Yıldızlararası ortam

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'te resmi olarak duyurdu. Yıldızlararası plazma ve toz 2025'e kadar incelenecek. 

Voyager 1, yıldızlararası ortama ulaşan ilk yapay nesnedir.

Yıldızlararası madde

Tablo 1 Samanyolu galaksisinin yıldızlararası çevredeki bileşenlerinin özelliklerini göstermektedir.

Tablo 1: Yıldızlararası çevrenin bileşenlerim

Bileşen	Kesitsel Hacim	Yükseklik Skalası	Sıcaklık (K)	Yoğunluk (atom/cm³)	Hidrojen fazı n	Pry observational techniques
Moleküler bulut	< %1	80	10—20	102—106	Moleküler	Radio and infrared molecular emission and absorption lines
Soğuk Nötr Ortam (CNM)	%1—%5	100—300	50—100	20—50	Nötr atomik	H I 21 cm line absorption
Sıcak Nötr Ortam (WNM)	%10—%20	300—400	6000—10000	0.2—0.5	Nötr atomik	H I 21 cm line emission
Sıcak iyonlaşmış ortam (WIM)	%20—%50	1000	8000	0.2—0.5	İyonize	Hα emission and pulsar dispersion
H II Alanları	< %1	70	8000	102—104	İyonize	Hα emission and pulsar dispersion
Koronal Gaz Sıcak iyonlaşmış ortam (HIM)	%30—%70	1000—3000	106—107	10−4—10−2	İyonize (metaller de yüksek oranda iyonize)	X-ray emission; absorption lines of highly ionized metals, primarily in the ultraviolet

Üç faz modeli

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.

Yapılar

Pillars of Creation'daki üç boyutlu yapı

SM çalkantılıdır ve dolayısıyla tüm uzaysal boyutlardan yapılarla doludur. Yıldızlar büyük moleküler bulut komplekslerini içinde doğarlar ve genel olarak boyutları yalnızca birkaç parsektir. 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

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 

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 imkânsızdır.

Isıtma ve soğutma

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

Düşük enerjili kozmik ışınlarla ısıtma

Kozmik ışınlar etkili bir ısıtma kaynağıdır ve moleküler bulutların derinlerine girebilirler. Kozmik ışınlar gza hem iyonizsyon hem de kararsızlaştırma yoluyla enerji verir.

Taneciklerle fotoelektrik ısıtma

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 göz ardı edilebilir.

X-ışını ısıtması

X-ışınları, atomlardan ve yonlardan elektronları uzaklaştırabilir ve bu fotoelektronlar ikincil iyonlaşmalara yol açabilir. Yoğunluk genellikle düşük olduğu için bu ısınma yalnızca sıcak, daha az yoğun atomik ortamlarda (kolon yoğunluğu küçük olduğundan) verimli olur. Örneğin, moleküler bulutlarda yalnızca sert x-ışınları nüfuz edebilir ve x-ışını ısınması göz ardı edilebilir. Bu, bölgenin bir süpernova kalıntısı gibi bir x-ışını kaynağına yakın olmadığı varsayımıyla yapılır.

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

Yüksek yoğunluktaki gaz atomları ve moleküller ile toz taneleri arasındaki çarpışmalar termal enerji transfer edebilir. HII bölgelerinde önemli değildir, çünkü mor-ötesi (UV) radyasyon daha önemlidir. Nötr seyrek ortamda tanecikler her zaman daha soğuktur, fakat düşük yoğunluk nedeniyle gazı etkili bir şekilde soğutmazlar.

Yoğunluğun ve sıcaklığın çok yüksek olduğu süpernova kalıntılarında, taneciklerin termal değişim yoluyla ısıtılması çok önemlidir.

Gaz ısınması, dev moleküler bulutların derinlerinde (özellikle yüksek yoğunluklarda) baskındır. Düşük optik derinliği nedeniyle uzak kızılötesi radyasyon derinlere nüfuz eder. Toz taneleri bu radyasyon aracılığıyla ısınır ve gazla çarpışmalar sırasında termal enerji transfer edebilir. Isınmadaki verimliliğin ölçümü, yerleştirme katsayısı ile elde edilir: $$\alpha ={\frac {T_{2}-T}{T_{d}-T}}$$ Burada T gazın sıcaklığını, T_d tozun sıcaklığını ve T₂ ise gaz atomunun veya molekülünün çarpışma sonrası sıcaklığıdır. Bu katsayı, Burke & Hollenbach 1983 tarafından α = 0,35 olarak ölçülmüştür.

Diğer Isıtma Mekanizmaları

Aşağıdakiler dahil çeşitli makroskobik ısıtma mekanizmaları mevcuttur:

• Bir bulutun kütleçekimsel çöküşü
• Süpernova patlamaları
• Yıldız rüzgarları
• H II bölgelerinin genişlemesi
• Süpernova kalıntıları tarafından oluşturulan manyetik hidrodinamik dalgalar

Soğutma mekanizmaları

İnce yapı soğutması

İnce yapı soğutma süreci, sıcak gaz bölgeleri ve moleküler bulutların derin bölgeleri hariç, yıldızlararası ortamın çoğu bölgesinde baskındır. Bu süreç en verimli şekilde, temel seviyeye yakın ince yapı seviyelerine sahip bol miktarda atom ile gerçekleşir. Örneğin, nötr ortamda C II ve O I gibi atomlar ile H II bölgelerinde O II, O III, N II, N III, Ne II ve Ne III gibi atomlar bu süreçte etkili rol oynarlar. Çarpışmalar bu atomları daha yüksek seviyelere çıkarır ve sonunda bu atomlar, enerjiyi bölgeden taşıyacak olan foton yayımı yoluyla tekrar düşük enerji seviyelerine dönerler.

İzin verilmiş hatlarda soğutma

Düşük sıcaklıklarda, ince 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.

Radyo dalga yayılması

EHF bandı üzerinde frekansa bağlı olarak dB/km cinsinden atmosferik zayıflama. Belirli frekansta absorpsiyon zirveleri, su buharı (H₂O) ve karbondioksit (CO₂) gibi atmosfer bileşenlerinden kaynaklanan bir sorundur.

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.

Yıldızlararası uzayın bilgisinin tarihi

Herbig- Haro 110 objesi yıldızlar arası uzaya gaz çıkarır.

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 luminiferous aether'ın (ışık saçan hava veya madde) ışık yayan bir ortam olarak var olduğunu düşünmüşlerdir. Bu aether'ın yıldızlararası uzaya uzandığı düşünülmüştür.

Fotografik görüntülemedeki gelişmeler Edward Barnrd'a nebulanın ilk görüntülerini oluşturma imkânı 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.

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 üst üste gelmesinin sonucudur. Her bulut farklı bir hıza sahip olduğu için her bulut içindeki emilim çizgileri ya mavi ya da kırmızıdır. Bu gözlemler maddelerin homojen olarak dağılmadığını onayldı ve ISM içinde birçok bulut olduğunun ilk kanıtıdır. 

Işık yılı uzunluğundaki yıldızlar arası gaz ve toz, tırtılı andırıyor.

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. "

Şubat 2014'te 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..