星際介質與恒星組成第一頁，共五十三頁，2022年，8月28日§6.1星際氣體

1.星際介質(interstellarmedium)星系內恒星與恒星之間（6-10ly）的物質。包括星際氣體、星際塵埃、宇宙線與星際磁場。星際物質的質量約占銀河系恒星質量的10%星際物質主要分布在距離銀道面約1000ly的范圍內。第二頁，共五十三頁，2022年，8月28日性質氣體塵埃質量百分比99%1%組成HI,HII,H2(70%);He(28%);N,Ne,Na等(2%)固體粒子（直徑~0.01-0.1μm），如冰、硅、石墨等粒子數密度1cm-3(vacuum:104cm-3)10-13

cm-3質量密度10-24gcm-310-27gcm-3溫度~100K,104K,50K(HI,HII,H2)10-20K研究手段星際吸收線、HI21厘米譜線、分子譜線星際消光和紅化、星際極化、紅外熱輻射第三頁，共五十三頁，2022年，8月28日2.星際氣體(interstellargas)星際氣體主要由H構成.星際氣體的空間分布是不均勻的（星云、冕氣），密度分布：10-2-106

cm-3在不同環(huán)境下H的存在方式不一樣（HI區(qū)、HII區(qū)、分子云）.第四頁，共五十三頁，2022年，8月28日3.電離H云的觀測——發(fā)射星云(emissionnebulae)被高溫（O,B0-2型）恒星的紫外輻射電離的星際物質，也稱為HII區(qū)。M8(LagoonNebula)第五頁，共五十三頁，2022年，8月28日(1)特征具有（容許和禁戒）發(fā)射線，顏色偏紅。典型溫度~8000K.蝴蝶星云（ButterflyNebula）

第六頁，共五十三頁，2022年，8月28日(2)輻射原理星云原子中的電子受高溫恒星紫外輻射而激發(fā)或電離。電子的復合或退激發(fā)產生可見光偏紅波段（Hα~6563?）的發(fā)射線.發(fā)射星云中的低溫、低密度條件→禁戒躍遷→綠色O[III]輻射第七頁，共五十三頁，2022年，8月28日TheRosetteNebulaNGC2244HydrogenOxygen第八頁，共五十三頁，2022年，8月28日4.中性H云的觀測——星際吸收線熱恒星（特別是雙星中）光譜中并非來自恒星大氣的吸收線，如H的Lyman線和Ca,Na,Fe等吸收線。特征：尖銳、無周期性Doppler位移。原因：星際氣體中的原子受恒星紫外光子的電離而產生吸收線。第九頁，共五十三頁，2022年，8月28日恒星的星光在到達地球前可能會穿過多塊氣體云，由于每塊云的運動狀態(tài)不同，可能會出現多重吸收線。第十頁，共五十三頁，2022年，8月28日5.中性H云的觀測——H原子21厘米譜線1944年H.vandeHulst預言中性H原子（100-3000K）可以產生波長21厘米的射電譜線。H原子中的電子在自旋與原子自旋平行狀態(tài)和反平行狀態(tài)間的躍遷產生的射電譜線，頻率1.42GHz，波長21厘米。盡管單個H原子的躍遷概率極低，由于星際空間中的H非常豐富，其產生的21厘米譜線仍然能夠觀測到。第十一頁，共五十三頁，2022年，8月28日由于不受到塵埃的散射影響，H原子21厘米譜線是研究銀河系結構的最佳手段之一。第十二頁，共五十三頁，2022年，8月28日6.星際分子的觀測當星際介質的溫度很低（3-20K）時，星際分子開始形成。分布在大的、冷的、致密暗云中。已觀測到包括H2,CO,OH,NH3等約100種無機和有機分子，其中H2分子含量最豐富（有機分子H2CO[甲醛]-NH2CH2COOH[氨基乙酸]）。第十三頁，共五十三頁，2022年，8月28日

輻射

電子躍遷紫外和可見光波段）分子振動躍遷紅外波段分子轉動躍遷射電波段第十四頁，共五十三頁，2022年，8月28日示蹤分子 H2分子不發(fā)射射電輻射，但通常與CO、HCN、NH3、H2O分子成協(xié)。 如利用CO分子的2.6毫米射電輻射可以研究H2分子的分布。第十五頁，共五十三頁，2022年，8月28日分子云(molecularclouds) 通過觀測CO分子的輻射，發(fā)現星際分子聚集成團形成分子云。 質量：1-106M⊙，直徑：1-600ly，密度：103-105

cm-3 分子云占據銀盤內大約1%的空間，質量大約占星際氣體總質量的50%。第十六頁，共五十三頁，2022年，8月28日MolecularCloudBarnard68

第十七頁，共五十三頁，2022年，8月28日GiantMolecularCloudsAcloudwithadiameterof300lightyears.Temperatures~20K,numberdensities~100-300cm-3,masses~106

M⊙.Onlyabout10percentofthecloudwillbeinclumpsdenseenoughforstarstoformGiantmolecularcloudslastfor10to100millionyearsbeforetheydissipate.

第十八頁，共五十三頁，2022年，8月28日7.云際氣體在星際云間的空間中也存在氣體。主要有中性的稀薄氣體和更稀薄的熱氣體（~104

K）。紫外和X射線觀測還發(fā)現存在一類溫度高達106-107

K的熱氣體，稱為云際冕氣(coronalgas)。20-60%的星際空間被云際冕氣占據。這些氣體的高溫主要來自超新星的加熱。第十九頁，共五十三頁，2022年，8月28日小結：星際氣體的主要性質

成分觀測證據溫度(K)密度(cm-3)質量百分比HI區(qū)21厘米譜線，紫外吸收線50-1001-5040%分子云紅外輻射，紫外吸收線，CO射電和紅外輻射10-50102-10940%HII區(qū)光學和紅外發(fā)射線，射電連續(xù)輻射10410-104極少云際氣體21厘米譜線7,000-1040.2-0.320%云際冕氣X射線(OVI）輻射10610-4-10-30.1%第二十頁，共五十三頁，2022年，8月28日§6.2星際塵埃

1.觀測證據(1)星際消光(interstellarextinction)1930R.J.Trumpler在研究疏散星團的距離和大小時，得到了一個奇怪的結果：疏散星團離太陽越遠，直徑就必須越大，才能符合疏散星團的視亮度和直徑的統(tǒng)計關系。角直徑2視亮度第二十一頁，共五十三頁，2022年，8月28日星際塵埃對星光的吸收和散射造成星光強度的減弱?？紤]星際消光的影響后，實際測量的天體的視星等應為：

在銀道面附近星際消光量為Av=2mkpc-1

(2)星際紅化(interstellarreddening)星際塵埃對星光的散射隨波長的變化而不同，對藍光散射較多而對紅光散射較少，因而造成星光顏色偏紅。第二十二頁，共五十三頁，2022年，8月28日2.星際塵埃的性質成分 硅或石墨微粒， 外面被冰或二氧化碳包裹。形成 形成于紅（超）巨星的外層大氣（低溫→氣體凝結）， 在恒星演化晚期被吹向星際空間。星際塵埃與星際分子 分子云中的塵埃屏蔽了星光中的紫外線，使分子免遭瓦解， 塵埃有利于分子形成。第二十三頁，共五十三頁，2022年，8月28日昴星團3.星際塵埃云的光學觀測——反射星云和暗星云反射星云(reflectionnebulae) 星云通過塵埃反射附近的熱星的星光而發(fā)光，顏色偏藍。 熱星的光譜型一般晚于B3型。第二十四頁，共五十三頁，2022年，8月28日馬頭星云鷹云暗星云(darknebulae) 大量的塵埃阻擋了星云內部或后面恒星的星光。第二十五頁，共五十三頁，2022年，8月28日亮星云：發(fā)射星云，反射星云星云暗星云第二十六頁，共五十三頁，2022年，8月28日蛇夫星云（RhoOphiuch）4.塵埃的紅外熱輻射塵?？梢杂行У匚展鈱W和紫外輻射。塵埃粒子受附近熱星輻射的加熱，溫度可以達到~100K，產生紅外熱輻射。第二十七頁，共五十三頁，2022年，8月28日§6.3恒星形成的理論模型

1.銀河系內的恒星形成過程銀河系（可見）質量~1011M⊙，年齡~1010yr→銀河系平均恒星誕生率~10

M⊙yr-1

O型星壽命~106

yr→O型星是最近形成的天體→目前的恒星誕生率~3M⊙yr-1

第二十八頁，共五十三頁，2022年，8月28日2.恒星形成恒星形成于銀河系旋臂上巨大的、冷的致密星際云。星云的坍縮造成恒星成群形成。星云坍縮、分裂、加熱→原恒星→主序星第二十九頁，共五十三頁，2022年，8月28日金斯（Jeans）不穩(wěn)定性當星云的質量足夠高時，（向內的）重力超過由熱運動和湍動產生的（向外的）壓力，引起星云的收縮。星云不穩(wěn)定的極限質量稱為金斯（Jeans）質量。M⊙

中性氫云：n~1cm-3,T~100K→MJ~3×104

M⊙暗分子云：n~106cm-3,T~10K→MJ~1M⊙→恒星形成于巨分子云中→恒星成群形成動能勢能當2K<|U|，星云坍縮第三十頁，共五十三頁，2022年，8月28日低質量恒星的形成過程(1)星際云(interstellarcloud) 星云坍縮，并分裂成小云塊（密度上升，金斯質量減?。?。(2)星云團塊(cloudfragment) 星云仍十分稀薄，熱量可以不受阻礙地散逸，星云內的溫度沒有明顯上升。階段觀測天體核心溫度(K)表面溫度(K)核心密度(cm-3)直徑(cm)持續(xù)時間(yr)1星際云101010310192×1062云塊1001010610173×104第三十一頁，共五十三頁，2022年，8月28日(3)團塊/原恒星(fragment/protostar) 星云進一步坍縮和分裂，密度上升。 核心區(qū)域變得不透明，溫度迅速上升，金斯質量增大。 星云停止分裂，云塊開始坍縮。階段觀測天體核心溫度(K)表面溫度(K)核心密度(cm-3)直徑(cm)持續(xù)時間(yr)3云塊/原恒星10410010121015105第三十二頁，共五十三頁，2022年，8月28日(4)原恒星(protostar) 原恒星以Kelvin-Helmhotz時標收縮，溫度進一步升高。

階段觀測天體核心溫度(K)表面溫度(K)核心密度(cm-3)直徑(cm)持續(xù)時間(yr)4原恒星106300010181013106第三十三頁，共五十三頁，2022年，8月28日(5)主序前星(pre-main-sequencestar) 原恒星向主序演化成為主序前星（金牛座T型星）， 但內部溫度還沒有升高到H的點火溫度。階段觀測天體核心溫度(K)表面溫度(K)核心密度(cm-3)直徑(cm)持續(xù)時間(yr)5主序前星5×106400010221012107第三十四頁，共五十三頁，2022年，8月28日(6)零齡主序(zero-agemain-sequencestar) 恒星到達主序，熱核反應（H燃燒）開始進行，成為零齡主序恒星。光度約為現在太陽光度的2/3。(7)主序星(main-sequencestar) 恒星略微收縮，達到流體靜力學平衡。階段觀測天體核心溫度(K)表面溫度(K)核心密度(cm-3)直徑(cm)持續(xù)時間(yr)6零齡主序107450010252×10113×1077主序星1.5×107600010261.5×10111010第三十五頁，共五十三頁，2022年，8月28日原恒星質量(M⊙)0.21.05.015.0原恒星演化時間(yr)1093×1077×1066×104具有不同質量恒星的形成 不同質量的恒星在形成過程中，在H-R圖上沿不同的路徑演化。 質量越高的恒星，其原恒星演化到主序的時間越短，在主序上的位置越高。第三十六頁，共五十三頁，2022年，8月28日氣體云的收縮原恒星主序前星零齡主序零齡主序云塊碎裂、輻射M<MCM>MCMC~3-6M⊙第三十七頁，共五十三頁，2022年，8月28日褐矮星(browndwars)–failedstars第三十八頁，共五十三頁，2022年，8月28日3.轉動星云的坍縮轉動星云在坍縮過程中會形成圍繞原恒星旋轉的環(huán)或盤。第三十九頁，共五十三頁，2022年，8月28日盤中的物質凝聚形成雙（多）星系統(tǒng)或行星系統(tǒng)。第四十頁，共五十三頁，2022年，8月28日第四十一頁，共五十三頁，2022年，8月28日4.星云坍縮的觸發(fā)機制(1)激波壓縮 超新星爆發(fā)、熱星輻射或銀河系旋臂轉動等過程產生激波。 激波壓縮附近的星云，使其密度增大，觸發(fā)恒星的形成。 恒星形成過程可能類似于鏈式反應。第四十二頁，共五十三頁，2022年，8月28日如星云M20中的激波壓縮效應(2)星云碰撞→輻射→冷卻→坍縮第四十三頁，共五十三頁，2022年，8月28日§6.4恒星形成的觀測證據第四十四頁，共五十三頁，2022年，8月28日1.恒