星际物质

恆星形成

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天體分類

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理論的觀念

初始质量函数 金斯不穩定性 克赫歷程 星雲假說 行星遷移

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恒星主题

威斯康辛的Hα地圖是從地球的北半球觀測可見到部分的星際物質分布。這些氫離子（在光譜學的舊術語中，天文學家稱之為HII）（Haffner 等人 2003）.

在天文學，星際物質（ISM）是存在於星系的恆星系統之外，在太空中的物質和輻射。這些物質的形式包括電離的氣體、原子、和分子，以及宇宙塵和宇宙射線。它們填充了星際空間，並且順利地融入周圍的星系際空間。能量以電磁輻射的形式佔據相同體積的星際輻射場。

星際物質無論是原子、分子或離子，都以物質的溫度和密度區分出不同的相。星際物質主要由氫組成，其次是氦，還有相較於氫是微量的碳、氧和氮。這些相的熱壓力彼此處於大致平衡的狀態。磁場和湍流運動也提供星際物質的壓力，而通常比熱壓力更為重要。

以地球的標準來看，所有相的星際物質都極為脆弱。冷的、稠密的星際物質，主要成分以分子的形式出現，並且密度達到每立方釐米10⁶分子（每立方釐米100萬個分子）。熱的、瀰漫的星際物質主要是離子化的原子，密度可能低至每立方釐米10^-4個離子。相較於地球海平面大約是每立方釐米10¹⁹個分子，以及高度真空實驗室每立方釐米10¹⁰個分子（100億個分子），是極度真空的的密度。依質量區分，星際物質的99%是各種類型的氣體，只有1%是塵埃的顆粒。在星際物質的氣體中，91%是氫原子，8.9%是氦原子，只有0.1%是比氫和氦重的原子，在天文術語中稱為金屬。以質量區分，70%是氫，28%是氦，1.5%是重元素。在星際物質中的氫和氦主要是太初核合成的結果，而重元素則是恆星演化過程中淬鍊的結果。

正是因為星際物質在恆星和星戲尺度之間的作用，使它們在天體物理學中起著至關重要的作用。恆星在星際物質中最密集區域內形成，最終通過行星狀星雲、恆星風和超新星用物質和能量補充進星際物質內，有助於分子雲的形成。這種恆星和星際物質之間的交互作用，有助於確定星系號近期氣態含量的速度，從而確定其恆星形成活動的壽命。

航海家1號在2012年8月25日抵達星際物質，成為進入星際物質的第一個人造物體。研究星際塵埃和電漿的任務預計將進行到2025年。與它是孿生的航海家2號在2019年11月也進入了星際物質。

航海家1號是進入星際物質的第一艘人類製造的太空船。

星際物質

表1顯示了銀河系中星際物質主要成分的細目。

表1：星際物質的組成成分

成分	比率 體積	Scale height （pc）	溫度 （K）	密度 （粒子/cm3）	氫的狀態	主要的觀測技術
分子雲	< 1%	80	10–20	102–106	分子	電波和紅外線分子發射和吸收線
冷中性物質（CNM）	1–5%	100–300	50–100	20–50	中性原子	H的21公分線吸收
溫中性物質（WNM）	10–20%	300–400	6000–10000	0.2–0.5	中性原子	H的21公分線發射
溫離子物質（WIM）	20–50%	1000	8000	0.2–0.5	離子	Hα發射和 脈衝星色散
H II區	< 1%	70	8000	102–104	離子	Hα 發射和 脈衝星色散
冕氣體 熱離子物質 （HIM）	30–70%	1000–3000	106–107	10−4–10−2	離子 （金屬也高度電離）	X射線；高電離的金屬吸收線；主要是紫外線

三相模型

Field，Goldsmith & Habing (1969)提出兩個相位平衡的靜態模型來解釋星際物質的觀測特性。其建模的星際物質包括由中性和分子氫雲組成的冷致密相（T< 300 K），和由稀有的中性氫和離子氣體組成的溫星際雲相（T ~ 10⁴ K）。McKee & Ostriker (1977)添加了一個動態的第三相，表示被超新星衝擊和加熱而非常炎熱（T~ 10⁶ K）的氣體，並構成星際物質的大部分體積。這些相是加熱和冷卻可以達到平衡狀態的溫度。他們的潤為為過去三十年的進一步研究奠定了基礎。然而，相的相對比例及其細節仍然不為人所知。

加熱和冷卻

|星際物質通常遠離熱力學平衡。碰撞建立了速度的馬克士威-波茲曼分布，通常用於描述星際氣體的溫度是動力學溫度，它描述所觀測到的粒子溫度具有熱力學平衡的馬克士威-波茲曼速度分布。然而，星際輻射場通常比熱力學平衡中的物質微弱許多，是高度稀釋的；一般它大致與A型星（表面溫度～10,000K）相同。因此，星際物質中的原子或分子的能階很少會依據波茲曼公式填充（Spitzer 1978，§ 2.4）。

根據星際物質的溫度、密度和電離狀態，不同的加熱和冷卻機制，決定了氣體的溫度。

加熱機制

低能量宇宙射線加熱：為加熱星際物質所提出的第一個機制是用低能量宇宙射線加熱。宇宙射線是一種能夠穿透分子雲深處的有效加熱源。宇宙射線通過電離和激發將能量傳輸給氣體，並通過庫倫交互作用使電子被釋放。因為低能量宇宙射線（通常是數百萬電子伏特）比高能量宇宙射線多很多，所以很重要。

粒子光電加熱：炙熱恆星的紫外線輻射可以將塵埃粒子的電子移除。光子被塵埃粒子吸收，一部分能量用於克服潛在的能量屏障，並從粒子中移除電子。這種潛在屏障是由電子和粒子電荷的結合能（功函數）造成的。光子剩餘的能量部分賦予彈出電子的動能，通過與其它的粒子碰撞加熱氣體。塵埃粒子典型分布的大小是

n(r) ∝ r^−3.5， 此處r是塵埃粒子的半徑。假設，彈射的塵埃粒子表面積分布為πr²n(r) ∝ r^−1.5。這顯示最小的塵埃粒子主導了這種加熱的方法。

光致電離：當電子脫離原子獲得自由（通常是吸收紫外線光子而獲得釋放，它離開時攜帶的動能是E_photon − E_ionization。 這種加熱機制在電離氫區佔主導地位。但在瀰漫的星際物質中，因為缺少中性碳原子，可以忽略不計。

X射線加熱：X射線從原子和離子移出電子，並且這些電子可以引起二次電離。由於強度通常較低，因此這種加熱僅在溫暖、原子密度較低的物質中有效（因為柱密度很小）。例如，在分子雲中，只有硬X射線才能穿透，X射線的加熱可以忽略。這是假設該區域不靠近像超新星殘骸這樣的X射線源。

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）

星云就是散布在银河系内、太阳系外的一堆堆非恒星形状的尘埃和气体（星际物质），它们的主要成份是氢，其次是氦，还含有一定比例的金属元素和非金属元素。近年来的研究还发现含有OH、CO和CH₄等有机分子。

最初所有在宇宙中的云雾状天体都被称作星云。后来随着天文望远镜的发展，人们的观测水平不断提高，才把原来的星云划分为星团、星系和星云三种类型。

发现

1758年8月28日晚上，当时受雇天文观测的法国天文学家查尔斯·梅西耶在搜寻彗星的时候，在金牛座发现一个云雾状的斑块。为了让其他人不把这些天体当作彗星，他为此进行了专门的建档。到1784年，他一共找到类似的天体103个，当年在金牛座找到的那个天体被编为M1。（参看梅西耶天体列表）

1781年，梅西耶公布了自己的发现。英国天文学家威廉·赫歇耳非常重视，并且亲自逐一对梅西耶发现的这些天体进行了观测核实。他发现其中有些天体确实是云雾状的，他把这些天体称为“星云”。

种类

以形态划分，可分为：

• 弥漫星云
• 行星状星云
• 超新星殘骸。

以发光性质划分，则可分为：

• 发射星云
• 反射星云
• 暗星云。

有的星云是恒星的出生地，星云的尘埃在引力下漸漸收縮成为新的星，如猎户座的M42星云；也有的是老恒星爆炸后的残骸，如天鹅座的网状星云。由于观测工具的限制，历史上，星系曾与星云混为一谈。

成分

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。

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。"

问题

由于大量星际物质的存在，天体发射出来的光线被吸收、减弱，这称作星际消光。此外，天体的光线还被散射，使光线变红，这称作星际红化。在恒星研究中需要对星际红化进行修正。

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

• 星際雲
• 宇宙塵
• 擴散星際帶
• 星際邁射
• 星際紅化
• 日球
• 星系空間
• 星際分子列表
• 外太空
• 太陽系
• 恆星系
• 油母質
• 托林
• 恒星形成

參考資料

來源

• Bacon, Francis, Sylva 3545, 1626 
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• Birkeland, Kristian, Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments, The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03 (section 2), New York: Christiania (now Oslo), H. Aschelhoug & Co.: 720, 1913  out-of-print, full text online
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外部連結

• Freeview Video 'Chemistry of Interstellar Space' William Klemperer, Harvard University. A Royal Institution Discourse by the Vega Science Trust.
• The interstellar medium: an online tutorial