The $λ$6614 diffuse interstellar absorption band: evidence for internal excitation of the carrier
本文分析了沿HD 179406（20 Aql）和HD 147889视线方向记录的$λ$ 6614弥散星际带的吸收剖面。带形的差异归因于载流子的内部激发程度，这主要是由于振动热带，尽管也可能存在电子元件。结果进行了讨论，相对于其他模型的扩散带谱线形状。
2015-08-13 astro-ph.GA
H2 fluorescent emission from the diffuse interstellar medium
本文提出了一个简单的解析模型，用于预测具有Plummer密度分布的弥漫星际云发出的近红外H2荧光线强度，适用于已测量H和H2柱密度且能估算峰值气体密度的视线方向。
2024-10-12 astro-ph.GA
Survey of very broad Diffuse Interstellar Bands
本文研究了一组非常特殊的星际特征--位于4430、4882、5450、5779和6175光年处的宽弥漫星际带（DIB）。该集是小的，这些DIBs的等效宽度的测量是具有挑战性的，因为严重的恒星，星际，有时，也大地污染内的广泛的配置文件。尽管如此，我们证明它们确实与其他较窄的漫射带以及颜色过量E（B $-$ V）非常紧密地相关（DIB 4882和5450的程度较小）。所研究的宽DIB与星际分子CH和星际K{ \sc i}都有很好的相关性，即几乎不可能验证促进非常宽的DIB载流子形成的环境是否由分子或原子气体主导，因为这两种物质可能占据相同的体积。
2020-03-04 astro-ph.GA
Detection of Buckminsterfullerene emission in the diffuse interstellar medium
富勒烯在其红外振动带的辐射已经在热恒星附近的太空中被探测到。在9577和9632欧姆的弥漫星际带的巴克敏斯特富勒烯阳离子（即C $_{60}^+$）的电子跃迁的拟议属性最近得到了新的实验室数据的支持，证实了这种物种的存在，在弥漫星际介质（ISM）。在这封信中，我们提出的检测，也在弥漫ISM中，17.4和18.9 $μ$ m的发射带通常归因于中性C $_{60}$的振动带。根据计算空间中大分子的电荷状态的经典模型，预计C $_{60}$在扩散ISM中大部分是中性的。这与我们从观测中得到的弥散C $_{60}$丰度是一致的。
2017-07-25 astro-ph.GA
Diffuse interstellar band at 8620 Å in RAVE: A new method for detecting the diffuse interstellar band in spectra of cool stars
在热恒星的光谱中通常可以观察到弥漫的星际谱带，星际谱线很少与恒星谱线混合。对热星的需求是我们可以观察到的视线数量和银河系中视线分布的一个强烈限制，因为热星是罕见的，并且集中在银河系平面上。我们正在介绍一种新的方法，在大型光谱调查中，可以在冷恒星的光谱中观察到星际线。该方法是完全自动化的，不需要恒星参数的先验知识。如果已知，恒星参数只是减少了计算时间，并不涉及星际光谱的提取。提取星际线的主要步骤是构造恒星光谱，在我们的方法中，这是通过寻找其他观测到的光谱来完成的，这些光谱缺乏星际特征，并且在其他方面与所讨论的光谱非常相似。然后将这些光谱组合成一个单一的恒星光谱模板，该模板与观测光谱中的恒星成分相匹配。我们证明了这种新方法的性能在RAVE调查中观察到的482，430个光谱的样本上。然而，为了获得足够高的S/N比以测量DIB的轮廓，必须组合许多光谱（平均48个），因此限制了关于ISM的空间信息。在RAVE光谱范围内只有一条强星际谱线，即8620 ° C的弥漫星际谱带。我们比较其等效宽度与灭绝地图和贝叶斯红化，计算个别恒星，并提供了一个线性关系的等效宽度和红化。分别从介绍的方法，我们计算的热恒星的光谱中的弥漫星际带的等效宽度与已知的消光和比较所有三个线性关系彼此之间的关系，从文献中。
2013-09-17 astro-ph.GA
On the relationship between the continuum of interstellar extinction curves, the 2200 Å bump, and the diffuse interstellar bands
之前的一篇文章认为，在2200光年处，有和没有隆起的视线之间的对抗消失了，如果接受散射星光污染了观测到的红色恒星光谱，那么观测到的星际消光特性可以在全球范围内得到理解。本文通过更好地理解这种散射光的特性，发展了这种新的范式。它进一步研究了星际消光理论的这一修订的解释2200年的颠簸和弥漫的星际带（DIBs）的后果。有两个含义值得注意：（1）星际灭绝对宇宙距离估计的影响需要重新考虑;（2）没有必要引用假设的粒子，如多环芳烃氢化分子（PAH）来解释星际灭绝的特殊性。氢是迄今为止星际云中最丰富的成分，应该单独解释星际消光的三个主要特征：连续谱偏离线性、碰撞和DIB。
2017-04-05 astro-ph.GA
Mid-Infrared Polarization of the Diffuse Interstellar Medium toward CygOB2-12
我们提出了第一个中红外线探测的线性偏振对恒星CygOB 2 -12，一个明亮的蓝色超巨星，与Av的前景消光~10等，是一个基准的研究中弥漫的星际介质中的尘埃的性质。8-13微米的光谱偏振，获得了与CanariCam多模式相机在大加那利望远镜（GTC），显示了明确的趋势与波长特征的硅酸盐颗粒在星际磁场。在10.2微米附近以7.8的统计显著性检测到的最大偏振是（1.24 +/- 0.28）%，位置角为（126 +/- 8）度。我们评论这些测量的背景下，在弥漫的星际介质中的尘埃成分的最新模型。
2022-10-26 astro-ph.GA
Dust evolution, a global view: II. Top-down branching, nano-particle fragmentation and the mystery of the diffuse interstellar band carriers
星际弥散带的起源是星际介质中最古老的谜团之一，在IaS（THEMIS）的非均匀尘埃演化模型框架内进行了探索。扩散星际带载流子的可能性质和它们的演变在这里探讨的结构和子结构的框架内固有的掺杂氢化非晶碳颗粒在星际介质。基于天然富含芳香族的部分（ashphaltenes）从煤和石油中回收的星际类似物的可能结构的扩散带问题的范围内进行了研究。在此提出星际碳质颗粒，特别是a-C（：H）纳米颗粒的自上而下的演化是扩散星际带载流子及其与小分子和自由基如C2、C3、CH和CN的缔合的形成和演化的核心。最有可能的是，扩散星际带由脱氢的、电离的、杂环的、富含芳族的部分携带，所述部分形成杂原子掺杂的氢化无定形碳纳米颗粒及其子片段化产物的连续结构的组成部分。
2021-11-08 astro-ph.GA physics.space-ph
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 interstellar bands (DIB): co-planar doubly excited He and metal atoms embedded in Rydberg Matter
自1921年首次报道星际光谱中的两个谱带以来，对300多个星际弥散谱带的解释一直是星际光谱中最长期存在的问题之一。现在，我们使用我们以前开发的里德伯物质模型预测260个弥漫星际带（DIB）的频率。这些跃迁主要涉及He原子，但其他双电子原子如Ca和其他金属也可以参与吸收过程。大约70%的DIB的总强度是由于双激发态和30%的单激发的He原子的吸收。双激发态处于反转态，而He原子处于热态。讨论了在紫外和近红外范围内观察DIBs的可能性，并预测了波段位置。
2011-08-16 astro-ph.GA
Dynamically dominant magnetic fields in the diffuse interstellar medium
观测表明，星际介质（ISM）中的磁场通常不会对气体密度的增加做出反应，而这是对冻结场的天真预期。这可能意味着扩散气体中的磁场在稠密云形成时与它们分离。我们已经研究了这种可能性，使用理论估计，一个简单的磁流体动力学模型的流量没有质量守恒和数值模拟的热不稳定流。我们的研究结果表明，显着的磁通量可以从稠密的云脱落，因为它们形成在弥漫的ISM，留下一个磁主导的弥漫气体。
2009-01-14 astro-ph.GA
Excitation temperature of C2 and broadening of the 6196A diffuse interstellar band
本文利用高分辨率和高信噪比的光谱，发现了6196 A强星际扩散带的宽度与C2激发温度之间的相关性。激发温度由Phillips A-X和Mulliken D-X系统的吸收线确定。窄的6196 A DIB轮廓的宽度和形状显然取决于C2温度，对于更高的值更宽。
2010-09-27 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
Infrared Diffuse Interstellar Bands in the Galactic Centre Region
透过足够数量的弥漫星际物质观察任何恒星的光谱，都会发现许多吸收特征，统称为弥漫星际带（DIB）。第一个DIB是在90年前报道的，目前已知的有500多个。它们中没有一个被令人信服地确定为任何特定的元素或分子，尽管最近的研究表明DIB载体是含有碳的多原子分子。目前已知的大多数DIB都是可见光和非常近红外的波长，只有两个先前已知的波长超过1微米（10，000埃），其中较长的波长为1.318微米。在这里，我们报告的发现十三弥漫星际带在1.5-1.8微米的间隔高消光视线对恒星在银河系中心。我们认为，它们几乎完全起源于银河系中心地区，这是一个比以前观察到的DIBs更加温暖和严酷的环境。这些DIBs对银河系中心和天鹅座OB 2弥漫云的相对强度是一致的，其强度主要与扩散材料的消光比例。
2011-11-02 astro-ph.GA
Formation of star-forming clouds from the magnetised, diffuse interstellar medium
分子云是星系中恒星的诞生地，由星际介质（ISM）中弥漫的原子气体动态形成。ISM还被对其动态特性有很大影响的磁场穿过。特别是，恒星形成区必须是磁超临界的，以便容纳可能在自身重量下坍缩的气体团。基于三维磁流体力学（MHD）模拟的参数研究，我们表明，长期存在的问题，如何产生这样的超临界区仍然是一个悬而未决的问题。
2015-09-11 astro-ph.GA
Probing the Local Bubble with Diffuse Interstellar Bands. III. The Northern hemisphere data and catalog
本文介绍了一种新的高信噪比观测方法，观测了局域气泡及其周围的星际弥散带。我们观察了432条视线，并获得了$λ$ 5780和$λ$ 5797等长DIBs的等效宽度，距离为$\sim$ 200 pc。所有的观测都是在2.5米艾萨克·牛顿望远镜上用中色散摄谱仪进行的，历时三年，最小信噪比为$\sim$ 2000。本文给出了$λ$ 5780和$λ$ 5797的全部选择，并将星际参数：$λ$ 5780，$λ$ 5797，Na I D线的观测值（包括不确定度）制成表格。
2014-12-13 astro-ph.GA
Carriers of 4964 and 6196 diffuse interstellar bands and environments dominated by either CH or CH$^{+}$ molecules
对HD 151932和152233的星际光谱特征CH、CH $^{+}$以及4964和6196星际弥散带的径向速度分析表明，前者的载流子与CH空间相关，而后者的载流子与CH $^{+}$空间相关。本文对106颗变红OB星的样本进行了进一步的分析，部分地证实了这一建议，表明CH柱密度与4964 DIB的等效宽度的相关性确实比与6196 DIB的相关性好得多。然而，6196 DIB的强度与CH $^+$的相关性仅略好于CH。
2014-11-19 astro-ph.GA
Measurement of Interstellar Magnetization by Synchrotron Polarization Variance
研究提出利用偏振强度方差测量银河系星际介质磁化强度，发现其与Alfvénic Mach数呈幂律关系，并应用于CGPS数据，揭示低纬度银河系以亚Alfvénic湍流为主。
2024-04-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
The abundance of C3H2 and other small hydrocarbons in the diffuse interstellar medium
碳氢化合物在星际介质中普遍存在，在从扩散到分子暗云和HII区域附近的强光子主导区域的各种环境中观察到。最近，在4881和5450的两个宽的弥漫星际带（DIB）被归因于线性形式的亚丙基l-C3 H2，这种物质的更稳定的环状构象c-C3 H2在弥漫星际介质中被广泛观察到。这一属性已经在间接可解释性论证的基础上受到了批评，因为所需的柱密度相当大，N（1-C3 H2）/EB-V = 4 \times 1014 cm-2 mag-1。在这里，我们提出了新的测量N（1-C3 H2）的基础上，同时18-21 GHz的VLA吸收曲线的循环和线性C3 H2采取沿视线对河外射电连续背景源与前景银河系变红EB-V = 0.1 - 1.6马格。我们发现，N（1-C3 H2）/N（C-C3 H2）？1/15 - 1/40和N（1-C_3H_2）/EB-V？2 \pm 1 \times 1011 cm-2 mag-1，因此解释弥漫星际带所需的1-C3 H2的柱密度比观测到的高出大约三个数量级。我们还发现N（C_4 H-）/EB-V < 1.3 \times 1013 cm-2 mag-1和N（C_4 H-）/EB-V < 1 \times 1011 cm-2 mag-1（3？）。使用现有的数据CH和C2 H，我们比较了小碳氢化合物的丰度在弥漫和暗云作为指导，他们的能力，在广泛的条件下，在星际介质的DIB载体。
2012-06-08 astro-ph.GA
Redshifted Diffuse Interstellar Bands in Orion OB1 association
4502、5705、5780、6284和7224波长处的星际漫射带相对于众所周知的窄原子/分子星际谱线的波长位移用HARPS \textendash N摄谱仪在猎户座梯形星HD 37022和HD 37020的光谱中测量了Ca{ \sc ii}和Na{ \sc i}，由3.5米的国家伽利略望远镜和1.8米的韩国望远镜提供的BOES光谱仪。所有这些DIB的红移为$\sim$ 25 km/s。我们讨论了各种可能的起源，这种非常特殊的波长变化的光在猎户座梯形的特定物理条件。在6196和6993 Ω的DIB中似乎没有上述变化。
2015-05-17 astro-ph.GA
Interstellar Fullerene Compounds and Diffuse Interstellar Bands
最近，富勒烯在星际介质（ISM）中的存在已被证实，特别是首次确认了两个强弥漫星际带（DIB）与C60+。这证明了重新评估的重要性，星际富勒烯的各种大小与内或外的夹杂物和heterofullerenes（EEHFs）。富勒烯的现象学是复杂的。除了冲击破碎形成富勒烯外，弥漫星际（IS）云中完全脱氢的多环芳烃可能有效地转化为富勒烯，包括EEHFs。但是，除了C60+之外，极难评估其预期的丰度、组成和大小分布。EEHFs与C60在稳定性、形成/破坏和化学过程以及许多基本光谱特征方面具有许多相同的特性。我们解决星际的重要性，各种EEHF作为可能的DIB载体。具体来说，我们讨论了IS性能和各种尺寸和电荷的富勒烯，如C60+，金属富勒烯，杂富勒烯，富勒烯，富勒烯-PAH化合物，H2@C60的贡献。我们的结论是，星际富勒烯的景观可能比迄今为止认识到的要丰富得多。EEHF与各种尺寸的纯富勒烯一起，具有成为DIB的合适载体所必需的性质：碳质性质; ISM中的稳定性和弹性;各种杂原子和电离状态;相对容易形成;很少的稳定异构体;正确的光谱范围;能量内转换; Jahn-Teller精细结构。C60+ DIB支持此功能。但是，除了C60和IS丰度之外，缺乏关于光谱的信息仍然排除了对富勒烯作为DIB载体的重要性的确定性评估。它们的化合物可能对DIB有显著贡献，但它们似乎仍然很难成为唯一重要的DIB载体。
2016-06-29 astro-ph.GA
A framework for resolving the origin, nature and evolution of the diffuse interstellar band carriers?
星际弥散带（DIB）的载体仍然是一种未知的商品。尘埃和分子都被认为是载体，但没有一个人能够解释DIB的性质和多样性。因此，也许是时候从中等尺寸的纳米颗粒的角度来审视这个问题了。本文提出DIB载流子是氢化无定形碳颗粒a-C（：H）及其杂原子掺杂变体a-C：H：X（其中X可以是0、N、Mg、Si、Fe、S、Ni、P、.）的UV光致碎裂的nm尺寸和亚nm尺寸的产物。星际氢化无定形碳尘埃的演变框架内，也许可以找到一个古老的DIB问题的解决方案。
2014-11-21 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
Diffuse bands 9577 and 9633 -- relations to other interstellar features
我们首次研究了在9633和9577 ° C处的两个强扩散带（DIB）与其他星际特征（包括H{ \sc i}，Ca{ \sc i}，Fe{ \sc ii}，Na{ \sc i}，Ti{ \sc ii}，CN，CH，CH $^+$，以及C $_2$和DIB 5780）的关系，这两个强扩散带通常归属于C $_{60}^+$，5797、6196、6269、6284和6614。我们分析了62条视线，其中Mg{ \sc ii}的恒星污染被校正或发现DIB 9633可以忽略不计。DIB 9577的等效宽度在62条视线中测量。上述特征的强度与主要弥散带（5780和5797）以及与其他DIB（有一些例外）之间的相互相关性较差。所考虑的DIBs也与中性氢、分子碳和简单星际自由基的特征相关性很差。如果漫射带9577是两个或多个星际特征的未分辨混合物，也许可以解释这种现象。有迹象表明，在$σ$型云中，9633和9577的漫射带更强，也就是说，这些特征类似于相当宽的DIB的行为，DIB在视线中很强，来自附近非常热的恒星的紫外线通量起着重要作用。
2021-02-21 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
Heteroatom-doped hydrogenated amorphous carbons, a-C:H:X 'Volatile' silicon, sulphur and nitrogen depletion, blue photoluminescence, diffuse interstellar bands and ferro-magnetic carbon grain connections (Research Note)
上下文氢化的无定形碳，a-C：H，可以结合各种杂原子，这可以导致有趣的效果。目的。研究星际a-C：H颗粒的掺杂，主要是在天体物理背景下的Si，O，N和S原子。方法.对掺杂a-C：H的文献的搜索揭示了一些与天体物理学相关的有趣现象。结果a-C：H：X材料中的X掺杂剂可以影响sp3/sp2比率（X = Si、O和N），导致蓝色光致发光（未掺杂或X = N），诱导类铁磁行为（X = N和S）或简单地并入（耗尽）到结构中（X = Si、O、N和S）。Si和N原子也可以结合到富勒烯中，可能形成可以模仿扩散星际带的色心。结论.掺杂的a-C：H颗粒可以解释几个与尘埃有关的难题，如：“挥发性”硅在光解区，S和N耗尽的分子云，蓝色发光，一些弥漫的星际带和铁磁性的碳质颗粒。
2014-11-21 astro-ph.GA
The chemistry of interstellar argonium and other probes of the molecular fraction in diffuse clouds
我们提出了一个一般的参数研究，其中的星际氩（ArH $^+$）的丰度预测使用扩散星际气体云的物理和化学模型。结果已获得作为一个功能的紫外辐射场，宇宙射线电离率，和云消光。没有一组云参数提供一个可接受的适合典型的ArH $^+$，OH $^+$和$\rm H_2O^+$丰度在银河系内的弥漫云观察。相反，观测到的丰度表明，ArH $^+$主要存在于一个单独的种群的小的云总的视觉消光最多0.02兆克每云，其中的列平均分子分数是在范围$10^{-5} - 10^{-2}$，而OH $^+$和$\rm H_2O^+$主要存在于稍大的云与列平均分子分数$\sim 0.2$。这一分析证实了我们先前的建议，即氩分子离子是几乎纯原子气体的独特示踪剂。
2016-07-01 astro-ph.GA
Models of Diffuse Hα in the Interstellar Medium: The Relative Contributions from In Situ Ionisation and Dust Scattering
利用光电离和尘埃散射的三维蒙特卡罗辐射传输模型，我们探讨了在银河系和其他星系的星际介质中观察到的广泛扩散的H $α$发射的不同组成部分。我们调查的相对贡献的H $α$从电离气体和H $α$，起源于H{ \sc ii}地区附近的银河系中平面和散射的弥漫星际介质的高海拔尘埃的复合发射。对于辐射传输模拟，我们考虑两种几何形状的星际介质：一个三维分形几何，再现了银河系中的氢推断的平均密度结构，和密度结构从磁流体动力学模拟的超新星驱动的湍流星际介质。虽然一些视线接近H{ \sc ii}区域可以由散射光占主导地位，但总体而言，我们发现在我们的模拟中，总H $α$强度的不到$\sim 20\%$可以归因于尘埃散射。我们的研究结果的散射H $α$的相对贡献是一致的，与以前的观测和理论分析。我们还调查了尘埃散射和原位电离的高密度尘埃云的扩散气体的相对贡献。在这些部分电离云中的尘埃散射对H $α$的总强度贡献了$\sim 40\%$。
2014-11-21 astro-ph.GA
Molecular cooling in the diffuse interstellar medium
我们使用一个简单的星际气体的热和化学演化的单区模型来研究分子氢（H2）是否曾经是温暖的、弥漫的星际介质（ISM）的重要冷却剂。我们表明，在太阳的金属丰度，H2冷却是不重要的，ISM的热演化是由金属线冷却为主。然而，在金属丰度低于0.1 Z_solar时，低密度气体的金属线冷却很快变得不重要，H2可以成为主要的冷却剂，即使其在气体中的丰度仍然很小。我们调查所需的条件，以H2占主导地位，并表明，它提供了显着的冷却，只有当星际辐射场强度的气体密度的比率是小的。最后，我们证明了我们的结果是不敏感的气体的初始部分电离的变化或存在于低金属丰度ISM中的尘埃的性质的不确定性。
2013-09-25 astro-ph.GA
Broadened profiles of Diffuse Interstellar Bands
本文描述了在46条视线上测量的星际弥散带（DIBs）的轮廓展宽和峰值波长变化，这可能是由中间云的物理性质引起的。四个研究的漫射带（5780、5797、6196和6614 nm）的半峰全宽表现出很强的可变性，有时会使特征的宽度加倍。尽管影响的幅度很大，但我们目前的分析仅限于最强的漫射带，因为较弱的漫射带需要高得多的S/N比。在所研究的DIB中的轮廓加宽将轮廓的中心向更长的波长移动，这可能是由于未知分子载体的P分支的更高水平的激发。此外，扩散带是更广泛的云与大量填充的氢分子的振动激发态，即DIB的加宽与旋转温度估计H $_2$ $ν$ =2振动水平。然而，表现出极宽的DIB轮廓的对象是罕见的。在Herschel~36中检测到DIBs谱的极端特殊性。在这里，我们展示了扩散带宽度的逐渐增长，在不同仪器的光谱中得到了证实。
2022-08-29 astro-ph.GA
Diffuse interstellar bands in Upper Scorpius: Probing variations in the DIB spectrum due to changing environmental conditions
我们研究了局部环境条件对Sco OB 2星协上天蝎座亚群内弥漫星际带（DIB）载流子的影响。我们用FEROS获得了光谱，并测量了五个DIB（在5780，5797，6196，6379和6613埃）以及双原子分子（CH，CH+，CN）和原子（KI，CaI）对89个目标在上天蝎座方向的吸收线的等效宽度。我们建立了一个简单的辐射转移和化学网络模型的扩散星际介质（ISM）片在UppSco前面的有效辐射场推断。在探测UppScoISM的55条视线范围内，得到了星际辐射场强度I_UV和分子氢分数f_H2。讨论了DIB强度、CH和CH+线强度、E（B-V）、I_UV和f_H_2之间的关系。5780和5797个DIB之间的比率揭示了在云密度和暴露于星际辐射场方面对当地环境的（空间）依赖性，反映了这些DIB载体的分子性质。
2011-08-09 astro-ph.GA
On the relationship between Red Rectangle and diffuse interstellar bands
仔细检查红色矩形带，被认为是弥漫星际带（DIB）的发射显示，一些可能是文物的光谱。其他一些则是由大气灭绝造成的。检查红色矩形带/DIB关联的结果。我还将评论DIB光谱和6150- 6250 A区域的NO2光谱之间的惊人相似之处。这表明一些DIB可能是由大气分子引起的。
2009-09-03 astro-ph.EP astro-ph.GA
A search for naphthalene in diffuse interstellar clouds
我们用紫外可见光谱获得了10颗红化O型星的高分辨光谱，以寻找中间云中萘阳离子（C $_{10}$ H $_{8}$ $^+$）的星际带。除了恒星HD 125241（O 9 I）外，在6707 nm处的实验室最强带附近没有检测到这种阳离子的吸收特征。在这颗恒星的光谱中的其他谱带似乎与该阳离子的其他跃迁一致。在假设这些谱带是由萘阳离子引起的情况下，我们得出了柱密度N $_{Np^+}$ =（1.2 $\pm$ 0.3）x 10 $^{13}$ cm $^{-2}$，与英仙座复合恒星Cernis 52中声称的柱密度相似（Iglesias-Groth等人，2008年）。在5780和5797的两个显著的弥漫星际带的强度比表明在HD 125241的视线范围内存在一个$σ$型云。
2011-09-16 astro-ph.GA
Small-scale structure of the interstellar medium towards rho Oph stars: diffuse band observations
通过对星际弥散带的观测，研究了大分子/尘埃在星际介质中分布的小尺度结构。使用英国-澳大利亚望远镜上的伦敦大学学院中阶梯摄谱仪（UCLES）记录了rho Oph A、B、C和DE星的高信噪比光谱。在距离很近的双星rho Oph A和B之间，发现一些DIB的强度相差约5- 9%，它们在天空中的投影距离仅为~344 AU。这是第一个被报道的小尺度DIB强度变化的恒星系统。观察到的变化归因于载体丰度和沿每个视线存在的物理条件的组合之间的差异。朝向rho Oph C的视线包含相对密集、分子丰富的物质，并具有最强的λλ5850和4726 DIB。向DE方向扩散的气体表现出较弱的C_2（蓝色）DIBs和较强的黄色/红色DIBs。在某些情况下，视线之间的扩散带强度的差异显着大于原子和双原子物种之间的相应变化，这表明DIBs可以是星际云条件的敏感示踪剂。
2013-01-25 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
Diffuse Synchrotron Emission Associated with the Starburst in the Circumnuclear Disk of NGC 1275
最近的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测发现，在环核盘（CNDs）的致密分子气体的质量和吸积率的活动星系核（AGN）之间的正相关。这表明CNDs中的恒星形成活动对于触发AGN的质量吸积是必不可少的。虽然恒星爆发驱动的湍流是角动量转移的关键机制，并由此产生的质量吸积从CND尺度到内半径，观测证据是缺乏的。本文报道了用甚长基线干涉仪（VLBI）对NGC ~ 1275的同步辐射漫反射进行的观测，其尺度为几十秒差距，与ALMA最近在NGC~1275中发现的分子气盘在空间上一致。同步辐射最有可能是由超新星爆炸产生的相对论电子造成的。这是CND中恒星形成活动的明确证据。从超新星驱动的湍流模型预测的CND的湍流速度和标度高度与观测结果一致，虽然模型预测的吸积率与测热光度不一致。这可能表明，内盘需要额外的机制来增强湍流。我们讨论的多相性质的CND相结合的信息的CO发射，同步辐射，和自由-自由吸收。
2021-05-24 astro-ph.GA
Automated measurements of diffuse interstellar bands in early-type star spectra Correlations with the Color Excess
恒星光谱巡天可以为星际弥散带（DIBs）与星际环境之间的联系提供有用的统计信息。DIB数据库也可以用作定位星际云的补充工具。我们的目标是开发全自动的DIB测量方法，应用于恒星巡天的大量数据。本文介绍了一种适用于早型邻近恒星的方法，并将其应用于ESO FEROS摄谱仪记录的130个目标的高分辨率光谱，与其它方法进行了比较。使用的DIB平均配置文件推导出的最红的恒星，我们进行了自动拟合的组合，一个光滑的恒星连续，DIB的配置文件，并在必要时，合成大地传输。在光域中提供了可以自动提取的16个DIB的测量结果：4726.8、4762.6、4963.9、5780.4、5797.1、5849.8、6089.8、6196.0、6203.0-6204.5、6269.8、6283.8、6379.3、6445.3、6613.6、6660.7和6699.3 μ m。
2013-04-04 astro-ph.GA
Low Frequency Carbon Radio Recombination Lines II: The Diffuse Interstellar Medium
在本系列的第二篇论文中，我们模拟了来自星际介质的低频碳射电复合线（CRRL）。为了迎接银河系CRRL的低频阵列射线（LOFAR）巡天，我们重点研究了弥散冷中性介质（CNM）的物理条件。我们已经使用了改进的偏离系数计算系列的第一篇论文中的线连续比。结果表明，CRRL谱线宽度和积分光学厚度是电子密度、气体温度和云发射量的敏感探针。此外，CRRL与158 $μ$ m线上的[CII]的比值是扩散云温度和密度的强函数。在我们的计算指导下，我们分析了CRRL观测，并说明了它们的使用与文献中的数据。
2016-09-22 astro-ph.GA
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium. 2. Search for Cold Gas
星际云的内容，特别是弥漫分子气体的存量，仍然不确定。我们确定了一个孤立的云样本，大小约为100个太阳质量，并使用尘埃含量来估计气体的总量。在论文1中，总的推断气体含量被发现显着大于原子氢的21厘米发射测量中看到的。在本文中，我们测试的假设，即明显过剩的“暗”气体是冷原子氢，这将是明显的吸收，但不是在发射线饱和。结果表明，没有足够的21厘米吸收到云来解释“暗”气体的总量。
2017-07-24 astro-ph.GA
Pseudo Three-dimensional Maps of the Diffuse Interstellar Band at 862 nm
星际弥散带（DIBs）是恒星可见光和近红外光谱中的吸收线。了解它们在星际介质（ISM）中的起源是天文光谱学中最古老的问题之一，因为DIB自1922年以来就被人们所知。在一种全新的方法来理解DIB，我们结合了大量光谱调查RAVE获得的近50万个恒星光谱的信息（径向速度实验），以产生第一个伪三维地图的强度的DIB在8620 〜毫微微秒，覆盖最近的3千秒差距，从太阳，并表明它遵循我们独立构建的星际尘埃沿银河平面消光的空间分布。尽管DIB 8620在银河平面上有着相似的分布，但它的垂直高度比尘埃要大得多。即使一个DIB可能不能代表一般的DIB人群，我们的观察也概述了DIB研究的未来方向。
2014-08-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Studying the Intermittency of Magnetized Interstellar Medium by Synchrotron Polarization Intensity and its Gradient
School of Physics and Electronic Information, Guangxi Minzu University（广西民族大学物理与电子信息学院）；Department of Physics, Xiangtan University（湘潭大学物理系）；Key Laboratory of Stars and Interstellar Medium, Xiangtan University（湘潭大学恒星与星际介质重点实验室）
本文通过同步辐射偏振强度及其梯度研究磁化星际介质的间歇性，发现其受磁化与可压缩性调制，并依赖电子谱指数，SPG可识别精细三维分形结构，协同应用提高探测可靠性。
2026-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
CO+ as a probe of the origin of CO in diffuse interstellar clouds
弥漫的星际介质的化学性质受到宇宙射线、紫外线（UV）辐射和湍流的综合影响。先前在光解区域（PDR）的外边缘处检测到并且由C+和OH的反应形成，CO+是热、宇宙射线和UV驱动化学中HCO+和CO的主要化学前体。我们的目标是测试热宇宙射线和紫外驱动的化学反应是否通过中间形成CO+在弥漫的星际分子气体中产生CO。我们用阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）向两个类星体搜索CO+吸收，这两个类星体具有来自弥漫的星际气体的已知银河前景吸收，J1717-3342和J1744-3116，目标是在236 GHz附近J=2-1跃迁的两个最强的超精细分量。我们不能检测到CO+，但对这两个目标获得了敏感的上限。CO+柱密度的导出上限代表HCO+柱密度的约4%。CO+相对于H2的丰度的相应上限为<1.2 x 10^{-10}。未检测到CO+证实了HCO+主要是由超热过程引起的氧与碳阴离子CH 2+或CH 3+反应产生的，而CO+和HOC+则是由C+与OH和H2O反应产生的。在低消光下形成CO分子所需的密度与该方案一致。
2021-03-01 astro-ph.GA
Mapping the three-dimensional multi-band extinction and diffuse interstellar bands in the Milky Way with LAMOST
随着SDSS和LSS-GAC等现代大尺度光谱巡天，银河系天文学已经进入了百万恒星光谱时代。利用巨大的光谱数据库，我们建议使用“标准对”技术来a）估计朝向数百万颗恒星的视线的多波段消光; b）检测和测量数十万个SDSS和LAMOST低分辨率光谱中的弥漫星际带; c）搜索银河系中极微弱的发射线星云; d）为宽视场成像巡天执行光度校准。在这方面的贡献，我们提出了一些应用这种技术的SDSS数据的结果，并报告从LAMOST数据的初步结果。
2013-06-24 astro-ph.GA
Mapping Local Interstellar Medium With Diffuse Interstellar Bands
利用文献资料，研究了4430 $Å$，5780 $Å$，5797 $Å$，6284 $Å$四个弥漫星际带的等效宽度与目标星性质（色余值、距离和银河系坐标）之间的关系。制作了许多不同的星际弥散带图及其地图，并作了进一步分析。在5780 $Å$ DIB（和6284 $Å$ DIB）相对于银河系$x$坐标的等效宽度图中似乎有一个结构。该结构在$\sim150$ m $Å$下方和$|x|<250$ pc内明确定义，在$x=170$ pc附近达到峰值。我们认为，这种结构的起源是不是一个统计波动。将银河经度的数据分成几个分区，可以改善或降低已知的等效宽度和颜色过剩之间的线性关系，这是预期的。然而，一些视线显示出截然不同的行为。$150^\circ<l<200^\circ$内的区域在相关性图中显示散点，所有四个条带的颜色过量，相关系数为$\textrm{R}<0.58$。我们怀疑附近分子云物理条件的变化可能是原因。最后，区域$250^\circ<l<300^\circ$显示（从统计学的角度来看）显著低于其他区域的等效宽度值-这告诉我们，要么有一个显着的载体丰度不足（与其他区域相比），或者这是一个观测偏差的结果。
2020-08-07 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Magnetic Fields and Polarization in the Diffuse Interstellar Medium
磁场是星际介质（ISM）上最重要的力量之一，各向异性地调节着驱动星系演化的结构和恒星形成。最近对扩散气体和分子云的高动态范围观测揭示了星际结构与周围磁场之间的新联系。ISM形态学编码了丰富的物理信息，但破译它需要高分辨率的磁场测量：星光和尘埃发射的线性偏振，以及塞曼分裂。这些测量磁场的不同分量，至关重要的是，塞曼分裂是直接测量ISM中场强的唯一方法。我们主张使用吸收中的21厘米线对磁场强度进行统计上有意义的调查，以及使用发射中的21厘米线对结构形成和磁场强度之间的联系进行观测测试。最后，我们报告的偶然发现的线性偏振的21厘米线，这需要理论和观测的后续行动。
2019-03-18 astro-ph.GA
Dust/ice mixing in cold regions and solid-state water in the diffuse interstellar medium
在寒冷的宇宙环境中，冰是从硅酸盐尘埃中物理分离出来的，还是与单独的硅酸盐部分混合在一起，这一点还不得而知。然而，不同的晶粒模型给出了非常不同的晶粒组成和温度。本研究的目的是比较实验室硅酸盐颗粒/水冰混合物的中红外光谱与天文观测，以评估星际和星周环境中存在的尘埃/冰混合物。实验室的数据可以解释观测假设合理的质量平均温度的原恒星信封和原行星盘表明，相当大一部分的水冰可能与硅酸盐颗粒混合。基于实验室数据和红外观测的结合，我们提供了在弥漫的星际介质中存在固态水的证据。我们的研究结果对未来试图调查宇宙尘埃颗粒类似物的实验室研究以及未来试图确定不同天体物理环境中颗粒的结构，成分和温度的观测具有影响。
2020-08-25 astro-ph.GA
Spatial offsets between interstellar bone-like filaments, radio masers, and cold diffuse CO gas, in the Scutum spiral arm
一些物体的距离估计的更精确测量的出现（灯丝的bavelet估计，脉泽的三角估计）允许更好地比较它们的相对位置，并与最近的螺旋臂模型拟合扩散CO 1-0气体的比较。我们的结果支持这样的想法，即一些骨状细丝，大于10 pc（标记为骨，mst，herschel）和小于100 pc，观察附近的盾牌螺旋臂的潜在最低值（骨状细丝向外偏移约200 pc的脉泽）。
2019-09-09 astro-ph.GA
Understanding the temperatures of H3+ and H2 in diffuse interstellar sightlines
三原子氢离子H3+是星际介质气相化学中最重要的物种之一。H3+的观测被用来约束星际环境的重要物理和化学参数。然而，从扩散视线中H3+的两个最低旋转状态推断出的温度-通常是唯一可观察到的-似乎始终低于相同视线中H2观测得出的温度。以前所有试图模拟扩散星际介质中H3+温度的尝试都未能重现观测结果。在这里，我们提出了新的研究，比较一个独立的主方程H3+水平人口的结果从Meudon PDR代码光子占主导地位的地区。我们表明，人口的最低旋转态的H3+的形成反应的强烈影响，H3+离子经历不完全热化之前，由自由电子的破坏。此外，我们发现，对于定量分析的两个以上的水平的H3+必须考虑，这是至关重要的，包括辐射跃迁以及碰撞与H2。我们的典型弥漫星际视线模型显示出与观测数据非常好的一致性，因此它们可能最终解决归因于这两个基本物种的感知温差。
2023-03-28 astro-ph.GA physics.atom-ph
Diffuse microwave emission of the interstellar medium : intensity and polarization
随着观测宇宙微波背景的实验越来越多，人们对前景银河辐射的详细性质的兴趣也越来越高。特别是，重点正在转向极化微波发射，目标是探测来自原始引力波和膨胀的信号。本文综述了银河系微波波段的偏振和非偏振辐射：自由-自由辐射、同步辐射、热尘埃辐射和反常辐射。
2009-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Abundance of Boron in Diffuse Interstellar Clouds
我们提出了一个全面的调查硼丰度在弥漫的星际云的观测与空间望远镜成像光谱仪（STIS）的哈勃太空望远镜。我们的56条银河系视线的样本是对B II 1362共振线的存档STIS数据进行完整搜索的结果，每个检测都被O I 1355，Cu II 1358和Ga II 1414（可用时）以相同速度吸收的存在所证实。五个以前的测量星际B II戈达德高分辨率摄谱仪观测纳入我们的分析，产生一个合并的样本，超过四倍的视线与显着的硼检测。我们的调查也构成了第一个广泛的分析星际镓从STIS光谱和扩大以前发表的结果氧和铜。观测探测了高密度和低密度的扩散环境，使星际消耗的密度依赖效应能够在每个元素的气相丰度数据中清楚地识别出来。在硼的情况下，增加的相对贫化线的视线密度相当于0.8德克斯之间的丰度差的暖相和冷相的弥漫星际介质。在温暖的低密度气体中，硼的丰度为B/H =（2.4+/-0.6）*10^-10，这意味着相对于陨石硼的丰度，硼的丰度减少了60%。除了耗尽的影响，我们的调查揭示了具有增强的硼丰度的视线，这些硼丰度可能追踪最近产生的11 B，其产生于涉及宇宙射线或中微子的spiritual反应。未来的观测将有助于解开11B合成的两个spectrum通道的相对贡献。
2010-12-20 astro-ph.GA
Shaken or stirred: the diffuse interstellar medium with exceptionally high SiO abundance
本研究利用NOEMA干涉仪在无恒星形成的弥漫星际介质中探测到异常高丰度的SiO，且线宽排除了高速激波机制，挑战了SiO源于恒星反馈的传统观点，强调需重新审视尘埃处理与弥漫星际化学过程。
2023-04-13 astro-ph.GA
Tracing differential reddening with Diffuse Interstellar Bands. The globular cluster M 4 as a testbed
星际弥散带（diffuse interstellar band，DIB）是恒星的光学和红外光谱中存在的星际起源的弱吸收特征。近年来，它们作为追踪银河ISM结构的工具的使用越来越重要。在这里，我们提出了一个实验来测试我们的能力，跟踪微分红化的天空平面上使用的信息相对于DIB在$λ$ 6614提取的冷恒星的光谱。为此，我们利用了球状星团M4的FLAMES存档数据，以及WISE和普朗克图像作为参考。我们发现了一个全球性的积极趋势之间的分布强度的DIB，跟踪其等效宽度，和银河系的红化量，跟踪普朗克。这一结果支持使用DIB来追踪银河ISM的小尺度结构。
2015-11-17 astro-ph.GA
The EDIBLES survey IV. Cosmic ray ionization rates in diffuse clouds from near-ultraviolet observations of interstellar OH$^+$
我们报告宇宙射线电离率对10个红色的恒星EDIBLES（ESO弥漫星际波段大型探测巡天）计划的框架内研究，使用VLT-UVES。对于每个视线，在其（0，0）和（1，0）$A^3Π-X^3Σ^-$电子带系统中检测到OH $^+$的2至1,0条独立旋转线。这允许将OH $^+$柱密度约束到不同的对象。结果还提出了28个额外的视线，只有一个或相当弱的信号被发现，这些数据的分析，使人们有可能获得初级宇宙线电离率$ζ_p$在目标弥漫星际云。对于十个选定的目标，我们获得$ζ_p$等于$(3.9-16.4) \times 10^{-16}~\mathrm{s}^{-1}$的值范围。这些数值高于以前在远红外/亚毫米波区域和其他近紫外研究中探测到的星际OH $^+$的数值。这种差异是使用新的OH $^+$振子强度值和所有相关OH $^+$形成和破坏途径（包括质子重组对多环芳烃的影响）的更完整图片的结果，以及对这十个目标观察到的相对较高的$N$（OH $^+$）。
2018-11-21 astro-ph.GA
The efficiency of grain growth in the diffuse interstellar medium
在尘埃演化的模型中，气相金属的吸积导致的颗粒生长是一个常见的假设，但在致密气体中，时间尺度足够短，吸积有效，物质以冰幔的形式吸积，而不是增加耐火颗粒质量。有人认为，由于带正电离子的库仑吸引力，扩散星际介质（ISM）中带负电的小颗粒可以有效地吸积，避免了这个问题。我们表明，这不可避免地导致小晶粒半径的增长，直到它们变得带正电，在这一点上，进一步的增长被有效地停止。当假设颗粒尺寸分布不变时，在扩散ISM条件下产生的气相损耗被显著高估。虽然可以通过改变初始粒度分布或假设高效的颗粒粉碎来重现观察到的消耗，但这两种选择都会导致不切实际的远紫外线消光水平。我们认为，观察到的元素消耗在弥漫ISM更好地解释较高的初始消耗，结合低效率的尘埃破坏超新星在中等（$n_{\rm H} \sim 30 {\rm \, cm^{-3}}$）密度，而不是更高的吸积效率。
2021-01-12 astro-ph.GA
