探究星际介质中 H{\i} 到 H$_{2}$ 转变的条件

在本文中,我们通过分析朝向 58 条银河系视线(LOSs)的 HI 发射与吸收测量,以及 $^{12}$CO(1$-$0)(CO)与尘埃数据,研究太阳邻域中 HI 到 H$_{2}$ 转变的条件。基于冷、暖中性介质(CNM 与 WNM)的精确柱密度,我们首先将气体分解为原子与分子相,并表明所观测视线主要以 HI 为主。此外,我们发现 CO-暗 H$_{2}$ 而非光学厚 HI 是太阳邻域中暗气体的主要成分。为检验 CO-亮分子气体形成的条件,我们分析 HI 与 CO 的运动学关联,发现 CNM 比 WNM 在运动学上更紧密地与 CO 关联。当隔离出 CO 线宽内的 CNM 成分时,我们发现如下特征:自旋温度 $<$ 200 K、峰值光深 $>$ 0.1、CNM 分数约 0.6、以及 $V$ 波段尘埃消光 $>$ 0.5 mag。这些结果表明 CO-亮分子气体优先形成于高柱密度、CNM 变得更冷且更丰的环境中。最后,我们将观测到的 CNM 性质与 Sternberg 等人的稳态 H$_{2}$ 形成模型对照,推断 CNM 必须是团块状的且具有小体积填充因子。另一种可能是模型中缺失的过程(如宇宙射线与气体动力学)在 HI 到 H$_{2}$ 转变中起重要作用。