分子谱线分析(1)ppt课件

1、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,1,一.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,2,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 19

2、37 H2O 射电 1968 NH3 射电 1968 CN 可见 1940 HCO+ 射电 1970 H2CO 射电 1969 CH+ 可见 1941 HCN 射电 1970 HNCO 射电 1971 OH 射电 1963 HNC 射电 1971 H2CS 射电 1971 CO 射电 1970 OCS 射电 1971 C2H2 红外 1976 H2 紫外 1970 H2S 射电 1972 C3N 射电 1976 CS 射电 1971 C2H 射电 1974 HNCS 射电 1979 SiO 射电 1971 N2H+ 射电 1974 HOCO+ 射电 1980 SO 射电 1973 SO2 射电

3、 1975 l-C3H 射电 1984 NS 射电 1975 HCO 射电 1976 C3O 射电 1984 SiS 射电 1975 HNO 射电 1977 HCNH+ 射电 1984 C2 红外 1977 HCS+ 射电 1980 c-C3H 射电 1985 NO 射电 1978 HOC+ 射电 1983 H3O+ 射电 1986 HCl 红外 1984 c-SiC2 射电 1984 C3S 射电 1986,3,PN 射电 1987 H2D+ 红外 1985 *HCCN 射电 1991 *NaCl 射电 1987 C2S 射电 1986 H2CN 射电 1994 *AlCl 射电 1987

4、*CCC 红外 1988 CH2D+(?) 1993 *KCl 射电 1987 SiH2(?) 射电 1990 SiC3 射电 1999 *AlF 射电 1987 CH2 射电 1990 CH3 红外 2000 *SiC 射电 1989 C2O 射电 1991 五原子 *CP 射电 1989 *MgNC 射电 1986 HCOOH 射电 1970 *SiN 射电 1990 （1993证认） HC3N 射电 1970 NH 紫外 1991 NH2+ 射电 1993 CH2NH 射电 1972 SO+ 射电 1992 NH2 射电 1993 NH2CN 射电 1975 CO+ 射电 1993 *N

5、aCN 射电 1994 H2CCO 射电 1976 HF 红外 1997 N2O 射电 1994 C4H 射电 1978 *SH 红外 2000 H3+ 红外 1996 CH4 射电 1978 *MgCN 射电 1995 *SiH4 红外 1984 *SiCN 射电 2000 c-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 1989 CH3C2H 射电 1971 CH3CH2OH 射电 1974 l-C3H2 射电 1990 CH3CHO 射电 1971 (CH3)2O 射电 1974,4

6、,HCCNC 射电 1992 CH3NH2 射电 1974 CH3CH2CN 射电 1977 HNCCC 射电 1992 CH2CHCN 射电 1975 HC7N 射电 1977 H2COH+ 射电 1996 HC5N 射电 1976 CH3C4H 射电 1984 C6H 射电 1986 C8H 射电 1996 c-C2H4O 射电 1997 六原子 CH3OH 射电 1970 八原子 十原子 CH3CN 射电 1971 CH3OHCO 射电 1975 CH3C4CN(?) 射电 1984 NH2CHO 射电 1971 CH3C3N 射电 1983 (CH3)2CO 射电 1987 CH3SH

7、 射电 1979 C7H 射电 1997 NH2CH2COOH(?)射电1994 *C2H4 红外 1980 H2C6 射电 1997 HOCH2CH2OH 射电 2002 C5H 射电 1986 CH3COOH(?) 射电 1997 CH3NC 射电 1997 CH2OHCHO 射电 2000 十一原子 HCCCHO 射电 1989 HC9N 射电 1977 H2C4 射电 1990 CCCCCO 1990 十三原子 HCCCNH+ 射电 1994 HC11N 射电 1982？ C5N 射电 1998 1997 * 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

8、）表示环形分子，(l)表示线形分子,5,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。,6,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

9、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。,7,2. 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

10、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。,8,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。,9,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

11、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）,10,二. 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

12、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。,11,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）

13、(下为主要参考书目） 1 Winnewisser G, Churchwell E, Walmsley C M. In : Chantry G W, ed. Modern aspects of microwave spectroscopy. London : Academic Press Inc, 1979. 313 2 Genzel R. In : Pfenniger D , Bartholdi P, ed. The galactic interstellar medium. Berlin : Springer-Verlag, 1992. 275 3 Elitzur M. Astronomic

14、al masers. Dordrecht : Kluwer Academic Publishers, 1992. 4 Emerson D. Interpreting Astronomical Spectra. Chichester: John Wiley and Sons, 1996,12,1 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）,13,1 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。,1

15、4,对CO，d= 0.112 Debye, =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 ),15,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(- ) + Ibg exp(-),16,谱线的剩余强度: I = (B (Tex ) - Ibg )(1 exp(- ) 谱

16、线辐射和连续辐射同时存在时,且ScSl ， Ibg 0 I = 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/B beam = (fLB (Tex )-fbg Ibg ) 二维高斯分布下：,17,（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,18,19,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

17、辐射温度。通常，,20,三十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12CO J=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。,21,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

18、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。,22,3. 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

19、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,23,Tbg ,且仍满足hkTex条件下，谱线亮温,24,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 =gl exp(-ElkTex )NQ(T) J+1J，g

20、u=2J+3, gl=2J+1, El=hBJ(J+1), =2B(J+1) 双原子分子的配分函数,25,26,已知，太阳系中丰度比 12C /13C 90 ,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, 12CO J=1-0的发射是饱和的，或者说是光厚的。,27,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

21、) 1。并假设在同一个云内， Tex (12CO)=Tex (13CO),28,29,N(H2) = (5.02.5)105 N(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。,30,=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

22、或分子包层的物理参量？ 经验公式： （大的不确定性）,31,比值 R 2 - 51020cm-2/(K kms-1) 通常， Strong, et al 得最好估计是：R （2.30.3) - 51020cm-2/(K kms-1) (1988, A&A, 207:1) 对未成图的源可计算一个波束内的云质量：,32,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 Or

23、ion V = 127km/s,33,(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 =MV dV dd 动力学时标 = / 动量 P = MV V dV dd 线翼特征速度： 能量 E = MV V2 dV dd V = P / M,M NH2Aoutflow/(2.01033) (Msun) (Aoutflow 单位:cm2),34,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1,有,计算分子云和分子包层在一个波束内的质量对研究云

24、的稳定性，恒星形成与演化也是有意义的。 4. 热化与临界密度 当局部热动平衡（LTE）不再保持时，分子能级的布居数将由分子能级间辐射跃迁和碰撞跃迁速率间的平衡来确定的，为此，必须采用统计平衡方程来计算能级的布居数。,35,C21 = n21 = n 已知，C12和C21关系是由气体运动温度TK 定义的,即,先考虑最简单的两能级系统，有 n2 (A21 + C21 ) =n1C12,36,更一般情况：,定义一临界密度 ncrit , 满足,CO(1-0)的临界密度在典型的分子云温度上只有102 /cm3 左右。可见CO J=1-0 跃迁是比较容易热化的。因此它一直被当作星际云的一个理想的测温计。

25、,当气体密度nncrit 后能级将是热化的。这一性质也适于多能 级的情况。,37,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）。,38,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

26、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。,39,5. 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:,40,1. 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

27、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 )-1 exp-(-。)/D 2,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。,41,1）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,42, 1 1 3 10 12 60 100 1000 1 1.2 1.5 1.96 2 2.5 2.7 3.24,沿z方向，瞄准距离为p时观测到的流量:,F=I(p,) 2pdp/ D2,谱线强度下降到1/e的 峰值强度时所对应的谱线半宽即多普勒宽 度VD ,也可称为局部热速度,记作,Sobolev近似（LVG模型）,43,”Sobolev局域近似”认为： 当辐射源除了随机的运动外,还存在一个系统的运动（如塌缩或膨胀）其