Fevering Interstellar Ices Have More CH3OD
单氘代甲醇被认为是在恒星形成的星前核心阶段形成的。观察到的CH 2DOH/CH 3 OD比的变化表明,它的形成强烈依赖于周围的云条件。因此,它是恒星形成开始之前的物理条件的潜在示踪剂。代表一个典型的星前核的单点物理模型耦合到化学模型,以调查在星前阶段的氘代甲醇的潜在形成途径。H和D的简单加成反应不能重现所观察到的丰度。实验验证的提取方案的实施导致甲基-氘代甲醇的有效形成,但缺乏羟基-氘代甲醇的充分形成。CH_3OD可能是在较晚的演化阶段形成的,可能是在暖冰中HDO(和D_2O)与CH_3OH之间的H-D交换反应。CH 2DOH/CH 3 OD比值不是星前阶段物理条件的合适示踪剂,但可能更适合作为冰加热的示踪剂。
2022-04-03 astro-ph.GA
Cool Interstellar Medium as an Evolutionary Tracer in ALMA-Observed Local Dusty Early-Type Galaxies
冷星际介质(ISM,<30 K)的含量和分布可以指示晚型星系向早型星系转变的演化机制。为了研究这一点,ALMA观测12 CO [2-1]线的发射,获得了五个尘埃ETG从一个完整的样品在低密度环境中。其中四个ETG具有巨大的(约10^9兆太阳能)扩展分子气藏,有效半径约为3至5千秒差距。这项工作提供了一个运动学和结构分析,这些观察,探索可能的进化机制。轴对称或双对称运动学模型被拟合到分子气体盘的观测中,以量化存在的主导结构并突出显示额外的结构或不对称性。还检查了这些ETG的积分场单元(IFU)观察结果(如可用)。其中两个ETG,GAMA 64646和622305,似乎经历了潮汐扰动,导致分子气体盘和/或恒星形成内环。GAMA 272990可能经历了一次合并,形成了一个椭圆星系,其中嵌入了一个形成恒星的分子气体盘。GAMA 622429可能经历了一次轻微的合并,这是由分子气体分布的不对称性和光学图像中的扰动所指示的。剩下的ETG,GAMA 177186,受到来自一个偏移源的源混淆的影响,该偏移源可能是一个高质量,富含尘埃和气体的物体。总的来说,在低密度环境中,似乎有很高比例的尘埃ETG具有大量的、扩展的分子气体储层,并且作为其最近演变的一部分,经历了某种相互作用。长期演化可以(重新)将ETG从恒星形成星系转变为被动星系。
2022-10-20 astro-ph.GA
Can cyanide radicals drive molecular backbone growth on interstellar icy grains?
Instituto de Física Fundamental, CSIC(西班牙国家研究委员会基础物理研究所);Leiden University(莱顿大学)
研究通过量子化学计算探讨了吸附在星际尘粒类比物上的氰化物自由基与乙炔和乙烯的反应,发现反应活性受反应物相对取向影响,且在冰中反应与气相反应不同,强调了局部冰结构在星际尘埃化学中的重要性。
2026-03-16 astro-ph.GA
Cosmogenic 10Be as a Tracer for Recent Heliospheric Encounters with Interstellar Cold Clouds
Boston University(波士顿大学);Columbia University(哥伦比亚大学);University of Arizona(亚利桑那大学)
研究通过模拟10Be在大气中的产生,探讨日球层与星际冷云相遇对地球暴露的银河宇宙射线和日球源高能粒子的影响,发现仅解析尺度的云可被铁锰沉积物检测,而更小尺度的云需通过高能粒子或冰芯记录检测。
2026-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.ao-ph
Surveying the Whirlpool at Arcseconds with NOEMA (SWAN). IV. Extent of active galactic nucleus feedback on the interstellar medium
Universität Bonn(波恩大学);Observatorio Astronómico Nacional (IGN)(国家天文台(西班牙地理与测绘研究所));The Ohio State University(俄亥俄州立大学);Center for Cosmology and Astro-Particle Physics, Ohio State University(俄亥俄州立大学宇宙学与天体粒子物理中心);National Astronomical Observatory of Japan(日本国立天文台);Max Planck Institute for Radio Astronomy(马克斯·普朗克射电天文研究所);University of Arkansas(阿肯色大学)
研究通过SWAN数据探讨M51中AGN反馈对星际介质的影响,利用分子气体踪迹和发射线比值函数分析,揭示AGN反馈的双阶段机制。
2026-04-16 astro-ph.GA
Far to near UV spectroscopy of the interstellar medium at very high resolution and very high signal-to-noise ratio
对星际介质相及其边界或连接的性质的全面研究需要比较不同相示踪剂的丰度和速度分布。在紫外波段,对热恒星光谱中出现的大量吸收特征的研究,使我们对ISM各相的组成和物理特性以及影响它们的过程有了基本的了解。它们还告诉我们它们之间的边界的性质。然而,还没有一种仪器能够以同样高的光谱分辨率获得所有ISM阶段的物种:从远紫外的CO和H2分子谱带,到冷中性介质示踪剂C I和S I,和暖介质示踪剂C II、NI、OI、Mg II、Fe II、Si II等,以及热电离介质C IV、Si IV在紫外的高离子,以及远紫外线下的O VI。我们还没有设计出能够在分辨率R>200 000和信噪比SNR>500的情况下观察整个UV域的光谱仪。谱线的半高宽受湍流、温度和物质质量的控制,这种分辨率对于分辨来自冷分子氢和具有约1 km/s湍流的暖金属离子的谱线以及区分不同的速度分量(通常间隔小于2 km/s)是必要的。
2019-03-14 astro-ph.GA
Astro2020: The Cycling of Matter from the Interstellar Medium to Stars and back
理解星系星际介质中从云的聚集到恒星形成和恒星反馈的物质循环是当代天体物理学中一个重要而令人兴奋的领域。关于云和结构的形成,湍流的作用,以及各种反馈过程的相对重要性的许多悬而未决的问题只能通过光谱分辨线的观测来解决。在这里,我们强调两组特定的线的重要性:原子碳的精细结构线作为示踪剂的黑暗分子气体和中J CO线作为示踪剂的温暖,活跃的分子气体的湍流耗散和反馈的区域。观测必须覆盖广泛的环境(即,物理条件),这将通过对银河系分子云、银河系中心、麦哲伦云和附近星系的大规模调查来实现。迄今为止,此类调查完全缺失,因此是下一个十年及以后的一个重要科学机会。为了成功地解释观测结果,必须将其与星际介质的(化学)建模和模拟结果相结合。
2019-03-26 astro-ph.GA
Polarisation of submillimetre lines from interstellar medium
磁场在许多天体物理过程中起着重要的作用。然而,对于星际介质(ISM)中的磁场没有统一的诊断方法,每种磁示踪剂都有其局限性。任何新的检测方法都是有价值的。理论研究表明,亚毫米级精细结构谱线在紫外光激发下,由于原子的排列而发生偏振,这为探测星际磁场开辟了新的途径。我们将首次在模拟的三维ISM上进行合成观测,以证明亚毫米原子线偏振的可测量性。提供了不同来源(包括恒星形成区(SFR))预期的不同吸收和发射线的最大偏振。我们的结果表明,亚毫米原子线的极化是一个强大的磁示踪剂,并增加了亚毫米天文学的观测研究的重要价值。
2017-12-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Volatile Carbon to Oxygen Ratio as a Tracer for the Formation Locations of Interstellar Comets
根据1 I/`Oumuamua和2 I/Borisov的发现所暗示的发生率,即将进行的鲁宾天文台时空遗产巡天(LSST)应该每年都能探测到$\ge1$星际天体(Hoover等人,2021年)。我们主张未来测量这些物体中H $_2$ O、CO $_2$和CO的产生率,以估计它们的碳氧比,从而追踪它们原始原行星盘内的形成位置。我们审查类似的测量太阳系彗星,这表明形成内部的CO雪线。通过对星际介质和太阳系的相对处理进行量化,我们估计,对于大多数星际彗星来说,产生率将不能代表原始成分。在星际介质中CO和CO $_2$相对于H $_2$ O的优先解吸意味着测量的C/O比代表原始比的下限。具体而言,${\rm Q}({\rm CO})/{\rm Q}({\rm H_2O})<.2$和${\rm Q}({\rm CO})/{\rm Q}({\rm H_2O})>1$的产率比可能分别指示CO雪线内部和外部的地层。2 I/Borisov的高C/O比意味着它形成于CO雪线的外部。我们提供了一个概述,目前运行的设施能够获得这些测量,将限制喷出的彗星,形成外部的CO雪线的分数。这一部分将提供关键的洞察力的效率和机制,彗星喷射在系外行星系统。
2022-06-01 astro-ph.EP astro-ph.GA
Interstellar Comets from Post-Main Sequence Systems as Tracers of Extrasolar Oort Clouds
本研究评估LSST探测主序后AGB恒星释放的系外彗星“Jurads”的可能性,发现探测虽难但非不可行,并揭示此类天体可作为系外奥尔特云的示踪者。
2023-06-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
Tracers of the ionization fraction in dense and translucent gas: I. Automated exploitation of massive astrochemical model grids
电离分数在中性星际介质的物理和化学中起着关键作用,从控制气体与磁场的耦合到允许驱动星际化学的快速离子-中性反应。大多数对电离分数的估计都依赖于氘代物质,如DCO+,其检测仅限于致密的核心,代表了它们所处的巨大分子云体积的极小部分。随着大视场高光谱图的出现,可能会发现新的示踪剂。我们基于天体化学模型网格搜索电离分数的最佳可观测示踪剂。我们建立模型网格,随机采样大量的物理条件(不可观测的量,如气体密度,温度等)。并计算相应的观测值(线强度,柱密度)和电离分数。我们通过训练随机森林模型来估计每个潜在示踪剂的预测能力,以根据这些模型网格预测该示踪剂的电离分数。在半透明介质和冷重介质条件下,发现了几种对电离分数具有很好预测能力的可观测示踪剂,发现冷重介质条件下的几种示踪剂比传统的DCO+/HCO+比值更好,适用范围更广。我们还提供了更简单的分析拟合估计电离分数从最好的示踪剂,并估计相关的不确定性。我们讨论了本研究的局限性,并选择了一些推荐的示踪剂在这两种类型的条件。这里介绍的方法是非常通用的,可以应用于任何其他感兴趣的量(宇宙线通量,元素丰度等)的测量。从任何类型的模型(PDR模型,时间依赖的化学模型等)。(节略)
2020-07-27 astro-ph.GA
The MAGPI Survey: Effects of Spiral Arms on Different Tracers of the Interstellar Medium and Stellar Populations at z~0.3
本文利用MAGPI巡天中两个z~0.3三臂螺旋星系的MUSE高分辨率观测,通过比较Halpha、气相金属丰度和D4000的二维方位角分布,验证了密度波理论对螺旋臂起源的解释,并证明了在该红移处约束螺旋结构的可行性。
2023-10-30 astro-ph.GA
Water ice deuteration: a tracer of the chemical history of protostars
上下文毫米波观测测量了低质量原恒星周围几个物种的高度分子氘化。2009年发射的赫歇尔太空望远镜现在正在提供水的氘分馏的新措施,水是星际冰的主要成分。目标。我们的目标是从理论上研究水的形成和氘化,这被认为是形成在星际颗粒表面的分子云。方法.我们使用了气体颗粒天体化学模型GRAINOBLE,该模型考虑了星际冰的多层形成。我们改变了几个输入参数,以研究它们对水氘代的影响。我们包括邻位和对位状态的关键物种,包括H2,这会影响所有分子的氘分馏的治疗。该模型还包括有关的实验室和理论工作的水的形成和氘化粮食表面。特别是,我们使用Eckart模型计算了表面反应的传输概率,我们认为冰光解后分子动力学模拟。结果使用多层方法使我们能够研究各种参数对水的丰度和氘代的影响。水的氘化被发现是非常敏感的邻-对位比的H2和总密度,但它也取决于气体/颗粒的温度和云的视觉消光。由于氘化对物理条件非常敏感,与对低质量原恒星IRAS 16293的亚毫米观测的比较使我们能够建议水冰与有限密度的分子云中的CO2一起形成,而甲醛和甲醇主要是在后期形成的,在那里冷凝变得更密集和更冷。
2012-12-13 astro-ph.GA
The $^{12}$CO$_2$ and $^{13}$CO$_2$ Absorption Bands as Tracers of the Thermal History of Interstellar Icy Grain Mantles
分析ISM中以水为主的冰中CO $_2$的红外特征可以提供冰颗粒中CO $_2$的物理状态和冰本身的热历史的信息。在许多来源,CO $_2$被发现在“纯”的结晶形式,如签名的分裂的弯曲模式的吸收曲线。在很大程度上,纯CO $_2$可能是在热处理过程中由CO $_2$从CO $_2$:H $_2$ O混合物中分离而形成的。以前的实验室研究量化了偏析的温度依赖性,但没有系统的测量偏析的浓度依赖性。在这项研究中,我们测量了CO $_2$在CO $_2$:H $_2$ O混合物中的偏析的温度依赖性和浓度依赖性,并发现如果CO $_2$:H $_2$ O的比例小于23%,则没有纯的结晶CO $_2$形成。因此,CO $_2$的分离并不总是一个很好的冰幔热示踪剂。我们发现,在CO $_2$:H $_2$ O混合物中,$^{13}$ CO $_2$的不对称伸缩振动模的宽模分量的位置和宽度随温度线性变化,但对CO $_2$的浓度不敏感.我们建议使用这种模式,这将是可观察到的低质量的原恒星信封和密集的云层与詹姆斯韦伯太空望远镜,跟踪热历史的冰地幔,特别是当隔离CO $_2$是不可用的。利用实验室测量的$^{13}$ CO $_2$剖面,分析了冰帽对年轻恒星天体的ISO-SWS观测结果,并讨论了其天体物理意义。
2018-10-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
Measuring the Heating and Cooling of the Interstellar Medium at High redshift: PAH and [C II] Observations of the Same Star Forming Galaxies at z~2
恒星的形成主要依赖于星际介质(ISM)的冷却机制,然而,在恒星形成的高峰时期(z ~ 2)星系中气体的热性质仍然知之甚少。理解多相ISM的一个限制因素是缺乏在同一星系中检测到的多种示踪剂,例如多环芳烃(PAH)排放,星际气体中关键光电加热机制的示踪剂,以及[C II] 158μm精细结构排放,主要冷却剂。本文介绍了六个z ~ 2恒星形成星系的ALMA波段9观测结果,这些星系具有强的Spitzer IRS探测到的PAH辐射。所有六个星系都在尘埃连续体中被探测到,并被边缘化。我们比较了PAH和[C II]发射的性质,并将它们的关系约束为总红外光度(LIR)和红外表面密度的函数。在一个星系中检测到高信噪比(34σ)的[C II]发射,我们对第二个源设置了安全的上限。我们的样本的其余部分在[C II]中没有检测到,可能是由于红移的不确定性和窄的ALMA带通窗口。我们的结果是一致的赤字[C II]/LIR和PAH/LIR中观察到的文献。然而,在z ~ 2处[C II]与PAH的发射之比可能远低于在附近的尘埃恒星形成星系中观测到的。这可能是由于在高z,更热的气体和尘埃温度下通过[O I]增强冷却的结果,和/或光电效率的降低,其中星际辐射和气体加热之间的耦合减少。
2020-02-19 astro-ph.GA
Galaxies in box: A simulated view of the interstellar medium
本文综述了物理上真实的银河系三维模拟模型的发展,考虑了从恒星形成分子云到完整的螺旋盘的尺度。模型使用流体动力学(HD)或磁流体动力学(MHD)方程计算,可能包括宇宙射线或示踪粒子。完整的星系结构和超新星(SN)爆炸甚至云塌缩形成恒星的湍流尺度之间的动力学尺度范围,使得目前的计算工具和资源不可能在一个模型中解决所有这些问题。因此,我们考虑一个层次的模型,以及如何将它们联系起来,以提高我们对整个星系的理解。
2012-04-16 astro-ph.GA
The SILCC project --- IV. Impact of dissociating and ionising radiation on the interstellar medium and Halpha emission as a tracer of the star formation rate
我们提出了三维辐射流体动力学模拟恒星风的影响,光电加热,光离解和光电离辐射,和超新星的化学成分和恒星形成的分层盘模型。其次是一个基于下沉的模型,星团人口的个别大质量恒星。恒星风和电离辐射调节恒星形成率在一个低于模拟的10倍,只有超新星的反馈,由于其直接影响周围的星际介质后,恒星形成。电离辐射(包括风和超新星)显著降低了大多数超新星爆炸的环境密度,使之小于10^-25 g cm^-3,而只有风和超新星的模型则为10^-23 g cm^-3。来自大质量恒星的辐射减少了分子氢的数量,增加了中性氢的质量和体积填充率。只有这个模型的结果在2 Gyr的分子气体耗尽的时间尺度,并显示出最好的协议与观测。在辐射模型中,与碰撞激发(非辐射模型中的主要发射)相反,Halpha发射主要由辐射复合主导,碰撞激发仅占总Halpha发射的约1- 10%。寿命短的大质量恒星(M >= 30 M_sun)是造成Halalpha光度显著波动的原因。相应的推断恒星形成率可以低估真实的瞬时恒星形成率约10倍。
2016-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
H2CN/H2NC abundance ratio: a new potential temperature tracer for the interstellar medium
研究利用IRAM 30m首次在暖分子云G+0.693-0.027中探测H2CN与H2NC,发现其丰度比随温度升高至2.2±0.5,提示该比值可作为温度示踪剂。
2023-06-05 astro-ph.GA
Impact of distance determinations on Galactic structure. I. Young and intermediate-age tracers
在这里,我们讨论的影响,距离测定银河系盘跟踪相对年轻的对象。直径约40千秒差距的银河系盘是研究距离测量方法、星际灭绝、星系演化和其他天文学感兴趣的主题的十字路口。例如,对星际消光的恰当处理对于估算太阳附近小范围以外的星盘中恒星的距离至关重要。我们将回顾相关研究的现状,并讨论一些新的方法来解决灭绝定律。当消光定律受到合理的约束时,在今天和未来的调查中发现的距离指标告诉我们恒星的分布,以及整个银河系的更多信息。在几个有用的距离指标中,这篇评论的重点是造父变星和疏散星团(特别是星团中的接触双星)。这些示踪剂是特别有用的解决银河系盘的金属丰度梯度,一个重要的功能,观测和理论模型之间的比较可以揭示磁盘的演变。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of interstellar argonium and other probes of the molecular fraction in diffuse clouds
我们提出了一个一般的参数研究,其中的星际氩(ArH $^+$)的丰度预测使用扩散星际气体云的物理和化学模型。结果已获得作为一个功能的紫外辐射场,宇宙射线电离率,和云消光。没有一组云参数提供一个可接受的适合典型的ArH $^+$,OH $^+$和$\rm H_2O^+$丰度在银河系内的弥漫云观察。相反,观测到的丰度表明,ArH $^+$主要存在于一个单独的种群的小的云总的视觉消光最多0.02兆克每云,其中的列平均分子分数是在范围$10^{-5} - 10^{-2}$,而OH $^+$和$\rm H_2O^+$主要存在于稍大的云与列平均分子分数$\sim 0.2$。这一分析证实了我们先前的建议,即氩分子离子是几乎纯原子气体的独特示踪剂。
2016-07-01 astro-ph.GA
Multi-wavelength probes of the Milky Way's Cold Interstellar Medium: Radio HI and Optical KI Absorption with GASKAP and GALAH
本研究结合GASKAP射电HI吸收与GALAH光学KI吸收,证实两种冷中性星际介质示踪剂具有紧密运动学与空间关联,并测得丰度比。
2025-09-27 astro-ph.GA
A three-dimensional map of the hot Local Bubble using diffuse interstellar bands
太阳系位于一个低密度的空腔内,被称为局部气泡,其中似乎充满了温度为10 $^6$ K的X射线发射气体。这样的条件对于典型的星际原子和分子来说太苛刻了。星际气体中存在着一种神秘的示踪物,称为弥散星际带(DIB),它通常以吸收特征出现在恒星光谱中。这些乐队的携带者基本上仍然身份不明。在这里,我们使用两种不同的DIB示踪剂($λ$ 5780和$λ$ 5797)报告的三维结构的局部气泡,这表明,DIB载体存在于气泡。该图显示与外部相比,气泡内部的$λ$ 5797/ $λ$ 5780的低比率。这一发现证明,$λ$ 5780 DIB的载体可以承受X射线光解离和快离子溅射,其中$λ$ 5797 DIB的载体屈服。这意味着DIB载体可能比迄今为止认为的更稳定,并且$λ$ 5780 DIB的载体必须大于$λ$ 5797 DIB的载体。另一种可能是,小规模的致密(和冷却)结构,屏蔽了一些DIB载体必须在气泡内普遍存在,这意味着这种结构可能是超新星驱动气泡的内在特征。
2019-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of 13CH in the interstellar medium
近年来,大量的高光谱分辨率观测亚毫米和FIR跃迁的亚甲基(CH),已经证明了这个自由基是一个有价值的代理H2,可用于表征分子气体内的星际介质(ISM)在银河系尺度上,包括CO-暗成分。在这里,我们报告的发现13 CH同位素在ISM中使用的upGREAT接收器上SOFIA。我们探测到了2 THz频率从基态到四个高质量恒星形成区跃迁的三个超精细结构分量,并确定了13 CH柱密度。ISM中普遍存在的含碳分子已经将碳的两种稳定同位素12 C/13 C丰度之间的比值的确定变成了银河系化学演化研究的基石。虽然随着银河系距离显示出上升的梯度,但当使用不同分子(CO,H2 CO等)的观测值测量时,该比率显示出取决于所使用的示踪剂的系统变化。这些观察到的不一致性可能来自光学深度效应、化学分馏或同位素选择性光解离。CH是由C+通过UV驱动或顺磁驱动的化学反应形成的,它反映了C+的分馏,并且不像以前用于确定12 C/13 C同位素比的其他分子那样显示出任何显著的分馏效应,这使它成为整个银河系12 C/13 C比值的理想示踪剂。因此,通过将13 CH的导出的柱密度与先前获得的主要同位素体12 CH的相应跃迁的SOFIA数据进行比较,我们导出了朝向Sgr B2(M)、G34.26+0.15、W 49(N)和W51 E的12 C/13 C同位素比率。将我们的12/13 CH值与以前的银河系同位素梯度计算值相加…
2020-07-02 astro-ph.GA
About Metallicity Variations in the Local Galactic Interstellar Medium
在本文中,我们讨论和面对最近的结果金属丰度变化的本地星际介质,从HII地区和中性云的银河系薄盘的观测,并比较它们与最近的高质量的金属丰度测定的其他示踪剂的化学成分的星际介质的B型星,经典造父变星和年轻的集群。我们发现,金属丰度的变化,这些最后一类的对象是相互一致的,并与获得的HII地区,但显着小于中性云。我们还讨论了存在大量的低金属丰度云的大金属丰度变化在当地的银河系薄盘的可能起源。我们发现,这样的假设似乎并不兼容:(a)什么是预测的气体混合在星系盘的理论研究,和(b)的模型和观测的金属丰度的高速云和它的演变,因为它们与周围的介质混合,在他们的银河平面上的下降。我们的结论是,大多数的证据有利于在太阳附近的星际介质的化学成分是高度均匀的。
2022-04-26 astro-ph.GA
Full disc [CII] mapping of nearby star-forming galaxies: SOFIA FIFI/LS observations of NGC 3627, NGC 4321, and NGC 6946
本研究利用SOFIA FIFI/LS对三个邻近恒星形成星系进行亚千秒差距尺度[CII]映射,发现[CII]与恒星形成率的关系在星系间及星系内不同环境存在差异,表明[CII]作为恒星形成示踪剂的复杂性,为后续校准提供基础。
2025-02-17 astro-ph.GA
Small-scale structure of the interstellar medium towards rho Oph stars: diffuse band observations
通过对星际弥散带的观测,研究了大分子/尘埃在星际介质中分布的小尺度结构。使用英国-澳大利亚望远镜上的伦敦大学学院中阶梯摄谱仪(UCLES)记录了rho Oph A、B、C和DE星的高信噪比光谱。在距离很近的双星rho Oph A和B之间,发现一些DIB的强度相差约5- 9%,它们在天空中的投影距离仅为~344 AU。这是第一个被报道的小尺度DIB强度变化的恒星系统。观察到的变化归因于载体丰度和沿每个视线存在的物理条件的组合之间的差异。朝向rho Oph C的视线包含相对密集、分子丰富的物质,并具有最强的λλ5850和4726 DIB。向DE方向扩散的气体表现出较弱的C_2(蓝色)DIBs和较强的黄色/红色DIBs。在某些情况下,视线之间的扩散带强度的差异显着大于原子和双原子物种之间的相应变化,这表明DIBs可以是星际云条件的敏感示踪剂。
2013-01-25 astro-ph.GA
Interstellar Nitrogen Isotope Ratios: Measurements on tracers of C$^{14}$N and C$^{15}$N
本研究利用 IRAM 30 m 与 ARO 12 m 望远镜直接测量恒星形成区的 C14N/C15N,发现氮同位素比值随银心距先升至约 9 kpc 后在外银河系下降。
2024-06-14 astro-ph.GA
Interstellar shock studies: the SOFIA/GREAT contribution
激波在星系的星际介质中无处不在,它们有助于能量平衡和物质循环,并且被认为是宇宙射线加速的主要场所。大多数时候:在喷流和外流、超新星遗迹或碰撞流中,它们与恒星形成有关。因此,激波的研究是探测星际介质演化和更好地理解恒星形成的有力工具。为了实现这些目标,必须将最精确的观测结果与最精确的冲击模型进行比较。SOFIA/GREAT仪器是支持我们进展的强大观测工具,因为它允许在远红外范围内观测许多激波示踪物。
2015-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
An HI 21-cm line survey of evolved stars
21厘米的HI线是AGB星周围的星周物质的示踪物,特别是距离中心恒星很远(0.1-1 pc)的物质。它可以提供关于拱星壳层外部和恒星物质注入星际介质的区域的运动学和物理条件的独特信息。然而这种示踪剂一直没有太多的使用到现在,由于分离真正的拱星发射从星际的困难。我们正在利用南西射电望远镜对大量演化恒星的HI辐射进行调查。我们报告了这一长期计划的最新进展,重点是S型星。
2011-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The interstellar dust reservoir: SPICA's view on dust production and the interstellar medium in galaxies
典型的星系大约三分之一的能量是在红外线上发出的。这种发射的起源重新处理了被星际尘埃颗粒吸收的星光,并以红外线的热发射形式重新辐射。在特别多尘的星系中,例如星暴星系,红外辐射的能量比例可以高达90%。尘埃排放被认为是恒星生命开始和结束阶段的一个很好的示踪剂,在那里尘埃是由后主序星产生的,随后加入星际尘埃库,并最终被恒星和行星形成消耗。这项工作回顾了目前的理解,这个星际尘埃水库的大小和属性,通过使用大麦云云作为一个例子,什么可以学到的尘埃属性和恒星形成的星系从这个尘埃水库,使用SPICA,建立在以前的工作与赫歇尔和斯皮策太空望远镜,以及红外空间天文台。
2016-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lighting the dark molecular gas: H$_{2}$ as a direct tracer
分子气体质量的可靠知识对于理解星系中恒星的形成至关重要。H $_{2}$分子在寒冷的星际介质中不能有效地发射,因此星系的分子气体含量通常使用间接示踪剂来推断。在低金属丰度和其他极端环境中,这些示踪剂可能会受到很大的偏差。本文提出了一种直接从纯中红外转动H $_{2}$辐射估算星系中分子气体总质量的新方法。通过假设H $_{2}$旋转温度的幂律分布,我们可以精确地模拟H $_{2}$激发,并通过仅改变幂律的斜率可靠地获得温暖的($T\!\gtrsim\!100$ K)H $_{2}$气体质量。与斯皮策/IRS的典型灵敏度,我们能够直接探测的H $_{2}$内容通过旋转发射低至~80 K,占~15%的总分子气体质量的星系。通过外推拟合的幂律温度分布的校准的\emph{single}较低的截止温度,该模型还恢复了总的分子含量的一个因素内的~2.2在不同的星系样本,和一个子集的破幂律模型同样表现良好。在ULIRGs中,温暖的H $_{2}$气体的比例随着尘埃温度的升高而升高,并对$α_\mathrm{CO}$有一定的依赖性。在5个低金属量星系的样本中,范围低至12 + log [O/H]= 7.8,该模型产生的分子质量比CO所暗示的大约100倍,与其他基于尘埃质量和恒星形成耗尽时标的方法一致。这项技术为评估早期宇宙中的分子含量提供了真正的希望,而早期宇宙中的CO和尘埃方法可能会失败。
2016-07-27 astro-ph.GA
Properties of interstellar filaments as derived from $Herschel$, $Planck$, and molecular line observations
最近的\herschel \和\planck \对亚毫米尘埃发射的观测揭示了星际介质(ISM)中无处不在的尘埃结构。暗条在静止云和恒星形成区中的普遍存在表明,暗条结构的形成是在磁化湍流冷ISM中起作用的物理学的自然产物。通过对古尔德带8个区域的{ \it Herschel}观测到的270多个暗条的分析,表明星际暗条的特征是中心宽度分布狭窄,而它们的柱密度范围很宽。分子线观察这些细丝的样本显示的证据,在致密的细丝的速度色散与列密度增加,这表明由于周围的物质吸积到这些恒星形成的细丝每单位长度的质量的演变。对\planck \尘埃偏振观测资料的分析表明,沿暗条的平均磁场与其周围云的平均磁场不同。这表明在细丝形成过程中物质和$\vec{B}$场之间存在耦合。这些观测结果,来自尘埃和气体示踪剂的总强度和偏振强度,设置强有力的约束理论模型的灯丝的形成和演变。他们还提供了重要的线索,从致密(超临界)丝的碎片恒星形成过程的初始条件。然而,更高分辨率的尘埃偏振观测和大规模的分子线映射需要更详细地研究星际细丝的内部结构。
2017-12-02 astro-ph.GA
The IRAM-30m line survey of the Horsehead PDR: I. CF+ as a tracer of C+ and a measure of the Fluorine abundance
C+是星际介质中的一个关键物质,但它的158 μm精细结构线在地面望远镜中无法观测到。目前的氟化学模型预测,CF+是第二个最重要的氟水库,在地区的C+是丰富的。我们探测到CF+的J = 1-0和J = 2-1旋转线,具有高的信噪比,朝向PDR和马头的致密核心位置。通过旋转图分析,我们得到了N(CF+)=(1.5 - 2.0)\times 10 ^12 cm^-2的柱密度。由于简单的氟化学,CF+柱密度与氟丰度成比例。因此,我们推断氟的气相丰度为F/H =(0.6 - 1.5)\times 10^-8。光化学模型表明,CF+被发现在层中的C+是丰富的。辐射产生于星云的紫外线照射皮肤,追踪最外层的云层。事实上,CF+和C+是迄今为止在马头中观察到的唯一具有由运动学引起的双峰线轮廓的物种。因此,我们建议,CF+,这是从地面检测,可以用作代理的C+层。
2012-06-02 astro-ph.GA
Probing the interstellar medium of NGC1569 with Herschel
NGC 1569是附近星系中恒星形成最活跃的星系。它拥有两个超级星团(SSC),单位面积的恒星形成率(SFR)高于其他星暴矮星系。在温暖和热的电离和原子氢气体中观察到超出星系光学体的扩展发射;一个空腔围绕着SSC。通过对NGC 1569恒星和尘埃性质的研究,我们旨在了解大质量恒星形成对周围星际介质的影响。我们使用Herschel和辅助的多波长观测,从紫外到亚毫米波段,来构建它的光谱能量分布,我们在SPIRE 250 μm分辨率下在~ 300 pc尺度上用magphys建模。多波长的形态显示低水平的尘埃排放在空腔中,并在其周边的几个尘埃节的浓度。在电离氢和中性氢观测中看到的扩展发射也存在于远红外发射中。尘埃质量在空腔的外围较高,这是由正在进行的恒星形成和尘埃排放结驱动的。SFR在中心区域最高,而特定的SFR对正在进行的恒星形成更敏感。与其他星际介质的示踪物相一致,包含空洞和SSC的区域只包含了中心星暴尘埃质量的12%。气尘质量比在空腔内较低,在其周边波动到较高值。
2014-08-28 astro-ph.GA
N$_2$H$^+$(1-0) as a tracer of dense gas in and between spiral arms
本文利用N$_2$H$^+$(1-0)对旋臂内和旋臂间两条巨分子纤维状结构进行高分辨率成图,发现旋臂间致密气体分数反而更高,并探讨了示踪剂化学、激发及环境因素对该结果的可能影响。
2024-03-28 astro-ph.GA
Tracing the formation of molecular clouds via [CII], [CI] and CO emission
如果我们有一个可靠的观测示踪剂来追踪形成云的气流,那么我们对分子云如何在星际介质(ISM)中形成的理解将大有帮助。单电离和中性碳([CII],[CI])的精细结构发射和CO的旋转线发射都被观察到与分子云。然而,目前还不清楚这些示踪剂是否可以用来研究气体流入到正在聚集的云上,或者它们是否主要追踪已经聚集的云。在本文中,我们解决这个问题的帮助下,高分辨率的分子云的形成,包括一个复杂的化学和热物理的ISM治疗模拟。我们的模拟表明,[CI]和CO排放的痕量气体主要是分子,密度n ~ 500-1000 cm $^{-3}$,远大于流入气体的密度。[CII]追踪早期主要为原子的低密度物质(n ~ 100 cm $^{-3}$)。大部分的[CII]发射跟踪与[CI]或CO发射相同的结构,但一些出现在流入的气体中。不幸的是,这种辐射非常微弱,用现有的观测设施很难探测到,即使是位于星际辐射场升高的区域的云。
2019-05-12 astro-ph.GA
Dark Molecular Gas in Simulations of z~0 Disc Galaxies
分子云的$\rm H_2$质量传统上是用CO(J=1-0)转动跃迁线来追踪的。也就是说,CO相对容易光离解,并且也可以被宇宙射线破坏,从而使一些分子气体成为“CO-暗”。我们研究了两个$z \sim 0$盘星系中CO暗气体的数量和物理性质,并对有希望的替代示踪物([CI 609 $μ$ m和[CII] 158 $μ$ m发射)的预期强度进行了预测。为此,我们结合盘星系的宇宙学变焦模拟与热辐射化学平衡星际介质(ISM)的计算模型预测的H~ \textsc{i}和$\rm H_2$丰度和CO(J=1-0),[CI] 609 $μ$ m和[CII] 158 $μ$ m的发射特性。我们的模型将ISM视为径向分层云的集合,其属性取决于它们的体积和柱密度,气相金属丰度,星际辐射场和宇宙射线电离率。我们的主要结果如下。采用一个观测动机的CO-暗气体的定义,即$\rm H_2$气体与$W_{\rm CO} < 0.1 $ K-km/s,我们发现,一个显着的量($> 50\%$)的总$\rm H_2$质量在于CO-暗气体,其中大部分是弥漫的气体,由于低尘埃柱密度屏蔽不良。CO暗分子气体倾向于由[CII]主导,尽管[CI]在许多情况下也作为暗气体的明亮示踪剂。同时,[CII]也倾向于追踪中性原子气体。因此,当我们量化分子气体的三种碳基示踪剂的转换因子时,我们发现[CI]受到扩散原子气体的污染最少,并且…
2018-10-29 astro-ph.GA
Multiphase turbulent interstellar medium: some recent results from radio astronomy
氢原子的射频1.4GHz跃迁是弥散中性星际介质的重要示踪剂之一。射电天文学对这种转变的观测,无论是使用单碟望远镜还是阵列干涉仪,都揭示了星际介质的不同性质。这种观测对于研究星际气体中的多相性质和湍流特别有用。最近使用多个射电望远镜进行观测,以更详细地研究这两个密切相关的方面。利用各种观测技术,发现银河系星际介质的密度和速度涨落具有类似于Kolmogorov的幂律功率谱。所观察到的湍流速度色散与长度尺度的幂律标度可以用来导出介质的真实温度分布。一个正在进行的大型氢原子吸收谱线测量的观测结果也被用来研究不同温度下气体的分布。热稳态模型预测,中性气体在温度低于200 K和高于5000 K时分别以冷相和暖相存在。然而,这些观测清楚地表明,在中间不稳定相中存在大部分气体。这些结果对标准模型的有效性提出了严重质疑,并强调了替代理论模型的必要性。有趣的是,数值模拟表明,一些观测结果可以解释一致,包括湍流的多相介质模型的影响。本文简要介绍了射电天文观测和数据分析的一些基本思想,总结了最近的观测结果,并讨论了结果的可能影响。
2015-02-03 astro-ph.GA
Modelling ultraviolet-line diagnostics of stars, the ionized and the neutral interstellar medium in star-forming galaxies
我们结合国家的最先进的模型生产的恒星辐射和其通过星际介质(ISM)的传输,调查紫外线诊断的恒星,电离和中性ISM在恒星形成的星系。首先,我们评估我们的恒星星族合成模型的可靠性拟合吸收线指数ISM自由紫外光谱的10个大麦哲伦星系团。在这样做的时候,我们发现,忽略随机抽样的恒星初始质量函数在这些年轻的($\sim10$ -100百万年),低质量的集群影响可以忽略不计的紫外线为基础的年龄和金属丰度的估计,但可能会导致显着高估的恒星质量。然后,我们进行并开发了一个简单的方法,基于理想化的描述的ISM的主要特征,计算在物理上一致的方式星云发射和星际吸收的恒星形成星系的紫外光谱的综合影响。我们的模型考虑了辐射通过电离的内部和外部的短寿命恒星诞生云的中性信封,以及辐射转移通过弥漫的云间介质的传输。我们使用这种方法来探索恒星的纠缠签名,电离和中性ISM的恒星形成星系的紫外光谱。我们发现,除了一些显着的例外,大多数标准的紫外线指数定义的光谱中的ISM-免费的恒星星族容易受到显着的污染的ISM,这与金属丰度增加。我们还确定了几个星云发射和星际吸收功能,特别干净的示踪剂的ISM的不同阶段脱颖而出。
2017-09-14 astro-ph.GA
Shaken or stirred: the diffuse interstellar medium with exceptionally high SiO abundance
本研究利用NOEMA干涉仪在无恒星形成的弥漫星际介质中探测到异常高丰度的SiO,且线宽排除了高速激波机制,挑战了SiO源于恒星反馈的传统观点,强调需重新审视尘埃处理与弥漫星际化学过程。
2023-04-13 astro-ph.GA
Interstellar Complex Organic Molecules in SiO-traced massive outflows
星际介质包含尘埃和气体,在高密度和寒冷的条件下,分子可以增殖。星际复合有机分子(Interstellar Complex Organic Molecules,简称iCOMs)是一种至少含有6个碳原子的含碳物质。由于它们是在年轻的恒星物体中被发现的,iCOM预计将存在于恒星形成演化的早期阶段。在这项研究中,我们试图确定哪些iCOMs存在于大质量原恒星的流出分量。为了做到这一点,我们分析了蓝移和红移iCOMs发射的形态延伸在一个样本的11个大质量的原恒星采用映射观测在1毫米内的~1 GHz的带宽为IRAM-30米和APEX望远镜。我们使用XCLASS LTE辐射转移代码模拟了我们的对象的中心指向光谱的iCOMs发射。我们检测到了几种iCOM的存在,例如:CH 3OH,13 CH 3OH,CH 3 OCHO,C2 H5 C15 N和c-C3 H2)CH 2。在G034.41+0.24、G327.29-0.58、G328.81+0.63、G333.13-0.43、G340.97-1.02、G351.45+0.66和G351.77-0.54中,iCOMs线显示微弱的宽线轮廓。由于蓝移和红移发射的偏移峰值位置,覆盖范围从~0.1到0.5 pc,这些翅膀可能与致密核心外部的运动有关,例如大规模的低速外流。我们还建立了母体iCOM分子CH 3OH和冲击示踪剂SiO之间的相关性,加强了冲击环境提供了…
2022-07-19 astro-ph.GA
The Heating of Mid-Infrared Dust in the Nearby Galaxy M33: A Testbed for Tracing Galaxy Evolution
由于8 μm多环芳烃(PAH)辐射与其它已知的恒星形成示踪剂有很好的相关性,因此被广泛用作恒星形成速率(SFR)示踪剂。然而,有研究对8 μm发射作为SFR示踪剂的准确性和可靠性提出了挑战。我们的研究是赫歇尔M33扩展巡天(HERM 33 ES)开放时间密钥计划的一部分,旨在通过分析附近螺旋星系M33在75 pc的高空间尺度上的红外辐射来解决这个问题。结合赫歇尔空间天文台和斯皮策空间望远镜的数据,我们发现8 μm发射与250 μm发射的相关性比与24 μm发射的相关性更好。L(8)/L(24)比在24 μm发光区高度降低,这与已知的HII区相关。我们还将我们的结果与Draine & Li(2007)的粉尘排放模型进行了比较。我们证实了在恒星形成区附近8 μm PAH发射的衰减比模型预测的要高;这可能是由于年轻恒星辐射的增加破坏了造成8 μm发射的尘埃颗粒的影响,正如其他作者已经提出的。我们发现大部分8 μm的辐射与弥漫的星际介质加热完全一致,与Draine等人(2013)最近确定的M31尘埃辐射相似。我们还发现8 μm辐射与星际漫射辐射场有关的部分在60%到80%之间,比24 μm的漫射部分大40%。
2014-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Faint absorption of the ground state hyperfine-splitting transitions of hydroxyl at 18 cm in the Galactic Disk
本文通过四个连续谱源的18 cm OH吸收观测,并结合[CII]、HI和CO数据,评估OH追踪CO暗分子气体的能力及其在HII区中的线特征约束。
2025-06-09 astro-ph.GA
The Optical -- Mid-infrared Extinction Law of the l=165 Sightline in the Galactic Plane: Diversity of Extinction Law in the Diffuse Interstellar Medium
了解尘埃消光的影响对于正确解释观测结果非常重要。光学总消光比与选择消光比Rv = Av/E(B-V)被广泛用于描述紫外和光学波段的消光变化。由于Rv=3.1的消光曲线充分代表了银河系弥漫区域的平均消光定律,因此它通常用于校正沿视线朝向星际介质弥漫区域的观测测量结果。然而,Rv值甚至可以沿着不同的漫射星际介质视线变化。在本文中,我们调查的光学-中红外(中红外)消光定律对一个非常弥漫的区域,在l = 165的银河系平面,这是选择的基础上的CO排放图。采用红团簇星作为消光示踪物,在APASS的两个波段(B,V),XSTPS-GAC的三个波段(g,r,i),2 MASS的三个波段(J,H,Ks)和WISE的两个波段(W1,W2)上测定了我们漫射区的光-中红外消光规律。具体而言,18个红团簇星是从APOGEE-RC目录的基础上光谱数据,以探讨消光规律的多样性。我们发现,光学消光曲线表现出明显的多样性。相应的Rv范围从1.7到3.8,而平均Rv值为2.8,与广泛采用的银河系弥漫云平均值3.1一致。在0.2 ~ 0.6 mag范围内,Rv值与色过量E(B-V)或与每千秒差距的比消光值(AV/d)之间没有明显的相关性。
2017-09-18 astro-ph.GA
Lyman Alpha and MgII as Probes of Galaxies and their Environments
Lyα发射、Lyα吸收和MgII吸收是中性氢的强有力的示踪剂。氢是宇宙中最丰富的元素,通过气体吸积和流出,在星系形成中起着核心作用,同时也是分子云的前身,恒星形成的场所。由于中性氢的21 cm发射只能在局部宇宙中直接观察到,我们依赖于Lyα发射,Lyα和MgII吸收来探测驱动星系演化的物理学。此外,这些示踪剂对覆盖星际介质、环星系介质和星系间介质的一系列氢密度敏感,为研究知之甚少的区域的气体物理提供了宝贵的手段。在高红移,Lyα发射线搜索已经发现了数千个z = 7的恒星形成星系。大的Lyα散射截面使得这条线的观测对星系外非常弥散的气体非常敏感。从类星体和GRB光谱中的阻尼Lyα吸收线和MgII双峰的吸收,我们还知道了另外几千个高红移星系。特别是MgII,探测了在各种环境和红移(0.1 < z < 6.3)中星系晕内富含金属的中性气体,包括所谓的红移沙漠。本文综述了Lyα发射、Lyα和MgII吸收的观测和理论模型在星系形成和演化背景下对星际、环星系和星系间介质的认识。
2014-09-22 astro-ph.GA
Towards a multi-tracer timeline of star formation in the LMC -- I.\ Deriving the lifetimes of H\,{\sc i} clouds
与恒星形成过程的各个阶段相关的时间尺度仍然缺乏约束。这包括恒星形成的最早阶段,在此期间,分子云从原子星际介质中凝结出来。我们提出的第一个系列文件的最终目标是编译的第一个多示踪剂的恒星形成的时间轴,通过一套全面的演化阶段,从原子气体云未嵌入的年轻恒星星族。在本文中,我们提出了一个经验确定的原子云的寿命使用恒星形成形式主义的不确定原理,H $α$和H\,{ \sc i}的发射作为空间尺度的函数的去相关的基础上。我们发现一个原子气体云的寿命为48 $\substack{+13\\-8}$ \,Myr。这一时间尺度与大麦哲伦星云中原子云的平均寿命(基于银河系动力学)是一致的,大麦哲伦星云中原子云的寿命主要由ISM中面的引力坍缩决定。我们还确定了重叠时间尺度,其中H1,{ \sc i}和H1,{$α$ ii}发射都是非常短的($t_{over}<1.7$ i,Myr),与零一致,表明在H1,{ \sc i}云和H1,{ \sc ii}区域之间的中间阶段,气体几乎完全相变为分子形式。我们利用在这项工作中得出的时间尺度放置经验确定的限制的时间尺度的分子云形成。通过进行相同的分析,包括和不包括30剑鱼座地区,我们发现,最极端的恒星形成环境中的大麦哲伦星云的测量平均原子气体云寿命的影响不大。通过测量原子气体云的寿命,我们对驱动分子云形成的物理学进行了强有力的约束,并为LMC中恒星形成的多示踪剂时间轴…
2020-07-07 astro-ph.GA
Three-dimensional mapping of the local interstellar medium with composite data
银河系星际介质的三维地图是通用的天体物理工具。红化图可以基于对单个目标星的颜色过量测量的反演,或者基于使用恒星巡天的统计方法。还制作了基于弥漫星际带的三维地图。所有方法都受益于大规模调查和盖亚数据的出现。我们首先更新了我们以前的本地尘埃地图的基础上,通过替换Hipparcos或光度距离与盖亚数据版本1值(如果可用)的单个颜色过量数据的正则化贝叶斯反演。其次,我们补充了这个数据库与一系列的~5,000色过量值估计从lambda 15273 DIB的强度对恒星从SDSS/APOGEE,拥有盖亚视差。第三,我们计算了一个低分辨率的地图的基础上的泛星红化测量网格通过一个新的分层技术,并使用此地图作为先验分布在其他两个数据集的反演。在这里,我们提出了第一次尝试,结合不同的数据集和方法,以改善当地的地图。盖亚的使用在某些领域带来了重大的变化,并在全球范围内增加了结构的紧凑性。额外的基于DIB的数据使得可以将距离分配给位于更近的不透明结构后面的云,并且不会为接近的结构引入矛盾的信息。一个更现实的先验分布,而不是一个平面平行均匀分布有助于更好地定义的结构。我们通过与其他地图和软X射线数据的比较验证了结果。我们的研究表明,各种示踪剂的组合是一个潜在的工具,更准确的地图。有一个在线工具可以检索地图和红化估计数(http://www.example.com)。
2017-06-23 astro-ph.GA
Dense gas tracers in and between spiral arms: from Giant Molecular Filaments to star-forming clumps
本文测绘两条旋臂与旋臂间巨分子丝的多种致密分子线,发现N₂H⁺最能示踪真正致密气体,而环境差异主要来自中等密度示踪剂及分辨率与度量选择。
2025-06-11 astro-ph.GA
The [C II] emission as a molecular gas mass tracer in galaxies at low and high redshift
本文报道了10个主序星星系的ALMA波段9观测结果,这些星系的[C II] 158 μ m辐射具有典型的恒星质量(log M*/Msun ~ 10.0 - 10.9)和恒星形成速率(~ 35 - 115 Msun/yr),红移z ~ 2。鉴于强大的和充分理解的星际介质从现在到z = 2的演变,我们调查的行为[C II]排放和经验确定其主要驱动程序。我们检测[C II]从六个星系(四个安全,两个暂定)和估计合奏平均值,包括非检测。我们的样本的[C II]与红外光度比(L[C II]/LIR)与本地主序星星系相似(~ 2 x 10^-3),比星暴高出~ 10倍。[C II]发射的平均空间范围为4 - 7 kpc,与光学尺寸一致。用文献数据补充我们的样本,我们发现[C II]光度与星系的分子气体质量相关,平均绝对偏差为0.2 dex,没有明显的系统性:[C II]到H2的转换因子(α_[C II] ~ 30 Msun/Lsun)在很大程度上与星系的耗尽时间、金属丰度和红移无关。因此,[C II]似乎是一个方便的示踪剂,以估计星系的分子气体含量,而不管它们的星暴或主序星的性质,并延伸到低和高红移的贫金属星系。z > 6 - 7星系的[C II]发射的缺乏可能表明恒星形成效率很高,或者来自恒星形成的一小部分紫外光被尘埃再处理。
2018-08-30 astro-ph.GA
Collisional Excitation of the [CII] Fine Structure Transition in Interstellar Clouds
我们分析了碰撞激发的158微米(1900.5 GHz)的精细结构转变的离子化碳(C+)的线强度由简单的云模型。单个C+精细结构跃迁是原子星际介质和光子控制区的一种非常重要的冷却剂,其中碳部分或完全处于电离形式。[CII]线被广泛用作银河系和其他星系中恒星形成的示踪剂。[CII]精细结构跃迁的激发可以通过与氢分子、原子和电子的碰撞。用Herschel上的HIFI仪器和SOFIA上的GREAT仪器对[CII]进行速度分辨观测已经成为可能。这些观测结果的分析是复杂的事实,这是很难确定的[CII]线的光学深度,由于相对薄弱和混合的组件的类似过渡的13 C $+。我们讨论了[CII]线的激发和辐射跃迁,推导出几种极限情况下的分析结果,并使用大速度梯度模型进行数值求解,以进行更全面的分析。我们表明,天线温度高达1/3的气体动力学温度的亮度温度,天线温度是线性成比例的柱密度的C+的过渡,这可以被称为有效光学薄(EOT)近似的光学深度无关。我们审查的临界密度激发的[CII]线的各种碰撞伙伴。我们简要地分析了C+吸收,最后讨论了C+冷却,以及线强度的考虑如何影响ISM的这一重要冷却剂的行为。
2012-10-15 astro-ph.GA
Turbulent power distribution in the local interstellar medium
背景:所有尺度上的星际介质(ISM)都充满了结构,这些结构可以用作馈送湍流的过程的示踪剂。目的:我们使用HI调查数据来推导局部ISM的角功率分布的全局特性。研究方法:在n边= 1024 HEALPix网格上的HI4 PI观测和代表三个阶段的高斯分量,冷、暖和不稳定的微温中性介质(CNM、WNM和LNM),用于速度$|v_{\mathrm{LSR}}| \leq 25$ \kms。对于高纬度地区的$|b| > 20°$,我们生成了切趾地图。在光束解卷积之后,我们拟合角功率谱。结果如下:观测到的柱密度的功率谱是非常好的定义和直的对数-对数表示与三维幂律指数$γ\geq -3$的本地气体。对于中等速度云(IVC),我们推导出$γ= -2.6$和高速云(HVC)$γ= -2.0$。对于多极$l \leq 100$,CNM、LNM和WNM的单相功率分布与$ γ\sim -2.5$高度相关且较浅。在较大的多极子中观察到冷阴极结构的多余功率。最陡的单通道功率谱的CNM被发现在速度与大CNM和低WNM相分数。结论:局部ISM中的相空间分布由相变配置,并且需要用三个不同的相位来描述,这三个相位高度相关但具有不同属性的分布。相变导致相空间中的局部分级结构。CNM是在小尺度上构造的,并且被限制在位置-速度空间中。LNM作为WNM的接口是CNM的接口。它扩展到比CNM更大的尺度,并涵盖更广泛的速度范围。相…
2019-07-01 astro-ph.GA
Precision measurement of magnetic field from near to far, from fine to large scales in ISM
磁场在天体物理学的许多领域都有着重要的或支配性的影响,但一直很难量化。基于基态排列的偏振光谱法被认为是星际扩散介质中磁场的直接示踪方法。由于基态原子的长寿命,外磁场中的拉莫尔旋进将磁场的方向印在吸收物质的极化上。这为利用紫外线、光学和无线电线的偏振测量研究亚高斯磁场提供了一个独特的工具。许多来自GSA的具有强信号的谱线在UV波段。通过识别具有不同动力学性质的气体中的磁场,光谱偏振的高光谱分辨率测量将允许研究3D磁场分布和星际湍流。GSA还提供了在小尺度上绘制磁场的3D方向的独特机会,磁盘,其中晶粒对齐是不可靠的。适合研究的物体范围极广,包括行星际介质、星际介质和星周区域的磁场以及河外物体的扩散介质。
2019-03-26 astro-ph.GA
Far-infrared study of tracers of oxygen chemistry in diffuse clouds
上下文弥漫性星际介质的化学性质有三大支柱:放热的离子-中性反应(“冷化学“),吸热的中性-中性反应(“热化学“),以及尘埃颗粒表面的反应。虽然暖化学在与湍流耗散区相关的激波中变得重要,但星际OH和H2O形成的主要途径是冷化学。目的。本研究的目的是通过观测确认原子氧与原子和分子气相的关联,并了解测量的OH和OH +丰度作为H2可用储层的函数。方法.我们获得了吸收光谱的基态的OH,OH+和OI的高速分辨率,与伟大的板载SOFIA,和太赫兹接收器在APEX。我们分析了它们以及来自HIFI的HF和CH的辅助光谱。为了将它们从超精细结构中去卷积并分离由于视线上的各种速度分量而产生的混合物,我们使用模拟退火与下坡单纯形最小化相结合的方法拟合由适当数量的高斯分布组成的模型光谱。与作为H2的替代物的HF和/或CH以及HI $λ$ 21 cm数据一起,可以确定分子氢分数f^NH2 = N(H2)/(N(H)+ 2N(H2))。然后,我们研究了丰度比作为f^N\_H2的函数。结果OI的柱密度与可用的分子和原子氢的量高度显著相关,相对于H核,原子氧丰度为$3 \times 10 ^{-4}$。虽然OH和OH+的吸收特征的速度是松散相关的,并反映了视线上的螺旋臂交叉,但仔细检查后,它们显示出一个负响应。臂间的密度对比度被发现是在OH比OH+。虽然这两种物质可以共存,OH的丰度比OH+高,但后者在没有OH的…
2016-02-10 astro-ph.GA
Probing interstellar turbulence in cirrus with deep optical imaging: no sign of energy dissipation at 0.01 pc scale
自20世纪30年代以来,在光学中观察到了漫射的银河光。我们建议,当观察到在光学与深成像调查,它可以被用来作为示踪剂的湍流级联的扩散星际介质(ISM),下降到约1角秒的尺度。在这里,我们提出了一个功率谱分析的尘埃柱密度的弥漫卷云在银河系高纬度(l ~ 198度,b ~ 32度)作为来自组合的MegaCam g波段图像,获得的MATLAS大型计划在CFHT的一部分,普朗克辐射和明智的12微米数据。这三个数据集的组合使我们能够计算密度功率谱的HI超过三个数量级的规模。我们发现,密度场是很好地描述了一个单一的幂律尺度范围从0.01到50 pc。功率谱的指数γ =-2.9 +-0.1,与热双稳态和湍流HI的预期相容。我们没有发现任何陡峭的功率谱在小尺度表明,在该介质中的湍流能量耗散的典型尺度小于0.01pc。双极扩散的情况下,通常提出的主要耗散剂,是与我们的数据相一致,只有当观察到的云的密度高于典型的冷中性介质气体假设的值。讨论了深部光学成像探测为研究低密度ISM结构和湍流提供的新途径。
2016-06-24 astro-ph.GA