Obszary wodoru
6 Maj 2005r. w Droga Mleczna napisał/a Marcin SzulcNajobficiej występujący w przestrzeni międzygwiazdowej wodór nie daje się wykrywać w widmach gwiazd, gdyż jako znajdujący się w stanie podstawowym, nie wzbudzonym, nie daje linii absorpcyjnych w dziedzinie widma dostępnej do badań z powierzchni Ziemi. Rozmieszczenie przestrzenne wodoru międzygwiazdowego udało się dopiero zbadać obserwacyjnie metodami radioastronomicznymi.
Najobficiej występujący w przestrzeni międzygwiazdowej wodór nie daje się wykrywać w widmach gwiazd, gdyż jako znajdujący się w stanie podstawowym, nie wzbudzonym, nie daje linii absorpcyjnych w dziedzinie widma dostępnej do badań z powierzchni Ziemi. Rozmieszczenie przestrzenne wodoru międzygwiazdowego udało się dopiero zbadać obserwacyjnie metodami radioastronomicznymi.
Astronom holenderski H. C. van de Hulst przewidział w roku 1945, że wodór neutralny w stanie podstawowym może znajdować się na dwóch blisko siebie położonych poziomach energetycznych. Z fizyki atomowej wiemy, że zarówno elektrony, jak i protony w atomie wodoru obdarzone są momentem ruchu obrotowego noszącym nazwę krętu lub spinu. Otóż w atomie wodoru spin protonu i elektronu może występować w dwóch konfiguracjach, w jednej kierunki spinu są jednakowo skierowane (spin równoległy), albo skierowane przemiennie (spin antyrównoległy). Energetycznie konfiguracje te nieco się różnią między sobą i przy przejściu atomu z poziomu energetycznego wyższego do niższego emitowany jest kwant energii o częstotliwości 1420 MHz, co daje linię spektralną o długości fali 21,1 cm. Przejście między poziomami należy do kategorii przejść wzbronionych, lecz gęstość wodoru w przestrzeni międzygwiazdowej jest tak mała, że może następować spontaniczna emisja promieniowania o częstotliwości 1420 MHz. Obserwacje z roku 1951 potwierdziły przewidywania van de Hulsta. Od tego czasu obserwacje promieniowania radiowego wodoru o długości fali 21 cm stały się potężnym środkiem badania przestrzeni międzygwiazdowej. Udało się uzyskać obraz rozmieszczenia przestrzennego wodoru, bo z obserwacji tych mamy możność wyznaczać nie tylko kierunek, lecz i odległość chmur wodorowych.
W sąsiedztwie gorących gwiazd wodór ulega jonizacji na skutek intensywnego ich promieniowania nadfioletowego. Swobodne elektrony przypadkowo zderzają się z protonami, przy takich zaś zderzeniach zostają schwytane chwilowo na orbity, przy czym wyzwala się energia w postaci emisji promieniowania. Obecność obszarów zjonizowanego wodoru stwierdzona została obserwacyjnie w roku 1937 przez amerykańskich astronomów O. Struvego i C. T. Elveya. Zagadnienie to zostało następnie zbadane przez innego astronoma amerykańskiego B. Strömgrena, który w roku 1939 wykazał, że przestrzeń międzygwiazdowa rozpada sie na dość wyraĽnie rozgraniczone obszary: wodoru neutralnego (obszary H I) i wodoru zjonizowanego (obszary H II). Obszary H II rozciągają się na wielkich odległościach od gwiazd gorących, tym większych, im wyższą temperaturę ma gwiazda. Naprzykład gwiazdy klasy O5 jonizują wodór prawie całkowicie do odległości 110 parseków, gwiazdy klasy B0 - do 26 parseków, a gwiazdy klasy B8 tylko do odległości 1 parseka. Dookoła chłodniejszych gwiazd obszarów H II praktycznie nie ma. Temperatura obszarów H II jest bardzo wysoka, wynosi bowiem blisko 10000 K.
Obszary H I są dostępne do badania tylko za pośrednictwem wysyłanego przez nie promieniowania radiowego o długości fali 21 cm. Temperatura ich jest poniżej 100 K.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Astronom holenderski H. C. van de Hulst przewidział w roku 1945, że wodór neutralny w stanie podstawowym może znajdować się na dwóch blisko siebie położonych poziomach energetycznych. Z fizyki atomowej wiemy, że zarówno elektrony, jak i protony w atomie wodoru obdarzone są momentem ruchu obrotowego noszącym nazwę krętu lub spinu. Otóż w atomie wodoru spin protonu i elektronu może występować w dwóch konfiguracjach, w jednej kierunki spinu są jednakowo skierowane (spin równoległy), albo skierowane przemiennie (spin antyrównoległy). Energetycznie konfiguracje te nieco się różnią między sobą i przy przejściu atomu z poziomu energetycznego wyższego do niższego emitowany jest kwant energii o częstotliwości 1420 MHz, co daje linię spektralną o długości fali 21,1 cm. Przejście między poziomami należy do kategorii przejść wzbronionych, lecz gęstość wodoru w przestrzeni międzygwiazdowej jest tak mała, że może następować spontaniczna emisja promieniowania o częstotliwości 1420 MHz. Obserwacje z roku 1951 potwierdziły przewidywania van de Hulsta. Od tego czasu obserwacje promieniowania radiowego wodoru o długości fali 21 cm stały się potężnym środkiem badania przestrzeni międzygwiazdowej. Udało się uzyskać obraz rozmieszczenia przestrzennego wodoru, bo z obserwacji tych mamy możność wyznaczać nie tylko kierunek, lecz i odległość chmur wodorowych.
W sąsiedztwie gorących gwiazd wodór ulega jonizacji na skutek intensywnego ich promieniowania nadfioletowego. Swobodne elektrony przypadkowo zderzają się z protonami, przy takich zaś zderzeniach zostają schwytane chwilowo na orbity, przy czym wyzwala się energia w postaci emisji promieniowania. Obecność obszarów zjonizowanego wodoru stwierdzona została obserwacyjnie w roku 1937 przez amerykańskich astronomów O. Struvego i C. T. Elveya. Zagadnienie to zostało następnie zbadane przez innego astronoma amerykańskiego B. Strömgrena, który w roku 1939 wykazał, że przestrzeń międzygwiazdowa rozpada sie na dość wyraĽnie rozgraniczone obszary: wodoru neutralnego (obszary H I) i wodoru zjonizowanego (obszary H II). Obszary H II rozciągają się na wielkich odległościach od gwiazd gorących, tym większych, im wyższą temperaturę ma gwiazda. Naprzykład gwiazdy klasy O5 jonizują wodór prawie całkowicie do odległości 110 parseków, gwiazdy klasy B0 - do 26 parseków, a gwiazdy klasy B8 tylko do odległości 1 parseka. Dookoła chłodniejszych gwiazd obszarów H II praktycznie nie ma. Temperatura obszarów H II jest bardzo wysoka, wynosi bowiem blisko 10000 K.
Obszary H I są dostępne do badania tylko za pośrednictwem wysyłanego przez nie promieniowania radiowego o długości fali 21 cm. Temperatura ich jest poniżej 100 K.
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
28.03.2023, 04:23