Medium antara najam

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Jump to navigation Jump to search
Pengagihan hidrogen terion (dikenali oleh ahli-ahli astronomi sebagai H II dari istilah spektroskopi lama) di bahagian medium interstelar Galaktik yang boleh dilihat dari hemisfera utara Bumi seperti yang diperhatikan dengan Wisconsin Hα Mapper (Haffner dll. 2003)

Dalam astronomi, medium antara najam (atau antarnajam), medium antara bintang (atau antarbintang) atau medium interstelar (interstellar medium, ISM) adalah jisim yang wujud dalam ruang antara sistem-sistem bintang dalam galaksi. Perkara ini termasuk gas dalam bentuk ion, atom, dan molekul, debu, dan sinar kosmos. Ia mengisi ruang antara bintang dan berpadu dengan lancar ke dalam persekitaran angkasa intergalaktik. Tenaga yang mendiami isipadu yang sama, dalam bentuk sinaran elektromagnet, adalah medan radiasi antara najam.

Medium sebegini terdiri daripada pelbagai fasa yang dibezakan sama ada bahan tersebut ada sifat berion, beratom atau bermolekul, serta juga suhu dan kepadatan bahan. Ia datang terutamanya daripada komponen hidrogen diikuti oleh helium dengan jumlah surih karbon, oksigen, dan nitrogen yang relatif terhadap hidrogen.[1] Tekanan termal fasa ini berada dalam keseimbangan kasar antara satu sama lain. Medan magnet dan gerakan bergelora juga memberi tekanan kepadanya, dan aspek ini biasanya lebih penting secara dinamik daripada tekanan terma.

Dalam semua fasa, medium antara najam adalah sangat lemah berbanding piawaian biasa di Bumi. Dalam kawasan ISM yang sejuk dan padat, jirim terutamanya dalam bentuk molekul, dan mencapai kepadatan angka 106 molekul per cm3 (1 juta molekul per cm3). Di kawasan ISM yang panas dan meresap, jirim diionkan, dan kepadatannya boleh serendah 10-4 ion per cm3. Bandingkan dengan ketumpatan nombor kira-kira 1019 molekul per cm3 untuk udara di paras laut, dan 1010 molekul per cm3 (10 bilion molekul per cm3) untuk ruang kebuk vakum tinggi. Dengan jisim, 99% daripada ISM adalah gas dalam bentuk apa pun, dan 1% adalah habuk.[2] Daripada gas di ISM, sebanyak 91% atom hidrogen dan 9% adalah helium, dengan 0.1% atom unsur-unsur yang lebih berat daripada hidrogen atau helium,[3] dikenali sebagai "logam" dalam istilah astronomi. Dengan jisim ini, jumlahnya adalah 70% hidrogen, 28% helium, dan 1.5% elemen yang lebih berat. Hidrogen dan helium adalah terutamanya hasil daripada nukleosintesis primordial, manakala unsur-unsur yang lebih berat dalam ISM kebanyakannya hasil pengayaan dalam proses evolusi bintang.

ISM memainkan peranan penting dalam ilmu astrofizik dengan tepat kerana peranan pertengahan antara skala bintang dan galaksi. Bintang membentuk dalam kawasan terpadat ISM, awan molekul, dan menambah ISM dengan bahan dan tenaga melalui nebula planet, angin bintang, dan supernova. Interaksi ini membantu menentukan kadar di mana galaksi memecah kandungan gasnya, justeru jangka hayat pembentukan bintang aktif.

Voyager 1 tiba di ISM pada 25 Ogos 2012, menjadikannya objek buatan pertama dari Bumi untuk berbuat demikian. Plasma dan debu antara bintang akan dipelajari sehingga misi berakhir pada tahun 2025.


Jirim antara najam[sunting | sunting sumber]

Jadual 1 menunjukkan pecahan ciri-ciri komponen ISM dalam Bima Sakti.

Jadual 1: Komponen medium antara najam
Komponen Isi padu
pecahan
Tinggi
skala
(pc)
Suhu
(K)
Kepadatan
(zarah/cm3)
Keadaan hidrogen Teknik utama pemerhatian
Awan molekul < 1% 80 10–20 102–106 molekul Garis serapan dan pancaran molekul radio dan infra merah
Medium neutral sejuk (CNM) 1–5% 100–300 50–100 20–50 atom neutral Garis serapan H I 21 cm
Medium neutral hangat (WNM) 10–20% 300–400 6000–10000 0.2–0.5 atom neutral Garis pancaran H I 21 cm
Medium terion hangat (WIM) 20–50% 1000 8000 0.2–0.5 terion Pancaran dan sebaran pulsar
Kawasan H II < 1% 70 8000 102–104 terion Pancaran dan sebaran pulsar
Gas korona
Medium terion panas (HIM)
30–70% 1000–3000 106–107 10−4–10−2 terion
(logam juga sangat terion)
Pancaran sinar-X; garis serapan logam sangat terion,
terutamanya dalam ultraungu

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Herbst, Eric (1995). "Chemistry in The Interstellar Medium". Annual Review of Physical Chemistry. Bibcode:1995ARPC...46...27H. doi:10.1146/annurev.pc.46.100195.000331. Dicapai 2014-10-24. 
  2. ^ Boulanger, F.; Cox, P.; Jones, A. P. (2000). "Course 7: Dust in the Interstellar Medium". Infrared Space Astronomy, Today and Tomorrow. m/s. 251.
  3. ^ (Ferriere 2001)

Pautan luar[sunting | sunting sumber]