Jeg vil vide alt

Interstellært medium

Pin
Send
Share
Send


Den trefasede model

Field, Goldsmith and Habing (1969)4 fremlægge den statiske tofasede ligevægtsmodel for at forklare de observerede egenskaber ved ISM. Deres modellerede ISM bestod af en kold tæt fase (T <300 K), bestående af skyer af neutralt og molekylært brint og en varm intercloud-fase (T ~ 104 K), der består af sjældent neutral og ioniseret gas. McKee and Ostriker (1977)5 tilføjede en dynamisk tredje fase, der repræsenterede den meget varme (T ~ 106 K) gas, der var blevet chokopvarmet af supernovaer og udgjorde det meste af ISM-volumen. Disse faser er de temperaturer, hvor opvarmning og afkøling kan nå en stabil ligevægt. Deres papir dannede grundlaget for yderligere undersøgelser i de sidste tre årtier. De relative andele af faser og deres underinddelinger er imidlertid stadig ikke kendt.6

Strukturer

ISM er turbulent og derfor fuld af struktur på alle rumlige skalaer.

Stjerner fødes dybt inde i store komplekser af molekylære skyer, typisk et par parsecs i størrelse. I løbet af deres liv og dødsfald interagerer stjerner fysisk med ISM.

Stjernevind fra unge klynger af stjerner (ofte med gigantiske eller supergiante HII-regioner omgivet af dem) og chokbølger skabt af supernovaer indsprøjter enorme mængder energi i deres omgivelser, hvilket fører til hypersonisk turbulens. De resulterende strukturer - i forskellige størrelser - kan observeres, såsom stjernebølgerbobler og suveræder af varm gas, set af røntgen-satellitteleskoper eller turbulente strømme observeret i radioteleskopekort.

Solen rejser i øjeblikket gennem den lokale interstellar sky, et tættere område i den lave densitet Local Bubble.

Interaktion med interplanetært medium

Skematisk diagram over interaktionen mellem ISM og det interplanetære medium.

Det interstellare medium begynder, hvor det interplanetære medium i solsystemet slutter. Solvinden bremser til subsoniske hastigheder ved afslutningsstødet, 90-100 astronomiske enheder fra solen. I regionen uden for afslutningsstødet, kaldet heliosheath, interagerer interstellært stof med solvinden. Voyager 1, den længste menneskeskabte genstand fra Jorden, krydsede afslutningsstødet den 16. december 2004 og kan til sidst komme ind i det interstellare rum, hvilket giver den første direkte sonde af forhold i ISM.7

Interstellar udryddelse

ISM er også ansvarlig for udryddelse og rødme, den faldende lysintensitet og skift i de dominerende observerbare bølgelængder fra en stjerne. Disse effekter er forårsaget af spredning og absorption af fotoner og gør det muligt at observere ISM med det blotte øje i en mørk himmel. De tilsyneladende skævheder, der kan ses i båndet fra Mælkevejen - en ensartet skive af stjerner - er forårsaget af absorption af baggrundsstjernelys af molekylære skyer inden for et par tusinde lysår fra Jorden.

Langt ultraviolet lys absorberes effektivt af de neutrale komponenter i ISM. For eksempel ligger en typisk absorptionsbølgelængde for atomisk brint ved ca. 121,5 nanometer, Lyman-alpha-overgangen. Derfor er det næsten umuligt at se lys udsendt ved den bølgelængde fra en stjerne længere end et par hundrede lysår fra Jorden, fordi det meste af det absorberes under turen til Jorden ved at gribe ind i neutralt brint.

Opvarmning og afkøling

ISM er normalt langt fra termodynamisk ligevægt. Kollisioner etablerer en Maxwell-Boltzmann-fordeling af hastigheder, og 'temperaturen', der normalt bruges til at beskrive interstellar gas, er den 'kinetiske temperatur', som beskriver temperaturen, ved hvilken partiklerne vil have den observerede Maxwell-Boltzmann-hastighedsfordeling i termodynamisk ligevægt. Imidlertid er det interstellære strålingsfelt typisk meget svagere end et medium i termodynamisk ligevægt; det er oftest nogenlunde som for en A-stjerne (overfladetemperatur på ~ 10.000 K) stærkt fortyndet. Derfor befolkes bundne niveauer inden for et atom eller molekyle i ISM sjældent efter Boltzmann-formlen.8

Afhængig af temperaturen, densiteten og ioniseringstilstanden for en del af ISM bestemmer forskellige opvarmnings- og afkølingsmekanismer gasens temperatur.

Opvarmningsmekanismer

Opvarmning med kosmiske stråler med lav energi
Den første mekanisme, der blev foreslået til opvarmning af ISM, var opvarmning med kosmiske stråler med lav energi. Kosmiske stråler er en effektiv opvarmningskilde, der er i stand til at trænge ind i molekylære skyer. Kosmiske stråler overfører energi til gas gennem både ionisering og excitation og til frie elektroner gennem Coulomb-interaktioner. Kosmiske stråler med lav energi (et par MeV) er vigtigere, fordi de er langt flere end kosmiske stråler med høj energi.
Fotoelektrisk opvarmning i korn
Den ultraviolette stråling, der udsendes af varme stjerner, kan fjerne elektroner fra støvkorn. Fotonen rammer støvkornet, og noget af dets energi bruges til at overvinde den potentielle energibarriere (på grund af den mulige positive ladning af kornet) til at fjerne elektronet fra kornet. Resten af ​​fotonens energi opvarmer kornet og giver den udkastede elektronkinetiske energi. Da størrelsesfordelingen af ​​støvkorn er , hvor r er størrelsen på støvpartiklen, er kornarealets fordeling . Dette indikerer, at de mindste støvkorn dominerer denne opvarmningsmetode.
fotoionisering
Når et elektron frigøres fra et atom (typisk fra absorption af en UV-foton), bærer det kinetisk energi væk fra rækkefølgen: . Denne opvarmningsmekanisme dominerer i HII-regioner, men er ubetydelig i den diffuse ISM på grund af den relative mangel på neutrale carbonatomer.
Røntgenopvarmning
Røntgenstråler fjerner elektroner fra atomer og ioner, og disse fotoelektroner kan provokere sekundære ioniseringer. Da intensiteten ofte er lav, er denne opvarmning kun effektiv i varmt, mindre tæt atommedium (da søjletætheden er lille). For eksempel i molekylære skyer kan kun hårde røntgenstråler trænge igennem, og røntgenopvarmning kan ignoreres. Dette antages, at regionen ikke er i nærheden af ​​en røntgenkilde, såsom en supernova-rest.
Kemisk opvarmning
Molekylært brint () kan dannes på overfladen af ​​støvkorn, når to H-atomer (som kan bevæge sig over kornet) mødes. Denne proces giver 4,48 eV energi fordelt over rotations- og vibrationsformer, kinetisk energi i molekyle, samt opvarmning af støvkornet. Denne kinetiske energi såvel som den energi, der overføres fra de-eksitering af brintmolekylet gennem kollisioner, opvarmer gassen.
Opvarmning af korngas
Kollisioner ved høj densitet mellem gasatomer og molekyler med støvkorn kan overføre termisk energi. Dette er ikke vigtigt i HII-regioner, fordi UV-stråling er vigtigere. Det er heller ikke vigtigt i diffust ioniseret medium på grund af den lave tæthed. I de neutrale diffuse medium korn er altid koldere, men afkøler ikke gassen effektivt på grund af den lave densitet.

Kornopvarmning ved termisk udveksling er meget vigtig i supernovarester, hvor densitet og temperaturer er meget høje.

Gasopvarmning via korn-gaskollisioner er dominerende dybt i kæmpe molekylære skyer (især ved høje tætheder). Fjern infrarød stråling trænger dybt ind på grund af den lave optiske dybde. Støvkorn opvarmes via denne stråling og kan overføre termisk energi under kollisioner med gassen. Et mål for effektivitet i opvarmningen gives af indkvarteringskoefficienten:

hvor er gastemperaturen, støvtemperaturen, og efter kollisionstemperaturen for gasatomet / molekylet. Denne koefficient blev målt af Burke og Hollenbach (1983) som .9

Andre opvarmningsmekanismer
En række makroskopiske opvarmningsmekanismer er til stede, herunder:
  • Gravitations kollaps af en sky
  • Supernova-eksplosioner
  • Stjernevind
  • Udvidelse af H II-regioner
  • Magnetohydrodynamiske bølger skabt af supernovarester

Kølemekanismer

Fin struktur afkøling
Processen med afkøling af fin struktur er dominerende i de fleste regioner i det interstellare medium undtagen regioner med varm gas og regioner dybt i molekylære skyer. Dette forekommer mest effektivt med rigelige atomer med fine strukturniveauer tæt på det grundlæggende niveau, såsom: CII og OI i det neutrale medium og OII, OIII, NII, NIII, NeII og NeIII i HII-regioner. Kollisioner vil begejstre disse atomer til højere niveauer, som i sidste ende de-ophidses gennem fotonemission, som vil føre energien ud af regionen.
Afkøling efter tilladte linjer
Ved højere temperaturer kan flere niveauer end finstrukturniveauer udfyldes via kollisioner. F.eks. Frigiver kollisionsudskiftning af n = 2-niveauet brint en Ly foton ved de-excitation. I molekylære skyer er excitation af roterende linjer af CO vigtig. Når et molekyle er ophidset, vender det til sidst tilbage til en lavere energitilstand og udsender en foton, der kan forlade området og afkøle skyen.

Videnhistorie om interstellar rum

Naturen af ​​det interstellære medium har modtaget astronomer og videnskabsfolk opmærksomhed gennem århundreder. Dog måtte de først anerkende det grundlæggende begreb "interstellar" rum. Udtrykket ser ud til at være først brugt på tryk af Francis Bacon10 i 1626: "Den Interstellar Skie ... har ... så stor tilknytning til Starre, at der er en rotation af det såvel som med Starre." Senere, i 1674, diskuterede naturfilosofen Robert Boyle "Den inter-stjernede del af himlen, som flere af de moderne epikuræere skulle være tomme."11

Før moderne elektromagnetisk teori postulerede de tidlige fysikere, at en usynlig lysende aether eksisterede som et medium til at bære lysbølger. Det blev antaget, at denne ether udvides til interstellar rum, som Robert Patterson skrev i 1862, "denne strømning giver anledning til en spænding eller vibrerende bevægelse i den ether, der fylder de interstellare rum."12

Fremkomsten af ​​dyb fotografisk billeddannelse gjorde det muligt for Edward Barnard at fremstille de første billeder af mørke nebler, der er silhuetteret mod galakseens baggrundsstjernefelt, mens den første faktiske detektion af kold diffust stof i interstellar rum blev foretaget af Johannes Hartmann i 1904 gennem brugen af absorptionslinjespektroskopi. I sin historiske undersøgelse af Delta Orionis spektrum og bane observerede Hartmann lyset fra denne stjerne og indså, at noget af dette lys blev optaget, før det nåede Jorden. Hartmann rapporterede, at absorption fra "K" -kalciumlinien forekom "ekstraordinært svag, men næsten perfekt skarp" og rapporterede også det "ganske overraskende resultat, at calciumlinien ved 393,4 nanometer ikke har del i de periodiske forskydninger af linierne forårsaget af orbital bevægelse af den spektroskopiske binære stjerne. " Linjens stationære karakter førte til, at Hartmann konkluderede, at den gas, der var ansvarlig for absorptionen, ikke var til stede i atmosfæren i Delta Orionis, men i stedet var placeret i en isoleret sky af stof, der befandt sig et sted langs synslinjen til denne stjerne. Denne opdagelse lancerede undersøgelsen af ​​det interstellare medium.

Efter Hartmanns identifikation af interstellar calciumabsorption blev interstellært natrium detekteret af Mary Heger (1919)13 gennem observation af stationær absorption fra atomets "D" -linjer ved 589,0 og 589,6 nanometer mod Delta Orionis og Beta Scorpii.

Efterfølgende observationer af linjerne "H" og "K" af calcium fra C.S. Beals (1936)14 afslørede dobbelt- og asymmetriske profiler i spektre for Epsilon og Zeta Orionis. Dette var de første skridt i undersøgelsen af ​​den meget komplekse interstellare synslinje mod Orion. Asymmetriske absorptionslinjeprofiler er resultatet af superpositionen af ​​flere absorptionslinjer, der hver svarer til den samme atomiske overgang (for eksempel "K" -linien af ​​calcium), men forekommer i interstellare skyer med forskellige radiale hastigheder. Fordi hver sky har en anden hastighed (enten mod eller væk fra observatøren / Jorden) er absorptionslinierne, der forekommer i hver sky, enten blåskiftet eller rødskiftet (henholdsvis) fra linjernes hvilebølgelængde gennem Doppler-effekten. Disse iagttagelser, der bekræfter, at stof ikke distribueres homogent, var det første bevis på flere diskrete skyer i ISM.

Det voksende bevis for interstellært materiale førte William Pickering (1912)15 for at kommentere, at "Selvom det interstellære absorberende medium simpelthen kan være ether, er karakteren af ​​dets selektive absorption, som indikeret af Kapteyn, karakteristisk for en gas, og frie gasformige molekyler er der bestemt, da de sandsynligvis konstant udvises af solen og stjernerne. "

Også i 1912 førte Victor Hess's opdagelse af kosmiske stråler, meget energiske ladede partikler, der regner ned på jorden fra rummet, andre til at spekulere i, om de også gennemsyrede det interstellare rum. Året efter skrev den norske opdagelsesrejsende og fysiker Kristian Birkeland: "Det ser ud til at være en naturlig konsekvens af vores synspunkter at antage, at hele rummet er fyldt med elektroner og flyvende elektriske ioner af alle slags. Vi har antaget, at hver stellar system i evolutions kaster elektriske lig ud i rummet.Det synes ikke urimeligt at tro, at størstedelen af ​​de materielle masser i universet findes, ikke i solen sic systemer eller tåger, men i 'tomt' rum. "16

Thorndike (1930)17 bemærkede, at "det næppe kunne have været antaget, at de enorme mellemrum mellem stjernerne er fuldstændig ugyldige. Terrestriske aurorae er ikke usandsynligt ophidsede af ladede partikler fra Solen. Hvis millioner af andre stjerner også udsætter ioner, som utvivlsomt er sandt, der kan eksistere absolut vakuum i galaksen. "

Se også

  • Ion (fysik)
  • Ydre rum
  • Solsystem
  • Liste over molekyler i det interstellare rum
  • Diffus interstellar band
  • Photodissociation region
  • Interstellar masers
  • Interplanetært medium
  • heliosfæren
  • Stellar system
  • Tidslinje for viden om det interstellære og intergalaktiske medium

Noter

  1. ↑ Haffner, L.M., R.J. Reynolds, S.L. Tufte et al. 2003. Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey. Astrophysical Journal Supplement 145: 405. Wisconsin Hα Mapper finansieres af National Science Foundation. Hentet 16. februar 2009.
  2. ↑ Lyman Spitzer, 1978, Fysiske processer i det mellemliggende medium. (New York, NY: Wiley. ISBN 0471293350).
  3. ↑ K. Ferriere, 2001, Det interstellære miljø i vores galakse. Anmeldelser af moderne fysik. 73 (4): 1031-1066. (Se tabel 1 og tekst.)
  4. ↑ G.B. Field, D.W. Gullsmed og H. J. Habing. 1969. Kosmisk stråleopvarmning af den interstellare gas. Astrofysisk tidsskrift. 155: L149. Hentet 16. februar 2009.
  5. ↑ Christopher F. McKee, og Jeremiah P. Ostriker, 1977, En teori om det interstellære medium - Tre komponenter reguleret af supernovaeksplosioner i et inhomogent underlag. Astrofysisk tidsskrift. 218: 148. Hentet 16. februar 2009.
  6. ↑ K. Ferriere, 2001, ”Det galopiske miljø i vores galakse.” Anmeldelser af moderne fysik 73(4): 1031-1066.
  7. ↑ E. C. Stone et al. 2005, Voyager 1 undersøger termineringschockområdet og Heliosheath Beyond. Videnskab. 309: 2017.
  8. ↑ Lyman Spitzer, 1978, Fysiske processer i det mellemliggende medium, afsnit 2.4. (New York, NY: Wiley. ISBN 0471293350).
  9. ↑ Burke, J.R. og D.J. Hollenbach. 1983. Gas-korn-interaktion i det interstellære medium - Termisk indkvartering og fældning. Astrofysisk tidsskrift. 265: 223. Hentet 16. februar 2009.
  10. ↑ Francis Bacon, 1626. Sylva sylvarvm. sektion 354-345.
  11. ↑ Robert Boyle, 1674, Excell. Theol. ii. iv .: 178.
  12. ↑ Robert Hogarth Patterson, 1862, "Farve i natur og kunst." Essays in History and Art. 10. Genoptrykt fra Blackwood's Magazine.
  13. ↑ Mary Lea Heger, 1919, Stationære natriumlinjer i spektroskopiske binarer. Publikationer fra Astronomical Society of the Pacific. 31 (184): 304. Genoprettet 16. februar 2009.
  14. ↑ C.S. Beals, 1936, Om fortolkningen af ​​interstellare linjer. Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society. 96: 661. Hentet 16. februar 2009.
  15. ↑ William Pickering, William, 1912, solsystemets bevægelse relativt til det interstellære absorberende medium. Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society. 72: 740. Hentet 16. februar 2009.
  16. ↑ Kristian Birkeland, 1913. "Polære magnetiske fænomener og Terrella-eksperimenter." Den norske Aurora Polaris-ekspedition, 1902-03. New York, NY: Christiania (Oslo), H. Aschelhoug & Co.
  17. ↑ S.L. Thorndike, 1930. Interstellar Matter. Publikationer fra Astronomical Society of the Pacific. 42 (246): 99. Hentet 16. februar 2009.

Referencer

  • Dyson, J. 1997. Det interstellære mediums fysik. Bristol, UK: Inst. of Physics Publ. ISBN 9780750304603.
  • Lequeux, J., E. Falgarone og C. Ryter. 2005. Det interstellare medium. Berlin, DE; New York, NY: Springer. ISBN 9783540213260.
  • Spitzer, Lyman. 1978. Fysiske processer i det mellemliggende medium. New York, NY: Wiley. ISBN 0471293350.

Eksterne links

Alle links hentet 4. marts 2018.

Pin
Send
Share
Send