Холодний міжзоряний газ. Міжзоряний газ

Газові туманності. Найвідоміша газова туманність - у сузір'ї Оріона (229), довжиною понад 6 пс, помітна в безмісячну ніч навіть неозброєним оком. Не менш красиві туманності Омега, Лагуна та Трироздільна у сузір'ї Стрільця, Північна Америка та Пелікан у Лебеді, туманності у Плеядах, поблизу зірки h Кіля, Розетка у сузір'ї Єдинорога та багато інших. Загалом налічують близько 400 таких об'єктів. Природно, що їх повне число в Галактиці значно більше, але ми їх не бачимо через сильне міжзоряне поглинання світла. У діапазонах газових туманностей є яскраві емісійні лінії, що доводить газову природу їх свічення. У найяскравіших туманностей простежується і слабкий безперервний спектр. Як правило, найсильніше виділяються водневі лінії Нa і Нb і знамениті небулярні лінії з довжинами хвиль 5007 і 4950 Å, що виникають при заборонених переходах двічі іонізованого кисню III. Доти, як ці лінії вдалося ототожнити, передбачалося, що їх випромінює гіпотетичний елемент небулій. Інтенсивними є також дві близькі заборонені лінії одноразово іонізованого кисню Про II з довжинами хвиль близько 3727 Å, лінії азоту та ряду інших елементів. Усередині газової туманності або безпосередньо поблизу неї майже завжди можна знайти гарячу зірку спектрального класу Про або В0, що є причиною світіння всієї туманності. Ці гарячі зірки мають дуже потужне ультрафіолетове випромінювання, що іонізує і змушує світитися навколишній газ так само, як це має місце в планетарних туманностях (див. § 152). Поглинена атомом туманності енергія ультрафіолетового кванта зірки переважно йде іонізацію атома. Залишок енергії витрачається на надання швидкості вільного електрона, тобто в кінцевому рахунку перетворюється на тепло. В іонізованому газі повинні також відбуватися зворотні процеси рекомбінації з поверненням електрона у зв'язаний стан. Однак найчастіше це реалізується через проміжні енергетичні рівні, тому в результаті замість спочатку поглиненого жорсткого ультрафіолетового кванта атоми туманності випромінюють кілька менш енергійних квантів видимих ​​променів (цей процес називається флуоресценцією). Таким чином, у туманності відбувається як би «дроблення» ультрафіолетових квантів зірки та переробка їх у випромінювання, що відповідає спектральним лініям видимого спектру. Випромінювання в лініях водню, іонізованого кисню та азоту, що призводить до охолодження газу, врівноважує надходження тепла через іонізацію. У результаті температура туманності встановлюється на певному рівні порядку, що можна перевірити по тепловому радіовипромінювання газу. Кількість квантів, що випромінюються в будь-якій спектральній лінії, зрештою пропорційно числу рекомбінацій, тобто кількості зіткнень електронів з іонами. У сильно іонізованому газі концентрація і тих і інших однакова, т. е. Оскільки згідно (7.18) частота зіткнень однієї частки пропорційна п, загальна кількість зіткнень всіх іонів з електронами в одиниці обсягу пропорційна добутку nine, тобто загальна кількість квантів , випромінюваних туманністю, або її яскравість на небі - пропорційна, підсумована вздовж променя зору. Для однорідної туманності довжиною L це дає. Твір називається мірою емісії та є найважливішою характеристикою газової туманності: її значення легко отримати з безпосередніх спостережень яскравості туманності. Водночас міра емісії пов'язана з основним фізичним параметром туманності – густиною газу. Таким чином, вимірюючи міру емісії газових туманностей, можна оцінити концентрацію частинок пе, яка виявляється близько 10 2-10 3 см -3 і навіть більше для найяскравіших з них. Як видно, концентрація частинок у газових туманностях у мільйони разів менша, ніж у сонячній короні, і в мільярди разів менша, ніж можуть забезпечити кращі сучасні вакуумні насоси. Надзвичайно сильна розрідженість газу пояснює появу в його спектрі заборонених ліній, які можна порівняти за своєю інтенсивністю з дозволеними. У звичайному газі збуджені атоми не встигають випромінювати заборонену лінію тому, що набагато раніше, ніж це станеться, вони зіткнуться з іншими частинками (насамперед електронами) і віддадуть їм енергію збудження без випромінювання кванта. У газових туманностях при температурі 104 еK середня теплова швидкість електронів досягає 500 км/сек і час між зіткненнями, обчислений за формулою (7.17) при концентрації ne = 102 см −3, виявляється 2×106 сек, тобто трохи менше місяця, що у мільйони разів перевищує «час життя» атома у збудженому стані для більшості заборонених переходів. Зони H I та Н II. Як ми тільки-но бачили, гарячі зірки на великих відстанях навколо себе іонізують газ. Оскільки в основному це водень, іонізують його головним чином лайманівські кванти з довжиною хвилі коротше 912 Å. Але у великій кількості їх можуть дати тільки зірки спектральних класів О і В0, у яких ефективні температури Tеф ³ 3×10 4 K і максимум випромінювання розташований в ультрафіолетовій частині спектра. Розрахунки показують, що ці зірки здатні іонізувати газ з концентрацією 1 атом 1 см3 до відстаней кількох десятків парсеків. Іонізований газ прозорий до ультрафіолетового випромінювання, нейтральний, навпаки, жадібно його поглинає. В результаті область іонізації, що оточує гарячу зірку (в однорідному середовищі це куля!) має дуже різку межу, далі якої газ залишається нейтральним. Таким чином, газ у міжзоряному середовищі може бути повністю іонізований, або нейтральний. Перші області називаються зони Н II, другі - зони H I. Гарячих зірок порівняно мало, тому газові туманності становлять нікчемну частку (близько 5%) всього міжзоряного середовища. Нагрів областей Н I відбувається за рахунок іонізуючої дії космічних променів, рентгенівських квантів та сумарного фотонного випромінювання зірок. При цьому насамперед іонізуються атоми вуглецю. Випромінювання іонізованого вуглецю є основним механізмом охолодження газу в зонах Н I. В результаті має встановитися рівновага між втратою енергії та її надходженням, що має місце при двох температурних режимах, що здійснюються залежно від значення густини. Перший, коли температура встановлюється у кілька сотень градусів, реалізується в разово-пылевых хмарах, де щільність щодо велика, другий - у просторі з-поміж них, у якому розріджений газ нагрівається до кількох тисяч градусів. Області з проміжними значеннями щільності виявляються нестійкими і спочатку однорідний газ неминуче повинен розділитися на дві фази - порівняно щільні хмари і навколишнє дуже розріджене середовище. Таким чином, теплова нестійкість є найважливішою причиною «клочковатої» та хмарної структури міжзоряного середовища. Міжзоряні лінії поглинання. Існування холодного газу у просторі між зірками було доведено на самому початку XX ст. німецьким астрономом Гартманом, який вивчив спектри подвійних зірок, у яких спектральні лінії, як зазначалося в § 157, повинні зазнавати періодичних зсувів. Гартман виявив у спектрах деяких зірок (особливо віддалених і гарячих) стаціонарні (тобто хвилі, що не змінювали своєї довжини) лінії H і К іонізованого кальцію. Крім того, що їх довжини хвиль не змінювалися, як у всіх інших ліній, вони відрізнялися ще меншою шириною. Разом з тим, досить гарячі зірки лінії Н і К взагалі відсутні. Усе це свідчить, що стаціонарні лінії виникають над атмосфері зірки, а зумовлені поглинанням газу просторі між зірками. Згодом виявились міжзоряні лінії поглинання та інших атомів: нейтрального кальцію, натрію, калію, заліза, титану, а також деяких молекулярних сполук. Однак найбільш повним спектроскопічне дослідження холодного міжзоряного газу стало можливим завдяки позаатмосферним спостереженням міжзоряних ліній поглинання в далекій ультрафіолетовій частині спектру, де зосереджені резонансні лінії найважливіших хімічних елементів, в яких, очевидно, найсильніше має поглинати холодний газ. Зокрема, спостерігалися резонансні лінії водню (La), вуглецю, азоту, кисню, магнію, кремнію та інших атомів. За інтенсивностями резонансних ліній можна отримати найнадійніші дані про хімічний склад. Виявилося, що склад міжзоряного газу взагалі близький до стандартного хімічного складу зірок, хоча деякі важкі елементи містяться в ньому в меншій кількості. Дослідження міжзоряних ліній поглинання з великою дисперсією дозволяє помітити, що найчастіше вони розпадаються на кілька окремих вузьких компонентів з різними зміщеннями доплерівськими, відповідними в середньому променевим швидкостям ±10 км/сек. Це означає, що в зонах Н I газ сконцентрований в окремих хмарах, розміри та розташування яких точно відповідають пиловим хмарам, розглянутим наприкінці попереднього параграфа. Відмінність лише в тому, що газу по масі в середньому в 100 разів більше. Отже, газ і пил у міжзоряному середовищі концентруються в тих самих місцях, хоча відносна їх щільність може сильно змінюватися при переході від однієї області до іншої. Поряд з окремими хмарами, що складаються з іонізованого або нейтрального газу, в Галактиці спостерігаються значно більші за своїми розмірами, масою та щільністю області холодної міжзоряної речовини, які називаються газово-пиловими комплексами. Найближчим до нас є відомий комплекс в Оріоні, що включає поряд з багатьма чудовими об'єктами знамениту туманність Оріона. У таких галузях, що відрізняються складною і дуже неоднорідною структурою, відбувається виключно важливий для космогонії процес зореутворення. Монохроматичне випромінювання нейтрального водню. Міжзоряні лінії поглинання певною мірою дають лише опосередкований спосіб з'ясувати властивості областей Н I. У всякому разі, це може бути зроблено лише у напрямі на гарячі зірки. Найбільш повну картину розподілу нейтрального водню в Галактиці можна скласти лише на підставі свого випромінювання водню. На щастя, така можливість є в радіоастрономії завдяки існуванню спектральної лінії випромінювання нейтрального водню на хвилі 21 см. Загальна кількість атомів водню, що випромінюють лінію 21 см, настільки велика, що шар, що лежить в площині Галактики, виявляється істотно непрозорим до радіовипромінювання 21 см на протязі всього 1 кпс. Тому якби весь нейтральний водень, що знаходиться в Галактиці, був нерухомий, ми не могли б спостерігати його далі за відстань, що становить близько 3% розмірів Галактики. Насправді це має місце, на щастя, лише у напрямах на центр і антицентр Галактики, у яких, як ми бачили в § 167, немає відносних рухів вздовж променя зору. Однак у решті напрямів через галактичного обертання є зростаюча з відстанню різницю променевих швидкостей різних об'єктів. Тому можна вважати, що кожна галузь Галактики, що характеризується певним значенням променевої швидкості, внаслідок доплерівського зміщення випромінює як би «свою» лінію з довжиною хвилі не 21 см, а трохи більше або менше, залежно від напрямку променевої швидкості. У обсягів газу, розташованих ближче, це змішання інше, і тому вони не перешкоджають спостереженням більш далеких областей. Профіль кожної такої лінії дає уявлення про щільність газу з відривом, відповідному даної величині ефекту диференціального обертання Галактики. На 230 зображено отриманий таким шляхом розподіл нейтрального водню Галактиці. З малюнка видно, що нейтральний водень розподілено у Галактиці нерівномірно. Намічаються збільшення густини на певних відстанях від центру, які, мабуть, є елементами спіральної структури Галактики, що підтверджується розподілом гарячих зірок та дифузних туманностей. На підставі поляризації світла, виявленої у далеких зірок, є підстави вважати, що вздовж спіральних рукавів спрямовані силові лінії основної частини магнітного поля. Галактики, про який ще йтиметься у зв'язку з космічними променями. Впливом цього поля можна пояснити той факт, що більшість як світлих, так і темних туманностей витягнуто вздовж спіральних гілок, саме виникнення яких має бути пов'язане з магнітним полем. Міжзоряні молекули. Деякі міжзоряні лінії поглинання були ототожнені із спектрами молекул. Однак в оптичному діапазоні вони представлені лише сполуками СН, СН+ та CN. Істотно новий етап у вивченні міжзоряного середовища розпочався 1963 р. Коли в діапазоні довжин хвиль 18 см вдалося зареєструвати радіолінії поглинання гідроксилу, передбачені ще в 1953 р. На початку 70-х років у спектрі радіовипромінювання міжзоряного середовища були виявлені. лінії ще кількох десятків молекул, а 1973 р. на спеціальному ШСЗ «Коперник» було сфотографовано резонансну лінію міжзоряної молекули Н2 із довжиною хвилі 1092 Å. Виявилося, що молекулярний водень становить дуже помітну частку міжзоряного середовища. На підставі молекулярних спектрів проведено детальний аналіз умов у «холодних» хмарах Н I, уточнено процеси, що визначають їх теплову рівновагу, та отримані дані про два теплові режими, наведені вище. Детальне дослідження спектрів міжзоряних молекулярних сполук СН, СН+, CN, Н2, СО, ВІН, CS, SiO, SO та інших дозволило виявити існування нового елемента структури міжзоряного середовища - молекулярних, хмар, у яких. зосереджена значна частина міжзоряної речовини. Температура газу в таких хмарах може становити від 5 до 50 йо, а концентрація молекул досягати декількох тисяч молекул в 1 см -3, а іноді і істотно більше. Космічні мазери. У радіоспектрі деяких газово-пилових хмар замість ліній поглинання гідроксилу зовсім несподівано виявились лінії випромінювання. Це випромінювання відрізняється низкою важливих особливостей. Насамперед, відносна інтенсивність всіх чотирьох радіоліній випромінювання гідроксилу виявилася аномальною, тобто не відповідною температурі газу, а випромінювання в них дуже поляризованим (іноді до 100%). Самі лінії надзвичайно вузькі. Це означає, що вони не можуть випромінюватись звичайними атомами, що здійснюють тепловий рух. З іншого боку, виявилося, що джерела гідроксильної емісії мають настільки малими розмірами (десятки астрономічних одиниць!), що для отримання потоку випромінювання, що спостерігається від них, необхідно приписати їм жахливу яскравість - таку, як у тіла, нагрітого до температури 1014-1015 еK! Зрозуміло, що ні про який тепловий механізм виникнення таких потужностей не може бути й мови. Незабаром після виявлення емісії ВІН було відкрито новий тип виключно яскравих «надкомпактних» джерел, що випромінюють радіолінію водяної пари з довжиною хвилі 1,35 см. Висновок про надзвичайну компактність джерел емісії ВІН виходить безпосередньо зі спостережень їх кутових розмірів. Сучасні методи радіоастрономії дозволяють визначати кутові розміри точкових джерел із роздільною здатністю в тисячі разів кращою, ніж у оптичних телескопів. Для цього використовуються антени, що синхронно працюють (інтерферометр), розташовані в різних частинах земної кулі (міжконтинентальні інтерферометри). З їхньою допомогою знайдено, що кутові розміри багатьох компактних джерел менше ніж 3×10−4 секунди дуги! Важливою особливістю випромінювання компактних джерел є його змінність, особливо у разі емісії Н2О. За кілька тижнів і навіть днів профіль ліній змінюється. Іноді суттєві варіації відбуваються за 5 хвилин, що можливо тільки в тому випадку, якщо розміри джерел не перевищують відстані, що світло проходить за цей час (інакше флуктуації статистично компенсуватимуться). Таким чином, розміри областей, що випромінюють лінії Н2О, можуть бути близько 1 а.е.! Як показують спостереження, в одній і тій же області з розмірами кілька десятих часток парсека може знаходитися безліч джерел, частина з яких випромінює тільки лінії ВІН, а частина - тільки лінії H2O. Єдиним відомим поки що у фізиці механізмом випромінювання, здатним дати величезну потужність у межах виключно вузького інтервалу спектра, є когерентне (тобто однакове по фазі та напрямку) випромінювання квантових генераторів, які в оптичному діапазоні прийнято називати лазерами, а в радіодіапазоні – мазерами. Компактні джерела емісії ВІН та Н2О, швидше за все, гігантські природні космічні мазери. Є всі підстави вважати, що космічні мазери пов'язані з областями, де на наших очах відбувається процес зореутворення. Вони найчастіше зустрічаються в зонах Н II, де вже виникли молоді масивні та дуже гарячі зірки спектральних класів О і В. У багатьох випадках вони збігаються з дуже компактними, багатими пилом, а тому дуже непрозорими особливими зонами Н II, які виявляються лише завдяки їх теплового радіовипромінювання. Розміри цих зон близько 0,1 пс, а щільність речовини у сотні разів більша, ніж у звичайних міжзоряних хмарах. Причиною їх іонізації, очевидно, є гаряча зірка, що не спостерігається, оточена щільною непрозорою хмарою. Іноді ці об'єкти спостерігаються як точкових джерел інфрачервоного випромінювання. Вони свідомо мають бути виключно молодими освітами з віком близько десятків тисяч років. За більший час навколишнє гарячу зірку щільне газово-пилове середовище повинно розширюватися під дією світлового тиску гарячої зірки, яка тим самим виявиться видимою. Такі зірки, оточені щільною оболонкою, що розширюється, отримали образну назву «зірки-кокони». У цих дуже специфічних, але природних умовах, мабуть, і реалізується мазерний ефект.

Ймовірно, першими позаземними об'єктами, які привернули увагу людини ще в давнину, були Сонце і Місяць. Всупереч відомому жарту про те, що Місяць корисніший за Сонце тому, що світить вночі, а вдень і без того світло, першорядна роль Сонця була відзначена людьми ще в первісну епоху, і це знайшло відображення в міфах і легендах майже всіх народів.

Питання, яка природа зірок, виник, очевидно, набагато пізніше. Помітивши блукаючі зірки - планети, люди, можливо, вперше зробили спробу проаналізувати взаємозв'язок різних явищ, хоча астрологія, що виникла таким шляхом, підмінила знання забобонами. Цікаво, що астрономія, одна з найбільш узагальнюючих наук про природу, свої перші кроки робила хибним ґрунтом оман, відлуння яких дійшли навіть до наших днів.

Причину цих оман легко зрозуміти, якщо врахувати, що перший етап розвитку науки про небо в буквальному значенні слова був заснований на спогляданні та абстрактному мисленні, коли практично були відсутні астрономічні інструменти. Тим більше вражаюче, що цей етап блискуче завершився безсмертним творінням Коперника - першою та найважливішою революцією в астрономії. До цього здавалося очевидним, що видиме, що спостерігається, збігається з дійсним, реально існуючим, копіює його. Коперник уперше довів, що дійсне може радикально та принципово відрізнятися від видимого.

Наступний такий самий рішучий крок зроблений великим Галілеєм, який зумів побачити те, що не помітив навіть такий тонкий спостерігач, як Арістотель. Саме Галілей вперше зрозумів, що всупереч очевидному процес руху тіла зовсім не означає постійного впливу на нього іншого тіла. Відкритий Галілеєм принцип інерції дозволив потім Ньютону сформулювати закони динаміки, які стали фундаментом сучасної фізики.

Якщо саме геніальне своє відкриття Галілей зробив у галузі механіки - і це надалі принесло величезну користь астрономії, - то наука про небо завдячує йому початком нової епохи у своєму розвитку - епохи телескопічних спостережень.

Застосування телескопа в астрономії насамперед незмірно збільшило кількість об'єктів, доступних дослідженням. Ще Джордано Бруно говорив про незліченні світи сонців. Він мав рацію: зірки - найважливіші об'єкти у Всесвіті, у яких сконцентровано майже всю космічну речовину. Але зірки – це не просто резервуари для зберігання маси та енергії. Вони є термоядерними котлами, де відбувається процес утворення атомів важких елементів, без яких неможливими були б найскладніші етапи еволюції матерії, що призвели на Землі до виникнення флори, фауни, людини та нарешті людської цивілізації.

У міру вдосконалення телескопів та методів реєстрації електромагнітного випромінювання астрономи отримують можливість проникати у дедалі більше віддалені куточки космічного простору. І це не тільки розширює геометричний обрій відомого нам світу: більш далекі об'єкти відрізняються і за віком, так що у відомій нам частині Всесвіту, яку прийнято називати Метагалактикою, міститься багата інформація про історію розвитку, іншими словами, про еволюцію Всесвіту. Сучасна астрономія збагатилася вченням про розвиток світів, подібно до того, як біологія свого часу збагатилася вченням Дарвіна. Це вже вищий щабель переходу -від видимого до дійсного, бо з того, що видно сьогодні, ми пізнаємо суть явищ у далекому минулому і можемо передбачити майбутнє!

Останнім часом в астрономії намітився ще один важливий перехід від того, що спостерігається до дійсного. Саме собою спостерігається тепер виявилося надбанням багатьох учених-астрономів, озброєних найсучаснішою технікою, яка використовує найменші можливості, приховані у схованках фізичних законів і дозволяють виривати в природи її таємниці. Але проникнення в невідому ще нам реальність - це не просто уявлення про те, що навколо чого звертається, і навіть не те, що є причиною руху або як виглядали ті чи інші тіла в незапам'ятні часи, а щось значно більше. Це – пізнання властивостей простору та часу загалом, у масштабах, не доступних нашому безпосередньому сприйняттю та спогляданню.

Простір між зірками, крім окремих туманностей, виглядає порожнім. Насправді все міжзоряне простір заповнене речовиною. До такого висновку вчені дійшли після того, як на початку XX ст. швейцарський астроном Роберт Трюмплер відкрив поглинання (ослаблення) світла зірок на шляху до земного спостерігача. Причому рівень його ослаблення залежить від кольору зірки. Світло від блакитних зірок поглинається інтенсивніше, ніж червоних. Таким чином, якщо зірка випромінює в блакитних і червоних променях однакову кількість енергії, то в результаті поглинання світла блакитні промені послаблюються сильніше за червоні і з Землі зірка здається червоною.

Речовина, що поглинає світло, розподілена в просторі не рівномірно, а має клаптувату структуру і концентрується до Чумацького Шляху. Темні туманності, такі, як Вугільний Мішок і Кінська Голова, є місцем підвищеної щільності міжзоряного поглинаючого.

речовини. А складається воно з найдрібніших частинок - порошинок. Фізичні властивості порошинок до теперішнього часу вивчені досить добре.

Крім пилу між зірками є велика кількість невидимого холодного газу. Маса його майже сто разів перевищує масу пилу. Як стало відомо про існування цього газу? Виявилося, що атоми водню випромінюють радіохвилі з довжиною хвилі 21 см. Більшість інформації про міжзоряну речовину отримують за допомогою радіотелескопів. Так було відкрито хмари атомарного нейтрального водню.

Типова хмара нейтрального атомарного водню має температуру близько 70 К (-200 °С) і невисоку щільність (кілька десятків атомів в кубічному сантиметрі простору). Хоча таке середовище і вважається хмарою, для землянина це глибокий вакуум, у мільярд разів розрідженіший, ніж вакуум, що створюється, наприклад, у кінескопі телевізора. Розміри хмар водню – від 10 до 100 пк (для порівняння: зірки в середньому знаходяться один від одного на відстані 1 пк).

Згодом було виявлено ще холодніші і щільніші хмари молекулярного водню, зовсім непрозорі для видимого світла. Саме в них зосереджена більша частина холодного міжзоряного газу та пилу. За розмірами ці хмари приблизно такі самі, як і області атомарного водню, але щільність їх у сотні та тисячі разів вища. Тому у великих молекулярних хмарах може бути величезна маса речовини, що досягає сотень тисяч і навіть мільйонів мас Сонця. У молекулярних хмарах, що складаються в основному з водню, присутні і багато складніших молекул, у тому числі найпростіші органічні сполуки. Деяка частина міжзоряної речовини нагріта до дуже високих температур і «світиться» в ультрафіолетових та рентгенівських променях. У рентгенівському діапазоні випромінює гарячий газ, що має температуру близько мільйона градусів. Це - короналний газ,названий так за аналогією з розігрітим газом у сонячній короні. Корональний газ відрізняється дуже низькою густиною: приблизно один атом на кубічний дециметр простору.

Гарячий розріджений газ утворюється внаслідок потужних вибухів - спалахів наднових зірок. Від місця вибуху в міжзоряному газі поширюється ударна хвиля і нагріває газ до високої температури, коли він стає джерелом рентгенівського випромінювання. Корональний газ виявлено також у просторі між галактиками.

Отже, основним компонентом міжзоряного середовища є газ, що складається з атомів та молекул. Він перемішаний з пилом, що містить близько 1% маси міжзоряної речовини, і пронизується швидкими потоками елементарних частинок - космічними променями - та електромагнітним випромінюванням, які також можна вважати складовими міжзоряного середовища. Крім того, міжзоряне середовище виявилося злегка намагніченим.

Магнітні поля пов'язані з хмарами міжзоряного газу та рухаються разом із ними. Ці поля приблизно в 100 тис. разів слабші від магнітного поля Землі. Міжзоряні магнітні поля сприяють утворенню найбільш щільних та холодних хмар газу, з яких конденсуються зірки. Частинки космічних променів також реагують на міжзоряне магнітне поле: вони переміщаються вздовж його силових ліній спіральними траєкторіями, ніби навиваясь на них. При цьому електрони, що входять до складу космічних променів, випромінюють радіохвилі. Це так зване синхротронне випромінювання народжується у міжзоряному просторі та впевнено спостерігається в радіодіапазоні.

ГАЗОВІ ТУМАННОСТІ

Спостереження за допомогою телескопів дозволили виявити на небі велику кількість слабких плям - світлих туманностей. Систематичне вивчення туманностей розпочав у XVIII ст. Вільям Гершель. Він поділяв їх на білі та зелені. Переважна більшість білих туманностей утворена безліччю зірок - це зоряні скупчення і галактики, а деякі виявилися пов'язаними з міжзоряним пилом, який відбиває світло близько розташованих зірок, - це відбивні туманності. Як правило, у центрі такої туманності видно яскраву зірку. А ось зелені туманності - не що інше, як світіння міжзоряного газу.

Найяскравіша на небі газова туманність – Велика туманність Оріону. Вона видно в бінокль, а при гарному зорі її можна помітити і неозброєним оком - трохи нижче трьох зірок, розташованих в одну лінію, які утворюють Пояс Оріона. Відстань до цієї туманності близько 1000 світлових років.

Що змушує світитися міжзоряний газ? Адже звичне нам повітря прозоре і не випромінює світла. Синє небо над головою світиться розсіяним молекулами повітря світлом Сонця. Вночі небо стає темним. Втім, іноді все ж таки можна побачити світіння повітря, наприклад під час грози, коли під дією електричного розряду виникає блискавка. У північних широтах та в Антарктиді часто спостерігаються полярні сяйва – різнокольорові смуги та сполохи на небі. В обох випадках повітря випромінює світло не саме по собі, а під дією потоку швидких частинок. Потік електронів породжує спалах блискавки, а потрапляння в атмосферу Землі енергійних частинок із радіаційних поясів, що існують у навколоземному просторі, - полярні сяйва.

Подібно виникає випромінювання в неонових та інших газових лампах: потік електронів бомбардує атоми газу і змушує їх світитися. Залежно від того, який газ знаходиться в лампі, від його тиску та електричної напруги, доданої до лампи, змінюється колір світла, що випромінюється.

У міжзоряному газі також відбуваються процеси, що призводять до випромінювання світла, проте вони не завжди пов'язані з бомбардуванням газу швидкими частинками.

Пояснити, як з'являється світіння міжзоряного газу, можна з прикладу атомарного водню. Атом водню складається з ядра (протона), що має позитивний електричний заряд, і негативно зарядженого електрона, що обертається навколо нього. Вони пов'язані між собою електричним тяжінням. Витративши певну енергію, їх можна поділити. Такий поділ призводить до іонізації атома. Але електрони та ядра можуть знову з'єднатися один з одним. При кожному об'єднанні частинок виділятиметься енергія. Вона випромінюється як порції (кванту) світла певного кольору, відповідного даної енергії.

Отже, для того, щоб газ випромінював, необхідно іонізувати атоми, з яких він складається. Це може статися в результаті зіткнень з іншими атомами, але частіше іонізація виникає, коли атоми газу поглинають кванти ультрафіолетового випромінювання, наприклад, від найближчої зірки.

Якщо поблизу хмари нейтрального водню спалахне блакитна гаряча зірка, то за умови, що хмара є досить великою і масивною, майже всі ультрафіолетові кванти від зірки поглинуться атомами хмари. Навколо зірки складається область іонізованого водню. Електрони, що звільнилися, утворюють електронний газ температурою близько 10 тис. градусів. Зворотний процес рекомбінації, коли вільний електрон захоплюється протоном, супроводжується перевипромінювання енергії, що звільнилася у вигляді квантів світла.

Світло випромінюється не лише воднем. Як вважалося XIX в., колір зелених туманностей визначається випромінюванням якогось «небесного» хімічного елемента, який назвали небулием (Від лат. nebula – «туманність»). Але згодом з'ясувалося, що зеленим кольором світиться кисень. Частина енергії руху частинок електронного газу витрачається на збудження атомів кисню, т. е. переклад електрона в атомі більш далеку від ядра орбіту. При поверненні електрона на стійку орбіту атом кисню повинен випустити квант зеленого світла. У земних умовах він не встигає цього зробити: густина газу занадто висока і часті зіткнення «розряджають» збуджений атом. А в вкрай розрідженому міжзоряному середовищі від одного зіткнення до іншого проходить досить багато часу, щоб електрон встиг зробити цей заборонений перехід і атом кисню послав квант зеленого світла в простір. Аналогічним чином виникає випромінювання азоту, сірки та інших елементів.

Таким чином, область іонізованого газу навколо гарячих зірок можна представити у вигляді «машини», яка переробляє ультрафіолетове випромінювання зірки дуже інтенсивне випромінювання, спектр якого містить лінії різних хімічних елементів. І колір газових туманностей, як з'ясувалося пізніше, різний: вони бувають зелені, рожеві та інших відтінків - залежно від температури, щільності і хімічного складу газу.

Деякі зірки на заключних стадіях еволюції поступово скидають зовнішні верстви, які, повільно розширюючись, утворюють туманності, що світяться. При спостереженні телескопи ці туманності нагадують диски планет, тому вони отримали назву планетарних. У центрі деяких з них можна побачити невеликі гарячі зірки. Газові туманності, що розширюються, також виникають наприкінці життя деяких масивних зірок, коли вони вибухають як наднові; при цьому зірки повністю руйнуються, розсіюючи свою речовину в міжзоряний простір. Ця речовина багата на важкі елементи, що утворилися в ядерних реакціях, що протікали всередині зірки, і надалі служить матеріалом для зірок нових поколінь і планет.

Що відбувається у центрі нашої Галактики?

Центральна область Чумацького Шляху привертала увагу астрономів упродовж багатьох десятиліть. Від неї до Землі всього 25 тис. світлових років, тоді як від центрів інших галактик нас відокремлюють мільйони світлових років, тому є підстави сподіватися, що саме центр нашої Галактики вдасться вивчити докладніше. Однак протягом тривалого часу безпосередньо спостерігати цю область було неможливо, оскільки вона прихована великими щільними хмарами газу та пилу. Хоча відкриття, зроблені при спостереженнях рентгенівського та гамма-випромінювання, безумовно важливі, найбільш великі та цінні спектроскопічні дослідження центру Галактики були проведені в інфрачервоному та радіодіапазонах, у яких він вперше спостерігався. Досить докладно вивчалося радіовипромінювання атомарного водню з довжиною хвилі 21 см. Водень - найпоширеніший елемент у Всесвіті, що компенсує слабкість його випромінювання. У тих областях Чумацького Шляху, де хмари міжзоряного газу не надто щільні і де ультрафіолетове випромінювання не дуже інтенсивне, водень присутній головним чином як ізольованих електрично нейтральних атомів; саме добре помітні радіосигнали атомарного водню детально картировались встановлення структури нашої Галактики.

На відстанях понад 1000 св. років від центру Галактики випромінювання атомарного водню дає надійні дані про обертання Галактики та структуру її спіральних рукавів. З нього не можна отримати багато інформації про умови поблизу центру Галактики, оскільки там водень переважно об'єднаний у молекули або іонізований (розщеплений на протон та електрон).

Потужні хмари молекулярного водню приховують центр Галактики та найвіддаленіші об'єкти, що у площині Галактики. Однак мікрохвильові та інфрачервоні телескопи дозволяють спостерігати і ці хмари, і те, що знаходиться позаду них у галактичному центрі. Крім молекулярного водню хмари містять багато стабільних молекул окису (монооксиду) вуглецю (СО), котрим найбільша характеристична довжина хвилі випромінювання становить 3 мм. Це випромінювання проходить через земну атмосферу та може бути зареєстроване наземними приймачами; особливо багато окису вуглецю в темних хмарах пилу, тому вона відіграє корисну роль для визначення їх розмірів і щільності. Вимірюючи доплерівське зрушення (зміна частоти і довжини хвилі сигналу, що викликається рухом джерела вперед або назад щодо спостерігача), можна визначити і швидкості руху хмар.

Зазвичай темні хмари досить холодні - з температурою близько 15 К(-260°С), тому оксид вуглецю в них знаходиться в низьких енергетичних станах і випромінює відносно низьких частотах - в міліметровому діапазоні. Частина речовини поблизу центру Галактики явно тепліша. За допомогою Койперівської астрономічної обсерваторії дослідниками з Каліфорнійського університету в Берклі зареєстрували більш енергійне випромінювання окису вуглецю в далекій інфрачервоній області, що вказує на температуру газу близько 400 К, що відповідає точці кипіння води. Цей газ нагрівається під впливом ультрафіолетового випромінювання, що йде з центру Галактики і, можливо, ударних хвиль, які виникають при зіткненнях хмар, що рухаються навколо центру.

В інших місцях навколо центру окис вуглецю дещо холодніше і більша частина її випромінювання припадає на довші хвилі – близько 1 мм. Але навіть тут температура газу становить кілька сотень кельвінів, тобто близька до температури біля Землі і набагато вище, ніж усередині більшості міжзоряних хмар. "До інших детально вивчених молекул відносяться ціаністий водень (HCN), гідроксил (ОН), моносульфід вуглецю (CS) і аміак (NH^). Карта випромінювання високої роздільної здатності HCN була отримана на радіоінтерферометрі Каліфорнійського університету. Карта вказує на існування розбитого на окремі згустки , неоднорідного диска з теплих молекулярних хмар, що оточує «порожнину» шириною близько 10 святих років у центрі Галактики, оскільки диск нахилений щодо лінії спостереження із Землі, ця кругла порожнина здається еліптичною (див. рис. внизу).

Атоми вуглецю та кисню, частина яких іонізована ультрафіолетом, перемішані в диску з молекулярним газом. Карти інфрачервоного та радіовипромінювань, що відповідають лініям випромінювання іонів, атомів та різних молекул, показують, що газовий диск обертається навколо центру Галактики зі швидкістю близько 110 км/с, а також, що цей газ теплий та зібраний в окремі згустки. Вимірювання виявили деякі хмари, рухи яких зовсім не відповідають цій загальній схемі циркуляції; можливо, ця речовина впала сюди з певної відстані. Ультрафіолетове випромінювання центральної області "вдаряє" по зовнішньому краю хмарного диска, створюючи майже безперервне кільце іонізованої речовини. Іонізовані стримери та згустки газу є також у центральній порожнині.

Деякі досить поширені іонізовані елементи, включаючи неон, позбавлений одного електрона, аргон без двох електронів і сірку без трьох електронів мають яскраві лінії випромінювання близько 10 мкм - в тій частині інфрачервоного спектру, для якого земна атмосфера прозора. Було також виявлено, що з усіх елементів поблизу центру переважає однозарядний іонізований неон, тоді як тризарядний сірий іон там практично відсутній. Щоб відібрати три електрони у атома сірки, потрібно витратити набагато більше енергії, ніж для того, щоб відібрати один електрон у атома неону; спостерігається склад речовини вказує на те, що в центральній області потік ультрафіолетового випромінювання великий, але його енергія не дуже велика. Звідси випливає, що це випромінювання, мабуть, створюється гарячими зірками з температурою від 30 до 35 тис. кельвінів, і зірки з температурою, значно більшою за зазначену, відсутні.

порожнини діаметром 10 св. років, навколишнього центру. У деяких частинах порожнини швидкості

близькі до швидкості обертання кільця молекулярного газу близько 110 км/с. Частина хмар усередині цієї області рухається значно швидше - приблизно зі швидкістю 250 км/сек, а деякі мають швидкості до 400 км/сек.

У самому центрі виявлено іонізовану речовину, що рухається зі швидкостями до 1000 км/с. Ця речовина асоційована з цікавим набором об'єктів поблизу центру порожнини, відомим як IRS 16, який був виявлений Бекліном та Негебауер під час пошуку джерел короткохвильового інфрачервоного випромінювання. Більшість знайдених ними дуже невеликих джерел - це, ймовірно, поодинокі масивні зірки, але IRS 16 (16-е в їх списку інфрачервоне джерело) є чимось іншим: наступні вимірювання виявили в ньому п'ять яскравих незвичайних компонентів. Вся ця центральна область – як теплий газовий диск, так і внутрішня порожнина – є, мабуть, сценою, де зовсім недавно розігралася якась бурхлива дія. Кільце або диск газу, що обертаються навколо центру Галактики, повинні поступово перетворитися на однорідну структуру в результаті зіткнень між згустками речовини, що швидко і повільно рухаються. Вимірювання доплерівського зсуву показують, що різниця між швидкостями окремих згустків у кільці молекулярного газу сягає десятків кілометрів на секунду. Ці згустки повинні стикатися, які розподіл згладжуватися в масштабах часу близько 100 тис. років, т. е. за один-два обороти навколо центру. Звідси випливає, що протягом цього проміжку часу газ зазнав сильного обурення, можливо, в результаті виділення енергії з центру або падіння речовини з певної відстані ззовні, і зіткнення між згустками повинні бути ще досить сильними, щоб у газі виникали ударні хвилі. Справедливість цих висновків можна перевірити шляхом пошуку «слідів» таких хвиль.

Ударні хвилі можуть бути ідентифіковані спектральними лініями гарячих сильно збуджених молекул. Такі молекули були виявлені під час спостережень з Койперівської астрономічної обсерваторії; до них відносяться радикали гідроксилу – електрично заряджені фрагменти молекул води, які були з силою розірвані на частини. Зареєстровано також короткохвильове інфрачервоне випромінювання гарячих молекул водню; воно вказує, що в деяких місцях температура хмар молекулярного газу досягає 2000 К - саме така температура може створюватися ударними хвилями. Яким є джерело щільних молекулярних пилових хмар поблизу центру? Речовина містить важкі елементи; це вказує на те, що воно було утворено в надрах зірок, де в результаті елементи, такі як вуглець, кисень та азот. Старі зірки розширюються і випускають величезну кількість речовини, а в деяких випадках вибухають як наднові. У будь-якому разі важкі елементи викидаються у міжзоряний простір. Речовина хмар, що знаходяться поблизу центру Галактики, була, мабуть, більш ґрунтовно «оброблена» всередині зірок, ніж речовина, розташована далі від центру, оскільки поблизу центру особливо багато деяких рідкісних ізотопів, що утворюються лише всередині зірок.

Не вся ця речовина була створена зірками, що існували раніше, в безпосередній близькості від центру. Можливо, частина хмар була притягнута ззовні. Під впливом тертя і магнітних полів речовина поступово стягується у напрямку до центру, тому в цій області воно має накопичуватися.

Газ у Великій Магеллановій Хмарі.

Газові туманності, що світяться- одні з найбільш красивих і вражаючих об'єктів у Всесвіті. Туманність 30 Золотої Риби є найяскравішою та найбільшою з газових туманностей трьох десятків галактик місцевої групи, включаючи нашу Галактику. Вона має неправильну форму та величезні розміри. У той час як велику туманність у сузір'ї Оріона видно неозброєним оком у вигляді зірки з розмитим зображенням. Туманність 30 Золотої Риби займає на небі площу, порівнянну з диском сонця або повного місяця, незважаючи на те, що вона знаходиться від нас у 100 з лишком разів далі за туманність Оріона. Її діаметр становить близько 1000 світлових років, а туманності Оріона – лише три світлові роки. Газ туманності значною мірою іонізований: більшість атомів втратила принаймні по одному електрону. Виявляється, туманність Золотої Риби 30 містить іонізованого газу в 1500 разів більше, ніж туманність Оріона. Іонізація газу відбувається під дією ультрафіолетового випромінювання, яке випускається масивними гарячими молодими зірками, що знаходяться в туманності.

Двадцяте століття породило дивовижні науку та техніку, вони дозволяють людській думці проникати в глибини Всесвіту, воістину за межі відомого світу. Наш світогляд і горизонти видимого світу розширилися на стільки, що людський розум, який намагається скинути з себе пута земних забобонів, ледве здатний опанувати його. Вчені, які працюють у різних галузях науки, намагаючись за допомогою фізичних законів пояснити загадкові об'єкти, виявлені в наш час, переконуються в тому, що дивовижний Всесвіт, в якому ми живемо, в основному ще нам не відомий. Якщо ж будь-яка інформація про Всесвіт стає доступною, то часто навіть самий сміливий розум виявляється не підготовленим до його сприйняття в тій формі, в якій її подає природа. Уражаючись незвичайності знову відкритих небесних об'єктів, слід пам'ятати, що за всю історію людства жодна наука не досягала настільки феноменально швидкого розвитку, як наука про ці унікальні об'єкти. І все це буквально за останні десятиліття. Вгамовуючи властиву людині невичерпну спрагу пізнання, астрофізики невтомно вивчають природу цих небесних об'єктів, що кидають виклик людському розуму.

1.С.Данлоп «Абетка зоряного неба» (1990 р.)

2.І.Левітт «За межами відомого світу» (1978 р.)

3. Джон С. Матіс «Об'єкт надзвичайно високої світності у Великій Магелланової Хмарі» (У світі науки. Жовтень 1984 р.)

4. Чарлз Г. Таунс, Рейнгард Гензел «Що відбувається у центрі нашої Галактики?» (У світі науки. Червень 1990 р.)

5.Аванта плюс. Астрономія.

Згідно з сучасними уявленнями, зірки утворюються шляхом конденсації дуже розрідженого міжзоряного газово-пилового середовища. Тому, перш ніж розповісти про шляхи еволюції зірок, нам доведеться зупинитися на властивостях міжзоряного середовища. Це питання має також самостійне значення для цікавої для нас проблеми. Зокрема, вирішення питання про встановлення різних типів зв'язку між цивілізаціями, що знаходяться на різних планетних системах, залежить від властивостей середовища, що заповнює міжзоряне простір, що поділяє ці цивілізації.

Міжзоряний газ був виявлений на початку цього століття завдяки поглинанню в лініях іонізованого кальцію, яке він виробляє в спектрах віддалених гарячих зірок ( Власні лінії поглинання іонізованого кальцію у таких зірок відсутні, оскільки температури їх поверхневих шарів надто високі.)). З того часу методи вивчення міжзоряного газу безперервно покращувалися і досягли високого ступеня досконалості. У результаті великої багаторічної роботи, виконаної астрономами, сьогодні якості міжзоряного газу вважатимуться досить добре відомими. Щільність міжзоряного газового середовища мізерна. В середньому в областях міжзоряного простору, розташованих неподалік галактичної площини, 1 см 3 знаходиться приблизно 1 атом. Нагадаємо, що в такому ж обсязі повітря знаходиться 2,7 10 19 молекул. Навіть у найдосконаліших вакуумних камерах концентрація атомів не менше 10 3 см -3 . І все ж таки міжзоряне середовище не можна розглядати як вакуум! Справа в тому, що вакуумом, як відомо, називається така система, в якій довжина вільного пробігу атомів або молекул перевищує характерні розміри цієї системи. Однак у міжзоряному просторі середня довжина вільного пробігу атомів у сотні разів менша, ніж відстані між зірками. Тому ми маємо право розглядати міжзоряний газ як суцільне середовище, що стискається, і застосовувати до цього середовища закони газової динаміки.

Хімічний склад міжзоряного газу досить добре вивчений. Він подібний до хімічного складу зовнішніх шарів зірок головної послідовності. Переважають атоми водню та гелію, атомів металів порівняно небагато. У досить помітних кількостях є найпростіші молекулярні сполуки (наприклад, СО, CN). Можливо, що значної частини міжзоряного газу перебуває у вигляді молекулярного водню. Розвиток позаатмосферної астрономії відкрив можливість спостереження ліній молекулярного водню у далекій ультрафіолетовій частині спектра.

Фізичні властивості міжзоряного газу істотно залежать від того, знаходиться він у порівняльній близькості від гарячих зірок або, навпаки, досить віддалений від них. Справа в тому, що ультрафіолетове випромінювання гарячих зірок повністю іонізує водень на величезних відстанях. Так, зірка класу О5 іонізує довкола себе водень у гігантській області радіусом близько 100 пс.

Температура міжзоряного газу таких областях (визначувана як характеристика безладних теплових рухів частинок) сягає 10 тис. К. За цих умов мезжзвездная середовище випромінює окремі лінії у видимій частині спектра, зокрема червону водневу лінію. Ці області міжзоряного середовища звуться "зони НII". Проте більшість міжзоряного середовища досить віддалена від гарячих зірок. Водень там не іонізовано. Температура газу низька, близько 100 К або нижче. Саме тут є значна кількість молекул водню.

Крім газу, до складу міжзоряного середовища входить космічний пил. Розміри таких порошин становлять 10 -4 -10 -5 см. Вони є причиною поглинання світла в міжзоряному просторі, через яке ми не можемо спостерігати об'єкти, що знаходяться в галактичній площині на відстанях, більших за 2-3 тис. пс. На щастя, космічний пил, як і пов'язаний із нею міжзоряний газ, сильно концентрується до галактичної площині. Товщина газово-пилового шару становить лише близько 250 пс. Тому випромінювання від космічних об'єктів, напрями на які становлять значні кути з галактичною площиною, незначно поглинається.

Міжзоряні газ та пил перемішані. Відношення середніх щільностей газу та пилу в міжзоряному просторі дорівнює приблизно 100:1. Спостереження показують, що просторова щільність газово-пилового міжзоряного середовища змінюється дуже нерегулярно. Для цього середовища характерно різко виражене "клочковате" розподіл. Вона існує у вигляді хмар (у яких щільність разів у 10 більша за середню), розділених областями, де щільність мізерно мала. Ці газово-пилові хмари зосереджені переважно у спіральних гілках Галактики та беруть участь у галактичному обертанні. Окремі хмари мають швидкості 6-8 км/с, про що вже говорилося. Найбільш щільні з таких хмар спостерігаються як темні чи світлі туманності.

Значна кількість відомостей про природу міжзоряного газу було отримано за останні два десятиліття завдяки ефективному застосуванню радіоастрономічних методів. Особливо плідними були дослідження міжзоряного газу на хвилі 21 см. Що то за хвиля? Ще в сорокових роках теоретично було передбачено, що нейтральні атоми водню в умовах міжзоряного простору повинні випромінювати спектральну лінію з довжиною хвилі 21 см. Справа в тому, що основний, "найглибший" квантовий стан атома водню складається з двох дуже близьких рівнів. Ці рівні відрізняються орієнтаціями магнітних моментів ядра атома водню (протона) і електрона, що обертається навколо нього. Якщо моменти орієнтовані паралельно, виходить один рівень, якщо антипаралельно інший. Енергія одного з цих рівнів дещо більша за інший (на величину, що дорівнює подвоєному значенню енергії взаємодії магнітних моментів електрона і протона). Відповідно до законів квантової фізики, іноді повинні мимоволі відбуватися переходи з рівня більшої енергії до рівня меншої енергії. При цьому випромінюватиметься квант із частотою, пропорційною різниці енергій рівнів. Так як остання в нашому випадку дуже мала, то частота випромінювання буде низькою. Відповідна довжина хвилі дорівнюватиме 21 см.

Розрахунки показують, такі переходи між рівнями атома водню відбуваються надзвичайно рідко: у середньому одного атома має місце один перехід в 11 млн. років! Щоб відчути незначну величину ймовірності таких процесів, досить сказати, що при випромінюванні спектральних ліній оптичного діапазону переходи відбуваються кожну стомільйонну частку секунди. І все-таки виявляється, що ця лінія, що випромінюється міжзоряними атомами, має інтенсивність, що цілком спостерігається.

Так як міжзоряні атоми мають різні швидкості променю зору, то через ефект Доплера випромінювання в лінії 21 см буде "розмазано" в деякій смузі частот близько 1420 МГц (ця частота відповідає довжині хвилі 21 см). За розподілом інтенсивності у цій смузі (так званому "профілі лінії") можна вивчити всі рухи, в яких беруть участь міжзоряні атоми водню. Таким шляхом вдалося дослідити особливості галактичного обертання міжзоряного газу, безладні рухи окремих його хмар, а також його температуру. Крім того, із цих спостережень визначається кількість атомів водню в міжзоряному просторі. Ми бачимо таким чином, що радіоастрономічні дослідження на хвилі 21 см є найпотужнішим методом випромінювання міжзоряного середовища та динаміки Галактики. В останні роки цим методом вивчаються інші галактики, наприклад, туманність Андромеди. У міру збільшення розмірів радіотелескопів будуть відкриватися нові можливості вивчення більш віддалених галактик за допомогою радіолінії водню.

Наприкінці 1963 р. було виявлено ще одну міжзоряну радіолінію, що належить молекулам гідроксилу ОН, з довжиною хвилі 18 див. ) виявилася дуже високою ( Лінія ВІН складається з чотирьох близьких за частот компонент (1612, 1665, 1667 і 1720 МГц))). Це підтверджує зроблений вище висновок, що у окремих областях міжзоряного простору газ перебуває переважно молекулярному стані. У 1967 р. було відкрито радіолінію води Н 2 Про з довжиною хвилі 1,35 див. Дослідження газових туманностей в лініях ВІН і Н 2 Про призвели до відкриття космічних мазерів (див. наступну главу).

За останні 15 років, що пройшли після відкриття міжзоряної радіолінії ВІН, було відкрито багато інших радіоліній міжзоряного походження, що належать різним молекулам. Повне число виявлених таким чином молекул вже перевищує 50. Серед них особливо велике значення має молекула ЗІ, радіолінія якої з довжиною хвилі 2,64 мм спостерігається майже у всіх областях міжзоряного середовища. Є молекули, радіолінії від яких спостерігаються виключно у щільних, холодних хмарах міжзоряного середовища. Досить несподіваним було виявлення в таких хмарах радіоліній дуже складних багатоатомних молекул, наприклад, СН 3 НСО, CH 3 CN та ін. Це відкриття, можливо, має відношення до проблеми, що хвилює нас, походження життя у Всесвіті. Якщо відкриття й надалі робитимуться в такому темпі, хто знає, чи не будуть виявлені міжзоряні молекули ДНК та РНК? (Див. гл. 12).

Дуже корисною є та обставина, що відповідні радіолінії, що належать різним ізотопам однієї і тієї ж молекули, мають довжини хвиль, що досить помітно розрізняються. Це дозволяє досліджувати ізотопний склад міжзоряного середовища, що має велике значення для проблеми еволюції речовини у Всесвіті. Зокрема, окремо спостерігаються такі ізотопні комбінації окису вуглецю: 12 С 16 Про, 13 С 18 Про і 12 С 18 Про.

Області міжзоряного середовища, що оточує гарячі зірки, де водень повністю іонізований ("зони НІ"), дуже успішно досліджуються за допомогою так званих "рекомбінаційних" радіоліній, існування яких було теоретично передбачено ще до їх відкриття радянським астрономом М. С. Кардашевим, який багато займався також проблемою зв'язку із позаземними цивілізаціями (див. гл. 26). "Рекомбінаційні" лінії виникають при переходах між дуже високо збудженими атомами (наприклад, між 108 і 107 рівнями атома водню). Такі "високі" рівні можуть існувати в міжзоряному середовищі тільки через її надзвичайно низьку щільність. Зауважимо, наприклад, що у сонячній атмосфері можуть існувати лише перші 28 рівнів атома водню; вищі рівні руйнуються завдяки взаємодії з частками оточуючої плазми.

Вже порівняно давно астрономи отримали низку непрямих доказів міжзоряних магнітних полів. Ці магнітні поля пов'язані з хмарами міжзоряного газу та рухаються разом із ними. Напруженість таких полів близько 10 -5 Е, тобто в 100 тис. разів менша за напруженість земного магнітного поля на поверхні нашої планети. Загальний напрямок магнітних силових ліній збігається з напрямком гілок спіральної структури Галактики. Можна сказати, що самі спіральні гілки є гігантськими розмірами магнітні силові трубки.

Наприкінці 1962 р. факт існування міжзоряних магнітних полів було встановлено англійськими радіоастрономами шляхом прямих спостережень. З цією метою досліджувалися дуже тонкі поляризаційні ефекти в радіолінії 21 см, що спостерігається в поглинанні в спектрі потужного джерела радіовипромінювання - крабовидної туманності (про це джерело див. гл. 5) ( Лінія поглинання 21 см, обумовлена ​​міжзоряним воднем, утворюється в радіоспектрі будь-якого джерела таким же чином, як лінії міжзоряного кальцію в спектрах віддалених гарячих зірок)). Якщо міжзоряний газ знаходиться в магнітному полі, очікується розщеплення лінії 21 см на кілька компонентів, що відрізняються поляризацією. Оскільки величина магнітного поля дуже мала, це розщеплення буде зовсім незначним. Крім того, ширина лінії поглинання 21 см є досить значною. Єдине, що можна очікувати в такій ситуації, – це невеликі систематичні відмінності поляризації в межах профілю ліній поглинання. Тому впевнене виявлення цього тонкого ефекту – чудове досягнення сучасної науки. Виміряне значення міжзоряного магнітного поля виявилося у повній відповідності з теоретично очікуваним згідно з непрямими даними.

Для досліджень міжзоряних магнітних полів застосовується і радіоастрономічний метод, заснований на вивченні обертання площини поляризації радіовипромінювання позагалактичних джерел ( Радіовипромінювання від метагалактичних джерел лінійно поляризоване, причому ступінь поляризації зазвичай близько кількох відсотків. Поляризація цього радіовипромінювання пояснюється його синхротронною природою (див. нижче))) при його проходженні через "намагнічене" міжзоряне середовище ("явище Фарадея"). Цим методом вже вдалося отримати ряд важливих даних про структуру міжзоряних магнітних полів. В останні роки як джерела поляризованого випромінювання для вимірювання міжзоряного магнітного поля таким методом використовуються пульсари (див. гл. 5).

Міжзоряні магнітні поля відіграють вирішальну роль при утворенні щільних холодно-пилових хмар міжзоряного середовища, з яких конденсуються зірки (див. гл. 4).

З міжзоряними магнітними полями тісно пов'язані первинні космічні промені, що заповнюють міжзоряний простір. Це частки (протони, ядра більш важких елементів, і навіть електрони), енергії яких перевищують сотні мільйонів електронвольт, доходячи до 10 20 -10 21 эВ. Вони рухаються вздовж силових ліній магнітних полів гвинтовими траєкторіями. Електрони первинних космічних променів, рухаючись у міжзоряних магнітних полях, випромінюють радіохвилі. Це випромінювання спостерігається нами як радіовипромінювання Галактики (так зване синхротронне випромінювання). Таким чином, радіоастрономія відкрила можливість вивчати космічні промені в глибинах Галактики та навіть далеко за її межами. Вона вперше поставила проблему походження космічного проміння на міцний науковий фундамент.

Дослідники, які працювали над проблемою походження життя, донедавна залишали поза увагою питання про первинні космічні промені. Тим часом рівень жорсткої радіації, що викликає мутації, є, з погляду, дуже істотним еволюційним чинником. Є всі підстави вважати, що перебіг еволюції життя був зовсім іншим, якби рівень жорсткої радіації (який нині значною мірою обумовлений первинними космічними променями) був у десятки разів вище сучасного значення. Звідси виникає важливе питання: чи залишається постійним рівень космічної радіації на якійсь планеті, де розвивається життя? Йдеться про терміни, що обчислюються багатьма сотнями мільйонів років. Ми побачимо в наступних розділах цієї книги, як сучасна астрофізика та радіоастрономія відповідають на це питання.

Маса міжзоряного газу в нашій Галактиці близька до мільярда сонячних мас, що становить трохи більше 1% повної маси Галактики, обумовленої в основному зірками. В інших зоряних системах відносний вміст міжзоряного газу змінюється у досить широких межах. У еліптичних галактик воно дуже м'яло, близько 10 -4 і навіть менше, у той час як у неправильних зіркових систем (типу Магелланових Хмар) вміст міжзоряного газу сягає 20 і навіть 50%. Ця обставина тісно пов'язана з питанням про еволюцію зіркових систем, про що йтиметься в гол. 6.

Міжзоряний газ

Міжзоряний газ- це розріджене газове середовище, що заповнює весь простір між зірками. Міжзоряний газ прозорий. Повна маса міжзоряного газу Галактиці перевищує 10 мільярдів мас Сонця чи кілька відсотків сумарної маси всіх зірок нашої Галактики. Середня концентрація атомів міжзоряного газу становить менше 1 атома см3. Основна його маса укладена поблизу площини Галактики у шарі завтовшки кілька сотень парсек. Щільність газу в середньому становить близько 10 -21 кг/м3. Хімічний склад приблизно такий самий, як і у більшості зірок: він складається з водню та гелію (90 % і 10 % за кількістю атомів, відповідно) з невеликою домішкою більш важких елементів. Залежно від температури та щільності міжзоряний газ перебуває у молекулярному, атомарному чи іонізованому станах. Спостерігаються холодні молекулярні хмари, розріджений міжхмарний газ, хмари іонізованого водню з температурою близько 10 тис. К. (Туманність Оріона), і великі області розрідженого і дуже гарячого газу з температурою близько мільйона К. Ультрафіолетові промені, на відміну від променів видимого світла газом та віддають йому свою енергію. Завдяки цьому гарячі зірки своїм ультрафіолетовим випромінюванням нагрівають навколишній газ до температури приблизно 10 000 К. Нагрітий газ починає випромінювати світло, і ми спостерігаємо його як світлу газову туманність. Холодніший, «невидимий» газ спостерігають радіоастрономічними методами. Атоми водню в розрідженому середовищі випромінюють радіохвилі на довжині хвилі близько 21 см. Тому від областей міжзоряного газу безперервно поширюються потоки радіохвиль. Приймаючи та аналізуючи це випромінювання, вчені дізнаються про щільність, температуру та рух міжзоряного газу в космічному просторі.

Міжзоряне середовище
складники	Міжзоряний газ· Міжзоряний пил · Міжзоряна хмара · Космічні промені · Магнітне поле
Туманності	Дифузна (світла) туманність · Темна туманність · Емісійна туманність · Відбивна туманність · Залишок наднової · Планетарна туманність · Протопланетарна туманність
Області зіркоутворення	Молекулярна хмара · Глобула · Область H II
Навколозіркові освіти	Аккреційний диск · Протопланетний диск · Полярні струменеві течії · Об'єкт Хербіга - Аро
Випромінювання	Зірковий вітер · Реліктове випромінювання

Wikimedia Foundation. 2010 .

Дивитись що таке "Міжзоряний газ" в інших словниках:

основ. компонент міжзоряного середовища, що становить прибл. 99% її маси. M. р. заповнює практично весь об'єм галактик. Наиб, вивчений M. р. у Галактиці. M. р. характеризується великою різноманітністю структур, що виникають у ньому, фіз. умов та протікаючих… … Фізична енциклопедія

Одна з основних складових міжзоряного середовища. Складається в основному з водню та гелію; загальна маса інших елементів менше 3%.

Матерія заповнює простір між зірками всередині галактик. Матерія у просторі між галактиками зв. міжгалактич. середовищем (див. Скупчення галактик. Міжгалактичний газ). Газ в оболонках навколо зірок (околозіркові оболонки) часто… Фізична енциклопедія

Міжзоряний пил тверді мікроскопічні частинки, що поряд з міжзоряним газом заповнюють простір між зірок. В даний час вважається що порошинки мають тугоплавке ядро, оточене органічною речовиною або крижаною оболонкою.

Карта місцевої міжзоряної хмари Міжзоряне середовище (МЗС) речовина та поля, що заповнюють міжзоряний простір усередині галактик … Вікіпедія

Розріджена речовина, міжзоряний газ та дрібні пилові частинки, що заповнюють простір між зірками в нашій та інших Галактиках. До складу М. с. входять, крім того, Космічні промені, міжзоряні магнітні поля. Велика Радянська Енциклопедія

Карта місцевої міжзоряної хмари Міжзорове середовище (МЗС) - це речовина і поля, що заповнюють міжзоряний простір усередині галактик. Склад: міжзоряний газ, пил (1 % від маси газу), міжзоряні магнітні поля, космічні промені, а також … Вікіпедія

Більше 200 новостворених зірок усередині хмари відомої як NGC 604 у галактиці Трикутника. Зірки опромінюють газ високоенергетично... Вікіпедія

Міжзоряний газ у нашій Галактиці Міжзоряний газ це розріджене газове середовище, що заповнює весь простір між зірками. Міжзоряний газ прозорий. Повна маса міжзоряного газу в Галактиці перевищує 10 мільярдів мас Сонця або ... Вікіпедія

Зірковий вітер процес витікання речовини із зірок у міжзоряний простір. 1 Визначення 2 Джерела енергії ... Вікіпедія

Утворення зірок та інших об'єктів Всесвіту відбувається шляхом низки перетворень, що відбуваються з міжзоряним газопиловим середовищем. Відомо, що її заповнено так званим міжзоряним газом.

В даний час склад та властивості міжзоряного газу вивчені досить добре, хоча вперше про його існування люди дізналися лише на початку XX століття.

Міжзоряний газ- суцільне середовище, що стискається, до якого застосовні закони газової динаміки. Відомо, що концентрація речовини у ньому становить приблизно 1 атом на 1 см 3 . На перший погляд можна припустити, що міжзоряний газ насправді є вакуумом. і наведене визначення недоцільно (до відома, концентрація речовини у вакуумі становить 10" атомів па 1 см 4). Але за визначенням вакуум - це система, в якій довжина вільного пробігу атомів або молекул перевищує її характерні розміри. У Всесвіті ж довжина вільного пробігу частинок у багато сотень разів менше відстані між зірками.

Фізичні властивості міжзоряного середовища

Найбільш важливою властивістю міжзоряного середовища є наявність у ній магнітних полів. Доведено, що вони рухаються із хмарами міжзоряного газу. Саме завдяки магнітним полям утворюються щільні холодні газопилові хмари, з яких конденсуються зірки.

Силові лінії міжзоряних магнітних полів спрямовані гілкам спіральної структури Галактики. Напруженість цих полів більш ніж у 100 тис. разів менша за напруженість магнітного поля Землі на її поверхні.

Магнітні поля знаходяться в тісному зв'язку з космічним випромінюванням, яке є потік протонів, електронів і ядер більш важких елементів. Ці частинки рухаються гвинтоподібно вздовж силових ліній магнітних полів. Завдяки тому, що вони випромінюють радіохвилі, стало можливим дослідити якісний склад міжзоряного середовища та об'єктів, що знаходяться в ньому.

Хімічний склад міжзоряного газу

Дослідження хімічного складу міжзоряного газу розпочалося у середині XX ст. завдяки розвитку радіоастрономічних методів досліджень. Першим елементом, виявленим у міжзоряному газі, був водень. Наразі відомо, що він становить значну частину міжзоряного газу та знаходиться у молекулярному вигляді. Крім того, міжзоряний газ містить атоми гелію, ряду металів, а також складніші сполуки,

Дослідження спектрів випромінювання дозволяє встановити ізотопний склад міжзоряного газу, оскільки різні ізотопи одного й того елемента випускають випромінювання різної довжини хвилі.

У міру розвитку галактик кількість міжзоряного середовища в них неухильно зменшується, оскільки витрачена на утворення зірок речовина не повертається до міжзоряного середовища в повному обсязі. Досить велика його частина залишається в надрах «мертвих» білих карликів, нейтронних зірок та чорних дірок.

Слід зазначити, що кругообіг міжзоряного газу призводить до зміни його хімічного складу. Перебуваючи в надрах зірок та беручи участь у термоядерних реакціях, міжзоряний газ збагачується гелієм та важкими елементами. Зміст водню в ньому значно знижується. Таким чином, міжзоряний газ, що пройшов еволюційний цикл зірки, повертається в міжзоряне середовище, включаючи нікчемні кількості водню і значні - важких і надважких елементів, а також гелію. Однак цей процес відбувається вкрай повільно. Наприклад, за час існування нашої Галактики лише дуже потужні зірки встигли пройти весь еволюційний цикл.