分子谱线分析

射电 1994 C4H
射电 1978
*SH 红外 2000 H3+
红外 1996 CH4
射电 1978
*MgCN 射电 1995 *SiH4
红外 1984
*SiCN 射电 2000 c-C3H2 射电 1985
*AlNC 射电 2001
---------------------------------------------------------------------------------------------------------------
CH+ 可见 1941 HCN 射电 1970 HNCO 射电 1971
OH 射电 1963 HNC 射电 1971 H2CS 射电 1971
CO 射电 1970 OCS 射电 1971 C2H2 红外 1976
H2 紫外 1970 H2S 射电 1972
C3N 射电 1976
CS 射电 1971 C2H 射电 1974 HNCS 射电 1979
分子云的所有宏观特性几乎都是以分子氢的特性 为表征的。然而由于在大多数的分子云情况下，分子 氢不容易被直接观测，因此我们在相当时期主要是通 过对CO分子的观测来了解分子云的物理状态、分子 云的分布和分子云的运动等特性的。
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主要原因 ： 1．H2分子是同核双原子分子， 因此不具有永久性的电偶极矩和
Aul(J=1-0)= 7.410-8s-1。
比H的Ly的Aul要小得多。在星际条件下CO是比较容易激发的分
子。
谱线光厚： =κ ds
源函数：
dI
d
S
I
S
j
nlBlnuuAnuulBul2hc23
1 nlgu 1
nugl
nugl nl gu
exp
h
kTex
则 S = B (Tex )
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• 源函数是在谱线激发温度上的普朗克函数。而激发温度则是一个 等效的普朗克温度。
射电 1997
H2C6
射电 1997
CH3COOH(?) 射电 1997
CH2OHCHO 射电 2000
十原子 CH3C4CN(?) 射电 1984 (CH3)2CO 射电 1987 NH2CH2COOH(?)射电1994 HOCH2CH2OH 射电 2002
十一原子
HC9N
射电 1977
十三原子 HC11N 射电 1982？
天文分子谱线分析
—天体物理环境下CO分子谱线的形成
· 背景知识及观测实例 · 谱线分析基本原理（theoretical/analytical)
及其可提供的天文信息 · 实际运用
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一.背景知识及观测实例
迄今探测到的天文分子（包括分子离子和基， 但不包括同位素分子）已高达128种, 谱线几千条。一些相当复杂的有机分子， 如：羟基已醛CH2OHCHO(第一个星际糖) 和 已二醇HOCH2CH2OH(星际防冻剂)等 也在星际云中被探测到
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2. 氢分子没有微波跃迁（微波跃迁适于低温下的激发 ）
由于H2的转动惯量小，转动常数Be大，因此转动能级间隔大。如 H2电子 基态 X1Σg+ ，振动基态v=0上的最低几个转动跃迁：J=2-0, λ=28μ(等效温度 509K）; J=3-1, λ=17μ; 在一般的冷分子云中（T＜100K）是很难将分子激 发到H2的转动激发态的。大气在λ＞25μ后基本上是不透明的，
SiO 射电 1971 N2H+ 射电 1974 HOCO+ 射电 1980
SO 射电 1973 SO2 射电 1975 l-C3H 射电 1984
NS 射电 1975 HCO 射电 1976 C3O 射电 1984
SiS 射电 1975 HNO 射电 1977 HCNH+ 射电 1984
C2 红外 1977 HCS+ 射电 1980 c-C3H 射电 1985
*SiN 射电 1990
（1993证认）
HC3N 射电 1970
NH 紫外 1991 NH2+ 射电 1993 CH2NH 射电 1972
SO+ 射电 1992 NH2
射电 1993 NH2CN 射电 1975
CO+ 射电 1993 *NaCN 射电 1994 H2CCO 射电 1976
HF
红外 1997 N2O
*AlCl 射电 1987 *CCC 红外 1988 CH2D+(?)
1993
*KCl 射电 1987 SiH2(?) 射电 1990 SiC3 射电 1999
*AlF 射电 1987 CH2 射电 1990 CH3
红外 2000
*SiC 射电 1989 C2O 射电 1991
五原子
*CP 射电 1989 *MgNC 射电 1986 HCOOH 射电 1970
CH3NH2 射电 1974
CH2CHCN 射电 1975
HC5N
射电 1976
C6H
射电 1986
c-C2H4O 射电 1997
CH3CH2CN 射电 1977
HC7N
射电 1977
CH3C4H
射电 1984
C8H
射电 1996
八原子
CH3OHCO 射电 1975
CH3C3N 射电 1983
C7H
氢分子在λ=12μ上的J=4－2的跃迁和更高转动能级间的电四极跃迁以及 λ=2μ上的振动转动跃迁已经在1000－2000K的激波加热区的气体中探测到了。
因此无论是H2的红外还是紫外的辐射通常都不适于作为银河系大尺度范围 内冷分子气体的探针。 • 由于CO分子是靠与H2碰撞来激发的，因此CO（特别是它的J=1-0的跃迁） 便成为研究H2分子的重要手段。
磁偶极矩。这样，氢分子电子基态的电、磁偶极矩的振转跃 迁是禁戒的。只发生电四极矩跃迁。
利用哥白尼(Copernicus)卫星，已在紫外亮星的附近探 测到了氢分子的Lyman和Werner带的电子吸收谱但这种观测 只适于研究满足特殊条件的云(如弥漫星云)，而不适于消光比 较大的稠密分子云。
不过，近来FUSE的使用，使H2分子观测有很大进展。
谱线辐射和连续辐射同时存在时,且Sc≈Sl ， Ibg ≈0
ΔI = Sl (1 - exp(-l ))·exp(-c )
适于光厚HII区中的射电复合线和存在尘埃时H2,HD等分子远红外转 动发射和吸收计算。
设：f为望远镜（天线）波束填充因子 = s/B
<ΔI>beam = (fLB (Tex )-fbg Ibg )<1-exp(- )>
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表1.1 已观测到的天文分子表（2002年前）
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化学符号 波段 发现年份 化学符号 波段 发现年份 化学符号 波段 发现年份
二原子
三原子
四原子
CH 可见 1937 H2O 射电 1968 NH3 射电 1968
CN 可见 1940 HCO+ 射电 1970 H2CO 射电 1969
(LVG模型-Sobolev近似，各种分子谱线轮廓的形成）
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1 分子谱线的辐射转移方程
首先考虑处在一个平行-平面近似云中的谱线辐射转移方
程。
dI ds
j
I
j h4nuAul
h 4nlBlunuBul
Aul
64432ul
3hc3
Aul6434h3c32d
J1 2J3
J1J
ห้องสมุดไป่ตู้
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对CO，μd= 0.112 Debye, =2B(Jl+1)
近年来亚毫米波和红外谱线技术的进展，为用更多的分子 谱线来示踪分子云中的各种相差悬殊的物理参数成为可 能．（见透明片）
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二. 谱线分析基本原理（theoretical/analytical) 及其可以提供的天文信息
由射电望远镜或红外望远镜得到的谱线资料有谱线强度、谱线轮 廓以及观测到的线心频率相对谱线静止频率的偏移。如何由这些 资料推求出分子云或拱星分子包层的运动温度、气体(主要是H2 ) 密度、柱密度、某种分子的相对丰度以及分析它的运动和正在进 行的物理过程,首先必须了解是什么样的过程决定了我们所得到 的观测量。这就涉及到分子云或分子包层的谱线辐射转移理论， 也即分子谱线形成的理论、它的微观过程和物理机制。
• [1] Winnewisser G, Churchwell E, Walmsley C M. In : Chantry G W, ed. Modern aspects of microwave spectroscopy. London : Academic Press Inc, 1979. 313
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在具体的天体物理环境下，各种谱线轮廓形成的最直接 反映是谱线辐射区的物理结构、速度场和谱线光厚等。从分 子云的物质分布看,有均匀结构和不均匀结构(如团块、纤维状 物质和空洞等)之分;从速度场性质看,又有热速度场和非热速 度场(如系统运动和湍动运动)之分。谱线形成的进一步研究还 涉及到分子云和拱星分子包层的动力学状态以及成协天体的 演化。（观测实例见透明片）(下为主要参考书目）
二维高斯分布下：
f
sx
sy
2 实2用文档 2
2
sx B
1997
* 表示只在晚型星拱星包层中探测到的分子 ？表示已发现但尚未证认的分子
- （c）表示环形分子，(l)表示线形分子实用文档
在天体物理中分布最广，最丰富和最重要的分子 是H2 。除H2外地位最重要，丰度最高的分子是CO。 但即使这佯，CO分子相对H2分子的丰度也只有10-4－ 10-5量级。因此所谓分子云的气体密度、柱密度都是 指分子氢的密度，nH2 和柱密度NH2。
CH2CN 射电 1987
*C4Si 射电 1989
七原子
九原子
*CCCCC 红外 1989 CH3C2H 射电 1971 CH3CH2OH 射电 1974
l-C3H2 射电 1990 CH3CHO 射电 1971 (CH3)2O 射电 1974
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HCCNC 射电 1992 HNCCC 射电 1992 H2COH+ 射电 1996
NO 射电 1978 HOC+ 射电 1983 H3O+ 射电 1986
HCl 红外 1984 c-SiC2 射电 1984
C3S 射电 1986
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PN 射电 1987 H2D+ 红外 1985 *HCCN 射电 1991
*NaCl 射电 1987 C2S 射电 1986 H2CN 射电 1994
• [2] Genzel R. In : Pfenniger D , Bartholdi P, ed. The galactic interstellar medium. Berlin : Springer-Verlag, 1992. 275
• [3] Elitzur M. Astronomical masers. Dordrecht : Kluwer Academic Publishers, 1992.
六原子
CH3OH 射电 1970
CH3CN 射电 1971
NH2CHO 射电 1971
CH3SH 射电 1979
*C2H4 红外 1980
C5H
射电 1986
CH3NC 射电 1997
HCCCHO 射电 1989
H2C4
射电 1990
CCCCCO
1990
HCCCNH+ 射电 1994
C5N
射电 1998
• [4] Emerson D. Interpreting Astronomical Spectra. Chichester: John Wiley and
Sons, 1996
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1 分子谱线的辐射转移方程 2 .分子谱线剩余强度和亮温的计算 3. 分子云物理参数确定的LTE方法 4. 热化与临界密度 5. 膨胀大气中分子谱线的形成
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CS,CO分子在电子基态1和振动基态v=0以及SiO在最低四 个振动态上的转动能级图。
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示踪分子云物理条件的其它探针分子
星际分子广泛存在于各种天文环境，如星际云、恒星形成 区、电离星云、恒星包层、星系前物质、类星体吸收线区、 年青的超新星遗迹以及河外星系，星系中心甚至包括某些 活动星系核等，因此要求我们利用分子谱线的信息示踪气 体温度10K3000K，密度从10cm-3—1011cm-3 变化的广 阔范围。仅仅利用CO的低转动跃迁谱线是不够的。
• 谱线辐射和连续辐射同时存在时辐射转移方程变成更一般的形式
ddIslSl cSctoIt
2 .分子谱线剩余强度和亮温的计算
谱线强度 :
I SetdtIbge
0
I = B (Tex )(1 - exp(- )) + Ibg exp(-)
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Tex
h
k
lnnnulggul
谱线的剩余强度: ΔI = (B (Tex ) - Ibg )(1 – exp(- ))