Probing the Fermi Bubbles in Ultraviolet Absorption: A Spectroscopic Signature of the Milky Way's Biconical Nuclear Outflow
巨大的等离子体瓣在银河系中心上下55度延伸，从伽马射线（费米气泡）到微波（WMAP薄雾）和偏振无线电波发出辉光。我们使用哈勃太空望远镜的紫外吸收线光谱来限制这些区域内流出气体的速度，目标是类星体PDS 456（银河系坐标l，b=10.4，+11.2度）。这条视线穿过一个清晰的双锥结构，在硬X射线和伽马射线发射中看到，靠近北部费米泡的底部。我们报告了两个高速金属吸收分量，在v_LSR=-235和+250 km/s，这不能用银河系盘或晕中的同向旋转气体来解释。它们的速度暗示着从银河系中心发出的膨胀双锥外流的正面和背面的起源。我们开发了简单的运动学双锥流出模型，可以解释这些观察到的配置文件的流出速度为~900公里/秒和一个完整的开放角度为~110度（匹配的X射线双锥）。这表明银河系中心在过去2.5-4.0百万年的活动，与费米泡的年龄估计一致。这些观测结果说明了使用紫外吸收线光谱来探测进入费米泡的扫掠气体的性质。
2014-12-19 astro-ph.GA
Global distribution of far-ultraviolet emissions from highly ionized gas in the Milky Way
我们提出了两个主要的FUV冷却线，C IV和O VI，高度电离的气体，调查的性质的过渡温度的气体的全天地图。从修正的线强度的C IV和O VI，我们计算的气体温度和发射措施的过渡温度气体假设等温等离子体中的碰撞电离平衡。发现整个银河系的气体温度或多或少是均匀的，其值为（1.89 $\pm$ 0.06）$\times$ $10^5$ K。用电子密度标度高度为$z_0=6_{-2}^{+3}$ kpc的盘状模型较好地描述了相变温度气体的发射测度。转变温度气体的总质量估计约为$6.4_{-2.8}^{+5.2}\times10^9 M_{\bigodot}$。我们还计算了转变温度气体的体积填充分数，估计为$f=0.26\pm0.09$，从内星系的$f\sim0.37$到外星系的$f\sim0.18$不等。C IV和O VI的空间分布不能用简单的超新星遗迹模型或三相模型来解释。超新星遗迹和湍流混合层的联合作用可以解释C IV和O VI的强度比。热传导锋面模型和高速云模型也与我们的观测相一致。
2019-05-22 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
High-velocity gas towards the LMC resides in the Milky Way halo
为了探索大麦云云（LMC）方向上高速气体的起源，我们分析了位于LMC前方距离d=9.2 kpc处的一颗星系晕恒星的紫外光谱中的吸收线。我们研究了RXJ0439.8-6809光谱中的低和中等金属离子的速度分量结构，如用HST上的宇宙起源光谱仪（COS）获得的，并测量这些离子的等效宽度和柱密度。我们补充我们的COS数据与远紫外光谱探测器光谱附近的LMC星Sk-69 59和HI 21厘米数据从莱顿-阿根廷-波恩（LAB）调查。在v_LSR=0、+60和+150 km/s附近的三个不同速度分量中明确检测到RXJ0439.8-6809的金属吸收。吸收的存在证明了所有三种气体成分都位于恒星的前面，因此位于银河系的盘和内晕中。对于v_LSR=+150 km/s的高速云（HVC），我们从邻近的Sk-69 - 59视线得到氧丰度为[O/H]=-0.63（~0.2太阳），与以前对该HVC的丰度测量一致。从观察到的运动学，我们推断，HVC几乎不参与银河系的旋转。我们的研究表明，对LMC的HVC代表了银河系晕云的痕迹低柱密度的气体与相对较低的金属丰度。它排除了HVC代表源于LMC流出的接近LMC的物质的情况。
2015-09-29 astro-ph.GA
Determining the primordial helium abundance and UV background using fluorescent emission in star-free dark matter haloes
原始氦质量分数的观测测量，$Y_{\rm P}$，是宇宙学和基本粒子物理学的兴趣。从H II地区获得的当前测量值与标准模型预测的精度一致，约为1%，尽管这些确定可能受到系统不确定性的影响。这种可能性只能通过以新的方式独立测量氦丰度来测试。在这里，我们提出了一种新的方法来获得测量$Y_{\rm P}$使用氢和氦的复合线发射从HICs：原始的，富含气体，但无星的低质量暗物质晕，其存在的流体动力学模拟预测。虽然预计是不常见的，本质上是微弱的发射，这些对象的原始组成和简单的物理性质，使他们成为一个理想的实验室，以确定$Y_{\rm P}$。我们提出了辐射转移模拟证明这种方法的有效性，发现比较的排放H和He线，无论是通过其体积发射率，或综合性能，如表面亮度和总通量，可以用来推断$Y_{\rm P}$。此外，我们表明，可用于提供一个全新的约束紫外背景的光谱斜率，并讨论了测量此斜率和原始氦丰度同时的可能性。
2019-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interstellar Dust Grains: Ultraviolet and Mid-IR Extinction Curves
星际尘埃在塑造星际介质的详细结构方面起着核心作用，因此强烈影响恒星的形成和星系的演化。尘埃消光是我们理解星际尘埃的主要支柱之一，同时也是解释遥远天体（包括已解析和未解析星系）观测结果的限制因素之一。紫外（UV）和中红外（MIR）波长区域显示了尘埃、碳质和硅酸盐物质的主要成分的特征，因此为详细的消光曲线研究提供了最富有成效的途径。我们目前的灭绝曲线图强烈偏向于银河系附近的区域。在本星系群（主要是麦哲伦云）中测量到的少量紫外线消光曲线清楚地表明，尘埃性质的范围比从银河系局部区域的紫外线消光特征推断的范围要广得多。获得所有尘埃本星系群的UV和MIR消光测量的统计学显著样本将首次为了解各种环境中的尘埃颗粒提供基础。获得这样的观测结果需要敏感的中波紫外线、蓝光和中红外成像，以及后续的数千个源的R ~ 1000光谱。这样的普查将彻底改变我们对尘埃性质对当地环境的依赖性的理解，提供尘埃对观测的影响的经验描述以及对尘埃颗粒和演化模型的强约束。
2019-03-24 astro-ph.GA
Globular clusters in the far-ultraviolet: evidence for He-enriched second populations in extra-galactic globular clusters?
我们研究了球状星团的积分远紫外辐射。本文根据HST WFPC 2 F170 W观测资料，提出了M~87星团的FUV测光新方法。我们使用这些数据来测试HST STIS FUV-MAMA观测的基础上公布的测光的可靠性，现在已知遭受显着的红色泄漏。我们一般确认这些以前的FUV检测，但建议他们可能有点暗淡。我们比较了银河系中亮（$M_{V} < -9.0$）星系团M~31、M~81和M~87的FUV辐射，并与恒星星族模型的预测进行了比较。富金属的球状星团在FUV-V中表现出很大的分布，其中M~31、M~81和M~87中的一些星团比标准预测要蓝得多。这就要求一些富含金属的星团拥有大量的蓝色/极水平分支（HB）恒星。这些热的HB星通常不会出现在富金属环境中，而是星团中多个族群的自然结果-因为富集的族群被观察到是氦增强的，因此即使在高金属丰度下也会产生更蓝的HB星。我们的结论是，在M~31、M~81和M~87中观测到的富金属星系团的FUV辐射提供了证据，表明氦增强的第二布居，类似于在银河系中直接观测到的，可能是局部宇宙中球状星团的普遍特征。未来的HST FUV测光需要既确认我们对这些档案数据的解释，并提供对河外球状星团中富含氦的第二类恒星的限制。
2016-09-15 astro-ph.GA
Diffuse Interstellar bands and ultraviolet extinction bump: a Milky Way perspective on distant galaxies
本研究发现银河系中 sigma 型 DIBs 载体丰度影响紫外凸起参数，其变化范围约为遥远星系与银河系差异的一半，支持特定碳氢化合物分子同时产生 DIBs 和紫外凸起的假设。
2025-06-10 astro-ph.GA
Evidence for Fluorescent Fe II Emission from Extended Low Ionization Outflows in Obscured Quasars
最近的研究表明，至少在一些宽吸收线（BAL）类星体的外流延伸远远超出了假定的尘埃环。这样的外流应该可以在被遮蔽的类星体中探测到。我们提出了四个WISE选择的红外红色类星体非常强大和奇特的紫外Fe II发射线：强紫外Fe II紫外线产生的过渡到地面/低激发能级，和非常弱的Fe II在波长超过2800 nm。这些类星体的光谱显示出强烈的共振发射线，如C IV，Al III和Mg II，但有时缺乏非共振线，如C III]，S III和He II。我们解释的Fe II线的共振散射光从扩展的流出，被视为近边缘上，使吸积盘和宽线区域被掩盖的尘埃环面，而扩展的流出。我们表明，无尘气体暴露于强辐射longward的912产生Fe II的排放非常相似的观察。气体太冷，不能碰撞激发Fe II线，导致光发射不足。从紫外到中红外的光谱能量分布可以被建模为从一个clusterous尘埃环面的发射，与紫外发射的反射/散射光的尘埃环面或流出。在这种情况下，我们估计从几个到20%的Fe II散射区域的流出的最小覆盖因子，这表明Fe II BAL类星体是在类星体演化的一个特殊阶段。
2016-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Far-ultraviolet Observations of the Taurus-Perseus-Auriga Complex
我们已经构建了一个远紫外（FUV）连续图的金牛座御夫座英仙座复杂的，最大的地方协会的乌云之一，通过合并的两个数据集的GALEX和FIMS，在类似的波长进行观测。FUV强度在整个区域变化很大，但弥漫的FUV连续谱主要是由恒星光子的尘埃散射。观测到$\sim$ 1000 CU的漫射FUV背景，其中一部分可能归因于位于厚云前面的前景FUV光的散射光子。分子氢的荧光发射构成整个区域总FUV强度的$\sim$ 10%，通常与局部连续谱水平成比例。我们开发了一个蒙特卡罗辐射转移程序，并将它应用于目前的云复合体，以获得尘埃颗粒的光学特性和云的几何结构。根据理论估计和最近的观测结果，估计了非对称因子和相函数非对称因子分别为$0.42^{+0.05}_{-0.05}$和$0.47^{+0.11}_{-0.27}$。在这个复杂的四个突出的云的距离和厚度估计使用一个单一的平板模型分别适用于每个云。在金牛座云的情况下，所获得的结果与其他观测结果非常一致，因为它的几何结构相当简单。对于其他被观察到有多个组成部分的云，结果给出了包含每个云的所有组成部分的距离和厚度。距离和厚度的估计是不是至关重要的灵敏度的精确值的相位函数的不对称因子，而相对于云的亮场恒星的位置作为初始光子源似乎是最重要的因素，在拟合过程中。
2013-01-23 astro-ph.GA
A population of weak metal-line absorbers surrounding the Milky Way
我们报告的检测人口的弱金属线吸收的晕或附近的银河系际环境。利用空间望远镜成像摄谱仪（STIS）获得的明亮类星体的高分辨率紫外吸收线光谱，我们沿六条视线观测到OI和SiII的不饱和窄吸收以及高径向速度（|v_LSR| =100-320 km/s）下的轻度饱和CII吸收。测得的OI柱密度很小，这意味着这些结构代表莱曼极限系统和亚莱曼极限系统，HI柱密度< 3x10^18 cm^-2，因此低于当前21 cm全天空高速云（HVC）巡天的探测极限。吸收体显然与任何大的高柱密度HVC复合体没有直接联系，而是代表孤立的，部分中性的气体团块，嵌在位于星系晕或附近星系际环境中的更稀薄的电离气体介质中。我们推测，这个吸收人口代表当地的模拟弱MgII系统，通常观察到的低和高红移星系的环星系环境。
2009-01-16 astro-ph.GA
A radiation transfer model for the Milky-Way: I. Radiation fields and application to High Energy Astrophysics
我们提出了一个解决方案的紫外（UV）-亚毫米（submm）星际辐射场（ISRFs）的银河系，来自模拟COBE，IRAS和普朗克地图的全天空发射在近，中，远红外和亚毫米。分析使用轴对称辐射转移（RT）模型，我们已经实现了模型的全色光谱能量分布（SED）。该卫星观测到了附近宇宙中恒星形成星系的数量，但采用了一种新的方法，可以优化恒星发射率和尘埃不透明度的径向和垂直几何形状，这是从太阳有利位置看到的高分辨率发射推断出来的。因此，这是银河系宽带连续辐射的第一个自洽模型。在本文中，我们提出了从太阳上看到的银河系的空间集成SED模型预测，显示出良好的协议与数据，并给出了详细的描述的解决方案的ISRF的分布，以及它们的物理起源，在整个体积的星系。我们探索我们的新预测的空间和光谱分布在银河系中的ISRF如何影响的幅度和光谱分布的伽马射线通过逆康普顿散射宇宙射线电子位于星系中的不同位置，以及由于伽马射线光子的相互作用的衰减的伽马射线与ISRF的光子。我们还比较和对比我们的解决方案的ISRF与纳入GALPROP包用于模拟银河系中的高能量发射的宇宙射线。
2017-05-18 astro-ph.GA
Near-ultraviolet Spectroscopy of Star-forming Galaxies from eBOSS: Signatures of Ubiquitous Galactic-scale Outflows
利用SDSS-IV扩展重子振荡光谱巡天（eBOSS）观测数据，给出了恒星形成星系（SFG）在0.6<z<1.2处的静止坐标系近紫外（NUV）光谱. eBOSS计划之一是获得约200，000个红移z>0.6的发射线星系（ELG）的2 arcsec（约15 kpc）光纤光谱。我们使用来自该计划的试点观测的数据，包括0.6<z<1.2的SFG的8620个光谱。这些SFG在2200 Ang < λ< 4000 Ang下的中值复合光谱的特征在于不对称的、优先蓝移的非共振发射Fe II* 和蓝移的共振吸收，例如，Fe II和Mg II，表明在这些红移处由恒星形成驱动的无处不在的外流。对于吸收线，我们发现了不同程度的蓝移的各种速度分布。通过与文献的比较，我们发现在哈勃空间望远镜的小口径（<40 pc）恒星形成区光谱中没有观测到非共振辐射，并且发现在SFG光谱中观测到的谱线比率与恒星形成区光谱中的谱线比率不同，也与类星体吸收线系统在相同红移范围内的谱线比率不同。我们引入了一个外流模型，可以同时解释多个观察到的属性，并建议的吸收速度分布和线比的差异的变化是由散射荧光发射填充在上面的吸收在大口径eBOSS光谱。我们开发了一个观测驱动的，独立于模型的方法来纠正发射填充，揭示真实的吸收轮廓。我们的研究结果表明，eBOSS和未来的暗能量调查（例如，DESI和PFS）将为天体物理应用提供丰富的NUV光谱数据集…
2015-07-28 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
New Ultraviolet Extinction Curves for Interstellar Dust in M31
利用HST/STIS获得了M31中一颗变红OB星的新的低分辨率紫外光谱，以研究星际消光的波长依赖性和底层尘埃颗粒种群的性质。消光曲线是为M31中的四条红化视线与紧密匹配的恒星大气模型配对而构建的。新曲线的S/N比以前的研究高得多。使用Ly $α$吸收线进行N（H I）的直接测量，从而能够计算气尘比。这些视线的银河中心距离范围为5至14千秒差距，代表了来自不同金属丰度和气尘比区域的尘埃。采样的金属丰度范围从太阳能到1.5太阳能。测得的曲线与在银河系和大麦云云中看到的曲线相似。最大熵方法被用来调查尘埃的组成和尺寸分布的视线在这个程序中观察到的发现，消光曲线可以产生与可用的碳和硅的丰度，如果金属丰度是超太阳。
2015-10-23 astro-ph.GA
The distribution and kinematics of interstellar O~{\small VI} in the Milky Way}
We present the results of a survey of interstellar O~{ \small VI} absorption in the Milky Way (MW) towards {69} stars in the Large Magellanic Cloud (LMC) obtained with the \textit{Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE)} . The integrated MW O~{ \small VI} column densities log N(O~{ \small VI}) are in the range from 13.68 to 14.73 with a mean of {14.26 $_{-0.09}^{+0.07}$ } atoms cm $^{-2}$ . The O~{ \small VI} exponential scale height is found to be {2.28 $\pm$ 1.06} kpc. The O~{ \small VI} column density correlates with the Doppler parameter $\it b$ . The O~{ \small VI} velocity dispersi…
2016-10-04 astro-ph.GA
Ultraviolet Spectropolarimetry with Polstar: Interstellar Medium Science
在紫外线到微波范围内的连续偏振是由于不对称的排列尘埃颗粒的二向色消光（或发射）。由于晶粒排列和散射物理，偏振的波长依赖性通常跟踪排列晶粒的尺寸。因此，紫外线偏振测量法提供了一种独特的探测最小尘埃颗粒（直径$<0.09μ$ m）、其矿物学和与环境的相互作用的方法。然而，目前星际紫外偏振的观测状况很差，探测的视线不到30条。随着现代的，定量的和良好的测试，星际颗粒排列的理论，现在可用的，我们有机会通过执行一个系统的研究银河系和附近星系的ISM中的紫外偏振的星际介质的理解。Polstar任务将提供执行这样一个计划所需的灵敏度和观测时间，解决尘埃成分作为大小和位置的函数，辐射和磁场特性以及揭示2175年灭绝特征的载体的问题。此外，Polstar还将使用高分辨率紫外线光谱仪，搜索和探测排列原子和离子的排列和极化--所谓的“基态排列”，这是一种在弥漫ISM中探测磁场的潜在强大的新探测器。
2021-12-10 astro-ph.GA
The Mass Inflow and Outflow Rates of the Milky Way
我们提出了新的计算银河系周围的质量流入和流出率，来自紫外线金属线高速云（HVC）的目录。这些计算是通过将HVC速度转换到银河系静止标准（GSR）参考系，识别流入（v_GSR < 0 km/s）和流出（v_GSR > 0 km/s）的人口，并使用对每个人口的距离，金属丰度，尘埃含量，覆盖分数和总氢柱密度的观测约束进行的。在除去与麦哲伦流和费米泡有关的HVC之后，我们发现冷电离气体（T~10^4 K）的流入和流出速率dM_in/dt >~ 0.53+/-0.17（d/12 kpc）（Z/0.2 Z_sun）^-1 M_sun/yr，dM_out/dt >~ 0.16+/-0.06（d/12 kpc）（Z/0.5 Z_sun）^-1 M_sun/yr。流入的气体超过流出的气体，表明银河系目前处于流入主导的阶段，但在两个方向上都存在大量的质量通量，支持银河系喷泉模型，其中气体不断在盘和晕之间循环。我们还发现，在两个方向（进出）的金属通量是不可区分的。通过比较流出速率和银河系恒星形成速率，我们给出了盘宽银河系风的质量负载因子（etc_HVC）的第一个估计值，发现eta_HVC >~ 0.10+/-0.06（d/12 kpc）（Z/0.5 Z_sun）^-1。包括低速和中速云以及热气的贡献将增加这些流入和流出的估计。
2019-09-12 astro-ph.GA
Nuclear Outflow of the Milky Way: Studying the Kinematics and Spatial Extent of the Northern Fermi Bubble
我们报告了一个系统的，光谱的，紫外线吸收线调查，映射在银河系中心区域的高速气体的空间和运动学特性的新观测。我们研究的假设，这种气体的痕迹双锥核外流。利用哈勃空间望远镜投射到北费米泡内外的47颗背景类星体和晕星的紫外光谱，研究了北费米泡周围高速吸收的发生率，并利用北费米泡内部的5条视线约束了O I、Al II、C II、C IV、Si II、Si III、Si IV等物质示踪的流出气体的速度和柱密度。在北费米泡内的所有五条视线都表现出蓝移的高速吸收分量，而在北费米泡外的42条视线中只有9条表现出蓝移的高速吸收分量。观测到的外流速度剖面随银河系纬度和距银心的径向距离（R）而减小。观察到的蓝移速度从R~2.3 kpc时的$v_{GSR}$ =-265 km/s变化到R~6.5 kpc时的$v_{GSR}$ =-91 km/s。我们推导出沿1H 1613 -097视线的夹带气体的金属丰度，该视线穿过北部费米泡的中心，发现[O/H] $\gtrsim -0.54 \pm 0.15$。一个简单的运动学模型调整，以匹配观测到的吸收组件的速度沿五条视线内的泡沫，约束流出速度约1000 $-$ 1300公里/秒，和流出的年龄约6 $-$ 9百万年。我们估计核流出的最小质量流出率为$\gtrsim$ 0.2 $\rm{ M_{\odot}\; yr^{-1}}$。结合年龄和质量流出率，我们确定了费米泡…
2016-12-05 astro-ph.GA
Constraints on cosmic rays in the Milky Way circumgalactic medium from OVIII observations
通过比较OVIII离子吸收谱线的观测结果与分析模型的预测结果，对银河系环星系介质（CGM）中的宇宙线（CR）粒子数进行了约束。对于处于流体静力平衡的CGM，CR的引入抑制了热压力，并且影响OVIII离子丰度。我们探讨的津贴CR压力的比例，热压力（$\rm{P}_{\rm{CR}}/\rm{P}_{\rm{th}}=η$），不同的边界条件，CGM质量含量，光电离河外紫外背景和温度波动。我们发现，$η$的允许最大值是：$η\lesssim10$在PP模型和$η\lesssim6$在IT模型。我们还探讨了$η$的空间变化：上升（$η=Ax$）或下降（$η=A/x$）与半径，其中A是规范化的配置文件。特别是，在适当的温度波动条件下（PP的$σ_{\rm ln T}$较大，IT的较低），CR/热压比下降的模型优于CR/热压比上升的模型。在IT和PP模型的情况下，下降的分布分别允许$A\lesssim8$和$A\lesssim10$，从而在中心区域中容纳大的$η\,(\simeq 200)$值，但不在外部区域中。这些限制，结合来自$γ$射线和射电背景的限制，可以是有用的银河系CGM包括CR人口的模型的建立。然而，更大量的CR可以在冷相中包装，这可能是规避这些限制的一种方式。
2022-04-29 astro-ph.GA
Uncovering fossils of the distant Milky Way with UNIONS: NGC 5466 and its stellar stream
我们研究的空间集群的蓝色水平分支（BHB）恒星的$\textit{u}$ -带的加拿大-法国成像调查（CFIS，紫外近红外光学北方调查，或UNIONS）。所有主要的恒星群都与先前已知的卫星有关，其中包括NGC 5466，一个遥远的（16 kpc）球状星团。据报道，NGC 5466拥有一个很长的恒星流，尽管之前没有发现过该恒星流的单个成员。使用BHB和更多的红巨星分支星交叉匹配到$\textit{Gaia}$数据发布2，我们确定延长潮汐尾从NGC 5466的空间和运动学相干。有趣的是，我们发现这个流并不遵循与之前在离集群很远的地方检测到的路径相同的路径。我们跟踪流横跨31 $^{\circ}$的天空，并表明它表现出非常强的距离梯度范围从10 $<$ R $_{helio}$ $<$ 30千秒差距。我们比较我们的观察到简单的动力学模型的流，发现他们能够广泛地再现的整体路径和运动学。事实上，NGC 5466是如此遥远，追踪了广泛的银河系距离，有一个确定的祖先，似乎最近与银河系的磁盘有过相互作用，使其成为银河系动力学建模的独特测试案例。
2021-08-09 astro-ph.GA
Absorption-based Circumgalactic Medium Line Emission Estimates
受大型地面望远镜上的积分场单元（IFU）和紫外线敏感空间望远镜探测环星系介质（CGM）发射的建议的启发，我们调查了最有前途的发射线以及这些观测如何告知我们对CGM及其与星系形成的关系的理解。我们把我们的排放估计HST/COS吸收测量的离子周围$z\approx 0.2$银河系质量晕和模型的气体的密度和温度。我们还提供了公式，简化了将我们的估计扩展到其他样本和物理场景。我们发现，OIII 5007 A和NII 6583 A，这在固定的离子柱密度主要是敏感的气体，他们居住的热压力，可能是可检测的KCWI，特别是使用说明书上的30米望远镜的维里半径的一半。OV 630 A和OVI $1032,1038$ A可能是最有希望的紫外线，模型预测了类银河系内部100 kpc中的强度$>100~γ$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$ Sr $^{-1}$。OVI的检测将确认碰撞电离图像并约束CGM的密度分布。其他紫外线金属线限制了主动冷却和混合的气体量。我们发现，CIII 978 A和CIV 1548 A可能是可检测的，如果所观察到的OVI柱的一个可观的部分是与混合或冷却气体。在类银河系星系的$100\;$ kpc范围内的H $α$发射，即使是电离背景荧光的最小信号，也在当前IFU的范围内，而氢$n>2$莱曼系列线太弱而无法检测到。
2022-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-resolution synthetic UV-submm images for Milky Way-mass simulated galaxies from the ARTEMIS project
我们提出了红移零合成尘埃感知观测的45银河系质量的ARTEMIS项目的模拟星系，计算与SKIRT辐射转移代码。后处理程序包括恒星形成区、恒星源和弥漫尘埃的组成部分。我们为50种常用的宽带滤波器制作并公开发布逼真的高分辨率图像，从紫外线到亚毫米波长，18个不同的视角。我们比较模拟ARTEMIS星系观察到的星系在DustPedia数据库中具有类似的恒星质量和恒星形成率，并合成观测的模拟星系的御夫座项目在以前的工作中使用类似的后处理技术。在所有的情况下，全球星系的属性来自使用SED拟合。我们发现，类似于御夫座，后处理ARTEMIS星系一般再现所观察到的全球通量和物理性质的标度关系，虽然尘埃消光在FUV/UV波长被低估，代表性的尘埃温度低于观察。在一个解决的规模，我们比较多波长的非参数形态学特性的选定盘星系的数据集。我们发现，ARTEMIS星系在很大程度上再现了观测到的形态趋势作为波长的函数，虽然它们似乎是更clusiveness和不对称比观察到的。我们注意到，ARTEMIS和御夫座星系在特定的恒星形成与恒星质量平面中占据相邻区域，因此合成观测数据集相互补充。
2022-03-11 astro-ph.GA
Cold gas and a Milky Way-type 2175 Å bump in a metal-rich and highly depleted absorption system
我们报告检测到一个强大的银河系型2175 $ $消光颠簸在$z$ = 2.1166在类星体光谱朝向SDSS J121143.42+083349.7从斯隆数字巡天（SDSS）数据发布10。我们进行了后续的观测与上阶梯光谱仪和成像仪（ESI）板载的ESPRIK-II望远镜和紫外和视觉上阶梯光谱仪（UVES）的VLT。这款2175磅的$ $吸收器的显著之处在于，我们可以同时检测中性碳（C I）、中性氯（Cl I）和一氧化碳（CO）。它也有资格作为一个阻尼莱曼阿尔法系统。发现J1211+0833吸收体富含金属，并具有类似于银河系盘云的尘埃耗尽模式。我们使用的列密度的C I精细结构状态和C II/C I的比例（电离平衡的假设下），推导出的温度和体积密度的吸收气体。建立了一个云光电离模型，该模型利用附加原子/离子来约束物理条件。推断出的物理条件是一致的典型的冷（T $\sim$ 100 K）中性介质，具有高密度（$n$（H I）$\sim$ 100 cm $^{-3}$）和略高于本地星际介质的压力。考虑到同时存在的C I、CO和2175 $ $凸起，再加上气体的高金属丰度、高尘埃贫化水平和整体低电离态，朝向J1211+0833的吸收体支持这样的假设，即凸起的存在需要演化的恒星星族。
2015-09-04 astro-ph.GA
Toward understanding physical origin of 2175Å extinction bump in interstellar medium
1965年在银河系星际介质（ISM）中发现了2175光年的紫外消光凸点。然而，经过半个多世纪的深入探索，它的确切起源仍然是一个争论不休的大难题。在这里，我们提出了一个混合物模型，通过该模型认为ISM中的消光凸点可能与氢化T-碳（HTC）分子（C40 H16）的簇有关，这些分子在波长2175 nm处具有固有的尖锐吸收峰。通过线性组合HTC混合物、石墨、MgSiO 3和Fe 2SiO 4的吸收光谱，我们发现任意六颗恒星的紫外消光曲线可以很好地拟合。目前的工作提出了另一种解释，以了解银河系ISM中2175年灭绝碰撞的物理起源。
2020-07-23 astro-ph.GA
Far-Ultraviolet Observations of the Spica Nebula and the Interaction Zone
本文报道了对$α$ Vir（Spica）周围广大区域进行的远紫外（FUV）观测的分析结果，包括Loop I和Local Bubble的相互作用区。整个区域在光学上是薄的，并且在FUV连续谱强度和尘埃消光之间存在一般的相关性，除了在明亮的中心恒星附近，这表明FUV连续谱的尘埃散射性质。我们进行了Monte-Carlo辐射转移模拟，以获得与尘埃散射相关的光学参数以及该区域的几何结构。的不对称因子被认为是0.38 $\pm$ 0.06和0.46 $\pm$ 0.06，分别与银河系尘埃颗粒模型。相互作用区的距离和厚度分别估计为70 $^{+4}_{-8}$ pc和40 $^{+8}_{-10}$ pc。角宿一北部的漫射FUV连续谱主要是角宿一星光散射的结果，而南部的漫射FUV连续谱主要是背景星散射的结果。\ion{C}{4} $λλ$ 1548、1551发射遍及整个区域，这与仅在\ion{H}{2}区域内明亮的\ion{Si}{2} * $λ$ 1532发射形成对比。这表明\ion{C}{4}线主要出现在气泡的壳层边界，其中来自环I的部分可能比来自局部气泡一侧的部分更大，而\ion{Si}{2} * 线则来自光电离的角宿星云。
2013-07-19 astro-ph.GA
Discovery of a Thirty-Degree Long Ultraviolet Arc in Ursa Major
我们对银河系和宇宙的星际介质的看法受到太阳附近局部环境结构的影响。在这里，我们发现了一个30度长的紫外线辐射弧，厚度只有几弧分：大熊座弧。它由几个在GALEX卫星近紫外和远紫外波段看到的弧形组成。1997年，在Hα光学谱线中首次发现了弧的两度截面;参与这项工作的业余天文学家团队在光学中发现了更多的截面。这个方向的天空以非常低的氢柱密度和尘埃消光而闻名;许多银河系外和宇宙学研究的深场都位于这个方向。漫射紫外线和星际光学辐射通常归因于星际尘埃对光的光的散射。然而，大熊座弧和普朗克卫星观测到的热尘埃排放之间缺乏相关性，这表明其他排放机制必须发挥作用。我们讨论的起源大熊座弧的结果，在太阳附近的星际冲击。
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polycyclic Aromatic Hydrocarbon and the Ultraviolet Extinction Bump at the Cosmic Dawn
针对2175埃紫外消光峰载体未知的问题，结合量子化学计算的多环芳烃（PAH）组合电子吸收光谱，重现了JWST在宇宙黎明星系探测到的红移z~6.71处消光峰，揭示PAH在早期宇宙已广泛存在。
2025-02-12 astro-ph.GA
The Role of Inner Halo Angular Momentum (Spin) in Shaping Dark Matter Bars in Milky Way Analogs
Sardar Vallabhbhai National Institute of Technology（萨达尔·瓦拉巴伊国家理工学院）；Indian Institute of Technology, Kanpur（坎普尔印度理工学院）
通过N体模拟研究暗物质晕自旋参数λ对暗物质棒形成和演化的影响，发现棒强度随自旋增加而增强，且受恒星棒屈曲显著影响。
2026-09-30 astro-ph.GA
Trans-cis molecular photoswitching in interstellar Space
甲酸（HCOOH）与许多有机分子一样，具有顺式和反式两种构象.从反式到顺式的内部转化的能垒比分子云中可用的热能高得多。因此，只有最稳定的构象异构体（反式）预期以可检测的量存在。我们报告的第一个星际探测顺式-甲酸。它只存在于紫外线（UV）照射的气体中（猎户座棒光解离区域），具有2.8+-1.0的低反式顺式丰度比，支持光开关机制：给定的构象异构体吸收恒星光子，辐射激发分子到高于相互转换势垒的电子状态。随后的荧光衰减使分子处于不同的构象形式。这种机制，我们专门研究从头计算量子计算，没有考虑在空间之前，但可能会导致各种星际分子提交紫外线辐射的结构变化。
2016-11-03 astro-ph.GA
The high-velocity clouds above the disk of the outer Milky Way: misty precipitating gas in a region roiled by stellar streams
银河系外$20^{\circ} < l < 190^{\circ}$的高速云（HVC）具有相似的空间位置、金属丰度和运动学。此外，它们的位置和运动学与几个面外恒星流相吻合。HVC起源可能与恒星流有关，要么直接从恒星流中剥离，要么通过恒星流祖先对该区域的聚合动力学搅动而沉淀。本文认为，这些HVC是“雾”降水流尾流的基础上，以下观察。类星体H1821+643的新的高分辨率（2.6 km/s）紫外光谱学将似乎是单一的HVC吸收云（分辨率为7 km/s）分解为具有$T \lesssim 3\times 10^{4}$ K的五个分量。光电离模型可以解释低电离成分，但需要一些消耗的难熔元素的灰尘，模型简并允许大范围的金属。高电离吸收线（SiIV，CIV和OVI）与低电离线在运动学上对齐，并且不能很容易地用光电离或平衡碰撞电离来解释;这些线与非平衡快速冷却模型最匹配，即，冷凝/沉淀气体，具有高金属性和显著量的HI。低电离阶段和高电离阶段都具有低的冷却时间与自由落体时间和冷却时间与声音穿越时间的比率，这使得能够破碎和沉淀。H1821+643的结果得到了附近其他六个目标的光谱学的证实，这些目标同样显示出动力学相关的低电离和高电离吸收线，并有尘埃耗尽和快速冷却的证据。
2022-10-20 astro-ph.GA
Spatially Resolved Gas Flows Around the Milky Way
我们提出了空间分辨的测量流入和流出银河系（MW）的冷气体，使用档案紫外光谱的背景类星体从哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪。我们共同添加光谱的不同背景源在密切的投影角分离的天空。这种新颖的叠加技术显著提高了光谱的信噪比，允许检测低柱密度气体（低至$EW$ > 2 mA）。我们确定吸收流入或流出，通过使用蓝/红移的高速云（HVC）的银河系中心静止框架中的吸收组件，分别。流入和流出气体的质量表面密度在天空中的变化都超过一个数量级，流入气体的平均值分别为$\langle Σ_{in}\rangle \gtrsim 10^{4.6\pm0.1}$ $M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2}$，流出气体的平均值分别为$\langle Σ_{out}\rangle \gtrsim 10^{3.5\pm 0.1}$ $M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2}$。质量流率表面密度（每单位面积的质量流率）也显示出很大的变化在天空中与$\langle \dotΣ(d)_{in}\rangle \gtrsim (10^{-3.6\pm0.1})(d/12 \mathrm{kpc})^{-1} M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2} \mathrm{yr}^{-1}$流入和$\langle \dotΣ(d)_{out}\rangle \gtrsim (10^{…
2022-02-20 astro-ph.GA
The Circumgalactic Medium of the Milky Way is Half Hidden
我们评估的银河系的环星系介质（CGM）逃避检测，由于它的速度是类似的气体在磁盘的分数。这是实现使用合成观测的CGM在一个模拟的MW质量星系，显示类似的CGM运动学的MW和外部L $\sim$ L $_*$星系。模拟观测者在类似太阳的位置观察到，在模拟的CGM中，只有50 $\%$（按质量计）的气体以高速（$|v_{\rm LSR}|\geq$ 100 km s $^{-1}$或$|v_{\rm DEV}|\geq$ 50 km s $^{-1}$）移动，并且可以观察到。低速气体与高速气体在热力学上相似，表明50 $\%$可观测分数适用于从射电到紫外线的谱线。我们将可观测到的质量分数（50 $\%$）应用于当前对MW的CGM的估计，并发现对于$\sim15$ kpc内低于10 $^6$ K的气体，校正后的总质量为2.8 $\times$ 10 $^{8} M_{\odot}$（这不包括麦哲伦系统）。这比其他L $\sim$ L $_*$星系中延伸到$\sim$ 150 kpc的CGM的总质量要小。然而，我们发现类似的OVI柱密度时，MW和外部星系之间的路径长度的差异被认为是。在模拟的CGM中低速气体的相干空间和运动学分布表明，目前对MW CGM的HI观测可能会错过大的低速HI复合体。此外，基于具有距离约束的高速线观测的MW的CGM的当前质量估计可能会错过外部晕中的气体的不可忽略的部分…
2015-04-21 astro-ph.GA
Milky Way Mid-Infrared Spitzer Spectroscopic Extinction Curves: Continuum and Silicate Features
我们测量了中红外（MIR）消光使用斯皮策测光和光谱学（3.6- 37微米）的银河系的视线样本（大部分）测量紫外消光曲线。我们使用对的方法来确定的MIR消光，然后我们适合与连续和修改Drude配置文件的硅酸盐功能的幂律。我们得到了16条消光曲线，其A（V）值范围为1.8-5.5，R（V）值范围为2.4-4.3。我们的样本包括两个密集的视线，具有3微米的冰特征检测和弱2175 A凸起。我们计算的平均A（λ）/A（V）漫射视线消光曲线低于大多数以前的文献测量。这与文献中的扩散尘埃颗粒模型相吻合，虽然它有点高。10微米的硅酸盐特征与2175 A撞击没有关联，这是第一次提供直接的观测确认，这两个特征来自不同的颗粒群。10微米硅酸盐特征的强度变化为$\sim$ 2.5，与A（V）或R（V）无关。它是很好的拟合由一个修改的Drude配置文件与中心波长，宽度和不对称性之间的强相关性。我们不检测以A（lambda）/A（V）为单位的限值为0.0026（5- 10微米）、0.004（10- 20微米）和0.008（20-40微米）的其它特征。我们发现由C乘以E（K_s-V）/E（B-V）估计R（V）的标准公式C = -1.14，离散度为$\sim$ 7%.使用IRAC 5.6微米带代替K_s得到C = -1.03和$\sim$ 3%的最小散射。
2021-05-12 astro-ph.GA
Blanco DECam Bulge Survey (BDBS) III: A new view of the double red clump in the Milky Way bulge through luminosity and color distribution
红团星是研究银河系核球结构的最佳示踪星之一。在这里，我们报告了一个新的观点，通过亮度和颜色分布的RC星在9个隆起领域（$l$ = 0.0 $^{\circ}$，$\pm$ 4.5 $^{\circ}$ ; $b$ = -6.0 $^{\circ}$，-7.5 $^{\circ}$，-9.0 $^{\circ}$）从布兰科DECam隆起巡天（BDBS），其中包括近紫外近红外带通的RC星。明亮和暗淡的RC在（$u-g$）$_{0}$和（$u-i$）$_{0}$颜色中显示出对比鲜明的分布，但在（$J-K_{s}$）$_{0}$中的分布相似，并随银河经度而变化，其中明亮的RC通常比暗淡的RC更红。特别是，当使用（$u-g$）$_{0}$颜色时，RC星被清楚地分为更蓝和更红的星群（（$u-g$）$_{0}$ $<$ 2.5表示更蓝的RC;（$u-g$）$_{0}$ $\ge$ 2.5表示更红的RC）。较蓝的恒星在昏暗的RC区域显示出一个单团，而较红的恒星在明亮和昏暗的RC区域都形成了双团。在正经度区域，明亮的红星团占主导地位，而在负经度区域，这些红星团的暗淡是重要的。我们还证实，蓝色和红色的恒星有不同的峰值金属丰度通过比较与光谱（$Δ$ [Fe/H] $\sim$ 0.45 dex）。因此，我们的研究结果支持这样一种情况，即MW凸起由贫金属恒星的球状体和主要由富金属恒星组成的四方形/花生形（…
2021-01-15 astro-ph.GA
Intermediate- and high-velocity clouds in the Milky Way I: covering factors and vertical heights
中高速云（IVC，HVC）是银河系（MW）恒星形成的潜在燃料来源，但它们的起源和命运敏感地取决于它们的距离。我们在55颗晕星垂直高度$|z| \gtrsim 1$ kpc的HST高分辨率紫外光谱中寻找IVC和HVC。我们发现，IVC（$40 \leq |v_{\rm LSR}| <90$ km/s）有一个高的检测率-覆盖因子，$f_c$ -这是大约恒定（$f_c =0.90\pm 0.04$）从$z=1.5$到$14$ kpc，这意味着IVC基本上局限于$|z|\lesssim 1.5$ kpc。对于HVC（$90 \leq |v_{\rm LSR}| \lesssim 170$ km/s），我们发现$f_c$从$|z|\lesssim 2-3$ kpc处的$f_c \simeq 0.14\pm 0.10$增加到$5\lesssim |z|\lesssim 14$ kpc处的$f_c =0.60\pm 0.15$，后者的值类似于对类星体的发现。相比之下，恒星样本中极高速云（VHVC，$|v_{\rm LSR}|\gtrsim 170$ km/s）的覆盖因子为$f_c<4\%$，而类星体样本中的覆盖因子为20%，这意味着这些云的覆盖因子必须为$d\gtrsim 10-15$ kpc（$|z|\gtrsim 10$ kpc）。因此，在$|b|\gtrsim 15^\circ$具有$|v…
2022-02-11 astro-ph.GA
Fundamental Properties of the Highly Ionized Plasmas in the Milky Way
星际介质（ISM）中的冷却转变温度气体，由高离子Si IV、C IV、N V和O VI追踪，有助于限制能量从T >10^6 K的热ISM流到T< 2x10^4 K的暖ISM。利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）1.5-2.7 km/s分辨率的Si IV、C IV和NV吸收光谱，以及远紫外光谱探测器（FUSE）15 km/s分辨率的O VI吸收光谱，研究了银河系盘中38颗恒星视线范围内的这种气体的性质。Si IV和C IV的吸收表现出宽的和窄的分量，而在N V和O VI中仅看到宽的分量。窄组分意味着气体的温度小于7 × 10^4 K，并追踪两种不同类型的气体。强、饱和和窄的Si IV和C IV组分追踪了与O型恒星及其超壳层附近有关的气体。较弱的窄Si IV和C IV组分示踪气体在一般ISM中，其由来自冷却热气体的EUV辐射光电离，或从转变温度阶段以非平衡方式辐射冷却，但很少由Al III探测的温暖电离介质（WIM）。宽Si IV、C IV、N V和O VI分量跟踪碰撞电离气体，其非常可能经历从热ISM到暖ISM的冷却过渡。冷却过程可能提供产生N（C IV）/N（Si IV）= 3.9 +/- 1.9的调节机制。冷却过程还产生吸收线，其中线宽的中值和平均值随着产生离子所需的能量而增加。
2010-11-12 astro-ph.GA
High-resolution synthetic UV-submm images for simulated Milky Way-type galaxies from the Auriga project
本文介绍了用SKIRT辐射转移程序计算的御夫座计划中30个星系的考虑尘埃衰减和尘埃发射的红移-零综合观测数据。后处理过程包括恒星形成区，恒星源，并考虑到随机加热的尘埃颗粒弥漫尘埃组件。这使我们能够获得逼真的高分辨率宽带图像和从紫外到亚毫米波长的通量。对于扩散的灰尘组件，我们考虑两种机制，分配灰尘的模拟中的气体细胞。在一种情况下，只有最低温度或最冷的气室才允许有灰尘，而在另一种情况下，放宽这一条件，允许更多的含尘气室。后一种方法产生的星系具有更大的径向尘埃范围和增强的尘埃存在于螺旋间区域。在全球范围内，我们比较御夫座星系的观测，通过推导尘埃标度关系，使用SED拟合。在一个解决的规模，我们做了一个多波长的形态比较与9个良好的解决螺旋星系从DustPedia观测数据库。我们发现，对于这两种尘埃分配方法，虽然御夫座星系显示出良好的整体协议与观测尘埃属性，他们表现出略高的比尘埃质量。多波长形态分析表明御夫座星系与观测星系在可见光波段上有很好的一致性。在中红外和远红外波段，御夫座星系与观测到的对应星系相比显得更小，更集中。我们公开发布的多观察者的图像和通量在50个常用的宽带过滤器。
2021-07-14 astro-ph.GA
Analysis of the 3.2-3.3 $μ$m Interstellar Absorption Feature on Three Milky Way Sightlines
本文分析了三个银河系源方向的3.2-3.3 $μ$m星际吸收特征，通过高斯拟合修正光谱，发现该特征与紧凑和不规则PAHs相关，支持PAH假说。
2024-02-15 astro-ph.GA
The AURORA Survey: The Nebular Attenuation Curve of a Galaxy at z=4.41 from Ultraviolet to Near-Infrared Wavelengths
University of Kentucky（肯塔基大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Leiden University（莱顿大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
利用AURORA调查的JWST/NIRSpec观测数据，研究z=4.41星系GOODSN-17940的星云消光曲线形状，发现其消光曲线在长波长处比常见尘埃曲线更陡，且在紫外波段比SMC和Calzetti曲线更浅，且无显著2175Å bump，表明高红移星系的消光曲线不能简单用常见模型描述。
2026-05-19 astro-ph.GA
The Impact of Local Stellar Radiation on Dwarf Galaxy Formation Around Milky Way Analogues Across Cosmic Reionization
本研究利用Auriga项目的模拟，探究局部恒星辐射对银河系类似星系周围矮星系形成的影响，发现其在再电离前抑制低质量暗物质晕中矮星系形成，红移z=4后影响近乎消失，最暗弱卫星星系的减少量无统计显著性。
2025-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nature or Nurture: LMC-like Dust in the Solar Metallicity Galaxy M31
本研究利用HST测量了M31的17条UV消光曲线，发现其与LMC 30-Dor区域相似，表明局部环境比全局金属丰度更影响尘埃属性。
2025-07-11 astro-ph.GA
Molecular Gas within the Milky Way's Nuclear Wind
我们报告的第一个直接检测到分子氢与银河核风。LS 4825是一颗B1 Ib-II型恒星，位于$l,b$ = 1.67 $^{\circ}$，$-$ 6.63 $^{\circ}$，距离太阳$d$ = 9.9 $^{+1.4}_{-0.8}$ kpc，$\sim$位于银心附近银道面下1 kpc，它的远紫外光谱探测器光谱显示出两个高速H $_2$分量，分别位于$v_\mathrm{LSR}$ = $-79$和$-108$ km s $^{-1}$。与此相反，在$d$ =4.9 $^{+0.8}_{-0.7}$ kpc的附近（距离$^{\circ}$ 0.6）的前景恒星HD 167402的FUSE光谱显示，在这些速度下没有H $_2$吸收。在高速云中识别出60多条$J$旋转能级$J$ = 0 ~ 5的谱线。对于$v_\mathrm{LSR}$ = $-79$公里秒$^{-1}$云，我们测量总日志$N$（H $_2$）$\geq$ 16.75厘米$^{-2}$，分子分数$f_\mathrm{H_2}$ $\geq$ 0.8%，和$T_{01}$ $\geq$ 97和$T_{25}$ $\leq$ 439 K的地面和激发态旋转激发温度。在$v_\mathrm{LSR}$ = $-108$ km s $^{-1}$时，我们测量log $N$（H $_2$）= 16.13 $\pm$ 0.10 …
2021-12-06 astro-ph.GA
The discovery of the faintest known Milky Way satellite using UNIONS
利用UNIONS巡天发现银河系最暗卫星星系大熊座III/UNIONS 1，通过光谱确认其成员并测量速度弥散，为揭示极暗卫星本质提供关键候选。
2023-11-16 astro-ph.GA
The Sharpest Ultraviolet view of the star formation in an extreme environment of the nearest Jellyfish Galaxy IC 3418
本文利用ASTROSAT卫星上的紫外成像望远镜（UVIT）对室女星系团中最近的水母星系或火球星系IC 3418/VCC 1217进行了远紫外成像。在IC 3418的17 kpc长的湍流尾流中观察到的年轻恒星形成，由于冲压压力剥离被热的星团内介质包围的冷气体，是一个独特的实验室，在Milkyway中不可用。我们试图解决恒星形成团块，看到紧凑的GALEX紫外线图像，使用更好的分辨率与UVIT和合并的紫外线光学图像从哈勃太空望远镜档案。这是第一次，我们解决了紧凑的恒星形成团块（火球）成子团块，随后可能成为十几个孤立的恒星。我们推测其中许多可能是蓝超巨星，它们是SDSS J122952.66+112227.8的表亲，SDSS J122952.66+112227.8是我们之前发现的围绕这些紧凑团块的最远恒星（~17 Mpc）。我们发现这些火球中恒星形成率（每年4 - 7.4 x 10^-4 M太阳）的证据（根据紫外线通量密度估计）随着与母星系的距离而增加。我们提出了一个新的动力学模型，在这个模型中，剥离的气体可能会发展出涡旋，涡旋在那里由于自引力而发展成致密的恒星形成团块。引力随着时间或长度的推移而战胜湍流力，这可以解释在远离母星系的火球中观察到的更高的恒星形成率和更蓝/更年轻的恒星的令人困惑的趋势。
2021-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
High-velocity clouds as streams of ionized and neutral gas in the halo of the Milky Way
高速云（HVC），在银河系高纬度地区发现的快速移动的电离和中性气体云，可能在银河系的演化中发挥重要作用。这种作用的程度敏感地取决于它们的距离和总的天空覆盖系数。我们用一系列不同电离阶段的原子种类在133活动星系核的HST高分辨紫外光谱中寻找HVC吸收。这使我们能够识别中性，弱电离，或高度电离的HVCs在几十年的HI柱密度。对于整个银河系的天空来说，|v_LSR| >90 km/s的紫外选择的HVC的天空覆盖因子为68%+/-4%。我们表明，我们的调查基本上是完整的，即，未检测到的具有极低N（H）（HI+HII）的HVC群体对于HVC质量收支不太可能是重要的。我们确认，主要离子化的HVC包含至少一样多的质量作为传统的HI HVC，并表明，大HI HVC复合物一般有电离的信封延伸远离HI轮廓。银河系天空中也有大片区域被电离的高速气体覆盖，附近几乎没有HI辐射。结果表明，从活动星系核和恒星样品中提取的90< |v_LSR| <170 km/s的HVC的覆盖因子是相似的。这证实了这些HVC在太阳的5-15 kpc范围内。这些HVC的覆盖因子随着垂直高度的降低而下降，这与HVC在落入银河系盘时被减速或中断是一致的。|v_LSR| >170 km/s的HVC主要与b 0处的麦哲伦流<0 and its leading arm at b>以及其它已知的大HI复合体有关。因此，在本星系群中没…
2012-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Ultraviolet Sky: An Overview from the GALEX Surveys
银河演化探测器（GALEX）首次在紫外线（UV）下对天空进行了调查。它的遗产是一个前所未有的数据库，其中包含远紫外（FUV）和近紫外（NUV）的2亿多个源测量，以及扩展对象的宽场成像，填补了我们在电磁波谱上对天空的看法的重要空白。紫外线巡天为确定和研究选定类别的恒星和银河系外天体提供了独特的灵敏度。我们研究了天空中紫外线源的整体内容和分布，以及幅度和颜色。为此目的，我们已经构建了最终目录的紫外线源具有均匀的质量，消除重复测量相同的来源。这样的目录可以促进对紫外线选择的样品进行各种调查，以及规划未来的任务。我们描述了用于建立目录的标准，它们的覆盖范围和完整性。我们包括了远紫外和近紫外探测器都暴露的观测结果;来自全天空成像调查（AIS）的28，707个字段覆盖了22，080平方度的独特区域（在我们将星表限制在视场中心1度直径之后），典型深度约为20/21等（FUV/NUV，在AB mag系统中）和来自中深度成像调查（MIS）的3，008个字段，覆盖了大约22.7 mag深度的总共2，251平方度。这两个星表分别包含约7100万和1660万个源。热星的密度反映了银河系的结构，银河系和河外源的计数都受到银河系尘埃消光的调制，紫外数据对此非常敏感。
2013-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Binary Populations of Eight Globular Clusters in the Outer Halo of the Milky Way
本文分析了外星系晕中八个球状星团的色星等图。图像是用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机的宽视场通道和宽视场相机3的紫外和视觉通道拍摄的。我们已经确定了主序星上联星的比例，并将结果与最近一篇论文的结果相结合，其中我们中的一些人对59个银河GC进行了类似的分析。总的来说，现在已经在67个GC中均匀地研究了双星。我们研究了双星系统的径向分布、光度分布、质量比分布以及与主星系参数的单变量关系。我们证实了二进制分数和主机集群的亮度之间的反相关，并发现低光度集群可以主机在集群核心超过40%的大人口。然而，我们的研究结果并不支持一个显着的相关性与集群的年龄在文献中所建议的。在大多数GC中，双星比单星更集中。如果将双星的比例归一化为核心双星的比例，径向密度分布遵循一个共同的趋势。它在中心有一个最大值，在离星团中心大约两个核心半径的距离处下降两倍。在$\sim$ 5个芯半径的径向距离处下降到其最小值之后，其在较大半径处保持近似恒定。我们还发现双星的质量比和分布随主星质量的变化几乎是平坦的。
2015-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Ultraviolet Spectrum of the Tidal Disruption Flare ASASSN-14li
我们提出了一个哈勃空间望远镜的STIS光谱ASASSN-14 li，第一个休息帧的潮汐破裂耀斑（TDF）的紫外光谱。下面的连续体与具有$T_{\mathrm{UV}} = 3.5 \times 10^{4}$ K的黑体很好地拟合，该黑体比从X射线光谱推断的温度小一个数量级（并且比以前基于光学和近紫外测光的努力更精确）。叠加在这个蓝色的连续，我们检测到三类功能：窄吸收银河系（可能是一个高速云），窄吸收和广泛的（半高宽$\approx 2000$-8000公里秒$^{-1}$）发射线在/附近的系统主机速度。吸收线相对于发射线蓝移了$Δv = -(250$-400）km s $^{-1}$。由于这两个速度偏移和缺乏共同的低电离功能（镁II，铁II），我们认为，这些来自相同的吸收材料，负责低速外流发现在X射线波长。宽的核发射线显示出明显的丰度模式：N Ⅲ]、N Ⅳ]、He Ⅱ相当突出，而普通类星体C Ⅲ]和Mg Ⅱ的发射线则很弱或完全不存在。对这一光谱的详细建模将有助于阐明有关TDFs中发射过程性质的基本问题，而ASASSN-14 li未来的紫外光谱将有助于证实（或反驳）之前提出的TDFs和“富氮”类星体之间的联系。
2016-02-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Influence of Far-Ultraviolet Radiation on the Properties of Molecular Clouds in the 30 Dor Region of the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个完整的12 CO J = 1-0的大麦云（LMC）的突出分子脊的地图获得的22米ATNF Mopra望远镜。该区域从剑鱼座30向南延伸约2度（或1.7kpc），这是本星系群中最活跃的恒星形成区域。这个分子脊的位置是独一无二的，因为它使我们能够研究分子气体的性质作为一个功能的环境辐射场在低金属环境。我们发现分子脊内的CO发射团的物理性质不随远紫外辐射场的强度而变化。由于团簇的峰值CO亮度与辐射场强度无关，因此沿脊的CO-H_2转换因子的观测值似乎需要分子气体的动力学温度升高，而CO发射的角填充因子的降低抵消了这一点。我们发现分子脊和外银河系中CO到H_2的转换因子之间的差异比以前的CO发射研究所报道的要小：将相同的云识别和分析方法应用于我们对LMC分子脊的CO观测和Dame等人（2001）的外星系巡天的CO数据，我们发现，分子脊中CO到H_2的平均转换因子为X_CO =（3.9+/-2.5 10 ^20 cm^-2（K km s^-1）^-1，大约是我们测定的银河系外层云的值的两倍。分子脊中的CO团块的质谱和性质之间的标度关系与银河系分子云的质谱和性质之间的标度关系相似，但不完全相同。
2009-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analysis of mass-transferring binary candidates in the Milky Way
Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Technical University of Denmark（丹麦技术大学）
研究通过识别银河系中质量转移双星候选体，利用多标准筛选方法发现候选系统，并提供改进的HG星目录。
2025-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 3521 as the Milky Way near twin: spectral energy distribution from UV to radio decameter ranges
Main Astronomical Observatory of the NAS of Ukraine（乌克兰国家科学院主要天文台）；Institute of Radio Astronomy of the National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院射电天文学研究所）；International Center for Astronomical, Medical, and Ecological Research, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院国际天文、医学与生态研究中心）；Institute of Astronomy, V.N. Karazin Kharkiv National University（V.N.卡拉津哈尔科夫国立大学天文学研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）
通过均匀孔径测光构建银河系近双胞胎 NGC 3521 从紫外到十米波段的 SED，结合 CIGALE 建模和低频射电约束，验证其作为银河系模拟体的可行性。
2026-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
