interaktívne zoznámenie s kozmom Otvorené pri príležitosti 120. rokov od narodenia M. R. Štefánika

Medzihviezdna hmota

Hmloviny

Veľmi skoro po objave ďalekohľadu si pozorovatelia všimli, že okrem bodových hviezd a kotúčikov planét sú na oblohe i iné svetelné zdroje. Majú vzhľad slabo svietiacich obláčikov a dostali názov "hmloviny". Prvý z týchto objektov objavil v roku 1612 Simon Marius (1573 - 1642) v súhvezdí Andromedy a v roku 1619 našiel a popísal Johann B. Cysat (1586 - 1657) v Ingolstadte podobnú hmlovinu pod pásom Orióna. Desať rokov po objavení ďalekohľadu boli teda už známe dva útvary, ktoré neskôr slúžili ako prototypy dvoch rôznych skupín hmlovín.

Astronómovia zvyknutí pri pozorovaní oblohy vždy na systematickú prácu zostavili mnohé katalógy hmlovín. Jeden z najslávnejších katalógov je Messierov katalóg z roku 1781. Obsahuje viac než sto takýchto objektov (i dnes používame pre najjasnejšie z týchto objektov práve jeho označenie, ako napr.: M 13, M 42,...). So zlepšujúcou sa technikou ďalekohľadov bolo objavených na oblohe veľké množstvo podobných hmlovitých objektov. Na konci XVIII. storočia ich mal napr. William Herschel (1738 - 1822) vo svojich katalógoch zanesených už viac než 2000.

U mnohých sa neskôr ukázalo, že pri použití väčších ďalekohľadov sa podarilo rozoznať jednotlivé hviezdy a zistilo sa, že ide o husté zoskupenia hviezd. U ďalších objektov sa to však nedarilo. Mnohé z hmlovín sa ukázali byť cudzími galaxiami, ako to predpokladal už i W. Herschel (tak to bolo napr. i s Veľkou hmlovinou v Andromede, M31). Pri pohľade zo Zeme je hlavná rovina našej Galaxie vlastne totožná s pásom Mliečnej dráhy na oblohe. Práve v tejto oblasti sa nachádza i prevažná väčšina oblakov medzihviezdnej látky našej Galaxie.

Galaktické hmloviny sú buď emisné, reflexné alebo absorbčné. Hlavnou zložkou všetkých hmlovín je vodík, ktorý je vôbec najčastejším prvkom vo vesmíre. Mnohé hmloviny však obsahujú značne veľa prímesí prachu ľadových kryštálikov (silikátov a uhlíkatých zlúčenín), ktoré pohlcujú žiarenie hviezd za nimi. Vo vnútri mnohých hmlovín sa nachádzajú hviezdy, ktoré kvôli prachu nemôžeme pozorovať opticky, prezradia sa však v infračervenom obore spektra.

Napriek veľkým rozmerom oblakov medzihviezdnej hmoty je celková hmotnosť hmlovín pomerne nízka. Zodpovedá tomu i ich neobyčajne nízka hustota; možno ju porovnať s takmer úplným vákuom; hustota plynu býva viac než triliónkrát nižšia ako hustota vzduchu, ktorý dýchame. Keby sme zobrali napr. z veľkej hmloviny v Orióne (M 42) valček s priemerom 2,5 cm a o dĺžke 15 svetelných rokov, jeho hmotnosť by bola sotva 1 gram.

Emisné hmloviny žiaria vďaka okolitým hviezdam, ktoré sa nachádzajú v ich blízkosti, alebo priamo vo vnútri hmloviny. Sú to hviezdy veľmi horúce, ionizujú svojím žiarením plyn v hmlovine, ktorá potom žiari svojím vlastným svetlom. Spočiatku boli niektoré čiary v ich spektre považované za dôkaz výskytu neznámeho chemického prvku, nazvaného predbežne nebulium. Neskôr sa ukázalo, že ide o čiary, ktoré patria známym prvkom ako sú kyslík alebo neón, ale vznikajú za veľmi neobvyklých fyzikálnych podmienok, ktoré sa dajú na Zemi veľmi ťažko vytvoriť.

Ak nie sú hviezdy, ktoré ožarujú hmlovinu dostatočne horúce, žiari hmlovina iba odrazeným svetlom - vtedy hovoríme o reflexných hmlovinách. Pokiaľ nie je v blízkosti oblaku kozmického prachu žiadna jasná hviezda, zostávajú tieto mračná tmavé, a za normálnych okolností ich ľudské oko nemôže inak rozoznať od okolitej oblohy. Ak ležia však takého oblaky medzi nami a vzdialenejšími hviezdami môžu sa ich obrysy javiť ako "diery v oblohe", zakrývajúce svetlo vzdialenejších hviezd. Tieto "diery" nie sú úplne nepriehľadné a hviezdy, ktoré ležia za nimi môžu cez ne slabo svietiť. Ich svetlo je však potom omnoho červenšie a je taktiež výrazne polarizované. Podľa sčervenenia svetla a polarizácie môžeme usudzovať aká je hustota pevných čiastočiek v takýchto "temných hmlovinách".

Ale i bez jasných a tmavých hmlovín nie je medzihviezdny priestor úplne prázdny; je v ňom mnoho rôznych druhov hmoty. Ku objavu riedkej medzihviezdnej hmoty došlo začiatkom nášho storočia. V roku 1904 študoval nemecký astronóm Johannes Franz Hartmann (1865 - 1936) spektrum dvojhviezdy δ Orionis, ktorá je jednou z troch hviezd tvoriacich pás Orióna. Hartmann bol prekvapený keď zistil, že niektoré čiary ionizovaného vápnika sa nezúčastňujú na periodických posunoch všetkých ostatných čiar, ale zostávajú nehybné, akoby sa ich obežné pohyby vo dvojhviezde vôbec netýkali.

Netrvalo dlho a boli podobné "nehybné" - stacionárne čiary objavené v spektrách i iných spektroskopických dvojhviezd. Čoskoro sa prišlo na to, že tieto čiary nevznikajú v atmosférach príslušných hviezd, ale v priestore, ktorým musí ich svetlo pri svojej ceste k nám preletieť. Najskôr boli objavené stacionárne čiary vápnika a sodíka, pretože existujúce podmienky v medzihviezdnom prostredí sú pre ich vznik zvlášť vhodné. Neskôr sa prišlo i na iné čiary, vyvolané pohlcovaním svetla neutrálnymi atómmi draslíka a železa, ionizovanými atómmi titanu alebo molekulárnym pohlcovaním rôznymi zlúčeninami uhlíka, dusíka a kyslíka (napr. CH, CH⁺, HCN, HC₃N a mnohých iných).

Molekulové oblaky - zhluky medzihviezdnej hmoty sú najhmotnejšími gravitačne viazanými súvislými objektmi vo vesmíre o hmotnosti až milión sĺnk a charakteristickým rozmerom niekoľko parsekov. Molekulové oblaky majú svoj vlastný vývojový cyklus, za priaznivých okolností tu vznikajú nové hviezdy i ich sústavy.

 

Pozri tiež...

• Galaxie
• Hviezdokopy
• Život hviezd

 

Posledná zmena:
© 2000, 2001 Štefánikova nadácia na podporu astronómie na Slovensku (napíšte nám)