Following an established protocol of science, that results must be reproducible, we examine the Gaussian fits to Galactic 21-cm emission profiles obtained by two seemingly complementary methods: the semi-automated approach based on the method used by Verschuur (2004) and the automated technique of Nidever et al. (2008). Both methods use data from the Leiden/Argentine/Bonn all-sky survey. The appeal of an automated routine is great, if for no other reason than the time saved over semi-automated fits. The pitfalls, however, are often unanticipated, and the most important aspect of any algorithm is the reproducibility of the results. The comparisons led to the identification of four problems with the Nidever et al. (2008) analysis: (1) different methods of calculating the reduced chi-squared measuring the goodness of fit; (2) an ultra-broad component found bridging the gap between low and intermediate velocity gas; (3) the lack of an imposed spatial coherence allowing different components to appear and disappear in profiles separated by a fraction of a beam width; and (4) multiple, fundamentally different solutions for the profiles at both the North and South Galactic Poles. A two-step method would improve the algorithm, where an automated fit is followed by a quality-assurance, visual inspection. Confirming evidence emerges from this study of a pervasive component with a line width of order 34 km/s, which may be explained by the Critical Ionization Velocity (CIV) of helium. Since the Nidever et al. (2008) paper contains the only result in the refereed literature that contradicts the CIV model, it is important to understand the flaws in the analysis that let to this contradiction.
Unmasking the physical information inherent to interstellar spectral line profiles with Machine Learning. I. Application of LTE to HCN and HNC transitions
Equation vs. AI: Predict Density and Measure Width of molecular clouds by Multiscale Decomposition
Nanjing University（南京大学）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天体物理研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Toronto（多伦多大学）
Comparing absorption from classic tracers of the diffuse interstellar medium at optical and radio wavelengths along the same sightlines
目的比较从漫射星际介质沿同一视线的射电和光学吸收线剖面获得的信息。方法我们比较了新的和现有的21 cm HI和3.4 mm HCO+剖面与光学示踪剂Ca II，NaI，和KI来自Tappe（2004）未发表的论文。结果与太阳丰度相比，光学追踪的原子都是严重亏损的，只有HI和HCO+的积分光学深度与E（B-V）有很好的相关性。HCO+是迄今为止运动学分布最有限的物种，其最西的线依次为KI、HI、NaI和CaII。CaII在柱密度和运动学上都有单独的行为，因为它对更宽范围的温暖气体进行采样。冷中性介质NaI，KI，HI和HCO+的示踪剂在统计上共享相同的运动学空间，而在丰度上几乎没有相同程度的相关性。N（NaI）和N（KI）是相关的，是HI和HCO+的综合光学深度，但光学和无线电示踪剂之间的丰度相关性没有看到。在唯一的方向与测量的CH+的配置文件，2公里/秒的速度之间的CH+和CH，通常被解释为冲击气体的迹象，模仿HI相对于HCO+的移位。CH和HCO+出现在两条视线上的比例N（CH）/N（HCO+）=14.6和21.1，光学测量的N（CH），与之前在无线电和亚毫米波长确定的平均值12相比。
Linear/circular spectropolarimetry of diffuse interstellar bands
上下文星际弥漫带（DIBs）的携带者的识别仍然是天文学中长期存在的谜团之一。在DIB分布图中检测偏振信号可用于区分粉尘或气相载体。偏振分布可以给出关于吸收体的颗粒或分子性质的附加信息。为了检测和测量DIB的线性和圆偏振，我们观察到红色的视线，显示连续偏振。在这项研究中，我们选择了两颗恒星HD 197770和HD 194279。我们使用高分辨率（R~64.000）光谱偏振在3700至10480埃的波长范围内与ESPaDOnS阶梯光栅光谱仪安装在CFHT。结果获得了高信噪比和高分辨率的斯托克斯V（圆形），Q和U（线性）光谱。我们将先前观察到的DIB的上限限制为10倍。此外，我们分析了~30个额外的DIB，以前没有获得分光偏振数据。这包括9577 A DIB和8621 A DIB。结论.在45 DIB配置文件中的偏振的缺乏表明，没有一个吸收线是由一个晶粒型载流子引起的。严格的上限，小于~0.01%，来自观察到的视线意味着，如果DIBs是由于气相分子，这些载体的极化效率是至少6倍，高达300倍，小于那些预测的粮食相关的运营商。
Unveiling Vela -- Variability of Interstellar Lines in the Direction of the Vela Supernova Remnant III. Na D and Ca II K
2017年至2019年，南部非洲大型望远镜在船帆座超新星遗迹的方向上获得了15颗恒星的高分辨率光谱。本文讨论了星际Ca i H、K和Na i D线。特别是，线配置文件进行比较，在1993-1996年获得的Cha和Sembach的光谱分辨率的配置文件。其中10条视线显示了该视线中一个或多个组件的变化。变化包括在两次观测期间之间的二十年间径向速度的微小变化（1-2公里/秒）和（或）等效宽度的增加/减少。Ca-K线的变化比Na-D线的变化更明显。这些变化归因于超新星喷出物和周围星际介质之间相互作用所扰动的气体。典型的时间尺度可以是20-50年。如前所述，遗迹表面线剖面的小尺度变化表明，相互作用的线性尺度是目前遗迹40 pc大小的一小部分。
利用绿岸望远镜射电复合线（RRL）数据，分析了HII区泄漏辐射在维持星际介质电离中的作用。我们观察了八个不同大小，形态和亮度的银河系HII区域的样本。对于每个区域，氢RRL强度随着距区域中心的距离大致呈幂律减小。这表明，从HII区泄漏的辐射是负责周围的电离气体产生RRL发射的大部分。我们的研究结果进一步表明，氢RRL强度似乎是从根本上相关的HII区域的大小跟踪他们的光解区域，这样，物理上较小的HII区域显示出更陡峭的强度随着距离区域中心。因此，巨大的HII区域在维持星际介质的电离方面可能有更大的作用。对于八个观察到的HII区域中的六个，我们发现随着距离的增加，4 He +/H+丰度比降低，表明He电离光子被吸收在HII区域的电离前沿内。在强连续背景方向上碳RRL发射增强，表明碳发射被受激发射放大。
Interstellar scintillation and polarization of PSR B0656+14 in the Monogem Ring
利用500米口径球面射电望远镜（FAST）对PSR~ B 0656 +14进行了一年三个历元的高灵敏度星际闪烁和偏振观测，结果表明PSR ~ B 0656 +14的散射主要由两个不同的致密区组成。我们将离脉冲星较近的那颗星与Monogem环的壳层联系在一起，从而证实了这种联系。另一个可能与本地泡沫有关。我们发现，所观察到的位置角的脉冲星自旋轴和空间速度是显着不同的，与$19\fdg3\pm$ 0 \fdg 8，不符合以前发表的接近完美的对齐$1\degr\pm 2\degr$的分离。在二次谱中，两个独立的散射区域被清楚地定义，显示出两个强的前向抛物弧。弧曲率表明，外弧和内弧对应的散射屏分别位于距PSR B 0656 +14约28秒差距和距地球约185秒差距处。所观察到的多普勒轮廓与电磁模拟的比较表明，这两个散射区域是温和的各向异性。对于外弧，我们估计的各向异性$A_R$约为1.3，与平行的脉冲星速度的散射不规则性对齐。对于外弧，我们比较所观察到的延迟配置文件与延迟配置文件计算从理论上的强散射模型。我们的结果表明，在Monogem环的散射不规则性的空间谱是平坦的比Kolmogorov，但需要进一步的观察来证实这一点。
CRIRES high-resolution near-infrared spectroscopy of diffuse interstellar band profiles. Detection of 12 new DIBs in the YJ band and the introduction of a combined ISM sight line and stellar analysis approach
