We discuss the interstellar absorption from many atomic and molecular species seen in high-resolution $HST$/STIS UV and high-S/N optical spectra of the moderately reddened B3-5~V star HD~62542. This remarkable sight line exhibits both very steep far-UV extinction and a high fraction of hydrogen in molecular form -- with strong absorption from CH, C$_2$, CN, and CO, but weak absorption from CH$^+$ and most of the commonly observed diffuse interstellar bands. Most of the material resides in a single narrow velocity component -- offering a rare opportunity to probe the primarily molecular core of a single interstellar cloud with little associated diffuse atomic gas. Detailed analyses of the spectra indicate that: (1) the molecular fraction in the main cloud is high [$f$(H$_2$) $>$ 0.8]; (2) the gas is fairly cold ($T_{\rm k}$ = 40--43 K, from the rotational excitation of H$_2$ and C$_2$); (3) the local hydrogen density $n_{\rm H}$ $\sim$ 1500 cm$^{-3}$ (from the C$_2$ excitation, the fine-structure excitation of C$^0$, and simple chemical models); (4) the unusually high excitation temperatures for $^{12}$CO and $^{13}$CO may be largely due to radiative excitation; (5) $N$(C$^+$):$N$(CO):$N$(C) $\sim$ 100:10:1; (6) the depletions of many elements are more severe than those seen in any other sight line, and the detailed pattern of depletions differs from those derived from larger samples of Galactic sight lines; and (7) the various neutral/first ion ratios do not yield consistent estimates for the electron density, even when the effects of grain-assisted recombination and low-temperaure dielectronic recombination are considered.

中文翻译：

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HD 62542：探测半透明星际云的裸露、密集的核心

我们讨论了在中等变红的 B3-5~V 恒星 HD~62542 的高分辨率 $HST$/STIS UV 和高 S/N 光谱中看到的许多原子和分子物种的星际吸收。这条非凡的视线显示出非常陡峭的远紫外线消光和分子形式的高比例氢——对 CH、C$_2$、CN 和 CO 的吸收很强，但对 CH$^+$ 和大多数的吸收较弱常见的弥漫性星际带。大多数材料都存在于一个单一的狭窄速度分量中——提供了一个难得的机会来探测单个星际云的主要分子核心，而几乎没有相关的扩散原子气体。光谱的详细分析表明：（1）主云中的分子分数高[$f$(H$_2$)$>$0.8]；(2) 气体相当冷 ($T_{\rm k}$ = 40--43 K，来自H$_2$和C$_2$的旋转激发）；(3) 局部氢密度$n_{\rm H}$ $\sim$ 1500 cm$^{-3}$（来自C$_2$激发，C$^0$的精细结构激发，和简单的化学模型）；(4) $^{12}$CO 和 $^{13}$CO 异常高的激发温度可能主要是由于辐射激发；(5) $N$(C$^+$):$N$(CO):$N$(C) $\sim$ 100:10:1；(6) 许多元素的损耗比在任何其他视线中看到的都要严重，并且损耗的详细模式与从更大的银河视线样本中得出的不同；(7) 即使考虑了晶粒辅助复合和低温双电子复合的影响，各种中性/第一离子比率也不会产生对电子密度的一致估计。(3) 局部氢密度$n_{\rm H}$ $\sim$ 1500 cm$^{-3}$（来自C$_2$激发，C$^0$的精细结构激发，和简单的化学模型）；(4) $^{12}$CO 和 $^{13}$CO 异常高的激发温度可能主要是由于辐射激发；(5) $N$(C$^+$):$N$(CO):$N$(C) $\sim$ 100:10:1；(6) 许多元素的损耗比在任何其他视线中看到的都要严重，并且损耗的详细模式与从更大的银河视线样本中得出的不同；(7) 即使考虑了晶粒辅助复合和低温双电子复合的影响，各种中性/第一离子比率也不会产生对电子密度的一致估计。(3) 局部氢密度$n_{\rm H}$ $\sim$ 1500 cm$^{-3}$（来自C$_2$激发，C$^0$的精细结构激发，和简单的化学模型）；(4) $^{12}$CO 和 $^{13}$CO 异常高的激发温度可能主要是由于辐射激发；(5) $N$(C$^+$):$N$(CO):$N$(C) $\sim$ 100:10:1；(6) 许多元素的损耗比在任何其他视线中看到的都要严重，并且损耗的详细模式与从更大的银河视线样本中得出的不同；(7) 即使考虑了晶粒辅助复合和低温双电子复合的影响，各种中性/第一离子比率也不会产生对电子密度的一致估计。C$^0$的精细结构激发，以及简单的化学模型）；(4) $^{12}$CO 和 $^{13}$CO 异常高的激发温度可能主要是由于辐射激发；(5) $N$(C$^+$):$N$(CO):$N$(C) $\sim$ 100:10:1；(6) 许多元素的损耗比在任何其他视线中看到的都要严重，并且损耗的详细模式与从更大的银河视线样本中得出的不同；(7) 即使考虑了晶粒辅助复合和低温双电子复合的影响，各种中性/第一离子比率也不会产生对电子密度的一致估计。C$^0$ 的精细结构激发和简单的化学模型）；(4) $^{12}$CO 和 $^{13}$CO 异常高的激发温度可能主要是由于辐射激发；(5) $N$(C$^+$):$N$(CO):$N$(C) $\sim$ 100:10:1；(6) 许多元素的损耗比在任何其他视线中看到的都要严重，并且损耗的详细模式与从更大的银河视线样本中得出的不同；(7) 即使考虑了晶粒辅助复合和低温双电子复合的影响，各种中性/第一离子比率也不会产生对电子密度的一致估计。$N$(C) $\sim$ 100:10:1; (6) 许多元素的损耗比在任何其他视线中看到的都要严重，并且损耗的详细模式与从更大的银河视线样本中得出的不同；(7) 即使考虑了晶粒辅助复合和低温双电子复合的影响，各种中性/第一离子比率也不会产生对电子密度的一致估计。$N$(C) $\sim$ 100:10:1; (6) 许多元素的损耗比在任何其他视线中看到的都要严重，并且损耗的详细模式与从更大的银河视线样本中得出的不同；(7) 即使考虑了晶粒辅助复合和低温双电子复合的影响，各种中性/第一离子比率也不会产生对电子密度的一致估计。