24_星际介质

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产生原因： 产生原因 星际气体中 的原子受恒星紫外光子 的电离而产生吸收线; 星际气体低温→较窄的 吸收线; 恒星的星光在到达地球 前可能会穿过多块气体 云，由于每块云的运动 状态不同，可能会出现 多重吸收线。 多重 星际氢原子的吸收线属 氢 于Lyman线系 Lyman线系 线系，位于紫 紫 外波段只能在空间观测
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天文分子的发现和证认是通过谱线测量完成的. 天文分子谱线 分子谱线数量浩瀚,类型丰富,由分子内部复杂的运动引起. 分子谱线
例：
图为Orion-KL的亚毫米波谱线扫描结果 (607～725GHz ; 0.5～0.41mm)。发现了 1064 条谱线 的亚毫米波谱线扫描结果 图为 ～ ～ 。 特征。由于部分的谱线重叠， 图中的谱线主要是CO, CS, SO, SiO, 特征。由于部分的谱线重叠，实际估计谱线为 2032 条。图中的谱线主要是 HCN, HCO+, H2CO, SO2和CH3OH 等转动跃迁谱线。(取自 ApJS, 2001, 132, 281) 等转动跃迁谱线。 取自
第二十四章 星际介质
§24.1 星际气体 §24.2 星际尘埃
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§24.1 星际气体 (Interstellar Gas)
1. 星际介质 (Interstellar Medium, ISM)
射电
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分子云 (Molecular Clouds)
通过观测CO 分子的辐射，发现星际分子聚集成团 聚集成团形成 聚集成团 分子云。 分子云 温度 ~ 10K 质量：1-106 M⊙，直径：1-600 ly，密度：103 -105 cm-3 分子云占据银盘内大约1%的空间，质量大约占星际气 体总质量的50%。
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5. 中性 云的观百度文库 —— H原子 厘米谱线 中性H云的观测 云的观测.II 原子21厘米谱线 原子
1944 年H. van de Hulst 预言处于基态的中性 原子 中性H 中性 （T~100-3000 K）可以产生波长21厘米 波长21厘米的射电谱线。 波长 厘米 H原子中的电子在自旋与原子自旋平行状态 反平行状 平行状态和反平行状 平行状态 态间的跃迁产生的射电谱线，频率1.4204 GHz，波长 21.11厘米。 尽管单个H 原子的跃迁概率极低，但由于星际空间中 H 的H非常丰富，其产生的21厘米谱线仍然能够观测到。
CO emission in the Galaxy
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分子辐射 -- 分子谱线
(a) 电子跃迁
紫外和光学波段 射电波段 射电 红外波段 红外
CO分子 CO分子
(b) 分子转动 转动跃迁 转动 (c) 分子振动 振动跃迁 振动
… (分子内部复杂作用产生的跃迁)
E3
碰 撞 衰 变
E2 E1
布居数反转
外来微波光子： hν=E2-E1
…
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Townes & Schawlow
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天体MASER的研究意义 天体MASER的研究意义
Seyfert 星系：M106 超大质量黑洞4x107M⊙ H2O Maser 观测 中心黑洞质量
核
电 子
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由于不受到尘埃的散射影响，H原子21厘米谱线是研究 银河系大尺度结构的重要手段。 银河系大尺度结构
谱线强度→ 氢云的密度与温度
+
谱线位移→ 氢云的视向速度 氢云的运动学距离与分布
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银河 系运 动模 型
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Gas Distribution in the Galaxy
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“宇宙第一缕曙光 第一缕曙光”探测计划 -- 21CMA 第一缕曙光
10287 antennas @ 4x6 km arms Physical area：50544m2 Effective area: 25000 m2 ： Frequency coverage: 50 - 200 MHz Redshifted 21cm Line: λ = 21cm (1 + z) z λ(cm) ν(MHz) 6 147 200 10 246 130 20 441 68
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探测大爆炸后第一代天体 第一代天体发出的“光”（H的21cm 21cm线） 21cm 15 基础天文学_Chap.24
6. 星际分子的观测 星际分子 分子的观测
当星际介质的温度很低（~3 - 20K）时，星际分子开始 形成。如：H + H → H2 星际分子分布在大的、冷的、致密 致密的暗云中。 大 冷 致密 已观测到包括H2, CO OH, H2O, NH3等约100多种无机 H CO, 和有机分子，其中H2分子含量最丰富（有机分子H2CO H H [甲醛]- NH2CH2COOH [氨基乙酸]）。
1930 年R. J. Trumpler 在研究疏散 星团的距离和大小时，得到了一个 奇怪的结果：疏散星团离太阳越远， 直径就必须越大，才能符合疏散星 直径就必须越大 团的视亮度和直径的统计关系。 这种关系成为星际尘埃存在的证据。
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巨分子云 (Giant Molecular Clouds) G
直径 ~300 ly. 温度 ~ 20 K, 密度~ 100-300 cm-3, 质量 ~ 106 M⊙. 云中约有10%足够致密 可致恒星形成, 成为年 轻恒星诞生的“温床”。 巨分子云的寿命约为 107~8 yrs.
星系内分布在恒星与恒星之间（~6-10 ly）的物质。 包括星际气体 星际尘埃 星际气体、星际尘埃 星际气体 星际尘埃、宇宙线与星际磁场*。 星际物质的质量约为银河系恒星质量的10%。 主要分布在距离银道面约1000 ly的范围内。
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2. 星际气体 (Interstellar Gas)
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猎户座大星云 M42
原恒星及其 周围的尘埃盘
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(1) 发射星云的光谱观测特征
具有（容许 禁戒 容许和禁戒 容许 禁戒）发射线，颜色偏红 红 典型温度~ 8000 K（←谱线宽度）
NGC2346(蝴蝶星云) 及其光谱
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[OIII]辐射 如: [OIII] (~ 4959 & 5007Å )
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麒麟座玫瑰星云 麒麟座玫瑰星云 NGC2237
Hydrogen Oxygen
疏散星团 NGC 2244 NGC2237 (玫瑰星云)
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(2) 辐射原理
容许谱线 (Permitted lines)
星云原子中的电子受高温恒 星紫外辐射而激发或电离。 电子的复合 复合或退激发产生偏 复合 H 红的H〈(~ 6563Å ) 发射.
禁戒谱线 (Forbidden lines) 电子与电离态原子发生碰 撞, 使其被激发到低能态 的亚稳 亚稳能级 →禁戒跃迁 亚稳 禁戒跃迁
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温 度 上 升
3. 电离 云的观测 — 发射星云 (Emission Nebulae) 电离H云的观测
被高温（O, B0-2型）恒星的紫外辐射电离 电离的星际 电离 物质，也称为一次电离氢区 (HII区)。 一次电离氢区 HII区
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M8 (礁湖星云)
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示踪分子
H2分子不发射射电辐射 (对称分子)，但通常与CO、 对称分子) HCN、NH3、H2O 分子成协。 CO 分子的2.6毫米 毫米射电辐射可以研究H2分子的 如利用CO 分子的2.6毫米 分布（H2 : CO ~ 104 : 1）。
光学
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星际气体主要由氢(H) 氢(H)构成； 星际气体的空间分布是不均匀的（星云、冕气），密 度分布~10-2－106 cm-3 ； 在不同环境下H的存在方式不一样（HI 区、HII 区、分 子云）。
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气体区域的基本类型
冷的致密分子气体 (T = 20 K, n > 1000 cm-3): these clouds contain most of the mass of the ISM, but occupy a very small relative volume because they're so cold and dense. 冷气体 (T = 100 K, n = 20 cm-3): these clouds of primarily neutral atomic gas occupy about 3 times the volume of the colder clouds above. 热的中性气体 (T = 6000 K, n = 0.3 cm-3): this gas surrounds the colder clouds and occupies about one fifth of the total ISM volume. 热的电离气体 (T = 8000 K, n > 0.5 cm-3): this gas surrounds hot stars and consists mainly of ionized hydrogen (i.e. protons). 非常热的介质 (T = 106 K, n = 0.001 cm-3): this medium, heated by shock waves from supernovae, occupies most of the volume of the ISM.
HII 区 云际气体 云际冕气
10-104 0.2-0.3 10-4-10-3
极少 20% 0.1%
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§24.2 星际尘埃 (Interstellar Dust)
1. 星际消光 (Interstellar Extinction) 与红化 (Interstellar Reddening)
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7. 云际气体 (Intercloud Gas)
在星际云间的空间中也存在气体。主要有中性的稀薄 气体和更稀薄的热气体（~104 K）。 紫外和X射线观测还发现存在一类温度高达106-107 K的 热气体，称为云际冕气 (coronal gas) 。 20 - 60%的星际空间被云际冕气占据 。 这些气体的高温主要来自超新星的加热。
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分子脉泽 (MASER)
受激辐射微波 微波放大 受激辐射微波放大 (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation)。 分子受激 (微波)辐射放大：能级布居数反转，有 效的抽运 抽运(pump)机制！ 抽运
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小结：星际气体的主要性质
成分 HI 区 观测证据 21厘米谱线， 紫外吸收线 温度 (K) 50-100 密度 (cm-3) 1-50 102-109 质量百分比 40% 40%
分子云
红外辐射，紫外吸 10-50 收线，CO射电和红 外辐射、脉泽 10 光学和红外发射线， 4 射电连续辐射 21厘米谱线 X射线 (OVI）辐射 7,000-104 106
4. 中性 云的观测 —— 星际吸收线 中性H云的观测 云的观测.I (Interstellar Absorption Lines)
在某些热恒星（特别是双星 中）光谱中出现并非来自恒 星大气的吸收线，如H的 Lyman线和Ca, Na, Fe等吸收 线。 特征：尖锐、无周期性 Doppler位移。