第九课 星际介质

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主要内容

• 【观测恒星间的物质】
  
• 【中性氢】
  
• 【星际尘埃】
  
• 【星云与高温气体】
  
• 【星际分子】
  

了解/理解

• 发现恒星际气体
  
• 中性氢和21厘米线
  
• 发现恒星际尘埃
  
• 星云的形态
  
• 高温电离氢气体
  
• 氢分子云
  
• ISM的加热与冷却
  

银河系里不只有恒星，我们可以想像，存在着密度极低的、弥漫的各种气体与尘埃，填满着广袤的星际空间。
【观测恒星间的物质】
1781年发表的梅西耶星表里记载了103个“星云状”天体，同时期威廉·赫歇尔与卡罗琳·赫歇尔也发现了共约3000个星云和星团。
1904年，德国天文学家哈特曼注意到，猎户座δ（B0星；分光双星）光谱中存在不随双星运动的一次电离钙的吸收线，并认为这些特殊的吸收线实际上是星光穿过星际气体时产生的。
1928年斯特鲁维指出分光双星中这种无位移的谱线的强度随着恒星距离的增加而增强,说明这种谱线不是由双星周围的钙云（以前的解释）所引起,而是由太阳和双星之间的气体造成的。
直到1930年左右，人们才普遍承认星际吸收线的存在。 星际气体中的原子受恒星紫外光子的电离而产生吸收线，而且由于星际气体低温，产生的是窄吸收线。星际吸收线的位置反映了星云的运动。
1930年代的观测显示了恒星际气体多重吸收线，揭示了恒星际不均匀、气体团体的存在（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）。
*问题：当我们观测一颗遥远的恒星，我们该如何分辨其吸收谱线来自其大气或是星际介质？星际吸收线产生需要怎样的条件？它们的强度与什么因素有关？
【中性氢】
星际空间由于温度低，大部分氢都以中性氢的形式存在。
1944 年丹麦科学家van de Hulst 预言中性H 原子（T～100—3000 K）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1.42 GHz，波长21厘米。 尽管单个H 原子的跃迁概率极低（能级寿命约107年），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。
1951年哈佛大学的Harold Ewen和Edward Purcell利用他们设计的喇叭天线首次探测到21厘米发射线。
H原子21厘米谱线是研究银河系大尺度结构的重要手段。通过谱线的移动可以计算多普勒速度，向银河系一个方向看去，可以发现多个运动速度，从而给出悬臂的图像。
21厘米谱线存在吸收线和发射线，反映了温度的高低。吸收线代表了数百K的温度，发射线代表了数千K的温度。
一般讨论X射线、紫外的吸收都是指中性氢的吸收。
*问题：弥漫于宇宙环境中的中性氢是由21cm谱线来观测的，这一谱线是如何产生的？我们该如何进行观测？
*问题：中性氢的发射及吸收线各在什么条件下产生？其蕴含了哪些天体物理信息？
*问题：21cm谱线能够反映星际介质的物质结构，对中性氢的观测是如何揭示银盘结构的?
【星际尘埃】
银河系中心弥漫的黑带是尘埃。尘埃无处不在。
星际尘埃对星光的吸收和散射会造成星光强度的减弱，这称为消光。星际尘埃对星光的散射截面随波长的变化而不同（Mie theory）：


对于Rayleigh散射，尘埃尺度a远小于λ，散射截面与λ4成反比。
尘埃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，这称为红化。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+5\log d+A_V
*问题：描述星际介质中的尘埃对星光散射的Mie Theory、地球大气对阳光的Rayleigh散射理论以及粒子的Thompson散射理论有什么异同？我们如何通过星际介质的散射行为估计其中尘埃的大小分布？
当尘埃呈长条形且对齐（受磁场影响），背景的星光可能发生极化现象，即偏振。
*问题：来自于恒星的自然光一般认为是没有偏振的，但测量到一些恒星的辐射会存在一定程度的线偏振。这一观测现象的起源是什么？
刻画尘埃性质的方法有：
1. 观测已知性质的背景恒星，推知前景ISM消光曲线。2175纳米吸收峰可能由石墨（ISM尘埃的主要成分）或多环芳香烃PAH造成。
2. 近红外波段（3.3至12微米）的辐射可能来自PAH。
3. 近红外吸收带（9.7微米和18微米）可能来自硅酸盐。
4. 为了重构消光曲线，石墨和硅酸盐尺寸范围需要从几微米到几纳米。
如果温度过高，尘埃会升华，从而被破坏。只有低于1000K左右，才能存在。
尘埃部分形成于红（超）巨星的外层大气（低温导致气体凝结），在恒星演化晚期被吹向星际空间，或形成于超新星、公共包层等。星际尘埃提供了原子聚集形成分子的场所；尘埃屏蔽了星光中的紫外线，使分子免遭瓦解。
*问题：星际介质中存在许多尘埃，它们的来源是什么？其的成分在演化过程中会发生什么变化？什么样的机质会破坏星际尘埃？
*问题：星际尘埃内外的物质组分往往存在区别，这与行星经历的内外物质分异有什么不同？如果利用探测器在太阳系中收集尘埃物质，我们该如何对其进行表征？如何判断收集到的尘埃是来自系外的星际介质？
*问题：假设一个在全电磁波段都有发射的背景天体，在观测路径上的中性氢与尘埃对这一背景星光的衰减能力有什么不同？试着通过对衰减效率—波长作图说明。
人们很早之前就意识到了星云的存在，并将其分为三类：
（1）暗星云 (dark nebulae) ，大量的尘埃阻挡了星云内部或后面恒星的星光。如马头星云。
（2）反射星云 (reflection nebulae)  ，星云通过尘埃反射附近的热星的星光而发光，颜色偏蓝。 热星的光谱型一般晚于B3型。如昴星团。
（3）发射星云：被高温（O, B0-2型）恒星的紫外辐射电离的星际物质，也称为HII区。如M16和M8。
发射星云光谱具有（容许和禁戒）发射线，典型温度～8000 K（来自谱线宽度）。
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，电子的退激发产生。如偏红的Hα (～6563 ) 发射。
禁戒谱线 (forbidden lines)：发射星云中的低温、低密度是禁戒跃迁的条件。如绿色的O[II]（3727）、O[III]（4959，5007）辐射。
【星云与高温气体 】
行星状星云和超新星遗迹都是天空中显著的星云形态。
超新星遗迹来自于大质量恒星的死亡，其爆发把周围物质电离并炸走，形成高速高温气体（几万K以上），这些电离气体逐渐复合并慢慢消散。
死亡恒星（白矮星）炽热的紫外辐射将周围尘埃气体云的内部电离，产生被称为行星状星云的壮观景象。
HII区、行星状星云和超新星遗迹是三类不同的现象，演化阶段不同、形态不同、发射线强度比不同。
软X射线发现温度为10^5—10^6K的气体弥散在整个银河系中。
*问题：我们能够观测五颜六色的星云。星云的颜色代表了什么样的辐射过程？
*问题：HII区、行星状星云和超新星遗迹有什么相同与不同之处？我们能通过何种手段对它们做出证认？
*问题. 银河系充斥着在X射线发射的高温（10^5—10^6K）电离气体，这些气体是如何形成并维持的？为什么我们很少观测到紫外发射的气体（～10^4K）？
【星际分子】
在远离星光或星光被尘埃挡住的地方，存在星际分子。当星际介质的温度很低（～3—20 K）时，星际分子开始形成。星际尘埃有利于分子的形成与维持。星际分子分布在大的、冷的、致密的暗云中。
基于分子的辐射，星际分子探测方法有：
（a）电子跃迁（ electronic transitions），辐射在紫外和可见光波段；
（b）分子转动跃迁 (rotations) ，辐射在射电波段；
（c）分子振动跃迁 (vibrations) ，辐射在红外波段
目前已经观测到包括H2, CO, OH, NH3等约100种无机和有机分子，其中氢分子H2分子含量最丰富（有机分子H2CO [甲醛]、NH2CH2COOH [氨基乙酸]）
分子云中的主要成分为H2。探测方法：
（1）远紫外吸收线：Lyman和Werner电子吸收带，于1973年被Carruthers使用卫星探测到。
（2）温暖的H2分子（500-2000 K）的旋转振动能级跃迁在1—28 μm的红外辐射带，于1970s在恒星形成区和高密度反射星云中发现。
（3）大多数的冷H2分子（3—20 K）不能被直接探测到,但通常与CO、HCN、NH3、H2O 分子成协。因此可以利用如CO分子的2.6毫米射电辐射研究H2分子的分布。
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（Molecular Clouds）；质量：1—10^6 M⊙，直径：1—600光年；密度：10^3—10^5 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%。
*问题：星际介质中为什么能够产生复杂的有机分子？大量在地面环境下不稳定的自由基（radical，如OH、CH，也称为开放壳（open—shell）分子）出现在星际介质中，它们为什么能稳定存在？
*问题：当星际介质温度很低（3—20K）时，我们无法利用21cm谱线对中性氢进行观测，为什么？利用其他分子（e. g. CO，H＋CN）谱线进行间接测量为什么是可行的？
我们总结一下星际介质的存在形式。
当温度在20 K以下时，以分子云的形式存在；温度略高以冷的中性介质（中性氢）存在；然后是暖的中性介质；温度在8000 K左右时，成为暖的电离气体和电离氢区；温度达到几百万K时，以热的电离介质形式存在。


不同相的气体介质处于压力平衡，其温度的保持来自加热与冷却的平衡。
加热方式有（1）冷中性氢中的光致电子加热；（2）温中性氢的光致尘埃电子加热和宇宙线加热；（3）分子云冷核中的宇宙线加热。
冷却机制包括21厘米发射线、尘埃红外辐射、氢的碰撞激发与复合、韧致辐射等。
由于氢的碰撞激发与复合冷却效率很高，而对应的温度为几万K，导致几万K的星际气体很少。
*问题：总结星际介质存在的形态，它们各自的加热和冷却机制是什么？