Tähtienvälinen aine

Kohteesta Wikipedia
Siirry navigaatioon Siirry hakuun
Yhden valovuoden pituinen kaasu- ja pölypilvi tähtienvälisessä avaruudessa.

Tähtienvälinen aine aine koostuu kaasusta ja pölystä erillisinä pilvinä ja harvana väliaineena.[1] Osa siitä nähdään tummina juovina Linnunradassa.[2]

Koostumus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähtienvälinen aine voi olla eri olomuodoissa: neutraaleina atomeina, ioneina, molekyyleinä ja kiinteänä aineena.[3] Tähtienvälinen pöly koostuu ainakin vesijäästä ja silikaateista, luultavasti myös grafiitista. Hiukkaset ovat etupäässä alle yhden mikrometrin kokoisia. Pölyhiukkasten lämpötilat ovat 10–20 kelviniä (K). Lähellä kuumaa tähteä hiukkasen lämpötila voi olla 100–600 K.[4]

Tähtienvälisestä kaasusta on löydetty noin 30:tä eri alkuainetta. Vetyä on noin 70 prosenttia ja heliumia lähes 30 prosenttia. Muiden alkuaineiden osuus on hyvin vähäinen, ja sinkkiä (järjestysluku 30) raskaampia on vain muutama.[5]

Tähtienvälisessä aineessa on myös molekyylejä, joista yleisimpiä ovat molekulaarinen vety ja hiilimonoksidi. Tähtienväliset molekyylit esiintyvät tiheissä pilvissä. Molekyylit syntyvät atomien tai yksinkertaisempien molekyylien kohdatessa joko avaruudessa törmäämällä tai polyhiukkasten pinnalla.[6]

Tähtienvälisessä avaruudessa on myös planetaarisia sumuja, jotka ovat pientä, kuumaa, sinistä tähteä ympäröiviä laajenevia kaasukuoria.[7] Räjähtäneistä tähdistä syntyy tähtienväliseen avaruuteen supernovajäännöksiä.[8] Linnunradan ympärillä on kuuma korona, hyvin kuumasta kaasusta muodostunut vaippa.[9] Koko tähtienvälisen avaruuden täyttävät kosmiset säteet, jotka ovat valtaosin vety-ytimiä eli protoneja.[10]

Määrä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähtienvälisen pölyn hiukkaset ovat paljon pienempiä kuin maanpäällisessä pölyssä, ja ne muistuttavatkin kooltaan pikemminkin savuhiukkasia. Linnunradan kaiken näkyvän aineen massasta 10 prosenttia on tähtienvälistä kaasua. Tähtienvälistä pölyä on sadasosa kaasun määrästä eli 0,1 prosenttia kaiken näkyvän aineen massasta. Tähtienvälistä ainetta on tyypillisesti yksi atomi kuutiosenttimetrissä ja yksi pölyhiukkanen 100 000 kuutiometrissä.[11]

Tähtienvälinen pöly on keskittynyt galaksien kierteishaaroihin ja nimenomaan niiden sisäreunoihin. Sen lisäksi pöly on keskittynyt erillisiin pilviin, jotka näkyvät pimeinä sumuina Linnunradan tähtitaustaa vasten. Yksittäisiä pölypilviä voidaan havaita myös kirkkaina heijastussumuina, joita tunnetaan noin 500.[12]

Vaikutus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähtienvälinen pöly himmentää tähtien valoa eli aiheuttaa ekstinktiota kahdella tavalla. Absorptiossa valoa imeytyy hiukkaseen, ja sironnassa valo siroaa alkuperäisestä suunnastaan kaikkiin eri suuntiin. Linnunradan keskustasta lähtevä valo himmenee jopa 30 magnitudia näkyvän valon alueella, minkä vuoksi Linnunradan keskustaa on Maasta optisesti lähes mahdotonta havaita. Pöly aiheuttaa myös tähtien valon polarisaatiota. Kaasu aiheuttaa himmenemistä paljon tehottomammin massayksikköä kohden kuin pöly.[13]

Tiheissä tähtienvälisissä pilvissä syntyy uusia tähtiä. Prototähti muodostuu, kun pilvi alkaa painovoimansa vaikutuksesta kutistua ja jakautua pienempiin osiin.[14]

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Karttunen, Hannu, Karl Johan Donner, Pekka Kröger, Heikki Oja & Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet. 6. laitos. Ursan julkaisuja 87. Helsinki: Ursa, 2016. ISBN 978-952-5985-34-4.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Karttunen et al. 2016, s. 432.
  2. Stacy E. Palen: Schaum's outline of theory and problems of astronomy, s. 107. McGraw-Hill Professional, 2001. ISBN 9780071364362. (englanniksi)
  3. Sun Kwok: Physics and chemistry of the interstellar medium, s. 2. University Science Books, 2007. ISBN 9781891389467. (englanniksi)
  4. Karttunen et al. 2016, s. 444.
  5. Karttunen et al. 2016, s. 445–449.
  6. Karttunen et al. 2016, s. 455–459.
  7. Karttunen et al. 2016, s. 462.
  8. Karttunen et al. 2016, s. 464.
  9. Karttunen et al. 2016, s. 468.
  10. Karttunen et al. 2016, s. 469.
  11. Karttunen et al. 2016, s. 432.
  12. Karttunen et al. 2016, s. 438–439.
  13. Karttunen et al. 2016, s. 433–435.
  14. Karttunen et al. 2016, s. 461.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]