Mapping PAH sizes in NGC 7023 with SOFIA
NGC 7023是一个被充分研究的反射星云，它显示了来自多环芳烃（PAH）分子的芳香红外带（AIB）形式的强烈发射。AIBs在该区域的光谱变化与PAH分子的化学演化有关，而PAH分子的化学演化又取决于当地的物理条件。我们使用SOFIA的能力来观察NGC 7023的3.2' x 3.4'区域，我们在3.3和11.2 um的高空间分辨率（2.7”）下观察到的波长。我们比较了SOFIA图像与现有图像的PAH发射在8.0 μ m（斯皮策），从蒸发非常小的颗粒（eVSG）从斯皮策IRS光谱立方体提取的发射，ERE（HST和CFHT），和H_2（2.12 μ m）。我们创建了11.2/3.3 μ m比率的地图，以探测PAH尺寸分布的形态，以及8.0/11.2 μ m比率的地图，以探测PAH电离。我们使用的排放模型和振动光谱从美国宇航局艾姆斯PAHdb翻译的11.2/3.3微米比PAH的大小。11.2/3.3 μ m的分布图显示了PDR西北部和南部的最小PAH浓度（H_2和扩展红光发射）。我们估计，在西北PDR中的多环芳烃携带，平均数的碳原子数（N_c）约70在PDR腔和约50在PDR表面。在整个星云中，结果揭示了PAH大小的2倍变化。我们将这些尺寸变化与PAH家族从分子云到PDR的演变模型联系起来。多环芳烃的大小图使我们能够跟踪NGC 7023中多环芳烃的光化学演化。当VSG到达PDR表面时，…
2016-03-08 astro-ph.GA
SOFIA FEEDBACK survey: PDR diagnostics of stellar feedback in different regions of RCW 49
我们利用SOFIA的[CII] 158 $μ$ m和[OI] 63 $μ$ m观测值、APEX的$^{12}$ CO（3-2）观测值和斯皮策望远镜的H $_2$线观测值确定了不同区域的物理条件，从而量化了RCW 49中恒星反馈的影响。SOFIA和APEX望远镜观测到了RCW 49的大地图，而斯皮策望远镜的观测结果只针对三个小区域。从我们的定性分析中，我们发现，与H $_2$ 0 - 0 S（1）线相比，H $_2$ 0 - 0 S（2）发射线探测更致密的气体。在四个区域（“北云”、“柱”、“脊”和“壳”），我们将我们的观测结果与更新的PDR模式进行了比较，并导出了6-13.6 eV（$G_{\rm 0}$）、H核密度（$n$）、温度和压力之间的积分远紫外通量。我们发现高压脊的$G_{\rm 0}$最高（2.4 $\times$ 10 $^3$ Habing单位），而北部云的$G_{\rm 0}$最低（5 $\times$ 10 $^2$ Habing单位）。这是这些区域相对于Wd 2星团的位置的直接结果。该山脊的密度也很高（6.4 $\times$ 10 $^3$ cm $^{-3}$），这与其正在进行的恒星形成是一致的。在斯皮策的位置中，我们发现最接近Wd 2星团的位置是超新星，这表明恒星形成的早期阶段。此外，与壳层重叠的斯皮策位置被发现具有最高的$G_{\rm 0}$，我们预计…
2022-08-17 astro-ph.GA
Sagittarius B1 -- A Patchwork of H II Regions and PhotoDissociation Regions
Sgr B1是银河系中心的一个明亮的H II区域，紧邻大质量恒星形成的巨大分子云Sgr B2，并且显然由于它们相似的径向速度而与它相连。在2018年，我们从SOFIA FIFI-LS对[O III] 52和88微米线的观测中发现，没有中心激发星团，电离星必须广泛分布在整个区域。在这里，我们提出了SOFIA FIFI-LS观测的[O I] 146和[C II] 158微米线形成在周围的光解离区域（PDR）。我们发现，这些线既不相互关联，也不与[O III]线，但它们一起更好地与来自Hi-GAL的70微米Herschel PACS图像相关。我们由此推断，Sgr B1由一些较小的H II区域加上它们相关的PDR组成，一些看到正面，另一些看到或多或少的边缘。使用模型计算与多云，我们证明了可能出现的边缘上的PDR，并显示PDR密度和电子密度之间的密度差估计从[O III]线的比率是不兼容的压力平衡，除非有一个很大的压力贡献，无论是湍流或磁场或两者兼而有之。我们同样得出结论，激发Sgr B1的热恒星在整个区域中分布广泛，距离气体相当远，没有证据表明目前有大质量恒星形成。
2021-02-13 astro-ph.GA
SOFIA Far-infrared [O III] and [O I] Observations of Dense CO-knots in the Supernova Remnant Cassiopeia A: Multi-phase Ejecta
超新星遗迹中密集、快速移动的喷出物结是分子和尘埃形成的主要场所。我们目前的SOFIA远红外光谱仪FIFI-LS观测Cas A中的富CO结，覆盖了北部壳的~1平方弧分区域，在[O III] 52和88微米和[O I] 63微米线。FIFI-LS谱表明，[O III]和[O I]的谱线轮廓与Herschel PACS [O III]和CO谱线轮廓相似。我们发现，[O III]地图显示非常不同的形态比[O I]地图。[O III]图显示了弥散的大尺度结构，两条[O III]线的比率表明在所绘制的区域内存在密度范围为500 - 10，000/cm ^3的气体。相反，[O I]图显示与密集的富CO结相关的明亮发射。63微米的[O I]线描绘了冷却的、致密的冲击后喷出物气体。我们发现，IR占主导地位的[O III]发射是从后冲击气体的基础上，其形态，高柱密度，和速度分布。我们描述了多相喷出物结，一生的团块，和生存的年轻超新星遗迹的尘埃。
2019-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globules and pillars in Cygnus X III. Herschel and upGREAT/SOFIA far-infrared spectroscopy of the globule IRAS 20319+3958 inCygnus X
天鹅座X南的IRAS 20319+3958是一个罕见的自由漂浮球体（质量~240兆太阳，长度~1.5秒差距）的例子，其内部HII区域是由嵌入的中等质量恒星（特别是一颗赫比格Be恒星）的恒星反馈产生的。在这里，我们提出了一个Herschel/HIFI CII 158亩地图的整个球和一个大的其他FIR线（中到高J CO线观察Herschel/PACS和SPIRE，OI 63亩线和CO 16-15线观察upGREAT在SOFIA），覆盖了球的头部和部分在尾部的位置。CII图显示整个球状体可能在旋转。在赫比格Be星附近探测到高度准直的高速CII辐射。我们使用KOSMA-tau PDR代码对头部和尾部的一个位置进行了PDR分析。在头部中观察到的FIR线可以用双组分模型再现：扩展的非cluelytic外部PDR壳和cluelytic、致密且薄的内部PDR层，其代表HII区域腔和外部PDR之间的界面。模拟的内部UV场约为2500 Go，与我们从Herschel FIR通量中获得的结果相似，但低于我们从嵌入恒星普查中估计的结果。外部照明的~30 pc远的天鹅座OB 2集群，产生的紫外线场的~150-600 G 0的上限，是负责大部分的CII发射。对于尾部，我们模拟了具有非clusific组件的发射，暴露于约140 Go的UV场。
2021-08-24 astro-ph.GA
Globules and pillars seen in the [CII] 158 micron line with SOFIA
分子球和柱是壮观的特征，只在分子云和HII区之间的界面区域发现。影响远紫外线（FUV）辐射在其表面上产生光子主导区域（PDR），可以通过典型的冷却线跟踪。使用SOFIA上的GREAT接收器，我们绘制并光谱解析了来自天鹅座X中三个物体（柱，球状体和强IRAS源）的[CII] 158微米原子精细结构线和高度激发的12CO J = 11 - 10分子线。我们在这里专注于小球，并比较我们的数据与现有的斯皮策数据和最近的赫歇尔开放时间PACS数据。球状体中[CII]发射较长，CO发射较致密。我们将这种发射主要归因于内部PDR，它是由一个可能嵌入星团的至少一颗早期B星所产生的。然而，不能完全排除由Cyg OB2缔合激发引起的外部PDR发射。速度分辨的[CII]发射跟踪PDR表面的发射，可能的旋转的小球，和高速流出的气体。球状体相对于扩展的HII区显示出约2 km/s的速度偏移，这可以理解为球状体产生的分子云的残余湍流。这种情况是兼容的，最近的数值模拟，强调湍流的影响。值得注意的是，一个孤立的球状体显示出这些由[CII]线追踪的强大动力学特征，但它需要更多的观测研究来验证是否确实存在一个嵌入的B星星团。
2012-03-30 astro-ph.GA
Far-infrared line emission from the outer Galaxy cluster Gy 3-7 with SOFIA/FIFI-LS: Physical conditions and UV fields
本研究利用 SOFIA/FIFI-LS 观测外银河星团 Gy 3-7 的远红外 CO 与 [O I] 发射，揭示其物理条件、紫外辐射场及中等质量恒星形成特征，并未发现低金属丰度影响线冷却。
2023-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial variation in temperature and density in the IC 63 PDR from $\rm H_{2}$ Spectroscopy
用SOFIA/EXES测量了IC 63光离解区（PDR）内的气体温度。我们根据$γ$ Cas的光照将PDR分为三个区域进行分析：“晴天”、“山脊”和“背阴”。通过构造不同区域的旋转图，我们得到了朝向“山脊”的温度T $_{ex}$ = $562^{+52}_{-43}$ K，而在“背阴”侧的温度T $_{ex}$ = $495^{+28}_{-25}$ K。H $_2$发射在脊的“向阳”侧未检测到，可能是由于H $_2$在该气体中的光解离。我们的温度值低于T $_{ex}$ =685 $\pm$ 68 K，使用S（1），S（3）和S（5）纯旋转线，由Thi等人（2009）使用IC 63 PDR不同位置的较低空间分辨率ISO-SWS数据得出。这种差异表明PDR是不均匀的，并说明需要对这些区域进行高分辨率测绘，以充分了解其物理特性。温度梯度的检测与消光到云，点的能力，使用H $_2$纯旋转线光谱映射的气体温度在小尺度上。我们使用PDR模型来估计IC 63中的FUV辐射和相应的气体密度。我们的研究结果表明，SOFIA/EXES的解决能力，并提供详细的信息，在这些地区的温度。
2021-10-22 astro-ph.GA
The ionized and hot gas in M17 SW: SOFIA/GREAT THz observations of [C II] and 12CO J=13-12
利用新的THz图像，覆盖面积约为3.3x2.1 pc^2，我们探测了M17 SW星云中电离、中性和分子气体成分的空间分布和关联。我们使用SOFIA机载望远镜上的双波段接收器GREAT获得了M17 SW中12 CO J=13-12跃迁和[C II] 158 μ m精细结构线的5 '.7x3'.7图，并将光谱分辨图与相应的低J和中J CO和[C I]发射的地面数据进行了比较。第一次SOFIA/GREAT允许我们比较速度分辨[C II]发射图与分子示踪剂。我们看到了很大一部分的[C II]发射，无论是在空间上还是在速度上，这是完全不相关的光子主导区域（PDR）的其他示踪剂。只有特定的窄通道地图的速度分辨[C II]光谱显示不同的气体成分之间的相关性，这是看不到在所有的集成强度图。这些在所有谱线中显示出不同的形态，但几乎没有给出关于发射源的任何信息。[C II] 158 μ m发射延伸到M17 SW分子云中超过2 pc，其线轮廓比12 CO J=13-12和[C I]发射覆盖更宽的速度范围，我们将其解释为望远镜光束内的几个电离碳气体团和层。高J CO排放出现在电离和中性碳排放之间的密集区域，表明存在高密度团块，允许快速形成热CO在照射的复杂结构的M17 SW。[C II]在南部PDR的观测不能解释分层，也不是clustrial PDR模型。
2012-03-09 astro-ph.GA
SOFIA FEEDBACK Survey: The Pillars of Creation in [C II] and Molecular Lines
本文利用 SOFIA FEEDBACK 等多波段高分辨率观测，揭示鹰状星云创生之柱中光解离区与分子气体的物理结构、密度、质量及压力平衡关系，并推断柱顶致密团块将在光致蒸发时标内因双极扩散而坍缩。
2023-09-26 astro-ph.GA
Gemini, SOFIA, and ATCA Reveal Very Young, Massive Protostars in the Collapsing Molecular Cloud BYF 73
我们提供了全球坠落分子云/原恒星团BYF 73的多波长数据。其中包括来自SOFIA的远红外场成像线光谱仪（FIFI-LS）的新的远红外光谱线和连续谱数据，Gemini-South上的热区域相机光谱仪（T-ReCS）的中红外（MIR）观测，以及来自澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的3 mm连续谱数据，加上斯皮策/IRAC，赫歇尔/PACS和SPIRE的档案数据。[OI] $\lambda63 μ$ m、[OIII] $\lambda88 μ$ m、[OI] $\lambda145 μ$ m和[CII] $\lambda158 μ$ m中的FIFI-LS光谱突出了致密分子云和HII区域中及其之间的不同气体环境。云和HII区之间的光解离区（PDR）最好用[OI] $\lambda145 μ$ m来追踪，其密度可能为$>$ 10 $^{10}$ m $^{-3}$，但在致密气体中观测到的$\lambda145μ$ m/ $\lambda63μ$ m和$\lambda63μ$ m/ $\lambda158μ$ m线比远超出模型值。HII区被[CII]很好地追踪，$\lambda158μ$ m/ $\lambda145μ$ m线比表明密度为10 $^{8.5}$ m $^{-3}$，电离辐射场相对较弱，1.5 $\lesssim$ log $(G/G_0)\lesssim$ 2。T-ReCS…
2018-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anatomy of the massive star-forming region S106: The OI 63 micron line observed with GREAT/SOFIA as a versatile diagnostic tool for the evolution of massive stars
双极星云S106的中心区域（40“x40”）是在63.2微米的OI线上以高角度（6”）和光谱分辨率绘制的，使用的是SOFIA上的GREAT。OI发射分布与CO 16-15、CII 158微米和CO 11-10线、mm-分子线和连续谱进行比较。它由几个速度分量组成，范围从-30 km/s到25 km/s。高速蓝移和红移的发射可以解释为产生加速光解（PDR）的气体与黑暗的车道接近的大质量的二元系统S106 IR，并从恒星风和/或磁盘信封相互作用所造成的冲击。在速度为-9 ~-4 km/s和0.5 ~ 8 km/s时，我们观察到了线翼，这是由于电离辐射对腔壁的冲击所造成的PDR冷却。总体速度范围主要由来自clusified分子云的PDR发射决定。用KOSMA-tau程序模拟不同速度范围内的辐射，可以将辐射场chi限制为10^4的几倍，密度n限制为10^4 cm^-3的几倍。考虑到OI线的自吸收，仅对于在高蓝色和红色速度下观察到的气体成分，才会产生更高的密度（高达10^6 cm^-3）。暗巷的质量为275 Msun，并显示出沿其投影长度为1 pc的速度差为1.4 km/s，由H13 CO + 1-0映射确定。它可以被解释为一个巨大的吸积流，或它的残余，与S106 IR/FIR有关。最可能的解释是，双星系统正处于其演化阶段，其中气体吸积被恒星风和辐射抵消，导致观测到的各种示踪剂的空间和运动学…
2018-06-04 astro-ph.GA
SOFIA observations of far-IR fine-structure lines in galaxies to measure metallicity
我们提出了新的和档案SOFIA FIFI-LS远红外光谱观测的25个本地星系的[OIII] 52微米和/或[NIII] 57微米线。包括Herschel-PACS中的其他31个星系，我们讨论了47个星系的本地样本，包括HII区，亮红外，低金属量矮星和Seyfert星系。分析该样品的中到远红外精细结构线，我们评估金属丰度，并与光谱学估计进行比较。利用红外光谱，我们发现了一个类似的O/H-N/O的关系，在光学上已知的。相反，当与光学测定相比时，我们发现系统地较低的N/O IR丰度，特别是在高N/O值（log（N/O）>-0.8）时。我们探讨了各种假设来解释这种差异：（i）光学（O+，N+区域）与红外线（O ++，N ++区域）追踪的电离结构的差异;（ii）扩散电离气体的污染影响用于计算N/O丰度的光学线;（iii）尘埃遮蔽影响基于光学的测定。然而，我们没有发现Δ（N/O）=（N/O）_OPT-（N/O）_IR与电离、电子密度或光学消光的任何相关性。我们推测，来自环银河系介质的贫金属气体的吸积可以为这种差异提供一个解释，因为由于年轻-可能嵌入-大质量恒星的初级生产，在下沉期间总丰度的快速减少之后是N/O比的降低，优先通过IR诊断来跟踪，而光学诊断将更好地跟踪次级生产，当N/O和O/H丰度比都增加时。
2021-11-08 astro-ph.GA
A SOFIA Survey of [CII] in the galaxy M51 I. [CII] as a tracer of Star Formation
我们提出了一个[CII] 158微米的地图，整个M51（包括M51 b）的宏伟设计的螺旋星系观测与SOFIA上的FIFI-LS仪器。我们将[CII]辐射与总远红外强度图和恒星形成率面密度图（由H_α和24 μ m辐射导出）进行比较，研究了M51内各种环境中[CII]与恒星形成活动的关系，尺度为16”（对应于~660 pc）。我们发现，[CII]和SFR表面密度在中央，旋臂，臂间区域有很好的相关性。的相关性是在一个更大的样本附近的星系在千秒差距尺度发现的良好协议。我们发现M51的SFR、[CII]和TIR光度主要由M51盘的扩展发射所控制。然而，伴星星系M51 b的[CII]发射与TIR发射和SFR表面密度相比有所不足，[CII]发射仅在该星系的S-W部分检测到。[CII]赤字与该星系中尘埃温度的增强有关。我们将M51 b中微弱的[CII]发射解释为该星系中恒星形成受到抑制的结果，而驱动TIR和SFR值的明亮的中红外和远红外发射则由其他机制提供动力。在M51中心的黑洞位置也可以看到类似但不太明显的效果。在M51 b中观察到的[CII]赤字表明，这个星系是一个有价值的实验室，可以研究在超亮星系中观察到的明显[CII]赤字的起源。
2018-11-28 astro-ph.GA
Characterizing the PAH Emission in the Orion Bar
本文报道了Spitzer空间望远镜红外光谱仪在猎户座棒光解离区（PDR）两个不同位置上获得的5- 14 ~ $μ$ m光谱和同温层红外天文台（SOFIA）在3.3~ $μ$ m PAH观测结果。我们的目标是表征从多环芳烃（PAH），灰尘，原子和分子氢，氩，硫和氖作为从主要照明源的距离的函数的排放。我们发现，所有的主要PAH带峰值之间的电离前沿和PDR前，跟踪H $_{2}$，而这些频带之间的变化变得更加明显，远离这个峰值到面对PDR后面的PDR前和背面的\HII \，区域。虽然相对PAH强度与既定的PAH特性是一致的，我们报告不寻常的行为，并将其归因于PDR的视角和FUV辐射场的强度撞击PDR。我们确定了平均PAH大小，这在猎户座酒吧的变化。我们讨论了阳离子PAH波段之间的细微差异，并强调在这个PDR环境中的碳物种的光化学演化。我们发现，多环芳烃是一个很好的示踪剂的环境属性，如FUV辐射场的强度和多环芳烃电离参数。
2021-10-22 astro-ph.GA
The distribution of ionized, atomic and PDR gas around S1 in Rho Ophiuchus
蛇夫座ρ星云中的早期B星S1激发了HII区，并照亮了一个大的蛋形光解离（PDR）腔。PDR被密集的分子Rho Oph A脊限制在西部和西南部，更自由地扩展到东北部的弥漫性低密度云中。我们分析了新的SOFIA GREAT，GMRT和APEX数据以及Herschel/PACS，JCMT/HARPS的存档数据，以研究该区域的光辐照电离和中性气体的性质。示踪物包括158微米的[C Ⅱ]、63和145微米的[O Ⅰ]、CO和13 CO的J=6-5跃迁、HCO+（4-3）、610和1420 MHz的射电连续谱和21 cm的HI。PDR辐射强烈地红移到星云的东南方，而主要蓝移到星云的西北方。[C II]和[O I]63光谱在大部分PDR上都是强自吸收的。通过分别使用光学薄的对应物[13 C II]和[O I]145，我们得出结论，自吸收是由温暖的（>80 K）前景PDR气体主导的，而不是由周围的冷分子云。我们估计PDR中C+和O的柱密度分别为3e 18和2 e19 cm^-2。恒星远紫外线通量和再处理的红外辐射的比较表明，西北部的气体团块增强。对PDR气体发射的分析表明，至少存在三种密度成分，包括高密度（10^6 cm^-3）团块、中等密度（10^4 cm^-3）团块和弥散性（10^3 cm^-3）团块间介质。中密度组分主要贡献于PDR气体的热压力，PDR气体与西边的分子云处于压力平衡。我们发现…
2021-02-22 astro-ph.GA
Evidence from SOFIA Imaging of Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Formation along a Recent Outflow in NGC 7027
我们报告的空间分辨（FWHM $\sim3.8-4.6"$）中红外成像观测的行星状星云（PN）NGC 7027上的2.5米望远镜红外天文同温层天文台（SOFIA）。NGC 7027的图像在6.3、6.6、11.1、19.7、24.2、33.6、和37.1 $μ\mathrm{m}$，观测揭示了来自多环芳烃（PAH）和热尘埃的辐射（$T_D\sim90$ K）从围绕电离气体和中心恒星的分子包层的照亮的内边缘。用DustEM程序拟合了FORCAST获得的通量谱能量分布和红外空间天文台（ISO）短波光谱仪（SWS）获得的NGC 7027的存档红外光谱。最佳拟合的尘埃模型提供了一个总的尘埃质量$5.8^{+2.3}_{-2.6}\times10^{-3}$ $\mathrm{M}_\odot$，其中碳质大（$a=1.5$ $μ$ m）和非常小（$a \sim12Å$）颗粒，和多环芳烃（$3.1Å<a<12Å$）组成96.5，2.2和1.3 $\%$的尘埃质量，分别。37 $μ$ m的光学深度图显示了尘埃柱密度的最小值，这些最小值位于与先前确定的中央恒星准直流出相一致的封套区域。光学深度最小值在空间上也与6.2 $μ$ m PAH功能的增强一致，该功能来自6.3和6.6 $μ$ m图。我们解释的尘埃光学深度和PAH 6.2 $μ$ m功能强度和它们的对齐与流出的证据，从中央恒星的尘埃处理和快…
2016-09-08 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
Characterizing [C II] Line Emission In Massive Star Forming Clumps
由于157.74微米[C II]线是恒星形成区的主要冷却剂，它经常被用来推断星系的恒星形成率。通过表征[C II]和来自附近银河系恒星形成分子团的远红外辐射，有可能确定河外[C II]辐射是否来自大量的此类团簇，以及[C II]是否确实是全球恒星形成的可靠指标。我们描述了[C II]和远红外观测使用的FIFI-LS仪器的SOFIA航空天文台对四个密集的，高质量的银河系团块。尽管远红外光度相似，但[C II]与远红外光度比L（[C II]）/L（FIR）在这四个团块中变化至少140倍。特别地，对于AGAL 313.576 +0.324，尽管FIR光度为24，000 L_sun，但没有检测到[C II]线发射。AGAL 313.576 +0.324比星系的L（[C Ⅱ]）/L（FIR）与S_v（63 μ m）/S_v（158 μ m）的经验相关曲线低100倍以上。AGAL 313.576 +0.324可能处于早期演化的“原恒星”阶段，紫外线通量不足以吸收碳，或者处于深度嵌入的“超紧凑”H II区域阶段，其中紫外线通量的尘埃衰减将电离碳区域限制在无法检测的小体积内。或者，其明显缺乏\cii \，发射可能源于\cii \的深吸收，158微米连续谱线，或前景材料对较亮谱线发射的自吸收，这可能抵消或减少FIFI-LS仪器的宽光谱分辨率元素（~250 km/s）内的任何发射。
2020-09-18 astro-ph.GA
SOFIA observations of S106: Dynamics of the warm gas
上下文HII区/PDR/分子云复合体S106是由一颗O星激发的。靠近恒星的温暖和稠密气体的全部范围还没有被绘制成光谱分辨的高J CO或[CII]线，因此温暖的部分电离气体的运动学是未知的。将沙漏状星云一分为二的突出的暗带是仅仅由于围绕着令人兴奋的恒星的一个小圆盘投射的阴影，还是也由于高柱前景气体的消光，直到现在还是一个悬而未决的问题。目标。解开靠近恒星的温暖中性和电离气体的形态和运动学，研究它们与大部分分子气体的关系，并研究暗巷的性质。方法.我们使用SOFIA上的外差接收机GREAT观测[C II]和CO 11-10的速度分辨谱线，并与迄今未发表的350微米亚毫米连续谱数据（SHARC-II）和互补分子谱线数据进行比较。结果高角度和光谱分辨率的观测结果表明，内部S106区域的形态和运动学非常复杂，在不同的激发条件下有许多不同的成分有助于观察到的发射。[C Ⅱ]线是明亮的，非常广泛的，跟踪高速气体接近分子云和HII区的界面。CO 11-10发射在空间和速度上都更局限于S106 IR的直接周围环境，表明存在温暖的高密度（cloudness）气体。我们的高角分辨率亚毫米连续观测排除了分离两个叶的暗巷仅仅是由于靠近恒星的小圆盘投射的阴影的情况。在分子云和HII区域的边界处，泳道也被清楚地视为温暖的高柱密度气体。
2012-03-22 astro-ph.GA
SOFIA/upGREAT far-infrared spectroscopy of bright rimmed pillars in IC 1848
本研究利用SOFIA/upGREAT对IC1848亮缘柱进行远红外光谱观测，揭示[C II]速度偏移及[O I]线比作为光子主导区域物理条件的灵敏探针。
2024-09-25 astro-ph.GA
The PDR structure and kinematics around the compact HII regions S235A and S235C with [CII], [13CII], [OI] and HCO+ line profiles
本工作的目的是研究结构和气体的运动学在周围的紧凑的HII区S235 A和S235 C的光解离区（PDR）。利用SOFIA/upGREAT观测了[CII]、[13 CII]和[OI]谱线的发射，并用HCO ~+和CO的数据进行了补充。利用[13 CII]谱线测量了[CII]发射的光深，发现[CII]谱线的轮廓受自吸收的影响，而[13 CII]谱线不受这些影响。因此，对于致密PDR，[13 CII]发射是气体运动学的更好示踪剂。在S235 A中，[CII]线的光学深度高达10。我们发现在这两个地区的前分子层的[CII]-发射层的PDR的扩展运动。气体和尘埃柱的比较表明，在[CII]和低J CO线中均不可见的气体成分可能对S235 A的总柱有贡献。我们测试所观察到的属性的PDR匹配的球形模型的预测扩展HII区域+ PDR +分子云。[13 CII]、[CII]和[OI]线的积分强度由模型很好地表示，但是由于C+的柱密度不足，模型不能再现双峰[CII]线轮廓。该模型预测，[OI]线可能是一个更可靠的气体运动学示踪剂，但前景自吸收材料不允许使用它在所考虑的区域。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopically resolved far-IR observations of the massive star-forming region G5.89--0.39
63微米[OI]精细结构谱线是天体物理学各个领域的重要诊断工具。然而，我们对这条线的了解依赖于低光谱分辨率的观测，并且对恒星形成区（SFR）复杂环境中每个组分（PDR，喷流）的真正贡献知之甚少。我们研究了喷流和PDR发射以及吸收对超致密H{ \sc ii}区G5.89- 0.39的[OI] 63微米线的贡献，并研究了它在不同速度区通过[OI]，[CII]，CO，OH和H2O的远红外线亮度。我们用SOFIA上的GREAT接收器在[OI]和CO（16- 15）中绘制了G5.89- 0.39。我们在OH^2 <$_3/2}，J=5/2 \toJ =3/2和^2 <$_1/2}，J=3/2 \toJ =1/2谱线上观察到了源的中心位置。这些数据与APEX CO（6-5）和CO（7-6）和HIFI地图以及[CII]，H2O和HF的单点观测结果进行了补充。G5.89- 0.39的[OI]谱受到来自包层和沿视线方向不同云的散射的严重污染。仅在HV处检测到排放，这与由极HV低J CO追踪的紧凑的南北流出明显相关。来自[OI]的质量损失率和能量与CO的估计吻合得很好，表明G5.89- 0.39中的分子流出是由[OI]中看到的喷流系统驱动的。远红外线的亮度G5.89- 0.39是由[OI]在HV占主导地位;在这个速度区的第二冷却剂是CO，而[CII]，OH和H2O是流出冷却的次要贡献者。我们的研究表明…
2015-10-01 astro-ph.GA
[CII] 158$μ$m and [NII] 205$μ$m emission from IC 342 - Disentangling the emission from ionized and photo-dissociated regions
目的：我们调查有多少的[CII]发射在附近的螺旋星系IC 342的核心是由PDR和电离气体的贡献。我们研究了星暴/PDR活动的空间变化，并研究了[CII]线与[NII] 205{ \textmu }m发射线的相关性。方法：我们目前的小地图[CII]和[NII]线最近观察到的伟大接收器上SOFIA。特别是，我们提出了一个超分辨率的方法来推导如何未解决的，运动学相关的结构在光束中所观察到的线形。结果如下：我们发现，来自电离气体的发射显示了运动的组成部分，除了一般的多普勒签名的分子气体。我们将其解释为两个双极电离气体叶扩展出银道面的特征。然后，我们展示了如何这需要适应我们的理解IC~342的核的几何结构。检查星暴活动，我们发现能量单位的比率$I([CII])/I(^{12}\mathrm{CO} (1-0))$在400和1800之间。应用HII和PDR区域的数值模型的预测，从电离相的总[CII]发射的贡献，我们发现，35-90%的观察到的[CII]强度源于电离气体，如果两个阶段的贡献。在中心几百秒差距的平均值上，我们发现[CII]贡献的HII与PDR的比率为70：30。结论：IC 342中心的电离气体对总[CII]发射的贡献比通常在更大尺度上观察到的和预测的更强。运动学分析表明，大部分的[CII]发射是与强大的，但嵌入恒星形成的核分子环，只有少量的电离气体的双极叶膨胀发射。
2016-04-26 astro-ph.GA
CO Excitation in High-z Main Sequence Analogues: Resolved CO(4-3)/CO(3-2) Line Ratios in DYNAMO Galaxies
一氧化碳的谱线能量分布包含了恒星形成分子氢气的物理条件的信息;然而，与局部辐射场性质的关系受到很大的限制。利用1- 2kpc尺度的CO（3-2）和CO（4-3）的ALMA观测资料，我们研究了主序星星系在z ~ 1-2处的局部类似物的CO（4-3）/CO（3-2）谱线比。我们测量了每个星系盘上的CO（4-3）/CO（3-2），发现样本的中线比为$R_{43} = 0.54^{+0.16}_{-0.15}$。这高于文献估计的本地恒星形成星系，并且与多条证据相一致，这些证据表明，尽管存在于本地宇宙中，但在z ~ 1-2处类似于主序星星系。与现有的较低分辨率CO（1-0）观测相比，我们发现$R_{41}$和$R_{31}$值分别在$\sim 0.2-0.3$和$\sim 0.4-0.8$范围内。我们结合我们的kpc尺度分辨线比测量与HST观测H $α$的恒星形成率表面密度的关系进行调查，并比较这种关系的预期模型。我们发现随着恒星形成率表面密度的增加，CO（4-3）/CO（3-2）增加;然而，模型过度预测了我们探测的恒星形成率表面密度范围内的线比，特别是在较低的范围内。最后，SOFIA观测与HAWC+和FIFI-LS揭示低尘埃温度和没有赤字的[CII]发射相对于总红外光度。
2023-01-12 astro-ph.GA
[CII] 158 μm self-absorption and optical depth effects
上下文[CII] 158 μm远红外线（FIR）精细结构谱线是恒星形成星际介质（ISM）最重要的冷却谱线之一。高光谱分辨率的观测表明，[CII]发射线轮廓的复杂结构。目标。我们的目标是确定在[^{12}CII]中观察到的复杂轮廓是由于沿着视线的单个速度分量还是基于[^{12}CII]和同位素[^{13}CII]线轮廓的比较的自吸收。方法.与M43、Horsehead~PDR、Monoceros~R2和M17~SW中的SOFIA/upGREAT 7像素阵列接收器深度集成，可检测光学薄的[^{13}CII]发射线以及[^{12}CII]发射线，具有高信噪比。我们首先从单组分模型导出[^{12}CII]光学深度和[CII]柱密度。然而，所观察到的复杂的线轮廓需要具有发射背景和吸收前景的双层模型。多分量速度拟合允许我们导出[CII]气体的物理条件：柱密度和激发温度。结果我们在所有四个源中发现了中等到高的[^{12}CII]光学深度，并在Mon R2和M17 SW中发现了[^{12}CII]的自吸收。温暖背景发射的高柱密度对应于高达41 mag.的等效Av。前景吸收需要大量的冷而致密的[CII]气体柱密度，等效Av范围高达约13 mag. Conclusions。暖背景材料的柱密度需要多个光子主导区域（PDR）表面沿视线和速度堆叠。吸收中检测到的致密且冷的前景[CII]气体的大量柱密度无法用…
2020-02-28 astro-ph.GA
Velocity profiles of [CII], [CI], CO, and [OI] and physical conditions in four star-forming regions in the Large Magellanic Cloud
本研究的目的是通过分离发射线的空间和光谱来源来研究大麦云（LMC）中恒星形成星际介质（ISM）的物理性质。继Okada等人（2015年，论文I）之后，我们研究了LMC中四个恒星形成区域中含碳物质追踪的ISM的不同阶段，并使用KOSMA-tau PDR模型模拟了物理特性。在SOFIA上用GREAT在[CII] 158 μ m中沿LMC的分子脊绘制了30 Dor，N158，N160和N159中3- 1 - 3 arcmin的$^2$区域，用APEX在CO（2-1）到（6-5），$^{13}$ CO（2-1）和（3-2），[CI] 3 P1 - 3 P0和3 P2 - 3 P1中绘制了$^2$区域。在所有四个恒星形成区中，CO、$^{13}$ CO和[CI]发射的谱线轮廓是相似的，而[CII]通常显示更宽的谱线轮廓或额外的速度分量。对于N159和30 Dor的选定位置，我们首次观察到速度分辨的[OI] 145 μ m和63 μ m谱线。在某些位置，[OI]谱线轮廓与CO的谱线轮廓相匹配，在其他位置，它们与[CII]谱线轮廓更相似。我们解释不同的线配置文件的CO，[CII]和[OI]的贡献，从空间上分离的云和/或云在不同的物理相，这给不同的线比取决于它们的物理性质。我们使用最新的KOSMA-tau PDR模型对CO，[CI]，[CII]和[OI]线的发射和远红外连续发射进行建模，该模型一致…
2018-08-27 astro-ph.GA
Electron density distribution in HII regions in IC10
本研究结合SOFIA/FIFI-LS的[OIII]52μm图及Herschel、Spitzer数据，测量IC10亮HII区电子密度，发现O++示踪成分对辐射场和演化阶段更敏感。
2024-07-05 astro-ph.GA
Dense gas formation in the Musca filament due to the dissipation of a supersonic converging flow
赫歇尔太空望远镜的观测已经确定，大部分恒星形成气体都是以星际细丝的形式组织的，这一发现得到了超音速星际介质（ISM）的数值模拟的支持，在ISM中，密集的细丝结构无处不在。我们的目标是通过使用APEX望远镜对家蝇丝状体的$^{12}$ CO（4-3）、$^{12}$ CO（3-2）和各种CO（2-1）同位素谱线进行观测，了解这些致密结构的形成。观测到的CO强度和谱线比不能用PDR（光解离区）发射解释，因为低环境远紫外场受到SOFIA上upGREAT接收器观测到的158 $μ$ m处的[C II]谱线和63 $μ$ m处的[O I]谱线以及APEX检测到的弱[C I] 609 $μ$ m谱线的未检测的强烈约束。我们建议，意见是一致的，在这种情况下，冲击激发引起温暖和致密的气体接近最高的列密度区域的苍蝇灯丝。利用激波模型，我们发现CO观测结果与J型低速激波激发的结果是一致的。所观察到的CO光谱与动态细丝形成模拟的合成观测的定性比较显示出良好的一致性与细丝吸积冲击，形成一个冷而致密的细丝从收敛流的签名。因此，Musca细丝被发现是致密的分子激波后气体。细丝吸积激波耗散了ISM中会聚流的超音速动能，因此在冷而致密的粘性结构的演化中可能起着重要的作用。
2020-09-07 astro-ph.GA
LMC+: Large-scale mapping of [CII] and [OIII] in the LMC molecular ridge, I. Dataset and line ratio analyses
本研究利用SOFIA望远镜FIFI-LS仪器对大麦哲伦云分子脊区域开展[CII]和[OIII]大尺度成图，结合多波段数据分析谱线分布与比值特征，揭示了[CII]亏损与局地物理条件的关联及CO暗气体相关线索。
2025-09-12 astro-ph.GA
Globules and pillars in Cygnus X IV. Velocity-resolved [OI] 63 mu map of a peculiar proplyd-like object
研究发现天鹅座X IV的proplyd #7可能是一个大质量恒星而非TTauri型恒星，其特征包括高线强度、宽线和可能的双极CO喷流，表明存在原恒星盘。
2025-11-26 astro-ph.GA
The SOMA Atomic Outflow Survey. I. An Atomic OI and Highly Ionized OIII Outflow from Massive Protostar G11.94-00.62
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先导研究本部）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Zhejiang Lab（浙江实验室）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙国家科学研究委员会）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；IRAM - Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）
研究通过SOMA原子喷流调查探测了高質量原星G11.94-00.62的原子OI和高度电离OIII喷流，结合ALMA和SOFIA观测，揭示了喷流的质量和动量通量及原星质量估计。
2026-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
