Наскільки холодний міжзоряний простір?

Обширність простору приносить мені відчуття холодності, хоча я ніколи цього не відчував, хоча цього хочу. Наскільки холодний міжзоряний простір (в середньому)? Як це навіть вимірюється? Я маю на увазі, що ви не можете просто вставити термометр у космос, правда?

Ви можете вставити термометр у космос, і якщо це супертехнологічний, він може показати вам температуру газу. Але оскільки міжзоряне середовище (ISM) настільки розведене, звичайний термометр випромінює енергію швидше, ніж може поглинати її, і, таким чином, він не досягне теплової рівноваги з газом. Він не охолоне аж до 0 К, оскільки космічне мікрохвильове випромінювання не дозволить йому охолонути далі 2,7 К, як описав Девід Хаммен.

Термін "температура" - це міра середньої енергії частинок газу (існують інші визначення, наприклад, для радіаційного поля). Якщо газ дуже тонкий, але частинки рухаються з тією ж середньою швидкістю, як, скажімо, на поверхні Землі, газ все ще має температуру, скажімо, 27ºС або .$300\,\mathrm{K}$

ISM складається з декількох різних фаз, кожна з яких має свої фізичні характеристики та початок. Можливо, три найважливіші фази - це (див., Наприклад, Ferrière 2001 ):

Зірки народжуються в щільних молекулярних хмарах з температурою всього 10-20 К. Для того, щоб зірка утворилася, газ повинен бути здатний гравітаційно розвалюватися, що неможливо, якщо атоми рухаються занадто швидко.

Молекулярні хмари самі утворюються з нейтрального, тобто не іонізованого газу. Оскільки більша частина газу є воднем, це означає, що у нього температура приблизно , вище якої водень має тенденцію до іонізування.$10^4\,\mathrm{K}$

Газ, який накопичується на галактиці на своїх ранніх фазах, як правило, має набагато більшу температуру, приблизно . Крім того, радіаційний зворотний зв'язок від гарячих зірок (O і B), а також кінетична та випромінювальна енергія, що вводиться вибухами наднової, іонізують і нагрівають бульбашки теплового газу. Цей газ містить гаряче іонізоване середовище.$10^6\,\mathrm{K}$

Причиною того, що ІСМ настільки різко поділяється на фази, на відміну від просто гладкої суміші частинок різного роду енергій, є те, що газ охолоджується різними фізичними процесами, які мають досить температурну ефективність. "Охолодження" означає перетворення кінетичної енергії частинок у випромінювання, яке здатне покинути систему.

Дуже гарячий газ повністю колізійно іонізований і, таким чином, охолоджується головним чином через вільний електрон, що випромінює Bremsstrahlung. Цей механізм стає неефективним нижче .$\sim10^6\,\mathrm{K}$

Між і , рекомбінації (тобто електрони, що потрапляють в іони), і колізійне збудження і подальше знезбудження призводять до викиду, виводячи енергію з системи. Тут важлива металічність газу, оскільки різні елементи мають різний рівень енергії.10 $10^4\,\mathrm{K}$$10^6\,\mathrm{K}$$^\dagger$

При нижчих температурах газ майже повністю нейтральний, тому рекомбінації перестають мати будь-який вплив. Зіткнення між атомом водню стають надто слабкими, щоб збуджувати атоми, але якщо молекули чи метали присутні, це можливо через тонкі / гіпертонкі лінії та обертальні / коливальні лінії відповідно.

Загальне охолодження - це сума всіх цих процесів, але буде домінувати один або кілька процесів при заданій температурі. На рисунках нижче Сазерленд і Допіта (1993) показані основні процеси охолодження (зліва) та основні елементи охолодження ( справа ), як функція температури:

Товста лінія показує загальну швидкість охолодження. На малюнку нижче, з цього ж паперу, показано загальну швидкість охолодження для різних металів. Металічність - це логарифмічна шкала, тому [Fe / H] = 0 означає металічність сонячної енергії, а [Fe / H] = –1 означає в 0,1 рази сонячну металічність, тоді як «нуль» - нульова металічність.

Оскільки ці процеси не охоплюють однаковою мірою повний діапазон температур, газ, як правило, досягає певних «плато» в температурах, тобто буде зайняти певні конкретні температури. Коли газ охолоджується, він стискається. Із закону ідеального газу, ми знаємо , що тиск пропорційна добутку щільності і температури . Якщо в ІСМ є рівновага тиску (що не завжди, але в багатьох випадках є хорошим припущенням), то є постійним, і, отже, посилка гарячого іонізованого газу охолоджується від до , вона повинна стиснути, щоб збільшити її щільність в разівн Т н Т 10 $P$$n$$T$$nT$10 $10^7\,\mathrm{K}$10 $10^4\,\mathrm{K}$$10^3$. Таким чином, прохолодніші хмари менші та щільніші, і таким чином ISM ділиться на різні фази.

Отже, підсумовуючи, міжзоряний простір не такий холодний, як ви можете подумати. Однак, будучи надзвичайно розрідженим, важко передавати тепло, тому якщо ви покинете свій космічний корабель, ви випромінюєте енергію швидше, ніж зможете поглинати її з газу.

$^\dagger$ _{В астрономії термін «метал» відноситься до всіх елементів, які не є воднем або гелієм, а «металічність» - частка газу, що складається з металів.}

Назва питання задає питання про міжзоряний простір, але тіло запитує про міжзоряне середовище. Це два дуже різні питання. Температура міжзоряного середовища коливається в широких межах - від кількох кельвінів до понад десяти мільйонів кельвінів. За всіма даними, переважна більшість міжзоряних середовищ є як мінімум "теплими", де "теплий" означає кілька тисяч кельвінів.

Я маю на увазі, що ви не можете просто вставити термометр у космос, правда?

Можна, якщо у вас є технологія Star Trek або Star Wars . Якщо припустити, що термометр лампочки в старому стилі випустили на місце, віддалене від зірки, температура цього термометра знизиться досить швидко, зрештою стабілізуючись на рівні приблизно 2,7 кельвіна.

Що стосується макроскопічного об'єкта, такого як термометр старого типу або людина в скафандрі, то велика різниця між температурою міжзоряного простору і температурою міжзоряного середовища. Навіть якщо місцеве міжзоряне середовище знаходиться в мільйонах кельвінів, цей макроскопічний об'єкт все одно охолоне до приблизно 2,7 кельвіна, оскільки немає жодної речовини для цього гарячого міжзоряного середовища. Щільність міжзоряного середовища настільки дуже-дуже низька, що втрати радіації повністю домінують над провідністю середовища. Міжзоряне середовище може бути дуже гарячим саме тому, що він є газом (гази трохи дивні), і тому, що він надзвичайно малий (надзвичайно десяткові гази виходять за рамки дивних).

Ще одне подальше ускладнення. Можна встановити "холодильники" в міжзоряному просторі. Це ситуації, які фактично протилежні мазерам - енергетичні рівні матеріалу, що займається (у цьому випадку формальдегіду) можуть поводитись так, ніби вони крутіші, ніж навколишнє середовище. Як результат, ви можете побачити формальдегід в поглинанні на тлі космічного НВЧ.

Ще один приклад того, що при низькій щільності міжзоряного простору ви повинні подивитися на деталі того, як поводяться окремі атоми та молекули, оскільки вони лише погано пов'язані зіткненнями з оточенням. І це робить деякі акуратні ефекти.

Це історично важливе питання, і я думаю, що варто додати трохи цієї історії до чудових відповідей, наведених вище. Історія ілюструє фізичний зміст " температури космосу ". У 1940 р. Маккеллар (PASP, т. 52. p187) визначив деякі дивні міжзоряні лінії, раніше Адамсом бачив у спектрі зірки, як лінії, зумовлені обертанням молекул CN та CH. Ці рядки були на той час унікальними.

Їх відносну інтенсивність можна було зрозуміти лише в тому випадку, якщо обертання (тобто спін) відбулося внаслідок зіткнення молекул з фотонами при температурі 2,7 К. Через рік він переглянув це до 2.3K. З очевидних причин він називав це " температурою віджиму ": температурою, отриманою від спінінг-молекул. Жодне інше джерело не підказувало себе, і лише в 1966 році, після відкриття космічного випромінювання фону, Маккеллар інтерпретація була пов'язана з космічним фоновим випромінюванням у 2,725K. Маккеллар знайшов " термометр у космосі ".

За іронією долі, Хойл в 1950 році розкритикував погляд на Гамова в 1949 р. На гарячий великий удар, сказавши, що теорія Ґамова забезпечить більш високу температуру в просторі, ніж дозволено аналізом Маккеллара.

Космічний фон нейтрино знаходиться при температурі ~ 1,95 К, нижче температури фотонів космічного фону на 2,7 К. Тут немає невідповідності, оскільки ті нейтрино колись були в рівновазі з фотонами, перш ніж фотони нагрівалися знищитими електронами (~ 1 секунда після великого удару). Втрата електронів змусила нейтрино відключатися від фотонів у цій точці і вже не перебуває у рівновазі.

Отже, "температура космосу" залежить від того, ви цитуєте фотонну або нейтринну температуру, а те, що ви вимірюєте, залежить від того, який термометр ви використовуєте. Викривлення простору часу також може бути пов’язане з температурою, але це вже інша історія.