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星際氣體
星際氣體分子組成的氣體物質(zhì)
星 際氣體分子組成的氣體物質(zhì)。星際氣體一般為中性，只有在熱巨星和超巨星附近才能電離。在E恒星與恒星之間存在氣體的第一個證據(jù)，是1904 年德國天文學(xué)家哈特曼(Johamnes Hartmann)在獵戶座S星的光譜上發(fā)現(xiàn)疊加有一條未產(chǎn)生任何移動的鈣吸收線，表明鈣蒸氣不隨恒星運(yùn)動，這種吸收線的氣體與恒星毫無關(guān)系，而分布在太陽與“敏他卡”恒星間的星際空間。之后，又在星際氣體中發(fā)現(xiàn)許多其他元素的吸收線。此氣體的組成總體類似星族I恒星，主要成分是氫，另有少量元素可能是由超新星爆炸釋放的，有些元素似乎很少但在星際塵埃中可以找到。它對電磁輻射大部分波段基本上是透明的，大都通過射電波才能觀測到。銀河系質(zhì)量約有10% 是氣態(tài)的。
基本信息
| 外文名 | The interstellar gas |
| 包括 | 氣態(tài)的原子、分子 |
簡介
銀河氣體分布
絕大多數(shù)星際氣體是以冷分子氫（H）以及原子氫（H）的形式存在存在。在熾熱恒星以及活動星系核附近，氫被電離并發(fā)出可見光，被稱為電離氫區(qū)。
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這家伙太懶了，什么都沒寫！
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