Hmlovina B 33 známa aj ako Konská hlava. Tmavý mrak, v ktorom sa teraz rodia hviezdy

Otvorená hviezdokopa M45 obklopená reflexnou hmlovinou

Medzihviezdna hmota je veľmi riedka hmota v priestoroch medzi hviezdami v našej Galaxii a v ostatných galaxiách tvorená plynom, prachovými časticami, žiarením a magnetickými poľami. Tieto 4 zložky sú navzájom úplne premiešané. 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 hmotnosti medzihviezdnej hmoty. Skladá sa z atómov, molekúl, atómových a molekulových iónov a voľných elektrónov. Pozostáva najmä z vodíka (70%), 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 Kelvinov, v inej môže dosahovať až milióny Kelvinov. Hustota v oblakoch medzihviezdnej hmoty je rôzna (od 10⁻²⁵ g.cm⁻³, čo je 0,1 častice na 1 cm³; po 10⁻²⁰, čo je niekoľko tisíc častíc na 1 cm³); 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 pc a hmotnosť okolo 3.10⁵ hmotností Slnka. Práve v takýchto mrakoch vznikajú hviezdy. Medzihviezdny plyn s hustotou okolo 10⁻²³ g.cm⁻³ (10 častíc na 1 cm³) a s teplotou 60 – 80 K tvorí mračná s priemerom 10 pc. Tieto mračná potom supernovy "rozfukujú" a tvoria tzv. rázové vlny. Môžu ho ionizovať a zahriať na teplotu až niekoľko miliónov K.

Medzihviezdny prach tvorí približne 1% celkovej hmotnosti medzihviezdnej hmoty a tvorený je drobnými, pravdepodobne kremičitanovými alebo grafitovými zrniečkami predĺženého tvaru, s rozmermi 10⁻⁴ až 10⁻⁵ cm. Tieto rozmery sú blízke vlnovej dĺžke viditeľného svetla, preto medzihviezdny prach absorbuje viditeľné svetlo hviezd, ktoré prachom prechádza. Infračervené žiarenie však takýmito oblakmi prechádza. Hustota prachových častíc v medzihviezdnom priestore je 10⁻¹³ častíc na 1 cm³. V hustejších mrakoch dosahuje hodnota 10⁻⁹ na 1 cm³. Najhustejšie oblasti medzihviezdnej hviezdy takmer sférického tvaru sa nazývajú globuly.

Medzihviezdna absorpcia svetla sa prejavuje medzihviezdnymi absorpčnými čiarami v spektrách hviezd, zoslabením a sčervenaním svetla hviezd. Svietenie reflexných hmlovín zapríčiňuje rozptyl svetla na prachových časticiach medzihviezdnej hmoty. Svetlo hviezd, ktoré prechádza mrakmi medzihviezdnej hmoty, je polarizované, čo možno vysvetliť tým, že predĺžené prachové častice s určitými magnetickými vlastnosťami sú orientované pozdĺž siločiar medzihviezdneho magnetického poľa.

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 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 21 cm.

Za súčasť medzihviezdnej hmoty v širšom zmysle môžeme považovať aj kozmické žiarenie.

Pôvodný prameň

Hajduk, A., Štohl, J. a kol., Encyklopédia astronómie, Obzor Bratislava, 1987, str. 371 – 372

Astronomický portál