普通天文學(xué)下-chapter

第五章星際介質(zhì)和恒星形成§5.1星際氣體§5.2星際塵?！?.3恒星形成的理論模型§5.4恒星形成的觀測Chapter

19Chapter

181Our

Galaxy

in

Stars,

Gas,

andDust星際介質(zhì)形成恒星的原料星系的重要組成成分對天體的觀測有重要影響檢驗和發(fā)展物理規(guī)律的2§5.1星際氣體1.

星際介質(zhì)

(inters lar

medium)星系內(nèi)分布在恒星與恒星之間（~6-10

ly）的物質(zhì)包括星際氣體、星際塵埃、宇宙線與星際磁場星際物質(zhì)的質(zhì)量約為

系恒星質(zhì)量的10%主要分布在距離銀道面約1000

ly的范圍內(nèi)3性質(zhì)氣體塵埃質(zhì)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~

0.01-0.1mm），如冰、硅、石墨等粒子數(shù)密度~1

(10-3-103)

atom

cm-3~10-13

cm-3質(zhì)量密度10-24

gcm-310-27

gcm-3溫度~

100K,

104

K,

20

K(HI,

HII,

H2)10-20

K研究星際吸收線、HI

21厘米譜線、分子譜線星際消光和紅化、星際極化、紅外熱輻射42.

星際氣體

(inters lar

gas)星際氣體主要由H構(gòu)成；星際氣體的空間分布是不均勻的（度分布~10-2-106

cm-3

；、冕氣），密在不同環(huán)境下H的存在方式不一樣（HI區(qū)、HII區(qū)、分子云）。5星際氣體的不同形式Cold,

dense

molecular

gas

(T

=

20

K,

n

>

1000

cm-3):

theseclouds

contain

most

of

the

mass

of

the

ISM,

but

occupy

a

verysmall

relative

volume

because

they're

so

cold

and

dense.Cold

gas

(T

=

100

K,

n

=

20

cm-3):

these

clouds

of

primarilyneutral

atomic

gas

occupy

about

3

times

the

volume

of

the

colderclouds

above.Hot

neutral

gas

(T

=

6000

K,

n

=

0.3

cm-3):

this

gas

surrounds

thecolder

clouds

and

occupies

about

one

fifth

of

the

total

ISMvolume.Hot

ionized

gas

(T

=

8000

K,

n

>

0.5

cm-3):

this

gas

surroundshot

stars

and

consists

mainly

of

ionized

hydrogen

(i.e.

protons).Very

hot

medium

(T

=

106

K,

n

=

0.001

cm-3):

this

medium,heated

by

shock

waves

from

supernovae,

occupies

most

of

thevolume

of

the

ISM.6Distribution

of

Gas

in

the

GalaxyCopyright

?

MichaelRi

ond73.

電離H云的觀測—發(fā)射 (emission

nebulae)被高溫（O,B0-2型）恒星的紫外輻射電離的星際物質(zhì)，也稱為HII區(qū)M8

(Lagoon

Nebula)8(1)特征具有（容許和禁戒）發(fā)射線，顏色偏紅典型溫度~8000

K（←譜線寬度）NGC2346及其光譜9(2)輻射原理容許譜線(permittedlines)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(fù)合或退激發(fā)產(chǎn)生（偏紅的）Hα(~

6563?)發(fā)射禁戒譜線(forbiddenlines)發(fā)射

中的低溫、低密度條件→禁戒躍遷→（綠色）O[II]（3727?）O[III]（4959，5007?）輻射Orion

Nebula10The

Rosette

Nebula:

True

Color

and

EmissionLine

Images11NGC

2244HydrogenOxygen4.

中性H云的觀測——星際吸收線

(inters

larabsorption

lines)在某些熱恒星（特別是雙星中）光譜中出現(xiàn)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： 、無周期性Doppler位移12原因：星際氣體中的原子受恒星紫外光子的電離而產(chǎn)生吸收線。星際氣體低溫→窄吸收線恒星的星光在到達(dá)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(xiàn)多重吸收線。→星際吸收線的位置反映了的運動。135.中性H云的觀測——H原子21厘米譜線1944年H.vandeHulst中性H原子（T~100-3000K）可以產(chǎn)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(chǎn)生的射電譜線，頻率1.42GHz，波長21厘米單個H原子的自發(fā)躍遷概率極低，躍遷主要通過碰撞激發(fā)和退激發(fā)過程產(chǎn)生14由于不受到塵埃的散射影響，H原子21厘米譜線是研究系大尺度結(jié)構(gòu)的重要

。譜線位移→視向速度→距離→分布15Hydrogen

Gas

Distribution

in

the

Galaxy166.星際分子的觀測當(dāng)星際介質(zhì)的溫度很低（~3-20K）時，星際分子開始形成。星際分子分布在大的、冷的、致密的暗云中。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[

]-NH2CH2COOH

[氨基乙酸]）。CO

emission

in

the

Galaxy17分子輻射電子躍遷→紫外和可見光波段）分子振動躍遷→紅外波段分子轉(zhuǎn)動躍遷→射電波段18示蹤分子H2分子不發(fā)射射電輻射，但通常與

H2O分子成協(xié)19、 、NH3、如利用CO分子的2.6毫米射電輻射可以研究H2分子的分布光學(xué)射電分子云(molecular

clouds)成團(tuán)形成通過觀測CO分子的輻射，發(fā)現(xiàn)星際分子分子云質(zhì)量：1-106

M⊙，直徑：1-600

ly，密度：103

-105

cm-3分子云占據(jù)銀盤內(nèi)大約1%的空間，質(zhì)量大約占星際氣體總質(zhì)量的50%20The

Dark

Molecular

Cloud

Barnard

680.5ly21巨分子云（Giant

Molecular

Clouds）A

cloud

with

a

diameter

of~300

lightyears.Temperatures

~

20

K,

numberdensities~

100-300

cm-3,masses

~106

M⊙.Only

about10%

ofthe

cloudwill

bein

clumpsdense

enoughfor

stars

to

form.Giant

molecularclouds

last

for10

to

100

million

years

beforethey

dissipate.22小結(jié)：星際氣體的主要性質(zhì)成分觀測溫度(K)密度(cm-3)質(zhì)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(xué)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%23§5.2星際塵埃(Interslar

Dust)1.星際消光(inters

lar

extinction)與紅化(inters

larreddening)1930年R.J.Trumpler在研究疏散星團(tuán)的距離和大小時，得到了一個奇怪的結(jié)果：疏散星團(tuán)離越遠(yuǎn)，直徑就必須越大，才能符合疏散星團(tuán)的視亮度和直徑的統(tǒng)計關(guān)系。這種關(guān)系成為星際塵埃存在的證據(jù)。24星際消光與紅化

(inters lar

extinction

and

reddening)星際塵埃對星光的吸收和散射造成星光強度的減弱。星際塵埃對星光的散射截面隨波長的變化而不同，塵埃對藍(lán)光散射較多而對紅光散射較少，因而造成星光顏色偏紅。25考慮星際消光的影響后，實際測量的天體的視星等應(yīng)為：m

M

5

5

log

d

AV在銀道面附近星際消光量為Av

/d=2m

kpc-1262.星際塵埃的性質(zhì)成分與形狀硅或石墨微粒，外面被冰或二氧化碳

。星光極化現(xiàn)象→塵埃呈長條形Comet

dust27形成部分形成于紅（超）巨星的外層大氣（低溫→氣體凝結(jié)）在恒星演化晚期被吹向星際空間超

、公共包層…星際塵埃與星際分子塵埃提供了原子

形成分子的場所；塵埃

了星光中的紫外線，使分子免遭

。FractalInterslar

Dust28昴星團(tuán)3.星際塵埃云的光學(xué)觀測——反射

和暗反射 (reflectionnebulae)通過塵埃反射附近的熱星的星光而發(fā)光，顏色偏藍(lán)。熱星的光譜型一般晚于B3型。29馬頭鷹云暗 (dark

nebulae)大量的塵埃阻擋了

內(nèi)部或后面恒星的星光。30亮

：發(fā)射

，反射暗三葉(Trifid

nebula)31蛇夫 （RhoOphiuch）4.塵埃的紅外熱輻射塵?？梢杂行У匚展鈱W(xué)和紫外輻射塵埃粒子受宇宙線和附近熱星輻射的加熱，溫度可以達(dá)到~100

K，產(chǎn)生紅外熱輻射32Spitzer

Sheds

Infrared

Light

on

Hundreds

ofNewborn

StarsRCW4933§5.3恒星形成的理論模型~1010

yr1.

系內(nèi)的恒星形成過程系內(nèi)恒星總質(zhì)量~1011M⊙，→

系平均恒星誕生率~10

M⊙yr-1O型星 ~106

yr→O型星是最近形成的天體→目前的恒星誕生率~3

M⊙yr-1342.恒星形成理論模型恒星形成于

系旋臂上的致密分子云核云核的坍縮造成恒星成群形成坍縮、

、加熱→

原恒星

→

主序星35金斯（Jeans）不穩(wěn)定性當(dāng)?shù)馁|(zhì)量足夠高時，（向內(nèi)的）重力超過由熱運動產(chǎn)生的（向外的）壓力，引起的收縮。不穩(wěn)定的極限質(zhì)量稱為金斯（Jeans）質(zhì)量。M⊙中性氫云：n

~1cm-3,T

~100

K→MJ~3×104

M⊙暗分子云：n

~106

cm-3,T

~10

K→MJ~1

M⊙→恒星形成于巨分子云中→恒星成群形成K

3

NkT

勢能223

GM5

RU

~

動能當(dāng)2K

<|U|，

坍縮T

3n(cm3

)M

J

3036影響恒星形成的其它因素金斯判據(jù)只適用于均勻氣體實際上氣體的狀態(tài)和環(huán)境十分復(fù)雜，需要考慮的因素包括星系產(chǎn)生的潮汐力分子云的轉(zhuǎn)動、湍動和磁場分子云的形態(tài)（如纖維狀結(jié)構(gòu)）37低質(zhì)量（類

）恒星的形成(1)致密云核(dense

cloud

core)坍縮→密度均勻中心致密→同步坍縮→自內(nèi)向外坍縮38(2)

云核

成團(tuán)塊

(cloudfragments)引力能→動能→熱能云核是光學(xué)薄的，熱量可以不受阻礙地逃逸→云核內(nèi)的溫度沒有明顯上升（等溫坍縮）↑→MJ↓→云核

成更小的團(tuán)塊39,40Dust

continuum

images

of

IRAS

19410Beuther

&

Schilke

2004,

Science,

303,

1167(3)團(tuán)塊坍縮成原恒星(protostars)團(tuán)塊進(jìn)一步坍縮和

，密度上升。區(qū)域變得不透明（趨向絕熱坍縮）→溫度迅速上升，金斯質(zhì)量增大團(tuán)塊停止

，每個獨立坍縮成為原恒星。41最小金斯質(zhì)量引力勢能導(dǎo)致的加熱速率 輻射導(dǎo)致的冷卻速率當(dāng)坍縮

的能量與冷卻相當(dāng)時，（為平均分子量）~

0.01-0.5M⊙42(4)原恒星的演化原恒星以熱時標(biāo)收縮，溫度進(jìn)一步升高快速吸積物質(zhì)→質(zhì)量增加、自轉(zhuǎn)加快→磁場→噴流完全對流，在赫羅圖上沿著林中四郎線演化43(5)主序前星(pre-main-sequence

stars)的演化

隨著周圍吸積物質(zhì)的減少，原恒星演化成為主溫度還沒有序前星（如金牛座T型星），但升高到H的點火溫度吸積過程依然繼續(xù)，伴隨星風(fēng)和外流44(6)零齡主序星(zero-agemain-sequence

stars)的熱核反應(yīng)（H燃燒）開始進(jìn)行，成為零齡主序恒星光度約為現(xiàn)在

光度的2/3Credit:

The

Formation

of

Stars.

Steven

W.Stahler

and

Francesco

Palla,

200545在赫羅圖上的演化路徑From

The

Essential

Cosmic,

by

Bennett

et

al.46具有不同質(zhì)量恒星的形成不同質(zhì)量的恒星在形成過程中，在H-R圖上沿不同的路徑演化。質(zhì)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。47大質(zhì)量恒星的形成模型競爭吸積（competitive

accretion）MJ～0.5M⊙，原恒星通過吸積周圍的氣體生長云核直接坍縮（monolithic

collapse）MJ>10

M⊙

，輻射加熱（T>100

K），或湍動、磁場主導(dǎo)

壓力大質(zhì)量（>10

M⊙）恒星的形成問題輻射反饋加熱、電離周圍氣體，阻礙其坍縮和吸積48極小質(zhì)量恒星/褐矮星的形成機制湍動分子云核的多個原恒星胚胎相互作用時被拋出的較小的個體原恒星盤的碎裂原恒星核的光致腐蝕49Angular

Momentum

ProblemThe

amount

of

angular

momentum

(AM)

in

atypical

star

forming

cloud

core

is

several

orders

ofmagnitude

too

large

to

be

contained

in

a

single

star.Two

possible

ways

to

dispose

the

excess

AMAM

is

transported

to

outlying

diffuse

material

inan

accretion

disk.AM

goes

into

orbital

motions

of

the

stars

in

abinary

or

multiple

system.50Formation

of

Binary

and

Multiple

SystemsTheoretical

andnumerical

workhas

suggested

thatformation

ofbinary

and

multiplesystems

isthe

usualresultof

collapse

withrotation,while

theformation

ofsingle

starsoccurs

only

in

specialcases.51初始質(zhì)量函數(shù)（Initial

Mass

Function）Generally

more

low-mass

than

high-mass

stars

form

when

aninters lar

cloud

fragments.The

s lar

initial

mass

function

(IMF)

describes

theprobabilityof

astar

formingwitha

particular

mass.withHmL(m)

m

xm(m)dm

1For

Salpeter

IMF,

x

5253Simulation:

Formation

of

Stars

and

Brown

DwarfsQuickTime?and

a

Cinepak

pressorare

needed

to

see

thispicture.3.

轉(zhuǎn)動 的坍縮與行星系統(tǒng)的形成轉(zhuǎn)動

在坍縮過程中會形成圍繞原恒星旋轉(zhuǎn)的環(huán)或盤54Protoplanetarydiskofgasand