25. Динамика межзвездного газа и туманностей

Рассмотрим теперь более подробно движения межзвездного газа. Ранее уже было сказано, что средняя дисперсия лучевых скоростей облаков, определенная и по межзвездным линиям поглощения, и по линии 21 см, оказалась равной в среднем 8 ^км/_сек. В некоторых случаях движения отдельных облаков оказалось возможным наблюдать и при помощи линии 21 см: она расщеплялась на компоненты, подобные компонентам межзвездных линий Са II в данном направлении. Из таких наблюдений можно определить ширину отдельных тонких линий, т. е. дисперсию скоростей внутри облака. Она оказалась равной 2,5 - 3 ^км/_сек, что примерно совпадает с шириной оптических компонентов. Тот факт, что дисперсия скоростей тяжелых ионов кальция и легких атомов водорода оказалась примерно одинаковой, доказывает, что эти движения не тепловые, а гидродинамические, т. е. что внутри облака Н I имеются движения масс газа со скоростями большими, чем тепловые. Скорости внутренних движений в областях Н II, измеренные по ширине линий, оказались значительно больше, достигая 10 - 15 ^км/_сек. Примерно такова же тепловая скорость атомов водорода в этих областях.

Имеет ли движение межзвездного газа общие черты с движением воздуха или воды? Из опыта хорошо известно, что движение жидкости или газа делится на две качественно отличных формы - ламинарную и турбулентную. Ламинарное течение - спокойное, когда частицы жидкости движутся параллельными путями вдоль потока, как, например, вода в узком лотке при небольшой скорости. Турбулентное движение характеризуется беспорядочным хаотическим перемещением отдельных масс. Хотя все они в общем движутся вдоль потока, но относительные их скорости беспорядочны. При этом жидкость очень быстро перемешивается. Турбулентное движение развивается в тех случаях, когда мала вязкость жидкости (газа) или же велики масштабы движения и его скорость. В последних двух случаях (так же как и в первом) вязкость не играет существенной роли, поскольку ее действие зависит не только от коэффициента вязкости, но и от изменения скорости на единицу длины, а при больших масштабах это изменение мало. Сказанное можно проиллюстрировать следующим простым примером. Вязкая жидкость будет вытекать через маленькое отверстие значительно медленнее, чем вода, но если сделать большое отверстие (увеличить масштаб движения), то скорость вытекания будет почти такой же, как у воды. Таким образом, можно сказать, что естественное движение жидкости - турбулентное, но вязкость гасит турбулентность, превращая движение в ламинарное.

Несмотря на кажущийся беспорядок, в турбулентном движении есть свои законы, только это статистические законы, они относятся к средним величинам, а не к каждой данной точке жидкости в отдельности. Аналогичную картину можно видеть в движении молекул газа. Каждая молекула движется беспорядочно, и нельзя предсказать, каковы будут, например, ее скорость, путь пробега от столкновения до столкновения и т. п. Однако средние для всех молекул величины известны, они определяются такими характеристиками газа, как температура, плотность и т. п. Точно так же относительная скорость двух точек или разность давлений в двух точках при турбулентном движении беспорядочно меняются, но, как показали независимо один от другого А. Н. Колмогоров и А. М. Обухов (СССР), средние значения этих величин определяются общими характеристиками движения, главной среди которых является скорость превращения турбулентной энергии в теплоту. Это превращение происходит в самых мелких завихрениях, где вязкое трение заметно тормозит движение, так как там перепады скорости сравнительно велики.

Одна из основных закономерностей касается средней относительной скорости в двух точках: с увеличением расстояния между точками средняя относительная скорость растет пропорционально кубическому корню из расстояния. С. А. Каплан (СССР) попытался проверить, не осуществляется ли эта закономерность для скоростей межзвездных облаков. Из каталога Адамса он выбрал звезды, в спектрах которых наблюдались два компонента межзвездной линии поглощения. Расщепление компонентов дает относительную лучевую скорость облаков, а расстояние между облаками принималось равным в среднем одной трети расстояния до звезды. Кроме того, был применен другой метод. Среди звезд, в спектрах которых наблюдалось по одной линии, выбирались пары, расположенные в одной области неба. Разность скоростей облаков, дающих линии в спектрах этих двух звезд, сопоставлялась с угловым расстоянием между звездами. Эти и подобные им методы показали, что разность скоростей растет с увеличением расстояния между облаками приблизительно в соответствии с теорией. Зависимость нарушается, когда расстояние увеличивается до 60 парсеков. Это означает, что размер крупных турбулентных ячеек равен примерно 60 парсекам. Таким образом, движения межзвездных облаков имеют характер, до известной степени сходный с турбулентным. Однако это движение нельзя просто отождествлять с турбулентным движением ветра или потока в аэродинамической трубе. Достаточно указать на следующие существенные различия: воздух является сплошной средой, а облака разделены значительно более разреженным газом; закономерности обычного турбулентного движения выполняются при скоростях, меньших скорости звука, а скорости облаков больше, чем скорость звука в них. Еще об одном различии будет говориться в следующей главе.

Представляло интерес выяснить, являются ли турбулентными движения в эмиссионных туманностях. Для этого было предложено несколько способов, основанных на разнице лучевых скоростей в разных точках туманности, на флуктуациях яркости (турбулентные движения создают флуктуации плотности, а поскольку яркость зависит от плотности, появляются флуктуации яркости) и т. п. В основном эти методы применялись к самой яркой туманности Ориона. Оказалось, что для не слишком больших и, по-видимому, не слишком малых расстояний движения имеют сходный с турбулентным характер, т. е. средняя разность скоростей увеличивается с расстоянием.

При турбулентном движении энергия непрерывно переходит в тепло. Столкновения облаков, вызывающие сильное повышение их температуры, также приводят к большому расходу кинетической энергии. Подсчитано, что энергия движения облаков должна превратиться в тепло за время порядка десяти миллионов лет. Следовательно, должна существовать причина, поддерживающая движение межзвездного газа. В качестве одной из таких причин рассматривалось дифференциальное вращение Галактики. Изменение скорости с удалением от центра могло бы на первый взгляд привести к появлению турбулентных движений, так же как эти движения появляются в реке, скорость которой увеличивается с удалением от берега. Однако, как указали В. С. Сафронов и Е. Л. Рускол, аналогия здесь не совсем точная, так как в Галактике разность скоростей обусловлена силой притяжения к центру и при смещении массы газа вдоль радиуса скорость ее меняется. Вопрос еще до конца не ясен, однако можно думать, что этот эффект существенно замедляет процесс перехода движения в хаотическое. Кроме того, скорость в Галактике меняется так медленно, что при всех условиях это не может дать много энергии.

Другим возможным источником поддержания движений является давление излучения горячих звезд - как непосредственного, так и переработанного в кванты L_α. Было оценено, что горячие звезды излучают энергии больше, чем необходимо для поддержания движения. Однако, в соответствии с законами механики, давление радиации может непосредственно передать облаку в виде кинетической энергии не всю энергию излучения, а только небольшую долю ее, равную отношению скорости удаления облака к скорости света, потому что квант передает свое количество движения, а не энергию. Остальная энергия расходуется на ионизацию и нагрев газа, и в конце концов большая часть ее переизлучается в виде различных линий.

Энергия излучения звезд, идущая на нагрев и ионизацию, может частично перейти в кинетическую энергию при расширении горячего газа под действием его давления, Поэтому можно ожидать наличие расширения у диффузных туманностей и областей Н II, и тот факт, что энергия излучения звезд достаточно велика для поддержания движений, сохраняет свое значение. Движения внутри диффузных туманностей исследовал Г. А. Шайн. Он обратил внимание на то, что эти туманности не являются аморфными образованиями, а имеют определенные структурные особенности. В частности, для многих туманностей характерно распределение материи по периферии (рис. 22). В других туманностях наблюдается сходное явление - оболочки. Эти особенности могут быть интерпретированы как результат движения материи наружу. Наличие у отдельных диффузных туманностей нескольких оболочек говорит о нескольких последовательных расширениях газа из центра в разные периоды. Другим доказательством расширения служит то, что лучевая скорость туманностей, в тех случаях, когда она известна, обычно отличается от лучевой скорости звезды на 15- 20 ^км/_сек, причем туманность движется от звезды к наблюдателю. Если принять во внимание, что туманности в той или иной степени содержат пыль и потому непрозрачны, так что по существу мы видим только переднюю их сторону, то можно заключить, что разность скоростей обусловлена расширением туманности. О расширении и распаде говорят также часто встречающиеся группы туманностей, от едва разделившихся (рис. 23) до больших скоплений туманностей, занимающих часто значительные участки неба. Было подсчитано, что относительные скорости туманностей больше, чем необходимо для преодоления их взаимного притяжения, поэтому туманности должны постепенно расходиться и группы рассеиваются. Одновременно рассеиваются и отдельные туманности, входящие в группы. Все это было обобщено Г. А. Шайном в важном выводе о том, что эмиссионные туманности образуются в виде плотных небольших образований, а затем расширяются и рассеиваются. Поскольку туманности связаны с горячими звездами, возбуждающими их свечение (причем эта связь не случайна), образование звезд и диффузных эмиссионных туманностей надо рассматривать вместе. Поэтому отметим некоторые факты, относящиеся к образованию звезд.

Рис. 22. Туманности IС 1795, 1805 в созвездии Кассиопеи с расположением материи по периферии (Крымская обсерватория)

Рис. 23. Группа распадающихся туманностей (NGG 6334) (Крымская обсерватория)