성간 매질

Interstellar medium
위스콘신 Hα 매퍼로 관측된 지구 북반구에서 볼 수 있는 은하계 성간 매질의 일부에서 이온화된 수소(천문학자에 의해 오래된 분광학 용어로는 HII로 알려져 있음)의 분포(Haffner 등 2003년).

천문학에서, 성간 매체는 은하계에서 항성계 사이의 공간에 존재하는 물질과 방사선이다.이 물질에는 먼지와 우주선뿐만 아니라 이온, 원자, 분자 형태의 가스도 포함됩니다.그것은 성간 공간을 채우고 주변 은하간 공간에 부드럽게 섞입니다.같은 부피를 차지하는 에너지는 전자기 복사의 형태로, 성간 복사장입니다.

성간 매체는 물질이 이온, 원자 또는 분자인지 여부와 물질의 온도와 밀도로 구분되는 여러 단계로 구성되어 있습니다.성간 매질은 주로 수소로 구성되어 있으며,[1] 헬륨 다음으로 수소에 비해 미량의 탄소, 산소, 질소가 포함되어 있습니다.이 상들의 열압은 서로 대략적인 균형을 이루고 있다.또한 자기장과 난류 운동은 ISM에 압력을 제공하며, 일반적으로 열압보다 동적으로 더 중요합니다.성간 매질에서 물질은 주로 분자 형태이며 cm당 10개의3 분자 밀도(cm당3 100만 개의 분자)에6 도달한다.ISM의 고온 확산 영역에서는 물질이 주로 이온화되어 밀도가 cm당3 10 이온까지−4 낮아질 수 있습니다.이를 해수면 공기의 경우 cm당3 약 10개의19 분자 밀도와 실험실10 고진공실의 경우 cm당 10개의33 분자 밀도(cm당 100억 분자)질량 기준으로 ISM의 99%는 어떤 형태로든 가스이며 1%는 [2]먼지입니다.ISM의 가스 중 91%가 수소이고 8.9%가 헬륨이며, 0.1%가 수소나 [3]헬륨보다 무거운 원소 원자이며, 이는 천문학 용어로 "금속"이라고 알려져 있습니다.질량으로 환산하면 수소는 70%, 헬륨은 28%, 무거운 원소는 1.5%에 이른다.수소와 헬륨은 주로 원시 핵합성의 결과이고, ISM의 무거운 원소들은 대부분 항성 진화 과정에서 농축된 결과입니다.

ISM은 항성과 은하계 사이의 중간 역할을 하기 때문에 천체물리학에서 중요한 역할을 합니다.별은 ISM의 가장 밀도가 높은 영역 내에서 형성되며, 이는 궁극적으로 분자 구름에 기여하고 행성상 성운, 항성풍 및 초신성을 통해 ISM에 물질과 에너지를 보충합니다.별과 ISM 사이의 이러한 상호작용은 은하의 가스 함량이 감소하는 속도를 결정하는 데 도움이 되며, 따라서 활동적인 별 형성의 수명을 결정합니다.

보이저 1호는 2012년 8월 25일 ISM에 도달하여 지구로부터 인공물체로는 처음으로 도달했다.성간 플라즈마와 먼지는 2025년으로 추정되는 임무 종료일까지 연구될 것이다.쌍둥이 보이저 2호는 2018년 [4]11월 5일 ISM에 진입했다.

보이저 1호는 성간 매체에 도달한 최초의 인공 물체이다.

성간 물질

표 1은 은하수 ISM의 구성 요소 속성에 대한 분석을 보여줍니다.

표 1: 성간 매체의 구성 요소[3]
요소 프랙셔널
용량		 축척 높이
(pc)		 온도
(K)		 밀도
(cm/cm3)		 수소 상태 주요 관측 기법
분자 구름 1% 미만 80 10–20 102 ~ 106 분자의 무선 및 적외선 분자 방출 및 흡수 라인
냉중립매체(CNM) 1–5% 100–300 50–100 20–50 중성 원자 HI 21cm 라인 흡수
웜 뉴트럴 미디어(WNM) 10–20% 300–400 6000–10000 0.2–0.5 중성 원자 HI 21cm 라인 배출
온열 이온화 매체(WIM) 20–50% 1000 8000 0.2–0.5 이온화된 Hα 방출 및 펄서 분산
HII 지역 1% 미만 70 8000 102 ~ 104 이온화된 Hα 방출 및 펄서 분산
코로나 가스
고온 이온화 매체(HIM)		 30–70% 1000–3000 106 ~ 107 10−4 ~ 10−2 이온화된
(고이온화도 가능)		 X선 방출, 주로 자외선에 있는 고이온화 금속의 흡수선

삼상 모형

Field, Goldsmith & Having(1969)은 ISM의 관측된 특성을 설명하기 위해 정적 2상 평형 모델을 제시했다.모델화된 ISM에는 중성 및 분자 수소 구름으로 구성된 저온 밀도상(T < 300 K)과 희박한 중성 및 이온화 가스로 구성된 온간 구름상(T ~ 104 K)이 포함되어 있었다.McKee & Ostriker(1977)는 초신성에 의해 충격 가열되어 ISM의 부피의 대부분을 차지하는6 매우 뜨거운 가스(T~10K)를 나타내는 동적 제3상을 추가했다.이러한 단계는 난방과 냉방이 안정된 균형에 도달할 수 있는 온도입니다.그들의 논문은 지난 30년 동안 더 많은 연구의 토대가 되었다.그러나 단계와 하위 부분의 상대적 비율은 아직 잘 [3]파악되지 않았다.

원자 수소 모형

이 모델에서는 원자 수소만 고려합니다.온도가 3000K보다 높으면 분자가 부서지고, 500K보다 낮으면 원자가 바닥 상태로 남습니다.다른 원자(He...)의 영향은 무시할 수 있다고 가정한다.압력은 매우 낮다고 가정되어 원자의 자유 경로의 지속 시간은 일반적인 시간적으로 일관성이 없는 빛을 구성하는 광 펄스의 약 1나노초 지속 시간보다 길다.

이 무충돌 가스에서는 아인슈타인의 광물질 상호 작용 이론이 적용된다: 모든 가스-광물질 상호 작용은 공간적으로 상호 작용한다.단색의 빛이 펄스를 일으킨 다음 4극(라만) 공명 주파수를 가진 분자에 의해 산란된다고 가정합니다.만약 그“빛 펄스의 길이 관련된 모든 시간 상수보다 키가 작다”(램(1971년)),“충동적인 라만(ISRS)산란을 촉발하여”( 연, 갬블&넬슨(1985년)):빛을 일관성 없는 라만 산란에 의해 옮겨 주파수에서 발생되는 흥미로운 빛의 단계의 단계에서 독립하여, 새로운 파장 l.을 조성하고 적용된다ine입사광과 산란광 사이의 일관성은 간섭을 단일 주파수로 용이하게 하여 입사 빈도를 변화시킨다.별이 X선까지 연속적인 광스펙트럼을 방사한다고 가정합니다.라이먼 주파수는 이 빛에 흡수되어 원자를 주로 첫 번째 들뜬 상태로 펌프한다.이 상태에서는 초미세 주기가 1ns보다 길기 때문에 ISRS는 광주파수를 "빨간색"으로 전환하여 높은 초미세 레벨을 채웁니다.또 다른 ISRS는 에너지를 초미세 레벨에서 열전자파로 '전송'할 수 있기 때문에 적색 편이는 영속적입니다.광빔의 온도는 플랑크 공식에 따라 주파수와 스펙트럼 광도에 의해 정의됩니다.엔트로피가 증가해야 하므로 "may"는 "do"가 됩니다.그러나 이전에 흡수된 라인(제1의 Lyman 베타, ...)이 Lyman 알파 주파수에 도달하면 적색 편이 과정이 중지되고 모든 수소 라인이 강하게 흡수됩니다.그러나 Lyman 베타 주파수로 전환된 에너지가 있어 느린 적색 편이를 발생시킨다면 이 멈춤은 완벽하지 않습니다.라이만 흡수에 의해 분리된 연속적인 적색 편이는 많은 흡수 라인을 생성하며, 그 빈도는 흡수 과정에서 추론되며, 칼슨의 공식보다 더 신뢰할 수 있는 법칙을 따릅니다.

이전 과정은 디 들뜸이 아인슈타인의 간섭성 상호작용 법칙을 따르기 때문에 점점 더 많은 원자를 들뜸합니다: 경로 dx를 따라 광빔의 광도 I의 변화 dI는 dI=BIdx, 여기서 B는 매체에 의존하는 아인슈타인 증폭 계수입니다.I는 자기장의 포인팅 벡터의 계수이며, B의 부호 변화에 해당하는 반대 벡터에 대해 흡수가 발생합니다.이 공식의 인자 I은 강한 광선이 약한 광선보다 더 증폭된다는 것을 보여준다(모드의 경쟁).플레어의 방출은 무작위 영점장이 제공하는 충분한 광도 I를 필요로 한다.플레어 방출 후, 약한 B는 펌핑에 의해 증가하며, I는 0에 가깝게 유지된다: 간섭성 방출에 의한 디 들뜸은 퀘이사(및 극지방 오로라) 근처에서 관찰되는 0점장의 확률적 매개변수를 포함한다.

구조물들

창조의 [5]기둥에 있는 3차원 구조입니다.
국부성간운의 가장자리 근처에 위치한 태양과 인접한 G-구름 복합체에 있는 센타우루스자리 알파를 보여주는 지도

ISM은 난기류이기 때문에 모든 공간 척도의 구조로 가득합니다.별들은 분자 구름의 깊은 곳에서 태어나는데, 보통 크기가 몇 파섹이다.별들은 생사를 가르는 동안 ISM과 물리적으로 상호작용합니다.

초신성에 의해 생성된 젊은 별 성단(종종 거대하거나 초거대인 HII 영역)의 항성풍과 충격파는 주변에 엄청난 양의 에너지를 주입하여 극초음속 난류를 일으킵니다.X선 위성 망원경이나 전파 망원경 지도에서 관측된 난류 흐름으로 볼 수 있는 항성풍 기포와 뜨거운 가스의 초거품과 같은 다양한 크기의 결과 구조물을 관찰할 수 있다.

태양은 현재 저밀도 국부 거품의 밀도가 더 높은 영역인 국부성간 구름을 통과하고 있습니다.

2020년 10월, 천문학자들은 보이저 1호와 보이저 2호 우주 탐사선에 의해 태양계 너머의 우주에서 예상치 못한 밀도가 증가했다고 보고했다.연구진에 따르면 이는 "밀도 구배가 태양권 [6][7]코의 일반적인 방향에서 VLISM(매우 국소적인 성간 매체)의 대규모 특징"이라는 것을 의미한다.

행성간 매체와의 상호작용

IBEX의 성간 물질 관측에 대한 짧은 내레이션 비디오.

성간 매체는 태양계의 행성간 매체가 끝나는 곳에서 시작된다.태양풍은 종말 충격에 의해 음속 이하의 속도로 느려지며, 태양으로부터 90-100 천문단위 떨어져 있습니다.종말 충격 너머의 헬리오시스라고 불리는 영역에서는 성간 물질이 태양풍과 상호작용합니다.보이저 1호는 지구에서 가장 멀리 떨어진 물체(1998년 이후[8])로 2004년 12월 16일 종말 충격을 통과했으며, 이후 2012년 8월 25일 태양권계면을 통과하면서 성간 우주로 진입해 ISM의 상태를 직접 조사했다(Stone et al. 2005).

성간 소멸

ISM은 또한 별에서 볼 수 있는 빛의 강도의 감소와 주요 파장의 변화를 일으킵니다.이러한 효과는 광자의 산란과 흡수에 의해 발생하며 어두운 하늘에서 ISM을 육안으로 관찰할 수 있습니다.별의 균일한 원반인 은하수 대역에서 볼 수 있는 명백한 편차는 지구로부터 수천 광년 이내에 분자 구름에 의해 배경 별빛이 흡수되면서 발생합니다.

원자외선은 ISM의 중성 구성요소에 의해 효과적으로 흡수됩니다.예를 들어 원자 수소의 전형적인 흡수 파장은 약 121.5나노미터로 라이먼-알파 전이입니다.따라서, 지구에서 수백 광년 이상 떨어진 별에서 그 파장으로 방출되는 빛을 보는 것은 거의 불가능하다. 왜냐하면 대부분의 빛은 중성 수소에 의해 지구로 이동하는 동안 흡수되기 때문이다.

냉난방

ISM은 보통 열역학적 평형에서 멀리 떨어져 있습니다.충돌은 속도의 Maxwell-Boltzmann 분포를 설정하며, 성간 가스를 설명하는 데 일반적으로 사용되는 '온도'는 입자가 열역학 평형에서 관측된 Maxwell-Boltzmann 속도 분포를 가질 수 있는 온도를 나타내는 '운동 온도'이다.그러나 성간 복사장은 일반적으로 열역학 평형에서 매질보다 훨씬 약하며, 대부분 A 별(표면 온도 약 10,000 K)의 고도로 희석된 것과 비슷합니다.따라서 ISM의 원자 또는 분자 내 결합 수준은 볼츠만 공식(Spitzer 1978, 2 2.4)에 따라 거의 채워지지 않는다.

ISM 일부의 온도, 밀도 및 이온화 상태에 따라 다른 가열 및 냉각 메커니즘이 가스의 온도를 결정합니다.

가열 기구

저에너지 우주선에 의한 가열
ISM을 가열하기 위해 제안된 첫 번째 메커니즘은 저에너지 우주선에 의한 가열이었다.우주선은 분자 구름의 깊은 곳까지 침투할 수 있는 효율적인 열원이다.우주선은 이온화와 들뜸을 통해 가스로 에너지를 전달하고 쿨롱 상호작용을 통해 전자를 자유롭게 한다.저에너지 우주선은 고에너지 우주선보다 훨씬 더 많기 때문에 더 중요하다.
입자에 의한 광전 가열
뜨거운 별에 의해 방출되는 자외선은 먼지 알갱이에서 전자를 제거할 수 있다.광자는 먼지 입자에 의해 흡수되며, 그 에너지의 일부는 잠재적 에너지 장벽을 극복하고 입자에서 전자를 제거하기 위해 사용됩니다.이 전위 장벽은 전자(작업 기능)의 결합 에너지와 입자의 전하 때문입니다.광자의 에너지의 나머지 부분은 방출된 전자 운동 에너지를 제공하여 다른 입자와의 충돌을 통해 가스를 가열합니다.먼지 입자의 일반적인 크기 분포는 n(r) ≤ r입니다−3.5.여기서 r은 먼지 [9]입자의 반지름입니다.이를 가정할 때 예상 입자 표면적 분포는 µrn2(r) µr이다−1.5. 이는 가장 작은 먼지 입자가 이 [10]가열 방법을 지배하고 있음을 나타낸다.
광이온화
전자가 원자로부터 자유로워지면(일반적으로 UV 광자의 흡수로부터) 운동 에너지를photon E - Eionization 순서로 운반한다.이 가열 메커니즘은 H II 영역에서 우세하지만 중성 탄소 원자가 상대적으로 부족하기 때문에 확산 ISM에서는 무시할 수 있다.
X선 가열
엑스레이는 원자와 이온에서 전자를 제거하고, 이러한 광전자는 2차 이온화를 일으킬 수 있다.강도가 낮은 경우가 많기 때문에 이 가열은 따뜻하고 밀도가 낮은 원자 매질에서만 효율적입니다(칼럼 밀도가 작기 때문에).예를 들어 분자 구름에서는 딱딱한 X선만 투과할 수 있으며 X선 가열은 무시할 수 있습니다.이것은 그 지역이 초신성 잔해와 같은 X선 선원 근처에 있지 않다고 가정하는 것이다.
화학 가열
분자 수소(H2)는 두 개의 H 원자가 만나면 먼지 알갱이 표면에 형성될 수 있습니다.이 과정은 회전 및 진동 모드에 분산된 4.48 eV의 에너지, H 분자의2 운동 에너지 및 먼지 입자를 가열합니다.충돌로 수소 분자의 탈여자로부터 전달된 에너지뿐만 아니라 이 운동 에너지도 가스를 가열합니다.
곡물 가스 가열
가스 원자와 먼지 입자와 분자 사이의 고밀도 충돌은 열에너지를 전달할 수 있습니다.UV 복사가 더 중요하기 때문에 HII 영역에서는 이것이 중요하지 않습니다.또한 밀도가 낮기 때문에 확산 이온화 배지에서 덜 중요하다.중성 확산에서는 매질 입자가 항상 차갑지만 밀도가 낮기 때문에 효과적으로 가스를 냉각시키지 마십시오.

밀도와 온도가 매우 높은 초신성 잔해에 열 교환에 의한 곡물 가열은 매우 중요합니다.

곡물-가스 충돌을 통한 가스 가열은 거대 분자 구름 깊은 곳(특히 고밀도)에서 우세합니다.원적외선은 광학적 깊이가 낮기 때문에 깊이 투과한다.먼지 입자는 이 방사선을 통해 가열되며 가스와 충돌할 때 열에너지를 전달할 수 있습니다.난방 효율의 척도는 수용 계수로 나타납니다.

여기서 T는 가스 온도, T는d 먼지 온도, T는2 가스 원자 또는 분자의 충돌 후 온도입니다.이 계수는 (Burke & Holenbach 1983)에 의해 α = 0.35로 측정되었다.

기타 가열 메커니즘
다음과 같은 다양한 거시적 가열 메커니즘이 존재합니다.

냉각 메커니즘

미세구조냉각
미세 구조의 냉각 과정은 뜨거운 가스 영역과 분자 구름 깊숙한 영역을 제외한 성간 매질의 대부분의 영역에서 지배적입니다.중성배지에서는 CII, OII, HII 영역에서는 OII, OII, NII, NIII, NIII, NeIII 및 NeIII와 같이 기본 수준에 가까운 미세 구조 수준을 가진 풍부한 원자에서 가장 효율적으로 발생한다.충돌은 이 원자들을 더 높은 수준으로 자극할 것이고, 그들은 결국 에너지를 그 지역에서 운반하는 광자 방출을 통해 탈흥할 것이다.
허용 라인에 의한 냉각
낮은 온도에서는 충돌을 통해 미세 구조 수준보다 더 많은 레벨이 입력될 수 있습니다.예를 들어, 수소 n = 2 수준의 충돌 들뜸은 탈 들뜸 시 Ly-α 광자를 방출한다.분자 구름에서는 CO의 회전선 들뜸이 중요합니다.일단 분자가 흥분하면, 결국 낮은 에너지 상태로 돌아가며, 그 지역을 떠날 수 있는 광자를 방출하여 구름을 식힌다.

전파

EHF 대역에 걸친 주파수의 함수로서의 대기 감쇠(dB/km).특정 주파수에서 흡수 피크는2 수증기(HO) 및 이산화탄소(CO2)와 같은 대기 성분 때문에 문제가 됩니다.

10kHz(초저주파) 이상 300GHz(극단 고주파) 이하의 전파는 지구 표면과 성간 공간에서 다르게 전파된다.지구에는 존재하지 않는 간섭과 신호 왜곡의 원인이 많이 있습니다.많은 전파 천문학은 원하는 신호를 [11][12]발견하기 위해 서로 다른 전파 효과를 보상하는 것에 의존합니다.

검출

1899년 출범한 80cm(31.5인치)와 50cm(19.5인치) 렌즈를 갖춘 이중 망원경 포츠담 대굴절기는 1904년 성간 칼슘을 발견하는 데 사용되었다.

1864년 윌리엄 허긴스는 분광학을 이용하여 성운이 [13]가스로 이루어져 있다는 것을 알아냈다.허긴스는 앨빈 클라크의 렌즈를 갖춘 8인치 망원경을 갖춘 개인 관측소를 가지고 있었지만, 그것은 획기적인 [14]관측을 가능하게 하는 분광학을 위한 장비를 갖추고 있었다.

1904년 포츠담 대굴절 망원경을 사용하여 발견한 것 중 하나는 성간 매질 [15]속의 칼슘이었다.천문학자 요하네스 프랭크 하트만은 오리온자리 쌍성 민타카의 분광기 관찰 결과 중간 [15]공간에 칼슘 원소가 존재한다고 결론지었다.

1909년 Slipper에 의해 성간 가스가 추가로 확인되었고, 1912년 Slipper에 [16]의해 성간 먼지가 확인되었습니다.이러한 방식으로 성간 매체의 전체적인 성질은 일련의 발견과 그 [16]성질의 가정화에서 확인되었습니다.

2020년 9월, 성간 매질의 고체 물, 특히 우주 먼지 [17]입자의 규산염 입자와 혼합된 얼음의 증거가 제시되었다.

성간 공간의 지식사

허빅-하로 천체HH110은 성간 [18]공간을 통해 가스를 방출합니다.

성간 매체의 성질은 수세기 동안 천문학자들과 과학자들의 관심을 받아왔고 ISM에 대한 이해는 발전해 왔다.하지만, 그들은 먼저 "성간" 공간의 기본 개념을 인정해야만 했다.이 용어는 베이컨 (1626, § 354–455)에 의해 인쇄된 것으로 보인다: "성간 스키..별에 대한 친화력이 너무 높아 별에 대한 회전뿐만 아니라 별에 대한 회전도 존재한다." 후에, 자연 철학자 로버트 보일(1674)은 "천국의 별 사이의 부분, 이것은 현대의 에피쿠아인들 중 몇몇이 비어 있어야만 할 것이다."에 대해 논의했다.

현대 전자기 이론 이전에, 초기 물리학자들은 눈에 보이지 않는 발광 에테르가 광파를 전달하는 매개체로 존재한다고 가정했다.패터슨(1862)이 썼듯이, 이 에테르는 성간 공간을 채우는 에테르에 스릴이나 진동 운동을 일으킨다.

깊은 사진 촬영의 등장으로 에드워드 바너드는 은하의 배경 별장에 대해 실루엣이 된 어두운 성운의 첫 이미지를 만들 수 있었고, 성간 공간에서의 차가운 확산 물질의 실제적인 발견은 1904년 요하네스 하트만에 의해 흡수선 분광법을 통해 이루어졌습니다[19].오리온자리 델타 스펙트럼과 궤도에 대한 그의 역사적인 연구에서, 하르트만은 이 별에서 나오는 빛을 관찰했고 이 빛의 일부가 지구에 도달하기 전에 흡수되고 있다는 것을 깨달았다.하르트만은 칼슘의 "K" 라인으로부터의 흡수가 "매우 약하지만, 거의 완벽하게 예리하다"고 보고했으며, 또한 "분광 쌍성의 궤도 운동으로 인해 393.4나노미터의 칼슘 라인이 주기적인 변위를 공유하지 않는다는 매우 놀라운 결과"라고 보고했다.이 선의 정지된 성질 때문에 하르트만은 흡수에 책임이 있는 가스가 오리온자리 델타 대기에 존재하지 않고, 대신 이 별에 대한 가시선 어딘가에 존재하는 고립된 물질 구름 안에 있다고 결론지었다.이 발견은 성간 물질에 대한 연구를 시작했다.

일련의 조사에서, Viktor Ambartsumian은 성간 물질이 [20]구름의 형태로 일어난다는 현재 일반적으로 받아들여지고 있는 개념을 소개했다.

하르트만이 성간 칼슘 흡수를 확인한 후, 헤거(1919년)는 589.0과 589.6나노미터의 원자의 "D" 라인에서 델타 오리온리스와 전갈자리 베타로 향하는 정지 흡수를 관찰함으로써 성간 나트륨을 검출했다.

Beals(1936)가 칼슘의 "H"와 "K" 라인의 후속 관측 결과, 엡실론과 오리온자리 제타의 스펙트럼에서 이중 및 비대칭 프로파일이 밝혀졌다.이것은 오리온을 향한 매우 복잡한 성간 시선 연구의 첫 단계였다.비대칭 흡수선 프로파일은 각각 동일한 원자 천이(예를 들어 칼슘의 "K" 선)에 대응하지만 방사 속도가 다른 성간 구름에서 발생하는 여러 흡수선의 중첩의 결과이다.각 구름은 속도가 다르기 때문에(관측자/지구 쪽으로 또는 지구 쪽으로) 각 구름 내에서 발생하는 흡수선은 도플러 효과를 통해 선의 나머지 파장에서 파란색 시프트되거나 빨간색 시프트됩니다.물질이 균일하게 분포되어 있지 않다는 것을 확인한 이러한 관측은 ISM 내에 여러 개의 개별 구름이 있다는 첫 번째 증거였다.

이 광년 길이의 성간 가스와 먼지로 이루어진 매듭은 [21]애벌레를 닮았다.

성간 물질에 대한 증가하는 증거는 피커링(1912)이 "성간 흡수 매체는 단순한 에테르일 수 있지만, 캅테인에 의해 나타나는 선택적 흡수의 특성은 기체의 특징이며, 자유 기체 분자는 아마도 끊임없이 방출되기 때문에 확실히 존재한다"고 논평하게 했다.'태양과 별들'

같은 해 빅터 헤스가 우주에서 지구로 쏟아지는 고에너지 하전입자인 우주선을 발견한 것이 다른 사람들로 하여금 그것들이 성간 공간에도 퍼졌는지를 추측하게 만들었다.이듬해 노르웨이 탐험가이자 물리학자인 크리스티안 버켈란드는 이렇게 썼다: "우주 전체가 전자와 모든 종류의 날아다니는 전기 이온으로 채워져 있다고 가정하는 것은 우리의 관점의 자연스러운 결과인 것 같다.우리는 진화 과정에서 각각의 항성계가 전기 소자를 우주로 날려 보낸다고 가정해 왔다.그러므로 우주 물질 질량의 대부분이 태양계나 성운에서가 아니라 '빈' 공간에서 발견된다고 생각하는 것은 불합리해 보이지 않는다.

손다이크(1930)는 "별들 사이의 거대한 간격이 완전히 비어있다는 것은 거의 믿을 수 없었다"고 말했다.지구형 오로라는 태양에서 방출되는 하전 입자에 의해 들뜨는 것 같지 않다.의심할 여지 없이 사실인 것처럼 수백만 개의 다른 별들도 이온을 방출하고 있다면, 은하 내에 절대 진공은 존재할 수 없습니다."

2012년 9월, NASA 과학자들은 성간 매체(ISM) 조건의 적용을 받는 다환 방향족 탄화수소(PAHs)가 수소화, 산소화 및 수산화 과정을 통해 "각각 단백질의 원료인 아미노산과 뉴클레오티드를 향해 나아가는 과정"을 통해 보다 복잡한 유기물로 변형된다고 보고했다.게다가 이러한 변환의 결과로, PAHs는 분광학적 특징을 잃게 되는데, 이는 "성간 얼음 알갱이, 특히 차갑고 밀도가 높은 구름의 외부 영역이나 원시 행성계 [22][23]원반의 상부 분자층에서 PAH가 검출되지 않는 이유" 중 하나일 수 있다.[22][23]

2014년 2월, NASA는 우주에서 다환 방향족 탄화수소(PAHs)를 추적하기 위한 대폭 업그레이드된[24] 데이터베이스를 발표했습니다.과학자들에 따르면, 우주에 있는 탄소의 20% 이상이 생명체의 형성을 위한 시작 물질인 PAHs와 관련이 있을 수 있다.PAHs는 빅뱅 직후에 형성된 것으로 보이며, 우주 전체에 퍼져 있으며 새로운 별과 외부 [25]행성과 연관되어 있습니다.

2019년 4월, 과학자들은 허블 우주 망원경과 함께 [26][27]별들 사이의 성간 매질 공간에서 벅민스터풀레렌(C60)의 크고 복잡한 이온화 분자를 발견했다고 보고했다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

인용문

  1. ^ Herbst, Eric (1995). "Chemistry in The Interstellar Medium". Annual Review of Physical Chemistry. 46: 27–54. Bibcode:1995ARPC...46...27H. doi:10.1146/annurev.pc.46.100195.000331.
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