Dielectronic Recombination (via N=2 --> N'=2 Core Excitations) and Radiative Recombination of Fe XX: Laboratory Measurements and Theoretical Calculations
我们测量了Fe XX通过N=2 -> N '= 2（Delta_N=0）芯激发形成Fe XIX的双电子复合（DR）的共振强度和能量。我们还使用AUTOSTRUCTURE、HULLAC、MCDF和R矩阵方法（四种不同的最先进的理论技术）计算了DR共振强度和能量。理论共振强度与实验共振强度的平均符合度在10%以内。然而，理论共振强度与实验共振强度之比的1 σ标准偏差>~30%，这显著大于估计的相对实验不确定度<~ 10%。这表明，在计算的能级布居和线发射光谱的复合离子存在类似的误差。我们证实，基于逆光电离计算的理论方法（例如，无阻尼R矩阵方法）将严重高估DR过程的强度，除非它们包括辐射阻尼的影响。我们还发现DR和辐射复合（RR）通道之间的耦合很小。我们用实验和理论结果计算了Fe XX的Delta_N=0 DR的麦克斯韦平均速率系数。对于kT>~1 eV的情况，包括Fe XX在具有宇宙丰度的光学薄、低密度光电离等离子体中的预测形成温度，我们的实验和理论结果符合得很好。我们还使用我们的R矩阵结果，使用AUTOSTRUCTURE将RR转换为J>=25个水平，以计算Fe XX的RR速率系数。我们的RR结果与以前发表的计算结果吻合得很好。
2001-08-02 astro-ph
Experimentally Derived Dielectronic Recombination Rate Coefficients for Heliumlike C V and Hydrogenic O VIII
使用已发表的测量的双电子复合（DR）共振强度和能量的CV至C IV和O VIII至O VII，我们已经计算出这些离子的DR速率系数。我们得到的速率与多组态、中间耦合和多组态、完全相对论计算以及大多数LS耦合计算都符合得很好。我们的研究结果是不符合建议的DR率通常用于模拟宇宙等离子体。我们已经使用了理论的辐射复合（RR）率与我们推导的DR率，以产生一个总的复合率与统一的RR+DR计算LS耦合进行比较。我们的研究结果是不一致的无阻尼，统一计算CV，但在合理的协议阻尼，统一计算O VIII。对于CV，Burgess通式（GF）产生的速率与我们导出的速率非常不一致。Burgess & Tworkowski对GF的修改产生了一个也不太一致的速率。Merts等人对GF的修改产生了一个公平一致的比率。对于O VIII，GF产生的利率与我们导出的利率相当一致。Burgess和Tworkowski修改的GF产生的速率，这是在良好的协议。而Merts等人的修正得出的速率非常不一致。这些结果表明，对于DN=1 DR，不可能先验地知道哪个公式将产生更接近真实DR率的率。我们描述的技术用于获得DR率系数从实验室测量的DR共振强度和能量。为了在等离子体建模中使用，我们还提出了易于使用的拟合公式的实验得出的DR率。
1999-04-20 astro-ph
The Effects of Low-Temperature Dielectronic Recombination on the Relative Populations of the Fe M-Shell States
我们研究的影响，低温，或$Δ$ $n = 0$，双电子复合（DR）的电离平衡的Fe M-壳（Fe IX通过Fe XVI）。由于$Δ$ $n = 0$率不适用于这些离子，我们已经推导出估计的基础上现有的前四个电离状态的CNO序列和新计算的速率为L-壳层离子的第3行元素和Fe。对于适用于Seyfert星系的{ \it ASCA}、{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton}观测中发现的内禀吸收体的电离参数和柱密度范围，我们生成了两个光电离模型网格，结果表明，在有DR和无DR的情况下，Fe M-当包括这些速率时，壳离子峰在某些情况下可以增加因子$>$ 2。更重要的是，在电离参数的范围内存在显著的变化，在该范围内，单个M壳层离子包含等离子体中总Fe的显著部分（例如，$>$ 10%）。这些结果可以解释的范围内的铁离子化状态之间的不匹配检测到的X-射线光谱的塞弗茨，确定的能量的M-壳层未分辨跃迁阵列，和那些预测的光电离模型的X-射线吸收剂，再现线的第二和第三行元素。结果表明，在使用第三和第四行离子来限制光电离X射线等离子体中的物理条件，直到精确的DR率是可用的时，应该小心。这强调了原子物理学在解释天文光谱学中的重要性。
2003-11-25 astro-ph
Recombination spectra of Helium-Like Ions
计算了类氦离子He~I，C~V，N~VI，O~VII，Ne~IX，Mg~XI，Si~XIII，S~XV，Ar~XVII，Ca~XIX和Fe~XXV的复合谱。我们包括以下物理过程：辐射复合，双电子复合，三体复合，电子碰撞电离，碰撞激发的电子，质子和$α$ -粒子。计算帐户的连续降低在高密度和高密度修正双电子复合的影响。然后，我们构建模型的He类离子的快速计算其光谱。每个模型包括29个束缚能级（n=5）和6个双激发能级，它们是最重要的卫星谱线。模型以允许在适当条件下适当接近LTE的方式构建。这些模型可以同时解决的H/He类电离平衡的光电离或碰撞电离等离子体和计算发射光谱，包括辐射和双电子复合，碰撞激发，光电离激发能级，荧光和线捕获的综合效应。该模型可用于100和$10^9$ K之间的任何温度和高达$10^{18}$ \cm 3的电子密度。这些模型可以很容易地在光谱建模代码中使用，也可以作为光谱分析的独立工具。我们目前的模型和以前的工作的结果之间的比较。本有效重组率系数的$n=2$和以前的估计之间存在显着差异。随后，我们研究了碰撞电离和光电离条件下的各种发射线比诊断。
2000-06-26 astro-ph
Dielectronic Recombination of Fe XV forming Fe XIV: Laboratory Measurements and Theoretical Calculations
在电子-离子碰撞能量0-45 eV范围内，我们测量了类Mg Fe XV通过N=3 -> N' = 3芯激发形成类Al Fe XIV的双电子复合（DR）的共振强度和能量。所有测量都是使用德国海德堡马克斯普朗克核物理研究所的重离子测试储存环进行的。我们还进行了新的多组态Breit-Pauli（MCBP）计算使用AUTOSTRUCTURE代码。对于< 25 eV的电子-离子碰撞能量，我们发现我们的实验和理论共振能量和强度之间的一致性较差。从25到42 eV，我们发现两者之间的共振能量很好的协议。但在这个能量范围内，理论共振强度比实验结果大~ 31%。这比我们在该能量范围内估计的总实验不确定度+/- 26%（置信水平为90%）要大。在42 eV以上，计算的3s 3 p（^1P_1）nl DR系列极限和测量的3s 3 p（^1P_1）nl DR系列极限之间的形状差异部分归因于实验中高里德堡态的探测概率的nl依赖性。我们已经使用我们的测量，辅以我们的AUTOSTRUCTURE计算，以产生Fe XV形成Fe XIV的麦克斯韦平均3 -> 3 DR速率系数。对于k_BT_e > 1 eV，估计所得速率系数的准确度优于+/-29%（在90%置信水平下）。在kBT_e ~ 2.5-15 eV的温度范围内，我们的实验结果与先前发表的理论结果有很大的差异。在此温度范围内，我们新的MCBP血浆速率系数比我们…
2007-04-06 astro-ph
Dielectronic Recombination in Photoionized Gas. II. Laboratory Measurements for Fe XVIII and Fe XIX
在具有宇宙丰度的光电离气体中，双电子复合（DR）主要通过nlj --> nl 'j'芯激发（Dn=0 DR）进行。我们测量了Fe XVIII到Fe XVII和Fe XIX到Fe XVIII Dn=0 DR的共振强度和能量。使用我们的测量，我们计算了Fe XVIII和Fe XIX Dn=0 DR DR速率系数。我们的推断率和公布的计算结果之间存在显着差异。这些计算高估了DR率的~2倍或低估了~2个数量级的因子，但都与我们的结果不一致。几乎所有已发表的用于模拟宇宙等离子体的DR率都是使用与上述计算相同的理论技术计算的。因此，我们的测量要求所有的理论Dn=0 DR率用于宇宙等离子体的电离平衡计算的问题。在Fe XVIII和Fe XIX分数丰度预计在宇宙丰度的光电离气体中达到峰值的温度下，理论速率低估了Fe XVIII DR速率的约2倍，高估了Fe XIX DR速率的约1.6倍。我们已经进行了新的多组态Dirac-Fock和多组态Breit-Pauli计算，与我们测量的共振强度和速率系数的一致性通常优于<~ 30%。我们提供了一个适合我们推断的速率系数用于等离子体建模。使用我们的DR测量，我们推断在Fe XX到Fe XXIV Dn=0 DR速率中的~2误差因子。我们研究了这种估计误差对光电离气体热不稳定性的影响。我们发现，在这些速率的错误不能删除的不稳定性，但它们显着影响的参数空间的范围内…
1999-03-12 astro-ph
Enhanced dielectronic recombination of lithium-like Ti19+ ions in external ExB fields
在海德堡重离子储存环TSR上测量了类锂Ti 19+（1 s2 2s）离子通过2s-> 2 p芯激发的双电子复合（DR）。我们发现，不仅外电场（0 <= Ey <= 280 V/cm），而且交叉磁场（30 mT <= Bz <= 80 mT）也通过高n（2p_jnl）里德堡共振影响DR。该结果证实了我们先前对等电子Cl 14+离子的发现[Bartsch T等人，PRL 82，3779（1999）]，其通过实验确定了DR对ExB场的灵敏度。在本研究中，Ti 19+的较大的2 p_{1/2} -2 p_{3/2}精细结构分裂允许我们通过连接到类Li核心的2s -> 2 p_{1/2}和2s -> 2 p_{3/2}激发的两个系列的Rydberg DR共振来分别研究外场的影响，提取增强的初始斜率和饱和场。我们发现，对于Ey > 80 V/cm，2 p_{3/2}系列的场致增强比2 p_{1/2}系列强约1.8倍。
2000-03-29 astro-ph physics.atom-ph
The O II Recombination Line Abundance Problem in Planetary Nebulae
我们在10个明亮的行星状星云中观测到了O II复合线，并对环形星云NGC 6720中的O II和[O III]进行了空间分辨测量，以研究O II复合线丰度与碰撞激发[O III]丰度之间的差异。我们看到O II和[O III]衍生丰度之间的差异范围很大，从没有差异到六倍差异。这种差异的大小与星云表面亮度是反相关的;致密的高表面亮度星云的差异最小。主要由双电子复合填充的O II水平比其他水平提供更大的丰度。最后，我们对环形星云的长缝观测表明，O II发射峰位于明亮的壳层内部，[O III]和H-β最强。基于所观察到的相关性，我们提出，在行星状星云的强复合线发射是一个结果，在星云内部的热气体中增强的双电子复合，也许是由热恒星风驱动。
2001-04-09 astro-ph
Dielectronic recombination of lithium-like Ni25+ ions - high resolution rate coefficients and influence of external crossed E and B fields
在海德堡重离子储存环TSR上以高能量分辨率测量了类锂Ni $^{25+}$（$1s^2 2s$）离子的绝对双电子复合（DR）速率。我们研究了质心能量范围0- 130 eV，其中包括所有的$Δn$ =0核心激发。研究了外加电场（0- 300 V/cm）和磁场（41.8- 80.1 mT）的影响。对于在近零电场共振能量和强度的测量给出了里德堡水平高达n $=$ 32;还麦克斯韦等离子体速率系数的$Δn$ =0 DR在电子温度为0.5和200 eV之间提供。对于增加的电场强度，我们发现，对于$2p_{1/2}$和$2p_{3/2}$系列的Ni $^{24+}$（$1s^2 2p_j n\ell$）里德堡共振与n>30的DR速率系数增加近似线性高达1.5倍。由于对Ni $^{25+}$施加的电场而引起的相对增加显著低于先前用较轻的等电子Si $^{11+}$、Cl $^{14+}$以及Ti $^{19+}$离子进行的测量中发现的相对增加，[T. Bartsch等人，Phys.Rev.Lett. { \bf 79}，2233（1997）;{ \bf 82}，与较轻离子的结果相反，没有发现电场增强对磁场强度的明显依赖性，Ni $^{25+}$的$Δn$ =0 DR的Maxwell等离子体速率系数最多增强11%在最强的实验应用领域的存在。
2000-02-19 astro-ph physics.atom-ph physics.plasm-ph
Storage ring measurement of the C IV recombination rate coefficient
在德国海德堡的Max-Planck-Institut fuer Kernphysik的重离子储存环TSR上，用高能量分辨率测量了这种类锂离子的2s-2 p Delta n=0激发的低能C-IV双电子复合（DR）速率系数。详细讨论了该离子复合产生的高里德堡态的实验过程，特别是实验探测几率。从实验数据的麦克斯韦等离子体速率系数与15%的系统不确定性和参数化准备使用等离子体建模代码。我们的实验结果，特别是基准的等离子体速率系数低于10000 K DR主要通过C III（1 s2 2 p 4l）中间状态和现有的理论不同的数量级发生。此外，我们发现总的双电子和辐射C IV复合可以由我们的DR速率系数和Pequignot等人的RR速率系数的非相干和（1991，Astron. Astrophys.，251，680）。
2001-01-31 astro-ph physics.atom-ph
Experimental Mg IX photorecombination rate coefficient
在海德堡重离子储存环TSR上高分辨率地测量了类铍镁离子的辐射和双电子复合速率系数。在电子-离子碰撞能量范围0-207 eV内，检测到由于2s -> 2 p（Δ N = 0）和2s -> 3l（Δ N=1）芯激发引起的共振。在低于0.15 eV的低能量下，复合速率系数由强1 s2（2s 2 p3 P）7 l共振占主导地位，最强的一个发生在能量仅为21 meV。这些共振决定性地影响低温等离子体中的Mg IX复合速率系数。将实验得到的Mg IX双电子复合速率系数（± 15%系统不确定度）与Mazzotta等人（1998，A&AS，133，403）的建议值以及Gu（2003，ApJ，590，1131）和Colgan等人（2003，A&A，412，597）的最新计算值进行了比较。这些结果偏离实验的速率系数分别为130%，82%和25%，在温度下，其中Mg IX的丰度分数预计在光电离等离子体中达到峰值。在此温度下，仅100 meV的1 s2（2s 2 p 3 P）7 l共振位置中的理论不确定性将转化为几乎因子3的等离子体速率系数的不确定性。这一发现强调，从第一原理的Mg IX复合速率系数的准确理论计算是具有挑战性的。
2004-04-14 astro-ph
Atomic Processes in Planetary Nebulae
一颗炽热的恒星照亮周围电离的H II区域，通常会产生非常丰富的原子光谱，这些光谱来自于基本的原子过程：光电离、电子-离子复合、束缚-束缚辐射跃迁和离子的碰撞激发。星云光谱的精确诊断依赖于这些过程的精确原子参数。理论计算的最新发展，特别是在两个国际合作被称为不透明度项目（OP）和铁项目（IP），已经产生了准确的和大规模的数据光电离截面，跃迁概率，和碰撞强度的电子碰撞激发最天体物理丰富的离子。作为这两个项目的延伸，一个自洽的和统一的理论处理的光电离和电子-离子复合已被开发的辐射和双电子复合过程被认为是在一个统一的方式。俄亥俄州的原子天体物理组，并从OP和IP合作的结果，提出。介绍了载有OP和IP数据的网上交互式电子数据库TIPTOPBASE，以及关于有效碰撞强度的建议数据汇编。
2002-02-19 astro-ph
Collisional Ionization Equilibrium for Optically Thin Plasmas. I. Updated Recombination Rate Coefficients for Bare though Sodium-like Ions
可靠地解释电子电离宇宙等离子体的光谱需要对所讨论的等离子体进行精确的电离平衡计算。然而，这些计算所需的大部分原子数据并不是使用现代理论方法生成的，并且通常非常可疑。这直接转化为碰撞电离平衡（CIE）计算的可靠性。我们利用国家的最先进的计算的双电子复合（DR）率系数的氢通过Na类离子的所有元素，从他到，包括锌。我们还利用国家的最先进的辐射复合（RR）率系数计算的裸通过Na类离子的所有元素，从H到Zn。在这里，我们提出了改进的CIE计算的温度从$10^4$到$10^9$ K使用我们的数据和推荐的电子碰撞电离数据\citet{Mazz98a}的元素，并包括镍和马佐塔（私人通讯）的铜和锌。尚未更新的电离级DR和RR数据也来自这两个额外的来源。我们比较我们计算的分数离子丰度使用这些数据与Mazzotta等人提出的。从H到Ni的所有元素。峰分数丰度的差异高达60%。我们还比较了部分离子丰度的Mg，Si，S，Ar，Ca，Fe和Ni来自现代DR计算的\citet{Gu03a,Gu04a}的H类通过Na类离子，和RR计算的\citet{Gu03b}的裸通过F类离子。这些结果与我们的工作更好地吻合，峰分数丰度的差异小于10%。
2006-08-01 astro-ph
Bistability in Interstellar Gas-Phase Chemistry
我们提出了一个“双稳态”的暗星际云的气相化学模型的分析。我们确定的化学机制，允许高和低电离的解决方案的化学速率方程共存。我们推导出简单的解析标度关系的气体密度和电离率的化学变得不稳定。我们解释了为什么双稳态是敏感的H3+解离复合速率系数，以及为什么它是由气体颗粒中和阻尼。
2006-01-16 astro-ph
Primordial molecular clouds
现在大家都知道，一个原始的化学，涉及在核合成期间产生的轻元素，可能在氢后重组时代发展。特别地，将产生分子离子和原始分子，例如H2、HD和LiH。我们总结了复合时代后的原始化学，然后提出了一个简单的云的引力坍缩模型。本文还讨论了这种坍缩的原云通过热不稳定性而碎裂的可能性。我们认为这项研究也可以扩展到CO分子，因为碳库分子CO已经在高红移物体中观察到。
1999-02-03 astro-ph
Deuterium chemistry in the primordial gas
我们回顾和更新后重组宇宙中氘化学的一些方面，特别强调HD的形成和破坏。我们详细研究了可用的理论和实验数据的领先反应的氘化学和我们强调的领域，在确定速率系数的改进是必要的，以减少剩余的不确定性。我们讨论了HD的冷却特性和宇宙辐射场的存在对标准冷却函数的修改。最后，我们考虑了氘化学对原始云在一个简单的“顶帽”方案中的动力学崩溃的影响，我们推测了云必须具有的最小质量，以便能够在哈勃时间内冷却。
2002-02-18 astro-ph
Evolution of primordial H2 for different cosmological models
原始化学开始于复合时期，当时绝热膨胀导致辐射温度降至4000 K以下。早期宇宙的化学成分包括氢、氢的同位素氘、氦及其同位素形式和锂。在这篇文章中，我将介绍不同宇宙学模型的原始$H_2$丰度的演化结果以及对热退耦的影响。
1999-11-15 astro-ph
Molecular fluorine chemistry in the early Universe
大爆炸核合成的一些模型表明，在早期宇宙中形成了非常高的重子密度区域，并产生了除锂以外的重元素，如氟F。我们提出了一个全面的化学氟在后复合时代。计算F，F-和HF的丰度，作为红移z的函数，进行。主要结果是，早期宇宙的化学条件可以导致HF的形成。当中性氟的初始丰度为10（-15）时，双原子分子HF的最终丰度接近3.75 10（-17）。这些结果表明，氟HF分子在黑暗时代已经存在。这可能对原始物体的演化和宇宙微波背景辐射的各向异性产生影响。氟的氢化物HF可能影响来自原始物体的发射线强度的增强，并且可能产生光谱-空间波动。
2007-09-26 astro-ph
The Chemistry of the Early Universe
本文在Friedmann宇宙学模型的框架内，考虑了从红移z= 1 e ~ 4到z=0的原始气体中分子形成的过程。首先，87气相反应速率（碰撞和辐射）相关的物理环境中的膨胀宇宙的全面分析和批判性的讨论。在此基础上，计算了21种分子的丰度随红移的变化，一致地评价了H_2、HD和LiH分子的加热和冷却。这项工作的主要改进之一是使用了更好的处理H重组，导致在冻结出的电子和H+的丰度减少了2-3倍，相对于以前的研究。我们发现在标准模型中，在z=1处的剩余电离分数为3.02 e-4，主要分子种类的分数丰度H2/H=1.1e-6，HD/H2=1.1e-3，HeH +/H=6.2e-13，LiH+/H=9.4e-18，LiH/LiH+=7.6e-3.最后，我们提供了精确的冷却功能的H2，HD和LiH在很宽的密度和温度范围内，可以方便地用于各种宇宙学应用。
1998-03-27 astro-ph
Enhanced cosmic-ray flux toward zeta Persei inferred from laboratory study of H3+ - e- recombination rate
H3+分子离子在星际化学中起着重要作用，因为它启动了一个化学反应网络，产生许多星际分子。在稠密的云层中，H3+的丰度可以用一个简单的化学模型来理解，通过对H3+的观测，可以对云的路径长度、密度和温度进行有价值的估计。另一方面，对弥漫云的观测表明，H3+比化学模型预期的要丰富得多。然而，扩散云模型一直受到三个关键参数的不确定值的阻碍：电子，电子分数和宇宙射线电离率的H3+破坏率。在这里，我们报告了一个直接的实验测量的H3+破坏率在近星际条件下。我们还报告了观察H3+在弥漫的云（对英仙座ζ）的电子分数是已知的。总之，这些结果使我们能够推导出第三个不确定的模型参数的值：我们发现，宇宙射线电离率在这条视线比以前假设的快40倍。如果这样高的宇宙射线通量确实普遍存在于弥漫云中，那么化学模型和以前对H3+的观测之间的差异就可以解决。
2003-02-06 astro-ph
Evidence for a High Carbon Abundance in the Local Interstellar Cloud
本地星际云（LIC）的性质是高度约束的组合，在现场日光层和视线数据对附近的恒星。我们提出了一个新的解释的LIC组件的吸收线数据对AM-CMa的基础上，最近的原子数据，包括新的速率的Mg+到Mg 0的双电子复合率，并使用在日光层内的中性氦的温度和密度的原位测量。有了这些数据，我们能够对LIC中的气相碳丰度进行有趣的限制。如果C/S丰度比为太阳能，~20，则对于N（Mg I）、N（Mg II）、N（C II）和N（C II*）数据不存在同时解。结合柱密度和原位数据，丰度比A（C）/A（S）= 47 + 22 - 26。我们发现，最可能的气相C丰度是在400至800 ppm的范围内，下限为~330。我们推测，这样的超太阳丰度可能是通过破坏分离的尘埃颗粒而出现在LIC中的。类似的增强的C/H比在非常低的柱密度物质（N（H）< 10^19 cm^-2）中也可以看到，朝向几颗邻近的恒星。
2006-09-12 astro-ph
Cosmological thermal decoupling and primordial molecules
原始化学开始于复合时期，当时绝热膨胀导致辐射温度降至4000 K以下。早期宇宙的化学成分包括氢、氢的同位素氘、氦及其同位素形式和锂。在这篇文章中，我将讨论原始分子对宇宙学退耦的影响。在引力不稳定性理论的框架中，每一个原型结构都是从一个微小的局部超密度开始的。只要这些非均匀性很小，它们的演化就可以用经典的线性微扰理论来研究。一旦偏差变大，线性理论就不再有效。我们提出了这些分子在线性状态和非线性状态之间的转变中所起的作用，并且表明这些分子可以导致在这两个状态之间的转向点处的热变化。
2000-11-27 astro-ph
A Unified Monte Carlo Treatment of Gas-Grain Chemistry for Large Reaction Networks. I. Testing Validity of Rate Equations in Molecular Clouds
在这项研究中，我们证明了第一次，统一的蒙特卡罗方法可以应用到大型反应网络中的气体颗粒化学模型。具体来说，我们建立了一个含时的气体颗粒化学模型的星际介质，涉及约6000气相和200颗粒表面反应。这个模型是用来测试的有效性的标准和修改后的速率方程方法在模型中的密集和半透明的分子云，并指定在何种条件下使用的随机方法是可取的。我们发现，在25- 30 K的温度下的H $_2$ O，NH $_3$，CO和许多其他的气相和表面物种在随机模型中的气相丰度不同于那些在确定性模型中的数量级以上，至少，当隧道占和/或扩散能比结合能低3倍。在这种情况下，涉及轻物质的表面反应比相同物质的吸积进行得更快。相比之下，在没有隧道和高结合能的模型中，当表面复合的典型时间尺度大于吸积到晶粒上的时间尺度时，我们在相同的温度范围内获得了Monte Carlo和确定性计算结果之间几乎完美的一致性。在较低的温度（$\sim10$ K）的气体，特别是表面丰度的最重要的分子是不受随机过程的影响。
2008-10-09 astro-ph
