Газодинамика - раздел физики, который изучает законы движения газа. С вопросами газодинамики мы часто сталкиваемся и в обыденной жизни - это и звуковые волны, и обтекание быстро движущихся тел, и ударные волны, которые в век сверхзвуковых скоростей хорошо всем известны. Но условия межзвездной среды существенно меняют законы движения газа.
Начнем со звуковых волн. Как читатель, вероятно, знает, звуковые волны представляют собой распространяющуюся в среде последовательность сжатий и разрежений газа. Если слегка сжать газ в некотором объеме, а затем предоставить ему возможность вернуться в первоначальное состояние, то по инерции он затем немного расширится, сожмет соседние с этим объемом слои газа, а потом опять сам сожмется. Возникнут колебания, которые будут передаваться и соседним слоям, а от них - еще дальше. Это и есть распространение звуковых волн. Их скорость зависит только от температуры газа. Скорость звуковых волн в воздухе при температуре 300 К хорошо известна - 330 м/с, а с ростом температуры она увеличивается пропорционально (Т ) 1/2 .
Но такие звуковые волны являются адиабатическими, т. е. предполагается, что сжатие и разрежение газа в звуковых волнах происходит без потери тепла. В межзвездном пространстве это не так. При увеличении плотности заметно увеличиваются и потери на излучение. Поэтому межзвездные звуковые волны отнюдь не адиабатические. В первом приближении их можно еще считать изотермическими, т. е. предположить, что при сжатии и расширении газа температура в волне вообще не меняется. Тогда скорость звуковых волн будет несколько меньше (в воздухе - на 20%) и ее можно вычислить по формуле: с s = (RT /мю) 1/2 , где R - универсальная газовая постоянная, a мю - молекулярный вес. Любопытно, что еще Ньютон, который первым вычислил скорость звуковой волны, предполагал ее изотермической, и поэтому долгое время было непонятным, почему в воздухе скорость звука оказалась больше вычисленной. Однако для межзвездных звуковых волн эта формула, полученная Ньютоном, вполне применима.
Следующее важное явление, которое в межзвездных условиях также меняет свои свойства, - это ударные волны. Для того чтобы его пояснить, рассмотрим случай, изображенный на рис. 16. Пусть в закрытую с одного конца длинную трубу втекает газ с концентрацией п 1 и скоростью v . Налетая на стенку, он должен остановиться. Образуется область неподвижного газа, которая должна все время увеличиваться по мере втекания все новых порций газа. Между покоящимся и движущимся газом образуется граница (пунктир на рис. 16), которая перемещается по трубе навстречу потоку газа.
Обозначим концентрацию газа за этой границей как п 2 . Оказывается, если скорость v очень велика (много больше скорости звука), то эта граница резкая (ударная волна), а скачок концентрации, т. е. величина п 2 /п 1 , оказывается ограниченным (например, в одноатомном газе п 2 /п 1 <4, в двухатомном п 2 /п 1 <6). Объясняется это просто. Кинетическая энергия налетающего газа не только сжимает, но и нагревает остановившийся газ. В неподвижной области, таким образом, возникает большое газовое давление, которое и препятствует дальнейшему сжатию.
Но в межзвездном пространстве этого может не быть. Как только газ сожмется, резко возрастет его излучение и температура уже не будет подниматься. Газовое давление остается небольшим, и оно не препятствует дальнейшему сжатию газа. В результате, в межзвездных ударных волнах, которые лучше называть «скачками уплотнения», могут возникнуть очень большие скачки концентрации. Величину скачка п 2 /п 1 можно определить, если сравнить газовое давление в сжатой области (т. е. величину, пропорциональную n 2 RT ) с динамическим давлением налетающего потока газа, пропорциональным п 1 v 2 . Таким образом, получаем, что скачок концентрации в межзвездной ударной волне характеризуется величиной n 2 /п 1 ~мю v 2 / RT ~ v 2 / c s 2 , где Т - обычная температура межзвездного газа (около 10 4 К в зонах НII и много меньше, 10-20 К, в молекулярных облаках). Читатель может легко убедиться, что даже при небольших скоростях движения газа (например, при скорости 7-8 км/с, - обычной скорости межзвездных облаков) можно получить (при их столкновении друг с другом) скачки уплотнения в десятки и даже сотни раз меняющейся концентрации.
Конечно, случай, изображенный на рис. 16, есть идеализация - в межзвездном пространстве труб нет, но общие особенности движения там именно таковы.
Один из важных случаев динамики межзвездной среды изображен на рис. 17 - падение межзвездного газа под действием собственной силы тяжести к центру облака. Это падение создает в центре облака область сжатия, окруженную распространяющимся от центра сферическим скачком уплотнения. Очевидно, что и здесь может быть очень сильное сжатие вещества, но уже в реальном объекте, т. е. данное явление очень возможно при формировании звезд.
Третья особенность межзвездной газодинамики - существенная роль магнитных полей. Рассмотрим эту особенность на примере, знакомом читателю из курса школьной физики. Если через магнитное поле перемещать проводник, то в нем индуцируется электрический ток, который, в свою очередь, создает магнитное поле. В результате взаимодействия этих полей возникает сила, тормозящая перемещение проводника (правило Ленца). Когда электрическое сопротивление проводника велико, индуцированные токи и магнитные поля оказываются слабыми и проводники легко перемещаются в магнитном поле. Но если электрическое сопротивление проводника очень мало, то возникают довольно сильные индуцированные токи, и сила сопротивления перемещению проводника существенно возрастает - проводник «застревает». Известно, например, что сверхпроводник вообще невозможно втолкнуть в область, занятую магнитным полем. (Напоминаем, что если проводник движется вдоль магнитного поля, то в нем вообще не возникает ток и сопротивления такому движению нет.)
А теперь вернемся к межзвездному газу. Здесь, как мы знаем, много свободных электронов, и поэтому электропроводность межзвездного газа достаточно велика (даже лучше, чем электропроводность меди). Поэтому перемещение такого газа через межзвездное магнитное поле вполне можно уподобить перемещению хорошего металлического проводника в этом же поле. Здесь нужно еще учесть, что огромные размеры межзвездных облаков делают эффект их торможения в магнитном поле очень заметным.
Таким образом, межзвездное магнитное поле должно тормозить движение межзвездных облаков поперек направления поля и не препятствовать их движению вдоль поля. Можно ожидать, что потоки межзвездного газа направлены преимущественно вдоль магнитных силовых линий. Этот вывод подтверждается наблюдениями: действительно, газ чаще всего движется параллельно плоскости Галактики, причем и магнитное поле имеет примерно то же направление.
Однако, если межзвездное магнитное поле слабое, так что оно уже не может остановить движение газа поперек силовых линий, то тогда уже газ начинает увлекать с собой и магнитное поле. Иными словами, движущиеся потоки газа будут как бы тянуть за собой магнитные силовые линии, вытягивая и закручивая их. В этом случае говорят, что магнитные силовые линии «вморожены» в межзвездный газ (или межзвездный газ «приклеен» к магнитным силовым линиям).
Из определения понятия силовых линий магнитного поля известно, что напряженность магнитного поля Я (или магнитная индукция В) пропорциональна числу силовых линий, проходящих через единичную площадку. Когда движение газа вытягивает и «запутывает» магнитные силовые линии, то оно тем самым увеличивает Н (и В). Можно сказать, что здесь кинетическая энергия газа переходит в магнитную энергию. Рост магнитного поля при движении газа приостанавливается тогда, когда эти энергии оказываются одного порядка: pv 2 /2~ B 2 /8п (здесь р - плотность газа; слева стоит плотность кинетической энергии, справа - плотность магнитной энергии). Особенно заметно усиление магнитного поля в упомянутых выше скачках плотности. Увеличение плотности сопровождается, в силу принципа «вмороженности» поля, пропорциональным увеличением величины В.
Четвертой особенностью межзвездной газодинамики является существование ионизационных фронтов - движущихся границ между зонами НII и областями HI. Они появляются вследствие того, что газовое давление в зонах НИ обычно Много больше, чем газовое давление в областях HI. В самом деле, рассматривая межзвездную термодинамику, мы убедились, что в двухкомпонентной системе, состоящей из облаков и межоблачной среды, величина давления (а точнее, произведение пТ ) не больше 3 10 3 К/см 3 . С другой стороны, в зоне НИ, где Т =10 4 К, эта величина при «стандартном» значении концентрации протонов и электронов (п~с м -3) больше, а при больших концентрациях различие еще более заметно.
Таким образом, зоны НII должны расширяться в окружающее пространство. Но при расширении плотность газа внутри зоны падает, уменьшается число рекомбинаций, и в результате в этой зоне остается часть «неиспользованных» ионизирующих квантов. Они проходят через границу первоначальной массы зоны НII и ионизируют новые атомы водорода. Таким образом, весь процесс состоит не только из расширения вещества самой зоны НII, но и из еще более быстрого продвижения границы между областями ионизованного и неионизированного водорода - зона НII растет как по своим размерам, так и по величине своей массы.
Такое перемещение границы зоны НII называется движением ионизационного фронта, скорость перемещения которого можно сравнить со скоростью звука в области HI. Если скорость ионизационного фронта больше скорости звука в том же газе, то говорят о фронте R -типа. Здесь при переходе через этот фронт газ ионизируется и уплотняется.
Наоборот, если скорость фронта меньше соответствующей скорости звука, то на ионизационном фронте (называемом фронтом D -типа) происходит уменьшение концентрации. Чтобы обеспечить это уменьшение, фронт D -типа часто «посылает» перед собой ударную волну, которая предварительно «поджимает» газ в области HI.
Как только в области HI образуется новая горячая звезда, она сначала создает маленькую зону НII, которая быстро расширяется как ионизационный фронт R — типа. Затем скорость расширенной зоны НII уменьшается, вперед посылается ударная волна, за которой на близком расстоянии следует ионизационный фронт D -типа.
Знание свойств межзвездной газодинамики совершенно необходимо для понимания процессов конденсации звезд из межзвездной среды - ведь эта конденсация есть не что иное, как движение межзвездного газа. И как мы увидим ниже, особенности межзвездной газодинамики проявляются в различных аспектах проблемы формирования звезд.
Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже
Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.
Размещено на http://www.allbest.ru/
МУНИЦИПАЛЬНОЕ БЮДЖЕТНОЕ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ ЛИЦЕЙ №11 ГОРОДА ЧЕЛЯБИНСКА
Реферат
н а тему :
«Газопылевые комплексы . Межзвездная среда »
Выполнила:
Ученица 11э класса
Киселёва Полина Олеговна
Проверила:
Лыкасова Алевтина Павловна
Челябинск 2015
О ГЛАВЛЕНИЕ
Введение
1. История исследований МЗС
2. Основные составляющие МЗС
2.1 Межзвёздный газ
2.2 Межзвёздная пыль
2.3 Межзвёздное облако
2.4 Космические лучи
2.5 Межзвёздное магнитное поле
3. Физические особенности МЗС
4. Туманности
4.1 Диффузная (светлая) туманность
4.2 Тёмная туманность
5. Излучение
6. Эволюция межзвёздной среды
Заключение
Список источников
ВВЕДЕНИЕ
Вселенная, по своей сути, почти пустое пространство. Лишь сравнительно недавно удалось доказать, что звезды существуют не в абсолютной пустоте и что космическое пространство не вполне прозрачно. Звёзды занимают лишь малую часть огромной Вселенной. Вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри галактик, называют межзвёздной средой (МЗС). Природа межзвёздной среды столетиями привлекала внимание астрономов и учёных. Термин «межзвёздная среда» впервые был использован Ф.Бэконом в 1626г.
1. ИСТОРИЯ ИССЛЕДОВАНИЙ МЗС
Еще в середине 19 в. российский астроном В.Струве пытался научными методами найти непреложные свидетельства того, что пространство не пустое, и в нем происходит поглощение света далеких звезд, но безуспешно. межзвёздный среда облако газ
Позже немецкий астрофизик Ф.Гартман проводил исследование спектра Дельты Ориона и изучал движение по орбите компаньонов системы Дельты Ориона и свет, приходящий от звезды. Поняв, что некоторая часть света поглощается на пути к Земле, Гартман писал, что «линия поглощения кальция очень слаба», а также, что «некоторым сюрпризом оказалось то, что линии кальция на длине волны 393,4 нанометров не движутся в периодическом расхождении линий спектра, которое присутствует в спектроскопически-двойных звёздах». Стационарная природа этих линий позволила Гартману предположить, что газ, ответственный за поглощение, не присутствует в атмосфере Дельты Ориона, но, напротив, находится вне звезды и расположен между звездой и наблюдателем. Это исследование и стало началом изучения межзвездной среды.
Интенсивные исследования межзвёздной материи позволили У. Пикерингу в 1912 году заявить, что «межзвёздная поглощающая среда, которая как показал Каптейн , поглощает только на некоторых волнах, может свидетельствовать о наличии газа и газообразных молекул, которые исторгаются Солнцем и звёздами».
В том же 1912-м году В. Гесс открыл космические лучи, энергичные заряженные частицы, которые бомбардируют Землю из космоса. Это позволило заявить некоторым исследователям, что они также наполняют собой межзвёздную среду.
После исследований Гартмана, в 1919 году, Эгер во время изучения линий поглощения на волнах 589,0 и 589,6 нанометров в системах Дельты Ориона и Беты Скорпиона обнаружил в межзвёздной среде натрий.
Наличие поглощающей разреженной среды было убедительно показано менее ста лет назад, в первой половине 20 в., путем сравнения наблюдаемых свойств далеких звездных скоплений на различных расстояниях от нас. Это было сделано независимо американским астрономом Робертом Трюмплером (1896-1956) и советским астрономом Б.А. Воронцовым-Вельяминовым (1904-1994). Вернее, так была обнаружена одна из составляющих межзвездной среды - мелкая пыль, из-за которой межзвездная среда оказывается не вполне прозрачной, особенно в направлениях, близких к направлению на Млечный Путь. Присутствие пыли означало, что и видимая яркость, и наблюдаемый цвет далеких звезд искажены, и чтобы узнать их истинные значения, нужен довольно сложный учет поглощения. Пыль, таким образом, была воспринята астрономами как досадная помеха, мешающая исследованию далеких объектов. Но одновременно возник интерес и к изучению пыли как физической среды - ученые стали выяснять, как пылинки возникают и разрушаются, как реагирует пыль на излучение, какую роль играет пыль в образовании звезд.
С развитием радиоастрономии во второй половине 20 в. появилась возможность исследовать межзвездную среду по ее радиоизлучению. В результате целенаправленных поисков было обнаружено излучение атомов нейтрального водорода в межзвездном пространстве на частоте 1420 МГц (что соответствует длине волны 21 см). Излучение на этой частоте (или, как говорят, в радиолинии) предсказал голландский астроном Хендрик ван де Хюлст в 1944 на основании квантовой механики, а обнаружено оно было в 1951 г. после расчета ее ожидаемой интенсивности советским астрофизиком И.С.Шкловским . Шкловский же указал и на возможность наблюдения излучения различных молекул в радиодиапазоне, которое, действительно, было позднее обнаружено. Масса межзвездного газа, состоящего из нейтральных атомов и очень холодного молекулярного газа, оказалось примерно в сто раз большей, чем масса разреженной пыли. Но газ совершенно прозрачен для видимого света, поэтому его нельзя было обнаружить теми же методами, какими была открыта пыль.
С появлением рентгеновских телескопов, устанавливаемых на космических обсерваториях, был обнаружен еще один, наиболее горячий компонент межзвездной среды - очень разреженный газ с температурой в миллионы и десятки миллионов градусов. Ни по оптическим наблюдениям, ни по наблюдениям в радиолиниях этот газ «увидеть» невозможно - среда слишком разрежена и полностью ионизована, но, тем не менее, он заполняет существенную долю объема всей нашей Галактики.
Быстрое развитие астрофизики, изучающей взаимодействие вещества и излучения в космическом пространстве, как и появление новых возможностей наблюдений, позволило детально исследовать физические процессы в межзвездной среде. Возникли целые научные направления - космическая газодинамика и космическая электродинамика , изучающие свойства разреженных космических сред. Астрономы научились определять расстояния до газовых облаков, измерять температуру, плотность и давление газа, его химический состав, оценивать скорости движения вещества. Во второй половине 20 в. выявилась сложная картина пространственного распределения межзвездной среды и ее взаимодействия со звездами. Оказалось, что от плотности и количества межзвездного газа и пыли зависит возможность зарождения звезд, а звезды (прежде всего, наиболее массивные из них), в свою очередь, меняют свойства окружающей межзвездной среды - нагревают ее, поддерживают непрестанное движение газа, пополняют среду своим веществом, меняют ее химический состав.
2. ОСНОВНЫЕ СОСТАВЛЯЮЩИЕ МЗС
Межзвёздная среда включает в себя межзвёздный газ, пыль (1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля, межзвёздное облако, космические лучи, а также тёмную материю. Химический состав межзвёздной среды -- продукт первичного нуклеосинтеза и ядерного синтеза в звёздах.
2 .1 Межзвёздный газ
Межзвёздный газ - это разрежнная 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 смі. Плотность газа в среднем составляет около 10?21 кг/мі. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. 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 разрежённой 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.
2 .2 Межзвёздная пыль
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. Химический состав ядра определяется тем, в атмосфере каких звёзд они сконденсировались. Например в случае углеродных звёзд, они будут состоять из графита и карбида кремния.
Типичный размер частиц межзвездной пыли от 0,01 до 0,2 мкм, полная масса пыли составляет порядка 1 % от полной массы газа. Свет звёзд нагревает межзвёздную пыль до нескольких десятков K, благодаря чему межзвёздная пыль является источником длинноволнового инфракрасного излучения.
Пыль также влияет на химические процессы, проходящие в межзвездной среде: пылевые гранулы содержат тяжелые элементы, которые используются как катализатор в различных химических процессах. Гранулы пыли участвуют и в образовании молекул водорода, что увеличивает темп звездообразования в металло-бедных облаках
2 .3 Межзвёздное облако
Межзвёздное облако -- общее название для скоплений газа, плазмы и пыли в нашей и других галактиках. Иными словами, межзвёздное облако имеет более высокую плотность, чем средняя плотность межзвёздной среды. В зависимости от плотности, размера и температуры данного облака, водород в нем может быть нейтральным, ионизированным (то есть в виде плазмы) или молекулярным. Нейтральные и ионизованные облака иногда называют диффузными облаками, в то время как молекулярные облака называют плотными облаками.
Анализ состава межзвёздных облаков осуществляется путём изучения их электромагнитного излучения с помощью больших радиотелескопов. Исследуя спектр излучения межзвёздного облака и сопоставляя его со спектром конкретных химических элементов, можно определить химический состав облака.
Обычно около 70 % массы межзвёздного облака составляет водород, оставшаяся часть приходится в основном на гелий. В облаках также присутствуют следы тяжёлых элементов: металлов, таких как кальций, нейтральный или в форме катионов Ca+ (90 %) и Ca++ (9 %), и неорганические соединения, такие как вода, оксид углерода, сероводород, аммиак и цианистый водород.
2 .4 Космические лучи
Космимческие лучим -- элементарные частицы и ядра атомов, движущиеся с высокими энергиями в космическом пространстве. Их основным (но не единственным) источником служат взрывы сверхновых звезд.
Первичными принято называть внегалактические и галактические лучи. Вторичными принято называть потоки частиц, проходящие и трансформирующиеся в атмосфере Земли.
Космические лучи являются составляющей естественной радиации (фоновой радиации) на поверхности Земли и в атмосфере.
Химический спектр космических лучей в пересчете энергии на нуклон более чем на 94 % состоит из протонов, ещё на 4 % -- из ядер гелия (альфа-частиц). Есть также ядра других элементов, но их доля значительно меньше.
По количеству частиц космические лучи на 90 процентов состоят из протонов, на 7 процентов -- из ядер гелия, около 1 процента составляют более тяжелые элементы, и около 1 процента приходится на электроны.
2 .5 Межзвёздное магнитное поле
Частицы движутся в слабом магнитном поле межзвездного пространства, индукция которого примерно в сто тысяч раз меньше, чем у магнитного поля Земли. Межзвездное магнитное поле, действуя на заряженные частицы с силой, зависящей от их энергии, «запутывает» траектории частиц, и они непрерывно меняют направление своего движения в Галактике. Заряженные частицы, летящие в межзвездном магнитном поле, отклоняются от прямых траекторий под действием силы Лоренца. Их траектории словно «наматываются» на линии магнитной индукции.
3. ФИЗИЧЕСКИЕ ОСОБЕННОСТИ МЗС
· Отсутствие локального термодинамического равновесия (ЛТР) - с остояния системы, при котором остаются неизменными по времени макроскопические величины этой системы (температура, давление, объём, энтропия) в условиях изолированности от окружающей среды.
· Тепловая неустойчивость
Условие теплового равновесия может вовсе не выполняться. Существует магнитное поле, которое препятствует сжатию, если только оно не происходит вдоль линий поля. Во-вторых, межзвёздная среда находится в непрерывном движении и её локальные свойства непрерывно меняются, в ней появляются новые источники энергии и исчезают старые. В-третьих, кроме термодинамической неустойчивости существуют гравитационная и магнитогидродинамическая. И это без учёта всякого рода катаклизмов в виде вспышек сверхновых, приливных влияний, проходящих по соседству галактик, или прохождения самого газа через спиральные ветви Галактики.
· Запрещенные линии и линия 21 см
Отличительной особенностью оптически тонкой среды является излучение в запрещённых линиях . Запрещёнными называют линии, которые запрещены правилами отбора, то есть происходят с метастабильных уровней (квазиустойчивого равновесия). Характерное время жизни электрона на этом уровне -- от с до нескольких суток. При высоких концентрациях частиц их столкновение снимает возбуждение и линии не наблюдаются из-за крайней слабости. При и малых плотностях интенсивность линии не зависит от вероятности перехода, поскольку малая вероятность компенсируется большим числом атомов находящихся в метастабильном состоянии. Если ЛТР нет, то заселённость энергетических уровней следует рассчитывать из баланса элементарных процессов возбуждения и деактивации.
Важнейшей запрещённой линией МЗС является радиолиния атомарного водорода 21 см . Эта линия возникает при переходе между подуровнями сверхтонкой структуры уровня водорода, связанными с наличием спина у электрона и протона. Вероятность этого перехода (То есть 1 раз в 11 млн лет).
Исследования радиолинии 21 см позволили установить, что нейтральный водород в галактике в основном заключён в очень тонком, 400 пк толщиной, слое около плоскости Галактики.
· Вмороженность магнитного поля.
Вмороженность магнитного поля означает сохранение магнитного потока через любой замкнутый проводящий контур при его деформации. В лабораторных условиях магнитный поток можно считать сохраняющимся в средах с высокой электропроводностью. В пределе бесконечной электропроводности бесконечное малое электрическое поле вызвало бы рост тока до бесконечной величины. Следовательно идеальный проводник не должен пересекать магнитные силовые линии, и таким образом возбуждать электрическое поле, а напротив должен увлекать за собой линии магнитного поля, магнитное поле оказывается как бы вмороженным в проводник.
Реальная космическая плазма, далеко не идеальна и вмороженность стоит понимать в том смысле, что требуется очень большое время для изменения потока через контур. На практике это означает, что мы можем считать поле постоянным пока облако сжимается, обращается и т. д.
4. ТУМАННОСТИ
Туманность -- участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Туманности состоят из пыли, газа и плазмы.
Первичный признак, используемый при классификации туманностей -- поглощение, или же излучение либо рассеивание ими света, то есть по этому критерию туманности делятся на тёмные и светлые.
Деление туманностей на газовые и пылевые в значительной степени условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Такое деление исторически обусловлено различными способами наблюдения и механизмами излучения: наличие пыли наиболее ярко наблюдается при поглощении тёмными туманностями излучения расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении, содержащейся в туманности пылью излучения расположенных поблизости или в самой туманности звёзд; собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации ультрафиолетовым излучением расположенной в туманности горячей звезды (эмиссионные области H II ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд типа Вольфа -- Райе.
4 .1 Диффузная (светлая) туманность
Диффузная (светлая) туманность -- в астрономии, общий термин, используемый для обозначения излучающих свет туманностей. Три типа диффузных туманностей -- это отражательная туманность, эмиссионная туманность (разновидностью которой являются протопланетарная, планетарная и область H II) и остаток сверхновой.
· Отражательная туманность
Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемыми звёздами. Если звезда (звёзды) находится в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью.
Спектр отражательной туманности такой же, как и у подсвечивающей ее звезды. Среди микроскопических частиц, ответственных за рассеивание света, можно выделить частички углерода (иногда их называют бриллиантовой пылью), а также частицы железа и никеля. Последние две взаимодействуют с галактическим магнитным полем, и поэтому отражённый свет слегка поляризован.
Отражательные туманности обычно имеют синий оттенок, поскольку рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного (именно этим, в частности, объясняется голубой цвет неба).
В настоящее время известно порядка 500 отражательных туманностей, самая известная из которых -- вокруг Плеяд (звёздное скопление). Гигантская красная (спектральный класс M1) звезда Антарес окружена большой красной отражательной туманностью. Отражательные туманности также часто встречаются в местах звёздообразования.
В 1922 году Хаббл опубликовал результаты исследований некоторых ярких туманностей. В этой работе Хаббл вывел закон светимости для отражательной туманности, который устанавливает соотношение между угловым размером туманности (R ) и видимой величиной подсвечивающей звезды (m ):
где -- константа, зависящая от чувствительности измерения.
· Эмиссионная туманность
Эмиссионная туманность -- облако ионизированного газа (плазмы), излучающее в видимом цветовом диапазоне спектра. Ионизация происходит за счёт высокоэнергетических фотонов, излучаемых ближайшей горячей звездой. Различают несколько видов эмиссионных туманностей. Среди них -- области H II, в которых происходит формирование новых звёзд, и источниками ионизирующих фотонов являются молодые, массивные звезды, а также планетарные туманности , в которых умирающая звезда отбросила свои верхние слои, и обнажившееся горячее ядро их ионизирует.
Планета м рная тума м нность -- астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5--8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность -- быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.
Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал, обогащённый тяжёлыми элементами -- продуктами звёздного нуклеосинтеза (в астрономии тяжёлыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрыва -- водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций).
В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом «Хаббл», удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что приблизительно пятая часть из них имеет околосферическую форму, большинство не обладает какой бы то ни было сферической симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными. Считается, что большую роль в этом могут играть взаимодействие звёздного ветра и двойных звёзд, магнитного поля и межзвёздной среды.
Планетарные туманности в большинстве своём представляют собой тусклые объекты и, как правило, не видны невооружённым глазом. Первой открытой планетарной туманностью была туманность Гантель в созвездии Лисички.
Необычность природы планетарных туманностей обнаружилась в середине XIX века, с началом использования в наблюдениях метода спектроскопии. Уильям Хаггинс стал первым астрономом, получившим спектры планетарных туманностей -- объектов, выделявшихся своей необычностью. При изучении Хаггинсом спектров туманностей NGC 6543 (Кошачий Глаз) , M27 (Гантель), M 57 (кольцевая туманность в Лире) и ряда других, оказалось, что их спектр чрезвычайно отличается от спектров звёзд: все полученные к тому времени спектры звёзд являлись спектрами поглощения (непрерывный спектр с большим количеством тёмных линий), в то время как спектры планетарных туманностей оказались эмиссионными спектрами с небольшим количеством эмиссионных линий, что указывало на их природу, в корне отличающуюся от природы звёзд.
Планетарные туманности представляют собой заключительный этап эволюции для многих звёзд. Типичная планетарная туманность имеет среднюю протяжённость в один световой год и состоит из сильно разреженного газа плотностью около 1000 частиц на смі, что пренебрежимо мало в сравнении, например, с плотностью атмосферы Земли, но примерно в 10--100 раз больше, чем плотность межпланетного пространства на расстоянии орбиты Земли от Солнца. Молодые планетарные туманности имеют наибольшую плотность, иногда достигающую 10 6 частиц на смі. По мере старения туманностей их расширение приводит к уменьшению плотности. Большинство планетарных туманностей симметричны и имеют почти сферический вид, что не мешает им иметь множество очень сложных форм. Приблизительно 10 % планетарных туманностей практически биполярны, и лишь малое их число асимметричны. Известна даже прямоугольная планетарная туманность.
Протопланетарная туманность - это астрономический объект, который недолго существует между тем, как среднемассивная звезда (1-8 солнечных масс) покинула асимптотическую ветвь гигантов (АВГ) и последующей фазой планетарной туманности (ПТ). Протопланетарная туманность светит в основном в инфракрасном диапазоне и является подтипом отражательных туманностей.
Область H II - это облако горячего газа и плазмы, достигающее нескольких сотен световых лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые горячие голубовато-белые звёзды, которые обильно излучают ультрафиолетовый свет, тем самым ионизируя окружающую туманность.
Области H II могут рождать тысячи звёзд за период всего в несколько миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и мощный звёздный ветер, исходящий от наиболее массивных звёзд в образовавшемся звёздном скоплении, рассеивают газы этой области, и она превращается в группу наподобие Плеяд.
Эти области получили своё название из-за большого количества ионизированного атомарного водорода, обозначаемого астрономами как H II (область H I -- зона нейтрального водорода, а H 2 обозначает молекулярный водород). Их можно заметить на значительных расстояниях по всей Вселенной, и изучение таких областей, находящихся в других галактиках, важно для определения расстояния до последних, а также их химического состава.
Примерами являются туманность Киля , туманность Тарантул, NGC 604 , Трапеция Ориона , Петля Барнарда .
· Остаток сверхновой
Остаток сверхновой (англ. S uper N ova R emnant , SNR ) -- газопылевое образование, результат произошедшего много десятков или сотен лет назад катастрофического взрыва звезды и превращения её в сверхновую. Во время взрыва оболочка сверхновой разлетается во все стороны, образуя расширяющуюся с огромной скоростью ударную волну, которая и формирует остаток сверхновой . Остаток состоит из выброшенного взрывом звёздного материала и поглощаемого ударной волной межзвёздного вещества.
Вероятно самый красивый и лучше всего исследованный молодой остаток образован сверхновой SN 1987 A в Большом Магеллановом Облаке, вспыхнувшей в 1987 г. Другие хорошо известные остатки сверхновых, это Крабовидная туманность , остаток относительно недавнего взрыва (1054 год), остаток сверхновой Тихо (SN 1572) , получившей имя в честь Тихо Браге, который наблюдал и зафиксировал её первоначальную яркость сразу после вспышки в 1572 г., а также остаток сверхновой Кеплера (SN 1604) , названной в честь Иоганна Кеплера.
4 .2 Тёмная туманность
Тёмная тумамнность -- тип межзвёздного облака, настолько плотного, что оно поглощает видимый свет, исходящий от эмиссионных или отражательных туманностей (как, например, туманность Конская Голова ) или звёзд (например, туманность Угольный Мешок ), находящихся позади неё.
Поглощают свет частицы межзвёздной пыли, находящиеся в наиболее холодных и плотных частях молекулярных облаков. Скопления и большие комплексы тёмных туманностей связаны с гигантскими молекулярными облаками (ГМО). Изолированные тёмные туманности чаще всего бывают глобулами Бока.
Такие облака обладают очень неправильной формой: у них нет чётко очерченных границ, иногда они приобретают закрученные змеевидные образы. Самые большие тёмные туманности видны невооружённым глазом, они выступают как куски черноты на фоне яркого Млечного Пути.
Во внутренних частях тёмных туманностей часто протекают активные процессы: например, рождение звёзд или мазерное излучение.
5. ИЗЛУЧЕНИЕ
Звёздный ветер -- процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство.
Вещество, из которого состоят звёзды, при определённых условиях может преодолевать их притяжение и выбрасываться в межзвёздное пространство. Это происходит в том случае, если частица в атмосфере звезды разгоняется до скорости, превышающей вторую космическую скорость для данной звезды. Фактически, скорости частиц, из которых состоит звёздный ветер, составляют сотни километров в секунду.
Звёздный ветер может содержать как заряженные частицы, так и нейтральные.
Звёздный ветер -- постоянно происходящий процесс, который приводит к снижению массы звезды. Количественно этот процесс может быть охарактеризован как количество (масса) вещества, которое теряет звезда в единицу времени.
Звёздный ветер может играть важную роль в звёздной эволюции: так как в результате этого процесса происходит уменьшение массы звезды, то от его интенсивности зависит срок жизни звезды.
Звёздный ветер является способом переноса вещества на значительные расстояния в космосе. Помимо того, что он сам по себе состоит из вещества, истекающего из звёзд, он может воздействовать на окружающее межзвёздное вещество, передавая ему часть своей кинетической энергии. Так, форма эмиссионной туманности NGC 7635 «Пузырь» образовалась в результате такого воздействия.
В случае истечения вещества от нескольких близко расположенных звёзд, дополненного воздействием излучения этих звёзд возможна конденсация межзвёздного вещества с последующим звездообразованием.
При активном звёздном ветре количество выбрасываемого вещества может оказаться достаточным для формирования планетарной туманности.
6. ЭВОЛЮЦИЯ МЕЖЗВЁЗДНОЙ СРЕДЫ
Эволюция межзвёздной среды, а если быть точнее межзвёздного газа, тесно связана с химической эволюцией всей Галактики. Казалось бы, все просто: звезды поглощают газ, а после выбрасывают его обратно, обогащая его продуктами ядерного горения -- тяжёлыми элементами, -- таким образом металличность должна постепенно возрастать.
Теория Большого взрыва предсказывает, что в ходе первичного нуклеосинтеза образовались водород, гелий, дейтерий, литий и другие лёгкие ядра, которые раскалываются ещё на треке Хаяши или стадии протозвёзды. Иными словами, мы должны наблюдать долгоживущие G-карлики с нулевой металличностью. Но таковых в Галактике не найдено, более того, большинство из них имеют почти солнечную металличность. По косвенным данным, можно судить, что что-то подобное и в других галактиках. На данный момент вопрос остаётся открытым и ждёт своего решения.
В первичном межзвёздном газе не было и пыли. Как сейчас считается, пылинки образуются на поверхности старых холодных звёзд и покидают её вместе с истекающим веществом.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Изучение такой сложной системы как «звезды - межзвездная среда» оказалось очень сложной астрофизической задачей, особенно если учесть, что общая масса межзвездной среды в Галактике и ее химический состав медленно изменяются под действием различных факторов. Поэтому можно сказать, что в межзвездной среде отражена вся история нашей звездной системы продолжительностью в миллиарды лет.
СПИСОК ИСТОЧНИКОВ
1) Материалы, взятые с сайта www.wikipedia.org
2) Материалы, взятые с сайта www.krugosvet.ru
3) Материалы, взятые с сайта www.bse.sci-lib.com
4) Материалы, взятые с сайта www.dic.academic.ru
Размещено на Allbest.ru
Подобные документы
Туманность как участок межзвездной среды, выделяющейся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба, ее разновидности и формы: эмиссионная, остатки сверхновых. История возникновения и развития некоторых туманностей: Орел, Песочные часы.
презентация , добавлен 11.10.2012
Пыль, газ и плазма как основные составляющие туманности. Классификация туманностей, характеристика их основных видов. Особенности строения диффузных, отражательных, эмиссионных, темных и планетарных туманностей. Формирование остатка сверхновой звезды.
презентация , добавлен 20.12.2015
Описание явлений туманности и солнечной активности. Изучение галактических, солнечных и космических лучей, способы их регистрации. Свойства межзвездного магнитного поля. Особенности пространственного распределения галактик. Идеи о расширении Вселенной.
краткое изложение , добавлен 06.01.2012
Звездное ядро как центральная, компактная область Галактики. Основные элементы структуры Галактики. Рассеянный и шаровой тип скоплений. Характеристика межзвездного газа. Общее понятие про светлые газовые туманности. Планетарные, темные туманности.
презентация , добавлен 28.09.2011
Космогония как наука, изучающая происхождение и развитие небесных тел. Сущность гипотезы Джинса. Туманность, рождение Солнца. Основные этапы процесса превращения частиц туманности в планеты: слипание частиц; разогревание; вулканическая деятельность.
реферат , добавлен 20.06.2011
Космические аппараты исследования природных ресурсов Земли и контроля окружающей среды серии Ресурс-Ф. Основные технические характеристики КА Ресурс-Ф1 и фотоаппаратуры. Космические аппараты космической медицины и биологии КА Бион, материаловедения Фотон.
реферат , добавлен 06.08.2010
Звёздная эволюция - изменения звезды в течение её жизни. Термоядерный синтез и рождение звезд; планетарная туманность, протозвезды. Характеристика молодых звезд, их зрелость, поздние годы, гибель. Нейтронные звезды (пульсары), белые карлики, черные дыры.
презентация , добавлен 10.05.2012
Стадии формирования Солнечной системы. Состав среды протопланетного диска Солнца, исследование его эволюции с помощью численной двумерной газодинамической модели, которая соответствует осесимметричному движению газовой среды в гравитационном поле.
курсовая работа , добавлен 29.05.2012
Характеристика звезд. Звезды в космическом пространстве. Звезда – плазменный шар. Динамика звездных процессов. Солнечная система. Межзвездная среда. Понятие звездной эволюции. Процесс звездообразования. Звезда как динамическая саморегулирующаяся система.
реферат , добавлен 17.10.2008
Восьмая планета от Солнца. Некоторые параметры планеты Нептун. Химический состав, физические условия, строение, атмосфера. Температура поверхностных областей. Спутники Нептуна, их размеры, характеристики, история открытий. Кольца Нептуна, магнитное поле.
По всей вероятности, первыми внеземными объектами, которые привлекли внимание человека еще в глубокой древности, были Солнце и Луна. Вопреки известной шутке о том, что Луна полезнее Солнца потому, что светит ночью, а днем и без того светло, первостепенная роль Солнца была отмечена людьми еще в первобытную эпоху, и это нашло отражение в мифах и легендах почти всех народов. Вопрос о том, какова природа звезд, возник, очевидно, гораздо позже. Заметив блуждающие звезды - планеты, люди, быть может, впервые сделали попытку проанализировать взаимосвязь различных явлений, хотя возникшая таким путем астрология подменила знания суевериями. Любопытно, что астрономия, одна из наиболее обобщающих наук о природе, свои первые шаги совершала по зыбкой почве заблуждений, отголоски которых дошли даже до наших дней. Причину этих заблуждений легко понять, если учесть, что первый этап развития науки о небе в буквальном смысле слова был основан на созерцании и абстрактном мышлении, когда практически отсутствовали какие-либо астрономические инструменты. Тем более поразительно, что этот этап блестяще завершился, бессмертным творением Коперника - первой и важнейшей революцией в астрономии. До этого казалось очевидным, что наблюдаемое, видимое совпадает с действительным, реально существующим, копирует его. Коперник впервые доказал, что действительное может радикально и принципиально отличаться от видимого. Следующий столь же решительный шаг сделан великим Галилеем, сумевшим увидеть то, что не заметил даже такой тонкий наблюдатель, как Аристотель. Именно Галилей впервые понял, что, вопреки очевидному, процесс движения тела вовсе не означает постоянного воздействия на него другого тела. Открытый Галилеем принцип инерции позволил затем Ньютону сформулировать законы динамики, которые послужили фундаментом современной физики. Если самое гениальное свое открытие Галилей сделал в области механики - и это в дальнейшем принесло огромную пользу астрономии, - то непосредственно наука о небе обязана ему началом новой эпохи в своем развитии - эпохи телескопических наблюдений. Применение телескопа в астрономии прежде всего неизмеримо увеличило число объектов, доступных исследованиям. Еще Джордано Бруно говорил о бесчисленных мирах солнц. Он оказался прав: звезды - самые важные объекты во Вселенной, в них сконцентрировано почти все космическое вещество. Но звезды - это не просто резервуары для хранения массы и энергии. Они являются термоядерными котлами, где происходит процесс образования атомов тяжелых элементов, без которых невозможны были бы наиболее сложные этапы эволюции материи, приведшие на Земле к возникновению флоры, фауны, человека и наконец человеческой цивилизации. По мере совершенствования телескопов и методов регистрации электромагнитного излучения астрономы получают возможность проникать во все более удаленные уголки космического пространства. И это не только расширяет геометрический горизонт известного нам мира: более далекие объекты отличаются и по возрасту, так что в известной нам части Вселенной, которую принято называть Метагалактикой, содержится богатая информация об истории развития, иными словами, об эволюции Вселенной. Современная астрономия обогатилась учением о развитии миров, подобно тому как биология в свое время обогатилась учением Дарвина. Это уже более высокая ступень перехода -от видимого к действительному, ибо по тому, что видно сегодня, мы познаем суть явлений в далеком прошлом и можем предвидеть будущее! В последнее время в астрономии наметился еще один важный переход от наблюдаемого к действительному. Само по себе наблюдаемое теперь оказалось достоянием многих ученых-астрономов, вооруженных самой современной техникой, которая использует малейшие возможности, скрытые в тайниках физических законов и позволяющие вырывать у природы ее тайны. Но проникновение в неведомую еще нам реальность - это не просто представление о том, что вокруг чего обращается, и даже не то, что является причиной движения или как выглядели те или иные тела в незапамятные времена, а нечто гораздо большее. Это – познание свойств пространства и времени в целом, в масштабах, не доступных нашему непосредственному восприятию и созерцанию. Пространство между звёздами, за исключением отдельных туманностей, выглядит пустым. На самом же деле всё межзвёздное пространство заполнено веществом. К такому заключению учёные пришли после того, как в начале XX в. швейцарский астроном Роберт Трюмплер открыл поглощение (ослабление) света звёзд на пути к земному наблюдателю. Причём степень его ослабления зависит от цвета звезды. Свет от голубых звёзд поглощается более интенсивно, чем от красных. Таким образом, если звезда излучает в голубых и красных лучах одинаковое количество энергии, то в результате поглощения света голубые лучи ослабляются сильнее красных и с Земли звезда кажется красноватой. Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве не равномерно, а имеет клочковатую структуру и концентрируется к Млечному Пути. Тёмные туманности, такие, как Угольный Мешок и Конская Голова, являются местом повышенной плотности поглощающего межзвёздного вещества. А состоит оно из мельчайших частиц - пылинок. Физические свойства пылинок к настоящему времени изучены достаточно хорошо. Помимо пыли между звёздами имеется большое количество невидимого холодного газа. Масса его почти в сто раз превосходит массу пыли. Как же стало известно о существовании этого газа? Оказалось, что атомы водорода излучают радиоволны с длиной волны 21 см. Большую часть информации о межзвёздном веществе получают с помощью радиотелескопов. Так были открыты облака атомарного нейтрального водорода. Типичное облако атомарного нейтрального водорода имеет температуру около 70 К (-200 °С) и невысокую плотность (несколько десятков атомов в кубическом сантиметре пространства). Хотя такая среда и считается облаком, для землянина это глубокий вакуум, в миллиард раз разреженнее, чем вакуум, создаваемый, например, в кинескопе телевизора. Размеры облаков водорода - от 10 до 100 пк (для сравнения: звёзды в среднем находятся друг от друга на расстоянии 1 пк). Впоследствии были обнаружены ещё более холодные и плотные облака молекулярного водорода, совершенно непрозрачные для видимого света. Именно в них сосредоточена большая часть холодного межзвёздного газа и пыли. По размерам эти облака примерно такие же, как и области атомарного водорода, но плотность их в сотни и тысячи раз выше. Поэтому в больших молекулярных облаках может содержаться огромная масса вещества, достигающая сотен тысяч и даже миллионов масс Солнца. В молекулярных облаках, состоящих в основном из водорода, присутствуют и многие более сложные молекулы, в том числе простейшие органические соединения. Некоторая часть межзвёздного вещества нагрета до очень высоких температур и «светится» в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах. В рентгеновском диапазоне излучает самый горячий газ, имеющий температуру около миллиона градусов. Это - короналъный газ, названный так по аналогии с разогретым газом в солнечной короне. Корональный газ отличается очень низкой плотностью: примерно один атом на кубический дециметр пространства. Горячий разреженный газ образуется в результате мощных взрывов - вспышек сверхновых звёзд. От места взрыва в межзвёздном газе распространяется ударная волна и нагревает газ до высокой температуры, при которой он становится источником рентгеновского излучения. Корональный газ обнаружен также в пространстве между галактиками. Итак, основным компонентом межзвёздной среды является газ, состоящий из атомов и молекул. Он перемешан с пылью, содержащей около 1% массы межзвёздного вещества, и пронизывается быстрыми потоками элементарных частиц - космическими лучами - и электромагнитным излучением, которые также можно считать составляющими межзвёздной среды. Кроме того, межзвёздная среда оказалась слегка намагниченной. Магнитные поля связаны с облаками межзвёздного газа и движутся вместе с ними. Эти поля примерно в 100 тыс. раз слабее магнитного поля Земли. Межзвёздные магнитные поля способствуют образованию наиболее плотных и холодных облаков газа, из которых конденсируются звёзды. Частицы космических лучей также реагируют на межзвёздное магнитное поле: они перемещаются вдоль его силовых линий по спиральным траекториям, как бы навиваясь на них. При этом электроны, входящие в состав космических лучей, излучают радиоволны. Это так называемое синхротронное излучение рождается в межзвёздном пространстве и уверенно наблюдается в радиодиапазоне. ГАЗОВЫЕ ТУМАННОСТИ Наблюдения с помощью телескопов позволили обнаружить на небе большое количество слабосветящихся пятен - светлых туманностей. Систематическое изучение туманностей начал в XVIII в. Уильям Гершель. Он разделял их на белые и зеленоватые. Подавляющее большинство белых туманностей образовано множеством звёзд - это звёздные скопления и галактики, а некоторые оказались связанными с межзвёздной пылью, которая отражает свет близко расположенных звёзд, - это отражательные туманности. Как правило, в центре такой туманности видна яркая звезда. А вот зеленоватые туманности - не что иное, как свечение межзвёздного газа. Самая яркая на небе газовая туманность - Большая туманность Ориона. Она видна в бинокль, а при хорошем зрении её можно заметить и невооружённым глазом - чуть ниже трёх звёзд, расположенных в одну линию, которые образуют Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет. Что заставляет светиться межзвёздный газ? Ведь привычный нам воздух прозрачен и не излучает света. Голубое небо над головой светится рассеянным на молекулах воздуха светом Солнца. Ночью небо становится тёмным. Впрочем, иногда всё же можно увидеть свечение воздуха, например во время грозы, когда под действием электрического разряда возникает молния. В северных широтах и в Антарктиде часто наблюдаются полярные сияния - разноцветные полосы и сполохи на небе. В обоих случаях воздух излучает свет не сам по себе, а под действием потока быстрых частиц. Поток электронов порождает вспышку молнии, а попадание в атмосферу Земли энергичных частиц из радиационных поясов, существующих в околоземном космическом пространстве, - полярные сияния. Подобным образом возникает излучение в неоновых и других газовых лампах: поток электронов бомбардирует атомы газа и заставляет их светиться. В зависимости от того, какой газ находится в лампе, от его давления и электрического напряжения, приложенного к лампе, изменяется цвет излучаемого света. В межзвёздном газе также происходят процессы, приводящие к излучению света, однако они не всегда связаны с бомбардировкой газа быстрыми частицами. Объяснить, как возникает свечение межзвёздного газа, можно на примере атомарного водорода. Атом водорода состоит из ядра (протона), имеющего положительный электрический заряд, и вращающегося вокруг него отрицательно заряженного электрона. Они связаны между собой электрическим притяжением. Затратив определённую энергию, их можно разделить. Такое разделение приводит к ионизации атома. Но электроны и ядра могут вновь соединиться друг с другом. При каждом объединении частиц будет выделяться энергия. Она излучается в виде порции (кванта) света определённого цвета, соответствующего данной энергии. Итак, для того чтобы газ излучал, необходимо ионизовать атомы, из которых он состоит. Это может произойти в результате столкновений с другими атомами, но чаще ионизация возникает, когда атомы газа поглощают кванты ультрафиолетового излучения, например от ближайшей звезды. Если вблизи облака нейтрального водорода вспыхнет голубая горячая звезда, то при условии, что облако достаточно большое и массивное, почти все ультрафиолетовые кванты от звезды поглотятся атомами облака. Вокруг звезды складывается область ионизованного водорода. Освободившиеся электроны образуют электронный газ температурой около 10 тыс. градусов. Обратный процесс рекомбинации, когда свободный электрон захватывается протоном, сопровождается переизлучением освободившейся энергии в виде квантов света. Свет излучается не только водородом. Как считалось в XIX в., цвет зеленоватых туманностей определяется излучением некоего «небесного» химического элемента, который назвали небулием (от лат. nebula - «туманность»). Но впоследствии выяснилось, что зелёным цветом светится кислород. Часть энергии движения частиц электронного газа расходуется на возбуждение атомов кислорода, т. е. на перевод электрона в атоме на более далёкую от ядра орбиту. При возвращении электрона на устойчивую орбиту атом кислорода должен испустить квант зелёного света. В земных условиях он не успевает этого сделать: плотность газа слишком высока и частые столкновения «разряжают» возбуждённый атом. А в крайне разреженной межзвёздной среде от одного столкновения до другого проходит достаточно много времени, чтобы электрон успел совершить этот запрещённый переход и атом кислорода послал в пространство квант зелёного света. Аналогичным образом возникает излучение азота, серы и некоторых других элементов. Таким образом, область ионизованного газа вокруг горячих звёзд можно представить в виде «машины», которая перерабатывает ультрафиолетовое излучение звезды в очень интенсивное излучение, спектр которого содержит линии различных химических элементов. И цвет газовых туманностей, как выяснилось позднее, различен: они бывают зеленоватые, розовые и других цветов и оттенков - в зависимости от температуры, плотности и химического состава газа. Некоторые звезды на заключительных стадиях эволюции постепенно сбрасывают внешние слои, которые, медленно расширяясь, образуют светящиеся туманности. При наблюдении в телескопы эти туманности напоминают диски планет, поэтому они получили название планетарных. В центре некоторых из них можно увидеть небольшие очень горячие звезды. Расширяющиеся газовые туманности также возникают в конце жизни некоторых массивных звезд, когда они взрываются как сверхновые; при этом звезды полностью разрушаются, рассеивая свое вещество в межзвездное пространство. Это вещество богато тяжелыми элементами, образовавшихся в ядерных реакциях, протекавших внутри звезды, и в дальнейшем служит материалом для звезд новых поколений и планет. Что происходит в центре нашей Галактики? Центральная область Млечного Пути приковывала внимание астрономов на протяжении многих десятилетий. От нее до Земли всего 25 тыс. световых лет, тогда как от центров других галактик нас отделяют миллионы световых лет, поэтому есть все основания надеяться, что именно центр нашей Галактики удастся изучить более подробно. Однако в течение длительного времени непосредственно наблюдать эту область было невозможно, поскольку она скрыта большими плотными облаками газа и пыли. Хотя открытия, сделанные при наблюдениях рентгеновского и гамма-излучения, безусловно важны, наиболее обширные и ценные спектроскопические исследования центра Галактики были проведены в инфракрасном и радиодиапазонах, в которых он впервые наблюдался. Довольно подробно изучалось радиоизлучение атомарного водорода с длиной волны 21 см. Водород - наиболее распространенный элемент во Вселенной, что компенсирует слабость его излучения. В тех областях Млечного Пути, где облака межзвездного газа не слишком плотны и где ультрафиолетовое излучение не очень интенсивно, водород присутствует главным образом в виде изолированных электрически нейтральных атомов; именно хорошо различимые радиосигналы атомарного водорода детально картировались для установления структуры нашей Галактики. На расстояниях более 1000 св. лет от центра Галактики излучение атомарного водорода дает надежные данные о вращении Галактики и структуре ее спиральных рукавов. Из него нельзя получить много информации об условиях вблизи центра Галактики, поскольку там водород преимущественно объединен в молекулы или ионизован (расщеплен на протон и электрон). Мощные облака молекулярного водорода скрывают центр Галактики и наиболее удаленные объекты, находящиеся в плоскости Галактики. Однако микроволновые и инфракрасные телескопы позволяют наблюдать и эти облака, и то, что находится сзади них в галактическом центре. Кроме молекулярного водорода облака содержат много стабильных молекул окиси (монооксида) углерода (СО), для которых наибольшая характеристическая длина волны излучения составляет 3 мм. Это излучение проходит через земную атмосферу и может быть зарегистрировано наземными приемниками; особенно много окиси углерода в темных пылевых облаках, поэтому она играет полезную роль для определения их размеров и плотности. Измеряя доплеровский сдвиг (изменение частоты и длины волны сигнала, вызываемое движением источника вперед или назад относительно наблюдателя), можно определить и скорости движения облаков. Обычно темные облака довольно холодные - с температурой около 15 К(-260°С), поэтому окись углерода в них находится в низких энергетических состояниях и излучает на относительно низких частотах - в миллиметровом диапазоне. Часть вещества вблизи центра Галактики явно более теплая. С помощью Койперовской астрономической обсерватории исследователями из Калифорнийского университета в Беркли зарегистрировали более энергичное излучение окиси углерода в дальней инфракрасной области, указывающее на температуру газа около 400 К, что приблизительно соответствует точке кипения воды. Этот газ нагревается под воздействием идущего из центра Галактики ультрафиолетового излучения и, возможно, ударных волн, которые возникают при столкновениях облаков, движущихся вокруг центра. В других местах вокруг центра окись углерода несколько холоднее и большая часть ее излучения приходится на более длинные волны - около 1 мм. Но даже здесь температура газа составляет несколько сотен кельвинов, т. е. близка к температуре у поверхности Земли и гораздо выше, чем внутри большинства межзвездных облаков. "К другим детально изученным молекулам относятся цианистый водород (HCN), гидроксил (ОН), моносульфид углерода (CS) и аммиак (NH^). Карта излучения HCN высокого разрешения была получена на радиоинтерферометре Калифорнийского университета. Карта указывает на существование разбитого на отдельные сгустки, неоднородного диска из теплых молекулярных облаков, окружающего «полость» шириной около 10 св. лет в центре Галактики. Поскольку диск наклонен относительно линии наблюдения с Земли, эта круглая полость кажется эллиптической (см. рис. внизу). Атомы углерода и кислорода, часть которых ионизована ультрафиолетом, перемешаны в диске с молекулярным газом. Карты инфракрасного и радиоизлучений, соответствующих линиям испускания ионов, атомов и разных молекул, показывают, что газовый диск вращается вокруг центра Галактики со скоростью около 110 км/с, а также, что этот газ теплый и собран в отдельные сгустки. Измерения обнаружили и некоторые облака, движения которых совершенно не соответствуют этой общей схеме циркуляции; возможно, это вещество упало сюда с некоторого расстояния. Ультрафиолетовое излучение центральной области «ударяет» по внешнему краю облачного диска, создавая почти непрерывное кольцо ионизованного вещества. Ионизованные стримеры и сгустки газа имеются также в центральной полости. Некоторые достаточно распространенные ионизованные элементы, включая неон, лишенный одного электрона, аргон без двух электронов и серу без трех электронов, имеют яркие линии излучения вблизи 10 мкм - в той части инфракрасного спектра, для которого земная атмосфера прозрачна. Было также обнаружено, что из всех элементов вблизи центра преобладает однозарядный ионизованный неон, тогда как трехзарядный ион серы там практически отсутствует. Чтобы отобрать три электрона у атома серы, нужно затратить гораздо больше энергии, чем для того, чтобы отобрать один электрон у атома неона; наблюдаемый состав вещества указывает на то, что в центральной области поток ультрафиолетового излучения велик, но его энергия не очень большая. Отсюда следует, что это излучение, по-видимому, создается горячими звездами с температурой от 30 до 35 тыс. Кельвинов, и звезды с температурой, существенно больше указанной, отсутствуют. Спектроскопический анализ излучения ионов дал также подробную информацию о скоростях разреженного вещества внутри полости диаметром 10 св. лет, окружающей центр. В некоторых частях полости скорости близки к скорости вращения кольца молекулярного газа - около 110 км/с. Часть облаков внутри этой области движется значительно быстрее - примерно со скоростью 250 км/с, а некоторые имеют скорости до 400 км/с. В самом центре обнаружено ионизованное вещество, движущееся со скоростями до 1000 км/с. Это вещество ассоциировано с интересным набором объектов вблизи центра полости, известным как IRS 16, который был обнаружен Беклином и Негебауэром во время поиска источников коротковолнового инфракрасного излучения. Большинство найденных ими очень небольших источников - это, вероятно, одиночные массивные звезды, но IRS 16 (16-й в их списке инфракрасный источник) представляет собой нечто иное: последующие измерения выявили в нем.пять ярких необычных компонентов. Вся эта центральная область - как теплый газовый диск, так и внутренняя полость - является, по- видимому, сценой, где совсем недавно разыгралось какое-то бурное действие. Кольцо или диск газа, вращающиеся вокруг центра Галактики, должны постепенно превратиться в однородную структуру в результате столкновений между быстро и медленно движущимися сгустками вещества. Измерения доплеровского сдвига показывают, что разница между скоростями отдельных сгустков в кольце молекулярного газа достигает десятков километров в секунду. Эти сгустки должны сталкиваться, а их распределение сглаживаться в масштабах времени порядка 100 тыс. лет, т. е. за один-два оборота вокруг центра. Отсюда следует, что в течение этого промежутка времени газ подвергся сильному возмущению, возможно, в результате выделения энергии из центра или падения вещества с некоторого расстояния извне, и столкновения между сгустками должны быть еще достаточно сильными, чтобы в газе возникали ударные волны. Справедливость этих выводов может быть проверена путем поиска «следов» таких волн. Ударные волны могут быть идентифицированы по спектральным линиям горячих сильно возбужденных молекул. Такие молекулы были обнаружены при наблюдениях с Койперовской астрономической обсерватории; к ним относятся радикалы гидроксила - электрически заряженные фрагменты молекул воды, которые были с силой разорваны на части. Зарегистрировано также коротковолновое инфракрасное излучение горячих молекул водорода; оно указывает, что в некоторых местах температура облаков молекулярного газа достигает 2000 К - именно такая температура может создаваться ударными волнами. Каков источник плотных молекулярных пылевых облаков вблизи центра? Вещество содержит тяжелые элементы; это указывает на то, что оно было образовано в недрах звезд, где в результате элементы, такие как углерод, кислород и азот. Старые звезды расширяются и испускают огромное количество вещества, а в некоторых случаях взрываются как сверхновые. В любом случае тяжелые элементы выбрасываются в межзвездное пространство. Вещество облаков, находящихся вблизи центра Галактики, было, по-видимому, более основательно «обработано» внутри звезд, чем вещество, расположенное дальше от центра, поскольку вблизи центра особенно много некоторых редких изотопов, образующихся только внутри звезд. Не все это вещество было создано ранее существовавшими звездами в непосредственной близости от центра. Возможно, часть облаков была притянута извне. Под влиянием трения и магнитных полей вещество постепенно стягивается по направлению к центру, поэтому в этой области оно должно скапливаться.. Газ в Большом Магеллановом Облаке. Светящиеся газовые туманности- одни из наиболее красивых и впечатляющих объектов во Вселенной. Туманность 30 Золотой Рыбы является самой яркой и большой из газовых туманностей трех десятков галактик местной группы, включая нашу Галактику. Она имеет неправильную форму и огромные размеры. В то время как Большая туманность в созвездии Ориона видна невооруженным глазом в виде звезды с размытым изображением. Туманность 30 Золотой Рыбы занимает на небе площадь, сравнимую с диском солнца или полной луны, несмотря на то что она находится от нас в 100 с лишним раз дальше туманности Ориона. Ее диаметр составляет около 1000 световых лет, а туманности Ориона – всего три световых года. Газ туманности в значительной степени ионизирован: большая часть атомов потеряла по крайней мере по одному электрону. Оказывается, туманность 30 Золотой Рыбы содержит ионизированного газа в 1500 раз больше, чем туманность Ориона. Ионизация газа происходит под действием ультрафиолетового излучения, испускаемого массивными горячими молодыми звездами, находящимися в туманности. Двадцатый век породил удивительные науку и технику, они позволяют человеческой мысли проникать в глубины Вселенной, поистине за пределы известного мира. Наш кругозор и горизонты видимого мира расширились на столько, что человеческий разум, пытающийся сбросить с себя оковы земных предрассудков, едва способен овладеть им. Ученые, работающие в различных областях науки, пытаясь с помощью физических законов объяснить загадочные объекты, обнаруженные в наше время, убеждаются в том, что удивительная Вселенная, в которой мы живём, в основном ещё нам не известна. Если же какая-либо информация о Вселенной становится доступной, то часто даже самый дерзновенный ум оказывается не подготовленным к её восприятию в той форме, в какой её преподносит природа. Поражаясь необычности вновь открытых небесных объектов, следует помнить, что за всю историю человечества, ни одна наука не достигала столь феноменально быстрого развития, как наука об этих уникальных объектах. И всё это буквально за последние десятилетия. Утоляя присущую человеку неистощимую жажду познания, астрофизики неутомимо изучают природу этих небесных объектов, бросающих вызов человеческому разуму. 1.С.Данлоп «Азбука звёздного неба» (1990 г.) 2.И.Левитт «За пределами известного мира» (1978 г.) 3.Джон С. Матис «Объект необычайно высокой светимости в Большом Магелановом Облаке» (В мире науки. Октябрь 1984 г.) 4.Чарлз Г. Таунс, Рейнгард Гензел «Что происходит в центре нашей Галактики?» (В мире науки. Июнь 1990 г.) 5.Аванта плюс. Астрономия.
Составляющий ок. 99% её массы и ок. 2% массы Галактики. М. г. весьма равномерно перемешан с межзвёздной пылью,к-рая часто своим поглощением или рассеянием света делает газово-пылевые структуры наблюдаемыми (см. ). Диапазон изменения осн. параметров, описывающих М. г., очень широк. Темп-ра М. г. колеблется от 4-6 К до 10 6 К (в межзвёздных ионная темп-ра М. г. иногда превышает 10 9 К), концентрация изменяется от 10 -3 -10 -4 до 10 8 -10 12 частиц в 1 см 3 . Для излучения М. г. характерен широкий диапазон - от длинных радиоволн до жёсткого гамма-излучения.
Существуют области, где М. г. находится преимущественно в молекулярном состоянии (молекулярные облака) - это наиболее плотные и холодные части М. г.; есть области, где М. г. состоит гл. обр. из нейтральных атомов водорода (области HI),- это менее плотные и в среднем более тёплые области; существуют области ионизованного водорода (зоны НII), к-рыми явл. светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звёзд, и области разреженного горячего газа (корональный газ). М. г., как и вещество звёзд, состоит гл. обр. из водорода и гелия с небольшой добавкой других хим. элементов (см. ). В среднем в М. г. атомы водорода составляют ок. 90% числа всех атомов (70% по массе). На атомы гелия приходится ок. 10% числа атомов (ок. 28% по массе). Остальные 2% массы составляют все последующие хим. элементы (т.н. тяжёлые элементы). Из них наиболее обильны О, С, N, Ne, S, Ar, Fe. Все они вместе составляют прибл. 1/1000 от числа атомов М. г. Однако роль их в npoцeccax, протекающих в М. г., очень велика. По сравнению с составом Солнца в М. г. наблюдается дефицит ряда тяжёлых элементов, особенно Аl, Са, Ti, Fe, Ni, к-рых в десятки и сотни раз меньше, чем на Солнце. В разных участках М. г. Галактики величина дефицита неодинакова. Возникновение дефицита связано с тем, что значит. часть указанных элементов входит в состав пылинок и почти отсутствует в газообразной фазе.Вне галактич. диска М. г. очень мало. В осн. части гало Галактики газ, по-видимому, горячий (~ 10 o К) и очень разреженный ( на высоте 5 кпк над плоскостью симметрии диска). Наиболее заметны самые плотные газовые образования гало - . По-видимому, небольшое количество газа имеется в нек-рых, наиболее плотных, . Кроме того, на высоких галактич. широтах обнаружены водорода.
3. Методы наблюдении межзвёздного газа
Сильная разреженность М. г. и широкий диапазон темп-р, при к-рых он может находиться, определяют разнообразие методов его исследования.
Наиболее доступны для наблюдений газовые и газово-пылевые светлые туманности. По оптич. и в меньшей степени ИК-спектрам излучения эмиссионных туманностей удалось установить плотность, темп-ру, состав и состояние ионизации вещества зон НII. Богатую информацию о М. г. в эмиссионных туманностях получают по водорода, гелия и др. элементов, а также по непрерывному радиоизлучению.
Состояние М. г. вне туманностей исследуют по межзвёздным оптич. и УФ-линиям поглощения в спектрах звёзд. По ним удалось установить, что М. г. состоит из отдельных облаков, а вещество в них находится преимущественно в нейтральном атомарном состоянии. По линиям поглощения в оптич. диапазоне были открыты (1938 г.) первые . Линии поглощения большинства атомов, ионов и молекул лежат в УФ-области спектра (рис. 3). Наблюдения их, проводимые на ИСЗ, позволили изучить распространённость элементов и ионизац. состояние М. г. и обнаружить в нём дефицит ряда тяжёлых элементов. По линиям поглощения ионов NV (1238 и 1242 ) и OVI (1032 и 1038 ) были обнаружены коридоры горячего газа. По изучают крупномасштабную и тонкую структуру областей HI в Галактике и др. галактиках, плотность и темп-ру межзвёздных облаков, их строение, движение, а также вращение вокруг центров галактик.Исследовать распределение Н 2 труднее. Для этого чаще всего пользуются косвенным методом: исследуют пространственное распределение молекулы СО, концентрация к-рой пропорциональна концентрации молекул H 2 (молекул Н 2 примерно в 10 5 раз больше, чем СО). Радиоизлучение молекулы СО с = 2,6 мм практически не поглощается межзвёздной пылью и позволяет изучать распределение молекул СО и Н 2 , а также исследовать условия в наиболее холодной и плотной части М. г.- в молекулярных облаках и газово-пылевых комплексах. Молекулы H 2 непосредственно наблюдаются только по полосам поглощения, лежащим в далёкой УФ-области спектра ( 1108 ), и в неск. случаях по ИК-линиям излучения (= 2 мкм и 4 мкм). Однако из-за межзвёздного поглощения света пылью этот метод не позволяет исследовать Н 2 в плотных непрозрачных молекулярных облаках, где эти молекулы в основном сосредоточены. Отдельные, наиболее плотные конденсации молекулярного газа, расположенные рядом с сильными источниками возбуждения (напр., ИК-звёздами), наблюдаются в виде мощных космических мазеров (см. ).
Высокое спектр. разрешение, достигнутое в радиодиапазоне, позволяет изучать молекулы, содержащие различные изотопы атомов, напр. 1 H и 2 D (дейтерий), 12 С и 13 С, 14 N и 15 N, 16 О, 17 О, 18 О и т.д., т.е. изотопный состав М. г. и его вариации. Сравнение изотопного состава совр. М. г. с изотопным составом Солнечной системы, образовавшейся из межзвёздной среды ок. лет назад, даёт возможность судить об изменениях изотопного состава, связанных с эволюцией М. г.
По поглощению рентг. лучей в межзвёздном пространстве можно судить о полном количестве межзвёздного вещества, находящегося в атомарном и молекулярном виде, а также в виде пылинок. В дальнейшем по флюоресценции атомов в рентгеновских -линиях различных элементов (см. ) можно будет получить достаточно полную информацию о распространённости элементов в межзвёздном веществе независимо от того, в каком состоянии оно находится. Наиболее горячие участки М. г. (остатки сверхновых звёзд и коридоры горячего газа) излучают в рентг. диапазоне, что позволяет методами изучить их пространственное расположение и физ. св-ва.
Межзвездная среда излучает также в -лучах. Энергичные -фотоны (с энергией 50 МэВ) возникают в М. г. за счёт того, что при столкновении протонов с протонами М. г. образуются - , которые распадаются на 2 -фотона. Вклад 50% даёт релятивистских электронов космич. лучей при соударениях с ядрами атомов М. г. Кроме того, при взаимодействии частиц космич. лучей низких энергий с ядрами атомов М. г. и пыли появляются -линии в диапазоне 1-6 МэВ. Сильная линия, с энергией фотонов 0,511 МэВ, может образовываться при аннигиляции позитронов, возникающих при взаимодействии космич. лучей с М. г.
Состояние газа в непосредств. окрестности Солнечной системы установлено по параметрам , обусловленного относительно межзвёздной среды.
Ещё одним тонким методом исследований М. г. оказались наблюдения мерцаний радиоизлучения пульсаров на мелких неоднородностях межзвездной плазмы (см. ). С его помощью удалось установить, что концентрация электронов т у в М. г. флуктуирует слабо. Среднее по лучу зрения значение (здесь - отклонение концентрации электронов от ср. значения по лучу зрения). Размеры неоднородностей могут быть различными, но при наблюдениях пульсаров осн. вклад в мерцания дают неоднородности размером ~ 10 10 -10 13 см, порождённые, по-видимому, .
4. Процессы, формирующие состояние межзвёздного газа
Тепловое и ионизационное состояния М. г.Разреженность М. г. приводит к тому, что он прозрачен для большинства видов излучения. Поэтому условия в нём очень далеки от . Однако распределение энергии между частицами М. г. в большинстве случаев (за исключением гл. обр. ударных волн в М. г., где нет равнораспределения энергии между электронами и ионами) подчиняется , благодаря чему можно говорить о темп-ре М. г.
Для определения равновесных св-в М. г. (степени ионизации, интенсивности излучения и др.) рассматривается баланс процессов возбуждения ионов, атомов и молекул (соударений, поглощения излучения и др.) и процессов снятия возбуждения (рекомбинаций, испускания фотонов), протекающих в к.-л. выделенном объёме в конечный интервал времени.
Зоны НII М. г. нагреваются УФ-излучением звёзд, расположенных внутри них (атомы водорода активно поглощают излучение с ). Области HI и молекулярные облака нагреваются проникающей радиацией: частицами космич. лучей низких энергий (~ 1-10 МэВ/нуклон), а также УФ- и мягким рентг. излучением. Роль более энергичных фотонов и частиц невелика, т.к. их меньше, а взаимодействуют они с М. г. слабее (см. ). В нек-рых местах М. г. существенны и др. механизмы нагрева, напр. ударные волны, возникающие при столкновениях облаков или при вспышках сверхновых звёзд.
Охлаждение М. г. происходит за счёт излучения в спектральных линиях чаще в ИК- и оптич. областях спектра, реже в УФ- и рентг. диапазонах или в радиодиапазоне (см. ). Излучение в непрерывном спектре играет, как правило, второстепенную роль. В целом механизм охлаждения почти всех областей М. г. подобен охлаждению зон НII, но в областях HI повышенную роль в охлаждении играет излучение в ИК-диапазоне, а в холодных молекулярных областях - в радиодиапазоне.
Ионизуется М. г. теми же видами излучений, что и нагревается. Ионизац. равновесие достигается при равенстве скорости ионизации и скорости гл. обр. радиац. рекомбинации. В отдельных случаях, напр. для иона ОН в областях HI, определённую роль играют реакции обмена зарядом (реакции перезарядки) с водородом и реже с гелием.
Формирование структуры М. г.
Другим, ещё более сильным фактором, влияющим на структуру М. г. в S-галактиках, явл. спиральные ударные волны. Они возникают при соударении М. г., уже накопленного в спиральных ветвях, с газом, к-рый при круговом движении вокруг центра галактики догоняет спиральные ветви и входит в них со сверхзвуковой скоростью (спиральные ветви вращаются вокруг центра Галактики в ту же сторону, что газ и звезды, но с меньшей скоростью). На фронте ударной волны набегающий газ тормозится и уплотняется. За счет повысившегося давления почти весь газ оказывается в плотной фазе. Так образуются газово-пылевые комплексы, наблюдаемые на внутр. сторонах спиральных ветвей.
Газово-пылевые комплексы могут возникать не только под действием спиральных ударных волн, но и вследствие т.н. газового диска галактик. В результате развития неустойчивости возникают компактные (10-30 пк) газово-пылевые сгустки, становящиеся затем очагами образования звёздных скоплений. В S-галактиках неустойчивость Рэлея-Тейлора играет, вероятно, меньшую роль, чем спиральные ударные волны, но в Ir-галактиках она, видимо, явл. осн. причиной образования комплексов М. г.
Наблюдения показывают, что межзвёздные облака имеют помимо упорядоченного движения вокруг центра Галактики хаотич. скорости со ср. значением ок. 10 км/с. В среднем через 30-100 млн. лет облако сталкивается с др. облаком, что приводит к диссипации (уменьшению) этих случайных движений, частичному слипанию облаков и формированию степенного (~ ) спектра их масс. Хаотич. движения поддерживаются взрывами сверхновых: сброшенная при взрыве М. г. оболочка звезды тормозится в М. г. и передает облакам часть своего импульса.
Из области М. г., по к-рой прошла ударная волна, вызванная вспышкой, почти весь газ оказывается выметенным. Возникшая область разреженного газа (каверна размером в десятки пк с n ~ 10 -2 см -3 и T ~ 10 6 K) может существовать ~10 7 лет. Если за это время поблизости вспыхнет ещё одна сверхцо-вая, то новая каверна, сомкнувшись с предыдущей, может образовать обширныи коридор горячего разреженного сильно ионизованного газа. Излучение горячего газа может нагревать до 300-5000 К газовые облака, находящиеся на расстоянии многих пк от коридоров (существование облаков с такой темп-рой невозможно в описанной выше простой двухфазной модели М. г.).
Вспышки сверхновых звёзд, "пробурившие" газовый диск галактики насквозь, вызывают отток газа от плоскости галактики в межгалактич. среду и нагрев его там вплоть до 10 7 -10 8 K. В результате в межгалактич. среду попадает обогащённый тяжёлыми элементами газ. Возможно, что именно благодаря этим процессам межгалактич. газ в скоплениях галактик имеет почти такое же содержание железа, как атмосфера Солнца. Часть газа, видимо, падает назад к галактич. плоскости в виде высокоширотных и высокоскоростных облаков водорода.
5. Процессы, протекающие в газово-пылевых комплексах
Вещество в газово-пылевых комплексах достаточно плотно для того, чтобы не пропускать на большую глубину осн. часть проникающей радиации. Поэтому М. г. внутри комплексов оказывается холоднее, чем в межзвёздных облаках, и существует преимущественно в молекулярной форме. Молекулы образуются гл. обр. в ион-молекулярных реакциях, а также на поверхности пылинок (молекулы Н 2 и нек-рые др., см. ). Ионизация, необходимая для протекания ион-молекулярных реакций, поддерживается УФ-излучением звёзд (в областях, где межзвёздное поглощение света ) и, по-видимому, космич. лучами низких энергий (4-12 К) сгустков. Совместно с эти процессы в холодных фрагментах молекулярных облаков ведут к возникновению самогравитирующих сгустков газово-пылевого вещества звёздной массы - протозвёзд, из к-рых впоследствии образуются звёзды.
Т.о., молекулярные облака должны быстро (за ~ 10 6 лет) превратиться в звёзды. Т.к. они существуют гораздо дольше, должны действовать факторы, замедляющие образование звёзд (напр., магн. давление, турбулентность, нагрев газа возникшими звёздами, см. ).
6. Эволюция межзвёздного газа
М. г. постоянно обменивается веществом со звёздами. Согласно оценкам, в настоящее время в Галактике в звёзды переходит газ в количестве в год. Одновременно с этим звёзды, гл. обр. на поздних стадиях эволюции, теряют вещество (см. ) и пополняют М. г.
Часть выбрасываемого вещества участвовала в термоядерных реакциях в недрах звёзд и обогатилась там тяжёлыми элементами. Поэтому со временем состав (распространённость элементов) в М. г. изменяется. В разных галактиках и в различных частях каждой галактики эти процессы идут с различными скоростями. В результате в хим. и изотопном составе М. г. появляются неоднородности, и прежде всего градиент хим. состава вдоль радиусов галактик. Ближе к центру галактик М. г. несколько более обогащён тяжёлыми элементами.
Пока неизвестно, когда и как произошло обогащение первичного газа (имевшего состав 75% Н и 25% Не по массе, см. ) тяжёлыми элементами: было ли это ещё до образования галактик или в самом начале их эволюции. Но ясно, что на первых этапах истории галактик этот процесс шёл много активнее, чем в настоящее время.
В галактиках с большим уд. моментом количества движения за время ~ 10 9 лет после их образования М. г. осел в диск, также обогатившись тяжёлыми элементами. Дальнейшее звездообразование шло в диске. В S-галактиках звездообразование в диске стимулируется спиральной ударной волной. При каждом прохождении сквозь спиральную ударную волну элементы газа тормозятся, теряют энергию и с каждым оборотом приближаются к центру галактики.
В Ir-галактиках спиральные волны не сформировались, газ исчерпывался медленно. Поэтому в настоящее время они наиболее богаты газом (ср. содержание атомарного водорода 18% от массы галактики). В линзовидных (SO) галактиках осн. часть газа была, вероятно, выметена в межгалактич. пространство при взаимодеиствии их с др. галактиками, а оставшегося газа оказалось недостаточно для активного звездообразования.
Итак, в процессе эволкщии галактик происходит круговорот вещества: М. г. звёзды М. г., приводящий к постепенному увеличению содержания тяжёлых элементов в М. г. и звёздах и уменьшению количества М. г. в каждой из галактик. В разных типах галактик исчерпание М. г. идёт существенно различающимися темпами. Не исключена возможность, что процессы формирования звёзд и обогащения газа тяжёлыми элементами шли в Галактике немонотонно, т.е. неск. раз в истории Галактики могли происходить задержки звездообразования на миллиарды дет. Это, в принципе, должно было бы сказаться на распространённости элементов в различных типах звёздного населения.
это вещество, наблюдаемое в пространстве между звездами.
Лишь сравнительно недавно удалось доказать, что звезды существуют не в абсолютной пустоте и что космическое пространство не вполне прозрачно. Тем не менее такие предположения высказывались давно. Еще в середине 19 в. российский астроном В.Струве пытался (правда, без особого успеха) научными методами найти непреложные свидетельства того, что пространство не пустое, и в нем происходит поглощение света далеких звезд.
Наличие поглощающей разреженной среды было убедительно показано менее ста лет назад, в первой половине 20 в., путем сравнения наблюдаемых свойств далеких звездных скоплений на различных расстояниях от нас. Это было сделано независимо американским астрономом Робертом Трюмплером (18961956) и советским астрономом Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (19041994), вернее, так была обнаружена одна из составляющих межзвездной среды мелкая пыль, из-за которой межзвездная среда оказывается не вполне прозрачной, особенно в направлениях, близких к направлению на Млечный Путь. Присутствие пыли означало, что и видимая яркость, и наблюдаемый цвет далеких звезд искажены, и чтобы узнать их истинные значения, нужен довольно сложный учет поглощения. Пыль, таким образом, была воспринята астрономами как досадная помеха, мешающая исследованию далеких объектов. Но одновременно возник интерес и к изучению пыли как физической среды ученые стали выяснять, как пылинки возникают и разрушаются, как реагирует пыль на излучение, какую роль играет пыль в образовании звезд.
С развитием радиоастрономии во второй половине 20 в. появилась возможность исследовать межзвездную среду по ее радиоизлучению. В результате целенаправленных поисков было обнаружено излучение атомов нейтрального водорода в межзвездном пространстве на частоте 1420 МГц (что соответствует длине волны 21 см). Излучение на этой частоте (или, как говорят, в радиолинии) предсказал голландский астроном Хендрик ван де Хюлст в 1944 на основании квантовой механики, а обнаружено оно было в 1951 г. после расчета ее ожидаемой интенсивности советским астрофизиком И.С.Шкловским. Шкловский же указал и на возможность наблюдения излучения различных молекул в радиодиапазоне, которое, действительно, было позднее обнаружено. Масса межзвездного газа, состоящего из нейтральных атомов и очень холодного молекулярного газа, оказалось примерно в сто раз большей, чем масса разреженной пыли. Но газ совершенно прозрачен для видимого света, поэтому его нельзя было обнаружить теми же методами, какими была открыта пыль.
С появлением рентгеновских телескопов, устанавливаемых на космических обсерваториях, был обнаружен еще один, наиболее горячий компонент межзвездной среды очень разреженный газ с температурой в миллионы и десятки миллионов градусов. Ни по оптическим наблюдениям, ни по наблюдениям в радиолиниях этот газ «увидеть» невозможно среда слишком разрежена и полностью ионизована, но, тем не менее, он заполняет существенную долю объема всей нашей Галактики.
Быстрое развитие астрофизики, изучающей взаимодействие вещества и излучения в космическом пространстве, как и появление новых возможностей наблюдений, позволило детально исследовать физические процессы в межзвездной среде. Возникли целые научные направления космическая газодинамика и космическая электродинамика, изучающие свойства разреженных космических сред. Астрономы научились определять расстояния до газовых облаков, измерять температуру, плотность и давление газа, его химический состав, оценивать скорости движения вещества. Во второй половине 20 в. выявилась сложная картина пространственного распределения межзвездной среды и ее взаимодействия со звездами. Оказалось, что от плотности и количества межзвездного газа и пыли зависит возможность зарождения звезд, а звезды (прежде всего, наиболее массивные из них), в свою очередь, меняют свойства окружающей межзвездной среды нагревают ее, поддерживают непрестанное движение газа, пополняют среду своим веществом, меняют ее химический состав. Изучение такой сложной системы как «звезды межзвездная среда» оказалось очень сложной астрофизической задачей, особенно если учесть, что общая масса межзвездной среды в Галактике и ее химический состав медленно изменяются под действием различных факторов. Поэтому можно сказать, что в межзвездной среде отражена вся история нашей звездной системы продолжительностью в миллиарды лет.
Каплан С.А., Пикельнер С.Б. Физика межзвездной среды
. М., 1979
Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть
. М., 1984
Спитцер Л. Пространство между звездами
. М., 1986
Бочкарев Н.Г. Основы физики межзвездной среды
. М., 1992
Сурдин В.Г. Рождение звезд
. М., 1997
Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии
. М., 2001
Найти "МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА " на