3. Tähtienvälinen aine galakseissa

1. 3. Tähtienvälinen aine galakseissa Mitä muuta kuin tähtiä galakseissa on?

2. 3.1. Tähtienvälinen aine galakseissa • kaikissa galakseissa on tähtien lisäksi myös vaihteleva määrä kaasua ja pölyä • vaikka tähtienvälisen aineen kokonaismassa on (yleensä) pienempi kuin tähtien, • tähtienvälinen aine on tärkeä kun tutkitaan galaksien ja sen tähtien syntyä ja • kehitystä • - tähtienvälisen aineen avulla voidaan myös määrittää galaksien kinematiikkaa ja • massajakautumaa. Esimerkiksi kylmä tähtienvälinen kaasu (molekyylikaasu H2) • kerääntyy galaksin gravitaatiokuoppiin. • tähtienvälinen aine aiheuttaa myös lukuisia havaittavia ilmiöitä, erilaisia sumuja, • ekstinktiota, emissiota ja absorptiota Kaasu: vetyä 70%, heliumia 28%, raskaampia alkuaineita 2% (ns. universaalinen koostumus). Tyypillinen tiheys 1/cm3.Linnunrada massasta 10% on kaasua. Pöly: kiinteitä hiukkasia, jäätä, silikaatteja, hiiltä... Tyypillinen tiheys 100 hiukkasta /km3 (10-13/cm3), koko 0,1 – 1 mikronia (kuin savu). Linnunradan massasta 0,1% on pölyä. Maanpäälliset olot: ilmassa 2 1019/cm3, paras vakuumi 106 huoneessa pölyä 100/cm3, puhtain huone 10-3

3. 3.2. Aineen olomuodot ja kierto galaksissa (ja kosmoksessa)

4. Oma Linnunratamme: tavallinen spiraaligalaksi

5. protonien hajoaminen noin 1035 vuoden kuluttua suurimpienkin mustien aukkojen hajoaminen noin 10100 vuoden kuluttua

7. Orionin suuri kaasusumu: tähtien syntyalue

8. ”Pillars of Creation: tähdet tii- vistyvät kaasu- ja pölypilvien sisällä

9. Protoplanetaarisia kiekkoja: syntyviä aurinkokuntia

10. Planetaarisia sumuja: Auringon kaltaisen tähden kuolema

11. Cygnus Loop: supernovajäännös Huomaa väärävärikuva (hyvin yleistä tähtitieteellisissä kuvissa): tässä väri = kaasun koostumus

12. Hevosenpääsumu: pölypilvi

13. Heijastussumu: tähden valo heijastuu pölypilvestä

15. Tasapainotila Tähtienvälinen aine on dynaamista: se kuumenee, jäähtyy, luhistuu, laajenee... Energia: tähtien säteily, tähtien räjähdykset, kosmiset säteet, 3 kelvinin kosminen taustasäteily, magneettikentät, galaksin keskustan musta aukko... Yleensä vallitsee tasapainotila, eli kaasu on painetasapainossa ympäristönsä kanssa. Koska pV = NkT, mitä kuumempaa kaasu on sitä harvempaa se myös on. Karkeasti ottaen kaasu on joko täysin ionisoitunutta (> 10 000 K) tai täysin neutraalia (< 10 000 K). Hyvin kylmä kaasu voi olla molekyylikaasua kylmää, tiheää, neutraalia kuumaa, harvaa, ionosoitunutta

16. PAINETASAPAINO! Kaasun viisi olomuotoa: 1) Hyvin kuuma ja harva ionisoitunut ”koronakaasu”, supernovien kuumentama. 2) Kuuma ionisoitunut kaasu (8000-10 000 K), ns. HII-alueet kuumien tähtien ympärillä. 3) Lämmin neutraali (1000-6000 K) kaasu, tähtienvälinen peruskaasu HI. 4) Viileä neutraali (100 K) kaasu, jossa sekä atomaarista vetyä HI että molekulaarista H2. 5) Kylmät (10-20 K) molekyylipilvet, H2 ja muita¨molekyylejä, tähtien syntyalueita. LAAJENEVAT! LUHISTUVAT! log n (cm-3) . • Molekyylikaasu H2 • sidosenergia 4,6 eV • Linnunradassa 5 109 M • Neutraali kaasu HI • Linnunradassa 3-5 109 M • Ionisoitunut kaasu HII • ionisaatioenergia 13,6 eV  aallonpituus 91 nm  lämpötila 5 104 K • - Linnunradassa 1,5 108 K . .

17. 3.3. Neutraali eli atomaarinen vety HI • perusmömmö: jopa 30% galaksin massasta (epä- • säännöllisissä galakseissa); spiraaleissa 10%, • elliptisissä 0% • kuumenee  HII, kylmenee  H2 • jakautuminen: usein rengasmainen, ei keskuspullis- • tumassa, seuraa spiraalihaaroja • aukkoja 100 pc – 1 kpc: tähtien syntyalueita • (kaasu  tähdet) • havaitaan vedyn 21 cm viivan avulla: • tärkeä apuneuvo oman Linnunratamme • kartoituksessa (seuraava kuva)

18. Linnunradan spiraali- haarat vedyn 21 cm viivan avulla kartoitettuna

19. 3.4. Ionisoitunut vety HII • - jos kaasu saa tarpeeksi energiaa (kuumenee), se • ionisoituu; joko • supernovaräjähdys (hyvin kuuma koronakaasu) • tai kuuma nuori tähti (O, B –spektriluokat), joka • säteilee ultraviolettisäteilyä  < 91 nm (vasta- • ten fotonin energiaa > 13,6 eV = ionisaatio- • energia); tähden pintalämpötila on tällöin yli • 50 000 K • - nähdään Strömgrenin pallo, jossa ei ole lainkaan • neutraalia vetyä • koko riippuu tähden luminositeetista, tyypilli- • sesti muutama parsek, kirkkaimmilla jopa 100 pc • HII voidaan havaita radioalueella (jarrutussäteily) • tai emissioviivoista (rekombinaatioviivat)

20. 3.5. Molekyläärinen vety ja • molekyylipilvet • riittävän kylmillä alueilla vety (ja muut kaasut) • voivat muodostaa molekyylejä: H + H  H2 • erityisesti radioastronomian avulla (viivasäteily) • löydetty satakunta molekyyliä tähtienvälisestä • avaruudesta, mm. aminohappo glysiini • - H2 ei säteile (symmetrinen dipoli!), joten täytyy • käyttää muita molekyylejä, kuten CO, jonka • jakautuma on sama kuin vedyn (runsaus 10-4) • molekyylipilvet ovat tähtien syntyalueita, joissa • kylmä kaasu luhistuu ja muodostaa uusia tähtiä • - myös suhteellisen runsaasti pölyä, joka näkyvän • valon alueella peittää pilvien keskiosat; oikealla • Spitzer-infrapunateleskoopin kuvia pilven DR21 • sisäosista • pölyn massa on pieni, mutta se on tärkeä • katalysaattori molekyylien muodostumiselle • syntyvät uudet tähdet kuumentavat kaasua ja • lopulta tekevät selvän molekyylipilvestä

22. SEST-teleskooppi Chilessä glysiinimolekyylin teoreettinen viivaspektri ja tiheästä tähtien- välisestä pilvestä SESTillä mitattu radiosäteilyn spektri

23. atomeista monimutkaisiin orgaanisiin molekyyleihin: • tähtienvälinen pöly/jää on erittäin hyvä kasvualusta moni- • mutkaisille molekyyleille: sokereja, PAH:eja, kinoneja... • suurin varmasti tunnistettu (radioastronomian keinoin) on • HC11N; aminohappo glysiini (NH2CH2COOH) löydetty • - meteoriiteista löydetty yli 70 aminohappoa

24. PANSPERMIA

25. kylmä molekyylikaasu on hyvin litteänä kiekon tasossa • (paine on pieni  litteys!) • erillisinä pilvinä spiraalihaaroissa • jättiläismäiset molekyylipilvet (giant molecular clouds) voivat • olla jopa miljoonan Auringon massaisia tähtien synnytyslaitoksia Linnunrata: näkyvä valo Linnunrata: CO (häkä)

26. Tähtienvälinen aine galakseissa: yhteenveto • Tähtien lisäksi galakseissa on tähtienvälistä ainetta: kaasua ja pölyä • Koostumus: 70% vetyä, 28 % heliumia, 2% ”metalleja” (=tähtitieteilijälle kaikki • heliumia raskaammat, eli tähdissä syntyneet, alkuaineet) • Määrä riippuu galaksityypistä: epäsäännöllisissä jopa 30%, elliptisissä tuskin´lainkaan • Jakaantuntu spiraaligalakseissa toisin kuin tähdet: lähinnä spiraalihaaroissa • Uudet tähdet syntyvät tiivistymällä tähtienvälisestä aineesta. Osa tähtien ydinreaktioissa • rikastuneesta (=enemmän raskaita alkuaineita) aineesta palaa takaisin kiertoon • Tähtienvälinen kaasu on enimmäkseen tasapainotilassa: mitä kuumempaa, sitä harvempaa • TÄHTIENVÄLINEN KAASU: - kylmä molekyylikaasu H2 (alle 100 K) • - neutraali (atomaarinen) kaasu HI (100-8000 K) • - ionisoitunut kuuma kaasu HII (yli 8000 K) • TÄHTIENVÄLINEN PÖLY: massaltaan merkityksetön, mutta tärkeä molekyylien synnylle • perusaines on neutraali vety, jota kuumien tähtien säteily paikoin ionisoi Strömgrenin • palloiksi, tai joka jäähtyy molekyylipilviksi (tähtien syntyalueet)