Hvordan radioobservasjoner hjelper oss å forstå galaksenes struktur og rotasjon

Radioobservasjoner spiller en avgjørende rolle i å forstå hvordan stjerner og gass er fordelt i vår galakse, samt hvordan galaksen roterer. Dette er spesielt viktig for studier av hydrogen, som utgjør en betydelig del av den interstellare materien. Når vi ser på galaksens rotasjon, spesielt i de ytre delene, blir det tydelig at vi kan bruke radiobølger til å bestemme både distribusjon og hastighet til gasslagene som roterer rundt sentrum.

Rotasjon av gass i galaksens plan følger det som kalles "differensial rotasjon". Dette innebærer at stjernene og gassen i galaksen beveger seg med forskjellige hastigheter avhengig av avstanden til sentrum. Ved hjelp av radioobservasjoner, spesielt ved å studere den 21 cm lange linjen av hydrogen, kan vi få innsikt i hvordan hydrogen er fordelt i galaksen. Dette er mulig fordi denne linjen er et resultat av spesifikke energioverføringer i hydrogenatomer som gjør det mulig å måle hastigheten på de roterende gassene.

Men for å gjøre presise målinger er det flere utfordringer. Først og fremst er det vanskelig å bestemme avstanden til objekter i galaksen, særlig de som er langt unna, ettersom fjerne stjerner er for svake til at vi kan måle deres radielle hastighet med høy presisjon. I de indre delene av galaksen, hvor massene er mer konsentrerte, blir det enda vanskeligere å beregne rotasjonshastigheten teoretisk. Her kan radioobservasjoner av hydrogen imidlertid gi verdifull informasjon om både hastigheten og tettheten på gassen.

I de indre områdene av galaksen, der tettheten av stjerner er høy, vil gassens rotasjonshastighet være høyere. Dette ble påvist gjennom studier som viste at det finnes regioner hvor hydrogenets tetthet øker, minker og deretter øker igjen. Denne spirallignende strukturen av hydrogen har blitt bekreftet ved observasjoner både i den nordlige og sørlige delen av Melkeveien. Mye av denne informasjonen kommer fra spektroskopiske målinger av hydrogenlinjene, der forskere har kunnet registrere variasjoner i hastigheten på gassen, og dermed få detaljerte bilder av galaksens struktur.

Et annet spennende funn har vært oppdagelsen av gassarmene i galaksen, som har en tykkelse på omtrent 200–250 parsecs. Hydrogenets tetthet i disse armene er lavere enn i de sentrale områdene av galaksen, men de representerer likevel en betydelig andel av galaksens masse. Det er også viktig å merke seg at mesteparten av hydrogenet i galaksen finnes i nøytral tilstand, og at det utgjør mindre enn 2 % av galaksens totale masse. Stjernene i galaksen utgjør derimot den største andelen av massen, spesielt i de sfæriske og mellomliggende delene av galaksen.

Observasjoner har også blitt gjort på andre galakser, som Andromedagalaksen, som ligger nær oss. Radioobservasjoner har vist at også denne galaksen har hydrogen som er fordelt i armer, og at denne gassen roterer i samsvar med galaksens rotasjon. I motsetning til vår galakse, der hydrogenet er hovedsakelig nøytralt, er det i Andromedagalaksen en utvidende ring av ionisert hydrogen som gir en indikasjon på gassens bevegelse og hvordan materie strømmer ut fra galaksens sentrum.

Videre har det blitt gjort undersøkelser av temperaturforholdene i de nøytrale hydrogenområdene i galaksen. Ved å studere 21 cm-linjens intensitet, kan forskere bestemme temperaturen til hydrogenet. Temperaturmålingene viser at disse regionene kan ha en lav temperatur, som er viktig for å forstå hvordan gassen samhandler med andre elementer og hvordan stjernedannelse skjer.

Når vi studerer galaksens struktur og rotasjon på denne måten, ser vi at det ikke bare er stjernene som bidrar til gravitasjonsfeltet, men også den interstellare gassen. Gassens egenskaper, dens tetthet og dens bevegelse, gir oss essensiell informasjon om hvordan galaksen har utviklet seg og hvordan den vil utvikle seg i fremtiden. Ved å kombinere observasjoner fra radioastronomi med teoretiske modeller, kan vi bygge en stadig mer nøyaktig forståelse av vår egen galakse og de mange andre galaksene rundt oss.

Endelig er det viktig å forstå at våre nåværende observasjoner fortsatt har sine begrensninger. Selv om radioastronomi har gitt oss en utrolig mengde informasjon, er det fortsatt mange ukjente faktorer, som for eksempel den nøyaktige samspillet mellom stjerner, gass og mørk materie i galaksens struktur. I fremtiden vil fremskritt innen både teknologi og observasjonsmetoder trolig gjøre det mulig å få enda mer presise målinger og en dypere forståelse av galaksenes dynamikk og utvikling.

Hvordan stjernestøv og gass er relatert i galaksen: En grundig analyse av støvpartikler og deres egenskaper

Teoretisk sett kan vi forvente at støv og gass er nært knyttet til hverandre. Dette skyldes først og fremst at støv blir båret med gassens bevegelse. Dermed, hvis gassen danner tetthetsfluktuasjoner, burde støvet i samme område bli mer konsentrert. For det andre dannes støv trolig fra gass, noe som styrker tanken om at disse to komponentene er tett koblet sammen. Den faktum at begge konsentreres i spiralarmene i galaksen, peker også på en nær sammenheng. For å forstå dette forholdet gjennomførte B. Bok og hans kollegaer en grundig studie av fordelingen av gass og støv.

Forholdet mellom gass og støv er interessant: ved økt gassdensitet øker også absorpsjonen. Likevel, i tettere støvkomplekser, og spesielt i kompakte mørke nebulae, er ikke denne proporsjonaliteten opprettholdt. Her øker absorpsjonen per parsec mange ganger, men hydrogenstrålingen øker ikke i samme grad. I områder med høy støvdekning omdannes hydrogen lettere til molekylær form, og molekylært hydrogen emitterer ikke radiobølger. I tillegg er temperaturen i tette komplekser lavere, noe som setter en grense for økningen av stråling ved høyere tetthet av hydrogen.

I slike komplekser finnes det mye mer støv enn i andre områder, og dette er et viktig funn i teoriene om stjerne- og nebulaformasjon. Schmidt (F.R.G.) kom til den konklusjon at tettheten av støv i de tettere skyene er proporsjonal med gassens tetthet med et forhold på 1,5. Dette kan knyttes til forholdene under dannelsen av støvet. I store støvkomplekser anslås massen av hydrogen til å være titusenvis av ganger større enn solens masse. Denne store massen har stor betydning i teoriene som forsøker å forklare dannelsen av stjerner og nebulae.

Hvordan kan vi da kvantifisere tettheten av støvet? Den kan beregnes fra absorpsjonen, og teorien om lysabsorpsjon og spredning av lys fra små partikler har lenge vært etablert. Når lys treffer partikler som er mye mindre enn bølgelengden, blir lyset svakere gjennom spredning, som er omvendt proporsjonal med bølgelengden til den fjerde potens. Dersom partiklene er større enn bølgelengden, blokkerer de lyset, og svakheten er uavhengig av bølgelengden. Hvis partiklene er omtrent like store som bølgelengden, avhenger effekten både av bølgelengden og materialet i partiklene.

Det har blitt observert at mørke områder i Melkeveien ikke er helt svarte, men at de inneholder spredt lys. Dette førte til at van de Hulst konkluderte med at partiklene i disse områdene ikke absorberer lys, men sprer det. Dette er en viktig observasjon, da det viser at partiklene er dielektriske og ikke metalliske, ettersom det er lite metall i verdensrommet og det ville forvente høyere metalletinnhold hvis partiklene var metalliske.

Ved å bruke denne informasjonen og absorpsjonslover kan vi anslå gjennomsnitts størrelsen på støvpartiklene, som ifølge van de Hulst skal være omtrent 0,8 μm. Videre kan vi beregne massen av støvet i interstellarrommet. Fra de tilgjengelige observasjonene kan vi også beregne at den gjennomsnittlige støvmasse i spiralarmene er omtrent 200 ganger mindre enn gassens masse, og i noen områder som Orion-emisjonsnebulosa er forholdet 100 ganger mindre.

Hvordan dannes disse støvpartiklene? Den direkte observasjonen er fortsatt mangelfull, men flere teorier er foreslått. Det antas at partiklene dannes ved kondensasjon fra gass, og dette fenomenet er viktig for å forstå dannelsen av stjerner og andre himmellegemer.

Endtext

Hvordan dannes stjernesystemer og deres tilknytning til emisjonsnebuloser?

I studiet av stjernesystemer og emisjonsnebuloser er det en uavbrutt interesse for hvordan disse strukturene dannes og utvikler seg. Gjennom observasjoner og teoretiske beregninger har forskere kommet frem til flere viktige innsikter om den tidlige utviklingen av stjerner og de omkringliggende nebulaene. En nøkkeloppdagelse som ble gjort av Shajn, var at emisjonsnebuloser starter som tette, små formasjoner før de ekspanderer og til slutt blir spredt ut i rommet. Denne prosessen er nært knyttet til dannelsen av varme stjerner som eksiterer deres stråling, og sammen utgjør de en uatskillelig enhet i den stjerneskapende prosessen.

Stjerneskapning og dens tilknytning til gassens akselerasjon har vært gjenstand for mye forskning. Ambartsumyan (fra Sovjetunionen) bidro betydelig til å forstå hvordan stjerner dannes ved å analysere distribusjonen av varme stjerner. Hans arbeid avslørte at grupper av stjerner, hvor individuelle stjerner ikke er like tett samlet som i stjernehoper, ikke kan opprettholdes ved hjelp av gjensidig gravitasjonskraft. Eksempler på slike grupper er de som inneholder dvergestjerner med lysere linjer i spektrene deres, kjent som T-Tauri-type stjerner. Slike grupper kalles stjernesammenslutninger, og de er karakterisert ved en mye høyere tetthet av stjerner enn den gjennomsnittlige konsentrasjonen i galaksen.

Disse stjernesystemene er ustabile og vil, ifølge Ambartsumyan, brytes opp etter ti millioner år under påvirkning av tidvise gravitasjonskrefter fra galaksens kjerne. Dette indikerer at sammenslutningene vi ser i dag, har blitt dannet i løpet av de siste ti millioner årene. Et annet tegn på de unge stjernesystemenes natur er deres høye lysstyrke. Energien som brukes i stjerneskapende prosesser er så stor at de ikke kan vedvare i mer enn noen få millioner år uten å bryte sammen til mindre stjerner. Derfor må stjernene som danner slike systemer, være relativt unge.

Disse stjernesystemene dannes i flere deler av stjernesammenslutningene, og ofte ser man Trapesium-systemer i forskjellige deler av disse sammenslutningene. Dette peker mot en kompleks dannelse av stjerner, der flere prosesser skjer samtidig på forskjellige steder. Studier viser også at stjernene i slike sammenslutninger har hastigheter som er høyere enn det som teoretisk er ventet fra tidevannskrefter alene. Det er derfor klart at disse stjernene ikke bare spres ut på grunn av ytre krefter, men at de allerede har hatt høye hastigheter fra sin opprinnelse.

For å beregne alderen på slike stjernesystemer kan man bruke utvidelseshastigheten, som ofte er mellom 15 og 20 km/s. Resultatene fra disse beregningene antyder at stjernesammenslutninger kan være mellom to og ti millioner år gamle. Sammenligner man dannelsen av slike stjernesystemer med emisjonsnebuloser, ser vi at de deler en felles utviklingsbane. Begge starter som tette formasjoner før de ekspanderer, og hastighetene for ekspansjonen i begge tilfeller er også omtrent de samme. Videre har observasjoner vist at kompakte stjernesammenslutninger er assosiert med kompakte nebulaer, og at disse sentrene ofte nesten sammenfaller.

En viktig oppdagelse som Shajn gjorde, var at varme stjerner og emisjonsnebuloser dannes samtidig som en del av en enkel prosess. Det er mulig at både stjernene og nebulaene får sine hastigheter på 15-20 km/s fra en felles kilde, en kjerneprosess som får både stjerner og gass til å bevege seg sammen. Dette peker på en kompleks, men samtidig samordnet prosess hvor stjernene dannes fra kald gass, som tidligere foreslått av Bok og Reilly i 1947.

Globuler, små, runde og svært tette gassklynger som ofte kan observeres i bakgrunnen av nebulaer, spiller en kritisk rolle i stjerneskapning. Disse globulene kan være alt fra en hundredel til flere tideler av en parsec i størrelse og har en tetthet som er ti tusen ganger høyere enn den gjennomsnittlige tettheten i spiralarmen. Til tross for den høye tettheten, er massen av disse globulene ofte mindre enn 0,1 solmasse, men i noen tilfeller kan de inneholde en gasskonsentrasjon som er flere ganger solens masse.

Samlet sett viser disse observasjonene og beregningene at stjerneskapning er en kompleks og dynamisk prosess som involverer flere elementer samtidig: stjerner dannes ofte sammen med emisjonsnebuloser, og hele prosessen er knyttet til store krefter som akselererer både stjernene og gassen til høye hastigheter. Dette kan være et viktig skritt i å forstå ikke bare stjernesystemers utvikling, men også hvordan galakser og det interstellare mediet er formet over tid.

Hvordan stjernestruktur og evolusjon påvirker deres livssyklus

Stjerner gjennomgår en kompleks utviklingsprosess hvor forskjellige faktorer, som masse og kjemisk sammensetning, spiller en avgjørende rolle i deres liv og utvikling. I en stjernes struktur er det en konstant balanse mellom gravitasjonskraften som prøver å komprimere stjernen, og den energiproduksjonen fra kjernefysiske reaksjoner som prøver å utvide den. Denne balansen holder stjernen stabil og på hovedsekvensen, som er den fasen hvor en stjerne tilbringer størstedelen av sitt liv.

I stjerner som solen, hvor den kjemiske sammensetningen er gjennomsnittlig, kommer hovedenergikilden fra hydrogen. Når stjernen komprimeres under sin egen gravitasjon, øker temperaturen og den begynner å fusjonere hydrogen til helium i kjernen. Dette er kjent som hydrogenfusjon. I stjernesystemer med større masser, derimot, vil temperaturen i kjernen stige til mer enn 20 millioner grader, noe som får stjernen til å aktivere karbon-nitrogen-syklusen som primær energikilde. I denne prosessen fester protoner seg til et karbonkjerne og det resulterende produktet danner helium og mer karbon.

Når hydrogenet i kjernen gradvis blir brukt opp, vil energiproduksjonen avta, noe som fører til at stjernen blir mer komprimert. Denne økte komprimeringen medfører en økning i den sentrale temperaturen, og dermed øker også energiproduksjonen, til tross for at hydrogenmengden i kjernen minker. Dette skaper en dynamisk balanse, der stjernen på et vis forblir stabil, med mindre den langsomme komprimeringen som kreves for å øke temperaturen tas med i beregningen.

Den karbon-nitrogen-syklusen i mer massive stjerner er spesielt følsom for temperaturendringer, da energiproduksjonen er proporsjonal med temperaturen opphøyd i den 20. potensen. Dette skaper en viss ustabilitet i den sentrale regionen av stjernen. Når temperaturen stiger, øker energiproduksjonen raskt, men ikke alt kan stråle ut som elektromagnetisk stråling. En del av energien blir lagret i stjernen, og dette overskuddet får temperaturen til å stige ytterligere. Denne temperaturen vil fortsette å vokse til konveksjonsprosesser i stjernens ytre lag begynner. Konveksjon er en mekanisme der energi transporteres ut fra kjernen til de ytre lagene ved hjelp av bevegelse av stjernesubstans.

I denne fasen vil stjernens indre gradvis berikes med helium, et resultat av pågående kjernefysiske reaksjoner, mens de ytre lagene forblir uforandret i sin kjemiske sammensetning. Denne økningen i molekylvekt i stjernes kjernen gjør at gassens densitet og temperatur krav øker, noe som ytterligere komprimerer kjernen og får energiproduksjonen til å stige. For en stjerne som solen, skjer denne utviklingen langsomt, og det er et stort overskudd av hydrogen i kjernen som gjør at prosessen kan ta milliarder av år.

I stjerner som solen, har omtrent 30 prosent av stjernes massen i kjernen blitt konvertert til helium, mens 68 prosent er helium og de resterende to prosent er tyngre grunnstoffer. Denne kjemiske sammensetningen har utviklet seg over 4,5 milliarder år, og stjernen har vært på hovedsekvensen i denne perioden. Selv om en stjerne som solen bruker hydrogen langsomt, er det mer massive stjerner som kan bruke opp alt hydrogen i kjernen på bare noen få millioner år. Dette er typisk for gigantiske stjerner, som kan ha en lysstyrke som er tusenvis av ganger større enn solens.

Samtidig skjer det en utvidelse i stjernes ytre lag, noe som fører til at den beveger seg til høyre og opp på Hertzsprung-Russell-diagrammet, som representerer stjernes lysstyrke og temperatur. Røde superkjemper med stor masse kan ha en enda mer dramatisk utvidelse i forhold til stjerner som er nærmere solens masse, og denne utviklingen kan vare i millioner av år.

Det har blitt foreslått at stjerner kan miste masse i løpet av evolusjonen. En teori om dette ble først lansert av V. G. Fesenkov, som antydet at stjerner kan gjennomgå masseutslipp på grunn av partikkelstråling, noe som kan forklare hvordan stjerner mister masse over tid. Dette massetapet kan påvirke stjernes utvikling og plassering på diagrammet. Det er også foreslått at stjerner med lavere masse kan bevege seg til et høyere lysstyrkenivå, men vil ende med å utvikle seg til røde superkjemper.

Endringer i stjernes utvikling kan ha betydelige effekter på stjernesystemer og planetariske forhold. Den langsomme, men kontinuerlige endringen i stjernes kjemiske sammensetning kan påvirke både deres indre temperaturer og energiproduksjon. For de største stjernene kan denne utviklingen føre til ekstreme varianter som supernovaeksplosjoner, som kan forandre hele galaksens struktur. Slik sett er det viktig å forstå at stjernes liv ikke bare handler om hvordan de får energi, men også hvordan denne energien reguleres og hvordan stjernesystemer interagerer med det omkringliggende universet.