利用 HST/STIS 监测朝向 HD 219188 的可变星际吸收

我们讨论了对朝向 HD 219188 的速度 v = -38 km/s 处的可变中间速度 (IV) 吸收进行持续光谱监测的结果。在 2000 年中期达到最大值后，该 IV 分量中的 Na I 和 Ca II 柱密度到 2006 年底下降了 >= 2 倍。将 2001 年、2003 年和 2004 年获得的 HST/STIS 阶梯光谱与 1994--1995 年获得的 HST/GHRS 阶梯光谱进行比较，表明：(1) 主要物种 S II、O I、Si II 和 Fe II 的吸收在所有四组光谱中大致恒定——表明总 N(H) 和（轻微）耗尽在近十年期间没有发生显著变化。(2) 痕量物种 C I（基态和激发精细结构态）以及激发态 C II* 的柱密度在 1995 年至 2001 年间增加了 2--5 倍——意味着在该 6 年期间氢密度 n_H（从约 20 cm^{-3} 增加到约 45 cm^{-3}）和电子密度 n_e（增加 >= 3 倍）有所增加。(3) C I 和 C II* 的柱密度——以及相应推断的 n_H 和 n_e——随后在 2001 年至 2004 年间略有下降。(4) C I 和 C II* 的变化与 Na I 和 Ca II 所见非常相似。相对较低的总 N(H) 和适中的 n_H 表明，朝向 HD 219188 的 -38 km/s 云团不是一个非常致密的结或丝状结构。氢的部分电离似乎是 Na I、C I、Ca II 和 C II* 丰度增强的原因。在这种情况下，这些物种的变化似乎反映了数十 AU 尺度上的密度和电离差异 [而非 N(H)]。