Csillagközi anyag

 

A spirálgalaxisokban a csillagközi anyag mennyisége jelentős, a barionos tömeg 10-40%-át adhatja. Leggyakoribb összetevője, a hidrogén gáz állapota szerint alapvetően 3 fázisban van jelen:

hideg és sűrű: néhány K < Tkin< 100K, 107 cm-3 < n(H) <1 cm-3

meleg: néhány ezer K < Tkin ≤ 10000K, 0,1cm-3 < n(H) <100 cm-3

forró: néhány százezer K < Tkin ≤ millió K, 0,001cm-3 < n(H) <0,1 cm-3

A hidrogén gáz a hideg és sűrű fázisban alapvetően neutrális, részben molekuláris; a meleg fázisban részben vagy nagy részben ionizált; a forró fázisban ionizált. Mindhárom fő fázisban egyéb elemek is jelen vannak az adott galaxis elemgyakoriságának megfelelően. Ez alól kivétel a frissen bekebelezett extragalaktikus eredetű csillagközi anyag, mely fémessége eltérő lehet. A gáz kémiai összetételéről és fizikai állapotáról a hideg fázisban alapvetően a HI 21cm-es és a CO 2,6mm-es vonalas sugárzása mérésével; a meleg és forró fázisban pedig a gáz emissziós vonalait és kontinuum sugárzását és háttér csillagok elnyelési vonalait mérve tájékozódunk. Az emissziós vonalak közül kiemeljük a hidrogén rekombinációs vonalait, különös tekintettel az ultraibolya tartományban a Lyman α, és a látható tartományban a Balmer α vonalakat. Ezek a rekombinációs vonalak a jelentős ionizáló sugárzású forró, fiatal, nagytömegű csillagok közelében, tehát az aktív csillagkeletkezési területeken keletkeznek. Ezért gyakran ezekkel mérjük a galaxis csillagkeletkezési aktivitását is. A csillagkeletkezési ráta (star forming rate, SFR) Kennicutt et al. (1994) szerint:

 

 (5.2)

A csillagközi gáz porral kevert, a csillagközi por a barionos csillagközi anyagban nagyjából 1 tömegszázaléknyi. A por méreteloszlása, anyagi minősége és gerjesztettségi állapota a 3 fő fázisban jelentősen eltér. A por, a teljes infravörös tartományon folytonos emissziót, jellegzetes profilú szilikát elnyelési sávokat, illetve policiklikus aromás szénhidrogéneknek tulajdonított emissziós vonalakat/sávokat mutat. A spirálgalaxisok infravörös fényét elsősorban a por által „reprocesszált” csillagfény adja. Ennek megfelelően az aktívabb csillagkeletkezést mutató galaxisok az infravörös luminozitása is jelentősebb. Kennicutt et al. (1998) szerint az LFIR távoli-infravörös luminozitás és a csillagkeletkezése ráta kapcsolata:

 

 (5.3)

A csillagközi anyag eloszlása a spirálgalaxisokban nem egyenletes, az elsősorban a korongban található, különös tekintettel a hideg és meleg komponensekre, kis skálamagasságú (h≈150pc) exponenciális eloszlással. A forró komponens ugyanakkor nagy tömegben van jelen a korong-halo határon és a halokban. Kisebb skálákon a korong csillagközi anyagában hierarchikus felhőstruktúrát és forró gázzal kitöltött kisebb-nagyobb (1pc < düreg < 150pc) üregeket találunk. A felhőrendszer fő elemei: HI szuperfelhőkben (100pc < dfelhő <150pc) óriás molekulafelhők (>105 naptömeg); azokban kisebb felhők; melyekben sűrű, hideg felhőmagok (Tkin ≈ 10K, n(H2) > 103 cm-3) találhatók.

Vannak elkülönülő csillagközi felhők, és ezek a korong-halo határon, sőt a haloban is előfordulnak. Utóbbiak nagy pekuliáris sebessége alapján azt gondoljuk, hogy vagy a korongból kidobott, vagy az extragalaktikus térből befogott anyag lehet (lásd 5.10, 5.11. és 5.12. ábrák).