Межзвёздная среда: газ и пыль

Межзвёздное вещество распределено в объёме Галактики весьма неравномерно. Основная масса газа и пыли сосредоточена в слое небольшой толщины (около 200—300 пк) вблизи плоскости Млечного Пути. Местами это вещество сгущается в огромные (диаметром сотни световых лет) облака, которые загораживают от нас расположенные за ними звёзды. Именно такие облака наблюдаются как тёмные промежутки в Млечном Пути (см. рис. 6.1), которые долгое время считались областями, где звёзд нет, а потому через них можно заглянуть за пределы Млечного Пути.

Самое большое и близкое к нам облако вызывает хорошо заметное раздвоение Млечного Пути, которое протянулось от созвездия Орла до созвездия Скорпиона. Оно показано на картах звёздного неба (см. «Школьный астрономический календарь»).

Свет звёзд рассеивает и поглощает космическая пыль, частицы которой по своим размерам сравнимы с длиной световой волны. Частицы такого размера сильнее поглощают более коротковолновое излучение в сине-фиолетовой части спектра; в длинноволновой (красной) его части поглощение слабее, поэтому наряду с ослаблением света далёких объектов наблюдается их покраснение. Пылинки имеют различный химический состав (графит, силикаты, лёд и т. п.) и довольно вытянутую форму.

В облаках газовая концентрация составляет всего несколько десятков атомов на 1 см³. В пространстве между облаками она по крайней мере в 100 раз меньше, чем в облаках. Масса пыли составляет всего несколько процентов массы межзвёздного вещества, состоящего в основном из молекулярного водорода с небольшими примесями других газов. Но даже столь малое содержание пыли при тех огромных расстояниях, которые проходит свет от далёких звёзд, вызывает его значительное ослабление. В среднем оно составляет 1,5 звёздной величины на 1000 пк, а в облаках может достигать 30 звёздных величин. Сквозь такую завесу излучение в оптическом диапазоне практически не проникает, что, в частности, лишает нас возможности увидеть ядро Галактики, которое можно изучать, только принимая его инфракрасное и радиоизлучение. Таким образом, межзвёздное поглощение света значительно осложняет изучение структуры Галактики и расположения в ней звёзд.

Вторая сложность заключается в том, что более половины межзвёздного вещества в Галактике составляет нейтральный водород, который не светится сам и не поглощает свет. Сведения о его распределении в Галактике были получены благодаря радиоастрономическим исследованиям, при которых удалось использовать особенности строения атома водорода. Оказалось, что основной уровень энергии этого атома имеет два подуровня. При переходе с одного из них на другой происходит испускание кванта с частотой, соответствующей длине волны 21 см. В каждом отдельном атоме такой переход происходит в среднем один раз за 11 млн лет, но благодаря тому, что водород составляет основную массу вещества Галактики, радиоизлучение на волне 21 см оказывается достаточно интенсивным (рис. 6.4).

Рис. 6.4. Распределение интенсивности радиоизлучения по небу

Именно по радиоизлучению водорода были выявлены спиральные ветви, вдоль которых он сконцентрирован (рис. 6.5). Спиральная структура в галактическом диске прослеживается, хотя и не так надёжно, по другим объектам: горячим звёздам классов O и B, а также светлым туманностям. Солнце (С на рис. 6.5) находится почти посередине между двумя спиральными ветвями, удалёнными от него примерно на 3 тыс. св. лет. Они названы по имени созвездий, в которых заметны их участки, — рукав Стрельца и рукав Персея. По современным представлениям, спиральные ветви являются волнами плотности, причём движутся они вокруг центра Галактики с постоянной угловой скоростью независимо от звёзд и других объектов. Природу спиральных ветвей удалось выяснить, изучая не только нашу, но и другие сходные с ней галактики, о которых будет рассказано далее.

Рис. 6.5. Спиральная структура Галактики по радиоизлучению

Физические условия в межзвёздной среде весьма разнообразны, поэтому даже сходные по своей природе и близкие по составу газопылевые облака выглядят по-разному. Они могут наблюдаться как тёмные туманности, например, весьма примечательная по форме Конская Голова в созвездии Ориона (см. рис. 3 на цветной вклейке XIV). Иной вид приобретает облако, если поблизости от него находится достаточно яркая горячая звезда. Пыль, входящаяв состав облака, отражает свет этой звезды, и облако выглядит как светлая туманность, спектр которой совпадает со спектром звезды. Очень горячие звёзды (с температурой 20 000—30 000 К), которые обладают значительным ультрафиолетовым излучением, вызывают видимое флуоресцентное свечение газов, входящих в состав облака. В спектре таких облаков, которые получили название диффузных газовых туманностей, наблюдаются яркие линии водорода, кислорода и других элементов. Типичным объектом является Большая туманность Ориона, которую можно видеть в хороший бинокль.

Плотность этих туманностей очень мала — порядка 10^–18—10^–20 кг/м³. Тем самым астрофизика обеспечивает возможность изучать поведение газа в таких условиях, которые пока неосуществимы в земных лабораториях. В спектрах столь разреженных газов появляются линии излучения, которые ранее никогда не удавалось наблюдать. Две яркие зелёные линии спектра туманностей довольно долго приписывались гипотетическому, существующему только в туманностях элементу, который, по аналогии с гелием, стали называть небулием (от лат. nebula — туманность). Впоследствии выяснилось, что эти линии принадлежат атому кислорода, потерявшему два электрона.

Рис. 6.6. Тёмные прожилки в светлой туманности

На фоне светлых туманностей нередко бывают видны тёмные пятна и прожилки (рис. 6.6). Так выглядят наиболее плотные и холодные части межзвёздного вещества, получившие название молекулярных облаков, которых в настоящее время известно несколько тысяч (см. рис. 3 на цветной вклейке XV). Масса таких облаков может достигать миллиона масс Солнца, а диаметр — 60 пк. Большая часть из них обнаружена только по радиоизлучению. Именно в этих облаках, состоящих в основном из молекулярноговодорода и гелия, происходит образование звёзд. Как примесь в этих облаках присутствуют молекулы CO, CH₃CHO, CH₃OH, NH₃ и многие другие. Пыль, относительное содержание которой в облаках невелико, делает их непрозрачными. Плотность молекулярных облаков в сотни раз больше плотности облаков атомарного водорода, а температура их всего примерно 10 К (–263 °С).

Именно в таких условиях гравитационные силы могут преодолеть газовое давление и вызвать неудержимое сжатие облака — его коллапс. Практически можно считать, что происходит свободное падение вещества. Возникающая при этом неоднородность отдельных частей облака приводит к тому, что оно распадается на отдельные фрагменты (сгустки), каждый из которых продолжает сжиматься. Этот процесс может повторяться до тех пор, пока не образуются фрагменты, которые вследствие высокой плотности будут непрозрачными для излучения, и вещество не сможет уносить выделяющееся тепло. Эти зародыши будущих звёзд принято называть протозвёздами (от греч. protos — первый). В процессе превращения фрагмента облака в звезду происходит колоссальное изменение физических условий: температура возрастает примерно в 1 млн раз, а плотность увеличивается в 10²⁰ раз. Продолжительность всего процесса по космическим меркам невелика: для такой звезды, как Солнце, она составляет несколько миллионов лет.

Протозвезда ещё не имеет термоядерных источников энергии, излучая за счёт энергии, выделяющейся при сжатии. На центральную, наиболее плотную часть протозвезды продолжает падать окружающий её газ. С ростом массы протозвезды растёт температура в её недрах, и когда она достигает нескольких миллионов кельвинов, начинаются термоядерные реакции. Сжатие прекращается, сила тяжести уравновешена внутренним давлением горячего газа — протозвезда превратилась в звезду.

Согласно современным представлениям, рождающиеся звёзды на определённом этапе проходят стадию звезды-кокона. Протозвёзды и очень молодые звёзды обычно окружены газопылевой оболочкой из того вещества, которое ещё не упало на звезду. Эта оболочка делает невозможным наблюдение рождающейся звезды в оптическом диапазоне. Однако сама оболочка разогревается излучением звезды до температуры 300—600 К и является источником инфракрасного излучения. Таких объектов к настоящему времени обнаружено уже более 250.

Излучение звезды нагревает окружающую газовую оболочку и постепенно рассеивает её полностью или только частично. Разлёт остатков облака, разогретых родившимися в нём звёздами, наблюдается в огромном комплексе облаков в Орионе. Этот очаг звёздообразования является одним из ближайших к Земле и наиболее заметным. Две другие, самые близкие области звёздообразования находятся в тёмных облаках созвездий Тельца и Змееносца. В отдельных случаях от оболочки-кокона остаются газопылевые диски, частицы которых обращаются вокруг звёзд. Изображения таких объектов впервые получены с помощью космического телескопа «Хаббл» (рис. 6.7). Вероятно, из вещества одного из таких дисков, который образовался вместе с будущим Солнцем, около 5 млрд лет тому назад сформировалась наша Земля и все другие тела Солнечной системы.

Рис. 6.7. Газопылевые диски вокруг звёзд

Иная форма взаимосвязи звёзд и межзвёздного вещества наблюдается в туманностях, которые образуются на определённых этапах эволюции звёзд. К их числу относятся планетарные туманности, которые были названы так, поскольку в слабые телескопы они выглядят как диски далёких планет — Урана и Нептуна (см. рис. 2 на цветной вклейке XV). Это внешние слои звёзд, отделившиеся от них при сжатии ядра и превращении звезды в белого карлика. Эти оболочки расширяются и в течение нескольких десятков тысяч лет рассеиваются в космическом пространстве.

Туманности другого типа образуются при взрывах сверхновых звёзд. Самая известная из них — Крабовидная туманность в созвездии Тельца (см. рис. 1 на цветной вклейке XIV). Она появилась как результат вспышки сверхновой в 1054 г. На этом месте в настоящее время внутри туманности наблюдается пульсар. Сама ажурная, состоящая из множества волокон оболочка сверхновой расширяется со скоростью свыше 1000 км/с.

Рис. 6.8. Волокнистая оболочка, сброшенная звездой

Взаимодействие таких оболочек с межзвёздной средой приводит к появлению туманностей самой причудливой формы (рис. 6.8).

Состав вещества, теряемого звёздами, отличается от первичного состава межзвёздной среды. В процессе термоядерных реакций в недрах звёзд происходит образование многих химических элементов, а во время вспышек сверхновых образуются даже ядра тяжелее железа. Потерянный звёздами газ с повышенным содержанием тяжёлых химических элементов меняет состав межзвёздного вещества, из которого впоследствии образуются звёзды. Химический состав звёзд «второго поколения», к числу которых принадлежит, вероятно, и наше Солнце, несколько отличается от состава старых звёзд, образовавшихся ранее.

В настоящее время объекты, имеющие разный возраст, по их распределению в пространстве принято разделять на ряд подсистем, образующих единую звёздную систему — Галактику. Наиболее чётко выделяются две: плоская (диск) и сферическая (гало). Их расположение представлено на схеме, показывающей структуру Галактики в плоскости, перпендикулярной плоскости Млечного Пути (рис. 6.9); указаны корона, которая окружает эти подсистемы, центральная область Галактики, получившая название «балдж», и её ядро, которое находится в направлении созвездия Стрельца, а также отмечено положение Солнца.

Рис. 6.9. Схема строения Галактики

Центр Галактики (область радиусом примерно 1 кпк) является не просто геометрическим центром нашей звёздной системы, а представляет собой одну из наиболее интересных её составных частей, которая по своим характеристикам существенно отличается от всех остальных. Особая роль ядра в любой звёздной системе стала очевидной в ходе исследования других галактик. К сожалению, изучение ядра нашей Галактики значительно затруднено, поскольку оно скрыто от нас мощными газопылевыми облаками.

В центральных областях Галактики наблюдается повышенная концентрация звёзд, расстояния между которыми здесь в десятки и сотни раз меньше, чем в окрестностях Солнца. Так, в самой середине, в области радиусом всего 50 пк, сосредоточены сотни горячих звёзд. Центральная часть в радиусе примерно 150 пк, помимо большого количества звёзд, заполнена ионизованным водородом.

Область размером 10 пк, называемая ядром Галактики, является источником радиоизлучения, внутри которого находятся красные гиганты и отдельные плотные газовые конденсации размером около 0,1 пк. Два других радиоисточника находятся дальше от центра Галактики и представляют собой молекулярные облака, в которых идёт бурный процесс звёздообразования. По движению звёзд вокруг центра Галактики было установлено, что здесь в области размером немногим более Солнечной системы сосредоточена масса около 4 млн масс Солнца. Это означает, что здесь находится сверхмассивная чёрная дыра.