Міжзоряне середовище

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Міжзоряне середовище — речовина і поля, що заповнюють простір між зоряними системами всередині галактик. Понад 90% міжзоряної речовини складає міжзоряний газмолекулярній, атомній або іонізованій формі). Близько 1% становить міжзоряний пил. Середовище пронизано магнітними полями. Деяку роль відіграють космічні промені та інші поля[1]. Поза межами галактик міжзоряне середовище поступово переходить у міжгалактичний простір.

Речовина міжзоряного середовища може перебувати в різних фазах, залежно від того, наскільки вона іонізована, від її молекулярного або атомного складу, густини, температури та магнітних полів. Різні термодинамічні фази перебувають у грубій рівновазі[2].

У всіх фазах речовина міжзоряного середовища надзвичайно розріджена. У холодних, насичених областях концентрація атомів сягати 105—106 на см3[3]. У гарячих розріджених областях, де речовина здебільшого іонізована, її густина може бути 10−4 см−3[2].

99 % речовини міжзоряного середовища перебуває в формі газу і лише 1 % складає пил[1]. Газ міжзоряного середовища на 89 % складається з атомів Гідрогену і на 9 % — з атомів Гелію. Решта 2 % — це атоми важчих хімічних елементів, які на жаргоні астрофізиків називаються металами. За масою до 70% припадає на водень, 28% на гелій, і 1,5% на більш важкі елементи. Водень і гелій знаходяться в основному завдяки первинному нуклеосинтезу, в той час як більш важкі елементи виникли в міжзоряному середовищі завдяки процесам зоряної еволюції.

Міжзоряне середовище відіграє вирішальну роль в астрофізиці саме через свою допоміжну роль між зірковими і галактичними масштабами. Зірки утворюються у межах щільних сфер міжзоряного середовища, молекулярних хмар і наповнюють міжзоряне середвище матерією і енергією через планетарну туманність, зоряні вітри і наднові. Така взаємодія між зірками і міжзоряним середовищем допомагає визначити швидкість, з якою галактика вичерпує об’єм газу і,внаслідок цього, активно формується життя зірок.

Взаємодія високоенергетичних (прискорених) частинок з міжзоряним середовищем[ред.ред. код]

Високоенергійні частинки можуть виникати в результаті електромагнітного прискорення при спалахах у зірках і в магнітосфері пульсарів, а також внаслідок прямого гідродинамічного прискорення в ударних хвилях. Якщо викликані такими частинками ядерні реакції супроводжуються відділенням від ядер легких фрагментів - протонів, нейтронів, альфа частинок і т.д., то їх називають реакціями сколювання. Ядерні реакції сколювання дозволяють пояснити ряд особливостей складу космічних променів і частково походження легких елементів - Li, Be і B. Частинки досить високих енергій можуть також призводити до утворення мезонів і ін. адронів крім нейтронів і протонів.

Таблиця 1: Компоненти міжзоряного середовища
Компонент Обсяг Масштаб
(пк)
Температура
(К)
Густина
(атом с/см3)
Стан водню Основні методи спостережень
Молекулярні хмари < 1% 80 10–20 102–106 молекулярний Радіо і ІЧ-молекулярні лінії випромінювання і поглинання
Холодне нейтральне середовище 1–5% 100–300 50–100 20–50 нейтральний H I, поглинання у лінії 21 см
Тепле нейтральне середовище 10–20% 300–400 6000–10000 0.2–0.5 нейтральний H I,  випромінювання у лінії 21 см
Тепле іонізоване середовище 20–50% 1000 8000 0.2–0.5 іонізований Hα, емісійне випромінювання
Регіони H II < 1% 70 8000 102–104 іонізований Hα, емісійне випромінювання
Гаряче іонізоване середовище 30–70% 1000–3000 106–107 10−4–10−2 іонізований (метали також іонізовані) Рентгенівське випромінювання

Трьохфазна модель[ред.ред. код]

Филд, Голдсміш & Хебінг (1969) висунули модель статичної рівноваги двох фаз, щоб пояснити спостережувані властивості міжзоряного середовища. Їх модель складалася з холодної щільної фази (Т <300 К), що складалася з хмар нейтрального молекулярного водню, міжхмарної фази (Т ~ 104 К), що складалася з розрідженого нейтрального іонізованого газу. Маккі & Острайкер (1977) додали динамічну третю фазу, що відображає дуже гарячий (Т ~ 106 К) газ, який нагрівається ударною хвилею від наднових зір і становить більшу частину обсягу міжзоряного середовища. Ці фази температури, де нагрівання та охолодження можуть досягати стійкої рівноваги. Їх публікації лягли в основу для подальшого вивчення трьохфазної моделі протягом трьох десятиліть. Проте, відносні пропорції випромінювання і їх райони досі не дуже добре відомі.

Структура[ред.ред. код]

МЗС є турбулентним середовищем на всіх просторових масштабах. Зірки народжуються всередині великих комплексів молекулярних хмар, зазвичай кілька парсек в розмірі. Під час їхнього життя і смерті, зірки фізично взаємодіють з міжзоряним середовищем.

Зоряні вітри з молодих скупчень зірок (часто з гігантських або надгігантських областей HII, що оточують їх) і ударних хвиль від наднових приносять величезну кількість енергії, що призводить до надзвукової турбулентності. Отримані структури - різного розміру - можна спостерігати, наприклад, як бульбашки зоряного вітру і бульбашки гарячого газу, за допомогою рентгенівських телескопів, або турбулентних течій, які спостерігаються на картах радіотелескопа.

Сонце в цей час подорожує через Місцеву міжзоряну хмару, в більш щільній області в локальній бульбашці низької щільності.

Взаємодія з міжпланетним середовищем[ред.ред. код]

Міжзоряне середовище починається там, де міжпланетне середовище Сонячної системи закінчується. Сонячний вітер сповільнюється до дозвукових швидкостях на відстані 90-100 астрономічних одиниць від Сонця. У цьому регіоні після припинення дії ударної хвилі, міжзоряна речовина взаємодіє з сонячним вітром.

Міжзоряне поглинання[ред.ред. код]

Міжзоряне середевище також відповідальне за поглинання та зменшення інтенсивності світла і пересування в червоний діапазон головних спостережуваних довжин хвиль світла від зірки. Ці ефекти обумовлені розсіюванням і поглинанням фотонів, дозволяючи спостерігати міжзоряне середовище неозброєним оком на небі. Ультрафіолетове світло ефективно поглинається за допомогою нейтральних компонентів міжзоряного середовища. Наприклад, характерне поглинання атомарного водню припадає на довжину хвилі приблизно 121,5 нм. Тому майже неможливо побачити ультрафіолетове світло, що випромінюється від зірки подалі, ніж на сотні світлових років від Землі, так як більша його частина поглинається під час подорожі на Землю.

Нагрівання і охолодження[ред.ред. код]

Міжзоряне середовище не знаходиться у стані термодинамічної рівноваги. Поле міжзоряного випромінювання, як правило, більш слабке, ніж середовище в термодинамічній рівновазі. Таким чином, рівні, пов'язані всередині атома або молекули в міжзоряному середвищі, рідко заселені відповідно до формули Больцмана. Залежно від температури, густинии і стану іонізації частин міжзоряного середовища, різні механізми нагрівання та охолодження визначають температуру газу.

Механізми нагрівання[ред.ред. код]

Нагрівання низькоенергетичних космічних променів

Нагрівання низькоенергетичних космічних променів - перший механізм, запропонований для нагрівання міжзоряного середовища. Космічні промені є ефективними джерелами тепла та здатні проникати вглиб молекулярних хмар. Космічні промені передають енергію газу через іонізацію, збудження та завдяки Кулонівській взаємодії вільних електронів. Низькоенергетичні космічні промені є більш важливі, тому що їх кількість вища, ніж високоенергетичних космічних променів.

Фотоелектричне нагрівання пилу

Ультрафіолетове випромінювання гарячих зірок може вибивати електрони з пилинок. Фотон взаємодіє з частинкою пилу, і його енергія використовується для подолання потенціального енергетичного бар'єру, щоб вибити електрон з пилинки. Інша частина енергії фотона нагріває частинку пилу і дає кінетичну енергію вибитому електрону. Цей метод нагріву дійсний переважно на дрібних частинках пилу.

Фотоіонізація

Електрон вилітає з атома, через поглинання УФ фотона. Цей механізм нагріву домінує в областях Н II.

Рентгенівське нагрівання

Рентгенівські промені вибивають електрони з атомів і іонів, а також можуть спровокувати вторинну іонізацію. Оскільки інтенсивність низька, це нагрівання ефективне тільки в теплому середовищі з низькою густиною. Наприклад, у молекулярні хмари можуть проникати тільки жорсткі рентгенівські промені, тому рентгенівським нагрівом можна знехтувати. Це означає, що ділянка не знаходиться поблизу джерела рентгенівського випромінювання.

Хімічне нагрівання

Молекулярний водень (Н2) може бути сформований на поверхні пилинок, коли два атома Н зустрічаються. Цей процес дає 4,48 еВ енергії, розподіленої по обертальних і коливальних модах кінетичної енергії молекули Н2, а також на нагрів пилу. Ця кінетична енергія, а також енергія, передана від молекули водню, нагріває газ.

Газове нагрівання частинок пилу

При високій щільності між атомами газу і молекул з частинками пилу можлий перенос теплової енергії. Такий механізм не є суттєвим в HII регіонах, оскільки механізм УФ-випромінювання для них є більш важливим.

Нагрів частинок шляхом теплообміну дуже важливий у залишках наднових, де густина і температура дуже високі. Газове нагрівання за допомогою зіткнень частинок пилу домінує глибоко в гігантських молекулярних хмар (особливо при великій густині). Інфрачервоне випромінювання глибоко проникає внаслідок низької оптичної товщини. Пил нагрівається за допомогою цього випромінювання і може передавати теплову енергію при зіткненнях з газом. Міра ефективності при нагріванні визначається коефіцієнтом розміщення , де Т температура газу, Т.d. температуру пилу і Т2 температура атома або молекули газу після зіткнення. Цей коефіцієнт вимірювався при а = 0,35.

Інші механізми нагрівання:

  • Різноманітність макроскопічних механізмів нагрівання присутні в тому числі:
  • Гравітаційний колапс хмари
  • Cпалахи наднових
  • Зоряний вітер
  • Розширення областей H II
  • Магнітогідродинамічні хвилі, створені залишками наднових

Механізми охолодження[ред.ред. код]

Точна структура охолодження

Процес тонкої структури охолодження є домінуючим в більшості регіонів міжзоряного середовища, за винятком регіонів гарячого газу і регіонів глибоко в молекулярних хмарах. Це відбувається найбільш ефективно з атомами, що мають тонкі рівні структури, такі як: C II і O I в нейтральному середовищі і O II, O III, N II, N III, Ne II і Ne III в областях H II. Під час цього процесу атоми випромінюють фотон, який буде виносити енергію з регіону.

Охолодження дозволених ліній

У молекулярних хмарах, збудження обертальних ліній СО має важливе значення. Після того, як молекула збуджується, атом врешті-решт повертається в більш низький енергетичний стан, випускаючи фотон, який може покинути регіон, охолоджуючи хмару.


Джерела[ред.ред. код]

  1. а б Міжзоряна речовина // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 287—288. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  2. а б Бочкарев Н. Г. Основы физики межзвездной среды.. — ISBN 978-5-397-01034-4
  3. Di Francesco, J., et al. An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties / B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil. — Protostars and Planets V. — С. 17—32. — arXiv:astro-ph/0602379.

Див. також[ред.ред. код]


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.