กลไกโครงสร้างตัวกลางระหว่างดวงดาว
โดยปกติ ISM จะอยู่ห่างจาก สมดุลทางอุณหพลศาสตร์ การชนกันสร้างการกระจาย Maxwell – Boltzmann ของความเร็วและ ‘อุณหภูมิ’ โดยปกติที่ใช้อธิบายก๊าซระหว่างดาวคือ ‘อุณหภูมิจลน์’ ซึ่งอธิบายถึงอุณหภูมิที่อนุภาคจะมีความเร็ว Maxwell – Boltzmann ที่สังเกตได้ การกระจายตัวในดุลยภาพทางอุณหพลศาสตร์ อย่างไรก็ตามสนามการแผ่รังสีระหว่างดวงดาวมักจะอ่อนกว่าตัวกลางในสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ ส่วนใหญ่มักจะประมาณว่า ดาว (อุณหภูมิพื้นผิว ~ 10,000 K ) เจือจางมาก ดังนั้น ระดับขอบเขต ภายใน อะตอม หรือ โมเลกุล ใน ISM จึงไม่ค่อยมีการเติมตามสูตร Boltzmann (Spitzer 1978 , § 2.4 ).
ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิความหนาแน่นและสถานะไอออไนเซชันของส่วนหนึ่งของ ISM กลไกการทำความร้อนและการทำความเย็นที่แตกต่างกันจะกำหนดอุณหภูมิของก๊าซ .
กลไกการทำความร้อน
การให้ความร้อนด้วยพลังงานต่ำ รังสีคอสมิก
กลไกแรกที่เสนอเพื่อให้ความร้อน ISM คือการให้ความร้อนด้วย รังสีคอสมิก พลังงานต่ำ รังสีคอสมิก เป็นแหล่งให้ความร้อนที่มีประสิทธิภาพซึ่งสามารถทะลุผ่านความลึกของเมฆโมเลกุลได้ รังสีคอสมิก ถ่ายโอนพลังงานไปยัง ก๊าซ ผ่านทั้งไอออไนเซชันและการกระตุ้นและปลดปล่อยอิเล็กตรอน ถึง คูลอมบ์ รังสีคอสมิก พลังงานต่ำ (ไม่กี่ MeV ) มีความสำคัญมากกว่าเนื่องจากมีจำนวนมากกว่ารังสีคอสมิก พลังงานสูง .
การให้ความร้อนด้วยโฟโตอิเล็กทริกจากธัญพืช
รังสีอัลตราไวโอเลต ที่ปล่อยออกมาจากดาว ที่ร้อน สามารถกำจัด อิเล็กตรอน จากเม็ดฝุ่นได้ โฟตอน ถูกดูดซับโดยเม็ดฝุ่นและพลังงานบางส่วนถูกใช้เพื่อเอาชนะอุปสรรคพลังงานศักย์และกำจัด อิเล็กตรอน ออกจากเมล็ดข้าว อุปสรรคที่อาจเกิดขึ้นนี้เกิดจากพลังงานยึดเหนี่ยวของอิเล็กตรอน (ฟังก์ชัน การทำงาน ) และประจุของเมล็ดพืช พลังงานส่วนที่เหลือของโฟตอนจะให้พลังงานจลน์ อิเล็กตรอนที่ถูกขับออกมา ซึ่งทำให้ก๊าซร้อนขึ้นผ่านการชนกับอนุภาคอื่น ๆ การกระจายขนาดโดยทั่วไปของเม็ดฝุ่นคือ n (r) ∝ r โดย r คือรัศมีของอนุภาคฝุ่น สมมติว่าการกระจายพื้นที่ผิวเกรนที่คาดการณ์ไว้คือπrn (r) ∝ r สิ่งนี้บ่งชี้ว่าเม็ดฝุ่นที่เล็กที่สุดมีอิทธิพลเหนือวิธีการให้ความร้อนนี้
การถ่ายภาพ
เมื่ออิเล็กตรอน ถูกปลดปล่อยจากอะตอม (โดยทั่วไปจากการดูดซับของ UV โฟตอน ) ซึ่งนำพลังงานจลน์ออกจากลำดับ E โฟตอน – E ไอออไนเซชัน กลไกการให้ความร้อนนี้ครอบงำในบริเวณ H II แต่มีน้อยมากใน ISM แบบกระจายเนื่องจากการขาดความเป็นกลางของ carbonอะตอม .
X-ray ความร้อน
รังสีเอกซ์ เอา อิเล็กตรอน ออกจาก อะตอม และ ไอออน และโฟโตอิเล็กตรอนเหล่านั้นสามารถกระตุ้นให้เกิดไอออนไนซ์ได้ เนื่องจากความเข้มมักจะต่ำความร้อนนี้จะมีประสิทธิภาพในตัวกลางอะตอมที่อบอุ่นและมีความหนาแน่นน้อยเท่านั้น (เนื่องจากความหนาแน่นของคอลัมน์มีขนาดเล็ก) ตัวอย่างเช่นในเมฆโมเลกุลมีเพียงรังสีเอกซ์ แข็ง เท่านั้นที่สามารถทะลุผ่านได้และ x-ray ความร้อนสามารถละเว้นได้ นี่คือสมมติว่าพื้นที่นั้นไม่ได้อยู่ใกล้กับแหล่งกำเนิด x-ray เช่น ส่วนที่เหลือของซูเปอร์โนวา .
ความร้อนทางเคมี
โมเลกุล ไฮโดรเจน (H2) สามารถเกิดขึ้นได้ บนพื้นผิวของเม็ดฝุ่นเมื่ออะตอม H สองอะตอม (ซึ่งสามารถเคลื่อนผ่านเมล็ดพืชได้) มาบรรจบกัน กระบวนการนี้ให้พลังงาน 4.48 eV ที่กระจายอยู่ในโหมดการหมุนและการสั่นสะเทือนพลังงานจลน์ของโมเลกุล H 2 ตลอดจนการให้ความร้อนแก่เม็ดฝุ่น พลังงานจลน์นี้เช่นเดียวกับพลังงานที่ถ่ายโอนจากการลดการกระตุ้นของโมเลกุลไฮโดรเจนผ่านการชนกันทำให้ก๊าซร้อนขึ้น
ความร้อนจากเมล็ดพืช
การชนกันที่ความหนาแน่นสูงระหว่างอะตอมของก๊าซและโมเลกุลที่มีเม็ดฝุ่น สามารถถ่ายเทพลังงานความร้อน สิ่งนี้ไม่สำคัญในภูมิภาค HII เนื่องจากรังสี UV มีความสำคัญมากกว่า นอกจากนี้ยังไม่สำคัญในตัวกลางที่แตกตัวเป็นไอออนเนื่องจากความหนาแน่นต่ำ ในเมล็ดพืชชนิดกระจายตัวที่เป็นกลางจะเย็นกว่าเสมอ แต่ไม่ทำให้ก๊าซเย็นลงอย่างมีประสิทธิภาพเนื่องจากความหนาแน่นต่ำ
การให้ความร้อนแก่เมล็ดข้าวโดยการแลกเปลี่ยนความร้อนมีความสำคัญมากในเศษซากของซูเปอร์โนวาที่ความหนาแน่นและอุณหภูมิสูงมาก
การให้ความร้อนของก๊าซผ่านการชนกันของเมล็ดพืชนั้นมีความโดดเด่นอยู่ลึกลงไปในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ (โดยเฉพาะที่ความหนาแน่นสูง) รังสี อินฟราเรด ไกล แทรกซึมลึกเนื่องจากความลึกของแสงต่ำ เม็ดฝุ่นถูกให้ความร้อนจากรังสีนี้และสามารถถ่ายเทพลังงานความร้อนระหว่างการชนกับก๊าซ การวัดประสิทธิภาพในการทำความร้อนให้โดยค่าสัมประสิทธิ์ที่พัก:
α = T 2 – TT d – T {\ displaystyle \ alpha = {\ frac {T_ {2} -T} {T_ {d} -T }}}
โดยที่ T คืออุณหภูมิของแก๊ส T d อุณหภูมิฝุ่นและ T 2 อุณหภูมิหลังการชนกันของอะตอมหรือโมเลกุลของแก๊ส ค่าสัมประสิทธิ์นี้วัดโดย (Burke & Hollenbach 1983 ) เป็นα = 0.35
กลไกการให้ความร้อนอื่น ๆ
กลไกการทำความร้อนแบบมหภาคที่หลากหลายมีอยู่ ได้แก่ :
การยุบตัวของแรงโน้มถ่วง ของเมฆ
การระเบิดของซูเปอร์โนวา
ลมดาวฤกษ์
การขยายตัว ของพื้นที่ H II
คลื่น Magnetohydrodynamic ที่สร้างโดยเศษซากของซูเปอร์โนวา
กลไกการทำความเย็น
การระบายความร้อนด้วยโครงสร้างที่ดี
กระบวนการของการทำความเย็นด้วยโครงสร้างที่ดีมีความโดดเด่นในพื้นที่ส่วนใหญ่ของดวงดาว ปานกลางยกเว้นบริเวณที่มีก๊าซ ร้อน และบริเวณที่อยู่ลึกลงไปในเมฆโมเลกุล เกิดขึ้นได้อย่างมีประสิทธิภาพมากที่สุดโดยมี อะตอม จำนวนมากที่มีระดับโครงสร้างที่ละเอียดใกล้เคียงกับระดับพื้นฐานเช่น: C II และ OI ในตัวกลางที่เป็นกลางและ O II, O III, N II, N III, Ne II และ Ne III ในภูมิภาค H II การชนกันจะกระตุ้นอะตอมเหล่านี้ให้อยู่ในระดับที่สูงขึ้นและในที่สุดพวกมันก็จะถูกกระตุ้นโดยการปล่อยโฟตอนซึ่งจะนำพาพลังงานออกจากพื้นที่
การระบายความร้อนด้วยเส้นที่อนุญาต
ที่อุณหภูมิต่ำกว่าระดับที่มากกว่า ระดับโครงสร้างที่ดีสามารถเติมได้จากการชนกัน ตัวอย่างเช่นการกระตุ้นแบบ collisional ของระดับ n = 2 ของ ไฮโดรเจน จะปล่อยโฟตอน Ly-αออกมาเมื่อไม่มีการกระตุ้น ในเมฆโมเลกุลการกระตุ้นเส้นการหมุนของ CO เป็นสิ่งสำคัญ เมื่อโมเลกุล รู้สึกตื่นเต้นในที่สุดมันก็จะกลับสู่สถานะพลังงานที่ต่ำลงโดยปล่อยโฟตอนซึ่งสามารถออกจากบริเวณนั้นทำให้เมฆเย็นลง
การแพร่กระจายของคลื่นวิทยุ
การลดทอนบรรยากาศใน dB / กม. เป็นฟังก์ชันของความถี่ในแถบ EHF จุดสูงสุดในการดูดซับที่ความถี่เฉพาะเป็นปัญหาเนื่องจากองค์ประกอบของบรรยากาศเช่นไอน้ำ (H 2 O) และคาร์บอนไดออกไซด์ (CO 2).
คลื่นวิทยุจาก≈10 kHz (ความถี่ต่ำมาก ) ถึง≈300 GHz (ความถี่สูงมาก ) แพร่กระจายในอวกาศระหว่างดวงดาวต่างจากบนพื้นผิวโลกมีแหล่งที่มาของการรบกวนและการบิดเบือนสัญญาณมากมายที่ไม่มีบนโลกเป็นจำนวนมาก ดาราศาสตร์วิทยุ ขึ้นอยู่กับการชดเชยเอฟเฟกต์การแพร่กระจายที่แตกต่างกันเพื่อค้นพบสัญญาณที่ต้องการ
การค้นพบ
Potsdam Great Refractor ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์สองชั้นที่มี 80 ซม. ( เลนส์ 31.5 “) และ 50 ซม. (19.5”) เปิดตัวในปี พ.ศ. 2442 ซึ่งใช้ในการค้นพบแคลเซียมระหว่างดวงดาวในปี พ.ศ. 2447
ในปี พ.ศ. 2407 วิลเลียมฮักกินส์ใช้สเปกโทรสโกปีเพื่อตรวจสอบว่าเนบิวลาทำจากก๊าซฮักกินส์มีหอดูดาวส่วนตัวที่มี กล้องโทรทรรศน์ขนาด 8 นิ้วพร้อมเลนส์ของ Alvin Clark แต่มันถูกติดตั้งสำหรับสเปกโทรสโกปีซึ่งช่วยให้สามารถสังเกตการณ์ล้ำยุคได้
ในปี 1904 หนึ่งในการค้นพบโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ Potsdam Great Refractor คือแคลเซียมในตัวกลางระหว่างดวงดาว นักดาราศาสตร์ ศาสตราจารย์ฮาร์ทมันน์ พิจารณาจากการสังเกตสเปกโตรกราฟของดาวคู่ มินทากะ ในกลุ่มดาวนายพรานว่ามีองค์ประกอบ แคลเซียม ในอวกาศที่แทรกแซง
ก๊าซระหว่างดวงดาวได้รับการยืนยันเพิ่มเติมโดย Slipher ในปี 1909 และจากนั้นในปี 1912 ฝุ่นระหว่างดวงดาวก็ได้รับการยืนยันโดย Slipher ด้วยวิธีนี้ลักษณะโดยรวมของสื่อระหว่างดวงดาวได้รับการยืนยันในชุดของการค้นพบและการปรับสภาพของธรรมชาติของมัน
ในเดือนกันยายนปี 2020 มีการนำเสนอหลักฐานของ น้ำในสถานะของแข็ง ในระหว่างดาว ปานกลางและโดยเฉพาะอย่างยิ่งของ น้ำแข็งน้ำ ผสมกับ ธัญพืชซิลิเกต ใน เม็ดฝุ่นจักรวาล
