ریاضیات

از ویکیپدیا، دانشنامه آزاد
پرش به ناوبریپرش به جستجو

توزیع هیدروژن یونیزه شده (که توسط ستاره شناسان به عنوان H II از اصطلاحات طیف سنجی قدیمی شناخته شده است) در قسمت هایی از محیط میان ستاره ای کهکشانی که از نیم کره شمالی کره زمین قابل مشاهده است همانطور که با ویسکانسین Hα Mapper مشاهده می شود ( هافنر و همکاران 2003 ).
در نجوم ، محیط میان ستاره ای ( ISM ) ماده و پرتویی است که در فضای بین سیستم های ستاره در یک کهکشان وجود دارد . این ماده شامل گاز به شکل یونی ، اتمی و مولکولی و همچنین گرد و غبار و اشعه کیهانی است . این فضای بین ستاره ای را پر می کند و به آرامی درون فضای بین قلیایی اطراف مخلوط می شود . انرژی که اشغال همان حجم، در قالب تابش الکترومغناطیسی، میدان تابش بین ستاره ای است .
محیط بین ستاره ای از چند مرحله تشکیل شده است که از نظر ماده یونی ، اتمی یا مولکولی و دمای و چگالی ماده متمایز می شوند. محیط میان ستاره ای ، در درجه اول ، از هیدروژن تشکیل شده است ، و به دنبال آن هلیوم با مقدار کمی از کربن ، اکسیژن و ازت نسبتاً با هیدروژن. [1] فشارهای حرارتی این فازها با یکدیگر در تعادل تقریبی هستند. میدان های مغناطیسی و حرکات آشفته نیز در ISM فشار ایجاد می کنند و به طور معمول از نظر فشار حرارتی از نظر دینامیکی از اهمیت بیشتری برخوردار هستند .
در تمام مراحل ، محیط بین ستاره ای با استانداردهای زمینی بسیار تنش زا است. در مناطق خنک و متراکم ISM ، ماده در درجه اول به شکل مولکولی است و به تراکم عدد 10 6 مولکول در سانتی متر 3 (1 میلیون مولکول در سانتی متر 3 ) می رسد. در مناطق داغ و پراکنده ISM ، ماده در درجه اول یونیزه می شود و چگالی ممکن است به اندازه یون های 4 10 4 در هر سانتی متر 3 باشد. این را با چگالی تعدادی تقریباً 10 19 مولکول در سانتی متر 3 برای هوا در سطح دریا و 10 10 مولکول در سانتی متر 3 (10 میلیارد مولکول در سانتی متر 3 ) برای یک محفظه خلاء بالا آزمایش کنید. توسطجرم ، 99٪ ISM به هر شکلی گاز و 1٪ گرد و غبار است. [2] از گاز موجود در ISM ، از نظر تعداد 91٪ اتم ها هیدروژن و 8/8٪ هلیوم هستند که 1/0٪ آنها اتم عناصر سنگین تر از هیدروژن یا هلیوم هستند ، [3] که در عنوان نجومی به عنوان " فلزات " شناخته می شوند . با جرم این مقدار به 70٪ هیدروژن ، 28٪ هلیوم و 1.5٪ عناصر سنگین تر می رسد. هیدروژن و هلیوم در درجه اول نتیجه نوکلئوسنتز اولیه هستند ، در حالی که عناصر سنگین تر در ISM بیشتر نتیجه غنی سازی در فرایند تکامل ستاره ای هستند .
ISM دقیقاً به دلیل نقش واسطه ای بین مقیاس های ستاره ای و کهکشانی نقش مهمی در اخترفیزیک بازی می کند . ستارگان در متراکم ترین مناطق ISM تشکیل می شوند که در نهایت به ابرهای مولکولی کمک می کنند و ISM را با ماده و انرژی از طریق سحابی های سیاره ای ، بادهای ستاره ای و ابرنواخترها دوباره پر می کنند . این تعامل بین ستارگان و ISM به تعیین میزان سرعتی کهکشان ها و گازهای آن و بنابراین طول عمر آن در شکل گیری فعال ستاره ها کمک می کند.
ویجر 1 در 25 آگوست 2012 به ISM رسید و آن را به عنوان اولین شیء مصنوعی از زمین انجام داد. پلاسما و غبار بین ستاره ای تا پایان ماموریت در سال 2025 مورد بررسی قرار می گیرد. دوقلوی آن ، ویجر 2 در نوامبر 2019 وارد ISM شد.

Voyager 1 اولین شیء مصنوعی برای دستیابی به ISM است.
 فهرست1ماده بین ستاره ای1.1مدل سه فاز1.2مدل هیدروژن اتمی1.3سازه های1.4تعامل با محیط بین قاره ای1.5انقراض بین ستاره ای2گرمایش و سرمایش2.1مکانیسم های گرمایش2.2مکانیسم های خنک کننده3انتشار پرتوی4اکتشافات5تاریخ دانش فضای بین ستاره ای6همچنین ببینید7منابع7.1استناد7.2منابع8لینک های خارجیماده بین ستاره ای [ ویرایش ]
در جدول 1 تجزیه و تحلیل خصوصیات مؤلفه های ISM راه شیری نشان داده شده است.جدول 1: اجزای محیط بین ستاره ای [3]مولفهحجم کسریارتفاع مقیاس( رایانه )دما( K )تراکم(ذرات در سانتی متر 3 )حالت هیدروژنتکنیک های مشاهده اولیهابرهای مولکولی8010-2010 2 –10 6مولکولیخطوط انتشار و جذب مولکولی رادیو و مادون قرمزمحیط خنثی سرد (CNM)1-5٪100-30050-10020-50اتمی خنثیH خط 21 سانتی متر جذب خطمتوسط ​​خنثی گرم (WNM)10-20٪300-4006000-100000.2-0.5اتمی خنثیانتشار خط H 21 سانتی متریونیزه گرم (WIM)20-50٪100080000.2-0.5یونیزه شدهانتشار Hα و پراکندگی نبضمناطق H II70800010 2 –10 4یونیزه شدهانتشار Hα و پراکندگی نبضگازکورنال محیط گرم یونیزه شده گرم (HIM)30-70٪1000-300010 6 –10 710 − 4 –10 −2یونیزه شده(فلزات نیز بسیار یونیزه شده اند)انتشار اشعه ایکس ؛ خطوط جذب فلزات بسیار یونیزه ، در درجه اول در ماوراء بنفشمدل سه فاز [ ویرایش ]
فیلد ، گلداسمیت و هابینگ (1969) مدل تعادلی استاتیک دو فاز را برای توضیح خواص مشاهده شده ISM مطرح کردند. ISM مدل شده آنها شامل یک فاز متراکم سرد ( T  K ) ، متشکل از ابرهای هیدروژن خنثی و مولکولی ، و یک فاز interloud گرم ( T  -10 4  K ) ، متشکل از گاز خنثی و یونیزه کمیاب است . McKee و Ostriker (1977) یک مرحله سوم پویا را اضافه کردند که نمایانگر گاز بسیار داغ ( T  -10 6  K K ) بود که توسط ابرنواخترها شوک شده بود.و بیشترین حجم ISM را تشکیل می دهد. این فازها دمایی است که گرمایش و سرمایش می تواند به یک تعادل پایدار برسد. مقاله آنها مبنای مطالعات بیشتر در طول سه دهه گذشته را تشکیل داده است. با این حال ، نسبتهای نسبی فازها و زیربخشهای آنها هنوز کاملاً مشخص نیست. [3]مدل هیدروژن اتمی [ ویرایش ]
این مدل فقط هیدروژن اتمی را در نظر می گیرد: درجه حرارت بزرگتر از 3000 K باعث شکستن مولکول ها ، پایین تر از 50 000 K اتم های برگ در حالت زمینی آنها می شود. فرض بر این است که تأثیر اتمهای دیگر (او ...) ناچیز است. فشار بسیار کم فرض می شود ، به طوری که طول مسیرهای آزاد اتمها بزرگتر از مدت زمان 1 پیمان نانو ثانیه از پالسهای نوری است که باعث می شود نور معمولی و موقتی ناهماهنگ باشد.
در این گاز بدون برخورد ، نظریه انیشتین برهم کنش منسجم بین ماده نور اعمال می شود ، تمام تعاملات نور گاز به صورت مکانی منسجم هستند. فرض کنید که یک نور تک رنگ پالس می شود ، سپس توسط مولکول هایی که دارای فرکانس رزونانس چهارگانه (رامان) هستند پراکنده می شوند. اگر "طول پالس های نور کوتاه تر از همه ثابت های درگیر باشد" (بره (1971)) ، "پراکندگی رامان تحریک کننده تحریک کننده (ISRS)" (یان ، گمبل و نلسون (1985)) کار می کند: در حالی که نوری تولید شده توسط رامان نامفهوم در فرکانس تغییر یافته دارای فاز مستقل از فاز نور هیجان انگیز است ، بنابراین خط طیف جدیدی ایجاد می کند ، انسجام بین حادثه و نور پراکنده اجازه می دهد تا دخالت آنها در یک فرکانس واحد انجام شود ، بنابراین فرکانس حادثه را تغییر می دهد. فرض کنید یک ستاره طیف نور مداوم را تا اشعه X تابش می کند. فرکانس های لیمان در این نور و اتم های پمپ عمدتا در حالت هیجان زده جذب می شوند. در این حالت ، دوره های بیش از حد طولانی تر از 1 نانومتر است ، به طوری که ISRS "ممکن است" فرکانس نور را تغییر دهد ، سطح هایپرفیین بالایی را به خود اختصاص دهد. ISRS دیگر "ممکن است" انرژی را از سطوح بیش از حد به امواج الکترومغناطیسی حرارتی منتقل کند ، به طوری که تغییر مکان مجدد دائمی باشد. درجه حرارت یک پرتوی نور از طریق فرکانس و تابش طیفی با فرمول پلانک تعریف می شود. همانطور که آنتروپی باید افزایش یابد ، "ممکن است" شود. با این حال ، در جایی که یک خط قبلاً جذب شده (اولین بتا Lyman ، ...) به فرکانس آلفای لیمان می رسد ، روند تغییر شکل مجدد متوقف می شود و تمام خطوط هیدروژن به شدت جذب می شوند. اما در صورت وجود انرژی در فرکانس به فرکانس بتا Lyman ، که بازخورد آهسته ای ایجاد می کند ، متوقف نمی شود.
فرآیند قبلی بیشتر و بیشتر اتم را تحریک می کند زیرا یک دفع تحریک از قانون تعامل منسجم انیشتین پیروی می کند: تغییر dI از تابش من از یک پرتو نور در طول مسیر dx dI = BIdx است ، جایی که B ضریب تقویت انیشتین است که به متوسط ​​بستگی دارد. من مدول وکتور میدانی پوینتینگ هستم ، جذب برای یک بردار مخالف اتفاق می افتد ، که مربوط به تغییر علامت B. است. فاکتور I در این فرمول نشان می دهد که پرتوهای شدید تقویت شده تر از نقاط ضعف است (رقابت حالت ها). انتشار یک شعله ور نیاز به درخشش کافی دارد که من توسط میدان صفر تصادفی ارائه می دهم. پس از انتشار شعله ور ، B ضعیف با پمپاژ افزایش می یابد در حالی که من نزدیک به صفر می مانم: دفع تحریک توسط یک انتشار منسجم شامل پارامترهای تصادفی از میدان نقطه صفر است ، همانطور که نزدیک به کوازارها مشاهده می شود (و در شفق قطبی).ساختارها [ ویرایش ]

ساختار سه بعدی در ستونهای آفرینش . [4]

نقشه نشان می دهد خورشید در نزدیکی لبه ابر محلی بین ستاره ای و آلفا سنتوری حدود 4 سال نوری در مجتمع G-Cloud همسایه فاصله دارد
ISM پرتلاطم است و بنابراین پر از ساختار در تمام مقیاس های فضایی است. ستارگان در اعماق بزرگ ابرهای مولکولی متولد می شوند ، به طور معمول اندازه کمی پارس دارند . در طول زندگی و مرگ آنها ، ستارگان از نظر جسمی با ISM ارتباط برقرار می کنند.
وزش باد ستارگان از خوشه های جوان ستاره ها (غالباً با مناطق HII غول پیکر یا فوق العاده HII در اطراف آنها) و امواج شوک ایجاد شده توسط ابرنواخترها مقدار زیادی انرژی را به محیط اطراف خود تزریق می کنند ، که منجر به تلاطم هیپراسونیک می شود. ساختارهای حاصل - در اندازه های مختلف - مانند حباب های بادی ستاره ای و ابرهای حبوبات از گازهای گرم ، که توسط تلسکوپ های ماهواره ای اشعه ایکس یا جریان های آشفته مشاهده شده در نقشه های تلسکوپ رادیویی مشاهده می شود .
یکشنبه است در حال حاضر سفر را از طریق ابر میانستارهای محلی ، منطقه متراکم تر در چگالی کم حباب محلی .تعامل با رسانه بین قاره ای [ ویرایش ]

فیلم کوتاه و روایت شده در مورد مشاهدات ماده بین ستاره IBEX .
فضای میان ستاره ای آغاز می شود که در آن محیط میانسیارهای از منظومه شمسی به پایان می رسد. باد خورشیدی را کند می کند به زیر سرعت صوت سرعت در شوک ختم ، 90-100 واحد نجومی از یکشنبه . در منطقه فراتر از شوک خاتمه ، به نام heliosheath ، ماده بین ستاره‌ای با باد خورشیدی در تعامل است. ویجر 1 ، دورترین جسم انسان ساخته شده از زمین (پس از 1998 [5] ) ، از شوک خاتمه عبور در 16 دسامبر 2004 و بعد از عبور از هلیوپا وارد فضای بین ستاره ای شد.در 25 آگوست 2012 ، با ارائه اولین کاوشگر مستقیم شرایط در ISM ( استون و همکاران 2005 ).انقراض بین ستاره ای [ ویرایش ]
ISM همچنین مسئول انقراض و قرمز شدن ، كاهش شدت نور و تغییر در طول موجهای مشاهده شده غالب نور از یك ستاره است. این اثرات در اثر پراکندگی و جذب فوتون ها ایجاد می شود و باعث می شود که ISM با چشم غیر مسلح در یک آسمان تاریک مشاهده شود. شکافهای ظاهری که در گروه راه شیری دیده می شود - دیسک یکنواخت ستارگان - در اثر جذب نور ستارگان پس زمینه توسط ابرهای مولکولی در طی چند هزار سال نوری از زمین ایجاد می شوند.
نور ماوراء بنفش دور توسط اجزای خنثی ISM جذب می شود. به عنوان مثال ، یک طول موج معمولی جذب هیدروژن اتمی در حدود 121.5 نانومتر ، انتقال لیمان-آلفا قرار دارد . بنابراین ، مشاهده تابش نور در آن طول موج از یک ستاره دورتر از چند صد سال نوری از زمین تقریباً غیرممکن است ، زیرا بیشتر آن در طول سفر به کره زمین با دخالت هیدروژن خنثی جذب می شود.گرمایش و سرمایش [ ویرایش ]
ISM معمولاً به دور از تعادل ترمودینامیکی است . برخوردها توزیع سرعت ماکسول-بولتزمن را ایجاد می کنند ، و درجه حرارت که به طور معمول برای توصیف گاز بین ستاره ای استفاده می شود ، "دمای جنبشی" است ، که دمایی را توصیف می کند که ذرات می توانند توزیع سرعت ماکسول-بولتزمن مشاهده شده در تعادل ترمودینامیکی را داشته باشند. با این حال ، میدان تابش بین ستاره به طور معمول بسیار ضعیف تر از یک رسانه در تعادل ترمودینامیکی است. بیشتر اوقات تقریباً مربوط به یک ستاره A (دمای سطح 10،000 پوند ) بسیار رقیق است. بنابراین ، مقادیر محدود شده در یک اتم یا مولکولدر ISM بندرت طبق فرمول بولتزمن ( Spitzer 1978 ، 2.4 پوند) جمعیت می شوند .
بسته به دما ، چگالی و حالت یونیزاسیون بخشی از ISM ، مکانیسم های مختلف گرمایش و سرمایش دمای گاز را تعیین می کند .مکانیزم گرمایش [ ویرایش ]
گرمایش توسط پرتوهای کیهانی با انرژی کم
اولین مکانیسم پیشنهادی برای گرم کردن ISM ، گرم شدن پرتوهای کیهانی با انرژی کم بود . پرتوهای کیهانی یک منبع گرمایش کارآمد هستند که قادر به نفوذ در اعماق ابرهای مولکولی هستند. پرتوهای کیهانی انرژی را از طریق یونیزاسیون و تحریک و به الکترون های آزاد از طریق فعل و انفعالات کولوم به گاز منتقل می کنند. پرتوهای کیهانی با انرژی کم (چند MeV ) از اهمیت بیشتری برخوردار هستند زیرا به مراتب بیشتر از پرتوهای کیهانی با انرژی بالا هستند .
گرمایش فوتوالکتریک توسط غلات
ماوراء بنفش تابش شده از داغ ستارگان می توانید حذف الکترون از ذرات غبار. فوتون است دانه گرد و غبار جذب می شود، و برخی از انرژی خود استفاده می شود برای غلبه بر موانع انرژی پتانسیل و حذف الکترون از دانه. این مانع بالقوه به دلیل انرژی اتصال الکترون ( عملکرد کار ) و شارژ دانه است. باقی مانده از انرژی فوتون می دهد خارج الکترون انرژی جنبشی که گرم گاز از طریق برخورد با ذرات دیگر. توزیع اندازه معمولی دانه های گرد و غبار n ( r ) ∝  R − 5/5 است، که شعاع ذرات گرد و غبار r است. [6] با فرض این ، توزیع سطح دانه پیش بینی شده πr 2 n ( r ) r r ∝  1.5 است . این نشان می دهد که کوچکترین دانه های گرد و غبار بر این روش گرمایش غالب هستند. [7]
فوتونیزاسیون
هنگامی که یک الکترون از یک آزاد اتم (به طور معمول از جذب از دستگاه UV فوتون ) آن را حمل انرژی جنبشی دور از سفارش E فوتون  -  E یونیزاسیون . این مکانیسم گرمایش در مناطق H II تسلط دارد ، اما به دلیل کمبود نسبی اتم های کربن خنثی ، در انتشار ISM ناچیز است .
گرمایش اشعه ایکس
اشعه X حذف الکترون از اتم و یون ، و کسانی که فوتوالکترون می توانید ionizations ثانویه را تحریک کند. از آنجا که شدت آن غالبا کم است ، این گرمایش فقط در محیط گرم و متراکم اتمی متراکم تر کار می کند (از آنجا که تراکم ستون کوچک است). به عنوان مثال ، در ابرهای مولکولی فقط اشعه ایکس سخت می تواند نفوذ کند و گرمایش اشعه ایکس را نمی توان نادیده گرفت. این فرض را بر عهده دارد که منطقه در نزدیکی یک منبع اشعه ایکس مانند بقایای ابرنواختر قرار ندارد .
گرمایش شیمیایی
مولکولی هیدروژن (H 2 ) را می توان بر روی سطح ذرات غبار تشکیل شده که دو H اتم ملاقات (که می تواند بیش از دانه سفر). این بازده فرآیند 4.48 الکترون ولت انرژی مصرفی در طول حالت چرخشی و ارتعاشی، انرژی جنبشی H توزیع 2 مولکول، و همچنین گرم دانه گرد و غبار. این انرژی جنبشی و همچنین انرژی منتقل شده از دفع تحریک مولکول هیدروژن از طریق برخورد ، گاز را گرم می کند.
گرمایش گاز دانه
برخورد در تراکم زیاد بین اتم های گاز و مولکول ها با غلات گرد و غبار می تواند انرژی حرارتی را انتقال دهد. این امر در مناطق HII مهم نیست زیرا اشعه ماوراء بنفش از اهمیت بیشتری برخوردار است. همچنین در محیط یونیزه پراکنده به دلیل تراکم کم از اهمیت برخوردار نیست. در میان انتشار خنثی ، دانه ها همیشه سردتر هستند ، اما به دلیل تراکم کم گاز را به طور موثر خنک نکنید.
گرمایش دانه از طریق تبادل حرارتی در بقایای ابرنواختر که تراکم و درجه حرارت بسیار زیاد است بسیار مهم است.
گرمایش گاز از طریق برخورد گاز-غلات در اعماق مولکولی غول پیکر (به ویژه در تراکم زیاد) غالب است. پرتوهای مادون قرمز دور به دلیل عمق نوری کم عمیقاً نفوذ می کند. دانه های گرد و غبار از طریق این تشعشع گرم می شوند و می توانند انرژی حرارتی را هنگام برخورد با گاز انتقال دهند. اندازه گیری بهره وری در گرمایش توسط ضریب اسکان داده شده است:
\ displaystyle \ alpha = {\ frac {T_ {2} -T} {T_ {d} -T}}}
که در آن T دمای گاز است، T د دمای گرد و غبار، و T 2 دمای پس از برخورد اتم های گاز و یا مولکول است. این ضریب توسط ( Burke & Hollenbach 1983 ) به عنوان  35/0 = α اندازه گیری شد .
سایر مکانیسم های گرمایش
انواع مکانیسم های گرمایش ماکروسکوپی وجود دارد از جمله:فروپاشی گرانشی ابرانفجارهای ابرنواختربادهای ستاره ایگسترش مناطق H IIامواج مگنتوهیدروودینامیکی ایجاد شده توسط بقایای ابرنواخترمکانیسم خنک کننده [ ویرایش ]
خنک کننده ساختار خوب
فرایند خنک کننده ساختار خوب در اکثر مناطق متوسط ​​میان ستاره ای غالب است ، بجز مناطقی از گاز داغ و مناطقی که در ابرهای مولکولی قرار دارند. این ماده با اتم های فراوان و دارای سطح ساختار خوب نزدیک به سطح اساسی مانند: C II و OI در محیط خنثی و O II ، O III ، N II ، N III ، Ne II و Ne III در مناطق H II به طور کارآمدتر اتفاق می افتد . برخوردها این اتم ها را به سطوح بالاتر برانگیخته و در نهایت از طریق انتشار فوتون ، که باعث انتقال انرژی از منطقه می شود ، از بین می روند.
خنک شدن توسط خطوط مجاز
در دماهای پایین تر ، می توان سطح بیشتری از سطح ساختار ریز را از طریق برخورد جمع کرد. به عنوان مثال ، برانگیختگی برخورد سطح n  = 2 هیدروژن یک فوتون Ly-α را پس از برانگیختن آزاد می کند. در ابرهای مولکولی ، تحریک خطوط چرخشی CO از اهمیت برخوردار است. هنگامی که یک مولکول هیجان زده می شود ، سرانجام به حالت انرژی کمتری باز می گردد و فوتونی را منتشر می کند که می تواند منطقه را ترک کند و ابر را خنک کند.انتشار پرتوی [ ویرایش ]

ضعف جوی در dB / km به عنوان تابعی از فرکانس در باند EHF. قله در جذب در فرکانسهای خاص یک مشکل، به دلیل ترکیبات اتمسفر مانند بخار آب (H 2 O) و دی اکسید کربن (CO 2 ).
امواج رادیویی از k 10 کیلوهرتز ( فرکانس بسیار پایین ) تا 300 00 گیگاهرتز (فرکانس بسیار زیاد ) در فضای بین ستاره ای متفاوت از سطح زمین پخش می شوند. بسیاری از منابع دخالت و اعوجاج سیگنال وجود دارد که در زمین وجود ندارد. بسیاری از نجوم رادیویی بستگی به جبران اثرات مختلف انتشار برای کشف سیگنال مورد نظر دارد. [8] [9]اکتشافات [ ویرایش ]

پوتسدام تلسکوپ بازتابی بزرگ یک تلسکوپ دو نفره با یک 80CM (31.5 ") و 50 سانتی متر (19.5") لنز افتتاح در سال 1899، مورد استفاده برای کشف کلسیم بین ستاره ای در سال 1904.
در سال 1864 ، ویلیام هاگنز از طیف سنجی استفاده کرد تا مشخص کند سحابی از گاز ساخته شده است. [10] هاگینز یک تلسکوپ 8 اینچی با لنز توسط آلوین کلارک یک رصدخانه خصوصی داشت. اما برای طیف سنجی مجهز بود كه مشاهدات دستیابی به موفقیت را انجام می داد. [11]
در سال 1904 ، یکی از اکتشافات انجام شده با استفاده از تلسکوپ انکسار بزرگ پوتسدام ، کلسیم در محیط میان ستاره ای بود. [12] ستاره شناس پروفسور هارتمن تعیین شده از مشاهدات طیف سنج از ستاره دوتایی Mintaka در جبار، این بود که این عنصر وجود دارد کلسیم در فضای مداخله. [12]
گاز بین ستاره ای بیشتر در سال 1909 توسط Slipher تأیید شد و سپس توسط 1925 گرد و غبار بین ستاره ای توسط Slipher تأیید شد. [13] بدین ترتیب ماهیت کلی محیط میان ستاره ای در یک سلسله اکتشافات و فرضیات ماهیت آن تأیید شد. [14]تاریخ دانش فضای بین ستاره ای [ ویرایش ]

جسم Herbig-Haro 110 گاز را از طریق فضای بین ستاره ای خارج می کند. [15]
ماهیت محیط میان ستاره ای طی قرن ها مورد توجه منجمان و دانشمندان قرار گرفته است و درک ISM توسعه یافته است . با این حال ، آنها ابتدا باید مفهوم اصلی فضای "میان ستاره ای" را تصدیق می کردند. به نظر می رسد این اصطلاح برای اولین بار توسط بیکن در چاپ مورد استفاده قرار گرفته است (1626 ، 354-54 پوند): "Skersterstar Skie .. hath ... آنقدر وابستگی به Starre ، که چرخش آن وجود دارد ، و همچنین ستاره. " بعداً ، فیلسوف طبیعی رابرت بویل  ( 1674 ) در مورد "قسمت بین ستاره ای بهشت ​​، که چند تا از اپیکوریان های مدرن باید خالی شوند" بحث کرد.
قبل از تئوری الکترومغناطیسی مدرن ، فیزیکدانان اولیه فرض می کردند که یک استر درخشان نامرئی به عنوان وسیله ای برای حمل امواج نور وجود دارد. فرض بر این بود که این استر به فضای میان ستاره ای گسترش یابد ، همانطور که پترسون (1862) نوشت ، "این جریان گاه به گاه ، هیجان یا حرکات لرزشی را در اتر که فضاهای بین ستاره ای را پر می کند" ایجاد می کند.
ظهور تصویربرداری عمیق عکاسی به ادوارد بارنارد اجازه داد تا اولین تصاویر سحابی تاریک را که در برابر میدان ستاره پس زمینه کهکشان قرار دارد تولید کند ، در حالی که اولین کشف واقعی ماده پراکنده سرد در فضای بین ستاره ای توسط یوهانس هارتمان در سال 1904 انجام شد [16] از طریق استفاده از طیف سنجی خط جذب . هارتمان در مطالعه تاریخی خود درباره طیف و مدار دلتا اوریونیس ، نوری که از این ستاره به وجود می آید را مشاهده کرد و فهمید که مقداری از این نور قبل از رسیدن به زمین جذب می شود. هارتمان گزارش داد که جذب از خط "K" کلسیم استبه نظر می رسد "فوق العاده ضعیف ، اما تقریبا کاملاً تیز" و همچنین گزارش داد "نتیجه کاملاً شگفت آور که خط کلسیم در 393.4 نانومتر در جابجایی های دوره ای خطوط ناشی از حرکت مداری ستاره باینری طیف سنجی مشترک نیست ". ماهیت ثابت این خط باعث شد هارتمان به این نتیجه برسد كه گاز مسئول جذب در جو دلتا اوریونیس وجود ندارد ، بلكه در عوض در یك ابر جدا شده از ماده مستقر در جایی در امتداد خط دید این ستاره قرار داشت. این کشف ، مطالعه بینابین بین ستاره ای را آغاز کرد.
در سلسله تحقیقات ، ویکتور امبرتسوامیان این ایده را که امروزه رایج است پذیرفته است مبنی بر اینکه ماده بین ستاره ای به صورت ابرها رخ می دهد. [17]
پس از شناسایی هارتمن از جذب کلسیم بین ستاره ای ، سدیم بین ستاره ای توسط هگر (1919) از طریق مشاهده جذب ثابت از خطوط "D" اتم در 589.0 و 589.6 نانومتر به سمت Delta Orionis و Beta Scorpii کشف شد .
مشاهدات بعدی از خطوط "H" و "K" کلسیم توسط Beals (1936) نمایه های دو و نامتقارن را در طیف های اپسیلون و زتا اوریونیس نشان داد . اینها اولین قدمها در مطالعه منظره بسیار پیچیده بین ستاره ای به سمت اریون بودند . پروفیل های خط جذب نامتقارن حاصل ترکیب زیاد خطوط جذب است که هر یک مربوط به انتقال اتمی یکسان است (به عنوان مثال خط "کلسیم" کلسیم) ، اما در ابرهای بین ستاره ای با سرعت شعاعی مختلف رخ می دهد .قرمز تغییر یافته (به ترتیب) از طول موج استراحت خطوط ، از طریق اثر داپلر . این مشاهدات که تأیید می کند که ماده به صورت یکنواخت توزیع نمی شود اولین شواهدی از ابرهای گسسته متعدد در ISM بودند.

این گره ی سبک سال از گاز و غبار بین ستاره ای شبیه یک کاترپیلار است . [18]
شواهد در حال رشد برای مواد بین ستاره ای باعث شد تا Pickering (1912) اظهار داشته باشد كه: "گرچه ممكن است محیط جذب بین ستاره ای به سادگی اتر باشد ، اما شخصیت جذب انتخابی آن ، همانطور كه كاپتین نشان می دهد ، مشخصه یك گاز است و مولكول های گازی آزاد نیز هستند. مطمئناً آنجا هستند ، زیرا احتمالاً آنها به طور مداوم توسط خورشید و ستاره ها اخراج می شوند . "
در همان سال کشف ویکتور هس از پرتوهای کیهانی ، ذرات با بار بسیار پر انرژی که بر روی زمین از روی زمین باران می بارد ، دیگران را واداشت تا حدس بزنند که آیا آنها فضای بین ستاره ای را نیز در بر گرفته اند. سال بعد ، کریستین بیرکلند ، کاشف و فیزیکدان نروژی نوشت: "به نظر می رسد نتیجه طبیعی این دیدگاه های ما باشد که فرض کنیم کل فضا پر از الکترون ها و یون های برقی پرنده از انواع است ، ما فرض کرده ایم که هر ستاره سیستم در تکامل ، اجساد الکتریکی را به فضا پرتاب می کند. به نظر نمی رسد منطقی باشد که بخش اعظم توده های ماده در جهان ، نه در منظومه شمسی یا سحابی بلکه در فضای خالی "یافت می شود".بیرکلند 1913 ).
ثورندایک (1930) خاطرنشان کرد: "به سختی می توان باور کرد که شکافهای عظیم بین ستاره ها کاملاً باطل است. شفقهای زمینی به طور ذاتی توسط ذرات باردار که از خورشید ساطع می شوند ، هیجان زده نمی شوند . اگر میلیون ها ستاره دیگر نیز یون ها را بیرون می کشند ، مانند بدون شک صحیح است ، هیچ خلاء مطلق در کهکشان نمی تواند وجود داشته باشد. "
در سپتامبر 2012 ، دانشمندان ناسا گزارش دادند که هیدروکربنهای آروماتیک چند حلقه ای (PAHs) ، که در معرض شرایط محیط بین ستاره (ISM) قرار دارند ، از طریق هیدروژناسیون ، اکسیژن رسانی و هیدروکسیلاسیون ، به ارگانیسم های پیچیده تر تبدیل می شوند - "گامی در طول مسیر به سمت اسیدهای آمینه و نوکلئوتیدها. به ترتیب ، مواد اولیه پروتئین و DNA ". [19] [20] علاوه بر این ، در نتیجه این تحولات ، PAH امضای طیف سنجی خود را از دست می دهندکه می تواند یکی از دلایل "عدم شناسایی PAH در دانه های یخ بین ستاره ای ، به ویژه مناطق بیرونی سرما ، ابرهای متراکم و یا لایه های بالای مولکولی دیسک های پروتوپلانتری " باشد. [19] [20]
در فوریه سال 2014 ، ناسا برای ردیابی هیدروکربن های آروماتیک چند حلقه ای (PAHs) در جهان ، یک پایگاه داده بسیار پیشرفته [21] را اعلام کرد . به گفته دانشمندان، بیش از 20٪ از کربن در جهان ممکن است با PAH s، ممکن است در ارتباط مواد اولیه برای شکل گیری از زندگی . به نظر می رسد که PAH اندکی پس از بیگ بنگ شکل گرفته است ، در سراسر جهان گسترده است ، و با ستاره های جدید و سیارات سیاره ای در ارتباط هستند . [22]
در آوریل سال 2019 ، دانشمندان با همکاری با تلسکوپ فضایی هابل ، از کشف تأیید شده مولکولهای بزرگ و پیچیده یونیزه شده buckminsterfullerene (C 60 ) (که به عنوان "buckyballs" نیز شناخته می شوند) در فضاهای متوسط ​​ستاره ای بین ستاره ها خبر دادند . [23] [24]منبع
https://en.wikipedia.org/wiki/Interstellar_medium