The Diffuse Radiation Field at High Galactic Latitudes
我们已经使用银河系南北两极的GALEX观测研究了银河系光预计将处于最低限度的位置处的漫射紫外线背景。在FUV（1531 nm）和NUV（2361 nm）中，我们发现了230 - 290光子单位和480 - 580光子单位的偏移。其中，大约120个光子单位可以归因于尘埃散射光，另外110个（NUV中为190个）光子单位可以归因于河外辐射。剩余的辐射还未被识别，在FUV中相当于$120 -- 180$光子单位，在NUV中相当于$300 -- 400$光子单位。我们发现当100 $μ$ m表面亮度大于1.08 MJy sr $^{-1}$时，分子氢荧光对FUV有贡献。
2018-04-07 astro-ph.GA
A VLA Study of Newly-Discovered Southern Latitude Non-Thermal Filaments in the Galactic Center: Polarimetric and Magnetic Field Properties
本文利用VLA对银河系中心新发现的一组暗弱非热纤维进行偏振研究，导出其偏振强度、旋转测量和内禀磁场分布，并与已知结果对比，以增进对大尺度偏振性质的理解并约束相对论性电子产生机制模型。
2024-08-29 astro-ph.GA
Comparison of the Diffuse Halpha and FUV Continuum Backgrounds: On the Origins of the Diffuse Halpha Background
我们比较了银河系的漫射H $α$图和FUV（1370- 1710）连续谱图。H $α$强度与FUV强度良好相关。H $α$ /FUV强度比一般随H $α$强度和FUV硬度比的增加而增加（1370- 1520 ~ 1560- 1710），这意味着晚OB星可能是高纬H $α$复合线的主要来源。H $α$强度随银河系纬度的变化也与FUV强度的变化非常相似。结果可能表明，不仅H $α$和FUV背景的原始辐射源，而且负责漫射背景的辐射转移机制在很大程度上是共同的。因此，我们提出了一个方案，其中在高纬度的H $α$背景主要由两个组成部分，H $α$光子产生的原位复合在电离区周围的晚OB星和尘埃散射光的H $α$光子起源于晚OB星。
2011-11-09 astro-ph.GA
A Cold and Diffuse Giant Molecular Filament in the Region of $l=41^\circ$, $b=-1^\circ$
银河系成像卷轴绘画（MWISP）项目提供了$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO/C $^{18}$ O $J=1\to0$向$l=35^\circ$到$45^\circ$和$b= -5^\circ$到$+5^\circ$的银河平面区域发射的数据。利用这些数据，我们发现了一个围绕$l\approx38\sim42^\circ$，$b\approx-3.5\sim0^\circ$，$V_{LSR} \approx 27 \sim 40$ km~s $^{-1}$的巨分子丝（GMF），命名为GMF MWISP G 041 -01.在1.7千秒差距的距离，GMF约为160秒差距长。具有约7.5 K的中值激发温度和约$10^{21}$ cm $^{-2}$的中值柱密度，与已知的GMF相比，该GMF非常冷并且非常扩散。利用数据立方体中的形态学，将GMF分为四个分量，其中三个分量表现出明显的结构。组分的质量为$ 10^3 \sim 10^4 M_\odot$，根据LTE方法，整个长丝的总质量为约$7\times10^4 M_\odot$。搜索每个组件内的$^{13}$ CO内核。这些核心的维里参数约为2.5，相对于质量的幂律指数为-0.34。对于GMF的所有成分，由$^{13}$ CO追踪到的致密核与由$^{12}$ CO追踪到的弥散云的质量分数约为7%。我们在GMF中发现了可能的大规模…
2020-04-15 astro-ph.GA
Formation of an ultra-diffuse galaxy in the stellar filaments of NGC3314A: caught in act?
VEGAS对长蛇座I星系团的成像观测揭示了螺旋星系NGC 3314 A西南部的恒星细丝延伸网络。在这些细丝中，在距离星系约40 kpc的投影距离处，我们发现了一个超漫射星系（UDG），其中心表面亮度为$μ_{0,g}\sim26$等角秒$^{-2}$，有效半径为$R_e\sim3.8$ kpc。这个UDG被命名为UDG 32，是Hydra~I星系团中最暗、最弥散的低表面亮度星系之一。根据现有的数据，我们不能排除这个物体只是在恒星细丝顶部的投影中看到的，因此它是星团中的前景或背景UDG。然而，UDG 32与NGC 3314 A的恒星细丝在空间上的一致性表明，它可能是由细丝中的物质形成的，成为一个分离的引力束缚系统。在这种情况下，UDG 32的起源取决于NGC 3314 A中恒星细丝的性质，这仍然是未知的。它们可能是由冲压压力剥离或潮汐引起的。在这封信中，我们集中在恒星细丝和UDG 32的观测性质的比较，并推测它们可能的起源。UDG相对红色（$g-r=0.54 \pm 0.14$ ~等），类似于NGC 3314 A的圆盘，结合年龄超过1 Gyr，以及可能存在的一些紧凑恒星系统，都指向UDG 32的潮汐形成场景。
2021-07-09 astro-ph.GA
First Detection of Galactic Latitude Dependence of Near-Infrared Diffuse Galactic Light from DIRBE Reanalysis
由于星际尘埃粒子的微弱性，其近红外（IR）散射特性的观测研究一直受到限制。使用从漫射红外背景实验（DIRBE）获得的全天空地图，除了我们最近对漫射近红外发射的分析外，我们还研究了1.25，2.2和3.5 μm处漫射银河光（DGL）测量的散射特性（Sano等人，2015; Sano等人，2016）。结果发现，在1.25和2.2 μm处，近红外DGL与100 μm辐射的强度比向低银河系纬度方向增加。假设无限大的星系盘作为照明源，在1.25 μ m和2.2 μm的$0.8^{+0.2}_{-0.3}$中具有较大的散射不对称因子g = <cosθ>的星际尘埃散射光模型可以再现所导出的纬度依赖性。推导出的不对称因子与光学中获得的值相当，但比最近的尘埃模型预期的大几倍。由于1.25和2.2 μm的紫外激发尘埃辐射可能的纬度依赖性将使大的不对称因子降低到合理的值，我们的结果可能表明在弥漫的星际介质中首次检测到这样的额外发射分量。
2016-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse UV Background: GALEX Results
一个明亮的紫外线GALEX图像在一个密集的高银河纬度星际尘埃云的方向进行检查，以测试（和拒绝）的想法，一个明亮的河外紫外线背景辐射场的存在。GALEX“深度成像巡天”拍摄的第二个高纬度地区（几乎完全没有尘埃的地区）的图像显示了类似的明亮背景，显然，这不可能是由于星际尘埃散射的星光造成的。我推测，背景是由于暗物质粒子与星际气体/尘埃核子相互作用。
2009-06-16 astro-ph.GA
A Comparison of Multi-Phase Magnetic Field Tracers in a High-Galactic Latitude Region of the Filamentary Interstellar Medium
了解银河系磁场如何穿过多相星际介质（ISM）仍然是一个相当大的挑战，因为不同的磁场示踪剂探测不同的相位和场分量。我们寻找一个共同的磁场之间共享的电离和中性ISM的证据，通过比较1.4 GHz的无线电连续极化和HI线发射的银河阿雷西博L波段馈电阵列连续凌日调查（GALFACTS）和银河阿雷西博L波段馈电阵列HI（GALFA-HI）调查，分别。我们计算的偏振梯度的连续发射和搜索协会与弥漫/半透明HI结构。极化梯度是敏感的热电子密度和视线的磁场强度（$B_\parallel$）在温暖的电离气体的综合产品的变化，而狭窄的HI结构突出了冷中性气体的天空场的平面方向。我们在高银河纬度的阿雷西博天空中确定了一个区域，G216+26以$(\ell,b)\sim(216°,+26°)$为中心，在偏振梯度中包含细丝，这些细丝与大致平行于银河平面的狭窄HI结构对齐。我们提出了一个多相位的观测和磁场示踪剂的比较，这一地区，表明温暖的电离和冷中性介质连接可能通过一个共同的磁场。我们量化与H $α$发射相关的极化梯度丝的物理性质，测量视线场强$B_\parallel=6{\pm}4 μ$ G和等离子体β $β=2.1^{+3.1}_{-2.1}$。我们讨论了缺乏广泛的多相磁场对齐，并考虑该地区是否与一个短的时间尺度或物理罕见的现象。这项工作突出了多示踪剂分析了解磁化ISM的效用。
2021-12-06 astro-ph.GA
The contribution of CHONS particles to the diffuse high Galactic latitude IR emission
这项工作旨在模拟高银河系纬度云光谱中的远红外灰体发射。几个碳质实验室材料的健身测试作为载体的这种修改黑体发射，根据普朗克卫星提供的数据，和其他人之前，是最适合的温度17.9 K和光谱指数β =1.78。其中一些材料因发射率不足而被丢弃，另一些则因β不足而被丢弃。相比之下，CHONS团簇（β =1.4，T=19 K）与硅酸镁（β =2，T=18.7 K）很好地结合在一起，给出的光谱完全落在观测误差条之内（250 μ m处的总发射截面：每个H原子8.6 × 10^{-26} cm^{2}）。银河系中只有15%的碳原子需要用于此目的。所考虑和描述的CHONS颗粒具有无序（无定形）结构，但包括相当大部分的芳环，尽管它们比a-C：H/HAC石墨化程度低得多。它们可以被看作是早期从当时可用的天文观测中推导出的“天文石墨”的一个体现。谷物加热H原子捕获建议作为一个贡献者所观察到的残留排放量，不遵循灰尘/HI相关。
2014-03-04 astro-ph.GA
Loose threads: parsec-scale filamentation in the high Galactic latitude molecular clouds MBM 3 and MBM 16
本文通过多波段光谱与红外成像观测，揭示高银纬分子云 MBM 3 和 MBM 16 的纤维化拓扑结构，指出超热线宽源于纤维叠加与投影效应而非真实动力学会聚流。
2025-06-24 astro-ph.GA
Diffuse Galactic Light in the Field of the Translucent High Galactic Latitude Cloud MBM32
我们在一个包含高银河纬度半透明云MBM 32的45 × 40弧分^[2]视场中进行了B、g、V和R波段成像，并将漫射光强度S_v（λ）与100微米发射光强度S_v（100微米）进行了关联。用卡方最小值分析法对测量的相关性进行线性函数拟合，得到最佳线性函数的斜率参数b（λ）= ΔS_v（λ）/ ΔS_v（100 μ m）。通过结合我们的b（λ）和已发表的b（λ）来编译一个样本，我们表明b（λ）强度在云与云之间的变化是4倍。发现b（λ）随样品中S_v（100 μ m）的增大而减小，我们建议用一个包含S_v（100 μ m）^2的二次项的非线性关系来拟合所测得的相关性。样品中光深A_V = 0.16 - 2.0的变化可使b（λ）变化2 - 3倍。尘埃粒子的前向散射特性与非各向同性星际辐射场（ISRF）的耦合对b（λ）的大变化有一定的贡献。漫射银河光（DGL）的散射模型将b（λ）值低估了2倍。这可以通过ISRF中紫外光子的不足或尘埃粒子的适度增加来调和。我们的b（λ）光谱有利于扩展红光发射（ERE）对漫射光的贡献; b（λ）从B到V的上升速度比模型快，似乎在6000 nm左右达到峰值，并朝着长波长下降。这种特性是从DGL与ERE相结合的模型中预期的。
2013-03-05 astro-ph.GA
Shear, writhe and filaments: turbulence in the high latitude molecular cloud MBM 40
该研究利用多波段分子谱线与HI数据，通过视线概率分布函数方法分析高纬度分子云MBM 40，揭示其由剪切流塑造的纤维状结构及不同示踪剂对应的致密与弥散气体分布。
2023-06-11 astro-ph.GA
A Unified Model for the Fan Region and the North Polar Spur: A bundle of filaments in the Local Galaxy
我们提出了一个简单的，统一的模型，可以解释两个最明亮的，大规模的，弥漫的，极化的无线电功能在天空中，北极支线（NPR）和风扇区域，以及其他几个突出的循环。我们认为它们是长的，磁化的，平行的结构，围绕着太阳嵌入其中的局部臂和/或局部泡。我们表明，这个模型是与大量的观测研究，这些地区是一致的，并能够解决一个明显的矛盾，在文献中，这表明高纬度的部分是附近的，而低纬度的部分更遥远。了解这种局部发射的贡献对于建立一个完整的银河系磁场模型至关重要。这些非常接近的结构还提供了背景信息，以帮助理解现代射电望远镜越来越多地观察到的类似非热丝状结构。
2021-09-29 astro-ph.GA
MHD simulation of the formation of clumps and filaments in quiescent diffuse medium by thermal instability
我们已经使用AMR流体动力学代码，MG，进行理想化的三维MHD模拟的形成cluderous和constentary结构中的热不稳定介质中没有湍流。一个稳定的热不稳定的球形扩散原子云的密度均匀的压力平衡与低密度的环境中播种的随机密度变化，并允许发展。穿过云的磁场强度的范围已经被探索，从β =0.1到β =1.0到零磁场的情况（β =无穷大），其中β是热压力与磁压力的比率。一旦密度不均匀性发展到重力开始变得重要的程度，自重力就被引入到模拟中。在没有磁场的情况下，云和团块在云内形成，其纵横比大约为1，而在存在相对强的场（β =0.1）的情况下，这些云和团块变成细丝，然后演变成主要垂直于磁场的相互连接的波纹片。当磁压力和热压力相等（β =1.0）时，就会形成细丝、云和团块。在任何特定的时刻，3D结构在平行于磁场的平面上的投影，即垂直于磁场的视线，类似于无定形分子云的外观。细丝的密度、宽度、速度色散和温度与分子云中观察到的相似。相比之下，在强场β =0.1的情况下，沿着平行于磁场的视线的3D结构的投影揭示了非常均匀的结构。
2016-03-08 astro-ph.GA
Measurements of Diffuse Sky Emission Components in High Galactic Latitudes at 3.5 and 4.9 um Using DIRBE and WISE Data
使用从COBE/DIRBE获得的3.5和4.9微米的全天空图，我们提出了一个再分析的漫射天空的排放，如黄道光（ZL），漫射银河光（DGL），综合星光（ISL），和各向同性的剩余排放，包括河外背景光（EBL）。我们的新分析，其中包括一个改进的估计ISL使用宽视场红外巡天探测器（WISE）的数据，使我们能够找到DGL信号之间的直接线性相关性扩散近红外和100微米的排放在高银河系纬度（|b| > 35度）。在3.5um处，高纬度DGL结果与先前DIRBE分析得出的低纬度值相当。与模型的DGL光谱假设的尘埃颗粒组成的无定形硅酸盐，石墨，和多环芳烃（PAH）的尺寸分布相比，在3.5和4.9 μ m的测量DGL值限制的质量分数PAH颗粒的总尘埃物种超过~ 2%。这与斯皮策/IRAC对银河系低纬度地区的结果一致。在3.5 μ m处得到的8.9 +/- 3.4 nW m^{-2} sr^{-1}的剩余发射与综合星系光的水平和伽马射线观测的EBL约束勉强一致。与先前的研究相同，由于ZL扣除中的较大不确定性，未显著检测到4.9 μ m处的残留发射。结合我们在1.25和2.2微米的DIRBE数据的再分析，在近红外的残余发射表现出瑞利-金斯光谱。
2015-12-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large-scale latitude distortions of the inner Milky Way Disk from the Herschel/Hi-GAL Survey
我们使用Herschel Hi-GAL巡天数据来研究银河系内的星际介质和致密的恒星形成团块在银河系经度和纬度的空间分布。本文分析了尘埃柱密度的纬向分布的峰值位置和宽度以及来自合并波段的Hi-GAL测光星表的致密源的数密度的纬向分布随经度的变化。由Hi-GAL 500微米辐射追踪的弥散尘埃柱密度的宽度在整个银河系内部变化，平均值为1°.2-1°.3，与250微米Hi-GAL源的相似。70 μ m的Hi-GAL源定义了一个更薄的盘，其平均半高宽为0°.75，平均纬度为b=0°.06，与ATLASGAL的结果一致。作为GLON函数的GLAT分布显示出调制，无论是对于扩散发射还是对于致密源，在1 ~ +40°、+12°、-25°和-40°处主要朝向负纬度具有~0°.2的位移。当考虑整个源样本时，在MIPSGAL 24或WISE 22 μ m数据中找不到这样的调制。赫歇尔揭示的扭曲被解释为大规模的平面弯曲模式。在更演化的YSO或恒星的示踪剂中缺乏类似的扭曲，排除了引力不稳定性或卫星引起的扰动，因为它们应该同时作用于扩散和恒星盘组件。我们建议，所观察到的弯曲所造成的外来流动的平面外气体与气体盘相互作用。恒星从气体ISM中解耦，并松弛到恒星盘势中。从弥漫的ISM到相对演化的YSO阶段的扭曲消失所需的时间与恒星形成的时间尺度是相容的。
2015-11-19 astro-ph.GA
The Mystery of the Cosmic Diffuse Ultraviolet Background Radiation
GALEX远紫外线（FUV，1300 <$- 1700 <$）中弥漫的宇宙背景辐射被推断为仅部分起源于FUV发射恒星的尘埃散射辐射：大部分FUV背景辐射的来源仍然是一个谜。在银河系的远北和远南纬度，辐射是非常均匀的，而且在所有的银河系中，辐射都朝着银河系的低纬度增加。我们研究推测，这可能是由于相互作用的暗物质与核的星际介质，但我们无法指出一个合理的机制，有效的相互作用。我们还探讨了这样一种可能性，即我们看到的辐射来自明亮的FUV发射恒星，这些恒星从星际颗粒的“第二种群”中散射出来--这些颗粒与FUV波长相比很小。已知存在这样的颗粒（Draine 2011），并且它们以非常高的散射度散射，具有各向同性散射图案。然而，与观测到的分布（从它们的$100\ μ$ m发射推断）的颗粒在银河系高纬度地区的比较表明，颗粒的位置和观测到的FUV发射之间没有相关性。我们对小颗粒的远紫外散射的模拟还表明，在银河系的高纬度地区，无论是北半球还是南半球，这样的“小”颗粒肯定非常少;这可能仅仅意味着在银河系的两极，任何类型的星际尘埃都非常少，这与Perry和Johnston（1982）的观点一致。我们还回顾了我们对莱曼$α$紫外波长短距离处宇宙漫射背景的有限了解--可能是我们的漫射远紫外背景的“第二成分”持续存在于莱曼极限的短距离处，并且是宇宙再电离的原因（Kollmeier et al. 2014）。
2014-10-18 astro-ph.GA
Discovery of a diffuse optical line emitting halo in the core of the Centaurus cluster of galaxies: Line emission outside the protection of the filaments
我们提出了在半人马座星系团中发现的漫射光学线发射与MUSE IFU。MUSE无与伦比的灵敏度使我们能够检测到来自这些结构的微弱发射，这些结构远远超出了先前已知的细丝的界限。在星团核心星云的许多典型谱线中检测到弥散结构（围绕着灯丝的发射、北壳和扩展的晕）（[NII] $_{λ6548\&6583}$、[SII] $_{λ6716\&6731}$、[OI] $_{λ6300}$、[OIII] $_{λ4959\&5007}$等）。但比暗条暗一个数量级以上，只有通过光谱中最亮的线才能检测到微弱的晕（[NII] $_{λ6583}$）。这些结构被证明是不同于中央星系中的恒星的运动学，并具有不同的物理和激发状态的灯丝。可能的起源依次讨论了每个结构，我们得出结论，冲击和/或压力不平衡导致气体分散在整个集群核心，从任何中断的灯丝或直接冷却，这是不局限于明亮的灯丝形成。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of dust filaments in the diffuse envelopes of molecular clouds
理解恒星形成过程的途径始于对分子云形成的研究。这些云的外围的特点是低柱密度，允许紫外线辐射穿透，导致不可忽略的电离分数和与气体混合的小尘埃颗粒的充电;这种扩散阶段然后耦合到环境磁场。尽管一般假设尘埃和气体是紧密相关的，但一些观测和理论研究报告了弥漫和冷云的尘埃与气体比率的变化。在这项工作中，我们提出了一个新的带电粒子模块分析分子云信封中的尘埃动力学的实施。我们研究了一个单一的人口的小带电颗粒（0.05 $μ$ m）的湍流，磁化分子云信封使用这个模块的演变。我们发现，在尘埃与气体的比例的变化出现由于耦合的晶粒与磁场，形成细长的尘埃结构从气体解耦。这强调了在模拟星际介质的不同阶段时考虑带电尘埃动力学的重要性，特别是对于恒星形成的研究。
2020-11-24 astro-ph.GA
Diffuse Radiation from the Aquila Rift
我们提出了一个分析的扩散紫外线（UV）背景在低纬度地区附近的天鹰座裂谷的基础上所作的观测星系演化探测器（GALEX）。紫外线背景的水平约为2000 ph cm^-2 s^-1 sr^-1 Sr ^-1，与银河系纬度或100微米红外线（IR）辐射都没有相关性。相反，紫外线辐射随着与明亮的B2恒星HIP 88149的距离而减弱，这颗恒星位于视野的中心。我们已经使用蒙特卡罗模型来推导出在具有0.2 - 0.4的相函数不对称因子（g）的UV中的0.6 - 0.7的λ/d 0。α的值取决于尘埃的分布，而g则由晕的范围决定。
2015-09-03 astro-ph.GA
The Diffuse Galactic Far-Ultraviolet Sky
我们提出了一个全天空地图的弥漫银河远紫外线（1344-1786埃）的背景使用GALEX数据，覆盖65%的天空与11.79弧分平方像素。我们调查的依赖背景上的银河系坐标，发现一个标准的余割模型的强度是不是一个有效的配合。此外，我们将我们的地图与银河系100微米发射，N_HI柱和H-α强度的所有天空地图进行比较。我们测量一个一致的低水平FUV强度在零点的其他银河数量，表示300 CU的非散射各向同性组件的扩散FUV。在100 μ m以下，FUV和100 μ m发射之间也存在线性关系，其值为8 MJy/sr。我们发现在10^21平方cm以下，FUV和NHI之间也存在类似的线性关系。FUV和H-α强度之间的关系没有这样的恒定截止值。对于所有的银河量，线性部分的斜率随银河纬度而减小。一个修改后的余割模型，考虑到尘埃散射的不对称性和散射，能够准确地适合在纬度20度以上的扩散FUV。最佳拟合模型指示0.62 ± 0.04的散射不对称函数a和0.78 ± 0.05的散射不对称函数g。与模型拟合的偏差可能表明荧光或激波锋面的过量FUV发射区域，而低纬度地区的FUV发射受到抑制可能是自屏蔽尘埃云的结果。
2013-11-04 astro-ph.GA
Diffuse RRL emission on the Galactic plane between l=36 to 44 degrees
射电复合线（RRL）可以用来确定沿银河平面的发射测量。我们使用深（每波束2100秒）HI Parkes回避区调查，其带宽内包括3个RRL（H $166α$、H $167α$和H $168α$）。选择区域$\ell = 36\degr$至$44\degr$、$b = -4\degr$至$+4\degr$，以包括来自本地臂、人马座臂和盾牌臂的发射。以$(\ell, b) = (40\degr, 0\degr)$为中心的$8\degr \times 8\degr$数据立方体由速度和空间分辨率分别为27 $\kms$和15.5 arcmin的RRL谱构成。众所周知的\hii地区，以及银河系平面上的弥漫RRL发射确定。在整个银道面上的积分RRL发射的银道纬度部分描绘了亮度温度（$T_{b}$）分布，其在纬度上的半功率宽度为$\simeq 1\fdg5$。电子温度$T_{e} \simeq 8000$ K的值从与WMAP自由-自由MEM模型的比较中导出。根据RRL资料得到的$T_{b}$分布与WMAP的5年资料相结合，得到了银河脊上的异常尘埃。在本文中，我们证明，弥漫电离辐射的银河山脊上可以恢复使用RRL从ZOA调查。因此，这种方法能够补充\ha数据在低银河系纬度，使一个全天空自由的模板来推导。
2009-12-11 astro-ph.GA
Galactic Latitude Dependence of Near-Infrared Diffuse Galactic Light : Thermal Emission or Scattered Light?
近红外漫射银河光（DGL）是由星际辐射场（ISRF）照射下的星际尘埃颗粒的散射光和热辐射组成的。在1.25和2.2微米，最近的观测研究表明，DGL与星际100微米尘埃发射的强度比在银河系高纬度急剧下降（b）。在本文中，我们研究的起源（S）的基础上的热发射和散射光的模型的b-依赖性。结合热发射模型与普朗克观测到的多环芳烃丰度的区域变化，我们发现，近红外热发射分量的贡献，所观察到的DGL小于~ 20%。我们还研究了散射光的b-依赖性，假设一个平面平行星系的ISRF和尘埃密度沿垂直方向的平滑分布，并假设一个散射相函数根据最近开发的星际尘埃模型。我们将散射光强度归一化为100 μ m的强度，根据普朗克观测结果校正了余割-b定律的偏差。因此，本模型考虑了尘埃和ISRF性质的所有b-依赖性，可以解释观测到的近红外DGL的b-依赖性。然而，100 μ m发射的校正的不确定性很大，其他归一化量可能适合于更稳健的DGL分析。
2017-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic Field Structure of the Large Magellanic Cloud from Faraday Rotation Measures of Diffuse Polarized Emission
我们提出了一个研究磁场的大麦云（LMC），在1.4 GHz的帕克斯射电望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的漫偏振同步辐射数据进行。观察到的扩散偏振发射很可能起源于星系近侧的LMC盘上方。一致的负旋转措施（RM）来自漫发射表明，在LMC的近侧晕的视线磁场是指向相干远离我们。结合位于星系后面的河外源的RM，我们表明，大麦哲伦星系的大尺度磁场很可能是四极几何，与发电机理论的预测一致。在较小的尺度上，我们确定了两个明亮的极化细丝东南的LMC，与中性氢武器。细丝的磁场可能与小麦哲伦云的方向一致。我们认为，在过去的10^9年里，小麦哲伦云和大麦哲伦云之间的潮汐相互作用很可能塑造了这些细丝中的磁场。
2012-09-05 astro-ph.GA
Properties of atomic hydrogen gas in the Galactic plane from THOR 21-cm absorption spectra: a comparison with the high latitude gas
中性氢21厘米谱线是研究星际介质冷相和暖相原子态的一个很好的示踪剂。结合21厘米的发射和吸收观测是非常有用的，以研究气体的性质在很宽的密度和温度范围。在这项工作中，我们使用了21厘米的吸收光谱从最近的干涉测量，以及相应的发射光谱从早期的单碟调查研究的性质的原子气体在银河系。特别是，我们专注于通过气体盘在银河系平面和高银河系纬度视线通过更扩散的气体之间的性能比较。正如预期的那样，分析显示，与高纬度视线相比，银河系平面内气体的平均温度较低。平面中的气体也具有较高的分子分数，在尘埃-气体相关中表现出急剧的过渡和平坦化。另一方面，观测到的21厘米亮温和光学深度之间的相关性表明，在自旋温度分布上存在一些内在的差异，并且与具有相同光学深度的高纬度扩散气体相比，银道面中的一部分气体具有中等光学深度（对于0.02 < $τ$ < 0.2），但具有更高的自旋温度。这可能是由于银河系平面上存在一小部分温度略高、密度较低的冷气体。
2022-10-20 astro-ph.GA
Polarised radio filaments outside the Galactic plane
我们使用的数据从\wmap卫星在23，33和41 GHz的研究扩散极化发射在整个天空。发射主要来源于有序磁场的超导结构。其中一些结构在射电连续谱图中已经存在了几十年。它们的起源尚不清楚，有许多细丝是第一次看到的。我们已经确定并研究了11根细丝。它们中的一些的极化分数可以高达40\%，这是良好有序的磁场的特征。在天空中18个区域的平均偏振光谱指数为$β= -3.06 \pm 0.02$，与同步辐射一致。天空中的$β$（$Δβ\approx0.2$）有显著的变化。我们使用太阳附近膨胀壳的模型来探索大规模暗条与局部ISM之间的联系。我们比较观察到的偏振角与模型的预测，发现很好的协议。这有力地表明，许多大规模的细丝和环是附近的结构。这在银河系磁场的背景下很重要，因为这些结构通常包括在全球模型中，忽略了它们可能是局部的事实。我们还研究了由扩散灯丝添加到CMB偏振功率谱的污染水平。我们的结论是，即使这些灯丝目前低的射电亮度，一个小心的删除将是必要的，为未来的全天CMB偏振分析。
2015-06-12 astro-ph.GA
Exploring the origin of ultra-diffuse galaxies in clusters from their primordial alignment
我们发现，在$\gtrsim 95\%$的置信水平下，Abell 2634中的超漫射星系（UDG）的短轴倾向于与中央优势星系的长轴对齐。这种对齐是由具有绝对星等$M_r<-15.3$ mag的明亮UDG和具有$R>0.5R_{200}$的外部区域UDG产生的。这表明这些明亮的外区UDG在吸积到A2634之前很可能从大尺度暗条周围的旋涡中获得角动量，并在星团外形成扩展的恒星体;在这种情况下，它们的原始角动量的方向，大致由它们在图像上的短轴显示，应该倾向于平行于大尺度细丝的伸长。当这些UDG沿着暗丝落入未弛豫的簇A2634中时，它们仍能保留在剧烈弛豫和碰撞之前的原始排列信号。A2634中这些明亮的外区UDG不太可能是在星团环境中与中央主导星系潮汐相互作用下的高表面亮度矮祖先的后代。我们的研究结果表明，原始排列可能是一个有用的探针的起源UDG在大尺度结构。
2020-07-28 astro-ph.GA
The ThreeHundred: the structure and properties of cosmic filaments in the outskirts of galaxy clusters
星系团外围由弥散物质向丝状体坍缩、气体和星系落入星系团以及亚结构触发的气体激波过程引起的复杂速度场描述。一个简单的描述宇宙网大尺度潮汐场的方案并不能完全解释这种变化，也不能解释气体和无碰撞暗物质之间的差异。我们已经研究了以三百计划中的324个星系团为中心的放大再模拟中的暗物质结构，重点是暗物质和重子物质之间的差异。本文在去除晕的弥散丝状介质的基础上，描述了五个$R_{200}$团簇周围丝状体的性质。为此，我们将所有模拟体积的剩余粒子堆叠起来，以计算暗物质和气体细丝的平均轮廓。我们发现，细丝增加其厚度接近节点和检测签名的气体湍流的距离为$\sim 2 h^{-1}\rm{Mpc}$从集群。这些在暗物质中是不存在的。气体和暗物质都以$\sim 200 h^{-1} \rm{km ~ s^{-1}} $的速率坍缩到暗条棘上。我们看到，气体优先进入集群作为灯丝的一部分，并离开集群中心以外的灯丝。我们进一步看到了星系团外存在吸积激波的证据。对于暗物质，这种偏好就不那么明显了。我们认为，这种差异与动荡的环境。这表明暗条就像高速公路一样，为星系团的内部区域提供气体和星系。
2020-12-04 astro-ph.GA
The Diffuse Ultraviolet Background Close to the Galactic Plane
我们利用旅行者号和银河系望远镜观测到的银河系赤道附近的漫射光。我们发现，大多数观测结果相对较暗，表面亮度小于5,000光子单位。这一点很重要，因为许多紫外线望远镜都没有在银河系低纬度地区进行观测，因为担心明亮的漫反射辐射。我们的数据与星际尘埃颗粒的发射是一致的，其相位函数（$a$）为0.2 - 0.3，相位函数（$g$）为$ < 0.7$在1100 ° C，$0.2 < a < 0.5; g < 0.8$在1500 ° C，$0.4 < a < 0.6; g < 0.4$在2300 ° C。
2020-04-11 astro-ph.GA
HI filaments are cold and associated with dark molecular gas. HI4PI based estimates of the local diffuse CO-dark H2 distribution
上下文银河系中有大量的H2。由于其对称性，H2不以射频辐射。CO被认为是H2的示踪剂，然而CO在比H2显著更高的不透明度下形成。因此，在银河系高纬度地区，大量的H2被隐藏起来，称为CO暗。目标。我们证明，灰尘与气体的比例是一个工具，以确定CO-暗H2的位置和柱密度。方法.我们采用恒定的E（B-V）/NH比的假设，独立于从H1到H2的相变。我们调查多普勒温度TD，从HI 4PI数据的高斯分解，研究E（B-V）/NHI的温度依赖性。结果冷HI气相中的E（B-V）/NHI比高于较暖的HI气相。我们认为这是冷HI气体向银河系高纬度地区与H2的证据。在CO亮区以外，当TD < 1165 K时，我们发现（NHI +2NH_2）/NHI pro-log T_D的相关性。结合因子XCO = 4.0 10 20 cm^-2（K km s^-1）-1，得到全天空NH /E（B-V）sim为5.1 ~ 6.7 10^21 cm^-2 mag^-1，与X射线散射和紫外吸收线观测结果一致。结论. T_D < 1165 K的冷HI平均含46%的CO-暗H_2。突出的细丝具有TD < 220 K and typical excitation temperatures Tex sim 50 K. With a molecular gas fraction of >61%，它们动态地由H2主导。
2020-05-18 astro-ph.GA
An XMM-Newton Survey of the Soft X-ray Background. II. An All-Sky Catalog of Diffuse O VII and O VIII Emission Intensities
我们提出了一个全天空的目录弥漫O VII和O VIII线强度，从档案XMM观测提取。O VII和O VIII的强度通常分别为~2-11和<~3 ph/cm^2/s/sr（LU），尽管也记录到更亮的强度。我们的数据集包括XMM多次观察到的217个方向。来自这样的方向的强度的时间变化可以用于约束SWCX模型。O VII和O VIII强度在重复观测之间通常变化<~5和<~2 LU，尽管观察到>10 LU的几次强度增强。我们比较了我们的测量与SWCX模型。预计日光层SWCX强度会随着黄道纬度和太阳周期而变化。我们发现，观测到的氧气强度通常从太阳极大值到太阳极小值降低，无论是在高黄道纬度（如预期）还是在低黄道纬度（如预期）。地冠SWCX强度预计将取决于太阳风质子通量和视线的路径通过磁鞘。在已经多次观测到的方向上看到的强度变化与地冠SWCX模型的预测不一致。氧谱线占3/4 keV X射线背景的40-50%，这不是由于未解决的活动星系核，与以前的测量结果一致。然而，这部分是不容易解释的组合SWCX发射和发射热等离子体中的光环。谱线强度倾向于随着朝向银河系内部的经度而增加，可能是由于该方向超新星速率的增加，或者存在以银河系中心为中心的吸积物质晕。在不同的天区，强度随银河纬度的变化是不同的，不能用一个简单的平行面或等强度晕模型来解释。（节录）
2012-09-05 astro-ph.GA
Light and colour of cirrus, translucent and opaque dust in the high-latitude area of LDN 1642
本文通过对暗星云LDN 1642高银纬区域进行五色面测光与远红外绝对测光，揭示了散射光强度随尘埃柱密度的特征变化及其颜色变化规律，并利用卷云颜色帮助区分河外低表面亮度源中的本地卷云污染。
2023-06-28 astro-ph.GA
Diffuse Galactic Gamma Rays from Shock-Accelerated Cosmic Rays
激波加速粒子通量\propto p^-s，其中p是粒子动量，这是从简单的理论考虑得出的，即在非相对论性激波下宇宙射线加速，然后依赖于刚性逃逸到星系晕中。当考虑核生产模型的不确定性时，s ~ 2.8的冲击加速宇宙射线质子通量提供了对高纬度和分子云气体的费米-LAT伽马射线发射谱的充分拟合。Neronov，Semikoz，& Taylor（PRL，108，051105，2012）在拟合高纬度分子云的伽马射线谱时声称宇宙射线质子谱的断裂是使用由动能的幂律描述的宇宙射线质子通量的结果。
2012-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Small-scale Structures in the Wind of Messier 82
Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
利用HST窄带成像解析M82南风中的暖电离气体，发现丝状结构宽度约5.3 pc、长度约9.5 pc，且弥散成分随高度增加主导，线比诊断表明外部星风存在激波加热。
2026-08-12 astro-ph.GA
Galactic Cirri at High Galactic Latitudes: I. Investigating Scatter in Slopes between Optical and far-Infrared Intensities
本文利用DESI光学与IRAS远红外强度斜率构建大样本银河卷云，发现斜率存在4-5倍显著弥散，并归因于尘埃不对称因子和反照率等固有性质的局域变化。
2024-06-05 astro-ph.GA
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观察无处不在的星际密度丝和可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导。星际湍流塑造了观测到的密度结构。作为可压缩MHD湍流的基本动力学，密度涨落的垂直湍流混合需要与局部磁场对齐的细长密度结构，解释了在扩散原子和分子气体中看到的低密度平行细丝。低密度平行纤维的伸长取决于湍流的各向异性。当考虑部分电离时，我们发现冷中性介质和分子云中平行细丝的最小宽度由垂直于磁场的中性离子退耦尺度决定。在高超声速MHD分子云中的湍流中，既存在由各向异性湍流混合引起的低密度平行细丝，又存在由激波压缩引起的高密度细丝。
2019-05-15 astro-ph.GA
Formation of HI Clouds in Shock-compressed Interstellar Medium: Physical Origin of Angular Correlation Between Filamentary Structure and Magnetic Field
最近对中性银河系星际介质的观测表明，HI云的边界结构与星际磁场成一直线。在此基础上提出了许多有趣的应用，如通过Escherasekhar-Fermi方法测量磁场强度，去除偏振前景尘埃辐射，探测宇宙微波背景辐射中的暴胀偏振辐射等。然而，这种排列的物理起源仍有待解释。为了了解对齐机制，我们研究形成HI云触发的冲击压缩的扩散温暖的中性介质使用三维磁流体动力学模拟光学薄冷却和加热的影响。我们发现，密度为n~1 cm^-3的激波压缩扩散星际介质通过冷却驱动的热不稳定性演化为典型密度为n~50 cm^-3的HI云，这与以前的研究结果一致。我们应用克拉克等人开发的机器视觉变换。（2014）与通过模拟获得的所得柱密度结构相关联，以便测量HI云的对流结构与磁场之间的角度相关性。我们发现，HI细丝的取向依赖于环境湍流速度场，特别是在磁场的方向上的剪切应变的强度，这是由冲击波传播方向和上游磁场之间的角度控制。当沿磁场方向的应变较弱时，HI云的附加分量基本上垂直于磁场。然而，如果我们沿着磁场增强湍流应变，或者如果我们在震前介质中设置湍流，细丝就会与磁场对齐。
2016-09-19 astro-ph.GA
Evolutionary Map of the Universe (EMU): Observations of Filamentary Structures in the Abell S1136 Galaxy Cluster
本研究利用ASKAP在888 MHz观测Abell S1136，并结合多波段数据，发现其中心弥散射电辐射包含三条窄纤维结构，且难以归入典型射电晕或尾状射电源。
2024-06-14 astro-ph.GA
Galactic interstellar filaments as probed by LOFAR and Planck
最近的低频阵列（LOFAR）在银河系中纬度（以明亮的类星体3C 196为中心）以115-175 MHz的磁场观测显示，在整个天空中延伸超过4度的偏振结构中，有引人注目的非线性结构。此外，普朗克卫星还发布了353 GHz偏振尘埃发射的全天空地图。LOFAR数据解析了沿视线的法拉第结构，而普朗克尘埃偏振图探测了天空投影磁场分量的方向。因此，预计两者之间没有明显的相关性。在这里，我们报告了一个令人惊讶的，但明确的，相关性的结构，探测LOFAR，和磁场方向，探测普朗克卫星。这一发现指出了天空中这一特定区域的两次测量的共同但不清楚的物理起源。提出了一些后续多频率研究来阐明这一意外发现。
2015-08-26 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE). VIII. Modeling ram pressure stripping of diffuse gas in the Virgo cluster spiral galaxy NGC 4330
NGC 4330是室女座星系之一，其紫外线分布显示出尾结构。在HI和H $α$发射分布中也观察到相关的尾部结构。先前的动力学模型表明，星系正在接近星系团中心，因此正在经历越来越大的冲压压力剥离。最近的恒星星族拟合的深光学光谱与多波段测光导致恒星形成时，在银盘淬火的时间的测定。我们介绍了一个新版本的动力学模型，其中包括弥漫电离气体，旨在再现HI，H $α$，UV分布连同恒星形成的历史外无气体部分的银盘。50模拟的结果与五个不同的洛伦兹时间冲压压力分布和五个不同的延迟之间的模拟开始和峰值冲压压力。包括扩散气体剥离显着改变HI，UV，和H $α$发射分布。模拟与弥漫气体剥离自然导致垂直低表面密度细丝在顺风区的星系盘。在没有扩散气体剥离的模拟中，这些细丝出现的频率较低。扩散气体剥离的模拟导致更好的联合拟合的SED和光谱。最佳再现SED和光谱的模型快照的HI、NUV和H $α$形态充分不同以允许选择最佳拟合模型。我们的结论是，包括扩散气体剥离显着提高模型和观测之间的相似性。我们的首选模型得出未来达到峰值冲压压力的时间为1.4亿年。射电连续谱和弥漫H $α$尾的空间重合表明，两个气相被剥离在一起。
2020-11-06 astro-ph.GA
The Origin of Filamentary Star Forming Clouds in Magnetised Galaxies
观测表明，星系和它们的星际介质中弥漫着强磁场，其中扩散分量的能量至少与热能量相当，甚至与湍流能量一样大或更大。如此强的磁场阻止了恒星的形成，因为星际介质的碎片是磁亚临界的。在这里，我们提出的结果，从全球数值模拟的强磁化和自引力星系盘，这表明，浮力的磁场由于帕克不稳定性导致在第一次形成的巨大的星系区域。这些对流结构在引力作用下变得不稳定，分裂成$\sim10^5 M_{\odot}$云，吸引kpc长的连贯对流，形成GMC。因此，我们的研究结果提供了一个长期存在的问题，如何从次过渡到超临界区域的星际介质的收益。
2018-05-22 astro-ph.GA
Observations of a nearby filament of galaxy clusters with the Sardinia Radio Telescope
我们报告检测到漫射无线电发射，这可能与覆盖天空中8度x 8度区域的宇宙网的大规模细丝有关，可能与九个大质量星系团追踪的z~0.1过密度有关。在这项工作中，我们目前的无线电观测这一地区采取的撒丁岛射电望远镜。磁场中的两个星团拥有一个强大的无线电晕，它是由正在进行的剧烈合并维持的，并提供了星团内磁场的直接证据。为了调查的存在下，大规模的漫射射电同步辐射的星系团和超越这个复杂系统，我们结合了在1.4 GHz的撒丁岛射电望远镜与NRAO VLA巡天更高分辨率的数据。我们发现了28个候选的新的来源，尺寸较大，X射线发射微弱比已知的扩散大规模同步辐射集群源的无线电功率。这个新的群体可能是与宇宙网细丝相关的一类扩散大规模同步加速器源的冰山一角。此外，我们还发现了一个新的巨射电星系候选者。
2018-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Plasma processes at the scales of galaxies and clusters of galaxies
宇宙中大尺度的物质以片、丝和球晕的形式分布。宇宙中的大多数已知物质都处于扩散等离子体状态-在星系和星系团周围的晕中，以及在追踪大尺度宇宙细丝的星系际介质中。最近的多波长观测告诉我们，这种稀释等离子体的状态，涵盖了一系列的密度和温度。高分辨率数值模拟的进展使我们能够理解这种扩散的等离子体，但有几个难题涉及冷却，反馈加热，重力和湍流等过程的复杂相互作用。
2018-11-29 astro-ph.GA
The population of Galactic centre filaments III: candidate radio and stellar sources
最近MeerKAT无线电连续观测银河系中心20厘米处显示了大量的非热无线电细丝（NRF）在银河系内部几百pc。我们已经选择了一个样本的57个无线电频率，主要是紧凑的对象，在MeerKAT马赛克图像似乎与NRF。所选的源是与丝状体相关的射电点源数量的4倍，而不是随机的。此外，从它们相似的纬度分布推断出明亮的红外星和NRF之间存在明显的相关性，这表明它们都共存于同一地区。为了检验致密射电源是否与致密红外源有关，我们使用了2 MASS和{ \em Spitzer}数据，使单个恒星源的光谱能量分布与射电源重合或接近。我们提供了一个无线电和红外源的目录，为未来的详细观测，以调查一个潜在的3路物理协会之间的NRF，紧凑的无线电和红外恒星源。这种关联是由NRF是彗星尾巴的模型提出的，这些彗星尾巴是由银河系中心的大规模核外流与恒星风气泡相互作用产生的。
2022-08-24 astro-ph.GA
Star formation in a diffuse high-altitude cloud?
最近发现的两个星团与弥漫的高纬度云HRK 81.4-77.8有重要的意义，恒星形成的星系晕。我们推导出一个合理的距离估计HRK 81.4-77.8主要是从它的气体性质。我们在空间上相关的国家的最先进的HI，远红外和软X射线数据来分析云中的扩散气体。利用HRK 81.4-77.8对来自星系晕的软X射线辐射的吸收来约束到云的距离。HRK 81.4-77.8最有可能位于银河系盘晕界面内约400 pc的高度。HI数据揭示了热、冷气相之间密度和压力的不平衡。显然，冷的气体被热的介质压缩。这种不平衡可能会触发分子气体的形成，这些气体位于pc到亚pc尺度的银河系平面上方。
2016-03-17 astro-ph.GA
The first optical light from the supernova remnant G182.4+4.3 located in the Galactic anti-centre region
本文报道了用俄土1.5米望远镜发现的G182.4+4.3的光学散射和漫反射辐射。我们提出的光学CCD图像获得的Halpha滤波器揭示了存在的主要是在西北部，在中央，南部和北部地区的残留物的沉积和扩散结构的沉积结构。位于西北部和南部的明亮光学细丝与遗迹的突出射电壳层有很好的相关性，强烈表明它们的关联。从通量校准的CCD成像，平均[SII]/H α比被发现为~0.9和~1.1的南部和西北地区，这清楚地表明，发射起源于冲击加热的气体。我们还介绍了从XMM-牛顿获得的X射线数据的结果，这些结果显示了在0.3-10 keV能带中，在3 kpc距离处具有非常低的光度约为7.3 x10^31 erg·s^-1的漫射发射。此外，我们发现一个令人惊讶的年轻的年龄~4400年，这样一个大的半径~22 pc的残留物。
2012-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the infrared counterparts of diffuse far-ultraviolet sources in the Galaxy
最近可用的高质量红外（IR）数据在银河系和外部星系的弥漫区域增加了我们对星际尘埃的理解。紫外线和红外线观测的比较可以用来估计星际尘埃的吸收、散射和热辐射。在本文中，我们报告了银河系中选择性漫射源的红外和紫外观测。使用档案中红外（MIR）和远红外（FIR）观测斯皮策太空望远镜，我们寻找同行的旅行者，远紫外光谱探测器（FUSE）和银河系演化探测器（GALEX）望远镜观察到的扩散远紫外（FUV）源在银河系。8微米处的红外发射特征通常归因于多环芳烃（PAH）分子，而24微米处的发射归因于非常小的颗粒（VSG）。这里提供的数据是独一无二的，我们的研究试图建立各种尘埃种群之间的关系。通过分别在低纬和高纬位置研究FUV-IR相关性，我们已经确定了负责扩散FUV发射的谷物成分。
2017-04-30 astro-ph.GA
Foregrounds for observations of the cosmological 21 cm line: I. First Westerbork measurements of Galactic emission at 150 MHz in a low latitude field
我们提出的第一个结果，从一系列的观测与Westerbork望远镜在140- 160 MHz的范围内与2弧分的分辨率，旨在表征时代的再电离实验的前景的属性。我们第一次在150 MHz的低银河纬度地区（称为扇形区）探测到了尺度大于13弧分的银河弥散辐射的波动。这些波动的$rms$为14 K。总强度功率谱表现出下降到$\ell \sim 900$的幂律行为，斜率为$β^I_\ell = -2.2 \pm 0.3$。在较小的角度尺度上的漫发射的检测受到残余点源的限制。我们测量了$\sim$ 3 mJ束流$^{-1}$的$rms$混淆噪声.在此频率下还首次检测到了扩散偏振发射。极化信号在空间上和沿视线方向上都表现出复杂的结构。极化功率谱在$\ell \sim 2700$下呈幂律行为，斜率为$β^P_\ell = -1.65 \pm 0.15$ .在4角分尺度上，极化涨落的$rms$为7.2 K.通过外推测量的总强度发射谱，我们发现在5角分尺度上$δT= \sqrt{\ell (\ell+1) C^I_\ell / 2π} \sim 5.7$ K的宇宙学信号受到了污染，在相同角尺度上相应的$rms$值为$\sim$ 18.3 K。偏振功率谱的水平是在5弧分尺度上的$δT \sim 3.3$ K。由于其异常明亮的偏振信号，扇形区域很可能代表了银河系中纬度和高纬度天空亮度的上限。
2009-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观测无处不在的星际密度丝和磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导下。星际湍流塑造了观测到的密度结构。垂直湍流混合是MHD湍流的基本动力学过程，它必然导致扩散介质和分子云中出现平行细丝。最小宽度由部分电离介质中的垂直中性离子去耦尺度确定。相应地，密集的垂直细丝出现在高超音速湍流中的MC作为激波压缩的结果。它们的宽度具体取决于湍流特性。我们证明，不同的取向的灯丝相对于磁场起源于不同的湍流特性的多相星际介质。
2018-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinematic Structure of Magnetically Aligned HI Filaments
本文利用GALFA-HI巡天数据提取高银纬HI纤维，发现本地纤维与磁场取向对齐而IVC纤维不对齐，且仅15%纤维具有显著速度梯度，为纤维形成理论提供约束。
2023-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fermi-LAT Observations of the Diffuse Gamma-Ray Emission: Implications for Cosmic Rays and the Interstellar Medium
大于100 MeV的伽马射线天空主要是由宇宙射线与银河系星际气体和辐射场相互作用产生的漫射辐射。对这些漫射辐射的观测为研究宇宙射线的起源和传播以及星际介质提供了一种工具。我们目前的测量从第一个21个月的费米-LAT任务，并与使用GALPROP代码产生的漫射伽马射线发射的模型进行比较。这些模型适合宇宙射线数据，并纳入宇宙射线源、星际气体和辐射场分布的天体物理输入。为了评估与天体物理输入相关的不确定性，通过在观测极限内改变宇宙射线源的分布、宇宙射线约束体积（晕）的大小和星际气体的分布来创建模型网格。一个全天空的最大似然拟合被用来确定Xco因子，积分CO线强度和分子氢柱密度之间的比率，从第一费米LAT目录的伽马射线点源的通量和光谱，以及强度和光谱的各向同性背景，包括残留的宇宙射线被误分类为伽马射线，所有这些都有一些依赖于假设的漫发射模型。模型进行比较的基础上，他们的极大似然比，以及光谱，经度和纬度配置文件。我们还提供了残差图的数据减去扩散发射模型。该模型是一致的，在高纬度和中纬度的数据，但低于预测的数据在内部星系的能量超过几个GeV。这种差异的可能解释进行了讨论，包括未检测到的点源人口和整个银河系的宇宙射线的光谱变化的贡献。[删节]
2012-02-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi LAT Observation of Diffuse Gamma-Rays Produced Through Interactions between Local Interstellar Matter and High Energy Cosmic Rays
本文报告了大口径望远镜在\textit{Fermi}任务中对第三象限中纬度地区（从$200\arcdeg$到$260\arcdeg$的银河经度$l$和从$22\arcdeg$到$60\arcdeg$的纬度$| b |$）的$γ$ -射线的观测。该地区不包含已知的大分子云，大部分氢原子位于太阳系1千秒差距以内。计算了$γ$射线点源和逆康普顿散射的贡献，并将其相减.在100 MeV ~ 10 GeV的能量范围内，剩余的$γ$射线强度与原子气柱密度呈线性关系.测得的积分$γ$射线发射率分别为100 MeV以上的$(1.63 \pm 0.05) \times 10^{-26} {\rm photons s^{-1} sr^{-1} H\mathchar`-atom^{-1}}$和300 MeV以上的$(0.66 \pm 0.02) \times 10^{-26} {\rm photons s^{-1} sr^{-1} H\mathchar`-atom^{-1}}$，附加系统误差为$\sim 10%$ .在100 MeV-10 GeV的差分发射率同意与直接测量的宇宙射线光谱的基础上，在10%的水平一致的计算。结果表明，在所研究的区域，距太阳系1千秒差距以内的宇宙线核谱与在地球上直接测量的$\sim 10%$以内的星际谱接近。
2009-08-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
C II radiative cooling of the Galactic diffuse interstellar medium: Insight about the star formation in Damped Lyman-alpha systems
远红外[C II] 158微米精细结构转变被认为是星际介质中的主要冷却剂。因此，在热稳态的假设下，它可以用来推断局部以及高红移系统中的加热速率，进而推断恒星形成速率。在这项工作中，银河系星际介质的无线电和紫外线观测被用来了解C II是否确实是一个很好的恒星形成率的示踪剂。对于银河系高纬度视线的样本，温度的直接测量表明C II存在于弥漫的星际气体的冷相和暖相。即使在银河系的高纬度，冷气体部分（约占总中性气体柱密度的10 - 50%）也不可忽略。结果表明，正确估计的恒星形成率，C II冷却在这两个阶段，因此应该考虑。简单的假设，即[C II]线只起源于冷相或暖相，分别大大低估或高估了恒星形成率。这些结果是特别重要的背景下，阻尼莱曼α系统，一个类似的方法是经常被用来估计恒星形成率。在这种情况下，如果所考虑的气体温度没有独立的约束，那么导出的恒星形成率可能是不可靠的。
2016-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The link between E-B polarization modes and gas column density from interstellar dust emission
最近对353 GHz星际尘埃辐射的普朗克偏振E和B模功率谱的分析提出了新的问题，即银河系前景对探测宇宙微波背景（CMB）偏振的影响以及对星际介质（ISM）的物理性质的影响。在弥漫ISM中，观察到明显的E-B不对称性，E模的功率是B模的两倍;以及总功率T与E和B模之间的正相关性，目前解释为星际物质结构与银河磁场结构之间的联系。在本文中，我们的目的是扩展普朗克分析的高纬度天空低银河系纬度，调查TEB功率谱与气体柱密度从弥漫ISM分子云之间的相关性。我们将银河系纬度|b| >5度和|b| <60度之间的天空划分为552个圆形斑块，并使用最新发布的普朗克偏振数据研究TEB功率谱和每个斑块的列密度之间的互相关。我们发现，B到E功率比（BB/EE）和TE相关比（rTE）依赖于列密度。前者从弥漫ISM到古尔德带的分子云增加，后者减少。这种系统性变化必须与ISM属性的实际变化有关。数据显示，这一平均趋势有很大的离散性。观察到BB/EE和rTE的变化对于所有柱密度都是反相关的。在扩散ISM中，这两个比率的方差与BB/EE和rTE的值固定的随机非高斯模型一致。最后，我们讨论了TB和EB与柱密度的依赖关系，但仪器噪声的阻碍。
2019-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
