Obszary zjonizowanego wodoru (tzw. H II - w starej terminologii spektroskopowej) w przestrzeni międzygwiazdowej, obserwowane z północnej półkuli Ziemi za pomocą urządzenia Wisconsin Hα Mapper
[1].
Ośrodek międzygwiazdowy (interstellar medium, ISM) - ośrodek składający się z
materii międzygwiazdowej
(materii nie skupionej w gwiazdach, składającej się głównie z
gazu
i
pyłu
), ale także z innych form energii takich jak
neutrina
i
promieniowanie elektromagnetyczne
(międzygwiazdowe pole promieniowania, interstellar radiation field), zawartych w przestrzeni pomiędzy
gwiazdami
w
galaktyce
. Ośrodek międzygwiazdowy nie jest jednorodny; obserwowane są zagęszczenia materii zwane
obłokami międzygwiazdowymi
.
Ośrodek międzygwiazdowy składa się z bardzo rozrzedzonych mieszanin
jonów
,
atomów
,
molekuł
, większych
okruchów
,
promieni kosmicznych
, oraz galaktycznych pól magnetycznych (Spitzer 1978). Materia składa się w 99% z gazu i w 1% z pyłu licząc wg
masy
.
Gęstość
wynosi od kilku tysięcy do kilkuset milionów cząstek na
metr sześcienny
, natomiast w naszej Galaktyce wynosi około milion cząstek na metr sześcienny. Na skutek
pierwotnej nukleosyntezy
, gaz składa się w ok. 90% z
wodoru
i w 10% z
helu
, licząc
jądra atomowe
. Do tego dochodzą jeszcze śladowe ilości cięższych
pierwiastków
("
metale
" - mówiąc w żargonie astronomicznym).
Z wyjątkiem świecących obłoków gazu w postaci
mgławic emisyjnych
, które możemy obserwować bezpośrednio, ośrodek międzygwiazdowy przejawia się zazwyczaj poprzez zaburzenie światła dochodzącego do nas od innych ciał niebieskich. Zaburzenia te mogą przyjmować formy
linii absorpcyjnych
(dla mgławic absorpcyjnych), czy efektów
mikrosoczewkowania grawitacyjnego
(dla
MACHO
). Ponadto ośrodek międzygwiazdowy poprzez swoje oddziaływanie grawitacyjne może zmieniać ruch innych ciał niebieskich.
Ośrodek międzygwiazdowy (ISM) pełni kluczową rolę w
astrofizyce
. Gwiazdy tworzą się w najgęstszych obszarach ISM,
obłokach molekularnych
i uzupełniają ISM w materię i energię (mgławice planetarne,
wiatr gwiazdowy
,
supernowe
). Oddziaływanie pomiędzy gwiazdami a ISM pozwala określić prędkość tracenia gazu przez galaktykę i jej zdolność do tworzenia nowych gwiazd.
Tabela: Podział materii międzygwiazdowej
źródło: Ferriere (2001)[2]Składnik | Procentowa Objętość | Skala (
pc
) | Temperatura (K) | Gęstość (atom/cm³) | Stan wodoru | Główne techniki obserwacyjne |
---|
Obłoki molekularne
| < 1% | 70 | 10—20 | 10²—106 | molekularny | linie emisyjne i absorpcyjne cząstek w
falach radiowych
i
podczerwieni
|
Zimny naturalny ośrodek (CNM) | 1—5% | 100—300 | 50—100 | 20—50 | neutralny | absorpcja H I 21 cm |
Ciepły naturalny ośrodek(WNM) | 10—20% | 300—400 | 6000—10000 | 0,2—0,5 | neutralny | emisja H I 21 cm |
Ciepły zjonizowany ośrodek (WIM) | 20—50% | 1000 | 8000 | 0,2—0,5 | zjonizowany | emisja
Hα
oraz
pulsar
dispersion |
Obszary
H II
| < 1% | 70 | 8000 | 10²—104 | zjonizowany | emisja
Hα
oraz
pulsar
dispersion |
Gaz korony gazowej
Gorący zjonizowany ośrodek (HIM) | 30—70% | 1000—3000 | 106—107 | 10-4—10-2 | zjonizowany (metale również silnie zjonizowane) | emisja w
promieniach X
oraz absorpcja linii silnie zjonizowanych metali, głównie w
ultrafiolecie
|
Przypisy
Zobacz też