由 C$^+$ 示踪的 CO 暗分子气体的物理性质

HI 和 CO 辐射均无法揭示星际介质（ISM）中大量的所谓暗气体。通常认为，CO 暗分子气体（DMG），即无 CO 辐射或 CO 辐射微弱的分子气体，主导了暗气体。我们利用 C$^+$ 辐射（来自银河系太赫兹 C+ 巡天（GOT C+）项目的数据）和 HINSA 特征证认了 36 个 DMG 云。基于不确定性分析，对大多数云而言，HI 光学深度 $\tau\rm_{HI}$ 取值为 1 是合理的。在 $\tau\rm_{HI}=1$ 的假设下，这些云的特征激发温度范围为 20 K 至 92 K，中值为 55 K；体密度范围为 $6.2\times10^1$ cm$^{-3}$ 至 $1.2\times 10^3$ cm$^{-3}$，中值为 $2.3\times 10^2$ cm$^{-3}$。云中 DMG 柱密度占比（$f\rm_{DMG}$）随激发温度升高而降低，遵循经验关系 $f\rm_{DMG}=-2.1\times 10^{-3}T_(ex,\tau_{HI}=1)$+1.0。$f\rm_{DMG}$ 与总氢柱密度 $N_H$ 的关系为 $f\rm_{DMG}$=$1.0-3.7\times 10^{20}/N_H$。低消光组（$A\rm_V \le 2.7$ mag）云中的 $f\rm_{DMG}$ 值与年龄约 10 Myr 的时变化学演化模型结果一致。我们的经验关系无法用化学演化模型解释高消光组（$A\rm_V > 2.7$ mag）的云。与低消光组（$A\rm_V \le 2.7$ mag）的云相比，高消光组（$A\rm_V > 2.7$ mag）的云具有可比的体密度，但激发温度低 1.5 倍。此外，高消光组（$A\rm_V > 2.7$ mag）云中的 CO 丰度比银河系标准值小 $6.6\times 10^2$ 倍。