Hvordan interstellare gasskyer påvirker stjernespekter og galaktisk struktur

Det er en generell observasjon at det finnes svake H-a linjer nær alle O-stjerner som ligger mindre enn 300 parsecs fra den galaktiske planeten. I tillegg finnes det et svakt, uregelmessig emisjonsbakgrunn nesten overalt i Melkeveien. I et spesifikt tilfelle, sett på figur 14, kan vi observere hvordan en nebula gradvis går over i en mer utvidet gassky. Dette peker på tilstedeværelsen av mer sjeldne gasser blant nebulaene, med konsentrasjoner på mindre enn 10 partikler per cm³. Det er rimelig å anta at det eksisterer gass med enda lavere tetthet, der emisjonen er for svak til å observeres ved hjelp av vanlige metoder.

Observasjoner av spektroskopiske binære stjerner har bevist med stor sikkerhet at disse linjene ikke tilhører stjernen selv, men dannes i et gassmedium som ligger mellom stjernen og observatøren. En spektroskopisk binær er et par stjerner som er så nære hverandre at de ikke kan sees individuelt, selv gjennom et teleskop. Deres dobbelthet bestemmes ut fra deres spektrum. Stjernene beveger seg rundt et felles tyngdepunkt, og hver av dem nærmer seg og fjerner seg fra oss, noe som forårsaker at spektrallinjene blir forskjøvet mot henholdsvis den violette eller røde enden av spekteret. Det er imidlertid bemerkelsesverdig at Ca II-linjene ikke deltar i disse forskyvningene. Disse linjene, kjent som interstellare linjer, beviste eksistensen av gass i verdensrommet. Etter hvert som flere slike linjer, forårsaket av atomer som Ca I, K I, Ti II, Fe II og molekyler som CN, CH, CH II, og andre, har blitt oppdaget, har det blitt klart at alle disse linjene dannes ved absorpsjon fra grunntilstanden. Dette skyldes at eksiterte atomer og molekyler er sjeldne i interstellar plass.

Størrelsen på de interstellare skyene, som B. Stromgren anslo ved å analysere observasjonsdata, indikerer at en synslinje på 1.000 parsecs i lengde langs galaksens plan krysser i gjennomsnitt ti skyer med en diameter på rundt 10 parsecs. Dette betyr at skyene opptar omtrent 5 prosent av volumet. Den gjennomsnittlige tettheten i skyene, bestemt ut fra strålingslinjene i deres hydrogenfelt, er nær ti atomer (ioner) per cm³. Mellom skyene, basert på intensiteten til de svakeste observerbare linjene fra interstellar kalsium, er tettheten, med tanke på den relative konsentrasjonen av kalsium, under 0,1 hydrogenatom per cm³.

Hastighetsdispersjonen til den grunnleggende massen av interstellare gasskyer fører til konklusjonen at de er konsentrert i et svært fint lag med en tykkelse på omtrent 250 parsecs rundt galaksens plan. Imidlertid kan individuelle skyer som beveger seg raskere stige til stor høyde. Dette er bekreftet av observasjoner gjort av G. Munch (USA), som fotograferte spektrene fra sjeldne varme stjerner som finnes langt unna Melkeveien, på 30° eller høyere. Lyset fra disse stjernene går vanligvis ikke gjennom sky-laget, men interstellare linjer er fortsatt synlige i deres spektrer, ofte med høyere hastigheter.

Når man ser på intensiteten til de interstellare linjene, kan man også estimere elektronkonsentrasjonen i skyene, noe som gir oss et innblikk i graden av hydrogenionisering i dem. Ved å bruke linjer fra atomer og molekyler som kan observeres i to ioniseringstilstander (for eksempel Ca I og Ca II eller CH I og CH II), kan man estimere deres relative konsentrasjoner, som bestemmes av graden av ionisering. Grad av ionisering spiller en viktig rolle for balansen mellom ionisering og rekombinasjon, der ioniseringen skjer på grunn av strålingen fra stjernene.

Det er verdt å merke seg at den ioniserte hydrogenkomponenten i interstellar gass er vesentlig mer dominerende rundt varme stjerner, mens i de mer typiske skyene i Melkeveien er hydrogen stort sett nøytralt. Dette kan antyde en ujevn fordeling av ionisering og opphever dermed enkelte av de enklere modellene for struktur og dynamikk i interstellar gass.

Hvordan Magentiske Felt Dannes i Melkeveien: Teoretiske Grunnlag

I det interstellare rommet finnes det svake komponenter i spektrallinjene som ofte har en stor forskyvning, som tilsvarer hastigheter på 50-70 km/s eller mer. Denne hypotesen, først fremmet av Oort og Spitzer, har vist seg å være svært tiltalende og er støttet av observasjoner. Den gir en forståelse av hvordan stjernesystemer, og dermed stjernedannelser, kan være knyttet til den ekspansjonen av gass i det interstellare rommet.

Hypotesen forklarer ekspansjonen av stjernesamlinger og grupper av nebulae, tilstedeværelsen av "elefantstammer" og globuler, samt de relativt langsomme bevegelsene av massive skyer og de raskere bevegelsene til lettere skyer. Raskt bevegende skyer kan stige høyt over galakseplanet, noe som forklarer tilstedeværelsen av interstellare linjer i spektrene til stjerner langt unna Melkeveien. Andre observasjoner, som gassutvidelsen rundt H II-soner, gir ytterligere støtte til hypotesen.

For eksempel fant L. Searle i Canada at i de fleste normale B-stjerner, hvor slike linjer med høy hastighet er observert, er bevegelsene rettet fra stjernen mot observatøren. Dette antyder at en del av de raske komponentene dannes av gass som ekspanderer fra stjernen, og kalles derfor omstjernar gass, for å skille dem fra de interstellare linjene. Undersøkelser av slike linjer nær fjerne stjernesamlinger viser også at gassene rundt disse ekspanderer med hastigheter på rundt 20 km/s.

Så, selv om Oort-Spitzer-hypotesen var et viktig skritt fremover i forståelsen av hvordan stjerner og gasskyer dannes og akselereres, er prosessen langt mer kompleks enn man først antok. Den krever videre forskning og observasjoner for å utdype vår forståelse.

I tillegg til den dynamikken som er beskrevet, har forskere som F. D. Kahn og S. R. Pottasch studert hvordan ionisering av skyer skjer gjennom stjernestråling. Deres arbeid har kvantifisert dannelsen av lysende kanter på globuler og elefantstammer. Den ioniserte siden av en tett formasjon lyser, og den varme gassen utvider seg. Denne prosessen fører til at nye lag av den tette gassen blir ionisert. Dette er også grunnlaget for de tynne filamentene som er sett i mange nebulae, som er de ioniserte kantene av tettere kald gass som gradvis strømmer mot stjernen.

Det er også viktig å merke seg de hydro-dynamiske fenomenene i slike ionisasjonsfronter, undersøkt av S. A. Kaplan. Han fant at hastigheten på komprimert kald gass ikke var høy nok til å forklare utvidelsen av stjernesamlinger. Dette førte til at R. E. Gershberg foreslo at kompresjon og etterfølgende utstrømning av gass kunne forklare dannelsen av nebulae med materiekonsentrasjoner på periferiene.

Stjerneaktige objekter som finnes i mange stjernesamlinger, som er omgitt av en tett gassaktig kappe som sender ut emisjonslinjer, har fått stor oppmerksomhet i forbindelse med spørsmålene om stjernes opprinnelse. Disse objektene, kjent som Herbig-Haro-objekter, representerer trolig nyopprettede stjerner. Det er fortsatt uklart om de tette skyene rundt dem stammer fra gassen de ble dannet av, eller om de er rester av materiale som er utvist fra stjernen på grunn av dens høyhastighetsrotasjon.

Det er også viktig å forstå at stjernesystemer ikke dannes i et vakuum, men er sterkt påvirket av elektriske og magnetiske krefter. Disse feltene kan bidra til å organisere og akselerere gassene som danner stjernene, og til og med påvirke deres tidlige utvikling etter dannelsen. Dette gir et grunnlag for videre studier på hvordan magnetiske felt kan påvirke stjernesystemer på en større skala, ikke bare i formasjonen, men også i utviklingen og stabiliteten til disse systemene.

Kan et magnetisk felt oppstå fra ingenting?

I fysikkens verden er det et fascinerende spørsmål om hvordan magnetiske felt dannes, og i særlig grad om et felt kan oppstå uten en eksisterende kilde. Tidligere teorier, som den såkalte "dynamo"-mekanismen, ble utviklet av forskere som S. Lundquist, T.G. Cowling og senere L.E. Gurevich og A.I. Lebedinsky. Denne mekanismen forsøkte å forklare hvordan solflekker kan ha sine magnetiske felt, men den underbygger en viktig begrensning: dynamo-mekanismen kan ikke skape et felt fra ingenting, den kan kun forsterke et allerede eksisterende svakt felt.

Men er det mulig å skape et magnetisk felt helt fra bunnen av? L. Biermann og A. Schlüter fra Tyskland foreslo en metode som kanskje kunne gjøre dette mulig, ved å utnytte forskjellen i masse mellom elektroner og ioner. Elektronenes termiske hastighet er mye høyere enn ionenes, og derfor sprer de seg raskere i et gassmiljø. Når en kondensasjon oppstår i gassen, vil elektronene "spre seg ut" raskere enn ionene, og skape en elektrisk strøm som i sin tur genererer et magnetisk felt.

Men dette feltet er svært svakt og avhenger av en kompleks balanse mellom temperaturforskjeller, tetthetsforskjeller og de elektriske ladningene i gassen. Denne typen strøm kan i teorien eksistere i det uendelige, men den vil være ekstremt svak, delvis fordi den er begrenset av fenomenet kjent som selvinduksjon. Når en elektrisk strøm dannes i et kretsløp, vil ikke strømmen umiddelbart nå sin fulle styrke, men øke gradvis. Dette skjer fordi det er en forbindelse mellom strømmen og det magnetiske feltet som skapes av strømmen, og den energien som går inn i å opprettholde dette feltet.

En annen viktig faktor å merke seg er at dette magnetiske feltet kan vedvare ekstremt lenge i visse forhold, som for eksempel i interstellar gass. I slike forhold er den elektriske ledningsevnen langt lavere enn i materialer som kobber, noe som gjør at magnetiske felt kan eksistere i det uendelige uten å trenge en konstant energikilde. En viktig konsept å forstå her er hvordan et magnetisk felt kan "fryse" inn i et materiale, og hvordan det kan bevege seg sammen med materien i feltet. Når gassmasser er i bevegelse, vil feltlinjene følge disse bevegelsene og kan bli mer sammenfiltret. Dette kan øke intensiteten til feltet, selv om den totale energien i systemet ikke nødvendigvis øker.

For å forstå hvordan dette skjer i større skalaer, kan vi bruke ideen om et solenoid — en lang spole hvor strømmen skaper et magnetisk felt. Hvis solenoiden forflyttes, følger feltet med, og på samme måte kan feltlinjene i interstellar gass beskrives som lignende solenoider. Bevegelsen og deformasjonen av gassmassene vil føre til at feltlinjene blir "vridd" og endrer form, noe som igjen kan øke intensiteten til det magnetiske feltet.

Dette konseptet av "frosne" feltlinjer, som forblir i gassmasser over tid, er essensielt for å forstå hvordan magnetiske felt kan vedvare i verdensrommet. Feltlinjene, som i utgangspunktet kan være organisert på en bestemt måte, kan i et kaotisk miljø bli vridd og utvidet. Dette fører til en økt tetthet og intensitet i feltet, men innenfor de fysiske grensene som energiloven setter.

Endelig må man forstå at energien som er tilknyttet et magnetisk felt ikke kan fortsette å vokse uten grenser. Feltet vil til slutt nå et punkt der ytterligere intensivering ikke er mulig uten at energien blir omdannet til andre former, som for eksempel varme. Dette fenomenet er en direkte konsekvens av de grunnleggende prinsippene for elektrisk og magnetisk energi, og en påminnelse om at selv i universets mest ekstreme forhold, er energien alltid bevart.

Hva er kilden til den ikke-termiske galaktiske radioemissjonen?

Galaksens radioemissjon har lenge vært et mysterium for astronomer. En del av denne emissjonen, hvis intensitet ikke er avhengig av bølgelengde, dannes i H II-regioner gjennom frie-fri overganger. Imidlertid er den viktigste delen av emisjonen ikke-termisk, da dens intensitet øker med bølgelengden, spesielt ved frekvenser på ti meter eller høyere. Dette tyder på at emissjonen ikke kan være et resultat av termiske bevegelser av partikler. Det er derfor blitt kalt ikke-termisk stråling.

Ikke-termisk stråling i galaksen er ikke bare et resultat av generell aktivitet, men også fra flere mindre kilder som supernovaer. Supernovaer er spektakulære hendelser, og under utbruddet sender en stjerne ut et envelope som ekspanderer med hastigheter på omtrent 1 000 km/s i type I supernovaer og opptil 7 000 km/s i type II supernovaer, som er svakere og mer konsentrert mot den galaktiske planet. Utenfor vår egen galakse finnes også mange ekstragalaktiske kilder for ikke-termisk stråling, som Andromedagalaksen, som viser et lignende radiospekter som vår egen galakse.

Den interessante egenskapen ved disse objektene er at, til tross for deres ulike karakteristiske egenskaper, de har et felles radiospekter, hvor intensiteten øker mot de lange bølgelengdene. Hva er så årsaken til denne ikke-termiske emissjonen? Ifølge H. Alfven, N. Herlofson og K. O. Kiepenhauer kan kilden være svært raske "relativistiske" elektroner med en energi på 10^8–10^9 eV som beveger seg i det interstellare magnetfeltet. Når disse ladde partiklene beveger seg i spiraler langs feltlinjene, akselereres de langs radiusen, og ifølge elektrodynamikk vil akselererte partikler avgi elektromagnetiske bølger. Når elektroner spiralerer i et magnetfelt, vil de sende ut stråling, hvor frekvensen er proporsjonal med intensiteten til feltet.

Relativistiske elektroner med hastigheter nær lysets hastighet vil utstråle et helt spektrum i stedet for en enkelt frekvens. Maksimumet for dette spektrumet avhenger både av elektronens energi og intensiteten til det magnetiske feltet. V. L. Ginsburg, I. S. Shklovsky og G. G. Getmantsev har videreutviklet denne hypotesen, og de har laget en systematisk forklaring på intensitet, spektrum og andre grunnleggende egenskaper ved radioemissjonen. Denne prosessen er den eneste kjente som kan skape ikke-termisk radioemissjon i det interstellare rommet.

I galaksen finner vi dermed indikasjoner på at tilstedeværelsen av relativistiske elektroner og et magnetisk felt er nødvendige for å forstå den ikke-termiske radioemissjonen. For å forklare den observerte radioemissjonen, må intensiteten på det magnetiske feltet være omtrent 10^-5 oersteder. Denne konstante tilstedeværelsen av magnetiske felt i galaksen antyder at det magnetiske feltet er sfærisk, i motsetning til de fleste interstellare skyer som er konsentrert i galaktisk plan.

Det er også verdt å merke seg at relativistiske elektroner, som er en del av den kosmiske strålingen som observeres på Jorden, mister energi ved å sende ut radioemissjon. Dette fører til at raskere elektroner mister energien sin raskere og blir langsommere. Derfor vil vi på Jorden kun kunne observere de langsommere elektronene, som har en mye lengre levetid. De raskere elektronene blir til slutt langsommere og blir utvist fra vårt system.

Det er derfor viktig å forstå at ikke-termisk radioemissjon ikke bare gir oss innsikt i den interstellare materiens fysiske egenskaper, men også hvordan galaksens magnetfelt påvirker bevegelsen og energitapet hos de ladde partiklene som utstråler denne strålingen. Videre peker observasjonene på det faktum at vi kun ser spesifikke partikler på Jorden som følge av interaksjonene med vårt eget magnetfelt og de forholdene som er i solsystemet.

Hva er den kjemiske sammensetningen og utviklingen av galakser?

Det er viktig å merke seg at gasskonsentrasjonen i de fleste elliptiske galaksene, spesielt de mer massive, er relativt lav. Denne lave konsentrasjonen skyldes den høye stjernes tettheten, som er langt høyere enn i vår egen galakse. Dette fører til at de fleste elliptiske galakser, spesielt de med høy masse, har en sterkt konsentrert stjernesamling i sentrum, og de fleste stjernene i disse galaksene er eldre, røde stjerner.

I tillegg til elliptiske galakser finnes det også irregulære galakser, som utgjør omtrent 3 prosent av alle lyse objekter. Våre nærmeste naboer, de store og små Magellanske skyene, er medlemmer av denne gruppen. Irregulære galakser har vanligvis lavere masse og inneholder betydelige mengder gass – opptil 30 prosent eller mer – i tillegg til mange hete stjerner. Disse galaksene har ofte en litt utflattet form. De er et eksempel på galakser som har gjennomgått kontinuerlig stjerneskapelse, og hvor første generasjons stjerner fortsatt dannes.

Når det gjelder utviklingen av galakser, er et sentralt spørsmål hvorvidt galakser går gjennom en stjerneskapelsesfase som øker konsentrasjonen av tunge elementer. Det finnes to hovedtyper stjernesubsystemer som kan forklare dette: det første er subdverger i sfæriske systemer, og det andre er gamle stjerner i galaktiske klynger. Det er en grunnleggende forskjell mellom disse subsystemene, nemlig deres kjemiske sammensetning, som kan identifiseres ved de relative intensitetene av metalliske linjer og tilstedeværelsen av variable stjerner. Forskning utført av W.A. Baum på Andromedagalaksen viser at stjernene utenfor spiralarmene er som den gamle stjernesamlingen i galaksens plan, med et lite innslag av stjerner fra den sfæriske komponenten. Dette antyder at masse og stjerneskapelse spiller en betydelig rolle i utviklingen av galakser.

På den annen side, galakser med mindre masse gjennomgår stjerneskapelse i et langt langsommere tempo, og mye av gassen forblir relativt tynn i galaksens periferi. Dette er tilfelle for blant annet de små Magellanske skyene, som er dominerte av første generasjons stjerner som er fattige på tunge elementer. Dette bekreftes ved egenskapene til variable stjerner i denne regionen, som viser et lavt innhold av metaller.

For å forstå den kjemiske utviklingen av galakser må vi derfor ta hensyn til flere faktorer, inkludert galaksens masse, dens rotasjonshastighet, og ikke minst tilstedeværelsen av magnetiske felt. Tilstedeværelsen av støv og den kjemiske sammensetningen av stjernene gir viktig informasjon om hvordan en galakse utvikler seg over tid. I galakser som de små Magellanske skyene er det for eksempel mye mindre støv og metallisk absorpsjon sammenlignet med de indre spiralarmene i vår egen galakse.

Sammensetningen av galakser, og dermed deres utvikling, er derfor et resultat av de opprinnelige forholdene under dannelsen, der masse og rotasjon er avgjørende. Denne prosessen påvirker ikke bare hvordan gassen og støvet er distribuert, men også hvilke stjerner som dannes, og hvordan de påvirker galaksens videre utvikling. I denne sammenhengen spiller relativistiske partikler en sentral rolle i dannelsen av radiogalakser, som kan betraktes som en tidlig utviklingsfase for massive galakser.