The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam. II. Global halo structure
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；The William H. Miller III, Dept. of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系威廉·H·米勒三世楼）
利用HSC-SSP数据研究银河系恒星晕结构，采用主序星转变样本作为距离探测器，发展了正向建模框架，发现双幂律密度分布，支持早期大规模吸积事件影响银河系恒星晕结构。
2026-04-11 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
Supernova-driven turbulent metal mixing in high redshift galactic disks: metallicity fluctuations in the interstellar medium and its imprints on metal poor stars in the Milky Way
在超新星（SN）反复注入新鲜金属的情况下，湍流混合气体的程度可能有助于对当地恒星形成条件提供重要的限制。这包括对贫金属恒星之间金属丰度分散的预测，这表明星际介质在早期并没有很好地混合。这封{ \it信}的目的是通过一系列数值实验，帮助分离出调节星系盘中SN元素湍流混合的一些关键过程。我们研究气体相互作用的小模拟补丁的星系盘的目标是解决在pc尺度的小尺度混合效应的金属，这使我们能够测量在各种星系环境中的湍流扩散系数。通过研究这些模拟中$α$元素的变化统计，我们不仅能够得到限制SN爆炸中的内禀产额变化的允许范围，而且对银河系的恒星形成历史。我们认为，所观察到的分散的[Mg/Fe]在贫金属晕星是兼容的恒星形成的条件，预计在矮卫星或早期低恒星形成银河系的祖先。特别是，没有相位混合的恒星中的金属变化可以用来推断被破坏的矮卫星的恒星形成条件。
2022-09-12 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam: Implications for the past orbit of the Large Magellanic Cloud
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；The William H. Miller III, Dept. of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文系威廉·H·米勒三世中心）
利用 Subaru/Hyper Suprime-Cam 数据发现银河系外晕中存在 diffuse 星状结构，通过模拟大麦哲伦星云潮汐碎片分析其起源，发现第二通过模型能解释该结构，而第一通过模型无法解释。
2026-04-11 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. XIX. Tomography of Milky Way Substructures in the NGVS Footprint
下一代室女星系团巡天（NGVS）是一项深度$u^*giz$巡天，目标是16.5兆秒差距的室女星系团。这项调查提供了高质量的测光超过$\sim$ 100度$^2$地区跨越星座的室女座和后发座。这条穿过银河系的视线是值得注意的，因为它与银河系晕中两个最突出的子结构相交：室女座超密度（VOD）和人马座恒星流（靠近其分叉点）。在本文中，我们使用深$u^*gi$成像从NGVS进行层析成像的VOD和人马座流使用主序星关闭（MSTO）作为晕示踪人口。VOD的质心位于比NGVS覆盖的偏角稍低的偏角（$α\sim 190^\circ$，$δ\sim -5^\circ$），但在距离$\sim$ 8~25 kpc的NGVS覆盖区中仍能清楚地探测到VOD。相比之下，人马座流被发现直接穿过NGVS场，距离在25和40 kpc之间，密度最大值在$\simeq$~35 kpc。没有证据表明在人马座流之外有新的子结构，至少在$\sim$~90 kpc的距离-这是我们可以使用MSTO恒星可靠地追踪晕的最大距离。我们发现了明确的证据，证明人马座流中的距离梯度跨越NGVS及其侧翼区域覆盖的天空的$\sim 30$~度。我们比较我们的距离测量沿流领先的流模型预测。
2016-01-20 astro-ph.GA
Ultraviolet Extinction Sky Survey (UVESS): A mission concept for probing the interstellar medium in the Milky Way and Local Group galaxies
针对2175 Å消光特征的变化，提出UVESS小卫星任务概念，通过全天区紫外消光测绘揭示银河系及本星系群星系星际介质的组成与演化。
2024-07-21 astro-ph.GA astro-ph.IM
The magnetic field of the Milky Way: an observational perspective
Radboud University（拉德堡德大学）
本文从观测角度综述了银河系大尺度磁场的研究进展，包括其结构、湍流特性以及与星际介质的关联，并展望了未来观测数据增长带来的机遇。
2026-06-01 astro-ph.GA
Interstellar Ti II in the Milky Way and Magellanic Clouds
我们讨论了几套钛II吸收线数据，探测各种星际环境中，我们的银河系和麦哲伦云。高分辨率（FWHM ~ 1.3-1.5 km/s）的Ti II光谱的银河系目标与相应的高分辨率光谱的Na I，K I，和Ca II的比较揭示了相似性和差异的详细结构的吸收线轮廓-反映组件到组件的差异，这些物种的电离和耗尽行为。中等分辨率（FWHM ~ 3.4-4.5 km/s）光谱的更严重的红色银河系恒星提供了更广泛的信息钛耗尽在寒冷，密度云-其中超过99.9%的钛可能是在尘埃阶段。麦哲伦星云中恒星的中分辨率（FWHM ~ 4.5-8.7 km/s）光谱表明，在给定的N（H_tot）、E（B-V）或分子分数f（H_2）的情况下，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的钛贫化一般比我们银河系中的要轻得多，这为这两个低金属丰度星系中钛贫化模式的差异提供了额外的证据。我们简要地讨论了这些结果的解释气相丰度在类星体吸收线系统和本地银河ISM的D/H比的变化可能产生的影响。
2010-01-20 astro-ph.GA
Life Cycle of Dust in the Magellanic Clouds and the Milky Way
在很大程度上，我们对尘埃生命周期的理解是基于对银河系和麦哲伦云的观测和理论研究，这将是本文的主题。在过去的几年里，已经积累了大量的观测与前所未有的空间分辨率的银河系。它允许调查尘埃生命周期的不同阶段，从恒星源的形成到恒星形成区的破坏和超新星冲击。观测尘埃排放，消光，光的偏振，和星际元素在太阳附近的耗尽提供了最准确的约束参考尘埃模型应用于研究河外星系。然而，由于高度消光、视线上的混乱和距离的巨大不确定性，银河系盘中星周尘埃和星际尘埃的全球空间研究变得复杂。相比之下，在天空中的有利位置和麦哲伦云的接近允许详细的多波长研究尘埃形成的恒星星族和调查的变化的星际颗粒性质的整个星系。它们使理论计算的全球星尘产生率与观测结果之间的第一次比较成为可能，这证实了累积星尘质量与观测到的星际尘埃质量之间的差异--“缺失的尘埃源”问题。对大麦云星云中尘埃生命周期的模拟表明，银河系中主要的尘埃来源ISM中的地幔吸积导致的尘埃增长可能是LMC中现有尘埃质量的原因。我们将比较来自不同来源的尘埃输入到银河系和麦哲伦云的尘埃预算，这揭示了这些尘埃来源的作用如何取决于金属丰度。
2014-07-31 astro-ph.GA
Milky Way Tomography with K and M Dwarf Stars: the Vertical Structure of the Galactic Disk
我们使用K和M矮星的数量密度分布与银河系盘的垂直高度，确定使用观测斯隆数字巡天，探测整个调查的足迹银河系盘的结构。使用光度视差作为距离估计，我们分析了数百万盘星的样本在匹配的足迹以上和以下的银河系平面，我们确定的位置和程度的垂直不对称的数量计数在各种薄和厚盘子样本的区域内的一些200平方度2千秒差距内的垂直距离从银河系盘。这些圆盘的不对称性呈现出类似于以前在其他尺度和距离太阳的其他距离上观察到的波动特征。我们还探讨了盘的刻度高度和太阳在不同位置从银河系平面的隐含偏移，注意到盘的刻度高度在使用平面上方或下方的恒星测量时可以显着不同。此外，我们比较了不同纬度范围内的数密度分布在北方的形状与一个固定的经度范围，并发现形状是敏感的选定的纬度窗口。我们解释了为什么这可能是一个变化的指示恒星星族在纬度地区的比较，可能允许访问薄和厚盘人口之间的系统金属丰度差异通过测光。
2017-07-17 astro-ph.GA
Multi-wavelength probes of the Milky Way's Cold Interstellar Medium: Radio HI and Optical KI Absorption with GASKAP and GALAH
本研究结合GASKAP射电HI吸收与GALAH光学KI吸收，证实两种冷中性星际介质示踪剂具有紧密运动学与空间关联，并测得丰度比。
2025-09-27 astro-ph.GA
Synthesized grain size distribution in the interstellar medium
本文研究了一种构造星际介质（ISM）中颗粒尺寸分布的综合方法。首先，我们制定了一个合成的粒度分布组成的三个粒度分布处理以下机制，管理在银河系中的粒度分布：（i）在致密的云的吸积和凝聚的晶粒生长，（ii）超新星冲击破坏溅射扩散ISM，和（iii）破碎驱动的湍流扩散ISM。然后，我们检查，如果在银河系中的观测粒度分布（称为MRN）是成功合成或没有。我们发现，这三个组件实际上合成的MRN粒度分布的意义上，小晶粒的不足（i）和（ii）是由（iii）的小晶粒的生产补偿。（i）、（ii）和（iii）的每个{贡献}对总谷物加工的分数（即，这三种贡献对所有谷物加工机制的相对重要性分别为30 - 50%、20 - 40%和10 - 40%。我们还表明，银河系的消光曲线再现与合成的粒度分布。
2012-03-20 astro-ph.GA
The Interstellar Extinction Toward the Milky Way Bulge with Planetary Nebulae, Red Clump, and RR Lyrae stars
我回顾了文献涵盖的问题，星际灭绝对银河系隆起，重点放在行星状星云，天琴座RR，和红色团块恒星的发现。我还报告从HI气体和球状星团的意见。我表明，在这一领域已经取得了实质性的进展，在最近几十年来，特别是从红丛星。在过去的二十年中，灭绝图的空间覆盖范围增加了一个因子$\sim 100 \times$，并且所报告的总灭绝与选择性灭绝的比率已经移动了$\sim$ 20-25\%，这表明精确度的提高以及比标准更陡的灭绝曲线。问题仍然存在于模拟差异消光，解释异常涉及行星状星云，并了解隆起消光系数和“标准”文献值之间的差异。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The magneto-ionic medium in the Milky Way
加拿大银河平面巡天对了解银河系星际介质作出重要贡献的一种方式是通过其偏振巡天。对这些数据的调查使星际介质和一系列离散的、扩展的星际物体的磁场研究迈出了一大步。在这篇综述中，我将讨论磁场在星际介质中所起的作用，总结磁场与银河系中其他成分相互作用的方式。本文讨论了星系晕中的磁场，并展望了在不久的将来对极化CGPS的后续观测。
2010-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
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 Milky Way Tomography with SDSS: III. Stellar Kinematics
我们研究银河系的运动学，使用的样本是1880万颗主序星，r<20，自行测量来自SDSS和POSS天体测量，包括~ 170，000颗恒星的径向速度测量来自SDSS光谱调查。到恒星的距离是使用光度视差关系确定的，在银河系高纬度（|b| >20度）的四分之一的天空中覆盖从~100 pc到10 kpc的距离范围。我们发现，在1 kpc <Z< 5 kpc和3 kpc <R< 13 kpc的区域内，随着离银道面的距离的增加，盘星的自转速度平滑地减小，速度色散的三个分量都增加。与此相反，晕星的速度椭球与球面坐标系对齐，并且在探测体积内似乎是空间不变的。附近（$Z<1$ kpc）K/M星的速度分布比较复杂，不能用标准的史瓦西椭球体来描述。对于距离有限的恒星子样本（<100 pc）中的恒星，我们检测到与HIPPARCOS所见一致的多模态速度分布。当使用史瓦西近似时，这种强非高斯性显著影响速度椭球倾斜和顶点偏差的测量。我们开发并测试了一个简单的描述性模型的整体运动学行为，捕捉这些功能在大多数的探测量，并可用于搜索子结构的运动学和金属丰度空间。我们使用这个模型来预测进一步改善银河系的运动学映射预期从盖亚和LSST。
2010-01-15 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam. I. Halo substructures
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；Department of Advanced Sciences, Faculty of Science and Engineering, Hosei University（法政大学理工学部先进科学科）；National Institute of Technology, Sendai College（仙台工业高等专门学校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies（综合研究大学院大学）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe（Kavli宇宙物理数学研究所）
利用Subaru超广角相机分析银河系晕子结构，发现新的密度增强和流状特征，结合后续调查以约束其起源。
2024-01-10 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
First look at the multiphase interstellar medium with synthetic observations of low-frequency Faraday tomography
来自LOFAR的200 MHz以下的射电偏振数据的法拉第层析成像为我们提供了一个新的视角，对扩散和磁化的星际介质（ISM）。特别令人感兴趣的是法拉第旋转同步加速器偏振与中性气体的发现，如氢原子（HI）和尘埃。在这里，我们提出了这些LOFAR结果的第一个深入的数值研究。我们生产和分析综合综合观测低频同步辐射偏振MHD模拟碰撞的超级壳层在多相ISM。我们定义了五个不同的气相超过四个数量级的气体温度和密度，从热，温暖，完全电离的气体冷中性介质。我们专注于每个气相的贡献，旋转测量和同步极化强度低于200 MHz的合成观测。我们还调查了后者和光学薄HI气体的合成观测之间的联系。我们发现，不仅完全电离的气体，而且温暖的部分电离和中性相位强烈贡献的总旋转措施和偏振强度。然而，每个阶段的可观的贡献强烈地依赖于积分轴的选择和相对于壳碰撞轴的平均磁场的方向。在垂直于平均磁场方向的视线上，得到了HI合成数据和同步辐射偏振强度之间的强相关性，这让人想起LOFAR结果。我们的研究表明，MHD过程的多相建模是必要的，以解释观测的无线电天空中的低频。这项工作是理解低频同步辐射复杂性的第一步，很快将通过LOFAR和SKA的大规模调查而彻底改变。
2022-04-15 astro-ph.GA
Galactic Gas Flows from Halo to Disk: Tomography and Kinematics at the Milky Way's Disk-Halo Interface
我们提出了一个新的吸收线调查使用54个蓝色水平支星（BHB）在银河系晕作为背景源，检测在盘晕界面的气体流动。在3.1 - 13.4 kpc的高纬度（$b$> 60 °）背景星的距离测量，结合前所未有的空间采样和光谱分辨率，使我们能够检查的三维空间分布和运动学的气体流动附近的磁盘。我们检测到的吸收签名的平面外钙和碘化钠在凯克HIRES光谱，并发现它们的柱密度表现出与距离的背景源没有任何趋势，这表明这些云位于3.1千秒差距的磁盘。我们计算的覆盖率为$f_{CaII}$ = 63%，$f_{NaI}$ = 26%，和$f_{HI}$ = 52%，与CGM的图片，包括多相云包含小块冷气体在更热，更扩散的气体。我们的测量将这些冷云内任何子结构的尺度限制在<0.5 kpc。CaII和NaI的吸收特征表现出中等速度（IV）分量，相对于当地静止标准，以-75 km/s <v <-25 km/s的速度流入，与以前研究的HI结构一致。我们报告的新检测流入速度梯度$Δv_z$~6 - 9公里/秒/千秒差距在银河平面。这些发现限制了CGM气体流经盘-晕界面的物理和运动学性质，并支持了冷气体降雨回到盘上的星系喷泉模型。
2019-07-22 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
An Analysis of the Shapes of Interstellar Extinction Curves. VII. Milky Way Spectrophotometric Optical-through-Ultraviolet Extinction and Its R-Dependence
我们通过将新的HST/STIS光学分光光度法与现有的IUE分光光度法（产生从1150到10000埃的无间隙覆盖）和NIR分光光度法相结合来产生一组72个NIR通过UV消光曲线。这些曲线被用来确定一个新的，内部一致的，近红外通过紫外银河系平均曲线，并表征消光曲线的形状如何取决于R（V）。我们强调，虽然这种依赖性捕获大部分的曲线变异性，仍然有相当大的变化，这是独立的R（V）。我们使用光学分光光度法来验证曲线中中间波长尺度处结构的存在。事实上，通过紫外线部分的曲线的光学采样在相对较高的分辨率，使他们非常有用的，以确定如何消光影响不同的宽带系统，我们提供了几个例子。最后，我们将我们的结果与以前的调查进行比较。
2019-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Far-ultraviolet Dust Extinction and Molecular Hydrogen in the Diffuse Milky Way Interstellar Medium
我们的目标是比较变化的全紫外尘埃消光曲线（912-3000埃），与HI/H $_2$ /总H含量沿弥漫银河视线，调查ISM条件和尘埃属性之间可能的联系。我们结合了现有的样本的75紫外消光曲线的基础上IUE和FUSE数据，通过紫外吸收测量的原子和分子柱密度。H $_2$柱密度数据是基于现有的莱曼-维尔纳吸收带模型从早期的工作消光曲线。编制了HI柱密度的文献值，并通过将Ly $α$配置文件拟合到存档光谱来改进23颗恒星的HI柱密度。我们发现H $_2$柱和远紫外消光之间有很强的相关性，其根本原因是H $_2$和远紫外上升特征的强度之间存在线性关系。这种消光不与HI成比例，而总H柱与$A(V)$成比例最好。因此，远紫外线上升的载体与分子气体相一致，并通过将紫外线消光特性与分子分数进行比较来显示进一步的联系。气体消光比$N(\rm{H})/A(V)$的变化与紫外光消光比相关，我们推测这可能是由于凝结或破碎的影响。根据H $_2$温度，发现最强的远紫外线上升强度出现在较冷和较密集的视线。
2022-10-12 astro-ph.GA
A path towards constraining the evolution of the interstellar medium and outflows in the Milky Way using APOGEE
本文提出结合ISM模型与恒星盘模型的新化学演化模型，利用APOGEE红团簇星数据约束银河系过去60亿年的ISM与外流性质，发现外流需适度氧增丰且ISM湍流增强。
2024-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity Gradients: Magnetic Field Tomography towards the Supernova Remnant W44
速度梯度技术（VGT）作为一种新的星际磁场追踪方法，已被证明是探测扩散星际介质（ISM）中磁场的有效方法。在这项工作中，我们验证了VGT在更广泛的背景下，通过将该技术应用到与超新星遗迹（SNR）W44相互作用的分子云。我们用CO、$\rm HCO^+$和H I发射线探测了VGT的磁场，并与普朗克353 GHZ尘埃极化进行了比较。我们表明，VGT给出了一个准确的测量，尤其是在激烈的分子气体发射区的普朗克极化相干。我们进一步研究了前景的贡献，导致在低强度分子气体领域的VGT和普朗克测量之间的错位的偏振。我们改进了VGT，通过将W44分解为各种速度分量来实现磁场层析成像。我们发现，W44的速度分量在$v\sim45$公里的$^{-1}$表现出最大的覆盖范围，并给出了最好的协议与普朗克极化的磁场方向。
2021-12-24 astro-ph.GA
Spatial distribution of interstellar dust in the Sun vicinity, comparison with neutral sodium-bearing gas
星际尘埃和气体的3D断层扫描在许多方面都很有用，从ISM本身的物理和化学演变到CMB的前景净化，或者对特定物体环境的各种研究。我们的目标是在250秒差距内提供更精确的星际尘埃和气体云距离信息。我们采用最好的校准方法，仔细筛选一组恒星Stromgren测光数据具有依巴谷视差和光谱类型分类的目标。我们结合了大约6,000颗恒星的星际距离和视差距离，建立了当地尘埃的3D断层扫描。我们使用的反演方法的基础上正则化贝叶斯方法和最小二乘准则。我们获得了3D地图的不透明度和距离的主要含尘云与250 pc。我们计算了太阳和立方体边界之间的综合消光，并与来自红外2D地图的总星系消光进行了比较。我们还比较了不透明度分布与星际中性钠的3D分布，这是由钠柱向大约1,700颗目标星的反转产生的。我们的地图显示，与南方相比，北方的高纬度尘埃不透明度更大，而气体地图没有显示出相同的不对称性，这表明在小距离处尘埃与气体比率的极性不对称性。
2010-02-24 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
Far-ultraviolet fluorescent molecular hydrogen emission map of the Milky Way Galaxy
本文给出了银河系远紫外荧光分子氢（H_2）发射图，它是用覆盖天空约76%面积的FIMS/SPRAY获得的。H_2荧光发射经消隐校正后的强度与冷星际介质（ISM）的色余E（B-V）、中性氢柱密度N（H I）和H_α发射有很强的线性相关性。利用一个简单的光解区模型和由紫外星表导出的星际辐射场，得到了全天H_2柱密度图。我们估计的H2的分数（f_H2）和弥漫ISM的气尘比（GDR）。f_H2从E（B-V）< 0.1的光学薄区域处的<1%逐渐增加到E（B-V）= 3时的~50%。GDR的估计值约为5.1 x 10^21个原子cm^-2 mag^-1，与5.8 x 10^21个原子cm^-2 mag ^-1的标准值一致。
2017-07-17 astro-ph.GA
The silicate absorption profile in the ISM towards the heavily obscured nucleus of NGC 4418
星际介质中9.7微米的硅酸盐吸收剖面提供了关于星际尘埃颗粒物理和化学组成的重要信息。在银河系中的测量表明，弥漫的星际介质中的硅酸盐分布与在晚M星周围的星周尘埃壳中发现的无定形硅酸盐分布非常相似，并且比在密集的恒星形成区域中的硅酸盐分布更窄。在这里，我们研究了NGC 4418的硅酸盐吸收曲线，NGC 4418是已知最深的硅酸盐吸收特征的星系，并将其与银河系中看到的曲线进行比较。双子座上的TReCS获得的8-13微米光谱与斯皮策档案中获得的较大孔径光谱之间的比较表明，前者隔离了核发射，而斯皮策探测到低表面亮度的环核扩散发射。硅酸盐的吸收曲线对核是非常相似的，在银河系中的漫ISM没有证据的光谱结构，从结晶硅酸盐或碳化硅颗粒。
2015-03-10 astro-ph.GA
Infrared colours and bolometric corrections of SiO masing stars in the inner Milky Way
本文通过内银河系SiO脉泽晚型星样本建立红外颜色关系，用于分解星际消光与包层消光，从而实现对被极度遮蔽晚型星的分类和消光估计。
2024-06-18 astro-ph.GA
The role of neutral hydrogen in setting the abundances of molecular species in the Milky Way's diffuse interstellar medium. II. Comparison between observations and theoretical models
我们比较了甚大阵列（VLA）和阿雷西博天文台的HI观测和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和北方扩展毫米阵列（NOEMA）在漫射（$A_V\lesssim1$）星际介质（ISM）中的HCO $^+$观测与光解区（PDR）化学模型和多相ISM模拟的预测。使用PDR模型的粗网格，我们估计的密度，FUV辐射场，和宇宙射线电离率（CRIR）的HCO $^+$和HI吸收中确定的每个结构。这些结构分为两类。具有$T_s<40~\mathrm{K}$的结构，主要是具有$N(\mathrm{HCO^+})\lesssim10^{12}~\mathrm{cm^{-2}}$的结构，与中等密度、FUV辐射场和CRIR模型一致，这是典型的扩散分子ISM。具有自旋温度$T_s>40~\mathrm{K}$的结构，主要是$N(\mathrm{HCO^+})\gtrsim10^{12}~\mathrm{cm^{-2}}$，与高密度，FUV辐射场和CRIR模型一致，接近大质量恒星形成的环境特征。后者也被发现的方向与热不稳定HI的一个显着的分数。在至少一种情况下，我们排除了PDR模型参数，这表明替代机制（例如，非平衡过程，如湍流耗散和/或激波），以解释观察到的HCO $^+$在这个方向。类似地，虽然我们对湍流、多相ISM的观测和模拟一致认为，HCO $^+$的形成沿着视线与$N(\mathrm{HI})\gt…
2021-12-10 astro-ph.GA
The Milky Way tomography with APOGEE: intrinsic density distribution and structure of mono-abundance populations
单丰度总体（MAPs，在[Fe/H]和[Mg/Fe]中选取）的空间分布反映了星系的化学和结构演化，并对星系形成模型施加了很强的约束。本文在仔细考虑巡天选择函数的基础上，利用APOGEE观测数据计算了银河系中MAPs的内禀密度分布。我们发现，一个单一的指数配置文件是不足以描述银河系的光盘。无论是个别地图和综合光盘表现出破碎的径向密度分布，密度是相对恒定的半径在银河系内部和迅速下降超过断裂半径。我们用2D密度模型拟合作为半径和垂直高度的函数的固有密度分布，该2D密度模型考虑了破碎的径向轮廓和尺度高度的径向变化（即，扩口）。在不同的MAP之间有大量的结构参数，表明银河系的强结构演化。一个令人惊讶的结果是高$α$ MAP显示出最强的外展。年轻的，太阳丰度的地图呈现出最短的尺度高度和最少的耀斑，这表明最近和正在进行的恒星形成局限于盘平面。最后，我们导出了化学定义的薄盘和厚盘的本征密度分布和相应的结构参数。化学厚盘和化学薄盘的局部表面质量密度分别为5.62 $\pm$ 0.08和15.69 $\pm$ 0.32 ${\rm M_{\odot} pc^{-2}}$，表明厚盘与薄盘之间的局部表面质量密度比为36%的大质量厚盘。
2022-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way tomography with the SkyMapper Southern Survey: I: Atmospheric parameters and distances of one million red giants
精确测定大气参数（有效温度$T_{\rm eff}$、表面重力测井$g$和金属丰度[Fe/H]）和大型完整样本的距离，对于各种银河系研究至关重要。我们已经开发了一种光度测量方法来选择红巨星和估计其大气参数的光度颜色提供的SkyMapper南方调查（SMSS）数据发布（DR）1.1，使用恒星共同的LAMOST银河光谱调查作为训练集。距离的估计有两种不同的方法：一种是基于附近（$d \leq 4.5$ kpc）亮星的盖亚DR 2弛豫，另一种是基于远（$d > 4.5$ kpc）暗星的本征色$(g-i)_0$和光度金属丰度[Fe/H]预测的绝对星等。各种测试表明，我们的方法是能够提供大气参数的$\sim$ 80 K的精度为$T_{\rm eff}$，$\sim$ 0.18 dex的[Fe/H]和$\sim$ 0.35 dex的日志$g$，但在日志$g \sim$ 2.3的显着的系统误差。对于从$(g-i)_0$和测光[Fe/H]提供的距离，我们对球状星团成员星的测试显示出16%的中值不确定性，零点偏移可以忽略不计。利用该方法，从SMSS DR1.1中计算了近百万颗红巨星的大气参数和距离。盖亚DR 2的自行测量几乎适用于所有的红巨星，其中44%的红巨星的径向速度测量来自几次大型光谱巡天。该示例可在https://yanghuang0.wixsite.com/yangh/research上在…
2019-05-13 astro-ph.GA
Magnetic fields in our Milky Way Galaxy and nearby galaxies
我们银河系和邻近星系的磁场已被星光偏振、尘埃颗粒和云在毫米和亚毫米波长的偏振发射、云或团块的谱线或脉泽线的塞曼效应、星际磁场中相对论电子的漫射射电同步辐射、背景射电源的法拉第旋转以及我们银河系的恒星等所揭示。我们利用脉冲星自转测量数据观测到了银河系中磁场的许多细节，而我们很容易得到附近星系中磁场的整体结构。一般来说，旋涡星系中的磁场可能具有大尺度结构。场跟随旋臂，具有或不具有场方向反转。在螺旋星系的晕中存在磁场，并且可能也具有像环向场和极向场那样的大尺度结构，但似乎比盘中的磁场稍弱。在某些星系的中心区域，极向场被探测到为垂直分量。从大尺度弥散星际介质到分子云，再到恒星形成区的云核或脉泽斑团，星系中的磁场方向似乎在云形成和恒星形成过程中一直保持不变。星系中的磁场对动力学是被动的。
2013-08-04 astro-ph.GA
Magnetic Fields in the Milky Way
本章介绍了一个审查的观测研究，以确定在银河系中的磁场，在磁盘和晕，集中在最近的事态发展和磁场在弥漫的星际介质。我讨论了一些术语，这是混淆或不一致的使用，并试图总结我们的知识现状的磁场配置和强度在银河系。尽管仍有许多悬而未决的问题，但关于银河系磁场的大尺度和小尺度分量的结论越来越多。本章最后简要展望了不久的将来的观测项目。
2014-06-02 astro-ph.GA
Faraday tomography of the local interstellar medium with LOFAR: Galactic foregrounds towards IC342
新一代的低频射电望远镜，如低频阵列（LOFAR：一个平方公里阵列-低探路者），提供了我们通过低频偏振探测银河系磁性的能力的进步。扩散极化无线电发射和法拉第旋转的地图可以用来推断ISM中磁场的性质和跟踪结构。然而，到目前为止，很少有天空已经探测到高角度和法拉第深度分辨率。我们使用LOFAR在115-178 MHz的频率范围内以4弧分分辨率观察了以附近星系IC 342为中心的5x 5度区域，并进行了法拉第层析成像以检测由法拉第深度（不同的法拉第旋转量）分离的前景银河系偏振同步辐射。我们的法拉第深度立方体显示出丰富的极化结构，在150 MHz的极化发射高达30 K。我们检测到两个重叠的扩散偏振功能，明确分离的法拉第深度。在如此低的频率下，法拉第厚的结构将被强烈地去极化，无法解释观测结果，因此被拒绝。只有法拉第薄结构不会被强烈地去极化;产生这样的结构需要同步辐射率与每单位距离法拉第深度的比率的局部变化，这可能由几种物理现象引起，例如电离和中性气体区域之间的过渡。我们得出的结论是，所观察到的偏振辐射是法拉第薄，并提出该辐射起源于本地ISM中的两个中性云。我们已经对该视线的法拉第旋转进行了建模，并估计该方向的局部ISM的磁场的视线分量在-0.86和+0.12 μ G之间变化。我们建议，这可能是一个有用的方法映射磁场内的本地ISM。
2016-12-02 astro-ph.GA
Interstellar absorptions towards the LMC: Small-scale density variations in Milky Way disc gas
观测结果表明，ISM包含的子结构尺度小于1 pc，检测列密度或光学深度的空间和时间变化的形式。尽管检测到的数量，ISM中的小规模结构的性质和普遍性尚未完全理解。我们主要利用FUSE和部分STIS的紫外吸收数据，分析了6颗LMC星（Sk-67°111，LH 54 -425，Sk-67 ° 107，Sk-67°106，Sk-67°104和Sk-67°101）在亚pc尺度上的星系盘气体的物理性质。我们分析了紫外光谱范围内的一些离子的吸收线。最重要的是，星际分子氢，中性氧和中性碳的精细结构水平已被用于研究小角尺度上银河系圆盘气体的密度和物理性质的变化。虽然大多数物种的柱密度没有显示出任何显著的变化，但我们发现H_2从Sk-67°111增加到Sk-67°101，几乎增加了2dex，而OI柱密度只有很小的变化。基于形成-解离平衡，我们将这些变化追踪到分子气体中的实际密度变化。在< 0.08 pc的最小空间尺度上，在Sk-67°107和LH 54 -425之间，我们发现气体密度变化为1.8倍。从Sk-67°101到Sk-67 °111的相对平滑的变化并不遵循LH 54 -425的视线，这表明子结构可能存在于比我们视线的线性范围更小的空间尺度上。我们的观测结果表明，在这六条观测线上探测到的H_2并不一定是物理上相连的，而是我们正在取样路径长度< 0.1- 1.8pc且密度可能不同的分子云。
2010-06-28 astro-ph.GA
The Milky Way Project: Leveraging Citizen Science and Machine Learning to Detect Interstellar Bubbles
我们提出Brut，一种算法来识别银河系中平面的红外图像中的气泡。Brut基于随机森林算法，并使用来自银河系项目的超过35，000名公民科学家识别的气泡来发现斯皮策太空望远镜图像中气泡的识别特征。我们证明了布鲁特识别气泡的能力与天文学家专家相当。我们使用Brut重新评估银河系计划目录中的气泡，发现该目录中10-30%的对象是非气泡闯入者。相对于这些闯入者，高可靠性的气泡更多地局限于中平面，并且沿着气泡边缘和在气泡边缘内显示出更强的过剩年轻恒星物体。此外，Brut能够发现以前搜索中遗漏的气泡-特别是明亮光源附近的气泡，这些气泡相对于周围环境的对比度较低。Brut展示了公民科学家、专业科学家和机器学习技术之间存在的协同效应。在“未经训练的”公民可以识别机器未经训练无法检测的模式的情况下，像Brut这样的机器学习算法可以使用公民科学项目的输出作为输入训练集，为加快科学发现的步伐提供了巨大的机会。机器学习的混合模型与来自公民科学家的众包训练数据相结合，不仅可以对大量数据进行分类，还可以解决单独部署时每种方法的弱点。
2014-06-10 astro-ph.GA astro-ph.IM
The role of neutral hydrogen in setting the abundances of molecular species in the Milky Way's diffuse interstellar medium. I. Observational constraints from ALMA and NOEMA
我们已经补充了现有的观测HI吸收与新的观测HCO $^+$，C $_2$ H，HCN和HNC吸收的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）和北部扩展毫米阵列（NOEMA）的方向上的20个背景无线电连续源与$4^\circ \leq |b| \leq 81^\circ$约束的原子气体条件，适合于形成扩散分子气体。我们发现，这些分子物种形成沿视线，其中$A_V \gtrsim 0.25$，与阈值的HI到H $_2$过渡太阳金属丰度一致。此外，我们发现，分子气体只与具有HI光学深度$> 0.1$，自旋温度$< 80$ K，和湍流马赫数$\gtrsim 2$的结构。我们还确定了一个广泛的，微弱的组成部分，以HCO $^+$吸收在大多数的视线。与观察到强窄HCO $^+$吸收的速度相比，在这些速度下的HI具有较低的冷中性介质（CNM）分数和可忽略的CO排放。这里观察到的不同分子种类的相对柱密度和线宽与以前在银河系纬度范围内的实验中观察到的相似，这表明太阳附近的气体和银河系平面中的气体在化学上相似。对于先前观测到的视线的选定样本，我们表明HCO $^+$、HCN、HNC和C $_2$ H的吸收线轮廓在$\sim 3$年和$\sim 25$年的时间段内是稳定的，这可能表明这些方向上的分子气体结构的大小至少为$\gtrsim 100$ AU
2021-09-13 astro-ph.GA
Spatially Coherent 3D Distributions of HI and CO in the Milky Way
本文采用三维高斯过程与联合贝叶斯推断，结合吸收效应、高分辨率近邻网格及脉泽和年轻星团数据，重建银河系 HI、CO 与速度场的空间相干三维分布。
2025-10-04 astro-ph.GA
The Three-Dimensional Spatial Distribution of Interstellar Gas in the Milky Way: Implications for Cosmic Rays and High-Energy Gamma-Ray Emissions
宇宙射线（CR）种类的直接测量结合其相关的伽马射线发射的观测可以用来约束CR传播模型，跟踪银河系的结构，并寻找新物理的签名。星际气体的空间密度分布是所有这些研究的关键要素。到目前为止，模型采用了二维圆柱对称的几何形状，但其精度远远落后于现有的数据。本文根据天然气管线测量数据拟合的经验模型，建立了中性氢和分子氢的三维空间密度模型。发达的密度模型纳入螺旋臂和帐户的翘曲的磁盘，并增加气体规模的高度与径向距离银河系中心。他们一起使用的GALPROP CR传播代码，探讨如何新的三维气体模型影响计算CR传播和高能伽马射线强度图。计算揭示了与新气体模型直接相关的重要特征。采用三维气体模型的传播模型参数的最佳拟合值，它们显着不同的值与已被广泛使用的二维气体密度模型。3D CR和气体密度模型的结合为解释银河系的非热辐射提供了更现实的基础。
2018-02-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Twelve Decades: Probing the Interstellar Medium from kiloparsec to sub-AU scales
经过十年的巨大进步，在了解气体流入，流出，并通过银河系，我们准备合并观测与模拟，建立一个全面的多尺度磁化星际介质（ISM）的图片。这些见解对于21世纪20年代的四项大胆举措也至关重要：用脉冲星定时阵列（PTA）探测纳赫兹引力波，解码快速射电暴（FRB），宇宙B模式探测，以及用事件视界望远镜（EHT）对银河系黑洞进行成像。
2019-03-18 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
The ionised, radical and molecular Milky Way: spectroscopic surveys with the SKA
SKA的带宽，灵敏度和绝对的调查速度为银河系的深层光谱调查提供了独特的潜力。在SKA可用的频带内，有许多跃迁，它们可以追踪星际介质的电离、自由基和分子成分，这将彻底改变我们对许多物理过程的理解。在这一章中，我们描述了光谱SKA调查对我们理解银河系的影响，包括“开箱即用”的早期科学与无线电复合线，第一阶段调查的分子ISM使用异常甲醛吸收，和完整的SKA调查氨反转线。
2014-12-17 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way potential with Double White Dwarfs
即将到来的LISA任务是唯一的实验，将允许我们研究银河系的结构使用引力波信号从银河系双白矮星（DWD）。预期检测总数超过$10^5$。此外，在引力和光学辐射中可以同时检测到多达100个DWD（例如盖亚和LSST作为食），使DWD成为执行银河系多信使断层扫描的理想来源。我们表明，LISA将检测DWD无处不在，映射也对银河系的另一边。这一完整的覆盖范围将：（1）对银河系的凸起和盘的尺度半径提供精确和无偏的约束，（2）当结合引力波和光学观测时，允许我们计算旋转曲线并推导出对凸起和盘质量的有竞争力的估计。
2018-10-09 astro-ph.GA
Interstellar Gas-phase Element Depletions in the Small Magellanic Cloud: A Guide to Correcting for Dust in QSO Absorption Line Systems
根据小麦哲伦星云（SMC）内18颗恒星光谱中紫外吸收特征相对于相关速度的强度，给出了小麦哲伦星云（SMC）星际介质中9种不同元素的气相丰度数据。根据这些信息和SMC中年轻恒星中元素分数定义的总丰度，我们构建了关于这些元素如何凝结成固体形式到尘埃颗粒上的一般解释。作为一个组，元素Si，S，Cr，Fe，Ni和Zn表现出与Jenkins（2009）定义的银河系局部相似的耗尽序列。元素Mg和Ti在SMC中的消耗速度比在银河系中慢，而Mn的消耗速度更快。我们推测，这些差异可能是由不同的化学亲和力不同现有的粮食基板。例如，有证据表明SMC中多环芳烃（PAHs）的质量分数明显低于银河系。我们建议，我们观察到的SMC的耗尽序列可以提供一个更好的模型来解释低金属丰度阻尼莱曼α（DLA）和亚DLA吸收系统，记录在遥远的类星体和伽马射线暴余辉的光谱中的元素丰度。
2017-05-07 astro-ph.GA
The impact of cosmic rays on the interstellar medium and galactic outflows of Milky Way analogues
本研究通过宇宙学放大模拟发现，宇宙射线可显著降低银河系类似星系的恒星质量，增强多相外流，并有望通过JWST观测加以验证。
2023-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interstellar Polarization Survey. V. Galactic magnetic field tomography in the spiral arms using optical and near-infrared starlight polarization
本研究结合光学与近红外星光偏振数据及恒星距离，运用一维贝叶斯推断和高斯混合模型对银河系旋臂进行偏振分解，揭示了天空平面磁场方向在视线上的显著变化。
2025-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining gas metal mixing strength in simulations using observations of the Milky Way's disc
通过将类银河系高分辨率宇宙学流体动力学模拟与太阳邻域及银盘观测对比，本文约束气体金属混合系数C，给出最佳值并揭示金属弥散与C的幂律关系。
2023-08-02 astro-ph.GA
Investigating chemical variations between interstellar gas clouds in the Solar neighbourhood
本文利用高分辨率吸收光谱和新模拟技术研究太阳系附近八颗恒星的星际气体成分，发现逐成分分析能比全视线分析更精确地揭示星际介质的尘埃耗减差异与金属丰度复杂性。
2025-02-25 astro-ph.GA
A first taste of MEAD (Measuring Extinction and Abundances of Dust) -- I. Diffuse Milky Way interstellar dust extinction features in JWST infrared spectra
本文基于JWST光谱首次发现9条弥漫银河系视线中10 μm硅酸盐特征与尘埃中Mg、Fe、O柱密度强相关，测定了硅酸盐化学计量比，并初步探测到碳氢化合物与水冰特征。
2024-12-18 astro-ph.GA
Milky Way Tomography IV: Dissecting Dust
我们使用SDSS测光的7300万颗恒星，同时获得最佳拟合主序星能量分布（SED）和尘埃消光量沿视线对每颗恒星。使用2300万颗恒星的子样本与2MASS测光，其增加使更强大的结果，我们表明，SDSS测光单独是足以打破退化的内在恒星的颜色和尘埃量时，消光曲线的形状是固定的。当同时使用SDSS和2MASS测光时，对于大多数高消光区的恒星，总吸收与选择性吸收之比$R_V$可以确定，不确定度约为0.1。这些拟合使得能够详细研究尘埃的性质及其空间分布，以及银河系低纬度地区的恒星空间分布。我们的结果与Schlegel等人（1998，SFD）在银河系北部高纬度地区的尘埃图给出的灭绝标准化非常一致，但表明SFD灭绝图在南部天空似乎一直高估了约20%，与Schlafly等人（2010）一致。SDSS和2MASS带通上尘埃消光曲线形状的限制支持Fitzpatrick（1999）和Cardelli等人（1989）的模型。对于后者，我们发现一个$R_V=3.0\pm0.1$（随机）$\pm0.1$（系统）在大部分的高纬度天空。在银河系低纬度地区（|b| <5），我们证明了SFD图不能可靠地用于校正消光，因为大多数恒星都嵌入在尘埃中，而不是在尘埃后面。我们介绍了一种有效地选择候选红巨星的方法，称为“尘埃视差关系”，它利用了距离和消光之间的相关性。我们将这些最佳拟合参数以及所有输入的SDSS和2MASS数据以用…
2011-11-21 astro-ph.GA
Three-Dimensional Distribution of the Interstellar Dust in the Milky Way
我们提出了一个三维（3D）的南部天空的消光图。该地图覆盖了$\sim$ 14，000 ${\rm deg^{2}}$的SkyMapper南方巡天（SMSS）区域，空间分辨率在6.9到27弧分之间。基于SMSS多波段测光、2 μ m全天巡天、宽视场红外巡天探测器巡天和Gaia任务，利用光谱能量分布（SED）分析方法估算了$\sim$ 1900万颗恒星的$r$波段消光值。结合根据盖亚数据发布2（DR 2）视差计算的距离，我们构建了南部天空的三维灭绝图。通过结合我们的三维消光图与文献中的，我们提出了一个全天空的三维消光图，并使用它来探索银河系尘埃颗粒的三维分布。我们使用两个不同的模型，一个由一个单一的磁盘和另一个由两个磁盘组成，以适应银河系尘埃颗粒的3D分布。数据更好地拟合两盘模型，产生较小的贝叶斯信息准则（BIC）值。最佳拟合模型的“薄”和“厚”尘埃盘的刻度高度分别为73和225 pc。
2020-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Outer Disk of the Milky Way Seen in 21-cm Absorption
最近对银道面21厘米线辐射的三次观测，结合单碟和干涉仪观测，获得了1弧分至2弧分、1 km/s的分辨率和良好的亮度灵敏度，为研究星际介质中暖相和冷相H I的分布提供了约650个吸收谱和相应的发射谱。这些发射-吸收光谱对被用来研究银河系外盘中的星际中性氢的温度，在太阳圈之外，半径为25 kpc。冷中性介质在平面上方的半径和高度上分布，其参数与暖中性介质非常相似。特别是，发射与吸收的比率，给出了气体的平均自旋温度，在半径为25 kpc的情况下几乎保持不变。这表明冷相和暖相的混合物是一个稳定的量，星际环境的变化不会迫使H I进入一个只允许一个温度的状态。在外盘中，原子气相的混合物大约有15%到20%是冷的（40 K到60 K），其余的是热的，对应于平均自旋温度250到400 K。银河系的弯曲在吸收数据中清晰地显现出来，而熟悉的光速图上的其他特征在吸收方面具有类似的特征，其对比度甚至比21厘米的发射更高。在银河系的第三和第四象限，平面相当平坦，在吸收和发射方面，与第一和第二象限的强烈翘曲形成对比。在外盘中，冷气体和暖气体的尺度高度相似，都随银河半径的增加而增加。
2009-01-08 astro-ph.GA
