Starpzvaigžņu mākonis — definīcija un veidi (H I, H II, molekulārie)
Starpzvaigžņu mākonis ir starpzvaigžņu vides (ISM) daļa, kas vietām ir blīvāka par vidējo blīvumu. Tas sastāv no matērijas un starojuma, kas aizņem telpu starp galaktikas zvaigžņu sistēmām. Starpzvaigžņu mākoņi var veidoties un mainīties, piemēram, no sarkanā milža atmosfēras izdalītajām gāzēm un putekļiem, no supernovu eksplozijām, zvaigžņu vējiem un galaktiskā diskā notiekošajiem procesiem.
Kas veido starpzvaigžņu mākoņus
Mākoni veido gāzes, plazmas un putekļi. Putekļu daļiņas absorbē un izkliedē zvaigžņu gaismu, rada redzamu aptumšošanos un siltuma starojumu infrasarkanajā diapazonā. Gāze dominē pēc masas — galvenokārt ūdeņradis (H) un helijs, ar mazāku daudzumu smagākiem elementiem (oglekli, slāpekli, skābekli u.c.). Šie komponenti mijiedarbojas ar magnētiskajiem laukiem, turbulenci un kosmiskajiem stariem, kas ietekmē mākoņu evolūciju.
Galvenie mākoņu veidi
Tās ūdeņradis var atrasties dažādos stāvokļos, un pēc tā stāvokļa starpzvaigžņu mākoņus iedala trīs galvenajos tipos:
- neitrāls, padarot to par H I reģionu. H I mākoņi parasti ir mēreni auksti (dažas desmiti līdz daži simti K) un ar zemu līdz vidēju blīvumu; tos novēro galvenokārt radio diapazonā, izmantojot 21 cm hidroģenēra līniju.
- jonizēta vai plazma, padarot to par H II reģionu. H II reģioni rodas ap karstām, jaunām O un B tipa zvaigznēm, kur ultravioletais starojums jonizē ūdeņradi. Šie reģioni ir silti (~10 000 K) un parasti emitē optiskās līnijas (piem., Hα).
- molekulārie (molekulārie mākoņi) — ļoti auksti un blīvi reģioni, kuros ūdeņradis pārsvarā ir molekulārajā formā (H2). Tie ir galvenā zvaigžņu veidošanās vieta; temperatūras parasti ir 10–30 K, blīvumi var sasniegt 10^2–10^6 cm−3.
Neitrālos un jonizētos mākoņus dažkārt sauc arī par difūzajiem mākoņiem, jo tie bieži aptver plašas teritorijas un nav tik blīvi kā tumšie molekulārie mākoņi.
Fizikālās īpašības un mērogi
- Temperatūra: no dažiem kelviniem molekulārajos kodolos līdz ~10 000 K H II reģionos; H I reģioni ir vidēji auksti vai mēreni.
- Blīvums: ļoti plašs — difūzos reģionos 0.1–10 cm−3, molekulārajos mākoņos simti līdz miljoniem cm−3 kodolos.
- Mērogi un masa: no maziem tumšiem mākoņiem (daži saules masas) līdz milzu molekulārajiem mākoņiem ar 10^4–10^6 Saules masu un izmēriem desmitiem līdz simtiem parseku.
- Sastāvs: primāri H2 (molekulārajos reģionos), neitrāls H I, jonizēts H II; arī CO, NH3, HCN u.c. molekulas, kuras astronomi izmanto H2 "sekotājiem".
- Putekļi: graudi izmēros no nanometriem līdz mikrometriem; tie ietekmē ķīmiju un termodinamiku, palīdzot molekulu veidošanā (piem., H2 veidojas uz putekļu virsmām).
Loma zvaigžņu veidošanā un cikls
Molekulārie mākoņi ir zvaigžņu dzemdētavas: reģionu gravitācijas sabrukšana veicina protostaru un zvaigžņu veidošanos. Pēc zvaigžņu izveidošanās spēcīgs starojums, zvaigžņu vēji un vēlāk supernovas var iznīcināt vai izkliedēt mākoņu materiālu, bagātinot starpzvaigžņu vidi ar smagajiem elementiem. Tā veidojas cikls — zvaigznes atdod materiālu atpakaļ ISM, no kura var rasties nākamā paaudze zvaigžņu.
Novērošanas metodes
Dažādi mākoņu komponenti prasa dažādas novērošanas pieejas:
- Radio: 21 cm līnija H I; molekulārās līnijas (piem., CO) mm/ submm diapazonā molekulārajiem mākoņiem.
- Infrasarkanais: putekļu termālais starojums un dažādu molekulāro pāreju līnijas; noderīgs tumšo mākoņu pētniecībā, kuri slāpē redzamo gaismu.
- Optiskais/ultravioletais: emisijas līnijas H II reģionos (Hα, [O III] u.c.) un absorbcijas līnijas zvaigžņu spektrā, kas izgaismo priekšplānā esošo materiālu.
- Rentgeni un gamma: izmanto, lai pētītu karstus plazmas reģionus un supernovu atlikumus, kas mijiedarbojas ar starpzvaigžņu vidi.
Piemēri un nozīmīgākie reģioni
Daži labi zināmi piemēri: Orionas miglājs (plaši pētīts H II reģions un saistītie molekulārie mākoņi), Tauriusa molekulārais mākonis (zvaigžņu piedzimšanas reģions), Rho Ophiuchi tumšais mākonis. Milzu molekulārie mākoņi galaktikas diskā ir galvenie zvaigžņu veidošanās centri.
Īsi par ietekmi un nozīmi
Starpzvaigžņu mākoņi nosaka galaktiku evolūciju: tie regulē zvaigžņu veidošanās ātrumu, izplata ķīmiskos elementus un ietekmē radiāciju, ko mēs redzam no zvaigznēm un tālākām struktūrām. Pētījumi par mākoņiem palīdz izprast, kā no vienkāršiem elementiem veidojas zvaigznes, planētas un galu galā apstākļi, kas nepieciešami dzīvībai.
Neliela daļa no emisijas miglankas NGC 6357. Tā spīd sarkanā krāsā, kas raksturīga H II reģionam.
Jautājumi un atbildes
J: Kas ir starpzvaigžņu mākonis?
A: Starpzvaigžņu mākonis ir blīvāka nekā vidēji starpzvaigžņu vide, matērija un starojums telpā starp galaktikas zvaigžņu sistēmām.
J: Kā veidojas starpzvaigžņu mākonis?
A: Starpzvaigžņu mākonis veidojas no gāzes un putekļu daļiņām, kas radušās sarkanā milža vēlākā dzīves posmā.
J: No kā sastāv starpzvaigžņu mākonis?
A: Starpzvaigžņu mākoni sastāv no gāzes, plazmas un putekļiem mūsu un citās galaktikās.
J: Kādi ir dažādi starpzvaigžņu mākoņu veidi?
A: Starpzvaigžņu mākoņi ir neitrāli, jonizēti un molekulāri mākoņi.
J: Kas ir H I reģions?
A: H I reģions ir neitrāls ūdeņraža mākonis.
J: Kas ir H II reģions?
A: H II reģions ir jonizēta ūdeņraža jeb plazmas mākonis.
J: Kā sauc neitrālos un jonizētos mākoņus?
A: Neitrālos un jonizētos mākoņus dažkārt sauc arī par difūzajiem mākoņiem.
