ចន្លោះរវាងផ្កាយគឺពោរពេញទៅដោយឧស្ម័នកម្រ ធូលី ដែនម៉ាញេទិក និងកាំរស្មីលោហធាតុ។

ឧស្ម័នអន្តរតារា។ ម៉ាស់សរុបរបស់វាមានទំហំធំណាស់ - ពីរបីភាគរយនៃម៉ាស់សរុបនៃផ្កាយទាំងអស់នៅក្នុង Galaxy របស់យើង។ ដង់ស៊ីតេមធ្យមនៃឧស្ម័នគឺប្រហែល 10-21 គីឡូក្រាម / ម 3 ។ ជាមួយនឹងដង់ស៊ីតេបែបនេះ 1-2 សង់ទីម៉ែត្រ 3 នៃចន្លោះផ្កាយមានអាតូមឧស្ម័នតែមួយប៉ុណ្ណោះ។

សមាសធាតុគីមីនៃឧស្ម័នអន្តរតារាគឺប្រហាក់ប្រហែលនឹងផ្កាយ៖ ភាគច្រើននៃអ៊ីដ្រូសែនទាំងអស់ បន្ទាប់មក អេលីយ៉ូម និងតិចតួចបំផុតនៃអ្វីៗផ្សេងទៀត។ ធាតុគីមី.

ឧស្ម័ន Interstellar មានតម្លាភាព។ ដូច្នេះហើយ គាត់ផ្ទាល់មិនអាចមើលឃើញនៅក្នុងកែវយឹតណាមួយឡើយ លើកលែងតែករណីទាំងនោះនៅពេលដែលវានៅជិតផ្កាយក្តៅ។ កាំរស្មីអ៊ុលត្រាវីយូឡេផ្ទុយទៅនឹងធ្នឹម ពន្លឺដែលអាចមើលឃើញត្រូវបានស្រូបយកដោយឧស្ម័ន ហើយផ្តល់ថាមពលដល់វា។ ដោយសារតែនេះ ផ្កាយក្តៅកំដៅឧស្ម័នជុំវិញដោយកាំរស្មីអ៊ុលត្រាវីយូឡេរបស់ពួកគេដល់សីតុណ្ហភាពប្រហែល 10,000 K។ ឧស្ម័នដែលគេឱ្យឈ្មោះថាចាប់ផ្តើមបញ្ចេញពន្លឺដោយខ្លួនវា ហើយយើងសង្កេតឃើញថាវាជា nebula ឧស្ម័នភ្លឺ (សូមមើល Nebulae) ។

ឧស្ម័ន "មើលមិនឃើញ" ដែលត្រជាក់ជាងនេះ ត្រូវបានអង្កេតដោយវិធីសាស្ត្រតារាសាស្ត្រតាមវិទ្យុ (សូមមើល តារាសាស្ត្រវិទ្យុ)។ អាតូមអ៊ីដ្រូសែននៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកកម្របញ្ចេញរលកវិទ្យុនៅចម្ងាយរលកប្រហែល 21 សង់ទីម៉ែត្រ។ ដូច្នេះ ស្ទ្រីមនៃរលកវិទ្យុបន្តផ្សាយបន្តពីតំបន់នៃឧស្ម័នអន្តរតារា។ តាមរយៈការទទួល និងវិភាគវិទ្យុសកម្មនេះ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រនឹងសិក្សាអំពីដង់ស៊ីតេ សីតុណ្ហភាព និងចលនានៃឧស្ម័នអន្តរតារានៅក្នុង ចន្លោះ​ខាងក្រៅ.

វាបានប្រែក្លាយថាវាត្រូវបានចែកចាយមិនស្មើគ្នានៅក្នុងលំហ។ មាន​ពពក​ឧស្ម័ន​ដែល​មាន​ទំហំ​ពី​មួយ​ទៅ​ច្រើន​រយ​ឆ្នាំ​ពន្លឺ និង​មាន​សីតុណ្ហភាព​ទាប​ពី​ដប់​ទៅ​រាប់រយ​ដឺក្រេ Kelvin ។ ចន្លោះរវាងពពកគឺពោរពេញទៅដោយឧស្ម័នអន្តរពពកដែលក្តៅជាង និងកម្រ។

នៅឆ្ងាយពីផ្កាយក្តៅ ឧស្ម័នត្រូវបានកំដៅជាចម្បងដោយកាំរស្មីអ៊ិច និងកាំរស្មីលោហធាតុ ដែលបន្តជ្រាបចូលទៅក្នុងលំហអន្តរតារានៅគ្រប់ទិសទី។ វាក៏អាចត្រូវបានកំដៅទៅសីតុណ្ហភាពខ្ពស់ដោយរលកបង្ហាប់ supersonic - រលកឆក់រីករាលដាលក្នុងល្បឿនដ៏អស្ចារ្យនៅក្នុងឧស្ម័ន។ ពួកវាត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅក្នុងការផ្ទុះនៃ supernovae និងនៅក្នុងការប៉ះទង្គិចគ្នានៃឧស្ម័នដែលមានចលនាយ៉ាងលឿន។

ដង់ស៊ីតេនៃឧស្ម័នកាន់តែខ្ពស់ ឬពពកឧស្ម័នកាន់តែធំ ថាមពលកាន់តែច្រើនត្រូវបានទាមទារដើម្បីកំដៅវា។ ដូច្នេះហើយ នៅក្នុងពពកក្រាស់ សីតុណ្ហភាពនៃឧស្ម័នអន្តរតារាគឺទាបណាស់៖ មានពពកដែលមានសីតុណ្ហភាពពីពីរបីទៅរាប់សិបដឺក្រេ Kelvin ។ នៅក្នុងតំបន់បែបនេះ អ៊ីដ្រូសែន និងធាតុគីមីផ្សេងទៀតត្រូវបានបញ្ចូលគ្នាទៅជាម៉ូលេគុល។ ក្នុងពេលជាមួយគ្នានេះ ការបំភាយវិទ្យុនៅរលកចម្ងាយ 21 សង់ទីម៉ែត្រចុះខ្សោយ ដោយសារតែអ៊ីដ្រូសែនពីអាតូមិក (H) ក្លាយជាម៉ូលេគុល (H 2) ។ ប៉ុន្តែម្យ៉ាងវិញទៀត ខ្សែនៃការបំភាយវិទ្យុនៃម៉ូលេគុលផ្សេងៗ លេចឡើងនៅរលកចម្ងាយពី មីលីម៉ែត្រ ដល់ រាប់សិបសង់ទីម៉ែត្រ។ បន្ទាត់ទាំងនេះត្រូវបានគេសង្កេតឃើញ និងអាចប្រើដើម្បីវិនិច្ឆ័យ ស្ថានភាពរាងកាយឧស្ម័ននៅក្នុងពពកត្រជាក់ ដែលជារឿយៗត្រូវបានគេហៅថាជាពពកម៉ូលេគុល ឬស្មុគស្មាញឧស្ម័នម៉ូលេគុល។

តាម​រយៈ​ការ​អង្កេត​តាម​វិទ្យុ​នៅ​ក្នុង​បន្ទាត់​បញ្ចេញ​នៃ​ម៉ូលេគុល​ក្នុង Galaxy របស់​យើង​វា​ត្រូវ​បាន​រក​ឃើញ លេខធំពពកម៉ូលេគុលដ៏ធំដែលមានម៉ាស់ព្រះអាទិត្យយ៉ាងតិច 100 ពាន់ម៉ាស់។ បរិមាណឧស្ម័នសរុបដែលមាននៅក្នុងពួកវាគឺអាចប្រៀបធៀបទៅនឹងបរិមាណអាតូមអ៊ីដ្រូសែននៅក្នុង Galaxy ។ តំបន់ដែលមានច្រើនបំផុត ដ​ង់​សុ​ី​តេ​ខ្ពស់ទម្រង់ឧស្ម័នម៉ូលេគុលនៅក្នុង Galaxy រង្វង់ធំទូលាយជុំវិញកណ្តាលដែលមានកាំ 5-7 kpc ។

ដោយប្រើខ្សែនៃការបញ្ចេញវិទ្យុនៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ អ្នកតារាវិទូអាចរកឃើញប្រភេទម៉ូលេគុលរាប់សិបប្រភេទ៖ ពីសាមញ្ញ ម៉ូលេគុល diatomic CH, CO, CN ឡើងដូចជាម៉ូលេគុល អាស៊ីត formicជាតិអាល់កុលអេទីល ឬមេទីល និងម៉ូលេគុលប៉ូលីអាតូមស្មុគស្មាញជាង។ ប៉ុន្តែម៉ូលេគុលទូទៅបំផុតនៅតែជាម៉ូលេគុលអ៊ីដ្រូសែន H 2 ។

ដង់ស៊ីតេ និង​សីតុណ្ហភាព​នៃ​ពពក​ម៉ូលេគុល​គឺ​ដូច​ដែល​ឧស្ម័ន​នៅ​ក្នុង​ពួកវា​មាន​និន្នាការ​បង្រួម​និង​បង្រួម​ក្រោម​ឥទ្ធិពល​នៃ​ទំនាញ​របស់វា។ ដំណើរការនេះហាក់ដូចជានាំទៅរកការបង្កើតផ្កាយ។ ជាការពិត ពពកម៉ូលេគុលត្រជាក់តែងតែរួមរស់ជាមួយតារាវ័យក្មេង។

ដោយសារតែការបំប្លែងឧស្ម័នអន្តរផ្កាយទៅជាផ្កាយ ទុនបម្រុងរបស់វានៅក្នុង Galaxy ត្រូវបានបាត់បង់បន្តិចម្តងៗ។ ប៉ុន្តែ​ឧស្ម័ន​មួយ​ផ្នែក​ត្រឡប់​ពី​ផ្កាយ​ទៅ​មជ្ឈដ្ឋាន​ផ្កាយ។ វាកើតឡើងក្នុងអំឡុងពេលផ្ទុះនៃភពថ្មី និង supernovae កំឡុងពេលលំហូរចេញនៃរូបធាតុចេញពីផ្ទៃផ្កាយ និងកំឡុងពេលបង្កើត nebulae ភពដោយផ្កាយ។

នៅក្នុង Galaxy របស់យើង ដូចទៅនឹងអ្វីផ្សេងទៀតដែរ ឧស្ម័នត្រូវបានប្រមូលផ្តុំឆ្ពោះទៅកាន់យន្តហោះនៃឌីសផ្កាយ បង្កើតជាស្រទាប់ក្រាស់ប្រហែល 100 ps ។ ឆ្ពោះទៅគែមរបស់ Galaxy កម្រាស់នៃស្រទាប់នេះកើនឡើងជាលំដាប់។ ឧស្ម័នឈានដល់ដង់ស៊ីតេខ្ពស់បំផុតរបស់វានៅក្នុងស្នូលនៃ Galaxy និងនៅចម្ងាយ 5÷7 kpc ពីវា។

នៅចម្ងាយឆ្ងាយពីឌីសរបស់ Galaxy លំហគឺពោរពេញទៅដោយឧស្ម័នក្តៅខ្លាំង (ជាងមួយលានដឺក្រេ) និងឧស្ម័នកម្របំផុត ប៉ុន្តែម៉ាស់សរុបរបស់វាតូចបើប្រៀបធៀបទៅនឹងម៉ាស់នៃឧស្ម័នអន្តរតារានៅជិតយន្តហោះរបស់ Galaxy ។

ធូលី Interstellar ។ ឧស្ម័ន interstellar មានធូលីជាសារធាតុផ្សំតូចមួយទៅវា (ប្រហែល 1% ដោយម៉ាស់) ។ វត្តមាននៃធូលីគឺអាចកត់សម្គាល់បានជាចម្បងដោយការស្រូប និងការឆ្លុះបញ្ចាំងនៃពន្លឺផ្កាយ។ ដោយសារតែការស្រូបយកពន្លឺដោយធូលីយើងស្ទើរតែមិនអាចមើលឃើញក្នុងទិសដៅនៃ មីលគីវ៉េផ្កាយទាំងនោះដែលស្ថិតនៅឆ្ងាយជាង 3-4 ពាន់ឆ្នាំពន្លឺពីយើង។ ការបន្ថយពន្លឺគឺខ្លាំងជាពិសេសនៅក្នុងតំបន់ពណ៌ខៀវ (រលកខ្លី) នៃវិសាលគម។ នេះ​ជា​មូលហេតុ​ដែល​តារា​ឆ្ងាយ​ៗ​លេច​ចេញ​ជា​ពណ៌​ក្រហម។ ភាពស្រអាប់ជាពិសេសដោយសារតែដង់ស៊ីតេខ្ពស់នៃធូលីគឺជាឧស្ម័នក្រាស់និងពពកធូលី - globules ។

ភាគល្អិតធូលីបុគ្គលគឺខ្លាំងណាស់ ទំហំ​តូច- ពីរបីដប់ពាន់នៃមីលីម៉ែត្រ។ ពួកវាអាចផ្សំឡើងពីកាបូន ស៊ីលីកុន និងឧស្ម័នកកផ្សេងៗ។ ស្នូល ឬស្នូលនៃគ្រាប់ធូលី ទំនងជាត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅក្នុងបរិយាកាសនៃផ្កាយយក្សត្រជាក់។ ពីទីនោះ ពួកវាត្រូវបាន "ផ្លុំចេញ" ដោយសម្ពាធនៃពន្លឺផ្កាយចូលទៅក្នុងលំហអន្តរតារា ដែលម៉ូលេគុលនៃអ៊ីដ្រូសែន ទឹក មេតាន អាម៉ូញាក់ និងឧស្ម័នផ្សេងទៀត "បង្កក" នៅលើពួកវា។

ដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារា។ ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយត្រូវបានជ្រាបចូលដោយដែនម៉ាញេទិកខ្សោយ។ វាខ្សោយជាងប្រហែល 100,000 ដង វាលម៉ាញេទិកផែនដី។ ប៉ុន្តែ​វាល​អន្តរតារា​គ្របដណ្ដប់​លើ​ទំហំ​ដ៏​មហិមា​នៃ​លំហ​ខាងក្រៅ ហើយ​ដូច្នេះ​ថាមពល​សរុប​របស់​វា​គឺ​ធំ​ណាស់។

ដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារាមិនមានផលប៉ះពាល់លើផ្កាយ ឬភពនោះទេ ប៉ុន្តែវាធ្វើអន្តរកម្មយ៉ាងសកម្មជាមួយនឹងភាគល្អិតដែលមានបន្ទុកដែលផ្លាស់ទីក្នុងលំហអន្តរតារា - កាំរស្មីលោហធាតុ។ ដោយធ្វើសកម្មភាពលើអេឡិចត្រុងលឿន ដែនម៉ាញេទិក "ធ្វើឱ្យ" ពួកគេបញ្ចេញរលកវិទ្យុ។ វាលម៉ាញេទិកតម្រង់ទិសពន្លូតគ្រាប់ធូលីអន្តរតារាតាមវិធីជាក់លាក់មួយ ហើយពន្លឺនៃផ្កាយឆ្ងាយៗដែលឆ្លងកាត់ធូលីរវាងផ្កាយទទួលបានទ្រព្យសម្បត្តិថ្មី - វាប្រែជារាងប៉ូល។

ដែនម៉ាញេទិកមានឥទ្ធិពលយ៉ាងខ្លាំងទៅលើចលនានៃឧស្ម័នអន្តរតារា។ ជាឧទាហរណ៍ វាអាចបន្ថយល្បឿនបង្វិលនៃពពកឧស្ម័ន ទប់ស្កាត់ការបង្ហាប់ឧស្ម័នខ្លាំង ឬដោយហេតុនេះដឹកនាំចលនានៃពពកឧស្ម័ន ដើម្បីបង្ខំពួកវាឱ្យប្រមូលផ្តុំទៅជាឧស្ម័ន និងធូលីដ៏ធំសម្បើម។

កាំរស្មីលោហធាតុត្រូវបានពិពណ៌នាលម្អិតនៅក្នុងអត្ថបទដែលត្រូវគ្នា។

សមាសធាតុទាំងបួនរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយមានទំនាក់ទំនងយ៉ាងជិតស្និទ្ធជាមួយគ្នា។ អន្តរកម្មរបស់ពួកគេគឺស្មុគ្រស្មាញ និងមិនទាន់ច្បាស់ទាំងស្រុងនៅឡើយ។ នៅពេលសិក្សាឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ តារារូបវិទ្យាពឹងផ្អែកលើការសង្កេតដោយផ្ទាល់ និងលើផ្នែកទ្រឹស្តីនៃរូបវិទ្យា ដូចជារូបវិទ្យាប្លាស្មា។ រូបវិទ្យាអាតូមិចនិងឌីណាមិកឧស្ម័នម៉ាញេទិក។

nebulae ឧស្ម័ន។ nebula ឧស្ម័នដ៏ល្បីល្បាញបំផុតគឺស្ថិតនៅក្នុងក្រុមតារានិករ Orion (229) ដែលមានប្រវែងជាង 6 ps ដែលអាចមើលឃើញនៅយប់ដែលគ្មានព្រះច័ន្ទ ទោះបីជាដោយភ្នែកទទេក៏ដោយ។ មិនស្រស់ស្អាតតិចជាង Omega, Lagoon និង Trifid nebulae នៅក្នុងក្រុមតារានិករ Sagittarius, អាមេរិក​ខាង​ជើងនិង Pelican នៅ Cygnus, nebulae នៅក្នុង Pleiades, នៅជិតផ្កាយ h Carina, Rosette នៅក្នុងក្រុមតារានិករ Monoceros និងអ្នកផ្សេងទៀតជាច្រើន។ ជាសរុបមានវត្ថុបែបនេះប្រហែល ៤០០ គ្រឿង។ តាមធម្មជាតិ ចំនួនសរុបរបស់ពួកគេនៅក្នុង Galaxy គឺធំជាង ប៉ុន្តែយើងមិនឃើញពួកវាទេ ដោយសារតែការស្រូបពន្លឺរវាងផ្កាយខ្លាំង។ វិសាលគមនៃ nebulae gaseous មានបន្ទាត់បញ្ចេញពន្លឺ ដែលបង្ហាញពីធម្មជាតិនៃឧស្ម័ននៃពន្លឺរបស់វា។ nebulae ភ្លឺបំផុតក៏បង្ហាញពីវិសាលគមបន្តខ្សោយផងដែរ។ តាមក្បួនមួយ បន្ទាត់អ៊ីដ្រូសែន Ha និង Hb និងបន្ទាត់ nebular ដ៏ល្បីល្បាញដែលមានប្រវែងរលក 5007 និង 4950 Å ដែលលេចឡើងក្នុងអំឡុងពេលការផ្លាស់ប្តូរហាមឃាត់នៃអុកស៊ីដអ៊ីយ៉ូតទ្វេដង O III លេចធ្លោខ្លាំងបំផុត។ មុនពេលខ្សែទាំងនេះអាចត្រូវបានកំណត់អត្តសញ្ញាណ វាត្រូវបានគេសន្មត់ថាពួកវាត្រូវបានបញ្ចេញដោយសារធាតុ nebulium សម្មតិកម្ម។ អាំងតង់ស៊ីតេផងដែរគឺជាបន្ទាត់ហាមឃាត់ជិតពីរនៃអុកស៊ីដអ៊ីយ៉ូដ O II ដែលមានរលកចម្ងាយប្រហែល 3727 Å បន្ទាត់នៃអាសូត និងធាតុមួយចំនួនទៀត។ នៅខាងក្នុង nebula ឧស្ម័ន ឬនៅជិតៗនោះ គេតែងតែអាចរកឃើញផ្កាយក្តៅ។ ប្រភេទវិសាលគម O ឬ B0 ដែលជាមូលហេតុនៃពន្លឺនៃ nebula ទាំងមូល។ ផ្កាយក្តៅទាំងនេះមានវិទ្យុសកម្មអ៊ុលត្រាវីយូឡេដ៏មានថាមពលខ្លាំង ដែលបញ្ចេញអ៊ីយ៉ូដ និងបណ្តាលឱ្យឧស្ម័នជុំវិញនោះបញ្ចេញពន្លឺ ដូចករណីនៅក្នុង nebulae ភព (សូមមើល§ 152)។ ថាមពលនៃបរិមាណអ៊ុលត្រាវីយូឡេនៃផ្កាយដែលស្រូបដោយអាតូមនៃ nebula ភាគច្រើនត្រូវបានប្រើប្រាស់ដើម្បីធ្វើ ionize អាតូម។ ថាមពលដែលនៅសល់ត្រូវបានចំណាយលើការផ្តល់ល្បឿនទៅអេឡិចត្រុងដោយឥតគិតថ្លៃ ពោលគឺ ទីបំផុតវាត្រូវបានបំប្លែងទៅជាកំដៅ។ នៅក្នុងឧស្ម័ន ionized ដំណើរការ recombination បញ្ច្រាសគួរតែកើតឡើងជាមួយនឹងការត្រឡប់មកវិញនៃអេឡិចត្រុងទៅ រដ្ឋជាប់ព្រំដែន. ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ភាគច្រើនវាត្រូវបានអនុវត្តតាមរយៈកម្រិតមធ្យម កម្រិតថាមពលដូច្នេះជំនួសឱ្យ photon អ៊ុលត្រាវីយូឡេរឹងដែលស្រូបយកដំបូង អាតូមនៃ nebula បញ្ចេញកាំរស្មីដែលមិនសូវមានថាមពលច្រើន (ដំណើរការនេះត្រូវបានគេហៅថា fluorescence)។ ដូច្នេះនៅក្នុង nebula មានប្រភេទនៃ "កំទេច" នៃ ultraviolet quanta នៃផ្កាយ និងការដំណើរការរបស់ពួកគេទៅជាវិទ្យុសកម្មដែលត្រូវគ្នាទៅនឹងបន្ទាត់វិសាលគម។ វិសាលគមដែលអាចមើលឃើញ. វិទ្យុសកម្មនៅក្នុងបន្ទាត់នៃអ៊ីដ្រូសែន អុកស៊ីហ្សែនអ៊ីយ៉ូដ និងអាសូត ដែលនាំឱ្យត្រជាក់ឧស្ម័ន ធ្វើឱ្យមានតុល្យភាពការបញ្ចូលកំដៅតាមរយៈអ៊ីយ៉ូដ។ ជាលទ្ធផលសីតុណ្ហភាពនៃ nebula ត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅកម្រិតជាក់លាក់នៃលំដាប់ដែលអាចត្រូវបានផ្ទៀងផ្ទាត់ដោយការបំភាយវិទ្យុសកម្មកម្ដៅនៃឧស្ម័ន។ ចំនួននៃ quanta បញ្ចេញនៅក្នុងបន្ទាត់ spectral ណាមួយគឺនៅទីបំផុតសមាមាត្រទៅនឹងចំនួន recombination ពោលគឺចំនួននៃការប៉ះទង្គិចគ្នានៃអេឡិចត្រុងជាមួយ ions ។ នៅក្នុងឧស្ម័នអ៊ីយ៉ូដខ្លាំង កំហាប់នៃទាំងពីរគឺដូចគ្នា ពោលគឺចាប់តាំងពីយោងទៅតាម (7.18) ភាពញឹកញាប់នៃការប៉ះទង្គិចនៃភាគល្អិតមួយគឺសមាមាត្រទៅនឹង n, ចំនួនសរុបការប៉ះទង្គិចគ្នានៃអ៊ីយ៉ុងទាំងអស់ជាមួយអេឡិចត្រុងក្នុងមួយឯកតាបរិមាណគឺសមាមាត្រទៅនឹងផលិតផលនៃប្រាំបួន ពោលគឺចំនួនសរុបនៃ quanta បញ្ចេញដោយ nebula ឬពន្លឺរបស់វានៅលើមេឃគឺសមាមាត្រទៅនឹងការបូកសរុបតាមបន្ទាត់នៃការមើលឃើញ។ សម្រាប់ nebula ដូចគ្នានៃប្រវែង L នេះផ្តល់ឱ្យ។ ផលិតផលត្រូវបានគេហៅថារង្វាស់នៃការបំភាយនិងជា លក្ខណៈសំខាន់បំផុត nebula gaseous: តម្លៃរបស់វាត្រូវបានទទួលយ៉ាងងាយស្រួលពីការសង្កេតដោយផ្ទាល់នៃពន្លឺនៃ nebula ។ ទន្ទឹមនឹងនេះវិធានការបំភាយគឺទាក់ទងទៅនឹងមេ ប៉ារ៉ាម៉ែត្ររាងកាយ nebulae - ដង់ស៊ីតេនៃឧស្ម័ន។ ដូច្នេះដោយការវាស់ស្ទង់រង្វាស់នៃការបំភាយឧស្ម័នពី nebulae ឧស្ម័ន មនុស្សម្នាក់អាចប៉ាន់ប្រមាណកំហាប់ភាគល្អិត ne ដែលប្រែទៅជាតាមលំដាប់នៃ 102-103 សង់ទីម៉ែត្រ-3 និងសូម្បីតែច្រើនទៀតសម្រាប់ពន្លឺបំផុតនៃពួកគេ។ ដូចដែលអាចមើលឃើញ ការប្រមូលផ្តុំនៃភាគល្អិតនៅក្នុង nebulae gaseous គឺតិចជាងរាប់លានដងនៅក្នុង corona ពន្លឺព្រះអាទិត្យ ហើយរាប់ពាន់លានដងតិចជាងម៉ាស៊ីនបូមធូលីទំនើបល្អបំផុតអាចផ្តល់បាន។ ភាពកម្រខ្លាំងមិនធម្មតានៃឧស្ម័នពន្យល់ពីរូបរាងនៃបន្ទាត់ហាមឃាត់នៅក្នុងវិសាលគមរបស់វា ដែលអាចប្រៀបធៀបបានក្នុងអាំងតង់ស៊ីតេជាមួយនឹងការអនុញ្ញាត។ នៅក្នុងឧស្ម័នធម្មតា អាតូមដែលរំភើបមិនមានពេលវេលាដើម្បីបញ្ចេញខ្សែបន្ទាត់ហាមឃាត់នោះទេ ព្រោះវាលឿនជាងនេះទៅទៀត វានឹងបុកជាមួយភាគល្អិតផ្សេងទៀត (ជាចម្បង អេឡិចត្រុង) ហើយផ្តល់ឱ្យពួកគេនូវថាមពលរំភើបដោយមិនបញ្ចេញបរិមាណ។ នៅក្នុង nebulae ឧស្ម័ននៅសីតុណ្ហភាព 104 ёK ល្បឿនកំដៅជាមធ្យមនៃអេឡិចត្រុងឈានដល់ 500 គីឡូម៉ែត្រ / វិនាទីហើយពេលវេលារវាងការប៉ះទង្គិចគ្នាគណនាដោយរូបមន្ត (7.17) នៅកំហាប់ ne = 102 សង់ទីម៉ែត្រ −3 ប្រែទៅជា 2 × 106 វិនាទី ពោលគឺតិចជាងមួយខែបន្តិច ដែលយូរជាង "អាយុកាល" នៃអាតូមរាប់លានដងក្នុងស្ថានភាពរំភើបសម្រាប់ការផ្លាស់ប្តូរដែលហាមឃាត់ភាគច្រើន។ តំបន់ H I និង H II ។ ដូចដែលយើងទើបតែបានឃើញ ផ្កាយក្តៅបញ្ចេញឧស្ម័ននៅចម្ងាយឆ្ងាយជុំវិញពួកវា។ ដោយសារវាជាអ៊ីដ្រូសែនជាចម្បង វាជា Lyman quanta ជាចម្បងដែលមានរលកប្រវែងខ្លីជាង 912 Å ដែលធ្វើអ៊ីយ៉ូដ។ ប៉ុន្តែនៅក្នុង ក្នុងចំនួនដ៏ច្រើន។ពួកគេអាចត្រូវបានផ្តល់ឱ្យដោយផ្កាយនៃថ្នាក់វិសាលគម O និង B0 ប៉ុណ្ណោះដែលក្នុងនោះ សីតុណ្ហភាពមានប្រសិទ្ធភាព Teff ³ 3 × 104 ёK និងការបំភាយអតិបរមាមានទីតាំងនៅផ្នែកអ៊ុលត្រាវីយូឡេនៃវិសាលគម។ ការគណនាបង្ហាញថាផ្កាយទាំងនេះមានសមត្ថភាពបញ្ចេញឧស្ម័នអ៊ីយ៉ូដជាមួយនឹងកំហាប់នៃអាតូម 1 ក្នុង 1 សង់ទីម៉ែត្រ 3 ទៅចម្ងាយនៃសេករាប់សិប។ ឧស្ម័នអ៊ីយ៉ូដមានតម្លាភាពចំពោះវិទ្យុសកម្មអ៊ុលត្រាវីយូឡេ អព្យាក្រឹត ផ្ទុយទៅវិញស្រូបយកវាដោយលោភលន់។ ជាលទ្ធផលតំបន់នៃអ៊ីយ៉ូដជុំវិញផ្កាយក្តៅ (ក្នុង បរិស្ថានដូចគ្នា។វាជាបាល់!) មានព្រំដែនមុតស្រួច ដែលលើសពីនេះ ឧស្ម័ននៅតែអព្យាក្រឹត។ ដូច្នេះឧស្ម័ននៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយអាចមានទាំងអ៊ីយ៉ូដទាំងស្រុង ឬអព្យាក្រឹត។ តំបន់ទីមួយត្រូវបានគេហៅថាតំបន់ H II តំបន់ទីពីរ - តំបន់ H I ។ មានផ្កាយក្តៅតិចតួចហើយដូច្នេះ nebulae ឧស្ម័នបង្កើតបានជាប្រភាគមិនសំខាន់ (ប្រហែល 5%) នៃមជ្ឈដ្ឋានអន្តរតារាទាំងមូល។ ការឡើងកំដៅនៃតំបន់ H I កើតឡើងដោយសារតែឥទ្ធិពលអ៊ីយ៉ូដនៃកាំរស្មីលោហធាតុ កាំរស្មី X និងចំនួនសរុប។ វិទ្យុសកម្ម photonតារា។ ក្នុងករណីនេះអាតូមកាបូនត្រូវបានអ៊ីយ៉ូដមុន។ វិទ្យុសកម្មនៃកាបូនអ៊ីយ៉ូដគឺជាយន្តការចម្បងនៃការធ្វើឱ្យត្រជាក់ឧស្ម័ននៅក្នុងតំបន់ H I ជាលទ្ធផល លំនឹងមួយគួរតែត្រូវបានបង្កើតឡើងរវាងការបាត់បង់ថាមពល និងការកើនឡើងរបស់វា ដែលកើតឡើងនៅ លក្ខខណ្ឌសីតុណ្ហភាពអនុវត្តអាស្រ័យលើតម្លៃដង់ស៊ីតេ។ ទីមួយនៃពួកគេនៅពេលដែលសីតុណ្ហភាពត្រូវបានកំណត់នៅជាច្រើនរយដឺក្រេត្រូវបានគេដឹងថានៅក្នុងពពកធូលីតែមួយដងដែលដង់ស៊ីតេគឺខ្ពស់ហើយទីពីរ - នៅក្នុងចន្លោះរវាងពួកវាដែលក្នុងនោះឧស្ម័នកម្រត្រូវបានកំដៅដល់រាប់ពាន់នាក់។ ដឺក្រេ។ តំបន់ជាមួយ តម្លៃមធ្យមដង់ស៊ីតេប្រែទៅជាមិនស្ថិតស្ថេរ ហើយឧស្ម័នដូចគ្នាដំបូងត្រូវតែបំបែកជាពីរដំណាក់កាលដោយជៀសមិនរួច - ពពកក្រាស់ និងមធ្យមដែលកម្រនៅជុំវិញពួកវា។ ដូច្នេះអស្ថិរភាពកម្ដៅគឺ ហេតុផល​ចំបង "ragged" និងរចនាសម្ព័ន្ធពពកនៃឧបករណ៍ផ្ទុក interstellar ។ ខ្សែស្រូបទាញអន្តរតារា។ អត្ថិភាពនៃឧស្ម័នត្រជាក់នៅក្នុងចន្លោះរវាងផ្កាយត្រូវបានបង្ហាញឱ្យឃើញនៅដើមសតវត្សទី 20 ។ តារាវិទូជនជាតិអាឡឺម៉ង់ Hartmann ដែលបានសិក្សាពីវិសាលគមនៃផ្កាយគោលពីរ ដែលខ្សែវិសាលគម ដូចដែលបានកត់សម្គាល់នៅក្នុង § 157 ត្រូវតែជួបប្រទះការផ្លាស់ប្តូរតាមកាលកំណត់។ Hartmann បានរកឃើញនៅក្នុងវិសាលគមនៃផ្កាយមួយចំនួន (ជាពិសេសនៅឆ្ងាយ និងក្តៅ) ឋិតថេរ (ពោលគឺមិនផ្លាស់ប្តូរប្រវែងរលករបស់ពួកគេ) ខ្សែ H និង K នៃកាល់ស្យូមអ៊ីយ៉ូដ។ បន្ថែមពីលើការពិតដែលថាប្រវែងរលករបស់ពួកគេមិនផ្លាស់ប្តូរដូចជាបន្ទាត់ផ្សេងទៀតទាំងអស់ពួកគេខុសគ្នាសូម្បីតែទទឹងតូចជាងរបស់ពួកគេ។ ក្នុងពេលជាមួយគ្នានេះខ្សែ H និង K គឺអវត្តមានទាំងស្រុងនៅក្នុងតារាក្តៅគ្រប់គ្រាន់។ ទាំងអស់នេះបង្ហាញថា បន្ទាត់ស្ថានីមិនកើតឡើងនៅក្នុងបរិយាកាសនៃផ្កាយនោះទេ ប៉ុន្តែគឺដោយសារតែការស្រូបឧស្ម័ននៅក្នុងចន្លោះរវាងផ្កាយ។ ក្រោយមក ខ្សែស្រូបទាញអន្តរតារានៃអាតូមផ្សេងទៀតត្រូវបានរកឃើញ៖ កាល់ស្យូម អព្យាក្រឹត សូដ្យូម ប៉ូតាស្យូម ជាតិដែក ទីតានីញ៉ូម ក៏ដូចជាសមាសធាតុម៉ូលេគុលមួយចំនួន។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ការសិក្សាវិសាលគមពេញលេញបំផុតនៃឧស្ម័នរវាងតារានិករត្រជាក់បានក្លាយទៅជាអាចធ្វើទៅបានដោយសារតែការសង្កេតបរិយាកាសបន្ថែមនៃខ្សែស្រូបទាញអន្តរតារានៅក្នុងផ្នែកអ៊ុលត្រាវីយូឡេដ៏ឆ្ងាយនៃវិសាលគម ដែលបន្ទាត់ resonance នៃធាតុគីមីសំខាន់បំផុតត្រូវបានប្រមូលផ្តុំ ដែលជាក់ស្តែង។ ឧស្ម័ន "ត្រជាក់" គួរតែស្រូបយកភាគច្រើន។ ជាពិសេស ខ្សែសង្វាក់នៃអ៊ីដ្រូសែន (ឡា) កាបូន អាសូត អុកស៊ីហ្សែន ម៉ាញេស្យូម ស៊ីលីកុន និងអាតូមផ្សេងទៀតត្រូវបានគេសង្កេតឃើញ។ ទិន្នន័យដែលអាចទុកចិត្តបានបំផុតអំពីសមាសធាតុគីមីអាចទទួលបានពីអាំងតង់ស៊ីតេនៃបន្ទាត់ resonance ។ វាបានប្រែក្លាយថា សមាសធាតុនៃឧស្ម័នអន្តរតារា ជាទូទៅគឺនៅជិតនឹងសមាសធាតុគីមីស្តង់ដារនៃផ្កាយ ទោះបីជាធាតុធ្ងន់មួយចំនួនមាននៅក្នុងវាក្នុងបរិមាណតិចក៏ដោយ។ ការសិក្សាអំពីខ្សែស្រូបទាញអន្តរតារាជាមួយនឹងការបែកខ្ចាត់ខ្ចាយដ៏ធំធ្វើឱ្យវាអាចកត់សម្គាល់ឃើញថា ភាគច្រើនពួកវាបំបែកទៅជាសមាសធាតុតូចចង្អៀតបុគ្គលមួយចំនួនដែលមានការផ្លាស់ប្តូរ Doppler ខុសៗគ្នាដែលត្រូវគ្នាជាមធ្យមទៅនឹងល្បឿនរ៉ាឌីកាល់ ±10 គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទី។ នេះមានន័យថានៅក្នុងតំបន់ H I ឧស្ម័នត្រូវបានប្រមូលផ្តុំនៅក្នុងពពកដាច់ដោយឡែក ទំហំ និងទីតាំងដែលត្រូវគ្នានឹងពពកធូលីដែលបានពិភាក្សានៅចុងបញ្ចប់នៃកថាខណ្ឌមុន។ ភាពខុសគ្នាតែមួយគត់គឺថាម៉ាស់ឧស្ម័នជាមធ្យមគឺច្រើនជាង 100 ដង។ ជាលទ្ធផល ឧស្ម័ន និងធូលីនៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយត្រូវបានប្រមូលផ្តុំនៅកន្លែងតែមួយ ទោះបីជាដង់ស៊ីតេទាក់ទងរបស់វាអាចប្រែប្រួលយ៉ាងខ្លាំងពីតំបន់មួយទៅតំបន់មួយទៀតក៏ដោយ។ រួមជាមួយនឹងពពកនីមួយៗ ដែលរួមមានឧស្ម័នអ៊ីយ៉ូដ ឬអព្យាក្រឹត កាឡាក់ស៊ីត្រូវបានគេសង្កេតឃើញមានទំហំធំជាងនៅក្នុងទំហំ ម៉ាស និងដង់ស៊ីតេនៃវត្ថុធាតុត្រជាក់ ដែលហៅថាស្មុគស្មាញឧស្ម័នធូលី។ កន្លែងដែលនៅជិតយើងបំផុតគឺស្មុគ្រស្មាញល្បីនៅក្នុង Orion ដែលរួមបញ្ចូលជាមួយនឹងវត្ថុគួរឱ្យកត់សម្គាល់ជាច្រើនគឺ Orion Nebula ដ៏ល្បីល្បាញ។ នៅក្នុងតំបន់បែបនេះ ដែលត្រូវបានសម្គាល់ដោយរចនាសម្ព័ន្ធស្មុគ្រស្មាញ និងមិនដូចគ្នាខ្លាំង ដំណើរការនៃការបង្កើតផ្កាយ ដែលមានសារៈសំខាន់ខ្លាំងណាស់សម្រាប់ cosmogony កើតឡើង។ វិទ្យុសកម្ម monochromatic នៃអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹត។ ខ្សែស្រូបទាញ Interstellar ក្នុងកម្រិតខ្លះផ្តល់ឱ្យតែប៉ុណ្ណោះ វិធីប្រយោល។បំភ្លឺលក្ខណៈសម្បត្តិនៃតំបន់ H I ក្នុងករណីណាក៏ដោយ វាអាចធ្វើបានតែក្នុងទិសដៅនៃផ្កាយក្តៅប៉ុណ្ណោះ។ រូបភាពពេញលេញបំផុតនៃការចែកចាយអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតនៅក្នុង Galaxy អាចត្រូវបានគូរឡើងតែលើមូលដ្ឋាននៃការបំភាយអ៊ីដ្រូសែនផ្ទាល់ប៉ុណ្ណោះ។ ជាសំណាងល្អ លទ្ធភាពបែបនេះមាននៅក្នុងតារាសាស្ត្រវិទ្យុ ដោយសារតែអត្ថិភាពនៃខ្សែបន្ទាត់នៃវិទ្យុសកម្មអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតនៅរលកប្រវែង 21 សង់ទីម៉ែត្រ។ សរុបនៃអាតូមអ៊ីដ្រូសែនដែលបញ្ចេញខ្សែបន្ទាត់ 21 សង់ទីម៉ែត្រគឺធំណាស់ដែលស្រទាប់ដែលស្ថិតនៅក្នុងយន្តហោះរបស់ Galaxy ប្រែទៅជាមានភាពស្រអាប់ខ្លាំងទៅនឹងការបញ្ចេញវិទ្យុ 21 សង់ទីម៉ែត្រត្រឹមតែ 1 kpc ប៉ុណ្ណោះ។ ដូច្នេះ ប្រសិនបើអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតទាំងអស់នៅក្នុង Galaxy គឺនៅស្ងៀម យើងមិនអាចសង្កេតមើលវាលើសពីចម្ងាយប្រហែល 3% នៃទំហំរបស់ Galaxy នោះទេ។ តាមពិតវាកើតឡើងជាសំណាងល្អ តែក្នុងទិសដៅទៅកាន់កណ្តាល និងកណ្តាលនៃ Galaxy ដែលក្នុងនោះ ដូចដែលយើងបានឃើញនៅក្នុង§ 167 មិនមានចលនាទាក់ទងគ្នានៅតាមបណ្តោយបន្ទាត់នៃការមើលឃើញនោះទេ។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយ នៅក្នុងទិសដៅផ្សេងទៀតទាំងអស់ ដោយសារតែការបង្វិលកាឡាក់ស៊ី មានភាពខុសប្លែកគ្នានៅក្នុងល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃវត្ថុផ្សេងៗដែលកើនឡើងជាមួយនឹងចម្ងាយ។ ដូច្នេះយើងអាចសន្មត់ថាតំបន់នីមួយៗនៃ Galaxy កំណត់លក្ខណៈដោយ តម្លៃជាក់លាក់ល្បឿនរ៉ាឌីកាល់ ដោយសារតែការផ្លាស់ប្តូ Doppler វាបញ្ចេញរស្មីដូចជាបន្ទាត់ "របស់វាផ្ទាល់" ជាមួយនឹងប្រវែងរលកមិនដល់ 21 សង់ទីម៉ែត្រ ប៉ុន្តែតិចឬច្រើន អាស្រ័យលើទិសដៅនៃល្បឿនរ៉ាឌីកាល់។ បរិមាណឧស្ម័នកាន់តែជិតមានការលាយបញ្ចូលគ្នាខុសៗគ្នា ដូច្នេះហើយមិនជ្រៀតជ្រែកជាមួយការសង្កេតនៃតំបន់ឆ្ងាយៗនោះទេ។ ទម្រង់នៃបន្ទាត់នីមួយៗផ្តល់នូវគំនិតនៃដង់ស៊ីតេឧស្ម័ននៅចម្ងាយដែលត្រូវគ្នាទៅនឹងតម្លៃដែលបានផ្តល់ឱ្យនៃឥទ្ធិពលបង្វិលឌីផេរ៉ង់ស្យែលនៃ Galaxy ។ រូបភាព 230 បង្ហាញពីការចែកចាយអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតនៅក្នុង Galaxy ដែលទទួលបានតាមវិធីនេះ។ វាអាចត្រូវបានគេមើលឃើញពីតួលេខថាអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតត្រូវបានចែកចាយមិនស្មើគ្នានៅក្នុង Galaxy ។ មានការកើនឡើងនៃដង់ស៊ីតេនៅចម្ងាយជាក់លាក់ពីចំណុចកណ្តាល ដែលជាក់ស្តែងគឺជាធាតុនៃរចនាសម្ព័ន្ធវង់របស់ Galaxy ដែលត្រូវបានបញ្ជាក់ដោយការចែកចាយនៃផ្កាយក្តៅ និងការសាយភាយ nebulae ។ ដោយផ្អែកលើប៉ូលនៃពន្លឺដែលរកឃើញនៅក្នុងផ្កាយឆ្ងាយ មានហេតុផលដើម្បីជឿថា បន្ទាត់នៃកម្លាំងនៃផ្នែកសំខាន់នៃដែនម៉ាញេទិកត្រូវបានតម្រង់តាមដៃវង់។ កាឡាក់ស៊ីដែលនឹងត្រូវបានពិភាក្សានៅពេលក្រោយទាក់ទងនឹងកាំរស្មីលោហធាតុ។ ឥទ្ធិពលនៃវាលនេះអាចពន្យល់ពីការពិតដែលថាភាគច្រើននៃ nebulae ទាំងភ្លឺ និងងងឹតត្រូវបានពន្លូតតាមបណ្តោយសាខាតំរៀបស្លឹក រូបរាងដែលត្រូវតែមានទំនាក់ទំនងដូចម្ដេចជាមួយដែនម៉ាញេទិក។ ម៉ូលេគុលអន្តរតារា។ ខ្សែស្រូបទាញអន្តរតារាមួយចំនួនត្រូវបានកំណត់អត្តសញ្ញាណជាមួយនឹងវិសាលគមនៃម៉ូលេគុល។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយនៅក្នុងជួរអុបទិកពួកវាត្រូវបានតំណាងដោយសមាសធាតុ CH, CH + និង CN ប៉ុណ្ណោះ។ គួរឱ្យកត់សម្គាល់ ដំណាក់កាលថ្មី។នៅក្នុងការសិក្សាអំពីឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ បានចាប់ផ្តើមនៅឆ្នាំ 1963 នៅពេលដែលនៅក្នុងជួររលកប្រវែង 18 សង់ទីម៉ែត្រ វាអាចចុះឈ្មោះខ្សែវិទ្យុស្រូបអ៊ីដ្រូស៊ីលដែលត្រូវបានព្យាករណ៍នៅដើមឆ្នាំ 1953។ នៅដើមទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1970 ពួកគេត្រូវបានគេរកឃើញនៅក្នុងវិសាលគមនៃការបំភាយវិទ្យុសកម្មនៃផ្កាយ interstellar ។ មធ្យម។ បន្ទាត់នៃម៉ូលេគុលរាប់សិបទៀត ហើយនៅឆ្នាំ 1973 ខ្សែរ៉េសូណង់នៃម៉ូលេគុល interstellar H2 ដែលមានរលកចម្ងាយ 1092 Å ត្រូវបានថតនៅលើផ្កាយរណបពិសេស Copernicus ។ វាបានប្រែក្លាយថាអ៊ីដ្រូសែនម៉ូលេគុលបង្កើតបានជាប្រភាគសំខាន់នៃមជ្ឈិមផ្កាយ។ ដោយផ្អែកលើវិសាលគមម៉ូលេគុល ការវិភាគលម្អិតនៃលក្ខខណ្ឌនៅក្នុងពពក "ត្រជាក់" H I ត្រូវបានអនុវត្ត ដំណើរការកំណត់លំនឹងកម្ដៅរបស់ពួកគេត្រូវបានកែលម្អ ហើយទិន្នន័យស្តីពីរបបកម្ដៅពីរដែលបានផ្តល់ឱ្យខាងលើត្រូវបានទទួល។ ការសិក្សាលម្អិតអំពីវិសាលគមនៃសមាសធាតុម៉ូលេគុលអន្តរតារា CH, CH+, CN, H2, CO, OH, CS, SiO, SO និងផ្សេងទៀតបានធ្វើឱ្យវាអាចបង្ហាញអំពីអត្ថិភាពនៃធាតុថ្មីនៅក្នុងរចនាសម្ព័ន្ធនៃមជ្ឈដ្ឋានអន្តរតារា - ពពកម៉ូលេគុល , ដែលក្នុងនោះ។ ផ្នែកសំខាន់នៃរូបធាតុអន្តរតារាត្រូវបានប្រមូលផ្តុំ។ សីតុណ្ហភាពនៃឧស្ម័ននៅក្នុងពពកបែបនេះអាចមានចាប់ពី 5 ទៅ 50 eK ហើយកំហាប់នៃម៉ូលេគុលអាចឈានដល់រាប់ពាន់ម៉ូលេគុលក្នុង 1 សង់ទីម៉ែត្រ −3 ហើយជួនកាលច្រើនទៀត។ ម៉ាសីនអវកាស។ នៅក្នុងវិសាលគមវិទ្យុនៃពពកឧស្ម័ន-ធូលីមួយចំនួន ជំនួសឱ្យបន្ទាត់ស្រូបយកអ៊ីដ្រូស៊ីល ស្ទើរតែមិននឹកស្មានដល់ ... ខ្សែបញ្ចេញឧស្ម័នត្រូវបានរកឃើញ។ វិទ្យុសកម្មនេះមានមុខងារសំខាន់ៗមួយចំនួន។ ជាដំបូង អាំងតង់ស៊ីតេដែលទាក់ទងនៃខ្សែវិទ្យុទាំងបួននៃវិទ្យុសកម្មអ៊ីដ្រូស៊ីលបានប្រែទៅជាមិនធម្មតា ពោលគឺមិនទាក់ទងទៅនឹងសីតុណ្ហភាពឧស្ម័ន ហើយវិទ្យុសកម្មនៅក្នុងពួកវាមានប៉ូលខ្លាំង (ជួនកាលរហូតដល់ 100%) ។ បន្ទាត់ខ្លួនឯងគឺតូចចង្អៀតណាស់។ នេះមានន័យថា ពួកវាមិនអាចបញ្ចេញដោយអាតូមធម្មតាដែលកំពុងដំណើរការចលនាកម្ដៅបានទេ។ ម៉្យាងវិញទៀតវាបានប្រែក្លាយថាប្រភពនៃការបញ្ចេញអ៊ីដ្រូស៊ីលគឺតូចណាស់ (រាប់សិបគ្រឿងតារាសាស្ត្រ!) ដែលដើម្បីទទួលបានលំហូរវិទ្យុសកម្មដែលបានសង្កេតពីពួកគេវាចាំបាច់ត្រូវសន្មតថាពួកគេមានពន្លឺដ៏អស្ចារ្យ - ដូចជា រាងកាយឡើងកំដៅដល់សីតុណ្ហភាព 1014-1015 ёK! វាច្បាស់ណាស់ថាមិនអាចមានចម្ងល់អំពីយន្តការកម្ដៅណាមួយសម្រាប់រូបរាងនៃអំណាចបែបនេះទេ។ មិនយូរប៉ុន្មានបន្ទាប់ពីការរកឃើញនៃការបំភាយឧស្ម័ន OH ត្រូវបានរកឃើញ ប្រភេទថ្មី។ប្រភព "ultra-compact" ភ្លឺពិសេសដែលបញ្ចេញខ្សែវិទ្យុនៃចំហាយទឹកដែលមានរលកប្រវែង 1.35 សង់ទីម៉ែត្រ។ ការសន្និដ្ឋានអំពីការបង្រួមដ៏អស្ចារ្យនៃប្រភពបញ្ចេញ OH គឺទទួលបានដោយផ្ទាល់ពីការសង្កេតនៃវិមាត្រមុំរបស់វា។ វិធីសាស្រ្តទំនើបតារាសាស្ត្រវិទ្យុធ្វើឱ្យវាអាចធ្វើទៅបានដើម្បីកំណត់វិមាត្រជ្រុងនៃប្រភពចំណុចជាមួយនឹងដំណោះស្រាយល្អជាងរាប់ពាន់ដង តេឡេស្កុបអុបទិក. ចំពោះបញ្ហានេះ អង់តែនដែលដំណើរការដោយសមកាលកម្ម (interferometer) ត្រូវបានប្រើ ដែលមានទីតាំងនៅ ផ្នែកផ្សេងៗ សកលលោក(ឧបករណ៍វាស់ស្ទង់អន្តរទ្វីប) ។ ដោយមានជំនួយរបស់ពួកគេ វាត្រូវបានគេរកឃើញថាវិមាត្រជ្រុងនៃប្រភពបង្រួមជាច្រើនគឺតិចជាង 3×10−4 ធ្នូវិនាទី! មុខងារសំខាន់មួយ។វិទ្យុសកម្មពីប្រភពបង្រួមគឺជាការប្រែប្រួលរបស់វា ដែលខ្លាំងជាពិសេសនៅក្នុងករណីនៃការបំភាយ H2O ។ ក្នុងរយៈពេលពីរបីសប្តាហ៍ និងសូម្បីតែថ្ងៃ ទម្រង់នៃបន្ទាត់ផ្លាស់ប្តូរទាំងស្រុង។ ជួនកាលការប្រែប្រួលសំខាន់ៗកើតឡើងក្នុងរយៈពេល 5 នាទី ដែលអាចធ្វើទៅបានលុះត្រាតែទំហំប្រភពមិនលើសពីចម្ងាយដែលពន្លឺធ្វើដំណើរក្នុងអំឡុងពេលនេះ (បើមិនដូច្នេះទេ ភាពប្រែប្រួលនឹងត្រូវបានផ្តល់សំណងតាមស្ថិតិ)។ ដូច្នេះទំហំនៃតំបន់ដែលបញ្ចេញខ្សែ H2O អាចស្ថិតនៅលើលំដាប់នៃ 1 AU! ដូចដែលការសង្កេតបង្ហាញ នៅក្នុងតំបន់ដូចគ្នាដែលមានវិមាត្រនៃភាគដប់នៃសេកជាច្រើន វាអាចមានប្រភពជាច្រើន ដែលខ្លះបញ្ចេញតែបន្ទាត់ OH ហើយខ្លះទៀតបញ្ចេញតែខ្សែ H2O ប៉ុណ្ណោះ។ យន្តការវិទ្យុសកម្មតែមួយគត់ដែលគេស្គាល់រហូតមកដល់ពេលនេះនៅក្នុងរូបវិទ្យាដែលមានសមត្ថភាពផលិតថាមពលដ៏ធំសម្បើមនៅក្នុងជួរដ៏តូចចង្អៀតពិសេសនៃវិសាលគមគឺមានភាពស៊ីសង្វាក់គ្នា (ពោលគឺដូចគ្នាបេះបិទក្នុងដំណាក់កាល និងទិសដៅ) ម៉ាស៊ីនភ្លើង quantumដែលជាធម្មតាត្រូវបានគេហៅថាឡាស៊ែរនៅក្នុងជួរអុបទិក និងម៉ាស្ទ័រនៅក្នុងជួរវិទ្យុ។ ប្រភពបង្រួមនៃការបំភាយ OH និង H2O ទំនងជាម៉ាស្ទ័រលោហធាតុធម្មជាតិដ៏ធំ។ មានហេតុផលគ្រប់បែបយ៉ាងក្នុងការជឿថា តារាលោហធាតុត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងតំបន់ដែលដំណើរការនៃការបង្កើតផ្កាយកំពុងកើតឡើងនៅចំពោះមុខភ្នែករបស់យើង។ ពួកវាត្រូវបានរកឃើញជាញឹកញាប់បំផុតនៅក្នុងតំបន់ H II ជាកន្លែងដែលតារាវ័យក្មេងដ៏ធំ និងក្តៅខ្លាំងនៃក្រុមវិសាលគម O និង B បានកើតឡើងរួចហើយ។ ក្នុងករណីជាច្រើន ពួកវាស្របគ្នាជាមួយនឹងទំហំតូច សំបូរទៅដោយធូលី ហើយដូច្នេះមានភាពស្រអាប់ខ្លាំង។ តំបន់ពិសេស H II ដែលត្រូវបានរកឃើញតែដោយសារការបំភាយវិទ្យុសកម្មកម្ដៅរបស់ពួកគេ។ វិមាត្រនៃតំបន់ទាំងនេះគឺប្រហែល 0.1 ps ហើយដង់ស៊ីតេនៃរូបធាតុគឺធំជាងរាប់រយដងនៃពពកអន្តរតារាធម្មតា។ ហេតុផលសម្រាប់អ៊ីយ៉ូដនីយកម្មរបស់ពួកគេគឺច្បាស់ណាស់ថាជាផ្កាយក្តៅដែលមិនអាចសង្កេតបានហ៊ុំព័ទ្ធដោយពពកស្រអាប់ក្រាស់។ ពេលខ្លះវត្ថុទាំងនេះត្រូវបានគេសង្កេតឃើញថាជាប្រភពចំណុចនៃវិទ្យុសកម្មអ៊ីនហ្វ្រារ៉េដ។ ពួកគេច្បាស់ជាជាទម្រង់វ័យក្មេងទាំងស្រុងជាមួយនឹងអាយុនៃលំដាប់នៃរាប់ម៉ឺនឆ្នាំ។ នៅខាងក្រោយ ពេលវេលាបន្ថែមទៀតឧបករណ៍ផ្ទុកឧស្ម័ន-ធូលីក្រាស់ជុំវិញផ្កាយក្តៅដែលទើបបង្កើតថ្មី ត្រូវតែពង្រីកនៅក្រោមសកម្មភាពនៃសម្ពាធពន្លឺ តារាក្តៅដែលនឹងអាចមើលឃើញ។ ផ្កាយបែបនេះដែលហ៊ុំព័ទ្ធដោយសំបកក្រាស់ដែលពង្រីកនោះបានទទួលឈ្មោះក្នុងន័យធៀប "ផ្កាយដូង" ។ នៅក្នុងលក្ខខណ្ឌធម្មជាតិដ៏ជាក់លាក់ទាំងនេះ ប៉ុន្តែយ៉ាងណាក៏ដោយ ឥទ្ធិពលម៉ាសត្រូវបានដឹងជាក់ស្តែង។

គឺជាសារធាតុដែលគេសង្កេតឃើញនៅចន្លោះផ្កាយ។

វាគ្រាន់តែជាការប្រៀបធៀបនាពេលថ្មីៗនេះប៉ុណ្ណោះ ដែលវាអាចបង្ហាញថាផ្កាយមិនមាននៅក្នុងភាពទទេរទាំងស្រុងនោះទេ ហើយថាលំហខាងក្រៅមិនមានតម្លាភាពទាំងស្រុងនោះទេ។ យ៉ាង​ណា​ក៏​ដោយ ការ​សន្មត​បែប​នេះ​ត្រូវ​បាន​ធ្វើ​ឡើង​ជា​យូរ​មក​ហើយ។ ត្រលប់ទៅពាក់កណ្តាលសតវត្សទី 19 ។ តារាវិទូរុស្ស៊ី V. Struve បានព្យាយាម (ទោះបីជាមិនមាន ជោគជ័យពិសេស) វិធីសាស្រ្តវិទ្យាសាស្ត្រស្វែងរកភស្តុតាងដែលមិនអាចប្រកែកបានថាលំហមិនទទេ ហើយពន្លឺពីផ្កាយឆ្ងាយៗត្រូវបានស្រូបចូលទៅក្នុងនោះ។

វត្តមានរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកកម្រដែលស្រូបយកបានត្រូវបានបង្ហាញយ៉ាងជឿជាក់តិចជាងមួយរយឆ្នាំមុន នៅពាក់កណ្តាលទីមួយនៃសតវត្សទី 20 ដោយប្រៀបធៀបលក្ខណៈសម្បត្តិដែលបានសង្កេតឃើញនៃចង្កោមផ្កាយឆ្ងាយនៅចម្ងាយខុសៗគ្នាពីយើង។ នេះត្រូវបានធ្វើដោយឯករាជ្យដោយតារាវិទូអាមេរិក Robert Trumpler (1896-1956) និងតារាវិទូសូវៀត B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994) មិនមានតម្លាភាពទាំងស្រុង ជាពិសេសក្នុងទិសដៅជិតទៅនឹងទិសដៅនៃមីលគីវ៉េ។ វត្តមានរបស់ធូលីមានន័យថាទាំងពន្លឺជាក់ស្តែង និងពណ៌នៃផ្កាយឆ្ងាយៗត្រូវបានបង្ខូចទ្រង់ទ្រាយ ហើយដើម្បីដឹងពីតម្លៃពិតរបស់វា ការគណនាដ៏ស្មុគស្មាញនៃការផុតពូជគឺត្រូវការជាចាំបាច់។ ដូច្នេះហើយ ធូលីត្រូវបានក្រុមតារាវិទូយល់ថា ជាឧបសគ្គអកុសល រំខានដល់ការសិក្សាវត្ថុឆ្ងាយៗ។ ប៉ុន្តែនៅពេលជាមួយគ្នានោះ ការចាប់អារម្មណ៍បានកើតឡើងក្នុងការសិក្សាអំពីធូលីជាឧបករណ៍ផ្ទុករាងកាយ - អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានចាប់ផ្តើមរកឱ្យឃើញពីរបៀបដែលភាគល្អិតធូលីត្រូវបានបង្កើត និងបំផ្លាញ តើធូលីមានប្រតិកម្មយ៉ាងណាចំពោះវិទ្យុសកម្ម តើធូលីមានតួនាទីអ្វីខ្លះក្នុងការបង្កើតផ្កាយ។

ជាមួយនឹងការអភិវឌ្ឍន៍នៃវិទ្យុតារាសាស្ត្រនៅពាក់កណ្តាលទីពីរនៃសតវត្សទី 20 ។ វាអាចសិក្សាពីឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ តាមរយៈការបំភាយវិទ្យុរបស់វា។ ជាលទ្ធផលនៃការស្វែងរកដែលមានគោលបំណង វិទ្យុសកម្មនៃអាតូមអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុងលំហអន្តរតារានៅប្រេកង់ 1420 MHz (ដែលត្រូវនឹងរលកប្រវែង 21 សង់ទីម៉ែត្រ)។ វិទ្យុសកម្មនៅប្រេកង់នេះ (ឬដូចដែលពួកគេនិយាយនៅក្នុងខ្សែវិទ្យុ) ត្រូវបានទស្សន៍ទាយដោយតារាវិទូហូឡង់ Hendrik van de Hulst ក្នុងឆ្នាំ 1944 ដោយផ្អែកលើមេកានិចកង់ទិច ហើយវាត្រូវបានគេរកឃើញនៅឆ្នាំ 1951 បន្ទាប់ពីការគណនាអាំងតង់ស៊ីតេដែលរំពឹងទុកដោយតារាវិទូសូវៀត។ I.S. Shklovsky ។ Shklovsky ក៏បានចង្អុលបង្ហាញពីលទ្ធភាពនៃការសង្កេតវិទ្យុសកម្មនៃម៉ូលេគុលផ្សេងៗនៅក្នុងជួរវិទ្យុដែលតាមពិតត្រូវបានរកឃើញនៅពេលក្រោយ។ ម៉ាស់នៃឧស្ម័នអន្តរតារា ដែលមានអាតូមអព្យាក្រឹត និងឧស្ម័នម៉ូលេគុលត្រជាក់ខ្លាំង ប្រែទៅជាប្រហែលមួយរយដងច្រើនជាងម៉ាស់នៃធូលីកម្រ។ ប៉ុន្តែឧស្ម័នមានតម្លាភាពទាំងស្រុងចំពោះពន្លឺដែលអាចមើលឃើញ ដូច្នេះវាមិនអាចត្រូវបានរកឃើញដោយវិធីដូចគ្នាដែលធូលីត្រូវបានរកឃើញនោះទេ។

ជាមួយនឹងការមកដល់នៃតេឡេស្កុបកាំរស្មីអ៊ិចដែលបានដំឡើងនៅលើកន្លែងសង្កេតលំហ ធាតុមួយទៀតដែលជាធាតុក្តៅបំផុតរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយត្រូវបានរកឃើញ - ឧស្ម័នកម្រដែលមានសីតុណ្ហភាពរាប់លាន និងរាប់សិបលានដឺក្រេ។ វាមិនអាចទៅរួចទេក្នុងការ "មើលឃើញ" ឧស្ម័ននេះ ដោយការសង្កេតអុបទិក ឬដោយការសង្កេតនៅក្នុងខ្សែវិទ្យុ - ឧបករណ៍ផ្ទុកគឺកម្រនិងអ៊ីយ៉ូដទាំងស្រុង ប៉ុន្តែទោះជាយ៉ាងណា វាបំពេញផ្នែកសំខាន់នៃបរិមាណនៃ Galaxy ទាំងមូលរបស់យើង។

ការអភិវឌ្ឍន៍យ៉ាងឆាប់រហ័សនៃរូបវិទ្យាតារាសាស្ត្រ ដែលសិក្សាពីអន្តរកម្មនៃរូបធាតុ និងវិទ្យុសកម្មក្នុងលំហខាងក្រៅ ក៏ដូចជាការលេចចេញនូវលទ្ធភាពសង្កេតថ្មី បានធ្វើឱ្យវាអាចសិក្សាលម្អិតអំពីដំណើរការរាងកាយនៅក្នុងមជ្ឈដ្ឋានអន្តរតារា។ តំបន់វិទ្យាសាស្ត្រទាំងមូលបានកើតឡើង - ថាមវន្តឧស្ម័នលោហធាតុ និងអេឡិចត្រូឌីណាមិកលោហធាតុ ដែលសិក្សាពីលក្ខណៈសម្បត្តិនៃប្រព័ន្ធផ្សព្វផ្សាយលោហធាតុកម្រ។ តារាវិទូបានរៀនដើម្បីកំណត់ចម្ងាយទៅពពកឧស្ម័ន ដើម្បីវាស់សីតុណ្ហភាព ដង់ស៊ីតេ និងសម្ពាធនៃឧស្ម័ន សមាសធាតុគីមីរបស់វា ដើម្បីប៉ាន់ស្មានល្បឿននៃចលនារបស់រូបធាតុ។ នៅពាក់កណ្តាលទីពីរនៃសតវត្សទី 20 រូបភាពស្មុគស្មាញមួយបានលេចចេញមក ការចែកចាយលំហមធ្យមអន្តរតារា និងអន្តរកម្មរបស់វាជាមួយផ្កាយ។ វាបានប្រែក្លាយថាលទ្ធភាពនៃកំណើតនៃផ្កាយគឺអាស្រ័យលើដង់ស៊ីតេនិងបរិមាណនៃឧស្ម័នអន្តរផ្កាយនិងធូលីហើយផ្កាយ (ជាដំបូងនៃការទាំងអស់ដ៏ធំបំផុតនៃពួកគេ) នៅក្នុងវេនផ្លាស់ប្តូរលក្ខណៈសម្បត្តិនៃមធ្យម interstellar ជុំវិញ - ពួកគេកំដៅវា, គាំទ្រចលនាថេរនៃឧស្ម័ន, បំពេញឧបករណ៍ផ្ទុកដោយសារធាតុរបស់ពួកគេផ្លាស់ប្តូរសមាសធាតុគីមីរបស់វា។ ការសិក្សាបែបនេះ ប្រព័ន្ធស្មុគស្មាញដូចជា "ផ្កាយ - មធ្យម interstellar" ប្រែទៅជាបញ្ហាតារាសាស្ត្រដ៏លំបាកជាពិសេសការពិចារណាថាម៉ាស់សរុបនៃមជ្ឈដ្ឋានផ្កាយនៅក្នុង Galaxy និងសមាសធាតុគីមីរបស់វាផ្លាស់ប្តូរបន្តិចម្តង ៗ ក្រោមឥទ្ធិពលនៃ កត្តាផ្សេងៗ. ដូច្នេះហើយ យើងអាចនិយាយបានថា ប្រវត្តិសាស្រ្តទាំងមូលនៃប្រព័ន្ធផ្កាយរបស់យើង ដែលមានរយៈពេលរាប់ពាន់លានឆ្នាំ ត្រូវបានឆ្លុះបញ្ចាំងនៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ។

Kaplan S.A., Pikelner S.B. រូបវិទ្យានៃឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ. អិម, ១៩៧៩
Shklovsky I.S. ផ្កាយ៖ កំណើត ជីវិត និងសេចក្តីស្លាប់. M. , 1984
Spitzer L. ចន្លោះរវាងផ្កាយ. M. , 1986
Bochkarev N.G. មូលដ្ឋានគ្រឹះនៃរូបវិទ្យានៃមធ្យមអន្តរតារា. M. , 1992
Surdin V.G. កំណើតនៃផ្កាយ. M. , ឆ្នាំ 1997
Kononovich E.V., Moroz V.I. វគ្គសិក្សាទូទៅនៃតារាសាស្ត្រ. M. , 2001

ដើម្បីស្វែងរក " INTERSTELLAR MEDIUM" នៅ​លើ

ផ្នែកទីពីរ ជីវិតក្នុងសកលលោក

11. លក្ខខណ្ឌចាំបាច់សម្រាប់ការកើតមាន និងការអភិវឌ្ឍន៍ជីវិតនៅលើភពផែនដី

ផ្នែកទីបី ជីវិតឆ្លាតវៃក្នុងសកលលោក

20. ការទំនាក់ទំនងតាមវិទ្យុរវាងអរិយធម៌ដែលមានទីតាំងនៅលើប្រព័ន្ធភពផ្សេងៗគ្នា

21. លទ្ធភាពនៃការទំនាក់ទំនងរវាងផ្កាយដោយវិធីសាស្រ្តអុបទិក

22. ការប្រាស្រ័យទាក់ទងជាមួយអារ្យធម៌ជនបរទេសដោយប្រើការស៊ើបអង្កេតដោយស្វ័យប្រវត្តិ

23. ការវិភាគទ្រឹស្តី និងប្រូបាប៊ីលីតេនៃការទំនាក់ទំនងវិទ្យុអន្តរតារា។ ធម្មជាតិនៃសញ្ញា

24. អំពីលទ្ធភាពនៃទំនាក់ទំនងផ្ទាល់រវាងអរិយធម៌របស់ជនបរទេស

25. ការកត់សម្គាល់អំពីល្បឿននិងធម្មជាតិនៃការអភិវឌ្ឍន៍បច្ចេកវិទ្យារបស់មនុស្សជាតិ

II. តើការប្រាស្រ័យទាក់ទងជាមួយសត្វឆ្លាតវៃនៃភពផ្សេងទៀតអាចធ្វើទៅបានទេ?

ផ្នែកទី 1 ទិដ្ឋភាពតារាសាស្ត្រនៃបញ្ហា

3. មធ្យម Interstellar យោង​ទៅ​តាម គំនិតទំនើបផ្កាយត្រូវបានបង្កើតឡើងដោយ condensation នៃឧស្ម័ន interstellar និងឧបករណ៍ផ្ទុកធូលីដ៏កម្រ។ ដូច្នេះ មុននឹងនិយាយអំពីវិធីនៃការវិវត្តន៍នៃផ្កាយ យើងនឹងត្រូវតែរស់នៅលើលក្ខណៈសម្បត្តិរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ។ សំណួរនេះក៏មានដែរ។ អត្ថន័យឯករាជ្យចំពោះបញ្ហាដែលយើងចាប់អារម្មណ៍។ ជាពិសេសបញ្ហានៃការបង្កើត ប្រភេទផ្សេងៗទំនាក់ទំនងរវាងអរិយធម៌ ដែលមានទីតាំងខុសៗគ្នា ប្រព័ន្ធភពអាស្រ័យលើលក្ខណៈសម្បត្តិរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកដែលបំពេញចន្លោះរវាងតារាដែលបំបែកអរិយធម៌ទាំងនេះ។ ឧស្ម័ន Interstellar ត្រូវបានគេរកឃើញនៅដើមសតវត្សនេះ ដោយសារតែការស្រូបចូលនៃជាតិកាល់ស្យូមអ៊ីយ៉ូដ ដែលវាបង្កើតបានក្នុងរង្វង់ផ្កាយក្តៅ *។ ចាប់តាំងពីពេលនោះមក វិធីសាស្រ្តសិក្សាឧស្ម័នអន្តរផ្កាយត្រូវបានកែលម្អជាបន្តបន្ទាប់ និងឈានដល់ សញ្ញាបត្រខ្ពស់។ភាពល្អឥតខ្ចោះ។ ជាលទ្ធផលនៃការងារដ៏ទូលំទូលាយជាច្រើនឆ្នាំដែលបានធ្វើឡើងដោយតារាវិទូ ឥឡូវនេះលក្ខណៈសម្បត្តិនៃឧស្ម័នអន្តរតារាអាចត្រូវបានគេចាត់ទុកថាល្បីល្បាញដោយយុត្តិធម៌៖ ដង់ស៊ីតេនៃមជ្ឈដ្ឋានឧស្ម័នអន្តរតារាគឺមានភាពធ្វេសប្រហែស។ ជាមធ្យម នៅក្នុងតំបន់នៃលំហអន្តរតារា ដែលមានទីតាំងនៅមិនឆ្ងាយពីយន្តហោះកាឡាក់ស៊ី មានអាតូមប្រហែល ១ ក្នុង ១សង់ទីម៉ែត្រ។ សូមចាំថានៅក្នុងបរិមាណដូចគ្នានៃខ្យល់មានម៉ូលេគុល 2.7x10 19 ។ សូម្បីតែនៅក្នុងបន្ទប់ទំនេរដ៏ល្អឥតខ្ចោះបំផុតក៏ដោយ ការប្រមូលផ្តុំអាតូមគឺមិនតិចជាង 10 3 សង់ទីម៉ែត្រ 3 ។ ហើយ​ឧបករណ៍​ផ្ទុក​ផ្កាយ​មិន​អាច​ចាត់​ទុក​ថា​ជា​កន្លែង​ទំនេរ​បាន​ទេ! ការពិតគឺថា ដូចដែលគេដឹងស្រាប់ហើយថា កន្លែងទំនេរ គឺជាប្រព័ន្ធដែលផ្លូវទំនេរមធ្យមនៃអាតូម ឬម៉ូលេគុលលើសពីវិមាត្រលក្ខណៈនៃប្រព័ន្ធនេះ។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយនៅក្នុងលំហ interstellar ប្រវែងមធ្យមផ្លូវទំនេរនៃអាតូមគឺតិចជាងចម្ងាយរវាងផ្កាយរាប់រយដង។ ដូច្នេះហើយ យើងមានសិទ្ធិពិចារណាឧស្ម័នអន្តរតារាជាឧបករណ៍ផ្ទុកបន្ត និងអាចបង្ហាប់បាន និងអនុវត្តច្បាប់នៃឌីណាមិកឧស្ម័នចំពោះឧបករណ៍ផ្ទុកនេះ។ សមាសធាតុគីមីនៃឧស្ម័ន interstellar ត្រូវបានសិក្សាយ៉ាងល្អ។ គាត់គឺស្រដៀងនឹង សមាសធាតុ​គីមីស្រទាប់ខាងក្រៅនៃផ្កាយ លំដាប់សំខាន់. អាតូមអ៊ីដ្រូសែន និងអេលីយ៉ូម គ្របដណ្ដប់ មានអាតូមដែកតិចតួច។ សមាសធាតុម៉ូលេគុលសាមញ្ញបំផុត (ឧទាហរណ៍ CO, CN) មានវត្តមានក្នុងបរិមាណគួរកត់សម្គាល់។ វាអាចទៅរួចដែលថាផ្នែកសំខាន់នៃឧស្ម័នអន្តរតារាស្ថិតនៅក្នុងទម្រង់ អ៊ីដ្រូសែនម៉ូលេគុល. ការអភិវឌ្ឍន៍នៃតារាសាស្ត្របរិយាកាសក្រៅបរិយាកាសបានបើកលទ្ធភាពនៃការសង្កេតមើលបន្ទាត់នៃអ៊ីដ្រូសែនម៉ូលេគុលនៅក្នុងផ្នែកអ៊ុលត្រាវីយូឡេដ៏ឆ្ងាយនៃវិសាលគម។ លក្ខណៈរូបវន្តនៃឧស្ម័នអន្តរផ្កាយ ពឹងផ្អែកយ៉ាងសំខាន់ទៅលើថាតើវានៅជិតផ្កាយក្តៅ ឬផ្ទុយទៅវិញ មានចម្ងាយគ្រប់គ្រាន់ពីពួកវា។ ការពិតគឺថា កាំរស្មីអ៊ុលត្រាវីយូឡេផ្កាយក្តៅ បញ្ចេញអ៊ីដ្រូសែនទាំងស្រុងនៅចម្ងាយឆ្ងាយ។ ដូច្នេះ ផ្កាយថ្នាក់ 05 ធ្វើអ៊ីយ៉ុងអ៊ីដ្រូសែនជុំវិញខ្លួនវានៅក្នុងតំបន់យក្សដែលមានកាំប្រហែល 100 ភី។ សីតុណ្ហភាពនៃឧស្ម័នអន្តរតារានៅក្នុងតំបន់បែបនេះ (កំណត់ជាលក្ខណៈនៃចលនាកម្ដៅចៃដន្យនៃភាគល្អិត) ឈានដល់ 10 ពាន់ K. នៅក្រោមលក្ខខណ្ឌទាំងនេះ មជ្ឈិមផ្កាយបញ្ចេញខ្សែនីមួយៗនៅក្នុងផ្នែកដែលអាចមើលឃើញនៃវិសាលគម ជាពិសេសខ្សែអ៊ីដ្រូសែនក្រហម។ . តំបន់ទាំងនេះនៃឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយត្រូវបានគេហៅថា "តំបន់ HII" ។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយ ភាគច្រើនឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយគឺនៅឆ្ងាយគ្រប់គ្រាន់ពីផ្កាយក្តៅ។ អ៊ីដ្រូសែនមិនត្រូវបានអ៊ីយ៉ូដនៅទីនោះទេ។ សីតុណ្ហភាពនៃឧស្ម័នគឺទាបប្រហែល 100 K ឬទាបជាងនេះ។ វានៅទីនេះដែលមានបរិមាណសំខាន់នៃម៉ូលេគុលអ៊ីដ្រូសែន។ បន្ថែមពីលើឧស្ម័ន សមាសភាពនៃឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ រួមមានធូលីលោហធាតុ។ វិមាត្រនៃគ្រាប់ធូលីបែបនេះគឺ 10 -4 - 10 -5 សង់ទីម៉ែត្រ ពួកវាជាហេតុផលសម្រាប់ការស្រូបពន្លឺក្នុងចន្លោះរវាងផ្កាយ ដោយសារតែយើងមិនអាចសង្កេតឃើញវត្ថុដែលស្ថិតនៅក្នុងយន្តហោះកាឡាក់ស៊ីនៅចម្ងាយលើសពី 2-3 ពាន់ភី។ . ជាសំណាងល្អ ធូលីលោហធាតុ ដូចជាឧស្ម័នអន្តរតារា ដែលភ្ជាប់ជាមួយវា ត្រូវបានប្រមូលផ្តុំយ៉ាងខ្លាំងឆ្ពោះទៅរកយន្តហោះកាឡាក់ស៊ី។ កម្រាស់នៃស្រទាប់ឧស្ម័ន - ធូលីគឺប្រហែល 250 ភី។ ដូច្នេះវិទ្យុសកម្មពី វត្ថុអវកាសទិសដៅដែលបង្កើតមុំសំខាន់ជាមួយយន្តហោះកាឡាក់ស៊ី ត្រូវបានស្រូបយកមិនសំខាន់។ ឧស្ម័ន Interstellar និងធូលីត្រូវបានលាយបញ្ចូលគ្នា។ សមាមាត្រនៃដង់ស៊ីតេមធ្យមនៃឧស្ម័ន និងធូលីក្នុងចន្លោះផ្កាយគឺប្រហែល 100:1 ។ ការសង្កេតបង្ហាញថា ដង់ស៊ីតេនៃលំហនៃឧស្ម័ន និងធូលីអន្តរផ្កាយ ប្រែប្រួលមិនទៀងទាត់។ ឧបករណ៍ផ្ទុកនេះត្រូវបានកំណត់លក្ខណៈដោយការចែកចាយ "រដុប" បញ្ចេញសំឡេង។ វាមាននៅក្នុងទម្រង់នៃពពក (ដែលដង់ស៊ីតេគឺខ្ពស់ជាងមធ្យមភាគ 10 ដង) បំបែកដោយតំបន់ដែលដង់ស៊ីតេមានសេចក្តីធ្វេសប្រហែស។ ពពកឧស្ម័ន និងធូលីទាំងនេះត្រូវបានប្រមូលផ្តុំជាចម្បងនៅក្នុងដៃវង់របស់ Galaxy និងចូលរួមក្នុងការបង្វិលកាឡាក់ស៊ី។ ពពក​ដាច់​ពី​គ្នា​មាន​ល្បឿន​ពី ៦ ទៅ ៨ គីឡូម៉ែត្រ​ក្នុង​មួយ​វិនាទី ដូច​បាន​និយាយ​រួច​ហើយ។ ពពក​ដែល​ក្រាស់​បំផុត​នេះ​ត្រូវ​បាន​គេ​សង្កេត​ឃើញ​ថា​ជា nebulae ងងឹត ឬ​ស្រាល។ ព័ត៌មានជាច្រើនអំពីធម្មជាតិនៃឧស្ម័នអន្តរតារាត្រូវបានទទួលក្នុងរយៈពេល 3 ទសវត្សរ៍កន្លងមកនេះ ដោយសារការប្រើប្រាស់ប្រកបដោយប្រសិទ្ធភាពនៃវិធីសាស្ត្រតារាសាស្ត្រវិទ្យុ។ ការស៊ើបអង្កេតលើឧស្ម័នអន្តរតារានៅរលក ២១ ស.ម ទទួលបានផ្លែផ្កាជាពិសេស តើរលកប្រភេទនេះជាអ្វី? ត្រលប់ទៅទសវត្សរ៍ទី 40 វាត្រូវបានគេព្យាករណ៍តាមទ្រឹស្តី អាតូមអព្យាក្រឹតអ៊ីដ្រូសែននៅក្នុងលំហអន្តរតារាគួរតែបញ្ចេញខ្សែវិសាលគមដែលមានរលកប្រវែង ២១ ស.ម. ការពិតគឺថា "ជ្រៅ" សំខាន់បំផុត។ ស្ថានភាព quantumអាតូមអ៊ីដ្រូសែនមានកម្រិតជិតពីរ។ កម្រិតទាំងនេះមានភាពខុសប្លែកគ្នានៅក្នុងការតំរង់ទិសនៃពេលវេលាម៉ាញ៉េទិចនៃស្នូលនៃអាតូមអ៊ីដ្រូសែន (ប្រូតុង) និងអេឡិចត្រុងដែលបង្វិលជុំវិញវា។ ប្រសិនបើគ្រាត្រូវបានតម្រង់ទិសស្របគ្នា កម្រិតមួយត្រូវបានទទួល ប្រសិនបើប្រឆាំងស្រប - មួយទៀត។ ថាមពលនៃកម្រិតមួយក្នុងចំនោមកម្រិតទាំងនេះគឺធំជាងកម្រិតមួយទៀត (ដោយតម្លៃស្មើនឹងថាមពលពីរដងនៃអន្តរកម្មរវាងពេលម៉ាញ៉េទិចនៃអេឡិចត្រុង និងប្រូតុង)។ យោងតាមច្បាប់ រូបវិទ្យា quantumពីពេលមួយទៅពេលមួយ ការផ្លាស់ប្តូរពីកម្រិត ថាមពលកាន់តែច្រើនទៅកម្រិតថាមពលទាប។ ក្នុងករណីនេះ quantum មួយនឹងត្រូវបានបញ្ចេញជាមួយនឹងប្រេកង់សមាមាត្រទៅនឹងភាពខុសគ្នានៃថាមពលរវាងកម្រិត។ ដោយសារ​ករណី​ក្រោយ​នេះ​តូច​ណាស់​ក្នុង​ករណី​របស់​យើង ប្រេកង់​វិទ្យុសកម្ម​ក៏​នឹង​មាន​កម្រិត​ទាប​ដែរ។ ប្រវែងរលកដែលត្រូវគ្នានឹងស្មើនឹង 21 សង់ទីម៉ែត្រ។ ការគណនាបង្ហាញថាការផ្លាស់ប្តូររវាងកម្រិតនៃអាតូមអ៊ីដ្រូសែនកើតឡើងកម្រណាស់៖ ជាមធ្យម ការផ្លាស់ប្តូរមួយកើតឡើងសម្រាប់អាតូមមួយក្នុងរយៈពេល 11 លានឆ្នាំ! ដើម្បីមានអារម្មណ៍ថាមានប្រូបាប៊ីលីតេធ្វេសប្រហែសនៃដំណើរការបែបនេះ វាគ្រប់គ្រាន់ដើម្បីនិយាយថានៅពេលដែលខ្សែវិសាលគមត្រូវបានបញ្ចេញនៅក្នុងជួរអុបទិក ការផ្លាស់ប្តូរកើតឡើងរៀងរាល់មួយរយលានវិនាទី។ ហើយវានៅតែបង្ហាញថា ខ្សែបន្ទាត់នេះ បញ្ចេញដោយអាតូមអន្តរតារា មានអាំងតង់ស៊ីតេអាចសង្កេតបានទាំងស្រុង។ ចាប់តាំងពីអាតូម interstellar មាន ល្បឿនផ្សេងៗនៅតាមបណ្តោយបន្ទាត់នៃការមើលឃើញបន្ទាប់មកដោយសារតែឥទ្ធិពល Doppler វិទ្យុសកម្មនៅក្នុងបន្ទាត់ 21 សង់ទីម៉ែត្រនឹងត្រូវបាន "smeared" នៅក្នុងក្រុមប្រេកង់ជាក់លាក់មួយនៅជុំវិញ 1420 MHz (ប្រេកង់នេះត្រូវគ្នាទៅនឹងរលកនៃ 21 សង់ទីម៉ែត្រ) ។ ពីការចែកចាយអាំងតង់ស៊ីតេនៅក្នុងក្រុមនេះ (ដែលគេហៅថា "ទម្រង់បន្ទាត់") មនុស្សម្នាក់អាចសិក្សាចលនាទាំងអស់ដែលអាតូមអ៊ីដ្រូសែនអន្តរផ្កាយចូលរួម។ តាមរបៀបនេះ គេអាចសិក្សាពីលក្ខណៈពិសេសនៃការបង្វិលកាឡាក់ស៊ីនៃឧស្ម័នអន្តរតារា ចលនាចៃដន្យនៃពពកនីមួយៗ និងសីតុណ្ហភាពរបស់វាផងដែរ។ លើសពីនេះ ចំនួនអាតូមអ៊ីដ្រូសែននៅក្នុងលំហអន្តរតារាត្រូវបានកំណត់ពីការសង្កេតទាំងនេះ។ ដូច្នេះហើយ យើងឃើញថា ការស្រាវជ្រាវតារាសាស្ត្រតាមវិទ្យុនៅរលកចម្ងាយ 21 សង់ទីម៉ែត្រ គឺជាវិធីសាស្ត្រដ៏មានឥទ្ធិពលបំផុតសម្រាប់ការសិក្សាអំពីមធ្យមរវាងផ្កាយ និងសក្ដានុពលនៃកាឡាក់ស៊ី។ អេ ឆ្នាំមុនកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀតដូចជា ណុប៊ីឡា Andromeda ត្រូវបានសិក្សាដោយវិធីសាស្ត្រនេះ។ នៅពេលដែលទំហំនៃតេឡេស្កុបវិទ្យុកើនឡើង ឱកាសថ្មីនឹងបើកឡើងសម្រាប់ការសិក្សាអំពីកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយៗបន្ថែមទៀតដោយប្រើខ្សែវិទ្យុអ៊ីដ្រូសែន។ នៅចុងឆ្នាំ 1963 ខ្សែវិទ្យុ interstellar មួយផ្សេងទៀតដែលជាកម្មសិទ្ធិរបស់ម៉ូលេគុល OH hydroxyl ត្រូវបានគេរកឃើញដែលមានរលកប្រវែង 18 សង់ទីម៉ែត្រ។ អត្ថិភាពនៃខ្សែនេះត្រូវបានទស្សន៍ទាយតាមទ្រឹស្តីដោយអ្នកនិពន្ធសៀវភៅនេះនៅដើមឆ្នាំ 1949 ។ ខ្ពស់ ** ។ នេះបញ្ជាក់ពីការសន្និដ្ឋានខាងលើថា នៅក្នុងតំបន់ជាក់លាក់នៃលំហអន្តរតារា ឧស្ម័នគឺភាគច្រើននៅក្នុងស្ថានភាពម៉ូលេគុល។ នៅឆ្នាំ 1967 ខ្សែវិទ្យុទឹក H 2 O ដែលមានរលកប្រវែង 1.35 សង់ទីម៉ែត្រ ត្រូវបានគេរកឃើញ។ ការស៊ើបអង្កេតនៃ nebulae ឧស្ម័ននៅក្នុងខ្សែ OH និង H 2 O បាននាំឱ្យមានការរកឃើញនៃ cosmic masers (សូមមើលជំពូកបន្ទាប់) ។ ក្នុងរយៈពេល 20 ឆ្នាំកន្លងមកនេះ ដែលបានកន្លងផុតទៅចាប់តាំងពីការរកឃើញនៃតំណភ្ជាប់វិទ្យុ OH interstellar តំណភ្ជាប់វិទ្យុជាច្រើនទៀតនៃប្រភពដើមរបស់ផ្កាយត្រូវបានរកឃើញ ដែលជាកម្មសិទ្ធិរបស់ ម៉ូលេគុលផ្សេងៗ. លេខពេញម៉ូលេគុលជាង 50 ត្រូវបានគេរកឃើញនៅក្នុងវិធីនេះ។ ក្នុងចំណោមពួកគេ ជាពិសេស សារៈសំខាន់ដ៏អស្ចារ្យមានម៉ូលេគុល CO ដែលខ្សែវិទ្យុដែលមានប្រវែងរលក 2.64 ម. មាន​ម៉ូលេគុល​ដែល​ខ្សែ​វិទ្យុ​ត្រូវ​បាន​សង្កេត​ឃើញ​តែ​នៅ​ក្នុង​ពពក​ត្រជាក់​ក្រាស់​នៃ​ឧបករណ៍​ផ្ទុក​ផ្កាយ។ ពិតជាមិននឹកស្មានដល់នោះគឺការរកឃើញនៅក្នុងពពកនៃតំណភ្ជាប់វិទ្យុនៃម៉ូលេគុលប៉ូលីអាតូមដ៏ស្មុគស្មាញ ឧទាហរណ៍ CH 3 HCO CH 3 CN ជាដើម។ ពួកយើង។ ប្រសិនបើការរកឃើញនៅតែបន្តក្នុងអត្រានេះ តើអ្នកណាដឹងថាតើ DNA និងម៉ូលេគុល RNA អន្តរតារានឹងត្រូវបានរកឃើញដោយឧបករណ៍របស់យើងដែរឬទេ? (សូមមើលខ ១២)។ មានប្រយោជន៍ខ្លាំងណាស់គឺកាលៈទេសៈដែលខ្សែវិទ្យុដែលត្រូវគ្នាដែលជាកម្មសិទ្ធិរបស់អ៊ីសូតូបផ្សេងគ្នានៃម៉ូលេគុលដូចគ្នាមានចម្ងាយរលកខុសគ្នាគួរឱ្យកត់សម្គាល់។ នេះធ្វើឱ្យវាអាចធ្វើទៅបានដើម្បីសិក្សាសមាសភាពអ៊ីសូតូមនៃមជ្ឈដ្ឋានអន្តរតារា ដែលមានសារៈសំខាន់សម្រាប់ការសិក្សាអំពីបញ្ហានៃការវិវត្តន៍នៃរូបធាតុនៅក្នុងសកលលោក។ ជាពិសេស ការរួមផ្សំអ៊ីសូតូបខាងក្រោមនៃកាបូនម៉ូណូអុកស៊ីតត្រូវបានសង្កេតដោយឡែកពីគ្នា៖ 12 C 16 O, 13 C 16 O និង 12 C 18 O. ជំនួយនៃខ្សែវិទ្យុដែលគេហៅថា "ការផ្សំឡើងវិញ" ដែលអត្ថិភាពត្រូវបានព្យាករណ៍តាមទ្រឹស្តីសូម្បីតែ មុនពេលការរកឃើញរបស់ពួកគេដោយតារាវិទូសូវៀត N.S. Kardashev ដែលបានដោះស្រាយបញ្ហាជាច្រើនជាមួយ អរិយធម៌ក្រៅភព(សូមមើល ជំពូក 26) ។ បន្ទាត់ "ការផ្សំឡើងវិញ" លេចឡើងក្នុងអំឡុងពេលផ្លាស់ប្តូររវាងអាតូមដែលរំភើបខ្លាំង (ឧទាហរណ៍នៅចន្លោះកម្រិត 108 និង 107 នៃអាតូមអ៊ីដ្រូសែន)។ កម្រិត "ខ្ពស់" បែបនេះអាចមាននៅក្នុងមជ្ឈដ្ឋានអន្តរតារាតែដោយសារតែដង់ស៊ីតេទាបបំផុតរបស់វា។ ជាឧទាហរណ៍ សូមចំណាំថា មានតែកម្រិត 28 ដំបូងនៃអាតូមអ៊ីដ្រូសែនប៉ុណ្ណោះដែលអាចមាននៅក្នុងបរិយាកាសព្រះអាទិត្យ។ កម្រិតខ្ពស់ត្រូវបានបំផ្លាញដោយអន្តរកម្មជាមួយភាគល្អិតនៃប្លាស្មាជុំវិញ។ អស់រយៈពេលជាយូរណាស់មកហើយ តារាវិទូបានទទួលភស្តុតាងប្រយោលជាច្រើនអំពីវត្តមាននៃដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារា។ វាលម៉ាញេទិកទាំងនេះត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងពពកនៃឧស្ម័នអន្តរផ្កាយ ហើយផ្លាស់ទីជាមួយពួកគេ។ កម្លាំងនៃវាលបែបនេះគឺប្រហែល 10 -5 Oe ពោលគឺ 100 ពាន់ដងតិចជាងកម្លាំងនៃដែនម៉ាញេទិចរបស់ផែនដីនៅលើផ្ទៃនៃភពផែនដីរបស់យើង។ ទិសដៅទូទៅម៉ាញេទិក បន្ទាត់នៃកម្លាំងស្របពេលជាមួយនឹងទិសដៅនៃសាខានៃរចនាសម្ព័ន្ធវង់នៃ Galaxy ។ យើង​អាច​និយាយ​បាន​ថា ដៃ​វង់​ខ្លួន​គេ​ជា​បំពង់​កម្លាំង​ម៉ាញេទិក​ដ៏មហិមា។ នៅចុងឆ្នាំ 1962 អត្ថិភាពនៃដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារាត្រូវបានបង្កើតឡើងដោយតារាវិទូវិទ្យុអង់គ្លេសតាមរយៈការសង្កេតដោយផ្ទាល់។ ចំពោះគោលបំណងនេះ ឥទ្ធិពលប៉ូលឡាស៊ែរដ៏ស្រទន់បំផុតត្រូវបានសិក្សានៅក្នុងខ្សែវិទ្យុ 21 សង់ទីម៉ែត្រ ដែលត្រូវបានសង្កេតឃើញនៅក្នុងការស្រូបចូលក្នុងវិសាលគមនៃប្រភពដ៏មានឥទ្ធិពលនៃការបំភាយវិទ្យុ - nebula ក្តាម(សម្រាប់ប្រភពនេះ សូមមើលជំពូកទី 5) *** ។ ប្រសិនបើឧស្ម័នអន្តរតារាស្ថិតនៅក្នុងដែនម៉ាញេទិក នោះគេអាចរំពឹងថាខ្សែបន្ទាត់ 21 សង់ទីម៉ែត្រនឹងបំបែកទៅជាសមាសធាតុជាច្រើនដែលខុសគ្នានៅក្នុងបន្ទាត់រាងប៉ូល។ ចាប់តាំងពីទំហំនៃដែនម៉ាញេទិកមានទំហំតូចណាស់ ការបំបែកនេះនឹងមានការធ្វេសប្រហែសទាំងស្រុង។ លើសពីនេះទៀតទទឹងបន្ទាត់ស្រូបយក 21 សង់ទីម៉ែត្រគឺមានសារៈសំខាន់ណាស់។ រឿងតែមួយគត់ដែលត្រូវរំពឹងទុកក្នុងស្ថានភាពបែបនេះគឺភាពខុសគ្នានៃបន្ទាត់រាងជាប្រព័ន្ធតូចនៅក្នុងទម្រង់បន្ទាត់ស្រូបយក។ ដូច្នេះ ការរកឃើញប្រកបដោយទំនុកចិត្តនៃឥទ្ធិពលដ៏ស្រាលនេះ គឺជាសមិទ្ធិផលដ៏គួរឱ្យកត់សម្គាល់មួយ។ វិទ្យាសាស្ត្រទំនើប. តម្លៃដែលបានវាស់នៃដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារាបានប្រែទៅជាមានការព្រមព្រៀងពេញលេញជាមួយនឹងតម្លៃដែលរំពឹងទុកតាមទ្រឹស្តីយោងទៅតាមទិន្នន័យដោយប្រយោល។ ដើម្បីសិក្សាលើដែនម៉ាញេទិចរបស់តារានិករ វិធីសាស្ត្រតារាសាស្ត្រវិទ្យុក៏ត្រូវបានប្រើប្រាស់ផងដែរ ដោយផ្អែកលើការសិក្សាការបង្វិលនៃប្លង់ប៉ូលនៃការបញ្ចេញវិទ្យុពីប្រភព extragalactic **** ដូចដែលវាឆ្លងកាត់ "មេដែក" interstellar medium ("បាតុភូត Faraday") . វិធីសាស្រ្តនេះបានទទួលជោគជ័យរួចហើយក្នុងការទទួលបានទិន្នន័យសំខាន់ៗមួយចំនួនលើរចនាសម្ព័ន្ធនៃដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារា។ ក្នុងរយៈពេលប៉ុន្មានឆ្នាំចុងក្រោយនេះ ផូលសារត្រូវបានគេប្រើជាប្រភពនៃវិទ្យុសកម្មប៉ូលសម្រាប់វាស់វាលម៉ាញេទិកអន្តរតារាដោយវិធីនេះ (សូមមើលជំពូកទី 5)។ វាលម៉ាញេទិកអន្តរផ្កាយដើរតួនាទីយ៉ាងសំខាន់ក្នុងការបង្កើតឧស្ម័នត្រជាក់ក្រាស់ និងពពកធូលីនៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ ដែលផ្កាយរួមតូច (សូមមើលជំពូកទី 4) ។ វាលម៉ាញេទិកអន្តរតារាគឺទាក់ទងយ៉ាងជិតស្និទ្ធទៅនឹងកាំរស្មីលោហធាតុបឋមដែលបំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយ។ ទាំងនេះគឺជាភាគល្អិត (ប្រូតុង ស្នូលនៃធាតុធ្ងន់ជាង ក៏ដូចជាអេឡិចត្រុង) ដែលថាមពលរបស់វាលើសពីរាប់រយលានវ៉ុល អេឡិចត្រុង ឈានដល់ 10 20 -10 21 eV ។ ពួកវាផ្លាស់ទីតាមបន្ទាត់នៃកម្លាំងនៃដែនម៉ាញេទិកតាមបណ្តោយគន្លង helical ។ អេឡិចត្រុងនៃកាំរស្មីលោហធាតុបឋម ផ្លាស់ទីក្នុងដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារា បញ្ចេញរលកវិទ្យុ។ វិទ្យុសកម្មនេះត្រូវបានគេសង្កេតឃើញដោយពួកយើងថាជាការបំភាយវិទ្យុរបស់ Galaxy (ដែលគេហៅថា "កាំរស្មី synchrotron") ដូច្នេះ តារាសាស្ត្រវិទ្យុបានបើកលទ្ធភាពក្នុងការសិក្សាកាំរស្មី cosmic នៅក្នុងជម្រៅនៃ Galaxy និងសូម្បីតែឆ្ងាយហួសពីព្រំដែនរបស់វា។ ជាលើកដំបូង វាបានដាក់បញ្ហានៃប្រភពដើមនៃកាំរស្មីលោហធាតុនៅលើមូលដ្ឋានវិទ្យាសាស្ត្រដ៏រឹងមាំ។ បញ្ហានៃប្រភពដើមនៃជីវិត រហូតដល់ថ្មីៗនេះ សំណួរនៃកាំរស្មីលោហធាតុបឋមត្រូវបានគេមិនអើពើ។ ទន្ទឹមនឹងនេះ កម្រិតនៃវិទ្យុសកម្មរឹងដែលបណ្តាលឱ្យមានការផ្លាស់ប្តូរគឺ តាមគំនិតរបស់យើង កត្តាវិវត្តន៍ដ៏សំខាន់មួយ។ មានហេតុផលដើម្បីជឿថាដំណើរនៃការវិវត្តន៍នៃជីវិតនឹងខុសគ្នាទាំងស្រុង ប្រសិនបើកម្រិតនៃវិទ្យុសកម្មរឹង (ដែលឥឡូវនេះភាគច្រើនដោយសារតែកាំរស្មីលោហធាតុបឋម) នឹងមានរាប់សិប។ ដងខ្ពស់ជាងតម្លៃបច្ចុប្បន្ន។ សំណួរសំខាន់៖ តើ​កម្រិត​នៃ​វិទ្យុសកម្ម​លោហធាតុ​នៅ​ថេរ​លើ​ភព​ណា​ដែល​មាន​ជីវិត​វិវត្តន៍​ឬ​ទេ? វា​និយាយ​អំពីអំពីលក្ខខណ្ឌ គណនាក្នុងរយលានឆ្នាំ។ យើងនឹងឃើញនៅក្នុងជំពូកក្រោយៗទៀតនៃសៀវភៅនេះអំពីរបៀបដែលរូបវិទ្យា និងតារាសាស្ត្រវិទ្យុទំនើបឆ្លើយសំណួរនេះ។ ម៉ាស់នៃឧស្ម័នអន្តរតារានៅក្នុង Galaxy របស់យើងគឺជិតមួយពាន់លាន ម៉ាស់ព្រះអាទិត្យដែលលើសពី 1% នៃម៉ាស់សរុបនៃ Galaxy បន្តិច ដោយសារភាគច្រើនគឺផ្កាយ។ នៅក្នុងអ្នកដទៃ ប្រព័ន្ធផ្កាយអ័ក្ស ភាពសម្បូរបែបនៃឧស្ម័នអន្តរតារាប្រែប្រួលក្នុងដែនកំណត់ធំទូលាយដោយស្មើភាព។ នៅ កាឡាក់ស៊ីរាងអេលីបវាតូចណាស់ប្រហែល 10 -4 និងតិចជាងនេះខណៈពេលដែលនៅក្នុងប្រព័ន្ធផ្កាយមិនទៀងទាត់ (ដូចជា Magellanic Clouds) មាតិកានៃឧស្ម័នអន្តរតារាឈានដល់ 20 និងសូម្បីតែ 50% ។ កាលៈទេសៈនេះទាក់ទងយ៉ាងជិតស្និទ្ធទៅនឹងសំណួរនៃការវិវត្តន៍នៃប្រព័ន្ធផ្កាយ ដែលនឹងត្រូវបានពិភាក្សានៅក្នុងជំពូក។ ៦.

• * មិនមានខ្សែស្រូបចូលខាងក្នុងនៃកាល់ស្យូមអ៊ីយ៉ូដនៅក្នុងផ្កាយបែបនេះទេ ដោយសារសីតុណ្ហភាពនៃស្រទាប់ផ្ទៃរបស់វាខ្ពស់ពេក។
• ** ខ្សែ OH មានសមាសធាតុចំនួនបួនដែលមានប្រេកង់ជិតស្និទ្ធ (1612, 1665, 1667 និង 1720 MHz) ។
• *** ខ្សែស្រូបទាញ 21 សង់ទីម៉ែត្រ ដោយសារអ៊ីដ្រូសែនអន្តរតារា បង្កើតបានជាវិសាលគមវិទ្យុនៃប្រភពណាមួយ តាមរបៀបដូចគ្នាទៅនឹងខ្សែកាល់ស្យូមអន្តរតារា ក្នុងវិសាលគមនៃផ្កាយក្តៅឆ្ងាយ។
• **** ការបំភាយវិទ្យុពីប្រភព megagalactic គឺមានលក្ខណៈជាបន្ទាត់រាងប៉ូល ហើយកម្រិតនៃប៉ូល័រគឺជាធម្មតាស្ថិតនៅលើលំដាប់ជាច្រើនភាគរយ។ ប៉ូលនៃការបញ្ចេញវិទ្យុនេះត្រូវបានពន្យល់ដោយលក្ខណៈ synchrotron របស់វា (សូមមើលខាងក្រោម)។

ធម្មជាតិ​នៃ​ឧបករណ៍​ផ្ទុក​ផ្កាយ​បាន​ទាក់ទាញ​ចំណាប់អារម្មណ៍​របស់​តារាវិទូ និង​អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រ​ជាច្រើន​សតវត្ស​មកហើយ។ ពាក្យ "ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ" ខ្លួនវាត្រូវបានគេប្រើជាលើកដំបូងដោយ F. Bacon នៅក្នុងទីក្រុង។ "អូ ឋានសួគ៌រវាងផ្កាយ វាមានច្រើនដូចគ្នាជាមួយផ្កាយ វិលជុំវិញផែនដី (ជុំវិញផែនដី) ដូចផ្កាយដទៃទៀតដែរ"។ ទស្សនវិទូធម្មជាតិក្រោយមកលោក Robert Boyle បានជំទាស់នៅឆ្នាំ 1674 ថា: "តំបន់អន្តរតារានៃស្ថានសួគ៌ដូចដែល Epicureians សម័យទំនើបមួយចំនួនជឿថាត្រូវតែទទេ" ។

បន្ទាប់ពីការបង្កើតទ្រឹស្ដីអេឡិចត្រូម៉ាញេទិចទំនើប អ្នករូបវិទ្យាមួយចំនួនបានប្រកាសថា អេធើរ luminiferous ដែលមើលមិនឃើញ គឺជាឧបករណ៍ផ្ទុកសម្រាប់ការបញ្ជូនរលកពន្លឺ។ ពួកគេក៏ជឿថាអេធើរបានបំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយ។ R. Patterson បានសរសេរនៅឆ្នាំ 1862 ថា "លំហូរចេញនេះគឺជាមូលដ្ឋាននៃរំញ័រ ឬចលនាលំយោលនៅក្នុងអេធើរ ដែលបំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយ"។

ការប្រើប្រាស់ការស្ទាបស្ទង់រូបថតយ៉ាងស៊ីជម្រៅនៃមេឃពេលយប់បានអនុញ្ញាតឱ្យ E. Barnard ទទួលបានរូបភាពដំបូងនៃ nebula ងងឹត ដែលឈរចេញជាស្រមោលប្រឆាំងនឹងផ្ទៃខាងក្រោយនៃផ្កាយនៃកាឡាក់ស៊ី។ ទោះបីជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ការរកឃើញដំបូងនៃសារធាតុសាយភាយត្រជាក់ត្រូវបានធ្វើឡើងដោយ D. Hartmann ក្នុងឆ្នាំ 1904 បន្ទាប់ពីការរកឃើញនៃវិសាលគមស្រូបខ្យល់អាកាសនៅក្នុងវិសាលគមនៃការបំភាយនៃផ្កាយគោលពីរ ដែលត្រូវបានគេសង្កេតឃើញដើម្បីសាកល្បងឥទ្ធិពល Doppler ។

នៅក្នុងរបស់គាត់។ ការស្រាវជ្រាវប្រវត្តិសាស្ត្រវិសាលគមនៃ Delta Orion Hartmann បានសិក្សាពីចលនាគន្លងរបស់ដៃគូនៃប្រព័ន្ធ Delta Orion និងពន្លឺដែលចេញមកពីផ្កាយ ហើយបានដឹងថាពន្លឺមួយចំនួនត្រូវបានស្រូបតាមផ្លូវទៅកាន់ផែនដី។ Hartmann បានសរសេរថា "បន្ទាត់ស្រូបយកជាតិកាល់ស្យូមគឺខ្សោយណាស់" ហើយផងដែរថា "វាប្រែទៅជាគួរឱ្យភ្ញាក់ផ្អើលដែលខ្សែកាល់ស្យូមនៅចម្ងាយរលក 393.4 nanometers មិនផ្លាស់ទីក្នុងភាពខុសគ្នាតាមកាលកំណត់នៃបន្ទាត់វិសាលគមដែលមានវត្តមាននៅក្នុង spectroscopic ។ ផ្កាយគោលពីរ" ។ ធម្មជាតិស្ថានីនៃខ្សែទាំងនេះបានអនុញ្ញាតឱ្យ Hartmann ផ្តល់យោបល់ថាឧស្ម័នដែលទទួលខុសត្រូវចំពោះការស្រូបយកមិនមានវត្តមាននៅក្នុងបរិយាកាសនៃតំបន់ Delta Orion ប៉ុន្តែផ្ទុយទៅវិញ ស្ថិតនៅខាងក្រៅផ្កាយ ហើយស្ថិតនៅចន្លោះផ្កាយនិងអ្នកសង្កេតការណ៍។ ការសិក្សានេះគឺជាការចាប់ផ្តើមនៃការសិក្សាអំពីឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ។

បន្ទាប់ពីការសិក្សាដោយ Hartmann, Eger ក្នុងឆ្នាំ 1919 ខណៈពេលដែលកំពុងសិក្សាបន្ទាត់ស្រូបយកនៅចម្ងាយរលកនៃ 589.0 និង 589.6 nanometers នៅក្នុងប្រព័ន្ធនៃ Delta Orion និង Beta Scorpio សូដ្យូមត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ។

ការស្រាវជ្រាវបន្ថែមខ្សែ "H" និង "K" នៃកាល់ស្យូមដោយ Beals (1936) ធ្វើឱ្យវាអាចរកឃើញទម្រង់វិសាលគមទ្វេនិងមិនស៊ីមេទ្រីនៃ Epsilon និង Zeta Orionis ។ ទាំងនេះជាលើកដំបូង ការស្រាវជ្រាវដ៏ទូលំទូលាយមធ្យម interstellar នៅក្នុងក្រុមតារានិករ Orion ។ ភាពមិនស៊ីសង្វាក់គ្នានៃទម្រង់បន្ទាត់ស្រូបយក គឺជាលទ្ធផលនៃទីតាំងខាងលើនៃបន្ទាត់ស្រូបយកជាច្រើន ដែលនីមួយៗត្រូវគ្នាទៅនឹង ការផ្លាស់ប្តូរអាតូមិច(ឧទាហរណ៍ ខ្សែ "K" នៃកាល់ស្យូម) និងបានកើតឡើងនៅក្នុងពពកអន្តរតារា ដែលនីមួយៗមានល្បឿនរ៉ាឌីកាល់រៀងៗខ្លួន។ ដោយសារពពកនីមួយៗផ្លាស់ទីក្នុងល្បឿនខុសៗគ្នាក្នុងលំហអន្តរតារា ទាំងឆ្ពោះទៅកាន់ផែនដី និងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីវា ជាលទ្ធផលនៃឥទ្ធិពល Doppler បន្ទាត់ស្រូបយកបានផ្លាស់ប្តូរទៅជាពណ៌ស្វាយ ឬទៅផ្នែកក្រហមរៀងៗខ្លួន។ ការ​សិក្សា​នេះ​បាន​បញ្ជាក់​ថា​សារធាតុ​មិន​ត្រូវ​បាន​ចែកចាយ​ស្មើៗ​គ្នា​នៅ​ទូទាំង​លំហ​ផ្កាយ​ទេ។

ការសិក្សាដែលពឹងផ្អែកខ្លាំងនៃរូបធាតុអន្តរតារាបានអនុញ្ញាតឱ្យ W. Pickering ក្នុងឆ្នាំ 1912 បញ្ជាក់ថា "ឧបករណ៍ស្រូបទាញអន្តរតារា ដែលដូចដែល Kaptein បានបង្ហាញ ស្រូបបានតែនៅចម្ងាយរលកជាក់លាក់ប៉ុណ្ណោះ អាចបង្ហាញពីវត្តមានឧស្ម័ន និង ម៉ូលេគុលឧស្ម័នដែលត្រូវបានបណ្តេញចេញដោយព្រះអាទិត្យ និងផ្កាយ។

Thorndike បានសរសេរនៅឆ្នាំ 1930 ថា "វាពិតជាគួរឱ្យភ័យខ្លាចណាស់ក្នុងការដឹងថាមានឈូងសមុទ្រដែលមិនអាចតភ្ជាប់បានរវាងផ្កាយនិង ភាពទទេពេញលេញ. Aurora រំភើប​ដោយ​ភាគល្អិត​បន្ទុក​ដែល​បញ្ចេញ​ដោយ​ព្រះអាទិត្យ​របស់​យើង។ ប៉ុន្តែប្រសិនបើផ្កាយរាប់លានផ្សេងទៀតក៏បញ្ចេញនូវភាគល្អិតដែលមានបន្ទុក ហើយនេះជាការពិតដែលមិនអាចប្រកែកបាននោះ ភាពទំនេរដាច់ខាតមិនអាចមាននៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីទាល់តែសោះ។

ការបង្ហាញការសង្កេត

យើងរាយបញ្ជីការសង្កេតសំខាន់ៗ៖

1. វត្តមាន​នៃ nebulae ភ្លឺ​នៃ​អ៊ីយ៉ូដ​អ៊ីដ្រូសែន​ជុំវិញ​ផ្កាយ​ក្តៅ និង nebulae ធូលី​ឧស្ម័ន​ឆ្លុះ​បញ្ចាំង​នៅ​ជុំវិញ​ផ្កាយ​ដែល​ត្រជាក់​ជាង។
2. ការចុះខ្សោយនៃពន្លឺផ្កាយ (ការស្រូបយករវាងផ្កាយ) ដោយសារតែធូលីដែលជាផ្នែកមួយនៃឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ។ ក៏ដូចជាក្រហមដែលទាក់ទងនៃពន្លឺ; វត្តមាននៃ nebulae ស្រអាប់។
3. Polarization នៃពន្លឺនៅលើគ្រាប់ធូលី តម្រង់ទិសតាមបណ្តោយវាលម៉ាញេទិកនៃ Galaxy ។
4. វិទ្យុសកម្មអ៊ីនហ្វ្រារ៉េដពីធូលីអន្តរតារា
5. ការបំភាយវិទ្យុនៃអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតនៅក្នុងជួរវិទ្យុនៅចម្ងាយរលក 21 សង់ទីម៉ែត្រ
6. ទន់ កាំរស្មីអ៊ិចឧស្ម័នដ៏កម្រក្តៅ។
7. វិទ្យុសកម្ម Synchrotron នៃអេឡិចត្រុងដែលទាក់ទងគ្នាក្នុងដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារា។
8. វិទ្យុសកម្មពីម៉ាស្ទ័រលោហធាតុ។

រចនាសម្ព័នរបស់ ISM គឺពិតជាមិនសំខាន់ និងខុសពីធម្មតា៖ ពពកម៉ូលេគុលយក្ស, ណុបបុលឆ្លុះបញ្ចាំង, ណុប៊ីឡា protoplanetary, nebula ភពផែនដី, globule ជាដើម។ នេះនាំឱ្យ ជួរធំទូលាយមួយ។ការសង្កេត និងដំណើរការដែលកើតឡើងនៅក្នុងបរិស្ថាន។ តារាងខាងក្រោមរាយបញ្ជីលក្ខណៈសម្បត្តិនៃសមាសធាតុសំខាន់ៗនៃបរិស្ថានថាស៖

ដំណាក់កាល	សីតុណ្ហភាព (TO)	ការប្រមូលផ្តុំ	ម៉ាស់ពពក ()	ទំហំ (PC)	ចំណែកនៃបរិមាណកាន់កាប់	វិធីសាស្រ្តសង្កេត
ឧស្ម័ន coronal	≈ ៥	~0.003	-	-	~0.5	កាំរស្មីអ៊ិច បន្ទាត់ស្រូបយកលោហធាតុក្នុងកាំរស្មីយូវី
តំបន់ HII ភ្លឺ	≈	~30	~300	~10	~	បន្ទាត់ភ្លឺ Hα
តំបន់ HII ដង់ស៊ីតេទាប	≈	~0.3	-	-	~0.1	បន្ទាត់ Hα
បរិស្ថានអន្តរពពក	≈	~0.1	-	-	~0.4	បន្ទាត់លីអេ
តំបន់ HI ក្តៅ	~	~1	-	-	~0.01	វិទ្យុសកម្ម HI នៅ λ = 21 សង់ទីម៉ែត្រ
សារធាតុម៉ាស		~	~	~		កាំរស្មីម៉ាសឺរ
HI ពពក	≈80	~10	~100	~10	~0.01	ការស្រូបយក HI នៅ λ = 21 សង់ទីម៉ែត្រ
ពពកម៉ូលេគុលយក្ស	~20	~300	~3	~40	~3
ពពកម៉ូលេគុល	≈10	~	~300	~1	~	ខ្សែស្រូបនិងការបញ្ចេញអ៊ីដ្រូសែនម៉ូលេគុលនៅក្នុងវិសាលគមវិទ្យុ និងអ៊ីនហ្វ្រារ៉េដ។
Globules	≈10	~	~20	~0.3	~3	ការស្រូបចូលក្នុងជួរអុបទិក។

ឥទ្ធិពលម៉ាស

ក្តាម Nebula, ពណ៌បៃតង- វិទ្យុសកម្មម៉ាស្ទ័រ

នៅឆ្នាំ 1965 បន្ទាត់ខ្លាំង និងតូចចង្អៀតដែលមាន λ = 18 សង់ទីម៉ែត្រត្រូវបានគេរកឃើញនៅក្នុងចំនួននៃវិសាលគមនៃការបំភាយវិទ្យុ។ ការសិក្សាបន្ថែមបានបង្ហាញថាបន្ទាត់ជាកម្មសិទ្ធិរបស់ម៉ូលេគុល OH និងពួកវា។ ទ្រព្យសម្បត្តិមិនធម្មតាគឺជាលទ្ធផលនៃវិទ្យុសកម្មម៉ាស្ទ័រ។ នៅឆ្នាំ 1969 គាត់បានរកឃើញប្រភព maser ពីម៉ូលេគុលទឹកនៅ λ=1.35 សង់ទីម៉ែត្រ ក្រោយមក masers ត្រូវបានគេរកឃើញថាធ្វើការលើម៉ូលេគុលផ្សេងទៀតផងដែរ។ សម្រាប់ការបំភាយឧស្ម័នម៉ាសឺរ ចំនួនប្រជាជនបញ្ច្រាសនៃកម្រិតគឺចាំបាច់ (ចំនួនអាតូមនៅកម្រិត resonant ខាងលើគឺធំជាងនៅកម្រិតទាប)។ បនា្ទាប់មក ការឆ្លងកាត់សារធាតុនោះ ពន្លឺជាមួយនឹងប្រេកង់បន្ទរនៃរលកត្រូវបានពង្រីក និងមិនចុះខ្សោយ (នេះហៅថាឥទ្ធិពលម៉ាស)។ ដើម្បីរក្សាចំនួនប្រជាជនបញ្ច្រាស ការបូមថាមពលថេរគឺចាំបាច់ ដូច្នេះម៉ាស៊ីនអវកាសទាំងអស់ត្រូវបានបែងចែកជាពីរប្រភេទ៖

លក្ខណៈរូបវន្ត

អវត្ដមាននៃលំនឹងទែរម៉ូឌីណាមិកក្នុងតំបន់ (LTE)

នៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ ការផ្តោតអារម្មណ៍នៃអាតូមគឺតូច ហើយជម្រៅអុបទិកគឺតូច។ នេះមានន័យថាសីតុណ្ហភាពវិទ្យុសកម្មគឺជាសីតុណ្ហភាពវិទ្យុសកម្មរបស់ផ្កាយ (~5000 K) ហើយមិនត្រូវគ្នាទៅនឹងសីតុណ្ហភាពរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្ទាល់នោះទេ។ ក្នុងករណីនេះ សីតុណ្ហភាពអេឡិចត្រុង និងអ៊ីយ៉ុងនៃប្លាស្មាអាចខុសគ្នាខ្លាំងពីគ្នាទៅវិញទៅមក ដោយសារការផ្លាស់ប្តូរថាមពលនៅពេលប៉ះទង្គិចកើតឡើងកម្រណាស់។ ដូច្នេះមិនមានសីតុណ្ហភាពតែមួយសូម្បីតែនៅក្នុងន័យក្នុងស្រុក។

ការចែកចាយចំនួនអាតូម និងអ៊ីយ៉ុងលើចំនួនប្រជាជនកម្រិតត្រូវបានកំណត់ដោយតុល្យភាពនៃដំណើរការផ្សំឡើងវិញ និងអ៊ីយ៉ូដ។ LTE តម្រូវឱ្យដំណើរការទាំងនេះស្ថិតក្នុងលំនឹង ដូច្នេះលក្ខខណ្ឌនៃសមតុល្យលម្អិតត្រូវបានពេញចិត្ត ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ នៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ ដោយផ្ទាល់ និងបញ្ច្រាស។ ដំណើរការបឋមមានលក្ខណៈខុសគ្នា ដូច្នេះហើយសមតុល្យលម្អិតមិនអាចបង្កើតបានទេ។

ខ្យល់ព្រះអាទិត្យគឺជាស្ទ្រីមនៃភាគល្អិតដែលមានបន្ទុក (ជាចម្បងអ៊ីដ្រូសែន និងប្លាស្មាអេលីយ៉ូម) ដែលហូរចេញពីកូរូណាព្រះអាទិត្យជាមួយនឹងល្បឿនកើនឡើងជាមួយនឹងល្បឿនដ៏អស្ចារ្យ។ ល្បឿននៃខ្យល់ព្រះអាទិត្យនៅ heliopause គឺប្រហែល 450 គីឡូម៉ែត្រ / វិនាទី។ ល្បឿននេះលើសពីល្បឿនសំឡេងនៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ។ ហើយប្រសិនបើយើងស្រមៃមើលការប៉ះទង្គិចគ្នានៃមធ្យមរវាងផ្កាយ និងខ្យល់ព្រះអាទិត្យដែលជាការប៉ះទង្គិចគ្នានៃស្ទ្រីមពីរ នោះរលកឆក់នឹងកើតឡើងក្នុងអំឡុងពេលអន្តរកម្មរបស់ពួកគេ។ ហើយឧបករណ៍ផ្ទុកខ្លួនឯងអាចត្រូវបានបែងចែកជាបីតំបន់៖ តំបន់ដែលមានតែភាគល្អិត ISM តំបន់ដែលមានតែភាគល្អិតខ្យល់ផ្កាយ និងតំបន់នៃអន្តរកម្មរបស់ពួកគេ។

ហើយប្រសិនបើឧស្ម័ន interstellar ត្រូវបាន ionized ទាំងស្រុង ដូចដែលត្រូវបានសន្មត់ថាដំបូង នោះ អ្វីគ្រប់យ៉ាងនឹងពិតជាដូចបានរៀបរាប់ខាងលើ។ ប៉ុន្តែ ដូចដែលការសង្កេតដំបូងនៃឧបករណ៍ផ្ទុក interplanetary នៅក្នុង Ly-aplha បានបង្ហាញរួចហើយ។ ភាគល្អិតអព្យាក្រឹតមធ្យម interstellar ជ្រាបចូលទៅក្នុងប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យ។ ម្យ៉ាងវិញទៀត ព្រះអាទិត្យធ្វើអន្តរកម្មជាមួយឧស្ម័នអព្យាក្រឹត និងអ៊ីយ៉ូដ តាមវិធីផ្សេងៗគ្នា។

ចលនា ប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យនៅក្នុង Local Interstellar Cloud

អន្តរកម្មជាមួយឧស្ម័នអ៊ីយ៉ូដ

ព្រំដែននៃរលកឆក់

ដំបូង ខ្យល់ដែលមានពន្លឺថ្ងៃថយចុះ ក្លាយជាក្រាស់ កាន់តែក្តៅ និងច្របូកច្របល់។ ពេលនៃការផ្លាស់ប្តូរនេះត្រូវបានគេហៅថា ព្រំដែន រលកឆក់ (ការឆក់បញ្ចប់) និងមានទីតាំងនៅចម្ងាយប្រហែល 85-95 AU ។ e. ពីព្រះអាទិត្យ។ (នេះ​បើ​តាម​ទិន្នន័យ​ពី​ ស្ថានីយ៍អវកាសយាន Voyager 1 និង Voyager 2 ដែលបានឆ្លងកាត់ព្រំដែននេះក្នុងខែធ្នូ ឆ្នាំ 2004 និងខែសីហា ឆ្នាំ 2007។)

heliosphere និង heliopause

ប្រហែល 40 ព្រឹកទៀត e. ខ្យល់ព្រះអាទិត្យបុកជាមួយ បញ្ហាអន្តរតារាហើយទីបំផុតឈប់។ ព្រំដែននេះបំបែកអន្តរតារាពីប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យត្រូវបានគេហៅថា heliopause. នៅក្នុងរូបរាងវាស្រដៀងទៅនឹងពពុះដែលពន្លូតនៅក្នុង ចលនាផ្ទុយចំហៀងព្រះអាទិត្យ។ តំបន់នៃលំហដែលជាប់នឹង heliopause ត្រូវបានគេហៅថា heliosphere.