Міжзоряне середовище 1

Відповідно до сучасних уявлень, зірки утворюються шляхом конденсації дуже розрідженої міжзоряного газово-пилової середовища. Тому, перш ніж розповісти про шляхи еволюції зірок, нам доведеться зупинитися на властивості міжзоряного середовища.

Міжзоряний газ був виявлений на самому початку цього століття завдяки поглинанню в лініях іонізованого кальцію, яке він справляє в спектрах віддалених гарячих зірок. З тих пір методи вивчення міжзоряного газу безперервно поліпшувалися і досягли високого ступеня досконалості. В результаті великої багаторічної роботи, виконаної астрономами, зараз властивості міжзоряного газу можна вважати досить добре відомими. Щільність міжзоряного газового середовища незначна. В середньому в областях міжзоряного простору, розташованих недалеко від галактичної площини, в 1 см3 знаходиться приблизно 1 атом. Нагадаємо, що в такому ж обсязі повітря знаходиться 2,7 * 1019 молекул. Навіть в найдосконаліших вакуумних камерах концентрація атомів не менш ніж 103 см-3. І все ж міжзоряне середовище не можна розглядати як вакуум! Справа в тому, що вакуумом, як відомо, називається така система, в якій довжина вільного пробігу атомів або молекул перевищує характерні розміри цієї системи. Однак в міжзоряному просторі середня довжина вільного пробігу атомів в сотні разів менше, ніж відстані між зірками. Тому ми маємо право розглядати міжзоряний газ як суцільну, стисливу середу і застосовувати до цього середовища закони газової динаміки.

Хімічний склад міжзоряного газу досить добре вивчений. Він схожий з хімічним складом зовнішніх шарів зірок головної послідовності. Переважають атоми водню і гелію, атомів металів порівняно небагато. У досить помітних кількостях присутні найпростіші молекулярні сполуки (наприклад, CO, CN). Можливо, що значна частина міжзоряного газу знаходиться в формі молекулярного водню. Розвиток внеатмосферной астрономії відкрило можливість спостереження ліній молекулярного водню в далекій ультрафіолетової частини спектра.

Фізичні властивості міжзоряного газу істотно залежать від того, чи знаходиться він в порівняльній близькості від гарячих зірок або, навпаки, досить віддалений від них. Справа в тому, що ультрафіолетове випромінювання гарячих зірок повністю ионизует водень на величезних відстанях. Так, зірка класу ПРО5 ионизует навколо себе водень в гігантській області радіусом близько 100 пс.

Температура міжзоряного газу в таких областях (визначається як характеристика безладних теплових рухів частинок) досягає 10 тис. К. При цих умовах мезжзвездная середу випромінює окремі лінії в видимої частини спектра, зокрема червону водневу лінію. Ці області міжзоряного середовища носять назву «зони HII». Однак більша частина міжзоряного середовища досить віддалена від гарячих зірок. Водень Там не іонізован. Температура газу низька, близько 100 К або нижче. Саме тут є значна кількість молекул водню.

Крім газу, до складу міжзоряного середовища входить космічний пил. Розміри таких пилинок складають 10-4-10-5 см. Вони є причиною поглинання світла в міжзоряному просторі, через який ми не можемо спостерігати об'єкти, що знаходяться в галактичної площини на відстанях, великих 2-3 тис. Пс. На щастя, космічний пил, так само як і пов'язаний з нею міжзоряний газ, сильно концентрується до галактичної площини. Товщина газово-пилового шару складає всього лише близько 250 пс. Тому випромінювання від космічних об'єктів, направлення на які складають значні кути з галактичної площиною, поглинається незначно.

Міжзоряні газ і пил перемішані. Ставлення середніх щільності газу і пилу в міжзоряному просторі дорівнює приблизно 100: 1. Спостереження показують, що просторова щільність газово-пилової міжзоряного середовища змінюється дуже нерегулярно. Для цього середовища характерно різко виражене «клочковатое» розподіл. Вона існує у вигляді хмар (в яких щільність раз в 10 більше середньої), розділених областями, де щільність мізерно мала. Ці газово-пилові хмари зосереджені переважно в спіральних гілках Галактики і беруть участь в галактичному обертанні. Окремі хмари мають швидкості в 6-8 км / с, про що вже говорилося. Найбільш щільні з таких хмар спостерігаються як темні або світлі туманності.

Значна кількість відомостей про природу міжзоряного газу було отримано за останні два десятиліття завдяки вельми ефективному застосуванню радіоастрономічних методів. Особливо плідними оилі дослідження міжзоряного газу на хвилі 21 см. Що це за хвиля? Ще в сорокових роках теоретично було передвіщено, що нейтральні атоми водню в умовах міжзоряного простору повинні випромінювати спектральну лінію з довжиною хвилі 21 см. Справа в тому, що основне, саме «глибоке» квантовий стан атома водню складається з двох дуже близьких рівнів. Ці рівні розрізняються орієнтаціями магнітних моментів ядра атома водню (протона) і обертається навколо нього електрона. Якщо моменти орієнтовані паралельно, виходить один рівень, якщо антипараллельно - інший. Енергія одного з цих рівнів дещо більше іншого (на величину, рівну подвоєному значенню енергії взаємодії магнітних моментів електрона і протона). Відповідно до законів квантової фізики, час від часу повинні самовільно відбуватися переходи з рівня більшої енергії на рівень меншою енергії. При цьому випромінюватиметься квант з частотою, пропорційною різниці енергій рівнів. Так як остання в нашому випадку дуже мала, то і частота випромінювання буде низькою. Відповідна довжина хвилі буде дорівнює 21 см.

Розрахунки показують, що такі переходи між рівнями атома водню відбуваються надзвичайно рідко: в середньому для одного атома має місце один перехід в 11 млн. Років! Щоб відчути незначну величину ймовірності таких процесів, досить сказати, що при випромінюванні спектральних ліній в оптичному діапазоні переходи відбуваються кожну стомільйонний частку секунди. І все ж виявляється, що ця лінія, яку випромінює міжзоряними атомами, має цілком спостережувану інтенсивність.

Так як міжзоряні атоми мають різні швидкості по променю зору, то через ефект Доплера випромінювання в лінії 21 см буде «розмазати» в деякій смузі частот близько 1420 Мгц (ця частота відповідає довжині хвилі 21 см). За розподілом інтенсивності в цій смузі (так званому «профілем лінії») можна вивчити всі рухи, в яких беруть участь міжзоряні атоми водню. Таким шляхом вдалося дослідити особливості галактичного обертання міжзоряного газу, безладні рухи окремих його хмар, а також його температуру. Крім того, з цих спостережень визначається кількість атомів водню в міжзоряному просторі. Ми бачимо, таким чином, що радіоастрономічні дослідження на хвилі 21 см є найпотужнішим методом випромінювання міжзоряного середовища і динаміки Галактики. В останні роки цим методом вивчаються інші галактики, наприклад туманність Андромеди. У міру збільшення розмірів радіотелескопів будуть відкриватися все нові можливості вивчення більш віддалених галактик за допомогою радіолінії водню.

В Наприкінці 1963 року була виявлена ​​ще одна міжзоряне радіолінія, що належить молекулам гідроксилу ОН, з довжиною хвилі 18 см (лінія ОН складається з чотирьох близьких по частотах компонент - 1612, тисячу шістсот шістьдесят-п'ять, 1667 і 1720МГц)). Існування цієї лінії було теоретично передбачене відомим радянським астрофізиком І. С. Шкловського в 1949 р У направленні на галактичний центр інтенсивність цієї лінії (яка спостерігається в поглинанні) виявилася дуже високою. Це підтверджує зроблений вище висновок, що в окремих областях міжзоряного простору газ знаходиться переважно в молекулярному стані. У 1967 р була відкрита радіолінія води Н2О з довжиною хвилі 1,35 см.

За останні 15 років, минулі після відкриття міжзоряного радіолінії ОН, було відкрито багато інших радіоліній міжзоряного походження, що належать різним молекулам. Серед них особливо велике значення має молекула СО, радіолінія якої з довжиною хвилі 2,64 мм спостерігається майже у всіх областях міжзоряного середовища. Є молекули, радіолінії від яких спостерігаються виключно в щільних, холодних хмарах міжзоряного середовища. Досить несподіваним було виявлення в таких хмарах радіоліній вельми складних багатоатомних молекул, наприклад, СН3НСО, CH3CN і ін.

Вельми корисним є та обставина, що відповідні радіолінії, що належать різним ізотопів однієї і тієї ж молекули, мають досить помітно різняться довжини хвиль. Це дозволяє досліджувати ізотопний склад міжзоряного середовища, що має велике значення для проблеми еволюції речовини у Всесвіті. Зокрема, окремо спостерігаються такі ізотопні комбінації окису вуглецю: 12C16 О, 13С16О і 12С18О. Області міжзоряного середовища, що оточує гарячі зірки, де водень повністю іонізован ( «зони HII»), вельми успішно досліджуються за допомогою так званих «рекомбінаційних» радіоліній, існування яких було теоретично передбачене ще до їх відкриття радянським астрономом Н.С.Кардашевим. «Рекомбінаційні» лінії виникають при переходах між дуже високо збудженими атомами (наприклад, між 108 і 107 рівнями атома водню). Настільки «високі» рівні можуть існувати в міжзоряному середовищі тільки через її надзвичайно низької щільності. Зауважимо, наприклад, що в сонячній атмосфері можуть існувати тільки перші 28 рівнів атома водню; більш високі рівні руйнуються завдяки взаємодії з частинками навколишнього плазми.

Уже порівняно давно астрономи отримали ряд непрямих доказів наявності міжзоряних магнітних полів. Ці магнітні поля пов'язані з хмарами міжзоряного газу і рухаються разом з ними. Напруженість таких полів близько 10-5Е, тобто в 100 тис. разів менше напруженості земного магнітного поля на поверхні нашої планети. Загальний напрямок магнітних силових ліній збігається з напрямком гілок спіральної структури Галактики. Можна сказати, що самі спіральнігілки представляють собою гігантських розмірів магнітні силові трубки.

В Наприкінці 1962 р факт існування міжзоряних магнітних полів був встановлений англійськими радіоастрономії шляхом прямих спостережень. З цією метою досліджувалися досить тонкі поляризаційні ефекти в радіолінії 21 см, що спостерігається в поглинанні в спектрі потужного джерела радіовипромінювання - Крабовидной туманності. Якщо міжзоряний газ знаходиться в магнітному полі, можна очікувати розщеплення лінії 21 см на кілька компонент, що відрізняються поляризацією. Так як величина магнітного поля дуже мала, це розщеплення буде зовсім незначним. Крім того, ширина лінії поглинання 21 см досить значна. Єдине, що можна очікувати в такій ситуації, - це невеликі систематичні відмінності поляризації в межах профілю ліній поглинання. Тому впевнене виявлення цього тонкого ефекту - чудове досягнення сучасної науки. Виміряне значення міжзоряного магнітного поля виявилося в повній відповідності з теоретично очікуваним згідно непрямими даними.

Для досліджень міжзоряних магнітних полів застосовується і радіоастрономічний метод, заснований на вивченні обертання площини поляризації радіовипромінювання позагалактичних джерел при його проходженні через «намагнічені» міжзоряне середовище ( «явище Фарадея»). Цим методом вже зараз вдалося отримати ряд важливих даних про структуру міжзоряних магнітних полів. В останні роки в якості джерел поляризованого випромінювання для вимірювання міжзоряного магнітного поля таким методом використовуються пульсари.

Міжзоряні магнітні поля грають вирішальну роль при утворенні щільних холодних газово-пилових хмар міжзоряного середовища, з яких конденсуються зірки.

З міжзоряними магнітними полями тісно пов'язані первинні космічні промені, що заповнюють міжзоряний простір. Це частки (протони, ядра більш важких елементів, а також електрони), енергії яких перевищують сотні мільйонів електронвольт, доходячи до 1020-1021 еВ. Вони рухаються уздовж силових ліній магнітних полів по гвинтовим траєкторіях. Електрони первинних косміческнх променів, рухаючись в міжзоряних магнітних полях, випромінюють радіохвилі. Це випромінювання спостерігається нами як радіовипромінювання Галактики (так зване «синхротронне випромінювання»). Таким чином, радіоастрономія відкрила можливість вивчати космічні промені в глибинах Галактики і навіть далеко за її межами. Вона вперше поставила проблему походження космічних променів на міцний науковий фундамент.