Rieth József: Anyagvilág - Háttérismeret

Csillagközi anyag

TartalomjegyzékhezVilágképem <  Anyag-időszak     

A csillagközi anyag a világűrben, a csillagok, galaxisok és egyéb égitestek közötti térben található anyagok összességét jelenti, ugyanis a közhiedelemmel ellentétben a csillagközi tér nem tökéletesen üres; változó – de mindig rendkívül alacsony – sűrűségű gázok töltik ki. A csillagközi anyag átlagos sűrűsége 10·10−21 kg/m³, 90%-ban hidrogénből, 10%-ban héliumból áll, de nyomokban más anyagokat (fémek) is tartalmaz.

A csillagközi anyag helyenként sűrűbb az átlagosnál, így „felhőket” alkot; ezek a csillagködök.

A "Szeneszsák", egy sötét felhő a Daru csillagképben a csillagközi anyag

egyik legnyilvánvalóbb, szabad szemmel is látható megjelenése.

A sötét felhő elnyeli a mögötte található csillagok fényét,

ezért olyan szembeötlő a Tejút fényes háttere előtt.

A csillagok közötti tér nem üres, ezt a teret a rendkívül változatos formában megjelenő csillagközi anyag tölti ki. Bár a szabadszemes észlelő nehezen tud az égen olyan helyeket azonosítani, ahol a csillagközi anyag jelenléte egyértelmű (elsősorban olyan sötét felhők, amelyek elnyelik a mögöttük található csillagok fényét) egy kis távcsővel már számtalan olyan fényes ködöt tudunk azonosítani (elsősorban emissziós és reflexiós ködök), amelyek kiterjedtek, megjelenésük diffúz, és egyáltalán nem csillagszerűek. A Tejútrendszer csillagközi anyag - mint ahogyan ez az általános helyzet az Univerzum barionos anyagában - nagyrészt hidrogénből áll, és teljes tömegét tekintve kb. 25%-ban tartalmaz héliumot. Bár az egyéb elemek teljes tömegaránya 1-2%, hatásuk egyáltalán nem elhanyagolható, főleg a csillagközi anyag energiaháztartása szempontjából. A nehezebb elemek megjelenhetnek a gázfázisban is (mint a H és He), de alkothatnak nagyobb méretű porszemcséket. A por a Tejútrendszerben a csillagközi anyag tömegének kb. 1%-át teszi ki. A gáz és a por mellett a csillagközi anyaghoz szoktak még sorolni minden egyebet, amely nem szigorúan egy kiválasztott helyhez kötött és nem fér bele a "csillag" kategóriába. Így a csillagközi anyag része a gáz és a por mellett az intersztelláris sugárzási tér, a kozmikus sugárzás, és a Tejútrendszer mágneses tere. Ennek ellenére, ha általában csillagközi anyagról beszélünk, akkor a gáz és porkomponens együttesére gondolunk (ezt mi is így tesszük a továbbiakban).

A csillagközi anyag tömege a galaxis teljes tömegéhez képest a galaxis típusától függ, a Tejútrendszerben és a hasonló spirálgalaxisokban átlagosan kb. 10%. Irreguláris galaxisokban ez az arány akár 50% is lehet, és az arány minden galaxisban magasabb volt a galaxis fiatalkorában. Az arány a Tejútrendszeren belül is változik a galaktocentrikus távolsággal, a Nap helyén az arány az átlagosnál magasabb, mintegy 30%.

--------------------

A csillagközi por és gáz a galaktikus síkban koncentrálódik, azon belül is a spirálkarokban sűrűbb. Ha éléről néznénk Galaxisunkat kívülről, akkor a síkban sötét sávot figyelhetnénk meg, hasonlóan az NGC 891-hez.

Az NGC 891 galaxis   

A csillagközi anyag globális feltérképezéséhez leginkább az infravörös méréseket, a HI 21 cm-es vonalon jelentkező emisszióját, valamint a CO sugárzás vizsgálatát használják. Ilyen vizsgálatokkal tárták fel a Tejútrendszerben lévő por és gáz eloszlását. A magtól 37 kpc távolságra molekuláris hidrogén és hideg por (a Nap távolságán belül), míg 325 kpc (a galaktikus korong széléig) atomos hidrogén található. Az atomos hidrogén becsült össztömege kb. 4 x 109 Mn, a molekuláris hidrogéné kb. 109 Mn. A molekuláris hidrogént és port tartalmazó területek skálamagassága kb. 90 pc. Az atomos hidrogén skálamagassága a Napnál kb. 160 pc, de a magtól 12 kpc-re ez hirtelen megnő, eléri a 800 pc-et. Ezen kívül az eloszlás közepe elhajlik a Galaxis síkjától, a maximális eltérés 15 fok. Ezt nevezzük warpnak. Jelenleg sem értjük teljesen, hogy miért is létezik, de annyit már sikerült kimutatni, hogy pusztán egy másik galaxis perturbációja nem elég a kialakulásához.

Hidrogénfelhőket magas galaktikus szélességeken is találunk. Legtöbbjük nagy negatív radiális sebességgel rendelkezik (ami azt jelent, hogy közelednek hozzánk), akár 400 km/s-ot is elérhetik. Ezeket nagysebességű felhőknek hívják. Kialakulásukra az az elképzelés érvényes, hogy ezek szupernóvarobbanások által kidobott felhők. Ahogy távolodtak lehűltek és most visszahullnak a galaktikus síkra. Távolságukat nem ismerjük. Ezt az elméletet Galaktikus forrás modellnek nevezik.

Kimutatható egy nagyon forró, ritka gáz létezése kb. 50 kpc távolságig. Ezt magasan ionizált elemek ultraibolyában jelentkező elnyelési vonalaival mutatták ki. Nem ismerjük sem a távolságát, sem kialakulásának okát. Ezt a gázt koronális gáznak hívjuk.

Egy másik nagy galaktikus szélességű jelenség a Magellán-áram. Ez egy keskeny sávban tapasztalt HI emisszió, ami eléri a Magellán Felhőket és több mint -ot ível át az égen. Valószínűleg kb. 200 millió évvel ezelőtti galaxisközelítés eredménye.

 

 

TartalomjegyzékhezVilágképem <  Anyag-időszak     

--------------------

http://hu.wikipedia.org/wiki/Csillagk%C3%B6zi_anyag

http://astro.u-szeged.hu/szakdolg/alizszd/node8.html