LOFAR observations of decameter carbon radio recombination lines towards Cassiopeia A
我们提出了一个研究碳射电复合线仙后座A使用LOFAR观测频率范围10-33兆赫。个别碳$α$线被检测到在吸收对连续的频率低至16兆赫。堆叠几个C $α$线，我们得到的检测在11-16 MHz的范围内。这些是这些频率下的最高信噪比测量值。在11-33 MHz范围内，C $α$谱线的峰值光学深度变化很大，峰值光学深度从33 MHz时的4 $\times10^{-3}$减小到11 MHz时的2 $\times10^{-3}$，而谱线宽度从20 km/s $^{-1}$增加到150 km/s $^{-1}$。峰值光学深度和线宽的组合变化导致大致恒定的积分光学深度。我们将其解释为碳原子接近局部热力学平衡。在这项工作中，我们专注于如何11-33兆赫碳射电复合线可以用来确定气体的物理条件。我们发现，碳放射性复合线的158 $μ$ m [CII]精细结构线的比率是一个很好的温度计，而低频碳放射性复合线之间的比率提供了一个很好的晴雨表。通过将温度和压力约束与来自线宽的约束相结合，我们能够约束气体性质（电子温度和密度）和辐射场强度。给定我们测量中的1个$σ$不确定度，这些不确定度为：$T_{e}\approx68$ - $98$ K、$n_{e}\approx0.02$ - $0.035$ cm $^{-3}$和$T_{r,100}\approx1500$ - $1650$ K。尽管RFI和电离层条件…
2017-01-30 astro-ph.GA
Low Frequency Carbon Radio Recombination Lines II: The Diffuse Interstellar Medium
在本系列的第二篇论文中，我们模拟了来自星际介质的低频碳射电复合线（CRRL）。为了迎接银河系CRRL的低频阵列射线（LOFAR）巡天，我们重点研究了弥散冷中性介质（CNM）的物理条件。我们已经使用了改进的偏离系数计算系列的第一篇论文中的线连续比。结果表明，CRRL谱线宽度和积分光学厚度是电子密度、气体温度和云发射量的敏感探针。此外，CRRL与158 $μ$ m线上的[CII]的比值是扩散云温度和密度的强函数。在我们的计算指导下，我们分析了CRRL观测，并说明了它们的使用与文献中的数据。
2016-09-22 astro-ph.GA
Radio Recombination Lines toward the Galactic Center Lobe
银河系中心叶是在银河系中心（GC）区域的无线电连续图像中看到的一个度高的壳。如果它实际上位于GC区域，则地层模型将需要大量能量输入（例如，目前，观测并没有强烈地限制GC叶的位置或物理条件。本文介绍了分析新的和档案单碟观测的无线电复合线对这个谜一样的对象。观测发现，电离气体具有类似于射电连续谱发射的形态，表明它们是相关的。我们研究了从H106 α到H191 α的几个跃迁的平均值，发现线比与局部热力学平衡的气体最一致。无线电复合线的宽度非常窄，限制了典型的电子温度小于约4000 K。这些观测还发现了高电子态压力展宽的证据，这意味着气体密度为n_e=910^{+310}_{-450} cm^{-3}。电子温度，气体压力和形态都与GC叶位于GC区域的想法一致。如果是这样的话，电离气体似乎形成了一个围绕星系中心100秒差距的壳层，质量约为10^5 Msun，类似于矮恒星爆发中的电离外流。
2009-01-11 astro-ph.GA
On The Apparent Narrowing of Radio Recombination Lines at High Principal Quantum Numbers
我们批判性地分析了贝尔等人关于猎户座星云中6 GHz高阶氢射电复合线的“异常”宽度的发现。我们回顾了他们改进的频率切换方法，并表明这种方法用于大Δn的方式不是最佳的，并且可能导致对测量的谱线参数的误解。利用猎户座星云的模型，传统的展宽理论和蒙特卡罗模拟，我们确定了过渡区n = 224，. 241（Δn = 11，…，14），其中测量误差随n迅速增长，并变得与测量值本身相当。当系统噪声和频谱信道化占，我们的模拟预测“处理”线变窄的过渡区类似贝尔等人报道，我们发现我们的模拟结果和他们的调查结果之间的良好协议，无论是在线的温度和宽度。因此，我们得出结论，贝尔等人。的发现并不意味着需要修正斯塔克加宽理论。
2012-01-17 astro-ph.GA
H-, He-like recombination spectra III: $n$-changing collisions in highly-excited Rydberg states and their impact on the radio, IR and optical recombination lines
在中到高密度，电子（去）激发碰撞是占主导地位的过程，为人口或人口减少高里德伯态。特别是，能量变化（$n$变化）碰撞率的准确知识是预测气体星云射电复合谱的决定性因素。文献中存在的不同数据集来自碰撞参量计算或半经验拟合，并且速率系数在2的因子内一致。本文表明，这些不确定性造成的误差低于5%的发射的射电复合线（RRL）的大多数电离等离子体的典型星云。然而，在里德伯能级之间的跃迁被脉泽效应放大的特殊情况下，误差可以增加到20%。我们提出的光学深度和H $nα$线发射的活动星系核（AGN）宽线区（BLR）和猎户座星云水泡的模拟展示我们的发现。
2019-03-18 astro-ph.GA physics.atom-ph
New Clues to the Impact Broadening Mystery in Radio Recombination Lines
影响加宽的无线电复合线出现比预测的要窄的问题首次出现在约40年前的频率低于约3 GHz。但很快就发现，这些观测结果可以通过抛弃均匀密度模型并用变密度模型来解释。然而，这个问题最近再次出现时，一个神秘的线缩小以上的量子数（n，Δn）=（202，8），从敏感的观测猎户座和W51近6 GHz的报道。在这里，它表明，缩小是不太可能造成的数据处理技术，因此必须源相关。它进一步表明，所观察到的线变窄可以绑定到无线电复合线的基本属性之一，即相邻的n-跃迁的间距随频率增加的事实。当n跃迁密度D_{n}超过每GHz约11.6次跃迁时，观察到谱线开始变窄。这可能意味着它在某种程度上与以前忽略的影响加宽过程中的效应有关，或者与一些未知的平行过程有关，这些过程与相邻n-跃迁之间的分离有关。根据这些结果，可以得出结论，正如在几个理论研究中得出的结论一样，观察到的谱线变窄并不依赖于n或Δn的固定范围。
2011-06-02 astro-ph.GA
Non-detection of Broad Hydrogen Radio Recombination Lines in Circinus Galaxy
活动星系核宽线区的线宽是理解中心超大质量黑洞的关键参数。然而，由于尘埃环的遮蔽，II型活动星系核中BLR的光学复合谱线不能被直接探测到。射电复合线（RRL）具有低消光比，是探测II型活动星系核中BLR辐射的理想示踪剂。利用ALMA对位于Circinus星系中心的H35 $α$和H36 $α$进行了RRL观测。探测到H35 $α$和H36 $α$的窄组分，这些组分被认为主要来自核区周围的恒星形成区。然而，仅获得了宽H35 $α$和H36 $α$的上限。由于圆规星系是离我们最近的活动星系核之一，在这个波段上没有探测到宽RRL辐射，这说明在现有的设备条件下探测到局域活动星系核中的宽RRL辐射是不可能的。亚毫米RRL的通量密度比毫米级的通量密度高几十倍，一旦其后端频率覆盖范围升级到比目前的能力好几倍，它就可以成为用ALMA直接探测II型活动星系核中的BLR的工具。
2022-11-13 astro-ph.GA
Implementation of Tidbinbilla 70-m On-The-Fly mapping and Hydrogen radio recombination line early results
厘米波谱线的实时测绘已在Tidbinbilla 70米无线电天线上实现。我们描述了实现和数据简化过程，并提出了新的H92 $α$无线电重组线映射到猎户座A和人马座A。猎户座~A图与以前观测的比较表明，这些谱线主要来自电子密度为100- 200 cm $^{-3}$的气体。动态映射在生成大的亮线图（如无线电复合线）时非常有效，但对于较小的暗线图，如1.3cm波长处的氨反转线，仍将产生强大的效率增益。
2016-01-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Hydrogen Radio Recombination Line Emission from M51 and NGC628
我们报道了在两个恒星形成率（SFR）与银河系相似的星系M51和NGC628中发现的氢射电复合线（RRL）辐射。我们利用绿岸望远镜（GBT）同时测量了$\sim$ 15 Hn $α$的复合跃迁，并对这些数据进行平均以提高光谱的信噪比。我们表明，我们的数据可以用来估计这两个源的总电离光子通量，我们推导出它们的SFR内的GBT束：$Ψ_{\rm OB} = 3.46$ M $_{\odot}$年$^{-1}$的M51和$Ψ_{\rm OB} = 0.56$ M $_{\odot}$年$^{-1}$的NGC628。在这里，我们证明，它是可能的检测RRL从正常的星系，没有经历一个星暴与当前的仪器和合理的整合时间（$\sim$ 12小时，每个源）。我们还表明，我们可以表征整体的恒星形成的M51和NGC628的属性，虽然GBT光束不能解决个别的HII区域复合体。我们的研究结果表明，未来的仪器，如平方公里阵列和下一代甚大阵列，将能够检测到RRL发射从众多的银河系类星系，使之有可能确定SFR的正常星系不受灭绝和测量全球恒星形成属性在本地宇宙。
2018-05-29 astro-ph.GA
Evidence for the First Extragalactic Hydrogen Recombination Line Maser in NGC 253
利用ALMA观测数据首次观测到了星暴星系NGC 253的H26 α跃迁中的河外氢复合线脉泽辐射。在复杂的连续辐射（尘埃，自由和同步辐射）的地区，我们建议使用复合线光谱指数，$α_\mathrm{L}$（$S_\mathrm{L}\cdot Δv \propto ν^{α_\mathrm{L}}$），H30 α和H26 α线之间的超紧凑的HII地区的结构研究和识别脉泽发射（$α_\mathrm{L}> 2.1$）从电离风。$α_\mathrm{L}$的测量值范围为1.0 - 2.9。最大的$α_\mathrm{L}$只能用脉泽发射来解释。NGC 253中H26 $α$脉泽的测量通量密度表明，我们正在观察数百颗像MWC 349 A这样的恒星，这是一种典型的恒星风，脉泽发射来自其周盘。我们简要讨论了在像NGC 253这样的星暴星系中探测脉泽辐射的意义。
2018-10-16 astro-ph.GA
Low-Frequency Carbon Recombination Lines in the Orion Molecular Cloud Complex
我们详细介绍了在99-129 MHz观测到的猎户座分子云复合体中低频碳射电复合线的初步探测。这些试探性的检测包括一个α跃迁和一个β跃迁超过三个位置，并位于100 μ m的红外线中观察到的尘埃的扩散区域内，在光学中检测到的H α发射，以及在无线电中观察到的同步辐射。通过这些观测，我们能够研究猎户座分子云复合体的HII区域内从碰撞泵浦到辐射泵浦的辐射机制转变。
2018-03-22 astro-ph.GA
A High Resolution Study of Carbon Radio Recombination Lines towards Cassiopeia A
碳放射线描绘了分子和原子气体之间的界面。本文报道了对仙后座A的碳射电辐射线（CRRL）C $α$ 244-C $α$ 250的GMRT观测。我们使用一种新的技术堆叠的发射线在可见度域中获得，第一次，这些CRRL的子PC分辨率的光学深度图。的排放显示了广泛的空间和速度结构，其中一些是未解决的合成光束的0.29 pc和速度通道的0.55公里/秒。发射光深度和线宽的这些变化表明了介入的英仙座臂气体的不均匀性和碎片化。我们使用现有的CO和H $_2$ CO研究的CRRL发射的扩散和致密的分子气体的分布进行比较。我们发现，在-47公里/秒的英仙座臂组件的CO排放主要集中在我们的CRRL地图上检测到的一个细长的结构，其南部是高密度的分子团跟踪H $_2$ CO。CRRL和分子示踪剂的空间分布是类似的，人们会观察到的光解离区（PDR）。在英仙座臂的另一个部分，中心速度为-37 km/s，有证据表明，在弥漫的CO中嵌入了高柱密度（N $_{H_2}$ ~ $10^{22}$ cm $^{-2}$）的分子团，以及朝向仙后座A中心的CRRL发射。我们提出，与分子示踪剂一致的CRRL发射起源于分子气体的C $^{+}$包络线的视线积分分量。
2019-03-13 astro-ph.GA
Arecibo-Green Bank-LOFAR Carbon Radio Recombination Line observations toward cold HI Clouds
本文介绍了用罗伯特C。伯德绿岸望远镜（GBT），并在三个银河系平面的位置在327兆赫的阿雷西博望远镜。我们在DR 4和DR 21方向以及银道面位置G34.94+0.0上探测到碳衰变线（CRRL）。我们还在六条视线中的五条中检测到氢电离线（HRRL），以及朝向DR 21的750 MHz氦线。结合我们的新数据与150 MHz LOFAR探测CRRL吸收对DR 4和DR 21，我们估计的电子密度的线形成区域的线宽作为频率的函数建模。在电子温度为200 $\rightarrow$ 20 K时，估算的密度在1.4 $\rightarrow$ 6.5 cm $^{-3}$到DR 4的范围内.密度在3.5 $\rightarrow$ 24 cm $^{-3}$和0.008 $\rightarrow$ 0.3 cm $^{-3}$之间的双线形成区域可以合理地解释在DR 21视线上观察到的线宽作为频率的函数。CRRL的中心速度比较以及CO排放和HISA线在这些方向上。从CO线估计的云密度比CRRL形成区的云密度小（至少是5倍）。CRRL形成和HI自吸收气体可能位于CO发射云边界或内部的致密激波区。
2021-11-03 astro-ph.GA
Feedback in W49A diagnosed with radio recombination lines and models
我们在角分辨率为16.8“x13.8”的THOR巡天（银河系内部HI/OH/电离线巡天）中，给出了距离恒星形成区W 49 A约17 cm波长处的射电复合线（RRL）图像，以确定电离气体的运动学。电离气体的分布似乎受到W 49 A星团反馈过程的影响。相对于分子气体，RRL的速度结构表现出复杂的行为。我们发现了一个壳状分布的电离气体跟踪的RRL发射周围的OB星在W 49 A的中央集群。我们描述了最近的反馈模型代码WARPFIELD，其中包括重要的物理过程，并已被应用到30剑鱼座地区的大麦云壳的演变。W 49 A的云结构和动力学与反馈驱动的再坍缩壳层一致。壳层可能引发了W 49 A其他部分的恒星形成。我们认为，W 49 A是一个潜在的候选人的恒星形成调节反馈驱动和再塌缩壳。
2019-07-02 astro-ph.GA
The Galactic Center Lobe Filled with Thermal Plasma
本文报道了利用山口32米射电望远镜对银河系中心瓣射电连续谱和H 92 $α$射电复合线的观测结果。得到的射电复合线的空间强度分布表明，在银心的东西两侧，从银道面垂直向北延伸出两个明显的脊状结构，它们在纬度$1.2^{\circ}$处相互连接，形成一个整体的环状结构。这表明GCL的射电连续辐射主要是自由-自由辐射，并且GCL中充满了热等离子体。射电复合线观测到的GCL东脊与射电弧相隔30 pc，射电弧被认为是GCL的一部分，但与银经$0^{\circ}$的射电连续统脊重合。射电复合线的径向速度在GCL的$-4$和$+10$ km·s $^{-1}$之间。这个速度比银河系自转所预期的速度小得多，因此表明GCL存在于远离银河系中心的地方。GCL的这些特征表明，GCL是由银河系中心的爆炸活动产生的长期假设是不可能的，但支持GCL是一个巨大的HII区域。
2019-05-06 astro-ph.GA
Carbon and hydrogen radio recombination lines from the cold clouds towards Cassiopeia A
我们使用低频阵列对仙后座A视线方向上的低频33-78 MHz频谱进行系统的高光谱分辨率调查。我们补充说，这与304-386兆赫韦斯特博克综合射电望远镜观测。在这第一篇论文中，我们专注于碳放射性复合线。我们探测到Cn $α$线在-47和-38公里秒$^{-1}$在吸收量子数n=438-584和在发射n=257-278与高信噪比。这些线与英仙座旋臂部分的冷云有关。在n=257-278的发射中检测到Hn条$α$线。此外，我们还探测到了与猎户臂相关的0 km s $^{-1}$处的Cn $α$谱线，并分析了这些跃迁的光学深度和谱线宽度。我们的模型表明，在英仙座臂的碳线组件是最好的拟合与电子温度85 K和电子密度0.04 cm $^{-3}$，可以限制在15\%。电子压力被限制在20%以内。我们认为，这些碳无线电复合线出现在CO-暗的分子云的表面层，其中大部分的碳离子化，但氢已从原子到分子的过渡。氢谱线显然与碳谱线发射云有关，但低频上限表明它们可能不是同一种气体。结合氢和碳的结果，我们得出了宇宙射线电离率的一个确定下限，即2.5 $\times$ 10 $^{-18}$ s $^{-1}$，但实际值可能要大得多。
2016-10-26 astro-ph.GA
Radio recombination lines from obscured quasars with the SKA
我们探讨了在0 < z < 10类星体中探测氢射电复合线的可能性。我们计算预期的Hnalpha通量密度作为绝对星等和红移的函数，考虑（i）从UV到X射线波段观测到的活动星系核光谱指数的范围，（ii）从X射线光子的二次电离，和（iii）由于非热辐射的受激发射。所有这些效应对于确定线通量都是重要的。我们发现，斜率的组合：alpha_X，硬=-1.11，alpha_X，软=-0.7，alpha_EUV =-1.3，alpha_UV =-1.7，最大化了预期的通量，对于z = 7的类星体，在n = 50条线中M_AB = -27的f_Hnalpha = 10 microJy;允许的SED变化在这个值附近产生3倍的变化。其次，谱线强度会增加2 ~ 4倍，而如果在T_e = 10^3 -5 K，n_e = 10^3-5 cm^-3的HII区域发生重组，则在M_AB = -26的高z类星体中的受激发射会对在nu = 1 GHz观测到的RRL通量提供额外的增强。我们使用SKA计算了Hnalpha线的5 σ检测所需的灵敏度，发现SKA-MID可以在不到100小时的观测时间内检测z < 8（z < 3）处M_AB < -27（M_AB < -26）的源。这些观测结果可以为寻找模糊的SMBH祖细胞开辟新的途径，补充X射线，光学/IR和亚毫米调查。
2015-11-12 astro-ph.GA
Radio Recombination Line Observations Toward the Massive Star Forming Region W51 IRS1
我们观察到无线电复合线（RRL）对W51分子云复合体，在我们的银河系中最活跃的恒星形成区域之一。来自年轻大质量恒星的紫外线辐射电离了它们周围的气体，产生了HII区。W51 IRS 1 HII区域的观测是用阿雷西博305米望远镜进行的。在完整的1-10 GHz数据库中，我们分析了4.5和5 GHz之间的观测结果。分析中涉及的步骤是：a）使用源上/源外观测进行带通校准; b）通量密度校准; c）由于带通校准中的误差而删除光谱基线; d）对检测到的谱线进行高斯拟合。我们探测到氢的α、β和γ跃迁以及氦的α跃迁。我们使用所观察到的线参数1）测量源速度（56.6 $\pm$ 0.3公里秒$^{-1}$）相对于当地标准的休息（LSR）; 2）估计电子温度（8500 $\pm$ 1800 K）的HII区域和3）推导出的排放措施（5.4 $\pm$ 2.7 $\times$ 10 $^{6}$ pc cm $^{-6}$）的电离气体。
2019-12-09 astro-ph.GA
Low-frequency absorption and radio recombination line features of the Galactic Center Lobe
本研究通过默奇森宽场阵列射电连续谱观测与绿岸望远镜射电复合线数据，发现银河系中心叶存在热吸收特征，结合宇宙射线发射率约束其距离，支持GCL位置相对更近的结论。
2024-05-19 astro-ph.GA
Untangling the Recombination Line Emission from HII Regions with Multiple Velocity Components
HII区是围绕着大质量恒星的电离球体。它们是追踪银河系结构的理想目标，因为它们主要存在于旋臂中，并且在红外和无线电波段具有高光度。在绿岸望远镜HII区域发现调查（GBT HRDS）中，我们发现超过30%的银河系第一象限HII区域具有多个氢射电复合线（RRL）速度，这使得确定它们的银河系位置和物理性质变得不可能。在这里，我们进行额外的GBT RRL观测，以确定18度内所有117个多速度源的离散HII区域速度。<1 <65度。多速度源主要集中在22度带。<1 <32 °，这与大质量恒星形成的最大区域相吻合，这意味着漫射辐射是由泄漏的电离光子引起的。我们结合我们的观察与分析的电子温度，分子气体，和碳复合线，以确定103个离散H II区域（88%的样品）的源速度。在已知源速度的情况下，我们解决了47个区域的运动学距离模糊性，从而确定了它们的日心距离。
2015-07-20 astro-ph.GA
The Physics of the Cold Neutral Medium: Low-frequency Carbon Radio Recombination Lines with the Square Kilometre Array
平方公里阵列（SKA）将改变我们对冷原子气体在星系演化中的作用的理解。星际介质是恒星喷出物的储存库，也是新恒星的诞生地，因此是宇宙时间内星系演化的关键因素。冷的、弥散的原子云是ISM的关键组成部分，但到目前为止，这一阶段一直难以研究，因为它的主要示踪剂HI 21 cm线并不约束气体的基本物理信息（例如，温度、密度）良好。SKA开启了通过低频（<350 MHz）碳射电复合线（CRRL）形式的补充示踪剂研究ISM的这一组成部分的机会。这些CRRL提供了一个敏感的探测器的物理条件，在寒冷的，弥漫的云。SKA的高灵敏度、大视场、频率分辨率和覆盖范围允许对天空进行有效的调查，这将彻底改变低频复合线研究领域。通过用SKA观测这些谱线，我们将能够确定冷原子介质的热平衡、化学富集和电离率，从度尺度到对应于我们银河系、麦哲伦云和更远的单个云和细丝的尺度。此外，由于只对冷原子气体敏感，用SKA观测低频CRRL将有助于解开HI 21 cm发射的热和冷成分。
2015-01-06 astro-ph.GA
More on the Narrowing of Impact Broadened Radio Recombination Lines at High Principal Quantum Number
最近Alexander和Gulyaev提出，在高主量子数n下观察到的射电复合谱线碰撞展宽的明显减少可能是数据缩减过程的产物，可能是由于望远镜光谱上存在噪声，而计算的比较光谱上不存在噪声。这是一个有趣的提议。然而，需要指出的是，它们的分析存在严重的问题。也许其中最重要的是，对于主量子数低于n = 200的情况，其中宽度不是问题，它们的处理生成的轮廓宽度不适合在望远镜处获得的处理线的宽度。在处理之后，如果我们要相信处理后的生成线宽在n = 200以上是有意义的，则生成的和望远镜轮廓的半宽度必须在n = 200以下一致。他们的不需要。此外，我们发现，在将Alexander和Gulyaev为他们的噪声添加轮廓找到的线宽减小因子应用于我们生成的轮廓以模拟他们的噪声添加效果之后，我们获得的处理后的宽度仍然无法解释在200 < n < 250的范围内的n值的望远镜线中看到的变窄。它的结论是，需要解决这个谜是一个全新的方法，使用不同的观测技术，而不是简单的频率切换数据的进一步操作。
2012-02-29 astro-ph.GA
Free-free Emission and Radio Recombination Lines from Photoevaporating Disks
最近的红外观测表明，来自中央恒星的高能光子驱动的光蒸发有助于原行星盘的分散。在这里，我们表明，光蒸发风应该产生一个可检测的自由自由连续辐射的范围内恒星电离光子和X射线光度推断年轻的类太阳恒星。我们指出，VLA观测附近的磁盘周围的TWHya可能已经检测到这种发射在厘米波长和计算风电子密度和质量流率。我们还估计H无线电复合线跟踪风的强度，并讨论哪些可以检测到与当前的仪器。这些重组线的检测和配置文件将明确证明我们的推论，从像TWHya光蒸发盘的自由-自由发射。此外，无线电/毫米波数据可以帮助约束风参数，如温度和电子密度，这是测量质量流率的基础。
2012-05-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The first detection of radio recombination lines at cosmological distances
涉及高主量子数的跃迁线大量地分布在无线电频谱中。对主要来自碳和氢的无线电复合线（RRL）的低频（<1 GHz）观测提供了一种新的（如果不是唯一的话）探测其他星系中冷的、主要是原子的气体和温暖的电离气体的方法。此外，RRL可用于确定发射区域的物理状态，例如温度和密度。这些性质使RRL，潜在的，一个强大的工具，河外ISM物理。在低射频下，当被强射电连续谱照射时，可以想象到宇宙学距离之外的RRL。然而，它们非常微弱（τ~1e-3 - 1e-4），迄今为止还无法在本地宇宙之外探测到。通过对射电类星体3C 190（z = 1.1946）的LOFAR观测，我们的目标是证明ISM可以通过低频RRL探索到很远的距离。我们报告的检测RRL的频率范围112 - 163 MHz的频谱中的3C 190。叠加13个主量子数n = 266 - 301的α跃迁，在z = 1.124处发现光学深度的6 σ峰特征，τ（peak）=（1.0 + 0.2）× 1e-3，半高宽= 31.2 +/-8.3 km/s.这对应于相对于3C 190的系统红移的-9965 km/s的速度偏移。我们认为RRL发射的起源有三种解释：一个居间的类矮星星系，一个活动星系核驱动的外流，和星系间介质。我们认为，RRL最有可能起源于一个矮星系（M~1e9 Msun）沿视线，虽然我们不能排除活动星系核驱动的外流。我们确实发现RRL与星系间介质起源…
2018-11-20 astro-ph.GA
Unveiling Extragalactic Star Formation Using Radio Recombination Lines: An EVLA Pilot Study with NGC 253
射电复合线（RRL）是年轻恒星形成区电离气体的强大、无干扰的诊断。不幸的是，这些线在外部星系中很难检测到。本文介绍了一个近核星暴星系NGC253在33GHz处的RRL和射电连续辐射的EVLA观测结果。我们检测到以前未观察到的H58a和H59a RRL，并同时进行灵敏的连续测量。我们分别测量了H58 a和H59 a系的$44.3 \pm 0.7$ W m $^{-2}$和$39.9 \pm 0.8$ W m $^{-2}$的积分线通量。NGC 253中的热气体是运动学上复杂的，具有多个速度分量。我们将热气体的密度限制为$1.4 - 4 \times 10^4$ cm $^{-3}$，并估计了$1 \times 10^{53}$ s $^{-1}$的电离光子通量。我们使用RRL运动学和导出的电离光子通量表明，NGC 253的核区域是不受引力约束的，这与从X射线和H α测量推断的气体流出是一致的。H58a和H59a谱线的谱线轮廓、通量和运动学与不同频率的RRL一致，证实了以前更困难的高频观测的准确性。我们发现EVLA对于河外RRL观测的效率比VLA高一个数量级。这些观测结果证明了EVLA的能力和未来利用EVLA进行河外RRL研究的潜力。
2011-06-23 astro-ph.GA
The Structure of the Radio Recombination Line Maser Emission in the Envelope of MWC349A
亚毫米波阵列（SMA）已被用于图像的氢在亚角秒角分辨率从年轻的大质量恒星MWC 349 A在H26 $α$，H30 $α$，和H31 $α$过渡在353，232和211 GHz，分别从射电复合线的排放。在80 kms-1的速度和50 μ s的范围内观察到发射（对应于1200 pc距离的60 μ U）。每个频率的辐射都有两个不同的成分，一个来自开普勒运动中的近边缘环形盘结构中的气体，另一个来自距离恒星约25 AU的气体。盘发射的位置-速度（PV）曲线的斜率表明，对于H26 $α$、H30 $α$和H31 $α$跃迁，发射半径随频率单调递增，相对半径分别为$0.85\pm0.04$、1和$1.02\pm0.01$。这种趋势是一致的理论激发模型的脉泽发射的密度随半径和较低的过渡优先激发在较高的密度的区域。质量是很难估计的PV图，因为风分量占主导地位的排放在磁盘的边缘。质量的估计被限制在10- 30太阳质量的范围内。风辐射在各过渡段的分布有着惊人的差异，反映了其对激励条件的敏感性。风很可能从系统中提取了大量的角动量。
2017-11-02 astro-ph.GA
The Green Bank Telescope H II Region Discovery Survey: IV. Helium and Carbon Recombination Lines
绿岸望远镜H II区发现巡天（GBT HRDS）通过探测来自候选H II区目标的氢射电复合线（RRL），发现了数百个以前未知的大质量恒星形成的银河系区域。由于HRDS星云位于距离太阳很远的地方，它们位于银河系盘上以前未探测到的区域。在这里，我们推导出的HRDS星云的氦和碳RRL发射的性质。我们的目标样品是HRDS的子集，具有可见的氦或碳RRL。该标准给出了84个速度分量（HRDS的14%）与氦排放和52（9%）与碳排放。对于我们最高质量的源，平均离子He-4+/H+丰度比<y+>为0.068 +/- 0.023（1-sigma）。这与先前已知的银河系H II区样本的测量结果相同。没有检测到氦发射的星云给出了稳健的y+上限。有5个RRL排放组分的y+小于0.04，另外12个组分的上限低于该值。这些H II区域必须要么具有非常低的He-4丰度，要么含有大量的中性氦。HRDS有20个星云，在其灵敏度水平上有碳RRL发射，但没有氦发射。这些星云的碳RRL参数和8微米中红外形态之间没有相关性。
2012-12-10 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
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- IV. Radio Recombination Lines and evolution of star formation efficiencies
我们报告检测到的射电复合线（RRL）H $_{40α}$对75个来源，从ACA观测的146个活跃的银河系恒星形成区的原子调查的数据。用H40 U谱线计算了电离气体质量和恒星形成率。电离气体的质量明显小于分子气体的质量，这表明电离气体在ATOMS样本的恒星形成团块中可以忽略不计。当SFR $\gtrsim 5 {\rm M_\odot My}r^{-1}$时，用RRL H $_{40α}$估算的恒星形成率（SFR $_{{\rm H}_{40α}}$）与用总辐射光度（L $_{\rm bol}$）计算的结果（SFR $_{\rm L_{bol}}$）吻合较好，表明毫米RRL能很好地采样初始质量函数（IMF）的上部，是SFR的良好示踪剂。我们还研究了L $_{\rm bol}$与CS J=2-1和HC $_3$ N J=11-10的分子线光度（L_（0 mol））之间的关系。CS J=2-1和HC 3 N J=11-10的Lbol-L0 mol相关性近似呈线性，这些跃迁在预测L $_{\rm bol}$方面与更常用的跃迁相似。L $_{\rm bol}$与L $_{\rm mol}$的比值或SFR与质量的比值（恒星形成效率; SFE）不随银河系中心距（R $_{\rm GC}$）而变化。具有H $_{40α}$发射（或H $_{\rm II}$区域）的源显示出比不具有H $_{40α}…
2021-09-30 astro-ph.GA
A multiwavelength study of the W33 Main ultracompact HII region
使用氢射电复合线的观测研究了W33 Main超紧HII区域周围电离气体的动力学，并对大质量恒星形成区域W33 Main进行了详细的多波长表征。我们用巨型米波射电望远镜（GMRT）观测了1.4 GHz的H167 $α$复合线，角分辨率为10角秒，卡尔。G.在GLOSTAR巡天中获得的Jansky甚大阵列（VLA）数据，用于研究电离气体动力学。我们还观察了无线电连续在1.4 GHz和610 MHz的GMRT和使用GLOSTAR 4 $-$ 8 GHz的连续数据来表征的无线电发射的性质。此外，从亚毫米到近红外波长的档案数据被用来研究尘埃排放和识别W33主要恒星形成区域的YSO。在GLOSTAR数据中以良好的信噪比检测到放射性重组线，而用GMRT勉强检测到H167 $α$放射性重组线。由GMRT和GLOSTAR确定的该地区射电辐射的光谱指数表明，整个地区的辐射是热的。与W33 Main一起，利用GMRT数据检测到弧形扩散连续源G12.81 $-$ 0.22。GLOSTAR复合线数据显示，W33 Main和G12.81 $-$之间的速度梯度为0.22。在W33 Main和G12.81 $-$ 0.22中，电子温度分别为6343 K和4843 K. W33主分子团的物理性质是通过使用ATLASGAL和Hi-GAL调查的数据对尘埃排放进行建模而得出的，它们与该地区是一个相对进化的大质量恒星形成地…
2022-05-31 astro-ph.GA
Discovery of Hydrogen Radio Recombination Lines at z=0.89 towards PKS 1830-211
本文报道了利用MeerKAT吸收谱线巡天（MALS）580- 1670 MHz的观测资料，探测到$z=0.89$星系电离气体的受激氢射电复合谱线（RRL）辐射。RRL辐射起源于一个拦截并强烈透镜射电耀变体PKS 1830-211（$z=2.5$）的星系。这是第二次在本宇宙之外探测到RRL，也是第一次明确与氢有关。我们检测到有效的H144 $α$（和H163 $α$）的跃迁在观察到的频率为1156（798）MHz的堆叠17（27）RRL与21 $σ$（14 $σ$）的显着性。RRL辐射包含两个主要的速度分量，并且与HI 21 cm和OH 18 cm吸收的速度一致。我们使用RRL谱线能量分布和贝叶斯分析来约束电离气体的密度（$n_e$）和体积平均路径长度（$\ell$）。我们确定$\log( n_e ) = 2.0_{-0.7}^{+1.0}$ cm $^{-3}$和$\log( \ell ) = -0.7_{-1.1}^{+1.1}$ pc朝向东北（NE）透镜图像，可能跟踪在薄磁盘中的电离ISM的扩散热阶段。朝向西南（SW）透镜图像，我们确定$\log( n_e ) = 3.2_{-1.0}^{+0.4}$ cm $^{-3}$和$\log( \ell ) = -2.7_{-0.2}^{+1.8}$ pc，示踪气体更容易让人联想到H II区域。我们估计的恒星形成（面密度）率为$Σ_{…
2023-01-08 astro-ph.GA
Extremely broad radio recombination maser lines toward the high-velocity ionized jet in Cepheus A HW2
我们提出的H40 a，H34 a和H31 a无线电复合线（RRL）在毫米波长朝向高速，电离喷流在仙王座A HW 2恒星形成区域的第一次检测。从我们的单碟和干涉观测，我们发现，测得的RRL显示非常广泛的非对称线轮廓与零强度线宽~1100公里-1。从线宽，我们估计的终极速度的离子化气体在喷流的>500公里-1，从HW 2无线电喷流的自行获得的一致。H40 a、H34 a和H31 a谱线的总积分谱线-连续谱线通量比分别为43、229和280 kms-1，明显偏离LTE预测。这些比率是非常相似的观察到的RRL脉泽对MWC 349 A，这表明RRL的强度对HW 2的脉泽发射的影响。我们对RRL的辐射转移模拟表明，它们的非对称轮廓可以用半孔径角为18 °的双圆锥射电喷流产生的脉泽发射来解释，电子密度分布随r^（-2.11）变化，湍流和膨胀风速为60和500 km/s。
2011-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HIPASS survey of the Galactic plane in Radio Recombination Lines
我们提出了一个无线电平行线（RRL）调查的银河平面从HI帕克斯全天空调查和相关的回避区调查，映射的区域l= 196度-0度-52度和|b| <5度在1.4 GHz和14.4弧分分辨率。我们结合三个RRL，H168 $α$，H167 $α$，和H166 $α$沿银河系内平面的扩散电离辐射的完全采样的地图。的速度信息，在20公里/秒的分辨率，使我们能够研究电离气体的空间分布，并将其与分子气体的，跟踪CO。的速度图显示，RRL排放主要是与CO气体从分子环，并集中在内部30度的经度。假设电子温度梯度为银心半径为$496\pm100$ K/kpc，从线积分RRL辐射导出了银河系这一区域的自由-自由辐射图。根据热连续谱图，我们提取了317个致密（<15弧分）源的目录，包括通量密度、大小和速度。我们报告的第一个RRL观测南电离叶在银河系中心。线的轮廓和速度表明，这个学位规模的结构是在旋转。我们还提出了在3千秒差距臂中弥漫电离气体的新证据。He线主要是朝向HII区域观察到的，而C线也被检测到远离电离源。这些数据代表了在1.4 GHz的频率在银河系平面的扩散C RRLs的第一次观测。
2015-09-15 astro-ph.GA
Mapping low frequency carbon radio recombination lines towards Cassiopeia A at 340, 148, 54 and 43 MHz
对星际介质的定量理解需要了解其物理条件。低频碳射电复合线（CRRL）跟踪冷的星际气体，并可用于确定其物理条件（例如，电子温度和密度）。在这项工作中，我们提出了空间分辨观测的低频（$\leq390$ MHz）CRRL集中在C $268α$，C $357α$，C $494α$和C $539α$对仙后座A的尺度上的$\leq1.2$ pc。我们比较了空间分布的CRRL与其他ISM示踪剂。这种比较揭示了CRRL和其他示踪剂的峰值之间的空间偏移，这是非常典型的光解离区域，我们作为CRRL优先从分子云的表面检测到的证据。使用CRRL我们约束气体电子的温度和密度。对气体条件的这些约束表明，在$\sim1$ pc尺度上，压力的变化小于2倍，并且平均氢密度为$200$-$470$ cm $^{-3}$。从电子温度和密度图，我们还约束电离碳排放量，柱密度和路径长度。据此，氢柱密度大于$10^{22}$ cm $^{-2}$，在仙后座A的南面有一个$\sim4\times10^{22}$ cm $^{-2}$的峰。朝向南峰的视线长度是$\sim40$ pc，在$\sim2$ pc宽的结构上，这意味着气体是一个大的（分子）云上的薄表面层，只有部分被仙后座A覆盖。这些观测结果突出了CRRL作为分子云周围低密度扩展HI和CO暗气体晕示踪剂的实用性。
2018-01-16 astro-ph.GA
Discovery of Carbon Radio Recombination Lines in M82
低频（<=500 MHz）的碳射电复合线（RRL）跟踪星际介质的冷扩散相，否则很难观察到。我们提出了在48-64 MHz的频率范围内的LOFAR的吸收在M82中的碳RRL的检测。这是第一次在河外探测到氢以外的RRL，频率低于1 GHz。由于没有单独检测到碳RRL，我们将观测到的光谱与碳RRL的模板光谱进行交叉相关，以确定径向速度为219 +- 9 km/s。使用这个径向速度，我们从量子能级n = 468-508堆叠22个碳-α跃迁，以实现8.5 sigma检测。吸收线轮廓呈窄特征，峰值光学深度为0.003，半高宽为31 km/s。仔细观察表明，狭窄的特征叠加在一个广泛的，浅的组成部分。总的线轮廓似乎是相关的21厘米H I线轮廓重建的H I吸收方向的超新星遗迹在核中。窄的宽度和质心速度的功能表明，它是与核星暴区。因此，碳RRL可能与M82核方向的冷原子气体有关。
2014-10-29 astro-ph.GA
Expanded Very Large Array observations of the H66α and He66α recombination lines toward MWC 349A
我们利用扩展甚大阵极大增强的光谱能力，观测到了22.3 GHz连续辐射和H66α复合线，这些复合线都指向研究得很好的银河系发射线恒星MWC 349 A。连续通量密度为411 $\pm$ 41 mJy，与以前的测定结果一致。H66α谱线的峰值强度约为25 mJy，谱线与连续谱线的平均通量比约为5%，与局部热力学平衡条件下的预期一致。这表明H66α复合线并不像以前所认为的那样具有强脉泽效应，尽管可能存在中等的脉泽贡献。在我们的观测中还检测到He 66 α复合线;两条复合线的相对强度产生电离氦与电离氢的丰度比y+ = 0.12 $\pm$ 0.02。电离的氦似乎与热激发的电离的氢气具有相同的运动学，因此这两种物质很可能很好地混合。根据我们的观测结果，推测MWC 349 A电离气体的电子温度为6，300 $\pm$ 600 K。
2010-09-09 astro-ph.GA
Excitation of emission lines by fluorescence and recombination in IC 418
我们预测的CII，NI，NII，OI和OII线的强度，并将它们与IC 418的深光谱调查进行比较，以测试星光的连续荧光对星云发射线的激发效果。我们的计算使用星云模型和其中心恒星的合成光谱，考虑到连续荧光和重组线的激发。由于星云的低激发条件，NII光谱主要由荧光产生，但许多CII和OII线的荧光激发多于复合。在中性包线中，NI允许谱线由荧光激发，而OI谱线几乎全部由复合激发。电子激发产生OI的禁戒线，而连续荧光激发大部分NI的禁戒线强度。因此，低于莱曼极限的荧光激发的谱线提出了一种新的诊断方法来探索星云的光解区域。
2011-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determining electron temperature and density in a H II region by using the relative strengths of hydrogen radio recombination lines
本文介绍了一种用单碟观测估算H Ⅱ区电子温度和密度的新方法。该方法在低光学厚度的假设下，计算了不同带的多条氢射电复合线。我们使用进化的H II区域的流体动力学模型来模拟各种H II区域的氢复合线发射，并评估该方法的可靠性。模拟结果表明，当观测线通量的不确定度小于1%时，温度估计误差一般小于13%，密度估计误差一般小于25%。当谱线通量的不确定度小于3%时，可以得到合理的电子密度估计值。此外，如果在H II区域中存在气体密度梯度，则估计值更能代表相对高密度区域中的性质。我们的方法可以独立于无线电连续观测。但是如果在毫米波长处加入线与连续谱的比值，估计的精度将得到提高。我们的方法提供了一种方法来测量电离区的温度和密度没有干涉仪。
2019-11-13 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A 4-6 GHz Radio Recombination Line Survey in the Milky Way
利用全天宽视场红外巡天探测器（$\textit{All-WISE}$）点源星表，对银河系进行了射电复合线（RRL）巡天，构建了一个高质量恒星形成区（HMSFR）样本。该巡天是在上海65米天马射电望远镜（TMRT）上观测的，同时覆盖了H98 $α$ ~ H113 $α$的10个氢RRL跃迁（对应于4.5 $-$ ~ 6.9 GHz的静止频率）。在3348个选定的目标中，我们确定了一个HMSFR样本，其中包括517个由RRL追踪的源，其中大部分（486个）位于银河系平面附近（$|$ $\textit{b}$ $|$ $<$ 2 deg）。除了氢的RRL，我们还检测到氦和碳的RRL分别对49和23源。我们交叉匹配的RRL检测与6.7甲醇脉泽源在以前的工作中建立了相同的目标样品，结果，103 HMSFR源被发现窝藏这两种排放。在本文中，我们介绍了HMSFR目录，并附有测量的RRL线特性以及与我们的甲醇脉泽样本的相关性，据信该样本可以追踪早期阶段的大质量恒星。由不同示踪剂指示的不同演化阶段的源组成的HMSFR样品的构建是未来研究这些区域中高质量恒星形成的基础。
2020-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Southern HII Region Discovery Survey (SHRDS): Pilot Survey
南HII区发现巡天（英语：Southern HII Region Discovery Survey，缩写：SHRDS）是对银河平面第三和第四象限的巡天，将使用澳大利亚望远镜紧凑阵列探测数百个HII区候选者的厘米波长射电复合线和连续辐射。这次巡天的目标来自银河系HII区域的WISE目录，并根据中红外和无线电连续辐射确定。在这一试点项目中，紧凑阵列宽带接收器和分光计系统的两种不同配置被用于短期试验观测。试验性调查从53个HII区域候选者中的36个以及7个已知的\hii区域中检测到了无线电复合线发射。这36个重组线检测证实候选者是真正的HII区域，并允许我们估计它们的距离。
2017-05-24 astro-ph.GA
Discovery of Carbon Radio Recombination Lines in absorption towards Cygnus~A
我们首次探测到天鹅座A沿视线方向的碳放射性复合线吸收。观测是用低频阵列在33至57兆赫范围内进行的。这些低频射电观测为我们研究银河系中弥漫的中性气体提供了新的视角。据我们所知，这是第一次在明亮的河外背景源上观察到前景银河系复合线吸收。通过在观察到的频率范围内堆叠48条碳$α$线，我们检测到碳吸收，其信噪比约为5。平均碳吸收具有2 $\times$ 10 $^{-4}$的峰值光学深度，10 km s $^{-1}$的线宽和相对于当地静止标准的+4 km s $^{-1}$的速度。发现伴生气体的电子温度为$T_{e}\sim$ 110 K，密度为$n_{e}\sim$ 0.06 cm $^{-3}$ .这些性质意味着观测到的碳$α$吸收可能出现在银河系猎户座臂的冷中性介质中。对于4 km/s的$^{-1}$通道宽度，氢和氦谱线未检测到3 $σ$峰值光学深度极限为1.5 $\times$ 10 $^{-4}$。还搜索了与天鹅座A本身相关的无线电重组系，但没有检测到。我们设置一个3 $σ$上限为1.5 $\times$ 10 $^{-4}$的峰值光学深度的这些线为4公里秒的$^{-1}$通道宽度。
2014-01-13 astro-ph.GA
First Detection of Radio Recombination Lines of Ions Heavier than Helium
我们报告的第一次检测到的无线电复合线（RRL）的离子比氦重。在利用天马65米射电望远镜（TMRT）对猎户座KL进行的高灵敏度多波段（12- 50 GHz）谱线巡天中，我们成功地探测到了15条以上的由XIII重新组合而成的单电离物质（XII）的RRL的未混合$α$谱线。Ka波段（35- 50 GHz）光谱也显示出离子的$β$线的试探性信号。检测到的谱线可以成功地与CII和/或OII的RRL的剩余频率交叉匹配。这一发现大大扩展了离子RRL的内涵，因为在此之前，只有两个混合线（105 $α$和121 $α$）的HeII已被报道。我们检测到的线可以同时拟合假设的局部热力学平衡（LTE）。CIII和OIII的丰度为8.8 $\times$ 10 $^{-4}$，避免了光学/红外观测的复杂性和原子RRL的混合。这是一致的，但接近上限的值（10 $^{-4}$ - $10^{-3}$）估计从光学/红外观测。双电子复合的影响可能有助于提高水平的人口，即使在大$n$。我们期望未来的射电干涉仪观测可以打破C和O之间的简并性，并有助于揭示各种电离区的电离结构和动力学演化。
2023-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Millimeter Recombination Lines from LkHalpha 101
我们提出了新的毫米观测电离风从大质量的年轻恒星对象LkHalpha 101，与IRAM干涉仪和30米望远镜。几个复合线，包括高阶跃迁，首次在该源的无线电波长检测到。从三个α跃迁中，我们得到了恒星速度的精确值，并首次得到了风的明确膨胀速度，为55 km/s，比以前报道的要慢得多，质量损失率为每年1.8e-6太阳质量。宽波段连续谱和干涉仪的观测结果表明，风的密度比与恒速膨胀相适应的密度下降得更陡。我们认为，这些属性表明，风是从一个径向狭窄的区域发射的拱盘，我们建议，缓慢的速度和陡峭的密度梯度的演化阶段的特征属性，年轻的恒星的中间和高质量清除气体成分的吸积盘。复合线发射接近本地热平衡，但更高阶的过渡出现系统更广泛和更弱的比预期的，可能是由于影响增宽。最后，我们表明，LkHalpha 101共享许多属性MWC 349，唯一的其他恒星风源，无线电复合线已被检测到，其中一些masing。我们认为，LkHalpha 101回避微波激射在毫米波长，因为磁盘的较小的尺寸和不利的方向。然而，在较短的波长下可以检测到一些放大。
2013-05-15 astro-ph.GA
New detections of (sub)millimeter hydrogen radio recombination lines towards high-mass star-forming clumps
先前的射电复合线（RRL）观测在APEX望远镜大面积星系巡天（ATLASGAL）中发现的尘埃团，导致检测到大量3毫米范围内的RRL。在这里，我们的目标是研究他们的激发与较短波长（亚）毫米波无线电复合线（submm-RRL）的观测。我们使用APEX 12米望远镜对与ATLASGAL大质量尘埃团有关的104个HII区域进行了低主量子数（$n$ $\leq$ 30）的亚毫米RRL观测。观察结果涵盖了H25 $α$、H28 $α$和H35 $β$跃迁。对于较小的子样品，观察H26 $α$、H27 $α$、H29 $α$和H30 $α$谱线，以避免被相邻频率的分子谱线污染。我们已经检测到submm-RRL（信噪比$\geq$ 3 $σ$）从紧凑的HII区域内嵌入93块。submm-RRL比mm-RRL大约亮两倍，并且与局部热力学平衡（LTE）中的光学薄发射一致。所测量的H35 $β$ /H28 $α$通量的平均比率（0.31）接近LTE值0.28。没有发现RRL脉泽发射的迹象，对submm-RRL探测源的莱曼光子通量、辐射热和submm-RRL光度呈现显著的相关性。尘埃温度和辐射光度与团块质量之比$L_{\rm bol}/M_{\rm clump}$的变化趋势表明，HII区与最大质量和最亮的团块有关。通过估计电离光子的产生率，$Q$，从submm-RRL通量，我们发现，$Q$（H28 $α$…
2018-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial gas-phase sulfur abundance in the Orion Molecular Cloud from sulfur radio recombination lines
化学元素的丰度及其消耗因子是了解最终融入恒星和行星的气体和尘埃成分的基本参数。硫是一种丰富但特殊的元素，尽管它的挥发性低于其他元素（例如，碳），它不是弥漫星际云中尘埃颗粒的主要成分。在这里，我们确定了气相碳硫丰度比，[C]/[S]，和硫丰度[S]在致密的恒星形成云从新的无线电复合线（RRL）检测到的Yebes 40米望远镜-在相对较高的频率（~40 GHz ~7 mm）和角分辨率（低至36“）-在猎户座酒吧，猎户座分子云（OMC）的边缘。我们探测到9个Cnα RRL（n=51 ~ 59）以及9个与Cnα线相隔Δ v=-8.4+/-0.3 km s^-1的窄线特征。基于这种速度分离，我们将这些功能分配给硫RRL，RRL的贡献很小，从更可冷凝的元素镁，硅，或铁。硫RRL线跟踪OMC的光解离区域（PDR）。在这些以中性气体为主的气层中，直到A_V~4，C ~+和S ~+离子锁定在大部分的C和S气相储层中。我们确定了[C]_Ori/[S]_Ori的相对丰度=10.4+/-0.6，采用在朝向恒星θ ^1 Ori B的半透明气体中测得的相同[C]_Ori，则[S]_Ori的绝对丰度=（1.4+/-0.4 x10 ^-5。如果N（S+）约为7 × 10^17 cm^-2（光束平均值），则该值与观测到的硫RRL的排放模型一致。[S]_Ori是OMC中的“初始"硫丰度，在[S]_Ori的一部分未确定…
2021-03-04 astro-ph.GA
Excitation of emission lines by fluorescence and recombination in IC418
我们比较计算的强度线的CII，NI，NII，OI和OII与已发表的深光谱调查的行星状星云IC 418。我们的计算使用自洽星云模型和中央恒星大气的合成光谱，考虑到线激发连续荧光和电子复合。我们发现，由于星云的低激发条件，s，p和大多数d态的NII光谱被荧光激发。许多CII和OII线具有显著量的荧光激发。双光子激发了f和g态的所有谱线以及大多数OII谱线。在中性电离边界的NI四重态和OI三重态偶极允许线被激发的荧光，而五重态OI线被激发的复合。电子激发产生OI的禁戒线，连续荧光增强NI的禁戒线强度。因此，低于莱曼极限的荧光激发的谱线提出了一种新的诊断方法来探索星云光解区域的内边界。
2012-08-04 astro-ph.GA physics.atom-ph
Star formation traced by optical and millimeter hydrogen recombination lines and free-free emissions in the dusty merging galaxy NGC 3256 -- MUSE/VLT and ALMA synergy
星系-星系合并和随后引发的星暴活动是与星系形态转变和宇宙历史上恒星形成演变有关的基本过程。核和盘宽的恒星爆发都被认为发生在合并过程中。然而，量化核和盘宽的恒星形成活动是不平凡的，因为在最活跃的合并星暴星系中，核星暴是尘埃。本文提出了一种新的方法来解决这个问题：结合氢复合线在光学，毫米，自由-自由发射。以NGC~3256为例，利用欧洲南方天文台甚大望远镜（MUSE/VLT）的多单元光谱探测器和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）研究了H $β$、H 40 $α$和自由-自由辐射。由MUSE获得的H $β$图像识别出了核区域之外的恒星形成区域，这表明了盘状星爆。相比之下，ALMA获得的H40 $α$图像识别了一个核星爆，其中由于尘埃消光（$A_{\rm V}\sim25$），光学线未被检测到。结合MUSE和ALMA的观测结果，我们得出结论：总的SFR为$49\pm2~M_{\odot}$ ~ $^{-1}$，来自核爆发和盘状星爆的贡献分别为$\sim34~\%$和$\sim66~\%$。这表明在NGC~3256中以盘状恒星形成为主。此外，对盘状恒星形成区域的逐像素分析表明，激波气体示踪剂（例如，CH $_3$ OH）在气体耗尽时间（$τ_{\rm gas}$ = $M_{\rm gas}/SFR$）长的地方增强。这可能意味着合并引起的冲击调节整个盘的恒星形成活动。
2020-04-13 astro-ph.GA
Discovery of thermal radio recombination line emission toward the high-mass protostar IRAS18162$-$2048
Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Osservatorio Astrofisico di Arcetri（阿切特里天文台）；Universitat de Barcelona (IEEC-UB)（巴塞罗那大学）；Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）
利用ALMA数据首次在高质量原恒星IRAS18162$-$2048中探测到热射电复合线H30$\alpha$，揭示其蓝移外流物质，为研究电离喷流运动学开辟新途径。
2026-10-09 astro-ph.GA
Baseline correction for FAST radio recombination lines: a modified penalized least squares smoothing technique
一个试点项目已经开始使用500米孔径球面望远镜（FAST）在银河平面上绘制1度$^2$的射电复合线（RRL）。目的是验证利用FAST进行大尺度银河系平面RRL巡天的技术和可靠性，以研究银河系电离环境。数据表明，FAST 19波束L波段的带通受到射频干扰和驻波纹波的严重影响，传统的低阶多项式难以校正。本文研究了一系列基于惩罚最小二乘（PLS）的射电天文光谱基线校正方法，这些方法通常包含具有高噪声水平的弱信号。三个有前途的惩罚最小二乘方法，AsLS，arPLS，和asPLS的评价。利用它们的优点，一个改进的方法命名为rrlPLS优化基线拟合我们的RRL光谱。为了检查它们的有效性，这四种方法进行了测试模拟和进一步验证使用观测数据集。结果表明，具有优化参数$λ= 2 \times 10^8$的rrlPLS方法揭示了RRL图中最灵敏和可靠的发射特征。通过向真实数据立方体中注入人工线轮廓，对rrlPLS的轮廓失真进行了进一步的评估。与模拟信号相比，低信噪比的处理谱线受影响较小，其不确定性主要由均方根噪声引起。在未来的FAST RRL测量数据处理流程中，将采用rrlPLS方法进行基线校正。在适当的参数配置下，本工作中验证的rrlPLS技术也可以用于其他光谱项目。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Most Sensitive Radio Recombination Line Measurements Ever Made of the Galactic Warm Ionized Medium
本研究利用绿岸望远镜对银河系两条视线方向的暖电离介质进行射电复合线观测，通过叠加跃迁获得高灵敏度光谱，发现等离子体电子温度上限低于传统假设，挑战了经典WIM模型。
2024-07-08 astro-ph.GA
A global view on star formation: The GLOSTAR Galactic plane survey X. Galactic HII region catalog using radio recombination lines
本文利用GLOSTAR巡天的射电复合线数据编制了244个银河系HII区星表，推导其物理性质并测得银河系电子温度梯度约为372±28 K kpc^-1。
2024-07-08 astro-ph.GA
LOFAR detections of low-frequency radio recombination lines towards Cassiopeia A
利用低频阵（LOFAR）的低波段高光谱分辨率望远镜观测仙后座A。这允许沿着该源的视线搜索无线电复合线（RRL）。从两个独立的LOFAR数据集中，在40和50 MHz之间的吸收中检测到五个碳-α RRL，信噪比> 5。在我们的光谱中，从整个超新星遗迹中提取的RRL的线速度（v_LSR ~ -50 km/s）和积分光学深度（~ 13 s^-1）与每个LOFAR数据集以及先前报道的数据一致。这是第一次，我们能够提取光谱对最亮的热点的残余在频率低于330兆赫。这些光谱显示出明显更高的（15- 80%）积分光学深度，表明在残骸表面上的吸收气体分布中存在约1 pc量级的小尺度角结构。我们还对氢和氦RRL的峰值光学深度设定了3 x 10^-4的上限。这些结果表明，LOFAR具有所需的光谱稳定性和灵敏度，以研究微弱的复合线的decliter带。
2013-02-13 astro-ph.GA
Constraints on the properties of warm ionized gas from low-frequency hydrogen radio recombination lines
Green Bank Observatory（格林班克天文台）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Westminster College（威斯敏斯特学院）；Florida Space Institute, University of Central Florida（中佛罗里达大学佛罗里达航天研究所）；Arecibo Observatory（阿雷西博天文台）；Center for Advanced Research in Science and Engineering, University of Puerto Rico（波多黎各大学先进科学与工程研究中心）；West Virginia University（西弗吉尼亚大学）
该研究利用绿岸望远镜对银道面特定位置进行低频氢射电复合线观测，结合已有数据，用正向建模方法确定气体性质，得出电子密度范围，发现确定气体温度和发射量需信息先验或高信噪比观测。
2026-07-10 astro-ph.GA astro-ph.IM
