Medzvezdni medij

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi v iskanje
Lokalni medzvezdni zemljevid oblakov

Medzvezdni medij (ISM) je snov in polja, ki zapolnjujejo medzvezdni prostor znotraj galaksij [1] . Sestava: medzvezdni plin, prah (1% mase plina), medzvezdna elektromagnetna polja, kozmični žarki in hipotetična temna snov . Kemična sestava medzvezdnega medija je produkt primarne nukleosinteze in jedrske fuzije v zvezdah . Zvezde skozi vse življenje oddajajo zvezdni veter , ki v okolje vrača elemente iz zvezdnega ozračja. Na koncu življenja zvezde se z nje vrže lupina, ki medzvezdni medij obogati s produkti jedrske fuzije.

Prostorska porazdelitev medzvezdnega medija je netrivialna. Poleg splošnih galaktičnih struktur, kot sta palica in spiralni kraki galaksij, obstajajo tudi ločeni hladni in topli oblaki, obdani z vročim plinom. Glavna značilnost ISM je njegova izjemno nizka gostota, v povprečju 1000 atomov na kubični centimeter.

Zgodovina odkritja

Širjenje ioniziranega vodika v medzvezdnem mediju v različnih delih naše galaksije . Slika je v območju H-alfa . Pridobljeno kot del raziskave Wisconsin H-Alpha Mapper (WHAM).

Narava medzvezdnega medija že stoletja pritegne pozornost astronomov in znanstvenikov. Izraz "medzvezdni medij" je prvi uporabil F. Bacon leta 1626 [2] . "Oh, nebesa med zvezdami, imajo toliko skupnega z zvezdami, ki se vrtijo (okoli Zemlje) tako kot katera koli druga zvezda." Kasneje je naravoslovni filozof Robert Boyle leta 1674 ugovarjal: "Medzvezdna regija nebes, kot menijo nekateri sodobni epikurejci , bi morala biti prazna."

Po nastanku sodobne elektromagnetne teorije so nekateri fiziki domnevali, da je nevidni svetlobni eter medij za prenos svetlobnih valov. Verjeli so tudi, da eter zapolnjuje medzvezdni prostor. R. Patterson je leta 1862 zapisal [3] : "Ta odtok je osnova vibracij ali nihajnih gibov v etru, ki zapolnjuje medzvezdni prostor."

Uporaba globokih fotografskih raziskav nočnega neba je E. Barnardu omogočila, da je dobil prvo podobo temne meglice , ki je v silhueti izstopala na ozadju zvezd galaksije. Vendar pa je prvo odkritje hladne razpršene snovi naredil D. Hartmann leta 1904 po odkritju stacionarnega absorpcijskega spektra v emisijskem spektru binarnih zvezd , ki so ga opazili za preizkus Dopplerjevega učinka .

V svoji zgodovinski študiji o spektru Orionove delte je Hartmann preučeval spremljevalce orionovega sistema Delta v orbiti in svetlobo, ki prihaja iz zvezde, in spoznal, da se del svetlobe absorbira na poti do Zemlje. Hartmann je zapisal, da je "absorpcijska linija kalcija zelo šibka", pa tudi, da je "malo presenečenje, da se kalcijeve linije pri 393,4 nanometra ne premikajo v periodični divergenci spektralnih linij, ki je prisotna v spektroskopskih binarnih datotekah ." Stacionarna narava teh linij je Hartmannu omogočila domnevo, da plin, odgovoren za absorpcijo, ni prisoten v atmosferi Orionove delte, ampak se, nasprotno, nahaja zunaj zvezde in se nahaja med zvezdo in opazovalcem. Ta študija je bila začetek študije medzvezdnega medija.

Po Hartmannovi raziskavi je Eger leta 1919 med preučevanjem absorpcijskih linij pri valovih 589,0 in 589,6 nanometrov v sistemih Delta Orion in Beta Scorpio odkril natrij v medzvezdnem mediju [4] .

Nadaljnje študije kalcijevih linij "H" in "K" Bealsa [5] (1936) so pokazale dvojne in asimetrične profile spektrov Epsilon in Zeta Orion . To so bile prve celovite študije medzvezdnega medija v ozvezdju Orion . Asimetrija profilov absorpcijske črte je bila posledica superpozicije številnih absorpcijskih linij, od katerih je vsaka ustrezala atomskim prehodom (na primer kalcijeva linija "K") in se je pojavila v medzvezdnih oblakih, od katerih je vsak imel svoj radialni hitrost . Ker se vsak oblak v medzvezdnem prostoru premika z različno hitrostjo, tako proti Zemlji kot od nje, se je zaradi Dopplerjevega učinka absorpcijske črte premaknile bodisi na vijolično oziroma na rdečo stran. Ta študija je potrdila, da snov ni enakomerno porazdeljena po medzvezdnem prostoru.

Intenzivne študije medzvezdne snovi so W. Pickeringu leta 1912 omogočile, da je izjavil [6], da "medzvezdni absorpcijski medij, ki, kot je pokazal Kaptein , absorbira le pri določenih valovih, lahko kaže na prisotnost molekul plina in plina, ki jih izžene Sonce in zvezde . "

Tudi leta 1912 je Victor Hess odkril kozmične žarke , energijsko nabite delce, ki bombardirajo Zemljo iz vesolja. To je nekaterim raziskovalcem omogočilo, da napolnijo tudi medzvezdni medij. Norveški fizik Christian Birkeland je leta 1913 zapisal: »Zaradi doslednega razvoja našega stališča domnevamo, da je ves prostor napolnjen z elektroni in prostimi ioni vseh vrst. Prav tako verjamemo, da so se vsi zvezdni sistemi razvili iz nabitih delcev v vesolju. In sploh se ne zdi neverjetno misliti, da večine mase vesolja ni mogoče najti v zvezdnih sistemih ali meglicah , ampak v "praznem" prostoru " [7]

Thorndike je leta 1930 zapisal: »Grozno bi bilo spoznati, da je med zvezdami in popolno praznino nepremostljiv prepad. Aurore vzbujajo nabiti delci, ki jih oddaja naše sonce . Če pa tudi milijoni drugih zvezd oddajajo nabite delce, kar je nesporno dejstvo, potem absolutni vakuum v galaksiji sploh ne more obstajati « [8] .

Opazovalne manifestacije

Navajamo glavne opazovalne manifestacije:

  1. Prisotnost žarečih meglic ioniziranega vodika okoli vročih zvezd in odsevnih meglic plina in prahu okoli hladnejših zvezd;
  2. Slabljenje svetlobe zvezd (medzvezdna absorpcija) zaradi prahu v medzvezdnem mediju. Pa tudi s tem povezano pordelost svetlobe; prisotnost neprozornih meglic;
  3. Polarizacija svetlobe na prašnih zrnih, usmerjenih vzdolž magnetnega polja Galaksije;
  4. Infrardeče sevanje medzvezdnega prahu;
  5. Radijska emisija nevtralnega vodika v radijskem območju pri valovni dolžini 21 cm;
  6. Mehki rentgenski žarki vročega redčenega plina;
  7. Sinhrotronsko sevanje relativističnih elektronov v medzvezdnih magnetnih poljih;
  8. Sevanje kozmičnih maserjev .

Struktura ISM je izjemno netrivialna in nehomogena: velikanski molekularni oblaki, odsevne meglice, protoplanetarne meglice, planetarne meglice, krogle itd. To vodi do širokega spektra opazovalnih manifestacij in procesov, ki se pojavljajo v okolju. V naslednji tabeli so navedene lastnosti glavnih komponent okolja za disk:

Faza Temperatura
( K )
Koncentracija
(cm −3 )
Masa oblakov
( M )
Velikost
( pc )
Delež zasedene količine Metoda opazovanja
Koronalni plin ~ 5⋅10 5 ~ 0,003 - - ~ 0,5 Rentgenske, UV- absorpcijske linije kovin
Svetla območja HII ~ 10 4 ~ 30 ~ 300 ~ 10 ~ 10 −4 Svetla črta H α
HII cone z nizko gostoto ~ 10 4 ~ 0,3 - - ~ 0,1 Črta H α
Okolje med oblaki ~ 10 4 ~ 0,1 - - ~ 0,4 Linija Ly α
Topla območja HI ~ 10 3 ~ 1 - - ~ 0,01 Sevanje HI pri λ = 21 cm
Maserjeve kondenzacije <100 ~ 10 10 ~ 10 5 ~ 10 −5 Maser sevanje
HI oblaki ≈80 ~ 10 ~ 100 ~ 10 ~ 0,01 HI absorpcija pri λ = 21 cm
Velikanski molekularni oblaki ~ 20 ~ 300 ~ 3⋅10 5 ~ 40 ~ 3⋅10 −4
Molekularni oblaki ≈10 ~ 10 3 ~ 300 ~ 1 ~ 10 −5 Absorpcijske in emisijske linije molekularnega vodika v radijskem in infrardečem spektru.
Kroglice ≈10 ~ 10 4 ~ 20 ~ 0,3 ~ 3⋅10 −9 Optična absorpcija.

Maser učinek

Rakova meglica , zelena - maser

Leta 1965 so bile v številnih spektrih radijskih emisij odkrite zelo intenzivne in ozke črte z λ = 18 cm, nadaljnje študije pa so pokazale, da črte pripadajo molekuli hidroksila OH , njihove nenavadne lastnosti pa so posledica emisije maserja . Leta 1969 so odkrili vire maserja iz molekule vode pri λ = 1,35 cm; kasneje so odkrili maserje, ki delujejo na drugih molekulah.

Za emisijo maserja je potrebna inverzna populacija ravni (število atomov na zgornji resonančni ravni je večje kot na spodnji). Nato se skozi snov svetloba z resonančno frekvenco vala ojača, ne oslabi (to se imenuje maser učinek). Za vzdrževanje obrnjene populacije je potrebno stalno črpanje energije; zato so vsi kozmični maserji razdeljeni v dve vrsti:

  1. Maserji, povezani z mladimi (10 5 let starimi) vročimi OB zvezdami (in po možnosti s protozvezdami) in se nahajajo v regijah, ki tvorijo zvezde.
  2. Maserji, povezani z visoko razvitimi hladnimi zvezdami velike svetilnosti.

Fizične lastnosti

Pomanjkanje lokalnega termodinamičnega ravnovesja (LTE)

V medzvezdnem mediju sta koncentracija atomov in posledično optična globina majhni. To pomeni, da je efektivna temperatura sevanja temperatura sevanja zvezd (~ 5000 K) , ki nikakor ne ustreza temperaturi samega medija. V tem primeru se lahko temperature elektronov in ionov v plazmi med seboj zelo razlikujejo, saj se izmenjava energije med trkom zgodi zelo redko. Tako ni enotne temperature, tudi v lokalnem smislu.

Porazdelitev števila atomov in ionov po ravni populacije je določena z ravnotežjem procesov rekombinacije in ionizacije. LTE zahteva, da so ti procesi v ravnovesju, da bi zadostili pogoju podrobnega ravnovesja; vendar pa imajo v medzvezdnem mediju naprej in nazaj osnovni procesi drugačno naravo, zato podrobnega ravnovesja ni mogoče vzpostaviti.

In končno, majhna optična debelina trdega sevanja in hitro nabitih delcev vodi do dejstva, da se energija, sproščena v katerem koli območju vesolja, odnese na velike razdalje, ohlajanje pa se pojavi po celotni prostornini hkrati in ne v lokalnem prostoru, pri čemer se širi s hitrostjo zvoka v okolju. Ogrevanje poteka na enak način. Toplotna prevodnost ne more prenašati toplote iz oddaljenega vira in takoj pridejo v poštev procesi, ki segrevajo velike količine.

Kljub odsotnosti LTE pa se tudi v zelo redki kozmični plazmi vzpostavi maxwellovska porazdelitev elektronov po hitrostih, ki ustrezajo temperaturi medija, zato lahko za porazdelitev delcev po energiji uporabimo Boltzmannovo formulo in govoriti o temperaturi. To se zgodi zaradi dolgoročnega delovanja Coulombovih sil v precej kratkem času (za čisto vodikovo plazmo je ta čas reda 10 5 s ), veliko manj kot čas trka med delci.

Za opis stanja plina uvedemo volumetrični koeficient hlajenja in prostorninski koeficient ogrevanja ... Nato se zakon ohranjanja energije elementa prostornine dV z notranjo energijo E in tlakom P zapiše kot:

Pri toplotnem ravnovesju je dQ / dt = 0 , kar pomeni, da je ravnotežno temperaturo medija mogoče najti iz relacije Γ = Λ .

Ogrevalni mehanizmi

Ko rečemo, da se medij segreje, mislimo na povečanje povprečne kinetične energije. Z volumetričnim segrevanjem se kinetična energija vsakega delca poveča. Vsak delček na časovno enoto lahko poveča svojo energijo za končno količino in v odsotnosti termodinamičnega ravnovesja to pomeni, da je hitrost segrevanja medija neposredno sorazmerna s številom delcev na enoto prostornine, to je koncentracijo Γ ( n , T ) = nG ( T ) . Funkcijo G ( T ) [erg / s] imenujemo učinkovitost ogrevanja in izračunamo z osnovnimi procesi interakcije in sevanja.

Ultravijolično sevanje zvezd (fotoionizacija)

Klasični fotoelektrični učinek: kvantna energija se porabi za ionizacijo atoma s poljubne ravni i in kinetično energijo elektrona. Nato elektroni trčijo z različnimi delci in kinetična energija se pretvori v energijo kaotičnega gibanja, plin se segreje.

Vendar je medzvezdni plin sestavljen iz vodika, ki ga lahko ioniziramo le z močno ultravijolično svetlobo. Zato so glavni "prestrezniki" UV kvantov atomi nečistoč: železa, silicija, žvepla, kalija itd. Imajo pomembno vlogo pri vzpostavljanju toplotnega ravnovesja hladnega plina.

Udarni valovi
NGC 2736 , plin v ostanku supernove v ozvezdju Jadra

Udarni valovi nastajajo med procesi, ki potekajo pri nadzvočnih hitrostih (za ISM je 1-10 km / s ). To se zgodi med eksplozijo supernove, metanjem lupine, trčenjem plinskih oblakov med seboj, gravitacijskim propadom oblaka plina itd. Za udarno fronto se kinetična energija usmerjenega gibanja hitro pretvori v energijo kaotičnega gibanja delcev. Včasih lahko temperatura doseže ogromne vrednosti (do milijardo stopinj v ostankih supernove), glavna energija pa pade na gibanje težkih ionov (temperatura ionov). Sprva je temperatura lahkega elektronskega plina precej nižja, vendar se postopoma zaradi Coulombovih interakcij temperatura ionov in elektronov izenači. Če je v plazmi magnetno polje, potem turbulenca prevzame vlogo prve violine pri izenačitvi ionske in elektronske temperature.

Prodorno sevanje in kozmični žarki

Kozmični žarki in rentgensko razpršeno sevanje so glavni vir ionizacije medzvezdnega medija, ne pa ultravijolične svetlobe, kot bi lahko pričakovali. Delci kozmičnih žarkov v interakciji z okoljem tvorijo elektrone z zelo visoko energijo. To energijo elektron izgubi pri elastičnih trkih, pa tudi pri neelastičnih, kar vodi do ionizacije ali vzbujanja atomov in ionov. Supratermalni elektroni z energijo manj kot 10 eV pri elastičnih trkih izgubijo energijo in segrejejo plin. Ta mehanizem je izjemno učinkovit pri temperaturah 106 K. Pri 10 7 K je značilna toplotna hitrost elektronov primerljiva s toplotno hitrostjo nizkoenergijskih delcev kozmičnih žarkov, hitrost segrevanja pa se močno zmanjša.

Ionizacija in ogrevanje s pomočjo mehkih razpršenih rentgenskih žarkov iz vročega plina se v osnovi ne razlikujeta od ogrevanja s kozmičnimi žarki. Vsa razlika je v hitrosti segrevanja (za kozmične žarke je za red velikosti višja) in v veliko večjem prerezu pri fotoionizaciji iz notranjih lupin za rentgenske žarke.

Trdo elektromagnetno sevanje (rentgenski žarki in gama kvanti)

Izvajajo ga predvsem sekundarni elektroni pri fotoionizaciji in pri Comptonovem sipanju . V tem primeru je energija, prenesena na elektron v mirovanju, enaka

,

где m eмасса электрона ,

cскорость света ,
hпостоянная Планка ,
ν — частота фотона до рассеяния,
θ — угол рассеяния.

Для малых энергий фотонов сечение рассеяния равно томсоновскому : см².

Механизмы охлаждения

Как уже говорилось, межзвёздная среда оптически тонка и имеет невысокую плотность, а раз так, то основной механизм охлаждения — излучение фотонов. Испускание же квантов связано с бинарными процессами взаимодействия (частица-частица), поэтому суммарную скорость объёмного охлаждения можно представить в виде , где функция охлаждения λ зависит только от температуры и химического состава среды.

Свободно-свободное (тормозное) излучение

Свободно-свободное (тормозное) излучение в космической плазме вызвано кулоновскими силами притяжения или отталкивания. Электрон ускоряется в поле иона и начинает излучать электромагнитные волны, переходя с одной незамкнутой (в классическом смысле) орбиты на другую, но оставаясь свободным, то есть обладающим достаточной энергией, чтобы уйти на бесконечность. При этом излучается весь спектр от рентгена до радио. Выделяющаяся при этом энергия из единицы объёма внутри телесного угла в единицу времени равна:

[эрг/(см³·с·ср·Гц)],

где — показатель преломления,

g — так называемый множитель Гаунта (учитывает квантовые эффекты и частичную экранировку ядра электронами, близок к 1 в оптическом диапазоне),
и — концентрация электронов и ионов соответственно,
Z — заряд иона в единицах элементарного заряда.

Для чисто водородной плазмы с равной концентрацией протонов и электронов коэффициент объёмного охлаждения равен

[эрг/(см³·с)]

(индекс ff означает свободно-свободные (free-free) переходы). Однако космическая плазма не чисто водородная, в ней есть тяжёлые элементы, благодаря большому заряду которых увеличивается эффективность охлаждения. Для полностью ионизированной среды с нормальным космическим содержанием элементов . Этот механизм особенно эффективен для плазмы с T > 10 5 K .

Рекомбинационное излучение
  • Радиативная рекомбинация
    При радиативной (излучательной) рекомбинации доля кинетической энергии рекомбинирующего электрона крайне мала в энергии испускаемого фотона (где — потенциал ионизации уровня, на который рекомбинирует электрон). Так как почти всегда , то бо́льшая часть выделяющейся энергии не тепловая. Поэтому радиативная рекомбинация в общем случае малоэффективна для охлаждения газа. Однако мощность излучения единицы объёма из-за радиативной рекомбинации для равновесной среды с T < 10 5 K превосходит потери на тормозное излучение .
  • Диэлектронная рекомбинация
    Диэлектронная рекомбинация состоит из двух этапов. Сначала энергичный электрон возбуждает атом или ион так, что образуется неустойчивый ион с двумя возбуждёнными электронами. Далее либо электрон испускается и ион перестаёт быть неустойчивым (автоионизация), либо испускается фотон с энергией порядка потенциала ионизации и ион вновь становится устойчивым. Для того, чтобы возбудить атом, нужен очень быстрый электрон, с энергией выше средней. При снижении количества таких электронов средняя энергия системы убывает, среда охлаждается. Данный механизм охлаждения начинает доминировать над радиативной рекомбинацией при T > 10 5 K .
Двухфотонное излучение

При запрещённых резонансных переходах с уровней в водороде и с уровня в гелии и гелиеподобных ионах излучается два фотона (однофотонный переход запрещён правилами отбора). Возбуждаются же эти уровни в основном за счёт электронных ударов. Суммарная энергия образующихся фотонов соответствует разности энергии между двумя уровнями, но каждый из фотонов не имеет фиксированной энергии и образуется непрерывное излучение, которое и наблюдается в зонах HII (ионизованного водорода). Эти фотоны имеют длину волны больше, чем у линии Лайман-альфа , и, следовательно, неспособны возбудить нейтральный атом водорода в основном состоянии, поэтому они уходят из среды, являясь основной причиной охлаждения горячей космической плазмы с T = 10 6 —10 8 K .

Обратное комптоновское рассеяние

Если рассеяние фотона с энергией ε происходит на быстром электроне с полной энергией , то важной становится передача энергии и импульса от электрона фотону. Лоренц-преобразование к системе покоя электрона даёт энергию фотона в ней γε , где γлоренц-фактор . Воспользуемся вышеприведённой формулой комптон-эффекта, дающей потерю энергию фотона, рассеянного на покоящемся электроне, и, перейдя обратно в лабораторную систему отсчёта, получим энергию рассеянного фотона . Видно, что низкочастотные кванты превращаются в кванты жёсткого излучения. Усредняя по углам скорость потерь энергии одного такого электрона в поле изотропного излучения, получим

,

где β = v / c — безразмерная скорость электрона,

u ν — частотная плотность распределения энергии излучения.

В случае теплового распределения электронов с концентрацией и температурой T имеем . Если (нерелятивистские, относительно низкоэнергетичные электроны), то объёмное охлаждение такой среды составит:

.

Комптоновское охлаждение обычно доминирует в высокоионизированной и сильно нагретой плазме вблизи источников рентгеновского излучения. Благодаря ему среда не может нагреться выше . Этот механизм был важен в ранней вселенной до эпохи рекомбинации . В обычных условиях МЗС этим эффектом можно пренебречь.

Ионизация электронным ударом

Если все остальные механизмы охлаждения излучательные (энергия уносится фотонами), то этот безызлучательный. Тепловая энергия расходуется на отрыв электрона и запасается в виде внутренней энергии связи ион-электрон. Потом она высвечивается при рекомбинациях.

Излучение в спектральных линиях

Основной механизм охлаждения МЗС при T < 10 5 K . Излучение происходит при переходах с уровней, возбуждённых после электронного удара. Спектральный диапазон, в котором уносится энергия, определяется температурой — чем больше температура, тем более высокие уровни возбуждаются, тем энергичнее излучаемые фотоны и тем быстрее идёт охлаждение. В таблице приведены линии, доминирующие при различных температурах.

Температура, K Охлаждение в линиях
> 10 6 Рентгеновские линии H и He-подобных ионов тяжёлых элементов
2⋅10 4 —10 6 Резонансные УФ-линии He и тяжёлых до Fe
(1—2)⋅10 4 Линии H (в основном Ly α )
(0,5—1)⋅10 4 Запрещённые линии тяжёлых элементов
30—10 4 Далёкие ИК-линии при переходах между уровнями тонкой структуры основных термов
(1—2)⋅10 3 Молекулярные уровни, в основном H 2
<30 Вращательные переходы молекул CO и воды H 2 O

Тепловая неустойчивость

Теперь, зная все элементарные процессы и механизмы охлаждения и нагрева, мы можем записать уравнения теплового баланса в виде . Запишем уравнение ионизационного баланса, необходимое, чтобы узнать населённость уровней. Решая, получим равновесную температуру T ( n ) . Учитывая, что вещество в межзвёздной среде крайне разрежено, то есть представляет собой идеальный газ, подчиняющийся уравнению Менделеева — Клапейрона , найдём равновесное давление P ( n ) и обнаружим, что зависимость больше напоминает уравнение состояния газа Ван-дер-Вальса : существует область давлений, где одному значению P соответствует три равновесных значения n . Решение на участке с отрицательной производной неустойчиво относительно малых возмущений: при давлении больше, чем у окружающей среды, газовое облако будет расширяться до установления равновесия при меньшей плотности, а при меньшем, чем у окружающей среды, давлении — напротив, сжиматься. Это объясняет наблюдаемое динамическое равновесие разреженной межзвёздной среды и более плотных облаков межзвёздного газа.

В реальной же среде ситуация гораздо сложнее. Во-первых, существует магнитное поле , которое препятствует сжатию, если только последнее не происходит вдоль линий поля. Во-вторых, межзвёздная среда находится в непрерывном движении и её локальные свойства непрерывно меняются, в ней появляются новые источники энергии и исчезают старые; в результате условие теплового равновесия может вовсе не выполняться. В-третьих, кроме термодинамической неустойчивости, существуют гравитационная и магнитогидродинамическая. И это без учёта всякого рода катаклизмов в виде вспышек сверхновых, приливных влияний проходящих по соседству галактик или прохождения самого газа через спиральные ветви Галактики.

Запрещённые линии и линия 21 см

Отличительной особенностью оптически тонкой среды является излучение в запрещённых линиях. Запрещёнными называют линии, которые запрещены правилами отбора, то есть возникают при переходах с метастабильных уровней. Характерное время жизни таких уровней при спонтанном распаде — от 10 −5 секунды до нескольких суток, однако существуют и значительно более долгоживущие состояния (см. ниже). При высоких концентрациях частиц их столкновение снимает возбуждение, то есть уровни почти никогда не успевают совершить излучательный переход и эмиссионные линии не наблюдаются из-за их крайней слабости. При малых плотностях интенсивность линии не зависит от вероятности перехода, поскольку малая вероятность компенсируется большим числом атомов, находящихся в метастабильном состоянии. Если ЛТР нет, то заселённость энергетических уровней следует рассчитывать из баланса элементарных процессов возбуждения и деактивации.

Важнейшей запрещённой линией МЗС является радиолиния атомарного водорода λ = 21 см . Эта линия возникает при переходе между подуровнями сверхтонкой структуры уровня атома водорода, связанными с наличием спина у электрона и протона: состояние с сонаправленными спинами обладает несколько большей энергией, чем с противоположно направленными (разность энергий уровней составляет лишь 5,87433 микро-электронвольт). Вероятность спонтанного перехода между этими уровнями с −1 (то есть время жизни возбуждённого состояния составляет 11 млн лет). Заселение верхнего уровня происходит благодаря столкновению нейтральных атомов водорода, причём населённость уровней , . При этом объёмный коэффициент излучения

,

где φ(ν) — профиль линии, а фактор 4 π предполагает изотропное излучение.

Исследования радиолинии 21 см позволили установить, что нейтральный водород в галактике в основном заключён в очень тонком, толщиной 400 пк , слое около плоскости Галактики. В распределении HI отчётливо прослеживаются спиральные ветви Галактики. Зеемановское расщепление абсорбционных компонент линии у сильных радиоисточников используется для оценки магнитного поля внутри облаков.

Вмороженность магнитного поля

Вмороженность магнитного поля означает сохранение магнитного потока через любой замкнутый проводящий контур при его деформации. В лабораторных условиях магнитный поток можно считать сохраняющимся в средах с высокой электропроводностью. В пределе бесконечной электропроводности бесконечное малое электрическое поле вызвало бы рост тока до бесконечной величины. Следовательно, идеальный проводник не должен пересекать магнитные силовые линии и, таким образом, возбуждать электрическое поле, а напротив, должен увлекать за собой линии магнитного поля. Магнитное поле оказывается как бы вмороженным в проводник.

Реальная космическая плазма далеко не идеальна, и вмороженность магнитного поля следует понимать в том смысле, что требуется очень большое время для изменения потока через контур. На практике это означает, что мы можем считать поле постоянным, пока облако сжимается, обращается и т. д.

Межзвёздная пыль

Эволюция межзвёздной среды

Эволюция межзвёздной среды, а если быть точным, межзвёздного газа, тесно связана с химической эволюцией всей Галактики. Казалось бы, всё просто: звёзды поглощают газ, а после выбрасывают его обратно, обогащая его продуктами ядерного горения — тяжёлыми элементами, — таким образом металличность должна постепенно возрастать.

Теория Большого взрыва предсказывает, что в ходе первичного нуклеосинтеза образовались водород, гелий, дейтерий, литий и другие лёгкие ядра, которые раскалываются ещё натреке Хаяши или стадии протозвёзды. Иными словами, мы должны наблюдать долгоживущие G-карлики с нулевой металличностью. Но таковых в Галактике не найдено, более того, большинство из них имеют почти солнечную металличность. По косвенным данным, можно судить, что что-то подобное и в других галактиках. На данный момент вопрос остаётся открытым и ждёт своего решения.

В первичном межзвёздном газе не было и пыли. Как сейчас считается, пылинки образуются на поверхности старых холодных звёзд и покидают её вместе с истекающим веществом.

Солнце и межзвёздная среда

Межзвёздная среда в окрестностях Солнечной системы неоднородна. Наблюдения показывают, что Солнце движется со скоростью около 25 км/с сквозь Местное межзвёздное облако и может покинуть его в течение следующих 10 тысяч лет. Большую роль во взаимодействии Солнечной системы с межзвёздным веществом играет солнечный ветер .

Солнечный ветер — поток заряженных частиц (в основном водородной и гелиевой плазмы ), с огромной скоростью истекающих из солнечной короны с нарастающей скоростью. Скорость солнечного ветра в гелиопаузе составляет примерно 450 км/с. Эта скорость превышает скорость звука в межзвёздной среде. И если представить себе столкновение межзвёздной среды и солнечного ветра как столкновение двух потоков, то при их взаимодействии возникнут ударные волны. А саму среду можно разделить на три области: область, где есть только частицы МЗС, область, где только частицы звёздного ветра и область их взаимодействия.

И если бы межзвёздный газ был бы полностью ионизован, как изначально предполагалось, то всё бы обстояло именно так, как было выше описано. Но, как показали уже первые наблюдения межпланетной среды в Ly-aplha, нейтральные частицы межзвёздной среды проникают в Солнечную систему [9] . Иными словами, Солнце взаимодействует с нейтральным и ионизированным газом по-разному.

Взаимодействие с ионизованным газом

Граница ударной волны

Сначала солнечный ветер тормозится, становится более плотным, тёплым и турбулентным . Момент этого перехода называется границей ударной волны (termination shock) и находится на расстоянии около 85—95 а. е. от Солнца. (По данным, полученным с космических станций « Вояджер-1 » и « Вояджер-2 », которые пересекли эту границу в декабре 2004 года и августе 2007.)

Гелиосфера и гелиопауза

Ещё приблизительно через 40 а. е. солнечный ветер сталкивается с межзвёздным веществом и окончательно останавливается. Эта граница, отделяющая межзвёздную среду от вещества Солнечной системы, называется гелиопаузой . По форме она похожа на пузырь, вытянутый в противоположную движению Солнца сторону. Область пространства, ограниченная гелиопаузой, называется гелиосферой .

Согласно данным аппаратов « Вояджер », гелиопауза с южной стороны оказалась ближе, чем с северной (73 и 85 астрономических единицы соответственно). Точные причины этого пока неизвестны; согласно первым предположениям, асимметричность гелиопаузы может быть вызвана действием сверхслабых магнитных полей в межзвёздном пространстве Галактики .

Головная ударная волна

По другую сторону гелиопаузы, на расстоянии порядка 230 а. е. от Солнца, вдоль головной ударной волны (bow shock) происходит торможение с космических скоростей налетающего на Солнечную систему межзвёздного вещества.

Взаимодействие с нейтральным водородом

Эффект перезарядки

Взаимодействие нейтральной частицы среды носит куда более сложный характер. Во-первых, она (частица) может отдать свой электрон иону из солнечного ветра (эффект перезарядки), а, во-вторых, может пройти до Солнца, где на неё будет влиять сила притяжения и световое давление.

Первый эффект приводит к резкому уменьшению размеров гелиосферы и резким контрастам, которые, как надеются исследователи, смогут засечь «Вояджер-1» и «Вояджер-2». Также это меняет картину в хвосте гелиосферы (куда движется «Пионер-10»), возникает диск Маха, тангенциальный разрыв и отражённая ударная волна [10] . К сожалению, проверить эти эффекты наблюдениями с Земли невозможно и можно только надеяться на измерения космическими аппаратами.

Те частицы межзвёздной среды, которым удалось проникнуть в межпланетную среду, куда более интересны с точки зрения наблюдателя. Их не только можно наблюдать, но и получить информацию об:

  • условиях на границе гелиосферы;
  • многих важных деталях химии межзвёздной среды;
  • турбулентности межзвёздной среды;
  • физических условиях в межзвёздной среде.

Примечания

  1. Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1986. — С. 386.
  2. Bacon F, Sylva. 1626
  3. Patterson, Robert Hogarth «Colour in nature and art», Essays in History and Art 10 Reprinted from Blackwood's Magazine. 1862
  4. Heger, Mary Lea. Stationary Sodium Lines in Spectroscopic Binaries (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . — 1919. — Vol. 31 , no. 184 . — P. 304—305 . — doi : 10.1086/122890 . — Bibcode : 1919PASP...31..304H .
  5. Beals, CS (1936), «On the interpretation of interstellar lines» , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 96: 661
  6. Pickering, WH (1912), «The Motion of the Solar System relatively to the Interstellar Absorbing Medium» , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 72: 740
  7. Birkeland, Kristian, «Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments», The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03, New York: Christiania (Oslo), H. Aschelhoug & Co., pp. 720
  8. Thorndike, Samuel L. Interstellar Matter (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . — 1930. — Vol. 42 , no. 246 . — P. 99—104 . — doi : 10.1086/124007 . — Bibcode : 1930PASP...42...99T .
  9. Adams, TF; Frisch, PC High-resolution observations of the Lyman alpha sky background (англ.) // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1977. — Vol. 212 . — P. 300—308 . — doi : 10.1086/155048 . — Bibcode : 1977ApJ...212..300A .
  10. Влияние межзвездной среды на строение гелиосферы

Литература

Ссылки