24_星际介质

2020/1/28基础天文学_Chap.241OurGalaxyinStars,Gas,andDust第二十四章星际介质§24.1星际气体§24.2星际尘埃2020/1/28基础天文学_Chap.242§24.1星际气体(InterstellarGas)1.星际介质(InterstellarMedium,ISM)星系内分布在恒星与恒星之间（~6-10ly）的物质。包括星际气体、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1000ly的范围内。2020/1/28基础天文学_Chap.2432.星际气体(InterstellarGas)星际气体主要由氢(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~10-2－106cm-3；在不同环境下H的存在方式不一样（HI区、HII区、分子云）。2020/1/28基础天文学_Chap.244气体区域的基本类型冷的致密分子气体(T=20K,n1000cm-3):thesecloudscontainmostofthemassoftheISM,butoccupyaverysmallrelativevolumebecausethey'resocoldanddense.冷气体(T=100K,n=20cm-3):thesecloudsofprimarilyneutralatomicgasoccupyabout3timesthevolumeofthecoldercloudsabove.热的中性气体(T=6000K,n=0.3cm-3):thisgassurroundsthecoldercloudsandoccupiesaboutonefifthofthetotalISMvolume.热的电离气体(T=8000K,n0.5cm-3):thisgassurroundshotstarsandconsistsmainlyofionizedhydrogen(i.e.protons).非常热的介质(T=106K,n=0.001cm-3):thismedium,heatedbyshockwavesfromsupernovae,occupiesmostofthevolumeoftheISM.温度上升2020/1/28基础天文学_Chap.2453.电离H云的观测—发射星云(EmissionNebulae)被高温（O,B0-2型）恒星的紫外辐射电离的星际物质，也称为一次电离氢区(HII区)。M8(礁湖星云)2020/1/28基础天文学_Chap.246猎户座大星云M42原恒星及其周围的尘埃盘2020/1/28基础天文学_Chap.247(1)发射星云的光谱观测特征具有（容许和禁戒）发射线，颜色偏红典型温度~8000K（←谱线宽度）NGC2346(蝴蝶星云)及其光谱2020/1/28基础天文学_Chap.248(2)辐射原理容许谱线(Permittedlines)星云原子中的电子受高温恒星紫外辐射而激发或电离。电子的复合或退激发产生偏红的H(~6563Å)发射.禁戒谱线(Forbiddenlines)电子与电离态原子发生碰撞,使其被激发到低能态的亚稳能级→禁戒跃迁如:[OIII]辐射(~4959&5007Å)2020/1/28基础天文学_Chap.249麒麟座玫瑰星云NGC2237疏散星团NGC2244HydrogenOxygenNGC2237(玫瑰星云)2020/1/28基础天文学_Chap.24104.中性H云的观测.I——星际吸收线(InterstellarAbsorptionLines)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。2020/1/28基础天文学_Chap.2411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。星际氢原子的吸收线属于Lyman线系，位于紫外波段只能在空间观测2020/1/28基础天文学_Chap.24125.中性H云的观测.II——H原子21厘米谱线1944年H.vandeHulst预言处于基态的中性H原子（T~100-3000K）可以产生波长21厘米的射电谱线。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1.4204GHz，波长21.11厘米。尽管单个H原子的跃迁概率极低，但由于星际空间中的H非常丰富，其产生的21厘米谱线仍然能够观测到。核电子2020/1/28基础天文学_Chap.2413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。谱线位移→氢云的视向速度谱线强度→氢云的密度与温度+银河系运动模型氢云的运动学距离与分布2020/1/28基础天文学_Chap.2414GasDistributionintheGalaxy2020/1/28基础天文学_Chap.241510287antennas@4x6kmarmsPhysicalarea：50544m2Effectivearea:25000m2“宇宙第一缕曙光”探测计划--21CMAFrequencycoverage:50-200MHzRedshifted21cmLine:λ=21cm(1+z)zλ(cm)ν(MHz)6147200102461302044168探测大爆炸后第一代天体发出的“光”（H的21cm线）2020/1/28基础天文学_Chap.24166.星际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、致密的暗云中。已观测到包括H2,CO,OH,H2O,NH3等约100多种无机和有机分子，其中H2分子含量最丰富（有机分子H2CO[甲醛]-NH2CH2COOH[氨基乙酸]）。COemissionintheGalaxy2020/1/28基础天文学_Chap.2417分子辐射--分子谱线(a)电子跃迁紫外和光学波段(b)分子转动跃迁射电波段(c)分子振动跃迁红外波段…(分子内部复杂作用产生的跃迁)CO分子2020/1/28基础天文学_Chap.2418天文分子的发现和证认是通过谱线测量完成的.天文分子谱线数量浩瀚,类型丰富,由分子内部复杂的运动引起.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CO,CS,SO,SiO,HCN,HCO+,H2CO,SO2和CH3OH等转动跃迁谱线。(取自ApJS,2001,132,281)2020/1/28基础天文学_Chap.2419示踪分子H2分子不发射射电辐射(对称分子)，但通常与CO、HCN、NH3、H2O分子成协。如利用CO分子的2.6毫米射电辐射可以研究H2分子的分布（H2:CO~104:1）。光学射电2020/1/28基础天文学_Chap.2420分子云(MolecularClouds)通过观测CO分子的辐射，发现星际分子聚集成团形成分子云。温度~10K质量：1-106M⊙，直径：1-600ly，密度：103-105cm-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%。2020/1/28基础天文学_Chap.2421巨分子云(GiantMolecularClouds)直径~300ly.温度~20K,密度~100-300cm-3,质量~106M⊙.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107~8yrs.2020/1/28基础天文学_Chap.2422分子脉泽(MASER)受激辐射微波放大(MicrowaveAmplificationbyStimulatedEmissionofRadiation)。分子受激(微波)辐射放大：能级布居数反转，有效的抽运(pump)机制！E3E2E1碰撞衰变布居数反转Townes&Schawlow外来微波光子：h=E2-E1…2020/1/28基础天文学_Chap.2423天体MASER的研究意义Seyfert星系：M106超大质量黑洞4x107M⊙H2OMaser观测中心黑洞质量2020/1/28基础天文学_Chap.24247.云际气体(IntercloudGas)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（~104K）。紫外和X射线观测还发现存在一类温度高达106-107K的热气体，称为云际冕气(coronalgas)。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。2020/1/28基础天文学_Chap.2425小结：星际气体的主要性质成分观测证据温度(K)密度(cm-3)质量百分比HI区21厘米谱线，紫外吸收线50-1001-5040%分子云红外辐射，紫外吸收线，CO射电和红外辐射、脉泽10-50102-10940%HII区光学和红外发射线，射电连续辐射10410-104极少云际气体21厘米谱线7,000-1040.2-0.320%云际冕气X射线(OVI）辐射10610-4-10-30.1%2020/1/28基础天文学_Chap.2426§24.2星际尘埃(InterstellarDust)1.星际消光(InterstellarExtinction)与红化(InterstellarReddening)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。2020/1/28基础天文学_Chap.2427星际尘埃对星光的吸收和散射造成星光强度的减弱（变暗）。考虑星际消光(Av)的影响后，实际测量的天体的视星等应为：Vlog55AdMm在银道面附近星际消光量为Av/d=2mkpc-1星际消光(InterstellarExtinction)2020/1/28基础天文学_Chap.2428InterstellarExtinctionandReddening星际红化(InterstellarReddening)星际尘埃对星光的散射随波长的变化而不同（瑞利定律），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。散射截面σ∝1/λ42020/1/28基础天文学_Chap.24292.星际尘埃的性质成分硅酸盐或石墨微粒，外面被固态水、二氧化碳、氨等包裹。形状:长条形。星光偏振长条形尘埃有规则排列2020/1/28基础天文学_Chap.2430形成形成于红（超）巨星的外层大气（低温→气体凝结）在恒星演化晚期被吹向星际空间；少量来自超爆。尘埃对星际分子的作用分子云中的尘埃屏蔽了星光中的紫外线，使分子免遭离解（分子“保护伞”）；尘埃可作为催化剂，加速分子的形成。FractalInterstellarDust2020/1/28基础天文学_Chap.2431昴星团3.星际尘埃云的光学观测——反射星云和暗星云反射星云(ReflectionNebulae)星云通过尘埃反射(散射)附近的热星的星光而发光，颜色偏蓝，光谱为吸收谱。热星的光谱型一般晚于B1~3型。产生反射（散射）的尘埃很可能是冰状小颗粒（半径0.25m），由H,C,N,O等轻元素的简单分子组成2020/1/28基础天文学_Chap.2432蛇夫座巫头星云IC46032020/1/28基础天文学_Chap.2433鹰星云暗星云(DarkNebulae)大量的尘埃阻挡了星云内部或后面恒星的星光。它们往往是巨分子云的一部分,其中的致密核是新恒星的诞生地!猎户座马头星云“创造之柱”—年轻恒星的诞生地！2020/1/28基础天文学_Chap.2434TheDarkM