星際分子射電譜線
正文
星際物質中氣體狀態的分子在一定條件下產生的特徵譜線。星際分子發現的經過 最早的發現來自光學觀測。1937年觀測到星光在經過星際物質後，某些波長的光被星際雲吸收。後來證實它們是星際雲中的甲川(CH)、氰基(CN)和甲川離子 (CH+)的吸收光譜。但大多數星際分子譜線是在波長几十厘米到幾毫米的微波波段檢測到的。最先用射電望遠鏡找到的分子是羥基（OH）。1963年在仙后座內一些冷的星際氫雲中探測到羥基對背景輻射源的吸收譜線，波長約18厘米。這項工作肯定了射電天文方法對於冷的、緻密的星雲中的星際分子是一種新的、有效的研究手段。1968年末在 1.3厘米波長附近接連觀測到氨和水分子的譜線。1969年證實星際有機分子甲醛H2CO的存在。1970年發現包括一氧化碳(CO)在內的六種星際分子。此後，陸續發現和證認出一系列星際分子。到1979年底已觀測到並經證認的星際分子有50多種。
星際分子譜線的產生 星際分子譜線是分子從它的某個能級躍遷到另一個能級時吸收或發射某一固定頻率的電磁波而產生的。不同能級之間的躍遷產生不同譜線。大多數的分子射電譜線是由分子的各個轉動能級間的輻射躍遷形成的，叫做純轉動譜線。但是，有些分子由於內部某些複雜的相互作用的影響，能級比較複雜，在星際分子中遇到的有K雙重能級、A雙重能級、反演能級和超精細能級。K 雙重能級是由分子結構上的微小的不對稱性造成的，A 雙重能級是由於分子的轉動運動與分子內電子的運動相互作用而產生的。這兩種情況都使原來能量完全相同的兩種運動狀態變成能量稍有不同的兩種運動狀態。反演能級見於氨分子，氨分子中三個氫原子確定一個平面，而氮原子可以置於此平面的任一邊，這相當於氨分子的兩種運動狀態，它們的能級也有微小差別。最後，如果組成分子的原子具有不等於零的原子核磁矩，則核磁矩的相對取向不同時，分子的能級相應地也有微小的差別。上述幾種情況都使能級產生微小的差別，叫作超精細能級。它們的能級的間距都比較小，它們之間的躍遷常產生相當於微波頻率的譜線，可用射電方法觀測。超精細能級與組成分子的原子(或其同位素)的核磁矩性質密切相關，因此，我們由超精細能級的譜線結構可以判斷分子是由哪種同位素構成的，並可由譜線的相對強度推測星雲中各種同位素的豐度比。
羥基 研究得最詳細的星際分子之一。它的能級是A 雙重能級並具有超精細結構，比較複雜，各能級間有許多可能的躍遷。其中最常見的是最低的一組能級之間的躍遷，譜線頻率分別為1612、1665、1667和1720兆赫。在熱動平衡條件下，由理論得到的四條譜線的強度比相應地為1:5:9:1。天文觀測意外地發現,有相當多羥基源的發射譜線輻射強度較預期的大幾百倍，強度比完全不同於上述理論值，並具有許多其他的反常特性。這些現象目前還沒有完整的理論解釋。一般認為，這是由於有較多的分子被某種尚不十分清楚的機制激發到產生輻射躍遷的較高能級上，破壞了熱動平衡分布狀態。當這些過多的分子回復到較低能級時，就可能發射具有上述特性的輻射。物理學上把這個過程稱為受激發射放大作用，這種類型的星際分子源稱為天體微波激射源。
甲醛分子 甲醛分子源也經過了詳細的研究。奇怪的是在某些甲醛分子雲的背後並沒有發射連續輻射的射電源，卻也能觀測到甲醛的吸收線。這意味著它所吸收的是微波背景輻射。地球上的觀測證實,所有天體,包括各種分子雲在內，都處於2.7K的微波背景輻射場的作用下。甲醛分子雲能夠吸收這種背景輻射表明它的溫度比2.7K還要低，而一個長期處於2.7K的輻射作用下的分子雲,本來至少應該達到2.7K的溫度。目前對這種現象的解釋是，這類甲醛分子雲中存在一種“反微波激射”過程,就是分子雲中較高能級上的分子被某種機制抽走，而使得較低能級上的分子數目比2.7K時熱動平衡分布的數目相對地超出很多。於是這對能級變得比2.7K還要“冷”，並能夠吸收2.7K微波背景輻射。
一氧化碳分子 在銀河系中分布廣泛。利用它的1.3毫米譜線研究銀河系和河外星系的鏇渦結構，可以有更高的解析度（見一氧化碳射電譜線）。
星際分子譜線已成為研究銀河系的重要手段，它可以提供有關銀河系的化學成分、銀河繫結構和運動狀況、銀河系各個不同區域中的物理環境等方面的新知識；並有助於了解星雲演變為原恆星的許多細節，以及恆星演化到晚期階段把大量物質拋向星際空間的運動情況。
參考書目
R.Balian,Atomic and Molecular Physics and the Interstellar Matter, North－Holland Publ. Co.,Amsterdam,1974.
C.H.Townes,A.L.Schawlow,Microwave Spectroscopy，McGraw-Hill,New York,1955.
