Slovo mlhovina dříve znamenalo téměř jakýkoli rozmazaný objekt na noční obloze. V době, kdy byly dalekohledy primitivní, nazývali astronomové všechny objekty mimo naši sluneční soustavu, které nebyly hvězdnými mlhovinami. Nedokázali rozložit vzdálené galaxie na jednotlivé hvězdy, a tak dali vše dohromady. Tato historická definice byla matoucí. Zaměnilo to dvě zcela odlišné věci: extragalaktické mlhoviny (které se nyní nazývají galaxie) a galaktické mlhoviny (mračna plynu a prachu uvnitř naší Mléčné dráhy).
Dnes se termín zpřísnil. Když vědci mluví o mlhovině, mají na mysli výhradně mezihvězdné médium. Jsou to řídká mračna plynu a prachu plovoucí v obrovských prostorech mezi hvězdami.
Neplatné složení
Může se zdát, že prostor je prázdný. To je špatně. Ve spirální galaxii, jako je ta naše, tvoří mezihvězdné médium 3 až 5 procent celkové hmoty. Pokud se ale podíváme konkrétně na spirální ramena, tento podíl stoupá na zhruba 20 procent.
Většina této hmoty je plyn. Asi 1 procento je „prach“. Nejsou to zrnka písku, ale drobná tvrdá zrnka. Pro astronomy představují velkou výzvu, protože účinně absorbují a rozptylují světlo. Zbytek hmoty galaxie je soustředěn ve viditelných hvězdách, ačkoli temná hmota se skrývá ve vnějších oblastech a tvoří významnou část neviditelné hmoty.
Sraženiny, mraky a výbuchy
Charakteristickým rysem mezihvězdného plynu je jeho hrudkovitá povaha. Tato heterogenita se projevuje ve všech měřítcích. Existují struktury o velikosti celé Mléčné dráhy (asi 10^20 metrů) a kapsy o velikosti vzdálenosti od Země ke Slunci (asi 10^11 metrů).
“Různé regiony vykazují obrovský rozsah hustot a teplot.”
Jak to vidíme my? Velké variace jsou přímo viditelné. Malé odchylky se projevují jako kolísání intenzity rádiových vln, podobně jako blikání hvězdného světla v důsledku zemské atmosféry.
Extrémní hodnoty jsou kontrastní. Polovina hmotnosti mezihvězdného prostředí ve spirálních ramenech je obsažena v molekulárních mračnech. Zde vodík existuje v molekulární formě (H2). Tady je zima. Teplota klesne na 10 Kelvinů. Tato oblaka jsou pro optické dalekohledy neviditelná. Astronomové je detekují emisí oxidu uhelnatého (CO) v rozsahu milimetrových vlnových délek. Hustota je vysoká – asi 1000 molekul H2 na centimetr krychlový.
Uvažujme o druhém extrému. Plyn mezi těmito mraky je horký. Bavíme se o 10 milionech kelvinů. Hustota je znepokojivě nízká: pouze 0,001 iontů H+ na centimetr krychlový. Tento přehřátý plyn je často výsledkem supernov, násilné smrti nestabilních hvězd.
Tmavé vs. Světlé: Jak rozpoznat mlhovinu
Všechny mlhoviny v Mléčné dráze jsou formy mezihvězdné hmoty. To znamená plyn smíchaný s kosmickým prachem. Jejich vzhled závisí na teplotě, hustotě a poloze vůči nám. Chemicky jsou však homogenní.
Recept na Vesmír je jednoduchý: 90 procent vodíku, téměř všechno helium a asi dva atomy na tisíc všeho ostatního (kyslík, uhlík, neon, dusík atd.).
Astronomové rozdělují mlhoviny do dvou širokých kategorií na základě jejich vzhledu:
- Temné mlhoviny : Vypadají jako nepravidelné černé skvrny. Nevyzařují světlo. Místo toho zakrývají hvězdy za nimi. V podstatě se jedná o vesmírné stíny.
- Jasné mlhoviny : Slabě září. Buď září svou vlastní energií, nebo odrážejí světlo blízkých hvězd.
Který typ je pro vznik hvězd důležitější? Kolébkou jsou temné mlhoviny. Jejich vysoká hustota a nízká teplota umožňují gravitaci stlačit plyn do nových hvězd. Jasné mlhoviny jsou často následkem osvětleným těmito nově zrozenými hvězdami.
Tmavé mlhoviny jsou „těžkou váhou“ mezihvězdného média. Jsou to husté, chladné molekulární mraky. Obsahují asi polovinu veškeré hmoty nalezené mezi hvězdami. Hustota je zde extrémní. Díváte se na stovky a dokonce miliony molekul vodíku zabalených do jednoho krychlového centimetru. Je tu těsno.
Tato komprese není statická. Toto je rodiště hvězd. Gravitace přitahuje části těchto mraků k sobě, dokud se nezhroutí. Tento proces zapaluje nová slunce.
Většina zbývajícího plynu však není v těchto hustých shlucích. Je to řídké. Mezihvězdné médium je tam relativně prázdné. Hustota klesá na asi 0,1 atomu vodíku na centimetr krychlový. Pouhým okem je téměř neviditelný. O jeho existenci víme pouze díky rádiovému vyzařování. Totiž podél 21centimetrové linie neutrálního vodíku. Tento signál je jediný způsob, jak zmapovat obrovské prázdnoty.
Podtřídy jasných mlhovin
Jasné mlhoviny jsou něco jiného. Jedná se o relativně hustá oblaka plynu umístěná uvnitř vzácného prostředí. Nejsou jediným typem objektu. Spadají do několika různých kategorií.
Reflexní mlhoviny. Kraje H II. Rafinovaný ionizovaný plyn. Planetární mlhoviny. Zbytky supernovy.
Každý z nich má svůj vlastní mechanismus. Každý odhaluje jiný aspekt hvězdného vývoje.
Reflexní mlhoviny: chladné a reflexní
Reflexní mlhoviny nevyzařují vlastní světlo. Působí jako kosmická zrcadla. Odrážejí světlo blízké hvězdy od prachových zrn rozptýlených v plynu. Plyn v těchto oblacích je studený. Bez blízké hvězdy působící jako reflektor by tyto objekty byly prostě temnými mlhovinami. Zmizely by ve stínech pozadí. Je to zdroj světla, který je činí viditelnými.
Oblasti H II: Práh ionizace
Oblasti H II jsou oblaka vodíku zbavená svých elektronů. Tento ionizační proces odděluje vodík na kladné ionty H+ a volné elektrony.
co to způsobuje? Blízká horká hvězda. Ale ne ledajaký. Zdroj musí být spektrálního typu O nebo B. Jedná se o nejhmotnější a nejžhavější obyčejné hvězdy v Galaxii. Pouze oni produkují dostatek vysokoenergetického záření k odstranění elektronů z atomů vodíku. Vznikají tak zářící mraky, které si spojujeme s hvězdnými kolébkami.
Síla zředěného ionizovaného plynu
Pak je tu zředěný ionizovaný plyn. Je to všudypřítomné. Existuje všude mezi mlžnými mraky. Toto je důležitá součást celé Galaxie.
Detekujeme ji díky slabému záření. A to z kladných iontů vodíku, dusíku a síry (H+, N+ a S+). Tyto signály jsou detekovány ve všech směrech. Nepadnou do očí. Nepřitahují pozornost tolik jako světlé oblasti H II.
Přesto si zaslouží pozornost. Celková energie potřebná k napájení tohoto difúzního záření daleko převyšuje energii jasných oblastí H II, planetárních mlhovin nebo zbytků supernov. Tyto dramatické objekty zabírají jen nepatrný zlomek objemu. Zředěný plyn vyplňuje zbytek prostoru. Je tichý. Je všude. A má větší sílu než světlá místa.
Galaxii definuje více než jen to, co září. Je definován tím, co je mezi tím. Studené tmavé mraky. Slabá, všudypřítomná záře. Struktury, které o své existenci nekřičí, ale dominují
Proč planetární mlhoviny nejsou planety
Vypadají jako planety. Alespoň proto jim astronomové dali toto jméno. Při pohledu dalekohledem se jeví jako kulaté, relativně jasné disky. Ne chaotické, vláknité shluky, které vidíte v jiných předmětech. Ale tady je pravda: tady není jediná planeta. Ani jeden.
Tyto objekty jsou mrtvoly hvězd. Totiž pocházejí od červených obrů. Hvězdy, které zemřely, ale nebyly dostatečně masivní, aby explodovaly. Shodili své vnější schránky. Není to násilná výbušná událost jako supernova. Spíše je to odlehlost. Zbývající jádro se extrémně zahřeje. V podstatě je to bílý trpaslík. Je uprostřed a vyzařuje energii. Skořápka hmoty kolem ní se rozšiřuje. Pomalu. Při rychlosti desítek kilometrů za vteřinu. Ne dost rychle, aby roztrhal galaxii. Ale dost rychle na to, aby se nechal unést do prázdna.
Název zůstal zachován, protože první astronomové byli zmatení. Viděli kulaté tečky. A mysleli si: „planeta“. To je historický omyl. Jazyková chyba. Ale věda je skutečná. Tyto mlhoviny jsou světelné obaly plynu. Toto je poslední akt hvězdy, jako je naše Slunce.
Zbytky supernovy: násilné následky
Planetární mlhoviny jsou ve srovnání s tím něco choulostivého.
Zbytky supernovy vyprávějí jiný příběh. Jsou to jizvy, které zanechaly masivní hvězdy. Hvězdy, které jasně hořely a krutě umíraly. Plyn expanduje rychlostí stovek nebo dokonce tisíců kilometrů za sekundu. Je to chaotické. Je to energické. Je to špinavé.
Ale tady to začíná být složité. Jak víš, co vidíš? Je to vlastní odpad hvězdy? Nebo je to mezihvězdný plyn, který je zachycen v expandující skořápce?
Pokud je zbytek mladý. Několik tisíc let nebo méně. Můžete předpokládat, že plyn pocházel z explodující hvězdy. Časový rámec je krátký. Omezená vzdálenost. Mlhovina se většinou skládá z toho, co hvězda vyplivla.
Ale co když je starší? Historie se mění. Původní plyn se rozptýlí. To, co nyní vidíte, je s největší pravděpodobností mezihvězdný materiál. Plyn, který tam už byl. Chycen v rozpínající se rázové vlně. Jako když sněhová fréza narazí do hromady prachu. Mlhovina už není hvězda. Toto je skořápka obklopující mrtvolu hvězdy.
Jak jsme se naučili vypadat
Tento rozdíl nebyl vždy zřejmý. Nejen, že jsme se jednoho dne probudili a naučili se rozdíl mezi planetární mlhovinou a zbytkem supernovy. Museli jsme na to přijít.
Před 20. stoletím bylo všechno jen „mlhovina“. Rozmazané místo na obloze. Dalekohled byl nový přístroj. Drsný nástroj. První pozorovatelé viděli kulaté skvrny. Říkali jim planetární mlhoviny, protože vypadaly jako Uran nebo Saturn. Nevěděli, co to je. Nevěděli, že to jsou umírající hvězdy. Jednoduše je katalogizovali.
Technologie se zlepšila. Objevila se spektroskopie. Začali jsme se dívat na světlo. Nejen ve formě. Spektrum nám řeklo o chemickém složení. O teplotě. O pohybu. Nestačilo je jen vidět. Museli jsme pochopit, z čeho jsou vyrobeny.
Tento posun v perspektivě změnil astronomii. Přestali jsme vidět statické mraky. Začali jsme vidět procesy. Evoluce
Nicolas-Claude Fabry de Pieresque objevil mlhovinu v Orionu v roce 1610. Pouhému oku vypadala jako jednoduchá hvězda. Od vynálezu dalekohledu uplynuly dva roky. Pak se objevil Christiaan Huygens. V roce 1656 používal lepší nástroje, aby viděl, co Pierresque minul. Izoloval jasnou vnitřní oblast a dokázal, že centrální hvězda je ve skutečnosti kompaktní čtyřnásobný systém.
Na začátku 18. století lovci komet náhodně objevili mnoho mlhovin. Potřebovali rozlišit skutečné komety od nehybných rozmazaných skvrn. Charles Monsieur tento problém vyřešil sestavením seznamu v roce 1781. Vytvořil katalog 103 objektů, aby nedošlo k záměně. Seznam byl praktický: zahrnoval převážně hvězdokupy, některé galaxie a jedenáct skutečných mlhovin. Tyto názvy se používají dodnes. Mlhovina Trifid má označení M20 a nachází se v souhvězdí Střelce.
Herschelovo dědictví
William Herschel a jeho syn John ovládali pozorování v polovině 19. století. William pracoval se svou sestrou Caroline. V letech 1786 až 1802 sestavili tři katalogy. Zaznamenali asi 2500 objektů: kupy, mlhoviny a galaxie.
John v této práci pokračoval. Provedl pozorování z Cape Observatory v Jižní Africe a přidal 1700 objektů viditelných pouze z jižní polokoule. Dalších 500 předmětů zaznamenal z Anglie. Tyto poznámky se staly základem pro tvorbu J. L. Dreyera. V roce 1888 vydal Nový generální katalog, který obsahoval 7840 hesel. Později následovaly dva přírůstky – „Indexové katalogy“, které přidaly dalších 5386 objektů.
V té době bylo často nemožné rozlišit galaxie a mlhoviny. Většina jasných galaxií je stále identifikována podle jejich čísel v katalozích NGC nebo IC. Tento systém pojmenování je zachován díky své účinnosti.
Fotografická revoluce
Fotografie změnila všechno. Zachycovalo slabé detaily, které oko nedokázalo rozeznat, a vytvořilo trvalý záznam. Astronomové byli schopni studovat malé detaily pohodlným tempem. První fotografie mlhoviny v Orionu byla pořízena v roce 1880. Vysoce kvalitní fotografie se objevily až v roce 1883. Tyto rané fotografie odhalily rozsáhlé struktury, které si vizuální pozorovatelé ani neuvědomovali.
Spektroskopie poskytla fyzický důkaz. Rozdělil světlo na vlnové délky, což astronomům umožnilo zjistit, z čeho byly objekty vyrobeny. Hvězdy emitují ve všech vlnových délkách a jejich spektra obvykle vykazují tmavé absorpční čáry. Horká průhledná plynová oblaka vyzařují pouze emisní čáry. Tyto čáry jsou charakteristické svými složkovými plyny.
V roce 1864 astronomové studovali spektrum mlhoviny v Orionu. Viděli jasné čáry vyzařování. Zvláště patrné byly vodíkové čáry. Některé zelené čáry byly ještě jasnější. Spektra galaxií měla naopak hvězdný charakter. Rozdíl byl zřejmý: mlhoviny jsou vyrobeny z plynu a galaxie jsou vyrobeny z hvězd. Skutečné velikosti galaxií zůstaly neznámé až do 20. století, ale klasifikace byla spolehlivá.
“Studiem spektra astronomického objektu se lze dozvědět hodně o jeho fyzikální podstatě.”
Tento posun od vizuálních spekulací k fyzikální analýze ukončil nejistotu. Obloha už není jen mapa teček. Stala se sbírkou různých fyzických předmětů. Některé zářily plynem, jiné zářily jako hvězdy. Nástroje se změnily a následovalo porozumění.
Dvacáté století nezlepšilo jen způsob, jakým se díváme na hvězdy. Změnilo to, co jsme vlastně mohli vidět. Až do tohoto bodu jsme většinou hádali o fyzikálních procesech, které řídí mezihvězdnou hmotu. Pak přišly lepší nástroje. A nejlepší “oči”.
Všechno to začalo Bernhardem Schmidtem. Německý optický inženýr, který v roce 1930 vynalezl Schmidtův fotoaparát. Byl to širokoúhlý objektiv určený pro vysokorychlostní provoz. Mohl by zachytit slabé, rozšířené mlhoviny, které jiné kamery minuly. V té době byly fotografické desky stále lepší. Staly se citlivými na širší škálu barev. Ale fotografování bylo vždy úzkým hrdlem. Museli jsme počkat. Musel jsem to ukázat. Musel jsem hádat.
Tato éra je mrtvá.
Dnes používáme Charge Difference Devices neboli CCD (CCD). Představte si pole malých fotovoltaických článků. Každý z nich zachycuje světlo z určité oblasti oblohy. Moderní senzory jsou čtvercové mřížky. Některé mají až 4000 buněk na každé straně. To je 16 milionů nezávislých fotobuněk. Zároveň se dívají na oblohu.
Elektronické detektory jsou 100krát citlivější než film. Pracují s širším rozsahem úrovní osvětlení. Zachycují také vlnové délky, o kterých se filmu nemohlo ani zdát. Mluvíme o ultrafialovém, počínaje 0,1 mikronu. Abyste to viděli, musíte se dostat na oběžnou dráhu nad zemskou atmosférou. Dále přichází infračervený rozsah přesahující 1,2 mikronu.
Proč jsou kosmické lodě důležité pro pozorování hlubokého vesmíru
Zemská atmosféra funguje jako filtr. Blokuje mnoho z toho, co je ve vesmíru. Kosmické lodě nám umožňují vidět věci, které by normálně byly absorbovány.
Gama paprsky. rentgenové snímky. Mají velmi krátké vlnové délky. Vzdálené ultrafialové světlo je také blokováno ozónem. Jeho vlnové délky jsou kratší než přibližně 0,3 mikronu. Infračervené záření je úplně jiný příběh. Vodní pára a oxid uhličitý v našem vzduchu ji pohlcují. To pokrývá vlnové délky od přibližně 3 mikronů do 1 milimetru.
Proč potřebujeme vidět tyto rozsahy?
Gama záření, rentgenové záření a ultrafialové záření nám ukazují nejžhavější místa ve vesmíru. Hovoříme o teplotách dosahujících 100 milionů Kelvinů. K tomu dochází v šokově stlačeném plynu supernov. To je kruté. Je to energické.
Infračervené záření dělá něco jiného. Odhaluje tmavé, chladné molekulární mraky. Hvězdné světlo nemůže proniknout tamními vrstvami prachu. Ale infračervené záření jimi uniká. Ukazuje nám, kde se ve tmě rodí hvězdy.
Čtení světla, nejen fotografování
Primární metoda pro studium mlhovin není prostřednictvím obrázků. Toto jsou spektra.
Spektra ukazují relativní distribuci záření na různých vlnových délkách. Pro optické světlo to znamená barvy. Tato spektra lze získat pomocí hranolu. Fungují i difrakční mřížky. Krystaly se používají pro rentgenové záření.
Zvláště užitečným nástrojem je echeletový spektrograf. Používá dvě mřížky. Jeden má hrubý zářez. Distribuuje záření jedním směrem. Druhý má tenký zářez. Rozdává to kolmo. To astronomům umožňuje současně zaznamenávat široký rozsah vlnových délek. S velmi vysokým spektrálním rozlišením. Tedy schopnost rozlišovat mezi mírně odlišnými vlnovými délkami.
Pro ještě vyšší rozlišení astronomové používají Fabry-Perotovy interferometry.
Tato spektra poskytují výkonnou diagnostiku. Vyprávějí nám o fyzických podmínkách uvnitř mlhovin. Snímky a spektra ze satelitů na oběžné dráze Země poskytly data nebývalé kvality. Hubbleův vesmírný dalekohled je nejznámějším příkladem. Ale není sám.
Pozemní radioteleskopy
Pozemní pozorování zůstávají důležitá. Zejména v rádiovém rozsahu a submilimetrovém rozsahu vlnových délek.
Emise plynu v těchto rozsazích poskytují kritické informace. Odhaluje fyzikální podmínky a molekulární složení. Používáme velká pole radioteleskopů. Jedná se o několik samostatných dalekohledů, které fungují jako jeden obrovský přístroj.
Výsledkem je prostorové rozlišení v rádiovém rozsahu. Daleko převyšuje vše, co bylo dosaženo optickými prostředky.
Máme tedy kamery, které vidí hlouběji. Senzory, které zachytí více světla. Spektrografy, které rozdělují světlo na jeho složky. A rádiová pole, která odhalují strukturu na obrovské vzdálenosti. Nástroje se vyvinuly. Vesmír se stal méně tajemným. Ale složitější.
Separace vodíku: H I, H II a molekulární mraky
Velkou část osobnosti mlhoviny určuje její vodík. Je to nejrozšířenější prvek ve vesmíru, takže to, zda je vodík v neutrálním, ionizovaném nebo vázaném stavu, rozhoduje o všem. Historicky astronomové rozdělili tyto zóny do tří kategorií. Pokud je vodík z větší části zbaven svého elektronu (H+), jedná se o oblast H II, také známou jako difúzní mlhovina. Pokud je vodík neutrální, jedná se o oblast H I. A pokud se plyn spojil do molekul (H2), máte molekulární mrak.
To není jen terminologie. Typ záření přítomného v oblasti se dramaticky mění v závislosti na stavu plynu. A právě toto záření určuje fyzikální procesy, které tam mohou nastat.
Jak energie fotonů utváří strukturu mlhoviny
Záření se šíří ve vlnách, ale nese energii v diskrétních kouscích zvaných fotony. Každý foton má specifickou vlnovou délku a energetickou hladinu. Gama záření má díky svým krátkým vlnovým délkám nejvíce energie. Za nimi v sestupném pořadí energie následuje rentgenové záření, ultrafialové záření, optické záření, infračervené záření, mikrovlny a rádiové vlny.
Neutrální atomy vodíku jsou vybíravé při výběru „jídla“. Mimořádně účinně absorbují ionizující záření. Konkrétně absorbují jakýkoli foton s energií nejméně 13,6 elektronvoltů (eV). To zhruba odpovídá vlnové délce kratší než 0,0912 mikrometru.
Pokud v oblasti dominuje neutrální vodík, nemůže jím projít nic s energií nad prahovou hodnotou 13,6 eV. Kromě rentgenového záření a paprsků s vyšší energií. Tyto vysokoenergetické fotony jsou tak intenzivní, že mohou pronikat plynem, ale také přeměňují vodík do průhledného stavu. Pro cokoliv pod touto hranicí působí neutrální vodík jako stěna.
Absorpce neutrálním vodíkem prudce snižuje úroveň záření téměř na nulu pro energie nad 13,6 elektronvoltů.
To vytváří sucho s ionizujícím zářením. Pokud nemůžete ionizovat vodík, určitě nemůžete ionizovat těžší prvky, které vyžadují ještě více energie. Iontové druhy v takových oblastech jsou omezeny na nižší ionizační stupně. Toto je chemický strop stanovený limitem spotřeby vodíku.
Oblasti H II: otevřené cesty pro světlo
V oblastech H II je téměř všechen vodík ionizován. Atomy ztratily své elektrony. Tím se odstraní absorpční bariéra. Fotony všech energií nyní mohou volně cestovat plynem.
Vzhledem k tomu, že cesta je volná, vznikají zde ionty, jejichž vznik vyžaduje fotony s vysokou energií. Objevují se ionty kyslíku jako O++. Oblast je prostoupena celým spektrem hvězdného záření, protože tam není žádný vodík, který by ji blokoval.
Kde se tvoří molekulární mraky
Ultrafialové fotony s energiemi vyššími než 11,2 elektronvoltů mohou rozbít molekulární vodík (H2). Rozdělí ho na dva samostatné atomy vodíku. Takových UV fotonů je v H I oblastech mnoho. Neumožňují akumulaci množství H2.
Ale je tu nuance. Zničení H2 spotřebuje tyto specifické UV fotony. To má dopad na dostupný energetický rozpočet. Pak musíme vzít v úvahu mezihvězdný prach. Prachová zrna účinně absorbují fotony v optickém a ultrafialovém rozsahu.
V některých částech vesmíru kombinace destrukce H2 a absorpce prachem snižuje počet vysokoenergetických fotonů na nulu. Konkrétně počet fotonů s energiemi nad 11,2 eV klesá pod rychlost tvorby H2 na povrchu zrn.
Když H2 vzniká rychleji, než může být zničen, stává se dominantní formou vodíku. Plyn je nyní molekulární mrak.
Klíčovou roli zde hraje mezihvězdný prach. H2 nemůže vznikat efektivně pouze v plynné fázi. Potřebuje povrch, kterého se bude držet a najít si partnera. Tento povrch poskytuje prach. Bez těchto zrn se chemie rozpadá a mrak se nikdy nevytvoří.
Neviditelní architekti formování hvězd
Prach je lhář. V obrovských prázdných prostorech mezi hvězdami se jeví jako nic, ale řídí teplotu, chemii a samotnou existenci mraků, ve kterých se hvězdy rodí. Tvoří pouze 0,7 procenta hmotnosti mezihvězdného média. Malý zlomek. Ale je to právě toto malé množství, které diktuje fyzikální pravidla hry.
Bez prachu by hvězdy možná vůbec nevznikly.
Hlavním úkolem mezihvězdného prachu je blokovat světlo. Plyn je většinou průhledný pro fotony, které neumí ionizovat vodík, ale prach? Je to neprůhledné. Pohlcuje hvězdné záření. Čím vyšší energie, tím silnější zrno odolává. Rádiové vlny a vzdálené infračervené záření jím prosakují jako duchové. Blízké infračervené záření prochází docela dobře. Ultrafialový? Prach ho zastaví ve smrti.
Tato absorpce je pro molekulární mraky dvousečný meč.
Na jedné straně prach zahřívá plyn. Když foton hvězdy narazí na zrno, může prostřednictvím fotoelektrického jevu vyřadit elektron. Tento elektron předává energii okolnímu plynu a zahřívá jej. Na druhou stranu prach ochlazuje plyn. Vyzařuje svou vlastní energii účinněji než zředěný plyn. Protože je zrno chladnější než plyn, teplo se z plynu přesouvá do prachu a následně je vyzařováno do prostoru. Jedná se o termostat vyrobený z kamene a karbonu.
Nejdůležitější role je ale chemická. Molekulární vodík ($H_2$) je zřídka produkován ve volném prostoru. Atomy se nemohou navzájem najít. Potřebují povrch, na který by mohli zasáhnout, nalepit a vytvořit vazbu. Takovými povrchy jsou prachová zrna. Bez nich by byl vesmír spíše polévkou atomového vodíku než palivem pro hvězdy. Prach také krade těžké prvky, jako je železo a křemík. Tyto kovy jsou účinnými chladicími kapalinami. Jejich uzamčením v pevné formě mění prach tepelnou rovnováhu celého mraku.
Co přesně pozorujeme?
Pokud odstraníte pevná zrna a budete se dívat pouze na plyn, obraz prostoru bude zkreslený. Astronomové určují složení plynu studiem úzkých absorpčních čar ve spektrech hvězd v pozadí. To je chytrý trik. Díváte se na světlo vzdálené hvězdy procházející mrakem. Plyn absorbuje specifické vlnové délky a zanechává čárový kód.
Porovnejte tento čárový kód s kosmickou hojností (standardy sluneční soustavy) a záhada se prohloubí. Téměř všechno železo, hořčík a křemík v plynu chybí. Zmizela také velká část uhlíku. Pouze část kyslíku a dusíku zůstává v parní fázi. Zbytek je uzamčen v prachu.
Z čeho je tedy tento prach vyroben?
Nejsou to jen saze. Údaje o absorpci a rozptylu odhalují složitou směs. Existují silikáty, amorfní a skalnaté, podobné pozemským minerálům, ale postrádají krystalickou strukturu. Pak je tu uhlíková složka. Je heterogenní. Existuje minimálně ve dvou podobách.
V první řadě se jedná o opravdová zrna. Volně létající nebo připevněné k silikátovým jádrům. Za druhé se jedná o polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH). Jedná se o jednotlivé molekuly volně plovoucí v prostoru. Skládají se ze 70 až několika stovek atomů uhlíku, přičemž atomy vodíku visí kolem okrajů nebo jsou zachyceny uvnitř. Technicky je označování PAH za „prach“ konvence. Některé z těchto molekul jsou jen o málo větší, než jaké běžně detekují radioteleskopy. Ale obě formy jsou potřebné k vysvětlení spektrálních rysů, které vidíme. Přidejte uhlovodíkové skořápky pokrývající větší zrna a máte chaotický a složitý inventář.
Velikosti se velmi liší. Od 0,0003 mikrometru pro nejmenší molekuly až po téměř celý mikrometr pro větší zrna. Existuje mnohem více malých částic než velkých.
Odkud pochází?
Zde vzniká paradox. Nemůžete vytvořit prach z plynu v mezihvězdném médiu. Ne přímo. Hustota je příliš nízká. Dokonce i v hustém mraku, který vypadá jako vynikající laboratorní vakuové prostředí, jsou částice příliš daleko od sebe. Nemohou se srazit a držet pohromadě dostatečně dlouho, aby vyzařovaly své teplo a vytvořily pevnou látku.
Kondenzace vyžaduje hustotu. Vyžaduje to, aby se atomy navzájem srazily, vytvořily vazby a ochladily se.
Tento proces probíhá jinde. Ve vnějších atmosférách chladných veleobrů.
Hustota plynu v těchto hvězdách může být $10^9$ krát vyšší než v typických mlhovinách. Podmínky jsou ideální. žáruvzdorné materiály – silikáty a uhlík – kondenzují do zrn. Poté začne působit tlak záření. Mechanická síla světla absorbovaného a rozptýleného těmito novými zrny je vyfoukne z atmosféry hvězdy. Letí do vesmíru a berou s sebou stavební kameny budoucích planet a hvězd.
Chaos míchání
Jakmile je prach v mezihvězdném médiu, nezůstává pasivní. Velmi se mění pod vlivem interakcí se sebou samým a s plynem.
Difúzní mraky obsahují mnoho malých zrn. V hustých mracích se tato malá zrnka srážejí a vytvářejí větší. Proč je to důležité? Malá zrna lépe absorbují krátkovlnné záření, zejména ultrafialové světlo o vlnové délce asi 0,1 mikrometru. Když drží pohromadě, tato schopnost se snižuje. Oblak se stává pro UV záření průhlednější, což mění povahu jeho vývoje.
Právě kvůli tomuto shlukování jsou těžké prvky jako železo, hořčík a nikl v hustých oblastech ještě méně zastoupeny než v difúzním plynu. Byly zachyceny do větších zrn. Ale tady je klíčový bod: prach a plyn se nepohybují společně.
Výpočty ukazují, že prachová zrna se srážejí s atomy plynu mnohem rychleji, než by dovolil jednoduchý drift. Musí se vůči sobě pohybovat. To znamená přítomnost poruch. Pravděpodobně magnetické povahy. Magnetická pole udržují prach a plyn ve stavu chaotického relativního pohybu, neustále se drtí, srážejí a vyměňují si energii.
Turbulentní probuzení
Samotný plyn je ve stavu kontrolovaného chaosu. Flow je komplexní. K velkým pohybům dochází, když se horká hvězda rozsvítí na okraji chladného, tichého molekulárního mračna. To vytváří oblast H II, ionizovanou zónu. Tlak prudce stoupá. Horký plyn prudce expanduje a proudí okolním materiálem jako voda, která se prodírá z přehrady.
Také vidíte bubliny. Rozšiřující se struktury kolem hvězd, které odhazují své vnější vrstvy ve hvězdném větru. Nejedná se o statické skořápky. Jedná se o dynamická, turbulentní prostředí, kde se prach a plyn neustále recyklují, ničí a znovu se rodí.
Prach většinou tyto rázové vlny přežije. Ona se vyvíjí. Ona se mění. Čeká na další cyklus tvorby hvězd.
A přesto stále nemůžeme tyto podmínky v laboratoři znovu vytvořit. Složení usuzujeme na světlo. Hádáme o původu studiem atmosfér hvězd. Prach je záznamem všeho, co se stalo v prostoru mezi hvězdami. Každá srážka. Každý výbuch. Každý tichý okamžik kondenzace. To vše je zaznamenáno ve způsobu, jakým absorbuje a rozptyluje světlo.
Otázkou není jen to, z čeho se prach skládá. Otázkou je, kolik z toho zůstane po smrti další hvězdy.
Mlhoviny nejsou nikdy statické. Kromě uspořádaných toků, které by člověk očekával od klidného oblaku plynu, je vždy přítomen chaos. Turbulence.
Je to stejná fyzika, kvůli které jsou peřeje na divoké vodě nebezpečné, jen v kosmickém měřítku. Když je viskozita tekutiny nízká, pohyb se rozpadá na chaotické víry. Energie, hybnost a magnetická pole jsou přerozdělovány z masivních struktur do mikroskopických velikostí. Nakonec zvítězí viskozita. Kinetická energie se přeměňuje na teplo. Vibrace molekul se zvyšují.
Tento proces určuje, jak mlhovina odolává gravitaci. Kontroluje také její energetický rozpočet. Známe základy. Detaily ale neznáme.
Měření neměřitelného
Jak můžeme vidět něco tak chaotického? Díváme se na světlo.
Konkrétně analyzujeme šířku emisních nebo absorpčních čar ve spektru mlhoviny. Žádná spektrální čára není dokonale ostrá. Úrovně atomové energie jsou rozmazané. Ale linie, které pozorujeme, jsou často mnohem širší, než dovolují vnitřní atomová omezení. Proč? Dopplerův efekt.
Atomy pohybující se směrem k nám posouvají světlo směrem ke kratším vlnovým délkám (modrý posun). Atomy pohybující se od nás ji posouvají směrem k delším vlnovým délkám (červený posun). Pokud se atomy chaoticky pohybují v náhodných směrech podél naší linie pohledu, linie se rozmazává.
Část tohoto rozmazání je způsobena tepelným pohybem. Teplejší plyn se pohybuje rychleji. Lehčí atomy se pohybují rychleji než těžší. Vodík, který je nejlehčím prvkem, by se měl při jakékoli dané teplotě pohybovat nejrychleji.
Pozorování to potvrzují. Čáry vodíku jsou širší než čáry těžších prvků. Ale ne tak široký, jak předpovídá tepelná fyzika. Existuje další pohyb. Pohyb ve velkém měřítku. Masově nezávislý.
To je turbulence.
To ale vyvolává těžkou otázku. Co to udržuje?
Turbulentní energie přirozeně kaskádovitě klesá dolů. Velké víry se rozpadají na menší. Malé – do ještě menších. Dokud ho viskozita nerozptýlí jako teplo. Pokud tuto energii nic nenahradí, plyn by se měl uklidnit. Ale neuklidňuje se.
Vesmírný motor
Energie musí být dodávána nepřetržitě.
Mezihvězdný motor pohání tři hlavní zdroje.
Za prvé, hvězdné větry. Horké hvězdy vyvrhují plyn rychlostí tisíců kilometrů za sekundu. Jedná se o obrovské množství kinetické energie uvolňované do životního prostředí.
Za druhé, supernovy. Když hmotné hvězdy zemřou, explodují obrovskou silou. Zbytky mohou mít počáteční rychlost 20 000 kilometrů za sekundu. Rozšiřují se směrem ven a postupně zpomalují, dokud se jejich rychlost nevyrovná průměrné rychlosti oblačnosti asi 10 km/s. Tato exploze uvolňuje obrovské množství energie ve velkém měřítku.
Za třetí, kolize. Mraky se pohybují v gravitačním potenciálu Galaxie. Někdy se navzájem srazí. Tyto srážky přenášejí hybnost a mísí obsah v galaktickém měřítku.
Všechny tyto procesy udržují plyn v excitovaném stavu. Energie kaskádovitě klesá dolů, mění se v teplo, ale zdroj dál přiživuje oheň.
Neviditelný rám
V prostoru se nepohybuje jen plyn. Spirálními rameny Mléčné dráhy prochází magnetické pole.
Toto pole se rozprostírá tisíce světelných let nad galaktickou rovinou. Je to všude. O jeho existenci víme díky dvěma různým signálům.
Jedním z nich je radiové synchrotronové záření. Velmi energetické elektrony pohybující se v poli vydávají rádiové vlny. Další je polarizace světla hvězd. Podlouhlá prachová zrna se seřadí podél magnetického pole. Působí jako malé střelky kompasu a kroutí světlo, které jimi prochází.
Magnetické pole je silně vázáno na plyn. Ovlivňuje vestavěné elektrony. I v oblastech neutrálního vodíku jsou volné elektrony. Tyto elektrony se srážejí s jinými částicemi plynu a udělují jim pohyb. Plyn a pole se pohybují společně. Plyn může klouzat podél siločar, ale nemůže se přes ně snadno pohybovat.
Důležitá je spojka. Magnetické pole vytváří tlak. Podobně jako tlak plynu. Ovlivňuje pohyb plynu. Dodává to turbulenci vrstvu složitosti.
Numerické simulace se po léta pokoušely simulovat tyto interakce. Výsledky ukazují komplexní vlnové pohyby a omezené struktury.
Stále definujeme hranice našeho chápání. Turbulence není jen chaos. Toto je dynamická rovnováha. Neustálá interakce mezi gravitací, magnetickými poli a hvězdným násilím.
Proč je to důležité? Protože tato turbulence určuje, kde vznikají nové hvězdy. Reguluje hustotu plynu. Pokud by byly turbulence slabší, mraky by se mohly snáze zhroutit. Kdyby byla silnější, hvězdy by se nemusely tvořit vůbec.
Žijeme uvnitř bouřlivé, magnetizované polévky neustále doplňované energií. A jeho ingredience teprve začínáme ochutnávat.
