Physics of Thermal Gaseous Nebulae: Physical Processes in Gaseous Nebulae

سحابی‌های گازی فرصت‌های برجسته‌ای را برای فیزیکدانان اتمی، طیف‌نگاران، متخصصان پلاسما، و ناظران و نظریه‌پردازان برای مطالعه گازهای یونیزه ضعیف شده ارائه می‌دهند. این سحابی ها اغلب غبارآلود هستند و توسط میدان های تشعشعی و ضربه ها گرم می شوند. آنها پدیده های کوتاه مدتی در مقیاس یک عمر ستاره ای هستند، اما ترکیبات شیمیایی و سینماتیک درونی آنها ممکن است سرنخ های مهمی را برای مراحل پیشرفته تکامل ستارگان ارائه دهد. مطالب ارائه شده در اینجا بر اساس سخنرانی هایی است که در دانشگاه میشیگان، دانشگاه کوئینزلند، دانشگاه کالیفرنیا، لس آنجلس، و به شکل اختصاری بیشتر در موسسه رامان، در Scuola Internazionale di Trieste و جاهای دیگر ارائه شده است. بیشتر آن در اصل از مجموعه "فرایندهای فیزیکی در سحابی های گازی" گرفته شده است که در رصدخانه کالج هاروارد در اواخر دهه 1930 آغاز شد. من سعی کرده‌ام بر فیزیک اساسی مکانیسم‌های درگیر تأکید کنم و برخی از عدم قطعیت‌هایی را که زیربنای محاسبات بسیاری از پارامترهای اساسی است، ذکر کنم. تأکید بر پلاسمای یونیزه شده با دمای الکترون معمولاً در همسایگی 10، OOOoK است. گرد و غبار و سایر مواد تشکیل دهنده جزء سرد محیط بین ستاره ای به طور خلاصه از نقطه نظر ارتباط آنها با پلاسمای داغ مناطق H II و سیاره ها مورد بررسی قرار می گیرند. تعیین ترکیب شیمیایی برای سحابی ها با جزئیات مورد بحث قرار می گیرد، در حالی که بخش آخر به تفاسیر فراوانی عنصر در چارچوب تکامل ستارگان و هسته زایی می پردازد. سحابی های گازی فرصت های جذابی را برای مطالعات تکامل ستاره ای ارائه می دهند.

Gaseous nebulae offer outstanding opportunities to atomic physicists, spectroscopists, plasma experts, and to observers and theoreticians alike for the study of attenuated ionized gases. These nebulae are often dusty, heated by radiation fields and by shocks. They are short-lived phenomena on the scale of a stellar lifetime, but their chemical compositions and internal kinematics may give important clues to advanced stages of stellar evolution. The material herein presented is based on lectures given at the University of Michigan, University of Queensland, University of California, Los Angeles, and in more abbreviated form at the Raman Institute, at the Scuola Internazionale di Trieste, and elsewhere. Much of it is derived origionally from the series "Physical Processes in Gaseous Nebulae" initiated at the Harvard College Observatory in the late 1930s. I have tried to emphasize the basic physics of the mechanisms involved and mention some of the uncertainties that underlie calculations of many basic parameters. Emphasis is placed on ionized plasmas with electron temperatures typically in the neighborhood of 10,OOOoK. Dust and other ingredients of the cold component of the interstellar medium are treated briefly from the point of view of their relation to hot plasmas of H II regions and planetaries. Chemical composition determinations for nebulae are discussed in some detail while the last section deals with interpretations of elemental abundances in the framework of stellar evolution and nucleogenesis. Gaseous nebulae offer some particularly engaging opportunities for studies of stellar evolution.