寻找Magellanic Stream 中 3 mm 米分子吸收线过渡

Magellanic Stream 是一束从小型和大型 Magellanic 云相互作用形成的向银河系倾泻的稀疏气体尾巴，主要由中性原子氢(HI) 组成。气体稀疏且尘埃缺乏，分子形成罕见且困难，但若存在则可能导致适合星际形成的区域，从而允许我们探测类似高红移时代星际形成的条件。我们利用阿坦纳大尺米阵列(ALMA)的最高灵敏度分子吸收观测数据搜索 HCO$^+$、HCN、HNC 和 C$_2$H，使用 HI 归档数据将这些环境与银河系中分子形成的 HI 列密度阈值进行比较。我们还将视线位置与确认的恒星、分子氢和 OI 检测位置进行比较，虽然灵敏度高于本文所呈现的观测。我们发现尽管有四条视线的列密度超过银河系稀疏区域的分子形成阈值，但仍未检测到任何检测。尽管四条视线的列密度超过银河系稀疏区域的分子形成阈值，但仍未检测到任何检测。我们present了这些分子吸收线的上限列密度计算，范围从 $3 \times 10^{10}$ 到 $1 \times 10^{13}$ cm$^{-2}$。未检测到 HCO$^+$ 表明至少有以下情况之一: (i) $X_{HCO^+, \mathrm{MS}}$ 显著低于银河系值; (ii)银河系稀疏 ISM 中观察到的广泛稀疏分子气体在 MS 中没有直接类比; (iii)MS 中 HI 到 H$_2$ 的转换在更高的面密度下发生; 或 (iv)MS 中的分子气体仅存在于小而致密的云块中。