Mezihvězdné médium Molekulární mrak Bokova globule Temná mlhovina Protostar Proměnná hvězda typu T Tauri Pre-hlavní sekvence hvězda Herbig hvězda Ae / Be Herbig-Haro objekt |
Počáteční hmotnostní funkce Gravitační nestabilita Kelvin-Helmholtzův mechanismus Hypotéza mlhoviny Planetární migrace |
V astronomii je mezihvězdné médium (v angličtině mezihvězdné médium nebo ISM ) hmotou, která v galaxii vyplňuje prostor mezi hvězdami a přechází do okolního mezigalaktického média . Je to směs plynů (ionizovaných, atomových a molekulárních), kosmického záření a prachu . Energie, která zaujímá stejný objem, ve formě elektromagnetického záření, odpovídá mezihvězdnému poli záření.
Hvězdy se tvoří v nejhustších oblastech média ( molekulární mraky ) a dodávají médiu hmotu a energii pomocí planetárních mraků , slunečních větrů , supernovy a jejich konečného vyhynutí. Tato interakce mezi hvězdami a mezihvězdným médiem samotným pomáhá definovat rychlost, jakou galaxie vyčerpává svoji rezervu plynu, a tedy i dobu jejího vzniku.
Mezihvězdné médium zaujímá v astrofyzice důležité postavení mezi hvězdnou a galaktickou stupnicí. Tyto oblasti (a procesy v nich se vyskytující) by měly být studovány pomocí infračervených dalekohledů (např. IRAS ), protože nevyzařují viditelné světlo .
Hranice mezi hvězdou je astrosphere (zejména pro Sun heliosférou ) a okolního mezihvězdného prostoru se nazývá astropause (zejména heliopauza ).
Mezihvězdné médium se skládá z několika fází, v závislosti na stavu hmoty (iontové, atomové nebo molekulární), jeho teplotě (miliony kelvinů , tisíce kelvinů nebo desítky kelvinů) a jeho hustotě. Tento třífázový model vyvinuli Chris McKee a Jerry Ostriker v článku publikovaném v roce 1977 a sloužil jako základ pro studie prováděné pro příštích 25 let . Relativní proporce těchto fází jsou stále předmětem debaty ve vědeckých kruzích. Dříve přijatý model měl dvě fáze.
Tepelné tlaky těchto fází jsou zhruba v rovnováze. Na magnetické pole a turbulence jsou také zdrojem tlaku v médiu, obvykle největší na úrovni dynamického tohoto tepelného tlaku.
Ve všech fázích je mezihvězdné médium ve srovnání se zemskou atmosférou extrémně tenké. V první nalezneme charakteristickou hustotu řádově jednoho atomu vodíku na cm 3, zatímco na Zemi je hustota vzduchu typicky řádově 2,7 × 10 19 atomů na cm 3 . V chladných oblastech mezihvězdného média mohou mraky molekul dosáhnout 10 6 molekul na cm 3 . V teplých, rozptýlenějších oblastech, kde je hmota převážně ionizována, může být hustota média 10 −4 iontů na cm 3 . Hustota vodíku mezihvězdného média na mezích sluneční soustavy je 0,127 ± 0,015 cm -3 , podle měření provedeného sondou New Horizons .
Hmotově má 99% mezihvězdného média formu plynu, 1% ve formě prachu. Z těchto plynů tvoří 89% atomů vodík , 9% helium a 2% atomy těžší prvky ( v astronomické řeči nazývané kovy ) než tyto dva. Vodík a hélium jsou produkty prvotní nukleosyntézy, zatímco těžší prvky jsou výsledkem obohacování během vývoje hvězd. Molekuly jsou také pozorovány v oblacích (lat. Mlhovinách ) mezihvězdného média, nejhojnější jsou H 2 a CO . OH , H 2 O , CN, CS , HCN , H 2 CO a stovky dalších byly také pozorovány (zejména v mlhoviny Orion ). Ještě masivní molekuly jsou uvedeny: C 60 ( fullerenu ), PAH , aminokyseliny, mezi ostatními.
Fáze | Hustota ( atom / cm 3 ) |
Teplota (K) |
Celková hmotnost v Mléčné dráze |
|
---|---|---|---|---|
Atomový | Studený | ≃ 25 | ≃ 100 K. | 1,5 × 10 9 |
horký | 0,25 | ≃ 8000 K | 1,5 × 10 9 | |
Molekulární | > 1 000 | < 100 K. | 10 9 ? | |
Ionizovaný | HII region | 1 - 10 4 | ≃ 10000 K | 5 × 10 7 |
Šířit | ≃ 0,03 | ≃ 8000 K | 10 9 | |
Horký | ≃ 6 × 10 −3 | ≃ 500.000 K | 10 8 ? |
V mezihvězdném prostředí jsou plyny a prachová zrna důkladně promíchány. Mezihvězdné médium je přítomno ve všech spirálních , spirálních spirálních a nepravidelných galaxiích . V eliptických a lentikulárních galaxiích téměř neexistuje . Mezihvězdný prach je ve formě velmi jemně zrnitý, s typickou velikost je v řádu zlomku mikronu . Chemické složení mezihvězdných prachových zrn je různé: najdeme grafit , křemičitany , uhličitany atd. Mezihvězdný prach ( např. Pevná fáze) tvoří asi 1% z celkové hmotnosti mezihvězdného média.
Součástka | Hustota ( atom / cm 3 ) |
Teplota (K) |
Stav plynu |
---|---|---|---|
Molekulární mrak | 10 3 - 10 5 | 20 K až 50 K | Molekuly |
HI region | 1-1000 | 50 K až 150 K | Neutrální vodík. Jiné ionizované atomy |
Uprostřed mezi mraky | 0,01 | 1000 K až 10000 K | Částečně ionizovaný |
Galaktická koruna | 10 −4 - 10 −3 | 100 000 K až 1 000 000 K. | Vysoce ionizovaný |
Hlavními tématy studia mezihvězdného média jsou: molekulární mraky , mezihvězdné mraky , oblasti HII , zbytky supernovy , planetární mlhoviny a další difúzní struktury.
Mezihvězdné médium stále zůstává komplexním předmětem výzkumu i dnes, a to jak z hlediska fyziky, tak chemie, která tam probíhá. Prováděné studie stále více zohledňují tyto dva aspekty ve snaze vysvětlit hojnost prvků pozorovaných v mezihvězdném prostředí.