Free Student HQ / FSHQ / "Штаб-Квартира свободного Студента"

Общая характеристика межзвездной среды

Газ и пыль. Межзвездное пространство заполнено очень разреженной средой, содержащей газ с небольшой примесью пылевых частиц. Признаки существования межзвездной среды можно заметить даже невооруженным глазом или в небольшой телескоп. Например, раздвоение Млечного Пути в северной части неба объясняется проекцией на него плотных газопылевых туманностей, сильно поглощающих свет. Изолированные темные туманности, такие как Конская голова, Угольный мешок, также говорят о присутствии среды, поглощающей свет. Поглощение света заметно и вне туманностей. На его существование впервые обратил внимание В. Струве в 1847 г. Оно ослабляет свет звезд, вызывает покраснение их цвета и связано с наличием твердых частиц, частично поглощающих, частично рассеивающих световую энергию. Окончательное доказательство существования космической пыли было получено Р. Трюмплером (1930 г.) при изучении звездных скоплений.

С развитием спектральных астрономических исследований удалось обнаружить в спектрах звезд линии поглощения, связанные с газом. Они принадлежат таким атомам, как Gа, Na, Fе, Тi и их однократно заряженным ионам. Межзвездные линии поглощения были открыты Гартманом в 1904 г.

В отдельных областях неба наблюдается и оптическое излучение межзвездной среды. Это прежде всего эмиссионные туманности, образование которых связано с флуоресценцией газа, возбуждаемой ультрафиолетовым излучением горячих звезд. Температура этих областей составляет около 10 000 К. Они называются светлыми диффузными туманностями или областями Н II (о некоторых из них речь будет идти на страницах этой книги).

Исторически первой наблюдавшейся светлой туманностью была туманность Ориона, открытая Гюйгенсом в 1656 г. Большое число туманностей, как светлых, так и темных, было открыто и описано В. Гершелем. Очень важными этапами в исследовании межзвездной среды была работа Б. Стрёмгрена 1939 г., в которой была показана важная роль деления межзвездной среды на зоны ионизованного (НII) и неионизованного (Н I) водорода, и работы Л. Спитцера (1948—1949 гг.), где впервые было показано, что температуры зон Н I и Н II резко различаются.

Некоторые звезды «подсвечивают» окружающую их газо-пылевую межзвездную среду и мы видим не ее собственное излучение, а рассеянный свет звезд (отражательные туманности), например, в скоплении Плеяд.

Но основная масса межзвездной среды оптически не наблюдаема. Наиболее распространенный межзвездный газ, водород, оказался доступным наблюдениям в радиодиапазоне на длине волны 21 см, что позволило получить общую картину распределения межзвездного газа в Галактике и его массу. В последние годы важнейшим источником информации о межзвездной среде стали наблюдения в линиях молекул, начиная от простых двухатомных, таких, как ОН, CN, и кончая сложными многоатомными. Химический состав межзвездной среды мало отличается от состава звезд. Около 70% массы приходится на водород, около 28% на гелий. На долю остальных элементов приходится около 2%, однако их роль в формировании физических условий в межзвездной среде очень велика.

Полная масса межзвездного газа в Галактике оказалась довольно большой — порядка нескольких процентов суммарной массы звезд. Как и в большинстве других галактик, газ в Галактике концентрируется к ее экваториальной плоскости, где сравнительно велика плотность звезд, в гравитационной потенциальной яме от которых находится газ.

Физические условия в межзвездной среде крайне неоднородны. Диапазон наблюдаемых температур газа достигает по крайней мере 5 порядков (от нескольких К до нескольких миллионов К). Различие в плотности еще сильнее. Однако в большинстве случаев среду можно считать находящейся в динамическом (не термодинамическом!) равновесии. Наиболее низкая температура соответствует среде с наиболее высокой плотностью, так что давления в разных областях по порядку величины равны.

Наиболее холодные и плотные области наблюдаются вблизи плоскости Галактики, как правило, в массивных газовых комплексах, и обычно связаны с областями звездообразования. При образовании плотных областей водород в основном становится молекулярным и теряет способность излучать радиоволны. Именно от таких областей принимается наиболее сильное радиоизлучение, принадлежащее другим молекулам. Плотности и температуры молекулярных облаков таковы, что газ в них во многих случаях в состоянии уплотняться под действием собственной гравитации. В результате этого процесса, по-видимому, и образуются звезды. Подробнее речь об этом будет идти в конце книги. Плотные облака газа, как правило, непрозрачны (из-за межзвездной пыли) в оптическом диапазоне спектра. Поэтому исследовать их внутреннюю структуру и эволюцию оказалось возможным только с помощью радионаблюдений.

Менее плотный газ образует облака размером порядка 10 пс, погруженные в межоблачную среду. Температура облаков обычно равна 60—80 К, а межоблачной среды — тысячи градусов. Динамическое давление в обеих средах приблизительно равно. Вещество в основном находится в атомарном состоянии с малой степенью ионизации.

Наконец, сильные источники энергии (сверхновые звезды, горячие массивные звезды, звездный ветер) образуют ударные волны, распространяющиеся в газовой среде и нагревающие ее до температур порядка миллиона градусов. В таком газе атомы в основном ионизованы. Наблюдаются мягкое рентгеновское излучение и линии высокого возбуждения. В конечном счете, эти источники энергии объясняют непрерывное хаотическое движение газовых масс (средняя хаотическая скорость облаков составляет около 10 км/с). Помимо хаотического движения газ участвует в общем вращении галактического диска, скорость которого в окрестностях Солнца составляет 220—250 км/с. Поэтому наблюдения за межзвездной средой дают ценную информацию о динамике Галактики в целом.

Из-за непрерывно происходящего звездообразования запасы газа в нашей Галактике со временем уменьшаются. Однако этот процесс тормозится частичной потерей вещества звездами, главным образом на поздних стадиях их эволюции. Часть звездного вещества оказывается переработанной в их недрах и обогащенной элементами тяжелее гелия. Поэтому со временем химический состав межзвездной среды претерпевает изменения. Согласно современным представлениям синтез всех химических элементов за исключением самых легких (водорода и гелия) происходит во время эволюции звезд — отчасти в процессе спокойной эволюции во время пребывания на стадии красных гигантов, где происходит построение элементов первых групп таблицы Менделеева, а отчасти во время вспышек сверхновых, когда образуются более тяжелые элементы. При выбросе из звезд обогащенное тяжелыми элементами вещество смешивается с межзвездной средой.

В результате химический состав межзвездной среды оказывается неоднородным: имеются градиенты химического состава вдоль радиуса галактик и, по-видимому, в межзвездном пространстве имеются отдельные области с заметно различным химическим составом. Возможно, что и образование частиц космической пыли связано с процессами конденсации в атмосферах холодных звезд.

Вокруг звезд часто наблюдаются связанные с ними околозвездные туманности, например, планетарные. Строгого разграничения между собственно межзвездной средой и околозвездными областями нет, и различия в физике происходящих здесь явлений также невелики. Например, процессы излучения в планетарных туманностях практически идентичны излучению в диффузных туманностях, но обычно планетарные туманности изучаются отдельно, вне рамок общей физики межзвездной среды.

Оптические и радионаблюдения позволяют исследовать межзвездную среду в других галактиках.

Обнаружен газ и за пределами галактик, например, в скоплениях галактик, хотя его правильнее отнести не к межзвездной, а к межгалактической среде.

Поскольку наблюдения межзвездного газа в Галактике можно провести с наибольшей полнотой, его изучение дает ключ к пониманию многих процессов и за пределами нашей Галактики.

По структуре и динамике межзвездная среда нашей Галактики, по-видимому, достаточно типична.

Космические лучи и магнитные поля. Помимо газа и пыли в состав межзвездной среды входят космические лучи, магнитные поля и электромагнитные волны, связанные главным образом с излучением звезд и газа.

К сожалению, ряд параметров распределения частиц космических лучей и межзвездных магнитных полей не определяется с достаточной полнотой из данных наблюдений. В частности, известна лишь часть функции распределения частиц космических лучей по энергиям, соответствующая области сравнительно больших энергий (спадающая часть функции распределения). Мало что известно о так называемых субкосмических лучах, где может быть максимум функции распределения частиц по энергии.

В потоке первичных космических лучей больше всего протонов (около 90%). Ядра гелия по числу частиц составляют около 7% всего состава космических лучей, в то время как в среднем химическом составе межзвездного газа гелия по числу атомов около 10%. Особенностью космических лучей является относительно большое обилие ядер лития, бериллия, бора ( около 0,14%), в то время как в межзвездной газо-пылевой среде их ничтожно мало (10 в -6%). Относительные обилия ядер группы кислорода и более тяжелых ядер группы кремния в космических лучах и газо-пылевой среде различаются не очень сильно (в 3—4 раза), но еще более тяжелых ядер (группы железа) в космических лучах на два-три порядка больше, чем в газо-пылевой среде.

Хуже определяется концентрация релятивистских электронов. В потоке частиц космических лучей вблизи Земли их всего около 1% от потока протонов. Возможно, что вдали от Солнечной системы их много больше и их концентрация может быть сравнима с концентрацией релятивистских протонов.

Спектр энергии частиц космических лучей в доступной для измерений области энергий имеет степенной характер, хотя показатель спектра может меняться в разных областях пространства и в разных участках спектра.

Межзвездные магнитные поля исследуются по поляризации синхротронного излучения частиц космических лучей, по поляризации света звезд, ослабленного межзвездным поглощением, а также по зеемановскому расщеплению в линии 21 см. Характерные величины межзвездных магнитных полей порядка 2—3 мкГс, так что плотность энергии магнитного поля также около 3 * 10 в 13 эрг/см3. В плотных облаках эти величины значительно выше.

Магнитные поля и космические лучи играют важную роль в динамике газа. Космические лучи частично ионизуют даже холодный плотный газ, а магнитное поле, действуя на его заряженные частицы (протоны и электроны), через них «управляет» движением всего газа. Благодаря присутствию космических лучей и магнитных полей в межзвездном газе возникают крупномасштабные динамические неустойчивости, приводящие к сильной концентрации газа в отдельных областях. Газ в свою очередь во многом определяет плотность космических лучей и структуру магнитного поля Галактики.

Все компоненты межзвездной среды оказываются тесно связанными между собой. В частности, динамические и энергетические характеристики межзвездной среды определяются ее взаимодействием со звездами, космическими лучами и магнитными полями. Горячие яркие звезды спектральных классов Q и В нагревают и ионизуют межзвездную среду в их окрестности. Вне зон Н II, куда не проникает ионизующее ультрафиолетовое излучение звезд, нагревание газа связано с поглощением энергии частиц космических лучей и мягких рентгеновских квантов. Кстати, нагрев космическими лучами и мягкими рентгеновскими лучами в конечном счете определяется взаимодействием со звездами, ибо и космические лучи и рентгеновские кванты возникают в объектах «звездного типа», таких, как пульсары или дискретные рентгеновские источники.

Близкие значения характерных величин плотностей энергий всех компонент межзвездной среды — газо-пылевой компоненты, космических лучей, магнитного поля — указывают на большую роль взаимодействия между ними.

С.А. КАПЛАН С.Б. ПИКЕЛЬНЕР - "ФИЗИКА МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫ"

 

Сайт создан в 2012 г. © Все права на материалы сайта принадлежат его автору!
Копирование любых материалов сайта возможно только с разрешения автора и при указании ссылки на первоисточник.
Яндекс.Метрика