Međuzvjezdani medij

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
Mapa lokalnog međuzvjezdanog oblaka

Međuzvjezdani medij (ISM) je supstanca i polja koja ispunjavaju međuzvjezdani prostor unutar galaksija [1] . Sastav: međuzvjezdani plin, prašina (1% mase plina), međuzvjezdana elektromagnetna polja, kosmički zraci , kao i hipotetička tamna materija . Hemijski sastav međuzvjezdanog medija je proizvod primarne nukleosinteze i nuklearne fuzije u zvijezdama . Tokom svog života, zvijezde emituju zvjezdani vjetar , koji vraća elemente iz atmosfere zvijezde u okolinu. I na kraju života zvijezde, s nje se baca školjka, obogaćujući međuzvjezdani medij produktima nuklearne fuzije.

Prostorna distribucija međuzvjezdanog medija je netrivijalna. Pored opštih galaktičkih struktura kao što su šipka i spiralni krakovi galaksija, postoje i odvojeni hladni i topli oblaci okruženi toplijim gasom. Glavna karakteristika ISM-a je njegova izuzetno niska gustina, u prosjeku 1000 atoma po kubnom centimetru.

Istorija otkrića

Širenje jonizovanog vodonika u međuzvjezdanom mediju u različitim dijelovima naše Galaksije . Slika je u H-alfa opsegu. Preuzeto kao dio Wisconsin H-Alpha Mapper ankete (WHAM).

Priroda međuzvjezdanog medija vekovima je privlačila pažnju astronoma i naučnika. Termin "međuzvjezdani medij" prvi je upotrijebio F. Bacon 1626. [2] . "Oh, nebesa između zvijezda, imaju toliko toga zajedničkog sa zvijezdama, okreću se (oko Zemlje) kao i svaka druga zvijezda." Kasnije se prirodni filozof Robert Boyle usprotivio 1674 .: "Međuzvezdano područje neba, kako neki moderni epikurejci vjeruju, trebalo bi biti prazno."

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

Korištenje dubokih fotografskih snimanja noćnog neba omogućilo je E. Barnardu da dobije prvu sliku tamne magline , koja se siluetom isticala na pozadini zvijezda galaksije. Međutim, prvo otkriće hladne difuzne materije napravio je D. Hartmann 1904. godine nakon otkrića stacionarnog apsorpcionog spektra u emisionom spektru binarnih zvijezda , koji je uočen radi testiranja Doplerovog efekta .

U svojoj istorijskoj studiji o spektru Orion Delta, Hartmann je proučavao orbitalne pratioce Orion Delta sistema i svjetlost koja dolazi od zvijezde, i shvatio da se dio svjetlosti apsorbira na putu do Zemlje. Hartmann je napisao da je "apsorpciona linija kalcija vrlo slaba", kao i da je "bilo pomalo iznenađenje da se linije kalcija na 393,4 nanometra ne pomiču u periodičnoj divergenciji spektralnih linija koja je prisutna u spektroskopskim binarnim sistemima ". Stacionarna priroda ovih linija omogućila je Hartmannu da sugeriše da gas odgovoran za apsorpciju nije prisutan u atmosferi Orionove Delte, već se, naprotiv, nalazi izvan zvezde i nalazi se između zvezde i posmatrača. Ova studija je bila početak proučavanja međuzvjezdanog medija.

Nakon Hartmanovog istraživanja, 1919. godine, dok je proučavao apsorpcione linije na talasima od 589,0 i 589,6 nanometara u sistemima Delta Orion i Beta Scorpio , otkrio je natrijum u međuzvezdanom mediju [4] .

Dalja istraživanja "H" i "K" linija kalcijuma od strane Bealsa [5] (1936) otkrila su dvostruke i asimetrične spektralne profile Epsilona i Zeta Oriona . Ovo su bile prve sveobuhvatne studije međuzvjezdanog medija u sazviježđu Orion . Asimetrija profila apsorpcionih linija bila je rezultat superpozicije brojnih apsorpcionih linija, od kojih je svaka odgovarala atomskim prijelazima (na primjer, "K" linija kalcija) i javljala se u međuzvjezdanim oblacima, od kojih je svaka imala svoj radijalni brzina . Budući da se svaki oblak kreće različitom brzinom u međuzvjezdanom prostoru, kako prema Zemlji tako i dalje od nje, kao rezultat Doplerovog efekta, apsorpcione linije su se pomjerile ili na ljubičastu, odnosno na crvenu stranu. Ova studija je potvrdila da materija nije ravnomjerno raspoređena po međuzvjezdanom prostoru.

Intenzivna proučavanja međuzvjezdane materije omogućila su W. Pickeringu 1912. da izjavi [6] da "međuzvjezdani apsorbirajući medij, koji, kako je Kaptein pokazao, apsorbira samo na određenim valovima, može ukazivati ​​na prisustvo plina i plinovitih molekula koje izbacuje Sunce i zvijezde ."

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

Thorndike je 1930. napisao: „Bilo bi strašno shvatiti da postoji nepremostivi ponor između zvijezda i potpune praznine. Aurore pobuđuju nabijene čestice koje naše sunce emituje. Ali ako i milioni drugih zvijezda emituju nabijene čestice, a to je neosporna činjenica, tada apsolutni vakuum uopće ne može postojati u galaksiji” [8] .

Promatračke manifestacije

Navedimo glavne opservacijske manifestacije:

  1. Prisustvo užarenih maglina jonizovanog vodonika oko vrućih zvezda i reflektujućih maglina gasa i prašine oko hladnijih zvezda;
  2. Slabljenje svjetlosti zvijezda (međuzvjezdana apsorpcija) zbog prašine u međuzvjezdanom mediju. Kao i povezano crvenilo svjetla; prisustvo neprozirnih maglina;
  3. Polarizacija svjetlosti na zrnca prašine orijentisana duž magnetnog polja Galaksije;
  4. Infracrveno zračenje međuzvjezdane prašine;
  5. Radio emisija neutralnog vodonika u radio opsegu na talasnoj dužini od 21 cm;
  6. Meki rendgenski zraci vrućeg razrijeđenog plina;
  7. Sinhrotronsko zračenje relativističkih elektrona u međuzvjezdanim magnetnim poljima;
  8. Zračenje kosmičkih masera .

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

Faza Temperatura
( K )
Koncentracija
(cm −3 )
Masa oblaka
( M )
Veličina
( kom )
Udio zauzetog prostora Metoda posmatranja
Koronalni gas ~ 5⋅10 5 ~ 0,003 - - ~ 0.5 X-zrake, UV apsorpcione linije metala
Svijetla područja HII ~ 10 4 ~ 30 ~ 300 ~ 10 ~ 10 −4 Svijetla linija H α
HII zone niske gustine ~ 10 4 ~ 0.3 - - ~ 0.1 Linija H α
Međuoblačno okruženje ~ 10 4 ~ 0.1 - - ~ 0.4 Linija Ly α
Topla područja HI ~ 10 3 ~ 1 - - ~ 0.01 HI zračenje na λ = 21 cm
Maser kondenzacije <100 ~ 10 10 ~ 10 5 ~ 10 −5 Mazersko zračenje
HI clouds ≈80 ~ 10 ~ 100 ~ 10 ~ 0.01 HI apsorpcija na λ = 21 cm
Džinovski 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.
Globule ≈10 ~ 10 4 ~ 20 ~ 0.3 ~ 3⋅10 −9 Optička apsorpcija.

Maser efekat

Rakova maglina , zelena - maser

Godine 1965. pronađene su vrlo intenzivne i uske linije sa λ = 18 cm u brojnim spektrima radio-emisije.Dalja istraživanja su pokazala da linije pripadaju hidroksilnom molekulu OH , a njihova neobična svojstva rezultat su maserske emisije. Godine 1969. otkriveni su maser izvori iz molekula vode na λ = 1,35 cm, a kasnije su otkriveni maseri koji djeluju na druge molekule.

Za emisiju masera potrebna je inverzna populacija nivoa (broj atoma na gornjem rezonantnom nivou je veći nego na donjem). Zatim, prolazeći kroz supstancu, svjetlost sa rezonantnom frekvencijom vala se pojačava, a ne slabi (to se naziva maser efekt). Da bi se održala obrnuta populacija, potrebno je stalno pumpanje energije; stoga su svi kosmički maseri podijeljeni u dvije vrste:

  1. Maseri povezani sa mladim (10 5 godina) vrućim OB zvijezdama (i vjerovatno sa protozvezdama) i locirani u regionima stvaranja zvijezda.
  2. Maseri povezani sa visoko evoluiranim hladnim zvijezdama velike svjetlosti.

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 jona plazme mogu se jako razlikovati jedna od druge, jer se razmjena energije tijekom sudara događa izuzetno rijetko. Dakle, ne postoji ujednačena temperatura, čak ni u lokalnom smislu.

Distribucija broja atoma i jona po populacijama nivoa određena je ravnotežom procesa rekombinacije i jonizacije. LTE zahtijeva da ovi procesi budu u ravnoteži kako bi se zadovoljio uvjet detaljne ravnoteže; međutim, u međuzvjezdanom mediju, naprijed i nazad elementarni procesi su različite prirode, pa se stoga detaljna ravnoteža ne može uspostaviti.

I konačno, mala optička debljina za tvrdo zračenje i brzo nabijene čestice dovodi do činjenice da se energija oslobođena u bilo kojoj regiji prostora prenosi na velike udaljenosti, a hlađenje se događa u cijelom volumenu odjednom, a ne u lokalnom prostoru, šireći se brzinom zvuka u okolini. Grijanje se odvija na isti način. Toplotna provodljivost nije u stanju prenijeti toplinu iz udaljenog izvora, a procesi koji zagrijavaju velike količine odmah stupaju u igru.

Međutim, uprkos odsustvu LTE-a, čak iu vrlo razrijeđenoj kosmičkoj plazmi, uspostavljena je Maxwellova 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 vodonikovu plazmu ovo vrijeme je reda veličine 10 5 s ), mnogo manje od vremena sudara između čestica.

Da bismo opisali stanje gasa, uvodimo volumetrijski koeficijent hlađenja i volumetrijski koeficijent grijanja ... Tada će se zakon održanja energije elementa zapremine dV sa unutrašnjom energijom E i pritiskom P napisati kao:

U toplotnoj ravnoteži, dQ / dt = 0 , što znači da se ravnotežna temperatura medija može naći iz relacije Γ = Λ .

Mehanizmi grijanja

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

Ultraljubičasto zračenje zvijezda (fotojonizacija)

Klasični fotoelektrični efekat: energija kvanta se troši na ionizaciju atoma sa proizvoljnog nivoa i i kinetičku energiju elektrona. Tada se elektroni sudaraju s raznim česticama i kinetička energija se pretvara u energiju haotičnog kretanja, plin se zagrijava.

Međutim, međuzvjezdani plin se sastoji od vodonika, koji se može jonizirati samo oštrim ultraljubičastim svjetlom. Stoga su glavni "presretači" UV kvanta atomi nečistoća: gvožđe, silicijum, sumpor, kalijum itd. Oni igraju važnu ulogu u uspostavljanju toplotne ravnoteže hladnog gasa.

Šok talasi
NGC 2736 , gas unutar ostatka supernove u sazvežđu Jedra

Udarni talasi nastaju tokom procesa koji se odvijaju nadzvučnim brzinama (za ISM, to je 1-10 km/s ). To se dešava prilikom eksplozije supernove, izbacivanja školjke, sudara oblaka gasa jedan sa drugim, gravitacionog kolapsa oblaka gasa, itd. Iza fronta udara kinetička energija usmerenog kretanja brzo se transformiše u energiju haotičnog kretanja čestica. Ponekad temperatura može dostići ogromne vrijednosti (do milijardu stepeni unutar ostataka supernove), a glavna energija pada na kretanje teških jona (temperatura jona). U početku je temperatura gasa lakih elektrona mnogo niža, ali postepeno, usled Kulonove interakcije, temperatura jona i elektrona se izjednačavaju. Ako u plazmi postoji magnetsko polje, tada turbulencija preuzima ulogu prve violine u izjednačavanju temperature jona i elektrona.

Prodorno zračenje i kosmičke zrake

Kosmičke zrake i difuzno rendgensko zračenje su glavni izvori jonizacije međuzvjezdanog medija, a ne ultraljubičasto svjetlo, kako bi se moglo očekivati. Čestice kosmičkih zraka, u interakciji sa okolinom, formiraju elektrone sa veoma velikom energijom. Ovu energiju elektron gubi u elastičnim sudarima, kao iu neelastičnim, što dovodi do ionizacije ili pobuđivanja atoma i jona. Supratermalni elektroni s energijama manjim od 10 eV gube energiju u elastičnim sudarima, zagrijavajući plin. Ovaj mehanizam je izuzetno efikasan na temperaturama od 106 K. Na 10 7 K, karakteristična toplinska brzina elektrona je uporediva s toplinskom brzinom niskoenergetskih čestica kosmičkih zraka, a brzina zagrijavanja naglo opada.

Ionizacija i zagrijavanje uz pomoć mekih difuznih rendgenskih zraka iz vrućeg plina se suštinski ne razlikuje od zagrijavanja kosmičkim zracima. Sva razlika je u brzini zagrijavanja (ona je za red veličine veća za kosmičke zrake) i u mnogo većem poprečnom presjeku za fotojonizaciju iz unutrašnjih ljuski za X-zrake.

Tvrdo elektromagnetno zračenje (rendgenski zraci i gama kvanti)

Obavljaju ga uglavnom sekundarni elektroni u fotojonizaciji i Comptonovom rasejanju . U ovom slučaju, energija prenesena na elektron koji miruje 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