20.2: 星际气体

学习目标

在本节结束时，您将能够：

• 命名星际气体的主要类型
• 讨论我们如何观察每种类型
• 描述每种类型的温度和其他主要特性

星际气体，视其所在位置而定，可能比绝对零度高出几度，也可能高达一百万度或更高。 我们将通过探索发现气体的不同条件来开始穿越星际介质的旅程。

电离氢 (H II) 区域——热星附近的气体

一些最壮观的天文照片显示了位于热星附近的星际气体（图$\PageIndex{1}$）。 氢光谱可见区域中最强的线是Balmer系列 ¹ 中的红线（如辐射和光谱章节中所述）；这条发射线解释了图等图像中典型的红光$\PageIndex{1}$。

图$\PageIndex{1}$ Orion Nebula。 大猎户座星云中弥漫的红色光芒是由巴尔默系列氢气的第一条线产生的。 氢气排放表明附近有炙手可热的年轻恒星将这些气体云电离。 然后，当电子与质子重组并向下移动到能量较低的轨道时，就会产生发射线。 在一些云层边缘看到的蓝色是由散射来自热星的光线的小尘埃颗粒产生的。 还可以看到灰尘在发光的气体上勾勒出轮廓。 （来源：美国宇航局、欧空局、M. Robberto（太空望远镜科学研究所/欧空局）和哈勃太空望远镜猎户座财政部项目小组）

热星能够将附近的气体加热到接近 10,000 K 的温度。来自恒星的紫外线辐射也会使氢气电离（请记住，在电离过程中，电子会完全脱离质子）。 当有吸引力的电子存在时，这种分离的质子不会永远孤单；它会捕获自由电子，再次变成中性氢。 但是，这样的中性原子可以再次吸收紫外线辐射并重新开始循环。 在典型的时刻，热星附近的大多数原子都处于电离状态。

由于氢气是星际气体的主要成分，因此我们经常根据氢气是中性还是电离来描述空间区域。 电离氢云被称为 H II 区域。 （研究光谱的科学家使用罗马数字 I 来表示原子是中性的；电离的每个较高阶段都使用连续更高的罗马数字。 因此，H II 是指失去一个电子的氢气；Fe III 是缺少两个电子的铁。）

氢核捕获的电子在进入最低水平或基态的途中，通过氢原子的各种能级向下级联。 在每次向下过渡期间，它们都会以光的形式放弃能量。 将紫外线辐射转化为可见光的过程称为荧光。 除氢气外，星际气体还含有其他元素。 其中许多还在热星附近被电离；然后它们捕获电子并发射光，就像氢气一样，使天文学家能够观测它们。 但总的来说，红色氢线是最强的，这就是为什么 H II 区域看起来是红色的。

地球上的荧光灯的工作原理与荧光 H II 区域相同。 当你打开电流时，电子会与管中的汞蒸气原子碰撞。 由于这些碰撞，汞被激发到高能状态。 当汞原子中的电子恢复到较低的能量水平时，它们发出的部分能量以紫外光子的形式出现。 反过来，它们会撞击灯管内壁上涂有磷酸盐的屏幕。 屏幕中的原子吸收紫外光子并在能量水平之间向下层叠时发出可见光。 （区别在于，这些原子发出的光颜色范围更广，它们混合在一起产生荧光灯的特征性白光，而H II区域中的氢原子发出的颜色更为有限。）

中性氢云

产生 H II 区域所需的非常热的恒星很少见，只有一小部分星际物质距离这些炙手可热的恒星足够近，可以被它们电离。 星际介质的大部分体积都充满了中性（非电离）氢气。 我们该如何去寻找它？

不幸的是，在星际空间气体的典型温度下，中性氢原子既不发射也不吸收光谱的可见部分的光。 在大多数情况下，与星际氢气混合的其他微量元素也没有。 但是，即使在典型的星际温度下，其他一些元素也可以吸收可见光。 这意味着，当我们观察到诸如热恒星或星系之类的亮源时，我们有时会看到星际气体以特定频率吸收光线时在其光谱中产生的额外线条（见图）。 一些最强的星际吸收线是由钙和钠产生的，但在足够灵敏的观测中也可以检测到许多其他元素（如《辐射与光谱》中所述）。

绘制穿过星际尘云的$\PageIndex{2}$吸收线。 当我们和恒星之间有大量凉爽的星际物质（含有一些尘埃的气体）时，我们就可以在恒星光谱中看到气体的吸收线。 我们可以区分这两种线，因为虽然恒星的线很宽，但来自气体的线条更窄。

星际云吸收的第一个证据来自于1904年出版的对光谱双星的分析（见《星星：天体普查》）。 尽管这种二进制光谱中的大多数线从较长的波长交替移动到较短的波长，然后又向后移动，正如我们从相互绕轨道运行的恒星的多普勒效应中所预料的那样，但光谱中有几条线的波长保持不变。 由于两颗恒星都在二进制系统中移动，因此没有运动的线条使天文学家感到困惑。 这些管线也很奇特，因为它们比其他管线窄得多，这表明生产它们的天然气压力非常低。 随后的研究表明，这些线根本不是在恒星的大气层中形成的，而是在位于地球和双星之间的冷气云中形成的。

尽管这些和类似的观测结果证明存在星际气体，但由于氢气在光谱的可见部分缺少光谱特征，它们还无法探测到氢气这个最常见的元素。 （Balmer 氢气线在可见范围内，但只有激发的氢原子才能产生氢气。 在寒冷的星际介质中，氢原子都处于基态，没有电子处于产生巴尔默系列发射线或吸收线所需的更高能量水平。） 直接探测氢气必须等待望远镜的开发，这些望远镜能够观察光谱其他部分氢原子能量极低的变化。 第一次这样的观测是使用射电望远镜进行的，星际氢的无线电发射和吸收仍然是我们研究宇宙中大量冷氢的主要工具之一。

1944年，荷兰天文学家亨德里克·范德赫尔斯特（Hendrik van de Hulst）在他还是学生时预测，氢气将在波长为21厘米处产生一条强线。 这是一个相当长的波长，这意味着波的频率和能量都很低，以至于它不能来自在能级之间跳动的电子（正如我们在《辐射》和《光谱》中所讨论的那样）。 相反，电子翻转时会发射能量，就像马戏团中的杂技演员站在头上后直立翻转一样。

翻转的工作原理是这样的：氢原子由质子和结合在一起的电子组成。 质子和电子的作用都是如果它们像顶部一样旋转，两个顶部的自旋轴可以指向相同的方向（对齐），也可以指向相反的方向（反对齐）。 如果质子和电子朝相反的方向旋转，则整个原子的能量将比两个自旋对齐时的能量略低（图$\PageIndex{3}$）。 如果处于低能状态（自旋对立）的原子获得了少量能量，那么质子和电子的自旋就可以对齐，使原子处于稍微激发的状态。 如果原子随后再次失去同样数量的能量，它将恢复到基态。 所涉及的能量对应于波长为21厘米的波浪；因此，它被称为 21厘米线。

图 21 厘米线的$\PageIndex{3}$形成。 当氢原子中的电子处于离原子核最近的轨道上时，质子和电子可能在（a）朝相同方向旋转，或者（b）朝相反的方向旋转。 当电子翻转时，原子通过吸收或发射波长为21厘米的电磁能量来获得或损失一点能量。

中性氢原子可以通过与其他氢原子或自由电子的碰撞获得少量能量。 这种碰撞在星际空间的稀疏气体中极为罕见。 单个原子可能要等几个世纪才能使其质子和电子的自旋对齐。 尽管如此，在数百万年中，很大一部分氢原子是由碰撞激发的。 （在寒冷的空间里，这与原子通常经历的兴奋差不多。）

激发的原子以后可能会通过与另一个粒子碰撞或发出波长为21厘米的无线电波而失去多余的能量。 如果没有碰撞，激发的氢原子平均需要等待大约一千万年才能发射光子并恢复到能量最低的状态。 尽管任何单个原子发射光子的概率都很低，但典型的气云中有太多的氢原子，它们总共会在21厘米处产生一条可观测的线。

灵敏度足以探测 21 厘米中性氢线的设备于 1951 年问世。 荷兰天文学家建造了一种仪器来探测他们所预测的21厘米波浪，但是一场大火烧毁了它。 结果，两位哈佛物理学家 Harold Ewen 和 Edward Purcell 进行了首次检测（图$\PageIndex{4}$），随后荷兰人和澳大利亚的一个团体进行了确认。 自从探测到21厘米线以来，已经发现了许多其他由原子和分子同时产生的无线电线路（正如我们稍后将讨论的那样），这些线路使天文学家能够绘制出我们家乡银河系中的中性气体。 天文学家还发现了从红外线到紫外线的许多其他波长的中性星际气体，包括氢气。

图$\PageIndex{4}$哈罗德·艾文（1922-2015）和爱德华·珀塞尔（1912—1997 年）。 我们看到 Harold Ewen 在 1952 年使用喇叭天线（位于哈佛大学物理实验室顶部），该天线首次探测到星际21厘米辐射。 插图显示了几年后获得1952年诺贝尔物理学奖的爱德华·珀塞尔。

现代无线电观测表明，我们银河系中的大多数中性氢仅限于一个极其平坦的层中，厚度小于300光年，该层延伸到整个银河系的圆盘中。 这种气体的密度从每立方厘米大约 0.1 到大约 100 个原子不等，存在于很宽的温度范围内，从低至大约 100 K（—173 °C）到高达 8000 K 不等。这些温暖气体和冷气区域相互穿插，密度和温度在空间在不断变化。

超热星际气体

虽然在HII区域发现的10,000 K的温度可能看起来很温暖，但它们并不是星际介质的最热阶段。 尽管附近没有可见的热源，但一些星际气体的温度仍为一百万度。 这种超热的星际气体的发现令人惊讶。 在天文观测台发射到太空之前，天文观测站可以看到光谱的紫外线和X射线部分的辐射，天文学家认为，恒星之间的大部分区域都充满了氢气，温度不高于HII区域的温度。 但是在地球大气层上空发射的望远镜获得了紫外光谱，其中包含氧原子产生的星际线，这些线已经被电离了五次。 要从围绕氧核的轨道上剥离五个电子需要大量的能量。 随后使用轨道X射线望远镜进行的观测表明，银河系充满了大量发射X射线的气泡。 要发射 X 射线并容纳已经电离五次的氧原子，必须将气体加热到一百万度或更高的温度。

理论家现在已经表明，产生如此惊人温度的能量来源是巨型恒星在生命尽头的爆炸（图$\PageIndex{5}$）。 这种被称为超新星的爆炸将在《星之死》一章中详细讨论。 现在，我们只想说，一些接近生命尽头的恒星会变得不稳定并真正爆炸。 这些爆炸以每秒数万千公里（高达光速的30％左右）的速度向星际空间发射气体。 当这种喷出的气体与星际气体碰撞时，它会产生冲击，将气体加热到数百万或数千万度。

图$\PageIndex{5}$ Vela Supernova Remnant。 大约11,000年前，维拉星座中一颗垂死的恒星爆炸了，变得像地球天空中的满月一样明亮。 你可以在这张彩色图像的中心看到爆炸产生的微弱的圆形细丝。 残余物的边缘正在与星际介质碰撞，将它们挖出的气体加热到数百万K的温度。太空中的望远镜还揭示了来自残余物的X射线辐射的发光球体。

天文学家估计，大约每100年就有一颗超新星在银河系的某个地方爆炸。 平均而言，超新星发射的冲击大约每隔几百万年就会横扫银河系中的任何给定点一次。 这些冲击使一些星际空间在数百万度的温度下充满气体，并且它们不断干扰较冷的气体，使其保持恒定的湍流运动。

分子云

几十年前在太空中发现了一些简单的分子，例如氯化萘和氯化萘，因为它们在其后面的恒星的可见光谱中产生吸收线。 当获得无线电和红外波长光谱的更先进设备出现时，令他们惊讶的是，天文学家也在星际云中发现了更为复杂的分子。

就像原子在可见光光谱中留下 “指纹” 一样，分子内原子的振动和旋转也可以在无线电和红外波中留下光谱指纹。 如果我们将辐射分散到如此长的波长上，我们就能检测到光谱中具有特定分子特征的发射线或吸收线。 多年来，我们实验室的实验向我们展示了与许多常见分子的旋转和振动变化相关的确切波长，为我们提供了一个可能的线条模板，我们现在可以将我们对星际物质的观测结果与之进行比较。

在太空中发现复杂分子令人惊讶，因为星际空间的大部分都充满了来自恒星的紫外线，而这种光能够分解分子（将它们分解成单个原子）。 但是，回想起来，分子的存在并不奇怪。 正如我们将在下一节中进一步讨论的那样，上面已经看到了，星际空间还包含大量能够阻挡星光的尘埃。 当这些尘埃积聚在单一位置时，结果是乌云，紫外线星光被阻挡，分子可以存活。 这些结构中最大的结构是在重力将星际气体聚集在一起形成巨型分子云的地方形成的，其质量可达太阳质量的一百万倍。 其中，大部分星际氢气已经形成了分子H ₂（分子氢）。 其他更复杂的分子的存在量也要少得多。

^{巨型分子云的密度为每立方厘米数百至数千个原子，比星际空间的平均密度要高得多。} 因此，尽管它们只占星际空间体积的很小一部分，但它们所含的却占银河系气体总质量的20-30％。 由于其高密度，分子云会阻挡紫外线星光，而紫外线星光是加热大多数星际气体的主要物质。 因此，它们往往非常寒冷，典型温度接近 10 K（−263 °C）。 巨型分子云也是新恒星形成的地点，我们将在下面讨论。

正是在这些黑暗的太空区域，不受星光照射，才能形成分子。 气体和尘粒表面发生的化学反应会产生更为复杂的化合物，在星际空间中已经发现了数百种化合物。 其中最简单的是水 ($\ce{H2O}$)、一氧化碳 ($\ce{CO}$)（由地球上的火灾产生）和氨（$\ce{NH3}$），你可以在强力家居清洁产品中识别出氨的气味。 一氧化碳在星际空间中特别丰富，是天文学家用来研究巨型分子云的主要工具。 不幸的是，最丰富的分子特别难以直接观测$\ce{H2}$，因为在大多数巨型分子云中，它太冷了，即使在无线电波长下也无法发射。 $\ce{CO}$，它往往存在于任何地方$\ce{H2}$，它是一种更好的发射器，经常被天文学家用来追踪分子氢气。

天文学家发现的更复杂的分子大多是氢、氧、碳、氮和硫原子的组合。 这些分子中有许多是有机分子（那些含有碳并且与地球生命的碳化学相关的分子）。 它们包括甲醛（用于保存活组织）、酒精（参见下方太空鸡尾酒的功能框）和防冻剂。

1996年，天文学家在朝射手座星座方向的云层中发现了醋酸（醋的主要成分）。 为了平衡酸味和甜味，还发现了一种简单的糖（乙醇醛）。 迄今为止在星际空间中发现的最大的化合物是富勒烯，其中60或70个碳原子以笼状结构排列（见图$\PageIndex{6}$）。 参见$\PageIndex{1}$下表，列出了迄今为止发现的一些更有趣的星际分子。

图$\PageIndex{6}$ Fullerene C60：这个三维视角显示了富勒烯 C60 分子中 60 个碳原子的典型笼状排列。 富勒烯 C60 也被称为 “buckyball” 或其全名 buckminsterfullerene，因为它与美国发明家 R. Buckminster Fuller 设计的多面建筑穹顶相似。

表$\PageIndex{1}$：一些有趣的星际分子

姓名	化学配方	在地球上使用
氨水	$\ce{NH3}$	家用清洁剂
甲醛	$\ce{H2CO}$	防腐液
乙炔气体	$\ce{HC2H}$	焊枪的燃料
醋酸	$\ce{C2H2O4}$	醋的精华
乙醇	$\ce{CH3CH2OH}$	学期末聚会
乙二醇	$\ce{HOCH2CH2OH}$	防冻剂成分
苯	$\ce{C6H6}$	碳环，清漆和染料中的成分

寒冷的星际云还含有氰乙烯 ($\ce{HC3N}$) 和乙醛 ($\ce{CH3CHO}$)，通常被认为是氨基酸形成的起点。 这些是蛋白质的组成部分，蛋白质是构成地球上活生物体的基本化学物质之一。 这些有机分子的存在并不意味着生命存在于太空中，但它确实表明生命的化学基石可以在宇宙的多种条件下形成。 随着我们对星际云层如何产生复杂分子的更多了解，我们对数十亿年前地球生命开始之前的各种过程有了越来越多的了解。

有兴趣进一步了解富勒烯、buckyballs 或 buckminsterfullerenes（所谓的）吗？ 观看来自美国宇航局喷气推进实验室的简短视频，该视频解释了它们是什么并说明了它们是如何在太空中被发现的。

太空中的鸡尾酒

天文学家在星际云层中发现的分子中有酒精，它有两个变体：甲醇（或木醇）和乙醇（你在鸡尾酒中发现的那种）。 乙醇是一种非常复杂的分子，由化学家写成$\ce{C2H5OH}$。 它在太空中相当丰富（相对而言）。 在已识别出它的云层中，我们每立方米^最多检测到一个分子。 最大的云层（可能跨越几百光年）的乙醇足以制造五分之十^八的白酒。

但是，我们不必担心未来的星际宇航员会成为星际酗酒者。 即使太空飞船配备了横跨1公里的巨型漏斗，并且能够以光速将其挖过这样的云层，也需要大约一千年的时间才能为一杯标准的马提尼酒收集足够的酒精。

此外，同样的云也含有水 ($\ce{H2O}$) 分子。 你的独家新闻也会把它们收集起来，而且还有很多，因为它们更简单，因此更容易形成。 为了好玩，一篇天文论文实际上计算了典型云的证据。 证明是饮料中酒精与水的比例，其中 0 proof 表示所有水，100 proof 表示一半酒精和一半水，200 proof 表示全部酒精。 星际云的证据只有 0.2，不足以成为烈性饮料

摘要

星际气体可能是热的也可以是冷的。 在热恒星附近发现的气体通过荧光发光，也就是说，当电子被离子捕获并级联到较低能量水平时，就会发出光。 电离氢的发光云（星云）被称为 H II 区域，温度约为 10,000 K。星际空间中的大多数氢气没有被电离，最好通过对 21 厘米线的无线电测量来研究。 星际空间中的一些气体温度为一百万度，尽管它在热恒星中距离很远；这种超热气体可能会在超新星爆炸中喷出的快速移动的气体席卷太空时被加热。 在某些地方，重力会将星际气体聚集到巨大的云层中，在云层中保护气体免受星光照射并形成分子；在太空中已经发现了200多种不同的分子，包括蛋白质的基本组成部分，正如我们在地球上所知道的那样，它们是生命的基础。

脚注

¹ 科学家们还将这条红色的巴尔默线称为 H-alpha 线，alpha 表示它是巴尔默系列中的第一条光谱线。

词汇表

分子云

一种大、密集、寒冷的星际云；由于其大小和密度，这种类型的云可以阻止紫外线辐射到达其内部，分子可以在那里形成

H II 区域

星际空间中的电离氢区域