Hvordan bestemme elektronkonsentrasjonen i tåker og deres kjemiske sammensetning

For å bestemme elektronkonsentrasjonen (ne) i en planetarisk tåke, brukes forskjellige metoder som baserer seg på spektrallinjer fra ulike ioner, særlig oksygen og nitrogen. I de fleste tilfeller antar man at tåken er homogene, og at både temperatur (T) og elektronkonsentrasjon (ne) er like i områdene hvor spektrallinjene fra [O III] og [N II] dannes. I realiteten dannes disse linjene imidlertid på forskjellige steder. Der oksygen er i O III-tilstand, må også nitrogen være dobbeltionisert til [N III], men i mer homogene tåker kan metoden gi pålitelige resultater som er i samsvar med direkte bestemmelser basert på intensitetene av hydrogenlinjer. I noen tilfeller kan resultatene fra begge metodene samsvare kun ved å anta at deler av materien i tåker danner filamenter, hvor tettheten er ti ganger høyere enn gjennomsnittet. Eksistensen av slike filamenter er teoretisk mulig, selv om vi i dag ikke har noen presise forklaringer på hvordan de kan dannes.

I svakere, fortynnede tåker viser observasjoner at forholdet mellom komponentene i dobbeltlinjen faktisk er det samme som det teoretiske forholdet. Når kollisjoner av andre type begynner å få betydning, påvirkes O II når elektronens tetthet overstiger 10 cm⁻³. Disse kollisjonene påvirker de høyere nivåene ulikt, og derfor endres linjens intensitetsforhold ettersom tettheten øker. Ved svært høy tetthet, over 3 000 cm⁻³, blir kollisjoner av andre type viktigere enn nedadgående overganger som involverer kvanteutstråling. I slike tilfeller etableres et bestemt forhold mellom befolkningen av ulike nivåer, som svarer til termodynamisk likevekt. Intensiteten til dobbeltlinjens komponenter blir igjen fast, uavhengig av temperatur og tetthet, men de er allerede forskjellige fra det opprinnelige forholdet.

Når temperaturen og de effektive eksitasjonstverrsnittene er kjent, kan vi beregne konsentrasjonene av de forskjellige ionene i tåken basert på de relative intensitetene av nebula- og hydrogenlinjene. I prinsippet er antallet eksitasjoner til det andre nivået på grunn av kollisjoner med elektroner lik Z₁₂ = Wj ne f(T), hvor ni er antallet ioner per cm³, og f(T) er en funksjon som inkluderer det effektive tverrsnittet og fraksjonen av raske elektroner som kan eksitere det gitte ionet. Når kollisjoner av andre type ikke er viktige, er Z₁₂ nesten lik antallet kvanta som blir sendt ut i linjen. Når de er viktige, må vi legge til en korreksjonsfaktor.

Forholdet mellom de relative intensitetene av nebula- og Balmerlinjene kan brukes til å beregne elektronkonsentrasjonen. Dette gir oss verdifulle data om tettheten av ionisert gass i tåken. Videre, ved å bruke dette forholdet, kan vi beregne konsentrasjonene av O III, O II, N II, S II, Ne III, Ne IV, Ne V og andre ioner. Disse beregningene er nyttige, men de gir ikke nødvendigvis den kjemiske sammensetningen av tåken. En del av ionene kan være i andre ioniseringstilstander som ikke sender ut linjer i det synlige spekteret. For å finne den totale konsentrasjonen av et element, må man beregne andelen av disse "usynlige" ionene.

Hva er opprinnelsen til planetariske tåker og deres rolle i galaksen?

Planetariske tåker er en fascinerende del av universets utviklingssyklus, og deres rolle går langt utover det å bare danne hvite dverger. Disse tåkenes eksistens og opprinnelse gir oss innsikt i stjernes livssyklus, interstellar gass og hvordan galaksens innhold kontinuerlig fornyes. Planetariske tåker dannes etter at stjerner med en masse som ikke overstiger omtrent 8 solmasser, nærmer seg slutten av sin livssyklus. Når stjernen går tom for hydrogen i sin kjerne, mister den sine ytre lag som dannes til en tåke. Denne prosessen skaper et område med ionisert gass rundt et glødende kjernefragment som til slutt blir en hvit dverg.

Men planetariske tåker har en mye dypere betydning i kosmisk sammenheng. Ifølge Shklovsky er det en av de kraftigste kildene til gassdannelse i galaksen. Det er godt dokumentert at de kaster ut enorme mengder gass og stoff tilbake i galaksen. Over milliarder av år kan planetariske tåker frigjøre nok materiale til å forklare mye av den interstellare gassen som finnes i galaksen i dag. Denne gassen utgjør en liten, men viktig del av den totale massen i galaksen, og den kan stamme fra flere kilder, som for eksempel Wolf-Rayet-stjerner og supergigantstjerner, i tillegg til planetariske tåker.

Opprinnelsen til disse tåkenes eksistens er fortsatt et spørsmål av stor interesse. I de tidlige stadiene av ekspansjonen er tåken svært tett og optisk tykk, slik at den sentrale varme og ioniserte delen er omgitt av et mye kaldere nøytralt hydrogenlag. Etter hvert som tåken ekspanderer og tynnes ut, blir den mer gjennomskinnelig, og man kan begynne å se lyse hydrogenlinjer som dukker opp i spektret. Dette minner om hvordan stjerner i den røde gigantfasen oppfører seg, og det er derfor mulig at stjerner av denne typen kan være forløperne til planetariske tåker, et fenomen som også ble foreslått av Shklovsky.

Tåkenes struktur er vanligvis symmetrisk, ofte rund og relativt lyssterk, men de kan også opptre i mer diffuse former, som vi ser i noen av de større og svakere tåkene i galaksen. Disse diffuse tåkene, som den berømte Orion-tåken, har en mye mer uregelmessig form og er langt mindre synlige uten hjelp av teleskoper. De er generelt mer utfordrende å studere på grunn av deres svakere lysstyrke, men takket være utviklingen av fotoelektriske målemetoder er det nå mulig å få dypere innsikt i deres egenskaper.

Diffusene tåker oppstår også rundt unge, hete stjerner, gjerne av O- eller B-klasse. Disse stjernene har en masse ti ganger solens og en radius som er flere ganger større. Temperaturen på deres overflater er mye høyere enn den som finnes i planetariske tåker, fra 25,000 °K til 50,000 °K. Denne høyere temperaturen fører til sterkere ionisering av gassen, som er en av de avgjørende faktorene for hvordan den observerbare spektrale linjen ser ut. Den viktigste forskjellen mellom diffuse tåker og planetariske tåker ligger i temperatur og ionisering, som er direkte knyttet til stjernesystemene som driver dem.

Når det gjelder temperaturoppmålingene i diffuse tåker, er det en utfordring å bruke vanlige metoder, som sammenligning mellom aurorale og nebularlinjer, på grunn av deres lave lysstyrke og ionisering. Lyman Spitzer utviklet en metode for å vurdere temperaturen på gassen i ioniserte områder ved hjelp av energibalanse. Denne metoden antar at stjernene som eksiterer tåken, har en temperatur på rundt 30,000 °K, og ved å bruke forholdet mellom ionene kan man beregne temperaturen til gassen til rundt 8,000 °K.

Forskning på dette området har fått videre fremdrift takket være nye metoder som benytter intensiteten til spesifikke spektrallinjer, som [O III] og [O II], som er utbredt i diffuse tåker. Ved å sammenligne intensiteten av disse linjene kan man vurdere forholdet mellom ulike ioner i tåken og dermed også dens temperatur. Slike metoder, som er utformet av forskere som V. I. Pronik, gir oss muligheten til å beregne mer nøyaktige temperaturer på diffuse tåker, et viktig skritt i å forstå deres fysikk.

Det er også viktig å merke seg at den generelle forståelsen av diffust gasstrøm i galaksen er avgjørende for å forklare hvordan stjernedannelse skjer i områder med lav tetthet. Denne gassen er primært bestående av ioniserte oksygenatomer og virker som et slags medium for stjerneskapende prosesser i store galaktiske områder. Uten denne gassen, som regelmessig omformes av forskjellige typer stjernesystemer, ville galaksen ha en betydelig mindre grad av dynamikk og utvikling.

Hvordan turbulens påvirker bevegelsen i stjernesystemer og interstellare skyer

Bevegelsen i væsker er et kjent fenomen, og de fleste væsker, inkludert vann, har et naturlig turbulent bevegelsesmønster. Imidlertid kan viskositet dempe turbulensen og transformere bevegelsen til en laminar strømning. Selv om turbulent bevegelse kan virke uordnet, følger den sine egne statistiske lover. Disse lovene gjelder for gjennomsnittlige størrelser og ikke for hvert enkelt punkt i væsken. Dette er på samme måte som bevegelsen til gassmolekyler, hvor hvert molekyl beveger seg kaotisk, og det er umulig å forutsi for eksempel hastigheten eller avstanden til neste kollisjon. Likevel er gjennomsnittlige verdier kjent, og de bestemmes av karakteristikker som temperatur og tetthet. På en lignende måte endrer den relative hastigheten mellom to punkter eller trykkforskjellen mellom dem seg uregelmessig i turbulent bevegelse. Men som A. N. Kolmogorov og A. M. Obukhov påviste, er de gjennomsnittlige verdiene av disse størrelsene bestemt av de generelle bevegelseskarakteristikkene, hovedsakelig hastigheten på transformasjonen av turbulent energi til varme. Denne transformasjonen skjer i de minste virvlene, hvor viskøs friksjon bremser bevegelsen betydelig, ettersom hastighetsforskjellene er relativt høye.

Likevel kan ikke bevegelsen av interstellar gass direkte sammenlignes med turbulens i for eksempel en vindtunnel, hvor luft er et kontinuerlig medium og strømmer ikke er separert av store mengder gass. Videre er hastigheten i slike strømninger som regel lavere enn lydens hastighet, mens skyene i galaksen beveger seg raskere enn lyden i dem. Det finnes flere viktige forskjeller i hvordan turbulens manifesterer seg i interstellar gass, og det er disse forskjellene som gjør at vi ikke kan bruke samme fysiske lover for å beskrive begge fenomenene på samme måte.

Metoder for å studere turbulens i emisjonsnebuloser, som for eksempel Orion, har vært prøvd. Dette inkluderer målinger av variasjoner i radielle hastigheter på forskjellige punkter i nebulosa, samt endringer i lysstyrke som kan relateres til tetthetsfluktuasjoner forårsaket av turbulens. Det er blitt observert at bevegelsene i disse nebulosene har et turbulent preg når avstandene mellom punktene ikke er for store, og i visse tilfeller ser det ut til at hastighetsvariasjonene øker med avstanden, men dette forholdet forsvinner når avstandene overskrider en viss grense.

Når turbulent bevegelse skjer, blir energi kontinuerlig omdannet til varme. Kolliderende skyer fører til en kraftig temperaturøkning, og den kinetiske energien går tapt i prosessen. Det er beregnet at all kinetisk energi i skyer bør omdannes til varme innen omtrent ti millioner år. Dette indikerer at det finnes noen faktorer som opprettholder bevegelsen til den interstellare gassen. En av de mulige faktorene som er undersøkt, er den differensielle rotasjonen av galaksen. Ved første øyekast kan det virke som om hastighetsforskjeller på grunn av gravitasjonskreftene fra sentrum av galaksen kan føre til turbulent bevegelse, men det er viktig å merke seg at denne analogien ikke er helt nøyaktig. Hastighetsvariasjonene i galaksen er relativt langsomme, og derfor kan dette ikke alene gi nok energi til å opprettholde turbulent bevegelse.

Studier av diffusnebuloser har avslørt at de ikke er amorfe, men har veldefinerte strukturer. Mange nebuloser viser spesifikke materielle distribusjoner langs periferien, og andre har lignende fenomener som kan tolkes som resultatet av utadgående bevegelse av stoff. Radialhastigheten til nebulosene avviker ofte med 15-20 km/s fra stjernes hastighet. Hvis man tar i betraktning at nebulosene inneholder støv og derfor er delvis ugjennomsiktige, kan man konkludere med at variasjoner i hastigheten er forårsaket av nebulaens ekspansjon. Denne ekspansjonen kan også forklare hvorfor grupper av nebuloser, som ofte dekker store deler av himmelen, ser ut til å være i ferd med å bryte opp og spre seg.

Når vi ser på de relative hastighetene til nebulosene, ser vi at de er høyere enn hva som er nødvendig for å overvinne deres gjensidige gravitasjonelle tiltrekning. Dette antyder at nebulosene gradvis vil spres, og gruppene deres vil oppløses over tid. Dette fenomenet, i kombinasjon med de observasjoner som er gjort, gir et klart bilde av at ekspansjon og oppløsning er pågående prosesser i mange av de interstellar gassskyene.

Hva forårsaker strålingen fra supernova-restene og filamentære tåker?

Filamentære tåker som oppstår etter supernovaeksplosjoner, har lenge vært et fascinerende objekt for astronomisk forskning. De består av en kompleks struktur som dannes når restene etter en supernova utvider seg og kjøles ned over tid. En av de mest interessante aspektene ved disse tåkenes stråling er at den ikke er termisk, men heller en form for ikke-termisk stråling som kan tilskrives relativistiske partikler som beveger seg raskt i rommet. Men hvorfor ser vi ikke alltid denne strålingen?

En årsak til at optisk ikke-termisk stråling ikke observeres i alle supernova-rester er at det rett og slett ikke finnes nok svært raske relativistiske elektroner som kan generere slik stråling. I de filamentære tåkerne i Cygnus, som er restene etter en supernova som kan ha eksplodert for omtrent 30 000 år siden, ser vi at radiostråling er til stede, men etter hvert som tåken ekspanderer, svekkes det magnetiske feltet, og energien i de relativistiske partiklene reduseres på grunn av adiabatisk avkjøling.

Dette innebærer at lysstyrken til radio-tåkene avtar raskt med tiden. De mest lyssterke kildene, som for eksempel den yngste kilden i Cassiopeia, er relativt unge, og deres lysstyrke endrer seg raskt. Det er trolig et spørsmål om tid før de gradvis vil utvikle seg til svakere kilder som minner om de filamentære tåkerne vi ser i Cygnus. Det er viktig å merke seg at supernovaeksplosjoner ikke bare er kilder til relativistiske elektroner, men potensielt også til kosmiske stråler generelt, da de kan produsere ikke bare relativistiske elektroner, men også protoner og andre partikler.

Videre har L. Woltjer utviklet en kvantitativ teori om filamentenes stråling, basert på data samlet fra spektroskopiske observasjoner. Han studerte distribusjonen av de magnetiske feltene i detalj og sammenlignet det med teoretiske modeller. Denne analysen bidro til å forklare flere av de observerte egenskapene til disse nebulaene.

De fleste supernova-rester har imidlertid ikke påviselig ikke-termisk stråling i det synlige området. Dette tyder på at de kan være eksitert på en annen måte enn gjennom relativistiske elektroner. En annen mekanisme som kan være ansvarlig for strålingen, er sjokkbølger. Når en masse beveger seg gjennom rommet med supersonisk hastighet, komprimeres gassen foran den. Denne kompresjonen danner en sjokkbølgefront som beveger seg raskere enn massen selv og forårsaker sterk oppvarming av gassen.

En viktig detalj er at denne strålingen ikke nødvendigvis kommer fra de varmeste områdene nær sjokkbølgefronten, men heller fra gass som har kjølt seg ned til rundt 30 000 °C eller lavere. Denne prosessen fører til at gassen blir eksitert og sender ut stråling som kan observeres i forskjellige linjer.

Denne teorien om sjokkbølger som et resultat av kollaps i høyere densitetsområder er fremdeles under utforskning, og det er fortsatt mange uklare punkter, spesielt når det gjelder hvordan sjokkbølger samhandler i ulike områder av interstellar gass.

Det er også viktig å forstå at de fysiske prosessene bak supernovaeksplosjoner og deres rester er langt mer komplekse enn det som kan forklares med én enkelt mekanisme. Variasjonen i observasjoner, som de ulike hastighetene til filamentstrukturene og de forskjellige spektre som er observert, antyder at vi har mye mer å lære om dynamikken og fysikken i disse ekstreme fenomenene.

Hvordan non-termisk stråling påvirker stjernesystemer og kosmiske fenomen

I tillegg til de velkjente termiske strålingsprosessene som vi ofte observerer i stjernesystemer, finnes det andre mekanismer som gir opphav til ikke-termisk stråling. Denne type stråling, som kan være kontinuerlig i spekteret og finnes i visse optiske områder, har blitt observert i flere forskjellige kosmiske objekter, fra kromosfæriske flammer på solen til eksplosive hendelser som supernovaer. Ikke-termisk stråling viser en rekke interessante egenskaper, og dens betydning i astrofysikk kan ikke undervurderes.

Et sentralt aspekt ved denne strålingen er dens opprinnelse i relativistiske elektroner som beveger seg i sterke magnetfelt. Disse elektronene, som beveger seg med hastigheter nær lysets hastighet, kan produsere både linje- og kontinuerlig stråling. Denne prosessen finner sted i sterke magnetiske felt, som de som finnes rundt stjerner eller i interstellar gass. Når relativistiske elektroner akselereres i slike felt, kan de avgi lys i hele spekteret, fra røntgenstråler til radiofrekvenser.

En av de mest kjente kildene til non-termisk stråling er Krabbenebulaen, hvor ikke-termisk stråling fra relativistiske elektroner er til stede. Denne nebulaen, som er restene av en supernovaeksplosjon, viser et kontinuerlig spektrum som er karakteristisk for prosesser som involverer høyhastighets elektronbevegelse i magnetiske felt. Det er også observert at slike eksplosjoner ofte resulterer i økt intensitet av kosmiske stråler og røntgenstråler, som har praktiske konsekvenser for kommunikasjonssystemer på jorden, ettersom de kan ionisere deler av atmosfæren vår.

Når det gjelder supernovaer, har forskningen vist at den ikke-termiske strålingen som avgis under deres eksplosjon, ikke kan forklares ved en enkel oppblåsing av stjernes atmosfære. Tidligere antok man at stjernen utvidet seg med en hastighet på titusener av kilometer per sekund, men dette stemmer ikke med de observerte dataene. For eksempel, i tilfelle supernovaer av type I, er ekspansjonshastigheten for lysstyrkeveksten mye større enn den faktiske hastigheten til stjernes atmosfære. Dette betyr at det er en annen prosess på gang som genererer stråling, og relativistiske elektroner er en viktig kandidat.

Videre viser observasjoner av novae, som Nova Herculis 1934, at ikke-termisk stråling kan være ansvarlig for plutselige økninger i lysstyrke som ikke kan forklares ved termisk utvidelse av stjernes atmosfære. Nova Herculis viste seg å være et dobbeltstjernesystem, og den økte lysstyrken under utbruddet kan trolig tilskrives relativistiske elektroner som strømmer gjennom et magnetisk felt. Denne type stråling er ikke begrenset til supernovaer, men er også et viktig aspekt ved de eksplosive utbruddene av stjerner som T-Tauri-stjerner og røde dverger (UV-Ceti-typen).

En annen viktig observasjon er at det ikke nødvendigvis er termonukleære reaksjoner som driver energiproduksjonen i stjerner som produserer ikke-termisk stråling. I motsetning til de velkjente mekanismene som foregår i de indre lagene av en stjerne, kan ikke-termisk stråling være et resultat av relativistiske elektroner som blir akselerert i magnetiske felt som finnes nær stjernens overflate. Ambartsumyan har videre foreslått at disse elektroner kan være et resultat av radioaktiv nedbrytning av materie i stjernens indre, men denne hypotesen er fortsatt ikke fullt ut bevist.

En interessant type objekt som også produserer kontinuerlig stråling, er de såkalte kometformede nebulaene. I hodene på mange av disse nebulaene finnes stjerner som T-Tauri-type stjerner, som er kjent for sine raske lysstyrkeøkninger. Observasjoner av disse stjernene har vist at de kan øke lysstyrken sin betydelig, og ikke-termisk stråling er antatt å spille en viktig rolle i denne prosessen.

For å få en fullstendig forståelse av den ikke-termiske strålingen som observeres i stjernesystemer og kosmiske fenomener, må vi fortsette å undersøke de magnetiske feltene og relativistiske elektronene som er involvert i disse prosessene. Det er fortsatt mye å lære om hvordan disse fenomenene fungerer, og hvordan de kan bidra til vår forståelse av stjernes livssyklus og de kosmiske hendelsene som skjer i universet.