Галактики и их Короны

Типичное изображение спиральное галактики – это небольшой звёздный диск из газа и пыли с немного большим по размеру центральным балджем. Наша Галактика это примерно такая же спиральная система с диском в 100000 световых лет в диаметре. Область вокруг диска – так называемое гало, населённая молодыми звёздами и шаровыми звёздными скоплениями. Сам диск галактики был изучен при помощи излучения, испускаемого газом внутри него, а гало при помощи излучения, испускаемого находящимися внутри звёздами. Существует ещё и третий элемент галактик, который очень трудно обнаружить с Земли. Названный галактической короной, он является оболочкой горячего газа, простирающегося на десятки тысяч световых лет с каждой из сторон центральной плоскости галактического диска.

Но если такие короны очень трудно обнаружить с Земли, как тогда они были открыты и изучены? Ответ в том, что горячий газ корон излучает ультрафиолетовое излучение. Поэтому если газ расположен между звездой, испускающей это излучение и прибором его фиксирующим, газ может быть обнаружен при его поглощении ультрафиолетовым излучением звезды. Большинство ультрафиолетовых длин волн, однако, не могут проходить через атмосферу Земли, именно поэтому такие наблюдения могут быть сделаны только из космоса. Это препятствие стало одной из причин запуска в космическое пространство Международной Ультрафиолетовой Космической Обсерватории в 1978 году. С тех пор космические аппараты много смогли рассказать о природе галактических корон и их динамичных физических процессах.

В 60-х гг. считалось, что пространство вокруг каждой из сторон центральной плоскости галактики почти не содержит газа. Сейчас же достоверно установлено, что в этих районах галактик находятся гигантские потоки газа, выходящего из плоскости галактики и устремляющегося внутрь неё. Сила, движущая этими потоками – взрывы суперновых в плоскости галактики. Такие взрывы разогревают газ до температуры в миллион Кельвинов (шкала Цельсия выше абсолютного нуля.) Горячий газ затем устремляется из плоскости галактики во внешнюю среду, охлаждаясь по мере того, как расстояние от галактики начинает увеличиваться. Потом он начинает конденсироваться и вновь движется назад по направлению к галактике, где процесс может начаться снова. Такой полный цикл был назван галактическим всплеском.

В дополнение к первому очевидному доказательству наличия короны у нашей Галактики, инструменты Международной Ультрафиолетовой Обсерватории обнаружили короны у двух соседних с нашей галактик. Кроме того, короны массивного газа могут быть довольно распространённым объектом во Вселенной. Если это так, они могут послужить объяснением уже давно «висящей» загадочной проблеме о природе света квазаров.

Короны галактик были названы так по аналогии с другим подобным феноменом. «Corona» с Латинского «корона» или «гирлянда». В астрономии это слово было употреблено, чтобы объяснить расширяющуюся оболочку газа, который окружает некоторые небесные объекты и также, чтобы описать свет, испускаемый или поглощаемый таким газом. Наиболее типичная корона – это, конечно, корона Солнца. Солнечную корону невооружённым глазом, естественно, увидеть нельзя, за исключением полных солнечных затмений, когда она появляется в виде светящегося гало, вокруг тёмного покрывающего диска Луны. Свет, который проявляется в виде солнечной короны является, главным образом, светом светящегося солнечного диска, рассеянного свободными электронами в корональном диффузном газе.

Спектр излучения, испущенного небесным объектом – характеристика температуры данного объекта. Спектр солнечной короны показывает, что корона сверхгорячая: около или двух миллионов Кельвинов. (Температура видимой поверхности Солнца составляет 6000 градусов). Наблюдения, сделанные с помощью космических аппаратов, способных детектировать рентгеновское излучение, показали, что многие звёзды имеют короны совсем непохожие на солнечную. Было также показано, что у планет и комет тоже имеются короны. Их короны, однако, намного холоднее, чем звёздные короны, имеющие температуры, по крайней мере, в несколько тысяч градусов Кельвина.

Тот факт, что было найдено свидетельство наличия корон у галактик создало проблему, имеющую уже терминологический характер. Проблема восходит к тому, что значение слова «корона» частично совпадает со словом «гало». «Гало» с Греческого «halos» изначально обозначало диск Солнца или Луны. Аристотель использовал это слово именно в этом значении; лишь потом оно стало обозначать нимб вокруг голов святых людей. В метеорологии «гало» относится к кругу рассеянного света вокруг Солнца или Луны, когда они наблюдаются сквозь перистые облака.

В астрономии же значение слова «гало» постепенно стало обозначать область вокруг диска галактики, населённую старыми звёздами и шаровыми звёздными скоплениями. Когда было выяснено, что эта сферическая область может содержать газ, оболочка этого газа была названа газовым гало одними астрономами и короной другими. Здесь мы должны разделять понятие «гало» для старых звёзд и «корона» для газовой оболочки галактики.

Диск такой галактики как наша имеет спиральные рукава, которые намного ярче, чем области между ними. Концентрация звёзд в спиральных рукавах, однако, не так высока, как это может оказаться. Причина в том, что рукава состоят из горячих и наиболее излучающих звёзд. Такие звёзды, как правило, живут не долго, от одного до 10 миллионов лет. Они составляют небольшое меньшинство всех звёзд галактики. Большинство же звёзд и Солнце среди них меньшей светимости с продолжительностью жизни в миллиарды лет, равномерно распределены в галактике.

Большее количество газа в спиральной галактике сконцентрировано около центральной части плоскости диска галактики. Гравитационные силы, собранные звёздами в центре плоскости стремятся удержать газ в ней. Толщина газового слоя меньше чем 1% диаметра всего диска.

Также диск межзвёздного газа занимает небольшое пространство сравнимое с пространством галактики как целого, это сцена активных действий астрономического значения. Одна из гипотез предполагает, что газ диска сам по себе уже собран в спиральных рукавах гравитацией, на которую влияет вся вращающаяся масса диска. Если плотность газа в каком-нибудь районе диска достигнет достаточно большого значения взаимное гравитационное притяжение своих собственных атомов или молекул может вызвать их объединение. Этот процесс может повлиять на формацию плотных тёмных облаков, в которых рождаются звёзды. Газ также может быть сжат взрывной волной посредством взрыва сверхновой: массивной звезды в конце своей эволюции. К тому же газ имеет магнитное поле, которое может служить защитой пространственным связям между некоторыми структурами галактики. Магнитное поле может иметь петли, простирающиеся вдаль от центральной плоскости и в галактические короны.

Вплоть до начала 50-х гг. не были приняты во внимание размер и значение газа в центральном диске галактик. Наибольшую уверенность в его существование внесли наблюдения, сделанные с радиотелескопам. Большая часть такого газа – водород, ориентировочно на половину в атомной форме (Н) и на половину в молекулярной (Н2).

Также как и электроны других атомов, одиночный электрон атома водорода не способен двигаться свободно вокруг атомных ядер; он должен оставаться в чётко обозначенных состояниях. Такие состояния отличаются друг от друга в соответствии с количеством энергии, которой обладает каждый электрон. Переход электрона из одного состояния в другое (с большей энергией) требует, чтобы каждый атом обладал определённым количеством энергии; если электрон возвращается в своё начальное состояние высвобождается то же самое количество энергии.

Энергия, необходимая для того, чтобы поменять состояние электрона может быть получена из нескольких источников, включая соударения между атомами и электромагнитным излучением от ближайших звёзд. Если энергия идёт от излучения требуется определённая длина волны этого самого излучения. Причина в том, что энергия, необходимая для того, чтобы электрон поменял своё состояние строго специфична. Энергия от любой из форм излучения обратно пропорциональна длине волы самого излучения. Чем больше энергия, тем короче длина волны. Поэтому излучение только определённой длины волны может успешно завершить переход электрона в другое состояние. После того, как электрон возвращается в своё начальное состояние и высвобождается такое же количество энергии, испущенное излучение будет иметь такую же длину волны, как и излучение, которое вызвало смену состояний. Из-за того, что каждый атом способен выполнять только определённый переход, длины волн, поглощённые или испущенные в ходе пропускания излучения через облако газа дают нам информацию об атомах, из которых и состоит газ.

В случае холодного газа в галактическом диске, энергия, необходимая для того, чтобы электрон изменил своё состояние, поставляется соударениями между атомами водорода. Из-за низкой температуры газа такие соударения происходят только в случае малых электронных переходов. Вот почему когда электрон возвращается в прежнее состояние, испускаемое излучение имеет большую длину волны: 21 см., которая находится уже в радио диапазоне. С радиотелескопами 21-см. излучение было использовано, чтобы детектировать газовые диски на больших расстояниях от Солнца, которые почти в 25000 световых лет от центра Галактики. Водород был обнаружен на расстояниях в 100000 св. лет. Если диск состоит из поперечника в 100000 св. лет, расстояние определяет то, что газ расположен по всему диску.

Более того, наблюдения с радиотелескопами установили, что газ диска участвует во вращении галактики вокруг осей, перпендикулярных центральной плоскости галактики. Вращение это настолько сильно, что вещество на расстоянии более чем 10000 св. лет от центра галактики движется по орбите со скоростью почти 220 км/с. Если известен диаметр галактики (нашей), то можно определить, что газ на периферии диска мог вращаться вокруг центра галактики около 25 раз со времени возникновения самой Галактики примерно 10 миллиардов лет назад.

Похожие принципы были положены в исследование других компонентов дискового газа отличных от водорода. Когда телескоп предназначен для удалённой звезды, излучение, испускаемое звездой должно пройти сквозь газ для того, чтобы достичь телескопа. Испускание звезды в основном состоит из излучения многочисленных длин волн и когда оно проходит сквозь газ, определённые длины волн будут поглощены. Как мы увидели, длины волн, которые поглощены – именно те, которые имеют строго определённое количество энергии, необходимое, чтобы изменить состояние электронов атомов переходного газа их одного в другое. В спектрографе, поглощённые длины волн регистрируются как тёмные линии, выражающие резкие скачки в излучении в спектрах длин волн.

Линии поглощения могут дать нам информацию не только о составляющем межзвёздного газа, но также, принимая во внимание эффект Доплера, о его скорости. Если газ движется от наблюдателя, поглощение происходит на немного более длинных волнах. Такое красное смещение прямо пропорционально скорости газа вдоль линии наблюдения и поэтому она может быть довольно легко вычислена. Образец линий поглощения показывает, что межзвёздный газ содержит множество элементов кроме водорода. Некоторые из них были найдены, главным образом, в твёрдых частицах межзвёздной пыли. Относительные пропорции и содержания элементов в газе и пыле возможно схожи с такими же элементами в атмосфере Солнца. (Солнечная атмосфера состоит, в основном, из водорода, но включает более 50 различных элементов.) Каждый атом межзвёздного газа может принимать несколько состояний ионизации. Ион – это атом, который может иметь большее или меньшее количество электронов, чем атом в нейтральном не ионизованном состоянии. Большая часть ионов в межзвёздном газе не имеет электронов, и поэтому положительно заряжена. Электроны могут быть отделены от атомов тем же процессом, как и переход их из одного состояния в другое, то есть столкновениями с одними атомами и воздействием электромагнитного излучения.

Степень ионизации зависит от количества отделённых электронов. На пример, если одиночный электрон отделился от нейтрального атома карбона, находящегося в межзвёздном газе, атом получает одну единицу положительного заряда и становится единожды ионизованным. Если другой электрон отделился, атом с двумя единицами положительного заряда становится дважды ионизованным. В атомной спектроскопии нейтральный атом карбона обозначается как С I, единожды ионизованный как С II, и дважды ионизованный как С III. Большее количество водорода в межзвездном газе это Н I; нейтральный водород в межзвездном пространстве известен как области Н I. Вблизи же старой звезды, однако, энергетические фотоны (кванты излучения) отделяют электроны от атомов водорода; в результате образуются области с водородом Н II.

Элементы межзвёздного газа, которые тяжелее водорода также подвержены влиянию излучения от ближайших звёзд. Для каждого из таких атомов необходимо определенное количество энергии для того, чтобы отделиться от электрона; это количество соотносимо с энергией ионизации. Отличия в энергии ионизации проявляются в различных степенях ионизации тяжёлых элементов под влиянием газа.

Так же как и нейтральный атом, каждый электрон в ионе двигается по строго определённым траекториям. Длина волны излучения, поглощённого электронными переходами может дать нам очень важную информацию об ионах. Работа, проделанная в 1950-х гг. Г. Мюнчем в Институте Технологии в Калифорнии с 200 футовым телескопом обсерватории Маунт-Паломар принесла значительные результаты по проблеме межзвёздного газа. Мюнч направлял телескоп на звёзды далеко за пределами плоскости галактики. Наблюдения по регистрации спектра обнаружили линии поглощения у Na I (натрий) и Ca II (кальций). Линии поглощения были довольно отчётливы и показали наличие облаков газа с большими скоростями.

Эти высокоскоростные газовые облака, зафиксированные Мюнчем с тех пор были интенсивно исследованы астрономами, работающими с 21 см. эмиссионной линией водорода. Наличие газовых облаков на очень больших расстояниях от плоскости галактики поднимает несколько проблем. Первая относится к гравитации, приведённой в действие звёздами самой галактики. Если газ оказывается поднятым над плоскостью галактики, он должен преодолеть гравитационное воздействие. Тот факт, что высокоскоростные газовые облака поднялись так высоко над плоскостью галактики, свидетельствует о том, что они должны иметь высокую скорость, когда они покидают центральный диск. Другая проблема оказалась ещё более трудной. Если бы пространство вокруг высокоскоростного облака было бы пустым, облако расширилось, рассеялось и исчезло. Существующее же наличие облаков предполагает нечто сдерживающее их вместе. В межзвёздном пространстве наиболее приемлемый кандидат на такие силы – это давление, оказываемое газом вокруг высокоскоростных облаков. В 1956 году Л.Спитцер из Принстонского Университета предположил, что галактики могут быть окружены коронами из горячего газа и что это тот самый газ, который сдерживает облака вместе.

Спитцер предполагал наличие горячего коронального газа из-за присутствия высокоскоростных облаков, показанного ещё Мюнчем и другими учёными. В ходе обсуждения возможности доказательства наличия коронального газа в более реальной форме, Спитцер отметил, что наличие коронального газа, возможно будет зафиксировано только при поглощении излучения с длиной волны около 2000 Ангстрем или ниже, что находится уже в ультрафиолетовом диапазоне.

С температурой, предсказанной для аза в самой горячей части короны, большая часть атомов потеряла бы свои электроны; высокая температура газа повышает кинетическую энергию сталкивающихся атомов и поэтому существует возможность того, что один из атомов потеряет свой электрон. Высоко ионизованные атомы, включают С IV, Si IV (кремний), N V (азот) и O VI (кислород). Эти ионы все показывают линии поглощения на длине волны короче 2000 Ангстрем. Лини поглощения богатых атомов углерода, азота, кислорода, магния, алюминия, серы, кремния, железа, никеля и цинка в их нейтральном или единожды ионизованном состоянии также наблюдаются в ультрафиолете.

В то время, когда Спитцер опубликовал свои результаты, было невозможно подтвердить наличие короны; необходимые наблюдения должны были быть сделаны с Земли – с самого верхнего ультрафиолетового слоя земной атмосферы. И для того, чтобы собрать больше непосредственно опытной информации о наличии галактической короны были необходимы наблюдения вне атмосферы Земли. Такими наблюдениями могли обеспечить только искусственные спутники Земли. Первые спутники с инструментами достаточно чувствительными, чтобы детектировать поглощение в ультрафиолетовой части спектра были запущены NASA в начале 70-х гг. и были известны как Орбитальные Астрономические Обсерватории (ОАО). Второй успешно запущенной обсерваторией в этой серии стал «Коперник», находившийся в космосе с 1972 до конца программы ОАО в 1980 году. «Коперник» нёс приборы, специально сконструированные для изучения линий ультрафиолетового поглощения межзвёздного газа. Проект «Коперник» был инициирован Спитцером, который также принимал участие в создании своих инструментов.

Из многих открытий, сделанных «Коперником» одно из наиболее важных было наблюдение поглощения O IV в межзвёздном пространстве около звёзд в окрестностях Солнца. Эта работа была выполнена Э.Дженкинс и его коллегами из Университета в Принстоне. Наличие O IV свидетельствует о том, что межзвёздный газ имеет чрезвычайно высокую температуру. В.Краушаар и его сотрудники из Университета в Висконсине в Мэдисоне также установили, что межзвёздное пространство около Солнца было очень горячо; их результаты были получены в ходе изучения эмиссии рентгеновских лучей.

Горячие компоненты межзвёздной среды, которые были открыты в 1970-х гг., с тех пор явились предметов многочисленных практических наблюдений и теоретических поисков. Наиболее достоверная гипотеза заключается в ом, что газ нагревается при взрывах сверхновых. В спиральной галактике такие драматические события происходят в среднем раз в сто лет.

Исследования 80-х гг. стремились поддержать гипотезу Спитцера о том, что высокоскоростные облака собираются вместе путём давления, оказываемого окружающими облаками горячего газа. «Коперник», однако, не имел приборов, достаточно чувствительных для того, чтобы измерить величину поглощения излучения от удалённых звёзд, находящихся вдали от плоскости галактики. Измерения такого рода необходимы, чтобы зафиксировать галактическую корону. Они не были осуществлены вплоть до запуска Международной Ультрафиолетовой Обсерватории в 1978 году, когда корона уже могла достаточно подробно изучаться.

МУО (Международная Ультрафиолетовая Обсерватория) была запущена NASA совместно с Европейским Космическим Агентством и Британским Научно-исследовательским Советом. Помимо изучения корон она служила и многим другим целям. Это геосинхронный спутник: период его вращения вокруг Земли синхронен с периодом вращения самой Земли так, что спутник остаётся неподвижно «висеть» над Южной Америкой, примерно в 40000 км. от наблюдательных станций в Европе и Соединённых Штатах. Спутник нёс телескоп и спектрометр. Поток ультрафиолетового излучения из спектрометра направлен на телевизионные камеры, чувствительные к данному излучению; камеры создают изображение спектра, который затем направляется на Землю. Разрешающая сила спектрометра может быть изменена наблюдателем на Земле. В одном случае фиксируются детали спектра шириной в 7 Ангстрем, в другом шириной в 1 Ангстрем. Высокоразрешающий спектрометр предназначен для изучения поглощения галактической короны.

Исследуемые области короны, отдалённые от плоскости галактики были изучены при помощи телескопа МУО, направленного на звезду в Большом Магеллановом Облаке. Большое Магелланово Облако и его ближайший сосед Малое Магелланово Облако – небольшие галактики, близкие с нашей: почти в 160000 св. лет от Солнца. На таком расстоянии звёзды Магеллановых Облаков настолько слабы, что потребовалась экспозиция в шесть часов, чтобы достичь нужного разрешения.

Большое Магелланово Облако вдали от Солнца имеет видимую скорость в 270 км/с. Большая часть видимой скорости принадлежит к движению Солнца вокруг центра нашей Галактики. Года мы измерили поглощение спектра, сделанного с МУО, мы обнаружили наличие поглощения как на скорости в 0 км/с., так и на скорости в 270 км/с. по отношению к Солнцу. Линии поглощения были точно направлены к газу около солнца и к газу в Магеллановом Облаке. К нашему удивлению, мы также обнаружили упомянутое поглощение газом со средней скоростью. Длины волн поглощения предполагали, что ответственными за неё были ионы С II, М II (магния) и Si II; такие ионы получаются только при средних, умеренных температурах. Но даже более интригующим было то, что мы обнаружили сильное поглощение С IV и Si IV. Такие ионы получаются только при температурах близких к 100000 Кельвинах, поэтому их присутствие подтверждает идею горячей галактической короны. Для того чтобы получить более отчётливое понимание линий поглощения полученные изображения ультрафиолетовых спектров были помещены в небольшие участки интенсивного излучения каждой длины волны. Применяя формулы, относящиеся к эффекту Доплера, скорость газа, ответственного за поглощение может быть легко подсчитана. В нашем случае если сделаны необходимые допущения расстояние до облака газа может быть вычислено измерением его скорости. Такая процедура делает возможным определить позиции горячего и холодного облаков в галактической короне.

С тех пор как газ диска галактики начал вращаться вокруг неё со скоростью 220 км/с., это стало максимальной скоростью по отношению к Солнцу, с какой может вращаться межзвёздный газ вокруг нашей Галактики. Движение большинства точек галактики, однако, не направлено непосредственно на Солнце. Механизм скорости, направленной на Солнце, изменяется в зависимости от расстояния от самого Солнца. Солнце движется вокруг центра нашей Галактики; именно поэтому видимая скорость объекта и является расстоянием между скоростью Солнца и скоростью объекта вдоль линии наблюдения. Такое отношение между скоростью и расстоянием делает возможным вычислить и отличить одно соотношение от другого.

Вдоль линии наблюдения звезды обозначенной как HD 36402 в Большом Магеллановом Облаке максимальная скорость объекта в нашей Галактике может быть 175 км/с. Когда мы навели телескоп МУО на звезду HD 36402, мы увидели сильное поглощение С II . Мы также наблюдали поглощение и в более высоких скоростях газа в Большом Магеллановом Облаке. В дополнение к этому, мы обнаружили высокоионизованные атомы С IV и Si IV на расстояниях возможно почти 30000 св. лет. Картина поглощения свидетельствует о том, что их плотность взрастает прямо пропорционально расстоянию; плотность начинает понижаться уже к расстоянию в 10000 св. лет.

Наши наблюдения показывают, что на некотором расстоянии от плоскости галактики находятся облака ионизованного газа. Они на столько далеки от неё, что это выливается в довольно непростую теоретическую проблему. Газ диска галактики вращается со скоростью 220 км/с. из-за гравитационного воздействия звёзд. Облака, исследованные при помощи МУО настолько далеки от плоскости галактики, что невольно встаёт вопрос, а может ли гравитация звёзд удерживать газ далёких облаков, вращающихся вокруг осей галактик с такой же скоростью, как и газ в галактическом диске? Если удалённый газ не вращается с такоё же скоростью как газ в диске, вычисления расстояний из скоростей окажется неправильным.

Другая работа, проделанная с МОУ, однако, подтвердила наши предположения о наличии коронального газа. Г.Бромаж, А.Габриэл и Д.Шиама из Оксфордского Университета, а позднее и М.Петтини из Гринвичской Обсерватории и К.Вест из Лондонского Института исследовали линии поглощения C IV звезд в гало галактики, которые находятся на расстоянии 10000 св. лет. Они обнаружили сильное поглощение C IV в направлении всех звёзд, удалённых от плоскости галактики на расстояние более 3000 св. лет.

Более холодный газ галактической короны также кажется широко распространён. С МОУ холодный газ был лучше всего замечен в поглощении C II. С наземными телескопами лучшим индикатором наличия холодного газа является Ca II. Д.Йорк и его коллеги из Университета в Принстоне и К.Блэйдс из лаборатории МОУ Европейского Космического Агентства, работая с исследователями, использующими Англо-Австралийский телескоп в Уэллсе, заметили поглощение Ca II на больших расстояниях от плоскости галактики, расширяя, таким образом, пионерскую работу Мюнча. Многочисленные холодные облака во многих направлениях от центра галактики, поэтому кажутся как бы вставленными в горячий корональный газ.

Более детальное наблюдение линий поглощения на скоростях Магеллановых Облаков, показывает, что две эти небольшие галактики также могут быть окружены оболочкой коронального газа во многом схожей с нашей собственной Галактикой. Наша работа предполагает, что все спиральные и неправильные галактики имеют короны. Будущие исследования должны подтвердить это предположение. Между тем, было более тщательно изучено наличие газа в нашей Галактике.

Картина его распределения значительно изменилась за почти пятидесятилетие. До 70-х гг. считалось, что межзвёздная среда состоит из двух основных компонентов: холодного, нейтрального газа между звёздами в спиральных рукавах галактик и тёплого, ионизованного газа между спиральными рукавами. Обнаружение поглощения O VI и рентгеновская эмиссия предположили, что наоборот большая часть межзвёздной среды наполнена высокоионизованным газом, имеющим температуру миллион Кельвинов. Газ при такой температуре остывает очень медленно; будучи однажды нагретым взрывом сверхновой он остается горячим. Последствия взрыва сверхновой могут вызвать волны, которые могут легко проходить сквозь горячий газ, сохраняя его ионизованным.

П.Шапиро и Д.Филд из Астрофизической Обсерватории в Гарвардском Колледже Смитсоновская Астрофизическая Обсерватория согласились ,что газ не ограничивается диском галактики; он стремится вырваться из диска и улететь из центра галактики. Расстояние, на которое вылетает газ, будет зависеть от его температуры и от гравитации звёзд в центре галактики. По мере того, как газ будет удаляться, он будет постепенно остывать, и становиться плотнее. Плотные облака начнут опускаться. Ограниченно, они могут быть фиксированы как холодные области короны. Именно Шапиро и Филд дали этому процессу обозначение галактического фонтана (выброса). Другие исследователи также сделали большой вклад по изучению процессов в галактической короне. Ж.Брегман из Нью-йоркского Университета расширил работу Спитцера, воссоздав модель «перкуляционного» движения газа в выбросе. Д.Кокс из Университета в Висконсине в Мэдисоне проанализировал крупномасштабную структуру межзвёздной среды и её энергетический баланс. Результаты, полученные обоими исследователями подтверждают гипотезы о том, что движущей силой выброса являются взрывы сверхновых. Если они окажутся правильными, то сила галактического выброса и смешение горячего и холодного газов будет зависеть от частоты взрывов.

Газ с температурой 100000 К., зафиксированный МОУ далёк от горячего газа короны. Сложно определить является ли газ, фиксированный при помощи поглощения C IV и Si IV восходящим или нисходящим. Сложно даже сказать, является ли описанная температура газа правильной. В плотных газах, таких как у Земли поднимающаяся температура газа повышает и кинетическую энергию, которая очень быстро и свободно распространяется среди соударяющихся атомов. В результате температура газа тесно связана со степенью ионизации. В высоко диффузных газах, таких как газ в короне, однако, отношение между температурой и ионизацией может оказаться гораздо слабее. Соударения между атомами и электронами могут быть такими нерегулярными, что изменения в температуре не распространяются свободно сквозь газ. К тому же процессы, наподобие поглощения рентгеновских космических лучей в газе могут повлиять на степень ионизации. Присутствие определённых ионов, поэтому может и не обнаруживать наличие температуры газа как целого.

Открытие короны у нашей Галактики имеет важные следствия для давно существующей проблемы квазаров. Испускания квазаров в ультрафиолетовой области спектра в результате красного смещения наблюдаются в видимой области. Большее число исследователей квазаров спорили, что красные смещения показывают, что квазары удалены на расстояния в миллиарды св. лет от нас в расширяющейся Вселенной. Некоторые наблюдатели предполагали, что квазары – это близлежайшие объекты, в которых проявляется какой-то необычный феномен.

Тщательные измерения спектра квазаров показали, что многие из линий поглощения могут быть сгруппированы в группы, которые имеют красные смещения меньше красных смещений самих квазаров. В 1969 году Д.Бэхкал и Спитцер предположили, что некоторые из групп линий поглощения могут быть представлены коронами галактик вдоль линии наблюдения к квазару. С результатами, полученными с МОУ стало возможным сравнить поглощение короны нашей Галактики с типичными линиями поглощения квазаров. Части поглощения оказались примечательно схожими; поэтому данные с МОУ поддерживают идею о том, что некоторые короны ответственны за многие линии поглощения квазаров.

Если всё же короны, в самом деле, ответственны за наблюдаемое поглощение, то следует, что действительно находятся на огромных расстояниях и представляют собой самые мощные источники излучения из ныне известных. И если линии поглощения, видимые в спектрах квазаров относятся к поглощению корон галактик корны могут быть значительно больше, чем это видно на фотографиях.

Короны, необходимые для подтверждения данного наблюдательного эффекта должны быть как минимум 100000-300000 св. лет в радиусе или даже больше согласно тому, что истинные размеры галактик больше, чем на снимках. Однако уже было доказано, что галактики намного больше, когда они наблюдаются на 21 см. линии поглощении нейтрального водорода, чем когда это происходит в видимом диапазоне длин волн. Они, несомненно, будут выглядеть ещё большими, если они будут изучаться с помощью поглощения на длинах волн высокочувствительных ультрафиолетовых линиях поглощения. Вскоре будет возможность расширить эти предварительные исследования корон. Ведь вполне ясно, что они таят в себе ещё множество загадок космологического масштаба. Их будущее исследование сможет пролить свет на многие вопросы астрономии и космологии, необходимы интенсивные исследования в ультрафиолетовой части спектра, ну а изучение этих проблем приоткроет завесу тайны на эволюцию и происхождение Вселенной, и образование в ней грандиозных структур, подобных квазарам и галактикам с их величественными коронами.

Авторы работы К. Боер и Б. Саваж - астрофизики, занимающиеся изучением галактик, звёзд и межзвёздной среды. Работа впервые опубликована в журнале Scentific American. Перевод с англ. - Алекс Моисеев, Сайт "Дальневосточная Астрономия".

Главная страница раздела