A Tejútrendszer

Tejútrendszerünk életkorát nehéz megállapítani, jelenlegi becsléseink arra utalnak, hogy 10-16 milliárd éves lehet (az utóbbi érték a valószínűbb). Őse egy közel gömb alakú felhő volt, az elsőként keletkezett csillagok ezt az ősi, közel gömb formát őrizték meg - ezek a halo csillagai. Az anyag összehúzódása nem lehetett teljesen homogén, zsugorodása során valószínűleg nagyobb anyagcsomók is keletkeztek benne, ezekből alakulhattak ki a gömbhalmazok. Azok a kisebb anyagcsomók pedig, amelyek az ősi felhők külső területén jöttek létre, elszakadhattak galaxisunktól, és törpe galaxisok formájában önállóan élhettek tovább. Így alakulhatott ki néhány a Tejútrendszerünk jelenlegi kísérői közül. Gömbhalmazok egyébként nemcsak a protogalaxis összehúzódó anyagából jöhettek létre, hanem a galaxisközi térből behulló és összenyomódó felhőkből is. Erre utalnak például a retrográd, azaz a Tejútrendszer általános forgási irányával ellentétes irányba keringő gömbhalmazok. Az összehúzódás során természetesen a középpontban, a későbbi magban lett a legnagyobb az anyagsűrűség, itt rendkívül sok csillag keletkezett. Elsőként tehát a mag és a halo objektumai alakultak ki, ezeket szokták a II. populációba sorolni. A Tejútrendszer életének korai szakaszában heves volt a csillagkeletkezés, a sok nagytömegű csillag szupernóvarobbanása feldúsította a csillagközi anyagot nehezebb elemekkel. A fémtartalom növekedése rendkívül gyors volt, 100-1000-szeresére nőtt az első 1-2 milliárd év alatt, ami a halo csillagainak és a korong első csillagainak kialakulása között eltelt. A korong létrejötte után a fémtartalom már sokkal mérsékeltebben, lassabb ütemben növekedett és növekszik még ma is. A halo anyagban elszegényedett, így ott ma már nem keletkeznek csillagok, ezzel ellentétben a fősík napjainkban is heves csillagkeletkezés színhelye. Az itt lévő égitesteket I. populációs objektumoknak nevezzük.

A csillagok nem egyenletesen elszórva találhatók a Világegyetemben, hanem hatalmas formációkba csoportosulnak, amelyeket relatíve üres térségek választanak el egymástól. Az ilyen csillagcsoportosulásokat nevezzük galaxisoknak, ezek tagjai nemcsak térben, hanem származásukat tekintve is egységet alkotnak. A galaxisokat tagjaik egymásra kifejtett gravitációs vonzóereje tartja össze. Minden egyes csillag önálló pályán kering a galaxis középpontja körül. (A csillagok mozgásának kiszámítása nem könnyű feladat, mivel nemcsak a galaxies centrumának gravitációs ereje hat rájuk, hanem a környezetükben lévő többi csillag és egyéb objektumok is.) Azt a galaxist, amelynek a mi Napunk is tagja, Tejútrendszernek nevezzük. Ez típusát tekintve spirális galaxis, kora nagyságrendileg 14-16 milliárd év. (Egyelőre nem tudjuk megállapítani, hogy horgas vagy normális spirális galaxis-e.)

*

25.000 fényévnyi távolságon, a közbeeső porfelhőkön és milliárdnyi csillagon áthatolva a Hubble-űrtávcső az eddigi legélesebb látványt nyújtotta a galaxisunk középpontja melletti legnagyobb fiatal csillaghalmazokról. A halmazok a középponttól kevesebb mint 100 fényévnyi távolságra helyezkednek el, és rendkívüli túlsúlyban vannak bennük a nagytömegű csillagok. Tanulmányozásuk új távlatokat nyithat a nagy csillaghalmazok kialakulásának megértésében. A Hubble képei megerősítik azt az egyre terjedő nézetet, mely szerint a galaxismag környéke igen különleges hely, ahol egészen eltérő körülmények között alakulnak ki a csillagok. A mag környékén állandó és heves csillagképződés zajlik, amint a molekuláris hidrogén és a poranyag tömegei a központi objektum gravitációjának hatására összesűrűsödnek. A képeken az Arches és a Quintuplet nevű halmazokat figyelhetjük meg, amelyek kora 2, illetve 4 millió év. Jól látható, hogy az idősebb halmaz már jóval szétszórtabb, és a szélén vöröses színű, szupernova-robbanás előtti állapotban lévő óriások vannak. Néhány millió év múlva mindkét halmaz teljesen szétszakad a galaxismag által keltett árapály-erőknek köszönhetően. Rövid életük alatt azonban ragyogóbban fénylenek, mint bármely más csillaghalmaz a Galaxisban. E gigászi halmazokban több mint 10 ezer naptömegnyi anyag koncentrálódik, s ezzel 10-szer nehezebbek, mint egy tipikus fiatal csillaghalmaz. A tömörebb Arches halmaz olyan sűrű, hogy kb. 100 ezernyi csillaga egy 4 fényév átmérőjű térrészben koncentrálódik. Ez nem sokkal kisebb távolság, mint ami a Nap és a legközelebbi csillag, a Proxima Centauri között van. A Tejútrendszer minden 10 millió csillagából csak egynek a fényessége éri el a halmazban lévő nagytömegű csillagok fényességét. Ez azt sugallja, hogy a Tejútrendszer középpontjában fennálló szélsőséges körülmények a nagytömegű csillagok kialakulásának kedveznek. A halmazban legalább egy tucat csillag százszor nehezebb a Napnál. Mindkét halmaz úgy alakult ki, hogy egy hatalmas csillagközi por- és gázfelhő összeomlott és összesűrűsödött. A nagytömegű csillagok mellett azonban - a magas hőmérsékletnek, az intenzív mágneses mezőknek és az anyagban keletkező örvényléseknek köszönhetőn - a Napnál kisebb tömegű csillagok sokasága is kialakulhatott.

*

Érdemes megjegyezni, hogy kölcsönható galaxis. Tejútrendszerünkben a látható anyag tömege nagyságrendileg 10¹¹ naptömeg, míg a láthatatlan anyag mennyisége ennek kb. 10-szerese. 100-200 milliárd csillagot tartalmaz, melyek eloszlása nem egyenletes. Ezek csoportosulásai alapján ismerkedhetünk meg a Tejútrendszer fő szerkezeti egységeivel.

A korona nevű tartomány galaxisunk legutóbb felfedezett és legnagyobb kiterjedésű képződménye, átmérője 0,5-1 millió fényév. Érdekessége, hogy a benne lévő anyagot eddig még nem sikerült közvetlenül megfigyelni, mivel láthatatlan tömeg alkotja, nem bocsát ki észlelhető sugárzást. Sűrűsége kicsi, de hatalmas térfogata lévén tömege kb. 10-szerese galaxisunk látható részének - tehát ez alkotja a Tejútrendszer tömegének közel 90%-át. Jelenlétét csak gravitációs hatása révén lehet kimutatni. Amennyiben a centrumtól távolodva megmérjük a csillagok keringési sebességét, azt találjuk, hogy egy bizonyos távolság után az nem a Kepler-törvényeknek megfelelően változik. A keringési sebességük alig csökken, sőt időnként még növekszik is - ami nagymennyiségű nem látható tömeg jelenlétére utal.

FUSE felvétele a Tejútrendszert övező közel gömb alakú térrészről, az ún. halo gázanyagárol: az eddigi adatok alapján a gáz 0,5 millió K hőmérsékletű, s valószínűleg szupernóva-robbanások ezrei fűtötték fel.

 A halo létezéséről már jó ideje tudtak a csillagászok, de nem voltak biztosak benne, forró-e valójában, illetve mitől fűtődött fel és mitől maradt ilyen magas hőmérsékletű. Egyesek azt gondolják, hogy a fiatal csillagok heves ultraibolya sugárzása a felelős a folyamatért. A FUSE megfigyelései viszont nagy mennyiségű ötszörösen ionizált oxigéniont mutattak ki a gázanyagban, amelyet csak szupernóvákkal lehet magyarázni.

Más galaxisok hasonló jellegű megfigyelései összehasonlítási alapot adhatnak a szupernóvák mennyiségére, így a bennük zajló csillagfejlődés ütemére és történetére.

A halo enyhén lapult ellipszoid alakú térrész, átmérője 150-200 ezer fényév körüli. Ritkán találhatók benne csillagok, azoknak is a többsége gömbhalmazokba csoportosul. Kis fémtartalmú, idős csillagokból áll, melyek eloszlása gömbszimmetrikus, mivel az ősi galaxis anyagának eloszlása is gömbszimmetrikus volt, amikor ezek a csillagok elsőként kialakultak. A centrum felé sűrűsödnek a csillagok és a gömbhalmazok, valamint a központ felé haladva egyre fiatalabb égitesteket találunk. Az objektumok pályája elnyúlt, nagy pályahajlású.

A fősík (szimmetriasík) Tejútrendszerünk forgássíkja, ebben a térrészben található galaxisunk látható tömegének legnagyobb része. Átmérője 100 ezer, vastagsága néhány ezer fényév körüli. Annak az ősi felhőnek az impulzusmomentumát, perdületét őrizheti, amelyből a Tejútrendszer kialakult. Az itt található csillagoknak nagyobb a fémtartalma a halo csillagaihoz képest, azaz idősebbek azoknál, később alakultak ki. A látható anyag nagy része csillagok, 5-10%-a csillagközi anyag formájában van jelen a fősíkban, ennek a gázrétegnek a vastagsága 500-800 fényév. (A korongban lévő láthatatlan anyag tömege kb. 2-szerese a láthatónak.) Az égitestek pályája csak kismértékben elnyúlt és kis pályahajlású.

Tejútrendszerünk spirális galaxis, kettő vagy négy fő kart tartalmaz, a spirálkarok a fősíkban találhatók. Ezek a sávok valamivel sűrűbbek a korong többi részénél, azonban nem nagy tömegük, hanem a bennük lévő fényes csillagok és az ezekhez tartozó közösségek (II régiók) miatt feltűnők. A fősík differenciálisan rotál (a galaxisunk centrumától távolabb lévő égitesteknek hosszabb idő kell egy keringéshez, mint a közelebbieknek), így ha a spirálkarok egyszerű anyagcsövek lennének, néhány fordulat után felcsavarodnának, szétoszlanának. (A spirálkarok merevtest-szerűen keringenek, 200- 250 millió év a körülfordulási idejük, vastagságuk a fősíkkal párhuzamosan 1000-6000 fényév.) Ezt a problémát úgy kerülhetjük meg, ha feltételezzük, hogy a karok anyaga nem állandó, hanem folyamatosan változik. Eszerint olyan önfenntartó sűrűséghullámoknak kell tekinteni őket, amelyek helyi maximuma látható a fénylő karként. (A spirálkarok mozgása így egy tó felszínén terjedő hullámhoz hasonlítható - a hullám gyorsan tova terjed, a víz mégis egyhelyben marad. Bizonyos értelemben úgy is fogalmazhatunk, hogy a csillagok a spirálkarokban intersztelláris "dugóba" kerülnek. A jelenségre a következő hasonlat képzelhető el: Repülőgépről nézzük az éjszakai autópályát, melyen egyenletesen haladnak a kivilágított járművek. Van azonban néhány lassú teherautó is, amely feltartja a forgalmat. Ezek közelében megnő az autók sűrűsége, mivel idő kell ahhoz, hogy megelőzzék a teherautókat. Ilyenkor ezt a területet a repülőgépről egy sűrűbb és állandónak látszó tartományként figyelhetjük meg, ahol az autólámpák feltorlódnak - holott annak anyaga, azaz az autók folyamatosan cserélődnek.)

A karokban mintegy 10%-kal megnő az anyagsűrűség a korong többi részéhez képest, a rajtuk áthaladó objektumok sebessége a karok belsejében lassabb, mint azokon kívül. A kissé összesűrűsödő gázanyagban a lassulás hatására lökéshullámok képződnek, így a körülmények kedveznek a csillagok keletkezésének.

A lapult, ellipszoid alakú mag átmérője 10-20 ezer fényév, vastagsága 4-6 ezer fényév. Itt található a Tejútrendszer látható tömegének kb. egytizede. A csillagok sűrűsége a magban erősen növekszik a centrum felé haladva. Míg a Nap környezetében, a fősíkban a látható anyag 90-95%-a esik a csillagokra, és 5-10% a csillagközi anyagra, addig a magban az intersztelláris anyag aránya kevesebb 1%-nál. Atomos formában lévő gázt alig találni a térségben, viszont sok molekulafelhő figyelhető meg. A centrum körül egy semleges hidrogénből álló forgó korong van, mely befelé haladva egyre vékonyodik, és mozgása gyorsul. A középpontban egy 8 Cs.E.-nél kisebb átmérőjű sugárforrás helyezkedik el, ennek centrumában valószínűleg egy néhány millió naptömegű fekete lyuk található. Ez egy gigantikus lefolyó mintájára szívja magába az anyagot, amely egyre nagyobb sebességgel spirálozik befelé, miközben felhevül, és erősen sugározni kezd. A fekete lyuk évente 10^-5 - 10^-6 naptömegnyi anyagot nyelhet el. Az anyagbehullás valószínűleg nem egyenletes, az alkalmanként előforduló nagyobb energiafelszabadulások robbanásokat okoznak - ezek hozhatják létre a centrumból nagysebességgel kifelé haladó felhőket.

A csillagközi (intersztelláris) anyag Tejútrendszerünk látható tömegének 5-10%-át alkotja. Két összetevőre bontható: csillagközi gázra és csillagközi porra, mindkettő a fősíkban koncentrálódik. A gázanyag átlagos sűrűsége a fősíkban 10^-24 g/cm3, azaz cm3-enként átlagosan 1 atom található benne. Az anyag nagy felhőkre, és azokat elválasztó ritkább régiókra bomlik, ahol a sűrűség kb. egytizede a felhőkének. Háromféle állapotban lehet a gáz: ionizált, atomos vagy molekuláris formában. A nagytömegű csillagok erős ultraibolya sugárzásuk révén ionizálják a környezetükben lévő anyagot. Ezeket az ionizált zónákat II területeknek nevezzük, itt a hőmérséklet 10 ezer K körüli. Az ilyen ionizált buborékok anyagát és a környezetükben lévő, még nem ionizált anyagot elválasztó határvonal az ionizációs front. Ezek a határok kifelé tágulnak a térben, és összenyomják maguk előtt az anyagot. Ha sűrűbb felhőnek ütköznek, esetleg megkerülik, "körülfolyják" azt, ilyenkor jönnek létre az elefántormányoknak nevezett hosszúkás képződmények. Ezek le is fűződhetnek, ekkor már globuláknak hívjuk őket, fontos szerepet játszanak a csillagkeletkezésben. Ionizált régiókat, ködöket hozhatnak létre még a szupernóvarobbanások, illetve a vörös óriások is, burok ledobásával. Amennyiben a gázanyagot nem ionizálja sugárzás, akkor sötét felhőként figyelhető meg a csillagos háttér előtt. A semleges hidrogénfelhők 0,1-1000 naptömeg közöttiek, sűrűségük átlagosan 50 atom/cm3, hőmérsékletük 80 K körüli. Az ezeknél nagyobb, sűrűbb és hidegebb felhők a molekulafelhők, a csillagközi anyagnak mintegy fele ilyen felhők formájában található. Molekulák csak olyan sűrű felhőkben alakulhatnak ki, ahol a felhő külső rétegei elnyelik a csillagok ionizáló sugárzását. A molekulafelhők belsejében az anyagsűrűség 100 atom/cm3 feletti, tömegük általában 100 ezer naptömegnél nagyobb, méretük átlagosan 100-150 fényév, hőmérsékletük mindössze 10 K körüli. A legnagyobb molekulafelhők tömege a többmillió naptömeget is elérheti, ezek Tejútrendszerünk legnagyobb tömegű objektumai. Sok figyelhető meg belőlük egy hatalmas gyűrű mentén, amely mintegy 15 ezer fényév távolságra veszi körül a galaxis centrumát. Ez a spirálkarokkal együtt a Tejútrendszer legaktívabb régióját alkotja csillagkeletkezés szempontjából. Sok molekulafelhővel kapcsolatos fiatal asszociáció található itt, ionizált csillagközi felhőkkel együtt. Napjainkra már közel 100 csillagközi molekulát ismerünk.

 A fiatal csillagok intenzív ultraibolya sugárzása elpusztítja a környezõ csillagkeletkezési területeket a Tejútrendszer egyik régiójában

 

A por 1-2%-át alkotja a csillagközi anyagnak, szemcséinek átlagos mérete 0,1 mikrométer, a poranyag átlagos sűrűsége 10^-26 g/cm3 a fősíkban. A port kétféle módon lehet megfigyelni. Egyrészt sötét ködökként, amint csökkentik a távolabbi csillagok fényét, illetve kioltják azt - valamint világító reflexiós ködökként, amikor egy vagy több közeli csillag fényét verik vissza.

A porködökkel kapcsolatban hasonló jelenség figyelhető meg, mint amit már a légköri fényszóródásnál megismertünk. A reflexiós ködök kékes színűek, mivel a rövidebb hullámhosszú fényt jobban verik vissza. (Légkörünk esetén ugyanezért látszik kéknek az égbolt.) Az intersztelláris elvörösödés jelensége is ugyanennek következtében jön létre: a por kiszórja a kék színt, és a csillagokról érkező fény a vörös felé tolódik. (Légkörünkben emiatt látjuk vörösnek a felkelő vagy lenyugvó Napot.) A szemcsék anyaga főleg grafitból, fagyott gázokból, szilikátokból áll, valószínűleg hideg csillaglégkörökben, ledobott gázhéjakban alakulnak ki.

Oldal: A tejút rendszer
Minden ami érdekes:) - © 2008 - 2026 - gabcsiii.hupont.hu

A HuPont.hu ingyen weboldal szerkesztő mindig ingyenes. A weboldal itt: Ingyen weboldal

ÁSZF | Adatvédelmi Nyilatkozat