The cosmic-ray ionization rate (CRIR, $ζ_2$) is one of the key parameters controlling the formation and destruction of various molecules in molecular clouds. However, the current most commonly used CRIR tracers, such as H$_3^+$, OH$^+$, and H$_2$O$^+$, are hard to detect and require the presence of background massive stars for absorption measurements. In this work, we propose an alternative method to infer the CRIR in diffuse clouds using the abundance ratios of OH/CO and HCO$^+$/CO. We have analyzed the response of chemical abundances of CO, OH, and HCO$^+$ on various environmental parameters of the interstellar medium in diffuse clouds and found that their abundances are proportional to $ζ_2$. Our analytic expressions give an excellent calculation of the abundance of OH for $ζ_2$ $\leq$10$^{-15}$ s$^{-1}$, which are potentially useful for modelling chemistry in hydrodynamical simulations. The abundances of OH and HCO$^+$ were found to monotonically decrease with increasing density, while the CO abundance shows the opposite trend. With high-sensitivity absorption transitions of both CO (1--0) and (2--1) lines from ALMA, we have derived the H$_2$ number densities ($n_{\rm H_2}$) toward 4 line-of-sights (LOSs); assuming a kinetic temperature of $T_{\rm k}=50\,{\rm K}$, we find a range of (0.14$\pm$0.03--1.2$\pm$0.1)$\times$10$^2$ cm$^{-3}$}. By comparing the observed and modelled HCO$^+$/CO ratios, we find that $ζ_2$ in our diffuse gas sample is in the { range of $1.0_{-1.0}^{+14.8}$ $\times$10$^{-16}- 2.5_{-2.4}^{+1.4}$ $\times$10$^{-15}$ s$^{-1}$. This is $\sim$2 times higher than the average value measured at higher extinction, supporting an attenuation of CRs as suggested by theoretical models.
Comparing absorption from classic tracers of the diffuse interstellar medium at optical and radio wavelengths along the same sightlines
目的比较从漫射星际介质沿同一视线的射电和光学吸收线剖面获得的信息。方法我们比较了新的和现有的21 cm HI和3.4 mm HCO+剖面与光学示踪剂Ca II，NaI，和KI来自Tappe（2004）未发表的论文。结果与太阳丰度相比，光学追踪的原子都是严重亏损的，只有HI和HCO+的积分光学深度与E（B-V）有很好的相关性。HCO+是迄今为止运动学分布最有限的物种，其最西的线依次为KI、HI、NaI和CaII。CaII在柱密度和运动学上都有单独的行为，因为它对更宽范围的温暖气体进行采样。冷中性介质NaI，KI，HI和HCO+的示踪剂在统计上共享相同的运动学空间，而在丰度上几乎没有相同程度的相关性。N（NaI）和N（KI）是相关的，是HI和HCO+的综合光学深度，但光学和无线电示踪剂之间的丰度相关性没有看到。在唯一的方向与测量的CH+的配置文件，2公里/秒的速度之间的CH+和CH，通常被解释为冲击气体的迹象，模仿HI相对于HCO+的移位。CH和HCO+出现在两条视线上的比例N（CH）/N（HCO+）=14.6和21.1，光学测量的N（CH），与之前在无线电和亚毫米波长确定的平均值12相比。
CO-dark molecular gas traced by HCO$^+$ in the diffuse interstellar medium
University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Macquarie University（麦考瑞大学）；CSIRO Space & Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Institut de Radioastronomie Millimetrique（毫米波射电天文研究所）
The role of neutral hydrogen in setting the abundances of molecular species in the Milky Way's diffuse interstellar medium. II. Comparison between observations and theoretical models
The role of neutral hydrogen in setting the abundances of molecular species in the Milky Way's diffuse interstellar medium. I. Observational constraints from ALMA and NOEMA
Predicting HCN, HCO$^+$, multi-transition CO, and dust emission of star-forming galaxies -- Extension to luminous infrared galaxies and the role of cosmic ray ionization
Chemical probes of turbulence in the diffuse medium: the TDR model
上下文现在已经在太阳附近和银河系内盘的弥漫星际介质（ISM）中的数百条视线上检测到数十个轻粒子和小分子。他们提供了关于扩散气体中化学反应的第一步的前所未有的统计数据。目标。这些新数据证实了由紫外光子和宇宙射线（CR）驱动的传统化学途径的局限性，以及需要额外的能量来源，如湍流耗散，以打开高内能形成路线。本文的目的是进一步研究特定物种和湍流级联的性质，特别是其时空不透明度之间的联系。方法.我们已经分析了十个不同的原子和分子物种的湍流耗散区（TDR）的更新模型的框架。我们研究的影响，这些物种的丰度特定的化学参数（密度，UV场，CR电离率）和湍流（平均湍流耗散率，耗散时标，和离子中性速度漂移的耗散区域）。结果湍流耗散的最敏感的示踪剂是CH+和SH+的丰度，和柱密度的J = 3，4，5旋转水平的H2。CO，HCO+的丰度，和158 $μ$ m [CII]发射线的强度显着增强湍流耗散。化学途径的多样性使得可以独立地确定以前从未估计过的自由参数：平均湍流耗散率的上限，$\overline{\varepsilon}$ < 10 $^{-23}$ erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$对于$n_H$ =20 cm $^{-3}$，来自CH+丰度;离子-中性速度漂移的上限，$u_{in}$ < 3.5 km s $^{-1}$，来自SH+与CH+丰度比;从CO到HCO+丰度比的耗散时间尺度范…
The onset of energetic particle irradiation in Class 0 protostars
低质量恒星形成的早期阶段可能会受到原恒星高能MeV粒子的强烈电离。结果，周围的气体富含分子离子，例如HCO $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$。尽管如此，对于0类物体，这种现象仍然知之甚少。最近，根据赫歇尔观测作为关键计划的恒星形成区的化学赫歇尔巡天（CHESS）的一部分，一个非常低的HCO $^{+}$ /N $_{2}$ H $^{+}$丰度比约为3-4，已被报道朝向原星团OMC-2 FIR 4。这一发现表明宇宙射线电离率超过10 $^{-14}$ s $^{-1}$，远高于规范值$ζ$ = 3 $\times$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$（在静止的稠密云中预期的值）。为了评估OMC-2 FIR 4的特异性，我们将这项研究扩展到低质量和中等质量来源的样本。更具体地说，我们试图测量的HCO $^{+}$ /N $_2$ H $^{+}$丰度比从高能量线（J $\ge$ 6）对这个源样品，以推断在温暖和致密的气体中的高能粒子的流量围绕原恒星。我们使用的观测与外差仪器的远红外光谱仪上的赫歇尔空间天文台对9个原恒星的样本。我们报告的HCO $^{+}$ /N $_2$ H $^{+}$丰度比在5至73的范围内对我们的源样品。较大的误差条不允许我们得出OMC-2~ FIR 4是否是一个特殊源的结论。尽管如此，一个重要的结果是，测量的HCO $^{+}$ /N…
The Central 300 pc of the Galaxy probed by infrared spectra of H$_3^+$ and CO: part I. Predominance of warm and diffuse gas and high H$_2$ ionization rate
本文用3.5- 4.0PDMATHABMN m的H-$_3^+$线和2.34PDMATHABMN m附近的CO线的红外吸收光谱研究了银河系中央分子带（CMZ）的分子气体。除了先前报告的光谱，这些线的8颗恒星位于30 pc的Sgr A $^\ast$，现在有光谱$\sim$ 30明亮的恒星位于140 pc以西120 pc的Sgr A $^\ast$。光谱显示在大多数视线上存在温暖的（$T\sim 200$ K）和弥漫的（$n < 100 $ cm $^{-3}$）气体，$N$（H $_3^+$）$\sim 3 \times 10^{15} $ cm $^{-2}$。代替我们以前的分析，其中只考虑来自碳原子的光电离的电子，我们已经开发了一个简单的模型计算，其中宇宙射线电离的H $_2$和H也考虑在内。结果表明：（1）CMZ的体积主要是暖扩散气体;稠密气体的体积填充因子必须远小于0.1，CMZ并不像以前认为的那样不透明。X射线发射的超热10 $^8 $ K等离子体，其中一些人认为占主导地位的CMZ，不存在于扩展区域。(2)宇宙射线电离率为$ζ\sim 2 \times 10^{-14} $的$^{-1}$，比银河系致密云和弥散云分别高出$\sim$ 1000和$\sim$ 100倍。如果均分定律成立，这意味着一个大约为$\sim$ 100 $μ$ G的弥漫磁场。
Numerical Models for the Diffuse Ionized Gas in Galaxies. I. Synthetic spectra of thermally excited gas with turbulent magnetic reconnection as energy source
Mapping the Cosmic-Ray Ionization Rate in the Local Galaxy with H$_3^+$
AURA for the European Space Agency (ESA), ESA Office, Space Telescope Science Institute（欧洲太空总署（ESA）办公室，太空望远镜科学研究所）；Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；I. Physikalisches Institut der Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学威廉·H·米勒三世物理与天文学系）；Department of Physics, University of Texas at El Paso（德克萨斯大学埃尔帕索分校物理系）；Department of Astronomy, University of Maryland（马里兰大学天文学系）
HyGAL: Characterizing the Galactic ISM with observations of hydrides and other small molecules. III. The absorption lines of [O I], CH, and OH
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学威廉·H·米勒三世物理与天文学系）；Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系）；LERMA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités（巴黎天文台LERMA实验室（隶属PSL研究大学、CNRS、索邦大学））；Department of Astronomy, University of Maryland（马里兰大学天文学系）；Liant（利安特研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学系）
A cationic carrier for diffuse interstellar band at 862.1 nm: Evidence from the skin effect in nearby diffuse-to-translucent clouds
Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy (CASSACA)（中国科学院南美天文中心）；Universidad Andres Bello（安德斯贝略大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
