20.E：星际间——太空中的气体和尘埃（练习）

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为了进一步探索

文章

Goodman，A. “回收宇宙。” 《天空与望远镜》11 月（2000 年）：44。回顾恒星演化、星际介质和超新星如何共同回收宇宙物质。

格林伯格，J. “星尘的秘密。” 《科学美国人》十二月（2000）：70。恒星之间固体粒子的构成和进化作用。

Knapp，G. “星空之间的东西。” 天空与望远镜 5 月（1995 年）：20。星际介质简介。

Nadis，S. “在太空中寻找生命分子。” 天空与望远镜 1 月（2002 年）：32。卫星望远镜最近对星际介质中的水进行了观测。

Olinto，A. “解开宇宙射线的奥秘。” 天文学 4 月（2014 年）：30。是什么使它们加速到如此高的能量。

Reynolds，R. “星际之间的气体。” 《科学美国人》一月（2002）：34。在星际介质上。

网站和应用程序

巴纳德，E.，传记回忆录：www.nasonline.org/publication... ard-edward.pdf。

Cosmicopia：helios.gsfc.nasa.gov/cosmic.html。美国宇航局的学习网站解释了宇宙射线的历史和现代理解。

DECO：https://wipac.wisc.edu/deco。一款智能手机应用程序，用于将您的手机变成宇宙射线探测器。

哈勃太空望远镜星云图片：http://hubblesite.org/gallery/album/nebula/。点击这个集合中的任何一张漂亮的图片，你会被带到一个包含更多信息的页面；在查看这些图像时，你可能还想浏览哈勃图片中色彩含义的幻灯片序列（http://hubblesite.org/gallery/behind...ning_of_color/）。

星际媒体在线教程：www-ssg.sr.unh.edu/ism/intro.htm。关于星际介质（ISM）及其研究方式的非技术性介绍；由新罕布什尔大学天文学系介绍。

梅西耶星云、星团和星系目录：http://astropixels.com/messier/messiercat.html。天文学家弗雷德·埃斯佩纳克（Fred Espenak）提供了完整的目录，其中包含信息和图像。（维基百科列表也有类似的功能：en.wikipedia.org/wiki/List_O... ssier_objects。）

星云：它们是什么？ : http://www.universetoday.com/61103/what-is-a-nebula/。马特·威廉姆斯的简要介绍。

视频

Barnard 68：天空之洞：https://www.youtube.com/watch?v=8No6I0Uc3No。关于星际空间中的乌云和一般的乌云（02:08）。

新光中的马头星云：www.esa.int/spaceinVideos/vid... a_in_new_light。游览不同波长的黑暗星云；没有音频旁白，只有音乐，但屏幕上会出现解释性材料（03:03）。

Hubblecast 65：马头星云的全新视角：http://www.spacetelescope.org/videos/heic1307a/。与 ESO 天文学家乔·利斯克（Joe Liske）一起报道星云，特别是马头（06:03）。

星际红化：https://www.youtube.com/watch?v=H2M80RAQB6k。宾夕法尼亚州立大学的斯科特·米勒的视频演示了变红的工作原理；有点书呆子但很有用（03:45）。

协作小组活动

太阳位于星际物质密度较低的区域。假设它位于直径为20光年的密集云层中，它使外面的恒星发出的可见光变暗了100倍。让你的小组讨论这将如何影响地球文明的发展。例如，这会给早期的航海家带来问题吗？
您的小组成员应仔细阅读本章中的图片。你在图像中看到的星云有多大？图片或标题中有线索吗？它们所属的云是否比我们能看到的星云大得多？为什么？建议一些我们可以确定星云大小的方法。
你们小组的成员如何认为天文学家能够估计出我们自己的银河系中此类星云的距离？（提示：看看图片。在某些情况下，你能看见我们和星云之间的任何东西吗。如果你需要提醒自己测量距离的方法，请查看天体距离。）
文字表明，从地球表面延伸到大气层顶部的空气管所含的原子比从大气顶部延伸到可观测宇宙边缘的相同直径的管子所含的原子还要多。科学家经常做他们所谓的 “背面计算”，他们做非常粗略的近似值，只是为了看看陈述或想法是否正确。试着和你的小组一起对这句话做一个 “快速而肮脏” 的估计。比较两个不同管中包含的原子数量的步骤是什么？你需要什么信息才能得出近似值？你能在这篇文章中找到吗？这个说法是真的吗？
如果在你进入本章之前你的天文学课程涉及学习太阳系，那就让你的小组讨论除了星际云之外，天文学家还在哪里发现有机分子（生命的化学基石）。在我们自己的太阳系中发现的此类分子与本章中讨论的云层中的分子有何关系？
在望远镜中，两颗恒星的外观都呈红色。一颗恒星实际上是红色的；另一颗恒星的光线在进入我们的途中被星际尘埃变红了。让你的小组列出你可以进行的观测清单，以确定哪颗恒星是哪颗星。
你被要求在你弟弟的中学班上讲一个关于天文学的演讲，你决定谈谈大自然是如何回收气体和灰尘的。让你的小组讨论你将在演讲中使用这本书中的哪些图片。按什么顺序？当课堂结束时，你想让学生记住的一个好主意是什么？
本章和下一章（关于《星星的诞生》）包括一些最漂亮的星云图像，这些星云会随着星光与气体和尘埃相互作用时产生的光而发光。让你的小组从你最喜欢的此类星云中选择一到四个，然后准备一份关于它们的报告，与全班其他成员分享。（包括它们的位置、距离、大小、发光方式以及里面发生的事情之类的东西。）

查看问题

在本章的照片中识别出几个暗星云。给出照片的人物编号，并指定在照片上可以找到暗星云的位置。
为什么热星附近的星云看起来是红色的？为什么星星附近的尘云通常看起来是蓝色的？
描述各种星际气体（HII 区域、中性氢云、超热气云和分子云）的特征。
准备一张表格，列出在星际空间中探测尘埃和气体的不同方式。
描述 21 厘米的氢气线是如何形成的。为什么这条线是理解星际介质的重要工具？
描述在恒星之间空间中发现的尘粒的特性。
为什么很难确定宇宙射线来自哪里？
是什么原因导致星光变红？解释日落时太阳盘的红色是如何由同样的过程引起的。
为什么分子，包括更复杂\(\ce{H2}\)的有机分子，只在乌云中形成？为什么它们没有填满所有的星际空间？
为什么我们不能用可见光望远镜来研究恒星和行星形成的分子云？为什么红外或射电望远镜效果更好？
星际介质的质量由来源（增加质量）和汇（移除质量）之间的平衡决定。制作一张表格，列出主要的源头和汇点，并简要解释每个源和汇点。
星际尘埃来自哪里？它是如何形成的？

思想问题

第 20.1 节\(20.1.1\)中的图显示了安塔尔恒星周围的红色光芒，但标题显示那是尘云。你会进行哪些观测来确定红光实际上是由尘埃产生的，还是由 H II 区域产生的？
如果安塔尔周围的红光确实是由灰尘反射安塔尔发出的光线产生的，那么它的红色外观能告诉你安塔尔可能的温度吗？在附录 J 中查看 Antares 的光谱类型你对温度的估计差不多正确吗？在本章的大多数图像中，红光与电离氢有关。你会指望在安塔尔附近找到一个 H II 区域吗？解释你的答案。
尽管中性氢是星际物质中最丰富的元素，但它首先是用射电望远镜而不是可见光望远镜探测到的。解释原因。（《分析星光》中对所有温度的恒星中氢系都不强这一事实的解释可能会有所帮助。）
术语 H II 和 H2 的发音都是 “H two”。这两个术语的含义有什么区别？会有像 H III 这样的东西吗？
假设有人告诉你她在 Aldebaran 恒星周围发现了 H II。你会相信她吗？为什么或者为什么不呢？
描述以下各项的频谱：
1. 星光被尘埃反射，
2. 隐形星际气体背后的一颗恒星，以及
3. 发射星云。
根据文本，恒星的热度必须高于大约 25,000 K 才能产生 H II 区域。最热的白矮星和主序列 O 星的温度都高于 25,000 K 哪种类型的恒星可以电离更多的氢气？为什么？
从文中关于哪些类型的恒星会产生发射星云以及哪些类型的恒星与反射星云相关的评论中，对于产生 NGC 1999 的恒星的温度，你能说些什么（图见\(20.3.5\)第 20.3 节）？
计算银河系大小和形状的一种方法是仅根据观测到的表观亮度来估计与微弱恒星的距离，并记下无法再观测到恒星的距离。第一批尝试这个实验的天文学家不知道星光会被星际尘埃变暗。他们对银河系大小的估计太小了。解释原因。
新的恒星在气体和尘埃密度相对较高的区域形成。假设你想搜索一些最近形成的恒星。如果你在可见波长或红外波长下观察，你更有可能成功吗？为什么？
考虑到本章中的主题，这里有一个地球类比。在大城市里，在没有烟雾的日子里，你可以看到更远的地方。为什么？
恒星在银河系中以每年大约 1 个太阳质量的速度形成。按照这种速度，如果没有新鲜气体从外部进入，银河系中的所有星际气体需要多长时间才能变成恒星？这与宇宙的估计年龄（140亿年）相比如何？你从中得出什么结论？
21 厘米的线不仅可以用来找出氢气在天空中的位置，还可以用来确定氢气向我们移动或远离我们的速度。描述这可能如何运作。
天文学家最近发现了最初在1572年观测到的超新星发出的光，现在才到达地球。这种光是从尘云中反射出来的；天文学家称这种反射光为 “光回声”（就像反射的声音被称为回声一样）。你预计光回波的光谱与原始超新星的光谱相比如何？
我们可以探测到来自其他星系以及我们自己的银河系的21厘米发射。但是，来自我们自己的银河系的21厘米发射物填满了大部分天空，因此我们通常会同时看到两者。我们如何区分银河系外21厘米的发射和我们自己的银河系中产生的发射？（提示：其他星系通常相对于银河系移动。）
我们反复说过，蓝光比红光消光更多，这对于可见光和较短的波长来说是如此。 X 射线也是这样吗？请看第 20.6 节\(20.6.1\)中的图。最多的尘埃位于图像中间的银河平面中，图像中的红色对应于最红（能量最低）的光。根据你在银河飞机上看到的情况，X射线在更红还是更蓝的颜色下会消失得更多？您可以考虑将第 20.6 节\(20.6.1\)中的图与第 20.3 节\(20.3.6\)中的图进行比较。
假设太阳不是在局部泡泡中，而是在一个巨大的分子云的深处。从地球上看到不同波长的夜空会是什么样子？
假设，太阳不是在 Local Bubble 内，而是在 H II 区域内。不同波长的夜空会是什么样子？

自己搞清楚

分子云的密度大约是星际介质平均值的1000倍。让我们将这种密度的差异与更熟悉的差异进行比较。空气的密度约为 1 kg/m ³，因此密度比空气高 1000 倍的空气密度约为 1000 kg/m ³。这与典型的水密度相比如何？花岗岩的？（你可以在互联网上找到这些密度的数字。）分子云和星际介质之间的密度差是大还是小于空气和水或花岗岩之间的密度差？
你期望能够在 X 射线发射中探测到 H II 区域吗？为什么或者为什么不呢？（提示：你可以适用维也纳定律）
假设你收集了一个等于地球大小（半径约为 6000 km）的星际气体球。如果这种气体的密度为每 ³ 厘米 1 个氢原子（典型的星际介质），那么它的质量与保龄球的质量（5 或 6 千克）相比如何？ ^{如果它具有局部气泡的典型密度，大约每立方米 0.01 个原子，那怎么样？} 球体的体积为\(V = \left( \frac{4}{3} \right) \pi R^3\)。
按星际介质的平均密度（每厘米 ³ 个原子）计算，必须使用多少体积的物质才能制造质量相当于太阳的恒星？这个大小的球体的半径是多少？用光年表达你的答案。
以一粒含有 1 mg 氧气的沙粒为例（这是中等大小的沙粒的典型含量，因为沙子主要是沙子\(\che{SiO2}\)）。谷物含有多少氧原子？如果你想让球体具有与星际介质相同的密度，每立方厘米大约 1 ^个原子，你必须将它们分散在多大的半径上？你可以查看氧原子的质量。
只有当附近有一颗热到足以电离氢气的恒星时，H II 区域才会存在。氢只能通过波长小于 91.2 nm 的辐射进行电离。在 91.2 nm 处发射最大能量的恒星的温度是多少？（使用《辐射与光谱》中的维也纳定律。）根据这个结果，这些恒星的哪些光谱类型可能提供足够的能量来产生 H II 区域？
我们在文中说过，在热气中看到的五倍电离氧（OVI）一定是由将气体加热到数百万度的超新星冲击产生的，而不是像产生H II那样由星光产生的。通过光生成 OVI 需要短于 10.9 nm 的波长。观测到的最热恒星的表面温度约为 50,000 K 它们能产生 OVI 吗？
最初发现尘埃是因为某些星团中的恒星似乎比预期的要微弱。假设一颗恒星位于尘埃云后面，尘埃云会使其亮度减弱100倍。假设你没有意识到那里有灰尘。您的距离估计值会有多大误差？你能想出任何测量方法来探测灰尘吗？
如果处于压力平衡状态，冷云内部的密度（\(T\)= 10 K）与超热星际气体（\(T\)= 106 K）的密度相比如何？（需要一大片云才能保护其内部免受热影响，这样它才能处于如此低的温度。）（提示：在压力平衡中，两个区域必须\(nT\)相等，其中\(n\)是单位体积的颗粒数，\(T\)是温度。）你认为哪个地区更适合创造新恒星？为什么？
文字说，环绕太阳的局部绒毛温度为7500 K，密度为每厘米 0.1 个原子 ³。 Local Fluff 嵌入热气中，温度为 106 K，密度约为每 cm ³ 0.01 个原子。它们处于平衡状态吗？（提示：在压力平衡中，两个区域必须\(nT\)相等，其中\(n\)是单位体积的颗粒数，\(T\)是温度。） Local Fluff 可能会发生什么？