Međuzvezdani medijum
U astronomiji, Međuzvezdani medijum ili interstelarni medijum je naziv za materiju koja se nalazi između zvezda u galaksiji. Pod „materija” se podrazumeva gas u atomskom, molekulskom ili jonizovanom stanju, zatim kosmički zraci i prašina. U međuzvezdanom prostoru takođe ima i elektromagnetnog zračenja, koji se naziva polje međuzvezdanog zračenja.[1][2]
Međuzvezdani medijum nije homogen, i u svakom delu galaksije je drugačiji. Možemo ga podeliti na osnovu stanja gasa (jonizovani, atomski ili molekulski) kao i po gustini ili temperaturi materije. Ovaj prostor među zvezdama najčešće zauzima vodonik, zatim helijum i dosta mali procenat kiseonika, azota i ugljenika.
U hladnim delovima međuzvezdanog medijuma, gas je obično u molekulskom stanju, i gustine od prosečno 106 molekula po cm3. Toplije regione, međutim sačinjavaju jonizovani oblici gasa i gustina je manja nego u molekulskom-oko 10-4 jona po cm3. (Poređenja radi, u vazduhu se nalazi prosečno 1019 molekula po cm3). 90% svih gasova u međuzvezdanom medijumu je vodonik, 9% helijum, a atomi teži od hodonika i helijuma zauzimaju svega 1% prostora (nalaze se blizu supernova).
Prva letelica koja je došla do međuzvezdanog medijuma je Vojadžer 1, 25. avgusta 2012. godine.
Materija u međuzvezdanom medijumu
[uredi | uredi izvor]Na sledećoj tabeli (dole) prikazane su vrste medijuma i njihove osobine.
| Vrsta materije | Udeo u Mlečnom putu | Veličina (pc) | Temperatura (K) | Gustina (atomi po cm3) | Stanje vodonika |
|---|---|---|---|---|---|
| Molekulski oblak | < 1% | 80 | 10-20 | 102—106 | molekulski |
| Hladan neutralni medijum (CNM) | 1—5% | 100—300 | 50-100 | 20—50 | neutralni atomski |
| Vruć neutralni medijum (WNM) | 10—20% | 300-400 | 6000-10000 | 0.2—0.5 | neutralni atomski |
| Vruć jonizovani medijum (WIM) | 20—50% | 70 | 8000 | 0.2—0.5 | jonizovan |
| HII regioni | < 1% | 1000 | 8000 | 102—104 | jonizovan |
| Galaktička korona | 30—70% | 1000-3000 | 106—107 | 10−4—10−2 | jonizovan |
Struktura
[uredi | uredi izvor]Međugalakstički medijum je turbulentan i ima svoju strukturu u prostoru.
Zvezde se rađaju u molekulskim oblacima (velikih par parseka) i za vreme svog života interaguju sa međuzvezdanim medijumom fizički. Solarni vetar utiče na medijum jer u njega izbacuje ogromne količine jonizovanih čestica, pa dolazi do hipersonične turbulencije. Ponekad čestice iz solarnog vetra u međuzvezdanom medijumu formiraju vrele balone raznih veličina koji su vidljivi u iks i radio delu zračenja.
Sunce se trenutno kreće kroz deo međuzvezdanog medijuma nazvan Lokalni međuzvezdani oblak.
Interakcija sa međuplanetarnim medijumom
[uredi | uredi izvor]Granica između međuzvezdanog i međuplanetarnog medijuma zove se heliopauza. Ona nije jasno određena, mada se smatra da se nalazi iza kojperovog pojasa, na 90-100 AJ od Sunca. Tu čestice solarnog vetra usporavaju ispod soničnih brzina i reaguju sa međuzvezdanom materijom. Prva letelica koja je prešla heliopauzu i ušla u međuzvezdani prostor je Vojadžer 1, 25. avgusta 2012. Sada se bavi analizom i snimanjem spektara međuzvezdane materije.
Zagrevanje i hlađenje
[uredi | uredi izvor]Međuzvezdani medijum nije u termodinamičkoj ravnoteži i na njega se ne može primeniti Maksvelova raspodela brzina u gasovima. Postoji više procesa kojima se međuzvezdani gas hladi ili zagreva:
Zagrevanje
[uredi | uredi izvor]- Zagrevanje kosmičkim zračenjem - kosmički zraci su najčešći oblik zagrevanja gasa u međuzvezdanom prostoru, jer mogu da probiju u njegovu dubinu. Energiju na gas prenose putem slobodnih elektrona ili jonizacijom. Najznačajniji su kosmički zraci malih energija od par MeV jer su najbrojniji.
- Fotoelektrično zagrevanje - ultraljubičasto zračenje koje potiče sa vrelih zvezda može da veže za sebe elektrone i tako ih ukloni iz međuzvezdanog gasa. Kada foton udari o neku česticu u gasu prenese joj energiju, odnosno toplotu. Ovom metodom zagrevaju se samo mali delovi (zrna) celokupnog gasa čija je veličina n(r) ∝ r -3.5 (r je veličina jednog molekula u zrnu).
- Fotojonizacija - kada se elektron oslobodi (npr. prodiranjem ultraljubičastog zračenja u gas), on odnosi kinetičku energiju veličine Efoton - Ejonizacija. Ovaj proces najzastupljeniji je u HII regionima.
- Zagrevanje H zračenjem - iks zraci, kao i ultraljubičasti, mogu da uklone elektron iz gasa i time jonizuju atom iz koga je elektron uzet. Ovo zagrevanje najzastupljenije je u toplim gasovima male gustine koji se nalaze blizu objekata koji emituju iks zračenje (npr. neutronske zvezde).
- Hemijsko zagrevanje - odvija se u molekulskim gasovima. Kada se dva vodonika spoje i formiraju molekul (Н2) oslobađa se energija jačine 4.48 eV u vidu toplote. Time se zagreva mali deo gasa gde se stvorio molekul. Sudaranjem tih molekula, kao i slobodnih atoma, takođe se zagreva gas.
Ostale, manje značajne vrste zagrevanja:
- gravitacioni kolaps dela međuzvezdanog gasa
- eksplozije supernove
- solarni vetar
- širenje НII regiona
Hlađenje međuzvezdanog gasa
[uredi | uredi izvor]- postepeno hlađenje pojedinih regiona - ova vrsta hlađenja je najzastupljenija, u svim vrstama gasa koji sačinjavaju međuzvezdani medijum osim u molekulskim oblacima i veoma vrućim gasovima. Javlja se u CII, OI, OII, OIII, NII, NIII, NeII, NeIII i HII regionima. Sudaranjem atoma u ovim regionima pobuđuju se elektroni i prelaze na više nivoe. Zatim, kada se budu vraćali na prethodni, uobičajedni nivo koji im pripada oslobodiće se dobijene energije putem izračenog fotona. Fotoni energiju gasa odnose izvan međuzvezdanog medijuma i tako se gas hladi.
Propagacija radiotalasa
[uredi | uredi izvor]
Radio talasi od ≈10 kHz (veoma niske frekvencije) do ≈300 GHz (ekstremno visoke frekvencije) šire se drugačije u međuzvezdanom prostoru nego na površini Zemlje. Postoji mnogo izvora smetnji i izobličenja signala koji ne postoje na Zemlji. Veliki deo radio astronomije zavisi od kompenzacije različitih efekata širenja da bi se otkrio željeni signal.[3][4]
Otkrića
[uredi | uredi izvor]
Godine 1864. Vilijam Hagins je pomoću spektroskopije utvrdio da je maglina napravljena od gasa.[5] Hagins je imao privatnu opservatoriju sa teleskopom od 8 inča, sa sočivom Alvina Klarka; ali je bio opremljen za spektroskopiju koja je omogućila prodorna posmatranja.[6]
Godine 1904. jedno od otkrića napravljeno pomoću teleskopa Potsdamski veliki refraktor bilo je prisustvo kalcijuma u međuzvezdanom mediju.[7] Astronom Johanes Franc Hartman je iz spektrografskih posmatranja binarne zvezde Mintake u Orionu utvrdio da se u prostoru nalazi element kalcijum.[7]
Međuzvezdani gas je dalje potvrdio Slifer 1909. godine, a zatim je 1912. godine i međuzvezdanu prašinu potvrdio Slifer.[8] Na taj način je u nizu otkrića i postulizacija njegove prirode potvrđena ukupna priroda međuzvezdanog medija.[8]
U septembru 2020. predstavljeni su dokazi o vodi u čvrstom stanju u međuzvezdanom mediju, a posebno o vodenom ledu pomešanom sa silikatnim zrncima u kosmičkoj prašini.[9]
Reference
[uredi | uredi izvor]- ^ Osnovni podaci o međuzvezdanom medijumu
- ^ Hemija međuzvezdanog medijuma
- ^ Samantha Blair. „Interstellar Medium Interference (video)”. SETI Talks. Arhivirano iz originala 2021-11-14. g.
- ^ „Voyager 1 Experiences Three Tsunami Waves in Interstellar Space (video)”. JPL. Arhivirano iz originala 2015-07-09. g.
- ^ „The First Planetary Nebula Spectrum”. Sky & Telescope (na jeziku: engleski). 2014-08-14. Pristupljeno 2019-11-29.
- ^ „William Huggins (1824–1910)”. www.messier.seds.org. Pristupljeno 2019-11-29.
- ^ a b Kanipe, Jeff (2011-01-27). The Cosmic Connection: How Astronomical Events Impact Life on Earth (na jeziku: engleski). Prometheus Books. ISBN 9781591028826.
- ^ a b „V. M. Slipher Papers, 1899-1965”.
- ^ 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. Pristupljeno 26. 9. 2020.
Literatura
[uredi | uredi izvor]- Bacon, Francis (1626), Sylva (3545 izd.)
- Beals, C. S. (1936), „On the interpretation of interstellar lines”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 96: 661, Bibcode:1936MNRAS..96..661B, doi:10.1093/mnras/96.7.661
- Birkeland, Kristian (1913), „Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments”, The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03 (section 2), New York: Christiania (now Oslo), H. Aschelhoug & Co., str. 720
- Boyle, Robert (1674), The Excellency of Theology Compar'd with Natural Philosophy, ii. iv., str. 178
- Burke, J. R.; Hollenbach, D.J. (1983), „The gas-grain interaction in the interstellar medium – Thermal accommodation and trapping”, Astrophysical Journal, 265: 223, Bibcode:1983ApJ...265..223B, doi:10.1086/160667
- Dyson, J. (1997), Physics of the Interstellar Medium, London: Taylor & Francis
- Field, G. B.; Goldsmith, D. W.; Habing, H. J. (1969), „Cosmic-Ray Heating of the Interstellar Gas”, Astrophysical Journal, 155: L149, Bibcode:1969ApJ...155L.149F, doi:10.1086/180324
- Ferriere, K. (2001), „The Interstellar Environment of our Galaxy”, Reviews of Modern Physics, 73 (4): 1031—1066, Bibcode:2001RvMP...73.1031F, arXiv:astro-ph/0106359 , doi:10.1103/RevModPhys.73.1031
- Haffner, L. M.; Reynolds, R. J.; Tufte, S. L.; Madsen, G. J.; Jaehnig, K. P.; Percival, J. W. (2003), „The Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey”, Astrophysical Journal Supplement, 145 (2): 405, Bibcode:2003ApJS..149..405H, arXiv:astro-ph/0309117 , doi:10.1086/378850.
- Heger, Mary Lea (1919), „Stationary Sodium Lines in Spectroscopic Binaries”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 31 (184): 304, Bibcode:1919PASP...31..304H, doi:10.1086/122890
- Lamb G. L. Jr. “Analytical description of ultra-short optical pulse propagation in a resonant medium”, Rev. Mod. Phys., 43, 99-124.
- Lequeux, J. The Interstellar Medium. Springer 2005.
- McKee, C. F.; Ostriker, J. P. (1977), „A theory of the interstellar medium – Three components regulated by supernova explosions in an inhomogeneous substrate”, Astrophysical Journal, 218: 148, Bibcode:1977ApJ...218..148M, doi:10.1086/155667
- Patterson, Robert Hogarth (1862), „Colour in nature and art”, Essays in History and Art, 10 Reprinted from Blackwood's Magazine.
- Pickering, W. H. (1912), „The Motion of the Solar System relatively to the Interstellar Absorbing Medium”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 72: 740, Bibcode:1912MNRAS..72..740P, doi:10.1093/mnras/72.9.740
- Spitzer, L. (1978), Physical Processes in the Interstellar Medium, Wiley, ISBN 978-0-471-29335-4
- Stone, E. C.; Cummings, A. C.; McDonald, F. B.; Heikkila, B. C.; Lal, N.; Webber, W. R. (2005), „Voyager 1 Explores the Termination Shock Region and the Heliosheath Beyond”, Science, 309 (5743): 2017—20, Bibcode:2005Sci...309.2017S, PMID 16179468, doi:10.1126/science.1117684
- Thorndike, S. L. (1930), „Interstellar Matter”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 42 (246): 99, Bibcode:1930PASP...42...99T, doi:10.1086/124007
- Yan, Y. X.; Gamble, E.B. Jr.; Nelson K. A. (1985), “Impulsive Stimulated Scattering: General Importance in Femto-second Laser Pulse Interactions with Matter and Spectroscopic Applications”, J. Chem. Phys., 83, 3591–5399.
