Interstelar: gazul și praful cosmic

Figura 20.1 NGC 3603 și norul său părinte. Această imagine, realizată de Telescopul Spațial Hubble, arată tânărul cluster stelar NGC 3603 interacționând cu norul de gaz din care s-a format recent. Stelele albastre strălucitoare ale clusterului au format o bulă în norul de gaz. Rămășițele acestui nor pot fi văzute în partea dreaptă jos a cadrului, strălucind ca răspuns la lumina stelelor care îl iluminează. În părțile sale mai întunecate, ferite de lumina aspră a lui NGC 3603, noi stele continuă să se formeze. Deși stelele NGC 3603 s-au format doar recent, cele mai masive dintre ele mor deja și își ejectează masa, producând inelul albastru și caracteristicile dungi vizibile în partea din stânga sus a imaginii. Astfel, această imagine arată întregul ciclu de viață al stelelor, de la formarea din gazul interstelar, prin viața pe secvența principală, până la moarte și întoarcerea materiei stelare în spațiul interstelar.

De unde vin stelele? Știm deja din capitolele anterioare că stelele trebuie să moară pentru că în cele din urmă își epuizează combustibilul nuclear. Am putea emite ipoteza că noi stele apar pentru a le înlocui pe cele care mor. Pentru a forma noi stele, avem însă nevoie de materia primă pentru aceasta. De asemenea, se dovedește că stelele ejectează masă pe tot parcursul vieții lor (un fel de vânt care suflă din straturile lor de suprafață) și acel material trebuie să ajungă undeva. Cum arată această „materie primă” a stelelor? Cum ați detecta-o, mai ales dacă nu este încă sub formă de stele și nu poate genera propria energie?

Una dintre cele mai interesante descoperiri ale astronomiei secolului al XX-lea a fost că galaxia noastră conține cantități mari din această „materie primă” – atomi sau molecule de gaz și particule mici de praf solid găsite între stele. Studierea acestei materii difuze dintre stele ne ajută să înțelegem cum se formează noi stele și ne oferă indicii importante despre propriile noastre origini cu miliarde de ani în urmă.

Mediul interstelar

Astronomii se referă la tot materialul dintre stele ca materie interstelară; întreaga colecție de materie interstelară se numește mediu interstelar (MIS). Unele materiale interstelare sunt concentrate în nori giganți, fiecare dintre care este cunoscut sub numele de nebuloasă (plural „nebuloase,” latină pentru „nori”). Cele mai cunoscute nebuloase sunt cele pe care le putem vedea strălucind sau reflectând lumina vizibilă; sunt multe imagini cu acestea în acest capitol.

Norii interstelari nu sunt permanenți pe toată viața universului. În schimb, ei sunt ca norii de pe Pământ, care se schimbă constant, se contopesc unul cu celălalt, cresc sau se împrăștie. Unii devin suficient de denși și masivi pentru a se prăbuși sub propria gravitație, formând noi stele. Când stelele mor, ele, la rândul lor, ejectează o parte din materialul lor în spațiul interstelar. Acest material poate forma apoi noi nori și poate începe din nou ciclul.

Aproximativ 99% din materialul dintre stele este sub formă de gaz, adică este format din atomi sau molecule individuale. Cele mai abundente elemente din acest gaz sunt hidrogenul și heliul (care am văzut că sunt și cele mai abundente elemente din stele), dar gazul include și alte elemente. O parte din gaz este sub formă de molecule – combinații de atomi. Restul de 1% din materialul interstelar este solid – particule înghețate constând din mulți atomi și molecule care sunt numite granule interstelare sau praf interstelar (Figura 20.2). Un grăunte tipic de praf constă dintr-un miez de material asemănător stâncii (silicați) sau grafit înconjurat de o manta de gheață; apa, metanul și amoniacul sunt probabil cele mai abundente gheață.

Figura 20.2 Diverse tipuri de materie interstelară. Nebuloasele roșiatice din această fotografie spectaculoasă strălucesc cu lumina emisă de atomii de hidrogen. Cele mai întunecate zone sunt nori de praf care blochează lumina stelelor din spatele lor. Partea superioară a imaginii este plină de strălucirea albăstruie a luminii reflectată de stelele fierbinți încorporate la marginea unui nor uriaș și rece de praf și gaz. Steaua supergigant Antares poate fi văzută ca o pată mare, roșiatică, în partea din stânga jos a imaginii. Steaua își pierde o parte din atmosfera exterioară și este înconjurată de un nor creat de ea, care reflectă lumina roșie a stelei. Nebuloasa roșie din dreapta mijlocie înconjoară parțial steaua Sigma Scorpii. (În dreapta lui Antares, puteți vedea M4, un grup mult mai îndepărtat de stele extrem de vechi.) (Credit: ESO/Digitized Sky Survey 2)

Dacă tot gazul interstelar din galaxie ar fi răspândit fără probleme, ar exista doar aproximativ un atom de gaz per cm³ în spațiul interstelar. (În contrast, aerul din camera în care citiți acum are aproximativ 10¹⁹ atomi pe cm³.) Granulele de praf sunt și mai rare. Un km³ de spațiu ar conține doar câteva sute până la câteva mii de granule minuscule, fiecare de obicei mai mic de a zecea-mia parte dun un milimetru în diametru. Aceste cifre sunt însă doar medii, deoarece gazul și praful sunt distribuite într-un mod peticit și neregulat, la fel cum vaporii de apă din atmosfera Pământului sunt adesea concentrați în nori.

În unii nori interstelari, densitatea gazului și a prafului poate depăși media de până la o mie de ori sau mai mult, dar chiar și această densitate este mai aproape de un vid decât orice putem obține pe Pământ. Pentru a arăta la ce ne referim, să ne imaginăm un tub vertical de aer care ajunge de la sol până la vârful atmosferei Pământului, cu o secțiune transversală de 1 metru pătrat. Acum să extindem tubul de aceeași dimensiune de la vârful atmosferei până la marginea universului observabil – la peste 10 miliarde de ani lumină distanță. Oricât de lung ar fi, al doilea tub ar conține totuși mai puțini atomi decât cel din atmosfera planetei noastre.

În timp ce densitatea materiei interstelare este foarte scăzută, volumul spațiului în care se găsește o astfel de materie este uriaș și, prin urmare, masa totală este substanțială. Pentru a vedea de ce, trebuie să ținem cont de faptul că stelele ocupă doar o mică parte din volumul galaxiei Căii Lactee. De exemplu, lumina durează doar aproximativ patru secunde pentru a parcurge o distanță egală cu diametrul Soarelui, dar mai mult de patru ani pentru a călători de la Soare la cea mai apropiată stea. Chiar dacă spațiile dintre stele sunt puțin populate, există mult spațiu acolo!

Astronomii estimează că masa totală de gaz și praf din galaxia Calea Lactee este egală cu aproximativ 15% din masa conținută de stele. Aceasta înseamnă că masa materiei interstelare din galaxia noastră se ridică la aproximativ 10 miliarde de ori masa Soarelui. Există o mulțime de materie primă în Galaxie pentru a dezvolta generații de stele și planete noi (și poate chiar studenți la astronomie).

Exemplul 20.1Estimarea masei interstelare

Puteți face o estimare aproximativă a câtă masă interstelară conține galaxia noastră și, de asemenea, câte stele noi ar putea fi făcute din această materie interstelară. Tot ce trebuie să știți este cât de mare este galaxia și densitatea medie folosind această formulă:

masa totală = volumul × densitatea atomilor × masa per atom

Trebuie să vă amintiți să utilizați unități consistente, cum ar fi metri și kilograme. Vom presupune că Galaxia noastră are forma unui cilindru; volumul unui cilindru este egal cu aria bazei sale cu înălțimea lui

V=πR²h

unde R este raza cilindrului și h este înălțimea acestuia.

Să presupunem că densitatea medie a hidrogenului gazos din galaxia noastră este de un atom pe cm³. Fiecare atom de hidrogen are o masă de 1,7 × 10⁻²⁷ kg. Dacă Galaxia este un cilindru cu un diametru de 100.000 de ani lumină și o înălțime de 300 de ani lumină, care este masa acestui gaz? Câte stele cu masă solară (2,0 × 10³⁰ kg) ar putea fi produse din această masă de gaz dacă tot ar fi transformat în stele?

Soluţie

Dacă diametrul galaxiei este de 100.000 de ani lumină, atunci raza este de 50.000 de ani lumină. Amintiți-vă că 1 an lumină = 9,5 × 10¹² km = 9,5 × 10¹⁷ cm, deci volumul galaxiei este

V = πR²h = π(50.000 × 9,5 × 10¹⁷ cm)²(300 × 9,5 × 10¹⁷ cm) = 2,0 × 10⁶⁶ cm³

Masa totală este deci

M = V × densitatea atomilor × masa per atom

2,0 × 10⁶⁶ cm³ × (1 atom/cm³) × 1,7 × 10^–27 kg = 3,5 × 10³⁹ kg

Acest lucru este suficient pentru a obține

N = M/(2,0 × 10³⁰ kg) = 1,75 × 10⁹

stele cu masă egală cu Soarele. Sunt aproximativ 2 miliarde de stele.

ExercițiuPuteți folosi aceeași metodă pentru a estima masa gazului interstelar din jurul Soarelui. Distanța de la Soare la cea mai apropiată stea, Proxima Centauri, este de 4,23 ani lumină. Vom vedea în materia interstelară din jurul Soarelui că gazul din imediata apropiere a Soarelui este mai puțin dens decât media, aproximativ 0,1 atomi pe cm³. Care este masa totală de hidrogen interstelar într-o sferă centrată pe Soare și care se extinde până la Proxima Centauri? Cum se compară aceasta cu masa Soarelui? Este util să ne amintim că volumul unei sfere este legat de raza acesteia:

V=(4/3)πR³

CLIC AICI PENTRU RĂSPUNS