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星际强激波的 Balmer 双线结构

星际强激波的 Balmer 双线结构. 李江涛 南京大学天文系，南京， 210093. 报告内容. 1. 背景知识。 2.Balmer 双线结构基本模型。 3.Balmer 双线结构的应用。 4. 我的相关工作。 5. 总结。. 1. 背景知识. 无碰撞激波（ collisionless shock ）。 质量正比加热。 准垂直激波核准平行激波。 在激波加热中起重要作用的等离子体不稳定性。 激波加热过程中的 nonequilibrium 和 nonequipartition 。. 激波在激发星际磁场中的作用。

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星际强激波的 Balmer 双线结构

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Presentation Transcript

  1. 星际强激波的Balmer双线结构 李江涛 南京大学天文系，南京，210093

  2. 报告内容 • 1.背景知识。 • 2.Balmer双线结构基本模型。 • 3.Balmer双线结构的应用。 • 4.我的相关工作。 • 5.总结。

  3. 1.背景知识 • 无碰撞激波（collisionless shock）。 • 质量正比加热。 • 准垂直激波核准平行激波。 • 在激波加热中起重要作用的等离子体不稳定性。 • 激波加热过程中的nonequilibrium和nonequipartition。

  4. 激波在激发星际磁场中的作用。 • 无辐射激波（nonradiative shock）。 • Balmer-dominated shock 产生的条件：A.足够热的电子。B.部分电离，中性氢丰度足够高。C.金属线较弱。 • 前导辐射（precursor）。 • Lyman光子俘获。

  5. 2.Balmer双线结构基本模型。 • Balmer窄线主要由激波前气体碰撞激发产生，反映了激波前气体的物理状态。 • Balmer宽线由激波后高能质子和激波前冷中性气体进行电荷交换产生，反映了激波后气体的物理状态。

  6. 2.1 只考虑碰撞电离和电荷交换的情况： • 在仅仅考虑质子和电子产生的碰撞电离，激波后高能质子和激波前冷中性气体的电荷交换的条件下，Balmer宽窄线流量比可以表示为：

  7. 2.2 Lyman光子俘获过程的影响： • Lyman光子俘获过程会大大增强Balmer窄线的强度，还会影响观测到的Balmer衰减的强度。考虑Lyman光子俘获过程时，上式可化为： • 对于Tycho超新星遗迹， 约为6。 • 如果激波前气体对于Balmer宽线的辐射是光学薄的，对于Balmer窄线中的Lyman线成分是光学厚的，那么上式应当修正为：

  8. 2.3 前导辐射的影响： • 前导辐射主要包括以下几种： • （1）热传导前导 • （2）辐射前导 • （3）MHD前导 • （4）快中性粒子和高能质子前导 • （5）宇宙线前导

  9. 这里重点介绍辐射前导。辐射前导会在激波到达之前对激波上游气体进行加热，激发和电离，不仅增强Balmer窄线的强度，而且还会增加其宽度。这里重点介绍辐射前导。辐射前导会在激波到达之前对激波上游气体进行加热，激发和电离，不仅增强Balmer窄线的强度，而且还会增加其宽度。 • Forward shock: 轻元素为主，高能光子源为轻元素（如He）的紫外谱线。 • Reverse shock: ejecta为主，高能光子源为重元素的紫外和X-ray谱线。

  10. 3. Balmer双线的应用 • 由于Balmer双线结构与激波速度，磁场，周围介质密度和电离度等物理量密切联系，因此，通过对Balmer双线结构的研究，可以获得有关超新星遗迹的许多信息。

  11. 3.1 利用Balmer双线结构求激波速度： • 两种方法： • 通过Balmer宽窄线流量比计算 • 通过Balmer宽线线宽计算

  12. 3.2 利用Balmer宽窄线之间的位移求激波的传播方向与视线方向的夹角： • Balmer宽线的线心位置->激波的视向速度 • Balmer窄线的线心位置->周围星际介质中的慢中性粒子的视向速度 • Balmer宽窄线之间的位移->激波相对于周围星际介质的视向速度 • 由3.1节中的方法求出激波的速度，就可以确定激波的传播方向与视线方向的夹角。

  13. 3.3 确定e-p（e-i）平衡度： • 方法一：分别测量电子和离子的温度。 • （1）通过热轫致辐射连续谱可以得到电子温度； • （2）通过某种元素谱线的热展宽可以得到这种元素的温度； • （3）通过某种元素不同谱线之间的流量比或者不同元素谱线之间的流量比可以得到电子温度（或激发温度，电离温度）。

  14. 方法二：通过Balmer宽窄线流量比。

  15. 3.4 激波速度和e-p平衡度之间的反相关关系：

  16. 解释： • （1）Lower hybrid wave? • （2）SNR演化造成? • 假定： • 在自由膨胀相： • 在Sedov相： • 当m=0，n=9时， • 当重元素的含量不是特别高时，可以近似用激波温度 来表示质子温度。

  17. 4. 我的相关工作

  18. 电离参数 • —电子密度，电离时标 • —电离率，复合率 • —电离温度 • —电子温度or离子温度 • —电子温度 • Nonequipartition and nonequilibrium.

  19. 5. 总结 • 关于Balmer双线的研究，目前主要问题在观测上，观测得到的谱分辨率不够高，有时甚至不能明显地分辨出双线结构。 • 理论方面，对Balmer窄线的强度和宽度都有重要影响的快中性粒子和宇宙线前导，目前基本上还只能进行定性解释。 • 激波速度和e-p（e-i）平衡度之间的关系还需要进一步的观测来确认。

  20. 参考文献 • Blair, W.P., Long, K.S., Vancura, O. 1991, ApJ, 366,484 • Chevalier, R.A., Raymond, J.C. 1978, ApJ, 225, L27 • Chevalier, R.A., Kirshner, R.P., Raymond, J.C. 1980, ApJ, 235, 186 • Decourchelle, A., Ellison, D.C., Ballet, J. 2000, ApJ, 543, L57 • Draine, B.T., McKee, C.F. 1993, ARA&A, 31, 373 • Fesen, R.A., Becker, R.H., Blair, W.P., Long, K.S. 1989, ApJ, 338, L13 • Ghavamian, P., Raymond, J., Hartigan, P., Blair, W.P. 2000, ApJ,535, 266 • Ghavamian, P., Raymond, J., Smith, R.C., Hartigan, P. 2001, ApJ,547, 995 • HaugbØelle, T., Hededal, C., Nordlund, A&A., Frederiksen, J.T.2005, astro-ph/0503332 • Hededal, C.B., HaugbØlle, T., Frederiksen, J.T., Nordlund, A&A.2005, astro-ph/0502372 • Kirshner, R.P., Winkler, P.F., Chevalier, R.A. 1987, ApJ, 315, L135 • Laming, J.M., Raymond, J.C., McLaughlin, B.M., Blair, W.P. 1996,ApJ, 472, 267 • Long, K.S., Blair, W.P., van den Bergh, S. 1988, ApJ, 333, 749 • McKee, C.F., Hollenbach, D.J. 1980, ARA&A, 18, 219 • Milosavljević, M.，Nakar, E., Spitkovsky, A. 2005,astro-ph/0507553 • Nishikawa, K.-I. et al. 2005a, astro-ph/0502331 • Nishikawa, K.-I. et al. 2005b, astro-ph/0503515 • Rakowski, C.E. 2005, astro-ph/0503636 • Raymond, J.C., Blair, W.P., Fesen, R.A., Gull, T.R. 1983, ApJ, 275, 636 • Smith, R.C., Raymond, J.C., Laming, J.M. 1994, ApJ, 420, 286 • Smith, R.C., Kirshner, R.P., Blair, W.P., Winkler, P.F. 1991, ApJ,375, 652 • Smith, R.C., Kirshner, R.P. 1989, BAAS, 21, 1201 • Tuohy, I.R. et al. 1982, ApJ, 261, 473

  21. 谢谢大家！ 祝大家狗年旺旺

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