אַסטרוֹנוֹמִיָה

מהו הגז המיונן המפוזר?

מהו הגז המיונן המפוזר?

ניסיתי למצוא הגדרה נקייה למה אנשים מתכוונים כאשר הם מדברים גז מיונן מפוזר במדיום הבין כוכביאבל לא מצאתי כלום עד כה. כנראה שזה אמור להיות טריוויאלי.

האם זה פשוט גז מיונן, מעורבב עם גז לא מיונן ב- ISM בתהליך דיפוזיה?


"הגז המיונן המפוזר" (DIG) הוא מונח נוסף לשלב המדיום הבין כוכבי (ISM) הנקרא בדרך כלל מדיום מיונן חם (WIM). עם טמפרטורה של הסדר $ 10 ^ 4 , mathrm {K} $, אך מתרחש לטמפרטורות נמוכות וגבוהות יותר, הוא חם מספיק בכדי לשמור על מימן מימן, ומתכות שונות קיימות כמינים בעלי יינון נמוך, כגון S II, N II ו- O II, ואפילו (חלש) O III (למשל Hill et al. 2012; Zang et al. 2017; Weilbacher et al. 2018).

שיווי משקל לחץ גס עם השלבים האחרים של ה- ISM גורם לצפיפות אופיינית של 0.1 $ , mathrm {cm} ^ {- 1} $, אך טווחים אופייניים הם בסדר גודל לשני הצדדים.

סקירה של ה- DIG / WNM ניתן למצוא ב- Haffner et al. (2009).


אני לא חושב שזה אומר שום דבר מיוחד. קח למשל את התביעה בוויקיפדיה

ענן בין כוכבי הוא בדרך כלל הצטברות של גז, פלזמה ואבק בגלקסיות שלנו ואחרות. במילים אחרות, ענן בין כוכבי הוא אזור צפוף מהממוצע של המדיום הבין כוכבי, (ISM), החומר והקרינה הקיימים בחלל שבין מערכות הכוכבים בגלקסיה. תלוי בצפיפות, בגודל ובטמפרטורה של ענן נתון, המימן שלו יכול להיות ניטרלי, מה שהופך אזור H I; מיונן, או פלזמה מה שהופך אותו לאזור H II; או מולקולרי, המכונה בפשטות עננים מולקולריים, או לפעמים עננים צפופים. לפעמים נקראים עננים ניטרליים ומיוננים גם עננים מפוזרים. ענן בין כוכבי נוצר על ידי חלקיקי הגז והאבק של ענק אדום בחייו המאוחרים יותר.

כמו גם אמירה נוספת

בכל השלבים, המדיום הבין כוכבי קלוש ביותר בסטנדרטים ארציים. באזורים קרירים וצפופים של ה- ISM, החומר הוא בעיקר בצורה מולקולרית ומגיע לצפיפות המספר של $10^6$ מולקולות לכל $ ס"מ ^ 3 $ (מיליון מולקולות לסמ"ק). באזורים חמים ומפוזרים של ה- ISM, החומר מיונן בעיקר, והצפיפות עשויה להיות נמוכה כמו $10^{−4}$ יונים לכל $ ס"מ ^ 3 $. השווה זאת לצפיפות מספרים בערך $10^{19}$ מולקולות לסמ"ק לאוויר בגובה פני הים, ו $10^{10}$ מולקולות לכל $ ס"מ ^ 3 $ (10 מיליארד מולקולות לכל $ ס"מ ^ 3 $) לתא מעבדה עם ואקום גבוה.


גז מיונן מפוזר חוץ מישורי שהתגלה בגלקסיה סמוכה

מבט האבל על גלקסיית הספירלה המסורגת מסייר 83. קרדיט תמונה: נאס"א, ESA וצוות מורשת האבל (STScI / AURA). קרדיט: וויליאם בלייר, אוניברסיטת ג'ונס הופקינס

קבוצת מחקר בראשות ארין בוטשר מאוניברסיטת ויסקונסין-מדיסון גילתה ואפיינה גז מיונן מפוזר חוץ-מישורי בגלקסיה מסייר 83 הסמוכה. המחקר, שפורסם ב- 25 ביולי באתר arXiv.org, מספק תובנות חשובות בקינמטיקה של הגז המפוזר. בגלקסיה הזו.

התגלה בשנת 1752, מסייר 83 (בקיצור M83) הוא גלקסיה ספירלית חסומה הממוקמת במרחק של כ -15.6 מיליון שנות אור מכדור הארץ. זוהי אחת הגלקסיות הספירליות המסורגות והבהירות ביותר בשמיים.

ל- M83 הילה גזית מורכבת ורב-פאזית. הגז בהילות כאלה מעניין במיוחד עבור אסטרונומים מכיוון שהוא חיוני לקידום הידע אודות יצירת כוכבים. זאת בשל העובדה כי הגז הדרוש ליצירת כוכבים מתמשכת, ככל הנראה, נובע ממאגר גז בהילות המקיפות את הגלקסיה.

גז מיונן חם עם טמפרטורות סביב 1,000 K נקרא גז מיונן מפוזר חוץ-מישורי (או eDIG). ידוע של- eDIG יש תכונות שונות בהשוואה לגז באזורים היוצרים כוכבים. לכן, אסטרונומים עדיין מחפשים עדויות נוספות לגז מיונן זה בגלקסיות, אשר יכולות לספק פרטים נוספים על היווצרות הכוכבים ותהליכי התפתחות הגלקסיה.

כעת, צוותו של Boettcher מדווח על גילוי ה- eDIG ב- M83 ומתאר את הקינמטיקה שלו. הגילוי נעשה באמצעות הספקטרוגרף של רוברט סטובי על הטלסקופ הגדול של דרום אפריקה (SALT), הממוקם בדרום אפריקה.

"באמצעות ספקטרוסקופיית קו פליטה אופטית מספקטרוגרף רוברט סטובי על הטלסקופ הגדול של דרום אפריקה, ביצענו את המחקר הראשון והמחקר הקינמטי של גז מיונן מפוזר מחוץ למשטח בגלקסיית הדיסק הסמוכה, M83,", כתבו החוקרים במאמר. .

האסטרונומים גילו כי ה- eDIG ב- M83 נמצא הודות ליחסי קו הפליטה שלו, לפיזור המהירות ולפיגור המהירות הסיבובי ביחס לדיסק.

על פי העיתון, הפיזור המהיר החציוני של קו הראייה שנצפה בגז המפוזר גבוה בהרבה מזה שנצפה בגלקסיית שביל החלב ובגלקסיות הדיסק הסמוכות לקצה. זה מראה כי פיזור המהירות בשכבות אלה עשוי להיות אניזוטרופי.

הצוות ציין כי הפליטה המפוזרת מפסיקה את פליטת הדיסק במהירות הסיבובית, התואמת באופן איכותי את הילות השהיה הרב-שלביות שנצפו בגלקסיות אחרות. המחקר מראה כי ההשהיה החציונית בין הדיסק להילה עולה על פיגורי המהירות הסיבוביים שנצפו בכמה גלקסיות דיסק סמוכות.

בדברי הסיום, המחברים מציעים שאם פיזור המהירות של eDIG ב- M83 מעיד על תנועות סוערות, יש מספיק תמיכה תרמית וסוערת כדי לייצר גובה בקנה מידה eDIG של כ -3,000 שנות אור בשיווי משקל דינמי. יתר על כן, החוקרים הגיעו למסקנה כי פיזור המהירות של שכבת ה- eDIG עולה בקנה אחד עם מהירות הקול בשלב החם, ופיגור מהירות סיבוב נצפה הן ברכיבים הקרים והן בחומרים החמים.

הצוות מתכנן מחקרים נוספים בנוגע לקינמטיקה של גז מיונן מפוזר חוץ-מישורי בגלקסיות שונות. "בעבודה עתידית, נבנה מדגם של גלקסיות פנים-אל-פנים וקצה-קצה, נפתח תמונה של הקינמטיקה התלת-ממדית של שכבות eDIG, ונתאם תמונה זו בסביבה רב-פאזית של ממשק הדיסק-הילה. , "נכתב בעיתון.


גז מיונן מפוזר חוץ מישורי ב- NGC 5775 נחקר בפירוט

סלעים ארוכים של SALT-RSS שתוארו על תמונת אדום POSS2 / UKSTU של NGC 5775 מסקר השמיים הדיגיטטיים. קרדיט: Boettcher et al., 2019.

אסטרונומים ערכו מחקר דינמי על שכבת גז מיוננת מפוזרת מחוץ לשטח בגלקסיית הדיסק הסמוכה, היוצרת כוכבים, NGC 5775. המחקר, שפורסם ב- 25 בספטמבר באתר arXiv.org, מספק מידע מכריע על מאפייני שכבה זו, אשר יכול לעזור לאסטרונומים להבין טוב יותר תהליכי יצירת כוכבים בגלקסיות.

גז מיונן חם עם טמפרטורות סביב 1,000 K נקרא גז מיונן מפוזר חוץ-מישורי (או eDIG). ידוע של- eDIG יש תכונות שונות בהשוואה לגז באזורים היוצרים כוכבים. לכן, אסטרונומים עדיין מחפשים עדויות נוספות לגז מיונן זה בגלקסיות, אשר יכולות לספק פרטים נוספים על היווצרות הכוכבים ותהליכי התפתחות הגלקסיה.

מה שחוקר את החוקרים בשכבות eDIG הוא שגבהי סולם האלקטרונים האקספוננציאליים שנצפו עולים על גובה הסולם התרמי שלהם על ידי גורמים בודדים שביל החלב ובגלקסיות סמוכות. NGC 5775 ממוקם במרחק של כ- 94.2 מיליון שנות אור משם, הוא גלקסיה כזו. יש לו הילה גזית מרובת-מרחב המורחבת במרחב, שמבנה וקינמטיקה שלה יכולים לשפוך יותר אור על חיבור הדיסק-הילה במערכות יוצרות כוכבים.

לאחרונה, צוות אסטרונומים בראשות ארין בוטשר מאוניברסיטת ויסקונסין-מדיסון, ערך מחקר דינמי על שכבת ה- eDIG ב- NGC 5775, בתקווה להבין טוב יותר את ההשלכות של משוב על יצירת כוכבים על המצב הדינמי של הכוכב הבין-כוכבי. בינוני. לשם כך הם השתמשו בספקטרוגרף של רוברט סטובי (RSS) בטלסקופ הגדול של דרום אפריקה (SALT) ובנתונים מההילות הרציפות בגלקסיות הסמוכות - סקר EVLAS (CHANG-ES).

"שילבנו ספקטרוסקופיית קו פליטה אופטית ו- NUV מ- RSS ב- SALT עם תצפיות רצף רדיו מ- CHANG-ES כדי לחקור את המצב הדינמי של שכבת ה- eDIG ב- NGC 5775," נכתב בעיתון.

תוצאות המחקר מדגישות את היקף המרחב המדהים של ההילה המיוננת החמה בגלקסיה. נמצא כי התפלגות צפיפות האלקטרונים האקספוננציאלית כוללת גם רכיבי דיסק עבה וגם הילה, והיא א-סימטרית בצד הצפון-מזרחי והדרום-מערבי של NGC 5775. גובה הסקאלה של רכיבים אלה נמדד כ -1,956 ו -24,450 שנות אור בצפון-מזרח, בעוד 2,608 ו -11,736 שנות אור בצד הדרום-מערבי.

העיתון מדווח על הגילוי הראשון של פיזור מהיר יותר של eDIG כפונקציה של גובה מעל דיסק הגלקסיה. האסטרונומים מניחים שהתנהגות כזו יכולה להיות שענני גז נפלטים מהדיסק בטווח מהירויות. לפיכך, העננים עם הפיזור הגבוה ביותר מגיעים לגובה הסולם הגדול ביותר.

המחקר סיפק עדויות נוספות ביחס לאינטראקציה של NGC 5775 עם גלקסיה ספירלית נלווית NGC 5774. ההנחה היא כי NGC 5774 תורם גז מימן ניטרלי ל- NGC 5775, מה שמגביר את קצב היווצרות הכוכבים שלו ומוליד את ההילה הרב-גזית, הגזית. .

"האינטראקציה של NGC 5775 עם NGC 5774, אף שאינה מעצבת ישירות את הקינמטיקה של גז חוץ-מישורי בדיסק הפנימי, שיפרה את קצב היווצרות הכוכבים בגלקסיה הקודמת ובכך סייעה להוליד את ההילה הגזית המורחבת אנכית, מרובת-שלבים, "סיכמו האסטרונומים.


כותר: גז מיונן מפוזר והשפעותיו על הערכות מתכתיות ערפיליות של גלקסיות היוצרות כוכבים

תקציר אנו חוקרים את ההשפעה של הגז המיונן המפוזר (DIG) על קביעת שפע בגלקסיות היוצרות כוכבים. ה- DIG מאופיין באמצעות רוחב המקביל H α (WH α). מתוך קבוצה של 1 409 גלקסיות SF מתוך סקר מיפוי הגלקסיות הסמוכות ב- APO (MaNGA), אנו מחשבים את התרומה החלקית של ה- DIG למספר קווי פליטה תוך שימוש בנתוני High-S / N מ spaxels SF (במקום להשתמש בקווי פליטה רועשים. בספסלונים הנשלטים על ידי DIG). השיטה שלנו ישימה לספקטרום עם WH α ≳ 10 Å שנצפו (אשר אינם נשלטים על ידי פליטת DIG). מכיוון שתרומת ה- DIG תלויה במרחק הגלקטוצנטרי, אנו מספקים נוסחאות תיקון DIG הן לגלקסיות שלמות והן לספקטרום צמצם יחיד. אם אנו מחילים אותם על מדגם של $ , gt 90 , 000 $ SF גלקסיות מסקר ה- Sloan Digital Sky Survey, אנו מוצאים את הדברים הבאים (1) ההשפעה של ה- DIG על שפע קו חזק תלויה במדד המשמש. זה זניח עבור אינדקס ([O iii] / H β) / ([N ii] / H α), אך מגיע ל- ∼0.1 dex בקצה המתכתי הגבוה ל- [N ii] / H α. (2) תוצאה זו מבוססת על רזולוציית MaNGA ∼kpc, כך שההשפעה האמיתית של ה- DIG ככל הנראה גדולה יותר. (3) אנו בוחנים מחדש את יחסי קצב היווצרות המסה-מתכתיות-כוכבים (SFR) על ידי תיקון תרומת ה- DIG בשפע וב- SFR. ההשפעה של הסרת DIG בולטת יותר במסות כוכבים גבוהות יותר. באמצעות מדד [N ii] / Hα, O / H עולה עם SFR במסה כוכבית גבוהה, בניגוד לטענות קודמות.


גז מיונן מפוזר בגלקסיה הננסית DDO 53

  • APA
  • מְחַבֵּר
  • BIBTEX
  • הרווארד
  • תֶקֶן
  • RIS
  • ונקובר

גז מיונן מפוזר בגלקסיה הננסית DDO 53. 2007. עמ '. 47-49 (ESO Astrophysics Symposia Vol. 2007).

תפוקת מחקר: פרק בספר / דוח / הליך ועידה ›תרומת ועידה

T1 - גז מיונן מפוזר בגלקסיה הננסית DDO 53

AU - פלורס-פאג'ארדו, נהלי

AU - הידאלגו-גמז, אנה מריה

N2 - אנו חוקרים את הגז המיונן המפוזר (DIG) בקבוצת M81 הגמד הגלקסיה הלא סדיר DDO 53. אנו משתמשים בספקטרוסקופיה עם חריץ ארוך על מנת לקבוע את יחסי הקו המעניינים ביותר. אנו משווים יחסים אלה עם פוטוניוניזציה קלאסית ודולפת, זעזועים ומודלים של שכבות סוערות. בתור גלקסיות לא סדירות אחרות של הגמדים, המאפיינים הספקטרליים שונים מאוד מאלה של ה- DIG בגלקסיות ספירליות: עירור גבוה יותר ו- [SII / Hα] נמוך בהרבה. שילוב של מודלים של זליגת פוטואליזציה בתוספת זעזועים יוכלו להסביר מאפיינים אלה. © 2007 ספרינגר.

AB - אנו חוקרים את הגז המיונן המפוזר (DIG) בקבוצת M81 הגלקסיה הלא סדירה הגמדית DDO 53. אנו משתמשים בספקטרוסקופיה עם חריץ ארוך על מנת לקבוע את יחסי הקו המעניינים ביותר. אנו משווים יחסים אלה עם פוטוניוניזציה קלאסית ודולפת, זעזועים ומודלים של שכבות סוערות. בתור גלקסיות לא סדירות אחרות של הגמדים, המאפיינים הספקטרליים שונים מאוד מאלה של ה- DIG בגלקסיות ספירליות: עירור גבוה יותר ו- [SII / Hα] נמוך בהרבה. שילוב של מודלים של זליגת פוטואליזציה בתוספת זעזועים יוכלו להסביר מאפיינים אלה. © 2007 ספרינגר.


החבילה המפונפנת מספקת דרך קלה לטעון, להציג ולעשות מדע באמצעות סקר השמיים של ויסקונסין H-Alpha Mapper (WHAM). הוא מספק את התכונות העיקריות הבאות: (1) היכולת לטעון את נתוני סקיי סקיי מטבלת FITS. (2) היכולת לתכנן במהירות קטעי שמיים בעזרת מפות קרניים. (3) היכולת לחשב מפות רגע וחשבון באמצעות הנתונים

לאחרונה גילינו פליטה במהירויות שליליות גבוהות מעל המרכז הגלקטי ובהסכמה עם תצפיות ספיגה אולטרה סגולות מהטלסקופ החלל האבל. אלה מאפשרים לבצע מדידות חדשות על תנאי הגז הקיצוניים המושפעים מהחור השחור המסיבי, Sgr A *, במרכז הגלקסיה שלנו.


הושג ספקטרום עמוק עם חריץ ארוך של הגז המיונן המפוזר (DIG) בגלקסיה הספירלית הקצהית NGC 891. החריץ חוצה את המטוס ברדיוס גלקטוצנטרי של 5 kpc ומכסה DIG בצד המזרחי והמערבי של הגלקסיה. המוטיבציה העיקרית הייתה ניסיון לאתר את קו רקומבינציה He I λ5876, שכוחו ביחס ל- Hα מספק מגבלה ישירה על קשיות הספקטרום המיינן. ב- DIG של שביל החלב, יחס קו זה התגלה כנמוך באופן מפתיע (Reynolds & amp Tufte Heiles et al.), מה שמרמז על ספקטרום מיינן הרבה יותר רך ממה שהוסכם מהקווים האסורים הנצפים יותר, כמו [N II] λ6583 ו- [S II] λ6717. קו ה- He I זוהה ב- NGC 891 עד לגובה של 1.5 ק"ג מהמישור - היטב לתוך שכבת הגז המפוזרת. ב- DIG, He I / Hα ≈ 0.034, רומז כי הליום הוא כ- 70% מיונן וכי הספקטרום המיינן קשה משמעותית מאשר בשכבת ריינולדס. הספקטרום מאפשר גם מיפוי מפורט מאוד של היחס [N II] λ6583 / Hα כפונקציה של גובה מחוץ למישור. יחס זה מגיע לערכי שיא של כ -1.4 בגובה z = 2 kpc בצד המזרחי של המטוס ו z = 4 kpc בצד המערבי. מעבר לגובה זה בצד המזרחי, היחס שוב יורד בבירור וירד לכ -1.0 בערך z = 4 kpc. דוגמנות קודמת מציינת כי ערכים כה גבוהים של [N II] λ6583 / Hα דורשים ספקטרום מיינן קשה משמעותית מזה שמצוין על ידי יחס He I / Hα. מכאן שלמרות הערכים הגבוהים יותר של He I / Hα, קיימת אותה דילמה כמו במקרה שכבת ריינולדס. תוצאות אלו מצביעות על כך שאיננו מבינים מספיק את החימום והמינון של הגז המפוזר. קביעת טמפרטורת הגז תעזור, אך אי הגישה של הקו [N II] λ5755 מאפשרת לקבוע גבולות עליונים בלבד: 13,000 K בצד המזרחי ו- 10,000 K בצד המערבי.

שניהם [N II] וקווי Hα מזוהים מעבר z = 5 kpc לפיכך, שכבת DIG מתרחבת הרבה יותר ממה שצוין בתמונות צרות עם פס קודם. מודל של התפלגות צפיפות האלקטרונים המורכב משני רכיבים בגובה קנה מידה של כ -1 ק"ג ו- 5-6 ק"ג מספק התאמה טובה לפרופיל פליטת Hα. הרכיב המורחב מאוד נראה גם בתמונה של ראנד, קולקרני ואמסטר הסטר, אך גובה הסקאלה שהוסכם גדול כעת.

מלבד ההשפעות הידועות של ספיגת אבק על המהירות במרכזים נמוכים z, יש שיפוע חלק במרכזי המהירות עם העלייה z מעל נתיב האבק במובן זה שהם מתקרבים למהירות המערכתית, ומשתנים בכ- 30 קמ"ש -1 מ z = 1 kpc ל- z = 4.5 kpc. אנו משערים כי ההשפעה נובעת בין השאר ממהירות סיבוב יורדת ונדידה רדיאלית של גז עם z. מודל המחשה מציע כי מהירות הסיבוב ב z = 4.5 kpc עשוי להיות בערך 20 ק"מ s -1 איטי יותר מאשר בדיסק, אם כי השפעות אחרות יכולות לשנות את ההערכה הזו. שינוי כזה במהירות הסיבוב צפוי במודלים של מזרקות גלקטיות, אך כמה ניסויים פשוטים במסלולי כוכבים מראים כי הזרימה במזרקה עשויה להיות מורכבת יותר ממה שחשבו בעבר.


Birk, G.T., Lesch, H. and Neukirch, T .: 1998, חיבור מגנטי כגורם לגז המיונן המפוזר החוץ-מישורי, שני לֹא. ר 'אסטר. Soc. 296, 165–172.

דטמר, R.-J .: 1992, גז מיונן מפוזר חוץ מישורי וחיבור הדיסק-הילה בגלקסיות ספירליות, קֶרֶן. קוסם. פיז. 15, 143–208.

דטמר, R.-J. ושולץ, ה ': 1992, יינון הגז המפוזר ב- NGC891 ותורת החומר האפל הנרקבת, אסטרון. אסטרופיז. 254, L25-L28.


כותר: יינון הליום באזורי הגז המפוזרים המפוזרים המפוזרים סביב UCH ii

אנו מציגים מדידות של יחס הליום ומימן המיונן יחיד (n> / n>) לכיוון גז מפוזר המקיף שלושה אזורים H ii (UCH ii) אולטרה-קומפקטיים: G10.15-0.34, G23.46-0.20 ו- G29.96-0.02. אנו צופים בקווי רקומבינציה רדיו של מימן והליום ליד 5 GHz באמצעות ה- GBT למדידת ה- n> / n> יחס. המדידות מונעות על ידי יינון הליום נמוך שנצפה במדיום המיונן החם ובאזורים המיונים המפוזרים הגלקסיים הפנימיים. הנתונים שלנו מצביעים על כך שההליום אינו מיונן בצורה אחידה בשלושת המקורות הנצפים. קווי הליום אינם מזוהים לעבר כמה מיקומים נצפים במקורות G10.15-0.34 ו- G23.46-0.20, והגבולות העליונים של ה- n> / nהיחס המתקבל הוא 0.03 ו- 0.05, בהתאמה. המקורות שנבחרו מחזיקים בכוכבים מסוג O6 או חמים יותר, כפי שמצוין על ידי זיהוי קו הליום לכיוון פליטת הרצף הרדיו הבהיר מהמקורות עם ממוצע n> / n> ערך 0.06 ± 0.02. נתונינו מראים אפוא שהליום בגז מפוזר הממוקם כמה פרסקות מכוכבים מסיביים צעירים המוטבעים באזורים הנצפים אינו מיונן לחלוטין. אנו חוקרים את מקורם של יינון הליום לא אחיד ושוללים את האפשרויות יותר & raquo (א) שהליום מיונן כפול באזורים הנצפים ו (b) שה- n נמוך> / nהערכים נובעים מקרינה מייננת מימן נוספת המיוצרת על ידי הכנסת כוכבים בעלי מסה נמוכה. אנו מגלים כי ספיגה סלקטיבית של פוטונים מייננים על ידי אבק יכולה לגרום ליינון נמוך של הליום אך זקוקה לחקירה נוספת כדי לפתח מודל עקבי לאבק באזורי H ii. & פחות פחות


סקר הגז המיונן המפוזר של GBT (GDIGS)

סקר הגז המיונן המפוזר של GBT (GDIGS) הוא סקר מתמשך גדול למיפוי פליטת קו רקומבינציה רדיו מגז מיונן מפוזר במישור הגלקטי.

גז מיונן מפוזר המכונה "בינוני מיונן חם (WIM)" הוא מרכיב עיקרי במדיום הבין כוכבי, המהווה כ -20% מסך מסת הגז של שביל החלב ומספק מקור לחץ חשוב במישור האמצעי. בהתחשב בעובדה שידענו על כך למעלה מ -50 שנה, מפתיע כי ישנן שאלות מרכזיות ללא מענה בנוגע למקור, להפצה ולמאפיינים של ה- WIM.

מרבית מחקרי ה- WIM נערכו על ידי התבוננות בפליטת H-alpha. למרות שהאלפא בהיר מאוד בהשוואה למעקב אחר גז מיונן, הוא סובל מהכחדה. זה מגביל באופן דרסטי את המרחק אליו ניתן ללמוד את ה- WIM בגלקסיה הפנימית. תצפיות ברדיו נותנות לנו הזדמנות לחקור את התפלגות ה- WIM הגלקסית באמצע הדיסק הגלקטי.

בשל שטח האיסוף הגדול ויכולתו לצפות במספר גדול של מעברי קו רקומבינציה רדיו בו זמנית, ה- GBT הוא מכשיר אידיאלי למיפוי פליטה מ- WIM. על ידי שימוש במקלט C-band בשילוב עם ה- VEGAS backend, אנו יוצרים מפות רגישות גבוהה של ה- WIM ברזולוציה מרחבית וספקטרלית גבוהה יותר מסקרי קו רקומבינציה קודמים ברמת זמן טלסקופ סבירה. רגישות ה- RMS שלנו בקוביות הנתונים הסופיות היא m 1 mJy לקורה לכל ערוץ של 5 קמ"ש.

טווח הסקרים של GDIGS משתרע על הגלקסיה הפנימית מ 32 מעלות. & gt l & gt -5 מעלות. ו- | ב | & 0.5 מעלות, כמו גם כמה חיפושים מעל ומתחת למטוס האמצעי ליד אזורים המרכיבים כוכבים בעלי מסה גבוהה. עם נתונים אלה אנו 1) נקבע את המצב הדינמי והתפלגותו של ה- WIM, 2) נחקור את מצב היינון של ה- WIM, 3) נחקור את הקשר בין אזורי ה- WIM ו- HII, ו -4) ננתח את ההשפעה של קרינת יינון דולפת אזורי HII על פליטת אבק.

הפחתת נתונים

אנו משתמשים בשילוב של ה- gbtgridder, GBTIDL ו- Python כדי לכייל, לרשת ולמוצע את הנתונים שלנו. אנו נגיש את סקריפטים להפחתת הנתונים שלנו ב- github עם שחרור הנתונים הסופי שלנו.