История открытия межзвездной среды кратко
Обновлено: 04.07.2024
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА – 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 (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.
Эмиссионные газовые туманности.
Большая часть межзвездной среды не доступна наблюдениям ни в какие оптические телескопы. Наиболее яркое исключение из этого правила – газовые эмиссионные туманности, наблюдавшиеся еще с самыми примитивными оптическими средствами. Самая известная из них – Большая туманность Ориона, которая видна даже невооруженным глазом (при условии очень хорошего зрения) и особенно красива при наблюдении в сильный бинокль или небольшой телескоп.
Известны многие сотни газовых туманностей на различных расстояниях от нас, причем почти все они сосредоточены вблизи полосы Млечного Пути – там, где чаще всего встречаются молодые горячие звезды.
Эмиссионные туманности типа Туманности Ориона – это газ, нагреваемый ультрафиолетовыми звездами. Ту же природу имеют и планетарные туманности, состоящие из газа, сбрасываемого стареющими звездами.
Но наблюдаются и светящиеся газовые туманности несколько иной природы, которые возникают при взрывных процессах в звездах. Прежде всего, это остатки взорвавшихся сверхновых звезд, примером которых может служить Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Такие туманности нестационарны, их отличает быстрое расширение.
Внутри газовых остатков сверхновых звезд нет ярких ультрафиолетовых источников. Энергия их свечения – это преобразованная энергия газа, разлетающегося после взрыва звезды, плюс энергия, выделяемая сохранившимся остатком Сверхновой. В случае Крабовидной туманности таким остатком является компактная и быстро вращающаяся нейтронная звезда, непрерывно выбрасывающая в окружающее пространство потоки высокоэнергичных элементарных частиц. Через десятки тысяч лет подобные туманности, расширяясь, постепенно растворяются в межзвездной среде.
Межзвездная пыль.
Присутствует пыль и вне газовых облаков, заполняя (вместе с очень разреженным газом) все пространство между ними. Такая распределенная в пространстве пыль приводит к трудно учитываемому ослаблению света далеких звезд. Свет частично поглощается, а частично – рассеивается мелкими твердыми пылинками. Наиболее сильное ослабление наблюдается в направлениях, близких к направлению на Млечный Путь (на плоскость галактического диска). В этих направлениях, пройдя тысячу световых лет, видимый свет ослабляется примерно на 40 процентов. Если учесть, что протяженность нашей Галактики – десятки тысяч световых лет, то становится ясно, что мы можем исследовать звезды галактического диска лишь в небольшой его части. Чем короче длина волны излучения, тем сильнее поглощается свет, в результате чего далекие звезды кажутся покрасневшими. Поэтому межзвездное пространство прозрачнее всего для длинноволнового инфракрасного излучения. Лишь наиболее плотные газопылевые облака остаются непрозрачными даже для инфракрасного света.
В отличие от эмиссионных туманностей, они имеют непрерывный спектр, как и спектр освещающих их звезд.
Полная масса пыли в Галактике составляет не более 1% от массы межзвездного газа, но и это немало, поскольку эквивалентно массе десятков миллионов таких звезд как Солнце.
Поглощая световую энергию звезд, пыль нагревается до небольшой температуры (обычно – на несколько десятков градусов выше абсолютного нуля), а излучает поглощенную энергию в форме очень длинноволнового инфракрасного излучения, которое на шкале электромагнитных волн занимает промежуточное положение между оптическим и радио диапазонами (длина волны – десятки и сотни микрометров). Это излучение, принимаемое телескопами, установленными на специализированных космических аппаратах, дает неоценимую информацию о массе пыли и источниках ее нагрева в нашей и других галактиках.
Атомарный, молекулярный и горячий газ.
Межзвездный газ – это, в основном, смесь водорода (около 70%) и гелия (около 28%) с очень небольшой примесью более тяжелых химических элементов. Средняя концентрация частиц газа в межзвездном пространстве чрезвычайно мала и не превышает одной частицы на 1–2 кубических см. В объеме, равном объему земного шара, содержится около 1 кг межзвездного газа, но это только в среднем. Газ очень неоднороден как по плотности, так и по температуре.
Температура основной массы газа не превышает нескольких тысяч градусов – недостаточно высокой для того, чтобы водород или гелий был ионизован. Такой газ называют атомарным, поскольку он состоит из нейтральных атомов. Холодный атомарный газ практически не излучает в оптическом диапазоне, поэтому долгое время о нем почти ничего не было известно.
Самый распространенный атомарный газ – водород (условное обозначение – HI) – наблюдается по радиоизлучению на длине волны около 21 см. Радионаблюдения показали, что газ образует облака неправильной формы с температурой в несколько сотен кельвинов и более разреженную и горячую межоблачную среду. Полная масса атомарного газа в галактике достигает нескольких миллиардов масс Солнца.
В наиболее плотных облаках газ охлаждается, отдельные атомы объединяются в молекулы, и газ становится молекулярным. Самая распространенная молекула – Н2 – не излучает ни в радио, ни в оптическом диапазоне (хотя у этих молекул есть линии поглощения в ультрафиолетовой области), и обнаружить молекулярный водород чрезвычайно трудно. К счастью, вместе с молекулярным водородом возникают десятки других молекул, содержащих более тяжелые элементы – такие как углерод, азот и кислород. По их радиоизлучению на определенных, хорошо известных частотах оценивается масса молекулярного газа. Пыль делает молекулярные облака непрозрачными для света, и именно они видны как темные пятна (прожилки) на более светлом фоне эмиссионных туманностей.
Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить в межзвездном пространстве довольно сложные молекулы: гидроксил OH; пары воды H2O и аммиака NH, формальдегид H2CO, окись углерода CO, метанол (древесный спирт) CH3OH, этиловый (винный) спирт CH3CH2OH и еще десятки других, даже более сложных молекул. Все они найдены в плотных и холодных газопылевых облаках, пыль в которых защищает хрупкие молекулы от разрушающего влияния ультрафиолетового излучения горячих звезд. Вероятно, поверхность холодных пылинок служит как раз тем местом, где образуются сложные молекулы из налипших на пылинку отдельных атомов. Чем плотнее и массивнее облако, тем большее разнообразие молекул в нем обнаруживается.
Молекулярные облака очень разнообразны.
Космические лучи.
Радиотелескопы (см. РАДИОАСТРОНОМИЯ) принимают синхротронное излучение не только от всех областей Млечного Пути, но и от других галактик. Это доказывает наличие там магнитных полей и космических лучей. Синхротронное излучение заметно усилено в спиральных рукавах галактик, где больше плотность межзвездной среды, интенсивнее магнитное поле и чаще происходят взрывы сверхновых – источники космических лучей. Характерной особенностью синхротронного излучения служит его спектр, не похожий на спектр излучения нагретых сред, и сильная поляризация, связанная с направленностью магнитного поля.
Крупномасштабное распределение межзвездной среды.
Толщина слоя межзвездного газа и пыли обычно составляет несколько сотен св. лет, а диаметр – десятки и сотни тысяч св. лет, поэтому такой слой можно считать сравнительно тонким. Объяснение концентрации межзвездной среды в тонкий диск достаточно простое и кроется в свойствах атомов газа (и облаков газа) терять энергию при столкновении друг с другом, которые непрерывно происходят в межзвездном пространстве. Благодаря этому газ скапливается там, где его полная (кинетическая + потенциальная) энергия минимальна – в плоскости звездного диска, притягивающего газ. Именно притяжение звезд не дает газу далеко отойти от плоскости диска.
Но и внутри диска Галактики газ распределен неравномерно. В центре Галактики выделяется молекулярный диск размером несколько сотен св. лет. Дальше от центра плотность газа падает, но быстро возрастает вновь, образуя гигантское газовое кольцо радиусом более 10 тыс. св. лет и шириной в несколько тысяч св. лет. Солнце находится за его пределами. В окрестностях Солнца средние плотности молекулярного и атомарного газа сопоставимы, а на еще больших расстояниях от центра преобладает атомарный газ. Внутри слоя межзвездной среды наибольшая плотность газа и пыли достигается в спиральных рукавах Галактики. Там особенно часто встречаются молекулярные облака и эмиссионные туманности, и рождаются звезды.
Рождение звезд.
Когда астрономы научились измерять возраст звезд и выделять короткоживущие молодые звезды, было выявлено, что образование звезд происходит чаще всего там, где концентрируется межзвездная газопылевая среда – вблизи плоскости нашей Галактики, в ее спиральных ветвях. Ближайшие к нам области звездообразования связаны с комплексом молекулярных облаков в Тельце и Змееносце. Немногим дальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе, где наблюдается большое количество недавно родившихся звезд, в том числе массивных и очень горячих, и несколько сравнительно крупных эмиссионных туманностей. Именно ультрафиолетовым излучением горячей звезды нагрета часть одного из облаков, которую мы видим как Большую туманность Ориона. Эмиссионные туманности той же природы, что и Туманность Ориона, всегда служат надежным индикатором тех областей Галактики, где рождаются звезды.
Звезды зарождаются в недрах холодных молекулярных облаков, где из-за сравнительно высокой плотности и очень низкой температуры газа силы тяготения играют очень важную роль и в состоянии вызвать сжатие отдельных уплотнений среды. Они сжимаются под действием сил собственного тяготения и постепенно разогреваются до образования горячих газовых шаров – молодых звезд. Наблюдать развитие этого процесса очень трудно, поскольку он может продолжаться миллионы лет и происходит в мало прозрачной (из-за пыли) среде.
Формирование звезд может происходить не только в крупных молекулярных облаках, но и в сравнительно небольших, но плотных. Их называют глобулами. Они видны на фоне неба как компактные и абсолютно непрозрачные объекты. Типичный размер глобул – от десятых долей до нескольких св. лет, масса – десятки и сотни масс Солнца.
В общих чертах процесс формирования звезд понятен. Пыль во внешних слоях облака задерживает свет звезд, расположенных снаружи, поэтому облако оказывается лишенным внешнего подогрева. В результате внутренняя часть облака сильно охлаждается, давление газа в нем падает, и газ уже не может сопротивляться взаимному притяжению своих частей – происходит сжатие. Быстрее всего сжимаются наиболее плотные части облака, там и образуются звезды. Они возникают всегда группами. Сначала это медленно вращающиеся и медленно сжимающиеся сравнительно холодные газовые шары различной массы, но когда температура в их недрах достигает миллионов градусов, в центре звезд начинаются термоядерные реакции, при которых выделяется большое количество энергии. Упругость горячего газа останавливает сжатие, возникает стационарная звезда, излучающая как большое нагретое тело.
Очень молодые звезды часто окружены пылевой оболочкой – остатками вещества, не успевшими еще упасть на звезду. Эта оболочка не выпускает изнутри звездный свет и полностью преобразует его в инфракрасное излучение. Поэтому самые молодые звезды обычно проявляют себя лишь как инфракрасные источники в недрах газовых облаков. И лишь позднее пространство вокруг молодой звезды расчищается и ее лучи прорываются в межзвездное пространство. Часть вещества, окружавшего формирующуюся звезду, может образовать вокруг нее вращающийся газопылевой диск, в котором со временем возникнут планеты.
Звезды типа Солнца после своего возникновения мало влияют на окружающую межзвездную среду. Но часть рождающихся звезд имеет очень большую массу – в десять и более раз больше, чем у Солнца. Мощное ультрафиолетовое излучение таких звезд и интенсивный звездный ветер сообщают тепловую и кинетическую энергию большим массам окружающего газа. Часть звезд взрывается как сверхновые, выбрасывая с большими скоростями гигантскую массу вещества в межзвездную среду. Поэтому звезды не только образуются из газа, но и во многом определяют его физические свойства. Звезды и газ можно рассматривать как единую систему со сложными внутренними связями. Однако в деталях процесс формирования звезд очень сложен и не до конца еще изучен. Известны физические процессы, которые стимулируют сжатие газа и рождение звезд, как и процессы, которые тормозят его. По этой причине связь между плотностью межзвездной среды в данной области Галактики и интенсивностью звездообразования в ней не однозначна
Анатолий Засов
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
Читайте также: