分子谱线分析(1)PPT课件

.,天文分子谱线分析天体物理环境下CO分子谱线的形成,背景知识及观测实例谱线分析基本原理（theoretical/analytical)及其可提供的天文信息实际运用,.,一.背景知识及观测实例,迄今探测到的天文分子（包括分子离子和基，但不包括同位素分子）已高达128种,谱线几千条。一些相当复杂的有机分子，如：羟基已醛CH2OHCHO(第一个星际糖)和已二醇HOCH2CH2OH(星际防冻剂)等也在星际云中被探测到,.,表1.1已观测到的天文分子表（2002年前）,化学符号波段发现年份化学符号波段发现年份化学符号波段发现年份二原子三原子四原子CH可见1937H2O射电1968NH3射电1968CN可见1940HCO+射电1970H2CO射电1969CH+可见1941HCN射电1970HNCO射电1971OH射电1963HNC射电1971H2CS射电1971CO射电1970OCS射电1971C2H2红外1976H2紫外1970H2S射电1972C3N射电1976CS射电1971C2H射电1974HNCS射电1979SiO射电1971N2H+射电1974HOCO+射电1980SO射电1973SO2射电1975l-C3H射电1984NS射电1975HCO射电1976C3O射电1984SiS射电1975HNO射电1977HCNH+射电1984C2红外1977HCS+射电1980c-C3H射电1985NO射电1978HOC+射电1983H3O+射电1986HCl红外1984c-SiC2射电1984C3S射电1986,.,PN射电1987H2D+红外1985*HCCN射电1991*NaCl射电1987C2S射电1986H2CN射电1994*AlCl射电1987*CCC红外1988CH2D+(?)1993*KCl射电1987SiH2(?)射电1990SiC3射电1999*AlF射电1987CH2射电1990CH3红外2000*SiC射电1989C2O射电1991五原子*CP射电1989*MgNC射电1986HCOOH射电1970*SiN射电1990（1993证认）HC3N射电1970NH紫外1991NH2+射电1993CH2NH射电1972SO+射电1992NH2射电1993NH2CN射电1975CO+射电1993*NaCN射电1994H2CCO射电1976HF红外1997N2O射电1994C4H射电1978*SH红外2000H3+红外1996CH4射电1978*MgCN射电1995*SiH4红外1984*SiCN射电2000c-C3H2射电1985*AlNC射电2001-CH2CN射电1987*C4Si射电1989七原子九原子*CCCCC红外1989CH3C2H射电1971CH3CH2OH射电1974l-C3H2射电1990CH3CHO射电1971(CH3)2O射电1974,.,HCCNC射电1992CH3NH2射电1974CH3CH2CN射电1977HNCCC射电1992CH2CHCN射电1975HC7N射电1977H2COH+射电1996HC5N射电1976CH3C4H射电1984C6H射电1986C8H射电1996c-C2H4O射电1997六原子CH3OH射电1970八原子十原子CH3CN射电1971CH3OHCO射电1975CH3C4CN(?)射电1984NH2CHO射电1971CH3C3N射电1983(CH3)2CO射电1987CH3SH射电1979C7H射电1997NH2CH2COOH(?)射电1994*C2H4红外1980H2C6射电1997HOCH2CH2OH射电2002C5H射电1986CH3COOH(?)射电1997CH3NC射电1997CH2OHCHO射电2000十一原子HCCCHO射电1989HC9N射电1977H2C4射电1990CCCCCO1990十三原子HCCCNH+射电1994HC11N射电1982？C5N射电19981997*表示只在晚型星拱星包层中探测到的分子？表示已发现但尚未证认的分子-（c）表示环形分子，(l)表示线形分子,.,在天体物理中分布最广，最丰富和最重要的分子是H2。除H2外地位最重要，丰度最高的分子是CO。但即使这佯，CO分子相对H2分子的丰度也只有10-410-5量级。因此所谓分子云的气体密度、柱密度都是指分子氢的密度，nH2和柱密度NH2。分子云的所有宏观特性几乎都是以分子氢的特性为表征的。然而由于在大多数的分子云情况下，分子氢不容易被直接观测，因此我们在相当时期主要是通过对CO分子的观测来了解分子云的物理状态、分子云的分布和分子云的运动等特性的。,.,主要原因：,1H2分子是同核双原子分子，因此不具有永久性的电偶极矩和磁偶极矩。这样，氢分子电子基态的电、磁偶极矩的振转跃迁是禁戒的。只发生电四极矩跃迁。利用哥白尼(Copernicus)卫星，已在紫外亮星的附近探测到了氢分子的Lyman和Werner带的电子吸收谱但这种观测只适于研究满足特殊条件的云(如弥漫星云)，而不适于消光比较大的稠密分子云。不过，近来FUSE的使用，使H2分子观测有很大进展。,.,2.氢分子没有微波跃迁（微波跃迁适于低温下的激发）由于H2的转动惯量小，转动常数Be大，因此转动能级间隔大。如H2电子基态X1g+，振动基态v=0上的最低几个转动跃迁：J=2-0,=28(等效温度509K）;J=3-1,=17;在一般的冷分子云中（T100K）是很难将分子激发到H2的转动激发态的。大气在25后基本上是不透明的，氢分子在=12上的J=42的跃迁和更高转动能级间的电四极跃迁以及=2上的振动转动跃迁已经在10002000K的激波加热区的气体中探测到了。因此无论是H2的红外还是紫外的辐射通常都不适于作为银河系大尺度范围内冷分子气体的探针。由于CO分子是靠与H2碰撞来激发的，因此CO（特别是它的J=1-0的跃迁）便成为研究H2分子的重要手段。,.,CS,CO分子在电子基态1和振动基态v=0以及SiO在最低四个振动态上的转动能级图。,.,示踪分子云物理条件的其它探针分子,星际分子广泛存在于各种天文环境，如星际云、恒星形成区、电离星云、恒星包层、星系前物质、类星体吸收线区、年青的超新星遗迹以及河外星系，星系中心甚至包括某些活动星系核等，因此要求我们利用分子谱线的信息示踪气体温度10K3000K，密度从10cm-31011cm-3变化的广阔范围。仅仅利用CO的低转动跃迁谱线是不够的。近年来亚毫米波和红外谱线技术的进展，为用更多的分子谱线来示踪分子云中的各种相差悬殊的物理参数成为可能（见透明片）,.,二.谱线分析基本原理（theoretical/analytical)及其可以提供的天文信息由射电望远镜或红外望远镜得到的谱线资料有谱线强度、谱线轮廓以及观测到的线心频率相对谱线静止频率的偏移。如何由这些资料推求出分子云或拱星分子包层的运动温度、气体(主要是H2)密度、柱密度、某种分子的相对丰度以及分析它的运动和正在进行的物理过程,首先必须了解是什么样的过程决定了我们所得到的观测量。这就涉及到分子云或分子包层的谱线辐射转移理论，也即分子谱线形成的理论、它的微观过程和物理机制。,.,在具体的天体物理环境下，各种谱线轮廓形成的最直接反映是谱线辐射区的物理结构、速度场和谱线光厚等。从分子云的物质分布看,有均匀结构和不均匀结构(如团块、纤维状物质和空洞等)之分;从速度场性质看,又有热速度场和非热速度场(如系统运动和湍动运动)之分。谱线形成的进一步研究还涉及到分子云和拱星分子包层的动力学状态以及成协天体的演化。（观测实例见透明片）(下为主要参考书目）1WinnewisserG,ChurchwellE,WalmsleyCM.In:ChantryGW,ed.Modernaspectsofmicrowavespectroscopy.London:AcademicPressInc,1979.3132GenzelR.In:PfennigerD,BartholdiP,ed.Thegalacticinterstellarmedium.Berlin:Springer-Verlag,1992.2753ElitzurM.Astronomicalmasers.Dordrecht:KluwerAcademicPublishers,1992.4EmersonD.InterpretingAstronomicalSpectra.Chichester:JohnWileyandSons,1996,.,1分子谱线的辐射转移方程2.分子谱线剩余强度和亮温的计算3.分子云物理参数确定的LTE方法4.热化与临界密度5.膨胀大气中分子谱线的形成(LVG模型-Sobolev近似，各种分子谱线轮廓的形成）,.,1分子谱线的辐射转移方程首先考虑处在一个平行-平面近似云中的谱线辐射转移方程。,.,对CO，d=0.112Debye,=2B(Jl+1)Aul(J=1-0)=7.410-8s-1。比H的Ly的Aul要小得多。在星际条件下CO是比较容易激发的分子。谱线光厚：源函数：,=ds,则S=B(Tex),.,源函数是在谱线激发温度上的普朗克函数。而激发温度则是一个等效的普朗克温度。谱线辐射和连续辐射同时存在时辐射转移方程变成更一般的形式,2.分子谱线剩余强度和亮温的计算,谱线强度:,I=B(Tex)(1-exp(-)+Ibgexp(-),.,谱线的剩余强度:I=(B(Tex)-Ibg)(1exp(-)谱线辐射和连续辐射同时存在时,且ScSl，Ibg0I=Sl(1-exp(-l)exp(-c)适于光厚HII区中的射电复合线和存在尘埃时H2,HD等分子远红外转动发射和吸收计算。设：f为望远镜（天线）波束填充因子=s/Bbeam=(fLB(Tex)-fbgIbg)二维高斯分布下：,.,（射电中：均匀源，均匀口径，源充满波束，TA=Tb当源尺度a波束B,TA=(a/B)2Tb)在射电天文中,习惯用亮温度来表示辐射强度。当hkT时,.,.,实际计算中用表示对所有天线损耗以及分子发射的波束填充因子改正后峰值天线温度，它就是最后求得的谱线的辐射温度。通常，,.,三十多年来分子谱线的观测证明,分子谱线是诊断分子云基本物理参量的最好探针。迄今已经发展了一系列所谓标准的技术来确定分子云的各种物理参量。例如：在局部热动平衡下，用12COJ=1-0或NH3的不同亚稳能级间的转动谱线来估算分子云的运动温度；用光学薄的13CO或18CO的J=1-0谱线计算分子云的柱密度。在非热动平衡(NonLTE)下,采用适于大速度场梯度(LVG)或者湍动运动的辐射转移技术来确定分子云的密度、温度、某种分子的相对丰度以及速度场梯度或湍动速度等。后者也称分子云物理参数确定的模型方法。,.,在确定分子云物理参数上存在着很多的困难和相当的不一致性它们主要表现在:分子云的非均匀团块结构,影响计算中了波束填充因子的估计分子云中复杂的速度场使在模型计算中很难确定速度场的结构和梯度。各种分子的分馏丰度很不确定。在模型计算中，缺乏准确的分子碰撞截面的数据。对分子云内部和背景的辐射场缺乏充分的了解。解决这些困难需要有更高空间分辨率的谱线观测，以及有关背景源的其它波段,主要是光学和红外的观测。分子碰撞激发的理论和实验研究以及星际分子化学丰度的研究对解决这些困难也是至关重要的。,.,3.分子云物理参数确定的LTE方法,在分子云情况下，所谓LTE方法是假设分子云处于局部热动平衡,忽略辐射对分子按能级布居的影响,简单地用在LTE下的波尔兹曼分布代替星际云条件下分子的真实分布，并定出所需要的物理参量来。LTE方法虽然是一种近似性较大的方法,但它是提供模型方法所需要的一定输入量的计算方法之一。特别是在不易建立具体模型时,LTE方法是一个基本的并被广泛运用的方法。粒子数按能级分布的波尔兹曼分布。满足波尔兹曼分布的能级布居就叫热布居“或“能级热化”，即TK=Tex,.,Tbg,且仍满足hkTex条件下，谱线亮温,.,步骤：由测量的谱线积分强度柱密度密度质量（需知：谱线激发温度，云尺度。待算：谱线光厚）谱线积分中，Nl是跃迁下能级的分子柱密度。总柱密度Nl=glexp(-ElkTex)NQ(T)J+1J，gu=2J+3,gl=2J+1,El=hBJ(J+1),=2B(J+1)双原子分子的配分函数,.,.,已知，太阳系中丰度比12C/13C90,而在分子云中12CO和13CO实际的强度比要比90小得多。说明在分子云中,12COJ=1-0的发射是饱和的，或者说是光厚的。,.,在大多数情况下,12CO分子是碰撞支配粒子数布居的,即A10C10,所以TexTk,就得到了分子云的运动温度。（说明：12CO更适于测量云的外层温度,而云的核心温度常用另一个重要的分子云热探针NH3谱线来确定。）确定柱密度最常用的方法是先确定13CO的柱密度N(13CO)。通常(13CO)1。并假设在同一个云内，Tex(12CO)=Tex(13CO),.,.,N(H2)=(5.02.5)105N(13CO)严格地说，上式只适于暗云。近年来计算各类分子云采用了较高的比率（7105-106),在计算N(C18O)中采用的丰度比大约是7106。也可直接由观测到的谱线辐射温度的速度积分求出分子云的柱密度。分子云柱密度得到后，由分子云视线方向的尺度以及分子云在天球上的投影面积可求出LTE下分子云的密度和质量。,.,=2.8是平均分子权重。维里质量和金斯质量(M)Rhm：分子云或核的调和半径。(M)如何由12CO(1-0)谱线资料直接计算分子云或分子包层的物理参量？经验公式：（大的不确定性）,.,比值R2-51020cm-2/(Kkms-1)通常，Strong,etal得最好估计是：R（2.30.3)-51020cm-2/(Kkms-1)(1988,A&A,207:1)对未成图的源可计算一个波束内的云质量：,.,分子外向流物理参数估计,当局部区域（0.1-0.3)分子气体速度超过环境气体中的声速（速度？）时认为是高速气体外向流。通常分子云T10K,声速0.几km/s.超声运动（湍动，快速转动，塌缩等）(1）外向流速度V,通常由12CO谱线在零强度上的谱线总宽度决定,对OrionV=127km/s,.,(2)分子外向流的质量、动量和能量分子外向流的质量、动量和能量可通过12CO和13CO的谱线及成图观测,结合CO发射的速度和空间的分布区域、激发条件和元素丰度等得到。质量M=MVdVdd动力学时标=/动量P=MVVdVdd线翼特征速度：能量E=MVV2dVddV=P/M,MNH2Aoutflow/(2.01033)(Msun)(Aoutflow单位:cm2),.,对于晚期演化星分子包层，也可计算其LTE质量，如对年轻PN，当谱线光厚ncrit后能级将是热化的。这一性质也适于多能级的情况。,.,观测也表明：临界密度低,丰度高的12CO的低J-mm发射主要来自较低密度的延展的分子云包层。而具有高临界密度的丰度低的分子如CS或HCN则适于示踪高体积密度、高柱密度的分子云核。对于多能级系统，同时考虑外部辐射影响，统计平衡方程：,引入逃逸几率使联立求解辐射转移和统计平衡方程的问题蜕化为解一个方程即统计平衡方程（或速率方程）。,.,原则上，逃逸几率,注意不同情况下的差别,由于=（），所以=（n1,n2,.,ni,)，初始参数可取自LTE计算。统计平衡方程中的辐射场由几部分组成：,逃逸几率的引入特别适于研究处理具有速度梯度的径向运动（膨胀、塌缩或转动）时的辐射转移。在分子云和拱星包层中经常用到。,.,5.膨胀大气中分子谱线的形成,谱线轮廓与谱线宽度,在分子天体物理中绝大多数谱线致宽是由分子运动的多普勒频移引起的。如果辐射粒子相对观测者的视向速度为vz,则谱线频率由。频移到,单位体积中谱线频率位移到+d的粒子数dN()=N()d()=f(vz)dvz/d=f(vz)C/。,谱线轮廓()形式与分子所在处速度场分布f(vz)密切有关。根据辐射粒子运动的性质可将速度场分成两大类:,.,1.热速度场指辐射粒子的运动服从麦克斯韦速度分布律,其相应的谱线轮廓是高斯型的,其谱线宽度可用多普勒线宽vD表征。2.非热速度场非热速度场又可分成两类:(1)局部的、随机的非热运动湍动,（主要用微湍模型，其初始谱线轮廓可近似采用高斯谱型）(2)系统运动膨胀、塌缩、转动等（主要用LVG模型）,高斯谱型,()=(1/2D)-1exp-(-。)/D2,FWHM=2(ln2)1/2D,在典型的分子云温度(30K)下,此热速度宽度0.2km/s。,.,1）什么情况下看到高斯轮廓呢？2）在热运动和微观湍动情况下，一个具有高斯型谱线轮廓的均匀云，其最终的线宽与线心光学厚度有关，即,.,Vth时，谱线中某一确定频率的辐射只在线度为的一个小范围内发生(，Vz为V在视向上的投影)而在外这一