Materia Międzygwiazdowa

Materia międzygwiazdowa to ogólna nazwa różnych form materii nie mających określonych struktur podobnych do gwiazd (materia rozproszona). Najczęściej jest to silnie rozrzedzony gaz z domieszką pyłu.

Średnia gęstość materii międzygwiazdowej jest niska, rzędu 10–27 kg/m³, w przybliżeniu 1 atom na cm³. Ciemna materia, o obecności której świadczy charakter rotacji Galaktyki, a której form występowania nie znamy, ma zapewne gęstość podobną. Gęstość materii w obłokach może być o kilka rzędów wielkości wyższa, zaś między obłokami wynosi 0,1 atomu na cm³. Masa całej materii rozproszonej w Galaktyce (a dokładniej dysku galaktycznym) oceniana jest na 2×10¹⁰ mas Słońca, w tym materii widocznej jest zdecydowanie mniej, niż ciemnej; połowę materii widocznej stanowi wodór atomowy (tzw. wodór neutralny) i połowę wodór molekularny.

Z obserwacji wiadomo, że w naszej galaktyce materia rozmieszczona jest dość nieregularnie, koncentruje się w stosunkowo cienkiej warstwie w pobliżu równika Galaktyki. Tworzy zazwyczaj obłoki gazowo-pyłowe o rozmiarach od kilku do kilkudziesięciu parseków.

Materię rozproszoną, widoczną na niebie w postaci jasnych i ciemnych mgławic, znano od dawna. Za początek jednak systematycznych badań materii międzygwiezdnej uważa się odkrycie dokonane przez Johanesa Franza Hartmanna w 1905. Zaobserwował on mianowicie w widmach gwiazd podwójnych linie widmowe (wapnia) nie biorące udziału w okresowych zmianach długości fali spowodowanych efektem Dopplera. Zinterpretował je jako pochodzące od obłoków materii położonych między gwiazdą a obserwatorem. Ciekawe, że odkrycie Hartmanna było przez wiele lat niedoceniane. Wprawdzie badano znane i odkrywano nowe linie międzygwiazdowe, lecz wpływ materii międzygwiazdowej na wiedzę o budowie Galaktyki doceniono na dobre znacznie później, w 1930 r.

Materia międzygwiazdowa, choć stanowi zaledwie 10% masy Galaktyki, odgrywa wielką rolę w jej ewolucji. Nie możemy obserwować jej bezpośrednio, ponieważ wiatr słoneczny skutecznie broni jej dostępu do obszaru Układu Słonecznego. Jest szansa, że jeżeli któraś z sond Pioneer czy Voyager zachowa sprawność dostatecznie długo, to dotrze poza obszar wpływów Słońca i prześle bezpośrednie informacje o ośrodku międzygwiazdowym.

Niemniej od dawna wiadomo, że głównym składnikiem materii międzygwiazdowej jest wodór (ok. 70%), a resztę stanowi hel oraz śladowe ilości innych pierwiastków i związków chemicznych. Niedawno za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a zaobserwowano w materii międzygwiazdowej bardzo słabe linie pierwiastków o dużych liczbach atomowych, takich cyna, cynk, ołów, tal, gal, german, które występują w ilościach jednego atomu na dziesiątki miliardów atomów wodoru. Poza tym aż do 1927 r. podejrzewano obecność w mgławicach nieznanego pierwiastka — nebulium, ponieważ linii absorpcyjnych widma mgławic nie dawało się utożsamić z żadnym znanym pierwiastkiem. Później okazały się liniami wzbronionymi tlenu.

Pył (głównie węglowy, krzemianowy oraz zestalone gazy) stanowią ok. 1% masy całej materii rozproszonej i właśnie on jest odpowiedzialny za pochłanianie światła gwiazd. Dlatego w Drodze Mlecznej i w jej pobliżu praktycznie nie obserwuje się innych galaktyk — obszar ten dawniej był nawet nazywany „strefą unikania”. Pył powoduje też słabą polaryzację światła gwiazd. Odpowiedzialne za to jest galaktyczne pole magnetyczne (o średnim natężeniu rzędu kilku mikrogaussów), bowiem ustawia ono nieregularne ziarna pyłu w przybliżeniu „równolegle”. Teoretyczne badania ośrodka międzygwiazdowego sugerują, ze sam gaz międzygwiazdowy ma tendencję do resublimacji i tworzenia ziaren pyłu. Równowaga będzie zachowana, jeśli te procesy będą powodować niszczenie tych ziaren. Zapewne głównym takim procesem są zderzenia obłoków materii i towarzyszące temu ich silne ogrzewanie się, lokalnie nawet do kilku tysięcy stopni kelwinów. Obłoki zderzają się zarówno przy wpadaniu do ramion spiralnych, jak z powodu chaotycznych prędkości nadanych im przy wybuchach supernowych czy powstawaniu mgławic planetarnych.

Warstwę materii międzygwiazdowej doskonale widać na zdjęciach wielu galaktyk ustawionych krawędzią do obserwatora. W naszej Galaktyce materia rozproszona całkowicie przesłania jej jądro, w świetle widzialnym. Centralne obszary Galaktyki obserwuje się w podczerwieni i na falach radiowych, gdyż promieniowanie długofalowe ulega znacznie słabszemu pochłanianiu. Z kolei miejsca o szczególnie dużej ekstynkcji widać na tle Drogi Mlecznej jako obszary pozbawione gwiazd.

Materia międzygwiazdowa jest niejednorodna skupia się w mgławicach (nazwa ta kiedyś obejmowała wszelkie obiekty mgławicowe, obecnie nazywa się tak tylko obłoki materii rozproszonej). Obłok położony daleko od otaczających go gwiazd będzie widoczny jako mgławica ciemna, a zawarty w nim pył będzie przesłaniał tylko gwiazdy bardziej odległe. Najefektowniejszym obiektem tego rodzaju jest rozciągająca się na niebie na kilka stopni ciemna mgławica położona w Krzyżu Południa, która już dawno zyskała obrazową nazwę Worka Węgla.

Mgławice dzieli się zazwyczaj na 2 typy: refleksyjne i emisyjne. Jeżeli w sąsiedztwie obłoku znajdą się dostatecznie jasne i gorące gwiazdy, obłok będzie mgławicą jasną: refleksyjną (taką właśnie błękitnawą mgławicą otulona jest jedna z Plejad), jeżeli jej pył tylko odbija światło gwiazd, i emisyjną, jeżeli jej gaz świeci wskutek wzbudzenia przez światło pobliskiej gwiazdy. Te dwa typy mgławic są łatwo rozróżnialne na podstawie widma — pierwsze mają widmo gwiazdowe, tzn. widmo ciągłe z liniami absorpcyjnymi, natomiast widmo drugich składa się z linii emisyjnych charakterystycznych dla pierwiastków wchodzących w skład mgławicy.

Osobną klasę mgławic stanowią mgławice planetarne. XIX-wiecznym astronomom przypominały one kształtem i kolorem planety takie, jak Neptun i Uran i stąd wzięło się to określenie, chociaż z planetami nie mają one nic wspólnego, jak wiemy obecnie. Ta niefortunna nazwa oznacza rozbiegające się otoczki średnio masywnych gwiazd zaawansowanych w ewolucji. Z biegiem czasu wskutek oddziaływania z niejednorodnościami struktury ośrodka międzygwiazdowego traci regularny kształt i rozpływa się w przestrzeni. Mgławice powstałe w wyniku wybuchów supernowych również są zaliczane do planetarnych (przykładem takiej mgławicy jest M1, tzw. Krab, pozostałość po supernowej, która rozbłysła w 1054 r.).

Wodór międzygwiazdowy jest wskutek wysokiego rozrzedzenia ośrodkiem dalekim od stanu równowagi termodynamicznej. Temperatura obłoków, traktowana jako miara energii kinetycznej atomów, zawiera się w szerokich granicach od ok. 10 do tysięcy kelwinów w pobliżu gwiazd lub w obłokach zderzających się. Jednak temperatura tej materii jest na ogół niska, co pozwala na istnienie wielu związków chemicznych, w tym organicznych (łącznie z aminokwasami).

Materia międzygwiezdna jest miejscem narodzin gwiazd. Zderzenia obłoków są ważnym, ale nie jedynym czynnikiem inicjującym ich powstawanie, istnieją mechanizmy powodujące rozpad nawet jednorodnego ośrodka na fragmenty dające początek gwiazdom. Ośrodek międzygwiazdowy, którym jest mniej lub bardziej zjonizowany wodór, może swobodnie poruszać się jedynie wzdłuż linii pola magnetycznego. Linie galaktycznego pola magnetycznego biegną mniej — więcej równolegle do płaszczyzny dysku, jednak materia przyciągana przez dysk będzie chętnie spływać do miejsc, w których linie pola wyginają się ku płaszczyźnie symetrii Galaktyki. Powstałe w ten sposób zgęszczenie opadając ku tej płaszczyźnie pogłębia powstały w ten sposób „dołek” ułatwiając spływanie doń dalszych mas gazu. Dostatecznie masywnym zgęszczeniem zaczyna rządzić jego własna grawitacja. Porcja ośrodka zapadnie się pod wpływem własnej grawitacji, jeżeli jej energia grawitacyjna (co do wartości bezwzględnej) przewyższy jej energię wewnętrzną (cieplną).

Z obliczeń wynika, że dla wartości typowych dla ośrodka międzygwiezdnego powinien on rozpadać się na fragmenty o masach rzędu 1000 mas Słońca. Takich gwiazd nie ma (ponieważ, nawet gdyby istniały, rozerwałoby je ich własne promieniowanie), nic jednak dziwnego, gdyż taka porcja materii międzygwiazdowej w początkowej fazie ewolucji co prawda zapada się, ale nie ogrzewa, ponieważ będąc praktycznie przezroczysta dla każdego promieniowania pozbywa się szybko nadmiaru energii cieplnej. W ten sposób zgęszczona materia może się dalej rozpadać już na fragmenty o masach zbliżonych do mas gwiazd. Jest już wtedy silnie nieprzezroczysta, dlatego jej dalszemu zapadaniu się towarzyszy wzrost temperatury. Takie zgęszczenia (tzw. globule) widoczne są w postaci czarnych plamek na tle wielu jasnych mgławic gazowo-pyłowych. Materia międzygwiazdowa jest jednym z ogniw składających się na cały łańcuch przemian materii w galaktykach — jest zarówno produktem gwiazd, które już zakończyły ewolucję, jak też tworzywem, z którego powstaną nowe gwiazdy. Pierwotna materia Wszechświata, jest nieustannie wzbogacana w pierwiastki cięższe produkowane we wnętrzach gwiazd. Pierwiastki te wchodzą do obiegu materii w wyniku eksplozji supernowych, a rozrzucone w Galaktyce stają się składnikiem budulca nowych pokoleń gwiazd. Trudno powiedzieć, czy cała materia bierze udział w tym obiegu — zapewne jej część zostaje na zawsze uwięziona w czarnych dziurach. Jednak własności czarnych dziur nie są do końca poznane, więc to ostatnie stwierdzenie nie musi być prawdziwe.