Espaci interstellar
En astronomia, lo mitan interstellar es la matèria que, dins una galaxia, emplena l'espaci entre las estelas e se fond dins lo mitan intergalactic a l’entorn. Es una mescla de gas (ionizats, atomics e moleculars), de rais cosmics e de posca interstellara. L'energia qu’ocupa lo mèsme volum, jos forma de rai electromagnetic, correspond al camp de rai interstellar.
Las estelas se forman al sen de las regions mai densas del mitan (los nívols moleculars) e provesisson lo mitan en matèria e en energia per de nebulosas planetàrias, vents solars, supernòva e lor extinccion finala[1]. Aquesta interaccion entre las estelas e lo quita mitan interstellar ajuda a definir aide la velocitat qu’una galaxia agota sa sèrva gasosa, e donc sa durada de formacion d'estelas.
Lo mitan interstellar ocupa una posicion importanta dins l'astrofisica entre las escalas estelaras e galacticas. Aquestas regions (e los procediment que s’i produson) devon èsser estudiadas mejans de telescòpis infraroges (per exemple l'IRAS) que fan pas d’emission de lutz visibla[2].
Composicion e fasas
modificarLo mitan interstellar se compausa de diferentas fasas, segon l'estat de la matèria (ionic, atomic o molecular), sa temperatura (milions de kelvins, milierats de kelvins o desenats de kelvins) e sa densitat. Aqueste modèl de tres fasas foguèt desvolopat per Chris McKee e Jerry Ostriker dins un article publicat en 1977 e serviguèt de basa als estudis menats pendent las 25 annadas De seguir. Las proporcions relativas d’aquestas fasas son encora discutidas dins los cercles scientifics. Lo modèl acceptat de per abans cmptava doas fasas[3].
Las pressions termicas d’aquestas fasas son gaireben a l’equilibri. Los camps magnetics e las turbuléncias son tanben de fonts de pression dins lo mitan, tipicament mai importantas al nivèl dinamic que la pression termica.
Per totas la fasas, lo mitan entre estelas es extrèmament prim[4] al respècte de l'atmosfèra terrèstra. Dins lo primièr se constata una densitat caracteristica de l'òrdre d'una particula per centimètre cubic[5] alara que, sur Tèrra, la densitat mejana es tipicament de l'òrdre de 1020 particulas per centimètre cubic (quinas que sián las particulas).
Per massa, 99 % del mitan interstellar pren una forma de gas, amb 1 % sota fòrma de posca[6]. D’entre aqueste gases, 89 % dels atòms son d'idrogèn, 9 % d'èli e 2 % d'atòms d'elements mai pesucs (nomenats metals dins lo lengatge astronomic) qu’aquestes dos. L'idrogèn e l'èli son de produchs de la nucleosintèsi primordiala alara que los elements mai pesucs son lo resultat d'enriquiment pendent l'evolucion de las estelas. De moleculas son tanben observadas dis los nebulosa (lat. nebulae) del mitan interstellar, las mai abondantas essent H2 e CO. Son tanben observats OH, H<sub id="mwMA">2</sub>O, CN, CS, HCN, H<sub id="mwNA">2</sub>CO e de centenats d'autres (subretot dins la nebolosa d'Orion). De moleculas encora mai massissa son tornadas: C60 (fullerèn), de HAP, d’acids aminats entre autres.
| Phase | Densitat (atòm/cm3) |
Temperaturas (K) |
Massa totala dins la Via lactèa | |
|---|---|---|---|---|
| Atomic | freg | ≃ 25 | ≃ 100 K | 1,5× 109 |
| caud | ≃ 0,25 | ≃ 8 000 K | 1,5× 109 | |
| Molecular | > 1 000 | < 100 K | 109 ? | |
| Ionizat | Région HII | 1 - 104 | ≃ 10 000 K | 5× 107 |
| Difús | ≃ 0,03 | ≃ 8 000 K | 109 | |
| Caud | ≃ 6× 10-3 | ≃ 500 000 K | 108 ? |
Dins lo mitan interstellar, lo gas e las granas de poscas son d’en primièrs mesclat. Un mitan interstellar es present dins totas las galaxias espiralas, espiralas barradas e irregularas. Es gairebe, inexistent dins las galaxias ellipticas e lenticularas. La posca interstellara se presenta jos la forma de granas plan fòrça primas, que la talha tipica es de l'òrdre d'un fraccion de micron[8]. La composicion quimica de las granas de poscas interstellara es variada: S’i trapa de grafit, de silicats, de carbonats, etc. Las poscas interstellaras (ex. : la fasa solida) comptan per gaireben 1 % de la massa totale del mitan interstellar.
| Compausant | Densitat (atome/cm3) |
Temperatura (K) |
Estat del gas |
|---|---|---|---|
| Nívol molecular | 103-105 | 20 K à 50 K | Molécules |
| Region HI | 1-1 000 | 50 K à 150 K | Idrogèn neutre. Autres atòms ionizats |
| Mitan entre los nívols | 0,01 | 1 000 K à 10 000 K | Parcialament ionizat |
| Courona galactica | 10-4-10−3 | 100 000 K à 1 000 000 K | Nautament ionizat |
Recercas
modificarLos màger subjèctes d’estudis del mitan interstellar son: los nívols moleculars, los nívols interstellars, las regions HII, los remanents de supernòva, las nebulosas planetàrias, e d'autras estructuras difusas.
Lo mitan interstellar demora uèi encora un subjècte de recerca complèxe, que siá al nivèl de la fisica o de la quimia que s’i debanan. Sempre mai, los estudis realizats prenon en compte ambedos aspèctes per assajar d'explicar las abondanças d’elements observats dins lo mitan interstellar.
Avançadas dins l'estudi del mitan interstellar
modificar- 1848 : Lord Rosse estudia M1 e lo nomena « nebilosa del Cranc ».
- 1864 : William Huggins estudia le espectre electromagnetic de la nebolosa d'Orion e mòstra qu’es un nívol de gas.
- 1927 : Ira Bowen explica las raias espectralas non identificada coma essent de raias de transition enebidas.
- 1930 : Robert Jules Trumpler descobrís l'absorpcion per la posca interstellara comparant la talha aparenta e la lutz d'amàs globulars.
- 1944 : Hendrik van de Hulst predich l'existéncia de la raia iperfina de 21 cm de l'idrogèn interstellar neutre.
- 1951 : Harold Ewen e Edward Mills Purcell observan la raia iperfina de 21 cm de l'idrogèn interstellar neutre.
- 1956 : Lyman Spitzer predich l'existéncia de gas coronal a l’entorn de la Via lactèa.
- 1965 : James Gunn e Bruce Peterson utilizan l'observacion de l'absorpcion relativament feble del compausant blau de la raia Lyman alfa de 3C 9 per frejament contrénher la densitat e l'estat d'ionizacion del mitan intergalactic.
- 1969 : Lewis Snyder, David Buhl, Ben Zuckerman e Patrick Palmer descobrisson de formaldeïd interstellar.
- 1970 : Arno Penzias e Robert Wilson descobrisson de monoxid de carbòni interstellar.
- 1970 : George Carruthers observa d’idrogèn molecular (diidrogèn) dins l'espaci.
- 1977 : Christopher McKee e Jeremiah Ostriker prepausan una teoria del mitan interstellar compausat de tres fasas.
- 1976-1978 : Marie-Paul Bassez, ajudat d'una pichona equipa de la Monash University (Austràlia), es la primièra a aver realizat una analisi de l’espèctre rotacional de la glicina (acid aminat) e l'aver atal cercat dins los nívols interstellars de nòstra galaxia (1978).
- ~ 25 agost de 2012 : Voyager 1 sortís de l'eliosfèra, zona de predominança del vent solar, per aténher lo mitan interstellar.
- Febrièt de 2014: la NASA annóncia una basa de donnada melhorada pels idrocarburs aromatics policiclics[10]
Referéncias
modificar- ↑ {{{títol}}}..
- ↑ Les Cahiers du Monde des Sciences, printemps 2014, Modèl:2eModèl:Éd., p. 56.
- ↑ {{{títol}}}.
- ↑ http://astronomia.fr/5eme_partie/milieuInter.php
- ↑ http://astronomia.fr/5eme_partie/milieuInter.php#milieu
- ↑ Modèl:Lien conférence
- ↑ James Lequeux, Interstellar medium, Springer, 2004, p. 4
- ↑ Koupelis, p. 370.
- ↑ Michael A. Seeds, Dana E. Backman, Stars and Galaxies, Modèl:7eModèl:Éd., Brooks/Cole, 2011, p. 205
- ↑ .
Vejatz tanben
modificarArticles connèxes
modificarLigam extèrne
modificar- Vidéo-conférence sur le thème : Le gaz dans l’Univers : Ombres chinoises (intervention du 2 décembre 2008 de Patrick Petitjean, astrophysicien à l'IAP)