20241011_ISM

课前一个小时作为 office hour

大作业的任务分解；本月小组和老师讨论，数据支持

Warm and hot ionized medium

电离区 #

电离状态用 ionization fraction 描述，电离主导的区域包括斯特龙根球以及超新星遗迹

• 在 GMC (giant molecular cloud) 中大约是 1e-6
  • 星际分子（比如 CO）的产生需要电离原子，也可以依靠高能宇宙射线
• HI gas 中电离率在 1e-3 到 0.1 之间
  • C 的电离比较容易，可以依靠 starlight；H 的电离主要依靠宇宙射线
• 年轻大质量恒星或者 AGN 周围的 H II 区
  • warm ionized medium
  • photo-ionization 光致电离
  • 氢完全电离，氦部分电离
  • 仅有年轻的大质量恒星能够产生大量的 13.6 eV 量级的光子
  • H II region 示踪附近的大质量恒星的形成
• supernovae remnant 中大部分元素都是电离的
  • hot ionized medium
  • 依靠碰撞电离 collisional ionization
  • 电离程度非常高，大部分元素仅保留最内层的电子

具有特殊色彩的星云基本都是由电离区域构成的，产生的机制是电离状态的气体发生复合（combination）放出的光辐射，这类星云属于发射星云

比如 M51 中红色区域主要是 H alpha 的发射区域，表示这些区域正在进行恒星形成

电离机制 #

• 最基本的电离过程 photo-electric absorption: 中性原子接受光子能量发生电离
• 发生光电吸收之后继续发生 Auger effect
  • 首先把原子最内层的电子激发出来，之后外层电子填补空位的过程中发生多级电离，最后中性原子失去多个电子
• collisional ionization: 中性原子与高能电子碰撞发生电离
• cosmic ray ionization: 中性原子和宇宙线碰撞发生电离
• charge exchange: 中性原子和离子发生电子的置换

光致电离&Stromgren 球 #

最简单的 model: 密度均匀、完全电离、仅包括氢元素、稳态

光致电离平衡 #

中心的电离源释放 UV 光子的速率和介质中复合的速率相等

光子和中性原子碰撞的截面随着光子能量升高而迅速降低，对于 H 来说光子能量为 13.6 eV 时反应横截面最大；一个近似的处理是仅考虑能量等于或者略高于 13.6 eV 光子的作用

recombination 是电离原子和电子结合形成中性原子的过程，结合之后电子可能处于任何一个能级（用 nl 表示）；结合之后处于基态的 recombination 是 not effective 的，因为产生的光子又会将周围的中性原子电离，仅考虑结合之后 $n\geq 2$ 的情况称为 case B 或者 on-the-spot approximation，对于光厚介质是有效的。

Stromgren 球 #

平衡的等式为（假设 $R_\mathrm{S0}$ 之外均不电离）

其中 $\alpha_B$ 大致为 $2.6\times10^{-13}\text{cm}^3 /\text{s}$. 可以计算得到 $R_\mathrm{S0}$ 大约是 pc 量级。

• static state assumption 是否合理？
  • 电离时标和复合时标都是 1000yr 的量级，小于 massive star 的 lifetime
  • cc for cubic centimeter
• fully ionized assumption
  • 计算 mfp
  • 大约比 $R_\mathrm{S0}$ 小 1~2 量级

一个另外的处理：将发射出来的 UV 光子视作半径 r 的函数，并且不同半径处的电离度也不相同

热平衡 #

介质中 heating 和 cooling 的平衡

假设达成流体静力学平衡（static）并且不存在引力势能项

heating 机制

• 光致电离产生的携带能量的电子使得介质温度升高
  • 重点在于光子被吸收后产生的 excess energy
  • 在高能量端，O/B star 产生的黑体谱可以近似为 Wien spectrum
  • 结论是 heating 温度恰好等于黑体谱温度，也就是单个光子产生的 heating effect 恰好是 $kT_C$
  • c for central star
• dust heating
• cosmic ray
• X-ray

Cooling 机制

• recombination radiation
  • 并不有效，因为产生的光子并不能发射出去，而是被周围的氢原子或者其他元素吸收
• free-free emission (韧致辐射)
  • 辐射是连续谱
• 对重元素的碰撞激发或者碰撞电离
  • 最重要的冷却机制，包括禁线的辐射

平衡温度大约在 1e4 K. 主要原因是在这个温度前后 cooling 有一个急剧的上升。可以认为全部的 H II 区中温度均为 10000K.

流体动力学平衡 #

Line Diagnostics #

通过光谱观测得到 plasma 的温度和密度

重要的几条谱线来自 O, N, S 的电离，比较多能级系统中不同谱线（auroral lines 和 nebular lines）的强度之比可以计算温度

每种谱线强度之比可以测量一定范围内的温度

类似的方法可以用于根据谱线强度之比计算粒子数密度，只需要找到合适的 line pair 以消除谱线强度比对于温度的依赖，测量范围在 critical density 附近

Hot Ionized Medium #

依靠 collision 作为电离来源，常见于 supernovae shocking wave 造成的电离区，或者 CGM 和 IGM 中引力吸引下 accretion 产生的能量造成的电离（virial temperature: 产生可以对抗引力的压强的温度）

碰撞电离的时标只有 100 yr 量级

Collisional ionization equilibrium (CIE)

采用 case A 的近似

只需要 meidum 温度对应 13.6 eV 能量的大约 1/10 就可以达到 0.5 的电离度。