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Ein hochgeschwindigkeitsradiativer Schock bietet ein effizientes Mittel, ein starkes lokales UV-Photonenfeld zu erzeugen. Die optische Emission aus dem Schock- und Vorzonenbereich wird dann von dem fotoionisierten Gas dominiert, anstatt von der Kühlregion, und die gesamte optische und UV-Emission skaliert mit dem mechanischen Energiefluss durch den Schock. Darüber hinaus werden solche Schocks bei angemessenen Werten des Magnetfelds durch den magnetischen Druck in der Fotoionisations-/Rekombinationszone des Schocks unterstützt. Der Effekt des begrenzten Kompressionsfaktors hat einen tiefgreifenden Einfluss auf das Ausgangsspektrum. Modelle ohne Vorläufer gelten für ungelöste Schocks in gasarmen Umgebungen oder für schnelle Schocks in individuell aufgelösten Filamenten von Supernova-Resten. Modelle mit Vorläufern sollten auf ungelöste Strukturen in gasreichen Umgebungen anwendbar sein. In diesem Papier präsentieren wir umfangreiche tabellarische Ergebnisse, die so gestaltet sind, dass sie für Beobachter maximal nützlich sind, für ein Gitter von Niedrigdichte-Gleichflussmodellen, die den Schockgeschwindigkeitsbereich 150 ≤ VS ≤ 500 km s-1 und den magnetischen Parameter 0 ≤ B/n½ ≤ 4 μG cm-3/2 abdecken. Im nächsten Papier dieser Serie werden wir diese Modelle auf Diagnosediagramme für schmalbandige Regionen aktiver galaktischer Kerne anwenden.
Dopita et al. (Mon,) haben diese Frage untersucht.