Межзвёздный газ. Межзвёздная среда

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.

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.

Образование звезд и других объектов Вселенной происходит путем ряда преобразований, происходящих с межзвездной газопылевой средой. Известно, что она заполнена так называемым межзвездным газом.

В настоящее время состав и свойства межзвездного газа изучены достаточно хорошо, хотя впервые о его существовании люди узнали лишь в начале XX века.

Межзвездный газ - сплошная сжимаемая среда, к которой применимы законы газовой динамики. Известно, что концентрация вещества в нем составляет примерно 1 атом на 1 см 3 . На первый взгляд, можно предположить, что межзвездный газ на самом деле является вакуумом. и приведенное определение нецелесообразно (к сведению, концентрация вещества в вакууме составляет 10" атомов па 1 см 4). Но по определению вакуум — это система, в которой длина свободного пробега атомов или молекул превышает ее характерные размеры. Во Вселенной же длина свободного пробега частиц во много сот раз меньше расстояния между звездами.

Физические свойства межзвездной среды

Наиболее важным свойством межзвездной среды является наличие в ней магнитных полей. Доказано, что они движутся с облаками межзвездного газа. Именно благодаря магнитным полям образуются плотные холодные газопылевые облака, из которых впоследствии конденсируются звезды.

Силовые линии межзвездных магнитных полей сонаправлены ветвям спиральной структуры Галактики. Напряженность этих полей более чем в 100 тыс. раз меньше напряженности магнитного поля Земли на ее поверхности.

Магнитные поля находятся в тесной связи с космическим излучением, которое представляет собой поток протонов, электронов и ядер более Тяжелых элементов. Эти частицы движутся винтообразно вдоль силовых линий магнитных полей. Благодаря тому, что они излучают радиоволны, стало возможным исследовать качественный состав межзвездной среды и находящихся в ней объектов.

Химический состав межзвездного газа

Исследование химического состава межзвездного газа началось в средине XX в. благодаря развитию радиоастрономических методов исследований. Первым элементом, обнаруженным в межзвездном газе, был водород. Сейчас известно, что он составляет значительную часть межзвездного газа и находится в молекулярном виде. Кроме того, межзвездный газ содержит атомы гелия, ряда металлов, а также более сложные соединения,

Исследование спектров излучения позволяет установить изотопный состав межзвездного газа, поскольку различные изотопы одного и того же элемента испускают излучение различной длины волны.

По мере развития галактик количество межзвездной среды в них неуклонно убывает, поскольку затраченное на образование звезд вещество не возвращается в межзвездную среду в полном объеме. Довольно большая его часть остается в недрах «мертвых» белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр.

Следует отметить, что кругооборот межзвездного газа приводит к изменению его химического состава. Находясь в недрах звезд и принимая участие в термоядерных реакциях, межзвездный газ обогащается гелием и тяжелыми элементами. Содержание же водорода в нем значительно снижается. Таким образом, прошедший эволюционный цикл звезды межзвездный газ возвращается в межзвездную среду, включая ничтожные количества водорода и значительные - тяжелых и сверхтяжелых элементов, а также гелия. Однако этот процесс происходит крайне медленно. Например, за время существования нашей Галактики только очень массивные звезды успели пройти весь эволюционный цикл.

МЕЖЗВЁЗДНЫЙ ГАЗ - осн. компонент межзвездной среды, составляющий ок. 99% её массы. M. г. заполняет практически весь объём галактик. Наиб, изучен M. г. в Галактике. M. г. характеризуется большим разнообразием возникающих в нём структур, физ. условий и протекающих процессов. Темп-pa колеблется от 4-6 К до 10 7 К и выше, концентрация частиц h от ~10 -4 до 10 10 - 12 см -3 . Условиями в M. г. определяется характер звездообразования , а следовательно, и эволюции галактик.

Распределение и движение M. г. Наиб, бедны M. г. эллиитич. (E) галактики .Следы M. г. от массы галактики, Mr )обычно заметны только в гигантских E-галактиках. В линзовидных (SO) галактиках также отмечаются обычно лишь следы M. г. В спиральных (S) галактиках M. г. составляет обычно 1 - 10% M Г, точнее, массы, заключённой в сфере с т. н. холмберговскнм радиусом, ограничивающим оптически наблюдаемую часть галактики. В Галактике, являющейся типичной спиральной галактикой, масса M. г,г - масса Солнца) ж распределена поровну между областями атомарного ц молекулярного M. г. В неправильных (I ) галактиках масса M. г. обычно превышает 10% от массы галактики.

В Е-галактиках M. г. сосредоточен обычно около их центра. В ряде гигантских E-галактик, являющихся радиогалактиками , M. г. присутствует также и на периферии (напр., Cen A, Cyg A). В др. типах галактик M. г. расположен гл. обр. около плоскостей галактик, в слое толщиной порядка сотен парсек, а в S-галакти-ках также в ядре, являясь непременным атрибутом всех активных ядер галактики и квазаров (см. Объекты с активными ядрами ).

Наблюдаются градиенты состава M. г. вдоль радиусов галактик. В Галактике Z изменяется вдоль радиуса в неск. раз. Имеются также градиенты изотопного состава. На регулярный ход состава наложены флуктуации. Неоднородность состава M. г. объясняется хим. эволюцией галактик - обогащением M. г. тяжёлыми элементами, выработанными при ядерных реакциях в звёздах.

Структура, физические условпл и M. г. Структура M. г. неоднородна. Он состоит из облаков с разл. массами, размерами и физ. условиями. Наиб, крупными образованиями являются, видимо, т. н. сверхоблака размером 1-2 кик, к-рые содержат внутри себя все др. структуры. Около половины массы M. г. в Галактике собрано вгигантских молекулярных облаков (типичная масса, диам. d , темп-pa , расположенных в слое толщиной менее 100 пк гл. обр. в кольце с R г = 4-8 кпк. Вещество их находится в осн. в молекулярной форме. В них найдено ок. 60 разл. молекул (см. Молекулы в межзвёздной среде). Преобладают молекулы H 2 (99,99%) и СО (ок. 0,01% по числу молекул).

Имеются более мелкие молекулярные облака (тёмные и чёрные облака, гигантские глобулы и др. с h = , . В молекулярных облаках часто встречаются уплотнения с , T - от 4-6 К и более, массой-

А вблизи мощных источников анергии - мазерные конденсации с Вблизи горячих звёзд и их групп имеются зоны HII .

Перечисленные выше области содержат более половины массы M. г., по занимают ок. 0,01% объёма. Около половины объёма M. г. занято областями атомарного водорода (HI), распадающимися на межзвёздные облака пк, M = и межоблачную среду, или т. н. тёплые области HI

В областях HI водород и гелий слабо ионизованы. Остальная часть объёма занята гл. обр. областями т. н. коронального газа, или горячей фазой M. г. (T см -3 , иногда , в окрестностях к-пого имеются также зоны HII низкой см -3 , d = 1-50 пк) и области HI с T = 300-5000 К (неск. % по объёму). Кроме этого, в M. г. имеются туманности ,образованные очень сильными (Маха число до 10 4) ударными волнами, созданными звёздным ветром и вспышками сверхновых и новых звёзд (см. Остатки вспышек сверхновых) . M. г. в них нагрет до 10 6-7 К и более.

Большинство структур M. г. находится в состоянии, далёком от газодинамического, а иногда и . Характерные времена динамич. процессов в M. г. лет (v зв - ).

За такое время большинство структур M. г. разрушается. Особенно сложна и динамична структура M. г. в областях звездообразования. Их типичный размер 100-500 пк. В них собраны в единый комплекс гигантские молекулярные облака, протяжённые и компактные зоны HII, ИК-туманности - протозвёзды, космич. мазеры на молекулахи т. д.

Наряду с крупномасштабной структурой (туманности, облака) M. г. имеет сложную мелкомасштабную структуру - волокна, конденсации и т. д. с масштабами до 0,1-0,001 пк и менее. Возникают они под действием разл. гидродинамич. и магннтогидродинамич. неустойчивостей. Вытянутая форма часто обусловлена межзвёздными магн. полями.

Физические процессы в M. г. Условия в M. г. далеки от термодинамич. равновесия. Поэтому анализ условий в M. г. проводится на основе ур-ний статистич. баланса, учитывающих элементарные процессы, определяющие населённости уровней энергии атомов, ионов, молекул, их и рекомбинацию, а также образование и разрушение молекул, нагрев и охлаждение среды. Обычно в M. г. с хорошей точностью устанавливается Максвелла распределение по скоростям - в ударных волнах отдельно для электронов и ионов, в др. случаях - общее для всех частиц, что позволяет говорить о темп-ре M. г. Отклонения населёшюстей уровней от Болъцмана распределения обычно очень велики. Особенно ярко они проявляются в космич. мазерах. Населённость уровней, определяющая интенсивность спектральных линий и непрерывного спектра, формируется под влиянием столкновительных и радиа-тивных процессов и нередко рекомбинац. заселением уровней.

Осн. механизмами ионизации M. г. являются фотоионизация, а также, по-видимому, ионизация низкоэнергичной частью космических лучей (субкосмич. лучами) и тепловыми электронами. В активных галактич. ядрах преобладает фотоионизация рентг. . Важна роль оже-эффекта и реакций перезарядки ионов с атомами H и Не, радиативной и

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.