Холодный межзвездный газ. Процессы, протекающие в газово-пылевых комплексах. Методы наблюдении межзвёздного газа
Газ, всюду газ! Собранный в гигантские раскаленные шары, он образует бесчисленные звезды - в них сосредоточена главная масса вещества во Вселенной. Разреженный холодный газ, заполняющий огромные пространства в виде газовых туманностей, обволакивающий десятки звезд, газ, образующий атмосферы планет! И все это в безвоздушном пространстве. Но подлинно ли в безвоздушном?
Наши понятия о вакууме, о безвоздушном пространстве относительны. В электрической лампочке старого типа «нет воздуха», говорим мы, он оттуда выкачан. Сравнительно о комнатным воздухом там вакуум. Но физик с помощью своих лучших насосов может так выкачать воздух из какой-либо стеклянной трубки, что по сравнению с пространством в ней пространство внутри электрической лампы кишит мириадами молекул.
Газовые диффузные туманности с их плотностью порядка 10-19 г/см3 раскинулись в безвоздушном пространстве. Но и оно, как мы убеждаемся, не совершенно пусто, в нем тоже есть газ. Газ ничтожной плотности, но все же газ, и между любыми двумя звездами есть газовая среда, как бы разрежена она ни была.
Но какой это газ? Это, конечно, не земной воздух, хотя бы и разреженный. История изучения этого газа принесла много интересного и неожиданного.
В 1904 г., изучая спектрально-двойную звезду Дельту Ориона, Гартман для большей точности определения ее лучевой скорости измерял положение в спектре всех темных линий, которые в нем были видны. Ведь если звезда движется как целое по своей орбите около центра тяжести системы, то все линии ее спектра должны смещаться одинаково в том смысле, что в пределах ошибок измерения смещение любой линии спектра должно соответствовать одной и той же скорости приближения или удаления от нас. Мы уже знаем, что при таком периодическом орбитальном движении линии спектра периодически же изменяют свое смещение. В спектре Дельты Ориона все линии вели себя «как следует», кроме линий ионизованного кальция. Эти две линии почему-то не участвовали в общем периодическом колебании положения линий в спектре, а упрямо стояли на месте. Неслась ли звезда на нас, удалялась ли она от нас в данный момент - линиям кальция это было безразлично.
Рис. 173. Линии межзвездного кальция
Упрямые линии принадлежали атомам кальция, и Гартману ничего не оставалось, как заключить, что кальций почему-то не участвует в орбитальном движении звезды. Раз линии кальция видны как темные (в поглощении), то,очевидно, свет звезды проходит через него, поглощается в нем, но этот элемент не находится в атмосфере звезды, вызывающей появление в спектре остальных линий поглощения. Атмосфера звезды движется вместе со звездой, кальций же с ней не движется. Быть может, наша двойная звезда погружена в обширное облако разреженного кальция, в котором она и движется, не увлекая его с собой?
Такого рода линии кальция назвали стационарными, т. е. неизменными, неподвижными. В дальнейшем в спектрах многих других спектрально-двойных звезд были открыты стационарные линии кальция, но лишь в тех случаях, когда звезды были раннего спектрального класса В.
Слайфер, однако, нашел более вероятным, что стационарные линии производятся не облаком кальция, в которое погружена звезда, а облаками кальция или его непрерывной массой, расположенной на всем пути луча света от звезды к нам. Другими словами, кальций не околозвездный, а межзвездный газ. Этот взгляд был подтвержден. Тогда вместо «стационарные линии» стали говорить «межзвездные линии».
Выяснилось это так. Когда стало известно, что температура атмосферы звезды определяет вид ее спектра, стало возможно теоретически определять интенсивности разных линий, создаваемых атмосферой звезды определенного химического состава и определенной температуры. Выяснилось, что такие горячие звезды, как звезды класса В, не содержат в своей атмосфере атомов ионизованного кальция - для них там слишком горячо. Весь кальций там уже дважды ионизован, и его линий в спектре быть не может. Значит, ионизованный кальций, производящий в спектре горячих звезд стационарные линии, должен быть далеко от звезды, там, где не так горячо и где он может существовать.
Затем обнаружилось, что вовсе не одни лишь спектрально-двойные звезды обнаруживают эти линии кальция, - он есть в спектрах большинства горячих одиночных звезд. Там его линии вообще нельзя назвать стационарными, потому что одинокая звезда не совершает орбитального движения. По отношению к нам она движется постоянно с одной и той же скоростью, поэтому все линии ее спектра смещены по принципу Доплера на величины, соответствующие одной и той же скорости. Однако оказалось, что у таких горячих звезд смещение линий ионизованного кальция соответствует совершенно другой скорости, чем та скорость, с которой движется сама звезда.
Если ионизованный кальций заполняет все межзвездное пространство, то его линии, смещенные, как мы видим, всегда особенным образом, должны присутствовать в спектрах звезд любого типа. К сожалению, более холодные звезды сами содержат в своей атмосфере ионизованный кальций, а потому и его линии в спектре. Эти линии широки и сильны и маскируют тонкие, слабые линии межзвездного кальция. В некоторых случаях все же удалось обнаружить эти тонкие «межзвездные» линии, наложенные на более широкие «звездные» линии спектра.
Решающим оказалось выполненное в Канаде Пласкеттом и Пирсом сопоставление интенсивности линий межзвездного кальция с расстоянием до звезд. Чем звезда дальше, тем интенсивнее ее линии межзвездного кальция. Но так и должно быть, если кальций заполняет всю межзвездную среду. Чем дальше от нас звезда, тем длиннее путь ее луча, прежде чем он дойдет до нас, и тем больше поглощающих атомов кальция он встретит на своем пути. Чем больше атомов кальция поглотит свет звезды, тем больше он ослабится и тем темнее и интенсивнее будет линия поглощения в спектре. С этим объяснением пришлось согласиться.
Мало того, теперь мы имеем возможность, установив из наблюдений связь между интенсивностью линий ионизованного кальция и известными расстояниями до звезд, определять по интенсивности этих линий расстояние до тех горячих звезд, для которых они еще не известны. Спасибо межзвездному кальцию! - должны сказать мы во многих случаях, так как часто у нас не бывает другого способа определить расстояние до какой-нибудь звезды.
Пласкетт и Пирс сумели также доказать, что межзвездный кальций участвует в том общем вращении, которым охвачены все звезды нашей звездной системы. Сопоставляя лучевые скорости звезд, вызванные этим вращением, с лучевой скоростью межзвездного кальция (по сдвигу его линий в спектрах тех же звезд), убедились, что последняя вдвое меньше, чем та лучевая скорость, которая следует для данной звезды по теории вращения Галактики. Но вдвое меньшую скорость относительно Солнца при вращении Галактики должна иметь точка, вдвое более близкая. Вывод отсюда один: межзвездный кальций участвует во вращении всей звездной системы, вместе со звездами и по тем же законам, так как центр тяжести того столба газа, который находится между любой звездой и нами, во всех случаях совпадает с его серединой. Это значит, что в пространстве между звездами кальций расположен довольно равномерно.
Впрочем, позднее выяснилось, что, как и космическая поглощающая пыль, кальций концентрируется в плоскости Млечного Пути. Выяснилось и то, что он расположен не непрерывной средой, а скорее в виде многочисленных облаков. Размеры некоторых облаков кальция доходят до 2000 световых лет.
Пока свойства атомов не были хорошо изучены физиками, исключительное или по крайней мере преобладающее нахождение именно кальция между звездами вызывало недоумение. Потом выяснилось, что ионизованный кальций поглощает свет главным образом в тех двух своих линиях, которые находятся в легко наблюдаемой части спектра. Атомы других элементов поглощают свет либо в очень многих линиях, как, например, железо, либо в такой области спектра (ультрафиолетовой), которая недоступна для изучения из-за ее полного поглощения в нашей атмосфере. Поэтому-то линии других межзвездных атомов, если они и есть, либо вообще не могут быть обнаружены, либо они менее заметны, потому что их общее поглощение разбивается на много разных поглощений - в каждой линии понемногу. Таким образом, нет оснований считать ионизованный кальций единственным или преобладающим газом в межзвездных недрах, он только заявляет о своем присутствии «крикливее» других.
Можно все же попытаться найти и другие межзвездные газы, хотя бы слабые следы их, - «кто ищет, тот всегда найдет!». И действительно, после специальных поисков в спектрах звезд был найден межзвездный натрий, а в самые последние годы обнаружили еще нейтральный кальций, ионизованный титан, нейтральный калий и даже железо! Кроме того, в конце тридцатых годов были найдены еще межзвездные молекулы нейтрального и ионизованного углеводорода СН и СН+, циана CN, NaH, a также некоторые линии неизвестного еще пока происхождения. Средняя плотность поглощающего межзвездного газа в несколько тысяч раз меньше плотности излучающих свет газовых туманностей.
Все, что известно сейчас о межзвездном газе, хорошо укладывается в единую теоретическую картину, рисующую физику газовых туманностей следующим образом.
Атомы газа, так или иначе попавшего в межзвездное пространство, ионизуются и возбуждаются квантами света, излучаемого звездами. С этими квантами они изредка сталкиваются. Мы сказали - изредка, потому что вдали от звезд через квадратный сантиметр поверхности проходит очень мало этих квантов. Так же редко происходит встреча иона со свободным электроном, при которой он восстанавливает свою структуру, реже, чем в газовых туманностях с их большей плотностью. Пока атом ионизованного кальция странствует в пространстве, терпеливо ожидая встречи с каким-либо заблудшим электроном, на него может налететь какой-нибудь квант света звезды, соответствующий длине волны 3933 А, и возбудить его до высшего энергетического состояния. Не будучи в состоянии переживать такое возбуждение дольше одной десятимиллионной доли секунды, атом вернется к исходному нормальному или невозбужденному, состоянию. При этом он излучит обратно поглощенный было им квант энергии с длиной волны 3933 А. Но его он пошлет уже не в том направлении, откуда получил, а в каком-либо ином. Так ион кальция, находящийся между нами и звездой, перехватывая кванты ее света, идущие к нам, будет их отбрасывать то туда, то сюда, будет рассеивать свет, и до нас его дойдет меньше, чем дошло бы без этого вмешательства. В результате в этой длине волны свет звезды ослабится, и в ее спектре мы увидим темную линию. Подобно этому ведут себя и другие межзвездные атомы.
Зная структуру атомов и их способность к поглощению, можно по интенсивности линий оценить их число на пути звездного луча, а зная расстояние до звезды, вычислить и плотность межзвездного газа.
Первые шаги, сделанные в этом направлении, дают для межзвездного ионизованного кальция плотность порядка 4 10-32 г/см3. Полная же плотность межзвездного газа значительно больше и по оценке Эддингтона составляет не менее 10-24 г/см3. Если бы этот газ состоял из одного лишь водорода, то при такой плотности в одном кубическом сантиметре содержалось бы только по одному атому, тогда как в таком же объеме комнатного воздуха их содержится десять миллиардов миллиардов!
В действительности дело почти так и обстоит, так как водород на самом деле является главной составной частью межзвездного газа. Следующее за ним место занимают кислород и натрий, но на водород приходится более 90 % атомов всей межзвездной среды, включая космическую пыль и метеориты. На долю последних приходится, как оказывается, ничтожная доля массы всей межзвездной среды и больше всего в ней весит самый легкий из газов!
К сожалению, межзвездный водород в поглощении не обнаружен оптическими методами и едва ли даже будет обнаружен, потому что в большинстве уголков нашей Вселенной подавляющее число атомов водорода находится в невозбужденном состоянии и потому поглощает энергию в невидимой далекой ультрафиолетовой области спектра.
Некоторая надежда увидеть знакомые линии водорода, но не в поглощении, а в излучении, все же есть. Они могут возникать, когда свободные электроны будут захватываться ядрами водорода и возвращаться к ближайшей к ядру орбите с наименьшей энергией каскадами - со ступеньки на ступеньку, задерживаясь на время на второй от ядра орбите. Такие случаи будут не часты, и излучение ярких линий межзвездного водорода должно быть слабым.
Путем многочасовых экспозиций О. Струве удалось обнаружить в некоторых обширных областях Млечного Пути слабые линии излучения водорода. Это и есть сигнал в видимых лучах от межзвездного водорода, но автор этой книги думает, что нередко мы тут имеем дело с проекцией друг на друга больших, далеких от нас и очень разреженных диффузных газовых туманностей. Будучи слабы и неразличимы по отдельности, они-то и создают впечатление неопределенно широкой излучающей водородной области Н II.
Это подтверждается тем, что, кроме линий водорода, в тех же областях неба были обнаружены яркие линии запрещенного азота и кислорода, т. е. был получен обычный спектр газовых туманностей. К тому же в этих областях были как раз обнаружены и горячие звезды спектрального класса О, которые всегда возбуждают свечение газовых туманностей.
Однако не только существование, но и распределение в пространстве, и скорости движения межзвездного водорода в настоящее время надежно установлены по его радиоизлучению. Подробнее об этом мы расскажем в главе 10.
По оценке Дэнхема и О. Струве плотность отдельных газов в межзвездном пространстве, определенная по интенсивности как линий поглощения, так и излучения, такова:
Для межзвездного вещества, на основании анализа наблюдаемого движения звезд, нельзя допустить плотность больше чем 6 10-24 г/см3, и вероятнее всего именно эта величина, совпадающая с оценкой, приведенной выше. Любопытно, что по некоторым оценкам средняя плотность межпланетного пространства в Солнечной системе, если иметь в виду его заполнение метеоритной материей, составляет 5 10-5 г/см3. Это даже меньше, чем плотность межзвездного пространства. По оценке Гринстейна плотность межзвездной пыли (исключая газ) составляет 2 10-5 г/см3. Так, вероятно, пыль между звездами по своей массе уступает место межзвездным газам!
В 1932 г. американский радиофизик Янский обнаружил радиоизлучение Млечного Пути. В метровом диапазоне оно очень сильно. Как выяснилось, это радиоизлучение имеет два источника. Одним из них является скопление в полосе Млечного Пути множества газовых туманностей. Мы видим из них только самые близкие или самые яркие. Видеть их далеко от нас мешает и поглощение света космической пылью. Но радиоволны эта пыль почти не задерживает и радиоизлучение далеких туманностей сливается в сплошной «радиошум» вдоль полосы Млечного Пути. Составлены карты неба, показывающие его «яркость» в разных местах в радиодиапазоне на разных длинах волн.
Другим источником радиоизлучения является торможение релятивистских электронов в межзвездных магнитных полях. Существование межзвездных магнитных полей строго доказано к середине шестидесятых годов. Релятивистские электроны входят и в состав космических лучей. Как мы уже говорили, при торможении релятивистских электронов в магнитном поле возникает излучение, в частности, в радиодиапазоне.
Водород ионизуется горячими звездами, которых мало и которые образуют сравнительно тонкий слой, заполняя его далеко не целиком. Дальше от слоя и в этом слое, но ближе к центру нашей звездной системы, горячих звезд и ионизованного водорода тоже нет.
Там везде водород может быть, но он будет не ионизован. И. С. Шкловский предвычислил, что нейтральный водород должен испускать в радиодиапазоне линию излучения с длиной волны 21 см и что она должна быть достаточно яркой для ее обнаружения радиотелескопами. Наблюдения вскоре это подтвердили. Так холодный невидимый нейтральный водород стал доступен для изучения почти во всем объеме нашей звездной системы. Ведь на энергию волн длиной 21 см поглощение межзвездной пылью не влияет!
По смещению линии излучения, испускаемой облаком нейтрального водорода, можно установить скорость облака по лучу зрения. Зная закон вращения нашей звездной системы и скорость облака, можно вычислить и расстояние до него. По интенсивности линии определяют плотность облаков, а изучение их распределения в пространстве чрезвычайно обогащает наше представление о строении нашей звездной системы.
Пыль, межзвездный газ и горячие диффузные туманности концентрируются в плоском слое толщиной около 600 световых лет, что мало сравнительно с размерами всей нашей звездной системы. Но отдельные облака горячего и холодного газа встречаются и на больших расстояниях от этого слоя, где они имеют значительные хаотические движения.
В 1963 г. радиотелескоп принес открытие в межзвездном пространстве радиолинии гидроксила ОН. Возможность ее наблюдения предсказывалась. Ее длина волны около 18 см. Линия эта сложная и состоит из нескольких компонент. Она наблюдается и в поглощении, и в излучении, обычно в области горячих газовых туманностей, но далеко не всех. Комплекс линий ОН обнаружил ряд пока еще крайне загадочных явлений. В частности, обнаружилась переменность яркости, очень различная у разных компонентов линии ото дня ко дню. Будущее развитие науки вскоре, вероятно, даст объяснение этим загадкам.
Инфракрасными наблюдениями был обнаружен межзвездный гелий, а в 1965-1966 гг. он же был обнаружен и в радиоизлучении. Одна из главных его линий излучения имеет длину волны около 6 см, а другая находится вблизи радиолинии водорода с длиной волны 21 см.
В общем к 1976 г., помимо атомов, в межзвездном пространстве, преимущественно методами радиоастрономии, открыто около 25 молекул. Одна из них состоит из семи атомов, одна из шести, но большинство двух- и трехатомные.
Самая сложная из этих молекул метилацетилен (СН3С2Н), затем идут метилцианид (CH3CN) и метиловый спирт (СН3ОН), обнаружены также типичные для состава комет СО, CN. Из других назовем Н2О, Н2, аммиак NH3.
К 1976 г. стало возможно заключить, что содержание разных химических элементов в межзвездном газе заметно отличается от процента их в газах, содержащихся в атмосферах звезд и Солнца, хотя часть этих атмосфер постепенно рассеивается в пространстве, а часть межзвездной среды аккумулируется на звездах, захватывается ими (аккреция газов). Например, в некоторых направлениях обнаружен недостаток многих атомов - поштношению к водороду их число там в 3 и более раз меньше, чем в атмосфере Солнца. Такие аномалии носят, однако, местный характер.
Как могло межзвездное пространство наполниться газом? Что старше - рассеянный межзвездный газ и туманности или же звезды? К этому вопросу мы вернемся в главе 11.
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.
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.
Составляющий ок. 99% её массы и ок. 2% массы Галактики. М. г. весьма равномерно перемешан с межзвёздной пылью,к-рая часто своим поглощением или рассеянием света делает газово-пылевые структуры наблюдаемыми (см. ). Диапазон изменения осн. параметров, описывающих М. г., очень широк. Темп-ра М. г. колеблется от 4-6 К до 10 6 К (в межзвёздных ионная темп-ра М. г. иногда превышает 10 9 К), концентрация изменяется от 10 -3 -10 -4 до 10 8 -10 12 частиц в 1 см 3 . Для излучения М. г. характерен широкий диапазон - от длинных радиоволн до жёсткого гамма-излучения.
Существуют области, где М. г. находится преимущественно в молекулярном состоянии (молекулярные облака) - это наиболее плотные и холодные части М. г.; есть области, где М. г. состоит гл. обр. из нейтральных атомов водорода (области HI),- это менее плотные и в среднем более тёплые области; существуют области ионизованного водорода (зоны НII), к-рыми явл. светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звёзд, и области разреженного горячего газа (корональный газ). М. г., как и вещество звёзд, состоит гл. обр. из водорода и гелия с небольшой добавкой других хим. элементов (см. ). В среднем в М. г. атомы водорода составляют ок. 90% числа всех атомов (70% по массе). На атомы гелия приходится ок. 10% числа атомов (ок. 28% по массе). Остальные 2% массы составляют все последующие хим. элементы (т.н. тяжёлые элементы). Из них наиболее обильны О, С, N, Ne, S, Ar, Fe. Все они вместе составляют прибл. 1/1000 от числа атомов М. г. Однако роль их в npoцeccax, протекающих в М. г., очень велика. По сравнению с составом Солнца в М. г. наблюдается дефицит ряда тяжёлых элементов, особенно Аl, Са, Ti, Fe, Ni, к-рых в десятки и сотни раз меньше, чем на Солнце. В разных участках М. г. Галактики величина дефицита неодинакова. Возникновение дефицита связано с тем, что значит. часть указанных элементов входит в состав пылинок и почти отсутствует в газообразной фазе.Вне галактич. диска М. г. очень мало. В осн. части гало Галактики газ, по-видимому, горячий (~ 10 o К) и очень разреженный ( на высоте 5 кпк над плоскостью симметрии диска). Наиболее заметны самые плотные газовые образования гало - . По-видимому, небольшое количество газа имеется в нек-рых, наиболее плотных, . Кроме того, на высоких галактич. широтах обнаружены водорода.
3. Методы наблюдении межзвёздного газа
Сильная разреженность М. г. и широкий диапазон темп-р, при к-рых он может находиться, определяют разнообразие методов его исследования.
Наиболее доступны для наблюдений газовые и газово-пылевые светлые туманности. По оптич. и в меньшей степени ИК-спектрам излучения эмиссионных туманностей удалось установить плотность, темп-ру, состав и состояние ионизации вещества зон НII. Богатую информацию о М. г. в эмиссионных туманностях получают по водорода, гелия и др. элементов, а также по непрерывному радиоизлучению.
Состояние М. г. вне туманностей исследуют по межзвёздным оптич. и УФ-линиям поглощения в спектрах звёзд. По ним удалось установить, что М. г. состоит из отдельных облаков, а вещество в них находится преимущественно в нейтральном атомарном состоянии. По линиям поглощения в оптич. диапазоне были открыты (1938 г.) первые . Линии поглощения большинства атомов, ионов и молекул лежат в УФ-области спектра (рис. 3). Наблюдения их, проводимые на ИСЗ, позволили изучить распространённость элементов и ионизац. состояние М. г. и обнаружить в нём дефицит ряда тяжёлых элементов. По линиям поглощения ионов NV (1238 и 1242 ) и OVI (1032 и 1038 ) были обнаружены коридоры горячего газа. По изучают крупномасштабную и тонкую структуру областей HI в Галактике и др. галактиках, плотность и темп-ру межзвёздных облаков, их строение, движение, а также вращение вокруг центров галактик.Исследовать распределение Н 2 труднее. Для этого чаще всего пользуются косвенным методом: исследуют пространственное распределение молекулы СО, концентрация к-рой пропорциональна концентрации молекул H 2 (молекул Н 2 примерно в 10 5 раз больше, чем СО). Радиоизлучение молекулы СО с = 2,6 мм практически не поглощается межзвёздной пылью и позволяет изучать распределение молекул СО и Н 2 , а также исследовать условия в наиболее холодной и плотной части М. г.- в молекулярных облаках и газово-пылевых комплексах. Молекулы H 2 непосредственно наблюдаются только по полосам поглощения, лежащим в далёкой УФ-области спектра ( 1108 ), и в неск. случаях по ИК-линиям излучения (= 2 мкм и 4 мкм). Однако из-за межзвёздного поглощения света пылью этот метод не позволяет исследовать Н 2 в плотных непрозрачных молекулярных облаках, где эти молекулы в основном сосредоточены. Отдельные, наиболее плотные конденсации молекулярного газа, расположенные рядом с сильными источниками возбуждения (напр., ИК-звёздами), наблюдаются в виде мощных космических мазеров (см. ).
Высокое спектр. разрешение, достигнутое в радиодиапазоне, позволяет изучать молекулы, содержащие различные изотопы атомов, напр. 1 H и 2 D (дейтерий), 12 С и 13 С, 14 N и 15 N, 16 О, 17 О, 18 О и т.д., т.е. изотопный состав М. г. и его вариации. Сравнение изотопного состава совр. М. г. с изотопным составом Солнечной системы, образовавшейся из межзвёздной среды ок. лет назад, даёт возможность судить об изменениях изотопного состава, связанных с эволюцией М. г.
По поглощению рентг. лучей в межзвёздном пространстве можно судить о полном количестве межзвёздного вещества, находящегося в атомарном и молекулярном виде, а также в виде пылинок. В дальнейшем по флюоресценции атомов в рентгеновских -линиях различных элементов (см. ) можно будет получить достаточно полную информацию о распространённости элементов в межзвёздном веществе независимо от того, в каком состоянии оно находится. Наиболее горячие участки М. г. (остатки сверхновых звёзд и коридоры горячего газа) излучают в рентг. диапазоне, что позволяет методами изучить их пространственное расположение и физ. св-ва.
Межзвездная среда излучает также в -лучах. Энергичные -фотоны (с энергией 50 МэВ) возникают в М. г. за счёт того, что при столкновении протонов с протонами М. г. образуются - , которые распадаются на 2 -фотона. Вклад 50% даёт релятивистских электронов космич. лучей при соударениях с ядрами атомов М. г. Кроме того, при взаимодействии частиц космич. лучей низких энергий с ядрами атомов М. г. и пыли появляются -линии в диапазоне 1-6 МэВ. Сильная линия, с энергией фотонов 0,511 МэВ, может образовываться при аннигиляции позитронов, возникающих при взаимодействии космич. лучей с М. г.
Состояние газа в непосредств. окрестности Солнечной системы установлено по параметрам , обусловленного относительно межзвёздной среды.
Ещё одним тонким методом исследований М. г. оказались наблюдения мерцаний радиоизлучения пульсаров на мелких неоднородностях межзвездной плазмы (см. ). С его помощью удалось установить, что концентрация электронов т у в М. г. флуктуирует слабо. Среднее по лучу зрения значение (здесь - отклонение концентрации электронов от ср. значения по лучу зрения). Размеры неоднородностей могут быть различными, но при наблюдениях пульсаров осн. вклад в мерцания дают неоднородности размером ~ 10 10 -10 13 см, порождённые, по-видимому, .
4. Процессы, формирующие состояние межзвёздного газа
Тепловое и ионизационное состояния М. г.Разреженность М. г. приводит к тому, что он прозрачен для большинства видов излучения. Поэтому условия в нём очень далеки от . Однако распределение энергии между частицами М. г. в большинстве случаев (за исключением гл. обр. ударных волн в М. г., где нет равнораспределения энергии между электронами и ионами) подчиняется , благодаря чему можно говорить о темп-ре М. г.
Для определения равновесных св-в М. г. (степени ионизации, интенсивности излучения и др.) рассматривается баланс процессов возбуждения ионов, атомов и молекул (соударений, поглощения излучения и др.) и процессов снятия возбуждения (рекомбинаций, испускания фотонов), протекающих в к.-л. выделенном объёме в конечный интервал времени.
Зоны НII М. г. нагреваются УФ-излучением звёзд, расположенных внутри них (атомы водорода активно поглощают излучение с ). Области HI и молекулярные облака нагреваются проникающей радиацией: частицами космич. лучей низких энергий (~ 1-10 МэВ/нуклон), а также УФ- и мягким рентг. излучением. Роль более энергичных фотонов и частиц невелика, т.к. их меньше, а взаимодействуют они с М. г. слабее (см. ). В нек-рых местах М. г. существенны и др. механизмы нагрева, напр. ударные волны, возникающие при столкновениях облаков или при вспышках сверхновых звёзд.
Охлаждение М. г. происходит за счёт излучения в спектральных линиях чаще в ИК- и оптич. областях спектра, реже в УФ- и рентг. диапазонах или в радиодиапазоне (см. ). Излучение в непрерывном спектре играет, как правило, второстепенную роль. В целом механизм охлаждения почти всех областей М. г. подобен охлаждению зон НII, но в областях HI повышенную роль в охлаждении играет излучение в ИК-диапазоне, а в холодных молекулярных областях - в радиодиапазоне.
Ионизуется М. г. теми же видами излучений, что и нагревается. Ионизац. равновесие достигается при равенстве скорости ионизации и скорости гл. обр. радиац. рекомбинации. В отдельных случаях, напр. для иона ОН в областях HI, определённую роль играют реакции обмена зарядом (реакции перезарядки) с водородом и реже с гелием.
Формирование структуры М. г.
Другим, ещё более сильным фактором, влияющим на структуру М. г. в S-галактиках, явл. спиральные ударные волны. Они возникают при соударении М. г., уже накопленного в спиральных ветвях, с газом, к-рый при круговом движении вокруг центра галактики догоняет спиральные ветви и входит в них со сверхзвуковой скоростью (спиральные ветви вращаются вокруг центра Галактики в ту же сторону, что газ и звезды, но с меньшей скоростью). На фронте ударной волны набегающий газ тормозится и уплотняется. За счет повысившегося давления почти весь газ оказывается в плотной фазе. Так образуются газово-пылевые комплексы, наблюдаемые на внутр. сторонах спиральных ветвей.
Газово-пылевые комплексы могут возникать не только под действием спиральных ударных волн, но и вследствие т.н. газового диска галактик. В результате развития неустойчивости возникают компактные (10-30 пк) газово-пылевые сгустки, становящиеся затем очагами образования звёздных скоплений. В S-галактиках неустойчивость Рэлея-Тейлора играет, вероятно, меньшую роль, чем спиральные ударные волны, но в Ir-галактиках она, видимо, явл. осн. причиной образования комплексов М. г.
Наблюдения показывают, что межзвёздные облака имеют помимо упорядоченного движения вокруг центра Галактики хаотич. скорости со ср. значением ок. 10 км/с. В среднем через 30-100 млн. лет облако сталкивается с др. облаком, что приводит к диссипации (уменьшению) этих случайных движений, частичному слипанию облаков и формированию степенного (~ ) спектра их масс. Хаотич. движения поддерживаются взрывами сверхновых: сброшенная при взрыве М. г. оболочка звезды тормозится в М. г. и передает облакам часть своего импульса.
Из области М. г., по к-рой прошла ударная волна, вызванная вспышкой, почти весь газ оказывается выметенным. Возникшая область разреженного газа (каверна размером в десятки пк с n ~ 10 -2 см -3 и T ~ 10 6 K) может существовать ~10 7 лет. Если за это время поблизости вспыхнет ещё одна сверхцо-вая, то новая каверна, сомкнувшись с предыдущей, может образовать обширныи коридор горячего разреженного сильно ионизованного газа. Излучение горячего газа может нагревать до 300-5000 К газовые облака, находящиеся на расстоянии многих пк от коридоров (существование облаков с такой темп-рой невозможно в описанной выше простой двухфазной модели М. г.).
Вспышки сверхновых звёзд, "пробурившие" газовый диск галактики насквозь, вызывают отток газа от плоскости галактики в межгалактич. среду и нагрев его там вплоть до 10 7 -10 8 K. В результате в межгалактич. среду попадает обогащённый тяжёлыми элементами газ. Возможно, что именно благодаря этим процессам межгалактич. газ в скоплениях галактик имеет почти такое же содержание железа, как атмосфера Солнца. Часть газа, видимо, падает назад к галактич. плоскости в виде высокоширотных и высокоскоростных облаков водорода.
5. Процессы, протекающие в газово-пылевых комплексах
Вещество в газово-пылевых комплексах достаточно плотно для того, чтобы не пропускать на большую глубину осн. часть проникающей радиации. Поэтому М. г. внутри комплексов оказывается холоднее, чем в межзвёздных облаках, и существует преимущественно в молекулярной форме. Молекулы образуются гл. обр. в ион-молекулярных реакциях, а также на поверхности пылинок (молекулы Н 2 и нек-рые др., см. ). Ионизация, необходимая для протекания ион-молекулярных реакций, поддерживается УФ-излучением звёзд (в областях, где межзвёздное поглощение света ) и, по-видимому, космич. лучами низких энергий (4-12 К) сгустков. Совместно с эти процессы в холодных фрагментах молекулярных облаков ведут к возникновению самогравитирующих сгустков газово-пылевого вещества звёздной массы - протозвёзд, из к-рых впоследствии образуются звёзды.
Т.о., молекулярные облака должны быстро (за ~ 10 6 лет) превратиться в звёзды. Т.к. они существуют гораздо дольше, должны действовать факторы, замедляющие образование звёзд (напр., магн. давление, турбулентность, нагрев газа возникшими звёздами, см. ).
6. Эволюция межзвёздного газа
М. г. постоянно обменивается веществом со звёздами. Согласно оценкам, в настоящее время в Галактике в звёзды переходит газ в количестве в год. Одновременно с этим звёзды, гл. обр. на поздних стадиях эволюции, теряют вещество (см. ) и пополняют М. г.
Часть выбрасываемого вещества участвовала в термоядерных реакциях в недрах звёзд и обогатилась там тяжёлыми элементами. Поэтому со временем состав (распространённость элементов) в М. г. изменяется. В разных галактиках и в различных частях каждой галактики эти процессы идут с различными скоростями. В результате в хим. и изотопном составе М. г. появляются неоднородности, и прежде всего градиент хим. состава вдоль радиусов галактик. Ближе к центру галактик М. г. несколько более обогащён тяжёлыми элементами.
Пока неизвестно, когда и как произошло обогащение первичного газа (имевшего состав 75% Н и 25% Не по массе, см. ) тяжёлыми элементами: было ли это ещё до образования галактик или в самом начале их эволюции. Но ясно, что на первых этапах истории галактик этот процесс шёл много активнее, чем в настоящее время.
В галактиках с большим уд. моментом количества движения за время ~ 10 9 лет после их образования М. г. осел в диск, также обогатившись тяжёлыми элементами. Дальнейшее звездообразование шло в диске. В S-галактиках звездообразование в диске стимулируется спиральной ударной волной. При каждом прохождении сквозь спиральную ударную волну элементы газа тормозятся, теряют энергию и с каждым оборотом приближаются к центру галактики.
В Ir-галактиках спиральные волны не сформировались, газ исчерпывался медленно. Поэтому в настоящее время они наиболее богаты газом (ср. содержание атомарного водорода 18% от массы галактики). В линзовидных (SO) галактиках осн. часть газа была, вероятно, выметена в межгалактич. пространство при взаимодеиствии их с др. галактиками, а оставшегося газа оказалось недостаточно для активного звездообразования.
Итак, в процессе эволкщии галактик происходит круговорот вещества: М. г. звёзды М. г., приводящий к постепенному увеличению содержания тяжёлых элементов в М. г. и звёздах и уменьшению количества М. г. в каждой из галактик. В разных типах галактик исчерпание М. г. идёт существенно различающимися темпами. Не исключена возможность, что процессы формирования звёзд и обогащения газа тяжёлыми элементами шли в Галактике немонотонно, т.е. неск. раз в истории Галактики могли происходить задержки звездообразования на миллиарды дет. Это, в принципе, должно было бы сказаться на распространённости элементов в различных типах звёздного населения.
Распределение ионизованного водорода в галактической межзвездной среде, которая видна из северного полушария Земли.
На межзвездный газ, при кажущейся пустоте незаполненного пространства Вселенной, приходится почти 99% от совокупной массы всех космических объектов.
Вселенские просторы, в которых светила занимают ничтожно малую часть, далеко не так пустынны, как считалось долгое время. Хотя и в небольших количествах, но везде присутствует межзвездный газ, наполняя собой все уголки мирозданья. В его концентрация снижена, в иррегулярных, наоборот, повышена. Он смешан с межзвездной пылью и активно участвует в процессах образования новых звезд, которые в конце своего возвращают Вселенной этот строительный материал. Таким образом происходит своеобразный обмен веществом между светилами и межзвездным газом. Цикличность этих процессов постепенно приводит к уменьшению его количества в космосе, при увеличении объемов содержания тяжелых элементов в его структуре. Но для существенных изменений в этой области требуются миллиарды лет. По приблизительным оценкам, ежегодное количество газа, задействованное в Галактике при формировании звезд, равняется 5 солнечным массам.
Состав, структура и протекающие процессы
Объект Хербига-Аро 110 выбрасывает газ в межзвездное пространство
Плотные и холодные формы межзвездного газа, содержащие водород, гелий и минимальные объемы тяжелых элементов (железо, алюминий, никель, титан, кальций), находятся в молекулярном состоянии, соединяясь в обширные облачные поля. Если же в составе вещества доминируют ионизированные или нейтральные атомы водорода, оно участвует в образовании светящихся , окружающих горячие звезды. Температурные характеристики межзвездного молекулярного газа лежат в диапазоне от -269 до -167°С, а его излучение охватывает довольно широкий спектр, включающий и жесткие гамма-лучи, и длинные радиоволны. Средняя плотность имеет ничтожный показатель – на 1 см куб. приходится менее одного атома вещества. Но есть и исключения, в тысячи раз превосходящие эти параметры. Обычно в составе межзвездного газа элементы распределены следующим образом: водород – 89%, гелий – 9%, углерод, кислород, азот – ок. 0,2-0,3%.
Газопылевое облако IRAS 20324+4057 из межзвездного газа и пыли длиной в 1 световой год, похожее на головастика, в котором скрывается растущая звезда.
В обширных областях разряженного и горячего газа температура среды достигает 1,5 млн. градусов Цельсия, сопровождаясь рентгеновским излучением. Такие газовые объекты участвуют в формировании звезд-гигантов, провоцируют взрывы сверхновых, радикально влияют на межзвездную среду, заставляя ее расширяться. Планетарные или эмиссионные туманности из межзвездного газа светятся благодаря находящемуся в их центре или рядом с ним ядру стареющей звезды или горячим молодым светилам.
В результате исследований ученые обнаружили факт хаотичности скоростей в движении подобных образований. Облака межзвездного газа могут не только упорядоченно вращаться вокруг галактических центров, но и обладать нестабильным ускорением. В течение нескольких десятков миллионов лет они догоняют друг друга и сталкиваются, образуя комплексы из пыли и газа. Такие объекты имеют достаточную плотность, чтобы защитить свои глубины от проникающего космического излучения. Этим объясняются более низкие температуры внутри газопылевых комплексов по сравнению с межзвездными облаками. Гравитационная неустойчивость объектов постоянно влияет на процесс молекулярных преобразований в их составе и со временем приводит к формированию протозвезд.
Расположение в нашей Галактике
Максимальная концентрация межзвездного газа в нашей Галактике наблюдается в районах, удаленных от ее центральной части на 5 кпк. Его процентное содержание в общем объеме ее массы равняется 2. Толщина слоя максимальна на периферии, уменьшаясь к центру. Около половины массы межзвездного газа приходится на огромные молекулярные облака, находящиеся на расстоянии 4-8 кпк от галактической оси. Самые плотные образования составляют туманности, которые наиболее заметны и доступны для исследований. Размеры облаков из межзвездного газа могут достигать значений около 2 тыс. световых лет.
Наблюдение и его методы
Вояджер-1 — первый искусственный объект достигший межзвездной среды
Межзвездный газ, обладая высокой разреженностью и широким температурным диапазоном, изучается с помощью нескольких способов. Особый интерес в этом плане представляют светлые газовые и газопылевые туманности, так как их визуальные характеристики значительно упрощают процесс оптических наблюдений. В число методов, позволяющих получить разнообразную информацию о состоянии и структуре межзвездного газа, входят исследования:
- непрерывного радиоизлучения;
- межзвездных оптических и УФ линий;
- пространственного распределения молекул;
- рентгеновского, ИК и гамма излучений;
- параметров межзвездного ветра;
- пульсаров.
Комплексный подход к изучению межзвездного газа позволил определить многие его свойства и параметры. К объектам, дающим оптимальную возможность наблюдать МГ на нашем небосводе, относится Ориона, где находится эмиссионная М42.
- Галактический газовый диск изогнут на периферии.
- Основной объем межзвездного газа сосредоточен в спиральных рукавах, один из коридоров которых расположен рядом с Солнечной системой.
- В разреженном МГ, подвергаемом действию космических излучений, обнаружена зависимость показателей температуры, давления и объема электронов от плотности концентрации водорода.
- К самым мощным факторам, влияющим на структурные процессы в межзвездной газовой среде, относятся спиральные ударные волны.
- Энергия вспышки сверхновой способна пробить пространство галактического диска, вызвав тем самым отток МГ в свободное пространство Вселенной.
- В теории молекулярные газовые облака за период в чуть более 100 лет должны превращаться в звезды. Но на практике существует множество факторов, замедляющих этот процесс.
