Kollisjoner av andre type, også kjent som kollisjoner som fører til eksitasjon uten ionisering, spiller en betydelig rolle i astrofysikken, spesielt i studier av temperaturen til nebellegass. Når vi ser på forholdet mellom antallet slike kollisjoner og antallet overganger til grunnnivået som er ledsaget av kvante-stråling, kan vi få en indikasjon på den gjennomsnittlige energien til partiklene i en gass, som for eksempel i nebulae. Dette forholdet er viktig når vi forsøker å estimere temperaturen i slike objekter, men det er viktig å merke seg at det kun gir oss en indikasjon på at temperaturen er høyere enn en viss terskelverdi, snarere enn en presis temperaturmåling.

I praktiske tilfeller, når temperaturen er rundt 10 000–15 000 grader, vil en betydelig andel av elektronene kunne eksitere nivåer som produserer stråling, men dette alene gir ikke en tilstrekkelig temperaturindikasjon. Først ved høyere temperaturer, for eksempel over 30 000 grader, kan vi forvente en mer presis sammenheng mellom kollisjoner og stråling. For å forstå dette bedre er det viktig å merke seg at energien som kreves for å eksitere høyere nivåer er betydelig større enn for lavere nivåer. For eksempel, å eksitere det tredje nivået, som er ansvarlig for de aurorale linjene, krever nesten dobbelt så mye energi som det andre nivået. Dette fører til at antallet elektroner som kan eksitere dette nivået blir relativt lavt ved lavere temperaturer, noe som forklarer hvorfor de aurorale linjene er svakere enn de nebelære linjene.

Et annet aspekt som påvirker intensiteten til spesifikke spektrallinjer, som hydrogenlinjen, er det faktum at hydrogen i nebulae er nesten fullstendig ionisert. Dette betyr at det finnes svært få nøytrale hydrogenatomer som kan bli eksitert ved kollisjoner, og dermed blir linjen fra hydrogen nesten usynlig i spektrene til disse objektene. I tillegg er det viktig å merke seg at enkelte andre gasser, som helium, også har høye eksitasjonsenergier og derfor sjelden blir eksitert av elektron-kollisjoner i nebulae.

Når vi ser på metoder for temperaturbestemmelse, har V. Ambartsumyan foreslått en relativt enkel og pålitelig metode som er basert på forholdet mellom intensiteten til de ulike spektrallinjene, for eksempel [O III]-linjene. Denne metoden bygger på antakelsen om at kollisjoner av andre type skjer sjelden, slik at relativt små endringer i elektronens hastighet kan ha stor innvirkning på eksitasjonen av atomene. Ved å sammenligne de relative intensitetene til de spektrallinjene som tilhører de forskjellige energinivåene, kan man estimere temperaturen ved å bruke den termiske hastighetsfordelingen til partiklene.

Men som man lett kan forstå, avhenger eksitasjonsfrekvensen ikke bare av elektronens hastighet, men også av eksitasjonsprobabiliteten, som varierer for hvert nivå. Å beregne disse sannsynlighetene er et komplisert arbeid, og det er først på de siste årene at mer presise verdier for disse har blitt oppnådd ved hjelp av datamodellering. For eksempel er eksitasjonsprobabiliteten for O III’s andre nivå omtrent 10^(-10) cm², som betyr at et elektron med energi bare litt høyere enn det som kreves for eksitasjon, har omtrent samme sannsynlighet for å eksitere et atom som det har for å treffe et mål med et område på 10^(-10) cm².

Samtidig er det viktig å merke seg at flere andre ioner, som O II og N II, også har både nebelære og aurorale linjer som kan benyttes for temperaturberegning. Men på grunn av lange livstider for enkelte av disse ionene på deres andre nivåer, slik som O II, blir resultatene mindre pålitelige, ettersom kollisjoner av andre type kan forvrenge forholdet mellom spektrallinjene. Dette gjør det mer utfordrende å beregne temperaturen nøyaktig ved hjelp av disse linjene alene.

For å beregne temperaturer og elektronkoncentrasjoner nøyaktig, benyttes ofte en kombinasjon av flere linjer og metoder. Et eksempel på dette er ved å bruke [O III] og [N II] linjene til å bestemme henholdsvis temperatur og elektronkoncentrasjon. Ved å sammenligne forholdet mellom nebelære og aurorale linjer for disse ionene kan man beregne nøyaktig hvordan kollisjoner av andre type påvirker linjeintensiteten, og dermed bestemme både temperatur og elektronkoncentrasjon samtidig.

I praksis er dette en utfordrende oppgave som krever nøye observasjoner og avanserte beregninger, men med den teknologiske utviklingen har vi i dag langt mer presise metoder for å beregne temperaturene i nebulae. Den pågående forskningen på tvers av ulike metoder for kollisjonsekvasjon, og utviklingen av eksitasjonskryssseksjoner, gir oss et stadig mer detaljert bilde av fysikken i disse kosmiske objektene, og gjør det mulig å utføre mer presise temperaturmålinger i et stadig større antall galakser og stjernesystemer.

Hvordan bestemmes temperaturen og dynamikken i planetariske tåker?

I en planetarisk tåke er temperatur og energiutveksling avgjørende for å forstå fysikken bak dens lys og utvikling. En av de viktigste prosessene i disse tåkenes dynamikk er ionisering og rekombinasjon, som finner sted når elektroner blir eksitert og frigir energi i form av lys. Disse prosessene involverer ikke bare kollisjoner mellom partikler, men også overgangene av elektroner mellom forskjellige energinivåer.

Eksitasjon av atomene skjer på grunn av kollisjoner med andre partikler, og også ved såkalte «fri-frie» overganger, der elektronenes energi omdannes til fotoner som slipper ut av tåken. Rekombinasjonsstråling i hydrogenlinjer, derimot, fører ikke til nedkjøling, da energien som frigjøres, ikke er kinetisk, men kjemisk — det vil si at det dreier seg om energien som binder elektronet til atomkjernen, snarere enn bevegelsesenergi.

For en tåke som kun inneholder hydrogen og helium, er nivåene for eksitasjon i hydrogen ganske høye, og det kreves en temperatur på omtrent 80 000 °K for å eksitere elektroner. Ved lavere temperaturer, for eksempel 10 000 °K, kan kun en liten del av elektronene eksitere hydrogen, og energitapet er tilsvarende beskjedent. Denne mekanismen for nedkjøling, via fri-frie overganger, er også relativt treg ved lave temperaturer, noe som betyr at temperaturen i en ren hydrogenplanetarisk tåke må være på flere titusener av grader for å opprettholde en effektiv nedkjøling.

Når andre grunnstoffer som oksygen, nitrogen og svovel blandes inn i tåken, endres situasjonen betraktelig. Disse elementene har lavere liggende energinivåer som allerede kan eksiteres ved temperaturer på rundt 10 000 °K. Mange av disse nivåene er metastabile, og overganger ned fra disse nivåene er forbudt av seleksjonsreglene, som betyr at mye av energien som frigjøres, ikke blir absorbert igjen, men forsvinner som stråling i de såkalte «forbudte» linjene. Dette skaper en situasjon hvor størstedelen av energien i tåken blir sendt ut i form av disse forbudte linjene, og det er en viktig faktor for å bestemme tåkens temperatur.

Når vi antar at hoveddelen av energien som kommer fra hydrogenionisering, går til eksitasjon av de forbudte linjene, kan vi etablere en form for energibalanse. Dette forholdet mellom innkommende og utgående energi er direkte knyttet til ioniseringsraten og rekombinasjonsraten, som er like i et stabilt system. Denne energibalanse bestemmes av gjennomsnittlig energi mellom elektroner som blir ionisert og de som rekombineres. Temperaturen i en tåke bestemmes i stor grad av forholdet mellom energiforskjellen i disse elektronene, og den gjennomsnittlige energien som frigjøres når de ioniserte atomene rekombinerer. Når temperaturen stiger, reduseres den innkommende energien, ettersom både energiforskjellen og rekombinasjonsraten går ned. Samtidig øker energiforbruket ettersom flere elektroner nå kan eksitere de forbudte nivåene.

I praksis kan intensiteten til de forbudte linjene beregnes teoretisk for forskjellige temperaturer og kjemiske sammensetninger. Imidlertid, ettersom sammensetningen av tåken og graden av ionisering ofte ikke er kjent nøyaktig, er det vanlig å bruke observerte intensiteter for å estimere temperaturer, med forbehold om at observasjonene kan ha feilkilder. Dette gir en temperatur som kan variere mellom 13 000 og 19 000 °K, avhengig av tåken og dens spesifikasjoner. Sammenligninger med intensitetsforholdet mellom nebular- og aurorallinjer bekrefter at vår forståelse av disse prosessene er ganske presis.

En annen spennende mekanisme som kan påvirke radiationen i planetariske tåker, er en spesiell type eksitasjon oppdaget av Bowen. Han merket at noen tillatte ultrafiolette linjer av O III er synlige i spektrene til noen tåker, selv når andre tillatte linjer er fraværende. Disse linjene har et generelt øvre nivå som er nesten identisk med energien fra det andre nivået i He II, som igjen skaper en sammenheng med spektrallinjene vi observerer i O III. Denne mekanismen fører til at O III-ioner eksiteres, og de ultrafiolette linjene som observeres, skyldes overganger fra disse nivåene.

Når vi ser på de dynamiske egenskapene til planetariske tåker, viser observasjoner at de fleste tåker er i ekspansjon. Spektrogrammer viser at linjene fra sentrum av tåken er forskjøvet mot det violette, mens linjene fra periferien er forskjøvet mot det røde. Dette er et resultat av at gassen i sentrum beveger seg mot oss, mens gassen i periferien beveger seg bort fra oss. Typisk er ekspansjonshastigheten rundt 20 km/s,

Hva er betydningen av radiostråling fra interstellart gass i astrofysikken?

Temperaturene i forskjellige deler av interstellart rom kan variere kraftig, og dette kan være et resultat av mange ulike faktorer. For eksempel, i nøytrale hydrogenområder (H I) er temperaturen gjennomsnittlig 60-70 K, mens den kan være så lav som 40-50 K i tette skyer. Når vi diskuterer temperaturen i disse regionene, er det viktig å merke seg at de fleste prosessene som kjøler gass, skjer relativt sakte. Endringer i temperaturen skjer derfor over millioner av år. For å oppnå de nevnte temperaturene, må de eksterne forholdene ha forblitt relativt stabile i en lengre tidsperiode. Dette er ikke alltid tilfelle i virkeligheten. Stjerner kan dannes i tette skyer, nærme seg dem og deretter trekke seg tilbake. Supernovaeksplosjoner kan forekomme nær disse skyene, og skyer kan også kollidere med hverandre, noe som fører til omdannelse av kinetisk energi til varme.

Temperaturen i en gassmasse påvirkes dermed ikke bare av de direkte kjøle- og oppvarmingsprosesser, men også av hele historien til denne gassmassen. Det er en kontinuerlig prosess som både er påvirket av det interne miljøet og de ytre omstendighetene rundt gassen. For å forstå de fysiske forholdene i interstellart rom, er det nødvendig å gå dypere inn i studiet av radiostråling.

Radiostråling fra interstellart gass kan observeres gjennom spesifikke bølgelengder som ikke absorberes av jordens atmosfære, og dermed åpner rommet for nye måter å studere det interstellare mediet på. Atmosfæren på Jorden absorberer elektromagnetisk stråling i store deler av spekteret, spesielt ultrafiolett stråling under 2900 Å, og i den infrarøde delen av spekteret etter 104 Å. På høyere bølgelengder, som fra 1,25 cm til 13 meter, passerer elektromagnetiske bølger nesten fritt gjennom atmosfæren, og det er her radiobølger spiller en viktig rolle i observasjonene. Radioteleskoper kan fange opp denne strålingen, og den gir oss et vindu til å observere det som skjer langt utenfor vårt eget solsystem.

Når man studerer radiostrålingen fra gassene i vår galakse, har det blitt identifisert to hovedkilder til radiostråling: én som kommer fra et tynt lag nær galakseplanet, og en annen som stammer fra et sfærisk subsystem som er større enn 10 000 parsecs. En interessant observasjon er at radiostrålingen er spesielt sterk i nærheten av sentrum av galaksen, i et område som er 300 parsecs i diameter og 150 parsecs tykk. Dette området er 50-100 ganger sterkere enn det strålingsnivået som observeres fra galakseplanet. I galaksens plan finnes det også individuelle, mer intense regioner, som de i stjernetegnene Cygnus og Vela.

En av de mest fascinerende funnene i radioastronomi er at radiostråling fra interstellart rom kan gi innsikt i de fysiske forholdene som dominerer der. Radiostråling med lavere bølgelengder (fra 1-3 meter) kan være et tegn på termisk stråling som stammer fra ionisert hydrogen, eller H II-regioner. Denne strålingen kan oppstå ved fri-fri overganger, der elektroner som passerer nært ioner, avgir stråling. Denne prosessen produserer bølger som er mye mindre energirike enn elektronene som forårsaker dem. Når lagene med ionisert gass blir tykkere og mer ugjennomtrengelige for stråling, vil intensiteten på den termiske radiostrålingen i disse regionene ligne på sort-hullstråling. Det betyr at man kan beregne gassens temperatur direkte fra radiostrålingen i områder med høy optisk dybde.

Dataene som er samlet inn fra disse radiokilder, stemmer godt overens med teoretiske beregninger, og det er blitt bekreftet at store H II-regioner og emisjonsnebulosaer har en radiostråling som ikke avhenger av frekvensen, og som kan være et tydelig tegn på ionisert gass. Det er også observert at visse områder i galaksen, som de i Cygnus- og Vela-konstellasjonene, utstråler en såkalt "gass"-spekter, som forklares som stråling fra ionisert gass som er konsentrert i spiralarmene.

Disse observasjonene understreker betydningen av radiostråling som en metode for å kartlegge og forstå de fysiske forholdene i det interstellare mediet. Det gir oss muligheten til å utforske galaksens struktur, de ulike typer gass som eksisterer der, og til å analysere forholdene som har utviklet seg over tid. Dette åpner for en dypere forståelse av galaksens dynamikk og de fysiske prosessene som foregår på tvers av enorme avstander i universet.

Endtext

Hvordan magnetiske felt påvirker galaksenes polariserte lys og ikke-termisk stråling

Ambartsumyan undersøkte karakteren til strålingen fra kometnebulasene og kom til den konklusjon at minst en del av denne strålingen har en ikke-termisk natur, på lik linje med ustasjonære stjerner. Denne strålingen varierer noen ganger med tiden, men variasjonene er forskjellige fra de som observeres hos stjerner, og derfor kan de ikke enkelt forklares som reflektert lys. E.A. Dibai (SSSR) pekte nylig på at de fleste kometnebulasene er rettet mot varme stjerner, noe som gjør dem sammenlignbare med "elefantstammer" dannet i H II-regioner; men de forblir etter at disse regionene har utvidet seg og blitt usynlige. Tilstedeværelsen av T-Tauri-stjerner i hodet er knyttet til det faktum at forholdene i den tette delen av "stammen", som nevnt tidligere, er gunstige for dannelsen av stjerner fra gass. De stjernene som dannes, lyser opp nebulasene og forklarer i de fleste tilfeller deres stråling i det kontinuerlige spekteret.

Ikke-termisk stråling med et kontinuerlig spektrum produseres åpenbart også i mer imponerende fenomener enn supernovaenes omslag. I sentrum av en av de kraftigste radiogalaksene (i stjernebildet Jomfruen) ble en form, som ser ut til å være sammensatt av noen få lyse kondensasjoner, oppdaget for lenge siden. Spekteret deres er kontinuerlig, uten absorpsjons- og strålingslinjer, slik at det ikke kan skyldes gass eller stjerner. Hvis denne strålingen dannes av relativistiske elektroner, overskrider den totale energien, som beregnet av Shklovsky, med 108 ganger den som gis av supernova-utbrudd. Langsommere elektroner er ansvarlige for den intense radioemisjonen i denne galaksen. For ikke lenge siden oppdaget Baade polarisering i disse kondensasjonene, noe som støtter hypotesen om strålingens natur. Det er interessant at utslippene er rettet langs galaksens korte akse, det vil si nær rotasjonsaksen, og at radiosignalet strekker seg i samme retning. Dette gir inntrykk av at relativistiske partikler unnslipper fra galaksen i retning av dens korte akse.

I de fleste tilfeller skjer utslippet på begge sider, og danner to sentre for radioemisjon. En slik deling i to kilder er observert i den kraftigste radiosonden, Cygnus A, og i den svake, utvidede kilden i Centaurus. Shklovsky anser disse som forskjellige stadier i utviklingen av radiogalakser: den kraftige, unge kilden svekkes ettersom den utvider seg, og blir først til en middels sterk radiogalakse, for så å utvikle seg til en vanlig galakse. Ambartsumyan fant også i fotografier av himmelen noen galakser, eller formasjoner sammenlignbare med galakser i størrelse, som har blå farge. Han mener at denne fargen skyldes den ikke-termiske karakteren til deres stråling, selv om den også kan være forårsaket av varme stjerner og H II-regioner.

Det er allerede klart fra denne oversikten over fenomenene knyttet til ikke-termisk stråling at prosesser som involverer dannelsen av relativistiske elektroner og deres stråling i magnetiske felt spiller en stor rolle. Disse prosessene varierer kraftig i skala – fra fenomenene i aktive solregioner til radiogalakser og de strålende formasjonene i dem. Relativistiske elektroner dannes tydeligvis ved kollisjoner mellom raske protoner og atomer. Protonene akselereres gjennom interaksjoner med bevegelige magnetfelt (E. Fermi). På dagens stadium, hvor undersøkelsen av ikke-termisk stråling fortsatt er på et tidlig stadium, er det vanskelig å forutsi hvilke endringer som vil oppstå i våre forestillinger om fenomenene i løpet av de kommende årene. Likevel er den eksepsjonelle verdien og betydningen av disse ideene for astrofysikk åpenbar.

Når det gjelder galaksenes magnetiske felt, viser forholdene som ble diskutert tidligere, som holder kosmiske stråler og eksisterer ikke-termisk radioemisjon, at det finnes felt med en intensitet nær 10^-5 oersteder, som fyller et utvidet, nesten sfærisk område. Disse feltene ser ut til å dannes fra et opprinnelig svakt felt som styrkes gjennom gassbevegelser, og har en kaotisk struktur. Imidlertid kompliserer noen andre data dette relativt enkle bildet. I 1949 la flere uavhengige forskere merke til at lyset fra noen stjerner var delvis polarisert. Et stort antall observasjoner som ble gjort siden den gang, har hjulpet med å avsløre noen av egenskapene ved denne polariseringen. I enkelte tilfeller når polariseringen opptil 10 prosent, og det er en forbindelse med stjernes rødming – altså med interstellar absorpsjon. Denne avhengigheten kan beskrives som følger: hvis stjernen ikke er rødmet, og dens lys ikke har passert gjennom et støvskyer, viser det ingen polarisering. Hvis stjernen er rødmet, blir lyset mer eller mindre polarisert. Den maksimale polariseringen som kan oppnås ved et gitt grad av rødming er proporsjonal med graden av rødming.

Dette indikerer at lyset blir polarisert når det passerer gjennom en støvsky, men forskjellige skyer polariserer lyset i ulik grad. En sammenligning av polariseringen i ulike regioner av Melkeveien viser interessante forskjeller. I regionene hvor synslinjen er nesten vinkelrett på spiralarmen i galaksen, er polariseringen høyere og orientert nesten parallelt med den galaktiske planet. Derimot, i regionene hvor synslinjen sklir langs armen, er polariseringen lavere og dens plan er orientert i forskjellige retninger.

Alle disse observasjonene kan forklares hvis vi antar at de lange aksene til støvpartiklene er ortogonale i forhold til spiralarmen i galaksen, og at de roterer som propellene rundt aksen rettet langs armen. I denne modellen vil partikler orientert på denne måten gi den observerte polariseringen.

Den teoretiske mekanismen som forklarer orienteringen av støvpartikler ved hjelp av et magnetisk felt, ble utviklet av L. Davis og J. Greenstein. I deres teori er partikler i konstant bevegelse og rotasjon som følge av kollisjoner med atomer i det interstellare gassmediumet.

Hvordan nanomaterialer og papirbaserte elektro kjemiske enheter fremmer bærekraftig biomarkørdeteksjon
Hvordan Håndtere Utfordringer i Multi-modal Sensing: Sikkerhet, Interoperabilitet og Energistyring
Hvordan Blockchain-teknologi Endrer Fremtidens Trådløse Mobilnettverk