ვარსკვლავთშორისი სივრცე: განსხვავება გადახედვებს შორის

არ არის რედაქტირების რეზიუმე
No edit summary
ვარსკვლავთშორისი სივრცე გაჯერებულია მრავალი ფაზით, რომელიც განირჩევა მატერია იონურია, ატომური თუ მოლეკულური, და [[ტემპერატურა|ტემპერატურითა]] და [[სიმკვრივე|სიმკვრივით]]. ვარსკვლავთშორის სივრცეში ძირითადად შედის [[წყალბადი]], რომელსაც მოჰყვება [[ჰელიუმი]] [[ნახშირბადი]]ს, [[ჟანგბადი]]სა და [[აზოტი]]ს მცირე რაოდენობით.<ref>{{Cite journal|url = http://www.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev.pc.46.100195.000331|title = Chemistry in The Interstellar Medium|last = Herdst|first = Eric|date = 1995|journal = Annual Review Physical Chemistry|accessdate = 2014-10-24|doi = 10.1146/annurev.pc.46.100195.000331|pmid = }}</ref> ამ ფაზებს შორის თერმული [[წნევა|წნევები]] უხეშ წონასწორობაშია ერთმანეთთან. [[მაგნიტური ველი|მაგნიტური ველები]] და ტურბულენტური მოძრაობები ასევე წარმოქმნის წნევას ვშს-ში და ჩვეულებრივ დინამიკუად თერმულ წნევაზე ბევრად მნიშვნელოვანია.
 
ყველა ფაზაში ვარსკვლავთშორისი სივრცე უკიდურესად გათხელებულია. ვშს-ს გრილ და მკვრივ რეგიონში მატერია ძირითადად მოლეკულურ ფორმაშია და მისი სიმკვრივე 106 მოლეკულაა კუბურ სანტიმეტრზე, ხოლო ცხელ, დიფუზურ რეგიონებში მატერია უმეტესად იონიზირებულია და სიმკვრივე 10<sup>-4</sup> იონია კუბურ სანტიმეტრზე. შედარებისთვის, ერთ კუბურ სანტინეტრ [[ჰაერი|ჰაერში]] 10<sup>19</sup> მოლეკულაა, ხოლო ლაბორატორიაში არსებულ ვაკუუმის კამერაში —10<sup>10</sup>. ვშს-ს მასის 99% აირის ნებისმიერი ფორმაა, ხოლო დანარჩენი 1% მტვერია.<ref name=Boulanger>{{cite conference | author = Boulanger, F.; Cox, P.; and Jones, A. P. | title = Course 7: Dust in the Interstellar Medium | booktitle = Infrared Space Astronomy, Today and Tomorrow | year = 2000 | editor = F. Casoli, J. Lequeux, & F. David | pages = 251 | bibcode=2000isat.conf..251B}}</ref> აირის ატომების 91% [[წყალბადი]]ა, 9% კი [[ჰელიუმი|ჰელიუმს]] უკავია. სულ რაღაც 0,1% უკავია წყალბადსა და ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებს,<ref name=Ferriere2001>[[#Ferriere2001|Ferriere (2001)]]</ref> რომლებსაც [[ასტრონომია]]ში „მეტალები“ ეწოდება. მასით 70% წყალბადს უკავია, 28% ჰელიუმს და 1,5% „მეტალებს“. წყალბადი და ჰელიუმი თავდაპირველი [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|ნუკლეოსინთეზის]] შედეგია, ხოლო მათზე მძიმე ელემენტები ვშს-ში ძირითადად ვარსკვლავური ევოლუციის შედეგად წარმოქმნილია.
 
ვარსკვლავთშორისი სივრცე გადამწყვეტ როლს თამაშობს [[ასტროფიზიკა]]ში, რადგან მას შუალედური როლი აქვს [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავურ]] და [[გალაქტიკა|გალაქტიკურ]] მასშტაბებზე. [[ვარსკვლავები]] ვშს-ს ყველაზე მკვრივ რეგიონებში, [[მოლეკულური ღრუბლები|მოლეკულურ ღრუბლებში]] წარმოიქმნება და ვშს-ს ავსებს მატერიითა და ენერგიით [[პლანეტური ნისლეული|პლანეტური ნისლეულებით]], [[ვარსკვლავური ქარი|ვარსკვლავური ქარებითა]] და [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახალი ვარსკვლავებით]]. ეს ურთიერთქმედება [[ვარსკვლავი|ვარსკვალვებსა]] და ვშს-ს შორის საშუალებას იძლევა, განისაზღვროს ტემპი, რომლითაც [[გალაქტიკა]] მის აიროვან შიგთავსს მოიხმარს და, აქედან გამომდინარე, მისი ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესების ხანგრძლივობას.