【搬运】【射电天文工具第4版中文】【第11+12章】谱线基础+中性氢原子谱线 粗读

【第11章 热源和非热源的例子】
### 11.1 爱因斯坦系数 20220706Wed
局部热动平衡LTE时，发射和吸收强度不独立，由基尔霍夫定律关联。爱因斯坦以光子发射和吸收来描述辐射与物质的相互作用。
设辐射场平均能量密度\(\bar{U}=4\pi\bar{I}/c\)，自发发射辐射系数为A，与辐射场U成正比的（受激）系数为B，设2为高能级、1为低能级。稳态系统时，光子吸收数=发射数，\(N2A21+N2B21U=N1B12U\)。
爱因斯坦系数彼此相关，总的可以用一个来表示。若系统能级按玻尔兹曼分布\(\frac{N_2}{N_1}=\frac{g_2}{g_1}\exp(\frac{-h\nu_0}{kT})\)进行布居，对一个完全热动平衡的系统（U由普朗克分布给出）可得，\(B_{12}=\frac{g_2}{g_1}B_{21}\)，\(A_{21}=\frac{8\pi h\nu^3_0}{c^3}B_{21}\)。

### 11.2 含爱因斯坦系数的辐射转移方程 20220706Wed
### 11.3 偶极跃迁概率 20220706Wed
### 11.4 速率方程的简单解 20220706Wed

### 12 中性氢原子谱线 20220706Wed
大多数原子跃迁谱线在红外或更短波段，除复合谱线外原子的射电谱是少见的。
原子能级描述为\(^{2S+1}L_J\)，\(S\)是总自旋，\(L\)是总轨道角动量，\(J\)是总角动量。对轻元素可以用LS耦合最好描述能级：总轨道角动量\(\vec{L}\)，总电子自旋\(\vec{S}\)，矢量相加得到总角动量\(\vec{J}\)，如果核有总自旋\(\vec{I}\)也要考虑之。

### 12.1 中性氢原子21cm谱线 20220706Wed
HI 21cm谱线观测说明中性介质无处不在。
星际介质不在平衡态，内部激烈运动+星系较差转动。
介质物理状态在不同区域间可能变化明显，气体温度随局域能量输入和冷却过程而变化。
HI 21cm谱线是超精细结构能级\(^{2}S_{1/2}\)，F=0和F=1之间的跃迁。F=1能态自发辐射平均半衰期约\(10^7\mathrm{yr}\)，一个典型的星际氢原子由于碰撞会在大约400年内改变电子自旋，所以碰撞中只有很小部分会引起光子交换，所以在所有实际天文情况中，超精细结构能级布居将由碰撞决定。
设能级布居由激发温度描述，在HI 21cm情况下，这个激发温度就叫做自旋温度。\(T_0=\frac{h\nu_{10}}{k}=0.0682\mathrm{K}\)，当\(T_s\gg T_0\)时\(\frac{N_1}{N_0}=\frac{g_1}{g_0}=3\)。为什么g0=1、g1=3？
之后通过吸收系数，得到了HI柱密度的表达式\(N_\mathrm{HI}\propto \frac{T_s}{C_f}\int\tau(v)dv\)，一般地定义光深\(\tau=-\ln(1-\frac{T_L}{T_s-T_\mathrm{BG}})\)。

### 12.2 塞曼效应 20220706Wed

### 12.3 自旋温度 20220706Wed
激发温度是对应波长（频率）处辐射场亮温度和碰撞粒子动力学温度（局域速度分布信息）的某种平均。
对数密度大于1每立方厘米的气体，不管中性还是电离，总有\(T_s\approx T_K\)；对部分电离的低密度气体也是如此。
自旋温度Ts常在视向上变化，因为气体云中动力学温度可能不同，需要确定一个平均自旋温度（遇到温度的调和均值）。

### 12.4 发射线和吸收线 20220706Wed
中性氢柱密度公式，注意光学薄和光学厚的应用前提。
填充因子的影响计算，一个波束内可能有不同形状和性质的团块，只能靠不同视向速度和角位置分辨开。

### 12.5 弥漫星际气体的物理状态 20220706Wed
HI谱线总是由于碰撞激发，能够对星际气体每个体元安全地（所谓安全的定义？）使用麦克斯韦速率分布，一个动力学温度足以描述每个位置的气体。
光深薄的气体，激发能量通过辐射散失。中性氢在\(T<10^4\mathrm{K}\)时对冷却的贡献很小（此时更重的元素更有效）。
加热过程把外部能量转换成粒子热运动，有很多机制，微观上说电离加热可能是最重要的（有剩余动能的电子被剥离，剩余动能与其它粒子共享），还有高能粒子加热。宏观上说可能是因为气体云的摩擦。加热率随密度变化，冷却率随密度平方变化，所以在稳态能量平衡中，动力学温度由冷却主导。
星系介质按温度和电离度分为四类：冷中性介质CNM（温度<50K，数密度>1每立方厘米，更高柱密度>\(10^{20}\)每平方厘米时HI会转化为H2分子？）；暖中性介质WNM（温度>200K，一般有很宽谱线发射，在银道面很常见）；暖电离介质WIM（星系中分布广泛，不限于热星附近，动力学温度约10^{K）；热电离介质HIM（动力学温度约10}6K，弥漫软X辐射和紫外OVI吸收线）。

### 12.6 较差速度场和谱线形状 20220706Wed
### 12.7 星际气体中的银河速度场 20220706Wed

### 12.8 河外星系的原子谱线 20220706Wed
大多也是基于HI。成图观测仅限于较近星系：(1)HI不是中心集中的；(2)成群星系中群外星系，尽管相同类型，但前者显示出HI匮乏。