E(B-V)、N(H I) 与 N(H_2)

我们考虑了当 H I 通过 21 cm 射电谱线测量且 \EBV\ 由远红外尘埃推导定义时，N(H I) - E(B-V) 关系的结构。基于过去 30 年的干涉吸收测量，我们推导出了依赖于红化的 N(H I) 修正值，这些修正值遵循单一幂律关系 $\int \tau(H I) dv = 14.07 ~\kms\$\EBV$^{1.074}$，适用于 0.02 $\la$ \EBV\ $\la$ 3 mag。对于 21 cm 谱线推导的 H I 柱密度，其修正值过小，不足以对我们推导出的 0.015 $\la$ \EBV\ $\la$ 0.075 mag 且 \absb\ $\ge$ 20\degr\ 范围内的比值 N(H I)/\EBV\ $= 8.3 \times 10^{21}\pcc$ mag$^{-1}$ 产生任何影响；它们也不足以解释我们在银河系 \absb $\ge 20$\degr\ 范围内展示的、在 \EBV\ $\ga$ 0.1 mag 处 N(H I) - \EBV\ 关系斜率的断裂。因此，后者必须归因于 \HH\ 形成的开始，我们表明低密度弥散分子气体中 \HH\ 形成的模型可以轻易解释这种弯曲的 N(H I)- \EBV\ 关系。在 \absb\ = 20\degr\ 以下，于 0.015 $\la$ \EBV\ $\la$ 0.075 mag 范围内测得的 N(H I)/\EBV\ 稳步增加，直至 \absb\ = 8\degr\，此处小 \EBV\ 的视线不再出现。相比之下，在所有 \EBV\ 上测得的比值 N(H I)/\EBV\ 在 \absb\ $\la 30$\degr\ 时下降至 N(H I)/\EBV\ $= 5-6 \times 10^{21}\pcc$ mag$^{-1}$，这可能解释了我们结果与先前使用恒星光谱测量的气体/红化比值之间的差异。