The persistence of high altitude non-equilibrium diffuse ionized gas in simulations of star forming galaxies
该研究通过纳入超新星与光电离反馈并追踪低密度气体的非平衡电离复合，解释了高海拔弥散电离气体的长期持续及其Hα与脉冲星色散观测差异。
2024-04-09 astro-ph.GA
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
Helium Ionization in the Diffuse Ionized Gas surrounding UCHII regions
我们提出了测量的单电离氦氢比（$n_{He^+}/n_{H^+}$）对扩散气体周围的三个超紧凑HII（UCHII）区域：G10.15-0.34，G23.46-0.20 \和G29.96-0.02。我们使用GBT测量$n_{He^+}/n_{H^+}$比，观察了5 GHz附近氢和氦的射电复合线（RRL）。测量的动机是在温暖的电离介质（WIM）和在银河系内扩散电离区（WIM）观察到的低氦电离。我们的数据表明，氦是不均匀的电离在三个观察到的来源。在源G10.15-0.34和G23.46-0.20中，有少数观测位置没有检测到氦谱线，得到的$n_{He^+}/n_{H^+}$比的上限分别为0.03和0.05。选定的来源港口的恒星类型O 6或更热的氦线检测到明亮的无线电连续辐射的来源与平均$n_{He^+}/n_{H^+}$值为0.06 $\pm$ 0.02。因此，我们的数据表明，位于观测区域内的年轻大质量恒星附近的扩散气体中的氦并没有完全电离。我们研究了非均匀氦电离的起源，并排除了以下可能性：（a）在观测区域中氦被双重电离，（b）低的$n_{He^+}/n_{H^+}$值是由于吸积低质量恒星产生的额外氢电离辐射造成的（Smith 2014）。我们发现，电离光子的尘埃的选择性吸收，可以导致低氦电离，但需要进一步的调查，以发展一个自洽的模型在HII地区的尘埃。
2017-03-09 astro-ph.GA
The Diffuse Ionized Gas Halo of the Small Magellanic Cloud
威斯康星H-阿尔法成像仪（WHAM）的观测显示，小麦哲伦云（SMC）周围有一个大的、弥漫的电离晕。我们提出了第一个运动学H-α调查的星系周围的扩展区域，从（l，b）=（289.5，-35.0）到（315.1，-5.3）和覆盖+90 <= vLSR <= +210公里秒-1。电离气体辐射远远超出了星系的中央恒星组成部分，达到类似的距离，由21厘米的观测跟踪的弥漫中性晕。H-α辐射超出了目前H I测量的灵敏度几度，朝向更小的银河系边缘和更负的银河系纬度。SMC附近的电离气体的速度场似乎类似于星系的中性晕。利用观测到的发射测量作为指导，我们估计这个新发现的电离成分的质量大约为（0.8 - 1.0）x 10^9 M_sun，这与同一区域的总中性质量（0.9 - 1.1）x 10^9 M_sun相当。我们发现在三个不同的分区中，总电离气体质量除以总中性加电离气体质量的比率为：（1）在SMC及其扩展晕中为46%-54%，（2）在SMC尾部向麦哲伦桥延伸的部分为12%-32%，（3）在远离SMC向麦哲伦流延伸的暗条中为65%-79%。这个新发现的相干H-α细丝似乎没有结构良好的中性成分，也与之前在流中通过21 cm发射追踪的两个细丝不一致。
2019-11-27 astro-ph.GA
Radiation hydrodynamics simulations of the evolution of the diffuse ionized gas in disc galaxies
有强有力的证据表明，弥漫电离气体（DIG）在盘星系的光电离辐射的紫外发光的O和B星在银盘，无论是从观测和详细的数值模型。然而，目前还不清楚是什么机制负责提供必要的压力支持的扩散气体层在kpc规模以上的光盘。在这项工作中，我们调查，如果由光电离引起的压力增加可以提供这种支持。我们运行自洽辐射流体动力学模型的气体盘在外部潜力。我们发现，光电离反馈可以驱动低层次的湍流在致密的星系盘，它提供了压力支持的扩展扩散气体层。我们的研究结果表明，有一个自然的微调之间的总电离辐射预算的源在星系中的ISM的不同电离阶段的气体量，并提供了第一个完全一致的辐射流体动力学模型的DIG。
2019-07-03 astro-ph.GA
Detection of Extraplanar Diffuse Ionized Gas in M83
我们提出了第一个运动学研究的面外弥漫电离气体（eDIG）在附近，面对盘星系M83使用光学发射线光谱从罗伯特Stobie光谱仪在南部非洲大望远镜。我们用马尔可夫链蒙特卡罗方法将[NII] $λλ$ 6548，6583，H $α$，和[SII] $λλ$ 6717，6731发射线分解成H Ⅱ区和扩散电离气体发射。面外扩散气体的特征在于其发射线比（[NII] $λ$ 6583/H $α\gtrsim 1.0$）和相对于盘的旋转速度滞后（投影中为$Δv = -24$ km/s）。随着各向同性的有趣的影响，弥漫气体的速度色散，$σ= 96$公里/秒，是一个在M83比在银河系和附近，边缘盘星系高几个因素。湍流压力梯度足以支持eDIG层在$h_{z} = 1$ kpc的电子尺度高度处处于动态平衡。然而，这个动态平衡模型必须微调，以重现旋转速度滞后。有证据表明，在星盘的恒星形成区域附近存在着局部的整体流动，这表明气体的动力学状态可能介于动力学平衡和星系喷泉流之间。作为研究eDIG运动学在一个面对星系的第一次努力之一，这项研究表明，在低倾角系统的径向分布，批量速度和垂直速度分散的特点的可行性。
2017-07-25 astro-ph.GA
Testing a Dynamical Equilibrium Model of the Extraplanar Diffuse Ionized Gas in NGC 891
所观察到的平面外扩散电离气体（eDIG）层的尺度高度超过其热尺度高度的几个因素，在银河系和其他附近的边缘盘星系。在这里，我们测试的面外扩散电离气体层在NGC 891，在那里我们问的热，湍流，磁场，和宇宙射线的压力梯度是否足以支持层的动态平衡模型。在WIYN 3.5米望远镜的SparsePak积分场单元的光学发射谱线光谱中，位置-速度空间中的H-α发射表明eDIG位于银河系中心半径R_min <= R <= 8 kpc之间的环中，其中R_min >= 2 kpc。我们发现热（sigma_th = 11 km/s）和湍流（sigma_turb = 25 km/s）的速度色散不足以满足流体静力学平衡方程给出的指数电子尺度高度h_z = 1.0 kpc。通过对嫦娥一号巡天射电连续谱观测的文献分析，我们证明了如果宇宙射线与系统有足够的耦合（gamma_cr = 1.45），磁场和宇宙射线压力梯度足以稳定地支持R >= 8 kpc的气体。因此，一个稳定的动力学平衡模型是可行的，只有当面外扩散电离气体被发现在一个薄环R = 8 kpc，和非平衡模型，如银河喷泉流的兴趣，为进一步研究。
2016-09-23 astro-ph.GA
Analysis of the diffuse ionized gas database: DIGEDA
扩散电离气体（DIG）的研究已经取得了进展，迄今为止没有提供任何严格的标准来区分DIG和HII区。在这项工作中，我们编制了29个星系的发射线测量的科学文献中，从而建立了第一个DIG数据库（DIGEDA）。利用这个数据库，我们继续分析的DIG使用的[NII]/Ha，[OI]/Ha，[OIII]/Hb和[SII]/Ha线的比率，包括H α发射措施的全球性质。这个分析使我们得出结论，[NII]/Ha比值提供了一个客观的标准，区分一个发射区是DIG或HII区，而EM（Ha）是一个有用的量，只有当星系被单独考虑。最后，我们发现，在文献中被归类为DIG的Irr星系的发射区似乎实际上是更相似的HII地区比螺旋星系的DIG。
2009-10-14 astro-ph.GA
The GBT Diffuse Ionized Gas Survey (GDIGS): Discrete Sources
本研究利用GBT弥散电离气体巡天的4-8 GHz射电复合线数据，分析银道面分立源的电离气体发射，新测定百余H II区速度、发现疑似新H II区及未知类型高速源等，为银河系电离气体研究提供新观测结果。
2023-10-02 astro-ph.GA
The diffuse ionized gas (DIG) in star-forming galaxies: the influence of aperture effects on local HII regions
弥散电离气体（DIG）对星系的星云发射有贡献，导致发射线通量比与HII区域产生的通量比有很大不同。通过比较[SII] 6717，31在附近星系HII区的定点观测和更遥远星系的积分光谱，最近有人声称DIG也可以深刻影响明亮的恒星形成星系的发射，并且必须对观测到的线比进行大的校正，以恢复HII区的真正贡献。在这里，我们表明，而不是DIG对恒星形成星系的综合光谱的影响是低于在以前的工作中假设的。事实上，孔径效应对附近HII区域光谱的影响在很大程度上是观测到的差异的原因：当使用足够大的孔径提取局部HII区域的光谱时，同时仍然避免DIG，观测到的线比与更遥远的星系相同。这一结果与使用强线方法测量金属丰度高度相关。
2021-09-06 astro-ph.GA
Numerical Models for the Diffuse Ionized Gas in Galaxies. I. Synthetic spectra of thermally excited gas with turbulent magnetic reconnection as energy source
目的：本工作的目的是验证是否湍流磁重联可以提供额外的能量输入所需的解释到目前为止只有很少了解的电离机制的弥漫电离气体（DIG）在星系和它的观测到的发射线光谱。研究方法：我们使用一个详细的非LTE辐射转移代码，不使用通常的限制性气体星云近似计算合成光谱的气体在低密度。气体的激发是通过能量平衡中的附加加热项以及通过光电离。这个加热项的数值来自三维电阻磁流体动力学双流体等离子体-中性气体模拟计算能量耗散率的DIG在典型条件下。结果：我们的模拟表明，磁重联可以释放足够的能量，完全或部分的气体。然而，纯热激发气体的合成光谱与观察到的光谱不相容;必须另外存在光电离源以在气体中建立正确的（观察到的）电离平衡。
2012-06-02 astro-ph.GA
H$α$ kinematics of the isolated interacting galaxy pair KPG 486 (NGC 6090)
在光学图像中，没有被充分研究的孤立的相互作用星系对KPG 486（NGC 6090）显示出与星系对The Gentleman（NGC 4038/39）相似的特征。为了比较两个星系对之间电离氢气的分布、形态以及运动学和动力学行为，我们提出了用扫描法布里-珀罗干涉仪（F-P）A获得的NGC 6090的H $α$发射线的观测结果。对NGC 6090中的每个星系，我们得到了它们的运动学参数、速度场和自转曲线，并分析了它们相遇所引起的一些扰动。我们通过与文献中的运动学结果进行比较，验证了我们的结果的一致性。将我们对NGC 6090的结果与之前对银河系进行的类似运动学分析的结果进行比较，突出了这些星系对之间的巨大差异。
2021-12-30 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
Time-dependent metal ionization and the persistence of collisionally excited emission lines in the diffuse ionized gas of star forming galaxies
本研究扩展时间依赖氢电离模拟至金属，发现超新星加热与OB星电离结合可再现银河系及NGC 891的发射线比值，而电离平衡模型无法解释高海拔低密度气体的持续高电离态发射线。
2024-11-11 astro-ph.GA
ALMA Observations of the Antennae Galaxies: I. A New Window on a Prototypical Merger
本文介绍了利用ALMA对合并中的银河系（NGC 4038/39）的“重叠”区进行的迄今为止最高空间分辨率（~0.5”）的CO（3-2）观测。我们报告发现了一个长（3千秒差距），薄（纵横比30/1），细丝的CO气体分解成大约10个单独的节点。每个单独的结都有一个低的内部速度色散（~10 km/s），并且细丝中结的集合的色散也很低（~10 km/s）。在另一个极端，我们发现Wilson和合作者讨论的超巨型分子云2区域中的单个云具有大范围的内部速度色散（10至80 km/s），以及集合之间的大色散（~80 km/s）。我们使用的组合光学和近红外数据从HST，无线电连续观测采取的VLA，和CO数据从ALMA开发一个进化的分类系统，它提供了一个框架，研究序列的恒星团簇形成和演化，从弥漫SGMCs，原，嵌入式，新兴，年轻，和中间/老集群。相对时间尺度进行了评估，确定在每个进化阶段的源的分数人口。使用演化框架，我们估计在一个单一的SGMC的集群的最大年龄范围是~10万年，这表明，分子气体被删除在这个时间尺度上导致停止恒星形成和破坏的GMC半径约为200 pc。（节略）
2014-10-16 astro-ph.GA
Numerical Models for the Diffuse Ionized Gas in Galaxies. II. Three-dimensional radiative transfer in inhomogeneous interstellar structures as a tool for analyzing the diffuse ionized gas
目标：我们系统地探索一个合理的子集的参数空间，涉及有效的温度和金属的电离恒星源，硬化的影响，其辐射周围泄漏的HII地区与不同的逃逸分数，以及不同的情况下的块状的DIG，并计算所得的线强度比的诊断光发射线的数量。研究方法：对于电离通量，我们计算网格的恒星光谱能量分布（SED）从详细的，完全非LTE模型的大气，包括恒星风和线阻塞和覆盖的影响。为了计算HII区域和扩散电离气体的电离和温度结构，我们使用球对称光电离模型以及最先进的三维（3D）非LTE辐射转移模拟，考虑氢，氦和最丰富的金属。结果如下：我们提供了定量的预测如何从HII地区和DIG的线比变化的金属丰度，恒星有效温度，和逃逸分数从HII地区的函数。预测的线比的范围内加强了这一假设，即电离的DIG（过滤）辐射从热的恒星，然而，观察到的和预测的线比的比较表明，DIG通常是电离的软SED比所选择的恒星星族合成模型预测。即使模拟参数（如聚团因子）的微小变化也会导致电离体积的显著变化。对于一个更均匀的气体和一个非常不均匀的气体，其中既有致密的团块，又有低密度的通道，银河系平面上方的稀气体中的电离区域可以停止辐射约束，允许电离辐射泄漏到星系际介质中。
2018-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diffuse Ionized Gas in Simulations of Multiphase, Star-Forming Galactic Disks
有人假设，来自年轻的大质量星团的光子负责维持银河系和其他盘状星系中弥漫的温暖电离气体的电离。对于热电离介质（WIM）的理论研究，求解辐射传输方程是至关重要的，其中ISM和团簇是自洽建模的。为此，我们采用太阳邻域模型TIGRESS，磁流体动力学模拟的多相，恒星形成ISM，和后处理的模拟与自适应射线跟踪方法转移紫外线辐射的星团。我们发现WIM体积填充因子是高度可变的，并且对电离光子产生速率和ISM结构敏感。在|z|约1 kpc时，平均WIM体积填充因子上升至约0.15。大约一半的电离光子被气体吸收，一半被尘埃吸收;累积电离光子逃逸分数为1.1%。我们的时间平均合成H $α$线轮廓匹配WHAM观测的红移（流出）侧，但蓝移侧的强度不足。我们的模拟匹配的Dickey-Lockman中性密度分布以及，但只有一小部分的快照具有高海拔WIM密度与雷诺层估计一致。我们计算了一个聚集校正因子C = <n_e>/sqrt<n_e^2>~0.2，它随离中平面的距离和时间的变化而显著恒定，这可以用来改进从观测到的边缘星系H $α$表面亮度轮廓对电离气体质量和平均电子密度的估计。
2020-06-11 astro-ph.GA
Diffuse Ionized Gas in the Milky Way Disk
利用绿岸望远镜的射电复合线（RRL）数据分析了银河系第一象限l= 18 ° ~ 40 °的弥漫电离气体（DIG）。这些数据使我们能够区分DIG发射HII区的排放，从而研究扩散气体基本上不受混乱的离散源。我们发现DIG有两个主要的速度分量，一个中心约为100 km/s，与发光的HII区W 43有关，另一个中心约为45 km/s，与任何大的HII区无关。我们的分析表明，W 43附近的两个速度分量可能是由非圆形的流动运动起源于银河系酒吧的结束附近。在较低的银河系边缘，这两个速度可能是由距离太阳两个不同距离的气体产生的，最有可能的距离是100 km/s分量的~ 6 kpc和45 km/s分量的~ 12 kpc。我们发现，由多环芳烃（PAHs）的激发引起的散射Spitzer GLIMPSE 8.0um发射的强度与离散HII区域的位置和DIG的RRL发射的强度相关。这意味着负责产生红外发射的软紫外光子与RRL发射所需的硬紫外光子具有相似的起源。8.0 μ m的发射随RRL强度的增加而增加，但在RRL发射最强的方向上，多环芳烃被部分破坏。
2017-09-26 astro-ph.GA
The EDGE-CALIFA Survey: Evidence for Pervasive Extraplanar Diffuse Ionized Gas in Nearby Edge-On Galaxies
我们调查的患病率，属性和运动学的面外弥漫电离气体（eDIG）在一个样本中的25个边缘上的星系从CALIFA调查。我们从${\rm Hα}$测量电离气体刻度高度，发现90%具有可测量的刻度高度，中值为$0.8^{+0.7}_{-0.4}$ kpc。从${\rm Hα}$的运动学，我们发现，60%的星系的旋转速度作为一个函数的高度以上的中平面的下降。这种滞后是eDIG的特征，我们测量的中位滞后为21 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，这与文献中测量的滞后相当。我们还调查了滞后与半径的变化。据报道，$\rm H{\small I}$滞后随半乳心半径系统性降低。我们发现增加和减少电离气体滞后半径，以及大量的星系一致，没有径向滞后的变化，并调查这些结果的背景下，内部和外部的起源滞后的电离气体。我们证实，${\rm [S{\small II}]}$ / ${\rm Hα}$和${\rm [N{\small II}]}$ / ${\rm Hα}$线比随中平面以上的高度增加而增加，这是eDIG的特征。eDIG的电离主要由星型复合物（泄漏的${\rm H{\small II}}$区域）控制。我们的结论是，落后的电离气体是湍流喷射气体可能导致恒星形成活动的磁盘，而不是气体在恒星厚盘或隆起。这进一步证明了eDIG是恒星反馈的产物，并且在许多本地恒星形成星系中普遍存在这种WIM阶段。
2019-05-13 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
Photoionized mixing layer models of the diffuse ionized gas
一般认为，O型星被限制在银河系中平面附近，能够以某种方式吸收螺旋星系中相当大一部分的“弥漫电离气体”（DIG），这些气体可以延伸到银河系中平面上方1-2 kpc。然而，对DIG的加热仍然知之甚少，因为简单的光电离模型不能很好地再现所观察到的线比相关性或DIG温度。我们提出了湍流混合层模型，其中温暖的光电离凝结浸没在一个热的超音速风。湍流耗散和混合产生了一个中间区域，在这里气体被加速、加热和混合。这些层的发射光谱与边缘螺旋NGC 2363中DIG的Rand（ApJ 462，712）的观测结果进行了比较。我们生成了两个序列的模型，它们相当好地拟合了[SII]/H-alpha、[OI]/H-alpha、[NII]/[SII]和[OIII]/H-beta之间的线比相关性。在一个序列的模式，热风速度增加，而在其他的电离参数和层不透明度增加。尽管混合层模型取得了成功，但再处理恒星紫外线的整体效率太低，远低于1%，这迫使我们拒绝目前形式的TML模型。
2009-02-23 astro-ph.GA
On the origins of the diffuse H-alpha emission: Ionized gas or dust-scattered H-alpha halos?
已知在明亮的H II区之外的漫射H-α发射不仅非常扩展，而且可以出现在远离H II区的不同的斑块或细丝中，并且在远离明亮的H II区的地方观察到的[S II] 6716/H-α和[N II] 6583/H-α的线比率通常高于H II区中的线比率。这些观测结果被认为是对弥漫性H-α发射（包括其他光学线）的尘埃散射起源的证据，并且在对弥漫性H-α发射的研究中忽略了尘埃散射的影响。在本文中，我们重新审视反对尘埃散射的论点，并发现尘埃散射起源的弥漫H-α发射不能排除。与先前的争论相反，预期的尘埃散射H-α晕围绕H II区域，事实上，与观察到的H-α形态非常一致。通过改变元素丰度、电离恒星类型和星际介质的聚集度，我们计算了一组广泛的光电离模型，发现在弥漫的星际介质中观测到的[S II]/H-α、[N II]/H-α和He I 5876/H-α的谱线比值与H II区域周围的尘埃散射晕一致，H II区域是由O型和/或B型恒星光电离的。我们还表明，H-α吸收功能的基础连续从尘埃散射星光（“弥漫银河光”）和未解决的恒星是能够大大增加的[S II]/H-α和[N II]/H-α线的比率在弥漫ISM。
2012-08-28 astro-ph.GA
The Effects of Diffuse Ionized Gas and Spatial Resolution on Metallicity Gradients: TYPHOON Two-Dimensional Spectrophotometry of M83
我们提出了一个系统的研究扩散电离气体（DIG）在M83和它的金属丰度梯度测量在不同的分辨率尺度的影响。作为台风计划的一部分，我们使用在Las Campanas天文台的2.5米杜邦望远镜获得的M83的分光光度数据立方体，使用[SII]/H $α$比，HIIphot（HII寻找算法）和H $α$表面亮度从DIG中分离出HII区域。我们发现，对整体H $α$光度的贡献是大致相等的HII和DIG区域。然后将数据重新分组以模拟从41 pc到1005 pc的不同分辨率尺度下的低分辨率观测。在每种分辨率下使用五种不同的金属丰度诊断来测量金属丰度梯度。我们发现，所有的金属丰度诊断使用的DIG列入不同程度的影响。我们讨论了为什么金属丰度梯度显着影响DIG使用的HII优势和发射线比径向配置文件的原因。我们发现，应用[SII]/H $α$切割将提供一个更接近的估计，真正的金属丰度梯度高达1005 pc的分辨率，用于本研究中使用的所有金属丰度诊断。
2019-05-08 astro-ph.GA
The impact of a massive star cluster on its surrounding matter in the Antennae overlap region
超级星团（SSC），很可能是球状星团的祖先，是恒星形成的最极端形式之一。了解SSC如何形成是一个观测挑战。理论研究表明，要形成这样的星团，其母云的动力学时间尺度必须短于恒星反馈破坏母云的时间尺度。然而，由于观测支持不足，尚不清楚SSC的反馈如何作用于其周围物质。研究SSC中的反馈对于了解这些集群是如何形成的至关重要。基于ALMA和VLT观测，我们研究了位于超星系重叠区的SSC中的这一过程。我们分析了一个独特的大质量（~10^7 Msun）和年轻（1-3.5百万年）的SSC，仍然与紧凑的分子和电离气体排放有关。团簇有两个CO速度分量，一个是与团簇空间相关的低速分量，另一个是以气泡状分布在团簇周围的高速分量。我们的研究结果表明，这种气体没有参与形成的SSC的低速组件。我们认为，大部分的母云已经被吹走，加速在早期阶段的SSC演化的辐射压力，在一个时间尺度~1万年。高速分量可以追踪从母云流出的分子气体。支持的证据是在冲击加热的氢气中发现的。低速成分可能是SSC形成时附近的气体，但不是其母云或从SGMC环境迁移的团块的一部分。这些气体会被恒星风和超新星爆炸驱散。在距离簇约100 pc内，我们估计SFE> 17%，小于形成结合簇所需的30%的理论极限。需要更高的空间分辨率观测来测试和量化我们提出的方案。
2017-01-03 astro-ph.GA
HII regions and diffuse ionized gas in the AMUSING++ Compilation: I. Catalogue presentation
本研究发布基于MUSE积分场光谱的约52000个河外电离氢区星表，提出弥散电离气体去污染新方法，探究电离氢区性质与星系参数的关联并证实已知关系、发现两类弥散电离气体族。
2024-01-28 astro-ph.GA
Unraveling the Mystery of the Low CO-to-H$_2$ Conversion Factor in Starburst Galaxies: RADEX Modeling of the Antennae
本文通过ALMA多跃迁观测和RADEX建模首次分辨测量了触角星系在GMC和kpc尺度上的CO-to-H$_2$转换因子，发现其值约为银河系值的四分之一，并揭示其与CO强度、$^{13}$CO/CO比值及速度弥散的相关性，为星暴区域分子气体质量估计提供了新方法。
2024-06-09 astro-ph.GA
The GBT Diffuse Ionized Gas Survey (GDIGS): Survey Overview and First Data Release
绿岸望远镜（GBT）的扩散电离气体巡天（GDIGS）通过测量$4-8$ GHz射电复合线（RRL）来追踪银河系中平面的电离气体。标称测量区为$32.3^{\circ}> l >-5^{\circ}$、$|b|<0.5^{\circ}$，但覆盖范围在选定字段中的平面上方和下方延伸，另外还包括W 47（$l \simeq 37.5^{\circ}$）和W 49（$l \simeq 43^{\circ}$）周围的区域。GDIGS同时观测到22个Hn $α$（15个可用）、25个Hn $β$（18个可用）和8个Hn $γ$ RRL（全部可用），以及多个分子线跃迁（包括H $_2^{13}$ CO、H $_2$ CO和CH $_3$ OH）。在这里，我们描述的GDIGS调查参数和RRL数据的特点，主要集中在Hn $α$数据。我们通过平均可用的RRL产生敏感的数据立方体，在第一次平滑到0.5km/s的共同光谱分辨率和Hn $α$的2.65'，Hn $β$的2.62'和Hn $γ$的2.09'的空间分辨率之后。\hna \数据立方体中每个空间的平均光谱噪声为$\sim\!10$ mK（$\sim\!5$ mJy/光束）。这种灵敏度使GDIGS能够从整个内星系的血浆中检测RRL。GDIGS Hn $α$数据对发射测量$EM \gtrsim 1100$ cm $^{-6}$ pc敏感，其对应于1 p…
2021-03-22 astro-ph.GA
The BLOBs: Enigmatic Diffuse Ionized Gas Structures in a Cluster of Galaxies near Cosmic Noon
本文利用MUSE和KMOS积分场光谱研究红移约1.46的星系团XMMXCS J2215.9-1738，发现中心区域三个弥散[OII] blobs，其中一个由2型AGN电离，另外两个可能源于冲压剥离、AGN反馈或并合激波，为理解星系团中恒星形成淬灭和气体演化提供新线索。
2025-04-03 astro-ph.GA
A Dynamical Study of Extraplanar Diffuse Ionized Gas in NGC 5775
气态盘-晕界面的结构和运动学，被印上了在星系盘和它们的环境之间传递质量、金属和能量的过程。为了更好地理解恒星形成反馈对厚盘星际介质（ISM）动力学状态的影响，我们研究了相互作用的恒星形成星系NGC 5775中的面外扩散电离气体（eDIG）层。结合发射线光谱从罗伯特Stobie光谱仪在南部非洲大型望远镜与无线电连续观测连续晕附近的Galvan-an EVLA调查，我们问热，湍流，磁场，和宇宙射线压力梯度是否可以稳定地支持eDIG层的动态平衡。该模型未能再现观测到的指数电子尺度的eDIG厚盘和晕的东北（$h_{z,e} = 0.6, 7.5$ kpc）和西南（$h_{z,e} = 0.8, 3.6$ kpc）侧的星系在$R < 11$ kpc的高度。我们报告的第一个明确的检测增加eDIG速度分散作为磁盘以上的高度的函数。蓝移的气体沿着短轴在距离中平面很远的地方暗示了盘晕环流和/或与NGC 5774持续相互作用造成的冲压压力效应。这项工作激励进一步积分场单元和/或法布里-珀罗光谱的星系与一系列的恒星形成率，以发展空间分辨的理解的作用，恒星形成的反馈，在塑造的磁盘晕界面的运动学。
2019-09-25 astro-ph.GA
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
SPHEREx mapping of diffuse PAH and H II emission in the Galactic plane
California Institute of Technology（加州理工学院）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
本文利用SPHEREx初步测绘了银河系平面中弥散性PAH和离子氢气的分布，并研究了它们之间的关系。通过结合3.3微米PAH发射特征和4.05微米Brackett-α发射特征，发现PAH丰度与离子氢气之间存在显著反相关性，表明离子辐射是驱动PAH丰度变化的主要因素。
2026-06-03 astro-ph.GA
Atomic and Ionized Microstructures in the Diffuse Interstellar Medium
半个世纪以来，人们已经知道，我们银河系的星际介质（ISM）的结构尺度小到几百公里，比典型的ISM结构和能量输入尺度小10多个数量级。在这篇综述中，我们将重点放在几个到10^4天文单位（AU）的空间尺度上的中性和电离结构上，这些结构似乎是高度超压的，因为它们在星际气体的动力学和能量平衡中起着最重要的作用：微小尺度原子结构（TSAS）和极端散射事件（ESEs）是微小尺度电离结构（TSIS）中最超压的例子。我们回顾观测结果，并强调在AU尺度的关键物理过程。我们提出的证据和反对微观结构的一部分，一个普遍的湍流级联和离散的结构，并审查其关联超新星遗迹，本地泡，和明亮的恒星。我们提出了一些观测和理论方案，可以澄清AU结构的性质。TSAS和TSIS探测的空间尺度在湍流耗散尺度的预期范围内，因此对于约束奇异的和不太了解的物理过程至关重要，这些物理过程对天体物理学的许多领域都有影响。新出现的图像是一个磁化，湍流级联，由当地能源驱动，并与热不稳定性等现象共同作用，是这些微结构的来源。
2018-10-01 astro-ph.GA
Estimating dust attenuation from galactic spectra. II. Stellar and gas attenuation in star-forming and diffuse ionized gas regions in MaNGA
我们调查的尘埃衰减在恒星群体和电离气体在附近星系的kpc尺度区域，使用积分场光谱数据从MANGA MPL-9。我们确定恒星形成（HII）和扩散电离气体（DIG）地区的MANGA数据管。从每个区域的叠加光谱，我们测量的恒星衰减，$E(B-V)_{\rm star}$，使用的技术，李等。（2020），以及气体衰减，$E(B-V)_{\rm gas}$，从巴耳末减量。然后，我们检查$E(B-V)_{\rm star}$，$E(B-V)_{\rm gas}$，$E(B-V)_{\rm gas}-E(B-V)_{\rm star}$和$E(B-V)_{\rm star}/E(B-V)_{\rm gas}$与16个区域/全球属性的相关性，并为不同的$\rm Hα$表面亮度（$Σ_{\rm Hα}$）的区域。我们发现，在$Σ_{\rm Hα}$较高的区域，$E(B-V)_{\rm star}$和$E(B-V)_{\rm gas}$之间的相关性更强。亮度加权年龄（$t_L$）被认为是与$E(B-V)_{\rm star}$相关性最强的属性，因此与$E(B-V)_{\rm gas}-E(B-V)_{\rm star}$和$E(B-V)_{\rm star}/E(B-V)_{\rm gas}$相关性最强。在固定的$Σ_{\rm Hα}$下，所有年龄段的$\log_{10}t_L$与$E(B-V)_{\…
2021-06-08 astro-ph.GA
The kinematics of the diffuse ionized gas in NGC 4666
星际介质的整体性质及其对恒星形成和化学富集的影响对于理解星系演化具有重要意义。本文研究了螺旋星系NGC 4666的盘和晕中弥漫电离气体（DIG）的运动学和形态学，以获得有关其运动学性质的信息。特别是，我们寻找下落和流出的电离气体。我们通过高光谱分辨率（R ~ 9000）的法布里-珀罗干涉术测定了温暖电离气体的表面亮度、径向速度和速度色散。这允许确定全局速度场和检测来自该verlocity场的局部偏差。我们计算模型的DIG分布和运动学与测量数据进行比较。通过这种方式，我们确定了NGC 4666的基本参数，如倾角和刻度高度，并确定了需要额外的气体成分来拟合我们的观测数据。我们发现个别地区，特别是沿短轴，与气体成分达到晕，我们解释为一个外流成分的扩散电离气体。作为我们研究的主要结果，我们能够确定NGC 4666中DIG分布的垂直结构最好用电离气体的两个组成部分来模拟，一个厚盘和一个薄盘，分别具有0.8 kpc和0.2 kpc的尺度高度。因此，NGC 4666中增强的恒星形成驱动了外流，并保持了一层厚厚的电离气体层，让人想起银河系中的埃克塞特层。
2013-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse ionized gas and its effects on nebular metallicity estimates of star-forming galaxies
我们调查的弥漫电离气体（DIG）的恒星形成（SF）星系的丰度测定的影响。DIG使用H $α$等效宽度（$W_{\text{H}α}$）表征。从一组1，409个来自APO附近星系映射（MaNGA）调查的SF星系中，我们使用SF Spaxels的高$S/N$数据（而不是使用DIG主导的Spaxels中的噪声发射线）计算DIG对几条发射线的贡献。我们的方法适用于光谱观察到的$W_{\text{H}α} \gtrsim 10$埃（这是不占主导地位的DIG发射）。由于DIG的贡献取决于银河系的距离，我们提供了整个星系和单孔径光谱的DIG校正公式。将这些应用于斯隆数字巡天的$\,> 90,000$ SF星系样本，我们发现如下。(1)DIG对强线丰度的影响取决于所使用的指数。对于（[O III]/H $β$）/（[N II]/H $α$）指数，它可以忽略不计，但对于[N II]/H $α$，在高金属丰度端达到$\sim 0.1$ dex。(2)该结果基于$\sim$ kpc MaNGA分辨率，因此DIG的实际效果可能更大。(3)我们重新审视的质量金属丰度恒星形成率（SFR）的关系，通过校正的DIG贡献的丰度和SFR。DIG去除的效果在更高的恒星质量下更加突出。使用[N II]/H $α$指数，O/H在高恒星质量下随SFR增加，与以前的说法相反。
2019-09-02 astro-ph.GA
Biases in metallicity measurements from global galaxy spectra: the effects of flux-weighting and diffuse ionized gas contamination
星系金属丰度标度关系为理解星系演化提供了一个强有力的工具，但获得公正的全球星系气相氧丰度需要适当的治疗光谱孔径内的各种线发射源。我们提出了一个模型框架，把星系的合奏HII和扩散电离气体（DIG）地区的不同金属丰度。这些模型是基于经验关系线比和电子温度的HII区域，和DIG强线比的关系，从SDSS-IV MANGA IFU数据。通量加权效应和DIG污染可以显着影响从全球星系光谱推断的属性，在某些情况下，偏置金属丰度估计超过0.3德克斯。我们使用观测动机的输入来构建一个模型匹配到典型的本地恒星形成星系，并量化强线比，电子温度和直接方法金属丰度的偏差，从全球星系光谱相对于每个星系中的HII区域分布的中值推断。我们还提供了一个广义的模型，可以应用于个别星系或星系样本的参数空间的非典型区域。我们使用这些模型来校正通量加权和DIG污染的影响，在当地的直接方法的质量金属丰度和基本金属丰度的关系，并在质量金属丰度关系的基础上强线金属丰度。未来的光电离模型的星系线发射需要包括DIG发射和代表星系作为合奏的发射区域具有不同的金属丰度，而不是作为单一的HII区域的有效属性，以获得无偏估计的关键基本物理性质。
2017-10-19 astro-ph.GA
The Diffuse Ionized Gas of the Large Magellanic Cloud
本研究利用 WHAM 望远镜首次对大麦哲伦云周围区域进行 H$_α$ 运动学巡天，发现其电离气体质量与中性气体相当，凸显了温电离气体在麦哲伦系统中的动力学重要性。
2023-05-16 astro-ph.GA
The softness diagram for MaNGA star-forming regions: diffuse ionized gas contamination or local HOLMES predominance?
我们探索所谓的软度图-其主要功能是提供恒星形成区域的电离辐射硬度-以检查热的和老的低质量演化恒星（HOLMES）是否是恒星形成区域内电离的重要贡献者，如以前的MaNGA数据分析所建议的那样。我们使用HCM-Teff程序推导了电离参数和等效有效温度（T*），采用大质量恒星和行星状星云（PNe）的模型，通过探索软度图中不同的发射谱线，找出了MaNGA和CHAOS恒星形成区样品中观测到的软度参数差异的主要原因。我们发现，当[SII] $λλ$ 6716，6731发射线被用于软度图时，在MaNGA中被比大质量恒星更硬的源电离的区域的比例（66%）比在混沌样本中（20%）大得多。然而，当使用在$λ$ 6584处的[NII]发射线时，两个样品在该区域中的相应分数显著降低（在MaNGA中为20%，在CHAOS中为10%）。这可能表明，较低分辨率的MaNGA数据中的扩散电离气体（DIG）污染是人为增加测量的T* 的原因，而不是HII区域中HOLMES的主要作用。
2022-12-06 astro-ph.GA
H-alpha emission in local galaxies: star formation, time variability and the diffuse ionized gas
星云复合线H $α$被广泛地用作局部和高红移宇宙的恒星形成率（SFR）指标。我们提出了一个详细的H $α$辐射传输研究的高分辨率孤立的牛奶路和大麦云云模拟，包括辐射传输，非平衡热化学，尘埃演化。我们专注于H $α$发射的空间形态和时间变化，以及它与底层气体和恒星形成属性的联系。H $α$和H $β$径向和垂直表面亮度分布与附近星系的观测结果非常一致。我们发现，碰撞激发的H $α$发射的分数为$f_{\rm col}\sim5-10\%$，只有弱依赖于半径和垂直高度，散射增加了$\sim40\%$的H $α$亮度。通过巴耳末衰减的尘埃校正效果很好（固有H $α$排放可在$25\%$内恢复），尽管尘埃衰减规律取决于空间分辨和积分尺度上的衰减量本身。对于H $α$ -SFR联系的理解来说，重要的是尘埃和氦对电离辐射（莱曼连续谱[LyC]光子）的吸收，它们分别约为$f_{\rm abs}\approx28\%$和$f_{\rm He}\approx9\%$。与$f_{\rm esc}\approx6\%$的逃逸分数一起，这将氢线发射的可用预算减少了近一半（$f_{\rm H}\approx57\%$）。我们讨论的扩散电离气体的影响，显示-除其他事项外-的面外H $α$发射是由LyC光子逃逸光盘供电。这个框架的宇宙学（放大）模拟的未来应用将有助于解释高红移星系的光谱与即将到来的詹姆斯韦伯太空…
2022-04-08 astro-ph.GA
eDIG-CHANGES I: Extended Hα Emission from the Extraplanar Diffuse Ionized Gas (eDIG) around CHANG-ES Galaxies
面外弥漫电离气体（eDIG）代表星系周围的冷/暖电离气体库。为了研究它们的eDIG，我们对来自CHANG-ES样本（eDIG-CHANGES项目）的22个邻近边缘旋涡星系的H $α$图像进行了空间分析。我们进行指数拟合的样本星系的垂直强度分布，其中16个可以分解成一个薄盘加上一个扩展的厚盘组件。扩展分量的刻度高度（h）的中值为$1.13\pm 0.14$ kpc。我们发现一个紧密的次线性相关性h和SFR。此外，个别星系从最佳拟合SFR-h关系的偏移量与SFR_SD表现出显着的反相关。这表明，具有更强烈的恒星形成的星系往往具有不成比例的扩展eDIG。结合文献中的数据，我们发现eDIG性质与星系性质之间的相关性扩展到更广泛的范围。我们进一步比较eDIG的垂直延伸到其他CGM阶段的多波长测量。我们发现eDIG要稍微比中性气体（HI 21厘米线），表明存在一些扩展的电离源。大多数星系的X射线标度高度小于h，这表明在浅层观测中检测到的大多数X射线辐射实际上来自厚盘。h与L波段射电连续谱标度高度相当，两者都略大于较高频率（C波段），其中冷却更强，热贡献可能更大。H $α$和L-带标度高度的可比性表明热电子和非热电子具有相似的空间分布。这进一步表明热气体、宇宙射线和磁场可能接近能量均分。
2022-12-30 astro-ph.GA
GASP XXXII. Measuring the diffuse ionized gas fraction in ram-pressure stripped galaxies
弥漫电离气体（DIG）是星际介质的重要组成部分，它会受到星系中许多物理过程的影响。测量它的分布和在发射中的贡献使我们能够正确地研究它的电离和星系中的恒星形成。本文利用MUSE巡天（GASP）观测星系中的气体剥离现象，首次测量了38个气体剥离星系的DIG辐射。这些星系处于不同的剥离阶段。我们还比较了33个正常的星系从同一调查的DIG属性。为了估计DIG分数（C $_{DIG}$）并导出其地图，我们将衰减校正的H $α$表面亮度与$\rm [SII]/Hα$线比率相结合。我们的研究结果表明，我们既不能使用一个单一的H $α$或$\rm [SII]/Hα$值，也不能在H $α$发射线的等效宽度的阈值来区分DIG和非DIG发射占主导地位的spaxels。假设跨星系的DIG表面亮度恒定，则低估了C $_{DIG}$。对比剥离和非剥离星系，我们发现没有明显的差异，在C $_{DIG}$。DIG发射占总积分通量的20%至90%，并且与银河系恒星质量和恒星形成率（SFR）无关。C $_{DIG}$与特定的SFR反相关，这可能表明较老的（$>10^8$ yr）恒星星族是DIG的电离源。DIG分数与SFR面密度呈反相关关系，这可用于对星系中积分C $_{DIG}$的稳健估计。
2020-11-17 astro-ph.GA
Diffuse ionized gas in galaxies across the Hubble sequence at the CALIFA resolution
我们使用空间分辨光谱从Calar Alto Legacy Field Area（CALIFA）调查研究不同哈勃类型星系中的线发射气体的性质，重点是分离恒星形成（SF）区域，更好地表征为扩散电离气体（DIG）。根据${\rm H}α$的等效宽度（$W_{{\rm H}α}$）进行诊断。三星云制度确定。$W_{{\rm H}α} < 3\ Å$定义了我们称之为hDIG的区域，即DIG的组成部分，其中光电离由热的、低质量的、演化的恒星主导。$W_{{\rm H}α} > 14\ Å$跟踪SF复合物的区域。中间3- 14 $Å$范围内的$W_{{\rm H}α}$值反映了一种混合状态（mDIG），其中不止一种过程起作用。这三层计划的灵感来自理论和经验的考虑。它的应用程序CALIFA星系的不同类型和倾角导致以下结果：$\textit{(i)}$的hDIG组件是普遍存在的椭圆和S 0的，以及在凸起，并解释了强烈的双峰分布的$W_{{\rm H}α}$之间和星系内。$\textit{(ii)}$早期类型的螺旋有一些hDIG在他们的光盘，但这个组件变得越来越不相关的后来的哈勃类型。$\textit{(iii)}$ hDIG辐射也出现在星系盘的上方和下方，正如我们的样本中几个边缘螺旋所见。$\textit{(iv)}$ SF/mDIG比例从早型螺旋到晚型螺旋，从内半径到外半径稳定增长。$\texti…
2017-12-21 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: The Impact of Diffuse Ionized Gas on Emission-line Ratios, Interpretation of Diagnostic Diagrams, and Gas Metallicity Measurements
弥漫电离气体（DIG）在恒星形成星系中普遍存在。使用365个近面对面的MaNGA观测到的恒星形成星系的样本，我们演示了如何在恒星形成星系的DIG影响的发射线比的测量，因此诊断图和气相金属丰度测量的解释。在金属丰度固定的情况下，DIG主导的低Hα表面亮度区域显示出增强的[SII]/Hα、[NII]/Hα、[OII]/Hβ和[OI]/Hα。这些线比率的梯度由金属丰度梯度和Hα表面亮度决定。在线比诊断图中，DIG的污染使HII区域向复合或LI（N）ER样区域移动。需要更硬的电离光谱来解释DIG线比率。泄漏的HII区模型只能相对于HII区模型轻微地移动线比率，因此不能解释DIG显示的复合/LI（N）ER线比率。我们的结果有利于电离的演化恒星作为一个主要的电离源的DIG与LI（N）ER类发射。DIG可以显着偏置气体金属丰度和金属丰度梯度的测量使用强线方法。使用N2 O2获得的金属丰度是最佳的，因为它们表现出最小的偏差和误差。使用O3 N2、R23、N2=[NII]/Hα和N2 S2 H α（Dopita等人，2016年）推导金属丰度，在推导的金属丰度梯度中引入了与梯度本身一样大的偏差。Blanc等人（2015; IZI）的强线方法不能应用于DIG以获得准确的金属丰度，因为它目前只包含无法描述DIG的HII区域模型。
2017-01-26 astro-ph.GA
MUSE crowded field 3D spectroscopy in NGC 300 III. Characterizing extremely faint HII regions and diffuse ionized gas
HII和扩散电离气体（DIG）的物理性质之间存在已知的差异，但文献中大多数研究区域都相对明亮。我们在螺旋星系NGC 300中收集了390个HII区域的微弱样本，中值$\log_{10}Hα$ =34.7，从金属丰度、密度、消光和运动学方面推导出它们的物理性质，并对DIG的性质进行了比较分析。我们使用了NGC 300中9个场的MUSE数据，覆盖了0到~450 arcsec（~4投影kpc）的银河中心距离，包括旋臂和旋臂间区域。我们将数据分箱在树状图叶和提取所有强星云发射线。我们确定了HII和DIG区域，并比较了它们的电子密度，金属丰度，消光和运动学性质。我们还测试了无监督机器学习算法区分HII和DIG区域的有效性。HII区和DIG区的天然气密度接近所有气田的低密度极限。DIG中的平均速度分散高于HII区域，这可以通过DIG比HII气体热1.8 kK来解释。DIG的电离参数比HII气体低，DIG的比例在15- 77%之间，有强有力的证据表明，低质量的恒星和激波对DIG的电离有贡献。大部分的DIG是一致的，没有灭绝和氧金属丰度是无法区分的HII气体。我们观察到一个平坦的金属丰度分布在中心区域，没有梯度的迹象。极暗的HII和DIG区域之间的差异遵循与它们更明亮的表亲相同的趋势和相关性。然而，HII和DIG是如此异质，以至于每个类内的差异大于两个类之间的差异。
2022-10-10 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA: Deep observations of extra-planar, diffuse ionized gas around late-type galaxies from stacked IFU spectra
我们使用MaNGA IFU调查的第一年数据对平面外扩散电离气体进行了研究。我们从49个边缘上，晚型星系堆叠光谱作为一个函数，从星系的中平面的距离。利用这种技术，我们可以检测到中平面上方约4kpc处的明亮发射线H α、H β、[OII]3726、3729、[OIII]5007、[NII]6549、6584和[SII]6717、6731。对于16个星系，我们可以将这种分析扩展到大约9 kpc，即垂直于中平面的~2R_e的距离。在光晕中，[OII]和Halpha发射线的表面亮度相当，不像在Halpha占主导地位的圆盘中。当我们按照特定的恒星形成率、浓度指数和恒星质量来分割样本时，每个子样本的发射线表面亮度轮廓和比率都不同，这表明平面外气体的性质可能会有所不同。高比恒星形成率星系周围气体的发射线表面亮度在所有距离上都较高，与低比恒星形成率星系相比，线比率更接近HII区域的特征比率。较低浓度和较低的恒星质量的样品表现出的线比更像HII区在更大的距离比他们更集中和更高的恒星质量的同行。不同子样本之间的最大差异发生在星系被恒星质量分裂时。我们还推断，在更大质量的星系远离中平面的气体具有最高的温度和最陡的径向温度梯度的基础上，他们的[NII]/Halpha和[OII]/Halpha之间的磁盘和晕的比率。
2016-12-12 astro-ph.GA
The EDGE-CALIFA Survey: Molecular and Ionized Gas Kinematics in Nearby Galaxies
我们提出了一个比较研究的分子和电离气体运动学在附近的星系。这些结果是基于EDGE巡天的观测，该巡天测量了126个邻近星系的空间分辨$^{12}$ CO（J=1-0）。EDGE中的每个星系都有来自CALIFA的相应的电离气体测量结果。使用子样本的17个旋转为主，恒星形成的星系，精确的分子气体旋转曲线可以提取，我们推导出CO和H $α$旋转曲线使用相同的几何参数到$\gtrsim$ 1 $R_e$。我们发现，$\sim$ 75%的样本星系的电离气体的旋转速度小于分子气体的旋转曲线的外部部分。在任何情况下，分子气体的旋转速度都不会比电离气体的旋转速度低得多。我们认为，较低的电离气体的旋转速度可以归因于一个显着的贡献，从extraplanar扩散电离气体在厚，湍流支持磁盘。使用观测的H $γ$过渡也可从CALIFA，我们测量电离气体的速度色散，并发现这些星系有足够大的速度色散，以支持厚的电离气体盘。运动学模拟表明，一个厚的磁盘与垂直旋转速度梯度可以重现CO和H $α$旋转速度之间的差异。观察到的线比跟踪弥漫电离气体升高相比，在银河系的中平面的典型值。在受这种现象影响的星系中，用电离气体旋转曲线测量的动力学质量将被系统地低估。
2018-05-03 astro-ph.GA
Evidence for a large off-centered galactic outflow and its connection to the extraplanar diffuse ionized gas in IC 1553
本研究通过MUSE积分场光谱分析侧向星系IC 1553的eDIG，发现存在偏心大尺度星系外流，揭示激波电离的重要贡献及星团分布对电离条件的影响，强调积分场观测对eDIG研究的关键作用。
2023-08-29 astro-ph.GA
Density PDFs of diffuse gas in the Milky Way
扩散电离气体（DIG）和扩散原子气体的平均密度的概率分布函数（PDF）接近对数正态分布，特别是当<5 degree and |b| >分别考虑|b| 5 °的视线时。我们的研究结果提供了强有力的支持，对数正态密度PDF的存在，在扩散ISM中，与扩散气体中的密度结构的湍流起源一致。
2011-04-13 astro-ph.GA
DIGging into HII regions: the role of ionizing photon leakage and spectral hardening in coupling HII regions and diffuse ionized gas
Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Center for Decoding the Universe, Stanford University（斯坦福大学解码宇宙中心）；Racah Institute of Physics, The Hebrew University of Jerusalem（耶路撒冷希伯来大学拉卡物理学研究所）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文中心计算天文研究所）；Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学学会天文台）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校天文学与天体物理学系）；Department of Astronomy and Joint Space-Science Institute, University of Maryland, College Park（马里兰大学学院公园分校天文学系与联合空间科学研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）；Max-Planck-Instit（马克斯·普朗克研究所）
本研究利用PHANGS-MUSE观测，通过建模电离光子泄漏与光谱硬化，揭示了HII区与弥散电离气体的辐射耦合机制，解释了线比序列及其对恒星形成率的依赖。
2026-10-07 astro-ph.GA
The warm ionized medium in spiral galaxies
本文综述了弥漫的电离气体的观测和模型，弥漫在我们的银河系和其他星系的盘和晕中。它的灵感来自于2004年8月在阿雷西博天文台举行的卡尔·海尔斯教授65岁生日庆祝活动的一个下午的科学会议上提出的一系列邀请演讲。这篇评论是为了表彰卡尔长期以来对星际介质的电离和中性成分研究的兴趣和倡导。
2009-01-07 astro-ph.GA
The formation and physical origin of highly ionized cooling gas
我们提出了一个简单的模型，解释了温暖的弥漫气体的起源，主要是高度电离的吸收线系统的背景源的光谱。我们预测了几个高度电离的过渡，如OVI，OVIII，NeVIII，NV和MgX的观测柱密度;并提出了一个统一的比较模型预测与银河系盘，银河系晕，星暴星系，环星系介质和星系际介质中看到的吸收线在低和高的红移。我们发现，在这样不同的环境中看到的扩散气体可以同时解释一个简单的模型辐射冷却气体。我们发现，大多数这样的吸收线系统是一致的碰撞电离，并估计在每个观察气体的极大似然温度。这个模型令人满意地解释了为什么OVI经常在恒星形成的低z L* 星系周围观察到，以及为什么NV很少在同一星系周围看到。我们进一步提出了这个模型在量化星系周围的冷却气体的动力学和预测与这种流动的冲击速度的一些后果。这个模型的一个独特的优势是，虽然它只有一个自由的（但物理约束良好）参数，但它成功地再现了现有的数据O VI吸收剂在星际，环星系，组内，和星系间的介质，以及其他吸收线从高度电离的物种的可用数据。
2017-09-21 astro-ph.GA
Spatially Resolved Properties of Extraplanar Diffuse Ionized Gas in NGC$\,$3511 and NGC$\,$3513
本研究通过长缝光谱分解邻近盘星系NGC 3511/3513的星系外弥漫电离气体宽窄速度分量，发现宽分量源于星系外气盘并存在转动滞后与局部外流，证实湍流运动对维持盘-晕界面大标高起关键作用。
2025-06-30 astro-ph.GA
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
The Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Mass Fraction on a 10 pc scale in the Magellanic Clouds
本文用\citet{DL07}尘埃模型拟合了斯皮策和赫歇尔观测资料，给出了小麦哲伦云和大麦哲伦云（SMC，LMC）中尘埃的性质图。我们推导出小碳粒（或多环芳烃; PAH）组分的丰度。全球PAH分数（q_pah，以PAH的形式的灰尘质量的分数）是小SMC（1.0 $^{+0.3}_{-0.3}$ %）比在LMC（3.3 $^{+1.4}_{-1.3}$ %）。我们测量PAH分数在不同的气相（H II区域，H II区域外的电离气体，分子气体，和扩散中性气体）。H II区域在PAH组分的空间分布中表现为独特的孔。在这两个星系中，在弥漫的中性介质中的PAH分数高于电离气体，但类似于分子气体。即使在相同的辐射场强度下，电离气体中的PAH分数也低于扩散中性气体中的PAH分数。我们调查PAH的生命周期作为两个星系之间的金属丰度的函数。LMC的扩散中性介质中的PAH分数与银河系的PAH分数（$\sim4.6$ %）相似，而SMC中的PAH分数明显较低。在LMC的扩散中性介质中的PAH馏分较高的SMC相比，合理的解释包括：一个更有效的PAH生产的大颗粒在较高的金属含量，和/或分子气体中的多环芳烃的增长的碎片。
2019-04-04 astro-ph.GA
