利用 H$_3^+$ 绘制局部银河宇宙射线电离率图

扩散分子云中的化学主要依赖于快速的离子-分子反应。初始离子 H$^+$ 和 H$_2^+$ 的形成主要由 H 和 H$_2$ 的宇宙射线电离所主导，使宇宙射线电离率（记作 $\zeta({\rm X})$ 表示物种 X）成为化学建模的重要参数。我们针对 H$_2$ 列密度在紫外线中直接测量的扩散分子云视线，目标观测 H$_3^+$ 的吸收线，这是 $\zeta({\rm H_2})$ 最可靠的跟踪器之一。在 27 条视线中检测到 12 条 H$_3^+$。使用 Obolentseva et al. (2024) 引入的 3D-PDR 建模方法推断这些视线沿云的宇宙射线电离率，我们的合并样本的平均电离率为 $5.3\times10^{-17}$ s$^{-1}$，标准偏差为 $2.5\times10^{-17}$ s$^{-1}$。通过将 H$_3^+$ 吸收关联到由 Edenhofer 等人 (2024) 的差分消光图推导的气体密度峰值，我们构建了在约 1~kpc 太阳附近区域的稀疏 3D 宇宙射线电离率图。特定区域显示在尺度为数十秒的距离上电离率相对均匀，每个区域的平均电离率不同。发现约 100 pc 的尺度上 $\zeta({\rm H_2})$ 差异可达 5 倍。这支持宇宙射线电离率在小尺度上平滑变化，但在银河盘中并非均匀，可能由靠近粒子加速源控制。