Mezihvězdná hmota – hvězdná porodnice

Mezi jednotlivými hvězdami leží obrovské vzdálenosti. Na první pohled se zdá být prostor mezi nimi prázdný, při bližším ohledání v něm nacházíme rozsáhlá oblaka plynu a prachu. Nezřídka mají hmotnost několika set nebo i tisíc Sluncí. 

Oblaka plynu a prachu nejčastěji nacházíme ve spirálních ramenech galaxií. Fungují zde jako svérázná hvězdná porodnice. Zatímco v prvních miliardách let po velkém třesku vznikaly v galaxiích velká množství masivních hvězd, dnešní galaxie jsou víceméně umírněné. Roční produkce hvězd v podobné hvězdné porodnici se pohybuje v řádu několika kusů.
Co se týká chemického složení mezihvězdné hmoty– nacházíme v ní hlavně vodík a helium, vzniklé v raných stádiích vesmíru, ale také těžší prvky jako kyslík, uhlík, dusík, síru a křemík. Jsou to přesně ty prvky, kterými obohacuje své okolí explodující supernova. Kromě základních chemických prvků obsahuje mezihvězdné medium také různé molekuly: vodu, oxid uhelnatý, metan nebo kyselinu octovou. Čas od času si můžeme přečíst v tisku zprávu o tom, že vědci objevili v oblacích plynu a prachu jednoduchý alkohol, cukr nebo jiné, komplikovanější sloučeniny.

Tyto jednoduché i složitější molekuly se mohou v mezihvězdném prostoru tvořit díky existenci jemných a drobných zrnéček prachu, vzniklého z pozůstatků explozí minulých hvězd. Jeho povrch působí na chemické reakce při vzniku daných molekul jako katalyzátor – nejen že je umožňuje fyzicky, také je urychluje. Při nízké teplotě, která panuje v mezihvězdném prostoru, by jinak tyto reakce probíhaly jen velice pomalu, případně by nebyly vůbec realizovatelné.

Podíl molekul v mezihvězdné hmotě přesto není moc velký. Tvoří zhruba 2 % celku.

Informace o složení mezihvězdné hmoty získávají vědci ze záření, přijímaného pozemskými teleskopy.  Metoda, kterou přitom používají, se jmenuje spektroskopie.

Spektroskopie

Spektroskopickou metodou umějí vědci odvodit jak informace o zdroji světla, tak například o tom, jakým prostředím se světlo během své cesty za pozemským pozorovatelem procházelo.
Záření hvězd se skládá z různých vlnových délek. Původně bodový zdroj se dá rozložit pomocí krystalu do tzv. spektra, ve kterém jsou jednotlivé vlnové délky rozprostřeny na větší plochu. Spektrum může být souvislé nebo vykazovat větší a menší proluky – tmavé oblasti,  případně sestávat z pouhých zářících pruhů, oddělených většími tmavými oblastmi.

Schéma: sběr informací pomocí spekra

Absorpční spektra

Absorpční spektrum vzniká zachycením světla hvězdy, která se z našeho úhlu pohledu nachází za oblakem mezihvězdné hmoty. Na vrchním obrázku je tato situace znázorněna žlutou barvou. Světlo, které prošlo oblakem, vykazuje pozměněné spektrum. Fotony, přicházející od vzdálené hvězdy, musely na své cestě k pozorovateli proletět kolem molekul, mezihvězdné hmoty a reagovaly s nimi. Ve spektru hvězdy se pak nacházejí tzv.absorpční čáry. Jsou tmavé, protože v nich chybí energie daného pásma, kterou pohltila mezihvězdná hmota. Každý chemický prvek vytváří specifický mustr takových proluk ve spektru. Z polohy absorpčních linií tedy můžeme odvodit chemické složení mezihvězdné hmoty, kterou prošlo světlo hvězdy na své cestě od zdroje k pozemskému teleskopu.

Absorpční spektrum s tmavými absorpčními čarami. (By NASA [Public domain], via Wikimedia Commons)

Emisní spektra

Pokud se oblak mezihvězdné hmoty nachází poměrně nedaleko od intenzivně a silně zářící velmi horké hvězdy, může její tvrdé záření rozehřát jeho plyn natolik, že začne sám vyzařovat vlastní, tzv. „emisní“ spektrum. Tento příklad je ve schematu nahoře znázorněn oranžově zbarvenou hvězdičkou a šipkami.
Podobně jako u absorpčního spektra, je i emisní spektrum závislé na chemickém složení dané hmoty.

Emisní spektrum s emisními čarami. (By Herbertweidner (Own work (Original text: selbst gezeichnet)) [Public domain], via Wikimedia Commons)

Infračervená spektra

Informace o mezihvězdné hmotě získávají vědci také z infračervených spekter. V horním obrázku je tato situace znázorněna symbolicky červenou barvou vytečkovaných šipek.
Tzv. infračervená spektroskopie, věda, která zkoumá odpovídající spektra v infračervené oblasti, umí podchytit nejen chemické prvky, ale hlavně také způsob jejich vazby v molekulách, umí tedy rozklíčovat nejen chemické složení, ale také strukturu molekuly v oblaku mezihvězdné hmoty.
Mezihvězdný plyn
Mezihvězdná hmota se dá podle svého skupenství rozlišit na dvě kategorie: mezihvězdný plyn a mezihvězdný prach. Naprostou většinu mezihvězdné hmoty tvoří plyn, je to celých 99 %.
Jistě nepřekvapí, že zhruba 90 % plynu je tvořeno nejrozšířenějším prvkem, který ve vesmíru nacházíme, vodíkem. Na helium a ostatní prvky připadá jen kolem 10 %.
Oblaka plynu dělíme na další dvě skupiny - podle jejich teploty. "H-I" jsou chladné oblasti s teplotou kolem 50 stupňů Kelvina. Jsou na pohled tmavé. Samy nevyzařují ve viditelné části spektra, a to záření, které jimi prochází, pohlcují. Vyzařují jen v infračervené oblasti, která odpovídá jejich nízké teplotě. Oblasti, které vědci nazvali "H-II" jsou naopak horké. Jsou ionizované nedalekým zdrojem energie, například intenzivně zářící hvězdou. Dosahují teplot až 10 000 K a vyzařují vlastní emisní spektra.

Obrázek: H-II oblast, (By NASA, Hui Yang University of Illinois ODNursery of New Stars (Great Images in NASA Description) [Public domain], via Wikimedia Commons)

Mezihvězdný prach

Prach představuje zhruba 1 % mezihvězdné hmoty. Malé částečky, s rozměry mezi 0,0001 a 0,001 milimetry, jsou pozůstatky výbuchu nov a supernov, případně hvězdných větrů. Obsahují proto prvky, které předtím vznikly v těchto masivních hvězdách. Při mohutných explozích dokonce vznikají prvky těžší než železo (které je teoreticky tím nejtěžším elementem, který může vzniknou jadernou fúzí).
Prach jsi a v prach se obrátíš
 Mezihvězdná hmota je vlastně hvězdnou zásobárnou. Kde jinde by mohly tak jednoduše vznikat nové hvězdy a planetární soustavy, než uprostřed oblaku hmoty, navíc rozpohybované výbuchem blízké supernovy? Poruchami rovnováhy sil (gravitace a opačně působícího tepelného pohybu částic) vznikají v oblacích plynu a prachu defekty, které postupně tvoří hustší a hustší shluky. Za příznivých okolností pak pokračuje zahušťování až do té doby, kdy je tlak a teplota uvnitř takového shluku hmoty dostatečná k zažehnutí termonukleární reakce – zrodu nové hvězdy. Zbylý prach a plyn kolem ní nakonec vytvoří soustavu planet.
Stejným způsobem vznikla také Sluneční soustava. V místě, kde předtím explodovala obří supernova, jedna z nejstarší generace hvězd, se nahromadil oblak plynu a prachu. Jiná supernova poničila jeho původní rovnováhu a umožnila tak další vývoj. Zbytek práce pak už vykonala neúprosná gravitace.
Jednoho dne skončí i naše Slunce klidnou fázi vývoje a vybuchne – odhodí část své hmoty do okolí. I když se nestane supernovou, nemá totiž dostatečně vysokou hmotnost, přesto vrátí do mezihvězdného prostoru část hmoty, kterou si z něj vypůjčilo při svém vzniku.

(Obrázek: Jeff Hester (Arizona State University), Palomar telescope. Mlhovina Trifid,ve které právě teď vznikají nové hvězdy. )