在一些文章中经常看到H2不发射任何光，只能用其他的发光分子来跟踪其存在。最常用的就是CO.
但不知道为什么CO等分子可以跟踪H2的存在？又是以怎样的定量关系跟踪的？

哪位可以给点提示或哪里可以找到相关的介绍性的文章？在google上找了老半天找不着。

谢谢！！

終于找到一些最原始的文章，列於此處，說不定有人會用到：
1970ApJ...161L..81C
1971ApJ...164L..43S
1974ApJ...187L..63S
1974ApJ...189..441G
1975ApJ...199L.105S
1977ApJ...216..291S

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1970ApJ...161L..81C
1971ApJ...164L..43S
1974ApJ...187L..63S
1974ApJ...189..441G
1975ApJ...199L.105S
1977ApJ...216..291S
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Good. This is the way to do research. So, the answer to your question is?

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正在努力搞清楚，等我覺得明白了，再貼出來，供大家拍磚頭。

Good. This is the way to do research. So, the answer to your question is?

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在星際的氣體雲中，影響分子形成的因素有這麽幾個：
1、原子密度
2、光强
3、溫度
4、塵埃

在我們考慮的氣體雲中，溫度在10－50K之間。密度則有較大的變化範圍，稠密的雲層氫氣的密度～10^4-10^6/cm^3；中等密度～100/cm^3；稀疏氣體更低。光強依雲層的密度、塵埃的多寡有所不同。但主要受密度影響，一般來講密度越大，光越弱。

在這樣的低溫下，原子之間的碰撞不是很劇烈，因而所允許的光、化學反應主要是放熱反應。在這裏光起著類似催化劑的作用，因爲光可電離原子，使原子的電极矩增强，化學反應因而得以快速進行。但太強的光可分解分子。

有了這樣的背景，經過一系列的光、化學作用 [1972ApJ...178..389S - 中等密度, 1973ApJ...185..505H - 稠密雲層]，衆多分子得以形成。但由于原子密度太小，原子間的碰撞不很頻繁，再加上分子的分解作用，使雲層中占主導地位的物質形式依然是原子。

所以一般的規律是，密度越大，分子所占比例越大。溫度則沒有這麽直接的關係，原因在于溫度太低，分子間碰撞幾率小，無法形成分子；但溫度太高，分子結合能無法消化原子的動能，無法形成穩定的分子。所以在某個溫度下最容易形成分子。

對光的依賴關係也不是完全綫性的。這裏值得一提的是塵埃，塵埃不僅可以减弱光強，實際上也是一個良好的催化劑，它的作用只要想想空氣中的塵埃對凝雪的催化作用就可以瞭解。所以塵埃和光強兩個一起作用的結果一般來講是促進分子的形成。

如果我們只考慮雲層深處的分子豐度，則可以忽略光的作用。塵埃的作用也可以忽略，因爲塵埃主要是石墨、硫酸鹽等非常稀少的物質。這樣實際上只需要考慮上面那兩篇文章中提到的化學反應。所倖，這些化學反應中大部分反應的速率是知道的，這樣我們就可以算出原子、分子形成一個平衡體時個分子所占比例。

當然，在這些計算中，有一個前提是我們事先知道各種原子的豐度。當然一個最直接最簡單的假設是宇宙形成之初各原子的相對比例。就我們關心的[CO]/[H2]，我們可以得出這個比例的上限，即C/H或O/H比例。這個上限是～10^{-4} [1973ApJ...185..505H]。

儘管如此，實際上我們依然不能從理論上嚴格算出這個比值的精確值，但所給出的數量級一般是可靠的。所以試驗觀察仍然非常重要 [astro-ph/0611853]。

一般來講，這個比值在10^{-4} - 10^{-8}之間。即使是相同的氣體密度，不同的星系也有相當的差異。這些差異可能來自多方麵，我推測差異可能來自於光、塵埃、金屬元素豐度等因素。

這裏更多的是涉及到化學方麵的內容，這些是我很不熟悉的，請懂行的人更正、補充。

一點小更正：
塵埃主要是石墨和硅酸鹽，而不是硫酸鹽。