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文|老张史论

编辑|老张史论

前言

太阳圈Lyα向不同视线方向上的附近恒星的吸收现象，使用了Baranov-Malama模型来描述太阳风与双组分星际介质的相互作用。

模型中对星际原子的描述是基于动力学的，该代码使能够将太阳圈吸收分为两个成分，分别由起源于氢墙和太阳圈边界区域的氢原子产生，太阳圈吸收对假设的星际质子和氢原子数密度的敏感性。

通过对太阳反射的Lyα辐照度的测量，已经检测到了氢的星际原子，后来，直接测量了星际氦原子，并且间接通过太阳反射辐照度进行测量，目前，毫无疑问的是，在太阳圈内，氦原子的温度和速度等性质与氢原子不同。

特别是，与星际氦原子相比，太阳圈内的氢原子减速和加热，造成这种差异的原因是在太阳圈等离子体界面上，氢原子通过电荷交换与等离子体质子的耦合更强。

太阳圈界面

太阳圈界面是太阳风与星际介质带电成分的相互作用形成的，太阳圈界面是一个具有多组分性质的复杂结构，太阳风、星际等离子体、行星际和星际磁场、星际原子、银河系和异常宇宙射线以及捕获离子都起着重要作用。

星际氢原子通过电荷交换与太阳圈界面等离子体发生相互作用，这种相互作用显著地影响了太阳圈等离子体界面的结构和星际H原子的流动。

在太阳圈界面中，通过电荷交换新产生的原子具有局部质子的特性，由于太阳圈界面图中的四个区域的等离子体性质不同，太阳系中的H原子可以分为四个群体，每个群体具有明显不同的性质。

群体3由与干扰星际等离子体区域中相对热质子发生电荷交换产生的原子组成，群体3的原子在太阳圈附近的干扰星际等离子体区域形成了所谓的氢墙。

与未干扰的局部星际介质的数密度相比，氢墙显著增强了太阳圈附近氢原子的密度，太阳圈界面的自洽模型预测，次级星际原子比原始星际H原子减速并加热。

原子H的Ly a跃迁是恒星光谱中最强的吸收线，太阳系内加热和减速的原子氢会产生大量的Ly a吸收，这种吸收必然存在于所有恒星光谱中，因为所有视线都穿过了太阳圈。

将对六颗附近恒星的Ly a观测结果与模型预测的吸收进行了比较，使用了Boltzmann网格代码和多流体方法来计算太阳圈中的H原子分布，在将这些模型与数据进行比较时，发现动力学模型预测的吸收过多。

假设不同值的星际温度和质子密度的模型未能改善吻合度，令人惊讶的是，使用多流体处理中性粒子而不是Boltzmann粒子代码的模型与数据更一致。

该模型使用具有轨迹分裂的蒙特卡洛代码，可以非常精确地计算H原子的分布，该模型的另一个优点是可以将太阳圈中的H原子分离成几个群体，该模型的这一优势能够分别考虑氢墙吸收和太阳圈外吸收。

原子H的Ly a跃迁是恒星光谱中最强的吸收线，太阳圈内加热和减速的原子氢会产生大量的Ly a吸收，这种吸收必然存在于所有恒星光谱中。

因为所有的视线都穿过了太阳圈，但直到最近才被认识到，在具有极宽的星际Ly a吸收线的远距离物体的情况下，它是不可检测的，这掩盖了太阳圈的吸收。

在具有较小星际柱密度的附近物体的情况下，它可以在多个方向上被探测到，太阳圈吸收将非常宽，由于太阳圈中H原子的高温，其质心通常也会偏离星际吸收的质心，从而使其存在能够被探测到，尽管它仍然与星际吸收混合在一起。

首次在哈勃空间望远镜上使用Goddard高分辨光谱仪对附近恒星a Cen的Ly a吸收光谱中检测到了氢墙吸收。从那时起，人们认识到这种吸收可以作为太阳圈界面的遥测诊断，并且对于恒星以及它们的“星际球面”界面。

视线位于通过太阳圈的星际流动的上风方向的52度处，通过对36 Oph的HST观测，还提供了距离上风方向仅12度处的太阳圈H I吸收的额外检测。

对于下风方向的视线，太阳圈吸收也不可忽略，对天狼星的Ly a吸收分析表明，除了星际和“氢墙”吸收分量外，还需要解释由太阳圈外产生的群体2原子的吸收。

理论模型应用于太阳圈界面的解释观测，并对局部星际参数和太阳圈界面结构提供限制，这个模型应该能够自洽地考虑等离子体和H原子组分，由于H原子的平均自由程与太阳圈界面的尺寸相当，因此需要通过速度分布函数对H原子流动进行动力学处理。

将对六颗附近恒星的Ly a观测结果与模型预测的吸收进行了比较，计算太阳圈中H原子的分布时，同时使用了Boltzmann网格代码和多流体方法，通过将这些模型与数据进行比较，发现动力学模型预测的吸收过多，使用多流体处理中性粒子的模型与数据更一致。

太阳圈界面模型

为了计算太阳圈的吸收，采用了Baranov-Malama模型，该模型描述了太阳风与双组分星际介质的相互作用，这是一个轴对称模型，其中星际风被假设具有均匀的平行流动，而太阳风在地球轨道处被假设为球对称。

等离子体和中性组分主要通过电荷交换进行相互作用，在模型中也考虑了光电离、太阳引力和太阳辐射压力，这些在太阳附近尤其重要。

电子撞击电离过程，在太阳圈外也被考虑在内，中性和等离子体组分分别采用了动力学和流体力学方法，中性粒子的动力学方程与单流体等离子体的Euler方程一起求解。

星际中性粒子的影响被考虑在包含源项的Euler方程的右侧，这些源项是H原子分布函数fH的积分，可以通过蒙特卡洛方法直接计算。

超音速边界条件用于未扰动的星际等离子体和地球轨道处的太阳风等离子体，假设星际原子的速度分布在未扰动的局部星际云中服从麦克斯韦分布。

在存在星际H原子的情况下，太阳圈界面比完全电离的局部星际云的情况更接近太阳，终止激波变得更加球对称，尾部的复杂激波结构消失，等离子体流动在弓形激波和终止激波上游受到干扰，这是H原子通过电荷交换与质子相互作用的效应。

当太阳风接近终止激波时，它减速了15-30%，航行者号航天器观测到太阳风在远离太阳的地日心距离处的减速，通过电荷交换产生的捕获离子的数密度可能达到终止激波处太阳风数密度的20-50%。

预期的终止激波距离为80-100 AU，取决于局部星际参数，星际原子在界面中受到明显的干扰，由于通过电荷交换产生的新原子的速度取决于局部等离子体的性质，因此方便地将原子分为四个群体。

使用Baranov-Malama模型计算了全球太阳圈界面结构和界面中星际氢的分布，计算假设完全电离的太阳风在1 AU处的以下值：np,E = 6.5 cm^（-3），Vp,E = 450 km/s，ME = 10，其中np,E、Vp,E和ME分别是质子数密度、太阳风速度和马赫数。

对于流入的部分电离星际气体，假设速度为25.6 km/s，温度为7000 K，这些值与星际氦的现场观测结果一致，另外两个输入参数，星际质子和H原子数密度，是变化的。

原则上，四个H原子群体中的每一个都会产生一个吸收线，然而，在这里可以忽略群体1和群体4，群体4的原子是未受干扰的星际原子，在太阳圈中的平均温度和速度与太阳圈以外的星际云中的气体非常相似，群体4的吸收无法与星际吸收区分开来。

由于星际柱密度是一个拟合参数，它会自动包括群体4，这个气体并不炽热，柱密度很小，没有明显的区别，群体1对应于以非常大的速度远离太阳的原子，由于太阳风的不均匀性，产生的吸收线被强烈地偏移和扩展。

讨论太阳圈吸收

通过考虑氢墙吸收，可以解释五颗恒星的吸收光谱，只有天狼星的视线需要考虑可检测到的大量外部环境吸收以适应数据。

不幸的是，氢墙吸收对于星际参数，如星际质子和氢原子数密度，不太敏感，氢墙吸收在上风方向最为明显和可检测。

在这些方向上，模型与观测之间的微小差异可以通过微调恒星轮廓来消除，模型的拟合效果最差，在加入了星际太阳圈吸收之后，模型在上风数据中预测了过多的太阳圈吸收。

下风方向的视线可以作为太阳圈吸收的良好诊断，对于所假设的恒星线轮廓，所有的模型都预测了太多的吸收，由于大部分偏离了吸收的基线，可以通过修改所假设的恒星Lyα轮廓的形状来解决这个问题。

展示了如何修改e Eri的恒星轮廓以改善与数据的吻合，不显示轮廓的中央部分，因为吸收是饱和的，在那里无法提供关于恒星Lyα轮廓的信息，由于模型预测了太多的吸收，必须增加假设恒星轮廓的通量以改善拟合。

修正轮廓在合理的范围内，通常不具有极陡的斜率或细微的结构，对于最高的轮廓是否真实，还是有疑问的，修正的恒星轮廓表明，e Eri的恒星Lyα轮廓比类似恒星如a Cen B和36 Oph以及太阳的线轮廓要高和窄得多。

对于与天狼星视线的讨论进一步复杂了问题，模型很好地适应了观测到的轮廓，再次引起了对吸收基线的关注，而其他模型预测的吸收过少，对于LIC的离子化状态的最近研究支持了这样的小离子化假设，模型不能很好地适应其他视线的数据。

获得的天狼星B和天狼星A的光谱对比显示，额外吸收的大部分是特定于天狼星A的，并且必须在比星际球模型预测更接近恒星的地方产生，再次支持了恒星风是吸收源的观点。

另一方面，最初被解释为由星际热气体引起的线的红翼上的额外吸收，后来被比较满意地解释为由太阳圈通过太阳周界的太阳圈吸收，与天狼星B的比较无法帮助解决吸收源的问题。

因为天狼星B的光谱显示了更宽和更深的红翼吸收，它包括了天狼星A的线，确定为由固有光球Lyα轮廓引起的。

提出了一个解释在下风视线上遇到困难的可能原因，吸收离子在太阳风中的同化过程是一个非常复杂的现象。

认为吸收离子形成一个与太阳风质子等共动的独立离子族群，离子之间的能量交换过程非常缓慢，预计其弛豫时间远大于质子到达终止激波距离所需的时间。

总结

使用Baranov-Malama太阳圈界面模型计算了六颗近邻恒星的氢原子Ly a吸收轮廓，并将其与观测数据进行了比较。

氢墙吸收对于上风和横风方向并不明显依赖局部星际氢原子和质子数密度，在顺风方向，氢墙吸收对星际密度敏感，但最容易在上风方向检测到，在横风和顺风方向，氢墙吸收被饱和的星际吸收所掩盖，无法观测到。

太阳圈吸收随着星际质子和氢原子数密度的变化而变化，对于所有模型，太阳圈吸收在横风和顺风方向更加明显，与星际和氢墙吸收成分相比，横风方向的太阳圈吸收呈现出红移现象。

比较计算结果和观测数据显示，除了Sirius的吸收谱外，所有可用的吸收谱都可以通过考虑氢墙吸收来解释。

考虑到太阳圈吸收，所有模型在顺风方向的吸收谱中过度预测了太阳圈吸收，对于顺风和横风的恒星，通过对所假定的恒星Ly a谱线进行微小调整，可以纠正模型预测与数据之间的小差异。

顺风方向的e Eri视线是一个问题，因为模型预测在该方向上的太阳圈吸收过多，对于许多模型来说，模型与数据之间的差异太大，无法通过合理的恒星谱线调整来解决。

模型4提供了对Sirius吸收谱的最佳拟合，但对其他视线的拟合效果最差。这可能是因为我们的模型在顺风方向低估了太阳圈吸收，这是由于网格尺寸有限，或者可能检测到的Sirius额外吸收并非来自太阳圈。

参考文献

1，亚当斯，《艾伦天体物理量》，2000。

2，卡梅隆，《月球与行星研究所会议摘要》，1976。

3，贝克林，《自然》，2005。

4，文卡特斯瓦兰，《天体物理学报》，1998。

5，史密斯，《地球物理学》，2003。