Słowo mgławica oznaczało prawie każdy rozmyty obiekt na nocnym niebie. W czasach, gdy teleskopy były prymitywne, astronomowie nazywali wszystkie obiekty poza Układem Słonecznym, które nie były mgławicami gwiazdowymi. Nie potrafili rozdzielić odległych galaktyk na pojedyncze gwiazdy, więc wrzucili wszystko do jednego worka. Ta historyczna definicja była myląca. Pomieszało dwie zupełnie różne rzeczy: mgławice pozagalaktyczne (które obecnie nazywane są galaktykami) i mgławice galaktyczne (obłoki gazu i pyłu wewnątrz naszej Drogi Mlecznej).
Dziś termin ten stał się bardziej rygorystyczny. Kiedy naukowcy mówią o mgławicy, mają na myśli wyłącznie ośrodek międzygwiazdowy. Są to rozrzedzone obłoki gazu i pyłu unoszące się w rozległych przestrzeniach pomiędzy gwiazdami.
Pusta kompozycja
Może się wydawać, że przestrzeń jest pusta. To jest błędne. W galaktyce spiralnej takiej jak nasza ośrodek międzygwiazdowy stanowi od 3 do 5 procent całkowitej masy. Jeśli jednak przyjrzymy się konkretnie ramionom spiralnym, odsetek ten wzrośnie do około 20 procent.
Większość tej masy to gaz. Około 1 procent to „kurz”. To nie są ziarenka piasku, ale maleńkie, twarde ziarenka. Stanowią duże wyzwanie dla astronomów, ponieważ skutecznie pochłaniają i rozpraszają światło. Pozostała część masy galaktyki skupia się w widocznych gwiazdach, chociaż ciemna materia czai się w zewnętrznych obszarach, stanowiąc znaczną część niewidzialnej masy.
Skrzepy, chmury i eksplozje
Cechą charakterystyczną gazu międzygwiazdowego jest jego grudkowata natura. Ta heterogeniczność objawia się we wszystkich skalach. Istnieją struktury wielkości całej Drogi Mlecznej (około 10^20 metrów) i kieszenie wielkości odległości Ziemi od Słońca (około 10^11 metrów).
„Różne regiony wykazują ogromny zakres gęstości i temperatur.”
Jak to widzimy? Różnice na dużą skalę są bezpośrednio widoczne. Zmiany na małą skalę pojawiają się jako wahania intensywności fal radiowych, podobne do migotania światła gwiazd w atmosferze ziemskiej.
Skrajne wartości kontrastują. Połowa masy ośrodka międzygwiazdowego w ramionach spiralnych zawarta jest w obłokach molekularnych. Tutaj wodór występuje w formie molekularnej (H2). Jest tu zimno. Temperatura spada do 10 Kelwinów. Chmury te są niewidoczne dla teleskopów optycznych. Astronomowie wykrywają je poprzez emisję tlenku węgla (CO) w milimetrowym zakresie długości fal. Gęstość jest wysoka – około 1000 cząsteczek H2 na centymetr sześcienny.
Rozważmy drugą skrajność. Gaz pomiędzy tymi chmurami jest gorący. Mówimy o 10 milionach kelwinów. Gęstość jest niepokojąco niska: tylko 0,001 jonów H+ na centymetr sześcienny. Ten przegrzany gaz często powstaje w wyniku supernowych, gwałtownej śmierci niestabilnych gwiazd.
Ciemność kontra jasność: jak rozpoznać mgławicę
Wszystkie mgławice w Drodze Mlecznej są formami materii międzygwiazdowej. Oznacza to gaz zmieszany z pyłem kosmicznym. Ich wygląd zależy od temperatury, gęstości i położenia względem nas. Jednakże pod względem chemicznym są one jednorodne.
Przepis na Wszechświat jest prosty: 90 procent wodoru, prawie cały hel i około dwóch atomów na tysiąc wszystkiego innego (tlenu, węgla, neonu, azotu itp.).
Astronomowie dzielą mgławice na dwie szerokie kategorie w zależności od ich wyglądu:
- Ciemne mgławice : Pojawiają się jako nieregularne czarne plamy. Nie emitują światła. Zamiast tego zasłaniają gwiazdy znajdujące się za nimi. Zasadniczo są to cienie kosmiczne.
- Jasne mgławice : Świecą słabo. Świecą własną energią lub odbijają światło pobliskich gwiazd.
Który typ jest ważniejszy w procesie powstawania gwiazd? Ciemne mgławice są kolebką. Ich wysoka gęstość i niska temperatura pozwalają grawitacji kompresować gaz, tworząc nowe gwiazdy. Jasne mgławice są często następstwem oświetlanym przez te nowonarodzone gwiazdy.
Ciemne mgławice są „ciężkimi” ośrodkami międzygwiazdowymi. Są to gęste, zimne chmury molekularne. Zawierają około połowy całej materii występującej między gwiazdami. Gęstość jest tu ekstremalna. Patrzysz na setki, a nawet miliony cząsteczek wodoru upakowanych w jednym centymetrze sześciennym. Jest tu ciasno.
Ta kompresja nie jest statyczna. To miejsce narodzin gwiazd. Grawitacja przyciąga części tych chmur do siebie, aż do zapadnięcia się. Proces ten zapala nowe słońca.
Jednak większość pozostałego gazu nie znajduje się w tych gęstych grudkach. Jest rzadkie. Ośrodek międzygwiazdowy jest tam stosunkowo pusty. Gęstość spada do około 0,1 atomu wodoru na centymetr sześcienny. Jest prawie niewidoczny gołym okiem. O jego istnieniu wiemy jedynie dzięki emisji radiowej. Mianowicie wzdłuż 21-centymetrowej linii neutralnego wodoru. Ten sygnał to jedyny sposób na mapowanie rozległych pustych przestrzeni.
Podklasy jasnych mgławic
Jasne mgławice to coś innego. Są to stosunkowo gęste chmury gazu zlokalizowane w rozrzedzonym środowisku. Nie są to obiekty jednego typu. Można je podzielić na kilka różnych kategorii.
Mgławice refleksyjne. Regiony H II. Rozrzedzony zjonizowany gaz. Mgławice planetarne. Pozostałości po supernowej.
Każdy z nich ma swój własny mechanizm. Każdy z nich ukazuje inny aspekt ewolucji gwiazd.
Mgławice refleksyjne: chłodne i odblaskowe
Mgławice refleksyjne nie emitują własnego światła. Działają jak kosmiczne lustra. Odbijają światło pobliskiej gwiazdy od ziaren pyłu zawieszonych w gazie. Gaz w tych chmurach jest zimny. Bez pobliskiej gwiazdy działającej jak reflektor, obiekty te byłyby po prostu ciemnymi mgławicami. Zniknęłyby w cieniach tła. To źródło światła sprawia, że są widoczne.
Regiony H II: Próg jonizacji
Regiony H II to chmury wodoru pozbawione elektronów. Ten proces jonizacji rozdziela wodór na dodatnie jony H+ i wolne elektrony.
Co jest tego przyczyną? Pobliska gorąca gwiazda. Ale nie byle jaki. Źródło musi być typu widmowego O lub B. Są to najbardziej masywne i najgorętsze zwykłe gwiazdy w Galaktyce. Tylko one wytwarzają promieniowanie o wysokiej energii wystarczające do oderwania elektronów od atomów wodoru. W ten sposób powstają świecące chmury, które kojarzymy z kołyskami gwiazd.
Moc rozrzedzonego zjonizowanego gazu
Następnie jest rozrzedzony zjonizowany gaz. Jest wszechobecne. Istnieje wszędzie wśród mglistych chmur. To ważny element całej Galaktyki.
Wykrywamy go dzięki słabemu promieniowaniu. Mianowicie z jonów dodatnich wodoru, azotu i siarki (H+, N+ i S+). Sygnały te są wykrywane we wszystkich kierunkach. Nie rzucają się w oczy. Nie przyciągają uwagi tak bardzo jak jasne obszary H II.
Mimo to zasługują na uwagę. Całkowita energia potrzebna do zasilenia tego rozproszonego promieniowania znacznie przekracza energię jasnych obszarów H II, mgławic planetarnych czy pozostałości po supernowych. Te dramatyczne obiekty zajmują tylko niewielki ułamek objętości. Pozostałą część przestrzeni wypełnia rozrzedzony gaz. Jest cichy. On jest wszędzie. I ma większą moc niż jasne plamy.
Galaktykę definiuje nie tylko to, co świeci. Definiuje się to, co jest pomiędzy. Zimne ciemne chmury. Słaby, wszechobecny blask. Struktury, które nie krzyczą o swoim istnieniu, ale dominują
Dlaczego mgławice planetarne nie są planetami
Wyglądają jak planety. Przynajmniej dlatego astronomowie nadali im tę nazwę. Oglądane przez teleskop wyglądają jak okrągłe, stosunkowo jasne dyski. Nie te chaotyczne, włókniste grudki, które można zobaczyć w innych obiektach. Ale prawda jest taka: nie ma tu ani jednej planety. Ani jednego.
Obiekty te to zwłoki gwiazd. Mianowicie pochodzą od czerwonych gigantów. Gwiazdy, które zgasły, ale nie były na tyle masywne, aby eksplodować. Zrzucają swoje zewnętrzne skorupy. Nie jest to gwałtowne zdarzenie wybuchowe, takie jak supernowa. Jest to raczej wyjątek. Pozostały rdzeń staje się bardzo gorący. Zasadniczo jest to biały karzeł. Znajduje się w centrum i emituje energię. Powłoka materii wokół niego rozszerza się. Powoli. Z prędkością kilkudziesięciu kilometrów na sekundę. Nie wystarczająco szybko, aby rozerwać galaktykę. Ale wystarczająco szybko, aby zostać przeniesionym w pustkę.
Nazwa utknęła, ponieważ pierwsi astronomowie byli zdezorientowani. Zobaczyli okrągłe kropki. I pomyśleli: „planeta”. To historyczny błąd. Błąd językowy. Ale nauka jest prawdziwa. Te mgławice to świecące powłoki gazowe. To ostatni akt gwiazdy takiej jak nasze Słońce.
Pozostałości po supernowej: gwałtowne konsekwencje
Mgławice planetarne są w porównaniu z nimi czymś delikatnym.
Pozostałości po supernowych opowiadają inną historię. To blizny pozostawione przez masywne gwiazdy. Gwiazdy, które płonęły jasno i ciężko gasły. Gaz rozszerza się z prędkością setek, a nawet tysięcy kilometrów na sekundę. To jest chaotyczne. To jest energetyczne. Jest brudno.
Ale tutaj robi się to trudne. Skąd wiesz, co widzisz? Czy to śmieci samej gwiazdy? A może jest to gaz międzygwiazdowy uwięziony w rozszerzającej się powłoce?
Jeśli reszta jest młoda. Kilka tysięcy lat lub mniej. Można założyć, że gaz pochodził z eksplodującej gwiazdy. Ramy czasowe są krótkie. Ograniczona odległość. Mgławica składa się głównie z tego, co wypluła gwiazda.
Ale co jeśli jest starsza? Historia się zmienia. Oryginalny gaz ulatnia się. To, co teraz widzisz, to najprawdopodobniej materia międzygwiazdowa. Gaz, który już był. Złapany w rozszerzającej się fali uderzeniowej. Jak odśnieżarka uderzająca w kupę kurzu. Mgławica nie jest już gwiazdą. To skorupa otaczająca zwłoki gwiazdy.
Jak nauczyliśmy się patrzeć
To rozróżnienie nie zawsze było oczywiste. Nie obudziliśmy się pewnego dnia i nie odkryliśmy różnicy między mgławicą planetarną a pozostałością po supernowej. Musieliśmy to rozgryźć.
Przed XX wiekiem wszystko było tylko „mgławicą”. Rozmyty punkt na niebie. Teleskop był nowym instrumentem. Surowy instrument. Pierwsi obserwatorzy widzieli okrągłe plamy. Nazwali je mgławicami planetarnymi, ponieważ wyglądały jak Uran lub Saturn. Nie wiedzieli, co to jest. Nie wiedzieli, że to umierające gwiazdy. Po prostu je skatalogowali.
Technologia uległa poprawie. Pojawiła się spektroskopia. Zaczęliśmy patrzeć w światło. Nie tylko w formie. Widmo powiedziało nam o składzie chemicznym. O temperaturze. O ruchu. Nie wystarczyło ich zobaczyć. Musieliśmy zrozumieć, z czego są zrobione.
Ta zmiana perspektywy zmieniła astronomię. Przestaliśmy widzieć statyczne chmury. Zaczęliśmy widzieć procesy. Ewolucja
Nicolas-Claude Fabry de Pieresque odkrył Mgławicę Oriona w 1610 roku. Gołym okiem wyglądała jak zwykła gwiazda. Od wynalezienia teleskopu minęły dwa lata. Potem pojawił się Christiaan Huygens. W 1656 roku używał lepszych instrumentów, aby zobaczyć, co przeoczył Pierresque. Wyodrębnił jasny obszar wewnętrzny i udowodnił, że gwiazda centralna jest w rzeczywistości zwartym układem poczwórnym.
Na początku XVIII wieku łowcy komet przypadkowo odkryli wiele mgławic. Musieli odróżnić prawdziwe komety od nieruchomych, rozmytych plam. Charles Monsieur rozwiązał ten problem, sporządzając listę w 1781 roku. Aby uniknąć nieporozumień, stworzył katalog 103 obiektów. Lista była praktyczna: obejmowała głównie gromady gwiazd, niektóre galaktyki i jedenaście prawdziwych mgławic. Nazwy te są używane do dziś. Mgławica Koniczyna jest oznaczona jako M20 i znajduje się w gwiazdozbiorze Strzelca.
Dziedzictwo Herschela
William Herschel i jego syn John zdominowali obserwacje w połowie XIX wieku. William pracował ze swoją siostrą Caroline. W latach 1786-1802 opracowali trzy katalogi. Zarejestrowali około 2500 obiektów: gromad, mgławic i galaktyk.
Jan kontynuował to dzieło. Dokonał obserwacji z Obserwatorium Cape w Republice Południowej Afryki i dodał 1700 obiektów widocznych tylko z półkuli południowej. Nagrał kolejnych 500 obiektów z Anglii. Notatki te stały się podstawą twórczości J. L. Dreyera. W 1888 r. opublikował Nowy Katalog Generalny, który zawierał 7840 wpisów. Później pojawiły się dwa uzupełnienia – „Katalogi indeksowe”, do których dodano kolejne 5386 obiektów.
W tamtych czasach galaktyki i mgławice były często niemożliwe do rozróżnienia. Większość jasnych galaktyk nadal można zidentyfikować na podstawie numerów w katalogach NGC lub IC. Ten system nazewnictwa został utrzymany ze względu na jego skuteczność.
Rewolucja fotograficzna
Fotografia zmieniła wszystko. Uchwycił słabe szczegóły, których oko nie było w stanie dostrzec, i stworzył trwały zapis. Astronomowie byli w stanie badać drobne szczegóły w wygodnym tempie. Pierwsze zdjęcie Mgławicy Oriona wykonano w 1880 r. Wysokiej jakości zdjęcia pojawiły się dopiero w 1883 r. Te wczesne zdjęcia ukazały rozległe struktury, o których obserwatorzy wzrokowi nawet nie byli świadomi.
Spektroskopia dostarczyła dowodów fizycznych. Podzielił światło na długości fal, co pozwoliło astronomom dowiedzieć się, z czego zbudowane są obiekty. Gwiazdy emitują na wszystkich długościach fal, a ich widma zwykle pokazują ciemne linie absorpcyjne. Gorące, przezroczyste chmury gazu emitują jedynie linie emisyjne. Linie te są charakterystyczne dla gazów składowych.
W 1864 roku astronomowie badali widmo Mgławicy Oriona. Widzieli jasne linie emisji. Szczególnie widoczne były linie wodoru. Niektóre zielone linie były jeszcze jaśniejsze. Widma galaktyk natomiast miały charakter gwiazdowy. Różnica stała się oczywista: mgławice zbudowane są z gazu, a galaktyki z gwiazd. Prawdziwe rozmiary galaktyk pozostawały nieznane aż do XX wieku, ale klasyfikacja była wiarygodna.
„Badając widmo obiektu astronomicznego, można wiele dowiedzieć się o jego fizycznej naturze.”
To przejście od spekulacji wizualnych do analizy fizycznej położyło kres niepewności. Niebo nie jest już tylko mapą punktów. Stało się zbiorem różnych obiektów fizycznych. Niektóre świeciły gazem, inne świeciły jak gwiazdy. Narzędzia się zmieniły, a wraz z nimi zrozumienie.
XX wiek nie tylko poprawił sposób, w jaki patrzymy na gwiazdy. Zmieniło to to, co faktycznie widzieliśmy. Do tego momentu głównie domyślaliśmy się procesów fizycznych kontrolujących materię międzygwiazdową. Potem pojawiły się lepsze narzędzia. I najlepsze „oczy”.
Wszystko zaczęło się od Bernharda Schmidta. Niemiecki inżynier optyczny, który w 1930 roku wynalazł aparat Schmidta. Był to obiektyw szerokokątny przeznaczony do pracy z dużą szybkością. Mógłby uchwycić słabe, rozległe mgławice, które inne kamery przeoczyły. W tamtym czasie płyty fotograficzne były coraz lepsze. Stali się wrażliwi na szerszą gamę kolorów. Ale fotografia zawsze była wąskim gardłem. Musieliśmy poczekać. Musiałem to pokazać. Musiałem zgadnąć.
Ta era jest martwa.
Obecnie używamy urządzeń różnicujących ładunki, czyli CCD (CCD). Wyobraź sobie układy maleńkich ogniw fotowoltaicznych. Każdy z nich wychwytuje światło z określonego obszaru nieba. Nowoczesne czujniki to kwadratowe siatki. Niektóre mają do 4000 komórek po każdej stronie. To 16 milionów niezależnych fotokomórek. Jednocześnie patrzą w niebo.
Detektory elektroniczne są 100 razy bardziej czułe niż folia. Pracują z szerszym zakresem poziomów światła. Odbierają także długości fal, o których film nawet nie mógł marzyć. Mówimy o ultrafiolecie, zaczynając od 0,1 mikrona. Aby to zobaczyć, trzeba wejść na orbitę nad ziemską atmosferą. Następny jest zakres podczerwieni wykraczający poza 1,2 mikrona.
Dlaczego statki kosmiczne są ważne w obserwacjach głębokiego kosmosu
Atmosfera ziemska działa jak filtr. Blokuje wiele z tego, co jest w kosmosie. Sondy kosmiczne pozwalają nam zobaczyć rzeczy, które normalnie zostałyby pochłonięte.
Promienie gamma. Promienie rentgenowskie. Mają bardzo krótkie fale. Światło dalekiego ultrafioletu jest również blokowane przez ozon. Jego długość fali jest krótsza niż około 0,3 mikrona. Promieniowanie podczerwone to zupełnie inna historia. Pochłaniają je para wodna i dwutlenek węgla obecne w naszym powietrzu. Obejmuje to długości fal od około 3 mikronów do 1 milimetra.
Dlaczego musimy zobaczyć te zakresy?
Promienie gamma, rentgenowskie i ultrafioletowe pokazują nam najgorętsze miejsca w kosmosie. Mówimy o temperaturach sięgających 100 milionów Kelvinów. Dzieje się tak w sprężonym uderzeniowo gazie supernowych. To jest okrutne. To jest energetyczne.
Promieniowanie podczerwone działa zupełnie inaczej. Odsłania ciemne, zimne obłoki molekularne. Światło gwiazd nie może przeniknąć tam przez warstwy pyłu. Ale promieniowanie podczerwone przenika przez nie. Pokazuje nam, gdzie w ciemności rodzą się gwiazdy.
Czytanie światła, a nie tylko robienie zdjęć
Podstawową metodą badania mgławic nie są obrazy. To są widma.
Widma pokazują względny rozkład promieniowania na różnych długościach fal. W przypadku światła optycznego oznacza to kolory. Widma te można uzyskać za pomocą pryzmatu. Siatki dyfrakcyjne również działają. Kryształy są wykorzystywane do promieni rentgenowskich.
Szczególnie przydatnym narzędziem jest spektrograf echelette. Wykorzystuje dwie siatki. Jeden ma szorstkie wycięcie. Rozdziela promieniowanie w jednym kierunku. Drugi ma cienkie wycięcie. Rozdziela go prostopadle. Umożliwia to astronomom jednoczesne rejestrowanie szerokiego zakresu długości fal. O bardzo wysokiej rozdzielczości widmowej. Oznacza to zdolność rozróżniania nieco różnych długości fal.
Aby uzyskać jeszcze wyższą rozdzielczość, astronomowie korzystają z interferometrów Fabry’ego-Perota.
Widma te zapewniają potężną diagnostykę. Mówią nam o warunkach fizycznych panujących wewnątrz mgławic. Obrazy i widma z satelitów na orbicie okołoziemskiej dostarczyły danych o niespotykanej dotąd jakości. Najbardziej znanym przykładem jest Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Ale nie jest sam.
Radioteleskopy naziemne
Obserwacje naziemne pozostają ważne. Zwłaszcza w zakresie radiowym i zakresie fal submilimetrowych.
Emisje gazów w tych zakresach dostarczają kluczowych informacji. Ujawnia warunki fizyczne i skład molekularny. Używamy dużych zestawów radioteleskopów. To kilka oddzielnych teleskopów, które funkcjonują jako jeden ogromny instrument.
Rezultatem jest rozdzielczość przestrzenna w zakresie radiowym. To znacznie przewyższa wszystko, co osiągnięto za pomocą środków optycznych.
Mamy więc kamery, które widzą głębiej. Czujniki wychwytujące więcej światła. Spektrografy rozdzielające światło na jego składowe. Oraz tablice radiowe, które ujawniają strukturę na ogromnych dystansach. Narzędzia ewoluowały. Wszechświat stał się mniej tajemniczy. Ale bardziej złożone.
Separacja wodoru: H I, H II i chmury molekularne
W dużej mierze charakter mgławicy jest zdeterminowany znajdującym się w niej wodorem. Jest to pierwiastek najobficiej występujący we Wszechświecie, więc to, czy wodór jest w stanie neutralnym, zjonizowanym czy związanym, decyduje o wszystkim. Historycznie rzecz biorąc, astronomowie dzielili te strefy na trzy kategorie. Jeśli wodór jest w większości pozbawiony elektronów (H+), jest to obszar H II, znany również jako mgławica rozproszona. Jeśli wodór jest obojętny, jest to obszar HI. A jeśli gaz połączył się w cząsteczki (H2), powstaje chmura molekularna.
To nie tylko terminologia. Rodzaj promieniowania występującego w danym regionie zmienia się dramatycznie w zależności od stanu gazu. I to właśnie to promieniowanie determinuje procesy fizyczne, które mogą tam zachodzić.
Jak energia fotonów kształtuje strukturę mgławicy
Promieniowanie rozchodzi się falami, ale niesie energię w postaci dyskretnych fragmentów zwanych fotonami. Każdy foton ma określoną długość fali i poziom energii. Promienie gamma mają najwięcej energii ze względu na krótkie fale. Po nich, w malejącej kolejności energii, następują promienie rentgenowskie, promieniowanie ultrafioletowe, promieniowanie optyczne, promieniowanie podczerwone, mikrofale i fale radiowe.
Neutralne atomy wodoru są wybredne w wyborze „pożywienia”. Niezwykle skutecznie pochłaniają promieniowanie jonizujące. W szczególności absorbują dowolny foton o energii co najmniej 13,6 elektronowoltów (eV). Odpowiada to w przybliżeniu długości fali krótszej niż 0,0912 mikrometra.
Jeśli w danym regionie dominuje obojętny wodór, nic o energii powyżej progu 13,6 eV nie może przez niego przejść. Z wyjątkiem promieni rentgenowskich i promieni o wyższej energii. Te wysokoenergetyczne fotony są tak intensywne, że mogą przeniknąć przez gaz, ale jednocześnie zmieniają wodór w stan przezroczysty. Dla wszystkiego poniżej tego progu obojętny wodór działa jak ściana.
Absorpcja przez obojętny wodór gwałtownie zmniejsza poziom promieniowania do prawie zera dla energii powyżej 13,6 elektronowoltów.
Powoduje to suszę radiacyjną jonizującą. Jeśli nie możesz zjonizować wodoru, z pewnością nie możesz zjonizować cięższych pierwiastków, które wymagają jeszcze więcej energii. Gatunki jonowe w takich regionach są ograniczone do niższych etapów jonizacji. Jest to pułap chemiczny ustalony na podstawie limitu poboru wodoru.
Obszary H II: otwarte ścieżki dla światła
W obszarach H II prawie cały wodór jest zjonizowany. Atomy utraciły swoje elektrony. Spowoduje to usunięcie bariery absorpcyjnej. Fotony wszystkich energii mogą teraz swobodnie przemieszczać się w gazie.
Ponieważ droga jest czysta, powstają tu jony, które do powstania wymagają fotonów o wysokiej energii. Pojawiają się jony tlenu, takie jak O++. Obszar ten jest przesiąknięty pełnym spektrum promieniowania gwiazdowego, ponieważ nie ma tam wodoru, który mógłby je blokować.
Miejsce, w którym tworzą się chmury molekularne
Fotony ultrafioletowe o energii większej niż 11,2 elektronowoltów mogą rozbijać wodór cząsteczkowy (H2). Podzielili go na dwa oddzielne atomy wodoru. Takich fotonów UV jest wiele w obszarach H I. Nie pozwalają na gromadzenie się ilości H2.
Ale jest niuans. Zniszczenie H2 pochłania te specyficzne fotony UV. Ma to wpływ na dostępny budżet energetyczny. Następnie musimy wziąć pod uwagę pył międzygwiazdowy. Ziarna pyłu skutecznie absorbują fotony w zakresie optycznym i ultrafioletowym.
W niektórych częściach kosmosu połączenie niszczenia H2 i absorpcji przez pył zmniejsza liczbę fotonów o wysokiej energii do zera. W szczególności liczba fotonów o energiach powyżej 11,2 eV spada poniżej szybkości tworzenia się H2 na powierzchniach ziaren.
Kiedy H2 tworzy się szybciej, niż można go zniszczyć, staje się dominującą formą wodoru. Gaz jest teraz chmurą molekularną.
Kluczową rolę odgrywa tu pył międzygwiazdowy. H2 nie może powstawać efektywnie w samej fazie gazowej. Potrzebuje powierzchni, na której może się trzymać i znaleźć partnera. Pył zapewnia tę powierzchnię. Bez tych ziaren chemia rozpada się i chmura nigdy się nie tworzy.
Niewidzialni architekci powstawania gwiazd
Pył jest kłamcą. W rozległych, pustych przestrzeniach między gwiazdami wydaje się niczym, ale kontroluje temperaturę, skład chemiczny i samo istnienie obłoków, w których rodzą się gwiazdy. Stanowi zaledwie 0,7 procent masy ośrodka międzygwiazdowego. Malutki ułamek. Ale to właśnie ta niewielka ilość dyktuje fizyczne zasady gry.
Bez pyłu gwiazdy mogłyby w ogóle nie powstać.
Głównym zadaniem pyłu międzygwiazdowego jest blokowanie światła. Gaz jest w większości przezroczysty dla fotonów, które nie mogą jonizować wodoru, ale pył? Jest nieprzezroczysty. Pochłania promieniowanie gwiazdowe. Im wyższa energia, tym silniejszy jest opór ziarna. Fale radiowe i promieniowanie dalekiej podczerwieni przenikają przez nią jak duchy. Promieniowanie bliskiej podczerwieni przechodzi całkiem dobrze. Ultrafioletowy? Pył zatrzymuje go martwego.
Ta absorpcja jest mieczem obosiecznym w przypadku obłoków molekularnych.
Z jednej strony pył podgrzewa gaz. Kiedy foton gwiazdy uderza w ziarno, może wybić elektron w wyniku efektu fotoelektrycznego. Elektron ten przekazuje energię otaczającemu gazowi, podgrzewając go. Z drugiej strony pył chłodzi gaz. Wypromieniowuje własną energię efektywniej niż gaz rozrzedzony. Ponieważ ziarno jest chłodniejsze od gazu, ciepło przemieszcza się z gazu do pyłu, a następnie jest wypromieniowywane w przestrzeń kosmiczną. To termostat wykonany z kamienia i węgla.
Ale najważniejsza rola jest chemiczna. Wodór cząsteczkowy ($H_2$) rzadko jest wytwarzany w wolnej przestrzeni. Atomy nie mogą się odnaleźć. Potrzebują powierzchni, do której mogą uderzać, przyklejać się i tworzyć na niej więź. Takimi powierzchniami są ziarna pyłu. Bez nich Wszechświat byłby zupą z atomowego wodoru, a nie paliwem dla gwiazd. Pył kradnie także ciężkie pierwiastki, takie jak żelazo i krzem. Metale te są skutecznymi chłodziwami. Zamykając je w postaci stałej, pył zmienia równowagę termiczną całej chmury.
Co dokładnie obserwujemy?
Jeśli usuniesz stałe ziarna i spojrzysz tylko na gaz, obraz przestrzeni będzie zniekształcony. Astronomowie określają skład gazu poprzez badanie wąskich linii absorpcyjnych w widmach gwiazd tła. To sprytna sztuczka. Patrzysz na światło odległej gwiazdy przechodzącej przez chmurę. Gaz pochłania określone długości fal, pozostawiając kod kreskowy.
Porównaj ten kod kreskowy z obfitością kosmiczną (standardy Układu Słonecznego), a tajemnica się pogłębi. W gazie nie ma prawie całego żelaza, magnezu i krzemu. Zniknęła także znaczna część węgla. Tylko część tlenu i azotu pozostaje w fazie gazowej. Reszta jest zamknięta w kurzu.
Z czego zatem składa się ten pył?
To nie tylko sadza. Dane dotyczące absorpcji i rozpraszania ujawniają złożoną mieszaninę. Istnieją krzemiany, amorficzne i skaliste, podobne do minerałów ziemskich, ale pozbawione struktury krystalicznej. Następnie jest składnik węglowy. Jest heterogeniczny. Występuje w co najmniej dwóch postaciach.
Przede wszystkim są to prawdziwe zboża. Swobodnie latające lub mocowane do rdzeni krzemianowych. Po drugie, są to wielopierścieniowe węglowodory aromatyczne (WWA). Są to pojedyncze cząsteczki unoszące się swobodnie w przestrzeni. Składają się z od 70 do kilkuset atomów węgla, a atomy wodoru wiszą na krawędziach lub są uwięzione w środku. Technicznie rzecz biorąc, nazywanie WWA „pyłem” jest konwencją. Niektóre z tych cząsteczek są tylko nieznacznie większe niż to, co zwykle wykrywają radioteleskopy. Ale obie formy są potrzebne do wyjaśnienia cech widmowych, które widzimy. Dodaj łupiny węglowodorowe pokrywające większe ziarna, a otrzymasz bałagan i złożony ekwipunek.
Rozmiary są bardzo zróżnicowane. Od 0,0003 mikrometra dla najmniejszych cząsteczek do prawie pełnego mikrometra dla większych ziaren. Małych cząstek jest znacznie więcej niż dużych.
Skąd to pochodzi?
Powstaje tutaj paradoks. Nie można wytworzyć pyłu z gazu w ośrodku międzygwiazdowym. Nie bezpośrednio. Gęstość jest zbyt niska. Nawet w gęstej chmurze, która wydaje się być doskonałym środowiskiem próżni laboratoryjnej, cząstki są zbyt daleko od siebie. Nie mogą się zderzać i sklejać ze sobą na tyle długo, aby wypromieniować ciepło i utworzyć ciało stałe.
Kondensacja wymaga gęstości. Wymaga zderzenia atomów ze sobą, utworzenia wiązań i ochłodzenia.
Ten proces zachodzi gdzie indziej. W zewnętrznych atmosferach chłodnych nadolbrzymów.
Gęstość gazu w tych gwiazdach może być 10^9$ razy większa niż w typowych mgławicach. Warunki są idealne. materiały ogniotrwałe – krzemiany i węgiel – kondensują się w ziarna. Wtedy zaczyna obowiązywać ciśnienie promieniowania. Siła mechaniczna światła pochłoniętego i rozproszonego przez te nowe ziarna wydmuchuje je z atmosfery gwiazdy. Lecą w kosmos, zabierając ze sobą elementy składowe przyszłych planet i gwiazd.
Chaos mieszania
Kiedy pył znajdzie się w ośrodku międzygwiazdowym, nie pozostaje bierny. Zmienia się znacznie pod wpływem interakcji z samym sobą i z gazem.
Chmury rozproszone zawierają wiele małych ziaren. W gęstych chmurach te małe ziarna koagulują, tworząc większe. Dlaczego to jest ważne? Małe ziarna lepiej absorbują promieniowanie krótkofalowe, w szczególności ultrafioletowe o długości fali około 0,1 mikrometra. Kiedy trzymają się razem, zdolność ta jest zmniejszona. Chmura staje się bardziej przezroczysta dla promieniowania UV, co zmienia charakter jej ewolucji.
To z powodu tego zlepiania się ciężkich pierwiastków, takich jak żelazo, magnez i nikiel, jest jeszcze mniej w gęstych obszarach niż w rozproszonym gazie. Zostały one ujęte w większe ziarna. Ale oto kluczowa kwestia: pył i gaz nie poruszają się razem.
Obliczenia pokazują, że ziarna pyłu zderzają się z atomami gazu znacznie szybciej, niż pozwala na to zwykły dryf. Muszą poruszać się względem siebie. Oznacza to obecność zakłóceń. Prawdopodobnie ma charakter magnetyczny. Pola magnetyczne utrzymują pył i gaz w stanie chaotycznego ruchu względnego, nieustannie mieląc, zderzając i wymieniając energię.
Burzliwe przebudzenia
Sam gaz znajduje się w stanie kontrolowanego chaosu. Przepływ jest złożony. Ruchy na dużą skalę mają miejsce, gdy gorąca gwiazda zapala się na krawędzi chłodnego, cichego obłoku molekularnego. Tworzy to region H II, strefę zjonizowaną. Ciśnienie gwałtownie wzrasta. Gorący gaz gwałtownie się rozszerza, przepływając przez otaczający materiał niczym woda wydobywająca się z tamy.
Widzisz także bąbelki. Rozszerzające się struktury wokół gwiazd, które zrzucają swoje zewnętrzne warstwy pod wpływem wiatru gwiazdowego. To nie są powłoki statyczne. Są to dynamiczne, turbulentne środowiska, w których pył i gaz są stale poddawane recyklingowi, niszczone i odradzane.
Pył w większości przeżywa te fale uderzeniowe. Ona ewoluuje. Ona się zmienia. Czeka na kolejny cykl formowania się gwiazd.
A jednak nadal nie jesteśmy w stanie odtworzyć tych warunków w laboratorium. Kompozycję wnioskujemy na podstawie światła. O pochodzeniu domyślamy się badając atmosfery gwiazd. Pył jest zapisem wszystkiego, co wydarzyło się w przestrzeni między gwiazdami. Każde zderzenie. Każda eksplozja. Każda spokojna chwila kondensacji. Wszystko to rejestrowane jest w sposobie, w jaki pochłania i rozprasza światło.
Pytanie nie dotyczy tylko tego, z czego składa się pył. Pytanie brzmi, ile z tego pozostanie po śmierci następnej gwiazdy.
Mgławice nigdy nie są statyczne. Oprócz uporządkowanych przepływów, jakich można oczekiwać od spokojnej chmury gazu, zawsze obecny jest chaos. Turbulencja.
To ta sama fizyka, która sprawia, że bystrza górskie są niebezpieczne, tyle że w skali kosmicznej. Gdy lepkość płynu jest niska, ruch rozpada się na chaotyczne wiry. Energia, pęd i pola magnetyczne są redystrybuowane z masywnych struktur do mikroskopijnych rozmiarów. Ostatecznie wygrywa lepkość. Energia kinetyczna zamieniana jest na ciepło. Wibracje cząsteczek wzrastają.
Proces ten określa, w jaki sposób mgławica opiera się grawitacji. Kontroluje także jej budżet energetyczny. Znamy podstawy. Ale nie znamy szczegółów.
Mierzenie niezmierzonego
Jak możemy widzieć coś tak chaotycznego? Patrzymy na światło.
W szczególności analizujemy szerokość linii emisyjnych lub absorpcyjnych w widmie mgławicy. Żadna linia widmowa nie jest idealnie ostra. Poziomy energii atomowej są niewyraźne. Jednak linie, które obserwujemy, są często znacznie szersze, niż pozwalają na to wewnętrzne ograniczenia atomowe. Dlaczego? Efekt Dopplera.
Atomy poruszające się w naszym kierunku przesuwają światło w stronę krótszych fal (przesunięcie w kierunku niebieskim). Atomy oddalające się od nas przesuwają go w kierunku dłuższych fal (przesunięcie ku czerwieni). Jeśli atomy poruszają się chaotycznie w przypadkowych kierunkach wzdłuż naszej linii wzroku, linia się zaciera.
Część tego rozmycia jest spowodowana ruchem termicznym. Gorętszy gaz przemieszcza się szybciej. Lżejsze atomy poruszają się szybciej niż cięższe. Wodór, będący najlżejszym pierwiastkiem, powinien poruszać się najszybciej w danej temperaturze.
Obserwacje to potwierdzają. Linie wodoru są szersze niż linie cięższych pierwiastków. Ale nie tak szeroki, jak przewiduje fizyka cieplna. Jest dodatkowy ruch. Ruch na dużą skalę. Masa niezależna.
To są turbulencje.
Ale to rodzi trudne pytanie. Co sprawia, że to działa?
Burzliwa energia naturalnie spływa kaskadą w dół. Duże wiry rozpadają się na mniejsze. Małe – na jeszcze mniejsze. Dopóki lepkość nie rozproszy go w postaci ciepła. Jeśli nic nie zastąpi tej energii, gaz powinien się uspokoić. Ale on się nie uspokaja.
Silnik kosmiczny
Energia musi być dostarczana w sposób ciągły.
Silnik międzygwiezdny zasilają trzy główne źródła.
Po pierwsze, wiatry gwiazdowe. Gorące gwiazdy wyrzucają gaz z prędkością tysięcy kilometrów na sekundę. Jest to ogromna ilość energii kinetycznej uwalniana do środowiska.
Po drugie, supernowe. Kiedy masywne gwiazdy umierają, eksplodują z ogromną siłą. Pozostałości mogą mieć początkową prędkość 20 000 kilometrów na sekundę. Rozszerzają się na zewnątrz, stopniowo zwalniając, aż ich prędkość zrówna się ze średnią prędkością chmury wynoszącą około 10 km/s. Eksplozja ta uwalnia ogromne ilości energii na dużą skalę.
Po trzecie, kolizje. Chmury poruszają się w potencjale grawitacyjnym Galaktyki. Czasami zderzają się ze sobą. Te zderzenia przenoszą pęd, mieszając zawartość w skali galaktycznej.
Wszystkie te procesy utrzymują gaz w stanie wzbudzonym. Energia spływa kaskadą w dół, zamieniając się w ciepło, ale źródło nadal podsyca ogień.
Niewidzialna ramka
Nie tylko gaz porusza się w przestrzeni. Przez ramiona spiralne Drogi Mlecznej przepływa pole magnetyczne.
Pole to rozciąga się tysiące lat świetlnych nad płaszczyzną galaktyki. To jest wszędzie. O jego istnieniu wiemy dzięki dwóm różnym sygnałom.
Jednym z nich jest promieniowanie synchrotronowe. Bardzo energetyczne elektrony poruszające się w polu emitują fale radiowe. Innym jest polaryzacja światła gwiazd. Wydłużone ziarna pyłu układają się wzdłuż pola magnetycznego. Działają jak maleńkie igły kompasu, skręcając przechodzące przez nie światło.
Pole magnetyczne jest silnie powiązane z gazem. Wpływa na wbudowane elektrony. Nawet w obszarach obojętnego wodoru znajdują się wolne elektrony. Elektrony te zderzają się z innymi cząsteczkami gazu, nadając im ruch. Gaz i pole poruszają się razem. Gaz może przesuwać się wzdłuż linii siły, ale nie może łatwo przez nie przechodzić.
Liczy się sprzęgło. Pole magnetyczne wytwarza ciśnienie. Podobnie jak ciśnienie gazu. Wpływa na przepływ gazów. Dodaje to warstwę złożoności do turbulencji.
Symulacje numeryczne od lat próbują symulować te interakcje. Wyniki pokazują złożone ruchy fal i struktury zamknięte.
Wciąż definiujemy granice naszego rozumienia. Turbulencje to nie tylko chaos. To jest równowaga dynamiczna. Stała interakcja między grawitacją, polami magnetycznymi i przemocą gwiazd.
Dlaczego to jest ważne? Ponieważ te turbulencje decydują o tym, gdzie powstają nowe gwiazdy. Reguluje gęstość gazu. Gdyby turbulencje były słabsze, chmury mogłyby łatwiej się zapadać. Gdyby był silniejszy, gwiazdy mogłyby w ogóle nie powstać.
Żyjemy w burzliwej, namagnesowanej zupie, stale uzupełnianej energią. A my dopiero zaczynamy smakować jego składniki.
