Tarpžvaigždinis debesis (ISM): apibrėžimas, tipai ir sudėtis

Sužinokite, kas yra tarpžvaigždinis debesis (ISM): jo tipai, cheminė sudėtis, neutralūs, jonizuoti ir molekuliniai debesys — aiškiai, glaustai ir suprantamai.

Tarpžvaigždinis debesis yra tankesnė nei vidutinė tarpžvaigždinės terpės dalis (ISM). Tai materija ir spinduliavimas erdvėje tarp galaktikos žvaigždžių sistemų. Tarpžvaigždiniai debesys gali būti labai įvairūs pagal dydį, masę, temperatūrą ir tankį: nuo didelių molekulinių debesų, kuriuose susidaro žvaigždės, iki retų, karštų plazmos burbulų, susidariusių po supernovų sprogimų.

Tarpžvaigždinis debesis susidaro iš raudonosios milžinės dujų ir dulkių dalelių vėlesniame jos gyvenimo etape, taip pat iš medžiagos, kurią išmeta masyvios žvaigždės (žvaigždžių vėjai) ir supernovos. Dėl to ISM nuolat atsinaujina — vyksta medžiagos apykaita tarp žvaigždžių ir aplinkos.

Debesis sudaro mūsų ir kitų galaktikų dujos, plazma ir dulkės. Dujos daugiausia yra vandenilis ir helis, o taip pat mažesniais kiekiais – sunkesni elementai (metalai), molekulės ir junginiai ant dulkių paviršių.

Vandenilio būsenos

Jo vandenilis gali būti:

• neutralus, todėl jis priskiriamas H I regionui;
• jonizuota arba plazma, todėl tai H II regionas; arba
• molekuliniai (molekuliniai debesys).

Neutralūs ir jonizuoti debesys kartais dar vadinami išsklaidytaisiais debesimis. Kiekviena iš šių būsenų turi savitus fizikos parametrus ir stebėjimo indikatorius:

Fizinės fazės ir savybės

• Molekuliniai debesys: labai šalti (T ~ 10–50 K), tankūs (n ~ 10^2–10^6 cm−3), juose dominuoja molekulės (ypač H2). Tai pagrindinės žvaigždžių gimdymo vietos; molekules stebime per lokius, pvz., CO linijas.
• Šaltasis neutralusis mediumas (CNM): T ~ 50–100 K, n ~ 10–100 cm−3; sudarytas iš neutraliojo H (H I) ir mažiau molekulių nei molekuliniuose debesyse.
• Šiltasis neutralusis mediumas (WNM): T ~ 6000–10 000 K, n ~ 0.1–1 cm−3; taip pat daugiausia H I, bet mažesnis tankis ir aukštesnė temperatūra.
• Šiltasis jonizuotas mediumas (WIM) arba diffuse H II: T ~ 8000 K, mažas tankis (n ~ 0.1 cm−3); matomas per rekombinacijos linijas ir plazmos emisiją.
• Karšta jonizuota plazma (koroninė fazė): labai karšta (T ~ 10^6 K ir daugiau), labai retas (n << 1 cm−3); susidaro po supernovų sprogimų ir yra stipriai jonizuota.

Sudėtis ir kietos dalelės

Be dujų, tarpžvaigždiniame debesyje yra dulkės — smulkios kietos dalelės (silikatų, anglies junginių, poliaromatinių angliavandenilių – PAH). Dulkių grūdeliai slopina ir išsklaido žvaigždžių šviesą (ekstinkcija), sukelia šviesos paraudimą ir spinduliuoja infraraudonuoju spektru. Taip pat ISM sudedamoji dalis yra kosminiai spinduliai (aukštos energijos dalelės) ir magnetiniai laukai, kurie veikia dujų dinamika ir žvaigždžių formavimąsi.

Stebėjimo metodai ir indikatoriai

• 21 cm H I linija: naudojama neutralaus vandenilio žemų temperatūrų žemėlapiams kurti.
• Molekulinės linijos (pvz., CO 2.6 mm): žymi molekulinį vandenilį netiesiogiai; leidžia nustatyti debesų masę ir tankį.
• Rekombinacijos ir emisijos linijos (Hα, [O III] ir kt.): rodo jonizuotas sritis (H II), pvz., aplink jaunus masyvius žvaigždžius.
• Infraraudonasis spinduliavimas ir submilimetrinis regionas: atskleidžia dulkes ir šaltas molekulines struktūras.
• Optinė extinkcija / šviesos paraudimas: leidžia nustatyti dulkių kiekį palei regimojo matavimo liniją.

Reikšmė galaktikų evoliucijai

Tarpžvaigždinis debesis yra svarbi galaktikų „ekologijos“ dalis: jis tiekia medžiagą žvaigždžių formavimuisi, o žvaigždžių spinduliavimas, vėjai bei supernovos grąžina dalį medžiagos į ISM, ją jonizuoja ir sukelia turbulenciją. Tokie procesai lemia žvaigždžių gimstamumo greitį, metalumą (sunkiųjų elementų pasiskirstymą) ir bendrą galaktikos evoliuciją.

Dydžiai ir mastai

Tarpžvaigždiniai debesys gali apimti nuo kelių šviesmečių skersmens (maži molekuliniai debesys) iki šimtų šviesmečių (molekuliniai kompleksai ir šalto H I debesys). Jų masė svyruoja nuo kelių Saulės masių iki milijonų Saulės masių didžiausiuose molekuliniuose debesyse.

Apibendrinimas

Tarpžvaigždinis debesis yra sudėtinga, daugiasluoksnė ISM struktūra, susidedanti iš dujų, dulkių, plazmos, magnetinių laukų ir kosminių spindulių. Skirtingos jo fazės (neutralus H I, jonizuotas H II, molekuliniai debesys ir kt.) atlieka skirtingas funkcijas — nuo žvaigždžių formavimosi iki energijos ir medžiagos pernašos galaktikose. Neutralūs ir jonizuoti debesys kartais dar vadinami išsklaidytaisiais debesimis.

Klausimai ir atsakymai

K: Kas yra tarpžvaigždinis debesis?

K: Kaip susidaro tarpžvaigždinis debesis?

K: Iš ko sudarytas tarpžvaigždinis debesis?

K: Kokie yra skirtingi tarpžvaigždinių debesų tipai?

K: Kas yra H I sritis?

K: Kas yra H II sritis?

K: Kaip dar vadinami neutralūs ir jonizuoti debesys?

Paieška pagal raidę