Materi antar Bintang

I. PENDAHULUAN

Materi antar bintang adalah gas dan debu antar bintang-bintang di galaksi. Dalam galaksi kita sendiri, Bima Sakti, kita dapat melihat gas bercahaya dan gelap, debu menutupi antara banyak bintang galaksi terlihat. Ini gas dan debu membuat materi antar bintang. Galaksi berbeda dalam kepadatan materi antarbintang yang dikandungnya. Spiral galaksi, seperti Bima Sakti, memiliki masalah jauh lebih daripada antar galaksi elips, yang memiliki hampir tidak ada. Sekitar 3 persen dari massa Galaksi Bima Sakti adalah gas antarbintang, dan 1 persen debu antarbintang. Bintang membentuk sisa materi biasa di galaksi. Materi-materi gelap yang tidak mencerminkan atau memancarkan cahaya atau bentuk-bentuk lain dari radiasi elektromagnetik-juga membuat beberapa dari massa galaksi. Para astronom menganggap materi antar bintang terpisah dari materi intergalaksi, atau masalah antar galaksi.

Gas hidrogen membentuk sebagian besar materi antar bintang, tapi pada dasarnya semua unsur kimia terjadi dalam materi antar. Sekitar 90 persen dari atom di ruang angkasa adalah hidrogen, helium sekitar 9 persen, dan kurang dari 1 persen terdiri dari semua unsur-unsur kimia lainnya. Materi antar bintang jadi tersebar keluar bahwa ruang yang menempati akan dianggap sebagai vakum di laboratorium di Bumi.

Pembibitan bintang di dalam inframerah
Space Infrared Observatory (ISO) terdeteksi radiasi inframerah di ruang angkasa. Ini bisa melihat melalui awan debu antar bintang karena radiasi inframerah tidak terhalang oleh debu sebanyak cahaya tampak. ISO mengambil gambar ini dari bintang-bintang baru yang terbentuk dari awan debu dan gas. Bintang-bintang tidak terlihat oleh teleskop optik karena cahaya tampak bahwa mereka memancarkan diblokir oleh debu yang mengelilingi mereka.

  II. PEMBAGIAN MATERI ANTAR BINTANG

Kebanyakan astronom percaya bahwa Galaksi Bima Sakti kental keluar dari awan besar gas. Kebanyakan dari gas antarbintang yang sekarang ada diduga tersisa dari pembentukan galaksi. Gas ini terutama terdiri dari hidrogen dan helium elemen ringan, tetapi elemen yang lebih berat bergabung gas sebagai galaksi berevolusi. Unsur-unsur yang lebih berat, yang merupakan produk dari berbagai bintang, dilepaskan ke ruang antar bintang sebagai bintang berevolusi atau ketika sebuah bintang meledak di akhir hidupnya. Reaksi fusi nuklir dalam bintang-bintang besar membentuk sebagian besar bahan kimia cukup berat unsur-yaitu, unsur-unsur dengan berat atom antara yang lithium dan besi. Supernova ledakan, yang menandai akhir dari kehidupan bintang masif (lihat Supernova), membentuk unsur-unsur alami paling berat, seperti perak dan timah. Beberapa unsur terberat juga diproduksi di dalam sistem bintang biner.

Merah raksasa bintang-besar, terang, relatif dingin bintang yang berevolusi dari bintang seperti matahari menghasilkan partikel debu antarbintang sebagai atmosfer mereka memperluas dan dingin. Kecil partikel silika dan bentuk karbon di atmosfer dan hanyut ke ruang antar bintang. Atom mengumpulkan pada permukaan partikel-partikel ini, menambah ukuran partikel dan kadang-kadang membentuk molekul.

  A. Nebula

Banyak contoh yang paling indah dari materi antar berada dalam bentuk nebula, daerah gas dan debu tersebar melalui galaksi. Nebula Banyak memancarkan atau memantulkan cahaya di bagian terlihat dari spektrum elektromagnetik, dan begitu juga terlihat ketika dilihat melalui teleskop. Perancis Charles Messier katalog astronom nebula banyak pada pertengahan-1700. Astronom amatir, serta, profesional sering nebula studi. Resolusi tinggi dari Wide Field Planetary Camera 2 dan pada Teleskop Ruang Angkasa Hubble telah memungkinkan para astronom untuk gambar semua jenis nebula jauh lebih jelas daripada sebelumnya.

Nebula cahaya untuk salah satu dari dua refleksi alasan-atau emisi. Nebula Refleksi sebagian besar terdiri dari debu. Ketika sebuah nebula refleksi terjadi dekat bintang atau kelompok bintang panas, cahaya dari bintang-bintang menerangi gas dan debu untuk memproduksi tipis, patch kebiruan. Nebula emisi yang sebagian besar terdiri dari hidrogen terionisasi-atom hidrogen yang telah kehilangan elektron mereka. Energi dari bintang terdekat memanaskan gas, sehingga memancarkan cahaya kemerahan. Kelas khusus dari nebula, yang dikenal sebagai nebula planet, yang terdiri dari gas yang dilepaskan oleh bintang-bintang seperti matahari dalam tahap akhir dari hidup mereka. Mereka disebut nebula planet karena para astronom awal menyadari bahwa mereka tampak seperti disk samar planet yang jauh.

   B. Galaksi Halo

Nebula yang paling dikenal terjadi di bidang galaksi. Galaksi Halo adalah bola besar yang mengelilingi bidang galaksi. Para astronom percaya bahwa halo harus berisi sekitar 90 persen dari total massa galaksi. Sebuah fraksi massa yang terjadi pada sebagian besar terlihat hal-gugus bintang globular. Sekitar setengah dari massa halo ini mungkin terdiri dari bintang kecil yang gelap. Bintang tersebut telah habis bahan bakar nuklir mereka atau tidak cukup besar untuk memulai reaksi nuklir. Sisa dari masalah halo mungkin menjadi materi antar dalam bentuk debu antarbintang atau berinteraksi lemah partikel. Partikel berinteraksi lemah adalah partikel nuklir yang berpartisipasi hanya dalam interaksi lemah, salah satu dari empat cara berinteraksi materi (yang lain adalah interaksi yang kuat, gravitasi, dan interaksi elektromagnetik).

   C. Galaksi Lain

Para astronom dan ahli kosmologi secara aktif mempelajari materi antar di galaksi selain Bima Sakti. Galaksi tidak teratur seperti Magellan Besar dan Kecil Awan-satelit kita sendiri galaksi-sering memiliki masalah yang jauh antar bintang. Spiral galaksi pada umumnya juga memiliki sejumlah besar materi antarbintang-galaksi spiral yang muncul ujung-on dari Bumi menunjukkan jalur gelap, atau panjang, bercak gelap sempit di mana debu antarbintang tampak gelap dalam siluet terhadap radiasi dari jauh. The Hubble Space Telescope cukup kuat untuk membuat gambar rinci dari nebula emisi di galaksi spiral terdekat. Mempelajari materi antar di galaksi lain membantu astronom memahami struktur galaksi kita sendiri.

  III. PENGARUH MATERI ANTAR BINTANG

Sementara astronom dapat mendeteksi beberapa materi antar langsung, mereka juga bisa mendeteksi materi antar oleh bagaimana perubahan radiasi yang perjalanan melalui itu. Para astronom kemudian dapat mempelajari materi antar dengan mengukur bagaimana perubahan radiasi ini. Blok materi antar, mencerminkan, dan menyerap radiasi. Para astronom mendeteksi materi antar dalam berbagai cara, menggunakan instrumen yang sensitif di banyak bagian dari spektrum elektromagnetik, dari gelombang radio hingga sinar X. Lihat juga radiasi elektromagnetik.

  A. Debu antarbintang

Debu antarbintang menghasilkan efek yang sangat berbeda dari gas antarbintang. Partikel debu dapat memblokir semua cahaya dari sumber, atau mereka hanya dapat memblokir panjang gelombang tertentu. Debu juga bisa memantulkan cahaya yang hits itu, membuat cahaya dari bintang tunggal muncul menyebar dan berawan. Partikel debu juga dapat memancarkan radiasi mereka sendiri jika mereka menyerap energi yang cukup dari sumber lain. Partikel debu Glowing juga dapat dideteksi dalam inframerah, bahkan jika mereka tidak terlihat di bagian cahaya tampak dari spektrum.

  1. Kepunahan

Debu antarbintang membuat hanya sekitar 1 persen dari materi antar. Kadang-kadang, ia memiliki kerapatan yang cukup untuk menyerap cahaya cukup bahwa astronom dapat melihat siluet awan debu. Di lain waktu, itu blok hanya sebagian dari cahaya dari belakang itu, sebuah proses yang dikenal oleh para astronom sebagai kepunahan. The, panjang jalur gelap sempit di Bima Sakti seperti yang terlihat dari Bumi adalah contoh kepunahan. Jumlah kepunahan berbeda untuk panjang gelombang cahaya yang berbeda.

  2. Hal menjadi merah

Cahaya yang tidak bisa sepenuhnya diserap oleh debu antarbintang masih bisa diubah oleh efek debu itu. Seperti cahaya melewati patch kurang padat dari debu antarbintang, debu partikel menyebarkan beberapa cahaya. Partikel debu dengan ukuran tertentu yang menyebarkan cahaya dari panjang gelombang lebih pendek daripada cahaya dari panjang gelombang panjang. Di daerah cahaya tampak dari spektrum, ini berarti bahwa lebih dari lampu merah asli (dengan gelombang panjang) daripada cahaya biru asli (dengan panjang gelombang pendek) akan melalui debu. Hal ini membuat bintang-bintang jauh terlihat lebih merah daripada yang sebenarnya. Para astronom menyebutnya memerah proses. Memerah tidak terkait dengan pergeseran merah yang disebabkan oleh pergerakan galaksi jauh.

3. Radiasi inframerah

Blok debu antarbintang cahaya tampak, tetapi radiasi cahaya dan lainnya dari bintang-bintang juga menghangatkan debu dan membuatnya memancarkan energi sebagai radiasi inframerah. Radiasi inframerah yang paling tidak melewati atmosfer bumi, sehingga astronom menggunakan observatorium di dataran tinggi seperti Mauna Kea Observatory di Hawaii atau observatorium di ruang angkasa untuk mempelajari radiasi inframerah.

4. Refleksi

Debu antarbintang sering mengelilingi bintang baru terbentuk. Debu memantulkan cahaya dari bintang-bintang untuk menghasilkan nebula refleksi, patch fuzzy cahaya kebiruan. Cluster Pleiades Bintang adalah contoh dari sebuah nebula refleksi. Sekelompok bintang yang dikelilingi oleh awan debu membentuk Pleiades. Debu mencerminkan dan berdifusi cahaya dari bintang-bintang dalam awan beberapa cahaya.

  B. Gas antar bintang 

Gas tidak memblokir radiasi sebanyak debu tidak, namun para astronom dapat mendeteksi keberadaan gas antar bintang karena radiasi itu memancarkan dan menyerap.

  1. Emisi Radio 

Sebagian besar gas antar netral hidrogen-yang, hidrogen dalam keadaan energi terendah nya (juga dikenal sebagai keadaan dasar). Sebuah atom hidrogen netral memiliki dua kemungkinan orientasi, tergantung pada properti yang disebut spin-elektron tunggal atom. Ketika switch atom hidrogen antara kedua versi dari keadaan dasar, memberikan dari foton, atau paket radiasi elektromagnetik, dengan panjang gelombang 21 cm (8,3 in). Panjang gelombang ini berada di area radio dari spektrum elektromagnetik dan dapat dideteksi dengan teleskop radio.

Para astronom telah menggunakan radiasi 21-cm untuk memetakan distribusi gas di ruang angkasa. Jika gas bergerak relatif terhadap bumi, radiasi yang dihasilkan akan memiliki panjang gelombang yang sedikit berbeda. Gas bergerak menjauh dari Bumi akan tampak menghasilkan radiasi dengan panjang gelombang sedikit lebih panjang, sedangkan gas bergerak menuju planet akan muncul untuk menghasilkan panjang gelombang sedikit lebih pendek. Pergeseran panjang gelombang muncul dari gerakan relatif antara sumber radiasi dan pengamat di Bumi, dan ini disebut pergeseran Doppler (lihat Efek Doppler). Mempelajari gerakan gas memungkinkan para astronom untuk mempelajari struktur galaksi dan melihat bagaimana galaksi berputar.

Atom hidrogen tanah negara tidak hanya atom atau molekul yang memancarkan gelombang radio. Sejak tahun 1960-an, astronom radio telah menemukan sekitar 100 jenis molekul di ruang antar bintang yang memancarkan gelombang radio. Intensitas emisi ini dan mereka Doppler shift telah berkontribusi untuk memetakan Galaksi Bima Sakti dan untuk menentukan komposisi dari Bima Sakti dan galaksi lain.

  2. Emisi dan Garis Penyerapan

Para astronom juga dapat mempelajari gas antarbintang dengan menggunakan fakta bahwa atom memancarkan atau menyerap radiasi (seperti cahaya) ketika mereka berubah dari satu tingkat energi yang lain. Atom memancarkan radiasi ketika mereka turun dari satu tingkat energi ke tingkat energi yang lebih rendah dan menyerap radiasi ketika mereka melompat ke tingkat yang lebih tinggi. Dalam kasus gas antarbintang, radiasi mereka menyerap disediakan oleh cahaya bintang di dekatnya.

Dalam awan gas antarbintang, banyak atom akan membuat perubahan tingkat energi yang sama pada waktu yang sama, menciptakan perubahan cukup radiasi untuk memungkinkan para astronom untuk mempelajari gas. Para astronom studi radiasi dari gas antarbintang dengan memisahkan radiasi dalam panjang gelombang yang berbeda, atau spektrum, sebanyak prisma akan memisahkan cahaya putih menjadi warna-warna pelangi (Spektroskopi). Atom dari elemen tertentu pada tingkat energi tertentu hanya akan memancarkan atau menyerap radiasi pada panjang gelombang yang sangat spesifik, atau warna dalam kasus cahaya tampak. Banyak atom membuat perubahan tingkat energi yang sama akan muncul pada spektrum sebagai garis terang atau gelap. Garis terang, disebabkan oleh radiasi memancarkan atom, disebut garis emisi. Garis gelap, yang disebabkan oleh atom menyerap radiasi pada panjang gelombang tertentu, yang disebut garis penyerapan. Jika awan gas bergerak relatif terhadap bumi, garis dapat digeser oleh efek Doppler. Para astronom menggunakan panjang gelombang di mana emisi atau garis penyerapan terjadi untuk menentukan jenis atom hadir dan kecepatan dan arah pergerakan awan.

Emisi dan penyerapan garis tidak terbatas pada radiasi pada rentang cahaya tampak. Hidrogen netral menghasilkan garis emisi dan penyerapan ultraviolet di beberapa dan beberapa panjang gelombang radio. Molekul hidrogen (H2, dua inti hidrogen berbagi elektron mereka) memancarkan dan menyerap di bagian ultraviolet dari spektrum. Beberapa gas dalam medium antarbintang panas, sekitar 100.000 ° C (sekitar 200.000 ° F). Gas ini panas memancarkan radiasi dalam kisaran X-ray. Para astronom dapat menentukan temperatur gas itu dengan menganalisis spektrum.