星際物質

恆星形成
LH 95.jpg
天體分類
理論的觀念
相關學門
主題 

星際物質(縮寫為ISM)是存在於星系恆星之間的物質和輻射場(ISRF)的總稱。星際物質在天文物理的準確性中扮演著關鍵性的角色,因為它是介於星系和恆星之間的中間角色。恆星在星際物質密度較高的分子雲中形成,並且經由行星狀星雲、恆星風、和超新星獲得能量和物質的重新補充。換個角度看,恆星和星際物質的相互影響,可以協助測量星系中氣體物質的消耗率,也就是恆星形成的活耀期的時間。

以地球的標準,星際物質是極度稀薄的電漿、氣體、和塵埃,是離子原子分子塵埃電磁輻射、宇宙射線、和磁場的混合體。物質的成分是99%的氣體和1%的塵埃,充滿在星際間的空間。這種極端稀薄的混合物,典型的密度從每立方公尺只有數百到數億個質點,以太初核合成的結果來看氣體的成分,在數量上應該是90%和10%的,和其他微跡的「金屬」(以天文學說法,除氫和氦以外的元素都是金屬)。

2013年9月12日,美國航空航天局正式宣布,旅行者1號在2012年8月25日已經達到了星際物質(ISM),使其成為第一個這樣做的人造物體。星際電漿體和灰塵會被研究直到任務結束的2025年。

旅行者1號是第一個到達星際物質的人造物體。

星際物質

星際物質(ISM)
成份 百分比
(體積)
溫度
(K)
密度
(原子/cm³)
狀態
分子雲 < 1 % 20 - 50 102 - 106 氫分子
冷中性物質(CNM) 1-5% 50 - 100 20 - 50 中性氫原子
溫中性物質(WNM) 10-20% 6000 - 10000 0.2 - 0.5 中性氫原子
溫離子物質(WIM) 20-50% 8000 0.2 - 0.5 游離的氫
H II區 < 1% 8000 102 - 104 游離的氫
氣體暈
熱離子物質(HIM)
30-70% 106 - 107 10-4 - 10-2 高度游離的
(氫和微跡金屬)

這些介質也是造成消光紅化的原因。當光線在穿越這些介質的旅程中,光強度的衰減程度與觀測的波長有密切的關聯,這些星際物質造成光子的散射和吸收,使得肉眼觀察的夜晚天空背景變得黑暗。在數千光年範圍內的分子雲對來自銀河盤面的背景星光造成均勻且一致的吸收,使得只有銀河盤面的一些裂縫中才有背景星光能被地球上的人類觀察到。

遠紫外線會被星際物質中性成分吸收,例如原子會吸收121.5奈米的波長的光線,這是來自來曼α線的能量躍遷。因此,距離地球數百光年以外的恆星,在這個波段上所發出的光便幾乎無法看見,因為在前來地球的漫長旅程中,這個波長幾乎都已經被吸收掉了。

星際物質通常可以依據溫度的差異分成三種狀態:數百萬K的高熱氣體、數千K的溫暖氣體、和數十K的冷氣體,這些狀態是這些氣體在溫度的平衡上所表現出的冷或熱。關於星際物質這三種型態的模型最初是McKee和Ostriker在1977年的一編論文中提出來的。經歷了過去四分之一個世紀的研究,在科學界,星際物質在這三種狀態上的相對數量仍然有相當大的爭議。

未來,對星際物質的研究重點是分子雲星際雲超新星殘骸行星狀星雲、和擴散結構。

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

星雲就是散布在銀河系內、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,其次是,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。後來隨著天文望遠鏡的發展,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,梅西耶公布了自己的發現。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,主要由元素組成,其次是,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,質量大約占星際氣體的10%。

銀河系中的星際物質主要分布在旋臂中,占到了銀河系總質量的10%,密度大約為每立方厘米一個原子,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․桑代克記載著: ".. 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。

星際世界泛指所有在行星間(含地球恆星間與星系間的廣大空間,距離從數億公里(行星間)至數光年(恆星間)至無限距離。通常會充塞著無數的星際物質,溫度大約零下200多度。更涵括多重宇宙平行宇宙及高維度空間與其無窮延伸。

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