21cm 수소선
package.lua 80번째 줄에서 Lua 오류: module 'Module:Namespace detect/data' not found. package.lua 80번째 줄에서 Lua 오류: module 'Module:Message box/localize' not found. 성간공간에 널리 퍼져있는 중성수소를 운이 좋게도 확인할 수 있다. 21-cm 특정 전파 파장대역을 통해서 이것은 관측되어질 수 있다. 21cm 중성수소선은 원자의 핵에서 전자의 스핀 뒤집힘과 양성자 사이의 관계에 의해서 생성되어진다. 전자와 양성자는 각각 내부 스핀 각운동량을 보유하고 있다. 그 각운동량은 두 가지 가능한 방향을 가지는 z방향 성분에 의한 것이다. 이 두가지 방향 각운동량은 m_s=+-1/2 에 해당하는 스핀양자수의 값에 대해서 허용되어진다. 입자들이 전기적으로 하전되어있기 떄문에 그것들의 본질적인 스핀은 막대자석과 같은 쌍극자 자기장을 형성한다. 만약 전자와 양성자의 스핀이 같은 방향(정렬)이라면, 반대 방향으로 정렬해있을때보다 약간 높은 에너지준위를 가진다. 그 결과, 만약 전자 스핀이 젖혀져 역정렬(anti arranged)상태가 된다면, 원자의 에너지는 잃을것이다. 만약 스핀 뒤집힘이 다른 원자의 충돌에 의한 것이 아니라면, 광자가 방출될 것이다. 물론 광자는 또한 수소 원자가 양성자와 전자가 같은 방향으로 정렬되어지면서 흡수되어질 수도 있다. 그 스핀 역전과 관련된 광자의 파장은 21.1cm이다. 이는 1440MHz에 해당한다.
각각의 수소 원자로부터 21cm 광자의 방출은 극도로 확률이 낮다. 우선 들뜬 상태로 되면, 원자가 광자를 방출하기 전까지 평균적으로 몇백만년이 걸린다. 이러한 자발적인 방출과 경쟁하는 것은 들뜸과 되가라앉음을 일으키는 수소 원자들간의 충돌이다. 밀도가 낮은 성간공간의 낮은 밀도의 환경에서 충돌은 수백년의 단위로 일어난다. 비록 이것이 자연적인 되가라앉음 시간척도보다 짧지만, 통계적으로 자연적 천이를 만드는것이 여전히 가능하다. 그에 반해, 지구의 완벽한 진공 연구실은 ism에서 알려져있는 밀도보다 훨씬 크다. 이것은 충돌 확률이 실험실에서 상당히 크다는것을 의미하고, 사실상 그것들이 21cm 방출선을 복사하기 전에 비해 모든 원자들이 되가라앉음상태임을 의미한다. 21cm 방출선의 존제는 1940년대에 예언되어졌고 1951년에 처음으로 관측되었다. 때문에 이것은 H I 밀도와 위치를 지도화하고, 도플러 효과를 이용해서 각속도를 측정하고, 제만효과를 이용해서 자기장을 추정하는데 중요한 툴이 되었다. 21cm 방출선은 특히 은하의 구조와 운동학적 양을 결정하는데 가치가 있다.
비록 H I 이 전적으로 풍부하지만, 개개의 원자들로부터의 21cm 방출선의 희귀성은 우주 전역에 걸쳐서 이 선의 중심이 광학적으로 얇게 남아있을 수 있다는 것을 의미한다. 라인의 형태는 가우스 분포로 추정되진다. 이는 그림 9.19의 도플러 선과 비슷한 형태이다. 중심부에서 광학적 깊이는 다음과 같이 주어진다.
식 12.7
N_H는 H I 의 밀도이다. T는 가스의 온도이다. 그리고 델타 브이는 반파장 최대치의 폭이다(km/s, 이는 도플러효과에 의해서 델타 파장은 델타 velocity 로 표현되어질 수 있다.)
21 중성수소선이 광학적으로 얇은 한 광학적 깊이는 수소의 밀도에 비례한다. H I 구름의 분산에 대한 연구는 온도를 30K 에서 80K, 개수밀도를 10^8m^-3~8*10^8m^-3, 질량은 1-100 태양질량을 나타낸다.
같은 시야에서 같은 선을 통과함에 따라서 타우_H와 A_v를 비교는 N_H가 일반적으로 N_d와 비례한다는 것을 나타낸다.(A_v<1일때) 이러한 먼지와 가스가 ISM 전반에 걸쳐서 균일하게 퍼져있다는것을 제안한다. 그러나, A_v>1 일 때 이 상관관계는 무너진다. 먼지의 밀도가 늘어남에 따라 H I 밀도는 더이상 증가하지 않는다. 분명하게, 다른 물리적 과정들은 먼지가 광학적으로 두꺼워질때 수반되어진다.
광학적으로 두꺼운 먼지구름은 수소를 자외선 복사로부터 보호한다. 이러한 방어막의 결과는 수소 분자가 uv 광선 흡수에 의해 분리되어지지 않고 형태를 유지할 수 있게 해준다. 먼지는 수소 분자의 형성 비율을 높일 수 있다. 이러한 증대는 2가지 이유에 의해서 발생한다. 1. 먼지 입자들은 성간공간에서 우연한 만남을 요구하는 것보다는 수소 원자들이 만날 수 있는 공간을 표면에 제공한다. 2. 먼지들은 원자들이 안정된다면 반드시 해방되어야 하는 구속 에너지를 제공한다. 이러한 해방된 에너지는 먼지입자들을 달구고, 수소 분자를 형성되어진 공간에서 쫒아낸다. 만약 수소 원자의 밀도가 충분히 크다면, 이것은 또한 수소 분자를 자외선으로부터 막아줄 수 있다. 결과적으로 분자 구름은 H I 의 껍질로 둘러싸여있다.
참고 문헌[편집]
- An introduction to Modern Astrophysics, second eddition, carrol, ostile 405-406p
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