I interstellar fysikk er det viktig å forstå hvordan atomer interagerer med hverandre og med magnetiske felt for å kunne tolke forskjellige radiolinjer og deres forhold til galaksens struktur. En av de mest interessante radiolinjene er 21-cm linjen, som har en dyp betydning i studier av interstellar hydrogen og dens bevegelse i galaksen.

Atomer kan ikke enkelt “snus” som en mynt; det er et mer komplekst fenomen. Når atomer kolliderer, skjer en elektronutveksling mellom dem. Hvis den nye elektronen har motsatt spinnretning, hopper atomet fra ett subnivå til et annet, en prosess som kalles eksitasjon. Dette skjer ikke bare ved kollisjoner av første grad (enkle elektronkollisjoner), men også ved kollisjoner av andre grad, hvor elektronene byttes ut på en måte som kan føre til energioverføringer mellom atomer.

En slik prosess skjer oftere enn hva man kanskje skulle tro. De fleste kollisjoner av andre grad skjer relativt hyppig, og de eksiterte atomene kan spre seg til høyere energinivåer uten å avgi stråling. Derfor er det slik at eksitasjoner av vanlige forbudte linjer ofte skjer ved elektronbytte. På gjennomsnittlig måte tar det omtrent ti år for et atom å hoppe fra ett energinivå til et annet, mens kvanteoverganger som involverer stråling skjer mye sjeldnere – nemlig hvert elleve millioner år.

I den interstellare skyen, hvor forholdene er relativt stabile, har vi å gjøre med et system hvor tre fjerdedeler av atomene er i det andre subnivået, og en fjerdedel i det første. Dette forholdet mellom subnivåene bestemmes av den elektromagnetiske interaksjonen, men det er viktig å merke seg at subnivåene kan deles opp ytterligere i undernivåer når et sterkt magnetisk felt er tilstede. Dette fenomenet kalles Zeeman-effekten, og den resulterende splittingen av energinivåene øker i styrke med magnetfeltets intensitet.

Når det gjelder den spesifikke 21-cm linjen, er det fascinerende at strålingen som produseres fra eksiterte hydrogenatomer kan gi oss mye informasjon om det interstellare mediets fysiske tilstand. Radiostrålingen i 21-cm linjen er en form for termisk stråling, som direkte reflekterer atomens kinetiske energi. Dette gir en unik mulighet til å bestemme antall ikke-ioniserte hydrogenatomer i en gitt linje av synet, spesielt i områder der det ikke er tilstrekkelig lys fra stjerner.

Når vi studerer 21-cm stråling, er det ikke nødvendig å kjenne nøyaktig når hvert atom hopper mellom subnivåene, fordi vi kan anta at tre fjerdedeler av atomene alltid er i et eksitert tilstand og regelmessig avgir stråling. Under forhold der laget med hydrogen er optisk tynt, er intensiteten til radiostrålingen direkte proporsjonal med antallet atomer i synslinjen og uavhengig av temperaturen. I mer tette regioner, hvor det er optisk tyngre, nærmer intensiteten seg et øvre nivå, som er relatert til strålingens intensitet fra et svart legeme ved temperaturen til gasslaget i H I-regioner.

En annen viktig egenskap ved 21-cm linjen er at den kan observeres i absorpsjon, når en sterk radiokilde sender stråling gjennom en gasssky. I dette tilfellet absorberer hvert atom i gassen stråling i et smalt bølgelengdeintervall, som kan forskyves på grunn av Doppler-effekten. Denne effekten gjør det mulig å måle den radielle hastigheten til gassens atomer i forhold til observatøren. Når gassen er stasjonær, vil fordelingen av radielle hastigheter følge en termisk bevegelse, og linjens profil vil ha en form som er avhengig av temperaturen i gassen.

En viktig fordel ved å studere 21-cm linjen er at den ikke blir absorbert av støv, noe som gjør den ideell for å observere fjerne områder av galaksen, der optiske linjer ikke er synlige. På grunn av denne egenskapen kan 21-cm stråling hjelpe oss å kartlegge hydrogenfordelingen i galaksen og studere den interstellare gassens bevegelse på tvers av store avstander.

For å analysere hvordan hydrogen er fordelt i galaksen, benytter vi oss av radiovinkelprofiler som kan avsløre hvordan den interstellare gassen beveger seg. Ved å bruke radiovinklene i kombinasjon med Doppler-effekten kan vi estimere hastighetene og retningene til forskjellige gassstrømmer. Dette gir oss en bedre forståelse av galaksens dynamikk, ettersom gassens radielle hastighet i forhold til oss kan fortelle oss hvor langt unna de forskjellige delene av galaksen befinner seg.

En annen metode for å kartlegge galaksens struktur er å bruke stjernesystemenes radielle hastigheter. For eksempel vil stjerner som beveger seg bort fra oss ha en positiv radielle hastighet, mens stjerner som nærmer seg oss vil ha en negativ hastighet. Gjennom studier av slike hastigheter kan vi også få en bedre forståelse av den differensielle rotasjonen av galaksen, hvor den indre delen roterer med konstant hastighet, mens ytterområdene roterer langsommere. Dette kan i sin tur bidra til å kartlegge galaksens struktur og avstandene til stjernene.

Ved hjelp av disse metodene kan vi få en mer presis forståelse av hydrogenfordelingen i galaksen, samt dens bevegelse og dynamikk. Denne informasjonen er avgjørende for å forstå ikke bare vår egen galakse, men også for å belyse galakseutvikling på tvers av det observerbare universet.

Hvordan dannes interstellar støv og gass?

Prosessen for dannelse av interstellar støv er tett knyttet til kondensasjon av molekyler i rommet. En av de viktigste faktorene for dannelsen av støv er tilstedeværelsen av et kondensasjonsnucleus, som kan være små partikler, kanskje metalliske, som tiltrekker molekyler gjennom kollisjoner. Dette fenomenet ligner på hvordan røyken dannes fra forbrenningsgassene; molekylene i gassen binder seg til partikler som deretter vokser. I interstellare forhold er de fleste molekylene H2O, NH3 og CH4, som er kombinasjoner av de mer vanlige elementene med hydrogen. Støvet i verdensrommet består derfor i hovedsak av iskrystaller av vann, ammoniakk, metan og andre molekyler, avhengig av hvilke elementer som finnes.

Partikler i gassmolnene vokser sakte, og veksthastigheten avhenger sterkt av gassens tetthet. I tynnere gass, hvor kollisjoner mellom molekylene er sjeldnere, vil partikkelveksten foregå langsommere. Under normale forhold i en gassky kan partikler nå den størrelsen vi observerer i løpet av flere titalls millioner år. På grunn av galaksens store alder, er det en antagelse om at det finnes en motvirkende prosess for å beskytte partikler mot for mye vekst, som for eksempel fordamping eller ødeleggelse av partikler ved kollisjoner i gasskyer. Denne prosessen kan også resultere i delvis fordamping på grunn av raske atomer eller fotodissosiasjon, hvor et atom fjernes fra partikkelen under absorpsjon av ultrafiolett stråling.

Partikkelenes størrelse varierer litt på tvers av galaksen, men denne variasjonen er ikke stor nok til å utgjøre en betydelig forskjell i forståelsen av interstellar absorpsjon. For eksempel er absorbansen i Orionnebulosa litt mindre avhengig av bølgelengde, mens den i stjernespiralen i stjernebildet Svanen er noe mer bølgelengde-avhengig. Dette antyder at støvet i forskjellige deler av galaksen kan blandes i løpet av en tid kortere enn partikkelvekstens tidsskala, eller at støvet vokser og blir ødelagt under konstante forhold som fører til standardiserte egenskaper.

Temperaturen til partiklene bestemmes av likevekt mellom oppvarming fra stjernes lys og kollisjoner med atomer, samt kjøling fra stråling. I motsetning til atomer og molekyler kan en partikkel stråle kontinuerlig, og dens temperatur vil derfor generelt være lav. Med en stjernes lave strålingsintensitet og den lave konsentrasjonen av atomer i interstellar gass, skal en partikkel i denne tilstanden ha en temperatur rundt 3 Kelvin. Partikler absorberer kortbølget lys fra stjerner og sender ut infrarød stråling med bølgelengder langt større enn partiklenes størrelse. På grunn av den lave emisjonen i det infrarøde området, kjøles ikke små partikler ned like effektivt som store "svarte kropper", og deres temperatur kan ligge mellom 10 og 30 Kelvin. Det er imidlertid ingen metode for direkte å måle støvpartikkeltemperaturen gjennom observasjoner i dag.

En alternativ teori om interstellar absorpsjon ble først foreslått av J. R. Platt og B. D. Donn, hvor man ser på mekanismen for lysabsorpsjon gjennom kvantemekanikk. Her kan molekylkonglomerater, mye mindre enn støvpartikler, absorbere lys med bølgelengder mange hundre ganger større enn deres egen størrelse. Disse partiklene dannes også ved kondensasjon av molekyler, men deres masse kan være flere hundre ganger lavere enn de større partiklene. Denne hypotesen har ikke vært tilstrekkelig studert til at man kan gjøre kvantitative beregninger av optiske egenskaper.

Uansett hvilken teori som viser seg å være riktig, er det klart at støvpartikler i det interstellare rommet kan variere i størrelse, og det kan være både små og store partikler som påvirker den interstellare absorpsjonen. Ytterligere data er nødvendige for å fastslå hvordan disse partiklene faktisk fungerer i galaksen.

Støvkondensasjon og partikkelvekst er prosesser som også har en dypere sammenheng med de fysiske forholdene som preger interstellar gass. Disse forholdene er påvirket av flere faktorer som hastigheten på kollisjoner mellom gasskyer, stjernes strålingsfelt, og de kjemiske reaksjonene som finner sted på partikkeloverflater. Selv om støv i stor grad er homogen i forskjellige deler av galaksen, er det små regionale variasjoner som kan gi oss ledetråder om de dynamiske prosessene som finner sted på større skala i universet.

Er galaksedannelse fortsatt i gang?

I teorien om galakser, som fortsatt er under utprøving, finnes det et spennende perspektiv på hvordan galakser utvikles og hvordan stjerneskapingen kan ha startet i en tid mye senere enn de tradisjonelt antatte tidspunktene. Når kosmiske stråler blåser gass mot galaksens akse, oppstår en ekspanderende boble hvis stråling svekkes over tid. Samtidig reduseres dannelsen av stjerner, slik at nye partikler dannes i mindre antall, og galaksen blir mer vanlig. Dersom denne hypotesen stemmer, kan tilstedeværelsen av kraftige radiogalakser indikere at det fortsatt finnes unge galakser hvor stjerneskapingen nettopp har begynt. Dette setter spørsmålstegn ved den tradisjonelle oppfatningen av galaksedannelse, som de fleste forskere mener startet for omtrent ti til femten milliarder år siden, en tidsramme som stemmer med observasjoner av rødforskyvningen. Det reises derfor spørsmålet: Er galaksen i seg selv nylig dannet, eller begynte stjerneskapingen i den nylig?

Forskning viser at ved gjennomsnittlig tetthet av materie i massive galakser (der materien før dannelsen av stjerner var i gassform), skjer kjølingen relativt raskt. Dette betyr at gassen ikke kan forbli tynn på grunn av termiske bevegelser. Turbulente bevegelser ville også dempe seg uten varme stjerner, kosmiske stråler og andre energikilder, selv om de delvis kan opprettholdes gjennom vridningen av det magnetiske feltet og trykket fra feltlinjene. Dette mekanismen er imidlertid usannsynlig tilstrekkelig for å opprettholde galaksen som en sfære, ettersom bevegelsene i den må være supersoniske, og dermed vil energien bli raskt dissipert. I så fall bør gassen komprimeres mot galaksens sentrum, noe som igjen tyder på at galaksen nylig har kondensert. Dette er et viktig punkt som krever ytterligere undersøkelser for å bekrefte eller avkrefte.

En annen observasjon som støtter denne hypotesen er at mengden tunge elementer i stjernene i svært gamle galakseklynger er to til tre ganger mindre enn i solen. Dette er et bevis på at en betydelig del av disse elementene ble dannet før kompresjonen av gass til en skive i galaksen. På dette tidspunktet hadde kun en liten del av galaksens masse blitt omdannet til stjerner, og dannelsen av tunge elementer gikk mye mer effektivt på den tiden enn senere. Dette tyder på at mange stjerner fullførte sin utvikling som supernovaer, noe som stemmer overens med Shklovskys hypotese. I utbruddene av supernovaer produseres tunge elementer, og helium er usannsynlig å være dominerende. Det dannes primært i utviklingen av røde kjemper. Derfor bør stjerner dannet fra gass kastet ut av supernovaer inneholde lite helium og relativt flere tunge elementer enn stjernene i vår galakse.

En annen viktig observasjon gjelder gassen mellom galaksene. Først og fremst bør vi merke oss at galaksene i rommet er ujevnt fordelt, og de danner klynger, vanligvis små, men noen ganger inneholdende tusenvis av objekter. Vår galakse tilhører et system med seksten andre galakser, som igjen er en del av en supergalakse med rundt tusen galakser. Denne supergalaksen har en flat form, og de fleste medlemmene er konsentrert rundt "supergalaktisk ekvator," som er nesten vinkelrett på Melkeveien. I sentrum av supergalaksen finnes et stort galaksehoper i stjernebildet Virgo. Nylig ble svake, lysende "broer" av stjerner som forener nærliggende galakser oppdaget av F. Zwicky. Dette indikerer at det finnes lysstjerner og muligens diffus materie mellom galaksene.

Videre er det blitt oppdaget at mellomgalaktisk gass har en svært lav tetthet, men det er fortsatt tilstrekkelig til å kunne forklare noen interessante fenomen, som for eksempel den flate formen på gasslaget i vår galakse. Dette kan tyde på at det finnes krefter som virker på gasslaget, inkludert magnetiske krefter som kan være knyttet til nærliggende galakser. For eksempel viser ikke-gravitasjonelle radioemissjoner som oppstår i store galaksehoper som Coma Berenices at det finnes relativistiske elektroner og magnetiske felt "fryst" i den bevegelige mellomgalaktiske gassen. Dette fenomenet antyder at det også kan være pågående prosesser som fører til gassutstråling som påvirkes av galakser som kolliderer, noe som ofte skjer i kompakte klynger.

Når galaktiske systemer kolliderer, passerer stjernesystemene lett gjennom hverandre på grunn av de enorme avstandene mellom stjernene. Gassen derimot kan bli utsatt for sterke krefter som kan drive den ut av galaksen. Det er også interessant å merke seg at SO-type galakser, som ligner på vår galakse, kan ha blitt dannet gjennom galaktiske kollisjoner. Denne prosessen kan gi ytterligere innsikt i hvordan gass og stjerner samhandler under slike hendelser.

For å forstå disse fenomenene fullt ut, er det viktig å ta hensyn til dynamikken i mellomgalaktisk materie, inkludert temperatur, tetthet og magnetiske felt. Det er også avgjørende å vurdere hvordan disse elementene bidrar til dannelsen og utviklingen av galakser, spesielt når vi ser på forholdene som finnes i mer uvanlige galaksetyper, som radiogalaksene og de som inneholder store mengder ionisert gass. Dette kan kaste lys over de underliggende kreftene som driver galaksens livssyklus, fra fødsel til mulig kollaps eller transformasjon.

Hvordan håndtere motstand og interessekonflikter i prosjektledelse?
Hvordan Twitter bidro til Donald Trumps politiske suksess under presidentvalget i 2016
Hvordan behandlinger med DBD-plasma kan forbedre renseprosesser for avløpsvann
Hvordan Aepinus Brukte Matematisering i Studiet av Elektrisk Tiltrekning og Leyden-glass