Mediu interstelar

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită la 14 iulie 2022; verificările necesită 3 modificări .

Mediul interstelar (ISM) este substanța și câmpurile care umplu spațiul interstelar din interiorul galaxiilor [1] . Compoziție: gaz interstelar, praf (1% din masa gazului), câmpuri electromagnetice interstelare, raze cosmice , precum și materie întunecată ipotetică . Compoziția chimică a mediului interstelar este un produs al nucleosintezei primare și al fuziunii nucleare în stele . De-a lungul vieții lor, stelele emit un vânt stelar , care returnează elemente din atmosfera stelei în mediu . Și la sfârșitul vieții unei stele, învelișul este aruncat din ea, îmbogățind mediul interstelar cu produse de fuziune nucleară.

Distribuția spațială a mediului interstelar este netrivială. Pe lângă structurile galactice generale, cum ar fi o bară (bară) și brațele spiralate ale galaxiilor, există nori separați reci și caldi, înconjurați de gaz mai fierbinte. Principala caracteristică a ISM este densitatea sa extrem de scăzută, cu o medie de 1.000 de atomi pe centimetru cub.

Istoricul descoperirilor

Natura mediului interstelar a atras atenția astronomilor și oamenilor de știință de secole. Termenul „mediu interstelar” a fost folosit pentru prima dată de F. Bacon în 1626 [2] . „Oh, Raiul dintre stele, are atât de multe în comun cu stelele, care se rotește (în jurul Pământului) la fel ca orice altă stea.” Filosoful natural de mai târziu Robert Boyle a obiectat în 1674 : „Regiunea interstelară a cerului, după cum cred unii epicurieni moderni , trebuie să fie goală”.

După crearea teoriei electromagnetice moderne , unii fizicieni au postulat că eterul luminifer invizibil este mijlocul de transmitere a undelor luminoase. De asemenea, credeau că eterul a umplut spațiul interstelar. Robert Patterson în 1862 a scris [3] : „Acest flux este baza vibrațiilor sau mișcărilor oscilatorii în eterul care umple spațiul interstelar”.

Utilizarea cercetărilor fotografice profunde ale cerului nopții i-a permis lui E. Barnard să obțină prima imagine a unei nebuloase întunecate , care ieșea în siluetă pe fundalul stelelor galaxiei. Cu toate acestea, prima descoperire a materiei difuze reci a fost făcută de D. Hartmann în 1904 , după descoperirea unui spectru de absorbție fix în spectrul de emisie al stelelor binare , care au fost observate pentru a testa efectul Doppler .

În studiul său istoric al spectrului Delta Orion , Hartmann a studiat orbitele însoțitorilor sistemului Delta Orion și lumina care vine de la stea și a realizat că o parte din lumină este absorbită în drumul său către Pământ. Hartmann a scris că „linia de absorbție a calciului este foarte slabă” și, de asemenea, că „s-a dovedit a fi oarecum surprinzător că liniile de calciu la o lungime de undă de 393,4 nanometri nu se mișcă în divergența periodică a liniilor spectrale care este prezentă în spectroscopie . stele binare ”. Natura staționară a acestor linii i-a permis lui Hartmann să sugereze că gazul responsabil de absorbție nu este prezent în atmosfera Deltei Orion, ci, dimpotrivă, este situat în afara stelei și este situat între stea și observator. Acest studiu a fost începutul studiului mediului interstelar.

După cercetările lui Hartmann, în 1919, Mary Eger în timp ce studia liniile de absorbție la 589,0 și 589,6 nanometri în sistemele Delta Orion și Beta Scorpio a descoperit sodiu în mediul interstelar [4] .

Studiile ulterioare ale liniilor de calciu „H” și „K” de către Beals [5] (1936) au făcut posibilă detectarea profilurilor de spectru dublu și asimetric ale Epsilon și Zeta Orionis . Acestea au fost primele studii cuprinzătoare ale mediului interstelar din constelația Orion . Asimetria profilurilor liniilor de absorbție a fost rezultatul suprapunerii a numeroase linii de absorbție, fiecare corespunzând tranzițiilor atomice (de exemplu, linia "K" de calciu) și a avut loc în norii interstelari, fiecare dintre acestea având propria sa viteză radială . Deoarece fiecare nor se deplasează cu viteze diferite în spațiul interstelar, atât spre Pământ, cât și îndepărtându-se de acesta, ca urmare a efectului Doppler , liniile de absorbție s-au deplasat fie spre violet , fie spre roșu , respectiv. Acest studiu a confirmat că materia nu este distribuită uniform în spațiul interstelar.

Studiile intensive ale materiei interstelare i-au permis lui W. Pickering în 1912 să afirme [6] că „mediul absorbant interstelar, care, după cum a arătat Kaptein , absoarbe numai la anumite lungimi de undă, poate indica prezența gazelor și a moleculelor gazoase care sunt ejectate de Soare. și stele .”

Tot în 1912, Victor Hess a descoperit razele cosmice , particule încărcate energetic care bombardează Pământul din spațiu. Acest lucru a permis unor cercetători să afirme că umplu și mediul interstelar. Fizicianul norvegian Christian Birkeland scria în 1913: „Dezvoltarea consecventă a punctului nostru de vedere ne face să presupunem că tot spațiul este umplut cu electroni și ioni liberi de tot felul. De asemenea, avem tendința de a crede că toate sistemele stelare au provenit din particule încărcate din spațiu. Și nu pare deloc de necrezut să credem că cea mai mare parte a masei universului poate fi găsită nu în sisteme stelare sau nebuloase , ci în spațiul „gol” [7]

Thorndike scria în 1930: „Ar fi groaznic să ne dăm seama că există o prăpastie de netrecut între stele și un gol complet. Aurorele sunt excitate de particulele încărcate emise de Soarele nostru . Dar dacă milioane de alte stele emit și particule încărcate, iar acesta este un fapt incontestabil, atunci vidul absolut nu poate exista deloc în galaxie” [8] .

Manifestări observaționale

Enumerăm principalele manifestări observaționale:

Prezența nebuloaselor luminoase de hidrogen ionizat în jurul stelelor fierbinți și a nebuloaselor de gaz și praf reflectorizante în vecinătatea stelelor mai reci;
Slăbirea luminii stelare (absorbție interstelară) din cauza prafului care face parte din mediul interstelar. Precum și înroșirea asociată a luminii; prezența nebuloaselor opace;
Polarizarea luminii pe boabele de praf orientate de-a lungul campului magnetic al Galaxiei;
Radiația infraroșie din praful interstelar;
Emisia radio de hidrogen neutru în domeniul radio la o lungime de undă de 21 cm;
Raze X moi de la un gaz fierbinte rarefiat;
Radiația de sincrotron a electronilor relativiști în câmpurile magnetice interstelare;
Radiația de la masere cosmice .

Structura ISM este extrem de netrivială și eterogenă: nori moleculari giganți, nebuloase de reflexie, nebuloase protoplanetare, nebuloase planetare, globule etc. Acest lucru duce la o gamă largă de manifestări și procese observaționale care au loc în mediu. Următorul tabel listează proprietățile principalelor componente ale mediului de disc:

Fază	Temperatura ( K )	Concentrație (cm −3 )	Masa norilor ( M ⊙ )	Dimensiune ( buc )	Ponderea volumului ocupat	Metoda de observare
gaz coronal	~5⋅10 5	~0,003	-	-	~0,5	Raze X, linii de absorbție a metalelor în UV
Zone HII luminoase	~10 4	~30	~300	~10	~10 −4	Linie strălucitoare H α
Zone HII de densitate scăzută	~10 4	~0,3	-	-	~0,1	Linia Hα _
Mediu intercloud	~10 4	~0,1	-	-	~0,4	linia Lyα _
Regiunile HI calde	~10 3	~1	-	-	~0,01	Radiația HI la λ =21 cm
Condensuri Maser	<100	~10 10	~10 5	~10 −5		Emisia Maser
HI nori	≈80	~10	~100	~10	~0,01	HI absorbție la λ =21 cm
Nori moleculari giganți	~20	~300	~3⋅10 5	~40	~3⋅10 −4
nori moleculari	≈10	~10 3	~300	~1	~10 −5	Linii de absorbție și emisie de hidrogen molecular în spectrul radio și infraroșu.
Globuli	≈10	~10 4	~20	~0,3	~3⋅10 −9	Absorbție în domeniul optic.

Efect Maser

În 1965, linii foarte intense și înguste cu λ = 18 cm au fost găsite într-un număr de spectre de emisie radio.Studii ulterioare au arătat că liniile aparțin moleculei de hidroxil OH , iar proprietățile lor neobișnuite sunt rezultatul emisiei maser . În 1969, au fost descoperite surse de maser dintr-o moleculă de apă la λ = 1,35 cm, iar mai târziu au fost descoperite masere care funcționează și pe alte molecule.

Pentru emisia maserului este necesară o populație inversă a nivelurilor (numărul de atomi la nivelul de rezonanță superior este mai mare decât la nivelul inferior). Apoi, trecând prin substanță, lumina cu frecvența de rezonanță a undei este amplificată, nu slăbită (acesta se numește efect maser). Pentru a menține o populație inversă, este necesară o pompare constantă a energiei, astfel încât toate maserii spațiali sunt împărțite în două tipuri:

Maseri asociați cu stele OB fierbinți (și posibil cu protostele) tinere (vârsta 10-5 ani ) și localizați în regiuni de formare a stelelor.
Masere asociate cu stele reci, foarte evoluate, cu luminozitate ridicată.

Caracteristici fizice

Lipsa echilibrului termodinamic local (LTE)

În mediul interstelar, concentrația de atomi și, în consecință, grosimea optică sunt mici. Aceasta înseamnă că temperatura de radiație efectivă este temperatura de radiație a stelelor (~5000 K) , care nu corespunde în niciun fel temperaturii mediului în sine. În acest caz, temperaturile electronilor și ionilor din plasmă pot diferi foarte mult una de cealaltă, deoarece schimbul de energie la ciocnire are loc extrem de rar. Astfel, nu există o singură temperatură nici măcar în sens local.

Distribuția numărului de atomi și ioni peste populațiile de nivel este determinată de echilibrul proceselor de recombinare și ionizare. LTE cere ca aceste procese să fie în echilibru, astfel încât condiția de echilibru detaliat să fie satisfăcută, totuși, în mediul interstelar, procesele elementare directe și inverse au o natură diferită și, prin urmare, nu poate fi stabilit un echilibru detaliat.

Și, în cele din urmă, grosimea optică mică pentru radiațiile dure și particulele încărcate rapid duce la faptul că energia eliberată în orice regiune a spațiului este transportată pe distanțe lungi, iar răcirea are loc în întregul volum deodată și nu în spațiul local. extinzându-se cu o viteză a sunetului în mediu. Același lucru este valabil și pentru încălzire. Conductivitatea termică nu este capabilă să transfere căldură de la o sursă îndepărtată, iar procesele care încălzesc volume mari deodată intră în joc.

Totuși, în ciuda absenței LTE, chiar și într-o plasmă cosmică foarte rarefiată, se stabilește o distribuție maxwelliană a electronilor peste viteze, corespunzătoare temperaturii mediului; prin urmare, pentru distribuția particulelor pe energii, se poate folosi formula Boltzmann . și vorbim despre temperatură. Acest lucru se întâmplă din cauza acțiunii pe distanță lungă a forțelor Coulomb într-un timp destul de scurt (pentru o plasmă pur cu hidrogen, acest timp este de ordinul a 10 5 s ), mult mai mic decât timpul de coliziune între particule.

Pentru a descrie starea gazului, introducem coeficientul volumetric de răcire și coeficientul volumetric de încălzire . Atunci legea de conservare a energiei pentru elementul de volum dV cu energie internă E și presiune P se va scrie astfel: $\Lambda(n,T)$ $\Gamma(n,T)$

{\frac {dQ}{dt}}={\frac {dE}{dt}}+P{\frac {dV}{dt}}=\Gamma -\Lambda

La echilibru termic, dQ/dt = 0 , ceea ce înseamnă că temperatura de echilibru a mediului poate fi găsită din relația Γ = Λ .

Mecanisme de încălzire

Când spunem că mediul se încălzește, ne referim la o creștere a energiei cinetice medii. Încălzirea volumetrică crește energia cinetică a fiecărei particule. Fiecare particulă pe unitatea de timp își poate crește energia cu o cantitate finită, iar în absența echilibrului termodinamic, aceasta înseamnă că viteza de încălzire a mediului este direct proporțională cu numărul de particule pe unitatea de volum, adică concentrația Γ ( n , T ) = nG ( T ) . Funcția G ( T ) [erg/s] se numește eficiență de încălzire și se calculează prin procesele elementare de interacțiune și radiație.

Radiația ultravioletă de la stele (fotoionizare)

Efectul fotoelectric clasic: energia unui cuantum este cheltuită pentru ionizarea unui atom de la un nivel arbitrar i și energia cinetică a unui electron. Apoi electronii se ciocnesc cu diferite particule și energia cinetică se transformă în energia mișcării haotice, gazul se încălzește.

Cu toate acestea, gazul interstelar este format din hidrogen, care poate fi ionizat doar de lumina ultravioletă dură . Prin urmare, principalii „interceptori” ai cuantelor UV sunt atomii de impurități: fier, siliciu, sulf, potasiu etc. Aceștia joacă un rol important în stabilirea echilibrului termic al gazului rece.

unde de soc

Undele de șoc apar în timpul proceselor care se desfășoară la viteze supersonice (pentru ISM aceasta este de 1-10 km/s ). Acest lucru se întâmplă în timpul exploziei unei supernove, ejecției obuzelor, ciocnirii norilor de gaz între ei, colapsului gravitațional al unui nor de gaz etc. În spatele frontului undei de șoc, energia cinetică a mișcării direcționate se transformă rapid în energia haotică. mișcarea particulelor. Uneori temperatura poate atinge valori uriașe (până la un miliard de grade în interiorul rămășițelor supernovei), energia principală provenind din mișcarea ionilor grei (temperatura ionilor). La început, temperatura gazului de electroni ușor este mult mai scăzută, dar treptat, datorită interacțiunilor Coulomb, temperaturile ionilor și electronilor se egalizează. Dacă în plasmă există un câmp magnetic, atunci turbulența preia rolul primei viori în egalizarea temperaturilor ionilor și electronilor.

Radiații penetrante și raze cosmice

Razele cosmice și razele X difuze sunt principalele surse de ionizare a mediului interstelar, și nu ultravioletele, așa cum ar fi de așteptat. Particulele de raze cosmice, interacționând cu mediul, formează electroni cu energie foarte mare. Această energie este pierdută de un electron în ciocnirile elastice, precum și în cele neelastice, ducând la ionizarea sau excitarea atomilor și ionilor. Electronii supratermici cu energii mai mici de 10 eV pierd energie în ciocniri elastice, încălzind gazul. Un astfel de mecanism este extrem de eficient la temperaturi de 10 6 K . La 10 7 K , viteza termică caracteristică a electronilor este comparată cu viteza termică a particulelor de raze cosmice cu energie joasă, iar viteza de încălzire scade brusc.

Ionizarea și încălzirea prin raze X difuze moi dintr-un gaz fierbinte nu diferă fundamental de încălzirea cu raze cosmice. Singura diferență este în viteza de încălzire (este cu un ordin de mărime mai mare pentru razele cosmice) și în secțiunea transversală de fotoionizare mult mai mare din învelișurile interioare ale razelor X.

Radiații electromagnetice dure (raze X și cuante gamma)

Este efectuată în principal de electroni secundari în timpul fotoionizării și în timpul împrăștierii Compton . În acest caz, energia transferată electronului în repaus este egală cu

\Delta E=h\nu {\frac {h\nu }{m_{e}c^{2}}}(1-\cos \theta )

unde m e este masa electronului ,

c este viteza luminii , h este constanta lui Planck , ν este frecvența fotonului înainte de împrăștiere, θ este unghiul de împrăștiere.

Pentru energii fotonice scăzute , secțiunea transversală de împrăștiere este cea a lui Thomson : cm². $h\nu \ll m_{e}c^{2}$ $\sigma _{T}\simeq 6,65\cdot 10^{-25)$

Mecanisme de răcire

După cum sa menționat deja, mediul interstelar este optic subțire și are o densitate scăzută, iar dacă da, atunci mecanismul principal de răcire este emisia de fotoni. Emisia de cuante este asociată cu procese de interacțiune binară (particulă-particulă), astfel încât viteza de răcire volumetrică totală poate fi reprezentată ca , unde funcția de răcire λ depinde doar de temperatura și compoziția chimică a mediului. $\Lambda (n,T)=n^{2}\lambda (T)$

Radiație liberă (bremsstrahlung).

Radiația liberă (bremsstrahlung) în plasma spațială este cauzată de forțele Coulomb de atracție sau repulsie. Electronul accelerează în câmpul ionului și începe să radieze unde electromagnetice, trecând de pe o orbită deschisă (în sensul clasic) pe alta, dar rămânând liber, adică având suficientă energie pentru a merge la infinit. În acest caz, întregul spectru este emis de la raze X la radio. Energia eliberată în acest caz dintr-o unitate de volum în interiorul unui unghi solid pe unitatea de timp este egală cu:

j_{\nu }(T)={\frac {16}{3}}\left({\frac {\pi }{6}}\right)^{1/2}{\frac {n_{\nu }Z^{2}e^{6}}{m_{e}^{2}c^{3}}}\left({\frac {m_{e}}{kT}}\right)^{1 /2}g\exp {\frac {-h\nu }{kT}}n_{e}n_{i}

[erg/(cm³ s sr Hz)],

unde este indicele de refracție, $n_{\nu}$

g este așa-numitul multiplicator Gaunt (ține în considerare efectele cuantice și ecranarea parțială a nucleului de către electroni, aproape de 1 în domeniul optic),

n_{e}

și sunt concentrațiile de electroni și, respectiv, de ioni,

n_{i}

Z este sarcina ionică în unități de sarcină elementară.

Pentru o plasmă pur hidrogen cu o concentrație egală de protoni și electroni, coeficientul de răcire volumetric este

\Lambda _{\mathrm {ff} }(\mathrm {H} )=\int \limits _{0}^{\infty }{j_{\nu }d\nu }\simeq 1.43\cdot 10^ {- 27}n_{e}^{2}{\sqrt {T}}

[erg/(cm³ s)]

(indicele ff înseamnă tranziții libere (libere) libere). Cu toate acestea, plasma spațială nu este pur hidrogen, conține elemente grele, datorită încărcăturii mari a cărei eficiență de răcire crește. Pentru un mediu complet ionizat cu o abundență cosmică normală de elemente . Acest mecanism este eficient în special pentru plasmele cu T > 10 5 K . $\Lambda _{\mathrm {ff} }\aproximativ 1,7\Lambda _{\mathrm {ff} }(\mathrm {H} )$

Radiația de recombinare

Recombinarea radiativă În recombinarea radiativă (radiativă), fracțiunea energiei cinetice a electronului care se recombină este extrem de mică în energia fotonului emis (unde este potențialul de ionizare al nivelului la care se recombină electronul). Din moment ce aproape întotdeauna , atunci cea mai mare parte a energiei eliberate nu este termică. Prin urmare, recombinarea radiativă este în general ineficientă pentru răcirea cu gaz. Cu toate acestea, puterea de radiație pe unitatea de volum datorată recombinării radiative pentru un mediu de echilibru cu T < 10 5 K depășește pierderile bremsstrahlung . $h\nu =\xi _{i}+m_{e}v^{2}$ $\xi _{i}$ $\xi _{i}\gg m_{e}v^{2}/2$ $\Lambda _{r}\aproximativ 4\Lambda _{\mathrm {ff} }$
Recombinare dielectronica Recombinarea dielectronică constă din două etape. În primul rând, un electron energetic excită un atom sau un ion, astfel încât un ion instabil se formează cu doi electroni excitați. În plus, fie este emis un electron și ionul încetează să fie instabil (autoionizare), fie este emis un foton cu o energie de ordinul potențialului de ionizare și ionul devine din nou stabil. Pentru a excita un atom, ai nevoie de un electron foarte rapid, cu energie peste medie. Odată cu scăderea numărului de astfel de electroni, energia medie a sistemului scade, iar mediul se răcește. Acest mecanism de răcire începe să domine asupra recombinării radiative la T > 10 5 K.

Radiație cu doi fotoni

Pentru tranzițiile rezonante interzise de la niveluri în hidrogen și de la niveluri în heliu și ioni de tip heliu , sunt emiși doi fotoni (tranziția unui foton este interzisă de regulile de selecție). Aceste niveluri sunt excitate în principal din cauza impacturilor electronice. Energia totală a fotonilor rezultați corespunde diferenței de energie dintre cele două niveluri, dar fiecare dintre fotoni nu are o energie fixă și se formează radiații continue, care se observă în zonele HII (hidrogen ionizat). Acești fotoni au o lungime de undă mai mare decât cea a liniei Lyman-alfa și, prin urmare, nu sunt capabili să excite un atom de hidrogen neutru în starea fundamentală, așa că părăsesc mediul, fiind principalul motiv pentru răcirea plasmei spațiale fierbinți cu T = 106-108K . _ _ _ $2s_{{1/2}}\rightarrow 1s_{{1/2}}$ $2^{1}S_{0}$

Imprăștirea inversă Compton

Dacă un foton cu energie ε este împrăștiat de un electron rapid cu energie totală , atunci transferul de energie și impuls de la electron la foton devine important. Transformarea Lorentz în cadrul de repaus al electronilor dă energia fotonului din acesta γε , unde γ este factorul Lorentz . Să folosim formula de mai sus a efectului Compton, care dă pierderea de energie a unui foton împrăștiat de un electron în repaus și, revenind la cadrul de referință din laborator, obținem energia fotonului împrăștiat . Se poate observa că cuante de joasă frecvență sunt convertite în cuante de radiație dure. Făcând media pe unghiuri a ratei de pierdere de energie a unui astfel de electron în câmpul radiației izotrope, obținem $E=\gamma m_{e}c^{2}$ $\varepsilon _{1}\sim \gamma ^{2}\varepsilon$

-\left({\frac {dE}{dt}}\right)_{\mathrm {compt} }={\frac {4}{3}}\sigma _{T}c\gamma ^{ 2}\beta ^{2}\int \limits _{0}^{\infty }u_{\nu }d\nu

unde β = v / c este viteza adimensională a electronului,

u ν este densitatea de frecvență a distribuției energiei radiației.

În cazul unei distribuţii termice a electronilor cu concentraţie şi temperatură T , avem . Dacă (nerelativiști, electroni cu energie relativ scăzută), atunci răcirea volumetrică a unui astfel de mediu va fi: $n_{e}$ $\langle \beta ^{2}\rangle =\langle (v/c)^{2}\rangle =3kT/m_{e}c^{2)$ $\gamma \aproximativ 1$

\Lambda _{c}=-\left({\frac {dE}{dt}}\right)_{\mathrm {compt} }n_{e}={\frac {4kT}{m_{e }c^{2))}\sigma _{T}cn_{e}\int \limits _{0}^{\infty }u_{\nu }d\nu

Răcirea Compton domină de obicei în plasma puternic ionizată și foarte încălzită lângă sursele de raze X. Datorită lui, mediul nu se poate încălzi mai mult . Acest mecanism a fost important în universul timpuriu înainte de era recombinării . În condiții normale ISM, acest efect poate fi neglijat. $T\sim {\frac {\varepsilon {4k)}$

Ionizare prin impact electronic

Dacă toate celelalte mecanisme de răcire sunt radiative (energia este transportată de fotoni), atunci acesta este non-radiativ. Energia termică este cheltuită pentru separarea unui electron și este stocată sub formă de energie internă a legăturii ion-electron. Apoi se evidențiază în timpul recombinărilor.

Emisia în linii spectrale

Mecanismul principal de răcire ISM la T < 10 5 K . Emisia are loc în timpul tranzițiilor de la nivelurile excitate după impactul unui electron. Intervalul spectral în care energia este transportată este determinat de temperatură - cu cât temperatura este mai mare, cu atât nivelurile mai mari sunt excitate, cu atât fotonii emiși sunt mai energici și cu atât mai rapid are loc răcirea. Tabelul enumeră liniile care domină la diferite temperaturi.

Temperatura, K	Răcire în linii
> 10 6	Liniile de raze X ale ionilor de tip H și He ai elementelor grele
2⋅10 4 —10 6	Liniile UV de rezonanță ale lui He și grele până la Fe
(1—2)⋅10 4	linii H (mai ales Ly α )
(0,5—1)⋅10 4	Linii interzise de elemente grele
30—10 4	Liniile IR îndepărtate la tranzițiile dintre nivelurile structurii fine a termenilor principali
(1—2)⋅10 3	Nivelurile moleculare, în principal H2
<30	Tranziții de rotație ale moleculelor de CO și H 2 O apă

Instabilitate termică

Acum, cunoscând toate procesele și mecanismele elementare de răcire și încălzire, putem scrie ecuațiile de echilibru termic sub forma . Să notăm ecuația balanței de ionizare necesară pentru a afla populația de nivel. Rezolvând, obținem temperatura de echilibru T ( n ) . Având în vedere că materia din mediul interstelar este extrem de rarefiată, adică este un gaz ideal care se supune ecuației Mendeleev-Clapeyron , găsim presiunea de echilibru P ( n ) și constatăm că dependența amintește mai mult de van der Waals Ecuația de stare a gazului : există un interval de presiune, în care o valoare a lui P corespunde la trei valori de echilibru ale lui n . Soluția din secțiunea cu derivată negativă este instabilă în raport cu micile perturbații: la o presiune mai mare decât cea a mediului, norul de gaz se va extinde până când echilibrul este stabilit la o densitate mai mică și la o presiune mai mică decât cea a mediului. mediu, dimpotrivă, se va contracta. Aceasta explică echilibrul dinamic observat al norilor de gaz interstelar mediu rarefiat și mai dens. $nG(T)=n^{2}\lambda (T)$

Într-un mediu real, situația este mult mai complicată. În primul rând, există un câmp magnetic care se opune contracției, cu excepția cazului în care aceasta din urmă are loc de-a lungul liniilor de câmp. În al doilea rând, mediul interstelar este în continuă mișcare și proprietățile sale locale sunt în continuă schimbare, în el apar noi surse de energie, iar cele vechi dispar; ca urmare, condiția de echilibru termic poate să nu fie satisfăcută deloc. În al treilea rând, pe lângă instabilitatea termodinamică, există cele gravitaționale și magnetohidrodinamice. Și asta fără a ține cont de vreun fel de cataclisme sub formă de explozii de supernove, influențe de maree ale galaxiilor care trec prin vecinătate sau trecerea gazului în sine prin brațele spiralate ale Galaxiei.

Liniile interzise și linia de 21 cm

O caracteristică distinctivă a unui mediu optic subțire este emisia în linii interzise. Liniile interzise sunt numite linii care sunt interzise de regulile de selecție, adică apar în timpul tranzițiilor de la niveluri metastabile. Durata de viață caracteristică a unor astfel de niveluri în timpul decăderii spontane este de la 10-5 secunde la câteva zile, dar există și stări de viață mult mai lungi (vezi mai jos). La concentrații mari de particule, ciocnirea lor îndepărtează excitația, adică nivelurile aproape niciodată nu au timp să facă o tranziție radiativă și liniile de emisie nu sunt observate din cauza slăbiciunii lor extreme. La densități mici, intensitatea liniei nu depinde de probabilitatea de tranziție, deoarece probabilitatea scăzută este compensată de un număr mare de atomi în stare metastabilă. Dacă nu există LTE, atunci populația nivelurilor de energie ar trebui calculată din balanța proceselor elementare de excitare și dezactivare.

Cea mai importantă linie interzisă a ISM este linia radio a hidrogenului atomic λ = 21 cm . Această linie apare în timpul tranziției între subnivelurile structurii hiperfine a nivelului atomului de hidrogen, asociată cu prezența unui spin în electron și proton: starea cu spini codirecționali are o energie puțin mai mare decât cu cele direcționate opus ( diferența de energie dintre niveluri este de numai 5,87433 microelectronvolți). Probabilitatea unei tranziții spontane între aceste niveluri este de la -1 (adică durata de viață a stării excitate este de 11 milioane de ani). Populația nivelului superior are loc din cauza ciocnirii atomilor de hidrogen neutri, iar populația nivelurilor , . În acest caz, emisivitatea volumetrică $1^{2}S_{1/2}$ $A_{10}=2,9\cdot 10^{-15}$ $n_{1}=n_{\mathrm {H} }/4$ $n_{0}=3n_{\mathrm {H} }/4$

j_{\nu }={\frac {h\nu _{10}}{4\pi }}n_{1}A_{10}\varphi (\nu )

unde φ(ν) este profilul liniei și factorul 4 π presupune radiație izotropă.

Studiile asupra liniei radio de 21 cm au făcut posibil să se stabilească că hidrogenul neutru din galaxie este conținut în principal într-un strat foarte subțire, de 400 de bucăți gros , în apropierea planului galaxiei. Distribuția HI arată clar brațele spiralate ale galaxiei. Diviziunea Zeeman a componentelor liniei de absorbție pentru surse radio puternice este utilizată pentru a estima câmpul magnetic din interiorul norilor.

Înghețarea câmpului magnetic

Înghețarea câmpului magnetic înseamnă păstrarea fluxului magnetic prin orice circuit conductor închis atunci când acesta este deformat. În condiții de laborator, fluxul magnetic poate fi considerat conservat în medii cu conductivitate electrică ridicată. În limita conductivității electrice infinite, un câmp electric infinit de mic ar determina creșterea curentului la o valoare infinită. Prin urmare, un conductor ideal nu ar trebui să traverseze liniile de câmp magnetic și astfel să excite un câmp electric, ci, dimpotrivă, ar trebui să tragă de-a lungul liniilor de câmp magnetic. Câmpul magnetic este, parcă, înghețat în conductor.

Plasma cosmică reală este departe de a fi ideală, iar înghețarea câmpului magnetic trebuie înțeleasă în sensul că este nevoie de foarte mult timp pentru a schimba fluxul prin circuit. În practică, aceasta înseamnă că putem considera că câmpul este constant în timp ce norul se contractă, se rotește etc.

Praf interstelar

Evoluția mediului interstelar

Evoluția mediului interstelar, sau, mai precis, a gazului interstelar, este strâns legată de evoluția chimică a întregii Galaxii. S-ar părea că totul este simplu: stelele absorb gazul, apoi îl aruncă înapoi, îmbogățindu-l cu produse de combustie nucleară - elemente grele - astfel metalicitatea ar trebui să crească treptat.

Teoria Big Bang prezice că hidrogenul, heliul, deuteriul, litiul și alte nuclee ușoare s-au format în timpul nucleosintezei primordiale, care încă se despart pe calea Hayashi sau pe stadiul protostelei. Cu alte cuvinte, ar trebui să observăm pitici G cu viață lungă și cu metalitate zero. Dar niciunul dintre acestea nu a fost găsit în Galaxie; în plus, majoritatea au o metalitate aproape solară. Conform datelor indirecte, se poate aprecia că ceva similar există în alte galaxii. Momentan, problema rămâne deschisă și așteaptă o decizie.

De asemenea, nu exista praf în gazul interstelar primordial. Acum se crede că pe suprafața vechilor stele reci se formează boabe de praf și le lasă împreună cu materia care se revarsă.

Soarele și mediul interstelar

Mediul interstelar din vecinătatea sistemului solar nu este uniform. Observațiile arată că Soarele se mișcă cu o viteză de aproximativ 25 km/s prin Norul Interstelar Local și îl poate părăsi în următorii 10.000 de ani. Vântul solar joacă un rol important în interacțiunea sistemului solar cu materia interstelară .

Vântul solar este un flux de particule încărcate (în principal hidrogen și heliu plasmă ), care curge din coroana solară cu viteză crescândă cu viteză mare. Viteza vântului solar la heliopauză este de aproximativ 450 km/s. Această viteză depășește viteza sunetului în mediul interstelar. Și dacă ne imaginăm ciocnirea mediului interstelar și a vântului solar ca o coliziune a două fluxuri, atunci vor apărea unde de șoc în timpul interacțiunii lor. Și mediul în sine poate fi împărțit în trei zone: zona în care există doar particule ale ISM, zona în care există doar particule ale vântului stelar și zona de interacțiune a acestora.

Și dacă gazul interstelar ar fi complet ionizat, așa cum sa presupus inițial, atunci totul ar fi exact așa cum este descris mai sus. Dar, așa cum au arătat deja primele observații ale mediului interplanetar din Ly-aplha, particulele neutre ale mediului interstelar pătrund în sistemul solar [9] . Cu alte cuvinte, Soarele interacționează cu gazul neutru și ionizat în moduri diferite.

Interacțiunea cu gazul ionizat

Limita undei de șoc

În primul rând, vântul solar încetinește, devine mai dens, mai cald și turbulent . Momentul acestei tranziții se numește șoc de terminare și este situat la o distanță de aproximativ 85–95 UA . e. de la Soare. (Conform datelor primite de la stațiile spațiale Voyager 1 și Voyager 2 , care au trecut această graniță în decembrie 2004 și august 2007.)

Heliosferă și heliopauză

Încă aproximativ 40 a.m. e. vântul solar se ciocnește cu materia interstelară și în cele din urmă se oprește. Această limită care separă mediul interstelar de materia sistemului solar se numește heliopauză . Ca formă, arată ca o bulă, alungită în direcția opusă mișcării Soarelui. Regiunea spațiului delimitată de heliopauză se numește heliosferă .

Conform datelor Voyager , heliopauza din partea de sud s-a dovedit a fi mai aproape decât cea de nord (73, respectiv 85 de unități astronomice). Motivele exacte pentru aceasta sunt încă necunoscute; conform primelor ipoteze, asimetria heliopauzei poate fi cauzată de acțiunea câmpurilor magnetice foarte slabe din spațiul interstelar al Galaxiei .

bow shock

De cealaltă parte a heliopauzei, la o distanță de aproximativ 230 UA. Adică de la Soare, de-a lungul șocului de arc (șocul de arc) are loc decelerația de la vitezele cosmice ale materiei interstelare incidente asupra sistemului solar.

Interacțiune cu hidrogen neutru

Interacțiunea unei particule neutre a mediului este mult mai complexă. În primul rând, ea (particula) își poate ceda electronul unui ion de la vântul solar (efect de reîncărcare) și, în al doilea rând, poate merge la Soare, unde va fi influențată de forța de atracție și presiunea ușoară.

Primul efect duce la o scădere bruscă a dimensiunii heliosferei și la contraste puternice, pe care, așa cum speră cercetătorii, Voyager 1 și Voyager 2 le vor putea detecta. De asemenea, schimbă imaginea în coada heliosferei (unde se mișcă Pioneer-10), apar un disc Mach, o discontinuitate tangenţială și o undă de șoc reflectată [10] . Din păcate, este imposibil să se verifice aceste efecte prin observații de pe Pământ și nu se poate decât spera la măsurători cu nave spațiale.

Acele particule din mediul interstelar care au reușit să pătrundă în mediul interplanetar sunt mult mai interesante din punctul de vedere al observatorului. Puteți nu numai să le observați, ci și să obțineți informații despre:

condiții la marginea heliosferei;
multe detalii importante ale chimiei mediului interstelar;
turbulența mediului interstelar;
condiţiile fizice în mediul interstelar.

Note

↑ Fizica spațială / editat de R. A. Sunyaev. - Ed. a II-a. - M . : Enciclopedia Sovietică, 1986. - S. 386.
↑ Bacon F, Sylva. 1626
↑ Patterson, Robert Hogarth „Colour in nature and art”, Essays in History and Art 10 Retipărit din Blackwood's Magazine. 1862
↑ Heger, Mary Lea. Linii staționare de sodiu în binare spectroscopice // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . - 1919. - Vol. 31 , nr. 184 . - P. 304-305 . - doi : 10.1086/122890 . - Cod biblic .
↑ Beals, CS (1936), „On the interpretation of interstellar lines” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 96: 661
↑ Pickering, W. H. (1912), „The Motion of the Solar System concerning the Interstellar Absorbing Medium” Arhivat la 10 ianuarie 2016 la Wayback Machine , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 72: 740
↑ Birkeland, Kristian, „Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments”, The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03, New York: Christiania (Oslo), H. Aschelhoug & Co., pp. 720
↑ Thorndike, Samuel L. Interstellar Matter // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . - 1930. - Vol. 42 , nr. 246 . - P. 99-104 . - doi : 10.1086/124007 . - Cod biblic .
↑ Adams, T. F.; Frisch, PC Observații de înaltă rezoluție ale fundalului cerului alfa Lyman // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1977. - Vol. 212 . - P. 300-308 . - doi : 10.1086/155048 . - Cod biblic .
↑ Influența mediului interstelar asupra structurii heliosferei . Consultat la 15 iunie 2009. Arhivat din original pe 12 martie 2012. (nedefinit)

Literatură

Bochkarev N.G. Fundamentele fizicii mediului interstelar. — ISBN 978-5-397-01034-4 .
A.V. Zasov, K.A. Postnov. Astrofizica generala. - Fryazino: Secolul 2, 2006. - ISBN 5-85099-169-7 .
Bacon, Francis (1626), Sylva (ed. 3545)
Beals, CS (1936), On the interpretation of interstellar lines , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society T. 96: 661 , DOI 10.1093/mnras/96.7.661
Birkeland, Kristian (1913), Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments , The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03 (secțiunea 2) , New York: Christiania (acum Oslo), H. Aschelhoug & Co., p. 720 , < https://archive.org/details/norwegianaurorap01chririch > epuizat, text integral online
Boyle, Robert (1674), Excelența teologiei în comparație cu filosofia naturală , voi. ii. iv., p. 178
Burke, JR & Hollenbach, DJ (1983), Interacțiunea gaz-granule în mediul interstelar – Acomodarea termică și captarea , Astrophysical Journal T. 265: 223 , DOI 10.1086/160667
Dyson, J. (1997), Fizica mediului interstelar , Londra: Taylor & Francis
Field, G.B.; Goldsmith, DW & Habing, HJ (1969), Cosmic-Ray Heating of the Interstellar Gas , Astrophysical Journal Vol. 155: L149 , DOI 10.1086/180324
Ferriere, K. (2001), The Interstellar Environment of our Galaxy , Reviews of Modern Physics vol . 73 (4): 1031–1066 , DOI 10.1103/RevModPhys.73.1031
Haffner, L.M.; Reynolds, RJ; Tufte, S.L. & Madsen, GJ (2003), The Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey , Astrophysical Journal Supplement Vol. 145(2):405 , DOI 10.1086/378850 . Wisconsin Hα Mapper este finanțat de Fundația Națională pentru Știință .
Heger, Mary Lea (1919), Stationary Sodium Lines in Spectroscopic Binaries , Publicații ale Societății Astronomice din Pacific, vol . 31 (184): 304 , DOI 10.1086/122890
McKee, CF & Ostriker, JP (1977), A theory of the interstellar medium – Three components regulated by supernova explosions in an inhomogeneous substrate , Astrophysical Journal T. 218: 148 , DOI 10.1086/155667
Patterson, Robert Hogarth (1862), Color in nature and art, Essays in History and Art vol . 10 T. 72: 740 , DOI 10.1093/mnras/72.9.740
Spitzer, L. (1978), Procese fizice în mediul interstelar , Wiley, ISBN 0-471-29335-0
Stone, EC; Cummings, AC; McDonald, FB & Heikkila, BC (2005), Voyager 1 Explores the Termination Shock Region and the Heliosheath Beyond , Science vol . 309 (5743): 2017–20, PMID 16179468 , DOI 10.1126/ science.
Thorndike, S. L. (1930), Interstellar ,10.1086/124007:doi . 42 (246): 99,Publicațiile Societății Astronomice din Pacific,Matter >

Link -uri

Videoclip Freeview „Chimia spațiului interstelar” William Klemperer, Universitatea Harvard // Un discurs al instituției regale de către Vega Science Trust
Mediul interstelar: un tutorial online

Dicționare și enciclopedii	Mare norvegian Rusă mare in jurul lumii in jurul lumii Britannica (online) Universalis
În cataloagele bibliografice	GND : 4162140-2 J9U : 987007558027505171 LCCN : sh85067526 LNB : 000171496 NDL : 00570319

mediu interstelar
Componente	gaz interstelar praf interstelar nor interstelar raze cosmice Un câmp magnetic
Nebuloase	Nebuloasă difuză (luminoasă). nebuloasă întunecată nebuloasa de emisie nebuloasa de reflexie rest de supernova nebuloasă planetară nebuloasa protoplanetară
Regiunile de formare a stelelor	nor molecular Globulă Regiunea HII
Formațiuni circumstelare	Disc circumstelar ( Discul de acreție disc protoplanetar disc rezidual ) Fluxuri polare cu jet Obiect Iarbă - Haro
Radiația	Vânt stelar