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银河系结构和演化;§4.1银河系中的星际介质

一.分类;星际物质从成份来说可以分为气体和尘埃两种，但它们往往是混杂在一起的，在密度高的地方构成星际弥漫云，又有亮星云和暗星云之分。除了云之外就是分布在星际云之间的连续介质。;反射星云的形状同发射星云一样也很不规则，其中的致发光恒星（照明星）大多晚于B1型,温度不够高，没有足够的紫外辐射能导致星云中气体的荧光发射，只是云中尘埃粒反射恒星星光而被观测到。有些星云同时具有发射星云的明线光谱和反射星云的吸收线光谱，成为混合型星云。

发射星云和反射星云（以至暗星云）的不同与它们本身的物质性质关系不大，而同它们在银河系中的位置和照明星的温度直接有关。平均来说，发射星云中气体含量相对地较为丰富，而反射星云中尘埃的含量相对地较为丰富。;图4-1蛇夫座暗星云;二.主要成份

1．某些恒星的光谱中发现有HI、Ca、Na、KI、TiII、CN、CH等固定吸收线，证明在星际空间存在对应于这些原子或分子的星际云。用射电天文方法证认出的星际分子已超过50种。;3.星际尘埃是分散在星际气体中的固态质点，质量约占星际物质总质量的10％。组成星际尘埃的物质可能有：(i)水、氨、甲烷等的冰结物，(ii)二氧化硅、硅酸镁、三氧化二铁等矿物，(iii)石墨晶体，(iv)上述三种物质的混合物。;1.星光吸收。星际尘埃会吸收和散射星光，且对蓝光比对红光更厉害。星际气体则不同，它会在恒星光谱中形成明显的吸收线，因此可以借助某些原子或离子造成的特征吸收线来探测星际气体的存在。;3.光学发射线。许多星系的可见光谱表现有明显的发射线，它们通常是在受激星际气体中形成的。热星的辐射使周围一定范围的全部氢原子电离，这种HII区的范围称为Str?mgren球。发射线还可用来研究HII区。常用的有氢线，包括巴耳末线系的H?、H?、H?以及若干金属线，如N＋、O2＋、S2＋等。;§4.2星际消光及其形成机制

一.星际消光的一般概念;

早在18世纪，W?赫歇尔就已猜测星际空间可能充满了引起恒星亮度减弱的介质，斯特鲁维在1874年估计了星际消光的平均值。但在1930???以前一般认为空间除了有暗星云的地方外，其余地方几乎是完全透明的。;;特南普勒的工作肯定了星际消光的存在，考虑到疏

散星团高度集聚于银道面两旁，说明消光物质主要分

布在银道面附近。此外，下列事实也证明了星际消光

的存在：

1.恒星计数结果不服从西利格定理，表明星际空间

并不是完全透明的。;二.消光过程（消光机制）

由星际物质造成的消光作用可以有3种不同的过程：

1.固体微粒的直接遮光作用。

2.粒子或微粒的散射作用。

3.原子、离子、分子或金属微粒的吸收作用。;光线的吸收涉及到把入射的辐射转变为致吸收固体微粒中自由电子或束缚电子的能量，如原子的吸收表现为在恒星光谱中出现Ca、Na等星际吸收线。但这种效应对恒星视亮度的影响甚微，在对视星等作统计研究时，是不需要加以考虑的。

综上所述可知,就目前讨论的问题来说,天体视星等的星际消光效应主要来自直径约为10-5厘米的微粒的散射作用，其他因素只对一些天体物理研究有着重要作用。;三.消光规律

1．消光系数和光学厚度

设星光在某点处的强度为E,，经距离dr后强度的增量为dE(dE0)，于是有;2.单位长度消光值a与总消光A

总消光;;3.星际消光的选择性

星际消光不仅使天体的视亮度减小，而且会改变天体的颜色，使星光变得偏红，称为选择消光或星际红化。这表明不同波长的光减弱的程度不同，K、a及A都是波长?的函数。?越大减弱得越少,A越小。由于不同的辐射接收器所接收的辐射波段不同,就有必要研究消光与波长的关系,原则上说这可以通过观测来加以解决。;选择两颗物理性质相同的恒星：一颗很少受消光的影响，比如近星,或位于高度透明的天区内；另一颗受消光影响很厉害,比如一颗远星。通过观测,在不同的单色波段λi上测定这两颗星的视星等,求得两颗星相应视星等之差Δm(λi),由Δm(λi)随i的变化规律可以找出消光与波长的关系。;4．星际消光对恒星光度距离的影响

星际消光的直接结果是影响恒星的视星等。在不考虑星际消光时由式求得的距离，与考虑了星际消光后由式;由于A(r)和a总是正值，所以永远有r’r。这表示不顾及消光改正时会导致距离的夸大。另一方面，当消光为已知时，可以把视距离换算成真距