Yıldızlararası madde

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara
İyonlaşmış hidrojenin dağılımı.

Astronomide Yıldızlar arası ortam(ISM), bir galaksideki yıldız sistemleri arasında var olan maddedir. Bu madde iyonik, atomik ve moleküler formda gaz, toz ve kozmik ışınlar içerir. Yıldızlararası uzayı doldurur ve galaksiler arası uzaya iyi bir şekilde uyum sağlar. Aynı hacmi kaplayan elektromanyetik radyasyon şeklindeki enerji de yıldızlararası radyasyon alanıdır.

Yıldızlar arası ortam birden çok fazdan oluşur. Çoğunlukla hidrojenden oluşur ve onu helyum, karbon, oksijen ve nitrojen takip eder. Bu fazların termal basıncı birbiri ile denge halindedir. Manyetik alanlar ve çalkantılı hareket ISM içinde basınç sağlar ve tipik olarak termal basınçtan daha önemlidir.

Bütün fazlar ISM dünya standartlarına göre fazlasıyla seyrektir. ISM'in soğuk ve yoğun bölgelerinde madde genelde molekül formundadır ve cm3 içinde 1 milyon moleküle kadar ulaşır. Sıcak ve seyrek bölgelerinde ISM genel olarak iyonik durumdadır. Kütlesel olarak 99% ISM gaz formundadır ve numarasal olarak 91% olarak hidrojen atomu ve 9% olarak da helyum atomu bulunur. Kütlesel olarak bu 70% hidrojen, 28% helyum ve 1.5% daha ağır elementler olur. 

ISM astrofizikte yıldızsal ve galaktik durumlar arasındaki ortanca rolü nedeniyle çok önemli role sahiptir. Yıldızlar ISM'in en yoğun bölgelerinde oluşur ve ISM'i madde ve enerji ile değiştirir. Yıldızlar ve ISM arasındaki bu rol galaksilerin gaz içeriklerini ne oranda tükettiğini ve ömürlerini belilemekte yardımcı olur.

NASA, Voyager 1'in Yıldızlararası ortama 25 Ağustos 2012'de ulaştığını 12 Eylül 2013'de resmi olarak duyurdu. Yıldızlararası plazma ve toz 2025'e kadar incelenecek. 

Voyager 1 yıldızlararası ortama ulaşan ilk yapay maddedir.

Yıldızlararası madde[değiştir | kaynağı değiştir]

Tablo 1 Samanyolu galaksisinin yıldızlararası çevredeki bileşenlerinin özelliklerini göstermektedir.

Tablo 1: Yıldızlararası çevrenin bileşenlerim[1]
Bileşen Kesitsel Hacim  Yükseklik Skalası Sıcaklık

(K)

Yoğunluk

(atom/cm³)

Hidrojen fazı n Pry observational techniques
Moleküler bulut < 1% 80 10—20 102—106 molecular Radio and infrared molecular emission and absorption lines
Soğuk Nötr Ortam (CNM) 1—5% 100—300 50—100 20—50 neutral atomic H I 21 cm line absorption
Sıcak Nötr Ortam (WNM) 10—20% 300—400 6000—10000 0.2—0.5 neutral atomic H I 21 cm line emission
Sıcak iyonlaşmış ortam (WIM) 20—50% 1000 8000 0.2—0.5 ionized Hα emission and pulsar dispersion
H II Alanları < 1% 70 8000 102—104 ionized Hα emission and pulsar dispersion
Koronal Gaz

Sıcak iyonlaşmış ortam (HIM)

30—70% 1000—3000 106—107 10−4—10−2 ionized

(metals also highly ionized)

X-ray emission; absorption lines of highly ionized metals, primarily in the ultraviolet

Üç faz modeli[değiştir | kaynağı değiştir]

Field, Goldsmith ve Habing(1969) ISM'in gözlemlenen özelliklerini açıklamak için statik iki fazlı denge modelini önesürdüler. Model ISM soğuk ve yoğun bir fazla, nötr hidrojen molekülleri, ve sıcak bir bulutlararası fazdan oluşuyordu, nötr ve iyonlaştırılmış gazlar. Çok sıcak bir gazı temsil eden ve süpernova tarafından şok şeklinde ısıtılan dinamik üçüncü bir faz eklediler. Bu fazlar ısıtma ve soğutmanın dengelenebileceği sıcaklıktaydılar. Makaleleri 30 yıl boyunca başka çalışmalar için temel oluşturmuştur. .[1]

Yapılar[değiştir | kaynağı değiştir]

Pillars of Creation'daki üç boyutlu yapı.[2]

SM çalkantılıdır ve dolayısıyla tüm uzaysal boyutlardan yapılarla doludur. Yıldızlar büyük moleküler bulut komplekslerini içinde doğarlar ve genel olarak boyutları yalnızca birkaç parsekstir. Yaşamları ve ölümleri boyunca yıldızlar ISM ile fiziksel olarak etkileşir.

Süpernova tarafından yaratılan şok dalgaları ve genç yıldızlardan gelen yıldızsal rüzgarlar çevrelerine çok büyük ölçülerde enerji verirler ve hipersonuk çalkantı yaratırlar.

Gezegenlerarası çevre ile etkileşim[değiştir | kaynağı değiştir]

IBEX'in yıldızlararası madde gözlemiyle ilgili kısa ve betimleyici videosu.

ISM güneş sisteminin gezegenlerarası çevresinin bittiği yerde başlar. Solar rüzgar, yokedilme şokuyla ses hızından daha düşük hızlara yavaşlar. 

Yıldızlararası Yok olma [değiştir | kaynağı değiştir]

ISM ayrıca yok olma ve kızıllaşmadan, ışık yoğunluğunun düşmesi ve gözlemlenebilir dominant dalgaboyunun düşmesi, da sorumludur. Bu etkiler fotonların dağılması ve emilmesiyle oluşur ve ISM'in çıplak gözle gözlemlenebilmesine olanak tanır. 

Uzak ultraviyole ışık ISM'in nötr birleşenleri tarafından etkili bir şekilde emilebilir. Örneğin ; atomik hidrojenin tipik emilme dalga boyu yaklaşık 121.5 nano metredir. Bu nedenle bu dalga boyunda bir ışığın Dünya'dan birkaç yüz ışık yılı uzakta olmayan bir yıldız tarafından yayıldığını görmek neredeyse imkansızdır.

Isıtma ve soğutma[değiştir | kaynağı değiştir]

ISM genellikle termodinamik dengeden uzaktır. Ancak, yıldızlararası radyasyon alanları tipik olarak termodinamik dengelerden çok daha zayıftır. Yani, Boltzmann formülüne göre bir atom ya da molekülün bağlanma seviyesi nadiren doludur.

Yoğunluk, ıscaklık ve ISM'in iyonizsyon durumuna bağlı olarak farklı ısıtma ve soğutma mekanizmaları gazın sıcaklığını etkiler.

Isıtma mekanizmaları[değiştir | kaynağı değiştir]

Düşük enerjiyle ısıtma

Kozmik ışınlar etkili bir ısıtma kaynağıdır ve moleküler bulutların derinlerine girebilirler. Kozmik ışınlar gza hem iyonizsyon hem de kararsızlaştırma yoluyla enerji verir.  
Sıcak yıldızlardan yayılan ultraviyole ışınları toz taneciklerinden elektronları ayırbilir. Foton toz taneciğine çarpar ve enerjisnin bir kısmı potansiyel enerji bariyerini gerçip elktronu tanecikten ayırmak için harcanır. Toz taneciklerinin dağılımı n(r) \propto r^{-3.5} olduğu için alandaki tanecik dağılımı r^2 n \propto r^{-1.5}. olur.  Bu da en küçük toz taneciklerinin bu ısıtma metodunu domine ettiğini gösterir.
Fotoiyonizasyon
Bir elektron bir atomdan ayrıldığı zaman kinetik enerji taşır. Bu ısıtma mekanizması HII bölgelerini domine eder ama karbon atomlarının eksikliği nedeniyle ISM dağılımında gözardı edilebilir.
X-ray ısıtma
X-ray atomlardan ve iyonlardan elektron ayırır ve bu fotoelektronlar ikincil iyonlaşmayı kışkırtabilir. Yoğunluk genelde düşük olduğundan bu ısıtma yalnızca sıcak ve yoğunluğu az olan atomik çevrelerde işe yarar.
Kimyasal ısıtma
Moleküler hidrojen, iki H atomu karşılaştığında toz taneciklerinin yüzeyinde oluşabilir. Bu süreç 4.48 eV ener yayar ve toz taneciğini ısıtır.
Toz- Gaz ısıtması
Gaz atom ve moleküllerinin toz tanecikleriyle yüksek yoğunluktaki çarpışmaları termal enerji yayabilir.  

Termal değişimle tanecik ısıtılması supernovada çok önemlidir.

Tanecik- gaz çapışması yoluyla gaz ısıtımı devasa moleküler bulutlarda dominnattır. Uzak kızıl ötesi radyasyonu düşük optik derinlik nedeniyle delicidir. Bu radyasyonla ısıtılan toz tanecikleri gazla çarpışmaları esnasında termal enerji aktarabilir.

\alpha = \frac{T_2 - T}{T_d - T}

T= Gaz sıcaklığı  Td=Toz sıcaklığı   T2= Gaz atomlarının çarpışma sonrası sıcaklığı 

Diğer Isıtma Mekanizmaları
Farklı makroskopik ısıtma meknizmaları gösterilebilir:
  • Bir bulutun yerçekimsel çöküşü 
  • Süpernova patlamaları 
  • Yıldızsal rüzgarlar 
  • HII bölgelerinin genişlemesi 
  • Soğutma mekanizmaları

Soğutma mekanizmaları[değiştir | kaynağı değiştir]

Düzgün yapı soğutma işlemi sıcak gaz ve moleküler bulutların derin bölgeleri dışında yıldızlararası ortamın çoğu yerinde vardır. 
İzin verilmiş hatlarda soğuma
Düşük sıcaklıklarda, Düzgün yapı seviyeleri dışındaki seviyeler de çarpışmalar aracılığıyla doldurulabilir. Örneğin;hidrojenin n=2 seviyesindeki çarpışmasal kararsızlık Lya  fotonlarını kararlılık durumunda yayar. Moleküler bulutlarda kararsızlık ve CO'nun yörüngesel çizgileri önemlidir. Molekül kararsızlaştığı zaman eninde sonunda daha düşük bir enerji seviyesine döner ve bir foton yayarak bölgeyi soğutur.

Radyodalga yayıımı[değiştir | kaynağı değiştir]


10 kHz ve 300 GHz arası radyo dalgaları yıldızlar arası uzayda dünya yüzeyinde olduğundan daha farklı yayılır. Dünyada olmayan birçok etki ve sinyal bozum kaynağı vardır.[3][4]

Yıldızlararası uzayın bilgisinin tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]

Herbig- Haro 110 objesi yıldızlar arası uzaya gaz çıkarır.[5]

Yıldızlararası çevrenin doğası yüzyıllardır astronomların ve biliminsanlarının ilgisini çekmiştir ve ISM algısı gelişmiştir. Ancak, ilk olarak yıldızlararası uzay konseptinin temelini kabullenmek zorundadırlar. Terim yazılı olarak ilk defa Bacon tarafından kullanılmış olarak gözükmektedir. Daha sonra doğa filozofu Robert Boyle "cennetin yıldızlararası kısmını tartışmıştır"

Modern elektromanyetik teoriden önce fizikçiler  uminiferous aether 'ın ışık yayan bir ortam olarak varolduğunu düşünmüşlerdir. Bu aether'ın yıldızlararası uzaya uzandığı düşünülmüştür.

Fotografik görüntülemedeki gelişmeler Edward Barnrd'a nebulanın ilk görüntülerini oluşturma imkanı tanımıştır. Yıldızlararası uzaydaki soğuk maddenin ilk tebiti 1904'te Johannes Hartman tarafından yapılmıştır. Delta takımyıldızlarının yörüngesinin ve spektrumunun tarihini çalışırken Hartmann ışığın bu yıldızdan geldiğini ve bir kısmının dünyay erişmeden emildiğini fark etmiştir. Hartmann kalsiyumun K çizgisindeki emilin " aşırı zayıf ancak neredeyse mükemmel keskinlikte olduğunu fark etmiştir. Çizginin statik doğası Hartmann'ı emilimden sorumlu olan gazın Delta takımyıldızı atmosferinde olmadığını , onun yerine yıldızın görüş açısınında bir yerlerde olduğunu öne sürmüştür. Bu keşif ISM çalışmalarını başlatmıştır.

Bir seri çalışmalar sonucunda Viktor Ambartsumian şimdi genel olarak kabul edilmiş olan ISM'in bulutlar şeklinde varolduğu görüşünü ortaya koymuştur. [6]

Hartmann'ın yıldızlararası kalsiyum emilimi tanısından sonra yıldızlararası sodyum Heger tarafından, atomdaların statik D çizgilerinin Delta ve beta scorpii'ye doğru 589 ve 589.6 nanometrelik gözlemleriyle keşkefedilmiştir. 

Kalsiyumun H ve K çizgilerinin daha sonra Beals tarafından gözlemlenmesi epsilon ve zeta takımyıldızlarının çift ve asimetrik profillerini ortaya çıkarmıştır. Bunlar orion takımyıldızının görüş açısına yönelik çalışmaların başlangıcıydı. Asimetrik emilim çizgi profilleri birçok emilim çizgisinin üstüste gelmesinin sonucudur. Her bulut farklı bir hıza sahip olduğu için her bulut içindeki emilim çizgileri ya mavi ya da kırmızıdır. Bu gözlemler maddelerin hoojen olarak dağılmadığını onayldı ve ISM içinde birçok bulut olduğunun ilk kanıtıdır. 

Işık yılı uzunluğundaki yıldızlar arası gaz ve toz tırtılı andırıyor
[7]

ISM varlığı konusunda giderek artan kanıtlar Pickering'i "yıldızlararası emilim çevresi basitçe ether olabilir ama seçilmiş emilimin karakteri bir gazın karakteristikleridir ve serbest gaz molekülleri kesinlikle orada" yorumunu yapmaya yönlendirmiştir.

Aynı yıl Victor Hess'in kozmik ışınları keşfetmesi, diğerlerini bunların yıldızlararası uzayı istila edip etmediğini sorgulamaya yönlendirmiştir.Ertesi yıl Norveçli araştırmacı ve fizikçi Kristian Bikeland " bizim görüşümüzün doğal bir sonucu olarak uzay elektronlarla ve uçuşan iyonlarla dolu gözükmektedir. Her yıldız sistemi uzaya elektron yayar. Bu nedenle materyal kütlenin çoğunun yıldız sistemlerinde değil boş uzayda olduğunu varsaymak mantık dışı değildir" yazmıştır.

2012de NASA biliminsanları ISM koşullarına maruz bırakılan PAHlerin daha kompleks organiklere dönüştüğünü gözlemlemişlerdir. Ayrıca bu dönüşümlerin sonucu olarak PAHler spektroskopik özelliklerini kaybederler. "[8][9]

Şubat 2014 de NASA PAHleri takip etmek için büyük ölçüde geliştirlmiş bir veritabanı duyurdu. Biiliminsanlarına göre evrendeki karbonun 20% sinden fazlası PAHlerle alakalı olup yaşamın oluşmasındaki başlangıç materyalleri olabilir. PAHler büyük patlamadan hemen sonra oluşmuş gibi gözüküp evrene yayılmışlardır ve yeni yıldızlarla ve gezegenlerle ilişkilidirler..[10]

See also[değiştir | kaynağı değiştir]

Notes[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b Ferriere (2001)
  2. ^ "The Pillars of Creation Revealed in 3D". http://www.eso.org/public/news/eso1518/. Erişim tarihi: 14 June 2015. 
  3. ^ Samantha Blair. "Interstellar Medium Interference (video)". SETI Talks. http://www.youtube.com/watch?v=kvKDoQVevAI. 
  4. ^ "Voyager 1 Experiences Three Tsunami Waves in Interstellar Space (video)". JPL. https://www.youtube.com/watch?v=Lkb0o-oUbso. 
  5. ^ "A geyser of hot gas flowing from a star". ESA/Hubble Press Release. http://www.spacetelescope.org/news/heic1210/. Erişim tarihi: 3 July 2012. 
  6. ^ S. Chandrasekhar (1989), "To Victor Ambartsumian on his 80th birthday", Journal of Astrophysics and Astronomy 18: 3, Bibcode 1988Ap.....29..408C, DOI:10.1007/BF01005852 
  7. ^ "Hubble sees a cosmic caterpillar". Image Archive. ESA/Hubble. http://www.spacetelescope.org/images/opo1335a/. Erişim tarihi: 9 September 2013. 
  8. ^ Staff (September 20, 2012), NASA Cooks Up Icy Organics to Mimic Life's Origins, Space.com, http://www.space.com/17681-life-building-blocks-nasa-organic-molecules.html, erişim tarihi: September 22, 2012 
  9. ^ Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui (September 1, 2012), "In-Situ Probing Of Radiation-Induced Processing Of Organics In Astrophysical Ice Analogs—Novel Laser Desorption Laser Ionization Time-Of-Flight Mass Spectroscopic Studies", The Astrophysical Journal Letters 756 (1): L24, Bibcode 2012ApJ...756L..24G, DOI:10.1088/2041-8205/756/1/L24, http://iopscience.iop.org/2041-8205/756/1/L24, erişim tarihi: September 22, 2012 
  10. ^ Hoover, Rachel (February 21, 2014). "Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That". NASA. http://www.nasa.gov/ames/need-to-track-organic-nano-particles-across-the-universe-nasas-got-an-app-for-that/. Erişim tarihi: February 22, 2014.