Међузвездани медијум

материја која се налази између звезда у галаксији
(преусмерено са Међузвездана материја)

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]

Расподела јонизованог водоника у галаксији Млечни пут

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 медијумуУреди

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

СтруктураУреди

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.

видео показује како научници посматрају и анализирају међузвездани медијум

Интеракција са међупланетарним медијумомУреди

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.

 
Војаџер 1, прва летелица послата у међузвездани медијум

Загревање и хлађењеУреди

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:

ЗагревањеУреди

  • 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.
 
врућ молекулски облак
  • 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 гасаУреди

  • 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 радиоталасаУреди

 
Атмосферско слабљење у dB/km као функција фреквенције у EHF опсегу. Врхови апсорпције на одређеним фреквенцијама представљају проблем због састојака атмосфере као што су водена пара (H2O) и угљен-диоксид (CO2).

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]

ОткрићаУреди

 
Велики рефрактор у Потсдаму, двоструки телескоп са сочивима од 80 cm (31,5") и 50 cm (19,5") отворен 1899. године, коришћен је за откривање међузвезданог калцијума 1904. године.

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]

РеференцеУреди

  1. ^ Основни подаци о међузвезданом медијуму
  2. ^ Хемија међузвезданог медијума
  3. ^ Samantha Blair. „Interstellar Medium Interference (video)”. SETI Talks. Архивирано из оригинала на датум 2021-11-14. 
  4. ^ „Voyager 1 Experiences Three Tsunami Waves in Interstellar Space (video)”. JPL. Архивирано из оригинала на датум 2015-07-09. 
  5. ^ „The First Planetary Nebula Spectrum”. Sky & Telescope (на језику: енглески). 2014-08-14. Приступљено 2019-11-29. 
  6. ^ „William Huggins (1824–1910)”. www.messier.seds.org. Приступљено 2019-11-29. 
  7. ^ а б Kanipe, Jeff (2011-01-27). The Cosmic Connection: How Astronomical Events Impact Life on Earth (на језику: енглески). Prometheus Books. ISBN 9781591028826. 
  8. ^ а б „V. M. Slipher Papers, 1899-1965”. 
  9. ^ 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. 

ЛитератураУреди

Спољашње везеУреди