stringtranslate.com

Межзвездная среда

Распределение ионизированного водорода (известного астрономам как H II по старой спектроскопической терминологии) в частях межзвездной среды Галактики, видимых из северного полушария Земли, по наблюдениям с помощью Wisconsin Hα Mapper (Хаффнер и др., 2003).

Межзвездная среда ( ISM ) — это материя и излучение, которые существуют в пространстве между звездными системами в галактике . Эта материя включает газ в ионной , атомарной и молекулярной форме, а также пыль и космические лучи . Она заполняет межзвездное пространство и плавно смешивается с окружающим межгалактическим пространством . Энергия , которая занимает тот же объем в форме электромагнитного излучения , является полем межзвездного излучения . Хотя плотность атомов в ISM обычно намного ниже, чем в лучших лабораторных вакуумах, средняя длина свободного пробега между столкновениями коротка по сравнению с типичными межзвездными длинами, поэтому в этих масштабах ISM ведет себя как газ (точнее, как плазма : она везде хотя бы слегка ионизирована ), реагируя на силы давления, а не как совокупность невзаимодействующих частиц.

Межзвездная среда состоит из нескольких фаз, различающихся по тому, является ли материя ионной, атомарной или молекулярной, а также по температуре и плотности материи. Межзвездная среда состоит в основном из водорода , за которым следует гелий со следовыми количествами углерода , кислорода и азота . [1] Тепловые давления этих фаз находятся в приблизительном равновесии друг с другом. Магнитные поля и турбулентные движения также обеспечивают давление в ISM и, как правило, более важны динамически , чем тепловое давление. В межзвездной среде материя в основном находится в молекулярной форме и достигает плотности 10 12 молекул на м 3 (1 триллион молекул на м 3 ). В горячих, диффузных областях газ сильно ионизирован, и плотность может быть всего лишь 100 ионов на м 3 . Сравните это с плотностью примерно 1025 молекул на м3 для воздуха на уровне моря и 1016 молекул на м3 ( 10 квадриллионов молекул на м3 ) для лабораторной высоковакуумной камеры. В нашей галактике по массе 99% межзвездной среды — это газ в любой форме, а 1% — пыль. [2] Из газа в межзвездной среде по количеству 91% атомов — это водород и 8,9% — гелий, причем 0,1% — это атомы элементов тяжелее водорода или гелия, [3] известных как « металлы » на астрономическом языке. По массе это составляет 70% водорода, 28% гелия и 1,5% более тяжелых элементов. Водород и гелий в основном являются результатом первичного нуклеосинтеза , в то время как более тяжелые элементы в межзвездной среде в основном являются результатом обогащения (вследствие звездного нуклеосинтеза ) в процессе звездной эволюции .

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

Voyager 1 достиг ISM 25 августа 2012 года, став первым искусственным объектом с Земли, который сделал это. Межзвездная плазма и пыль будут изучаться до предполагаемой даты окончания миссии в 2025 году. Его близнец Voyager 2 вошел в ISM 5 ноября 2018 года. [4]

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

Межзвездная материя

В таблице 1 показано распределение свойств компонентов межзвездной среды Млечного Пути.

Трехфазная модель

Field, Goldsmith & Habing (1969) выдвинули модель статического двухфазного равновесия для объяснения наблюдаемых свойств ISM. Их смоделированная ISM включала холодную плотную фазу ( T  < 300  K ), состоящую из облаков нейтрального и молекулярного водорода, и теплую межоблачную фазу ( T  ~ 10 4  K), состоящую из разреженного нейтрального и ионизированного газа. McKee & Ostriker (1977) добавили динамическую третью фазу, которая представляла собой очень горячий ( T  ~ 10 6  K) газ, который был нагрет сверхновыми и составлял большую часть объема ISM. Эти фазы являются температурами, при которых нагрев и охлаждение могут достичь устойчивого равновесия. Их статья легла в основу дальнейшего изучения в течение последующих трех десятилетий. Однако относительные пропорции фаз и их подразделения до сих пор не очень хорошо изучены. [3]

Основную физику, лежащую в основе этих фаз, можно понять через поведение водорода, поскольку это, безусловно, самый большой компонент ISM. Различные фазы примерно находятся в равновесии 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 (высокая T ) обычно имеют низкую плотность частиц n . Корональный газ имеет достаточно низкую плотность, поэтому столкновения между частицами редки и поэтому производится мало излучения, следовательно, потери энергии незначительны, и температура может оставаться высокой в ​​течение сотен миллионов лет. Напротив, как только температура падает до O(10 5 K) с соответственно более высокой плотностью, протоны и электроны могут рекомбинировать, образуя атомы водорода, испуская фотоны, которые забирают энергию из газа, что приводит к неуправляемому охлаждению. Предоставленное самому себе, это создало бы 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 ионизироваться любым нейтральным атомом водорода, с которым они столкнутся, устанавливая динамическое равновесие между ионизацией и рекомбинацией, так что газ, достаточно близкий к OB-звездам, будет почти полностью ионизирован, с температурой около 8000 К (если только он уже не находится в корональной фазе), до расстояния, на котором все ионизирующие фотоны будут израсходованы. Этот фронт ионизации отмечает границу между теплой ионизированной и теплой нейтральной средой.

OB-звезды, а также более холодные, производят гораздо больше фотонов с энергией ниже предела Лаймана, которые проходят через ионизированную область почти не поглощаясь. 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 областях это также может быть ограничено по размеру доступностью 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 молекулы, такие как H2 и CO, создавая область фотодиссоциации (PDR), которая более или менее эквивалентна теплой нейтральной среде. Эти процессы способствуют нагреву WNM. Различие между теплой и холодной нейтральной средой снова обусловлено диапазоном температуры/плотности, в котором происходит неуправляемое охлаждение.

Самые плотные молекулярные облака имеют значительно более высокое давление, чем межзвездное среднее, поскольку они связаны вместе собственной гравитацией. Когда звезды образуются в таких облаках, особенно OB-звезды, они преобразуют окружающий газ в теплую ионизированную фазу, температура увеличивается в несколько сотен раз. Первоначально газ все еще имеет плотность молекулярного облака, и поэтому имеет значительно более высокое давление, чем среднее значение 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 молекулярное облако полностью не испарится или 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 сверхновой , SNR). Они также расширяются и остывают в течение нескольких миллионов лет, пока не вернутся к среднему давлению ISM.

ISM в различных типах галактик

Трехмерная структура в «Столпах творения» . [5]

Большинство обсуждений ISM касается спиральных галактик , таких как Млечный Путь , в которых почти вся масса ISM заключена в относительно тонкий диск , как правило, с высотой шкалы около 100 парсеков (300 световых лет ), что можно сравнить с типичным диаметром диска в 30 000 парсеков. Газ и звезды в диске вращаются вокруг галактического центра с типичной орбитальной скоростью 200 км/с. Это намного быстрее, чем случайные движения атомов в ISM, но поскольку орбитальное движение газа является когерентным, среднее движение не влияет напрямую на структуру в ISM. Вертикальная высота шкалы ISM устанавливается примерно так же, как и атмосфера Земли, как баланс между локальным гравитационным полем (в котором доминируют звезды в диске) и давлением. Дальше от плоскости диска ISM в основном находится в теплой и корональной фазах низкой плотности, которые простираются по крайней мере на несколько тысяч парсеков от плоскости диска. Это галактическое гало или «корона» также содержит значительное магнитное поле и плотность энергии космических лучей.

Вращение галактических дисков влияет на структуры ISM несколькими способами. Поскольку угловая скорость уменьшается с увеличением расстояния от центра, любая особенность ISM, такая как гигантские молекулярные облака или линии магнитного поля, которые простираются по всему диапазону радиусов, сдвигается дифференциальным вращением и, таким образом, имеет тенденцию вытягиваться в тангенциальном направлении; этой тенденции противостоит межзвездная турбулентность (см. ниже), которая имеет тенденцию рандомизировать структуры. Спиральные рукава возникают из-за возмущений в орбитах диска - по сути, ряби в диске, которая заставляет орбиты попеременно сходиться и расходиться, сжимая и затем расширяя локальную ISM. Видимые спиральные рукава являются областями максимальной плотности, и сжатие часто вызывает звездообразование в молекулярных облаках, что приводит к обилию областей H II вдоль рукавов. Сила Кориолиса также влияет на крупные особенности ISM.

Неправильные галактики, такие как Магеллановы Облака, имеют схожие межзвездные среды со спиралями, но менее организованные. В эллиптических галактиках ISM почти полностью находится в корональной фазе, поскольку нет когерентного движения диска, поддерживающего холодный газ вдали от центра: вместо этого высота шкалы ISM должна быть сопоставима с радиусом галактики. Это согласуется с наблюдением, что в эллиптических галактиках мало признаков текущего звездообразования. Некоторые эллиптические галактики действительно демонстрируют доказательства небольшого дискового компонента с ISM, похожей на спирали, зарытой близко к их центрам. ISM линзовидных галактик , как и другие их свойства, кажется промежуточной между спиральными и эллиптическими.

Очень близко к центру большинства галактик (в пределах нескольких сотен световых лет максимум), ISM глубоко изменена центральной сверхмассивной черной дырой : см. Galactic Center для Млечного Пути и Active galactic kernel для экстремальных примеров в других галактиках. Остальная часть этой статьи будет посвящена ISM в плоскости диска спиралей, далеко от галактического центра.

Структуры

Карта, показывающая Солнце , расположенное вблизи края Местного межзвездного облака, и Альфу Центавра, находящуюся на расстоянии около 4 световых лет в соседнем комплексе G-облака .
Встреча межзвездной среды и астросферы

Астрономы описывают ISM как турбулентный , что означает, что газ имеет квазислучайные движения, когерентные в большом диапазоне пространственных масштабов. В отличие от обычной турбулентности, в которой движения жидкости являются сильно дозвуковыми , объемные движения ISM обычно больше скорости звука . Сверхзвуковые столкновения между газовыми облаками вызывают ударные волны , которые сжимают и нагревают газ, увеличивая скорость звука, так что поток становится локально дозвуковым; таким образом, сверхзвуковая турбулентность была описана как «коробка скачков», и неизбежно связана со сложной структурой плотности и температуры. В ISM это еще больше осложняется магнитным полем, которое обеспечивает волновые моды, такие как волны Альвена , которые часто быстрее, чем чистые звуковые волны: если турбулентные скорости сверхзвуковые, но ниже скорости волны Альвена, 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 ISM.

Звездные ветры от молодых скоплений звезд (часто с окружающими их гигантскими или сверхгигантскими областями HII ) и ударные волны, создаваемые сверхновыми, впрыскивают огромное количество энергии в окружающую среду, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. Результирующие структуры — различных размеров — можно наблюдать, например, пузыри звездного ветра и сверхпузыри горячего газа, видимые рентгеновскими спутниковыми телескопами, или турбулентные потоки, наблюдаемые на картах радиотелескопов .

Звезды и планеты, однажды сформировавшись, не подвержены влиянию сил давления в ISM и поэтому не принимают участия в турбулентных движениях, хотя звезды, образовавшиеся в молекулярных облаках в галактическом диске, разделяют их общее орбитальное движение вокруг центра галактики. Таким образом, звезды обычно находятся в движении относительно окружающей их ISM. В настоящее время Солнце движется через Local Interstellar Cloud , нерегулярный комок теплой нейтральной среды размером в несколько парсеков в поперечнике, внутри Local Bubble с низкой плотностью , области коронального газа радиусом 100 парсеков.

В октябре 2020 года астрономы сообщили о значительном неожиданном увеличении плотности в пространстве за пределами Солнечной системы , обнаруженном космическими зондами Voyager 1 и Voyager 2. По словам исследователей, это означает, что «градиент плотности является крупномасштабной особенностью VLISM (очень локальной межзвездной среды) в общем направлении гелиосферного носа ». [6] [7]

Взаимодействие с межпланетной средой

Межзвездная среда начинается там, где заканчивается межпланетная среда Солнечной системы . Солнечный ветер замедляется до дозвуковых скоростей на конечной ударной волне , в 90–100 астрономических единицах от Солнца. В области за конечной ударной волной, называемой гелиооболочкой , межзвездное вещество взаимодействует с солнечным ветром. Voyager 1 , самый дальний от Земли искусственный объект (после 1998 года [8] ), пересек конечную ударную волну 16 декабря 2004 года и позже вошел в межзвездное пространство, когда он пересек гелиопаузу 25 августа 2012 года, обеспечив первое прямое исследование условий в ISM (Stone et al. 2005).

Межзвездное вымирание

Короткое видео с комментариями о наблюдениях за межзвездной материей с помощью IBEX .

Пылинки в ISM ответственны за вымирание и покраснение , уменьшение интенсивности света и сдвиг в доминирующих наблюдаемых длинах волн света от звезды. Эти эффекты вызваны рассеянием и поглощением фотонов и позволяют наблюдать ISM невооруженным глазом в темном небе. Очевидные трещины, которые можно увидеть в полосе Млечного Пути — однородном диске 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 почти незначительным в средних инфракрасных длинах волн (> 5 мкм).

Вымирание обеспечивает один из лучших способов картирования трехмерной структуры ISM, особенно с появлением точных расстояний до миллионов звезд из миссии Gaia . Общее количество пыли перед каждой звездой определяется по ее покраснению, а затем пыль располагается вдоль линии визирования путем сравнения плотности столбов пыли перед звездами, спроецированными близко друг к другу на небо, но на разных расстояниях. К 2022 году стало возможным создать карту структур ISM в пределах 3 кпк (10 000 световых лет) от Солнца. [9]

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

Отопление и охлаждение

ISM обычно далека 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 в термодинамическом равновесии; чаще всего оно примерно соответствует сильно разбавленной звезде класса А (температура поверхности ~10 000 К). Поэтому связанные уровни внутри атома или молекулы в ISM редко заселяются в соответствии с формулой Больцмана (Spitzer 1978, § 2.4).

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

Отопительные механизмы

Нагрев низкоэнергетическими космическими лучами
Первым механизмом, предложенным для нагрева ISM, был нагрев космическими лучами низкой энергии . Космические лучи являются эффективным источником нагрева, способным проникать в глубины молекулярных облаков. Космические лучи передают энергию газу как через ионизацию, так и через возбуждение, а свободным электронам — через кулоновские взаимодействия. Космические лучи низкой энергии (несколько МэВ ) более важны, поскольку они гораздо более многочисленны, чем космические лучи высокой энергии.
Фотоэлектрический нагрев зернами
Ультрафиолетовое излучение , испускаемое горячими звездами, может удалять электроны 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 пылинки. Оставшаяся часть энергии фотона дает кинетическую энергию выброшенного электрона , которая нагревает газ посредством столкновений с другими частицами. Типичное распределение размеров пылинок n ( r ) ∝  r −3,5 , где r — радиус пылинки. [10] Предполагая это, распределение площади проецируемой поверхности пылинки равно πr 2 n ( r ) ∝  r −1,5 . Это указывает на то, что самые маленькие пылинки доминируют при этом способе нагрева. [11]
Фотоионизация
Когда электрон освобождается от атома (обычно при поглощении УФ-фотона), он уносит кинетическую энергию порядка E фотон  −  E ионизация . Этот механизм нагрева доминирует в областях H II, но незначителен в диффузном ISM из-за относительного отсутствия нейтральных атомов углерода .
рентгеновский нагрев
Рентгеновские лучи удаляют электроны из атомов и ионов , и эти фотоэлектроны могут вызывать вторичную ионизацию. Поскольку интенсивность часто низкая, этот нагрев эффективен только в теплой, менее плотной атомной среде (поскольку плотность столба мала). Например, в молекулярных облаках могут проникать только жесткие рентгеновские лучи , и рентгеновский нагрев можно игнорировать. Это предполагает, что область не находится вблизи источника рентгеновского излучения, такого как остаток сверхновой .
Химический нагрев
Молекулярный водород (H 2 ) может образовываться на поверхности пылинок, когда встречаются два атома 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 нагревает пылинку. Эта кинетическая энергия, а также энергия, переданная от девозбуждения молекулы водорода посредством столкновений, нагревают газ.
Отопление зерногазовое
Столкновения при высоких плотностях между атомами газа и молекулами с пылинками могут переносить тепловую энергию. Это не важно в областях HII, поскольку более важно УФ-излучение. Это также менее важно в диффузной ионизированной среде из-за низкой плотности. В нейтральной диффузной среде пылинки всегда холоднее, но не охлаждают газ эффективно из-за низкой плотности.

Нагрев зерен посредством теплообмена очень важен в остатках сверхновых, где плотность и температура очень высоки.

Нагрев газа посредством столкновений пылинок с газом доминирует глубоко в гигантских молекулярных облаках (особенно при высоких плотностях). Дальнее инфракрасное излучение проникает глубоко из-за малой оптической глубины. Пылинки нагреваются посредством этого излучения и могут передавать тепловую энергию во время столкновений с газом. Мера эффективности нагрева задается коэффициентом аккомодации: где T — температура газа, T d — температура пыли, а T 2 — температура атома или молекулы газа после столкновения. Этот коэффициент был измерен (Burke & Hollenbach 1983) как α  = 0,35.

Другие механизмы нагрева
Присутствуют различные макроскопические механизмы нагрева, в том числе:

Охлаждающие механизмы

Охлаждение тонкой структуры
Процесс охлаждения тонкой структуры доминирует в большинстве областей межзвездной среды, за исключением областей горячего газа и областей глубоко в молекулярных облаках. Он происходит наиболее эффективно с обильными атомами, имеющими уровни тонкой структуры, близкие к фундаментальному уровню, такими 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 возбудят эти атомы до более высоких уровней, и они в конечном итоге девозбуждатся посредством испускания фотонов, которое вынесет энергию из области.
Охлаждение по разрешенным линиям
При более низких температурах больше уровней, чем уровни тонкой структуры, могут быть заселены посредством столкновений. Например, столкновительное возбуждение уровня водорода n  = 2 высвободит фотон Ly-α при снятии возбуждения. В молекулярных облаках возбуждение вращательных линий CO важно. После того, как молекула возбуждается, она в конечном итоге возвращается в состояние с более низкой энергией, испуская фотон, который может покинуть область, охлаждая облако.

Наблюдения ISM

Несмотря на свою чрезвычайно низкую плотность, фотоны, генерируемые в ISM, 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.

Распространение радиоволн

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

Радиоволны подвержены влиянию плазменных свойств ISM. Радиоволны самой низкой частоты, ниже ≈ 0,1 МГц, не могут распространяться через ISM, поскольку они 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 плотности электронов вызывают межзвездное мерцание , которое расширяет видимый размер далеких радиоисточников, видимых через ISM, причем расширение уменьшается с квадратом частоты. Изменение показателя преломления с частотой приводит к тому, что время прибытия импульсов от пульсаров и быстрых радиовсплесков задерживается 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 больший DM). [15]

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

ISM, как правило, очень прозрачна для радиоволн, что позволяет беспрепятственно проводить наблюдения прямо через диск Галактики. Из этого правила есть несколько исключений. Самые интенсивные спектральные линии в радиоспектре могут стать непрозрачными, так что будет видна только поверхность облака, излучающего линии. Это в основном влияет на линии оксида углерода на миллиметровых длинах волн, которые используются для отслеживания молекулярных облаков, но линия 21 см от нейтрального водорода может стать непрозрачной в холодной нейтральной среде. Такое поглощение влияет только на фотоны на частотах линий: в остальном облака прозрачны. Другой значительный процесс поглощения происходит в плотных ионизированных областях. Они излучают фотоны, включая радиоволны, посредством теплового тормозного излучения . На коротких длинах волн, обычно микроволнах , они довольно прозрачны, но их яркость приближается к пределу черного тела как , а на длинах волн, достаточно больших, чтобы этот предел был достигнут, они становятся непрозрачными. Таким образом, наблюдения в метровом диапазоне волн показывают области H II как холодные пятна, блокирующие яркое фоновое излучение синхротронного излучения Галактики, в то время как в диапазоне декаметровых волн поглощается вся галактическая плоскость, а самые длинные наблюдаемые радиоволны, 1 км, могут распространяться только на 10-50 парсеков через Местный пузырь. [16] Частота, на которой конкретная туманность становится оптически толстой, зависит от меры ее излучения.

,

плотность столба квадрата электронной плотности числа. Исключительно плотные туманности могут стать оптически толстыми на сантиметровых длинах волн: они только что сформированы и 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 показано на рисунке). Но плотность столба через атмосферу значительно больше, чем столб через всю Галактику из-за чрезвычайно низкой плотности ISM.

История познания межзвездного пространства

Объект Хербига-Аро HH 110 выбрасывает газ через межзвездное пространство. [17]

Слово «межзвездный» (между звездами) было придумано Фрэнсисом Бэконом в контексте древней теории буквальной сферы неподвижных звезд . [18] Позже в 17 веке, когда идея о том, что звезды были разбросаны в бесконечном пространстве, стала популярной, обсуждалось, было ли это пространство истинным вакуумом [19] или заполнено гипотетической жидкостью, иногда называемой эфиром , как в вихревой теории планетарных движений Рене Декарта . Хотя вихревая теория не пережила успех ньютоновской физики , невидимый светоносный эфир был вновь введен в начале 19 века как среда для переноса световых волн; например, в 1862 году журналист писал: «это истечение вызывает дрожь или вибрационное движение в эфире , который заполняет межзвездные пространства». [20]

В 1864 году Уильям Хаггинс использовал спектроскопию, чтобы определить, что туманность состоит из газа. [21] У Хаггинса была частная обсерватория с 8-дюймовым телескопом с линзой Элвана Кларка ; но она была оборудована для спектроскопии, что позволило провести прорывные наблюдения. [22]

Примерно с 1889 года Эдвард Барнард стал пионером 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 пустоту с дырами в ней, если только нет туманной материи, покрывающей эти, по-видимому, пустые места, в которых могут возникнуть дыры». [23] Эти дыры теперь известны как темные туманности , пылевые молекулярные облака, силуэты которых вырисовываются на фоне звездного поля галактики; наиболее заметные из них перечислены в его Каталоге Барнарда . Первое прямое обнаружение холодной диффузной материи в межзвездном пространстве произошло в 1904 году, когда Иоганнес Гартман наблюдал двойную звезду Минтака (Дельта Ориона) с помощью Потсдамского Большого рефрактора . [24] [25] Хартманн сообщил [26] , что поглощение от линии «K» кальция оказалось «чрезвычайно слабым, но почти идеально четким», а также сообщил о «весьма удивительном результате, что линия кальция на 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 присутствовал в атмосфере звезды, а вместо этого находился внутри изолированного облака материи, находящегося где-то вдоль линии зрения к этой звезде. Это открытие положило начало изучению межзвездной среды.

Межзвездный газ был дополнительно подтвержден Слайфером в 1909 году, а затем в 1912 году Слайфер подтвердил существование межзвездной пыли. [27] Межзвездный натрий был обнаружен Мэри Ли Хегер в 1919 году посредством наблюдения стационарного поглощения от линий «D» атома на 589,0 и 589,6 нанометров в направлении Дельты Ориона и Беты Скорпиона . [28]

В серии исследований Виктор Амбарцумян ввел общепринятое ныне представление о том, что межзвездное вещество существует в виде облаков. [29]

Последующие наблюдения линий "H" и "K" кальция Билсом (1936) выявили двойные и асимметричные профили в спектрах Эпсилона и Дзеты Ориона . Это были первые шаги в изучении очень сложной межзвездной линии визирования в направлении Ориона . Асимметричные профили линий поглощения являются результатом наложения нескольких линий поглощения, каждая из которых соответствует одному и тому же атомному переходу (например, линия "K" кальция), но происходит в межзвездных облаках с разными радиальными скоростями . Поскольку каждое облако имеет разную скорость (либо к наблюдателю/Земле, либо от него), линии поглощения, происходящие внутри каждого облака, либо смещены в синюю , либо в красную сторону (соответственно) от длины волны покоя линий через эффект Доплера . Эти наблюдения, подтверждающие, что материя не распределена однородно, были первым свидетельством наличия нескольких дискретных облаков внутри ISM.

Этот сгусток межзвездного газа и пыли длиной в световой год напоминает гусеницу . [30]

Растущие доказательства существования межзвездного вещества привели Пикеринга (1912) к следующему замечанию: «Хотя межзвездная поглощающая среда может быть просто эфиром, однако характер ее избирательного поглощения, как указал Каптейн , характерен для газа, и свободные газообразные молекулы, безусловно, там присутствуют, поскольку они, вероятно, постоянно выбрасываются Солнцем и звездами».

В том же году открытие Виктором Гессом космических лучей , высокоэнергетических заряженных частиц, которые падают на Землю из космоса, заставило других задуматься, проникают ли они также в межзвездное пространство. В следующем году норвежский исследователь и физик Кристиан Биркеланд написал: «Кажется, естественным следствием наших точек зрения является предположение, что все пространство заполнено электронами и летающими электрическими ионами всех видов. Мы предположили, что каждая звездная система в процессе эволюции выбрасывает электрические корпускулы в космос. 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) отметил, что «едва ли можно было поверить, что огромные промежутки между звездами полностью пусты. Земные полярные сияния, вероятно, возбуждаются заряженными частицами, испускаемыми Солнцем. Если миллионы других звезд также выбрасывают ионы, что, несомненно, верно, то в галактике не может существовать абсолютного вакуума».

В сентябре 2012 года ученые НАСА сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ) , подвергаемые воздействию межзвездной среды (ISM) , трансформируются посредством гидрогенизации , оксигенации и гидроксилирования в более сложные органические соединения , «шаг на пути к аминокислотам и нуклеотидам , сырью белков и ДНК соответственно ». [31] [32] Кроме того, в результате этих преобразований ПАУ теряют свою спектроскопическую сигнатуру , что может быть одной из причин «отсутствия обнаружения ПАУ в межзвездных ледяных зернах , особенно во внешних областях холодных, плотных облаков или верхних молекулярных слоях протопланетных дисков ». [31] [32]

В феврале 2014 года NASA объявило о значительно улучшенной базе данных [33] для отслеживания полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во Вселенной. По мнению ученых, более 20% углерода во Вселенной может быть связано с ПАУ, возможными исходными материалами для формирования жизни . ПАУ, по-видимому , образовались вскоре после Большого взрыва , широко распространены по всей Вселенной и связаны с новыми звездами и экзопланетами . [34]

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 межзвездной среде между звездами. [35] [36]

В сентябре 2020 года были представлены доказательства наличия твердой воды в межзвездной среде и, в частности, водяного льда, смешанного с силикатными зернами в частицах космической пыли. [37]

Смотрите также

Ссылки

Цитаты

  1. ^ Хербст, Эрик (1995). «Химия в межзвездной среде». Annual Review of Physical Chemistry . 46 : 27–54. Bibcode : 1995ARPC...46...27H. doi : 10.1146/annurev.pc.46.100195.000331.
  2. ^ Буланже, Ф.; Кокс, П.; Джонс, А.П. (2000). «Курс 7: Пыль в межзвездной среде». В F. Casoli ; J. Lequeux; F. David (ред.). Инфракрасная космическая астрономия, сегодня и завтра . стр. 251. Bibcode : 2000isat.conf..251B.
  3. ^ abc (Ферриер 2001)
  4. ^ Нельсон, Джон (2020). «Voyager - Interstellar Mission». NASA . Архивировано из оригинала 2017-08-25 . Получено 29 ноября 2020 .
  5. ^ "Столпы Творения раскрыты в 3D". Европейская южная обсерватория. 30 апреля 2015 г. Получено 14 июня 2015 г.
  6. ^ Старр, Мишель (19 октября 2020 г.). «Космический корабль Voyager обнаружил увеличение плотности пространства за пределами Солнечной системы». ScienceAlert . Получено 19 октября 2020 г. .
  7. ^ Курт, WS; Гурнетт, DA (25 августа 2020 г.). «Наблюдения радиального градиента плотности в очень локальной межзвездной среде с помощью Voyager 2». The Astrophysical Journal Letters . 900 (1): L1. Bibcode : 2020ApJ...900L...1K. doi : 10.3847/2041-8213/abae58 . S2CID  225312823.
  8. ^ "Voyager: Краткие факты". Лаборатория реактивного движения.
  9. ^ Vergely, JL; Lallement, R.; Cox, NLJ (август 2022 г.). «Трехмерные карты вымирания: инвертирование каталогов интеркалиброванного вымирания». Astronomy & Astrophysics . 664 : A174. arXiv : 2205.09087 . Bibcode :2022A&A...664A.174V. doi :10.1051/0004-6361/202243319. ISSN  0004-6361. S2CID  248863272.
  10. ^ Mathis, JS; Rumpl, W.; Nordsieck, KH (1977). «Распределение размеров межзвездных зерен». Astrophysical Journal . 217 : 425. Bibcode : 1977ApJ...217..425M. doi : 10.1086/155591.
  11. ^ Weingartner, JC; Draine, BT (2001). «Фотоэлектрическая эмиссия межзвездной пыли: зарядка зерен и нагрев газа». Серия приложений к Astrophysical Journal . 134 (2): 263–281. arXiv : astro-ph/9907251 . Bibcode : 2001ApJS..134..263W. doi : 10.1086/320852. S2CID  13080988.
  12. ^ Peek, JEG; Babler, Brian L.; Zheng, Yong; Clark, SE; Douglas, Kevin A.; Korpela, Eric J.; Putman, ME; Stanimirović, Snežana ; Gibson, Steven J.; Heiles, Carl (2017-12-27). "The GALFA-H i Survey Data Release 2". Серия приложений к Astrophysical Journal . 234 (1): 2. arXiv : 1101.1879 . doi : 10.3847/1538-4365/aa91d3 . ISSN  1538-4365. S2CID  126210617.
  13. ^ Бен Бехти, Н.; Флёер, Л.; Келлер, Р.; Керп, Дж.; Ленц, Д.; Винкель, Б.; Байлин, Дж.; Калабретта, MR; Дедес, Л.; Форд, ХА; Гибсон, Британская Колумбия; Хауд, У.; Яновецкий, С.; Калберла, PMW (2016). «HI4PI: обзор H i всего неба на основе EBHIS и GASS». Астрономия и астрофизика . 594 : А116. arXiv : 1610.06175 . Бибкод : 2016A&A...594A.116H. дои : 10.1051/0004-6361/201629178. hdl : 10150/622791 . ISSN  0004-6361. S2CID  118612998.
  14. ^ Planck Collaboration; Ade, PAR; Aghanim, N.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Balbi, A.; Banday, AJ; Barreiro, RB; Bartlett, JG; Battaner, E.; Benabed, K.; Benoît, A.; Bernard, J.-P. (2011). "Planck early results. XIX. All-sky temperature and dust optical depth from Planck and IRAS. Constraints on the "dark gas" in our Galaxy". Astronomy & Astrophysics . 536 : A19. arXiv : 1101.2029 . Bibcode : 2011A&A...536A..19P. doi :10.1051/0004-6361/201116479. hdl : 10138/233735 . ISSN  0004-6361. S2CID  664726.
  15. ^ Саманта Блэр (15 июня 2010 г.). "Interstellar Medium Interference (видео)". SETI Talks . Архивировано из оригинала 2021-11-14.
  16. ^ Novaco, JC; Brown, LW (1978). "Нетепловое галактическое излучение ниже 10 мегагерц". The Astrophysical Journal . 221 : 114. Bibcode : 1978ApJ...221..114N. doi : 10.1086/156009. ISSN  0004-637X.
  17. ^ "Гейзер горячего газа, вытекающий из звезды". Пресс-релиз ESA/Hubble . Получено 3 июля 2012 г.
  18. ↑ Лорд Верулам, виконт Сент-Олбанс, Фрэнсис (1627). Sylva Sylvarum, или Естественная история за десять веков . Лондон: W. Lee. С. § 354–455.
  19. ↑ Бойль, Роберт (1674). Превосходство теологии в сравнении с естественной философией. Лондон: Напечатано TN для Генри Херрингмана. стр. 178.
  20. ^ Паттерсон, Роберт Хогарт (1862). «Цвет в природе и искусстве. Перепечатано из журнала Blackwood's Magazine». Очерки по истории и искусству . стр. 10.
  21. ^ "Первый спектр планетарной туманности". Sky & Telescope . 2014-08-14 . Получено 2019-11-29 .
  22. ^ "Уильям Хаггинс (1824–1910)". www.messier.seds.org . Получено 29.11.2019 .
  23. ^ Барнард, Э. Э. (1899). «Фотографии комет и Млечного Пути». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 59 (6): 361–370.
  24. ^ Канипе, Джефф (27.01.2011). Космическая связь: как астрономические события влияют на жизнь на Земле. Книги Прометея. ISBN 9781591028826.
  25. ^ Азимов, Айзек , Биографическая энциклопедия науки и техники Азимова (2-е изд.)
  26. ^ Хартманн, Дж. (1904). «Исследования спектра и орбиты дельты Ориона». The Astrophysical Journal . 19 : 268. Bibcode : 1904ApJ....19..268H. doi : 10.1086/141112. ISSN  0004-637X.
  27. ^ «Документы В. М. Слайфера, 1899-1965».
  28. ^ Хегер, Мэри Ли (1919). «Стационарные линии натрия в спектроскопических двойных звездах». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 31 (184): 304–305. Bibcode :1919PASP...31..304H. doi : 10.1086/122890 . ISSN  0004-6280. S2CID  121462375.
  29. ^ С. Чандрасекар (1989), «Виктору Амбарцумяну в день его 80-летия», Журнал астрофизики и астрономии , 18 (1): 408–409, Bibcode : 1988Ap.....29..408C, doi : 10.1007/BF01005852, S2CID  122547053
  30. ^ "Hubble видит космическую гусеницу". Архив изображений . ESA/Hubble . Получено 9 сентября 2013 г.
  31. ^ ab NASA Cooks Up Icy Organics to Mimic Life's Origins, Space.com , 20 сентября 2012 г. , получено 22 сентября 2012 г.
  32. ^ ab Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui (1 сентября 2012 г.), "In-situ Probing of Radiation-Induced Processing Of Organics In Astrophysical Ice Analogs – Novel Laser Desorb Laser Ionization Time-Of-Flight Mass Spectroscopic Studies", The Astrophysical Journal Letters , 756 (1): L24, Bibcode : 2012ApJ...756L..24G, doi : 10.1088/2041-8205/756/1/L24, S2CID  5541727
  33. ^ "База данных спектроскопии ПАУ ИК". Лаборатория астрофизики и астрохимии . Исследовательский центр Эймса НАСА . Получено 20 октября 2019 г.
  34. ↑ Hoover, Rachel (21 февраля 2014 г.). «Нужно отслеживать органические наночастицы по всей Вселенной? У NASA есть приложение для этого». NASA . Архивировано из оригинала 10 мая 2020 г. . Получено 22 февраля 2014 г. .
  35. ^ Старр, Мишель (29 апреля 2019 г.). «Космический телескоп Хаббл только что обнаружил убедительные доказательства существования межзвездных бакиболов». ScienceAlert.com . Получено 29 апреля 2019 г.
  36. ^ Кординер, MA; и др. (22 апреля 2019 г.). «Подтверждение межзвездного C60 + с помощью космического телескопа Хаббла». The Astrophysical Journal Letters . 875 (2): L28. arXiv : 1904.08821 . Bibcode : 2019ApJ...875L..28C. doi : 10.3847/2041-8213/ab14e5 . S2CID  121292704.
  37. ^ Потпов, Алексей и др. (21 сентября 2020 г.). «Смешивание пыли и льда в холодных регионах и твердотельная вода в диффузной межзвездной среде». Nature Astronomy . 5 : 78–85. arXiv : 2008.10951 . Bibcode :2021NatAs...5...78P. doi :10.1038/s41550-020-01214-x. S2CID  221292937 . Получено 26 сентября 2020 г. .

Источники

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Интерстеллар» .