银河系中性星际介质的温度

原子氢21厘米跃迁（HI）是研究和理解银河系中原子气体性质的绝佳示踪物。我们使用韦斯特博克综合孔径射电望远镜（WSRT）观测了12条类星体视线，以探测银河系HI的吸收。我们达到了约1-2×10^{-3}的光学深度均方根（RMS），这对于探测暖中性介质（WNM）至关重要。我们在除1006+349之外的所有视线中都探测到了HI吸收，对于1006+349，我们设定了自旋温度的严格上限⟨T_s⟩ > 570 K。我们发现约50%的视线具有⟨T_s⟩ > 500 K，表明WNM占主导地位。此外，我们计算了沿视线的冷中性介质（CNM）比例上限，发现CNM比例的中位数约为0.12。通过我们的观测，我们再次确认了在星际介质（ISM）中形成CNM所需的阈值柱密度约为2×10^{20} cm^{-2}。利用HI盘的双温度模型，我们探索了银河系星际介质中自旋温度的分布。我们发现，一个简单的固定轴对称双温度模型既不能重现观测到的柱密度，也不能重现积分光学深度。这表明银河系中存在更复杂的自旋温度分布。