Warm neutral medium

仍然以吸收线为主，最重要的是 Lyman alpha forest

Lyman Alpha Absorption #

多个红移处的 Lyman alpha 波长是相同的，但是连续辐射在持续红移，造成多段吸收

大部分质量位于 IGM 中，可以认为 IGM 密度和宇宙平均密度类似

Gunn Perterson Effect: 对于低红移的 quasar 观测发现吸收线并不彻底和完全，而理论计算 $\tau$ 量级在 1e4 量级，说明 IGM 大部分是电离的，能够造成吸收的中性原子的比例可能只有 1e-4

宇宙中大部分原子处于电离状态，称为 reionization

更高红移的 quasar 的 Lyman alpha 吸收非常完全，说明宇宙早期星际介质并不是完全电离的，有大量中性原子存在

Lyman alpha 的局限性在于

• 位于紫外波段
  • 地基望远镜不可用
  • 需要较强的 UV background 才能观测吸收线；或者周围有很强的辐射来使 IGM 电离产生 Lyman alpha emission
• 激发温度高，原子基本处于基态，吸收能力很强
• 光深很高，经历了大量消光才被观测到

HI 21cm #

用于示踪中性氢的分布

• Einstein coefficient 很低，基态存活时标很长
• 地基可以观测射电信号
• 激发温度很低，可以观测发射线

两种自旋 configuration 的数目之比大约是 $n_u /n_l=3$，（由于激发温度很低）基本仅和简并度 g 有关。

计算吸收强度 #

在 21cm 辐射中，受激辐射是比较重要的，最终效应是减弱吸收（以一个 $\frac{h\nu}{kT}$ 的比例）

一个具有恰当能量的光子进入氢介质之后，被两种过程吸收：absorption 和 stimulated emission

受激辐射发射出来的两个光子方向是随机的，不会再沿原先的路径

对于 lifetime 较长的反应，基本可以不考虑 Lorentz 展宽

对于典型值，可以计算出光深在 0.3 量级，对辐射的传播属于光薄介质

不透明度在辐射转移中的作用是

可以改写为

右边第二项称为 source function

用 antenna temperature $T_A$ 简化计算之后得到

21cm 谱线对波长积分之后，正比于 line-of-sihgt 的氢原子柱密度。

这些性质对于一些低能量的谱线也适用，比如一些分子谱线

对激发温度的检测 #

对一个 BL Lac 背景下的分子云气体进行观测，再视线稍微偏移开背景射电源一些只观测分子云气体，可以计算出激发温度，大约是 100K 量级。

Maser (Microwave Amplified by Stimulated Emission of Radiation) #

在激波/高能辐射源的影响下，高能态的原子数目可能高于低能态原子数目，此时的激发温度为负数，分子云对于辐射的作用是指数放大

激波/高能辐射源和旋臂是高度相关的，可以用于绘制星系结构

21cm 线的激发机制 #

辐射过程包括吸收、自发辐射和受激辐射

碰撞过程也可以造成低能态和高能态之间的转换，包括碰撞激发、碰撞退激发以及自发退激发

仅考虑辐射造成的激发及其反过程，高能态和低能态的数目之比也是符合 Boltzmann 分布的，温度为辐射本身的温度

碰撞激发 #

碰撞激发速率和 collider 的密度有关

在平衡条件下，碰撞系数之间也存在关联

考虑全部情况，可以计算出双态之间的数目比为

如果辐射温度等于气体的温度，也就是黑体谱温度和粒子平衡的 Boltzmann 分布温度相等，整个系统处于 LTE 下。最后数目比与 $n_c$ 以及 $n_\gamma$ 无关。

临界密度：衡量辐射去激发和碰撞去激发的重要性比较。如果介质的密度更高，则碰撞激发占主导。

对于 21cm 线，实际上是碰撞退激发占主导。但是反应速率仍然很低。

[CII] 158 micron 线是 ISM 的主要 coolant

• 临界密度很低，所以能量不会以碰撞方式回到 ISM 中，而是以光子形式辐射出去
• 属于禁线，低能态很难跃迁到高能态，光子很容易离开 ISM

对于禁线来说，冷却效率的瓶颈在于从低能态激发到高能态的效率

禁线是低温下的主要冷却机制，而高温下可以依靠电离作为主要冷却机制

太阳系附近的辐射场 #

最高能和最低能的辐射都是非热的