Gaz międzygwiazdowy
6 Maj 2005r. w Droga Mleczna napisał/a Marcin SzulcJasne mgławice galaktyczne nie są izolowanymi chmurami gazu, lecz stanowią tylko zagęszczenia w materii wypełniającej przestrzeń międzygwiazdową. Istnienie materii międzygwiazdowej było przeczuwane już w XIX wieku przez rosyjskiego astronoma W. Struvego, jednak dopiero w XX wieku znaleziono dowody obserwacyjne potwierdzające przypuszczenia, że przestrzeń międzygwiazdowa nie jest pusta. Stwierdzono też, ze materia międzygwiazdowa składa się z gazu i pyłu.
Jasne mgławice galaktyczne nie są izolowanymi chmurami gazu, lecz stanowią tylko zagęszczenia w materii wypełniającej przestrzeń międzygwiazdową. Istnienie materii międzygwiazdowej było przeczuwane już w XIX wieku przez rosyjskiego astronoma W. Struvego, jednak dopiero w XX wieku znaleziono dowody obserwacyjne potwierdzające przypuszczenia, że przestrzeń międzygwiazdowa nie jest pusta. Stwierdzono też, ze materia międzygwiazdowa składa się z gazu i pyłu. Omówimy najpierw składową gazową.
W roku 1904 niemiecki astronom J. Hartmann stwierdził, że w widmie gwiazdy spektralnie podwójnej o Orionis (klasa B1) linia K zjonizowanego wapnia (Ca II) nie bierze udziału w okresowych przesunięciach innych linii, spowodowanych ruchem orbitalnym składników układu. Z faktu tego Hartmann wyciągnął wniosek, że ta "stacjonarna" linia K powstaje nie w atmosferze gwiazdy, lecz w wyniku pochłaniania w chmurze gazowej położonej w przestrzeni międzygwiazdowej między gwiazdą a nami.
Międzygwiazdową linię K wapnia zjonizowanego dostrzegamy jedynie w widmach gwiazd należących do klas wcześniejszych od B3, ponieważ w widmach atmosfer tych gorących gwiazd występują bardzo słabe linie wapnia zjonizowanego, wskutek czego można dostrzec w widmie gwiazdy linie K pochodzenia międzygwiazdowego jako nieznacznie przesunięte względem gwiazdowych linii K na skutek zjawiska Dopplera. W widmach gwiazd późniejszych klas widmowych linii H i K zjonizowanego wapnia są tak intensywne i szerokie, ze maskują słabe linie tegoż pierwiastka, spowodowane przez gaz międzygwiazdowy. Już Hartman przypuszczał, że zjonizowany wapń nie jest jedynym pierwiastkiem występującym w przestrzeni międzygwiazdowej. Istotnie, póĽniej odkryto linie międzygwiazdowe innych pierwiastków, jak Na I, Ca I, K I, Ti II, Fe I, a nawet molekuł związków chemicznych.
Już optycznie pod koniec lat trzydziestych bieżącego stulecia w widmach gwiazd gorących stwierdzono absorpcję pochodzącą od prostych molekuł CH i CN. Wielki wszakże postęp w dziedzinie poznawania molekuł w przestrzeni międzygwiazdowej zarysował się w latach sześćdziesiątych przez zastosowanie metod radioastronomicznych do badań tego rodzaju. Metody te doprowadziły do wykrycia w roku 1963 molekuł OH dających absorpcyjne pasma o długości fali około 18 cm (częstotliwość 1612, 1665, 1666 i 1720 Mhz), w roku 1965 zaś stwierdzono również promieniowanie emisyjne tej molekuły.
Począwszy od 1968 roku zaznaczył się szybki wzrost odkryć metodami radioastronomicznymi coraz bardziej złożonych molekuł w przestrzeni międzygwiazdowej. Najpierw odkryto na fali 1,26 cm amoniak (NH3) międzygwiazdowy, następnie w 1969 roku odkryto w radioĽródłach parę wodną H2O. W tym samym roku wykryto pierwszą złożoną międzygwiazdową molekułę organiczną, formaldehyd (H2CO), w absorpcji na fali 6,21 cm. Po tym odkryciu nastąpiły dalsze, w wyniku czego na początku 1973 roku znano już 26 związków chemicznych występujących w gazie międzygwiazdowym. Są to molekuły zawierające od dwóch do siedmiu atomów. Wśród tych molekuł jest spirytus metylowy CH3OH, cyjanoacetylen CHCCN, z siedmioatomowych zaś molekuł należy wymienić H2CCH2 i H3CCOH. Wykryto również związki siarki, z których najcięższą dotychczas odkrytą molekułą międzygwiazdową jest OSC. Odkrycie wieloatomowych molekuł w przestrzeni międzygwiazdowej należy do najdonioślejszych odkryć astronomii, gdyż zainaugurowało to związek między astronomią a biochemią. Odkryte bowiem w przestrzeni międzygwiazdowej molekuły, jak formaldehyl (H2CO), cyjanowodór (HCN) i cyjanoacetylen (HC3N), występują przy syntezie cukrów, puryn i pirymidyn, a te z kolei są molekułami, jakie wchodzą do podstawowych biologicznych cząsteczek DNA (kwas dezoksyrybonukleinowy).
Gaz międzygwiazdowy powodujący występowanie w widmach gwiazd linii stacjonarnych nie jest równomiernie rozmieszczony w przestrzeni, lecz tworzy zagęszczenia w postaci chmur mających rozmaitą prędkość radialną. Uwidacznia się to w rozszczepianiu linii międzygwiazdowych w widmach na pewną liczbę składników. Na przykład w widmach niektórych gwiazd zaobserwowano linie międzygwiazdową K, złożoną z czterech składników, czyli że powstała ona na skutek absorpcji w czterech chmurach gazu poruszających się z różną prędkością. Poszczególne chmury maja różne rozmiary, jednak przeciętne ich średnice są rzędu 15 parseków. Ocenia się, ze w płaszczyĽnie Drogi Mlecznej promień światła przechodzi średnio przez siedem obłoków na każde 1000 parseków.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
W roku 1904 niemiecki astronom J. Hartmann stwierdził, że w widmie gwiazdy spektralnie podwójnej o Orionis (klasa B1) linia K zjonizowanego wapnia (Ca II) nie bierze udziału w okresowych przesunięciach innych linii, spowodowanych ruchem orbitalnym składników układu. Z faktu tego Hartmann wyciągnął wniosek, że ta "stacjonarna" linia K powstaje nie w atmosferze gwiazdy, lecz w wyniku pochłaniania w chmurze gazowej położonej w przestrzeni międzygwiazdowej między gwiazdą a nami.
Międzygwiazdową linię K wapnia zjonizowanego dostrzegamy jedynie w widmach gwiazd należących do klas wcześniejszych od B3, ponieważ w widmach atmosfer tych gorących gwiazd występują bardzo słabe linie wapnia zjonizowanego, wskutek czego można dostrzec w widmie gwiazdy linie K pochodzenia międzygwiazdowego jako nieznacznie przesunięte względem gwiazdowych linii K na skutek zjawiska Dopplera. W widmach gwiazd późniejszych klas widmowych linii H i K zjonizowanego wapnia są tak intensywne i szerokie, ze maskują słabe linie tegoż pierwiastka, spowodowane przez gaz międzygwiazdowy. Już Hartman przypuszczał, że zjonizowany wapń nie jest jedynym pierwiastkiem występującym w przestrzeni międzygwiazdowej. Istotnie, póĽniej odkryto linie międzygwiazdowe innych pierwiastków, jak Na I, Ca I, K I, Ti II, Fe I, a nawet molekuł związków chemicznych.
Już optycznie pod koniec lat trzydziestych bieżącego stulecia w widmach gwiazd gorących stwierdzono absorpcję pochodzącą od prostych molekuł CH i CN. Wielki wszakże postęp w dziedzinie poznawania molekuł w przestrzeni międzygwiazdowej zarysował się w latach sześćdziesiątych przez zastosowanie metod radioastronomicznych do badań tego rodzaju. Metody te doprowadziły do wykrycia w roku 1963 molekuł OH dających absorpcyjne pasma o długości fali około 18 cm (częstotliwość 1612, 1665, 1666 i 1720 Mhz), w roku 1965 zaś stwierdzono również promieniowanie emisyjne tej molekuły.
Począwszy od 1968 roku zaznaczył się szybki wzrost odkryć metodami radioastronomicznymi coraz bardziej złożonych molekuł w przestrzeni międzygwiazdowej. Najpierw odkryto na fali 1,26 cm amoniak (NH3) międzygwiazdowy, następnie w 1969 roku odkryto w radioĽródłach parę wodną H2O. W tym samym roku wykryto pierwszą złożoną międzygwiazdową molekułę organiczną, formaldehyd (H2CO), w absorpcji na fali 6,21 cm. Po tym odkryciu nastąpiły dalsze, w wyniku czego na początku 1973 roku znano już 26 związków chemicznych występujących w gazie międzygwiazdowym. Są to molekuły zawierające od dwóch do siedmiu atomów. Wśród tych molekuł jest spirytus metylowy CH3OH, cyjanoacetylen CHCCN, z siedmioatomowych zaś molekuł należy wymienić H2CCH2 i H3CCOH. Wykryto również związki siarki, z których najcięższą dotychczas odkrytą molekułą międzygwiazdową jest OSC. Odkrycie wieloatomowych molekuł w przestrzeni międzygwiazdowej należy do najdonioślejszych odkryć astronomii, gdyż zainaugurowało to związek między astronomią a biochemią. Odkryte bowiem w przestrzeni międzygwiazdowej molekuły, jak formaldehyl (H2CO), cyjanowodór (HCN) i cyjanoacetylen (HC3N), występują przy syntezie cukrów, puryn i pirymidyn, a te z kolei są molekułami, jakie wchodzą do podstawowych biologicznych cząsteczek DNA (kwas dezoksyrybonukleinowy).
Gaz międzygwiazdowy powodujący występowanie w widmach gwiazd linii stacjonarnych nie jest równomiernie rozmieszczony w przestrzeni, lecz tworzy zagęszczenia w postaci chmur mających rozmaitą prędkość radialną. Uwidacznia się to w rozszczepianiu linii międzygwiazdowych w widmach na pewną liczbę składników. Na przykład w widmach niektórych gwiazd zaobserwowano linie międzygwiazdową K, złożoną z czterech składników, czyli że powstała ona na skutek absorpcji w czterech chmurach gazu poruszających się z różną prędkością. Poszczególne chmury maja różne rozmiary, jednak przeciętne ich średnice są rzędu 15 parseków. Ocenia się, ze w płaszczyĽnie Drogi Mlecznej promień światła przechodzi średnio przez siedem obłoków na każde 1000 parseków.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
7.07.2022, 13:30