压力计算排除了附近的气泡作为负责排放相关的气体。任何星系晕/环绕星系晕的辐射，如果存在的话，都会被其他成分所掩盖。我们还报告了大约0.9 keV的过量发射，可能是由于过量的NeIX。
2015-11-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Polarization Gradient Study of Interstellar Medium Turbulence Using The Canadian Galactic Plane Survey
我们利用加拿大银道面巡天（CGPS）的复射电极化矢量的空间梯度研究了星际介质中的磁离子湍流。CGPS数据覆盖1300平方度，在${53^{\circ}}\leq{\ell}\leq{192^{\circ}}$、${-3^{\circ}}\leq{b}\leq{5^{\circ}}$范围内，${b}={17.5^{\circ}}$的扩展在${101^{\circ}}\leq{\ell}\leq{116^{\circ}}$范围内，角分分辨率为1420 MHz。以前的研究发现偏振梯度的偏度和峰度与湍流的马赫数之间存在相关性，或者假设这种相关性来推断所观察到的湍流区域的马赫数。我们提出了整个CGPS数据集的极化梯度图像，并分析这些图像的依赖角分辨率。极化梯度是丝状的，这些细丝的长度在银河系反中心最大，在银河系内部最小。这可能意味着小尺度湍流在银河系内部更强，或者我们在低银河系中观察到更遥远的特征。对于每一个分辨率的研究，偏度的偏振梯度的影响，明亮的偏振梯度区域，这是不相关的湍流所揭示的偏振梯度的边缘。我们还发现，偏度的偏振梯度是敏感的盒子的大小来计算偏度，但不敏感的银河经度，这意味着偏度只探测盒子内的不均匀性的数量和幅度。我们的结论是偏度和峰度的极化梯度是不理想的统计探测自然磁离子湍流。
2016-12-13 astro-ph.GA
O vi in the local interstellar medium
本文报道了FUSE卫星观测到的80颗热DA白矮星光谱中O-VI吸收的搜寻结果。我们已经进行了详细的分析的径向速度的星际和（如果存在）恒星吸收线的整个样本的恒星。在大约35%的情况下（探测到光球物质），星际和光球成分之间的速度差低于FUSE摄谱仪的分辨率。因此，在这些恒星的65%的星际和光球的贡献可以分离和性质的O VI组件明确确定。此外，在其他例子中，光谱的信噪比很高，没有发现光球物质，任何检测到的O VI都被认为是星际的。在Oegerle等人（2005）和Savage & Lehner（2006）早期工作的基础上，我们增加了星际O VI的探测数量，并首次将它们的位置与软X射线背景发射和本地星际介质内中性气体分布的新详细地图进行了比较。我们没有找到强有力的证据来支持OVI和SXRB排放之间的空间相关性。除了少数情况外，星际O VI都位于或超出了当地空腔的边界。因此，负责OVI吸收的任何T ~ 300，000 K的气体可以驻留在腔和周围介质之间的界面处或驻留在该介质本身中。因此，它似乎有更少的O VI轴承气体比以前所说的内部稀薄区域内的本地星际空腔。
2010-09-24 astro-ph.GA
Three dimensional interstellar extinction map towards the Galactic Bulge
对银河系内核球性质的研究在很大程度上依赖于星际消光的假设。文献中的大多数灭绝图都缺乏关于距离的信息。我们结合贝桑松模型的银河系的观测，调查消光沿不同的视线对内银河系的隆起作为距离的函数的变化。此外，我们还研究了在隆起的消光规律的变化。我们用VVV星表中的H-Ks和J-Ks以及GLIMPSE-II星表中的Ks-[3.6]、Ks-[4.5]、Ks-[5.8]和Ks-[8.0]四组颜色与2 MASS相匹配，构造了色星等图。使用新导出的M巨星的温度-颜色关系，更好地匹配所观察到的颜色-星等图，然后我们使用距离-颜色关系导出消光作为距离的函数。观察到的颜色被移动以匹配贝桑松模型中的固有颜色，作为距离的函数，迭代地从而创建具有三维的消光图：沿着朝向凸起的每条视线的两个空间维度和一个距离维度。彩色过量地图的分辨率为15' x 15'，有6种不同的颜色组合，距离为1 kpc。测光的高分辨率和深度允许导出消光图到10千秒差距的距离和高达35个Av的消光星等（Aks为3.5等）。综合图显示了与其他二维图相同的灰尘特征和一致的值。从观测与模型的色余出发，研究了近红外消光规律及其沿不同视线的变化。
2012-11-13 astro-ph.GA
Interpretation of the structure function of rotation measure in the interstellar medium
观测到的旋转测度结构函数（SF）随角尺度的幂律函数变化。其光谱斜率的系统性浅与标准柯尔莫哥洛夫标度不一致。这促使我们研究RM波动的统计分析。Lazarian & Pogosyan（2016）构建的RM相关性通过理论获得的SF结果与观测测量的SF结果之间的直接比较被证明足以解释RM SF的观测特征。通过分离密度涨落和磁场涨落，并对它们的功率谱采用任意指数，我们发现当RM和发射测度的SF在相同的角标度范围内具有相似的形式时，RM涨落的统计特性反映了密度涨落的性质。RM SF可以用来计算沿视线方向的平均磁场，但不能作为星际介质中湍流磁场性质的信息源。我们确定的频谱中断的RM SFs的内部规模的浅谱的电子密度波动，其特征在于在所观察到的区域中的离散电子密度结构的典型尺寸。
2016-06-23 astro-ph.GA
The scale height of gas traced by [CII] in the Galactic plane
星际气体组分和压力在星际介质（ISM）中的分布是不同的动力学机制和能量来源对银河系气体相互作用的结果。不同气体示踪剂（如HI和CO）的刻度高度是这些过程的量度。银河平面中[CII]发射的标度高度对于理解那些未被CO或HI追踪的ISM分量非常重要。我们确定的平均分布[CII]垂直于内银河系盘的平面，并将其与其他关键气体示踪剂，如CO和HI的分布进行比较。我们计算的垂直，z，分布的[CII]在银河系内的磁盘，采用一个模型的排放相结合的纬度，b，光谱分辨BICE调查，与光谱分辨$Herschel$银河平面调查的[CII]在b = 0度。我们的模型假设垂直于平面的高斯发射率分布，并使用光谱分辨的[CII] Herschel测量作为b=0 deg处发射率的边界解，将z中的分布与纬度b的分布相关联。我们发现[CII]垂直于平面的分布具有172 pc的半峰全宽，大于CO的半峰全宽，其在内星系中的平均值约为110 pc，但小于HI的半峰全宽，约为230 pc，并且偏移了-28 pc。我们解释了[CII]，CO和HI的分布差异是由于[CII]跟踪ISM组件的混合。在相同的星际压力下，圆盘中云的流体静力平衡模型预测了不同的尺度高度。扩散的分子云[CII]，但没有CO的排放可能有一个低密度的原子氢HI云和密集的CO分子云之间的尺度高度中间。
2014-03-17 astro-ph.GA
Black hole feedback in a multiphase interstellar medium
超大质量黑洞（SMBHs）的超快外流（UFO）被认为调节SMBHs和宿主星系的生长，导致许多观测相关性。我们提出了高分辨率的数值模拟的影响热化的不明飞行物对周围的气体在内部的宿主星系。我们的结果强烈地依赖于气体是均匀的还是凝聚的。在前一种情况下，所有的环境气体被迅速向外驱动，如基于常用的能量预算参数所预期的，而在后一种情况下，质量流和能量流解耦。携带着大部分的能量，受到冲击的UFO通过阻力最小的路径逃离了凸起，只带走了宿主的低密度阶段。然而，大部分质量处于高密度阶段，受到UFO的影响要小得多，甚至可能继续向内流动。我们认为，UFO能量泄漏通过孔隙中的多相星际介质（ISM）可以解释为什么观察到的SMBHs是如此巨大，尽管他们压倒性的大能量生产率。这里报道的多相ISM效应可能在宇宙学模拟中分辨率不足，但在未来的模拟和半解析模型中，可能会被纳入活动星系核反馈的处方中。
2014-05-22 astro-ph.GA
12CO (3-2) High-Resolution Survey (COHRS) of the Galactic Plane: Complete Data Release
本文介绍了12 CO（3-2）高分辨率巡天（COHRS）的全部数据，它绘制了9.5 $^{\circ}$ $\le$ 1 $\le$ 62.3 $^{\circ}$和$|b| \le 0.5^{\circ}$范围内的银河系内面。COHRS是在夏威夷的15米詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上使用外差阵列接收器程序（HARP）进行的。所发布的数据经过平滑处理，空间分辨率为16.6弧秒，速度分辨率为0.635 km/s，在$T_\mathrm{A}^*$上获得$\sim 0.6$ K的平均均方根。COHRS的数据对于研究单个分子云的详细三维结构和大尺度结构（如银河平面中的螺旋臂）非常有用。此外，来自其他可用的公众调查的不同的CO同位素和转换具有类似的角分辨率，如FUGIN，SEDIGISM和CHIMPS/CHIMPS 2调查的数据，允许研究分子云的物理性质，并相互比较它们的状态。在本文中，我们报告了自最初的COHRS发布以来对R2的进一步观测和改进的数据简化。我们讨论了COHRS数据的特点，并提出了集成发射图像和位置速度（PV）地图所覆盖的区域。PV图显示了与现有CO和HI调查的螺旋臂迹线的良好匹配。我们还得到并比较了12 CO（1-0）和（3-2）的积分一维分布和恒星形成种群的分布。
2022-10-11 astro-ph.GA
The Halos of Planetary Nebulae in the Mid-Infrared: Evidence for Interaction with the Interstellar Medium
行星状星云（PNe）在星际介质（ISM）中的运动被认为会导致各种观测结果，包括明亮边缘的形成;壳层的变形和破碎;以及中心恒星偏离包层的几何中心。这些和其他特征已经通过在可见光波长范围内的成像而被注意到。我们报告进一步的意见，这样的壳采取中红外（MIR），通过IRAC成像程序进行使用斯皮策太空望远镜（SST）获得。NGC 2440和NGC 6629被证明拥有可能相互作用的晕，以及在外壳一侧的冲压压力剥离物质。类似地，NGC 3242和NGC 6772的外晕似乎已经通过瑞利-泰勒（RT）不稳定性而破碎，导致ISM物质可能流向它们的包层内部。如果这种解释是正确的，那么它将表明NGC 3242正在向东北方向移动;这一建议也得到了相反方向延伸的60微米尾巴的支持，以及在运动方向上的H-α发射的弯曲带-可能是通过磁化ISM中的RT不稳定性产生的分量。
2009-09-09 astro-ph.GA
Interstellar Extinction Curve Variations Toward the Inner Milky Way: A Challenge to Observational Cosmology
我们研究星际消光曲线的变化对$\sim$ 4度$^{2}$的内银河系$VIJK_{s}$测光OGLE-III和$VVV$调查，支持的证据，从弥漫的星际带和$F435W,F625W$测光。我们获得了$\sim$ 2，000个$A_{I}$、$E(V-I)$、$E(I-J)$和$E(J-K_{s})$视线的独立测量值，平均精度和准确度为2%。我们发现，在消光比$A_{I}/E(V-I)$，$E(I-J)/E(V-I)$和$E(J-K_{s})/E(V-I)$的变化是大的（超过20%），显着的，正相关，正如预期的那样。然而，无论$R_{V}$如何变化，这些消光比的平均值和趋势都与Cardelli和Fitzpatrick的预测有很大的不同。此外，我们证明，在消光曲线的形状的变化至少有两个自由度，而不是一个（例如$R_{V}$），我们符合主成分分析。我们推导出$<A_{V}/A_{Ks}>=13.44$的中值，其比“标准”值高出$\sim$ 60%。我们表明，Wesenektop的震级$W_{I}=I-1.61(I-J)$是相对不受消光曲线的变化。考虑到这些消光曲线是观测宇宙学的关键，而且人们通常认为$R_{V}$变化正确地捕捉了消光曲线的变化，我们认为Ia型超新星和造父变星研究中距离阶梯的系统误差可能被低估了。此外，从普朗克实验的红化地图系统高估尘埃消光$\sim$ 100%，并缺乏消光曲…
2015-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Peering into the Milky Way by FAST: I. Exquisite HI structures in the inner Galactic disk from the piggyback line observations of the FAST GPPS survey
中性氢（HI）是星际介质的基本组成部分。利用500米口径球面射电望远镜（FAST）从$|b| \leq 10^{\circ}$内的可见银道面进行银道面脉冲星快照（GPPS）巡天，旨在寻找脉冲星。测量观测是用L波段19波束接收机在1.0 $-$ 1.5 GHz的频率范围内进行的，每次指向的积分时间为5分钟。在FAST GPPS巡天中同时记录的背载光谱数据是研究银河系HI分布和电离气体的重要资源。我们处理了$33^{\circ} \leq l \leq 55^{\circ}$和$|b| \leq 2^{\circ}$地区的FAST GPPS调查的背负式HI数据。数据立方体的均方根被发现是大约40 mK的速度分辨率为$0.1$公里秒$^{-1}$，把它最敏感的观测银河系HI到目前为止。FAST GPPS HI数据的高速度分辨率和高灵敏度使我们能够探测星际介质中微弱的精细HI结构。在明亮的连续谱光源下，可以得到细节丰富的HI吸收线。FAST GPPS调查附带HI数据立方体将在网站上发布和更新：http://zmtt.bao.ac.cn/MilkyWayFAST/。
2022-11-30 astro-ph.GA
Star formation history and metallicity in the Galactic inner bulge revealed by the red giant branch bump
对银河系隆起内部区域的研究受到高星际消光和极端源拥挤的阻碍。在如此复杂的环境中，需要高灵敏度的高角分辨率近红外成像来研究恒星种群。我们使用0.2 $''$角分辨率$JHK_s$数据从银河核调查研究恒星人口在两个$8.0'\times 3.4'$领域，约0.6 $^\circ$和0.4 $^\circ$银河系北部的银河系的中心，并将其与一个在人马座A* 的直接周围。我们还计算了这两种光场的消光曲线。外磁场和内场的平均星际消光分别为$A_{K_s} \sim 1.20 \pm 0.08$等和$\sim 1.48 \pm 0.10$等。我们目前的$K_{s}$光度函数，是完整的，至少2个MAG以下的红色团块（RC）。我们检测到一个功能的光度功能，这是微弱的RC由$0.80\pm0.03$和$0.79\pm0.02$马格，分别在$K_s$ -波段。它与变红矢量平行。我们将这个特征确定为红巨星分支隆起。拟合$α$增强的BaSTI光度函数，我们的数据，我们发现，一个单一的老恒星人口的$\sim12.8 \pm 0.6$陀螺仪和$Z = 0.040 \pm 0.003$提供了最好的拟合。我们得到，在最里面的凸起的恒星人口是老的，类似于一个在更大的距离银河系平面，它的金属丰度增加到距离银河系中心约60 pc短的距离。与以前已知的值在较大的纬度（$|b|>2^\circ$）相比，我们的结果有利于平坦…
2021-07-29 astro-ph.GA
A lack of classical Cepheids in the inner part of the Galactic disk
最近的大规模红外线巡天已经揭示了通过圆盘中强烈的星际消光所看到的内银河系中的恒星星族。特别是经典造父变星及其周期光度和周期年龄关系是银河系结构和演化的有用示踪剂。最近报道的有趣的造父变星群包括四颗位于核星盘（NSD）中的造父变星，由Matsunaga等人发现，大约在银河系中心周围200 pc，以及由Dekany及其合作者报道的分布在盘内部的造父变星。我们在这里报告我们发现了近30个经典的造父变星，其中一些是常见的Dekany等人，并讨论了红化校正对这些物体距离估计的巨大影响。假设NSD中的四颗造父变星都位于银河系中心的距离，并且NSD和其他凸起视线之间的近红外消光定律（即星际消光的波长依赖性）没有系统性差异，则这里介绍的大多数其他造父变星都位于比银河系中心更远的地方。这表明除了NSD之外，银河系盘内部2.5 kpc区域缺乏造父变星。最近的无线电观测显示了类似的恒星形成区分布。
2016-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Boron Abundances in Diffuse Interstellar Clouds
我们提出了一个全面的调查B丰度弥漫星际云HST/STIS观测沿56银河视线。我们的样品是在1362埃的B II共振线的档案STIS数据的完整搜索的结果，与每个检测确认的存在下，吸收从其他主导离子在相同的速度。这些数据探测了一系列天体物理环境，包括大质量恒星形成的高密度区域以及通过星系晕的低密度路径，使我们能够清楚地定义星际颗粒中B耗尽的趋势作为气体密度的函数。许多扩展的视线表现出复杂的吸收曲线，跟踪本地气体和气体与任何人马座，船底座或英仙座的螺旋arm. Our分析表明，更高的B/O比在内部人马座，船底座的螺旋臂比在太阳附近，这可能表明，B生产在当前时代的主要是由二次过程。在温暖的弥漫ISM中的平均气相B丰度与各种银河系盘星的丰度一致，但相对于太阳系的值被耗尽了60%。我们的调查还揭示了具有增强的B丰度的视线，这些视线可能追踪最近由宇宙射线或中微子诱导的Spectrometry产生的B-11。这样的视线将是辨别B-11合成的两种生产路线的相对重要性的关键。
2009-12-18 astro-ph.GA
A quest for sulfur-bearing refractory species. Identification of CaS in the interstellar medium
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（空间科学研究所（ICE），西班牙国家研究委员会）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院（IEEC））；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台（OAN））
研究通过检测恒星形成区域的难熔分子，探索星际介质中含硫难熔化合物的化学组成，首次鉴定出CaS、KS和KSH，并发现其柱密度远低于常见硫化合物。
2025-10-03 astro-ph.GA
The inner two degrees of the Milky Way. Evidence of a chemical difference between the Galactic Center and the surrounding inner bulge stellar populations
虽然已经有许多关于银河核球化学丰度的研究，但由于大量和多变的星际消光、极端的恒星拥挤和复杂的前景盘恒星星族的存在，中央两度相对未被探索。在本文中，我们讨论的金属丰度分布函数，垂直和径向梯度和化学丰度的$α$ -元素在银河系内两个学位，作为最近的红外光谱调查获得。我们使用的汇编最近测量的金属丰度和$α$元素丰度来自中高分辨率光谱。我们将这些金属丰度与低分辨率研究进行比较。将“富金属”定义为具有$ \rm [Fe/H]>0$的恒星，将“贫金属”定义为具有$\rm [Fe/H]<0$的恒星，我们发现了令人信服的证据，表明银河系中心（GC）中的富金属恒星比例（$\sim 80\%$）高于在最内侧600 pc内的低纬度区域测量的值（50-60\%）。在GC区域的高比例富金属恒星意味着一个非常高的平均金属丰度为+0.2 dex，而在隆起的内部600 pc，平均金属丰度在太阳值附近相当均匀。只有在包括GC的情况下，才测量到内部600 pc的垂直金属丰度梯度为-0.27 dex/kpc，否则分布大致平坦，与没有垂直梯度一致。除了其高恒星密度，银河系中心/核星团也是极端的托管高恒星丰度，相比周围的内球恒星星族;这对形成情景的影响，并加强了NSC是一个独特的恒星系统的情况。
2019-06-19 astro-ph.GA
ISMGCC: Finding Gas Structures in Molecular Interstellar Medium Using Gaussian Decomposition and Graph Theory
本文提出ISMGCC方法，结合高斯分解与图论解决分子谱线数据中的过度连接问题，在MWISP数据中成功识别三百个分子气体结构并保留92%总流量。
2024-10-04 astro-ph.GA
Mapping differential reddening in the inner Galactic globular cluster system
对许多球状星团--特别是那些位于银河系中心附近的星团--的研究中存在一个严重的限制，那就是前景尘埃造成的大规模和差异性的消光。在一系列论文中，我们打算使用一种新的去红技术，在麦哲伦6.5米望远镜和哈勃太空望远镜观测到的星系团样本中，绘制差分消光并消除其影响。这些观测和分析将使我们能够为这些研究不足的星系团绘制高质量的色星等图，这将使我们能够确定这些星系团的相对年龄，距离和化学成分，并解决有关内部星系形成和演化的重要问题。我们还打算利用差异消光图对我们样本中星系团所在的众多低纬度视线上的星际介质进行采样和表征。在这第一篇论文中，我们详细描述了我们的去红化方法以及强大的统计工具，使我们能够应用它，我们展示了我们可以预期的结果，将该方法应用于我们样本中的聚类之一M62。应用我们的去红化技术后，主序和下部红巨星分支的宽度缩小了2倍，这将显着有助于限制星团的年龄，距离和金属丰度。
2011-01-26 astro-ph.GA
Cool Interstellar Medium as an Evolutionary Tracer in ALMA-Observed Local Dusty Early-Type Galaxies
冷星际介质（ISM，<30 K）的含量和分布可以指示晚型星系向早型星系转变的演化机制。为了研究这一点，ALMA观测12 CO [2-1]线的发射，获得了五个尘埃ETG从一个完整的样品在低密度环境中。其中四个ETG具有巨大的（约10^9兆太阳能）扩展分子气藏，有效半径约为3至5千秒差距。这项工作提供了一个运动学和结构分析，这些观察，探索可能的进化机制。轴对称或双对称运动学模型被拟合到分子气体盘的观测中，以量化存在的主导结构并突出显示额外的结构或不对称性。还检查了这些ETG的积分场单元（IFU）观察结果（如可用）。其中两个ETG，GAMA 64646和622305，似乎经历了潮汐扰动，导致分子气体盘和/或恒星形成内环。GAMA 272990可能经历了一次合并，形成了一个椭圆星系，其中嵌入了一个形成恒星的分子气体盘。GAMA 622429可能经历了一次轻微的合并，这是由分子气体分布的不对称性和光学图像中的扰动所指示的。剩下的ETG，GAMA 177186，受到来自一个偏移源的源混淆的影响，该偏移源可能是一个高质量，富含尘埃和气体的物体。总的来说，在低密度环境中，似乎有很高比例的尘埃ETG具有大量的、扩展的分子气体储层，并且作为其最近演变的一部分，经历了某种相互作用。长期演化可以（重新）将ETG从恒星形成星系转变为被动星系。
2022-10-20 astro-ph.GA
New Estimate for the Cosmic Ray-Induced $\rm H_2$ Photodissociation Rate in the Interstellar Medium
Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所 – 阿切特里天文台）；Univ Paris Est Creteil and Université Paris Cité, CNRS, LISA UMR 7583（巴黎东克雷泰伊大学和巴黎西岱大学，法国国家科学研究中心，LISA联合研究实验室）；LUX, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Université（LUX，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学）
本文推导了星际介质中宇宙射线诱导H₂光解离的新速率模型，修正了先前高估的值，对化学模拟结果有重要影响。
2026-01-14 astro-ph.GA
The effect of ISM turbulence on the gravitational instability of galactic discs
我们研究星系盘的引力不稳定性，把恒星和冷星际气体作为两个不同的组成部分，并考虑到在星际介质（ISM）中的湍流现象，即在分子和原子气体中观察到的Larson型标度关系。除了推导此类系统的一般属性外，我们还分析了HI近邻星系巡天（THINGS）中的大量星系样本，并详细展示了星际湍流如何影响恒星形成螺旋中的盘不稳定性。我们发现，湍流有一个显着的影响上的内部和外部区域的光盘。特别是，它驱动内部的气体盘之间的过渡制度的两个不稳定的阶段，使外盘更倾向于恒星主导的不稳定性。
2012-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
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
Resolving nearby dust clouds
目标：绘制星际介质的3D地图，为深入了解其内部工作提供了丰富的见解。银河系是唯一一个原则上可以实现详细3D映射的星系。在本文中，我们重建的尘埃密度和周围的局部超气泡。研究方法：来自盖亚，2MASS，PANSTARRS和ALLWISE等调查的综合数据提供了必要的信息，以制作我们周围星际介质的详细地图。为此，我们使用变分推理和高斯过程来模拟尘埃消光密度，利用其内在的相关性。结果：我们重建了一个高分辨率的尘埃图，显示了最近的尘埃云在距离高达400pc的分辨率为1pc。结论：我们的重建提供了对星际介质结构的见解。我们计算概括统计的光谱指数和1点函数的对数尘埃消光密度，这可能会限制模拟的星际介质，达到类似的分辨率。
2020-08-05 astro-ph.GA physics.comp-ph
A CO Funnel in the Galactic Centre: Molecular Counterpart of the Northern Galactic Chimney?
本研究利用SEDIGISM和IRAM数据在银河系中心发现了一个漏斗状^13CO分子发射结构，通过多波段和同位素分析证实其为银河系北烟囱的分子对应体。
2023-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
First detection of the pre-biotic molecule glycolonitrile (HOCH2CN) in the interstellar medium
前RNA世界的理论表明，羟基乙腈（HOCH $_2$ CN）是核糖核苷酸组装过程中的关键物质，被认为是核酸的分子前体。在这封信中，我们报告了第一次检测到这种前生物分子在星际介质（ISM）通过使用ALMA数据在86.5 $\,$ GHz和266.5 $\,$ GHz之间的频率向太阳型原恒星IRAS 16293 -2422 B。共鉴定出HOCH $_2$ CN的15个非共混跃迁。我们的分析表明，存在一个冷（T $\rm _{ex}$ =24 $\pm$ 8 $\,$ K）和一个暖（T $\rm _{ex}$ =158 $\pm$ 38 $\,$ K）组分，这意味着该分子既存在于IRAS 16293 B的内部热corino中，也存在于外部冷包层中。相对于H $_2$的相对丰度分别为（6.5 $\pm$ 0.6）$\times$ 10 $^{-11}$和$\geq$（6 $\pm$ 2）$\times$ 10 $^{-10}$。我们的化学模型似乎在宇宙射线电离率（$ζ$）的各种值下，对温暖和寒冷的成分都没有产生所观察到的丰度。在我们的化学网络中，可能缺少形成这种分子的关键气相路线。
2019-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic distribution of pulsar scattering and the $τ-{\rm DM}$ relation
本文利用公开脉冲星散射数据提出约化散射强度 $\ ildeτ$，识别本地与银河内侧两类族群，并测得内盘散射标高约0.28 kpc，解释 $τ$-DM 关系变陡。
2023-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Helium abundance in giant planets and the local interstellar medium
太阳和巨行星通常被认为拥有与46亿年前形成它们的太阳星云相同的氦丰度。相比之下，星际介质反映了当前的银河系状况。当前丰度偏离原始和原太阳值可能有助于追踪驱动星系核合成演化和行星内部形成和演化的过程。伽利略号探测器测量了木星大气中的氦丰度，表明与太阳值相比，氦只是稍微耗尽。对于土星，过去旅行者号观测的相互矛盾的估计使其He丰度非常不确定。在这里，我们使用旅行者紫外光谱仪从外行星测量到的He 58.4 nm日光来推导木星和土星大气中的He丰度。我们还利用太阳He 58.4 nm谱线的测量太阳日光层天文台推导出的He丰度聚焦锥内。最后，我们比较他的丰度在这里获得原始和原太阳值，强调独特的机会，提供了内日光层观测和未来的旅行者在本地星际介质测量，以获得他的丰度非常星际云，我们居住。
2014-10-01 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Fermi-LAT Observations of the Diffuse Gamma-Ray Emission: Implications for Cosmic Rays and the Interstellar Medium
大于100 MeV的伽马射线天空主要是由宇宙射线与银河系星际气体和辐射场相互作用产生的漫射辐射。对这些漫射辐射的观测为研究宇宙射线的起源和传播以及星际介质提供了一种工具。我们目前的测量从第一个21个月的费米-LAT任务，并与使用GALPROP代码产生的漫射伽马射线发射的模型进行比较。这些模型适合宇宙射线数据，并纳入宇宙射线源、星际气体和辐射场分布的天体物理输入。为了评估与天体物理输入相关的不确定性，通过在观测极限内改变宇宙射线源的分布、宇宙射线约束体积（晕）的大小和星际气体的分布来创建模型网格。一个全天空的最大似然拟合被用来确定Xco因子，积分CO线强度和分子氢柱密度之间的比率，从第一费米LAT目录的伽马射线点源的通量和光谱，以及强度和光谱的各向同性背景，包括残留的宇宙射线被误分类为伽马射线，所有这些都有一些依赖于假设的漫发射模型。模型进行比较的基础上，他们的极大似然比，以及光谱，经度和纬度配置文件。我们还提供了残差图的数据减去扩散发射模型。该模型是一致的，在高纬度和中纬度的数据，但低于预测的数据在内部星系的能量超过几个GeV。这种差异的可能解释进行了讨论，包括未检测到的点源人口和整个银河系的宇宙射线的光谱变化的贡献。[删节]
2012-02-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Variations of the Interstellar Extinction Law within the Nearest Kiloparsec
利用Tycho-2和2 MASS星表中的11 990 OB和30 671 K型红巨星支星的多色测光，在最近的千秒差距内探测星际消光定律的系统性大尺度变化。消光定律的特性，总的选择性消光比$R_V$，这也是星际尘埃颗粒的大小和其他属性的特点，已经计算了不同区域的空间消光定律外推法。这两类恒星的结果是一致的：在太阳500 pc范围内，“红巨星减去OB”的$R_V$差的标准差是0.2。探测到的$R_V$在2.2和4.4之间的变化不仅表现在个别的云层中，而且还跨越了太阳附近的整个空间，遵循银河系的结构。在距离太阳100 pc的本星系泡中，$R_V$有一个最小值。在古尔德带的内部和银河系高纬度地区，距太阳约150 pc处，$R_V$达到最大值，然后在古尔德带的外部和距太阳约500 pc处的其他方向降低到最小值，回到远离太阳的平均值。在银河系高纬度地区探测到的最大值$R_V$是很重要的，当考虑到星际消光对河外天体。此外，在银河系赤道附近，发现$R_V$向银河系中心方向每千秒差距单调增加0.3。这与Zasowski等人（2009）对银河系大部分地区的研究结果一致。忽略$R_V$变化和传统上对整个空间使用单个值必然导致计算距离中的系统误差达到10%。
2016-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a metal-poor population in the inner Galactic Bulge
直到最近，由于极端的灭绝和恒星拥挤，在化学演化研究中一直避免银河系内隆起。大型近红外光谱巡天，如APOGEE，首次允许测量我们银河系内部区域的金属丰度。我们研究了33 K/M巨星位于银河系中心区域的观测与APOGEE调查。我们从APOGEE/ASPCAP管道中选择了具有可靠恒星参数的K/M巨星。距离，星际消光值和径向速度进行了检查，以确认这些恒星确实位于银河系内隆起。我们发现一个富金属人口集中在[M/H] = +0.4 dex，在协议与其他凸起区域的早期研究，但也在低金属丰度的峰值周围$\rm [M/H] = -1.0\,dex$，这表明存在一个贫金属人口，以前没有被检测到的中心区域。我们的研究结果表明，一个占主导地位的富金属人口与贫金属的组成部分，是增强的$α$ -元素。这种贫金属的人口可能与经典的隆起和快速形成的情况。
2015-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of planet-forming regions is not interstellar
红外线和亚毫米波技术的进步使得人们能够对原行星盘的行星形成区域的分子含量进行详细的观测。特别是，围绕太阳型恒星的圆盘现在有越来越多的分子库存，可以直接与星前化学和早期太阳星云的推断进行比较。这些数据直接解决了一个老问题，即行星形成物质的化学性质是否与致密云和原恒星包层的化学性质相似或不同。这个问题的答案可能会对行星系的结构和组成产生深远的影响。实际的挑战是，从圆盘上观测到的发射谱线并不容易转化为化学浓度。在这里，我们提出了一个二维辐射转移模型的RNO 90，一个经典的原行星盘周围的太阳质量的恒星，并检索的浓度占主导地位的分子载体的碳，氧和氮在地球区域周围1 AU。我们比较我们的研究结果的化学库存稠密的云和原恒星信封，并认为，内部磁盘化学是，正如预期的那样，从星前化学根本不同。我们发现，最清楚的判别可能是CO $_2$，这是非常低的磁盘，但最丰富的成分之一，致密的云和原恒星信封的浓度。
2014-06-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
Extinction ratios in the inner Galaxy as revealed by the VVV survey
朝向银河系中心的星际消光是巨大的，并且有显著的差异。它的变红和变暗的影响，在银河系隆起的红色团块恒星可以被利用，以更好地限制对最里面的银河系的消光定律。通过对$|l|\le2.7°$和$|b|\le1.55°$上3000多万个天体的VVV巡天观测，利用红团方法对$Z$、$Y$、$J$、$H$和$K_s$宽带近红外滤光片的选择消光比进行了计算。测量值小于先前报告的值，并且不是恒定的，具有平均值，例如，$A_{K_S}/E(J-K_s)=0.428\pm0.005\pm0.04$和$A_{K_S}/E(H-K_s)=1.104\pm0.022\pm0.2$。我们还得到了一个比率$A_Z$：$A_Y$：$A_J$：$A_H$：$A_{K_S}$为7.74：5.38：3.30：1.88：1.0，这意味着对银河系中心的消光遵循一个分布作为一个函数的波长比以前报道的更陡，符合幂律$A_λ\proptoλ^{-2.47}$在近红外。
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Implications for the formation of Oort cloud-like structures and interstellar comets in dense environments
Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）
研究密集环境中行星盘与恒星相遇对彗星分布的影响，发现紧凑盘形成柯伊伯带，扩展盘形成奥尔特云及星际彗星。
2026-04-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnesium and silicon in interstellar dust: an X-ray overview
稠密的银河系环境是一个巨大的星际尘埃库。因此，这个区域是研究宇宙尘埃颗粒性质的完美实验室。X射线是检测光与这些密集环境中存在的尘埃相互作用的最直接方法。辐射和星际物质之间的相互作用在X射线光谱中留下了特定的吸收特征。我们研究它们的目的是确定银河系内部区域尘埃颗粒的化学成分、结晶度和结构。我们调查的镁和硅的K-边缘检测钱德拉/HETG光谱的八个明亮的X射线双星，分布在附近的银河系中心。我们使用精确的消光截面的硅酸盐，我们已经在同步加速器设施太阳，法国测量模型的两个光谱功能。在银河系中心附近，镁和硅的丰度与太阳的相似，它们在气相中高度贫化（$δ_{\rm{Mg}}>0.90$和$δ_{\rm{Si}}>0.96$）。我们发现，无定形橄榄石与组成的$\rm MgFeSiO_{4}$是最具代表性的化合物沿所有的视线，根据我们的拟合。富镁硅酸盐和石英的贡献较低（小于$10\%$）。平均而言，我们观察到的结晶尘埃的百分比等于$11\%$。对于河外源LMC X-1，我们发现一个偏好镁橄榄石，镁橄榄石丰富。沿着这条视线，我们还观察到硅$A_{\rm Si}/A_{\rm LMC} = 0.5\pm0.2$的丰度不足。
2020-07-07 astro-ph.GA astro-ph.HE cond-mat.mtrl-sci
