Massive Warm/Hot Galaxy Coronae as Probed by UV/X-ray Oxygen Absorption and Emission: I - Basic Model
我们构造了一个解析唯象模型，研究了$L_*$星系的扩展暖/热气冕。我们认为紫外OVI COS-Halos吸收线数据结合银河系X射线OVII和OVIII的吸收和发射。我们将这些数据与代表COS-Halos星系和银河系日冕的单一模型拟合。我们的模型是多相的，热的和温暖的气体成分，每个与（湍流）对数正态分布的温度和密度。由X射线吸收和发射跟踪的热气体在银河系引力势中处于流体静力平衡。热气体的中值温度为$1.5 \times 10^6$ ~K，平均氢密度为$\sim 5 \times 10^{-5}~{\rm cm^{-3}}$。由OVI跟踪的暖组分是从热组分的高密度尾部冷却出来的气体。暖/热气体总质量较高，为$1.2 \times 10^{11}~{\rm M_{\odot}}$。我们需要的气体金属丰度重现氧离子柱密度是$0.5$太阳。温暖的OVI成分有一个短的冷却时间（$\sim 2 \times 10^8$年），正如观测所暗示的那样。然而，热的成分是总气体质量的$\sim 80\%$，并且相对较长，具有$t_{cool} \sim 7 \times 10^{9}$年。我们的模型支持热星系日冕可能含有大量气体的建议。这些储存库可能使星系能够在很长一段时间内持续稳定地形成恒星，并解释了本地宇宙中星系中“失踪的重子”。
2016-12-06 astro-ph.GA
Warm and cold molecular gas in the cluster center of MACS 1931-26 with JWST and ALMA
本文利用 JWST 和 ALMA 对 MACS1931-26 最亮团星系及其星系周介质进行空间分辨观测，发现温 H$_2$ 与冷 CO 气体共位延伸超过 30 kpc，并揭示温冷分子气体比例相当，表明 H$_2$ 动能耗散可形成 CO。
2025-11-10 astro-ph.GA
The thermally-unstable warm neutral medium: key for modeling the interstellar medium
我们提出了21厘米吸收测量对12个无线电连续源与先前确定的热不稳定的暖中性介质（WNM）。这些观测是用扩展甚大阵列（EVLA）获得的，并与阿雷西博天文台获得的HI发射光谱进行了补充。在12个来源中，沿着5条视线检测到HI吸收（总共7个新的吸收特征），导致检测率约为42%。当自旋温度T_s<3000 K时，我们的观测对WNM很敏感，而在T_s=400-900 K时，我们只观测到两条宽吸收线。这些温度高于热平衡模型所允许的冷中性介质（CNM）的范围，并表示热不稳定的WNM。若干吸收特征具有仅几个x10^{-3}的光学深度。虽然这是接近或低于理论上预期的CNM，我们表明，这些弱线是重要的约束热不稳定WNM的分数。我们的观察表明，第一次，高的带通稳定性可以实现与VLA，允许检测吸收线的峰值光学深度为~10^{-3}。
2010-10-18 astro-ph.GA
The kinetic temperature in a damped Lyman-alpha absorption system in Q2206-199 - an example of the warm neutral medium
通过比较Q2206-199光谱中红移z=2.076的单组分阻尼莱曼α吸收系统中OI、Si Ⅱ和Fe Ⅱ的吸收线宽度，我们确定这些吸收线产生于~12000 +/-3000K的暖中性介质气体中。这与星系中暖中性介质的热平衡模型估计值~ 8000 K是一致的，但与存在显著的冷成分不一致。这也与该系统中不存在CII* 精细结构吸收一致，但不是必需的。一些可能的影响有关的丰度估计在窄线WNM吸收进行了讨论。
2012-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Associating LOFAR Galactic Faraday structures with the warm neutral medium
本文结合LOFAR法拉第层析、FUSE紫外光谱和Planck尘埃偏振数据，估计本地温暖中性介质的旋转量，揭示LOFAR法拉第结构对应位于温暖电离介质前方的磁化WNM薄板，为研究多相星际介质动力学提供新框架。
2024-04-29 astro-ph.GA
The spatial distribution of neutral hydrogen as traced by low HI mass galaxies
低中性氢原子质量星系M $_{\rm HI}$ $<$ 10 $^{8}h^{-2}$ M $_{\odot}$的形成和演化受到宿主暗物质晕质量和再电离结束后来自紫外背景的光电离反馈的影响。我们研究如何管理低HI质量的星系形成的物理过程中，在宇宙中的中性氢的分布，使用层次星系形成模型，GALFORM的印记。计算了在红移$0 \le z \le 0.5$处改变HI质量探测阈值对相关函数的影响。我们parameterized集群为$ξ(r)=(r/r_{0})^{-γ}$，我们发现，包括星系与M $_{\rm HI}$ $<$ 10 $^{8}h^{-2}$ M $_{\odot}$增加的集群幅度$r_{0}$和斜率$γ$相比，样品的HI质量更高。这是由于这些低HI质量的星系通常由质量大于10 $^{12}{h}^{-1}$ M $_{\odot}$的晕所承载，并且与光学选择的调查相反，其中包含暗淡的蓝色星系降低了集群幅度。我们给出了不同宿主暗物质晕质量和星系类型（中心或卫星）的HI质量函数，以解释HI选择星系成团的$r_{0}$和$γ$值。我们还预测了低HI质量星系对21cm强度映射信号的贡献。我们计算了暗物质晕的质量分辨率优于$\sim$ 10 $^{10}{h}^{-1}$ M $_{\odot}$在红移高于0.5，以预测收敛的21厘米亮度温度波动。
2016-11-08 astro-ph.GA
The Fractional Ionization of the Warm Neutral Interstellar Medium
当中性星际介质暴露在极紫外和软X射线辐射下时，其中的氩原子远比氢原子更容易被电离。我们利用这一事实来确定附近温暖的中性介质（WNM）中的电离水平。通过分析离太阳几百pc远的44颗热亚矮星的紫外光谱的FUSE观测，我们可以比较Ar I和O I的柱密度，其中氧的相对电离可以用作氢的相对电离的代理。测得的缺陷[ Ar I/O I]= 0.427+/-0.11 dex，低于完全中性介质的预期值，这意味着如果n（H）= 0.5 cm ^-3，则电子密度n（e）\sim为0.04 cm ^-3。这个电离量比我们预期的要大得多，这些电离是由宇宙射线、漫射X射线背景和介质内的X射线发射源产生的初级光电离，以及由高能次级光电子、俄歇电子和氦复合产生的光子引起的额外电离。我们倾向于这样一种解释，即以前的辐射爆发，附近的超新星遗迹现在已经褪色，可能已经提高了电离，气体还没有重新组合到一个静止的水平。不同的替代方案是软X射线背景的低能量部分被HI不良地屏蔽，因为它是泡沫的并且具有非常热的X射线发射气体的内部袋。
2013-01-14 astro-ph.GA
Two-Fluid MHD Simulations of Converging Hi Flows in the Interstellar Medium. II: Are Molecular Clouds Generated Directly from Warm Neutral Medium?
利用二维双流体磁流体动力学模拟研究了热不稳定性导致的星际云的形成。我们考虑的情况下，收敛，超音速流动的温暖的中性介质中的星际介质，产生一个冲击板的热不稳定的气体云的形式。正如论文I所推测的，我们发现，在冲击板中，磁压占主导地位，热不稳定性在等容冷却的热不稳定板中增长，导致数密度通常为n < 100 cm^-3的HI云的形成，即使磁场和会聚流之间的角度很小。我们还发现，即使有一个很大的分散的磁场，冲击板的演变基本上是由平均磁场和收敛流之间的角度决定。因此，由热中性介质堆积而成的分子云似乎不是典型的分子云形成过程，除非超声速会聚流的方向通过某种机制偏向于平均磁场的方向。然而，当该角度较小时，由于会聚流动而产生的HI壳是块状的，并且可能演化成分子云，前提是块状HI壳中的气体沿着磁场线再次堆积。我们预计，另一个后续的冲击波可以再次堆积气体的大规模壳和生产一个更大的云。因此，我们强调的重要性，多集的收敛流，作为一个典型的形成过程的分子云。
2009-08-25 astro-ph.GA
Detection of the Galactic Warm Neutral Medium in HI 21cm absorption
利用巨米波射电望远镜（Giant Metrewave Radio Telescope，GMRT）对类星体B 0438 $-$ 436进行了银河系H{ \sc i} 21 cm吸收的深探测，得到了宽而弱的H{\sc i} 21 cm吸收，速度积分的H{ \sc i} 21 cm光学深度为$0.0188 \pm 0.0036$ ~km~s $^{-1}$ .与帕克斯星系全天巡天测量的H{ \sc i}柱密度相比，得到的柱密度加权调和平均自旋温度为$3760 \pm 365$ ~K，是银河系中测量到的最高温度之一。这与稳定的暖中性介质（WNM）中沿视线产生的大部分H{ \sc i}一致。朝向B 0438 $-$ 436的低峰值H{ \sc i} 21 cm光学深度意味着可忽略的自吸收，从而允许H{ \sc i} 21 cm吸收和发射光谱的多高斯联合分解。对于产生H{ \sc i} 21 cm吸收的气体，这产生$\rm T_k \leq (4910 \pm 1900)$ ~ K的气体动力学温度和$\rm T_s = (1000 \pm 345)$ ~K的自旋温度。我们的数据与H{ \sc i}~（21）cm吸收相一致，H { \sc i}~（21）cm吸收来自于稳定的WNM（含$\rm T_s \ll T_k$，$\rm T_k \approx 5000$ ~K，背景Lyman-$α$辐射…
2018-05-24 astro-ph.GA
A Census of Na D-traced neutral ISM and outflows at $0.6<z<4$
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所DARK中心）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Department of Astronomy & Astrophysics, The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学天文学与天体物理学系）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC–INTA（西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙科学研究中心天体生物学中心）
利用JWST/NIRSpec光谱数据，研究0.6<z<4范围内309个星系中性星际介质和出流的分布特征，发现中性星际介质主要存在于大质量星系，而出流可能由恒星形成或活动星系核驱动。
2026-10-02 astro-ph.GA
Small-scale structure traced by neutral hydrogen absorption in the direction of multiple-component radio continuum sources
利用21-SPONGE巡天和千年阿雷西博吸收谱线巡天的多组分背景射电连续谱源，研究了氢原子（HI）的小尺度分布。我们已经发现$>5σ$光学深度的变化在$\sim0.03-0.5$的水平之间的13个14个相邻的视线分离的几弧秒到几弧分，这表明存在的中性结构的空间尺度从几个到几千个AU（我们称之为微小尺度原子结构，TSAS）。在冷中性介质（CNM）中HI柱密度和HI分数最高的方向上，光学深度变化最强，这往往是在低银河系纬度。通过测量拟合到吸收光谱的高斯分量的性质的变化，我们发现，TSAS吸收特征的峰值光学深度和线宽的变化都有助于观察到的光学深度变化，而中心速度的变化似乎没有强烈影响观察到的变化。热和湍流运动都对线宽有明显的贡献，但湍流似乎不足以限制超压TSAS。在大多数情况下，TSAS柱密度足够高，使得这些结构可以足够快地辐射冷却，以保持与其周围环境的热平衡，即使它们是过压的。我们还发现，大多数TSAS与CNM有关。对于TSAS在金牛座分子云和当地狮子座冷云的方向，我们估计密度超过一个数量级高于典型的CNM密度。
2020-04-27 astro-ph.GA
Origin of CH+ in diffuse molecular clouds warm H2 and ion-neutral drift
本文评估了温暖的H2的存在下，由于离子中性漂移的形成率增加的作用。我们进行了理想的MHD模拟，其中包括加热和冷却的多相ISM，并在那里我们处理动态的H2的形成。在后处理步骤中，我们计算化学平衡时物种的丰度。我们表明，CH+是有效地形成在团块的边缘，在该地区的H2馏分是低的，但仍然高于其平衡值，并在气体温度高。我们发现，温暖和平衡H2增加了一个数量级的CH+的集成列密度，高达值仍然比在弥漫ISM中观察到的低3-10倍。我们平衡洛伦兹力与离子中性阻力，以估计离子漂移速度（vd）。我们发现，vd分布峰值约0.04公里的s-1，高vd是太罕见的CH+的丰度有显着的统计影响。与以前的工作相比，我们的多相模拟减少了分散在vd，和我们的自洽处理的电离导致大大减少vd。然而，我们的分辨率研究表明，这种速度分布是不收敛的：离子中性漂移有较高的影响CH+在较高的分辨率。另一方面，我们理想的MHD模拟不包括双极扩散，这将产生较低的漂移速度。在这些限制内，我们得出结论，温暖的H2是一个关键的成分，在CH+的有效形成和双极扩散的CH+的丰度有很小的影响，主要是由于小漂移速度。然而，我们指出，小规模的过程和其他非热过程不包括在我们的MHD模拟可能是至关重要的，更高的分辨率的研究，更好地控制耗散过程是必要的。
2016-12-16 astro-ph.GA
The COS Absorption Survey of Baryon Harbors (CASBaH): Warm-hot Circumgalactic Gas Reservoirs Traced by Ne VIII Absorption
根据z > 1类星体的高信噪比紫外光谱和重子港COS吸收巡天（CASBaH）的星系数据库，我们对29个盲选星系在0.49 <zgal < 1.44的高电离环星系介质（CGM）进行了观测。我们在其中9个星系中探测到Ne VIII双线，对于N（Ne VIII）> 10^13.3 cm^-2的气体，（> 10^13.5 cm^-2），我们导出了Ne Ⅷ覆盖分数f_c = 75 + 15/-25%（44 + 22/-20%），在rho < 1.5维里半径范围内f_c = 70 + 16/-22%（f_c = 42 + 20/-17%）。我们估计Ne VIII示踪气体的质量为M_gas（Ne VIII）> 10^9.5 Msol（Z/Zsol）^-1，或者是预期重子质量的6-20%（如果Ne VIII吸收体具有太阳金属丰度）。将Ne VII电离为Ne VIII需要207 eV，而具有这种能量的光子在CGM中是稀缺的。然而，对于我们的样品的中值晕质量和红移，维里温度接近于Ne VIII离子的峰值温度，并且Ne VIII-轴承气体在此温度附近被碰撞电离。此外，我们发现，光致电离的Ne VIII需要冷和低密度的云，将是高度负压（约两个数量级）相对于假定的，环境维里化介质，复杂的情况下，这样的云可以生存。因此，更复杂的（例如，非平衡）模型可能需要;这第一个统计样本的Ne VIII吸收体/星系系统将提…
2019-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Survey of the Molecular ISM Properties of Nearby Galaxies using the Herschel FTS
最近用Herschel SPIRE傅里叶变换光谱仪（FTS）观测到的来自附近星系的星际介质的12 CO J=4-3至J=13-12谱线，为研究比12 CO J=1-0更温暖、更明亮的分子气体提供了机会。在这里，我们提出了一个调查的17个附近的红外发光星系系统（21点）。除了尘埃的光度建模，我们模拟了完整的12 CO谱线能量分布，从J=1-0到J=13-12，有两个组成部分的温暖和凉爽的CO气体，并包括LTE分析[CI]，[CII]，[NII]和H2线。CO是由低J线追踪的低压/高质量分量和主导光度的高压/低质量分量发射的。我们发现，平均而言，暖/冷压力，质量和12 CO光度的比值分别为60 +/- 30，0.11 +/- 0.02和15.6 +/- 2.7。整个样品中的气体与粉尘质量比< 120。~（12）CO的光度主要由高J谱线控制，平均为4 $\times 10^{-4}$ LFIR。我们讨论了单组分和多组分CO建模的系统效应（例如，单组分J < 3模型高估了气体压力约0.5 dex），与银河系恒星形成区相比也是如此。通过这种比较，我们发现星暴星系的分子星际介质并不是简单的银河系型GMC系综。温暖的气体排放可能主要由类似于Sgr B2的温暖扩展云的区域主导。
2014-09-24 astro-ph.GA
JWST Discovery of a Very Fast Biconical Outflow of Warm Molecular Gas in the Nearby Ultra-Luminous Infrared Galaxy F08572+3915 NW
本研究利用JWST/MIRI中分辨率光谱观测，在近邻ULIRG F08572+3915 NW中发现千秒差距尺度的高速双锥状暖H₂外流，支持掩埋类星体通过高速外流影响宿主星系演化的图景。
2024-12-08 astro-ph.GA
The properties of the interstellar medium of galaxies across time as traced by the neutral atomic carbon [CI]
我们报告了在$z\sim1$的一个$\sim30$主序星星系样本中的中性原子碳跃迁[CI]和多条CO谱线的ALMA观测结果，包括7个这样的正常天体的[CI]（2-1）和CO（7-6）的新信息。我们补充我们的观测与$>200$星系的集合覆盖类似的过渡，跨越$z=0-4$红移间隔和各种环境条件，从本地高红移星爆。我们发现不同样品中[CI]/IR和[CI]/高- $J$（$J=7$）CO光度比的系统变化。我们解释这些差异增加致密的分子气体分数和恒星形成效率在最强的高红移星爆相对于正常的主序星星系。我们进一步报告恒定的$L'_{\rm [CI]2-1}$ / $L'_{\rm [CI]1-0}$比率在星系人口和红移，这表明气体温度$T_{\rm exc}$跟踪[CI]不强烈变化。我们发现$T_{\rm dust}$和$T_{\rm exc} \lesssim T_{\rm dust}$之间只有轻微的相关性。我们拟合线的比例与经典的PDR模型，检索一贯较大的密度和强度的紫外辐射场在submm星系比主序星和本地对象。然而，这些简单的模型在表示多相星际介质的复杂性方面存在不足，应谨慎对待。最后，我们比较我们的观测与圣克鲁斯星系演化的半解析模型，最近扩展到模拟submm发射。虽然我们确认成功复制的CO线，我们发现系统更大的[CI]在固定的红外光度比理论预测的光度。这突出了提高我们对银河系尺度上[C…
2020-01-06 astro-ph.GA
Thermal and turbulent properties of the Warm Neutral Medium in the solar neighborhood
从弥漫的暖中性介质（WNM）到稠密的冷中性介质（CNM）的转变是分子云形成的初始条件。在WNM中的湍流级联的属性，描述这种辐射冷凝过程是必不可少的，仍然难以捉摸的部分原因是难以绘制出每个H I热阶段的结构和运动学。在这里，我们提出了一个21厘米的高光谱数据立方体从GHIGLS HI调查的贡献WNM提取使用ROHSA，高斯分解工具，包括空间正则化的分析。利用3D尘埃消光图信息估计WNM发射的距离和体积。使用两种技术，一个基于列密度和质心速度场的统计特性，另一个基于作为湍流运动探针的CNM结构的相对运动，对WNM的多普勒线宽的热和湍流的贡献被解开。我们发现，这里采样的WNM体积位于局部气泡的外缘，显示出与太阳附近典型的加热和冷却过程的预期值一致的热特性。WNM具有亚/跨音速湍流的特性，在这里探测的最大尺度（l = 130 pc）下的湍流马赫数为Ms = 0.87 +- 0.15，密度对比度为0.6 +- 0.2，速度和密度功率谱与k-11/3相一致。低马赫数的WNM提供动力学条件，允许冷凝模式的热不稳定性（TI）自由增长，形成CNM结构，如理论预测的。
2020-12-06 astro-ph.GA
The Extension of the Transition Temperature Plasma into the Lower Galactic Halo
收集了109颗恒星和30个河外天体的H I、Al III、Si IV、C IV和O VI的柱密度，以研究这些物质从银道面向星系晕的延伸。H I和Al III主要分别追踪温暖的中性和温暖的电离介质，而Si IV，C IV和O VI追踪温暖的光电离和碰撞电离等离子体的组合。与以前的研究相比，更大的对象样本使我们能够考虑和校正样本偏差的影响，这些偏差影响了早期但较小的气体分布调查。我们发现Si Ⅳ和C Ⅳ具有相似的指数标度高度，分别为3.2（+1.0，-0.6）和3.6（+1.0，-0.8）kpc。O VI的尺度高度稍小，h = 2.6+/- 0.6 kpc。转变温度气体比Al III追踪的温暖电离介质（h = 0.90（+0.62，-0.33）kpc）延长约3倍，比H I追踪的温暖中性介质（h = 0.24 +/- 0.06 kpc）延长约12倍。有一个因素的2减少在分散的日志的柱密度比的过渡温度气体的视线在银河系盘相比，河外视线通过整个晕。的观测结果进行比较的各种模型的过渡温度气体的生产中的晕的预测。附录对Gaensler等人（2008年）基于电子色散测量提出的电子标度高度进行了修订。
2009-07-28 astro-ph.GA
Probing the Neutral Fraction of the Warm Ionized Medium via [NI] 5200
本文提出利用气辉更弱且可由双线强度比分离的 [NI] 5200 探测 WIM/WNM 电离过渡区，以约束莱曼连续谱被吸收及逃逸至银晕的比例。
2025-07-28 astro-ph.GA
[CII] 158 micron line detection of the warm ionized medium in the Scutum--Crux spiral arm tangency
HIFI GOT C+银道面[CII]光谱巡天探测到在旋臂相切处有强烈的辐射。我们利用盾壳-十字星（Scutum-Crux，S-C）相切于i = 30 degs附近的独特观测几何，探测由[CII]追踪的暖电离介质（WIM）分量，并研究螺旋密度波对星际介质（ISM）气体的影响。我们比较[CII]速度特征与辅助HI，12 CO和13 CO数据附近的切向速度在每个经度分离的冷中性介质和温暖的中性+电离成分的S-C切线，然后我们确定[CII]发射在最高的速度没有任何贡献的12 CO云，作为WIM。我们提出了GOT C+结果的S-C相切。我们解释的扩散和扩展过剩[CII]排放在和以上的切向速度所产生的电子为主的温暖的电离气体中的WIM。我们得到了每个经度上的电子密度在0.2 ~ 0.9 cm^-3之间，比H α和脉冲星色散的平均值高出几倍。我们将S-C切线中的过量[CII]解释为螺旋密度波引起的WIM的冲击压缩。
2012-05-02 astro-ph.GA
Rotation of the Warm Molecular Gas Surrounding Ultracompact HII Regions
我们提出了分子线和1.4毫米连续观测角秒分辨率使用亚毫米阵列（SMA）对五个大质量恒星形成区。我们发现，围绕在每个HII区周围的温暖分子气体（如SO_2和OCS所追踪的）似乎正在经历体旋转。从分子谱线发射和连续发射的热分量，我们独立地推导出每个区域的气体质量，它们彼此一致。从自由自由的连续发射的组成部分，我们估计的最低恒星质量所需的电源HII区域，并发现，这个质量，当添加到派生的气体质量，是一个显着的部分，该地区的动态质量。
2009-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulent power spectrum in warm and cold neutral medium using the Galactic HI 21 cm emission
星际介质中不同示踪剂的小尺度涨落可以用来研究天体物理尺度上湍流的性质。其中，“连续”发射跟踪沿视线积分的波动，而谱线示踪剂也给出沿不同速度通道的信息。最近，Miville-Deschênes等人（2016）测量了连续尘埃发射的强度波动功率谱，并发现了我们银河系一个区域的幂律指数为$-2.9 \pm 0.1$的幂律行为。在这里，我们研究了同一地区使用高速分辨率21厘米的排放从弥漫中性介质，并估计在不同的光谱通道的功率谱。测得的21厘米功率谱也遵循幂律，但是，我们看到一个显着的变化，幂律指数与速度。从积分图中估计的不同组分的幂律指数的值是相当不同的，这表明湍流的不同性质取决于温度，密度和电离分数。我们还测量功率谱后，平滑的21厘米发射速度分辨率范围从$1.03$到$13.39~{\rm km~s^{-1}}$，但功率谱保持不变的误差范围内。这表明观测到的波动主要是由于密度波动，我们只能限制$0.0 \pm 1.1$的速度结构函数的幂律指数，这与预测的Kolmogorov湍流$(γ=2/3)$和激波主导的介质$(γ=1.0)$是一致的。
2018-12-05 astro-ph.GA
Properties of cold and warm HI gas phases derived from a Gaussian decomposition of HI4PI data
上下文大部分的星际介质可以被描述为多相介质。中性氢气被冷和暖中性介质（分别为CNM和WNM）包裹，但有证据表明在中间温度下存在额外的相，即热不稳定的微温中性介质（LNM）。目的。我们使用所有的天空数据从HI 4PI调查，以确定其在本地星际介质的分布和相分数的目的，分离这些中性HI阶段。方法.将在nside = 1024 HEALPix网格上网格化的HI 4PI观察结果分解为高斯分量。从速度色散的频率分布，我们推断三个独立的线宽制度。相应地，我们提取了对应于CNM、LNM和WNM的HI线发射。我们生成了这些阶段的全天空地图，在当地的HI气体与-8 < v_LSR < 8 km/s。结果每个HI相在所有尺度上都显示出不同的结构。LNM从不作为单相存在，但平均占HI的41%。CNM仅在22%的天空中突出，平均贡献34%，但局部高达60%的HI，并且与温度T_dust ~ 18.6 K的尘埃有关。嵌入冷丝显示出明显的反相关CNM和LNM之间。此外，平滑分布的WNM与CNM反相关。它对天空其余部分的贡献为39%，与温度T_dust ~ 19.4 K的尘埃有关。结论.纤维中的CNM以小尺度存在。这里观察到的LNM和CNM之间的反相关性意味着，细丝和周围更广泛的LNM，必须有一个共同的起源。
2018-09-05 astro-ph.GA
The warm molecular gas and dust of Seyfert galaxies: two different phases of accretion?
用近红外H $_2$ 2.12 $μ$ m线追踪了7个邻近的Seyfert星系中央1 kpc的热分子气体（1000- 3000 K）的分布，其分辨率为$<0.5$ arcsec。我们发现，这种气体是高度集中在中央100 pc，其形态往往是对称的。只有在三个例子（NGC 1068、NGC 1386和Circinus）中观察到了温暖的H $_2$气体的通道，它们的形态比尘埃丝宽得多。我们的结论是，尘埃和温暖的气体之间没有一一对应的关系。这表明，如果尘埃丝和热气体的通道是燃料物质的径向流动，它们一定代表\textit{two different phases of accretion}：尘埃丝代表比靠近核的气体（在$\sim$ 100 pc以内）更冷的相。我们预测，在这些尺度下，核尘埃的形态应该类似于冷分子气体的形态（例如CO在10- 40 K），正如我们通过阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测CenA和NGC 1566所示，而内部的H $_2$气体追踪到一种热得多的物质相，（40-500 K）分子气体，如CO（6-5）或HCN（如NGC 1，1068和NGC 1，1097的ALMA所示）。我们还发现，X射线加热是最有可能占主导地位的激发机制的H $_{2}$气体的大多数来源。
2015-08-05 astro-ph.GA
CGM$^{2}$ I: The Extent of the Circumgalactic Medium Traced by Neutral Hydrogen
我们介绍了\textit{COS and Gemini Mapping the Circumgalactic Medium}（\mbox{CGMCGM} $\equiv$ CGM $^{2}$）调查的初步结果。CGM $^{2}$巡天包括1689个星系，所有星系都具有高质量的双子座GMOS光谱，22个$z \lesssim 1$类星体的距离在1 Mpc以内，所有星系的S/N $\sim$ 10 { \emph{HST/COS} } G130 M $+$ G160 M光谱。对于572这些星系的恒星质量$10^{7} M_{\odot} < M_{\star} < 10^{11} M_{\odot}$和$z \lesssim 0.5$，我们表明，\ion{H}{1}覆盖分数高于\NHI $>10^{14} $厘米$^{-2}$的阈值是$\gtrsim 0.5$在1.5维里半径（$R_{\rm vir} \sim R_{200m}$）。我们研究的\ion{H}{1}运动学，发现大多数的吸收位于$\pm$ 250公里的星系系统速度的$^{-1}$。我们研究\ion{H}{1}覆盖分数在一系列的影响参数推断的CGM，$R^{14}_{\rm CGM}$，作为星系质量的函数的特征尺寸。$R^{14}_{\rm CGM}$是一个影响参数，在该参数下，观察到具有\NHI $>$ 10 $^{14}…
2021-02-24 astro-ph.GA
The warm CO gas along the UV-heated outflow cavity walls: a possible interpretation for the Herschel/PACS CO spectra of embedded YSOs
由\textit{Herschel} /PACS对嵌入的年轻恒星天体（YSO）的观测所探测到的$J$中期（$J$ = 14 - 13至$J$ = 24- 23）CO辐射的一小部分被归因于紫外加热的流出腔壁。我们应用我们新发展的光子主导区（PDR）和非局域热平衡线辐射传输一般网格（RIG）的自洽模型，对27个低质量YSO和一个中等质量YSO（NGC 7129-FIRS 2）的\textit{Herschel} FIR观测进行了计算。当去除热分量的贡献（由$J> 24$的跃迁追踪）时，暖分量的转动温度几乎与$\sim250$ K恒定。这可以通过流出空腔壁（$n \geq 10^6\, \mathrm{cm}^{-3}$、$\log G_{0}/n \geq-4.5$、$\mathrm{log} G_0\ge 3$、$T_{\rm gas} \ge 300 $ K和X（CO）$ \ge 10^{-5}$）来再现，所述流出空腔壁由黑体温度为15，000 K或10，000 K的UV辐射场加热。然而，需要一个与内部PDR相结合的冲击模型来确定PDR相对于冲击对中间$J$ CO排放的定量贡献。
2015-03-04 astro-ph.GA
Turbulence in Milky Way Star-Forming Regions Traced by Young Stars and Gas
星际介质（ISM）在所有尺度和所有阶段都是湍流的。在本文中，我们研究了湍流与不同的示踪剂在附近的四个恒星形成区：猎户座，蛇夫座，英仙座，金牛座。我们结合APOGEE-2和盖亚调查，以获得完整的6维测量的位置和速度的年轻恒星在这些地区。恒星的速度结构函数（VSFs）显示了湍流的普遍标度。我们还得到了Hα气体的运动学在这四个地区从威斯康星州的H-Alpha映射。与恒星相比，Hα的VSF更加多样化。在最近的超新星活动的地区，他们显示出本地的能量注入和更高的振幅相比，恒星和CO的VSF文献的特点。VSF振幅的这种差异可以解释为从超新星到ISM的不同阶段的不同能量和动量传输，从而导致Hα追踪的温暖电离阶段的更高水平的湍流。在没有近期超新星活动的区域，年轻恒星、Hα和CO的VSF通常是一致的，表明不同阶段之间存在耦合良好的湍流。在单个区域内，Hα气体较亮的部分往往比低发射部分具有更高的湍流水平。我们的研究结果支持了银河系ISM的复杂图景，其中湍流可以在不同的尺度上驱动，并将能量不均匀地注入不同的阶段。
2022-04-29 astro-ph.GA
A Relation Between the Warm Neutral and Ionized Media Observed in the Canadian Galactic Plane Survey
我们报告之间的比较21厘米的旋转措施（RM）和光学薄原子氢柱密度（N_HI）测量对未解决的河外源在银河平面的北天空。HI柱密度集成到银河系边缘测量立即周围的近2000个源在1弧分21厘米的线数据，并进行比较RM观察到每个源的偏振发射。RM数据被分到4 × 10^20 cm^-2宽的柱密度箱中，人们观察到，在1 cm ^2柱中穿过平面的氢原子的数量与沿着相同视线和路径长度的平均RM之间存在很强的关系。该关系在柱密度的一个数量级范围内（0.8- 14 x10^21 atoms cm^-2）呈线性，常数RM/N_HI为-23.2+/-2.3 rad m^-2/10^21 atoms cm^-2，在不存在氢原子的情况下，正RM为45.0+/-13.8 rad m^-2。该斜率用于计算<B_（x）的第二象限中的平均体积平均磁场。||>~1.0+/-0.1微高斯远离太阳，假设电离分数为8%（与WNM一致）。这个领域和<B>=1.2微高斯发现与相同的RM源和银河系模型的色散措施之间的显着的一致性表明，电子在部分电离WNM主要负责脉冲星色散措施，因此部分电离WNM是磁离子星际介质的主导形式。
2013-07-16 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
The MALATANG Survey: the L_gas-L_IR correlation on sub-kiloparsec scale in six nearby star-forming galaxies as traced by HCN J=4-3 and HCO^+ J=4-3
我们展示了六个邻近恒星形成星系NGC 253、NGC 1068、IC 342、M82、M83和NGC 6946的HCN J=4-3和HCO^+ J=4-3图，这些星系是由詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜在马拉坦巡天中获得的。所有星系都以14角秒（FWHM）的分辨率（对应于~ 0.2-1.0 kpc的线性尺度）被映射到中心2弧分$\times$ 2弧分区域。在我们的空间分辨星系样本中测得的L_IR-L '_dense关系，其中致密气体由HCN J=4-3和HCO^+ J=4-3的发射来追踪，发现它遵循在散射内星系中建立的线性相关。我们发现，在单个空间分辨星系中，光度比L_IR/L '_dense随L_IR呈现系统性变化，而星系积分比变化不大。LIR/L '_dense比与70 μm/100 μm通量比测量的暖尘温度之间也有上升的趋势。我们发现IR/HCN（4-3）和IR/HCO^+（4-3）的光度比可以作为致密分子气体中恒星形成效率（SFE_dense）的代用指标，但在我们的星系样本中，它们似乎几乎与致密气体分数（f_dense）无关。当我们的数据与本地（超）亮红外星系和高z类星体的数据相结合时，发现总分子气体的SFE（SFE_mol）随f_dense的增加而显著增加。在六个目标星系中测得的平均L '_HCN（4-3）/L'_HCO^+（4-3）线比为0.9+/-0.6。对于不同的星系…
2018-05-15 astro-ph.GA
Shocks in the warm neutral medium II -- Origin of neutral carbon at high pressure
本文提出弥漫星际介质中高压中性碳源于温暖中性介质内中高速传播的激波，并通过 Paris-Durham 激波模型与 89 条视线观测对比，证明该机制与超新星遗迹驱动情景一致，且其能量耗散率与冷中性介质湍流级联动能传递率相当。
2024-06-28 astro-ph.GA
Detection of Two Intervening Ne VIII Absorbers Probing Warm Gas at z~0.6
本文报道了在背景类星体SDSS J 080908.13+461925.6和SBS 1122+594的HST/COS光谱中分别探测到z = 0.61907和z = 0.57052的两个Ne VIII吸收体。Ne VIII 770系具有$\sim 3σ$显著性。在这两种情况下，NeVIII被发现是示踪气体与$T \gtrsim 10^5$ K，主要是碰撞电离，与中等密度的$n_{H} \lesssim 10^{-4}$ $cm^{-3}$，亚太阳金属丰度和总氢柱密度的$N(H) \gtrsim 10^{19}$ $cm^{2}$。在z = 0.61907的吸收，低，中间离子和O VI是一致的起源在光电离气体，与O VI可能有一些贡献，从温暖的碰撞阶段跟踪Ne VIII。z = 0.57052的系统在至少三种运动学上不同的组分中具有H I吸收，其中一种具有$b (H I) = 49 {\pm} 11$ $km s^{-1}$。中间电离线O VI和Ne VIII的速度与该分量一致。它们不同的谱线宽度表明温度为$T = (0.5 - 1.5) \times 10^5$ K。这两个吸收体都位于有几个发光（$ \gtrsim L^*$）星系的区域。z = 0.57052的吸收体位于$2.6L^*$星系的维里半径内，可能与冲击加热的环星系物质有关。
2017-06-14 astro-ph.GA
Cool outflows in MaNGA: a systematic study and comparison to the warm phase
本文利用Na I D $λλ5890,5895$谱特征研究了$z \sim 0.04$ MaNGA星系中的中性气相星系风，并将其入射率和强度与同一母星系中的电离风进行了直接比较。我们发现在127个星系（$\sim 5$ %的分析线发射样本）的中性外流的证据。Na I D风优先被认为是在星系与dustier中心区域和两个风阶段更经常发现在系统与升高的SFR表面密度，特别是当有一个最近上升的恒星形成活动根据SFR $_{5Myr}$ /SFR $_{800Myr}$参数。我们发现电离流出运动学与我们在中性相测量的一致。这表明，尽管它们对总流出物质量预算的贡献很小，但收集电离风相位的经验测量值以提供流出物中整体运动的信息是有价值的。根据应用于电离气体诊断的粉尘校正，与电离相相比，中性相具有平均更高的质量流出速率（$\dot{M}_{out}$）的$\sim 1.2 - 1.8$ dex。我们量化的缩放关系之间的$\dot{M}_{out}$和物理风驱动程序（SFR，$L_{AGN}$）的强度。使用径向方位堆叠方法，并考虑倾斜的依赖关系，我们发现与双锥流出的磁盘平面正交的结果一致。我们的工作补充了文献中的其他多相流出研究，这些研究考虑了较小的样本，更极端的对象，或通过堆叠较大的样本进行。
2022-01-20 astro-ph.GA
The Dense Gas Structures Around MMS 2/OMC-3 Traced by C$^{18}$O Emission
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；Kyushu University（九州大学）
利用ALMA观测C$^{18}$O和N$_2$D$^+$发射，揭示了MMS 2中中心凝聚结构和环双星包层的致密气体性质，并发现丝状结构偏移源于温暖环境。
2026-09-10 astro-ph.GA
The warm ionized medium in spiral galaxies
本文综述了弥漫的电离气体的观测和模型，弥漫在我们的银河系和其他星系的盘和晕中。它的灵感来自于2004年8月在阿雷西博天文台举行的卡尔·海尔斯教授65岁生日庆祝活动的一个下午的科学会议上提出的一系列邀请演讲。这篇评论是为了表彰卡尔长期以来对星际介质的电离和中性成分研究的兴趣和倡导。
2009-01-07 astro-ph.GA
Cold and warm atomic gas around the Perseus molecular cloud I: Basic Properties
利用阿雷西博天文台，我们获得了英仙座分子云附近26个背景射电连续谱源方向的中性氢（HI）吸收和发射光谱对。在所有情况下都检测到强吸收线，使我们能够估计沿着这些视线的107个单独的高斯分量的自旋温度（T_s）和光学深度。英仙座内部和周围的单个HI云的基本性质（自旋温度、光学厚度、冷中性介质和暖中性介质的柱密度、CNM和WNM）与千禧年HI巡天中随机星际视线所发现的非常相似。这表明，在分子云中及其周围发现的中性气体并不是非典型的。然而，英仙座附近的视线平均有较高的总HI柱密度和CNM分数，这表明相对于平均星际场，冷HI的量有所增加。我们估计的光学深度和自旋温度与最近试图使用普朗克数据来估计光学厚HI的性质形成鲜明对比。在我们的研究中，只有约15%的视线的柱密度加权平均自旋温度低于50 K，而普朗克的天空覆盖率超过85%。观测到的CNM分数与光学深度加权平均自旋温度成反比，与Kim等人最近的数值模拟非常一致。虽然相对于随机星际场，英仙座周围的CNM分数平均较高，但通常较低，为10- 50%。这表明，分子云周围的扩展WNM信封，和/或整个分子云的CNM和WNM的显着混合，是存在的，应该考虑在分子和恒星形成的模型。
2014-07-29 astro-ph.GA
Unveiling the warm molecular outflow component of type-2 quasars with SINFONI
本研究利用 SINFONI 近红外积分场光谱观测两个 QSO2，发现千 K 级暖 H2 气体及其致密外流，并量化质量、速度和外流率，表明喷流—ISM 作用可增强湍动。
2025-02-18 astro-ph.GA
X-Ray Detection of Warm Ionized Matter in the Galactic Halo
我们报告的冷和轻度电离的气体重子金属成分的银河系的系统调查，通过分析高分辨率钱德拉和XMM-牛顿光谱的两个样本的银河系和河外源。对位于我们的银河系和河外来源的源的视线之间的比较，使我们第一次能够清楚地区分我们的银河系的磁盘和晕中的气态金属成分。我们发现，一个温暖的电离金属介质（WIMM）渗透在银河系的磁盘上方和下方的大体积，也许到环银河系空间（CGM）。这个Halo-WIMM几乎印刻了我们河外目标光谱中看到的OI和OII吸收的全部，温度为T（Halo-WIMM）=2900 +/- 900 K，密度<n_H>（Halo-WIMM）= 0.023 +/- 0.009 cm-3，金属丰度Z（Halo-WIMM）=（0.4 +/- 0.1）Z_Solar。与以前的工作相一致，我们还确认银河系的盘至少包含两种不同的气态金属成分，一种是冷的和中性的（CNMM：冷中性金属介质），另一种是温暖的和轻度电离的，具有与Halo-WIMM相同的温度，但密度更高（<n_H>E-WIMM）= 0.09 +/- 0.03 cm-3）和金属量（Z（E-WIMM）= 0.8 +/- 0.1$ Z_Solar）。通过对银河系采用一个简单的盘+球几何，我们估算了CNMM的质量以及M（CNMM）<8 e8太阳质量和M（WIMM）~ 8.2e9太阳质量的总（盘+晕）WIMM。
2015-12-11 astro-ph.GA
CO in Hickson Compact Group galaxies with enhanced warm \htwo\ emission: Evidence for galaxy evolution?
希克森致密星系群（Hickson Compact Groups，HCGs）中的星系团被认为经历了从蓝色恒星形成星系到红色早期星系的形态转变。在温暖的H2和7.7 μ PAH发射的光度之间具有高比率的Galerkin（“分子氢发射Galerkin”，MOHEGs）主要处于中间阶段，即绿谷。它们增强的H2发射表明分子气体在转变中受到影响。我们研究的性质的分子气体跟踪CO在星系中的H2辐射测量的暖H2在运动学，形态和质量的分子气体中的扰动影响的证据，以寻找星系中的H2。我们分析了由CO（1-0），MH 2及其运动学推导出的分子气体质量，然后将其与温暖分子气体的质量，恒星质量和恒星形成率（SFR）进行了比较。我们的结果如下。(i)CO衍生和温暖的H2分子气体之间的质量比是在相同的范围内的场星系。(ii)一些星系，主要是MOHEGs，有非常宽的CO线宽高达1000公里。线的形状是不规则的，并显示各种组件。(iii)映射的物体显示了冷分子气体的不对称分布。(iv)星系的恒星形成效率（= SFR/MH ~ 2）与孤立星系相似。MOHEGs和非MOHEGs之间或早期类型和螺旋之间没有显著差异。（v）MOHEGs（主要是早期类型）中的分子气体质量，MH 2和MH 2/LK低于非MOHEGs（主要是螺旋）。当比较相同形态类型的MOHEGs和非MOHEGs时，这种趋势仍然存在。MOHEGs分子气体性质的…
2014-07-17 astro-ph.GA
The Diffuse Ionized Gas Halo of the Small Magellanic Cloud
威斯康星H-阿尔法成像仪（WHAM）的观测显示，小麦哲伦云（SMC）周围有一个大的、弥漫的电离晕。我们提出了第一个运动学H-α调查的星系周围的扩展区域，从（l，b）=（289.5，-35.0）到（315.1，-5.3）和覆盖+90 <= vLSR <= +210公里秒-1。电离气体辐射远远超出了星系的中央恒星组成部分，达到类似的距离，由21厘米的观测跟踪的弥漫中性晕。H-α辐射超出了目前H I测量的灵敏度几度，朝向更小的银河系边缘和更负的银河系纬度。SMC附近的电离气体的速度场似乎类似于星系的中性晕。利用观测到的发射测量作为指导，我们估计这个新发现的电离成分的质量大约为（0.8 - 1.0）x 10^9 M_sun，这与同一区域的总中性质量（0.9 - 1.1）x 10^9 M_sun相当。我们发现在三个不同的分区中，总电离气体质量除以总中性加电离气体质量的比率为：（1）在SMC及其扩展晕中为46%-54%，（2）在SMC尾部向麦哲伦桥延伸的部分为12%-32%，（3）在远离SMC向麦哲伦流延伸的暗条中为65%-79%。这个新发现的相干H-α细丝似乎没有结构良好的中性成分，也与之前在流中通过21 cm发射追踪的两个细丝不一致。
2019-11-27 astro-ph.GA
The Outer Disk of the Milky Way Seen in 21-cm Absorption
最近对银道面21厘米线辐射的三次观测，结合单碟和干涉仪观测，获得了1弧分至2弧分、1 km/s的分辨率和良好的亮度灵敏度，为研究星际介质中暖相和冷相H I的分布提供了约650个吸收谱和相应的发射谱。这些发射-吸收光谱对被用来研究银河系外盘中的星际中性氢的温度，在太阳圈之外，半径为25 kpc。冷中性介质在平面上方的半径和高度上分布，其参数与暖中性介质非常相似。特别是，发射与吸收的比率，给出了气体的平均自旋温度，在半径为25 kpc的情况下几乎保持不变。这表明冷相和暖相的混合物是一个稳定的量，星际环境的变化不会迫使H I进入一个只允许一个温度的状态。在外盘中，原子气相的混合物大约有15%到20%是冷的（40 K到60 K），其余的是热的，对应于平均自旋温度250到400 K。银河系的弯曲在吸收数据中清晰地显现出来，而熟悉的光速图上的其他特征在吸收方面具有类似的特征，其对比度甚至比21厘米的发射更高。在银河系的第三和第四象限，平面相当平坦，在吸收和发射方面，与第一和第二象限的强烈翘曲形成对比。在外盘中，冷气体和暖气体的尺度高度相似，都随银河半径的增加而增加。
2009-01-08 astro-ph.GA
Cooler Phases of the Circumgalactic Medium Are More Centrally Concentrated: Constraints from Multiphase Absorption Lines
Anhui University of Science and Technology（安徽理工大学）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Durham University（杜伦大学）
利用暗能量光谱仪第一年数据，通过Ca II、Mg II和C IV吸收线堆叠分析，发现星系周介质中较冷的气体具有更陡的径向分布，表明冷相气体更集中在中心区域。
2026-07-02 astro-ph.GA
The Warm Gas in the MW: A Kinematical Model
我们开发了一个银河系硅IV轴承气体的运动学模型，以确定其密度分布和运动学。该模型由从{ \it HST}/COS存档数据中提取的柱密度线形状样本约束，该样本包含186条活动星系核视线。我们发现Si IV离子密度分布由沿$z$方向（在中平面上方或下方）的扩展盘主导，即，$n(z)=n_0\exp(-(z/z_0)^{0.82})$，其中$z_0$是$6.3_{-1.5}^{+1.6}$ kpc（北半球）和$3.6_{-0.9}^{+1.0}$ kpc（南半球）的标度高度。圆盘在径向上的密度分布在$15-20$ kpc处显示出锐边，由$n(r_{\rm XY})=n_0\exp(-(r_{\rm XY}/r_0)^{3.36})$给出，其中$r_0 \approx 12.5\pm0.6$ kpc。$r_{\rm XY}$和$z$方向上密度分布的差异表明，\ion{Si}{4}追踪的暖气体主要与盘过程有关（例如，反馈或循环气体）而不是吸积。我们估计热气体的质量（在50千秒差距以内）是$\log (M(50 {\rm kpc})/M_\odot)\approx8.1$（假设是$Z\approx0.5Z_\odot$），$3σ$的上限是$\log (M(250 {\rm kpc})/M_\odot)\approx9.1$（不包括麦哲伦星系）。在运动学上，温暖的气体盘几乎与恒星盘在$v_{\r…
2020-02-15 astro-ph.GA
Ambipolar Diffusion-Mediated Thermal Fronts in the Neutral ISM
在热膨胀介质中，冷的稠密气体通过薄的相变层或前沿与温暖的稀薄气体分离，其中加热，辐射冷却，热传导和物质对流平衡。我们计算了在磁场存在下，这种锋面的稳态结构，包括离子中性漂移和离子中性摩擦加热过程。我们发现，双极扩散有效地运输磁场的前线，导致一个平坦的磁场强度的档案。这些锋的热分布与未磁化锋的热分布没有显著不同。磁场强度在整个锋面上的近似均匀性与在弥漫的星际气体中观察到的平场强度-气体密度关系是一致的。
2010-09-20 astro-ph.GA
Exploring the properties of warm and cold atomic hydrogen in the Taurus and Gemini regions
我们报告阿雷西博21厘米的吸收-发射观测，以确定中性氢（HI）的物理性质，在附近的五个巨大的分子云（GMC）：金牛座，加利福尼亚州，玫瑰，蒙OB 1，和NGC 2264。在~ 60 x20平方度区域中，对所有79个背景连续源检测到强HI吸收。高斯分解进行估计的温度，光学厚度和柱密度的冷和暖中性介质（CNM，WNM）。个别CNM组件的属性是类似于先前观察到的随机银河视线和GMC附近，这表明冷HI属性的普遍性。CNM自旋温度（Ts）直方图在~ 50 K处达到峰值。CNM的湍流马赫数变化很大，典型值约为4，表明它们的运动是超声速的。约60%的HI气体是WNM，其中近40%的WNM处于500- 5000 K的热不稳定区。所观察到的CNM分数在GMCs周围比在扩散区域中更高，并且随着柱密度（NHI）的增加而增加到最大值~ 75%。平均而言，光学薄近似（N*（HI））低估了总N（HI）约21%，但我们发现N（HI）和所需的校正因子f=N（HI）/N*（HI）之间的关系存在很大的区域差异。我们研究了两种不同的方法（线性拟合的f与log 10（N*（HI））和均匀Ts），以纠正不透明度的影响，使用GALFA-HI调查的发射数据。我们更喜欢统一的Ts方法，因为线性关系并不能对所有子区域产生令人信服的拟合。
2019-06-17 astro-ph.GA
The MASSIVE Survey VI: The Spatial Distribution and Kinematics of Warm Ionized Gas in the Most Massive Local Early-type Galaxies
我们提出了第一个系统的调查的存在，空间分布和运动学的温暖电离气体跟踪的[O II] 3727 AA发射线在74个最大的星系在本地宇宙。我们所有的星系都有深积分场光谱，这些光谱来自对恒星质量log（M */M sun）> 11.5（M K < -25.3等）和距离D < 108 Mpc的早型星系的体积和星等限制MASSIVE巡天。在我们的样本中的74个星系，我们检测到温暖的电离气体在28个，这产生了一个全球检测分数为38 \pm 6%下降到一个典型的[O II]等效宽度限制为2AA。大质量快速旋转体比大质量慢速旋转体更可能含有气体，检测分数分别为80 \pm 10%和28 \pm 6%。空间范围跨越很宽的半径范围（0.6 - 18.2 kpc; 0.1 - 4 R_e），气体形态多样，其中17/28 = 61 \pm 9%集中在中心，8/28 = 29 \pm 9%显示出明显的旋转到几kpc，3/28 = 11 \pm 6%延伸但不均匀。四分之三的快速旋转显示恒星和气体之间的运动学对准，而两个慢旋转与强大的运动学测量表现出运动学错位。我们推断的温暖电离气体质量大约是~ 10^5 M_sun。的发射线比和径向等效宽度的配置文件一般是一致的激发气体的老底层的恒星星族。我们探索了大质量星系的不同气体起源场景，发现各种物理过程可能在起作用，包括内部气体再循环，热气晕冷却，以及通过合并获得的气…
2017-01-30 astro-ph.GA
The Distribution of Warm Ionized Medium in Galaxies
自从几个世纪前望远镜问世以来，电离星云一直是人们感兴趣的目标。这些孤立的、“经典的”H II区域使我们对恒星注入星际介质的丰富反馈能量有了一些最早的了解。它们独特的光谱包含了关于电离场的质量和数量以及银河系中这些离散位置的温度、密度和金属丰度的信息。随着对许多光谱域的敏感度不断提高，我们现在知道，在许多恒星形成星系中，电离气体并不局限于大质量恒星区域。特别是，最近的观测研究允许一个彻底的比较的物理条件和分布的经典H II区域更广泛的温暖，弥漫的气体。通过更现实地发展动态星际介质，模型开始再现观测到的发射测量变化，并提供一个自然的解决方案，电离通量从一个主要是中性星系盘传播到遥远的晕。
2010-08-03 astro-ph.GA
CHAMP+ observations of warm gas in M17 SW
由于气相的主要冷却线是银河系和河外源中星际介质的重要示踪剂，因此，对它们的发射以及发射气体的环境条件的适当和详细的了解，对于观测结果的可靠解释是必要的。利用高分辨率（7”-9”）的中J分子谱线图（~ 3x 3 pc^2），我们的目标是探测M17 SW星云界面区域中温暖（50到几百K）和致密气体（n（H_2）>10^5 cm^-3）的物理条件和空间分布。我们用APEX望远镜上的双色多象元接收机CHAMP+获得了~（12）CO J=6-5和J=7-6跃迁的5 ′.3 × 4 ′.7图，~（13）CO J=6-5谱线，M17 SW中[C I]的{^3P_2}-{^3P_1} 370 μ m精细结构跃迁，采用LTE和non-LTE辐射转移模型约束环境条件。温暖的气体延伸到距离M17西南脊约2.2 pc的地方。~（13）CO J=6-5和[Cl] 370 μ m谱线沿P.A=63 °的带状线具有约1.3pc的较窄的空间范围。[C I] {^3P_2}-{^3P_1} 370 um图的结构和分布表明，它的发射来自密度为10^3 cm^-3量级的团间介质。最热的气体位于云脊附近，靠近电离锋。LTE近似表明嵌入块的激发温度高达~120 K。非LTE模型表明，在密度n（H_2）~5x10^5 cm^-3的团块中，四个选定位置的动力学温度不可能超过230 K，而由J 12 CO中线追踪到的温暖的T_k…
2009-10-27 astro-ph.GA
Investigating Galactic Fountains in M101: Insights from Ionized, UV emissions and Neutral Gas
本研究针对正向近邻星系M101，结合多波段高分辨率观测数据识别HI空洞，分析星系喷泉特征，量化了恒星反馈对星系气体盘的刻蚀作用与气体抛射的恒星形成抑制效应。
2025-07-14 astro-ph.GA
A VLT/MUSE galaxy survey towards QSO Q1410: looking for a WHIM traced by BLAs in inter-cluster filaments
宇宙学模拟预测，在温度为$T \sim 10^{5} - 10^{7}$ K时，低$z$重子预算的相当一部分存在于以扩散等离子体形式存在的大尺度细丝中。然而，对这种所谓的温暖-炽热星系际介质（WHIM）的直接观测一直难以捉摸。在$Λ$ CDM范式中，星系团对应于宇宙网络的节点，位于几个大尺度的平行线的交叉点。在以前的工作中，我们使用HST/COS数据进行广泛的HI Ly $α$吸收剂（BLA）的第一次调查可能产生的WHIM在簇间灯丝。我们针对一个单一的类星体，即Q1410，其视线相交$7$独立的集群间轴的影响参数$<3$ Mpc（共同移动），并发现了一个暂时的过剩的一个因素${\sim}4$的领域。在这里，我们进一步调查这些BLA的起源，通过使用VLT/MUSE在Q1410领域内进行盲星系调查。我们鉴别了$77$源，并得到了它们的$52$红移。在星系团间轴的$7$ BLA总样本中，我们发现$3$没有任何严格光度限制的星系对应物（$\sim 4 \times 10^{8}$ L $_{\odot}$ ${\sim} 0.01$ L $_{*}$），进一步证明这些BLA可能代表真正的WHIM探测。我们结合这个样品与其他合适的BLA从文献中，并推断相应的重子平均密度范围内的这些丝$Ω^{\rm fil}_{\rm bar}= 0.02-0.04$。我们的粗略估计是一致的数值模拟的预测，但…
2018-05-25 astro-ph.GA
CLASSY III: The Properties of Starburst-Driven Warm Ionized Outflows
我们报告的分析结果的星系流出的样本中的45个低红移星暴星系的COS遗产档案光谱巡天（CLASSY），增加了5个额外的类似的星暴COS数据。流出物由跨越宽范围电离电位的金属的蓝移吸收线追踪。CLASSY数据的高质量和广泛的光谱覆盖范围使我们能够将静态ISM的吸收与流出的吸收分开。我们进一步使用不同的线多重峰和双重峰，以确定覆盖分数，柱密度，电离状态作为速度的函数，为每个流出。我们测量外流的平均速度和速度宽度，发现两者都与恒星形成率，星系质量和圆速度在四个数量级的范围内的前两个属性的高度显着的方式相关。我们还估计了金属、质量、动量和动能的流出率。我们发现，在我们观察到的暖相中，最多只有大约20%的硅被超新星在星暴中产生和喷出。流出流的质量负荷因子随圆周速度和流出流速度的增加而急剧增加，对数斜率$\sim$-1.6，矮星系达到$\sim 10$。我们发现，外流通常携带大约10%到100%的动量注入的大质量恒星和大约1%到20%的动能。我们表明，这些结果有趣的限制，和新的见解，模型和模拟银河风。
2022-04-20 astro-ph.GA
Herschel PACS observations of shocked gas associated with the jets of L1448 and L1157
在WISH关键程序的框架下，利用PACS对沿两个原型低光度流出流L1448和L1157的两个激波位置上的几个H2O（Eu>190 K）、高J CO、[OI]和OH跃迁进行了标测。还使用了以前的HIFI H2O观测（E_u=53-249 K）和补充的Spitzer中红外H2数据，目的是导出激发条件的完整图片。在所有选定的点之间的H2O，中红外H2，和高J CO排放的密切空间关联被发现，而低J CO排放的痕迹夹带的环境气体或残余的一个老的冲击。L1448-B2的激发分析表明，需要一个双组分模型来重现H2O、CO和中红外H2谱线：在E_u =53-137 K范围内的H_2O谱线和J=22-21范围内的CO谱线都显示出一个扩展的暖分量（T~450 K），由E_u>190 K的H_2O发射和高J CO谱线可追踪到T=1100 K的致密热分量。在L1448-B2处，我们获得了暖组分的H2O丰度为（3-4）x10^{-6}，热组分的H2O丰度为（0.3-1.3）x10^{-5};我们还检测到OH和蓝移的[OI]发射，与其他分子谱线和[Fe II]发射在空间上一致。这表明这些物种的解离冲击与嵌入的原子射流有关。另一方面，在喷流对云的冲击点处的非解离激波是H2O和CO排放的原因。其他检查的激波位置显示出类似于L1448-B2的H2O激发，但H2O丰度略高（4倍）。这两种气体成分可以代表激波后区域中的…
2013-07-09 astro-ph.GA
Warm and Cold Molecular Gas Conditions Modeled in 87 Galaxies Observed by the Herschel SPIRE Fourier Transform Spectrometer
我们对Herschel SPIRE傅里叶变换光谱仪（FTS）观测到的87个星系中J = 1-0到J = 13-12的CO谱线进行了双分量非LTE模拟。我们发现冷分子气体的平均压强为$\sim 10^{5.0 \pm 0.5}$ K cm $^{-3}$，特别是用CO J = 1-0作示踪。CO的中高J线在$10^{6.5 \pm 0.6}$ K cm $^{-3}$处跟踪高压气体;该压力与LFIR略有相关。通常需要两个分量来精确拟合谱线能量分布（SLED）;单分量拟合通常低估了CO J = 1-0的通量和质量。如果不包括低J谱线，则质量被低估了一个数量级。即使在单独模拟低J谱线或使用$α_{CO}$转换因子时，质量也应该被认为是不确定的，至少是0.4 dex的因子，并且绝大多数CO光度将被错过（中位数，65%）。我们发现，在我们导出的$α_{CO}$值中存在非常大的差异，尽管它们与LFIR没有明显的趋势;最佳拟合是恒定的0.7 M $_{\odot}$ /（K kms $^{-1}$ pc $^2$），标准差为0.36 dex，范围为0.3-1.6 M $_{\odot}$ /（K kms $^{-1}$ pc $^2$）。我们发现平均分子气体耗尽时间（$τ_{dep}$）的$10^8$年，随着SFR的增加而减少。最后，我们注意到，J = 11- 1 - 0/J = 1-0线通量比…
2017-06-29 astro-ph.GA
Density of warm ionized gas near the Galactic Center: Low radio frequency observations
我们用GMRT观测了0.154和0.255GHz的银河系中心区。总共探测到62个致密的可能的河外源。它们的散射尺寸随着与GC的角距离的增加而线性下降，直到约1度。在银河系359.5度< l < 0.5度和-0.5度<b <0.5度（超强散射区）范围内，源的表观散射尺寸比NE 2001银河系电子分布模型预测的小一个数量级以上。高自由光学深度观察到对大多数的扩展非热源在0.6度的GC。光学深度的显著变化表明吸收介质在10'的角尺度下是片状的，并且电子密度为约10个/cc，这与NE 2001模型相匹配。该模型预测的河外（EG）源，以解决了从1.4 GHz的干涉测量。然而，该地区预计的10个可能的EG源中有8个存在于1.4 GHz目录中。密集分子云与周围介质的电离界面最有可能是强散射和低射频吸收的原因。然而，密集的GC云跟踪CS $J=1-0$发射被发现有一个狭窄的分布~0.2度整个银河系平面。在$b$中，通过所谓的超强散射区看到的大多数EG源的角分布是随机的，并且通常10个源中的约7个将不会被看到通过致密的分子云，这解释了为什么它们中的大多数在1.4 GHz处没有散射展宽。
2013-06-07 astro-ph.GA
