Tähtedevaheline pilv: mis see on, koostis ja peamised tüübid

Tähtedevaheline pilv on keskmisest tihedam osa tähtedevahelisest keskkonnast (ISM). See on aine ja kiirgus galaktika tähesüsteemide vahelises ruumis.

Tähtedevaheline pilv moodustub punase hiiglase hilisema elu jooksul tekkinud gaasi- ja tolmuosakestest.

Pilv koosneb meie ja teiste galaktikate gaasist, plasmast ja tolmust.

Selle vesinik võib olla:

• neutraalne, mistõttu on tegemist H I piirkonnaga;
• ioniseeritud või plasma, mis muudab selle H II piirkonnaks, või
• molekulaarsed (molekulaarpilved).

Neutraalseid ja ioniseeritud pilvi nimetatakse mõnikord ka hajupilvedeks.

Mis on tähtedevaheline pilv täpsemalt?

Tähtedevaheline pilv on ruumiline piirkond galaktikas, kus aine tihedus on keskmisest suurem. Tihedus võib olla siiski väga väike võrreldes Maa tingimustega — tavaliselt mõned kümned kuni miljonid osakesed kuupsentimeetris. Sellised pilved võivad ulatuda mõnest kümnest valgusaastast (väiksemad objektid) kuni sadade tuhandete valgusaastateni (suuremad molekulaarpilved).

Koostis ja omadused

• Gaas: peamine koostisosa on vesinik (H), lisaks heelium ja väiksemates kogustes teised elemendid. Vesinik võib olla neutraalne (H I), ioniseeritud (H II) või molekulaarne (H2).
• Tolmuosakesed: peened tahked osakesed, mis neelavad ja hajutavad valgust, põhjustades tähtede näiva punastumise ja dimmimuse (extinction).
• Temperatuur: varieerub suuresti — jahedad molekulaarpilved võivad olla vaid paarikümne kraadi Kelsiuse järgi, neutraalsed H I piirkonnad sadades kraadides, ioniseeritud H II piirkonnad aga kümneid tuhandeid kraade.
• Tihedus ja mass: tihedus võib paikiti olla palju suurem kui ümbritseval keskkonnal; molekulaarpilved võivad kanda tuhandeid kuni miljoneid päikesemasse.

Peamised tüübid ja roll

Peamised tähtedevahelise pilvede tüübid on:

• Molekulaarpilved: külmad ja tihedad pilved, kus esineb peamiselt molekulaarne vesinik (H2). Need on tähtede sünni toas — gravitatsiooniline kokkukukkumine võib viia uute tähtede tekkeni.
• H I piirkonnad: neutraalse vesinikuga piirkonnad, tihti avastatavad raadio 21 cm liini kaudu. Need võivad olla laialivalguvad ja suhteliselt jahedad.
• H II piirkonnad: ioniseeritud vesinikuga pilved, mida valgustavad võimsad kuumad tähed (nt O- ja B-tüüpi). Need kiirgavad eredat optilist ja ultravioletset valgust ning moodustavad sageli tuntud emissioonnebulasid.
• Tumedad tolmupilved: tihedad tolmukogumikud, mis varjavad taustvalgust ja näivad teleskoopides tumedate laikudena; need võivad sisaldada muda konditsioone, kus saavad alguse uued tähekesed.

Moodustumine ja eluiga

Tähtedevahelised pilved tekivad mitmel viisil: vanade tähtede tuul ja planetaarne tuumajääk tekitavad gaasi ja tolmu; supernoovad paiskavad keskkonda raskemaid elemente; samuti võib olemasolev gaas kokku koguneda galaktiliste lainete ja gravitatsiooniliste protsesside tulemusel. Pilvede eluiga sõltub suurusest, tihedusest ja ümbritsevast keskkonnast — mõned püsivad miljonid kuni kümned miljonid aastaid, kuni nad kas lagunevad välja või kondenseeruvad tähtede sünni käigus.

Roll tähtede sünnis ja galaktika evolutsioonis

Molekulaarpilved on tähtede sünni esmaste piirkondadeks. Kui piirkonna tihedus suureneb ja temperatuur langeb, tekivad tihedamad kokkupuutekohad, millest moodustuvad prototärad. Samuti mõjutavad tähtedevahelised pilved galaktikas keemilist koostist — raskemad elemendid, mis on tekkinud tähtedes ja supernoovades, levivad pilvede kaudu ja sisenevad järgmisse tähtede generatsiooni.

Kuidas pilvi vaadeldakse?

Tähtedevahelisi pilvi uuritakse mitmel lainepikkusel:

• Raadio — H I 21 cm liini ja CO molekuliliinide kaudu saab kaardistada gaasi ja molekulaarpilvede jaotust.
• Infrapuna — tolm läbi laseb infrapuna ja sel viisil on võimalik näha pilvede sisemust ja noori prototähti.
• Optiline ja ultravioletne — eriti H II piirkondade emissioonjooned (näiteks Hα) paljastavad ioniseeritud gaasi.
• Röntgen ja gammakiirgus — väga kuum plasma ning supernoovajäänuseid saab jälgida kõrge energiaga kiirguses.

Tuntud näited

Tuntud ja tihti pildistatavad tähtedevahelised pilved on näiteks Orioni udukogu (Orion Nebula), mis on suur H II piirkond ja aktiivne tähekoor; Öökulli sabana tuntud hobusepea udukogu (Horsehead Nebula) on tumedam tolmupilv; Kuredraivude ("Pillars of Creation") osa Eagle Nebula's on näide molekulaarpilvade tihedamatest piirkondadest, kus sünnib uusi tähti.

Tähtedevahelised pilved on seega oluliseks osaks galaktika dünaamikast, kemilistest protsessidest ja tähtede elutsüklist — nad hoiavad informatsiooni eelnevate tähtede tegevusest ja loovad tingimused uute tähtede tekkeks.

Küsimused ja vastused

K: Mis on interslaavi pilv?

K: Kuidas moodustub tähtedevaheline pilv?

K: Millest koosneb tähtedevaheline pilv?

K: Millised on erinevad tähtedevaheliste pilvede tüübid?

K: Mis on H I piirkond?

K: Mis on H II piirkond?

K: Kuidas nimetatakse ka neutraalseid ja ioniseeritud pilvi?

Otsing