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下图显示了由赫歇尔太空天文台（红色）发现的新发现的恒星燃料储层。恒星由气态氢分子池形成。为了找到这些池，历史上天文学家一直在寻找与氢气（橙色）共存的一氧化碳（CO）。但是，这种示踪剂分子不会将天文学家引向我们银河系中所有造星物质。通过使用Herschel绘制电离碳（C +）的图谱，科学家能够找到更多的氢气储层。图片来源：ESA / NASA / JPL-Caltech
研究人员利用赫歇尔太空天文台的数据，对隐藏的瓦斯池进行了新的揭示，揭示了它们的下落，并发现还有大量额外的物质可用于形成他们以前无法识别的新恒星。
赫歇尔（Herschel）的一项调查显示，如果用传统方法追踪，银河系中的分子气体储量被大大低估了-几乎减少了三分之一。这项新的研究监测了电离碳的排放，发现了处于弥散，原子气体和最密集的恒星形成分子云之间的中间演化阶段的分子气体。这一发现不仅表明银河系中有更多的形成新恒星的原材料，而且它的延伸范围超出了天文学家们所知道的范围。
在银河系以及其他星系中，恒星是由分子云中最密集和最冷的物质团的坍塌而诞生的。这些云是巨大的恒星形成的复合物，主要由分子氢（H2）组成，该气体在分子云中发现的低温下不会发出任何光。
该图显示了分子气体在银河系平面上的分布。分子气体是形成恒星的原料，主要由分子氢（H2）组成，该气体在分子云中发现的低温下不发光。ESA – C. Carreau
研究恒星形成早期阶段的天文学家不仅对分子云如何分裂形成恒星感兴趣，而且还对甚至更早发生并最初导致分子云从弥散的原子氢气中形成的过程感兴趣。为了这个目的，天文学家研究了整个银河中H2的分布和性质，但是没有直接观察的好处，他们必须求助于其他方法来追踪它。
一氧化碳（CO）是在恒星形成区域追踪分子气体最广泛使用的代理。仅是分子云中的污染物，CO的辐射效率比H2高得多，并且易于检测。但是，由于无法保证包含H2的云的所有部分也都包含CO，因此这种间接示踪剂可能会产生偏差，在这种情况下，对CO的观测将完全错过这些区域。
为了更完整地了解银河系的分子成分，过去几十年来，天文学家将对CO的观测与对H2的其他示踪剂相结合。其中包括来自尘埃的排放物-分子云中的另一种污染物-以及宇宙射线粒子与星际介质（ISM）中的原子氢和分子氢相互作用时产生的伽马射线。
这些数据的组合表明，银河系中存在的分子气体比单独的一氧化碳所指示的要多。欧洲航天局赫歇尔太空天文台的新数据现在证实了这一早先的怀疑：银河系中几乎三分之一的分子气体仍未被发现。还有更多内容：这项新的调查通过不同的示踪剂-离子化碳（C +）探测H2-建立了整个银河系分子气体的三维分布。
“这是银河系平面上的首次电离碳调查，银河中的大多数恒星和恒星形成的云都聚集在其中，结合了高光谱和角分辨率，”喷气推进实验室（JPL）的豪尔赫·皮内达（Jorge Pineda）评论道。领导该研究的美国加州理工学院（A＆A）发表。
此图显示了银河系中分子气体的分布与距银河系中心的距离的关系。该图显示了通过两种不同的间接示踪剂探测到的分子气体的密度：灰色显示的一氧化碳（CO）和红色显示的电离碳（C +）。考虑到这两个部分的累积分布以黑色显示。ESA / Herschel / HIFI / J。皮内达等。(2013)
“借助Herschel板上的HIFI仪器空前的光谱分辨率，我们可以估算发射C +与银河系中心的距离，并重建其在银河系中的径向分布。”
电离的碳源自碳原子，这些碳原子已被附近年轻恒星的紫外线光子剥夺了最外层电子之一。这些离子存在于整个ISM的迹线中，并在158微米的波长处产生特征性的线发射。C +线是ISM在远红外波长下最亮的发射特征。但是，由于地球大气层的吸收，天文学家只能从大部分大气层上方（最好是从太空）观察C +线。
“碳原子被相同的紫外线光子离子化，该紫外线光子将H2分子分解成氢原子，但是这两个过程并没有在ISM的相同位置发生，”合著者，加州理工学院JPL的威廉·兰格（William Langer）解释说，美国。Langer是GOT C +的首席研究员，GOT C +是收集数据的Herschel开放时间密钥程序。
“因此，我们可以使用C +管线在关键的过渡相中查明气体，在过渡相中，大多数氢是分子，而碳主要是离子化的。”
为了确定检测到的C +辐射起源的不同环境，天文学家将Herschel数据与追踪ISM各个组成部分的其他独立观测结果进行了比较。但是他们所占的比重可能不到他们在Herschel看到的一切的四分之三。
皮恩达解释说：“我们意识到，剩余的离子化碳必须位于分子云中无法通过CO追踪的某些僻静部分，因为它们根本不包含该分子。”
ISM中最密集的区域（分子气体大部分位于其中）既包含H2也包含CO。但是它们周围的环境组成更为复杂，这受到附近恒星紫外线辐射的深刻影响。这些光解离区域包括几层：在最外层，由于暴露于紫外线辐射，气体被完全电离，而内层同时容纳不同的气体种类-电离的，原子的和分子的。
在光解离区域的最内层之一中，发现H2和C +共存。天文学家称分子气体位于“ CO-深色” H2中，以将其与可与一氧化碳混合的H2区别开来，后者可通过CO排放来追踪。赫歇尔（Herschel）的新数据显示，CO-深色H2约占银河系整个分子气体储层的30％。
兰格评论说：“银河中所含的氢比我们想象的要多得多，我们只需要从新的角度来看它。”
Herschel C +调查不仅发现了潜在的未来恒星隐藏的物质池，而且还揭示了它们以奇怪的方式分布。用赫歇尔（Herschel）探测到的CO暗H2主要位于围绕银河系中心的一圈，半径在13000至36000光年之间。这比CO追踪的分子气体要远得多，后者最集中在银河的最内层区域，在大约13,000光年的半径处达到峰值，并在更远的距离处密度下降。
天文学家计划更详细地研究新发现的分子气体，以检查将弥散ISM转变为更密集和更冷的分子云的中间步骤。星系中的H2量是了解其恒星形成活动的关键参数，但首先产生分子气体的速率可能同样重要。
“基于赫歇尔进行的C +观测的令人兴奋的工作不仅表明我们银河中形成恒星的原材料肯定比我们知道的要多得多，这本身就很重要，”欧洲航天局赫歇尔项目科学家GöranPilbratt说道。 ，“但是由于HIFI提供的高光谱分辨率，我们还可以说出这种气体在哪里。”
出版物：J. L. Pineda等人，“ A Herschel [CII]银河平面调查I：ISM气体成分的全球分布”，A＆A，第554卷，2013年6月； DOI：10.1051 / 0004-6361 / 201321188
研究报告的PDF副本：Herschel [CII]银河平面调查I：ISM气体成分的全球分布
图片：ESA / NASA / JPL-Caltech； ESA – C. Carreau； ESA / Herschel / HIFI / J。皮内达等。(2013)
