A Tejútrendszer

Tejútrendszerünk életkorát nehéz megállapítani, jelenlegi becsléseink arra utalnak, hogy 10-16 milliárd éves lehet (az utóbbi érték a valószínubb). Ose egy közel gömb alakú felho volt, az elsoként keletkezett csillagok ezt az osi, közel gömb formát orizték meg - ezek a halo csillagai. Az anyag összehúzódása nem lehetett teljesen homogén, zsugorodása során valószínuleg nagyobb anyagcsomók is keletkeztek benne, ezekbol alakulhattak ki a gömbhalmazok. Azok a kisebb anyagcsomók pedig, amelyek az osi felhok külso területén jöttek létre, elszakadhattak galaxisunktól, és törpe galaxisok formájában önállóan élhettek tovább. Így alakulhatott ki néhány a Tejútrendszerünk jelenlegi kíséroi közül. Gömbhalmazok egyébként nemcsak a protogalaxis összehúzódó anyagából jöhettek létre, hanem a galaxisközi térbol behulló és összenyomódó felhokbol is. Erre utalnak például a retrográd, azaz a Tejútrendszer általános forgási irányával ellentétes irányba keringo gömbhalmazok. Az összehúzódás során természetesen a középpontban, a késobbi magban lett a legnagyobb az anyagsuruség, itt rendkívül sok csillag keletkezett. Elsoként tehát a mag és a halo objektumai alakultak ki, ezeket szokták a II. populációba sorolni. A Tejútrendszer életének korai szakaszában heves volt a csillagkeletkezés, a sok nagytömegu csillag szupernóvarobbanása feldúsította a csillagközi anyagot nehezebb elemekkel. A fémtartalom növekedése rendkívül gyors volt, 100-1000-szeresére nott az elso 1-2 milliárd év alatt, ami a halo csillagainak és a korong elso csillagainak kialakulása között eltelt. A korong létrejötte után a fémtartalom már sokkal mérsékeltebben, lassabb ütemben növekedett és növekszik még ma is. A halo anyagban elszegényedett, így ott ma már nem keletkeznek csillagok, ezzel ellentétben a fosík napjainkban is heves csillagkeletkezés színhelye. Az itt lévo égitesteket I. populációs objektumoknak nevezzük.

A csillagok nem egyenletesen elszórva találhatók a Világegyetemben, hanem hatalmas formációkba csoportosulnak, amelyeket relatíve üres térségek választanak el egymástól. Az ilyen csillagcsoportosulásokat nevezzük galaxisoknak, ezek tagjai nemcsak térben, hanem származásukat tekintve is egységet alkotnak. A galaxisokat tagjaik egymásra kifejtett gravitációs vonzóereje tartja össze. Minden egyes csillag önálló pályán kering a galaxis középpontja körül. (A csillagok mozgásának kiszámítása nem könnyu feladat, mivel nemcsak a galaxies centrumának gravitációs ereje hat rájuk, hanem a környezetükben lévo többi csillag és egyéb objektumok is.) Azt a galaxist, amelynek a mi Napunk is tagja, Tejútrendszernek nevezzük. Ez típusát tekintve spirális galaxis, kora nagyságrendileg 14-16 milliárd év. (Egyelore nem tudjuk megállapítani, hogy horgas vagy normális spirális galaxis-e.)

25.000 fényévnyi távolságon, a közbeeso porfelhokön és milliárdnyi csillagon áthatolva a Hubble-urtávcso az eddigi legélesebb látványt nyújtotta a galaxisunk középpontja melletti legnagyobb fiatal csillaghalmazokról. A halmazok a középponttól kevesebb mint 100 fényévnyi távolságra helyezkednek el, és rendkívüli túlsúlyban vannak bennük a nagytömegu csillagok. Tanulmányozásuk új távlatokat nyithat a nagy csillaghalmazok kialakulásának megértésében. A Hubble képei megerosítik azt az egyre terjedo nézetet, mely szerint a galaxismag környéke igen különleges hely, ahol egészen eltéro körülmények között alakulnak ki a csillagok. A mag környékén állandó és heves csillagképzodés zajlik, amint a molekuláris hidrogén és a poranyag tömegei a központi objektum gravitációjának hatására összesurusödnek. A képeken az Arches és a Quintuplet nevu halmazokat figyelhetjük meg, amelyek kora 2, illetve 4 millió év. Jól látható, hogy az idosebb halmaz már jóval szétszórtabb, és a szélén vöröses színu, szupernova-robbanás elotti állapotban lévo óriások vannak. Néhány millió év múlva mindkét halmaz teljesen szétszakad a galaxismag által keltett árapály-eroknek köszönhetoen. Rövid életük alatt azonban ragyogóbban fénylenek, mint bármely más csillaghalmaz a Galaxisban. E gigászi halmazokban több mint 10 ezer naptömegnyi anyag koncentrálódik, s ezzel 10-szer nehezebbek, mint egy tipikus fiatal csillaghalmaz. A tömörebb Arches halmaz olyan suru, hogy kb. 100 ezernyi csillaga egy 4 fényév átméroju térrészben koncentrálódik. Ez nem sokkal kisebb távolság, mint ami a Nap és a legközelebbi csillag, a Proxima Centauri között van. A Tejútrendszer minden 10 millió csillagából csak egynek a fényessége éri el a halmazban lévo nagytömegu csillagok fényességét. Ez azt sugallja, hogy a Tejútrendszer középpontjában fennálló szélsoséges körülmények a nagytömegu csillagok kialakulásának kedveznek. A halmazban legalább egy tucat csillag százszor nehezebb a Napnál. Mindkét halmaz úgy alakult ki, hogy egy hatalmas csillagközi por- és gázfelho összeomlott és összesurusödött. A nagytömegu csillagok mellett azonban - a magas homérsékletnek, az intenzív mágneses mezoknek és az anyagban keletkezo örvényléseknek köszönheton - a Napnál kisebb tömegu csillagok sokasága is kialakulhatott.

*

Érdemes megjegyezni, hogy kölcsönható galaxis. Tejútrendszerünkben a látható anyag tömege nagyságrendileg 1011 naptömeg, míg a láthatatlan anyag mennyisége ennek kb. 10-szerese. 100-200 milliárd csillagot tartalmaz, melyek eloszlása nem egyenletes. Ezek csoportosulásai alapján ismerkedhetünk meg a Tejútrendszer fo szerkezeti egységeivel.

A korona nevu tartomány galaxisunk legutóbb felfedezett és legnagyobb kiterjedésu képzodménye, átméroje 0,5-1 millió fényév. Érdekessége, hogy a benne lévo anyagot eddig még nem sikerült közvetlenül megfigyelni, mivel láthatatlan tömeg alkotja, nem bocsát ki észlelheto sugárzást. Surusége kicsi, de hatalmas térfogata lévén tömege kb. 10-szerese galaxisunk látható részének - tehát ez alkotja a Tejútrendszer tömegének közel 90%-át. Jelenlétét csak gravitációs hatása révén lehet kimutatni. Amennyiben a centrumtól távolodva megmérjük a csillagok keringési sebességét, azt találjuk, hogy egy bizonyos távolság után az nem a Kepler-törvényeknek megfeleloen változik. A keringési sebességük alig csökken, sot idonként még növekszik is - ami nagymennyiségu nem látható tömeg jelenlétére utal.


A halo létezésérol már jó ideje tudtak a csillagászok, de nem voltak biztosak benne, forró-e valójában, illetve mitol futodött fel és mitol maradt ilyen magas homérsékletu. Egyesek azt gondolják, hogy a fiatal csillagok heves ultraibolya sugárzása a felelos a folyamatért. A FUSE megfigyelései viszont nagy mennyiségu ötszörösen ionizált oxigéniont mutattak ki a gázanyagban, amelyet csak szupernóvákkal lehet magyarázni.

Más galaxisok hasonló jellegu megfigyelései összehasonlítási alapot adhatnak a szupernóvák mennyiségére, így a bennük zajló csillagfejlodés ütemére és történetére.

A halo enyhén lapult ellipszoid alakú térrész, átméroje 150-200 ezer fényév körüli. Ritkán találhatók benne csillagok, azoknak is a többsége gömbhalmazokba csoportosul. Kis fémtartalmú, idos csillagokból áll, melyek eloszlása gömbszimmetrikus, mivel az osi galaxis anyagának eloszlása is gömbszimmetrikus volt, amikor ezek a csillagok elsoként kialakultak. A centrum felé surusödnek a csillagok és a gömbhalmazok, valamint a központ felé haladva egyre fiatalabb égitesteket találunk. Az objektumok pályája elnyúlt, nagy pályahajlású.

A fosík (szimmetriasík) Tejútrendszerünk forgássíkja, ebben a térrészben található galaxisunk látható tömegének legnagyobb része. Átméroje 100 ezer, vastagsága néhány ezer fényév körüli. Annak az osi felhonek az impulzusmomentumát, perdületét orizheti, amelybol a Tejútrendszer kialakult. Az itt található csillagoknak nagyobb a fémtartalma a halo csillagaihoz képest, azaz idosebbek azoknál, késobb alakultak ki. A látható anyag nagy része csillagok, 5-10%-a csillagközi anyag formájában van jelen a fosíkban, ennek a gázrétegnek a vastagsága 500-800 fényév. (A korongban lévo láthatatlan anyag tömege kb. 2-szerese a láthatónak.) Az égitestek pályája csak kismértékben elnyúlt és kis pályahajlású.

Tejútrendszerünk spirális galaxis, ketto vagy négy fo kart tartalmaz, a spirálkarok a fosíkban találhatók. Ezek a sávok valamivel surubbek a korong többi részénél, azonban nem nagy tömegük, hanem a bennük lévo fényes csillagok és az ezekhez tartozó közösségek (II régiók) miatt feltunok. A fosík differenciálisan rotál (a galaxisunk centrumától távolabb lévo égitesteknek hosszabb ido kell egy keringéshez, mint a közelebbieknek), így ha a spirálkarok egyszeru anyagcsövek lennének, néhány fordulat után felcsavarodnának, szétoszlanának. (A spirálkarok merevtest-szeruen keringenek, 200- 250 millió év a körülfordulási idejük, vastagságuk a fosíkkal párhuzamosan 1000-6000 fényév.) Ezt a problémát úgy kerülhetjük meg, ha feltételezzük, hogy a karok anyaga nem állandó, hanem folyamatosan változik. Eszerint olyan önfenntartó suruséghullámoknak kell tekinteni oket, amelyek helyi maximuma látható a fénylo karként. (A spirálkarok mozgása így egy tó felszínén terjedo hullámhoz hasonlítható - a hullám gyorsan tova terjed, a víz mégis egyhelyben marad. Bizonyos értelemben úgy is fogalmazhatunk, hogy a csillagok a spirálkarokban intersztelláris "dugóba" kerülnek. A jelenségre a következo hasonlat képzelheto el: Repülogéprol nézzük az éjszakai autópályát, melyen egyenletesen haladnak a kivilágított jármuvek. Van azonban néhány lassú teherautó is, amely feltartja a forgalmat. Ezek közelében megno az autók surusége, mivel ido kell ahhoz, hogy megelozzék a teherautókat. Ilyenkor ezt a területet a repülogéprol egy surubb és állandónak látszó tartományként figyelhetjük meg, ahol az autólámpák feltorlódnak - holott annak anyaga, azaz az autók folyamatosan cserélodnek.)

A karokban mintegy 10%-kal megno az anyagsuruség a korong többi részéhez képest, a rajtuk áthaladó objektumok sebessége a karok belsejében lassabb, mint azokon kívül. A kissé összesurusödo gázanyagban a lassulás hatására lökéshullámok képzodnek, így a körülmények kedveznek a csillagok keletkezésének.

A lapult, ellipszoid alakú mag átméroje 10-20 ezer fényév, vastagsága 4-6 ezer fényév. Itt található a Tejútrendszer látható tömegének kb. egytizede. A csillagok surusége a magban erosen növekszik a centrum felé haladva. Míg a Nap környezetében, a fosíkban a látható anyag 90-95%-a esik a csillagokra, és 5-10% a csillagközi anyagra, addig a magban az intersztelláris anyag aránya kevesebb 1%-nál. Atomos formában lévo gázt alig találni a térségben, viszont sok molekulafelho figyelheto meg. A centrum körül egy semleges hidrogénbol álló forgó korong van, mely befelé haladva egyre vékonyodik, és mozgása gyorsul. A középpontban egy 8 Cs.E.-nél kisebb átméroju sugárforrás helyezkedik el, ennek centrumában valószínuleg egy néhány millió naptömegu fekete lyuk található. Ez egy gigantikus lefolyó mintájára szívja magába az anyagot, amely egyre nagyobb sebességgel spirálozik befelé, miközben felhevül, és erosen sugározni kezd. A fekete lyuk évente 10-5 - 10-6 naptömegnyi anyagot nyelhet el. Az anyagbehullás valószínuleg nem egyenletes, az alkalmanként eloforduló nagyobb energiafelszabadulások robbanásokat okoznak - ezek hozhatják létre a centrumból nagysebességgel kifelé haladó felhoket.

A csillagközi (intersztelláris) anyag Tejútrendszerünk látható tömegének 5-10%-át alkotja. Két összetevore bontható: csillagközi gázra és csillagközi porra, mindketto a fosíkban koncentrálódik. A gázanyag átlagos surusége a fosíkban 10-24 g/cm3, azaz cm3-enként átlagosan 1 atom található benne. Az anyag nagy felhokre, és azokat elválasztó ritkább régiókra bomlik, ahol a suruség kb. egytizede a felhokének. Háromféle állapotban lehet a gáz: ionizált, atomos vagy molekuláris formában. A nagytömegu csillagok eros ultraibolya sugárzásuk révén ionizálják a környezetükben lévo anyagot. Ezeket az ionizált zónákat II területeknek nevezzük, itt a homérséklet 10 ezer K körüli. Az ilyen ionizált buborékok anyagát és a környezetükben lévo, még nem ionizált anyagot elválasztó határvonal az ionizációs front. Ezek a határok kifelé tágulnak a térben, és összenyomják maguk elott az anyagot. Ha surubb felhonek ütköznek, esetleg megkerülik, "körülfolyják" azt, ilyenkor jönnek létre az elefántormányoknak nevezett hosszúkás képzodmények. Ezek le is fuzodhetnek, ekkor már globuláknak hívjuk oket, fontos szerepet játszanak a csillagkeletkezésben. Ionizált régiókat, ködöket hozhatnak létre még a szupernóvarobbanások, illetve a vörös óriások is, burok ledobásával. Amennyiben a gázanyagot nem ionizálja sugárzás, akkor sötét felhoként figyelheto meg a csillagos háttér elott. A semleges hidrogénfelhok 0,1-1000 naptömeg közöttiek, suruségük átlagosan 50 atom/cm3, homérsékletük 80 K körüli. Az ezeknél nagyobb, surubb és hidegebb felhok a molekulafelhok, a csillagközi anyagnak mintegy fele ilyen felhok formájában található. Molekulák csak olyan suru felhokben alakulhatnak ki, ahol a felho külso rétegei elnyelik a csillagok ionizáló sugárzását. A molekulafelhok belsejében az anyagsuruség 100 atom/cm3 feletti, tömegük általában 100 ezer naptömegnél nagyobb, méretük átlagosan 100-150 fényév, homérsékletük mindössze 10 K körüli. A legnagyobb molekulafelhok tömege a többmillió naptömeget is elérheti, ezek Tejútrendszerünk legnagyobb tömegu objektumai. Sok figyelheto meg belolük egy hatalmas gyuru mentén, amely mintegy 15 ezer fényév távolságra veszi körül a galaxis centrumát. Ez a spirálkarokkal együtt a Tejútrendszer legaktívabb régióját alkotja csillagkeletkezés szempontjából. Sok molekulafelhovel kapcsolatos fiatal asszociáció található itt, ionizált csillagközi felhokkel együtt. Napjainkra már közel 100 csillagközi molekulát ismerünk.

A fiatal csillagok intenzív ultraibolya sugárzása elpusztítja a környezo csillagkeletkezési területeket a Tejútrendszer egyik régiójában

A por 1-2%-át alkotja a csillagközi anyagnak, szemcséinek átlagos mérete 0,1 mikrométer, a poranyag átlagos surusége 10-26 g/cm3 a fosíkban. A port kétféle módon lehet megfigyelni. Egyrészt sötét ködökként, amint csökkentik a távolabbi csillagok fényét, illetve kioltják azt - valamint világító reflexiós ködökként, amikor egy vagy több közeli csillag fényét verik vissza.

A porködökkel kapcsolatban hasonló jelenség figyelheto meg, mint amit már a légköri fényszóródásnál megismertünk. A reflexiós ködök kékes színuek, mivel a rövidebb hullámhosszú fényt jobban verik vissza. (Légkörünk esetén ugyanezért látszik kéknek az égbolt.) Az intersztelláris elvörösödés jelensége is ugyanennek következtében jön létre: a por kiszórja a kék színt, és a csillagokról érkezo fény a vörös felé tolódik. (Légkörünkben emiatt látjuk vörösnek a felkelo vagy lenyugvó Napot.) A szemcsék anyaga foleg grafitból, fagyott gázokból, szilikátokból áll, valószínuleg hideg csillaglégkörökben, ledobott gázhéjakban alakulnak ki.