Ośrodek międzygwiezdny — Interstellar medium
W astronomii The średniej międzygwiezdny ( ISM ) jest kwestia i promieniowanie, w przestrzeni pomiędzy systemami gwiazdy w galaktyce . Materia ta obejmuje gaz w formie jonowej , atomowej i molekularnej , a także pył i promieniowanie kosmiczne . Wypełnia przestrzeń międzygwiezdną i płynnie wtapia się w otaczającą przestrzeń międzygalaktyczną . Energii , który zajmuje taką samą objętość, w postaci promieniowania elektromagnetycznego , jest pole promieniowania międzygwiezdny .
Ośrodek międzygwiazdowy składa się z wielu faz rozróżnianych na podstawie tego, czy materia jest jonowa, atomowa czy molekularna, oraz temperatury i gęstości materii. Ośrodek międzygwiazdowy składa się głównie z wodoru , następnie helu ze śladowymi ilościami węgla , tlenu i azotu w porównaniu z wodorem. Ciśnienia termiczne w tych fazach są ze sobą w przybliżonej równowadze. Pola magnetyczne i ruchy turbulentne również zapewniają ciśnienie w ISM i są zazwyczaj ważniejsze, dynamicznie , niż ciśnienie termiczne.
We wszystkich fazach ośrodek międzygwiazdowy jest niezwykle rozrzedzony jak na standardy ziemskie. Z chłodnym gęste regiony ISM względu na to głównie w postaci cząsteczkowej i numer osiąga gęstość od 10 6 cząsteczek na cm 3 (1 milion cząsteczek na cm 3 ). Na gorąco, rozproszone regiony ISM materia głównie zjonizowany i gęstości może być tak niski jak 10 -4 jonów na cm 3 . Porównaj to z gęstością liczbową około 10 19 cząsteczek na cm 3 dla powietrza na poziomie morza i 10 10 cząsteczek na cm 3 (10 miliardów cząsteczek na cm 3 ) dla laboratoryjnej komory o wysokiej próżni. Od masy , 99% do ISM gazu w dowolnej postaci, a 1% pył. Spośród gazu w ISM 91% atomów to wodór, a 8,9% to hel , przy czym 0,1% to atomy pierwiastków cięższych niż wodór lub hel, znane w astronomii jako „ metale ”. Masowo stanowi to 70% wodoru, 28% helu i 1,5% cięższych pierwiastków. Wodór i hel są przede wszystkim wynikiem pierwotnej nukleosyntezy , podczas gdy cięższe pierwiastki w ISM są głównie wynikiem wzbogacenia w procesie ewolucji gwiazd .
ISM odgrywa kluczową rolę w astrofizyce właśnie ze względu na pośrednią rolę między skalą gwiezdną i galaktyczną. Gwiazdy tworzą się w najgęstszych obszarach ISM, co ostatecznie przyczynia się do powstawania obłoków molekularnych i uzupełnia ISM materią i energią poprzez mgławice planetarne , wiatry gwiazdowe i supernowe . Ta wzajemna zależność między gwiazdami a ISM pomaga określić tempo, w jakim galaktyka wyczerpuje swoją zawartość gazową, a tym samym długość życia aktywnego formowania się gwiazd.
Voyager 1 dotarł do ISM 25 sierpnia 2012 roku, czyniąc go pierwszym sztucznym obiektem z Ziemi, który to zrobił. Międzygwiazdowa plazma i pył będą badane do końca misji w 2025 roku. Jego bliźniacza sonda Voyager 2 weszła do ISM 5 listopada 2018 roku.
Materia międzygwiezdna
W tabeli 1 przedstawiono zestawienie właściwości składników ISM Drogi Mlecznej.
Składnik | Ułamkowa objętość |
Wysokość wagi ( szt ) |
Temperatura ( K ) |
Gęstość (cząstek/cm 3 ) |
Stan wodoru | Podstawowe techniki obserwacyjne |
---|---|---|---|---|---|---|
Chmury molekularne | < 1% | 80 | 10-20 | 10 2 –10 6 | molekularny | Linie emisyjne i absorpcyjne promieniowania radiowego i podczerwonego |
Zimne neutralne medium (CNM) | 1-5% | 100–300 | 50–100 | 20-50 | neutralny atomowy | H I 21 cm absorpcja linii |
Ciepły neutralny średni (WNM) | 10-20% | 300–400 | 6000–10000 | 0,2-0,5 | neutralny atomowy | H I 21 cm linii emisji |
Ciepłe medium zjonizowane (WIM) | 20-50% | 1000 | 8000 | 0,2-0,5 | zjonizowany | Emisja Hα i dyspersja pulsarów |
Regiony H II | < 1% | 70 | 8000 | 10 2 –10 4 | zjonizowany | Emisja Hα i dyspersja pulsarów |
Gaz koronalny Gorące zjonizowane medium (HIM) |
30–70% | 1000–3000 | 10 6 –10 7 | 10 -4 -10 -2 | zjonizowany (metale również silnie zjonizowane) |
emisja promieniowania rentgenowskiego ; linie absorpcyjne wysoko zjonizowanych metali, głównie w ultrafiolecie |
Model trójfazowy
Field, Goldsmith i Habing (1969) przedstawili statyczny dwufazowy model równowagi w celu wyjaśnienia obserwowanych właściwości ISM. Ich wzór ISM zawarte w fazie gęstej zimno ( T <300 K ), składający się z chmury obojętnego i cząsteczkowego wodoru, a faza ciepła intercloud ( t ~ 10 4 K ), składający się z rozrzedzonej neutralnego i zjonizowanego gazu. McKee i Otriker (1977) dodali dynamiczną trzecią fazę, która reprezentowała bardzo gorący ( T ~ 106 K ) gaz, który został podgrzany szokowo przez supernowe i stanowił większość objętości ISM. Te fazy to temperatury, w których ogrzewanie i chłodzenie mogą osiągnąć stabilną równowagę. Ich artykuł stanowił podstawę do dalszych badań w ciągu ostatnich trzech dekad. Jednak względne proporcje faz i ich podpodziały nadal nie są dobrze poznane.
Model atomowego wodoru
Model ten uwzględnia tylko atomowy wodór: temperatura wyższa niż 3000 K rozbija cząsteczki, podczas gdy niższa niż 50000 K pozostawia atomy w stanie podstawowym. Zakłada się, że wpływ innych atomów (He…) jest znikomy. Zakłada się, że ciśnienie jest bardzo niskie, więc czasy trwania swobodnych ścieżek atomów są dłuższe niż ~1 nanosekunda trwania impulsów świetlnych, które tworzą zwykłe, czasowo niespójne światło.
W tym bezkolizyjnym gazie obowiązuje teoria Einsteina o koherentnych oddziaływaniach światło-materia: wszystkie oddziaływania gaz-światło są przestrzennie spójne. Załóżmy, że światło monochromatyczne jest pulsowane, a następnie rozpraszane przez cząsteczki o częstotliwości rezonansowej kwadrupolowej (Raman). Jeśli „długość impulsów świetlnych jest krótsza niż wszystkie zaangażowane stałe czasowe” (Lamb (1971)), stosuje się „impulsywne stymulowane rozpraszanie ramanowskie (ISRS)” (Yan, Gamble i Nelson (1985)): światło generowane przez niespójny Raman rozpraszanie przy przesuniętej częstotliwości ma fazę niezależną od fazy wzbudzającego światła, generując w ten sposób nową linię widmową, a spójność między światłem padającym i rozproszonym ułatwia ich interferencję w jedną częstotliwość, przesuwając w ten sposób częstotliwość padania. Załóżmy, że gwiazda emituje ciągłe widmo światła aż do promieni rentgenowskich. Częstotliwości Lymana są w tym świetle pochłaniane i pompują atomy głównie do pierwszego stanu wzbudzonego. W tym stanie okresy nadsubtelne są dłuższe niż 1 ns, więc ISRS „może” przesunąć ku czerwieni częstotliwość światła, wypełniając wysokie poziomy nadsubtelne. Inny ISRS „może” przenosić energię z poziomów nadsubtelnych do termicznych fal elektromagnetycznych, więc przesunięcie ku czerwieni jest trwałe. Temperatura wiązki światła jest określona przez jej częstotliwość i widmową luminancję za pomocą wzoru Plancka. Ponieważ entropia musi wzrosnąć, „może” staje się „nie”. Jednak tam, gdzie wcześniej zaabsorbowana linia (pierwsza Lyman beta, ...) osiąga częstotliwość Lyman alfa, proces przesuwania ku czerwieni zatrzymuje się i wszystkie linie wodorowe są silnie absorbowane. Ale ten przystanek nie jest doskonały, jeśli jest energia o częstotliwości przesuniętej do częstotliwości Lymana beta, co powoduje powolne przesunięcie ku czerwieni. Kolejne przesunięcia ku czerwieni oddzielone absorpcjami Lymana generują wiele linii absorpcyjnych, których częstotliwości wyprowadzone z procesu absorpcji podlegają prawu bardziej niezawodnemu niż wzór Karlssona.
Poprzedni proces wzbudza coraz więcej atomów, ponieważ dewzbudzenie jest zgodne z prawem koherentnych oddziaływań Einsteina: Odmiana dI promieniowania I wiązki światła wzdłuż toru dx wynosi dI=BIdx, gdzie B jest współczynnikiem wzmocnienia Einsteina zależnym od ośrodka. I jest modułem wektora pola Poyntinga, absorpcja zachodzi dla wektora przeciwstawnego, co odpowiada zmianie znaku B. Czynnik I w tym wzorze pokazuje, że intensywne promienie są bardziej wzmacniane niż słabe (konkurencja modów). Emisja rozbłysku wymaga wystarczającej luminancji I dostarczonej przez losowe pole punktu zerowego. Po emisji rozbłysku, słabe B wzrasta przez pompowanie, podczas gdy I pozostaje blisko zera: Deekscytacja przez emisję koherentną obejmuje stochastyczne parametry pola punktu zerowego, obserwowane w pobliżu kwazarów (i w polarnych zorzach polarnych).
Struktury
ISM jest burzliwy, a zatem pełen struktury we wszystkich skalach przestrzennych. Gwiazdy rodzą się głęboko w dużych kompleksach obłoków molekularnych , zwykle o wielkości kilku parseków . Podczas swojego życia i śmierci, gwiazdy oddziałują fizycznie z ISM.
Wiatry gwiazdowe z młodych gromad gwiazd (często z otaczającymi je obszarami olbrzymich lub nadolbrzymów HII ) oraz fale uderzeniowe wytworzone przez supernowe wstrzykują do otoczenia ogromne ilości energii, co prowadzi do turbulencji hipersonicznych. Powstałe struktury – o różnych rozmiarach – mogą być obserwowane, takie jak bąbelki wiatru gwiazdowego i superbąbelki gorącego gazu, widziane przez teleskopy rentgenowskie lub przepływy turbulentne obserwowane na mapach radioteleskopów .
Sun jest obecnie podróży przez lokalny obłoku , regionu gęstszą w niskiej gęstości Local Bubble .
W październiku 2020 roku astronomowie odnotowali znaczny nieoczekiwany wzrost gęstości w przestrzeni poza Układem Słonecznym, wykryty przez sondy kosmiczne Voyager 1 i Voyager 2 . Zdaniem naukowców oznacza to, że „gradient gęstości jest wielkoskalową cechą VLISM (bardzo lokalnego ośrodka międzygwiazdowego) w ogólnym kierunku heliosferycznego nosa ”.
Interakcja z ośrodkiem międzyplanetarnym
Ośrodka międzygwiazdowego zaczyna gdzie międzyplanetarny średnio o Układzie Słonecznym kończy. Wiatr słoneczny zwalnia do poddźwiękowych prędkości w szoku wypowiedzenia , 90-100 jednostek astronomicznych od Słońca . W obszarze poza szokiem końcowym, zwanym helioheath , materia międzygwiazdowa oddziałuje z wiatrem słonecznym. Voyager 1 , najdalszy od Ziemi obiekt stworzony przez człowieka (po 1998 r.), przekroczył szok końcowy 16 grudnia 2004 r., a później wszedł w przestrzeń międzygwiezdną, gdy przekroczył heliopauzę 25 sierpnia 2012 r., zapewniając pierwszą bezpośrednią sondę warunków w ISM ( Stone et al. 2005 ).
Wymieranie międzygwiezdne
ISM odpowiada również za wygaszanie i czerwienienie , zmniejszające się natężenie światła i przesunięcie dominujących obserwowalnych długości fal światła z gwiazdy. Efekty te spowodowane są rozpraszaniem i absorpcją fotonów i umożliwiają obserwowanie ISM gołym okiem na ciemnym niebie. Pozorne szczeliny, które można zobaczyć w paśmie Drogi Mlecznej – jednolitym dysku gwiazd – są spowodowane pochłanianiem światła gwiazd tła przez obłoki molekularne w odległości kilku tysięcy lat świetlnych od Ziemi.
Światło dalekiego ultrafioletu jest skutecznie pochłaniane przez neutralne składniki ISM. Na przykład, typowa długość fali absorpcji wodoru atomowego wynosi około 121,5 nanometrów, czyli przejście Lyman-alfa . Dlatego prawie niemożliwe jest zobaczenie światła emitowanego na tej długości fali z gwiazdy oddalonej o więcej niż kilkaset lat świetlnych od Ziemi, ponieważ większość z nich jest pochłaniana podczas podróży na Ziemię przez obojętny wodór.
Ocieplanie i ochładzanie
ISM jest zwykle daleki od równowagi termodynamicznej . Zderzenia ustalają rozkład prędkości Maxwella-Boltzmanna , a „temperatura” zwykle używana do opisania gazu międzygwiazdowego to „temperatura kinetyczna”, która opisuje temperaturę, w której cząstki miałyby obserwowany rozkład prędkości Maxwella-Boltzmanna w równowadze termodynamicznej. Jednak pole promieniowania międzygwiazdowego jest zwykle znacznie słabsze niż ośrodek w równowadze termodynamicznej; najczęściej jest to z grubsza gwiazda A (temperatura powierzchni ~10 000 K ) silnie rozrzedzona. Dlatego poziomy związane w atomie lub cząsteczce w ISM są rzadko wypełniane zgodnie ze wzorem Boltzmanna ( Spitzer 1978 , § 2.4).
W zależności od temperatury, gęstości i stanu jonizacji części ISM, różne mechanizmy ogrzewania i chłodzenia określają temperaturę gazu .
Mechanizmy grzewcze
- Ogrzewanie niskoenergetycznym promieniowaniem kosmicznym
- Pierwszym zaproponowanym mechanizmem ogrzewania ISM było ogrzewanie za pomocą niskoenergetycznych promieni kosmicznych . Promienie kosmiczne są wydajnym źródłem ciepła, które może przenikać w głąb obłoków molekularnych. Promienie kosmiczne przenoszą energię do gazu poprzez jonizację i wzbudzenie oraz na wolne elektrony poprzez oddziaływania kulombowskie . Niskoenergetyczne promieniowanie kosmiczne (kilka MeV ) są ważniejsze, ponieważ są one znacznie liczniejsze niż wysokoenergetycznych promieni kosmicznych .
- Ogrzewanie fotoelektryczne ziarnami
- Nadfioletowe promieniowanie emitowane przez gorące gwiazdek można usunąć elektrony z ziaren pyłu. Fotonów jest pochłaniana przez ziarna pyłu, a część jej energii na pokonanie bariery potencjału energii i usunięcia elektronu z ziarna. Ta potencjalna bariera wynika z energii wiązania elektronu ( funkcja pracy ) i ładunku ziarna. Pozostała część energii fotonu daje energię kinetyczną wyrzuconego elektronu, która ogrzewa gaz poprzez zderzenia z innymi cząsteczkami. Typowy rozkład wielkości ziaren pyłu to n ( r ) ∝ r -3,5 , gdzie r jest promieniem cząstki pyłu. Zakładając to, rzutowany rozkład pola powierzchni ziarna wynosi πr 2 n ( r ) ∝ r −1.5 . Wskazuje to, że w tej metodzie ogrzewania dominują najmniejsze ziarna pyłu.
- Fotojonizacja
- Gdy elektronów uwalnia się z atomu (zazwyczaj od absorpcji UV fotonu ) niesie energię kinetyczną z dala rzędu E fotonów - e jonizacji . Ten mechanizm ogrzewania dominuje w obszarach H II, ale jest pomijalny w rozproszonym ISM ze względu na względny brak obojętnych atomów węgla .
- Ogrzewanie rentgenowskie
- Promienie rentgenowskie usuwają elektrony z atomów i jonów , a te fotoelektrony mogą wywoływać wtórne jonizacje. Ponieważ intensywność jest często niska, to ogrzewanie jest skuteczne tylko w ciepłym, mniej gęstym ośrodku atomowym (ponieważ gęstość kolumny jest mała). Na przykład w obłokach molekularnych tylko twarde promienie rentgenowskie mogą przenikać, a ogrzewanie promieniami rentgenowskimi można zignorować. To przy założeniu, że region nie znajduje się w pobliżu źródła promieniowania rentgenowskiego, takiego jak pozostałość po supernowej .
- Ogrzewanie chemiczne
- Wodór cząsteczkowy (H 2 ) może powstawać na powierzchni ziaren pyłu, gdy spotykają się dwa atomy H (które mogą przemieszczać się po ziarnie). Proces ten daje 4,48 eV energii rozłożonej na mody rotacyjne i wibracyjne, energię kinetyczną cząsteczki H 2 oraz nagrzewanie ziarna pyłu. Ta energia kinetyczna, jak również energia przekazywana z dewzbudzenia cząsteczki wodoru w zderzeniach, podgrzewa gaz.
- Ogrzewanie gazowo-zbożowe
- Zderzenia o dużej gęstości między atomami gazu i cząsteczkami z ziarnami pyłu mogą przenosić energię cieplną. Nie jest to ważne w regionach HII, ponieważ promieniowanie UV jest ważniejsze. Ma też mniejsze znaczenie w zjonizowanym medium rozproszonym ze względu na niską gęstość. W neutralnym medium dyfuzyjnym ziarna są zawsze zimniejsze, ale nie chłodzą skutecznie gazu ze względu na niską gęstość.
Ogrzewanie ziarna przez wymianę cieplną jest bardzo ważne w pozostałościach po supernowych, gdzie gęstość i temperatura są bardzo wysokie.
Ogrzewanie gazu poprzez zderzenia ziarna z gazem dominuje głęboko w gigantycznych obłokach molekularnych (szczególnie przy dużych gęstościach). Promieniowanie dalekiej podczerwieni wnika głęboko ze względu na małą głębię optyczną. Ziarna pyłu są ogrzewane przez to promieniowanie i mogą przenosić energię cieplną podczas zderzeń z gazem. Miarą efektywności ogrzewania jest współczynnik akomodacji:
gdzie T oznacza temperaturę gazu, T d temperaturę pyłu, a T 2 temperaturę atomu lub cząsteczki gazu po zderzeniu. Współczynnik ten został zmierzony przez ( Burke i Hollenbach 1983 ) jako α = 0,35.
- Inne mechanizmy grzewcze
- Obecne są różne makroskopowe mechanizmy grzewcze, w tym:
- Grawitacyjne zapadanie się chmury
- Eksplozje supernowych
- Gwiezdne wiatry
- Ekspansja regionów H II
- Fale magnetohydrodynamiczne wytworzone przez pozostałości po supernowych
Mechanizmy chłodzące
- Drobna struktura chłodzenia
- Proces chłodzenia struktur subtelnych dominuje w większości obszarów Ośrodka Międzygwiazdowego, z wyjątkiem obszarów gorącego gazu i obszarów głęboko w obłokach molekularnych. Najskuteczniej występuje w przypadku licznych atomów o strukturze drobnej zbliżonej do poziomu podstawowego, takich jak: C II i O I w środowisku obojętnym oraz O II, O III, N II, N III, Ne II i Ne III w rejonach H II. Zderzenia pobudzą te atomy do wyższych poziomów i ostatecznie ulegną dezaktywacji poprzez emisję fotonów, która wyniesie energię poza obszar.
- Chłodzenie dozwolonymi liniami
- W niższych temperaturach kolizje mogą zapełnić więcej poziomów niż poziomy o drobnej strukturze. Na przykład wzbudzenie kolizyjne poziomu wodoru n = 2 spowoduje uwolnienie fotonu Ly-α po dezaktywacji. W obłokach molekularnych ważne jest wzbudzanie linii rotacyjnych CO . Gdy cząsteczka jest wzbudzona, w końcu powraca do niższego stanu energetycznego, emitując foton, który może opuścić obszar, ochładzając obłok.
Propagacja fal radiowych
Fale radiowe od ~10 kHz ( bardzo niska częstotliwość ) do ~300 GHz ( ekstremalnie wysoka częstotliwość ) rozchodzą się inaczej w przestrzeni międzygwiezdnej niż na powierzchni Ziemi. Istnieje wiele źródeł zakłóceń i zniekształceń sygnału, które nie istnieją na Ziemi. Duża część radioastronomii polega na kompensacji różnych efektów propagacji w celu odkrycia pożądanego sygnału.
Odkrycia
W 1864 roku William Huggins używa spektroskopii do ustalenia, że mgławica zbudowana jest z gazu. Huggins miał prywatne obserwatorium z 8-calowym teleskopem z obiektywem Alvina Clarka; ale był wyposażony do spektroskopii, która umożliwiła przełomowe obserwacje.
W 1904 roku jednym z odkryć dokonanych za pomocą Poczdamskiego Wielkiego Refraktora był wapń w ośrodku międzygwiazdowym. Astronom Johannes Frank Hartmann ustalił na podstawie obserwacji spektrograficznych podwójnej gwiazdy Mintaka w Orionie, że w interweniującej przestrzeni znajdował się pierwiastek wapnia .
Gaz międzygwiazdowy został dodatkowo potwierdzony przez Sliphera w 1909 roku, a następnie w 1912 roku został potwierdzony przez Sliphera pył międzygwiazdowy. W ten sposób cały charakter ośrodka międzygwiazdowego został potwierdzony w szeregu odkryć i postulatów jego natury.
Wrzesień 2020 dowody przedstawiono w wodzie w stanie stałym w międzygwiezdnej nośniku, a szczególnie na lodzie wody miesza się z krzemianowych ziaren w kosmicznych ziaren pyłu .
Historia wiedzy o przestrzeni międzygwiezdnej
Natura ośrodka międzygwiazdowego była przedmiotem uwagi astronomów i naukowców na przestrzeni wieków, a zrozumienie ISM rozwinęło się . Jednak najpierw musieli uznać podstawową koncepcję przestrzeni „międzygwiezdnej”. Wydaje się, że termin ten został po raz pierwszy użyty w druku przez Bacona (1626 , § 354–455): „The Interstellar Skie… ma… tak duże powinowactwo z gwiazdą, że istnieje rotacja zarówno tego, jak i Gwiazda”. Później, filozof przyrody Robert Boyle ( 1674 ) omówił „Międzygwiazdową część nieba, w której kilku współczesnych epikurejczyków musiałoby być puste”.
Przed powstaniem nowoczesnej teorii elektromagnetycznej wcześni fizycy postulowali, że niewidzialny świecący eter istnieje jako medium przenoszące fale świetlne. Założono, że eter ten rozciągał się w przestrzeni międzygwiazdowej, jak napisał Patterson (1862) , „wypływ ten wywołuje dreszcz lub ruch wibracyjny w eterze, który wypełnia przestrzenie międzygwiazdowe”.
Pojawienie się głębokiego obrazowania fotograficznego umożliwiło Edwardowi Barnardowi wykonanie pierwszych zdjęć ciemnych mgławic zarysowanych na tle pola gwiazdowego galaktyki, podczas gdy pierwszego faktycznego wykrycia zimnej, rozproszonej materii w przestrzeni międzygwiazdowej dokonał Johannes Hartmann w 1904 roku za pomocą spektroskopia linii absorpcyjnych . W swoim historycznym studium widma i orbity Delta Orionis Hartmann obserwował światło pochodzące od tej gwiazdy i zdał sobie sprawę, że część tego światła została pochłonięta, zanim dotarła do Ziemi. Hartmann poinformował, że absorpcja z linii „K” wapnia wydaje się „niezwykle słaba, ale prawie idealnie ostra”, a także podał „dość zaskakujący wynik, że linia wapnia przy 393,4 nanometrów nie uczestniczy w okresowych przemieszczeniach linii spowodowanych przez ruch orbitalny spektroskopowej gwiazdy podwójnej ”. Stacjonarna natura linii doprowadziła Hartmanna do wniosku, że gaz odpowiedzialny za absorpcję nie był obecny w atmosferze Delty Orionis, lecz znajdował się w odizolowanej chmurze materii znajdującej się gdzieś wzdłuż linii widzenia tej gwiazdy. Odkrycie to zapoczątkowało badania nad Medium Interstellar.
W serii badań Viktor Ambartsumian wprowadził powszechnie akceptowany pogląd, że materia międzygwiazdowa występuje w postaci chmur.
Po zidentyfikowaniu przez Hartmanna międzygwiazdowej absorpcji wapnia, międzygwiazdowy sód został wykryty przez Hegera (1919) poprzez obserwację stacjonarnej absorpcji z linii „D” atomu przy 589,0 i 589,6 nanometrów w kierunku Delta Orionis i Beta Scorpii .
Kolejne obserwacje linii wapnia „H” i „K” wykonane przez Bealsa (1936) ujawniły podwójne i asymetryczne profile w widmach Epsilon i Zeta Orionis . Były to pierwsze kroki w badaniu bardzo złożonej międzygwiezdnej linii widzenia w kierunku Oriona . Profile asymetrycznych linii absorpcyjnych są wynikiem nakładania się wielu linii absorpcyjnych, z których każda odpowiada temu samemu przejściu atomowemu (na przykład linii „K” wapnia), ale występujących w obłokach międzygwiazdowych o różnych prędkościach radialnych . Ponieważ każda chmura ma inną prędkość (zarówno w kierunku do lub od obserwatora / ziemia) linii absorpcji występujące wewnątrz każdej chmury internetowej albo są przesunięte w kierunku niebieskim lub czerwonym przesunięte (odpowiednio) od reszty długości fali Lines pośrednictwem efektu Dopplera . Te obserwacje potwierdzające, że materia nie jest rozłożona jednorodnie, były pierwszymi dowodami na istnienie wielu dyskretnych chmur w ISM.
Rosnące dowody na istnienie materiału międzygwiazdowego skłoniły Pickeringa (1912) do komentarza, że „Chociaż międzygwiazdowym ośrodkiem absorpcyjnym może być po prostu eter, to jednak charakter jego selektywnej absorpcji, jak wskazuje Kapteyn , jest charakterystyczny dla gazu, a wolne cząsteczki gazowe są na pewno tam, ponieważ prawdopodobnie są nieustannie wyrzucane przez Słońce i gwiazdy ”.
W tym samym roku odkrycie przez Victora Hessa promieni kosmicznych , wysokoenergetycznych naładowanych cząstek, które spadają na Ziemię z kosmosu, skłoniło innych do spekulacji, czy przenikają one również przestrzeń międzygwiezdną. W następnym roku norweski odkrywca i fizyk Kristian Birkeland napisał: „Wydaje się, że naturalną konsekwencją naszego punktu widzenia jest założenie, że cała przestrzeń jest wypełniona elektronami i wszelkiego rodzaju latającymi jonami elektrycznymi . Założyliśmy, że każda gwiazda System w ewolucjach wyrzuca cząstki elektryczne w kosmos. Nie wydaje się zatem nierozsądne, aby sądzić, że większa część mas materialnych we wszechświecie znajduje się nie w układach słonecznych lub mgławicach , ale w „pustej” przestrzeni” ( Birkeland 1913). ).
Thorndike (1930) zauważył, że „nie można było uwierzyć, że ogromne odstępy między gwiazdami są całkowicie puste. Ziemskie zorze polarne nie są nieprawdopodobnie wzbudzane przez naładowane cząstki emitowane przez Słońce . Jeśli miliony innych gwiazd również wyrzucają jony , jak jest niewątpliwie prawdą, w galaktyce nie może istnieć absolutna próżnia”.
We wrześniu 2012 roku naukowcy NASA poinformowali, że wielopierścieniowe węglowodory aromatyczne (WWA) poddane warunkom ośrodka międzygwiazdowego (ISM) są przekształcane poprzez uwodornienie , utlenianie i hydroksylację w bardziej złożone związki organiczne – „krok na drodze do aminokwasów i nukleotydów , odpowiednio surowce białek i DNA ”. Ponadto w wyniku tych przemian WWA tracą swoją sygnaturę spektroskopową, co może być jedną z przyczyn „braku wykrywania WWA w międzygwiazdowych ziarnach lodu , szczególnie w zewnętrznych obszarach zimnych, gęstych obłoków lub w górnych warstwach molekularnych protoplanetarnych dyski ”.
W lutym 2014 r. NASA ogłosiła znacznie ulepszoną bazę danych do śledzenia wielopierścieniowych węglowodorów aromatycznych (WWA) we wszechświecie. Według naukowców, ponad 20% węgla w świata mogą być związane z PAH, możliwych materiałów wyjściowych do formowania z życia . Wydaje się, że PAH powstały wkrótce po Wielkim Wybuchu , są szeroko rozpowszechnione w całym wszechświecie i są powiązane z nowymi gwiazdami i egzoplanetami .
Kwiecień 2019 naukowcy pracy z Hubble'a teleskopu , podano potwierdzona wykrywanie dużych i skomplikowanych zjonizowanych cząsteczek Buckminsterfullerene (C 60 ), (znany również jako „fulerenów”) w przestrzeni międzygwiezdnych średnich między gwiazdek .
Zobacz też
Bibliografia
Cytaty
Źródła
- Boczek, Franciszek (1626), Sylva (3545 ed.)
- Beals, CS (1936), „O interpretacji linii międzygwiezdnych”, Miesięczne Zawiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego , 96 (7): 661-678, Bibcode : 1936MNRAS..96..661B , doi : 10.1093/mnras/96,7 0,661
- Birkeland, Kristian (1913), „Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments”, The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03 (sekcja 2) , New York: Christiania (obecnie Oslo), H. Aschelhoug & Co., s. 720
- Boyle, Robert (1674), Ekscelencja teologii w porównaniu z filozofią naturalną , ii. iv., s. 178
- Burke, JR; Hollenbach, DJ (1983), „Oddziaływanie gaz-ziarno w ośrodku międzygwiazdowym – akomodacja cieplna i pułapkowanie”, Astrophysical Journal , 265 : 223, Bibcode : 1983ApJ...265..223B , doi : 10.1086/160667
- Dyson, J. (1997), Fizyka ośrodka międzygwiezdnego , Londyn: Taylor & Francis
- Pole, GB; Złotnik, DW; Habing, HJ (1969), "Cosmic-Ray Heating of the Interstellar Gas", Astrophysical Journal , 155 : L149, Bibcode : 1969ApJ...155L.149F , doi : 10.1086/180324
- Ferriere, K. (2001), "The Interstellar Environment of our Galaxy", Reviews of Modern Physics , 73 (4): 1031–1066, arXiv : astro-ph/0106359 , Bibcode : 2001RvMP...73.1031F , doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031 , S2CID 16232084
- Haffnera, LM; Reynoldsa, RJ; tufta, SL; Madsen, GJ; Jaehnig, KP; Percival, JW (2003), "The Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey", Astrophysical Journal Supplement , 145 (2): 405, arXiv : astro-ph/0309117 , Bibcode : 2003ApJS..149..405H , doi : 10.1086/ 378850Wisconsin Hα Mapper jest finansowany przez National Science Foundation .
- Heger, Mary Lea (1919), „Stacjonarne linie sodu w spektroskopowych układach binarnych ”, Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku , 31 (184): 304, Bibcode : 1919PASP...31..304H , doi : 10.1086/122890
- Lamb, GL (1971), "Analytical Descriptions of Ultrashort Optical Pulse Propagation in a Resonant Medium", Reviews of Modern Physics , 43 (2): 99-124, Bibcode : 1971RvMP...43...99L , doi : 10.1103 /RevModPhys.43.99
- Lequeux, James (2005), The Interstellar Medium (PDF) , Astronomy and Astrophysics Library, Springer, Bibcode : 2005ism..book.....L , doi : 10.1007/B137959 , ISBN 978-3-540-21326-0
- McKee, CF ; Ostriker, JP (1977), „Teoria ośrodka międzygwiazdowego – Trzy składniki regulowane przez wybuchy supernowych w niejednorodnym podłożu”, Astrophysical Journal , 218 : 148, Bibcode : 1977ApJ...218..148M , doi : 10.1086/155667
- Patterson, Robert Hogarth (1862), "Kolor w naturze i sztuce", Eseje z historii i sztuki , 10 . Przedruk z Blackwood's MagazineCS1 maint: postscript ( link )
- Pickering, WH (1912), „Ruch Układu Słonecznego w stosunku do Interstellar Absorbing Medium”, Comiesięczne Zawiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego , 72 (9): 740-743, Bibcode : 1912MNRAS..72..740P , doi : 10.1093/mnr/72.9.740
- Spitzer, L. (1978), Procesy fizyczne w ośrodku międzygwiezdnym , Wiley, ISBN 978-0-471-29335-4
- Kamień, WE; Cummings, AC; McDonald, FB; Heikkila, BC; Lal, N.; Webber, WR (2005), "Voyager 1 Explores the Termination Shock Region and the Heliosheath Beyond", Science , 309 (5743): 2017-2020, Bibcode : 2005Sci...309.2017S , doi : 10.1126/science.1117684 , PMID 16179468 , S2CID 34517751
- Thorndike, SL (1930), „Interstellar Matter” , Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku , 42 (246): 99, Bibcode : 1930PASP...42...99T , doi : 10.1086/124007
- Yan, Yong-Xin; Hazard, Edward B.; Nelson, Keith A. (grudzień 1985). „Impulsywne stymulowane rozpraszanie: ogólne znaczenie w interakcjach femtosekundowych impulsów laserowych z materią i zastosowaniach spektroskopowych”. Czasopismo Fizyki Chemicznej . 83 (11): 5391–5399. Kod Bibcode : 1985JChPh..83.5391Y . doi : 10.1063/1.449708 .