Расподела јонизованог водоника у галаксији Млечни пут
У астрономији, Међузвездани медијум или интерстеларни медијум је назив за материју која се налази између звезда у галаксији. Под „материја” се подразумева гас у атомском, молекулском или јонизованом стању, затим космички зраци и прашина. У међузвезданом простору такође има и електромагнетног зрачења, који се назива поље међузвезданог зрачења.[1][2]
Међузвездани медијум није хомоген, и у сваком делу галаксије је другачији. Можемо га поделити на основу стања гаса (јонизовани, атомски или молекулски) као и по густини или температури материје. Овај простор међу звездама најчешће заузима водоник, затим хелијум и доста мали проценат кисеоника, азота и угљеника.
У хладним деловима међузвезданог медијума, гас је обично у молекулском стању, и густине од просечно 106 молекула по cm3. Топлије регионе, међутим сачињавају јонизовани облици гаса и густина је мања него у молекулском-око 10-4 јона по cm3. (Поређења ради, у ваздуху се налази просечно 1019 молекула по cm3). 90% свих гасова у међузвезданом медијуму је водоник, 9% хелијум, а атоми тежи од ходоника и хелијума заузимају свега 1% простора (налазе се близу супернова).
Прва летелица која је дошла до међузвезданог медијума је Војаџер 1, 25. августа 2012. године.
Материја у међузвезданом медијуму
На следећој табели (доле) приказане су врсте медијума и њихове особине.
Међугалакстички медијум је турбулентан и има своју структуру у простору.
Звезде се рађају у молекулским облацима (великих пар парсека) и за време свог живота интерагују са међузвезданим медијумом физички. Соларни ветар утиче на медијум јер у њега избацује огромне количине јонизованих честица, па долази до хиперсоничне турбуленције. Понекад честице из соларног ветра у међузвезданом медијуму формирају вреле балоне разних величина који су видљиви у икс и радио делу зрачења.
видео показује како научници посматрају и анализирају међузвездани медијум
Интеракција са међупланетарним медијумом
Граница између међузвезданог и међупланетарног медијума зове се хелиопауза. Она није јасно одређена, мада се сматра да се налази иза којперовог појаса, на 90-100 АЈ од Сунца. Ту честице соларног ветра успоравају испод соничних брзина и реагују са међузвезданом материјом. Прва летелица која је прешла хелиопаузу и ушла у међузвездани простор је Војаџер 1, 25. августа 2012. Сада се бави анализом и снимањем спектара међузвездане материје.
Војаџер 1, прва летелица послата у међузвездани медијум
Загревање и хлађење
Међузвездани медијум није у термодинамичкој равнотежи и на њега се не може применити Максвелова расподела брзина у гасовима. Постоји више процеса којима се међузвездани гас хлади или загрева:
Загревање
Загревање космичким зрачењем - космички зраци су најчешћи облик загревања гаса у међузвезданом простору, јер могу да пробију у његову дубину. Енергију на гас преносе путем слободних електрона или јонизацијом. Најзначајнији су космички зраци малих енергија од пар MeV јер су најбројнији.
Фотоелектрично загревање - ултраљубичасто зрачење које потиче са врелих звезда може да веже за себе електроне и тако их уклони из међузвезданог гаса. Када фотон удари о неку честицу у гасу пренесе јој енергију, односно топлоту. Овом методом загревају се само мали делови (зрна) целокупног гаса чија је величина n(r) ∝ r-3.5 (r је величина једног молекула у зрну).
Фотојонизација - када се електрон ослободи (нпр. продирањем ултраљубичастог зрачења у гас), он односи кинетичку енергију величине Eфотон - Eјонизација. Овај процес најзаступљенији је у HII регионима.
врућ молекулски облак
Загревање Х зрачењем - икс зраци, као и ултраљубичасти, могу да уклоне електрон из гаса и тиме јонизују атом из кога је електрон узет. Ово загревање најзаступљеније је у топлим гасовима мале густине који се налазе близу објеката који емитују икс зрачење (нпр. неутронске звезде).
Хемијско загревање - одвија се у молекулским гасовима. Када се два водоника споје и формирају молекул (Н2) ослобађа се енергија јачине 4.48 eV у виду топлоте. Тиме се загрева мали део гаса где се створио молекул. Сударањем тих молекула, као и слободних атома, такође се загрева гас.
постепено хлађење појединих региона - ова врста хлађења је најзаступљенија, у свим врстама гаса који сачињавају међузвездани медијум осим у молекулским облацима и веома врућим гасовима. Јавља се у CII, OI, OII, OIII, NII, NIII, NeII, NeIII и HII регионима. Сударањем атома у овим регионима побуђују се електрони и прелазе на више нивое. Затим, када се буду враћали на претходни, уобичаједни ниво који им припада ослободиће се добијене енергије путем израченог фотона. Фотони енергију гаса односе изван међузвезданог медијума и тако се гас хлади.
Пропагација радиоталаса
Атмосферско слабљење у dB/km као функција фреквенције у EHF опсегу. Врхови апсорпције на одређеним фреквенцијама представљају проблем због састојака атмосфере као што су водена пара (H2O) и угљен-диоксид (CO2).
Радио таласи од ≈10 kHz (веома ниске фреквенције) до ≈300 GHz (екстремно високе фреквенције) шире се другачије у међузвезданом простору него на површини Земље. Постоји много извора сметњи и изобличења сигнала који не постоје на Земљи. Велики део радио астрономије зависи од компензације различитих ефеката ширења да би се открио жељени сигнал.[3][4]
Открића
Велики рефрактор у Потсдаму, двоструки телескоп са сочивима од 80 cm (31,5") и 50 cm (19,5") отворен 1899. године, коришћен је за откривање међузвезданог калцијума 1904. године.
Године 1864. Вилијам Хагинс је помоћу спектроскопије утврдио да је маглина направљена од гаса.[5] Хагинс је имао приватну опсерваторију са телескопом од 8 инча, са сочивом Алвина Кларка; али је био опремљен за спектроскопију која је омогућила продорна посматрања.[6]
Године 1904. једно од открића направљено помоћу телескопа Потсдамски велики рефрактор било је присуство калцијума у међузвезданом медију.[7] Астроном Јоханес Франц Хартман је из спектрографских посматрања бинарне звезде Минтаке у Ориону утврдио да се у простору налази елемент калцијум.[7]
Међузвездани гас је даље потврдио Слифер 1909. године, а затим је 1912. године и међузвездану прашину потврдио Слифер.[8] На тај начин је у низу открића и постулизација његове природе потврђена укупна природа међузвезданог медија.[8]
Boyle, Robert (1674), The Excellency of Theology Compar'd with Natural Philosophy, ii. iv., стр. 178
Burke, J. R.; Hollenbach, D.J. (1983), „The gas-grain interaction in the interstellar medium – Thermal accommodation and trapping”, Astrophysical Journal, 265: 223, Bibcode:1983ApJ...265..223B, doi:10.1086/160667
Dyson, J. (1997), Physics of the Interstellar Medium, London: Taylor & Francis
Field, G. B.; Goldsmith, D. W.; Habing, H. J. (1969), „Cosmic-Ray Heating of the Interstellar Gas”, Astrophysical Journal, 155: L149, Bibcode:1969ApJ...155L.149F, doi:10.1086/180324
Haffner, L. M.; Reynolds, R. J.; Tufte, S. L.; Madsen, G. J.; Jaehnig, K. P.; Percival, J. W. (2003), „The Wisconsin Hα Mapper Northern Sky Survey”, Astrophysical Journal Supplement, 145 (2): 405, Bibcode:2003ApJS..149..405H, arXiv:astro-ph/0309117, doi:10.1086/378850.
Heger, Mary Lea (1919), „Stationary Sodium Lines in Spectroscopic Binaries”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 31 (184): 304, Bibcode:1919PASP...31..304H, doi:10.1086/122890
Lamb G. L. Jr. “Analytical description of ultra-short optical pulse propagation in a resonant medium”, Rev. Mod. Phys., 43, 99-124.
Lequeux, J. The Interstellar Medium. Springer 2005.
Stone, E. C.; Cummings, A. C.; McDonald, F. B.; Heikkila, B. C.; Lal, N.; Webber, W. R. (2005), „Voyager 1 Explores the Termination Shock Region and the Heliosheath Beyond”, Science, 309 (5743): 2017—20, Bibcode:2005Sci...309.2017S, PMID16179468, doi:10.1126/science.1117684
Yan, Y. X.; Gamble, E.B. Jr.; Nelson K. A. (1985), “Impulsive Stimulated Scattering: General Importance in Femto-second Laser Pulse Interactions with Matter and Spectroscopic Applications”, J. Chem. Phys., 83, 3591–5399.
