Molekulárne oblaky a protohviezdy
Linas JuozėnasZdieľať
Oblúk poznania · Vesmír · Kapitola 04 / Článok 01
Molekulové oblaky a protohviezdy
Hviezda sa začína formovať v chladnom oblaku. Gravitácia zhromažďuje plyn, husté jadro sa zahrieva a rotujúci disk pomáha privádzať materiál k mladému objektu, ktorý je stále ukrytý na mieste svojho vzniku.
Ako sa z oblaku rodí hviezda?
To, čo na hviezdnej oblohe vyzerá ako prázdne miesto, môže byť oblak pred hviezdami. Jeho prach zakrýva viditeľné svetlo a ukrýva miesto, kde gravitácia zhromažďuje novú generáciu hviezd.
Celý oblak sa nepremení na jeden objekt. Tvorba hviezd sa sústreďuje v určitých hustých oblastiach, zatiaľ čo veľká časť okolitého plynu zostáva rozptýlená alebo sa rozptýli. Skúmanie tohto nerovnomerného procesu odhaľuje, ako sa plyn v galaxiách premieňa na hviezdy a materiál, ktorý ich obklopuje.[2]
Tento článok skúma zrod hviezd v prašných molekulových oblakoch galaxií, ako je Mliečna cesta. Prvá generácia hviezd vo vesmíre vznikla za odlišných chemických podmienok.
Z čoho sa skladá molekulový oblak?
Väčšina vodíka v hĺbke molekulového oblaku, chránenej pred žiarením, je spojená do dvojíc v podobe molekúl H2. Väčšinu zvyšnej hmotnosti plynu tvorí hélium, zatiaľ čo ťažšie prvky a prach predstavujú menší podiel.
Na povrchu prachových častíc môžu vznikať molekuly vodíka a samotný prach pohlcuje ultrafialové žiarenie, ktoré by ich rozkladalo. H2 tiež pohlcuje žiarenie spôsobujúce disociáciu vo svojich spektrálnych čiarach, a pomáha tak chrániť materiál hlbšie v oblaku. Nízka teplota je len časťou vysvetlenia: ochrana pred žiarením umožňuje molekulám pretrvať.[2]
Chladný, no zďaleka nie homogénny
V mnohých pokojných hustých oblastiach chránených pred žiarením dosahuje teplota približne 10–20 kelvinov, teda asi od −263 do −253 °C. Plyn ohrievaný blízkymi mladými hviezdami môže byť oveľa teplejší.
Obrovský molekulový oblak sa môže tiahnuť na desiatky parsekov a jeho hmotnosť môže dosahovať približne desaťtisíc až milión hmotností Slnka. Parsek je približne 3,26 svetelného roka a hmotnosť Slnka je hmotnosť nášho Slnka.
Priemerná hustota môže byť približne sto molekúl H2 na kubický centimeter, zatiaľ čo v hustých jadrách ich môžu byť desaťtisíce alebo viac. Tieto čísla opisujú rôzne časti oblaku a aj v hustých jadrách je hmota v porovnaní s bežnými podmienkami na Zemi mimoriadne riedka.[1], [2]
V mnohých pozorovaných oblakoch výrazne vynikajú vlákna a husté jadrá sa tvoria pozdĺž nich alebo v blízkosti ich spojení. Jadro je kompaktné zoskupenie plynu a prachu; nemusí sa nachádzať v geometrickom strede oblaku a gravitácia nemusí každé jadro viazať dostatočne silno na to, aby kolabovalo.[4]
Ktoré časti oblaku môžu kolabovať?
Gravitácia priťahuje hmotu dovnútra, zatiaľ čo tlakové gradienty môžu brániť stláčaniu. Ochladzovanie je dôležité preto, že oblak schopný vyžarovať teplo nemusí vytvárať dostatočný tepelný tlak na zastavenie zmršťovania.
Jeansova hmotnosť – užitočný orientačný ukazovateľ
V prípade idealizovaného homogénneho plynu, keď proti gravitácii pôsobí iba tepelný tlak, Jeansova hmotnosť udáva charakteristickú hmotnosť, po prekročení ktorej môže porucha rásť pôsobením gravitácie.
MJ ∝ T3/2 / ρ1/2
Je to orientačný ukazovateľ nestability, nie univerzálna minimálna hmotnosť každého skutočného oblaku ani predpoveď hmotnosti výslednej hviezdy. Tvar, tlak na okraji oblaku, magnetické polia a prúdenie menia podmienky tohto problému.[1]
Turbulencia
Neusporiadané pohyby plynu môžu na niektorých mierkach kolapsu odporovať a inde vytvárať rázové vlny a husté zhluky. Turbulencia teda nie je faktorom, ktorý by kolaps iba brzdil alebo iba vyvolával.
Je na spustenie vzniku hviezd nevyhnutný výbuch supernovy?
Nie. Gravitačne nestabilné oblasti môžu kolabovať aj bez vonkajšieho výbuchu. Rozpínajúce sa bubliny ionizovaného plynu, rázové vlny a zrážajúce sa prúdy môžu plyn stláčať, ale spätná väzba ho môže aj rozptýliť.
Samotný nález mladých hviezd v blízkosti obalu ešte nedokazuje, že ich vznik zapríčinil práve tento obal. Niektoré mohli vzniknúť aj bez neho, možno na inom mieste alebo v inom čase.[8]
Ako sa z hustého jadra stane protohviezda?
Podľa štandardného obrazu vzniku hviezd s malou hmotnosťou kolabujúci plyn spočiatku vyžaruje energiu dostatočne účinne na to, aby zostal pomerne chladný. Keď sa zvyšuje hustota v strede, žiarenie uniká ťažšie, a preto sa stred zohrieva.
-
Vzniká dočasné prvé jadro
Rastúci tlak plynu nakrátko zabraňuje rýchlemu kolapsu centrálneho objektu. Toto prvé hydrostatické jadro je prechodná štruktúra, väčšia a menej kompaktná než hviezdny objekt, ktorý vznikne po nej.
-
Molekuly vodíka sa začínajú rozpadávať
Pri teplote približne 2 000 K sa energia spotrebúva na disociáciu H2 na jednotlivé atómy vodíka. Tlak potom rastie príliš pomaly na to, aby zastavil gravitačné zmršťovanie, takže môže nastať druhý rýchly kolaps.
-
Vzniká kompaktné hviezdne jadro
Keď sa disociácia takmer dokončí, tlak môže opäť prudko vzrásť a vznikne oveľa hustejší centrálny objekt. Ten ďalej naberá hmotu z okolia.[9]
Prečo svieti ešte pred vstupom na hlavnú postupnosť
Mladá protohviezda uvoľňuje gravitačnú energiu, keď na ňu dopadá hmota a keď sa sama zmršťuje. Časť tejto energie sa prejaví ako žiarenie; okolitý prach pohltí veľkú časť svetla a znovu ju vyžiari na dlhších vlnových dĺžkach.[11]
„Ešte nie je na hlavnej postupnosti“ neznamená, že nemôže prebiehať žiadna jadrová reakcia. Skorá fúzia deutéria môže prispievať k energii ešte predtým, ako v jadre prevládne nepretržité bežné spaľovanie vodíka. História akrécie ovplyvňuje aj vnútornú stavbu mladej hviezdy.[12]
Oblak sa môže rozpadnúť na viacero jadier, niekedy sa štiepia aj disky. Spoločné oblasti vzniku vytvárajú dvojhviezdne systémy, voľné skupiny, asociácie a gravitačne viazané hviezdokopy rôzneho veku a hmotnosti, nie jedinú dokonale súčasnú generáciu.[4], [10]
Prečo majú protohviezdy disky a výtrysky?
Rotácia mení cestu dovnútra
Plyn má zvyčajne spočiatku určitý moment hybnosti – veličinu súvisiacu s rotáciou. Keď sa sťahuje, rotačný pohyb nadobúda čoraz väčší význam. Hmota sa môže usadiť v disku okolo centrálneho objektu.
Aby sa plyn mohol pohybovať ďalej dovnútra, musí prerozdeliť moment hybnosti alebo o časť z neho prísť prostredníctvom výtoku. Prispievať môžu magnetické napätia, vetry a gravitačné momenty; bežná molekulárna viskozita sama osebe nevysvetľuje celý proces.[13]
Disky sa môžu nachádzať už aj okolo zdrojov triedy 0 ukrytých hlboko v oblaku. Nevznikajú až vtedy, keď protohviezda už rozptýlila veľkú časť obalu.[10]
Výtrysky a vetry pomáhajú pretvárať okolie
Magnetické polia spojené s hviezdou a diskom pomáhajú spúšťať rýchle výtrysky a širšie vetry. Tieto prúdy môžu odnášať moment hybnosti a strhávať okolité plyny. Vymrštená hmota a molekulárny plyn, ktorý so sebou strháva, sú súvisiace, ale odlišné časti výtoku.[14]
Tam, kde výtrysk alebo vietor vyvolá rázovú vlnu v okolitom prostredí, môžu vzniknúť žiariace oblasti nazývané Herbigove-Harove objekty. Výtoky tiež vytvárajú dutiny s nižšou hustotou, ktorými môže uniknúť časť svetla.
Snímka výtoku zo skrytého mladého zdroja
Infračervená snímka HH 211 z teleskopu Webb zachytáva rázové štruktúry v bipolárnom výtoku poháňanom zdrojom triedy 0 ukrytým v oblaku. Takéto snímky ukazujú, ako mladý objekt ovplyvňuje okolité plyny, hoci centrálna oblasť zostáva zakrytá.[17]
Rast nie je vždy rovnomerný
Rýchlosť akrécie sa môže výrazne meniť a môže zahŕňať aj epizódy rýchleho rastu. Aktuálny jas protohviezdy preto nemusí odrážať jej dlhodobú priemernú rýchlosť prírastku hmoty. Výskumníci kombinujú opakované pozorovania so spektrami a ďalšími dôkazmi, pretože jas môže meniť aj premenlivé zakrývanie.[15]
Zvyšný disk sa stáva prostredím, v ktorom vznikajú planéty. Množstvo zostávajúcej hmoty, jej pohyb a to, ako dlho pretrvávajú plyny, ovplyvňujú vznikajúcu planetárnu sústavu.[13]
Čo znamenajú triedy 0, I, II a III?
Astronómovia čiastočne charakterizujú mladé hviezdne objekty podľa toho, ako je ich svietivosť rozložená na rôznych vlnových dĺžkach – podľa ich spektrálneho rozdelenia energie. Bežné triedy približne sledujú úbytok obalu a neskôr prašného disku, no ide o kategórie založené na pozorovaniach, nie o presné ukazovatele veku.
| Trieda | Charakteristický vzhľad | Fyzikálna interpretácia |
|---|---|---|
| 0 | Zdroj veľmi hlboko ponorený v obale, ktorého studený obal intenzívne vyžaruje. | Včasné štádium naberania hmoty. Disk a výtok sa už mohli vytvoriť. |
| I | Silné infračervené žiarenie a stále prítomný obal. | Mladý systém ponorený v okolitom materiáli, ktorý stále naberá hmotu, zatiaľ čo sa jeho prostredie mení. |
| II | Mladá hviezda s nadbytkom infračerveného žiarenia vychádzajúceho z veľkého prašného disku. | Zvyčajne neskorší systém pred hlavnou postupnosťou; pri malej hmotnosti sa často spája s klasickými hviezdami T Tauri. |
| III | Spektrum sa viac podobá spektru hviezdnej fotosféry, infračervený nadbytok je malý. | Mladý systém s výrazne menším množstvom teplého okolitého prachu; to samo osebe neznamená, že už patrí na hlavnú postupnosť. |
Uhol pozorovania a pohlcovanie žiarenia materiálom v popredí môžu zmeniť zdanlivú triedu. Napríklad disk pozorovaný zboku môže systému dodávať vzhľad objektu hlbšie ponoreného v obale. Triedy II a III zvyčajne označujú neskoršie systémy mladých hviezd, nie protohviezdy v prísnom zmysle objektov ponorených v obale.[10], [11]
Približne pol milióna rokov
Prehľady ukazujú, že v blízkych populáciách hviezd s malou hmotnosťou trvá trieda 0 + I spolu približne 0,5 milióna rokov. Odhad závisí od klasifikácie, úplnosti vzorky a predpokladov o histórii populácie.[11]
Desiatky miliónov rokov
Hviezda podobná Slnku sa môže zmršťovať ešte dlho po štádiu objektu ponoreného v obale. V štandardných modeloch dosiahne hlavnú postupnosť približne za 40 miliónov rokov, no podrobnosti závisia od histórie akrécie.[12]
Pre všetky hmotnosti hviezd neplatí jeden časový harmonogram. Hlavná postupnosť sa začína vtedy, keď sa nepretržitá fúzia vodíka v jadre stane hlavným zdrojom energie, ktorý udržiava dlhodobú svietivosť hviezdy. Tlak plynu podporuje mladú hviezdu už aj predtým; fúzia mení jej energetickú bilanciu.
Ako masívna hviezda ďalej rastie?
Masívne hviezdy naberajú hmotu a zároveň vyžarujú intenzívne žiarenie, ktoré môže ohrievať, ionizovať a odtláčať okolité plyny. Ich tepelný vývoj môže byť taký rýchly, že fúzia vodíka v jadre sa začne ešte počas akrécie.
Tlak žiarenia je preto výzvou, ktorú treba vysvetliť, nie absolútnou hranicou, nad ktorou sa hviezdy nemôžu utvárať. Husté prúdy v disku a riedke polárne dutiny môžu umožniť materiálu prúdiť dovnútra, zatiaľ čo žiarenie uniká predovšetkým inými smermi.
Odkiaľ pochádza hmota?
Niektoré modely zdôrazňujú akréciu z pôvodne hmotného gravitačne viazaného jadra. Iné kladú dôraz na neustály prísun z väčšieho zhluku, ktorý zdieľajú susedné hviezdy.
Spätná väzba mení prísun
Jonizacija, spinduliavimas ir ištekantys srautai gali atverti kanalus, pakeisti įtekančius srautus arba išsklaidyti dujas. Baigtis priklauso nuo aplinkinės struktūros.
Šios teorinės schemos tikrinamos pagal stebimus dujų srautus, diskus, daugianariškumą ir spiečių aplinką. Nė vienas paprastas modelis neapibūdina visų masyvių žvaigždžių gimimo sričių.[16]
Kodėl tik dalis debesies virsta žvaigždėmis?
Didelė debesies dalis niekada nepasiekia kolapsuojančio branduolio. Dujos gali likti palaikomos kitų jėgų arba nesurištos, judėti tarp struktūrų ar būti išsklaidytos grįžtamojo poveikio. Protožvaigždžių ištekantys srautai svarbūs anksti, o masyvių žvaigždžių spinduliavimas ir vėlesnės supernovos gali paveikti didesnes sritis.[2], [6]
Kai astronomai žvaigždėdarą vadina „neefektyvia“, svarbu, kaip tai apibrėžiama. Du dažnai aptariami dydžiai atsako į skirtingus klausimus:
Bendras efektyvumas
Kokia turimų dujų dalis galiausiai virsta žvaigždėmis? Atsakymas priklauso nuo to, kurios dujos skaičiuojamos ir kaip debesis įgyja ar praranda medžiagą.
Efektyvumas per laisvojo kritimo laiką
Kokia išmatuoto dujų kiekio dalis virsta žvaigždėmis per vieną apskaičiuotą laisvojo kritimo laiką? Tai sparta pagrįstas rodiklis, o ne galutinė debesies dalis, virtusi žvaigždėmis.
Ištyrus 80 artimų galaktikų nustatyta, kad tipinis efektyvumas per laisvojo kritimo laiką yra apie 0,5–1 %, vertinant 1,5 kiloparseko skersmens sritis. Šios vertės priklauso nuo to, kaip matuojamos dujos ir žvaigždėdara; jos nėra universalūs atskirų tankių branduolių efektyvumo rodikliai.[7]
Galaktikų žvaigždėdaros dėsniai sieja dujų atsargas su žvaigždžių formavimosi sparta, tačiau juose suvidurkinami daugelio debesų ir raidos etapų duomenys. Norint suprasti naujagimę žvaigždę, taip pat reikia sekti medžiagos tekėjimą mažesniais masteliais.
Kaip pažvelgti į žvaigždžių lopšio vidų?
Gausiausią molekulę ne visada lengviausia stebėti. Šaltas H2 spinduliuoja silpnai, nes debesims būdingoje temperatūroje jo galimus kvantinius šuolius sunku sužadinti. Todėl astronomai dulkių matavimus derina su kitų molekulių spektrinių linijų stebėjimais.[3]
| Stebėjimas | Ką galima atskleisti | Ką reikia interpretuoti |
|---|---|---|
| Dulkių spinduliuotė milimetrinių ir submilimetrinių bangų ruožuose | Šaltą medžiagą, tankius branduolius ir disko sandarą, taip pat atliekant stebėjimus su ALMA. | Masės įverčiai priklauso nuo dulkių temperatūros, neskaidrumo ir numanomo dujų bei dulkių santykio. |
| Molekulių spektrinės linijos | Dujų greičiai, sužadinimo sąlygos ir judėjimas, susijęs su sukimu arba medžiagos ištekėjimu. | CO ir kitos molekulės leidžia netiesiogiai aptikti H2. Signalui įtakos turi molekulių gausa, optinis gylis ir jų prišalimas prie grūdelių. |
| Infračervené snímky a spektrá | Teplé oblasti ukryté v oblaku, rozptýlené svetlo, žiarenie rázových vĺn a absorpciu ľadu. | Z niektorých smerov pozorovania zostáva hustá hmota nepriehľadná aj pre infračervené žiarenie; pozorovania žiarenia a absorpcie umožňujú skúmať rôzne druhy hmoty. |
| Merania polarizácie a Zeemanovho efektu | Projekciu geometrie magnetického poľa a hranice jeho zložky v smere pozorovania. | Samotné merania polarizácie prachu nie sú priamym meraním intenzity poľa; na jej odhad sú potrebné ďalšie informácie a predpoklady. |
Žiadny jednotlivý obraz neposkytuje úplnú trojrozmernú mapu. Kombinácia rôznych indikátorov pomáha odlíšiť fyzickú štruktúru od vplyvu teploty, chemického zloženia a smeru pozorovania.[3], [5], [10]
Ľad na zrnkách uchováva časť zásob látok
V rámci programu „Doba ľadová“ (Ice Age) teleskopu Webb sa merala absorpcia ľadu, ktorý vznikol ešte pred začiatkom tvorby hviezd, a to na základe svetla hviezd v pozadí prenikajúceho cez hustý oblak. Takéto pozorovania ukazujú, že chemické premeny sa začínajú v chladnom zhluku hmoty, z ktorého neskôr vznikajú hviezdy a disky.
Tieto molekuly pomáhajú vysledovať pôvod materiálov, z ktorých vznikajú planéty. Ich samotná detekcia nedokazuje existenciu života ani neumožňuje s konečnou platnosťou určiť, aké látky bude obsahovať budúca planéta.[18]
Opakované pozorovania poskytujú ďalší rozmer: zmeny jasnosti, výtokov hmoty a okolitej látky môžu odhaliť, ako sa mení akrécia. Súhrn údajov umožňuje overiť, ako plyn z oblaku prúdi do disku a z neho na hviezdu.[15]
Hviezda sa zrodila. Nasleduje najdlhšia kapitola jej života.
Pri formovaní hviezdy sa vplyvom gravitácie, chladnutia, rotácie a výmeny energie a momentu hybnosti zo studeného medzihviezdneho oblaku stáva horúci, kompaktný objekt. Zachováva si stopy svojho miesta zrodu aj vlastného rastu.
Ďalej – Hviezdy hlavnej postupnosti: jadrová syntéza vodíka– fáza, keď dlhodobá jadrová syntéza v jadre hviezdy poskytuje energiu počas väčšiny jej žiarivého života.
Zdroje a ďalšia literatúra
Vedecké články, autorské prehľady a materiály observatórií, ktoré podkladajú diskutované fyzikálne procesy a príklady. Vývojová sekvencia hviezd s nízkou hmotnosťou je užitočným základom na vysvetlenie, skutočné systémy sa však líšia hmotnosťou, prostredím, geometriou a históriou akrécie.
- McKee a Ostriker (2007) – Teória tvorby hviezdFyzikálny základ na pochopenie kolapsu, tepelného odporu proti gravitácii, turbulencie a charakteristických časových škál.
- Chevance a kol. (2023) – Život a vývoj obrovských molekulových oblakovVznik oblakov, fyzikálne podmienky, tienenie, spätná väzba a premena plynu na hviezdy.
- Bolatto, Wolfire a Leroy (2013) – Prepočítavací koeficient CO–H₂Prečo sa studený molekulový vodík deteguje nepriamo a ako odhady hmotnosti založené na CO závisia od podmienok.
- André a kol. (2014) – Od sietí filamentov k hustým jadrám v molekulových oblakoch: k novým paradigmám tvorby hviezdSúvislosť medzi molekulovými filamentmi, hustými jadrami a tvorbou hviezd.
- Pattle a kol. (2023) — Magnetické polia pri tvorbe hviezd: od oblakov po jadráGeometria magnetického poľa, merania polarizácie a metódy odhadu intenzity poľa.
- Krumholz a Federrath (2019) — Úloha magnetických polí pri určovaní rýchlosti tvorby hviezd a počiatočnej hmotnostnej funkcieAko magnetické polia v interakcii s turbulenciou a spätnou väzbou regulujú tvorbu hviezd.
- Sun a kol. (2023) — Zákony a efektívnosť tvorby hviezd v 80 blízkych galaxiáchPozorovaním určené ukazovatele efektívnosti, ich priestorové mierky a závislosť od zvolených metód merania.
- Dale, Haworth a Bressert (2015) — Riziká príliš ľahkého pripisovania spúšťania tvorby hviezdPrečo samotná blízkosť mladej hviezdy k obalu vytvorenému spätnou väzbou nedokazuje, že jej vznik bol spustený.
- Young (2023) — Poznatky zo numerických simulácií štádií prvého a druhého hydrostatického jadraZohrievanie, prvé hydrostatické jadro, disociácia molekúl vodíka a druhý kolaps.
- Tobin a Sheehan (2024) — Štruktúra protohviezdnych systémov z pozorovacieho hľadiskaVčasné disky, obaly, triedy založené na pozorovaniach a vplyv pozorovacej geometrie.
- Dunham a kol. (2014) — Vývoj protohviezd: poznatky z desaťročia infračervených prehliadok teleskopmi „Spitzer“ a „Herschel“Trvanie štádia protohviezdy ukrytej v obale, zdroje svietivosti, akrécia a odhady založené na populáciách.
- Kunitomo a kol. (2017) — Nový pohľad na vývoj hviezd pred dosiahnutím hlavnej postupnosti. I. Význam účinnosti akrécie a zastúpenia deutériaAko akrécia a skoré horenie deutéria ovplyvňujú cestu k hlavnej postupnosti.
- Manara a kol. (2023) — Demografia mladých hviezd a ich protoplanetárnych diskov: poznatky o vývoji diskov a jeho súvislosti so vznikom planétVývoj diskov, prenos momentu hybnosti, magnetické vetry a rozptyľovanie diskov.
- Frank a kol. (2014) — Výtrysky a odtoky od hviezdy po oblak: pozorovania overujú teóriuVystreľované výtrysky a vetry, molekulárny plyn strhávaný prúdením, rázové vlny a ich súvislosť s akréciou.
- Fischer a kol. (2023) — Premenlivosť akrécie ako nástroj na skúmanie rastu hviezdnej hmotnostiPremenlivá akrécia a pozorovacie dôkazy o epizódach rýchleho rastu hviezd.
- Tan a kol. (2014) — Vznik hmotných hviezdHmotné protohviezdy, konkurenčné modely ich vzniku a akrécia pri silnej spätnej väzbe.
- NASA (2023) — Teleskop NASA „Webb“ zachytil nadzvukový výtok hmoty z mladej hviezdyInfračervené pozorovania HH 211 a žiarenie rázových vĺn spojené s mladým zdrojom ukrytým v obale.
- McClure a kol. (2023) — „Ice Age“: inventarizácia ľadu v hustom molekulárnom oblaku pomocou JWSTAbsorpčné spektrálne črty ľadu odhaľujú zásoby chemických látok, ktoré sú prítomné už pred začiatkom tvorby hviezd.
Všetky články v tejto kapitole
- Molekulárne oblaky a protohviezdy — práve ste tu
- Hviezdy hlavnej postupnosti: jadrová fúzia vodíka
- Cesty jadrovej fúzie
- Hviezdy s malou hmotnosťou: červené obry a biele trpaslíky
- Hmotné hviezdy: nadobry a supernovy po kolapse jadra
- Neutrónové hviezdy a pulzary
- Magnetary: extrémne magnetické polia
- Hviezdne čierne diery
- Nukleosyntéza: prvky ťažšie ako železo
- Dvojhviezdy a exotické javy