第六章 电离星云.ppt

1、2020/8/17,天体光谱学,1,5.1 介绍,第六章 光致电离星云-气体星云,2020/8/17,天体光谱学,2,6.1 介绍,观测上发现多种热、亮的电离星云，其特征为中心源能产生足够多的短波光子 ，光致电离星云中的氢（主要从基态电离，激发态上氢的数目少，对光致电离的贡献小）。,中心源 恒星或几颗恒星-星协：照射星际介质，产生HII区。只有O型或B型星能有足够高的表面温度，发射相当数量的短波光子； 行星状星云：恒星演化晚期红巨星阶段，以 抛射外层物质，形成包围恒星的气体或尘埃云，构成行星状星云。中央裸露星在冷却成白矮星前 具极高的表面温度，产生大量的短波光子，光致电离行星状星云； AGN：

2、QSOs、Sefert星系、射电星系，具致密的中央引擎（吸积盘+黑洞），产生大量高频光子，光致电离距中心几百秒差距内的云团。,2020/8/17,天体光谱学,3,6.1 介绍,光致电离不仅通过光致电离电离气体，而且以光致电离后产生的电子的动能的形式向星云输入能量（增大星云的总热能）。通过光致电离向星云输入的能量（加热）与星云辐射过程（韧致辐射、复合辐射）的冷却平衡，气体星云的温度分布在一个相对较小的范围： 。 星云的密度变化大得多：典型HII区星云： ，对一些AGN，密度可达： 。,不同中心源间电离星云的最主要的区别在于：除氢外其他重元素的电离状态。HeI：电离势24.6eV, 所以要产生He

3、II区，电离光子 ；HeII：电离势54.4eV, 产生HeIII区， 。,恒星连续谱非常接近于黑体谱，在极短波 以 迅速衰减，所以对于远高于峰值频率处，电离光子数少。B型星：太冷，不能产生He电离；O型星：HeII区；行星状星云：HeIII区；AGN:相对平连续谱， ，在所有波长上都产生一定数目光子周围云团中很宽的电离范围。,2020/8/17,天体光谱学,4,6.1 介绍,2020/8/17,天体光谱学,5,6.1 介绍,2020/8/17,天体光谱学,6,6.1 介绍,2020/8/17,天体光谱学,7,6.1 介绍,2020/8/17,天体光谱学,8,6.1 介绍,AGN及很致密的HI

4、I区中，星云与中心源不可分辨。观测谱：星云谱叠加在中心连续谱源之上。星云通常对连续谱光薄，至少在可见波段直至Lyman系限处。星云的连续发射：韧致发射过程、复合过程及双光子过程。,星云的复合发射来自星云的复合过程：复合至 ，产生Lyman连续谱 （Case A、Case B); 复合至 ，产生Balmer连续谱 。,双光子过程： ，禁戒跃迁（只产生单光子，角动量不守恒，双光子可）。 ，跃迁能为Ly能，能量可在两个光子之间任意划分。一个频率为： ，另一个频率为： 。发射频率在 的概率为 ：,2020/8/17,天体光谱学,9,6.1 介绍,为Breit和Teller所定义的径向量子积分。,峰值频

5、率：370nm，产生连续谱： ，,2020/8/17,天体光谱学,10,6.1 介绍,韧致发射： ，长波端主导（红外、射电区，在射电波段，星云可能光厚）。,气体星云：产生发射线。 LTE对低密度星云不成立。原子、离子主要在基态，通过某种过程激发，产生发射线。,复合线：离子和电子复合至激发态，向下级联产生发射线。因星云密度低，复合速率低，因此复合线仅在最丰富的元素中探测到。氢为所有元素中最丰富的，在HII区中几乎完全电离H复合线亮；He复合线：HeII，HeIII区；唯一能探测到的其他元素的复合线：C复合线，有时在射电波段探测到。,2020/8/17,天体光谱学,11,6.1 介绍,碰撞线：与其

6、它粒子（几乎总是电子）碰撞，从基态碰撞激发，向下辐射跃迁，产生谱线的发射。温度为T的星云中的电子的平均动能： ，碰撞激发速率： 。星云中，粒子通常为离子，它们比原子具更大的能级间隔。在许多情况下，要碰撞激发至第一激发态，要求 ，远高于通常的星云温度 。然而，在典型星云温度 下，仍有相当数目的碰撞激发至第一激发态，产生共振线的发射，通常位于紫外，如 ，Ly（1216）（既是碰撞线，也是复合线）。共振线并非观测到的唯一碰撞线，还有许多禁线。,选择定则：电子组态变化( ),2020/8/17,天体光谱学,12,6.1 介绍,基态电子组态：几个光谱项（亚能级），若碰撞激发至较高能级后向基态辐射跃迁，产

7、生禁线发射。实验室条件下，因碰撞退激发，无辐射地回到基态，测不到禁线。在星云条件下，密度很低，碰撞推激发速率远小于辐射跃迁速率；同时，星云大体积范围，所以能探测到很亮的禁线。,由于基态至各亚能级（光谱项）间隔不是很大，碰撞激发相对容易，所产生的禁线，通常在可见波段。如：,2020/8/17,天体光谱学,13,6.1 介绍,精细结构能级间跃迁，即电子组态及L、S同，仅J不同，也产生禁线。碰撞激发相对容易。因激发能很小，在红外或远红外。跃迁几率： ，如：,不同电子组态的光谱项之间的跃迁，但具不同S。违反选择定则S=0。这个选择定则较弱，跃迁几率： ，产生半禁戒跃迁，如：,禁线弱，辐射转移效应不重要

8、-只发射，不吸收。之所以亮，大的发射体积；复合线，能达足够强度，使辐射转移效应重要，饱和效应起作用，须解辐射转移问题。,2020/8/17,天体光谱学,14,6.2 气体星云的电离结构,对气体星云光谱的理解，要求了解星云中观测元素的电离状态。在低密度条件下，星云中碰撞过程可以忽略。先假定为纯氢星云，了解星云中电离气体区的半径及电离度；然后简单考虑其它元素的电离。,Photoionization bounded：在电离区内所有能产生光致电离的光子耗尽； Density bounded: 从中心源往外，在电离光子耗尽前，先达星云边缘。,随距中心源的距离的增大，能产生光致电离的光子流量减小，所以电离

9、度减小；又未电离的原子（或离子）的光电吸收，又使流量进一步减小。这两个效应决定了电离区的结构。,大部分星云，只有H和He最丰富，控制了电离区的结构。,2020/8/17,天体光谱学,15,6.2 气体星云的电离结构,一、氢的电离,首先，仔细考察氢的电离。电离度由光致电离和复合平衡方程定。,其中， 为较低电离级的数密度， 为阈值频率（假定激发态布居小，只考虑从基态的光致电离）， 为光致电离截面， 为至所有能级的有效复合系数， 为较高电离级的数密度。,通常在星云中任一给定区域，某一特定元素只有两个相邻的电离级的布居重要，即：,电离度：,2020/8/17,天体光谱学,16,6.2 气体星云的电离结

10、构,对氢或类氢：,严格，须考虑量子修正，乘以Guant因子。,辐射场：球对称；单一光致电离辐射场中心，半径R，以 为特征的黑体谱；距中心 ：稀释辐射场 。,稀释因子表明，光致电离速率随 的增大而减小，而在一均匀的星云中，复合速率为常量，所以往外，电离度减小。另，因光电吸收，随 增大，电离光子的强度减小。,对纯氢：,2020/8/17,天体光谱学,17,6.2 气体星云的电离结构,此外，复合至基态所产生的光子，能产生从基态的光致电离，但这个光子又被吸收，等效于复合没有发生。 局地近似“on the spot”：局地产生，局地吸收 所以，只能复合至 ：,距中心源大距离，电离度，使 ，导致每 光深大

11、得多： 电离光子迅速耗尽； 在某一半径 处电离区相当陡地截止。,若 ，由前面式子可见：在 （典型HII区），光深为1所对应穿行的距离为 。即从高电离度到底电离度的过渡区：,2020/8/17,天体光谱学,18,Continuum (free electron),Excited states (bound electron),Ground state,Recombination to the ground state produces a photon that immediately ionizes another atom.,6.2 气体星云的电离结构,2020/8/17,天体光谱学,19,

12、Continuum (free electron),Excited states (bound electron),Ground state,6.2 气体星云的电离结构,2020/8/17,天体光谱学,20,6.2 气体星云的电离结构,2020/8/17,天体光谱学,21,6.2 气体星云的电离结构,在 内，所有电离光子耗尽。在稳态条件下，单位时间内整个星云：总复合数=总光子电离数=总电离光子数，则：,对纯氢：,下面可见， 内电离度极高（除边缘外），,Stromgren半径,若中心源的谱为黑体谱， ，则：,2020/8/17,天体光谱学,22,6.2 气体星云的电离结构,然而，由于Lyman跳

13、变，热星的UV连续谱偏离黑体形式强烈，UV流量远小于给定有效温度黑体形式所给出的流量。上式高估了电离光子的流量约7倍。对高频端谱拟合，给出高频端色温度:,从大气模型，对主序星，预测电离光子流量及Stromgren半径,2020/8/17,天体光谱学,23,6.2 气体星云的电离结构,若 很大，对应：,在星云内部区域， 小，令 ，对应 ，则：,若 ， 对,2020/8/17,天体光谱学,24,6.2 气体星云的电离结构,对星云的较外区，光深效应（吸收）必须考虑。完全解须数字积分。近似分析解： 以 处的 合理近似（高估吸收）,则（6.2.15）式变为：,由（6.2.6）式：,取 ，积分：,由（6.

14、2.18），有：,2020/8/17,天体光谱学,25,6.2 气体星云的电离结构,若有尘埃，尘埃光深 ，则(6.2.17)为：,取 ，积分：,以确定 。,二、氦的电离,。 光子既能电离氢，也能电离氦； ，只能电离氢。,在 处He的光致电离截面比氢在 处的光致电离截面大 15%，即 处He光致电离截面比氢大6.7倍， 处He吸收吸收0.7氢吸收系数。这两个元素的复合系数非常类似：,2020/8/17,天体光谱学,26,6.2 气体星云的电离结构,若中心源产生 光子数远小于 光子数（如B0型星），则因为高频光子小流量，导致He电离度在一相对较小的半径开始衰减，从而使He吸收光深增大，并使得He电

15、离光子流量迅速减小。而低频光子 将保持H高电离度至远得多。,若 光子数与 的光子数几可相当（如早型O型星），则大多数光子既能电离H，也能电离He。电离区几具相同半径，只有一非常小壳内包含HII，HeI。,2020/8/17,天体光谱学,27,6.2 气体星云的电离结构,HeIII区：HeII电离势54.42eV, 。HeII阈值频率处光致电离截面16倍氢光致电离截面 ，HeIII复合系数4HII复合系数，HeIII复合-级联光子能电离H，并维持HeIII区氢的高电离度。在HeIII区，对 ，氢的吸收可略。如行星状星云（Fig（c）。,氦的出现对氢的电离影响小：因氦复合至基态的光子能电离氢，氦复

16、合至激发态、向下级联至基态所发射的大部分谱线光子也能电离氢。即氦对潜在的氢的电离光子的大部分吸收伴随着复合并产生能电离氢的光子。,估算HeII、HeIII区的大小,假定在星云内层，对 ，H的吸收可略，则：,2020/8/17,天体光谱学,28,6.2 气体星云的电离结构,在HeII区外的HII区中： ，但在HeII区中， 。,所以，对整个HII区：,若 ，则由（6.2.26）、（6.2.27）式，有：,在HII区： 在HeII区：,2020/8/17,天体光谱学,29,6.2 气体星云的电离结构,详细的模型计算表明：当 时，H、He的Stromgren球半径几相同，但在较低温下，HeII区远小

17、于HII区。,高温下产生HeIII区：对 ，氢的吸收可略，辐射场的衰减是由于稀释及 的光电吸收，则：,模型计算表明：在 ，HeIII区半径趋于HII、HeII区 对B型星：HII区，只有很小的HeII区；较热的O型星：HII、HeII区差不多大小；行星状星云：较内层会出现HeIII区。,2020/8/17,天体光谱学,30,6.2 气体星云的电离结构,2020/8/17,天体光谱学,31,6.2 气体星云的电离结构,三、重元素的电离,对有足够高丰度的重元素，从薄气体星云中可产生相当强的谱线发射。按丰度减小的顺序：O、C、Ne、N、Mg、S、Si和Ar。即使是O和C的丰度，通常也比氢小三个量级。

18、所以这些元素50%电离度处与光电吸收光深为1相对应的几何深度远大于氢的，H：0.001pc；O：10pc 。,对重元素的电离，主要考虑这些元素不同电离级的电离能与氢的比较： 一个电离级，若其较低一阶电离级的电离能大于氢的电离能，则这一电离级的离子不可能出现于HII区外，因电离约束条件，不可能有能电离氢的光子逃逸HII区之外； 若较低一阶电离级的电离能仅稍高于氢的电离能。由于它们的光电吸收截面和复合速率系数与氢的具相同量级。氢主导光致电离，可以预期：其电离区半径，非常接近HII区大小。,2020/8/17,天体光谱学,32,6.2 气体星云的电离结构,类似讨论适用于电离能和HeI，HeII非常接

19、近的原子和离子。,2020/8/17,天体光谱学,33,6.2 气体星云的电离结构,主要困难： 目前所采用光致电离截面假定从较低电离级的基态到较高电离级的基态。但对重元素，能级结构复杂，有相当光致电离发生于从较低电离级的激发态到较高电离级的激发态（多种阈值频率） 除直接光致电离和复合外，其他一些过程也影响电离平衡，如双电子式复合；电荷交换过程，对某些元素的影响大，如O：,不影响H的电离，但显著影响O的电离。H、O电离势相近，大的反应速率。,2020/8/17,天体光谱学,34,6.2 气体星云的电离结构,2020/8/17,天体光谱学,35,6.3 连续谱,气体星云通常对光学和UV连续谱光学薄

20、，但在Lyman系限的短波端，因光电吸收，连续光厚。在射电波段，从某一波长的长波端，轫致吸收光厚。星云的连续过程有：复合辐射、双光子过程及韧致发射。,光学薄波段强度： ， 为沿视线方向距离。对一半径 的均匀球，从球面发射出去的流量为：,在长波端，韧致过程主导，碰撞为主，所以LTE成立，又 所以波长足够大时光厚， 。在长波端从均匀星云表面的出射量：,中间情形,2020/8/17,天体光谱学,36,6.3 连续谱,从距星云 处接收流量：,若 为常量，代入（6.3.2），可得 。所以关键在于定 。,首先考虑可见波段和UV波段的连续谱。由类氢离子复合过程发射系数：,略诱导发射,则在第n能级阈值频率处

21、：,一般源函数和吸收系数为中心距离 的函数（球对称），则：,2020/8/17,天体光谱学,37,6.3 连续谱,光学波段韧致过程发射系数：,因为碰撞主导，LTE成立。自由-自由吸收截面：,在星云中对复合辐射和韧致辐射主要贡献者为氢，,光学波段，复合至 为主要贡献（ ）,所以光学波段（UV也成立），复合主导。,然而，对远红外， ，韧致辐射主导。,2020/8/17,天体光谱学,38,6.3 连续谱,双光子过程发射系数：,其中， 为氢在 上布居；双光子跃迁概率 ：双光子中一个光子具频率 的概率。 在 时达极大： （对称）,所以双光子中一个光子频率为 的概率为： 。,直接复合到 及从高能级级联至

22、的总速率：,其中， 为复合至除 以外其它能级的总复合速率，则：,在Balmer系限处， ，双光子发射在该频率处将超复合发射(3647-4800),减小Balmer跳变。,略碰撞。在高密度区（ ）， ，双光子过程不重要。,2020/8/17,天体光谱学,39,6.3 连续谱,在长波端，韧致辐射主导。严格须考虑诱导发射和Guant因子，吸收系数为：,典型星云 ，低频近似 对 或 ，误差小于10%。对氢，Guant因子为：,写成幂律形式：,故在 附近：,2020/8/17,天体光谱学,40,6.3 连续谱,对一几何厚度 星云光厚 所对应的频率为：,从星云表面一点出射的长波端韧致辐射连续谱可以表面亮度

23、（强度）或亮温度表示。对于一均匀星云：,若星云光厚， 。（因韧致辐射过程，碰撞过程，LTE成立）。,亮温度 ：,2020/8/17,天体光谱学,41,6.3 连续谱,若星云光薄，,在短波端，韧致光薄，取Guant因子近似为1，但不能再做长波近似： ，则：,2020/8/17,天体光谱学,42,6.3 连续谱,距离星云 、频率 处光薄，则整个星云的观测流量：,红外、射电天文中，流量（密度）常以Jansky为单位,若星云均匀，为简化，假定He主要为中性，则： 则由（6.3.19）：,光厚-光薄辐射强度（亮温度）翻转，由观测谱翻转处 的频率，由（6.3.12），可定 ；由观测光薄频率处的流量，（6.

24、3.19），可定 。则最终可得 。,2020/8/17,天体光谱学,43,6.3 连续谱,若He电离，将对电子密度和韧致辐射产生贡献。定量计算须定： HeIII、HeII和HII区大小的关系。,由电离复合平衡：,这对于判断中心源的类型特别重要。因为中心恒星，由于星云特别是尘埃的遮挡，其光谱型一般并不总是很清楚。,2020/8/17,天体光谱学,44,复合冷却，不仅能产生连续谱，也可以在复合到激发态后随即发生的向低能级的级联过程产生谱线发射，称复合线。向 能级发生的级联跃迁产生氢的Balmer线。,Balmer线在天体物理中有很大的重要性，在 低密度Plasma中， 和 线是光谱学上的两条重要特

25、征谱线。,球状星云，光薄下，谱线的流量：,6.4 复合谱线,关键在于定布居，星云条件下，不能使用LTE布居（因辐射跃迁概率远大于碰撞跃迁概率），需用统计平衡方程定（稳态）通常，从实际的物理实际出发，可把星云的复合理论分为：,2020/8/17,天体光谱学,45,Case A：稀薄星云，对所有频率的辐射都是光学薄的，各能级的统计平衡方程中可略辐射跃迁项。,Case C（如SN气壳）：气体密度远大于通常的星云密度，不仅对Lyman系列，且对Balmer系列光厚，而对其他高级系列光薄。,Case B：星云对Lyman系列及连续谱光厚，而对其他高阶系列仍光薄。因在不太高的温度下，原子绝大多数处于基态，

26、因而只可能吸收UV Lyman光子，而对可见光及红外则不吸收。,6.4 复合谱线,2020/8/17,天体光谱学,46,稳定时， 不随时变化：,6.4 复合谱线,理论上可算 ，主要 ？,Case A: Lyman系列光薄，可略感应吸收；,Case B：Lyman系列光厚，其他高阶系列光薄，Lyman光子局地产生，局地吸收：,2020/8/17,天体光谱学,47,6.4 复合谱线,实际只需计算几个较低能级的偏离即可，因高激发态，辐射跃迁概率小，寿命长，使得高激发态碰撞跃迁概率远大于辐射跃迁概率，布居主要由碰撞统计平衡方程定，所以可近似认为是LTE布居。对低能级，引入偏离LTE修正因子：,2020

27、/8/17,天体光谱学,48,6.4 复合谱线,其中， 几乎与 无关，所以 与 无关，可得谱线相对强度与 无关，因：,假定从能级 开始算：,2020/8/17,天体光谱学,49,对能级 ：,类似，可得对任意 ：,6.4 复合谱线,Balmer减缩：,2020/8/17,天体光谱学,50,6.4 复合谱线,H复合线发射系数的计算（T=10000K，Case B）,2020/8/17,天体光谱学,51,尘埃吸收：,复合级联线强比与温度、密度无关（或弱依赖），但观测的Balmer减缩可能与理论值的不一致。因尘埃的红化，可定尘埃的吸收光深。,假定在 处尘埃吸收光深为 ，尘埃的吸收系数,若尘埃位于观测者

28、和气体星云之间：,6.4 复合谱线,尘埃与气体星云混合，假定谱线光薄，云厚为 ，具均匀的谱发射系数 ，及均匀的尘埃吸收系数,2020/8/17,天体光谱学,52,6.4 复合谱线,电离气体的体积：,总复合数=总电离光子数，每次复合，伴随着一Ly和Balmer光子的发射。,2020/8/17,天体光谱学,53,6.4 复合谱线,电离连续谱斜率：,电离连续谱的短波端通常不能直接观测，单位时间内发射电离光子数： ,每个电离光子产生一个Balmer光子发射,2020/8/17,天体光谱学,54,6.4 复合谱线,应用于HeII线：,有些HeII与氢线不重合，如： ，则：,星云中H、He相对丰度比：,首

29、先理论计算 的 和 的 之比,对O型星、行星状星云及AGN: HII、HeII区外边缘几乎重合。对O型星，只有很小的HeIII区， 。,2020/8/17,天体光谱学,55,6.4 复合谱线,对行星状星云和AGN， ，HeII、HeIII区相对体积大小，可从它们的级联谱线的相对强度获的：,对B行星，没HeIII区，但HeII区比HII区小。利用OIII线来自HeII区，OII线来自HII+HeI区，则：,2020/8/17,天体光谱学,56,高激发态能级（ ）间复合级联跃迁，产生射电复合谱线。,高激发态间，跃迁几率小；高激发态，布居数小射电复合线强度远小于光学波段复合线。但射电复合线，是在f-

30、f连续谱上的发射线，相对较易探测，且不受星际尘埃的影响。,通过射电复合线，可确定等离子体内部的物理条件。,射电复合谱线,6.4 复合谱线,原子序数 离子第 个能级（类氢）能量：,作为初级近似， 可取为电子质量，严格， 应取为电子-核子系统的约合质量：,2020/8/17,天体光谱学,57,随原子量A而变，使重元素的发射趋高频端。,6.4 复合谱线,在 和 之间跃迁所产生的谱线的频率：,对 ， ，则：,2020/8/17,天体光谱学,58,6.4 复合谱线,光谱学记号： ，100示低能级，示 。,对多电子原子或离子：外层电子可看成经Y个电子有效屏蔽的核场中运动。有效电荷数： ，对相同的 ，谱线将

31、在与氢相同频率处（略质量修正）。当 降至10时，电子对核的屏蔽不完全，使有效电荷数增大，须考虑电子-电子相互作用。,射电复合线强度,辐射转移方程（线心处）：,在谱线附件的连续谱区，,2020/8/17,天体光谱学,59,假定等离子体（密度、温度）均匀，则：,6.4 复合谱线,高激发态的寿命远大于碰撞时标，碰撞跃迁为主，可假定LTE：,2020/8/17,天体光谱学,60,6.4 复合谱线,射电波段连续谱辐射，基本上来自韧致辐射：,射电，用亮温度,2020/8/17,天体光谱学,61,6.4 复合谱线,示单位体积中在能级 上能吸收 辐射并产生跃迁的离子数密度（吸收轮廓）,示单位体积中在能级 上可

32、发射 辐射并产生跃迁的离子数密度（发射轮廓）,2020/8/17,天体光谱学,62,6.4 复合谱线,对大多情况， （完全再分布）,可定星云电子温度8000-10000K,2020/8/17,天体光谱学,63,光谱学研究在天体物理中极其重要：分析化学成分、物理状态（温度、密度、速度分布等）。复合线： 巴尔末系等，但有许多发射谱线，例如各种离子的禁线发射，不可能由复合过程产生，如： 两条禁线 。,电子与离子碰撞: 韧致辐射,复合辐射(连续谱,复合线)； 碰撞激发、电离(连续谱,线发射)； 自由电子频繁碰撞，建立Maxwell速度分布。,6.5 碰撞激发谱线,因为要使 离子电离： ，所以要使 离子

33、电离，而产生复合谱线，必须在星云边有极强的紫外辐射。另， 和 电离能几乎一样（54.2eV）。 若为复合线，则： 丰度远大于 丰度，则 线应比 的绿色双线强。但实测上，许多情况下， 线最强，可几乎没有 线。,2020/8/17,天体光谱学,64,6.5 碰撞激发谱线,电子碰撞激发、退激发，产生碰撞线，可解释许多离子在可见光区的禁线发射。 ： ，激发能 ，即亚稳态是低受激态， 电子气， ，可和激发能比较，所以相当多的电子有足够的能量激发这些能级。归根到底，还是来自恒星的紫外辐射，早型星的紫外辐射，引起光致电离，恒星的辐射能转化为电子的动能。对允许线，难以用碰撞激发解释。如复合线，中性氢、氦，激发

34、能 ，难以激发。唯一例外： 4751， 。,在原子光谱学中，凡是破坏了偶极矩辐射的选择定则的跃迁称禁戒跃迁。这种跃迁所产生的谱线称禁线。禁线之所以成为可能，主要因电四极矩和磁偶极矩的作用。,2020/8/17,天体光谱学,65,6.5 碰撞激发谱线,同一星云中观测到明亮允许线（ ）和禁线（ 双线），发射机制不同: 允许线：复合级联;禁线：碰撞激发。 丰度： ，但 ，强度相近。,试验室条件下，观测不到禁线，因为试验室下真空度不高、体积有限， （电四极矩或磁偶极矩），所以碰撞退激发无辐射地回到低能态。而在天体物理中，等离子体密度低、体积大， ，所以在亚稳态上原子有足够时间完成电四级或磁偶极跃迁而产

35、生禁线发射。亮：星云巨大质量造成。,2020/8/17,天体光谱学,66,一、 禁线发射系数,6.5 碰撞激发谱线,谱发射系数：,不能使用玻尔兹曼公式，因为在多数情况下，系统远离LTE！需用稳态平衡方程定布居。简例：两能级系统,只考虑电子碰撞，略离子碰撞,辐射场密度低，可略受迫跃迁,要定出 ，理论上需知 或 ，复杂的理论课题。可从一般热力学考虑找到一个普遍的公式。,2020/8/17,天体光谱学,67,6.5 碰撞激发谱线,极限情况： ，则：,即 很大时，碰撞作用远大于辐射作用，频繁碰撞使气体迅速建立热平衡分布。故：,不同 下， 值可有很大不同， 据谱线强度分析。,2020/8/17,天体光谱

36、学,68,6.5 碰撞激发谱线,二、由禁线强度估算电子温度和密度,尘埃吸收,禁戒跃迁（因无电子组态的改变），若谱线光薄，则因发射线来自相同的高能级：,对禁线相对强度分析，可定出星云主要物理量如 。 ：如 ，具不同激发能量，禁线强度有利定于 ； ：具非常靠近激发能级如 ，禁线相对强度对 不敏感，但有利于定 。,2020/8/17,天体光谱学,69,6.5 碰撞激发谱线,而 波长远大于 ，所以受尘埃影响较小。因两条谱线线强比在无尘埃消光下可预测，且与激发方式无关，即与 无关。可估算尘埃消光。,经常用 ，长波跃迁：,短波跃迁：,2020/8/17,天体光谱学,70,6.5 碰撞激发谱线,其中， ，为

37、各亚能级的统计权重。,若尘埃光深对波长的依赖关系已知（近似反比与波长），则可得任意波长出的尘埃光深。,2020/8/17,天体光谱学,71,6.5 碰撞激发谱线,电子密度： 禁线很靠近的双线，双线强度比敏感地依赖于,：每次碰撞激发，必接着有一次禁线光子发射，即碰撞退激发造成无辐射跃迁可略。所以禁线强度正比于能级简并度：,若观测值趋于1.5，则,电子密度大， ，碰撞激发、退激发占优，远超自发辐射，热平衡得以建立。,2020/8/17,天体光谱学,72,6.5 碰撞激发谱线,观测值接近0.3，则电子密度远大于临界电子密度。,普遍情况下，定量计算 ，不能使用两极限公式。,2020/8/17,天体光谱

38、学,73,：统计平衡方程定，（ ）三能级,6.5 碰撞激发谱线,2020/8/17,天体光谱学,74,6.5 碰撞激发谱线,2020/8/17,天体光谱学,75,定星云温度,能级统计平衡方程：,类似地，可利用禁线的强度比，确定星云的电子温度。这次，我们利用两个具不同激发能的能级。对 ，主要利用 和 。,6.5 碰撞激发谱线,2020/8/17,天体光谱学,76,三个未知数，两个方程。好在求禁线相对强度： ， 可解。设： 为三个能级对LTE分布偏离，则：,其中， ， ，代入方程，可得 ， 。则 离子双条绿色禁线发射率：,6.5 碰撞激发谱线,另一条 离子禁线（32）:,2020/8/17,天体光

39、谱学,77,相对强度比 ，其它方法定 ，可定出,6.5 碰撞激发谱线,2020/8/17,天体光谱学,78,6.5 碰撞激发谱线,共振荧光,星云中强发射线的频率若与其它离子的跃迁频率一致，产生对发射线的吸收，引起光致激发。 激发离子辐射跃迁回基态（为主）； 通过中间态级联回基态（几率小，但多次散射）。,2020/8/17,天体光谱学,79,6.6 离解区,恒星诞生于分子云。新诞生的恒星光子电离其周围气体，产生HII区，但它们的UV辐射也能离解分子云。特别，丰度最高的分子-氢分子，离解能：4.48eV。所以能量4.48-13.6eV(277-91.2nm)的UV辐射能从HII区逃逸，离解分子云。

40、,在HII区外存在中性气体区，其中氢分子部分或完全离解为氢原子，称离解区（PDR）。,UV输入，将通过氢分子或星际尘埃颗粒的吸收而加热PDR，产生激波：在激波波前之前，氢分子云因UV输入而加热至相当高稳度；过波前之后，分子云很快冷却下来。产生温度跳变。,PDR主要以分子云中最丰富的分子氢分子定义：气体中氢中性，氢分子的丰度受UV辐射影响。但CO也重要，CO：离解能：11.09eV(111.8nm)。,2020/8/17,天体光谱学,80,6.6 离解区,C电离势：11.26eV,所以在PDR大部分区域中，C将以CII出现；,往星云内部走，在CII复合为CO分子前，有一相对薄的CI区；,较易离解

41、的分子，如氧分子，更深入分子云（过波前）才能大量存在。,2020/8/17,天体光谱学,81,6.6 离解区,为了解氢分子的离解及形成，从而确定氢分子的丰度，须了解氢分子的能级结构。,两个质子运动的势能，为两个质子的库仑能与电子的量子化结合能之和（取决于电子的量子态）。X：电子基态，B、C、D电子的头几个激发态。,X和B之间的不同跃迁产生的吸收或发射，称“Lyman”带； X和C之间的不同跃迁产生的吸收或发射，称“Werner”带。,在星际条件下，氢分子几乎完全集中在电子态X的最低（v=0）振动能级上， ：基振动能级上转动量子数为J的分子数密度。,2020/8/17,天体光谱学,82,6.6

42、离解区,电子态X有15个束缚振动能级。处于X态基振动能级上的分子可以吸收UV光子，而跃迁到B态和C态的任何振动能级上，然后向下跳回到X态的任何振动能级上。向 （非束缚）的能级的跃迁(10%)，导致分子的离解。,当气体密度很高，碰撞过程为主。若平均热运动动能趋于离解能时，氢分子开始离解（如恒星大气中，碰撞激发至高电子态，往回跃迁至非束缚态，导致离解）。然而，在星际介质中，温度、密度较低，激发以辐射过程为主。,电子态偶极跃迁定则：,而至 禁戒。对更高电子态，要求激发能大于13.6eV。所以辐射激发仅限于：91.2-110.8nm。,2020/8/17,天体光谱学,83,6.6 离解区,2020/8

43、/17,天体光谱学,84,6.6 离解区,星际介质中，因氢分子振动-转动跃迁偶极禁戒。因两核的质心总是与电荷中心一致。所以，一旦分子到达了电子态X的束缚能级时，会通过一连串的振动-转动跃迁（电四极跃迁）向下级联， 。当分子到达 时，通过转动跃迁向下级联（跃迁几率相当小）， 或 的能级的平均辐射寿命大于膨胀退激发的平均时间。,2020/8/17,天体光谱学,85,6.6 离解区,两个氢原子辐射跃迁而缔合成氢分子偶极禁戒。氢分子的形成认为是发生在尘埃颗粒表面（起催化作用）： 氢原子相继撞击尘埃，粘附在其表面上，并很快形成氢分子； 结合能以热形式传递给尘埃颗粒； 新形成的分子或者被蒸发，或者经由其他

44、一些过程从尘埃表面逃逸（如光子撞击）。,：H数密度； ： 数密度，则：单位体积中 的形成速率,单位时间氢原子撞击尘埃颗粒的次数：,单位体积中尘埃颗粒数：,所以，单位体积中氢分子的形成速率：,2020/8/17,天体光谱学,86,6.6 离解区,一旦分子形成，离解的主要机制有： 经光子吸收跃迁到分子的非束缚能级上； 离解复合：,所以氢分子的离解速率： 。其中， 为照射在分子上的在Lyman和Werner跃迁之间（912-110.8）的UV流量； 为总的Lyman和Werner光致激发截面； 为自发离解的分子数占总的激发分子数的百分比 。,在PDR外边缘的UV流量 。辐射因吸收而衰减： 尘埃颗粒的吸收（尘埃屏蔽）； 氢分子电子态跃迁吸收（自屏蔽）， 写成：,则离解速率：,2020/8/17,天体光谱学,87,6.6 离解区,换算：每个质子的尘埃吸收截面 。其中， 为氢原子和氢分子的柱密度，则：,当吸收原子或分子的柱密度足够大时，吸收线的线宽将远大于对应粒子的视向速