UNIVERZA V LJUBLJANI FAKULTETA ZA MATEMATIKO IN FIZIKO ODDELEK ZA FIZIKO MEDZVEZDNI PRAH IN EKSTINKCIJA SVETLOBE Alenka Bajec Mentor: prof. dr. Tomaž

UNIVERZA V LJUBLJANI FAKULTETA ZA MATEMATIKO IN FIZIKO ODDELEK ZA FIZIKO MEDZVEZDNI PRAH IN EKSTINKCIJA SVETLOBE Alenka Bajec Mentor: prof. dr. Tomaž Zwitter 13. maj 2007 Povzetek: Seminar poda definicijo za medzvezdno snov in medzvezdno ekstinkcijo svetlobe. Vključen je podrobnejši opis krivulje medzvezdne ekstinkcije v različnih frekvenčnih območjih in opis delcev, ki bi bili za vsak predel lahko odgovorni. Dodana sta še opis emisije svetlobe iz prahu ter opis sipanja in polarizacije svetlobe na prašnih delcih.

KAZALO 1 Kazalo 1 Uvod 2 2 Kaj sta medzvezdna snov in ekstinkcija svetlobe 2 2.1 Definicija medzvezdne snovi in njen nastanek.................. 2 2.2 Medzvezdna ekstinkcija svetlobe......................... 4 3 Vrste ekstinkcije svetlobe 5 3.1 Ekstinkcija svetlobe v kontinuumu........................ 5 3.1.1 Ekstinkcija svetlobe na difuznem prahu in prahu v zunanjih delih oblakov v vidnem in UV območju svetlobe.................... 5 3.1.2 Resonanca pri 2175 Å........................... 7 3.1.3 Stalna ekstinkcija svetlobe v bližnji infrardeči svetlobi......... 8 3.1.4 Ekstinkcija svetlobe v daljni ultravijolični svetlobi........... 8 3.2 7.9 in 18 µm lastnosti silikatov........................ 9 3.3 Srednji zakoni ekstinkcije svetlobe........................ 10 4 Ostali pojavi 10 4.1 Emisija svetlobe iz prahu............................. 10 4.1.1 Nedefinirani pasovi v infrardečem področju............... 10 4.1.2 Kontinuumska emisija........................... 11 4.2 Sipanje na prahu.................................. 11 4.3 Polarizacija..................................... 12 5 Zaključek 13

1 UVOD 2 1 Uvod Prostor v vesolju si večinoma predstavljamo kot vakuum, torej brez kakršnekoli snovi. Kljub temu, da imajo medzvezdna območja manjšo gostoto kot katerikoli na Zemlji umetno ustvarjeni vakuum, se v vesolju nahaja snov. Ta območja imajo zelo nizko gostoto in vsebujejo predvsem pline (99%) in prah. V celoti je približno 15% vidne snovi v naši galaksiji sestavljene iz medzvezdnega plina in prahu.[1] Prah v vesolju je astronomom nekoč predstavljal le nevšečnost, ker zakriva objekte, ki bi jih radi opazovali. Ob pričetku infrardeče astronomije pa so se ti prašni delci izkazali za pomembne in bistvene dele astrofizikalnih procesov.[2] 2 Kaj sta medzvezdna snov in ekstinkcija svetlobe 2.1 Definicija medzvezdne snovi in njen nastanek Medzvezdna snov je snov, ki napolnjuje prostor med posameznimi zvezdami. Sestavljajo jo prah in plini (90% vodika, pri ostalih 10% prevladuje helij), kot je razvidno iz slike 1.[1] Slika 1: Slika prikazuje sestavo medzvezdne snovi.[1] Medzvezdni plin vsebuje nevtralne atome in molekule ter nabite delce - ione in elektrone. Plin je izjemno redek s povprečno gostoto približno enega atoma na kubični centimeter.[1] Ta plin se pojavlja večinoma v dveh oblikah: 1. hladni oblaki atomarnega (T = 30 80 K) ali molekularnega vodika (T = 10 20 K) 2. vroč, ioniziran vodik v bližini vročih mladih zvezd (nekaj tisoč stopinj Kelvina) Oblaki hladnega molekularnega in atomarnega vodika predstavljajo material, iz katerega lahko v disku galaksije nastanejo zvezde, če oblaki postanejo gravitacijsko nestabilni in se sesedejo. Taki oblaki ne oddajajo vidnega sevanja, a jih je kljub temu mogoče opaziti.[3] Sevajo namreč v radijskem področju z valovno dolžino 21 cm (tak foton se iz oblakov izseva ob prehodu vodika iz prepovedanega tripletnega stanja v singlentno stanje, kar je mogoče le v redkih in hladnih oblakih).[4]

2 KAJ STA MEDZVEZDNA SNOV IN EKSTINKCIJA SVETLOBE 3 Medzvezdni prašni delci so večinoma velikosti del mikrona, približno toliko kot je velikost valovne dolžine modre svetlobe. So nepravilnih oblik in sestavljeni iz silikatov, ogljika, ledu in/ali železa.[1] Primer medzvezdnega delca prikazuje slika 2. Slika 2: Slika prikazuje medzvezdni prah velikosti 10 mikronov, ki je bil pridobljen s pomočjo U2 letala. Delec je sestavljen iz ogljika in več vrst silikatnih delcev.[5] Verjetno večina prahu v medzvezdno snov preide preko zvezd v asimptotski veji orjakinj z veliko vsebnostjo ogljika ali kisika, čeprav bi lahko imele zaradi več vsebnosti težjih elementov 1 pomembno vlogo tudi supernove. Izotopne anomalije in meteoriti dokazujejo, da se nekaj prahu ustvari v razširjajočih se lupinah supernov, ni pa znano, koliko prahu tam dejansko nastane.[6] Svetloba se od oblakov prahu lahko odbija, kar povzroči nastanek refleksijskih meglic. Če pa je prah dovolj gost, bo popolnoma zastrl svetlobo, tako se pojavijo temna območja. Ti temni oblaki se imenujejo temne meglice, eden bolj znanih primerov je meglica Konjeve glave (slika 3).[1] Slika 3: Meglica konjeve glave, ki se nahaja v Orionovi meglici.[5] 1 Elementi, ki so težji od helija - kisik, ogljik, dušik,...

2 KAJ STA MEDZVEZDNA SNOV IN EKSTINKCIJA SVETLOBE 4 Na svetlobi, ki prehaja skozi oblak prahu, sta vidna dva možna pojava. Zaradi velikosti prašnih delcev se modra svetloba bolj sipa kot ostale. Posledično do nas prispe manj modre svetlobe, torej je svetloba, ki prispe do nas bolj rdeča, kot bi bila brez prisotnosti medzvezdnega prahu. Ta pojav je poznan kot medzvezdno rdečenje in je podoben pojavom, ki povzročijo rdečo barvo sonca ob sončnem zahodu. Hkrati pa je z zvezdo osvetljen oblak od strani videti modre barve. Podoben pojav opazimo na našem modrem nebu, ki modrino dobi, ko se sončna svetloba razprši ob vstopu v Zemljino atmosfero.[1] 2.2 Medzvezdna ekstinkcija svetlobe Pri medzvezdni ekstinkciji svetlobe gre v večjem delu za absorpcijo svetlobe na prašnih delcih v medzvezdni snovi 2, vključuje pa tudi sipanje svetlobe na prašnih delcih 3.[6] Absorpcija zaradi medzvezdnega prahu povzroči rdečenje celotnega spektra zvezde, tako je njen barvni indeks (npr. B V ) drugačen, kot bi bil v primeru, če prahu ne bi bilo.[7] Medzvezdno ekstinkcijo svetlobe lahko razložimo s pomočjo preprostega modela, kjer ima absorpcija konstantne spektralne karakteristike, ki so neodvisne od položaja prahu v galaksiji. Čeprav je ta sklep pri podrobnostih skoraj gotovo napačen, nudi dokaj dobro pregledno sliko ekstinkcije. Koeficient medzvezdne absorpcije definirajmo z a (v splošnem je odvisen od valovne dolžine) in privzemimo, da je totalna izguba energije svetlobe ob prepotovani razdalji r sorazmerna z Vrednost [ r ] exp a(r )dr. 0 τ = r 0 a(r )dr se imenuje optična globina medzvezdne snovi v smeri zvezde. Če se svetloba po prostoru razširja brez izgub energije, sta navidezna gostota svetlobnega toka (l) in absolutna gostota svetlobnega toka (L) povezani z l = L/4πr 2. Ob prisotnosti absorpcije se enačba spremeni v l = (L/4πr 2 )e τ. Če na formuli uporabimo definicije navidezne in absolutne magnitude 4, dobimo rezultat m M = 5 log 10 r 5 + 2.5τ log 10 e. 2 Medzvezdni plin sipa le fotone z določenimi valovnimi dolžinami, ali pa jih absorbira in nato s pomočjo fluorescence zopet emitira. 3 Sipanje svetlobe je opisano v poglavju 4.2. 4 navidezna magnituda m: m = 2.5 log 10 l + K 1 absolutna magnituda M: M = 2.5 log 10 L + K 2, kjer sta K 1 in K 2 dogovorjeni konstanti[7]

3 VRSTE EKSTINKCIJE SVETLOBE 5 Ob prisotnosti absorpcije torej pridobimo člen m = 2.5τ log 10 e = 1.0875τ 5. Medzvezdna absorpcija poveča navidezno magnitudo zvezde za vrednost, ki je sorazmerna optični globini snovi med zvezdo in opazovalcem. Na tak način lahko predstavimo količino medzvezdne absorpcije za vsakega od spektralnih pasov fotometričnega sistema UBV.[7] Razlika efektov absorpcije v spektralnem pasu B ( 440 nm) in spektralnem pasu V ( 550 nm) poveča barvni indeks zvezde, čemur pravimo medzvezdno rdečenje za B V barvni indeks: E(B V ) = (m B m V ) = (m B m V ) rdečeni (m B m V ) dejanski = 1.0857(τ B τ V ). Ker v vidnem območju svetlobe spremembo absorpcije A(λ) v odvisnosti od 1/λ lahko aproksimiramo s premico, to spremembo lahko izrazimo kot A(λ)/A(V ) = 0.68( 1 λ 0.35), kjer se λ meri v mikronih.[8] Vsaka smer gledanja ima svoj zakon ekstinkcije svetlobe oziroma variacijo ekstinkcije svetlobe z valovno dolžino, izraženo z A(λ)/A(V ) (A(λ) predstavlja ekstinkcijo pri poljubni valovni dolžini, A(V ) pa ekstinkcijo pri valovni dolžini 550 nm). Tak način izražanja zakona ekstinkcije ni edinstven; pogosto za to uporabljamo razmerje dveh barv, E(λ V )/E(B V ), kjer je E(λ V ) = A(λ) A(V ).[7] S pomočjo zgornje relacije lahko ocenimo okvirne vrednosti za E(U B) E(B V ) in R V (faktor absorpcije): E(U B) E(B V ) = 1, R V = A(V ) E(B V ) = 3.3. 3 Vrste ekstinkcije svetlobe 3.1 Ekstinkcija svetlobe v kontinuumu 3.1.1 Ekstinkcija svetlobe na difuznem prahu in prahu v zunanjih delih oblakov v vidnem in UV območju svetlobe Za svetlobo med valovnimi dolžinami 330 in 105 nm pri prvi aproksimaciji zakon ekstinkcije svetlobe deluje enoten, lahko pa so prisotna manjša odstopanja na določenih intervalih galaktičnih longitud (galaktična zemljepisna dolžina).[9] Različna območja v galaksiji namreč vsebujejo različno količino oz. gostoto medzvezdne snovi, od tega pa je odvisna medzvezdna ekstinkcija. 5 m M = 5 log 10 r 5

3 VRSTE EKSTINKCIJE SVETLOBE 6 Pri ultravijoličnem zakonu ekstinkcije svetlobe na difuznem prahu 6 in prahu v zunanjih delih oblakov 7 je mogoče opaziti precejšnje razlike med različnimi smermi opazovanja. Vrednost R V je odvisna od okolja smeri, ki jo opazujemo. Če opazujemo v smeri, kjer je medzvezdna snov redkejša, je vrednost za R V dokaj nizka, približno 3.1. Če opazujemo v smeri gostih oblakov, kot sta naprimer molekularna oblaka Bika in Kačenosca, se vrednosti gibljejo med 4 < R V < 6. Kljub temu pa ni mogoče oceniti vrednosti za R V glede na okolje smeri opazovanja; zvezda VI Cyg 12 se na primer nahaja za gostim oblakom prahu, njena vrednost za R V pa znaša R V = 3.1, kar bi lahko pričakovali pri difuznem medzvezdnem prahu.[6] Različnim A(λ)/A(V ) R V 1 relacijam je mogoče prilagajati analitično formulo, ki predstavlja srednji zakon ekstinkcije svetlobe v odvisnosti od R V. Primerjava med izmerjenimi in izračunanimi vrednostmi je predstavljena na sliki 4, same analitične formule pa tu ne bodo opisane.[6] Slika 4: Predstavljeni so trije razredi srednjega zakona ekstinkcije svetlobe. Polne črte predstavljajo podatke, pridobljene s pomočjo analitične formule, črtkane črte pa predstavljajo meritve ekstinkcije svetlobe pri zvezdah s primernimi vrednostmi za R V.[6] Razlike ekstinkcij svetlobe na difuznem prahu in prahu v zunanjih delih oblakov imajo močan vpliv na kakršnekoli napovedi glede fizikalnih okoliščin v oblakih. Na sliki 4 lahko opazimo, da zakoni ekstinkcije svetlobe za prah v zunanjih delih oblakov, torej za R V > 4, rastejo manj strmo pri krajših valovnih dolžinah kot za difuzni prah.[6] To bi lahko razložili z modelom, predstavljenim na sliki 5. Slika prikazuje rezultate simulacije (podrobnosti v viru), ki je poskusila razložiti, kako različni delci prispevajo k obliki spektra medzvezdne ekstinkcije. V simulaciji so bili uporabljeni trije različni tipi delcev: zelo majhni ogljikovi delci (velikosti 12 nm), ki naj bi bili odgovorni za ekstinkcijo v predelu resonance pri 2175 Å, PAH 8 delci 6 Difuzni prah vsebuje do nekaj sto vodikovih atomov na kubični centimeter.[6] 7 Prah v zunanjih delih molekularnih oblakov, ki ga lahko opazujemo v vidnem in UV območju svetlobe.[6] 8 PAH delci (polycyclic aromatic hydrocarbon - PAH) so planarni policiklični aromatski ogljikovodiki.[6]

3 VRSTE EKSTINKCIJE SVETLOBE 7 (velikosti 1.5 nm), odgovorni za ekstinkcijo v daljni UV svetlobi in delci s prevlečenim jedrom (velikosti 90 nm), ki naj bi prispevali k ekstinkciji v vidnem in bližnjem infrardečem območju svetlobe.[10] Slika 5: Slika prikazuje prilagajanje modela delcev zakonu ekstinkcije svetlobe (predstavljen s točkami) pri vrednosti R V = 3.1. Rezultat modela (močna polna črta) je seštevek treh vrst prašnih delcev: (1) majhni ogljikovi delci (črtkana črta), (2) PAH delci (točkasta črta) in (3) delci s prevlečenim jedrom (tanka polna črta). V zgornjem levem kotu je prikazana oblika krivulje rezultatov modela v IR območju svetlobe.[10] 3.1.2 Resonanca pri 2175 Å Najopaznejša spektroskopska značilnost v celotnem merjenem spektru je resonanca, ki se nahaja pri 2175 Å oziroma pri 4.6 µm 1, kar je opazno tudi na sliki 4. Resonanca je prisotna pri vseh vrednostih za R V.[6] Pojav so prvič opazili leta 1960, njegov izvor pa do danes še vedno ni jasen.[2] Kljub temu pa obstaja splošen a neenoten dogovor, da je za resonanco odgovoren grafit oziroma nekoliko slabše urejena oblika ogljika.[6] A resonanca (λ 1 ) je ekstinkcija svetlobe pri valovnem številu λ 1 med 3.3 in 6 µm 1 od katere smo odšteli ozadje - linearno ekstinkcijo, interpolirano med robnima točkama. Pomembne lastnosti za A resonanca (λ 1 ) so: 1. Resonanca je precej močna, zato jo najbrž povzroča material, ki ga je v galaksiji veliko (to je tudi razlog, zakaj večina teorij resonanco pripisuje kot posledico ogljika). Ekvivalentno širino resonance na enoto A(V ) je mogoče izraziti z močjo oscilatorja (oscillator strength), f resonanca, množeno s številom absorbirajočih atomov, N resonanca. Tako je mogoče dobiti srednjo vrednost za N(H)/E(B V ), iz česar sledi N(H)/A(V ). Če izraza delimo, se rezultat glasi N resonanca f resonanca = 9.3 10 6 N(H). Tudi če je tranzicija nenavadno močna (f resonanca 1), lahko dovolj močno absorpcijo nudijo le elementi

3 VRSTE EKSTINKCIJE SVETLOBE 8 C, N, O, Ne, Mg, Si in Fe (če izključimo žlahtne pline razen Ne). Elementi Fe, Si in Mg potrebujejo f resonanca = 0.3, tudi če bi bila celotna količina teh atomov v vesolju sodelovala pri resonanci, za enako f resonanca pa bi zadoščalo 8% ogljika.[6] 2. Položaj ekstrema (λ 0 ) je zelo stabilen, medtem ko so druge lastnosti ekstinkcij svetlobe precej spremenljive. Kjub temu pa so prisotne realne variacije.[11] Grafit, popolnoma urejena in stabilna oblika ogljika, ima svojo resonanco zelo blizu vrednosti 2175 Å, ki ima približno pravo širino in globino za povzročitev te resonance. Majhni delci grafita (polmer < 0.005 µm) različnih velikosti a podobnih oblik bi imeli resonanco pri enaki valovni dolžini ne glede na velikost, medtem ko bi se λ 0 za večje delce premaknila proti daljšim valovnim dolžinam. Skoraj vse teorije nakazujejo, da do resonance zaradi ogljika pride na tak način.[6] Kljub temu pa odsotnost korelacije med širino resonance in njenim centralnim položajem ni mogoče razložiti s teorijami grafitnih delcev s to velikostjo.[11] 3. Širina resonance, izražena kot širina črte na polovici maksimuma, zavzema zelo različne vrednosti, ekstremi nastopajo pri 0.768 µm in 1.62 µm.[6] Širina resonance je močno povezana z okoljem prašnih delcev. Gosta in negibna območja (temni oblaki in refleksijske meglice) povzročajo širše resonance. Difuzna medzvezdna snov in območja, kjer so pred kratkim nastale zvezde, prinesejo ožje črte.[11] 4. Opazovanja ogljikovih zvezd kažejo na to, da se v medzvezdni snovi ne nahaja grafit temveč amorfni ogljik. Morda lahko do majhnega grafita pride s pomočjo izžiganja, ni pa razvidno, kako bi lahko prišlo do nastanka večjih kosov grafita.[6] 3.1.3 Stalna ekstinkcija svetlobe v bližnji infrardeči svetlobi Na sliki 4 so opazne bistvene razlike v zakonih ekstinkcije svetlobe med različnimi smermi opazovanja v območju, ki pokriva vidni in UV del spektra. Morda bi lahko pričakovali prikladno spremembo pri nekoliko daljših valovnih dolžinah, a očitno je spremembe relativno malo.[6] Za večino fotometrije bližnjega infrardečega področja se uporabljajo filtri Johnson J(1.25 µm), H (1.65 µm) in K (2.2 µm). Difuzni prah in prah v zunanjih delih oblakov imata enako vrednost za E(J H)/E(H K), različna opazovanja pa so za E(J H)/E(H K) dobila različne vrednosti.[6] Zakon ekstinkcije svetlobe v bližnjem infrardečem področju se dobro ujema z obliko A(λ)/A(J) = (λ/1.25µm) α. Za α = 1.70 vrednost deluje kot primeren kompromis tako za difuzni prah kot za prah v zunanjih delih oblakov, tako je E(J H)/E(H K) 1.6.[6] Konsistenca zakona ekstinkcije svetlobe v bližnji infrardeči kaže na to, da je porazdelitev velikosti večjih delcev skoraj enaka v vseh smereh.[6] 3.1.4 Ekstinkcija svetlobe v daljni ultravijolični svetlobi Meritve na področju daljne UV svetlobe do pred kratkim niso bile na voljo. Uspešna opazovanja so omogočila obdelavo podatkov iz različnih delov neba in niso vključevala le opazovanja snovi v difuznih oblakih temveč tudi v temnih oblakih in območjih mladih zvezd. Dobljeni

3 VRSTE EKSTINKCIJE SVETLOBE 9 rezultati so potrdili, da je zakon medzvezdne ekstinkcije svetlobe v splošnem dokaj enoličen: krivulja ekstinkcije se v odvisnosti od valovne dolžine dviguje od bližnje infrardeče do bližnje UV svetlobe z izstopajočo resonanco pri 2175 Å, nato pa se ostro vzpne proti daljni UV svetlobi.[10] Še vedno ni popolnoma jasno, kaj povzroča ekstinkcijo svetlobe v daljni ultravijolični svetlobi. Med drugim so možni povzročitelji ekstinkcije zelo majhni grafitni in/ali silikatni delci ali PAH delci. Ker kaže, da med resonanco pri 2175 Å in naraščajočo ekstinkcijo pri daljni UV svetlobi ni korelacije, in ker tudi silikatni delci niso verjetna rešitev, je najverjetnejši kandidat za povzročitelja ekstinkcije PAH delec. Čeprav posamezni PAH delci v UV območju k spektru doprinesejo močne vrhove, bi zmes večih PAH delcev lahko za posledico imela zvezno absorpcijo (ostri pojavi posameznih PAH delcev se nekoliko razlikujejo drug od drugega, tako bi se ti pojavi v zmesi lahko združili v kontinuum).[10] 3.2 7.9 in 18 µm lastnosti silikatov Profili in relativna moč pojavov medzvezdnih silikatov pri 9.7 µm in 18 µm (v pasovih 9.7 µm in 18 µm imajo silikati svoje absorpcijske črte - območji 9.7 µm in 18 µm.) nam nudijo pomembne informacije o lastnostih delcev, ki te pojave povzročajo.[12] Te lastnosti razen resonance v spektru UV niso opazne, veliko pa jih je bilo odkritih v bližnjem infrardečem območju, še posebej pri ledenih prevlekah v molekularnih oblakih.[6] Še posebej natančne omejitve o sestavi, obliki in notranji strukturi delcev dobimo iz podatkov o polarizaciji, saj se te spremembe odražajo v spremembah valovnih dolžin pojavov, spremembah širine in njihove relativne moči.[12] Pri 9.7 µm ima vrh široko in gladko absorpcijsko obliko, ki je posledica enega od vibracijskih stanj Si-O vezi v silikatih, ki je vedno opazna v medzvezdnem prahu, ko je A(V ) dovolj velik. Območje 9.7 µm najdemo v emisijah toplega prahu okoli zvezd, ki obdaja zvezde z visoko vsebnostjo kisika. Tam so težji elementi (Fe, Mg,...) v silikatih v razširjajoči se ovojnici, medtem ko se skoraj ves ogljik združi s kisikom v CO. Pojav 19 µm ni prisoten pri prahu okoli teles z visoko vsebnostjo ogljika, razen v primerih nekaterih prašnih planetarnih meglic, pri katerih so bili delci izločeni ob zgodnejših fazah evolucije zvezd z visoko vsebnostjo kisika. Nekoliko šibkejši a še bolj širok pojav, ki se nahaja pri 18 µm, črta, ki ustreza enemu od vibracijskih stanj Si-O-Si, je viden v prahu okoli zvezd blizu galaktičnega jedra in v molekularnih oblakih. Precej slabše je raziskano območje 18 µm, ki ima okrog 40% intenzitete v primerjavi s silikatnim prispevkom pri 9.7 µm. Območji sta polarizirani pod istim kotom in z istimi amplitudami, kot bi jih pričakovali za silikate.[6] Na temo sestave in oblike delcev obstajajo različne teorije, ki vse uspešno razložijo opaženo obliko krivulje v vidnem in ultravijoličnem področju spektra. Te teorije bi lahko povzeli v (a) teorija delcev s prevlečenim jedrom (core-mantle), kjer so medzvezdni silikatni delci prevlečeni z organskim refrakcijskim materialom ali z hidrogeniziranim ogljikom; (b) teorija golih delcev, kjer so medzvezdni delci brez prevlek in so zgrajeni iz silikatov ali grafita; (c) teorija sestavljenih delcev, kjer so medzvezdni delci konglomerati manjših silikatnih ali z ogljikom bogatih delcev.[12]

4 OSTALI POJAVI 10 3.3 Srednji zakoni ekstinkcije svetlobe Na sliki 6 je predstavljena ocena za zakon ekstinkcije svetlobe opazovanih valovnih dolžin, normalizirana z J ( 1.25 µm) zaradi domneve, da je za λ > 0.9 µm zakon ekstinkcije neodvisen od okolja. Za λ < 0.9 µm sta podana dva stolpca, ki predstavljata srednje vrednosti za difuzni prah (R V = 3.1) in za prah v zunanjih delih oblakov (R V = 5). Razlika med obema je presenetljiva.[6] Slika 6: Medzvezdna ekstinkcija svetlobe in A(λ)/A(J), če je J 1.25 µm a.[6] a A(λ)/A(J) ima za λ > 0.9 µm enako vrednost v vseh smereh opazovanja v mejah napake. Za oceno vrednosti A(λ)/N(H) je potrebno tabelirano vrednost za R V = 3.1 pomnožiti z 1.51 10 22 cm 2 (H atom) 1. b Za λ > 250 µm je potrebno vrednost za 250 µm pomnožiti z (250 µm/λ) 2. 4 Ostali pojavi 4.1 Emisija svetlobe iz prahu 4.1.1 Nedefinirani pasovi v infrardečem področju Difuzni prah povzroča močne nedefinirane emisije svetlobe v infrardečih pasovih (EIP) v območju 3.3 11.3 µm, prav tako pa povzroča kontinuum, povezan s tem pojavom. Povzročitelji EIP so zagotovo pomembni sestavni del medzvezdne snovi. Med glavne lastnosti za EIP štejemo: 1. Najmočnejši pasovi se nahajajo pri 3.3, 6.2, 7.7, 8.6 in 11.3 µm. Te valovne dolžine so tesno povezane z vibracijami C-H ali C-C vezi in aromatičnih struktur. Najpreprostejša

4 OSTALI POJAVI 11 snov, ki lahko povzroči takšne pasove, so PAH delci, čeprav bi take pasove bile zmožne povzročiti tudi druge manj urejene oblike ogljika in vodika. Zmes različnih PAH bi lahko povzročila vse EIP, tako šibke kot močnejše. 2. Difuzna EIP emisija, ki jo je mogoče najti povsod v galaksiji, je odgovorna za 10 20% celotnega sevanja prahu. 3. Pasove je prav tako mogoče najti v planetarnih meglicah, refleksijskih meglicah, območjih H II 9, izvengalaktičnih objektih in v medzvezdnih območjih z visoko vsebnostjo ogljika, ne pa v prahu, ki je nastal s pomočjo objektov z visoko vsebnostjo kisika. Obstaja direktna zveza med razmerjem C/O v planetarnih meglicah in močjo EIP. 4. EIP niso prisotni v območjih, kjer so prisotna zelo močna polja sevanja, iz česar sledi, da nosilce lahko spremeni oziroma uniči intenzivno sevanje. Valovne dolžine λ 7.7 µm EIP so bistveno drugačne v planetarnih meglicah (kjer nosilci na novo nastajajo iz materiala zvezd, bogatih z ogljikom) kot v območjih H II in refleksijskih meglicah (iz katerih prihajajo nosilci v medzvezdni snovi). 5. Posamezni PAH imajo močne diskretne absorpcijske pasove v vidnem polju do UV območja, ti pojavi pa v medzvezdni ekstinkciji svetlobe niso opazni. Ko pa se posamezni PAH zlepijo skupaj v večjo strukturo, dobimo zvezno absorpcijo.[6] 4.1.2 Kontinuumska emisija Kontinuumsko sevanje prahu povzročata dva mehanizma: fluorescenca (povzroča rdeči del kontinuuma) in termalno sevanje. Slednjega je mogoče opaziti v več primerih: v območju 1 60 µm (sledi kratkotrajnemu gretju majhnega delca s fotonom UV); v primeru, ko je λ > 100 µm, kjer energijo nadomesti stalna emisija stabilnih stanj večjih delcev; v območju srednjih valovnih dolžin, kjer sodelujeta oba pojava.[6] 4.2 Sipanje na prahu Lastnosti in sestavo delcev lahko raziskujemo tudi z opazovanjem sipanja na njih. Možno je namreč izračunati sipalni presek pri poljubnem kotu, podobno kot to lahko storimo v primeru ekstinkcije svetlobe. Žal pa so podatki, kot so položaji izvora, sipalnih delcev in opazovalca, zelo pomembni pri določanju dejanske intenzitete sipanega sevanja. Dodatne zaplete za sipano svetlobo v bližnjem infrardečem področju povzroča prisotnost fluorescentne emisije, te pa je v območju λ < 0.5 µm malo.[6] Geometrija sipanja na delcu je v praksi negotova, zato določamo le dve vrednosti sipanja: albedo (delež sipanja pri ekstinkciji svetlobe) in g (povprečna vrednost kosinusa kota, pod 9 Območje H II je oblak žarečega plina in plazme, ki ga osvetljujejo mlade vroče zvezde. Tak oblak lahko doseže premer tudi do več sto svetlobnih let.[2]

4 OSTALI POJAVI 12 katerim se svetloba siplje na delcu). V primeru izotropnega sipanja svetlobe bi veljalo g = 0; če se svetloba sipa pod kotom 0, je g = 1. Sipanje lahko zaznamo v treh primerih: (a) difuzna galaktična svetloba 10 (b) refleksijske meglice z znanim izvorom osvetlitve in (c) sipanje splošnega medzvezdnega sevalnega polja na temnem oblaku, če oblak opazujemo pri dovolj veliki galaktični zemljepisni širini, tako namreč pride do dovolj velikega kontrasta s temnim nebom.[6] Pri difuzni galaktični svetlobi je bolj raziskan vidni del spektra svetlobe. Geometrija sipalcev in izvorov je pri difuzni galaktični svetlobi bolje poznana kot naprimer pri refleksijskih meglicah. Albedo naj bi za valovno dolžino 0.44 µm dosegal vrednosti 0.61 ± 0.07, g pa 0.60 ± 0.22. V vidni svetlobi delci svetlobo sipajo pod dokaj majhnim kotom.[6] Refleksijske meglice so precej svetlejše od difuzne galaktične svetlobe in sipajo svetlobo dobro poznanih mladih zvezd. Žal pa slabše poznamo geometrijo zvezde in sipalcev; položaj posameznega delca glede na izvor in opazovalca sta zelo pomembna za poskus določanja, koliko svetlobe se sipa v smeri opazovalca.[6] Refleksijska meglica NGC 7023 je ena najsvetlejših in najpogosteje preučevanih meglic. Pri tej meglici se svetloba v bližnji in daljni UV svetlobi siplje pod manjšim kotom (g = 0.75) kot v vidnem področju (g = 0.6 0.65). Albedo prahu za λ 140 nm lahko celo presega vrednosti albeda v vidnem področju (a = 0.65).[13] Temni oblak je zaradi sipane svetlobe iz ozadja v vidnem območju osvetljen ob robovih, kar je direktna posledica majhnega kota sipanja vidne svetlobe na delcih. Vrednost za albedo naj bi bila a 0.6, g 0.75.[6] 4.3 Polarizacija Delna polarizacija je posledica propagacije sevanja skozi medzvezdno snov, ki vsebuje poravnane, podolgovate medzvezdne delce. Ti delci so lahko poravnani zaradi prisotnosti magnetnega polja.[14] Polarizacija je diagnostično sredstvo, s katerim preko velikostne porazdelitve dobimo še eno ključno lastnost delcev. Žal pa vsebuje dodatno funkcijo, ki še ni jasna: poravnanost delcev različnih velikosti. Vseeno pa je polarizacija pomembna, ker nudi informacijo o optičnih lastnostih delcev in pogoje, pri katerih se delci lahko poravnajo.[6] Medzvezdna polarizacija doseže svoj vrh v vidnem območju, pojenja pa proti ultravijolični. Ekstrem za λ max sega med 3600 Å in 8900 Å s srednjo vrednostjo nekje pri 5500 Å. Manjši delci so poglavitni pri valovnih dolžinah, krajših od λ max, medtem ko so večji delci pomembnejši pri valovnih dolžinah nad λ max.[15] Za opis odvisnosti medzvezdne polarizacije od valovne dolžine med UV in IR zadošča parameter λ max. To je sorodno z ugotovitvijo, da je ekstinkcijo svetlobe možno opisati z razmerjem med izbranim delom in celotno ekstinkcijo, R V. Med R V in λ max obstaja znana relacija, kar pomeni, da R V lahko najdemo na modri strani λ max.[15] 10 Sipanje na difuznem prahu, ki ga je največ v galaktični ravnini.[6]

5 ZAKLJUČEK 13 Odvisnost polarizacije v vidnem in bližnjem UV območju svetlobe od valovne dolžine lahko opišemo s t.i. Serkowskijevim empiričnim zakonom: P (λ)/p max = exp[ K ln 2 (λ/λ max )]; kjer je P max maksimalna polarizacija, λ max pa valovna dolžina, kjer se pojavi P max. Vrednost za parameter K se sistematično spreminja z λ max : vrednost za λ max je izražena v µm.[10] K 1.66λ max + 0.01, 5 Zaključek Čeprav medzvezdni prah predstavlja majhen masni delež snovi v galaksiji, je njen pomemben sestavni del. Senči vso svetlobo s krajšimi valovnimi dolžinami (razen γ-žarkov), nato pa absorbirano energijo izseva v daljnem infrardečem delu spektra. Obstoj prahu je bistven za kemijske reakcije v medzvezdni snovi, ker zmanjšuje UV sevanje, ki povzroča razpad molekul. Površine prašnih delcev so verjetno odgovorne tudi za druge kemijske reakcije.[6] Veliko odprtih vprašanj v kozmologiji, o strukturi galaksije, o strukturi in evoluciji zvezd ter njihovem nastanku ne bo popolnoma razjasnjenih, dokler ne bomo dobro razumeli medzvezdne ekstinkcije svetlobe.[16]

LITERATURA 14 Literatura [1] The Interstellar Medium, http://www-ssg.sr.unh.edu/ism/what1.html, 2004 [2] Wikipedia, http://en.wikipedia.org/, 2007 [3] Stars, Galaxies, and Cosmology, http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/index. html, 2000 [4] Astronomy Notes, http://www.astronomynotes.com/, 2001 [5] The Interstellar Medium, http://www.nasa.gov/, 2007 [6] J. Mathis, Interstellar Dust And Extinction, Annual Reviews Inc., 1990 [7] R. Bowers, Astrophysics I, Stars, Jones and Bartlett Publishers, Inc., 1984 [8] C. Allen, Astrophysical Quantities, The Athlone Press, 1963 [9] A. Ardberg and B. Virdefors, The Law of Interstellar Absorption in the Wave-number Interval 0.95µ 1 to 3.03µ 1, Astron. & Astrophys., 1982 [10] A. Li, J.M. Greenberg, A unified model of interstellar dust, Astron. & Astrophys., 1997 [11] E. Fitzpatrick, D. Massa, An Analysis of the Shapes of Ultraviolet Extinction Curves, The Astroph. Journal, 1986 [12] J. O Donnell, The Effect of Grain Mantles And Grain Shape upon the 9.7 and 18 Micron Silicate Features, The Astroph. Journal, 1994 [13] A. Witt, J. Petersohn et al, Utlraviolet Imaging Telescope Images of the Reflection Nebula NGC 7023, The Astroph. Journal, 1992 [14] D. Darling, The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, http://www. daviddarling.info/encyclopedia/etemain.html, 2007 [15] A. Code, Interstellar Polarization, http://www.sal.wisc.edu/wuppe/astronomy/ interstellar.html, 1999 [16] M. Trewhella, Dust in Spiral Galaxies, http://spider.ipac.caltech.edu/staff/mxt/ research.html, 1999