第8章星际物质

光学
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射电
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分子云


质量：3-106 M⊙，直径：~pc，密度：103 -105 cm-3, T~15-50K 占据银盘内~1%的空间，质量大约占星际气体总 质量的50%
光学
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射电
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星际尘埃

星际尘埃是 分散在星际 气体中的固 态小颗粒。 星际尘埃总 质量约占星 际介质总质 量的<10%。
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Rosette Nebula
Hydrogen
Oxygen
疏散星团 NGC 2244
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xkong@ustc.edu.cn
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星际分子

冷的 (T~ 20 K) ,致密(1012 particles/m3)中性气体 包括存在于星际空间的无机分子和有机分子 1963年，首次利用射电方法观测到星际分子OH 1960年代天文学4大发现：

考虑到原子核的自旋，氢原子的基态能级会分裂而形成 超精细结构，可能在银河系观测到中性H 原子谱线发射

H原子中的电子在自旋与原子自旋平行状态和反平 行状态间的跃迁产生的射电谱线，频率1.42 GHz， 波长21厘米。 H的基态两个超精细能级的禁戒跃迁
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H原子21厘米谱线

H的基态两个超精细能级的禁戒跃迁,t=10^7yr

v 3kT 碰撞概率： n H c c lc m H 1

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nH~1/cm3，lc~1015cm，T~80K，原子间500yr碰撞1次 中性H原子绝大部分处于基态，只有极少数处于激发态 很难观测到HI谱线发射：HI区不能用光学方法直接观测
5876 Å
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星际介质的组成

利用恒星光谱中的吸收线，了解星际气体成份 银河系：70% H、 28% He、 2% 重元素
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星际介质

组成：

星际气体、星际尘埃、星际磁场、宇宙线、弥漫星光 星际物质约占总质量～10%， 密度范围10-20－10-25 g/cm3 平均密度一般取10-24 g/cm3 平均数密度为1个氢原子/cm3
H C N O H2 hydrogen
Molecules in the ISM
visible light
CO
carbon monoxide
H2O water H2CO formaldehyde C3H2 cyclopropenylidene HC11N Taurus-Auriga Cloud
CO emission line

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组成：

水﹑氨﹑甲烷等的冰状物 SiO2、硅酸镁﹑ Fe2O3 等 石墨晶粒 红(超)巨星的外层大气在恒星演化晚期被吹向星际空间 超新星爆发的产物 吸收恒星辐射 星际分子碰撞 星际消光＋星际红化+偏振
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形成：


加热：



效应：

第8章 星际介质
星际气体 星际尘埃

宇 宙 线 星际磁场 弥漫星光

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太阳系以外离地球最近的恒星是位于半人马座比邻 星，是距离太阳最近的一颗恒星(4.22光年)

星际介质：恒星之间存在大量的稀薄气体和尘埃
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星际介质既是恒星诞生的摇篮，又是恒星演化的 归宿之一
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尘埃的红外热辐射

尘埃可以有效地吸收光学和紫外辐射。 尘埃粒子受附近热星辐射的加热，温度可以达 到~100 K，产生红外热辐射。
蛇夫星云（Rho Ophiuch）
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星际介质小结
成分 观测证据 温度 (K) 密度 (cm-3) 质量百分比
HI 区 21厘米谱线， 50-100 紫外吸收线 HII 区 光学和红外发射线， 4 10 射电连续辐射 分子 红外辐射，紫外吸 10-50 云 收 线 ， CO 射 电 和 红外辐射 星际 星际消光和红化、 10-20 K 尘埃 星际极化、红外热 辐射

星际分子、类星体、微波背景辐射和脉冲星
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星际分子



温度很低(~3 - 20K) 时，星际分子开始 形成 星际分子分布在大 的、冷的、致密的 暗云中 观测到～100种无机 和有机分子，H2 最 丰富
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宇宙中广泛存在着星际有机分子
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光学方法只能探测近邻恒星视线方向的HI

HI谱线发射弱 HI吸收很严重

这种方法也只能探测到HI吸收了背景恒星的某 些光，不能直接探测HI

中性氢的l=21cm射电波段辐射
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H原子21厘米谱线

1944 年荷兰天文学家H. van de Hulst 预言：
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1-50
10-104 102-109
40%
极少 40%
~10-13
1%
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电离氢区形成的原因是附 近有O型或B型高温、年轻 的恒星、发出大量的紫外 辐射，使气体云中的中性 氢原子发生电离。
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质量：~ 102-104 M 尺寸：~ 10 pc
密度： ~ 102 cm-3
温度： ~ 8000 K
组成： H+, He0, He+1, O+1,etc.

星际气体：包括气态的原子、分子、离子

星际气体主要由氢(H)构成

氢约占60%、氦约占30%、其他元素～10%

在不同环境下氢的存在方式不一样

分为中性氢(HI)区、电离氢(HII)区和分子云 其化学成分可以通过电磁波谱线的测量得出
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中性H区（HI）



平均密度：nH~ 10氢原子/cm3 平均半径：r~10pc (~1019cm) 平均质量：M~103 M_sun 运动速度：不规则运动速度～10km/s 平均温度：T<100K
尽管单个H 原子的跃迁概率极低，由于星际空间中 的H非常丰富，其产生的21厘米谱线仍然能够观测 到。


尘埃影响小，21厘米谱线是研究银河系大尺度 结构的重要手段
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电离氢区（HII）

电离氢区是宇宙中包 含有大量电离氢的气 体云区域 H原子电离能E＝13.6eV
l=912AT~30000K O、B


星际介质通常和年轻恒星一起
星际气体：中性氢、电离氢和分子云 星际尘埃：直径～10-5cm的固态颗粒
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星际气体
中性氢区 电离氢区 星际分子

星际尘埃
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星际气体 (Interstellar Gas)

银河系


最高真空度：10-12mmHg，相当于32000个原子/cm3

分类：粒子数密度

星 云：n > 10个原子/cm3 星际介质：n < 10个原子/cm3
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主要特点

不均匀性

密度分布相差很大：~10-2－106cm-3 局部温度相差很大：~10－107K
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星际消光 (Interstellar Extinction)

星际尘埃对星光 的吸收和散射造 成星光强度的减 弱。

考虑星际消光的 影响后，实际测 量的天体的视星 等应为：
m M 5 5log d AV
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星际红化 (Interstellar Reddening)
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18世纪末，英国天文学家威廉.赫歇尔发现恒星 之间有弥漫的星云存在，并发现银河中有一些 暗的、缺少恒星的“空洞”和“间隙”
暗区存在 大量的暗 星云，把 恒星发出 的星光遮 蔽，非真 正的“空 洞”
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1904年，德国天文学家Johannes Hartmann 发 现了星际气体 光谱观测猎户座d星（分光双星），除了周期 性移动的谱线，还有静止的CaII线 双星和地球之间存在星际钙离子云
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分子辐射
(a)
电子跃迁UV和Opt.波段
(b)
(c)
分子振动跃迁 红外波段
分子转动跃迁 射电波段
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示踪分子
H2分子不发射射电辐射，但通常与CO、HCN、 NH3、H2O 分子成协。
利用CO 分子的2.6毫米射电辐射可研究H2分子的 分布
•星际尘埃对 星光的散射随 波长的变化而 不同(散射截 面~1/l4)， •对蓝光散射 较多而对红光 散射较少，因 而造成星光颜 色偏红。
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星际气体多为 球形,星际尘 埃多为不规则 形
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尘埃偏振效应
(A) 非偏振光通过偏振片,
变成偏振光
(Байду номын сангаас)
星际介质中的尘埃粒 子也可以使得通过它 的光发生偏振