Fizyka Ośrodka Międzygwiazdowego
prof. Jacek Krełowski
Urania on-line  ×

 
Spis treści


I. Wiadomości wstępne
  1. Zarys historyczny, pierwsze obserwacje
  2. Obłoki międzygwiazdowe: ciemne, emisyjne, refleksyjne
  3. Gorące gwiazdy jako źródło energii mgławic emisyjnych, bezpośrednie sąsiedztwo ciemnych globul i materii zjonizowanej
  4. Rozmieszczenie materii rozproszonej w Galaktyce; obrót materią pomiędzy gwiazdami i ośrodkiem; granica Oorta
  5. Materia międzygwiazdowa w innych galaktykach spiralnych
II. Osłabienie światła odległych gwiazd w widmie ciągłym
  1. Zjawisko ekstynkcji: ciemne obłoki, zależność od barwy (długości fali)
  2. Krzywa ekstynkcji, podstawowe pojęcia, dostępność danych dla różnych przedziałów długości fal
  3. Metody otrzymywania krzywych ekstynkcji: metoda par, metody skuteczne dla gromad lub asocjacji
  4. Storunek ekstynkcji całkowitej do selektywnej; próby parametryzacji prawa ekstynkcji; ekstynkcja całkowita
  5. Zróżnicowanie prawa ekstynkcji (linki do opublikowanych atlasów)
  6. Całkowita ekstynkcja a problem jasności absolutnych gwiazd typów OB; paralaksa spektroskopowa
  7. Polaryzacja światła gwiazd; pole magnetyczne w Galaktyce
III. Pochodzenie ekstynkcji i polaryzacji
  1. Ziarna pyłu jako wydajne źródło absorpcji i rozpraszania światła; wydłużone kształty i uporządkowany rozkład ziaren niezbędne dla polaryzacji
  2. Postulowane rozmiary ziaren, koniecznych dla wywołania zjawiska poczerwienienia i polaryzacji; rozkład średnic
  3. Ograniczenia nałożone na skład chemiczny ziaren ze strony „cosmic abundance”; rola węgla i tlenu
  4. Procesy powstawania ziaren, struktura krystaliczna, zanieczyszczenia
  5. Przenoszenie wyników eksperymentów laboratoryjnych na warunki przestrzeni międzygwiazdowej
  6. Postulowane kształty i zasadnicze cechy strukturalne ziaren
  7. Źródła ziaren obecnych w obłokach międzygwiazdowych; skład izotopowy
IV. Atomowy gaz międzygwiazdowy
  1. Specyfika ośrodka skrajnie rozrzedzonego, długi czas pomiędzy zderzeniami
  2. Obserwacje linii stacjonarnych o skrajnie wąskich profilach (przykłady)
  3. Linie rezonansowe dostępne w zakresie widzialnym i w dalekim ultrafiolecie (przykłady); w zakresie radiowym — w szczególności HI (21cm)
  4. Różne rozmieszczenie gazów obserwowanych wzdłuż tej samej linii widzenia w przestrzeni (związek linii CaII z odległością)
  5. Rozmaitość profili linii widocznych wzdłuż jednej linii widzenia (efekt Dopplera, rozciągnięcie drogi formowania linii CaII)
  6. Relacje linii gazu i nadwyżek barwy
  7. Obfitości pierwiastków w stanie gazowym (na podstawie obserwacji w UV); znaczne zubożenia metali — najprawdopodobniej wmrożonych w ziarna
V. Molekuły w przestrzeni międzygwiazdowej
  1. Odkrycie — skrajnie wąskie linie wolnych rodników o strukturze polarnej (przykłady); wpływ składu chemicznego na wykrywanie struktur widmowych
  2. Rozmieszczenie molekuł a rozmieszczenie gazu atomowego (np. CH vs. CaII i KI); dysocjacja molekuł w ośrodku napromieniowanym fotonami UV
  3. Molekuły homonuklearne (H2, C2); trudności obserwacyjne
  4. Złożone związki wykrywane dzięki rotacyjnym przejściom w molekułach polarnych — efekt selekcji
  5. Trudności wykrycia relacji pomiędzy molekułami wykrywanymi dzięki emisjom radiowym i — dzięki absorpcjom w zakresie widzialnym
  6. Rozmyte linie międzygwiazdowe — przegląd obserwacyjny
  7. Hipotezy tłumaczące pochodzenie linii rozmytych; podejrzane — „egzotyczne” stany złożonych molekuł
  8. Eksperymenty z widmami molekuł a obserwacje (matryce, widma w stanie gazowym)
  9. Relacje pomiędzy natężeniami linii rozmytych, molekularnych i atomowych (podobne rozmieszczenie niektórych nośników)
  10. Relacje pomiędzy natężeniami linii rozmytych i wielkością ekstynkcji międzygwiazdowej (nadwyżki barwy bądź ekstynkcja całkowita)
  11. Reakcje chemiczne w przestrzeni międzygwiazdowej; rola ziaren pyłu (np. H2); „wytrzymałość” dużych molekuł
  12. Ciągi reakcji chemicznych w stanie gazowym
VI. Jasne mgławice
  1. Mechanizmy świecenia mgławic emisyjnych (rekombinacje atomów w jakiś czas po fotojonizacji, kaskady przejść)
  2. Sfery Strömgrena — jasne granice pomiędzy obszarami HI i HII
  3. Mgławice planetarne — symetryczne obszary HII wokół wyewoluowanych gwiazd
  4. Przejścia rekombinacyjne pomiędzy wysokimi poziomami wzbudzenia w atomach (obserwacje radiowe)
  5. Przejścia wzbronione — interpretacja
  6. Linie emisyjne anomalnie silne
VII. Powstawanie gwiazd
  1. Materia międzygwiazdowa (obszary HI) jako surowiec na młode gwiazdy
  2. Kryterium Jeans'a
  3. Rola pyłu w kolapsie grawitacyjnym
  4. Fragmentacja kolapsującego obłoku (problem otwarty)
  5. Droga protogwiazdy ku ciągowi głównemu na diagramie H-R
  6. Obecność dysków wokół protogwiazd (obserwacje); wypływy bipolarne
  7. Funkcja mas powstających gwiazd
VIII. Ogólny obraz ośrodka międzygwiazdowego
  1. Obserwacje wzdłuż linii widzenia (schemat)
  2. Przegląd widma obszaru HI, dostępność poszczególnych zakresów dla obserwacji; dostępna precyzja obserwacji
  3. Problemy przestrzennego powiązania obserwowanych wzdłuż linii widzenia struktur widmowych
  4. Rola historii w formowaniu widm poszczególnych obłoków
  5. Wpływ środowiska na widmo obłoku
  6. Problemy związane z naszym położeniem w Galaktyce
  7. Ośrodek międzygwiazdowy w innych galaktykach
IX. Problemy otwarte
  1. Pochodzenie i ewolucja ziaren pyłu
  2. Powstawanie złożonych molekuł
  3. Pochodzenie rozmytych linii międzygwiazdowych
  4. Obieg materii w Galaktyce
  5. Powstawanie obłoków i ich ewolucja
  6. Opis ośrodka jako całości



prof. Jacek Krełowski Spis treści

Centrum Astronomii UMK
Uniwersytet Mikołaja Kopernika w Toruniu
e-mail: jacek@astri.uni.torun.pl

 


Do ściągnięcia:
ims-toc.doc (Word) ims-toc.pdf (Acrobat Reader) ims-toc.ps (PostScript)

.: urania.pta.edu.pl :.  © „Urania – Postępy Astronomii”  www: Marek Gołębiewski