Межзвездная среда

Распределение ионизированного водорода (известного астрономам как H II из старой спектроскопической терминологии) в частях галактической межзвездной среды, видимых из северного полушария Земли, как наблюдалось с помощью Wisconsin Hα Mapper ( Haffner et al. 2003 ).

Межзвездная среда ( ISM ) – это материя и излучение, существующие в пространстве между звездными системами в галактике . Эта материя включает в себя газ в ионной , атомарной и молекулярной форме, а также пыль и космические лучи . Она заполняет межзвездное пространство и плавно сливается с окружающим межгалактическим пространством . Энергия , занимающая тот же объем, в виде электромагнитного излучения , представляет собой поле межзвездного излучения . Хотя плотность атомов в МЗС обычно намного ниже, чем в лучших лабораторных вакуумах, средняя длина свободного пробега между столкновениями коротка по сравнению с типичными межзвездными длинами, поэтому на этих масштабах МЗС ведет себя как газ (точнее, как плазма). : оно везде хотя бы слегка ионизировано ), реагирует на силы давления, а не представляет собой совокупность невзаимодействующих частиц.

Межзвездная среда состоит из нескольких фаз, различающихся в зависимости от того, является ли вещество ионным, атомным или молекулярным, а также от температуры и плотности вещества. Межзвездная среда состоит в основном из водорода , за которым следует гелий с небольшими количествами углерода , кислорода и азота . Тепловые давления этих фаз находятся в приблизительном равновесии друг с другом. Магнитные поля и турбулентные движения также создают давление в МЗС и обычно более важны с динамической точки зрения , чем тепловое давление. В межзвездной среде материя находится преимущественно в молекулярной форме и достигает плотности 10 ¹² молекулы на м ³ (1 триллион молекул на м ³ ). В горячих, диффузных регионах газ сильно ионизирован, а плотность может составлять всего 100 ионов на м. ³ . Сравните это с числовой плотностью примерно 10. ²⁵ молекулы на м ³ для воздуха на уровне моря и 10 ¹⁶ молекулы на м ³ (10 квадриллионов молекул на м ³ ) для лабораторной высоковакуумной камеры. По массе 99% ISM представляет собой газ в любой форме, а 1% — пыль. Из газа в МЗС по количеству атомов 91% составляют водород и 8,9% — гелий, причем 0,1% — атомы элементов тяжелее водорода или гелия. языке известны как « металлы на астрономическом » . По массе это составляет 70% водорода, 28% гелия и 1,5% более тяжелых элементов. Водород и гелий являются главным образом результатом первичного нуклеосинтеза , тогда как более тяжелые элементы в МЗС являются главным образом результатом обогащения (за счет звездного нуклеосинтеза ) в процессе звездной эволюции .

МЗС играет решающую роль в астрофизике именно из-за своей промежуточной роли между звездным и галактическим масштабами. Звезды формируются в самых плотных областях МЗС, что в конечном итоге способствует образованию молекулярных облаков и пополняет МЗС материей и энергией через планетарные туманности , звездные ветры и сверхновые . Это взаимодействие между звездами и МЗС помогает определить скорость, с которой галактика истощает свое газообразное содержание, и, следовательно, продолжительность активного звездообразования.

«Вояджер-1» достиг МЗМ 25 августа 2012 года, став первым искусственным объектом с Земли, сделавшим это. Межзвездная плазма и пыль будут изучаться до предполагаемой даты завершения миссии в 2025 году. Его близнец «Вояджер-2» вошел в межзвездную среду 5 ноября 2018 года.

«Вояджер-1» — первый искусственный объект, достигший межзвездной среды.

Межзвездная материя

В таблице 1 представлена ​​разбивка свойств компонентов МЗС Млечного Пути.

Таблица 1: Компоненты межзвездной среды

Компонент	Дробный объем	Высота шкалы ( ПК )	Температура ( К )	Плотность (частиц/см 3 )	Состояние водорода	Основные методы наблюдения
Молекулярные облака	< 1%	80	10–20	10 2 –10 6	молекулярный	Линии радио- и инфракрасной молекулярной эмиссии и поглощения
Холодная нейтральная среда (ХНМ)	1–5%	100–300	50–100	20–50	нейтральный атомный	H I 21 см поглощение линии
Теплая нейтральная среда (WNM)	10–20%	300–400	6000–10000	0.2–0.5	нейтральный атомный	H I 21 см линейное излучение
Теплая ионизированная среда (WIM)	20–50%	1000	8000	0.2–0.5	ионизированный	Излучение Ha и дисперсия пульсаров
H II регионы	< 1%	70	8000	10 2 –10 4	ионизированный	Ha Излучение , дисперсия пульсаров и линии радиорекомбинации
Корональный газ Горячая ионизированная среда (ГИМ)	30–70%	1000–3000	10 6 –10 7	10 −4 –10 −2	ионизированный (металлы также сильно ионизированы)	рентгеновское излучение; линии поглощения высокоионизированных металлов, преимущественно в ультрафиолетовом диапазоне

Трехфазная модель

Филд, Голдсмит и Хабинг (1969) предложили модель статического двухфазного равновесия для объяснения наблюдаемых свойств ISM. Их смоделированная МЗС включала холодную плотную фазу ( Т < 300 К ), состоящую из облаков нейтрального и молекулярного водорода, и теплую межоблачную фазу ( Т ~ 10 ⁴ К), состоящий из разреженного нейтрального и ионизированного газа. МакКи и Острикер (1977) добавили динамическую третью фазу, которая представляла собой очень горячую ( Т ~ 10 ⁶ К) газ, ударно нагретый сверхновыми и составлявший большую часть объема МЗС.Эти фазы представляют собой температуры, при которых нагревание и охлаждение могут достичь устойчивого равновесия. Их статья легла в основу дальнейших исследований в течение последующих трех десятилетий. Однако относительные пропорции фаз и их подразделений до сих пор недостаточно изучены.

Основу физики, лежащей в основе этих фаз, можно понять, изучая поведение водорода, поскольку это, безусловно, самый крупный компонент МЗС. Различные фазы примерно находятся в балансе давления на большей части галактического диска, поскольку области избыточного давления будут расширяться и охлаждаться, а области пониженного давления будут сжиматься и нагреваться. Следовательно, поскольку P = nk T , горячие области (высокие T ) обычно имеют низкую плотность числа частиц n . Корональный газ имеет достаточно низкую плотность, поэтому столкновения между частицами редки и генерируется мало излучения, следовательно, потери энергии невелики, а температура может оставаться высокой в ​​течение сотен миллионов лет. Напротив, как только температура упадет до O(10 ⁵ K) с соответственно более высокой плотностью протоны и электроны могут рекомбинировать с образованием атомов водорода, испуская фотоны, которые забирают энергию у газа, что приводит к безудержному охлаждению. Если оставить его в покое, это создаст теплую нейтральную среду. Однако OB-звезды настолько горячие, что некоторые из их фотонов имеют энергию, превышающую предел Лаймана , E > 13,6 эВ , достаточную для ионизации водорода. Такие фотоны будут поглощаться и ионизировать любой нейтральный атом водорода, с которым они сталкиваются, устанавливая динамическое равновесие между ионизацией и рекомбинацией, так что газ, достаточно близкий к OB-звездам, почти полностью ионизирован с температурой около 8000 К (если только он еще не находится в корональной зоне). фазе) до тех пор, пока не будут израсходованы все ионизирующие фотоны. Этот фронт ионизации отмечает границу между теплой ионизированной и теплой нейтральной средой.

OB-звезды, а также более холодные, производят гораздо больше фотонов с энергиями ниже предела Лаймана, которые проходят через ионизированную область почти непоглощенными. Некоторые из них имеют достаточно высокую энергию (> 11,3 эВ) для ионизации атомов углерода, создавая область C II («ионизированный углерод») за пределами фронта ионизации (водорода). В плотных регионах размер также может быть ограничен наличием фотонов, но часто такие фотоны могут проникать через нейтральную фазу и поглощаться только во внешних слоях молекулярных облаков. Фотоны с E > 4 эВ или около того могут разрушать такие молекулы, как H ₂ и CO, создавая область фотодиссоциации (PDR), которая более или менее эквивалентна теплой нейтральной среде. Эти процессы способствуют нагреву ВЯС. Различие между теплой и холодной нейтральной средой снова обусловлено диапазоном температуры/плотности, в котором происходит неконтролируемое охлаждение.

Самые плотные молекулярные облака имеют значительно более высокое давление, чем среднее межзвездное, поскольку они связаны друг с другом собственной гравитацией. Когда в таких облаках формируются звезды, особенно OB-звезды, они преобразуют окружающий газ в теплую ионизированную фазу, что приводит к повышению температуры на несколько сотен. Первоначально газ все еще имеет плотность молекулярного облака и, следовательно, находится под значительно более высоким давлением, чем в среднем по ISM: это классическая область H II. Большое избыточное давление заставляет ионизированный газ расширяться от оставшегося молекулярного газа ( поток шампанского ), и поток будет продолжаться до тех пор, пока либо молекулярное облако полностью не испарится, либо OB-звезды не достигнут конца своей жизни, через несколько миллионов лет. . В этот момент OB-звезды взрываются как сверхновые , создавая взрывные волны в теплом газе, которые повышают температуру до корональной фазы ( остатки сверхновых , SNR). Они тоже расширяются и охлаждаются в течение нескольких миллионов лет, пока не вернутся к среднему давлению МЗМ.

МЗС в разных типах галактик

Трехмерная структура в Pillars of Creation .

Большинство обсуждений ISM касается спиральных галактик , таких как Млечный Путь , в которых почти вся масса ISM заключена в относительно тонкий диск , обычно с масштабной высотой около 100 парсеков (300 световых лет ), который можно сравнить с типичным диском. Диаметр диска 30 000 парсек. Газ и звезды на диске вращаются вокруг центра галактики с типичной орбитальной скоростью 200 км/с. Это намного быстрее, чем хаотические движения атомов в МЗС, но поскольку орбитальное движение газа когерентно, среднее движение не влияет напрямую на структуру в МЗС. Высота по вертикальному масштабу МЗС устанавливается примерно так же, как и в атмосфере Земли, как баланс между местным гравитационным полем (в котором доминируют звезды в диске) и давлением. Дальше от плоскости диска МЗС находится в основном в теплой и корональной фазах низкой плотности, которые простираются как минимум на несколько тысяч парсеков от плоскости диска. Это галактическое гало или «корона» также содержит значительную плотность магнитного поля и энергии космических лучей.

Вращение дисков галактик влияет на структуры МЗС несколькими способами. Поскольку угловая скорость уменьшается с увеличением расстояния от центра, любые элементы МЗС, такие как гигантские молекулярные облака или линии магнитного поля, которые простираются в определенном диапазоне радиусов, сдвигаются из-за дифференциального вращения и поэтому имеют тенденцию растягиваться в тангенциальном направлении. ; этой тенденции противостоит межзвездная турбулентность (см. ниже), которая имеет тенденцию хаотизировать структуры. Спиральные рукава возникают из-за возмущений орбит диска - по сути, ряби на диске, которая заставляет орбиты попеременно сходиться и расходиться, сжимая, а затем расширяя местную межзвездную среду. Видимые спиральные рукава представляют собой области максимальной плотности, и сжатие часто вызывает звездообразование в молекулярных облаках, что приводит к обилию областей H II вдоль рукавов. Сила Кориолиса также влияет на большие характеристики ISM.

Неправильные галактики, такие как Магеллановы Облака, имеют межзвездную среду, похожую на спиральные, но менее организованную. В эллиптических галактиках МЗС почти полностью находится в корональной фазе, поскольку нет когерентного движения диска, поддерживающего холодный газ вдали от центра: вместо этого масштабная высота МЗС должна быть сравнима с радиусом галактики. Это согласуется с наблюдением о том, что в эллиптических телах практически нет признаков текущего звездообразования. В некоторых эллиптических галактиках действительно есть свидетельства существования небольшого дискового компонента с межзвездной средой, похожей на спирали, скрытой близко к их центрам. ISM линзовидных галактик , как и другие их свойства, кажется промежуточным между спиральными и эллиптическими галактиками.

Очень близко к центру большинства галактик (максимум в пределах нескольких сотен световых лет), МЗС глубоко изменена центральной сверхмассивной черной дырой : в разделе Галактический центр Млечного Пути и Активное галактическое ядро крайние примеры в других галактиках см. . Оставшаяся часть статьи будет посвящена МЗС в плоскости спиралей диска, вдали от галактического центра.

Структуры

Карта, показывающая Солнце , расположенное недалеко от края Местного межзвездного облака и Альфы Центавра на расстоянии около 4 световых лет в соседнем G-Облака . комплексе

межзвездной среды и астросферы Встреча

Астрономы описывают МЗС как турбулентную , что означает, что газ имеет квазислучайные движения, когерентные в широком диапазоне пространственных масштабов. В отличие от обычной турбулентности, при которой движения жидкости очень дозвуковые , объемные движения МЗС обычно превышают скорость звука . Сверхзвуковые столкновения газовых облаков вызывают ударные волны , которые сжимают и нагревают газ, увеличивая скорость звука, так что поток становится локально дозвуковым; таким образом, сверхзвуковую турбулентность описывали как «коробку с ударами», и она неизбежно связана со сложной структурой плотности и температуры. В МЗС это еще больше усложняется магнитным полем, которое создает волновые режимы, такие как альфвеновские волны , которые часто быстрее, чем чистые звуковые волны: если турбулентные скорости сверхзвуковые, но ниже скорости альфвеновской волны, поведение больше похоже на дозвуковую турбулентность.

Звезды рождаются глубоко внутри больших комплексов молекулярных облаков , обычно размером в несколько парсеков. Во время своей жизни и смерти звезды физически взаимодействуют с МЗС.

Звездные ветры от молодых скоплений звезд (часто с окружающими их гигантскими или сверхгигантскими областями HII ) и ударные волны, создаваемые сверхновыми, вводят огромное количество энергии в свое окружение, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. Возникающие в результате структуры разных размеров можно наблюдать, например, пузыри звездного ветра и суперпузыри горячего газа, наблюдаемые с помощью рентгеновских спутниковых телескопов, или турбулентные потоки, наблюдаемые на радиотелескопов картах .

Звезды и планеты, однажды сформировавшись, не подвергаются воздействию сил давления в МЗС и поэтому не принимают участия в турбулентных движениях, хотя звезды, образовавшиеся в молекулярных облаках в галактическом диске, разделяют общее орбитальное движение вокруг центра галактики. Таким образом, звезды обычно движутся относительно окружающей их МЗС. В настоящее время Солнце , движется через Местное межзвездное облако , неравномерный сгусток теплой нейтральной среды диаметром несколько парсеков, внутри Местного пузыря низкой плотности области коронального газа радиусом 100 парсеков.

В октябре 2020 года астрономы сообщили о значительном неожиданном увеличении плотности пространства за пределами Солнечной системы , обнаруженном «Вояджер-1» и «Вояджер-2» космическими зондами . По мнению исследователей, это означает, что «градиент плотности является крупномасштабной особенностью VLISM ( очень локальной межзвездной среды) в общем направлении носа гелиосферы ».

Взаимодействие с межпланетной средой

Межзвездная среда начинается там, где заканчивается межпланетная среда Солнечной системы . Солнечный ветер замедляется до дозвуковых скоростей в конечной ударной волне в 90–100 астрономических единицах от Солнца. В области за пределами ударной волны, называемой гелиооболочкой , межзвездное вещество взаимодействует с солнечным ветром. «Вояджер-1» , самый дальний от Земли рукотворный объект (после 1998 г.) ), пересек терминальную ударную волну 16 декабря 2004 г., а затем вошел в межзвездное пространство, когда пересек гелиопаузу 25 августа 2012 г., обеспечив первое прямое исследование условий в МЗС ( Stone et al. 2005 ).

Межзвездное вымирание

Продолжительность: 3 минуты 2 секунды. 3:02

Короткое видео с рассказом о наблюдениях межзвездного вещества IBEX .

Пылевые зерна в МЗС ответственны за исчезновение и покраснение , уменьшение интенсивности света и сдвиг доминирующих наблюдаемых длин волн света от звезды. Эти эффекты вызваны рассеянием и поглощением фотонов и позволяют наблюдать МЗС невооруженным глазом в темном небе. Очевидные трещины, которые можно увидеть в полосе Млечного Пути (однородный диск звезд), вызваны поглощением фонового звездного света пылью в молекулярных облаках в пределах нескольких тысяч световых лет от Земли. Этот эффект быстро уменьшается с увеличением длины волны («покраснение» вызвано большим поглощением синего, чем красного света) и становится практически незначительным на длинах волн среднего инфракрасного диапазона (> 5 мкм).

Вымирание обеспечивает один из лучших способов картографирования трехмерной структуры МЗС, особенно после появления точных расстояний до миллионов звезд с помощью Gaia миссии . Общее количество пыли перед каждой звездой определяют по ее покраснению, а затем определяют расположение пыли вдоль луча зрения путем сравнения плотности столба пыли перед звездами, спроецированными на небо близко друг к другу, но на разных расстояниях. К 2022 году стало возможным создать карту структур МЗС в пределах 3 кпк (10 000 световых лет) от Солнца.

Дальний ультрафиолетовый свет эффективно поглощается нейтральным газообразным водородом в ISM. В частности, атомарный водород очень сильно поглощает на длине волны около 121,5 нанометров, при переходе Лаймана-альфа , а также на других линиях серии Лаймана. Поэтому почти невозможно увидеть свет, излучаемый на этих длинах волн звездой, находящейся дальше нескольких сотен световых лет от Земли, потому что большая часть его поглощается во время полета к Земле промежуточным нейтральным водородом. Все фотоны с длиной волны <91,6 нм (предел Лаймана) могут ионизировать водород, а также очень сильно поглощаются. Поглощение постепенно уменьшается с увеличением энергии фотонов, и ISM снова начинает становиться прозрачным в мягких рентгеновских лучах с длиной волны короче примерно 1 нм.

Отопление и охлаждение

МЗС обычно далек от термодинамического равновесия . Столкновения устанавливают распределение скоростей Максвелла-Больцмана , а «температура», обычно используемая для описания межзвездного газа, - это «кинетическая температура», которая описывает температуру, при которой частицы будут иметь наблюдаемое распределение скоростей Максвелла-Больцмана в термодинамическом равновесии. Однако поле межзвездного излучения обычно намного слабее, чем среда, находящаяся в термодинамическом равновесии; чаще всего это примерно звезда А (температура поверхности ~ 10 000 К), сильно разбавленная. Поэтому связанные уровни внутри атома или молекулы в МЗС редко заселяются по формуле Больцмана ( Спитцер 1978 , § 2.4).

В зависимости от температуры, плотности и состояния ионизации части ISM различные механизмы нагрева и охлаждения определяют температуру газа.

Нагревательные механизмы

низкой энергии Нагрев космическими лучами

Первым механизмом, предложенным для нагрева МЗС, был нагрев космическими лучами низкой энергии . Космические лучи являются эффективным источником тепла, способным проникать в глубь молекулярных облаков. Космические лучи передают энергию газу посредством ионизации и возбуждения, а также свободным электронам посредством кулоновских взаимодействий. Космические лучи низкой энергии (несколько МэВ ) более важны, поскольку их гораздо больше, чем космических лучей высокой энергии.

Фотоэлектрический нагрев по зернам

Ультрафиолетовое электроны излучение, испускаемое горячими звездами, может удалять из пылинок. Фотон . поглощается пылинкой, и часть его энергии используется для преодоления потенциального энергетического барьера и удаления электрона из пылинки Этот потенциальный барьер обусловлен энергией связи электрона ( работой выхода ) и зарядом зерна. Оставшаяся часть энергии фотона дает кинетическую энергию выброшенного электрона , которая нагревает газ за счет столкновений с другими частицами. Типичное распределение пылинок по размерам: n ( r ) ∝ r ^−3.5 , где r — радиус пылевой частицы. Предполагая это, прогнозируемое распределение площади поверхности зерна равно πr ² п ( р ) ∝ р ^−1.5 . Это указывает на то, что при данном методе нагрева преобладают мельчайшие пылинки.

Фотоионизация

Когда электрон освобождается от атома (обычно в результате поглощения УФ-фотона), он уносит кинетическую энергию порядка E _фотона – E _{ионизации} . Этот механизм нагрева доминирует в областях H II, но незначителен в диффузной МЗС из-за относительного отсутствия нейтральных атомов углерода .

Рентгеновский нагрев

Рентгеновские лучи удаляют электроны из атомов и ионов , и эти фотоэлектроны могут спровоцировать вторичную ионизацию. Поскольку интенсивность часто мала, этот нагрев эффективен только в теплой, менее плотной атомной среде (поскольку плотность столба мала). Например, в молекулярные облака могут проникать только жесткие рентгеновские лучи , и рентгеновским нагревом можно пренебречь. Это предполагает, что эта область не находится рядом с источником рентгеновского излучения, таким как остаток сверхновой .

Химический нагрев

Молекулярный водород (H ₂ ) может образовываться на поверхности пылинки при встрече двух атомов H (которые могут перемещаться по пылинке). Этот процесс дает 4,48 эВ энергии, распределенной по вращательным и колебательным модам, кинетическую энергию молекулы H ₂ , а также нагрев пылинки. Эта кинетическая энергия, а также энергия, передаваемая от снятия возбуждения молекулы водорода в результате столкновений, нагревают газ.

Зерново-газовое отопление

Столкновения при высоких плотностях между атомами газа и молекулами с пылинками могут передавать тепловую энергию. Это не важно в регионах HII, поскольку УФ-излучение более важно. Это также менее важно в диффузной ионизированной среде из-за низкой плотности. В нейтральной диффузной среде зерна всегда холоднее, но не охлаждают газ эффективно из-за низкой плотности.

Нагрев зерна за счет теплообмена очень важен в остатках сверхновых, где плотность и температура очень высоки.

Нагрев газа за счет столкновений зерна с газом преобладает глубоко в гигантских молекулярных облаках (особенно при высоких плотностях). Дальнее инфракрасное излучение проникает глубоко из-за малой оптической толщины. Пылинки нагреваются за счет этого излучения и могут передавать тепловую энергию во время столкновений с газом. Мерой эффективности отопления является коэффициент аккомодации: $$\alpha ={\frac {T_{2}-T}{T_{d}-T}}$$где T — температура газа, T _{d —} температура пыли и T ₂ — температура после столкновения атома или молекулы газа. Этот коэффициент был измерен ( Burke & Hollenbach 1983 ) как α = 0,35.

Другие механизмы нагрева

Присутствуют различные макроскопические механизмы нагрева, в том числе:

• Гравитационный коллапс облака
• сверхновых Взрывы
• Звездные ветры
• Расширение регионов H II
• Магнитогидродинамические волны, создаваемые остатками сверхновых

Механизмы охлаждения

Охлаждение тонкой структуры

Процесс охлаждения тонкой структуры преобладает в большинстве областей Межзвездной среды, за исключением областей горячего газа и областей глубоко в молекулярных облаках. Наиболее эффективно это происходит с обильными атомами, имеющими уровни тонкой структуры, близкие к фундаментальному уровню, такие как: C II и O I в нейтральной среде и O II, O III, N II, N III, Ne II и Ne III в областях H II. Столкновения переведут эти атомы на более высокие уровни, и в конечном итоге они снимут возбуждение за счет испускания фотонов, которые вынесут энергию из этой области.

Охлаждение по разрешенным линиям

При более низких температурах за счет столкновений может быть заселено больше уровней, чем уровни тонкой структуры. Например, столкновительное возбуждение n = 2 уровня водорода приведет к высвобождению фотона Ly-α при снятии возбуждения. В молекулярных облаках важное значение имеет возбуждение вращательных линий СО . Как только молекула возбуждается, она в конечном итоге возвращается в состояние с более низкой энергией, испуская фотон, который может покинуть эту область, охлаждая облако.

Наблюдения за ISM

Несмотря на чрезвычайно низкую плотность, фотоны, генерируемые в МЗС, заметны почти во всех диапазонах электромагнитного спектра. Фактически, оптический диапазон, на который астрономы полагались вплоть до 20-го века, является тем, в котором ISM наименее очевиден.

• Ионизированный газ излучает в широком диапазоне энергий посредством тормозного излучения . Для газа в теплой фазе (10 ⁴ K) это в основном обнаруживается в микроволнах, тогда как тормозное излучение коронального газа с температурой в миллион кельвинов заметно в мягком рентгеновском излучении. Кроме того, образуется множество спектральных линий , в том числе важных для охлаждения, упомянутых в предыдущем разделе. Одна из них, запрещенная линия дважды ионизированного кислорода, придает многим туманностям видимый зеленый цвет при визуальных наблюдениях и когда-то считалась новым элементом, небулием . Спектральные линии высоковозбужденных состояний водорода обнаруживаются в инфракрасном и более длинноволновом диапазоне, вплоть до радиорекомбинационных линий , которые, в отличие от оптических линий, не поглощаются пылью и поэтому могут отслеживать ионизированные области по всему диску Галактики. Корональный газ излучает другой набор линий, поскольку при высокой температуре атомы лишаются большей части своих электронов.
• Теплая нейтральная среда производит большую часть 21-сантиметрового линейного излучения водорода, регистрируемого радиотелескопами, хотя атомарный водород в холодной нейтральной среде также вносит свой вклад как в излучение, так и в поглощение фотонов из фонового теплого газа («самопоглощение H I»). , ХИСА). Линия длиной 21 см, хотя и не важна для охлаждения, легко наблюдается при высоком спектральном и угловом разрешении, что дает нам наиболее детальное представление о WNM.
• Молекулярные облака обнаруживаются по спектральным линиям, возникающим в результате изменений вращательного квантового состояния малых молекул, особенно монооксида углерода CO. Наиболее широко используемая линия находится на частоте 115 ГГц, что соответствует изменению углового момента квантов от 1 до 0 . Были обнаружены сотни других молекул , каждая из которых имеет множество линий, что позволяет довольно подробно проследить физические и химические процессы в молекулярных облаках. Эти линии наиболее распространены на длинах волн миллиметрового и субмиллиметрового диапазона. Безусловно, самая распространенная молекула в молекулярных облаках, H ₂ , обычно не наблюдаема напрямую, поскольку она остается в своем основном состоянии, за исключением случаев возбуждения редкими событиями, такими как межзвездные ударные волны. Существует некий «темный газ», области, где водород находится в молекулярной форме и поэтому не излучает линию 21 см, но молекулы CO расщеплены, поэтому линии CO также отсутствуют. Эти области определяются наличием пылинок без соответствующих линейных эмиссий газа.
• Межзвездные пылинки повторно излучают энергию, которую они поглощают из звездного света, в виде излучения квазичерного тела в дальнем инфракрасном диапазоне, что соответствует типичным температурам пылинок 20–100 К. Очень маленькие зерна, по сути, фрагменты графена, связанные с атомами водорода по краям ( полициклические ароматические углеводороды (ПАУ), излучают многочисленные спектральные линии в среднем инфракрасном диапазоне, на длинах волн около 10 микрон. Зерна нанометрового размера могут вращаться на частотах ГГц при столкновении с одним ультрафиолетовым фотоном, и считается, что дипольное излучение таких вращающихся зерен является источником аномального микроволнового излучения .
• Космические лучи генерируют гамма-фотоны при столкновении с атомными ядрами в облаках МЗМ. Электроны среди частиц космических лучей сталкиваются с небольшой долей фотонов в поле межзвездного излучения и космическом микроволновом фоне и повышают энергию фотонов до рентгеновских и гамма-лучей посредством обратного комптоновского рассеяния . Благодаря галактическому магнитному полю заряженные частицы движутся по спиральным траекториям, а для электронов космических лучей это спиральное движение генерирует синхротронное излучение , очень яркое на низких радиочастотах.

Распространение радиоволн

Атмосферное затухание в дБ /км как функция частоты в диапазоне КВЧ. Пики поглощения на определенных частотах представляют собой проблему из-за таких компонентов атмосферы, как водяной пар (H ₂ O) и диоксид углерода (CO ₂ ).

На радиоволны влияют свойства плазмы МЗС. Радиоволны самой низкой частоты, ниже ≈ 0,1 МГц, не могут распространяться через ISM, поскольку они находятся ниже его плазменной частоты . На более высоких частотах плазма имеет значительный показатель преломления, уменьшающийся с ростом частоты, а также зависящий от плотности свободных электронов. Случайные изменения электронной плотности вызывают межзвездное мерцание , которое увеличивает видимый размер удаленных радиоисточников, видимых через межзвездную среду, причем расширение уменьшается с квадратом частоты. Изменение показателя преломления с частотой приводит времени прихода импульсов от пульсаров и быстрых радиовсплесков к задержке на более низких частотах (дисперсия). Величина задержки пропорциональна плотности столба свободных электронов (мера дисперсии, DM), что полезно как для картирования распределения ионизированного газа в Галактике, так и для оценки расстояний до пульсаров (более далекие имеют большую DM).

Вторым эффектом распространения является вращение Фарадея , которое влияет на линейно поляризованные радиоволны, например, производимые синхротронным излучением , одним из наиболее распространенных источников радиоизлучения в астрофизике. Фарадеевское вращение зависит как от плотности электронов, так и от напряженности магнитного поля, поэтому используется в качестве зонда межзвездного магнитного поля.

ISM, как правило, очень прозрачен для радиоволн, что позволяет беспрепятственно вести наблюдения прямо через диск Галактики. Из этого правила есть несколько исключений. Наиболее интенсивные спектральные линии радиоспектра могут стать непрозрачными, так что видна только поверхность облака, излучающего линии. В основном это влияет на линии угарного газа на миллиметровых волнах, которые используются для отслеживания молекулярных облаков, но линия нейтрального водорода длиной 21 см может стать непрозрачной в холодной нейтральной среде. Такое поглощение влияет только на фотоны на линейных частотах: в остальном облака прозрачны. Другой важный процесс поглощения происходит в плотных ионизированных областях. Они излучают фотоны, в том числе радиоволны, посредством теплового тормозного излучения . На коротких волнах, обычно в микроволнах , они довольно прозрачны, но их яркость приближается к пределу черного тела, поскольку $\propto \lambda ^{2.1}$, а на длинах волн, достаточно длинных, чтобы достичь этого предела, они становятся непрозрачными. Так, наблюдения в метровом диапазоне показывают, что области H II представляют собой холодные пятна, блокирующие яркое фоновое излучение галактического синхротронного излучения, в то время как на декаметрах поглощается вся галактическая плоскость, а самые длинные наблюдаемые радиоволны, длиной 1 км, могут распространяться только на 10–50 парсек через Местный пузырь. Частота, с которой конкретная туманность становится оптически толстой, зависит от меры ее излучения.

$EM=\int n_{e}^{2}\,dl$,

столбцовая плотность квадрата электронной плотности. Исключительно плотные туманности могут стать оптически толстыми на сантиметровых волнах: они только что сформировались, поэтому одновременно редки и малы («Сверхкомпактные области H II»).

Общая прозрачность ISM для радиоволн, особенно микроволн, может показаться удивительной, поскольку радиоволны на частотах > 10 ГГц значительно ослабляются атмосферой Земли (как видно на рисунке). Но плотность столба через атмосферу значительно больше, чем столб через всю Галактику, из-за чрезвычайно низкой плотности МЗС.

История познания межзвездного пространства

Объект Хербига-Аро HH 110 выбрасывает газ через межзвездное пространство.

Слово «интерстеллар» (между звездами) было придумано Фрэнсисом Бэконом в контексте древней теории о буквальной сфере неподвижных звезд . Позже, в 17 веке, когда стала популярной идея о том, что звезды разбросаны по бесконечному космосу, возникли споры о том, является ли это пространство настоящим вакуумом. или наполнен гипотетической жидкостью, иногда называемой эфиром , как в Рене Декарта . вихревой теории движения планет Хотя теория вихрей не пережила успех ньютоновской физики , невидимый светоносный эфир был вновь представлен в начале 19 века как среда для переноса световых волн; например, в 1862 году один журналист писал: «Это истечение вызывает трепет или вибрационное движение в эфире, заполняющем межзвездные пространства».

В 1864 году Уильям Хаггинс с помощью спектроскопии определил, что туманность состоит из газа. У Хаггинса была частная обсерватория с 8-дюймовым телескопом и линзой Алвана Кларка ; но он был оборудован для спектроскопии, что позволило провести революционные наблюдения.

Примерно с 1889 года Эдвард Барнард стал пионером в глубокой фотографии неба, обнаружив множество «дыр в Млечном Пути». Сначала он сравнил их с солнечными пятнами , но к 1899 году был готов написать: «Едва ли можно представить себе вакансию с дырками, если только эти явно пустые места, в которых могут возникнуть дыры, не покрыты туманной материей». Эти дыры теперь известны как темные туманности , пылевые молекулярные облака, вырисовывающиеся силуэтами на фоне звездного поля галактики; наиболее известные из них перечислены в его Каталоге Барнарда . Первое прямое обнаружение холодной диффузной материи в межзвездном пространстве произошло в 1904 году, когда Йоханнес Хартманн наблюдал двойную звезду Минтака (Дельта Ориона) с помощью Потсдамского Большого рефрактора . Хартманн сообщил что поглощение линии кальция «К» оказалось «чрезвычайно слабым, но почти совершенно резким», а также сообщил о «довольно удивительном результате, заключающемся в том, что линия кальция на длине волны 393,4 нанометра не участвует в периодических смещениях линий, вызванных орбитальным движением. спектроскопической двойной звезды». Стационарный характер линии привел Хартмана к выводу, что газ, ответственный за поглощение, не присутствует в атмосфере звезды, а вместо этого находится внутри изолированного облака материи, находящегося где-то на луче зрения этой звезды. Это открытие положило начало изучению межзвездной среды.

Наличие межзвездного газа было дополнительно подтверждено Слайфером в 1909 году, а затем, в 1912 году, наличие межзвездной пыли было подтверждено Слайфером. Межзвездный натрий был обнаружен Мэри Ли Хегер в 1919 году путем наблюдения стационарного поглощения атомных линий «D» на длинах волн 589,0 и 589,6 нанометров в направлении Дельты Ориона и Беты Скорпиона .

в серии исследований Виктор Амбарцумян представил общепринятое теперь представление о том, что межзвездное вещество существует в виде облаков.

Последующие наблюдения линий кальция «Н» и «К» Билсом (1936) выявили двойные и асимметричные профили в спектрах Эпсилона и Дзеты Ориона . Это были первые шаги в изучении очень сложной межзвездной линии обзора Ориона . Асимметричные профили линий поглощения являются результатом суперпозиции нескольких линий поглощения, каждая из которых соответствует одному и тому же атомному переходу (например, линия «К» кальция), но возникает в межзвездных облаках с разными лучевыми скоростями . Поскольку каждое облако имеет разную скорость (по направлению к наблюдателю/Земле или от него), линии поглощения, возникающие внутри каждого облака, смещаются либо в синий, либо в красный цвет (соответственно) от длины волны покоя линий из-за эффекта Доплера . Эти наблюдения, подтвердившие, что материя распределена неравномерно, были первым свидетельством существования множества дискретных облаков внутри МЗС.

Этот узел межзвездного газа и пыли длиной в световой год напоминает гусеницу .

Растущее количество данных о межзвездном материале побудило Пикеринга (1912) прокомментировать: «Хотя межзвездной поглощающей средой может быть просто эфир, однако характер его избирательного поглощения, как указал Каптейн , характерен для газа, а свободные газообразные молекулы конечно, там, поскольку они, вероятно, постоянно изгоняются Солнцем и звездами».

В том же году Виктором Гессом открытие космических лучей — высокоэнергетических заряженных частиц, попадающих на Землю из космоса, заставило других задуматься о том, проникают ли они также в межзвездное пространство. В следующем году норвежский исследователь и физик Кристиан Биркеланд написал: «Кажется, естественным следствием нашей точки зрения является предположение, что все пространство заполнено электронами и летающими электрическими ионами всех видов. Мы предположили, что каждый Звездная система в ходе эволюции выбрасывает в космос электрические корпускулы. Поэтому не кажется неразумным думать, что большая часть материальных масс во Вселенной находится не в солнечных системах или туманностях , а в «пустом» пространстве» ( Биркеланд ). 1913 ).

Торндайк (1930) отмечал, что «вряд ли можно было поверить, что огромные промежутки между звездами полностью пусты. Земные полярные сияния вполне вероятно возбуждаются заряженными частицами, испускаемыми Солнцем. Если миллионы других звезд также выбрасывают ионы, как несомненно верно, в галактике не может существовать абсолютного вакуума».

В сентябре 2012 года ученые НАСА сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ) , подвергнутые условиям межзвездной среды (ISM) , преобразуются посредством гидрирования , оксигенации и гидроксилирования в более сложные органические соединения , «шаг на пути к аминокислотам и нуклеотидам». , сырье белков и ДНК соответственно». Кроме того, в результате этих преобразований ПАУ теряют свою спектральную подпись , что может быть одной из причин «отсутствия обнаружения ПАУ в межзвездных ледяных зернах , особенно во внешних областях холодных, плотных облаков или верхних молекулярных слоях протопланетные диски ».

В феврале 2014 года НАСА объявило о значительном обновлении базы данных. для отслеживания полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во Вселенной. мнению ученых, более 20% углерода во Вселенной может быть связано с ПАУ, возможными исходными материалами для образования жизни По . ПАУ, по-видимому, образовались вскоре после Большого взрыва , широко распространены по всей Вселенной и связаны с новыми звездами и экзопланетами .

В апреле 2019 года ученые, работающие с космическим телескопом «Хаббл» , сообщили о подтвержденном обнаружении крупных и сложных ионизированных молекул бакминстерфуллерена (C ₆₀ ) (также известных как «бакиболы») в межзвездных средних пространствах между звездами.

В сентябре 2020 года были представлены доказательства наличия воды в твердом состоянии в межзвездной среде и, в частности, водяного льда, смешанного с зернами силиката в частицах космической пыли.

См. также

• Астрофизический мазер
• Диффузная межзвездная полоса
• Ископаемое звездное магнитное поле
• гелиосфера
• Список межзвездных и околозвездных молекул
• Область фотодиссоциации

Ссылки

Источники

• Бэкон, Фрэнсис (1626 г.), Сильва (изд. 3545 г.)
• Билс, CS (1936), «Об интерпретации межзвездных линий», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 96 (7): 661–678, Бибкод : 1936MNRAS..96..661B , doi : 10.1093/mnras/96.7 .661
• Биркеланд, Кристиан (1913), «Полярные магнитные явления и эксперименты с Терреллой», Норвежская экспедиция «Полярное сияние», 1902–03 (раздел 2) , Нью-Йорк: Христиания (ныне Осло), H. Aschelhoug & Co., стр. 720
• Бойль, Роберт (1674), Превосходство богословия по сравнению с естественной философией , том. ii. IV., с. 178
• Берк-младший; Холленбах, DJ (1983), «Взаимодействие газа и зерна в межзвездной среде – Термическое аккомодация и захват», Astrophysical Journal , 265 : 223, Бибкод : 1983ApJ...265..223B , doi : 10.1086/160667
• Дайсон, Дж. (1997), Физика межзвездной среды , Лондон: Тейлор и Фрэнсис.
• Филд, ГБ; Голдсмит, Д.В.; Хабинг, Х.Дж. (1969), «Нагрев межзвездного газа космическими лучами», Astrophysical Journal , 155 : L149, Бибкод : 1969ApJ...155L.149F , doi : 10.1086/180324
• Ферьер, К. (2001), «Межзвездная среда нашей Галактики», Reviews of Modern Physics , 73 (4): 1031–1066, arXiv : astro-ph/0106359 , Bibcode : 2001RvMP...73.1031F , doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031 , S2CID   16232084
• Хаффнер, LM; Рейнольдс, Р.Дж.; Тафте, СЛ; Мэдсен, Дж.Дж.; Йениг, КП; Персиваль, Дж.В. (2003), «Обзор северного неба Wisconsin Hα Mapper», Astrophysical Journal Supplement , 145 (2): 405, arXiv : astro-ph/0309117 , Bibcode : 2003ApJS..149..405H , doi : 10.1086/ 378850 , S2CID   51746099 Висконсинский Hα Mapper финансируется Национальным научным фондом .
• Хегер, Мэри Ли (1919), «Стационарные линии натрия в спектрально-двойных системах», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 31 (184): 304–305, Бибкод : 1919PASP...31..304H , doi : 10.1086/ 122890
• Лэмб, Г.Л. (1971), «Аналитическое описание распространения ультракоротких оптических импульсов в резонансной среде», Reviews of Modern Physics , 43 (2): 99–124, Бибкод : 1971RvMP...43...99L , doi : 10.1103 /RevModPhys.43.99
• Леке, Джеймс (2005), Межзвездная среда (PDF) , Библиотека астрономии и астрофизики, Springer, Bibcode : 2005ism..book.....L , doi : 10.1007/B137959 , ISBN  978-3-540-21326-0 , S2CID   118429018
• Макки, Флорида ; Острикер, Дж.П. (1977), «Теория межзвездной среды – Три компонента, регулируемые взрывами сверхновых в неоднородном субстрате», Astrophysical Journal , 218 : 148, Bibcode : 1977ApJ...218..148M , doi : 10.1086/155667
• Паттерсон, Роберт Хогарт (1862), «Цвет в природе и искусстве», Очерки истории и искусства , 10 . Перепечатано из журнала Blackwood's Magazine. {{citation}}: CS1 maint: постскриптум ( ссылка )
• Пикеринг, WH (1912), «Движение Солнечной системы относительно межзвездной поглощающей среды», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 72 (9): 740–743, Бибкод : 1912MNRAS..72..740P , doi : 10.1093/mnras/72.9.740
• Спитцер, Л. (1978), Физические процессы в межзвездной среде , Wiley, ISBN  978-0-471-29335-4
• Стоун, ЕС; Каммингс, AC; Макдональд, ФБ; Хейккила, Британская Колумбия; Лал, Н.; Уэббер, WR (2005), «Вояджер-1 исследует область терминального шока и гелиооболочку за ее пределами», Science , 309 (5743): 2017–2020, Бибкод : 2005Sci...309.2017S , doi : 10.1126/science.1117684 , PMID   16179468 , S2CID   34517751
• Торндайк, С.Л. (1930), «Межзвездная материя» , Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 42 (246): 99, Бибкод : 1930PASP...42...99T , doi : 10.1086/124007
• Ян, Юн-Синь; Гэмбл, Эдвард Б.; Нельсон, Кейт А. (декабрь 1985 г.). «Импульсное вынужденное рассеяние: общая важность взаимодействия фемтосекундных лазерных импульсов с веществом и спектроскопические приложения» . Журнал химической физики . 83 (11): 5391–5399. Бибкод : 1985JChPh..83.5391Y . дои : 10.1063/1.449708 .

Внешние ссылки

• Видео Freeview «Химия межзвездного пространства» Уильям Клемперер, Гарвардский университет. Дискурс Королевского института Vega Science Trust.
• Межзвездная среда: онлайн-учебник