Lokaalne mull (Local Bubble) — Linnutee õõnsus, kus asub Päikesesüsteem
Avasta Lokaalne mull — Linnutee ~300 valgusaastat lai õõnsus, kus asub Päikesesüsteem: hõre gaas, supernoovade pärand ja röntgenkiirgus selgitavad selle päritolu.
Lokaalne mull ehk lokaalne süvend on piirkond meie galaktikas, kus asub ka Päikesesüsteem. See on suhteline õõnsus Linnutee Orioni haru tähtedevahelises keskkonnas (ISM). Lokaalne mull sisaldab muu hulgas Päikesesüsteemi ümbritsevat Lokaalset Tähtedevahelist Pilve (inglise keeles Local Interstellar Cloud, vahel nimetatakse ka Local Fluff) ning lähedal asuvaid väiksemaid pilvi, näiteks G-pilve. Mull on vähemalt umbes 300 valgusaastat läbimõõduga, ent selle kuju on ebaühtlane ja asümmeetriline ning ulatus võib erineda sõltuvalt suunast.
Kuju, suurus ja koostis
Lokaalse mulli gaas on erakordselt hõre võrreldes tavalise Linnutee tähedevahelise ainega. Neutraalse vesiniku (H i) ruumitihedus on ligikaudu 0,05 aatomit/cm3, mis on umbkaudu kümnendik Linnutee keskmisest tihedusest (~0,5 aatomit/cm3). Samas on mullas palju ioniseeritud, kuuma plazmat: temperatuurid võivad olla järjestuses ~106 kelvinit (kuum, hõre gaas), mis kiirgab pehmet röntgenikiirgust. Piirkonnas esinevad ka väiksemad, suhteliselt tihedamad ja jahedamad pilved (näiteks Lokaalne Tähtedevaheline Pilv), mis paiknevad mulli sees või selle serval.
Tekke põhjus ja vanus
Enamik kaasaegseid mudelid seovad Lokaalse mulli tekke mitme supernoova plahvatusega viimase umbes 10–20 miljoni aasta jooksul. Need supernoovad võisid olla seotud Scorpius–Centaurus'i OB-hulga või teiste lähimate massiivsete tähtede rühmadega. Supernoovapuhangud paiskasid välja kuuma, kõrgsurve gaasi, mis lõi ümbrusest relativselt õhukese õõnsuse — lokaalse mulli. Mullas olev gaas on endiselt ergastatud/ioniseeritud ning kiirgab röntgen- ja ultraviolettkiirgust.
Kuidas Lokaalset Mull'u uuritakse
- Röntgenkiirguse taust: kuuma plazma pehme röntgenikiirgus annab infot mulli olemasolu ja temperatuuride kohta.
- Absorptsioon- ja emissioonjooned: vaatlus Na I, Ca II, H I ja erinevate katioonide ridade abil staaride spektrites võimaldab määrata tihedust, ionisatsiooniastet ja liikumist.
- Ultraviolett- ja raadioobservatsioonid: annavad täiendavat infot neutraalse ja molekulaarsisu kohta ning aitavad kaardistada mulli piire.
- Paatide ja kosmosesondide mõõtmised Päikesesüsteemi lähedal (nt Voyagerid, IBEX) annavad otsemõõtmisi heliosfääri ja lähedase tähtedevahelise aine omaduste kohta.
Mullale ümbritsevad struktuurid
Lokaalne mull ei eksisteeri isoleeritult: selle ümber ja naabruses on teisi superbubble’ide ning õõnsuste komplekse, näiteks Loop I ja teised Scorpius–Centaurus’i piirkonna strukturid. Piirid, kus neutraalse gaasi tihedus järsult suureneb, tähistavad mulli servasid ja neid võib kujutada ette kui suhteliselt hõredat, kuuma interjööri ja külmema, tihedama välimise meediumi vahelist kontrasti.
Päikesesüsteemi ja inimvaatluste tähendus
Päikesesüsteem asub Lokaalse Tähtedevahelise Pilve sees, mis ise paikneb Lokaalse mulli sees. Lokaalse mulli omadused mõjutavad heliosfääri suurust ning seeläbi kosmiliste kiirte ja interstellarsete osakeste voogu meie süsteemi. Kuigi mulli olemasolu ja omadused ei tähenda otseselt erilist mõju Maale igapäevaelus, mõjutab see astronoomilisi vaatlusi (näiteks pehme röntgenitausta tõlgendamist) ja kosmosekeskkonda, mida kosmosesondid kohavad.
Oluline teada
- Lokaalne mull on dünaamiline ja keeruline struktuur — selle täpne kuju ning sisemised alamstruktuurid on aktiivselt uurimisel.
- Mullast väljaspool on tähed ning tähedevaheline aine tihedam ja külmem, mistõttu mulli piirid ilmnevad kahtlaselt erinevate vaatluste abil.
- Sarnased õõnsused leiduvad ka teistes galaktikaosades — Linnutee on täis supernoovade ja massiivsete tähtede mõjul tekkinud superbubble’e.
Kuigi palju on juba teada, jääb Lokaalse mulli uurimine evendiks uutele mõõtmistele ja mudelitele ning optiliste, UV- ning röntgenvaatluste täiendused aitavad mõista selle tekkemehhanisme ja mõju meie lähikonnale galaktikas.
Kaart, millel on kujutatud Päike kohaliku tähtedevahelise pilve serva lähedal ja Alpha Centauri umbes nelja valgusaasta kaugusel naabruses asuvas G-pilve kompleksis.
Küsimused ja vastused
K: Mis on kohalik mull?
V: Lokaalne mull on suhteline õõnsus Linnutee Orioni haru tähtedevahelises keskkonnas (ISM).
K: Mida sisaldab Lokaalne mull?
V: Lokaalne mull sisaldab muu hulgas Lokaalset Tähtedevahelist pilve, mis sisaldab Päikesesüsteemi, ja G-pilve.
K: Kui suur on Lokaalne mull?
V: Lokaalne mull on vähemalt 300 valgusaastat lai.
K: Milline on lokaalse mulli neutraalse vesiniku tihedus?
V: Kohaliku mulla neutraalse vesiniku tihedus on umbes 0,05 aatomit/cm3 ehk umbes kümnendik Linnutee ISM-i keskmisest (0,5 aatomit/cm3).
K: Mis on Lokaalse mulla erakordselt hõreda gaasikihi põhjuseks?
V: Kohaliku mulla erakordselt hõreda gaasikihi põhjuseks on viimase kümne kuni kahekümne miljoni aasta jooksul plahvatanud supernoovad.
K: Milline on Lokaalse mulli gaasi seisund?
V: Kohaliku mulli gaas on ikka veel ergastatud olekus, kiirates röntgenkiirte sagedusalas.
K: Kui kaua aega tagasi plahvatasid Supernoovad, mis põhjustasid Kohaliku mulli plahvatuse?
V: Supernoovad, mis põhjustasid Kohaliku mulli, plahvatasid viimase kümne kuni kahekümne miljoni aasta jooksul.
Otsige