Tähtienvälinen väliaine Molekyylipilvi Bok- pallo Tumma sumu Protostar T-tyypin muuttuva tähti Tauri Pääsekvenssin tähti Herbig-tähti Ae / Be Herbig-Haro -objekti |
Alkuperäinen massatoiminto Gravitaatio-epävakaus Kelvin-Helmholtz-mekanismi Sumuhypoteesi Planeetan migraatio |
Vuonna tähtitiede , The tähtienvälinen aine (Englanti, tähtienvälinen aine tai ISM ) on asia, joka on galaksi , täyttää tilan välillä tähdet ja sulautuu ympäröivään tähtienvälinen keskipitkällä . Se on seos kaasuja (ionisoituja, atomisia ja molekyylimaisia), kosmisia säteitä ja pölyä . Sama määrä sähkömagneettisen säteilyn muodossa oleva energia vastaa tähtienvälistä säteilykenttää.
Tähdet muodostuvat väliaineen tiheimmille alueille ( molekyylipilvet ) ja toimittavat väliaineelle ainetta ja energiaa planeettapilvien , aurinkotuulien , supernoovien ja niiden lopullisen sammumisen avulla. Tämä tähtien ja tähtienvälisen väliaineen välinen vuorovaikutus auttaa määrittämään nopeuden, jolla galaksi kuluttaa kaasuvarastonsa ja siten tähtien muodostumisen keston.
Tähtienvälisellä väliaineella on tärkeä asema astrofysiikassa tähti- ja galaktisen asteikon välillä. Näitä alueita (ja niissä tapahtuvia prosesseja) tulisi tutkia infrapunateleskoopeilla (esim. IRAS ), koska ne eivät lähetä näkyvää valoa .
Rajanveto jonkun tähden astrosphere (erityisesti, sillä Sun heliosfääri ) ja ympäröivän tähtienvälinen aine kutsutaan astropause (erityisesti Heliopause ).
Tähtienvälinen väliaine koostuu useista vaiheista, riippuen aineen tilasta (joko ionisesta, atomisesta tai molekyylistä), sen lämpötilasta (miljoonat kelviinit , tuhannet kelviinit tai kymmenet kelviinit) ja tiheydestä. Tämän kolmivaiheisen mallin ovat kehittäneet Chris McKee ja Jerry Ostriker vuonna 1977 julkaistussa artikkelissa, ja se toimi perustana seuraavien 25 vuoden aikana suoritetuille tutkimuksille . Näiden vaiheiden suhteelliset osuudet ovat edelleen keskustelun kohteena tieteellisissä piireissä. Aikaisemmin hyväksytyllä mallilla oli kaksi vaihetta.
Näiden vaiheiden lämpöpaineet ovat suunnilleen tasapainossa. Magneettikentät ja turbulenssi ovat myös lähteitä paine väliaineessa, tyypillisesti suurin dynaaminen tasolla, että terminen paine.
Tähtien välinen väliaine on kaikissa vaiheissa erittäin ohut maapallon ilmakehään verrattuna. Ensimmäisessä yksi toteaa ominaisuus tiheys on suuruusluokkaa yksi vetyatomi per cm 3 , kun taas, maan päällä, ilman tiheys on tyypillisesti suuruusluokkaa 2,7 x 10 19 atomia kohti cm 3 . Tähtienvälisen väliaineen kylmillä alueilla molekyylipilvet voivat nousta 106 molekyyliä / cm 3 . Lämpimillä, diffuusiomaisemmilla alueilla, joissa aine pääasiassa ionisoituu, väliaineen tiheys voi olla 10-4 ionia / cm 3 . Tähtienvälisen väliaineen vetytiheys aurinkokunnan rajoissa on 0,127 ± 0,015 cm -3 New Horizons -koettimen tekemän mittauksen mukaan .
Massaan 99% tähtienvälisestä väliaineesta on kaasun muodossa ja 1% pölyn muodossa. Näistä kaasuista 89% atomista on vetyä , 9% heliumia ja 2% atomia on painavampia alkuaineita ( tähtitieteellisessä kielessä metalleja ) kuin nämä kaksi. Vety ja helium ovat alkeellisen nukleosynteesin tuotteita, kun taas raskaammat alkuaineet ovat seurausta rikastumisesta tähtien evoluution aikana. Molekyylit ovat myös havaittu pilviä (lat. Nebulae ) tähtienvälisen väliaineen, runsain ollessa H 2 ja CO . OH , H 2 O , CN, CS , HCN , H 2 CO ja satoja muita on myös havaittu (erityisesti Orionin sumu ). Vielä massiivisempia molekyylejä raportoidaan: C 60 ( fullereeni ), PAH: t , aminohapot mm.
Vaihe | Tiheys ( atomi / cm 3 ) |
Lämpötila (K) |
Linnunradan kokonaismassa |
|
---|---|---|---|---|
Atomi | kylmä | ≃ 25 | ≃ 100 K | 1,5 × 10 9 |
kuuma | ≃ 0,25 | ≃ 8000 K | 1,5 × 10 9 | |
Molekyylinen | > 1000 | < 100 K. | 10 9 ? | |
Ionisoitu | HII-alue | 1-10 4 | ≃ 10000 K | 5 × 10 7 |
Hajanainen | ≃ 0,03 | ≃ 8000 K | 10 9 | |
Kuuma | ≃ 6 × 10 −3 | ≃ 500000 K | 10 8 ? |
Vuonna tähtienvälinen aine, kaasu ja pöly jyvät sekoitetaan perusteellisesti. Tähtienvälistä väliainetta on läsnä kaikissa spiraalimaisissa , umpinaisissa ja epäsäännöllisissä spiraaligalakseissa . Sitä ei ole lainkaan elliptisissä ja linssimäisissä galakseissa . Tähtienvälisen pölyn on muodossa erittäin hienorakeista, jossa tyypillinen koko on suuruusluokkaa murto-osan mikronia . Tähtienvälisten pölyjyvien kemiallinen koostumus vaihtelee: grafiittia , silikaatteja , karbonaatteja jne. Tähtienvälisen pölyn ( esim . Kiinteän faasin) osuus on noin 1% tähtienvälisen väliaineen kokonaismassasta.
Komponentti | Tiheys ( atomi / cm 3 ) |
Lämpötila (K) |
Kaasun tila |
---|---|---|---|
Molekyylipilvi | 10 3 - 10 5 | 20 K - 50 K | Molekyylit |
HI-alue | 1-1000 | 50 K - 150 K | Neutraali vety. Muut ionisoidut atomit |
Keskellä pilvien välillä | 0,01 | 1000 K - 10000 K | Osittain ionisoitu |
Galaktinen kruunu | 10 −4 - 10 −3 | 100 000 K - 1 000 000 K | Erittäin ionisoitu |
Tähtienvälisen väliaineen tutkimuksen pääaiheet ovat: molekyylipilvet , tähtienväliset pilvet , HII-alueet , supernovan jäänteet , planeettasumut ja muut hajarakenteet.
Tähtienvälinen väliaine on edelleen monimutkainen tutkimusaihe niin fysiikan kuin kemiankin suhteen. Suoritetuissa tutkimuksissa otetaan yhä enemmän huomioon nämä kaksi näkökohtaa yrittäessään selittää tähtienvälisessä väliaineessa havaittujen alkioiden runsautta.