Brief
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- ISM multi-phase 按照温度从低到高可以分为 H2、HI、HII（以及 hot ionized gas）
- 探测手段分别是 CO、21cm line、recombination line（以及 soft X-ray 观测）
- 形态上分别表现为 clumpy GMC、smooth distribution、HII region +DIG
- dust 形成于恒星抛射出的重元素的凝结，最主要的作用是散射/红化恒星的辐射（以消光曲线描述）
- disk galaxy 中的气体盘一般更加延展、更薄
- spiral arm 和 bar 分别起到汇聚气体和促进气体 inflow 的作用
- SFR 和分子气体之间关系更加紧密
- 低质量星系中 gas/stellar ratio 以及 HI/H2 ratio 都更高，所以存在非常丰富的 HI
- 低金属丰度对应较低的 dust-to-gas ratio 和 dust-to-metal ratio
Intro
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- ISM 的特性是 multiphase & dynamic
- 长时间来看 SF 依赖于以星系从 CGM/IGM 中吸积为主要形式的气体的补充
- ISM 受到恒星和黑洞 feedback 的影响
- dust 形成的机制是恒星抛射出的重元素通过 depletion 凝结成固态颗粒
- 红外观测很大程度上是在观测被 dust 散射到红外波段的辐射
Components
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- HI 是 ISM 的主要组分（尤其对于 SF galaxy）
- MW 中的 HI 占据 baryon budget 的 10%，在 gas 中比例为 2/3
- HI 温度在 50-5000K 之间，以大致 100K 为分界可以分为 Cold/Warm Neutral Medium
- ISM 中的组分大致具有相近的压强（数密度和温度的乘积 $nT$ 为常数）
- 观测一般通过从 21cm line 谱线强度推断柱密度
- 原理是跃迁能量远低于 ISM 温度，所以两个 state 之间的数目比例几乎总是（由统计权重决定的）1:3
- 其他方法包括 Lya 吸收线，可以作为区分 cold/warm 的手段
- MW 中的 warm 比例大约占全部 HI 的 60%
- H2 温度在 10-100K 之间，和 SF 直接相关
- H2 的形成除坍缩形成的高密度之外还需要有效的 shield 防止被恒星辐射分解，后者可以由 dust 或者 H2 自身（self-shield）提供
- H2 的直接观测手段比较缺乏，一般用 CO 位于 mm 波段的转动谱线来示踪
- 依赖一个 CO-H2 conversion factor $\alpha_\mathrm{CO}$，随着金属丰度增大而减小（原因是 CO 相对较低）
- HCN/CS 等可以提供额外的信息
- HII (warm ionized gas) 温度范围是 5000-15000K，由 O/B star、AGN 或者 shock wave 电离
- 大质量恒星周围会存在明亮的 HII region，在此区域之外的 HII 被称作 WIM/DIG（fig2），后者实际上按照质量来看占主导地位
- 主要的观测手段是 recombination line，其中最明亮的是 Ha
- 由于电离和复合形成平衡，所以复合线强度可以示踪电离强度（电离光子的产率）
- 衡量 dust extinction 的方法是 Balmer decrement（Ha/Hb ratio）
- 结合其他谱线可以获得更丰富的信息，比如 BPT diagram 区分 SF/AGN
- BPT diagram 的横纵轴分别是「OIII 和 Hb 的比值」和「NII 和 Ha 的比值」
- hot ionized gas 温度达到 1e6 K 以上，密度极低，占据体积主导
- heating source 可能是 SNe 或者 shock wave
- 主要通过 soft X-ray 观测（0.1~0.5 keV）
- dust 质量占比大约是 1%，主要由重元素构成，平衡温度大约 20K
- 最重要的影响是将恒星的紫外/可见光辐射重新散射到红外波段
- PAH 是尺寸最小的 dust grain，具有特征性的中红外辐射，是 JWST 的一个观测目标
- SFR 的测量部分地依靠 ISM 的观测特征
- 从能量的角度来说 CR 和磁场也在 ISM 中占据重要的地位
Structures
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- 对邻近星系的观测分辨率可以达到 50pc 的「cloud-scale」级别
- Schinnerer2024MolecularGasStarFormation
- 分子气体呈现 clump 和 filament 结构，主要由尺寸 10-100pc 的 GMC 组成，内部由 turbulence 主导
- HII 区围绕年轻恒星存在，尺寸大约是 10-100pc 量级
- HI 通过 21cm 示踪，由于分辨率问题看起来比较 smooth，但是实际上也存在 shell/hole 等结构
- dust 主要和 HI/H2 混合，可以用于示踪其结构
- 明亮 HII 区附近的单位柱密度 dust 发出的红外辐射 flux 更高
- 存在从 GMC 坍缩形成、SF、到 stellar feedback 吹散 cloud 的演化序列
- field galaxy 中的 HI disk 一般比 stellar disk 更大（fig5）
- 外围区域一般被认为是气体刚刚吸积入星系的区域，密度/压强不足以实现气体的坍缩以及 SF
- 分子气体盘的表面密度分布是指数下降的（exponential disk），而 HI 的表面密度比较稳定（径向变化不明显）
- 气体可以通过 dissipation 消耗能量，所以气体盘相比恒星盘更薄
- MW 的 HI disk 以及分子气体 disk 厚度分别是 300/100 pc
- 垂向的厚度由气体/恒星的引力和 stellar feedback 之间的平衡决定
- spiral arm 主要起到汇聚气体的作用，arm 上的分子气体密度高于 arm 之间区域
- bar 的作用是驱动气体从盘的外围沿 bar 向中心流动
Gas content
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- 对于 SF disk galaxy 来说，SFR 和 stellar mass 之间有 SF main sequence 关系，scatter 大约 0.3-0.4
- 气体 depletion 时标计算为 gas 质量和 SFR 的比值
- 如果仅计入分子气体，main sequence 上的星系具有非常类似的气体消耗时标（local universe 的典型值是 1-2Gyr）
- 对于 starburst/quiescent galaxy 时标分别会更短/长
- 星系 SFR 直接关联的是分子气体而不是气体的总量，或者说 SF 的瓶颈在于从原子气体到分子气体的转换
- 对应于描述气体表面密度和 SFR 之间关系的 KS law，如果包括全部气体幂律指数大约在 1.5-2，而仅包含分子气体的关系更加线性（0.8-1.3）
- ISM 质量和恒星质量之比随着恒星质量升高而降低，ISM 内部的 HI/H2 比例也随着质量升高而降低
- 后者的解释是低质量星系具有更低的金属丰度和更低的压强
- 低金属丰度导致用于催化（？）的 dust 含量更少，而且对紫外光子的 shield 作用也更弱
- 低压强会导致气体密度不容易积累
- 在低质量星系中 HI 质量占比额外高，甚至可能超过 stellar mass
- MW ISM 中很大比例以 H2 形式存在
- 低金属丰度不仅导致 dust-to-gas ratio 降低，也会导致重元素中凝结为 dust 的比例（尘埃-金属 ratio）降低
- starburst/quiescent galaxy 分别位于 main sequence 上/下侧
- starburst 消耗气体的时标可以短至 0.1Gyr，可以由等质量的（most major）merger 形成，或者由 bar 促进的气体 inflow 导致
- 具有高气体含量、高分子气体比例
- 由于尘埃屏蔽作用，存在一类红外明亮但是可见光暗弱的星系（ULIRGs, Ultra-Luminous IR Galaxies）
- quiescent galaxy 一般是缺乏气体的 ETG 或者 lens galaxy，在 cluster 中比较普遍
Thoughts
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- ISM 除了 gas 之外还包括 dust、CR、磁场、各类辐射