Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Bu maddenin içeriğinin Türkçeleştirilmesi veya doğrultusunda düzeltilmesi gerekmektedir. Bu maddedeki yazım ve noktalama yanlışları ya da anlatım bozuklukları giderilmelidir. (Yabancı sözcükler yerine Türkçe karşılıklarının kullanılması, karakter hatalarının düzeltilmesi, dilbilgisi hatalarının düzeltilmesi vs.) Düzenleme yapıldıktan sonra bu şablon kaldırılmalıdır. |
Astronomide Yıldızlar arası ortam (ISM), bir galaksideki yıldız sistemleri arasında var olan maddedir. Bu madde iyonik, atomik ve moleküler formda gaz, toz ve kozmik ışınlar içerir. Yıldızlararası uzayı doldurur ve galaksiler arası uzaya iyi bir şekilde uyum sağlar. Aynı hacmi kaplayan elektromanyetik radyasyon şeklindeki enerji de yıldızlararası radyasyon alanıdır.
Yıldızlar arası ortam birden çok fazdan oluşur. Çoğunlukla hidrojenden oluşur ve onu helyum, karbon, oksijen ve nitrojen takip eder. Bu fazların termal basıncı birbiri ile denge halindedir. Manyetik alanlar ve çalkantılı hareket ISM içinde basınç sağlar ve tipik olarak termal basınçtan daha önemlidir.
Bütün fazlar ISM dünya standartlarına göre fazlasıyla seyrektir. ISM'in soğuk ve yoğun bölgelerinde madde genelde molekül formundadır ve cm³ içinde 1 milyon moleküle kadar ulaşır. Sıcak ve seyrek bölgelerinde ISM genel olarak iyonik durumdadır. Kütlesel olarak %99 ISM gaz formundadır ve numarasal olarak %91 olarak hidrojen atomu ve %9 olarak da helyum atomu bulunur. Kütlesel olarak bu %70 hidrojen, %28 helyum ve %1,5 daha ağır elementler olur.
ISM astrofizikte yıldızsal ve galaktik durumlar arasındaki ortanca rolü nedeniyle çok önemli role sahiptir. Yıldızlar ISM'in en yoğun bölgelerinde oluşur ve ISM'i madde ve enerji ile değiştirir. Yıldızlar ve ISM arasındaki bu rol galaksilerin gaz içeriklerini ne oranda tükettiğini ve ömürlerini belilemekte yardımcı olur.
NASA, Voyager 1'in Yıldızlararası ortama 25 Ağustos 2012'de ulaştığını 12 Eylül 2013'te resmi olarak duyurdu. Yıldızlararası plazma ve toz 2025'e kadar incelenecek.
Yıldızlararası madde
Tablo 1 Samanyolu galaksisinin yıldızlararası çevredeki bileşenlerinin özelliklerini göstermektedir.
| Bileşen | Kesitsel Hacim | Yükseklik Skalası | Sıcaklık (K) | Yoğunluk (atom/cm³) | Hidrojen fazı n | Pry observational techniques |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Moleküler bulut | < %1 | 80 | 10—20 | 102—106 | Moleküler | Radio and infrared molecular emission and absorption lines |
| Soğuk Nötr Ortam (CNM) | %1—%5 | 100—300 | 50—100 | 20—50 | Nötr atomik | H I 21 cm line absorption |
| Sıcak Nötr Ortam (WNM) | %10—%20 | 300—400 | 6000—10000 | 0.2—0.5 | Nötr atomik | H I 21 cm line emission |
| Sıcak iyonlaşmış ortam (WIM) | %20—%50 | 1000 | 8000 | 0.2—0.5 | İyonize | Hα emission and pulsar dispersion |
| H II Alanları | < %1 | 70 | 8000 | 102—104 | İyonize | Hα emission and pulsar dispersion |
| Koronal Gaz Sıcak iyonlaşmış ortam (HIM) | %30—%70 | 1000—3000 | 106—107 | 10−4—10−2 | İyonize (metaller de yüksek oranda iyonize) | X-ray emission; absorption lines of highly ionized metals, primarily in the ultraviolet |
Üç faz modeli
Field, Goldsmith ve Habing(1969) ISM'in gözlemlenen özelliklerini açıklamak için statik iki fazlı denge modelini önesürdüler. Model ISM soğuk ve yoğun bir fazla, nötr hidrojen molekülleri ve sıcak bir bulutlararası fazdan oluşuyordu, nötr ve iyonlaştırılmış gazlar. Çok sıcak bir gazı temsil eden ve süpernova tarafından şok şeklinde ısıtılan dinamik üçüncü bir faz eklediler. Bu fazlar ısıtma ve soğutmanın dengelenebileceği sıcaklıktaydılar. Makaleleri 30 yıl boyunca başka çalışmalar için temel oluşturmuştur.
Yapılar
SM çalkantılıdır ve dolayısıyla tüm uzaysal boyutlardan yapılarla doludur. Yıldızlar büyük moleküler bulut komplekslerini içinde doğarlar ve genel olarak boyutları yalnızca birkaç parsektir. Yaşamları ve ölümleri boyunca yıldızlar ISM ile fiziksel olarak etkileşir.
Süpernova tarafından yaratılan şok dalgaları ve genç yıldızlardan gelen yıldızsal rüzgarlar çevrelerine çok büyük ölçülerde enerji verirler ve hipersonuk çalkantı yaratırlar.
Gezegenlerarası çevre ile etkileşim
ISM güneş sisteminin gezegenlerarası çevresinin bittiği yerde başlar. Solar rüzgar, yokedilme şokuyla ses hızından daha düşük hızlara yavaşlar.
Yıldızlararası Yok olma
ISM ayrıca yok olma ve kızıllaşmadan, ışık yoğunluğunun düşmesi ve gözlemlenebilir dominant dalgaboyunun düşmesi, da sorumludur. Bu etkiler fotonların dağılması ve emilmesiyle oluşur ve ISM'in çıplak gözle gözlemlenebilmesine olanak tanır.
Uzak ultraviyole ışık ISM'in nötr birleşenleri tarafından etkili bir şekilde emilebilir. Örneğin ; atomik hidrojenin tipik emilme dalga boyu yaklaşık 121.5 nano metredir. Bu nedenle bu dalga boyunda bir ışığın Dünya'dan birkaç yüz ışık yılı uzakta olmayan bir yıldız tarafından yayıldığını görmek neredeyse imkânsızdır.
Isıtma ve soğutma
ISM genellikle termodinamik dengeden uzaktır. Ancak, yıldızlararası radyasyon alanları tipik olarak termodinamik dengelerden çok daha zayıftır. Yani, Boltzmann formülüne göre bir atom ya da molekülün bağlanma seviyesi nadiren doludur.
Yoğunluk, ıscaklık ve ISM'in iyonizsyon durumuna bağlı olarak farklı ısıtma ve soğutma mekanizmaları gazın sıcaklığını etkiler.
Isıtma mekanizmaları
- Düşük enerjili kozmik ışınlarla ısıtma
- Kozmik ışınlar etkili bir ısıtma kaynağıdır ve moleküler bulutların derinlerine girebilirler. Kozmik ışınlar gza hem iyonizsyon hem de kararsızlaştırma yoluyla enerji verir.
- Taneciklerle fotoelektrik ısıtma
- Sıcak yıldızlardan yayılan ultraviyole ışınları toz taneciklerinden elektronları ayırbilir. Foton toz taneciğine çarpar ve enerjisnin bir kısmı potansiyel enerji bariyerini gerçip elktronu tanecikten ayırmak için harcanır. Toz taneciklerinin dağılımı
![image]()
olduğu için alandaki tanecik dağılımı ![image]()
. olur. Bu da en küçük toz taneciklerinin bu ısıtma metodunu domine ettiğini gösterir.
- Fotoiyonizasyon
- Bir elektron bir atomdan ayrıldığı zaman kinetik enerji taşır. Bu ısıtma mekanizması HII bölgelerini domine eder ama karbon atomlarının eksikliği nedeniyle ISM dağılımında göz ardı edilebilir.
- X-ışını ısıtması
- X-ışınları, atomlardan ve elektronları uzaklaştırabilir ve bu fotoelektronlar ikincil iyonlaşmalara yol açabilir. Yoğunluk genellikle düşük olduğu için bu ısınma yalnızca sıcak, daha az yoğun atomik ortamlarda (kolon yoğunluğu küçük olduğundan) verimli olur. Örneğin, moleküler bulutlarda yalnızca sert x-ışınları nüfuz edebilir ve x-ışını ısınması göz ardı edilebilir. Bu, bölgenin bir süpernova kalıntısı gibi bir x-ışını kaynağına yakın olmadığı varsayımıyla yapılır.
- Kimyasal ısıtma
- Moleküler hidrojen, iki H atomu karşılaştığında toz taneciklerinin yüzeyinde oluşabilir. Bu süreç 4.48 eV ener yayar ve toz taneciğini ısıtır.
- Toz- Gaz ısıtması
- Yüksek yoğunluktaki gaz atomları ve moleküller ile toz taneleri arasındaki çarpışmalar termal enerji transfer edebilir. HII bölgelerinde önemli değildir, çünkü mor-ötesi (UV) radyasyon daha önemlidir. Nötr seyrek ortamda tanecikler her zaman daha soğuktur, fakat düşük yoğunluk nedeniyle gazı etkili bir şekilde soğutmazlar.
Yoğunluğun ve sıcaklığın çok yüksek olduğu süpernova kalıntılarında, taneciklerin termal değişim yoluyla ısıtılması çok önemlidir.
Gaz ısınması, dev moleküler bulutların derinlerinde (özellikle yüksek yoğunluklarda) baskındır. Düşük optik derinliği nedeniyle uzak kızılötesi radyasyon derinlere nüfuz eder. Toz taneleri bu radyasyon aracılığıyla ısınır ve gazla çarpışmalar sırasında termal enerji transfer edebilir. Isınmadaki verimliliğin ölçümü, yerleştirme katsayısı ile elde edilir:
- Diğer Isıtma Mekanizmaları
- Aşağıdakiler dahil çeşitli makroskobik ısıtma mekanizmaları mevcuttur:
- Bir bulutun kütleçekimsel çöküşü
- Süpernova patlamaları
- Yıldız rüzgarları
- H II bölgelerinin genişlemesi
- Süpernova kalıntıları tarafından oluşturulan manyetik hidrodinamik dalgalar
Soğutma mekanizmaları
- İnce yapı soğutması
- İnce yapı soğutma süreci, sıcak gaz bölgeleri ve moleküler bulutların derin bölgeleri hariç, yıldızlararası ortamın çoğu bölgesinde baskındır. Bu süreç en verimli şekilde, temel seviyeye yakın ince yapı seviyelerine sahip bol miktarda atom ile gerçekleşir. Örneğin, nötr ortamda C II ve O I gibi atomlar ile H II bölgelerinde O II, O III, N II, N III, Ne II ve Ne III gibi atomlar bu süreçte etkili rol oynarlar. Çarpışmalar bu atomları daha yüksek seviyelere çıkarır ve sonunda bu atomlar, enerjiyi bölgeden taşıyacak olan foton yayımı yoluyla tekrar düşük enerji seviyelerine dönerler.
- İzin verilmiş hatlarda soğutma
- Düşük sıcaklıklarda, ince yapı seviyeleri dışındaki seviyeler de çarpışmalar aracılığıyla doldurulabilir. Örneğin;hidrojenin n=2 seviyesindeki çarpışmasal kararsızlık Lya fotonlarını kararlılık durumunda yayar. Moleküler bulutlarda kararsızlık ve CO'nun yörüngesel çizgileri önemlidir. Molekül kararsızlaştığı zaman eninde sonunda daha düşük bir enerji seviyesine döner ve bir foton yayarak bölgeyi soğutur.
Radyo dalga yayılması
10 kHz ve 300 GHz arası radyo dalgaları yıldızlar arası uzayda dünya yüzeyinde olduğundan daha farklı yayılır. Dünyada olmayan birçok etki ve sinyal bozum kaynağı vardır.
Yıldızlararası uzayın bilgisinin tarihi
Yıldızlararası çevrenin doğası yüzyıllardır astronomların ve biliminsanlarının ilgisini çekmiştir ve ISM algısı gelişmiştir. Ancak, ilk olarak yıldızlararası uzay konseptinin temelini kabullenmek zorundadırlar. Terim yazılı olarak ilk defa Bacon tarafından kullanılmış olarak gözükmektedir. Daha sonra doğa filozofu Robert Boyle "cennetin yıldızlararası kısmını tartışmıştır"
Modern elektromanyetik teoriden önce fizikçiler luminiferous aether'ın (ışık saçan hava veya madde) ışık yayan bir ortam olarak var olduğunu düşünmüşlerdir. Bu aether'ın yıldızlararası uzaya uzandığı düşünülmüştür.
Fotografik görüntülemedeki gelişmeler Edward Barnrd'a nebulanın ilk görüntülerini oluşturma imkânı tanımıştır. Yıldızlararası uzaydaki soğuk maddenin ilk tebiti 1904'te Johannes Hartman tarafından yapılmıştır. Delta takımyıldızlarının yörüngesinin ve spektrumunun tarihini çalışırken Hartmann ışığın bu yıldızdan geldiğini ve bir kısmının dünyay erişmeden emildiğini fark etmiştir. Hartmann kalsiyumun K çizgisindeki emilin " aşırı zayıf ancak neredeyse mükemmel keskinlikte olduğunu fark etmiştir. Çizginin statik doğası Hartmann'ı emilimden sorumlu olan gazın Delta takımyıldızı atmosferinde olmadığını, onun yerine yıldızın görüş açısınında bir yerlerde olduğunu öne sürmüştür. Bu keşif ISM çalışmalarını başlatmıştır.
Bir seri çalışmalar sonucunda Viktor Ambartsumian şimdi genel olarak kabul edilmiş olan ISM'in bulutlar şeklinde varolduğu görüşünü ortaya koymuştur.
Hartmann'ın yıldızlararası kalsiyum emilimi tanısından sonra yıldızlararası sodyum Heger tarafından, atomdaların statik D çizgilerinin Delta ve beta scorpii'ye doğru 589 ve 589.6 nanometrelik gözlemleriyle keşkefedilmiştir.
Kalsiyumun H ve K çizgilerinin daha sonra Beals tarafından gözlemlenmesi epsilon ve zeta takımyıldızlarının çift ve asimetrik profillerini ortaya çıkarmıştır. Bunlar orion takımyıldızının görüş açısına yönelik çalışmaların başlangıcıydı. Asimetrik emilim çizgi profilleri birçok emilim çizgisinin üst üste gelmesinin sonucudur. Her bulut farklı bir hıza sahip olduğu için her bulut içindeki emilim çizgileri ya mavi ya da kırmızıdır. Bu gözlemler maddelerin homojen olarak dağılmadığını onayldı ve ISM içinde birçok bulut olduğunun ilk kanıtıdır.
ISM varlığı konusunda giderek artan kanıtlar Pickering'i "yıldızlararası emilim çevresi basitçe ether olabilir ama seçilmiş emilimin karakteri bir gazın karakteristikleridir ve serbest gaz molekülleri kesinlikle orada" yorumunu yapmaya yönlendirmiştir.
Aynı yıl Victor Hess'in kozmik ışınları keşfetmesi, diğerlerini bunların yıldızlararası uzayı istila edip etmediğini sorgulamaya yönlendirmiştir. Ertesi yıl Norveçli araştırmacı ve fizikçi Kristian Bikeland " bizim görüşümüzün doğal bir sonucu olarak uzay elektronlarla ve uçuşan iyonlarla dolu gözükmektedir. Her yıldız sistemi uzaya elektron yayar. Bu nedenle materyal kütlenin çoğunun yıldız sistemlerinde değil boş uzayda olduğunu varsaymak mantık dışı değildir" yazmıştır.
2012de NASA biliminsanları ISM koşullarına maruz bırakılan PAHlerin daha kompleks organiklere dönüştüğünü gözlemlemişlerdir. Ayrıca bu dönüşümlerin sonucu olarak PAHler spektroskopik özelliklerini kaybederler. "
Şubat 2014'te NASA PAHleri takip etmek için büyük ölçüde geliştirlmiş bir veritabanı duyurdu. Biiliminsanlarına göre evrendeki karbonun %20 sinden fazlası PAHlerle alakalı olup yaşamın oluşmasındaki başlangıç materyalleri olabilir. PAHler büyük patlamadan hemen sonra oluşmuş gibi gözüküp evrene yayılmışlardır ve yeni yıldızlarla ve gezegenlerle ilişkilidirler..
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ a b Ferriere (2001)
- ^ . 30 Temmuz 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Haziran 2015.
- ^ Samantha Blair. "Interstellar Medium Interference (video)". SETI Talks. 19 Nisan 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 4 Ocak 2016.
- ^ "Voyager 1 Experiences Three Tsunami Waves in Interstellar Space (video)". JPL. 7 Mart 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 4 Ocak 2016.
- ^ "A geyser of hot gas flowing from a star". ESA/Hubble Press Release. 5 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 3 Temmuz 2012.
- ^ S. Chandrasekhar (1989), "To Victor Ambartsumian on his 80th birthday", Journal of Astrophysics and Astronomy, cilt 18, s. 3, Bibcode:1988Ap.....29..408C, doi:10.1007/BF01005852
- ^ . Image Archive. ESA/Hubble. 23 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Eylül 2013.
- ^ Staff (20 Eylül 2012), NASA Cooks Up Icy Organics to Mimic Life's Origins, , 25 Haziran 2015 tarihinde kaynağından , erişim tarihi: 22 Eylül 2012
- ^ Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui (1 Eylül 2012), "In-Situ Probing Of Radiation-Induced Processing Of Organics In Astrophysical Ice Analogs—Novel Laser Desorption Laser Ionization Time-Of-Flight Mass Spectroscopic Studies", , 756 (1), ss. L24, Bibcode:2012ApJ...756L..24G, doi:10.1088/2041-8205/756/1/L24, 11 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından , erişim tarihi: 22 Eylül 2012
- ^ Hoover, Rachel (21 Şubat 2014). "Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That". NASA. 28 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 22 Şubat 2014.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Bu maddenin iceriginin Turkcelestirilmesi veya Turkce dilbilgisi ve kurallari dogrultusunda duzeltilmesi gerekmektedir Bu maddedeki yazim ve noktalama yanlislari ya da anlatim bozukluklari giderilmelidir Yabanci sozcukler yerine Turkce karsiliklarinin kullanilmasi karakter hatalarinin duzeltilmesi dilbilgisi hatalarinin duzeltilmesi vs Duzenleme yapildiktan sonra bu sablon kaldirilmalidir Astronomide Yildizlar arasi ortam ISM bir galaksideki yildiz sistemleri arasinda var olan maddedir Bu madde iyonik atomik ve molekuler formda gaz toz ve kozmik isinlar icerir Yildizlararasi uzayi doldurur ve galaksiler arasi uzaya iyi bir sekilde uyum saglar Ayni hacmi kaplayan elektromanyetik radyasyon seklindeki enerji de yildizlararasi radyasyon alanidir Iyonlasmis hidrojenin dagilimi Yildizlar arasi ortam birden cok fazdan olusur Cogunlukla hidrojenden olusur ve onu helyum karbon oksijen ve nitrojen takip eder Bu fazlarin termal basinci birbiri ile denge halindedir Manyetik alanlar ve calkantili hareket ISM icinde basinc saglar ve tipik olarak termal basinctan daha onemlidir Butun fazlar ISM dunya standartlarina gore fazlasiyla seyrektir ISM in soguk ve yogun bolgelerinde madde genelde molekul formundadir ve cm icinde 1 milyon molekule kadar ulasir Sicak ve seyrek bolgelerinde ISM genel olarak iyonik durumdadir Kutlesel olarak 99 ISM gaz formundadir ve numarasal olarak 91 olarak hidrojen atomu ve 9 olarak da helyum atomu bulunur Kutlesel olarak bu 70 hidrojen 28 helyum ve 1 5 daha agir elementler olur ISM astrofizikte yildizsal ve galaktik durumlar arasindaki ortanca rolu nedeniyle cok onemli role sahiptir Yildizlar ISM in en yogun bolgelerinde olusur ve ISM i madde ve enerji ile degistirir Yildizlar ve ISM arasindaki bu rol galaksilerin gaz iceriklerini ne oranda tukettigini ve omurlerini belilemekte yardimci olur NASA Voyager 1 in Yildizlararasi ortama 25 Agustos 2012 de ulastigini 12 Eylul 2013 te resmi olarak duyurdu Yildizlararasi plazma ve toz 2025 e kadar incelenecek Voyager 1 yildizlararasi ortama ulasan ilk yapay nesnedir Yildizlararasi maddeTablo 1 Samanyolu galaksisinin yildizlararasi cevredeki bilesenlerinin ozelliklerini gostermektedir Tablo 1 Yildizlararasi cevrenin bilesenlerim Bilesen Kesitsel Hacim Yukseklik Skalasi Sicaklik K Yogunluk atom cm Hidrojen fazi n Pry observational techniquesMolekuler bulut lt 1 80 10 20 102 106 Molekuler Radio and infrared molecular emission and absorption linesSoguk Notr Ortam CNM 1 5 100 300 50 100 20 50 Notr atomik H I 21 cm line absorptionSicak Notr Ortam WNM 10 20 300 400 6000 10000 0 2 0 5 Notr atomik H I 21 cm line emissionSicak iyonlasmis ortam WIM 20 50 1000 8000 0 2 0 5 Iyonize Ha emission and pulsar dispersionH II Alanlari lt 1 70 8000 102 104 Iyonize Ha emission and pulsar dispersionKoronal Gaz Sicak iyonlasmis ortam HIM 30 70 1000 3000 106 107 10 4 10 2 Iyonize metaller de yuksek oranda iyonize X ray emission absorption lines of highly ionized metals primarily in the ultravioletUc faz modeli Field Goldsmith ve Habing 1969 ISM in gozlemlenen ozelliklerini aciklamak icin statik iki fazli denge modelini onesurduler Model ISM soguk ve yogun bir fazla notr hidrojen molekulleri ve sicak bir bulutlararasi fazdan olusuyordu notr ve iyonlastirilmis gazlar Cok sicak bir gazi temsil eden ve supernova tarafindan sok seklinde isitilan dinamik ucuncu bir faz eklediler Bu fazlar isitma ve sogutmanin dengelenebilecegi sicakliktaydilar Makaleleri 30 yil boyunca baska calismalar icin temel olusturmustur Yapilar Pillars of Creation daki uc boyutlu yapi SM calkantilidir ve dolayisiyla tum uzaysal boyutlardan yapilarla doludur Yildizlar buyuk molekuler bulut komplekslerini icinde dogarlar ve genel olarak boyutlari yalnizca birkac parsektir Yasamlari ve olumleri boyunca yildizlar ISM ile fiziksel olarak etkilesir Supernova tarafindan yaratilan sok dalgalari ve genc yildizlardan gelen yildizsal ruzgarlar cevrelerine cok buyuk olculerde enerji verirler ve hipersonuk calkanti yaratirlar Gezegenlerarasi cevre ile etkilesim source source source source source source source IBEX in yildizlararasi madde gozlemiyle ilgili kisa ve betimleyici videosu ISM gunes sisteminin gezegenlerarasi cevresinin bittigi yerde baslar Solar ruzgar yokedilme sokuyla ses hizindan daha dusuk hizlara yavaslar Yildizlararasi Yok olma ISM ayrica yok olma ve kizillasmadan isik yogunlugunun dusmesi ve gozlemlenebilir dominant dalgaboyunun dusmesi da sorumludur Bu etkiler fotonlarin dagilmasi ve emilmesiyle olusur ve ISM in ciplak gozle gozlemlenebilmesine olanak tanir Uzak ultraviyole isik ISM in notr birlesenleri tarafindan etkili bir sekilde emilebilir Ornegin atomik hidrojenin tipik emilme dalga boyu yaklasik 121 5 nano metredir Bu nedenle bu dalga boyunda bir isigin Dunya dan birkac yuz isik yili uzakta olmayan bir yildiz tarafindan yayildigini gormek neredeyse imkansizdir Isitma ve sogutmaISM genellikle termodinamik dengeden uzaktir Ancak yildizlararasi radyasyon alanlari tipik olarak termodinamik dengelerden cok daha zayiftir Yani Boltzmann formulune gore bir atom ya da molekulun baglanma seviyesi nadiren doludur Yogunluk iscaklik ve ISM in iyonizsyon durumuna bagli olarak farkli isitma ve sogutma mekanizmalari gazin sicakligini etkiler Isitma mekanizmalari Dusuk enerjili kozmik isinlarla isitma Kozmik isinlar etkili bir isitma kaynagidir ve molekuler bulutlarin derinlerine girebilirler Kozmik isinlar gza hem iyonizsyon hem de kararsizlastirma yoluyla enerji verir Taneciklerle fotoelektrik isitma Sicak yildizlardan yayilan ultraviyole isinlari toz taneciklerinden elektronlari ayirbilir Foton toz tanecigine carpar ve enerjisnin bir kismi potansiyel enerji bariyerini gercip elktronu tanecikten ayirmak icin harcanir Toz taneciklerinin dagilimi n r r 3 5 displaystyle n r propto r 3 5 oldugu icin alandaki tanecik dagilimi r2n r 1 5 displaystyle r 2 n propto r 1 5 olur Bu da en kucuk toz taneciklerinin bu isitma metodunu domine ettigini gosterir Fotoiyonizasyon Bir elektron bir atomdan ayrildigi zaman kinetik enerji tasir Bu isitma mekanizmasi HII bolgelerini domine eder ama karbon atomlarinin eksikligi nedeniyle ISM dagiliminda goz ardi edilebilir X isini isitmasi X isinlari atomlardan ve elektronlari uzaklastirabilir ve bu fotoelektronlar ikincil iyonlasmalara yol acabilir Yogunluk genellikle dusuk oldugu icin bu isinma yalnizca sicak daha az yogun atomik ortamlarda kolon yogunlugu kucuk oldugundan verimli olur Ornegin molekuler bulutlarda yalnizca sert x isinlari nufuz edebilir ve x isini isinmasi goz ardi edilebilir Bu bolgenin bir supernova kalintisi gibi bir x isini kaynagina yakin olmadigi varsayimiyla yapilir Kimyasal isitma Molekuler hidrojen iki H atomu karsilastiginda toz taneciklerinin yuzeyinde olusabilir Bu surec 4 48 eV ener yayar ve toz tanecigini isitir Toz Gaz isitmasi Yuksek yogunluktaki gaz atomlari ve molekuller ile toz taneleri arasindaki carpismalar termal enerji transfer edebilir HII bolgelerinde onemli degildir cunku mor otesi UV radyasyon daha onemlidir Notr seyrek ortamda tanecikler her zaman daha soguktur fakat dusuk yogunluk nedeniyle gazi etkili bir sekilde sogutmazlar Yogunlugun ve sicakligin cok yuksek oldugu supernova kalintilarinda taneciklerin termal degisim yoluyla isitilmasi cok onemlidir Gaz isinmasi dev molekuler bulutlarin derinlerinde ozellikle yuksek yogunluklarda baskindir Dusuk optik derinligi nedeniyle uzak kizilotesi radyasyon derinlere nufuz eder Toz taneleri bu radyasyon araciligiyla isinir ve gazla carpismalar sirasinda termal enerji transfer edebilir Isinmadaki verimliligin olcumu yerlestirme katsayisi ile elde edilir a T2 TTd T displaystyle alpha frac T 2 T T d T Burada T gazin sicakligini Td tozun sicakligini ve T2 ise gaz atomunun veya molekulunun carpisma sonrasi sicakligidir Bu katsayi Burke amp Hollenbach 1983 tarafindan a 0 35 olarak olculmustur Diger Isitma Mekanizmalari Asagidakiler dahil cesitli makroskobik isitma mekanizmalari mevcuttur Bir bulutun kutlecekimsel cokusu Supernova patlamalari Yildiz ruzgarlari H II bolgelerinin genislemesi Supernova kalintilari tarafindan olusturulan manyetik hidrodinamik dalgalarSogutma mekanizmalari Ince yapi sogutmasi Ince yapi sogutma sureci sicak gaz bolgeleri ve molekuler bulutlarin derin bolgeleri haric yildizlararasi ortamin cogu bolgesinde baskindir Bu surec en verimli sekilde temel seviyeye yakin ince yapi seviyelerine sahip bol miktarda atom ile gerceklesir Ornegin notr ortamda C II ve O I gibi atomlar ile H II bolgelerinde O II O III N II N III Ne II ve Ne III gibi atomlar bu surecte etkili rol oynarlar Carpismalar bu atomlari daha yuksek seviyelere cikarir ve sonunda bu atomlar enerjiyi bolgeden tasiyacak olan foton yayimi yoluyla tekrar dusuk enerji seviyelerine donerler Izin verilmis hatlarda sogutma Dusuk sicakliklarda ince yapi seviyeleri disindaki seviyeler de carpismalar araciligiyla doldurulabilir Ornegin hidrojenin n 2 seviyesindeki carpismasal kararsizlik Lya fotonlarini kararlilik durumunda yayar Molekuler bulutlarda kararsizlik ve CO nun yorungesel cizgileri onemlidir Molekul kararsizlastigi zaman eninde sonunda daha dusuk bir enerji seviyesine doner ve bir foton yayarak bolgeyi sogutur Radyo dalga yayilmasiEHF bandi uzerinde frekansa bagli olarak dB km cinsinden atmosferik zayiflama Belirli frekansta absorpsiyon zirveleri su buhari H2O ve karbondioksit CO2 gibi atmosfer bilesenlerinden kaynaklanan bir sorundur 10 kHz ve 300 GHz arasi radyo dalgalari yildizlar arasi uzayda dunya yuzeyinde oldugundan daha farkli yayilir Dunyada olmayan bircok etki ve sinyal bozum kaynagi vardir Yildizlararasi uzayin bilgisinin tarihiHerbig Haro 110 objesi yildizlar arasi uzaya gaz cikarir Yildizlararasi cevrenin dogasi yuzyillardir astronomlarin ve biliminsanlarinin ilgisini cekmistir ve ISM algisi gelismistir Ancak ilk olarak yildizlararasi uzay konseptinin temelini kabullenmek zorundadirlar Terim yazili olarak ilk defa Bacon tarafindan kullanilmis olarak gozukmektedir Daha sonra doga filozofu Robert Boyle cennetin yildizlararasi kismini tartismistir Modern elektromanyetik teoriden once fizikciler luminiferous aether in isik sacan hava veya madde isik yayan bir ortam olarak var oldugunu dusunmuslerdir Bu aether in yildizlararasi uzaya uzandigi dusunulmustur Fotografik goruntulemedeki gelismeler Edward Barnrd a nebulanin ilk goruntulerini olusturma imkani tanimistir Yildizlararasi uzaydaki soguk maddenin ilk tebiti 1904 te Johannes Hartman tarafindan yapilmistir Delta takimyildizlarinin yorungesinin ve spektrumunun tarihini calisirken Hartmann isigin bu yildizdan geldigini ve bir kisminin dunyay erismeden emildigini fark etmistir Hartmann kalsiyumun K cizgisindeki emilin asiri zayif ancak neredeyse mukemmel keskinlikte oldugunu fark etmistir Cizginin statik dogasi Hartmann i emilimden sorumlu olan gazin Delta takimyildizi atmosferinde olmadigini onun yerine yildizin gorus acisininda bir yerlerde oldugunu one surmustur Bu kesif ISM calismalarini baslatmistir Bir seri calismalar sonucunda Viktor Ambartsumian simdi genel olarak kabul edilmis olan ISM in bulutlar seklinde varoldugu gorusunu ortaya koymustur Hartmann in yildizlararasi kalsiyum emilimi tanisindan sonra yildizlararasi sodyum Heger tarafindan atomdalarin statik D cizgilerinin Delta ve beta scorpii ye dogru 589 ve 589 6 nanometrelik gozlemleriyle keskefedilmistir Kalsiyumun H ve K cizgilerinin daha sonra Beals tarafindan gozlemlenmesi epsilon ve zeta takimyildizlarinin cift ve asimetrik profillerini ortaya cikarmistir Bunlar orion takimyildizinin gorus acisina yonelik calismalarin baslangiciydi Asimetrik emilim cizgi profilleri bircok emilim cizgisinin ust uste gelmesinin sonucudur Her bulut farkli bir hiza sahip oldugu icin her bulut icindeki emilim cizgileri ya mavi ya da kirmizidir Bu gozlemler maddelerin homojen olarak dagilmadigini onayldi ve ISM icinde bircok bulut oldugunun ilk kanitidir Isik yili uzunlugundaki yildizlar arasi gaz ve toz tirtili andiriyor ISM varligi konusunda giderek artan kanitlar Pickering i yildizlararasi emilim cevresi basitce ether olabilir ama secilmis emilimin karakteri bir gazin karakteristikleridir ve serbest gaz molekulleri kesinlikle orada yorumunu yapmaya yonlendirmistir Ayni yil Victor Hess in kozmik isinlari kesfetmesi digerlerini bunlarin yildizlararasi uzayi istila edip etmedigini sorgulamaya yonlendirmistir Ertesi yil Norvecli arastirmaci ve fizikci Kristian Bikeland bizim gorusumuzun dogal bir sonucu olarak uzay elektronlarla ve ucusan iyonlarla dolu gozukmektedir Her yildiz sistemi uzaya elektron yayar Bu nedenle materyal kutlenin cogunun yildiz sistemlerinde degil bos uzayda oldugunu varsaymak mantik disi degildir yazmistir 2012de NASA biliminsanlari ISM kosullarina maruz birakilan PAHlerin daha kompleks organiklere donustugunu gozlemlemislerdir Ayrica bu donusumlerin sonucu olarak PAHler spektroskopik ozelliklerini kaybederler Subat 2014 te NASA PAHleri takip etmek icin buyuk olcude gelistirlmis bir veritabani duyurdu Biiliminsanlarina gore evrendeki karbonun 20 sinden fazlasi PAHlerle alakali olup yasamin olusmasindaki baslangic materyalleri olabilir PAHler buyuk patlamadan hemen sonra olusmus gibi gozukup evrene yayilmislardir ve yeni yildizlarla ve gezegenlerle iliskilidirler Ayrica bakinizKaynakca a b Ferriere 2001 30 Temmuz 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 14 Haziran 2015 Samantha Blair Interstellar Medium Interference video SETI Talks 19 Nisan 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 4 Ocak 2016 Voyager 1 Experiences Three Tsunami Waves in Interstellar Space video JPL 7 Mart 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 4 Ocak 2016 A geyser of hot gas flowing from a star ESA Hubble Press Release 5 Temmuz 2012 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 3 Temmuz 2012 S Chandrasekhar 1989 To Victor Ambartsumian on his 80th birthday Journal of Astrophysics and Astronomy cilt 18 s 3 Bibcode 1988Ap 29 408C doi 10 1007 BF01005852 Image Archive ESA Hubble 23 Eylul 2015 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 9 Eylul 2013 Staff 20 Eylul 2012 NASA Cooks Up Icy Organics to Mimic Life s Origins 25 Haziran 2015 tarihinde kaynagindan erisim tarihi 22 Eylul 2012 Gudipati Murthy S Yang Rui 1 Eylul 2012 In Situ Probing Of Radiation Induced Processing Of Organics In Astrophysical Ice Analogs Novel Laser Desorption Laser Ionization Time Of Flight Mass Spectroscopic Studies 756 1 ss L24 Bibcode 2012ApJ 756L 24G doi 10 1088 2041 8205 756 1 L24 11 Mayis 2020 tarihinde kaynagindan erisim tarihi 22 Eylul 2012 Hoover Rachel 21 Subat 2014 Need to Track Organic Nano Particles Across the Universe NASA s Got an App for That NASA 28 Mayis 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 22 Subat 2014