内银河系中的致密暖电离介质
星系天体物理
2021-07-14 v1
摘要
电离星际气体是星际介质及其生命周期的重要组成部分。近期证据表明，存在一种广泛分布的高度电离暖星际气体，其密度介于暖电离介质(WIM)与致密HII区之间，这表明我们对星际气体的理解存在重大空白。本文利用谱分辨的SOFIA GREAT [NII] 205微米谱线发射、Green Bank Telescope氢射电复合线(RRL)数据，辅以Herschel PACS [NII] 122微米数据与谱分辨的12CO，研究银河系中致密暖电离介质(D-WIM)的性质。我们在银道面20°<l<30°区域内观测了八条视线方向。由[NII]与RRL线宽推导出动力学温度以及热与湍流速度弥散。具有[NII] 205微米发射的区域特征为电子密度n(e)~10至35 cm^(-3)、温度3400至8500 K、柱密度N(N+)~7e16至3e17 cm^(-2)。电离氢柱密度范围为6e20至1.7e21 cm^(-2)，氮离子丰度分数x(N+)~1至3e-4，意味着在距银河系中心约4.3 kpc处氮丰度增强。[NII] 205微米发射与CO发射重合，尽管常存在速度偏移，这表明D-WIM气体位于恒星形成区内或附近，而恒星形成区本身与分子气体相关。这些致密电离区对上述视线方向上观测到的[CII]强度的贡献超过50%。我们推导的动力学温度过低，无法解释由原子氮的电子碰撞电离和/或质子电荷转移产生的N+。相反，这些区域最有可能由极紫外辐射电离。
引用
@article{arxiv.2105.07023,
title = {The Dense Warm Ionized Medium in the Inner Galaxy},
author = {W. D. Langer and J. L. Pineda and P. F. Goldsmith and E. T. Chambers and D. Riquelme and L. D. Anderson and M. Luisi and M. Justen and C. Buchbender},
journal= {arXiv preprint arXiv:2105.07023},
year = {2021}
}
备注
16 pages, 10 figures