今天下午是IAU大会的开幕式，领导人也要来讲话，不过我对此类活动向来没有兴趣，所以今天的总结是半天的。报告依然非常多，我主要还是听星际介质、恒星形成方面的报告。
        今天讲的最多的问题就是分子氢的观测。分子氢其实本身是有可能发射谱线的，不过条件是温度应达到较高（例如200K才能是J=2的能级有足够的布居数）。 而通常分子氢是冷的（10-50K），密度较大的（大于$10^4rm cm^{-3}$），密度较大也使得分子氢可以维持较低的温度。也就是说即使能直接观测到分子氢的辐射，也无法完整地得到分子氢的含量。实际上采用的方法 是用其他示踪物来间接观测，最常见的是CO和尘埃。原因在于CO的激发靠的是和分子氢的碰撞，因而CO谱线的强度反映了分子氢的多少。而分子氢需要在尘埃表面形成，因而二者也有关系。
       由CO或尘埃得到分子氢含量都需要用到转换因子。对于CO，这个因子叫做X因子。可以想象，这样的因子不会是常数，最近的观测表明，在尘埃消光较小的环境中，X因子可以很大，它和消光$A_V$的关系为$Xpropto A_V^{-2.8}$。而对于尘埃，需要当心椭圆星系，因为此类星系也有红外辐射，而实际的气体含量较少。
       另外还看了几张张贴报告，主要偏技术：NH$_3$谱线频率、强度的理论计算、CO谱线系的自动拟合。这些工作都很重要，都是杠杠的，不过我没有能力干这个，看看就得了。

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