The Planck and Herschel missions are currently measuring the far-infrared to millimeter emission of dust, which combined with existing IR data, will for the first time provide the full spectral energy distribution (SED) of the galactic interstellar medium dust emission, from the mid-IR to the mm range, with an unprecedented sensitivity and down to spatial scales ~30″. Such a global SED will allow a systematic study of the dust evolution processes (e.g. grain growth or fragmentation) that directly affect the SED because they redistribute the dust mass among the observed grain sizes. The dust SED is also affected by variations of the radiation field intensity. Here we present a versatile numerical tool, DustEM, that predicts the emission and extinction of dust grains given their size distribution and their optical and thermal properties. In order to model dust evolution, DustEM has been designed to deal with a variety of grain types, structures and size distributions and to be able to easily include new dust physics. We use DustEM to model the dust SED and extinction in the diffuse interstellar medium at high-galactic latitude (DHGL), a natural reference SED that will allow us to study dust evolution. We present a coherent set of observations for the DHGL SED, which has been obtained by correlating the IR and HI-21 cm data. The dust components in our DHGL model are (i) polycyclic aromatic hydrocarbons; (ii) amorphous carbon and (iii) amorphous silicates. We use amorphous carbon dust, rather than graphite, because it better explains the observed high abundances of gas-phase carbon in shocked regions of the interstellar medium. Using the DustEM model, we illustrate how, in the optically thin limit, the IRAS/Planck HFI (and likewise Spitzer/Herschel for smaller spatial scales) photometric band ratios of the dust SED can disentangle the influence of the exciting radiation field intensity and constrain the abundance of small grains (a ≲ 10 nm) relative to the larger grains. We also discuss the contributions of the different grain populations to the IRAS, Planck (and similarly to Herschel) channels. Such information is required to enable a study of the evolution of dust as well as to systematically extract the dust thermal emission from CMB data and to analyze the emission in the Planck polarized channels. The DustEM code described in this paper is publically available.

Aims.We present a comparison between independent computer codes, modeling the physics and chemistry of interstellar photon dominated regions (PDRs). Our goal was to understand the mutual differences in the PDR codes and their effects on the physical and chemical structure of the model clouds, and to converge the output of different codes to a common solution.

We present new analytic theory and radiative transfer computations for the atomic-to-molecular (H i-to-H2) transitions and the buildup of atomic hydrogen (H i) gas columns in optically thick interstellar clouds irradiated by far-UV (FUV) photodissociating radiation fields. We derive analytic expressions for the total H i column densities for (one-dimensional (1D)) planar slabs, for beamed or isotropic radiation fields, from the weak- to strong-field limits, for gradual or sharp atomic-to-molecular transitions, and for arbitrary metallicity. Our expressions may be used to evaluate the H i column densities as functions of the radiation field intensity and the H2-dust-limited dissociation flux, the hydrogen gas density, and the metallicity-dependent H2 formation rate coefficient and FUV dust grain absorption cross section. We make the distinction between "H i-dust" and "H2-dust" opacity, and we present computations for the "universal H2-dust-limited effective dissociation bandwidth." We validate our analytic formulae with Meudon PDR code computations for the H i-to-H2 density profiles and total H i column densities. We show that our general 1D formulae predict H i columns and H2 mass fractions that are essentially identical to those found in more complicated (and approximate) spherical (shell–core) models. We apply our theory to compute H2 mass fractions and star-formation thresholds for individual clouds in self-regulated galaxy disks, for a wide range of metallicities. Our formulae for the H i columns and H2 mass fractions may be incorporated into hydrodynamics simulations for galaxy evolution.

Context. More complete knowledge of galaxy evolution requires understanding the process of star formation and the interaction between the interstellar radiation field and interstellar medium (ISM) in galactic environments traversing a wide range of physical parameter space. We focus on the impact of massive star formation on the surrounding low metallicity ISM in 30 Doradus in the Large Magellanic Cloud (LMC). A low metal abundance, which can characterizes some galaxies of the early Universe, results in less ultraviolet (UV) shielding for the formation of the molecular gas necessary for star formation to proceed. The half-solar metallicity gas in this region is strongly irradiated by the super star cluster R136, making it an ideal laboratory to study the structure of the ISM in an extreme environment.

We present Herschel SPIRE Fourier Transform Spectrometer (FTS) observations of N159W, an active star-forming region in the Large Magellanic Cloud (LMC). In our observations, a number of far-infrared cooling lines, including carbon monoxide (CO) J = 4 → 3 to J = 12 → 11, [CI] 609 μm and 370 μm, and [NII] 205 μm, are clearly detected. With an aim of investigating the physical conditions and excitation processes of molecular gas, we first construct CO spectral line energy distributions (SLEDs) on ~10 pc scales by combining the FTS CO transitions with ground-based low-J CO data and analyze the observed CO SLEDs using non-LTE (local thermodynamic equilibrium) radiative transfer models. We find that the CO-traced molecular gas in N159W is warm (kinetic temperature of 153–754 K) and moderately dense (H2 number density of (1.1−4.5) × 103 cm-3). To assess the impact of the energetic processes in the interstellar medium on the physical conditions of the CO-emitting gas, we then compare the observed CO line intensities with the models of photodissociation regions (PDRs) and shocks. We first constrain the properties of PDRs by modeling Herschel observations of [OI] 145 μm, [CII] 158 μm, and [CI] 370 μm fine-structure lines and find that the constrained PDR components emit very weak CO emission. X-rays and cosmic-rays are also found to provide a negligible contribution to theCO emission, essentially ruling out ionizing sources (ultraviolet photons, X-rays, and cosmic-rays) as the dominant heating source for CO in N159W. On the other hand, mechanical heating by low-velocity C-type shocks with ~10 km s-1 appears sufficient enough to reproduce the observed warm CO.

The gas-phase abundance of carbon, $x_ C C/H gas C^+ C^0 CO $\,+\,...\,, and its depletion factors are essential parameters for understanding the gas and solid compositions that are ultimately incorporated into (exo)planets. The majority of protoplanetary disks are born in clusters and, as a result, are exposed to external far-ultraviolet (FUV) radiation. These FUV photons potentially affect the disk's evolution, chemical composition, and line excitation. We present the first detection of the CI \,609\,mu m fine-structure ( $^3$P$_1$--$^3$P$_0$ ) line of neutral carbon (C$^0$), achieved with ALMA, toward one of these disks d203-506 in the Orion Nebula Cluster. We also report the detection of CI forbidden and permitted lines (from electronically excited states up to sim \,10 eV) observed with JWST in the near-infrared (NIR). These lines trace the irradiated outer disk and photo-evaporative wind Contrary to the common belief that these NIR lines are C$^+$ recombination lines, we find that they are dominated by FUV-pumping of C$^0$ followed by fluorescence cascades. They trace the transition from atomic to molecular gas and their intensities scale with $G_0$. The lack of outstanding NIR fluorescent emission, however, implies a sharper attenuation of external FUV radiation with $E$\,gtrsim \,12\,eV (lambda \,lesssim \,Lyman-beta ). This is related to a lower effective FUV dust absorption cross section compared to that of interstellar grains, implying a more prominent role for FUV shielding by the C$^0$ photoionization continuum. The CI \,609\,mu m line intensity is proportional to $N$(C$^0$) and can be used to infer C $. We derive $x_ C $\,simeq \,1.4\,times . This implies that there is no major depletion of volatile carbon compared to $x_ C $ measured in the natal cloud, hinting at a young disk. We also show that external FUV radiation impacts the outer disk and wind by vertically shifting the water freeze-out depth, which likely results in less efficient grain growth and settling. This shift leads to nearly solar gas-phase C/O abundance ratios in these irradiated layers.