高 揚肖 婷

(1. 中國科學(xué)院 上海天文臺 星系與宇宙學(xué)重點實驗室，上海200030； 2. 中國科學(xué)院大學(xué)，北京100049；3. 中國科學(xué)院 紫金山天文臺 射電天文重點實驗室，南京210034； 4. 浙江大學(xué) 物理學(xué)系，杭州310027)

1 引 言

在冷暗物質(zhì)(ΛCDM)標準宇宙學(xué)框架下，宇宙的結(jié)構(gòu)是自下而上形成的：宇宙中的暗物質(zhì)由于引力的不穩(wěn)定性，慢慢聚集成越來越大的暗暈[1]，暗暈中的重子物質(zhì)經(jīng)過冷卻后坍縮形成星系。這個過程中所產(chǎn)生的激波會把其中的氣體加熱到暗暈的位力溫度[2]，然后這些氣體會通過逆康普頓散射和軔致輻射冷卻并下落到星系盤上，再形成冷氣體；冷氣體在小尺度上凝聚成團(巨分子云，GMC)[3]，然后恒星在其中誕生，之后恒星累積形成了星系。所以恒星在形成過程中通過釋放宇宙大爆炸后殘留氣體中的核能，導(dǎo)致了宇宙的再電離，并決定了星系的結(jié)構(gòu)和演化；氣體如何轉(zhuǎn)化為恒星成為當代天體物理學(xué)的重要研究領(lǐng)域。

恒星之間的星際介質(zhì)(ISM)包含了99%的氣體和1%的塵埃，而銀河系中星際氣體中的元素組成與整個宇宙中的基本一致：按質(zhì)量計算，70%為H 元素，28%為He 元素，2%為金屬元素(比He 重的元素)[4]。其中大多數(shù)星系中H 元素主要以HI 狀態(tài)存在，而隨著氣體的不斷積累和冷卻，HI 達到飽和(飽和的表面密度ΣHI，sat≈9M⊙·pc-2)[5]，只有通過塵埃顆粒的吸附作用形成分子(H2)后，再通過原子精細結(jié)構(gòu)輻射進一步冷卻到T ≈50K，最后坍縮形成恒星[6]。所以恒星形成發(fā)生在只占星際介質(zhì)一小部分(尤其是體積)的分子氣體中，Bigiel 等人[5]基于對7個由H2主導(dǎo)的旋渦星系的空間分辨的觀測，發(fā)現(xiàn)恒星形成率面密度(ΣSFR)與分子氣體表面密度(ΣH2)有很好的相關(guān)性：ΣSFR∝Σ1.0±0.2H2。過去20年的大型光學(xué)成像和光譜測量已經(jīng)很好地證實，恒星形成的停止是過去8～10Ga 星系演化的主要過程之一[7–9]。而基于一些高紅移的CO 觀測[10–12]，研究表明星系內(nèi)的氣體含量與宇宙的平均恒星形成率和密度有很好的相關(guān)性[13–15]。

分子氣體形成恒星的過程會受到如分子氣體的溫度和密度、星系的金屬豐度、星系內(nèi)部結(jié)構(gòu)等因素的影響，所以對于星系系統(tǒng)，恒星形成過程依然還有很多需要研究的地方[16]：為什么只有一小部分分子氣體形成了恒星？什么因素決定了形成恒星的質(zhì)量分布(初始質(zhì)量函數(shù)IMF)？新形成恒星及AGN 所釋放的巨大輻射對分子氣體的影響和對恒星形成的反饋機制是什么？另一方面，這些問題都與星系所處環(huán)境及星系之間的相互作用密切相關(guān)。因為有大量的理論[17]和觀測工作[18，19]發(fā)現(xiàn)，星系間的相互作用能夠使星系盤上的氣體坍縮，促進恒星形成，并進一步影響星系的形態(tài)。然而，對于星系間的相互作用具體影響氣體形成恒星的一些細節(jié)仍不清楚。要研究這些因素是怎樣促進或抑制氣體形成恒星的，就需要比較不同星系的分子氣體的物理狀態(tài)及其中形成恒星的效率。隨著近幾年來一些大規(guī)模分子氣體巡天(如HRS[20]， xCOLDGASS[14])，對分子氣體和恒星空間分辨觀測(如HERACLES[21]，EDGE[22]， MaNGA[23])的完成，以及一系列基于多種發(fā)射線的星際介質(zhì)性質(zhì)的分析，人們對分子氣體轉(zhuǎn)化為恒星過程的研究有了新的進展。

在這樣的背景下，我們總結(jié)了一些星系分子氣體新的觀測結(jié)果，并介紹了分子氣體在恒星形成和星系演化中所起作用等前沿研究的現(xiàn)狀。第2章簡單介紹了恒星形成的規(guī)律和理論；第3章綜述了測量星系中分子氣體常用的方法和新進展；第4章基于近幾年的觀測數(shù)據(jù)，分析恒星形成與分子氣體之間的統(tǒng)計關(guān)系，并介紹了氣體形成恒星過程的研究進展；第5章討論了分子氣體與星系演化的關(guān)系，其中包括星系形態(tài)和所處環(huán)境等對這個關(guān)系的影響；第6章是對全文的總結(jié)和未來關(guān)于星系內(nèi)部氣體研究方向的一些展望。

2 恒星形成的觀測性質(zhì)和理論

隨著巨分子云中密度分布不均勻性的增加，分子團塊核心的溫度和密度不斷上升，達到流體靜力學(xué)平衡，原恒星逐漸形成；周圍氣體下落使得原恒星質(zhì)量增加，當中心溫度達到H的聚變溫度，恒星就進入了主序階段。對于一般的河外星系，觀測上極難分辨單個恒星，所以描述星系整體的恒星形成活動主要基于兩個重要的參量：初始質(zhì)量函數(shù)(IMF)和恒星形成率(SFR)。IMF 描述的是質(zhì)量不同的零齡主序星的相對數(shù)目：般先從觀測得到當前的恒星質(zhì)量函數(shù)，再基于恒星演化理論反推得到。通過特定波段或星云復(fù)合線的光度來估計大質(zhì)量恒星的質(zhì)量，再通過恒星質(zhì)量函數(shù)就可以得到某些時標內(nèi)的SFR(如FUV 光度反映SFR 的典型時標τFUV≈20Ma，Hα 發(fā)射線τHα≈10Ma)。但由于波長越短受到的塵埃消光越嚴重，所以研究大樣本的SFR 有兩種常用的探針：(1)塵埃吸收大質(zhì)量恒星輻射后發(fā)出的紅外光度[24]；(2)將被塵埃再輻射出的中遠紅外光度與直接測得的UV 或Hα 等光度結(jié)合起來[25，26]。而大質(zhì)量恒星演化到后期，會通過星風(fēng)或超新星爆發(fā)的形式拋射大量物質(zhì)，使星際介質(zhì)的金屬豐度增加，這樣又反過來對其他分子云(新的恒星形成過程)產(chǎn)生兩方面的影響：一方面，產(chǎn)生的能量可以加熱冷氣體，抑制之后的恒星形成，其中超新星反饋對小質(zhì)量矮星系的演化作用明顯；另一方面，拋射的塵埃物質(zhì)可以加速氣體的冷卻，產(chǎn)生的輻射激波使分子云擾動而坍縮，促進了恒星的形成。

2.1 恒星形成定律

恒星形成是持續(xù)將氣體轉(zhuǎn)化為恒星的過程，所以理論學(xué)家就提出恒星形成率面密度(ΣSFR) 與冷氣體面密度(Σgas) 之間的關(guān)系——恒星形成定律[27]：ΣSFR=AΣNgas。Kennicutt[28]分析了97個近鄰旋渦星系和星暴星系中的總氣體(HI+H2)面密度與恒星形成率面密度的關(guān)系(Kennicutt-Schmidt，K-S 關(guān)系)，擬合得到的斜率N為1.4±0.15(如圖1所示)。K-S 關(guān)系被廣泛應(yīng)用在星系形成和演化的理論研究以及數(shù)值模擬和半解析模型中[29]。而由于恒星形成發(fā)生在分子云中，SFR 與分子氣體之間的相關(guān)性更強，這已經(jīng)被一些觀測結(jié)果證實[30，31]。人們還發(fā)現(xiàn)，通過測量CO 輻射所得的分子氣體表面密度與恒星形成率面密度的相關(guān)性更接近線性(斜率N接近于1)[5]，所以近幾年的星系形成與演化的理論研究工作開始采用與分子氣體有關(guān)的恒星形成定律[32，33]。

從小尺度上看，由于現(xiàn)在對河外星系的分子氣體觀測最好也只能分辨100pc 物理尺度上的平均信息，比典型的巨分子云的尺度(20～100pc)要大很多，更不用說真正轉(zhuǎn)化成恒星的中央分子核心(小于0.1pc)；所以，觀測到的面密度并不是望遠鏡觀測區(qū)域中物質(zhì)的物理密度，而是所謂的填充因子(即在單位區(qū)域中巨分子云的數(shù)目或單個分子云尺度相對觀測區(qū)域的比值)。為了更好地理解氣體形成恒星的過程，很多觀測和理論研究了不同分子氣體示蹤物與恒星形成率的關(guān)系。過去20年對銀河系內(nèi)巨分子云[34]、河外星系[35–37]、高紅移星系[38]中最致密的氣體環(huán)境(n(H2)＞105cm-3)進行觀測和分析發(fā)現(xiàn)，恒星形成環(huán)境中的紅外光度與表征致密氣體的分子譜線光度之間存在非常強的線性相關(guān)(如圖2所示)。所以推測恒星只形成于最致密的分子氣體中[39]，而且形成效率幾乎不受周圍氣體性質(zhì)的影響[40]，因此恒星形成效率的變化主要由分子氣體中致密氣體的含量決定。

2.2 恒星形成理論

圖1 K-S 關(guān)系[29]

圖2 示蹤致密氣體的HCN 4-3與紅外光度之間的關(guān)系[40]

這些河外星系觀測結(jié)果與基于銀河系觀測得到的超音速湍流的恒星形成理論[16]一致。彌散的ISM中由于重力不穩(wěn)定性而形成了巨分子云，其通過湍流和磁場等來抵抗重力坍縮，所以巨分子云具有致密的纖維狀結(jié)構(gòu)[41]以及自引力束縛的核。接下來云核部分開始進行坍縮并變成光學(xué)厚的、壓力支撐的原恒星，然后原恒星通過吸積盤開始吸積周圍物質(zhì)而使質(zhì)量增加，同時也通過雙極外向流和/或準直噴流吹出部分質(zhì)量；而大質(zhì)量原恒星會在吸積停止前即開始H 燃燒，產(chǎn)生的輻射和星風(fēng)會抑制或中斷大質(zhì)量原恒星吸積氣體，所以大質(zhì)量原恒星的吸積模型還沒有統(tǒng)一的理論[42]。最后，恒星形成區(qū)中的環(huán)境會被星風(fēng)、外向流、紫外輻射，以及最終的超新星爆發(fā)等反饋瓦解，而存留在分子云遺跡中的一般是OB 型大質(zhì)量恒星團或者星協(xié)，以及相伴的一系列小質(zhì)量恒星。其中大質(zhì)量恒星一般成團形成于比較密集的區(qū)域，使得同一云核內(nèi)的不同成員星之間的相互作用在大質(zhì)量恒星的演化歷史中產(chǎn)生比較重要的影響，所以能看到在同一個星系內(nèi)致密氣體形成恒星的效率會受恒星形成的影響[40]。而湍流的作用是復(fù)雜的，既可以在ULIRGs 中增加氣體密度導(dǎo)致致密氣體比例增加[43]，也可以在普通星系中驅(qū)動氣體小尺度上坍縮成致密氣體的同時，抑制巨分子云在大尺度上的坍縮[44]。所以為了充分了解星系內(nèi)部的恒星形成過程，需要研究從星系整體到單個分子云的各種尺度上星際物質(zhì)的分布與運動(如銀河系星際介質(zhì)距離可分辨的速度場[45])，雖然受到了觀測數(shù)據(jù)和觀測方法的限制，研究仍比較初步，但越來越多的研究者在做不同的嘗試[46–49]。

3 星系中的分子氣體

冷的分子氣體在小尺度上分布高度不規(guī)則，主要以巨分子云的形式存在；在這些分子云中心(分子核心)，人們通過天文觀測已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了約200種氣體和塵埃分子(如H2O， NH3，多環(huán)芳香烴PAH 和C2H 等)[4，50]。雖然這些分子種類眾多，但所占質(zhì)量很少，一般計算分子氣體總質(zhì)量時只需要基于H2的質(zhì)量修正He 的部分(修正因子為1.36)。雖然H2在星際分子中豐度最大，但由于H2是對稱分子，沒有偶極矩，同時由于質(zhì)量小，它的轉(zhuǎn)動躍遷也需要非常高的溫度才能激發(fā)；所以H2在射電和光學(xué)窗口都沒有可直接觀測的譜線，而在紅外波段的轉(zhuǎn)動能級譜線是禁線，不能用來示蹤冷的分子氣體。而通過觀測吸收線(在紫外波段)來研究H2則需要依賴于一些物理上的近似，且觀測困難，一般只用來觀測銀河系內(nèi)的云團。不過很多其他分子的發(fā)射線也主要是由H2熱運動碰撞所激發(fā)，因此可通過觀測這些氣體或塵埃分子的某些發(fā)射線來研究H2云的質(zhì)量和物理狀態(tài)。以下將介紹這些方法在觀測上的應(yīng)用以及發(fā)展。

3.1 CO 低階躍遷作為總分子氣體質(zhì)量的示蹤劑

對于河外星系，探測冷分子氣體最常用的是CO 的(亞)毫米波發(fā)射線，CO 是豐度僅次于H2和He 的分子，并且偶極矩也比較低，因而自發(fā)的轉(zhuǎn)動躍遷幾率比較低，主要是與H2分子碰撞所激發(fā)。而且CO 分子的第一轉(zhuǎn)動激發(fā)態(tài)只比基態(tài)高5K，COJ= 1-0的躍遷在分子氣體平均密度大于3×103cm-3(臨界密度) 的環(huán)境中就容易發(fā)生[51]，所以現(xiàn)在大樣本的分子氣體觀測主要是基于這種方法：Boselli 等人[20]對一個基于K 波段選源，限制大小(15?D?25Mpc)的HRS 中59個近鄰?fù)硇托窍颠M行了12CO 1-0的觀測；xCOLDGASS項目中[14]使用毫米波射電(IRAM) 30m 望遠鏡，完成了對532個星系的CO 1-0和其中部分(68%)星系的CO 2-1的探測；Yamashita 等人[52]使用Nobeyama 45m 射電望遠鏡對處于亮紅外或極亮紅外系統(tǒng)中的79個近鄰星系進行了CO 1-0的探測。同時也有一些較大規(guī)模的空間分辨觀測：HERACLES 給出了18個近鄰星系CO 2-1發(fā)射圖像[21]；EMPIRE 巡天給出9個近鄰旋渦星系整個盤上(分辨率達到1.5kpc)13CO 1-0圖像[53]；EDGE[22]使用毫米波陣列干涉儀(CARMA)，對126個有空間分辨光學(xué)光譜(CALIFA[54])數(shù)據(jù)的星系進行了高空間分辨率(約1.4kpc)的CO 觀測。

基于CO 轉(zhuǎn)動躍遷譜的積分強度(I(CO) =∫Tdv)可以推算出H2的柱密度，N(H2) =X(CO)I(CO)[30]；同樣基于CO 光度能得到分子氣體質(zhì)量，MH2=αCOL(CO)[55]。不過本質(zhì)上由于CO 分子的轉(zhuǎn)動躍遷在很多情況下不是光學(xué)薄的，CO 分子譜線只探測了分子云表面的情況，但理論上基于兩個假設(shè)：(1) CO 輻射是多個獨立的分子云發(fā)射的總和，并且相互不遮擋；(2) 分子云處于位力平衡，可以證明在大尺度上轉(zhuǎn)化因子是常數(shù)，而這也被銀河系及近鄰星系內(nèi)分子云位力質(zhì)量的測量所證實[56]，所以一般在觀測中取X(CO)=2×1020cm-2·(K·km·s-1)-1，即αCO=4.3M⊙·(K·km·s-1·pc2)-1[55](包括對He 的質(zhì)量修正)。對于星暴星系和極亮紅外星系而言，由于很大一部分CO 輻射可能來自密度較低的非位力平衡的云際介質(zhì)，所以采用銀河系中的標準轉(zhuǎn)換因子會使得這些星系中總的分子氣體質(zhì)量被高估3～5倍[57，58]。而且越來越多的觀測表明，轉(zhuǎn)化因子會受UV 輻射和金屬豐度的影響(在第3.4節(jié)中進一步討論)。此外，CO 需要一定的密度來激發(fā)，所以可能會低估一些極低密度分子氣體中的氣體質(zhì)量；同時由于是碰撞激發(fā)所致，氣體的密度和溫度也會影響轉(zhuǎn)化因子，具體的影響還在研究中[59]。盡管存在這些問題，CO 低階轉(zhuǎn)動躍遷依然是最好的推算總分子氣體密度或質(zhì)量的方法，尤其對于河外星系，其他示蹤物的觀測仍然比較困難[29]。

3.2 致密分子氣體示蹤劑：多種分子譜線

如第2.1節(jié)中所述，恒星形成的速率強烈依賴于致密氣體的質(zhì)量[35]，由此推測這些致密分子云團可能是恒星形成的基本單元。越來越多的研究者嘗試使用臨界密度更高的分子探針(CS， HCN， HCO+的發(fā)射線以及CO 的高階發(fā)射線[12，60–63])對更致密的氣體進行觀測。

不同致密分子氣體探針及不同躍遷，對應(yīng)的臨界密度不同，各自的化學(xué)性質(zhì)也有所不同，所以有各自不同的優(yōu)勢，并可以用來分析物理和化學(xué)性質(zhì)。如作為星際分子云中豐度最高的硫化分子之一的CS 及其同位素分子，其多條轉(zhuǎn)動譜線都落在亞毫米波段且容易被觀測到，而且光深不大，有利于進行模型分析[64]。一般測量的HCN 是HCNJ=1-0F=1-1(88.630GHz)， HCNJ= 1-0F= 2-1(88.632GHz)， HCNJ= 1-0F= 0-1(88.634GHz)的3條超精細結(jié)構(gòu)線流量和，在星系中是僅次于CO 的最強星際分子譜線之一；HCNJ= 1-0的臨界密度要比COJ= 1-0高3個量級，兩者之間的光度比可以示蹤星暴活動，在ULIRGs 中HCN/CO 為1/8～1/4，而在正常恒星形成星系中為1/40～1/25[62]。作為一個線性離子分子，HCO+的存在證明了離子-分子反應(yīng)的重要性；此外，在分子云核的最深層，HCO+可能是主要的電離態(tài)示蹤器，因此它可以提供關(guān)于電離程度的信息；同時在沖擊波區(qū)域，由于分子氣相増豐使得HCO+豐度增加，所以可以通過觀測它的譜線來研究這些沖擊波區(qū)域的物理和化學(xué)性質(zhì)[65]。需要注意的是，雖然這些分子能很好地示蹤高密度的氣體，但其中一些也更容易被光子破壞，所以也需要考慮金屬豐度的影響。

3.3 其他估計分子氣體質(zhì)量的方法

雖然一些高紅移星系中致密分子譜線被觀測到[12]，但是這些致密分子譜線不能用來探測分子氣體的總質(zhì)量；因為在此情況下，CO 低階轉(zhuǎn)動躍遷的測量會由于大氣透過率和宇宙微波背景(CMB)的原因變得困難，同時CMB等宇宙射線對分子氣體的加熱也會影響αCO

[66]。所以找到一些替代低階CO 發(fā)射線示蹤分子氣體的方法就變得十分重要和緊迫。

由于分子氣體主要形成于塵埃表面，而且塵埃能保護分子不被輻射電離，所以可以通過研究塵埃的性質(zhì)來推算分子氣體的質(zhì)量。Leroy 等人[67]提出基于氣塵比利用塵埃質(zhì)量來估計總氣體質(zhì)量的方法，即δGDRΣdust=ΣH2+ΣHI，其中，Σdust，ΣH2，ΣHI分別為塵埃、H2、HI 的質(zhì)量面密度，δGDR為轉(zhuǎn)化因子，可通過金屬豐度估計：lgδGDR=(9.4±1.1)-(0.85±0.13)[12+lg(O/H)]。雖然這種方法不能用來研究分子氣體的運動學(xué)性質(zhì)和物理狀態(tài)，但由于塵埃輻射的紅外數(shù)據(jù)遠多于氣體的，大大節(jié)省了觀測時間，并且可以測量CO 探測不到的氣體云外殼上的分子氣體(第3.4節(jié))，而且在極端貧金屬星系中δGDR比αCO變化更小[68]。Bertemes 等人[69]將基于塵埃質(zhì)量估計的氣體質(zhì)量與CO 探測的分子氣體質(zhì)量進行比較，發(fā)現(xiàn)兩者有很強的線性相關(guān)(彌散為0.17dex)，但基于塵埃估計的質(zhì)量會高0.05dex，而且殘差與金屬豐度有弱的負相關(guān)。之后Bertemes 等人繼續(xù)通過比較模型推測：塵埃不僅示蹤了H2，還示蹤了H2主導(dǎo)的分子氣體盤上的HI[69]。

此外，還有一些工作嘗試利用其他分子(原子)氣體發(fā)射來示蹤總分子氣體質(zhì)量，如多環(huán)芳香烴(PAH)和碳原子(CI)。PAH 是在宇宙中非常常見的分子，通常認為處于光致離解區(qū)(PDRs，在HⅡ區(qū)外圍H2離解為HI 的區(qū)域)，主導(dǎo)著中性氣體的光電加熱速率和分子云內(nèi)的電離平衡過程[70]；它會被來自新形成的恒星的紫外(UV)光子加熱引起C=C 和C—H 鍵的伸縮和彎曲振動[71]，再輻射到中紅外波段，所以有3.3， 6.2， 7.7， 8.6， 11.3， 12.7， 17μm 這些發(fā)射線[72]。十幾年來，越來越多的觀測發(fā)現(xiàn)，小尺度與星系尺度上PAH 輻射與CO 輻射有很好的關(guān)系(見圖3)，而且PAH 與冷塵埃輻射也存在相關(guān)性。這些發(fā)射線中3.3， 7.7， 8.6，11.3μm 四條已經(jīng)被全天紅外巡天WISE (the Wide-field Infrared Survey Explorer[73])的1，3波段所覆蓋，即將要發(fā)射的詹姆斯·韋伯太空望遠鏡(JWST)可以對紅移小于3.5的星系的PAH 發(fā)射線進行空間分辨的觀測[74]。

現(xiàn)在越來越多的觀測表明，碳原子與CO 在氣體內(nèi)部共存并具有非常恒定的柱密度比(N(CI)/N(CO))[75–77]，所以[CI]3P1-3P0([CI]1-0，492.16GHz)和[CI]3P2-3P1([CI]2-1，809.34GHz)精細結(jié)構(gòu)躍遷線可作為潛在的總分子氣體示蹤劑，近年來越來越受到關(guān)注。大樣本觀測數(shù)據(jù)的統(tǒng)計研究證實，CI 的躍遷線可以很好地示蹤近鄰(U)LIRGs[78]、高紅移亞毫米波星系(SMG)[79]、恒星形成星系[80]和星暴星系[81]中的分子氣體質(zhì)量。Jiao 等人[82]通過分析近鄰的1個H II星系、6個低電離核星系(LINER)、3個賽弗特星系和5個星暴星系，發(fā)現(xiàn)在亞千秒差距尺度[CI]1-0、[CI]2-1光度與CO 1-0的光度也有很好的相關(guān)。而且理論模型表明，即使在(高紅移的)貧金屬[83，84]、高宇宙線輻射的情況下[85]，CI 的躍遷線也是良好的分子氣體示蹤劑。

圖3 CO 光度與PAH 6.2μm、7.7μm 光度之間的相關(guān)性[74]

3.4 轉(zhuǎn)化因子αCO 的修正

觀測中發(fā)現(xiàn)，在金屬豐度低(Z/Z⊙?0.1)的星系中很難探測到CO[21，86，87]。與此同時大量的研究表明，CO 依賴于塵埃的遮蔽來避免紫外輻射導(dǎo)致的光致離解，所以在低金屬豐度的云中，來自大質(zhì)量恒星的紫外輻射將破壞大部分的CO 氣體[88]，而H2能夠自屏蔽而不被破壞。因此，在低金屬豐度的恒星形成星系中存在著大量無法通過CO 來追蹤的H2。這部分被稱為暗氣體[55，89]，處在氣體云的外圍，氣體中的CO 被光致分離為C+和O[90–93]，所以C+在158μm 的精細結(jié)構(gòu)躍遷([CⅡ]2P3/2-2P1/2)輻射可以用來探測這些暗氣體。而且CⅡ激發(fā)的臨界密度只有CO 的幾十分之一，所以[CⅡ]能探測到中低密度的分子氣體；[CⅡ]輻射作為ISM 最強的冷卻機制之一，可以貢獻一個星系遠紅外光度總量的百分之幾[94]，所以用[CⅡ]來研究高紅移星系中的分子氣體也是可行的[95]。由于CI 的電離能只有11.3eV，比HI 的(13.6eV)低，CⅡ可以由原子氣體、分子氣體、電離氣體中的CI 電離產(chǎn)生。一般基于星系的性質(zhì)(主要是比恒星形成率sSFR)來估算分子氣體中(PDRs)的CⅡ占總CⅡ輻射的比例[96]，再結(jié)合PDRs 中的CⅡ和CO 的測量，研究一個星系中總的H2含量。Accurso 等人[96]基于對30個星系CⅡ和CO 的觀測數(shù)據(jù)，完全參數(shù)化地給出了L[CII]/LCO的估計公式，再基于云團模擬[97]的結(jié)果量化了轉(zhuǎn)化因子(αCO)對環(huán)境(UV 輻射強度和金屬豐度)的依賴：lgαCO(±0.165dex) = 14.752-1.623[12+lg(O/H)]+0.062lg Δ(MS)。圖4和圖5展示了αCO的修正對之前基于CO 觀測的一些標度關(guān)系的影響，我們會在第4章結(jié)合恒星形成過程進行說明。

圖4 星系的分子氣體恒星質(zhì)量比例(fH2)與恒星質(zhì)量M*、比恒星形成率sSFR 和Δ(MS)之間的標度關(guān)系[96]

4 分子氣體和恒星形成

基于HERACLES 的數(shù)據(jù)，Leroy 等人發(fā)現(xiàn)CO 2-1輻射與SFR 的分布一致，都是隨半徑冪指數(shù)下降，并且CO 的特征長度與星系B 波段25mag·(′′)-2處的半徑強相關(guān)：lCO=(0.2±0.05)r25

[21]。在H2主導(dǎo)的旋渦星系中，分子氣體的耗散時標(tdep(H2) =MH2/SFR)近似于常數(shù)(1.9×109a， 0.3dex)[98]。

由于早期每次巡天觀測的樣本不大，很難對星系中的分子氣體進行沒有偏差的統(tǒng)計研究。近10年隨著樣本的擴大(星系種類的增加)，分子氣體耗散時標tdep(H2)被發(fā)現(xiàn)與比恒星形成率(sSFR)有很強的負相關(guān)[99，100]，但它們之間的線性相關(guān)(對數(shù)空間)的斜率會隨星系的種類變化，甚至不可以簡單用線性關(guān)系描述；在一些相互作用星系和棒星系中，分子氣體和SFR的分布也會出現(xiàn)差異[22]。與此同時，描述氣體的兩個重要參數(shù)(分子氣體恒星質(zhì)量比fH2=MH2/M*，及H2與HI 的質(zhì)量比rgas=MH2/MHI) 也與星系性質(zhì)相關(guān)，但與之相關(guān)的一些標度關(guān)系會受到αCO取值的影響。Accurso 等人[96]將3.4節(jié)中所介紹的修正后的αCO應(yīng)用到較完備的低紅移樣本xCOLD GASS[14]和高紅移大質(zhì)量恒星形成樣本PHIBSS1[101]上，來分析轉(zhuǎn)換因子對氣體標度關(guān)系的影響。我們基于Accurso 等人的結(jié)果來研究分子氣體恒星質(zhì)量比例(fH2)與耗散時標(tdep(H2))的一些標度關(guān)系。

圖5 星系的分子氣體耗散時標與恒星質(zhì)量M*、比恒星形成率sSFR 和Δ(MS)之間的標度關(guān)系[96]

在圖4中，由于在恒星質(zhì)量小于1010M⊙的星系中金屬豐度較低，當使用新的αCO后，fH2-M*在109M⊙～1010M⊙之間變得很平；這與Krumholz 恒星形成模型[102，103]的結(jié)果一致[104]，說明SFR與分子云的性質(zhì)直接相關(guān)，因而tdep(H2)和sSFR不受星系質(zhì)量的影響。同時，又由于在同樣質(zhì)量范圍的星系中HI氣體恒星質(zhì)量比隨M*減小而增加[105]，所以也說明小質(zhì)量星系把HI轉(zhuǎn)換為H2的效率更低。而在不同紅移大質(zhì)量星系中，fH2與M*的負相關(guān)也與SFR-M*在大質(zhì)量星系中的變平一致，被認為是由強烈的恒星形成反饋導(dǎo)致。因此，所有星系(不同紅移，不同質(zhì)量)在fH2-sSFR的圖上都符合一條緊密的線性關(guān)系，而高紅移星系的fH2-Δ(MS) (星系SFR與恒星形成星系在M*-SFR圖中所處主序的差值)的關(guān)系與近鄰星系的不同也只是反映星系氣體含量隨時間的演化，即氣體含量隨紅移演化的減少導(dǎo)致主序星系(位于M*-SFR主序上的星系)比恒星形成率的降低[106]。所以，從統(tǒng)計上來看，這與SFR 是由星系可用氣體含量決定的結(jié)論一致。

如圖5所示，在修正了αCO的影響后，tdep(H2)與M*的相關(guān)性變得很弱，這與人們利用穩(wěn)定模型所推得的一些結(jié)論[107，108]一致，表明氣體耗散時標對恒星質(zhì)量幾乎沒有依賴性。同時，無論αCO怎么取值，氣體耗散時標與sSFR的相關(guān)性都存在，而且一旦考慮sSFR隨紅移的演化，tdep(H2)-sSFR關(guān)系與紅移無關(guān)(如tdep(H2)-Δ(MS)關(guān)系所示)，這表明主序星系的恒星形成是由在宇宙演化過程中相對保持不變的物理機制驅(qū)動，且與恒星質(zhì)量無關(guān)。但需要注意的是，這些星系的氣體耗散時標都明顯小于哈勃時間，這表明這些持續(xù)形成恒星的主序星系需要從周圍環(huán)境中補充(吸積)新鮮氣體[101]。

基于小于千秒差距尺度的空間分辨觀測所測得恒星形成率(面密度)與分子氣體質(zhì)量(面密度)的相關(guān)性(分子氣體的恒星形成定律)斜率在不同的工作中有較大差異：N ≈1[5，109]，N＜1[110]，N＞1[111，112]。而恒星形成定律實際上已經(jīng)進行了很多的簡化，所以不可簡單地把K-S 關(guān)系當作僅僅是致密分子團塊與恒星形成兩者之間的關(guān)系。例如K-S 可能與(氣體坍縮) 恒星形成的時標有關(guān)[113]，所以，如果將恒星反饋(恒星質(zhì)量面密度) 的影響引入(ΣSFR=AΣgasΣ0.5*)就可以稍微減小彌散[114]。這種恒星形成率與分子氣體質(zhì)量之間的超線性斜率(沒有統(tǒng)一的斜率，低氣體密度的星系中斜率更高[29])類似于tdep(H2)改變(與sSFR的負相關(guān))，可能的主要原因是：CO 示蹤分子云總體的質(zhì)量，而致密分子氣體則示蹤與恒星形成更直接相關(guān)的氣體(第2.2節(jié))；在高氣體密度區(qū)域中的非線性過程(如重力坍縮和云-云碰撞)加速了恒星形成[115]。

5 分子氣體與星系演化

上述介紹的氣體與恒星形成之間的相關(guān)性有助于建立星系演化的“平衡模型”，在這個框架下，星系的生長是通過流入(吸積)和流出后總的可用氣體含量以及恒星形成過程的效率所決定[108]；因此，研究星系中冷氣體的性質(zhì)對于進一步了解星系演化非常重要。

自從z ≈2星系中的恒星形成活動達到巔峰以來[116]，紅星系的比例持續(xù)增加，星系平均的SFR逐漸下降。通過研究完備星系樣本的SFR和sSFR，發(fā)現(xiàn)在較大的紅移范圍內(nèi)(可以擴展到z ≈3)，星系的恒星形成活動對質(zhì)量有依賴，而環(huán)境的影響主要體現(xiàn)在低紅移星系(z＜1)中[117]。SFR很大程度上由分子氣體含量決定，所以研究星系中分子氣體如何以及何時耗盡，對于理解星系中恒星形成的減弱和猝滅問題至關(guān)重要。

以下基于觀測結(jié)果簡單介紹在一些恒星形成猝滅機制中氣體的變化，以及一些不同物理環(huán)境對氣體形成恒星過程影響的分析。

5.1 后星暴星系中AGN 的影響

后星暴星系(有強巴耳末吸收線，且缺乏星云發(fā)射線[118])在過去的1Ga 內(nèi)有強烈的恒星形成活動，然后很快就停止了，所以是用來研究恒星形成停止過程非常好的對象。雖然后星暴星系當前的SFR已經(jīng)變?yōu)樵缧托窍档乃?，但CO 探測發(fā)現(xiàn)，有許多后星暴星系中分子氣體含量與正常的恒星形成星系差不多[119，120]。為了解釋這些星系中如此低的恒星形成率，F(xiàn)rench 等人[121]觀測了一些后星暴星系中的致密氣體，發(fā)現(xiàn)含量很少；所以這個問題就變成了是什么阻止了CO 所示蹤的分子氣體進一步形成致密氣體。一種可能的起因是來自AGN 的噴流或振動導(dǎo)致湍流的耗散[122]，這種耗散加熱氣體從而抑制了其坍縮[123]，所以在許多后星暴星系中都觀測到類似LINER 的活動[119，124，125]，但因為湍流的作用是復(fù)雜的，具體過程還不太清楚。不過，加入AGN 反饋所模擬的大質(zhì)量早型星系能更好地重現(xiàn)大小與質(zhì)量、速度彌散與質(zhì)量、基本平面關(guān)系等標度關(guān)系，以及星系內(nèi)的總質(zhì)量密度分布[126]。

5.2 形態(tài)的影響

對星系的圖像研究發(fā)現(xiàn)，恒星形成猝滅的星系有更高的恒星質(zhì)量面密度[127]，而且質(zhì)量更集中于中央(核球/偽核球)[128]，所以對于很多中央星系內(nèi)的恒星形成停止，形態(tài)猝滅[129，130]機制可能會起到重要的作用。在棒或星系間(相互作用和并合) 的潮汐力作用下[19，131]，氣體內(nèi)流到星系中心形成了恒星；而星系內(nèi)部結(jié)構(gòu)(核球)的增長增加氣體的動能，使其變得穩(wěn)定而避免重力坍塌，從而減少致密氣體比例和抑制恒星形成。Martig 等人[129]的模擬表明，從盤到核球的過渡過程所產(chǎn)生的盤內(nèi)剪切擾動可以觸發(fā)穩(wěn)定氣體盤所需的湍流，降低恒星形成的效率，使得早型星系在持續(xù)吸積氣體的同時變?yōu)榧t色并且“死亡”，所以形態(tài)猝滅可以由星系自演化而成(時標大于1Ga)，并對小質(zhì)量星系有效。不過單靠這種機制無法導(dǎo)致早型星系中冷氣體含量的下降，而外部的氣體吸積需要與暗物質(zhì)暈相關(guān)的過程(如激波加熱和活動星系核反饋等)來抑制[132]；這解釋了為什么核球的存在是星系變紅的必要條件而非充分條件。

5.3 環(huán)境的影響

環(huán)境在星系演化中起著重要作用：高密度區(qū)域中以早期星系為主，而低密度區(qū)域則以旋渦星系和不規(guī)則星系為主[133]；而且一旦恒星形成的富氣體星系到達高密度區(qū)域，由于它們中的氣體可能會被大質(zhì)量的星系團剝離，性質(zhì)會發(fā)生變化；這種外部環(huán)境效應(yīng)是衛(wèi)星星系中恒星形成猝滅的主要因素。雖然這種剝離主要作用于分布更為廣泛的原子氣體，但也有觀測發(fā)現(xiàn)，在高密度區(qū)域中的很多旋渦星系不僅原子氣體少，分子氣體也少[134，135]，并且分子氣體分布比恒星更緊湊的星系傾向于有相互作用的跡象[22]。

很多學(xué)者提出多種不同的機制來解釋這些現(xiàn)象，主要包括：與周邊星系和物質(zhì)的潮汐力能夠在短時間內(nèi)剝?nèi)バ窍祪?nèi)部冷氣體，甚至導(dǎo)致一部分恒星的潮汐剝離(tidal stripping)[136]；被周圍密度更高的熱氣體拖拽導(dǎo)致的沖壓剝離(ram-pressure stripping)[137]和星系團內(nèi)高速氣體導(dǎo)致的黏性剝離(viscous stripping)[138]。這些機制在某些情況下可能只會擾亂星系中的熱氣體而不會影響盤上冷氣團成分，但由于沒有新的下落氣體的補充，冷氣體會慢慢被恒星形成所耗盡，即窒息(strangulation)效應(yīng)[139]。雖然缺乏氣體的團星系的分子氣體耗散時標也會與孤立的無擾動的系統(tǒng)相當，而考慮氣體循環(huán)后的總氣體耗散時標大于沖壓剝離的時標，所以沖壓剝離對于推動這些星系未來的演化也很重要[140]。不同的機制會在不同的時間和物理尺度上起作用，而且對星系的形態(tài)和內(nèi)部動力學(xué)產(chǎn)生的影響也不同，如潮汐剝離等重力擾動會使圓盤變厚并增加核球與盤的比值，而窒息效應(yīng)則會降低盤的表面亮度。同時，準確地確定主導(dǎo)的機制對理解剝離過程也很重要，可以進一步校準流體動力學(xué)模擬，所以確定高密度環(huán)境星系中恒星形成活動停止的擾動機制正在成為現(xiàn)代河外天文學(xué)的主要挑戰(zhàn)之一[141]。

5.4 并合和相互作用的影響

星系間的相互作用不僅能夠剝離星系中的分子氣體，同時也會擾動和壓縮分子氣體，觸發(fā)短時星暴[142]，使星系脫離主序[143]，最終在短時間內(nèi)通過加熱、吹散或耗盡星系中氣體來抑制恒星形成活動。觀測發(fā)現(xiàn)的最強烈的星暴(ULIRGs 和部分亞毫米波星系)主要是主并合(兩星系質(zhì)量比小于3:1)系統(tǒng)[144，145]，模擬表明外部擾動可以通過潮汐力引起氣體內(nèi)流來導(dǎo)致恒星形成[146]。而且富氣體星系之間的主并合促使中心恒星形成率和黑洞快速增長，點燃AGN，出現(xiàn)類似于類星體的能量釋放；“吹散”氣體，進而降低恒星形成和黑洞吸積(AGN 反饋中類星體模式)。但研究發(fā)現(xiàn)，即使在z=2星系并合頻繁的時期，也只有一小部分(2%)的大質(zhì)量星系偏離主序，而且對宇宙恒星形成率密度的貢獻只有約10%[147]，這說明主并合對宇宙中總體恒星形成活動變化的貢獻不是很大。

由于暗物質(zhì)暈并合的概率隨質(zhì)量比的增加而上升，氣體豐富的小質(zhì)量星系次并合(兩星系質(zhì)量比大于3:1)的概率要大得多[148]，而且過程要溫和得多：可以保留足夠多的氣體通過吸收動能或形成新盤而保持主星系薄盤[149]，也可以將物質(zhì)沉積到主星系外圍來保持星系的內(nèi)部結(jié)構(gòu)，或?qū)怏w導(dǎo)入主星系中心從而引發(fā)中心星暴。此外，也有研究發(fā)現(xiàn)相互作用也會擾動星系內(nèi)的分子氣體，提高轉(zhuǎn)化為恒星的效率[150]。所以星系并合和相互作用對星系演化的影響是多方面的，不僅對并合星系的性質(zhì)有依賴[151]，而且在不同階段的影響也不同，目前受到數(shù)據(jù)和方法的限制，一些具體的過程還不是很明確。

6 總結(jié)與展望

探測星系中總的分子氣體的含量和性質(zhì)對于研究恒星形成的觸發(fā)及驅(qū)動機制、星際介質(zhì)的化學(xué)增豐過程，以及星系生長和演化非常重要。為了完善星系演化圖景，本文總結(jié)了近10年來對星系整體和空間分辨的分子氣體觀測情況，分別討論了分子氣體的觀測方法，分子氣體質(zhì)量與星系性質(zhì)的一些標度關(guān)系，以及分子氣體在星系演化中扮演的角色。全文的主要內(nèi)容如下。

(1) 首先簡單介紹了恒星形成的相關(guān)背景知識，包括觀測性質(zhì)、規(guī)律和理論。著重闡述了分子氣體含量與恒星形成率之間的恒星形成定律，之后結(jié)合理論分析了該定律背后的物理意義：分子氣體坍縮會受到一系列因素的影響，而只有致密分子氣體形成恒星的效率變化小，即恒星只形成于最致密的分子氣體中。

(2) 由于占分子氣體比例最高的H2很難直接探測，發(fā)展出了多種研究分子氣體含量的方法：基于各種分子譜線流量或塵埃質(zhì)量估計。每種方法都有優(yōu)缺點與側(cè)重，隨著近些年技術(shù)的發(fā)展和觀測數(shù)據(jù)的增加，多種探索方法可以相互結(jié)合，如使用[C Ⅱ]來修正CO 對分子氣體的估計。同時，這種多分子多譜線的結(jié)合能更好地描述分子氣體，對于進一步詳細研究氣體坍縮為恒星的過程有很大幫助。

(3) 基于多波段研究提供的星系性質(zhì)信息，結(jié)合αCO轉(zhuǎn)換因子研究的進步，越來越多的數(shù)據(jù)獲取有助于我們理解冷氣體的含量和分布，以及冷氣體與恒星形成率的關(guān)系。雖然小質(zhì)量星系中HI 氣體含量高，但轉(zhuǎn)換為H2的效率低，所以分子氣體含量與星系質(zhì)量的相關(guān)性很弱。而分子氣體與恒星形成之間的關(guān)系十分緊密，低紅移和高紅移星系的不同也主要是由氣體系統(tǒng)性的消耗導(dǎo)致的。分子氣體耗散時標并不隨恒星質(zhì)量變化而顯著改變，即平均而言小質(zhì)量星系中分子氣體形成恒星的效率與大質(zhì)量星系相當。

(4) 結(jié)合星系中恒星形成活動猝滅過程的研究，簡要綜述了近年來發(fā)現(xiàn)的星系演化的幾個重要機制，以及這些物理機制對星系中(冷/致密)分子氣體(含量)的影響。作用主要包括兩個方面：星系內(nèi)部核球主導(dǎo)的形態(tài)猝滅、AGN 反饋或恒星形成所產(chǎn)生的湍流和輻射，通過增加氣體的溫度或動能，降低氣體坍縮成恒星的概率；暗暈的激波加熱阻止了中央星系氣體的吸積，各種環(huán)境效應(yīng)造成了衛(wèi)星星系氣體剝離，以及星系間相互作用觸發(fā)劇烈的AGN活動或恒星形成活動吹散或消耗了氣體，導(dǎo)致氣體含量降低。

需要指出的是，由于觀測技術(shù)和條件的限制，分子氣體觀測的探測深度和分辨率都無法與光學(xué)紅外波段相比，其觀測樣本較小并偏重于低紅移、氣體豐富的星系，尤其是對致密氣體空間分辨的研究大都以個源為主。而現(xiàn)在所關(guān)注的冷氣體之間、冷氣體和星系其他性質(zhì)之間的統(tǒng)計關(guān)系會受到這些樣本的影響，使得人們對氣體在星系演化中所起的作用還不能夠清晰地了解。所以為了獲得星系演化的完整物理圖像，要繼續(xù)對更全面的星系樣本(擴展到更高紅移和更暗的星系)，在各種尺度上研究分子氣體與恒星形成之間的關(guān)系。一方面，近些年，隨著ALMA， SKA 和FAST 等先進射電望遠鏡陸續(xù)運行，以及多分子多譜線結(jié)合方法的普及應(yīng)用，詳細的星系分子氣體信息大量增加，新的研究進展正不斷涌現(xiàn)，未來一些更高紅外空間分辨率的儀器(如JWST)，以及更加完善的運動學(xué)分析方法將能夠精確地測量星系內(nèi)氣體的流動，使人們在更小的尺度上(幾十秒差距尺度甚至是秒差距尺度)研究恒星形成原料的供給?；诙嗖ǘ蔚挠^測數(shù)據(jù)并提出更準確的分子質(zhì)量估計方法也是擴大研究樣本的一種嘗試。另一方面，未來一系列正在建設(shè)的具有極高空間分辨率的光學(xué)觀測設(shè)備(30m 望遠鏡TMT、大麥哲倫望遠鏡GMT 等)以及正在開展的一系列積分場光譜巡天，能夠?qū)^大的樣本在較小的尺度上采樣各種物理參數(shù)(如電離氣體輻射、恒星年齡、金屬豐度和豐度梯度)，使人們能夠確認與氣體有關(guān)的參數(shù)或過程，同時檢驗和完善星系形成的模型，更好地理解恒星形成和星系演化等過程。