www.wikidata.uk-ua.nina.az

Міжзоряне середовище речовина і поля що заповнюють простір між зоряними системами всередині галактик Понад 90 міжзоряної

Міжзоряне середовище

Міжзоряне середовище — речовина і поля, що заповнюють простір між зоряними системами всередині галактик. Понад 90 % міжзоряної речовини складає міжзоряний газ (у молекулярній, атомній або іонізованій формі). Близько 1 % становить міжзоряний пил. Середовище пронизано магнітними полями. Деяку роль відіграють космічні промені та інші поля. Поза межами галактик міжзоряне середовище поступово переходить у міжгалактичний простір.

Розподіл іонізованого водню (відомий астрономам як HII від застарілої термінології у спектроскопії) у частинах галактичного міжзоряного середовища, що видно з північної півкулі Землі за спостереженнями Wisconsin Hα Mapper 2003.
Карта місцевої міжзоряної хмари.

Характеристика Редагувати

Речовина міжзоряного середовища надзвичайно розріджена. У холодних, насичених областях концентрація атомів сягати 105—106 на см3. У гарячих розріджених областях, де речовина здебільшого іонізована, її густина може бути 10−4 см−3.

99 % речовини міжзоряного середовища перебуває в формі газу і лише 1 % складає пил. Газ міжзоряного середовища на 89 % складається з атомів Гідрогену і на 9 % — з атомів Гелію. Решта 2 % — це атоми важчих хімічних елементів, які в астрофізиці називають металами. За масою до 70% припадає на водень, 28% на гелій, і 1,5% на важчі елементи. Водень і гелій утворилися в основному завдяки первинному нуклеосинтезу, у той час як важчі елементи потрапляють у міжзоряне середовище завдяки процесам зоряної еволюції.

Міжзоряне середовище відіграє важливу роль в астрофізиці через свою проміжну роль між зоряними й галактичними масштабами. Із молекулярних хмар міжзоряного середовища утворюються зорі, які, у свою чергу, наповнюють міжзоряне середовище енергією та речовиною за рахунок зоряного вітру, спалахів наднових та шляхом утворення планетарних туманностей. Взаємодія між зорями й міжзоряним середовищем визначає швидкість, з якою галактика вичерпує наявний обсяг газу і, внаслідок цього, активно формує зорі.

Трифазна модель Редагувати

Речовина міжзоряного середовища може перебувати в різних фазах, залежно від того, наскільки вона іонізована, від її молекулярного або атомного складу, густини, температури та магнітних полів. Різні термодинамічні фази перебувають у грубій рівновазі. Чіткої межі між фазами немає й поділ між ними досить умовний, однак він зручний для опису та моделювання міжзоряного середовища.

Таблиця 1: Фази й головні компоненти міжзоряного середовища
Фаза Компонент Обсяг Масштаб
(пк)		 Температура
(К)		 Густина
(атом с/см3)		 Стан водню Основні методи спостережень
Холодна Молекулярні хмари < 1 % 80 3–20 102–106 молекулярний Радіо і ІЧ-молекулярні лінії випромінювання і поглинання
Холодна Хмари H I 1–5 % 100–300 10–100 20–50 нейтральний H I, поглинання в лінії 21 см
Тепла Міжзоряний газ 10–20 % 300–400 5000–9000 0,2–0,5 нейтральний атомарний H I, випромінювання в лінії 21 см
Тепла Зони H II < 1 % 70 104 101–103 іонізований Hα, емісійне випромінювання
Гаряча Корональний газ 30–70 % 1000–3000 106–107 10−4–10−2 іонізований (атоми важких елементів високоіонізовані) Рентгенівське випромінювання

Модель статичної рівноваги двох фаз: холодної щільної фази (Т<300 К), що складається з хмар нейтрального молекулярного водню, та міжхмарної фази (Т ~ 104 К), що складається з розрідженого нейтрального або іонізованого газу, запропонували Филд, Голдсміш та Хебінг 1969 року[джерело?]. Додати до моделі третю фазу, що складається з дуже гарячого газу (Т ~ 106 К), який нагрівається ударними хвилями від наднових зір і становить більшу частину обсягу міжзоряного середовища, запропонували Маккі та Острайкер 1977 року[джерело?]. Це фази, де нагрівання та охолодження можуть досягати стійкої рівноваги. Їх публікації лягли в основу трифазної моделі.

Структура Редагувати

Міжзоряне середовище є турбулентним на всіх просторових масштабах. Зорі народжуються всередині великих комплексів молекулярних хмар, які зазвичай мають кілька парсек у розмірі. Під час їхнього існування, зорі взаємодіють із міжзоряним середовищем.

Зоряні вітри з молодих скупчень зір (часто — з велетенських або надвелетенських зон H II, що оточують їх) та ударних хвиль від наднових приносять у міжзоряне середовище величезну кількість енергії, що призводить до надзвукової турбулентності. Утворені структури мають різний розмір. Бульбашки зоряного вітру й бульбашки гарячого газу можна спостерігати за допомогою рентгенівських телескопів; турбулентні течії спостерігаються на картах радіотелескопа.

Сонце в цей час подорожує через Місцеву міжзоряну хмару, щільну ділянку Місцевої бульбашки, яка загалом має низьку густину.

Взаємодія з міжпланетним середовищем Редагувати

Міжзоряне середовище починається там, де закінчується міжпланетне середовище Сонячної системи[джерело?]. Сонячний вітер сповільнюється до дозвукових швидкостях на відстані 90-100 астрономічних одиниць від Сонця. Внаслідок зіткнення міжзоряної речовини з сонячним вітром утворюється ударна хвиля.

Міжзоряне поглинання Редагувати

Міжзоряне середовище відповідальне за поглинання та зменшення інтенсивності світла й почервоніння світла зір. Ці ефекти обумовлені розсіюванням і поглинанням фотонів. Короткохвильове випромінювання послаблюється більше, ніж довгохвильове. Ультрафіолетове світло ефективно поглинається нейтральними компонентами міжзоряного середовища. Наприклад, характерне поглинання атомарного водню припадає на довжину хвилі приблизно 121,5 нм (лінія Лайман-α). Тому майже неможливо спостерігати ультрафіолетове світло, яке випромінюють зорі на відстані більше сотні світлових років від Землі, оскільки більша його частина поглинається на шляху до Землі. Внаслідок цього далекі зорі виглядають червонішими, ніж близькі зорі того ж спектрального класу.

Нагрівання й охолодження Редагувати

Міжзоряне середовище не перебуває в стані термодинамічної рівноваги. Поле міжзоряного випромінювання, як правило, слабше, ніж середовище в термодинамічній рівновазі. Таким чином, рівні атомів або молекул у міжзоряному середовищі рідко заселені відповідно до розподілу Больцмана. Залежно від температури, густини й стану іонізації ділянок міжзоряного середовища, температуру в них визначають різні механізми нагрівання та охолодження.

Механізми нагрівання Редагувати

Нагрівання низькоенергетичними космічними променями Редагувати

Нагрівання низькоенергетичними космічними променями — перший механізм, запропонований для нагрівання міжзоряного середовища. Космічні промені є ефективними джерелами енергії та здатні потрапляти вглиб молекулярних хмар. Космічні промені передають енергію газу шляхом іонізації, збудження та завдяки кулонівській взаємодії вільних електронів. Низькоенергетичні космічні промені важливіші, тому що їх набагато більше, ніж високоенергетичних.

Фотоелектричне нагрівання пилу Редагувати

Ультрафіолетове випромінювання гарячих зір може вибивати електрони з пилинок. Фотон взаємодіє з частинкою пилу, і його енергія витрачається для подолання електроном потенціального енергетичного бар'єру. Інша частина енергії фотона нагріває частинку пилу й дає кінетичну енергію вибитому електрону. Цей метод нагріву діє переважно на дрібних частинках пилу.

Фотоіонізація Редагувати

Електрон вилітає з атома внаслідок поглинання УФ фотона. Цей механізм нагріву домінує в зонах Н II.

Рентгенівське нагрівання Редагувати

Рентгенівські промені вибивають електрони з атомів та іонів, а також можуть спричинити вторинну іонізацію. Оскільки інтенсивність такого випромінювання здебільшого низька (якщо ділянка не перебуває поблизу джерела рентгенівського випромінювання), це нагрівання ефективне тільки в теплому середовищі з низькою густиною. Наприклад, у молекулярні хмари можуть потрапляти лише жорсткі рентгенівські промені, тому для них рентгенівським нагрівом можна знехтувати.

Хімічне нагрівання Редагувати

Молекулярний водень (Н2) може утворюватися на поверхні пилинок шляхом об'єднання двох атомів Гідрогену. Цей процес вивільняє 4,48 еВ енергії, розподіленої по обертальних і коливальних модах молекули Н2, а також зумовлює нагрів пилу. Енергія, передана від молекули водню, нагріває газ.

Нагрівання частинок пилу Редагувати

При високій щільності між атомами газу й молекулами частинок пилу можливий перенос теплової енергії. Такий механізм не є суттєвим у зонах HII, оскільки для них важливішим є механізм нагрівання УФ-випромінювання.

Нагрів частинок шляхом теплообміну дуже важливий у залишках наднових, де густина й температура дуже високі. Газове нагрівання за шляхом зіткнень частинок пилу домінує всередині велетенських молекулярних хмар (особливо, при великій густині). Інфрачервоне випромінювання потрапляє вглиб хмари внаслідок її низької оптичної товщини. Пил нагрівається від випромінювання й може передавати теплову енергію шляхом зіткнень із молекулами газу. Міра ефективності нагрівання визначається коефіцієнтом розміщення[уточнити] , де Т — температура газу, Тd температуру пилу і Т2 температура атома або молекули газу після зіткнення. Цей коефіцієнт вимірювався при а = 0,35.

Інші механізми нагрівання: Різноманітні макроскопічні механізми, зокрема:

Механізми охолодження Редагувати

Охолодження шляхом випромінювання ліній тонкої структури Редагувати

Процес охолодження шляхом випромінювання ліній тонкої структури домінує на більшості ділянок міжзоряного середовища, за винятком ділянок гарячого газу й ділянок всередині молекулярних хмар. Найефективніше процес відбувається з атомами (іонами), що мають розщеплені рівні тонкої структури, такі як C II і O I у нейтральному середовищі та O II, O III, N II, N III, Ne II і Ne III — у зонах H II. Внаслідок цього процесу атоми (іони) випромінюють фотон, який виносить енергію.

Охолодження шляхом випромінювання дозволених ліній Редагувати

У молекулярних хмарах важливе значення має збудження обертальних ліній молекули СО. Після того, як молекула збуджується (здебільшого — внаслідок зіткнення), вона врешті-решт повертається в основний (найнижчий) енергетичний стан, випромінюючи фотон, який може залишити хмару, охолоджуючи її.

Взаємодія високоенергетичних (прискорених) частинок із міжзоряним середовищем Редагувати

Якщо викликані космічними променями надвисоких енергій ядерні реакції супроводжуються відділенням від ядер легких фрагментів — протонів, нейтронів, альфа частинок і т. д., то їх називають реакціями сколювання. Ядерні реакції сколювання дозволяють пояснити низку особливостей складу космічних променів і частково — походження легких елементів — Li, Be і B. Частинки досить високих енергій можуть також призводити до утворення мезонів та ін. адронів (крім нейтронів і протонів)[джерело?].

Джерела Редагувати

  1. ↑ Міжзоряна речовина // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 287—288. — ISBN 966-613-263-X.
  2. Di Francesco, J., et al. An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties / B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil. — Protostars and Planets V. — С. 17—32. — arXiv:astro-ph/0602379.
  3. ↑ Бочкарев Н. Г. Основы физики межзвездной среды.. — ISBN 978-5-397-01034-4
  4. Ferriere, K. (2001). The Interstellar Environment of our Galaxy. Reviews of Modern Physics 73 (4): 1031–1066. Bibcode:2001RvMP...73.1031F. arXiv:astro-ph/0106359. doi:10.1103/RevModPhys.73.1031. 
  5. ↑ Міжзоряний газ // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 288. — ISBN 966-613-263-X.
  6. Міжзоряне почервоніння // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 287—288. — ISBN 966-613-263-X.

Див. також Редагувати


Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Mizhzoryane seredovishe rechovina i polya sho zapovnyuyut prostir mizh zoryanimi sistemami vseredini galaktik Ponad 90 mizhzoryanoyi rechovini skladaye mizhzoryanij gaz u molekulyarnij atomnij abo ionizovanij formi Blizko 1 stanovit mizhzoryanij pil Seredovishe pronizano magnitnimi polyami Deyaku rol vidigrayut kosmichni promeni ta inshi polya 1 Poza mezhami galaktik mizhzoryane seredovishe postupovo perehodit u mizhgalaktichnij prostir Rozpodil ionizovanogo vodnyu vidomij astronomam yak HII vid zastariloyi terminologiyi u spektroskopiyi u chastinah galaktichnogo mizhzoryanogo seredovisha sho vidno z pivnichnoyi pivkuli Zemli za sposterezhennyami Wisconsin Ha Mapper 2003 Karta miscevoyi mizhzoryanoyi hmari Zmist 1 Harakteristika 2 Trifazna model 3 Struktura 4 Vzayemodiya z mizhplanetnim seredovishem 5 Mizhzoryane poglinannya 6 Nagrivannya j oholodzhennya 6 1 Mehanizmi nagrivannya 6 1 1 Nagrivannya nizkoenergetichnimi kosmichnimi promenyami 6 1 2 Fotoelektrichne nagrivannya pilu 6 1 3 Fotoionizaciya 6 1 4 Rentgenivske nagrivannya 6 1 5 Himichne nagrivannya 6 1 6 Nagrivannya chastinok pilu 6 2 Mehanizmi oholodzhennya 6 2 1 Oholodzhennya shlyahom viprominyuvannya linij tonkoyi strukturi 6 2 2 Oholodzhennya shlyahom viprominyuvannya dozvolenih linij 7 Vzayemodiya visokoenergetichnih priskorenih chastinok iz mizhzoryanim seredovishem 8 Dzherela 9 Div takozhHarakteristika RedaguvatiRechovina mizhzoryanogo seredovisha nadzvichajno rozridzhena U holodnih nasichenih oblastyah koncentraciya atomiv syagati 105 106 na sm3 2 U garyachih rozridzhenih oblastyah de rechovina zdebilshogo ionizovana yiyi gustina mozhe buti 10 4 sm 3 3 99 rechovini mizhzoryanogo seredovisha perebuvaye v formi gazu i lishe 1 skladaye pil 1 Gaz mizhzoryanogo seredovisha na 89 skladayetsya z atomiv Gidrogenu i na 9 z atomiv Geliyu Reshta 2 ce atomi vazhchih himichnih elementiv yaki v astrofizici nazivayut metalami Za masoyu do 70 pripadaye na voden 28 na gelij i 1 5 na vazhchi elementi 4 Voden i gelij utvorilisya v osnovnomu zavdyaki pervinnomu nukleosintezu u toj chas yak vazhchi elementi potraplyayut u mizhzoryane seredovishe zavdyaki procesam zoryanoyi evolyuciyi Mizhzoryane seredovishe vidigraye vazhlivu rol v astrofizici cherez svoyu promizhnu rol mizh zoryanimi j galaktichnimi masshtabami Iz molekulyarnih hmar mizhzoryanogo seredovisha utvoryuyutsya zori yaki u svoyu chergu napovnyuyut mizhzoryane seredovishe energiyeyu ta rechovinoyu za rahunok zoryanogo vitru spalahiv nadnovih ta shlyahom utvorennya planetarnih tumannostej Vzayemodiya mizh zoryami j mizhzoryanim seredovishem viznachaye shvidkist z yakoyu galaktika vicherpuye nayavnij obsyag gazu i vnaslidok cogo aktivno formuye zori Trifazna model RedaguvatiRechovina mizhzoryanogo seredovisha mozhe perebuvati v riznih fazah zalezhno vid togo naskilki vona ionizovana vid yiyi molekulyarnogo abo atomnogo skladu gustini temperaturi ta magnitnih poliv Rizni termodinamichni fazi perebuvayut u grubij rivnovazi 3 Chitkoyi mezhi mizh fazami nemaye j podil mizh nimi dosit umovnij odnak vin zruchnij dlya opisu ta modelyuvannya mizhzoryanogo seredovisha 5 Tablicya 1 Fazi j golovni komponenti mizhzoryanogo seredovisha 5 Faza Komponent Obsyag Masshtab pk Temperatura K Gustina atom s sm3 Stan vodnyu Osnovni metodi sposterezhenHolodna Molekulyarni hmari lt 1 80 3 20 102 106 molekulyarnij Radio i ICh molekulyarni liniyi viprominyuvannya i poglinannyaHolodna Hmari H I 1 5 100 300 10 100 20 50 nejtralnij H I poglinannya v liniyi 21 smTepla Mizhzoryanij gaz 10 20 300 400 5000 9000 0 2 0 5 nejtralnij atomarnij H I viprominyuvannya v liniyi 21 smTepla Zoni H II lt 1 70 104 101 103 ionizovanij Ha emisijne viprominyuvannyaGaryacha Koronalnij gaz 30 70 1000 3000 106 107 10 4 10 2 ionizovanij atomi vazhkih elementiv visokoionizovani Rentgenivske viprominyuvannyaModel statichnoyi rivnovagi dvoh faz holodnoyi shilnoyi fazi T lt 300 K sho skladayetsya z hmar nejtralnogo molekulyarnogo vodnyu ta mizhhmarnoyi fazi T 104 K sho skladayetsya z rozridzhenogo nejtralnogo abo ionizovanogo gazu zaproponuvali Fild Goldsmish ta Hebing 1969 roku dzherelo Dodati do modeli tretyu fazu sho skladayetsya z duzhe garyachogo gazu T 106 K yakij nagrivayetsya udarnimi hvilyami vid nadnovih zir i stanovit bilshu chastinu obsyagu mizhzoryanogo seredovisha zaproponuvali Makki ta Ostrajker 1977 roku dzherelo Ce fazi de nagrivannya ta oholodzhennya mozhut dosyagati stijkoyi rivnovagi Yih publikaciyi lyagli v osnovu trifaznoyi modeli Struktura RedaguvatiMizhzoryane seredovishe ye turbulentnim na vsih prostorovih masshtabah Zori narodzhuyutsya vseredini velikih kompleksiv molekulyarnih hmar yaki zazvichaj mayut kilka parsek u rozmiri Pid chas yihnogo isnuvannya zori vzayemodiyut iz mizhzoryanim seredovishem Zoryani vitri z molodih skupchen zir chasto z veletenskih abo nadveletenskih zon H II sho otochuyut yih ta udarnih hvil vid nadnovih prinosyat u mizhzoryane seredovishe velicheznu kilkist energiyi sho prizvodit do nadzvukovoyi turbulentnosti Utvoreni strukturi mayut riznij rozmir Bulbashki zoryanogo vitru j bulbashki garyachogo gazu mozhna sposterigati za dopomogoyu rentgenivskih teleskopiv turbulentni techiyi sposterigayutsya na kartah radioteleskopa Sonce v cej chas podorozhuye cherez Miscevu mizhzoryanu hmaru shilnu dilyanku Miscevoyi bulbashki yaka zagalom maye nizku gustinu Vzayemodiya z mizhplanetnim seredovishem RedaguvatiMizhzoryane seredovishe pochinayetsya tam de zakinchuyetsya mizhplanetne seredovishe Sonyachnoyi sistemi dzherelo Sonyachnij viter spovilnyuyetsya do dozvukovih shvidkostyah na vidstani 90 100 astronomichnih odinic vid Soncya Vnaslidok zitknennya mizhzoryanoyi rechovini z sonyachnim vitrom utvoryuyetsya udarna hvilya Mizhzoryane poglinannya RedaguvatiDokladnishe Mizhzoryane poglinannyaMizhzoryane seredovishe vidpovidalne za poglinannya ta zmenshennya intensivnosti svitla j pochervoninnya svitla zir Ci efekti obumovleni rozsiyuvannyam i poglinannyam fotoniv Korotkohvilove viprominyuvannya poslablyuyetsya bilshe nizh dovgohvilove Ultrafioletove svitlo efektivno poglinayetsya nejtralnimi komponentami mizhzoryanogo seredovisha Napriklad harakterne poglinannya atomarnogo vodnyu pripadaye na dovzhinu hvili priblizno 121 5 nm liniya Lajman a Tomu majzhe nemozhlivo sposterigati ultrafioletove svitlo yake viprominyuyut zori na vidstani bilshe sotni svitlovih rokiv vid Zemli oskilki bilsha jogo chastina poglinayetsya na shlyahu do Zemli Vnaslidok cogo daleki zori viglyadayut chervonishimi nizh blizki zori togo zh spektralnogo klasu 6 Nagrivannya j oholodzhennya RedaguvatiMizhzoryane seredovishe ne perebuvaye v stani termodinamichnoyi rivnovagi Pole mizhzoryanogo viprominyuvannya yak pravilo slabshe nizh seredovishe v termodinamichnij rivnovazi Takim chinom rivni atomiv abo molekul u mizhzoryanomu seredovishi ridko zaseleni vidpovidno do rozpodilu Bolcmana Zalezhno vid temperaturi gustini j stanu ionizaciyi dilyanok mizhzoryanogo seredovisha temperaturu v nih viznachayut rizni mehanizmi nagrivannya ta oholodzhennya Mehanizmi nagrivannya Redaguvati Nagrivannya nizkoenergetichnimi kosmichnimi promenyami Redaguvati Nagrivannya nizkoenergetichnimi kosmichnimi promenyami pershij mehanizm zaproponovanij dlya nagrivannya mizhzoryanogo seredovisha Kosmichni promeni ye efektivnimi dzherelami energiyi ta zdatni potraplyati vglib molekulyarnih hmar Kosmichni promeni peredayut energiyu gazu shlyahom ionizaciyi zbudzhennya ta zavdyaki kulonivskij vzayemodiyi vilnih elektroniv Nizkoenergetichni kosmichni promeni vazhlivishi tomu sho yih nabagato bilshe nizh visokoenergetichnih Fotoelektrichne nagrivannya pilu Redaguvati Ultrafioletove viprominyuvannya garyachih zir mozhe vibivati elektroni z pilinok Foton vzayemodiye z chastinkoyu pilu i jogo energiya vitrachayetsya dlya podolannya elektronom potencialnogo energetichnogo bar yeru Insha chastina energiyi fotona nagrivaye chastinku pilu j daye kinetichnu energiyu vibitomu elektronu Cej metod nagrivu diye perevazhno na dribnih chastinkah pilu Fotoionizaciya Redaguvati Elektron vilitaye z atoma vnaslidok poglinannya UF fotona Cej mehanizm nagrivu dominuye v zonah N II Rentgenivske nagrivannya Redaguvati Rentgenivski promeni vibivayut elektroni z atomiv ta ioniv a takozh mozhut sprichiniti vtorinnu ionizaciyu Oskilki intensivnist takogo viprominyuvannya zdebilshogo nizka yaksho dilyanka ne perebuvaye poblizu dzherela rentgenivskogo viprominyuvannya ce nagrivannya efektivne tilki v teplomu seredovishi z nizkoyu gustinoyu Napriklad u molekulyarni hmari mozhut potraplyati lishe zhorstki rentgenivski promeni tomu dlya nih rentgenivskim nagrivom mozhna znehtuvati Himichne nagrivannya Redaguvati Molekulyarnij voden N2 mozhe utvoryuvatisya na poverhni pilinok shlyahom ob yednannya dvoh atomiv Gidrogenu Cej proces vivilnyaye 4 48 eV energiyi rozpodilenoyi po obertalnih i kolivalnih modah molekuli N2 a takozh zumovlyuye nagriv pilu Energiya peredana vid molekuli vodnyu nagrivaye gaz Nagrivannya chastinok pilu Redaguvati Pri visokij shilnosti mizh atomami gazu j molekulami chastinok pilu mozhlivij perenos teplovoyi energiyi Takij mehanizm ne ye suttyevim u zonah HII oskilki dlya nih vazhlivishim ye mehanizm nagrivannya UF viprominyuvannya Nagriv chastinok shlyahom teploobminu duzhe vazhlivij u zalishkah nadnovih de gustina j temperatura duzhe visoki Gazove nagrivannya za shlyahom zitknen chastinok pilu dominuye vseredini veletenskih molekulyarnih hmar osoblivo pri velikij gustini Infrachervone viprominyuvannya potraplyaye vglib hmari vnaslidok yiyi nizkoyi optichnoyi tovshini Pil nagrivayetsya vid viprominyuvannya j mozhe peredavati teplovu energiyu shlyahom zitknen iz molekulami gazu Mira efektivnosti nagrivannya viznachayetsya koeficiyentom rozmishennya utochniti a T 2 T T d T displaystyle alpha frac T 2 T T d T nbsp de T temperatura gazu Td temperaturu pilu i T2 temperatura atoma abo molekuli gazu pislya zitknennya Cej koeficiyent vimiryuvavsya pri a 0 35 Inshi mehanizmi nagrivannya Riznomanitni makroskopichni mehanizmi zokrema Gravitacijnij kolaps molekulyarnih hmar Spalahi nadnovih Zoryanij viter Rozshirennya zon H II Magnitogidrodinamichni hvili utvoreni zalishkami nadnovihMehanizmi oholodzhennya Redaguvati Oholodzhennya shlyahom viprominyuvannya linij tonkoyi strukturi Redaguvati Proces oholodzhennya shlyahom viprominyuvannya linij tonkoyi strukturi dominuye na bilshosti dilyanok mizhzoryanogo seredovisha za vinyatkom dilyanok garyachogo gazu j dilyanok vseredini molekulyarnih hmar Najefektivnishe proces vidbuvayetsya z atomami ionami sho mayut rozshepleni rivni tonkoyi strukturi taki yak C II i O I u nejtralnomu seredovishi ta O II O III N II N III Ne II i Ne III u zonah H II Vnaslidok cogo procesu atomi ioni viprominyuyut foton yakij vinosit energiyu Oholodzhennya shlyahom viprominyuvannya dozvolenih linij Redaguvati U molekulyarnih hmarah vazhlive znachennya maye zbudzhennya obertalnih linij molekuli SO Pislya togo yak molekula zbudzhuyetsya zdebilshogo vnaslidok zitknennya vona vreshti resht povertayetsya v osnovnij najnizhchij energetichnij stan viprominyuyuchi foton yakij mozhe zalishiti hmaru oholodzhuyuchi yiyi Vzayemodiya visokoenergetichnih priskorenih chastinok iz mizhzoryanim seredovishem RedaguvatiYaksho viklikani kosmichnimi promenyami nadvisokih energij yaderni reakciyi suprovodzhuyutsya viddilennyam vid yader legkih fragmentiv protoniv nejtroniv alfa chastinok i t d to yih nazivayut reakciyami skolyuvannya Yaderni reakciyi skolyuvannya dozvolyayut poyasniti nizku osoblivostej skladu kosmichnih promeniv i chastkovo pohodzhennya legkih elementiv Li Be i B Chastinki dosit visokih energij mozhut takozh prizvoditi do utvorennya mezoniv ta in adroniv krim nejtroniv i protoniv dzherelo Dzherela Redaguvati a b Mizhzoryana rechovina Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 287 288 ISBN 966 613 263 X Di Francesco J et al An Observational Perspective of Low Mass Dense Cores I Internal Physical and Chemical Properties B Reipurth D Jewitt and K Keil Protostars and Planets V S 17 32 arXiv astro ph 0602379 a b Bochkarev N G Osnovy fiziki mezhzvezdnoj sredy ISBN 978 5 397 01034 4 Ferriere K 2001 The Interstellar Environment of our Galaxy Reviews of Modern Physics 73 4 1031 1066 Bibcode 2001RvMP 73 1031F arXiv astro ph 0106359 doi 10 1103 RevModPhys 73 1031 a b Mizhzoryanij gaz Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 288 ISBN 966 613 263 X Mizhzoryane pochervoninnya Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 287 288 ISBN 966 613 263 X Div takozh RedaguvatiMizhplanetnij prostir nbsp Ce nezavershena stattya z astronomiyi Vi mozhete dopomogti proyektu vipravivshi abo dopisavshi yiyi Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Mizhzoryane seredovishe amp oldid 35146919