|
Galaktikos judrioji atmosfera:
Tarpžvaigždinės dujos
Tarpžvaigždinė erdvė sukelia galvoje niūrius vaizdus: šalti tamsūs dujų ir dulkių debesys,
susikaupę ties galaktikos plokštuma. Šių dienų astronomai šią terpę laiko tarsi atmosferą,
kurią drumsčia supernovų
sprogimai. Dujų pliūpsniai prasiveržia aukštais "kaminais" tada
fontanu krenta žemyn.
Planetos atmosferos dėka palaikoma visuma. Ji užtikrina, kad aplinkos sąlygos (pvz.,
temperatūra) kis palaipsniui (Mėnulyje vienas žingsnis skiria 100 nuo +100). Ji daro įtaką
įvykiams susidūrimams su asteroidu, ugnikalnio išsiveržimui ar gamyklų dūmams. Lokalūs
reiškiniai gali turėti globalias pasekmes.
Jau seniai žinoma, kad mūsų galaktiką gaubia plona "atmosfera" gaubiantis galaktiką ir
užpildantis erdvę tarp milijardų žvaigždžių joje. Ši erdvė nėra vienalytė joje didžiulė įvairovė:
tankio, temperatūros ir jonizacijos. Stebėjimai rodo, kad ji tokia pat sudėtinga, kaip ir bet
kurios planetos. Išlaikoma žvaigždžių traukos, skrodžiama žvaigždžių šviesos, aukštos
energijos dalelių ir veikiama magnetinių laukų ši "atmosfera" nuolat permaišoma, kaitinama
ir nuolat keičiama. Kaip ir bet kuri atmosfera, ji tankiausia "apačioje", t.y. ties galaktikos
plokštuma.
Kai žvaigždėje baigiasi branduolinis kuras ir ji miršta, bent jau sunkiausios jų didesniąją
savo dalį išmeta į tarpžvaigždinę erdvę. Galaktikai senstant, vis daugiau žvaigždžių kartų
užteršia tą erdvę sunkiaisiais elementais.
Astrofizikai, nors ir suprasdami bendriausius žvaigždžių susidarymo principus, jie vis dar
negali tiksliai paaiškinti, kada ir kaip dažnai gimsta žvaigždės. Buvo bandoma aiškinti
procesus tik lokaliomis sąlygomis dujų ūke. Dabar jie stengiasi galaktiką laikyti visuma. Viena
žvaigždžių karta sukuria sąlygas, kuriose kitų kartų žvaigždės gimsta, gyvena ir miršta.
Didžiausią poveikį turi sunkiausios ir karščiausios žvaigždės, nors jos yra ir rečiausios. Jų
poveikis gali būti dvejopas. Iš vienos pusės, jos gali įkaitinti ir jonizuoti aplinką ir versti ją
plėstis tuo pačiu padidinant slėgį gretimose srityse, sutankinant ten esančius debesis ir taip
skatinti naujų žvaigždžių formavimąsi. Iš kitos pusės, jos nupučia ir net gali visiškai išsklaidyti
debesį, kuriame susiformavo. Tai gali paaiškinti, kodėl debesų virtimas žvaigždėmis toks
neefektyvus. Tik keli procentai debesies virsta žvaigždėmis. Trečia ypatybė yra ta, kad
žvaigždžių susidarymas vyksta sporadiškai, tačiau didžiuliais spiečiais. Paukščių take
žvaigždžių susidarymas nusistovėjęs ir dabar kasmet gimsta apie 10 žvaigždžių.
Galaktikos atmosferos sudėtis
Be vandenilio atomų (H1) ir molekulių (H2), debesyse yra ir
kitų elementų pėdsakų. Debesų masė galaktikoje sudaro apie 1/5 žvaigždžių
masės. Astronomai tebediskutuoja, kaip sparčiai nyksta ta atmosfera. Vis daugiau tarpžvaigždinių
dujų sugeria ilgai gyvuojančios žvaigždės. Gali nutikti, kad su laiku visos dujos Paukščių take
išseks. Kada tai nutiks? Stebėjimai leidžia spėti, kad mūsų galaktika vis dar yra atvira. Dideliu
greičiu judantys "neužteršti" debesys, sudaryti beveik vien tik iš vandenilio, lyja atjaunindami
galaktiką.
Tad pirmiausia reikia nustatyti sudėtį. 6-7 dešimtmečiuose studijuojant ryškių ūkų (tokių,
kaip Oriono)
spektrą sužinota, kad 90% jų sudaro vandenilis, beveik 10% helis, o visa kita
apie 0,1%. Todėl galaktikos atmosfera labiausiai priklauso nuo to, kokią formą įgauna
vandenilis. Ankstyvieji matavimai rodė, kad dominuoja žinomiausia spektro linija 21 cm
(1420 MHz), skleidžiama neutralaus vandenilio (H1). 6 dešimtm. pradžioje
radijo astronomai sudarė H1 pasiskirstymo žemėlapį. Daugiausia H1 yra prie
galaktikos plokštumos sudarydamas maždaug 300 parsekų (1000 šviesmečių) storio dujų
diską (maždaug pusę to disko matome danguje kaip Paukščių taką).
Vandenilis gali būti ir molekuline forma (H2), kurią tiesiogiai gana sunku
nustatyti. Daugiausia apie ją sužinome iš aukšto dažnio anglies monooksido radijo stebėjimų.
Ten kur yra anglies monoksido, ten turi būti ir vandenilio molekulių. Atrodo, kad jos randasi
tankiausiuose ir šalčiausiuose debesyse, pro kuriuos negali pranikti molekules skaldanti
žvaigždžių šviesa. Šie tankūs debesys yra prie pat galaktikos plokštumos (100 parsekų storio
sluoksnyje). Dar visai neseniai H2 buvo stebimos ten, kur jos skaldomos netoli
esančių žvaigždžių ultravioletinių (UV) spindulių ar "sėjamų" dalelių vėjo. Tokiomis sąlygomis
H2 spindi maždaug 2,2 mikrono ilgio infraraudonųjų bangų spektre. Tačiau jau
keletą metų į orbitą iškelti spektrografai (ORFEUS-SPAS ir FUSE) gali nustatyti
H2 beveik 0,1 mikrono ilgio UV bangų spektre. Visų nuostabai, Ph. Richter ir
W. Gringel vadovaujamos grupės aptiko H2 ir neįprastose vietose toli nuo
galaktikos plokštumos.
Trečioji vandenilio forma yra jonizuota plazma. Buvo manoma, kad ji sutinkama gana
lokaliose vietose šviesiuose ūkuose greta ryškių žvaigždžių bei po
supernovų sprogimų.
Tobulesni prietaisai leido išskirti dar du galaktikos atmosferos komponentus: karštus
(106 K) ir šiltus (104 K) vandenilio jonus. Jie taip pat pasklidę
plačiai ir sudaro storą "aureolę" aplink visą galaktiką. Tai tarsi mūsų galaktikos karūna,
analogiška Saulės karūnai.
Tada kilo klausimas, kaip visi tie komponentai elgiasi ir sąveikauja. Pagrindinį vaidmenį
vaidina masyvios žvaigždės. R.-J. Dettmar tyrinėjimai parodė, kad galaktikų, kuriose masyvių
žvaigždžių yra daugiau nei vidutiniškai, atmosferos labiau išsiplėtę. Mokslininkai to priežastimi
laiko karštas jonizuotas dujas. Spėjama, kad šiose dujose susidaro smūgio bangos, kurios
dideliu greičiu (100-200 km/s) lekia į tarpžvaigždinę erdvę po supernovos sprogimo.
Priklausomai nuo dujų tankio ir magnetinio lauko stiprumo, tas į visas puses besiplečiantis
burbulas gali nušluoti ertmę 50-100 parsekų spinduliu. Maža dalis jonų ir elektronų
pagreitinama beveik iki šviesos greičio tai kosminiai spinduliai. Jie padidina tarpžvaigždinės
erdvės slėgį, debesys spaudžiami ir didėja tikimybė,
Jei karšti burbulai susidaro pakankamai dažnai, jie gali sąveikauti dideliais atstumais. Tą
idėją 8 dešimtm. išsakė B. Smith ir D. Cox, o kiek vėliau Ch. F. McKee ir J. P. Ostriker
įrodinėjo, kad karštoji fazė turi apimti 55-75% tarpžvaigždinės erdvės. Šaltesnės fazės turėtų
uždaryti debesis toje jonizuotoje matricoje iš esmės, atvirkščią dalyką tradicinei sampratai,
pagal kurią dominuoja neutralios dujos, o jonizuotos dujos įkalintos nedidelėse srityse.
Naujausi stebėjimai patvirtina tradicinį modelį, pvz., M101 galaktikoje apvaliame atominio
vandenilio diske matomos skylės greičiausiai "išpūstos" masyvių žvaigždžių. Kitos tolimos
galaktikos atmosferos struktūra panaši į šveicarišką sūrį.
Atrodo, kad ir mūsų Saulė yra viduje karšto burbulo, apsireiškiančio x-spinduliais, kuriuos
skleidžia smarkiai jonizuoti jonai, pvz., deguonies. Ši sritis, vadinama Vietiniu burbulu,
susidarė maždaug prieš milijoną metų sprogus gretimai
supernovai. Dar vaizdingesnis
darinys yra už 450 parsekų Oriono ir Eridano kryptimi. Tą burbulą studijavo Carl Heiles su
kolegomis. Jis susidarė Oriono žvaigždyne esančiame žvaigždžių spiečiuje, kuris yra
išskirtinio tipo, vadinamo OB asociacija. Tai nepaprastai karštų ir masyvių žvaigždžių (O ir B
tipų, 20-60 kartų masyvesnių už Saulę, esančia G tipo, ir 100- 100 tūkst. kartų ryškesnių)
susispietimas. Visas tas regionas yra sparčiame naujų žvaigždžių gimimo procese,
nerodančiame požymių, kad ta veikla baigtųsi. Žvaigždės randasi iš milžiniško molekulinio
debesies, kuriame susikūrė ir tasai spiečius.
Viena jauniausių O tipo žvaigždžių, theta1 C Orionis jonizuoja
nedidelę debesio dalį
Oriono ūką. Su laiku, vienok, jonizuota radiacija visiškai sunaikins
molekulinį debesį ir išsklaidys jo molekules. Vandenilio molekulės suskils į vandenilio atomus
ir žvaigždžių susidarymas liausis. Tačiau ta transformacija gali padidinti tankį kurioje kitoje
galaktikos vietoje įskeldama kibirkštį naujam žvaigždžių formavimosi židiniui.
Tie karšti burbulai gali kilti toldami nuo galaktikos plokštumos, kaip kad geizeriai veržiasi
virš žemės paviršiaus. Skaičiavimai (pvz., M.-M. MacLow) rodo, kad jie gali pasiekti net
galaktikos aureolę. Susidaro tarsi kaminas, kuriuo dujos nuo galaktikos plokštumos kyla
aukštyn. Jame dujos atvėsta ir pradeda kristi atgal. Susidaro tarsi kosminis fontanas. Tokie
fontanai gali būti galaktikos karūnos ir magnetinio lauko šaltinis, kaip rodo K. M. Ferriere
skaičiavimai. Šiltoji plazma (104 K) taip pat sukelia neaiškumų. Tradiciniu požiūriu, ji net
neturėtų būti plačiai pasklidus. Ji turėtų koncentruotis ribotuose regionuose aplink ypatingai
masyvias žvaigždes (o tokiomis tėra viena žvaigždė iš 5 mln.).
Iš tikro, šiltos jonizuotos dujos išplitę visoje tarpžvaigždinėje erdvėje. WHAM stebėjimai
rado ją esant net galaktikos karūnoje labai toli nuo O tipo žvaigždžių. Kaip taip gali būti?
Atsakymas gali būti dėl burbulų.
Po supernovos sprogimo jonizuojantys fotonai gali
nukeliauti didelius atstumus, kol bus sugerti neutralaus vandenilio. O tipo žvaigždės randasi
milžiniškose tuštumose, kurias iššlavė gretimos supernovos. Jų skleidžiami fotonai be
trukdžių gali kirsti tas plokštumas ir priversti švytėti pakraščius. WHAM padaryti Kasiopėjos
vaizdai tai iliustruoja šiltos plazmos žiedas išsiriečia aukštai virš burbulo, pasiekdamas iki
1200 parsekų nuo galaktikos plokštumos. Šio žiedo kontūrai primena kaminą. Energijos
kiekis, kurio reikia tokios struktūros susidarymui, yra milžiniškas ir gerokai viršija burbulą
sudariusio žvaigždžių spiečiaus energiją. Be to, ir laikas, būtinas to darinio susidarymui, yra
bent 10 kartų didesnis nei spiečiaus amžius.
Dulkėtas kosmosas
Kosminio teleskopo Spitzer infraraudonųjų spindulių kameros pagalba nustatyta, kad supernovos
Kasiopėjos A liekanose yra tiek dulkių, kad jų pakaktų 10 tūkst. Žemių susidarymui. Tas reiškinys vadinamas
rūkstančiu pistoletu. Daugybė dulkių aptikta ir aplink už 8 šviesmečių nuo mūsų spėjamai esančią
juodąją skylę.
Parengė
Cpt.Astera's Advisor Literatūra
Papildomai skaitykite:
Pagrindinis NSO puslapis | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
kad juose pradės formuotis žvaigždės. Jonizuodami dalį vandenilio,
kosminiai spinduliai taip pat sukelia chemines reakcijas, kurių
metu kuriasi sudėtingesnės molekulės. Ir kadangi patys jonai "prisikabina" prie magnetinio
lauko linijų, jie įkalina magnetinius laukus debesyse ir kartu lėtina žvaigždžių formavimosi
juose procesą.
gali tekti įveikti 1000-2000 parsekų kelią iki galaktikos karūnos. Kitokio paaiškinimo iš ko
susidaro karūna šiuo metu nežinoma.
