Tähtienvälinen väliaine

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 14. heinäkuuta 2022 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 3 muokkausta .

Tähtienvälinen väliaine (ISM) on aine ja kentät , jotka täyttävät tähtienvälisen tilan galaksien sisällä [1] . Koostumus: tähtienvälinen kaasu, pöly (1 % kaasumassasta), tähtienväliset sähkömagneettiset kentät, kosmiset säteet sekä hypoteettinen pimeä aine . Tähtienvälisen väliaineen kemiallinen koostumus on primaarisen nukleosynteesin ja tähtien ydinfuusion tuote . Tähdet lähettävät koko elämänsä ajan tähtituulta , joka palauttaa elementtejä tähden ilmakehästä ympäristöön . Ja tähden elämän lopussa kuori irtoaa siitä, rikastaen tähtienvälistä väliainetta ydinfuusion tuotteilla.

Tähtienvälisen väliaineen avaruudellinen jakautuminen ei ole triviaali. Yleisten galaktisten rakenteiden, kuten galaksien bar (bar) ja spiraalihaarojen lisäksi on olemassa erillisiä kylmiä ja lämpimiä pilviä, joita ympäröi kuumempi kaasu. ISM:n pääominaisuus on sen erittäin alhainen tiheys, keskimäärin 1000 atomia kuutiosenttimetriä kohden.

Löytöhistoria

Tähtienvälisen väliaineen luonne on herättänyt tähtitieteilijöiden ja tiedemiesten huomion vuosisatojen ajan. Termiä "tähtienvälinen väliaine" käytti ensimmäisen kerran F. Bacon vuonna 1626 [2] . "Oi, tähtien välinen taivas, sillä on niin paljon yhteistä tähtien kanssa, se kiertää (Maan ympäri) aivan kuten mikä tahansa muu tähti." Myöhempi luonnonfilosofi Robert Boyle vastusti vuonna 1674 : "Taivaan tähtienvälisen alueen, kuten jotkut modernit epikurolaiset uskovat , täytyy olla tyhjä."

Nykyaikaisen sähkömagneettisen teorian luomisen jälkeen jotkut fyysikot olettivat, että näkymätön valaiseva eetteri on väline valoaaltojen välittämiseen. He myös uskoivat, että eetteri täytti tähtienvälisen tilan. Robert Patterson vuonna 1862 kirjoitti [3] : "Tämä ulosvirtaus on värähtelyjen tai värähtelevien liikkeiden perusta eetterissä, joka täyttää tähtienvälistä tilaa."

Yötaivaan syvien valokuvaustutkimusten avulla E. Barnard sai ensimmäisen kuvan tummasta sumusta , joka erottui siluettina galaksin tähtien taustaa vasten. Ensimmäisen löydön kylmästä diffuusiaineesta teki kuitenkin D. Hartmann vuonna 1904 löydettyään kiinteä absorptiospektri kaksoistähden emissiospektrissä , joiden havaittiin testaamassa Doppler-ilmiötä .

Delta Orion -spektrin historiallisessa tutkimuksessaan Hartmann tutki Delta Orion -järjestelmän seuralaisten kiertoradat ja tähdestä tulevaa valoa ja tajusi, että osa valosta imeytyy matkallaan Maahan. Hartmann kirjoitti, että " kalsiumin absorptioviiva on hyvin heikko" ja "osoitti jokseenkin yllättäväksi, että kalsiumviivat aallonpituudella 393,4 nanometriä eivät liiku spektrilinjojen jaksoittaisessa hajoamisessa, joka on läsnä spektroskooppisessa valossa". binääritähdet ". Näiden linjojen kiinteä luonne antoi Hartmannille mahdollisuuden ehdottaa, että absorptiosta vastuussa olevaa kaasua ei ole Delta Orionin ilmakehässä, vaan se päinvastoin sijaitsee tähden ulkopuolella ja sijaitsee tähden ja tarkkailijan välissä. Tämä tutkimus oli alku tähtienvälisen väliaineen tutkimukselle.

Hartmannin tutkimuksen jälkeen vuonna 1919 Mary Eger tutkiessaan 589,0 ja 589,6 nanometrin absorptioviivoja Delta Orionin ja Beta Scorpion järjestelmissä löysi natriumia tähtienvälisestä väliaineesta [4] .

Bealsin [5] (1936) tekemät lisätutkimukset kalsiumin "H"- ja "K"-linjoista mahdollistivat Epsilonin ja Zeta Orionisin kaksois- ja epäsymmetrisen spektriprofiilien havaitsemisen . Nämä olivat ensimmäiset kattavat tutkimukset tähtienvälisestä väliaineesta Orionin tähdistössä . Absorptioviivaprofiilien epäsymmetria johtui lukuisten absorptioviivojen päällekkäisyydestä, joista jokainen vastasi atomisiirtymiä (esimerkiksi kalsiumin "K"-viiva) ja esiintyi tähtienvälisissä pilvissä, joilla jokaisella oli oma säteittäinen nopeus . Koska kukin pilvi liikkuu eri nopeuksilla tähtienvälisessä avaruudessa, sekä Maata kohti että siitä poispäin, Doppler-ilmiön seurauksena absorptioviivat siirtyivät joko violetille tai punaiselle puolelle, vastaavasti. Tämä tutkimus vahvisti, että aine ei ole tasaisesti jakautunut tähtienväliseen avaruuteen.

Tähtienvälisen aineen intensiiviset tutkimukset antoivat W. Pickeringille vuonna 1912 todeta [6] , että "tähtienvälinen absorboiva väliaine, joka, kuten Kaptein osoitti , absorboi vain tietyillä aallonpituuksilla, voi viitata kaasun ja kaasumaisten molekyylien läsnäoloon, joita Auringon sinkoaa ulos ja tähdet ."

Myös vuonna 1912 Victor Hess löysi kosmisia säteitä , energisesti varautuneita hiukkasia, jotka pommittavat Maata avaruudesta. Tämän ansiosta jotkut tutkijat saattoivat todeta, että ne täyttävät myös tähtienvälisen väliaineen. Norjalainen fyysikko Christian Birkeland kirjoitti vuonna 1913: ”Näkemyksemme johdonmukainen kehitys saa meidät olettamaan, että kaikki avaruus on täynnä kaikenlaisia elektroneja ja vapaita ioneja . Meillä on myös taipumus uskoa, että kaikki tähtijärjestelmät ovat peräisin avaruudessa olevista varautuneista hiukkasista. Eikä vaikuta ollenkaan uskomattomalta ajatella, että suurin osa maailmankaikkeuden massasta ei löydy tähtijärjestelmistä tai sumuista , vaan "tyhjästä" avaruudesta" [7]

Thorndike kirjoitti vuonna 1930: ”Olisi kauheaa tajuta, että tähtien ja täydellisen tyhjyyden välillä on ylitsepääsemätön kuilu. Revontulet innostuvat aurinkomme lähettämistä varautuneista hiukkasista . Mutta jos miljoonat muut tähdet lähettävät myös varautuneita hiukkasia, ja tämä on kiistaton tosiasia, galaksissa ei voi olla absoluuttista tyhjiötä ollenkaan” [8] .

Havainnon ilmentymät

Luettelemme tärkeimmät havainnoinnin ilmenemismuodot:

Ionisoidun vedyn valosumut kuumien tähtien ympärillä ja heijastavia kaasu- ja pölysumuja kylmempien tähtien läheisyydessä;
Tähtien valon heikkeneminen (tähtienvälinen absorptio) pölyn vuoksi, joka on osa tähtienvälistä väliainetta. Sekä siihen liittyvä valon punoitus; läpinäkymättömien sumujen läsnäolo;
Valon polarisaatio pölyrakeissa, jotka on suunnattu galaksin magneettikenttää pitkin;
Tähtienvälisen pölyn infrapunasäteily;
Neutraalin vedyn radiosäteily radioalueella 21 cm:n aallonpituudella;
Pehmeät röntgensäteet kuumasta harvinaisesta kaasusta;
Relativististen elektronien synkrotronisäteily tähtienvälisissä magneettikentissä;
Säteily kosmisista maserseista .

ISM:n rakenne on äärimmäisen ei-triviaali ja heterogeeninen: jättimäisiä molekyylipilviä, heijastussumuja, protoplanetaarisia sumuja, planetaarisia sumuja, palloja jne. Tämä johtaa monenlaisiin havainnointiilmiöihin ja prosesseihin, joita väliaineessa tapahtuu. Seuraavassa taulukossa on lueteltu levyympäristön pääkomponenttien ominaisuudet:

Vaihe	Lämpötila ( K )	Pitoisuus (cm −3 )	Pilvien massa ( M ⊙ )	Koko ( kpl )	Osuus varatusta tilavuudesta	Havaintomenetelmä
koronakaasua	~5⋅10 5	~0,003	-	-	~0,5	Röntgenkuvaus, metallien absorptioviivat UV -säteilyssä
Kirkkaat HII-alueet	~10 4	~30	~300	~10	~10 -4	Kirkas viiva H α
Matalatiheyksiset HII-vyöhykkeet	~10 4	~0.3	-	-	~0.1	Rivi Hα_ _
Pilvien välinen ympäristö	~10 4	~0.1	-	-	~0.4	Lyα linja _
Lämpimät HI-alueet	~10 3	~1	-	-	~0,01	HI-säteily λ = 21 cm
Maser kondensaatiot	<100	~10 10	~10 5	~ 10-5		Maser-säteilyä
HI pilvet	≈80	~10	~100	~10	~0,01	HI-absorptio λ = 21 cm
Jättiläiset molekyylipilvet	~20	~300	~3⋅10 5	~40	~3⋅10 −4
molekyylipilviä	≈10	~10 3	~300	~1	~ 10-5	Molekyylivedyn absorptio- ja emissioviivat radio- ja infrapunaspektrissä.
Globuleja	≈10	~10 4	~20	~0.3	~3⋅10 −9	Absorptio optisella alueella.

Maser-efekti

Vuonna 1965 useista radiosäteilyspektreistä löydettiin erittäin voimakkaita ja kapeita viivoja, joiden λ = 18 cm. Lisätutkimukset osoittivat, että viivat kuuluvat OH-hydroksyylimolekyyliin ja niiden epätavalliset ominaisuudet ovat seurausta maser - emissiosta. Vuonna 1969 löydettiin maserilähteitä vesimolekyylistä, jonka λ = 1,35 cm, ja myöhemmin löydettiin maserit, jotka toimivat myös muissa molekyyleissä.

Maser-emissiolle tarvitaan tasojen käänteinen populaatio (ylemmän resonanssitason atomien lukumäärä on suurempi kuin alemmalla). Sitten aineen läpi kulkeva valo, jolla on aallon resonanssitaajuus, vahvistuu, ei heikkene (tätä kutsutaan maser-ilmiöksi). Käänteisen populaation ylläpitämiseksi tarvitaan jatkuvaa energian pumppausta, joten kaikki avaruusmaserit jaetaan kahteen tyyppiin:

Maserit, jotka liittyvät nuoriin (10–5 - vuotiaat) kuumiin OB -tähdeihin (ja mahdollisesti prototähtiin) ja sijaitsevat tähtienmuodostusalueilla.
Maserit liittyvät pitkälle kehittyneisiin viileisiin tähtiin, joilla on korkea kirkkaus.

Fyysiset ominaisuudet

Paikallisen termodynaamisen tasapainon (LTE) puute

Tähtienvälisessä väliaineessa atomien pitoisuus ja siten myös optinen paksuus ovat pieniä. Tämä tarkoittaa, että tehollinen säteilylämpötila on tähtien säteilylämpötila (~5000 K) , joka ei millään tavalla vastaa itse väliaineen lämpötilaa. Tässä tapauksessa plasman elektronien ja ionien lämpötilat voivat poiketa suuresti toisistaan, koska energianvaihto törmäyksessä tapahtuu erittäin harvoin. Ei siis ole olemassa yhtä lämpötilaa edes paikallisessa mielessä.

Atomien ja ionien lukumäärän jakautuminen tasopopulaatioille määräytyy rekombinaatio- ja ionisaatioprosessien tasapainon perusteella. LTE edellyttää näiden prosessien olevan tasapainossa, jotta yksityiskohtainen tasapainoehto täyttyy, mutta tähtienvälisessä väliaineessa suorat ja käänteiset alkuaineprosessit ovat luonteeltaan erilaisia, joten yksityiskohtaista tasapainoa ei voida määrittää.

Ja lopuksi kovan säteilyn ja nopeasti varautuneiden hiukkasten pieni optinen paksuus johtaa siihen, että millä tahansa tilan alueella vapautuva energia kulkeutuu pitkiä matkoja, ja jäähdytys tapahtuu koko tilavuudessa kerralla, ei paikallisessa tilassa. laajenee nopeudella ääni ympäristössä. Sama pätee lämmitykseen. Lämmönjohtavuus ei pysty siirtämään lämpöä kaukaisesta lähteestä, ja käyttöön tulevat prosessit, jotka lämmittävät suuria määriä kerralla.

Huolimatta LTE:n puuttumisesta, jopa erittäin harvinaisessa kosmisessa plasmassa, elektronien Maxwell-jakauma nopeuksille muodostetaan, mikä vastaa väliaineen lämpötilaa; siksi hiukkasten jakautumiseen energioissa voidaan käyttää Boltzmannin kaavaa . ja puhua lämpötilasta. Tämä johtuu Coulombin voimien pitkän kantaman vaikutuksesta melko lyhyessä ajassa (puhtaasti vetyplasmalla tämä aika on luokkaa 10 5 s ), paljon vähemmän kuin hiukkasten välisen törmäyksen aika.

Kaasun tilan kuvaamiseksi otamme käyttöön tilavuusjäähdytyskertoimen ja tilavuuslämmityskertoimen . Tällöin tilavuuselementin dV energian säilymislaki sisäisellä energialla E ja paineella P kirjoitetaan seuraavasti: $\lambda(n,T)$ $\Gamma(n,T)$

{\frac {dQ}{dt}}={\frac {dE}{dt}}+P{\frac {dV}{dt}}=\Gamma -\Lambda

Termisessä tasapainossa dQ/dt = 0 , mikä tarkoittaa, että väliaineen tasapainolämpötila voidaan löytää suhteesta Γ = Λ .

Lämmitysmekanismit

Kun sanomme, että väliaine lämpenee, tarkoitamme keskimääräisen kineettisen energian kasvua. Volumetrinen kuumennus lisää jokaisen hiukkasen kineettistä energiaa. Jokainen hiukkanen aikayksikköä kohti voi lisätä energiaansa rajallisen määrän, ja termodynaamisen tasapainon puuttuessa tämä tarkoittaa, että väliaineen kuumennusnopeus on suoraan verrannollinen hiukkasten lukumäärään tilavuusyksikköä kohti, eli pitoisuuteen Γ ( n , T ) = nG ( T ) . Funktiota G ( T ) [erg/s] kutsutaan lämmitystehoksi ja se lasketaan vuorovaikutuksen ja säteilyn alkeisprosessien kautta.

Tähtien ultraviolettisäteily (fotoionisaatio)

Klassinen valosähköinen efekti: kvantin energia kuluu atomin ionisaatioon mielivaltaiselta tasolta i ja elektronin kineettiseen energiaan. Sitten elektronit törmäävät eri hiukkasten kanssa ja kineettinen energia muuttuu kaoottisen liikkeen energiaksi, kaasu lämpenee.

Tähtienvälinen kaasu koostuu kuitenkin vedystä, joka voidaan ionisoida vain kovalla ultraviolettivalolla. Siksi UV-kvanttien tärkeimmät "sieppaajat" ovat epäpuhtausatomit: rauta, pii, rikki, kalium jne. Niillä on tärkeä rooli kylmän kaasun lämpötasapainon luomisessa.

shokkiaallot

Iskuaallot syntyvät yliäänenopeuksilla etenevien prosessien aikana (ISM:llä tämä on 1-10 km/s ). Tämä tapahtuu supernovaräjähdyksen, kuoren irtoamisen, kaasupilvien törmäyksen aikana, kaasupilven painovoiman romahtamisen jne. aikana. Iskuaallon etuosan takana suunnatun liikkeen kineettinen energia muuttuu nopeasti kaoottisen energiaksi hiukkasten liikettä. Joskus lämpötila voi saavuttaa valtavia arvoja (jopa miljardi astetta supernovajäänteiden sisällä), ja pääenergia tulee raskaiden ionien liikkeestä (ionilämpötila). Aluksi kevyen elektronikaasun lämpötila on paljon alhaisempi, mutta vähitellen Coulombin vuorovaikutuksista johtuen ionien ja elektronien lämpötilat tasoittuvat. Jos plasmassa on magneettikenttä, turbulenssi ottaa ensimmäisen viulun roolin ionien ja elektronien lämpötilojen tasaamisessa.

Läpäisevä säteily ja kosmiset säteet

Kosmiset säteet ja diffuusi röntgensäteet ovat tärkeimmät tähtienvälisen väliaineen ionisaatiolähteet, eivät ultraviolettisäteilyä, kuten voisi odottaa. Kosmisen säteen hiukkaset muodostavat vuorovaikutuksessa väliaineen kanssa elektroneja, joilla on erittäin korkea energia. Elektroni menettää tämän energian elastisissa törmäyksissä sekä joustamattomissa törmäyksissä, mikä johtaa atomien ja ionien ionisaatioon tai virittymiseen. Supratermiset elektronit, joiden energia on alle 10 eV , menettävät energiaa elastisissa törmäyksissä ja lämmittävät kaasua. Tällainen mekanismi on erittäin tehokas 10 6 K lämpötiloissa . 10 7 K lämpötilassa elektronien ominaista lämpönopeutta verrataan matalaenergisten kosmisen säteen hiukkasten lämpönopeuteen, ja kuumenemisnopeus laskee jyrkästi.

Ionisointi ja lämmitys kuumasta kaasusta peräisin olevilla pehmeillä diffuusiröntgensäteillä ei pohjimmiltaan eroa kosmisten säteiden lämmittämisestä. Ainoa ero on kuumennusnopeudessa (se on suuruusluokkaa suurempi kosmisilla säteillä) ja paljon suuremmassa fotoionisaation poikkileikkauksessa röntgensäteiden sisäkuorista.

Kova sähkömagneettinen säteily (röntgen- ja gamma-kvantit)

Sen suorittavat pääasiassa sekundääriset elektronit fotoionisaation ja Compton-sironnan aikana . Tässä tapauksessa lepoelektroniin siirtynyt energia on yhtä suuri kuin

\Delta E=h\nu {\frac {h\nu }{m_{e}c^{2}}}(1-\cos \theta )

missä m e on elektronin massa ,

c on valon nopeus , h on Planckin vakio , ν on fotonitaajuus ennen sirontaa, θ on sirontakulma.

Pienillä fotonienergioilla sironnan poikkileikkaus on Thomsonin : cm². $h\nu \ll m_{e}c^{2}$ ${\displaystyle \sigma _{T}\simeq 6.65\cdot 10^{-25))$

Jäähdytysmekanismit

Kuten jo mainittiin, tähtienvälinen väliaine on optisesti ohut ja sen tiheys on alhainen, ja jos on, niin tärkein jäähdytysmekanismi on fotonien emissio. Kvanttien emissio liittyy binaarisiin vuorovaikutusprosesseihin (partikkeli-partikkeli), joten kokonaistilavuusjäähdytysnopeus voidaan esittää muodossa , jossa jäähdytysfunktio λ riippuu vain väliaineen lämpötilasta ja kemiallisesta koostumuksesta. $\Lambda (n,T)=n^{2}\lambda (T)$

Vapaata (bremsstrahlung) säteilyä

Vapaan (bremsstrahlung) säteilyn avaruusplasmassa aiheuttavat Coulombin veto- tai hylkimisvoimat. Elektroni kiihtyy ionin kentässä ja alkaa säteillä sähkömagneettisia aaltoja liikkuen avoimelta (klassisessa mielessä) kiertoradalta toiselle, mutta pysyen vapaana, eli sillä on riittävästi energiaa mennäkseen äärettömään. Tässä tapauksessa koko spektri säteilee röntgensäteistä radioon. Tässä tapauksessa yksikkötilavuudesta avaruuskulman sisällä vapautuva energia aikayksikköä kohti on yhtä suuri kuin:

j_{\nu }(T)={\frac {16}{3}}\left({\frac {\pi }{6}}\right)^{1/2}{\frac {n_{\nu }Z^{2}e^{6}}{m_{e}^{2}c^{3}}}\left({\frac {m_{e}}{kT}}\oikea)^{1 /2}g\exp {\frac {-h\nu }{kT}}n_{e}n_{i}

[erg/(cm³ s sr Hz)],

missä on taitekerroin, $n_{\nu}$

g on ns. Gaunt-kerroin (ottaa huomioon kvanttivaikutukset ja ytimen osittaisen seulonnan elektroneilla, lähellä 1:tä optisella alueella),

n_{e}

ja ovat vastaavasti elektronien ja ionien pitoisuudet,

n_{i}

Z on ionivaraus alkuvarauksen yksiköissä.

Puhtaasti vetyplasmalle, jossa on yhtä suuri protonien ja elektronien pitoisuus, tilavuusjäähdytyskerroin on

\Lambda _{\mathrm {ff} }(\mathrm {H} )=\int \limits _{0}^{\infty }{j_{\nu }d\nu }\simeq 1,43\cdot 10^ {- 27}n_{e}^{2}{\sqrt {T}}

[erg/(cm³ s)]

(indeksi ff tarkoittaa vapaita (vapaita) siirtymiä). Avaruusplasma ei kuitenkaan ole pelkästään vetyä, se sisältää raskaita alkuaineita, joiden suuren varauksen ansiosta jäähdytystehokkuus paranee. Täysin ionisoituneelle väliaineelle, jossa on normaali kosminen runsaus alkuaineita . Tämä mekanismi on erityisen tehokas plasmalle, jonka T > 10 5 K . $\Lambda _{\mathrm {ff} }\noin 1,7\Lambda _{\mathrm {ff} }(\mathrm {H} )$

Rekombinaatiosäteily

Säteilyrekombinaatio Säteilevässä (radiatiivisessa) rekombinaatiossa yhdistyvän elektronin kineettisen energian osuus on äärimmäisen pieni emittoidun fotonin energiassa (missä on sen tason ionisaatiopotentiaali, johon elektroni yhdistyy). Koska melkein aina , suurin osa vapautuneesta energiasta ei ole lämpöä. Siksi säteilevä rekombinaatio on yleensä tehotonta kaasujäähdytyksessä. Kuitenkin säteilyteho tilavuusyksikköä kohti, joka johtuu säteilyrekombinaatiosta tasapainoväliaineelle, jonka T < 10 5 K , ylittää bremsstrahlung-häviöt . ${\displaystyle h\nu =\xi _{i}+m_{e}v^{2))$ $\xi _{i}$ $\xi _{i}\gg m_{e}v^{2}/2$ ${\displaystyle \Lambda _{r}\approx 4\Lambda _{\mathrm {ff} ))$
Dielektroninen rekombinaatio Dielektroninen rekombinaatio koostuu kahdesta vaiheesta. Ensinnäkin energinen elektroni virittää atomin tai ionin siten, että kahden virittyneen elektronin kanssa muodostuu epästabiili ioni. Lisäksi joko emittoidaan elektroni ja ioni lakkaa olemasta epästabiili (autoionisaatio), tai emittoidaan fotoni, jonka energia on ionisaatiopotentiaalin suuruusluokkaa, ja ionista tulee jälleen stabiili. Atomin virittämiseen tarvitaan erittäin nopea elektroni, jonka energia on keskimääräistä suurempi. Kun tällaisten elektronien määrä vähenee, järjestelmän keskimääräinen energia laskee ja väliaine jäähtyy. Tämä jäähdytysmekanismi alkaa hallita säteilyrekombinaatiota lämpötilassa T > 105 K.

Kahden fotonin säteily

Kielletyille resonanssisiirtymille vedyn tasoista ja heliumin ja heliumin kaltaisten ionien tasoista emittoidaan kaksi fotonia (yhden fotonin siirtyminen on kielletty valintasäännöillä). Nämä tasot ovat jännittyneet pääasiassa elektronisten vaikutusten vuoksi. Syntyvien fotonien kokonaisenergia vastaa kahden tason välistä energiaeroa, mutta kummallakaan fotoneilla ei ole kiinteää energiaa ja muodostuu jatkuvaa säteilyä, jota havaitaan HII-vyöhykkeillä (ionisoitu vety). Näiden fotonien aallonpituus on pidempi kuin Lyman-alfa- linjalla , ja siksi ne eivät pysty herättämään neutraalia vetyatomia perustilassa, joten ne poistuvat väliaineesta, mikä on tärkein syy kuuman tilan plasman jäähdyttämiseen. T = 106 -108 K. _ _ $2s_{{1/2}}\rightarrow 1s_{{1/2}}$ $2^{1}S_{0}$

Käänteinen Compton-sironta

Jos fotoni, jonka energia on ε , sirotetaan nopealla elektronilla, jonka kokonaisenergia on , niin energian ja liikemäärän siirtyminen elektronista fotoniin tulee tärkeäksi. Lorentzin muunnos elektronin lepokehykseen antaa siinä olevalle fotonienergialle γε , missä γ on Lorentzin tekijä . Käytetään yllä olevaa Compton-ilmiön kaavaa, joka antaa levossa olevan elektronin hajottaman fotonin energiahäviön, ja palataksemme laboratorion viitekehykseen, saadaan sironneen fotonin energia . Voidaan nähdä, että matalataajuiset kvantit muuttuvat koviksi säteilykvanteiksi. Keskiarvottamalla kulmien yli yhden tällaisen elektronin energiahäviön nopeudesta isotrooppisen säteilyn kentässä saadaan $E=\gamma m_{e}c^{2}$ $\varepsilon _{1}\sim \gamma ^{2}\varepsilon$

-\left({\frac {dE}{dt}}\right)_{\mathrm {compt} }={\frac {4}{3}}\sigma _{T}c\gamma ^{ 2}\beta ^{2}\int \limits _{0}^{\infty }u_{\nu }d\nu

missä β = v / c on dimensioton elektronin nopeus,

u ν on säteilyenergiajakauman taajuustiheys.

Elektronien lämpöjakauman tapauksessa, jonka pitoisuus ja lämpötila on T , meillä on . Jos (ei-relativistiset, suhteellisen matalaenergiaiset elektronit), tällaisen väliaineen tilavuusjäähdytys on: $n_{e}$ ${\displaystyle \langle \beta ^{2}\rangle =\langle (v/c)^{2}\rangle =3kT/m_{e}c^{2))$ $\gamma \noin 1$

\Lambda _{c}=-\left({\frac {dE}{dt}}\right)_{\mathrm {compt} }n_{e}={\frac {4kT}{m_{e }c^{2))}\sigma _{T}cn_{e}\int \limits _{0}^{\infty }u_{\nu }d\nu

Compton-jäähdytys hallitsee yleensä erittäin ionisoitunutta ja erittäin kuumennettua plasmaa lähellä röntgenlähteitä. Hänen ansiostaan ympäristö ei voi lämmetä korkeammalle . Tämä mekanismi oli tärkeä varhaisessa universumissa ennen rekombinaation aikakautta . Normaaleissa ISM-olosuhteissa tämä vaikutus voidaan jättää huomiotta. $T\sim {\frac {\varepsilon }{4k))$

Ionisaatio elektroniiskulla

Jos kaikki muut jäähdytysmekanismit ovat säteileviä (fotonit kuljettavat energiaa pois), tämä on ei-säteily. Lämpöenergia kuluu elektronin erottamiseen ja varastoidaan ioni-elektroni-sidoksen sisäisen energian muodossa. Sitten se korostetaan rekombinaatioiden aikana.

Emissio spektriviivoina

ISM-jäähdytyksen päämekanismi lämpötilassa T < 10 5 K. Emissio tapahtuu siirtymien aikana elektronitörmäyksen jälkeen viritetyistä tasoista. Spektrialue, jolla energiaa kulkeutuu pois, määräytyy lämpötilan mukaan - mitä korkeampi lämpötila, sitä korkeammat tasot virittyvät, sitä energisemmät fotonit säteilevät ja sitä nopeammin jäähtyminen tapahtuu. Taulukossa on lueteltu viivat, jotka hallitsevat eri lämpötiloissa.

Lämpötila, K	Jäähdytys linjoissa
> 10 6	Raskaiden alkuaineiden H- ja He-kaltaisten ionien röntgenviivat
2⋅10 4 -10 6	He-resonanssi-UV-linjat ja raskaat Fe:iin asti
(1–2)⋅10 4	H-viivat (enimmäkseen Ly α )
(0,5–1)⋅10 4	Raskaiden elementtien kielletyt rivit
30-10 4	Kaukaiset IR-viivat siirtymissä päätermien hienorakenteen tasojen välillä
(1–2)⋅10 3	Molekyylitasot, pääasiassa H2
<30	CO- ja vesi-H 2 O -molekyylien rotaatiosiirtymät

Terminen epävakaus

Nyt, kun tiedämme kaikki jäähdytyksen ja lämmityksen perusprosessit ja mekanismit, voimme kirjoittaa lämpötasapainoyhtälöt muotoon . Kirjataan ylös ionisaatiotasapainoyhtälö, joka tarvitaan tasopopulaation selvittämiseksi. Ratkaisemalla saadaan tasapainolämpötila T ( n ) . Ottaen huomioon, että aine tähtienvälisessä väliaineessa on äärimmäisen harvinaista, eli se on ihanteellinen kaasu, joka noudattaa Mendeleev-Clapeyron -yhtälöä , löydämme tasapainopaineen P ( n ) ja huomaamme, että riippuvuus muistuttaa enemmän van der Waalsia. kaasun tilayhtälö : on painealue, jossa yksi P :n arvo vastaa kolmea n:n tasapainoarvoa . Negatiivisen derivaatan osan ratkaisu on epävakaa pienten häiriöiden suhteen: ympäristön painetta suuremmassa paineessa kaasupilvi laajenee, kunnes tasapaino saavutetaan pienemmällä tiheydellä ja paineella, joka on pienempi kuin ympäristön paine. ympäristö, päinvastoin, se supistuu. Tämä selittää harvinaisen tähtienvälisen väliaineen ja tiheämpien tähtienvälisten kaasupilvien havaitun dynaamisen tasapainon. $nG(T)=n^{2}\lambda (T)$

Todellisessa ympäristössä tilanne on paljon monimutkaisempi. Ensinnäkin on magneettikenttä , joka vastustaa supistumista, ellei jälkimmäinen tapahdu kenttäviivoja pitkin. Toiseksi tähtienvälinen väliaine on jatkuvassa liikkeessä ja sen paikalliset ominaisuudet muuttuvat jatkuvasti, siihen ilmestyy uusia energialähteitä ja vanhat katoavat; tämän seurauksena lämpötasapainon ehto ei välttämättä täyty ollenkaan. Kolmanneksi termodynaamisen epävakauden lisäksi on olemassa gravitaatio- ja magnetohydrodynaamisia. Eikä tässä oteta huomioon mitään kataklysmejä, kuten supernovaräjähdyksiä, naapurustossa kulkevien galaksien vuorovesivaikutuksia tai itse kaasun kulkemista galaksin kierrehaarojen läpi.

Kielletyt viivat ja 21 cm:n viiva

Optisesti ohuen väliaineen erottuva piirre on emissio kielletyillä linjoilla. Kielletyiksi viivoiksi kutsutaan linjoja, jotka ovat valintasääntöjen kiellettyjä, eli ne syntyvät siirtymissä metastabiileista tasoista. Tällaisten tasojen tyypillinen elinikä spontaanin rappeutumisen aikana on 10 -5 sekunnista useisiin päiviin, mutta on myös paljon pidempiä tiloja (katso alla). Suurilla hiukkaspitoisuuksilla niiden törmäys poistaa virityksen, eli tasoilla ei lähes koskaan ehdi tehdä säteilysiirtymää ja päästöviivoja ei havaita niiden äärimmäisen heikkouden vuoksi. Pienillä tiheyksillä viivan intensiteetti ei riipu siirtymän todennäköisyydestä, koska pienen todennäköisyyden kompensoi suuri määrä atomeja metastabiilissa tilassa. Jos LTE:tä ei ole, energiatasojen populaatio tulisi laskea viritys- ja deaktivaatioprosessien tasapainosta.

ISM:n tärkein kielletty viiva on atomivedyn radiolinja λ = 21 cm . Tämä viiva syntyy siirtymävaiheessa vetyatomin tason hyperhienorakenteen alatasojen välillä, joka liittyy spinin läsnäoloon elektronissa ja protonissa: tilalla, jossa on samansuuntaiset spinit, on hieman suurempi energia kuin vastakkaisiin suuntautuneilla ( tasojen välinen energiaero on vain 5,87433 mikroelektronivolttia). Spontaanin siirtymän todennäköisyys näiden tasojen välillä on -1 :stä (eli virittyneen tilan elinikä on 11 miljoonaa vuotta). Ylemmän tason populaatio syntyy neutraalien vetyatomien törmäyksestä ja tasojen populaatio , . Tässä tapauksessa tilavuusemissiivisyys $1^{2}S_{1/2}$ $A_{10}=2,9\cdot 10^{-15}$ $n_{1}=n_{\mathrm {H} }/4$ $n_{0}=3n_{\mathrm {H} }/4$

j_{\nu }={\frac {h\nu _{10}}{4\pi }}n_{1}A_{10}\varphi (\nu )

missä φ(ν) on viivaprofiili ja tekijä 4 π olettaa isotrooppista säteilyä.

21 cm:n radiolinjan tutkimukset tekivät mahdolliseksi todeta, että neutraali vety galaksissa on pääasiassa hyvin ohuessa, 400 pc :n paksuisessa kerroksessa lähellä galaksin tasoa. HI-jakauma näyttää selvästi Galaxyn kierrehaarat. Voimakkaiden radiolähteiden absorptiolinjakomponenttien Zeeman-jakoa käytetään pilvien sisällä olevan magneettikentän arvioimiseen.

Magneettikentän jäätyminen

Magneettikentän jäätyminen tarkoittaa magneettivuon säilymistä minkä tahansa suljetun johtavan piirin läpi, kun se muuttaa muotoaan. Laboratorio-olosuhteissa magneettivuon voidaan katsoa säilyneen korkean sähkönjohtavuuden omaavissa väliaineissa. Äärettömän sähkönjohtavuuden rajalla äärettömän pieni sähkökenttä saattaisi virran kasvamaan äärettömään arvoon. Siksi ihanteellisen johtimen ei pitäisi ylittää magneettikenttälinjoja ja siten virittää sähkökenttää, vaan päinvastoin sen tulee vetää magneettikenttäviivoja pitkin. Magneettikenttä on ikään kuin jäätynyt johtimeen.

Todellinen kosminen plasma on kaukana ihanteellisesta, ja magneettikentän jäätyminen tulisi ymmärtää siinä mielessä, että virtapiirin läpi kulkevan vuon muuttaminen kestää hyvin kauan. Käytännössä tämä tarkoittaa, että voimme pitää kentän vakiona pilven supistumisen, pyörimisen jne.

Tähtienvälinen pöly

Tähtienvälisen väliaineen evoluutio

Tähtienvälisen väliaineen, tai tarkemmin sanottuna, tähtienvälisen kaasun kehitys liittyy läheisesti koko galaksin kemialliseen kehitykseen. Näyttää siltä, että kaikki on yksinkertaista: tähdet imevät kaasua ja heittävät sen sitten takaisin rikastaen sitä ydinpalamistuotteilla - raskailla alkuaineilla - joten metallisuuden pitäisi vähitellen kasvaa.

Big Bang -teoria ennustaa, että vetyä, heliumia, deuteriumia, litiumia ja muita kevyitä ytimiä muodostui primordialisen nukleosynteesin aikana, jotka ovat edelleen halkeilemassa Hayashin radalla tai prototähtien vaiheessa. Toisin sanoen meidän pitäisi tarkkailla pitkäikäisiä G-kääpiöitä, joilla ei ole metallisuutta. Mutta mitään näistä ei ole löydetty galaksista; lisäksi useimmat niistä ovat lähes auringon metallisuutta. Epäsuorien tietojen perusteella voidaan päätellä, että jotain vastaavaa on olemassa muissa galakseissa. Tällä hetkellä asia on edelleen auki ja odottaa päätöstä.

Alkuperäisessä tähtienvälisessä kaasussa ei myöskään ollut pölyä. Nykyään uskotaan, että pölyrakeet muodostuvat vanhojen kylmien tähtien pinnalle ja jättävät sen yhdessä ulosvirtaavan aineen kanssa.

Aurinko ja tähtienvälinen väliaine

Tähtienvälinen väliaine aurinkokunnan läheisyydessä ei ole yhtenäinen. Havainnot osoittavat, että Aurinko liikkuu noin 25 km/s nopeudella paikallisen tähtienvälisen pilven läpi ja saattaa poistua siitä seuraavan 10 000 vuoden aikana. Aurinkotuulella on tärkeä rooli aurinkokunnan vuorovaikutuksessa tähtienvälisen aineen kanssa .

Aurinkotuuli on varautuneiden hiukkasten (pääasiassa vety- ja heliumplasma ) virta , joka virtaa ulos aurinkokoronasta kasvavalla nopeudella suurella nopeudella. Aurinkotuulen nopeus heliopaussissa on noin 450 km/s. Tämä nopeus ylittää äänen nopeuden tähtienvälisessä väliaineessa. Ja jos kuvittelemme tähtienvälisen väliaineen ja aurinkotuulen törmäyksen kahden virtauksen törmäyksenä, niin niiden vuorovaikutuksen aikana syntyy shokkiaaltoja. Ja itse väliaine voidaan jakaa kolmeen alueeseen: alue, jossa on vain ISM-hiukkasia, alue, jossa on vain tähtituulen hiukkasia ja niiden vuorovaikutuksen alue.

Ja jos tähtienvälinen kaasu olisi täysin ionisoitunut, kuten alun perin oletettiin, kaikki olisi täsmälleen kuten edellä on kuvattu. Mutta kuten ensimmäiset havainnot planeettojenvälisestä väliaineesta Ly-aplhassa ovat jo osoittaneet, tähtienvälisen väliaineen neutraalit hiukkaset tunkeutuvat aurinkokuntaan [9] . Toisin sanoen Aurinko on vuorovaikutuksessa neutraalin ja ionisoidun kaasun kanssa eri tavoin.

Vuorovaikutus ionisoidun kaasun kanssa

Iskuaallon raja

Ensinnäkin aurinkotuuli hidastuu, tihenee, lämpenee ja myrskyisee . Tämän siirtymän hetkeä kutsutaan terminaatioiskuksi ja se sijaitsee noin 85–95 AU:n etäisyydellä . esim. auringosta. ( Voyager 1- ja Voyager 2 -avaruusasemilta saatujen tietojen mukaan , jotka ylittivät tämän rajan joulukuussa 2004 ja elokuussa 2007.)

Heliosfääri ja heliopaussi

Noin 40 lisää. e. aurinkotuuli törmää tähtienväliseen aineeseen ja lopulta pysähtyy. Tätä rajaa, joka erottaa tähtienvälisen väliaineen aurinkokunnan aineesta, kutsutaan heliopaussiksi . Muodossa se näyttää kupalta, joka on pitkänomainen Auringon liikettä vastakkaiseen suuntaan. Heliopaussin rajaamaa avaruuden aluetta kutsutaan heliosfääriksi .

Voyagerin tietojen mukaan heliopaussi eteläpuolella osoittautui lähempänä kuin pohjoisessa (73 ja 85 tähtitieteellistä yksikköä, vastaavasti). Tarkkoja syitä tähän ei vielä tiedetä; Ensimmäisten oletusten mukaan heliopaussin epäsymmetria voi johtua superheikkojen magneettikenttien vaikutuksesta galaksin tähtienvälisessä avaruudessa .

jousishokki

Heliopaussin toisella puolella, noin 230 AU:n etäisyydellä. Toisin sanoen Auringosta, keulashokin (keulashokin) varrella , hidastuminen tapahtuu aurinkokuntaan osuvan tähtienvälisen aineen kosmisista nopeuksista.

Vuorovaikutus neutraalin vedyn kanssa

Väliaineen neutraalin hiukkasen vuorovaikutus on paljon monimutkaisempi. Ensinnäkin se (hiukkanen) voi luovuttaa elektroninsa aurinkotuulen ionille (latausvaikutus), ja toiseksi se voi mennä aurinkoon, missä vetovoima ja valopaine vaikuttavat siihen.

Ensimmäinen vaikutus johtaa heliosfäärin koon jyrkkään pienenemiseen ja teräviin kontrasteihin, jotka, kuten tutkijat toivovat, Voyager 1 ja Voyager 2 pystyvät havaitsemaan. Se muuttaa myös kuvaa heliosfäärin pyrstössä (jossa Pioneer-10 liikkuu), ilmaantuu Mach-levy, tangentiaalinen epäjatkuvuus ja heijastuva shokkiaalto [10] . Valitettavasti näitä vaikutuksia on mahdotonta varmistaa maapallon havainnoilla, ja voidaan vain toivoa mittauksia avaruusaluksilla.

Ne tähtienvälisen väliaineen hiukkaset, jotka onnistuivat tunkeutumaan planeettojen väliseen väliaineeseen, ovat paljon mielenkiintoisempia tarkkailijan näkökulmasta. Et voi vain tarkkailla niitä, vaan myös saada tietoa:

olosuhteet heliosfäärin reunalla;
monia tärkeitä yksityiskohtia tähtienvälisen väliaineen kemiasta;
tähtienvälisen väliaineen turbulenssi;
fyysiset olosuhteet tähtienvälisessä väliaineessa.

Muistiinpanot

↑ Avaruusfysiikka / toimittanut R. A. Sunyaev. - 2. painos - M . : Neuvostoliiton tietosanakirja, 1986. - S. 386.
↑ Bacon F, Sylva. 1626
↑ Patterson, Robert Hogarth "Väri luonnossa ja taiteessa", Essays in History and Art 10 Uusintapainos Blackwood's Magazinesta. 1862
↑ Heger, Mary Lea. Kiinteät natriumlinjat spektroskooppisissa binaarisarjoissa // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut . - 1919. - Voi. 31 , ei. 184 . - s. 304-305 . - doi : 10.1086/122890 . - .
↑ Beals, CS (1936), "Tähtienvälisten linjojen tulkinnasta" , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 96: 661
↑ Pickering, W. H. (1912), "Aurinkokunnan liike tähtienväliseen absorboivaan väliaineeseen" Arkistoitu 10. tammikuuta 2016 Wayback Machinessa , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 72: 740
↑ Birkeland, Kristian, "Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments", The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03, New York: Christiania (Oslo), H. Aschelhoug & Co., s. 720
↑ Thorndike, Samuel L. Interstellar Matter // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut . - 1930. - Voi. 42 , nro. 246 . - s. 99-104 . - doi : 10.1086/124007 . - .
↑ Adams, T. F.; Frisch, PC Lymanin alfataivaan taustan korkearesoluutioisia havaintoja // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1977. - Voi. 212 . - s. 300-308 . - doi : 10.1086/155048 . - .
↑ Tähtienvälisen väliaineen vaikutus heliosfäärin rakenteeseen . Haettu 15. kesäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 12. maaliskuuta 2012. (määrätön)

Kirjallisuus

Bochkarev N.G. Tähtienvälisen väliaineen fysiikan perusteet. — ISBN 978-5-397-01034-4 .
A.V. Zasov, K.A. Postnov. Yleinen astrofysiikka. - Fryazino: Century 2, 2006. - ISBN 5-85099-169-7 .
Bacon, Francis (1626), Sylva (3545 toim.)
Beals, CS (1936), Tähtienvälisten linjojen tulkinnasta , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society T. 96: 661 , DOI 10.1093/mnras/96.7.661
Birkeland, Kristian (1913), Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments , The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03 (osio 2) , New York: Christiania (nykyisin Oslo), H. Aschelhoug & Co., s. 720 , < https://archive.org/details/norwegianaurorap01chririch > loppunut, koko teksti verkossa
Boyle, Robert (1674), The Excellency of Theology Compar'd with Natural Philosophy , voi. ii. iv., s. 178
Burke, JR & Hollenbach, DJ (1983), Kaasun ja rakeen välinen vuorovaikutus tähtienvälisessä väliaineessa – Thermal adaptation and trapping , Astrophysical Journal T. 265: 223 , DOI 10.1086/160667
Dyson, J. (1997), Physics of the Interstellar Medium , Lontoo: Taylor & Francis
Field, G.B.; Goldsmith, DW & Habing, HJ (1969), Cosmic-Ray Heating of the Interstellar Gas , Astrophysical Journal Vol. 155: L149 , DOI 10.1086/180324
Ferriere, K. (2001), The Interstellar Environment of our Galaxy , Reviews of Modern Physics, osa 73 (4): 1031–1066 , DOI 10.1103/RevModPhys.73.1031
Haffner, L.M.; Reynolds, RJ; Tufte, S.L. & Madsen, GJ (2003), The Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey , Astrophysical Journal Supplement Vol. 145(2):405 , DOI 10.1086/378850 . Wisconsin Hα Mapperia rahoittaa National Science Foundation .
Heger, Mary Lea (1919), Stationary Sodium Lines in Spectroscopic Binaries , Julkaisut of the Astronomical Society of the Pacific, osa 31 (184): 304 , DOI 10.1086/122890
McKee, CF & Ostriker, JP (1977), Tähtienvälisen väliaineen teoria – Kolme komponenttia, joita säätelevät supernovaräjähdykset epähomogeenisessa substraatissa , Astrophysical Journal T. 218: 148 , DOI 10.1086/155667
Patterson, Robert Hogarth (1862), Väri luonnossa ja taiteessa, Essays in History and Art , osa 10 T. 72: 740 , DOI 10.1093/mnras/72.9.740
Spitzer, L. (1978), Physical Processes in the Interstellar Medium , Wiley, ISBN 0-471-29335-0
Stone, EY; Cummings, AC; McDonald, FB & Heikkila, BC (2005), Voyager 1 Explores the Termination Shock Region and the Heliosheath Beyond , Science osa 309 (5743): 2017–20, PMID 16179468 , DOI 10.1124176.
Thorndike, S. L. (1930), Interstellar ,10.1086/124007:doi 42 (246): 99,Publications of the Astronomical Society of the Pacific,,Matter /PASP./0042//0000099.000.html

Linkit

Freeview-video "Tähtienvälisen avaruuden kemia" William Klemperer, Harvardin yliopisto // Vega Science Trustin kuninkaallisen instituutin keskustelu
Tähtienvälinen väline: online- opetusohjelma

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Hienoa norjalaista Iso venäläinen maailman ympäri maailman ympäri Britannica (verkossa) Universalis
Bibliografisissa luetteloissa	GND : 4162140-2 J9U : 987007558027505171 LCCN : sh85067526 LNB : 000171496 NDL : 00570319

tähtienvälinen väliaine
Komponentit	tähtienvälinen kaasu tähtienvälinen pöly tähtienvälinen pilvi kosmiset säteet Magneettikenttä
Sumut	Diffuusi (kevyt) sumu tumma sumu emissio sumu heijastussumu supernova jäännös planetaarinen sumu protoplanetaarinen sumu
Tähtien muodostumisen alueet	molekyylipilvi Rae Alue HII
Ympyrätähtimuodostelmat	Ympäröivä levy ( Accretion disk protoplanetaarinen levy jäljellä oleva levy ) Polaariset suihkut Herbig Object - Haro
Säteily	Tähtien tuuli