Мен бәрін білгім келеді

Жұлдызаралық орта

Pin
Send
Share
Send


Үш фазалы модель

Дала, зергер және хабинг (1969)4 ИСМ байқалған қасиеттерін түсіндіру үшін статикалық екі фазалы тепе-теңдік моделін ұсынды. Олардың модельденген ИСМ суық тығыз фазадан (T <300 K), бейтарап және молекулалық сутегі бұлттарынан және жылы клеткалар фазасынан тұрды (T ~ 10)4 К), сирек кездесетін бейтарап және иондалған газдан тұрады. Макки және Острикер (1977)5 өте ыстық (T ~ 10) көрсететін динамикалық үшінші фаза қосылды6 K) қатты әсер еткен және ИСМ көлемінің көп бөлігін құраған газ. Бұл фазалар қыздыру мен салқындату тұрақты тепе-теңдікке жететін температуралар болып табылады. Олардың қағаздары соңғы үш онжылдықта одан әрі зерттеуге негіз болды. Алайда фазалар мен олардың бөліністерінің салыстырмалы пропорциялары әлі де белгілі емес.6

Құрылымдар

ISM турбулентті, сондықтан барлық кеңістіктік масштабта құрылымға ие.

Жұлдыздар молекулалық бұлттардың үлкен кешендерінің ішінде туады, әдетте мөлшері бірнеше парсек. Олардың өмірі мен өлімі кезінде жұлдыздар ISM-мен өзара әрекеттеседі.

Жұлдыздардың жас шоғырларынан (көбінесе оларды алып жатқан ХІІ гигантты немесе суперганатты) және суперновалар құрған соққы толқындары айналасына орасан зор энергия жұмсайды, бұл гипертониялық турбуленттілікке әкеледі. Нәтижесінде әртүрлі мөлшердегі құрылыстарды байқауға болады, мысалы, жұлдызды жел көпіршіктері және ыстық газдың артық көпіршіктері, рентгендік спутниктік телескоптар немесе радиотелескоп карталарынан байқалған турбулентті ағындар.

Қазіргі уақытта Күн төмен тығыздықтағы жергілікті көпіршіктің ішіндегі тығызырақ аймақаралық жұлдыздар бұлты арқылы жүреді.

Планетааралық құралмен өзара әрекеттесу

ИСМ мен планетааралық орта арасындағы өзара әрекеттесудің схемалық диаграммасы.

Жұлдызаралық орта Күн жүйесінің планетааралық ортасы бітетін жерден басталады. Күн желінің соққысы субсондық жылдамдыққа дейін баяулайды, күн 90-100 астрономиялық бірліктен. Гелиосеат деп аталатын шоктан тыс аймақта жұлдызаралық зат күн желімен әсерлеседі. «Вояжер-1», жер бетіндегі ең ұзын адам, 2004 жылдың 16 желтоқсанында жойылу соққысынан өтті және ақырында ISM-дегі жағдайдың алғашқы тікелей зонасын қамтамасыз етіп, жұлдызаралық кеңістікке енуі мүмкін.7

Жұлдыздардың жойылуы

ИСМ сонымен қатар жойылу мен қызаруға, жарықтың қарқындылығының төмендеуіне және жұлдыздан түсетін жарықтың толқын ұзындығының өзгеруіне жауап береді. Бұл әсерлер фотондардың шашырауы мен жұтылуынан туындайды және ISM-ді қара аспанда ашық көзбен бақылауға мүмкіндік береді. Сүт жолы жолағында - жұлдыздардың біркелкі дискісінде байқалатын айқын ырғақтар Жердің бірнеше мың жарық жылында молекулалық бұлттардың фондық жұлдызды сәулеленуімен түсіндіріледі.

Қиыр ультрафиолет сәулесі ISM бейтарап компоненттерімен тиімді сіңіріледі. Мысалы, атом сутегінің әдеттегі сіңіру толқын ұзындығы шамамен 121,5 нанометрге тең, Лиман-альфа ауысуы. Демек, жұлдыздан Жерден бірнеше жүз жарық жыл алыс қашықтықта осы толқын ұзындығында сәуле шығару мүмкін емес, өйткені оның көп бөлігі бейтарап сутегі арқылы Жерге сапар кезінде сіңіп кетеді.

Жылыту және салқындату

ISM әдетте термодинамикалық тепе-теңдіктен алыс. Соқтығысулар жылдамдықтың Максвелл-Больцман бөлуін орнатады, ал жұлдыздаралық газды сипаттау үшін әдетте «температура» «кинетикалық температура», термодинамикалық тепе-теңдікте Максвелл-Больцман жылдамдығының бөлінуі болатын бөлшектердің температурасын сипаттайды. Алайда, жұлдызаралық радиация өрісі термодинамикалық тепе-теңдіктегі ортадан гөрі әлсіз; көбінесе ол өте сұйылтылған жұлдыз тәрізді (беттік температура ~ 10,000 К). Сондықтан, БМЖ-де атом немесе молекула ішіндегі байланыс деңгейлері Больцман формуласына сәйкес сирек орналасады.8

ИСМ бөлігінің температурасына, тығыздығына және иондану күйіне байланысты әр түрлі қыздыру және салқындату механизмдері газдың температурасын анықтайды.

Жылыту механизмдері

Аз қуатты ғарыштық сәулелермен жылыту
ISM-ді жылыту үшін ұсынылған алғашқы механизм аз энергиялық ғарыштық сәулелермен қыздыру болды. Ғарыштық сәулелер - бұл молекулалық бұлттардың тереңдігіне ене алатын тиімді жылу көзі. Ғарыштық сәулелер энергияны иондау және қозу арқылы газға және кулондардың өзара әрекеттесуі арқылы бос электрондарға береді. Төмен энергиялық ғарыштық сәулелер (бірнеше МэВ) маңызды, өйткені олар жоғары энергиялы ғарыштық сәулелерге қарағанда әлдеқайда көп.
Дәндерде фотоэлектрлік қыздыру
Ыстық жұлдыздар шығаратын ультракүлгін сәулелер электрондарды шаң түйіршіктерінен тазарта алады. Фотон шаңды дәнге түседі, ал оның энергиясының бір бөлігі электронды дәннен шығару үшін потенциалдық кедергіден (астықтың оң заряды есебінен) еңсеруде қолданылады. Фотонның қалған энергиясы астықты қыздырады және шығарылған электронға кинетикалық энергия береді. Шаң түйіршіктерінің мөлшері бойынша , мұндағы r - шаң бөлшегінің мөлшері, астықтың таралуы . Бұл қыздырудың бұл әдісінде ең аз шаң түйіршіктері басым болатындығын көрсетеді.
Фотонизация
Электрон атомнан босатылған кезде (әдетте ультрафиолетті ультра фотоны сіңіруден) ол кинетикалық энергияны кезектен тыс алып жүреді: . Бұл жылу механизмі HII аймақтарында басым, бірақ бейтарап көміртек атомдарының салыстырмалы болмауына байланысты диффузды ISM-де аз.
Рентгендік қыздыру
Рентген сәулелері атомдар мен иондардан электрондарды алып тастайды, ал бұл фотоэлектрондар қайталама ионизацияны тудыруы мүмкін. Қарқындылығы жиі төмен болғандықтан, бұл қыздыру тек жылы, аз тығыз атомды ортада тиімді (бағанның тығыздығы аз болғандықтан). Мысалы, молекулалық бұлттарда қатты рентген сәулелері еніп, рентгендік қыздыруды елемеуге болады. Бұл аймақ рентген көзіне жақын емес, мысалы, супернованың қалдығы.
Химиялық қыздыру
Молекулалық сутегі (шаң түйіршіктерінің бетінде екі Н атомы кездескен кезде пайда болады (олар астық үстінде жүре алады). Бұл процесс айналмалы және тербелмелі режимдерге бөлінетін 4,48 эВ энергияны, кинетикалық энергияны береді молекула, сондай-ақ шаң астықты қыздыру. Бұл кинетикалық энергия, сондай-ақ қақтығыс арқылы сутегі молекуласының қозуынан алынған энергия газды қыздырады.
Астық газымен жылыту
Шаң түйіршіктері бар газ атомдары мен молекулалар арасындағы жоғары тығыздықтағы коллизиялар жылу энергиясын бере алады. Бұл HII аймақтар үшін маңызды емес, өйткені ультрафиолет сәулесі маңызды. Бұл сонымен қатар тығыздығының төмендігіне байланысты диффузды иондалған ортада маңызды емес. Бейтарап диффузды орта дәндер әрқашан суық, бірақ тығыздығы төмен болғандықтан газды тиімді салқындатпайды.

Астықтың жылу алмасуымен жылыту тығыздығы мен температурасы өте жоғары жаңа өсімдік қалдықтарында өте маңызды.

Газды астық-газ соқтығысуы арқылы алып жүру үлкен молекулалық бұлттарда (әсіресе жоғары тығыздықта) басым. Қиыр инфрақызыл сәуле оптикалық тереңдіктің төмен болуына байланысты терең енеді. Шаң түйіршіктері осы сәуле арқылы қызады және газбен соқтығысқан кезде жылу энергиясын бере алады. Жылу тиімділігі өлшемін орналастыру коэффициенті береді:

қайда газдың температурасы, шаңның температурасы, және газ атомы / молекуласының соқтығысудан кейінгі температурасы. Бұл коэффициентті Берк пен Холленбах (1983) өлшеген .9

Қыздырудың басқа механизмдері
Макроскопиялық қыздырудың әртүрлі механизмдері бар, соның ішінде:
  • Бұлттың гравитациялық құлдырауы
  • Supernova жарылыстары
  • Жұлдызды желдер
  • H II аймақтарының кеңеюі
  • Өте жаңа қалдықтар құрған магнитогидродинамикалық толқындар

Салқындату механизмдері

Жіңішке құрылымды салқындату
Жіңішке құрылымды салқындату процесі жұлдызды орта аймақтарының басым бөлігінде, ыстық газ аймақтарынан және молекулалық бұлт терең аймақтарынан басқа. Бұл өте көп атомдармен, құрылымы жұқа құрылымға ие, мысалы: CII және OI бейтарап ортадағы және OII, OIII, NII, NII, NeII және NeII аймақтардағы құрылымдар деңгейіне жақын. Соқтығысулар бұл атомдарды жоғары деңгейге шығарады, нәтижесінде олар фотонның шығарылуымен қозып, энергияны аймақтан шығарады.
Рұқсат етілген желілермен салқындату
Жоғары температурада соқтығысу арқылы жұқа құрылым деңгейіне қарағанда көбірек деңгейлер болады. Мысалы, сутектің n = 2 деңгейінің соқтығысу қозуы бір Ly шығарады қоздыру кезіндегі фотон. Молекулалық бұлттарда СО айналу сызықтарының қозуы маңызды. Молекула қозғаннан кейін, ол бұлтты салқындатып, аймақтан кетіп қалатын фотон шығарып, төменгі энергия күйіне оралады.

Жұлдызаралық кеңістікті білу тарихы

Жұлдызаралық орта табиғаты ғасырлар бойы астрономдар мен ғалымдардың назарын аударды. Алайда, олар алдымен «жұлдызаралық» кеңістіктің негізгі тұжырымдамасын мойындауға мәжбүр болды. Бұл терминді алғаш рет Фрэнсис Бэкон басып шығаруда қолданған көрінеді10 1626 жылы: «Жұлдыздар арасындағы шаңғы ... Жұлдызға соншалықты жақын, сондықтан оның да, Жұлдыздың да айналуы бар.» Кейін, 1674 жылы жаратылыс философы Роберт Бойл «заманауи эпикурейлердің бірнешеуі бос болуы керек болатын аспанның жұлдызаралық бөлігі» туралы пікір таластырды.11

Қазіргі заманғы электромагниттік теорияға дейін ертедегі физиктер жарық сәулелерін өткізетін орта ретінде көзге көрінбейтін шамдар бар деп тұжырымдаған. Роберт Паттерсон 1862 жылы жазғандай, бұл жұлдыз жұлдызаралық кеңістікке тарады деп болжалды, «бұл эффлюкс жұлдызаралық кеңістікті толтыратын эфирде толқу немесе қозғалыс тудырады».12

Терең фотографиялық бейненің пайда болуы Эдвард Барнардқа галактиканың фондық жұлдыздық өрісіне қараңғы тұманның алғашқы кескіндерін шығаруға мүмкіндік берді, ал жұлдызаралық кеңістіктегі суық диффузды заттардың алғашқы нақты табылуын 1904 жылы Иоганн Хартман жасаған. жұтылу сызығының спектроскопиясы. Дельта Орионис спектрі мен орбитасын тарихи зерттеу кезінде Хартман бұл жұлдыздан шыққан сәулені байқады және ол Жерге жетпей тұрып, оның бір бөлігі жұтылып жатқанын түсінді. Хартманн «K» жолынан кальцийдің сіңуі «өте әлсіз, бірақ өте өткір» болғанын, сонымен қатар «393,4 нанометрдегі кальцийдің сызықтардың периодты орын ауыстыруларына қатыспайтындығының таңқаларлық нәтижесі» туралы хабарлады. спектроскопиялық екілік жұлдыздың орбиталық қозғалысы. « Сызықтың стационарлық сипаты Хартманды сіңіру үшін жауап беретін газ Delta Orionis атмосферасында жоқ, бірақ оның орнына осы жұлдызға жақын жерде орналасқан оқшауланған бұлт ішінде болды деген қорытындыға келді. Бұл ашылым Interstellar Medium зерттеуін бастады.

Хартманның жұлдызаралық кальций сіңуін анықтағаннан кейін, жұлдызаралық натрий Мэри Хегермен анықталды (1919)13 Delta Orionis және Beta Scorpii бағытына қарай 589.0 және 589.6 нанометрдегі атомның «D» сызығынан стационарлық сіңіруді бақылау арқылы.

Кальцийдің «Н» және «К» жолдарын кейінгі бақылаулар C.S. Beals (1936)14 Epsilon және Zeta Orionis спектрлерінде қос және асимметриялық профильдер ашылды. Орионға бағытталған өте күрделі жұлдызаралық көру сызығын зерттеудің алғашқы қадамдары осы болды. Ассиметриялық сіңіру сызығының профильдері - бірнеше атомды жұту сызықтарының суперпозициясының нәтижесі, олардың әрқайсысы бірдей атомдық ауысуға сәйкес келеді (мысалы, «K» кальций сызығы), бірақ әр түрлі радиалды жылдамдықпен жұлдыздаралық бұлттарда пайда болады. Әр бұлттың жылдамдығы әр түрлі болғандықтан (бақылаушыға / Жерге қарай немесе солға қарай) әр бұлт ішінде пайда болатын сіңіру сызықтары Доплер эффектісі арқылы желілердің қалған толқын ұзындығынан көк ауысқан немесе қызыл ауысқан (сәйкесінше). Заттың біртектес бөлінбейтінін растайтын бұл бақылаулар ИСМ ішіндегі бірнеше түрлі бұлттардың алғашқы дәлелі болды.

Уильям Пикерингтің (1912) жұлдызаралық материалға деген өсіп келе жатқан дәлелі15 «жұлдызаралық сіңіру ортасы жай эфир болуы мүмкін, бірақ Каптеин көрсеткендей, оның селективті жұтылу сипаты газға тән, ал бос газ тәрізді молекулалар міндетті түрде сол жерде болады, өйткені оларды үнемі шығарып тастайтын шығар» күн мен жұлдыздар ».

Сондай-ақ 1912 жылы Виктор Гесс ғарыштық сәулелерді, ғарыштан Жерге жаңбыр жауып тұратын жоғары энергиялы зарядталған бөлшектерді ашты, бұл олардың басқалары жұлдызаралық кеңістікті жайып тастады ма деген пікірге итермеледі. Келесі жылы норвегиялық зерттеуші және физик Кристиан Биркеланд былай деп жазды: «Біздің кеңістіктің барлық түрлері электрондармен және ұшатын электр иондарымен толы болды деп болжау біздің табиғи ойларымыздың нәтижесі сияқты. Біз әрбір жұлдыз деп болжадық. эволюциядағы жүйе ғарышқа электр корпусын лақтырады.Сондықтан ғаламшардағы материалдық массалардың көп бөлігі күн сәулесінен емес, табылған деп ойлау қисынсыз сияқты. sic жүйелер немесе тұмандар, бірақ «бос» кеңістікте. »16

Торнике (1930)17 атап өткендей, «жұлдыздар арасындағы үлкен алшақтықтар толығымен жоқ деп сенуге болатын еді. Жердегі аворалар Күннен зарядталған бөлшектермен қозғалмайды. Егер миллиондаған басқа жұлдыздар да иондар шығаратын болса, сөзсіз шындық, жоқ. абсолютті вакуум галактикада болуы мүмкін ».

Сондай-ақ қараңыз

  • Ион (физика)
  • Сыртқы кеңістік
  • Күн жүйесі
  • Жұлдызаралық кеңістіктегі молекулалардың тізімі
  • Диффузды жұлдызаралық жолақ
  • Фотодисоциация аймағы
  • Жұлдызаралық маслер
  • Планетааралық орта
  • Гелиосфера
  • Жұлдыздар жүйесі
  • Жұлдызаралық және интергалактикалық орта туралы білім кестесі

Ескертпелер

  1. ↑ Хафнер, Л.М., Р.Ж. Рейнольдс, С.Л. Туфте және т.б. 2003. Висконсин штаты. Солтүстік аспан картасы. Астрофизикалық журналға қосымша 145: 405. Висконсиндегі Гаа карта жасаушы Ұлттық ғылыми қормен қаржыландырылады. 16 ақпан 2009 ж.
  2. ↑ Лайман Спитцер, 1978 ж., Жұлдызаралық ортадағы физикалық процестер. (Нью-Йорк, Нью-Йорк: Вили. ISBN 0471293350).
  3. ↑ K. Ferriere, 2001, Біздің галактикамыздың жұлдыздар ортасы. Қазіргі физиканың шолулары. 73 (4): 1031-1066. (1 кесте мен мәтінді қараңыз.)
  4. ↑ Ғ.Б. Өріс, D.W. Алтын зергер және Х.Д. Хабинг. 1969. Жұлдызаралық газды ғарыштық-сәулелік жылыту. Астрофизикалық журнал. 155: L149. 16 ақпан 2009 ж.
  5. ↑ Кристофер Ф. МакКи және Джереми П. Острикер, 1977 ж., Жұлдыздар арасындағы орта теориясы - Біртектес емес субстраттағы суперновациялық жарылыстар арқылы реттелетін үш компонент. Астрофизикалық журнал. 218: 148. 16 ақпан 2009 ж.
  6. ↑ К.Ферриер, 2001 ж., «Галактикамыздың жұлдызды ортасы». Қазіргі физиканың шолулары 73(4): 1031-1066.
  7. ↑ Е.С. Тас және т.б. 2005, Voyager 1 тоқтату күйзелісі аймағын және одан тыс жерлердегі гелиосеатты зерттейді. Ғылым. 309: 2017.
  8. ↑ Лайман Спитцер, 1978 ж., Жұлдызаралық ортадағы физикалық процестер, 2.4 бөлімі. (Нью-Йорк, Нью-Йорк: Вили. ISBN 0471293350).
  9. ↑ Берк, Дж.Р. және Д.Д. Холленбах. 1983. Жұлдызаралық ортадағы газ-астық әрекеттесуі - Термиялық орналастыру және қаптау. Астрофизикалық журнал. 265: 223. 16 ақпан 2009 ж.
  10. ↑ Фрэнсис Бэкон, 1626 ж. Сильва силварвм. бөлім 354-345.
  11. ↑ Роберт Бойль, 1674, Тамаша Теол. ii. iv.: 178.
  12. ↑ Роберт Хогарт Паттерсон, 1862, «Табиғаттағы және өнердегі түс». Тарих және өнердегі очерктер. 10. Қайта басылған Блэквудтың журналы.
  13. ↑ Мэри Ли Хегер, 1919, Спектроскопиялық бинарлардағы тұрақты натрий сызықтары. Тынық мұхит астрономиялық қоғамының жарияланымдары. 31 (184): 304. 16 ақпан 2009 ж.
  14. S C.S. Beals, 1936, жұлдызаралық сызықтарды интерпретациялау туралы. Корольдік астрономиялық қоғамның айлық хабарламалары. 96: 661. 16 ақпан 2009 ж.
  15. ↑ Уильям Пикеринг, Уильям, 1912, Күн жүйесіндегі қозғалыс, жұлдызаралық сіңіру ортасына қатысты. Корольдік астрономиялық қоғамның айлық хабарламалары. 72: 740. 16 ақпан 2009 ж.
  16. Ist Кристиан Биркеланд, 1913. «Полярлық магниттік құбылыстар және Террелла эксперименттері». Норвегиялық Аврора Поларис экспедициясы, 1902-03. Нью-Йорк, Нью-Йорк: Christiania (Осло), H. Aschelhoug & Co.
  17. ↑ S.L. Торнике, 1930. Жұлдызаралық материя. Тынық мұхит астрономиялық қоғамының жарияланымдары. 42 (246): 99. 16 ақпан 2009 ж.

Пайдаланылған әдебиеттер

  • Дайсон, Дж 1997 ж. Жұлдызаралық орта физикасы. Бристоль, Ұлыбритания: Inst. Физика Publ. ISBN 9780750304603.
  • Лейк, Дж, Э. Фалгарон және С.Райтер. 2005 жыл. Жұлдызаралық орта. Берлин, DE; Нью-Йорк, Нью-Йорк: Спрингер. ISBN 9783540213260.
  • Шпицер, Лиман. 1978 ж. Жұлдызаралық ортадағы физикалық процестер. Нью-Йорк, Нью-Йорк: Вили. ISBN 0471293350.

Сыртқы сілтемелер

Барлық сілтемелер 2018 жылдың 4 наурызында алынды.

Pin
Send
Share
Send