мини|Расподела јонизованог водоника у галаксији Млечни пут
У астрономији, Међузвездани медијум или интерстеларни медијум је назив за материју која се налази између звезда у галаксији. Под „материја” се подразумева гас у атомском, молекулском или јонизованом стању, затим космички зраци и прашина. У међузвезданом простору такође има и електромагнетног зрачења, који се назива поље међузвезданог зрачења.Хемија међузвезданог медијума
Међузвездани медијум није хомоген, и у сваком делу галаксије је другачији. Можемо га поделити на основу стања гаса (јонизовани, атомски или молекулски) као и по густини или температури материје. Овај простор међу звездама најчешће заузима водоник, затим хелијум и доста мали проценат кисеоника, азота и угљеника.
У хладним деловима међузвезданог медијума, гас је обично у молекулском стању, и густине од просечно 106 молекула по -{cm}-3. Топлије регионе, међутим сачињавају јонизовани облици гаса и густина је мања него у молекулском-око 10-4 јона по -{cm}-3. (Поређења ради, у ваздуху се налази просечно 1019 молекула по -{cm}-3). 90% свих гасова у међузвезданом медијуму је водоник, 9% хелијум, а атоми тежи од ходоника и хелијума заузимају свега 1% простора (налазе се близу супернова).
Прва летелица која је дошла до међузвезданог медијума је Војаџер 1, 25. августа 2012. године.
Материја у међузвезданом медијуму На следећој табели (доле) приказане су врсте медијума и њихове особине.
Врста материје Удео у Млечном путу Величина (pc) Температура (К) Густина (атоми по cm3) Стање водоника Молекулски облак < 1% 80 10-20 102—106 молекулски Хладан неутрални медијум (CNM) 1—5% 100—300 50-100 20—50 неутрални атомски Врућ неутрални медијум (WNM) 10—20% 300-400 6000-10000 0.2—0.5 неутрални атомски Врућ јонизовани медијум (WIM) 20—50% 70 8000 0.2—0.5 јонизован HII региони < 1% 1000 8000 102—104 јонизован Галактичка корона 30—70% 1000-3000 106—107 10−4—10−2 јонизован
Структура Међугалакстички медијум је турбулентан и има своју структуру у простору.
Звезде се рађају у молекулским облацима (великих пар парсека) и за време свог живота интерагују са међузвезданим медијумом физички. Соларни ветар утиче на медијум јер у њега избацује огромне количине јонизованих честица, па долази до хиперсоничне турбуленције. Понекад честице из соларног ветра у међузвезданом медијуму формирају вреле балоне разних величина који су видљиви у икс и радио делу зрачења.
Сунце се тренутно креће кроз део међузвезданог медијума назван Локални међузвездани облак.
мини|видео показује како научници посматрају и анализирају међузвездани медијум
Интеракција са међупланетарним медијумом Граница између међузвезданог и међупланетарног медијума зове се хелиопауза. Она није јасно одређена, мада се сматра да се налази иза којперовог појаса, на 90-100 АЈ од Сунца. Ту честице соларног ветра успоравају испод соничних брзина и реагују са међузвезданом материјом. Прва летелица која је прешла хелиопаузу и ушла у међузвездани простор је Војаџер 1, 25. августа 2012. Сада се бави анализом и снимањем спектара међузвездане материје.
мини|Војаџер 1, прва летелица послата у међузвездани медијум
Загревање и хлађење Међузвездани медијум није у термодинамичкој равнотежи и на њега се не може применити Максвелова расподела брзина у гасовима. Постоји више процеса којима се међузвездани гас хлади или загрева:
Загревање Загревање космичким зрачењем - космички зраци су најчешћи облик загревања гаса у међузвезданом простору, јер могу да пробију у његову дубину. Енергију на гас преносе путем слободних електрона или јонизацијом. Најзначајнији су космички зраци малих енергија од пар -{MeV}- јер су најбројнији. Фотоелектрично загревање - ултраљубичасто зрачење које потиче са врелих звезда може да веже за себе електроне и тако их уклони из међузвезданог гаса. Када фотон удари о неку честицу у гасу пренесе јој енергију, односно топлоту. Овом методом загревају се само мали делови (зрна) целокупног гаса чија је величина -{n(r) ∝ r -3.5}- (-{r}- је величина једног молекула у зрну). Фотојонизација - када се електрон ослободи (нпр. продирањем ултраљубичастог зрачења у гас), он односи кинетичку енергију величине -{E}-фотон - -{E}-јонизација. Овај процес најзаступљенији је у -{HII}- регионима.
мини|врућ молекулски облак Загревање Х зрачењем - икс зраци, као и ултраљубичасти, могу да уклоне електрон из гаса и тиме јонизују атом из кога је електрон узет. Ово загревање најзаступљеније је у топлим гасовима мале густине који се налазе близу објеката који емитују икс зрачење (нпр. неутронске звезде). Хемијско загревање - одвија се у молекулским гасовима. Када се два водоника споје и формирају молекул (-{Н}-2) ослобађа се енергија јачине 4.48 -{eV}- у виду топлоте. Тиме се загрева мали део гаса где се створио молекул. Сударањем тих молекула, као и слободних атома, такође се загрева гас.
Остале, мање значајне врсте загревања: гравитациони колапс дела међузвезданог гаса експлозије супернове соларни ветар ширење -{НII}- региона
Хлађење међузвезданог гаса постепено хлађење појединих региона - ова врста хлађења је најзаступљенија, у свим врстама гаса који сачињавају међузвездани медијум осим у молекулским облацима и веома врућим гасовима. Јавља се у -{CII}-, -{OI}-, -{OII}-, -{OIII}-, -{NII}-, -{NIII}-, -{NeII}-, -{NeIII}- и -{HII}- регионима. Сударањем атома у овим регионима побуђују се електрони и прелазе на више нивое. Затим, када се буду враћали на претходни, уобичаједни ниво који им припада ослободиће се добијене енергије путем израченог фотона. Фотони енергију гаса односе изван међузвезданог медијума и тако се гас хлади.
Пропагација радиоталаса
thumb|лево|400px|Атмосферско слабљење у dB/km као функција фреквенције у EHF опсегу. Врхови апсорпције на одређеним фреквенцијама представљају проблем због састојака атмосфере као што су водена пара (H2O) и угљен-диоксид (CO2).
Радио таласи од ≈10 kHz (веома ниске фреквенције) до ≈300 GHz (екстремно високе фреквенције) шире се другачије у међузвезданом простору него на површини Земље. Постоји много извора сметњи и изобличења сигнала који не постоје на Земљи. Велики део радио астрономије зависи од компензације различитих ефеката ширења да би се открио жељени сигнал.
Открића thumb|right|300px|Велики рефрактор у Потсдаму, двоструки телескоп са сочивима од 80 cm (31,5") и 50 cm (19,5") отворен 1899. године, коришћен је за откривање међузвезданог калцијума 1904. године.
Године 1864. Вилијам Хагинс је помоћу спектроскопије утврдио да је маглина направљена од гаса. Хагинс је имао приватну опсерваторију са телескопом од 8 инча, са сочивом Алвина Кларка; али је био опремљен за спектроскопију која је омогућила продорна посматрања.
Године 1904. једно од открића направљено помоћу телескопа Потсдамски велики рефрактор било је присуство калцијума у међузвезданом медију. Астроном Јоханес Франц Хартман је из спектрографских посматрања бинарне звезде Минтаке у Ориону утврдио да се у простору налази елемент калцијум.
Међузвездани гас је даље потврдио Слифер 1909. године, а затим је 1912. године и међузвездану прашину потврдио Слифер. На тај начин је у низу открића и постулизација његове природе потврђена укупна природа међузвезданог медија.
У септембру 2020. представљени су докази о води у чврстом стању у међузвезданом медију, а посебно о воденом леду помешаном са силикатним зрнцима у космичкој прашини.
Референце
Литература
.
Lamb G. L. Jr. “Analytical description of ultra-short optical pulse propagation in a resonant medium”, Rev. Mod. Phys., 43, 99-124. . Springer
Reprinted from Blackwood's Magazine.
Yan, Y. X.; Gamble, E.B. Jr.; Nelson K. A. (1985), “Impulsive Stimulated Scattering: General Importance in Femto-second Laser Pulse Interactions with Matter and Spectroscopic Applications”, J. Chem. Phys., 83, 3591–5399.
Спољашње везе
О локалном међузвезданом медијуму Основни подаци о међузвезданом медијуму и слике -{Freeview Video 'Chemistry of Interstellar Space' William Klemperer, Harvard University. A Royal Institution Discourse by the Vega Science Trust.}- -{The interstellar medium: an online tutorial }-
Категорија:Свемир Категорија:Звезде Категорија:Астрономија Категорија:Врсте гасова