Межгалактический газ


Межзвездный газ

По всей вероятности, первыми внеземными объектами, которые привлекли внимание человека еще в глубокой древности, были Солнце и Луна. Вопреки известной шутке о том, что Луна полезнее Солнца потому, что светит ночью, а днем и без того светло, первостепенная роль Солнца была отмечена людьми еще в первобытную эпоху, и это нашло отражение в мифах и легендах почти всех народов.

Вопрос о том, какова природа звезд, возник, очевидно, гораздо позже. Заметив блуждающие звезды — планеты, люди, быть может, впервые сделали попытку проанализировать взаимосвязь различных явлений, хотя возникшая таким путем астрология подменила знания суевериями. Любопытно, что астрономия, одна из наиболее обобщающих наук о природе, свои первые шаги совершала по зыбкой почве заблуждений, отголоски которых дошли даже до наших дней.


Причину этих заблуждений легко понять, если учесть, что первый этап развития науки о небе в буквальном смысле слова был основан на созерцании и абстрактном мышлении, когда практически отсутствовали какие-либо астрономические инструменты. Тем более поразительно, что этот этап блестяще завершился, бессмертным творением Коперника — первой и важнейшей революцией в астрономии. До этого казалось очевидным, что наблюдаемое, видимое совпадает с действительным, реально существующим, копирует его. Коперник впервые доказал, что действительное может радикально и принципиально отличаться от видимого.

Следующий столь же решительный шаг сделан великим Галилеем, сумевшим увидеть то, что не заметил даже такой тонкий наблюдатель, как Аристотель. Именно Галилей впервые понял, что, вопреки очевидному, процесс движения тела вовсе не означает постоянного воздействия на него другого тела. Открытый Галилеем принцип инерции позволил затем Ньютону сформулировать законы динамики, которые послужили фундаментом современной физики.

Если самое гениальное свое открытие Галилей сделал в области механики — и это в дальнейшем принесло огромную пользу астрономии, — то непосредственно наука о небе обязана ему началом новой эпохи в своем развитии — эпохи телескопических наблюдений.


Применение телескопа в астрономии прежде всего неизмеримо увеличило число объектов, доступных исследованиям. Еще Джордано Бруно говорил о бесчисленных мирах солнц. Он оказался прав: звезды — самые важные объекты во Вселенной, в них сконцентрировано почти все космическое вещество. Но звезды — это не просто резервуары для хранения массы и энергии. Они являются термоядерными котлами, где происходит процесс образования атомов тяжелых элементов, без которых невозможны были бы наиболее сложные этапы эволюции материи, приведшие на Земле к возникновению флоры, фауны, человека и наконец человеческой цивилизации.

По мере совершенствования телескопов и методов регистрации электромагнитного излучения астрономы получают возможность проникать во все более удаленные уголки космического пространства. И это не только расширяет геометрический горизонт известного нам мира: более далекие объекты отличаются и по возрасту, так что в известной нам части Вселенной, которую принято называть Метагалактикой, содержится богатая информация об истории развития, иными словами, об эволюции Вселенной. Современная астрономия обогатилась учением о развитии миров, подобно тому как биология в свое время обогатилась учением Дарвина. Это уже более высокая ступень перехода -от видимого к действительному, ибо по тому, что видно сегодня, мы познаем суть явлений в далеком прошлом и можем предвидеть будущее!


В последнее время в астрономии наметился еще один важный переход от наблюдаемого к действительному. Само по себе наблюдаемое теперь оказалось достоянием многих ученых-астрономов, вооруженных самой современной техникой, которая использует малейшие возможности, скрытые в тайниках физических законов и позволяющие вырывать у природы ее тайны. Но проникновение в неведомую еще нам реальность — это не просто представление о том, что вокруг чего обращается, и даже не то, что является причиной движения или как выглядели те или иные тела в незапамятные времена, а нечто гораздо большее. Это – познание свойств пространства и времени в целом, в масштабах, не доступных нашему непосредственному восприятию и созерцанию.

Пространство между звёздами, за исключением отдельных туманностей, выглядит пустым. На самом же деле всё межзвёздное пространство заполнено веществом. К такому заключению учёные пришли после того, как в начале XX в. швейцарский астроном Роберт Трюмплер открыл поглощение (ослабление) света звёзд на пути к земному наблюдателю. Причём степень его ослабления зависит от цвета звезды. Свет от голубых звёзд поглощается более интенсивно, чем от красных. Таким образом, если звезда излучает в голубых и красных лучах одинаковое количество энергии, то в результате поглощения света голубые лучи ослабляются сильнее красных и с Земли звезда кажется красноватой.


Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве не равномерно, а имеет клочковатую структуру и концентрируется к Млечному Пути. Тёмные туманности, такие, как Угольный Мешок и Конская Голова, являются местом повышенной плотности поглощающего межзвёздного вещества. А состоит оно из мельчайших частиц — пылинок. Физические свойства пылинок к настоящему времени изучены достаточно хорошо.

Помимо пыли между звёздами имеется большое количество невидимого холодного газа. Масса его почти в сто раз превосходит массу пыли. Как же стало известно о существовании этого газа? Оказалось, что атомы водорода излучают радиоволны с длиной волны 21 см. Большую часть информации о межзвёздном веществе получают с помощью радиотелескопов. Так были открыты облака атомарного нейтрального водорода.

Типичное облако атомарного нейтрального водорода имеет температуру около 70 К (—200 °С) и невысокую плотность (несколько десятков атомов в кубическом сантиметре пространства). Хотя такая среда и считается облаком, для землянина это >глубокий вакуум, в миллиард раз разреженнее, чем вакуум, создаваемый, например, в кинескопе телевизора. Размеры облаков водорода — от 10 до 100 пк (для сравнения: звёзды в среднем находятся друг от друга на расстоянии 1 пк).

Впоследствии были обнаружены ещё более холодные и плотные облака молекулярного водорода, совершенно непрозрачные для видимого света.
енно в них сосредоточена большая часть холодного межзвёздного газа и пыли. По размерам эти облака примерно такие же, как и области атомарного водорода, но плотность их в сотни и тысячи раз выше. Поэтому в больших молекулярных облаках может содержаться огромная масса вещества, достигающая сотен тысяч и даже миллионов масс Солнца. В молекулярных облаках, состоящих в основном из водорода, присутствуют и многие более сложные молекулы, в том числе простейшие органические соединения. Некоторая часть межзвёздного вещества нагрета до очень высоких температур и «светится» в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах. В рентгеновском диапазоне излучает самый горячий газ, имеющий температуру около миллиона градусов. Это — короналъный газ,названный так по аналогии с разогретым газом в солнечной короне. Корональный газ отличается очень низкой плотностью: примерно один атом на кубический дециметр пространства.

Горячий разреженный газ образуется в результате мощных взрывов — вспышек сверхновых звёзд. От места взрыва в межзвёздном газе распространяется ударная волна и нагревает газ до высокой температуры, при которой он становится источником рентгеновского излучения. Корональный газ обнаружен также в пространстве между галактиками.

Итак, основным компонентом межзвёздной среды является газ, состоящий из атомов и молекул. Он перемешан с пылью, содержащей около 1% массы межзвёздного вещества, и пронизывается быстрыми потоками элементарных частиц — космическими лучами — и электромагнитным излучением, которые также можно считать составляющими межзвёздной среды. Кроме того, межзвёздная среда оказалась слегка намагниченной.


 Магнитные поля связаны с облаками межзвёздного газа и движутся вместе с ними. Эти поля примерно в 100 тыс. раз слабее магнитного поля Земли. Межзвёздные магнитные поля способствуют образованию наиболее плотных и холодных облаков газа, из которых конденсируются звёзды. Частицы космических лучей также реагируют на межзвёздное магнитное поле: они перемещаются вдоль его силовых линий по спиральным траекториям, как бы навиваясь на них. При этом электроны, входящие в состав космических лучей, излучают радиоволны. Это так называемое синхротронное излучение рождается в межзвёздном пространстве и уверенно наблюдается в радиодиапазоне.

ГАЗОВЫЕ ТУМАННОСТИ

Наблюдения с помощью телескопов позволили обнаружить на небе большое количество слабосветящихся пятен — светлых туманностей. Систематическое изучение туманностей начал в XVIII в. Уильям Гершель. Он разделял их на белые и зеленоватые. Подавляющее большинство белых туманностей образовано множеством звёзд — это звёздные скопления и галактики, а некоторые оказались связанными с межзвёздной пылью, которая отражает свет близко расположенных звёзд, — это отражательные туманности. Как правило, в центре такой туманности видна яркая звезда. А вот зеленоватые туманности — не что иное, как свечение межзвёздного газа.


Самая яркая на небе газовая туманность — Большая туманность Ориона. Она видна в бинокль, а при хорошем зрении её можно заметить и невооружённым глазом — чуть ниже трёх звёзд, расположенных в одну линию, которые образуют Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.

Что заставляет светиться межзвёздный газ? Ведь привычный нам воздух прозрачен и не излучает света. Голубое небо над головой светится рассеянным на молекулах воздуха светом Солнца. Ночью небо становится тёмным. Впрочем, иногда всё же можно увидеть свечение воздуха, например во время грозы, когда под действием электрического разряда возникает молния. В северных широтах и в Антарктиде часто наблюдаются полярные сияния — разноцветные полосы и сполохи на небе. В обоих случаях воздух излучает свет не сам по себе, а под действием потока быстрых частиц. Поток электронов порождает вспышку молнии, а попадание в атмосферу Земли энергичных частиц из радиационных поясов, существующих в околоземном космическом пространстве, — полярные сияния.


Подобным образом возникает излучение в неоновых и других газовых лампах: поток электронов бомбардирует атомы газа и заставляет их светиться. В зависимости от того, какой газ находится в лампе, от его давления и электрического напряжения, приложенного к лампе, изменяется цвет излучаемого света.

В межзвёздном газе также происходят процессы, приводящие к излучению света, однако они не всегда связаны с бомбардировкой газа быстрыми частицами.

Объяснить, как возникает свечение межзвёздного газа, можно на примере атомарного водорода. Атом водорода состоит из ядра (протона), имеющего положительный электрический заряд, и вращающегося вокруг него отрицательно заряженного электрона. Они связаны между собой электрическим притяжением. Затратив определённую энергию, их можно разделить. Такое разделение приводит к ионизации атома. Но электроны и ядра могут вновь соединиться друг с другом. При каждом объединении частиц будет выделяться энергия. Она излучается в виде порции (кванта) света определённого цвета, соответствующего данной энергии.

Итак, для того чтобы газ излучал, необходимо ионизовать атомы, из которых он состоит. Это может произойти в результате столкновений с другими атомами, но чаще ионизация возникает, когда атомы газа поглощают кванты ультрафиолетового излучения, например от ближайшей звезды.


Если вблизи облака нейтрального водорода вспыхнет голубая горячая звезда, то при условии, что облако достаточно большое и массивное, почти все ультрафиолетовые кванты от звезды поглотятся атомами облака. Вокруг звезды складывается область ионизованного водорода. Освободившиеся электроны образуют электронный газ температурой около 10 тыс. градусов. Обратный >процесс рекомбинации, когда свободный электрон захватывается протоном, сопровождается переизлучением освободившейся энергии в виде квантов света.

Свет излучается не только водородом. Как считалось в XIX в., цвет зеленоватых туманностей определяется излучением некоего «небесного» химического элемента, который назвали небулием (от лат.nebula— «туманность»). Но впоследствии выяснилось, что зелёным цветом светится кислород. Часть энергии движения частиц электронного газа расходуется на возбуждение атомов кислорода, т. е. на перевод электрона в атоме на более далёкую от ядра орбиту. При возвращении электрона на устойчивую орбиту атом кислорода должен испустить квант зелёного света. В земных условиях он не успевает этого сделать: плотность газа слишком высока и частые столкновения «разряжают» возбуждённый атом. А в крайне разреженной межзвёздной среде от одного столкновения до другого проходит достаточно много времени, чтобы электрон успел совершить этот запрещённый переход и атом кислорода послал в пространство квант зелёного света. Аналогичным образом возникает излучение азота, серы и некоторых других элементов.


Таким образом, область ионизованного газа вокруг горячих звёзд можно представить в виде «машины», которая перерабатывает ультрафиолетовое излучение звезды в очень интенсивное излучение, спектр которого содержит линии различных химических элементов. И цвет газовых туманностей, как выяснилось позднее, различен: они бывают зеленоватые, розовые и других цветов и оттенков — в зависимости от температуры, плотности и химического состава газа.

Некоторые звезды на заключительных стадиях эволюции постепенно сбрасывают внешние слои, которые, медленно расширяясь, образуют светящиеся туманности. При наблюдении в телескопы эти туманности напоминают диски планет, поэтому они получили название планетарных. В центре некоторых из них можно увидеть небольшие очень горячие звезды. Расширяющиеся газовые туманности также возникают в конце жизни некоторых массивных звезд, когда они взрываются как сверхновые; при этом звезды полностью разрушаются, рассеивая свое вещество в межзвездное пространство. Это вещество богато тяжелыми элементами, образовавшихся в ядерных реакциях, протекавших внутри звезды, и в дальнейшем служит материалом для звезд новых поколений и планет.

Что происходит в центре нашей Галактики?

Центральная область Млечного Пути приковывала внимание астрономов на протяжении многих десятилетий. От нее до Земли всего 25 тыс. световых лет, тогда как от центров других галактик нас отделяют миллионы световых лет, поэтому есть все основания надеяться, что именно центр нашей Галактики удастся изучить более подробно. Однако в течение длительного времени непосредственно наблюдать эту область было невозможно, поскольку она скрыта большими плотными облаками газа и пыли. Хотя открытия, сделанные при наблюдениях рентгеновского и гамма-излучения, безусловно важны, наиболее обширные и ценные спектроскопические исследования центра Галактики были проведены в инфракрасном и радиодиапазонах, в которых он впервые наблюдался. Довольно подробно изучалось радиоизлучение атомарного водорода с длиной волны 21 см. Водород — наиболее распространенный элемент во Вселенной, что компенсирует слабость его излучения. В тех областях Млечного Пути, где облака межзвездного газа не слишком плотны и где ультрафиолетовое излучение не очень интенсивно, водород присутствует главным образом в виде изолированных электрически нейтральных атомов; именно хорошо различимые радиосигналы атомарного водорода детально картировались для установления структуры нашей Галактики.

На расстояниях более 1000 св. лет от центра Галактики излучение атомарного водорода дает надежные данные о вращении Галактики и структуре ее спиральных рукавов. Из него нельзя получить много информации об условиях вблизи центра Галактики, поскольку там водород преимущественно объединен в молекулы или ионизован (расщеплен на протон и электрон).

Мощные облака молекулярного водорода скрывают центр Галактики и наиболее удаленные объекты, находящиеся в плоскости Галактики. Однако микроволновые и инфракрасные телескопы позволяют наблюдать и эти облака, и то, что находится сзади них в галактическом центре. Кроме молекулярного водорода облака содержат много стабильных молекул окиси (монооксида) углерода (СО), для которых наибольшая характеристическая длина волны излучения составляет 3 мм. Это излучение проходит через земную атмосферу и может быть зарегистрировано наземными приемниками; особенно много окиси углерода в темных пылевых облаках, поэтому она играет полезную роль для определения их размеров и плотности. Измеряя доплеровский сдвиг (изменение частоты и длины волны сигнала, вызываемое движением источника вперед или назад относительно наблюдателя), можно определить и скорости движения облаков.

Обычно темные облака довольно холодные — с температурой около 15 К(—260°С), поэтому окись углерода в них находится в низких энергетических состояниях и излучает на относительно низких частотах — в миллиметровом диапазоне. Часть вещества вблизи центра Галактики явно более теплая. С помощью Койперовской астрономической обсерватории исследователями из Калифорнийского университета в Беркли зарегистрировали более энергичное излучение окиси углерода в дальней инфракрасной области, указывающее на температуру газа около 400 К, что приблизительно соответствует точке кипения воды. Этот газ нагревается под воздействием идущего из центра Галактики ультрафиолетового излучения и, возможно, ударных волн, которые возникают при столкновениях облаков, движущихся вокруг центра.

В других местах вокруг центра окись углерода несколько холоднее и большая часть ее излучения приходится на более длинные волны — около 1 мм. Но даже здесь температура газа составляет несколько сотен кельвинов, т. е. близка к температуре у поверхности Земли и гораздо выше, чем внутри большинства межзвездных облаков. ‘К другим детально изученным молекулам относятся цианистый водород (HCN), гидроксил (ОН), моносульфид углерода (CS) и аммиак (NH^). Карта излучения HCN высокого разрешения была получена на радиоинтерферометре Калифорнийского университета. Карта указывает на существование разбитого на отдельные сгустки, неоднородного диска из теплых молекулярных облаков, окружающего «полость» шириной около 10 св. лет в центре Галактики. Поскольку диск наклонен относительно линии наблюдения с Земли, эта круглая полость кажется эллиптической (см. рис. внизу).

Атомы углерода и кислорода, часть которых ионизована ультрафиолетом, перемешаны в диске с молекулярным газом. Карты инфракрасного и радиоизлучений, соответствующих линиям испускания ионов, атомов и разных молекул, показывают, что газовый диск вращается вокруг центра Галактики со скоростью около 110 км/с, а также, что этот газ теплый и собран в отдельные сгустки. Измерения обнаружили и некоторые облака, движения которых совершенно не соответствуют этой общей схеме циркуляции; возможно, это вещество упало сюда с некоторого расстояния. Ультрафиолетовое излучение центральной области «ударяет» по внешнему краю облачного диска, создавая почти непрерывное кольцо ионизованного вещества. Ионизованные стримеры и сгустки газа имеются также в центральной полости.

Некоторые достаточно распространенные ионизованные элементы, включая неон, лишенный одного электрона, аргон без двух электронов и серу без трех электронов, имеют яркие линии излучения вблизи 10 мкм — в той части инфракрасного спектра, для которого земная атмосфера прозрачна. Было также обнаружено, что из всех элементов вблизи центра преобладает однозарядный ионизованный неон, тогда как трехзарядный ион серы там практически отсутствует. Чтобы отобрать три электрона у атома серы, нужно затратить гораздо больше энергии, чем для того, чтобы отобрать один электрон у атома неона; наблюдаемый состав вещества указывает на то, что в центральной области поток ультрафиолетового излучения велик, но его энергия не очень большая. Отсюда следует, что это излучение, по-видимому, создается горячими звездами с температурой от 30 до 35 тыс. Кельвинов, и звезды с температурой, существенно больше указанной, отсутствуют.

Спектроскопический анализ излучения ионов дал также подробную информацию о скоростях разреженного вещества внутри полости диаметром 10 св. лет, окружающей центр. В некоторых частях полости скорости

близки к скорости вращения кольца молекулярного газа — около 110 км/с. Часть облаков внутри этой области движется значительно быстрее — примерно со скоростью 250 км/с, а некоторые имеют скорости до 400 км/с.

В самом центре обнаружено ионизованное вещество, движущееся со скоростями до 1000 км/с. Это вещество ассоциировано с интересным набором объектов вблизи центра полости, известным как IRS16, который был обнаружен Беклином и Негебауэром во время поиска источников коротковолнового инфракрасного излучения. Большинство найденных ими очень небольших источников — это, вероятно, одиночные массивные звезды, но IRS 16 (16-й в их списке инфракрасный источник) представляет собой нечто иное: последующие измерения выявили в нем .пять ярких необычных компонентов. Вся эта центральная область — как теплый газовый диск, так и внутренняя полость — является, по-видимому, сценой, где совсем недавно разыгралось какое-то бурное действие. Кольцо или диск газа, вращающиеся вокруг центра Галактики, должны постепенно превратиться в однородную структуру в результате столкновений между быстро и медленно движущимися сгустками вещества. Измерения доплеровского сдвига показывают, что разница между скоростями отдельных сгустков в кольце молекулярного газа достигает десятков километров в секунду. Эти сгустки должны сталкиваться, а их распределение сглаживаться в масштабах времени порядка 100 тыс. лет, т. е. за один-два оборота вокруг центра. Отсюда следует, что в течение этого промежутка времени газ подвергся сильному возмущению, возможно, в результате выделения энергии из центра или падения вещества с некоторого расстояния извне, и столкновения между сгустками должны быть еще достаточно сильными, чтобы в газе возникали ударные волны. Справедливость этих выводов может быть проверена путем поиска «следов» таких волн.

Ударные волны могут быть идентифицированы по спектральным линиям горячих сильно возбужденных молекул. Такие молекулы были обнаружены при наблюдениях с Койперовской астрономической обсерватории; к ним относятся радикалы гидроксила — электрически заряженные фрагменты молекул воды, которые были с силой разорваны на части. Зарегистрировано также коротковолновое инфракрасное излучение горячих молекул водорода; оно указывает, что в некоторых местах температура облаков молекулярного газа достигает 2000 К — именно такая температура может создаваться ударными волнами. Каков источник плотных молекулярных пылевых облаков вблизи центра? Вещество содержит тяжелые элементы; это указывает на то, что оно было образовано в недрах звезд, где в результате элементы, такие как углерод, кислород и азот. Старые звезды расширяются и испускают огромное количество вещества, а в некоторых случаях взрываются как сверхновые. В любом случае тяжелые элементы выбрасываются в межзвездное пространство. Вещество облаков, находящихся вблизи центра Галактики, было, по-видимому, более основательно «обработано» внутри звезд, чем вещество, расположенное дальше от центра, поскольку вблизи центра особенно много некоторых редких изотопов, образующихся только внутри звезд.

Не все это вещество было создано ранее существовавшими звездами в непосредственной близости от центра. Возможно, часть облаков была притянута извне. Под влиянием трения и магнитных полей вещество постепенно стягивается по направлению к центру, поэтому в этой области оно должно скапливаться..

Газ в Большом Магеллановом Облаке.

Светящиеся газовые туманности- одни из наиболее красивых и впечатляющих объектов во Вселенной. Туманность 30 Золотой Рыбы является самой яркой и большой из газовых туманностей трех десятков галактик местной группы, включая нашу Галактику. Она имеет неправильную форму и огромные размеры. В то время как Большая туманность в созвездии Ориона видна невооруженным глазом в виде звезды с размытым изображением. Туманность 30 Золотой Рыбы занимает на небе площадь, сравнимую с диском солнца или полной луны, несмотря на то что она находится от нас в 100 с лишним раз дальше туманности Ориона. Ее диаметр составляет около 1000 световых лет, а туманности Ориона – всего три световых года. Газ туманности в значительной степени ионизирован: большая часть атомов потеряла по крайней мере по одному электрону. Оказывается, туманность 30 Золотой Рыбы содержит ионизированного газа в 1500 раз больше, чем туманность Ориона. Ионизация газа происходит под действием ультрафиолетового излучения, испускаемого массивными горячими молодыми звездами, находящимися в туманности.

 Двадцатый век породил удивительные науку и технику, они позволяют человеческой мысли проникать в глубины Вселенной, поистине за пределы известного мира. Наш кругозор и горизонты видимого мира расширились на столько, что человеческий разум, пытающийся сбросить с себя оковы земных предрассудков, едва способен овладеть им. Ученые, работающие в различных областях науки, пытаясь с помощью физических законов объяснить загадочные объекты, обнаруженные в наше время, убеждаются в том, что удивительная Вселенная, в которой мы живём, в основном ещё нам не известна. Если же какая-либо информация о Вселенной становится доступной, то часто даже самый дерзновенный ум оказывается не подготовленным к её восприятию в той форме, в какой её преподносит природа. Поражаясь необычности вновь открытых небесных объектов, следует помнить, что за всю историю человечества, ни одна наука не достигала столь феноменально быстрого развития, как наука об этих уникальных объектах. И всё это буквально за последние десятилетия. Утоляя присущую человеку неистощимую жажду познания, астрофизики неутомимо изучают природу этих небесных объектов, бросающих вызов человеческому разуму.

Список литературы

1. С.Данлоп «Азбука звёздного неба» (1990 г.)

2. И.Левитт «За пределами известного мира» (1978 г.)

3. Джон С. Матис «Объект необычайно высокой светимости в Большом Магелановом Облаке» (В мире науки. Октябрь 1984 г.)

4. Чарлз Г. Таунс, Рейнгард Гензел «Что происходит в центре нашей Галактики?» (В мире науки. Июнь 1990 г.)

5. Аванта плюс. Астрономия.

Для подготовки данной работы были использованы материалы с сайта http://www. bolshe.ru/

Дата добавления: 26.12.2002

Источник: www.km.ru

Как говорилось выше, молодые звезды в галакти­ках сконцентрированы внутри звездного диска, вблизи его центральной плоскости. Там же сосредоточен поч­ти весь межзвездный газ. Спрашивается, почему же газ и звезды распределены неодинаково? Дело в том, что в обычном газе, даже если он крайне разрежен, происходят столкновения отдельных частиц (или обла­ков, если среда не сплошная). В результате газ неиз­бежно теряет часть своей внутренней энергии, «высве­чивая ее», т. е. порождая электромагнитное излучение, которое эту энергию уносит. Поэтому газ динамически эволюционирует несравненно быстрее, чем совокуп­ность большого количества звезд, вероятность столкно­вений которых в галактиках ничтожно мала. Этим прежде всего и объясняется различное распределение звезд и газа в галактиках.

Поясним это на таком примере. Представим себе медленно вращающийся и сжимающийся под действи­ем собственной гравитации газовый шар — протогалак­тику, в которой только начинают образовываться пер­вые звезды. Неважно, сплошной этот шар или состоит из многих облаков; однако если газ в процессе сжатия теряет энергию движения, то он будет собираться в диск, к экваториальной плоскости протогалактики. Воз­никающие в газе звезды, сохраняя свою энергию (гра­витационную плюс кинетическую), быстро «отвяжутся» от газа, в то время как последний будет оседать, обра­зуя диск. Звезды же будут продолжать двигаться в том объеме, который заполнял газ в момент их рож­дения. Отсюда следует вывод, что пока не закончи­лось формирование диска, звезды будут рождаться все ближе и ближе к плоскости галактики. Действительно, для нашей Галактики, например, давно известно, что самые старые звезды населения типа II заполняют большой объем пространства и далеко уходят от га­лактической плоскости, двигаясь по вытянутым, дале­ко не круговым орбитам; в то же время траектории звезд, образующих диск, наоборот, близки к окруж­ностям.

С этой точки зрения отсутствие диска в эллипти­ческих галактиках говорит о том, что газ весь (или почти весь) там превратился в звезды еще до того, как успел потерять энергию и образовать диск. А возник­шие из газа звезды продолжают двигаться по вытя­нутым орбитам, расположенным в различных плоскостях. В галактиках типа Sc или Ir, для которых харак­терны хорошо развитый звездный диск и слабая сфе­роидальная составляющая, большинство звезд, наоборот, появилось уже после того, как газ потерял энер­гию и сформировал диск.

Заметим, что эти рассуждения можно отнести и к образованию Солнечной системы: орбиты планет рас­положены примерно в одной плоскости, значит их обра­зование произошло уже после того, как протопланетное пазовое облако сжалось в диск. Раньше этого, возмож­но, возникли кометы, двигающиеся по вытянутым ор­битам, сильно наклоненным к плоскостям планетных орбит.

Сейчас в галактиках осталось уже мало газа — в большинстве случаев несколько процентов от первона­чального количества. Естественно ожидать, что он ско­пился там, где минимальна потенциальная энергия тел: вблизи плоскости звездного диска.

Обнаружить на фотографиях следы межзвездного газа можно только в том случае, если он нагрет и до­статочно плотен. Нагреть газ и заставить его светить­ся может любая горячая звезда. Ее ультрафиолетовая радиация вызовет ионизацию газа с последующим пе­реизлучением как в непрерывном спектре, так и в от­дельных спектральных линиях.

Зоны ионизованного водорода называются областя­ми Н II. Это светлые газовые туманности, которые на­блюдаются в телескопы как небольшие зеленоватые пятнышки.

Звезды, способные благодаря высокой температуре и светимости ионизовать большие массы газа и приве­сти к появлению хорошо заметных областей Н II, должны находиться среди недавно образовавшихся звезд. По этим причинам области Н II служат отличными индикаторами тех районов галактики, где происходит интенсивное звездообразование.

Для выявления областей Н II в галактиках исполь­зуют спектральные аппараты, позволяющие обнару­жить эти области по характерному спектру газа, или фотографируют галактики через специальные свето­фильтры, пропускающие свет в тех спектральных ли­ниях, которые излучает горячий газ.

Наблюдения областей Н II в галактиках привели к важным открытиям. Так оказалось, что эти области (а значит, и районы, где образуются звезды) почти всегда лежат в спиральных ветвях галактик. Особенно много областей Н II в галактиках типов Sc или Ir. В них иногда встречаются такие гигантские области Н II, размер которых превышает 1 кпс, а масса горя­чего газа — 1 млн. солнечных масс. Для сравнения укажем, что хорошо известная область Н II в нашей Галактике туманность Ориона содержит горячего газа около 100 солнечных масс и имеет размер около 5 пс.

В эллиптических галактиках области Н II почти никогда не наблюдаются — в этих звездных системах вообще очень мало межзвездного газа.

Помимо спиральных ветвей, следы горячего газа обнаруживаются с помощью спектроскопии и вблизи самих центров галактик, в их ядрах (в том числе и в ядрах некоторых эллиптических галактик).

Но во всех случаях области Н II содержат очень небольшой процент всего межзвездного газа в галак­тике. Остальной газ слишком разрежен или слишком холоден, чтобы можно было зарегистрировать его оп­тическое излучение.

Основную массу газа в галактике составляет не ионизованный, а холодный нейтральный водород (Н I) и молекулярный водород Н2. Холодный нейтральный водород не излучает в оптическом диапазоне, и все же его удается наблюдать, только совершенно иным путем: методом радиоастрономии.

В 1945 г. молодой голландский ученый ван де Хюлст выдвинул предположение о существовании из­лучения нейтрального межзвездного водорода в радио­линии на длине волны около 21 см, или, точнее, на ча­стоте 1420,4 МГц. Вскоре сигнал от нейтрального меж­звездного водорода на этой линии действительно был зафиксирован. Как и можно было ожидать, водород наблюдался преимущественно вблизи плоскости Млеч­ного Пути. По эффекту Доплера было также подтвер­ждено, что газ, как и следовало ожидать, принимает участие во вращении нашей Галактики. До сих пор радионаблюдения нейтрального водорода в Галактике представляют основной метод исследования внутренних движений газа в Галактике, его распределения в ней, спиральной структуры самой Галактики. Правда, ин­терпретация подобных наблюдений осложняется тем, что радиотелескоп регистрирует потоки излучения, при­ходящие от всех слоев газа, лежащих в том направ­лении, куда наведен радиотелескоп.

Казалось бы, для других галактик сопоставить распределение звезд и газа проще: рассматривая слож­ную систему со стороны, всегда можно лучше разо­браться в ее структуре, чем изучая ее изнутри. Но га­лактики все же очень далеки от нас и занимают на небе области, за редким исключением очень малых угловых размеров (меньше 0,1 кв. углового градуса). Уловить слабое радиоизлучение нейтрального водорода от таких объектов — задача технически очень сложная. А главное — радиотелескопы из-за волновых свойств из­лучения в большинстве случаев не могут создать такого «резкого» изображения радиоисточника (в данном слу­чае, галактики), как оптические телескопы.

У радиотелескопов, как говорят, сравнительно низ­кая разрешающая способность, т. е. способность раз­личать мелкие детали изображения. Например, один из крупнейших радиотелескопов мира, на котором произ­водится изучение распределения нейтрального водоро­да в галактиках, — Джодрел-Бэнк (Великобритания), имеет разрешающую способность на волне 21 см около 10′ (он «видит» объект исследования в 10 раз менее резко, чем невооруженный человеческий глаз в «сво­ем» диапазоне длин волн).

В настоящее время зафиксировано излучение ней­трального водорода более чем от 200 галактик, хотя для большинства из них получена лишь оценка полной массы межзвездного водорода (что также важно). Но неизвестно, как он распределен внутри галактики.

Оказалось, что гигантские спиральные галактики со­держат столько межзвездного нейтрального водорода, что его могло бы хватить на образование нескольких миллиардов звезд такой массы, как наше Солнце. Ин­тенсивность процесса образования звезд, как можно было ожидать, связана с количеством межзвездного газа. Вдоль морфологической последовательности га­лактик — от Е до Ir — одновременно увеличивается и относительное количество молодых звезд, и доля массы, приходящаяся на межзвездный нейтральный водо­род. В галактиках типа Sc или Ir газ составляет 15— 25% по массе, а в Е-галактиках межзвездный газ прак­тически отсутствует.

Итак, количество Н I в галактиках тесно связано с такими характеристиками, как их морфологический тип. Но здесь речь идет об общем, интегральном со­держании холодного межзвездного водорода. Сейчас имеется целый ряд галактик, для которых известна не только полная масса Н I, но и распределение его по галактическому диску. К сожалению, почти все эти га­лактики относятся к типу Sc, для которых масса меж­звездного газа достаточно велика. О распределении Н I внутри галактик других типов известно очень мало, но что касается галактик Sc, то, как оказалось, водо­род в них распределен совсем иначе, чем звезды. Для многих галактик характерно кольцеобразное распреде­ление газа: поверхностная плотность межзвездного во­дорода (т. е. его масса, приходящаяся на единицу пло­щади диска галактики) достигает максимума не в цент­ре галактики, а на некотором расстоянии от него (рис. 5). Достигнув максимума, плотность межзвезд­ного водорода спадает, но значительно медленнее, чем плотность звезд, поэтому доля массы, приходящаяся на межзвездный газ, все время повышается по мере удаления от центра. В некоторых случаях газ был об­наружен на таких расстояниях от центра, на которых присутствие звезд уже не заметно (конечно, это не означает, что их там нет совсем).

Объяснение наблюдаемого распределения Н I на­талкивается на большие трудности, поскольку количе­ство газа в галактиках непрерывно менялось из-за звез­дообразования, и мы еще плохо представляем, от каких величин зависит скорость этого изменения. По-видимому, было такое время, когда весь диск галактики со­стоял преимущественно из газа. Постепенно газ кон­денсировался в звезды, и его становилось все меньше и меньше, но на периферии галактики этот процесс происходил медленнее, чем в центральных областях, или быстрее «затормозился» (напомним, что речь идет только о галактиках, богатых газом; про другие мы пока ничего не можем сказать). Сопоставляя распре­деление межзвездного газа и звезд, в принципе можно узнать об «истории» звездообразования в дисках га­лактик. Во внешних частях спиральных, галактик меж­звездный газ, по-видимому, пришел в состояние, близ­кое к стационарному. Изменение его количества со временем почти не происходит. Звезды там или вовсе не образуются, или образуются за счет газа, сбрасы­ваемого уже проэволюционировавшими звездами. Су­ществует довольно интересное предположение амери­канского астрофизика В. Квирка о том, что средняя плотность межзвездного газа на заданном расстоянии от центра определяется скоростью вращения диска на этом участке. Если это предположение подтвердится, оно будет означать, что мы живем в такую эпоху, когда количество межзвездного водорода в большинстве на­блюдаемых галактик и его плотность почти перестали меняться со временем, поскольку скорости вращения практически не изменяются (на данном расстоянии от центра). Это предположение позволяет объяснить рас­пределение газа вдали от центра. Что касается наблю­даемого «провала» в распределении поверхностной плотности водорода в центре галактики (см. рис. 4), то он может быть объяснен действием нескольких фак­торов. Основной из них, по-видимому, связан с сущест­вованием спиральных ветвей. В большинстве галактик, где такой «провал» обнаруживается, яркие спиральные ветви простираются как раз до его краев. По-видимо­му, в спиральных ветвях происходит более быстрое и значительное исчерпание межзвездного газа, превра­щающегося в звезды. По существующим представле­ниям межзвездный газ в спиральных ветвях подвер­гается дополнительному (не гравитационному) сжатию, которое облегчает конденсацию этого газа. Можно ожи­дать, что особенно сильным сжатие будет в тех галак­тиках, которые быстро вращаются. И действительно, в таких галактиках центральный «провал» бывает осо­бенно глубоким и заметным.

Наблюдения соседних звездных систем — БМО и ММО, туманности Андромеды, галактики в Треуголь­нике — позволили увидеть мелкие детали в общей кар­тине распределения межзвездного водорода в галакти­ке. Оказалось, что он распределен очень неравномерно. Даже на одном расстоянии от центра галактики его плотность в различных местах может быть совершенно разной. В БМО, например, межзвездный газ разбит на десятки больших конденсаций. Крупные уплотнения га­за, по-видимому, присутствуют в галактиках всех ти­пов, но, что особенно важно, районы с высокой плот­ностью межзвездного газа обычно совпадают с обла­стями, где наблюдается много горячих звезд и моло­дых звездных скоплений. Иными словами, в областях повышенной плотности межзвездного газа мы, как пра­вило, наблюдаем рождение звезд. В неправильных га­лактиках области звездообразования беспорядочно раз­бросаны; в спиральных они сконцентрированы в спи­ральных ветвях. Там же, судя по фотографиям галак­тик, сконцентрирована и межзвездная пыль, поглощаю­щая свет. Этот вывод очень важен: он говорит о том, что образование звезд связано с массивными газовыми уплотнениями; в них масса газа значительно превы­шает суммарную массу возникших звезд. Например, в БМО наблюдается большая яркая область ионизо­ванного газа — газовая туманность Тарантул. Радио­наблюдения показали, что горячий газ, образующий об­ласть Н II, — это лишь нагретая звездами небольшая часть гигантского газового комплекса, куда входит 4 млн. солнечных масс водорода! Общая масса звезд в этой области по крайней мере вдесятеро меньше.

В спиральных галактиках (точнее, в их спиральных ветвях) также часто встречаются гигантские по разме­рам комплексы ионизованного и нейтрального газа, пыли и горячих звезд. Но по какой причине в спираль­ных ветвях наблюдаются уплотнения газа — из-за того, что газ там сильнее сжат к плоскости галактики, или потому, что его в ветвях просто больше? От ответа на этот вопрос зависело наше представление о природе спиральных ветвей, а значит, и о механизме, который управляет в галактиках образованием звезд. Вопрос был решен с помощью уникального радиотелескопа в Вестерборке (Голландия), который специально был сконструирован для изучения структуры протяженных радиоисточников. Этот радиотелескоп содержит 12 ча­шеобразных антенн — по 25 м диаметром каждая. 10 антенн неподвижны, а две могут менять свое поло­жение. Каждая из двух может работать «в паре» с лю­бой из неподвижных антенн — получается как бы 20 одновременно работающих двухантенных интерферомет­ров. Специальная электронно-счетная машина может обрабатывать результаты наблюдения источника, на который нацелены антенны. Вот с помощью этого ра­диотелескопа на длине волны излучения 21 см и были получены «изображения» слоя нейтрального водорода нескольких спиральных галактик с угловым разреше­нием порядка 0,5′. Оказалось, что водорода действи­тельно больше в спиральных ветвях, чем за их пре­делами: на «радиокартах» получилось отчетливое изо­бражение ветвей, которые хорошо совпадают с оптиче­скими. Значит, газ в своем движении вокруг центра га­лактики действительно скапливается в спиральных ветвях.

Однако нейтральный водород в галактиках — это еще не весь межзвездный газ. Специальные исследова­ния показали, что межзвездный газ в других галакти­ках, как и в нашей, примерно на 30% состоит из гелия. Важную проблему представляет и молекулярный во­дород. На примере нашей Галактики мы знаем, что в очень плотных облаках газа основная доля водорода находится в молекулярном состоянии (как оказалось, объединение атомов в молекулы Н2 особенно эффек­тивно происходит на межзвездных пылинках). Возмож­но, что масса молекулярного водорода во всей галак­тике сравнима с массой Н I. При этом наибольшее ко­личество молекулярного водорода можно ожидать вбли­зи областей звездообразования, где плотность газа и пыли обычно наиболее высокая.

Подводя общий итог, нужно заметить, что и коли­чество межзвездного газа, его состав, и распределение по галактике, а также форма спиральных ветвей и ха­рактеристики звездного населения зависят от того, где и в каком количестве появляются или появлялись в га­лактике молодые звезды.

  • ← Звездное население галактик и химия звезд
  • Как в галактиках образуются звезды? →

Источник: collectedpapers.com.ua

Хотя яркие туманности и выглядят эффектно, в них заключена ничтожная доля межзвездной среды, а большая ее часть скрывается в темных и очень холодных облаках молекулярного газа, имеющих температуру всего 10—50 °К. Этот газ — преимущественно смесь водорода и гелия. Средняя плотность газа в межзвездной среде очень мала — меньше одного атома в расчете на 1 см³, хотя встречаются и в тысячу раз более плотные облака. На 1000 атомов водорода приходится около 100 атомов гелия и 2—3 атома всех более сложных элементов таблицы Менделеева (прежде всего, кислорода, углерода и азота). В Галактике обнаружены и обширные области размером в сотни световых лет, заполненные очень горячим и разреженным газом с температурой от 1 до 2 миллионов °К. Потоки видимого света от такого газа слишком слабы. Горячий газ излучает в основном рентгеновские лучи и наблюдается с помощью рентгеновских телескопов.

межзвёздный газ в рентгеновских лучах
межзвёздный газ в рентгеновских лучах (голубой и зелёный цвет), подогреваемый расширяющейся ударной волной от взрыва сверхновой RCW 86. Красным и желтым показана межзвездная пыль более низкой температуры.

Области горячего газа порождают массивные звезды, и прежде всего взрывы сверхновых звезд, нагревающих и заставляющих расширяться окружающую межзвездную среду. Наиболее эффектно межзвездный газ выглядит в эмиссионных (излучающих свет) туманностях, таких, как Большая туманность Ориона, а также в планетарных туманностях, окружающих стареющие звезды,которые сбросили с себя часть газа.

Туманность Ориона

В этих ярких туманностях газ нагрет до температуры в несколько тысяч кельвинов, как на поверхности Солнца. Эмиссионные туманности светятся благодаря тому, что внутри них или рядом с ними есть молодые горячие звезды-сверхгиганты, а каждую планетарную туманность освещает изнутри горячее ядро состарившейся звезды.

Источник: light-science.ru

Общие сведения

Вселенские просторы, в которых светила занимают ничтожно малую часть, далеко не так пустынны, как считалось долгое время. Хотя и в небольших количествах, но везде присутствует межзвездный газ, наполняя собой все уголки мирозданья. В эллиптических галактиках его концентрация снижена, в иррегулярных, наоборот, повышена. Он смешан с межзвездной пылью и активно участвует в процессах образования новых звезд, которые в конце своего жизненного цикла возвращают Вселенной этот строительный материал. Таким образом происходит своеобразный обмен веществом между светилами и межзвездным газом. Цикличность этих процессов постепенно приводит к уменьшению его количества в космосе, при увеличении объемов содержания тяжелых элементов в его структуре. Но для существенных изменений в этой области требуются миллиарды лет. По приблизительным оценкам, ежегодное количество газа, задействованное в Галактике при формировании звезд, равняется 5 солнечным массам.

Состав, структура и протекающие процессы

Плотные и холодные формы межзвездного газа, содержащие водород, гелий и минимальные объемы тяжелых элементов (железо, алюминий, никель, титан, кальций), находятся в молекулярном состоянии, соединяясь в обширные облачные поля. Если же в составе вещества доминируют ионизированные или нейтральные атомы водорода, оно участвует в образовании светящихся эмиссионных туманностей, окружающих горячие звезды. Температурные характеристики межзвездного молекулярного газа лежат в диапазоне от -269 до -167°С, а его излучение охватывает довольно широкий спектр, включающий и жесткие гамма-лучи, и длинные радиоволны. Средняя плотность имеет ничтожный показатель – на 1 см куб. приходится менее одного атома вещества. Но есть и исключения, в тысячи раз превосходящие эти параметры. Обычно в составе межзвездного газа элементы распределены следующим образом: водород – 89%, гелий – 9%, углерод, кислород, азот – ок. 0,2-0,3%.

В обширных областях разряженного и горячего газа температура среды достигает 1,5 млн. градусов Цельсия, сопровождаясь рентгеновским излучением. Такие газовые объекты участвуют в формировании звезд-гигантов, провоцируют взрывы сверхновых, радикально влияют на межзвездную среду, заставляя ее расширяться. Планетарные или эмиссионные туманности из межзвездного газа светятся благодаря находящемуся в их центре или рядом с ним ядру стареющей звезды или горячим молодым светилам.

В результате исследований ученые обнаружили факт хаотичности скоростей в движении подобных образований. Облака межзвездного газа могут не только упорядоченно вращаться вокруг галактических центров, но и обладать нестабильным ускорением. В течение нескольких десятков миллионов лет они догоняют друг друга и сталкиваются, образуя комплексы из пыли и газа. Такие объекты имеют достаточную плотность, чтобы защитить свои глубины от проникающего космического излучения. Этим объясняются более низкие температуры внутри газопылевых комплексов по сравнению с межзвездными облаками. Гравитационная неустойчивость объектов постоянно влияет на процесс молекулярных преобразований в их составе и со временем приводит к формированию протозвезд.

Расположение в нашей Галактике

Максимальная концентрация межзвездного газа в нашей Галактике наблюдается в районах, удаленных от ее центральной части на 5 кпк. Его процентное содержание в общем объеме ее массы равняется 2. Толщина слоя максимальна на периферии, уменьшаясь к центру. Около половины массы межзвездного газа приходится на огромные молекулярные облака, находящиеся на расстоянии 4-8 кпк от галактической оси. Самые плотные образования составляют туманности, которые наиболее заметны и доступны для исследований. Размеры облаков из межзвездного газа могут достигать значений около 2 тыс. световых лет.

Наблюдение и его методы

Межзвездный газ, обладая высокой разреженностью и широким температурным диапазоном, изучается с помощью нескольких способов. Особый интерес в этом плане представляют светлые газовые и газопылевые туманности, так как их визуальные характеристики значительно упрощают процесс оптических наблюдений. В число методов, позволяющих получить разнообразную информацию о состоянии и структуре межзвездного газа, входят исследования:

  • непрерывного радиоизлучения;
  • межзвездных оптических и УФ линий;
  • пространственного распределения молекул;
  • рентгеновского, ИК и гамма излучений;
  • параметров межзвездного ветра;
  • мерцаний пульсаров.

Комплексный подход к изучению межзвездного газа позволил определить многие его свойства и параметры. К объектам, дающим оптимальную возможность наблюдать МГ на нашем небосводе, относится созвездие Ориона, где находится эмиссионная туманность М42.

Интересные факты

  • Галактический газовый диск изогнут на периферии.
  • Основной объем межзвездного газа сосредоточен в спиральных рукавах, один из коридоров которых расположен рядом с Солнечной системой.
  • В разреженном МГ, подвергаемом действию космических излучений, обнаружена зависимость показателей температуры, давления и объема электронов от плотности концентрации водорода.
  • К самым мощным факторам, влияющим на структурные процессы в межзвездной газовой среде, относятся спиральные ударные волны.
  • Энергия вспышки сверхновой способна пробить пространство галактического диска, вызвав тем самым отток МГ в свободное пространство Вселенной.
  • В теории молекулярные газовые облака за период в чуть более 100 лет должны превращаться в звезды. Но на практике существует множество факторов, замедляющих этот процесс.

Источник: SpaceGid.com


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.