Међузвездани медијум

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.^[1][2]

Расподела јонизованог водоника у галаксији Млечни пут

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 ³. Топлије регионе, међутим сачињавају јонизовани облици гаса и густина је мања него у молекулском-око 10-4 јона по ³. (Поређења ради, у ваздуху се налази просечно 1019 молекула по 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.

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.

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 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 ( је величина једног молекула у зрну).
• Фотојонизација - када се електрон ослободи (нпр. продирањем ултраљубичастог зрачења у гас), он односи кинетичку енергију величине _фотон - _{јонизација}. Овај процес најзаступљенији је у регионима.

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 (₂) ослобађа се енергија јачине 4.48 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 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 , , , , , , , и 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

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.^[3][4]

Открића

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.^[5] 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.^[6]

Године 1904. једно од открића направљено помоћу телескопа Потсдамски велики рефрактор било је присуство калцијума у међузвезданом медију.^[7] Астроном Јоханес Франц Хартман је из спектрографских посматрања бинарне звезде Минтаке у Ориону утврдио да се у простору налази елемент калцијум.^[7]

Међузвездани гас је даље потврдио Слифер 1909. године, а затим је 1912. године и међузвездану прашину потврдио Слифер.^[8] На тај начин је у низу открића и постулизација његове природе потврђена укупна природа међузвезданог медија.^[8]

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.^[9]