Anomalies in radiation-collisional kinetics of Rydberg atoms induced by the effects of dynamical chaos and the double Stark resonance
激发态原子的辐射和碰撞常数包含偶极跃迁的矩阵元素，当它们被阻挡时，人们可以期望在辐射-碰撞动力学中发生许多有趣的现象。在最近的天体物理研究红外发射光谱，它揭示了一个间隙的辐射发射的里德伯原子（$RA$）与值的主量子数$n\approx10$。在外加电场的存在下，$RA$发射光谱的重排可能与斯塔克效应的表现相关联。对于具有$n>10$的状态，$RA$的电场电离的阈值为$E\approx3\cdot10^{4}$ V/cm。这意味着对于这些场，有效地阻断了具有$n\ge10$的$RA$的发射。在较低的电场强度的区域中，双斯塔克共振（或福斯特共振）成为关键因素。在此基础上，它建立了这样一个事实，即静态磁场或电场可以强烈地影响Föster共振附近的光学跃迁的辐射常数，例如，导致在一些线的强度的数量级减少。然后，它是在这项工作中所示，在大气中的天体寿命相对较长的$RA$状态和相应的辐射跃迁的强度可以通过碰撞电离与动态混沌的影响。Föster共振使我们能够操纵里德堡电子（$RE$）在多个量子能级中的随机行走，从而改变$RA$的激发能，从而导致红外光谱中的异常。
2013-11-05 astro-ph.SR physics.atom-ph
Full 2D radiative transfer modelling of transitional disk LkCa 15
随着斯皮策的遗产和当前（亚）毫米天文学的进步，已经确定了大量的“过渡”盘，这些盘被认为包含间隙或已经发展出大的内孔，其中一些充满了灰尘。这可能表明，复杂的几何形状可能是一个关键的特点，在磁盘的演变，必须正确理解和建模。LkCa 15周围的圆盘就是这样一个圆盘，其间隙范围为5 - 50 AU，由Espaillat等人（2007年）使用1+1D辐射转移模型确定。为了适应SED，他们提出了两种可能的情况，即内部（<5 AU）盘-光学厚或光学薄-和外部盘的一种情况。我们使用的LkCa 15作为一个展示的间隙盘，以说明在过渡盘的二维辐射转移的重要性，通过显示如何在充满灰尘的内孔的垂直灰尘分布决定不仅径向光学深度，但也外盘的几何形状。我们使用MCMax，一个具有自洽垂直结构的二维辐射转移程序，来模拟SED。我们确定了内外盘的两种可能的几何形状，它们都不同于Espaillat等人（2007）的几何形状。处于流体静力平衡的内盘重新处理足够的星光以适应近红外通量，但也会在外盘的内缘上投射阴影。这就要求外盘刻度高度要足够大，以便从阴影中升起。光学薄的内盘不会投射这样的阴影，并且SED可以配备较小的外盘刻度高度。然而，对于内部区域的尘埃来说，要想变得光学上很薄，刻度高度必须比它的流体静力平衡值大得多，以至于它实际上变成了尘埃壳。目前尚不清楚是否存在可以提供这种配置的物理机制。
2010-04-21 astro-ph.SR
Radiative loss and ion-neutral collisional effects in astrophysical plasmas
本文研究两流体模型中辐射冷却对热模和声波的影响，发现耦合中性粒子使增长率和阻尼按电离分数因子减小，非线性模拟证实高电离分数或低耦合增加增长率。
2024-03-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The role of radiative losses in the late evolution of pulse-heated coronal loops/strands
光学薄等离子体的辐射损失是模拟日冕中等离子体的一个重要因素。光谱模型不断更新，以包括来自更多谱线的发射，对辐射损失有显著影响，特别是在1 MK左右。我们调查的影响，改变辐射损失的温度依赖性，由于升级的光谱代码的预测从建模等离子体局限在太阳日冕。流体动力学模拟的脉冲加热环股重新比较使用旧的和最近的辐射损失函数的结果。我们发现显着的变化，在等离子体冷却的后期阶段的等离子体演化：当最近的辐射损耗曲线被使用时，等离子体冷却速率显着增加时，温度达到1-2 MK。当等离子体密度大于阈值时，这种更快速的冷却发生，并且因此在导致回路等离子体变得过密的脉冲加热模型中。当温度低于2 MK时，快速冷却使日冕等离子体的辐射测量分布的斜率变陡。辐射损失曲线变化的影响对于模拟脉冲加热日冕环演化的后期阶段非常重要，更一般地说，对于模拟热不稳定的光学薄等离子体也非常重要。
2012-05-21 astro-ph.SR
Scattering line polarization in rotating, optically thick disks
为了解释天体物理盘的观测，了解发射光的形成过程是至关重要的。如果圆盘是光学厚的，散射占主导地位，并通过开普勒速度场渗透，非局部热力学平衡辐射转移建模必须做从一个给定的圆盘模型计算出射光谱。我们研究了不同简单圆盘模型中非局域热力学平衡极化线的形成，旨在证明辐射转移效应和散射效应以及速度场效应的重要性。本文用雅可比迭代法自洽地求解了二能级原子模型的辐射转移和统计平衡耦合方程。我们计算了散射极化，即Q/I和U/I线轮廓。散射偏振的程度是显着影响的磁盘相对于观察者的倾斜度，但也由光盘的光学厚度和旋转的存在。斯托克斯U显示出双瓣的轮廓与振幅增加的磁盘旋转。我们的结果表明，线的轮廓，特别是极化的，从气体磁盘出现显着不同的简单近似预测的轮廓。剖面形状多样，但典型的是斯托克斯Q对称和斯托克斯U反对称。盘旋转的一个明确指标是斯托克斯U的存在，这可能被证明是一个有用的诊断工具。我们还表明，对于中等的旋转速度，可以使用的近似处理，其中非局部热力学平衡辐射转移是在速度场自由近似和多普勒频移的过程中应用的空间积分在整个发射表面。
2014-09-09 astro-ph.SR
Unbiased Monte Carlo continuum radiative transfer in optically thick regions
辐射转移描述了电磁辐射通过相互作用介质的传播。这个过程通常是通过使用蒙特卡罗方法来模拟的，该方法涉及模拟光子包的概率确定和跟踪。在高光学深度的制度，这种方法遇到困难，因为只有通过考虑大量的模拟光子包才能实现各种物理过程的适当表示。因此，对计算时间的需求相应增加，从而实际上限制了可以模拟的模型的光学深度。在这里，我们提出了一种方法，其目的是解决问题的高光学厚度的尘埃介质，这完全依赖于使用无偏蒙特卡罗辐射转移。为此，我们识别并预先计算重复发生和模拟的过程，将其结果存储在多维累积分布函数中，并立即用该结果取代模拟过程中的基本Monte Carlo转移。在预计算过程中，我们生成了从球中心到球边缘的光子包的发射光谱和沉积能量分布。我们进行了性能测试的方法，以确认其有效性，并获得了高达三个数量级的计算速度的提升。然后，我们将该方法应用到一个简单的模型的粘性加热拱盘，我们讨论的必要性，找到一个解决方案的光学深度问题方面的适当的温度计算。我们发现，在高度光学厚的区域的光子包的不正确的治疗的影响，甚至延伸到光学薄的区域，从而改变了整体观察的磁盘外观。
2020-03-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Radiative Rayleigh-Taylor instabilities
我们对分离两个分层介质的界面进行了分析线性稳定性分析，该界面由辐射通量穿过，这是一种与多种天体物理背景相关的配置。我们开发了一个通用的框架来分析这样的系统，并在几种极限情况下获得精确的稳定性条件。在光学薄的等温区域中，不连续性本质上是化学的（例如，在辐射压力驱动的H \textsc{ii}区域的边界处），辐射作为有效引力场的一部分，并且如果朝向界面的每单位体积的有效重力超过远离界面的有效重力，则不稳定性出现。（气体加辐射）拉格朗日流体元素的比熵是守恒的，例如在年轻的大质量恒星周围的辐射压力驱动气泡的边缘，我们表明，辐射的行为就像一个修改后的状态方程，我们推导出一个广义版本的经典瑞利-泰勒稳定性条件。
2011-01-27 astro-ph.SR
Temperature-reducing shocks in optically-thin radiative MHD -- analytical and numerical results
本文研究了光学薄辐射磁流体力学中的降温激波，通过半解析解和磁重联数值模拟证明降温与加热激波同时存在，揭示了局部辐射损失增强导致显著降温的机制，对理解天体物理等离子体的热演化具有重要意义。
2024-01-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent radiative diffusion and turbulent Newtonian cooling
辐射输运在恒星大气中起着重要的作用，但湍流的影响正在被其他效应（如分层）所掩盖。使用辐射流体动力学模拟强迫湍流，我们确定的衰减率的正弦大尺度温度扰动的不同波数的光学厚和薄制度。增加波数会增加这两种情况下的衰减率，但这种效果比通常的被动标量湍流扩散要弱得多，在被动标量湍流扩散中，小波数的增加是二次的。湍流衰减是很好地描述了一个增强的牛顿冷却过程中的光学薄的限制，这是发现，表现出弱的增加成正比的波数的平方根。在光学厚度的限制，湍流衰减的增加是有点陡峭的波数低于携带能量的波数的湍流，但趋于更大的波数。在存在湍流的情况下，典型的冷却时间与湍流周转时间相当。我们观察到，在光学薄和厚的情况下，温度需要很长的时间才能达到平衡，但在前者，温度保持较小的尺度结构更长。
2021-09-28 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Collisional and Radiative Data for Tellurium ions in Kilonovae modelling and Laboratory Benchmarks
本研究针对千新星光谱中2.1μm发射线识别的候选元素碲原子数据不足的问题，计算了Te I–Te III的原子结构与碰撞数据，通过模拟验证了谱线随抛射物冷却的显著性变化，并提出了新的基准测试谱线比值。
2024-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.atom-ph
Collisional excitation and non-LTE modelling of interstellar chiral propylene oxide
利用高精度的势能面，在全量子水平上计算了环氧丙烷（CH_3CHCH_2 O）与冷He原子碰撞的第一组理论截面。通过对碰撞约化质量的标度，导出了5-30 K温度范围内与para-H2碰撞的转动速率系数。这些碰撞系数与非LTE辐射转移模型中的辐射数据相结合，以再现用Green Bank和Parkes射电望远镜对人马座B2（N）分子云进行的环氧丙烷观测。这三条吸收谱线探测了扩展的Sgr B2（N）包层外边缘的冷（~ 10 K）半透明（nH ~ 2000 cm-3）气体。环氧丙烷的衍生柱密度为Ntot ~ 3e 12 cm-2，对应于相对于总氢的丰度分数为~ 2.5e-11。目前的结果有望帮助我们了解环氧丙烷的化学，包括潜在的对映体过量，在寒冷的星际介质。
2022-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Lightweaver Framework for NLTE Radiative Transfer in Python
由于涉及大量的计算工作，用于计算出局部热力学平衡的详细光学厚谱线轮廓的工具一直专注于速度。通过Lightweaver框架，我们制作了一个更灵活的模块化工具包，用于使用高级语言Python构建自定义工具，而不会牺牲当前技术水平的速度。提供更灵活的方法来构建这些复杂的模拟的目标是减少进入门槛并允许更快地探索该领域。在本文中，我们提出了一个概述的光学厚NLTE辐射转移的理论，在Lightweaver实现的数值方法，包括随时间变化的人口和电荷守恒的问题，以及概述的组件大多数用户将相互作用，以证明其灵活性。
2021-06-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Simple electron-impact excitation cross-sections including plasma density effects
本文提出基于屏蔽氢模型和平面波玻恩近似的电子碰撞激发截面解析计算方法，引入多种低能修正因子并考虑库仑屏蔽与量子简并等密度效应，实现无需数值积分即可准确计算EIE速率。
2024-02-26 astro-ph.SR physics.atom-ph physics.plasm-ph
Radiative Transfer: Asymptotic Solutions of the Kinetic Equation of Radiation Propagation, $n$th Order Asymptotic Approximation and Improved Boundary Conditions
本文提出了一种新的$n$阶渐近近似，并将其应用于光学厚介质中无散射辐射传输的计算，该渐近近似比已知的扩散近似更简单、更精确。从光厚介质中辐射传播动力学方程的渐近解出发，得到了扩散近似方程和辐射热传导近似方程的严格推导。结果表明，对于光学厚介质，无散射辐射传播动力学方程的渐近解是该动力学方程的精确积分解的渐近展开。改进的边界条件，这是必不可少的实际应用中的辐射传播的计算，推导出（内边界和外边界与真空）。
2020-12-22 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
New Radiative and Collisional Atomic Data for Sr {\sc ii} and Y {\sc ii} with application to Kilonova modelling
本文计算了 Sr II 和 Y II 的跃迁概率与有效碰撞强度，并用 tardis 和 ColRadPy 进行 LTE/NLTE 建模，为千新星光谱识别提供关键原子数据，发现禁戒跃迁与 Axelrod 近似严重不符，并揭示近红外潜在重要谱线。
2024-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.atom-ph
