Yıldızlararası Madde Faz Soğuk Ilık Sıcak Bileşen Orantısal Hacim T (K) nH (cm-3) Gösterge Gözlem Tekniği Konum Isınma/ İyonlaşma kaynakları Moleküler (MM) < %1 < 50 102 - 106 H2, CO,… moleküler emisyon/ absorbsiyon çizgileri İnce disk Toz, yıldız ışığı, kozmik ışınlar Nötral (CNM) %1-5 50-100 20-50 HI, OI,… 21 cm absorbsiyonu İnce disk Toz, yıldız ışığı, kozmik ışınlar Nötral (WNM) %10-20 (5-10)x103 0.2-0.6 HI, OI,… 21 cm emisyonu İnce disk Toz, yıldız ışığı, kozmik ışınlar İyonize (WIM) %20-50 ~8x103 0.2-104 HII, OII-III,… H emisyonu Kalın disk Sıcak yıldızlardan UV fotonları İyonize (HIM) koronal gaz %30-70 106 - 107 (4-6)x10-3 OVI-VIII,… X-ışın emisyonu Halo SNe’lardan şok dalgaları Yıldızlararası Gaz Yıldızlararası gazı nasıl inceleyebiliriz? • Yıldızlararası optik absorbsiyon çizgileri – Yıldızlararası gazdan absorbsiyon çizgileri – UV bölgesinde Hidrojen çizgileri (Lyman çizgileri) – Sıcak yıldızlarda dar, düşük iyonizasyonlu “metal” çizgileri o Spektroskopik çift yıldızlarda sabit çizgiler • Emisyon Bulutsuları H II Bölgeleri, Gezegenimsi Bulutsular, Süpernova kalıntıları – Hidrojenin rekombinasyon çizgileri – Yasak çizgiler • Radyo emisyon çizgileri – HI 21-cm çizgileri – Moleküler çizgiler The Atom Filters Tayfsal Absobsiyon Çizgileri • Geniş yıldız çizgileri (yüksek gaz basıncı) • Yıldızlararası gazdan çok dar çizgiler (düşük basınç) • Tayfsal çiftlerde dar çizgiler Hidrojeni ölçmek zordur Hidrojen Tayfı (& H-benzeri iyonlar) İyonizasyon: E = 13.6 eV l = 912 Å g Geçişler: E = h = Eu – El b b Balmer = R [ 1/nl2 – 1 /nu2] R = 3.288 x 1015 Hz Lyman Parlak Yaygın Bulutsular Parlak gaz bulutlarına yüksek ayırma gücünde bakılsa bile yıldızlar ayrılamaz. Bazen görünüşlerinden dolayı emisyon ve yansıma bulutsuları parlak yaygın bulutsular olarak isimlendirilirler. Gezegenimsi bulutsular ve süpernova kalıntılarından da emisyon bulutsusu olarak bahsedilebilir. Sıcak yıldız bir gaz bulutunu ısıtır, gazı eksite veya iyonize eder ve elektronlar daha yüksek enerji seviyelerine çıkarlar. Temel seviyeye tekrar düşerek emisyon çizgilerini üretirler. Tilki Postu Bulutsusu Trifid Bulutsusu NGC 2246 Bulutsusu • yaygın bulutsular ya parlak emisyon çizgilerinin hakim olduğu tayflara ya da bir yıldızın absorbsiyon çizgi tayfına (yansıma bulutsusu) sahiptirler. http://wapedia.mobi/en/Absorption_spectroscopy http://wapedia.mobi/en/Emission_spectrum Yıldızlararası Ortamın Gözlenebilen Cisimleri: Bulutsular Yaygın Bulutsular Emisyon Bulutsuları HII Bölgeleri Gezegenimsi Bulutsular Süpernova Kalıntıları Yansıma Bulutsuları Karanlık Bulutsular Emisyon Bulutsusu Bir emisyon bulutsusu, çeşitli renklerin ışığını yayınlayan iyonize gaz bulutudur. İyonizasyonun en genel kaynağı, yakınındaki genç, sıcak ve kütleli bir yıldızdan yayınlanan yüksek enerjili fotonlardır. Emisyon bulutsuları yakınlarındaki sıcak absorbladıkları morötesi ışınımla enerji yayarlar. yıldızlardan Emisyon bulutsuları, bulutsu çeşitlerinin en renklileridir. Farklı renklere, bulutsudaki tozun bileşimi ve farklı gazlar sebep olur. Genellikle bir emisyon bulutsusundaki renklerin çoğu 20 cm’den büyük bir teleskopla gözlenir. Renklerin hepsini görmek için uzun poz süresine ihtiyaç vardır. Bulutsunun rengi, derecesine bağlıdır. kimyasal bileşimine ve iyonizasyonun Yıldızlararası gazda hidrojenin bolluğundan ve göreceli olarak da düşük enerjili iyonizasyonundan dolayı birçok emisyon bulutsusu Balmer serisinin kuvvetli emisyonlarından dolayı kırmızı görünür. Emisyon bulutsuları parlak kırmızıdırlar. Çünkü yakınlarındaki parlak, sıcak genç yıldızlar, O, B yıldızları, morötesi ışınımla sıcak gaz bulutunu ışıtırlar ve gazı ısıtırlar. Gaz ısındığında nötral hidrojen atomu iyonize olur (elektronu kaçar) ve yüklü hidrojen iyonu (HII) olur. Hidrojen iyonu rekombinasyonla tekrar hidrojen atomu olduğunda foton yayınlanır. Yeniden birleşen elektronlar protona bağlandığında ve yüksek enerji seviyelerinden düşük enerji seviyelerine sıçradıklarında görünür bölgede Balmer emisyon çizgileri yayınlanır. En baskın çizgi kırmızıdaki H dır ve böylece renk Kırmızıdır. Daha fazla enerji mevcutsa diğer elementler iyonize olur ve yeşil, mavi bulutsuları görmek mümkün olur. Astronomlar, bulutsuların tayflarını inceleyerek onların kimyasal içeriklerini tespit ederler. Çoğu emisyon bulutsusu % 90 hidrojenden oluşur. Geri kalanı helyum, oksijen, azot ve diğer elementlerden oluşur. Emisyon bulutsuları ışığı engelleyen toz kaynaklanan karanlık alanlara da sahiptirler. bulutlarından Emisyon bulutsusunun ve toz bulutunun birleşimi güzel cisimler oluşturur. Birçok bulutsu Trifid Bulutsusu gibi hem yansıma hem de emisyon bileşenlerinden oluşur. Yıldızlararası bulutun civarındaki hidrojeni iyonize eden, kuvvetli morötesi ışınım yayınlayarak kırmızımsı emisyon bulutsularını yaratan O, B yıldızlarından gelen morötesi ışınım ve yıldız rüzgarları gaz bulutunun dışına doğru hareket eden şok dalgaları yaratarak gazı sıkıştırır ve ilkel yıldızların oluşumunu başlatır. O ve B yıldızları, yıldız oluşumunu tetikliyor. Dev bir moleküler bulut sıkışmaya başladığında yıldız oluşum bölgeleri görünmeye başlıyor. Bu bir süpernova patlamasıyla veya diğer mekanizmalarla Galaksimizin spiral kollarından birinden geçen bir buluttan kaynaklanıyor. Emisyon bulutsuları sıcak, ince gazın karakteristik emisyon çizgi tayfıyla kendi ışığını yayınlar. Tipik kütle aralıkları ~100 MGüneş ile 10 000 MGüneş arasında değişir. Yoğunlukları çok azdır, cm3 başına birkaç bin atom (deniz seviyesinde atmosfer 1019cm3) atom içerir. Orion Bulutsusu’nda yeni doğan yıldızlar Orion Bulutsusu M16, yıldız oluşum bölgeleriyle bir yıldız kümesi Orion Bulutsusu (M42): “HII bölgesi” Trapezium Kümesi Emisyon (fotoeksitasyon veya fotoiyonizasyon ile oluşan) Yıldız sürekli ışınım yayar. Sadece gözlemci doğrultusundaki ışık bulutsudaki atomik geçişlere eşit enerjiye sahiptir. Sonuç; Bir emisyon tayfı. Bulutsu, optik olarak inceyse: çoğu dalgaboyları geçer. - Atomik geçişe eşit enerjideki ışık absorblanır. - Rastgele bir doğrultuda yeniden yayınlanır (bir kısmı gözlemciye doğru). - Bu dalgaboylarında bulutsu optik olarak kalın olabilir. Absorbsiyon Yıldız sürekli ışınım yayar. - Atomik geçişe eşit enerjideki ışık absorblanır. - Rastgele bir doğrultuda yeniden yayınlanır. Atomik geçişe eşit enerjideki hariç bütün dalgaboylarını görür. Sonuç; Bir absorbsiyon tayfı. Kuğu Bulutsusu (M17): Emisyon Bulutsusu Emisyon Bulutsuları At Başı Bulutsusu Baloncuk Bulutsusu Trifid Nebula Hidrojen Oksijen Sülfür Rozet Bulutsusu HII Bölgeleri HII bölgelerindeki gaz iyonizedir ve sıcaktır (~10000 K). Kütleli genç bir yıldızdan gelen şiddetli bir ışınımın sonucu oluşurlar. Işınım, pozitif bir iyona yaklaşan yönlenmiş elektronlardan gelir. + -e Bu ışınım mekanizması serbest- serbest olarak isimlendirilir. Çünkü yönlenen elektron bu karşılaşmanın öncesinde veya sonrasında bir atoma bağlı kalmaz. Bu basit olarak termal bir prosestir. Bremsstrahlung olarak da bilinir. O yıldızından gelen kuvvetli UV ışınımı Dev Moleküler Bulutu (GMC) iyonize eder. Basit model: sabit yoğunluk, küresel simetri. HII bölgesi (‘Strömgren küresi’) O yıldızı Sıcak bir yıldızın etrafındaki tamamen iyonize gaz bölgesi HII bölgesidir. Merkezindeki sıcak yıldızlı yoğun gaz bulutsusu ile yarıçapı arasındaki bağıntıyı ilk keşfeden Bengt Strömgren olduğundan “Strömgren küresi” olarak bilinir. Bu küre içinde hidrojen tamamen iyonize olmuştur. HII bölgesindeki gazın tamamen iyonizasyon dengesinde olan iyonize hidrojen gazından oluştuğunu kabul edelim. İyonizasyon dengesi saniyedeki iyonizasyon sayısı ile rekombinasyon sayısının eşit olması demek. Rekombinasyon oranı, Nr = nenprVS = ne2r(4/3)RS3 Diğer bir deyişle, Nr rekombinasyon oranının Ni iyonizasyon oranına eşit olmasıdır. Ni = Nr ne, np; elektron ve proton yoğunluklarıdır (m-3). Tamamen iyonize ve hidrojen gazı olduğundan ne ~ np dir. r, rekombinasyon katsayısıdır (m3s-1). VS, RS yarıçaplı Strömgren küresinin hacmidir (m3). İyonizasyon oranı Ni saniyede yıldızı terkeden iyonize fotonların sayısı N’ye eşittir. Ni = N Böylece, N = ne2r(4/3)RS3 yazılabilir. Buradan da, RS = (3N/4r)1/3ne-2/3 elde edilir. N ve ne (bulutsunun gaz yoğunluğu olarak düşünülebilir) değerleri bilinirse O, B yıldızları etrafındaki iyonize gaz için Strömgren küresinin yarıçapı hesaplanabilir. HII Bölgeleri Eksite H atomu Sıcak yıldızlar UV fotonları H-
© Copyright 2024 Paperzz
