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星際物質

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在天文學，星際物質（ISM）是存在於星系的恆星系統之外，在太空中的物質和輻射。這些物質的形式包括電離的氣體、原子、和分子，以及宇宙塵和宇宙射線。它們填充了星際空間，並且順利地融入周圍的星系際空間。能量以電磁輻射的形式佔據相同體積的星際輻射場。

威斯康辛的Hα地圖是從地球的北半球觀測可見到部分的星際物質分佈。這些氫離子（在光譜學的舊術語中，天文學家稱之為HII）(Haffner et al. 2003).

星際物質無論是原子、分子或離子，都以物質的溫度和密度區分出不同的相。星際物質主要由氫組成，其次是氦，還有相較於氫是微量的碳、氧和氮[1]。這些相的熱壓力彼此處於大致平衡的狀態。磁場和湍流運動也提供星際物質的壓力，而通常比熱壓力更為重要。

以地球的標準來看，所有相的星際物質都極為脆弱。冷的、稠密的星際物質，主要成分以分子的形式出現，並且密度達到每立方釐米106分子（每立方釐米100萬個分子）。熱的、瀰漫的星際物質主要是離子化的原子，密度可能低至每立方釐米10-4個離子。相較於地球海平面大約是每立方釐米1019個分子，以及高度真空實驗室每立方釐米1010個分子（100億個分子），是極度真空的的密度。依質量區分，星際物質的99%是各種類型的氣體，只有1%是塵埃的顆粒[2]。在星際物質的氣體中，91%是氫原子，8.9%是氦原子，只有0.1%是比氫和氦重的原子[3]，在天文術語中稱為金屬。以質量區分，70%是氫，28%是氦，1.5%是重元素。在星際物質中的氫和氦主要是太初核合成的結果，而重元素則是恆星演化過程中淬鍊的結果。

正是因為星際物質在恆星和星戲尺度之間的作用，使它們在天體物理學中起著至關重要的作用。恆星在星際物質中最密集區域內形成，最終通過行星狀星雲、恆星風和超新星用物質和能量補充進星際物質內，有助於分子雲的形成。這種恆星和星際物質之間的交互作用，有助於確定星系號近期氣態含量的速度，從而確定其恆星形成活動的壽命。

航海家1號在2012年8月25日抵達星際物質，成為進入星際物質的第一個人造物體。研究星際塵埃和等離子的任務預計將進行到2025年。與它是孿生的航海家2號在2019年11月也進入了星際物質。

航海家1號是進入星際物質的第一艘人類製造的太空船。

星際物質

表1顯示了銀河系中星際物質主要成分的細目。

表1：星際物質的組成成分[3]
成分 比率
體積		 Scale height
（pc）		 溫度
（K）		 密度
（粒子/cm3）		 氫的狀態 主要的觀測技術
分子雲 < 1% 80 10–20 102–106 分子 電波和紅外線分子發射和吸收線
冷中性物質（CNM） 1–5% 100–300 50–100 20–50 中性原子 H的21公分線吸收
溫中性物質（WNM） 10–20% 300–400 6000–10000 0.2–0.5 中性原子 H的21公分線發射
溫離子物質（WIM） 20–50% 1000 8000 0.2–0.5 離子 Hα發射和 脈衝星色散
H II區 < 1% 70 8000 102–104 離子 Hα 發射和 脈衝星色散
冕氣體
熱離子物質 （HIM）		 30–70% 1000–3000 106–107 10−4–10−2 離子
（金屬也高度電離）		 X射線；高電離的金屬吸收線；主要是紫外線

三相模型

Field, Goldsmith & Habing (1969)提出兩個相位平衡的靜態模型來解釋星際物質的觀測特性。其建模的星際物質包括由中性和分子氫雲組成的冷緻密相（T< 300 K），和由稀有的中性氫和離子氣體組成的溫星際雲相（T ~ 104 K）。McKee & Ostriker (1977)添加了一個動態的第三相，表示被超新星衝擊和加熱而非常炎熱（T~ 106 K）的氣體，並構成星際物質的大部分體積。這些相是加熱和冷卻可以達到平衡狀態的溫度。他們的潤為為過去三十年的進一步研究奠定了基礎。然而，相的相對比例及其細節仍然不為人所知[3]。

加熱和冷卻

|星際物質通常遠離熱力學平衡。碰撞建立了速度的馬克士威-波茲曼分佈，通常用於描述星際氣體的溫度是動力學溫度，它描述所觀測到的粒子溫度具有熱力學平衡的馬克士威-波茲曼速度分佈。然而，星際輻射場通常比熱力學平衡中的物質微弱許多，是高度稀釋的；一般它大致與A型星（表面溫度～10,000K）相同。因此，星際物質中的原子或分子的能階很少會依據波茲曼公式填充(Spitzer 1978，§ 2.4)。

根據星際物質的溫度、密度和電離狀態，不同的加熱和冷卻機制，決定了氣體的溫度。

加熱機制

低能量宇宙射線加熱：為加熱星際物質所提出的第一個機制是用低能量宇宙射線加熱。宇宙射線是一種能夠穿透分子雲深處的有效加熱源。宇宙射線通過電離和激發將能量傳輸給氣體，並通過庫倫交互作用使電子被釋放。因為低能量宇宙射線（通常是數百萬電子伏特）比高能量宇宙射線多很多，所以很重要。
粒子光電加熱：炙熱恆星的紫外線輻射可以將塵埃粒子的電子移除。光子被塵埃粒子吸收，一部分能量用於克服潛在的能量屏障，並從粒子中移除電子。這種潛在屏障是由電子和粒子電荷的結合能（功函數）造成的。光子剩餘的能量部分賦予彈出電子的動能，通過與其它的粒子碰撞加熱氣體。塵埃粒子典型分佈的大小是

n(r) ∝ r−3.5， 此處r是塵埃粒子的半徑[4]。假設，彈射的塵埃粒子表面積分佈為πr2n(r) ∝ r−1.5。這顯示最小的塵埃粒子主導了這種加熱的方法[5]。

光致電離：當電子脫離原子獲得自由（通常是吸收紫外線光子而獲得釋放，它離開時攜帶的動能是Ephoton − Eionization。 這種加熱機制在電離氫區佔主導地位。但在瀰漫的星際物質中，因為缺少中性碳原子，可以忽略不計。
X射線加熱：X射線從原子和離子移出電子，並且這些電子可以引起二次電離。由於強度通常較低，因此這種加熱僅在溫暖、原子密度較低的物質中有效（因為柱密度很小）。例如，在分子雲中，只有硬X射線才能穿透，X射線的加熱可以忽略。這是假設該區域不靠近像超新星殘骸這樣的X射線源。
化學加熱：當兩個氫原子（可以在塵埃顆粒表面移動）相遇時，可以結合成一個氫分子（H2）。這個過程可以產生4.48電子伏特的能量，分佈在氫分子的旋轉和振動模式上的動能，以及加熱塵埃粒子。這種動能，以及通過碰撞從氫分子受激發轉移的能量，使氣體加熱。


顆粒-氣體加熱：氣態中的原子和分子與塵埃顆粒高密度的碰撞可以轉移熱能。因為紫外線的照射，這在電離氫區（HII）並不重要。在電離的瀰漫物質中因為密度低，它也不重要。在中性瀰漫物質中的顆粒總是在低溫狀態，由於密度低也不能有效的加熱氣體。

在密度和溫度非常高的超新星殘骸中，通過熱交換加熱顆粒就非常重要。

在巨大的分子雲中（特別是在高密度時），通過顆粒-氣體碰撞加熱佔有主導地位。由於光學深度低，遠紅外線輻射可以深入。塵埃顆粒通過這種輻射加熱，在與氣體碰撞時可以傳輸熱能。加熱的效率可以由給出的調節系數測量：

 

此處的T是氣體的溫度，Td是塵埃顆粒的溫度，T2是氣體原子或分子碰撞後的溫度。由(Burke & Hollenbach 1983)測量的系數是α = 0.35。

其它的加熱機制：存在各種的宏觀加熱機制，包括：

冷卻機制

精細結構冷卻：除了熱氣體區域和分子雲的深處，在星際物質的大多數區域中，精細結構冷卻過程佔主導地位。它發生的效率最高，豐富的原子具有接近基態能階的精細結構能階，例如：在中性物質的C II和O I，和在電離氫區的O II、O III、N II、N III、Ne II、和Ne III。碰撞使這些原子激發到更高的能階，最終，它們會通過光子的發射來消除激發狀態，將能量帶出這個區域。
經過允許的管路冷卻：在較低的溫度下，可以通過碰撞填充至比精細結構能階更高的能階。例如，碰撞將氫激發至n = 2能階，會導致萊曼-α光子的發射回到基態。在分子雲中，被激發的一氧化碳旋轉線非常重要。一旦分子被激發，它最終會回到最低能量狀態的基態，發射光子可以離開該區域，使雲氣冷卻。


電波傳播

星雲

 
蟹狀星雲。這個圖片混合了來自哈伯的光學數據（紅色）以及來自錢卓的X光圖片（藍色）

星雲就是散佈在銀河系內、太陽系外的一堆堆非恆星形狀的塵埃和氣體（星際物質），它們的主要成份是氫，其次是氦，還含有一定比例的金屬元素和非金屬元素。近年來的研究還發現含有OH、CO和CH₄等有機分子。

最初所有在宇宙中的雲霧狀天體都被稱作星雲。後來隨着天文望遠鏡的發展，人們的觀測水平不斷提高，才把原來的星雲劃分為星團、星系和星雲三種類型。

發現

1758年8月28日晚上，當時受僱天文觀測的法國天文學家查爾斯·梅西耶在搜尋彗星的時候，在金牛座發現一個雲霧狀的斑塊。為了讓其他人不把這些天體當作彗星，他為此進行了專門的建檔。到1784年，他一共找到類似的天體103個，當年在金牛座找到的那個天體被編為M1。（參看梅西耶天體列表）

1781年，梅西耶公佈了自己的發現。英國天文學家威廉·赫歇耳非常重視，並且親自逐一對梅西耶發現的這些天體進行了觀測核實。他發現其中有些天體確實是雲霧狀的，他把這些天體稱為「星雲」。

種類

以形態劃分，可分為：

以發光性質劃分，則可分為：

有的星雲是恆星的出生地，星雲的塵埃在引力下漸漸收縮成為新的星，如獵戶座的M42星雲；也有的是老恆星爆炸後的殘骸，如天鵝座的網狀星雲。由於觀測工具的限制，歷史上，星系曾與星雲混為一談。

成分

星際物質包括星際氣體和星際塵埃。星際氣體包括氣態的原子、分子、電子、離子等，主要由氫元素組成，其次是氦，其元素豐度與恆星基本一致。星際塵埃是直徑大約為10-5厘米的固體顆粒，包括冰狀物、石墨、矽酸鹽等，彌散在星際氣體當中，質量大約佔星際氣體的10%。

銀河系中的星際物質主要分佈在旋臂中，佔到了銀河系總質量的10%，密度大約為每立方厘米一個氫原子，這種密度其實很低，在人造的真空中都無法達到。

歷史

"星際的"這個名詞最早出現在1626年，是弗朗西斯·培根在他的文稿中使用的。他寫道："The Interstellar Skie.. hath .. so much Affinity with the Starre, that there is a Rotation of that, as well as of the Starre." (Sylva §354–5).

自然哲學家羅伯特·博伊爾在1674年的論述中提到："星際中的空間在享樂主義的觀點中是空無一物的"。直到19世紀，星際物質的本質才受到天文學家和科學家的注意。

在1862年，帕特孫寫道："氣流引發的顫動，或是震動運動，是以太充塞在空中造成的。"（Ess. Hist. & Art 10）以太的觀念延續到20世紀，有些特性被描述出來。在1912年，威廉·亨利·皮克林寫道："造成星際吸收的介質簡單的說就是乙太，他會選擇性的吸收，就如卡普坦所指出的是一些氣體的特性，還有一些自由的氣體分子，她們可能是由太陽和恆星經常不斷的釋放出來…..."

在1913年，挪威的探險家兼物理學家克利欣·白克蘭寫道："以我們的觀點，假設空間整體充滿了電子，各種電子和離子的飛躍，似乎是自然的結果，因為我們假設恆星系統在演化的過程中，不停的將帶電的微粒拋射入太空中。因此在宇宙各處，也就是"空無一物"的太空中，都能發現物質充塞著，不僅是在太陽系和星雲之中，應該是合情合理的。（See "Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments", in The Norwegian Aurora Polaris Expedition 1902-1903 (publ. 1913, p.720).

在1930年，塞繆爾․L․桑代克記載着： ".. 實在很難相信存在於恆星之間的巨大空間會完全的空無一物，地球的極光可能是被來自於太陽帶電粒子，從太陽輻射出來的粒子激發產生的。如果其他數以百萬計的恆星也都發射出離子，如果是毫無疑問的，那麼星系之間便不可能是絕對的真空了。"

問題

由於大量星際物質的存在，天體發射出來的光線被吸收、減弱，這稱作星際消光。此外，天體的光線還被散射，使光線變紅，這稱作星際紅化。在恆星研究中需要對星際紅化進行修正。

參考資料

  1. Physical Processes in the Interstellar Medium, L. Spitzer, 1978 (New York: Wiley)
  2. Physics of the Interstellar Medium, J. Dyson, 2nd Ed., 1997 (London: Taylor & Francis)
  3. Wisconsin H-Alpha Mapper Survey
  4. Pickering, W. H., "Solar system, the motion of the, relatively to the interstellar absorbing medium" (1912) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 72, p.740
  5. Thorndike, S. L., "Interstellar Matter" (1930) Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 42, No. 246, p.99

相關條目

參考資料

引文

  1. ^ Herbst, Eric. Chemistry in The Interstellar Medium. Annual Review of Physical Chemistry. 1995, 46: 27–54. Bibcode:1995ARPC...46...27H. doi:10.1146/annurev.pc.46.100195.000331. 
  2. ^ Boulanger, F.; Cox, P.; Jones, A. P. Course 7: Dust in the Interstellar Medium. F. Casoli; J. Lequeux; F. David (編). Infrared Space Astronomy, Today and Tomorrow: 251. 2000. Bibcode:2000isat.conf..251B. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 (Ferriere 2001)
  4. ^ Mathis, J.S.; Rumpl, W.; Nordsieck, K.H. The size distribution of interstellar grains. Astrophysical Journal. 1977, 217: 425. Bibcode:1977ApJ...217..425M. doi:10.1086/155591. 
  5. ^ Weingartner, J.C.; Draine, B.T. Photoelectric Emission from Interstellar Dust: Grain Charging and Gas Heating. Astrophysical Journal Supplement Series. 2001, 134 (2): 263–281. Bibcode:2001ApJS..134..263W. arXiv:astro-ph/9907251  . doi:10.1086/320852. 

來源

外部連結


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