Межзвёздная среда

Общая астрономия. Далекая Вселенная. Межзвёздная среда

Звезды первого поколения в своем большинстве могли быть и не очень массивными; но те немногие из них, масса которых в 10 или 50 раз превышала массу Солнца, способны претерпеть значительные эволюционные изменения и превращения за десять или сто миллионов лет, т. е. за время, не превышающее продолжительность общего сжатия протогалактики. Последнее составляет от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет. Массивные звезды исчерпывают свои ядерные источники энергии в гораздо более быстром темпе, чем Солнце. После сгорания в недрах звезды водорода и образования из него гелия идет синтез и более тяжелых элементов, вплоть до железа, а потом звезда может взорваться, выбросив в окружающую среду образовавшиеся в ней ранее, а также и в самом процессе взрыва, тяжелые элементы. Вероятно, в первые сотни миллионов лет существования нашей Галактики и других галактик могло произойти в основном накопление в природе элементов, более тяжелых, чем водород и гелий. Космическая среда становилась со временем все более и более богатой такими элементами, как углерод, кислород, азот и т. д. Напомним, что первичное вещество Вселенной, из которого формировались первые звезды, содержало водород (70—75% по массе), гелий (25—30%) и ничтожные (10-4%) примеси дейтерия, лития и других легких элементов.

Что же касается звёзд последующих поколений, то исходным материалом для их образования служит среда, значительно, до 1—2%, обогащенная углеродом и другими тяжелыми элементами, выброшенными взорвавшимися звездами первого поколения. Роль этой примеси для процесса звездообразования и эволюции звезд, возникновения Солнца, планет, зарождения жизни на Земле, очень важна. Газ, оставшийся после образования первых звезд, оседал к центру системы. Если протогалактика обладала значительным моментом вращения, то оседание газа к центру сменялось его накоплением в центральной плоскости галактики, когда центробежная сила оказывалась сравнимой с гравитационной. Так формировалась, по-видимому, плоская подсистема нашей Галактики. Дальнейшее звездообразование могло происходить только в центральных областях Галактики и в ее плоскости, где имелись значительные массы газа, обогащенного тяжелыми элементами. Оно продолжается и в современную эпоху в спиральных рукавах Галактики, где, согласно наблюдениям, сосредоточены самые молодые и яркие звезды. Замечательно, что рождение звезд новых поколений происходит как бы на наших глазах и потому в отличие от проблем, которые мы обсуждали ранее, здесь возможно прямое наблюдательное изучение космогонического процесса.

Нужно, однако, сразу сказать, что традиционные оптические наблюдения, т. е. наблюдения в видимом свете с помощью оптических телескопов, сильно затрудняются тем обстоятельством, что мы сами находимся в диске Галактики и смотрим на него изнутри. Присутствие в диске и в том числе вокруг нас облаков газа и космической пыли мешает наблюдениям в направлении плоскости Галактики: на луче зрения оказывается слишком много таких облаков, и они заслоняют от нас то, что происходит на больших расстояниях. Лишь в близкой области с радиусом приблизительно 2 кпс, т. е. 6•10^-21 см, наблюдения диска Галактики в оптическом диапазоне еще возможны. Но диаметр диска — 30 кпс, т. е. 10²³ см, что в двадцать раз больше. Толщина слоя газа и пыли составляет 300 пс, т. е. около 10-21 см. Потому-то оптические наблюдения не вдоль, а поперек плоскости диска или, во всяком случае, под большими углами к ней оказываются вообще возможными; излучение, приходящее к нам по этим направлениям, поглощается, к счастью, незначительно. Гораздо более эффективными средствами изучения диска Галактики обладает радиоастрономия. Радиоволны сантиметрового и миллиметрового диапазонов свободно распространяются в диске, практически не поглощаясь в облаках газа и пыли. Особое значение имеют радиоастрономические наблюдения на длине волны 21 см.

В 40-е годы ван де Хюлст и И. С. Шкловский обратили внимание на то, что нейтральные атомы водорода в диффузной среде диска Галактики должны излучать радиоволну 21 см. Это излучение связано с переходами электрона в атоме водорода с одного энергетического уровня на другой вблизи основного, невозбужденного состояния атома. Эти уровни очень близки друг к другу и различаются только взаимной ориентацией спинов, т. е. собственных вращательных моментов ядра и электрона: на уровне с более высокой энергией спины параллельны, на уровне меньшей энергии они антипараллельны. По интенсивности излучения на этой длине волны можно судить о концентрации и температуре нейтрального водорода. В 1951 г. радиоизлучение этой природы было действительно зарегистрировано. Дальнейшие исследования показали, что нейтральный водород распределен вплоть до расстояний в 20 кпс от центра Галактики. Температура межзвездного атомарного нейтрального водорода составляет около 100 Кельвинов. Средняя концентрация в диске близка к одному атому водорода в кубическом сантиметре, что соответствует плотности 10^-24 г/см³, сравнимой со средней плотностью Галактики в целом.

Толщина слоя нейтрального водорода около 200—300 пс. Значительная часть нейтрального водорода сконцентрирована в спиральных рукавах Галактики. Именно по распределению нейтрального водорода, излучающего на волне 21 см, и судят в первую очередь о спиральной структуре Галактики. Очень важно, что в диффузной среде Галактики присутствуют молекулы, также проявляющие себя излучением в радиодиапазоне. На волне 18 см светит молекула гидроксила ОН; излучение межзвездного гидроксила было предсказано И. С. Шкловским в 1949 г. и обнаружено наблюдательно в 1963 г. Интенсивность этого излучения по направлению из центра Галактики оказалась довольно значительной. Позднее было обнаружено еще около полусотни различных молекул — воды Н2O, водорода Н2, окиси углерода СО и др. Довольно неожиданным было обнаружение таких сложных многоатомных молекул, как, например, этанол С2Н5ОН. Список молекул, открытых в межзвездной среде, пополняется каждый год. Распределение молекул, или, вернее, облаков среды, богатых молекулами, не повторяет распределение атомарного нейтрального водорода в диске Галактики. Молекулы окиси углерода сосредоточены главным образом в пределах кольца вокруг центра Галактики, внешняя граница которого приближается к орбите Солнца (ее радиус около 10 кпс), а внутренняя граница имеет радиус около 3 кпс. Наибольшая плотность молекул наблюдается между радиусами приблизительно 4 и 7 кпс, где толщина кольца составляет 100 пс, что вдвое-втрое меньше толщины слоя нейтрального водорода. Температура среды в областях, где наблюдаются окись углерода и другие молекулы, составляет приблизительно 10 Кельвинов. При столь низких температурах столкновения могут возбуждать только самые низкоэнергичные состояния молекул. В молекуле окиси углерода эти состояния связаны с ее вращением вокруг собственной оси.

Столкновения при указанной температуре способны привести к появлению вращения (самого слабого из разрешенных для этой молекулы законами квантовой механики), а остановка, прекращение вращения сопровождается излучением кванта электромагнитных волн, соответствующего длине волны 2,6 мм. Излучение межзвездной окиси углерода было впервые открыто в 1970 г. А. Пензиасом и Р. Вилсоном (которые пятью годами раньше открыли реликтовое излучение) и их сотрудниками. Самые распространенные молекулы в диске Галактики - молекулы водорода Н2. Молекулярный водород в межзвездной среде был открыт по его ультрафиолетовым линиям излучения и поглощения. Это стало возможным лишь в 70-е годы, когда получила развитие внеатмосферная астрономия. (Ультрафиолетовое излучение небесных тел, кроме Солнца, поглощается земной атмосферой.) Полная масса молекулярного водорода близка, вероятно, к полной массе атомарного водорода в диске Галактики. Эту оценку получают на основании сведений об относительном содержании молекулярного водорода и окиси углерода в близких молекулярных облаках, в которых удается независимо определить полное число молекул обоих видов (для этого используются данные радионаблюдений и данные наблюдений в рентгеновской и ультрафиолетовой частях спектра с борта космических аппаратов); в таких облаках молекул водорода оказывается приблизительно в десять тысяч раз больше, чем молекул окиси углерода. Непосредственные наблюдения молекулярного водорода затруднительны на больших расстояниях, но, как полагают, указанное отношение является типичным для молекулярных облаков галактического диска.

Если так, то молекулярный водород, как и окись углерода, сосредоточен преимущественно в кольце молекулярных облаков; его общее распределение совсем иное, чем распределение атомарного водорода. Происхождение молекул, особенно многоатомных, обязано, по-видимому, физико-химическим процессам, в которых активная роль принадлежит космической пыли. Космические пылинки — это мельчайшие твердые частицы, преимущественно углеродные или с примесью льда с размерами 10^-4—10^-5 см. Они способны эффективно поглощать видимый свет, и главным образом из-за них затруднены, как мы говорили, оптические наблюдения в диске Галактики. На долю пыли приходится около одного процента массы межзвездной среды. Атомы, наталкивающиеся на какую-либо пылинку при их случайных блужданиях, прилипают к ее поверхности и получают возможность химически взаимодействовать между собой и объединяться в молекулы. Условия на поверхности пылинки действительно благоприятны для этого концентрация атомов оказывается здесь гораздо выше, чем в среднем в межзвездной среде, и к тому же у атомов в их «спокойном» состоянии оказывается достаточно времени для завершения химических процессов. В этих химических превращениях поверхность пылинки играет роль и колбы и катализатора. Таким путем в межзвездной среде способны образовываться очень сложные органические молекулы, например, аминокислоты. Сами же пылинки образуются, по-видимому, в протяженных атмосферах холодных звезд — красных гигантов, богатых тяжелыми элементами, прежде всего углеродом. При истечении вещества из атмосфер этих звезд и его рассеянии в пространстве космические пылинки перемешиваются с газообразным веществом межзвездной среды. Пространственная плотность газо-пылевой среды меняется более или менее регулярно лишь в больших масштабах, сравнимых с размерами всего галактического диска.

В меньших же масштабах распределение газа и пыли крайне нерегулярно и клочковато; области повышенной концентрации перемежаются почти пустыми объемами или объемами, заполненными горячим (до миллиона градусов) и очень разреженным газом. Сгущения, облака, имеют плотность, раз в 10 превышающую среднюю плотность среды. В типичном облаке размером в 40 или 50 пс содержится масса до ста тысяч или даже миллиона солнечных масс. Общее число таких облаков — 5—10 тысяч. Облака хаотически перемещаются в пространстве с довольно большими скоростями, достигающими 6—8 км/с. Кроме того, они, конечно, участвуют вместе с диском Галактики в его общем вращении; напомним, что вблизи Солнца линейная скорость этого вращения 220—250 км/с. Именно в этих сгущениях, сравнительно холодных и плотных облаках, происходит образование звезд в современную эпоху. Но прежде чем перейти к этому вопросу, скажем немного о некоторых других свойствах межзвездной среды, также важных для понимания механизма звездообразования. Межзвездная среда в диске Галактики пронизана магнитными полями. Хотя об их существовании догадывались уже давно, прямое наблюдательное обнаружение и исследование межзвездных магнитных полей стало возможным лишь в последние 20 лет. Магнитные поля регистрируются по их влиянию на свойства радиоволн, испускаемых атомами и молекулами, находящимися в этих полях. Поля влияют и на распространение радиоволн в межзвездной среде (при прохождении через намагниченную среду происходит поворот плоскости поляризации электромагнитной волны). Магнитные поля прочно связаны с облаками межзвездной среды и движутся вместе с ними. Общее направление магнитных силовых линий совпадает с направлением ветвей спиральной структуры Галактики. Напряженность магнитного поля в диске Галактики составляет 3•10^-6— 10^-5 эрстед (Э), что в сотни тысяч раз меньше напряженности магнитного поля Земли. Первые соображения о существовании межзвездных магнитных полей были высказаны в связи с проблемой удержания в Галактике космических лучей.

Космические лучи — это заряженные частицы (протоны, ядра более тяжелых элементов, а также электроны), движущиеся со скоростями, близкими к скорости света. Они проводят в Галактике, как полагают, не менее нескольких миллионов лет, тогда как при свободном пролете покинули бы ее за сто тысяч лет. Их удерживают в объеме Галактики магнитные поля, заставляющие заряженные частицы двигаться вдоль магнитных силовых линий по спиральным, винтовым траекториям. Магнитное поле имеет сложную структуру силовых линий, и космическим лучам приходится долго «петлять» в объеме Галактики, прежде чем они выходят из него наружу. Эта картина полностью подтверждается современными наблюдениями межзвездных магнитных полей. Двигаясь в межзвездных магнитных полях, быстрые электроны космических лучей излучают радиоволны, которые действительно наблюдаются как общее радиоизлучение Галактики. Картина Галактики в радиолучах (метрового диапазона) включает в себя три главных структурных элемента — сферическое (или, может быть, слегка уплощенное) гало, диск и центральное ядро. По своим размерам радиогало и радиодиск близки к звездному гало и звездному диску; область повышенного радиоизлучения в центре — ядро — нмеет уплощенную форму, как бы повторяющую форму галактического диска с размером (в плоскости диска) около 300 пс. Природа радиоизлучения из гало и ядра та же, что и из диска, т. е. это излучение электронов космических лучей в магнитном поле. Отсюда, в частности, следует, что магнитное поле — возможно, несколько более слабое, чем в диске,— имеется и в гало Галактики, а в ее ядре поле значительно сильнее.

Между тремя компонентами межзвездной среды — газо-пылевыми облаками, космическими лучами и магнитным полем — существует особого рода равновесие: общая энергия космических лучей, энергия магнитного поля и кинетическая энергия хаотических движений облаков приблизительно равны между собой. До сих пор остается не вполне ясным, как это энергетическое равновесие устанавливается и поддерживается. Но несомненно, что между облаками, полем и космическими лучами имеется тесная взаимосвязь; так, космические лучи довольно прочно «приклеены» к силовым линиям поля, которые в свою очередь прочно «привязаны» к движущимся облакам. Чтобы эта связь действительно была эффективной, а главное, взаимной, энергии всех трех компонент среды должны быть, очевидно, сравнимы между собой. В расчете на один кубический сантиметр объема Галактики каждая из этих энергий составляет в среднем 10-19Э Дж. Недавние исследования показали, что сходное строение имеют и плоские подсистемы других галактик, богатых диффузной средой и молодыми яркими звездами. Например, в ближайшей к нам гигантской спиральной галактике, Туманности Андромеды, тоже различают более пли менее равномерный слой нейтрального водорода и кольцо газопылевых облаков, содержащих межзвездные молекулы. В это кольцо погружены самые яркие звезды туманности, образующие ее спиральный узор. Наблюдается и радиогало этой галактики. Много газа и пыли имеется в неправильных галактиках, таких, как Большое Магелланово Облако — один из объектов южного неба.

Там же наблюдается и большое число очень ярких, очень молодых звезд, что с полной несомненностью указывает на связь звездообразования с присутствием необходимого для этого диффузного, разреженного материала. Только в эллиптических галактиках незаметен межзвездный газ в сколько-нибудь значительных количествах. Но там отсутствуют и молодые звезды, а процесс звездообразования, по-видимому, давно завершился. Эти галактики имеют только сферическую подсистему (как правило, - в той или иной степени уплощенную), близкую по структуре и звездному составу к гало нашей Галактики. Эволюционные процессы в эллиптических галактиках протекают очень медленно, они почти замерли, их звезды меняются на протяжении миллиардов лет, и только в самых центральных областях этих галактик еще «продолжается жизнь», но зато в этих областях возможны такие проявления активности, до которых очень далеко спиральным или неправильным галактикам.

Авторство, источник и публикация:
1. Подготовлено проектом 'Астрогалактика'
2. Публикация проекта 16.12.2006