X-ray imaging observatories have revealed hydrodynamic structures with linear scales ~ 10 kpc in clusters of galaxies, such as shock waves in the 1E0657-56 and A520 galaxy clusters and the hot plasma bubble in the MKW 3s cluster. The future X-ray observatory IXO will resolve for the first time the metal distribution in galaxy clusters at the these scales. Heating of plasmas by shocks and AGN activities can result in non-equilibrium ionization states of metal ions. We study the effect of the non-equilibrium ionization at linear scales <50 kpc in galaxy clusters. A condition for non-equilibrium ionization is derived by comparing the ionization time-scale with the age of hydrodynamic structures. Modeling of non-equilibrium ionization when the plasma temperature suddenly change is performed. An analysis of relaxation processes of the FeXXV and FeXXVI ions by means of eigenvectors of the transition matrix is given. We conclude that the non-equilibrium ionization of iron can occur in galaxy clusters if the baryonic overdensity delta is smaller than 11.0/tau, where tau<<1 is the ratio of the hydrodynamic structure age to the Hubble time. Our modeling indicates that the emissivity in the helium-like emission lines of iron increases as a result of deviation from the ionization equilibrium. A slow process of helium-like ionic fraction relaxation was analyzed. A new way to determine a shock velocity is proposed.
The Evolution of the Large-scale ISM: Bubbles, Superbubbles and Non-Equilibrium Ionization
由SNe供电的ISM是湍流的，并被磁场（具有平均和湍流分量）渗透。它构成了一个泡沫介质，主要是不平衡，是冲压压力占主导地位的大部分温度范围内，除了T < 200 K and T>1E6 K，其中磁和热压力占主导地位，分别。这种平衡的缺乏也是由辐射过程反馈到ISM流中造成的。ISM的许多模型或孤立的现象，如泡沫，超级泡沫，云的演变等，理所当然地认为流动处于所谓的碰撞电离平衡（CIE）。然而，大多数低于1E6 K的离子的复合时间尺度比冷却时间尺度长。这意味着复合滞后，等离子体在冷却时过电离。因此，冷却偏离CIE。这对ISM流及其电离结构的演变有着严重的影响。在这里，除了审查几个模型的ISM，包括气泡和超级气泡，CIE近似的有效性进行了讨论，并介绍了最近的发展，在建模ISM考虑到随时间变化的电离结构的流在一个成熟的数值三维高分辨率模拟。
Discovery of non-equilibrium ionization plasma associated with the North Polar Spur and Loop I
我们使用存档的$Suzaku$数据研究了北极支线（NORTH）/Loop I的详细等离子体条件。在以前的研究中，碰撞电离平衡（CIE）被假定为X射线等离子体状态，但我们也假设非平衡电离（NEI），以检查等离子体条件更详细。我们发现，大部分等离子体处于NEI态，其密度加权电离时标为$n_e t\sim10^{11-12}$ s cm $^{-3}$，电子数密度$n_e\sim$为几个$\times$ 10 $^{-3}$ cm $^{-3}$ .等离子体冲击年龄，$t$，或者冲击波阵面通过等离子体后所经过的时间，估计是在几个$\rm{Myr}$的数量级上，对于环/环I，这对整个环/环I结构的年龄提出了严格的下限。我们发现，NEI的结果显着更高的温度和更低的排放量比目前得出的CIE假设。NEI下的电子温度估计高达0.5 keV，朝向$Δθ=-20^\circ$处最亮的X射线脊，在$-10^\circ$处降低到0.3 keV，在$Δθ\sim0^\circ$处朝向环I的外缘再次增加到$\sim 0.6$ keV，大约是目前估计温度的两倍。在这里，$Δθ$是到环路I的外边缘的角距离。讨论了引入NEI对天体物理现象中等离子体态研究的意义。
The Central 300 pc of the Galaxy probed by infrared spectra of H$_3^+$ and CO: part I. Predominance of warm and diffuse gas and high H$_2$ ionization rate
本文用3.5- 4.0PDMATHABMN m的H-$_3^+$线和2.34PDMATHABMN m附近的CO线的红外吸收光谱研究了银河系中央分子带（CMZ）的分子气体。除了先前报告的光谱，这些线的8颗恒星位于30 pc的Sgr A $^\ast$，现在有光谱$\sim$ 30明亮的恒星位于140 pc以西120 pc的Sgr A $^\ast$。光谱显示在大多数视线上存在温暖的（$T\sim 200$ K）和弥漫的（$n < 100 $ cm $^{-3}$）气体，$N$（H $_3^+$）$\sim 3 \times 10^{15} $ cm $^{-2}$。代替我们以前的分析，其中只考虑来自碳原子的光电离的电子，我们已经开发了一个简单的模型计算，其中宇宙射线电离的H $_2$和H也考虑在内。结果表明：（1）CMZ的体积主要是暖扩散气体;稠密气体的体积填充因子必须远小于0.1，CMZ并不像以前认为的那样不透明。X射线发射的超热10 $^8 $ K等离子体，其中一些人认为占主导地位的CMZ，不存在于扩展区域。(2)宇宙射线电离率为$ζ\sim 2 \times 10^{-14} $的$^{-1}$，比银河系致密云和弥散云分别高出$\sim$ 1000和$\sim$ 100倍。如果均分定律成立，这意味着一个大约为$\sim$ 100 $μ$ G的弥漫磁场。
JWST reveals a highly ionized nebula powered by an ultraluminous X-ray source with a massive black hole in the metal-poor galaxy Holmberg II
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；AURA for ESA, Space Telescope Science Institute（欧洲航天局天文研究联盟，太空望远镜科学研究所）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Sterrenkundig Observatorium, Universiteit Gent（根特大学天文台）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（地球物理与化学研究所，西班牙国家研究委员会））；Centro de Astrobiología – Departamento de Astrofísica (CSIC-INTA)（天体生物学中心 - 天体物理学系（西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所））
本研究通过JWST光谱观测，首次在ULX Ho II X-1周围探测到[Ne V]和[Ne VI]，直接证实该ULX关联低金属丰度星系中的高度电离星云，其电离由吸积黑洞驱动，电离条件呈各向异性。
