Is atomic carbon a good tracer of molecular gas in metal-poor galaxies?
一氧化碳（CO）被广泛用作富金属星系中氢分子（H2）的示踪剂，但已知在低金属量矮星系中变得无效。原子碳被认为是这些贫金属系统中H2的优良示踪剂，但其适用性尚未得到证实。为了帮助我们评估如何以及原子碳痕迹H2在低金属丰度，我们已经进行了一系列的湍流分子云，涵盖了广泛的不同金属丰度的数值模拟。我们的模拟表明，在恒星形成云，[CI]发射和H2质量之间的转换因子，$X_{\rm CI}$，规模约为$X_{\rm CI} \propto Z^{-1}$。我们恢复一个类似的缩放CO到H2的转换因子，$X_{\rm CO}$，但发现在这一点上的云的演变，$X_{\rm CO}$始终小于$X_{\rm CI}$，由几个或更多的因素。我们还研究了$X_{\rm CI}$和$X_{\rm CO}$如何随时间演变。我们发现，$X_{\rm CI}$不随时间变化强烈，表明原子碳仍然是一个很好的示踪剂的氢在金属贫乏的系统，即使在时间显着开始之前的恒星形成。另一方面，$X_{\rm CO}$在贫金属云中随时间变化非常强烈，表明CO在低金属丰度的无星云中不能很好地跟踪H2。
2015-12-04 astro-ph.GA
The JCMT Nearby Galaxies Legacy Survey -- XI. -- Environmental Variations in the Atomic and Molecular Gas Radial Profiles of Nearby Spiral Galaxies
我们提出了一个分析的径向配置文件的43个高通量选定的螺旋星系的样本从附近的Galerkin遗产调查（NGLS）解决詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）CO $J=3-2$和/或甚大阵（VLA）HI地图。比较室女座和非室女座的人口，我们确认，HI磁盘截断室女座样本，即使是这些相对HI丰富的星系。在另一方面，H $_{2}$分布增强室女座星系的中心附近，导致更高的H $_{2}$ HI比和陡峭的H $_{2}$和总气体径向轮廓。这可能是由于在集群环境中适度的冲压压力汽提的影响，这将优先去除外围的低密度气体，同时增强中心附近的高密度气体。结合H $α$恒星形成率数据，我们发现两个样本的恒星形成效率（SFR/H $_{2}$）随半径的变化相对恒定，但室女座星系的恒星形成效率比非室女座星系低$\sim40\%$。
2017-02-07 astro-ph.GA
Resolved neutral carbon emission in nearby galaxies: [CI] Lines as Total Molecular Gas Tracers
本文给出了用Herschel观测到的一个HII星系、六个LINER星系、三个Seyfert星系和五个星暴星系的碳原子[CI]（1-0）和[CI]（2-1）的线性分辨率~ 1 kpc尺度图。我们比较了两条[CI]谱线与CO（1-0）辐射谱线的空间分布，发现在大多数星系中，两条[CI]谱线与CO（1-0）辐射谱线的空间分布相似。本文给出了L ′_[CI]（1-0）/L ′_CO（1-0），L ′_[CI]（2-1）/L ′_CO（1-0），L ′_[CI]（2-1）/L ′_[CI]（1-0）（以下简称R_[CI]）和f_（70）/f_（160）的光度比图。L '_[CI]（2-1）/L'_CO（1-0）、R_[CI]和f_70/f_160在星爆中集中出现峰值，而在LINER中保持相对稳定，表明恒星形成活动可以增加碳排放，特别是[CI]（2-1）。我们研究了CO（1-0）和[CI]线光度之间的相关性，发现L '_CO（1-0）与L'_[CI]（1-0）和L '_[CI]（2-1）都有紧密的线性相关，这表明[CI]线和CO（1-0）一样，可以在kpc尺度上追踪我们分辨星系中的总分子气体。我们研究了L '_[CI]（1-0）/L'_CO（1-0），L '_[CI]（2-1）/L'_CO（1-0）和[CI]激发温度T_ex与尘埃温度T_dust的关系，发现它们分别是不相关的，弱相关的和适度相…
2019-06-13 astro-ph.GA
Interactions of Atomic and Molecular Hydrogen with a Diamond-like Carbon Surface: H2 Formation and Desorption
氢原子和氢分子与星际尘埃颗粒表面的相互作用对于理解在相对较高的温度（>20 K）下H2的形成是很重要的。本文研究了物理吸附的氢原子在非晶类金刚石碳（DLC）表面的扩散和氢分子的脱附能。从程序升温脱附实验与共振增强多光子电离（REMPI）的方法用于H2检测，H2覆盖依赖的活化能H2解吸确定。活化能随着H2覆盖率的增加而降低，并且集中在30 meV处，分布较窄。采用光激励脱附和REMPI相结合的方法，研究了氢原子和分子沉积后H2表面数密度随时间的变化。从这些测量中，我们表明，H2形成的DLC表面上是相当有效的，即使在20 K。一个显着的动力学同位素效应的H2和D2的复合反应表明，氢原子在DLC表面上的扩散介导的量子力学隧道。在天体物理学相关的条件下，由于物理吸附的H-原子的H2复合不太可能发生在20 K，这表明化学吸附的H原子可能在相对较高的温度下在H2形成中发挥作用。
2019-11-13 astro-ph.GA
Interstellar Dust Close to the Sun
太阳附近和日光层内部的低密度星际介质（ISM）为研究星际尘埃颗粒提供了一个独特的实验室。在附近的ISM的颗粒特性获得的星际气体和尘埃的日光层内的观测和星际气体对附近的恒星。气体成分和太阳丰度之间的比较表明，颗粒主要由橄榄石和可能的某种形式的氧化铁。星际边界探测器对星际Ne/O比率的测量表明，ISM中的星际氧的很大一部分必须被耗尽到尘埃颗粒上。本地星际丰度是一致的颗粒破坏~150公里/秒的星际冲击，提供的碳质成分是氢化的无定形碳和碳丰度是正确的。气体中耐火材料相对丰度的变化表明附近ISM中晶粒破坏历史的变化。观察到的大于1微米的大颗粒可能表明附近存在较致密的ISM储层。星际尘埃颗粒和太阳风之间相互作用的理论三维模型预测，大约0.18微米尘埃颗粒的羽状物在日光层周围形成。
2012-05-17 astro-ph.GA
Ionized carbon as a tracer of the assembly of interstellar clouds
分子氢云是星际介质的关键组成部分，因为它们是恒星的诞生地。它们嵌入弥漫在星际空间的原子气体中。然而，分子云如何从原子气体中聚集并与原子气体相互作用的细节在很大程度上仍然未知。通过SOFIA（Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy）的FEEDBACK计划对天鹅座地区电离碳158~ $μ$ m谱线CII的新观测，我们提供了令人信服的证据，证明CII揭示了云系之间的动力学相互作用。这个过程既不是完全分子云的正面碰撞，也不是仅仅原子云的温和合并。此外，我们还证明了与DR 21和W75 N恒星形成区相关的致密分子云以及速度较高的云嵌入原子气体中，并且所有组件都在大范围的速度（20 km/s）内相互作用。原子气体的密度为100 cm $^{-3}$，温度为100 K。我们的结论是，CII 158 $μ$ m线是一个很好的示踪剂，见证了云的相互作用过程，并预计在其他地区进一步检测到这种现象
2023-02-18 astro-ph.GA
CARMA Survey Toward Infrared-bright Nearby Galaxies (STING). III. The Dependence of Atomic and Molecular Gas Surface Densities on Galaxy Properties
本文研究了18个邻近星系的CO和HI辐射之间的相关性，从CARMA巡天走向IR亮邻近星系（STING）在亚kpc和kpc尺度。我们的样本，跨越了广泛的恒星质量和金属丰度，揭示了金属丰度的HI柱密度测量的CO排放区域的依赖性的证据。这种依赖性是由McKee & Krumholz平衡H_2生成和解离的平衡模型预测的。所观察到的HI柱密度通常小于模型预测的密度，我们将其归因于未解决的结块，尽管也可以看到接近模型预测的值。我们没有观察到HI柱密度远大于预期，可能是预期的，有一个弥漫的HI成分，没有贡献的H_2屏蔽。我们还发现，由CO推断的H_2柱密度与恒星表面密度有很强的相关性，表明分子气体的局部供应受到恒星盘的严格调节。
2013-09-25 astro-ph.GA
ALMA Observations of Atomic Carbon [C I] (${^3\mathrm{P}}_1\rightarrow{^3\mathrm{P}}_0$) and Low-$J$ CO Lines in the Starburst Galaxy NGC 1808
本文介绍了用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵对星暴星系NGC 1808中心区（半径1 kpc）进行的30-50 pc分辨率的[C I]（${^3\mathrm{P}}_1\rightarrow{^3\mathrm{P}}_0$）、$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O（$J=2\rightarrow1$）观测。多线数据的辐射传输分析表明，温暖的（$T_\mathrm{k}\sim40\mathrm{-}80$ K）和密集的（$n_\mathrm{H_2}\sim10^{3\mathrm{-}4}$ cm $^{-3}$）分子气体与高柱密度的原子碳（$N_\mathrm{CI}\sim3\times10^{18}$ cm $^{-2}$）在环核盘（中央100 pc）。中央1 kpc的C I/H $_2$丰度为$\sim3-7\times10^{-5}$，与亮红外星系的值一致。[CI]/CO（1-0）和[CI]/CO（3-2）的强度比在中心1 kpc处分别随半径的增大和减小而增大，而[CI]/CO（2-1）在统计误差范围内是均匀的。由于CO（2-1）的有效临界密度与[C I]的临界密度相当，因此可以用激发效应和光学深度效应来解释这一结果。[C I]与$^{13}$ CO（2-1）的分布相似，在$<400$ pc星爆盘的$\sim30\%$内，[C I]与$^{1…
2019-11-11 astro-ph.GA
Dust evolution processes constrained by extinction curves in nearby galaxies
消光曲线，特别是银河系（MW）、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中的消光曲线，为我们提供了了解附近宇宙中尘埃性质的线索。我们研究这些消光曲线是否可以解释为众所周知的尘埃演化过程。我们处理恒星喷出物中的尘埃产生，超新星冲击中的破坏，尘埃的吸积和凝聚的增长，和粉碎的尘埃破裂。为了使调查的大参数空间可能的，我们简化了处理的晶粒尺寸分布的演变，通过采用“两个尺寸近似”，其中我们分为小（$\lesssim 0.03~μ$ m）和大（$\gtrsim 0.03~μ$ m）的晶粒人口。据证实，MW消光曲线可以重现在合理的范围内的时间尺度的上述过程与硅酸盐-石墨混合物。这表明MW消光曲线是尘埃通过上述过程演化的自然结果。我们还发现，相同的模型不能再现SMC/LMC消光曲线。尽管如此，这种失败可以通过对小型碳质尘埃赋予更高的超新星破坏率并考虑碳质尘埃的无定形碳来弥补;这些修改实际上与之前的研究一致。因此，我们的结论是，目前的尘埃演化方案组成的上述过程是成功的，在解释消光曲线。所有的消光曲线都有利于尘埃的有效星际处理，特别是通过吸积和凝聚的强烈颗粒生长。
2016-08-22 astro-ph.GA
A Survey of Atomic Carbon [C I] in High-redshift Main-Sequence Galaxies
我们提出的第一个ALMA调查的原子碳[C I] $(^3P_1\,-\,^{3}P_0)$在远红外选择星系的主序列在$z\sim1.2$在COSMOS领域的较低的精细结构线的结果。我们比较我们的样本与全面汇编的数据，在文献中的本地和高红移恒星爆发系统和类星体。我们发现[CI]（$^3P_1$ $\rightarrow$ $^3P_0$）光度在全球尺度上与红外光度$L_{\rm IR}$相关，类似于低$J$ CO跃迁.我们报告的系统变化的$L'_{\rm [C\,I]^3P_1\,-\, ^3P_0}$ / $L_{\rm IR}$作为一个函数的星系类型，该比率是较大的主序星星系比恒星爆发和亚毫米星系在固定的$L_{\rm IR}$。在0.2 dex内禀散射范围内，主序星星系和局域星暴和高红移星暴的$L'_{\rm [C\,I]^3P_1\,-\, ^3P_0}$ / $L'_{\rm CO(2-1)}$和$M_{\rm{[C I]}}$ / $M_{\rm dust}$质量比是相似的，表明[C I]是CO和尘埃等分子气体质量的良好示踪剂。我们推导出原子中性相中总碳质量的$f_{\rm{[C\,I]}} = M_{\rm{[C\,I]}} / M_{\rm{C}}\sim3-13$ %的分数。此外，我们估计中性原子碳丰度，校准[C I]作为气体示踪剂的基本成分，通过比较$L'_{\r…
2018-10-25 astro-ph.GA
A cosmic stream of atomic carbon gas connected to a massive radio galaxy at redshift 3.8
早期宇宙中星系的增长是由环星系和星系间气体的吸积驱动的。模拟预测，稳定的冷气体流穿透星系的暗物质晕，提供维持恒星形成所需的原材料。我们报告了一个延伸100千秒差距的气体流，连接到大质量射电星系4C 41.17。该流是使用原子碳的[CI]线的亚毫米观测来检测的，[CI]线是中性原子或分子氢气的示踪剂。银河系中央有一个天然气库，正在为一次剧烈的恒星暴增提供燃料。我们的研究结果表明，恒星形成的原材料可以存在于星系外的宇宙流中。
2023-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold gas in the early Universe. Survey for neutral atomic-carbon in GRB host galaxies at 1 < z < 6 from optical afterglow spectroscopy
本文报道了沿伽玛暴（GRB）视线的中性碳原子（CI）巡天，它探测了高红移GRB宿主星系的星际介质中被屏蔽的中性气相。我们从$1 < z < 6$中收集了29个中高分辨率的伽马射线暴余辉光谱，这些光谱跨越了宇宙时间的大部分红移范围。我们发现，七个（$\approx 25\%$）的伽玛暴进入我们的统计样本有CI检测吸收。很明显，在类星体的视线中，与吸收体相比，伽玛射线暴宿主中的冷气体强烈过剩。我们研究了GRB CI吸收剂的尘埃性质，发现中性碳的量与可见消光$A_V$和2175 μ m尘埃消光特征$A_{\mathrm{bump}}$的强度呈正相关。在吸收中检测到的具有CI的伽玛暴都在$\log N$（HI）$/\mathrm{cm}^{-2}$ + [X/H] > 20.7的特定阈值和$\log N$（Fe）$_{\mathrm{dust}}/\mathrm{cm}^{-2}$ > 16.2的尘埃相铁柱密度以上被观察到。与SED衍生的粉尘性质相反，Cl吸收的强度与耗尽衍生的粉尘性质不相关。这表明，伽玛射线暴CI吸收剂跟踪尘埃系统的灰尘成分是由富碳尘埃颗粒为主。与H $_2$和CI类星体吸收体相比，观察到的GRB CI吸收体的金属和尘埃柱密度更高，这主要是两种吸收体群体如何选择的结果，但在活跃的恒星形成星系中存在强烈的紫外辐射场时也需要。
2018-10-25 astro-ph.GA
The selective effect of environment on the atomic and molecular gas-to-dust ratio of nearby galaxies in the Herschel Reference Survey
本文结合Herschel参考巡天中176个星系的尘埃、原子（HI）和分子（H $_{2}$）氢质量测量，研究了环境对邻近星系气尘质量（$M_{\rm gas}/M_{\rm dust}$）比的影响。我们发现，在固定的恒星质量，平均$M_{\rm gas}/M_{\rm dust}$比变化不超过$\sim$ 2的一个因素时，从场到星系团，与室女座星系是稍微更丰富的尘埃（每单位气体）比孤立系。值得注意的是，一旦分子和原子氢相分别研究，我们发现，\hi -缺乏星系在同一时间较低的$M_{\rm HI}/M_{\rm dust}$比，但较高的$M_{\rm H_{2}}/M_{\rm dust}$比比\hi -正常系统。换句话说，如果按照尘埃含量进行标准化，它们的原子氢更少，但分子氢更丰富。通过将我们的研究结果与理论模型的预测进行比较，我们发现在$M_{\rm HI}/M_{\rm dust}$和$M_{\rm H_{2}}/M_{\rm dust}$比率中观察到的相反行为与星际介质（ISM）的由外向内剥离完全一致，并且仅仅是尘埃、\hi \和H $_{2}$在磁盘上的不同分布的结果。我们的研究结果表明，总$M_{\rm gas}/M_{\rm dust}$比的小环境变化，以及在气相金属丰度，并不自动意味着环境机制是不能影响星系中的ISM的灰尘和金属含量。
2016-04-06 astro-ph.GA
xGASS: The connection between angular momentum, mass and atomic gas fraction in nearby galaxies
我们使用的559个盘星系的样本提取的扩展GALEX阿雷西博SDSS调查（xGASS）研究重子角动量，质量和原子气体分数在本地宇宙之间的联系。重子角动量是由HI和H的$_{2}$积分剖面与二维恒星质量表面密度剖面相结合确定的。与以前的工作一致，我们证实了特定的角动量和原子气体分数是紧密相关的，但我们发现一个更大的散射比以前观察到的。这很可能是由于我们的样本涵盖了更广泛的星系属性。我们将我们的研究结果与Obreschkow等人开发的分析稳定性模型的预测进行比较，发现虽然该模型为重子角动量，质量和气体分数之间的联系提供了非常好的一阶近似，但它并不完全匹配我们的数据。具体来说，我们发现在重子质量固定时，比角动量对气体分数的依赖性明显减弱，并且在气体分数固定时，角动量与质量关系的斜率比模型预测的要浅。这种紧张局势背后的原因尚不清楚，但我们推测，多种因素可能同时发挥作用，所有这些因素都与模型无法封装我们样本中星系属性的全部多样性有关。
2022-09-05 astro-ph.GA
Atomic Hydrogen produced in M33 Photodissociation Regions
我们推导出总（原子+分子）的氢密度在巨大的分子云（GMC）在附近的旋涡星系M33使用的方法，认为最近的恒星形成区域附近的氢原子的光解产物。从附近的OB协会发出的远紫外光子在附近的GMC表面上产生一层原子氢。我们的方法提供了一个估计的总氢密度在这些GMC从观察到的过量的远紫外线发射，到达GMC从OB协会，和多余的21厘米的无线电HI发射后，这些远紫外光子转换成HI的GMC表面上的H2。该方法提供了一种替代的方法来使用CO排放作为GMCs中H2的示踪剂，并且对远低于CO（1-0）排放的临界密度的密度范围特别敏感。我们更详细地描述了我们的“PDR方法”，并将其应用于GALEX远紫外和VLA 21厘米射电数据，以获得在附近的螺旋星系M33的GMCs的选择体积密度。我们还研究了该方法对所用观测的线性分辨率的敏感性;在20 pc处获得的结果与在80 pc分辨率处获得的较大数据集的结果相似。我们得到的云密度范围从1到500 cm-3，与银河系中心半径没有明显的依赖关系;这些结果通常与早期在M81，M83和M101中使用相同方法获得的结果相似。
2011-02-23 astro-ph.GA
Atomic Carbon in the Central Molecular Zone of the Milky Way : Possible Cosmic-ray Induced Chemistry or Time-Dependent Chemistry Associated with SNR Sagittarius A East
原子碳（$\mathrm{C}^0$）是致密分子气体中最丰富的原子/分子物种之一，是许多化学/物理环境中分子气体质量的潜在良好示踪剂，但银盘区域以外的$\mathrm{C^0}$丰度变化尚未完全了解。本文给出了用ASTE 10-m望远镜获得的银河系中心分子带（CMZ）宽视场500 GHz [CI]图。主成分分析和非LTE多跃迁分析表明，[CI]发射主要源自具有20-50 K温度和$\sim 10^3\ \mathrm{cm}^{-3}$密度的低激发气体组分，而$\mathrm{C^0}$丰度可能在高激发气体组分中受到抑制。CMZ中的平均$N(\mathrm{C}^0)$ / $N(\mathrm{CO})$丰度比为0.3-0.4，是银盘中的2-3倍。$N(\mathrm{C}^0)$ / $N(\mathrm{CO})$比值在最内侧10 pc区域增加到0.7，在核周盘增加到$\sim2$。我们发现$\mathrm{C^0}$富集区呈环形分布，环绕超新星遗迹（SNR）Sgr A东部，表明中央10 pc区域的$\mathrm{C}^0$富集是分子云-SNR相互作用的结果。在主成分分析（PCA）中包含的15个原子/分子中，CN是唯一在[CI]-亮环中增加的其他物种。[CI]亮环的起源可能是由Sgr A east加速的低能宇宙线粒子或SNR收集的原始分子气体产生的宇宙线主导区域，其中$\m…
2021-05-10 astro-ph.GA
Separate silicate and carbonaceous solids formed from mixed atomic and molecular species diffusing in neon ice
通过对硅-冰基质进行退火，实验研究了先前存在的星际尘埃颗粒表面上难熔物质的形成和生长，在硅-冰基质中，硅酸盐颗粒（Mg和Fe原子，SiO和SiO $_2$分子）和固体碳（C $_n$分子，$n$ = 2-10）的潜在前体最初被分离。其他分子，主要是O $_3$、CO、CO $_2$、C $_3$ O和H $_2$ O，同时包埋在基质中。退火过程导致冷掺杂剂在氖冰中扩散和相互作用。用红外光谱原位监测该过程揭示了在低于13 K的温度下氧化硅和碳分子的消失，以及硅酸盐的Si-O伸缩带的上升。非原位电子显微镜证实了硅酸盐颗粒的形成，并表明它们的结构是无定形的。它还表明，无定形碳物质同时形成旁边的硅酸盐颗粒，这两种材料被化学分离。实验的结果支持的假设，即复杂的硅酸盐和碳质材料的颗粒在冷ISM中重新形成，所建议的天文观测和宇宙尘埃质量的演化模型。此外，它们表明，一种材料的潜在前体在低温下不会与另一种材料结合，这为我们提供了星际颗粒中硅酸盐和碳的分离提供了线索。
2020-02-25 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
Tracing H2 column density with atomic carbon (CI) and CO isotopologues
我们提出了中性碳（[CI]，3 P1 - 3 P0在492 GHz）和一氧化碳（13 CO，J = 1 - 0）映射船帆座分子脊云C（VMR-C）和G333巨分子云复合物与NANTEN 2和Mopra望远镜的第一个结果。对于这项工作中映射的四个区域，我们发现[CI]与13 CO具有非常相似的光谱发射轮廓，具有可比的线宽。我们发现，[CI]在整个映射区域具有0.1 - 1.3的不透明度，而[CI]/13 CO峰值亮度温度比在0.2至0.8之间。[Cl]柱密度比13 CO低一个数量级。从[Cl]得到的H2柱密度与从12 CO得到的值相当。我们的地图显示，CI优先检测到的气体与低温（低于20 K），这可能解释了从两种示踪剂计算的相当的H2柱密度（Cl和12 CO都低估了柱密度），因为较暖气体中的大量Cl可能处于较高的能量状态转变中（[Cl]，3 P2 - 3 P1，在810 GHz），因此可能需要观察上述两个[Cl]跃迁以恢复总H2柱密度。
2014-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic carbon as a powerful tracer of molecular gas in the high-redshift Universe: perspectives for ALMA
我们使用一个高分辨率的流体动力学模拟，跟踪一个大规模的高红移星系内的分子氢的非平衡丰度，以产生模拟阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）的原子碳，CI 1-0和CI 2-1的精细结构线的地图。受最近的观测和理论工作的启发，我们假设CI在巨大的分子云中完全混合，并证明其发射是H2的一个很好的代理。几乎所有与星系相关的H2都可以在红移z<4处使用紧凑的干涉配置与大合成光束（无法分辨目标星系）在不到4小时的积分时间内检测到。\CI谱线的低分辨率成像（其中目标星系被分解为三到四个光束）将在不到12小时的孔径合成中检测到约80%的H2。在这种情况下，产生的数据立方体也提供了确定星系动态所需的关键信息。我们的结论是ALMA观测CI 1-0和2-1发射非常适合于延长宇宙回望时间的间隔，在此期间，H2分布，动力学质量和Tully-Fisher关系的星系可以稳健地探测。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disentangling protoplanetary disk gas mass and carbon depletion through combined atomic and molecular tracers
原行星盘的总气体质量和元素C，N，O组成是我们理解行星形成的关键因素。测量气体质量是复杂的，因为H $_2$不能在盘的冷块中检测到，并且在所有盘模型中，相对于氢的元素丰度随气体质量简并。我们提出了新的NOEMA观测CO，$^{13}$ CO，C $^{18}$ O和光学薄C $^{17}$ O $J$ =2-1线，并使用额外的高角分辨率阿塔卡马大毫米阵列毫米连续谱和CO数据来构建一个代表性的LkCa 15模型。最能限制气体质量和碳丰度的跃迁是C $^{17}$ O 2-1、N ${_2}$ H $^+$ 3-2和HD 1-0。使用这三种分子，我们发现LkCa 15盘中的气体质量是$M_\mathrm{g}=0.01 ^{+0.01}_{-0.004} M_{\odot}$，比以前估计的低六倍。碳丰度为C/H =（$3 \pm 1.5) \times10^{-5}$），这意味着元素碳的中度消耗为3-9倍。所有其他分析的转换也同意这些数字，在一个因素的建模不确定性。使用解析的\ce{C2H}图像，我们发现C/O比为$\sim$ 1，这与该盘中H $_2$ O耗尽的文献值一致。LkCa 15盘中缺乏严重的碳消耗与盘的年轻年龄一致，但与较老的冷过渡盘中看到的更高的消耗形成对比。结合光学薄CO同位素线与N $_2$ H $^+$有望打破气体质量和CO丰度之间的简并性。这个来源与冷，但年轻的磁…
2022-09-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
The Observational Anatomy of Externally Photoevaporating Planet-Forming Discs I: Atomic Carbon
我们证明了CI作为光蒸发风的示踪剂的实用性，光蒸发风是由周围的紫外线环境驱动的。通常观测到的CO线只在相对较弱的紫外线环境中追踪这些风，否则在大多数年轻恒星经历的中到高紫外线场的风中解离。然而，CI跟踪在中等UV环境中风的不微妙的运动学特征（$\sim1000$ G $_0$），并且可以用于对风的运动学和温度施加约束。在CI位置-速度图中，外部光蒸发导致的速度比单独的开普勒旋转更快，并且位置-速度空间的象限中没有开普勒辐射。这与视角无关，因为风具有垂直于圆盘的方位角旋转的分量。在中间视角（$\sim 30-60^\circ$）下，1阶矩图在大尺度上也表现出扭曲形态（与导致扭曲的其他过程不同，扭曲通常朝向内部椎间盘）。CI很容易用ALMA观察到，这意味着现在可以在中等紫外线环境中识别和验证外部光蒸发对行星形成盘的影响。
2020-01-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
