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.
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.
Садржај
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.
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.
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.
- 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.
