slide1 n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
3. Tähtienvälinen aine galakseissa PowerPoint Presentation
Download Presentation
3. Tähtienvälinen aine galakseissa

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 26

3. Tähtienvälinen aine galakseissa - PowerPoint PPT Presentation


  • 179 Views
  • Uploaded on

3. Tähtienvälinen aine galakseissa . Mitä muuta kuin tähtiä galakseissa on?. 3.1. Tähtienvälinen aine galakseissa kaikissa galakseissa on tähtien lisäksi myös vaihteleva määrä kaasua ja pölyä vaikka tähtienvälisen aineen kokonaismassa on (yleensä) pienempi kuin tähtien,

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about '3. Tähtienvälinen aine galakseissa' - ata


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
slide1

3. Tähtienvälinen aine

galakseissa

Mitä muuta kuin tähtiä galakseissa on?

slide2

3.1. Tähtienvälinen aine galakseissa

  • kaikissa galakseissa on tähtien lisäksi myös vaihteleva määrä kaasua ja pölyä
  • vaikka tähtienvälisen aineen kokonaismassa on (yleensä) pienempi kuin tähtien,
  • tähtienvälinen aine on tärkeä kun tutkitaan galaksien ja sen tähtien syntyä ja
  • kehitystä
  • - tähtienvälisen aineen avulla voidaan myös määrittää galaksien kinematiikkaa ja
  • massajakautumaa. Esimerkiksi kylmä tähtienvälinen kaasu (molekyylikaasu H2)
  • kerääntyy galaksin gravitaatiokuoppiin.
  • tähtienvälinen aine aiheuttaa myös lukuisia havaittavia ilmiöitä, erilaisia sumuja,
  • ekstinktiota, emissiota ja absorptiota

Kaasu: vetyä 70%, heliumia 28%, raskaampia alkuaineita 2% (ns. universaalinen

koostumus). Tyypillinen tiheys 1/cm3.Linnunrada massasta 10% on kaasua.

Pöly: kiinteitä hiukkasia, jäätä, silikaatteja, hiiltä... Tyypillinen tiheys 100 hiukkasta /km3

(10-13/cm3), koko 0,1 – 1 mikronia (kuin savu). Linnunradan massasta 0,1% on pölyä.

Maanpäälliset olot: ilmassa 2 1019/cm3, paras vakuumi 106

huoneessa pölyä 100/cm3, puhtain huone 10-3

slide5

protonien hajoaminen noin 1035

vuoden kuluttua

suurimpienkin mustien aukkojen

hajoaminen noin 10100 vuoden kuluttua

slide7

Orionin suuri kaasusumu:

tähtien syntyalue

slide8

”Pillars of Creation: tähdet tii-

vistyvät kaasu- ja pölypilvien

sisällä

slide9

Protoplanetaarisia kiekkoja:

syntyviä aurinkokuntia

slide10

Planetaarisia sumuja:

Auringon kaltaisen tähden kuolema

slide11

Cygnus Loop:

supernovajäännös

Huomaa väärävärikuva (hyvin yleistä

tähtitieteellisissä kuvissa):

tässä väri = kaasun koostumus

slide15

Tasapainotila

Tähtienvälinen aine on dynaamista: se kuumenee, jäähtyy, luhistuu, laajenee...

Energia: tähtien säteily, tähtien räjähdykset, kosmiset säteet, 3 kelvinin kosminen

taustasäteily, magneettikentät, galaksin keskustan musta aukko...

Yleensä vallitsee tasapainotila, eli kaasu on painetasapainossa ympäristönsä kanssa.

Koska pV = NkT, mitä kuumempaa kaasu on sitä harvempaa se myös on.

Karkeasti ottaen kaasu on joko täysin ionisoitunutta (> 10 000 K) tai täysin

neutraalia (< 10 000 K). Hyvin kylmä kaasu voi olla molekyylikaasua

kylmää, tiheää, neutraalia

kuumaa, harvaa, ionosoitunutta

slide16

PAINETASAPAINO!

Kaasun viisi olomuotoa:

1) Hyvin kuuma ja harva ionisoitunut

”koronakaasu”, supernovien kuumentama.

2) Kuuma ionisoitunut kaasu (8000-10 000 K),

ns. HII-alueet kuumien tähtien

ympärillä.

3) Lämmin neutraali (1000-6000 K) kaasu,

tähtienvälinen peruskaasu HI.

4) Viileä neutraali (100 K) kaasu, jossa sekä

atomaarista vetyä HI että molekulaarista H2.

5) Kylmät (10-20 K) molekyylipilvet,

H2 ja muita¨molekyylejä, tähtien syntyalueita.

LAAJENEVAT!

LUHISTUVAT!

log n (cm-3)

.

  • Molekyylikaasu H2
  • sidosenergia 4,6 eV
  • Linnunradassa 5 109 M
  • Neutraali kaasu HI
  • Linnunradassa 3-5 109 M
  • Ionisoitunut kaasu HII
  • ionisaatioenergia 13,6 eV  aallonpituus 91 nm  lämpötila 5 104 K
  • - Linnunradassa 1,5 108 K

.

.

slide17

3.3. Neutraali eli atomaarinen vety HI

  • perusmömmö: jopa 30% galaksin massasta (epä-
  • säännöllisissä galakseissa); spiraaleissa 10%,
  • elliptisissä 0%
  • kuumenee  HII, kylmenee  H2
  • jakautuminen: usein rengasmainen, ei keskuspullis-
  • tumassa, seuraa spiraalihaaroja
  • aukkoja 100 pc – 1 kpc: tähtien syntyalueita
  • (kaasu  tähdet)
  • havaitaan vedyn 21 cm viivan avulla:
  • tärkeä apuneuvo oman Linnunratamme
  • kartoituksessa (seuraava kuva)
slide18

Linnunradan spiraali-

haarat vedyn 21 cm

viivan avulla kartoitettuna

slide19

3.4. Ionisoitunut vety HII

  • - jos kaasu saa tarpeeksi energiaa (kuumenee), se
  • ionisoituu; joko
  • supernovaräjähdys (hyvin kuuma koronakaasu)
  • tai kuuma nuori tähti (O, B –spektriluokat), joka
  • säteilee ultraviolettisäteilyä  < 91 nm (vasta-
  • ten fotonin energiaa > 13,6 eV = ionisaatio-
  • energia); tähden pintalämpötila on tällöin yli
  • 50 000 K
  • - nähdään Strömgrenin pallo, jossa ei ole lainkaan
  • neutraalia vetyä
  • koko riippuu tähden luminositeetista, tyypilli-
  • sesti muutama parsek, kirkkaimmilla jopa 100 pc
  • HII voidaan havaita radioalueella (jarrutussäteily)
  • tai emissioviivoista (rekombinaatioviivat)
slide20

3.5. Molekyläärinen vety ja

  • molekyylipilvet
  • riittävän kylmillä alueilla vety (ja muut kaasut)
  • voivat muodostaa molekyylejä: H + H  H2
  • erityisesti radioastronomian avulla (viivasäteily)
  • löydetty satakunta molekyyliä tähtienvälisestä
  • avaruudesta, mm. aminohappo glysiini
  • - H2 ei säteile (symmetrinen dipoli!), joten täytyy
  • käyttää muita molekyylejä, kuten CO, jonka
  • jakautuma on sama kuin vedyn (runsaus 10-4)
  • molekyylipilvet ovat tähtien syntyalueita, joissa
  • kylmä kaasu luhistuu ja muodostaa uusia tähtiä
  • - myös suhteellisen runsaasti pölyä, joka näkyvän
  • valon alueella peittää pilvien keskiosat; oikealla
  • Spitzer-infrapunateleskoopin kuvia pilven DR21
  • sisäosista
  • pölyn massa on pieni, mutta se on tärkeä
  • katalysaattori molekyylien muodostumiselle
  • syntyvät uudet tähdet kuumentavat kaasua ja
  • lopulta tekevät selvän molekyylipilvestä
slide22

SEST-teleskooppi

Chilessä

glysiinimolekyylin teoreettinen

viivaspektri ja tiheästä tähtien-

välisestä pilvestä SESTillä

mitattu radiosäteilyn spektri

slide23

atomeista monimutkaisiin orgaanisiin molekyyleihin:

  • tähtienvälinen pöly/jää on erittäin hyvä kasvualusta moni-
  • mutkaisille molekyyleille: sokereja, PAH:eja, kinoneja...
  • suurin varmasti tunnistettu (radioastronomian keinoin) on
  • HC11N; aminohappo glysiini (NH2CH2COOH) löydetty
  • - meteoriiteista löydetty yli 70 aminohappoa
slide25

kylmä molekyylikaasu on hyvin litteänä kiekon tasossa

  • (paine on pieni  litteys!)
  • erillisinä pilvinä spiraalihaaroissa
  • jättiläismäiset molekyylipilvet (giant molecular clouds) voivat
  • olla jopa miljoonan Auringon massaisia tähtien synnytyslaitoksia

Linnunrata: näkyvä valo

Linnunrata: CO (häkä)

slide26

Tähtienvälinen aine galakseissa: yhteenveto

  • Tähtien lisäksi galakseissa on tähtienvälistä ainetta: kaasua ja pölyä
  • Koostumus: 70% vetyä, 28 % heliumia, 2% ”metalleja” (=tähtitieteilijälle kaikki
  • heliumia raskaammat, eli tähdissä syntyneet, alkuaineet)
  • Määrä riippuu galaksityypistä: epäsäännöllisissä jopa 30%, elliptisissä tuskin´lainkaan
  • Jakaantuntu spiraaligalakseissa toisin kuin tähdet: lähinnä spiraalihaaroissa
  • Uudet tähdet syntyvät tiivistymällä tähtienvälisestä aineesta. Osa tähtien ydinreaktioissa
  • rikastuneesta (=enemmän raskaita alkuaineita) aineesta palaa takaisin kiertoon
  • Tähtienvälinen kaasu on enimmäkseen tasapainotilassa: mitä kuumempaa, sitä harvempaa
  • TÄHTIENVÄLINEN KAASU: - kylmä molekyylikaasu H2 (alle 100 K)
  • - neutraali (atomaarinen) kaasu HI (100-8000 K)
  • - ionisoitunut kuuma kaasu HII (yli 8000 K)
  • TÄHTIENVÄLINEN PÖLY: massaltaan merkityksetön, mutta tärkeä molekyylien synnylle
  • perusaines on neutraali vety, jota kuumien tähtien säteily paikoin ionisoi Strömgrenin
  • palloiksi, tai joka jäähtyy molekyylipilviksi (tähtien syntyalueet)