来自 J 激波的星际 H$_2$O 脉泽

我们提出一个模型，其中在恒星形成区观测到的 22 GHz H$_2$O 脉泽发生于在致密区域（激波前密度 $n_0 \sim 10^6 - 10^8$ cm$^{-3}$）传播的激波之后。我们关注高速（$v_s > 30$ km s$^{-1}$）离解性 J 激波，其中 H$_2$ 重新形成的热量维持了大片 $\sim 300-400$ K 的气体柱；在这些温度下，化学过程驱动相当一部分未处于 CO 中的氧形成 H$_2$O。这些激波产生的 H$_2$O 柱密度、氢密度和温暖温度足够高，足以产生强大的脉泽作用。观测到的亮温度（通常为 $\sim 10^{11} - 10^{14}$ K）是相干速度区域的结果，这些区域在激波平面上的尺寸是 $\sim 10^{13}$ cm 激波厚度的 10 到 100 倍。因此，脉泽束指向观测者，观测者通常“侧向”观测激波，即垂直于激波速度方向；此时观测到的最亮脉泽具有相对于环境气体最低的视线速度。我们提出了关于脉泽反转、 resultant 亮温度、脉泽斑大小和形状、各向同性光度以及脉泽区域磁场对激波参数和相干路径长度依赖性的数值和解析研究；总体结果是，在银河系 H$_2$O 22 GHz 脉泽中，这些观测参数可以在 $n_0\sim 10^6 - 10^8$ cm$^{-3}$ 和 $v_s \sim 30 -200$ km s$^{-1}$ 的 J 激波中产生。许多关键可观测量，如脉泽形状、亮温度和全局各向同性光度，仅取决于进入激波的粒子通量 $j=n_0v_s$，而不是单独取决于 $n_0$ 和 $v_s$。