Газ, газ везде! Собранные в гигантские горячие шары, он образует бесчисленные звезды – они сосредоточили большую часть массы Вселенной. Межзвездный газ. Холодный газ заполняет огромные пространства Вселенной в виде газовых туманностей, которые обволакивают десятки звезд. Из газа в атмосферах планет! И все это в безвоздушном пространстве. Но действительно ли оно безвоздушное?
Наши концепции вакуума являются относительными. Будем говорить, что в лампочке нет воздуха. По сравнению с воздухом есть вакуум. Но физики с современными насосами могут высасывать воздух из стеклянной трубки так, что в пространстве лампочки будет вакуум.
Газ туманности плотность 10-19 г/см3 находится в вакууме. Но тогда как мы видим, не совсем пустая. Он также имеет газ. Действительно с незначительной плотностью газа.
Что это за газы? Хартман изучал спектрально-двойные звезды Дельта Ориона. Для того, чтобы было можно с большой точностью определить его радиальную скорость, он измерил положение темных линий в спектре. Ибо если звезда движется в целом по своей орбите вокруг центра системы, все линии в спектре должны быть перенесены равномерно, т. е. в пределах ошибки измерения перемещений каждой линии должны соответствовать той же скорости, приближается или удаляется от нас.
Теперь мы знаем, что такое периодическое движение орбитальной линии в спектре. Все линии в спектре Delta Orion ведут себя правильно за исключением линий, кто знает почему, не участвовали в общих периодических колебаниях в положение линий в спектре и упорно стояли на том же месте в нем. Если звезда приближается к нам и отходит – это не влияет на линии кальция.
Как мы уже говорили, линии принадлежали атомам кальция и Хартману не остается ничего, кроме как заключить, что кальций по каким-либо причинам не будет участвовать в орбитальном движении звезды. Как только линии кальция поглощают видимый свет от звезды, проходит и поглощается ею, но этот элемент не является в атмосфере звезды, которая приводит к появлению других линий в спектре. Атмосфера звезды движется со звездой и кальций не двигается с ними. Может быть, наша звезда погружается в обширное облако разреженного кальция?
Этот тип кальция линии называется стационарным, т.е. неизменен, фиксирован. Со временем стационарные линии кальция были обнаружены в спектрах многих других спектрально-двойных звезд, но все относятся только к случаям звезд раннего спектрального класса C.
Скорее всего линии кальция для формирования не в облаках, куда звезда погружена, который находится по пути световых лучей от звезды к нам. Другими словами, кальция околозвездного и межзвездного газа. Эта точка зрения была подтверждена. И тогда вместо наземных линий, начал говорить межзвездные линии.
Когда стало известно, что температура атмосферы звезды, которая определяет тип в спектре звезды, теоретически можно определить интенсивность различных линий образующихся в атмосфере звезды с определенным химическим составом и определенной температурой. Было разъяснено, что эти горячие звезды такие, как спектральный класс не найден в ее атмосфере ионизированных атомов кальция. Для них это слишком жарко. Весь кальций в этой температуре уже ионизированный, а затем дважды линии одного ионизированного кальция может не иметь спектр звезды класса С. Поэтому только ионизированный кальций, который вызывает фиксированные линии в спектрах горячих звезд, должны быть расположены вдали где не так жарко и он не может существовать.
Позже было обнаружено, что эти линии далеко от них только в спектрах спектрально-двойных звезд – они существуют в спектрах большинства одиноких горячих звезд. Но пока эти линии можно назвать стационарными, так как ни одна звезда не имеет орбитального движения. Он движется с постоянной скоростью по отношению к нам наблюдателям так, что все линии в спектре смещаются в равной степени, что соответствует постоянной скорости в соответствии с принципом Доплера. Оказалось однако, что перенос линии ионизованного кальция в спектрах этих горячих звезд соответствует другой скорости, чем скорость с которой движется звезда.
Как мы видим в специальной линии пути, должна наблюдаться в спектрах звезд любого типа. К сожалению более холодные звезды содержат в себе атмосферу ионизированного кальция и следовательно его линии в спектре. Эти линии широкие и сильные с тонкой маской слабых линий межзвездного кальция. Однако в некоторых случаях, становится возможным обнаружить эти маленькие “звезды” линии, наложенные на широкие линии звезды.
Невооружённому глазу пространство между звёздами представляется пустым, но это впечатление ошибочно. Ещё в XIX в. российский астроном В. Я. Струве предположил, что оно заполнено поглощающим веществом, которое мешает наблюдать далёкие звёзды. В начале XX в. это предположение подтвердил американский астроном Роберт Трюмплер, доказавший, что свет звёзд действительно ослабевает по пути к земному наблюдателю.
Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве неравномерно. Оно имеет клочковатую структуру и концентрируется к Млечному Пути. Области повышенной плотности поглощающего межзвездного вещества наблюдаются как тёмные туманности, например Угольный Мешок в созвездии Южный Крест или Конская Голова в созвездии Орион.
Туманность Конская Голова
Теперь мы знаем, что свет звёзд поглощают мельчайшие пылинки, но они представляют собой лишь «верхушку айсберга». Удалось выяснить, что помимо пыли между звёздами имеется большое количество невидимого газа, масса которого почти в сто раз превосходит массу пыли. Он состоит из атомов и молекул, перемешан с пылью и пронизывается космическими лучами и электромагнитным излучением, которые также можно считать составляющими межзвёздной среды. Кроме того, межзвёздная среда оказалась слегка намагниченной. Её магнитное поле примерно в 100 тыс. раз слабее магнитного поля Земли и вытянуто вдоль спиральных рукавов.
Как же астрономы наблюдают межзвёздный газ? Молодые горячие звёзды помогают нам увидеть нагретый газ, т.к. их ультрафиолетовое излучение нагревает окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность.
Более холодный газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см, кроме того, многие другие молекулы также излучают в радиодиапазоне на определенных частотах. Поэтому от областей холодного межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн.
Химический состав межзвёздного газа, независимо от его температуры, оказался близок к составу Солнца. Около 70% по массе приходится на самый лёгкий элемент в природе - водород, около 28% - на гелий, а остальные 2% - на более тяжёлые элементы. При этом для межзвёздного газа характерен очень большой разброс физических параметров и он крайне неоднороден по плотности и температуре.
Полная масса межзвёздного газа в Галактике очень велика, она превышает 10 млрд. масс Солнца. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см 3 . Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек.
* * *
Газовые туманности
Туманностью называют участок межзвёздной среды, который выделяется на небе своим излучением или поглощением излучения. Они состоят из пыли, газа и плазмы. До 20-х гг. прошлого столетия туманностями называли любые неподвижные протяжённые светящиеся астрономические объекты. Такие объекты называются диффузными. Со временем выяснилось, что среди туманностей встречаются галактики и звёздные скопления, которые раньше не удавалось разрешить на звёзды.
В 1787 г. Шарль Мессье, французский астроном, член Парижской академии наук, занимавшийся поиском комет, составил каталог неподвижных диффузных объектов, похожих на кометы. Из-за несовершенства существовавших тогда астрономических приборов в каталог Мессье попали не только туманности, но и галактики (например, галактика M131, которую часто называют туманностью Андромеды), а также шаровые звёздные скопления, такие как M113 - скопление Геркулеса.
Для наблюдений межзвёздной среды чаще всего приходится использовать либо радиотелескопы, если речь идёт о холодном газе, либо ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы, если речь идёт о корональном газе. Однако в некоторых случаях межзвёздное вещество можно прекрасно наблюдать и в обычные телескопы. Это происходит тогда, когда вещество светится под воздействием близкой звезды либо просто отражает свет этой звезды.
В результате на небе появляются слабосветящиеся пятна - светлые эмиссионные туманности. Самая яркая газовая туманность такого типа - 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, образующую Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.
Области ионизованного газа вокруг горячих звёзд можно представить в виде «машины», которая перерабатывает невидимое ультрафиолетовое излучение звезды в видимое излучение, спектр которого содержит линии различных химических элементов.
Газовые туманности могут иметь различные оттенки - зеленоватые, розоватые и другие - в зависимости от температуры, плотности и химического состава газа. Например, зелёным цветом в газовых туманностях светится кислород.
Структура газовых туманностей крайне разнообразна. Одни имеют форму кольца, в центре которого иногда видна тусклая звёздочка, - это планетарные туманности. Другие имеют неправильную форму. Некоторые из них при наблюдении через светофильтр, пропускающий свет той или иной спектральной линии, распадаются на отдельные волокна. Такова Крабовидная туманность - известный пример остатка взорвавшейся звезды.
Крабовидная туманность - расширяющееся газовое облако, образованное вспышкой сверхновой в 1054 г.
В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Астрономы наблюдают межзвёздный газ в виде холодных и плотных молекулярных облаков, разреженного межоблачного газа, облаков ионизованного водорода с температурой около 10 тыс. К и обширных областей разреженного и очень горячего газа с температурой около миллиона К. Этот сильно разреженный и горячий газ, занимающий почти половину объёма галактического диска, называется корональным - по аналогии с разогретым газом солнечной короны. Его плотность составляет примерно 1 атом на 1 дм 3 . Предполагается, что такой горячий разреженный газ образуется в результате мощных взрывов - вспышек сверхновых звёзд.
| <<< Назад
|
Вперед >>>
|
Межзвёздный газ
Межзвёздный газ - это разрежённая газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см³. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек. Плотность газа в среднем составляет около 10 −21 кг/м³. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия (90 % и 10 % по числу атомов, соответственно) с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Наблюдаются холодные молекулярные облака, разреженный межоблачный газ, облака ионизованного водорода с температурой около 10 тыс. К. (Туманность Ориона), и обширные области разреженного и очень горячего газа с температурой около миллиона К. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность. Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому от областей межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.
| Межзвёздная среда | ||
|---|---|---|
| Составляющие | Межзвёздный газ · Межзвёздная пыль · Межзвёздное облако · Космические лучи · Магнитное поле |  |
| Туманности | Диффузная (светлая) туманность · Тёмная туманность · Эмиссионная туманность · Отражательная туманность · Остаток сверхновой · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность | |
| Области звездообразования | Молекулярное облако · Глобула · Область H II | |
| Околозвёздные образования | Аккреционный диск · Протопланетный диск · Полярные струйные течения · Объект Хербига - Аро | |
| Излучение | Звёздный ветер · Реликтовое излучение | |
Wikimedia Foundation . 2010 .
Смотреть что такое "Межзвёздный газ" в других словарях:
Осн. компонент межзвездной среды, составляющий ок. 99% её массы. M. г. заполняет практически весь объём галактик. Наиб, изучен M. г. в Галактике. M. г. характеризуется большим разнообразием возникающих в нём структур, физ. условий и протекающих… … Физическая энциклопедия
Одна из основных составляющих межзвёздной среды (См. Межзвёздная среда). Состоит в основном из водорода и гелия; общая масса других элементов меньше 3 % …
Материя, заполняющая пространство между звёздами внутри галактик. Материя в пространстве между галактиками наз. межгалактич. средой (см. Скопления галактик. Межгалактический газ). Газ в оболочках вокруг звёзд (околозвёздные оболочки) часто… … Физическая энциклопедия
Межзвёздная пыль твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочкой.… … Википедия
Карта местного межзвёздного облака Межзвёздная среда (МЗС) вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик … Википедия
Разреженное вещество, межзвёздный газ и мельчайшие пылевые частицы, заполняющие пространство между звёздами в нашей и других Галактиках. В состав М. с. входят, кроме того, Космические лучи, межзвёздные магнитные поля (См. Межзвёздное… … Большая советская энциклопедия
Карта местного межзвездного облака Межзвёздная среда (МЗС) это вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик. Состав: межзвёздный газ, пыль(1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля,космические лучи, а также… … Википедия
Более 200 новообразованных звёзд внутри облака известного как NGC 604 в галактике Треугольника. Звёзды облучают газ высокоэнергетически … Википедия
Карта межзвездного газа в нашей Галактике Межзвёздный газ это разреженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или… … Википедия
Звёздный ветер процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство. Содержание 1 Определение 2 Источники энергии … Википедия
Согласно современным представлениям, звезды образуются путем конденсации весьма разреженной межзвездной газово-пылевой среды. Поэтому, прежде чем рассказать о путях эволюции звезд, нам придется остановиться на свойствах межзвездной среды.
Межзвездный газ был обнаружен в самом начале текущего столетия благодаря поглощению в линиях ионизованного кальция, которое он производит в спектрах удаленных горячих звезд. С тех пор методы изучения межзвездного газа непрерывно улучшались и достигли высокой степени совершенства. В итоге большой многолетней работы, проделанной астрономами, сейчас свойства межзвездного газа можно считать достаточно хорошо известными. Плотность межзвездной газовой среды ничтожна. В среднем в областях межзвездного пространства, расположенных недалеко от галактической плоскости, в 1 см3 находится примерно 1 атом. Напомним, что в таком же объеме воздуха находится 2,7*1019 молекул. Даже в самых совершенных вакуумных камерах концентрация атомов не меньше чем 103 см-3. И все же межзвездную среду нельзя рассматривать как вакуум! Дело в том, что вакуумом, как известно, называется такая система, в которой длина свободного пробега атомов или молекул превышает характерные размеры этой системы. Однако в межзвездном пространстве средняя длина свободного пробега атомов в сотни раз меньше, чем расстояния между звездами. Поэтому мы вправе рассматривать межзвездный газ как сплошную, сжимаемую среду и применять к этой среде законы газовой динамики.
Химический состав межзвездного газа довольно хорошо исследован. Он сходен с химическим составом наружных слоев звезд главной последовательности. Преобладают атомы водорода и гелия, атомов металлов сравнительно немного. В довольно заметных количествах присутствуют простейшие молекулярные соединения (например, CO, CN). Возможно, что значительная часть межзвездного газа находится в форме молекулярного водорода. Развитие внеатмосферной астрономии открыло возможность наблюдения линий молекулярного водорода в далекой ультрафиолетовой части спектра.
Физические свойства межзвездного газа существенно зависят от того, находится ли он в сравнительной близости от горячих звезд или, напротив, достаточно удален от них. Дело в том, что ультрафиолетовое излучение горячих звезд полностью ионизует водород на огромных расстояниях. Так, звезда класса О5 ионизует вокруг себя водород в гигантской области радиусом около 100 пс.
Температура межзвездного газа в таких областях (определяемая как характеристика беспорядочных тепловых движений частиц) достигает 10 тыс. К. При этих условиях мезжзвездная среда излучает отдельные линии в видимой части спектра, в частности красную водородную линию. Эти области межзвездной среды носят название «зоны HII». Однако большая часть межзвездной среды достаточно удалена от горячих звезд. Водород там не ионизован. Температура газа низкая, около 100 К или ниже. Именно здесь имеется значительное количество молекул водорода.
Кроме газа, в состав межзвездной среды входит космическая пыль. Размеры таких пылинок составляют 10-4-10-5 см. Они являются причиной поглощения света в межзвездном пространстве, из-за которого мы не можем наблюдать объекты, находящиеся в галактической плоскости на расстояниях, больших 2–3 тыс. пс. К счастью, космическая пыль, так же как и связанный с ней межзвездный газ, сильно концентрируется к галактической плоскости. Толщина газово-пылевого слоя составляет всего лишь около 250 пс. Поэтому излучение от космических объектов, направления на которые составляют значительные углы с галактической плоскостью, поглощается незначительно.
Межзвездные газ и пыль перемешаны. Отношение средних плотностей газа и пыли в межзвездном пространстве равно приблизительно 100:1. Наблюдения показывают, что пространственная плотность газово-пылевой межзвездной среды меняется весьма нерегулярно. Для этой среды характерно резко выраженное «клочковатое» распределение. Она существует в виде облаков (в которых плотность раз в 10 больше средней), разделенных областями, где плотность ничтожно мала. Эти газово-пылевые облака сосредоточены преимущественно в спиральных ветвях Галактики и участвуют в галактическом вращении. Отдельные облака имеют скорости в 6–8 км/с, о чем уже говорилось. Наиболее плотные из таких облаков наблюдаются как темные или светлые туманности.
Значительное количество сведений о природе межзвездного газа было получено за последние два десятилетия благодаря весьма эффективному применению радиоастрономических методов. Особенно плодотворными оыли исследования межзвездного газа на волне 21 см. Что это за волна? Еще в сороковых годах теоретически было предсказано, что нейтральные атомы водорода в условиях межзвездного пространства должны излучать спектральную линию с длиной волны 21 см. Дело в том, что основное, самое «глубокое» квантовое состояние атома водорода состоит из двух очень близких уровней. Эти уровни различаются ориентациями магнитных моментов ядра атома водорода (протона) и вращающегося вокруг него электрона. Если моменты ориентированы параллельно, получается один уровень, если антипараллельно – другой. Энергия одного из этих уровней несколько больше другого (на величину, равную удвоенному значению энергии взаимодействия магнитных моментов электрона и протона). Согласно законам квантовой физики, время от времени должны самопроизвольно происходить переходы с уровня большей энергии на уровень меньшей энергии. При этом будет излучаться квант с частотой, пропорциональной разности энергий уровней. Так как последняя в нашем случае очень мала, то и частота излучения будет низкой. Соответствующая длина волны будет равна 21 см.
Расчеты показывают, что такие переходы между уровнями атома водорода происходят чрезвычайно редко: в среднем для одного атома имеет место один переход в 11 млн. лет! Чтобы почувствовать ничтожную величину вероятности таких процессов, достаточно сказать, что при излучении спектральных линий в оптическом диапазоне переходы происходят каждую стомиллионную долю секунды. И все же оказывается, что эта линия, излучаемая межзвездными атомами, имеет вполне наблюдаемую интенсивность.
Так как межзвездные атомы имеют различные скорости по лучу зрения, то из-за эффекта Доплера излучение в линии 21 см будет «размазано» в некоторой полосе частот около 1420 Мгц (эта частота соответствует длине волны 21 см). По распределению интенсивности в этой полосе (так называемому «профилю линии») можно изучить все движения, в которых участвуют межзвездные атомы водорода. Таким путем удалось исследовать особенности галактического вращения межзвездного газа, беспорядочные движения отдельных его облаков, а также его температуру. Кроме того, из этих наблюдений определяется количество атомов водорода в межзвездном пространстве. Мы видим, таким образом, что радиоастрономические исследования на волне 21 см являются мощнейшим методом излучения межзвездной среды и динамики Галактики. В последние годы этим методом изучаются другие галактики, например туманность Андромеды. По мере увеличения размеров радиотелескопов будут открываться все новые возможности изучения более удаленных галактик при помощи радиолинии водорода.
В конце 1963 г. была обнаружена еще одна межзвездная радиолиния, принадлежащая молекулам гидроксила ОН, с длиной волны 18 см (линия ОН состоит из четырех близких по частотам компонент – 1612, 1665, 1667 и 1720МГц)). Существование этой линии было теоретически предсказано известным советским астрофизиком И.С.Шкловским в 1949 г. В направлении на галактический центр интенсивность этой линии (которая наблюдается в поглощении) оказалась очень высокой. Это подтверждает сделанный выше вывод, что в отдельных областях межзвездного пространства газ находится преимущественно в молекулярном состоянии. В 1967 г. была открыта радиолиния воды Н2О с длиной волны 1,35 см.
За последние 15 лет, протекшие после открытия межзвездной радиолинии ОН, было открыто много других радиолиний межзвездного происхождения, принадлежащих различным молекулам. Среди них особенно большое значение имеет молекула СО, радиолиния которой с длиной волны 2,64 мм наблюдается почти во всех областях межзвездной среды. Есть молекулы, радиолинии от которых наблюдаются исключительно в плотных, холодных облаках межзвездной среды. Довольно неожиданным было обнаружение в таких облаках радиолиний весьма сложных многоатомных молекул, например, СН3НСО, CH3CN и др.
Весьма полезным является то обстоятельство, что соответствующие радиолинии, принадлежащие различным изотопам одной и той же молекулы, имеют довольно заметно различающиеся длины волн. Это позволяет исследовать изотопный состав межзвездной среды, что имеет большое значение для проблемы эволюции вещества во Вселенной. В частности, раздельно наблюдаются такие изотопные комбинации окиси углерода: 12C16 О, 13С16О и 12С18О. Области межзвездной среды, окружающей горячие звезды, где водород полностью ионизован («зоны HII»), весьма успешно исследуются при помощи так называемых «рекомбинационных» радиолиний, существование которых было теоретически предсказано еще до их открытия советским астрономом Н.С.Кардашевым. «Рекомбинационные» линии возникают при переходах между весьма высоко возбужденными атомами (например, между 108 и 107 уровнями атома водорода). Столь «высокие» уровни могут существовать в межзвездной среде только по причине ее чрезвычайно низкой плотности. Заметим, например, что в солнечной атмосфере могут существовать только первые 28 уровней атома водорода; более высокие уровни разрушаются благодаря взаимодействию с частицами окружающей плазмы.
Уже сравнительно давно астрономы получили ряд косвенных доказательств наличия межзвездных магнитных полей. Эти магнитные поля связаны с облаками межзвездного газа и движутся вместе с ними. Напряженность таких полей около 10-5Э, т.е. в 100 тыс. раз меньше напряженности земного магнитного поля на поверхности нашей планеты. Общее направление магнитных силовых линий совпадает с направлением ветвей спиральной структуры Галактики. Можно сказать, что сами спиральные ветви представляют собой гигантских размеров магнитные силовые трубки.
В конце 1962 г. факт существования межзвездных магнитных полей был установлен английскими радиоастрономами путем прямых наблюдений. С этой целью исследовались весьма тонкие поляризационные эффекты в радиолинии 21 см, наблюдаемой в поглощении в спектре мощного источника радиоизлучения – Крабовидной туманности. Если межзвездный газ находится в магнитном поле, можно ожидать расщепления линии 21 см на несколько компонент, отличающихся поляризацией. Так как величина магнитного поля очень мала, это расщепление будет совершенно ничтожным. Кроме того, ширина линии поглощения 21 см довольно значительна. Единственное, что можно ожидать в такой ситуации, – это небольшие систематические различия поляризации в пределах профиля линий поглощения. Поэтому уверенное обнаружение этого тонкого эффекта – замечательное достижение современной науки. Измеренное значение межзвездного магнитного поля оказалось в полном соответствии с теоретически ожидаемым согласно косвенным данным.
Для исследований межзвездных магнитных полей применяется и радиоастрономический метод, основанный на изучении вращения плоскости поляризации радиоизлучения внегалактических источников при его прохождении через «намагниченную» межзвездную среду («явление Фарадея»). Этим методом уже сейчас удалось получить ряд важных данных о структуре межзвездных магнитных полей. В последние годы в качестве источников поляризованного излучения для измерения межзвездного магнитного поля таким методом используются пульсары.
Межзвездные магнитные поля играют решающую роль при образовании плотных холодных газово-пылевых облаков межзвездной среды, из которых конденсируются звезды.
С межзвездными магнитными полями тесно связаны первичные космические лучи, заполняющие межзвездное пространство. Это частицы (протоны, ядра более тяжелых элементов, а также электроны), энергии которых превышают сотни миллионов электронвольт, доходя до 1020–1021 эВ. Они движутся вдоль силовых линий магнитных полей по винтовым траекториям. Электроны первичных космическнх лучей, двигаясь в межзвездных магнитных полях, излучают радиоволны. Это излучение наблюдается нами как радиоизлучение Галактики (так называемое «синхротронное излучение»). Таким образом, радиоастрономия открыла возможность изучать космические лучи в глубинах Галактики и даже далеко за ее пределами. Она впервые поставила проблему происхождения космических лучей на прочный научный фундамент.
Масса межзвездного газа в нашей Галактике близка к миллиарду солнечных масс, что составляет немногим больше 1% от полной массы Галактики, обусловленной в основном звездами. В других звездных системах относительное содержание межзвездного газа меняется в довольно широких пределах. У эллиптических галактик оно очень мало, около 10-4% и даже меньше, в то время как у неправильных звездных систем (типа Магеллановых Облаков) содержание межзвездного газа доходит до 20 и даже 50%. Это обстоятельство тесно связано с вопросом об эволюции звездных систем.
Газ, всюду газ! Собранный в гигантские раскаленные шары, он образует бесчисленные звезды - в них сосредоточена главная масса вещества во Вселенной. Разреженный холодный газ, заполняющий огромные пространства в виде газовых туманностей, обволакивающий десятки звезд, газ, образующий атмосферы планет! И все это в безвоздушном пространстве. Но подлинно ли в безвоздушном?
Наши понятия о вакууме, о безвоздушном пространстве относительны. В электрической лампочке старого типа «нет воздуха», говорим мы, он оттуда выкачан. Сравнительно о комнатным воздухом там вакуум. Но физик с помощью своих лучших насосов может так выкачать воздух из какой-либо стеклянной трубки, что по сравнению с пространством в ней пространство внутри электрической лампы кишит мириадами молекул.
Газовые диффузные туманности с их плотностью порядка 10-19 г/см3 раскинулись в безвоздушном пространстве. Но и оно, как мы убеждаемся, не совершенно пусто, в нем тоже есть газ. Газ ничтожной плотности, но все же газ, и между любыми двумя звездами есть газовая среда, как бы разрежена она ни была.
Но какой это газ? Это, конечно, не земной воздух, хотя бы и разреженный. История изучения этого газа принесла много интересного и неожиданного.
В 1904 г., изучая спектрально-двойную звезду Дельту Ориона, Гартман для большей точности определения ее лучевой скорости измерял положение в спектре всех темных линий, которые в нем были видны. Ведь если звезда движется как целое по своей орбите около центра тяжести системы, то все линии ее спектра должны смещаться одинаково в том смысле, что в пределах ошибок измерения смещение любой линии спектра должно соответствовать одной и той же скорости приближения или удаления от нас. Мы уже знаем, что при таком периодическом орбитальном движении линии спектра периодически же изменяют свое смещение. В спектре Дельты Ориона все линии вели себя «как следует», кроме линий ионизованного кальция. Эти две линии почему-то не участвовали в общем периодическом колебании положения линий в спектре, а упрямо стояли на месте. Неслась ли звезда на нас, удалялась ли она от нас в данный момент - линиям кальция это было безразлично.
Рис. 173. Линии межзвездного кальция
Упрямые линии принадлежали атомам кальция, и Гартману ничего не оставалось, как заключить, что кальций почему-то не участвует в орбитальном движении звезды. Раз линии кальция видны как темные (в поглощении), то,очевидно, свет звезды проходит через него, поглощается в нем, но этот элемент не находится в атмосфере звезды, вызывающей появление в спектре остальных линий поглощения. Атмосфера звезды движется вместе со звездой, кальций же с ней не движется. Быть может, наша двойная звезда погружена в обширное облако разреженного кальция, в котором она и движется, не увлекая его с собой?
Такого рода линии кальция назвали стационарными, т. е. неизменными, неподвижными. В дальнейшем в спектрах многих других спектрально-двойных звезд были открыты стационарные линии кальция, но лишь в тех случаях, когда звезды были раннего спектрального класса В.
Слайфер, однако, нашел более вероятным, что стационарные линии производятся не облаком кальция, в которое погружена звезда, а облаками кальция или его непрерывной массой, расположенной на всем пути луча света от звезды к нам. Другими словами, кальций не околозвездный, а межзвездный газ. Этот взгляд был подтвержден. Тогда вместо «стационарные линии» стали говорить «межзвездные линии».
Выяснилось это так. Когда стало известно, что температура атмосферы звезды определяет вид ее спектра, стало возможно теоретически определять интенсивности разных линий, создаваемых атмосферой звезды определенного химического состава и определенной температуры. Выяснилось, что такие горячие звезды, как звезды класса В, не содержат в своей атмосфере атомов ионизованного кальция - для них там слишком горячо. Весь кальций там уже дважды ионизован, и его линий в спектре быть не может. Значит, ионизованный кальций, производящий в спектре горячих звезд стационарные линии, должен быть далеко от звезды, там, где не так горячо и где он может существовать.
Затем обнаружилось, что вовсе не одни лишь спектрально-двойные звезды обнаруживают эти линии кальция, - он есть в спектрах большинства горячих одиночных звезд. Там его линии вообще нельзя назвать стационарными, потому что одинокая звезда не совершает орбитального движения. По отношению к нам она движется постоянно с одной и той же скоростью, поэтому все линии ее спектра смещены по принципу Доплера на величины, соответствующие одной и той же скорости. Однако оказалось, что у таких горячих звезд смещение линий ионизованного кальция соответствует совершенно другой скорости, чем та скорость, с которой движется сама звезда.
Если ионизованный кальций заполняет все межзвездное пространство, то его линии, смещенные, как мы видим, всегда особенным образом, должны присутствовать в спектрах звезд любого типа. К сожалению, более холодные звезды сами содержат в своей атмосфере ионизованный кальций, а потому и его линии в спектре. Эти линии широки и сильны и маскируют тонкие, слабые линии межзвездного кальция. В некоторых случаях все же удалось обнаружить эти тонкие «межзвездные» линии, наложенные на более широкие «звездные» линии спектра.
Решающим оказалось выполненное в Канаде Пласкеттом и Пирсом сопоставление интенсивности линий межзвездного кальция с расстоянием до звезд. Чем звезда дальше, тем интенсивнее ее линии межзвездного кальция. Но так и должно быть, если кальций заполняет всю межзвездную среду. Чем дальше от нас звезда, тем длиннее путь ее луча, прежде чем он дойдет до нас, и тем больше поглощающих атомов кальция он встретит на своем пути. Чем больше атомов кальция поглотит свет звезды, тем больше он ослабится и тем темнее и интенсивнее будет линия поглощения в спектре. С этим объяснением пришлось согласиться.
Мало того, теперь мы имеем возможность, установив из наблюдений связь между интенсивностью линий ионизованного кальция и известными расстояниями до звезд, определять по интенсивности этих линий расстояние до тех горячих звезд, для которых они еще не известны. Спасибо межзвездному кальцию! - должны сказать мы во многих случаях, так как часто у нас не бывает другого способа определить расстояние до какой-нибудь звезды.
Пласкетт и Пирс сумели также доказать, что межзвездный кальций участвует в том общем вращении, которым охвачены все звезды нашей звездной системы. Сопоставляя лучевые скорости звезд, вызванные этим вращением, с лучевой скоростью межзвездного кальция (по сдвигу его линий в спектрах тех же звезд), убедились, что последняя вдвое меньше, чем та лучевая скорость, которая следует для данной звезды по теории вращения Галактики. Но вдвое меньшую скорость относительно Солнца при вращении Галактики должна иметь точка, вдвое более близкая. Вывод отсюда один: межзвездный кальций участвует во вращении всей звездной системы, вместе со звездами и по тем же законам, так как центр тяжести того столба газа, который находится между любой звездой и нами, во всех случаях совпадает с его серединой. Это значит, что в пространстве между звездами кальций расположен довольно равномерно.
Впрочем, позднее выяснилось, что, как и космическая поглощающая пыль, кальций концентрируется в плоскости Млечного Пути. Выяснилось и то, что он расположен не непрерывной средой, а скорее в виде многочисленных облаков. Размеры некоторых облаков кальция доходят до 2000 световых лет.
Пока свойства атомов не были хорошо изучены физиками, исключительное или по крайней мере преобладающее нахождение именно кальция между звездами вызывало недоумение. Потом выяснилось, что ионизованный кальций поглощает свет главным образом в тех двух своих линиях, которые находятся в легко наблюдаемой части спектра. Атомы других элементов поглощают свет либо в очень многих линиях, как, например, железо, либо в такой области спектра (ультрафиолетовой), которая недоступна для изучения из-за ее полного поглощения в нашей атмосфере. Поэтому-то линии других межзвездных атомов, если они и есть, либо вообще не могут быть обнаружены, либо они менее заметны, потому что их общее поглощение разбивается на много разных поглощений - в каждой линии понемногу. Таким образом, нет оснований считать ионизованный кальций единственным или преобладающим газом в межзвездных недрах, он только заявляет о своем присутствии «крикливее» других.
Можно все же попытаться найти и другие межзвездные газы, хотя бы слабые следы их, - «кто ищет, тот всегда найдет!». И действительно, после специальных поисков в спектрах звезд был найден межзвездный натрий, а в самые последние годы обнаружили еще нейтральный кальций, ионизованный титан, нейтральный калий и даже железо! Кроме того, в конце тридцатых годов были найдены еще межзвездные молекулы нейтрального и ионизованного углеводорода СН и СН+, циана CN, NaH, a также некоторые линии неизвестного еще пока происхождения. Средняя плотность поглощающего межзвездного газа в несколько тысяч раз меньше плотности излучающих свет газовых туманностей.
Все, что известно сейчас о межзвездном газе, хорошо укладывается в единую теоретическую картину, рисующую физику газовых туманностей следующим образом.
Атомы газа, так или иначе попавшего в межзвездное пространство, ионизуются и возбуждаются квантами света, излучаемого звездами. С этими квантами они изредка сталкиваются. Мы сказали - изредка, потому что вдали от звезд через квадратный сантиметр поверхности проходит очень мало этих квантов. Так же редко происходит встреча иона со свободным электроном, при которой он восстанавливает свою структуру, реже, чем в газовых туманностях с их большей плотностью. Пока атом ионизованного кальция странствует в пространстве, терпеливо ожидая встречи с каким-либо заблудшим электроном, на него может налететь какой-нибудь квант света звезды, соответствующий длине волны 3933 А, и возбудить его до высшего энергетического состояния. Не будучи в состоянии переживать такое возбуждение дольше одной десятимиллионной доли секунды, атом вернется к исходному нормальному или невозбужденному, состоянию. При этом он излучит обратно поглощенный было им квант энергии с длиной волны 3933 А. Но его он пошлет уже не в том направлении, откуда получил, а в каком-либо ином. Так ион кальция, находящийся между нами и звездой, перехватывая кванты ее света, идущие к нам, будет их отбрасывать то туда, то сюда, будет рассеивать свет, и до нас его дойдет меньше, чем дошло бы без этого вмешательства. В результате в этой длине волны свет звезды ослабится, и в ее спектре мы увидим темную линию. Подобно этому ведут себя и другие межзвездные атомы.
Зная структуру атомов и их способность к поглощению, можно по интенсивности линий оценить их число на пути звездного луча, а зная расстояние до звезды, вычислить и плотность межзвездного газа.
Первые шаги, сделанные в этом направлении, дают для межзвездного ионизованного кальция плотность порядка 4 10-32 г/см3. Полная же плотность межзвездного газа значительно больше и по оценке Эддингтона составляет не менее 10-24 г/см3. Если бы этот газ состоял из одного лишь водорода, то при такой плотности в одном кубическом сантиметре содержалось бы только по одному атому, тогда как в таком же объеме комнатного воздуха их содержится десять миллиардов миллиардов!
В действительности дело почти так и обстоит, так как водород на самом деле является главной составной частью межзвездного газа. Следующее за ним место занимают кислород и натрий, но на водород приходится более 90 % атомов всей межзвездной среды, включая космическую пыль и метеориты. На долю последних приходится, как оказывается, ничтожная доля массы всей межзвездной среды и больше всего в ней весит самый легкий из газов!
К сожалению, межзвездный водород в поглощении не обнаружен оптическими методами и едва ли даже будет обнаружен, потому что в большинстве уголков нашей Вселенной подавляющее число атомов водорода находится в невозбужденном состоянии и потому поглощает энергию в невидимой далекой ультрафиолетовой области спектра.
Некоторая надежда увидеть знакомые линии водорода, но не в поглощении, а в излучении, все же есть. Они могут возникать, когда свободные электроны будут захватываться ядрами водорода и возвращаться к ближайшей к ядру орбите с наименьшей энергией каскадами - со ступеньки на ступеньку, задерживаясь на время на второй от ядра орбите. Такие случаи будут не часты, и излучение ярких линий межзвездного водорода должно быть слабым.
Путем многочасовых экспозиций О. Струве удалось обнаружить в некоторых обширных областях Млечного Пути слабые линии излучения водорода. Это и есть сигнал в видимых лучах от межзвездного водорода, но автор этой книги думает, что нередко мы тут имеем дело с проекцией друг на друга больших, далеких от нас и очень разреженных диффузных газовых туманностей. Будучи слабы и неразличимы по отдельности, они-то и создают впечатление неопределенно широкой излучающей водородной области Н II.
Это подтверждается тем, что, кроме линий водорода, в тех же областях неба были обнаружены яркие линии запрещенного азота и кислорода, т. е. был получен обычный спектр газовых туманностей. К тому же в этих областях были как раз обнаружены и горячие звезды спектрального класса О, которые всегда возбуждают свечение газовых туманностей.
Однако не только существование, но и распределение в пространстве, и скорости движения межзвездного водорода в настоящее время надежно установлены по его радиоизлучению. Подробнее об этом мы расскажем в главе 10.
По оценке Дэнхема и О. Струве плотность отдельных газов в межзвездном пространстве, определенная по интенсивности как линий поглощения, так и излучения, такова:
Для межзвездного вещества, на основании анализа наблюдаемого движения звезд, нельзя допустить плотность больше чем 6 10-24 г/см3, и вероятнее всего именно эта величина, совпадающая с оценкой, приведенной выше. Любопытно, что по некоторым оценкам средняя плотность межпланетного пространства в Солнечной системе, если иметь в виду его заполнение метеоритной материей, составляет 5 10-5 г/см3. Это даже меньше, чем плотность межзвездного пространства. По оценке Гринстейна плотность межзвездной пыли (исключая газ) составляет 2 10-5 г/см3. Так, вероятно, пыль между звездами по своей массе уступает место межзвездным газам!
В 1932 г. американский радиофизик Янский обнаружил радиоизлучение Млечного Пути. В метровом диапазоне оно очень сильно. Как выяснилось, это радиоизлучение имеет два источника. Одним из них является скопление в полосе Млечного Пути множества газовых туманностей. Мы видим из них только самые близкие или самые яркие. Видеть их далеко от нас мешает и поглощение света космической пылью. Но радиоволны эта пыль почти не задерживает и радиоизлучение далеких туманностей сливается в сплошной «радиошум» вдоль полосы Млечного Пути. Составлены карты неба, показывающие его «яркость» в разных местах в радиодиапазоне на разных длинах волн.
Другим источником радиоизлучения является торможение релятивистских электронов в межзвездных магнитных полях. Существование межзвездных магнитных полей строго доказано к середине шестидесятых годов. Релятивистские электроны входят и в состав космических лучей. Как мы уже говорили, при торможении релятивистских электронов в магнитном поле возникает излучение, в частности, в радиодиапазоне.
Водород ионизуется горячими звездами, которых мало и которые образуют сравнительно тонкий слой, заполняя его далеко не целиком. Дальше от слоя и в этом слое, но ближе к центру нашей звездной системы, горячих звезд и ионизованного водорода тоже нет.
Там везде водород может быть, но он будет не ионизован. И. С. Шкловский предвычислил, что нейтральный водород должен испускать в радиодиапазоне линию излучения с длиной волны 21 см и что она должна быть достаточно яркой для ее обнаружения радиотелескопами. Наблюдения вскоре это подтвердили. Так холодный невидимый нейтральный водород стал доступен для изучения почти во всем объеме нашей звездной системы. Ведь на энергию волн длиной 21 см поглощение межзвездной пылью не влияет!
По смещению линии излучения, испускаемой облаком нейтрального водорода, можно установить скорость облака по лучу зрения. Зная закон вращения нашей звездной системы и скорость облака, можно вычислить и расстояние до него. По интенсивности линии определяют плотность облаков, а изучение их распределения в пространстве чрезвычайно обогащает наше представление о строении нашей звездной системы.
Пыль, межзвездный газ и горячие диффузные туманности концентрируются в плоском слое толщиной около 600 световых лет, что мало сравнительно с размерами всей нашей звездной системы. Но отдельные облака горячего и холодного газа встречаются и на больших расстояниях от этого слоя, где они имеют значительные хаотические движения.
В 1963 г. радиотелескоп принес открытие в межзвездном пространстве радиолинии гидроксила ОН. Возможность ее наблюдения предсказывалась. Ее длина волны около 18 см. Линия эта сложная и состоит из нескольких компонент. Она наблюдается и в поглощении, и в излучении, обычно в области горячих газовых туманностей, но далеко не всех. Комплекс линий ОН обнаружил ряд пока еще крайне загадочных явлений. В частности, обнаружилась переменность яркости, очень различная у разных компонентов линии ото дня ко дню. Будущее развитие науки вскоре, вероятно, даст объяснение этим загадкам.
Инфракрасными наблюдениями был обнаружен межзвездный гелий, а в 1965-1966 гг. он же был обнаружен и в радиоизлучении. Одна из главных его линий излучения имеет длину волны около 6 см, а другая находится вблизи радиолинии водорода с длиной волны 21 см.
В общем к 1976 г., помимо атомов, в межзвездном пространстве, преимущественно методами радиоастрономии, открыто около 25 молекул. Одна из них состоит из семи атомов, одна из шести, но большинство двух- и трехатомные.
Самая сложная из этих молекул метилацетилен (СН3С2Н), затем идут метилцианид (CH3CN) и метиловый спирт (СН3ОН), обнаружены также типичные для состава комет СО, CN. Из других назовем Н2О, Н2, аммиак NH3.
К 1976 г. стало возможно заключить, что содержание разных химических элементов в межзвездном газе заметно отличается от процента их в газах, содержащихся в атмосферах звезд и Солнца, хотя часть этих атмосфер постепенно рассеивается в пространстве, а часть межзвездной среды аккумулируется на звездах, захватывается ими (аккреция газов). Например, в некоторых направлениях обнаружен недостаток многих атомов - поштношению к водороду их число там в 3 и более раз меньше, чем в атмосфере Солнца. Такие аномалии носят, однако, местный характер.
Как могло межзвездное пространство наполниться газом? Что старше - рассеянный межзвездный газ и туманности или же звезды? К этому вопросу мы вернемся в главе 11.
