邻近星系中的氢体积密度 I - 一种自动化方法

利用星系尺度上光致离解原子氢的简单模型，可以推导出总氢体积密度。这些密度是通过结合原子氢、远紫外和金属丰度数据获得的，为星系盘中原子氢和分子氢气体的总和提供了一种独立的探测手段。我们提出了一种使用该简单模型的新的、灵活且完全自动化的程序。这种自动化方法将使我们能够充分利用大量可用的星系数据，以计算最近恒星形成位点周围巨分子云的总氢体积密度。迄今为止，这只能通过逐星系地用眼分析候选光致离解区来实现。我们通过采用不同的尘埃 - 气体比模型并比较 M74 的所得密度来测试该自动化方法，其中包括利用积分场光谱产生的 M74 新金属丰度图。我们将该程序与之前基于相同方法发布的 M83 体积密度进行了对比测试，未发现显著差异。M74 获得的总氢体积密度范围约为 5-700 cm$^{-3}$。不同的尘埃 - 气体比模型并未导致可测量的密度差异。此处展示的云密度将 M74 加入了利用“光致离解原子氢发生在最近恒星形成位点附近”这一假设进行分析的星系列表，并进一步巩固了该方法。这是首次在全金属丰度图而非金属丰度梯度的情况下将其纳入分析。结果需要与其他星际介质和光致离解区的示踪物（如 CO 和 CII）进行比较，以测试我们的基本假设，具体而言，即我们检测到的 HI 起源于光致离解区的假设。