28. Диффузная материя

1. Межзвездная пыль и газ

В. Я. Струве более ста лет назад указал на существование межзвездного поглощения света, которое окончательно было доказано только в 1930 г. Межзвездное поглощение света ослабляет яркость звезд тем больше, чем они дальше от нас, и тем сильнее, чем короче длина волны. Поэтому далекие звезды выглядят краснее, чем они есть. Такой эффект должна вызывать мелкая пыль, размеры частичек которой сравнимы с длиной световой волны. Исследования показали, что межзвездная пыль сосредоточена в слое небольшой толщины (около 200-300 пк) вдоль галактической плоскости. Он состоит из разреженной газопылевой среды, которая местами сгущается в облака. Проходя расстояние в 1000 пк в плоскости Галактики, свет ослабляется в среднем на 1,5 звездной величины.

Уменьшение видимой яркости далеких звезд затрудняет точное определение расстояния до них путем сравнения их абсолютной звездной величины с видимой. Определяя расстояния, приходится учитывать не только влияние космической пыли, но и неравномерное ее распределение, наличие темных облаков.

Сходные по своей природе и близкие по составу газопылевые облака выглядят по-разному. Непрозрачные для света, они могут наблюдаться как темные туманности (рис. 89).

Рис. 89. Темная пылевая туманность Конская голова, окаймленная светлой пылевой туманностью

Если вблизи от большого газопылевого облака находится яркая звезда большой светимости, то она освещает это облако. Оно, отражая излучение звезды, выглядит светлой туманностью. Спектр такой туманности совпадает со спектром освещающей его звезды.

Когда газопылевое облако освещается очень горячей звездой (температура которой не ниже 20 000-30 000 К), то ультрафиолетовое излучение звезды ионизует водород и другие газы облака и заставляет их светиться. Газ поглощает ультрафиолетовые лучи, а излучает в красных, зеленых и других линиях спектра. Такое светящееся облако называют диффузной газовой туманностью. Если бы горячая звезда вдруг угасла, туманность бы тоже вскоре перестала светиться. Типичная туманность такого типа находится в созвездии Ориона (рис. 90). Она видна (зимой) в сильный бинокль, но только фотография выявляет ее структуру.

Рис. 90. Диффузная газопылевая туманность в созвездии Ориона

Газопылевых разреженных диффузных туманностей известно много. Все они клочковаты, неправильной формы, без четких очертаний. Спектр туманностей состоит из ярких линий водорода, кислорода и других легких газов. Некоторые газы находятся в таком состоянии, что дают спектр, никогда не наблюдающийся в земных условиях. Две самые яркие зеленые линии спектра туманностей долго приписывали предполагаемому химическому элементу "небулию" (что значит "туманный"), имеющемуся только в туманностях. Но потом выяснилось, что эти линии принадлежат атому кислорода, потерявшему два электрона и светящемуся в условиях такой разреженности, какая в лаборатории неосуществима. Действительно, плотность газовых туманностей около 10^-18-10^-20 кг/м³.

Особым типом туманностей являются планетарные туманности (рис. 91) - светящиеся газовые оболочки, выбрасываемые звездами на определенной стадии их развития, которая является закономерным этапом для большинства звезд. Природа их свечения такая же, как и диффузных туманностей.

Рис. 91. Самая большая и близкая к нам планетарная туманность в созвездии Водолея

В 1931 г. автором этого учебника было доказано, что звезды в процессе эволюции выбрасывают столько газа, что его достаточно для формирования новых поколений звезд.

Газовые диффузные туманности образуют в галактической плоскости слой толщиной всего лишь около 200 пк. Они принадлежат к населению, характерному для спиральных ветвей Галактики. Размеры туманностей огромны - от нескольких парсек до десятков парсек, так что в них обычно бывает погружено несколько звезд.

Современная техника наблюдений в инфракрасном и радиодиапазонах позволяет исследовать газопылевые облака, непрозрачные для видимого света, и изучать процесс звездообразования, который в этих облаках происходит. Ближайшей к нам областью, где и в настоящее время образуются звезды, является газопылевой комплекс в созвездии Ориона,

2. Возникновение звезд

В. Я. Струве (1793-1864).Русский астроном. Руководитель работ высокоточным определениям координат звезд, проводившихся в Пулковской обсерватории. Впервые в мире определил расстояние до звезды (Веги)

В пользу гипотезы о возникновении звезд путем гравитационной конденсации (т. е. взаимного тяготения частиц) из холодных газопылевых облаков говорит целый ряд фактов. Важнейший из них заключается в том, что образование звезд наблюдается вблизи галактической плоскости, где концентрируются облака наиболее плотного и холодного межзвездного газа. Поскольку зарождающаяся звезда (протозвезда) имеет еще не высокую плотность и температуру, то она может излучать в инфракрасном диапазоне длин волн. В областях звездообразования находят мощные источники инфракрасного излучения очень маленького углового размера. Эти источники могут быть формирующимися или недавно сформировавшимися звездами, еще окруженными плотной газопылевой средой, из которой они возникли.

Туманность Рыбачья сеть в созвездии Лебедя

Сжимаясь, протозвезда разогревается, пока в ее недрах температура не поднимется до нескольких миллионов градусов. Тогда начнутся ядерные реакции с участием легких элементов и выделением энергии. Переменность яркости молодых звезд - знак того, что они еще не стали устойчивыми, нагрев вводит в действие реакцию превращения водорода в гелий и останавливает сжатие. Сила давления газа уравновешивает силу тяготения. Звезда становится устойчивой и большую часть своей жизни сохраняет размер и светимость приблизительно постоянными (см. § 26). Именно такие звезды образуют главную последовательность на диаграмме "цвет - светимость". Звезда, масса которой такая же, как у Солнца, сжалась и появилась на главной последовательности примерно за 10⁸ лет.

3. Нейтральный водород и молекулярный газ

Много сведений о межзвездном газе приносят исследования его радиоизлучения. Водород в светлых туманностях ионизуется и светится, только если поблизости есть горячие звезды. Но основная масса водорода в Галактике нейтральна. Нейтральный водород в космосе не светится и невидим. Однако он излучает радиоволну длиной 0,21 м. По интенсивности излучения на этой длине волны определяют массу и плотность водорода, а по отличию фактической длины волны от 0,21 м по эффекту Доплера находят скорость водородного облака. В настоящее время выяснена общая картина распределения водорода в Галактике (рис. 92). Он расположен преимущественно в тонком слое вблизи галактической плоскости. Облака водорода можно наблюдать на расстояниях, гораздо больших, чем те, на которых возможно наблюдать в телескоп отдельные звезды. Температура облаков нейтрального водорода в среднем около 100 К, а температура ионизованных светящихся облаков (туманностей) около 10 000 К. В плотных газовых облаках атомы водорода объединяются в молекулы Нг. Полная масса межзвездного водорода составляет несколько процентов от общей массы Галактики, а масса космической пыли еще в 100 раз меньше. Плотность нейтрального водорода в плоскости Галактики составляет в среднем около 10^-21 кг/м³.

В межзвездном пространстве, помимо водорода, находятся гелий, а также атомы и некоторые простейшие молекулы других химических элементов в количестве, малом сравнительно с водородом и гелием. Многие молекулы обнаружены радиометодами (по излучению и поглощению радиоволн). Среди них ОН, Н₂О, СО, СО₂, NH₃ и некоторые более сложные молекулы.

4. Магнитное поле, космические лучи и радиоизлучение

В Галактике существует общее магнитное поле. Линии индукции этого поля в основном параллельны галактической плоскости. Изгибаясь, они идут вдоль спиральных ветвей Галактики. Индукция магнитного поля Галактики около 10^-10 Тл, но в облаках газа она выше.

Рис. 92. Распределение плотности нейтрального водорода в плоскости Галактики на различных расстояниях от ее центра

При вспышках сверхновых звезд, кроме быстрых атомных ядер (в основном протонов), составляющих космические лучи, выбрасывается много электронов со скоростями, близкими к скорости света. Магнитное поле Галактики тормозит быстрые электроны, и это вызывает нетепловое (синхротронное) радиоизлучение на метровых и более длинных волнах. Оно приходит к нам со всех сторон, но наиболее сильное радиоизлучение принимается из области Млечного Пути. Это радиоизлучение рождается в межзвездном пространстве вблизи плоскости нашей Галактики, где плотность космических лучей и индукция межзвездного магнитного поля достигают наиболее высоких значений.

Помимо Млечного Пути, в Галактике есть и другие источники радиоизлучения. Один из них, называемый Стрелец А, находится в центре нашей Галактики.