The Physics of the Interstellar Medium (Graduate Series in Astronomy) pdf epub mobi txt 电子书 下载 2026

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出版者:Taylor & Francis

作者:J.E Dyson

出品人:

页数:0

译者:

出版时间:1997-01-01

价格:USD 99.95

装帧:Hardcover

isbn号码:9780750303064

丛书系列:

图书标签:

• 天体物理学
• 星际介质
• 物理学
• 天文学
• 研究生
• 等离子体物理
• 辐射传递
• 分子云
• 尘埃
• 气体动力学

宇宙星际物质的奥秘：一窥恒星诞生与演化的宏大叙事 本书旨在为读者提供一个关于宇宙中普遍存在、却又极度神秘的星际介质（Interstellar Medium, ISM）的全面而深入的探讨。星际介质不仅是恒星、行星乃至生命得以形成的物质基础，更是星系结构、动力学和演化历史的直接记录者。本书将从理论物理、观测天文学和计算模拟的交叉视角，系统地剖析这片广袤而复杂的“宇宙之尘与气体”。 本书的结构设计旨在引导读者从基础概念出发，逐步深入到前沿的研究课题，确保读者能够掌握理解现代天体物理学中ISM研究的关键工具和核心理论。 第一部分：星际介质的构成与环境 本部分将奠定理解ISM的物质基础和环境背景。我们将首先界定星际介质的物理范围和尺度，从星系尺度上的宏观分布到局部星际云团的微观特性。 1.1 物质的化学与热力学基础 ISM并非均匀的真空，而是由原子、分子、离子、自由电子以及尘埃颗粒构成的复杂多相混合物。我们将详细分析构成ISM的主要元素——氢（H）和氦（He）——在不同电离状态下的丰度。 化学组分分析： 深入探讨宇宙元素丰度的演化，特别关注重元素在超新星爆发后的富集过程。重点讨论分子云中复杂有机分子（COMs）的形成与消亡，这是理解恒星形成化学前驱体的关键。 热力学平衡与温度结构： ISM的温度范围极为广阔，从分子云核的接近绝对零度（~10 K）到星系晕中的高温电离气体（~$10^6$ K）。我们将运用辐射平衡、冷却机制（如辐射冷却、碰撞冷却）和加热机制（如光电离、宇宙射线轰击）来构建不同相态的热力学模型，解释观测到的多温结构（如冷、温、热三相介质）。 1.2 观测的窗口：电磁波谱下的ISM 理解ISM的挑战在于其不透明性。不同的物理过程会在电磁波谱的不同波段留下印记。 光学与近红外： 讲解星际消光和红化的机制，如何利用这些效应反推路径上尘埃的质量和分布。重点讨论星际分子光谱，特别是$21 ext{ cm}$谱线（中性氢）和微波谱线（分子）在测定气体速度、密度和磁场方面的作用。 远红外与亚毫米波： 探讨尘埃辐射的性质，如何通过黑体辐射模型和辐射转移方程来反演尘埃温度和总质量。这是测量分子云质量的主要手段。 X射线与高能辐射： 分析来自热星际介质（HIM）和星系际介质（IGM）的X射线发射，揭示超新星遗迹（SNR）冲击波加热的物理过程。 第二部分：多相介质的动力学与结构 ISM的结构是由复杂的物理力场相互作用塑造的。本部分聚焦于驱动这些结构演化的动力学过程。 2.1 磁场的作用与磁流体力学（MHD） 磁场是决定ISM结构、动力学和辐射输运的关键因素，尤其是在星系尺度的气体运动中。 磁场观测： 介绍如何通过星际偏振（尘埃对背景星光的吸收）和法拉第旋转（自由电子对脉冲星信号的旋转）来重建三维磁场结构。 磁流体力学基础： 阐述阿尔芬波（Alfvén Waves）在气体中的传播和能量耗散机制，以及磁场如何影响气体的湍流和密度扰动的传播。讨论磁场在恒星形成过程中的磁压力和磁通量限制。 2.2 湍流：从微观到宏观的能量级联 星际气体普遍处于高度湍流状态，湍流是介质混合、能量耗散和物质压缩的根本驱动力。 湍流的统计描述： 介绍K41理论和速度色散关系，如何利用谱线展宽来量化湍流强度。 湍流的激发与耗散： 分析超新星爆发现象（Supernova Feedback）作为主要湍流激发源的作用，以及湍流如何通过粘滞耗散转化为热能。讨论湍流在星际云的压缩与破碎中扮演的角色。 2.3 辐射压与机械力反馈 恒星的诞生与死亡对周围介质施加了巨大的机械和辐射压力。 恒星形成区域（HII区）： 详细分析光致蒸发（Photoevaporation）和辐射压力如何雕刻分子云的边缘，导致壳层压缩和形成新的恒星胚胎。 超新星反馈（SN Feedback）： 深入研究超新星爆发产生的冲击波如何加热、压缩并最终将物质从星系盘中驱逐出去，形成星系风（Galactic Winds）。讨论这在调节恒星形成率中的关键作用。 第三部分：星际介质与恒星形成的耦合 ISM的最重要归宿是恒星。本部分将焦点放在分子云的演化以及如何从宏观气体向微观恒星的过渡。 3.1 分子云的形成与稳定性 恒星在巨分子云（Giant Molecular Clouds, GMCs）的冷密区域形成。 引力坍缩的条件： 介绍Jeans不稳定性判据，并探讨在现实的湍流和磁场影响下，如何修正引力坍缩的临界条件。 云的寿命与破碎： 分析外部扰动（如冲击波、潮汐力）如何触发或抑制云的破碎，从而决定恒星形成的效率和时间尺度。 3.2 初始质量函数（IMF）与物质的最终归宿 恒星形成的最终产物是具有特定质量分布的恒星群。 质量谱的起源： 探讨湍流驱动的引力不稳定性模型（如Larson的经验关系和随机子区坍缩模型）如何自然地重现观测到的初始质量函数（IMF）。 物质的循环与污染： 讨论ISM与恒星代际演化之间的反馈循环。通过分析化学演化模型，追踪轻元素被核合成，重元素被散播，以及这些物质如何重新被吸积形成下一代恒星和行星系统的过程。 第四部分：广域结构与星系尺度上的ISM 最后，本书将视角提升到整个星系层面，探讨ISM在星系演化中的宏观作用。 4.1 局部与外星系ISM 银河系结构： 梳理银盘、旋臂、分子环、以及星系晕中不同相态的ISM分布和运动学特征。 外星系ISM： 对比不同类型星系（如螺旋星系、椭圆星系、不规则星系）中ISM的密度、温度和质量份额的差异，解释哈勃序列中恒星形成率与ISM储备之间的关系。 4.2 星系际介质（IGM）与宇宙网 星系之间的广袤空间并非完全真空，而是充满了稀薄的星系际介质（IGM），它是宇宙大尺度结构——宇宙网（Cosmic Web）的主要载体。 温热星系际介质（WHIM）： 讨论通过重子物质的冷却流（Cold Flows）和冲击加热形成的高温低密度气体，以及当前观测（如吸收线光谱）试图捕捉这些缺失重子物质的挑战。 宇宙学模拟的视角： 总结当前大型N体/流体力学模拟（如Illustris TNG, EAGLE）如何成功地再现星系形成过程中ISM的吸积、冷却、加热和驱逐的全过程，为理解物质在宇宙中的最终命运提供了一个统一的框架。 本书力求以严谨的物理学框架，将这些看似分离的现象统一起来，揭示星际介质作为宇宙中动态、复杂且至关重要的物质形态的深刻本质。

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