Paikallinen kuuma kupla

Paikallinen kuuma kupla on kuuman ja harvan kaasun alue tähtienvälisessä avaruudessa, jonka sisällä myös Aurinko sijaitsee. Kupla on tietokonesimulaatioiden mukaan syntynyt 10–15 miljoonaa vuotta sitten 14–20 massiivisen tähden räjähdettyä supernovaräjähdyksissä noin miljoonan vuoden aikajänteellä ^[1].

Paikallisen kuuman kuplan olemassaolo postuloitiin selittämään pehmeää, diffuusia röntgentaustasäteilyä, joka havaittiin Linnunradan kiekon tasossa. Koska pehmeä röntgensäteily absorboituu helposti tähtienvälisen aineen neutraalin vedyn kanssa, täytyy säteilyn syntyä väistämättä noin 100 parsekin etäisyydellä Auringosta. Säteilyn lähteenä pidetään kuumaa ja harvaa plasmaa. Plasman lämpötila on noin 10⁶ kelviniä ja neutraalin vedyn tiheys noin 5 · 10⁻³ cm⁻³ ^[2].

Tämän kuuman ja harvan kaasun sisällä sijaitsee monia sitä tiheämpiä (neutraalin vedyn tiheys noin 0,1 cm⁻³) ja kylmempiä (lämpötila noin 7 000 kelviniä) pilviä, joista eniten on tutkittu paikallista tähtienvälistä pilveä, jonka sisällä Auringon ajatellaan sijaitsevan.^[3].

Paikallisen kuuman kuplan muotoa on tutkittu kartoittamalla natriumin absorptiota kylmästä (lämpötila noin 1 000 kelviniä) ja neutraalista tähtienvälisestä kaasusta, joka ympäröi kuplaa. Kolmiulotteiset kartat kylmästä kaasusta ovat osoittaneet paikallisen kuuman kuplan muodostavan epäsäännöllisen muodon, jonka halkaisija vaihtelee 100–140 parsekin välillä Linnunradan kiekon tasossa ^[4]. Karttojen mukaan paikallinen kuuma kupla on Linnunradan tasossa yhteydessä viereisiin matalan tiheyden tähtienvälisiin alueisiin (esimerkiksi Plejadien kupla ja Silmukka I) kapeiden tunneleiden kautta, ja se näyttäisi sisältävän tähden Beta Canis Majoris. Linnunradan tasosta poispäin mentäessä paikallinen kuuma kupla ulottuu noin 250 parsekin etäisyydelle Linnunradan haloon, ja kuuma kaasu näyttäisi muodostavan sylinterimäisen alueen Linnunradan kiekon molemmille puolille ^[5]. Tästä syystä Paikallista kuumaa kuplaa kutsutaan joskus Paikalliseksi savupiipuksi.

Paikallisen kuuman kuplan mallia vastaan on osoitettu myös kritiikkiä ^[6]. Pehmeää, diffuusia röntgentaustasäteilyä on havaittu syntyvän myös aurinkotuulen vuorovaikuttaessa Maan läheisyydessä sijaitsevan ja planeettojen välisen aineen kanssa ^[7]. Aurinkotuulen aiheuttama röntgensäteily voi selittää puolet ^[8] tai jopa lähes kokonaan pehmeän röntgentaustasäteilyn määrän Linnunradan tasossa ^[9]. Näin ollen Paikallinen kuuma kupla olisi aiempaa kylmempää kaasua sisältävä alue, joka olisi syntynyt yli miljoona vuotta sitten tähden räjähtäessä supernovana.

Lähteet

↑ Fuchs B., Breitschwerdt D., de Avillez M. A., Dettbarn C. & Flynn C.: The search for the origin of the Local Bubble redivivus. Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 2006, s. 993-1003.
↑ Snowden S. L., Cox D. P., McCammon D. & Sanders W.T.: A model fo the distribution of material generating the soft X-ray background. The Astrophysical Journal, 1990, s. 211-219.
↑ Lallement R. & Bertin P.: Northern-Hemisphere observations of nearby interstellar gas - Possible detection of the local cloud. Astronomy & Astrophysics, 1992, s. 479-485.
↑ Lallement R., Welsh B. Y., Vergely J. L., Crifo F. & Sfeir D.: 3D mapping of the dense interstellar gas around the Local Bubble. Astronomy & Astrophysics, 2003, s. 447-464.
↑ Welsh B. Y., Sfeir D., Sirk M. & Lallement R.: EUV mapping of the local interstellar medium: the Local Chimney revealed? Astronomy & Astrophysics, 1999, s. 308-316.
↑ Welsh B. & Shelton R. L.: The trouble with the Local Bubble. Astrophysics & Space Sciences, 2009, s. 1-16.
↑ Cravens T.: Heliospheric X-ray Emission Associated with Charge Transfer of the Solar Wind with Interstellar Neutral. The Astrophysical Journal, 2000, s. L153-L156.
↑ Robertson I. & Cravens T.: Spatial maps of heliospheric and geocoronal X-ray intensities due to the charge exchange of the solar wind with neutrals. Journal of Geophysical Research, 2003, s. LIS 6-1.
↑ Koutroumpa D., Lallement R., Raymond J. C. & Kharchenko V.: The Solar Wind Charge-Transfer X-ray Emission in the 1/4 keV Energy Range: Inferences on Local Bubble Hot Gas at Low Z. The Astrophysical Journal, 2009, s. 1517-1525.

Aiheesta muualla

The Local Bubble and the Galactic Neighborhood Astronomy Picture of the Day. 2002. NASA. Viitattu 4.11.2012.

[Fuchs2006-1] Fuchs B., Breitschwerdt D., de Avillez M. A., Dettbarn C. & Flynn C.: The search for the origin of the Local Bubble redivivus. Monthly Notices of Royal Astronomical Society, 2006, s. 993-1003.

[Snowden1990-2] Snowden S. L., Cox D. P., McCammon D. & Sanders W.T.: A model fo the distribution of material generating the soft X-ray background. The Astrophysical Journal, 1990, s. 211-219.

[Lallement1992-3] Lallement R. & Bertin P.: Northern-Hemisphere observations of nearby interstellar gas - Possible detection of the local cloud. Astronomy & Astrophysics, 1992, s. 479-485.

[Lallement2003-4] Lallement R., Welsh B. Y., Vergely J. L., Crifo F. & Sfeir D.: 3D mapping of the dense interstellar gas around the Local Bubble. Astronomy & Astrophysics, 2003, s. 447-464.

[Welsh1999-5] Welsh B. Y., Sfeir D., Sirk M. & Lallement R.: EUV mapping of the local interstellar medium: the Local Chimney revealed? Astronomy & Astrophysics, 1999, s. 308-316.

[Welsh2009-6] Welsh B. & Shelton R. L.: The trouble with the Local Bubble. Astrophysics & Space Sciences, 2009, s. 1-16.

[Cravens2000-7] Cravens T.: Heliospheric X-ray Emission Associated with Charge Transfer of the Solar Wind with Interstellar Neutral. The Astrophysical Journal, 2000, s. L153-L156.

[Robertson2003-8] Robertson I. & Cravens T.: Spatial maps of heliospheric and geocoronal X-ray intensities due to the charge exchange of the solar wind with neutrals. Journal of Geophysical Research, 2003, s. LIS 6-1.

[Koutroumpa2009-9] Koutroumpa D., Lallement R., Raymond J. C. & Kharchenko V.: The Solar Wind Charge-Transfer X-ray Emission in the 1/4 keV Energy Range: Inferences on Local Bubble Hot Gas at Low Z. The Astrophysical Journal, 2009, s. 1517-1525.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]