Ruang antara bintang-bintang dipenuhi dengan gas yang dijernihkan, debu, medan magnet, dan sinar kosmik.

gas antarbintang. Massa totalnya cukup besar - beberapa persen dari total massa semua bintang di Galaksi kita. Massa jenis rata-rata gas adalah sekitar 10 -21 kg/m 3 . Dengan kepadatan seperti itu, ruang antarbintang 1-2 cm 3 hanya berisi satu atom gas.

Komposisi kimia gas antarbintang hampir sama dengan bintang: sebagian besar hidrogen, kemudian helium, dan sangat sedikit dari yang lainnya. unsur kimia.

Gas antarbintang transparan. Oleh karena itu, ia sendiri tidak terlihat di teleskop mana pun, dengan pengecualian kasus-kasus ketika berada di dekat bintang panas. Sinar ultraviolet, sebagai lawan balok cahaya tampak, diserap oleh gas dan memberikan energinya. Karena itu, bintang panas memanaskan gas di sekitarnya dengan radiasi ultravioletnya hingga suhu sekitar 10.000 K. Gas yang dipanaskan mulai memancarkan cahayanya sendiri, dan kita mengamatinya sebagai nebula gas terang (lihat Nebula).

Gas yang lebih dingin dan "tidak terlihat" diamati dengan metode astronomi radio (lihat Astronomi radio). Atom hidrogen dalam medium yang dijernihkan memancarkan gelombang radio pada panjang gelombang sekitar 21 cm.Oleh karena itu, aliran gelombang radio merambat terus menerus dari daerah gas antarbintang. Dengan menerima dan menganalisis radiasi ini, para ilmuwan akan belajar tentang kepadatan, suhu, dan pergerakan gas antarbintang di luar angkasa.

Ternyata itu didistribusikan secara tidak merata di ruang angkasa. Ada awan gas dengan ukuran mulai dari satu hingga beberapa ratus tahun cahaya dan dengan suhu rendah - dari puluhan hingga ratusan derajat Kelvin. Ruang antara awan diisi dengan gas antar awan yang lebih panas dan langka.

Jauh dari bintang panas, gas dipanaskan terutama oleh sinar-X dan sinar kosmik, yang terus menerus menembus ruang antarbintang ke segala arah. Itu juga dapat dipanaskan hingga suhu tinggi oleh gelombang kompresi supersonik - gelombang kejut yang merambat dengan kecepatan tinggi dalam gas. Mereka terbentuk dalam ledakan supernova dan tumbukan massa gas yang bergerak cepat.

Semakin tinggi densitas gas, atau semakin masif awan gas, semakin banyak energi yang dibutuhkan untuk memanaskannya. Oleh karena itu, di awan padat, suhu gas antarbintang sangat rendah: ada awan dengan suhu dari beberapa hingga beberapa puluh derajat Kelvin. Di area seperti itu, hidrogen dan unsur kimia lainnya digabungkan menjadi molekul. Pada saat yang sama, pancaran radio pada panjang gelombang 21 cm melemah, karena hidrogen dari atom (H) menjadi molekul (H 2). Namun di sisi lain, garis pancaran radio dari berbagai molekul muncul pada panjang gelombang dari beberapa milimeter hingga beberapa puluh sentimeter. Garis-garis ini diamati dan dapat digunakan untuk menilai kondisi fisik gas di awan dingin, yang sering disebut sebagai awan molekul atau kompleks gas molekuler.

Dengan pengamatan radio di garis emisi molekul di Galaksi kita, itu ditemukan jumlah besar awan molekul raksasa dengan massa setidaknya 100 ribu massa matahari. Jumlah total gas yang terkandung di dalamnya sebanding dengan jumlah atom hidrogen di Galaksi. Area dengan jumlah terbanyak kepadatan tinggi gas molekuler di galaksi membentuk cincin lebar di sekitar pusat dengan jari-jari 5-7 kpc.

Menggunakan garis pancaran radio di medium antarbintang, para astronom berhasil mendeteksi beberapa lusin jenis molekul: dari yang sederhana molekul diatomik CH, CO, CN up seperti molekul asam format, etil atau metil alkohol, dan molekul poliatomik yang lebih kompleks. Tetapi molekul yang paling umum masih molekul hidrogen H 2.

Kepadatan dan suhu awan molekuler sedemikian rupa sehingga gas di dalamnya cenderung memadat dan mengembun di bawah pengaruh gravitasinya sendiri. Proses ini tampaknya mengarah pada pembentukan bintang. Memang, awan molekul dingin sering hidup berdampingan dengan bintang muda.

Karena transformasi gas antarbintang menjadi bintang, cadangannya di Galaxy secara bertahap habis. Tetapi sebagian gas kembali dari bintang ke medium antarbintang. Ini terjadi selama ledakan baru dan supernova, selama aliran materi dari permukaan bintang, dan selama pembentukan nebula planet oleh bintang.

Di Galaksi kita, seperti di kebanyakan galaksi lain, gas terkonsentrasi ke arah bidang piringan bintang, membentuk lapisan setebal sekitar 100 ps. Menjelang tepi galaksi, ketebalan lapisan ini secara bertahap meningkat. Gas mencapai kepadatan tertinggi di inti Galaksi dan pada jarak 5÷7 kpc darinya.

Pada jarak yang sangat jauh dari piringan Galaksi, ruang dipenuhi dengan gas yang sangat panas (lebih dari satu juta derajat) dan sangat langka, tetapi massa totalnya kecil dibandingkan dengan massa gas antarbintang di dekat bidang Galaksi.

debu antarbintang. Gas antarbintang mengandung debu sebagai campuran kecil untuk itu (sekitar 1% massa). Kehadiran debu terlihat terutama oleh penyerapan dan refleksi cahaya bintang. Karena penyerapan cahaya oleh debu, kita hampir tidak bisa melihat ke arah Bima Sakti bintang-bintang yang terletak lebih jauh dari 3-4 ribu tahun cahaya dari kita. Redaman cahaya terutama kuat di wilayah spektrum biru (panjang gelombang pendek). Inilah sebabnya mengapa bintang yang jauh tampak memerah. Terutama buram karena kepadatan debu yang tinggi adalah gas padat dan awan debu - butiran.

Partikel debu individu sangat ukuran kecil- beberapa sepersepuluh ribu milimeter. Mereka mungkin terdiri dari karbon, silikon, dan berbagai gas beku. Inti atau inti butiran debu kemungkinan besar terbentuk di atmosfer bintang raksasa yang dingin. Dari sana, mereka "meledak" oleh tekanan cahaya bintang ke ruang antarbintang, di mana molekul hidrogen, air, metana, amonia, dan gas lainnya "membeku" di atasnya.

Medan magnet antarbintang. Media antarbintang diresapi dengan medan magnet yang lemah. Itu sekitar 100.000 kali lebih lemah Medan gaya Bumi. Tetapi medan antarbintang mencakup volume luar angkasa yang sangat besar, dan oleh karena itu energi totalnya sangat besar.

Medan magnet antarbintang praktis tidak berpengaruh pada bintang atau planet, tetapi secara aktif berinteraksi dengan partikel bermuatan yang bergerak di ruang antarbintang - sinar kosmik. Dengan bekerja pada elektron cepat, medan magnet "membuat" mereka memancarkan gelombang radio. Medan magnet mengarahkan butiran debu antarbintang yang memanjang dengan cara tertentu, dan cahaya bintang jauh yang melewati debu antarbintang memperoleh properti baru - itu menjadi terpolarisasi.

Medan magnet memiliki pengaruh yang sangat besar terhadap pergerakan gas antarbintang. Ini dapat, misalnya, memperlambat rotasi awan gas, mencegah kompresi gas yang kuat, atau dengan demikian mengarahkan pergerakan awan gas untuk memaksa mereka berkumpul menjadi kompleks gas dan debu yang besar.

Sinar kosmik dijelaskan secara rinci dalam artikel yang sesuai.

Keempat komponen medium antarbintang saling berhubungan erat satu sama lain. Interaksi mereka kompleks dan belum sepenuhnya jelas. Saat mempelajari medium antarbintang, astrofisikawan mengandalkan pengamatan langsung dan cabang teori fisika seperti fisika plasma, fisika atom dan dinamika gas magnetik.

nebula gas. Nebula gas yang paling terkenal adalah di konstelasi Orion (229), panjangnya lebih dari 6 ps, terlihat pada malam tanpa bulan bahkan dengan mata telanjang. Tak kalah indahnya adalah nebula Omega, Lagoon, dan Trifid di konstelasi Sagitarius, Amerika Utara dan Pelican di Cygnus, nebula di Pleiades, dekat bintang h Carina, Rosette di konstelasi Monoceros, dan banyak lainnya. Total ada sekitar 400 objek seperti itu. Secara alami, jumlah total mereka di Galaxy jauh lebih besar, tetapi kami tidak melihatnya karena penyerapan cahaya antarbintang yang kuat. Spektrum nebula gas mengandung garis emisi terang, yang membuktikan sifat gas dari pancarannya. Nebula paling terang juga menunjukkan spektrum kontinu yang lemah. Sebagai aturan, garis hidrogen Ha dan Hb dan garis nebular terkenal dengan panjang gelombang 5007 dan 4950 , yang muncul selama transisi terlarang oksigen terionisasi ganda O III, paling menonjol. Sebelum garis-garis ini dapat diidentifikasi, diasumsikan bahwa mereka dipancarkan oleh nebulium elemen hipotetis. Juga intens adalah dua garis terlarang dekat oksigen terionisasi tunggal O II dengan panjang gelombang sekitar 3727 , garis nitrogen, dan sejumlah elemen lainnya. Di dalam nebula gas atau di sekitarnya, seseorang hampir selalu dapat menemukan bintang panas. tipe spektral O atau B0, yang merupakan penyebab pancaran seluruh nebula. Bintang-bintang panas ini memiliki radiasi ultraviolet yang sangat kuat, yang mengionisasi dan menyebabkan gas di sekitarnya bersinar, seperti halnya di nebula planet (lihat 152). Energi kuantum ultraviolet bintang yang diserap oleh atom nebula sebagian besar digunakan untuk mengionisasi atom. Sisa energi dihabiskan untuk memberikan kecepatan ke elektron bebas, yaitu, pada akhirnya diubah menjadi panas. Dalam gas terionisasi, proses rekombinasi terbalik juga harus terjadi dengan kembalinya elektron ke keadaan terikat. Namun, paling sering ini diimplementasikan melalui perantara tingkat energi, sehingga alih-alih kuanta ultraviolet keras yang awalnya diserap, atom-atom nebula memancarkan beberapa kuanta sinar tampak yang kurang energik (proses ini disebut fluoresensi). Jadi, di nebula, ada semacam "penghancuran" kuanta ultraviolet bintang dan pemrosesannya menjadi radiasi yang sesuai dengan garis spektral. spektrum terlihat. Radiasi di jalur hidrogen, oksigen terionisasi, dan nitrogen, yang mengarah ke pendinginan gas, menyeimbangkan masukan panas melalui ionisasi. Akibatnya, suhu nebula ditetapkan pada tingkat orde tertentu, yang dapat diverifikasi oleh emisi radio termal gas. Jumlah kuanta yang dipancarkan dalam setiap garis spektral pada akhirnya sebanding dengan jumlah rekombinasi, yaitu, jumlah tumbukan elektron dengan ion. Dalam gas yang terionisasi kuat, konsentrasi keduanya sama, yaitu karena, menurut (7.18), frekuensi tumbukan satu partikel sebanding dengan n, jumlah total tumbukan semua ion dengan elektron per satuan volume sebanding dengan produk sembilan, yaitu Oleh karena itu, jumlah total kuanta yang dipancarkan oleh nebula, atau kecerahannya di langit, sebanding dengan penjumlahan di sepanjang garis pandang. Untuk nebula homogen dengan panjang L, ini memberikan. Produk ini disebut ukuran emisi dan adalah karakteristik yang paling penting nebula gas: nilainya mudah diperoleh dari pengamatan langsung kecerahan nebula. Pada saat yang sama, ukuran emisi terkait dengan main parameter fisik nebula - kerapatan gas. Jadi, dengan mengukur ukuran emisi dari nebula gas, seseorang dapat memperkirakan konsentrasi partikel ne, yang ternyata berada di urutan 102-103 cm-3 dan bahkan lebih untuk yang paling terang di antara mereka. Seperti yang dapat dilihat, konsentrasi partikel dalam nebula gas jutaan kali lebih sedikit daripada di korona matahari, dan miliaran kali lebih sedikit daripada yang dapat disediakan oleh pompa vakum modern terbaik. Penghalusan gas yang luar biasa kuat menjelaskan munculnya garis-garis terlarang dalam spektrumnya, yang intensitasnya sebanding dengan garis-garis yang diizinkan. Dalam gas biasa, atom tereksitasi tidak memiliki waktu untuk memancarkan garis terlarang, karena jauh lebih awal dari ini terjadi, mereka akan bertabrakan dengan partikel lain (terutama elektron) dan memberi mereka energi eksitasi tanpa memancarkan kuantum. Dalam nebula gas pada suhu 104 K, kecepatan termal rata-rata elektron mencapai 500 km/s, dan waktu antara tumbukan, dihitung dengan rumus (7.17) pada konsentrasi ne = 102 cm 3, ternyata 2 × 106 detik, yaitu, sedikit kurang dari sebulan, yang jutaan kali lebih lama dari "masa hidup" atom dalam keadaan tereksitasi untuk sebagian besar transisi terlarang. Zona H I dan H II. Seperti yang baru saja kita lihat, bintang-bintang panas mengionisasi gas pada jarak yang jauh di sekitar mereka. Karena ini terutama hidrogen, terutama kuanta Lyman dengan panjang gelombang lebih pendek dari 912 yang mengionisasinya. Tapi di dalam jumlah besar mereka hanya dapat diberikan oleh bintang kelas spektral O dan B0, di mana suhu efektif Teff 3×104 K dan emisi maksimum terletak di bagian spektrum ultraviolet. Perhitungan menunjukkan bahwa bintang-bintang ini mampu mengionisasi gas dengan konsentrasi 1 atom dalam 1 cm3 hingga jarak beberapa puluh parsec. Gas terionisasi transparan terhadap radiasi ultraviolet, netral, sebaliknya, dengan rakus menyerapnya. Akibatnya, daerah ionisasi di sekitar bintang panas (dalam lingkungan yang homogen itu bola!) memiliki batas yang sangat tajam, di luar itu gas tetap netral. Dengan demikian, gas dalam medium antarbintang dapat terionisasi sempurna atau netral. Daerah pertama disebut zona H II, yang kedua - zona H I. Ada relatif sedikit bintang panas, dan oleh karena itu nebula gas membentuk fraksi yang tidak signifikan (sekitar 5%) dari seluruh medium antarbintang. Pemanasan daerah HI terjadi karena efek pengion dari sinar kosmik, kuanta sinar-X, dan total radiasi foton bintang. Dalam hal ini, atom karbon terionisasi terlebih dahulu. Radiasi karbon terionisasi adalah mekanisme utama pendinginan gas di zona HI. kondisi suhu, dilakukan tergantung pada nilai densitas. Yang pertama, ketika suhu diatur pada beberapa ratus derajat, diwujudkan dalam awan debu satu kali, di mana kepadatannya relatif tinggi, yang kedua - di ruang di antara mereka, di mana gas yang dimurnikan dipanaskan hingga beberapa ribu derajat. Area dengan nilai menengah kepadatannya menjadi tidak stabil dan gas yang awalnya homogen pasti akan terpisah menjadi dua fase - awan yang relatif padat dan media yang sangat jarang di sekitarnya. Jadi, ketidakstabilan termal adalah alasan utama struktur medium antarbintang yang "kasar" dan berawan. Garis serapan antarbintang. Keberadaan gas dingin di ruang antar bintang terbukti pada awal abad ke-20. astronom Jerman Hartmann, yang mempelajari spektrum bintang biner, di mana garis-garis spektrum, sebagaimana dicatat dalam 157, harus mengalami pergeseran periodik. Hartmann menemukan dalam spektrum beberapa bintang (terutama yang jauh dan panas) stasioner (yaitu, tidak mengubah panjang gelombangnya) garis H dan K kalsium terionisasi. Selain fakta bahwa panjang gelombangnya tidak berubah, seperti semua garis lainnya, mereka berbeda bahkan dalam lebarnya yang lebih kecil. Pada saat yang sama, garis H dan K sama sekali tidak ada pada bintang yang cukup panas. Semua ini menunjukkan bahwa garis stasioner tidak muncul di atmosfer bintang, tetapi karena penyerapan gas di ruang antar bintang. Selanjutnya, garis penyerapan antarbintang dari atom lain ditemukan: kalsium netral, natrium, kalium, besi, titanium, serta beberapa senyawa molekuler. Namun, studi spektroskopi paling lengkap tentang gas antarbintang dingin menjadi mungkin karena pengamatan ekstra-atmosfer dari garis penyerapan antarbintang di bagian ultraviolet jauh dari spektrum, di mana garis resonansi dari unsur-unsur kimia yang paling penting terkonsentrasi, di mana, jelas, gas "dingin" harus menyerap sebagian besar dari semuanya. Secara khusus, garis resonansi hidrogen (La), karbon, nitrogen, oksigen, magnesium, silikon dan atom lainnya diamati. Data yang paling dapat diandalkan tentang komposisi kimia dapat diperoleh dari intensitas garis resonansi. Ternyata komposisi gas antarbintang umumnya mendekati komposisi kimia standar bintang, meski beberapa unsur berat terkandung di dalamnya dalam jumlah yang lebih kecil. Sebuah studi tentang garis serapan antarbintang dengan dispersi besar memungkinkan untuk memperhatikan bahwa paling sering mereka pecah menjadi beberapa komponen sempit individu dengan pergeseran Doppler yang berbeda sesuai dengan kecepatan radial rata-rata ±10 km/detik. Ini berarti bahwa di zona HI, gas terkonsentrasi di awan yang terpisah, ukuran dan lokasinya persis sama dengan awan debu yang dibahas di akhir paragraf sebelumnya. Satu-satunya perbedaan adalah bahwa massa gas rata-rata 100 kali lebih banyak. Akibatnya, gas dan debu di medium antarbintang terkonsentrasi di tempat yang sama, meskipun kerapatan relatifnya bisa sangat bervariasi dari satu daerah ke daerah lain. Seiring dengan awan individu, yang terdiri dari gas terionisasi atau netral, Galaksi diamati jauh lebih besar dalam ukuran, massa dan kepadatan materi antarbintang dingin, yang disebut kompleks gas-debu. Yang paling dekat dengan kita adalah kompleks terkenal di Orion, yang mencakup, bersama dengan banyak objek luar biasa, Nebula Orion yang terkenal. Di wilayah seperti itu, yang dibedakan oleh struktur yang kompleks dan sangat tidak homogen, proses pembentukan bintang, yang sangat penting bagi kosmogoni, terjadi. Radiasi monokromatik hidrogen netral. Garis serapan antarbintang sampai batas tertentu hanya memberikan cara tidak langsung menjelaskan sifat-sifat daerah HI Bagaimanapun, ini hanya dapat dilakukan ke arah bintang-bintang panas. Gambaran paling lengkap dari distribusi hidrogen netral di Galaksi hanya dapat dibuat berdasarkan emisi hidrogen itu sendiri. Untungnya, kemungkinan seperti itu ada dalam astronomi radio karena adanya garis spektrum radiasi hidrogen netral pada panjang gelombang 21 cm. Total atom hidrogen yang memancarkan garis 21 cm begitu besar sehingga lapisan yang terletak di bidang Galaxy ternyata sangat buram terhadap emisi radio 21 cm hanya untuk 1 kpc. Oleh karena itu, jika semua hidrogen netral di Galaksi tidak bergerak, kita tidak dapat mengamatinya di luar jarak sekitar 3% dari ukuran Galaksi. Pada kenyataannya ini terjadi, untungnya, hanya dalam arah ke pusat dan antipusat Galaksi, di mana, seperti yang kita lihat di 167, tidak ada gerakan relatif di sepanjang garis pandang. Namun, di semua arah lain, karena rotasi galaksi, ada perbedaan kecepatan radial dari berbagai objek yang meningkat seiring dengan jarak. Oleh karena itu, kita dapat mengasumsikan bahwa setiap wilayah Galaksi yang dicirikan oleh nilai tertentu kecepatan radial, karena pergeseran Doppler, ia memancarkan, seolah-olah, garis "sendiri" dengan panjang gelombang tidak 21 cm, tetapi sedikit lebih atau kurang, tergantung pada arah kecepatan radial. Volume gas yang lebih dekat memiliki pencampuran yang berbeda dan oleh karena itu tidak mengganggu pengamatan daerah yang lebih jauh. Profil masing-masing garis tersebut memberikan gambaran tentang kerapatan gas pada jarak yang sesuai dengan nilai tertentu dari efek rotasi diferensial Galaksi. Gambar 230 menunjukkan distribusi hidrogen netral di Galaksi yang diperoleh dengan cara ini. Terlihat dari gambar bahwa hidrogen netral terdistribusi tidak merata di galaksi. Ada peningkatan kepadatan pada jarak tertentu dari pusat, yang tampaknya merupakan elemen struktur spiral Galaksi, dikonfirmasi oleh distribusi bintang panas dan nebula difus. Berdasarkan polarisasi cahaya yang ditemukan di bintang-bintang jauh, ada alasan untuk percaya bahwa garis-garis gaya dari bagian utama medan magnet diarahkan di sepanjang lengan spiral. Galaksi, yang akan dibahas nanti sehubungan dengan sinar kosmik. Pengaruh medan ini dapat menjelaskan fakta bahwa sebagian besar nebula terang dan gelap memanjang di sepanjang cabang spiral, yang penampilannya pasti terhubung dengan medan magnet. molekul antarbintang. Beberapa garis serapan antarbintang telah diidentifikasi dengan spektrum molekul. Namun, dalam jangkauan optik mereka hanya diwakili oleh senyawa CH, CH+, dan CN. Secara signifikan panggung baru dalam studi tentang medium antarbintang dimulai pada tahun 1963, ketika dalam kisaran panjang gelombang 18 cm dimungkinkan untuk mendaftarkan jalur radio penyerapan hidroksil yang diprediksi sedini tahun 1953. Pada awal 1970-an, mereka ditemukan dalam spektrum emisi radio antarbintang. medium. garis beberapa lusin molekul lagi, dan pada tahun 1973, garis resonansi molekul H2 antarbintang dengan panjang gelombang 1092 difoto pada satelit khusus "Copernicus". Ternyata molekul hidrogen membentuk fraksi yang sangat signifikan dari medium antarbintang. Berdasarkan spektrum molekuler, analisis terperinci dari kondisi di awan HI "dingin" dilakukan, proses yang menentukan kesetimbangan termalnya disempurnakan, dan data tentang dua rezim termal yang diberikan di atas diperoleh. Sebuah studi rinci tentang spektrum senyawa molekul antarbintang CH, CH+, CN, H2, CO, OH, CS, SiO, SO dan lain-lain memungkinkan untuk mengungkapkan keberadaan elemen baru dalam struktur medium antarbintang - awan molekuler , di mana. bagian penting dari materi antarbintang terkonsentrasi. Suhu gas di awan seperti itu dapat berkisar dari 5 hingga 50 eK, dan konsentrasi molekul dapat mencapai beberapa ribu molekul per 1 cm 3, dan terkadang lebih. Maser luar angkasa. Dalam spektrum radio beberapa awan gas-debu, alih-alih garis penyerapan hidroksil, secara tak terduga, ... garis emisi ditemukan. Radiasi ini memiliki sejumlah fitur penting. Pertama-tama, intensitas relatif dari keempat jalur radio radiasi hidroksil ternyata anomali, yaitu, tidak sesuai dengan suhu gas, dan radiasi di dalamnya sangat terpolarisasi (kadang-kadang hingga 100%). Garisnya sendiri sangat sempit. Ini berarti bahwa mereka tidak dapat dipancarkan oleh atom biasa yang mengalami gerakan termal. Di sisi lain, ternyata sumber emisi hidroksil sangat kecil (puluhan unit astronomi!), sehingga untuk mendapatkan fluks radiasi yang diamati dari mereka, perlu untuk menghubungkannya dengan kecerahan yang mengerikan - seperti bahwa tubuh dipanaskan sampai suhu 1014−1015 K! Jelas bahwa tidak ada pertanyaan tentang mekanisme termal apa pun untuk munculnya kekuatan seperti itu. Tak lama setelah penemuan emisi, OH ditemukan tipe baru sumber "ultra-kompak" yang sangat terang memancarkan jalur radio uap air dengan panjang gelombang 1,35 cm Kesimpulan tentang kekompakan luar biasa sumber emisi OH diperoleh langsung dari pengamatan dimensi sudutnya. Metode modern astronomi radio memungkinkan untuk menentukan dimensi sudut sumber titik dengan resolusi ribuan kali lebih baik daripada teleskop optik. Untuk ini, antena yang beroperasi secara sinkron (interferometer) digunakan, terletak di berbagai bagian dunia(interferometer antarbenua). Dengan bantuan mereka, ditemukan bahwa dimensi sudut dari banyak sumber kompak kurang dari 3×10−4 detik busur! Fitur penting radiasi dari sumber kompak adalah variabilitasnya, yang sangat kuat dalam hal emisi H2O. Dalam beberapa minggu dan bahkan berhari-hari, profil garis benar-benar berubah. Terkadang variasi yang signifikan terjadi dalam 5 menit, yang hanya mungkin jika ukuran sumber tidak melebihi jarak yang ditempuh cahaya selama waktu ini (jika tidak, fluktuasi akan dikompensasikan secara statistik). Dengan demikian, ukuran daerah yang memancarkan garis H2O dapat berada pada orde 1 AU! Seperti yang ditunjukkan oleh pengamatan, di wilayah yang sama dengan dimensi beberapa persepuluh parsec terdapat banyak sumber, beberapa di antaranya hanya memancarkan garis OH, dan beberapa hanya memancarkan garis H2O. Satu-satunya mekanisme radiasi yang dikenal sejauh ini dalam fisika yang mampu menghasilkan daya yang sangat besar dalam rentang spektrum yang sangat sempit adalah radiasi koheren (yaitu, fase dan arahnya identik). generator kuantum, yang biasanya disebut laser dalam jangkauan optik, dan maser dalam jangkauan radio. Sumber kompak emisi OH dan H2O kemungkinan besar adalah maser kosmik alam raksasa. Ada banyak alasan untuk percaya bahwa maser kosmik berhubungan dengan daerah di mana proses pembentukan bintang terjadi secara harfiah di depan mata kita. Mereka paling sering ditemukan di zona H II, di mana bintang-bintang muda yang masif dan sangat panas dari kelas spektral O dan B telah muncul. Dalam banyak kasus, mereka bertepatan dengan sangat padat, kaya debu, dan karenanya sangat buram. zona khusus H II, yang terdeteksi hanya karena emisi radio termalnya. Dimensi zona ini sekitar 0,1 ps, dan kepadatan materi ratusan kali lebih besar daripada di awan antarbintang biasa. Alasan ionisasi mereka jelas merupakan bintang panas yang tidak dapat diamati yang dikelilingi oleh awan buram yang padat. Kadang-kadang benda-benda ini diamati sebagai sumber titik radiasi infra merah. Mereka pasti formasi eksklusif muda dengan usia orde puluhan ribu tahun. Di belakang lebih banyak waktu medium gas-debu padat yang mengelilingi bintang panas yang baru terbentuk harus mengembang di bawah aksi tekanan ringan bintang panas, yang kemudian akan terlihat. Bintang-bintang seperti itu, dikelilingi oleh cangkang padat yang mengembang, menerima nama kiasan "bintang kepompong". Dalam kondisi yang sangat spesifik, namun tetap alami ini, efek maser tampaknya terwujud.

adalah zat yang diamati di ruang antara bintang-bintang.

Baru-baru ini, secara komparatif, dimungkinkan untuk membuktikan bahwa bintang tidak ada dalam kekosongan mutlak dan bahwa luar angkasa tidak sepenuhnya transparan. Namun demikian, asumsi tersebut telah dibuat untuk waktu yang lama. Kembali di pertengahan abad ke-19. Astronom Rusia V. Struve mencoba (meskipun tanpa sukses khusus) metode ilmiah temukan bukti tak terbantahkan bahwa ruang tidak kosong, dan cahaya dari bintang-bintang jauh diserap di dalamnya.

Kehadiran medium penyerap yang dijernihkan secara meyakinkan ditunjukkan kurang dari seratus tahun yang lalu, pada paruh pertama abad ke-20, dengan membandingkan sifat-sifat yang diamati dari gugus bintang yang jauh pada jarak yang berbeda dari kita. Ini dilakukan secara independen oleh astronom Amerika Robert Trumpler (1896–1956) dan astronom Soviet B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994).tidak sepenuhnya transparan, terutama di arah yang dekat dengan arah Bima Sakti. Kehadiran debu berarti bahwa kecerahan yang tampak dan warna yang diamati dari bintang-bintang jauh terdistorsi, dan untuk mengetahui nilai sebenarnya, diperlukan perhitungan kepunahan yang agak rumit. Debu, dengan demikian, dianggap oleh para astronom sebagai penghalang yang tidak menguntungkan, mengganggu studi objek yang jauh. Tetapi pada saat yang sama, minat muncul dalam studi debu sebagai media fisik - para ilmuwan mulai mencari tahu bagaimana partikel debu dibuat dan dihancurkan, bagaimana debu bereaksi terhadap radiasi, dan apa peran debu dalam pembentukan bintang.

Dengan perkembangan astronomi radio pada paruh kedua abad ke-20. menjadi mungkin untuk mempelajari medium antarbintang dengan emisi radionya. Sebagai hasil dari pencarian yang disengaja, radiasi atom hidrogen netral ditemukan di ruang antarbintang pada frekuensi 1420 MHz (yang sesuai dengan panjang gelombang 21 cm). Radiasi pada frekuensi ini (atau, seperti yang mereka katakan, di jalur radio) diprediksi oleh astronom Belanda Hendrik van de Hulst pada tahun 1944 berdasarkan mekanika kuantum, dan ditemukan pada tahun 1951 setelah menghitung intensitas yang diharapkan oleh ahli astrofisika Soviet. I.S. Shklovsky. Shklovsky juga menunjukkan kemungkinan mengamati radiasi berbagai molekul dalam jangkauan radio, yang, pada kenyataannya, ditemukan kemudian. Massa gas antarbintang, yang terdiri dari atom netral dan gas molekuler yang sangat dingin, ternyata sekitar seratus kali lebih besar daripada massa debu yang dijernihkan. Tetapi gas tersebut benar-benar transparan terhadap cahaya tampak, sehingga tidak dapat dideteksi dengan metode yang sama seperti saat debu ditemukan.

Dengan munculnya teleskop sinar-X yang dipasang di observatorium ruang angkasa, komponen terpanas dari medium antarbintang, ditemukan - gas yang sangat langka dengan suhu jutaan dan puluhan juta derajat. Mustahil untuk "melihat" gas ini baik dengan pengamatan optik atau dengan pengamatan di jalur radio - mediumnya terlalu dijernihkan dan sepenuhnya terionisasi, tetapi, bagaimanapun, ia mengisi sebagian besar volume seluruh Galaksi kita.

Perkembangan pesat astrofisika, yang mempelajari interaksi materi dan radiasi di luar angkasa, serta munculnya kemungkinan pengamatan baru, memungkinkan untuk mempelajari secara rinci proses fisik di media antarbintang. Seluruh bidang ilmiah muncul - dinamika gas kosmik dan elektrodinamika kosmik, yang mempelajari sifat-sifat media kosmik yang dijernihkan. Para astronom telah belajar untuk menentukan jarak ke awan gas, untuk mengukur suhu, kepadatan dan tekanan gas, komposisi kimianya, untuk memperkirakan kecepatan pergerakan materi. Pada paruh kedua abad ke-20 gambar yang kompleks muncul distribusi spasial medium antarbintang dan interaksinya dengan bintang. Ternyata kemungkinan kelahiran bintang tergantung pada kepadatan dan jumlah gas dan debu antarbintang, dan bintang-bintang (pertama-tama, yang paling masif di antara mereka), pada gilirannya, mengubah sifat-sifat media antarbintang di sekitarnya - mereka memanaskannya, mendukung pergerakan gas yang konstan, mengisi kembali medium dengan zatnya mengubah komposisi kimianya. Studi semacam itu sistem yang kompleks sebagai "bintang - medium antarbintang" ternyata menjadi masalah astrofisika yang sangat sulit, terutama mengingat massa total medium antarbintang di Galaksi dan komposisi kimianya perlahan berubah di bawah pengaruh berbagai faktor. Oleh karena itu, kita dapat mengatakan bahwa seluruh sejarah sistem bintang kita, yang berlangsung miliaran tahun, tercermin dalam medium antarbintang.

Kaplan S.A., Pikelner S.B. Fisika medium antarbintang. M., 1979
Shklovsky I.S. Bintang: kelahiran, hidup dan mati mereka. M., 1984
Spitzer L. Ruang antara bintang-bintang. M., 1986
Bochkarev N.G. Dasar-dasar fisika medium antarbintang. M., 1992
Surdin V.G. Kelahiran bintang. M., 1997
Kononovich E.V., Moroz V.I. Kursus umum astronomi. M., 2001

Mencari " MEDIUM ANTAR BINTANG" pada

Bagian kedua KEHIDUPAN DI ALAM SEMESTA

11. Kondisi yang diperlukan untuk kemunculan dan perkembangan kehidupan di planet

Bagian ketiga KEHIDUPAN CERDAS DI ALAM SEMESTA

20. Komunikasi radio antar peradaban yang terletak di sistem planet yang berbeda

21. Kemungkinan komunikasi antarbintang dengan metode optik

22. Komunikasi dengan peradaban alien menggunakan probe otomatis

23. Analisis teoretis dan probabilistik komunikasi radio antarbintang. Sifat sinyal

24. Tentang kemungkinan kontak langsung antara peradaban asing

25. Keterangan tentang kecepatan dan sifat perkembangan teknologi umat manusia

II. Apakah komunikasi dengan makhluk cerdas dari planet lain mungkin?

Bagian Pertama ASPEK ASTRONOMI MASALAH

3. Medium antarbintang Berdasarkan ide-ide modern, bintang-bintang terbentuk oleh kondensasi dari gas antarbintang yang sangat langka dan medium debu. Oleh karena itu, sebelum berbicara tentang cara evolusi bintang, kita harus memikirkan sifat-sifat medium antarbintang. Pertanyaan ini juga memiliki arti mandiri untuk masalah yang kita minati. Secara khusus, masalah pendirian berbagai jenis hubungan antara peradaban yang terletak di lokasi yang berbeda sistem planet, tergantung pada sifat medium yang mengisi ruang antarbintang yang memisahkan peradaban ini. Gas antarbintang ditemukan pada awal abad ini karena penyerapan dalam garis kalsium terionisasi, yang dihasilkannya dalam spektrum bintang panas jauh *. Sejak itu, metode untuk mempelajari gas antarbintang terus ditingkatkan dan dicapai tingkat tinggi kesempurnaan. Sebagai hasil dari pekerjaan ekstensif selama bertahun-tahun yang dilakukan oleh para astronom, sekarang sifat-sifat gas antarbintang dapat dianggap cukup dikenal: Massa jenis medium gas antarbintang dapat diabaikan. Rata-rata, di wilayah ruang antarbintang yang terletak tidak jauh dari bidang galaksi, terdapat sekitar 1 atom dalam 1 cm3. Ingatlah bahwa dalam volume udara yang sama terdapat 2,7x10 19 molekul. Bahkan dalam ruang hampa udara yang paling sempurna pun konsentrasi atom tidak kurang dari 10 3 cm 3 . Namun medium antarbintang tidak dapat dianggap sebagai ruang hampa! Faktanya adalah bahwa, seperti yang diketahui, ruang hampa adalah sistem di mana jalur bebas rata-rata atom atau molekul melebihi dimensi karakteristik sistem ini. Namun, di ruang antarbintang panjang rata-rata Lintasan bebas atom ratusan kali lebih kecil dari jarak antar bintang. Oleh karena itu, kami memiliki hak untuk menganggap gas antarbintang sebagai media yang kontinu dan dapat dimampatkan dan menerapkan hukum dinamika gas pada media ini. Komposisi kimia gas antarbintang dipelajari dengan cukup baik. Dia mirip dengan komposisi kimia lapisan luar bintang urutan utama. Atom hidrogen dan helium mendominasi, atom logam relatif sedikit. Senyawa molekul paling sederhana (misalnya, CO, CN) hadir dalam jumlah yang cukup mencolok. Ada kemungkinan bahwa sebagian besar gas antarbintang berada dalam bentuk hidrogen molekuler. Perkembangan astronomi ekstra-atmosfer membuka kemungkinan untuk mengamati garis-garis molekul hidrogen di bagian spektrum ultraviolet jauh. Sifat fisik gas antarbintang pada dasarnya bergantung pada apakah ia relatif dekat dengan bintang panas atau, sebaliknya, cukup jauh darinya. Faktanya adalah bahwa radiasi ultraviolet bintang panas, benar-benar mengionisasi hidrogen pada jarak yang sangat jauh. Dengan demikian, bintang kelas 05 mengionisasi hidrogen di sekitarnya di wilayah raksasa dengan radius sekitar 100 pc. Suhu gas antarbintang di wilayah tersebut (didefinisikan sebagai karakteristik gerakan termal acak partikel) mencapai 10 ribu K. ​​Dalam kondisi ini, media antarbintang memancarkan garis individu di bagian spektrum yang terlihat, khususnya garis hidrogen merah. . Wilayah medium antarbintang ini disebut "zona HII". Namun kebanyakan medium antarbintang cukup jauh dari bintang panas. Hidrogen tidak terionisasi di sana. Suhu gas rendah, sekitar 100 K atau lebih rendah. Di sinilah terdapat sejumlah besar molekul hidrogen. Selain gas, komposisi medium antarbintang termasuk debu kosmik. Dimensi butiran debu tersebut adalah 10 -4 - 10 -5 cm, mereka adalah alasan penyerapan cahaya di ruang antarbintang, karena itu kita tidak dapat mengamati objek yang terletak di bidang galaksi pada jarak lebih dari 2-3 ribu pc . Untungnya, debu kosmik, seperti gas antarbintang yang terkait dengannya, sangat terkonsentrasi di bidang galaksi. Ketebalan lapisan gas-debu hanya sekitar 250 pc. Oleh karena itu, radiasi dari benda luar angkasa, arah di mana membuat sudut signifikan dengan bidang galaksi, diserap secara tidak signifikan. Gas dan debu antarbintang bercampur. Rasio kepadatan rata-rata gas dan debu di ruang antarbintang adalah sekitar 100:1. Pengamatan menunjukkan bahwa kerapatan spasial medium antarbintang gas dan debu bervariasi sangat tidak beraturan. Media ini dicirikan oleh distribusi "kasar" yang diucapkan. Itu ada dalam bentuk awan (di mana kepadatannya 10 kali lebih tinggi dari rata-rata), dipisahkan oleh daerah di mana kepadatannya dapat diabaikan. Awan gas dan debu ini terkonsentrasi terutama di lengan spiral Galaksi dan berpartisipasi dalam rotasi galaksi. Awan terpisah memiliki kecepatan 6-8 km/s, seperti yang telah disebutkan. Awan terpadat ini diamati sebagai nebula gelap atau terang. Sejumlah besar informasi tentang sifat gas antarbintang telah diperoleh selama tiga dekade terakhir berkat penggunaan metode astronomi radio yang sangat efektif. Investigasi gas antarbintang pada gelombang 21 cm sangat bermanfaat.Gelombang macam apa ini? Kembali di tahun empat puluhan, secara teoritis diprediksi bahwa atom netral hidrogen di ruang antarbintang harus memancarkan garis spektral dengan panjang gelombang 21 cm Faktanya adalah yang utama, paling "dalam" keadaan kuantum Atom hidrogen terdiri dari dua tingkat yang sangat dekat. Level-level ini berbeda dalam orientasi momen magnetik inti atom hidrogen (proton) dan elektron yang berputar di sekitarnya. Jika momen diorientasikan secara paralel, satu tingkat diperoleh, jika anti-paralel - yang lain. Energi salah satu tingkat ini agak lebih besar dari yang lain (dengan nilai yang sama dengan dua kali energi interaksi antara momen magnetik elektron dan proton). Menurut hukum fisika kuantum, dari waktu ke waktu, transisi dari level lebih banyak energi ke tingkat energi yang lebih rendah. Dalam hal ini, sebuah kuantum akan dipancarkan dengan frekuensi yang sebanding dengan perbedaan energi antara tingkat. Karena yang terakhir sangat kecil dalam kasus kami, frekuensi radiasi juga akan rendah. Panjang gelombang yang sesuai akan sama dengan 21 cm Perhitungan menunjukkan bahwa transisi seperti itu antara tingkat atom hidrogen sangat jarang terjadi: rata-rata, satu transisi terjadi untuk satu atom dalam 11 juta tahun! Untuk merasakan probabilitas yang dapat diabaikan dari proses semacam itu, cukup dikatakan bahwa ketika garis spektral dipancarkan dalam jangkauan optik, transisi terjadi setiap sepersejuta detik. Namun ternyata garis ini, yang dipancarkan oleh atom antarbintang, memiliki intensitas yang dapat diamati sepenuhnya. Karena atom antarbintang memiliki berbagai kecepatan sepanjang garis pandang, maka, karena efek Doppler, radiasi pada garis 21 cm akan "dioleskan" pada pita frekuensi tertentu sekitar 1420 MHz (frekuensi ini sesuai dengan panjang gelombang 21 cm). Dari distribusi intensitas di pita ini (yang disebut "profil garis"), seseorang dapat mempelajari semua gerakan yang melibatkan atom hidrogen antarbintang. Dengan cara ini, dimungkinkan untuk mempelajari fitur-fitur rotasi galaksi gas antarbintang, pergerakan acak dari masing-masing awan, dan juga suhunya. Selain itu, jumlah atom hidrogen di ruang antarbintang ditentukan dari pengamatan ini. Jadi, kita melihat bahwa penelitian astronomi radio pada panjang gelombang 21 cm adalah metode yang paling ampuh untuk mempelajari medium antarbintang dan dinamika Galaksi. PADA tahun-tahun terakhir galaksi lain, seperti nebula Andromeda, dipelajari dengan metode ini. Ketika ukuran teleskop radio meningkat, peluang baru akan terbuka untuk mempelajari galaksi yang lebih jauh menggunakan jalur radio hidrogen. Pada akhir tahun 1963, ditemukan jalur radio antarbintang lain milik molekul OH hidroksil, dengan panjang gelombang 18 cm. Keberadaan jalur ini secara teoritis diprediksi oleh penulis buku ini pada awal tahun 1949. ) ternyata sangat tinggi ** . Ini menegaskan kesimpulan di atas bahwa di wilayah tertentu di ruang antarbintang, gas sebagian besar berada dalam keadaan molekuler. Pada tahun 1967, jalur radio air H 2 O dengan panjang gelombang 1,35 cm ditemukan.Penyelidikan nebula gas di jalur OH dan H 2 O mengarah pada penemuan maser kosmik (lihat bab berikutnya). Selama 20 tahun terakhir, yang telah berlalu sejak penemuan tautan radio antarbintang OH, banyak tautan radio lain yang berasal dari antarbintang telah ditemukan, milik berbagai molekul. Nomor lengkap sudah lebih dari 50 molekul ditemukan dengan cara ini. Di antaranya, terutama sangat penting memiliki molekul CO yang garis radionya dengan panjang gelombang 2,64 mm diamati di hampir semua wilayah medium antarbintang. Ada molekul yang garis radionya diamati secara eksklusif di awan padat dan dingin dari medium antarbintang. Cukup tak terduga adalah penemuan di awan seperti radio link dari molekul poliatomik yang sangat kompleks, misalnya, CH 3 HCO, CH 3 CN, dll. Penemuan ini, mungkin, terkait dengan masalah asal usul kehidupan di Alam Semesta yang menyangkut kita. Jika penemuan berlanjut pada tingkat ini, siapa yang tahu jika molekul DNA dan RNA antarbintang akan terdeteksi oleh instrumen kita? (lihat bab 12). Sangat berguna adalah keadaan bahwa garis radio yang sesuai milik isotop yang berbeda dari molekul yang sama memiliki panjang gelombang yang agak berbeda. Ini memungkinkan untuk mempelajari komposisi isotop medium antarbintang, yang sangat penting untuk mempelajari masalah evolusi materi di Semesta. Secara khusus, kombinasi isotop karbon monoksida berikut diamati secara terpisah: 12 C 16 O, 13 C 16 O, dan 12 C 18 O. bantuan yang disebut jalur radio "rekombinasi", yang keberadaannya secara teoritis diprediksi bahkan sebelum penemuan mereka oleh astronom Soviet N.S. Kardashev, yang juga banyak berurusan dengan masalah komunikasi dengan peradaban luar bumi(lihat bab 26). Garis "rekombinasi" muncul selama transisi antara atom yang sangat tereksitasi (misalnya, antara tingkat 108 dan 107 dari atom hidrogen). Tingkat "tinggi" seperti itu bisa ada di medium antarbintang hanya karena kepadatannya yang sangat rendah. Perhatikan, misalnya, bahwa hanya 28 tingkat pertama atom hidrogen yang dapat ada di atmosfer matahari; tingkat yang lebih tinggi dihancurkan oleh interaksi dengan partikel plasma sekitarnya. Untuk waktu yang relatif lama, para astronom telah menerima sejumlah bukti tidak langsung tentang keberadaan medan magnet antarbintang. Medan magnet ini terkait dengan awan gas antarbintang dan bergerak bersamanya. Kekuatan medan semacam itu sekitar 10 -5 Oe, yaitu 100 ribu kali lebih kecil dari kekuatan medan magnet bumi di permukaan planet kita. Arahan umum magnetis garis kekuatan bertepatan dengan arah cabang-cabang struktur spiral Galaksi. Kita dapat mengatakan bahwa lengan spiral itu sendiri adalah tabung gaya magnet raksasa. Pada akhir tahun 1962, keberadaan medan magnet antarbintang ditetapkan oleh astronom radio Inggris melalui pengamatan langsung. Untuk tujuan ini, efek polarisasi yang sangat halus dipelajari di jalur radio 21 cm yang diamati dalam penyerapan dalam spektrum sumber emisi radio yang kuat - nebula kepiting(untuk sumber ini, lihat Bab 5) *** . Jika gas antarbintang berada dalam medan magnet, garis 21 cm dapat terbelah menjadi beberapa komponen yang berbeda polarisasinya. Karena besarnya medan magnet sangat kecil, pemisahan ini akan diabaikan sepenuhnya. Selain itu, lebar garis serapan 21 cm cukup signifikan. Satu-satunya hal yang diharapkan dalam situasi seperti itu adalah perbedaan polarisasi sistematis kecil dalam profil garis absorpsi. Oleh karena itu, deteksi percaya diri dari efek halus ini merupakan pencapaian yang luar biasa. ilmu pengetahuan modern. Nilai terukur dari medan magnet antarbintang ternyata sepenuhnya sesuai dengan nilai yang diharapkan secara teoritis menurut data tidak langsung. Untuk mempelajari medan magnet antarbintang, metode astronomi radio juga digunakan, berdasarkan mempelajari rotasi bidang polarisasi pancaran radio dari sumber ekstragalaksi **** saat melewati media antarbintang "bermagnet" ("fenomena Faraday") . Metode ini telah berhasil memperoleh sejumlah data penting tentang struktur medan magnet antarbintang. Dalam beberapa tahun terakhir, pulsar telah digunakan sebagai sumber radiasi terpolarisasi untuk mengukur medan magnet antarbintang dengan metode ini (lihat Bab 5). Medan magnet antarbintang memainkan peran yang menentukan dalam pembentukan gas dingin yang padat dan awan debu di medium antarbintang, tempat bintang-bintang mengembun (lihat Bab 4). Medan magnet antarbintang berhubungan erat dengan sinar kosmik primer yang mengisi ruang antarbintang. Ini adalah partikel (proton, inti unsur yang lebih berat, serta elektron), yang energinya melebihi ratusan juta elektron volt, mencapai hingga 10 20 -10 21 eV. Mereka bergerak di sepanjang garis gaya medan magnet di sepanjang lintasan heliks. Elektron sinar kosmik primer, bergerak dalam medan magnet antarbintang, memancarkan gelombang radio. Radiasi ini kita amati sebagai pancaran radio Galaksi (yang disebut "radiasi sinkrotron").Dengan demikian, radio astronomi membuka kemungkinan mempelajari sinar kosmik di kedalaman Galaksi dan bahkan jauh melampaui batasnya. pertama kali menempatkan masalah asal usul sinar kosmik di atas dasar ilmiah yang kokoh, masalah asal usul kehidupan, hingga saat ini pertanyaan tentang sinar kosmik primer diabaikan. Sementara itu, tingkat radiasi keras yang menyebabkan mutasi adalah , menurut pendapat kami, faktor evolusi yang sangat signifikan. Ada banyak alasan untuk percaya bahwa perjalanan evolusi kehidupan akan sangat berbeda, jika tingkat radiasi keras (yang sekarang sebagian besar disebabkan oleh sinar kosmik primer) adalah puluhan kali lebih tinggi dari nilai saat ini. pertanyaan penting: Apakah tingkat radiasi kosmik tetap konstan di planet mana pun tempat kehidupan berkembang? Ini tentang tentang istilah, dihitung dalam ratusan juta tahun. Kita akan melihat di bab-bab selanjutnya dari buku ini bagaimana astrofisika modern dan astronomi radio menjawab pertanyaan ini. Massa gas antarbintang di Galaksi kita mendekati satu miliar massa matahari, yang sedikit lebih dari 1% dari total massa Galaksi, terutama karena bintang. Di orang lain sistem bintang kapak, kelimpahan relatif gas antarbintang bervariasi dalam batas yang cukup luas. Pada galaksi elips sangat kecil, sekitar 10 -4 bahkan kurang, sedangkan pada sistem bintang yang tidak beraturan (seperti Awan Magellan) kandungan gas antarbintang mencapai 20 bahkan 50%. Keadaan ini terkait erat dengan pertanyaan tentang evolusi sistem bintang, yang akan dibahas dalam Bab. 6.

• * Tidak ada garis penyerapan intrinsik kalsium terionisasi pada bintang-bintang seperti itu, karena suhu lapisan permukaannya terlalu tinggi.
• ** Garis OH terdiri dari empat komponen dengan frekuensi dekat (1612, 1665, 1667 dan 1720 MHz).
• *** Garis serapan 21 cm, karena hidrogen antarbintang, terbentuk dalam spektrum radio dari sumber mana pun dengan cara yang persis sama seperti garis kalsium antarbintang dalam spektrum bintang panas yang jauh.
• **** Emisi radio dari sumber megagalaksi terpolarisasi linier, dan derajat polarisasi biasanya dalam orde beberapa persen. Polarisasi emisi radio ini dijelaskan oleh sifat sinkrotronnya (lihat di bawah).

Sifat medium antarbintang telah menarik perhatian para astronom dan ilmuwan selama berabad-abad. Istilah "media antarbintang" sendiri pertama kali digunakan oleh F. Bacon di kota. "Oh, Surga di antara bintang-bintang, ia memiliki begitu banyak kesamaan dengan bintang-bintang, berputar (mengelilingi Bumi) sama seperti bintang lainnya." Filsuf alam kemudian Robert Boyle keberatan pada tahun 1674: "Wilayah antarbintang di langit, seperti yang diyakini oleh beberapa Epicurean modern, pasti kosong."

Setelah penciptaan teori elektromagnetik modern, beberapa fisikawan mendalilkan bahwa eter bercahaya yang tidak terlihat adalah media untuk transmisi gelombang cahaya. Mereka juga percaya bahwa eter memenuhi ruang antarbintang. R. Patterson menulis pada tahun 1862: "Aliran keluar ini adalah dasar dari getaran atau gerakan osilasi di eter, yang mengisi ruang antarbintang."

Penggunaan survei fotografi mendalam dari langit malam memungkinkan E. Barnard untuk mendapatkan gambar pertama dari nebula gelap, yang menonjol dalam siluet dengan latar belakang bintang-bintang galaksi. Namun, penemuan pertama materi difusi dingin dilakukan oleh D. Hartmann pada tahun 1904 setelah penemuan spektrum serapan stasioner dalam spektrum emisi bintang biner, diamati untuk menguji efek Doppler.

dalam dirinya penelitian sejarah spektrum Delta Orion Hartmann mempelajari gerakan orbit rekan sistem Delta Orion dan cahaya yang datang dari bintang dan menyadari bahwa sebagian cahaya diserap dalam perjalanan ke Bumi. Hartmann menulis bahwa "garis absorpsi kalsium sangat lemah", dan juga "ternyata agak mengejutkan bahwa garis-garis kalsium pada panjang gelombang 393,4 nanometer tidak bergerak dalam divergensi periodik dari garis-garis spektrum, yang hadir dalam bintang biner spektroskopi". Sifat stasioner dari garis-garis ini memungkinkan Hartmann untuk menyarankan bahwa gas yang bertanggung jawab untuk penyerapan tidak ada di atmosfer Delta Orion, tetapi, sebaliknya, terletak di luar bintang dan terletak di antara bintang dan pengamat. Studi ini merupakan awal dari studi tentang medium antarbintang.

Setelah studi oleh Hartmann, Eger pada tahun 1919, saat mempelajari garis serapan pada panjang gelombang 589,0 dan 589,6 nanometer dalam sistem Delta Orion dan Beta Scorpio, natrium ditemukan di medium antarbintang.

Penelitian lebih lanjut Garis kalsium "H" dan "K" oleh Beals (1936) memungkinkan untuk mendeteksi profil spektrum ganda dan asimetris dari Epsilon dan Zeta Orionis. Ini adalah yang pertama penelitian yang komprehensif medium antarbintang di konstelasi Orion. Asimetri profil garis absorpsi adalah hasil dari superposisi dari banyak garis absorpsi, yang masing-masing berhubungan dengan transisi atom(misalnya, garis kalsium "K") dan terjadi di awan antarbintang, yang masing-masing memiliki kecepatan radialnya sendiri. Karena setiap awan bergerak dengan kecepatan berbeda di ruang antarbintang, baik menuju Bumi maupun menjauhinya, sebagai akibat dari efek Doppler, garis absorpsi bergeser ke sisi ungu atau sisi merah. Studi ini menegaskan bahwa materi tidak terdistribusi secara merata di seluruh ruang antarbintang.

Studi intensif materi antarbintang memungkinkan W. Pickering pada tahun 1912 untuk menyatakan bahwa “media penyerap antarbintang, yang, seperti ditunjukkan Kaptein, hanya menyerap pada panjang gelombang tertentu, dapat menunjukkan adanya gas dan molekul gas yang dikeluarkan oleh Matahari dan bintang-bintang.”

Thorndike menulis pada tahun 1930: “Akan sangat mengerikan untuk menyadari bahwa ada jurang tak terjembatani antara bintang-bintang dan kekosongan total. Aurora tereksitasi oleh partikel bermuatan yang dipancarkan oleh Matahari kita. Tetapi jika jutaan bintang lain juga memancarkan partikel bermuatan, dan ini adalah fakta yang tak terbantahkan, maka ruang hampa mutlak tidak mungkin ada di galaksi sama sekali.

Manifestasi Observasi

Kami mencantumkan manifestasi pengamatan utama:

1. Kehadiran nebula bercahaya hidrogen terionisasi di sekitar bintang panas dan nebula gas-debu reflektif di sekitar bintang yang lebih dingin.
2. Melemahnya cahaya bintang (interstellar absorption) karena debu yang merupakan bagian dari medium antarbintang. Serta kemerahan terkait cahaya; kehadiran nebula buram.
3. Polarisasi cahaya pada butiran debu yang berorientasi di sepanjang medan magnet galaksi.
4. Radiasi inframerah dari debu antarbintang
5. Emisi radio hidrogen netral dalam jangkauan radio pada panjang gelombang 21 cm
6. Lembut sinar X gas langka yang panas.
7. Radiasi sinkrotron elektron relativistik dalam medan magnet antarbintang.
8. Radiasi dari maser kosmik.

Struktur ISM sangat non-sepele dan heterogen: awan molekul raksasa, nebula refleksi, nebula protoplanet, nebula planet, globul, dll. Hal ini menyebabkan jarak yang lebar manifestasi pengamatan dan proses yang terjadi di lingkungan. Tabel berikut mencantumkan properti komponen utama lingkungan disk:

Fase	Suhu (KE)	Konsentrasi	massa awan ()	Ukuran (PC)	Bagian dari volume yang ditempati	Metode observasi
gas koronal	5	~0.003	-	-	~0.5	Sinar-X, garis serapan logam dalam UV
Area HII yang cerah	≈	~30	~300	~10	~	Garis cerah H
Zona HII kepadatan rendah	≈	~0.3	-	-	~0.1	garis H
Lingkungan antar awan	≈	~0.1	-	-	~0.4	Garis Ly
Daerah HI yang hangat	~	~1	-	-	~0.01	Radiasi HI pada =21 cm
Kondensasi maser		~	~	~		emisi maser
hai awan	≈80	~10	~100	~10	~0.01	Absorbansi HI pada =21 cm
Awan molekul raksasa	~20	~300	~3	~40	~3
awan molekul	≈10	~	~300	~1	~	Garis serapan dan emisi molekul hidrogen dalam spektrum radio dan inframerah.
globul	≈10	~	~20	~0.3	~3	Penyerapan dalam rentang optik.

efek maser

Nebula Kepiting, warna hijau- radiasi maser

Pada tahun 1965, ditemukan garis-garis yang sangat rapat dan sempit dengan = 18 cm pada sejumlah spektrum emisi radio.Penelitian lebih lanjut menunjukkan bahwa garis-garis tersebut milik molekul OH, dan properti yang tidak biasa adalah hasil dari radiasi maser. Pada tahun 1969, ia menemukan sumber maser dari molekul air pada =1,35 cm, kemudian maser ditemukan yang bekerja pada molekul lain juga. Untuk emisi maser, populasi terbalik dari level diperlukan (jumlah atom di level resonansi atas lebih besar daripada di level bawah). Kemudian, melewati zat, cahaya dengan frekuensi resonansi gelombang diperkuat, dan tidak melemah (ini disebut efek maser). Untuk mempertahankan populasi terbalik, pemompaan energi yang konstan diperlukan, sehingga semua maser ruang angkasa dibagi menjadi dua jenis:

Fitur fisik

Tidak adanya keseimbangan termodinamika lokal (LTE)

Dalam medium antarbintang, konsentrasi atom kecil dan kedalaman optik kecil. Ini berarti bahwa suhu radiasi adalah suhu radiasi bintang (~5000 K) dan tidak sesuai dengan suhu medium itu sendiri. Dalam hal ini, suhu elektron dan ion plasma dapat sangat berbeda satu sama lain, karena pertukaran energi pada tumbukan sangat jarang terjadi. Dengan demikian, tidak ada suhu tunggal bahkan dalam pengertian lokal.

Distribusi jumlah atom dan ion pada tingkat populasi ditentukan oleh keseimbangan proses rekombinasi dan ionisasi. LTE membutuhkan proses-proses ini untuk berada dalam keseimbangan sehingga kondisi keseimbangan rinci terpenuhi, namun, dalam medium antarbintang, langsung dan sebaliknya. proses dasar memiliki sifat yang berbeda, dan karena itu keseimbangan rinci tidak dapat ditetapkan.

Angin matahari adalah aliran partikel bermuatan (terutama hidrogen dan plasma helium) yang mengalir keluar dari korona matahari dengan kecepatan yang meningkat dengan kecepatan tinggi. Kecepatan angin matahari di heliopause adalah sekitar 450 km/s. Kecepatan ini melebihi kecepatan suara di medium antarbintang. Dan jika kita membayangkan tabrakan medium antarbintang dan angin matahari sebagai tabrakan dua aliran, maka gelombang kejut akan muncul selama interaksi mereka. Dan medium itu sendiri dapat dibagi menjadi tiga wilayah: wilayah di mana hanya ada partikel ISM, wilayah di mana hanya partikel angin bintang, dan wilayah interaksi mereka.

Dan jika gas antarbintang benar-benar terionisasi, seperti yang diasumsikan semula, maka semuanya akan persis seperti yang dijelaskan di atas. Tapi, seperti yang telah ditunjukkan oleh pengamatan pertama media antarplanet di Ly-aplha, partikel netral medium antarbintang menembus tata surya. Dengan kata lain, Matahari berinteraksi dengan gas netral dan gas terionisasi dengan cara yang berbeda.

Gerakan tata surya di Awan Antarbintang Lokal

Interaksi dengan gas terionisasi

batas gelombang kejut

Pertama angin cerah melambat, menjadi lebih padat, lebih hangat, dan bergejolak. Momen transisi ini disebut berbatasan gelombang kejut (termination shock) dan terletak pada jarak sekitar 85-95 AU. e.dari matahari (Menurut data dari stasiun luar angkasa Voyager 1 dan Voyager 2, yang melintasi perbatasan ini pada bulan Desember 2004 dan Agustus 2007.)

heliosfer dan heliopause

Sekitar jam 40 lagi. e. angin matahari bertabrakan dengan materi antarbintang dan akhirnya berhenti. Batas yang memisahkan medium antarbintang dari materi tata surya disebut heliopause. Bentuknya mirip gelembung, memanjang di gerakan berlawanan sisi matahari. Wilayah ruang yang dibatasi oleh heliopause disebut heliosfer.