YAM_2015_3

Stars and Dust in Corona Australis
Yıldızlararası Madde
http://apod.nasa.gov/apod/ap040715.html
TOZ !!

20 pc

Galaksimizde yıldızlararası ortam (yıldızlararası gaz) beş fazda
bulunabilir (Mihalas ve Binney, 1981; Kulkarni ve Heiles, 1988).
1) Moleküler Ortam (Molecular Medium, MM)
2) Soğuk Nötral Ortam (Cold Neutral Medium, CNM)
3) Ilık Nötral Ortam (Warm Neutral Medium, WNM)
4) Ilık İyonize Ortam (Warm Ionized Medium, WIM)
5) Sıcak İyonize Ortam (Hot Ionized Medium, HIM)
Moleküler Ortam (MM):
Bu ortamın tipik sıcaklık ve yoğunluk değerleri, sırasıyla,
T ~ 20°K , n > 103 cm-3.
MM, soğuk yoğun moleküler bulutlarla karakterize edilir.
Yıldızlararası ortamın çok küçük bir kısmını oluşturur.
Moleküler gaz: yıldızların doğum yeri
Kartal Bulutsusu, M16
Soğuk Nötral Ortam (CNM):
Bu ortamın tipik sıcaklık ve yoğunluk değerleri, sırasıyla,
T ~100°K, n ~ 20 cm-3.
CNM, absorbsiyon çizgisi olarak ölçülen HI ile karakterize edilir.
Yıldızlararası ortamın küçük bir kısmını oluşturur.
Ilık Nötral Ortam (WNM):
Bu ortamın tipik sıcaklık ve yoğunluk değerleri, sırasıyla,
T > 6000°K, n ~ 0.3 cm-3.
WNM, emisyon çizgi araştırmalarında görülen HI ile karakterize
edilir.
Atomik gaz: büyük bir gaz deposu
M81 galaksi grubu
Optik ışık
VLA ,HI
Ilık İyonize Ortam (WIM):
Bu ortamın tipik sıcaklık ve yoğunluk değerleri, sırasıyla,
T~ 8000°K, n ~ 0.3 cm-3.
WIM, iyonize gaz ve HII bölgeleriyle karakterize edilir.
Yıldızlararası ortamın önemli bir kısmını oluşturur.
Sıcak İyonize Ortam (HIM):
Bu ortamın tipik sıcaklık ve yoğunluk değerleri, sırasıyla,
T~ 106°K, n ~ 10-3 cm-3.
HIM, süpernova patlamalarıyla üretilir.
Yıldızlararası ortamın büyük bir kısmı “koronal gaz” olarak ifade
edilen bu gazla doludur.
İyonize gaz: HII bölgeleri
Orion Bulutsusu
Samanyolu Galaksisi
Toz Zerrecikleri
• C’nun sert parçacıkları (grafit, is), Fe ve Mg silikatları, CO2
buzu
• Zerreciklerin büyüklüğü 1m (10-4 cm) ile 10 Å(10-7 cm)
arasında değişir.
• Toz parçacıkları gelen ışınımın bir kısmını absorblar ve
saçar. Daha kısa dalgaboylu foton daha fazla etkilenir. Yani,
morötesindeki fotonlar toz ile daha kolay absorblanır ve
saçılırlarken kızılötesindeki fotonlar daha kolay geçerler.
• Yıldızlar toz bulutu nedeniyle daha sönük ve kırmızı
görünürler.
Toz parçacıkları oldukça küçüktür, büyüklükleri mavi ışığın
dalgaboyu civarındadır. Silikat, karbon, buz ve/veya demir
bileşikleri içerir.
Yıldızlardan gelen ışık toz bulutunu geçerken birkaç durum söz
konusudur:
Eğer toz yeteri kadar kalınsa yıldızdan gelen ışık tamamen
engellenir ve karanlık alanlar oluşur. Bu karanlık alanlar
“karanlık bulutsular” olarak bilinirler. Örneğin; Atbaşı Bulutsusu.
http://www-ssg.sr.unh.edu/ism/what1.html
Bir toz bulutu içinden geçen yıldız ışığı tamamen
engellenmeyebilir, bir miktar sönükleşebilir. Bu olay
“sönükleşme” olarak bilinir.
Sönükleşme, toz parçacıklarının yıldızdan gelen ışığı
saçmasıdır. Sönükleşme miktarı ışığın dalgaboyu kadar toz
bulutunun yoğunluğu ve kalınlığına da bağlıdır.
Mavi ışık kırmızı ışıktan daha kolay saçılır (Iscat  -4). Yani mavi
ışığın saçılması daha fazladır. Bu nedenle mavi ışık bize daha
az ulaşır. Yani bize ulaşan ışık daha kırmızıdır. Bu etki
“yıldızlararası kızarma” olarak bilinir.
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/I/Interstellar+Reddening
Yumurta Bulutsusu
http://apod.nasa.gov/apod/ap990626.html
Işık, toz bulutları tarafından yansıtıldığında ise aşağıdaki Atbaşı
Bulutsusu görüntüsünde sol altta parlak bir nokta olarak
“yansıma bulutsusu” şeklinde görülür. Yansıma bulutsusu,
tozun yıldız ışığını yansıtmasıyla bize onu görünür yapan, bir
yıldız etrafındaki tozlu gaz bölgesidir.
NGC 1999
Atbaşı Bulutsusu
http://www-ssg.sr.unh.edu/ism/what1.html
http://www.noao.edu/outreach/aop/observers/n1999.html
Sonuç olarak tozun yıldız ışığına etkisi nedir?
a)Işığı absorblar,
b)Işığı kızartır,
c)Işığı saçar.
Toz
Yıldızlararası ortam,
nötral hidrojen gazı (HI),
iyonize gaz (HII),
moleküler gaz (H2)
ve
toz zerrecikleri içerir.
Yıldızlararası ortam ve değişik biçimleri
ISM : Interstellar medium: Bir galaksinin yıldızları
arasındaki uzayda var olan her türlü gaz ve toz.
ICM: Intracluster medium: Bir grup veya kümede
bulunan galaksiler arasındaki hacmi dolduran sıcak
gaz.
IGM: Intergalactic medium: Galaksilerden fırlatılan
madde veya asla ilk oluştuğu yerde bir galaksiye
dönüşmeyen madde.
Yıldızlararası ortamın anahtar özelliği:
kimyasal bileşim
• Gazın kütle oranı,
X (hidrojen) + Y (helyum) + Z (“metaller”) = 1
• Big Bang’ten kısa bir süre sonra: henüz yıldızlar yok
X = 0.75
Y = 0.25
Z = 0.00
• Güneş:
X = 0.739
Y = 0.248
Z = 0.012 (oksijenin 0.005 katkısı)
Fazlar arasında madde çevrimi
Yıldızlararası ortam;
- Yıldız oluşumu için ham madde olduğundan,
- Yıldız nükleosentezinin ürünleri için depolama alanı
olduğundan,
- Kaynaklardan gelen ışınımı absorblayarak, saçarak ve
engelleyerek, yapılan hemen hemen bütün gözlemleri
etkilediğinden önemlidir.
Ayrıca ISM;
•
Galaksilerdeki yıldızların sürekli oluştuğu ve yok olduğu
kozmik fabrikalardır.
•
Yıldızların doğum ve ölüm çevrimine aracıdır.
•
Bir laboratuvarda üretilemeyen fiziksel şartlara sahiptir.
•
Büyüleyici yapılar olduğundan fizik ve kimyanın birçok
alanlarını birleştirir.
ISM’nin Fiziksel Tanımı
ISM, termodinamik özelliklerine göre fiziksel olarak tanımlanır:
yoğunluk, sıcaklık, basınç vs.
Bu tanımda özellikle termal fazlar önemlidir. Ancak, ISM termal
dengeden uzak bir sistemdir.
Bu, diğer denge tiplerinin yürürlükte olmadığı anlamına
gelmez.
ISM’de dengenin dört temel formuyla karşılaşılır:
Kinetik denge,
Eksitasyon dengesi,
İyonizasyon dengesi,
Basınç dengesi.
Kinetik Denge
ISM’deki çarpışmaların çoğu elastik olduğundan parçacık
hızları Maxwell dağılımıyla verilir:
, parçacıkların indirgenmiş kütlesidir.
Hızların Maxwell dağılımı, T kinetik sıcaklığına sahip
dengedeki ideal bir gazın özelliğidir.
İdeal bir gazda bütün çarpışmalar elastiktir. İdeal gazda olduğu
gibi ISM’de de çarpışmaların çoğu elastiktir ve parçacık
hızlarının Maxwell dağılımı göstermesi beklenir.
Bu nedenle hızların Maxwell dağılımı gösterdiği ISM’deki bir
sistemin Kinetik Dengede olduğu söylenir.
Kinetik Dengedeki Bir Sistemde Hızların Maxwell Dağılımı
Hızları Maxwell dağılımıyla verilen bir sistemin Kinetik Dengede
olduğu söylendiğinden hız dağılımındaki T sıcaklığı, sistemin
kinetik sıcaklığıdır.
ISM’deki bir sistemin böyle bir düzene ulaşması ne kadar zaman
alır?
Elektronlar arasındaki elastik çarpışmalar için zaman ölçeği:
dir.
Elektron-Hidrojen çarpışması için zaman ölçeği:
dir.
Elastik elektron-elektron çarpışmaları için zaman çok kısayken
elektron-Hidrojen çarpışmaları için zaman biraz daha uzundur.
İyonize bölgelerde elektron-elektron çarpışması baskındır ve
sistemdeki diğer zaman ölçeklerinden (rekombinasyon veya
fotoiyonizasyon) daha kısadır.
Soğuk nötral ve moleküler bölgelerde ise elektron-Hidrojen
çarpışmaları baskındır.
Her iki çarpışma için zaman ölçekleri diğer proseslerinkisinden
çok daha kısa olduğundan sistemler hızla ısı dengesine kavuşur
ve Maxwell hız dağılımı T kinetik sıcaklığı ile karakterize edilir.
İyonize gaz bölgelerinde bu sıcaklık elektronların kinetik
sıcaklığıdır.
Soğuk nötral ve moleküler bulutlarda nötral veya moleküler
hidrojenin kinetik sıcaklığıdır.
Eksitasyon Dengesi
Lokal termodinamik dengedeki (LTE) bir gaz için bir atom veya
molekülün relatif enerji seviyelerindeki sayılarının oranı
Boltzmann denklemine göre ifade edilir.
ni*, bir atom veya molekül içindeki i. enerji seviyesindeki relatif
miktar olmak üzere, Boltzmann denklemi
şeklinde yazılabilir.
Denklemdeki gi, i. enerji seviyesindeki istatistiksel ağırlıktır. Her
enerji seviyesindeki dejenerasyonu tanımlayan faktördür. T de
sistemin kinetik sıcaklığıdır.
Boltzmann denklemi en basit haliyle iki farklı seviyede bulunan
atomların sayısının oranını verir.
Denklemdeki g, i. enerji seviyesindeki istatistiksel ağırlıktır.
Boltzmann denklemi, bir T sıcaklığında çeşitli mümkün eksite
seviyeler arasındaki atomların dağılımını belirtir.
Bu bağıntı, ISM’ye nasıl uygulanabilir?
İki mümkün formül vardır:
Ayrılma katsayısı ve eksitasyon sıcaklığı.
Ayrılma katsayısı,
şeklinde tanımlanır.
Bu parametreler, gerçek enerji seviyesindeki miktarların
Boltzmann denklemi tarafından öngörülen LTE halindeki
miktardan ayrılmasını ölçer. Böylece mutlak miktarların oranını
belirlemede kullanılabilir.
İki enerji seviyesindeki gerçek miktarların oranı, aşağıdaki
bağıntıyla verilir.
Eksitasyon sıcaklığı, fiziksel bir sistemin fiziki sıcaklığıdır.
ISM’deki gazın kinetik sıcaklığıyla karıştırılmamalıdır.
Yüksek yoğunluklar hariç Teksitasyon Tkinetik
İyonizasyon Dengesi
Çarpışmayla iyonizasyonun hakim olduğu yıldız atmosferleri
veya çok sıcak plazmaların (Te>106) aksine ISM’de
iyonizasyondan başlıca sorumlu olan radyasyon alanıdır.
Bu fotonlar ya yıldızlararası radyasyon alanından veya
yakınındaki sıcak bir yıldızdan gelir.
İyonizasyon bir iyonla serbest elektronun rekombinasyonuyla
dengelenir.
Dengede, iyonize elementlerin ortalama sayı yoğunluğu
zamanla değişmez.
İyonizasyon dengesi, fotoiyonizasyon oranı rekombinasyon
oranıyla dengelendiğinde meydana gelir.
v, iyon ve elektron arasındaki relatif hızdır.
Yukarıdaki bağıntı Saha denklemine benzetilerek aşağıdaki gibi
yazılabilir.
recomb, v-2 ile orantılı olduğundan denklem aşağıdaki gibi
yazılabilir.
(T) rekombinasyon oranı,  radyasyon alanı terimi dir.
Elektron yoğunluğu düşükse rekombinasyonlar seyrek olur ve
zamanın çoğunu iyonizasyon dengesinde geçirirler.
Elektronlar nereden gelir?
HI ve HII bölgeleri elektron kaynağıdırlar.
HII Bölgeleri: elektronların hakim kaynağı 13.6 eV’den daha
enerjili fotonlar tarafından iyonize edilen hidrojendir. Helyum
fotoiyonizasyonundan daha az katkı gelir. O, N gibi metallerin
iyonizasyonu ise elektron popülasyonuna çok az katkı sağlar.
HI Bölgeleri: Sadece bazı tür atomlar 13.6 eV altındaki
iyonizasyon poatansiyeliyle iyonize olurlar ve elektron
popülasyonuna katkıda bulunurlar.
Yaygın ISM’de nötral gaz bölgelerinde elektronların temel
kaynağı nötral C, Si, Fe ve S’li toz zerreciklerinin yüzeylerinden
elektronların fotonla kopartılmasıdır.
Bu elementler HI bölgelerinde en önemli gaz fazı elektron
vericileridir.
ISM’nin sıcak (105-6 K) bileşenlerinden kozmik ışınlar ve yaygın
X-ışınları da UV fotonlarının tesir edemediği bölgelerde ilave
serbest elektron kaynağı sağlayan yoğun bulutların içindeki
hidrojeni iyonize edebilir.
ISM’de toz-gaz oranı yaklaşık olarak ~1:100 olmasına rağmen
toz zerrecikleri gazdan iki kat daha fazla elektron katkısında
bulunurlar.
Gözlemsel olarak yıldızlararası serbest elektron yoğunluğunun
doğrudan bir hesabı radyo dalgaboylarında pulsar sinyallerinin
zamanlamasından elde edilir.
Tipik değer ne ~ 0.03 cm-3,
H yoğunluğu ~ 1 cm-3
İyonizasyon oranı ~ 0.01 – 0.04
Basınç Dengesi
Absorbsiyon-çizgi çalışmalarından elde edilen ISM’nin basit bir
modeli; ılık, düşük yoğunluklu iyonize bulutlararası ortamda
gömülü soğuk, yoğun yıldızlararası bulutları tasavvur eder.
Böyle birlikte var olma iki bileşen arasındaki basınç dengesinden
anlaşılabilir.
Sadece termal basınç önemliyse,
1950’lerde Lyman Spitzer, bu cins termal basınç dengesinin,
soğuk ve ılık gazlı basınç dengesinde, üçüncü bileşen olarak çok
sıcak (T~106 K) fakat çok düşük yoğunluklu Galaktik “korona” nın
varlğını gösterebileceğini tahmin etmişti.
Diğer mümkün basınç kaynakları ise,
Yıldızlararası manyetik alanlarından gelen manyetik basınç
(B2 / 8)
Birkaç MeV enerjili protonlardan gelen kozmik ışın basıncı
Hareketli gaz akıntıları, yıldız rüzgarları veya süpernova
patlamalarının şok dalgalarından gelen hidrodinamik basınç
Kozmik zemin ışınımı ve yıldız ışığından gelen radyasyon
basıncı
ISM’de soğuk bulutlar tipik olarak, nH 10 cm-3 yoğunluklarına ve
T  300 K sıcaklıklarına sahiptir.
Ilık iyonize bulutlararası ortam ise nH  0.3 cm-3 yoğunluklarına
ve T  104 K sıcaklıklarına sahiptir.
Yukarıda bahsedilen her bir ortam, (P/k) = nT ~ 3000 cm-3 K
termal basınca sahiptir.
ISM’de altı temel enerji kaynağı vardır:
Termal enerji,
Hidrodinamik enerji,
Manyetik enerji,
Kozmik ışınlar,
Yıldız ışığı,
Kozmik zemin ışınımı.
ISM içinde madde, momentum ve enerjinin olduğu dinamik ve
karmaşık bir sistemdir.

Download Report