Seminarska naloga

Medzvezdni prah

Katarina RoskarFakulteta za matematiko in fiziko

Mentor: dr. Tomaz ZwitterFakulteta za matematiko in fiziko, Odsek za fiziko

18. december 2002

Kazalo

1 Povzetek 2

2 Uvod 2

3 Osnove za nadaljno obravnavo 23.1 Magnituda . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

4 “Odkritje” medzvezdne snovi 3

5 Ekstinkcija 4

6 Medzvezdna pordecitev 6

7 Polarizacija 8

8 Nasa galaksija 88.1 Refleksijske meglice . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108.2 Emisijske meglice . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118.3 Temne meglice . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

9 Sestava in izvor prahu 11

10 Temperatura prahu 12

11 Zakljucek 12

1

1 Povzetek

Medzvezdni prostor vsebuje prah velikosti od delcka µm do 1µm, tipicno 100 prasnih delcev/km3. Ta povzrocavec pomembnih pojavov: ekstinkcijo, pordecitev in polarizacijo svetlobe zvezd. Prasna zrna s premerompriblizno enakim valovni dolzini svetlobe povzrocajo slabitev svetlobe - ekstinkcijo s sipanjem ali absorpcijo.Prispevek medzvezdnega plina k ekstinkciji je zanemarljiv proti ucinku prahu. Ekstinkcija je mocnejsa prikrajsih valovnih dolzinah - od tod ime “pordecitev”. Na podlagi polariziranosti ugotovimo lastnosti delcevprahu. Prah se nahaja v galakticnih diskih in v oblakih. Slednji sipljejo svetlobo zvezd na razlicne nacine,kar opazimo kot refleksijske, emisijske in temne meglice. Na podlagi lege vrha ekstinkcijske krivulje sklepamo,da prah vsebuje vodne in ledene silikate. Izoblikuje se v atmosferah hladnejsih zvezd s kondenzacijo plina.Njegova temperatura se giblje med 10 - 20K, blizu vrocih zvezd pa 100 - 600K.

2 Uvod

Ceprav je vecina (vidne) mase nase galaksije (Mgalaksije > 2 × 1011MSonca) kondenzirane v zvezde, med-zvezdni prostor ni popolnoma prazen. Vsebuje plin in prah tako v obliki posameznih oblakov kot razprsenv prostor. Medzvezdni prostor tipicno vsebuje priblizno 1 atom plina/cm3 = 1015 atomov plina/km3 in 100prasnih delcev/km3.Prah (boljse ime bi bilo “dim”, ker so velikosti delcev veliko manjse od prahu na Zemlji) je sestavljen tudi iz1% ujetega plina. Visokoenergijski kozmicni delci so pomesani s prahom in plinom.[1] V tem seminarju sibomo pogledali lastnosti prahu, pojave zaradi le-tega in kaksen vpliv ima na meritve v astronomiji.

3 Osnove za nadaljno obravnavo

3.1 Magnituda

Magnituda zvezde je njen svetlostni razred in je dolocena preko opazovane gostote toka F ([F ] = Wm−2).Odlocimo se, da magnituda 0 ustreza neki vnaprej doloceni gostoti toka F0. Vse druge magnitude so dolocenez enacbo:

m = −2.5 logF

F0. (1)

Koeficient 2.5 je tocen in pomeni, da je gostota svetlobnega toka na vsakih 5 magnitud priblizno 100-kratmanjsa. Magnitude so brezdimenzijske kolicine, toda z dodatno oznako npr. 5mag ali 5m se spomnimo nato, da je neka vrednost magnituda.Magnitude so lahko negativne ali pozitivne. Glede na nacin opazovanja lahko dolocimo razlicne magnitudnesisteme, torej razlicne navidezne magnitude. Razlicni nacini imajo razlicne nicelne tocke; imajo razlicnegostote toka F0, ki ustrezajo magnitudi 0 (vizualna magnituda mv - opazujemo z ocmi, fotografska magnitudampg -“opazujemo”s fotografsko plosco, bolometricna magnituda mbol - opazujemo pri vseh valovnih dolzinah,in tudi druge). Toda navidezne magnitude nam ne povedo nic o pravem siju (energijskemu toku) zvezd, kerje njihova oddaljenost razlicna. Kolicina, ki meri dejanski sij zvezde, je absolutna magnituda M . Dolocenaje kot navidezna magnituda na razdalji 10pc 1 stran od zvezde (slika (1)). Absolutne magnitude se ponavadipisejo z velikimi crkami. Poudarimo pa naj, da so oznake U(ultraviolet - ultravijolicna), B(blue - modra) terV (visual - vidna) navidezne magnitude. Merjene so s pomocjo ultraviojlicnega filtra (z vrhom prepustnostipri 365nm in efektivno sirino 68nm), modrega filtra (z vrhom prepustnosti pri 440nm in efektivno sirino98nm) ter vizualnega filtra (z vrhom pri 550nm in efektivno sirino 89nm) [2]2. Ustrezne absolutne magnitudeso MU , MB ter MV . Navidezna vizualna magnituda V Sonca je −26.8 in polne Lune −12.5, magnitudanajsvetlejse zvezde Sirius je tudi negativna; −1.5. Najtemnejsi objekti, ki jih se zaznamo, imajo magnitudo

11pc = 3.0856776× 1013km = 3.26sv.l.2Ti trije filtri - sistem UBV - se pogosto uporabljajo v fotometriji.

2

okoli 25.Radi bi povezali navidezno magnitudo m, absolutno magnitudo M in razdaljo r. Ker se tok izsevan iz zvezdev kot ω na razdalji r razsiri na povrsino ωr2, je gostota toka obratno sorazmerna kvadratni razdalji. Zatoje razmerje med gostoto toka F (r) na razdalji r in F (10) na razdalji 10pc:

F (r)F (10)

=(

10pc

r

)2

. (2)

Slika 1: Gostota toka na razdalji 10pc od zvezde doloca absolutno magnitudo.

Sledi, da je razlika med magnitudo pri razdalji r in 10pc, ali razdaljna sprememba m−M :

m−M = −2.5 logF (r)F (10)

= −2.5 log(

10pc

r

)2

, (3)

ali

m−M = 5 logr

10pc. (4)

Enacba (4) kaze, da se navidezna magnituda povecuje (svetlost pa zmanjsuje) z razdaljo.

4 “Odkritje” medzvezdne snovi

Prvi dokaz za obstoj medzvezdnega prahu izhaja iz leta 1930. Pred tem je bilo splosno mnenje, da je vesoljepopolnoma prozorno in da lahko svetloba potuje v neskoncnost brez slabitve.Leta 1930 je Robert Trumpler objavil studijo prostorske porazdelitve odprtih zvezdnih kopic.[3] Absolutnemagnitude najsvetlejsih zvezd se je dalo oceniti na podlagi spektralnega tipa. Tako se je dalo izracunatirazdaljo do kopic r iz izmerjene navidezne magnitude m svetlih zvezd po enacbi (4). Trumpler je preucevaltudi premere kopic. Linearni premer D dobimo iz kotnega premera d s pomocjo formule:

D = dr , (5)

pri cemer je r razdalja do kopice.Ugotovil je, da se bolj oddaljene kopice zdijo sistematicno vecje kot bliznje (slika (2)).

Ker je to skoraj nemogoce, je sklepal, da so razdalje bolj oddaljenih zvezdnih kopic precenjene. Trumplerje zakljucil, da vesolje ni popolnoma prozorno, ampak da svetloba postane medla zaradi vmesne snovi. Dabi to uposteval, je enacbo (4) popravil:

m−M = 5 log(

r

10pc

)+ A , (6)

kjer je A ≥ 0 ekstinkcija v magnitudah zaradi vmesnega sredstva.

3

Slika 2: Premeri odprtih zvezdnih kopic izracunanih po formuli (5) po Trumplerju.[1] Narascanje premera zoddaljenostjo ni pravi pojav, vendar je posledica medzvezdne ekstinkcije, ki je bila na ta nacin odkrita.

5 Ekstinkcija

Ekstinkcijo - slabitev svetlobe - povzrocajo prasna zrna, ki imajo premer priblizno enak valovni dolzinisvetlobe. Taki delci mocno sipljejo svetlobo. (Tudi medzvezdni plin lahko povzroci ekstinkcijo s sipanjem,toda ta prispevek je, proti ekstinkciji zaradi sipanja na prahu, zanemarljiv. Pa tudi mocno odvisen od valovnedolzine, saj plin absorbira svetlobo, katere valovna dolzina ustreza posameznim elektronskim prehodom.) Vsplosnem sta vzroka ekstinkcije zaradi medzvezdnih delcev tako absorpcija kot sipanje. V primeru absorpcijese vpadla svetloba spremni v toploto, ki se ponovno izseva v obmocju infrardecih valovnih dolzin, ustrezajocihtemperaturam prasnih delcev (ki so mnogo nizje od temperatur zvezdnih atmosfer). Pri sipanju se smersirjenja svetlobe spremeni, cemur sledi zmanjsana intenziteta v prvotni smeri sirjenja. Ekstinkcija zaradiprahu je zelo odvisna od smeri in najvecja za objekte, ki jih opazujemo vzdolz ravnine galakticnega diska.Tako je vidna svetloba iz galakticnega sredisca (razdalja 10kpc) sibkejsa za 30 magnitud. Zato se ne daopazovati galakticnega sredisca v obmocju opticnih valovnih dolzin, ampak le v infrardecih in radijskihvalovnih dolzinah, kjer je absorpcije precej manj.Zelimo izpeljati enacbo, ki bi povezovala ekstinkcijo z oddaljenostjo izvora sevanja. To je enacba (6). Recimo,da imamo zvezdo, ki seva tok L0 v kot ω v nekem pasu valovnih dolzin. Ker snov absorbira in siplje sevanje,se bo tok L zmanjseval z razdaljo r (slika (5)). V kratkem intervalu razdalje [r, r + dr], bo ekstinkcija dLsorazmerna toku L in prepotovani razdalji v snovi:

Slika 3: Medzvezdna snov absorbira in siplje sevanje; to zmanjsa tok L v kotu ω (dL ≤ 0).

dL = −αLdr . (7)

Faktor α pove, kako mocno sredstvo zmanjsa moc sevanja. Imenuje se faktor neprozornosti. Iz enacbe (7)vidimo, da je dimenzija [α] = m−1. Faktor neprozornosti je enak nic za cisti vakum in se bliza neskoncnostiza popolnoma neprozorno snov. Zdaj lahko definiramo brezdimenzijsko kolicino, opticno globino τ z

dτ = αdr . (8)

Vstavimo (8) v (7) in dobimo:

dL = −Ldτ . (9)

4

Nato integriramo od izvora (kjer je L = L0 in τ = 0) do opazovalca:∫ L

L0

dLL

= −∫ τ

0dτ , (10)

kar da

L = L0 exp (−τ) . (11)

Tu je τ opticna globina snovi med izvorom in opazovalcem in L izmerjeni tok. Torej, tok L eksponentnoupada z opticno globino. Prazno vesolje je popolnoma prozorno, se pravi je faktor neprozornosti α = 0; zatoopticna globina v praznem prostoru ne narasca in tok ostane konstanten.Naj bo F0 gostota toka na povrsini zvezde in F (r), gostota toka na razdalji r. Gostoti lahko izrazimo takole:

L = ωr2F (r) (12)L0 = ωR2F0 , (13)

pri cemer je R radij zvezde. Upostevamo enacbo (11), kar da:

F (r) = F0R2

r2exp (−τ) . (14)

Za absolutno magnitudo potrebujemo gostoto toka na razdalji 10pc, F (10), ki je se brez ekstinkcije enaka:

F (10) = F0R2

(10pc)2. (15)

Razdaljna sprememba m−M je zdaj enaka

m−M = −2.5 logF (r)F (10)

= 5 logr

10pc− 2.5 log exp (−τ) .= (16)

.= 5 logr

10pc+ 1.08574τ (17)

ali

A.= 1.08574τ (18)

m−M = 5 logr

10pc+ A (19)

kot ze zapisano (6). Ce predpostavimo, da je faktor neprozornosti sredstva v vseh smereh in po vsemprostoru enak, lahko A zapisemo:

A = ar , (20)

pri cemer ja a neka konstanta. Trumpler je za povprecno vrednost a v galakticni ravnini dobil apg =0.79mag/kpc v fotografskih magnitudah. Boljsa je vrednost 2mag/kpc. Tako znasa ekstinkcija na razdalji5kpc ze 10 magnitud .Zdaj bomo izpeljali izraz za medzvezno ekstinkcijo. Predpostavimo, da poznamo velikost, lomni kolicnik instevilsko gostoto delcev. Zaradi preprostosti bomo predpostavili, da so vsi delci sfericni in istega radija a ingeometrijskega preseka πa2. Prava ekstinkcijska povrsina delcev Cext je:

Cext = Qextπa2 , (21)

pri cemer je Qext faktor ekstinkcijske izdatnosti.Vzemimo sedaj volumski element z dolzino dl in presekom dS, pravokotnim na smer sirjenja (skica (4)).

5

Slika 4: Ekstinkcija, ki jo povzroca porazdelitev delcev.

Predpostavimo, da se delci znotraj volumskega elementa ne sencijo med sabo. Ce je gostota delcev n, jendldS delcev v volumskem elementu in ti pokrijejo delez dτ povrsine dS, pri cemer je

dτ =ndldSCext

dS= nCextdl . (22)

V dolzini dl se intenziteta zmanjsa za:

dI = −Idτ . (23)

Na podlagi enacbe (23) lahko istovetimo dτ z opticno globino. Celotna opticna globina med zvezdo in Zemljoje

τ(r) =∫ r

0dτ =

∫ r

0nCextdl = Cextnr , (24)

kjer je n povprecna gostota delcev vzdolz dane poti. Po enacbi (18) velja:

A(r) = (2.5 log exp)Cextnr . (25)

Iz te formule lahko dobimo gostoto delcev, ce poznamo ostale kolicine.Ekstinkcijski faktor Qext lahko natancno izracunamo za sfericne delce z danim radijem in lomnim kolicnikomn (ki ga ne smemo zamenjati s stevilsko gostoto delcev n). V splosnem je Qext = Qabs + Qsca, kjer je Qabs

faktor absorpcijske izdatnosti, Qsca pa faktor sipalne izdatnosti. Ce definiramo

x =2πa

λ, (26)

kjer je λ valovna dolzina, je

Qext = Qext(x, n) . (27)

Natancnejsi izraz za Qext je razvoj vrste po x, ki pocasi konvergira pri velikih vrednostih x. Ko je x << 1,se proces imenuje Rayleighovo sipanje; sicer je znano kot Mievo sipanje.

6 Medzvezdna pordecitev

Poleg ekstinkcije obstajajo tudi drugi ucinki medzvezdnega prahu. Eden izmed teh je pordecitev svetlobezvezd.3 Pordecitev nastane, ker je ekstinkcija mocnejsa pri krajsih valovnih dolzinah; modra svetloba je boljsipana in se bolj absorbira od rdece. Ekstinkcijo pa, vemo, povzrocajo le tista prasna zrna, ki imajo premerpriblizno enak valovni dolzini svetlobe. V grobem je na intervalu od ultravijolicnega do rdecega dela spektraobratno sorazmerna z valovno dolzino. Zaradi tega je svetloba daljnih zvezd bolj rdeca, kot bi pricakovali napodlagi spektralnega tipa zvezde. Spektralni tip zvezde je definiran na podlagi relativnih moci spektralnih

3Tega ne zamenjujmo z rdecim premikom spektralnih crt.

6

Slika 5: Mievo sipanje: faktor ekstinkcijske izdatnosti Qext za sfericne delce za lomna kolicnika n = 1.5in n = 1.33(lomni kolicnik vode). (Za zelo velike delce (x >> 1) je Qext = 2. Geometrijsko gledano bipricakovali Qext = 1; dvakrat vecjo vrednost povzroci uklon svetlobe na robu delca.) Podobno bi dobili zalomni kolicnik blize vrednosti n = 1 (primer vesolja). Abscisa je povezana z velikostjo delca po (26). [1]Poudarimo naj, da je za velikosti zrn medzvezdnega prahu pomemben le del grafa do prvega vrha (x ≈ 6.5).

crt, ki niso pod vplivom ekstinkcije.Vizualna magnituda V zvezde je po enacbi (6) enaka:

V = MV + 5 logr

10pc+ AV , (28)

kjer je V vizualna navidezna magnituda, MV absolutna magnituda in AV ekstinkcija v obmocju vidnesvetlobe. Podobno velja:

B = MB + 5 logr

10pc+ AB . (29)

Opazovani barvni indeks B − V je tako:

B − V = MB −MV + AB −AV (30)

ali

B − V = (B − V )0 + EB−V , (31)

pri cemer je (B − V )0 = MB −MV intrinzicna barva zvezde in EB−V = (B − V ) − (B − V )0 = AB − AV

barvni eksces - barvni presezek. Studije medzvezdne snovi kazejo4, da je razmerje med vizualno ekstinkcijoAV in barvnim ekscesom EB−V skoraj konstantno za vse zvezde:

R =AV

EB−V=

AV

AB −AV= 3.0± 0.2 [4]. (32)

To omogoca izracun vizualne ekstinkcije, ce poznamo barvni indeks:

AV ≈ 3.1EB−V5 (33)

Ko dobimo AV , je razdalja znana s pomocjo enacbe (28). R ni odvisen ne od lastnosti zvezde ne od kolicineekstinkcije. To je posebej pomembno pri fotometricni dolocitvi razdalje, saj se potem lahko doloci barvni

4meritve ekstinkcijske krivulje - opisano kasneje

7

eksces EB−V neposredno iz razlike med opazovanim indeksom B − V in intrinzicno barvo (B − V )0, znanoiz spektralnega tipa zvezde. Ker medzvezdna snov se dalec ni homogena, da metoda z barvnim ekscesomzanesljivejse rezultate, kot ce bi uporabili neko povprecno vrednost za ekstinkcijo a (20).Odvisnost ekstinkcije od valovne dolzine, A(λ), lahko preucujemo s primerjanjem magnitud zvezd istegaspektralnega tipa in razlicnih barv. Take meritve so pokazale, da A(λ) postane zelo majhna z vecanjem λ[5]. Eksperimentalno lahko A(λ) merimo do valovne dolzine dveh mikrometrov. Ekstrapolacija do nicelnevrednosti je kar zanesljiva.Slika (6a)) kaze A(λ) kot funkcijo λ−1. V obmocju med 1µm in 0.48µm jo lahko aproksimiramo z zvezo:

A(λ)/AV = 0.68(

1λ− 0.35

)[4]. (34)

Slika nam pokaze tudi, kako vrednosti AV in EB−V , ki ju potrebujemo za izracun R, dobimo iz takoimenovane pordecitvene ali ekstinkcijske krivulje. Slika (6b)) kaze opazovano ekstinkcijsko krivuljo v sirsemintervalu, iz katere je razvidna pordecitev. V infrardecem podrocju je le deset odstotkov opticne ekstinkcije,v radijskem podrocju je zanemarljiva. Stvari, ki so nevidne v opticnem podrocju, lahko zato preucujemo priinfrardecih in radijskih valovnih dolzinah. Ekstinkcijsko krivuljo dobimo s pomocjo primerjav teoreticnihspektrov belih pritlikavk (zanje so izracuni mogoci in zelo natancni) z izmerjenimi, pri razlicnih valovnihdolzinah. Tako ugotovimo kolicino ekstinkcije. Vrh pri 217.5nm kaze na sestavo prahu. Vec o tem v devetempoglavju.

Slika 6: a) Shematicni prikaz medzvezdne ekstinkcije. Z narascanjem valovne dolzine gre ekstinkcija proti0. b) Izmerjena ekstinkcijska krivulja, normalizirana tako, da je EB−V = 1. Vrh pri priblizno 4.6µm−1 dajeinformacijo o sestavi prahu.[1]

7 Polarizacija

Drug pojav, ki ga povzroca medzvezdni prah, je polarizacija svetlobe zvezde. Ker sfericni delci ne morejopovzrociti polarizacije, so taki delci prahu nesfericne oblike. Ce so delci v oblaku poravnani z medzvezdnimmagnetnim poljem, bodo polarizirali sevanje, ko potuje skozi oblak. Polariziranost in njena odvisnost odvalovne dolzine dajeta informacijo o lastnostih delcev prahu. S preucevanjem smeri polarizacije pa lahkodobimo sliko galakticnega magnetnega polja. Pri tem uporabimo polarizator, s katerim analiziramo svetlobovelikega stevila, razlicno oddaljenih zvezd razlicnih leg na nebu.

8 Nasa galaksija

V Rimski cesti (slika 7) se medzvezdni prah nahaja predvsem v zelo tanki, priblizno 100pc debeli plasti vgalakticni ravnini. Prah v drugih galaksijah ima podobno porazdelitev in je neposredno opazen kot temenpas v disku galaksije(sliki (8) in (9)). (Opazovanja kazejo, da je prah v drugih galaksijah predvsem vspiralnih rokavih, posebej na notranji strani.)

8

Slika 7: Rimska cesta.[6]

Slika 8: Galaksija Somblero.[6]

Slika 9: Galaksija NGC 891.[6]

Sonce se nahaja v blizini srediscne ravnine galakticne plasti prahu, zato je ekstinkcija v smeri galakticneravnine zelo velika v primerjavi s celotno ekstinkcijo v smeri galakticnih polov, ki je lahko manj kot 0.1magnitude. To je ocitno v porazdelitvi galaksij na nebu: pri velikih galakticnih sirinah je veliko galaksij,medtem ko v blizini galakticne ravnine obstaja 20◦ obmocje, kjer ne vidimo skoraj nobene galaksije.

9

Ce prostorsko homogena plast povzroca ekstinkcijo ∆m magnitud v navpicni smeri, potem je iz slike (10)razvidno, da je celotna ekstinkcija na galakticni sirini b :

∆m(b) =∆m

sin b. (35)

Slika 10: V homogeni snovi je ekstinkcija v magnitudah sorazmerna prepotovani poti.

Predpostavimo, da imajo vse zvezde enako absolutno magnitudo M . Razdalja zvezd, v enotah pc, kiimajo navidezno magnitudo m, je:

r = 10× 100.2(m−M) . (36)

Da je lahko zvezda svetlejsa od m, mora biti znotraj krogle z radijem r. Ker je zvezdna gostota konstantna,je stevilo takih zvezd sorazmerno volumnu:

N0(m) ∝ r3 ∝ 100.6m . (37)

Rezultat ni odvisen od absolutnih magnitud, zato velja tudi brez predpostavke, da so vse absolutne magni-tude zvezd enake. Seveda, ce svetlostna funkcija ni odvisna od razdalje. Torej, ce so galaksije homogenoporazdeljene po vesolju, bi bilo v odsotnosti ekstinkcije stevilo galaksij, svetlejsih kot magnituda m

log N0(m) = 0.6m + C , (38)

pri cemer je C konstanta. Toda zaradi ekstinkcije bo galaksija s sicersnjo magnitudo m0 imela magnitudo:

m(b) = m0 + ∆m sin b , (39)

kjer je b galakticna sirina. Tako je stevilo vidnih galaksij na visini b enako :

log N(m, b) = log N0[m−∆m(b)] = 0.6[m−∆m(b)] + C = log N0(m)− 0.6∆m(b) ; (40)

ali drugace

log N(m, b) = C ′ − 0.6∆m sin b , (41)

kjer C ′ = log N0(m) ni odvisen od galakticne sirine. S stetjem galaksij na raznih sirinah b lahko dolocimoekstinkcijo ∆m. Vrednost, dobljena iz stetja galaksij 6, je ∆mpg = 0.51mag. Celotna navpicna ekstinkcijaRimske ceste je bila dolocena tudi iz barvnega ekscesa zvezd. Te raziskave so dale mnogo manjse vrednosti,okoli 0.1mag. V smeri severnega pola je ekstinkcija le 0.03mag. Neujemanje med vrednostima kaze, da jevecinoma krivo to, da plast prahu v resnici ni homogena.Poleg znacilnega pasu se prah nahaja tudi v posameznih oblakih. To je tema naslednjega poglavja.

8.1 Refleksijske meglice

Ce je oblak prahu blizu svetle zvezde, bo sipal - drugace receno odbijal - svetlobo zvezde. Tako so lahkoposamezni oblaki vidni kot svetle refleksijske meglice. Najdemo jih zlasti okoli zelo vrocih zvezd. Mednajbolj bogatimi obmocji so Plejade okoli velike zvezde Antares (slika (11)).

6na observatoriju Lick [1]

10

Slika 11: Plejade.[7]

8.2 Emisijske meglice

Plin v emisijskih meglicah je osvetljen s svetlobo bliznjih vrocih zvezd. Vendar te svetlobe ne odbija kotpri refleksijskih meglicah, ampak se segreje in seva emisijske crte, ki ustrezajo elektronskim prehodom vatomih plina. Spekter emisijskih meglic torej ni zvezen, kot pri refleksijskih meglicah, ampak crtast z lenekaj diskretnimi emisijskimi crtami.

Slika 12: Trojna meglica (M20).[7]

8.3 Temne meglice

Oblaki, ki so videti kot podrocja revna z zvezdami ali temne meglice proti ozadju Rimske ceste, niso dovoljblizu zvezd, katere svetlobo bi lahko odbijali. Vendar te meglice niso popolnoma temne, ker kljub temusipljejo medlo galakticno svetlobo vseh zvezd Rimske ceste. Primera temnih meglic sta Vreca oglja najuznem nebu (slika(13)) in meglica Konjska glava v Orionu (slika (14)).

Vcasih temne meglice tvorijo podaljske in filamente kot pri Trojni meglici (slika (12)) ter vcasih majhne,skoraj sfericne oblike, kot so jih opazili v Orionovem kompleksu. Verjetno so te kroglaste strukture oblaki,ki se krcijo v zvezde.

9 Sestava in izvor prahu

Iz vrhov ekstinkcijske krivulje lahko sklepamo, da prah vsebuje vodne in ledene silikate. Grafit je dolgo veljalza eno od moznih sestavin, novejse meritve pa kazejo, da to ni res [8]. Velikosti zrn lahko dobimo iz sipalnihlastnosti; ponavadi so manjsi od 1µm. Najmocneje sipajo zrna velikosti okoli 0.3µm, toda ob tem morajobiti prisotni tudi manjsi delci. Delci prahu se izoblikujejo v atmosferah hladnejsih zvezd. Plin kondenzira

11

Slika 13: Meglica Vreca oglja (Coalsack).[7]

Slika 14: Meglica Konjska glava.[7]

v zrna, kot voda v Zemljini atmosferi kondenzira v sneg in led. Zrna se potem razprsijo po prostoru zaradisevalnega tlaka. Zrna lahko nastanejo tudi v povezavi z oblikovanjem zvezd in morda tudi neposredno izatomov ter molekul v medzvezdnih oblakih[1].

10 Temperatura prahu

Energija, ki se absorbira v zrnih, se ponovno izseva v infrardecem obmocju, ki ustreza temperaturi delcev.Temperatura prahu v medzvezdnem prostoru (vkljucno s temnimi meglicami) je priblizno 10 - 20K. PoWienovemu zakon 7 temu ustrezajo valovne dolzine 300 - 150µm. Blizu vroce zvezde je temperatura prahulahko 100 - 600K, kar ustreza maksimalnemu sevanju pri 30 - 5µm.Infrardece sevanje iz jeder normalno aktivnih galaksij izvira predvsem iz sevanja prahu. Termicno sevanjeprahu je eden najbolj pomembnih virov infrardece svetlobe v vesolju.

11 Zakljucek

Pri meritvah v astronomiji je potrebno dolociti pordecitev sevanja zaradi prahu. Dolocene resonancne (ab-sorpcijske) crte zvezd (npr. NaI in KI) so posebej ugodne za to. Zadnje raziskave [9] kazejo, da obstaja zvezamed pordecitvijo in ekvivalentno sirino crte. (Ekvivalentna sirina je sirina popolnoma temne pravokotne crtez enako ploscino kot jo ima opazovana crta.) Ta zveza je zelo koristna in olajsa pot dolocitve oddaljenosti

7 λmaxT = kW

12

objekta, ki seva s pomocjo pordecitve. Vsekakor je preucevanje vpliva medzvezdnega prahu nujno, saj jenepogresljiv podatek pri natancnih meritvah.

Literatura

[1] H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, and K. Donner, Fundamental Astronomy. Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York, 3rd ed., 1996. 2, 2, 5, 6, 6, 9

[2] B. W. Carroll and D. A. Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics. Addison.Wesley PublishingCompany,INC., 1st ed., 1996. 1

[3] R. J. Trumpler, “Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open starclusters,” Lick Observatory Bulletin, vol. 420, pp. 154–188, 1930. 4

[4] C. W. . Allen, Astrophysical Quantities. Oxford University Press, 1955. 32, 34

[5] T. Neckel, G. Klare, and M. Sarcander, “The spatial distribution of the interstellar extinction,” Astro-nomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 42, pp. 251–281, Nov. 1980. 4

[6] “http://observe.arc.nasa.gov/nasa/gallery/image gallery/universe/universe gal.html.”. 7, 8, 9

[7] “http://observe.arc.nasa.gov/nasa/gallery/image gallery/universe/universe neb.html.”. 11, 12, 13, 14

[8] L. M. Will, “Investigation of the ultraviolet interstellar extinction curve,” Ph.D. Thesis, Dec. 2000. 9

[9] U. Munari and T. Zwitter, “Equivalent width of NaI and KI lines and reddening,” Astronomy & Astro-physics, no. 318, pp. 269–274, 1997. 11

[10] R. L. Bowers and T. Deeming, Astrophysics, vol. I. Jones and Bartlett Publishers, INC, 1984.

13