星际气体

星际气体分子组成的气体物质
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星 际气体分子组成的气体物质。星际气体一般为中性，只有在热巨星和超巨星附近才能电离。在E恒星与恒星之间存在气体的第一个证据，是1904 年德国天文学家哈特曼(Johamnes Hartmann)在猎户座S星的光谱上发现叠加有一条未产生任何移动的钙吸收线，表明钙蒸气不随恒星运动，这种吸收线的气体与恒星毫无关系，而分布在太阳与“敏他卡”恒星间的星际空间。之后，又在星际气体中发现许多其他元素的吸收线。此气体的组成总体类似星族I恒星，主要成分是氢，另有少量元素可能是由超新星爆炸释放的，有些元素似乎很少但在星际尘埃中可以找到。它对电磁辐射大部分波段基本上是透明的，大都通过射电波才能观测到。银河系质量约有10% 是气态的。

简介

在宇宙中，当星际气体的密度增加到一定的程度时，由于其内部引力比气体压力增长得要快，这团气体云就开始缩小。这样的倾向一开始，其本身的引力便促使巨量物质的密度同时升高。质量大得惊人的星物质同时变得不稳定起来。这些巨量的星际气体与尘埃物质坍[tān]缩得越来越迅猛，部分气体形成了较小的云团，它们的密度也分别增大了。这些较小的云团后来便各自成为一颗恒星。
银河气体分布
绝大多数星际气体是以冷分子氢（H）以及原子氢（H）的形式存在存在。在炽热恒星以及活动星系核附近，氢被电离并发出可见光，被称为电离氢区。