7 Molecular Clouds

分子云是恒星形成的主要区域

太阳系位于一个 Bubble 中，分子气体密度比周围低；可能的原因是 supernovae

trigger SF: 恒星形成、超新星爆发、冲击波压缩气体形成高密度和低温的分子云，促成新的恒星形成

分子云组成比较复杂（分形结构），相对简单的组分是 Giant Molecular Cloud；每一个 core 中形成一个恒星或者双星

氢分子密度和 SFR 之间存在简单的 Kennicutt-Schmidt Relation：在高密度端 SFR 正比于气体密度的大约 1.5 次方，低密度区关系是 steeper 的；更好的关系可以通过用氢分子密度替换气体密度得到

Larson’s relation 描述分子云大小和中心速度弥散的关系；可以用这种关系计算分子云的质量；分子云气体中的物质都是高度 terbulent 并且气体都是 supersonic 的，谱线展宽不是热展宽，或者说分子云是 turbulance/velocity support 的

对分子云的 trace 主要依靠分子特征谱线（CO HCN CS 等分子），一种比较新的方法是 Gamma ray 示踪，原理是 cosmic ray proton 和 proton 的反应，产生的 pi 介子 decay 释放 gamma ray

CO 的 2.6 mm 线恰好和 CMB 处于同一波段上

对于 CO 1-0 line 热效应和碰撞效应是近似量级的，二者都不能忽略

一种方式是将天线稍微移开一点单独测量背景，然后用信号减去背景，称为 on-and-off strategy; 并且对于 thin 和 thick 都应用这样的策略

H2 的 production 无法通过两个 H 原子碰撞进行，因为 H 不具有电偶极矩，无法用这种方式释放形成 H2 的能量，可能的途径包括

• 三个 H 碰撞，成键的能量通过第三个 H 的动能释放；比较慢
• 通过 $\ce{H^-}$ 释放电子携带能量，但是 $\ce{H^-}$ 不稳定
• 是用尘埃颗粒作为催化剂，氢原子在尘埃表面反应，成键的能量用于摆脱氢和尘埃颗粒之间的 bound

从更高能级落下来的基态氢分子一般处于振动能级的高能态

外层氢分子与 UV 光子反应，作为内层分子的 shield; 大于 13.6 能量的光子会被外层光子吸收，无法进入到分子云内层使氢分子解离