Hvordan kollisjoner mellom gasskyer påvirker temperaturen i interstellar gass

Å studere strukturen til galaksen og dens komponenter gir oss innsikt i hvordan ulike faktorer påvirker stjernedannelse og den generelle dynamikken i universet. En av de mest interessante aspektene ved denne studien er forståelsen av hvordan radiotemperaturer i interstellar gass kan variere, spesielt når man tar hensyn til kollisjoner mellom gasskyer.

Observasjoner viser at dette ikke er tilfelle. Strålingsintensiteten i nærheten av sentrum og anti-sentrum avtar langsomt med avstand fra galaksens plan. Dette betyr at strålingen i disse retningene dannes av et gasslag som ikke er for tynt – altså, absorpsjonen er høy. Her er det viktig å merke seg at strålingsintensiteten bør tilsvare temperaturen i dette laget. Men denne temperaturverdien er for høy. Beregninger fra Spitzer gir en verdi som er mindre enn halvparten av dette. Det finnes ingen kjent endring i kjemisk sammensetning eller andre parametere som kan forene disse verdiene, da kjøling øker raskt med temperaturen, og ved 125°K skulle kjølingen være 100 ganger sterkere enn oppvarmingen.

Det kan beregnes at skyer kolliderer i gjennomsnitt én gang hvert tiende millionår. I løpet av dette intervallet kan tettere skyer kjøles ned til likevektstemperatur, men i mindre tette skyer vil kollisjoner øke temperaturen igjen før kjøleprosessen er fullført. Derfor vil vi observere mange skyer med forskjellige temperaturer i synslinjen. Relativt få av dem vil være varme, da den første kjølefasen skjer ganske raskt. For å bestemme gjennomsnittlig intensitet (eller temperatur) på strålingen som kommer fra et slikt flerlaget, generelt ugjennomtrengelig lag, må vi finne ut antallet atomer i synslinjen i et lag der den optiske dybden er lik én.

Gjennomsiktigheten i et gasslag avhenger ikke bare av antallet absorberende atomer i synslinjen, men også av andre faktorer som induksjon av kvantestråling. Overganger nedover i energinivåene kan oppstå spontant eller ved påvirkning fra stråling av samme frekvens. Når kvantenes stråling er indusert, vil de bevege seg i retning av de passerende kvantene, og dette resulterer i en økt intensitet i strålingen, motsatt av hva som skjer ved absorpsjon. Denne prosessen kalles negativ absorpsjon, og dens effekt gjør gasslaget mer gjennomtrengelig.

Det er viktig å merke seg at effekten av negativ absorpsjon er sterkest når langbølget stråling passerer gjennom et medium med mange eksiterte atomer. Dette reduserer absorpsjonskoeffisienten og øker gjennomsiktigheten i laget. En høyere temperatur i gassen fører dermed til mindre absorpsjon, flere atomer i laget, og mer intens stråling. Dette fører til at strålingen som når oss fra det interstellare mediet kan forstås i lys av termisk stråling fra et homogent ugjennomtrengelig lag.

Når vi prøver å bestemme strålingen som kommer fra et gasslag med forskjellige temperaturer, må vi ta hensyn til at temperaturen i hvert lag ikke er den samme. Temperaturene T1, T2 og T3 vil tilsvare de forskjellige lagene i gasskyen, og antallet atomer i hvert lag vil være N1, N2, N3. Den optiske dybden i hvert lag er proporsjonal med antallet atomer og temperaturen. Gjennom observasjoner kan vi beregne strålingsintensiteten og temperaturene for disse lagene og få en bedre forståelse av de termiske prosessene i H I-regionene.

Tilstedeværelsen av kollisjoner som varmekilde kan dermed forklare flere observasjoner som tidligere har vært vanskelige å forstå, som den varierende temperaturen på H I-regionene. Når kollisjoner mellom gasskyer og deres kjøling blir en integrert del av prosessen, endrer det vår forståelse av interstellar gass og dens termiske egenskaper. Det betyr at den viktigste kilden til oppvarming av gassen i H I-regionene er skyenes bevegelse, og ikke stjernesstrålingen.

Hvordan magnetiske felt påvirker radioemisjon i supernovae og galakser

I begynnelsen forsøkte man å forklare denne amorfe strålingen som et resultat av frie overgangstilstander i ionisert gass. For at dette skulle være tilfelle, måtte vi anta at nebulaens masse var femten ganger større enn solens masse, og at temperaturen var over 150 000 grader. Den sentrale stjernen som ioniserer gassen, måtte ha en temperatur på 500 000 grader og dimensjoner nær de til jorden. Denne forklaringen ga imidlertid ikke en tilstrekkelig forståelse av nebulaens kraftige ikke-termiske radioemisjon. Shklovsky foreslo at radioemisjonen fra Krabbenebulaen kunne være forårsaket av relativistiske elektroner i magnetiske felt. For å få dette til å stemme, måtte vi anta at Krabbenebulaen hadde et magnetfelt med en intensitet på omtrent 1000 oersteder, og at konsentrasjonen av relativistiske elektroner der, med energi på 10⁸-10⁹ eV, var 10⁵ ganger høyere enn i galaksen.

Det oppsto imidlertid nye vanskeligheter. Den største utfordringen var å forklare hvordan slike raske elektroner dannes. Flere hypoteser har blitt foreslått for å løse dette problemet. Det mest sannsynlige er at elektronene har en sekundær opprinnelse, dannet gjennom interaksjonen mellom relativistiske protoner og atomkjernene i gassen (Ginsburg), der elektronet får omtrent 5 prosent av protonets energi. I Krabbenebulaen kunne denne prosessen være effektiv bare i den tidlige utvidelsesperioden, da gassens tetthet var høy. Selv om vi kan forklare dannelsen av disse elektronene, er det fortsatt utfordringer knyttet til at de optiske elektronene har blitt bevart til i dag uten energitap. For at dette skal være tilfelle, må feltet være svakt, og trykket fra kosmiske stråler må være mye høyere enn magnetisk trykk.

På grunnlag av slike fotografier ble det laget et kart over magnetfeltene i nebulaer. Feltet ser ut til å strekke seg inn i intervallene mellom utsendelsesfilamentene. De massive filamentene holder tilbake feltets tendens til å utvide seg. Pikelner påpekte at trykket fra feltet, samt fra de kosmiske strålene som holdes tilbake av feltet, burde fremskynde utvidelsen av Krabbenebulaen. Det er interessant at en liten akselerasjon i bevegelsen til filamentene faktisk ble oppdaget av Baade for rundt femten år siden, men da ble det ikke gitt noen forklaring på det og det ble ikke lagt særlig merke til. Ved å bruke størrelsen på akselerasjonen og ved å anta både trykket fra feltet og fra de kosmiske strålene, bestemte Pikelner den totale massen, inkludert både filamentene og den mer fortynnede gassen i den amorfe delen. Det viste seg å være 0,1 solmasse. Samtidig ble massen av filamentene, estimert av Osterbrock (USA) fra forholdet mellom komponentene [O II] avhengig av tetthet, beregnet å være noen tideler av solmassene. Kosmisk strålingens trykk førte til en forklaring på dannelsen av filamentene i Krabbenebulaen og andre nebulaer som stammer fra supernovaeksplosjoner.

Hvordan atomer utstråler lys og hvordan kollisjoner påvirker strålingen

I et høyere energinivå kan et atom oppholde seg i mye lengre tid—fra noen tiendedels sekunder til flere dager, eller til og med lenger, avhengig av graden av "forbudenhet". I noen tilstander er det ingen tillatt "nedover"-overgang, slik at atomet kan oppholde seg der under spesielle omstendigheter. Slike tilstander kalles metastabile. I de fleste grunnstoffer og deres ioner er de lave nivåene, nær grunntilstanden, metastabile. Forbudte linjer blir vanligvis betegnet ved å sette elementets symbol i parentes, med et romertall som viser ionisasjonsgraden. For eksempel betyr [OII] en forbudt linje for ionisert oksygen, og [OIII] en forbudt linje for dobbelt ionisert oksygen. Parentesene utelates for tillatte linjer.

Kollisjoner med et ion eller et nøytralt atom kan også tvinge atomet til å hoppe til et eksitert nivå, men for dette må ionets energi være hundrevis eller tusenvis av ganger større enn energien til tilstanden, fordi en tung partikkel alltid bare gir fra seg en liten del av energien sin til det lette elektronet i atomet. Derfor har eksitasjon ved tunge partikler liten betydning under astrofysiske forhold, bortsett fra i tilfeller hvor energinivået er unormalt lavt.

Dersom et elektron kolliderer med et eksitert atom, kan atomet overføre sin energi til elektronet. I så fall går atomet ned til en lavere tilstand uten å sende ut et kvantum, og elektronet forlater atomet med økt energi. Denne prosessen kalles kollisjon av andre type, i motsetning til eksitasjon av atomet ved kollisjon (første type kollisjon). Kollisjoner av andre type skjer i tette gasser, hvor tidene mellom kollisjoner er kortere enn atomets levetid i en eksitert tilstand. I disse tilfellene kolliderer atomer før de rekker å sende ut stråling, og kollisjonene av andre type svekker strålingen betydelig. I metastabile tilstander, hvor det ikke finnes tillatte nedoveroverganger og atomet forblir mye lenger i samme tilstand, kan kollisjoner av andre type finne sted selv ved lav tetthet.

Ionisering skjer hyppigere ettersom temperaturen i gassen øker, ettersom flere elektroner da har nødvendig energi. En tung partikkel kan ionisere et atom kun ved svært høy energi som langt overgår ioniseringens energi. Hvis en gass har svært høy temperatur, eller er utsatt for sterk ioniserende stråling, kan flere elektroner bli revet bort fra atomet før det får muligheten til å fange tilbake det første. Dette fører til dannelsen av flerdobbelte ioniserte atomer. Fjerning av hvert påfølgende elektron krever stadig mer energi, ettersom ionets ladning vokser, og derfor kreves en ekstremt høy temperatur eller ioniserende stråling for flerdobbel ionisering.

Ved høyere temperaturer øker gjennomsnittlig energi hos de rekombinerende elektronene, og intensiteten etter serienes grense faller langsommere. Som vi har sett tidligere, kan ikke bare atomer sende ut lys under rekombinasjoner, men også når et elektron overgår fra en energi til en annen. Selv et fritt elektron som beveger seg i det elektriske feltet til et ion kan sende ut stråling. Et fritt elektron beveger seg langs en hyperbolsk bane, og forskjellige baner tilsvarer forskjellige energier. Akkurat som et kvantum sendes ut eller absorberes når et elektron bundet til atomet hopper fra en elliptisk bane til en annen, kan stråling og absorpsjon også skje når et elektron hopper mellom to hyperbolske baner. Denne prosessen kalles en "fri-fri" overgang. Ettersom energien til begge banene kan være hvilken som helst, skjer stråling og absorpsjon fra en "fri-fri" overgang i det kontinuerlige spekteret.

Hvordan Stråling Fra Planetar Nebulae Dannes og Forholder Seg til Hydrogenatomer

Strålingen fra planetar nebulae er et resultat av de komplekse fysiske prosessene som involverer ulike typer stråling og ionisering. I denne prosessen spiller hydrogen en avgjørende rolle, spesielt gjennom rekombinasjon, eksitasjon og ionisering av hydrogenatomer som følge av intense ultrafiolette stråler fra de sentrale stjernene.

I første omgang er det viktig å forstå hvordan hydrogenatomer blir ionisert. Når disse atomene utsettes for stråling fra en veldig varm stjerne, spesielt ultrafiolett stråling, blir de ionisert. Det vil si at et elektron blir revet bort fra atomkjernen. Ioniseringen skjer hovedsakelig ved stråling som ligger over Lyman-grensen, et område av det elektromagnetiske spekteret som er veldig energirik. Dette fører til at stjernesystemet, i form av et nebula, sender ut en rekke strålingstyper som vi observerer fra jorden.

Men ioniseringen er bare første steg. Etter at et hydrogenatom har blitt ionisert, vil elektronene som har blitt frie i nebulaen, kollidere med andre atomer, ioner og elektroner. Disse kollisjonene fører til en rask termisk balansering av hastighetene til partiklene, som er essensielt for å opprettholde en stabil energifordeling i nebulaen. Etter hvert vil de frie elektronene finne et proton og rekombineres til et hydrogenatom igjen, men dette kan skje på flere nivåer, som alle har ulike konsekvenser for strålingen.

Rekombinasjonen skjer på forskjellige energinivåer, og hvert nivå har sin egen strålingskarakteristikk. Hvis rekombinasjonen skjer på bakkenivået (det laveste energinivået), vil den resulterende strålingen være i form av et kvantum som ligger utenfor Lyman-serien, og dermed kan det potensielt ionisere et nytt atom og starte prosessen på nytt. Hvis rekombinasjonen skjer på et høyere nivå, vil atomene gjennomgå en serie "kaskadetransisjoner" ned til bakkenivå, hvor strålingen som blir sendt ut er karakteristisk for Lyman-serien, for eksempel Lyman α.

En viktig faktor i denne prosessen er at strålingen i nebulaen er dominert av ultrafiolette kvanta som stammer fra stjernesystemet. Dette fører til at nebulaen absorberer og emitterer lys på bestemte bølgelengder, og skaper et spektrum som er svært forskjellig fra det som ville oppstått i et termodynamisk likevektssystem. I et system med termodynamisk likevekt ville prosessene være i balanse, og strålingen ville være jevnt fordelt i alle retninger, men i et nebula er forholdene langt fra likevekt.

I et typisk planetar nebula er strålingen i Lyman-serien så intens at nebulaen blir ugjennomtrengelig for denne strålingen. Det er derfor svært liten sjanse for at Lyman-kvanta kan ionisere hydrogenatomer på en effektiv måte, ettersom de fleste atomer er enten i ionisert eller grunntilstand. Dette skaper en situasjon hvor strålingen som kommer fra rekombinasjoner og kaskadetransisjoner er mye mer dominerende enn direkte stråling fra stjernesystemet.

Rekombinasjoner i et område med lav tetthet av matter i nebulaen skjer langt mindre hyppig enn i et område med høy tetthet, ettersom sannsynligheten for at et elektron møter et ion er lavere i et mindre tett medium. Dette er en viktig innsikt, ettersom det betyr at selv om en stor andel av atomene i nebulaen er ionisert, skjer ikke rekombinasjonen umiddelbart etter ioniseringen. Atomer kan oppholde seg i et ionisert stadium i lang tid før de møter et elektron som kan føre til rekombinasjon.

Når det gjelder den observasjonelle siden, er det en interessant implikasjon: nebulaen er nesten usynlig for spektrallinjene i Balmer-serien og andre linjer som oppstår fra eksiterte nivåer. Dette skyldes at de fleste atomene i nebulaen befinner seg i et ionisert eller ueksitert stadium, noe som gjør at stjernesystemets stråling ikke blir så effektivt absorbert. Det betyr at spekteret vi observerer fra jorden, hovedsakelig vil inneholde linjer fra Lyman-serien og andre relaterte strålingsbånd som stammer fra atomene som enten er i grunnstilstand eller ioniserte nivåer.

En annen betydelig observasjon er at nebulaen, som et resultat av sitt enorme volum, er svært "tykk" i forhold til de korte bølgelengdene som er assosiert med Lyman-serien. Derfor, mens et strålingskvantum kan reise langt i den ultrafiolette delen av spekteret uten å bli absorbert, er sannsynligheten for at dette kvantumet blir reabsorbert etter å ha blitt sendt ut, svært høy. Dette skaper et dynamisk miljø hvor kvantene produsert av rekombinasjoner kontinuerlig sirkulerer og samhandler med nebulaens øvrige materiale, i stedet for å kunne unnslippe til omgivelsene.

For en fullstendig forståelse av strålingsprosessen i planetar nebulae er det derfor viktig å erkjenne hvordan rekombinasjon, eksitasjon og ionisering er tett sammenvevd med stjernesystemets strålingsfelt og nebulaens egne fysiske egenskaper. Prosessene som finner sted i disse objektene, og som resulterer i de spektakulære lysutslippene vi observerer, er et klart bevis på de kraftige kreftene som virker i stjernesystemene og de dynamiske interaksjonene mellom stjernelys og det interstellare materialet.

Hvordan bestemme massen og konsentrasjonen av ioniserte og nøytrale atomer i nebulae?

Med moderne spektrografer og fotoelektriske teknikker kan vi observere nebulaer med et emisjonsmål på 100 eller lavere. Dette viser oss hvordan avansert teknologi lar oss observere stadig svakere og mer fjerntliggende objekter. Gjennom slike observasjoner kan vi trekke konklusjoner om fysikken til nebulaer på store avstander fra jorden.

Konsentrasjonen av ionisert hydrogen kan bestemmes både fra linjene i spekteret og fra intensiteten av det kontinuerlige spekteret, spesielt utenfor Balmer-grensen. Denne metoden er spesielt nyttig fordi den ikke er avhengig av den stasjonære tilstandsligningen, og den benytter kun rekombinasjonsraten til det andre nivået. Problemet er at intensiteten av denne strålingen er svak og kan måles pålitelig bare i de lyseste nebulaene.

Ved hjelp av slike metoder kan vi estimere at i gjennomsnittlige planetariske nebulaer er $ne$ et sted mellom noen tusen og 10 000–20 000 i de lyseste nebulaene. Den gjennomsnittlige radiusen til en nebula er rundt $5 \times 10^{16}$ til $10^{17}$ cm, så massen til ionisert hydrogen i en gjennomsnittlig nebula er omtrent 0.01-0.02 ganger solens masse.

En annen viktig observasjon er at en del av materialet i nebulaer kan være vanskelig å måle direkte, ettersom elementene som finnes i nebulaene ikke alltid gir tillatte linjer som er lett å observere. For helium har man kalkulert overgangssannsynligheter mellom forskjellige nivåer, og dette har gjort det mulig å estimere konsentrasjonen av He II basert på observasjoner av noen linjer. Hele prosessen kan anvendes på andre elementer som for eksempel oksygen, karbon og svovel, men fordi mange atomkonstanter fortsatt er ukjente, er estimatene mer usikre. For enkelte elementer som O II, C II, og C III, kan man beregne konsentrasjonen ved hjelp av de forbudte linjene i spekteret, som er særlig viktige i studien av planetariske nebulaer.

De forbudte linjene som finnes i spekteret av planetariske nebulaer er resultatet av lav densitet i disse objektene. Under slike forhold skjer kollisjoner sjeldnere, og derfor kan atomer i metastabile tilstander vente i lang tid før de gjennomgår forbudte overganger, som kan ta fra et minutt (for O III) til flere timer (for O II). Dette gjør at vi kan bruke analysen av disse linjene til å anslå de fysiske forholdene i nebulaene og dermed beregne ionkonsentrasjonene mer presist.

Kollisjoner av den andre typen, der eksiterte atomer hopper til lavere energinivåer uten å sende ut et kvantum, er en viktig mekanisme i slike prosesser. Denne kollisjonsraten er avhengig av elektrontetthet og temperatur, ettersom høyere temperatur gir flere raske elektroner som kan stimulere atomer til å hoppe til lavere energinivåer uten å sende ut stråling. Dette er en av de faktorene som må forstås for å analysere resultatene av emisjonsspekteret til en nebula.