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光学发射线

Since most of the Hα emission we detect arises from hydrogen recombination, atomic physics dictates a set ratio of Hα to Hβ emission from ionized interstellar gases. Although it is a slight function of temperature, near 10,000 K, the ratio is about 3:1 in favor of Hα. However, interstellar dust absorbs more blue light than red so that ratios greater than this are typical in observations. Observed ratios of Hα/Hβ provide an interesting probe of dust in front of and within the ionized gas. Madsen & Reynolds 2005 present our first application of this technique toward a hole in the local dust toward the northern inner Galaxy, which generally has a substantial amount of obscuration.

[S II] 6717Å & [N II] 6583Å

这些线是几乎如WIMHα明亮且良好示踪剂漫背景发射和H II区之间进行区分。结合Hα,他们开始追查这个电离阶段的物理特性,除了它的分布。在两个银河和其它螺旋星系这些线趋向于相对强度增加至Hα作为Hα发射减小。在我们几个 文件我们提出,这些上升是由于温度的升高。两个论文禁线的碰撞激发和产生重组Hα是气体密度的函数的平方(发射测量)。然而近万K,禁行的辐射率迅速得多与温度比的Hα减小而增加。因此,[N II] /Hα的顺利增加和[S II] /Hα比率随Hα强度似乎表明在气体温度逐渐上升。进一步,因为这种说法,可以采取一个步骤,在许多情况下,在Hα强度的降低是由于电子密度的降低。例如,如我们看朝向区域银道平面上方,所述Hα强度与从平面的距离而平滑地减小由于电离层的指数刻度高度。在这种特殊情况下,我们则推断WIM的温度升高到我们的银河系晕。

[O I] 6300A

由于类似的第一电离电势,中性和单离子的氧和氢的比例是从许多等离子体天体物理学电荷交换反应锁定在一起。威猛检测到来自WIM首次银道面附近这条线。这条线的相对的测量,以提供Hα沿着视线中性氧(因此氢)的平均分数的良好估计。见Reynolds等。 1998年和豪森等。 2001年我们的 出版物清单 了解详情。

[N II]5755å

像〔O III]的4363å“极光”线,从等电位类似[N II]的频谱该上部电平转变提供了一种离子化的区域的温度的直接测量。自的[o III]是在WIM相当微弱,该5755å线是更可能被从漫背景检测。虽然发射还是很微弱,我们有几个检测该确认WIM具有高温下光电离气体,相对于扩散ħ由单分电离II区特别是当(见Reynolds等人,2001和Madsen等人,2006年在我们的 论文列表)。

他我5876å

使用威猛,我们已经发现这条线首次从WIM(见 史蒂夫塔夫特的博士论文 和Madsen等。 2006)。此重组线探测氦离子化的以WIM程度。比较所述氦离子化分数的氢离子化分数产生对WIM的未知离子化源的光谱的有价值的信息。 

〔O III]5007å

以前只在银道面(B = 0)之前,重打被检测到从这个经典氢区线的WIM发射。在甚至更高的纬度这种气体的观察提供5007å发射的从热,星系冠状气体贡献的上限的测量。 Madsen等。 2006提供一个最近的一些检测和从WIM〔O III]的上限的摘要。


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