Давление межзвездного газа. Межзвёздная среда

Жизнь наиболее ярких звезд настолько коротка, что во времена, когда по Земле разгуливали динозавры, их в нынешней форме еще не существовало. В космических масштабах времени они эфемерны.
Но если звезды могли формироваться всего несколько десятков миллионов лет назад, это практически означает, что какие-то звезды возникают и сейчас. Возможно, звезды образуются непрерывно, если не в таких количествах, как в далеком прошлом, когда, вероятно, возникала вся Галактика, то все же достаточно часто. Однако в таком случае не наблюдаем ли мы и теперь звезды в процессе образования?
Дать на это окончательный ответ трудно, так как процесс этот в сравнении с человеческой жизнью настолько длителен (каким бы стремительным ни был он в космических масштабах), что самые подробные наблюдения, проводимые столь недолго, не могут дать ясных результатов. Кроме того, звезду в стадии образования не так то просто увидеть. В некоторых туманностях есть объемы, которые, возможно, являются звездами в процессе образования. В туманности Розетка находится мною темных шарообразных объектов, которые могут быть звездным веществом, сгущающимся перед переходом на главную последовательность. Другие возможные области нынешнего формирования звезд расположены в туманности Ориона и в туманности NGC6611 в созвездии Змеи.
Но из чего могут образовываться новые звезды?
Большинство астрономов считает, что вначале звезды представляют собой огромные облака газа и пыли. Много миллиардов лет назад, в эпоху возникновения Галактики, это звездное сырье, вероятно, имелось в изобилии. Сама галактика, скорее всею, представляла собой колоссальное вращающееся скопление вещества, от которою отрывались отдельные вихри, сгущавшиеся затем в звезды. Ну а теперь, когда из первоначального смерча уже сгустилось более сотни миллиардов звезд, много ли теперь осталось сырья?
Я уже упоминал о существовании межзвездной пыли, которая в некоторых местах скапливается в таких количествах, что заслоняет свет звезд (темная туманность) или же отражает этот свет (светлая туманность). Кроме того, по всему межзвездному пространству также рассеяна пыль, которая повсюду преломляет и ослабляет свет звезд. Этот эффект имеет важное значение, однако он вызывается уже очень небольшим количеством пыли, совершенно недостаточным для образования звезд.
Гораздо важнее существование межзвездного газа Отдельные атомы и молекулы газа поглощают и рассеивают свет довольно слабо, а потому присутствие газа обнаружить намного труднее, чем присутствие пыли, хотя его может быть гораздо больше.
Отдельные атомы газа поглощают световые волны только определенной длины, так же как и атомы в солнечной атмосфере. Концентрация газа в межзвездном пространстве, несомненно, очень низка, поглощение им света на обычных расстояниях, несомненно, ничтожно мало и не поддается измерению. Но на расстоянии в сотни тысяч световых лет накапливающееся поглощение достигает измеримого уровня. Поэтому не исключена возможность, что некоторые линии в звездных спектрах порождаются не газами, непосредственно окружающими звезду, а чрезвычайно разреженным газом, распределенным на всем пути света от звезд к Земле.
Первые сведения об этом были получены при спектроскопическом изучении двойных звезд. Некоторые двойные звезды обращаются вокруг центра тяжести системы в той же или почти в той же плоскости, в которой лежит Земля. Если обе звезды светящиеся, то, поочередно заслоняя друг друга, они почти не влияют на количество достигающего нас света, и в тех случаях, когда такие двойные звезды расположены очень тесно и не различаются в телескоп, обнаружить их бывает трудно.
При таком положении орбит получается, что когда одна звезда удаляется от нас, другая приближается. Затем одна звезда заходит за другую и обе движутся поперек луча нашего зрения — одна направо, а другая налево. Затем та, которая прежде удалялась, начнет к нам приближаться, а та, которая приближалась, будет удаляться. Потом они снова пройдут поперек луча нашего зрения и все начнется сначала.
Когда компоненты двойной звезды движутся так, что одна звезда приближается, а другая удаляется, спектральные линии первой смещаются в сторону фиолетового конца спектра, а линии второй — в сторону красного конца. Когда оба компонента движутся поперек нашего луча зрения, никакого смещения наблюдаться не будет ни у той, ни у другой звезды. Если обе звезды принадлежат к одному и тому же классу, то, пока они движутся поперек луча нашего зрения, их спектральные линии будут совпадать. Но когда одна из них приближается, а другая удаляется, линии будут раздваиваться, потому что одна серия сместится в одном направлении, а другая— в другом. За время одною оборота спектральные линии раздвоятся дважды.
Такое изменение спектральных линии позволяет распознать двойную звезду даже тогда, когда визуально ее компоненты совершенно неразличимы В 1889 г. американский астроном Антония Мори (1866—1952) заметила такое периодическое раздвоение линий в спектре Мицара, одной из звезд в ручке ковша Большой Медведицы. Это была первая спектрально-двойная звезда. Потом их было открыто еще очень много.

Рис. Спектрально-двойные звезды.

В 1904 г. немецкий астроном Иоганн Франц Гартман (1865—1936) изучал спектрально-двойную звезду Дельту Ориона. Он заметил, что во время периодического раздвоения линий одна из них не раздваивалась! Эта световая волна поглощалась чем-то, что не участвовало в движении ни того, ни другого компонента двойной системы. Это мог быть третий компонент с очень большой массой— настолько большой, что центр тяжести всей системы почти совпадал с его собственным центром, и поэтому он был почти неподвижен. Однако если бы этот третий компонент был светящимся, он был бы видим, а если бы он был темным, то его выдали бы периодические затмения, как у Альголя.
Гартман счел гораздо более вероятным, что эта неподвижная линия поглощения вызвана чрезвычайно разреженным газом, присутствующим в пространстве, отделяющем нас от Дельты Ориона. С мнением Гартмана согласились не сразу, но затем стали появляться сообщения других астрономов, подтверждающие его выводы— в частности, следует упомянуть работы американскою астронома русского происхождения Отто Струве (1897—1964). В настоящее время межзвездный газ признан одной из составных частей Галактики и считается, что его общая масса превышает общую массу пыли в Галактике примерно в 50—100 раз.
Неподвижная спектральная линия, впервые замеченная Гартманом, совпадала с линией кальция, а потому представлялось очевидным, что межзвездный газ содержит кальций. Были обнаружены и другие атомы, однако точно определить состав газа с помощью одного только спектрального анализа было невозможно. Наличие газа, который активно поглощает световые волны определенной длины в видимой части спектра (как, например, кальций), может отразиться в спектре, даже если этот газ присутствует в очень малых количествах. Но к 50-м годам стало совершенно ясно, что преобладающей составной частью межзвездного газа является гораздо менее заметный (с точки зрения спектроскопии) водород.
По современной оценке 90% всех атомов Вселенной— это атомы водорода, наиболее простые из всех атомов, и 9% — атомы гелия, самые простые после водородных. На долю всех остальных атомов остается 1%. Короче говоря, соотношение элементов в химическом составе Солнца представляется довольно типичным для всего состава Вселенной.
Если межзвездный газ — это в основном водород и гелий, то из чего состоит пыль? Атомы гелия не выказывают никакой тенденции соединяться в более крупные частицы, а водород образует двухатомные молекулы, которые также не выказывают практически никакой тенденции к дальнейшему объединению. Следовательно, пыль должна образовываться с помощью какого-то более редкого компонента, но не слишком редкого, так как Галактика содержит значительное количество пыли.
Согласно одному из предположений, это должен быть кислород, наиболее распространенный из второстепенных элементов. Атом кислорода легко вступает в соединение с атомом водорода, образуя так называемую гидроксильную группу, и в 1963 г. в межзвездном веществе действительно были обнаружены такие соединения. Атом кислорода, кроме того, может соединяться с двумя атомами водорода, образуя молекулу воды, а молекулы воды легко слипаются между собой. Потому межзвездная пыль, возможно, в значительной мере состоит из кристаллов льда.
Хотя межзвездный газ и пыль очень разрежены, они заполняют колоссальные пространства, и потому общая их масса весьма велика. По некоторым оценкам масса межзвездного вещества Галактики равна массе всех ее звезд, но такая оценка почти наверное завышена. Согласно новейшим определениям, масса межзвездного газа составляет только 2% от массы звезд, но спиральные ветви должны быть гораздо богаче газом, чем ядро Галактики. В спиральных ветвях масса межзвездного вещества может составлять даже 10—15% от массы звезд.
Если бы газ, содержащийся в такой галактике, как наша, весь сгустился, то его даже по самой низкой оценке хватило бы для создания двух миллиардов звезд, а потому нет ничего невозможного в том, что звезды возникают из разреженного межзвездного водорода и сейчас или что некоторые из них возникли от одного до десяти миллионов лет назад и теперь сияют сверхъестественно ярко.
Некоторые другие галактики, возможно, еще богаче сырьем для новых звезд. Концентрация межзвездного газа в Большом Магеллановом Облаке, например, может быть втрое выше, чем в нашей Галактике.
Теперь мы можем объяснить неожиданно малое количество водорода и кажущийся избыток гелия на Солнце, а также и тот факт, что Земля состоит почти исключительно из элементов более сложных, чем гелий. По-видимому, газовое вещество, из которого образовалась солнечная система, уже с самого начала содержало значительные запасы гелия и некоторое количество более сложных атомов.
Итак, возникает вопрос: откуда взялись в межзвездном газе гелий и более сложные элементы?
Можно просто предположить, что в том газе, из которого образовалась наша Галактика, уже с самого начала имелось определенное количество гелия и более сложных атомов. Однако куда соблазнительнее предположение, что вначале он содержал только самые простые атомы — атомы водорода, а все остальные атомы образовались из них. Но, насколько нам известно, условия, при которых становятся возможными те процессы, когда атомы водорода сливаются в другие атомы, существуют только в недрах звезд. Если это так, то каким образом гелий и другие атомы снова попадают в межзвездный газ?
Запомним этот вопрос, а пока рассмотрим дальше возможный путь эволюции звезд.

Часть первая АСТРОНОМИЧЕСКИЙ АСПЕКТ ПРОБЛЕМЫ

• * Собственные линии поглощения ионизованного кальция у таких звезд отсутствуют, ак как температуры их поверхностных слоев слишком высоки.
• ** Линия ОН состоит из четырех близких по частотам компонент (1612, 1665, 1667 и 1720 МГц).
• *** Линия поглощения 21 см, обусловленная межзвездным водородом, образуется в радиоспектре какого-либо источника совершенно таким же образом, как линии межзвездного кальция в спектрах удаленных горячих звезд.
• **** Радиоизлучение от мегагалактических источников линейно поляризовано, причем степень поляризации рбычно порядка нескольких процентов. Поляризация этого радиоизлучения объясняется его синхротроннои природой (см. ниже).

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.

Согласно современным представлениям, звезды образуются путем конденсации весьма разреженной межзвездной газрво-пылевой среды. Поэтому, прежде чем рассказать о путях эволюции звезд, нам придется остановиться на свойствах межзвездной среды. Этот вопрос имеет также самостоятельное значение для интересующей нас проблемы. В частности, решение вопроса об установлении различных типов связи между цивилизациями, находящимися на различных планетных системах, зависит от свойств среды, заполняющей межзвездное пространство, разделяющее эти цивилизации.

Межзвездный газ был обнаружен в самом начале текущего столетия благодаря поглощению в линиях ионизованного кальция, которое он производит в спектрах удаленных горячих звезд (Собственные линии поглощения ионизованного кальция у таких звезд отсутствуют, так как температуры их поверхностных слоев слишком высоки )). С тех пор методы изучения межзвездного газа непрерывно улучшались и достигли высокой степени совершенства. В итоге большой многолетней работы, проделанной астрономами, сейчас свойства межзвездного газа можно считать достаточно хорошо известными. Плотность межзвездной газовой среды ничтожна. В среднем в областях межзвездного пространства, расположенных недалеко от галактической плоскости, в 1 см 3 находится примерно 1 атом. Напомним, что в таком же объеме воздуха находится 2,7 10 19 молекул. Даже в самых совершенных вакуумных камерах концентрация атомов не меньше чем 10 3 см -3 . И все же межзвездную среду нельзя рассматривать как вакуум! Дело в том, что вакуумом, как известно, называется такая система, в которой длина свободного пробега атомов или молекул превышает характерные размеры этой системы. Однако в межзвездном пространстве средняя длина свободного пробега атомов в сотни раз меньше, чем расстояния между звездами. Поэтому мы вправе рассматривать межзвездный газ как сплошную, сжимаемую среду и применять к этой среде законы газовой динамики.

Химический состав межзвездного газа довольно хорошо исследован. Он сходен с химическим составом наружных слоев звезд главной последовательности. Преобладают атомы водорода и гелия, атомов металлов сравнительно немного. В довольно заметных количествах присутствуют простейшие молекулярные соединения (например, СО, CN). Возможно, что значительная часть межзвездного газа находится в форме молекулярного водорода. Развитие внеатмосферной астрономии открыло возможность наблюдения линий молекулярного водорода в далекой ультрафиолетовой части спектра.

Физические свойства межзвездного газа существенно зависят от того, находится ли он в сравнительной близости от горячих звезд или, напротив, достаточно удален от них. Дело в том, что ультрафиолетовое излучение горячих звезд, полностью ионизует водород на огромных расстояниях. Так, звезда класса О5 ионизует вокруг себя водород в гигантской области радиусом около 100 пс.

Температура межзвездного газа в таких областях (определяемая как характеристика беспорядочных тепловых движений частиц) достигает 10 тыс. К. При этих условиях мезжзвездная среда излучает отдельные линии в видимой части спектра, в частности красную водородную линию. Эти области межзвездной среды носят название "зоны НII". Однако большая часть межзвездной среды достаточно удалена от горячих звезд. Водород там не ионизован. Температура газа низкая, около 100 К или ниже. Именно здесь имеется значительное количество молекул водорода.

Кроме газа, в состав межзвездной среды входит космическая пыль. Размеры таких пылинок составляют 10 -4 -10 -5 см. Они являются причиной поглощения света в межзвездном пространстве, из-за которого мы не можем наблюдать объекты, находящиеся в галактической плоскости на расстояниях, больших 2-3 тыс. пс. К счастью, космическая пыль, так же как и связанный с ней межзвездный газ, сильно концентрируется к галактической плоскости. Толщина газово-пылевого слоя составляет всего лишь около 250 пс. Поэтому излучение от космических объектов, направления на которые составляют значительные углы с галактической плоскостью, поглощается незначительно.

Межзвездные газ и пыль перемешаны. Отношение средних плотностей газа и пыли в межзвездном пространстве равно приблизительно 100:1. Наблюдения показывают, что пространственная плотность газово-пылевой межзвездной среды меняется весьма нерегулярно. Для этой среды характерно резко выраженное "клочковатое" распределение. Она существует в виде облаков (в которых плотность раз в 10 больше средней), разделенных областями, где плотность ничтожно мала. Эти газово-пылевые облака сосредоточены преимущественно в спиральных ветвях Галактики и участвуют в галактическом вращении. Отдельные облака имеют скорости в 6-8 км/с, о чем уже говорилось. Наиболее плотные из таких облаков наблюдаются как темные или светлые туманности.

Значительное количество сведений о природе межзвездного газа было получено за последние два десятилетия благодаря весьма эффективному применению радиоастрономических методов. Особенно плодотворными были исследования межзвездного газа на волне 21 см. Что это за волна? Еще в сороковых годах теоретически было предсказано, что нейтральные атомы водорода в условиях межзвездного пространства должны излучать спектральную линию с длиной волны 21 см. Дело в том, что основное, самое "глубокое" квантовое состояние атома водорода состоит из двух очень близких уровней. Эти уровни различаются ориентациями магнитных моментов ядра атома водорода (протона) и вращающегося вокруг него электрона. Если моменты ориентированы параллельно, получается один уровень, если антипараллельно - другой. Энергия одного из этих уровней несколько больше другого (на величину, равную удвоенному значению энергии взаимодействия магнитных моментов электрона и протона). Согласно законам квантовой физики, время от времени должны самопроизвольно происходить переходы с уровня большей энергии на уровень меньшей энергии. При этом будет излучаться квант с частотой, пропорциональной разности энергий уровней. Так как последняя в нашем случае очень мала, то и частота излучения будет низкой. Соответствующая длина волны будет равна 21 см.

Расчеты показывают, что такие переходы между уровнями атома водорода происходят чрезвычайно редко: в среднем для одного атома имеет место один переход в 11 млн. лет! Чтобы почувствовать ничтожную величину вероятности таких процессов, достаточно сказать, что при излучении спектральных линий в оптическом диапазоне переходы происходят каждую стомиллионную долю секунды. И все же оказывается, что эта линия, излучаемая межзвездными атомами, имеет вполне наблюдаемую интенсивность.

Так как межзвездные атомы имеют различные скорости по лучу зрения, то из-за эффекта Доплера излучение в линии 21 см будет "размазано" в некоторой полосе частот около 1420 Мгц (эта частота соответствует длине волны 21 см). По распределению интенсивности в этой полосе (так называемому "профилю линии") можно изучить все движения, в которых участвуют межзвездные атомы водорода. Таким путем удалось исследовать особенности галактического вращения межзвездного газа, беспорядочные движения отдельных его облаков, а также его температуру. Кроме того, из этих наблюдений определяется количество атомов водорода в межзвездном пространстве. Мы видим, таким образом, что радиоастрономические исследования на волне 21 см являются мощнейшим методом излучения межзвездной среды и динамики Галактики. В последние годы этим методом изучаются другие галактики, например туманность Андромеды. По мере увеличения размеров радиотелескопов будут открываться все новые возможности изучения более удаленных галактик при помощи радиолинии водорода.

В конце 1963 г. была обнаружена еще одна межзвездная радиолиния, принадлежащая молекулам гидроксила ОН, с длиной волны 18 см. Существование этой линии было теоретически предсказано автором этой книги еще в 1949 г. В направлении на галактический центр интенсивность этой линии (которая наблюдается в поглощении) оказалась очень высокой (Линия ОН состоит из четырех близких по частотам компонент (1612, 1665, 1667 и 1720 МГц) )). Это подтверждает сделанный выше вывод, что в отдельных областях межзвездного пространства газ находится преимущественно в молекулярном состоянии. В 1967 г. была открыта радиолиния воды Н 2 О с длиной волны 1,35 см. Исследования газовых туманностей в линиях ОН и Н 2 О привели к открытию космических мазеров (см. следующую главу).

За последние 15 лет, протекшие после открытия межзвездной радиолинии ОН, было открыто много других радиолиний межзвездного происхождения, принадлежащих различным молекулам. Полное число обнаруженных таким образом молекул уже превышает 50. Среди них особенно большое значение имеет молекула СО, радиолиния которой с длиной волны 2,64 мм наблюдается почти во всех областях межзвездной среды. Есть молекулы, радиолинии от которых наблюдаются исключительно в плотных, холодных облаках межзвездной среды. Довольно неожиданным было обнаружение в таких облаках радиолиний весьма сложных многоатомных молекул, например, СН 3 НСО, CH 3 CN и др. Это открытие, возможно, имеет отношение к волнующей нас проблеме происхождения жизни во Вселенной. Если открытия будут и дальше делаться в таком темпе, кто знает, не будут ли обнаружены межзвездные молекулы ДНК и РНК? (см. гл. 12).

Весьма полезным является то обстоятельство, что соответствующие радиолинии, принадлежащие различным изотопам одной и той же молекулы, имеют довольно заметно различающиеся длины волн. Это позволяет исследовать изотопный состав межзвездной среды, что имеет большое значение для проблемы эволюции вещества во Вселенной. В частности, раздельно наблюдаются такие изотопные комбинации окиси углерода: 12 С 16 О, 13 С 18 О и 12 С 18 О.

Области межзвездной среды, окружающей горячие звезды, где водород полностью ионизован ("зоны НИ"), весьма успешно исследуются при помощи так называемых "рекомбинационных" радиолиний, существование которых было теоретически предсказано еще до их открытия советским астрономом Н. С. Кардашевым, много занимавшимся также проблемой связи с внеземными цивилизациями (см. гл. 26). "Рекомбинационные" линии возникают при переходах между весьма высоко возбужденными атомами (например, между 108 и 107 уровнями атома водорода). Столь "высокие" уровни могут существовать в межзвездной среде только по причине ее чрезвычайно низкой плотности. Заметим, например, что в солнечной атмосфере могут существовать только первые 28 уровней атома водорода; более высокие уровни разрушаются благодаря взаимодействию с частицами окружающей плазмы.

Уже сравнительно давно астрономы получили ряд косвенных доказательств наличия межзвездных магнитных полей. Эти магнитные поля связаны с облаками межзвездного газа и движутся вместе с ними. Напряженность таких полей около 10 -5 Э, т. е. в 100 тыс. раз меньше напряженности земного магнитного поля на поверхности нашей планеты. Общее направление магнитных силовых линий совпадает с направлением ветвей спиральной структуры Галактики. Можно сказать, что сами спиральные ветви представляют собой гигантских размеров магнитные силовые трубки.

В конце 1962 г. факт существования межзвездных магнитных полей был установлен английскими радиоастрономами путем прямых наблюдений. С этой целью исследовались весьма тонкие поляризационные эффекты в радиолинии 21 см, наблюдаемой в поглощении в спектре мощного источника радиоизлучения - Крабовидной туманности (об этом источнике см. гл. 5) (Линия поглощения 21 см, обусловленная межзвездным водородом, образуется в радиоспектре какого-либо источника совершенно таким же образом, как линии межзвездного кальция в спектрах удаленных горячих звезд )). Если межзвездный газ находится в магнитном поле, можно ожидать расщепления линии 21 см на несколько компонент, отличающихся поляризацией. Так как величина магнитного поля очень мала, это расщепление будет совершенно ничтожным. Кроме того, ширина линии поглощения 21 см довольно значительна. Единственное, что можно ожидать в такой ситуации, - это небольшие систематические различия поляризации в пределах профиля линий поглощения. Поэтому уверенное обнаружение этого тонкого эффекта - замечательное достижение современной науки. Измеренное значение межзвездного магнитного поля оказалось в полном соответствии с теоретически ожидаемым согласно косвенным данным.

Для исследований межзвездных магнитных полей применяется и радиоастрономический метод, основанный на изучении вращения плоскости поляризации радиоизлучения внегалактических источников (Радиоизлучение от метагалактических источников линейно поляризовано, причем степень поляризации обычно порядка нескольких процентов. Поляризация этого радиоизлучения объясняется его синхротронной природой (см. ниже) )) при его прохождении через "намагниченную" межзвездную среду ("явление Фарадея"). Этим методом уже сейчас удалось получить ряд важных данных о структуре межзвездных магнитных полей. В последние годы в качестве источников поляризованного излучения для измерения межзвездного магнитного поля таким методом используются пульсары (см. гл. 5).

Межзвездные магнитные поля играют решающую роль при образовании плотных холодных газово-пылевых облаков межзвездной среды, из которых конденсируются звезды (см. гл. 4).

С межзвездными магнитными полями тесно связаны первичные космические лучи, заполняющие межзвездное пространство. Это частицы (протоны, ядра более тяжелых элементов, а также электроны), энергии которых превышают сотни миллионов электронвольт, доходя до 10 20 -10 21 эВ. Они движутся вдоль силовых линий магнитных полей по винтовым траекториям. Электроны первичных космических лучей, двигаясь в межзвездных магнитных полях, излучают радиоволны. Это излучение наблюдается нами как радиоизлучение Галактики (так называемое "синхротронное излучение"). Таким образом, радиоастрономия открыла возможность изучать космические лучи в глубинах Галактики и даже далеко за ее пределами. Она впервые поставила проблему происхождения космических лучей на прочный научный фундамент.

Исследователи, работавшие над проблемой происхождения жизни, до недавнего времени оставляли без внимания вопрос о первичных космических лучах. Между тем уровень жесткой радиации, вызывающей мутации, является, на наш взгляд, весьма существенным эволюционным фактором. Имеются все основания полагать, что ход эволюции жизни был бы совсем другим, если бы уровень жесткой радиации (который сейчас в значительной степени обусловлен первичными космическими лучами) был бы в десятки раз выше современного значения. Отсюда возникает важный вопрос: остается ли постоянным уровень космической радиации на какой-нибудь планете, на которой развивается жизнь? Речь идет о сроках, исчисляемых многими сотнями миллионов лет. Мы увидим в следующих главах этой книги, как современная астрофизика и радиоастрономия отвечают на этот вопрос.

Масса межзвездного газа в нашей Галактике близка к миллиарду солнечных масс, что составляет немногим больше 1% от полной массы Галактики, обусловленной в основном звездами. В других звездных системах относительное содержание межзвездного газа меняется в довольно широких пределах. У эллиптических галактик оно очень мяло, около 10 -4 и даже меньше, в то время как у неправильных звездных систем (типа Магеллановых Облаков) содержание межзвездного газа доходит до 20 и даже 50%. Это обстоятельство тесно связано с вопросом об эволюции звездных систем, о чем речь будет идти в гл. 6.

Возражал: «Межзвёздная область небес, как полагают некоторые современные эпикурейцы , должна быть пустой».

После создания современной электромагнитной теории некоторые физики постулировали, что невидимый светоносный эфир является средой для передачи световых волн. Они также полагали, что эфир заполняет межзвёздное пространство. Р. Паттерсон в 1862 году писал : «Это истечение является основой вибраций или колебательных движений в эфире, который заполняет межзвёздное пространство».

Применение глубоких фотографических обзоров ночного неба позволило Э. Барнарду получить первое изображение тёмной туманности , которое силуэтом выделялось на фоне звёзд галактики. Однако первое открытие холодной диффузной материи было сделано Д. Гартманом в 1904 году после обнаружения неподвижного спектра поглощения в спектре излучения двойных звёзд , наблюдавшихся с целью проверки эффекта Доплера .

В своём историческом исследовании спектра Дельты Ориона Гартман изучал движение по орбите компаньонов системы Дельты Ориона и свет, приходящий от звезды, и понял, 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 межзвёздной среды.

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 .

Дальнейшие исследования линий «H» и «K» кальция Билзом (1936) позволили обнаружить двойные и несимметричные профили спектра Эпсилон и Дзета Ориона . Это были первые комплексные исследования межзвёздной среды в созвездии Ориона . Асимметричность профилей линий поглощения была результатом наложения многочисленных линий поглощения, каждая из которых соответствовала атомным переходам (например, линия «K» кальция) и происходила в межзвёздных облаках, каждое из которых имело свою собственную лучевую скорость . Так как каждое облако движется с разной скоростью в межзвёздном пространстве, как по направлению к Земле, так и удаляясь от неё, то в результате эффекта Доплера линии поглощения сдвигались либо в фиолетовую , либо в красную сторону соответственно. Это исследование подтвердило, что материя не распределена равномерно по межзвёздному пространству.

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 ».

Торндайк в 1930 году писал: «Было бы ужасно осознавать, что существует непреодолимая пропасть между звёздами и полной пустотой. Полярные сияния возбуждаются заряженными частицами, которые испускает наше Солнце . Но если миллионы других звёзд также испускают заряженные частицы, а это непреложный факт, то абсолютный вакуум вообще не может существовать в галактике» .

Наблюдательные проявления [ | ]

Перечислим основные наблюдательные проявления:

Структура МЗС крайне нетривиальна и неоднородна: гигантские молекулярные облака, отражательные туманности, протопланетные туманности, планетарные туманности, глобулы и т. д. Это приводит к широкому спектру наблюдательных проявлений и процессов, происходящих в среде. Далее в таблице приведены свойства основных компонентов среды для диска:

Мазерный эффект [ | ]

В 1965 году в ряде спектров радиоизлучения были обнаружены очень интенсивные и узкие линии с λ =18 см. Дальнейшие исследования показали, что линии принадлежат молекуле гидроксила OH , а их необычные свойства - результат мазерного излучения. В 1969 году были открыты мазерные источники от молекулы воды на λ =1,35 см, позже были обнаружены мазеры, работающие и на других молекулах.

Для мазерного излучения необходима инверсная населённость уровней (количество атомов на верхнем резонансном уровне больше, чем на нижнем). Тогда, проходя сквозь вещество, свет с резонансной частотой волны усиливается, а не ослабевает (это и называется мазерным эффектом). Для поддержания инверсной населённости необходима постоянная накачка энергией, поэтому все космические мазеры делятся на два типа:

1. Мазеры, ассоциирующиеся с молодыми (возраст 10 5 лет) горячими (а возможно, и с протозвёздами) и находящиеся в областях звездообразования.
2. Мазеры, связанные с сильно проэволюционировавшими холодными звёздами большой светимости.

Физические особенности [ | ]

Отсутствие локального термодинамического равновесия (ЛТР) [ | ]

В межзвёздной среде концентрация атомов и, следовательно, оптическая толщина малы. Это значит, что эффективная температура излучения - это температура излучения звёзд (~5000 K) , которая никак не соответствует температуре самой среды. При этом электронная и ионная температуры плазмы могут сильно отличаться друг от друга, поскольку обмен энергией при соударении происходит крайне редко. Таким образом, не существует единой температуры даже в локальном смысле.

Распределение числа атомов и ионов по населённостям уровней определяется балансом процессов рекомбинации и ионизации. ЛТР требует, чтобы эти процессы были в равновесии, чтобы выполнялось условие детального баланса, однако в межзвёздной среде прямые и обратные элементарные процессы имеют разную природу, и поэтому детальный баланс установиться не может.

Для малых энергий фотонов h ν ≪ m e c 2 {\displaystyle h\nu \ll m_{e}c^{2}} сечение рассеяния равно томсоновскому : σ T ≃ 6 , 65 ⋅ 10 − 25 {\displaystyle \sigma _{T}\simeq 6,65\cdot 10^{-25}} см².

Механизмы охлаждения [ | ]

Как уже говорилось, межзвёздная среда оптически тонка и имеет невысокую плотность, а раз так, то основной механизм охлаждения - это излучение фотонов. Испускание же квантов связано с бинарными процессами взаимодействия (частица-частица), поэтому суммарную скорость объёмного охлаждения можно представить в виде Λ (n , T) = n 2 λ (T) {\displaystyle \Lambda (n,T)=n^{2}\lambda (T)} , где функция охлаждения λ зависит только от температуры и химического состава среды.

Свободно-свободное (тормозное) излучение

Свободно-свободное (тормозное) излучение в космической плазме вызвано кулоновскими силами притяжения или отталкивания. Электрон ускоряется в поле иона и начинает излучать электромагнитные волны, переходя с одной незамкнутой (в классическом смысле) орбиты на другую, но оставаясь свободным, то есть обладающим достаточной энергией, чтобы уйти на бесконечность. При этом излучается весь спектр от рентгена до радио. Выделяющаяся при этом энергия из единицы объёма внутри телесного угла в единицу времени равна:

где n ν {\displaystyle n_{\nu }} - показатель преломления,

Для чисто водородной плазмы с равной концентрацией протонов и электронов коэффициент объёмного охлаждения равен

(индекс ff означает свободно-свободные (free-free) переходы). Однако космическая плазма не чисто водородная, в ней есть тяжёлые элементы, благодаря большому заряду которых увеличивается эффективность охлаждения. Для полностью ионизированной среды с нормальным космическим содержанием элементов Λ f f ≈ 1 , 7 Λ f f (H) {\displaystyle \Lambda _{\mathrm {ff} }\approx 1,7\Lambda _{\mathrm {ff} }(\mathrm {H})} . Этот механизм особенно эффективен для плазмы с T > 10 5 K .

Рекомбинационное излучение Двухфотонное излучение

При запрещённых резонансных переходах с уровней 2 s 1 / 2 → 1 s 1 / 2 {\displaystyle 2s_{1/2}\rightarrow 1s_{1/2}} в водороде и с 2 1 S 0 {\displaystyle 2^{1}S_{0}} уровня в гелии и гелиеподобных ионах (однофотонный переход запрещён правилами отбора). Возбуждаются же эти уровни в основном за счёт электронных ударов. Суммарная энергия образующихся фотонов соответствует разности энергии между двумя уровнями, но каждый из фотонов не имеет фиксированной энергии и образуется непрерывное излучение, которое и наблюдается в зонах HII (ионизованного водорода). Эти фотоны имеют длину волны больше, чем у линии Лайман-альфа , и, следовательно, неспособны возбудить нейтральный атом водорода в основном состоянии, поэтому они уходят из среды, являясь основной причиной охлаждения горячей космической плазмы с T = 10 6 -10 8 K .

Если рассеяние фотона с энергией ε происходит на быстром электроне с полной энергией E = γ m e c 2 {\displaystyle E=\gamma m_{e}c^{2}} , то важной становится передача энергии и импульса от электрона фотону. Лоренц-преобразование к системе покоя электрона даёт энергию фотона в ней γε , где γ - лоренц-фактор . Воспользуемся вышеприведённой формулой комптон-эффекта, дающей потерю энергию фотона, рассеянного на покоящемся электроне, и, перейдя обратно в лабораторную систему отсчёта, получим энергию рассеянного фотона ε 1 ∼ γ 2 ε {\displaystyle \varepsilon _{1}\sim \gamma ^{2}\varepsilon } . Видно, что низкочастотные кванты превращаются в кванты жёсткого излучения. Усредняя по углам скорость потерь энергии одного такого электрона в поле изотропного излучения, получим

где β = v /c - безразмерная скорость электрона,

В случае теплового распределения электронов с концентрацией n e {\displaystyle n_{e}} и температурой T имеем ⟨ β 2 ⟩ = ⟨ (v / c) 2 ⟩ = 3 k T / m e c 2 {\displaystyle \langle \beta ^{2}\rangle =\langle (v/c)^{2}\rangle =3kT/m_{e}c^{2}} . Если γ ≈ 1 {\displaystyle \gamma \approx 1} (нерелятивистские, относительно низкоэнергетичные электроны), то объёмное охлаждение такой среды составит:

Комптоновское охлаждение обычно доминирует в высокоионизированной и сильно нагретой плазме вблизи источников рентгеновского излучения. Благодаря ему среда не может нагреться выше T ∼ ε 4 k {\displaystyle T\sim {\frac {\varepsilon }{4k}}} . Этот механизм был важен в ранней вселенной до эпохи рекомбинации . В обычных условиях МЗС этим эффектом можно пренебречь.

Ионизация электронным ударом

Если все остальные механизмы охлаждения излучательные (энергия уносится фотонами), то этот безызлучательный. Тепловая энергия расходуется на отрыв электрона и запасается в виде внутренней энергии связи ион-электрон. Потом она высвечивается при рекомбинациях.

Излучение в спектральных линиях

Основной механизм охлаждения МЗС при T < 10 5 K . Излучение происходит при переходах с уровней, возбуждённых после электронного удара. Спектральный диапазон, в котором уносится энергия, определяется температурой - чем больше температура, тем более высокие уровни возбуждаются, тем энергичнее излучаемые фотоны и тем быстрее идёт охлаждение. В таблице приведены линии, доминирующие при различных температурах.

Тепловая неустойчивость [ | ]

Теперь, зная все элементарные процессы и механизмы охлаждения и нагрева, мы можем записать уравнения теплового баланса в виде n G (T) = n 2 λ (T) {\displaystyle nG(T)=n^{2}\lambda (T)} . Запишем уравнение ионизационного баланса, необходимое, чтобы узнать населённость уровней. Решая, получим равновесную температуру T (n ) . Учитывая, что вещество в межзвёздной среде крайне разрежено, то есть представляет собой идеальный газ, подчиняющийся уравнению Менделеева - Клапейрона , найдём равновесное давление P (n ) и обнаружим, что зависимость больше напоминает уравнение состояния газа Ван-дер-Вальса : существует область давлений, где одному значению P соответствует три равновесных значения n . Решение на участке с отрицательной производной неустойчиво относительно малых возмущений: при давлении больше, чем у окружающей среды, газовое облако будет расширяться до установления равновесия при меньшей плотности, а при меньшем, чем у окружающей среды, давлении - напротив, сжиматься. Это объясняет наблюдаемое динамическое равновесие разреженной межзвёздной среды и более плотных облаков межзвёздного газа.

В реальной же среде ситуация гораздо сложнее. Во-первых, существует магнитное поле , которое препятствует сжатию, если только последнее 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 результате условие теплового равновесия может вовсе не выполняться. 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.

Запрещённые линии и линия 21 см [ | ]

Отличительной особенностью оптически тонкой среды является излучение в запрещённых линиях. Запрещёнными называют линии, которые запрещены правилами отбора, то есть возникают при переходах с метастабильных уровней. Характерное время жизни таких уровней при спонтанном распаде - от 10 −5 секунды до нескольких суток, однако существуют и значительно более долгоживущие состояния (см. ниже). При высоких концентрациях частиц их столкновение снимает возбуждение, то есть уровни почти никогда не успевают совершить излучательный переход и эмиссионные линии не наблюдаются из-за их крайней слабости. При 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 λ = 21 см . Эта линия возникает при переходе между подуровнями сверхтонкой структуры 1 2 S 1 / 2 {\displaystyle 1^{2}S_{1/2}} уровня атома водорода, связанными с наличием спина у электрона и протона: состояние с сонаправленными спинами обладает несколько большей энергией, чем с противоположно направленными (разность энергий уровней составляет лишь 5,87433 микро-электронвольт). Вероятность спонтанного перехода между этими уровнями A 10 = 2 , 9 ⋅ 10 − 15 {\displaystyle A_{10}=2,9\cdot 10^{-15}} с −1 (то есть время жизни возбуждённого состояния составляет 11 млн лет). Заселение верхнего уровня происходит благодаря столкновению нейтральных атомов водорода, причём населённость уровней n 1 = n H / 4 {\displaystyle n_{1}=n_{\mathrm {H} }/4} , n 0 = 3 n H / 4 {\displaystyle n_{0}=3n_{\mathrm {H} }/4} . При этом объёмный коэффициент излучения

где φ(ν) - профиль линии, а фактор 4π предполагает изотропное излучение.

Исследования радиолинии 21 см позволили установить, что нейтральный водород в галактике в основном заключён в очень тонком, толщиной 400 пк , слое около плоскости Галактики. В распределении HI отчётливо прослеживаются спиральные ветви Галактики. Зеемановское расщепление абсорбционных компонент линии у сильных радиоисточников используется для оценки магнитного поля внутри облаков.

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 магнитного поля следует 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.

Межзвёздная пыль [ | ]

Эволюция межзвёздной среды [ | ]

Эволюция межзвёздной среды, а если быть точным, межзвёздного газа, тесно связана с химической эволюцией всей Галактики. Казалось бы, всё просто: звёзды поглощают газ, а после выбрасывают его обратно, обогащая его продуктами ядерного горения - тяжёлыми элементами, - таким образом металличность должна постепенно возрастать.

Головная ударная волна [ | ]

По другую сторону гелиопаузы, на расстоянии порядка 230 а. е. от Солнца, вдоль головной ударной волны (bow shock) происходит торможение с космических скоростей налетающего на Солнечную систему межзвёздного вещества.

Взаимодействие с нейтральным водородом [ | ]