Radiation-condensation instability in a highly ionized dusty plasma
考虑了辐射冷却尘埃等离子体中线性扰动的动力学，尘埃（$Z_d$）和等离子体（$Z_p$）成分的电荷随密度变化。结果表明，在对应于特征冷却长度的长波长极限，当等离子体可以被视为准中性，尘埃粒子的存在改变了辐射不稳定性的标准，无论尘埃粒子的充电过程。特别是，凝聚（等压）模式被证明是稳定的（不稳定），如果在平衡，尘埃$n_d$和等离子体$n$的准中性条件下的密度之间的关系，$(d\ln n_{d}/d \ln n)_{q}<1$（$>1$）是满意的，而等熵模式是稳定的（不稳定）时，发生相反的不平等;等容模式是不变的。数值估计表明，这些影响可能是重要的热相（$T\sim 10^{6}$ K）的星际等离子体，并在托卡马克等离子体附近的墙壁。
2002-06-17 astro-ph physics.plasm-ph
Equation of state for partially ionized carbon at high temperatures
在等离子体化学图象的框架下，用自由能最小化方法计算了温度T > ~ 10^5 K的部分电离碳在宽密度范围内的状态方程。自由能模型包括结合物种的内部配分函数。后者是通过考虑到压力电离的等离子体环境中的每个电离阶段的自洽处理来计算的。长程库仑离子之间的相互作用和屏蔽的离子由自由电子包括使用我们以前发表的分析模型。
2005-10-01 astro-ph physics.plasm-ph
The structure of radiative shock waves. III. The model grid for partially ionized hydrogen gas
本文计算了辐射激波在温度3000 K ≤ T_1 ≤ 8000 K，密度10^{-12} gm/cm ^3 ≤ ρ_1 ≤ 10^{-9}gm/cm ^3的部分电离氢气中传播的模型的网格，激波速度为20 km/s ≤ U_1 ≤ 90 km/s。对于20 km/s ≤ U_1 ≤ 70 km/s，由于辐射通量的不可逆损失占冲击波总能量的比例为0.3 ~ 0.8。激波后气体主要由于氢复合区的辐射冷却而被压缩，最终压缩比在1 <ρ_N/ρ_1 \lesssim 10 ^2以内，这主要取决于激波速度U_1。由于未扰动氢气的平衡电离，震前气体温度影响冲击波结构，因为冲击后弛豫过程的速率对不连续跳跃前的氢离子数密度非常敏感。激波前气体温度的升高和激波前气体密度的降低均导致激波后压缩比的降低。冲击波的宽度随着上游速度的增加而减小，而postshock气体仍然是部分电离的，并且一旦氢完全电离就增加。所有的冲击波模型表现出较强的上游辐射通量出现从震前外边界相比，下游辐射通量出现在相反的方向从postshock外边界。当速度为20 km/s <= U_1 <= 60 km/s时，这些流量之间的差值为1%~ 16%，与激波速度有关。在氢线中传输的单色辐射通量显著超过背景连续体的通量，并且所有冲击波模型都证明了氢线的发射。
2001-01-10 astro-ph
Electromagnetic polarization in partially ionized plasmas with strong magnetic fields and neutron star atmosphere models
本文研究了强磁化等离子体的极化率张量和正常电磁波的极化矢量及不透明度，并考虑了部分电离效应，给出了典型的中子星大气条件。真空极化也包括使用一套新的拟合公式，是准确的大范围的场强。的原子的量子力学结构的耦合到他们的质量中心的运动在整个磁场的充分考虑是至关重要的正确评价的极化特性和不透明度的等离子体。当等离子体的电离度较低时，极化率和吸收系数的自洽处理被证明是必要的，这可能发生在冷的或超磁化的中子星的大气中。大气模型和光谱的介绍，以说明这种自洽处理的重要性。
2004-05-20 astro-ph
IMAPS Observations of Interstellar Neutral Argon and the Implications for Partially Ionized Gas
我们使用中性氩在1048和1066 A的吸收特征来确定星际丰度或它们的下限朝向九个早型恒星。这些特征是用星际介质吸收剖面摄谱仪（IMAPS）沿着低红化和低分子氢丰度的视线观察到的。我们发现，星际Ar I相对于zeta Pup，gamma2 Vel和beta Cen A的氢丰度低于太阳和B星，其（对数）减少因子分别为-0.37 +/-0.09，-0.18 +/-0.10和-0.61 +/-0.12 dex。虽然Ar可以凝结在致密云内部的尘埃颗粒表面上，但在本研究中考虑的低密度视线中，氩原子不太可能被这个过程耗尽。相反，我们认为Ar的相对大的光电离截面使得它比H更容易隐藏在其电离形式中。在大约半电离的区域中，这种效应可以将Ar I/H I降低-0.11至-0.96 dex，这取决于光致电离辐射的能量及其强度除以局部电子密度。我们将这种解释应用于β Cen A前面的气体条件，这表明Ar的最大缺乏。此外，我们确定的差分电离的He，N，O，Ne和Ar的部分电离，温暖的气体在我们的太阳系周围的本地云的预期幅度。对于当地的云和其他人，可以探测紫外线的研究，所观察到的Ar I H I的比例可能是一个很好的判别两种可能的选择，碰撞电离或光电离，解释部分电离区域的存在。
1997-12-18 astro-ph
Atmospheres of Magnetized Neutron Stars: Vacuum Polarization and Partially Ionized Models
通过求解磁化氢等离子体中两种偏振模式的全辐射转移方程，我们构造了处于辐射平衡的磁化中子星氢大气模型，其表面场B=10^12- 5 × 10^14 G，有效温度T_eff为几× 10^5-10^6 K。大气层直接决定了孤立中子星的热辐射特性。我们研究了真空极化和束缚原子对大气结构和光谱的影响。对于较低的磁场模型（B 10 ^12 G），由于中性原子的光谱特征位于极端紫外和非常软的X射线能量，因此不太可能被观察到。然而，连续通量也不同于完全电离的情况，特别是在较低的能量。对于更高的磁场模型，我们发现真空极化软化了热谱的高能尾部。我们发现，这种连续通量的降低不仅强烈地抑制了质子回旋加速线，而且还抑制了束缚态物质的光谱特征;因此，当中子星磁场> 10 ^14 G时，热辐射中的谱线或特征更难观察到。
2002-12-03 astro-ph
Partially ionized hydrogen plasma in strong magnetic fields
本文研究了中子星典型强磁场B ~ 10^{12}-10 ^{13} G中部分电离氢等离子体的热力学性质。等离子体的性质很大程度上取决于原子的量子力学尺寸和结合能，而这些尺寸和结合能会受到场的热运动的强烈影响。我们使用新的拟合公式的原子结合能和大小，基于精确的数值计算和有效的任何状态的运动的原子。特别是，我们考虑到偏心的原子状态，在磁化等离子体的热力学以前的研究中被忽视。我们还采用解析拟合的非理想完全电离的电子-离子库仑等离子体的热力学函数。这使我们能够建立一个自由能的分析模型。导出了考虑强磁场效应和非理想效应的电离平衡方程。这个方程是用迭代法求解的。计算了电离度、占位数和状态方程。
2002-04-21 astro-ph physics.plasm-ph
Magneto-thermal condensation modes including the effects of charged dust particles
研究了带电尘埃粒子在磁化和部分电离等离子体中的热不稳定性。我们的线性分析表明，在尘埃粒子的存在下的不稳定模式的增长率强烈地依赖于冷却速率和修改后的尘埃-回旋频率的比率。如果冷却速率小于修正的尘埃-回旋频率，则凝结模式的增长速率不会由于带电尘埃粒子的存在而修正。但当冷却速率大于（或相当于）修正的尘埃-回旋频率时，由于尘埃粒子的存在，不稳定模的增长速率增加。此外，对应于最大增长率的扰动的波数移动到较小的值（较大的波长）的冷却速率变得大于修改后的尘埃-回旋频率。我们表明，凝结模式的增长率随着尘埃颗粒的电荷而增加。
2009-02-03 astro-ph
Partially ionizing the universe by decaying particles
我们证明了衰变粒子产生的紫外光子可以部分地反射宇宙，并解释了威尔金森微波各向异性探测器观测到的大光学厚度。与早期形成的恒星和类星体的紫外线通量一起，宇宙可能在z \lesssim 6处完全电离，在z \gtrsim 6处部分电离，正如斯隆数字巡天观测到的衰变粒子的大参数空间。这种情况将通过未来的观测，特别是宇宙微波背景辐射的EE偏振功率谱来判别。
2003-09-16 astro-ph hep-ph
Flash ionization of the partially ionized wind of the progenitor of SN 1987A
SN 1987 A的前身所产生的H II区域被超新星闪光进一步加热和电离。在闪光之前，气体的温度为4000 - 5000 K，氦是中性的，而闪光后的温度仅略低于10^5 K，气体被电离为C、N和O的类氦电离阶段。我们已经跟踪了缓慢的闪光后冷却和重组的气体，以及它的线发射，并发现最强的线是NV 1240和O VI 1034。这两条线都是探测气体密度的良好探针，探测这两条线的合适仪器分别是HST和FUSE上的STIS。其他可以检测到的谱线是[N IV] 1486和[O III] 5007，尽管它们预计要弱得多。氧线的相对强度被认为是一个很好的示踪剂的超新星闪光的色温。根据以前的观测，我们对H II区的氢密度n_H提出了限制。由IUE测量的早期N V 1240通量给出了一个上限，即n_H ~ 180 η^{-0.40} cm^{-3}，其中η是气体的填充因子。最近报道的[O III] 5007在2500天的发射要求n_H =（160 \pm 12）η^{-0.19} cm^{-3}，这是一个类似于Ensman和Burrows（1992）的500 full 1模型的超新星爆发。对于能量更高的500 full 2爆发，密度为n_H =（215 \pm 15）η^{-0.19} cm^{-3}。这些数值远高于超新星X射线辐射模型中的数值（n_H ~ 75 cm^{-3}），而且似乎有理由认为观…
1998-07-25 astro-ph
Kelvin-Helmholtz Instability in a Weakly Ionized Medium
由于剪切流的不稳定性，周围的星际物质可能会夹带在大质量恒星的外流中。本文研究了部分电离介质中剪切流不稳定性的最简单例子--开尔文-亥姆霍兹不稳定性的线性理论。我们模拟的相互作用作为一个两个流体系统（带电和中性）在一个平面几何。我们的主要结果是，对于大部分的相关参数空间，中性粒子和离子是充分去耦的中性粒子是不稳定的，而离子被磁场保持在适当的位置。因此，我们预测，应该有一个可检测的较窄的线轮廓跟踪流出的离子化物种与中性物种相比，因为离子化物种不参与与环境ISM的湍流界面。由于磁场冻结在等离子体上，所以它不会被边界层中的湍流纠缠。
2004-01-13 astro-ph
Ionization Structure and Spectra of Iron in Gaseous Nebulae}
本文研究了气态星云中Fe Ⅰ-Ⅳ低电离级的发射光谱和电离结构。这项工作包括：㈠新的原子数据：光电离截面，总电子离子复合率，激发碰撞强度和跃迁概率;（ii）详细研究[Fe II]，[Fe III]和[Fe IV]发射的激发机制，并对所观察到的红外，光学和紫外光谱进行光谱分析;（iii）研究星云及其电离前沿的物理结构和运动学。作为一个测试案例，使用广泛的碰撞辐射和光电离模型进行了观测良好的猎户座星云的光谱分析。它表明，[Fe II]发射从猎户座星云主要是通过电子碰撞在高密度部分电离区激发，辐射荧光是相对不那么有效。高密度区的进一步证据来自[O I]和[Ni II]谱线，以及星云中离子种类的运动学测量。猎户座中铁的电离结构的模型使用新计算的原子数据，显示出一些显着的差异，从以前的模型。新的模型提出了一个完全电离的H II区域的密度为$10^3$ cm $^{-3}$的顺序，和一个动态的部分电离的H II/H I区域的密度为$10^5-10^7$ \cm 3。光电离模型还表明，光学[O I]和[Fe II]发射起源于电离前沿内的高密度部分电离区域。猎户座的气相铁丰度估计从观察到的光谱。
1997-10-07 astro-ph
New composite models of partially ionized protoplanetary disks
我们研究了一个吸积盘，其中三个不同的区域可能共存：MHD湍流区，死区和引力不稳定区。虽然死区是稳定的，但由于与从湍流层发射的波相关的雷诺应力，存在一些传输。我们在每个不同的区域通过其自己的$α$参数，这是10到$10^{3}$倍小死区比在活动层的运输模型。在引力不稳定区域，$α$是由圆盘自我调整到边缘稳定状态的事实决定的。我们构建这样的磁盘的稳态模型。我们发现，对于均匀的质量流，盘必须更大的质量，更热，更厚的半径有一个死区。在死区质量很大的圆盘中，存在引力不稳定性。这种模型是否真实，取决于湍流层驱动的流体动力学波动是否能一直穿透死区。当活性层的质量与死区的质量的比率相对较大时，这可以更容易地实现，在我们的模型中，这对应于死区中的$α$为活性层中的$α$的约10%。如果圆盘在其演化的某个阶段不是处于稳态，那么表面密度将向稳态解演化。然而，如果死区中的$α$比活动区中的小得多，则磁盘的超出几个AU的部分达到稳定状态的时间尺度可能变得比磁盘寿命长。具有死区的稳态盘比标准盘更有利于行星形成，因为死区的质量通常比相同位置的相应湍流区大10倍。
2008-08-28 astro-ph
Magnetic Field Structure and Stochastic Reconnection in a Partially Ionized Gas
我们考虑在磁化，部分电离介质中的随机重联。随机重联是一种普遍的效应，由于场线漂移，其中重联的速度由喷射的等离子体沿着磁场线扩散离开电流片的能力决定，而不是由电流片结构的细节决定。我们考虑弱随机性的极限，使得平均磁场能量密度大于湍流动能能量密度或与场的波动分量相关的能量密度。我们考虑通过湍流级联产生的场线随机性，这导致我们考虑中性阻力对湍流能量级联的影响。在无碰撞等离子体中，中性粒子粘性和离子-中性拖曳将阻尼中等尺度的湍流运动，但磁扰动的功率谱延伸到粘性截止尺度以下。我们给出了一个简单的物理图片的磁场结构低于此截止，与数值实验相一致。我们提供的参数的湍流级联远低于粘性截止尺度的重新出现，并得出所有尺度上的场线扩散的估计。我们注意到，这解释了星际介质湍流功率谱的单一幂律形式的持久性，从几十秒差距到几千公里的尺度。我们发现，在典型的条件下，在ISM的随机重联速度减少的中性粒子的存在下，但不超过一个数量级。
2003-11-11 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
The Structure of Radiative Shock Waves. IV. Effects of Electron Thermal Conduction
本文研究了在密度ρ 1 = 1 e-10 gm/cm^3，温度3000 K <= T1 <= 8000 K的部分电离氢气中传播的稳态辐射激波的结构。在粘性跳跃附近的电子热传导的辐射激波模型与纯辐射模型进行了比较。当电子热传导效应超过临界激波速度时，其值为U_1 =70 km/s，对应于上游的马赫数从T_1 = 8000 K时的M_1 = 6到T_1 = 3000 K时的M_1 =11。在具有有效电子热传导的激波中，超过一半的氢原子在辐射前体中电离，而在粘性跳跃之后，氢气经历完全电离。电子传导前体的存在导致了束缚在不连续跳跃周围的莱曼连续通量的增强。对于上游速度在70 km/s <= U1 <= 85 km/s范围内的辐射前体的部分电离的氢气经历额外的电离（<= 5%），而从冲击波出现的总辐射通量增加10% <= delta（FRad）<= 25%。
2002-06-14 astro-ph
Model X-ray Spectra of Magnetic Neutron Stars with Hydrogen Atmospheres
我们构造了处于辐射平衡的磁化中子星的部分电离氢大气模型，其表面场固定在B=10^12和2 × 10^13 G之间，有效温度logT_eff=5.5-6.8，以及表面B和T_eff分布在这些值附近。该模型是基于最新的状态方程和磁化，部分电离氢等离子体的不透明度的结果。大气层直接决定了中子星表面的热辐射特性。我们还将这些模型光谱纳入XSPEC，在模型名称NSMAX下，从而使它们能够被社区使用，以适应中子星的X射线观测。
2008-04-11 astro-ph
INTEGRAL Field Spectroscopy of the Extended Ionized Gas in Arp 220
积分场光学光谱与INTEGRAL系统已被用来调查的二维运动学和电离特性的扩展，温暖的电离气体在Arp 220的面积为28 kpc的15 kpc的第一次。电离气体的结构被划分为与X射线发射羽流和扩展叶相关的识别区域。沿羽流主轴的气体电离状态的变化被检测到，特别是在西北羽流的外部区域，在那里的银河系的主要恒星体和广泛的，低表面亮度的潮汐尾之间的过渡。如果羽流是由恒星暴驱动的星系风产生的，那么机械能到辐射能的转换效率至少要比在具有明确旋转和流出轴的边缘螺旋中发展的星系风小10倍。叶片的运动学性质是一阶的合并方案的预测，根据该叶片是潮汐引起的气体冷凝合并过程中产生的协议。最大的速度梯度和速度偏离系统速度与羽流无关，但与外部恒星包络和宽潮汐尾在距离高达7.5 kpc，表明大尺度运动的扩展电离气体在Arp 220，最有可能是由潮汐引起的运动，而不是由银河风与核恒星爆发。
2003-10-24 astro-ph
The Role of Ambipolar Diffusion in the Formation Process of Moderately Magnetized Diffuse Clouds
研究了磁化热膨胀介质中的动态凝聚过程。我们进行一维双流体数值模拟，描述中性和电离成分的星际介质与纯横向磁场。我们发现，作为热不稳定性的结果形成的云总是有一个磁场强度在几个微高斯的顺序，无论初始强度。这表明与弥散云中磁场强度的测量结果有很好的一致性。我们分析表明，在云中的最终磁场强度是由双极扩散和由于冷凝的磁场的积累之间的平衡。
2007-06-08 astro-ph
