Ultraviolet Dust Grain Properties in Starburst Galaxies: Evidence from Radiative Transfer Modeling and Local Group Extinction Curves
本文总结了星暴星系中尘埃粒子紫外特性的证据。对星暴星系的观测清楚地表明，2175 A特征很弱或不存在。这可能是由于辐射转移效应（混合尘埃和恒星）或由于尘埃颗粒不具有这种特征。球形DIRTY辐射转移模型暗示这不是辐射转移效应，但其他具有圆盘/凸起几何形状的辐射转移模型发现了可能是辐射转移效应的情况。最近对麦哲伦云和银河系的消光曲线的研究表明，传统的关于小麦哲伦云中没有2175 A特征的低金属丰度的解释可能是不正确的。SMC有一个具有2175 A特征的视线，而银河系的视线没有这个特征。此外，在麦哲伦星云和银河系中发现2175 A特征很弱或不存在的地方，有证据表明最近有恒星形成。综合星暴星系的辐射转移模型和本群消光曲线的行为，星暴星系中的尘埃颗粒可能本质上缺乏2175 A特征。
2005-01-25 astro-ph
Searching for radiative pumping lines of OH masers: II. The 53.3um absorption line towards 1612MHz OH maser sources
本文分析了ISO LWS光谱中的53.3 μ m谱线对OH/IR源的类似样品。我们发现了137个LWS光谱，覆盖53.3 μ m，与47个银河OH/IR源有关。其中10个OH/IR源显示出53.3 μ m的吸收线，5个初步显示出53.3 μ m的吸收线，7个极有可能没有。源的类别与光谱轮廓的类型有关：红超巨星和AGB星在53.3um吸收线轮廓中倾向于显示出强的蓝移填充发射，而HII区在吸收线轮廓中倾向于显示出弱的红移填充发射。GC源和超脉塞不显示填充发射特征。有人认为，填充发射可能是一个未解决的53.3 μ m的二重峰的半发射半吸收轮廓的表现。53.3到34.6 μ m的等效宽度（EW）比对于RSG来说接近于1，但是对于GC源和超脉泽来说比1大得多，而H II区只显示53.3 μ m的线。泵浦速率定义为脉泽与红外光子通量之比，对于RSG约为5%。GC源的泵浦速率小三个数量级。GC OH脉泽的大的EW比（53.3 ~ 34.6 μ m）和小的抽运率反映了在这些源中探测到的两条抽运线实际上是星际起源的。Arp 220的抽运率为32%，比RSG的抽运率大得多，这表明其他抽运机制对这种超脉泽的贡献是重要的。
2004-06-29 astro-ph
Radiative Hydrodynamic Models of Optical and Ultraviolet Emission from M Dwarf Flares
我们报告的辐射流体动力学模拟的M矮星耀斑和比较模型预测的几个耀斑的观测。通过计算M型矮大气对非热电子束的流体动力学响应模拟了耀斑。辐射回暖通过许多软X射线，极紫外线和紫外线转换也包括在内。辐射转移和统计平衡的方程处理在非LTE的许多过渡的氢，氦和钙II离子允许详细的线轮廓和连续辐射的计算。进行了两个模拟，与电子束通量对应于中等和强束加热。在这两种情况下，我们发现的动力学可以自然地分为两个阶段：一个初始的温和的阶段，其中氢和氦辐射了大部分的光束能量，和一个爆炸阶段的特点是大的流体动力学波。在初始阶段，较低的色球层物质被蒸发到大气的较高区域，导致许多谱线和连续谱显着变亮。He II Lya谱线尤其增强，成为耀斑光谱中最亮的谱线。氢的巴耳末线也变得更亮，并且显示出非常宽的线宽，与观测结果一致。我们比较了我们预测的巴耳末递减量计算的几个耀斑观测的递减量，并发现预测与观测基本一致。在爆炸阶段，凝结波和蒸发波都产生了。中度耀斑模拟预测的峰值蒸发波为130 km/s，凝结波为30 km/s。凝结波的速度与在几个过渡区线中观察到的速度相匹配。
2006-03-08 astro-ph
Radiative Hydrodynamic Models of the Optical and Ultraviolet Emission from Solar Flares
本文报道了中强太阳耀斑的辐射流体动力学模拟。耀斑是通过计算大气对一维封闭日冕环顶点注入的非热电子束的响应来模拟的，包括热软X射线、极紫外和紫外（XEUV）辐射的加热。辐射转移和统计平衡的方程在非LTE中处理，并解决了氢、氦和Ca II的许多跃迁，从而可以计算详细的谱线轮廓和连续发射。这项工作改进了以前的模拟，结合更现实的非热电子束模型，包括一个更严格的热XEUV加热模型。我们发现，即使在强耀斑中，XEUV回暖对加热的贡献也不到10%。模拟结果表明，日冕和过渡区的密度升高，导致在紫外线和光学区域的线和连续发射显着增加。光学连续谱的峰值增加了几个百分点，这与在太阳白光耀斑中观察到的增强一致。对于中等耀斑（~ M级），其动力学特征为耀斑加热和辐射冷却之间的近平衡的长时间温和阶段，随后是束流加热主导冷却的爆发阶段，其特征为强烈的流体动力学波。对于一个强耀斑（~ X级），温和的阶段要短得多，我们推测，甚至更强的耀斑的温和阶段可能基本上不存在。在爆炸阶段，在上色球层和过渡区形成的线的合成轮廓显示对应于~120 km/s的等离子体速度的蓝移，并且在下色球层形成的线显示~40 km/s的红移。
2005-07-13 astro-ph
Radiative Transfer Analysis of Far-UV Background Observations Obtained with the Far-Ultraviolet Space Telescope (FAUST)
1992年，远紫外线太空望远镜（FAUST）提供了银河系高、中、低纬度地区的紫外线（140- 180纳米）漫射天空背景的测量结果。探测到的辐射中有很大一部分来自银河系，是由弥漫的星际介质中的尘埃散射造成的。为了模拟银河系中的辐射转移，我们采用了蒙特卡罗模型，该模型利用了基于测量的通量（156 nm）和58，000颗TD-1恒星的位置以及星际介质的云结构的现实的非各向同性辐射场。模型预测与观测结果的比较导致了银河散射辐射从近似恒定的背景中分离出来，归因于气辉和河外辐射，以及尘埃散射特性的约束测定。得出的尘埃的相位角a = 0.45 +/- 0.05远低于致密反射星云和恒星形成区尘埃的相位角，而相位函数的不对称性g = 0.68 +/- 0.10则表明相位函数具有很强的正向性。我们表明，高度非各向同性相函数负责，与非各向同性的紫外辐射场，为广泛的观察到的漫散射银河辐射和中性原子氢的柱密度之间的相关性。低的尘埃密度是由于弥漫介质中的颗粒的平均尺寸小于致密反射星云中的颗粒的尺寸分布。
1997-01-06 astro-ph
The OH 1612 MHz maser pump rates of stellar, interstellar and post-AGB OH masers
对于44个OH/IR源（具有OH 1612 MHz脉泽的红外源）的样品，定义了OH 1612 MHz脉泽的（伪）辐射泵浦率，而不考虑实际的脉泽泵浦机制。（伪）脉泽抽运率与脉泽源演化状态之间的相关性表明，恒星OH脉泽的辐射抽运率几乎是固定的，这与辐射抽运OH脉泽的理论预测相一致。星际OH脉泽的（伪）辐射泵浦率不仅非常小，而且在两个数量级上变化很大，这被认为是不同数量的安静吸收OH云和/或不同的OH脉泽泵浦机制和/或主线和1612 MHz OH脉泽之间的竞争增益和/或脉泽发射的各向异性的表现。AGB后OH脉泽的辐射抽运率很可能随着IRAS C32色指数的增加而减小，并在抽运率色图中分布在恒星和星际OH脉泽之间的过渡区域。
2005-02-21 astro-ph
The effect of temperature anisotropy on observations of Doppler dimming and pumping in the inner corona
太阳和日光层天文台（SOHO）上的紫外日冕光谱仪（UNOPS）对O VI 1032和1037.6双重谱线的光谱线轮廓和强度比的最新观测，在3.5 $R_s$以下的冕洞中进行，提供了OVI 1037.6100线多普勒变暗和色球C II 1037.0182 1000线泵浦的证据。O $^{5+}$离子的动力学温度各向异性的证据也来自这些观察。在这封信中，我们展示了如何在垂直于磁场的方向上的动力学温度的分量，各向同性和各向异性的温度分布，影响多普勒调光和泵浦的量。考虑到这一部分，我们进一步表明，观察到的O VI的双重强度比小于1可以解释只有当泵浦的C II 1036.3367 <$除了C II 1037.0182 <$是有效的。C Ⅱ 1036.3367质子泵的加入意味着O $^{5+}$离子在3 $R_s$附近的速度可以达到400 km/s，这明显高于文献报道的极冕洞中氢原子的质子泵值。这些结果意味着在日心距离处氧离子的流动速度比质子快得多。
1998-05-04 astro-ph
Far Ultraviolet Spectra of a Non-Radiative Shock Wave in the Cygnus Loop
用FUSE卫星获得了天鹅座环北部边缘激波后面的O VI发射的空间和光谱分布。在这350 $\rm km s^{-1}$无碰撞激波中，O-VI曲线的速度宽度对电子-离子和离子-离子热平衡有严格的约束。与SN 1006和日光层中的更快的冲击不同，这种冲击将氧离子和质子带到相同温度的2.5倍之内。与其他激波的比较表明，激波速度而不是阿尔文马赫数可能控制热平衡的程度。我们结合OVI观测与低分辨率的远紫外光谱从HUT，H $α$图像和ROSAT PSPC X射线数据，以约束冲击前的密度和结构沿视线。作为这项工作的一部分，我们模型的冲击气体内的O VI光子的共振散射的影响和计算随时间变化的电离模型的X射线发射率。共振散射影响的O VI强度在2级的因素，和软谱的X射线边缘可以主要归因于偏离电离平衡。冲击前的密度大约是天鹅座圈X射线发射冲击的标准值的两倍。
2002-10-25 astro-ph
Pumping of OH Main-Line Masers in Star-Forming Regions
脉泽的抽运路线原则上可以从一个小的主方程矩阵中恢复，在消除的高级阶段，通过追溯系数到一组未修改的全过程速率系数，从那些出现在原始的主方程组中，在任何消除操作之前。通过记录对每个系数执行的操作来实现回溯。不能保证抽运方案可以以这种方式表示为一小组重要路由。在目前的工作中，追溯方法被施加到一个模型，这是一个典型的大体积的参数空间，产生非常强的反转的旋转基态的OH，在1665-和1667-MHz的主线。对于这两条谱线，泵浦方案在很大程度上限于旋转能级的$^{2}Π_{3/2}$叠层，可以列出一组相对较小的路线（少于10条），这些路线提供了80%以上的反演。在这两种情况下，最强的，最简单的，路线包括一个辐射向上的阶段，$^{2}Π_{3/2}, J=5/2$旋转水平，其次是碰撞去激发旋转基态。
2006-11-22 astro-ph
Radiation-Hydrodynamical Collapse of Pregalactic Clouds in the Ultraviolet Background
为了阐明紫外背景辐射对星系前云坍缩的影响，我们实现了辐射流体动力学计算，结合一维球流体动力学与电离光子的辐射转移的精确处理。明确考虑了紫外光子的吸收和散射。事实证明，在暗物质势内收缩的气体云不会进入流体静力学平衡，但即使在外部紫外光场的存在下也会发生逃逸坍缩。云的中心被证明是成为自屏蔽电离光子的辐射转移效应之前收缩到旋转障碍。基于我们的模拟结果，我们进一步讨论了在失控坍缩核心中H2冷却和随后恒星形成的可能性。目前的结果是密切相关的亚星系人口III对象的生存，以及到星系际空间的金属注入。
2000-04-05 astro-ph
Modelling the Hubble Space Telescope Ultraviolet and Optical Spectrum of Spot 1 on the Circumstellar Ring of SN 1987A
本文报道并解释了1997年9月至1999年10月（爆发后第3869 - 4606天）对SN 1987 A赤道环上快速增亮的斑点1的光学和紫外（1150 - 10270埃）发射线光谱的HST/STIS长缝观测。这种辐射是由超新星爆炸波撞击赤道环向内突出的致密气体所产生的辐射冲击造成的。我们测量和制表线标识，通量，并在某些情况下，线宽和位移。我们计算通量校正因子来解释几条发射线的大量星际线吸收。星云分析表明，光发射谱线来自辐射激波后面的压缩光电离层中的冷（T_e ~ 10^4 K）和致密（n_e ~ 10^6 cm^-3）气体区域。观测到的谱线宽度表明，只有激波速度V_s < 250 km/s的激波才具有辐射性，而谱线比率表明，大部分辐射必定来自速度更慢（V_s < 135 k/ms）的激波。我们能够用一个由两个激波（V_s = 135和250 km/s）组成的理想辐射激波模型来拟合紫外辐射通量。所观察到的紫外线通量随时间的增加，可以解释为冲击波超过更多的突起的冲击表面积的增加。观测到的光的高度电离紫外线的流量比是由~ 2 - 3比辐射冲击模型的预测的一个因素，我们讨论了可能的原因。我们还提出了所观察到的H-α线宽和轮廓，这表明，在这些冲击的光电离区域存在混沌流的模型。我们讨论了可以学到的东西与未来的观察所有的斑点上的赤道环。
2002-03-20 astro-ph
Near-Ultraviolet Spectra of Flares on YZ CMi
利用HST STIS仪器对dMe耀斑星小犬座YZ（YZ CMi）的近紫外光谱数据进行了分析。从宽带近紫外光变曲线中识别出耀斑和平静区间，并分别提取出每个耀斑的光谱。Mg II和Fe II谱线在耀斑期间表现出类似的行为。两个大的耀斑允许时间分辨光谱进行分析，揭示了一个非常广泛的组成部分，镁II k线轮廓中至少有一个耀斑光谱（F9 b）。如果解释为一个速度，这个分量要求色球层物质以FWHM ~ 250 km/sec移动，这意味着动能远远超过辐射能。Mg II K耀斑线轮廓进行了比较，最近的辐射流体动力学模型的耀斑大气进行电子束加热。该模型成功地预测了红色增强线轮廓的典型速度为几公里/秒，但没有再现耀斑显示蓝色增强，或强烈加宽的线观察到的耀斑F9 b。一个更完整的计算重新分配到线翼，包括与电子束碰撞的影响，可以解决的起源过量线加宽。
2006-11-02 astro-ph
Spatially Resolved Ultraviolet Spectra of the High-Velocity Nuclear Outflow of NGC 1068
我们提出了NGC 1068的窄线区（NLR）的紫外发射线的地图。这些地图涵盖115- 318纳米、双锥电离锥、几种假设的喷流/ISM相互作用以及紧凑的结，我们之前报道过这些结的光谱在运动学上类似于类星体相关吸收线系统。在整个NLR，我们发现，紫外线通量比是一致的光致电离，而不是冲击激发，即使是气体蓝移突然到3000 \kms相对于星系系统速度或气体附近的无线电喷流。这些结可能是辐射加速的、光烧蚀的分子云碎片。
2004-07-01 astro-ph
Excitation of Interstellar Molecules by Near Infrared PAH Photons
我们已经开发了一个小分子的激发模型，包括辐射泵浦尘埃光子从近红外到亚毫米波长。这个模型适用于在银河系恒星形成区和星暴星系明亮的光解离区域内的分子。在这样的环境中，由多环芳烃分子（PAH）或小碳颗粒（5微米<λ < 20微米）发射的近红外光子能够穿透分子区域并以激发振动状态泵送分子。退激级联中的远红外和亚毫米波跃迁强烈地受到这个过程的影响。它们的强度可以提高几个数量级。我们已将此模型应用于H2O和NH3，邻位和对位物种。FIR旋转线的行为相对于气体密度和分子柱密度的强烈修改相比，纯碰撞模型。在中等密度（nH 2 < 10^5 cm-3）下，辐射泵浦主导了旋转梯的激发，FIR线是分子柱密度的良好探针。预测出现在H2O的6至7微米之间和NH3的10至12微米之间的近红外吸收和发射线也可用于此目的。关于ortho-H2O，nu 2 6.18微米跃迁的准共振泵浦由6.2微米PAH带的光子发生。预期在6.64微米处有强的去激发发射线。
1997-01-27 astro-ph
The simulated 21 cm signal during the epoch of reionization : full modeling of the Ly-alpha pumping
中性氢的21 cm发射是再电离期最有希望的探测器。在接下来的几年里，SKA探路者将提供这种信号的统计测量。数值模拟预测这些意见是必要的，以优化仪器的设计。主要的困难是中性氢的自旋温度的计算，这取决于气体动力学温度和当地莱曼α通量的水平。T_s >> T_cmb假设是常见的。然而，这一假设在再电离的早期并不适用，甚至在再电离的后期，只要X射线源太弱，无法显著加热星系际介质。这项工作提出了第一EoR数值模拟，包括，除了动力学和电离连续辐射转移，一个自洽的处理的Ly-alpha辐射转移。这使我们能够更准确地计算自旋温度。我们使用两种不同的盒子大小，20 Mpc/h和100 Mpc/h，以及一个星型源模型。使用平均量，地图和功率谱的红移依赖性，我们量化的效果，使用不同的假设来计算自旋温度和盒子大小的影响。第一个效应来自于允许吸收信号。这种效应的大小取决于星系际介质（IGM）中的流体动力学冲击和X射线的加热量。第二个效果来自于使用真实的局部莱曼α通量。这种效应对于小于10%的平均电离分数是重要的：它改变了21 cm信号的整体振幅，并将其自身的波动添加到功率谱中。
2008-12-01 astro-ph
HST-STIS Observations of the Cygnus Loop: Spatial Structure of a Non-radiative Shock
我们提出了一个空间分辨的紫外光谱的非辐射冲击波前的天鹅座圈，获得与空间望远镜成像光谱仪（STIS）上的哈勃太空望远镜（HST）。光谱覆盖波长范围1118 - 1716埃，有效光谱分辨率约为12埃。这些数据的0.1”空间分辨率比早期的紫外光谱有了巨大的改进，使我们能够研究冲击波前正后方的高电离线发射的空间分布。通过将STIS光谱与该地区的WFPC 2 H-alpha图像进行比较，我们能够在光谱中分离出单个冲击特征。分离出最亮的激波切线，我们识别出NV、CIV、HeII、OV、OIV]和SiIV以及NIV]的谱线以及氢双光子连续谱。NV线峰值在CIV和HeII发射之后约0.3”，并且在空间上更宽。此外，所观察到的线比的CIV和HeII NV是更高的，在我们的明亮的冲击光谱比在以前的观察相同的灯丝通过更大的光圈，表明必须有一个更广泛的分布组件的NV排放。我们计算的冲击模型，并表明，所观察到的CIV和NV发射区之间的分离和所观察到的线强度约束的冲击速度和预冲击密度的组合是允许的。
2000-06-13 astro-ph
Effects of dust scattering albedo and 2175 A bump on ultraviolet colours of normal disc galaxies
我们讨论了附近正常星系的星际介质（ISM）中的尘埃特性，通过比较观测的紫外线（UV）与模拟的辐射转移模型。观测到的附近星系的紫外线颜色显示出相对于它们预期的固有颜色的变红。一些作者认为，银河系尘埃不能重现变红，因为2175年的吸收峰非常突出。其他作者提出了一种在{ \it衰减定律}中的凸块强度的降低机制，该衰减定律是通过年龄选择性衰减从观察到的强度与固有强度的比率导出的（即，年轻的恒星会选择性地衰减）。我们新发现，散射反照率的波长依赖性也对紫外线颜色产生强烈影响;反照率向较短波长（吸收碰撞范围除外）下降会产生显着的紫外线变红。通过比较观测到的正常星系的紫外线颜色与几种尘埃模型下的辐射转移模拟结果，我们发现了两种适合于这些星系的尘埃：（1）有凸起的尘埃，其波长较短（凸起范围除外）时的散射度较小;（2）没有凸起但散射度几乎恒定的尘埃。如果非常小的碳质颗粒负责共同的未识别的红外发射带也是凸块载体，前粉尘是有利的。最后，我们推导出各种尘埃模型的平均衰减规律作为紫外线衰减的函数，并推导出紫外线衰减和可观测/理论量之间的关系。
2006-05-06 astro-ph
The Near-Infrared Structure and Spectra of the Bipolar Nebulae M 2--9 and Afgl 2688: The Role of UV-Pumping and Shocks in Molecular Hydrogen Excitation
获得了双极星云M~2- 9和AFGL 2688的高分辨率近红外图像和中等分辨率光谱。从空间和光谱上分辨星云的各种成分的能力已经证明对确定它们的物理结构和特征很重要。在M~2- 9中，叶具有双壳层结构。对\h 2比率的分析表明，\h 2发射是辐射激发的。一个很好的解决光解离区域中观察到的叶。中心源的光谱主要由H复合线和一个强的连续上升到较长的波长与$T = 795$ K黑体一致。在AFGL 2688中，亮叶的辐射主要是中央恒星的连续反射。存在来自C $_2$和CN的几个分子特征。在N瓣的最末端和E赤道区，在2- 2.5 \microns区的\h 2谱线占主导地位。观测到的\h 2谱线比表明，发射是碰撞激发的，激发温度为$T_{ex} \approx 1600\pm 100$ K。
1994-08-03 astro-ph
Radiative feedback from an early X-ray background
第一代恒星（通常称为第三星族）预计将在低质量的原星系中形成，其中分子氢是主要的冷却剂。来自这些恒星的辐射将迅速建立能够光解H2的河外紫外线背景，人们普遍认为这种背景将抑制低质量系统中进一步的恒星形成。然而，恒星形成也会产生河外X射线背景。这种X射线背景，通过增加原星系气体的部分电离，促进了H2的形成，并降低了紫外线反馈的有效性。在本文中，我们研究这些背景中的哪一个具有主导作用。使用一个简单的模型的紫外线和X射线背景的增长，连同一个详细的一维模型的原星系化学演化，我们研究的X射线背景产生的一些可能的源模型的影响。我们表明，在几种情况下，由此产生的X射线背景是强大的，足以抵消紫外光解离在大型氢冷却原星系。另一方面，小的原星系（维里温度T_vir < 2000K）仍然占主导地位的紫外背景下，我们检查的所有模型。我们还简要地探讨了X射线背景对扩散IGM的热演化和化学演化的影响。
2002-12-15 astro-ph
FUSE Observation of the Non-Radiative Collisionless Shock in the Remnant of SN1006
年轻超新星遗迹SN 1006的出现主要是由东北和西北地区的非辐射激波的发射。在X射线能量的东北地震主要表现出非热同步辐射，而西北地震表现出热谱。我们目前的远紫外光谱的东北部（NE）和西北部（NW）的SN 1006的部分收购与远紫外光谱探测器（FUSE）。我们已经检测到的O VI（1032，1038 A）和广泛的Ly-beta（1025 A）的发射线在NW灯丝，但没有检测到在NE区域的发射线。我们在西北方向观测到O VI强度，在H-α宽度为2290 km s-1的位置测得O VI线宽为2100 km s-1（Ghavamian等人，2002年）。这意味着小于离子的质量比例加热。使用强度比I（NW）/I（NE）~ n（NW）/n（NE），发现两个区域的密度比>4，该值具有Long等人（2003）测量的2.5的比值的不确定性。导出的O VI动力学温度相比，以前的估计，电子，质子和离子的温度在残余物中研究的相对加热效率的各种物质在冲击波前。冲击后温度平衡的程度可能对粒子加速至关重要，因为每种物质的温度决定了可注入加速过程的高速粒子的数量，而加速过程可能产生银河宇宙射线。
2004-07-25 astro-ph
Competition between dust scattering albedo and 2175 A bump for ultraviolet colours of nearby disc galaxies
观测到的附近盘星系的紫外线（UV）颜色显示出相对于它们预期的固有颜色的变红。由于在银河系的尘埃消光定律中发现的2175年的隆起使紫外线的颜色变蓝，这可能表明附近盘状星系的尘埃没有隆起，银河系是例外。然而，这一结论可以通过散射效应进行修正。如果散射的波长越短，可见的紫外线颜色就越红。通过对观测到的紫外线颜色和辐射转移模拟的紫外线颜色进行广泛比较，发现有两种类型的尘埃适合于附近的盘状星系：（1）有凸起的尘埃，波长较短的尘埃具有较小的散射度（凸起范围除外）;（2）没有任何凸起但散射度几乎恒定的尘埃。如果非常小的碳质颗粒负责共同的未识别的红外发射带也是凸块载体，前粉尘是有利的。
2006-05-06 astro-ph
Far-Ultraviolet Observations of Starburst Galaxies with FUSE: Galactic Feedback in the Local Universe
我们分析了16个本地恒星爆发的样本的FUSE远紫外光谱。这些星系的恒星形成率几乎跨越三个数量级，恒星质量超过两个数量级。我们发现，最强的星际吸收线通常是蓝移相对于星系系统速度约50至300公里/秒，这意味着存在恒星爆发驱动的星系外流。外流速度平均随恒星形成率和单位质量恒星形成率的增大而增大。我们发现流出的日冕阶段（T ~几十万K）的气体检测通过OVI 1032吸收线在几乎每个星系。这种流出气体的运动学不同于低电离物质，并且与辐射冷却气体的预测一致（最有可能在X射线追踪的热流出气体和冷环境物质之间的界面处产生）。日冕气体的辐射通常不会被探测到，这意味着这个阶段的辐射冷却不会影响风的动力学/能量学。我们发现，较弱的星际吸收线位于接近系统的速度，这意味着流出的气体有一个较低的柱密度比静止的气体在星爆。从莱曼边缘以下的直接观察和CII 1036线核心处的小剩余强度，我们得出结论，电离辐射的绝对逃逸分数很小（通常小于百分之几）。这个样本提供了一个独特的窗口，对本地星暴星系的全球性质和理解高红移星系光谱有用的比较样本。
2008-11-21 astro-ph
On the Lyman-alpha and Lyman-beta lines in solar coronal streamers
本文研究了赤道冕流中H I莱曼α和莱曼β谱线的形成。特别注意的是频率重新分配的入射辐射的散射。研究了这些谱线的性质。日冕模型由一个含α粒子的全球2.5维三流体太阳风模型给出。从非定域热力学平衡下11个能级的氢原子的统计平衡方程和辐射转移方程的解出发，计算了出射光强和谱线轮廓。谱线的形成是由辐射激发、碰撞激发引起的，并且考虑了与氢能级之间的所有其它跃迁的耦合。我们提出了新的估计的辐射和碰撞的贡献的莱曼线强度内的流光。它还表明，在流光，莱曼β线的半高宽（FWHM）是一个更好的指标，比莱曼α的等离子体温度。这些结果表明，在从日冕流光中观测到的莱曼-阿尔法线轮廓推断质子温度时，例如通过紫外日冕光谱仪或太阳和日光层观测台上的发射辐射实验的太阳紫外测量，应谨慎行事。
2006-06-05 astro-ph
The Far-Ultraviolet Spectra of TW Hya. II. Models of H2 Fluorescence in a Disk
通过模拟HST/STIS和FUSE光谱中观察到的H2荧光，我们测量了经典金牛座T星（CTTS）TW Hya周围盘中行星形成半径处的温暖气体温度。强烈的Ly-alpha辐射照射在中心恒星2 AU以内的温暖盘面上，并泵出一定的H2激发能级。我们模拟了一个一维平面平行的大气，估计通量为140个观测到的H2发射线，并重建Ly-alpha发射分布事件后，温暖的H2。H2的激发可以通过测量低能量低能级的自吸收线，或通过使用来自单个上能级的总通量和泵浦跃迁中的不透明度重建入射到温暖H2上的Ly-alpha分布，从相对线强度确定。基于这些诊断，我们估计暖盘表面的柱密度为log N（H2）=18.5^{+1.2}_{-0.8}，温度T=2500^{+700}_{-500} K，并且H2的填充因子，如Ly-alpha发射源所见，为0.25 \pm 0.08（均为2 σ误差线）。TW Hya在FUV中产生约10^{-3} L_ \odot，其中约85%在Ly-alpha发射线中。从在Ly-alpha发射中观察到的H I吸收，我们推断在我们的视线TW Hya的尘埃消光可以忽略不计。
2004-02-10 astro-ph
Polarization of absorption lines as a diagnostics of circumstellar, interstellar and intergalactic magnetic fields: Fine structure atoms
原子基态精细结构子能级的相对布居数受各向异性辐射通量引起的辐射跃迁的影响。这导致原子角动量的排列。在星际和星系间介质的观测结果方面，这导致了吸收线的偏振。本文考虑了产生这种效应的必要条件，并计算了几个天体物理学上重要的原子和离子在任意方向的磁场下的多个上、下能级对a）光抽运源，b）观测方向，c）吸收源的极化。我们还考虑了一个天体物理学上重要的“简并”的情况下，当源的光泵浦与吸收辐射的源相一致。我们提出的解析表达式，涉及的线性偏振度和强度的吸收相对于泵浦源，吸收辐射的源，和观测的方向的磁场的3D取向。我们讨论了如何所有这些参数可以确定通过同时观测几个吸收线，并建议图形的手段，在实际的数据解释是有帮助的。我们证明了吸收线偏振的研究提供了一个独特的工具，研究三维磁场拓扑结构在各种天体物理条件。
2006-11-09 astro-ph
Three Dimensional Radiative Transfer in Winds of Massive Stars: Wind3D
我们讨论了新的辐射转移程序Wind3D的发展。它解决了非LTE的辐射传输问题，在移动恒星大气模型在三个几何尺寸。该代码接受任意三维速度场在笛卡尔几何没有假设的轴对称。Wind3D目前被实现为一个完全并行化的（精确）加速lambda迭代方案，具有两个级别的原子配方。数值转换方案是有效的，非常精确的跟踪线不透明度在强散射为主的扩展恒星风的局部速度梯度的微小变化。我们研究了在大质量恒星紫外光谱中观测到的天鹅座P线轮廓的详细形成。我们计算这些共振线的详细形状来模拟线不透明度的局部增强，例如，可以由超音速膨胀风中的聚集引起。Wind3D将应用于流体动力学模型，以研究离散吸收线组件的物理特性。
2007-07-25 astro-ph
Effect of motions in prominences on the helium resonance lines in the extreme ultraviolet
我们的目标是研究径向运动的影响，在氦共振线移动的双折射发射的光谱，并在方便的解释观察，以提高我们对这些动态结构的理解。我们发展了我们的非局部热力学平衡辐射转移代码以前用于静态辐射的研究。新的数值代码现在能够解决统计平衡和辐射转移方程在非静态的情况下，通过使用速度依赖的边界条件的解决方案的辐射转移问题。本文首先研究了不同物理条件（温度、压力、几何厚度）对氦辐射的影响。日珥等离子体的运动对He I和He II的共振线产生多普勒调光效应。速度效应对He II 304 A线特别重要，因为它主要是由日珥条件下入射辐射的共振扩散形成的。He I在584和537 A的共振线也显示出对等离子体运动的一些敏感性，当热发射在这些线中不太重要时更是如此。我们还表明，它是必要的，以考虑部分重新分配的频率散射的入射辐射。这组氦谱线提供了很强的诊断可能性，可以利用SOHO光谱仪和Hinode卫星上的EIS光谱仪进行诊断。在诊断中添加其他氦线和来自其他元素（特别是氢）的线将进一步增强该方法的强度。
2006-12-08 astro-ph physics.space-ph
Radiative corrections to pion Compton scattering
计算了带电π介子康普顿散射的单光子环辐射修正$π^- γ\to π^- γ$。紫外发散和红外发散都在维正则化处理。给出了11类贡献单圈图的${\cal O}(α)$对不变康普顿散射振幅的修正的解析表达式，即$A(s,u)$和$B(s,u)$。虚辐射修正的红外有限性通过包括低于能量阈值$λ$的软光子辐射来实现（以标准方式），并且讨论了其与实验检测阈值的关系。我们发现，辐射修正是最大的向后方向，达到例如-2.4%的质心能量的$\sqrt{s}=4m_π$和$λ=5 $兆电子伏。此外，我们扩展我们的计算的辐射修正包括领先的π结构效应（在低能量）的形式，其电和磁的极化率差，$α_π- β_π\simeq 6\cdot 10^{-4} $ FM $^3$。我们发现，这种结构效应并不改变的相对大小和角度依赖的辐射修正π康普顿散射。我们的研究结果是特别相关的分析COMPASS实验在欧洲核子研究中心，其目的是在测量的π介子的电和磁的极化率与高统计使用Primakoff效应。
2008-08-07 astro-ph hep-ph nucl-th
