Tähtienvälinen aine

Toisin kuin yleisesti luullaan, tähtienvälinen avaruus ei suinkaan ole tyhjä, vaan siellä on kaasua ja pölyä. Sitä on sekä harvana väliaineena että tiheinä pilvinä. Yleensä tähtienvälisessä avaruudessa on yksi atomi kuutiosenttimetrissä ja yksi pölyhiukkanen 100000 kuutiometrissä.

Linnunradan massasta on noin 10% tähtienvälisenä kaasuna. Koska kaasu on keskittynyt enimmäkseen Linnunradan tasoon ja spiraalihaaroihin, on näillä alueilla monin paikoin sekä tähdissä olevan aineen että tähtienvälisen aineen määrä miltei yhtä suuri. Pölyä on prosentin verran kaasun määrästä.

Tähtienvälinen pöly

Aina vuoteen 1930 saakka yleisesti arveltiin, että avaruus on täysin läpinäkyvää ja tähtien valo kulkee himmenemättä avaruuden läpi. Ensimmäiset todisteet tähtienvälisen pölyn olemassaolosta saatiin, kun tähtitieteilijä Robert Trumpler julkaisi tutkimuksen avointen tähtijoukkojen avaruusjakaumasta. Hän arvioi joukkojen etäisyyksiä olettamalla, että joukon kirkkaimpien tähtien magnitudi voidaan arvioida tähtien spektristä.

Tunnetuimpia esimerkkejä tähtienvälisestä pölystä lienee Orionin Hevosenpääsumu, jossa hevosenpään muotoinen pölypilvi imee taustalla olevan valaisevan sumun valoa. Credit: NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Trumpler kuitenkin ihmetteli, että etäisempien joukkojen läpimitat olivat suurempia kuin lähimpien. Koska se ei voi olla mahdollista, kaukaisempien joukkojen laskettujen etäisyyksien täytyi olla liian suuria, mistä Trumpler päätteli, että avaruus ei ole täysin läpinäkyvä, vaan tähden valo heikkenee avaruudessa olevan väliaineen vaikutuksesta.

Trumpler päätteli tähtien valon himmenemisen eli ekstinktion olevan Linnunradaan tason suunnassa keskimäärin 0,79 mag/kpc valokuvauksellisissa magnitudeissa. Nykyisin keskimääräiselle ekstinktiolle käytetään arvoa 2 mag/kpc. Tähtien valon himmeneminen ei ole kuitenkaan saman tasoista joka suunnassa vaan se vaihtelee voimakkaasti. Esim. Linnunradan keskuksesta (8 kpc etäisyydellä) lähtevä valo himmenee ekstinktion vuoksi jopa 30 magnitudia näkyvän valon alueella. Monin paikoin pölypilvet näkyvät tähtitaivaalla pimeinä sumuina, jotka peittävät taakseen tähtien valon.

Tähtienväliset hiukkaset aiheuttavat ekstinktiota kahdella tavalla:

Ekstinktion lisäksi pöly aiheuttaa myös muita ilmiöitä, kuten tähtien valon punertumista. Pölystä aiheutuu myös se, että Linnunradan tasossa on noin 20° leveä vyöhyke, jossa galakseja ei juuri näy. Tätä vyöhykettä kutsutaan nimellä zone of avoidance (vyöhyke jota galaksit karttavat). Vastaavasti taas korkeammilla galaktisilla leveyksillä galakseja näkyy runsaasti.

Ekstinktio on suurimmillaan näkyvää valoa lyhyemmillä aallonpituuksilla (UV-alueella) ja pienenee pidemmillä aallonpituuksilla. Infrapuna-alueella se on enää kymmenisen prosenttia näkyvän valon arvosta ja radioalueella se erittäin vähän. Tästä johtuu, että infrapuna- tai radioalueella voidaan tutkia sellaisiakin kohteita, jotka eivät optisella alueella ole näkyvissä.

Pölyn ominaisuudet

Tutkimalla tähtienvälisen pölyn absorptiospektriä saadaan tietoa pölyn ominaisuuksista. Pölyhiukkasten koko on 0.1-1 mikrometriä eli huomattavasti pienempi kuin maanpäällisen pölyn koko. Samalla alueella ovat myös näkyvän valon aallonpituudet, mistä johtuu että pöly imee ja hajottaa näkyvää valoa niin tehokkaasti materiamääräänsä nähden. Myös kaasu aiheuttaa ekstinktiota sironnan välityksellä, mutta paljon tehottomammin kuin pöly. Pölyn kemiallista koostumusta ei tarkkaan tiedetä, mutta ainakin pölyhiukkasissa lienee grafiittia (eräs hiilen muoto), vesijäätä ja silikaatteja.

Pölyhiukkasia syntyy myöhäisten spektriluokkien (K, M) tähtien atmosfääreissä, joissa kaasu voi tiivistyä kiinteiksi hiukkasiksi. Aine ajautuu avaruuteen tähden säteilypaineen puhaltamana. Pölyhiukkasia voi muodostua myös tähtien syntymän yhteydessä sekä keräytymällä tähtienvälisen kaasupilven atomeista ja molekyyleistä.

Tähtienvälinen kaasu

Kartiosumu (Cone Nebula) eli NGC 2264 Hubblen uudella ACS-kameralla kuvattuna. Credit: NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Kaasua on tähtienvälisessä avaruudessa noin satakertainen määrä pölyyn verrattuna. Kaasun havaitseminen on kuitenkin vaikeampaa, koska se ei aiheuta samanlaista valon himmenemistä kuin pöly. Kaasu havaitaan optisella alueella muutamien harvojen spektriviivojen perusteella.

Tähtienvälisen kaasun olemassaolo keksittiin 1900-luvun alussa, kun Johannes Hartmann havaitsi 1904 joidenkin kaksoistähtien spektreissä absorptioviivoja, joissa ei tapahtunut tähtien liikkeen johdosta samanlaista Dopplerin siirtymää kuin muissa viivoissa. Tästä voitiin päätellä absorption syntyvän tähden ja maapallon välissä olevista kaasupilvistä, joiden atomit absorptoivat kyseistä aallonpituutta.

Näkyvän valon alueella voimakkaimmat absorptioviivat ovat neutraalin natriumin ja ionisoituneen kalsiumin viivat. UV-alueella näkyy useita viivoja, voimakkaimpana vedyn Lymanin sarjan alpha-viiva (121.6 nm).

UV- ja näkyvän alueen viivoista on voitu päätellä useimpien alkuaineiden esiintyvän avaruudessa ionisoituneena. Ionisoituminen tapahtuu pääasiassa tähtien (UV) valon vaikutuksesta, mutta myös kosmiset säteet aiheuttavat ionisoitumista.

Näkyvän ja UV-alueen absorptioviivoista tehtyjen havaintojen avulla tähtienvälisestä kaasusta on löydetty kolmisenkymmentä eri alkuainetta. Suurin osa (n. 70%) on vetyä kuten tähdissäkin. Seuraavaksi eniten on heliumia (miltei 30%). Raskaita alkuaineita sen sijaan on huomattavasti vähemmän kuin Auringossa ja muissa populaatio I:n tähdissä.

HII-alueet

Monin paikoin avaruudessa vety ei ole neutraaleina atomeina, vaan ionisoituneena. Näin etenkin kuumien O-luokan tähtien ympärillä, jotka säteilevät voimakkaasti ultraviolettialueella. Mikäli tähden ympärillä on tarpeeksi vetyä, se näkyy ionisoituneen vedyn muodostamana emissiosumuna. Ionisoituneen vedyn alueita kutsutaan HII-alueiksi (tai H+-alueiksi).

Alueita, joissa vety esiintyy neutraaleina atomeina, kutsutaan puolestaan HI-alueiksi (erotukseksi HII-alueista)

HII-alueiden spektri poikkeaa tähtien spektristä, ionisoitunut pilvi loistaa pääasiassa vain muutamissa kapeissa spektriviivoissa. Heikon jatkuvan spektrin päällä näkyy harvoja kirkkaita emissioviivoja.

Taivaankappaleet