Detection of Two Interstellar Polycyclic Aromatic Hydrocarbons via Spectral Matched Filtering
无处不在的不明红外发射带在许多天文来源中可见。虽然这些谱带被广泛地（如果不是一致的话）归因于多环芳烃的集体排放，但在太空中还没有检测到这类化合物的单一物种。本文报道了在光谱匹配滤波辅助下，在星际介质中发现了双CN官能化的多环芳烃1-和2-氰基萘。利用绿岸望远镜的射电观测，我们观测到分子云TMC-1中的两个双环环分子。我们讨论了潜在的原位气相形成途径从较小的有机前体分子。
2021-03-18 astro-ph.GA
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观察无处不在的星际密度丝和可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导。星际湍流塑造了观测到的密度结构。作为可压缩MHD湍流的基本动力学，密度涨落的垂直湍流混合需要与局部磁场对齐的细长密度结构，解释了在扩散原子和分子气体中看到的低密度平行细丝。低密度平行纤维的伸长取决于湍流的各向异性。当考虑部分电离时，我们发现冷中性介质和分子云中平行细丝的最小宽度由垂直于磁场的中性离子退耦尺度决定。在高超声速MHD分子云中的湍流中，既存在由各向异性湍流混合引起的低密度平行细丝，又存在由激波压缩引起的高密度细丝。
2019-05-15 astro-ph.GA
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观测无处不在的星际密度丝和磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导下。星际湍流塑造了观测到的密度结构。垂直湍流混合是MHD湍流的基本动力学过程，它必然导致扩散介质和分子云中出现平行细丝。最小宽度由部分电离介质中的垂直中性离子去耦尺度确定。相应地，密集的垂直细丝出现在高超音速湍流中的MC作为激波压缩的结果。它们的宽度具体取决于湍流特性。我们证明，不同的取向的灯丝相对于磁场起源于不同的湍流特性的多相星际介质。
2018-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of the Aromatic Molecule Benzonitrile ($c$-C$_6$H$_5$CN) in the Interstellar Medium
多环芳烃和多环芳香氮杂环被认为在整个宇宙中广泛存在，因为这些分子可能是造成不明红外波段的原因，这是一组在许多银河系和河外来源中看到的发射特征。尽管预期它们普遍存在，但天文学上对特定芳香分子的识别已被证明是难以捉摸的。我们介绍了苯甲腈（$c$ -C $_6$ H $_5$ CN）的发现，它是星际介质中最简单的含氮芳香分子之一。我们观察到超精细分辨跃迁的苯甲腈从分子云TMC-1的发射。简单的芳香族分子，如苄腈，可能是多环芳烃形成的前体，提供了一个化学链接到载体的身份不明的红外波段。
2018-01-12 astro-ph.GA
Chemical complexity in local diffuse and translucent clouds: ubiquitous l-C3H and CH3CN, a detection of HC3N and an upper limit on the abundance of CH2CN
我们目前的Jansky甚大阵列观测20 - 37 GHz的吸收线从附近的银河弥漫分子气体对四个宇宙学遥远的紧凑的无线电连续源。主要的新观测结果是，\linearC 3 H\和\methCN \普遍存在于\AV \ $\la 1$的局部扩散分子星际介质中，而HC $_3$ N仅在\AV \ $>$ 4 mag.C $_3$ H中的线性/循环比远大于C $_3$ \HH \，并且\methCN /HCN比TMC-1增强，虽然没有马头星云那么大更重要的是，这项工作完成了一项长期计划，评估小碳氢化合物（CH、\cch、线性和环状C $_3$ H和C $_3$ \HH以及\cfh \和\cfhm）和含CN物种（CN、HCN、HNC、HC $_3$ N、HC $_5$ N和CH $_3$ CN）的丰度：本文详细介绍了它们在扩散分子气体中的系统学。我们还观察到，但没有强烈限制的丰度的一些含氧物种，最突出的HNCO。我们对C-\HH CN的柱密度进行了限制，使得阴离子C-\HH CN-\m \仅在N（C-\HH CN）/N（C-\HH CN-\m）丰度比在该物种中比在已观察到阴离子的任何其他物种中小得多的情况下作为扩散星际带的载体是可行的。我们认为，复杂的有机分子不存在于云满足扩散分子气体的合理定义，即\AV \ $\la 1$杂志。
2018-02-22 astro-ph.GA
Interstellar shock studies: the SOFIA/GREAT contribution
激波在星系的星际介质中无处不在，它们有助于能量平衡和物质循环，并且被认为是宇宙射线加速的主要场所。大多数时候：在喷流和外流、超新星遗迹或碰撞流中，它们与恒星形成有关。因此，激波的研究是探测星际介质演化和更好地理解恒星形成的有力工具。为了实现这些目标，必须将最精确的观测结果与最精确的冲击模型进行比较。SOFIA/GREAT仪器是支持我们进展的强大观测工具，因为它允许在远红外范围内观测许多激波示踪物。
2015-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar filament detection and characterization: methods and implications for studies of magnetized interstellar medium
Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）
综述星际细丝检测方法，分类讨论其原理、优缺点及在磁场-细丝相对取向研究中的应用，展望大数据时代细丝研究前景。
2026-07-01 astro-ph.GA 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
3-D Dynamics of Interactions between Stellar Winds and the Interstellar Medium as Seen by AKARI and Spitzer
AKARI红外天文卫星和斯皮策太空望远镜最近对质量损失恒星的远红外测绘表明，远红外弓形激波结构可能在这些质量损失恒星周围无处不在，特别是当这些恒星具有高自行时。这样的远红外弓形激波的更高的空间分辨率数据现在允许详细的拟合产生的弓形激波锥的方向相对于日心空间运动矢量的中心恒星，使用这些弓形激波的动量守恒的假设下，在物理薄界面之间的恒星风和星际介质（ISM）的解析解。对所观察到的弓形激波结构的拟合分析将能够确定环境ISM流矢量，从而建立一种新技术来探测这些相互作用系统的局部3-D ISM动力学。在这篇评论中，我们将展示这种新技术的三个特殊情况下，参宿四，R长蛇座，和R仙后座。
2009-05-06 astro-ph.GA
Discovery of interstellar anions in Cepheus star-forming region
我们报告了在恒星形成区L1251 A（仙王座）和星前核L1512（御夫座）中探测到碳氢阴离子C6 H-及其母中性C6 H的微波发射线。还检测到大量的含碳链物质C4 H、HC 3 N、HC 5 N、HC 7 N和C3 S。L1251 A的观测结果首次在仙王座耀斑恒星形成区域检测到阴离子和长链多炔化合物和氰基多炔化合物（碳原子数超过5个），也是首次在金牛座分子云复合体外部原恒星附近检测到阴离子，凸显了阴离子在恒星形成化学中的更广泛重要性。从HC 3 N的超精细结构线导出了旋转激发温度，发现L1251 A和L1512的旋转激发温度分别为6.2 K和8.7 K。的阴离子-中性的比例分别为3.6%和4.1%，这是以前在星际介质中观察到的值的范围内，并建议在不同的致密星际云的负离子丰度的过程中的相对均匀性。这项研究有助于越来越多的证据表明，碳链阴离子在整个银河系的星际云中相对丰富，特别是在相对高密度和高消耗的区域，围绕着前恒星核心和年轻的嵌入式原恒星。
2011-01-21 astro-ph.GA
Turbulence in the Interstellar Medium
湍流是星际介质中普遍存在的现象，在致密结构和恒星的形成、分子云的稳定、磁场的放大以及宇宙射线的再加速和扩散等过程中起着重要作用。尽管星际湍流很重要，但它和一般的湍流一样，还远未被完全理解。在这篇综述中，我们介绍了湍流物理学的基础知识，重点是其结构和能量级联的统计。我们探讨可压缩和不可压缩的湍流的物理，以及磁化的情况下。最相关的观测技术，提供定量的见解星际湍流也提出。我们还讨论了从这些观测中发展星际湍流三维视图的主要困难。最后，简要介绍了星际介质中湍流的主要来源。
2014-04-14 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.plasm-ph
On the ubiquity of molecular anions in the dense interstellar medium
结果是从分子阴离子在7个附近的银河系恒星形成的核心和分子云的调查。在所有七个目标来源中检测到碳氢化合物阴离子C6 H-，包括先前未检测到阴离子的四个来源：L1172、L1389、L1495 B和TMC-1C。C6 H-/C6 H柱密度比在每个源中大于约1.0%，平均值为3.0%（和标准偏差0.92%）。结合以前的检测，我们的研究结果表明，阴离子是无处不在的稠密的云C6 H存在。发现C6 H-/C6 H比与分子氢数密度和云的表观年龄呈正相关。我们还报告了在TMC-1中首次检测到C4 H-（置信度为4.8 σ），并推导出阴离子与中性离子的比率C4 H-/C4 H =（1.2 +- 0.4）x 10^-5（= 0.0012 +- 0.0004%）。这样一个较低的值相比，C6 H-突出了需要一个修订的辐射电子附着率C4 H。化学模型计算表明，所观察到的C_4H ~-可能是氧原子与C_5H ~-和C_6H ~-反应的结果。
2013-04-04 astro-ph.GA
Thermal instability and multi-phase interstellar medium in the first galaxies
我们研究了具有不同金属丰度和FUV场强度的等压收缩气体中热不稳定性的线性稳定性和非线性增长。当H2冷却被FUV场抑制（G_0>10^-3）或金属丰度足够高（Z/Zs>10^-3）时，由于CII和OI精细结构线的冷却，星际介质在100-7000 K温度范围内是热不稳定的。在这种情况下，作为热不稳定性的结果，形成具有双峰密度概率分布的双相介质。热不稳定性的特征尺度随着金属丰度的增加而变小。不同分辨率的非线性模拟的比较表明，最大规模的热不稳定性应解决与超过60个单元，以遵循失控冷却驱动的热不稳定性。在足够弱的FUV场和低金属性下，由于H2冷却占主导地位，热不稳定性的密度范围缩小。随着FUV强度的降低，双相结构变得不那么显著并最终消失。我们的基本结果表明，在早期星系中，i）热不稳定性对Z/Zs<10^-4的介质几乎没有影响，ii）热不稳定性的碎裂可以决定10^-4<Z/Zs<0.04的星团的质量谱，iii）当Z/Zs>0.04时，像我们银河系这样的热不稳定的湍流星际介质变得普遍存在。尽管阈值金属丰度取决于诸如热压、FUV强度和红移等条件。
2014-12-18 astro-ph.GA
The onset of large scale turbulence in the interstellar medium of spiral galaxies
湍流在银河系和其他旋涡星系的星际介质中普遍存在。这种湍流的能量来源一直有很多争论，提出了许多可能的起源。湍流的普遍性，其报告的大规模驱动，它也发生在无星分子云，挑战模型调用任何恒星源。需要一个更一般的过程来解释观察结果。在这项工作中，我们研究银河系旋臂的作用。这是通过三维流体动力学模拟来实现的，该模拟遵循星际弥漫云（100 cm-3）与螺旋图案的重力位场相互作用的动力学演化。我们发现，云的臂势的潮汐效应导致内部涡度，破碎和流体动力学不稳定性。触发的湍流导致大规模的驱动，在ISM不均匀性的大小，即大到100 pc，和转换势能为湍流的效率在10%至25%的范围内，每个臂交叉。这种效率比以前的模型高得多。在我们的模拟湍流的统计是惊人的相似，所观察到的功率谱和Larson标度关系的分子云和一般ISM。不同模型的相关性表明，ISM湍流主要与局部旋臂特性有关，如旋臂的质量密度和宽度。这种相关性似乎与最近对旋涡星系的高角分辨率观测相一致，例如M51和M33。
2014-10-10 astro-ph.GA
Nanodust in the Interstellar Medium in Comparison to the Solar System
纳米尘埃在星际介质中受到单个星光光子的随机加热，其范围从包含数十至数千个原子的埃级大分子（例如多环芳烃分子）到数十纳米的颗粒。纳米颗粒在天体物理环境中的存在已经被各种星际现象所揭示：光学发光，近红外和中红外发射，银河前景微波发射和紫外消光，这些现象普遍存在于银河系及更远的星际介质中。纳米颗粒（如纳米金刚石）也被认为是原始陨石中的前太阳元素，基于它们的同位素异常成分。考虑到导致在ISM中探测到太阳系纳米尘埃的过程，表明通过这些过程观测太阳系纳米尘埃的可能性较小。
2012-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin and evolution of NiI and FeI in the coma of the interstellar comet 3I/ATLAS throughout its trajectory
Université de Liège（列日大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Université Catholique de Louvain（天主教鲁汶大学）；University of Canterbury（坎特伯雷大学）；Auburn University（奥本大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Padova（帕多瓦大学）
研究揭示了镍和铁在星际彗星3I/ATLAS彗核 coma 中的起源与演化，发现其金属产量显著高于太阳系彗星，并提出羰基假说解释其形成机制。
2026-11-09 astro-ph.EP astro-ph.GA
The 15273 Å diffuse interstellar band in the dark cloud Barnard 68
高遮蔽的背景恒星背后的乌云排除了检测的光学弥漫星际带（DIBs），因此我们的知识DIB载体在这些环境中。利用近红外（NIR）中星光的模糊度降低的优势，我们使用了15273 AA的最强NIR DIB之一来探测其载体在附近星际暗云Barnard 68中的存在和性质。利用VLT-KMOS H波段（1.46-1.85 μ m）中分辨率（R = 4000）的43颗位于云后的恒星的光谱，测量了不同范围的视消光AV的等效宽度（EW）。为此，我们使用APOGEE项目的合成恒星光谱和适合观测地点和时间段的TAPAS合成大地传输来拟合数据。结果表明，随着AV的增加，DIB EW增加。然而，增长率比预期的要平坦得多，从EW-AV准比例建立的银河弥漫星际介质中的DIB。基于一个简化的反演假设球度，它被发现，DIB载体的体积密度是2.7和7.9倍低于这个预期的平均值在外部和中心区域的云，其中有n（H）= 0.4和3.5 × 105立方厘米，分别。用多路近红外光谱仪进一步测量，应该可以详细模拟这种DIB和其他波段的边缘效应，并有助于澄清其实际来源。
2017-09-04 astro-ph.GA
Magnetic Field Morphology in Interstellar Clouds with the Velocity Gradient Technique
磁场虽然在许多天体物理环境中普遍存在，但在观测上测量具有挑战性。速度梯度技术是一种基于磁化湍流中涡旋各向异性的方法，它与尘埃偏振测量相结合，能够跟踪天空平面磁场，测量星际介质的磁化强度，并利用谱线观测估计分子云中引力坍缩气体的比例。在本文中，我们将这种技术应用于五个低质量的恒星形成的分子云在古尔德带和比较的结果，从偏振尘埃发射获得的磁场方向。我们发现两种方法的磁场方向和磁化强度的估计在统计上是相似的。我们估计了所选云团中坍缩气体的比例。利用速度梯度技术，我们还给出了史密斯云的天平面磁场方向和磁化强度，这是尘埃偏振测量数据所不能提供的。
2020-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extraction of Physical Properties of Interstellar Medium from the Observed Line Profiles
本研究利用辐射转移建模，通过观测线轮廓提取星际介质物理性质，并研究恒星形成区域化学演化与分子分布，为解释多望远镜观测数据提供支持。
2024-05-28 astro-ph.GA
Ubiquitous Aromatic Carbon Chemistry at the Earliest Stages of Star Formation
苯甲腈（$c$ -C $_6$ H $_5$ CN）是苯（$c$ -C $_6$ H $_6$ }）的极性替代物，有可能作为芳香族化学的非常方便的无线电探针，前提是这个环可以在富含分子的星前云TMC-1之外的其他天文来源中找到，McGuire等人在2018年首次报道。在这里，我们提出了苯甲腈的射电天文学证据，在四个额外的前恒星，可能是原恒星，来源：巨蛇座1A，巨蛇座1B，巨蛇座2，和MC 27/L1521 F。这些发现表明苯甲腈并不是TMC-1所独有的;相反，芳香族化学似乎在恒星形成的早期阶段普遍存在，可能至少持续到原恒星的最初形成。苯甲腈的丰度远远超过了模型的预测，这些模型很好地再现了碳链的丰度，例如HC $_7$ N，一种具有相同重原子的氰基聚炔，这表明在原始来源中负责平面碳结构（与线性碳结构相反）的化学是有利的，但尚未得到很好的理解。苯甲腈相对于碳链分子的丰度在金牛座和巨蛇座云的来源之间显示出相当大的变化，这意味着云本身的物理条件和初始元素库的重要性。
2020-09-28 astro-ph.GA
CO, CS, HCO, HCO+, C2H, and HCN in the diffuse interstellar medium
基于88条视线的IRAM与ALMA毫米波吸收观测，研究弥漫星际介质中HCO+、C2H、HCN、CS和HCO的检出率、柱密度比及线宽，并与CO/HCO+发射比较。
2025-06-14 astro-ph.GA
Star formation across cosmic time
本文回顾了多相星际介质与恒星形成的相互作用，并展示了跨越宇宙时间的典型恒星形成星系中分子气体含量的最新观测及理论模型结果，以理解过去一百亿年恒星形成减缓的现象。
2024-05-31 astro-ph.GA
Spectral properties of gas-phase condensed fullerene-like carbon nanoparticles from far-ultraviolet to infrared wavelengths
碳固体是星际空间中普遍存在的物质。然而，碳质物质在天体物理环境中以及在陆地气相凝聚反应中的形成途径还不清楚。在不同的淬火气体气氛中，如纯He，He/H $_2$，和He/H $_2$ O在不同的压力下的石墨的激光烧蚀用于合成非常小的，富勒烯样碳纳米颗粒。颗粒的特征在于非常小的直径在1和4 nm之间，并且具有扰乱的洋葱状结构。从冷凝区提取的烟灰颗粒显然代表颗粒冷凝的非常早期的阶段。从远紫外（FUV）（$λ$ =120 nm）到中红外（MIR）（$λ$ =15 ~ $μ$ m）测量了光谱性质。在3.4 ~ $μ$ m范围内，种子状碳烟粒子具有较强的吸收带。用凝聚态粒子的3.4 ~ $μ$ m谱线可以很好地再现星际介质中3.4 ~ $μ$ m谱线的分布和强度，但要拟合星际谱线的强度，还需要保留全部的碳原子。与洋葱状烟灰颗粒可能是星际紫外线（UV）碰撞的载体的假设相反，我们的非常小的洋葱状碳纳米颗粒由于（$π-π$ *）跃迁而没有显示出明显的UV带。
2009-03-04 astro-ph.GA
Astrochemical models of interstellar ices: History matters
本研究针对星际冰成分建模问题，使用Nautilus气相-尘埃模型开展静态与动力学模拟，发现尘埃温度是关键参数，且分子云演化历史对冰成分至关重要，动力学模拟可重现观测趋势并预测低A_V区域CO₂/H₂O比值不恒定。
2023-06-14 astro-ph.GA
Dust charge distribution in the interstellar medium
研究了星际介质中尘埃粒子的平衡电荷分布。我们的治疗占碰撞充电的电子和离子，光电充电由于背景星际辐射场，收集超热宇宙射线电子和光电发射由于宇宙射线诱导的密集分子云内的紫外辐射场。我们发现，电荷平衡假设是有效的，在整个多相ISM条件下，这里调查，并应保持有效的模拟分辨率下降到AU尺度。尘埃颗粒的电荷分布取决于大小、成分和ISM环境：局部辐射场强$G$、温度$T$和电子数密度$n_{\mathrm{e}}$。电荷分布与“充电参数”$G\sqrt{T}/n_{\mathrm{e}}$密切相关。在分子介质中，碳质颗粒和硅酸盐颗粒都具有主要的负电荷或中性电荷，且分布较窄。在冷中性介质中，碳质和硅酸盐颗粒从负的和窄的分布，主要是积极的和广泛的分布取决于充电参数的大小。在温暖的中性介质中，各种大小的颗粒都带正电荷，而且分布很广。我们推导出修订后的参数表达式，可用于恢复的电荷分布函数的碳质和硅酸盐颗粒从3.5 $μ$ m的大小，组成和环境ISM参数的函数。最后，我们发现，参数方程可以用于其他环境比太阳附近的条件，恢复尘埃粒子的电荷分布函数在光子占主导地位的地区。
2018-12-19 astro-ph.GA
Photoionization of High Altitude Gas in a Supernova-Driven Turbulent Interstellar Medium
我们研究了星系中广泛弥漫的电离气体的光电离模型。特别是，我们解决了长期存在的问题，莱曼连续光子的渗透从接近银河系中平面的大高度的星系晕的来源。我们发现，最近的流体动力学模拟的超新星驱动的星际介质有低密度的路径和空隙，使电离光子从中面OB星到达和气体的许多kiloparsecs以上的中面。我们发现整个模拟网格的电离通量大于一维平板模型的预测，从而允许在银河系中的低海拔中性云的O星的光电离，也在Halalpha中检测到。在以前的研究中，这种云的光电离方案已被拒绝，并已被归因于增强宇宙射线电离或散射光从中面H II区域。我们确实发现，在我们的模拟中的发射测量分布比来自银河系中的Halpha观测。此外，在流体动力学模型中的气体密度的水平平均高度依赖性低于推断在银河系。这些差异可能是由于没有磁场的流体动力学模拟，我们讨论如何磁流体动力学效应可能会协调模型和观测。然而，我们预计，列入磁场的动力学模拟不会改变我们的主要发现，即中平面OB星能够产生高海拔弥漫电离气体在一个现实的三维星际介质。
2010-07-29 astro-ph.GA
Measuring the filamentary structure of interstellar clouds through wavelets
星际介质中普遍存在的非均匀结构要求对其性质进行无偏的表征，包括稳定性分析。我们提出了一种新的技术来测量任何二维数据集中的细丝光谱。使用各向异性小波，我们可以量化和区分局部和全局各向异性和测量细丝的尺寸分布。小波分析不需要对图中细丝的排列或形状进行任何假设，而是直接测量它们的典型空间维度。在一个严格的测试程序中，我们校准的方法的尺度依赖性和测试的角度和空间的灵敏度。我们应用该方法的分子线地图磁流体动力学（MHD）模拟和观察到的列密度图从赫歇尔观测。当应用各向异性小波分析的MHD数据，我们发现，所观察到的细丝的大小取决于磁场占主导地位的密度-速度相关与辐射转移效应的组合。这可以通过观察具有不同光学深度的示踪剂来利用，以测量从全局有序的大尺度结构到具有纠缠场线的小尺度细丝的过渡。对赫歇尔柱密度图的无偏观点并不能证实一个普遍的特征细丝宽度。北极星耀斑的地图显示了一个几乎无标度的连续光谱，直到大约0.4pc的主导暗条的大小。天鹰座分子云的细丝宽度范围仅限于0.05-0.2pc。与我们在天鹰座追踪到的整体排列相反，北极星上的细丝没有显示出优先方向。通过比较各向同性和各向异性结构中的功率，我们可以测量球形和圆柱形塌陷模式的相对重要性及其空间分布。
2018-11-05 astro-ph.GA
Wide binary stars formed in the turbulent interstellar medium
该研究提出宽距双星源于湍流星际介质中的恒星形成，并推导任意相对速度分布下的偏心率分布，解释了太阳系邻近宽距双星的超热偏心率观测。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A non-energetic mechanism for glycine formation in the interstellar medium
罗塞塔任务在67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星上探测到氨基酸甘氨酸及其胺前体甲胺，为地球上益生元的宇宙起源提供了强有力的证据。这种复杂的有机分子在恒星和行星形成过程中如何以及何时形成仍然存在争议。我们报告的第一个实验室检测甘氨酸形成的固相通过原子和自由基的自由基加成表面反应在寒冷稠密的星际云条件下。我们的实验得到了天体化学模型的支持，表明甘氨酸的形成不需要高能辐射，如紫外线光子和宇宙射线，在富含水的星际冰中，它仍然保存在一个比以前假设的更早的恒星形成阶段。我们还证实，固体甲胺是一个重要的副反应产物。星前冰粒上甘氨酸的形成为太空中复杂而普遍存在的生命前化学提供了基础，丰富了行星形成物质的化学成分。
2020-11-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Galactic extinction laws: II. Hidden in plain sight, a new interstellar absorption band at 7700 Å broader than any known DIB
我们已经探测到一个宽的星际吸收带，中心接近7700 nm，半高宽为176.6 $\pm$ 3.9 nm。这是在光学范围内探测到的第一个这样的吸收带，并且比众多的弥漫星际带（DIB）要宽得多。直到现在它还未被发现，因为它部分隐藏在O $_2$产生的A大地带后面。这个波段是用STIS@HST光谱发现的，后来又用进一步的STIS和地面光谱在大量不同类型的恒星（OB星、BA超巨星、红巨星）样本中发现。测量了该带的EW，并与我们对同一样品的消光和KI $λλ$ 7667.021，7701.093测量值进行了比较。该载体在弥漫和半透明的银河ISM中无处不在，但在OB星周围的环境中耗尽。特别是，在富含分子碳的视线中，它似乎不存在或几乎不存在。这种行为类似于$σ$型DIB，它起源于低/中密度紫外线暴露的ISM，但在高密度紫外线屏蔽的分子云中耗尽。我们还提出了一个更新我们以前的工作之间的关系$E(4405-5495)$和$R_{5495}$，并将我们的结果到ISM的一般模型。
2020-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling Sulfur Depletion in Interstellar Clouds
星际硫元素从气相中的耗尽一直是天体化学模型面临的一个反复出现的挑战。观测表明，在星际分子云的整个扩散和半透明阶段，硫相对于其宇宙值保持相对非耗尽状态，但其气相成分不能解释这种宇宙值对高密度环境的影响。我们试图解决这个问题，通过模拟星际云从其原始状态的扩散原子云的分子环境的密度高得多，使用气体/颗粒天体化学的演变。代码和增强的硫反应网络。一个共同的气体/粮食反应网络已经系统地更新和大大扩展了以前的点燃的基础上。和模型，重点放在粮食化学和过程。一个简单的模型被用来对由此产生的网络更新进行基准测试，并将模型的结果与文献中的典型天文观测结果进行比较。我们的新的气体/颗粒模型是能够再现元素消耗的硫，硫可以从气相中耗尽两个数量级，这个过程可能会发生在暗云条件下，如果云的化学年龄至少为1百万年。由此产生的颗粒上含硫物质的混合物涵盖了所有最常见的化学元素（H/C/N/O），与彗星环境中观察到的分子没有什么不同。值得注意的是，这种混合物不像所有其他现有的天体化学物质那样仅仅由H2S主导。模型尽管我们的物理模型相对简单，但大多数已知的气相含硫分子丰度在稠密条件下都能准确再现，但预计它们不会是硫的主要分子汇。我们的模型预测，大部分缺失的硫是以谷物上捕获的有机硫物质的形式存在。
2019-03-06 astro-ph.GA
The Strikingly Uniform, Highly Turbulent Interstellar Medium of the Most Luminous Galaxy in the Universe
在z = 4.601和L_bol = 3.5 x 10^14 Lsun的观测值下，W 2246 -0526是宇宙中已知最明亮的星系，拥有一个深埋的活动星系核（AGN）/超大质量黑洞（SMBH）。W2246-0526是由广角红外巡天探测器（WISE）发现的，根据其光度和尘埃温度，它被归类为热尘暗星系（Hot DOG）。在这里，我们提出了空间分辨ALMA [CII] 157.7微米的观测W2246-0526，提供独特的洞察其星际介质（ISM）的运动学。测得的[CII]与远红外线的比值约为2 x 10^-4，这意味着ISM条件只能与当今本地宇宙中最模糊、最致密的恒星爆发和活动星系核相比。空间分辨的[CII]谱线非常均匀且非常宽，500-600 km/s宽，在整个星系中延伸约2.5 kpc，具有适度的剪切。如此大的、均匀的速度分散表明是一种高度湍流的介质。W2246-0526在注入ISM的能量和动量方面是不稳定的，这强烈表明气体正被各向同性地吹离系统，可能反映了在成为未被遮蔽的类星体的道路上的一种宣泄状态。W2246-0526提供了一个非凡的实验室，用于研究和模拟强反馈下极端环境中气体的性质和运动学，当时宇宙是当前年龄的1/10：一个推动星系形成期间可以达到的极限的系统。
2015-11-12 astro-ph.GA
Spectral survey of the diffuse gas toward BL Lac in the Q band
Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天文台，PSL研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Observatorio de Yebes (OY-IGN)（耶韦斯天文台（OY-IGN））；Instituto de Física Fundamental, CSIC（基础物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）
通过Q波段观测，研究揭示了BL Lac方向弥漫气体中多种复杂有机分子的化学组成及丰度，表明其化学过程与密集光解离区域相似。
2025-11-20 astro-ph.GA
Probing the Local Bubble with Diffuse Interstellar Bands. I. Project overview and Southern hemisphere survey
我们已经进行了一个高信噪比的光谱调查670附近的早期型恒星，映射弥漫星际带（DIB）的吸收和周围的本地泡。该项目最初是在欧洲南方天文台的新技术望远镜上进行南半球调查，后来扩展到使用艾萨克牛顿望远镜进行全天调查。在本系列的第一篇论文中，我们介绍了整个项目，并介绍了南半球调查的结果。我们提供了一个在5780、5797、5850、6196、6203、6270、6283和6614 nm处的DIB的等效宽度测量的目录，星际Na { \sc i} D线在5890和5896 nm处的目录，恒星He { \sc i}线在5876 nm处的目录。我们发现，5780 DIB是相对较强的整个，相比5797 DIB，但特别是在本地泡和界面处与更中性的介质。6203型双金属显示出类似的行为，但与6196型双金属显示出类似的行为。一些附近的恒星显示出令人惊讶的强DIBs，而一些遥远的恒星显示出非常弱的DIBs，这表明局部气泡内外都有小尺度的结构。没有被探测到的视线特别清楚地追踪到了局部气泡的范围，并显示出它向光环开放。局部气泡有一个与热气体和/或恶劣的星际辐射场接触的壁。不过，这面墙是穿孔的，导致辐射和可能的热气泄漏。另一方面，致密的自屏蔽云存在于离太阳更近的地方，可能在本地气泡本身之内。至于DIB的载体，我们的观察证实了这一概念，即这些是大分子，其行为的差异主要取决于它们不同的弹性和/或电荷，更微妙的差异可…
2015-09-26 astro-ph.GA
Density and infrared band strength of interstellar carbon monoxide (CO) ice analogues
在模拟星际条件下实验研究CO冰的动机得到了大量CO气体丰度和冰颗粒地幔中普遍存在的CO的支持。在以其纯冰形式照射时，这种高度稳定的物种呈现有限的离子和光子诱导的化学，以及有效的非热解吸。利用红外光谱，单激光干涉，四极质谱在CO冰沉积过程中，CO冰密度作为沉积温度的函数估计。所提出的方法可用于获得在各种沉积温度下的其他冰组分的密度，只要该密度值对于这些温度之一是已知的，其通常是对应于结晶形式的温度。CO冰密度的明显趋势，在低于14 K的沉积温度降低是符合最近发表的比色测量。这项工作允许重新审视的红外波段强度的值需要计算的CO冰柱密度在红外观测，$8.7 \times 10^{-18} ~ {\rm cm ~ molecule}^{-1}$在20 K的沉积温度。
2022-10-27 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.optics
Ubiquitous Molecular Outflows in z > 4 Massive, Dusty Galaxies I. Sample Overview and Clumpy Structure in Molecular Outflows on 500pc Scales
大规模星系尺度的气体外流是调节整个宇宙星系生长和演化的最常见机制之一。虽然流出的气体跨越了很大的温度和密度范围，但冷分子相特别令人感兴趣，因为分子流出可能能够通过移除恒星形成气体来抑制星系中的恒星形成。我们已经进行了第一次调查的分子流出z > 4，目标是11个强透镜尘埃，恒星形成星系（DSFG）与高分辨率阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）观测OH 119微米吸收作为流出示踪剂。在这第一篇论文中，我们概述了调查，重点是检测率和结构的分子外流。我们在8/11（73%）的星系中发现了外流的明确证据，是z > 4时已知数量的三倍多。这意味着z > 4 DSFG中的分子风必须具有接近1的发生率和大的张开角才能在吸收中被检测到。透镜重建显示，500 pc规模的cluerous结构的外流是常见的。单个团块不能直接分辨，但从光学深度参数来看，我们预计未来的观测将需要50- 200 pc的空间分辨率。我们没有检测到高速[CII]翅膀在任何来源与明确的OH流出，表明[CII]是不是一个可靠的示踪剂的分子流出。我们的研究结果代表了在人口水平上表征z > 4的分子外流的第一步，表明大规模外流在早期的大质量尘埃星系中无处不在。
2020-10-23 astro-ph.GA
Supernova Remnants as a Probe of Dust Grains in the Interstellar Medium
星际尘埃颗粒在银河系星际介质（ISM）的演化过程中起着至关重要的作用。然而，尽管它很重要，但对尘埃的起源、组成和整个宇宙的丰度仍然知之甚少。超新星遗迹（SNRs）提供了一个研究尘埃颗粒演化的实验室，因为它们是宇宙中唯一可以观察到颗粒被创造和毁灭的环境之一。SNR表现出碰撞加热的灰尘，允许灰尘作为一个诊断的粮食物理和等离子体条件的SNR。我目前的理论模型碰撞加热尘埃计算颗粒排放以及破坏率。在这些模型中，我将物理，如非热溅射所造成的颗粒运动通过气体，一个更现实的方法溅射小颗粒，和任意的颗粒成分多孔和复合颗粒。我将这些模型应用于开普勒超新星和天鹅座圈的红外和X射线观测，以及LMC中的SNR 0509-67.5，0519-69.0和0540-69.3。X射线观测表征的热等离子体，而红外观测约束颗粒的性能和破坏率。这种多波长的方法对于全面了解气体和尘埃的相互作用和演化至关重要。X射线和红外光谱的建模允许解开的参数，如前和后冲击气体密度，以及扫起的气体和灰尘的质量，并可以提供对冲击压缩比的约束。观测还表明，ISM中的尘埃与气体的质量比星光消光研究所推断的要低几倍。未来的天文台，如詹姆斯·韦伯太空望远镜和国际X射线天文台，将允许测试远远超出现在可能的模型。
2010-05-07 astro-ph.GA
Photocleavage of aliphatic C--C bonds in the interstellar medium
通过实验和ab-initio计算，揭示星际介质中UV光处理脂肪族优先发生C-C光解断裂而非直接脱氢，为不饱和脂肪族和芳香族化合物的自下而上合成提供新途径。
2024-03-13 astro-ph.GA physics.chem-ph
Intensity Gradients Technique: Synergy with Velocity Gradients and Polarization Studies
磁场在星际介质中无处不在，但众所周知，很难通过观察进行研究。利用我们对MHD湍流和湍流重联的认识，提出了速度梯度技术（VGT），并成功地应用于利用光谱数据研究磁场。应用为VGT开发的工具，强度统计，我们介绍了强度对比技术（IGT）作为一种补充工具，可以协同使用VGT。在本文中，我们应用IGT的扩散HI区域选择的GALFA-HI调查和比较的强度梯度图与使用速度梯度以及普朗克偏振测量。我们证明了使用IGT和VGT研究磁场和识别冲击的扩散星际介质的可能性。我们还探讨了IGT在定位自引力区和计算Alfvenic马赫数的能力，无论是单独的，并结合VGT和旋光。我们比较IGT与直方图的相对方向（HRO），它利用强度梯度来表征柱密度结构和局部磁场的相对方向。
2019-10-06 astro-ph.GA
Deuterated Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in the Interstellar Medium: The C--D Band Strengths of Mono-Deuterated Species
氘（D）是大爆炸中产生的轻元素之一。随着银河系的演化，星际介质（ISM）中的D/H丰度由于“萎缩”而从其原始值下降。然而，观测到的一些星际视线的气相D/H丰度大大低于预期的减少单独的astration。缺失的D可能已经耗尽到多环芳烃（PAH）分子中，这些分子在星际区域中无处不在且丰富。为了定量地探索多环芳烃作为星际D的可能的水库的假设，我们计算量子化学的红外振动光谱的单氘代多环芳烃（及其阳离子）的各种尺寸。我们发现，正如预期的那样，当H在多环芳烃被D取代，C-H伸缩和弯曲模式在3.3，8.6和11.3 $μ$ m分别移动到更长的波长$\sim$ 4.4，11.4和15.4 $μ$ m的$\sim$ $\sqrt{13/7}$的一个因素，在C-H和C-D振子之间的减少质量的差异。我们从计算的光谱中得到的平均固有强度的3.3 $μ$ m C-H伸缩和4.4 $μ$ m C-D伸缩为$\langle A_{3.3} \rangle \sim 13.4$ km/mol和$\langle A_{4.4} \rangle \sim 7.4$ km/mol的中性氘代多环芳烃，将占主导地位的星际3.3和4.4 $μ$ m的排放。通过比较计算得出的中性多环芳烃的$\langle A_{4.4}/A_{3.3} \rangle \sim 0.56$的平均比值与观测到的$\langle (I_{4.4}…
2020-09-17 astro-ph.GA physics.chem-ph
First detection of 13CH in the interstellar medium
近年来，大量的高光谱分辨率观测亚毫米和FIR跃迁的亚甲基（CH），已经证明了这个自由基是一个有价值的代理H2，可用于表征分子气体内的星际介质（ISM）在银河系尺度上，包括CO-暗成分。在这里，我们报告的发现13 CH同位素在ISM中使用的upGREAT接收器上SOFIA。我们探测到了2 THz频率从基态到四个高质量恒星形成区跃迁的三个超精细结构分量，并确定了13 CH柱密度。ISM中普遍存在的含碳分子已经将碳的两种稳定同位素12 C/13 C丰度之间的比值的确定变成了银河系化学演化研究的基石。虽然随着银河系距离显示出上升的梯度，但当使用不同分子（CO，H2 CO等）的观测值测量时，该比率显示出取决于所使用的示踪剂的系统变化。这些观察到的不一致性可能来自光学深度效应、化学分馏或同位素选择性光解离。CH是由C+通过UV驱动或顺磁驱动的化学反应形成的，它反映了C+的分馏，并且不像以前用于确定12 C/13 C同位素比的其他分子那样显示出任何显著的分馏效应，这使它成为整个银河系12 C/13 C比值的理想示踪剂。因此，通过将13 CH的导出的柱密度与先前获得的主要同位素体12 CH的相应跃迁的SOFIA数据进行比较，我们导出了朝向Sgr B2（M）、G34.26+0.15、W 49（N）和W51 E的12 C/13 C同位素比率。将我们的12/13 CH值与以前的银河系同位素梯度计算值相加…
2020-07-02 astro-ph.GA
Shattering by turbulence as a production source of very small grains
星际介质中颗粒尺寸分布的起源是星际物理学中最基本的问题之一。在银河系中，较小的颗粒在数量上更丰富，但它们的起源不一定被指定和量化。小颗粒产生的最有效驱动力之一是星际湍流，其中尘埃颗粒可以获得足够大的相对速度以粉碎。应用在以前的文件中开发的粉碎框架，我们表明，小（$a\la 0.01~\micron$）颗粒达到观测到的银河系中的丰度水平在$\sim 10^8$年（即在颗粒寿命）在温暖的中性介质中粉碎。我们还表明，如果部分颗粒在温暖的电离介质中经历额外的粉碎，含$a\sim 0.01~\micron$的碳质颗粒被重新分配成更小的尺寸。这可以解释$a\sim 3$ -100 μ m时非常小的碳质颗粒的相对增强。我们的理论还解释了大颗粒和非常小的颗粒之间普遍存在的自然联系。我们的理论提出了一些测试的金属丰度的依赖。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of ices in star-forming clouds
冰在星际云的演化过程中起着至关重要的作用。它们在稠密分子介质中无处不在，它们的影响不仅限于化学。吸附在尘埃颗粒上的物质也会影响云的热力学。这一切都取决于星际条件、化学参数和冰层的成分。在这项工作中，我研究了冰的形成，重点是气体和固体相之间的相互作用，以确定它们在云演化和恒星形成中的作用。我表明，虽然冰的形成极大地影响了云的化学，他们的作用在热力学上是比较保守的，他们对恒星形成的影响是微不足道的。
2016-05-23 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Neutral hydrogen filaments in interstellar media: Are they physical?
本文综述了星际介质中中性氢纤维状结构的观测特征、形成机制与物理性质，提出其由磁化湍流拉伸撕裂形成，并探讨其在恒星形成中的作用。
2024-04-29 astro-ph.GA physics.plasm-ph
The Kinematic Age of 3I/ATLAS and its Implications for Early Planet Formation
本文通过运动学分析推断星际天体 3I/ATLAS 年龄约为 3-11 Gyr，并指出其形成在低金属丰度和银河系早期高效，为早期行星形成提供新约束。
2025-08-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
Formation of phosphorus monoxide (PO) in the interstellar medium: insights from quantum-chemical and kinetic calculations
近年来，在恒星形成区和彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko中发现了一氧化磷（PO）-生命前化学的一种重要分子。这些研究表明，在星际介质中，PO是系统地最丰富的含磷物质，其丰度是$\sim$的1-3倍，高于第二丰富的含磷分子氮化磷（PN）。PO比PN更丰富的原因仍然不清楚。目前还没有对气相中的磷进行实验研究，可能是因为处理其化合物有困难。因此，原子磷的反应性需要使用可靠的计算工具进行研究。为此，国家的最先进的量子化学计算已被用来评估准确的反应速率和分支比的P + OH $\rightarrow$ PO + H和P + H $_2$ O $\rightarrow$ PO + H $_2$反应的框架内的主方程方法的基础上从头过渡态理论。OH和H ${_2}$ O可以是原子磷的潜在氧化剂的假设是基于H ${_2}$ O在ISM中的普遍存在。它的破坏然后产生OH，这是另一个非常丰富的物种。虽然基态磷原子与水的反应由于出现能垒而不是PO的相关来源，但P + OH反应代表了PO在星际介质中的重要形成途径。动力学结果表明，该反应符合Arrhenius动力学行为，其速率系数α =2.28 $\times$ 10 $^{-10}$ cm ${^3}$分子$^{-1}$ s $^{-1}$，β =0.16，γ =0.37 K随温度升高而增大.
2021-08-19 astro-ph.GA physics.chem-ph
Weak line discovered by Voyager 1 in the interstellar medium: Quasi-thermal noise produced by very few fast electrons
最近，旅行者1号在星际介质中发现了一条微弱的连续谱线，它的起源引发了两个主要问题。首先，旅行者号短天线上的等离子体准热噪声是如何产生这条谱线的？第二，为什么这条线出现在离日球顶有一段距离的地方？我们对这些问题提供了一个简单的答案，它阐明了这条线的起源。首先，微量的超热电子，通常存在于等离子体中，因此限定符准热，可以在短天线上产生小的等离子体频率峰值，其振幅与这些电子的浓度无关;此外，检测需要长光谱平均值，缓解与背景相比峰值的小。因此，我们把观察到的谱线归因于一小部分快电子，它们对压强的贡献可以忽略不计。第二，我们建议，到一定的距离，从日球顶，大的压缩波动无处不在，在这个地区防止线出现的接收器噪声的统计波动，因为它是模糊的平均所需的检测，特别是在存在短波长的密度波动。这些结果为星际任务开辟了新的前景，表明即使使用相对较短的天线，微小比例的快速电子也足以测量密度，因为介质的安静性使大量光谱能够平均化。
2022-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Detections of Diffuse Interstellar Bands in the SDSS Low-resolution Spectra
星际弥散带（DIB）已经被发现了近一个世纪，但它们的性质仍然是天文光谱学中最具挑战性的问题之一。最近的工作，以确定和调查的性质和载体的DIBs集中在高分辨率光谱选定的视线。在本文中，我们报告的DIBs检测斯隆数字巡天（SDSS）的低分辨率光谱的大样本的银河系恒星。利用模板减法，我们成功地在约2,000颗恒星的SDSS光谱中识别出了DIBs $λ$ $λ$ 5780，6283，并测量了它们的强度和径向速度。这个样品是迄今为止组装的最大的样品。目标跨越一个大范围的红化，E（B-V）~ 0.2 - 1.0，分布在一个大的天空区域，涉及广泛的恒星参数（有效温度，表面重力和金属），证实载体的DIBs是无处不在的弥漫性星际介质（ISM）。该样本用于研究DIB的强度与视线消光幅度之间的关系，产生结果（即，EW（5780）= 0.61 x E（B-V）和EW（6283）= 1.26 x E（B-V））与先前的研究一致。在分辨率与SDSS相近的郭守敬望远镜（LAMOST）的调试光谱中也发现了DIB特征。正在进行和即将进行的大规模光谱巡天，如RAVE、SDSS III和LAMOST，特别是LAMOST银河系反中心数字巡天（DSS-GAC），预计将探测到数十万颗恒星的DIB。这样一个巨大的数据库将提供一个前所未有的机会，研究人口分布和DIBs的性质，以及使用DIBs探测ISM的分布和性质和尘埃灭绝。
2012-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Scatter broadening of pulsars and implications on the interstellar medium turbulence
观测结果表明，在整个弥漫电离星际介质（ISM）和超声速湍流优先位于银河系平面均匀Kolmogorov湍流。相应地，我们认为银河系分布的电子密度波动不仅组成的柯尔莫哥洛夫密度谱，但也短波占主导地位的密度谱的密度结构形成在小尺度上，由于冲击。由此产生的散射展宽时间对色散测量（DM）的依赖性自然地解释了低DM和高DM天体的现有观测数据。根据标准，我们推导出的散射制度的定量测定范围广泛的DMs和频率$ν$，我们发现，低DMs的恒星主要是由Kolmogorov湍流散射，而那些在低银河系纬度高DMs进行更多的增强散射占主导地位的超音速湍流，其中相应的密度谱具有光谱指数$\approx 2.6$。此外，通过将密度结构的体积填充因子与$ν$的依赖关系考虑为超音速湍流中的$\propto ν^{1.4}$，我们的模型还可以解释在具有相对大的DM的湍流中观察到的散射时间的比Kolmogorov标度更浅的$ν$标度。我们的分析结果与散射测量结果的比较，反过来又对大尺度ISM湍流的性质进行了有益的探索，例如，$\sim 100$ pc的注入规模，以及小规模密度结构的特征。
2016-12-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi-LAT Observations of the Diffuse Gamma-Ray Emission: Implications for Cosmic Rays and the Interstellar Medium
大于100 MeV的伽马射线天空主要是由宇宙射线与银河系星际气体和辐射场相互作用产生的漫射辐射。对这些漫射辐射的观测为研究宇宙射线的起源和传播以及星际介质提供了一种工具。我们目前的测量从第一个21个月的费米-LAT任务，并与使用GALPROP代码产生的漫射伽马射线发射的模型进行比较。这些模型适合宇宙射线数据，并纳入宇宙射线源、星际气体和辐射场分布的天体物理输入。为了评估与天体物理输入相关的不确定性，通过在观测极限内改变宇宙射线源的分布、宇宙射线约束体积（晕）的大小和星际气体的分布来创建模型网格。一个全天空的最大似然拟合被用来确定Xco因子，积分CO线强度和分子氢柱密度之间的比率，从第一费米LAT目录的伽马射线点源的通量和光谱，以及强度和光谱的各向同性背景，包括残留的宇宙射线被误分类为伽马射线，所有这些都有一些依赖于假设的漫发射模型。模型进行比较的基础上，他们的极大似然比，以及光谱，经度和纬度配置文件。我们还提供了残差图的数据减去扩散发射模型。该模型是一致的，在高纬度和中纬度的数据，但低于预测的数据在内部星系的能量超过几个GeV。这种差异的可能解释进行了讨论，包括未检测到的点源人口和整个银河系的宇宙射线的光谱变化的贡献。[删节]
2012-02-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Organic Molecules in Insterstellar Space: Latest advances
虽然最初被认为是太稀释的分子形成的原位和过于苛刻的环境，他们的生存，星际介质已被证明主机的分子种类丰富的调色板：迄今为止，256种已被确定。在过去的十年里，新的探测器出现了爆炸式的增长，其中包括一些复杂的有机物种，这些物种可能被称为益生元。有机分子不仅在太阳附近的星际云中被发现，而且在银河系、附近的星系或一些最遥远的类星体中也被发现。这些发现是由于大型亚毫米和无线电设施的完成而成为可能的。这些仪器配备了新一代接收器，提供了探测弱旋转线所需的灵敏度的数量级飞跃，从而可以识别分子。在过去的两年里，在TMC-1中检测到了30种前生物分子，TMC-1是一种位于金牛座距离太阳400光年的尘埃笼罩的气体云。在一个60亿光年远的螺旋星系的臂中发现了10种新的分子物种，在一个110亿光年远的类星体中观察到了12种分子物种。我们提出了这个外围类星体的最新光谱观测，并讨论了这些检测在这3个原型源的影响。米勒-尤里实验和相关实验中所涉及的基本成分在第一个星系形成后很早就出现了，并且在整个宇宙中广泛存在。遥远星系中气体的化学成分似乎与附近的星际云没有太大的不同。与TMC-1一样，它可能包含芳香环和复杂的有机分子，这些分子是RNA核碱基的假定前体，只是这些物种的细胞系太弱而无法检测到。
2022-01-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Metal abundances in the MACER simulations of the hot interstellar medium
热等离子体是早期星系的星际介质的主要相态。它的起源可能是恒星质量的损失，形成时期的残余气体，以及来自星系外部的吸积。它的演化与宿主星系的动力学结构、超新星和活动星系核的反馈以及（晚期）恒星的形成有关，但这些都还没有被完全理解。关于热气体的起源和演化的重要线索来自重金属的丰度，XMM-牛顿和钱德拉已经越来越详细地研究了这些重金属。我们提出了最近的高分辨率流体动力学模拟的热气体演化，包括上述过程，其中几个化学物种，起源于AGB恒星和超新星的Ia型和II型，也被认为是。高分辨率，在银河系中央区域几个秒差距，使我们能够跟踪整个星系的金属富集，运输和稀释。模型结果与观测到的丰度的比较显示了一个很好的协议，该地区丰富的活动星系核风，但也有差异的扩散热气体;后者表明需要修订标准假设，和/或被忽视的影响，由于那些灰尘的重要性，和/或剩余的不确定性，在推导丰度的X射线光谱。
2019-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spatially resolved kinematics of the multi-phase interstellar medium in the inner disk of M82
我们给出了星际NaI D 5890，5896双重吸收和12 CO（1-0）发射穿过M82盘内部~ 2x 1 kpc的空间分辨运动学。这些数据是用WIYN望远镜上的DensePak IFU和加州理工学院欧文斯谷射电天文台（OVRO）毫米阵列获得的。通过测量碘化钠和CO（和Halpha运动学从以前的研究）在相同的空间分辨率，并采用相同的线拟合方法，我们已经能够电离，中性和分子气相之间进行有意义的比较。我们检测到一个组件的碘化钠线在整个内部磁盘的速度是禁止已知的银河系旋转。我们将其解释为起源于反向旋转或可能流入的物质。在南部羽流，我们发现明确的证据夹带CO气体的运动学与Halpha一致。在北侧，CO运动学似乎跟踪更多的静态云的内部晕，可能是预先存在的或潮汐的起源。我们没有发现任何证据表明，碘化钠的吸收与外流的动力学相关。我们的结论是，由于系统的高倾角的速度分辨率和混乱的缺乏相结合的作用，以防止检测。因此，在寻找中性流出的星系，签名的高速分量可能很容易错过在低光谱分辨率和/或灵敏度的观测，特别是在高度倾斜的系统。
2012-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interstellar Simulations Using A Unified Microscopic-Macroscopic Monte Carlo Model with a full Gas-Grain Network including Bulk Diffusion in Ice Mantles
我们设计了一种改进的算法，使我们能够模拟冷致密星际云的化学与完整的气体颗粒反应网络。的化学处理由一个统一的微观宏观蒙特卡罗方法，包括光子穿透和体扩散。为了确定这两个过程的重要性，我们用三种不同的模型模拟了化学反应。在模型1中，我们使用一个指数的治疗，以遵循光子如何穿透和光解离冰物种在整个粮食地幔。此外，光解的产物可以通过体扩散扩散并在冰幔内反应。模型2类似于模型1，但具有较慢的体扩散速率。还模拟了仅允许在顶部两层上发生光解反应的参考模型0。假设光解吸发生在所有三个模型的顶部两层。我们发现，这三个模型之间的粮食地幔中的主要稳定物种的丰度没有太大的差异，我们的模拟结果，这些物种的丰度与观测吻合得很好。同样，在三个模型中的气相物种的丰度没有变化。然而，自由基的丰度在粮食地幔可以不同的程度上的光子穿透和光解产物的体扩散的两个数量级。我们还发现，复杂的分子可以形成在所有三个模型的温度低至10 K。
2014-05-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
