“分子天体物理学”的概念、定义、翻译、参考文献-科学参考

单词

分子天体物理学

释义

【分子天体物理学】

拼译：molecular astrophysics

现代天体物理学的一个分支，它自星际分子大量发现后崛起，是通过宇宙分子及其辐射来研究星际及天体的分子区域和分子过程规律的一门学科。

星际介质尤其是其相对稠密部分的显著特点是光学消光，这由其所含尘埃对可见光的吸收及散射引起，对其探测光学天文无能为力。1951年氢原子21cm谱线发现后(H．I．Ewen)曾用于广泛观测，结果表明星际气体中的原子H凝聚为云状，H的发射与云的消光相关，但当消光大于一个星等时相关性被破坏，这是气体中H₂所致(L．Spitzer，1978)。星际气体的90%是氢，而分子氢占一半以上。要了解星际介质必须对分子氢进行巡侧。但是由于H₂转动惯量极小，无永久偶极矩，无射电波段谱线，冷的H₂也无可见光谱，从这两个大气窗口就不能观测分子区域(A．Ddlgarno，1985)。然而在这些区域中发现了各种分子，尽管其含量大大低于H₂，但由于其易激发、光薄等特点，并常常与H₂成协，它们可以作为H₂的示踪剂。一氧化碳(CO)、甲醛(H₂CO)、氨(NH₃)以及硫化碳(CS)等均已经证实为各具特色的H₂气体的优良探针。由于多数分子区域不存在局部热动平衡，分子谱线的强度、轮廓、位移及速度分布等均依赖于辐射区域的局部参量，运用原子物理、量子力学和辐射传能理论对分子谱线所作的分析(C．H．Townes等，1975)，成了决定这些区域的温度、密度、质量、尺度及其他动力学参数和同位素丰度的最重要手段，并且导致了分子天体物理学的迅速形成和发展。

揭开恒星形成的奥秘是人类的古老目标，射电分子谱线的应用使得这一领域有了突破性的进展。在长时期中以为恒星在星际云之外形成，后来原子氢21cm谱线所测到的介质条件对孕育恒星温度太高(～100K)、密度太低(～1cm^－3)(M．L．Kutner，1984)。现已探明恒星诞生于分子云之中。云的温度一般是几K到几十K，密度在10³cm^－3以上(G．Winnewisser等，1979)。所测到的大批与电离氢区(HⅡ)及红外源成协的巨分子云复合体，往往是大质量原恒星存在及活动区域。太阳系邻近的暗星云稠密核是低质量星形成区。红外天文卫星在星际云中测到的红外源有一半多是潜在的原恒星(C．A．Beichman等，1986)。分子云的物理条件、化学成分、能量平衡及动力学过程的实际观测和模型分析，已构成有丰富内容的分子云物理和化学(N．J．Evans Ⅱ，1980)。1975年B．Zuckerman等由CO谱线在年轻星体附近发现了双极分子外向流及2μ辐射、射电连续辐射，以及具有高的亮温、窄的线宽及强的偏振等特征的天体脉泽，极大地促进了原恒星和其活动的研究，发展了恒星形成的理论图象(F．Shu，1987)。现普遍认为恒星形成历经下列过程：分子云失去动力学(湍动、旋转、热压力或磁场等)支撑、坍缩形成云核；原恒星及其吸积盘形成；星风爆发激起双极外向流以及新的恒星和拱星盘的出现。

处在晚期演化恒星周围的气尘壳层，是另一类分子区域(S．Kowk，1986)。在各类晚期星的包层中已测到分子40多种，而且有12种还只在这类区域中测到；还测到了多种恒星脉泽：OH，SiO和H₂O等。分子及脉泽谱线结合红外资料，可确定包层的物理参数、运动学结构及中央星体的质量损失率，并为其演化过程和辐射形成机理提供观测依据。在光学可见的行星状星云中的残留分子，可为AGB星支的演化序列提供重要的信息(S．Torres-Peinbert，1987)。在这一阶段还发现了过AGB星(PostAGB)、原行星状星云(PPN)及快速星风和双极分子外向流等，均为目前的研究热点。

银河系结构是光学天文长期以来未有解决的问题。原子氢21cm谱线曾获得了介质分布的图象，并证实了旋臂结构的存在。星际分子大批发现以后，人们用CO谱线进行巡天，结果与原子谱线测得的分布有明显的差异(T．M．Dane等，1987)。氢分子气体高度集聚在径向距银心1kpc的范围内和3～7kpc的环中(N．Z．Scoville等，1987)。在距银心400pc以内存在分子氢分布峰值，而分布较平坦的原子氢在银心附近却有急剧下降，此区H₂／HI为20。在3～7kpc的分子环中，与HI的比例为3。在银河系，H₂和HI约占相同含量(H₂略高)，有90%的H₂分布在太阳圈内，而分布于该区域的HI只有33%。银面上不同银径处的CO光谱表明，H₂多存在于分立的云之中。故关于H₂分布所显示的旋臂结构与分子云的起源和演化有关。如果云可以跨越几个臂存活，臂上和臂间的对比度与HI显示的类似；否则，若云是短寿命的，则会有较高的对比度，这有待于进一步研究。

分子的光学以至紫外及红外和射电谱线，还用于研究恒星及太阳大气和行星卫星系统，探测大气元素，获取核聚合反应以至原始物质分布和太阳系起源的信息(J．H．Black，1985)。在彗发和彗尾中已测到CN、CH₃CN、CH⁺、H₂S⁺等近30种分子，可能从中得到彗究竟是形成于太阳系或来自星际空间的依据。在有超新星、膨胀电离氢区或星风所产生的激波区域，CO高J转动跃迁、H₂四极转动跃迁和各种振动跃迁，测到了这些区域的相对高温(～2000K)和高密(约10⁷～10⁸cm^－3)等环境参数。紫外抽运产生的H₂荧光还可能是测量HD的灵敏示踪剂。在星系中，不仅测到了各种具有强辐射的分子，而且测到了超脉泽源。这些分子谱线已用于研究星系中恒星的形成、星系的状态、结构和动力学过程。分子谱线带来的丰富信息，可研究宇宙的各种化学现象，进一步揭示物理过程的实质或本源，并窥视特异条件下的化学规律(R．L．Dickman等，1988)。离子分子可用于研究分子的形成或离解；各种分子同位素丰度比，可以分析环境特点以及热核反应历程，并探索星系化学演化史。

分子辐射时天体及其环境的探测和研究获得了许多喜人的成果。然而宇宙分子的作用不仅仅在于它是一种探针，还在于它本身作为体系的一部分参与天体过程(A．Dalgarno，1985)。众多的宇宙分子具有丰富的能态结构。通过与气体主要成分H₂及尘埃的作用，与星体及辐射场相关，常常控制着系统的热化及电离状态，它们从尘埃和星体及星际辐射场获得能量，或者加热气体自身，使之维持平衡，或者以电磁辐射冷却其存在于中的介质，使得大质量天体形成的凝聚过程得以始发，对体系的演变起着关键性的作用。

分子天体物理学在分子搜寻和谱线证认中促进了分子微观结构、跃迁规律、微波辐射的量子分析和实验测定的发展(G．Winnewisser等，1979)。它与生命起源学说也密切相关，多原子分子特别是能构成酶的大分子的发现，是地外可能存在前生命化合物的最有力依据之一。

分子天体物理学将天体物理环境与分子存在条件结合起来，将辐射的相互作用与分子的散射、吸收和发射结合起来，将碰撞过程与分子辐射与传能结合起来，并且以理论、实验和观测相结合的手段进行研究，对天体及其演化的探索作出了巨大的贡献。它还处在年轻时期，许多新现象，例如稠密云核坍缩、恒星形成从触发到产生率和晚期演化阶段的各类天体的独特性质的解释，均有待进一步的观测证实和理论分析(E．Falgarone，1990)。高度稠密区域的探测是面临的最大挑战(O．E．H．Rydback，1985)。为取得分子云内核及原恒星盘结构的依据，需要能观测大于10¹⁰cm^－3条件下能激发的光薄分子的发射(A．P．Boss等，1989)。毫米波干涉仪的应用，亚毫米波段的开发和空间探测的发展，有可能突破这一关，使分子天体物理学在更深的层次上延拓天文学的研究。

【参考文献】：

1 Townees C H,Schawlow A L. Microwave Spectroscopy, Dober Publications,Inc, 1975

2 Spitzer L. Physical Processes in the Interstellar Medium. John Wiley , sons,Inc, 1978

3 Winnewisser G, Churchwell E, Walmsley C M. Modern Aspects of Microwave Spectroscopy . Academic Press,1979,313～503

4 Evans N J I. interstellar Molecules. IAU Symp Andrew,B H,D Reidel Publishing Company, 1980,87:1 ～19

5 Kwok S, Pottasch S R. late Stage of stellar Evolution. D Reidel Publishing Compang,1986

6 Shu FH,Adams F C. Lizano S Aon Rev A, Ap,1987,25,23 ～81

7 Hartquist T W,ed. Molecular Astrophysics - A Volume Honouring Alexander Dalgarno. Cambridge Un: V. Press, 1990

8 Zhou S.Ap J,1992,394:204～216

9 Sun J,Kwok S. A Ap. J, 1987,185:258～266

10 Wu Y,Evans N J I . Ap J,1989,340:307～313

(北京大学吴月芳副教授撰；周体健审)

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