Materia międzygwiazdowa
Z Wikipedii
Materia międzygwiazdowa - materia rozproszona w przestrzeni międzygwiazdowej. Jest to masa utracona przez gwiazdę w wyniku powolnego wypływu bądź jednorazowego wybuchu w przestrzeń międzygwiazdową znacznej części masy całej gwiazdy (np. jak w przypadku gwiazd supernowych). Utrata materii przez gwiazdę jest jednoznaczna ze zwrotem materii do ośrodka międzygwiazdowego, z której wcześniej gwiazda powstała. Jednak skład chemiczny wyrzucanej materii różni się od pierwotnego składu materii, z której powstała gwiazda, ponieważ część tej materii brała udział w procesach jądrowych. Skutkiem jest stałe wzbogacanie materii międzygwiazdowej w galaktyce w produkty wewnątrzgwiezdnych reakcji jądrowych.
W naszej Galaktyce materia międzygwiazdowa występuje w wąskiej warstwie o grubości ok. 300 pc wokół płaszczyzny Galaktyki; składa się z głównie gazu (99%) i pyłu (1%). W okolicy Słońca średnia gęstość m.m. wynosi ok. 1 atom/cm3). M.m. skupia się w wyraźnie zarysowanych ramionach spiralnych Galaktyki. Tam jej gęstość średnia wynosi 10 atomów/cm3). Występuje ona przede wszystkim w formie obłoków, których rozmiary wahają się w granicach od kilku do kilkudziesięciu parseków. Jako główny składnik m.m. występuje wodór (ok. 70%), hel (ok. 30%) oraz niewielkie ilości ciężkich pierwiastków (ok. 4%).
Obłok materii międzygwiazdowej spełniający tzw. kryterium Jeansa, może kurczyć się pod wpływem własnego przyciągania grawitacyjnego. Kryterium to określa minimalna masę, jaka musi mieć obłok materii międzygwiazdowej, aby było to możliwe.
Tylko najmasywniejsze obłoki spełniają kryterium Jeansa, więc tylko one mogą brać udział w procesie tworzenia się gwiazd. Zjawiska prowadzące do powstania masywnych obłoków są pierwszym ogniwem w procesie powstawania gwiazd.
W okolicy gorących gwiazd wczesnych typów widmowych (O i B) tworzą się obszary wodoru zjonizowanego (HII), tzw. strefy Stromgrena.
Zobacz też: podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii, astronomia.
