绪论

分子天文学 分子天体物理学 分子天体化学 应用物理学和化学的理论、方法及技术，通过天文分子的发射或吸收谱线所提供的信息，研究各种天体的形态、结构、物理状态、化学性质，以及恒星和星际物质的相互作用、天体的形成和演化规律

天文分子的存在 太阳系天体 恒星 星际空间 星系 行星大气，彗星，各种以凝聚态存在的天体（陨石、月岩、行星、小行星、卫星等等） 恒星大气，光球 星周包层 星际空间 星际气体和尘埃 星云：弥漫星云（分子云），行星状星云，超新星遗迹 星系 星云

星际介质的发现 18世纪末 F.W.Herschel观察到弥漫星云以及黑斑和暗条形成的“洞”和“缝” E.E.Bernard用照相方法普查银河时发现很多暗区 1904年 J.Hartman注意到猎户座δ分光双星的周期性频移光谱中有一条无频移的CaII吸收线 1909年 V.M.Slipher预言可能存在类似的无频移NaI吸收线 10年后，星际NaI线被观测到 20世纪30年代 星际红化揭示的星际尘埃的存在

星际分子的发现 20世纪30年代以前，在彗星中证认了CN，CH，CH＋，OH，NH，C2，CO＋，N2＋共8种分子的谱线 1934年，P.W.Merrill观测到了4个新的弥散星际光谱带（DIBs），H.N.Russell猜测它们可能来自星际分子 1937年，T.Dumham和W.S.Adams用美国Mount Wilson Observatory的100英寸反射望远镜和高色散光谱仪拍摄的光谱中发现3条很锐的吸收线 其中的4300Å谱线很快被P.Swings和L.Rosenfeld正确地证认为CH谱线，这样，CH成为第一个被发现的星际分子 4233Å、3958Å，3745Å，3597Å被G.Herzberg等推测为CH＋，后来在他与A.E.Douglas的合作的实验室光谱证实 1940年，A.McKellar预言了4条星际CN谱线的存在，次年由Adams观测到 表1.1

CN分子 McKellar从谱线的强度比计算出其激发温度为2.3K，这是暗示宇宙微波背景辐射存在的第一个证据 Penzias et al.(1972)和Meyer et al(1984)对蛇夫座星方向的星际CN分子进行了更加精确的测量，证实了CN的温度确实是2.7K

射电波段的星际分子－OH 1951年，星际氢原子21cm谱线的检测 OH 1949年，I.S.Shklovskii提出在暗星云中可能观测到OH，CH和SiH的分子微波谱线，粗略地这些谱线的波长 1954年，C.H.Townes再次提出寻找星际OH，并且计算出OH的一条谱线的频率应该在1665MHz附近；1955年，他又列举了17种星际分子候选体及其频率 1956年，A.H.Barret et al使用NRL的50英尺射电望远镜在Cas A方向搜寻星际OH，失败 1959年，G.Ehrenstein和Townes在实验室精确测定了OH基态的两条主线的频率 1963年，Barret和S.Weinreb等合作，使用Weinreb刚刚研制成功的新型的数字相关频谱仪装在一个84英尺的天线上、再次指向Cas A，终于检测到了OH基态的两条主线的微波吸收线，频率为1665MHz和1667MHz，这是第一次检测到了星际分子的微波谱线 （图1.1，p.8） 1964年，Bolton和Barret等再次证认了星际OH基态的两条主线，并且找到了另外两条伴线的星际吸收线 1965年，H.Weaver在HII区W3方向观测到了一条极强的1665MHz谱线，后来的研究表明，这是脉泽谱线 （图1.2，p.9）

NH3,H2O和H2CO 1968年，Townes在Berkely的小组顺利地在Sgr A检测到了NH3的1.3cm谱线 1969年，在L.E.Snyder的建议下，在Sgr B2，Orion A和W49中检测到了H2O分子在1.35cm的强脉泽谱线 1969年，Snyder等人观测到了H2CO分子的4830MHz吸收线 有机分子 对于能级的激发温度低于宇宙微波背景温度，被Townes称为DASER

至此，人们终于开始接受这样一个事实 星际气体的密度是足以形成具有相当丰度的复杂分子的 而形成的分子也能够抵御星际空间诸如紫外光子的各种破坏因素

星际分子大家族 自20世纪70年代开始，性能优异的射电望远镜和空间天文技术的发展加速了新的星际分子的发现 丰富的分子 复杂的有机分子 H2 CO SiO 复杂的有机分子 CH2OHCHO （星际糖） HOCH2CH2OH （星际防冻剂） 120多种分子 著名的天文分子源 Sgr A， Sgr B2 IRC＋10216

分子天体物理学 原子天体物理学 分子天体物理学 光学波段的谱线来自恒星表面或者其它高温天体的中性或电离的原子 利用分子谱线观测和研究天体 分子能级结构和谱线的复杂性及多样性 特别的对象 冷的星云 普遍存在 星际气体、银河系、电离氢区、恒星形成区、天体脉泽源、外向流、恒星吸积盘、原恒星、超新星喷射物、HH天体、恒星大气……(p.13)

作为探针的分子 利用分子诊断它们所在天体的物理条件 密度范围：10cm－3至1010cm－3 温度范围：n K 至大约3000K CO可以示踪中等密度（104～106cm－3）、温度在100K～1000K范围的天体 H2O、HCN和HC3N示踪密度较高（107～109cm－3）的云核和盘 OH， H2O和SiO的脉泽谱线示踪更加致密（ 109～1011cm－3 ）的区域 H2的振转谱线示踪分子云的激波

作为星际物质的分子 以质量计，约有一半左右的星际物质是以分子形式存在的 在离银心4－8kpc的范围内存在一个分子环带（ring），其中分子物质占90％的质量 分子物质的分布更加本质地反映了银河系物质的结构和分布

参与恒星演化的分子 在恒星形成的过程中，分子通过参与关键的步骤而起着重要的作用 分子云塌缩的开始 稠密核的形成 原恒星的出现 以双极流为主要特征的物质喷发 在中小质量恒星的演化晚期，如AGB星阶段，大量的质量流失形成了星周包层，其中具有大量的分子，它们的辐射携带的信息可以揭示从致密恒星物质向星际介质演化的过程

已知的天文分子品种 得到证认的天文分子品种已经超过120种，其中大多数是含有C、H和O元素的分子，还有一些同位素分子；仍然还有许多分子谱线没有得到证认 表1.2（p.17）（118种），附录I 按分子包含的原子数目分类 2原子（27）、3原子（29）、4原子（19）、5原子（16）、6原子（12）、7原子（7）、8原子（6）、9原子（6）、10原子（4）、11原子（1）、13原子（1） 按生存环境分类 星周分子和星际分子 河内分子和河外分子 按化学类别分类 氢化物、氧化物、硫化物、卤化物、炔衍生物 烯、酸、醇、醣、醚、醛、酯、酮、酰胺、氰、环状分子、离子、基、碳链分子

具有特殊意义的分子 HC11N H2 CO 地球外的奇异分子 最大的气相分子，由13个原子组成，分子量为147 最简单、最丰富的分子 宇宙演化中第一个形成的中性分子 没有可见和射电波段的谱线 CO 丰度仅次于H2（约为H2丰度的10－4） 广泛存在于各种不同的天文环境中 与H2共存 在射电波段具有丰富的谱线 地球外的奇异分子

特殊分子 PAH（多环芳香族碳氢化合物） C60 环形分子 包含P元素的分子 UIBs（Unidentified Infrared Band） C60 富勒烯 DIBs 环形分子 包含P元素的分子 PN，CP

星周分子和星际分子 星周分子共有65种（表1.3，p.24） 星际分子大约有100种 19种只在星周包层中发现 大多数包含卤族元素或硅元素 与恒星形成区成协 冷致密云 热分子云核

河外分子 1971年在河外星系NGC253和M82中发现了星际分子OH 几乎所有在银河系中具有强发射和吸收谱线的分子在河外星系中都探测到了，得到证认的分子约25种 观测到了分子气体的星系有上千个 最容易观测、研究得最多的是CO分子的转动跃迁谱线和OH分子的脉泽发射线

固态分子 星际冰 星际空间中以固态形式存在的分子 YSO ISO的光谱

地球外的奇异分子 在地球环境中找不到天然样品甚至实验室中也难以制备出来的分子 地球上找不到的原因 星际空间的特点 U－谱线 化学上很不稳定的离子分子或（自由）基，在地球上很容易与周围环境中的其它物质结合而消失 这些化合物的蒸气压极低，在地球上无法得到气相的分子，如SiC 星际空间的特点 星际空间的超高真空、超低温、大尺度的环境保证的它们的形成率超过破坏率因而维持长期、大量的存在，所以能够被检测到 U－谱线

天体微波激射源（脉泽源） 脉泽辐射的特点 小的分子源尺度 异常高的谱线强度 谱线的偏振度非常高 线尺度一般在1013~1016cm量级，最小的“源斑”尺度只有0.1AU 异常高的谱线强度 e.g. Townes测定的H2O脉泽谱线强度等效于50000K的天线温度 谱线的偏振度非常高 同一分子的各条谱线强度之比往往与热平衡时的数值偏离很多 OH基态的四条谱线1667、1665、1720、1612MHz在热平衡时的强度比值为9：5：1：1，而Weaver在W3中只观测到了1665MHz谱线 谱线宽度很窄 辐射特性随时间快速变化

受激发射 1917年， Einstein提出 1950年代，Townes与Басов和Прохоров在实验室中实现了氨分子微波谱线的受激发射（maser） 1960年代初，制成了各种激光器（laser） 受激发射可以说明谱线的高强度、高偏振度、窄宽度以及非热平衡的强度比等特征 产生受激发射的必要条件是某一对能级上的布局反转

天体脉泽源 星际脉泽 星周脉泽 河外脉泽 脉泽分子 与年轻恒星成协 与演化晚期恒星成协 与河外星系成协 OH、H2O超脉泽 OH，H2O，SiO CH3OH，H2CO，HCN，NH3， 29SiO ， 30SiO，H13CN

分子外向流 外向流 在恒星演化的最早阶段几乎所有质量的恒星都会经历的一个非常高能的质量抛射阶段所产生的物质外流 能量：1036~1040 J 速度：10~300 km s－1 物质 电离气体，中性原子，中性分子 CO分子气体的高速双极外向流 动力：YSOs的强烈星风

续上 表现形式 盘 光学喷流 急速向外移动的HH天体 高速H2O脉泽源 由激波激发的H2发射和宽翼的热分子的转动发射 垂直于外向流的平面 密度较高 分子气体和尘埃 快速旋转

星际介质中的激波 激波的产生 分子云中的激波 物质的运动速度超过扰动传播的速度 对于中性的星际气体，当温度为10K和100K时，声速分布只有大约0.3 km s-1和1 km s-1 可能产生超声速的现象 超新星爆发抛射物质的速度约1000 km s-1 OB星的星风速度 >1000 km s-1 膨胀的HII区速度 ≥10 km s-1 原恒星的双极外向流 30~200 km s-1 云云碰撞 10 km s-1 银河系的旋臂密度波 100 km s-1 分子云中的激波 致密HII区

恒星形成过程的主要阶段 弥漫的星际介质 分子云 致密核 原恒星及盘 恒星及行星

小质量恒星形成的基本图象 分子云核形成 自相似收缩及原恒星、盘形成 低电离星风和分子外向流 主序前星 在分子云包层中，当磁场或者湍动对分子云的支撑消失时，首先形成多个缓慢运动的弱磁化的分子云核 自相似收缩及原恒星、盘形成 低电离星风和分子外向流 恒星风从原恒星－盘系统的转轴方向喷发出来，产生一个光学喷流和双极外向流，在盘面方向则继续吸积物质 主序前星

大质量恒星形成的基本特征 等温塌缩阶段 吸积核阶段 超致密HII区阶段 物质以r-0.5速度等温地向中心塌缩，形成一个小的致密核 中心稠密核的温度升高、压力增大、塌缩停止，进入吸积、下落阶段，而外包层继续等温塌缩 超致密HII区阶段 中心核最后停止吸积、进入主序，形成一个被星风吹开的致密HII区，周围仍然被一个热的分子包层所包围，有外向流、激波和脉泽活动产生。

星周包层的分子发射和恒星演化晚期阶段 星周包层的化学分类 晚期阶段 富氧 C/O <1 富碳 C/O >1 OH，H2O，SiO 富碳 C/O >1 各种类型的含C分子 HC2n+1N S-type C/O=1 晚期阶段 AGB→PPN→PN＋WD

作为交叉学科的分子天文学 观测技术的进步促进了分子天文学的发展，而分子天文的发展激发了观测技术的改进和创新 自相关频谱仪接收机的研制成功导致了OH谱线的发现 接收机的覆盖频率涉及几乎整个射电波段，带宽增加，灵敏度提高，空间分辨率提高；空间射电望远镜 分子光谱学和分子波谱学是分子天文学的先行科学

仙后座A的1667MHz的OH吸收谱（粗线），望远镜偏离仙后座A时的结果见细线

W3的1665MHz的OH强发射谱。

嵌入源W33A在2.4~20m波段上的ISO-SWS谱。由硅酸盐尘粒和冰覆盖物（固态分子）引起的吸收特征已标明。

围绕原恒星的盘和流系统的综合示意图

孤立模型下小质量恒星形成4个阶段的直观图示