Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу << 7. Где рождаются звёзды | Оглавление | 9. Круговорот вещества в Галактике >>

Пространство между звёздами

Хотя основная доля видимого вещества Вселенной сконцентрирована в звездах, астрономы проявляют все больший интерес и уважение к межзвездному пространству, содержащему вещество в разнообразных и, возможно, неизвестных пока формах. Прежде чем вещество становится звездой, оно последовательно проходит все круги физико-химических превращений: от кварков и элементарных частиц к молекулам и вновь к атомам и частицам; от релятивистских энергий к абсолютному нулю температуры и вновь к состоянию плазмы; от безумных плотностей к глубочайшему вакууму и вновь к плотностям, недостижимым в физических лабораториях (рис. 8.1).
Эволюция плотности вещества Вселенной в соответствии с теорией адиабатических флуктуаций плотности
Рис. 8.1. Эволюция плотности вещества Вселенной в соответствии с теорией адиабатических флуктуаций плотности. Первыми формируются наиболее крупные структуры - сверхскопления и скопления галактик. Затем внутри них рождаются галактики и т. д.

В современной Галактике пространство между звездами заполнено разреженным веществом, излучением и магнитным полем, взаимодействующими друг с другом на равных, поскольку в среднем равны плотности их энергии (~10-12 эрг/см3). Игра сил гравитации, газового и магнитного давления приводит к тому, что из разреженного вещества формируются гораздо более плотные звезды. Поэтому история проникновения в загадку рождения звезд есть, по существу, история изучения межзвездной материи. В отличие от звездной астрономии, имеющей "славные традиции", астрономия межзвездной среды пока еще только обозревает свои владения. За последние два десятилетия открыты самая горячая и объемная, а также самая холодная, плотная и массивная компоненты межзвездного вещества. Не исключено, что в ближайшие годы будут сделаны не менее фундаментальные открытия в области межзвездной среды, поскольку существует проблема невидимого вещества в галактическом гало. Но чтобы оценить сегодняшнее состояние дела, давайте немного заглянем в историю.

Интуитивные представления о межзвездной среде можно встретить даже у античных философов ("Природа не терпит пустоты"!), однако наблюдениями они подтверждены не были. Даже у Г. Галилея, изучавшего небо в телескоп, рассуждения о межзвездной среде были довольно отвлеченными: "...мы отказываемся от твердых небесных сфер, в существование которых верили раньше, и предполагаем, что очень тонкая эфирная материя развеяна по обширным областям Вселенной, по которым блуждают твердые мировые тела, наделенные собственными мировыми движениями" [7, с. 173].

И. Кеплер соглашался с Галилеем, но рассуждал более конкретно: "К сильным сторонам твоего доказательства я отношу необычайную легкость небесной субстанции, следующей также и из моей "Оптики"... Это приводит к тому, что от наших глаз, когда они вооружены твоим инструментом, не ускользают даже самые мелкие частицы сферы звезд..., и что в одной единственной частице линзы между глазом и предметом втиснуто гораздо больше (и гораздо более плотной) материи, чем во всем нескончаемом пути сквозь эфир, причем материя в линзе вызывает легкое потемнение, а эфир его не вызывает. Поэтому и создается видимость, будто все необъятное пространство пусто" [12, с. 44]. Удивительно, но в том, что касается видимых звезд, Кеплер оказался совершенно прав: на пути их светового луча в линзе встречается в сотни раз больше атомов, чем в межзвездной среде.

Таким образом, астрономы XVII столетия верили в существование межзвездной субстанции, но считали ее чрезвычайно разреженной и практически невидимой, не подозревая о том, что сама эта субстанция делает для нас невидимой в некоторых направлениях существенную часть Галактики и всей внегалактической Вселенной. В XVIII веке с помощью светосильных телескопов кометоискателей трудами Э. Галлея, Н. Лакайля, Ш. Мессье и П. Мешена были открыты десятки светящихся туманностей. А великий В. Гершель подвел итог этому столетию, обнаружив с помощью своих гигантских инструментов 2,5 тыс. туманных объектов, многие из которых оказались облаками горячего газа. Как мы уже знаем, Гершель обнаружил и пустоты в распределении звезд, но решил, что это "отверстия в небесах", вызванные гравитационной неустойчивостью и скучиванием звезд в отдельные "облака".

В середине XIX в. Анджело Секки, доверяя своей интуиции, утверждал, что черные пустоты в Млечном Пути суть гигантские облака темных газов, проецирующиеся на светлый фон далеких звезд. Однако и в начале XX в. многие астрономы склонны были разделять взгляды Гершеля и находили "гипотезу Секки" маловероятной.

Но совершенствовалась техника наблюдении, накапливались новые данные. На рубеже веков американский астроном-самоучка Э. Барнард (1857-1923) начал систематическое фотографирование неба на Ликской обсерватории, положив тем самым начало широкому применению фотографии в астрономии. В 1913 г. Барнард публикует отдельные фотографии Млечного Пути, а в 1927 г. в свет вышел великолепный фотографический "Атлас Млечного Пути", при подготовке которого Барнард обнаружил и описал 349 светлых и темных туманностей. Отдельно он составил каталог 182 темных туманностей в Млечном Пути и выразил убеждение в том, что это облака поглощающей свет материи, а не промежутки между звездными облаками, как считал Гершель.

Действительно, многие темные пятна в Млечном Пути были окаймлены светлой туманностью, что безусловно указывало на их связь с межзвездным газом, но не доказывало ее. Прямая регистрация холодных фракций межзвездного газа стала возможной лишь десятки лет спустя. А в первой половине XX века оптическая спектроскопия позволила изучить горячий межзвездный газ и обнаружить отражающие звездный свет пылинки - крохотные твердые частицы межзвездной среды. Скопления пыли кажутся светлыми только в том случае, если рядом находится освещающая их звезда. Если же звезда находится за облаком пыли, то свет ее ослабевает иногда настолько, что ее невозможно заметить. Именно поглощение света пылью стало первым индикатором холодного межзвездного вещества.

Дж. Джинс писал в 1930 г.: "...непрозрачностью газа объясняются... темные пятна, которые встречаются на небе среди звездных полей. ...Темное пятно, которое на первый взгляд кажется дырой в звездной системе, картинно обозначается термином "угольный мешок". Однако эти темные пятна не могут быть в действительности пустотами, ибо нельзя представить себе существования столь большого числа пустых туннелей, идущих сквозь толщу звезд и притом направленных прямо к Земле. Поэтому мы должны видеть в них завесы затемняющей материи, которая ослабляет или даже совершенно гасит свет лежащих за ней звезд" [34, с. 48].

Именно ослабление света звезд помогло в эти годы Р. Трюмплеру надежно доказать существование пылевых облаков. Это был первый и, по-видимому, последний случай в истории звездной астрономии, когда межзвездное поглощение света сыграло конструктивную роль в научных исследованиях. С тех пор астрономы постоянно озабочены ослаблением света и изменением цвета звезд, вызванными влиянием космической пыли. Изучение этой пыли как физического объекта стало сейчас самостоятельной ветвью астрономии. До сих пор нет единого мнения о химическом составе, форме и размере пылинок, о местах их формирования. Ясно лишь, что в них сосредоточены относительно тяжелые химические элементы вплоть до железа, что размер пылинок ~(10-5-10-6) см, и что в темных облаках наряду с пылью всегда присутствует значительно большее количество газа.

В начале 40-х годов Л. Спитцер и Ф. Уиппл первыми пытались доказать, что звезды и звездные скопления могут рождаться в наше время из пылевых облаков. Но особой поддержки среди астрономов эти взгляды в то время не получили. Нужны были наблюдательные факты. В конце 40-х и в 50-е годы большой вклад в эту работу внесли советские ученые Г. А. Шайн, В. Ф. Газе, В. Г. Фесенков, Д. А. Рожковский, А. В. Курчаков и Дж. Ш. Хавтаси. Они создали атласы и каталоги диффузных, отражательных и темных туманностей Млечного Пути. Например, каталог грузинского астронома Дж. Ш. Хавтаси, составленный на основе фотографических атласов Барнарда и Роса - Кальверт, содержал описание 797 темных туманностей.

В конце 40-х годов связь молодых звезд с облаками горячего газа уже не вызывала сомнений: на это указывало их сходное распределение в пространстве. Однако ясно было и то, что разреженный горячий газ не может быть непосредственным предшественником звезд, а скорее всего возник вместе с ними или под их влиянием в процессе звездообразования. Наконец, в 1947 г. американские астрономы Б. Бок (1906-1983) и Э. Рейли обнаружили на фоне светлых туманностей NGC 2237 в созвездии Единорог и NGC 6611 в созвездии Щит небольшие черные круглые пятна, названные ими глобулами (рис. 8.2). Размеры этих плотных конденсаций от 0,05 до 0,25 пк, они содержат от 0,1 до 100 М$_\odot$ газа и пыли и ослабляют проходящий сквозь них свет в десятки и сотни раз. Эти объекты сразу стали интерпретировать как предшественников звезд - протозвезды.
Темные глобулы на фоне Млечного Пути в созвездии Змееносца
Рис. 8.2. Темные глобулы на фоне Млечного Пути в созвездии Змееносца.

Но в том же 1947 г. В. А. Амбарцумян указал на ассоциации как объекты современного звездообразования, и стало ясно, что звезды формируются большими группами. Значит, и производящее их вещество должно быть объединено в крупные фрагменты. Облачная структура межзвездной среды получала таким образом независимое обоснование. Наблюдатели обнаружили газовые облака в межзвездном пространстве довольно давно. Начиная с 1904 г. астрономы регистрировали в спектрах звезд узкие линии поглощения некоторых элементов и простейших молекул (Na, Са, К, Ti, CN, СН), которые жили как бы своей, независимой от звезд жизнью, например, имели доплеровское смещение, отличное от смещения всех остальных линий в спектре. К середине 20-х годов, благодаря теоретическим работам А. Эддингтона, было окончательно доказано, что эти линии образуются, когда свет звезды проходит сквозь полупрозрачные облака межзвездного газа. К началу 50-х годов изучение межзвездных линий поглощения позволило установить, что облака имеют размер порядка 10 пк, и что вблизи плоскости Галактики на луче зрения длиной в 1 кпк обычно встречается 9-10 таких облаков.

В 1951 г. радиоастрономы зафиксировали излучение нейтрального водорода на волне 21 см и сообщили о существовании водородных облаков с массами в сотни раз больше солнечной. Это открытие привлекло внимание специалистов по звездной динамике. Дело в том, что распределение пространственных скоростей звезд указывает на существование эффективного механизма перемешивания звездных траекторий; влияния взаимного притяжения звезд для этого явно недостаточно. Когда были обнаружены водородные облака, американские астрономы Л. Спитцер и М. Шварцшильд высказали гипотезу о существовании в Галактике нескольких тысяч газовых облаков с массами 105-106 М$_\odot$, которые могли бы играть роль "ложки", перемешивающей своим притяжением орбиты звезд. Через четверть века их предсказание блестяще подтвердилось: облака именно такой массы и в указанном количестве действительно были обнаружены и получили название гигантских молекулярных облаков [44]. Они, как мы увидим, не только влияют на движение звезд, но и являются их главными "родильными домами".

Межзвездные облака сейчас разделяют, по крайней мере, на три типа в соответствии с их температурой и плотностью: диффузные (102-103 К, 1-102 см-3), темные (10-102 К, 102-104 см-3) и молекулярные (5-50 К, 103-106 см-3) облака. В особую группу выделяют компактные газопылевые глобулы из-за их малой массы и резко очерченной формы. Гигантские молекулярные облака также выделяют в особую группу в связи с их фундаментальной ролью в процессе звездообразования и эволюции молодых звезд. Но вполне очевидно, что границы между различными типами облаков достаточно условны, а сами облака часто имеют иерархическую структуру и взаимно проникают друг в друга.

В поисках причины, удерживающей облака от расширения, Л. Спитцер еще 40 лет назад предложил двухкомпонентную модель межзвездной среды, в которой относительно холодные плотные облака удерживаются от расширения давлением окружающего их разреженного горячего газа. Эта идея подтвердилась и получила развитие. Радиоастрономы обнаружили не только излучение относительно холодного атомарного водорода в линии 21 см, но и непрерывное излучение разреженного ионизованного газа.

До 1970 г. астрофизиков вполне удовлетворяло представление о межзвездном веществе как о двухкомпонентной среде: в пространстве, заполненном горячим газом с температурой Т ~ 104 К, плавают холодные облака (Т ~ 100 К). На этом основном фоне происходили некоторые скоротечные и в целом незначительные явления: одни звезды теряли вещество в виде разреженного и очень горячего (Т ~ 106 К) звездного ветра, другие теряли его в виде плотных и не очень горячих планетарных туманностей. Холодные облака частично испарялись при взаимных столкновениях или от близкого соседства с горячими звездами, частично же - остывали и сжимались, порождая новые поколения звезд. Но в целом состояние межзвездной среды характеризовалось стабильным балансом межоблачного газа и облаков размером (0,1 - 50) пк и массой (0,1-104) M$_\odot$.

Но в начале 70-х годов представление о межзвездной среде стало быстро меняться. В связи с развитием коротковолновой радиоастрономии в космическом пространстве были открыты достаточно сложные молекулы, содержащие до семи атомов; такие молекулы могли образоваться и жить лишь в очень плотных и холодных облаках. К середине 70-х годов появились первые массовые обзоры этих облаков, подтвердившие их огромную плотность и массу. Правда, наблюдения главного компонента этих облаков - молекулярного водорода (Н2) крайне затруднены, поскольку эта молекула не излучает в радиодиапазоне. Но излучение других молекул, в особенности молекулы СО, позволило довольно подробно изучить гигантские холодные облака.

В те же годы с помощью космических УФ телескопов был обнаружен чрезвычайно горячий, так называемый "корональный" межзвездный газ низкой плотности (Т ~ 106 К, n ~ 10-3 см-3), возникающий в результате взрывов сверхновых звезд. Оказалось, что этот газ заполняет не только большую долю галактического диска, но и простирается высоко в гало Галактики, образуя восходящие горячие потоки и возвращаясь к диску в виде охлажденных облаков. Структура межзвездной среды теперь представляется многокомпонентной, многофазной (табл. 8.1), а процессы в ней - значительно более сложными и интересными, чем 20 лет назад.

Фаза Температура,
Т, К
Плотность,
n, см-3
Доля объема
диска Галактики,
%
Горячая, HII3 1051,6 10-374
Теплая, HI - HII80000,2523
Прохладная, HI80402
Холодная, Н2103001
Таблица 8.1. Основные фазы межзвездного газа.



<< 7. Где рождаются звёзды | Оглавление | 9. Круговорот вещества в Галактике >>

Публикации с ключевыми словами: Протозвезды - звездообразование
Публикации со словами: Протозвезды - звездообразование
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [4]
Оценка: 3.1 [голосов: 96]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования