银河系弥漫 [CII] 辐射的起源与 z 分布

我们通过研究弥漫 [CII] 辐射的空间（径向和垂直）分布来确定其来源。我们使用了 HIFI [CII] 银河系巡天 (GOT C+) 数据，以及针对 354 条视线的 HI、12CO 和 13CO 数据，还有若干 HIFI [CII] 和 [CI] 位置 - 速度图。我们通过评估 3 km/s 宽速度 bin（'spaxels'）中的强度来量化每条谱线轮廓中的辐射。利用 [CII] 与 CO 或 [CI] 的联合探测，我们分离了致密和弥散气体成分。我们利用 spaxel 速度进行运动学距离推算，导出了二维银河系盘图。通过比较有无关联 [CII] 的 CO 辐射，我们分离了 warm 和 cold H2 气体。我们发现了广泛存在的弥漫 [CII] 辐射的证据，其 z 尺度分布大于总 [CII] 或 CO 的分布，它由 (i) 弥散分子（CO-faint）H2 云和 (ii) 弥散 HI 云和/或 WIM 组成。在银河系内部，我们发现大部分（~62%）HI spaxels 中缺乏 [CII] 探测，并表明弥散成分主要来自 WIM（~21%），而 HI 气体对弥散成分的贡献不大（~6%）。warm-H2 径向剖面在 4 至 7 kpc 范围内显示出过剩，这与该区域增强的恒星形成一致。我们首次推导了平面内 [CII] 的二维空间分布以及各 [CII] 气体成分的 z 分布。我们估算了追踪以下成分的 [CII] 辐射分数：(i) 致密和弥散分子云中的 H2 气体分别约为 48% 和 14%，(ii) HI 气体中约为 18%，(iii) WIM 中约为 21%。计入 HI 中的未探测部分后，HI 中的 [CII] 比例增至约 27%。z 尺度分布的 FWHM 分别为：含 CO 的 [CII] 源约 130 pc，(CO-faint) 弥散 H2 气体约 200 pc，弥散 HI 和 WIM 约 330 pc。当与 [CII] 结合时，CO 观测可探测 warm-H2 气体，从而追踪恒星形成。