Космос. Все о звёздах, планетах, космических странниках
Шрифт:
Как же астрономы наблюдают межзвёздный газ? Молодые горячие звёзды помогают нам увидеть нагретый газ, т.к. их ультрафиолетовое излучение нагревает окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность.
Более холодный газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см, кроме того, многие другие молекулы также излучают в радиодиапазоне на определенных частотах. Поэтому от областей холодного межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн.
Химический состав межзвёздного газа, независимо от его температуры, оказался близок к составу Солнца. Около 70% по массе приходится на самый лёгкий элемент в природе — водород, около 28% — на гелий, а остальные 2% — на более тяжёлые элементы. При этом для межзвёздного газа характерен очень большой разброс физических параметров и он крайне неоднороден по плотности и температуре.
Полная масса межзвёздного газа в Галактике очень велика, она превышает 10 млрд. масс Солнца. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см3. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек.
Газовые туманности
Туманностью называют участок межзвёздной среды, который выделяется на небе своим излучением или поглощением излучения. Они состоят из пыли, газа и плазмы. До 20-х гг. прошлого столетия туманностями называли любые неподвижные протяжённые светящиеся астрономические объекты. Такие объекты называются диффузными. Со временем выяснилось, что среди туманностей встречаются галактики и звёздные скопления, которые раньше не удавалось разрешить на звёзды.
В 1787 г. Шарль Мессье, французский астроном, член Парижской академии наук, занимавшийся поиском комет, составил каталог неподвижных диффузных объектов, похожих на кометы. Из-за несовершенства существовавших тогда астрономических приборов в каталог Мессье попали не только туманности, но и галактики (например, галактика M131, которую часто называют туманностью Андромеды), а также шаровые звёздные скопления, такие как M113 — скопление Геркулеса.
Для наблюдений межзвёздной среды чаще всего приходится использовать либо радиотелескопы, если речь идёт о холодном газе, либо ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы, если речь идёт о корональном газе. Однако в некоторых случаях межзвёздное вещество можно прекрасно наблюдать и в обычные телескопы. Это происходит тогда, когда вещество светится под воздействием близкой звезды либо просто отражает свет этой звезды.
В результате на небе появляются слабосветящиеся пятна — светлые эмиссионные туманности. Самая яркая газовая туманность такого типа — Большая туманность Ориона. Она видна в бинокль, а при хорошем зрении её можно заметить и невооружённым глазом — чуть ниже трёх звёзд, расположенных в одну линию, образующую Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.
Области ионизованного газа вокруг горячих звёзд можно представить в виде «машины», которая перерабатывает невидимое ультрафиолетовое излучение звезды в видимое излучение, спектр которого содержит линии различных химических элементов.
Газовые туманности могут иметь различные оттенки — зеленоватые, розоватые и другие — в зависимости от температуры, плотности и химического состава газа. Например, зелёным цветом в газовых туманностях светится кислород.
Структура газовых туманностей крайне разнообразна. Одни имеют форму кольца, в центре которого иногда видна тусклая звёздочка, — это планетарные туманности. Другие имеют неправильную форму. Некоторые из них при наблюдении через светофильтр, пропускающий свет той или иной спектральной линии, распадаются на отдельные волокна. Такова Крабовидная туманность — известный пример остатка взорвавшейся звезды.
В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Астрономы наблюдают межзвёздный газ в виде холодных и плотных молекулярных облаков, разреженного межоблачного газа, облаков ионизованного водорода с температурой около 10 тыс. К и обширных областей разреженного и очень горячего газа с температурой около миллиона К. Этот сильно разреженный и горячий газ, занимающий почти половину объёма галактического диска, называется корональным — по аналогии с разогретым газом солнечной короны. Его плотность составляет примерно 1 атом на 1 дм3. Предполагается, что такой горячий разреженный газ образуется в результате мощных взрывов — вспышек сверхновых звёзд.
Межзвёздная пыль
Если взглянуть на Млечный Путь в ясную безлунную ночь, то даже невооружённым глазом видно, что эта светлая полоса, пересекающая всё небо, не является сплошной. На её белёсом фоне выделяются многочисленные тёмные пятна и полосы. Одно из самых заметных таких пятен в созвездии Стрелец издавна известно под названием Угольный Мешок. Уже давно высказывалось предположение, что эти «дырки» в небе объясняются концентрацией поглощающей свет материи. Развитие наблюдательной астрономической техники подтвердило эту догадку.
О природе поглощающей материи в космосе первоначально не было единого мнения. Считалось, например, что это могут быть маленькие метеоритные частицы, образующиеся при разрушении крупных астероидов. Исследование свойств межзвёздного поглощения света позволило установить, что оно вызывается мельчайшими пылинками, которые заполняют космическое пространство.
Пылевые частицы в нашей Галактике сильно концентрируются к плоскости галактического диска, поэтому большая часть тёмных пятен сосредоточена именно на фоне Млечного Пути. Плотность пыли в космосе ничтожно мала даже по сравнению с разреженным межзвёздным газом. Так, в окрестностях Солнца в кубическом сантиметре пространства содержится в среднем один атом газа и на каждые сто миллиардов атомов приходится всего одна пылинка! Иными словами, расстояние между пылинками измеряется десятками метров. Масса же пыли в Галактике составляет приблизительно одну сотую от массы газа и одну десятитысячную от полной массы всех звёзд Галактики. Однако этого количества пыли достаточно, чтобы значительно ослаблять свет.
Сопоставление наблюдательных данных показало, что межзвёздная пыль состоит в основном из частиц двух видов: графитовых (углеродных) и силикатных (т. е. содержащих соединения кремния). Размеры пылинок неодинаковы, причём мелких частиц значительно больше, чем крупных. В целом размер пылинок колеблется от одной миллионной до одной десятитысячной доли сантиметра.
Благодаря совершенствованию наблюдательной техники и активному использованию космических телескопов теперь мы можем наблюдать пыль не только в нашей Галактике, но и в её ближних и дальних соседях, прежде всего в спиральных галактиках, галактиках с активными ядрами и квазарах. Можно наблюдать не только поглощение света пылью, но и её собственное излучение (в инфракрасных лучах), поскольку, поглощая свет звёзд, пылинки сами нагреваются до нескольких десятков градусов выше абсолютного нуля.
Наблюдения показывают, что свойства пыли во Вселенной мало чем отличаются от свойств пылинок Млечного Пути. В галактиках пыль, как и у нас, концентрируется вблизи плоскости симметрии этих звёздных систем, перечёркивая яркие изображения галактик тёмными полосами.
ГЛАВА IV.
ЗВЁЗДНЫЕ СИСТЕМЫ — ГАЛАКТИКИ
Млечный Путь
Наш «дом» — Солнечная система — погружён в огромную светящуюся звёздную систему — Галактику. Мы видим её на небе как Млечный Путь — светящуюся полосу, пересекающую небосклон в ясные безлунные ночи. Наша Галактика насчитывает сотни миллиардов звёзд самых разных светимостей, масс и возрастов, а также многочисленные газопылевые облака, которые ослабляют свет удалённых светил. Первые исследователи Галактики не знали о поглощающем веществе и считали, что видят все её звёзды.
Истинные размеры Галактики были установлены только в XX в. Оказалось, что её диск является плоским образованием: диаметр галактического диска превышает 100 тыс. световых лет, а толщина — около 1000 световых лет. По форме Галактика напоминает компакт-диск с утолщением посередине.
Поскольку Солнечная система находится практически в плоскости Галактики, заполненной поглощающей материей, многие детали строения Млечного Пути скрыты от взгляда земного наблюдателя. Однако их можно изучать на примере других галактик, сходных с нашей. Так, в 1940-х гг., наблюдая галактику М 31, больше известную как туманность Андромеды, немецкий астроном Вальтер Бааде заметил, что плоский линзообразный диск этой огромной галактики погружён в более разреженное звёздное облако сферической формы — гало. А поскольку туманность Андромеды очень похожа на Галактику, Бааде предположил, что подобная структура имеется и у Млечного Пути.
Границы Галактики определяются размерами гало. Радиус гало значительно больше размеров диска и по некоторым данным достигает нескольких сотен тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска.
Состоит гало в основном из очень старых, неярких маломассивных звёзд. Они встречаются как поодиночке, так и в виде шаровых скоплений, которые могут включать в себя более миллиона звёзд. Возраст населения сферической составляющей Галактики превышает 12 млрд. лет. Его обычно принимают за возраст самой Галактики.
Одним из наиболее заметных образований в дисках галактик, подобных нашей, являются спиральные ветви (или рукава). Они и дали название этому типу объектов — спиральные галактики. Спиральная структура нашей Галактики очень хорошо развита. Вдоль рукавов в основном сосредоточены самые молодые звёзды, многие рассеянные звёздные скопления и ассоциации, а также цепочки плотных облаков межзвёздного газа, в которых продолжают образовываться звёзды.
Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 23–28 тыс. световых лет, или 7–9 тыс. парсек. Иными словами, Солнце расположено посередине между центром и краем диска. Вместе со всеми близкими звёздами Солнце вращается вокруг центра Галактики со скоростью 220–240 км/с, совершая один оборот примерно за 200 млн. лет. За время своего существования Солнце и планеты облетели вокруг центра Галактики не больше 30 раз.