Interstellar dust modelling: Interfacing laboratory, theoretical and observational studies (The THEMIS model)
只有在有意义的理论框架内尊重和使用实验室数据对星际尘埃模拟材料施加的约束，才有可能构建可行的和物理上现实的星际尘埃模型。然后，这些物理尘埃模型可以直接与观测结果进行比较，而不需要进行任何调整来拟合观测结果。这样的模型通常无法实现经验模型所能实现的与观察结果的良好拟合。然而，物理现实的方法必然会导致更深入的洞察力和更全面的理解星际尘埃的性质和演变。基于（氢化）无定形碳和具有金属Fe和/或FeS纳米夹杂物的无定形硅酸盐的THEMIS建模方法似乎是朝着这个方向迈出的一步。
2015-11-25 astro-ph.GA
Supernova-driven interstellar turbulence and the galactic dynamo
星际介质的分形形状和多组分性质，以及其广泛的动力学尺度，给理论和数值天体物理学带来了巨大的挑战。在这里，我们将审查最近的进展，直接模拟星际磁流体湍流，重点是超新星爆炸的能量注入的作用。发电机理论的影响将在平均场方法的背景下讨论。与测试场方法得到的结果面临的分析预测和估计从准线性理论。模拟结果加强了对湍流银河发电机的经典理解，更重要的是，产生了新的定量见解。导出的比例关系，使自信的全球平均场建模。
2011-01-20 astro-ph.GA
Starbursts triggered by inter-galactic tides and interstellar compressive turbulence
利用秒差距分辨率的模拟一个典型的星系合并，我们研究触发星爆连接（间）星系动力学的结构的星际介质。两个星系之间的引力相遇增强了大体积的潮汐压缩，这增加并改变了湍流，特别是其相对于螺线管的压缩模式。这会产生过量的致密气体，导致强烈的恒星形成活动。沿着相互作用，压缩湍流修改了气体到恒星转换的效率，在施密特-肯尼库特图中，驱动星系从盘序列到星爆序列。
2014-03-28 astro-ph.GA
Time-variability in the Interstellar Boundary Conditions of the Heliosphere: Effect of the Solar Journey on the Galactic Cosmic Ray Flux at Earth
在太阳穿越银河系空间的过程中，周围星际介质物理性质的变化改变了日光层，并调制了地球表面的银河系宇宙射线通量，从而影响了宇宙成因放射性核素的地球记录。需要研究的一个现象是，由于星际电离的变化，地球上异常宇宙射线通量的变化对宇宙成因同位素产生的影响。在低密度太阳环境中，星际冲压压力和电离水平的可能范围产生了显著不同的可能日光层配置，星际中性粒子，它们的次级产物和GCR到达地球的粒子通量范围很广。ISM在顺风方向的分布和密度的简单模型给出了云的过渡时间尺度，可以直接与宇宙成因放射性核素地质记录进行比较。星际数据和宇宙成因放射性核素数据都与全新世期间的云转变相一致，具有很大的不确定性。根据地球上的宇宙射线通量得出的地磁时间轴可能需要调整，以解释当太阳浸没在电离气体中时异常宇宙射线的消失。
2011-02-03 astro-ph.GA
About Metallicity Variations in the Local Galactic Interstellar Medium
在本文中，我们讨论和面对最近的结果金属丰度变化的本地星际介质，从HII地区和中性云的银河系薄盘的观测，并比较它们与最近的高质量的金属丰度测定的其他示踪剂的化学成分的星际介质的B型星，经典造父变星和年轻的集群。我们发现，金属丰度的变化，这些最后一类的对象是相互一致的，并与获得的HII地区，但显着小于中性云。我们还讨论了存在大量的低金属丰度云的大金属丰度变化在当地的银河系薄盘的可能起源。我们发现，这样的假设似乎并不兼容：（a）什么是预测的气体混合在星系盘的理论研究，和（b）的模型和观测的金属丰度的高速云和它的演变，因为它们与周围的介质混合，在他们的银河平面上的下降。我们的结论是，大多数的证据有利于在太阳附近的星际介质的化学成分是高度均匀的。
2022-04-26 astro-ph.GA
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
Water in the interstellar media of galaxies
本文综述了近年来对银河系星际云和邻近星系核中水的观测结果。突出显示了两项成果：（1）猎户座棒的多线H $_2$ O图显示，PDR中的水化学是由光解离和-解吸作用驱动的，这与恒星形成区不同。(2)H $_2$ O及其离子对5星暴/活动星系核系统的高分辨率光谱揭示了低电离率，不同于从高激发线发现的。我们的结论是水的化学性质强烈依赖于辐射环境，星际云的电离率在星系核和星系盘之间至少降低10。
2015-11-30 astro-ph.GA
The efficiency and wavelength dependence of near-infrared interstellar polarization toward the Galactic center
对银河系中心的近红外偏振成像观测已经完成，以研究星际偏振的效率和波长依赖性。$J$、$H$和$K_S$带覆盖的总面积约为5.7 deg $^2$。我们研究了偏振效率，定义为偏振度与颜色过量的比率。银河系中心和我们之间的星际介质的偏振效率比银河系盘中的低三倍。此外，我们研究了偏振效率的空间变化，通过比较它与色过剩，偏振度，和位置角。色余和偏振度的空间变化依赖于银河系的纬度，而偏振效率的变化与银河系的结构无关。位置角几乎平行于银河平面，表明银河系中心和我们之间的纵向磁场配置。偏振效率与位置角色散有关。极化效率低及其空间变化可以用视线方向上磁场方向的差异来解释。从较低的极化效率，我们建议一个更高的强度的随机分量相对于银河系中心和我们之间的磁场的均匀分量。我们还导出了偏振度比$p_H/p_J$ = 0.581 $\pm$ 0.004和$p_{K_S}/p_H$ = 0.620 $\pm$ 0.002。偏振的波长依赖性的幂律指数为$β_{JH}$ = 2.08 $\pm$ 0.02和$β_{HK_S}$ = 1.76 $\pm$ 0.01。因此，在1.25 $-$ ~ 2.14 $\micron$的范围内，星际偏振的波长依赖性表现出向较长波长的平坦化。扁平化可能是由排列的大尺寸尘埃颗粒造成的。
2013-03-03 astro-ph.GA
Turbulent universal galactic Kolmogorov velocity cascade over 6 decades
我们报告的证据存在的普遍的，连续的湍流级联的速度波动与Kolmogorov -5/3斜率跨越6个数量级的长度尺度，从$10^4$ pc到$10^{-2}$ pc。这是通过应用我们的创新技术，分离密度和速度波动，以一组光谱调查具有各种银河谱线。这个统一的速度级联涉及不同的星际阶段，从弥漫的银河系介质到致密的自引力云，并持续存在，尽管星际相变。然而，湍流密度涨落并不表现出这种普遍性，因为光谱斜率的值在不同的星际相位的变化。这与可压缩湍流理论的预期一致，并表明密度只是星际湍流的间接示踪物。我们报告说，云和细丝，优先平行于磁场的密度波动表现出的光谱斜率为-2。在我们的论文中建立的通用的大湍流速度级联的关键星系的物理过程，包括恒星形成，宇宙射线传输等，我们预计我们的结果是一个起点，在体外模型的多相星际湍流的研究具有显着的影响螺旋星系的建模。
2022-04-28 astro-ph.GA
A Face-on View of Interstellar Dust in the Galactic Plane
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Aix-Marseille University, CNRS/IN2P3, CPPM（艾克斯-马赛大学）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, College of Physics and Electronic Engineering, Qilu Normal University（齐鲁师范学院物理与电子工程学院天文学系）
该研究利用红团簇恒星和恒星目录构建银盘尘埃密度图，通过U-Net卷积神经网络反演消光分布，获得不同分辨率尘埃图，揭示其详细结构，给出尘埃盘指数尺度长度，为相关研究提供了新基准。
2026-07-08 astro-ph.GA
Observational analysis of the well--correlated diffuse bands: 6196 and 6614 Å
我们确认，使用光谱从七个天文台，扩散带6196和6614是非常紧密相关的。然而，它们的强度比不是恒定的，以及轮廓形状。显然，这两个星际特征对不同星际云的不同物理条件的反应并不一致。
2016-05-28 astro-ph.GA
Mapping the reddening plane in the Galactic disk through interstellar extinction of open clusters
本文利用6215个低银纬疏散星团的星际消光数据绘制银河系盘红化平面，发现其随银经正弦变化且存在南北不对称，并测定了太阳位置、星团标高和尘埃层厚度。
2025-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-dimensional interstellar dust reddening maps of the Galactic plane
我们提出了新的三维（3D）星际尘埃红化地图的银河平面在三种颜色，E（G-Ks），E（Bp-Rp）和E（H-Ks）。这些地图的空间角分辨率为6弧分，覆盖银河平面的7000度$^2$，银河经度为0度$<$ $l$ $<$ 360度，纬度为$|b|$ $<$ $10$度。这些地图是根据盖亚数据发布2（盖亚DR 2）的强大视差估计，结合盖亚DR 2的高质量光学光度测量和2 MASS和WISE调查的红外光度测量构建的。我们使用机器学习算法随机森林回归估计了超过5600万颗恒星的颜色过剩，E（G-Ks），E（Bp-Rp）和E（H-Ks），使用了从大规模光谱调查LAMOST，SEGUE和APOGEE构建的训练数据集。结果揭示了银河系盘中的大规模尘埃分布，显示出与早期研究一致的一些特征。银河系尘埃盘明显弯曲，显示出复杂的结构，可能与人马座，本地和英仙座臂空间相关。我们还提供了经验消光系数的盖亚测光，可用于转换的颜色过剩在这里提出的视线消光值的盖亚测光带。
2018-12-05 astro-ph.GA
Cosmic-ray leptons, magnetic fields and interstellar synchrotron emission
星际同步辐射依赖于银河磁场和宇宙线轻子。射电辐射观测是研究宇宙线传播模型和银河系星际电子谱和分布的重要工具。我们提出了最新的发展，我们的银河系同步辐射建模与GALPROP代码，包括偏振，吸收，和自由-自由发射。使用调查在广泛的射频和偏振测量，我们推导出的低能量星际宇宙射线电子谱，磁场和宇宙射线传播模型的约束。这项工作是感兴趣的星际伽马射线发射与费米-LAT的研究，和普朗克任务的同步加速器。
2013-07-23 astro-ph.GA
Observational Results of a Multi-Telescope Campaign in Search of Interstellar Urea [(NH$_2$)$_2$CO]
在本文中，我们提出了对Sgr B2（N-LMH）区域观测到的气相尿素[（NH $_2$）$_2$ CO]的观测搜索结果。我们显示的数据涵盖尿素转换从$\sim$ 100 GHz到250 GHz的五个不同的观测设施：BIMA，CARMA，NRAO 12米望远镜，IRAM 30米望远镜，和SEST。结果表明，归因于尿素的功能，可以复制在整个观察到的带宽和所有设施的最佳拟合柱密度，温度和源的大小参数之间的观察变化小于2的因素，仅仅通过调整望远镜的具体参数。干涉观测表明，这些过渡所产生的排放是空间和紧凑的，与衍生的源的大小和排放从一个单一的物种。尽管有这种证据，但（NH $_2$）$_2$ CO和Sgr B2（N）的光谱复杂性使得该分子的确定性鉴定具有挑战性。我们目前的观测光谱，实验室数据和模型，并讨论了我们的结果的背景下，可能的分子检测尿素。
2014-01-17 astro-ph.GA
Galactic Kites
我表明，星际薄膜的材料薄于一微米，漂移远离银河系平面作为恒星辐射压力的结果。这样的薄膜，无论是由原行星盘中的尘埃凝结自然产生的，还是由技术文明人工产生的，都会在银河系的银河系中积累起来，并在银河系盘上方盘旋，其高度由暗物质晕的引力决定。对散射星光的限制意味着这些星群携带的质量小于星际介质质量的2 × 10 ^{-3}。
2022-05-21 astro-ph.GA
Plasma Diagnostics of the Interstellar Medium with Radio Astronomy
我们讨论无线电传播测量诊断条件的电离气体的星际介质（ISM）的程度。感兴趣的无线电波的“信号发生器”是河外射电源（类星体和射电星系），以及银河系源，主要是类星体。银河系非热辐射的偏振同步辐射也用于探测ISM，包括发射区和太阳系之间的空间。无线电传播测量提供关于ISM中的湍流以及平均等离子体特性（诸如密度和磁场强度）的独特信息。无线电传播观测可以提供输入的ISM湍流的性质，如它的耗散机制和负责产生的大空间尺度上的湍流的过程的主要当代问题。通过法拉第旋转测量大尺度银河系磁场，为银河系磁场产生的理论提供了独特的观测输入。
2013-08-26 astro-ph.GA
Statistical Tools of Interstellar Turbulence: Bridging the Gap Between Numerics and Observations
MHD湍流是恒星形成、粒子输运、磁重联和ISM演化的当前范例的关键组成部分。通过数值模拟和观测研究，在这个困难的问题上取得了进展。然而，由于分辨率的限制，尺度差异和观测的复杂性，将数值与观测联系起来的最佳方法并不总是显而易见的。在这里，我们提倡一种方法，调用统计技术来理解动荡的天体物理系统的基础物理。大量的数值和观测数据要求开发新的统计工具，以便研究星际介质中的湍流。我们简要地回顾了一些最近开发的统计数据，专注于表征气体的压缩性和磁化强度及其使用星际研究。
2011-05-04 astro-ph.GA
The Distribution of Metallicities in the Local Galactic Interstellar Medium
本研究通过分析84条视线的22种元素柱密度数据，结合尘埃耗竭与金属丰度偏移的同步测定方法，发现太阳邻域中性星际云金属丰度弥散极小，未发现极低金属丰度气体，支持局域星际介质化学均匀的结论。
2023-05-12 astro-ph.GA
Galactic dust evolution with rapid dust formation in the interstellar medium due to hypersonic turbulence
湍流可以通过分子的吸积来显著加速尘埃颗粒的生长。对于与气体动态耦合的尘埃，增长率与马赫数的平方成比例，这意味着增长时间尺度可以很容易地减少一个数量级以上。因此，限制时间尺度是分子云形成的速率，这意味着ISM中的尘埃产生可以迅速达到解释在高红移下观测到的尘埃质量所需的水平。因此，湍流可能是解决高红移星系尘埃演化模型中的补充问题的方法，并解释了在$z = 7 - 8$看到的尘埃质量。一个简单的分析银河尘埃演化模型，其中晶粒生长很好地补偿了预期的更高速率的尘埃破坏超新星冲击。与以前的同类模型相比，该模型更简单，依赖的假设更少，似乎更适合从观测中获得的数据。
2019-11-28 astro-ph.GA
MIRIS observation of near-infrared diffuse Galactic light
我们报告了高银河纬度云的近红外（IR）观测，以研究银河漫射光（DGL），这是星际尘埃颗粒散射的星光。观测是在$1.1$和$1.6\,\rm{μm}$进行的，使用的是韩国STSAT-3号卫星上的宽视场照相仪器，即多用途红外成像系统。DGL的亮度是通过将近红外图像与星际尘埃热发射的远红外$100\,\rm{μm}$图相关联来测量的。DGL的宽视场观测提供了迄今为止最精确的DGL测量。我们还发现，在MBM 32领域的光学和近红外DGL之间的线性相关。为了研究MBM 32中的星际尘埃性质，我们采用了最近的尘埃模型，考虑了星际辐射场的红化效应，预测了包含或不包含$\rm{μm}$大小的超大颗粒的DGL谱。结果表明，在没有大颗粒的情况下，近红外DGL的观测颜色更接近于模型光谱。这可能意味着，由于星际介质的密度较低，在所观测到的MBM 32场中的尘埃生长并不活跃。
2018-06-23 astro-ph.GA
First Interstellar Detection of Methyl Carbamate: A New Observational Anchor for Glycine Chemistry
Chongqing University（重庆大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究首次在星际介质中检测到甲基碳酰胺，揭示其在甘氨酸化学中的重要性，表明其形成主要由动力学化学过程主导，而非热力学平衡。
2026-05-08 astro-ph.GA
Interstellar Nitrogen Isotope Ratios: New NH3 Data from the Galactic Center out to the Perseus Arm
我们的目标是测量整个银河系的星际14 N/15 N比值，建立星际氨同位素比值的标准数据集，并提供银河系化学演化的新约束。用上海天马65米射电望远镜（TMRT）和Effelsberg 100米射电望远镜对210个大样本源观测了14 NH3和15 NH3的（J，K）=（1，1），（2，2）和（3，3）谱线。TMRT在14 NH3中检测到了其中的141个来源。其中8个在15 NH3中也被检测到。Effelsberg 100 m望远镜成功地探测到了36个强NH3源中的10个源的15 NH3（1，1）谱线，其中包括3个源（G081.7522，W51 D和Orion-KL）的TMRT望远镜探测到的谱线。因此，在14 NH3和15 NH3线中总共检测到15个源。线和物理参数，这15个来源的推导，包括光学深度，旋转和动力学温度，和总柱密度。根据14 NH3/15 NH3丰度比确定14 N/15 N同位素比。从这两个望远镜获得的同位素比同意为一个给定的来源内的不确定性，并没有依赖于日心距离和动力学温度。14 N/15 N比值倾向于随着银河系距离的增加而增加，证实了径向氮同位素梯度。这与最近银河系化学模型计算的结果一致，包括超渐近巨星分支星和新星的影响。
2022-08-08 astro-ph.GA
The far-UV Interstellar Radiation Field in Galactic Disks: Numerical and Analytic Models
星系中远紫外线（FUV; 6-13.6 eV）星际辐射场（ISRF）的强度决定了中性星际气体的热演化和化学演化，是解释河外观测和恒星形成理论的关键。我们运行了一系列的星系盘模型，并推导出FUV ISRF强度作为一个函数的尘埃气体比，恒星形成率密度，气体密度，尺度半径，和观察者的位置。我们开发了一个分析公式的中位数FUV ISRF流量。我们确定了两个无量纲参数的问题：（1）无量纲的银河半径，$X$，它测量的径向范围的FUV源（OB恒星协会）在磁盘上;（2）不透明度的源间距离，$τ_{\star}$，这措施的重要性尘埃吸收。这些参数封装了对所有物理参数的依赖性。我们发现，存在一个临界$τ_{\star}$，或相当于一个临界尘埃与气体的比例，$Z_{d,{\rm crit}}' \approx 0.01-0.1$银河值，在ISRF改变行为。对于$Z'_d>Z_{d,{\rm crit}}'$，ISRF受到灰尘吸收的限制。随着$Z'_d$的降低，ISRF强度随着更多的源贡献于通量而增加。对于$Z'_d < Z_{d,{\rm crit}}'$，随着磁盘变得光学薄，ISRF饱和。我们发现，在低金属丰度系统，如矮星系和高红移星系的ISRF每恒星形成率密度，是高达3-6倍的牛奶路相比，他们的同行。我们讨论的潜在机制，调节低金属量星系的恒星形成的影响。
2020-09-21 astro-ph.GA
Heliosphere Meets Interstellar Medium, in a Galactic Context
我们日光层内的物理条件是由太阳通过一个演变中的星际环境的运动驱动的，这个星际环境在很大程度上尚未被探索。下一代的外日光层和星际探索者将通过深入太阳的星际环境来回答日光层与非常局部的星际介质（VLISM）之间关系的基本问题。这些未来任务的影响将通过同时进行的跨学科研究来大大增强，这些研究将研究日光层内条件，日光层的直接星际环境和更大规模的银河ISM之间的直接联系。将日光层和VLISM与银河系中的类似物进行比较，将限制塑造恒星天体层的全球过程及其对ISM的持续影响。
2022-08-25 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Interstellar HI Shells Identified in the SETHI Survey
星系HI（中性氢）壳层是我们理解星际介质（ISM）的核心，它在星系的发展和演化中起着关键作用，包括我们自己。几个涉及超新星和恒星风的模型有助于我们广泛的理解，但一个完整的，详细的图片仍然难以捉摸。为了扩展现有的银河壳目录，我们对SETHI（搜寻地外HI）数据库进行了视觉检查，以识别壳状结构。这种高灵敏度的21厘米射电观测覆盖了阿雷西博的天空，独特地提供了银河系广泛纬度范围内的贝壳的高分辨率数据。我们目前的基本信息（位置，径向速度，角大小，形状）为74以前身份不明的HI壳。由于覆盖范围和数据质量的限制，以及搜索技术中固有的偏见，我们的目录并不是银河系外壳的完整样本。我们讨论了目录的完整性，并评论了新壳层与已知星际结构的关系。与以前的星表不同，这个样本不偏向于膨胀壳。在可能的情况下，我们还估计这些壳层的运动学距离、物理尺寸、膨胀速度和能量。总的来说，它们相对较大且古老，每一个都是多颗超新星的结果。与以前的调查，我们没有发现，在我们的样本中的壳层优先排列相对于银河系平面。
2016-06-29 astro-ph.GA
Interstellar disparity: N- vs O-bearing molecules: A multidisciplinary perspective across interstellar environments
Leiden University（莱顿大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本文综合观测、实验、模型与理论，多学科综述星际介质中含氮与含氧分子的系统性化学差异，指出关键挑战与未来方向以探明其起源。
2026-09-18 astro-ph.GA
Iron and silicate dust growth in the Galactic interstellar medium: clues from element depletions
难熔元素的星际丰度表明了气相的大量消耗，随着气体密度的增加而增加。我们最近的尘埃演化模型，基于巨分子云（GMC）生命周期的流体动力学模拟，证明观察到的[Si $_{gas}$ /H]趋势是由冷扩散星际介质（ISM）中吸积的尘埃生长和超新星（SN）冲击的有效破坏的组合驱动的（Zhukovska等人。2016）。尘埃演化的分析模型，我们表明，即使与乐观的假设，从恒星输入的尘埃和没有破坏的颗粒由SNe它是不可能匹配的[Si $_{gas}$ /H] $-n_H$关系没有增长的ISM。我们扩展了在我们以前的硅酸盐工作中开发的框架，包括铁颗粒的演变，并解决了一个长期存在的难题：“星际铁在哪里？”'.在温暖的中性介质中的Fe比Si更高的损耗是由模型再现的，其中大部分星际铁（70%）被锁定为硅酸盐颗粒中的夹杂物，在那里它被保护免受SN冲击的溅射。如果剩余的贫化铁存在于尺寸在1- 10 nm范围内的金属铁纳米颗粒群中，则再现所观察到的[Fe $_{gas}$ /H] $-n_H$关系的斜率。增强碰撞率由于库仑聚焦是重要的硅酸盐和铁尘模型，以匹配所观察到的斜率之间的关系，耗尽和密度和在高密度的耗尽的幅度。
2018-03-12 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
Polarization Gradient Study of Interstellar Medium Turbulence Using The Canadian Galactic Plane Survey
我们利用加拿大银道面巡天（CGPS）的复射电极化矢量的空间梯度研究了星际介质中的磁离子湍流。CGPS数据覆盖1300平方度，在${53^{\circ}}\leq{\ell}\leq{192^{\circ}}$、${-3^{\circ}}\leq{b}\leq{5^{\circ}}$范围内，${b}={17.5^{\circ}}$的扩展在${101^{\circ}}\leq{\ell}\leq{116^{\circ}}$范围内，角分分辨率为1420 MHz。以前的研究发现偏振梯度的偏度和峰度与湍流的马赫数之间存在相关性，或者假设这种相关性来推断所观察到的湍流区域的马赫数。我们提出了整个CGPS数据集的极化梯度图像，并分析这些图像的依赖角分辨率。极化梯度是丝状的，这些细丝的长度在银河系反中心最大，在银河系内部最小。这可能意味着小尺度湍流在银河系内部更强，或者我们在低银河系中观察到更遥远的特征。对于每一个分辨率的研究，偏度的偏振梯度的影响，明亮的偏振梯度区域，这是不相关的湍流所揭示的偏振梯度的边缘。我们还发现，偏度的偏振梯度是敏感的盒子的大小来计算偏度，但不敏感的银河经度，这意味着偏度只探测盒子内的不均匀性的数量和幅度。我们的结论是偏度和峰度的极化梯度是不理想的统计探测自然磁离子湍流。
2016-12-13 astro-ph.GA
Mapping the Interstellar Medium with Near-Infrared Diffuse Interstellar Bands
我们映射银河系的星际介质的分布和属性，跟踪从SDSS-III/APOGEE调查的近红外恒星光谱中检测到的弥漫星际带（DIBs）。专门关注H波段最强的DIB，在~1.527微米，我们提出了一个银河系平面的DIB吸收场的投影图，使用一组约60，000的视线，达到15 kpc从太阳和探测高达30级的视觉消光。在DIB等效宽度（W_DIB）和消光方面，DIB的强度与尘埃红化的线性相关性都超过了三个数量级，其幂律指数为1.01 +/- 0.01，平均关系为W_DIB/A_V = 0.1埃^-1，在银河系中平面的消光特征处色散约为0.05埃^-1。这些特性使DIB成为一种强有力的、独立的尘埃消光探测器。大约14，000个鲁棒检测到的DIB特征的子集具有指数W_DIB分布。我们凭经验确定了这一跃迁的固有静止波长为λ 0 = 15，272.42埃，然后计算了载体的绝对径向速度，这显示了旋转银河系圆盘的运动学特征。我们探测了DIB载流子在三维空间中的分布，并表明它可以用一个指数盘模型来表征，其标度高度约为100 pc，标度长度约为5 kpc。最后，我们表明，DIB分布也跟踪大规模的银河系结构，包括中央长酒吧和翘曲的外盘。
2014-10-29 astro-ph.GA
Widespread Rotationally-Hot Hydronium Ion in the Galactic Interstellar Medium
我们给出了水合氢离子向人马座B2（N）和W31 C的（6，6）和（9，9）反转跃迁的新观测结果。对人马座B2（N）的敏感观测表明，高的，~ 500 K，旋转温度表征了高度激发的亚稳H3 O+旋转能级的分布，存在于对应于人马座B2包络的宽范围的速度上，以及太阳和源之间的前景气体云。对W31 C的观测结果表明，这条视线并不与中央分子带相交，而是追踪到了银盘中的静止气体，这也意味着它的旋转温度高达380 K，远远超过了弥漫的银河系星际介质的动力学温度。虽然在银河系中心的活跃环境中，某些分子气体可能会被加热到如此高的温度，其特征是高X射线和宇宙射线通量，冲击和高度湍流，但在银河系盘云的大部分静止环境中，这是不可能的。相反，我们建议，高度激发态的水合氢离子主要是由放能化学形成过程和温度描述的旋转水平人口不代表介质的物理温度。相同的论点可适用于其它对称顶部转子，例如氨。这为长期存在的谜团提供了一个简单的解释，即银河系中心区域普遍存在热分子气体成分。此外，我们的观察表明，这是一个普遍的过程，不仅限于与星系核相关的活跃环境。
2014-03-05 astro-ph.GA
The Interstellar Medium White Paper
星际介质是星系演化的引擎室。虽然我们对ISM内的条件了解很多，但许多重要的领域仍然有待解释，包括ISM导致恒星形成的各个阶段的形成和演化，以及它在重要天体物理过程中的作用。本文讨论了几个基本的科学问题，将它们与当前的活动和能力，以及未来的能力，需要在未来十年的进步。澳大利亚有一个充满活力的研究界，致力于研究星际介质。这次讨论特别强调澳大利亚作为更广泛的国际努力的一部分，参与推动它们的工作。本白皮书中概述的特定科学计划包括分子云的形成、银河核的ISM、伽马射线和宇宙射线的起源、高质量恒星和团簇形成、致密分子介质、星系演化和扩散原子介质、超新星遗迹、磁性和湍流在银河生态中的作用以及空间中复杂的有机分子。
2013-12-17 astro-ph.GA
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
The Optical -- Mid-infrared Extinction Law of the l=165 Sightline in the Galactic Plane: Diversity of Extinction Law in the Diffuse Interstellar Medium
了解尘埃消光的影响对于正确解释观测结果非常重要。光学总消光比与选择消光比Rv = Av/E（B-V）被广泛用于描述紫外和光学波段的消光变化。由于Rv=3.1的消光曲线充分代表了银河系弥漫区域的平均消光定律，因此它通常用于校正沿视线朝向星际介质弥漫区域的观测测量结果。然而，Rv值甚至可以沿着不同的漫射星际介质视线变化。在本文中，我们调查的光学-中红外（中红外）消光定律对一个非常弥漫的区域，在l = 165的银河系平面，这是选择的基础上的CO排放图。采用红团簇星作为消光示踪物，在APASS的两个波段（B，V），XSTPS-GAC的三个波段（g，r，i），2 MASS的三个波段（J，H，Ks）和WISE的两个波段（W1，W2）上测定了我们漫射区的光-中红外消光规律。具体而言，18个红团簇星是从APOGEE-RC目录的基础上光谱数据，以探讨消光规律的多样性。我们发现，光学消光曲线表现出明显的多样性。相应的Rv范围从1.7到3.8，而平均Rv值为2.8，与广泛采用的银河系弥漫云平均值3.1一致。在0.2 ~ 0.6 mag范围内，Rv值与色过量E（B-V）或与每千秒差距的比消光值（AV/d）之间没有明显的相关性。
2017-09-18 astro-ph.GA
Mapping the aliphatic hydrocarbon content of interstellar dust in the Galactic plane
我们实现了一个新的观测方法映射的脂肪烃含量在我们的银河系中的固相，基于分光光度成像的3.4 $μ$ m吸收功能从星际尘埃。我们以前在包括银河系中心星团在内的一个领域演示了这种方法。我们应用该方法在银河系中心的一个新的领域，其中的3.4 $μ$米的吸收功能还没有以前测量，我们扩展到一个领域的测量在银河系平面采样扩散的本地星际介质，其中的3.4 $μ$米的吸收功能以前已经测量。我们分析了这些油田的3.4 $μ$ m光学深度和脂肪烃柱密度图。光学深度被认为是合理的均匀，在每个领域，没有大的源到源的变化。然而，有一个微弱的趋势，增加光学深度的方向$b=0^{\circ}$在银河系中心。在银道面的新视线范围内，脂族烃的柱密度和丰度的平均值分别约为几个$\rm \times 10^{18} \, cm^{-2}$和几十个$\times 10^{-6}$。我们的结论是，银河系平面中至少有10-20%的碳以脂肪族形式存在。
2022-08-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Imaging of Four Galactic Supernovae Remnants in the Mid-Infrared, and their Interaction with the Interstellar Medium
我们根据银河遗产红外中面巡天非凡计划（GLIMPSE）得出的数据，提供银河系超新星遗迹（SNR）G001.0-00.1、G355.9-02.5、G355.6-00.0和W28的中红外（MIR）成像、测光和轮廓。所有的来源都显示了与星际介质（ISM）相互作用的证据，导致ISM中弯曲的锋面结构和明显的空洞。分析的光谱能量分布（SED）的I类年轻恒星对象（YSO）的西北相互作用区域内的W28，和SNR的边界内的恒星的密度，表明其中许多可能已被触发的SN事件。二维辐射转移模型允许我们约束的物理参数的来源。还值得注意的是，I类YSO的位置在G001.0-00.1的周边，靠近与SNR G355.9-02.5相关的额弧，表明恒星的形成也可能是由这些SNR触发的。最后，它被发现，MIR颜色的锋面结构出现一致的冲击激发的v = 0->0跃迁的H2，虽然它是可以想象的，多环芳烃（PAHs）的排放也可能发挥作用。如果后一种机制是相关的，那么它是可能的排放来自破碎较大的颗粒在正面地区，导致体积密度增加的PAH携带颗粒。
2010-06-22 astro-ph.GA
The Role of the Critical Ionization Velocity Effect in Interstellar Space and the Derived Abundance of Helium
高斯分析新的，高角分辨率的星际21厘米中性氢的发射轮廓结构更清楚地揭示了存在以前报道的签名的临界电离速度（{ \it CIV}）的氦（34公里秒$^{-1}$）。目前的分析包括1496个组成部分的线宽为178中性氢配置文件在两个地区的天空在银河纬度周围的$-$ 50 $^\circ$，远离银道面。这里考虑的新数据允许计算氦的星际丰度，并且导出的0.095 $\pm$ 0.020的值与基于太阳数据的宇宙丰度的0.085的值非常好地比较。虽然在星际空间中引起{ \it CIV}效应的确切机制还不清楚，但我们的研究结果可能为进一步理论研究该机制如何运作提供额外的动力。
2020-04-10 astro-ph.GA
Galactic interstellar filaments as probed by LOFAR and Planck
最近的低频阵列（LOFAR）在银河系中纬度（以明亮的类星体3C 196为中心）以115-175 MHz的磁场观测显示，在整个天空中延伸超过4度的偏振结构中，有引人注目的非线性结构。此外，普朗克卫星还发布了353 GHz偏振尘埃发射的全天空地图。LOFAR数据解析了沿视线的法拉第结构，而普朗克尘埃偏振图探测了天空投影磁场分量的方向。因此，预计两者之间没有明显的相关性。在这里，我们报告了一个令人惊讶的，但明确的，相关性的结构，探测LOFAR，和磁场方向，探测普朗克卫星。这一发现指出了天空中这一特定区域的两次测量的共同但不清楚的物理起源。提出了一些后续多频率研究来阐明这一意外发现。
2015-08-26 astro-ph.GA
Supernova feedback in a local vertically stratified medium: interstellar turbulence and galactic winds
我们使用本地笛卡尔模拟与垂直引力势研究超新星（SN）反馈分层星系盘驱动湍流和发射星系风。我们的分析包括三个圆盘模型的气体表面密度范围从银河系类星系到富含气体的超亮红外星系（ULIRGs），和两个不同的SN驱动方案（随机和相关的本地气体密度）。为了隔离SN反馈的物理，我们不包括额外的反馈过程。我们发现，在这些本地框计算，SN反馈激发相对较低的质量加权气体湍流速度色散~3-7公里/秒和低风质量加载因子< 1在我们研究的所有情况下。低湍流速度和风质量负载因子预测我们的本地框计算显着低于那些建议的观测富含气体和快速恒星形成的星系，他们也在紧张局势与全球模拟的盘星系调节恒星反馈。使用数值试验和分析参数相结合，我们认为，当地的笛卡尔框不能预测银河风的属性，因为他们没有捕捉到正确的全球几何和星系的引力势。实际上，在局部模拟中，风质量载荷因子并没有得到很好的定义，因为它们随着箱高度的增加而显著下降。物理上更真实的计算（例如，包括一个全球性的银河系的潜力和光盘旋转）将可能需要充分了解光盘湍流和银河外流，即使是由SNe单独反馈的理想情况。
2016-04-05 astro-ph.GA
Interstellar magnetic cannon targeting the Galactic halo : A young bubble at the origin of the Ophiuchus and Lupus molecular complexes
我们报告检测到一个新的银河系泡沫之间的接口晕和银河系盘。我们认为，附近的狼疮复合体和蛇夫座复合体的部分构成了结构的致密部分。这个年轻的气泡，年龄小于300万年，可能是超新星的遗迹，并在一个更大的HI环内膨胀，该环是由上天蝎座OB协会的流出物造成的。一个充满热X射线气体的HI空腔与该结构相关，这与银河系烟囱情景一致。X射线辐射超出了气泡的西部和西北部边缘，表明热气体流出正在突破空腔，可能是通过破碎的狼疮复合体。对该地区的偏振射电同步加速器和偏振尘埃辐射的分析表明，银河系中心的支线与年轻的银河系泡沫有关。在VLSR ~ -100 km/s时，发现了与空泡边界空间对应的HI团簇分布。这些HI团块中的一些正在形成射流，这些射流可能来自气泡的破碎部分。我们认为，这些团块可能是从充满热电离气体的空腔内的壳壁上“滴落”的冷云。这些团块中的一些可能被磁化，然后被空腔边缘的压缩磁场加速。这种机制将挑战银河系吸积和喷泉模型，其中高速云被认为是由来自银河系平面的热气流在银河系高纬度形成的。
2018-07-11 astro-ph.GA
Extended Red Emission: Observational constraints for models
扩展红光发射（英语：Extended Red Emission，ERE）是一种广泛观测到的光发射过程，存在于银河系和其他星系的星周和星际环境中。如何确定厄立特里亚的带菌者和厄立特里亚的程序仍然是一个有争议的问题。近几十年来，人们提出了许多模型，但往往没有考虑到越来越多的观测约束，这些约束到目前为止使许多模型失效。这篇评论的重点是最完善的观测限制，这应该有助于描绘的方式走向一个普遍接受的解释的ERE和理解它的位置在辐射物理的星际介质。
2020-03-13 astro-ph.GA
The Interstellar Medium and Star Formation of Galactic Disks. I. ISM and GMC properties with Diffuse FUV and Cosmic Ray Backgrounds
我们提出了一系列的自适应网格细化（AMR）流体动力学模拟的平坦的旋转曲线银河系气体盘的星际介质（ISM）物理的扩散FUV辐射场和宇宙射线背景的影响下的原子到分子的相变的详细治疗。我们探索不同的FUV强度的影响，包括一个模型与径向梯度设计模仿银河系。宇宙射线的影响，包括其加热和电离率的径向梯度，也进行了探讨。本系列的最终模拟在整个$\sim20\:$ kpc全球磁盘直径上实现了$4\:$ pc分辨率，加热和冷却后温度降至$\sim10\:$ K。磁盘是为$300\:$ Myr演化的，这是ISM实现准统计平衡的足够时间。特别地，分子气体的质量分数稳定在$\sim$ 200 Myr。分析了其他全局ISM属性。巨分子云（GMCs）也被确定，并检查其人口的统计特性。随着磁盘的演变，跟踪GMC。GMC碰撞，这可能是一种手段，触发星团的形成，计数和分析模型相比，利率。相对频繁的GMC碰撞率被认为是在这些模拟和理解GMC属性，包括内部湍流的驱动，其影响进行了讨论。
2017-11-14 astro-ph.GA
The Fate of the Interstellar Medium in Early-type Galaxies. II. Observational Evidence for Morphological Quenching
本文利用两千多个含尘埃椭圆星系样本，测得其尘埃清除时标为2.26 Gyr且不依赖环境、质量与红移，发现恒星形成率比尘埃质量下降更快，从而为形态淬灭机制提供了观测证据。
2023-06-09 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
A Comparison of Multi-Phase Magnetic Field Tracers in a High-Galactic Latitude Region of the Filamentary Interstellar Medium
了解银河系磁场如何穿过多相星际介质（ISM）仍然是一个相当大的挑战，因为不同的磁场示踪剂探测不同的相位和场分量。我们寻找一个共同的磁场之间共享的电离和中性ISM的证据，通过比较1.4 GHz的无线电连续极化和HI线发射的银河阿雷西博L波段馈电阵列连续凌日调查（GALFACTS）和银河阿雷西博L波段馈电阵列HI（GALFA-HI）调查，分别。我们计算的偏振梯度的连续发射和搜索协会与弥漫/半透明HI结构。极化梯度是敏感的热电子密度和视线的磁场强度（$B_\parallel$）在温暖的电离气体的综合产品的变化，而狭窄的HI结构突出了冷中性气体的天空场的平面方向。我们在高银河纬度的阿雷西博天空中确定了一个区域，G216+26以$(\ell,b)\sim(216°,+26°)$为中心，在偏振梯度中包含细丝，这些细丝与大致平行于银河平面的狭窄HI结构对齐。我们提出了一个多相位的观测和磁场示踪剂的比较，这一地区，表明温暖的电离和冷中性介质连接可能通过一个共同的磁场。我们量化与H $α$发射相关的极化梯度丝的物理性质，测量视线场强$B_\parallel=6{\pm}4 μ$ G和等离子体β $β=2.1^{+3.1}_{-2.1}$。我们讨论了缺乏广泛的多相磁场对齐，并考虑该地区是否与一个短的时间尺度或物理罕见的现象。这项工作突出了多示踪剂分析了解磁化ISM的效用。
2021-12-06 astro-ph.GA
The Widespread Presence of Nanometer-size Dust Grains in the Interstellar Medium of Galaxies
星际尘埃的大小分布范围很广，从几埃的超小颗粒到微米级的颗粒。虽然在银河系星际介质中存在纳米尺寸的尘埃颗粒是在60年前推测的，并且之前是基于早期的红外观测提出的，但一直缺乏对其在广泛环境中的特性的系统和直接分析。在这里，我们报告了纳米大小的尘埃颗粒的检测，这些尘埃颗粒似乎普遍存在于各种各样的天文环境中，从银河系的高纬度云到附近的恒星形成星系和核活动水平较低的星系。在斯皮策/IRS的数据中，这种颗粒群的普遍性最终被揭示为波长短于10μm的突出的中红外连续辐射，其特征是温度为~300- 400 K，明显高于典型银河系环境中常见的亚微米尺寸颗粒的平衡温度。我们提出，这种普遍存在的、无特征的热尘成分的最佳载体是非常小的碳质（例如，石墨）通过单光子吸收瞬时加热的纳米尺寸的颗粒。这些颗粒占5-3000μm红外辐射总量的1.4%，占星际尘埃总量的0.4%。
2018-09-18 astro-ph.GA
SEDIGISM: Structure, excitation, and dynamics of the inner Galactic interstellar medium
尽管分子云对于理解星际介质的演化具有重要意义，但它们的起源和生命周期仍然没有得到很好的限制。我们对银河系内面进行了系统的、均匀的光谱测量，以补充许多连续的银河系测量，提供关键的距离和气体运动学信息。我们的目标是将这一数据集与最近的红外到亚毫米调查在类似的角分辨率。SEDIGISM巡天覆盖了13 CO在J=2-1旋转跃迁中的78度^2内星系（-60度<1 < +18度，|b| < 0.5度）。这种CO同位素的丰度比12 CO低100倍。因此，它的发射具有低到中等的光学深度和较高的临界密度，使其成为冷，致密星际介质的理想示踪剂。这些数据是用APEX的SHFI单像素仪器观测的。观测装置涵盖了13 CO（2-1）和C18 O（2-1）谱线，以及其他分子的几个跃迁。观察已经完成。数据缩减工作正在进行中，最后数据产品将在不久的将来提供。在这里，我们给出了调查和专用数据简化管道的详细描述。本文给出了一个覆盖-20 ° <1 < -18.5 °的科学示范场的初步结果。在这个领域的13 CO（2-1）数据的分析显示，在一个范围内的日心距离紧凑的团块，弥漫的云，和对流结构。通过结合我们的数据与数据在（1-0）过渡的CO同位素从ThrUMMS调查，我们能够计算三维实现的激发温度和光学深度的星际介质。最终，这次巡天将以前所未有的~30”的角分辨率提供银河系内部星际介质的详细全球视图。
2017-01-17 astro-ph.GA
The interstellar medium: from molecules to star formation
星际介质（ISM）是一种非常复杂的介质，其中包含形成恒星和行星所需的物质。ISM与辐射、湍流、磁场和引力场以及加速粒子永久地相互作用。在这种介质中发生的一切都对银河系的动力学和演化产生影响，从而将恒星尺度与银河尺度联系起来。因此，ISM的研究对于恒星和星系天体物理学的发展至关重要。在这篇文章中，我总结了我们对这种介质的物理和化学的了解，特别强调了恒星的形成，以及与恒星诞生和演化相关的过程如何与周围的环境相互关联。
2018-03-06 astro-ph.GA
Identification of MHD compressible modes in interstellar plasma with synchrotron emission polarization
我们提供了一个程序，用于识别占主导地位的可压缩和Alfvenic MHD模式或各向同性湍流的同步辐射辐射偏振图的银河系天体。给出了北银河极、猎户座分子云复合体和天鹅座X星形成复合体的结果。
2022-06-17 astro-ph.GA physics.plasm-ph
Diffuse Hot Plasma in the Interstellar Medium and Galactic Outflows
本文总结了星系星际介质三相气体的观测与认知，指出热等离子体主要存在于恒星泡、超级泡和星系外流中，并强调星系核区黑洞吸积引发的恒星形成增强、外流、加热及宇宙线加速等额外扰动。
2022-07-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Improved Modeling of the Discrete Component of the Galactic Interstellar Gamma-ray Emission and Implications for the Fermi-LAT Galactic Center Excess
本文通过改进H2代理模型来更准确地建模银道面伽马射线离散辐射，发现其显著贡献于Fermi-LAT数据并与已知源关联，为区分银心超出信号的点状或平滑起源提供了新方法。
2022-06-06 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Plasma turbulence in the interstellar medium
星际介质是一种多相、磁化和高度湍流的介质。在这篇论文中，我们讨论了星际介质中等离子体湍流的理论和观测两个方面。我们先后考虑了无线电波通过等离子体的传播和无线电极化发射。对于每一个，我们首先提供了一个理论框架的形式，几个基本方程，使我们能够定义有用的诊断工具的等离子体湍流，然后我们展示了如何利用这些工具来检测和解释观测等离子体湍流的签名，以及天文学家从他们那里学到的关于性质，来源，和耗散的湍流在星际介质。
2019-12-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
A method for mapping the aliphatic hydrocarbon content of interstellar dust towards the Galactic Centre
在星际介质中，宇宙元素碳丰度包括气相和固相的总碳。这项研究的目的是试验一种新的方法，用于测量我们银河系广阔视野内星际尘埃中脂肪碳的数量和分布。该方法是基于从脂肪族含碳物质测量3.4 $μ$ m吸收特征。这可以很容易地实现单一来源使用红外光谱仪。然而，在宽范围内进行这样的测量需要一台红外成像相机，配备能够对光谱进行采样的窄带滤光片。虽然这不能产生同样好的光谱测定，但该技术可以在相机的视场内同时应用于潜在的数十至数百个源。我们针对银河系中心的一个区域检查了这种方法，并制作了一张地图，显示了整个区域3.4 $μ$ m光学深度的变化。
2020-02-11 astro-ph.GA astro-ph.IM
