Mezihvězdná hmota
Z Wikina
(m. látka). Plyn a prach v prostoru mezi hvězdami. V nepravidelných galaxiích je mnoho mezihvězdné látky, kdežto v eliptických galaxiích mezihvězdná hmota téměř není. V Galaxii představuje mezihvězdná hmota asi 10 10 Mo, což je přibližně 10 % její celkové viditelné hmoty. Značná část mezihvězdná hmota byla vyvržena starými a umírajícími hvězdami. mezihvězdná hmota je rozložena v tenké vrstvě v galaktické rovině a soustředěna především ve spirálních ramenech. Tam není rozložena rovnoměrně, ale vytváří oblaky různé velikosti, hustoty a teploty. V okolí mladých žhavých hvězd je ionizována a tvoří oblasti H II. Menší a poměrně chladné (asi 100 K) oblasti H I jsou obklopeny řidším teplým plynem (1000-10 000 K). Z difuzního rentgenového pozadí a z ultrafialových absorpčních čar lze usuzovat, že některé oblasti mezihvězdná hmota mají mnohem vyšší teplotu. Naopak husté chladné globule - zárodky hvězd - mají teplotu kolem 10 K.
mezihvězdná hmota se projevuje různým způsobem:
- zeslabováním světlo hvězd (tzv. extinkcí) a mezihvězdným zčervenáním.;
- v blízkosti jasných hvězd sama září a tvoří svítící mlhoviny (oblasti H II a reflexní mlhoviny);
- mezihvězdnou polarizací světla hvězd;
- mezihvězdnou scintilací rádiových zdrojů;
- mezihvězdnými absorpčními čarami, vyhloubenými do spojitého spektra vzdálených hvězd;
- Faradayovou rotací.
Mezi hvězdami a mezihvězdná hmota je neustálá výměna, nazývaná koloběh kosmické hmoty. Mezihvězdná hmota použitá na stavbu hvězd je doplňována plynem a prachem vyvrženým stárnoucími hvězdami. Při tomto koloběhu látka galaxie „těžká“ (neboť z lehkého vodíku hvězdy syntetizují těžší atomy) a degenerací hvězd na konci jejich života je část látky zcela vyřazena z dalšího koloběhu.
Pozorovací technika na počátku 20. stol. značně rozšířila naše vědomosti o mezihvězdném prostředí nejen naše Galaxie, ale i v jiných, nepříliš vzdálených galaxiích. CCD a MCP destičky v ohnisku velkých optických dalekohledů a rentgenových dalekohledů, jakož i anténní syntéza (nejen pro vodíkovou čáru 21 cm, ale i v milimetrové oblasti pro oxid uhelnatý a jiné molekuly) se staly citlivými nástroji pro zobrazování mezihvězdná hmota A to zobrazování všech jejích složek různé hustoty a teploty: mezihvězdného prachu, globulí, chladného vodíku (emitujícího vodíkovou čáru 21 cm), teplé ionizované složky (např. oblasti H II, obří molekulové oblaky) a žhavou složku emitující rentgenové záření (např. zbytky supernovy).
Obsah |
