ตัวกลางระหว่างดวงดาว
ใน ดาราศาสตร์ , ตัวกลางระหว่างดวงดาว (ISM ) คือ สสาร และการแผ่รังสีที่มีอยู่ในพื้นที่ ระหว่างดาว ระบบ ในกาแลคซี สสารนี้รวมถึง แก๊ส ใน ไอออนิก , อะตอม และ แบบโมเลกุล เช่นเดียวกับ ฝุ่น และ รังสีคอสมิก มันเติม อวกาศระหว่างดวงดาว และกลมกลืนเข้ากับ อวกาศ โดยรอบ พลังงาน ที่ครอบครองปริมาตรเดียวกันในรูปแบบของ รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า คือ รังสีระหว่างดวงดาว สนาม .
ตัวกลางระหว่างดวงดาวประกอบด้วยหลายขั้นตอนโดยแยกแยะว่าสสารเป็นไอออนิกอะตอมหรือโมเลกุลและอุณหภูมิและความหนาแน่นของสสาร ตัวกลางระหว่างดวงดาวประกอบด้วย ไฮโดรเจน เป็นหลักตามด้วย ฮีเลียม ที่มีปริมาณ คาร์บอน , ออกซิเจน และ ไนโตรเจน เปรียบเทียบกับไฮโดรเจน ความกดดัน ความร้อน ของระยะเหล่านี้อยู่ในสภาวะสมดุลอย่างหยาบซึ่งกันและกัน สนามแม่เหล็ก และ การเคลื่อนที่แบบปั่นป่วน ยังให้ความดันใน ISM และโดยทั่วไปแล้วจะมีความสำคัญมากกว่า แบบไดนามิก มากกว่าความดันความร้อน
ในทุกระยะตัวกลางระหว่างดวงดาวมีความเปราะบางอย่างมากตามมาตรฐานภาคพื้นดิน ในบริเวณที่เย็นและหนาแน่นของ ISM สสารอยู่ในรูปแบบโมเลกุลเป็นหลักและมีความหนาแน่นสูงถึง จำนวน 10 โมเลกุลต่อซม. (1 ล้านโมเลกุลต่อซม.) ในบริเวณที่ร้อนและกระจายของ ISM สสารจะแตกตัวเป็นไอออนเป็นหลักและความหนาแน่นอาจต่ำถึง 10 ไอออนต่อซม. เปรียบเทียบกับความหนาแน่นจำนวนประมาณ 10 โมเลกุลต่อซม. สำหรับอากาศที่ระดับน้ำทะเลและ 10 โมเลกุลต่อซม. (10 พันล้านโมเลกุลต่อซม.) สำหรับห้องสุญญากาศสูงในห้องปฏิบัติการ โดย มวล 99% ของ ISM เป็นก๊าซในรูปแบบใดก็ได้และ 1% เป็นฝุ่น ของก๊าซใน ISM โดยจำนวน 91% ของอะตอมคือ ไฮโดรเจน และ 8.9% เป็น ฮีเลียม โดย 0.1% เป็นอะตอมของธาตุที่หนักกว่าไฮโดรเจนหรือฮีเลียมเรียกว่า “โลหะ “ในสำนวนดาราศาสตร์. โดยมวลจะมีไฮโดรเจน 70% ฮีเลียม 28% และธาตุที่หนักกว่า 1.5% ไฮโดรเจนและฮีเลียมส่วนใหญ่เป็นผลมาจาก การสังเคราะห์นิวคลีโอซิสติกส์ดั้งเดิม ในขณะที่องค์ประกอบที่หนักกว่าใน ISM ส่วนใหญ่เป็นผลมาจากการเพิ่มคุณค่าในกระบวนการ วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ .
ISM มีบทบาทสำคัญใน ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ อย่างแม่นยำเนื่องจากมีบทบาทอยู่ตรงกลางระหว่างเกล็ดดาวฤกษ์และกาแลคซี ดาวฤกษ์ก่อตัวภายในบริเวณที่หนาแน่นที่สุดของ ISM ซึ่งท้ายที่สุดก่อให้เกิด เมฆโมเลกุล และเติม ISM ด้วยสสารและพลังงานผ่าน เนบิวลาดาวเคราะห์ , ลมดาวฤกษ์ และ ซูเปอร์โนวา การมีปฏิสัมพันธ์ระหว่างดวงดาวและ ISM นี้ช่วยกำหนดอัตราที่กาแลคซีจะหมดปริมาณก๊าซดังนั้นอายุการสร้างดาวฤกษ์ที่ใช้งานอยู่
ยานวอยเอเจอร์ 1 ถึง ISM เมื่อวันที่ 25 สิงหาคม 2555 ทำให้เป็นวัตถุประดิษฐ์ชิ้นแรกจากโลกที่ทำได้ จะมีการศึกษาพลาสมาและฝุ่นระหว่างดวงดาวจนกว่าภารกิจจะสิ้นสุดในปี 2568 คู่แฝดของมันคือ Voyager 2 เข้าสู่ ISM ในเดือนพฤศจิกายน 2019
แบบจำลองสามเฟส
สนาม Goldsmith & Habing (1969) หยิบยกแบบจำลองสมดุลสองเฟสคงที่เพื่ออธิบายคุณสมบัติที่สังเกตได้ของ ISM ISM แบบจำลองของพวกเขาประกอบด้วยเฟสหนาแน่นเย็น (T < 300 K) ซึ่งประกอบด้วยเมฆของไฮโดรเจนที่เป็นกลางและโมเลกุลและเฟสระหว่างคลาวด์ที่อบอุ่น (T ~ 10 K ) ประกอบด้วยก๊าซที่เป็นกลางและไอออไนซ์ที่หายาก . McKee & Ostriker (1977) ได้เพิ่มไดนามิกเฟสที่สามซึ่งแสดงถึงก๊าซที่ร้อนจัด (T ~ 10 K ) ที่ได้รับความร้อนจาก ซูเปอร์โนวา และประกอบขึ้น ปริมาณส่วนใหญ่ของ ISM ระยะเหล่านี้เป็นอุณหภูมิที่ความร้อนและความเย็นสามารถเข้าถึงสมดุลที่มั่นคง เอกสารของพวกเขาเป็นพื้นฐานสำหรับการศึกษาเพิ่มเติมในช่วงสามทศวรรษที่ผ่านมา อย่างไรก็ตามสัดส่วนสัมพัทธ์ของเฟสและการแบ่งย่อยยังไม่เป็นที่เข้าใจกันดีนัก
แบบจำลองอะตอมไฮโดรเจน
แบบจำลองนี้คำนึงถึงเฉพาะไฮโดรเจนอะตอม: อุณหภูมิที่สูงกว่า 3000 K ทำให้โมเลกุลแตก ในขณะที่ต่ำกว่า 50,000 K ทิ้งอะตอมไว้ในสภาพพื้นดิน สันนิษฐานว่าอิทธิพลของอะตอมอื่น (He … ) มีน้อยมาก ความดันจะถือว่าต่ำมากดังนั้นระยะเวลาของเส้นทางอิสระของอะตอมจึงยาวกว่าช่วงเวลาประมาณ ~ 1 นาโนวินาทีของพัลส์แสงซึ่งประกอบขึ้นเป็นแสงธรรมดาที่ไม่ต่อเนื่องกันชั่วขณะ
ในก๊าซที่ไม่มีการชนกันนี้ใช้ทฤษฎีปฏิสัมพันธ์ของสารแสงที่สอดคล้องกันของไอน์สไตน์: ปฏิกิริยาระหว่างก๊าซกับแสงทั้งหมดจะเชื่อมโยงกันในเชิงพื้นที่ สมมติว่าแสงสีเดียวถูกทำให้เป็นจังหวะจากนั้นกระจัดกระจายไปตามโมเลกุลที่มีความถี่เรโซแนนซ์สี่เท่า (รามัน) ถ้า“ ความยาวของพัลส์แสงสั้นกว่าค่าคงที่ของเวลาทั้งหมดที่เกี่ยวข้อง” (Lamb (1971)) จะใช้“ การกระเจิงของรามานที่กระตุ้นด้วยแรงกระตุ้น (ISRS)” (Yan, Gamble & Nelson (1985)): แสงที่เกิดจาก Raman ที่ไม่ต่อเนื่องกัน การกระจัดกระจายด้วยความถี่ที่เปลี่ยนไปมีเฟสที่เป็นอิสระจากเฟสของแสงที่น่าตื่นเต้นดังนั้นการสร้างเส้นสเปกตรัมใหม่และการเชื่อมโยงกันระหว่างเหตุการณ์ที่เกิดขึ้นและแสงที่กระจัดกระจายทำให้สัญญาณรบกวนของพวกมันกลายเป็นความถี่เดียวดังนั้นจึงเปลี่ยนความถี่ของเหตุการณ์
สมมติว่าดาวฤกษ์แผ่คลื่นแสงต่อเนื่องไปจนถึงรังสีเอกซ์ ความถี่ของไลแมนถูกดูดซับในแสงนี้และทำให้อะตอมของปั๊มส่วนใหญ่อยู่ในสถานะตื่นเต้นครั้งแรก ในสภาวะนี้ช่วงเวลาไฮเปอร์ไฟน์จะยาวกว่า 1 นาโนวินาทีดังนั้น ISRS จึง“ อาจ” เปลี่ยนความถี่ของแสงใหม่ทำให้มีระดับไฮเปอร์ไฟน์สูง ISRS อื่น“ อาจ” ถ่ายโอนพลังงานจากระดับไฮเปอร์ไฟน์ไปยังคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าความร้อนดังนั้นการเปลี่ยนสีแดงจึงเป็นแบบถาวร อุณหภูมิของลำแสงถูกกำหนดโดยความถี่และความสว่างของสเปกตรัมด้วยสูตรของพลังค์ เมื่อเอนโทรปีต้องเพิ่มขึ้น“ อาจ” กลายเป็น“ ไม่” อย่างไรก็ตามในกรณีที่เส้นดูดซึมก่อนหน้านี้ (Lyman beta, … ) ไปถึงความถี่ Lyman alpha กระบวนการเปลี่ยนสีแดงจะหยุดลงและเส้นไฮโดรเจนทั้งหมดจะถูกดูดซับอย่างมาก แต่การหยุดนี้จะไม่สมบูรณ์แบบหากมีพลังงานที่ความถี่เปลี่ยนเป็นความถี่ Lyman beta ซึ่งจะทำให้เกิดการเปลี่ยนสีแดงอย่างช้าๆ redshifts ต่อเนื่องคั่นด้วยการดูดซับของ Lyman ทำให้เกิดเส้นการดูดซับจำนวนมากความถี่ที่อนุมานได้จากกระบวนการดูดซึมปฏิบัติตามกฎหมายที่เชื่อถือได้มากกว่าสูตรของ Karlsson
กระบวนการก่อนหน้านี้กระตุ้นอะตอมมากขึ้นเรื่อย ๆ เนื่องจากการลดการกระตุ้นเป็นไปตามกฎของปฏิสัมพันธ์ที่สอดคล้องกันของไอน์สไตน์: การแปรผัน dI ของการแผ่รังสี I ของลำแสงตามเส้นทาง dx คือ dI = BIdx โดยที่ B คือสัมประสิทธิ์การขยายของไอน์สไตน์ ซึ่งขึ้นอยู่กับสื่อ I คือโมดูลัสของเวกเตอร์ของสนาม Poynting การดูดกลืนเกิดขึ้นสำหรับเวกเตอร์ที่อยู่ตรงข้ามซึ่งสอดคล้องกับการเปลี่ยนแปลงของสัญลักษณ์ B ปัจจัยที่ 1 ในสูตรนี้แสดงให้เห็นว่ารังสีที่เข้มข้นมีการขยายมากกว่าที่อ่อนแอ (การแข่งขันของโหมด) การปล่อยแสงแฟลร์ต้องการความสว่างที่เพียงพอที่ฉันจัดเตรียมโดยฟิลด์จุดศูนย์แบบสุ่ม หลังจากการปล่อยเปลวไฟ B ที่อ่อนแอจะเพิ่มขึ้นโดยการสูบในขณะที่ฉันยังคงอยู่ใกล้ศูนย์: การลดการกระตุ้นโดยการปล่อยที่สอดคล้องกันเกี่ยวข้องกับพารามิเตอร์สุ่มของสนามจุดศูนย์ตามที่สังเกตได้ใกล้เคียงกับควาซาร์ (และในออโรราเชิงขั้ว)
