麦哲伦云星际介质中的热压力

我们讨论了麦哲伦云中主要以冷中性星际气体形式存在的热压力（$n_H T$），该压力源自对中性碳精细结构激发的分析，见于LMC和SMC中七条不同视线的高分辨率HST/STIS光谱。对C I、C I*和C I**吸收线轮廓的详细拟合，为每条视线中探测到的3--6个C I多重态给出了一致的柱密度。在LMC和SMC中，$N$(C I$_{\rm tot}$)相对于$N$(Na I)和$N$(CH)与银河系趋势一致，但相对于$N$(K I)和$N$(H$_2$)略低。至于$N$(Na I)和$N$(K I)，对于给定的$N$(H$_{\rm tot}$)，$N$(C I$_{\rm tot}$)在LMC以及（尤其是）SMC中通常显著低于本地银河系的关系。对于具有明确确定的C I、C I*和C I**柱密度的LMC和SMC分量，推导出的热压力通常比银河系ISM中大多数冷中性云的值高几倍。此类差异与具有较低金属丰度、较低尘埃-气体比和增强辐射场的系统（如LMC和SMC）中云模型预测一致——其中稳定冷中性云需要更高压力。在这些视线探测的若干区域中，压力可能进一步被能量活动（例如由于恒星风、恒星形成和/或超新星遗迹）增强。并与一些类星体吸收线系统中观测到的C I进行了比较。