分子云中的 HI：FUV 与宇宙线的联合辐照

我们将 Sternberg 等人（2014）与 Bialy & Sternberg（2016）提出的、关于致密星际分子（H$_2$）云边界处通过 FUV 光解产生原子氢（HI）的解析理论加以扩展，以同时包含穿透性（低能）宇宙线对总 HI 柱密度增长的影响。我们计算了一维气体板中 HI 与 H$_2$ 的稳态丰度，其中 FUV 光解速率因深度依赖的 H$_2$ 自屏蔽与尘埃吸收而降低，且宇宙线电离速率保持恒定或因输运效应而降低。HI 与 H$_2$ 密度分布及积分 HI 柱密度的解主要依赖于比值 $I_{\rm UV}/Rn$ 与 $\zeta/Rn$，其中 $I_{\rm UV}$ 为光解 FUV 场强度，$\zeta$ 为 H$_2$ 宇宙线电离速率，$n$ 为氢气密度，$R$ 为尘埃表面 H$_2$ 形成速率系数。我们针对广泛的 FUV 场强、宇宙线电离速率与尘埃-气体比给出了计算结果。我们推导了 HI 柱密度增长的解析表达式。对于具有多相（暖/冷）HI 包层的银河系巨分子云（GMC），仅当 $\zeta \gtrsim 4.5\times 10^{-16} \times (M_{\rm GMC}/10^6 \ M_{\odot})^{-1/2}$~s$^{-1}$（其中 $M_{\rm GMC}$ 为 GMC 质量，并包含宇宙线通量的衰减）时，内部宇宙线区才会主导 HI 的产生。对于大多数银河系 GMC 及相应条件，FUV 光解在 HI 柱密度产生上主导于宇宙线电离。此外，宇宙线不影响 HI 到 H$_2$ 的转捩点。