Mezihvězdná hmota I. Mezihvězdný prostor není prázdný a je vyplněn mezihvězdnou látkou v různých podobách

Transkript

1 MEZIHVĚZDNÁ HMOTA

2 Mezihvězdná hmota I. Mezihvězdný prostor není prázdný a je vyplněn mezihvězdnou látkou v různých podobách Myšlenka existence mezihvězdné hmoty je velice stará již v 5. stol. př. n. l. o ní mluví Leukippos Definitivně její existenci prokázal až v roce 1930 J. R. Trumpler ( ) na základě studia otevřených hvězdokup a jejich rozdílu v jasnosti určených fotometrickou a paralaktickou metodou mezihvězdná extinkce, která způsobuje pokles jasnosti objektu

3 Mezihvězdná hmota II. Podstatnou částí hmoty v kosmickém prostoru jsou elementární částice, atomy, molekuly, prachové částice, částice kosmického záření a fotony různých energií Tato hmota je tak zředěná (1 cm -3 ), že na Zemi bychom ji mohli považovat za vakuum, přesto tvoří ~10 % hmotnosti všech hvězd v Galaxii Do mezihvězdné látky zpravidla nezahrnujeme temnou hmotu, která nezáří ani nepohlcuje světlo Oblaka mezihvězdné hmoty můžeme dělit na emisní mlhoviny září ionizací plynu díky blízkým hvězdám reflexní mlhoviny rozptyl světla hvězdy na částicích planetární mlhoviny speciální případ emisních mlhovin (viz. předchozí přednáška) temné mlhoviny zastiňuje světlo hvězd, ležící za ní

4 Mezihvězdná hmota III. Zásoba mezihvězdné látky se časem vyčerpává v důsledku vzniku nových hvězd, ovšem hvězdy v různých podobách část své hmotnosti opět vrací Rozložení mezihvězdné hmoty je dosti nerovnoměrné v rámci Galaxie je většina hmoty soustředěna v rovině Galaxie avšak ani v této rovině není rozložení homogenní, většinu hmoty nacházíme ve spirálních ramenech Průměrná hustota mezihvězdné látky v galaktickém disku je kolem kg.m -3 nejvyšší hustoty jsou v obřích molekulárních mračnech (o 5 až 6 řádů vyšší), nejnižší je pak hustota v prostoru mezi nimi Obě složky mezihvězdné hmoty (prach a plyn) dosti často tvoří jeden celek typickým příkladem je M42 v Orionu

5 Mezihvězdný plyn Existenci mezihvězdného plynu mimo mlhoviny prokázal již v roce 1940 J. F. Hartmann ( ); jedná se o převládající složku mezihvězdné hmoty, tj. plynná, případně molekulární složka Chemické složení mezihvězdného plynu je obdobné jako chemické složení povrchových vrstev hvězd ~ na 1000 atomů vodíku připadá 80 atomů helia a jeden těžší atom V prostoru se setkáváme s mezihvězdným vodíkem v podobě H I oblastí oblasti neutrálního vodíku H II oblastí oblasti ionizovaného vodíku Dalším nejčastějším prvkem je helium, které se vyskytuje v atomární podobě, další prvky se též nacházejí ve své neutrální a ionizované podobě, některé prvky spolu tvoří molekuly v tzv. molekulových mračnech

6 Záření mezihvězdných molekul Při vzájemných srážkách atomů nebo i za asistence prachových částic mohou vznikat různě složité molekuly Stejně tak jako v atomech i v molekulách dochází k přechodu elektronů mezi jednotlivými hladinami, což je doprovázeno emisí nebo absorpcí fotonů Kromě toho mohou zářit díky rotačním a vibračním přechodům Ukazuje se, že emise nebo absorpce mezihvězdných molekul se odhalují nejlépe v mikrovlnné oblasti spektra Vedle nejvíce zastoupené molekuly H 2 je nejsilněji zastoupena molekula CO, H 2 O, formaldehyd H 2 CO (identifikovatelné na 2,0 a 2,1 mm)

7 Molekulová mračna I. Molekulová mračna jsou tvořena především molekulárním vodíkem, neutrálním vodíkem, heliem a dalšími prvky, dosti často spojenými v složité molekuly Nezbytnou složkou molekulových mračen jsou zrníčka mezihvězdného prachu, který dokáže díky účinnému odrazu a vyzařování energie udržovat dlouhodobě teplotu mračna na několika Kelvinech Nejvíce zastoupený molekulární vodík se obtížně přímo detekuje, proto se využívá záření molekuly CO (vyzařují fotony v oboru spektra kde se dají dobře identifikovat, kolem 2,6 mm) Více než polovina mezihvězdné látky v Galaxii je soustředěna v tzv. obřích molekulových mračnech (GMC Giant Molecular Clouds)

8 Molekulová mračna II. GMC jsou poměrně složitě strukturované gravitačně vázané objekty složené z plynu a prachu o celkové hmotnosti M S Rozměry jsou řádově stovky l.y. a v Galaxii, kde dobře sledují její spirální strukturu se jich vyskytuje zhruba kolem 2000 Typická teplota je kolem 20 K a v těchto GMC kolapsem hustších částí vznikají nové hvězdy, vznikne jich několik, postupně GMC chladne a za zhruba 10 8 let se vytvoří nový GMC a opět mohou vzniknout nové hvězdy

9 Interstelárníčáry Ve spektrech některých hvězd byly poblíž galaktické roviny již začátkem 20. stol. pozorovány úzké absorpční čáry tzv. interstelární čáry odhalení existence mezihvězdného plynu Ve vizuální oblasti hvězdných spekter již bylo identifikováno na padesát absorpčních čar atomů a molekul (Ca, Ca +, Na, Ti +, K, Fe, CN, CH i CH + ) Vodík se ve vizuální části spektra interstelárními čarami neprojevuje, čáry odpovídající přechodu ze základního stavu do excitovaného se totiž nacházejí v UV oblasti spektra

10 H I oblasti H I oblastmi jsou nazývány rozsáhlé oblasti ve kterých je vodík v základním stavu, hmotnostně odpovídají zhruba 70 % veškeré viditelné hmoty, prostorově se rozprostírají v Galaxii ve spirálních ramenech Typická teplota v těchto oblastech je kolem 80 K, za těchto podmínek jsou tyto atomy zcela neaktivní v roce 1944 ukázal H. C. van de Hulst že v důsledku hyperjemného rozštěpení základní hladiny by měly zářit na frekvenci 1420,4 MHz (0,21105 m) Díky radioastronomickým pozorováním lze rádiovou mapu struktury Galaxie v rovině galaktického disku i ve větších vzdálenostech, kam nelze pro mezihvězdnou extinkci dohlédnout ve viditelné části spektra

11 H II oblasti I. Jedná se o svítící oblasti ionizovaného mezihvězdného vodíku s charakteristickou teplotou kolem K, v těchto oblastech se objevuje též helium, v menší míře též uhlík, dusík a kyslík Vodík je ionizován UV zářením blízkých obřích hvězd spektrálního typu O a B, někdy mohou být ionizovány rázovou vlnou nebo RTG zářením Ne všechny H II oblasti jsou pozorovatelné ve viditelné oblasti spektra, některé oblasti je možné pozorovat pomocí radioastronomických pozorování, atd. Ohraničení H II oblasti je dáno tzv. Stömgrenovým poloměrem

12 H II oblasti II. NGC 2070 Tarantule rozsáhlá H II oblast ve Velkém Magellanově Mračnu a NGC 604 v Trojúhelníkové galaxii NGC 598

13 Emisní mlhoviny I. Emisní mlhoviny jsou oblasti ionizovaného horkého plynu. Charakteristickou červenou barvou září díky přítomnosti velkého množství vodíku Emisní mlhoviny můžeme rozdělit podle zdroje ionizačního záření: H II oblasti viz předchozí planetární mlhoviny viz. dále zbytky supernov zbytky vrchních vrstev hvězdy, která ukončí svůj život jako supernova (viz. minulá přednáška), na první pohled se podobají planetárním mlhovinám, ale liší se od nich nejméně ve třech zásadních ohledech hmotnost odvrženého plynu je mnohem vyšší rychlost expanze je i několik tisíc km.s -1, tedy převyšují tak alespoň o dva řády rychlosti rozpínání planetárních mlhovin díky rychlému rozpínání se zbytky po supernovách rozplývají mnohem rychleji a mizí zhruba o řád rychleji

14 Emisní mlhoviny II. Emisní mlhovina M8 Laguna a M20 Trifid v souhvězdí Střelce zhruba 2 od sebe, v detailu zajímavé turbulentní proudy plynu Emisní mlhovina M18 Omega opět v souhvězdí Střelce obsahuje zhruba 35 mladých, právě se rodících hvězd

15 Planetární mlhoviny I. Planetární mlhoviny (viz. minulá přednáška) jsou odvržené obálky hvězd o poloměru zhruba 0,1 pc, hmotností typicky kolem 0,5 M S, zářivým výkonem kolem 100 Sluncí a rozpínající se rychlostí kolem 20 km.s -1 V průběhu zhruba let se mlhovina pozvolně rozplyne do prostoru K záření jsou tyto mlhoviny buzeny centrálně degenerovaným zbytkem hvězdy (bílým trpaslíkem) o teplotě K V současnosti je v Galaxii známo kolem tisíce planetárních mlhovin, je však možné, že ve skutečnosti je toto číslo mnohem vyšší a část jsme jich přehlédli díky mezihvězdné extinkci

16 Planetární mlhoviny II. Planetární mlhovina M27 Činka v souhvězdí Lištičky a M57 Prstencová mlhovina v souhvězdí Lyry Planetární mlhovina IC 3568 Citrón v souhvězdí Žirafy a MZ 3 Mravenec uvnitř umírá hvězda podobná Slunci protáhlý tvar je dán zřejmě buď přítomností další složky nebo rotací hvězdy a silným mag. polem

17 Planetární mlhoviny III. Planetární mlhovina NGC 3132 v souhvězdí Plachty, průměr 0,5 ly, rychlost expanze asi 15 km.s -1 a NGC 2392 v souhvězdí Blíženců, průměr asi 0,3 pc

18 Koronální plyn Kromě neutrálního a chladného plynu s teplotou několika K a plynu ionizovaného blízkostí horkých hvězd s teplotou kolem 8000 K se setkáváme ještě s velmi řídkým a horkým plynem Tento plyn se nazývá koronální plyn jeho koncentrace je kolem 10 3 m -3 a teplota K a svými vlastnostmi se dosti podobá vlastnostem látky v korónách hvězd Vzhledem ke své teplotě se projevuje převážně v krátkovlnném oboru spektra Dodavateli koronálního plynu jsou zřejmě supernovy, které při svém vzplanutí vyvrhnou do prostoru velké množství nabitých částic s vysokou energií vzhledem k dosti neúčinnému procesu ochlazování takto horkého plynu si koronální plyn udržuje svou teplotu až po řadu miliard let

19 Mezihvězdný prach Mezihvězdná hmota se skládá nejen z plynu, ale též z prachu rozměry prachových částic jsou v rozmezí 0,1 µm 1 µm, celkově je v něm obsaženo asi 1 % mezihvězdné látky Hustota částic v je značně nerovnoměrná, částice vytvářejí shluky, tzv. globule a soustřeďují se takřka výhradně v rovině Galaxie. Koncentrace prachových částic v mezihvězdném prostoru je 10-9 cm cm -3 Husté prašné mlhoviny na pozadí bohatých hvězdných polí nebo zářících částí galaxie se zřetelně projevují jako temné mlhoviny (viz. dále) Mezihvězdný prach zeslabuje světlo hvězd a dalších svítících objektů a je příčinou tzv. mezihvězdné extinkce

20 Mezihvězdná exktinkce I. Prostor mezi hvězdami není průzračný a nachází se v něm mezihvězdná látka, která procházející světlo účinně zeslabuje (rozptyl + absorpce) Budeme-li studovat extinkci světla o původní hustotě zářivého toku vstupujícího do prostředí, v němž jsou rozptýleny částice s jistým účinným průřezem, dostaneme známý vztah který po integraci dává

21 Mezihvězdná exktinkce II. Pro tzv. optickou tloušťku prostředí, která vyjadřuje jak velkáčást z původní intenzity záření se ztratí po průchodu prostředím se dá napsat Exktinkci světla lze ovšem také napsat přírůstkem hvězdné velikosti vyjádřené v magnitudách, tj. pomocí Pogsonovy rovnice Extinkce závisí na vlnové délce ve které ji pozorujeme, tj. účinný průřez není stejný jako geometrický průřez a závisí na mechanismu extinkce, který se u daného typu částic uplatňuje. Nejvýznamnější je Thomsonův rozptyl rozptylující částice jsou mnohem menší než vlnová délka Rayleighův rozptyl rozměr částic je srovnatelný s vlnovou délkou

22 Vznik prachových částic v mezihvězdném prostoru Přesným detailům složení a vzniku prachových částic v mezihvězdném prostoru stále přesně nerozumíme Prachovéčástice zřejmě nejspíš nevznikají samovolnou kondenzací z mezihvězdného plynu látka je příliš řídce rozptýlena a vzájemné srážky, ze kterých by vznikaly složitější atomy jsou vzácné Nejpravděpodobnější mechanismus růstu prachových částic je v atmosférách obřích hvězd typu M a zejména pak uhlíkových hvězd dalším možným mechanismem je výbuch supernovy Takové částice jsou pak vyvrženy do mezihvězdného prostoru a stávají se kondenzačními jádry, na která se nabalují další atomy a vznikají tak částice větších rozměrů pouze ale do určitého poloměru, pak dochází k destrukci částic vzájemnými srážkami

23 Reflexní mlhoviny I. Jsou to oblasti plynu a prachu, kde záření hvězd nedostačuje k excitaci a je tak pouze rozptylováno světlem pokud se hvězda nachází v blízkosti oblaku prachu pak rozptýlené světlo pozorujeme reflexní mlhoviny Ve většině případů se jeví reflexní mlhoviny jako namodralé, to je dáno tím, že účinnost rozptylu prachových částic roste s klesající vlnovou délkou viditelného světla Dosti často se současně vyskytují společně emisní i reflexní mlhoviny a tvoří jeden celek Celkový počet známých reflexních mlhovin je kolem 200

24 Reflexní mlhoviny II. Mlhovina M20 Trifid, červená část je emisní mlhovinou spojená s hvězdokupou poblíž centra, obklopena je reflexní mlhovinou modrá barva Mlhovina CRL 2688 Vajíčko objevena v roce 1996 vzdálená asi 3000 ly, uprostřed červený obr, rozpíná se rychlostí asi 20 km.s -1

25 Temné mlhoviny I. Jsou to mezihvězdná mračna plynu a prachu, která zastiňují záření hvězd z blízkých zdrojů někdy se jim taky říká absorpční mlhoviny Temné mlhoviny jsou poměrně chladné, teplota se pohybuje kolem 5 20 K, skládají se především z molekulárního vodíku H 2

26 Temné mlhoviny II. Temná mlhovina Barnard 68 v souhvězdí Hadonoše, její vzdálenost je asi 500 l.y., průměr 0,6 l.y. a teplota se odhaduje na zhruba 10 K Mlhoviny M42, M43 a Koňská hlava v souhvězdí Oriona

27 Příklady Neutronová hvězda vzniklá po výbuchu supernovy má v průběhu prvních 100 roků teplotu T > K. Na jaké vlnové délce leží maximum intenzity vyzařování, předpokládáme-li, že vyzařuje jako AČT? Určete zářivý výkon při předpokladu, že poloměr je 10 km. [<= 1,44 nm; >= 1, W] Zářivý výkon hvězdy Sirius B je 0,022 L S, jeho povrchová teplota je T = K. Naměřená hodnota gravitačního rudého posuvu je z = Určete poloměr, průměrnou hmotnost a hustotu této hvězdy. [0,008 R S ; 1,03 M S ; 2, kg.m -3 ]

28 Příklady Předpokládejme, že účinný průřez prachové částice je roven geometrickému průřezu kulové částice. Vypočítejte jakou optickou tloušťku má prachový oblak složený z částic o průměru 0,5 µm a koncentraci m -3, jímž záření prochází po dráze 1 pc a o kolik magnitud se zeslabí světlo hvězdy pozorované přes tento mrak? [0,61; 0,66 m ] V okolí Slunce připadá jedna hvězda na 8 pc 3. Je-li střední hmotnost hvězd 0,35 M S, odhadněte střední hustotu hmoty v okolí Slunce. [ kg.m -3 ]

29 Příklady vlastní výpočet Odhadněte teplotu prachové částice nacházející se ve vzdálenosti r v = 100 AU od nově vzniklé hvězdy hlavní posloupnosti spektrální třídy F0. Předpokládejme, že rotující částice je ve stavu termodynamické rovnováhy, to znamená, že množství energie absorbovanéčásticí v daném časovém intervalu je přesně rovno množství vyzářené energie touto částicí. Dále předpokládáme, že částice je sféricky symetrická a absorbuje záření jako černé těleso. Uvažovaná hvězda hlavní posloupnosti má povrchovou teplotu 8200 K a poloměr 1,8 R S. Nápověda: vycházejte ze vztahu pro záření AČT (množství absorbované energie se musí rovnat množství vyzářené energie). [~ 75 K]