Rieth József

Rieth József: Anyagvilág - Háttéranyag

Fizikai folyamatok a csillagközi anyagban

Tartalomjegyzékhez < Világképem < (Hadron-időszak)

A leglényegesebb fizikai folyamatok

A csillagközi anyag eloszlását, dinamikáját és összetételét alakító fõbb folyamatok a megfigyelések alapján. A csillagközi anyag nagyon változatos formákban jelenik meg. Az ultraibolya mérések azt mutatják, hogy a csillagközi tér nagy részét ritka, forró gáz tölti ki, amelynek létezése arra utal, hogy a csillagközi anyagot forró csillagszelek és szupernóva-robbanások lökéshullámai fűtik. A forró felhőközi anyagba ágyazott csillagközi anyag szerkezetét, a felhők keletkezését és fejlődését három alapvető folyamat alakítja.

Lökéshullámok gömbhéjakba, lapszerű vékony felhőkbe, filamentekbe gyűjtik össze a gázt,

A felhők ütközései a kis felhőket nagyobb együttesekbe gyűjtik össze,

A gázrétegben, felhőkben, filamentekben fellépő instabilitások is szerepet játszanak a megfigyelt struktúrák kialakulásában és a csillagkeletkezésben.

Felhőkeletkezés a gáz összenyomása útján

A szupernóva-robbanások, a spirálkarok sűrűséghulláma, a csillagszelek, H II-régiók nyomása legalább két nagyságrenddel változtatja meg az útjába kerülő gáz nyomását. E folyamatok 10⁴-10⁷ éves időskálán hatnak. Már az első nagy H I felmérések megmutatták, hogy a gömb alakú csillagközi felhők ideájának semmi köze a valóságos csillagközi struktúrákhoz e.g. A semleges hidrogén lapokba, szálakba, buborékokba tömörül. A mágneses tér többnyire párhuzamos a szálas struktúrákkal. E ,felhők' alakja, megjelenése azt sugallja, hogy anyagukat lökések söpörték össze. Hasonló képet mutatnak az optikai felmérések képei is, például Sivan galaktikus H képein óriás világító gömbhéjak láthatók, mint például az 2.16 ábrán bemutatott Barnard-ív az Orionban. A gömbhéjszerű struktúrák az IRAS-képeken, a csillagközi por eloszlásában is megtalálhatók, például az 2.17 ábrán látható Cepheus-buborék. A H I-buborékokban a radiálissebesség-mérések lehetővé teszik a kinetikus energia meghatározását. A legnagyobb alakzatok kinetikus energiája ~3x10⁵² erg. Egy szupernóva átlagos energiája ~10⁵¹ erg. A szuperbuborékok létrehozásához több szupernóva-robbanásra volt szükség. OB-asszociációk körül alakulhatnak ki ezek a hatalmas gömbhéjak, ahol a rövid életű nagy tömegű csillagok néhány millió év alatt több szupernóva-robbanást produkálnak.

Az óriás buborékok, szálak, hurkok mellett a csillagközi anyag kisebb szerkezeti elemeinek, a sötét felhőknek megjelenése is arra utal, hogy lökéshullám nyomta össze őket. Gyakoriak az üstökös alakú, fej-farok szerkezetű felhők. Számos sötét felhő/molekulafelhő sűrűsége feltűnően féloldalas: egyik szélük éles, a másik diffúz. Sok filamentáris molekulafelhőben vannak szabályos térközönként elhelyezkedő globulák, amelyek valamilyen instabilitás hatására alakulhattak ki az összesöprés után.

A diffúz felhők egyes megfigyelt tulajdonságai is lökéshullám-eredetre utalnak. Például a csillagközi nátrium és kalcium gyakoriság-aránya változik a felhők sebességének függvényében. Ez a jelenség úgy magyarázható, hogy a lökéshullám szétroncsolja a porszemcséket, és jegeket párologtat el a szemcsefelületekről, ezáltal módosítja a gáz kémiai összetételét.

Egyes diffúz felhők alakja, lapszerű szerkezete is azt mutatja, hogy keletkezésükben lökéshullám játszott szerepet. A felhők vastagságát a látóirány mentén akkor lehet megmérni, ha független mérésekkel meghatározzák az oszlopsűrűségét és a sűrűségét. Az oszlopsűrűség például a H I-mérésekből adódik, a térfogati sűrűséget pedig ütközéssel gerjesztett, sűrűségre érzékeny vonalak mérésével lehet meghatározni. Ilyen például a C I finomszerkezeti vonal és a CO ultraibolya sávjai. A Copernicus ultraibolya abszorpciós vonalak mérésével több felhő sűrűségének meghatározásához szolgáltatott adatokat. Nagyon gyakori az 0,1pc vagy még kisebb vastagság, amely sokkal kisebb a felhők látszó kiterjedésénél. A H I felhők általában nagyon vékonyak. A vékony felhők lökésfront mögött összenyomott gázrétegek lehetnek.

A csillagközi felhők változatos típusainak szerkezete, mozgása, összetétele azt tanúsítja, hogy a lökéshullámok fontos szerepet játszanak a csillagközi struktúrák létrehozásában.

Felhőkeletkezés kisebb felhők összeolvadásával

Az ütközéses felhőkeletkezés modelljei azt jósolják, hogy mágneses tér nélkül a felhők ütközései nem befolyásolják jelentősen a csillagközi anyag szerkezetét. Ezek a modellek a felhők megfigyelt méret- és sebesség-statisztikáira épülnek, és azt az eredményt adják, hogy az ütközések között eltelt idő átlagosan egy nagyságrenddel hosszabb, mint a felhők élettartama. A felhők élettartamát az áthaladási idővel mérjük: , a felhő méretének és vonalszélességének (sebességdiszperziójának) hányadosa. Ennyi idő alatt a felhőkben csillagok keletkeznek, vagy legalábbis belső struktúrája teljesen átalakul.

A mágneses tér megnöveli a felhőütközések hatáskeresztmetszetét. Ugyancsak elkerülhetetlen az ütközés összetartó áramlásban, például sűrűséghullámban. A felhőütközések ezekben az esetekben járulnak hozzá a csillagközi anyag szerkezetének alakításához.

Instabilitások szerepe a felhőkeletkezésben Instabilitás akkor lép fel, ha felbomlik az egyensúly a fűtés és a hűtés, vagy a nyomás és a gravitáció között. Hatásukra sűrű felhőkomplexumok alakulnak ki ritkább környezetben, majd a sűrű felhőkben további energiadisszipáció után csillagok keletkeznek. A csillagközi gázban előforduló instabilitásoknak három típusa van: a termikus, a mágneses vagy Parker-instabilitás, és a gravitációs instabilitás.

A termikus instabilitás állandó nyomáson hat. A kialakuló sűrű gáz hidegebb a környezeténél. A csillagközi anyag különböző fázisainak határfelületén keletkezhet termikus instabilitás, és ezáltal a fázisok átalakulhatnak egymásba. Ugyancsak termikus instabilitással keletkezhetnek felhők a galaktikus haló forró gázában.

A Parker-instabilitás elsősorban a galaxisok legnagyobb felhőkomplexumainak kialakulásában játszik szerepet. Az instabilitás karakterisztikus mérete a galaktikus gázréteg skálamagassága, kifejlődésének időskálája a skálamagassághoz tartozó szabadesési idő, ~2x10⁷ év.

Ha egy felhő sűrűsége 1,5-2-szer nagyobbra nő, mint a környezeté, a saját gravitáció kormányozza további fejlődését. A gravitációs instabilitás karakterisztikus mérete a Jeans-hossz, . Ez az instabilitás hozza létre egyrészt a legnagyobb megfigyelhető felhőkomplexumokat - kis sűrűségű anyagban - másrészt a felhők csomós, hierarchikus felépítését. Mivel a felhők saját gravitációja mindig hat a csillagközi anyagban, a gravitációs instabilitás szerephez jut a többi felhőképző folyamat működése során is. A gravitáció megnöveli a felhőütközések hatáskeresztmetszetét. A lökésfrontok mögött összenyomott felhőrétegekben a gravitációs instabilitás hatására sűrű csomók és csillagok keletkeznek.

A csillagközi anyag a Galaxisban a csillagokkal kölcsönhatva fejlődik. A leghidegebb felhőkben csillagok keletkeznek. Ennek a folyamatnak a hatékonysága a felhő sűrűségétől függ. A csillagok fűtik a csillagközi anyagot. A fűtés hatékonysága a felhő portartalmától függ, mivel a por árnyékolja le a csillagközi sugárzási teret. A portartalom a felhő oszlopsűrűségével és a felhő fémtartalmával arányos.

A csillagközi felhőknek alapvetően négy típusa van: vannak atomos és diffúz felhők, atomos és gravitációsan kötött felhők, és a molekuláris felhők ugyancsak lehetnek diffúzak (pl. a magas galaktikus szélességek molekulafelhői) és gravitálók (pl. a sötét felhők). A különböző felhőtípusok átalakulhatnak egymásba. A felhők állapota fémességüktől, nyomásuktól, tömegüktől és a külső sugárzási tértől függ.

Diffúz és gravitáló felhők

Azt, hogy egy felhő gravitációsan kötött vagy nem, a $\sigma$ tömeg-oszlopsűrűségre jutó saját gravitációs energia sűrűsége és külső nyomás aránya határozza meg.

Ha $P/G\sigma^{2} \leq 1$ , akkor a felhő gravitációsan kötött, ha viszont $P/G\sigma^{2} \geq 1$ , a felhő diffúz. Mindkettő lehet atomos vagy molekuláris. A négy felhőtípust elválasztó vonalak:

$\begin{displaymath} \left(\frac{Z/Z_0}{\Phi/\Phi_0}\right) \left( \frac{n}{60cm^... ...) \left(\frac{N}{5 \times 10^{20}cm^{-2}}\right)^{2/3} = 1,\ \end{displaymath}$ (2.97)

és

$\begin{displaymath} \frac{P}{G \sigma^{2}}= 60 \left( \frac{n}{60 cm^{-3}}\right)^{-2} \left( \frac{c}{2 kms^{-1}} \right) = 1.\ \end{displaymath}$ (2.98)

Az 2.20 ábra mutatja a különböző fizikai állapotú felhők elhelyezkedését az és paraméterek síkjában.

Nagy felhők belsejében a nyomás (a ránehezedő súly miatt) nagyobb, mint a külső rétegeiben. Ezért lehet egy felhő kívül atomos, belül molekuláris.

Tartalomjegyzékhez < Világképem < (Hadron-időszak)

---------------------

http://astro.elte.hu/astro/hun/oktatas/jegyzetek/CsillanyagJegyzet/node55.html

http://astro.elte.hu/astro/hun/oktatas/jegyzetek/CsillanyagJegyzet/node56.html

http://astro.elte.hu/astro/hun/oktatas/jegyzetek/CsillanyagJegyzet/node57.html

http://astro.elte.hu/astro/hun/oktatas/jegyzetek/CsillanyagJegyzet/node58.html