Paragons of the ``Birth, Life, and Death'' cycle of our Galaxy
Een van de belangrijkste elementen van de Melkweg betreft gas en stof, kortweg aangeduid
als het Interstellaire Medium , ook wel afgekort als
ISM . Hoewel de sterren in de
Melkweg relatief ver van elkaar afliggen, en de ruimte zeer leeg is, bevat de ruimte tussen
de sterren een zeer diffuus medium van en en stof. Dit medium bestaat uit een groot aantal
verschillende elemeten, waarvan de belangrijkste de volgende zijn:
(hoofdzakelijk H2, met daarbij sporadisch een verrassend grote
varieteit aan vaak complexe moleculen)
Hoewel het Interstellaire Medium een beter vacuum is dan fysici in het laboratorium kunnen creeren (vele orden van grootte beter), vertegenwoordigt het gas en stof toch een aanzienlijk aandeel van de totale (baryonische) massa in de Melkweg. Het beslaat een massa van 5-10x109 MO, wat nog altijd zo'n 5% van de massa die we in de Melkweg aantreffen in de vorm van zichtbare sterren.
Het overwegende belang van het galactische gas en stof reikt echter aanzienlijk verder dan alleen het aandeel aan de massabalans van de Melkweg. Het is een essentieel onderdeel van de dynamische levenscyclus van onze Melkweg (en van andere sterrenstelsels). We kunnen pas de vorming en evolutie van sterrenstelsels begrijpen als we het dynamische en complexe systeem van de Ster-Gas-Ster cyclus hebben doorgrond. Een passende vergelijking is wellicht om de Melkweg te vergelijken met een box van sterren wier ecologie wordt bepaald door de cyclus van leven en dood van sterren en wiens structuur wordt bepaald door de zwaartekracht en rotatie van de galactische schijf.
Sterren worden gevormd. Ze leven vervolgens op de nucleaire verbranding in hun kernen, en door dergelijke nucleaire fusie reacties worden gestaag zwaardere atoomkernen gevormd. Aan het einde van hun leven exploderen de zwaarste sterren, de lichtere sterren blazen een groot gedeelte van hun buitenlagen naar buiten. De verrijkte verbrandings producten worden aldoende het interstellaire medium in geworpen. Dit zijn continu doorgaande processen gedurende de geschiedenis van onze Melkweg. Generaties van sterren recyclen dezelfde galactische materie door hun kernen, waardoor de algemene abundantie van zwaardere elementen gestaag toeneemt.
Fase 1: NucleosyntheseOp het ogenblik maken de atomen van elementen zwaarder dan helium, meestal als zwaardere elementen of ``metalen'' aangeduid, zo'n ,b>2% van de baryonische massa in de Melkweg uit. De samenstelling is, in massa, 70% waterstof , 28% helium en 2% zware elemente. Dit proces van continue toevoeging aan de abundantie van zware elementen wordt chemische verrijking genoemd, en is een onontkoombaar bijproduct van de continue vorming van sterren. Deze synthese van elementen is echter slechts een aspect van de Galactische ecocyclus.
Fase 2: Verrijking ISMVervolgens moeten deze nieuw gevormde atoomkernen de ruimte in geslingerd worden en worden verwerkt in de nieuwe generatie sterren. Dit is niet geheel triviaal. Als een ster explodeert als supernova vliegt de geejecteerde materie naar buiten met snelheden van meer dan enkele duizenden km/s. Dit is aanzienlijk hoger dan de ontsnappingssnelheid van de Melkweg zodat de nieuw gevormde zware elementen direct de Melkweg uit zouden vliegen, de intergalactische ruimte in. Dit wordt voorkomen doordat het weggeslingerde gas meestal botst met het interstellaire medium, waardoor het afremt en uiteindelijk tot stilstand komt. We nemen dit dan waar in de vorm van Supernovaresten (zie Krabnevel hierboven). Een rustiger en additionele pad van verrijking vindt men in de winden en laatste zucht van lichtere sterren, die hun leven eindigen met het uitblazen van hun buitenlagen, spectaculair zichtbaar als Planetaire Nevel .
Fase 3: Koeling ISMOpeenvolgende supernovae mengen en verhitten daardoor het interstellaire medium, en verrijken het met de nieuwe zware elementen. Deze elementen mengen met het oudere, chemisch minder verrijkte waterstofgas in de omgeving. Voordat uit dit gas nieuwe sterren kunnen worden gevormd moet het koelen en wolken vormen. Het hete gas koelt eerst in wolken van atomaire waterstof , het HI gas dat we door vrijwel de gehele schijf van de Melkweg aantreffen en dat we via de typische HI 21 cm lijnstraling kunnen waarnemen. Vervolgens koelt het verder in wolken van moleculair waterstof . Het koelingsproces van het interstellaire gas in wolken van moleculair waterstof neemt miljoenen jaren in beslag.
Fase 4: StervormingIn de afgekoelde moleculaire wolken kan de zwaartekracht uiteindelijk winnen, waardoor nieuwe sterren gevormd worden die verrijkt zijn met zwaardere elementen. De intense ultraviolet straling van de helderste jonge (O en B) sterren ioniseren het waterstofgas in hun directe omgeving, welke dan als de vaak prachtige HII gebieden aan de randen van de grote moleculaire wolkcomplexen worden waargenomen (zie Orionnevel hierboven).
Typische Toestanden van Gas in het Interstellaire Medium
| Toestand | Primaire Component | Temperatuur (typisch) | Dichtheid atomen/cm3 | Beschrijving |
|---|---|---|---|---|
| Hete Bellen | HII: Geioniseerd waterstof | 1,000,000 K | 0.01 |
bellen van gas dat is verhit door supernova schokgolven |
| Warm atomair gas | HI: atomair waterstof | 10,000 K | 0.01 |
vult zich door de gehele Galactische schijf |
| Koud atomair gas | HI: atomair waterstof | 100 K | 100 |
intermediair stadium van ster-gas-ster cyclus |
| Moleculaire Wolken | H2: Moleculaire waterstof | 30 K | 300 |
gebieden van stervorming |
| Moleculaire Wolk Kernen | H2: Moleculaire waterstof | 60 K | 10,000 | stervormende wolken |
Multiwavelength Melkweg
Interstellair Stof
Supernovaresten
Planetaire Nevels
Referenties:
De Melkweg
HI 21cm lijn