A TEJÚTRENDSZER
A csillagok nem egyenletesen elszórva találhatók a Világegyetemben, hanem
hatalmas formációkba csoportosulnak, amelyeket relatíve üres térségek
választanak el egymástól. Az ilyen csillagcsoportosulásokat nevezzük
galaxisoknak, ezek tagjai nemcsak térben, hanem származásukat tekintve is
egységet alkotnak. A galaxisokat tagjaik egymásra kifejtett gravitációs
vonzóereje tartja össze. Minden egyes csillag önálló pályán kering a galaxis
középpontja körül. (A csillagok mozgásának kiszámítása nem könnyű feladat,
mivel nemcsak a galaxis centrumának gravitációs ereje hat rájuk, hanem a
környezetükben lévő többi csillag és egyéb objektumok is.) Azt a galaxist,
amelynek a mi Napunk is tagja, Tejútrendszernek nevezzük. Ez típusát
tekintve spirális galaxis, kora nagyságrendileg 14-16 milliárd év. (Egyelőre
nem tudjuk megállapítani, hogy horgas vagy normális spirális galaxis-e.)
Érdemes megjegyezni, hogy kölcsönható galaxis, erről bővebben a "Lokális
Halmaz" című fejezetben olvashatunk. Tejútrendszerünkben a látható anyag
tömege nagyságrendileg 10^11 naptömeg, míg a láthatatlan anyag mennyisége
ennek kb. 10-szerese. 100-200 milliárd csillagot tartalmaz, melyek eloszlása
nem egyenletes. Ezek csoportosulásai alapján ismerkedhetünk meg a
Tejútrendszer fő szerkezeti egységeivel.
A korona nevű tartomány galaxisunk legutóbb felfedezett és legnagyobb
kiterjedésű képződménye, átmérője 0,5-1 millió fényév. Érdekessége, hogy a
benne lévő anyagot eddig még nem sikerült közvetlenül megfigyelni, mivel
láthatatlan tömeg alkotja, nem bocsát ki észlelhető sugárzást. Sűrűsége
kicsi, de hatalmas térfogata lévén tömege kb. 10-szerese galaxisunk látható
részének - tehát ez alkotja a Tejútrendszer tömegének közel 90%-át.
Jelenlétét csak gravitációs hatása révén lehet kimutatni. Amennyiben a
centrumtól távolodva megmérjük a csillagok keringési sebességét, azt
találjuk, hogy egy bizonyos távolság után az nem a Kepler-törvényeknek
megfelelően változik. A keringési sebességük alig csökken, sőt időnként még
növekszik is - ami nagymennyiségű nem látható tömeg jelenlétére utal.
A halo enyhén lapult ellipszoid alakú térrész, átmérője 150-200 ezer
fényév körüli. Ritkán találhatók benne csillagok, azoknak is a többsége
gömbhalmazokba csoportosul. Kis fémtartalmú, idős csillagokból áll, melyek
eloszlása gömbszimmetrikus, mivel az ősi galaxis anyagának eloszlása is
gömbszimmetrikus volt, amikor ezek a csillagok elsőként kialakultak. A
centrum felé sűrűsödnek a csillagok és a gömbhalmazok, valamint a központ
felé haladva egyre fiatalabb égitesteket találunk. Az objektumok pályája
elnyúlt, nagy pályahajlású.
A fősík (szimmetriasík) Tejútrendszerünk forgássíkja, ebben a térrészben
található galaxisunk látható tömegének legnagyobb része. Átmérője 100 ezer,
vastagsága néhány ezer fényév körüli. Annak az ősi felhőnek az
impulzusmomentumát, perdületét őrizheti, amelyből a Tejútrendszer kialakult.
Az itt található csillagoknak nagyobb a fémtartalma a halo csillagaihoz
képest, azaz idősebbek azoknál, később alakultak ki. A látható anyag nagy
része csillagok, 5-10%-a csillagközi anyag formájában van jelen a fősíkban,
ennek a gázrétegnek a vastagsága 500-800 fényév. (A korongban lévő
láthatatlan anyag tömege kb. 2-szerese a láthatónak.) Az égitestek pályája
csak kismértékben elnyúlt és kis pályahajlású.
Tejútrendszerünk spirális galaxis, kettő vagy négy fő kart tartalmaz, a
spirálkarok a fősíkban találhatók. Ezek a sávok valamivel sűrűbbek a korong
többi részénél, azonban nem nagy tömegük, hanem a bennük lévő fényes
csillagok és az ezekhez tartozó közösségek (II régiók) miatt feltűnők. A
fősík differenciálisan rotál (a galaxisunk centrumától távolabb lévő
égitesteknek hosszabb idő kell egy keringéshez, mint a közelebbieknek), így
ha a spirálkarok egyszerű anyagcsövek lennének, néhány fordulat után
felcsavarodnának, szétoszlanának. (A spirálkarok merevtest-szerűen
keringenek, 200-250 millió év a körülfordulási idejük, vastagságuk a
fősíkkal párhuzamosan 1000-6000 fényév.) Ezt a problémát úgy kerülhetjük
meg, ha feltételezzük, hogy a karok anyaga nem állandó, hanem folyamatosan
változik. Eszerint olyan önfenntartó sűrűséghullámoknak kell tekinteni őket,
amelyek helyi maximuma látható a fénylő karként. (A spirálkarok mozgása így
egy tó felszínén terjedő hullámhoz hasonlítható - a hullám gyorsan tova
terjed, a víz mégis egyhelyben marad. Bizonyos értelemben úgy is
fogalmazhatunk, hogy a csillagok a spirálkarokban intersztelláris "dugóba"
kerülnek. A jelenségre a következő hasonlat képzelhető el: Repülőgépről
nézzük az éjszakai autópályát, melyen egyenletesen haladnak a kivilágított
járművek. Van azonban néhány lassú teherautó is, amely feltartja a
forgalmat. Ezek közelében megnő az autók sűrűsége, mivel idő kell ahhoz,
hogy megelőzzék a teherautókat. Ilyenkor ezt a területet a repülőgépről egy
sűrűbb és állandónak látszó tartományként figyelhetjük meg, ahol az
autólámpák feltorlódnak - holott annak anyaga, azaz az autók folyamatosan
cserélődnek.) A karokban mintegy 10%-kal megnő az anyagsűrűség a korong
többi részéhez képest, a rajtuk áthaladó objektumok sebessége a karok
belsejében lassabb, mint azokon kívül. A kissé összesűrűsödő gázanyagban a
lassulás hatására lökéshullámok képződnek, így a körülmények kedveznek a
csillagok keletkezésének.
A lapult, ellipszoid alakú mag átmérője 10-20 ezer fényév, vastagsága 4-6
ezer fényév. Itt található a Tejútrendszer látható tömegének kb. egytizede.
A csillagok sűrűsége a magban erősen növekszik a centrum felé haladva. Míg a
Nap környezetében, a fősíkban a látható anyag 90-95%-a esik a csillagokra,
és 5-10% a csillagközi anyagra, addig a magban az intersztelláris anyag
aránya kevesebb 1%-nál. Atomos formában lévő gázt alig találni a térségben,
viszont sok molekulafelhő figyelhető meg. A centrum körül egy semleges
hidrogénből álló forgó korong van, mely befelé haladva egyre vékonyodik, és
mozgása gyorsul. A középpontban egy 8 Cs. E.-nél kisebb átmérőjű sugárforrás
helyezkedik el, ennek centrumában valószínűleg egy néhány millió naptömegű
fekete lyuk található. Ez egy gigantikus lefolyó mintájára szívja magába az
anyagot, amely egyre nagyobb sebességgel spirálozik befelé, miközben
felhevül, és erősen sugározni kezd. A fekete lyuk évente 10^-5 - 10^-6
naptömegnyi anyagot nyelhet el. Az anyagbehullás valószínűleg nem
egyenletes, az alkalmanként előforduló nagyobb energiafelszabadulások
robbanásokat okoznak - ezek hozhatják létre a centrumból nagysebességgel
kifelé haladó felhőket.
A csillagközi (intersztelláris) anyag Tejútrendszerünk látható tömegének
5-10%-át alkotja. Két összetevőre bontható: csillagközi gázra és csillagközi
porra, mindkettő a fősíkban koncentrálódik. A gázanyag átlagos sűrűsége a
fősíkban 10^-24 g/cm3, azaz cm3-enként átlagosan 1 atom található benne. Az
anyag nagy felhőkre, és azokat elválasztó ritkább régiókra bomlik, ahol a
sűrűség kb. egytizede a felhőkének. Háromféle állapotban lehet a gáz:
ionizált, atomos vagy molekuláris formában. A nagytömegű csillagok erős
ultraibolya sugárzásuk révén ionizálják a környezetükben lévő anyagot.
Ezeket az ionizált zónákat II területeknek nevezzük, itt a hőmérséklet 10
ezer K körüli. Az ilyen ionizált buborékok anyagát és a környezetükben lévő,
még nem ionizált anyagot elválasztó határvonal az ionizációs front. Ezek a
határok kifelé tágulnak a térben, és összenyomják maguk előtt az anyagot. Ha
sűrűbb felhőnek ütköznek, esetleg megkerülik, "körülfolyják" azt, ilyenkor
jönnek létre az elefántormányoknak nevezett hosszúkás képződmények. Ezek le
is fűződhetnek, ekkor már globuláknak hívjuk őket, fontos szerepet játszanak
a csillagkeletkezésben. Ionizált régiókat, ködöket hozhatnak létre még a
szupernóvarobbanások, illetve a vörös óriások is, burok ledobásával.
Amennyiben a gázanyagot nem ionizálja sugárzás, akkor sötét felhőként
figyelhető meg a csillagos háttér előtt. A semleges hidrogénfelhők 0,1-1000
naptömeg közöttiek, sűrűségük átlagosan 50 atom/cm3, hőmérsékletük 80 K
körüli. Az ezeknél nagyobb, sűrűbb és hidegebb felhők a molekulafelhők, a
csillagközi anyagnak mintegy fele ilyen felhők formájában található.
Molekulák csak olyan sűrű felhőkben alakulhatnak ki, ahol a felhő külső
rétegei elnyelik a csillagok ionizáló sugárzását. A molekulafelhők
belsejében az anyagsűrűség 100 atom/cm3 feletti, tömegük általában 100 ezer
naptömegnél nagyobb, méretük átlagosan 100-150 fényév, hőmérsékletük
mindössze 10 K körüli. A legnagyobb molekulafelhők tömege a többmillió
naptömeget is elérheti, ezek Tejútrendszerünk legnagyobb tömegű objektumai.
Sok figyelhető meg belőlük egy hatalmas gyűrű mentén, amely mintegy 15 ezer
fényév távolságra veszi körül a galaxis centrumát. Ez a spirálkarokkal
együtt a Tejútrendszer legaktívabb régióját alkotja csillagkeletkezés
szempontjából. Sok molekulafelhővel kapcsolatos fiatal asszociáció található
itt, ionizált csillagközi felhőkkel együtt. Napjainkra már közel 100
csillagközi molekulát ismerünk.
A por 1-2%-át alkotja a csillagközi anyagnak, szemcséinek átlagos mérete
0,1 mikrométer, a poranyag átlagos sűrűsége 10^-26 g/cm3 a fősíkban. A port
kétféle módon lehet megfigyelni. Egyrészt sötét ködökként, amint csökkentik
a távolabbi csillagok fényét, illetve kioltják azt - valamint világító
reflexiós ködökként, amikor egy vagy több közeli csillag fényét verik
vissza. A porködökkel kapcsolatban hasonló jelenség figyelhető meg, mint
amit már a légköri fényszóródásnál megismertünk. A reflexiós ködök kékes
színűek, mivel a rövidebb hullámhosszú fényt jobban verik vissza. (Légkörünk
esetén ugyanezért látszik kéknek az égbolt.) Az intersztelláris elvörösödés
jelensége is ugyanennek következtében jön létre: a por kiszórja a kék színt,
és a csillagokról érkező fény a vörös felé tolódik. (Légkörünkben emiatt
látjuk vörösnek a felkelő vagy lenyugvó Napot.) A szemcsék anyaga főleg
grafitból, fagyott gázokból, szilikátokból áll, valószínűleg hideg
csillaglégkörökben, ledobott gázhéjakban alakulnak ki.