Ionisering i et homogent medium er en prosess hvor nøytrale atomer mister elektroner, og danner ioner. Når et stjernes lys treffer et medium, ioniseres atomene, og de frie elektronene kan senere rekombinere med ionene, og dermed generere lys i form av kvanta fra Balmer-serien. Denne prosessen er avgjørende for dannelsen av stjernesystemer og tåker. La oss se på hvordan ionisering utvikler seg i et slikt medium når vi beveger oss bort fra stjernen.

I en typisk emisjonståke er forholdet mellom antall atomer og ioner i strålingsområdet betydelig. For hvert ion finnes det flere nøytrale atomer, men konsentrasjonen av nøytrale atomer er langt lavere enn konsentrasjonen av ioner. Ioniseringshastigheten er proporsjonal med intensiteten av ioniserende stråling (som avtar med kvadratet av avstanden fra stjernen) og med konsentrasjonen av nøytrale atomer i mediet. I den ioniserte sonen rundt stjernen vil konsentrasjonen av nøytrale atomer være lav, men gradvis øke etter hvert som vi beveger oss bort fra stjernen, der ioniseringen svekkes.

Strålingsintensiteten fra stjernen synker raskt etter hvert som vi går lenger bort fra stjernen, og på et punkt vil strålingen ikke lenger kunne ionisere mediet. Dette skjer rundt et spesifikt avstandsgrense, kjent som radiusen til H II-sonen (sonen hvor hydrogen er fullstendig ionisert). På denne grensen er ioniseringen praktisk talt null, og vi går over i et område hvor hydrogenet er nøytralt, kjent som H I-sonen.

I teorien kan vi anta at ved en gitt avstand fra stjernen, vil konsentrasjonen av nøytrale atomer være lav, men i et område med lav optisk dybde (hvor absorpsjonen er minimal), vil ioniseringen forbli sterk. Gradvis vil ioniseringen svekkes, og konsentrasjonen av nøytrale atomer vil øke. For eksempel, på en avstand hvor nøytrale atomer er på nivået 0.1 ganger ioniserte atomer, vil ioniseringen svekkes betydelig, men fortsatt være dominerende. Ved videre avstand vil dette nivået synke betraktelig, og etter omtrent 0.02-0.03 parsecs vil hydrogenet være nesten helt nøytralt.

Når man undersøker hvordan ioniseringens radius avhenger av tettheten i mediet, finner vi at høyere tetthet fører til en mindre ionisert sone. Dette skjer fordi høyere tetthet medfører hyppigere rekombinasjon, som igjen krever mer energi for å opprettholde ioniseringen. I dette tilfellet vil H II-sonens volum være mindre, selv om den ioniserte massen forblir konstant. På den annen side vil en lavere tetthet føre til at H II-sonen blir større, men strålingen blir spredt over et større område og kan dermed være vanskeligere å observere.

En annen viktig faktor er stjernens temperatur og størrelse. Jo høyere temperatur en stjerne har, desto større vil ioniseringssonen være. For eksempel, for en O5-stjerne (med en temperatur på ca. 45 000 grader Kelvin) vil ioniseringssonen ha en radius på omtrent 70 parsecs, mens en A0-stjerne (med en temperatur på ca. 10 000 grader Kelvin) har en ioniseringssone med en radius på bare 0,5 parsecs. Dette forklarer hvorfor ionisering av hydrogen hovedsakelig skjer i nærheten av svært varme stjerner, hovedsakelig O-stjerner.

I tillegg til stjernes egenskaper er også overflaten av H II-sonen viktig. Strålingen som sendes ut fra en stjerne er proporsjonal med stjernes overflatearealet, og strålingen sprer seg over området av H II-sonen. Derfor, hvis tettheten er lav, vil strålingen spres over et større område, og dermed kan det være vanskelig å oppdage emisjonen fra H II-sonen.

Disse sammenhengene gjør det klart hvorfor det er svært vanskelig å observere H II-soner rundt stjerner med lav tetthet, spesielt for stjerner som ikke er veldig varme. Det er imidlertid fortsatt mulig å beregne ioniseringen av hydrogen ved hjelp av stjernesystemenes egenskaper, og på denne måten forstå hvordan interstellar hydrogen er ionisert i galaksen.

Endtext

Hvordan dannes galakser og deres utvikling?

Høye relative hastigheter fører til dannelse av galakser. Hver av disse skyene trekker seg sammen, og når dens tetthet har økt nok, vil den også splitte opp i separate kondensasjoner med høye hastighetsfordelinger. Disse kondensasjonene er starten på de globulære klyngene og de individuelle stjernene i det sfæriske subsystemet. På dette tidspunktet har gassen en høy hastighetsfordeling og opptar et nesten sfærisk volum; derfor danner de gamle stjernene, som har bevart sine opprinnelige gasshastigheter, et sfærisk subsystem.

Videre utvikling, som vi ser for oss i dag, basert på ideene uttrykt av von Weizsäcker, Oort, Schmidt og andre forskere, kan finne sted på følgende måte: massive stjerner går raskt gjennom en evolusjonær syklus og beriker gassen med tunge elementer. Samtidig mister gassen sin kinetiske energi gjennom kollisjoner mellom de individuelle massene og synker gradvis inn i den galaktiske planen. Derfor må de klyngene som dannes senere, være mer konsentrerte mot skiven. Dette bekreftes av det faktum at de globulære klyngene som ligger nærmere planen, har en høyere gjennomsnittlig konsentrasjon av tunge elementer, og de horisontale grenene er svakere definert i diagrammet deres.

Kondensasjonen av all gassen mot sentrum hindres av dens rotasjon. Etter flere hundre millioner år er all gassen i stor grad samlet i en skive (den delen som roterer saktere er konsentrert i kjernen), hvor de endelige transformasjonene til stjerner og gass skjer frem til i dag. Som et resultat av det faktum at stjernedannelsens hastighet avhenger sterkt av gassens tetthet, vil gassen først bli utarmet i regionene hvor dens tetthet var høy, for eksempel i sentrum. Dette bør føre til at en jevn gjennomsnittlig gassdensitet etableres over hele den galaktiske planen. At dette faktisk skjer, bekreftes av observasjoner av 21 cm-linjen.

Tilstedeværelsen av et magnetfelt i spiralarmene har stor betydning for å opprettholde gassen. Dens elastisitet hindrer sammentrekning av armene ved gravitasjon. Uten dette ville gassen kondensert langs armene og raskt blitt omdannet til stjerner. Denne evolusjonære beskrivelsen er kun tentativ. Selv i dag finnes det noen innvendinger mot den, samt mange observasjoner den ikke kan forklare. Likevel passer den kvalitative beskrivelsen med et større antall fakta og presenterer et velkonstruert system som er mye mer komplett enn det vi hadde for fem til ti år siden. Det virker som om denne teorien er på rett spor.

I sentrum av galaksen finnes det en gigantisk tåke med dimensjoner på 80 x 35 parsecs og en konsentrasjon på cirka 100 partikler per cm³. Opprinnelsen til denne tåken er lett å forstå hvis vi sammenligner den med de ekstremt små, tette kondensasjonene av stjerner som finnes i vår galakse og, ifølge Baade, i sentrene av nærliggende galakser. I et volum på fra 6 til 20 parsecs finnes det mange millioner av dem. Gassen som blir utstøtt av disse stjernene, kan danne enten en kontinuerlig masse eller et aggregat av individuelle planetariske tåker. I det sistnevnte tilfellet kan ioniseringen opprettholdes av kjernene i de planetariske tåker, i det første av de blå stjernene, som er en av de siste utviklingsstadiene for stjernene i det sfæriske subsystemet som danner den horisontale grenen på lysstyrke-spektrumsdiagrammet.

I sentrum av globulære klynger observeres gasskyer i form av globuler, og åpenbart, unge stjerner. Denne gassen, som i sentrum av galaksen, blir utstøtt av stjerner i klyngen som er i ferd med å avslutte sin utvikling. Et annet interessant faktum som tilsynelatende strider mot bildet som er presentert, er tilstedeværelsen i galaktiske klynger som Hyadene av et stort antall subdverger, som de som finnes i globulære klynger. Det er mulig at klyngen ble dannet for lenge siden, da gassen nettopp hadde kondensert mot den galaktiske planen, men dens sammensetning hadde ikke endret seg merkbart. Etter dette utviklet stjernene seg gradvis og de mer massive forsvant. De gjenværende gassene ble ikke ryddet bort fra klyngen, ettersom den ikke krysset den galaktiske planen, og etter noen milliarder år ble gassen, beriket med helium og tunge elementer, igjen en stjerneklynge, denne gangen av en annen type. Det er sannsynlig at klyngen samlet interstellar gass mens den beveget seg i den galaktiske planen.

Vi har hittil snakket om forholdene mellom tunge elementer og hydrogen. Det finnes imidlertid et lite antall stjerner hvor skarpere anomalier i kjemisk sammensetning er observert. Dette er stjerner med store mengder karbon eller nitrogen, barium eller strontium, osv. De fleste av disse anomaliene forklares av forskjellige reaksjoner som kan finne sted inne i stjernene under bestemte forhold, spesielt i den siste utviklingsfasen. Lettere elementer som litium kan produseres i overflatelagene til noen stjerner som inneholder et stort antall relativistiske partikler. De samme elementene blir sannsynligvis produsert under solstormer. Kollisjonene mellom disse partiklene og atmosfæriske atomer deler sistnevnte opp i lettere kjerner som faktisk observeres i stjerner med sterke magnetfelt, samt i noen andre. I tillegg kan til og med ustabile tunge elementer dannes ved slike kollisjoner, for eksempel teknetium, som ikke kan være produktet av nedbrytning av lengre levde elementer, så tilstedeværelsen av det i stjernes atmosfærer har lenge vært et mysterium.

Disse betraktningene om evolusjonen av vår galakse kan til en viss grad også tilpasses til andre galakser. Derfor kan vi vurdere deres egenskaper. Galakser kan deles inn i flere klasser som glir over i hverandre. Vår galakse er en av spiralgalaksene, som utgjør omtrent 80 prosent av alle lyse, synlige galakser. Spiralgalaksene deles inn i grupper som avhenger av forholdet mellom det galaktiske planet og det sfæriske subsystemet, samt tilstedeværelsen av gass. Sa-gruppen har svært svake spiralarmene og en lysere kjerne som går over i det spiral-subsystemet. I Sb-galakser er kjernen relativt liten og svak, og armene er mer utviklede. Til slutt i Sc-galakser er kjernen nesten umerkelig. Den domineres av et subsystem med store mengder gass (opp til 10-15 prosent av massen) og varme stjerner som danner en godt definert spiral. De såkalte stangspiralgalaksene er vanlige; armene deres kommer ikke direkte fra kjernen, men fra endene av en "pivot" som går gjennom den.

Hvite stjerner i planetariske subsystemer har vanligvis mye høyere lysstyrke enn stjernene i de sfæriske subsystemene, som er røde og gule dverger med noen få kalde kjemper og svake blå stjerner på den horisontale armen. Hvis den totale lysstyrken til et subsystem deles med massen, kan verdien variere med opptil 1000 ganger for forskjellige subsystemer. Derfor, til tross for det faktum at det sfæriske subsystemet vanligvis utgjør en viktig del av massen i en spiralgalakse, er dens lysstyrke hovedsakelig bestemt av planetariske subsystemer.

Hva gjør Japan så unikt for reisende?
Hvordan vurderes dannelsen av hydroksyapatitt (HA) og ionefrigjøring fra bioaktive glassimplantater in vivo og in vitro?
Hva er de mest effektive metodene for å fjerne PFAS-forurensning i vann?
Hvordan nanocellulose og metalle nanohybrider revolusjonerer moderne teknologi og helseapplikasjoner