Међузвездани медијум

Из Википедије, слободне енциклопедије
Jump to navigation Jump to search
Расподела јонизованог водоника у галаксији Млечни пут

У астрономији, Међузвездани медијум или интерстеларни медијум је назив за материју која се налази између звезда у галаксији. Под „материја” се подразумева гас у атомском, молекулском или јонизованом стању, затим космички зраци и прашина. У међузвезданом простору такође има и електромагнетног зрачења, који се назива поље међузвезданог зрачења.

Међузвездани медијум није хомоген, и у сваком делу галаксије је другачији. Можемо га поделити на основу стања гаса (јонизовани, атомски или молекулски) као и по густини или температури материје. Овај простор међу звездама најчешће заузима водоник, затим хелијум и доста мали проценат кисеоника, азота и угљеника.

У хладним деловима међузвезданог медијума, гас је обично у молекулском стању, и густине од просечно 106 молекула по cm3. Топлије регионе, међутим сачињавају јонизовани облици гаса и густина је мања него у молекулском-око 10-4 јона по cm3. (Поређења ради, у ваздуху се налази просечно 1019 молекула по cm3). 90% свих гасова у међузвезданом медијуму је водоник, 9% хелијум, а атоми тежи од ходоника и хелијума заузимају свега 1% простора (налазе се близу супернова).

Прва, и једина летелица која је дошла до међузвезданог медијума је Војаџер 1, 25. августа 2012. године.

Материја у међузвезданом медијуму[уреди]

На следећој табели (доле) приказане су врсте медијума и њихове особине.

Врста материје Удео у Млечном путу Величина (pc) Температура (К) Густина (атоми по cm3) Стање водоника
Молекулски облак < 1% 80 10-20 102—106 молекулски
Хладан неутрални медијум (CNM) 1—5% 100—300 50-100 20—50 неутрални атомски
Врућ неутрални медијум (WNM) 10—20% 300-400 6000-10000 0.2—0.5 неутрални атомски
Врућ јонизовани медијум (WIM) 20—50% 70 8000 0.2—0.5 јонизован
HII региони < 1% 1000 8000 102—104 јонизован
Галактичка корона 30—70% 1000-3000 106—107 10−4—10−2 јонизован

Структура[уреди]

Међугалакстички медијум је турбулентан и има своју структуру у простору.

Звезде се рађају у молекулским облацима (великих пар парсека) и за време свог живота интерагују са међузвезданим медијумом физички. Соларни ветар утиче на медијум јер у њега избацује огромне количине јонизованих честица, па долази до хиперсоничне турбуленције. Понекад честице из соларног ветра у међузвезданом медијуму формирају вреле балоне разних величина који су видљиви у икс и радио делу зрачења.

Сунце се тренутно креће кроз део међузвезданог медијума назван Локални међузвездани облак.

видео показује како научници посматрају и анализирају међузвездани медијум

Интеракција са међупланетарним медијумом[уреди]

Граница између међузвезданог и међупланетарног медијума зове се хелиопауза. Она није јасно одређена, мада се сматра да се налази иза којперовог појаса, на 90-100 АЈ од Сунца. Ту честице соларног ветра успоравају испод соничних брзина и реагују са међузвезданом материјом. Једина летелица која је прешла хелиопаузу и ушла у међузвездани простор је Војаџер 1, 25. августа 2012. Сада се бави анализом и снимањем спектара међузвездане материје.

Војаџер 1, прва и једина летелица послата у међузвездани медијум

Загревање и хлађење[уреди]

Међузвездани медијум није у термодинамичкој равнотежи и на њега се не може применити Максвелова расподела брзина у гасовима. Постоји више процеса којима се међузвездани гас хлади или загрева:

Загревање[уреди]

  • Загревање космичким зрачењем - космички зраци су најчешћи облик загревања гаса у међузвезданом простору, јер могу да пробију у његову дубину. Енергију на гас преносе путем слободних електрона или јонизацијом. Најзначајнији су космички зраци малих енергија од пар MeV јер су најбројнији.
  • Фотоелектрично загревање - ултраљубичасто зрачење које потиче са врелих звезда може да веже за себе електроне и тако их уклони из међузвезданог гаса. Када фотон удари о неку честицу у гасу пренесе јој енергију, односно топлоту. Овом методом загревају се само мали делови (зрна) целокупног гаса чија је величина n(r) ∝ r -3.5 (r је величина једног молекула у зрну).
  • Фотојонизација - када се електрон ослободи (нпр. продирањем ултраљубичастог зрачења у гас), он односи кинетичку енергију величине Eфотон - Eјонизација. Овај процес најзаступљенији је у HII регионима.
врућ молекулски облак
  • Загревање Х зрачењем - икс зраци, као и ултраљубичасти, могу да уклоне електрон из гаса и тиме јонизују атом из кога је електрон узет. Ово загревање најзаступљеније је у топлим гасовима мале густине који се налазе близу објеката који емитују икс зрачење (нпр. неутронске звезде).
  • Хемијско загревање - одвија се у молекулским гасовима. Када се два водоника споје и формирају молекул (Н2) ослобађа се енергија јачине 4.48 eV у виду топлоте. Тиме се загрева мали део гаса где се створио молекул. Сударањем тих молекула, као и слободних атома, такође се загрева гас.

Остале, мање значајне врсте загревања:

  • гравитациони колапс дела међузвезданог гаса
  • експлозије супернове
  • соларни ветар
  • ширење НII региона

Хлађење међузвезданог гаса[уреди]

  • постепено хлађење појединих региона - ова врста хлађења је најзаступљенија, у свим врстама гаса који сачињавају међузвездани медијум осим у молекулским облацима и веома врућим гасовима. Јавља се у CII, OI, OII, OIII, NII, NIII, NeII and NeIII in HII регионима. Сударањем атома у овим регионима побуђују се електрони и прелазе на више нивое. Затим, када се буду враћали на претходни, уобичаједни ниво који им припада ослободиће се добијене енергије путем израченог фотона. Фотони енергију гаса односе изван међузвезданог медијума и тако се гас хлади.

Извори[уреди]