Physical conditions in the gas phases of the giant HII region LMC-N11 unveiled by Herschel - I. Diffuse [CII] and [OIII] emission in LMC-N11B
麦哲伦星云为贫金属矮星系提供了附近的实验室。低尘埃丰度增强了紫外光子进入星际介质（ISM）的渗透，导致电离气体的相对较大的填充因子。此外，[CII] 157 μ m谱线可能探测到一个隐藏的分子气藏。我们给出了大麦云星云HII区N11 B的几种示踪剂[CII]、[OI] 63 μ m、145 μ m、[NII] 122 μ m、[NIII] 57 μ m和[OIII] 88 μ m的Herschel/PACS图。Halalpha和[OIII] 5007 A图像被用作补充数据，以研究尘埃消光的影响。观察解释与光电离模型来推断气体条件和估计电离气体的贡献[CII]发射。通过多环芳烃（PAHs）探测光解离区域（PDR）。我们首先研究了电离气体的分布和性质。然后，我们约束的起源[CII] 157微米通过比较低激发电离气体和PDR的示踪剂。[OIII]主要由高激发扩散电离气体的扩展发射控制;它是最亮的远红外线，比[CII]亮约4倍。[OIII]发射的程度表明介质相当分散，允许远紫外光子渗透到ISM中，达到> 30 pc的尺度。此外，通过比较[CII]和[NII]，我们发现95%的[CII]产生于PDR中，除了朝向星团的15%可能产生于电离气体中。我们发现[CII]+[OI]与PAH排放之间存在显著的相关性，其中[CII]在弥漫性PDR中占主导地位，[OI]在弥漫性PDR中占主导地位。[CII]…
2012-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectral line survey of the ultracompact HII region Mon R2
超致密（UC）HII区是大质量恒星形成的最早阶段之一，其特征是极端的物理条件（Go>10^5哈宾场，n>10^6 cm^-3）。UC HII Mon R2是最接近的一个，因此是研究这些复杂区域化学的绝佳目标。我们使用IRAM 30 m望远镜对代表R2星期一不同物理环境的三个位置进行了3 mm和1 mm光谱测量：（i）电离锋（IF）位于（0”，0”）;分子云中的两个峰（ii）MP 1位于偏移量（+15”，-15”）和（iii）MP2位于更远的偏移量（0”，40”）。此外，我们进行了广泛的建模，以解释三个观察区域之间的化学差异。我们发现了30多种不同的物种。我们检测到SO+和C4 H，这表明紫外辐射在该区域的分子化学中起着重要的作用。我们检测到典型的PDR分子CN，HCN，HCO，C2 H和c-C3 H2。虽然IF和MP 1的化学性质类似于高紫外光场和致密的PDR，如猎户座棒，但MP2更类似于低紫外光/密度的PDR，如马头星云。我们还检测到在PDR中通常不存在的复杂分子（CH 3CN、H2 CO、HC 3 N、CH 3OH和CH 3C 2 H）。还鉴定了硫化合物CS、HCS+、C2 S、H2 CS、SO和SO2以及氘代物种DCN和C2 D。[DCN]/[HCN]=0.03和[C_2D]/[C_2H]=0.05，在温暖地区中是最高的。我们的研究结果表明，高UV/密集的PDR呈现出不同的化…
2012-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
[CII] 158$μ$m emission from Orion A. II. Photodissociation region physics
[CII] 158 $μ$ m精细结构线是中等亮度远紫外（FUV）辐射场照射下中等密度光解离区（PDR）的主要冷却线。我们的目标是了解[CII]排放的起源及其与PDR中气体和尘埃的其他示踪剂的关系。其中一个重点是研究星际气体的加热效率，通过[CII]线追踪，以测试多环芳烃（PAH）分子和非常小的颗粒对中性气体的光电加热模型。我们利用了猎户座星云复合体的速度分辨[CII]线发射的平方度图，并将其分解为各个空间分量，膨胀的面纱壳，OMC 4的表面，以及与M43的致密HII区域和反射星云NGC 1977相关的PDR。我们采用赫歇尔远红外测光图像来确定尘埃的性质。此外，我们比较了斯皮策中红外测光跟踪热尘埃和大分子，和速度分辨IRAM 30 m CO（2-1）的分子气体的观测。[CII]强度与IRAC 8 $μ$ m波段的PAH发射和暖尘的远红外发射密切相关。[CII]和CO（2-1）之间的相关性在四个分区中非常不同，并且对详细的几何形状非常敏感。恒定密度PDR模型能够再现观测到的[CII]、CO（2-1）和积分远红外（FIR）强度。我们观察到猎户座酒吧后面的面纱壳的光电加热效率的强烈变化，这些变化似乎是不相关的多环芳烃的光谱特性。猎户座星云复合体的[CII]发射主要来自适度照明的PDR表面。詹姆斯韦伯太空望远镜的未来观测可以揭示可能与这些变化有关的PAH特性。
2021-11-24 astro-ph.GA
Simulator of Galaxy Millimeter/Submillimeter Emission (SIGAME): The [CII]-SFR Relationship of Massive z=2 Main Sequence Galaxies
我们目前的[CII]157.7 $μ$精细结构线发射的宇宙学平滑粒子流体动力学（SPH）模拟在z=2的七个主序星星系的SNORGGAME模拟。使用亚网格物理处方的气体在我们的模拟被建模为一个多相的星际介质（ISM）的分子气体居住在巨大的分子云，与光离解区（PDR）在云表面的原子气相，和扩散，电离的气相。采用logotropic云密度分布和占加热的本地FUV辐射场和宇宙射线的缩放与本地恒星形成率（SFR）的体积密度，我们计算的[CII]发射使用光子逃逸概率形式主义。[CII]的发射峰值位于我们星系中心的$\lesssim$ 1 kpc，SFR径向轮廓也是如此，其中大多数[CII]（$\gtrsim$ 70%）起源于分子气相，而在更远的地方（$\gtrsim$ 2 kpc），原子/PDR气体占主导地位（$\gtrsim$ 90%）[CII]的发射，不再追踪正在进行的恒星形成。在整个过程中，电离气体的贡献可忽略不计（$\lesssim$ 3%）。[CII]光度与SFR（[CII]-SFR）的关系，集成以及空间分辨（尺度为1千秒差距），描绘了我们的模拟星系是在良好的协议与当地观察到的相应关系，并在高红移。在我们的模拟中，分子气体在SFR $\gtrsim$ 20 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$（SFR密度$\gtrsim$ 0.5 M $_{\odot}$ yr $^{-1…
2015-11-23 astro-ph.GA
Warm ISM in the Sgr A Complex. II. The [C/N] abundance ratio traced by [CII] 158 um and [NII] 205 um observations toward the Arched Filaments at the Galactic center
目的。我们的目标是研究AF区域中的I（[CII]）与I（[NII]）积分强度行为，以评估H II区域的[CII]发射贡献（通过[NII]线观察和高金属含量中的PDR分量来追踪）GC的环境。方法.我们使用[CII] 158 μ m和[NII] 205 μ m的精细结构线观测的AF在文献中比较其观测的综合强度分布的半理论预测的贡献H II区域和相邻的PDR观察到的[CII]发射。我们探讨了[C/N]元素丰度比的变化，以解释所观察到的关系的整体行为。基于我们的模型，H II区域和PDR的贡献，所观察到的[CII]排放量计算的几个位置内和附近的AF。估计的[C/N]丰度比和[N/H]氮元素丰度在AF然后可以导出。结果AF中I（[CII]）与I（[NII]）关系的行为可以通过满足0.84 < [C/N] AF < 1.41的模型结果来解释，其中模型金属丰度范围为1 Z至2 Z，氢体积密度log n（H）= 3.5，电离参数log U为-1至-2。对模型数据点的最小二乘拟合得出log I（[CII]）= 1.068log I（[NII]）+ 0.645，以预测AF中H II区域产生的[CII]发射。PDR内产生的总观测到的[CII]发射的分数在~ 0.20和~ 0.75之间变化。我们的结果得出AF的碳氮比和氮元素丰度的平均值分别为[C/N]_AF = 1.13 +/- 0.09和[N/H]_A…
2021-04-06 astro-ph.GA
The [CII] Deficit in LIRGs and ULIRGs is Due to High-Temperature Saturation
目前的预测线比从光离解区域（PDR）在星系中采用的理论模型，考虑只有个别包裹的PDR气体，每个特征在于本地密度和远紫外辐射场。然而，这些量并不是直接从未分辨的星系中测量出来的，这使得理论和观测之间的联系变得模糊不清。我们开发了一个模型，使用星系平均，可观测的输入来解释和预测测量的[CII]精细结构线在发光和超亮红外星系。我们发现，在最高的红外表面亮度系统中观察到的[CII]赤字是在气体温度高于91 K时饱和上层精细结构过渡态的自然结果。为了重现亏损星系中[CII]/FIR比值的测量振幅，我们要求[CII]跟踪这些系统中所有气体的大约1--0 -17%，大致独立于IR表面亮度，并与观测到的[CII]与CO（1- 0）线比值一致。计算这个分数的值对理论模型来说是一个挑战。困难可能在于正确处理分子和离解气体的拓扑结构，不同的描述可以通过在参数空间尚未探测的区域中的[OI]63微米线在观测上区分，允许PDR发射线不仅探测恒星形成的影响，而且探测星际气体的状态和配置。
2015-10-01 astro-ph.GA
A Herschel/PACS Far Infrared Line Emission Survey of Local Luminous Infrared Galaxies
本文分析了在大天文台全天亮红外星系巡天（GOALS）中用Herschel/PACS获得的[OI]63、[OIII]88、[NII]122和[CII]158个远红外（FIR）精细结构线观测资料。我们发现[NII]122、[OI]63和[CII]158的线到FIR连续谱发射的明显下降--缺陷--是FIR颜色和红外发光表面密度$Σ_{\rm IR}$的函数。基于[NII]122/[NII]205比率，LIRG中电离气体的中值电子密度为$n_{\rm e}$ = 41 cm $^{-3}$。我们发现，在[CII]158赤字的LIRGs的色散是由于不同的分数贡献的光解离区（PDR）的观察到的[CII]158发射，f（[CII]PDR）= [CII]PDR/[CII]，从约60%增加到约95%，在最温暖的LIRGs。[OI]63/[CII] 158 PDR比率与[OI]63不是光学厚的或自吸收的源中的PDR气体动力学温度紧密相关。对于每个星系，我们推导出平均PDR氢密度，$n_{\rm H}$，和星际辐射场的强度，单位为G $_0$，并发现G $_0$ / $n_{\rm H}$的比例~0.1-50 cm $^3$，ULIRG填充分布的上端。G $_0$ / $n_{\rm H}$和$Σ_{\rm IR}$之间存在关系，在$Σ_{\rm IR}^{\star}$ ~ 5 x 10 $^{10}…
2017-07-06 astro-ph.GA
[CII] 158$μ$m and [NII] 205$μ$m emission from IC 342 - Disentangling the emission from ionized and photo-dissociated regions
目的：我们调查有多少的[CII]发射在附近的螺旋星系IC 342的核心是由PDR和电离气体的贡献。我们研究了星暴/PDR活动的空间变化，并研究了[CII]线与[NII] 205{ \textmu }m发射线的相关性。方法：我们目前的小地图[CII]和[NII]线最近观察到的伟大接收器上SOFIA。特别是，我们提出了一个超分辨率的方法来推导如何未解决的，运动学相关的结构在光束中所观察到的线形。结果如下：我们发现，来自电离气体的发射显示了运动的组成部分，除了一般的多普勒签名的分子气体。我们将其解释为两个双极电离气体叶扩展出银道面的特征。然后，我们展示了如何这需要适应我们的理解IC~342的核的几何结构。检查星暴活动，我们发现能量单位的比率$I([CII])/I(^{12}\mathrm{CO} (1-0))$在400和1800之间。应用HII和PDR区域的数值模型的预测，从电离相的总[CII]发射的贡献，我们发现，35-90%的观察到的[CII]强度源于电离气体，如果两个阶段的贡献。在中心几百秒差距的平均值上，我们发现[CII]贡献的HII与PDR的比率为70：30。结论：IC 342中心的电离气体对总[CII]发射的贡献比通常在更大尺度上观察到的和预测的更强。运动学分析表明，大部分的[CII]发射是与强大的，但嵌入恒星形成的核分子环，只有少量的电离气体的双极叶膨胀发射。
2016-04-26 astro-ph.GA
Carbon radio recombination lines from gigahertz to megahertz frequencies towards Orion A
上下文碳放射性复合线（CRRL）和158 $μ$ m-[CII]线的组合使用是研究能量学和物理条件（例如，温度和密度）的光解离区域（PDR）。然而，很少有观察性研究利用这种协同作用。目的。在这里，我们探索CRRL和158 $μ$ m-[CII]线之间的关系，根据新的观察和模型。方法.本文介绍了ALMA、VLA、GBT、Effelsberg 100 m和LOFAR对Orion~A（M42）在0.15- 230 GHz频率范围内CRRL的新观测和现有观测。我们补充这些意见与SOFIA的158 $μ$ m-[CII]线的意见。我们研究了两个PDR：前景原子气体，称为面纱，和HII区域和背景分子云之间的密集PDR。结果在面纱中，我们能够确定气体温度和电子密度，我们使用它们来测量电离参数和光电加热效率。在密集的PDR中，我们能够在梯形星团南部的分子云表面识别出层状PDR结构。在那里，我们发现，无线电线跟踪电离碳层的较冷的部分，C $^{+}$ /C/CO界面。通过模拟$158$ ~ $μ$ m-[CII]线和CRRL的发射，我们得到了接近梯形的热压$>5\times10^{7}$ K cm $^{-3}$和辐射场$G_{0}\approx10^{5}$。结论.这项工作为使用CRRL和158 $μ$ m-[CII]线作为研究致密和弥漫性PDR的补充工具提供了额外的观察支持，并强调了CRRL作为…
2019-05-07 astro-ph.GA
Opening the Treasure Chest in Carina
我们利用SOFIA上的upGREAT和智利的APEX望远镜分别在[CII]、63微米[OI]和CO（11-10）中绘制了船底座南柱区域G287.84-0.82彗星球状体（其中嵌入了宝箱星团）的图;我们探讨了G287.84-0.82中分子气体和光子主导区（PDR）的形态学、运动学和物理条件。[CII]和[OI]的发射表明，柱子的整体结构（具有红移的光蒸发尾部）与Trumpler 16中eta-Car和O星的FUV辐射和风的影响一致。柱头部的气体受到嵌入星团的强烈影响，其中最明亮的成员是O9.5V恒星CPD-59 2661。[CII]和[OI]线的发射峰值在靠近嵌入恒星的位置，而所有其他示踪剂的峰值在东北方向的另一个位置，与嵌入星团产生的膨胀PDR压缩气体一致。球内的分子气体探测CO和同位素以及H2 CO的J=2-1跃迁，并使用非LTE模型（逃逸概率方法）进行分析，而我们使用PDR模型来推导PDR的物理条件。我们确定了至少两种PDR气体成分;弥散部分（~10^4 cm^-3）由[CII]示踪，而致密部分（n~ 2- 8 × 10^5 cm^-3）由[CII]、[OI]、CO（11-10）示踪。利用在该区域的50个位置上探测到的[13 CII]的F=2-1跃迁，我们推导出光学深度（0.9-5）、[CII]的激发温度（80-255 K）和N（C+）为0.3- 1 × 10^19 cm^-2…
2019-05-08 astro-ph.GA
Globules and pillars seen in the [CII] 158 micron line with SOFIA
分子球和柱是壮观的特征，只在分子云和HII区之间的界面区域发现。影响远紫外线（FUV）辐射在其表面上产生光子主导区域（PDR），可以通过典型的冷却线跟踪。使用SOFIA上的GREAT接收器，我们绘制并光谱解析了来自天鹅座X中三个物体（柱，球状体和强IRAS源）的[CII] 158微米原子精细结构线和高度激发的12CO J = 11 - 10分子线。我们在这里专注于小球，并比较我们的数据与现有的斯皮策数据和最近的赫歇尔开放时间PACS数据。球状体中[CII]发射较长，CO发射较致密。我们将这种发射主要归因于内部PDR，它是由一个可能嵌入星团的至少一颗早期B星所产生的。然而，不能完全排除由Cyg OB2缔合激发引起的外部PDR发射。速度分辨的[CII]发射跟踪PDR表面的发射，可能的旋转的小球，和高速流出的气体。球状体相对于扩展的HII区显示出约2 km/s的速度偏移，这可以理解为球状体产生的分子云的残余湍流。这种情况是兼容的，最近的数值模拟，强调湍流的影响。值得注意的是，一个孤立的球状体显示出这些由[CII]线追踪的强大动力学特征，但它需要更多的观测研究来验证是否确实存在一个嵌入的B星星团。
2012-03-30 astro-ph.GA
Merged H/H2 and C+/C/CO transitions in the Orion Bar
朝向Orion Bar的高分辨率ALMA图像显示，在光解区域（PDR）中的H2发射峰与分子区域中的CO（3-2）和HCO+（4-3）发射峰之间没有可辨别的偏移。这意味着在ALMA分辨率的限制下，H2和CO解离前沿的位置是不可区分的。我们使用化学动力学模型MARION表明，猎户座酒吧的ALMA视图，即CO（3-2）和HCO+（4-3）峰之间没有明显的偏移，合并的H2和CO解离锋，以及HCO+（4-3）发射的高强度，只能通过解离锋通过分子云的持续传播来解释，耦合到尘埃运动驱动的恒星辐射压力，并没有重现在模型中的解离锋假设是固定的。通过模拟谱线强度，我们证明了在锋面合并后，CO（3-2）和HCO+（4-3）峰的角间距确实无法用ALMA观测分辨。我们的模型预测与ALMA观测结果一致，关于明亮的HCO+（4-3）发射与PDR边界处的压缩气体的关系，在这个意义上，理论HCO+（4-3）峰确实对应于气体密度增强，这在动力学模拟中自然出现，并且位于CO解离前沿的受照侧的H2解离前沿附近。
2019-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
CNO emission of an unlensed submillimeter galaxy at z=4.3
我们提出了在z=4.3的无透镜亚毫米星系COSMOS-AzTEC-1中的[NII]205微米，[CII]158微米和[OII]88微米线的ALMA观测结果，该星系拥有一个有效半径为1 kpc的紧凑的星暴核心。[CII]和[NII]发射的空间分辨率为0.3 arcsec（半径为1 kpc）。[NII]发射的运动学性质与CO（4-3）和[CII]发射的运动学性质一致，这表明电离气体与相关的分子气体和光解区（PDR）感受到相同的引力势。另一方面，谱线和尘埃连续体的空间范围不同：[CII]发射气体最大，尘埃最致密，导致星际介质的物理条件不同。我们推导出入射远紫外通量和氢气密度通过PDR建模适当减去电离气体的贡献，总[CII]排放。观测到的[CII]发射可能是由密集的PDR产生的，在中心1 kpc区域，nH（PDR）=10^（5.5-5.75）cm^-3，G 0 =10^（3.5-3.75）;在中心3 kpc区域，nH（PDR）=10^（5.0-5.25）cm^-3，G 0 =10^（3.25-3.5）。我们还成功测量了COSMOS-AzTEC-1中心3 kpc区域z=4.3处的[OIII/[NII]线比，这是同时检测到氮线和氧线的最高红移。在最可能的物理条件下，测得的光度比L（[OIII]）/L（[NII]）=6.4+-2.2表明Zgas=0.7-1.0 Zsol的近太阳金属丰度，表明z=…
2019-03-27 astro-ph.GA
FEEDBACK from the NGC7538 HII region
背景：不断扩大的HII区域如何与其环境云相互作用？这是推动SOFIA遗留项目FEEDBACK的核心问题之一。在这里，我们提出了一个案例研究的原型H{ \sc ii}区域NGC 7538。方法：使用SOFIA，我们在1.9 THz的[CII]线中绘制了NGC 7538周围约210 '^2的区域。将补充观测到的原子碳[CI]和高J CO（8-7）数据以及档案NIR/FIR、cm连续谱、CO（3-2）和HI数据合并到分析中。结果如下：虽然整体[CII]形态遵循一般电离气体，但通道图显示多个气泡状结构，尺寸约为80-100”（约1.0-1.28pc）。虽然它们中的至少一个可能是由该区域的主要激发源驱动的单个反馈气泡，但其他气泡形态也可能是由于HII区域的固有多孔结构。对10 km s^{-1}附近膨胀速度的分析表明，热膨胀是不够的，但需要来自中央O型星的风驱动。最蓝移的[CII]组分几乎没有任何分子或原子对应物。在与分子云的界面处，我们发现了一个典型的光子主导区（PDR）。电离的，原子和分子的碳显示在这个PDR的层状结构。PDR中的碳主要是其电离形式，原子质量和分子质量分别为~0.45+-0.1 M_{\odot}和~1.2+-0.1 M_{\odot}，而电离碳的范围为3.6-9.7 M_{\odot}。结论：NGC 7538 HII区域呈现出一组不同的子结构，这些子结构彼此相互作用，并…
2022-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Velocity-resolved [CII] emission and [CII]/FIR Mapping along Orion with Herschel
我们提出了第一个7.5 'x11.5'的速度分辨图[CII] 158 μ m线向猎户座分子云-1（OMC-1）采取的Herschel/HIFI仪器。结合远红外（FIR）测光图像和H41 α氢复合和CO J=2-1线的速度分辨地图，这一数据集提供了一个前所未有的看法，复杂的小尺度运动学的电离/PDR/分子气体接口和大质量恒星的辐射反馈。对[CII]光度的主要贡献（~85%）来自于云的扩展的FUV照明面（G_0>500，n_H>5x10^3 cm^-3）和OMC-1与四边形星团周围的HII区域之间的界面处的致密PDR（G_0~10^4，n_H~10^5 cm^-3）。大约15%的[CII]排放来自不同的气体组分，而没有CO对应物。[CII]激发，PDR气体湍流，线不透明度（从[13 CII]）和照明恒星的几何形状相对于云的作用进行了研究。我们绘制了[CII]/FIR和FIR/M_Gas比值图，结果表明，[CII]/FIR从扩展云部分（10^-2-10^-3）到更不透明的恒星形成核心（10^-3-10^-4）逐渐减小。最低值让人想起在本地超亮红外星系中看到的“[CII]赤字”，这些星系拥有旺盛的恒星形成。空间相关分析表明，[CII]/FIR比值的减小与尘埃柱密度的相关性比与FIR/M_Gas的相关性好。我们的结论是，[CII]发射柱相对于总尘埃柱沿每个视线是负责所观察到的[CII]/FI…
2015-09-27 astro-ph.GA
Herschel 158$ μ$m [CII] Observations of "CO-dark" Gas in the Perseus Giant Molecular Cloud
我们目前的观测速度分辨[CII] 158 $μ$ m的发射从一个密集的和一个更弥漫的光解区（PDR）在英仙座巨大的分子云（GMC）使用外差仪器的远红外机载赫歇尔太空望远镜。我们从80%的总位置检测到[CII]发射，从密集边界区域的检测率为95%。[CII]发射的积分强度在每个边界上保持相对恒定，尽管观察到的消光范围在1 mag和10 mag之间。这种平坦的轮廓表明在观察到的两个区域内的恒定加热和冷却速率。[CII]发射的积分强度与中性氢（HI）柱密度以及总气体柱密度相当好地相关。这一点，除了80 $'$（7 pc）范围的[CII]发射从云中心，表明HI信封起着主导作用，在解释[CII]发射从英仙座发出。我们比较了[CII]和$^{12}$ CO积分强度与1-D，双面板PDR模型的预测，并表明，一个简单的核心$+$信封，平衡模型没有额外的“CO暗”H $_2$组件可以很好地再现观测。需要更多的观测来解开有多少[CII]发射与“CO暗”H $_2$气体有关，以及限制英仙座尘埃与气体比率的空间变化。
2020-06-17 astro-ph.GA
Probing gas kinematics and PDR structure around O-type stars in Sh 2-305 HII region
利用[CII] 158 $μ$ m谱线数据对银河系HII区Sh 2-305/S305进行了观测研究，这些数据被用来研究光离解区的气体动力学和结构。在[39.4，49.5] km s $^{-1}$的积分[CII]发射图在空间上追踪两个壳状结构（即，内和外中性壳），其总质量为$\sim$ 565 M $_\odot$。内中性壳层的中心有一颗O9.5V恒星，并有一个紧凑的环状外观。然而，外层的[CII]辐射更为广泛和弥散，在其中心有一颗O8.5V恒星，并围绕着内中性壳层。的速度通道图和位置-速度图证实了存在一个紧凑的[CII]壳嵌入在扩散外壳，和两个壳似乎扩大与$v_{\rm exp}\sim$ 1.3公里s $^{-1}$。外壳似乎比内壳更古老，暗示这些壳是顺序形成的。[CII]的配置文件被检查朝向S305，这是双峰或蓝偏，并有更明亮的红移分量。红移和蓝移分量分别在空间上跟踪内部和外部中性壳层几何形状。S305的电离区、中性区和分子区在O型恒星周围彼此相邻。研究了中性壳层周围规则分布的致密分子团和尘埃团（质量为$\sim$ 10-10 $^{3}$ M $_{\odot}$），它们可能是由于收集到的物质壳层中的引力不稳定性而产生的。
2021-09-21 astro-ph.GA
PDR Emission from the Arched-Filaments and Nearby Positions
我们研究的物理条件的气体，原子和分子，在光解离区（PDR）的背景下，使用的COSMA-PDR模式的clueroscloud的细丝。我们还比较了Abel等人在2005年对HII区域和银河系盘中相邻PDR的[CII]与[NII]积分强度预测，并检查了它们在GC中存在的极端物理条件下的适用性。我们的初步结果表明，所观察到的积分强度很好地再现PDR模型。气体暴露于10^2 - 10^3排流场之间相对较低的远紫外线场。氢的总体积密度被很好地限制在10^4 ~ 10^5 cm^-3之间。宇宙射线引起的氢电离率在10^-15和4 × 10 ^-15 s^-1之间变化，在G0.07+0.04附近发现最高值约为10^-14 s^-1。我们的研究结果表明，视线的贡献的总距离的细丝的拱门集群是不可忽略的。[CII]/[NII]比的空间分布表明，对于能量单位低于10的值，积分强度比相当均匀地分布。计算包括变化的[C/N]丰度比表明，需要严格限制这个比例来重现的意见。
2016-11-30 astro-ph.GA
A Herschel [CII] Galactic plane survey I: the global distribution of ISM gas components
[CII] 158 μ m谱线是理解星际物质生命周期的重要工具。电离碳存在于星际介质的各种相态中，包括扩散电离介质、温暖和寒冷的原子云、从原子到分子的过渡云以及密集和温暖的光子主导区（PDR）。银河系太赫兹C+观测（GOTC+）项目使用Herschel/HIFI仪器对整个银河系盘上的[CII]线进行速度分辨观测。我们给出了银河系纬度b= 0 °、+-0.5 °和+-1.0 °时[CII]辐射的第一张速度-速度图。[CII]辐射主要与旋臂有关，主要来自银河系中心距离在4到10千秒差距之间。我们估计，大部分观测到的[CII]发射是由致密的PDR（47%）产生的，CO暗H2气体（28%），冷原子气体（21%）和电离气体（4%）的贡献较小。太阳半径内的原子气体主要以冷中性介质（CNM）的形式存在，而温暖的中性介质（WNM）气体则占主导地位。CNM相对于总原子气体的平均分数为43%。我们发现，温暖和弥漫的CO-暗H2分布在一个更大的范围内的银河系中心的距离（4-11 kpc）比冷和密集的H2气体示踪的12 CO和13 CO（4- 8 kpc）。CO暗H2占总H2的比例随着银河系距离的增加而增加，范围从4 kpc时的20%到10 kpc时的80%。平均而言，CO暗H2占银河系分子质量的30%。当考虑CO-暗H2组分时，CO-到-H2转换因子的径向分布比仅考虑CO示踪的分子气体时陡峭。大多数观察…
2013-05-29 astro-ph.GA
Simulated CII observations for SPICA/SAFARI
我们调查的情况下，CII 158微米的观测SPICA/SAFARI使用三维磁流体动力学（MHD）模拟的扩散星际介质（ISM）和Meudon PDR代码。MHD模拟包括两个会聚的温暖的气体（10,000 K）在一个立方体盒子50 pc的长度。热不稳定性、磁场和自重力的相互作用导致在温暖、湍流的团间介质中形成寒冷、密集的团。我们采样几个团块沿视线通过模拟立方体，并使用它们作为输入密度分布在Meudon PDR代码。这使我们能够获得CII 158微米线的强度预测，并为给定天空区域的映射提供时间估计。
2009-10-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Gas morphology and energetics at the surface of PDRs: new insights with Herschel observations of NGC 7023
我们调查的物理和化学的气体和尘埃在密集的光子占主导地位的地区（PDR），以及他们的依赖照明紫外线场。利用Herschel-HIFI观测，我们研究了NGC 7023中的气体能量与该星云形态的关系。NGC 7023是被B2 V恒星照亮的PDR的原型，也是赫歇尔的关键目标之一。我们的方法包括在确定该地区的能量相结合的中红外光谱（消光经典颗粒，从非常小的尘埃粒子的排放）与主要的气体冷却剂线的信息。在这封信中，我们更具体地讨论了由HIFI测量的158微米（1901 GHz）[CII]线的强度和线轮廓，并提供了有关发射气体的信息。我们发现，[CII]发射和多环芳烃（PAHs）的中红外发射来自原子和分子气体之间的过渡区。使用Meudon PDR代码和一个简单的传输模型，我们发现计算和观察到的[CII]强度之间的良好协议。NGC 7023的HIFI观测提供了限制PDR表面能量的机会。未来的工作将包括分析主冷却剂管线[OI]和使用新的PDR模型，其中包括PAH相关物种。
2010-08-07 astro-ph.GA
Constraining the ISM properties of the Cloverleaf quasar host galaxy with Herschel spectroscopy
本文介绍了在z=2.56的三叶草类星体中对远红外线精细结构线[CII]158 $μ$ m、[OI]63 $μ$ m、[OIII]52 $μ$ m和[SiIII]35 $μ$ m的赫歇尔观测，并将它们与已发表的数据结合起来分析了该系统中的致密星际介质（ISM）。观察到的[CII]158 $μ$ m、[OI]63 $μ$ m和FIR连续通量比用光解区（PDR）模型再现，该模型的特征在于中等远紫外（FUV）辐射场$G_0=$ 0.3-1 $\times10^3$和原子气体密度$n_{\rm H}=$ 3-5 $\times10^3$ cm $^{-3}$，这取决于电离气体对[CII]158 $μ$ m的贡献。利用对[NII]122 $μ$ m跃迁的地面观测，我们评估了活动星系核（AGN）窄线区（NLR）对[CII] 158 $μ$ m通量的贡献，发现NLR对观测到的[CII]158 $μ$ m通量的贡献最多为20-30%.从原子线推断的PDR密度和远紫外辐射场与CO发射不一致，表明分子气体激发不仅仅是通过局部恒星形成的紫外加热提供的，而是需要额外的热源。探讨了活动星系核的X射线加热，我们发现，X射线主导区（XDR）模型，结合PDR模型，可以匹配CO冷却没有过度生产观测FS线发射。虽然这种XDR/PDR解决方案是有利的，因为在立体式中X射线和恒星形成的证据，我们还研究了温暖分子气体的替代品…
2016-10-02 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
Photon-Dominated Region Modeling of the [C I],[C II], and CO Line Emission from a Boundary in the Taurus Molecular Cloud
我们提出[CI]和[Cii]观测金牛座分子云的线性边缘区域，并将该区域建模为暴露于低强度UV辐射场的圆柱对称PDR。线性边缘的尖锐，长的轮廓使其成为测试PDR模型和确定云参数的理想情况。我们比较了[C i]，3 P1-> 3 P0（492 GHz），[C i] 3 P2-> 3 P1（809 GHz），和[Cii] 2 P3/2 -> 2 P12（1900 GHz）跃迁，以及12 CO和13 CO的最低转动跃迁的观测，与由RATRAN辐射转移代码从Meudon PDR代码的结果产生的线强度。我们约束云的密度结构，通过拟合圆柱形密度函数的视觉消光数据。我们研究了FUV场，12 C/13 C同位素丰度比，硫耗尽，宇宙射线电离率，和相对于天空平面的灯丝的倾斜度的PDR模型的化学网络和由此产生的线发射的变化的影响。我们还考虑了超热化学和密度不均匀性的作用。结果表明，模式与观测结果吻合较好，积分谱线强度可用PDR模式解释，其外FUV场为0.05G0，12 C/13 C ~（43）比值较低，硫丰度较高（至少是50倍），宇宙射线电离率（3 - 6）x 10-17 s^-1，并且没有来自倾斜、结块或超热化学的显著影响。
2014-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globules and pillars in Cygnus X III. Herschel and upGREAT/SOFIA far-infrared spectroscopy of the globule IRAS 20319+3958 inCygnus X
天鹅座X南的IRAS 20319+3958是一个罕见的自由漂浮球体（质量~240兆太阳，长度~1.5秒差距）的例子，其内部HII区域是由嵌入的中等质量恒星（特别是一颗赫比格Be恒星）的恒星反馈产生的。在这里，我们提出了一个Herschel/HIFI CII 158亩地图的整个球和一个大的其他FIR线（中到高J CO线观察Herschel/PACS和SPIRE，OI 63亩线和CO 16-15线观察upGREAT在SOFIA），覆盖了球的头部和部分在尾部的位置。CII图显示整个球状体可能在旋转。在赫比格Be星附近探测到高度准直的高速CII辐射。我们使用KOSMA-tau PDR代码对头部和尾部的一个位置进行了PDR分析。在头部中观察到的FIR线可以用双组分模型再现：扩展的非cluelytic外部PDR壳和cluelytic、致密且薄的内部PDR层，其代表HII区域腔和外部PDR之间的界面。模拟的内部UV场约为2500 Go，与我们从Herschel FIR通量中获得的结果相似，但低于我们从嵌入恒星普查中估计的结果。外部照明的~30 pc远的天鹅座OB 2集群，产生的紫外线场的~150-600 G 0的上限，是负责大部分的CII发射。对于尾部，我们模拟了具有非clusific组件的发射，暴露于约140 Go的UV场。
2021-08-24 astro-ph.GA
Molecular tracers of radiative feedback in Orion (OMC-1). Widespread CH+ (J=1-0), CO (10-9), HCN (6-5), and HCO+ (6-5) emission
年轻的大质量恒星控制着它们的物理条件、电离和它们诞生的分子云的命运。重要的是要找到示踪剂，帮助量化发生在不同尺度的恒星反馈过程。我们提供了几条亚毫米分子谱线的~85弧分^[2]速度分辨图，这些谱线指向最近的大质量恒星形成区OMC-1。观测到的旋转谱线包括很难从地面望远镜探测到的温暖和稠密的分子气体：CH+（1-0），CO（1 - 0 -9），HCO+（6-5）和HCN（6-5）。这些谱线描绘了一个延伸的但很薄的分子气体层，在高温压力下，P_th ~ 1 e7 - 1 e9 K/cm ~ 3，与OMC-1的FUV辐照表面有关。强烈的FUV场，从四边形星团的大质量恒星中出现，加热，压缩和光蒸发云的边缘。它还引发反应性分子如CH+的形成。CH+（1-0）发射与撞击云的FUV光子通量在空间上相关：G_0从1 e3到1 e5。在参数空间P_th/G_0 ~ [5e 3 - 8 e4] K/cm ~ 3中的等压PDR模型支持了这一关联。CH+（1-0）发射与振动激发的H2的扩展发射相关，与[CII] 158 μ m和CO 1 - 0 -9的扩展发射相关。这些相关性将CH+的存在与C+离子和FUV泵浦的H2（v>0）分子的可用性联系起来。秒差距尺度的CH+和窄线（dv ~ 3 km/s）的中JCO辐射来自扩展的PDR，而不是来自快震。PDR线示踪剂是来自年轻大质量恒星的恒星反馈的确凿证据。OMC…
2018-12-03 astro-ph.GA
On the [CII]-SFR relation in high redshift galaxies
经过两个ALMA观测周期，只有少数的[CII] $158\,μm$发射线搜索z>6星系报告了积极的检测，质疑本地[CII]-SFR关系的适用性高z系统。为了研究这个问题，我们使用Vallini等人2013（V13）模型，基于高分辨率的辐射传输宇宙学模拟来预测z~7（晕质量$M_h=1.17\times10^{11}M_{\odot}$）星系星际介质的[CII]发射。我们改进了V13模型，包括（a）物理动机的金属（Z）分布的气体，（b）的贡献的光解离区（PDR），（c）宇宙微波背景的影响[CII]线光度。我们研究了在不同的SFR和Z值下，扩散中性气体对总[CII]发射（$F _{diff}/F_{tot}$）的相对贡献。我们发现，[CII]发射主要来自PDR：无论星系的属性，$F _{diff}/F_{tot}\leq 10$ %，因为，在这些早期的时代，CMB温度接近自旋温度的[CII]转变在冷中性介质（$T_{CMB}\sim T_s^{CNM}\sim 20$ K）。我们的模型预测高z [CII]-SFR关系与本地矮星系（$0.02<Z/Z_{\odot}<0.5$）的观测结果一致。实际数据（BDF 3299中z~7.1处的$L_{CII}<2.0\times 10^7 L_{\odot}$）表明的[CII]不足，如果得到更深层次的ALMA观测的证实，可以归因于恒星负反馈破坏了…
2015-09-17 astro-ph.GA
[CII] 158 μm self-absorption and optical depth effects
上下文[CII] 158 μm远红外线（FIR）精细结构谱线是恒星形成星际介质（ISM）最重要的冷却谱线之一。高光谱分辨率的观测表明，[CII]发射线轮廓的复杂结构。目标。我们的目标是确定在[^{12}CII]中观察到的复杂轮廓是由于沿着视线的单个速度分量还是基于[^{12}CII]和同位素[^{13}CII]线轮廓的比较的自吸收。方法.与M43、Horsehead~PDR、Monoceros~R2和M17~SW中的SOFIA/upGREAT 7像素阵列接收器深度集成，可检测光学薄的[^{13}CII]发射线以及[^{12}CII]发射线，具有高信噪比。我们首先从单组分模型导出[^{12}CII]光学深度和[CII]柱密度。然而，所观察到的复杂的线轮廓需要具有发射背景和吸收前景的双层模型。多分量速度拟合允许我们导出[CII]气体的物理条件：柱密度和激发温度。结果我们在所有四个源中发现了中等到高的[^{12}CII]光学深度，并在Mon R2和M17 SW中发现了[^{12}CII]的自吸收。温暖背景发射的高柱密度对应于高达41 mag.的等效Av。前景吸收需要大量的冷而致密的[CII]气体柱密度，等效Av范围高达约13 mag. Conclusions。暖背景材料的柱密度需要多个光子主导区域（PDR）表面沿视线和速度堆叠。吸收中检测到的致密且冷的前景[CII]气体的大量柱密度无法用…
2020-02-28 astro-ph.GA
[CII] gas in IC 342
研究方法：我们利用SOFIA机载望远镜上的双波段接收机GREAT对IC 342中心两个巨大分子云（GMCs C和E）位置的[C II] 158 μm精细结构谱线进行了观测，并与相应的低、中J CO和[C I]的地基数据进行了比较。我们进行了模型计算，假设一个cluronically光解离区（PDR）的环境，使用KOSMA-tau PDR模型代码，以获得当地介质的物理参数。结果：[C II] 158 μm发射类似于地面原子和分子谱线的光谱特征，这表明了共同的起源。来自GMC E的辐射可以分解为一个冷的分子成分，它具有弱远紫外（FUV）场和低的平均密度（103 cm^-3），以及一个强激发的星暴/PDR区域，它具有较高的密度（104 cm^-3）和250-300德莱恩场的FUV强度。GMC C的辐射与5000 cm^-3的气体密度、几个德雷恩场的FUV强度以及20 \times 10^6 M $_\odot$的总气体质量相一致。结论：GREAT接收器的高光谱分辨率使我们能够将GMC E的[C II]发射分解为类似PDR/星爆环境的强激发气体成分和更安静、激发度更低的气体成分，并单独分析单个光束中的不同成分。
2012-04-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Herschel observations in the ultracompact HII region Mon R2: Water in dense Photon-dominated regions (PDRs)
Mon R2，在830 pc的距离，是唯一的超紧凑HII区域（UC HII），其中电离气体和分子云之间的光子主导区域（PDR）可以用赫歇尔解析。丰富的化合物13 CO，C18 O，o-H2- 18 O，HCO+，CS，CH和NH的HIFI观测已被用于推导PDR中的物理和化学条件，特别是水丰度。假设发射来自UC HII周围的致密（n= 5E 6 cm-3，N（H2）> 1 E22 cm-2）分子气体层，13 CO、C18 O、o-H2- 18 O、HCO+和CS观测结果得到了很好的描述。根据我们的o-H2- 18 O观测，我们估计o-H2O丰度为~ 2 E-8。这是PDR中正水的平均丰度。需要额外的H2- 18 O和/或水线来推导水丰度剖面。NH1_1-O_2谱线中的吸收是由较低密度的包线（n~ 1 E5 cm-3，N（H2）=2- 5E 22 cm-2）引起的。CH基态三重态的发射来自两个区域，在主成分中具有复杂的自吸收分布。辐射转移模拟表明，13 CO和HCO+谱线轮廓与分子气体的膨胀一致，膨胀速度符合速度定律v_e =0.5 x（r/Rout）^{-1} km/s，尽管膨胀速度不太受观测结果的约束。
2010-07-09 astro-ph.GA
Complex organic molecules in strongly UV-irradiated gas
我们研究了强紫外辐射星际分子气体中存在的COMs。我们已经进行了一个完整的毫米线调查，使用IRAM 30米望远镜对猎户座酒吧的光解离区域（PDR）的边缘，接近H2解离前，一个非常强烈的远紫外（FUV）辐射场照射的位置。这些观测得到了0.9 mm处H2 CO 5（1，5）-4（1，4）和C18 O 3-2发射的8.5弧秒分辨率图的补充。尽管环境恶劣，我们还是从COM和相关前兆中检测到了250多条谱线：H2 CO、CH 3OH、HCO、H2 CCO、CH 3CHO、H2 CS、HCOOH、CH 3CN、CH 2NH、HNCO、H13-2CO和HC 3 N（按丰度递减顺序）。对于每个物种，大量检测到的线使我们能够准确地限制它们的旋转温度（Trot）和柱密度（N）。由于亚热激发和复杂的光谱的一些COM（对称和不对称的顶部分子，如CH 3CN和H2 CO，分别），一个正确的测定N和Trot需要建立旋转布居图的旋转梯子分开。我们还提供了准确的上限丰度的化学相关分子，可能已经预期，但没有最终检测到的边缘的PDR（HDCO，CH 3 O，CH 3 NC，CH 3CCH，CH 3 OCH 3，HCOOCH 3，CH 3CH 2 OH，CH 3CH 2CN和CH 2CHCN）。一个非LTE LVG激发分析的分子与已知的碰撞速率系数，表明，一些COM出现从不同的PDR层，但我们不能解决他们的空间。特别地…
2017-05-26 astro-ph.GA
Physical conditions in the gas phases of the giant HII region LMC-N11: II. Origin of [CII] and fraction of CO-dark gas
[CII] 158 μ m在星际介质中的来源不明确，使得它在恒星形成速率和光解离区（PDR）物理条件的诊断中的应用变得复杂。我们利用SOFIA/GREAT观测了大麦云星云中巨大的HII区N11，以研究[CII]的起源，获得H2气体的总含量、CO暗H2气体的比例以及恒星反馈等环境效应的影响。我们提出了一种创新的频谱分解方法，可以得出统计趋势。[CII]线的速度和解决相比，HI和CO，使用贝叶斯方法分解的配置文件。一个简单的模型占碰撞的中性原子和分子气体中使用，以获得跟踪C+的H2柱密度。[CII]的轮廓最接近CO的轮廓，但积分的[CII]线宽介于CO和HI之间。通过各种方法，我们发现[CII]主要来源于中性气体。我们发现，[CII]主要跟踪CO-暗H2气体，但有证据表明，中性原子气体优先在最微弱的组件的微弱贡献。大部分分子气体是CO暗的。CO-暗H2气体的分数随着CO柱密度的增加而减少，其斜率似乎取决于附近大质量恒星的撞击辐射场。最后，我们扩展了以前的测量的光电效应加热效率，我们发现这是恒定的区域探测与赫歇尔，与[CII]和[OI]是主要的冷却剂在微弱和弥漫，明亮和紧凑的区域，分别与PAH排放跟踪CO-黑暗的H2气体加热[CII]和[OI]发射。我们的研究强调了速度分辨PDR诊断和更高的空间分辨率对HI观测的重要性。
2019-11-08 astro-ph.GA
On the effects of UV photons/X-rays on the chemistry of the Sgr B2 cloud
HOC $^+$、HCO和CO $^+$的谱线被认为是光子主导区（PDR）和X射线主导区的良好示踪剂。我们研究这些示踪剂对区域的Sgr B2云选择不同的加热机制的影响。我们发现的最低值的柱密度比的HCO $^+$与HOC $^+$，HCO和CO $^+$在致密的HII气体，其中紫外光子占主导地位的加热和化学气体。HOC $^+$，HCO和CO $^+$丰度和上述比率与化学模拟进行了比较，发现高温化学，宇宙射线电离率为10 $^{-16}$ s $^{-1}$和时间尺度$>$ 10 $^{5.0}$年很好地解释了HOC $^+$丰度在静止Sgr B2地区，而冲击也需要解释这些地区的最高HCO丰度。CO $^+$主要在PDR中形成，因为$\sim$（6-10）$\times$ 10 $^{-10}$的最高CO $^+$丰度发现于具有电子密度$>$ 540 cm $^{-3}$的HII区域中，并且在静止气体中未检测到CO $^+$发射。在比率之间，HCO $^+$ /HCO比率对电子密度敏感，因为它在致密和弥散HII区域中显示不同的值。我们将Sgr B2的SiO J=2-1发射图与2004年和2012年的X射线图进行了比较。2012年X射线图上显示的一个已知点可能与速度为15-25 km s $^{-1}$的分子气体有关。我们还推导出了2004年X射线弥漫的Sgr B2区域的$\sim$…
2020-04-27 astro-ph.GA
Full of Orions: a 200-pc mapping of the interstellar medium in the redshift-3 lensed dusty star-forming galaxy SDP.81
基于高分辨率、多波段ALMA观测的FIR连续谱、CO阶梯和[CII]谱线，对SDP. 81（一个z=3.042的强引力透镜尘埃恒星形成星系）的星际介质性质进行了亚千秒差距分辨研究.使用一个可变平面透镜建模代码，我们实现了一个中位数源平面分辨率为200 pc。我们使用光子主导区（PDR）模型来推断恒星形成气体在200 pc尺度上的物理条件--远紫外场强度、密度和PDR表面温度，发现远紫外场强度约为10^3-10^4 G 0，气体密度约为10^5 cm^-3，云表面温度高达1500 K，与猎户座梯形区的情况相似。[CII]发射比FIR连续谱明显更长：约50%的[CII]发射出现在FIR明亮区域之外。在整个源中，[CII]/FIR的分辨比值变化几乎为2 dex，在恒星形成的团块中，这一比值下降到约2x 10 ^-4。所观察到的[CII]/FIR赤字的趋势是一致的热饱和的C+精细结构水平占用在高气体温度。我们使源平面重建的所有发射线和连续数据公开。
2020-04-06 astro-ph.GA
The dense gas in the largest molecular complexes of the Antennae: HCN and HCO+ observations of NGC 4038/39 using ALMA
我们目前的观察致密分子气体示踪剂HCN，HNC，和HCO+在J=1-0的过渡使用ALMA。我们补充我们的数据集与以前的观察CO J=1-0，跟踪总分子气体含量。我们将星云分成7个明亮的区域，在这些区域中我们探测到了所有三个分子的发射，包括NGC 4038和NGC 4039的核，重叠区域中的5个超巨星分子复合体和2个额外的明亮云。我们发现，反映致密分子气体分数的L（HCN）/L（CO）比值在两个核中（L（HCN）/L（CO）~ 0.07 - 0.08）大于重叠区（L（HCN）/L（CO）<0.05）。我们将其归因于由于核内的恒星势而导致的压力增加，类似于以前在银河系和附近的螺旋星系中看到的情况。此外，L（HNC）/L（HCN）~ 0.3-0.4的比率在区域之间的变化不超过1.5倍。通过将我们的测量比值与包括机械加热的PDR模型进行比较，我们发现L（HNC）/L（HCN）的比值与机械加热一致，机械加热对PDR表面加热的贡献>= 5% - 10%。最后，L（HCN）/L（HCO+）的比值从NGC 4038核中的~1下降到重叠区的~0.5。重叠区域的低比率可能是由于该区域内超新星速率增加导致宇宙射线速率增加。
2016-04-01 astro-ph.GA
Gas and dust cooling along the major axis of M33 (HerM33es): ISO/LWS CII observations
我们的目标是通过在280 pc尺度下观察本星系群螺旋星系M33的低金属丰度环境中158 μ m处的突出气体冷却线[CII]来更好地了解气体的加热。特别是，我们的目的是描述的光电加热效率与银河系环境的变化。利用ISO/LWS [CII]观测资料，结合Herschel PACS和SPIRE连续谱图、IRAM 30 mCO 2-1和VLA HI资料，研究了M33长轴上速度积分强度的变化。[CII]发射的远红外连续的比率被用来作为一个代理的加热效率，和模型的光子占主导地位的地区被用来研究当地的物理密度，FUV辐射场，和平均柱密度的分子云。在星系内部4.5kpc的半径内，加热效率保持在0.8%不变，在大约6 kpc径向距离的外围，加热效率开始增加，达到~3%。在PDR模型的框架下，通过降低体积密度和FUV场来解释效率的提高，对于在恒定金属丰度下仅几个量级的光学反射。考虑到来自PDR的HI发射的重要部分，以及在银河系冷中性介质（CNM）中发现的HI发射跟踪的典型压力，CNM对M33内部2kpc半径内观察到的[CII]发射贡献约15%。在南部，CNM的贡献在很大程度上仍未确定，而在M33北部2至7.3kpc径向距离之间的位置显示出约40%+-20%的贡献。
2013-03-31 astro-ph.GA
Velocity profiles of [CII], [CI], CO, and [OI] and physical conditions in four star-forming regions in the Large Magellanic Cloud
本研究的目的是通过分离发射线的空间和光谱来源来研究大麦云（LMC）中恒星形成星际介质（ISM）的物理性质。继Okada等人（2015年，论文I）之后，我们研究了LMC中四个恒星形成区域中含碳物质追踪的ISM的不同阶段，并使用KOSMA-tau PDR模型模拟了物理特性。在SOFIA上用GREAT在[CII] 158 μ m中沿LMC的分子脊绘制了30 Dor，N158，N160和N159中3- 1 - 3 arcmin的$^2$区域，用APEX在CO（2-1）到（6-5），$^{13}$ CO（2-1）和（3-2），[CI] 3 P1 - 3 P0和3 P2 - 3 P1中绘制了$^2$区域。在所有四个恒星形成区中，CO、$^{13}$ CO和[CI]发射的谱线轮廓是相似的，而[CII]通常显示更宽的谱线轮廓或额外的速度分量。对于N159和30 Dor的选定位置，我们首次观察到速度分辨的[OI] 145 μ m和63 μ m谱线。在某些位置，[OI]谱线轮廓与CO的谱线轮廓相匹配，在其他位置，它们与[CII]谱线轮廓更相似。我们解释不同的线配置文件的CO，[CII]和[OI]的贡献，从空间上分离的云和/或云在不同的物理相，这给不同的线比取决于它们的物理性质。我们使用最新的KOSMA-tau PDR模型对CO，[CI]，[CII]和[OI]线的发射和远红外连续发射进行建模，该模型一致…
2018-08-27 astro-ph.GA
The Herschel Dwarf Galaxy Survey: II. Physical conditions, origin of [CII] emission, and porosity of the multiphase low-metallicity ISM
灵敏的红外望远镜斯皮策和赫歇尔已经被用来瞄准低金属量的恒星形成星系，使我们能够以前所未有的细节调查它们的星际介质（ISM）的性质。用物理术语解释观测结果依赖于对这些性质的仔细建模。我们采用了多相的方法来模拟ISM阶段（HII区和光解区）与光谱合成代码多云。我们的目标是描述物理条件（气体密度，辐射场等）。在赫歇尔矮星系巡天的星系ISM中。我们对这些物理条件与金属丰度或恒星形成率之间的相关性特别感兴趣。我们已经解决的其他关键问题是不同的ISM阶段的贡献的总线发射，特别是[CII] 157微米线，和ISM的孔隙率的表征。我们发现，我们的样本中的低金属量的星系往往有较高的电离参数和星系具有较高的比恒星形成率有较高的气体密度。[CII]发射主要来自PDR，来自电离气相的贡献很小，通常小于所观察到的发射的30%。我们还发现相关性-虽然与散射-金属丰度和PDR覆盖因子和[CII]的电离气体的分数之间。总的来说，低金属丰度似乎是这些星系ISM结构和条件的大部分变化的驱动力，而不是高的特定恒星形成率。这些结果以定量的方式证明了在低金属丰度下ISM孔隙度的增加。这种多孔性可能是年轻宇宙中星系的典型特征。
2019-04-17 astro-ph.GA
Deuterium chemistry in the Orion Bar PDR - "warm" chemistry starring CH2D+
气态分子中高水平的氘分馏通常与寒冷区域有关，例如星前核。在热的环境中也观察到显著的分馏比，例如热的核心或热的科里诺斯，在那里它们被认为是由围绕尘埃颗粒的冰冷地幔蒸发产生的，因此是先前冷（气相或颗粒表面）化学的残余物。最近在70 K的特征温度下对猎户座棒的DCN的检测表明，在PDR中也可以检测到高氘分馏。因此猎户座棒团似乎是一个很好的环境，用于观察研究微温气体中的氘分馏，允许在不同的温度范围内验证化学模型，其中主要的分馏过程被预测为不同于冷气体（<20 K）。我们的目标是详细研究猎户座酒吧PDR中工作的化学观察，以了解DCN是否是由冰幔蒸发产生的，或者是温暖的气相化学的结果，涉及CH 2D+前体离子（比通常的H2 D+前体更高的温度）。使用APEX和IRAM 30米望远镜，我们将选定的氘代物种瞄准猎户座酒吧的两个团块。我们证实了DCN的检测，并检测到两个新的氘代分子（DCO+和HDCO）在猎户座酒吧PDR的一个团块。发现HCN和H2 CO中存在显着的氘分馏，但HCO+中的分馏较低。我们还给出了与氘化学相关的其他分子的上限。(...)我们证明了CH 2D+驱动的热氘化学在团块中起作用的证据。
2009-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolved ALMA [CII] 158 micron Observations at Cosmic Noon: ISM Structure and Dynamics of Starbursting QSO SDSSJ1000
本研究利用ALMA等多波段观测分析宇宙正午星暴类星体J1000的星际介质，揭示其PDR起源、云结构与冷盘动力学，发现伴星系并合特征，证实其为本地大质量星系的前身。
2025-05-16 astro-ph.GA
Constraining physical conditions for the PDR of Trumpler 14 in the Carina Nebula
我们研究了船底座星云Trumpler 14年轻星团附近CO气体的物理条件。本工作中的观测是用赫歇尔空间天文台上的光谱和光度成像接收器（SPIRE）的傅里叶变换光谱仪（FTS）进行的。我们的视野覆盖了大约$1\,\mathrm{Myr}$前由Trumpler 14雕刻的腔的边缘，并标记了从HII区域到光解离区域的过渡。利用最先进的Meudon PDR程序，我们成功地从观测到的CO谱线能量分布~（SLEDs）中导出了包括热压力（$P$）和辐射场标度因子（$G_{\mathrm{UV}}$）在内的物理条件。推导出的$G_{\mathrm{UV}}$值一般表现出良好的协议与附近的OB-星所产生的紫外辐射场，从而确认所观察到的CO排放的主要激发源是由大质量恒星提供的紫外光子。推导出的热压力介于$0.5-3\,\times\,10^{8}\,\mathrm{K\,cm^{-3}}$和Trumpler 14对面的Car I-E区域电离锋的最高值之间，暗示云结构与猎户座酒吧最近的观测结果相似。比较推导的热压力与辐射场，我们报告的第一个观测推导和空间分辨的$P \sim 2\times10^4\,G_{\mathrm{UV}}$关系。由于建模结果与观测到的$^{13}\mathrm{CO}$、[OI] $63\,\mathrm{μm}$和[CII] $158\,\mathrm{μm}$强度的直接比较…
2018-02-27 astro-ph.GA
Expansion Signatures in 35 HII Regions traced by SOFIA [CII] Emission
基于SOFIA [CII] 158微米发射数据，分析35个HII区的膨胀特征，发现约34%表现出明显膨胀，平均速度约12.2 km/s，并区分了热压力与恒星风的驱动作用，为理解HII区反馈与演化提供观测约束。
2025-06-20 astro-ph.GA
Molecular absorption lines toward star-forming regions : a comparative study of HCO+, HNC, HCN, and CN
目标。在扩散星际介质（ISM）的气相化学起源的几种分子物种的比较研究是解开ISM的耦合化学和动力学演化的关键输入。方法.在IRAM-30 m望远镜上观测到HCO+、HCN、HNC和CN的最低转动谱线，它们在银道面大质量恒星形成区的λ3 mm和λ1.3 mm连续辐射中被吸收。吸收线沿着这些视线探测千秒差距以上的气体。通过比较两个最低跃迁的激发温度，推断出HCO+的激发温度。在同一视线上的所有分子种类的光谱被分解成高斯速度分量。大多数出现在给定视线的所有光谱中。对于每个组分，我们推导出中心不透明度，速度色散，并计算分子柱密度。我们比较了我们的结果的预测紫外线占主导地位的化学模型的光解区域（PDR模型）和非平衡模型，其中的化学是由湍流能量的耗散（TDR模型）。结果所有速度分量的分子柱密度跨越两个数量级。CN、HCN和HNC的那些彼此线性相关，平均比值N（HCN）/N（HNC）= 4.8 $\pm$ 1.3和N（CN）/N（HNC）= 34 $\pm$ 12，并且与HCO+的那些更松散相关，N（HNC）/N（HCO+）= 0.5 $\pm$ 0.3，N（HCN）/N（HCO+）= 1.9 $\pm$ 0.9，和N（CN）/N（HCO+）= 18 $\pm$ 9。这些比值与从银河系高纬度视线的观测中推断的相似，表明银河系平面内吸收线采样的气体具有与太阳附近相同的化学性质。高斯速度分量的半高宽…
2010-06-03 astro-ph.GA
Modelling Carbon Radio Recombination Line observation towards the Ultra-Compact HII region W48A
我们模拟了超致密（UC）HII区域W48A周围光解离区域（PDR）的碳解离线（CRL）发射。我们的建模表明，内部区域（$A_V \sim 1$）的CII层在PDR中的CRL排放显着的贡献。线比CRL发射的PDR和远紫外（FUV）辐射入射在该地区的密度的依赖关系进行了探讨，在很大的范围内，这些参数是典型的UCHII地区的环境。我们发现，通过观察一组合适的CRL，它是可能的约束PDR的密度。如果PDR中的中性密度高（$\gtrsim 10^7$ \cmthree），则CRL发射在高频（$\gtrsim 20$ GHz）处明亮，并且可以在低频（$\lesssim 10$ GHz）处检测到来自这些区域的吸收线。对W48 A的CRL观测建模表明，UCHII区域嵌入在密度约为$4 \times$ 10 $^7$ \cmthree的分子云中。
2013-06-13 astro-ph.GA
Radiative transfer meets Bayesian statistics: where does a galaxy's [CII] emission come from?
[CII] 158 $μ$ m发射线可以出现在ISM的所有阶段，因此在进行星系范围的综合[CII]观测时，能够解开不同的贡献是一个重要但尚未解决的问题。我们提出了一个新的多相三维辐射转移接口，耦合Starburst 99，恒星分光光度计代码，与光电离和天体化学代码Mocassin和3D-PDR。我们模拟整个恒星形成的地区，包括电离，原子和分子阶段的ISM，并应用贝叶斯推理方法来parametrise如何[CII]发射的分数源自分子区域，$f_{[CII],mol}$，作为一个函数的星系在当地的宇宙的典型综合性能的变化。影响$f_{[CII],mol}$变化的主要参数是比恒星形成率（sSFR）、气相金属丰度、HII区电子数密度（$n_e$）和尘埃质量分数。例如，当$n_e$从10 $^{1.5}$增加到10 $^{2.5}$ cm $^{-3}$，或SSFR从$10^{-9.6}$减少到$10^{-10.6}$ yr $^{-1}$时，$f_{[CII],mol}$可从60%增加到80%。我们的模型预测的银河系，$f_{[CII],mol}$ $=75.8\pm5.9$ %，在协议的测量值的75%。当应用新的处方从赫歇尔参考巡天（HRS）的星系的完整样本，我们发现，从任何地方从60至80%的总集成[CII]发射来自分子区域。
2016-10-05 astro-ph.GA
3 mm spectral line survey of two lines of sight toward two typical cloud complexes in the Galactic Center
我们提出了两个Mopra 3毫米谱线调查的视线（LOS）对银河系中心（GC）的分子复合物Sgr B2（LOS+0.693）和Sgr A（LOS-0.11）的结果。光谱覆盖~77-93 GHz和~105-113 GHz的频率范围。我们已经检测到38种分子物种和25种同位素。从柱密度比导出的同位素比与规范值一致，表明化学同位素分馏和/或选择性光解离对于GC物理条件可以被认为是可忽略的（<10%）。导出的丰度和旋转温度是非常相似的两个LOS，表明非常相似的化学和激发条件的分子气体在GC。激发条件也非常类似于发现的星爆星系NGC 253的核心。我们报告的HCO和HOC+排放LOS+0.693的检测第一次。我们的CS，HCO，HOC+和HCO+之间的丰度比发现在两个LOS与那些在典型的银河系光解离区（PDR）和星爆星系没有显示任何明确的趋势，以区分紫外线和X射线诱导的化学。我们建议，CS/HOC+的比例可以作为一个示踪剂的PDR组件的分子云在星系核。
2014-10-21 astro-ph.GA
Herschel/PACS Survey of protoplanetary disks in Taurus/Auriga -- Observations of [OI] and [CII], and far infrared continuum
赫歇尔空间天文台被用来观测金牛座中的约120颗前主序星，作为GASPS开放时间钥匙项目的一部分。PACS用于测量连续谱以及几种气体示踪剂，如[OI] 63 μm，[OI] 145 μm，[CII] 158 μm，OH，H_2O和CO。我们发现[OI] 63 μm谱线的强度与盘源的63 μm连续谱之间存在明显的相关性。在外流源中，线发射可以比盘源强20倍，这表明线发射由外流主导。紧密相关的磁盘源表明，排放来自内部磁盘（$<$ 50 AU）和较低的表面层的磁盘的气体和尘埃耦合。过渡型恒星的[OI] 63 μm比正常的II类盘要暗。简单的SED模型表明，负责连续发射的尘埃在这些磁盘是冷的，导致较弱的线发射。[CII]158 μm的发射仅在强流出源中检测到。观测到的[OI] 63 μm到[OI] 145 μm的谱线比是在我们对气尘比不敏感的区域，我们也不能区分激波或PDR发射。我们没有发现[OI] 63 μm的III类天体，只有三个连续体，其中至少有一个是候选碎片盘。
2013-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The KOSMA-$τ$ PDR Model -- I. Recent updates to the numerical model of photo-dissociated regions
光解离区的数值模型是通过模拟定量理解大质量恒星形成区观测的重要工具。很少有成熟的PDR模型可用，科隆KOSMA- $τ$ PDR模型是唯一一个使用球形云几何形状的复杂模型，从而使我们能够模拟clustrial PDR。我们目前的代码作为参考的建模者和观察员计划应用KOSMA- $τ$解释他们的数据。对于化学问题的数值解，我们提出了一个优越的Newton-Raphson步进算法，并讨论了数值稳定问题和加快迭代速度的策略。在KOSMA- $τ$的化学升级，包括全表面化学在一个最新的配方，我们讨论了一种新的计算化学解吸反应中的分支比。PDR中的高尘埃温度导致含氧冰种的选择性冻结，由于其较高的冷凝温度，我们研究了冰幔结构的变化，这取决于PDR参数，特别是撞击紫外线场。如果考虑表面反应，选择性冻结可以产生增强的C丰度和更高的气体温度，导致原子碳[C]的精细结构线发射增强高达50%。我们展示了如何最近ALMA观测HCO $^+$发射在猎户座酒吧与高空间分辨率的规模上的个别团块可以解释的背景下，非平稳，clusified PDR合奏。此外，我们介绍了WL-PDR，一个简单的平面并行PDR模型编写的Mathematica作为PDR建模方面的数值测试环境。
2022-05-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
Strong FUV fields drive the [CII]/FIR deficit in z~3 dusty, star-forming galaxies
我们给出了两个z~3尘埃星系-- ALESS 49.1和ALESS 57.1中[CII] 157.74 μ m谱线和静止坐标系160 μ m连续谱线的0.15角秒（1 kpc）分辨率ALMA观测结果，并结合了CO（3-2）分辨观测结果。在这两个源中，[CII]表面亮度分布由半径为1 kpc的致密核心$\leq$主导，比CO（3-2）发射的范围小2-3倍。在ALESS 49.1中，我们发现了一个额外的扩展（8 kpc半径），低表面亮度[CII]组件。基于对模拟ALMA观测的分析，[CII]和160 μ m连续表面亮度分布与与CO（3-2）发射大小相同的单高斯表面亮度分布不一致。[CII]旋转曲线在$\simeq$ 2 kpc半径处变平，表明中心区域的运动学由重子盘主导。这两个星系都表现出强烈的[CII]/FIR赤字在1千秒差距尺度，与FIR表面亮度[CII]/FIR斜率陡峭比本地恒星形成星系。[CII]/CO（3-2）观测与PDR模式的比较表明，在ALESS 49.1和57.1的中心区域存在强FUV辐射场（$G_0\sim10^4$）和高气体密度（$n\mathrm{(H)}\sim10^4-10^5$ cm $^{-3}$）。最直接的解释明显的[CII]/FIR赤字是一个热饱和的C+精细结构水平在温度$\geq$ 500 K，由强FUV场驱动。
2019-01-28 astro-ph.GA
A Herschel [CII] Galactic plane survey III: [CII] as a tracer of star formation
我们研究了[CII]辐射与银道面恒星形成率的关系，并分离了不同ISM相位与恒星形成率的关系。我们将这些关系与外部星系和本地云的关系进行比较，从而在广泛的物理尺度上检查这些关系。我们比较了[CII]发射的分布，其不同的贡献ISM阶段，作为银河系中心距离的函数与来自无线电连续观测的SFR。我们还比较了SFR与原子和分子气体的表面密度分布，包括CO-暗H2组分。[CII]和SFR在银河系尺度上有很好的相关性，这种关系与外部星系的关系基本一致。通过结合[CII]和SFR的数据点在银河系平面与外部星系和附近的恒星形成区，我们发现，一个单一的标度之间的关系[CII]光度和SFR适用于超过6个数量级。来自不同ISM阶段的[CII]发射都与SFR相关，但只有组合发射显示出与河外观测一致的斜率。这些ISM成分对银河系[CII]光度的贡献大致相当：致密PDR（30%），冷HI（25%），CO暗H2（25%）和电离气体（20%）。SFR-气体表面密度关系显示出比在星系中观察到的更陡的斜率，但它与附近云层中观察到的一致。不同的斜率是由于在河外星系研究中使用了恒定的CO到H2转换因子，而这又与星系中金属丰度恒定的假设有关。我们发现SFR表面密度和致密分子气体的表面密度之间存在线性相关。
2014-09-01 astro-ph.GA
Insights into gas heating and cooling in the disc of NGC 891 from Herschel far-infrared spectroscopy
我们给出了NGC 891的Herschel PACS和SPIRE光谱，它们是在附近的边缘螺旋星系中最重要的远红外冷却线：[CII] 158 $μ$ m，[NII] 122，205 $μ$ m，[OI] 63，145 $μ$ m，和[OIII] 88 $μ$ m。我们发现，光电加热效率的气体，跟踪通过（[CII]+[OII]63）/ $F_{\mathrm{TIR}}$的比率，从平均3.5 $\times$ 10 $^{-3}$在中心到8 $\times$ 10 $^{-3}$在增加径向和垂直距离的光盘。随着FIR颜色的增加，（[CII]+[OII]63）/ $F_{\mathrm{TIR}}$降低，但（[CII]+[OI]63）/ $F_{\mathrm{PAH}}$不变，表明多环芳烃（PAH）可能对中心区域的气体加热很重要。我们比较所观察到的FIR冷却线和总红外辐射通量与PDR模型预测的通量，以确定气体密度，表面温度和入射远紫外（FUV）辐射场，$G_{0}$的强度。通过解析~0.6 kpc物理尺度的细节，逐像素分析显示，NGC 891盘中的大多数PDR的氢密度为1 < log（$n$ /cm $^{-3}$）< 3.5，经历强度为1.7 < log $G_0$ < 3的入射FUV辐射场。虽然这些值，我们得到的大部分光盘是一致的气体性质在PDR中发现的螺旋臂和臂间区域的M51，观…
2014-10-22 astro-ph.GA
Dense circum-nuclear molecular gas in starburst galaxies
我们提出的结果从研究的密集的环核分子气体的星暴星系。这项研究的目的是调查恒星爆发，活动星系核和分子气体之间的相互作用。利用澳大利亚望远镜紧凑阵观测到的9个星暴星系的环核区，对HCN、HCO $^{+}$和HNC示踪的致密气体进行了观测，并研究了其运动学特征。我们在9个星系中的7个星系中检测到HCN（1 $-$ 0）和HCO $^{+}$（1 $-$ 0），在4个星系中检测到HNC（1 $-$ 0）。给出了环核分子气体的约7角秒分辨率图。计算速度积分强度比HCO $^{+}$（1 $-$ 0）/HCN（1 $-$ 0）和HNC（1 $-$ 0）/HCN（1 $-$ 0）。利用这些积分强度比和空间强度比图，我们确定了NGC 1097，NGC 1365和NGC 1808中的光子主导区（PDR）。我们发现没有星系的PDR签名显示在所观察到的核区域的一部分。我们还观察到NGC 5236中异常强烈的HNC发射，但它不足以与X射线主导区（XDR）化学相一致。旋转曲线推导出五个星系和动力学质量估计的内部区域的三个星系。
2016-01-11 astro-ph.GA
[CII] emission properties of the massive star-forming region RCW36 in a filamentary molecular cloud
目的：研究RCW 36的[CII]158 $μ$ m在稠密对流云中的发射特性。研究方法：[CII]对RCW 36进行了观测，覆盖面积约为30弧分$\times$ 30弧分，使用的是一台100厘米球载远红外望远镜上的法布里-珀罗光谱仪，其角分辨率为90弧秒。通过使用AKARI和Herschel图像，[CII]强度的空间分布与大颗粒和PAH的发射进行了比较。结果如下：[CII]发射在空间上与在IR图像中观察到的双极瓣的壳状结构非常一致，该结构沿着垂直于冷致密灯丝方向的方向延伸。我们发现RCW 36的[CII]-160 $μ$ m关系显示出比RCW 38更高的[CII]/160 $μ$ m亮度比，而RCW 36的[CII]-9 $μ$ m关系与RCW 38的[CII]/160 $μ$ m亮度比符合得很好。结论：[CII]排放在空间上与PAH和冷尘排放相关。这意味着观察到的[CII]发射主要来自PDR。L_[CII]/L_FIR比值与L_[CII]/L_PAH比值相比变化较大。鉴于在$λ$ =160 $μ$ m处观察到的L_[CII]/L_FIR与光学厚度的紧密相关性，L_[CII]/L_FIR的大变化可以简单地用几何效应来解释，即，L_FIR有来自视线方向上整个尘云柱的贡献，而L_[CII]有来自远紫外光照射的云表面的贡献。基于几何效应的图像，[CII]/160 $μ$ m的亮度比增强归…
2021-03-01 astro-ph.GA
The ionization fraction gradient across the Horsehead edge: An archetype for molecular clouds
电离分数在分子云的化学和动力学中起着关键作用。我们研究了从被屏蔽的核心到紫外辐射云的边缘，H13 CO+，DCO+和HOC+向马头的谱线发射，的光解区（PDR），作为一个模板，研究电离分数梯度的分子云。我们分析了H13 CO + J=1-0线的PdBI图，并补充了IRAM-30 m H13 CO+和DCO+高J线图以及新的HOC+和CO+观测。我们比较自洽的观察到的空间分布和线强度与详细的深度依赖的PDR模型的预测加上非本地辐射转移计算。化学网络包括氘代物种、13 C分馏反应和HCO+/HOC+异构化反应。中性和带电的多环芳烃在云化学和电离平衡的作用进行了研究。HOC+反应离子对马头PDR的检测证明了外部UV照射区域的高电离分数，在那里我们推导出低的[HCO+]/[HOC+]~75-200丰度比。在没有多环芳烃的情况下，我们重现了气相金属丰度的观察结果，[Fe+Mg+...]，低于4 × 10（-9）（相对于H），宇宙射线电离率zeta=（5+/-3 × 10（-17）s（-1）。多环芳烃的列入修改电离分数梯度，并增加了所需的金属丰度。Horsehead边缘的电离分数遵循一个陡峭的梯度，标度长度为~0.05 pc（或~ 25“），从PDR的[e-]~10（-4）（或n_e ~ 1-5 cm（-3））到地核的几倍~10（-9）。如果存在大量的游离多环芳烃（[PAH] >10（-8））…
2009-02-16 astro-ph.GA
