Međuzvjezdani medij

Iz Wikipedije, besplatne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretraživanje
Lokalna međuzvjezdana karta oblaka

Međuzvjezdani medij (ISM) tvar je i polja koja ispunjavaju međuzvjezdani prostor unutar galaksija [1] . Sastav: međuzvjezdani plin, prašina (1% mase plina), međuzvjezdana elektromagnetska polja, kozmičke zrake , kao i hipotetička tamna tvar . Hemijski sastav međuzvjezdanog medija proizvod je primarne nukleosinteze i nuklearne fuzije u zvijezdama . Tokom svog života, zvijezde emitiraju zvjezdani vjetar koji vraća elemente iz atmosfere zvijezde u okolinu. I na kraju života zvijezde, s nje se baca ljuska koja obogaćuje međuzvjezdani medij proizvodima nuklearne fuzije.

Prostorna raspodjela međuzvjezdanog medija je netrivijalna. Osim općih galaktičkih struktura, kao što su šipka i spiralni krakovi galaksija, postoje i odvojeni hladni i topli oblaci okruženi toplijim plinom. Glavna karakteristika ISM -a je njegova izuzetno niska gustoća, u prosjeku 1000 atoma po kubičnom centimetru.

Istorija otkrića

Širenje joniziranog vodika u međuzvjezdanom mediju u različitim dijelovima naše galaksije . Slika je u H-alfa opsegu. Preuzeto kao dio istraživanja Wisconsin H-Alpha Mapper (WHAM).

Priroda međuzvjezdanog medija stoljećima privlači pažnju astronoma i naučnika. Izraz "međuzvjezdani medij" prvi je upotrijebio F. Bacon 1626. godine [2] . "Oh, nebesa između zvezda, imaju toliko zajedničkog sa zvezdama, okreću se (oko Zemlje) kao i svaka druga zvezda." Kasnije, prirodni filozof Robert Boyle prigovorio je 1674. godine : "Međuzvjezdana regija neba, kako neki moderni epikurejci vjeruju, trebala bi biti prazna."

Nakon stvaranja moderne elektromagnetske teorije, neki su fizičari pretpostavili da je nevidljivi svjetlosni eter medij za prijenos svjetlosnih valova. Također su vjerovali da eter ispunjava međuzvjezdani prostor. R. Patterson je 1862. godine napisao [3] : "Ovaj odljev je osnova vibracija ili oscilatornih kretanja u etru, koji ispunjavaju međuzvjezdani prostor."

Upotreba dubokih fotografskih snimaka noćnog neba omogućila je E. Barnardu da dobije prvu sliku tamne magline , koja se u silueti isticala na pozadini zvijezda galaksije. Međutim, prvo otkriće hladne difuzne materije napravio je D. Hartmann 1904. godine nakon otkrića stacionarnog apsorpcijskog spektra u emisionom spektru binarnih zvijezda , promatranog kako bi se ispitao Doplerov efekt .

U svom istorijskom proučavanju Orionovog delta spektra , Hartmann je proučavao orbite orbite Orionovog delta sistema i svjetlost koja dolazi sa zvijezde, i shvatio da se dio svjetlosti apsorbuje na putu ka Zemlji. Hartmann je napisao da je "linija apsorpcije kalcija vrlo slaba", kao i da je "bilo malo iznenađenje što se linije kalcija na 393,4 nanometara ne pomiču u periodičnoj divergenciji spektralnih linija koja je prisutna u spektroskopskim binarnostima ". Stacionarna priroda ovih linija omogućila je Hartmannu da pretpostavi da plin odgovoran za apsorpciju nije prisutan u atmosferi Orionove delte, već se, naprotiv, nalazi izvan zvijezde i nalazi se između zvijezde i posmatrača. Ova studija bila je početak proučavanja međuzvjezdanog medija.

Nakon Hartmannovog istraživanja, Eger je 1919. godine, proučavajući apsorpcijske linije na valovima od 589.0 i 589.6 nanometara u sistemima Delta Orion i Beta Scorpio , otkrio natrij u međuzvjezdanom mediju [4] .

Dalja istraživanja "H" i "K" linija kalcija od strane Bealsa [5] (1936) otkrila su dvostruke i asimetrične profile spektra Epsilon i Zeta Orion . Ovo su bile prve opsežne studije međuzvjezdanog medija u sazviježđu Orion . Asimetrija profila apsorpcijskih linija rezultat je superpozicije brojnih apsorpcijskih linija, od kojih je svaka odgovarala atomskim prijelazima (na primjer, "K" linija kalcija) i dogodila se u međuzvjezdanim oblacima, od kojih je svaki imao svoje radijalne velocity . Budući da se svaki oblak u međuzvjezdanom prostoru kreće različitom brzinom, prema Zemlji i dalje od nje, kao rezultat Dopplerovog efekta, apsorpcijske linije pomaknule su se ili na ljubičastu, odnosno na crvenu stranu. Ovo istraživanje potvrdilo je da materija nije ravnomjerno raspoređena po međuzvjezdanom prostoru.

Intenzivna istraživanja međuzvjezdane tvari omogućila su W. Pickeringu 1912. godine da objavi [6] da "međuzvjezdani apsorbirajući medij, koji, kako je pokazao Kaptein , apsorbira samo pri određenim valovima, može ukazivati ​​na prisutnost plinova i plinovitih molekula koje izbacuje Sunce i zvezde . "

Takođe 1912. godine Victor Hess je otkrio kosmičke zrake , energetski nabijene čestice koje bombarduju Zemlju iz svemira. To je nekim istraživačima omogućilo da navedu da oni ispunjavaju i međuzvjezdani medij. Norveški fizičar Christian Birkeland napisao je 1913. godine: „Dosljedan razvoj našeg gledišta navodi nas na pretpostavku da je sav prostor ispunjen elektronima i slobodnim ionima svih vrsta. Također smo skloni vjerovati da su svi zvjezdani sistemi evoluirali od nabijenih čestica u svemiru. I uopće se ne čini nevjerojatnim pomisliti da se većina mase Univerzuma ne može pronaći u zvjezdanim sistemima ili maglinama , već u „praznom“ prostoru ” [7]

Thorndike je 1930. napisao: „Bilo bi užasno shvatiti da postoji nepremostiv jaz između zvijezda i potpune praznine. Aurore su uzbuđene nabijenim česticama koje naše sunce emitira. Ali ako milioni drugih zvijezda također emitiraju nabijene čestice, a to je neosporna činjenica, tada apsolutni vakuum uopće ne može postojati u galaksiji ” [8] .

Posmatračke manifestacije

Navodimo glavne promatračke manifestacije:

  1. Prisustvo užarenih maglina jonizovanog vodonika oko vrelih zvezda i reflektujućih maglina gasa i prašine oko hladnijih zvezda;
  2. Slabljenje svjetlosti sa zvijezda (međuzvjezdana apsorpcija) uslijed prašine u međuzvjezdanom mediju. Kao i s tim povezano crvenilo svjetla; prisutnost neprozirnih maglina;
  3. Polarizacija svjetlosti na zrncima prašine orijentiranim duž magnetskog polja Galaksije;
  4. Infracrveno zračenje međuzvjezdane prašine;
  5. Radio -emitovanje neutralnog vodonika u radijskom opsegu na talasnoj dužini od 21 cm;
  6. Meki rendgenski zraci vrućeg razrijeđenog plina;
  7. Sinhrotronsko zračenje relativističkih elektrona u međuzvjezdanim magnetskim poljima;
  8. Zračenje kosmičkih masa .

Struktura ISM -a je izuzetno netrivijalna i nehomogena: džinovski molekularni oblaci, refleksne magline, protoplanetarne magline, planetarne magline, globule itd. To dovodi do širokog spektra opservacijskih manifestacija i procesa koji se dešavaju u okolini. Sljedeća tablica navodi svojstva glavnih komponenti okruženja za disk:

Faza Temperature
( K )
Koncentracija
(cm −3 )
Masa oblaka
( M )
Veličina
( kom )
Udio zauzete zapremine Metoda posmatranja
Koronalni gas ~ 5⋅10 5 ~ 0.003 - - ~ 0.5 Rendgenske, UV apsorpcijske linije metala
Svijetle površine HII ~ 10 4 ~ 30 ~ 300 ~ 10 ~ 10 −4 Svijetla linija H α
HII zone niske gustoće ~ 10 4 ~ 0.3 - - ~ 0.1 Linija H α
Intercloud okruženje ~ 10 4 ~ 0.1 - - ~ 0.4 Linija Ly α
Topla područja HI ~ 10 3 ~ 1 - - ~ 0,01 Zračenje HI na λ = 21 cm
Maser kondenzacije <100 ~ 10 10 ~ 10 5 ~ 10 −5 Maser zračenje
HI oblaci ≈80 ~ 10 ~ 100 ~ 10 ~ 0,01 HI apsorpcija pri λ = 21 cm
Ogromni molekularni oblaci ~ 20 ~ 300 ~ 3⋅10 5 ~ 40 ~ 3⋅10 −4
Molekularni oblaci ≈10 ~ 10 3 ~ 300 ~ 1 ~ 10 −5 Apsorpcione i emisione linije molekularnog vodonika u radio i infracrvenom spektru.
Globules ≈10 ~ 10 4 ~ 20 ~ 0.3 ~ 3⋅10 −9 Optička apsorpcija.

Maser efekat

Rakova maglina , zelena - maser

Godine 1965. u brojnim spektrima radio -emisije pronađene su vrlo intenzivne i uske linije s λ = 18 cm, a daljnja istraživanja pokazala su da linije pripadaju molekuli hidroksila OH , a njihova neobična svojstva rezultat su emisije mazera . Godine 1969. otkriveni su izvori mazera iz molekule vode na λ = 1,35 cm; kasnije su otkriveni maseri koji djeluju na druge molekule.

Za emisiju mazera potrebna je inverzna populacija nivoa (broj atoma na gornjem nivou rezonancije je veći nego na donjem). Zatim se, prolazeći kroz tvar, svjetlost s rezonantnom frekvencijom vala pojačava, a ne slabi (to se naziva efekt mazera). Za održavanje obrnute populacije potrebno je stalno pumpanje energije; stoga su svi kosmički maseri podijeljeni u dvije vrste:

  1. Maseri povezani s mladim (10 5 godina starim) vrućim OB zvijezdama (a moguće i sa protozvijezdama) i locirani u regijama koje formiraju zvijezde.
  2. Maseri povezani sa visoko razvijenim hladnim zvijezdama velike svjetline.

Fizičke osobine

Nedostatak lokalne termodinamičke ravnoteže (LTE)

U međuzvjezdanom mediju koncentracija atoma i posljedično optička dubina su male. To znači da je efektivna temperatura zračenja temperatura zračenja zvijezda (~ 5000 K) , koja ni na koji način ne odgovara temperaturi samog medija. U ovom slučaju, temperature elektrona i iona u plazmi mogu se međusobno jako razlikovati, jer se razmjena energije tijekom sudara događa izuzetno rijetko. Dakle, nema ujednačene temperature, čak ni u lokalnom smislu.

Raspodjela broja atoma i iona po stanovničkim nivoima određena je ravnotežom procesa rekombinacije i ionizacije. LTE zahtijeva da ovi procesi budu u ravnoteži kako bi se zadovoljili uvjeti detaljne ravnoteže; međutim, u međuzvjezdanom mediju, napredni i obrnuti elementarni procesi imaju različitu prirodu, pa se stoga ne može uspostaviti detaljna ravnoteža.

I na kraju, mala optička debljina za tvrdo zračenje i brzo nabijene čestice dovodi do činjenice da se energija oslobođena u bilo kojem dijelu prostora odnese na velike udaljenosti, a hlađenje se događa u cijelom volumenu odjednom, a ne u lokalnom prostoru, šireći se brzinom zvuka u okruženju. Grijanje se odvija na isti način. Toplinska vodljivost ne može prenijeti toplinu iz udaljenog izvora, a procesi koji zagrijavaju velike količine odmah dolaze u obzir.

Međutim, unatoč odsustvu LTE -a , čak iu vrlo rijetkoj kozmičkoj plazmi, uspostavljena je maxwellovska raspodjela elektrona u brzinama koje odgovaraju temperaturi medija, pa se za raspodjelu čestica po energiji može koristiti Boltzmannova formula i pričati o temperaturi. To se događa zbog dugotrajnog djelovanja Coulombovih sila u prilično kratkom vremenu (za čisto vodikovu plazmu ovo vrijeme je reda veličine 10 5 s ), mnogo manje od vremena sudara među česticama.

Za opis stanja plina uvodimo volumetrijski koeficijent hlađenja i volumetrijski koeficijent grijanja ... Tada će se zakon očuvanja energije elementa zapremine dV sa unutrašnjom energijom E i pritiskom P napisati kao:

Pri toplinskoj ravnoteži, dQ / dt = 0 , što znači da se ravnotežna temperatura medija može pronaći iz relacije Γ = Λ .

Mehanizmi grijanja

Kad kažemo da se medij zagrijava, mislimo na povećanje prosječne kinetičke energije. S volumetrijskim zagrijavanjem, kinetička energija svake čestice raste. Svaka čestica po jedinici vremena može povećati svoju energiju za konačnu količinu, a u nedostatku termodinamičke ravnoteže to znači da je brzina zagrijavanja medija izravno proporcionalna broju čestica po jedinici volumena, odnosno koncentraciji Γ ( n , T ) = nG ( T ) . Funkcija G ( T ) [erg / s] naziva se efikasnost zagrijavanja i izračunava se kroz elementarne procese interakcije i zračenja.

Ultraljubičasto zračenje zvijezda (fotoionizacija)

Klasične fotoelektričnog efekta: energija kvantnog se troši na ionizaciju atoma od proizvoljnog i nivo i kinetička energija elektrona. Tada se elektroni sudaraju s raznim česticama i kinetička energija se pretvara u energiju kaotičnog kretanja, plin se zagrijava.

Međutim, međuzvjezdani plin sastoji se od vodika, koji se može ionizirati samo s oštrim ultraljubičastim svjetlom. Stoga su glavni "presretači" UV kvantova atomi nečistoća: željezo, silicij, sumpor, kalij itd. Oni igraju važnu ulogu u uspostavljanju toplinske ravnoteže hladnog plina.

Udarni talasi
NGC 2736 , gas unutar ostatka supernove u sazviježđu Jedra

Udarni valovi nastaju tijekom procesa koji se odvijaju nadzvučnim brzinama (za ISM je 1-10 km / s ). To se događa tijekom eksplozije supernove, izbacivanja ljuske, međusobnog sudara oblaka plina, gravitacijskog kolapsa oblaka plina itd. Iza fronta udara, kinetička energija usmjerenog kretanja brzo se pretvara u energiju kaotičnog kretanja čestica. Ponekad temperatura može doseći ogromne vrijednosti (do milijardu stupnjeva unutar ostataka supernove), a glavna energija pada na kretanje teških iona (temperatura iona). U početku je temperatura lakog elektronskog plina znatno niža, ali se postupno, zbog Coulombovih interakcija, temperatura iona i elektrona izjednačava. Ako u plazmi postoji magnetsko polje, tada turbulencija preuzima ulogu prve violine u izjednačavanju temperatura iona i elektrona.

Prodiruće zračenje i kosmički zraci

Kosmički zraci i rendgensko difuzno zračenje glavni su izvori ionizacije međuzvjezdanog medija, a ne ultraljubičasto svjetlo, kako se moglo očekivati. Čestice kosmičkih zraka u interakciji s okolinom tvore elektrone s vrlo velikom energijom. Ovu energiju gubi elektron pri elastičnim sudarima, kao i pri neelastičnim, što dovodi do ionizacije ili pobude atoma i iona. Supratermalni elektroni s energijom manjom od 10 eV gube energiju pri elastičnim sudarima zagrijavajući plin. Ovaj mehanizam je izuzetno efikasan na temperaturama od 106 K. Pri 10 7 K, karakteristična toplinska brzina elektrona usporediva je s toplinskom brzinom niskoenergetskih čestica kozmičkih zraka, a brzina zagrijavanja naglo opada.

Jonizacija i zagrijavanje uz pomoć mekih difuznih rendgenskih zraka iz vrućeg plina u osnovi se ne razlikuju od zagrijavanja kozmičkim zrakama. Sva razlika je u brzini zagrijavanja (to je za red veličine veće za kozmičke zrake) i u znatno većem presjeku za fotojonizaciju iz unutrašnjih ljuski za rendgenske zrake.

Tvrdo elektromagnetno zračenje (rendgenski zraci i gama kvanti)

Izvode ga uglavnom sekundarni elektroni u fotoionizaciji i u Comptonovom raspršenju . U tom slučaju energija koja se prenosi na elektron u mirovanju jednaka je

,

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