Interstellar materie

2.0 Interstellar materie

Før vi kan se på hvordan og hvorfor en stjerne dannes må vi se på hva den dannes fra.

Helt frem til 1930-årene trodde de fleste astronomer at rommet mellom stjernene essensielt var et perfekt vakuum. Men allerede den engelske astronomen William Herschel observerte på slutten av 1700-tallet det han kalte "hull i himmelen"; områder hvor det syntes å være mange færre stjerner enn forventet. På 1930-tallet var den teknologiske utviklingen kommet så langt at tilstedeværelsen av det som nå kalles interstellar materie, eller ISM, kunne fastslås:

Fotografier viste en blåfarvet tåke rundt rundt enkelte stjerner. Denne skyldtes fine støvkorn som spredde og reflekterte kortbølget stråling i større grad enn langbølget stråling. Når synlig lys fra en stjerne treffer støvet vil det blå lyset spres av støvkornene og deretter reflekteres av dem og produsere en refleksjonståke.

Fig. 1 Refleksjonståke i Pleiadene
©Anglo Australian Observatory
En observerte også at lyset fra fjerntliggende stjerner var mer rødlig enn en skulle kunne forvente, et fenomen som kalles interstellar rødfarging. Dette er et fenomen relatert til dannelsen av refleksjonståker. Mens deler den blå delen av stjernelyset spres og absorberes av det interstellare støvet passerer den røde delen relativt uhindret gjennom det samme støvet.

Fig. 2 Oriontåken
©Anglo Australian Observatory
Den amerikanske astronomen Robert Trumpler observerte at fjerntliggende hoper virket svært lyssvake, svakere enn hva som kunne skyldes avstanden alene. Gjennom observasjoner kunne han påvise at intensiteten til lyset fra fjerne stjerner reduseres etterhvert som det passerer gjennom materie i det interstellare rommet, et fenomen som kalles interstellar ekstinksjon.
Bevis for interstellar materie i gassform fikk en gjennom oppdagelsen av stasjonære absorpsjonslinjer i spektrene hos enkelte binære stjerner. F.eks. ble det funnet stasjonære kalsium og natrium linjer, dette på tross av at de samme linjene opptrer i binærstjernenes spektra, hvor de beveger seg frem og tilbake ettersom stjernene roterer rundt sitt felles massesentrum. Det betyr at absorpsjonslinjene ikke kan assosieres med binærsystemet, men må skyldes interstellar gass beliggende mellom oss og dobbelstjernen.

Det var nå klart at rommet mellom stjernene ikke var tomt, men at det var store nok mengder materie der til å påvirke lyset som passerte gjennom det. Det Herschel hadde referert til som "hull i himmelen" var faktisk konsentrasjoner av interstellar materie med så stor tetthet at de blokkerte lys fra de bakenforliggende stjernene.

Fig. 3 Hestehodetåken
©Anglo Australian Observatory

Det interstellare rommet er allikevel et mye mer perfekt vakuum enn noe vi har greid å skape på jorden. Den gjennomsnittlige tettheten er bare 10^-20 av jordas ved havnivå, dvs. ca 1 gass-atom/cm³ og 10^-2 - 10^-3 små (<1/1000 mm) partikler pr km³. Det er mer gass i en hypotetisk vertikal sylinder med areal 1m² fra jordoverflaten til ytterst i atmosfæren enn det ville være i en tilsvarende sylinder fra toppen av atmosfæren helt ut til kanten av det observerbare univers, 10 - 15 milliarder lysår borte.

Selv om den gjennomsnittlige tettheten er liten, så er Melkeveien stor, og den interstellare materien utgjør ca. 5 milliarder M_S(10⁴⁰ kg).

2.1 ISM'ens opprinnelse og sammensetning:

Vår nåværende forstålse av universets opprinnelse er at det ble skapt gjennom en enorm eksplosjon, the Big Bang. Noen tusen år etter denne eksplosjonen hadde universet kjølnet såpass at vanlige atomer kunne bli dannet. Dette var de aller enkleste, hydrogen og helium, med ca. 85 He-atomer pr. 1000 H-atomer. Denne gassen har så samlet seg i store skyer og dannet et umåtelig antall stjerner som deretter har dannet galakser. Dagens ISM har tilnærmet den samme sammensetningen som denne ursuppen. I hovedsak består den av tiloversblevet materie fra dannelsen av stjerner. I tillegg har det kommet til tyngre elementer, skapt av bl.a. røde kjemper og supernovaer, som har blandet seg med H og He i ISM'en.

I dag er sammensetningen av ISM'en omtrent som følger:(5, s. 134)

Atomnummer	Grunnstoff	Relativ hyppighet
1	Hydrogen	1 x 10¹²
2	Helium	7 x 10¹⁰
6	Karbon	4 x 10⁸
7	Nitrogen	9 x 10⁷
8	Oksygen	7 x 10⁸
10	Neon	1 x 10⁸
12	Magnesium	1 x 10⁷
14	Silikon	4 x 10⁷
16	Svovel	2 x 10⁷
26	Jern	3 x 10⁷

2.2 ISM'ens ulike faser:

I snitt er det interstellare rommet svært kaldt, bare noen få grader over det absolutte nullpunkt og ISM'ens gjennomsnittlige tetthet er bare 1 H-atom/cm³. Men ISM'ens temperatur og tetthet kan variere enormt fra sted til sted. Fra ca. 5 K til 1000000 K, fra 0.001 til mer enn 10 000 H-atomer/cm³.

Gjennom spektralanalyser har astronomene kommet frem til flere distinkte faser, karakterisert av ulike verdier for temperatur og tetthet. [6, s. 23]

Kalde atomære skyer:
Kalde atomære skyer har en tetthet fra 10-20 H-atom/cm³, temperaturer rundt 50 K, størrelse ca. 30 lysår og masse ca. 1000 M.
Varm diffus atomær gass:
Varm diffus atomær gass har tetthet ca. 0.1 H-atom/cm³, temperatur rundt 5000K. Den tar opp ca. 50% av ISM's volum og sammen med kalde atomære skyer utgjør den nesten 50% av volumet.
Koronal gass:
Koronal gass er forbundet med energibølger fra supernovaer og har en tetthet på kun 0.001 H-atom/cm³, men en temperatur på 1 000 000 K. Den utgjør en neglisjerbar andel av den totale massen men nesten 50% av volumet.
De to siste fasene er de viktigste da de har sammenheng med dannelsen av stjerner:
Molekylære skyer:
Molekylære skyer er store fortetninger av kald gass. De varierer i størrelse fra 50 - 100 lysår, med tetthet mellom 1 000 og 10 000+ H₂-molekyl/cm³, temperatur 10 K og masse opptil 1 000 000 M_S. I disse skyene er tettheten så stor at de kan blokkere det synlige lyset fra stjernene som ligger bak. De utgjør mindre enn 1% av volumet, men ca. 50% av massen.
H II-regioner:
H II-regioner er skyer av ioniserte hydrogenatomer rundt varme stjerner som utstråler nok energi til å skrelle elektroner av hydrogen. De har tetthet mellom noen hundre og noen få tusen H⁺/cm³ og temperatur rundt 10 000 K

(Gå til neste: 3.0 Dannelse av stjerner) (Gå til indeks) (Gå til toppen av dette)