Relativistic photoionization cross sections for C II
原子离子的光电离截面的高分辨率测量正在同步辐射源上进行。Kjeldsen等人最近的测量结果。（1999）表明，在紧密耦合近似下（Nahar 1995），观察到的共振特征与理论计算之间具有良好的一致性。然而，有几个观察到的共振在理论预测中缺失。早期的理论计算是在LS耦合中进行的，其中不包括相对论效应。本文报道了在Breit-Pauli R矩阵近似下考虑相对论效应的光电离截面。核心离子C III的组态相互作用本征函数展开式由20个精细结构能级组成，主要由1s^22s^2到1s^22s3d的组态控制。计算的截面中的详细特征表现出由于精细结构而丢失的共振。结果基准的准确性BPRM光电离截面需要最近和正在进行的实验。
2001-06-21 astro-ph physics.atom-ph
Electron-Ion Recombination Rate Coefficients and Photoionization Cross Sections for Astrophysically Abundant Elements VIII. Ar XIII with new features
Ar XIII被认为是独特的，在电子-离子复合中没有看到任何其他离子的新功能。用统一方法研究了离子，为光电离和总电子-离子复合的逆过程提供了理论上自洽的原子参数。统一的方法包括辐射复合（RR）和双电子复合（DR）的紧耦合公式的框架内，使用R-矩阵方法。一组四个DR“凸点”，两个在低温区和两个在高温区，被发现存在于Ar XIV + e $\to$ Ar XIII的复合率。这是在对比两个典型的DR“凸点”，一个在高温下常见的大多数离子和一个在低温下，这取决于在束缚-自由过程中的近阈值自电离共振的存在。采用本征函数展开法对n = 2和3个配合物的37个Ar XIV核态进行了大规模从头计算。这将启用类型为$Δn$ = 0和1的核心激励。Ar XIII具有更广泛的共振结构和更宽的PEC（光激发芯）共振n = 3芯态比那些n = 2的状态。因此，光电离和复合的高能量区域由这些结构主导。给出了所有束缚态的全光电离和部分光电离截面、561个束缚态的态特异复合率和全复合率系数。
2004-09-22 astro-ph
Effects of Photoionization on Galaxy Formation
我们研究了观测到的紫外背景辐射对星系形成的影响。紫外线辐射的光致电离降低了晕中气体的冷却速率，因此只有密度对比大的物体才能自我屏蔽背景辐射，从而使被屏蔽的中性核心冷却并形成恒星。在CDM模型的背景下，我们使用的标准，自屏蔽是必不可少的恒星形成的Press-Schechter和峰值形式主义的基础上计算星系的质量函数。电离紫外辐射导致星系形成的抑制--我们定量地显示了星系数密度的减少。我们还发现，合并一般是效率低下的紫外光子通过光电离的气体在更大的系统中，小物体被纳入。后者意味着，在合并占主导地位的区域，在低质量端的数密度（$M_b \la 10^{10}M_{\odot}$）通常预计会随着时间的推移而减少，由于$z \sim 2$之后随着时间的推移而减少的UV通量，趋势是{ \it reversed}（低质量星系的数量在较低的红移$z$处更多）。我们进一步讨论了我们的结果的星系的数量计数和星系的光度函数的可能演变的含义。
1994-06-02 astro-ph
An Apparent Hard X-ray Decline of CH Cygni
天鹅座CH是一颗共生星，由一颗M巨星和一颗吸积的白矮星组成，白矮星是一个具有复杂的双组分光谱的高度可变的X射线源。在这里，我们报告的两个朱雀观测CH天鹅座，在2006年1月和5月，在此期间，该系统被认为是在软X射线明亮，硬X射线暗淡的状态。基于6.4 keV的Fe K-α荧光线的异常强度，我们证明了朱雀观测到的硬X射线主要是散射。
2006-09-08 astro-ph
The Binarity of Eta Carinae Revealed from Photoionization Modeling of the Spectral Variability of the Weigelt Blobs B and D
我们专注于两个哈勃太空望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）光谱的Weigelt斑点B&D，从1640年至10400年A;一个记录在1998年最低（1998年3月）和其他记录在1999年2月，早期在下面的广泛的最大。空间分辨光谱表明两个不同的电离区域。一个结构是永久低电离核心的Weigelt斑点，B&D，位于几百AU的电离源。它们的光谱主要由来自H I、[N II]、Fe II、[Fe II]、Ni II、[Ni II]、Cr II和Ti II的发射所支配。第二个区域，在特性上相对扩散并且位于电离源和Weigelt斑点之间，更高度地电离，具有来自[Fe III]、[Fe IV]、N III]、[Ne III]、[Ar III]、[Si III]、[S III]和He I的发射。通过光电离模型，我们发现，辐射场从更大质量的B星的同伴支持整个5.54年的低电离结构。演化的O型星的辐射场需要产生更高的电离辐射。这个发射区被确定为缓慢移动的凝聚光电离的O星和位于扩展的质量流从B星的主要。模型与观测结果的比较表明，高电离区（n_H ~ 10^7 cm^（-3），T_e ~ 10^4K）与BD团块（n_H ~ 10^6 cm^（-3），T_e ~ 7000 K）在物理上是不同的。
2005-02-08 astro-ph
The enrichment history of the intergalactic medium: O VI in Ly-alpha forest systems at redshift z ~ 2
在z_em ~ 2.4类星体HE 1122 -1648和HE 2217 -2818中，在对应于Ly-alpha线的红移处对O VI的搜索表明，在H I柱密度log N（HI）> 14（cm^{-2}）的类星体中，有相当一部分是高度电离的，并显示出一些重元素富集。如果这两条视线是典型的，那么O VI系统包含宇宙中重子和金属的宇宙学重要部分。对于大多数系统的温度来自线宽太低的碰撞电离负责的O VI线。具有大量硬紫外通量的光电离模型可以再现密度的观测结果，这些密度与假设局部流体静力平衡和重元素丰度在~ 10^{-3} - 10^{-2}太阳范围内的模型吻合得很好。在类星体占主导地位的背景下，紫外光通量比Haardt & Madau（1996）预测的要弱得多，因此可以排除这种光电离。最后，我们发现一个系统具有非常低的H I柱密度的光电离和碰撞电离模型产生的金属丰度接近太阳和密度是不一致的重力约束，除非气体部分是可以忽略不计的。
2002-06-18 astro-ph
Diversity of Decline-Rate-Corrected Type Ia Supernova Rise Times: One Mode or Two?
B波段光变曲线的上升时间为8个异常良好观察附近的Ia型超新星（SNe）是由一个新开发的模板构建算法，使用光变曲线函数，是平滑的，灵活的，并从外部导出的模板和其他先验假设的潜在偏差。从现有的文献，光度BVRI数据收集了许多个月，包括最早的点，调和，合并，并适合于一个独特的时间爆炸的每个SN。平均而言，在对光变曲线下降率进行校正后，三个SNe在18.81 ± 0.36天内上升，而五个SNe在16.64 ± 0.21天内上升。如果所有8个SNe都是从单亲群体中取样的（统计检验不支持这一假设），则下降率校正的SN上升时间的均方根固有离散度为0.96 + 0.52 - 0.25天--这是该离散度的第一次测量。相应的全球平均上升时间为17.44 +- 0.39天，其中不确定性主要由内在方差决定。该值比两个已发表的平均值短约2天，这两个平均值名义上是精确度的两倍，尽管也是基于小样本。当比较高Z和低Z SN光度来确定宇宙学参数时，使用具有不切实际的上升时间的光变曲线模板会引入偏差。如果光变曲线的采样周期以当前搜索和测量策略的典型方式依赖于z，那么模板上升时间的两天差异可以使光度比较偏差约0.03个星等。
2007-09-06 astro-ph
Infrared Properties of AGN in the GOODS Fields: AGN in Stellar Dominated High-z Galaxies
本文分析了GOODS多波长巡天中420个硬X射线、Z波段和Spitzer/IRAC探测到的活动星系核（AGN）和活动星系核候选者的中红外到X射线光谱能量分布（SED）。我们适合当地的经验SED模板正常和活跃的星系，从光谱（如果可用）和光度红移计算的静止帧光度。大多数恒星主导的（早期型星系拟合）源是中等亮度（L_X，2 -10 keV ~ 10^43 erg/s）的硬X射线源，具有高X射线硬度比（HR > 0.2）、高MIR亮度和红色MIR颜色，超过典型的恒星主导的椭圆星系。这些源可能隐藏着严重模糊（尽管康普顿薄）的活动星系核。观测到的活动星系核的遮蔽与未遮蔽之比的积分平均值约为3.4：1，但随着红移的增加而下降。Treister等人（2004年）将这种效应解释为由于在R > 24处缺少光谱红移而引发的观测偏差，这些光谱红移主要是较高的红移遮蔽源。
2005-03-02 astro-ph
On the Vertical Structure of Radiation-Dominated Accretion Disks
用三维辐射-MHD方法研究了辐射占总压优势的黑洞吸积盘的垂直结构。这个区域是一个以100个史瓦西半径为中心的小圆盘，距离一个10^8太阳质量的黑洞，使用分层剪切盒近似。磁旋转不稳定性将引力能转化为湍流的磁能和动能。气体通过磁耗散和湍流的辐射阻尼被加热，并通过穿过垂直边界的辐射的扩散和平流被冷却。由此产生的结构在几个基本方面不同于标准的Shakura-Sunyaev图片。磁盘由三层组成。在中平面处，密度较大，磁压力和总吸积应力小于气体压力。在较低密度的光学厚度的表面层中，磁压力和应力大于气体压力，但小于辐射压力。表层的水平密度变化超过一个数量级。在最大应力区域的磁场是浮力的，并且随着它们的上升而消散，因此加热速率随高度的下降比应力的下降慢。大部分的耗散发生在低柱深度，和内部冷却器和较少的辐射为主的比在Shakura-Sunyaev模型具有相同的表面质量密度和通量。平均结构是对流稳定的。
2004-02-23 astro-ph
The Star Formation Efficiency in Nearby Galaxies: Measuring Where Gas Forms Stars Effectively
我们测量了恒星形成效率（SFE），每单位气体的恒星形成率，在23个附近的星系，并将其与建议的恒星形成定律和阈值的预期进行比较。我们使用HI地图的东西，并从HERACLES和BIMA宋公司获得H2地图。我们估计恒星形成率结合GALEX FV地图和SINGS 24微米的地图，推断恒星表面密度分布从SINGS 3.6微米的数据，并使用运动学的东西。我们测量的SFE作为一个函数：自由落体和轨道时间尺度;中平面气体压力;稳定的气体盘崩溃（包括恒星的影响）;尽管剪切扰动增长的能力;和冷相形成的能力。在我们的800 pc分辨率下，在螺旋星系中，作为所有这些变量的函数，单独的H2的SFE几乎是恒定的，为5.25 +/- 2.5 × 10^（-10）yr^（-1）（相当于H2的耗尽时间为1.9 × 10 ^9 yr）。在ISM主要是HI，另一方面，SFE随着半径的增加而减少，在螺旋星系和矮星系，一个下降合理地描述了一个指数尺度长度为0.2-0.25 r_25。我们将这种下降解释为GMC形成对环境的强烈依赖。H2与HI的比率似乎是半径、恒星表面密度和压力的平滑函数，从H2主导的ISM到HI主导的ISM。径向下降的超临界流体是太陡，复制只有通过增加自由落体时间或轨道时间。大规模不稳定的证据表明，我们的磁盘是稳定的或边缘稳定，并没有显示出一个明确的链接到下降的SFE。我们认为，ISM物理下的尺度，我们观察…
2008-10-15 astro-ph
Numerical Simulations of High Redshift Star Formation in Dwarf Galaxies
我们提出的第一个结果，从三维流体动力学模拟的高红移矮星系的形成。模拟使用欧拉自适应网格细化技术，以遵循氢和氦的非平衡化学与宇宙学的初始条件从一个流行的拉姆达占主导地位的CDM模型。我们包括再电离的影响，使用一个统一的辐射场，恒星形成的影响的现象学描述，在一个单独的模拟，恒星反馈的影响。结果突出了恒星反馈和光电离对维里温度约为10^4K的星系的重子含量和恒星形成的影响。矮尺寸的暗物质晕在再电离之前聚集在一起，能够形成恒星。大多数类似质量的晕在再电离后聚集，不会形成红移为3的恒星。由于恒星反馈和光电离效应，形成恒星的矮星系的气体含量变化很大。由于恒星的反馈，重子与暗物质的质量比低于宇宙平均值。假设的CDM的子结构问题的批判性评估这些结果的基础上。讨论了辐射反馈和恒星反馈调制的恒星形成历史。此外，个别物体的金属丰度与它们的质光比自然相关，这在本地矮星系的性质中也很明显。
2002-12-19 astro-ph
Photon Dominated Regions in Low UV Fields: A Study of The Peripheral Region of L1204/S140
我们对L1204/S140分子云的远紫外辐射和密度相对较低的外围区域进行了深入的研究。我们的观察测试理论的光子占主导地位的地区（PDR）的制度，一直很少探索。CII 158微米和OI 63微米线由ISO在沿赤经的一维切割的所有16个位置处检测。从分子氢旋转跃迁发射，在28和17微米，也检测到在几个位置。CII，OI，和分子氢强度沿切割显示少得多的空间变化比CO和其他CO同位素的旋转线。CII和OI的平均强度和它们的比例与低FUV辐射（Go）和密度的PDR模型一致。最佳拟合模型的Go约为15，密度n约为每立方厘米1000。标准的PDR模型低估了H2旋转线的强度高达一个数量级。这个问题也出现在明亮的PDR中，并归因于几何形状和气体颗粒漂移等因素，这些因素在这里研究的制度中应该不那么重要。事实上，我们在数据中看到了同样的问题，这表明需要更根本的解决方案，例如更高的H2形成率。而且，在低密度和小线宽的这种区域中，OI线对辐射转移和几何形状敏感。使用电离结构的模型，定量分析的时间尺度的双极扩散在周边地区的S140云是一致的光电离调节恒星形成的理论。在其他星系中的CII观测结果既不同于我们星系中的高Go PDR，也不同于我们研究的低Go区域。~
2001-12-11 astro-ph
Comparison of stars and decaying neutrinos as additional sources of Intergalactic UV background
本文从光电离平衡出发，对有限吸收体和星系际介质的性质进行了数值计算。可以看出，光谱包括一个大的峰值周围的HI电离能由于衰变中微子是太软的区域中的HeI边缘解释相对较小的观察到的比例中性He和H密度在莱曼极限系统，如果他们的大小是kpc的顺序。最近提出的减少来自不稳定中微子的贡献解决了这个问题，但倾向于破坏IGM和$α$云之间的一致性，这需要HI和HeII电离频率的大比例通量，除非在$z = 3$之上有非常快的类星体衰减。另一方面，类星体中加入恒星可能会产生一个在HI和HeI之间足够硬的光谱，然后软到HeII，从而使更致密的吸收体的性质与IGM的性质合理一致。这个模型似乎更倾向于冷暗物质和额外的宇宙学常数。
1996-09-25 astro-ph
What Keeps the Universe Ionized at z=5?
从中性星系际介质到几乎完全电离的星系际介质的转变历史可以揭示宇宙学电离源的特征。在这次演讲中，我将讨论在红移z>3的类星体和恒星形成星系的空间密度中观察到的快速下降的竞争对手再电离情景的影响。在高度不均匀的宇宙中，当在一次复合时间内发射的电离光子数等于氢原子的平均数时，氢成分被完全再电离。在z=5时，UV超星系通量的局部特征允许人们定义每单位共移动体积的氢电离光子的临界发射率。基于明亮的类星体和/或恒星形成率超过0.3-1 M_sun/yr的年轻星系的光电离的模型似乎不能提供在这些红移处所需数量的氢电离光子。如果恒星源是维持宇宙在z=5时电离的原因，那么在这个时期每单位共动体积的恒星形成速率必须与z=3时观测到的相当或更大。
1998-04-27 astro-ph
The Race Between Stars and Quasars in Reionizing Cosmic Hydrogen
一旦宇宙年龄达到20亿年，电离辐射的宇宙学背景就被类星体所控制。在早期（红移z>3），观测到的明亮类星体的丰度急剧下降，这意味着宇宙氢被恒星重新电离。在这里，我们解释的恒星和类星体之间的主导地位的过渡作为一个通用的结构形成的和谐LCDM宇宙学的特征的物理起源。在早期，星系中重子比例的增长速度比类星体可能的最大（Eddington限制）增长率要快。因此，类星体无法赶上宿主星系中恒星质量的快速早期增长。
2009-02-26 astro-ph
On the Cosmological Evolution of the Luminosity Function and the Accretion Rate of Quasars
我们考虑一类红移演化模型（介于$0\lsim z \lsim 4$之间）的观测到的光学和X射线类星体光度函数（LF），具有以下假设：（i）暗物质晕的质量函数遵循Press-Schechter理论，（ii）黑洞（BH）质量与晕质量成线性比例，（iii）类星体具有恒定的宇宙寿命，以及（iv）薄的吸积盘提供类星体的光学光度，而X射线/光通量比是从观测到的类星体样本校准的。类星体黑洞的质量吸积率$\dot{M}$是模型的一个自由参数，我们用观测到的低频来约束。在这些假设下，从光学或X射线数据推断出的吸积率$\dot M$通常作为宇宙时间的函数从$z \simeq 4$减小到$z \simeq 0$。我们发现，一个可比的吸积率推断从X射线和光学LF只有当X射线/光通量比与BH质量降低。在$z\simeq 0$附近，$\dot M$下降到基本上亚爱丁顿值，在该值处存在对流主导的吸积流（ADAF）。$\dot M$的这种衰落，可能随后会过渡到辐射效率低下的ADAF，可以解释局部宇宙中不存在明亮的类星体以及附近星系中心吸积黑洞的模糊性。我们认为，下降的类星体人口的吸积率确实是预期在宇宙结构形成模型。
1999-10-12 astro-ph
The growth of galaxies in cosmological simulations of structure formation
我们利用流体动力学模拟研究了星系中重子组分是如何聚集的，着重讨论了合并和光滑吸积在~L_* 系统形成中的相对重要性。在我们的初步模拟中，模拟了一个以λ为主的冷暗物质宇宙的（50 \hmpc）^3共动体积，在我们的（64粒子）重子质量分辨率阈值M_c= 5.4 e 10 M_sun处，物体的空间密度对应于L~L_*/4的观测星系。超过这个阈值的星系通过吸积而不是合并获得大部分质量。在峰值质量增长的红移z~2处，吸积与合并的比例约为4：1。每个星系的平均吸积率从z=2时的~40 Msun/yr下降到z=0时的~10 Msun/yr，而合并率的峰值出现较晚（z~1），下降也较缓慢，所以到z=0时，两者的比率约为2：1。我们无法区分真正平滑的吸积与低于我们的质量分辨率阈值的天体合并，但推断我们测量的合并天体的质谱，dP/dM ~ M^a与a ~-1，意味着亚分辨率合并将增加相对较小的质量。在这些模拟中，全球恒星形成的历史追踪的是质量吸积速率，而不是合并速率。在低红移时，合并对星系的破坏与新系统的增长大致平衡，因此，尽管星系在星系水平上发生了显著的质量演化，但已解析星系的共动空间密度几乎保持不变。在z<~1时的合并率预测值与最近CFRS和hocC 2红移巡天中的密偶估计值一致。
2001-06-15 astro-ph
