Pillars and Jets in the Pelican Nebula
Yıldızlararası Madde
http://apod.nasa.gov/apod/ap150304.html
Galaktik Ortam
o Cisimler
o Fazlar
o Enerji akışı ve temel fiziksel şartlar
Samanyolu Galaksisi büyük ölçüde boştur.
Yıldızlar arasındaki uzaklık ∼2 pc.’tir.
Samanyolu’nun 3x10-10’u yıldızlardan oluşur.
Geri kalan 0.9999999997, ISM ve karanlık madde ile doludur.

H, He, bazı metaller

iyonize H (HII), nötral H (HI), moleküler H (H2) gaz fazı

veya katı hal (toz, buz)
http://edelweiss2.in2p3.fr/Presentation/index.php
Karanlık Madde
http://cosmic-horizons.blogspot.com/2012/11/kinematics-of-stellar-halo-and-mass.html
Karanlık Madde değil
http://astro.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/dm.html
İlkel Güneş bollukları (Asplund, 2009)
İlkel Güneş bollukları (Asplund, 2009) fotosferik ve meteoritik
ölçümlerden elde edilmiştir. Güneş civarındaki ISM bolluklarının
da benzer olduğu düşünülmektedir.
Her 1,000,000 hidrojen atomuna karşılık gelen elementlerin
bollukları
95,000 helyum
295 karbon
74 nitrojen
537 oksijen
2 sodyum
44 magnezyum
3 alüminyum
36 silisyum
14 sülfür
2 kalsiyum
35 demir
Yıldızlararası ortam;
 En bol element olan hidrojeni; moleküler (H2), nötral (HI),
iyonize (HII) şeklinde içerir.
 Diğer elementler de bu üç halde bulunur.
•moleküller: CO, NH3, H2O, HCN, OH
•nötral elementler: CI, CaI, NaI
•iyonlar: CII, CIII, NII, OII, OIII, OVI, SII, SIII
 Yıldızlararası ortamın diğer bileşenleri;
•Kozmik ışınlar: protonlar, elektronlar, çekirdekler
•Manyetik alanlar
•Radyasyon alanları
•Hız alanları
 Maddenin gaz fazı dışında katı fazı vardır: Toz
ISM’nin izleri
Gözlemsel olarak farklı cisimler;
HII bölgeleri, yansıma bulutsuları, karanlık bulutlar, süpernova
kalıntıları, moleküler bulutlar, gezegenimsi bulutsular.
Farklı fazlar;
Soğuk moleküler bulutlar, soğuk HI bulutları, ılık bulutlararası
gaz, sıcak koronal gaz.
Isınma prosesleri;
Yıldız fotonları, kozmik ışınlar (enerjik, GeV fotonlar), X-ışınları
Soğuma prosesleri;
Atomik ve moleküler çizgilerin çeşitliliği, sürekli emisyon.
• HII bölgeleri
Galakside ~ 5000 civarında.
kütleli, sıcak, kısa ömürlü yıldızlar UV de kuvvetli ışınım
yapıyorlar.
→ bu yıldızların yakınında büyük bir hacimde iyonize
hidrojen var.
→HII bölgeleri kütleli yıldızların doğum yerleridir.
• Süpernova kalıntıları
Galaksimizde ~150 tanesi biliniyor.
Teorilere göre yıldızlararası ortamın dinamiğinde baskındırlar.
Galaksinin kimyasal evrimi için önemlidirler.
• Bulutsular
• Moleküler bulutlar
• Gezegenimsi bulutsular
Galaksimizde onbinlerce var.
Kimyasal evrime katkıda bulunuyorlar.
Yukarıda bahsedilen cisimler ISM'nin farklı fazlarının
gözlemsel olarak görünür halleridir:
Fazlar;
nötral / atomik
iyonize
moleküler
koronal (çok sıcak iyonize)
Cisimler: HII Bölgeleri
HII bölgeleri, erken tayf türünden yıldızları (< B2, Teff > 25,000 K)
çevreleyen iyonize gazdan oluşmuş parlak görünen bulutsu
cisimlerdir.
T ≈ 104 K
n ≈ 103 – 104 cm-3
Orion gibi bölgeler (∼ 0.5 pc) için
n =10 cm-3 Kuzey Amerika Bulutsusu gibi yaygın bulutsular için
M42, Orion Bulutsusu
n ~ 10-103
parçacık/cm3
NGC7000, Kuzey Amerika Bulutsusu
Cisimler: Yansıma Bulutsuları
Yansıma bulutsuları, yakınındaki yıldız veya yıldızların ışığını
yansıtan yıldızlararası toz ve gaz bulutlarıdır.
Yakın yıldızlardan gelen enerji buluttaki gazı bir emisyon
bulutsusu yaratacak kadar iyonize edemez fakat toz tarafından
saçılarak görünür olur.
M45, Pleiades Yıldız Kümesi
NGC 7023, Iris Bulutsusu
Cisimler: Karanlık Bulutsular
Karanlık bulutsular, ‘Bok Kürecikleri’ olarak isimlendirilen çok
küçük (0.01 pc) bulutlardan onlarca pc büyüklüğe kadar
içlerindeki toz zerreciklerinden dolayı opak olan bulutlarıdır.
Pipo Bulutsusu
Atbaşı Bulutsusu
M20, Trifid Bulutsusu
Cisimler: Fotonun Hakim Olduğu Bölgeler (PDRs)
Parlak O, B yıldızlarına yakın atomik ve moleküler gaz arasında
geçiş bölgeleridir.
Cisimler: Gezegenimsi Bulutsular
Gezegenimsi Bulutsular, sıcak kalıntı yıldız çekirdekleri
etrafındaki iyonize olmuş fırlatılan yıldız zarflarıdır.
Yüzük Bulutsusu
Eskimo Bulutsusu
Cisimler: Süpernova Kalıntıları
Süpernova kalıntıları, süpernova (Tip I veya Tip II) patlamaları
sonucu oluşan şok dalgaları boyunca iyonize edilen bölgelerdir.
Yengeç Bulutsusu
W49B
Cisimler: Moleküler Bulutlar
Yıldızlararası ortamın en soğuk (5-30 K), en yoğun (100 –106 H
atom/cm3) kısmıdır.
Yıldızların oluştuğu yerlerdir.
ISM kütlesinin % 25-50 sidir.
Spiral kollarda yoğunlaşmıştır.
M51
Ophiuchus Giant Molecular Cloud (by Loke Tan)
Fazlar: Nötral Atomik Gaz
Nötral Hidrojen atomu bir elektron ve bir protondan oluşur.
Elektron ve proton ya aynı doğrultuda veya zıt doğrultuda
dönerler ve atomun enerjisi bu iki durumda da farklıdır. İki
durum arasındaki geçiş hiperfin geçişi olarak isimlendirilir. Bu
da Elektromanyetik tayfın radyo bölgesinde 21 cm
dalgaboyundaki bir fotonun yayınlanmasına sebep olur.
HI 21-cm Emisyon Çizgisi
• Protonlar ve elektronlar açısal momentuma
sahiptirler (“spin”)
– Nötral Hidrojen temel seviyede iki
çizgiye ayrılır
• Spinler paralel ise daha yüksek
enerji
• Spinler anti paralel ise daha düşük
enerji
– Çarpışmalar Hidrojen atomlarını eksite
edebilirler.
– Yasak geçiş 21-cm lik foton yayınlar.
• Geçiş için karakteristik zaman ~ 400
yıl.
Eksite seviyedeki bir atomun ömrü ~ 10-8 sn dir.
Hidrojenin çoğu ya iyonizedir ya da temel seviyededir.
• Nötral atomik gaz,
HI’in 21 cm çizgisiyle veya ISM’nin arka plandaki yıldızların
ışınımını absorblamasıyla oluşan çeşitli elementlerin
optik/morötesi absorbsiyon çizgileriyle karakterize edilir.
• Nötral atomik gaz,
soğuk, yaygın HI bulutları (∼100 °K): CNM,
ılık bulutlararası gazı (6000 °K): WNM içerir.
• T ~ 100  6000K, n~ 0.3  20 (cm-3)
• Nötral atomik gaz, yıldızlararası ortamın yaygın, ılık ve
soğuk fazıdır.
• Galaktik düzleme yoğunlaşması orta derecede,
Galaktik düzlemden dik uzaklığı z ~ 100 pc – 1 kpc.’tir.
21-cm çizgisinde tüm gökyüzünün haritası
Fazlar: İyonize Gaz
• İyonize gaz, pulsar dispersiyonu, optik/morötesi iyonik
absorbsiyon çizgileri ve H emisyonuyla karakterize edilir.
• İyonize hidrojen (HII) yıldızlararası ortamın iyonize fazının
çoğunluğunu oluştururken ortamda diğer elementlerin de
iyonize formları vardır. Ör; OII, OIII, CIV, MgII
• T ~ 8000K, n~ 0.3 cm-3
• İyonize gaz, yıldızlararası ortamın seyrek ve sıcak fazıdır.
• Galaktik düzleme yoğunlaşması zayıf derecede, z birkaç
kpc tir.
Fazlar: Moleküler Gaz
• Moleküler hidrojeni
etmek zordur.
(H2)
doğrudan
tespit
• Molekül bulutlarında bulunan diğer moleküller
de ör; CO, CH4, HCHO, C2H5OH dur.
• Moleküller, molekül bağlarının titreşimlerinden
ve dönmelerinden dolayı çeşitli enerji
seviyelerinde bulunurlar. Bu enerji seviyeleri
arasındaki geçişler sonucu elektromanyetik
tayfın kızılötesi ve milimetrealtı bölgesinde
fotonların emisyonu ve absorbsiyonu oluşur.
• Moleküler
gaz, milimetre dalgaboylarında CO emisyon
çizgileriyle karakterize edilir.
•Dev moleküler bulutlarda (GMC) bulunur.
•Yıldız oluşum bölgeleridir.
•200’den fazla molekül tespit edilmiştir.
T ~ 20K, n~ 103 cm-3
Moleküler gaz, yıldızlararası ortamın yoğun ve soğuk fazıdır.
Galaktik düzleme yoğunlaşması yüksek derecede, z < 100 pc
tir.
Fazlar: Koronal Gaz
Koronal gaz, birkaç kez iyonize olmuş C IV, S VI, N V, O VI’nın
absorbsiyonuyla karakterize edilir. Süpernova patlamalarının
şok dalgalarıyla ısıtılır ve iyonize edilir.
T ~ 106 K, n~ 10-3 cm-3
Koronal gaz, yıldızlararası ortamın çok sıcak seyrek fazıdır.
Galaktik halonun çoğunu doldururken diskte az bulunur.
Samanyolu Galaksisi’nin düzlemine tepeden baktığımızda gazın dağılımı
http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/ism_gas/ism_gas.html
Download

YAM_2015_02