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 важчі елементи[джерело?]. Водень і гелій утворилися в основному завдяки первинному нуклеосинтезу, у той час як важчі елементи з'явилися в міжзоряному середовищі завдяки процесам зоряної еволюції.

Міжзоряне середовище відіграє вирішальну роль в астрофізиці саме через свою проміжну роль між зоряними й галактичними масштабами. Зорі утворюються з молекулярних хмар міжзоряного середовища й наповнюють міжзоряне середовище речовиною й енергією за рахунок зоряного вітру, спалахів наднових та утворення планетарних туманностей. Така взаємодія між зорями і міжзоряним середовищем допомагає визначити швидкість, з якою галактика вичерпує наявний обсяг газу і, внаслідок цього, активно формує зорі.

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

Високоенергетичні частинки можуть виникати в результаті електромагнітного прискорення під час спалахів зір і в магнітосферах 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 низку особливостей складу космічних променів і частково — походження легких елементів — Li, Be і B. Частинки досить високих енергій можуть також призводити до утворення мезонів та ін. адронів (крім нейтронів і протонів).

Таблиця 1: Фази й головні компоненти міжзоряного середовища[4]
Фаза Компонент Обсяг Масштаб
(пк)
Температура
(К)
Густина
(атом с/см3)
Стан водню Основні методи спостережень
Холодна Молекулярні хмари < 1 % 80 3–20 102–106 молекулярний Радіо і ІЧ-молекулярні лінії випромінювання і поглинання
Холодна Хмари H I 1–5 % 100–300 10–100 20–50 нейтральний H I, поглинання в лінії 21 см
Тепла Міжзоряний газ 10–20 % 300–400 5000–9000 0,2–0,5 нейтральний атомарний H I, випромінювання в лінії 21 см
Тепла Зони H II < 1 % 70 104 101–103 іонізований , емісійне випромінювання
Гаряча Корональний газ 30–70 % 1000–3000 106–107 10−4–10−2 іонізований (метали також іонізовані) Рентгенівське випромінювання

Трифазна модель[ред.ред. код]

Филд, Голдсміш & Хебінг (1969) запропонували модель статичної рівноваги двох фаз[джерело?]: холодної щільної фази (Т<300 К), що складається з хмар нейтрального молекулярного водню, і міжхмарної фази (Т ~ 104 К), що складається з розрідженого нейтрального або іонізованого газу. Маккі & Острайкер (1977) запропонували додати до моделі третю фазу[джерело?], що складається з дуже гарячого газу (Т ~ 106 К), який нагрівається ударними хвилями від наднових зір і становить більшу частину обсягу міжзоряного середовища. Ці фази, де нагрівання та охолодження можуть досягати стійкої рівноваги. Їх публікації лягли в основу подальшого вивчення трифазної моделі.
Чіткої межі між фазами немає й поділ між ними досить умовний, однак він зручний для опису та моделювання міжзоряного середовища[4].

Структура[ред.ред. код]

Міжзоряне середовище є турбулентним на всіх просторових масштабах. Зорі народжуються всередині великих комплексів молекулярних хмар, зазвичай кілька парсек у розмірі. Під час їхнього існування, зорі взаємодіють із міжзоряним середовищем.

Зоряні вітри з молодих скупчень зір (часто з гігантських або надгігантських зон H II, що оточують їх) і ударних хвиль від наднових приносять величезну кількість енергії, що призводить до надзвукової турбулентності. Утворені структури мають різний розмір. Бульбашки зоряного вітру й бульбашки гарячого газу можна спостерігати за допомогою рентгенівських телескопів; турбулентні течії спостерігаються на картах радіотелескопа.

Сонце в цей час подорожує через Місцеву міжзоряну хмару, щільну ділянку Місцевої бульбашки, яка загалом має низьку густину.

Взаємодія з міжпланетним середовищем[ред.ред. код]

Міжзоряне середовище починається там, де закінчується міжпланетне середовище Сонячної системи. Сонячний вітер сповільнюється до дозвукових швидкостях на відстані 90-100 астрономічних одиниць від Сонця. Внаслідок зіткнення міжзоряної речовини з сонячним вітром утворюється ударна хвиля.

Міжзоряне поглинання[ред.ред. код]

Міжзоряне середовище відповідальне за поглинання та зменшення інтенсивності світла й почервоніння світла зір. Ці ефекти обумовлені розсіюванням і поглинанням фотонів. Короткохвильове випромінювання послаблюється більше, ніж довгохвильове. Ультрафіолетове світло ефективно поглинається нейтральними компонентами міжзоряного середовища. Наприклад, характерне поглинання атомарного водню припадає на довжину хвилі приблизно 121,5 нм. Тому майже неможливо побачити ультрафіолетове світло, що випромінюють зорі на відстані більше сотні світлових років від Землі, оскільки більша його частина поглинається на шляху до Землю. Далекі зорі виглядають червонішими, ніж близькі зорі того ж спектрального класу[5].

Нагрівання й охолодження[ред.ред. код]

Міжзоряне середовище не перебуває в стані термодинамічної рівноваги. Поле міжзоряного випромінювання, як правило, слабше, ніж середовище в термодинамічній рівновазі. Таким чином, рівні атомів або молекул у міжзоряному середовищі рідко заселені відповідно до формули Больцмана. Залежно від температури, густини й стану іонізації частин міжзоряного середовища, температуру газу в них визначають різні механізми нагрівання та охолодження.

Механізми нагрівання[ред.ред. код]

Нагрівання низькоенергетичними космічними променями[ред.ред. код]

Нагрівання низькоенергетичними космічними променями — перший механізм, запропонований для нагрівання міжзоряного середовища. Космічні промені є ефективними джерелами енергії та здатні потрапляти вглиб молекулярних хмар. Космічні промені передають енергію газу шляхом іонізації, збудження та завдяки кулонівській взаємодії вільних електронів. Низькоенергетичні космічні промені важливіші, тому що їх набагато більше, ніж високоенергетичних.

Фотоелектричне нагрівання пилу[ред.ред. код]

Ультрафіолетове випромінювання гарячих зір може вибивати електрони з пилинок. Фотон взаємодіє з частинкою пилу, і його енергія витрачається для подолання електроном потенціального енергетичного бар'єру. Інша частина енергії фотона нагріває частинку пилу й дає кінетичну енергію вибитому електрону. Цей метод нагріву діє переважно на дрібних частинках пилу.

Фотоіонізація[ред.ред. код]

Електрон вилітає з атома внаслідок поглинання УФ фотона. Цей механізм нагріву домінує в зонах Н II.

Рентгенівське нагрівання[ред.ред. код]

Рентгенівські промені вибивають електрони з атомів та іонів, а також можуть спричинити вторинну іонізацію. Оскільки інтенсивність такого випромінювання низька, це нагрівання ефективне тільки в теплому середовищі з низькою густиною. Наприклад, у молекулярні хмари можуть проникати тільки жорсткі рентгенівські промені, тому для них рентгенівським нагрівом можна знехтувати. Звісно, якщо ділянка не перебуває поблизу джерела рентгенівського випромінювання.

Хімічне нагрівання[ред.ред. код]

Молекулярний водень (Н2) може утворюватися на поверхні пилинок шляхом об'єднання двох атомів Гідрогену. Цей процес вивільняє 4,48 еВ енергії, розподіленої по обертальних і коливальних модах молекули Н2, а також зумовлює нагрів пилу. Енергія, передана від молекули водню, нагріває газ.

Нагрівання частинок пилу[ред.ред. код]

При високій щільності між атомами газу й молекулами частинок пилу можливий перенос теплової енергії. Такий механізм не є суттєвим у зонах HII, оскільки для них важливішим є механізм нагрівання УФ-випромінювання.

Нагрів частинок шляхом теплообміну дуже важливий у залишках наднових, де густина й температура дуже високі. Газове нагрівання за шляхом зіткнень частинок пилу домінує всередині велетенських молекулярних хмар (особливо, при великій густині). Інфрачервоне випромінювання потрапляє в глибину хмари внаслідок її низької оптичної товщини. Пил нагрівається від випромінювання й може передавати теплову енергію шляхом зіткнень із молекулами газу. Міра ефективності нагрівання визначається коефіцієнтом розміщення[уточнити] , де Т — температура газу, Тd температуру пилу і Т2 температура атома або молекули газу після зіткнення. Цей коефіцієнт вимірювався при а = 0,35.

Інші механізми нагрівання:

  • Різноманітні макроскопічні механізми, зокрема:
  • Гравітаційний колапс хмари
  • Спалахи наднових
  • Зоряний вітер
  • Розширення зон H II
  • Магнітогідродинамічні хвилі, утворені залишками наднових

Механізми охолодження[ред.ред. код]

Охолодження шляхом випромінювання ліній тонкої структури[ред.ред. код]

Процес охолодження шляхом випромінювання ліній тонкої структури домінує на більшості ділянок міжзоряного середовища, за винятком ділянок гарячого газу й ділянок всередині молекулярних хмар. Найбільш ефективно процес відбувається з атомами, що мають розщеплені рівні тонкої структури, такі як C II і O I у нейтральному середовищі та O II, O III, N II, N III, Ne II і Ne III в зонах H II. Внаслідок цього процесу атоми (іони) випромінюють фотон, який буде виносити енергію.

Охолодження шляхом випромінювання дозволених ліній[ред.ред. код]

У молекулярних хмарах важливе значення має збудження обертальних ліній молекули СО. Після того, як молекула збуджується (здебільшого — внаслідок зіткнення), вона врешті-решт повертається в основний (найнижчий) енергетичний стан, випромінюючи фотон, який може залишити хмару, охолоджуючи її.


Джерела[ред.ред. код]

  1. а б Міжзоряна речовина // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 287—288. — ISBN 966-613-263-X.
  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.
  4. а б Міжзоряний газ // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 288. — ISBN 966-613-263-X.
  5. Міжзоряне почервоніння // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 287—288. — ISBN 966-613-263-X.

Див. також[ред.ред. код]


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