Tilbage til indhold

Det interstellare stof

Med interstellart stof forstår vi stoffet mellem stjernerne - altså inden for Mælkevejen - i modsætning til interplanetarisk stof og intergalaktisk stof. Det består hovedsageligt af gas (mest hydrogen og helium) og små støvkorn. I begyndelse af 1900 tallet fik astronomerne et bevis for, at der måtte findes stof mellem os og visse dobbeltstjerner: Spektrallinjerne fra de to komponenter flyttede sig frem og tilbage (Doppler effekt). Men visse Ca og Na linjer holdt sig fast på bestemte bølgelængder. Disse linjer opstod altså ikke i stjernernes overflader, men skyldtes den interstellare gas mellem stjernerne og os.

I det interstellare rum er det interstellare stof særlig koncentreret i såkaldte skyer eller tåger. Langt den største del kan vi ikke se. Men når vi undersøger stråling fra rummet, kan vi opleve følgende typer:

Emissionståger eller HII områder:

Et smukt eksempel er Oriontågen M42 Figur 2. http://willmclaughlin.astrodigitals.com/. Den kan i stjernebilledet Orion ses med det blotte øje som den midterste "stjerne" i Orions sværd. Med en prismekikkert eller et teleskop bliver det tydeligt, at der ikke er tale om en stjerne.

Figur 2. Oriontågen M42

Meget tæt ved den mest lysstærke del af tågen (som her er overeksponeret) er der en lille gruppe O og B stjerner, som ikke ses, fordi tågen selv lyser så kraftigt.

Typiske emissionståger har temperaturer på omkring 10000 K og masser mellem 100 til 10000 solmasser. Men massen er spredt over så stort et område, at der kun er få tusinde hydrogenatomer i hver cm³. Til sammenligning er der over 10¹⁹ atomer i en cm³ luft her på Jorden.

Emissionståger ses altid i nærheden af tunge, varme og lysstærke hovedseriestjerner af spektraltyperne O og B. Den slags stjerner har en overfladetemperatur på over 10000 K, og de udsender en omfattende mængde ultraviolet stråling. Når atomerne i den nærliggende interstellare gas absorberer de energirige ultraviolette fotoner, bliver atomerne ioniserede. På den måde kommer emissionstågerne til at indeholde først og fremmest ioniserede hydrogen atomer - dvs. frie protoner og elektroner. Astronomerne har valgt at betegne neutrale hydrogen atomer som HI, mens ioniserede hydrogen atomer kaldes HII. Det er så forklaringen på betegnelsen HII områder.

På Figur 3 ses endnu et eksempel på en emissionståge http://fc.diana.dti.ne.jp/~show-g/.

Stadigvæk befinder vi os i stjernebilledet Orion, lige under Stjernen Alnitak, som er den østligste stjerne i Orions bælte. Det røde HII område udsender synligt lys, når det lykkes for nogle frie protoner og elektroner at finde sammen og danne hydrogenatomer i en proces, som kaldes rekombination. Når et atom dannes ved rekombination, bindes elektronen typisk i en anslået tilstand med ganske høj energi. Når atomet så henfalder ved at elektronen gennemløber en række lavere energiniveauer på sin vej mod grundtilstanden, udsender atomet fotoner - også i det synlige område. Særlig vigtig er overgangen fra 2. anslåede niveau til 1. anslåede niveau. Derved udsendes nemlig de fotoner, der giver HII områderne deres karakteristiske røde skær - en af Balmerlinjerne.

Figur 3. IC 434

Figur 4. NGC 2023

Refleksionståger indeholder støvkorn, som reflekterer og spreder lyset fra nærliggende stjerner. På Figur 4. http://fc.diana.dti.ne.jp/~show-g/ ses en refleksionståge, som befinder sig umiddelbart over/nord for IC 434 på figur 3. Den blå tåge dannes af ganske fine støvkorn. Støvkornene er ikke større end en typisk bølgelængde for synligt lys, ca. 500 nm i diameter. De spreder og reflekterer den kortbølgede stråling mere effektivt end den langbølgede stråling. Når synligt lys fra en stjerne træffer interstellar støv, bliver det blå lys spredt. Noget af det spredte lys rammer ind i teleskoper på Jorden, og således opfanges en refleksionståge. Den vil få et blåligt skær, da meget lidt rødt lys spredes i samme retning. (Det er samtidig forklaringen på, at himlen er blå og ikke sort!)

At der er tale om refleksionståger, bekræftes af spektroskopiske målinger: der genfindes de samme absorptionslinjer som i lyset fra den/de stjerner, der belyser tågen. Der er typisk tale om stjerner af spektraltype B.

Mørke tåger. Ser vi tilbage på Figur 3., er det mest iøjnefaldende måske slet ikke det flotte røde HII område, men i stedet det mørke område: Hestehovedtågen, som er et eksempel på en mørk tåge. Her er gas og støv så koncentreret, at skyen/tågen bliver så uigennemsigtig, at lys fra bagved liggende stjerner groft sagt ikke kan trænge igennem. Det giver "huller" på himlen, hvor der ikke ses stjerner.

Figur 5. NGC 2024

Et andet eksempel ses på Figur 5.  http://fc.diana.dti.ne.jp/~show-g/. Emissionstågen NGC 2024 indeholder også mørke områder.

Yderst til højre på Figur 5. ses Alnitak, den østligste stjerne i Orions bælte. Det betyder, at de tre tåger på Figurerne 3-5 ligger tæt op ad hinanden. Det fremgår så af Figur 6. http://willmclaughlin.astrodigitals.com/, som giver overblik over tågernes indbyrdes placering.

Figur 6. har jeg hentet på en hjemmeside med store mængder astronomisk materiale. Her understreger ophavsmanden sin copyright til billederne, og han kræver, at man kontakter ham og får hans tilladelse til at bruge dem - og det gør man så!

En planetarisk tåge har ikke noget med planeter at gøre. Ved slutningen af sin udvikling, vil en stjerne på størrelse med Solen udsende store mængder gas og støv, som så observeres som den planetariske tåge. Derved tilføres hovedsagelig ilt og kulstof til det interstellare rum. Samtidig trækker de centrale dele sig sammen til en hvid dværgstjerne med stor stoftæthed.

På Figur 7 ses Ring-tågen NGC 6720 eller M 57. De planetariske tåger er meget mindre end de mere diffuse tåger og derfor vanskelig at observere. http://fc.seds.org/billa/twn/n6720.html

Figur 7. Ring-tågen.

Stjerner med masser på over 8 solmasser ender deres liv i en voldsom proces en såkaldt supernova eksplosion. Herunder udsendes grundstoffer, som er dannet i stjernens indre - dvs. grundstoffer med atommasser op til og med jerns. Samtidig opstår også grundstoffer, som kræver energi for at blive dannet - dvs. grundstoffer tungere end jern. På den måde tilføres alle slags grundstoffer til det interstellare rum og stofferne ses som flotte Supernovaskyer.

Figur 8. Krabbetågen.

På Figur 8 ses Krabbetågen NGC 1952 eller M1. Den supernovaeksplosion, som har skabt Krabbetågen, blev set omkring den 4. juli 1054, og den blev optegnet af kinesiske astronomer. http://fc.seds.org/billa/twn/n1952.html

Tilbage til indhold