彗星状致密HⅡ区的模型及其谱线研究

发布时间：2020-07-11 04:27

【摘要】：在前人构建的彗星状H Ⅱ区演化过程模型的基础上,我们进一步发展了一个完全的数值方法模型来研究彗星状H Ⅱ区的动力学演化。我们的数值模型同时兼顾了弓形激波模型(bow shock models)口香槟流模型(champagne flow models),并对两种模型做了对比研究。在文章中我们在研究H Ⅱ区电离气体运动状态的同时,也对PDR区域做了同样的研究。在模型中除了计算流体力学方法的应用之外,我们也计算了电离气体的加热制冷过程,中性气体在恒星辐射下化学成分的变化以及中性区域的加热制冷过程。这使得我们的模型能够同时给出H Ⅱ区及其PDR区域演化过程的可靠模拟。H Ⅱ区中电离气体所发出的[Ne Ⅱ] 12.81μm精细结构线、H30α复合线与[Ne Ⅲ] 15.55μm线和PDR区内中性气体所发的H2分子转动能级J=4→2线的谱线轮廓都在文中做了详细的分析,同时我们比较了两种模型中H Ⅱ区与PDR区内所发射的谱线轮廓的异同。分析显示两种模型在比较中展示了多处的不同,以至于可以通过这些不同来区分香槟流模型与弓形激波模型。在香槟流模型中,不同元素的电离波前与解离波前都会不停地向外传播,但是会在某一个时刻被激波超过而掉入因H Ⅱ区扩张挤压周围中性气体而形成的高密度壳层中。电离区域所贡献的辐射线清楚地反映了由于压强梯度造成的方向指向H Ⅱ区尾部的加速度对电离气体的影响。在壳层中的分子气体的运动则主要由H Ⅱ区的膨胀决定。然而,在弓形激波模型中,在一段时间以后,HⅡ区与PDR区的大小并不随时间变化。电离气体的主体运动方向与恒星移动方向相同。在H Ⅱ区里电离气体也受到压强梯度所造成的指向尾部的加速度的影响,然而这种影响要弱于香槟流模型中。在壳层中的分子气体的运动主要反映壳层中气体随恒星的运动。在轴向速度上,由拱顶处与恒星同速到尾部速度逐渐接近0 kms-1。另外,在两个模型中,处于激波以外的分子气体的运动状态受大质量恒星的影响由于比较小,无法清晰地反应在谱线信息中。文章结构写在下面：在第一章中,介绍了彗星状H Ⅱ区模型的发展过程,分别讲述了香槟流模型和弓形激波模型的理论原理与发展过程。除了模型的发展之外,文中也说明了与彗星状H Ⅱ区演化有关的不稳定性,包括瑞利泰勒不稳定性、薄壳层不稳定性和遮蔽不稳定性。在第二章中,主要介绍我们在制作彗星状H Ⅱ区模型时所使用的方法。在流体力学方程的处理中,我们采用计算流体力学中的欧拉方法以柱坐标下固定的二维网格来进行实际的计算模拟。接着描述了为实现对H Ⅱ区演化的稳定可靠模拟计算而应用的两种格式方法,一种是有限差分格式中的NND-1格式,另外一种是有限体积方法中的HLLC黎曼解格式。前者在处理H Ⅱ区内高温恒星风气泡时可能会出现负温度的现象,后者有一些受网格线方向的影响,经试验将两种格式交替使用能够同时解决前述两种问题。同样,这一章中彗星状H Ⅱ区及其周围PDR部分的辐射转移与加热制冷机制的模拟计算方法也做了说明。首先介绍了与氢原子气体电离复合有关的知识,之后介绍了在H Ⅱ区内电离气体加热制冷过程在模型中的计算方法。在H Ⅱ区内加热主要靠电离光子在电离氢原子过程中对自由电子热动能的贡献,冷却则包括了氢离子复合与各种金属线的过程。在讲述PDR区的部分中,先介绍了和H.C.O.Si和Fe元素有关的离子、原子和分子之间化学反应的计算方法。之后说明了中性区域内的加热过程,包括尘埃颗粒光致电离、H2分子的解离和复合、宇宙线的辐射。中性区域的制冷过程包括各类金属元素的精细结构线如[O Ⅰ]631μm.[O Ⅰ]146μm、[C Ⅱ]1581μm、[Fe Ⅱ]26μm、[Fe Ⅱ]35μm、和[Si Ⅱ]35μm,也包括分子转振动能级碰撞激发以及和尘埃有关的冷却过程。在PDR区域冷却过程的最后介绍了光深对金属元素精细结构线的影响。在第二章的最后一节,我们介绍了通过彗星状H Ⅱ区演化的流体力学模型所得出的结果来计算谱线轮廓的方法,包括[Ne Ⅱ]12.81μm、H3α、[Ne Ⅲ]15.55μm及H2S(2)线的谱线轮廓计算方法。第三章中,我们给出了不同参数条件下的香槟流模型和弓形激波模型的计算结果。我们先对电离气体所发射的[Ne ⅡI]12.81μm、H30α和[Ne Ⅲ]15.55μm线作了研究。我们不仅在香槟流模型与弓形激波模型之间作了比较,也对模型中的不同参数对谱线的影响作了研究。之后,我们也对PDR区域内所发射的H2S(2)线的谱线作了研究,并且给出了以上四种射线的位置-速度图。本章内对模型和谱线研究的具体结果已在摘要第一段中给出。在第四章对文章的结果作了总结。
【学位授予单位】：中国科学技术大学
【学位级别】：博士
【学位授予年份】：2015
【分类号】：P185.81
【图文】：

恒星风,电离波,前向

断线与Ｈ角代表的是无恒星风情况下，电离波前随时间位置的理论结果和实际逡逑计算结果。逡逑如图１．２所示，恒星在中屯、发出的恒星风，首先在中屯、白色区域内一种完逡逑全不受阻碍近似绝热的方式进行超声速的流动，一般认为此区域内恒星风气体逡逑物质的温度应与恒星表面的温度相近（？ｌ0４Ｋ）；接着，当超声速流动的恒星逡逑风气体经过反向激波（ｒｅｖｅｒｓｅ邋ｓｈｏｃｋ）之后，气体速度降低，动能转化成为热能，逡逑因此气体温度升高到１0６？１0８邋Ｋ，送一部分恒星风气体为主组成的区域被叫作逡逑恒星风气泡（ｓｔｄｌａｒ邋ｗｉｎｄ邋ｂｕｂｂｌｅ）；恒星风气泡外侧的电离区内，电离气体在电离逡逑福射影响下温度在１０４邋Ｋ的平衡温度左右，所Ｗ高温的恒星风气体能够推动被逡逑福射加热的气体向外膨胀。在ＨＩＩ区Ｗ外，中性气体被电离气体推动挤压形成逡逑一个壳层。同样

弓形激波,壳层,厚度,恒星风

体只有动能上的影响而没有热能的传递。逡逑模型将电离壳层分隔成多个部分，然后通过对这些部分的质量、动量和位逡逑置的计算得到壳层各个部分的厚度（见图１．６）。逡逑Ｍａｃ邋Ｌｏｗ等人虽然成功地使用拉格朗日方法模拟出了弓形激波的形状、电离逡逑层的厚度，也在此基础上得到福射光谱，并与实际观测到的光谱相比较ｔＡｉｙｓｉ。逡逑可是其方法过于简单，不能给出每个局部区域内各个物理量详细的描述，特别是逡逑弓形激波处的冷却效率并不一定如假设的那么有效，因此Ｃｏｍｅｒ６ｎ等人在１９９８逡逑年用固定网格的欧拉方法对弓形激波模型进行了模拟Ｐ４Ｌ逡逑Ｃｏｒｎｅｒｓ这次采用的流体力学计算方法与其在１９９７年计算香i流模型时几逡逑乎相同。主要的不同在于使用弓形激波模型恒星超声速运动的假设替代香榜流逡逑模型中密度梯度的假设。香棋流模型中有关加热制冷机制的计算方法也被应用逡逑到了弓形激波中，并与Ｍａｃ邋Ｌｏｗ等人在立即冷却（ｉｎｓｔａｎｔａｎｅｏｕｓ邋ｃｏｏｌｉｎｇ）假设下逡逑得到的计算结果作了有意义的比较。逡逑在恒星风的动量与周围气体冲击压强的平衡假设下可得到：逡逑Ｒ。二腐．逦。．７）逡逑其中Ｐａ代表周围气体的密度，Ｒ0代表恒星风与周围气体压强平衡处于恒逡逑星的距离。在立即冷却理论中，半径Ｒ0出应该存在于密度很高、温度较低的薄逡逑９逡逑

弓形激波,演化过程,恒星风

强的恒星风有利于形成弓形激波；反么，较快的恒星移动速度与较弱的恒星风逡逑则可能不能产生弓形激波。同时研究也发现，太高的恒星风强度会引起弓形激逡逑波的不稳定。图１．６给出了弓形激波的演化过程。逡逑１．２．３香榜流模型和弓形激波模型的比较逡逑在早期的数值模巧工作中，密度和温度在均匀一致高密度低温分子云气体逡逑和均匀一致低密度高温稀薄星际介质么间的交界处是不连续的。不过对于宇宙逡逑中实际情况来说，这样的假设可能过于简单和理想化了。实际情况中，物理量逡逑的变化应该是连续渐变的。逡逑Ａｒｔｈｕｒ等人２００６年将这一思想加入了香榜流模型中。香榜流模型的计算被逡逑应用到了一个高密度梯度同时又连续变化的分子云区域中。在新的模型计算中，逡逑Ａｒｔｈｕｒ与她的合作者比较了不同密度梯度、不同恒星风大小Ｗ及有无恒星风存逡逑在对香擦流模型的结果的影响。同时，她还将香模流模型的结果与弓形激波模逡逑型的结果相比较，得出了一系列有趣的结果ＵＷ。逡逑在Ａｒｔｈｕｒ的研巧中，通过比较这些不同条件下的模拟结果，得出了一些重逡逑１０逡逑

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