Межзвездное вещество это кратко

Обновлено: 03.07.2024

Пространство между звездами не пусто. Гигантские скопления и вращающиеся массы газа и пыли образуют красивые ярко светящиеся облака вещества. Такие облака называются туманностями, и многие из них являются теми самыми местами, где зарождаются новые звезды. В туманности Ориона новые звезды образуются прямо сейчас.

Чтобы увидеть облака ныли Млечного Пути невооруженным глазом, тебе придется дождаться такой мочи, когда на небе не будет Луны, и выбрать для наблюдения место, удаленное от ярких огней больших и малых городов. Тогда ты сможешь различить слабо светящуюся полосу, проходящую через все небо, шириной примерно с твою ладонь па расстоянии вытянутой руки.

В течение долгого времени астрономы считали, что эти темные пятна на Млечном Пути представляют собой как бы туннели среди звезд. Теперь мы знаем, что это абсолютно неверно. В действительности области с небольшим количеством звезд являются облаками газа и пыли. Мелко раздробленная пыль и газ рассеяны там, в глубинах космоса, и загораживают от нас звезды Млечного Пути.

Действие пыли в космосе

У пас па Земле заходящее Солнце кажется красным, поскольку пыль, содержащаяся в воздухе, рассеивает синий свет сильнее, чем красный. Так что через такой мглистый воздух большая часть красных лучей проходит, а синих — нет. Аналогичным образом обстоит дело и в космосе. Туман в космическом пространстве не только делает звезды более тусклыми — из-за него они выглядят и более красными. Вблизи центра пашей Галактики, в созвездии Стрельца, пыли так много, что сквозь нее свет вообще не проходит, поэтому центр Галактики нам абсолютно не виден. Чтобы проникнуть через эти плотные облака пыли и узнать все-таки, что же происходит в самом сердце Млечного Пути, астрономам приходится прибегать к помощи радиотелескопов и инфракрасных телескопов.

Под действием звездного спета крупинки пыли в космическом пространстве немного разогреваются, особенно в окрестности очень горячих звезд. В специальные инфракрасные телескопы можно видеть, как частицы пыли излучают тепло, и это даст нам возможность заглянуть внутрь пыльных облаков. Когда под действием гравитационных сил часть газового или пыльно-

го облака начинает сжиматься, облако вынуждено отдать часть своей энергии. Таким образом, коллапс (сжатие) облака высвобождает энергию. Эта энергия видна как инфракрасное излучение.

Звездная пыль

Пыль, находящаяся и Млечном Пути, — это звездная пыль. Наружные слои гигантских звезд уносятся в космическое пространство. Старые звезды взрываются и рассеивают в пространстве атомы кислорода, углерода и железа. Кремний и железо способны образовывать крошечные кристаллики, которые затем перемещаются в пространстве, обретая там покрытие из кислорода, углерода и азота. Эти маленькие крупинки представляют собой миниатюрные химические заводы. На поверхности пылевых частиц атомы, па-пример, углерода и кислорода, прикрепляются друг к другу, образуя молекулы — скажем, окиси углерода.

Алло! Водород вызывает Землю!

Наиболее распространенным веществом в межзвездном пространстве, да и вообще во Вселенной, является водород. Радиоастрономы слышат шум, производимый этим газом во всех частях нашей Галактики. Атом водорода имеет только один электрон. Иногда электрон срывается со своей орбиты, и тогда в пространство посылается радиосигнал. Каждый отдельный сигнал весьма слаб, по в космическом пространстве так много водорода, что астрономам удается получить общий, суммарный эффект от псе-го водорода it виде излучения с длиной полны 21 см. Водородные карты Млечного Пути обнаруживают красивую спиральную форму пашей Галактики с большим количеством водорода, находящегося в ее спиральных рукавах.

Водородные облака вращаются в Галактике точно так же, как планеты обращаются вокруг Солнца. Скорость перемещения водородного облака зависит от того, как далеко находится оно от центра нашей Галактики. Исходя из скоростей водородных облаков мы можем вычислить общий объем и форму Галактики.

Туманности, излучающие свет

Межзвездные облака в основном состоят из водорода. В глубинах космоса они слишком холодны, чтобы светиться. Но иногда водородное облако окружает горячую звезду. И тогда туманность предстает перед нами в виде облака раскаленного газа. Звезда разогревает водород до тех пор, пока он не начинает светиться розоватом светом. В Большом Магеллановом облаке находится огромная самосветящаяся туманность, излучающая розовый свет.

Туманности, поглощающие свет

Туманности, отражающие свет

Межзвездная среда

Вещество, находящееся в пространстве между звездами, называется межзвездной средой. Большая его часть сконцентрирована в спиральных рукавах Млечного Пути. Температура межзвездного вещества колеблется от нескольких градусов выше абсолютного нуля в самых холодных облаках пыли до миллиона градусов в самых горячих газовых облаках.

Если бы ты отправился в космос к спиральному рукаву Галактики, ты обнаружил бы там всего около одного атома газа в кубическом сантиметре. В кубическом километре пространства оказалось бы несколько сотен пылинок. Таким обратим, межзвездная среда очень сильно разрежена. Однако и плотных облаках концентрация вещества может быть в 1000 раз выше средней. Но и в плотном облаке па кубический сантиметр приходится всего несколько сотен атомов. Причина, по которой нам все же удается наблюдать межзвездное вещество, несмотря па столь сильную его разреженность, состоит в том, что мы видим его в большой толще пространства. В обычной спиральной галактике межзвездное вещество составляет от 5 до 10 процентов всей видимой материи.

Гигантские молекулярные облака

Самые массивные объекты Млечного Пути — это гигантские молекулярные облака. Их масса может превосходить массу Солнца в миллион раз. Туманность Ориона — это всего лишь часть гигантского молекулярного облака, которое примерно в 500 раз массивнее нашего Солнца. В таинственных глубинах черных облаков астрономы обнаружили совершенно поразительный набор молекул. В тот космический материал входит вода, аммиак и спирт. Имеется также муравьиная кислота — та самая, что бывает у кусачих муравьев, — а также синильная кислота. Кислота из этих молекул относятся к разряду органических, поскольку они содержат углерод.

Химия этих удивительных облаков па самом деле очень проста. Разные атомы можно представить себе как части некоего конструкторского набора. Углерод, водород, кислород, азот и другие атомы можно соединить вместе самыми разнообразными способами — так и получаются всевозможные молекулы, которые не разрушаются в облаке из-за его очень низкой температуры. Простые элементы могут соединиться и гак, что получаются молекулы аминокислот и белков. На Земле эти же вещества, имеющиеся в природе, соединяются и образуют гигантские молекулы растительных и животных организмов.

МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО
Пространство между звездами не пустое: оно заполнено межзвездным газом с примесью микроскопических твердых частичек, которые называют пылью. Межзвездного газа особенно много вблизи галактической плоскости. Почти весь он сосредоточен в слое толщиной 600 св. лет и диаметром 100 000 св. лет (именно таков диаметр диска Галактики). В этом тонком слое газ распределен не однородно, а концентрируется в спиральных рукавах Галактики. Вообще-то это очень разреженный газ: примерно 1 ат/см3 по меркам земных лабораторий - высочайший вакуум. Но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается около 8 млрд. солнечных масс межзвездного газа. Это около 5% от полной массы Галактики. В составе межзвездного газа около 67% водорода, 28% гелия и лишь около 5% массы приходится на все остальные элементы, наиболее обильные среди которых - кислород, углерод и азот. Твердые частицы космической пыли имеют размер порядка 0,1-1 мкм. Вероятно, у них железо-силикатное или графитовое ядрышко, покрытое ледяной "шубой" из легких элементов. Хотя по массе космическая пыль составляет всего около 1% межзвездного вещества, это очень важный его компонент. Пылинки прекрасно поглощают звездный свет и преобразуют его в инфракрасное излучение, играя важную роль в тепловом балансе межзвездной среды. Графитовые и силикатные ядрышки пылинок, вероятно, образуются в относительно прохладных атмосферах звезд-гигантов и выбрасываются затем в межзвездное пространство, где остывают и покрываются шубой из летучих элементов. Особенно эффектно межзвездный газ представлен в эмиссионных туманностях, наиболее известная из которых Большая туманность в Мече Ориона видима даже невооруженным глазом и очень красива при наблюдении в бинокль или небольшой телескоп. В эмиссионных туманностях плотность газа значительно выше, чем в окружающем пространстве, и составляет тысячи атомов в кубическом сантиметре. Поскольку диаметры некоторых туманностей достигают 100 св. лет, полная масса газа в каждой 50 000 солнечных масс и более.
См. также ТУМАННОСТИ.

БОЛЬШАЯ ТУМАННОСТЬ ОРИОНА. В ней виден не только диффузный излучающий газ, но и темные области холодного вещества, поглощающего свет.

Эмиссионные туманности светятся потому, что внутри них или рядом с ними есть горячие голубые звезды-сверхгиганты. Они испускают много ультрафиолетового (УФ) излучения, которое поглощается межзвездными атомами водорода и ионизует их, т.е. разрывает в них связи между электронами и ядрами атомов - протонами. Через некоторое время под действием взаимного притяжения электроны с протонами вновь объединяются в нейтральные атомы, излучая при этом электромагнитные кванты. Но обычно электрон не сразу попадает на нижний энергетический уровень атома, а задерживается на нескольких промежуточных и каждый раз при переходе между ними излучает фотон. Таким образом один ультрафиолетовый фотон "дробится" на несколько оптических.
См. также АТОМ. Между плотными и яркими эмиссионными туманностями находится разреженный газ, обнаружить который гораздо сложнее. Он был открыт в 1904 И.Гартманом, заметившим линии поглощения этого газа в спектрах далеких звезд. Иногда одна спектральная линия расщепляется на несколько, очевидно, за счет эффекта Доплера, указывая этим, что мы видим звезду сквозь несколько межзвездных облаков, каждое из которых движется со своей скоростью.

ТУМАННОСТИ ЛАГУНА И ТРОЙНАЯ (или Трехраздельная) в Стрельце - это облака горячего газа с темными прожилками поглощающей свет пыли.

Далеко не все атомы и молекулы межзвездного газа имеют спектральные линии в оптическом диапазоне; линии многих элементов лежат в ультрафиолетовой области. Поэтому внеатмосферные наблюдения оказались очень ценными. Наблюдения с геофизической ракеты в 1970 позволили открыть молекулярный водород - главную молекулу межзвездной среды. Ультрафиолетовый телескоп на спутнике "Коперник" (1972) получил множество звездных спектров с линиями поглощения молекулы H2 и более сложных элементов, включая углерод, азот, кислород, кремний, фосфор, аргон и железо, а также тяжелый изотоп водорода - дейтерий. Вначале знания о межзвездной среде развивались благодаря фотографии и спектроскопии. Но затем было открыто космическое радиоизлучение, которое принесло много новых сведений о межзвездном газе. Атомы нейтрального водорода излучают на строго определенной волне длиной 21,1 см. В диапазоне от 1 до 50 см излучение образуется при взаимодействии свободных электронов с протонами, доказывая этим существование ионизованного газа, а в диапазоне 10-30 м облака ионизованного газа, напротив, сильно поглощают излучение источников, находящихся за ними. Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить в межзвездном пространстве довольно сложные молекулы: гидроксил OH; пары воды H2O и аммиака NH3; формальдегид H2CO; окись углерода CO; метанол (древесный спирт) CH3OH; муравьиную кислоту HCOOH; этиловый (винный) спирт CH3CH2OH и еще десятки других, даже более сложных молекул. Все они найдены в плотных и холодных пылевых облаках, защищающих хрупкие молекулы от разрушающего влияния ультрафиолетового излучения горячих звезд. Вероятно, поверхность холодных (7 K, или -266° C) 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. К сожалению, очень трудно зарегистрировать молекулу H2, у которой нет линий в радиодиапазоне. Но косвенные признаки доказывают, что это самая распространенная молекула; темные облака более чем на половину по массе состоят из молекулярного водорода.
См. также РАДИОАСТРОНОМИЯ.

ТУМАННОСТЬ КОНСКАЯ ГОЛОВА в Орионе. На фоне яркой туманности заметно холодное темное облако, отросток которого имеет форму конской головы.

Кроме холодного газа облаков и более горячего межоблачного газа, межзвездное пространство заполнено также немногочисленными, но очень энергичными частицами "космических лучей" - электронами, протонами и ядрами некоторых элементов, движущимися почти со скоростью света. Их источником служат взрывы сверхновых звезд. Некоторые из этих частиц достигают поверхности Земли и являются единственными представителями межзвездного вещества, которые удается регистрировать приборами. Но об их наличии в космосе можно судить и косвенно - по характерному излучению. Дело в том, что космическое пространство пронизано слабым магнитным полем. Заряженные частицы, двигаясь в магнитном поле, отклоняются от прямых траекторий под действием силы Лоренца. Их траектории становятся спиралеобразными, а любое колебательное движение заряженных частиц, как известно, приводит к излучению электромагнитных волн. Особенно эффективно излучают легкие электроны, на движение которых сильно влияет межзвездное магнитное поле. Это излучение было названо синхротронным, поскольку в физических лабораториях оно тоже наблюдается, когда электроны разгоняют в магнитных полях специальных приборов - синхротронов. Радиотелескопы принимают синхротронное излучение от всех областей Млечного Пути 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 сильная поляризация, связанная с направлением магнитного поля и помогающая определять его. Вернемся к космической пыли, которая, хотя и составляет малую часть межзвездного вещества, полностью определяет внешний вид Млечного Пути. В безлунную ночь хорошо виден Большой Провал, протянувшийся темной полосой от Креста Лебедя, мимо Альтаира к сияющим звездным массам в Стрельце и Скорпионе. Подобную темную область вблизи Южного Креста называют Угольный Мешок. Эти темные провалы связаны с близкими пылевыми облаками, закрывающими лежащие позади них яркие области Млечного Пути. Тонкие детали пылевых облаков хорошо заметны на фоне эмиссионных туманностей.

ТЕМНОЕ ОБЛАКО Угольный Мешок поглощает свет лежащей за ним яркой области в южной части Млечного Пути. Это облако межзвездного газа и пыли диаметром 40 св. лет удалено от нас на 400 св. лет.

Расстояния до темных облаков и их плотность определялись раньше путем подсчета звезд разного блеска, видимых на фоне облака и рядом с ним. Ясно, что чем ближе к нам и плотнее облако, тем меньше звезд видно на его фоне, поскольку все лежащие за ним звезды не видны. В последнее время расстояние и физические параметры облаков точнее измеряют по их радиоизлучению. Например, расстояние до Угольного Мешка 570 св. лет, его масса около 5000 солнечных масс, а пыли там ок. 50 масс Солнца. Иногда вблизи холодных облаков располагаются яркие звезды. Тогда их свет рассеивается на пылинках и мы видим "отражательную туманность". Изучая отраженный или прошедший сквозь облако свет звезд, можно многое узнать о частицах пыли. Например, поляризация света говорит о вытянутой форме пылинок, которые приобретают определенную ориентацию под действием межзвездного магнитного поля, и облако в целом действует как поляроид.
Формирование звезд. Астрономы долго не могли понять, где формируются звезды. Оказалось, что звезды зарождаются в недрах холодных плотных облаков, и наблюдать этот процесс очень сложно. Ближайшие к нам области звездообразования - это темные облака в Тельце и Змееносце. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе, где формируется много звезд, в том числе массивных и очень горячих. Именно их излучением нагрета часть одного из облаков, которую мы видим как Большую туманность Ориона. Формирование звезд может происходить не только в крупных облаках, но и в сравнительно небольших, но плотных. Их называют глобулами. Они видны на фоне неба как компактные и абсолютно непрозрачные объекты. Их типичный размер - от десятых долей до нескольких св. лет, масса - десятки и сотни масс Солнца. Температура газа в них всего несколько кельвинов. В Галактике не менее 25 000 глобул. В некоторых заметны признаки рождения звезд. В целом причины формирования звезд понятны. Пыль во внешних слоях облака задерживает свет звезд, расположенных снаружи; поэтому облако оказывается лишенным внешнего подогрева. Но пыль внутри облака испускает инфракрасное излучение, которое беспрепятственно уходит, унося энергию. В результате облако остывает, давление газа в нем падает, и оно уже не может сопротивляться взаимному притяжению своих частей - происходит сжатие. Быстрее всего сжимаются наиболее плотные части облака: они первыми остывают, в них сильнее гравитация; там и образуются звезды. Формирующиеся и 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. Однако в деталях процесс формирования звезд очень сложен и не до конца еще изучен. Известны галактики, богатые межзвездным веществом, но почти лишенные молодых звезд. В других системах формирование звезд происходит так интенсивно, что напоминает взрыв. Существуют какие-то причины, стимулирующие звездообразование или, напротив, приглушающие его.
См. также
МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ;
ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС.
ЛИТЕРАТУРА
Аллер Л. Атомы, звезды и туманности. М., 1976 Бок Б., Бок П. Млечный Путь. М., 1978 Каплан С.А., Пикельнер С.Б. Физика межзвездной среды. М., 1979 Спитцер Л. Пространство между звездами. М., 1986 Бочкарев Н.Г. Основы физики межзвездной среды. М., 1992 Сурдин В.Г. Рождение звезд. М., 1997

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

Межзвездное вещество

Межзвездное вещество –

Пространство между звездами не пустое: оно заполнено межзвездным газом с примесью микроскопических твердых частичек, которые называют пылью. Межзвездного газа особенно много вблизи галактической плоскости. Почти весь он сосредоточен в слое толщиной 600 св. лет и диаметром 100 000 св. лет (именно таков диаметр диска Галактики). В этом тонком слое газ распределен не однородно, а концентрируется в спиральных рукавах Галактики.

Вообще-то это очень разреженный газ: примерно 1 ат/см3 по меркам земных лабораторий - высочайший вакуум. Но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается около 8 млрд. солнечных масс межзвездного газа. Это около 5% от полной массы Галактики. В составе межзвездного газа около 67% водорода, 28% гелия и лишь около 5% массы приходится на все остальные элементы, наиболее обильные среди которых - кислород, углерод и азот.

Твердые частицы космической пыли имеют размер порядка 0,1-1 мкм. Вероятно, у них железо-силикатное или графитовое ядрышко, покрытое ледяной "шубой" из легких элементов. Хотя по массе космическая пыль составляет всего около 1% межзвездного вещества, это очень важный его компонент. Пылинки прекрасно поглощают звездный свет и преобразуют его в инфракрасное излучение, играя важную роль в тепловом балансе межзвездной среды. Графитовые и силикатные ядрышки пылинок, вероятно, образуются в относительно прохладных атмосферах звезд-гигантов и выбрасываются затем в межзвездное пространство, где остывают и покрываются шубой из летучих элементов.

Особенно эффектно межзвездный газ представлен в эмиссионных туманностях, наиболее известная из которых Большая туманность в Мече Ориона видима даже невооруженным глазом и очень красива при наблюдении в бинокль или небольшой телескоп. В эмиссионных туманностях плотность газа значительно выше, чем в окружающем пространстве, и составляет тысячи атомов в кубическом сантиметре. Поскольку диаметры некоторых туманностей достигают 100 св. лет, полная масса газа в каждой 50 000 солнечных масс и более. См. также ТУМАННОСТИ
.

Между плотными и яркими эмиссионными туманностями находится разреженный газ, обнаружить который гораздо сложнее. Он был открыт в 1904 И.Гартманом, заметившим линии поглощения этого газа в спектрах далеких звезд. Иногда одна спектральная линия расщепляется на несколько, очевидно, за счет эффекта Доплера, указывая этим, что мы видим звезду сквозь несколько межзвездных облаков, каждое из которых движется со своей скоростью.

Вначале знания о межзвездной среде развивались благодаря фотографии и спектроскопии. Но затем было открыто космическое радиоизлучение, которое принесло много новых сведений о межзвездном газе. Атомы нейтрального водорода излучают на строго определенной волне длиной 21,1 см. В диапазоне от 1 до 50 см излучение образуется при взаимодействии свободных электронов с протонами, доказывая этим существование ионизованного газа, а в диапазоне 10-30 м облака ионизованного газа, напротив, сильно поглощают излучение источников, находящихся за ними.

Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить в межзвездном пространстве довольно сложные молекулы: гидроксил OH; пары воды H2O и аммиака NH3; формальдегид H2CO; окись углерода CO; метанол (древесный спирт) CH3OH; муравьиную кислоту HCOOH; этиловый (винный) спирт CH3CH2OH и еще десятки других, даже более сложных молекул. Все они найдены в плотных и холодных пылевых облаках, защищающих хрупкие молекулы от разрушающего влияния ультрафиолетового излучения горячих звезд. Вероятно, поверхность холодных (7 K, или ?266??C) 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. К сожалению, очень трудно зарегистрировать молекулу H2, у которой нет линий в радиодиапазоне. Но косвенные признаки доказывают, что это самая распространенная молекула; темные облака более чем на половину по массе состоят из молекулярного водорода. См. также РАДИОАСТРОНОМИЯ
.

Дело в том, что космическое пространство пронизано слабым магнитным полем. Заряженные частицы, двигаясь в магнитном поле, отклоняются от прямых траекторий под действием силы Лоренца. Их траектории становятся спиралеобразными, а любое колебательное движение заряженных частиц, как известно, приводит к излучению электромагнитных волн. Особенно эффективно излучают легкие электроны, на движение которых сильно влияет межзвездное магнитное поле. Это излучение было названо синхротронным, поскольку в физических лабораториях оно тоже наблюдается, когда электроны разгоняют в магнитных полях специальных приборов - синхротронов.

Радиотелескопы принимают синхротронное излучение от всех областей Млечного Пути 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 сильная поляризация, связанная с направлением магнитного поля и помогающая определять его.

Вернемся к космической пыли, которая, хотя и составляет малую часть межзвездного вещества, полностью определяет внешний вид Млечного Пути. В безлунную ночь хорошо виден Большой Провал, протянувшийся темной полосой от Креста Лебедя, мимо Альтаира к сияющим звездным массам в Стрельце и Скорпионе. Подобную темную область вблизи Южного Креста называют Угольный Мешок. Эти темные провалы связаны с близкими пылевыми облаками, закрывающими лежащие позади них яркие области Млечного Пути. Тонкие детали пылевых облаков хорошо заметны на фоне эмиссионных туманностей.

Иногда вблизи холодных облаков располагаются яркие звезды. Тогда их свет рассеивается на пылинках и мы видим "отражательную туманность". Изучая отраженный или прошедший сквозь облако свет звезд, можно многое узнать о частицах пыли. Например, поляризация света говорит о вытянутой форме пылинок, которые приобретают определенную ориентацию под действием межзвездного магнитного поля, и облако в целом действует как поляроид.

Формирование звезд. Астрономы долго не могли понять, где формируются звезды. Оказалось, что звезды зарождаются в недрах холодных плотных облаков, и наблюдать этот процесс очень сложно. Ближайшие к нам области звездообразования - это темные облака в Тельце и Змееносце. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе, где формируется много звезд, в том числе массивных и очень горячих. Именно их излучением нагрета часть одного из облаков, которую мы видим как Большую туманность Ориона.

Формирование звезд может происходить не только в крупных облаках, но и в сравнительно небольших, но плотных. Их называют глобулами. Они видны на фоне неба как компактные и абсолютно непрозрачные объекты. Их типичный размер - от десятых долей до нескольких св. лет, масса - десятки и сотни масс Солнца. Температура газа в них всего несколько кельвинов. В Галактике не менее 25 000 глобул. В некоторых заметны признаки рождения звезд.

В целом причины формирования звезд понятны. Пыль во внешних слоях облака задерживает свет звезд, расположенных снаружи; поэтому облако оказывается лишенным внешнего подогрева. Но пыль внутри облака испускает инфракрасное излучение, которое беспрепятственно уходит, унося энергию. В результате облако остывает, давление газа в нем падает, и оно уже не может сопротивляться взаимному притяжению своих частей - происходит сжатие. Быстрее всего сжимаются наиболее плотные части облака: они первыми остывают, в них сильнее гравитация; там и образуются звезды. Формирующиеся и 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.

Однако в деталях процесс формирования звезд очень сложен и не до конца еще изучен. Известны галактики, богатые межзвездным веществом, но почти лишенные молодых звезд. В других системах формирование звезд происходит так интенсивно, что напоминает взрыв. Существуют какие-то причины, стимулирующие звездообразование или, напротив, приглушающие его. См. также МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС.

В астрономии межзвездная среда , или ISM , представляет собой содержание материи и энергии , которое существует в межзвездном пространстве . Межзвездная среда играет решающую роль в астрофизике из-за своего положения между звездным и галактическим масштабами. Звезды формируются в холодных областях межзвездной среды, поскольку они пополняют межзвездную материю и энергию за счет звездных ветров и взрывов сверхновых . . Это взаимодействие между звездами и межзвездным веществом устанавливает процент, на который галактика уменьшает свое содержание газа и, таким образом, определяет продолжительность активного звездообразования .

Межзвездная среда состоит из чрезвычайно разбавленной по земным меркам плазмы . Плотность вещества колеблется от мизерных 1,5 · 10 -26 г см -3 в самых горячих районах до 2 · 10 -18 г см -3 в самых плотных. Его средняя плотность составляет 2,7·10 -24 г см -3 , что эквивалентно примерно одному атому водорода на кубический сантиметр. Упомянутая среда состоит из трех основных составляющих: обычного вещества, космических лучей и магнитных полей .

Сама среда представляет собой гетерогенную смесь порошков . Вещество, в свою очередь, состоит примерно на 99% по массе из частиц газа и на 1% из пыли. Элементный состав газа, по данным первичного нуклеосинтеза , составляет 90,8 % по количеству (70,4 % по массе) водорода , 9,1 % (28,1 %) гелия и 0,12 % (1,5 %) более тяжелых элементов, обычно называемых в астрофизической науке металлами . жаргон. Значительная часть этих металлов конденсируется в виде пылинок в более холодных и плотных областях межзвездной среды.

Наличие межзвездного затемнения создало у Уильяма Гершеля и Якоба Каптейна ложное впечатление, что наша Солнечная система находится недалеко от центра галактики. Однако это затемнение вызвано облаками газа и пыли, которые мешают свету от звезд и нашей планетарной системы. Это то, что называется звездным поглощением . Это уменьшение силы света звезд при прохождении света вызвано поглощением фотонов на определенных длинах волн .

Например, типичная длина волны поглощения атомарного водорода составляет около 121,5 нанометров, переход Лаймана-альфа . Поэтому почти невозможно увидеть свет, излучаемый звездой на этой длине волны, потому что большая его часть поглощается во время путешествия к Земле . Также поглощение, вызванное пылевыми облаками, происходит, прежде всего, на коротких длинах волн, то есть синий цвет поглощается лучше, чем красный. Это создает эффект покраснения света, тем интенсивнее, чем дальше находится источник. Это одна из причин, почему инфракрасные телескопы позволяют нам лучше видеть сквозь такие облака.

Еще одним интересным эффектом является линейная поляризация света, связанная с тем, что пылинки имеют не сферическую форму, а слегка вытянутую форму, поэтому магнитные поля стремятся выровнять их вдоль силовых линий. Проявление этого эффекта выявило существование когерентных магнитных полей в межзвездной среде.

Межзвездную среду принято делить на три фазы в зависимости от температуры газа: очень горячая (миллионы кельвинов ), горячая (тысячи кельвинов) и холодная (десятки кельвинов).

Важные особенности изучения межзвездной среды включают молекулярные облака , межзвездные облака , остатки сверхновых , планетарные туманности и подобные диффузные структуры.

межзвездное вещество

В таблице 1 приведены свойства компонентов межзвездной среды Млечного Пути .

История

Читайте также: