Nr wniosku: 191925, nr raportu: 19420. Kierownik (z rap.): dr

Nr wniosku: 191925, nr raportu: 19420. Kierownik (z rap.): dr Sławomir Werbowy
Jony są bardzo ważnymi składnikami materii międzygwiazdowej. Zazwyczaj podróżują w przestrzeni z dużymi
prędkościami, wpływając na każdą napotkaną cząsteczkę. Głównym źródłem jonów są gwiazdy, a najpowszechniejszym
składnikiem wiatru gwiazdowego są protony. Kolejne składniki stanowią niewielki procent głównie w postaci jonów
He2+ i He+. Pozostałe cięższe składniki (oprócz jonów wodoru i helu) są obecne w bardzo małych ilościach śladowych.
Istnieje również możliwość tworzenia strumienia jonów H2 +, wywołany oddziaływanie pierwotnego strumienia jonów z
gwiazdy na cząsteczki H2 znajdujące się lokalnie w ośrodku międzygwiazdowym lub poprzez odgazowywanie
międzyplanetarnego pyłu. Prędkości, jakie mogą osiągać cząstki zjonizowane wiatru gwiezdnego są w zakresie od około
20 km/s w przypadku gwiazd chłodnych (np. czerwone olbrzymy) do 2000 km/s dla gorących masywnych gwiazd. Nasze
Słońce jest gwiazdą średniej wielkości, która nieustannie emituje zjonizowane cząstki o prędkościach (w zależności od
aktywności słonecznej) od 200 km/s do 700 km/s (są one równoważne energii kinetycznej 0.2-2.6 keV dla protonów).
Cząsteczki takie, jak CO, CO2 , NH3 , N2 są zaraz po wodorze jednymi z najbardziej obfitych cząsteczek występujących w
materii międzygwiazdowej, w komet lub w atmosferze niektórych planet. Jony przechodzące przez taki ośrodek
molekularny może wzbudzać, jonizować, dysocjować cząsteczki przy okazji neutralizują swój ładunek poprzez procesy
wymiany ładunku. Jednakże w tym konkretnym zakresie prędkości (ok. <20 keV) procesy towarzyszące wymianie
ładunku są najważniejsze. Oddziaływanie strumienia zjonizowanych cząstek z materią międzygwiazdową ma znaczenie
dla kosmochemii. Gwiazdy, podobnie jak ognisko swoim ciepłem powodują, że materia znajdująca się wokół nich
nieustannie się zmienia, jedne cząsteczki ulegają jonizacji lub rozbiciu na mniejsze, aby ponownie mogły się połączyć
tworząc inne związki. Modele ewolucji materii międzygwiazdowej w dużym stopniu opierają się na dokładnych danych
laboratoryjnych. Niedokładność tych danych może doprowadzić do znacznych błędów w ustalaniu np. liczebności
składników materii międzygwiazdowej czy zawartości danej cząsteczki w komecie.
W obserwacjach astronomicznych cała wiedza opiera się na pomiarach natężenia światła emitowanego, bądź
pochłanianego przez dany ośrodek. Na wskutek oddziaływania jon-cząsteczka powstają różne produkty, które mogą być
identyfikowane na podstawie obserwowanego światła. Okazuje się, że z kształtu widma poszczególnych produktów (np.
cząsteczka CO+) można wnioskować o rodzaju jonu, który bierze udział w zderzeniu czy jego prędkości. Przykładowo,
porównując niektóre cechy widma cząsteczki CO+ można stwierdzić, który ze składników wiatru słonecznego (fotony,
protony czy elektrony) przyczynia się do obserwowanego światła pochodzącego np. z ogona komety. Ze znajomości
przekrojów czynnych na luminescencję można określić również koncentracje występującej materii.
Przekroje czynne na procesy mające miejsce przy zderzeniach jon-cząsteczka mogą służyć przy badaniach zjawisk (jak
np. zorze) zachodzących w atmosferach planet m.in. Wenus i Mars, które głównie składają się z CO2 . Ich własne słabe
pole magnetyczne w sposób niewystarczający chroni je przed wpływem wiatru słonecznego. Zebrane dane na temat
oddziaływania najbardziej powszechnych jonów i składników materii międzygwiazdowej, komet czy atmosfer planet
mogą przyczynić się do lepszego rozumienia procesów formowania się i ewolucji tych obiektów.
W badaniach astronomicznych materii międzygwiazdowej od prawie 100 lat nie udało się odkryć, jakie cząsteczki
odpowiadają za powstawanie tzw. rozmytych linii międzygwiazdowych. Pokazaliśmy, że pole niektórych linii rozmytych
jest skorelowane z temperaturą panującą w obłokach materii międzygwiazdowej. Cząsteczki odpowiedzialne za
powstawanie wybranych rozmytych linii międzygwiazdowych ulegają destrukcji w silnym polu promieniowania
ultrafioletowego.