Makemake + Sedna: A Continuum Radiation Transport and Photoionization Framework for Astrophysical Newtonian Fluid Dynamics
天体物理学的流体流动研究往往包括一个广泛的物理过程，以考虑系统的复杂性。除了重力，通过连续辐射传输和/或光电离的热力学过程的适当治疗正在成为国家的art. We提出了我们的连续辐射传输模块，MAKEMAKE，和一个新开发的模块光电离，SEDNA，耦合到磁流体动力学代码PLUTO的重大更新。这些扩展目前还没有公开;可以根据具体情况授予访问权限。我们解释的理论背景的方程求解，阐述了数值布局，并提出了一个全面的测试套件辐射电离流体力学。基于网格的辐射和电离模块支持笛卡尔、圆柱和球面坐标中的静态一维、二维和三维网格。每个模块将辐射场分为两个分量，一个直接源自点源-使用射线跟踪方案求解-和漫射分量-使用三维通量限制扩散（FLD）求解器求解。用于连续辐射输运的FLD求解器利用平衡单温度方法或线性化双温度方法。用于光电离模块的FLD求解器能够考虑从自由电子直接复合到氢的基态的辐射场的时间演化，作为现场近似的替代方案。简要概述了已完成和正在进行的科学研究，明确说明了数字框架的多用途性质。
2020-09-25 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
New effective recombination coefficients for nebular N II lines
在这里，我们报告新的${\it ab initio}$计算的有效复合系数的\ion{N}{ii}复合光谱。我们已经考虑到密度依赖性的系数所产生的重组离子的基态的精细结构水平的相对人口，一个阐述，还没有尝试过这种离子之前，它开辟了通过重组线分析的电子密度测定的可能性。采用密耦合R矩阵方法，在中间耦合方案下计算了\ion{N}{ii}与$n \leq 11$和$l \leq 4$的光电离截面、束缚态能量和振子强度.计算光电离数据，准确地映射出近阈值共振，并用于推导复合系数，包括辐射和双电子复合。还包括通过位于$^2$ P $^{\rm o}$ \、$_{1/2}$和$^2$ P $^{\rm o}$\、$_{3/2}$能级之间的高$n$共振的双电子复合效应。新的计算方法适用于前所未有的低温度（约100 K）。新计算的有效复合系数使我们能够构建等离子体诊断的基础上测得的强度的\ion{N}{ii}光学复合线（ORL）。导出的有效复合系数与解析公式拟合作为电子温度的函数为不同的电子密度。说明了\ion{N}{ii}最强跃迁的发射率与电子密度和温度的关系。讨论了当前数据在光电离气态星云电子密度和温度诊断中的潜在应用。我们还提出了一种同时测定电子温度和密度的方法。
2011-03-29 astro-ph.SR
First evidence of enhanced recombination in astrophysical environments and the implications for plasma diagnostics
我们报告的第一个明确的观测证据的里德伯增强复合（RER），一个潜在的重要的重组机制，迄今尚未探索在低温光电离等离子体。RER与双电子复合有相似之处，不同之处在于电子在低于复合离子的电离阈值（而不是高于阈值）时被捕获到高度激发态。我们预测通过RER过程形成的碳和氧离子的转换，以及它们与碰撞辐射光谱模型的相对强度。光学C II粗面内质网的功能被发现在已公布的高分辨率光谱的八个行星状星云，和C III过渡已被发现在紫外光谱中的共生恒星系统。这些线的相对强度与它们通过这种重组机制的产生一致。由于RER以前没有被占在光电离等离子体，它的列入模型可以显着影响预测的电离平衡，因此丰度计算的重要天体物理物种。对C+的计算表明，在8100 K时，总复合率的增加可达2.2倍，在T = 3500 K时增加到7.5倍。这些结果表明，包括RER模型的光电离天体物理等离子体和元素丰度测定的重要性。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Highly Excited Core Resonances in Photoionization of Fe XVII : Implications for Plasma Opacities
用相对论Breit-Pauli R矩阵（BPRM）方法对（hnu + Fe XVII --> Fe XVIII + e）的高精度光电离截面进行了全面的研究.由于其在高温等离子体中的重要性，计算涵盖了很大的能量范围，特别是无数的核心光激发（PEC）共振，包括迄今为止没有考虑的n = 3的水平。计算采用了近耦合波函数扩展的60个级别的核心离子Fe XVIII的范围内的n = 2和n = 3的水平之间的近900 eV的宽的能量范围。偶极跃迁阵列2p^5 -> 2p^4（3s，3d）产生的强耦合效应在整个范围内表现为大的PEC共振，并使有效光电离截面比背景高出几个数量级。与以前的不透明度项目（OP）和其他以前的计算结果的比较表明，目前可用的截面大大低估了束缚-自由截面。一个水平识别计划用于光谱指定的454绑定精细结构水平的Fe XVII。计算了所有能级的能级特异性光电离截面。此外，还得到了芯离子Fe XVII处于基态时的部分截面。这些结果应该是相关的天体物理和实验室等离子体源的建模需要（一）光电离率，（二）广泛的非本地的电子平衡模型，（三）总统一的电子-离子复合率，包括辐射和双电子复合，和（四）等离子体不透明度。我们特别研究PEC和非PEC共振强度，并强调其扩大的作用，将内壳层激发改善不透明度，如计算单色不透明度的Fe XVII。
2011-04-14 astro-ph.SR physics.atom-ph
Converged Close-Coupling R-Matrix calculations of Photoionization of Fe XVII in Astrophysical Plasmas: from Convergence to Completeness
广泛的共振结构在R矩阵（RM）计算中是明显的。然而，在高温等离子体中存在大量的高激发态电子组态，它们可能对背景非共振束缚-自由不透明度有贡献。由于RM计算非常复杂，并且对背景贡献不是必需的，因此利用相对论扭曲波（RDW）方法补充（“top-up”）使用密耦合Breit-Pauli R-矩阵（CC-BPRM）方法获得的Fe XVII的光电离截面。对于不存在共振的背景截面，RDW和BPRM之间有很好的一致性，并且各个精细结构水平可以在光谱上正确匹配，尽管共振在RDW中被忽略。为了确保完整性，考虑每个水平的电离阈值以上高达500 Ry的高能量范围。有趣的是，类氢Kramer近似也显示出与RDW相同的能量行为。分别地，BPRM构型由454个束缚能级组成，其共振对应于构型$1s^22s^22p^4nln'l'$（n $\leq$ 3，n ′ $\leq$ 10）;包括RDW构型，总共有51，558个能级。在Z温度为2.11 $\times 10^6$ K时，除了BPRM计算的Rosseland平均不透明度值比不透明度项目值提高35%之外，补充贡献导致$\sim$增加20%（Pradhan和Nahar 2017）。
2018-01-07 astro-ph.SR physics.atm-clus physics.atom-ph
Atomic Modeling of Photoionization Fronts in Nitrogen Gas
光电离锋在许多天体物理环境中起着主导作用，但在实验室实验中仍然很难实现。最近的论文表明，实验中使用的氮介质保持在10个大气压的压力下，由辐射温度为T $_{\rm R}\sim$ 100 eV的源照射，可以产生可行的光电离前沿。我们提出了一套一维数值模拟使用\helios \多材料辐射流体力学代码，模拟这些条件和光电离前沿的形成。我们研究了原子动力学和辐射转移模型对氮气流体力学和电离态的影响，发现更复杂的物理，特别是多角度长特征辐射转移模型和碰撞辐射原子模型，显著地改变了气体的原子动力学演化。通过计算光电离率、电子碰撞电离率和总复合率之间的比率来确定光电离前沿。我们发现，由于使用更先进的物理发现，光电离前沿很可能在我们的名义模型中形成的电子温度增加。我们报告几个参数的研究结果。在其中一个中，氮气压力固定在10个大气压并改变源辐射温度，而另一个将温度固定在100 eV并改变氮气压力。较低的氮气压力增加了产生光电离前沿的可能性，而改变峰值源温度几乎没有影响。
2019-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Abundances of Light Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae III. The Impact of New Atomic Data on Nebular Selenium and Krypton Abundance Determinations
在几个行星状星云（PNe）中探测到中子（n）俘获元素，为研究低质量恒星的s-过程核合成提供了一种新的手段。然而，由于缺乏原子数据，阻碍了对天体物理星云中反式铁元素丰度的准确测定。最近，光电离和重组数据确定的硒和氪，两个最广泛检测到的n-捕获元素在星云光谱。我们已经将这些新数据合并到光电离代码Cloudy中。为了测试原子数据，计算了15个PNe的数值模型，这些PNe表现出来自多个Kr离子的发射线。我们发现系统的预测和观察到的发射线之间的差异，最有可能造成不准确的光电离和复合数据。通过调整Kr $^+$ -Kr $^{3+}$光电离截面在其引用的不确定性和双电子复合速率系数稍大的数额，这些差异被删除。从网格的模型跨越的物理条件中遇到的PNe，我们推导出新的，广泛适用的电离校正因子（ICF）计算Se和Kr元素丰度的公式。ICF被应用到我们以前的调查近红外[Kr III]和[Se IV]发射线在120 PNe。修正后的Se和Kr丰度比以前的估计值低0.1-0.3倍，平均值为[Se/（O，Ar）]=0.12 $\pm$ 0.27和[Kr/（O，Ar）]=0.82 $\pm$ 0.29，但以前发现的它们的丰度与其他星云和恒星性质之间的相关性不受影响。我们还发现了一种趋势，高速PNe，可以与银河系厚盘表现出更大的S-过程富集比低速PNe属于薄盘人口。
2015-05-05 astro-ph.SR physics.atom-ph
H, He-like recombination spectra VI: Quadrupole $l$-changing collisions
本文提出描述四极 $l$-改变碰撞的解析公式，经与量子计算对比验证，并证明其对天体等离子体能级布居影响通常小于1%。
2025-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Polarization of K-shell dielectronic recombination satellite lines of Fe XIX-XXV and its application for diagnostics of anisotropies of hot plasmas
我们提出了一个系统的测量的X射线发射不对称性的K壳层的双电子，三电子，和四电子重组的自由电子到高电荷的离子。在电子束离子阱中产生类He到类O电荷态的铁离子，并在复合共振上扫描电子-离子碰撞能量。两个相同的X射线探测器安装在相对于电子束传播的正面和侧面，记录在共振填充状态的衰变中发射的X射线。从观测到的发射不对称性推断的X射线的线性偏振度基准扭曲波预测的灵活原子代码（FAC）的几个双电子复合卫星线。本方法也证明了它的适用性诊断的能量和方向的热各向异性等离子体内的电子束。实验和理论数据都可以用于热天体物理和聚变等离子体的建模。
2018-01-05 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Comprehensive rate coefficients for electron collision induced transitions in hydrogen
能量变化的电子-氢原子碰撞对于调节天体物理和实验室等离子体中的能量平衡至关重要，并且与恒星大气的形成、H-II云中的复合、原始复合、三体复合以及超冷和聚变等离子体中的加热有关。利用量子力学散射态-态方法，利用经典轨道技术，对氢原子低能级（主量子数n < 7）和大主量子数能级的跃迁进行了计算模拟。提出了一种解析表达式，它内插当前的量子力学和经典的轨道结果的电子-氢散射在整个范围内的能级，几乎所有的温度范围内的兴趣在天体物理环境。玻恩散射截面的渐近表达式是用以前用经典轨迹蒙特卡罗模拟得到的里德伯区电子-氢散射的修正表达式内插的。推导出的公式进行比较，现有的数值数据涉及低主量子数的转变，并讨论了温度的偏差的依赖关系。
2013-10-18 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.plasm-ph
Plasma broadening of autoionizing resonances
一个通用的配方开发，以证明原子自电离（AI）共振加宽和移动显着由于等离子体效应跨越束缚自由连续。提出的理论和计算方法占加宽机制：电子碰撞，离子微场（斯塔克），热多普勒，核心激发，和自由-自由过渡。{ \it非本征}等离子体加宽重新分布并移动Al共振强度，同时广泛地保持共振轮廓的自然{ \it本征}不对称性。随着电子密度的增加，共振结构分解成连续体，积分振子强度守恒。作为例子，用R-矩阵方法计算了类铁离子Fe~XVII在PDMATHABMN_（cc）临界范围内沿等温线$T = 1-2 \times 10^6$ K的光电离截面的等离子体衰减，以及它对Rosseland平均不透明度的影响.能量-温度-密度依赖截面将引出并引入光电离、\eion激发和复合中的共振过程的物理特征。该方法应普遍适用于高能量密度（HED）源，如聚变等离子体和恒星内部的原子物种。
2023-01-18 astro-ph.SR physics.atom-ph physics.plasm-ph
The impact of strong recombination on temperature determination in planetary nebulae
从光学复合线和碰撞激发线确定的化学丰度的长期差异提出了我们对原子物理学的理解的问题，以及在确定天体物理星云的物理条件和化学丰度时所做的假设。在这里，我们研究的重组的贡献[O III] 4363和线比[O III] 4363/4959的有效性作为一个温度诊断行星状星云与高丰度的差异。我们推导出了[O III] 4363的复合系数的拟合，该拟合考虑了辐射复合和双电子复合，电子温度为200至30，000 K。通过从观测到的总通量中减去碰撞贡献，我们估计了[O III] 4363对行星状星云Abell 46和NGC 6778的复合贡献。我们发现[O III] 4363中估计的复合贡献的空间分布遵循O II 4649复合线的空间分布，两者都在星云的中心区域达到峰值，特别是在Abell 46的情况下，它具有更高的丰度差异。估计的重组贡献达到70%和40%的总[O III] 4363观测到的流量，Abell 46和NGC 6778，分别。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrogen Recombination with Multilevel atoms
氢复合是许多天体中最重要的原子过程之一，如II型超新星（SN~II）大气、宇宙复合时期的高红移宇宙和星际介质中的H II区。如果考虑许多角动量子态、非共振过程，并从辐射转移方程的解计算所有原子过程的速率，而不是在热平衡假设下使用普朗克函数，电离分数的精确预测可能与简单解给出的结果大不相同。我们使用通用模型大气代码PHOENIX 1D来比较基本概率，如光电离概率，逃逸概率和碰撞去激发概率如何受到环境中其他金属，多个角动量子状态和非共振过程的影响。我们的比较是基于SN 1999 em的模型，SNe II型，爆炸后20天。
2010-05-04 astro-ph.CO astro-ph.SR
Photoionization modeling of the dusty nova V1280 Scorpii
我们执行的尘埃新星V1280天蝎座（V1280 Sco）的光电离模拟的目的是研究的物理和化学参数的变化。我们模型前和后灰尘阶段，光学和近红外（NIR），光谱使用光电离代码\textsc{cloudy}，第17.02版，考虑到两个组件（低密度和高密度区域）模型。根据最佳拟合模型，我们发现在前尘埃阶段中心电离源的温度和光度分别在1.32 - 1.50 $\times 10^4$ K和2.95 - 3.16 $\times 10^{36}$ erg $^{-1}$之间，分别增加到1.58 - 1.62 $\times 10^4$ K和3.23 - 3.31 $\times 10^{36}$ erg $^{-1}$，在尘埃后的阶段。结果发现，一个非常高的氢密度（$\sim 10^{13} - 10^{14}$ cm $^{-3}$）是需要适当的光谱产生。尘埃冷凝条件下实现高喷出物密度（$\sim 3.16 \times 10^{8}$ cm $^{-3}$）和低温（$\sim$ 2000 K）的喷出物的外部区域。结果表明，在后尘埃阶段的喷出物中存在着由0.005 - 0.25 $μ$ m的无定形碳尘埃颗粒和0.03 - 3.0 $μ$ m的天体物理硅酸盐尘埃颗粒组成的混合物。我们的模型产生了非常高的元素丰度值为C/H = 13.5 - 20，N/H = 250，O/H = 27 - 35，…
2021-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comprehensive Laboratory Benchmark of K-shell Dielectronic Satellites of Fe XXV-XXI Ions
本研究通过电子束离子阱实验，以约7eV分辨率分辨Fe XXV-XXI离子的KLn伴线（至n'=11），测定了激发截面（不确定度<15%），验证了FAC畸变波计算的准确性，为天体及聚变等离子体建模提供了实验基准。
2025-05-20 astro-ph.HE astro-ph.IM 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
First astrophysical detection of the helium hydride ion (HeH$^+$)
在化学的黎明时期，当年轻宇宙的温度降到$\sim$ 4000 K以下时，大爆炸核合成过程中产生的轻元素离子按照电离势的相反顺序重新组合。由于其较高的电离势，He $^{++}$（54.5 eV）和He $^+$（24.6 eV）首先与自由电子结合形成第一个中性原子，然后再与氢（13.6 eV）复合。当时，在这种无金属和低密度的环境中，中性氦原子通过与质子的辐射缔合形成了氦氢化物离子HeH $^+$中的宇宙第一个分子键（He + H $^+$ $\rightarrow$ HeH $^+$ + h $ν$）。随着重组的进行，HeH $^+$（HeH $^+$ + H $\rightarrow$ He + H $_2^+$）的破坏创造了形成分子氢的第一条途径，标志着分子时代的开始。尽管HeH $^+$分子对早期宇宙的演化具有毋庸置疑的重要性，但迄今为止，它在星际空间中没有被明确探测到。早在1925年，在实验室里就发现了这种离子，但直到70年代末，人们才开始讨论HeH $^+$存在于局部天体物理等离子体中的可能性。特别是，行星状星云的条件被证明适合于产生潜在可检测的HeH $^+$柱密度：来自中央热白矮星的硬辐射场产生重叠的斯特伦格伦球，HeH $^+$预计将在那里形成，主要通过He $^+$和H的辐射缔合。使用SOFIA上的GREAT光谱仪，现在可以获得$λ$ 149.1 $μ$ m处的…
2019-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Electron-ion Recombination of Fe XII forming Fe XI: Laboratory Measurements and Theoretical Calculations
我们已经测量了电子离子复合Fe XII形成Fe XI使用合并的光束配置在重离子储存环TSR位于德国海德堡的马克斯普朗克核物理研究所。测量了碰撞能量从0到1500 eV的并束复合速率系数（MBRRC）。这项工作使用了一种新的方法来确定绝对MBRRC的基础上的离子束衰减率的比较，没有电子束上。对于低于75 eV的能量，频谱占主导地位的双电子复合（DR）共振与3s-3 p和3 p-3d核心激发。在较高的能量，我们观察到的贡献，从3-N'和2-N'核心激发DR。我们比较我们的实验结果，以国家的最先进的多配置Breit-Pauli（MCBP）计算，并发现显着的差异，无论是在共振能量和强度。我们从测量的MBRRC数据中提取了DR贡献，并将其转换为温度在10^3至10^7 K范围内的等离子体复合速率系数（PRRC）。我们表明，以前建议的DR数据Fe XII显着低估了PRRC在温度相关的光电离等离子体（PPs）和碰撞电离等离子体（CPs）。这将与我们的MCBP PRRC结果形成对比，该结果在PP温度下与实验的一致性在30%以内，在CP温度下甚至更好。尽管我们的MCBP和实验MBRRC结果之间的详细比较所示的分歧，我们发现这一协议。最后，我们提出了一个简单的参数化形式的实验得出的PRRC，便于使用的天体物理建模代码。
2012-04-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
