南京大学天体物理学课件5

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1、第六章星际介质和恒星形成§6.1星际气体§6.2星际尘埃§6.3恒星形成的理论模型§6.4恒星形成的观测证据§6.1星际气体1.星际介质(interstellarmedium)星系内恒星与恒星之间（6-10ly）的物质。包括星际气体、星际尘埃、宇宙线与星际磁场。星际物质的质量约占银河系恒星质量的10%星际物质主要分布在距离银道面约1000ly的范围内。性质气体尘埃质量百分比99%1%组成HI,HII,H2(70%);He(28%);N,Ne,Na等(2%)固体粒子（直径~0.01-0.1μm），如冰、硅、石墨等粒子数密度1cm-3

2、(vacuum:104cm-3)10-13cm-3质量密度10-24gcm-310-27gcm-3温度~100K,104K,50K(HI,HII,H2)10-20K研究手段星际吸收线、HI21厘米谱线、分子谱线星际消光和红化、星际极化、红外热辐射2.星际气体(interstellargas)星际气体主要由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）.3.电离H云的观测——发射星云(emissionnebulae)被高温（O,B0-2

3、型）恒星的紫外辐射电离的星际物质，也称为HII区。M8(LagoonNebula)(1)特征具有（容许和禁戒）发射线，颜色偏红。典型温度~8000K.蝴蝶星云（ButterflyNebula）(2)辐射原理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可见光偏红波段（Hα~6563Å）的发射线.发射星云中的低温、低密度条件→禁戒跃迁→绿色O[III]辐射TheRosetteNebulaNGC2244HydrogenOxygen4.中性H云的观测——星际吸收线热恒星（特别是双星中）光谱中并非来自恒星大气的吸收

4、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。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。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。5.中性H云的观测——H原子21厘米谱线1944年H.vandeHulst预言中性H原子（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1.42GHz，波长21厘米。尽管单个H原子的跃迁概率极低，由于星际空间中的H

5、非常丰富，其产生的21厘米谱线仍然能够观测到。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结构的最佳手段之一。6.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。分布在大的、冷的、致密暗云中。已观测到包括H2,CO,OH,NH3等约100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]）。辐射电子跃迁紫外和可见光波段）分子振动跃迁红外波段分子转动跃迁射电波段示踪分子H2分子不发射射电辐射，但通常与CO、HCN、NH3、H2O分子成协。如利用

6、CO分子的2.6毫米射电辐射可以研究H2分子的分布。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。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%。MolecularCloudBarnard68GiantMolecularCloudsAcloudwithadiameterof300lightyears.Temperatures~20K,numberdensities~100-300cm-3,ma

7、sses~106M⊙.Onlyabout10percentofthecloudwillbeinclumpsdenseenoughforstarstoformGiantmolecularcloudslastfor10to100millionyearsbeforetheydissipate.7.云际气体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

8、主要来自超新星的加热。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10-50102-10940%HII区光学和红外发射