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星际物质

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在天文学，星际物质（英语：Interstellar medium，缩写：ISM）是存在于星系的恒星系统之外，在太空中的物质和辐射。这些物质的形式包括电离的气体、原子、和分子，以及宇宙尘和宇宙射线。它们填充了星际空间，并且顺利地融入周围的星系际空间。能量以电磁辐射的形式占据相同体积的星际辐射场。

威斯康辛的Hα地图是从地球的北半球观测可见到部分的星际物质分布。这些氢离子（在光谱学的旧术语中，天文学家称之为HII）（Haffner 等人 2003）.

星际物质无论是原子、分子或离子，都以物质的温度和密度区分出不同的相。星际物质主要由氢组成，其次是氦，还有相较于氢是微量的碳、氧和氮[1]。这些相的热压力彼此处于大致平衡的状态。磁场和湍流运动也提供星际物质的压力，而通常比热压力更为重要。

以地球的标准来看，所有相的星际物质都极为脆弱。冷的、稠密的星际物质，主要成分以分子的形式出现，并且密度达到每立方厘米106分子（每立方厘米100万个分子）。热的、弥漫的星际物质主要是离子化的原子，密度可能低至每立方厘米10-4个离子。相较于地球海平面大约是每立方厘米1019个分子，以及高度真空实验室每立方厘米1010个分子（100亿个分子），是极度真空的密度。依质量区分，星际物质的99%是各种类型的气体，只有1%是尘埃的颗粒[2]。在星际物质的气体中，91%是氢原子，8.9%是氦原子，只有0.1%是比氢和氦重的原子[3]，在天文术语中称为金属。以质量区分，70%是氢，28%是氦，1.5%是重元素。在星际物质中的氢和氦主要是太初核合成的结果，而重元素则是恒星演化过程中淬炼的结果。

正是因为星际物质在恒星和星系尺度之间的作用，使它们在天体物理学中起著至关重要的作用。恒星在星际物质中最密集区域内形成，最终通过行星状星云、恒星风和超新星用物质和能量补充进星际物质内，有助于分子云的形成。这种恒星和星际物质之间的交互作用，有助于确定星系耗尽其气态含量的速度，从而确定其恒星形成活动的寿命。

航海家1号在2012年8月25日抵达星际物质，成为进入星际物质的第一个人造物体。研究星际尘埃和等离子的任务预计将进行到2025年。与它是孪生的航海家2号在2019年11月也进入了星际物质。

航海家1号是进入星际物质的第一艘人类制造的太空船。

星际物质 编辑

表1显示了银河系中星际物质主要成分的细目。

表1：星际物质的组成成分[3]
成分 比率
体积		 Scale height
（pc）		 温度
（K）		 密度
（粒子/cm3）		 氢的状态 主要的观测技术
分子云 < 1% 80 10–20 102–106 分子 电波和红外线分子发射和吸收线
冷中性物质（CNM） 1–5% 100–300 50–100 20–50 中性原子 H的21公分线吸收
温中性物质（WNM） 10–20% 300–400 6000–10000 0.2–0.5 中性原子 H的21公分线发射
温离子物质（WIM） 20–50% 1000 8000 0.2–0.5 离子 Hα发射和 脉冲星色散
H II区 < 1% 70 8000 102–104 离子 Hα 发射和 脉冲星色散
冕气体
热离子物质 （HIM）		 30–70% 1000–3000 106–107 10−4–10−2 离子
（金属也高度电离）		 X射线；高电离的金属吸收线；主要是紫外线

三相模型 编辑

Field，Goldsmith & Habing (1969)提出两个相位平衡的静态模型来解释星际物质的观测特性。其建模的星际物质包括由中性和分子氢云组成的冷致密相（T< 300 K），和由稀有的中性氢和离子气体组成的温星际云相（T ~ 104 K）。McKee & Ostriker (1977)添加了一个动态的第三相，表示被超新星冲击和加热而非常炎热（T~ 106 K）的气体，并构成星际物质的大部分体积。这些相是加热和冷却可以达到平衡状态的温度。他们的润为为过去三十年的进一步研究奠定了基础。然而，相的相对比例及其细节仍然不为人所知[3]。

结构 编辑

 
创生之柱的三维结构[4]
 
这张地图显示太阳位于本地星际云的边缘，南门二（半人马座α）位于邻近的G云复合体中，距离太阳大约4.2光年。

星际物质是湍流，因此在所有尺度的空间上都充满了结构。恒星诞生于巨分子云复合体的深处，通常只有几个秒差距的大小。在它们生存和死亡的期间，恒星和星际物质之间有实质的互动。

来自年轻恒星群（通常有巨大甚至超巨大的电离氢区围绕着）的星风和超新星创造的激震波注入巨大的能量至周围的环境，从而导致超音速的湍流。结果是可以观察到不同大小的结构，像是星风泡和热气体的超级气泡，是在X射线望远镜或电波望远镜的星图中的湍流。

太阳目前正在通过本地星际云中一个密度较低的本地泡的低密度区域。

与行星际物质的交互作用 编辑

关于观测星际物质的IBEX的短片。

星际物质从太阳系的行星际物质结束的地方开始。太阳风的速度在距离太阳90～100天文单位的终端震波处减慢到次音速。在终端震波之外的区域称为日鞘，是星际物质与太阳风交互作用之处。航海家1号（在1998年后成为距离地球最远的人造物体[5]）在2004年12月16日穿越过终端震波，在2012年8月25日穿越过太阳圈顶后，不久就进入星际物质，第一次提供直接侦测星际物质的条件（Stone 等人 2005）。

星际消光 编辑

星际物质还负责消光和红化，来自恒星的光会被降低光强度和移动占主导地位的可观测波长的光。这些影响是光子被散射和吸收引起的，并使得在黑暗的天空中可以用肉眼观察星际物质。在银河系（一个均匀的恒星盘）的光带上有一个明显的裂痕，是由分子云吸收在数千光年内的背景星光造成的。

远紫外线被星际物质中的中性成分有效吸收。例如，氢原子的典型吸收波长为121.5奈米，是莱曼α的转换。因此，几乎不可能看见来自距离地球数百光年的恒星发射出这个波长的光。因为大部分的光在旅行到地球的过程中，都在通过中性氢时都被吸收掉了。

加热和冷却 编辑

|星际物质通常远离热力学平衡。碰撞建立了速度的马克士威-波兹曼分布，通常用于描述星际气体的温度是动力学温度，它描述所观测到的粒子温度具有热力学平衡的马克士威-波兹曼速度分布。然而，星际辐射场通常比热力学平衡中的物质微弱许多，是高度稀释的；一般它大致与A型星（表面温度～10,000K）相同。因此，星际物质中的原子或分子的能阶很少会依据波兹曼公式填充（Spitzer 1978，§ 2.4）。

根据星际物质的温度、密度和电离状态，不同的加热和冷却机制，决定了气体的温度。

加热机制 编辑

低能量宇宙射线加热：

为加热星际物质所提出的第一个机制是用低能量宇宙射线加热。宇宙射线是一种能够穿透分子云深处的有效加热源。宇宙射线通过电离和激发将能量传输给气体，并通过库伦交互作用使电子被释放。因为低能量宇宙射线（通常是数百万电子伏特）比高能量宇宙射线多很多，所以很重要。

粒子光电加热：

炙热恒星的紫外线辐射可以将尘埃粒子的电子移除。光子被尘埃粒子吸收，一部分能量用于克服潜在的能量屏障，并从粒子中移除电子。这种潜在屏障是由电子和粒子电荷的结合能（功函数）造成的。光子剩余的能量部分赋予弹出电子的动能，通过与其它的粒子碰撞加热气体。尘埃粒子典型分布的大小是 n(r) ∝ r−3.5， 此处r是尘埃粒子的半径[6]。假设，弹射的尘埃粒子表面积分布为πr2n(r) ∝ r−1.5。这显示最小的尘埃粒子主导了这种加热的方法[7]。

光致电离：

当电子脱离原子获得自由（通常是吸收紫外线光子而获得释放，它离开时携带的动能是Ephoton − Eionization。 这种加热机制在电离氢区占主导地位。但在弥漫的星际物质中，因为缺少中性碳原子，可以忽略不计。

X射线加热：

X射线从原子和离子移出电子，并且这些电子可以引起二次电离。由于强度通常较低，因此这种加热仅在温暖、原子密度较低的物质中有效（因为柱密度很小）。例如，在分子云中，只有硬X射线才能穿透，X射线的加热可以忽略。这是假设该区域不靠近像超新星遗迹这样的X射线源。

化学加热：

当两个氢原子（可以在尘埃颗粒表面移动）相遇时，可以结合成一个氢分子（H2）。这个过程可以产生4.48电子伏特的能量，分布在氢分子的旋转和振动模式上的动能，以及加热尘埃粒子。这种动能，以及通过碰撞从氢分子受激发转移的能量，使气体加热。


颗粒-气体加热：

气态中的原子和分子与尘埃颗粒高密度的碰撞可以转移热能。因为紫外线的照射，这在电离氢区（HII）并不重要。在电离的弥漫物质中因为密度低，它也不重要。在中性弥漫物质中的颗粒总是在低温状态，由于密度低也不能有效的加热气体。

在密度和温度非常高的超新星遗迹中，通过热交换加热颗粒就非常重要。

在巨大的分子云中（特别是在高密度时），通过颗粒-气体碰撞加热占有主导地位。由于光学深度低，远红外线辐射可以深入。尘埃颗粒通过这种辐射加热，在与气体碰撞时可以传输热能。加热的效率可以由给出的调节系数测量：

 

此处的T是气体的温度，Td是尘埃颗粒的温度，T2是气体原子或分子碰撞后的温度。由（Burke & Hollenbach 1983）测量的系数是α = 0.35。

其它的加热机制：

存在各种的宏观加热机制，包括：

冷却机制 编辑

精细结构冷却：

除了热气体区域和分子云的深处，在星际物质的大多数区域中，精细结构冷却过程占主导地位。它发生的效率最高，丰富的原子具有接近基态能阶的精细结构能阶，例如：在中性物质的C II和O I，和在电离氢区的O II、O III、N II、N III、Ne II、和Ne III。碰撞使这些原子激发到更高的能阶，最终，它们会通过光子的发射来消除激发状态，将能量带出这个区域。

经过允许的管路冷却：

在较低的温度下，可以通过碰撞填充至比精细结构能阶更高的能阶。例如，碰撞将氢激发至n = 2能阶，会导致莱曼-α光子的发射回到基态。在分子云中，被激发的一氧化碳旋转线非常重要。一旦分子被激发，它最终会回到最低能量状态的基态，发射光子可以离开该区域，使云气冷却。

电波传播 编辑

 
极高频（EHF band）在大气中的衰减db/Km是频率的函数。由于水蒸气（H2O）和二氧化碳（CO2）等大气成分，在一些特定频率造成的吸收峰值是一个问题。

从≈10KHz（极低频）到≈300GHz（极高频）的电波在星际空间的传播不同于地球表面，有许多不存在于地球的干扰和使信号失真的来源。电波天文学大量依赖补偿不同的传播效应，以发现所期望的讯号[8][9]。

发现 编辑

 
在1904年发现星际间钙的波茨坦大折射镜（英语：波茨坦大折射鏡），是在1899年建成的一架口径80公分（31.5英寸）和50公分（19.5英寸）不加盖的双筒望远镜。

在1864年，威廉·哈金斯使用光谱确定星云是由气体构成[10]。哈金斯有一个私人天文台，它的8英寸望远镜镜头是由阿尔文·克拉克制造，配置了光谱仪，使他能有突破性的观测[11]。

在1904年，使用波茨坦大折射镜（英语：波茨坦大折射鏡）发现星际物质中的钙[12]。天文学家约翰内斯·哈特曼从对猎户座的双星参宿三（猎户座δ）的光谱观测中，确定在星际空间中有元素钙 [12]。

斯利普尔（Slipher）在1919年进一步证实星际空间存在气体，然后在1912年斯利普尔确认了星际尘埃[13]。通过这种方法，星际物质的整体性质在一系列的发现和假设中得到了证实[13]。

星际空间的知识史 编辑

 
赫比格-哈罗 110天体穿越星际空间的喷流气体[14]。

几个世纪以来，星际物质的性质一直受到天文学家和科学家的关注。然而对星际物质的理解和发展（英语：Timeline of knowledge about the interstellar and intergalactic medium），他们首先不得不先认识"星际"空间的基本概念。这个术语似乎首次出现在Bacon (1626，§ 354–5)的文稿中： "星际滑雪者…哈斯…与群星有如此的亲和力，在其间的旋转，就有如恒星般。" 稍后，自然哲学家罗伯特·波义耳（1674） 论述说"天空中的星际部分，在一些伊比鸠鲁学派的模型中必须是空的。"

在现代的电磁学发展之前，早期的物理学家假设存在一种无形的乙太做为携带光的媒介。推测这种乙太也存在星际空间中，就像Patterson (1862)写道："这种射流充满星际空间，就像乙太充满星际空间。"

深空摄影成像技术的出现让爱德华·巴纳德制作出暗星云在背景星场上的第一批剪影图像，而首先实际探测到星际空间的冷扩散物质是约翰内斯·哈特曼在1904年使用光谱仪拍摄的吸收谱线影像[15]。在对参宿三的光谱和轨道的历史研究中，观察来自这颗恒星的光，哈特曼意识到其中一些光在到达地球之前被吸收。他报告说来自钙的"K"线吸收似乎非常微弱，但近乎完美的锐利，并报告在393.4奈米的钙线有令人相当惊讶的结果：没有由于恒星的轨道运动引起谱线的周期性位移。这条谱线的固定性质使哈特曼得出造成这条吸收线的气体并不存在于参宿三的大气中，而是位于这颗恒星视线方向之间某个地方的一个孤立物质云中。这一发现开启了星际物质的研究。

在一系列的调查中，维克托·安巴楚勉引入了现在普遍接受的概念，即星际物质以云的形式存在[16]。

继哈特曼确定星际钙吸收之后，钠被Heger (1919)在检测房宿四（天蝎座β）和参宿三时发现在589.0和589.6奈米的"D"线吸收是固定的。

Beals (1936)后续对参宿一（猎户座ζ）和参宿二（猎户座ε）中钙的"H"和"K"线的观测，揭示了光谱中的双重和非对称轮廓。这些指向猎户座视线方向的星际研究是非常复杂的。非对称吸收轮廓是多条吸收线叠加的结果，每条吸收线都对应于相同的原子变迁（例如钙的"K"线），但发生在具有不同径向速度的星际云中。由于每个云有不同的速度（朝向或远离观测者/地球），因此每个云的吸收线因为多普勒效应，相对于静止谱线的波长，不是蓝移就是红移。这些证实物质不是均匀分布的观测结果，是星际物质内部有多个离散云的第一个证据。

 
这个长达一光年的星继气体和尘埃结类似于毛虫 [17]。

越来越多有关星际物质的证据，导致Pickering (1912)评论说：虽然星际吸收的物质能只是乙太，但其选择性吸收的性质，就如雅各布斯·卡普坦指出的，是气体的特征，自由气体分子当然存在，因此它们可能不断地被太阳和恒星驱离。

在同一年，维克托·赫斯发现了宇宙线，这种高能带电粒子从太空向地球倾泻而下，导致其他人猜测他们是否也渗透到星际空间。第二年，挪威探险家兼物理学家克里斯蒂安·伯克兰写道："假设整个空间充满了电子和各种带电的离子在飞翔，这似乎是我们观点的自然结果，我们就得假设演化中的每一个恒星系统都会将带电体送入太空。因此认为宇宙中大部分的物质不是在太阳系或星云中被发现，而是在"空"的空间里。这似乎并非不合理。" （Birkeland 1913）。

Thorndike (1930)指出"很难相信恒星之间的巨大空隙是完全空无一物的。地球的极光并非因为太阳发射的带电粒子而被激发。如果数百万颗恒星也一样的喷发出离子，是毫无疑问的事实，星系内就没有绝对的真空。"

2012年9月，NASA的科学家报告说在受到星际物质（ISM）的影响，多环芳香烃（PAHs）通过氢化、充氧（英语：Oxygenate）和羟基化的转换，形成更复杂的有机化合物- 朝向氨基酸和核苷酸（分别为蛋白质和DNA的原料）的道路跨出了一步[18][19]。此外，由于这些转换的结果，多环芳香烃失去原有的光谱特征，这可能是检测星际冰（英语：Interstellar ice）和宇宙尘缺少多环芳香烃的原因之一，特别是冷、稠密云或原行星盘上面的分子层[18][19]。

在2014年2月，NASA宣布一个重大升级的数据库[20]用于追踪宇宙中的多环芳香烃（PAHs）。科学家认为，宇宙中超过20%的碳可能与多环芳香烃有关，是外星生物起源的起始材料（英语：PAH world hypothesis）。多环芳香烃似乎在大爆炸后不久就形成了，在宇宙中广泛的分布，与新恒星和系外行星有关[21]。

在2019年4月，科学家与哈伯太空望远镜合作的报告，确认在星际物质的空间中有大型复杂的电离分子，发现了巴克明斯特富勒烯（C60，也称为"巴克球"）[22][23]。

成分 编辑

星际物质包括星际气体和星际尘埃。星际气体包括气态的原子、分子、电子、离子等，主要由氢元素组成，其次是氦，其元素丰度与恒星基本一致。星际尘埃是直径大约为10-5厘米的固体颗粒，包括冰状物、石墨、硅酸盐等，弥散在星际气体当中，质量大约占星际气体的10%。

银河系中的星际物质主要分布在旋臂中，占到了银河系总质量的10%，密度大约为每立方厘米一个氢原子，这种密度其实很低，在人造的真空中都无法达到。

相关条目 编辑

参考资料 编辑

引文 编辑

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来源 编辑

外部链接 编辑

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