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1、分子云和恒星形成 星际介质物理 2009年4 月20 日分子气体的组成及基本物理特征 组成：H 2 、He 、各种其他分子以及尘埃 温度：10K- 几百K 密度：10 2 -10 7 cm -3 广泛的分布于银道面上 探测：用CO 及其同位素分子的转动谱发射银河系内分子气体的分布 主要分布在银盘上 Dame, Hartmann, Jefferts, K. B.; Penzias, A. A., 1970, ApJ, 161, L43 ： “Carbon Monoxide in the Orion Nebula” 标志着分子天文学的诞生 CO: Twenty-Five Years of Mill
2、imeter-Wave Spectroscopy, Proceedings of the 170th Symposium of the International Astronomical Union held in Tucson, Arizona, May 29-June 5, 1995.利用CO 的观测获得分子云的物理参数 12 C 16 O1- 0 在绝大部分情况下是光厚的 其同位素 13 CO一般是光薄的 而C 18 O 在绝大部分情况下是光薄的 由辐射转移方程知道，光厚谱线可以得到 激发温度T B =T ex 由于 13 CO及C 18 O 的化学性质和CO 基本上一 样，而且由于其
3、要求的激发密度很低，可 以假定J=1-0 是热化的，T ex 一样，同时也等 于运动学温度T KCO 及其同位素 13 CO 、C 18 O的性质 频率：可以通过 以及同跃迁的CO 频率来计算 化学性质一样，所以R e 是一样的 而偶极距也是一样的，所以爱因斯坦A 系数 也是类似的( 差一个频率的3 次方项)CO 及其同位素 13 CO 、C 18 O( 续) 因为A 系数和C系数差异很小，所以，即使是在非 热化条件下，CO及其同位素的激发条件也是类似 的，T ex 可以近似相等 所以，对于光薄谱线 13 CO和C 18 O 可以利用CO得 到的T ex 来进行计算其柱密度 简单的考虑，由光薄
4、谱线的测量可以得到的是上 能级粒子柱密度，而上能级粒子数知道后，热化 假设下由T ex 可以计算得到各个能级的布居数，得 到总的柱密度，然后再假定一个 13 CO 和C 18 O的丰 度比，就可以得到H 2 的柱密度这种计算方法带来的不确定性 由 12 CO的亮温度( 天线温度) 得到的T ex ，会有填充 因子(filling factor) 的影响，偏小 不同的分子云，CO及其同位素的相对丰度会有比 较大的差异，而这个差异会直接带来H 2 分子云的 质量估算的不确定性 在比较冷的时候，CO及其同位素分子会附着 (depletion) 在尘埃上，导致气体中丰度降低 13 CO 1-0 跃迁在
5、很多情况下，也不是光薄的，这 时会使得由流量估算得到的柱密度偏低致密分子气体探针 偶极距大的分子 C S 、HCN 、HNC 、HCO + 丰度比CO小几个量级，但是 还是属于丰度偏高的分子， 否则无法测到辐射 在分子气体的密度高于临界 密度时，自发跃迁几率( 偶极 距) 越大，谱线越强 Blake 1987NH 3 分子的能级图 Ho & Towens 1983 ARA&A J是总角动量量子数 K是分子轴向的投影 选择定则为K=0 ， J=0, 以及+/-1 JK的时候，会通过 J=1 的跃迁(寿命在 10-100s) 到低J的能 态，这些跃迁落在远 红外波段 J=0 的跃迁，称为 反演谱，
6、落在23GHz 附近，频率和J有关NH 3 (1-1)反演谱的能级图 Ho & Towens 1983 ARA&ANH 3 (1-1)的精细结构线 Ho & Towens 1983 ARA&A几种常用线性分子的参数 下面4 个是常用的致密分子气体探针致密分子气体探针 Evans 1999 ARA&A常见原子和离子 的自发跃迁系数H 2 分子转动跃迁 v是振动量子数，跃迁只可以在反平行或者平行的分 子内部之间产生，波长很短，需要的激发温度高， 所以在一般的分子气体中，是无法激发的近红外分子的振动谱 H 2 v=1-0 S(1) 2.12微米，这条谱线一般是通过激 波激发，不是碰撞激发，否则需要的
7、气体温度太 高( 几千K) CO v=1-0 4.6 微米 在近红外的转动谱能级，和转动谱的能级偏离有 关，也就是说，转动能级不是严格的正比于 (J+1) J ，是和振动能级有关的H2 2.12 微米谱线CO 分子的能级图尘埃的消光和热辐射 气尘比：消光测得的尘埃柱密度和CO 测得 的分子气体柱密度之间有很好的相关 尘埃吸收了光学和紫外光子，然后通过自 身的热辐射再发射出来 在气体温度较高的情况下，尘埃的热辐射 对冷却的贡献很大 在冷的分子气体中，冷却更重要的途径是 CO等分子的毫米波谱线发射金斯(jeans)不稳定性和恒星形成 恒星形成( 以及星系的形成) 是由于自引力系 统的不稳定性导致的
8、塌缩 引力导致塌缩，压力阻止塌缩 压力占主导的时候，气体以声速振荡 引力占主导的时候，塌缩 气体的冷却会降低压力，有利于塌缩，这 也是恒星形成于分子云中的原因维里(位力)定理和维里平衡 对于一个稳定的自引力体系，存在下列关 系：2T+ =0 ，式中T 为体系总的内部动能 ，为体系总引力势能 2 T + 0 时，膨胀 2 T + 0 时，收缩 只考虑热运动动能时，可以估算金斯质量维里定理与金斯质量 考虑一个密度均匀的自引力气体球 只考虑热运动动能时，2T=3NkT = 维里平衡时 而N=M/m (m为平均分子质量) 金斯质量维里定理(续) 实际情况下，动能不仅是热运动导致 这个时候，我们需要通过
9、测量量来进行计 算维里平衡下的质量 其中v 可以通过线宽测得，而R 可以通过谱 线成图得出小质量恒星形成的理论模型(4个阶段) Shu, Adams, Lizano, 1987, ARA&A 大质量恒星形成 infall还在进行的时候，大质量恒星已经到 达主序，中心已经有核燃烧了 自由下落时标： K e l v i n Helmholtz 时标： 中心产生的强大的辐射压会阻止吸积 吸积还是碰撞？CO 流量和质量的关系 Young&Scoovill e 1991 ARA&A恒星形成定律 Kennicutt 1998 ApJ 横坐标为气体(HI+H 2 ) 面密度，纵坐标为单位 恒星面积的形成率， 方格表示星暴星系，实 心圆圈表示正常星系， 空心圆圈表示正常星系 的核区附近，斜率大约 为1.4星系中致密分子气体质量和恒星形 成率的关系 Gao & Solomon 2004 ApJ HCN 1-0计划中的设备ALMA http:/www.alma.nrao.edu/ http:/almaobservatory.org/ wavelengths of 0.3 to 9.6 millimeters ( 对应 从1THz 到30GHz) 约60面12米口径的镜子组成的阵 位于5500m 高的沙漠中 目前为止投资最大(10亿美元) 、参加国家 最多的地面天文项目下一讲 温度密度诊断及PDR
