Tähtienvälisen aineen komponentit

Transkriptio

1 Tähtienvälinen aine -Ionisoinutta ja neutraalia kaasua (pääasiassa vetyä), pölyä -Osuus Linnunradan massasta 2% ( M ) -Komponentit voidaan erottaa kartoituksilla, esim. Hα, radiokontinuumi, HI, keski- ja kaukoinfrapuna (IRAS, Spitzer)

2 Tähtienvälisen aineen komponentit HIM: kuuma ionisoitunut aine (T 10 6 K, n 10 3 cm 3 ). -täyttää suurimman osan tilavuudesta Local Bubble: Aurinko sijaitsee n. 100 pc läpimittaisessa kuumassa kuplassa WIM: lämmin ionisoitunut aine (T 10 4 K, n < 1 cm 3, HII-alueet tiheämpiä). H:n ionisaatiopotentiaali: 13.6 ev WNM: lämmin neutraali aine (T < 10 4 K, n < 1 cm 3 ). CNM: viileä neutraali aine (CNM, T K, n cm 3 ) MCs: molekyylipilvet (T K, n cm 3 ) - osuus tilavuudesta < 1%, ISM:n massasta 25%

3 Tähtienväliset pilvet (1) Tähtienvälinen aine on turbulenttista ja siinä esiintyy monenkokoista rakennetta Suhteellisen tiheä aine kerääntyy pilviksi: HII-alueet (H + ), neutraalit vetypilvet (H) ja molekyylipilvet (H 2 ) HII-alueet ovat O- ja B- spektriluokkien tähtien UVsäteilyn ionisoimia, massat jopa 10 4 M, elektronitiheys 1 < n e < 10 5 cm 3 M83, Hubble WFC3

4 Tähtienväliset pilvet (2) HI-pilvet: H neutraali, mutta esim. C,Si, ja Mg voivat olla ionisoituneita. T 100 K, n H 100 cm 3. Molekyylipilvet: Koostuvat lähes kokonaan H 2 :sta, T 10 K, n H2 > 100 cm 3. Sisältävät usein tiheitä ytimiä ja niissä syntyviä tähtiä. ρ Oph, Spitzer infrapunakamera, sininen 3.6 µm, vihreä 8µm, punainen 24 µm

5 Ionisaatio (1) Ionisaation lähteenä on törmäykset tai säteily Kuuma ionisoitunut kaasu on seurausta supernovaräjähdysten aikaansaamista šokeista O- ja B-tähtien UV-säteily riittää ionisoimaan massiivisiä HII-alueita, jos kaasu on harvaa. Ionisoiva säteily (λ < 912 Å) vaimentuu tehokkaasti vetykerroksessa, jonka pylvästiheys on vain N(H) cm 2 (visuaalinen ekstinktio A V mag) HI-pilvissä ei tämän takia ole juurikaan Ly-kontinuumisäteilyä. Ionisaatioaste, [e ]/[H] 10 4, [e ] [C + ] + [Si + ] + [Mg + ] + [S + ] +...

6 Ionisaatio (2) Kosmiset hiukkaset (protoneja, E 100 MeV) läpäisevät paksunkin pilven. Niiden törmäykset H 2 tai He:n kanssa on pääasiallinen ionisaation lähde molekyylipilvissä: H 2 + c.r. H e + c.r. He + c.r. He + + e + c.r. Molekyylipilvien ionisaatioaste on tyypillisesti [e ]/[H 2 ]

7 Lämpötasapaino lämmitys, Γ jäähdytys, Λ HII-alue valoionisaatio -elektronit O +, O ++ ns. kiellytyt viivat HI-pilvi valosähköinen ilmiö - elektronit C +, O, Si + hienorakenneviivat H 2 -pilven reunat valosähköiset elektronit, C +, O, Si +, Fe +, C UV-säteilyn virittämä H 2, kuuma pöly H 2 -pilvi kosmiset hiukkaset, CO, sekundaariset elektronit pölyn lämpösäteily Termisessä tasapainossa Γ = Λ - pilvi asettuu tiheyttä, koostumusta ja ulkoista säteilykenttää vastaavaan lämpötilaan. HI-pilvet: Koska valosähköisen lämmityksen Γ n, ja viivajäähdytyksen Λ n 2, lämpötila laskee tiheyden kasvaessa. Voi olla erilämpöisiä ja tiheyksisiä pilviä, s.e. nt 3000 cm 3 K.

8 PDR: molekyylipilven rajalla (1) Orion Bar: sininen PAH-hiukkaset (λ = 3.3µm), vihreä: H 2 :n värähtelyviivat, punainen: CO Fotodissosiaatioalue (PDR, photon dominated region) edustaa siirtymää atomaarisen ja molekyylisen kaasun välillä

9 PDR: molekyylipilven rajalla (2) -vety muuttuu kokonaan molekyylimuotoon kun A V 1 2 -tähän vaikuttaa H 2 :n itsesuojaus (self-shielding, dissosiaatio voi tapahtua vain tiettyjen absorptiosiirtymien kautta) ja pöly: ekstinktio, H 2 :n muodostuminen pölyn pinnalla

10 Tähtienvälinen aine -tutkimuksen alkuvaiheet 1900-luvun alku kapea, liikkumaton Na K-viiva absorptiossa δ Ori spektrissä (1904 Hartmann), myöh. Ca +, tummat alueet valokuvissa (Barnard 1919) luvut Diffuusit tähtienväliset vyöt (DIBs) löydettiin, tähtienvälisen pölyn olemassaolo varmistui (Trumpler: tähtijoukkojen läpimitta ja fotometrinen etäisyys) ensimmäiset molekyylit: CH, CN, CH + -visuaalisen alueen absorptioviivat (elektroniset siirtymät) kirkkaiden tähtien spektrissä 1950-luku Neutraalin vedyn (HI) 21-cm viiva -Linnunradan neutraalin kaasun jakauma ja kinematiikka

11 Molekyylien radiospektroskopia (1) 1963 OH Perusrotaatiotilan Λ-kahdentumisviiva (λ = 18 cm) absorptiossa Cas A -supernovajäänteen suunnassa, sittemmin emissiossa molekyylipilvissä ja tähtien pölyvaipoissa 1968 NH 3 J, K = (1, 1) inversioviiva (λ = 1.3 cm) Sgr B2:n suunnassa 1969 H 2 O, H 2 CO: rotaatioviivat cm-alueella 1970 CO J = 1 0 (λ = 2.7 mm) HCO + (U89.2), CH 3 OH, HC 3 N,...

12 Molekyylien radiospektroskopia (2) 1970-luvulta lähtien millimietrialueen radiovastaanottimien kehittymisen myötä on löydetty interstellaarista molekyyliä, ks. Uusia molekyylejä etsitään jatkuvasti. Tavallisin tekniikka on syntetisoida molekyyli laboratoriossa, mitata sen spektri, ja yrittää havaita viivoja tähtitieteellisessä kohteessa

13 Spektrikartoitukset vas. OVRO ( GHz), oik. Herschel (2010, 500&1000 GHz)

14 CO - toiseksi yleisin molekyyli H 2 pysyy perustilallaan molekyylipilvissä - sitä ei yleensä nähdä Yleisenä molekyylisen kaasun merkkiaineena käytetään CO:ta ([CO]/[H 2 ] 10 4 ) Linnunrata (valokuva) Linnunrata (valokuva+co)

15 Vetymolekyylin löytyminen 1970 H 2, HD (Aerobee-150- raketti, Carruthers) Copernicus-satelliitti (1975) -diffuusien pilvien aiheuttama absorrptio FUV-alueella -Lyman-vyö B 1 Σ + u X 1 Σ + g (1010Å) -Werner-vyö C 1 Π u X 1 Σ + g (1100Å) -H 2 /HI 1 -Sittemmin mm. Lyman FUSE UV-absorptio (diffuusit pilvet), rotaatio-vibraatiosiirtymien IRemissio (lämpimät pilvet) maan päältä Electronic, Vibrational, and Rotational Energy Levels in the Hydrogen Molecule adapted from: M. Karpus and R. N. Porter, Atoms & Molecules: An Introduction for Students of Physical Chemistry (Benjamin/Cummings, 1970) p. 450

16 Diffuusit interstellaariset vyöt -DIBs Tähän mennessä on tunnistettu pääasiassa pieniä orgaanisia molekyylejä. ISM sisältää luultavasti myös suuria molekyylejä Noin 300 absorptiovyötä (Diffuse Interstellar Bands, UV IR), voimakkuus verrannollinen ekstinktioon, ovat todennäköisesti enimmäkseen monimutkaisten hiiliyhdisteiden aiheuttamia Kandidaatteja: PAH-hiukkaset (polycyclic aromatic hydrocarbons, useita yhteenliittyneitä bentsolirenkaita), pitkät hiiliketjut (12-18 C), rengasmaiset yhdisteet ja fullereenit (pelkästä hiilestä koostuvat pallot tai putkilot)

17 Tähtien pölyvaipat (1) Tähti voi menettää 90% massastaan tähtituulen ja ulosvirtausten mukana. Ensimmäiset molekyyliviivahavainnot: CO 1971, SiO 1975 hiilitähdestä IRC (CW Leonis) Useimmat pölyvaippojen molekyylit on löydetty juuri tästä kohteesta, runsaasti hiiliyhdisteitä

18 Tähtien pölyvaipat (2) Mira-muuttujat ovat happirikkaita AGB-tähtiä -kaikki hiili sitoutunut CO:hon, SiO, H 2 O, OH Planetaariset sumut edustavat myöhempää kehitysvaihetta. Ulko-osissa (A V > 1) molekyylistä kaasua (vrt. PDR), esim. NGC7027

19 Viileät tähdet (1) Joitakin kaksi- ja kolmiatomisia molekyylejä esiintyy mm. Auringon atmosfäärissä (T 5800 K) Auringonpilkut (T 3200 K): penumbra OH, umbra H 2 O Tähdissä, joiden pintalämpötila on alle 4000 K nähdään voimakkaita ja leveitä molekyylien absorptiopiirteitä Viivat ovat joko värähtelyviivoja (CO, H 2 O, HCN) tai aiheutuvat elektronisista siirtymistä (TiO, VO, ZrO, FeH) Runsaudet vastaavat termodynaamista tasapainoa (toisin kuin molekyylipilvissä)

20 Viileät tähdet (2) C ja O yhdistyneet CO:ksi (pysyvä kun T 3000 K) M-tähdet: happea jäänyt tähteeksi CO:n muodostumisesta. Spektrissä nähdään esim. H 2 O:n ja TiO:n viivoja C-tähdet: hiiltä jäänyt tähteeksi: moniatomisia hiiliyhdisteitä, esim. HCN, C 3,H 2 C 2, mikrotimantteja? S-tähdet, C/O 1 Molekyylien viivat deformoivat tähden mustan kappaleen spektriä, ja ne täytyy ottaa huomioon atmosfäärimalleisssa Ruskeissa kääpiöissä (M < 0.08M, T < 1500 K) nähdään H 2 O:n ja CH 4 :n viivoja. Mahdollisesti tämän lämpötilan alapuolella CH 4 syrjäyttää CO:n tärkeimpänä hiilivarastona

21 Komeetat Suureksi osaksi vesijäätä. Syntyneet aurinkokunnan ulko-osissa Evaporoituvaa kaasua voidaan tutkia spektroskooppisesti komeetan lähestyessä Aurinkoa Hale-Bopp kaasukehä: yksinkertaisia neutraaleja molekyylejä: H 2 O, HDO, CO, CO 2, H 2 S, SO, SO 2, OCS, CS, NaCl, NH 3 radikaaleja: OH, CN, NH 2, NH, C 3, C 2 hiilivetyjä, nitriilejä, amideja, ym: HCN, DCN, CH 3 CN, HNC, HC 3 N, HNCO, C 2 H 2, C 2 H 6 CH 4, NH 2 CHO molekyyli-ioneja: H 2 O +, H 3 O +, HCO +, CO + (fotoionisaatio + kemialliset kaasutilan reaktiot)

22 Tähtienvälinen pöly Koostumus: ISM:ssä havaituista kaasutilan puutoksista (ns. kosmisiin runsauksiin nähden) voidaan päätetellä, että pölyssä esiintyy mm. seuraavia aineita: C, O, Mg, Si, Fe Ylläolevasta voidaan myös päätellä, että pölyn massa on noin 1% kaasun massasta Kokojakauma: ekstinktiokäyrä Visuaalisen ja infrapuna-alueen ekstinktio selittyy suurilla pölyhiukkasilla (säde a λ/2π 0.1 µm), kun taas ekstinktion voimakkaasen nousuun ultraviolettialueessa tarvitaan hyvin pieniä pölyhiukkasia a λ/2π µm).

23 Tähtienvälinen pöly (2) Usein oletetaan kokojakauma dn/da a 3.5, 50 Å a 0.25µm. Kemian kannalta keskeinen parametri on pölyhiukkasten yhteenlaskettu pinta-ala H-atomia kohden: n g σ g /n H Parametrin R V A V /E(B V ) vaihtelun eri suunnissa uskotaan heijastavan erilaisia kokojakaumia. Ekstinktiokäyrässä havaittu 2175 Å:n muhkura on todennäköisesti aromaattisten hiiliyhdisteiden /grafiittipölyn aiheuttama.

24 Pölyn spektroskopia Infrapuna-alueen absorptiovöitä, jotka havaitaan diffuuseissa pilvissä taustatähtiä vasten: 3.4 µm (C-H-venytys, alifaattiset hiilivedyt), 9.7 µm ja 18 µm (Si-O-venytys, O-Si-O-taivutus, amorfiset silikaatit) Pölyn jäävaipan absorptiovyöt pimeissä sumuissa: 3.1 ja 6.0 µm (H 2 O), 4.67 µm (CO), 4.27 ja 15.2 µm (CO 2 ), 3.54 ja 9.75 µm (CH 3 OH), 2.97 µm (NH 3 ), 7.68 µm (CH 4 ), 5.81 µm (H 2 CO), 4.62 µm (XCN-) Tähtien kuumentaman pölyn PAH-emissiovöitä: 3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.3 µm

25 Tähtienvälinen pölyn alkuperä (1) Tähtien pölyvaipoissa tiheydet ja lämpötilat ovat riittävän suuria makroskoopisten pölyhiukkasten tiivistymiselle vapaista atomeista ja keveistä molekyyleistä Pölyn tiivistyminen tapahtuu vaipan sisäosassa, T K M-tyypin jättiläiset: SiO, MgS, Mg, Fe silikaatit eli SiO 4 -ketjujen ympärille rakentuvat mineraalit

26 Tähtienvälinen pölyn alkuperä (2) Pölyvaipan tullessa paksummaksi tähti voidaan havaita voimakkaana pölyn lämpösäteilyn ja radiospektriviivojen lähteenä Mira-muuttujasta tulee ns. OH/IR-tähti, josta nähdään esim. OH:n, H 2 O:n ja SiO:n maseremissiota Tähden säteilypaine ja syn sykkimiseen liittyvät sokkiaallot työntävät vaipan ainetta voimakkaasti ulospäin (v 30 km/s)

27 Tähtienvälinen pölyn alkuperä (3) Hiilitähdet: pölyn muodostukselle tärkeitä karbidit (esim. SiC) ja asetyleeni (C 2 H 2 ), joka ketjuuntuu. Hiiliketjut voivat asettua rengasmaiseen muotoon PAH-yhdisteet Hiilitähdillä esim. CO:n, CS:n, SiS:n ja SiC 2 :n termisiä viivoja Cyg, Plateau de Bure -interferometri Pölyvaipan laajetessa siitä tulee planetaarinen sumu, joka lopulta päätyy osaksi diffuusia tähtienvälistä ainetta TT

28 Tähtienvälinen pölyn alkuperä (4) Suurin osa pölystä on luultavasti peräisin M-tyypin jättiläisistä, OH/IR-tähdistä ja hiilitähdistä (paljon yleisempä kuin massiiviset tähdet) Supernovat tärkeitä raskaiden alkuaineiden tuottajina (ja dynaamisesti). Niiden osuus tähtienvälisen aineen massasta on tällä hetkellä muutaman prosentin luokkaa. (Pienessä Magellanin pilvessä räjähtänyttä supernovaa, SN1987a on havaittu mm. molekyyliviivoissa. Kohteesta on tunnistettu CO, SiO, CS, H + 3 ja mahdollisesti HeH + )