medzvezdni prah in ekstinkcija...

UNIVERZA V LJUBLJANIFAKULTETA ZA MATEMATIKO IN FIZIKO

ODDELEK ZA FIZIKO

MEDZVEZDNI PRAH IN EKSTINKCIJASVETLOBE

Alenka Bajec

Mentor: prof. dr. Tomaz Zwitter

13. maj 2007

Povzetek:Seminar poda definicijo za medzvezdno snov in medzvezdno ekstinkcijo svetlobe.Vkljucen je podrobnejsi opis krivulje medzvezdne ekstinkcije v razlicnih frekvencnihobmocjih in opis delcev, ki bi bili za vsak predel lahko odgovorni. Dodana sta se opisemisije svetlobe iz prahu ter opis sipanja in polarizacije svetlobe na prasnih delcih.

KAZALO 1

Kazalo

1 Uvod 2

2 Kaj sta medzvezdna snov in ekstinkcija svetlobe 2

2.1 Definicija medzvezdne snovi in njen nastanek . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

2.2 Medzvezdna ekstinkcija svetlobe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4

3 Vrste ekstinkcije svetlobe 5

3.1 Ekstinkcija svetlobe v kontinuumu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

3.1.1 Ekstinkcija svetlobe na difuznem prahu in prahu v zunanjih delih oblakovv vidnem in UV obmocju svetlobe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

3.1.2 Resonanca pri 2175 A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

3.1.3 Stalna ekstinkcija svetlobe v bliznji infrardeci svetlobi . . . . . . . . . 8

3.1.4 Ekstinkcija svetlobe v daljni ultravijolicni svetlobi . . . . . . . . . . . 8

3.2 7.9− in 18− µm lastnosti silikatov . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

3.3 Srednji zakoni ekstinkcije svetlobe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

4 Ostali pojavi 10

4.1 Emisija svetlobe iz prahu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

4.1.1 Nedefinirani pasovi v infrardecem podrocju . . . . . . . . . . . . . . . 10

4.1.2 Kontinuumska emisija . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

4.2 Sipanje na prahu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

4.3 Polarizacija . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

5 Zakljucek 13

1 UVOD 2

1 Uvod

Prostor v vesolju si vecinoma predstavljamo kot vakuum, torej brez kakrsnekoli snovi. Kljubtemu, da imajo medzvezdna obmocja manjso gostoto kot katerikoli na Zemlji umetno ust-varjeni vakuum, se v vesolju nahaja snov. Ta obmocja imajo zelo nizko gostoto in vsebujejopredvsem pline (99%) in prah. V celoti je priblizno 15% vidne snovi v nasi galaksiji sestavljeneiz medzvezdnega plina in prahu.[1]

Prah v vesolju je astronomom nekoc predstavljal le nevsecnost, ker zakriva objekte, ki bijih radi opazovali. Ob pricetku infrardece astronomije pa so se ti prasni delci izkazali zapomembne in bistvene dele astrofizikalnih procesov.[2]

2 Kaj sta medzvezdna snov in ekstinkcija svetlobe

2.1 Definicija medzvezdne snovi in njen nastanek

Medzvezdna snov je snov, ki napolnjuje prostor med posameznimi zvezdami. Sestavljajo joprah in plini (90% vodika, pri ostalih 10% prevladuje helij), kot je razvidno iz slike 1.[1]

Slika 1: Slika prikazuje sestavo medzvezdne snovi.[1]

Medzvezdni plin vsebuje nevtralne atome in molekule ter nabite delce - ione in elektrone.Plin je izjemno redek s povprecno gostoto priblizno enega atoma na kubicni centimeter.[1] Taplin se pojavlja vecinoma v dveh oblikah:

1. hladni oblaki atomarnega (T = 30− 80 K) ali molekularnega vodika (T = 10− 20 K)

2. vroc, ioniziran vodik v blizini vrocih mladih zvezd (nekaj tisoc stopinj Kelvina)

Oblaki hladnega molekularnega in atomarnega vodika predstavljajo material, iz katerega lahkov disku galaksije nastanejo zvezde, ce oblaki postanejo gravitacijsko nestabilni in se sesedejo.Taki oblaki ne oddajajo vidnega sevanja, a jih je kljub temu mogoce opaziti.[3] Sevajo namrecv radijskem podrocju z valovno dolzino 21 cm (tak foton se iz oblakov izseva ob prehodu vodikaiz prepovedanega tripletnega stanja v singlentno stanje, kar je mogoce le v redkih in hladnihoblakih).[4]

2 KAJ STA MEDZVEZDNA SNOV IN EKSTINKCIJA SVETLOBE 3

Medzvezdni prasni delci so vecinoma velikosti del mikrona, priblizno toliko kot je velikostvalovne dolzine modre svetlobe. So nepravilnih oblik in sestavljeni iz silikatov, ogljika, leduin/ali zeleza.[1] Primer medzvezdnega delca prikazuje slika 2.

Slika 2: Slika prikazuje medzvezdni prah velikosti 10 mikronov, ki je bil pridobljen s pomocjoU2 letala. Delec je sestavljen iz ogljika in vec vrst silikatnih delcev.[5]

Verjetno vecina prahu v medzvezdno snov preide preko zvezd v asimptotski veji orjakinj zveliko vsebnostjo ogljika ali kisika, ceprav bi lahko imele zaradi vec vsebnosti tezjih elementov1

pomembno vlogo tudi supernove. Izotopne anomalije in meteoriti dokazujejo, da se nekajprahu ustvari v razsirjajocih se lupinah supernov, ni pa znano, koliko prahu tam dejanskonastane.[6]

Svetloba se od oblakov prahu lahko odbija, kar povzroci nastanek refleksijskih meglic. Ce paje prah dovolj gost, bo popolnoma zastrl svetlobo, tako se pojavijo temna obmocja. Ti temnioblaki se imenujejo temne meglice, eden bolj znanih primerov je meglica Konjeve glave (slika3).[1]

Slika 3: Meglica konjeve glave, ki se nahaja v Orionovi meglici.[5]1Elementi, ki so tezji od helija - kisik, ogljik, dusik,...

2 KAJ STA MEDZVEZDNA SNOV IN EKSTINKCIJA SVETLOBE 4

Na svetlobi, ki prehaja skozi oblak prahu, sta vidna dva mozna pojava. Zaradi velikostiprasnih delcev se modra svetloba bolj sipa kot ostale. Posledicno do nas prispe manj modresvetlobe, torej je svetloba, ki prispe do nas bolj rdeca, kot bi bila brez prisotnosti medzvezd-nega prahu. Ta pojav je poznan kot medzvezdno rdecenje in je podoben pojavom, ki povzrocijordeco barvo sonca ob soncnem zahodu. Hkrati pa je z zvezdo osvetljen oblak od strani videtimodre barve. Podoben pojav opazimo na nasem modrem nebu, ki modrino dobi, ko se soncnasvetloba razprsi ob vstopu v Zemljino atmosfero.[1]

2.2 Medzvezdna ekstinkcija svetlobe

Pri medzvezdni ekstinkciji svetlobe gre v vecjem delu za absorpcijo svetlobe na prasnih delcihv medzvezdni snovi2, vkljucuje pa tudi sipanje svetlobe na prasnih delcih3.[6] Absorpcijazaradi medzvezdnega prahu povzroci rdecenje celotnega spektra zvezde, tako je njen barvniindeks (npr. B − V ) drugacen, kot bi bil v primeru, ce prahu ne bi bilo.[7]

Medzvezdno ekstinkcijo svetlobe lahko razlozimo s pomocjo preprostega modela, kjer imaabsorpcija konstantne spektralne karakteristike, ki so neodvisne od polozaja prahu v galaksiji.Ceprav je ta sklep pri podrobnostih skoraj gotovo napacen, nudi dokaj dobro pregledno slikoekstinkcije. Koeficient medzvezdne absorpcije definirajmo z a (v splosnem je odvisen odvalovne dolzine) in privzemimo, da je totalna izguba energije svetlobe ob prepotovani razdaljir sorazmerna z

exp[−

∫ r

0a(r′)dr′

].

Vrednost

τ =∫ r

0a(r′)dr′

se imenuje opticna globina medzvezdne snovi v smeri zvezde. Ce se svetloba po prostorurazsirja brez izgub energije, sta navidezna gostota svetlobnega toka (l) in absolutna gostotasvetlobnega toka (L) povezani z l = L/4πr2. Ob prisotnosti absorpcije se enacba spremeni v

l = (L/4πr2)e−τ .

Ce na formuli uporabimo definicije navidezne in absolutne magnitude4, dobimo rezultat

m−M = 5 log10 r − 5 + 2.5τ log10 e.

2Medzvezdni plin sipa le fotone z dolocenimi valovnimi dolzinami, ali pa jih absorbira in nato s pomocjofluorescence zopet emitira.

3Sipanje svetlobe je opisano v poglavju 4.2.4navidezna magnituda m: m = −2.5 log10 l + K1

absolutna magnituda M : M = −2.5 log10 L + K2, kjer sta K1 in K2 dogovorjeni konstanti[7]

3 VRSTE EKSTINKCIJE SVETLOBE 5

Ob prisotnosti absorpcije torej pridobimo clen ∆m = 2.5τ log10 e = 1.0875τ5. Medzvezdnaabsorpcija poveca navidezno magnitudo zvezde za vrednost, ki je sorazmerna opticni globinisnovi med zvezdo in opazovalcem. Na tak nacin lahko predstavimo kolicino medzvezdneabsorpcije za vsakega od spektralnih pasov fotometricnega sistema UBV.[7]

Razlika efektov absorpcije v spektralnem pasu B (≈ 440 nm) in spektralnem pasu V (≈ 550nm) poveca barvni indeks zvezde, cemur pravimo medzvezdno rdecenje za B − V barvniindeks:

E(B − V ) = ∆(mB −mV ) = (mB −mV )rdeceni − (mB −mV )dejanski = 1.0857(τB − τV ).

Ker v vidnem obmocju svetlobe spremembo absorpcije A(λ) v odvisnosti od 1/λ lahkoaproksimiramo s premico, to spremembo lahko izrazimo kot

A(λ)/A(V ) = 0.68(1λ− 0.35),

kjer se λ meri v mikronih.[8] Vsaka smer gledanja ima svoj “zakon ekstinkcije svetlobe”oziroma variacijo ekstinkcije svetlobe z valovno dolzino, izrazeno z A(λ)/A(V ) (A(λ) pred-stavlja ekstinkcijo pri poljubni valovni dolzini, A(V ) pa ekstinkcijo pri valovni dolzini 550 nm).Tak nacin izrazanja zakona ekstinkcije ni edinstven; pogosto za to uporabljamo razmerje dvehbarv, E(λ − V )/E(B − V ), kjer je E(λ − V ) = A(λ) − A(V ).[7] S pomocjo zgornje relacijelahko ocenimo okvirne vrednosti za E(U−B)

E(B−V ) in RV (faktor absorpcije):

E(U −B)E(B − V )

∼= 1,

RV =A(V )

E(B − V )∼= 3.3.

3 Vrste ekstinkcije svetlobe

3.1 Ekstinkcija svetlobe v kontinuumu

3.1.1 Ekstinkcija svetlobe na difuznem prahu in prahu v zunanjih delih oblakovv vidnem in UV obmocju svetlobe

Za svetlobo med valovnimi dolzinami 330 in 105 nm pri prvi aproksimaciji zakon ekstinkcijesvetlobe deluje enoten, lahko pa so prisotna manjsa odstopanja na dolocenih intervalih galakti-cnih longitud (galakticna zemljepisna dolzina).[9] Razlicna obmocja v galaksiji namrec vse-bujejo razlicno kolicino oz. gostoto medzvezdne snovi, od tega pa je odvisna medzvezdnaekstinkcija.

5m−M = 5 log10 r − 5


Pri ultravijolicnem zakonu ekstinkcije svetlobe na difuznem prahu6 in prahu v zunanjih delihoblakov7 je mogoce opaziti precejsnje razlike med razlicnimi smermi opazovanja. VrednostRV je odvisna od okolja smeri, ki jo opazujemo. Ce opazujemo v smeri, kjer je medzvezdnasnov redkejsa, je vrednost za RV dokaj nizka, priblizno 3.1. Ce opazujemo v smeri gostihoblakov, kot sta naprimer molekularna oblaka Bika in Kacenosca, se vrednosti gibljejo med4 < RV < 6. Kljub temu pa ni mogoce oceniti vrednosti za RV glede na okolje smeriopazovanja; zvezda VI Cyg 12 se na primer nahaja za gostim oblakom prahu, njena vrednostza RV pa znasa RV = 3.1, kar bi lahko pricakovali pri difuznem medzvezdnem prahu.[6]

Razlicnim A(λ)/A(V ) − RV−1 relacijam je mogoce prilagajati analiticno formulo, ki pred-

stavlja srednji zakon ekstinkcije svetlobe v odvisnosti od RV . Primerjava med izmerjenimi inizracunanimi vrednostmi je predstavljena na sliki 4, same analiticne formule pa tu ne bodoopisane.[6]

Slika 4: Predstavljeni so trije razredi srednjega zakona ekstinkcije svetlobe. Polne crte pred-stavljajo podatke, pridobljene s pomocjo analiticne formule, crtkane crte pa predstavljajomeritve ekstinkcije svetlobe pri zvezdah s primernimi vrednostmi za RV .[6]

Razlike ekstinkcij svetlobe na difuznem prahu in prahu v zunanjih delih oblakov imajo mocanvpliv na kakrsnekoli napovedi glede fizikalnih okoliscin v oblakih. Na sliki 4 lahko opazimo,da zakoni ekstinkcije svetlobe za prah v zunanjih delih oblakov, torej za RV > 4, rastejo manjstrmo pri krajsih valovnih dolzinah kot za difuzni prah.[6] To bi lahko razlozili z modelom,predstavljenim na sliki 5. Slika prikazuje rezultate simulacije (podrobnosti v viru), ki jeposkusila razloziti, kako razlicni delci prispevajo k obliki spektra medzvezdne ekstinkcije. Vsimulaciji so bili uporabljeni trije razlicni tipi delcev: zelo majhni ogljikovi delci (velikosti12 nm), ki naj bi bili odgovorni za ekstinkcijo v predelu resonance pri 2175 A, PAH8 delci

6Difuzni prah vsebuje do nekaj sto vodikovih atomov na kubicni centimeter.[6]7Prah v zunanjih delih molekularnih oblakov, ki ga lahko opazujemo v vidnem in UV obmocju svetlobe.[6]8PAH delci (polycyclic aromatic hydrocarbon - PAH) so planarni policiklicni aromatski ogljikovodiki.[6]


(velikosti 1.5 nm), odgovorni za ekstinkcijo v daljni UV svetlobi in delci s prevlecenim jedrom(velikosti 90 nm), ki naj bi prispevali k ekstinkciji v vidnem in bliznjem infrardecem obmocjusvetlobe.[10]

Slika 5: Slika prikazuje prilagajanje modela delcev zakonu ekstinkcije svetlobe (predstavljens tockami) pri vrednosti RV = 3.1. Rezultat modela (mocna polna crta) je sestevek treh vrstprasnih delcev: (1) majhni ogljikovi delci (crtkana crta), (2) PAH delci (tockasta crta) in (3)delci s prevlecenim jedrom (tanka polna crta). V zgornjem levem kotu je prikazana oblikakrivulje rezultatov modela v IR obmocju svetlobe.[10]

3.1.2 Resonanca pri 2175 A

Najopaznejsa spektroskopska znacilnost v celotnem merjenem spektru je resonanca, ki senahaja pri 2175 A oziroma pri 4.6 µm−1, kar je opazno tudi na sliki 4. Resonanca je prisotnapri vseh vrednostih za RV .[6] Pojav so prvic opazili leta 1960, njegov izvor pa do danes sevedno ni jasen.[2] Kljub temu pa obstaja splosen a neenoten dogovor, da je za resonancoodgovoren grafit oziroma nekoliko slabse urejena oblika ogljika.[6]

Aresonanca(λ−1) je ekstinkcija svetlobe pri valovnem stevilu λ−1 med 3.3 in 6 µm−1 od kateresmo odsteli ozadje - linearno ekstinkcijo, interpolirano med robnima tockama. Pomembnelastnosti za Aresonanca(λ−1) so:

1. Resonanca je precej mocna, zato jo najbrz povzroca material, ki ga je v galaksiji veliko(to je tudi razlog, zakaj vecina teorij resonanco pripisuje kot posledico ogljika). Ekviva-lentno sirino resonance na enoto A(V ) je mogoce izraziti z mocjo oscilatorja (oscillatorstrength), fresonanca, mnozeno s stevilom absorbirajocih atomov, Nresonanca. Tako jemogoce dobiti srednjo vrednost za N(H)/E(B − V ), iz cesar sledi N(H)/A(V ). Ceizraza delimo, se rezultat glasi Nresonancafresonanca = 9.3×10−6N(H). Tudi ce je tranzi-cija nenavadno mocna (fresonanca ≈ 1), lahko dovolj mocno absorpcijo nudijo le elementi


C, N, O, Ne, Mg, Si in Fe (ce izkljucimo zlahtne pline razen Ne). Elementi Fe, Si inMg potrebujejo fresonanca = 0.3, tudi ce bi bila celotna kolicina teh atomov v vesoljusodelovala pri resonanci, za enako fresonanca pa bi zadoscalo 8% ogljika .[6]

2. Polozaj ekstrema (λ0) je zelo stabilen, medtem ko so druge lastnosti ekstinkcij svetlobeprecej spremenljive. Kjub temu pa so prisotne realne variacije.[11]

Grafit, popolnoma urejena in stabilna oblika ogljika, ima svojo resonanco zelo blizuvrednosti 2175 A, ki ima priblizno pravo sirino in globino za povzrocitev te resonance.Majhni delci grafita (polmer < 0.005 µm) razlicnih velikosti a podobnih oblik bi imeliresonanco pri enaki valovni dolzini ne glede na velikost, medtem ko bi se λ0 za vecjedelce premaknila proti daljsim valovnim dolzinam. Skoraj vse teorije nakazujejo, dado resonance zaradi ogljika pride na tak nacin.[6] Kljub temu pa odsotnost korelacijemed sirino resonance in njenim centralnim polozajem ni mogoce razloziti s teorijamigrafitnih delcev s to velikostjo.[11]

3. Sirina resonance, izrazena kot sirina crte na polovici maksimuma, zavzema zelo razlicnevrednosti, ekstremi nastopajo pri 0.768 µm in 1.62 µm.[6] Sirina resonance je mocnopovezana z okoljem prasnih delcev. Gosta in negibna obmocja (temni oblaki in reflek-sijske meglice) povzrocajo sirse resonance. Difuzna medzvezdna snov in obmocja, kjerso pred kratkim nastale zvezde, prinesejo ozje crte.[11]

4. Opazovanja ogljikovih zvezd kazejo na to, da se v medzvezdni snovi ne nahaja grafittemvec amorfni ogljik. Morda lahko do majhnega grafita pride s pomocjo izziganja, nipa razvidno, kako bi lahko prislo do nastanka vecjih kosov grafita.[6]

3.1.3 Stalna ekstinkcija svetlobe v bliznji infrardeci svetlobi

Na sliki 4 so opazne bistvene razlike v zakonih ekstinkcije svetlobe med razlicnimi smermi opa-zovanja v obmocju, ki pokriva vidni in UV del spektra. Morda bi lahko pricakovali prikladnospremembo pri nekoliko daljsih valovnih dolzinah, a ocitno je spremembe relativno malo.[6]

Za vecino fotometrije bliznjega infrardecega podrocja se uporabljajo filtri Johnson J(1.25µm), H (1.65 µm) in K (2.2 µm). Difuzni prah in prah v zunanjih delih oblakov imata enakovrednost za E(J −H)/E(H −K), razlicna opazovanja pa so za E(J −H)/E(H −K) dobilarazlicne vrednosti.[6]

Zakon ekstinkcije svetlobe v bliznjem infrardecem podrocju se dobro ujema z oblikoA(λ)/A(J) = (λ/1.25µm)−α. Za α = 1.70 vrednost deluje kot primeren kompromis tako zadifuzni prah kot za prah v zunanjih delih oblakov, tako je E(J −H)/E(H −K) ≈ 1.6.[6]

Konsistenca zakona ekstinkcije svetlobe v bliznji infrardeci kaze na to, da je porazdelitevvelikosti vecjih delcev skoraj enaka v vseh smereh.[6]

3.1.4 Ekstinkcija svetlobe v daljni ultravijolicni svetlobi

Meritve na podrocju daljne UV svetlobe do pred kratkim niso bile na voljo. Uspesna opazo-vanja so omogocila obdelavo podatkov iz razlicnih delov neba in niso vkljucevala le opazovanjasnovi v difuznih oblakih temvec tudi v temnih oblakih in obmocjih mladih zvezd. Dobljeni


rezultati so potrdili, da je zakon medzvezdne ekstinkcije svetlobe v splosnem dokaj enolicen:krivulja ekstinkcije se v odvisnosti od valovne dolzine dviguje od bliznje infrardece do bliznjeUV svetlobe z izstopajoco resonanco pri 2175 A, nato pa se ostro vzpne proti daljni UVsvetlobi.[10]

Se vedno ni popolnoma jasno, kaj povzroca ekstinkcijo svetlobe v daljni ultravijolicni svetlobi.Med drugim so mozni povzrocitelji ekstinkcije zelo majhni grafitni in/ali silikatni delci aliPAH delci. Ker kaze, da med resonanco pri 2175 A in narascajoco ekstinkcijo pri daljniUV svetlobi ni korelacije, in ker tudi silikatni delci niso verjetna resitev, je najverjetnejsikandidat za povzrocitelja ekstinkcije PAH delec. Ceprav posamezni PAH delci v UV obmocjuk spektru doprinesejo mocne vrhove, bi zmes vecih PAH delcev lahko za posledico imela zveznoabsorpcijo (ostri pojavi posameznih PAH delcev se nekoliko razlikujejo drug od drugega, takobi se ti pojavi v zmesi lahko zdruzili v kontinuum).[10]

3.2 7.9− in 18− µm lastnosti silikatov

Profili in relativna moc pojavov medzvezdnih silikatov pri 9.7 µm in 18 µm (v pasovih 9.7µm in 18 µm imajo silikati svoje absorpcijske crte - obmocji 9.7 µm in 18 µm.) nam nudijopomembne informacije o lastnostih delcev, ki te pojave povzrocajo.[12] Te lastnosti razenresonance v spektru UV niso opazne, veliko pa jih je bilo odkritih v bliznjem infrardecemobmocju, se posebej pri ledenih prevlekah v molekularnih oblakih.[6] Se posebej natancneomejitve o sestavi, obliki in notranji strukturi delcev dobimo iz podatkov o polarizaciji, saj sete spremembe odrazajo v spremembah valovnih dolzin pojavov, spremembah sirine in njihoverelativne moci.[12]

Pri 9.7 µm ima vrh siroko in gladko absorpcijsko obliko, ki je posledica enega od vibracijskihstanj Si-O vezi v silikatih, ki je vedno opazna v medzvezdnem prahu, ko je A(V ) dovoljvelik. Obmocje 9.7 µm najdemo v emisijah toplega prahu okoli zvezd, ki obdaja zvezdez visoko vsebnostjo kisika. Tam so tezji elementi (Fe, Mg,...) v silikatih v razsirjajoci seovojnici, medtem ko se skoraj ves ogljik zdruzi s kisikom v CO. Pojav 19 µm ni prisoten priprahu okoli teles z visoko vsebnostjo ogljika, razen v primerih nekaterih prasnih planetarnihmeglic, pri katerih so bili delci izloceni ob zgodnejsih fazah evolucije zvezd z visoko vsebnostjokisika. Nekoliko sibkejsi a se bolj sirok pojav, ki se nahaja pri 18 µm, crta, ki ustrezaenemu od vibracijskih stanj Si-O-Si, je viden v prahu okoli zvezd blizu galakticnega jedra in vmolekularnih oblakih. Precej slabse je raziskano obmocje 18 µm, ki ima okrog 40% intenzitetev primerjavi s silikatnim prispevkom pri 9.7 µm. Obmocji sta polarizirani pod istim kotomin z istimi amplitudami, kot bi jih pricakovali za silikate.[6]

Na temo sestave in oblike delcev obstajajo razlicne teorije, ki vse uspesno razlozijo opazenoobliko krivulje v vidnem in ultravijolicnem podrocju spektra. Te teorije bi lahko povzeliv (a) teorija delcev s prevlecenim jedrom (core-mantle), kjer so medzvezdni silikatni delciprevleceni z organskim refrakcijskim materialom ali z hidrogeniziranim ogljikom; (b) teorijagolih delcev, kjer so medzvezdni delci brez prevlek in so zgrajeni iz silikatov ali grafita; (c)teorija sestavljenih delcev, kjer so medzvezdni delci konglomerati manjsih silikatnih ali zogljikom bogatih delcev.[12]

4 OSTALI POJAVI 10

3.3 Srednji zakoni ekstinkcije svetlobe

Na sliki 6 je predstavljena ocena za zakon ekstinkcije svetlobe opazovanih valovnih dolzin,normalizirana z J (≈ 1.25 µm) zaradi domneve, da je za λ > 0.9 µm zakon ekstinkcijeneodvisen od okolja. Za λ < 0.9 µm sta podana dva stolpca, ki predstavljata srednje vrednostiza difuzni prah (RV = 3.1) in za prah v zunanjih delih oblakov (RV = 5). Razlika med obemaje presenetljiva.[6]

Slika 6: Medzvezdna ekstinkcija svetlobe in A(λ)/A(J), ce je J ≈ 1.25 µma.[6]a A(λ)/A(J) ima za λ > 0.9 µm enako vrednost v vseh smereh opazovanja v mejah napake. Za oceno vrednostiA(λ)/N(H) je potrebno tabelirano vrednost za RV = 3.1 pomnoziti z 1.51× 10−22 cm2 (H atom)−1.b Za λ > 250 µm je potrebno vrednost za 250 µm pomnoziti z (250 µm/λ)2.

4 Ostali pojavi

4.1 Emisija svetlobe iz prahu

4.1.1 Nedefinirani pasovi v infrardecem podrocju

Difuzni prah povzroca mocne nedefinirane emisije svetlobe v infrardecih pasovih (EIP) vobmocju 3.3−11.3 µm, prav tako pa povzroca kontinuum, povezan s tem pojavom. Povzroci-telji EIP so zagotovo pomembni sestavni del medzvezdne snovi. Med glavne lastnosti za EIPstejemo:

1. Najmocnejsi pasovi se nahajajo pri 3.3, 6.2, 7.7, 8.6 in 11.3 µm. Te valovne dolzine sotesno povezane z vibracijami C-H ali C-C vezi in aromaticnih struktur. Najpreprostejsa

4 OSTALI POJAVI 11

snov, ki lahko povzroci taksne pasove, so PAH delci, ceprav bi take pasove bile zmoznepovzrociti tudi druge manj urejene oblike ogljika in vodika. Zmes razlicnih PAH bilahko povzrocila vse EIP, tako sibke kot mocnejse.

2. Difuzna EIP emisija, ki jo je mogoce najti povsod v galaksiji, je odgovorna za 10− 20%celotnega sevanja prahu.

3. Pasove je prav tako mogoce najti v planetarnih meglicah, refleksijskih meglicah, obmocjihH II9, izvengalakticnih objektih in v medzvezdnih obmocjih z visoko vsebnostjo ogljika,ne pa v prahu, ki je nastal s pomocjo objektov z visoko vsebnostjo kisika. Obstajadirektna zveza med razmerjem C/O v planetarnih meglicah in mocjo EIP.

4. EIP niso prisotni v obmocjih, kjer so prisotna zelo mocna polja sevanja, iz cesar sledi,da nosilce lahko spremeni oziroma unici intenzivno sevanje. Valovne dolzine λ ≥ 7.7−µm EIP so bistveno drugacne v planetarnih meglicah (kjer nosilci na novo nastajajo izmateriala zvezd, bogatih z ogljikom) kot v obmocjih H II in refleksijskih meglicah (izkaterih prihajajo nosilci v medzvezdni snovi).

5. Posamezni PAH imajo mocne diskretne absorpcijske pasove v vidnem polju do UVobmocja, ti pojavi pa v medzvezdni ekstinkciji svetlobe niso opazni. Ko pa se posamezniPAH zlepijo skupaj v vecjo strukturo, dobimo zvezno absorpcijo.[6]

4.1.2 Kontinuumska emisija

Kontinuumsko sevanje prahu povzrocata dva mehanizma: fluorescenca (povzroca rdeci delkontinuuma) in termalno sevanje. Slednjega je mogoce opaziti v vec primerih:

• v obmocju 1− 60 µm (sledi kratkotrajnemu gretju majhnega delca s fotonom UV);

• v primeru, ko je λ > 100 µm, kjer energijo nadomesti stalna emisija stabilnih stanjvecjih delcev;

• v obmocju srednjih valovnih dolzin, kjer sodelujeta oba pojava.[6]

4.2 Sipanje na prahu

Lastnosti in sestavo delcev lahko raziskujemo tudi z opazovanjem sipanja na njih. Mozno jenamrec izracunati sipalni presek pri poljubnem kotu, podobno kot to lahko storimo v primeruekstinkcije svetlobe. Zal pa so podatki, kot so polozaji izvora, sipalnih delcev in opazovalca,zelo pomembni pri dolocanju dejanske intenzitete sipanega sevanja. Dodatne zaplete za sipanosvetlobo v bliznjem infrardecem podrocju povzroca prisotnost fluorescentne emisije, te pa jev obmocju λ < 0.5 µm malo.[6]

Geometrija sipanja na delcu je v praksi negotova, zato dolocamo le dve vrednosti sipanja:albedo (delez sipanja pri ekstinkciji svetlobe) in g (povprecna vrednost kosinusa kota, pod

9Obmocje H II je oblak zarecega plina in plazme, ki ga osvetljujejo mlade vroce zvezde. Tak oblak lahkodoseze premer tudi do vec sto svetlobnih let.[2]

4 OSTALI POJAVI 12

katerim se svetloba siplje na delcu). V primeru izotropnega sipanja svetlobe bi veljalo g = 0;ce se svetloba sipa pod kotom 0◦, je g = 1.

Sipanje lahko zaznamo v treh primerih:(a) difuzna galakticna svetloba10

(b) refleksijske meglice z znanim izvorom osvetlitve in(c) sipanje splosnega medzvezdnega sevalnega polja na temnem oblaku, ce oblak opazujemopri dovolj veliki galakticni zemljepisni sirini, tako namrec pride do dovolj velikega kontrastas temnim nebom.[6]

Pri difuzni galakticni svetlobi je bolj raziskan vidni del spektra svetlobe. Geometrija sipal-cev in izvorov je pri difuzni galakticni svetlobi bolje poznana kot naprimer pri refleksijskihmeglicah. Albedo naj bi za valovno dolzino 0.44 µm dosegal vrednosti 0.61 ± 0.07, g pa0.60± 0.22. V vidni svetlobi delci svetlobo sipajo pod dokaj majhnim kotom.[6]

Refleksijske meglice so precej svetlejse od difuzne galakticne svetlobe in sipajo svetlobo do-bro poznanih mladih zvezd. Zal pa slabse poznamo geometrijo zvezde in sipalcev; polozajposameznega delca glede na izvor in opazovalca sta zelo pomembna za poskus dolocanja,koliko svetlobe se sipa v smeri opazovalca.[6]

Refleksijska meglica NGC 7023 je ena najsvetlejsih in najpogosteje preucevanih meglic. Pritej meglici se svetloba v bliznji in daljni UV svetlobi siplje pod manjsim kotom (g ∼= 0.75)kot v vidnem podrocju (g ∼= 0.6 − 0.65). Albedo prahu za λ ≥ 140 nm lahko celo presegavrednosti albeda v vidnem podrocju (a ∼= 0.65).[13]

Temni oblak je zaradi sipane svetlobe iz ozadja v vidnem obmocju osvetljen ob robovih, karje direktna posledica majhnega kota sipanja vidne svetlobe na delcih. Vrednost za albedo najbi bila a ≈ 0.6, g ≈ 0.75.[6]

4.3 Polarizacija

Delna polarizacija je posledica propagacije sevanja skozi medzvezdno snov, ki vsebuje porav-nane, podolgovate medzvezdne delce. Ti delci so lahko poravnani zaradi prisotnosti magnet-nega polja.[14] Polarizacija je diagnosticno sredstvo, s katerim preko velikostne porazdelitvedobimo se eno kljucno lastnost delcev. Zal pa vsebuje dodatno funkcijo, ki se ni jasna: porav-nanost delcev razlicnih velikosti. Vseeno pa je polarizacija pomembna, ker nudi informacijoo opticnih lastnostih delcev in pogoje, pri katerih se delci lahko poravnajo.[6]

Medzvezdna polarizacija doseze svoj vrh v vidnem obmocju, pojenja pa proti ultravijolicni.Ekstrem za λmax sega med 3600 A in 8900 A s srednjo vrednostjo nekje pri 5500 A. Manjsi delciso poglavitni pri valovnih dolzinah, krajsih od λmax, medtem ko so vecji delci pomembnejsipri valovnih dolzinah nad λmax.[15]

Za opis odvisnosti medzvezdne polarizacije od valovne dolzine med UV in IR zadosca param-eter λmax. To je sorodno z ugotovitvijo, da je ekstinkcijo svetlobe mozno opisati z razmerjemmed izbranim delom in celotno ekstinkcijo, RV . Med RV in λmax obstaja znana relacija, karpomeni, da RV lahko najdemo na modri strani λmax.[15]

10Sipanje na difuznem prahu, ki ga je najvec v galakticni ravnini.[6]

5 ZAKLJUCEK 13

Odvisnost polarizacije v vidnem in bliznjem UV obmocju svetlobe od valovne dolzine lahkoopisemo s t.i. Serkowskijevim empiricnim zakonom:

P (λ)/Pmax = exp[−K ln2(λ/λmax)];

kjer je Pmax maksimalna polarizacija, λmax pa valovna dolzina, kjer se pojavi Pmax. Vrednostza parameter K se sistematicno spreminja z λmax:

K ≈ 1.66λmax + 0.01,

vrednost za λmax je izrazena v µm.[10]

5 Zakljucek

Ceprav medzvezdni prah predstavlja majhen masni delez snovi v galaksiji, je njen pomembensestavni del. Senci vso svetlobo s krajsimi valovnimi dolzinami (razen γ-zarkov), nato paabsorbirano energijo izseva v daljnem infrardecem delu spektra. Obstoj prahu je bistven zakemijske reakcije v medzvezdni snovi, ker zmanjsuje UV sevanje, ki povzroca razpad molekul.Povrsine prasnih delcev so verjetno odgovorne tudi za druge kemijske reakcije.[6]

Veliko odprtih vprasanj v kozmologiji, o strukturi galaksije, o strukturi in evoluciji zvezd ternjihovem nastanku ne bo popolnoma razjasnjenih, dokler ne bomo dobro razumeli medzvezdneekstinkcije svetlobe.[16]

LITERATURA 14

Literatura

[1] The Interstellar Medium, http://www-ssg.sr.unh.edu/ism/what1.html, 2004

[2] Wikipedia, http://en.wikipedia.org/, 2007

[3] Stars, Galaxies, and Cosmology, http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/index.html, 2000

[4] Astronomy Notes, http://www.astronomynotes.com/, 2001

[5] The Interstellar Medium, http://www.nasa.gov/, 2007

[6] J. Mathis, Interstellar Dust And Extinction, Annual Reviews Inc., 1990

[7] R. Bowers, Astrophysics I, Stars, Jones and Bartlett Publishers, Inc., 1984

[8] C. Allen, Astrophysical Quantities, The Athlone Press, 1963

[9] A. Ardberg and B. Virdefors, The Law of Interstellar Absorption in the Wave-numberInterval 0.95µ−1 to 3.03µ−1, Astron. & Astrophys., 1982

[10] A. Li, J.M. Greenberg, A unified model of interstellar dust, Astron. & Astrophys., 1997

[11] E. Fitzpatrick, D. Massa, An Analysis of the Shapes of Ultraviolet Extinction Curves,The Astroph. Journal, 1986

[12] J. O’Donnell, The Effect of Grain Mantles And Grain Shape upon the 9.7 and 18 MicronSilicate Features, The Astroph. Journal, 1994

[13] A. Witt, J. Petersohn et al, Utlraviolet Imaging Telescope Images of the Reflection NebulaNGC 7023, The Astroph. Journal, 1992

[14] D. Darling, The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, http://www.daviddarling.info/encyclopedia/ETEmain.html, 2007

[15] A. Code, Interstellar Polarization, http://www.sal.wisc.edu/WUPPE/astronomy/interstellar.html, 1999

[16] M. Trewhella, Dust in Spiral Galaxies, http://spider.ipac.caltech.edu/staff/mxt/research.html, 1999

medzvezdni prah in ekstinkcija...

Documents