15. Tähtienvälinen aine

Transkriptio

1 15. Tähtienvälinen aine Interstellaarinen materia: galaksien sisällä Intergalaktinen materia: galaksien välillä Yleisiä ominaisuuksia: 1) Interstellaarisen aineen määrä: tähtienvälinen kaasu n. 10% Linnunradan baryonisesta massasta (M L = M ) pöly n. 0.2 % kaasu = atomeja, molekyylejä ( 10 9 m) pöly = kiinteitä hiukkasia ( 10 6 m) "savu" 2) Keskittyminen Linnunradan tasoon: tähdet: 5kpc kaasu+pöly 80 pc Linnunradan tasossa: ρ tahdet ρ kaasu pilvet + harva väliainen 3) Vuorovaikutus tähdet interstellarinen aine kaasu tähtien synty tähtien kehitysvaiheet materian paluu interstellaariseen aineeseem 4) Muita komponentteja kosminen hiukkassäteily, galaktinen magneettikenttä, gravitaatiosäteily vaikeasti havaittavia: kiinteät kappaleet yli 1mm?, MACHOt? Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

2 15.1 Tähtienvälinen pöly Historiaa: Linnunradan mittasuhteet Herschel 1785: tähtilaskennat 47 cm teleskoopilla oletus: kaikki tähdet yhtä kirkkaita homogeeninen tiheys kaikki tähdet nähdään Linnunradan reunaan asti (etäisyydelle rreuna) N/ Ω r reuna 2 Linnunradan poikkileikkaus (skaala ei selville) Seeliger, Kapteyn 1890 Tähdillä erilaisia kirkkauksia tutkittava lukumääräjakaumaa eri magnitudiväleillä Valitaan aluksi tähdet joiden absoluuttinen magnitudi M m M = 5 log 10 (r/10pc) r = (m M) Valituista tähdistä kaikki ne joiden etäisyys < r nähdään magnitudia m kirkkaampina Jos tähtitiheys on vakio N(m) r m N(m) näennäistä magnitudia m kirkkaampien tähtien lkm Sama N(m) m pätee yleisemminkin vaikka M erilainen eri tähdillä, edellyttäen että todellinen kirkkausjakauma etäisyydestä riippumaton Esim ulottamalla laskenta yhtä magnitudia himmeämpiin tähtiin, nähdään 4-kertainen määrä tähtiä Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

3 a) jos lukumäärä ei enää kasva mentäessä tiettyä magnitudia himmeämpiin tähtiin reuna saavutettu b) tai jos kasvaa hitaammin tiheys pienenee etäisyyden mukana Kapteyn: lähitähtien absoluuttiset kirkkaudet Kapteyn maailmankaikkeus 1899, 1922 absoluuttinen etäisyysskaala Aurinko 650 pc päässä keskuksesta Kapteyn itse totesi: pätee vain jos tähden valo ei heikkene väliaineen takia Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

4 Shapley 1919: Pallomaisten tähtijoukkojen jakauma avaruudessa n. 10 lähimmän joukon etäisyydet selville kefeidi-muuttujien avulla (luminositeetti-periodi relaatio) Kaikilla näillä likipitäen sama koko absoluuttinen koko D Oletetaan että pätee kaikille pallomaisille joukoille etäisyysarvio r 1/d obs (havaittu d obs = D/r) Shapley n malli: (nykyiseen skaalaan nähden etäisyydet n. 3-kertaiset) Aurinko kaukana joukkojen määräämästä keskuksesta Pallomaisten joukkojen systeemi paljon Kapteyn mallia laajempi Kaptey n malli epäilyttävä? Interstellaarisen pölyn ekstinktion olemassaolo kiistanaihe 1920lla Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

5 Trumpler 1930: Avonaisten tähtijoukkojen läpimitta/etäisyys relaatio Kiistaton osoitus absorbtiosta Arvioidaan joukon kirkkaimpien tähtien absoluuttinen magnitudi M spektrin perusteella joukon etäisyys r = (m M) joukon todellinen läpimitta D = rd Tulos: läpimitta-arvio kasvaa etäisyyden mukana! Arvioitujen etäisyyksien oltava liian suuria jossa d = näennäinen läpimitta Ratkaisu: m M = 5 log 10 (r/10pc) + A jossa A = väliaineen ekstinktio magnitudeissa Trumpler: A = αr α = 0.79 mag/kpc Kuvaan on katkoviivalla merkitty miten tulkinta muuttuu kun Trumplerin absorbtio-termi otetaan huomioon (A=0.79 mag/kpc) Nykyinen arvio α = 2 mag/kpc Linnunradan tasossa Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

6 Interstellarisen pölyn vaikutukset a) Ekstinktio Aiheutuu pölyhiukkasista, joiden koko m. µm, eli näkyvän valon allonpituuden luokkaa absorptio: valo imeytyy hiukkaseen, muuttuu lämpöenergiaksi IR säteily sironta: valo sirottuu alkuperäisestä suunnastaan intensiteetti alkupräisessä suunnassa pienenee Lasketaan ekstinktion suuruus: oletetaan pallomaiset hiukkaset, säde a, n hiukkasta/tilavuusyksikkö geometrinen poikkipinta-ala πa 2 ekstinktion vaikutusala C ext = Q ext πa 2 sis. sironta+absorbtio tilavuusalkio da dl sisältää n da dl hiukkasta hiukkaset peittää pinta-alasta osan dτ = C ext n da dl da =n C ext dl Valon intensiteetti pienenee määrällä di = Idτ eli integroimalla yli optisen matkan τ di I = dτ R I I 0 di I = R τ 0 dτ log(i/i 0) = exp( τ) I = I 0 exp( τ) τ = R r 0 nc extdl = C ext < n > r < n > = keskimääräinen tiheys pitkin näkösädettä, τ = kokonais optinen matka pitkin näkösädettä Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

7 Ekstinktio magnitudeissa m = 2.5 log 10 I + vakio = 2.5 log 10 (I 0 e τ ) + vakio Eli = 2.5 log 10 I 0 + vakio {z } m 0 A(r) = C ext < n > r + 2.5τ log 10 e {z } A= τ Voidaan laskea esim < n > jos tunnetaan A(r), r, C ext ESIM: Ekstinktio on 2mag/kpc. Oletetaan että aiheutuu pölyhiukkasista, joiden säde on 0.5 µm ja Q ext = 2. Mikä on hiukkastiheys? < n >= A Q ext πa 2 r = π( m) m = /m 3 = 40/km 3 Arvioitu < n > A/a 2 jos a = 0.5/ 10 = 0.16µm arvioitu < n >= 400/km 3 jne- Massatiheys: partikkelin tiheys ρ part m part = 4π/3 ρ part a 3 massatiheys ρ = nm part < n > a 3 a Oletetaan A = 0.5µm ja ρ part = 3000kg/m3 ρ = /m 3 4π/3 3000kg/m 3 ( m) 3 = kg/m 3 < n > 1/a 2 ρ a Oikea arvo ρ kg/m 3 (pölyhiukkasilla kokojakauma) Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

8 Mie-sironta = teoreettisesti laskettu ekstinktion suuruus pallomaisille hiukkasille Q ext = Q 2πa ext λ, m m= taitekerroin a =säde λ = aallonpituus Kun a/λ kasvaa Q ext 2 eli vaikutusala = 2 geometrinen poikkipinta-ala sisältää sekä varjostuksen että diffraktion Kun a/λ << 1 Q ext 0 Käytännössä: kokojakauma eri kokoisten kappaleiden Mie-sirontojen summa Eo. yleinen käyttäytyminen sama Q ext 1/λ kun a λ Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

9 b) Interstellarinen punertuminen A 1/λ eli ekstinktio kasvaa IR visual UV lähellä oleva tähti (ei abs.) kaukana oleva saman sp-luokan tähti IR alueella: 10% näkyvän valon ekstinktiosta radio-alueella 0 Fotometrinen etäisyyden määritys: B V = M B M V + A B A V = (B V ) 0 + E B V (B V ) 0 = tähden ominaisväri, E B V = värieksessi Visuaalisen ekstinktion suhde värieksessiin R = A V /E B V = A V /(A B A V ) 3 kaikille tähdille riippumatta A V spektriluokka (B V ) 0, havaittu (B V ) E B V A V spektriluokka M V, havaittu m V 5 log 10 (r/10pc) = m V M V A V Luotettavampi kuin keskimääräisen ekstinktion käyttö, koska pölyn jakauma epätasainen Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

10 c) Galaksien näennäinen jakauma taivaalla Linnunradan tason ympärillä ±20 vyöhyke jossa ei galakseja: zone of avoidance Aiheutuu Linnunradan tasoon voimakkaasti keskittyneestä pölystä Galaksilaskennat eri b : n arvoilla: A(b) 0.6mag/ sin b esim b = 10 A=3.5 mag esim b = 90 A=0.6 mag Todellinen ekstinktio napojen suunnassa alle 0.1 mag (johtuu epähomog. pölyn jakaumasta, Auringon kohdalla vähän pölyä) d) Ekstinktiovanat muissa galakseissa Keskittyneet spiraalihaaroihin OPT FIR Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

11 e) Pimeät sumut Linnunradassa Pöly keskittynyt pilviin, näkyvät pimeinä sumuina Linnunrataa vasten Hiilisäkki Hevosenpää-sumu Globulit: pieniä, pallomaisia Bok 1947: tähtien syntyalueita Wolf n diagramma optinen paksuuden etäisyyden Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

12 Seulaset f) Heijastusssumut Lähellä kirkasta tähteä oleva pölypilvi sirottaa tähden valoa (= pimeä sumu ilman tähteä) Sinisiä suhteessa ionisoituneen vedyn HII alueisiin vrt Hevesenpää-sumu kuva: pimeä sumu näkyy HII aluetta vasten (punainen) vasen alhaalla = heijastussumu (sininen) Linnunradan diffuusi taustavalo: n. 30% heijastunutta, loput tähtiä pölyn albedo suuri (n. 0.5) g) Infrapuna-objektit Pöly absorboi valoa lämpenee terminen IR-säteily K µm pimeät sumut K 30-5 µm heijastussumut Infrapuna-tähdet tähden ympärillä pölyvaippa, ääritapauksessa tähteä itseään ei näy Infrapuna-tähtitiede 1970lla IRAS, Spitzer, Herschel Esim. Galaksin keskiosien pölyn lämpösäteily Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

13 Pölyn koostumus Ekstinktiokäyrän yksittäiset absorbtiomaksimit vesijää, silikaatit, grafiitti koko alle 1 µm, tyypillinen 0.4 µm Alkuperä: K, M spektriluokan jättiläistähtien viileät atmosfäärit karkaavat tähtituulen mukana tähtien synnyn yhteydessä kerääntymällä (samankaltaisia ominaisuuksia) Määrä: ρ luokkaa kg/m 3 = gr/cm 3 Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

14 15.3 Tähtienvälinen kaasu Määrä 100-kertainen pölyyn nähden, mutta ei riittävä aiheuttamaan yleistä ekstinktiota gr/cm 3 vastaa 1 vetyatomi/cm Interstellaariset absorbtioviivat Hartmann 1904: kaksoistähtien spektrissä liikkumattomia absorbtioviivoja Optisessa alueessa: Na, Ca II UV: Lyman α (H: siirros n=1 n=2) Useat atomit ionisoituneita: tähtien UV-säteily, kosminen säteily Löydetty yli 30 alkuainetta: 70 % vetyä vastaa Aurinko 30 % heliumia vastaa Aurinko raskaat alkuaineet << Aurinko tn. sitoutunut pölyyn Huom: absorbtioviivat väri ei muutu kuten pölyn absorbtion takia Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

15 Atomaarinen vety (HI) a) UV-alue: Lyα nm tähtien väliset atomit perustilassa (vrt. Balmer sarja (n=2) tähdissä: T=10000 K) siirtymät n=1 tasolta Ly α-havainnot ρ H 0.7 atomia/cm 3 alueessa r < 1kpc ρ H 0.1 atomia/cm 3 alueessa r < 10pc λ < 91.2 nm ionisoi perustilassa olevan vetyatomin vapaa matka vain n. 1 pc, eli äärimmäisessä UV-alueessa (FUV) voidaan tutkia vain Auringon lähiympäristöä b) Vedyn 21 cm emissio-viiva perustilassa olevan vedyn hyperhienorakenne siirtymä (pieni tn hyvin kapea) 1420 Mhz, cm teoreettinen ennuste; van de Hulst 1944, havainto: Ewen + Purcell 1951 Havaitaan emissioviivana lähes kaikista suunnista Kaasun liiketilat Doppler siirtymästä säteisnopeudet Optisesti ohut kaasu: kirkkauslämpötila verrannollinen atomien pylvästiheyteen pitkin näkösädettä Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

16 Emissio-sumut = HII alueet (esim. Orionin sumu) vety neutraaleina atomeina: HI-alue vety ionisoitunut: HII-alue Kuuman tähden UV-säteily (λ < 91.2 nm) ionisoi ympäröivän atomaarisen vedyn Strömgren-pallo Erittäin kuumien tähtien ympärillä myös He +, He ++ alueet (tarvitaan suurempi energia HE ionisoimiseen) Emissiosumujen spektri: rekombinaatio emissioviivat nrec n elektronit N ionit n elektronit 2 Esim. Bamer-sarjan Hα viiva n=3 Hα-viivan intensiteetti R ne 2 dl Hα-viivan λ = 656 nm punertava n=2 mukana rekombinaatioketjussa Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

17 ns. kielletyt viivat O +, O ++, N + siirros metastabiilista tilasta, pieni siirtymä tn. Laboratorio: törmäykset de-eksitoi ennen säteily vaativat äärimmäisen alhaisen tiheyden OIII-viiva: λ 500nm vihertävä kielletyy Jatkuva spektri: Terminen radiokontinuumi: elektronien free-free emissio jarrurussäteily IR-kontinuumi: HII alueeseen liittyvä pöly Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

18 Tähtienväliset molekyylit Havaintoja vuodest 1937: optiset absorbtioviivat CH, CH+, CN tiheissä pilvissä suurin osa vedystä molekulaarista H 2 pöly: tiivistymiskeskuksia vetymolekyyleille varjostavat tähtien UV-valoa Radiospektroskopia: tiheimpiä pilviä ei mahdollista havaita abs.viivojen avulla radiotaajuudet Mekanismit a) elektroniverhon siirtymät: UV, OPT b) molekyylien värähtely: IR c) Pyörimistilojen muutokset: radio Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

19 15.4 Tähtienvälisen aineen pilvistruktuuri Runsaasti kaasua runsaasti pölyä 80% pölystä tiheissä pilvissä tyypillinen pilvi: M 100M d=10 pc n=10 vetyatomia/cm 3 T=100 K massa jopa m Giant molecular clouds (GMC) kuplarakenne Pilvet ja pilvien välinen kaasu hydrostaattisessa tasapainossa: P = ρt likimain vakio Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

20 15.6 Planetaariset sumut Nimitys täysin harhaanjohtava: Tähden kehityksen myöhäisvaiheet (He palaminen) Ulkokerrokset sinkoutuu avaruuteen km/sek Kuuma ydin 50 / / 000 K epästabiileja UV-säteily kaasukuori ionisoituu kuten HII-alue, mutta symmetrinen ja nopeammin laajeneva n vuotta kuori häviää tähtienväliseen aineeseen ydintähti valkoinen kääpiö Linnunradassa arviolta n , näistä havaittu 1000 (alle 8M massaiset tähdet käyvät läpi vaiheen) Kirkkaimmat emissioviivat O ++, N + kielletyt viivat H α A montage of images of planetary nebulae made with the Hubble Space Telescope. These illustrate the various ways in which dying stars eject their outer layers as highly structured nebulae. Credits: Bruce Balick, Howard Bond, R. Sahai, their collaborators, and NASA. Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

21 15.7 Supernovajäännökset Massiviset tähdet supernovaräjähdys Löydetty 120 supernovakäännöstä a) Rakenteeltaan epäsäännölliset (esim. Rapusumu) sumun keskellä pulsari elektroneja synkrotronisäteily elinikä 10 4 v. (pulsari himmenee) b) rengasmaiset tn. hyvin raskaan tähden räjähdys ei pulsaria energia peräisin supernovaräjähdyksestä: km/s laajeneva pilvi törmää tähtienväliseen aineeseen elinikä 10 5 v. Havainnot etupäässä radioalueella: ero HII alueisiin säteily polarisoitunutta erilainen jatkuva spektri HII: terminen säteily, radioalueella I ν ν 2 SNR: I ν ν 6 Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

22 15.8 Tähtienvälinen magneettikenttä havaitaan: a) Tähtien valon polarisaatio Havainnot osoittavat tähtien valon olevan lineaarisesti polarisoitunutta Tähden pinnalta lähtevä säteily polarisoimatonta täytyy olla peräisin pölystä (Hiltner 1949) Pölyhiukkaset pitkulaisia, tähtienvälisen magneettikentän suuntaamia b) Faraday-kiertymä polarisoitunut säteilylähde (esim. pulsari) kentänvoimakkuus 10 6 Gaussia c) 21cm viivan Zeeman-ilmiö (viivan kahdentuminen mag-kentässä) 10 6 Gaussia magneettikenttä spiraalihaarojen suuntainen havaintoja vaikeuttaa: Aurinkokunnan sisällä n. 1 gaussin kentänvoimakkuus Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

23

24 15.10 Yhteenveto Tähtitieteen perusteet, Luento 16,

25 Tähtitieteen perusteet, Luento 16,