Међузвездани медијум
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.[1][2]
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 летелица која је дошла до међузвезданог медијума је Војаџер 1, 25. августа 2012. године.
Материја у међузвезданом медијуму[уреди | уреди извор]
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 | уреди извор]
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.
Интеракција са међупланетарним медијумом[уреди | уреди извор]
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. Прва 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.
Загревање и хлађење[уреди | уреди извор]
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 | уреди извор]
- 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.
- 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 | уреди извор]
- 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, NeIII и 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.
Пропагација радиоталаса[уреди | уреди извор]
Радио таласи од ≈10 kHz (веома ниске фреквенције) до ≈300 GHz (екстремно високе фреквенције) шире се другачије у међузвезданом простору него на површини Земље. Постоји много извора сметњи и изобличења сигнала који не постоје на Земљи. Велики део радио астрономије зависи од компензације различитих ефеката ширења да би се открио жељени сигнал.[3][4]
Открића[уреди | уреди извор]
Године 1864. Вилијам Хагинс је помоћу спектроскопије утврдио да је маглина направљена од гаса.[5] Хагинс је имао приватну опсерваторију са телескопом од 8 инча, са сочивом Алвина Кларка; али је био опремљен за спектроскопију која је омогућила продорна посматрања.[6]
Године 1904. једно од открића направљено помоћу телескопа Потсдамски велики рефрактор било је присуство калцијума у међузвезданом медију.[7] Астроном Јоханес Франц Хартман је из спектрографских посматрања бинарне звезде Минтаке у Ориону утврдио да се у простору налази елемент калцијум.[7]
Међузвездани гас је даље потврдио Слифер 1909. године, а затим је 1912. године и међузвездану прашину потврдио Слифер.[8] На тај начин је у низу открића и постулизација његове природе потврђена укупна природа међузвезданог медија.[8]
У септембру 2020. представљени су докази о води у чврстом стању у међузвезданом медију, а посебно о воденом леду помешаном са силикатним зрнцима у космичкој прашини.[9]
Референце[уреди | уреди извор]
- ^ Основни подаци о међузвезданом медијуму
- ^ Хемија међузвезданог медијума
- ^ Samantha Blair. „Interstellar Medium Interference (video)”. SETI Talks. Архивирано из оригинала на датум 2021-11-14.
- ^ „Voyager 1 Experiences Three Tsunami Waves in Interstellar Space (video)”. JPL. Архивирано из оригинала на датум 2015-07-09.
- ^ „The First Planetary Nebula Spectrum”. Sky & Telescope (на језику: енглески). 2014-08-14. Приступљено 2019-11-29.
- ^ „William Huggins (1824–1910)”. www.messier.seds.org. Приступљено 2019-11-29.
- ^ а б Kanipe, Jeff (2011-01-27). The Cosmic Connection: How Astronomical Events Impact Life on Earth (на језику: енглески). Prometheus Books. ISBN 9781591028826.
- ^ а б „V. M. Slipher Papers, 1899-1965”.
- ^ Potpov, Alexey; et al. (21. 9. 2020). „Dust/ice mixing in cold regions and solid-state water in the diffuse interstellar medium”. Nature Astronomy. 5: 78—85. Bibcode:2020NatAs.tmp..188P. S2CID 221292937. arXiv:2008.10951
. doi:10.1038/s41550-020-01214-x. Приступљено 26. 9. 2020.
Литература[уреди | уреди извор]
- Bacon, Francis (1626), Sylva (3545 изд.)
- Beals, C. S. (1936), „On the interpretation of interstellar lines”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 96: 661, Bibcode:1936MNRAS..96..661B, doi:10.1093/mnras/96.7.661
- Birkeland, Kristian (1913), „Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments”, The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03 (section 2), New York: Christiania (now Oslo), H. Aschelhoug & Co., стр. 720
- Boyle, Robert (1674), The Excellency of Theology Compar'd with Natural Philosophy, ii. iv., стр. 178
- Burke, J. R.; Hollenbach, D.J. (1983), „The gas-grain interaction in the interstellar medium – Thermal accommodation and trapping”, Astrophysical Journal, 265: 223, Bibcode:1983ApJ...265..223B, doi:10.1086/160667
- Dyson, J. (1997), Physics of the Interstellar Medium, London: Taylor & Francis
- Field, G. B.; Goldsmith, D. W.; Habing, H. J. (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, Bibcode:2001RvMP...73.1031F, arXiv:astro-ph/0106359 , doi:10.1103/RevModPhys.73.1031
- Haffner, L. M.; Reynolds, R. J.; Tufte, S. L.; Madsen, G. J.; Jaehnig, K. P.; Percival, J. W. (2003), „The Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey”, Astrophysical Journal Supplement, 145 (2): 405, Bibcode:2003ApJS..149..405H, arXiv:astro-ph/0309117 , doi:10.1086/378850.
- Heger, Mary Lea (1919), „Stationary Sodium Lines in Spectroscopic Binaries”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 31 (184): 304, Bibcode:1919PASP...31..304H, doi:10.1086/122890
- Lamb G. L. Jr. “Analytical description of ultra-short optical pulse propagation in a resonant medium”, Rev. Mod. Phys., 43, 99-124.
- Lequeux, J. The Interstellar Medium. Springer 2005.
- McKee, C. F.; Ostriker, J. P. (1977), „A theory of the interstellar medium – Three components regulated by supernova explosions in an inhomogeneous substrate”, Astrophysical Journal, 218: 148, Bibcode:1977ApJ...218..148M, doi:10.1086/155667
- Patterson, Robert Hogarth (1862), „Colour in nature and art”, Essays in History and Art, 10 Reprinted from Blackwood's Magazine.
- Pickering, W. H. (1912), „The Motion of the Solar System relatively to the Interstellar Absorbing Medium”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 72: 740, Bibcode:1912MNRAS..72..740P, doi:10.1093/mnras/72.9.740
- Spitzer, L. (1978), Physical Processes in the Interstellar Medium, Wiley, ISBN 978-0-471-29335-4
- Stone, E. C.; Cummings, A. C.; McDonald, F. B.; Heikkila, B. C.; Lal, N.; Webber, W. R. (2005), „Voyager 1 Explores the Termination Shock Region and the Heliosheath Beyond”, Science, 309 (5743): 2017—20, Bibcode:2005Sci...309.2017S, PMID 16179468, doi:10.1126/science.1117684
- Thorndike, S. L. (1930), „Interstellar Matter”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 42 (246): 99, Bibcode:1930PASP...42...99T, doi:10.1086/124007
- Yan, Y. X.; Gamble, E.B. Jr.; Nelson K. A. (1985), “Impulsive Stimulated Scattering: General Importance in Femto-second Laser Pulse Interactions with Matter and Spectroscopic Applications”, J. Chem. Phys., 83, 3591–5399.
