Understanding hydrogen recombination line observations with ALMA and EVLA
氢复合线是氢区物理性质和运动学的主要诊断方法之一。在不久的将来，扩展甚大阵列（EVLA）和阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）将使观测者能够以前所未有的细节研究射电和亚毫米波段的复合线。在本文中，我们研究了复合线的性质，特别是在ALMA波长。我们发现，这样的线将位于几乎每一个宽带ALMA设置和线发射将同样检测到在所有频段。此外，我们提出了我们的实现自适应网格辐射转移程序RADMC-3D中的氢复合线。我们特别强调非LTE（局部热平衡）建模的重要性，因为非LTE效应可以极大地影响线的形状，并从径向对称的H II区域产生不对称的线轮廓。我们演示了如何将这些非LTE效应用作气体中系统运动（流入和流出）的探针。我们使用RADMC-3D产生的模式H II区域的综合观测和研究观察ALMA和EVLA这样的非对称线轮廓的必要条件。
2012-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-detection of Broad Hydrogen Radio Recombination Lines in Circinus Galaxy
活动星系核宽线区的线宽是理解中心超大质量黑洞的关键参数。然而，由于尘埃环的遮蔽，II型活动星系核中BLR的光学复合谱线不能被直接探测到。射电复合线（RRL）具有低消光比，是探测II型活动星系核中BLR辐射的理想示踪剂。利用ALMA对位于Circinus星系中心的H35 $α$和H36 $α$进行了RRL观测。探测到H35 $α$和H36 $α$的窄组分，这些组分被认为主要来自核区周围的恒星形成区。然而，仅获得了宽H35 $α$和H36 $α$的上限。由于圆规星系是离我们最近的活动星系核之一，在这个波段上没有探测到宽RRL辐射，这说明在现有的设备条件下探测到局域活动星系核中的宽RRL辐射是不可能的。亚毫米RRL的通量密度比毫米级的通量密度高几十倍，一旦其后端频率覆盖范围升级到比目前的能力好几倍，它就可以成为用ALMA直接探测II型活动星系核中的BLR的工具。
2022-11-13 astro-ph.GA
Carbon and hydrogen radio recombination lines from the cold clouds towards Cassiopeia A
我们使用低频阵列对仙后座A视线方向上的低频33-78 MHz频谱进行系统的高光谱分辨率调查。我们补充说，这与304-386兆赫韦斯特博克综合射电望远镜观测。在这第一篇论文中，我们专注于碳放射性复合线。我们探测到Cn $α$线在-47和-38公里秒$^{-1}$在吸收量子数n=438-584和在发射n=257-278与高信噪比。这些线与英仙座旋臂部分的冷云有关。在n=257-278的发射中检测到Hn条$α$线。此外，我们还探测到了与猎户臂相关的0 km s $^{-1}$处的Cn $α$谱线，并分析了这些跃迁的光学深度和谱线宽度。我们的模型表明，在英仙座臂的碳线组件是最好的拟合与电子温度85 K和电子密度0.04 cm $^{-3}$，可以限制在15\%。电子压力被限制在20%以内。我们认为，这些碳无线电复合线出现在CO-暗的分子云的表面层，其中大部分的碳离子化，但氢已从原子到分子的过渡。氢谱线显然与碳谱线发射云有关，但低频上限表明它们可能不是同一种气体。结合氢和碳的结果，我们得出了宇宙射线电离率的一个确定下限，即2.5 $\times$ 10 $^{-18}$ s $^{-1}$，但实际值可能要大得多。
2016-10-26 astro-ph.GA
ALMA observations of the submillimetre hydrogen recombination line from the type 2 active nucleus of NGC 1068
亚毫米波段的氢复合谱线可以作为电离气体的探针，而不需要尘埃消光。因此，人们期望用这些谱线探测被遮蔽的（第2类）活动星系核（AGN）的宽线区（BLR）。然而，承认大的不确定性在连续水平，在这里，我们报告的宽和窄的H26 $α$发射线（静止频率= 353.62 GHz）对原型2型活动星系核的NGC 1068与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的非检测。我们还调查了BLR云的性质，可以发射submm-RL与模型计算。因此，我们认为，云的电子密度（$N_e$）的$\sim$ 10 $^9$厘米$^{-3}$可以主要有助于广泛的submm-RL的线通量。另一方面，考虑到其他密度云的线光学厚度太大或太小，来自它们的线通量将是微不足道的。然而，即使对于$N_e \sim 10^9$ cm $^{-3}$云的情况下，我们也认为，预期的线通量是非常低的，这是不切实际的，即使用ALMA检测。
2016-03-30 astro-ph.GA
Electron Densities and Nitrogen Abundances in Ionized Gas Derived Using [NII] Fine-structure and Hydrogen Recombination lines
本文提出了一种利用[NII] 205 μ m谱线强度与氢射电复合谱线强度之比来推算电离气体电子密度的方法。我们使用这种方法来获得电子密度的21个速度分量在11条视线通过银河系，包括银河系中心。我们观察到，在高光谱分辨率，[NII] 205 μ m线与赫歇尔/HIFI和SOFIA/GREAT仪器和无线电复合线与绿岸望远镜和美国宇航局深空网络深空站43（DSS-43）望远镜。我们发现，典型的电子密度在6 ~ 170 cm^-3之间，这与在低光谱分辨率下使用[NII] 205 μ m/122 μ m线比用Herschel/PACS在银河平面上的较大样本视线上得到的结果一致。通过匹配由[NII] 205 μ m/RRL强度比和[NII] 122 μ m/205 μ m强度比导出的电子密度，我们导出了大多数速度分量的氮分数丰度。我们研究了内星系（R_gal<6 kpc，这是由于尘埃消光而无法进行光学研究的）N/H比与银心距的关系。我们发现，来自我们的数据的内部星系中的氮丰度的分布有一个斜率，是一致的，发现在外部星系的光学研究。这一结果与星系内部氮丰度分布较平坦的一些建议不一致。
2019-09-23 astro-ph.GA
H-, He-like recombination spectra -- V: On the dependence of the simulated line intensities on the number of electronic levels of the atoms
本文利用Cloudy模拟发现氢、氦复合线强度对原子nℓ分辨能级数目高度敏感，能级不足可导致H I红外线误差超30%、He I光学线误差约10%，并指出需按目标谱线及等离子体温密条件调整最小能级数目。
2025-04-09 astro-ph.GA
Implementation of Tidbinbilla 70-m On-The-Fly mapping and Hydrogen radio recombination line early results
厘米波谱线的实时测绘已在Tidbinbilla 70米无线电天线上实现。我们描述了实现和数据简化过程，并提出了新的H92 $α$无线电重组线映射到猎户座A和人马座A。猎户座~A图与以前观测的比较表明，这些谱线主要来自电子密度为100- 200 cm $^{-3}$的气体。动态映射在生成大的亮线图（如无线电复合线）时非常有效，但对于较小的暗线图，如1.3cm波长处的氨反转线，仍将产生强大的效率增益。
2016-01-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Expanded Very Large Array observations of the H66α and He66α recombination lines toward MWC 349A
我们利用扩展甚大阵极大增强的光谱能力，观测到了22.3 GHz连续辐射和H66α复合线，这些复合线都指向研究得很好的银河系发射线恒星MWC 349 A。连续通量密度为411 $\pm$ 41 mJy，与以前的测定结果一致。H66α谱线的峰值强度约为25 mJy，谱线与连续谱线的平均通量比约为5%，与局部热力学平衡条件下的预期一致。这表明H66α复合线并不像以前所认为的那样具有强脉泽效应，尽管可能存在中等的脉泽贡献。在我们的观测中还检测到He 66 α复合线;两条复合线的相对强度产生电离氦与电离氢的丰度比y+ = 0.12 $\pm$ 0.02。电离的氦似乎与热激发的电离的氢气具有相同的运动学，因此这两种物质很可能很好地混合。根据我们的观测结果，推测MWC 349 A电离气体的电子温度为6，300 $\pm$ 600 K。
2010-09-09 astro-ph.GA
Inverted level populations of hydrogen atoms in ionized gas
上下文电离气体中氢原子的能级粒子数反转可能导致氢复合线的受激发射，而强受激发射又会影响能级粒子数。目的。本文研究了辐射场与氢原子能级布居数反转的相互作用。本文还研究了受激发射对谱线轮廓的影响。方法.改进了我们以前计算氢原子能级布居和氢复合线的nl模型。改进后的模型考虑了线辐射场和连续辐射场对能级粒子数的影响。用这种方法分析了模拟的氢复合线和能级布居的性质。结果模拟结果表明，氢的射电复合谱线通常是从粒子数反转的能级发射的。Hn $α$线的宽度可以显着变窄的强受激发射，甚至小于10公里秒$^{-1}$。氢复合谱线的放大率受谱线光深的影响比受总光深的影响大。讨论了受激发射对电离气体电子温度和密度估计的影响。我们发现，比较多个线连续比是一个可靠的方法来估计电子温度，而有效的估计电子密度是由受激发射的相对重要性。
2022-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low Frequency Carbon Radio Recombination Lines I: Calculations of Departure Coefficients
在本系列的第一篇论文中，我们研究了碳离子重组的能级布居问题。我们的研究重点是高量子数的碳射电谱线的观测，预计将进行的低频阵列（LOFAR）。我们解决的水平人口方程，包括角动量水平更新碰撞率高的主量子数。我们通过求解类氢近似下的能级布居方程，并考虑低温双电子复合效应，导出偏离系数。我们在类氢近似下的结果与前人的工作符合得很好。当比较包括双电子复合的结果时，我们发现了我们归因于原子物理学更新的差异（例如，碰撞率）和在以前的研究中采用的统计平衡方程的近似解方法。由于需要考虑辐射转移效应，因此在随附的文章中讨论了与观测结果的比较。
2016-09-22 astro-ph.GA
An nl-model with a full radiative transfer treatment for level populations of hydrogen atoms in a spherically symmetric H II region
本文提出一个对球对称H II区氢原子能级布居进行完整辐射转移处理的nl模型，评估了以往逃逸概率近似模型的适用范围，并训练机器学习模型实现快速估计。
2025-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Case A or Case B? The effective recombination coefficient in gas clouds of arbitrary optical thickness
本文推导了任意光学厚度气体云中有效复合系数的解析表达式，该表达式随光学厚度增加从 Case A 过渡到 Case B，可应用于数值模拟和半解析计算。
2023-05-09 astro-ph.GA
Diffusive vs. non-diffusive paths to interstellar hydrogen peroxide. A machine learning-based molecular dynamics study
本文利用基于ONIOM(QM/QM)数据训练的神经网络势进行分子动力学模拟，研究冰表面羟基自由基复合成过氧化氢的机制，发现氢键形成与复合反应竞争，并指出OH复合概率不能简单假定为1.0。
2025-03-08 astro-ph.GA physics.chem-ph
Star formation traced by optical and millimeter hydrogen recombination lines and free-free emissions in the dusty merging galaxy NGC 3256 -- MUSE/VLT and ALMA synergy
星系-星系合并和随后引发的星暴活动是与星系形态转变和宇宙历史上恒星形成演变有关的基本过程。核和盘宽的恒星爆发都被认为发生在合并过程中。然而，量化核和盘宽的恒星形成活动是不平凡的，因为在最活跃的合并星暴星系中，核星暴是尘埃。本文提出了一种新的方法来解决这个问题：结合氢复合线在光学，毫米，自由-自由发射。以NGC~3256为例，利用欧洲南方天文台甚大望远镜（MUSE/VLT）的多单元光谱探测器和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）研究了H $β$、H 40 $α$和自由-自由辐射。由MUSE获得的H $β$图像识别出了核区域之外的恒星形成区域，这表明了盘状星爆。相比之下，ALMA获得的H40 $α$图像识别了一个核星爆，其中由于尘埃消光（$A_{\rm V}\sim25$），光学线未被检测到。结合MUSE和ALMA的观测结果，我们得出结论：总的SFR为$49\pm2~M_{\odot}$ ~ $^{-1}$，来自核爆发和盘状星爆的贡献分别为$\sim34~\%$和$\sim66~\%$。这表明在NGC~3256中以盘状恒星形成为主。此外，对盘状恒星形成区域的逐像素分析表明，激波气体示踪剂（例如，CH $_3$ OH）在气体耗尽时间（$τ_{\rm gas}$ = $M_{\rm gas}/SFR$）长的地方增强。这可能意味着合并引起的冲击调节整个盘的恒星形成活动。
2020-04-13 astro-ph.GA
Ly alpha escape during cosmological hydrogen recombination: the 3d-1s and 3s-1s two-photon processes
我们给出了莱曼α光子的辐射转移方程的一个公式，它允许我们包括宇宙学氢复合过程中3s-1 s和3d-1 s衰变通道的双光子修正。我们用这个方程来计算的Lyman α光子在氢复合过程中的Sobolev逃逸概率的修正，然后让我们计算的变化，在自由电子分数和CMB温度和偏振功率谱。结果表明，在z~1400处，与Sobolev近似相比，有效逃逸几率变化了DP/P ~+ 11%.在z~1190处，这使氢的复合速度加快了DN_e/N_e ~- 1.6%，这意味着|DC_l/C_l| l >~ 1500时约为1%-3%，CMB功率谱中最大值和最小值的位置发生了偏移。这些修正对于分析未来的资本市场管理局数据将是重要的。总校正是三个独立过程叠加的结果，涉及（i）问题的时间依赖性方面，（ii）由于莱曼α线附近的发射和吸收轮廓形状与正常洛伦兹线的量子力学偏差引起的校正，以及（iii）热力学校正因子，这是非常重要的。所有这些修正在Sobolev近似中都被忽略了，但它们在未来的CMB观测中很重要。所有这三个可以自然地获得在莱曼α吸收过程的双光子配方。然而，修正（i）和（iii）也可以在正常的“1+1”光子语言中推导出来，而不一定要去双光子图像。因此，只有（ii）是真正相关的量子力学方面的双光子过程（删节）
2009-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of Hydrogen Radio Recombination Lines at z=0.89 towards PKS 1830-211
本文报道了利用MeerKAT吸收谱线巡天（MALS）580- 1670 MHz的观测资料，探测到$z=0.89$星系电离气体的受激氢射电复合谱线（RRL）辐射。RRL辐射起源于一个拦截并强烈透镜射电耀变体PKS 1830-211（$z=2.5$）的星系。这是第二次在本宇宙之外探测到RRL，也是第一次明确与氢有关。我们检测到有效的H144 $α$（和H163 $α$）的跃迁在观察到的频率为1156（798）MHz的堆叠17（27）RRL与21 $σ$（14 $σ$）的显着性。RRL辐射包含两个主要的速度分量，并且与HI 21 cm和OH 18 cm吸收的速度一致。我们使用RRL谱线能量分布和贝叶斯分析来约束电离气体的密度（$n_e$）和体积平均路径长度（$\ell$）。我们确定$\log( n_e ) = 2.0_{-0.7}^{+1.0}$ cm $^{-3}$和$\log( \ell ) = -0.7_{-1.1}^{+1.1}$ pc朝向东北（NE）透镜图像，可能跟踪在薄磁盘中的电离ISM的扩散热阶段。朝向西南（SW）透镜图像，我们确定$\log( n_e ) = 3.2_{-1.0}^{+0.4}$ cm $^{-3}$和$\log( \ell ) = -2.7_{-0.2}^{+1.8}$ pc，示踪气体更容易让人联想到H II区域。我们估计的恒星形成（面密度）率为$Σ_{…
2023-01-08 astro-ph.GA
Determining electron temperature and density in a H II region by using the relative strengths of hydrogen radio recombination lines
本文介绍了一种用单碟观测估算H Ⅱ区电子温度和密度的新方法。该方法在低光学厚度的假设下，计算了不同带的多条氢射电复合线。我们使用进化的H II区域的流体动力学模型来模拟各种H II区域的氢复合线发射，并评估该方法的可靠性。模拟结果表明，当观测线通量的不确定度小于1%时，温度估计误差一般小于13%，密度估计误差一般小于25%。当谱线通量的不确定度小于3%时，可以得到合理的电子密度估计值。此外，如果在H II区域中存在气体密度梯度，则估计值更能代表相对高密度区域中的性质。我们的方法可以独立于无线电连续观测。但是如果在毫米波长处加入线与连续谱的比值，估计的精度将得到提高。我们的方法提供了一种方法来测量电离区的温度和密度没有干涉仪。
2019-11-13 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The dynamics of debris streams from tidal disruption events: exact solutions, critical stream density, and hydrogen recombination
研究了TDE中恒星碎屑流的流体力学精确解，发现存在临界流密度决定流的稳定性，并指出氢复合虽增加气体熵但无法完全消除自引力影响，且复合瞬变远暗于以往估计。
2023-05-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hydrogen recombination near-infrared line mapping of Centaurus A with IRSF/SIRIUS
半人马座A（Centaurus A）是最著名的拥有活动星系核（AGN）的星系之一。最近的研究报告探测到了来自星系晕云的Hα发射，这些云位于岑A核的东北和西南方向，这表明活动星系核喷流可能触发了那里的恒星形成。我们用IRSF 1.4-m望远镜对Cen A进行了近红外谱线成像，并对Paβ进行了窄带滤波，发现在东北和西南区域都没有明显的Paβ辐射。东北区Paβ/Hα比值的上限与典型HII区的预期值一致，符合AGN在那里引发恒星形成的假设。另一方面，西南地区Paβ/Hα的上限值明显低于典型HII地区的预期值。西南区Paβ/Hα比值低的一个可能解释是来自Cen A中心的Hα和Paβ光子被晕云中的尘埃颗粒散射。从西南区Paβ/Hα的上限，我们得到了对尘埃粒度分布的限制，发现它与我们银河系星际介质中看到的一致。
2020-09-16 astro-ph.GA
Effect of surface H$_2$ on molecular hydrogen formation on interstellar grains
我们研究了在扩散和半透明云中，氢分子在颗粒表面的存在如何影响H $_2$的形成效率。氢分子能够降低模型中H原子在晶粒表面的脱附能。详细的微观蒙特卡罗方法被用来进行模型模拟。我们发现H $_2$的存在对H $_2$形成效率的影响强烈地依赖于H $_2$在晶粒表面的扩散势垒。不考虑表面H $_2$的扩散云模型预测，在10 K和14 K的晶粒温度（T）范围内，H原子复合效率高于0.5。在考虑表面H $_2$的扩散云模式中，所采用的H $_2$扩散势垒是80 $\%$ H $_2$解吸能，使得H $_2$可以被捕获在更强的结合位点。根据模型参数，这些扩散云模型预测，在10 K $\leq$ T $\leq$ 14 K时，复合效率在0和0.5之间。结果表明，如果采用较低的H $_2$在晶粒表面的平均扩散势垒（194 K），使H $_2$能在晶粒表面快速扩散，则H $_2$的形成效率不受表面H $_2$的影响.然而，复合效率可以下降到低于0.002，在T $\geq$ 10 K，如果更高的平均H $_2$扩散势垒使用（255 K）在半透明云模型。
2022-03-08 astro-ph.GA
Sensitive Observations of Radio Recombination Lines in Orion and W51: The Data and Detection of Systematic Recombination Line Blueshifts Proportional to Impact Broadening
敏感的光谱观测近6.0和17.6 GHz的两个频段的猎户座和W51。使用频率切换，我们能够实现超过10，000的动态范围，而无需拟合正弦或多项式基线。这使我们能够检测到弱如T $_{A} ~1mK in these strong continuum sources. Hydrogen recombination lines with $ Δn$的谱线，在猎户座中检测到的谱线高达25。在猎户座的数据中，线更强，我们还检测到线中心频率与线宽成比例的系统性偏移，这不能用正常的光学深度效应来解释。
2011-02-24 astro-ph.GA
ALMA detection of Masers and Dasars in the Hydrogen Recombination Lines of the Planetary Nebula Mz3
ALMA在双极星云Mz3中探测到氢复合线，发现H30$α$线存在脉泽放大，其他线存在dasar效应，据此限定了吸收区与电离气体密度并获得了位置-速度分布。
2024-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anomalous Hydrogen Recombination-Line Ratios in Ultraluminous Infrared Galaxies
利用AKARI对52个邻近（$z<0.3$）超亮红外星系（ULIRGs）的H I Br $α$（4.05 $μ$ m）和Br $β$（2.63 $μ$ m）谱线进行了系统观测。在检测到谱线的33个ULIRGs中，有3个星系显示出异常的Br $β$ /Br $α$谱线比（$\sim1.0$），明显高于B例（0.565）。我们的观测结果还表明，ULIRG有一个倾向，表现出更高的Br $β$ /Br $α$线比比在银河系H II区。高Br $β$ /Br $α$谱线比不能用尘埃消光和情况B的组合来解释，因为尘埃消光降低了该比。我们探讨可能的原因高溴$β$ /溴$α$线的比率，并表明所观察到的比率可以解释由一个光学厚的溴$α$线和一个光学薄的溴$β$线的组合。我们用Cloudy程序模拟了超晶格中的H Ⅱ区，结果表明，高的Br-$β$ /Br-$α$线比可以用高密度条件解释，其中Br-$α$线变得光学厚.为了获得足够大的柱密度以使Br $α$线在单个H II区域内光学厚，气体密度必须与$n\sim10^8$ $\mathrm{cm}^{-3}$一样高。因此，我们提出了一个合奏H II区域，在每个Br $α$线是光学厚，解释高Br $β$ /Br $α$线比。
2021-09-14 astro-ph.GA
Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS): Hydrogen Recombination Laser Lines in Mz 3
双极星云Menzel 3（Mz 3）是作为\textit{Herschel}行星状星云调查（\textit{HerPlaNS}）的一部分进行观测的，该调查使用\textit{Herschel Space Observatory}上的PACS和SPIRE仪器来研究行星状星云（Pne）的样本。在本文中，一系列描述的\textit{HerPlaNS}的结果，我们报告的H I重组线（HRL）的Mz 3的光谱检测。光谱检查显示在PACS和SPIRE仪器覆盖的55至680 $μ$ m范围内存在12个HRL（H11 $α$至H21 $α$和H14 $β$）。在这个范围内的HRLs的存在是不寻常的PNe，并没有在Mz 3之前的报告。我们的分析表明，我们所观察到的HRL是由Mz 3核内发生的激光效应增强的。我们对此的论点是：（i）可用的Mz 3光学与亚毫米HRL $α$谱线强度比不能很好地由光学薄电离气体的自发发射重现，这对于PNe星云气体是典型的;（iii）Mz 3的谱线强度比与著名恒星MWC 349 A的核心发射非常相似，后者的激光效应是Herschel波长范围内HRL增强的原因;（iv）MWC 349 A核心与Mz 3核心的物理特性非常相似，因而导致激光效应。
2018-05-16 astro-ph.GA
H, He-like recombination spectra I: $l$-changing collisions for hydrogen
星云中的氢和氦发射线是由辐射复合形成的。这是一个简单的过程，原则上可以非常精确地描述。He I和H I发射线的比率可用于测量He $^+$ /H $^+$丰度比，其精度与复合速率系数相同。本文研究了关于描述$n$壳层中能量简并态间偶极$l$变化碰撞（$nl\rightarrow nl'=l\pm 1$）的正确理论的争论。半个世纪以来，Pengelly和Seaton（1964）的工作一直被认为是“解决”这个问题的权威性研究。Vrinceanu et al.（2012）建议使用半经典近似的速率系数，其比Pengelly & Seaton（1964）的速率系数小近一个数量级，结果是$nl$种群需要显著更高的密度才能达到局部热力学平衡。在这里，我们比较预测的H~I发射率从两个作品，并发现广泛的差异，高达$\approx 10$ %。这远远超过了从观测中获得原始He/H丰度比所需的1%精度，从而限制了大爆炸宇宙学。我们推荐使用Pengelly & Seaton（1964）的速率系数来描述$l$变化碰撞的H复合谱，这是基于长程偶极相互作用的量子力学表示。
2016-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Excitation of emission lines by fluorescence and recombination in IC 418
我们预测的CII，NI，NII，OI和OII线的强度，并将它们与IC 418的深光谱调查进行比较，以测试星光的连续荧光对星云发射线的激发效果。我们的计算使用星云模型和其中心恒星的合成光谱，考虑到连续荧光和重组线的激发。由于星云的低激发条件，NII光谱主要由荧光产生，但许多CII和OII线的荧光激发多于复合。在中性包线中，NI允许谱线由荧光激发，而OI谱线几乎全部由复合激发。电子激发产生OI的禁戒线，而连续荧光激发大部分NI的禁戒线强度。因此，低于莱曼极限的荧光激发的谱线提出了一种新的诊断方法来探索星云的光解区域。
2011-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the properties of warm ionized gas from low-frequency hydrogen radio recombination lines
Green Bank Observatory（格林班克天文台）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Westminster College（威斯敏斯特学院）；Florida Space Institute, University of Central Florida（中佛罗里达大学佛罗里达航天研究所）；Arecibo Observatory（阿雷西博天文台）；Center for Advanced Research in Science and Engineering, University of Puerto Rico（波多黎各大学先进科学与工程研究中心）；West Virginia University（西弗吉尼亚大学）
该研究利用绿岸望远镜对银道面特定位置进行低频氢射电复合线观测，结合已有数据，用正向建模方法确定气体性质，得出电子密度范围，发现确定气体温度和发射量需信息先验或高信噪比观测。
2026-07-10 astro-ph.GA astro-ph.IM
ALMA and VLA observations of recombination lines and continuum toward the Becklin-Neugebauer object in Orion
与厘米波长的对应物相比，毫米复合线（RL）本质上更亮，并且没有压力展宽。我们报告的RL（H30 α在231.9 GHz，H53 α在42.9 GHz）和毫米和厘米的连续朝向贝克林-纽介堡（BN）对象在猎户座，从阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）科学验证档案和甚大阵列（VLA）获得的观测。RL发射似乎是由BN周围电离包层的缓慢移动的致密（Ne= 8.4 × 10^6 cm^-3）基底产生的。这种电离气体具有相对较低的电子温度（Te<4900 K）和较小的体积运动（<<10 km s^-1）。将我们的连续谱测量与之前的（非）检测进行比较，BN可能具有毫米级的大通量变化。然而，需要统一设置的专门观察来证实这一点。从H30 α线上看，BN的中心视距LSR速度为26.3 km s^-1。
2012-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-scale Map of Millimeter-wavelength Hydrogen Radio Recombination Lines around a Young Massive Star Cluster
我们报告了第一张大尺度（长度为10 pc）毫米波氢复合线（mm RRL）发射到W 43-Main年轻大质量星团（YMC）周围的巨大H II区域的地图。我们的毫米RRL数据来自IRAM 30米望远镜，并与来自Karl G. Jansky甚大阵列和HCO $^{+}$ 1-0线发射数据来自IRAM 30 m。毫米-RRLs揭示了一个膨胀的风吹电离气体壳层，其电子密度约为70-1500 cm $^{-3}$，由WR/OB团簇驱动，其产生的总Ly $α$光子通量为1.5 x 10 $^{50}$ s $^{-1}$。这个壳层与W 43-Main稠密云中的稠密中性分子气体相互作用。结合高光谱和角分辨率的mm-RRL和cm-RRL立方体，我们推导出电离气体发射的动力学和压力展宽的二维相对分布，并发现RRL线形主要由压力展宽（4-55 km s $^{-1}$）附近的YMC和动力学展宽（8-36 km s $^{-1}$）附近的壳的边缘。电离气体块托管超紧凑的H II区域发现在边缘的壳表明，大规模的电离气体运动触发了新的恒星生成的形成附近的外围的壳。
2020-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
New detections of (sub)millimeter hydrogen radio recombination lines towards high-mass star-forming clumps
先前的射电复合线（RRL）观测在APEX望远镜大面积星系巡天（ATLASGAL）中发现的尘埃团，导致检测到大量3毫米范围内的RRL。在这里，我们的目标是研究他们的激发与较短波长（亚）毫米波无线电复合线（submm-RRL）的观测。我们使用APEX 12米望远镜对与ATLASGAL大质量尘埃团有关的104个HII区域进行了低主量子数（$n$ $\leq$ 30）的亚毫米RRL观测。观察结果涵盖了H25 $α$、H28 $α$和H35 $β$跃迁。对于较小的子样品，观察H26 $α$、H27 $α$、H29 $α$和H30 $α$谱线，以避免被相邻频率的分子谱线污染。我们已经检测到submm-RRL（信噪比$\geq$ 3 $σ$）从紧凑的HII区域内嵌入93块。submm-RRL比mm-RRL大约亮两倍，并且与局部热力学平衡（LTE）中的光学薄发射一致。所测量的H35 $β$ /H28 $α$通量的平均比率（0.31）接近LTE值0.28。没有发现RRL脉泽发射的迹象，对submm-RRL探测源的莱曼光子通量、辐射热和submm-RRL光度呈现显著的相关性。尘埃温度和辐射光度与团块质量之比$L_{\rm bol}/M_{\rm clump}$的变化趋势表明，HII区与最大质量和最亮的团块有关。通过估计电离光子的产生率，$Q$，从submm-RRL通量，我们发现，$Q$（H28 $α$…
2018-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Excitation of emission lines by fluorescence and recombination in IC418
我们比较计算的强度线的CII，NI，NII，OI和OII与已发表的深光谱调查的行星状星云IC 418。我们的计算使用自洽星云模型和中央恒星大气的合成光谱，考虑到线激发连续荧光和电子复合。我们发现，由于星云的低激发条件，s，p和大多数d态的NII光谱被荧光激发。许多CII和OII线具有显著量的荧光激发。双光子激发了f和g态的所有谱线以及大多数OII谱线。在中性电离边界的NI四重态和OI三重态偶极允许线被激发的荧光，而五重态OI线被激发的复合。电子激发产生OI的禁戒线，连续荧光增强NI的禁戒线强度。因此，低于莱曼极限的荧光激发的谱线提出了一种新的诊断方法来探索星云光解区域的内边界。
2012-08-04 astro-ph.GA physics.atom-ph
The HI/OH/Recombination line survey of the inner Milky Way (THOR)
背景：过去十年见证了大量的银河平面巡天，其角分辨率低于20”。然而，在21厘米左右的长射电波长和连续辐射中，没有可比的高分辨率测量存在。研究方法：利用C阵甚大阵（VLA）和一个大型程序，我们在银河系第一象限的大部分区域观测到了HI 21 cm线、4条OH线、19条H α射电复合线以及1 ~ 2GHz全极化连续辐射。结果如下：覆盖从14.5度到67.4度的银河系赤道和+-1.25度之间的纬度，我们以~20”的分辨率对所有这些线和连续体进行成像。这些数据使我们能够研究星际介质（ISM）的各个组成部分：从原子相，跟踪HI线，分子相，观察OH跃迁，电离介质，显示厘米连续谱和H α无线电复合线。此外，极化连续发射使得能够进行磁场研究。在这篇概述性的论文中，我们讨论了调查大纲，并介绍了第一次发布的数据以及来自不同数据集的早期结果。我们现在公布调查的上半部分;下半部分将在正在进行的数据处理完成后随后公布。拟合格式的数据（连续图像和线数据立方体）可以通过项目网页http://www.mpia.de/thor访问。结论：银河系HI/OH/电离线巡天（THOR）为研究ISM的不同部分打开了一个新的窗口。它能够详细研究分子云的形成，原子到分子气体的转换，以及来自HII区域的反馈，以及银河系中的磁场。它与我们银河系的其他调查具有高度互补性，比较不同的数据集使我们能够解决许多悬而未决的问题。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
