Redaktion og opdatering af indholdet på denstoredanske.dk er indstillet pr. 24. august 2017. Artikler og andet indhold er tilgængeligt i den form, der var gældende ved redaktionens afslutning.

  • Artiklens indhold er godkendt af redaktionen

interstellart stof

Oprindelig forfatter Knude Seneste forfatter Redaktionen

Interstellart stof. Ørnetågen (NGC 6611 eller M16) viser en ung hob af massive stjerner og resterne af den molekylsky, de dannedes i. Den energirige stråling fra de unge stjerner ødelægger molekylskyen; kun de tætteste dele er endnu tilbage. Udsnittet tv., der er kombineret af tre optagelser fra Hubble-teleskopet ved forskellige farver, viser stærk aktivitet øverst i søjlen samt en mængde fremspringende stof, der måske kan være meget tætte områder bundet af deres egen gravitation. Sådanne områder har fysiske forhold, der er karakteristiske for stjernedannelsens tidligste faser. Endnu er der dog ikke fundet protostjerner i nogen af Ørnetågens søjler. Søjlerne indeholder så meget støv, at lys ved 550 nm svækkes 10 mia. gange ved passage af dem.

Interstellart stof. Ørnetågen (NGC 6611 eller M16) viser en ung hob af massive stjerner og resterne af den molekylsky, de dannedes i. Den energirige stråling fra de unge stjerner ødelægger molekylskyen; kun de tætteste dele er endnu tilbage. Udsnittet tv., der er kombineret af tre optagelser fra Hubble-teleskopet ved forskellige farver, viser stærk aktivitet øverst i søjlen samt en mængde fremspringende stof, der måske kan være meget tætte områder bundet af deres egen gravitation. Sådanne områder har fysiske forhold, der er karakteristiske for stjernedannelsens tidligste faser. Endnu er der dog ikke fundet protostjerner i nogen af Ørnetågens søjler. Søjlerne indeholder så meget støv, at lys ved 550 nm svækkes 10 mia. gange ved passage af dem.

interstellart stof, stof, der findes i rummet mellem stjernerne i en galakse. På trods af den uhyre lave tæthed af det interstellare stof — langt mindre end ethvert jordisk opnåeligt vakuum — udgør det 10-20% af Mælkevejssystemets samlede masse. Ud over stof findes også kosmisk stråling og magnetfelter i rummet mellem stjernerne; sammenfattende taler man om det interstellare medium.

Det består af brint i forskellige tilstandsformer (HI (neutralt), HII (ioniseret), H2 (molekylært)), helium, små støvkorn og muligvis komplekse forbindelser, fx C+60. Tungere grundstoffer som Ca, Na og K optræder i gasform og i små støvkorn, molekyler fortrinsvis i de tættere molekylskyer. Derudover findes magnetfelter, kosmisk partikelstråling (bl.a. energirige protoner), ultraviolet stråling fra unge O- og B-stjerner samt stof og tilhørende mekanisk energi frigjort ved supernovaeksplosioner. Helium udgør ca. 25% af det interstellare stofs masse, neutral (HI) og molekylær (H2) brint udgør hver ca. halvdelen af den øvrige masse, ca. 2% af massen er ioniseret, og endelig er ca. 2% på fast form i støvkorn. Det interstellare medium studeres af mange årsager. Fx er det nært knyttet til stjernedannelsesprocessens tidligste faser, idet nye stjerner dannes i molekylskyer.

Ordet interstallart kommer af inter- og afledn. af lat. stella 'stjerne'.

Eksistensen af et interstellart medium, som det giver sig til kende i mørke absorptionsbånd i Mælkevejen, har været erkendt visuelt i århundreder. W. Herschel var i 1784 den første, der formodede, at mindre, mørke områder helt uden stjerner kunne skyldes gas- og støvskyer, der absorberer stjernelyset. Interstellar gas blev observeret 1904 af den tyske astronom J.F. Hartmann (1865-1936), men først med R.J. Trumplers arbejde omkring 1930 blev naturen og den rumlige udbredelse af det interstellare medium bragt på en konsistent form. Neutral brint blev observeret i 1951 efter H.C. van de Hulsts teoretiske forudsigelse af 21 cm-linjen i brintspektret; det første interstellare molekyle, OH-, blev observeret i 1963.

Annonce

Det interstellare stof opdeles i to kategorier afhængigt af den relative betydning af gravitationspåvirkningen fra stoffet selv. Den del af stoffet, hvor gravitation er uden betydning, betegnes det diffuse medium; den del, hvor gravitationsenergien er sammenlignelig med fx den termiske, turbulente eller magnetiske energi, betegnes molekylskyer.

Det diffuse medium

Det diffuse medium består hovedsagelig af brint i forskellige tilstandsformer (faser): kolde HI-områder (skyer af neutral brint), varme HI-områder, varme HII-områder (områder af ioniseret brint) samt endnu varmere, såkaldt hede HII-områder.

Det diffuse medium
fasetemperatur (K)tæthed (brintatomer/ cm3)fillingfaktorskalahøjde (lysår)
kolde HI-områder30-100010-1000,02500
varme HI-områder1000-80000,50,352000
varme HII-områder80000,20,103000
hede HII-områder105-1060,0010,10-0,8010.000

De kolde, neutrale skyer observeres i 21 cm-linjen i emission og absorption, i interstellare absorptionslinjer af bl.a. CaII (enkeltioniseret calcium), NaI og KI (neutralt natrium og kalium), ved rødfarvning af stjernelys, der passerer gennem dem, ved polarisationsmålinger samt ved infrarød emission. Varme HI-områder er vanskelige at observere og giver sig næsten kun til kende ved, at 21 cm-emissionslinjerne er bredere end linjer fra de kolde HI-områder. De er for varme til at kunne absorbere 21 cm-strålingen og har for ringe støvforekomster til at vise interstellar rødfarvning og polarisation.

HII-områder kan have flere former: ultrakompakte, kompakte, klassiske (såkaldte Strömgren-sfærer) og udstrakte områder med elektrontætheder varierende fra 104-10-2 pr. cm3. De findes omkring unge stjerner, der med deres ultraviolette lys ioniserer brintatomerne. De varme HII-områder er velforståede og fremtræder smukt på himlen med deres røde Balmerlinje, Hα. Den hede, ioniserede fase er den senest opdagede; dens eksistens blev først endeligt bekræftet 1973 af satellitobservationer. De neutrale dele af det interstellare medium absorberer den hede fases emission meget effektivt. Den observerede røntgenstråling, der findes i alle retninger på himlen, må derfor fortrinsvis stamme fra ioniserede skyer inden for en afstand af nogle få hundrede lysår fra Solen.

Interstellart stof. Fordelingen af neutral brint i verdensrummet målt ved dens emission af 21 cm-radiostråling. Observationerne er foretaget med det hollandske radioteleskop i Dwingeloo og viser den del af himlen, der er synlig derfra. Den mest intense emission ses i Mælkevejens plan (galaktisk bredde ≈0°; Mælkevejssystemets centrum er i retningen (0°,0°)). Den neutrale brint udviser en kompleks struktur hidrørende fra den kolde, neutrale og den varme, neutrale fase.

Interstellart stof. Fordelingen af neutral brint i verdensrummet målt ved dens emission af 21 cm-radiostråling. Observationerne er foretaget med det hollandske radioteleskop i Dwingeloo og viser den del af himlen, der er synlig derfra. Den mest intense emission ses i Mælkevejens plan (galaktisk bredde ≈0°; Mælkevejssystemets centrum er i retningen (0°,0°)). Den neutrale brint udviser en kompleks struktur hidrørende fra den kolde, neutrale og den varme, neutrale fase.

Fordeling af de fire faser

Når den rumlige fordeling af de fire faser skal karakteriseres, anvendes to størrelser: hvor stor en brøkdel af galakseskivens rumfang der optages af en given fase, (den såkaldte volumen-fillingfaktor) samt den såkaldte skalahøjde, der er et mål for fordelingen af faserne vinkelret på galakseskiven. Den defineres som den afstand fra skiven, hvor fillingfaktoren har ændret sig med en faktor ca. tre. Kun den kolde, neutrale og den varme, ioniserede fases fillingfaktorer kan bestemmes direkte fra observationer, men en mulig fortolkning af fillingfaktorerne er, at 98% af den diffuse masse er koncentreret i kun 2% af det interstellare volumen.

Tre af faserne får en mindre fillingfaktor, når vi bevæger os væk fra galakseplanen, mens den fjerde, den varme, ioniserede fase, får en større fillingfaktor; den udfylder det interstellare rum fuldstændigt ca. 3000 lysår fra planen. Ca. 500 lysår fra planen er de kolde, neutrale HI-skyer forsvundet.

Et andet vigtigt problem er, hvorledes faserne fordeler sig i forhold til hinanden. I denne forbindelse udgør Solens nærmeste omegn et interessant testområde, som ifølge observationer synes at bestå af den hede, ioniserede fase, men med enkelte kolde, neutrale HI-skyer. Faserne er altså ikke separerede, men blandede.

Energibalance

For at kunne opretholde udstråling kræves en stadig tilførsel af energi. Hvis det interstellare medium er i termisk ligevægt, må der derfor findes processer, som tilfører den energi, der tabes ved stråling. De afkølende mekanismer kender og forstår man nogenlunde, hvorimod energitilførslen er et problem. Til opvarmningen er flere processer blevet foreslået. En mulighed er den kosmiske stråling, der er teoretisk interessant, fordi den kan bevirke, at mediet fordeler sig på to faser, kold, neutral og varm, neutral brint, der sameksisterer i termisk trykligevægt. Imidlertid forklares de to ioniserede faser ikke herved, og intensiteten af strålingen er muligvis ikke stor nok til at opvarme det interstellare medium tilstrækkeligt. Man har derfor foreslået, at energien stammer fra supernovaeksplosioner, hvilket kan forklare de ioniserede faser. Den helt fundamentale parameter bliver så frekvensen af supernovaeksplosioner i Mælkevejssystemet, som direkte bestemmer, hvor stor en del af skivens volumen der udfyldes af den hede, ioniserede fase. De to nævnte teorier for opvarmningen benævnes hhv. to-fase- og tre-fase-modellen; ingen af dem kan forklare alle empiriske data vedrørende det interstellare medium. I midten af 1990'erne viste det sig, at antagelsen om termisk trykligevægt mellem de forskellige faser ikke er korrekt; så det interstellare medium er derfor mere dynamisk end antaget og stadig åbent for en teoretisk forklaring.

Molekylskyer

I modsætning til forholdene i det diffuse medium er tyngdepåvirkningen i en molekylsky større end det eksterne tryk. Temperaturen i skyen er lav, og tætheden stor nok til, at molekyler kan eksistere. Hyppigt forekommende molekyler er H2, CO og CS. Molekylskyerne har en skalahøjde på kun 120 lysår og er koncentrerede i spiralarmene; deres fillingfaktor er ukendt. De fleste stjerner er dannet i kæmpemolekylskyer, der kan have masser på en mio. solmasser. Som en forløber for denne stjernedannelse opstår meget tætte kerner i skyen med en tæthed af molekylær brint, der er større end 105 pr. cm3. Flere end 75% af de kendte molekylskyer danner stjerner, men kun nogle få procent af skyens masse ender som stjerner. Molekylskyens livscyklus varer ca. 20 mio. år, fra den dannes ud af det diffuse medium, til den opløses efter endt stjernedannelse.

Molekylskyer
masse (solmasser)udstrækning (lysår)tæthed (cm-3)temperatur (K)
kæmpe molekylskyer105-10660-25050-10015-20
mørke skyer100-100015-60102-105ca. 10

Fysikken af det interstellare stof er blevet mere forståelig ved kombinationen af nye data, fx har afstandsinformationen fra Hipparcos-satellitten og interstellare absorptionslinjer målt med Hubble-teleskopet bestemt placeringen og bevægelsen af den interstellare sky, som Solen ligger i. Med Hubble-teleskopet har man endvidere opdaget, at de fleste af Solens nabostjerner hver sidder i en lille sky af ganske lav tæthed (en "boble"). Nye teoretiske overvejelser angiver, at de fleste diffuse skyer i Solens omegn skyldes instabiliteter i en gigantisk kollision mellem de skaller, der afgrænser Den Lokale Boble (boblen omkring Solen) og en naboboble; boblerne er blæst i det interstellare medium af supernovaeksplosioner. Kollisionen sker over en udstrækning af flere hundrede lysår og kun ca. 150 lysår fra Solen i retning af området omkring stjernebillederne Skorpionen og Kentauren.

Referér til denne tekst ved at skrive:
Jens Kirkeskov Knude: interstellart stof i Den Store Danske, Gyldendal. Hentet 20. maj 2019 fra http://denstoredanske.dk/index.php?sideId=98803