Tarpžvaigždinė poliarizacija 1946 W. A. Hiltner, J.S. Hall, V.A. Dombrovski Žvaigždžių šviesa yra šiek tiek poliarizuota. Kuo didesnė tarpžvaigždinė ekstinkcjia, tuo didesnė poliarizacija. Poliarizaciją sukelia tarpžvaigždinė dulkelės

Tarpžvaigždinė poliarizacija Vyraujanti elektrinių vektorių svyravimų kryptis lygiagreti galaktikos pusiaujui. Šviesos poliarizacija Kasiopėjos žvaigždyno kryptimi. Šviesai reikėjo statmenai perkirsti spiralinę viją. Šviesos poliarizacija Gulbės žvaigždyno kryptimi. Šviesa keliauja išilgai spiralinės vijos – šviesa poliarizuojama mažiau.

Dark Cloud Complexes: 1-10 pc scales

Kaip auga kosminės dulkės

Tarpžvaigždinės dulkės: cheminės savybės ir sudėtis Silikatinis (grafitinis?) branduolys + H 2 O, CH 4, NH 4, CO mantija. Paviršiuje plona H 2 plėvelė. Adsorbcija – atomų prilipimas prie dalelės µm grafitinės dalelės neapaugusios mantijomis=> ekstinkcijos padidėjimas ties 218 nm µm silikatinės dalelės => nulemia labai greitą ekstinkcijos didėjimą tolimoje UV. Makromolekulės – policikliniai aromatiniai angliavandeniliai, sudaryti iš C ir H atomų. Skersmenys µm.

Tarpžvaigždinės dulkės Tarpžvaigždinės dulkės sudaro 1% tarpžvaigždinės medžiagos. Dulkelės susidaro raudonųjų milžinių, supermilžinių, novų, supernovų šaltuose išoriniuose sluoksniuose. Dulkelės kondensuojasi ir molekulinių debesų sutankėjimuose (planetiškuose ūkuose?) Duleles ardo ledo garavimas – sublimacija. Dulkeles ardo UV, Rengeno, kosminiai spinduliai, atomų ir molekulių smūgiai.

Molekulės tarpžvaigždiniuose debesyse Molekulės sutinkamos molekuliniuose debesyse difuziniuose debesyse Temperatūros K Aptinkamos pagal jų skleidžiamas radijo ir tolimas IR bangas bei absorbcijos linijas ir juostas žvaigždžių spektruose. Papildomos energijos molekulėms suteikia šiluminiai smūgiai. Molekulės pakyla į žemai esančius rotacinius ir vibracinius lygmenis. Daugiausia H 2 ir CO molekulės. Mažai HCN (ciano vandenilis), CH 2 NH (metaniminas), CH 3 NH 2 (metilaminas) – dalyvauja reakcijose, kuriose susidaro amino rūgštys.

Molekulės tarpžvaigždiniuose debesyse O7 spektrinės klasės žvaigždės Persėjo ξ tolimoji ultravioletinė dalis su tarpžvaigždinės sugerties linijomis ir juostomis. L L Vibracinių lygmenų eilės numeriai

…

Kaip susidaro tarpžvaigždinės molekulės? Susidaro dulkelių paviršiuose ir nuo jų atitrūksta Susidaro pačiose dujose, susiduriant molekulėms ir atomams Atlekia iš vėsesnių žvaigždžių atmosferų sluoksnių

Molekulinių debesų energijos balansas H 2 daugiausia gaminamas prie dulkelės paviršiaus prilimpant atomams. Susidarant vienai H 2 molekulei, išsiskiria 4.5 eV cheminės energijos. 1 eV energijos sunaudojamas naujai molekulei atsiplėšti nuo dulkelės. Likusi 3.5 eV energijos sunaudojama: atitenka dulkelei, kurios paviršiuje susidarė molekulė sunaudojama molekulei sužadinti virsta molekulės kinetine energija

Kas molekulinius debesis šildo? Kas molekulinius debesis šaldo? Kosminiai spinduliai Rengeno ir ilgesnių bangų fotonai Cheminių reakcijų metu išsiskirianti energija Dulkelės spinduliuoja ištisinį spektrą IR ir submilimetrinėje spektro dalyje Molekulės – radijo, submilimetrines, tolimojo IR emisijos linijas

Kokie šuoliai sukuria emisijos linijas? IR spinduliai sukuriami vykstant šuoliams tarp rotacinių H 2 lygmenų. Bet šuoliai vyksta labai retai, nes apatiniai lygmenys metastabilūs. Pagrindinai molekulinių debesų šaldytuvai yra CO molekulės. CO molekulių rotaciniai lymenys žemai ir jie nemetastablūs. Vykstant šuoliams tarp gretimų lygmenų, spindduliuojama serija milimetrinių linijų. Pvz. Formaldehido molekulė H 2 CO Sukasi greitaiSukasi lėčiau

M 16 Gyvatės žv. IR spinduliai Mėlynos sritys – CO molekulių aromatiniai junginiai. Raudonos sritys – dulkelės

Iš spektro matyti, kad apie M20 ūką yra formaldehido molekulių H 2 CO. Formaldehido kiekio izolinijos. Žalios ir raudonos linijos žymi spinduliavimą skirtingose formaldehido linijose. Daugiausia formaldehido molekulių.

Atomų izotopai tarpžvaigždinėse molekulėse Atomų izotopų lygmenys labai arti vienas kito, todėl taržvaigždinės medžiagos izotopinės sudėties neįmanoma išskirti. Molekulėse esančių atomų izotopų energijos gana skirtingos, pvz.: C 12 O 16 rezonansinės linijos bangos ilgis 2.64mm C 13 O 16 rezonansinės linijos bangos ilgis 2.72 mm Todėl molekulių spektruose izotopų linijas galima išskirti.

Kaip susidarė tarpžvaigždiniai debesys ir jų kompleksai Faktoriai įtakojantys tarpžvaigždinės medžiagos struktūrą: Žvaigždžių poveikis Dujų šiluminio nestabilumo įtaka Reilio, Teiloro ir Parkerio nestabilumas (magnetinis laukas, gravitacija)