Yıldızlararası ortam - Interstellar medium

Wisconsin Ha Mapper ile gözlemlendiği gibi, Galaktik yıldızlararası ortamın Dünya'nın kuzey yarımküresinden görülebilen kısımlarında iyonize hidrojenin dağılımı (astronomlar tarafından eski spektroskopik terminolojiden H II olarak bilinir) ( Haffner ve diğerleri 2003 ).

In astronomi , yıldızlararası ortam ( ISM ) 'dir madde bulunur ve radyasyon alanı arasındaki yıldız sistemlerinde bir de galaksi . Bu madde içeren gaz olarak iyonik , atomik ve moleküler formda, hem de toz ve kozmik ışınları . Yıldızlararası boşluğu doldurur ve çevreleyen galaksiler arası boşluğa sorunsuz bir şekilde karışır . Enerji şeklinde, aynı hacim işgal elektromanyetik radyasyon , bir yıldızlararası radyasyon alan .

Yıldızlararası ortam, maddenin iyonik, atomik veya moleküler olup olmadığı ve maddenin sıcaklığı ve yoğunluğu ile ayırt edilen çoklu fazlardan oluşur. Yıldızlararası ortam, öncelikle hidrojenden , ardından hidrojene kıyasla eser miktarda karbon , oksijen ve nitrojen içeren helyumdan oluşur. Bu fazların termal basınçları birbirleriyle kabaca dengededir. Manyetik alanlar ve türbülanslı hareketler de ISM'de basınç sağlar ve tipik olarak dinamik olarak termal basınçtan daha önemlidir .

Tüm evrelerde, yıldızlararası ortam, karasal standartlara göre son derece zayıftır. Serin, ISM yoğun bölgeler, madde molekül biçimi içinde, öncelikle ve ulaştığı sayı yoğunlukları 10 6 cm başına moleküllerin 3 (cm 1 milyon molekül 3 ). Sıcak olarak, ISM yaygın bölgeler, madde esas olarak iyonize edilir ve yoğunluğu 10 kadar düşük olabilir -4 cm başına iyonları 3 . Yaklaşık 10 arasında bir sayı yoğunluğu ile karşılaştırın 19 cm başına moleküllerin 3 deniz seviyesinde hava ve 10 10 cm başına moleküllerin 3 (cm başına 10 milyar moleküller 3 laboratuar yüksek vakum odası için). Tarafından kütle , ISM% 99 gaz herhangi bir biçimde, ve% 1 tozu. ISM'deki gazın sayıca %91'i hidrojen ve %8,9'u helyumdur ve % 0,1'i astronomik dilde " metaller " olarak bilinen hidrojen veya helyumdan daha ağır elementlerin atomlarıdır . Kütle olarak bu, %70 hidrojen, %28 helyum ve %1.5 daha ağır elementler anlamına gelir. ISM'deki daha ağır elementler çoğunlukla yıldız evrimi sürecindeki zenginleşmenin bir sonucuyken , hidrojen ve helyum birincil olarak ilkel nükleosentezin bir sonucudur .

ISM, tam olarak yıldız ve galaktik ölçekler arasındaki ara rolü nedeniyle astrofizikte çok önemli bir rol oynar . Yıldızlar, ISM'nin en yoğun bölgelerinde oluşur ve bu da nihayetinde moleküler bulutlara katkıda bulunur ve ISM'yi gezegenimsi bulutsular , yıldız rüzgarları ve süpernovalar yoluyla madde ve enerjiyle doldurur . Yıldızlar ve ISM arasındaki bu etkileşim, bir galaksinin gaz içeriğini tüketme hızını ve dolayısıyla aktif yıldız oluşum ömrünü belirlemeye yardımcı olur.

Voyager 1 , 25 Ağustos 2012'de ISM'ye ulaştı ve onu Dünya'dan bunu yapan ilk yapay nesne yaptı. 2025'te görevin sonuna kadar yıldızlararası plazma ve toz üzerinde çalışılacak. İkizi Voyager 2 , 5 Kasım 2018'de ISM'ye girdi.

Voyager 1 , ISM'ye ulaşan ilk yapay nesnedir.

yıldızlararası madde

Tablo 1, Samanyolu'nun ISM bileşenlerinin özelliklerinin bir dökümünü göstermektedir.

Tablo 1: Yıldızlararası ortamın bileşenleri
Bileşen kesirli
hacim
Ölçek yüksekliği
( pc )
Sıcaklık
( K )
Yoğunluk
(parçacıklar/cm 3 )
Devlet hidrojen Birincil gözlem teknikleri
moleküler bulutlar < %1 80 10–20 10 2 –10 6 moleküler Radyo ve kızılötesi moleküler emisyon ve absorpsiyon hatları
Soğuk nötr ortam (CNM) %1–5 100–300 50-100 20-50 nötr atom H I 21 cm çizgi emilimi
Sıcak nötr ortam (WNM) %10-20 300–400 6000-10000 0,2-0,5 nötr atom H I 21 cm çizgi emisyonu
Sıcak iyonize ortam (WIM) %20-50 1000 8000 0,2-0,5 iyonize Ha emisyonu ve pulsar dağılımı
H II bölgeleri < %1 70 8000 10 2 –10 4 iyonize Ha emisyonu ve pulsar dağılımı
Koronal gaz
Sıcak iyonize ortam (HIM)
%30–70 1000–3000 10 6 –10 7 10 -4 –10 -2 iyonize
(metaller de oldukça iyonize)
X-ışını emisyonu; yüksek oranda iyonize metallerin absorpsiyon hatları, özellikle ultraviyole

Üç fazlı model

Field, Goldsmith & Habing (1969), ISM'nin gözlenen özelliklerini açıklamak için statik iki fazlı denge modelini ortaya koydu . Modellenmiş ISM'leri, nötr ve moleküler hidrojen bulutlarından oluşan bir soğuk yoğun faz ( T  < 300  K ) ve seyrekleştirilmiş nötr ve iyonize gazdan oluşan bir sıcak bulutlar arası fazdan ( T  ~ 10 4  K ) oluşuyordu. McKee & Ostriker (1977) , süpernova tarafından şokla ısıtılan ve ISM'nin hacminin çoğunu oluşturan çok sıcak ( T  ~ 10 6  K ) gazı temsil eden dinamik bir üçüncü faz ekledi . Bu fazlar, ısıtma ve soğutmanın kararlı bir dengeye ulaşabildiği sıcaklıklardır. Onların makalesi, son otuz yılda daha fazla çalışmanın temelini oluşturdu. Bununla birlikte, fazların ve alt bölümlerinin nispi oranları hala iyi anlaşılmamıştır.

atomik hidrojen modeli

Bu model sadece atomik hidrojeni hesaba katar: 3000 K'den daha yüksek bir sıcaklık molekülleri kırarken, 50000 K'den düşük bir sıcaklık atomları temel hallerinde bırakır. Diğer atomların etkisinin (He ...) ihmal edilebilir olduğu varsayılmaktadır. Basıncın çok düşük olduğu varsayılır, bu nedenle atomların serbest yollarının süreleri, sıradan, geçici olarak tutarsız ışık oluşturan ışık darbelerinin ~ 1 nanosaniye süresinden daha uzundur.

Bu çarpışmasız gazda, Einstein'ın tutarlı ışık-madde etkileşimleri teorisi geçerlidir: tüm gaz-ışık etkileşimleri uzamsal olarak tutarlıdır. Tek renkli bir ışığın darbeli olduğunu ve ardından dört kutuplu (Raman) rezonans frekansına sahip moleküller tarafından saçıldığını varsayalım. "Işık darbelerinin uzunluğu, ilgili tüm zaman sabitlerinden daha kısaysa" (Lamb (1971)), bir "dürtüsel uyarılmış Raman saçılması (ISRS)" (Yan, Gamble & Nelson (1985)) geçerlidir: tutarsız Raman tarafından üretilen ışık Kaydırılmış bir frekansta saçılma, uyarıcı ışığın fazından bağımsız bir faza sahiptir, böylece yeni bir spektral çizgi oluşturur ve gelen ve saçılan ışık arasındaki tutarlılık, bunların tek bir frekansa karışmasını kolaylaştırır, böylece olay frekansını değiştirir. Bir yıldızın X-ışınlarına kadar sürekli bir ışık tayfı yaydığını varsayın. Lyman frekansları bu ışıkta emilir ve atomları esas olarak ilk uyarılmış duruma pompalar. Bu durumda, aşırı ince periyotlar 1 ns'den daha uzundur, bu nedenle bir ISRS, yüksek aşırı ince seviyeleri doldurarak ışık frekansını kırmızıya "kaydırabilir". Başka bir ISRS, enerjiyi aşırı ince seviyelerden termal elektromanyetik dalgalara “aktarabilir”, böylece kırmızıya kayma kalıcı olur. Bir ışık huzmesinin sıcaklığı, Planck formülü ile frekansı ve spektral parlaklığı ile tanımlanır. Entropinin artması gerektiğinden, “olabilir” “yapabilir” olur. Bununla birlikte, daha önce emilen bir çizgi (ilk Lyman beta, ...) Lyman alfa frekansına ulaştığında, kırmızıya kayma işlemi durur ve tüm hidrojen çizgileri güçlü bir şekilde emilir. Ancak, yavaş bir kırmızıya kayma üreten Lyman beta frekansına kaydırılan frekansta enerji varsa, bu durma mükemmel değildir. Lyman absorpsiyonlarıyla ayrılan ardışık kırmızıya kaymalar, frekansları absorpsiyon sürecinden elde edilen, Karlsson'un formülünden daha güvenilir bir yasaya uyan birçok absorpsiyon çizgisi üretir.

Önceki süreç daha fazla atomu uyarır çünkü bir eksitasyon Einstein'ın tutarlı etkileşimler yasasına uyar: dx yolu boyunca bir ışık huzmesinin parlaklık I varyasyonu dI=BIdx'tir, burada B, ortama bağlı Einstein amplifikasyon katsayısıdır. I, Poynting alan vektörünün modülüdür, karşıt bir vektör için absorpsiyon meydana gelir, bu da B'nin işaretinin değişmesine karşılık gelir. Bu formüldeki faktör I, yoğun ışınların zayıf olanlardan daha fazla büyütüldüğünü gösterir (modların rekabeti). Parlama emisyonu, rastgele sıfır noktası alanı tarafından sağlanan yeterli bir parlaklık gerektirir. Bir parlama emisyonundan sonra, I sıfıra yakın kalırken, zayıf B pompalama ile artar: Tutarlı bir emisyonla eksitasyon, kuasarlara yakın (ve kutup auroralarında) gözlemlendiği gibi sıfır noktası alanının stokastik parametrelerini içerir.

Yapılar

Yaratılış Sütunlarında üç boyutlu yapı .
Yerel Yıldızlararası Bulut'un kenarına yakın konumda bulunan Güneş'i ve komşu G-Cloud kompleksinde yaklaşık 4 ışıkyılı uzaklıktaki Alpha Centauri'yi gösteren harita

ISM çalkantılı ve bu nedenle tüm uzamsal ölçeklerde yapıyla dolu. Yıldızlar , tipik olarak birkaç parsek büyüklüğünde büyük moleküler bulut komplekslerinin derinliklerinde doğarlar . Hayatları ve ölümleri sırasında, yıldız ISM fiziksel olarak etkileşime girer.

Genç yıldız kümelerinden gelen yıldız rüzgarları (çoğunlukla onları çevreleyen dev veya süperdev HII bölgeleriyle birlikte ) ve süpernovaların yarattığı şok dalgaları , çevrelerine muazzam miktarda enerji enjekte eder ve bu da hipersonik türbülansa yol açar. X-ışını uydu teleskopları veya radyo teleskop haritalarında gözlemlenen türbülanslı akışlar tarafından görülen yıldız rüzgar kabarcıkları ve süper sıcak gaz kabarcıkları gibi değişen boyutlarda ortaya çıkan yapılar gözlemlenebilir .

Güneş şu anda dolaşabilmelidir Yerel Yıldızlararası Bulut , düşük yoğunluklu bir yoğun bölge Yerel Kabarcık .

Ekim 2020'de gökbilimciler , Voyager 1 ve Voyager 2 uzay sondaları tarafından tespit edildiği üzere Güneş Sistemi'nin ötesindeki uzayda yoğunlukta önemli bir beklenmedik artış bildirdiler . Araştırmacılara göre bu, "yoğunluk gradyanının, heliosferik burnun genel yönünde VLISM'nin (çok yerel yıldızlararası ortam) büyük ölçekli bir özelliği olduğu" anlamına geliyor .

Gezegenler arası ortamla etkileşim

IBEX'in yıldızlararası madde gözlemleri hakkında kısa, anlatımlı video .

Yıldızlararası ortam , Güneş Sistemi'nin gezegenler arası ortamının bittiği yerde başlar . Güneş rüzgarı için yavaşlatır ses altı at hızları sonlandırma şoku , 90-100 astronomik birim den Sun . Heliosheath adı verilen sonlandırma şokunun ötesindeki bölgede , yıldızlararası madde güneş rüzgarı ile etkileşime girer. Dünya'dan en uzak insan yapımı nesne olan Voyager 1 (1998'den sonra), 16 Aralık 2004'te sonlandırma şokunu geçti ve daha sonra 25 Ağustos 2012'de heliopause'u geçtiğinde yıldızlararası uzaya girerek , ilk doğrudan koşulların sondasını sağladı. ISM ( Stone ve diğerleri 2005 ).

yıldızlararası yok olma

ISM ayrıca sönme ve kırmızılaşmadan , azalan ışık yoğunluğundan ve bir yıldızdan gelen ışığın baskın gözlemlenebilir dalga boylarındaki kaymadan da sorumludur . Bu etkilere fotonların saçılması ve soğurulması neden olur ve karanlık bir gökyüzünde ISM'nin çıplak gözle gözlemlenmesine izin verir. Samanyolu'nun -tek tip bir yıldız diski- kuşağında görülebilen belirgin yarıklar , Dünya'dan birkaç bin ışıkyılı içindeki moleküler bulutlar tarafından arka plandaki yıldız ışığının soğurulmasından kaynaklanır.

Uzak ultraviyole ışık , ISM'nin nötr bileşenleri tarafından etkin bir şekilde emilir. Örneğin, atomik hidrojenin tipik bir absorpsiyon dalga boyu , Lyman-alfa geçişi olan yaklaşık 121.5 nanometrede bulunur . Bu nedenle, Dünya'dan birkaç yüz ışıkyılı uzaklıktaki bir yıldızdan bu dalga boyunda yayılan ışığı görmek neredeyse imkansızdır, çünkü çoğu Dünya'ya yapılan yolculuk sırasında araya nötr hidrojen tarafından emilir.

Isıtmak ve soğutmak

ISM genellikle termodinamik dengeden uzaktır . Çarpışmalar bir Maxwell-Boltzmann hız dağılımı oluşturur ve normalde yıldızlararası gazı tanımlamak için kullanılan 'sıcaklık', parçacıkların termodinamik dengede gözlemlenen Maxwell-Boltzmann hız dağılımına sahip olacağı sıcaklığı tanımlayan 'kinetik sıcaklık'tır. Bununla birlikte, yıldızlararası radyasyon alanı tipik olarak termodinamik dengedeki bir ortamdan çok daha zayıftır; çoğu zaman kabaca yüksek oranda seyreltilmiş bir A yıldızının (yüzey sıcaklığı ~10.000 K ) olanıdır . Bu nedenle, ISM'deki bir atom veya molekül içindeki bağlı seviyeler , Boltzmann formülüne göre nadiren doldurulur ( Spitzer 1978 , § 2.4).

ISM'nin bir bölümünün sıcaklığına, yoğunluğuna ve iyonizasyon durumuna bağlı olarak, farklı ısıtma ve soğutma mekanizmaları gazın sıcaklığını belirler .

Isıtma mekanizmaları

Düşük enerjili kozmik ışınlarla ısıtma
ISM'yi ısıtmak için önerilen ilk mekanizma, düşük enerjili kozmik ışınlarla ısıtmaydı . Kozmik ışınlar , moleküler bulutların derinliklerine nüfuz edebilen verimli bir ısıtma kaynağıdır. Kozmik ışınlar, enerjiyi hem iyonizasyon hem de uyarma yoluyla gaza ve Coulomb etkileşimleri yoluyla serbest elektronlara aktarır . Düşük enerjili kozmik ışınlar (birkaç MeV ) daha önemlidir çünkü sayıları yüksek enerjili kozmik ışınlardan çok daha fazladır .
Tahıllarla fotoelektrik ısıtma
Ultraviyole sıcak yaydığı radyasyon yıldızlı kaldırabilirsiniz elektronları toz tanelerinden. Foton toz tane tarafından emilir, ve enerjinin bir kısmı, potansiyel enerji bariyerini aşmak ve çıkarılması için kullanılan elektron tahıl. Bu potansiyel engel, elektronun bağlanma enerjisinden ( iş fonksiyonu ) ve tanenin yükünden kaynaklanmaktadır. Fotonun enerjisinin geri kalanı, diğer parçacıklarla çarpışmalar yoluyla gazı ısıtan elektron kinetik enerjisini verir . Toz tanelerinin tipik bir boyut dağılımı, n ( r ) ∝  r −3.5'tir , burada r , toz parçacığının yarıçapıdır. Bunu varsayarsak, öngörülen tane yüzey alanı dağılımı πr 2 n ( r ) ∝  r −1.5 . Bu, en küçük toz tanelerinin bu ısıtma yöntemine hakim olduğunu gösterir.
fotoiyonizasyon
Bir elektron bir atomdan (tipik olarak bir UV fotonun soğurulmasından ) kurtulduğunda, kinetik enerjiyi E foton  –  E iyonizasyonu düzeyinden uzağa taşır . Bu ısıtma mekanizması H II bölgelerinde baskındır, ancak görece nötr karbon atomlarının eksikliği nedeniyle dağınık ISM'de ihmal edilebilir .
röntgen ısıtması
X-ışınları kaldırmak elektronlar gelen atomu ve iyonları ve bu foto elektronlar ikincil iyonlaşması sebep olabilir. Yoğunluk genellikle düşük olduğundan, bu ısıtma yalnızca ılık, daha az yoğun atomik ortamda etkilidir (kolon yoğunluğu küçük olduğundan). Örneğin, moleküler bulutlarda yalnızca sert x-ışınları nüfuz edebilir ve x-ışını ısıtması göz ardı edilebilir. Bu, bölgenin bir süpernova kalıntısı gibi bir x-ışını kaynağına yakın olmadığını varsayıyor .
kimyasal ısıtma
Moleküler hidrojen (H 2 ), iki H atomu (tane üzerinde hareket edebilen) bir araya geldiğinde toz tanelerinin yüzeyinde oluşabilir . Enerji bu bölgenin 4.48 eV dönme ve titreşim modları, kinetik, H enerji dağıtılmış 2 molekülü, hem de toz tahıl ısıtılması. Bu kinetik enerjinin yanı sıra hidrojen molekülünün çarpışmalar yoluyla eksitasyonundan aktarılan enerji de gazı ısıtır.
Tahıl gazı ısıtma
Gaz atomları ve toz tanecikli moleküller arasındaki yüksek yoğunluktaki çarpışmalar termal enerjiyi aktarabilir. UV radyasyonu daha önemli olduğu için bu HII bölgelerinde önemli değildir. Ayrıca düşük yoğunluktan dolayı diffüz iyonize ortamda daha az önemlidir. Nötr dağınık ortamda taneler her zaman daha soğuktur, ancak düşük yoğunluklardan dolayı gazı etkili bir şekilde soğutmazlar.

Yoğunlukların ve sıcaklıkların çok yüksek olduğu süpernova kalıntılarında termal değişim yoluyla tahıl ısıtması çok önemlidir.

Dev moleküler bulutların derinliklerinde (özellikle yüksek yoğunluklarda) tahıl-gaz çarpışmaları yoluyla gaz ısıtması baskındır. Uzak kızılötesi radyasyon, düşük optik derinlik nedeniyle derinlere nüfuz eder. Toz taneleri bu radyasyon yoluyla ısıtılır ve gazla çarpışmalar sırasında termal enerjiyi aktarabilir. Isıtmada verimliliğin bir ölçüsü, konaklama katsayısı ile verilir:

burada , T gaz sıcaklığı, T d toz sıcaklığı ve T 2 , gaz atomu ya da molekülün çarpışma sonrası sıcaklığı. Bu katsayı ( Burke & Hollenbach 1983 ) tarafından α  = 0.35 olarak ölçülmüştür .

Diğer ısıtma mekanizmaları
Aşağıdakiler dahil çeşitli makroskopik ısıtma mekanizmaları mevcuttur:

Soğutma mekanizmaları

İnce yapı soğutma
Sıcak gaz bölgeleri ve moleküler bulutların derinliklerindeki bölgeler hariç, Yıldızlararası Ortamın çoğu bölgesinde ince yapı soğutma süreci baskındır . Nötr ortamda C II ve O I ve H II bölgelerinde O II, O III, N II, N III, Ne II ve Ne III gibi temel seviyeye yakın ince yapı seviyelerine sahip bol atomlarla en verimli şekilde gerçekleşir . Çarpışmalar bu atomları daha yüksek seviyelere çıkaracak ve sonunda enerjiyi bölgeden dışarı taşıyacak olan foton emisyonu yoluyla uyarımı kaldıracaklar.
İzin verilen hatlarla soğutma
Daha düşük sıcaklıklarda, çarpışmalar yoluyla ince yapı seviyelerinden daha fazla seviye doldurulabilir. Örneğin, n  = 2 hidrojen seviyesinin çarpışmayla uyarılması, uyarmanın kaldırılması üzerine bir Ly-a fotonu salacaktır. Moleküler bulutlarda, CO'nun dönme çizgilerinin uyarılması önemlidir. Bir molekül uyarıldığında, sonunda daha düşük bir enerji durumuna döner ve bölgeden ayrılabilen ve bulutu soğutan bir foton yayar.

radyo dalgası yayılımı

EHF bandı üzerindeki frekansın bir fonksiyonu olarak dB /km cinsinden atmosferik zayıflama . Su buharı (H 2 O) ve karbon dioksit (CO 2 ) gibi atmosfer bileşenleri nedeniyle belirli frekanslarda absorpsiyondaki pikler bir problemdir .

≈10 kHz'den ( çok düşük frekans ) ≈300 GHz'e ( aşırı yüksek frekans ) kadar olan radyo dalgaları, yıldızlararası uzayda Dünya yüzeyinden farklı şekilde yayılır. Dünyada olmayan birçok girişim ve sinyal bozulması kaynağı vardır. Radyo astronomisinin büyük bir kısmı , istenen sinyali ortaya çıkarmak için farklı yayılma etkilerinin dengelenmesine bağlıdır.

keşifler

Potsdam Büyük Refractor , 1904 yılında yıldızlararası kalsiyum keşfetmek için kullanılan bir 80cm (31.5 ") ve 50 cm (19,5" 1899 yılında açılan) lensler, bir çift kişilik teleskop.

1864'te William Huggins, bir bulutsunun gazdan yapıldığını belirlemek için spektroskopi kullanır. Huggins'in, Alvin Clark'a ait bir lense sahip 8 inçlik bir teleskopu olan özel bir gözlemevi vardı; ancak çığır açan gözlemleri mümkün kılan spektroskopi için donatılmıştı.

1904'te Potsdam Büyük Refrakter teleskobu kullanılarak yapılan keşiflerden biri yıldızlararası ortamda Kalsiyum'du. Gökbilimci Johannes Frank Hartmann , Orion'daki ikili yıldız Mintaka'nın spektrograf gözlemlerinden , aradaki boşlukta kalsiyum elementinin olduğunu belirledi .

Yıldızlararası gaz, 1909'da Slipher tarafından daha da doğrulandı ve daha sonra 1912'de yıldızlararası toz, Slipher tarafından doğrulandı. Bu şekilde, yıldızlararası ortamın genel doğası, doğasına ilişkin bir dizi keşif ve varsayımda doğrulandı.

Eylül 2020 yılında kamtlar sunulmuştur katı hal su yıldızlararası ortamda ve özel olarak, meyveli dondurma ile karıştırılmış silikat taneler olarak evrensel toz taneleri .

Yıldızlararası uzay bilgisinin tarihi

Herbig–Haro nesnesi HH 110 , yıldızlararası uzaydan gaz çıkarıyor.

Yıldızlararası ortamın doğası, yüzyıllar boyunca gökbilimcilerin ve bilim adamlarının dikkatini çekmiş ve ISM anlayışı gelişmiştir . Ancak, önce "yıldızlararası" uzayın temel kavramını kabul etmeleri gerekiyordu. Terimin ilk olarak Bacon (1626 , § 354–455) tarafından basılmış olduğu anlaşılıyor: "Yıldızlararası Gökyüzü.. Yıldız." Daha sonra, doğa filozofu Robert Boyle  ( 1674 ), "Modern Epikürcülerin birçoğunun boş olması gereken cennetin yıldızlar arası kısmını" tartıştı .

Modern elektromanyetik teoriden önce , ilk fizikçiler , ışık dalgalarını taşımak için bir ortam olarak görünmez bir ışık saçan eterin var olduğunu varsaydılar . Patterson'ın (1862) yazdığı gibi, bu eterin yıldızlararası uzaya uzandığı varsayılmıştır , "bu akış , yıldızlararası boşlukları dolduran eterde bir heyecan ya da titreşim hareketi yaratır ."

Derin fotoğrafik görüntülemenin ortaya çıkışı, Edward Barnard'ın galaksinin arka plandaki yıldız alanına karşı silüet oluşturan ilk karanlık bulutsu görüntülerini üretmesine olanak tanırken, yıldızlararası uzayda soğuk dağınık maddenin ilk gerçek tespiti 1904'te Johannes Hartmann tarafından kullanılarak yapıldı. absorpsiyon hattı spektroskopisi . Delta Orionis'in tayfı ve yörüngesiyle ilgili tarihsel çalışmasında Hartmann, bu yıldızdan gelen ışığı gözlemledi ve bu ışığın bir kısmının Dünya'ya ulaşmadan önce emildiğini fark etti. Hartmann, kalsiyumun "K" çizgisinden absorpsiyonun "olağanüstü derecede zayıf, ancak neredeyse tamamen keskin" göründüğünü bildirdi ve ayrıca "393.4 nanometredeki kalsiyum çizgisinin, hatların neden olduğu periyodik yer değiştirmeleri paylaşmadığı konusunda oldukça şaşırtıcı bir sonuç bildirdi. spektroskopik ikili yıldızın yörünge hareketi ". Çizginin durağan doğası, Hartmann'ın emilimden sorumlu gazın Delta Orionis atmosferinde bulunmadığı, bunun yerine bu yıldızın görüş hattı boyunca bir yerde bulunan izole bir madde bulutu içinde bulunduğu sonucuna varmasına neden oldu. Bu keşif, Yıldızlararası Ortam çalışmasını başlattı.

Bir dizi incelemede, Viktor Ambartsumian , artık yaygın olarak kabul edilen yıldızlararası maddenin bulutlar şeklinde oluştuğu fikrini ortaya attı .

Hartmann'ın yıldızlararası kalsiyum absorpsiyonunu tanımlamasının ardından, Heger (1919) tarafından atomun "D" çizgilerinden 589.0 ve 589.6 nanometrede Delta Orionis ve Beta Scorpii'ye doğru durağan absorpsiyonun gözlemlenmesi yoluyla yıldızlararası sodyum saptandı .

Beals (1936) tarafından kalsiyumun "H" ve "K" çizgilerinin sonraki gözlemleri, Epsilon ve Zeta Orionis spektrumlarında çift ve asimetrik profiller ortaya çıkardı . Bunlar, Orion'a doğru çok karmaşık yıldızlararası görüş hattının incelenmesindeki ilk adımlardı . Asimetrik absorpsiyon çizgisi profilleri, her biri aynı atomik geçişe (örneğin kalsiyumun "K" çizgisine) karşılık gelen, ancak farklı radyal hızlara sahip yıldızlararası bulutlarda meydana gelen çoklu absorpsiyon çizgilerinin üst üste binmesinin sonucudur . Her bulutun farklı bir hızı olduğundan (gözlemciye/Dünya'ya doğru veya ondan uzağa), her bulutta meydana gelen absorpsiyon çizgileri , Doppler Etkisi yoluyla çizgilerin durgun dalga boyundan (sırasıyla) maviye kaydırılır veya kırmızıya kaydırılır . Maddenin homojen olarak dağılmadığını doğrulayan bu gözlemler, ISM içindeki çoklu ayrık bulutların ilk kanıtıydı.

Bu ışık yılı uzunluğundaki yıldızlararası gaz ve toz düğümü bir tırtılı andırıyor .

Yıldızlararası malzeme için artan kanıtlar, Pickering'i (1912) "Yıldızlararası soğurucu ortam basitçe eter olsa da, Kapteyn tarafından belirtildiği gibi seçici absorpsiyonunun karakteri bir gazın karakteristiğidir ve serbest gaz halindeki moleküller , kesinlikle orada, çünkü muhtemelen sürekli olarak Güneş ve yıldızlar tarafından dışarı atılıyorlar ."

Aynı yıl, Victor Hess'in uzaydan Dünya'ya yağan yüksek enerjili yüklü parçacıklar olan kozmik ışınları keşfetmesi, diğerlerinin yıldızlararası uzaya da yayılıp yayılmadıklarını tahmin etmelerine yol açtı. Ertesi yıl, Norveçli kaşif ve fizikçi Kristian Birkeland şöyle yazdı: "Tüm uzayın elektronlarla ve her türden uçan elektrik iyonlarıyla dolu olduğunu varsaymak, bakış açımızın doğal bir sonucu gibi görünüyor . evrimlerdeki sistem uzaya elektrik zerrecikleri fırlatır.Bu nedenle evrendeki maddi kütlelerin büyük kısmının güneş sistemlerinde veya bulutsularda değil, 'boş' uzayda bulunduğunu düşünmek mantıksız görünmüyor " ( Birkeland 1913 ).

Thorndike (1930) o pek yıldızlar arasında muazzam boşluklar tamamen geçersiz olduğuna inanılan olabilirdi" kaydetmiştir. Karasal aurorae improbably yaydığı yüklü parçacıkların harekete geçirilmeyen Güneş . Diğer milyonlarca Eğer yıldızlı ayrıca çıkarıyorsunuz iyonları gibi şüphesiz doğrudur, galakside mutlak bir boşluk olamaz."

Eylül 2012'de NASA bilim adamları , yıldızlararası ortam (ISM) koşullarına maruz kalan polisiklik aromatik hidrokarbonların (PAH'ler) hidrojenasyon , oksijenasyon ve hidroksilasyon yoluyla daha karmaşık organiklere dönüştüğünü bildirdi - " amino asitlere ve nükleotitlere giden yolda bir adım , sırasıyla proteinlerin ve DNA'nın ham maddeleri ". Ayrıca, bu dönüşümlerin bir sonucu olarak, PAH'lar , yıldızlararası buz tanelerinde , özellikle soğuk, yoğun bulutların dış bölgelerinde veya protoplanetary'nin üst moleküler katmanlarında PAH tespitinin olmamasının nedenlerinden biri olabilecek spektroskopik imzalarını kaybederler . diskler ."

Şubat 2014'te NASA , evrendeki polisiklik aromatik hidrokarbonları (PAH'lar) izlemek için büyük ölçüde yükseltilmiş bir veritabanı duyurdu . Bilim adamlarına göre , evrendeki karbonun %20'sinden fazlası , yaşamın oluşumu için olası başlangıç ​​malzemeleri olan PAH'larla ilişkili olabilir . PAH'lar Büyük Patlama'dan kısa bir süre sonra oluşmuş gibi görünüyor , evrende yaygın ve yeni yıldızlar ve ötegezegenlerle ilişkili .

Nisan 2019 yılında, bilim adamları, çalışma Hubble Uzay Teleskop , çok miktarda ve karmaşık iyonize moleküller konfirme algılama rapor Bukminsterfuleren (Cı- 60 arasında yıldızlararası orta boşluk (aynı zamanda "Buckyballs" olarak da bilinir)) yıldızlı .

Ayrıca bakınız

Referanslar

alıntılar

Kaynaklar

Dış bağlantılar