Medzihviezdna hmota: Rozdiel medzi revíziami

Pridaných 28 bajtov ,  pred 2 rokmi
Bez shrnutí editace
[[Súbor:Horsehead-Hubble.jpg|thumb|Hmlovina B 33 známa aj ako [[hmlovina Konská hlava|Konská hlava]]. Tmavý mrak, v ktorom sa teraz rodia hviezdy]]
[[Súbor:Pleiades large.jpg|thumb|Otvorená hviezdokopa [[Plejády (hviezdokopa)|M45]] obklopená reflexnou hmlovinou]]
 
'''Medzihviezdna hmota''' je veľmi riedka [[hmota (fyzika)|hmota]] v priestoroch medzi [[hviezda]]mi v našej [[Galaxia (Mliečna cesta)|Galaxii]] a v ostatných [[Galaxia|galaxiách]] tvorená plynom, prachovými časticami, žiarením a [[magnetické pole|magnetickými poľami]]. Tieto 4 zložky sú navzájom úplne premiešané. [[Difúzna hmlovina|Difúzne hmloviny]] sú typickým príkladom optického prejavu medzihviezdnej hmoty. Existujú v dvoch formách: svietiace a tmavé; a skladajú sa z medzihviezdneho plynu a prachu.
 
'''Medzihviezdny plyn''' tvorí 99% celkovej [[hmotnosť|hmotnosti]] medzihviezdnej hmoty. Skladá sa z [[atóm]]ov, [[molekula|molekúl]], atómových a molekulových iónov a voľných elektrónov. Pozostáva najmä z [[vodík]]a (70%), [[hélium|hélia]] (28%) a ostatných ťažších chemických prvkov ([[kyslík]], [[uhlík]], [[dusík]], [[neón]], [[síra]], [[argón]]). Vodík sa nachádza v plynovo-prachových hmlovinách v neutrálnom stave (vtedy hovoríme o oblasti H I), alebo v ionizovanom stave (oblasť H II). Fyzikálne podmienky medzihviezdneho plynu v rôznych oblastiach Galaxie sa navzájom veľmi odlišujú. Kým v jednej oblasti je teplota len niekoľko [[Kelvin]]ov, v inej môže dosahovať až milióny Kelvinov. Hustota v oblakoch medzihviezdnej hmoty je rôzna (od 10<sup>−25</sup> g.cm<sup>−3</sup>, čo je 0,1 častice na {{cm3|1}}; po 10<sup>−20</sup>, čo je niekoľko tisíc častíc na {{cm3|1}}); najhustejšie oblasti sú chladné a najhorúcejšie sú málo husté, preto je [[tlak]] medzihviezdnej hmoty v rozličných oblastiach takmer rovnaký. Najchladnejšie a najhustejšie oblasti sú v blízkosti galaktickej roviny, obyčajne v komplexoch plynovo-prachovej medzihviezdnej hmoty, ktorých priemer môže dosiahnuť až 40 [[parsek|pc]] a hmotnosť okolo 3.10<sup>5</sup> hmotností [[Slnko|Slnka]]. Práve v takýchto mrakoch vznikajú hviezdy. Medzihviezdny plyn s hustotou okolo 10<sup>−23</sup> g.cm<sup>−3</sup> (10 častíc na {{cm3|1}}) a s teplotou 60{{--}}80 K tvorí mračná s priemerom 10 pc. Tieto mračná potom [[supernova|supernovy]] "rozfukujú" a tvoria tzv. rázové vlny. Môžu ho ionizovať a zahriať na teplotu až niekoľko miliónov K.
Medzihviezdna hmota je v našej Galaxii sústredená do tenkej vrstvy v jej základnej rovine s hrúbkou približne 200{{--}}300 pc; sústreďuje sa v nej predovšetkým do špirálových ramien. Tvorí 2% z celkovej hmotnosti Galaxie. Podobné zastúpenie ako v našej Galaxii má aj v iných špirálových galaxiách (1{{--}}10 %). V nepravidelných galaxiách je zastúpenie medzihviezdnej hmoty vyššie, napr. v [[Malý Magellanov mrak|Malom Magellanovom mraku]] je to 32 % jeho celkovej hmotnosti. V eliptických galaxiách sa naopak medzihviezdna hmota takmer vôbec nevyskytuje (max. 0,1 %). Na výskum špirálovej štruktúry celej Galaxie sa ako najvhodnejší prostriedok používa medzihviezdny neutrálny vodík, ktorý žiari v rádiovej oblasti na vlnovej dĺžke {{cm|21|m}}.
 
Za súčasť medzihviezdnej hmoty v širšom zmysle môžeme považovať aj [[kozmické žiarenie]].
 
== Pôvodný prameň ==