Жизнь наиболее ярких звезд настолько коротка, что во времена, когда по Земле разгуливали динозавры, их в нынешней форме еще не существовало. В космических масштабах времени они эфемерны.
Но если звезды могли формироваться всего несколько десятков миллионов лет назад, это практически означает, что какие-то звезды возникают и сейчас. Возможно, звезды образуются непрерывно, если не в таких количествах, как в далеком прошлом, когда, вероятно, возникала вся Галактика, то все же достаточно часто. Однако в таком случае не наблюдаем ли мы и теперь звезды в процессе образования?
Дать на это окончательный ответ трудно, так как процесс этот в сравнении с человеческой жизнью настолько длителен (каким бы стремительным ни был он в космических масштабах), что самые подробные наблюдения, проводимые столь недолго, не могут дать ясных результатов. Кроме того, звезду в стадии образования не так то просто увидеть. В некоторых туманностях есть объемы, которые, возможно, являются звездами в процессе образования. В туманности Розетка находится мною темных шарообразных объектов, которые могут быть звездным веществом, сгущающимся перед переходом на главную последовательность. Другие возможные области нынешнего формирования звезд расположены в туманности Ориона и в туманности NGC6611 в созвездии Змеи.
Но из чего могут образовываться новые звезды?
Большинство астрономов считает, что вначале звезды представляют собой огромные облака газа и пыли. Много миллиардов лет назад, в эпоху возникновения Галактики, это звездное сырье, вероятно, имелось в изобилии. Сама галактика, скорее всею, представляла собой колоссальное вращающееся скопление вещества, от которою отрывались отдельные вихри, сгущавшиеся затем в звезды. Ну а теперь, когда из первоначального смерча уже сгустилось более сотни миллиардов звезд, много ли теперь осталось сырья?
Я уже упоминал о существовании межзвездной пыли, которая в некоторых местах скапливается в таких количествах, что заслоняет свет звезд (темная туманность) или же отражает этот свет (светлая туманность). Кроме того, по всему межзвездному пространству также рассеяна пыль, которая повсюду преломляет и ослабляет свет звезд. Этот эффект имеет важное значение, однако он вызывается уже очень небольшим количеством пыли, совершенно недостаточным для образования звезд.
Гораздо важнее существование межзвездного газа Отдельные атомы и молекулы газа поглощают и рассеивают свет довольно слабо, а потому присутствие газа обнаружить намного труднее, чем присутствие пыли, хотя его может быть гораздо больше.
Отдельные атомы газа поглощают световые волны только определенной длины, так же как и атомы в солнечной атмосфере. Концентрация газа в межзвездном пространстве, несомненно, очень низка, поглощение им света на обычных расстояниях, несомненно, ничтожно мало и не поддается измерению. Но на расстоянии в сотни тысяч световых лет накапливающееся поглощение достигает измеримого уровня. Поэтому не исключена возможность, что некоторые линии в звездных спектрах порождаются не газами, непосредственно окружающими звезду, а чрезвычайно разреженным газом, распределенным на всем пути света от звезд к Земле.
Первые сведения об этом были получены при спектроскопическом изучении двойных звезд. Некоторые двойные звезды обращаются вокруг центра тяжести системы в той же или почти в той же плоскости, в которой лежит Земля. Если обе звезды светящиеся, то, поочередно заслоняя друг друга, они почти не влияют на количество достигающего нас света, и в тех случаях, когда такие двойные звезды расположены очень тесно и не различаются в телескоп, обнаружить их бывает трудно.
При таком положении орбит получается, что когда одна звезда удаляется от нас, другая приближается. Затем одна звезда заходит за другую и обе движутся поперек луча нашего зрения — одна направо, а другая налево. Затем та, которая прежде удалялась, начнет к нам приближаться, а та, которая приближалась, будет удаляться. Потом они снова пройдут поперек луча нашего зрения и все начнется сначала.
Когда компоненты двойной звезды движутся так, что одна звезда приближается, а другая удаляется, спектральные линии первой смещаются в сторону фиолетового конца спектра, а линии второй — в сторону красного конца. Когда оба компонента движутся поперек нашего луча зрения, никакого смещения наблюдаться не будет ни у той, ни у другой звезды. Если обе звезды принадлежат к одному и тому же классу, то, пока они движутся поперек луча нашего зрения, их спектральные линии будут совпадать. Но когда одна из них приближается, а другая удаляется, линии будут раздваиваться, потому что одна серия сместится в одном направлении, а другая— в другом. За время одною оборота спектральные линии раздвоятся дважды.
Такое изменение спектральных линии позволяет распознать двойную звезду даже тогда, когда визуально ее компоненты совершенно неразличимы В 1889 г. американский астроном Антония Мори (1866—1952) заметила такое периодическое раздвоение линий в спектре Мицара, одной из звезд в ручке ковша Большой Медведицы. Это была первая спектрально-двойная звезда. Потом их было открыто еще очень много.
Рис. Спектрально-двойные звезды.
В 1904 г. немецкий астроном Иоганн Франц Гартман (1865—1936) изучал спектрально-двойную звезду Дельту Ориона. Он заметил, что во время периодического раздвоения линий одна из них не раздваивалась! Эта световая волна поглощалась чем-то, что не участвовало в движении ни того, ни другого компонента двойной системы. Это мог быть третий компонент с очень большой массой— настолько большой, что центр тяжести всей системы почти совпадал с его собственным центром, и поэтому он был почти неподвижен. Однако если бы этот третий компонент был светящимся, он был бы видим, а если бы он был темным, то его выдали бы периодические затмения, как у Альголя.
Гартман счел гораздо более вероятным, что эта неподвижная линия поглощения вызвана чрезвычайно разреженным газом, присутствующим в пространстве, отделяющем нас от Дельты Ориона. С мнением Гартмана согласились не сразу, но затем стали появляться сообщения других астрономов, подтверждающие его выводы— в частности, следует упомянуть работы американскою астронома русского происхождения Отто Струве (1897—1964). В настоящее время межзвездный газ признан одной из составных частей Галактики и считается, что его общая масса превышает общую массу пыли в Галактике примерно в 50—100 раз.
Неподвижная спектральная линия, впервые замеченная Гартманом, совпадала с линией кальция, а потому представлялось очевидным, что межзвездный газ содержит кальций. Были обнаружены и другие атомы, однако точно определить состав газа с помощью одного только спектрального анализа было невозможно. Наличие газа, который активно поглощает световые волны определенной длины в видимой части спектра (как, например, кальций), может отразиться в спектре, даже если этот газ присутствует в очень малых количествах. Но к 50-м годам стало совершенно ясно, что преобладающей составной частью межзвездного газа является гораздо менее заметный (с точки зрения спектроскопии) водород.
По современной оценке 90% всех атомов Вселенной— это атомы водорода, наиболее простые из всех атомов, и 9% — атомы гелия, самые простые после водородных. На долю всех остальных атомов остается 1%. Короче говоря, соотношение элементов в химическом составе Солнца представляется довольно типичным для всего состава Вселенной.
Если межзвездный газ — это в основном водород и гелий, то из чего состоит пыль? Атомы гелия не выказывают никакой тенденции соединяться в более крупные частицы, а водород образует двухатомные молекулы, которые также не выказывают практически никакой тенденции к дальнейшему объединению. Следовательно, пыль должна образовываться с помощью какого-то более редкого компонента, но не слишком редкого, так как Галактика содержит значительное количество пыли.
Согласно одному из предположений, это должен быть кислород, наиболее распространенный из второстепенных элементов. Атом кислорода легко вступает в соединение с атомом водорода, образуя так называемую гидроксильную группу, и в 1963 г. в межзвездном веществе действительно были обнаружены такие соединения. Атом кислорода, кроме того, может соединяться с двумя атомами водорода, образуя молекулу воды, а молекулы воды легко слипаются между собой. Потому межзвездная пыль, возможно, в значительной мере состоит из кристаллов льда.
Хотя межзвездный газ и пыль очень разрежены, они заполняют колоссальные пространства, и потому общая их масса весьма велика. По некоторым оценкам масса межзвездного вещества Галактики равна массе всех ее звезд, но такая оценка почти наверное завышена. Согласно новейшим определениям, масса межзвездного газа составляет только 2% от массы звезд, но спиральные ветви должны быть гораздо богаче газом, чем ядро Галактики. В спиральных ветвях масса межзвездного вещества может составлять даже 10—15% от массы звезд.
Если бы газ, содержащийся в такой галактике, как наша, весь сгустился, то его даже по самой низкой оценке хватило бы для создания двух миллиардов звезд, а потому нет ничего невозможного в том, что звезды возникают из разреженного межзвездного водорода и сейчас или что некоторые из них возникли от одного до десяти миллионов лет назад и теперь сияют сверхъестественно ярко.
Некоторые другие галактики, возможно, еще богаче сырьем для новых звезд. Концентрация межзвездного газа в Большом Магеллановом Облаке, например, может быть втрое выше, чем в нашей Галактике.
Теперь мы можем объяснить неожиданно малое количество водорода и кажущийся избыток гелия на Солнце, а также и тот факт, что Земля состоит почти исключительно из элементов более сложных, чем гелий. По-видимому, газовое вещество, из которого образовалась солнечная система, уже с самого начала содержало значительные запасы гелия и некоторое количество более сложных атомов.
Итак, возникает вопрос: откуда взялись в межзвездном газе гелий и более сложные элементы?
Можно просто предположить, что в том газе, из которого образовалась наша Галактика, уже с самого начала имелось определенное количество гелия и более сложных атомов. Однако куда соблазнительнее предположение, что вначале он содержал только самые простые атомы — атомы водорода, а все остальные атомы образовались из них. Но, насколько нам известно, условия, при которых становятся возможными те процессы, когда атомы водорода сливаются в другие атомы, существуют только в недрах звезд. Если это так, то каким образом гелий и другие атомы снова попадают в межзвездный газ?
Запомним этот вопрос, а пока рассмотрим дальше возможный путь эволюции звезд.
Часть первая АСТРОНОМИЧЕСКИЙ АСПЕКТ ПРОБЛЕМЫ
3. Межзвездная среда Согласно современным представлениям, звезды образуются путем конденсации весьма разреженной межзвездной газопылевой среды. Поэтому, прежде чем рассказать о путях эволюции звезд, нам придется остановиться на свойствах межзвездной среды. Этот вопрос имеет также самостоятельное значение для интересующей нас проблемы. В частности, решение вопроса об установлении различных типов связи между цивилизациями, находящимися на различных планетных системах, зависит от свойств среды, заполняющей межзвездное пространство, разделяющее эти цивилизации. Межзвездный газ был обнаружен в самом начале текущего столетия благодаря поглощению в линиях ионизованного кальция, которое он производит в спектрах удаленных горячих звезд * . С тех пор методы изучения межзвездного газа непрерывно улучшались и достигли высокой степени совершенства. В итоге большой многолетней работы, проделанной астрономами, сейчас свойства межзвездного газа можно считать достаточно хорошо известными: Плотность межзвездной газовой среды ничтожна. В среднем в областях межзвездного пространства, расположенных недалеко от галактической плоскости, в 1 см 3 находится примерно 1 атом. Напомним, что в таком же объеме воздуха находится 2,7x10 19 молекул. Даже в самых совершенных вакуумных камерах концентрация атомов не меньше чем 10 3 см 3 . И все же межзвездную среду нельзя рассматривать как вакуум! Дело в том, что вакуумом, как известно, называется такая система, в которой длина свободного пробега атомов или молекул превышает характерные размеры этой системы. Однако в межзвездном пространстве средняя длина свободного пробега атомов в сотни раз меньше, чем расстояния между звездами. Поэтому мы вправе рассматривать межзвездный газ как сплошную, сжимаемую среду и применять к этой среде законы газовой динамики. Химический состав межзвездного газа довольно хорошо исследован. Он сходен с химическим составом наружных слоев звезд главной последовательности. Преобладают атомы водорода и гелия, атомов металлов сравнительно немного. В довольно заметных количествах присутствуют простейшие молекулярные соединения (например, СО, CN). Возможно, что значительная часть межзвездного газа находится в форме молекулярного водорода. Развитие внеатмосферной астрономии открыло возможность наблюдения линий молекулярного водорода в далекой ультрафиолетовой части спектра. Физические свойства межзвездного газа существенно зависят от того, находится ли он в сравнительной близости от горячих звезд или, напротив, достаточно удален от них. Дело в том, что ультрафиолетовое излучение горячих звезд, полностью ионизует водород на огромных расстояниях. Так, звезда класса 05 ионизует вокруг себя водород в гигантской области радиусом около 100 пк. Температура межзвездного газа в таких областях (определяемая как характеристика беспорядочных тепловых движений частиц) достигает 10 тыс. К. При этих условиях межзвездная среда излучает отдельные линии в видимой части спектра, в частности красную водородную линию. Эти области межзвездной среды носят название "зоны HII". Однако большая часть межзвёздной среды достаточно удалена от горячих звезд. Водород там не ионизован. Температура газа низкая, около 100 К или ниже. Именно здесь имеется значительное количество молекул водорода. Кроме газа, в состав межзвездной среды входит космическая пыль. Размеры таких пылинок составляют 10 -4 - 10 -5 см. Они являются причиной поглощения света в межзвездном пространстве, из-за которого мы не можем наблюдать объекты, находящиеся в галактической плоскости на расстояниях, больших 2-3 тыс. пк. К счастью, космическая пыль, так же как и связанный с ней межзвездный газ, сильно концентрируется к галактической плоскости. Толщина газопылевого слоя составляет всего лишь около 250 пк. Поэтому излучение от космических объектов, направления на которые составляют значительные углы с галактической плоскостью, поглощается незначительно. Межзвездные газ и пыль перемешаны. Отношение средних плотностей газа и пыли в межзвездном пространстве равно приблизительно 100:1. Наблюдения показывают, что пространственная плотность газопылевой межзвездной среды меняется весьма нерегулярно. Для этой среды характерно резко выраженное "клочковатое" распределение. Она существует в виде облаков (в которых плотность раз в 10 больше средней), разделенных областями, где плотность ничтожно мала. Эти газопылевые облака сосредоточены преимущественно в спиральных ветвях Галактики и участвуют в галактическом вращении. Отдельные облака имеют скорости в 6-8 км/с, о чем уже говорилось. Наиболее плотные из таких облаков наблюдаются как темные или светлые туманности. Значительное количество сведений о природе межзвездного газа было получено за последние три десятилетия благодаря весьма эффективному применению радиоастрономических методов. Особенно плодотворными были исследования межзвездного газа на волне 21 см. Что это за волна? Еще в сороковых годах теоретически было предсказано, что нейтральные атомы водорода в условиях межзвездного пространства должны излучать спектральную линию с длиной волны 21 см. Дело в том, что основное, самое "глубокое" квантовое состояние атома водорода состоит из двух очень близких уровней. Эти уровни различаются ориентациями магнитных моментов ядра атома водорода (протона) и вращающегося вокруг него электрона. Если моменты ориентированы параллельно, получается один уровень, если антипараллельно - другой. Энергия одного из этих уровней несколько больше другого (на величину, равную удвоенному значению энергии взаимодействия магнитных моментов электрона и протона). Согласно законам квантовой физики, время от времени должны самопроизвольно происходить переходы с уровня большей энергии на уровень меньшей энергии. При этом будет излучаться квант с частотой, пропорциональной разности энергий уровней. Так как последняя в нашем случае очень мала, то и частота излучения будет низкой. Соответствующая длина волны будет равна 21 см. Расчеты показывают, что такие переходы между уровнями атома водорода происходят чрезвычайно редко: в среднем для одного атома имеет место один переход в 11 млн лет! Чтобы почувствовать ничтожную величину вероятности таких процессов, достаточно сказать, что при излучении спектральных линий в оптическом диапазоне переходы происходят каждую стомиллионную долю секунды. И все же оказывается, что эта линия, излучаемая межзвездными атомами, имеет вполне наблюдаемую интенсивность. Так как межзвездные атомы имеют различные скорости по лучу зрения, то из-за эффекта Доплера излучение в линии 21 см будет "размазано" в некоторой полосе частот около 1420 МГц (эта частота соответствует длине волны 21 см). По распределению интенсивности в этой полосе (так называемому "профилю линии") можно изучить все движения, в которых участвуют межзвездные атомы водорода. Таким путем удалось исследовать особенности галактического вращения межзвездного газа, беспорядочные движения отдельных его облаков, а также его температуру. Кроме того, из этих наблюдений определяется количество атомов водорода в межзвездном пространстве. Мы видим, таким образом, что радиоастрономические исследования на волне 21 см являются мощнейшим методом изучения межзвездной среды и динамики Галактики. В последние годы этим методом изучаются другие галактики, например туманность Андромеды. По мере увеличения размеров радиотелескопов будут открываться все новые возможности изучения более удаленных галактик при помощи радиолинии водорода. В конце 1963 г. была обнаружена еще одна межзвездная радиолиния, принадлежащая молекулам гидроксила ОН, с длиной волны 18 см. Существование этой линии было теоретически предсказано автором этой книги еще в 1949 г. В направлении на галактический центр интенсивность этой линии (которая наблюдается в поглощении) оказалась очень высокой ** . Это подтверждает сделанный выше вывод, что в отдельных областях межзвездного пространства газ находится преимущественно в молекулярном состоянии. В 1967 г. была открыта радиолиния воды Н 2 О с длиной волны 1,35 см. Исследования газовых туманностей в линиях ОН и Н 2 О привели к открытию космических мазеров ( см. следующую главу). За последние 20 лет, протекшие после открытия межзвездной радиолинии ОН, было открыто много других радиолиний межзвездного происхождения, принадлежащих различным молекулам. Полное число обнаруженных таким образом молекул уже превышает 50. Среди них особенно большое значение имеет молекула СО, радиолиния которой с длиной волны 2,64 мм наблюдается почти во всех областях межзвездной среды. Есть молекулы, радиолинии от которых наблюдаются исключительно в плотных, холодных облаках межзвездной среды. Довольно неожиданным было обнаружение в таких облаках радиолиний весьма сложных многоатомных молекул, например, СН 3 НСО, CH 3 CN и др. Это открытие, возможно, имеет отношение к волнующей нас проблеме происхождения жизни во Вселенной. Если открытия будут и дальше делаться в таком темпе, кто знает, не будут ли обнаружены нашими приборами межзвездные молекулы ДНК и РНК? ( см. гл. 12). Весьма полезным является то обстоятельство, что соответствующие радиолинии, принадлежащие различным изотопам одной и той же молекулы, имеют довольно заметно различающиеся длины волн. Это позволяет исследовать изотопный состав межзвездной среды, что имеет большое значение для изучения проблемы эволюции вещества во Вселенной. В частности, раздельно наблюдаются такие изотопные комбинации окиси углерода: 12 С 16 О, 13 C 16 O, и 12 С 18 О. Области межзвездной среды, окружающей горячие звезды, где водород полностью ионизован ("зоны HII"), весьма успешно исследуются при помощи так называемых "рекомбинационных" радиолиний, существование которых было теоретически предсказано еще до их открытия советским астрономом Н.С.Кардашевым, много занимавшимся также проблемой связи с внеземными цивилизациями ( см. гл. 26). "Рекомбинационные" линии возникают при переходах между весьма высоко возбужденными атомами (например, между 108 и 107 уровнями атома водорода). Столь "высокие" уровни могут существовать в межзвездной среде только по причине ее чрезвычайно низкой плотности. Заметим, например, что в солнечной атмосфере могут существовать только первые 28 уровней атома водорода; более высокие уровни разрушаются благодаря взаимодействию с частицами окружающей плазмы. Уже сравнительно давно астрономы получили ряд косвенных доказательств наличия межзвездных магнитных полей. Эти магнитные поля связаны с облаками межзвездного газа и движутся вместе с ними. Напряженность таких полей около 10 -5 Э, т. е. в 100 тыс. раз меньше напряженности земного магнитного поля на поверхности нашей планеты. Общее направление магнитных силовых линий совпадает с направлением ветвей спиральной структуры Галактики. Можно сказать, что сами спиральные ветви представляют собой гигантских размеров магнитные силовые трубки. В конце 1962 г. факт существования межзвездных магнитных полей был установлен английскими, радиоастрономами путем прямых наблюдений. С этой целью исследовались весьма тонкие поляризационные эффекты в радиолинии 21 см, наблюдаемой в поглощении в спектре мощного источника радиоизлучения - Крабовидной туманности (об этом источнике см. гл. 5) *** . Если межзвездный газ находится в магнитном поле, можно ожидать расщепления линии 21 см на несколько компонент, отличающихся поляризацией. Так как величина магнитного поля очень мала, это расщепление будет совершенно ничтожным. Кроме того, ширина линии поглощения 21 см довольно значительна. Единственное, что можно ожидать в такой ситуации, - это небольшие систематические различия поляризации в пределах профиля линий поглощения. Поэтому уверенное обнаружение этого тонкого эффекта - замечательное достижение современной науки. Измеренное значение межзвездного магнитного поля оказалось в полном соответствии с теоретически ожидаемым согласно косвенным данным. Для исследований межзвездных магнитных полей применяется и радиоастрономический метод, основанный на изучении вращения плоскости поляризации радиоизлучения внегалактических источников **** при его прохождении через "намагниченную" межзвездную среду ("явление Фарадея"). Этим методом уже сейчас удалось получить ряд важных данных о структуре межзвездных магнитных полей. В последние годы в качестве источников поляризованного излучения для измерения межзвездного магнитного поля таким методом используются пульсары ( см. гл. 5). Межзвездные магнитные поля играют решающую роль при образовании плотных холодных газопылевых облаков межзвездной среды, из которых конденсируются звезды ( см. гл. 4). С межзвездными магнитными полями тесно связаны первичные космические лучи, заполняющие межзвездное пространство. Это частицы (протоны, ядра более тяжелых элементов, а также электроны), энергии которых превышают сотни миллионов электронвольт, доходя до 10 20 -10 21 эВ. Они движутся вдоль силовых линий магнитных полей по винтовым траекториям. Электроны первичных космических лучей, двигаясь в межзвездных магнитных полях, излучают радиоволны. Это излучение наблюдается нами как радиоизлучение Галактики (так называемое "синхротронное излучением). Таким образом, радиоастрономия открыла возможность изучать космические лучи в глубинах Галактики и даже далеко за ее пределами. Она впервые поставила проблему происхождения космических лучей на прочный научный фундамент. Исследователи, работавшие над проблемой происхождения жизни, до недавнего времени оставляли без внимания вопрос о первичных космических лучах. Между тем уровень жесткой радиации, вызывающей мутации, является, на наш взгляд, весьма существенным эволюционным фактором. Имеются все основания полагать, что ход эволюции жизни был бы совсем другим, если бы уровень жесткой радиации (который сейчас в значительной степени обусловлен первичными космическими лучами) был бы в десятки раз выше современного значения. Отсюда возникает важный вопрос: остается ли постоянным уровень космической радиации на какой-нибудь планете, на которой развивается жизнь? Речь идет о сроках, исчисляемых многими сотнями миллионов дет. Мы увидим в следующих главах этой книги, как современная астрофизика и радиоастрономия отвечают на этот вопрос. Масса межзвездного газа в нашей Галактике близка к миллиарду солнечных масс, что составляет немногим больше 1% от полной массы Галактики, обусловленной в основном звездами. В других звездных системах относительное содержание межзвездного газа меняется в довольно широких пределах. У эллиптических галактик оно очень мало, около 10 -4 и даже меньше, в то время как у неправильных звездных систем (типа Магеллановых Облаков) содержание межзвездного газа доходит до 20 и даже 50%. Это обстоятельство тесно связано с вопросом об эволюции звездных систем, о чем речь будет идти в гл. 6 .- * Собственные линии поглощения ионизованного кальция у таких звезд отсутствуют, ак как температуры их поверхностных слоев слишком высоки.
- ** Линия ОН состоит из четырех близких по частотам компонент (1612, 1665, 1667 и 1720 МГц).
- *** Линия поглощения 21 см, обусловленная межзвездным водородом, образуется в радиоспектре какого-либо источника совершенно таким же образом, как линии межзвездного кальция в спектрах удаленных горячих звезд.
- **** Радиоизлучение от мегагалактических источников линейно поляризовано, причем степень поляризации рбычно порядка нескольких процентов. Поляризация этого радиоизлучения объясняется его синхротроннои природой (см. ниже).
Газовые туманности. Самая известная газовая туманность - в созвездии Ориона (229), протяженностью свыше 6 пс, заметная в безлунную ночь даже невооруженным глазом. Не менее красивы туманности Омега, Лагуна и Трехраздельная в созвездии Стрельца, Северная Америка и Пеликан в Лебеде, туманности в Плеядах, вблизи звезды h Киля, Розетка в созвездии Единорога и многие другие. Всего насчитывают около 400 таких объектов. Естественно, что полное их число в Галактике значительно больше, но мы их не видим из-за сильного межзвездного поглощения света. В спектрах газовых туманностей имеются яркие эмиссионные линии, что доказывает газовую природу их свечения. У наиболее ярких туманностей прослеживается и слабый непрерывный спектр. Как правило, сильнее всех выделяются водородные линии Нa и Нb и знаменитые небулярные линии с длинами волн 5007 и 4950 Å, возникающие при запрещенных переходах дважды ионизованного кислорода О III. До того, как эти линии удалось отождествить, предполагалось, что их излучает гипотетический элемент небулий. Интенсивны также две близкие запрещенные линии однократно ионизованного кислорода О II с длинами волн около 3727 Å, линии азота и ряда других элементов. Внутри газовой туманности или непосредственно вблизи от нее почти всегда можно найти горячую звезду спектрального класса О или В0, являющуюся причиной свечения всей туманности. Эти горячие звезды обладают очень мощным ультрафиолетовым излучением, ионизующим и заставляющим светиться окружающий газ точно так же, как это имеет место в планетарных туманностях (см. § 152). Поглощенная атомом туманности энергия ультрафиолетового кванта звезды большей частью идет на ионизацию атома. Остаток энергии расходуется на придание скорости свободному электрону, т. е. в конечном счете превращается в тепло. В ионизованном газе должны также происходить и обратные процессы рекомбинации с возвращением электрона в связанное состояние. Однако чаще всего это реализуется через промежуточные энергетические уровни, так что в итоге вместо первоначально поглощенного жесткого ультрафиолетового кванта атомы туманности излучают несколько менее энергичных квантов видимых лучей (этот процесс называется флуоресценцией). Таким образом, в туманности происходит как бы «дробление» ультрафиолетовых квантов звезды и переработка их в излучение, соответствующее спектральным линиям видимого спектра. Излучение в линиях водорода, ионизованного кислорода и азота, приводящее к охлаждению газа, уравновешивает поступление тепла через ионизацию. В итоге температура туманности устанавливается на некотором определенном уровне порядка, что можно проверить по тепловому радиоизлучению газа. Количество квантов, излучаемых в какой-либо спектральной линии, в конечном счете пропорционально числу рекомбинаций, т. е. количеству столкновений электронов с ионами. В сильно ионизованном газе концентрация и тех и других одинакова, т. е. Поскольку согласно (7.18) частота столкновений одной частицы пропорциональна п, общее число столкновений всех ионов с электронами в единице объема пропорционально произведению nine, т. е. Следовательно, общее число квантов, излучаемых туманностью, или ее яркость на небе - пропорциональна, просуммированному вдоль луча зрения. Для однородной туманности протяженностью L, это дает. Произведение называется мерой эмиссии и является важнейшей характеристикой газовой туманности: ее значение легко получить из непосредственных наблюдений яркости туманности. Вместе с тем мера эмиссии связана с основным физическим параметром туманности - плотностью газа. Таким образом, измеряя меру эмиссии газовых туманностей, можно оценить концентрацию частиц пе, которая оказывается порядка 10 2−10 3 см −3 и даже больше для самых ярких из них. Как видно, концентрация частиц в газовых туманностях в миллионы раз меньше, чем в солнечной короне, и в миллиарды раз меньше, чем могут обеспечить лучшие современные вакуумные насосы. Необычайно сильная разреженность газа объясняет появление в его спектре запрещенных линий, сравнимых по своей интенсивности с разрешенными. В обычном газе возбужденные атомы не успевают излучить запрещенную линию потому, что гораздо раньше, чем это произойдет, они столкнутся с другими частицами (в первую очередь электронами) и отдадут им свою энергию возбуждения без излучения кванта. В газовых туманностях при температуре 104 ёK средняя тепловая скорость электронов достигает 500 км/сек и время между столкновениями, вычисленное по формуле (7.17) при концентрации ne = 102 см −3, оказывается 2×106 сек, т. е. немногим меньше месяца, что в миллионы раз превышает «время жизни» атома в возбужденном состоянии для большинства запрещенных переходов. Зоны H I и Н II. Как мы только что видели, горячие звезды на больших расстояниях вокруг себя ионизуют газ. Поскольку в основном это водород, ионизуют его главным образом лаймановские кванты с длиной волны короче 912 Å. Но в большом количестве их могут дать только звезды спектральных классов О и В0, у которых эффективные температуры Tэфф ³ 3×104 ёK и максимум излучения расположен в ультрафиолетовой части спектра. Расчеты показывают, что эти звезды способны ионизовать газ с концентрацией 1 атом в 1 см3 до расстояний нескольких десятков парсеков. Ионизованный газ прозрачен к ультрафиолетовому излучению, нейтральный, наоборот, жадно его поглощает. В результате окружающая горячую звезду область ионизации (в однородной среде это шар!) имеет очень резкую границу, дальше которой газ остается нейтральным. Таким образом, газ в межзвездной среде может быть либо полностью ионизован, либо нейтрален. Первые области называются зоны Н II, вторые - зоны H I. Горячих звезд сравнительно мало, а потому газовые туманности составляют ничтожную долю (около 5%) всей межзвездной среды. Нагрев областей Н I происходит за счет ионизующего действия космических лучей, рентгеновских квантов и суммарного фотонного излучения звезд. При этом в первую очередь ионизуются атомы углерода. Излучение ионизованного углерода является основным механизмом охлаждения газа в зонах Н I. В результате должно установиться равновесие между потерей энергии и ее поступлением, которое имеет место при двух температурных режимах, осуществляющихся в зависимости от значения плотности. Первый из них, когда температура устанавливается в несколько сотен градусов, реализуется в разово-пылевых облаках, где плотность относительно велика, второй - в пространстве между ними, в котором разреженный газ нагревается до нескольких тысяч градусов. Области с промежуточными значениями плотности оказываются неустойчивыми и первоначально однородный газ неизбежно должен разделиться на две фазы - сравнительно плотные облака и окружающую их весьма разреженную среду. Таким образом, тепловая неустойчивость является важнейшей причиной «клочковатой» и облачной структуры межзвездной среды. Межзвездные линии поглощения. Существование холодного газа в пространстве между звездами было доказано в самом начале XX в. немецким астрономом Гартманом, изучившим спектры двойных звезд, в которых спектральные линии, как отмечалось в § 157, должны испытывать периодические смещения. Гартман обнаружил в спектрах некоторых звезд (особенно удаленных и горячих) стационарные (т. е. не изменявшие своей длины волны) линии H и К ионизованного кальция. Помимо того, что их длины волн не менялись, как у всех остальных линий, они отличались еще своей меньшей шириной. Вместе с тем, у достаточно горячих звезд линии Н и К вообще отсутствуют. Все это говорит о том, что стационарные линии возникают не в атмосфере звезды, а обусловлены поглощением газа в пространстве между звездами. Впоследствии обнаружились межзвездные линии поглощения и других атомов: нейтрального кальция, натрия, калия, железа, титана, а также некоторых молекулярных соединений. Однако наиболее полным спектроскопическое исследование холодного межзвездного газа стало возможным благодаря внеатмосферным наблюдениям межзвездных линий поглощения в далекой ультрафиолетовой части спектра, где сосредоточены резонансные линии важнейших химических элементов, в которых, очевидно, сильнее всего должен поглощать «холодный» газ. В частности, наблюдались резонансные линии водорода (La), углерода, азота, кислорода, магния, кремния и других атомов. По интенсивностям резонансных линий можно получить наиболее надежные данные о химическом составе. Оказалось, что состав межзвездного газа в общем близок к стандартному химическому составу звезд, хотя некоторые тяжелые элементы содержатся в нем в меньшем количестве. Исследование межзвездных линий поглощения с большой дисперсией позволяет заметить, что чаще всего они распадаются на несколько отдельных узких компонентов с различными доплеровскими смещениями, соответствующими в среднем лучевым скоростям ±10 км/сек. Это означает, что в зонах Н I газ сконцентрирован в отдельных облаках, размеры и расположение которых в точности соответствуют пылевым облакам, рассмотренным в конце предыдущего параграфа. Отличие лишь в том, что газа по массе в среднем раз в 100 больше. Следовательно, газ и пыль в межзвездной среде концентрируются в одних и тех же местах, хотя относительная их плотность может сильно меняться при переходе от одной области к другой. Наряду с отдельными облаками, состоящими из ионизованного или нейтрального газа, в Галактике наблюдаются значительно большие по своим размерам, массе и плотности области холодного межзвездного вещества, называемые газово-пылевыми комплексами. Самым близким к нам из них является известный комплекс в Орионе, включающий в себя наряду с многими замечательными объектами знаменитую туманность Ориона. В таких областях, отличающихся сложной и весьма неоднородной структурой, происходит исключительно важный для космогонии процесс звездообразования. Монохроматическое излучение нейтрального водорода. Межзвездные линии поглощения в какой-то степени дают лишь косвенный способ выяснить свойства областей Н I. Во всяком случае, это может быть сделано только в направлении на горячие звезды. Наиболее полную картину распределения нейтрального водорода в Галактике возможно составить только на основании собственного излучения водорода. К счастью, такая возможность имеется в радиоастрономии благодаря существованию спектральной линии излучения нейтрального водорода на волне 21 см. Общее количество атомов водорода, излучающих линию 21 см, настолько велико, что лежащий в плоскости Галактики слой оказывается существенно непрозрачным к радиоизлучению 21 см на протяжении всего лишь 1 кпс. Поэтому если бы весь нейтральный водород, находящийся в Галактике, был неподвижен, мы не могли бы наблюдать его дальше расстояния, составляющего около 3% размеров Галактики. В действительности это имеет место, к счастью, только в направлениях на центр и антицентр Галактики, в которых, как мы видели в § 167, нет относительных движений вдоль луча зрения. Однако во всех остальных направлениях из-за галактического вращения имеется возрастающая с расстоянием разность лучевых скоростей различных объектов. Поэтому можно считать, что каждая область Галактики, характеризующаяся определенным значением лучевой скорости, вследствие доплеровского смещения излучает как бы «свою» линию с длиной волны не 21 см, а чуть больше или меньше, в зависимости от направления лучевой скорости. У объемов газа, расположенных ближе, это смешение иное, и потому они не препятствуют наблюдениям более далеких областей. Профиль каждой такой линии дает представление о плотности газа на расстоянии, соответствующем данной величине эффекта дифференциального вращения Галактики. На 230 изображено полученное таким путем распределение нейтрального водорода в Галактике. Из рисунка видно, что нейтральный водород распределен в Галактике неравномерно. Намечаются увеличения плотности на определенных расстояниях от центра, которые, по-видимому, являются элементами спиральной структуры Галактики, подтверждаемой распределением горячих звезд и диффузных туманностей. На основании поляризации света, обнаруженной у далеких звезд, есть основания полагать, что вдоль спиральных рукавов направлены силовые линии основной части магнитного поля. Галактики, о котором речь еще будет идти в связи с космическими лучами. Влиянием этого поля можно объяснить тот факт, что большинство как светлых, так и темных туманностей вытянуто вдоль спиральных ветвей, само возникновение которых должно быть как-то связано с магнитным полем. Межзвездные молекулы. Некоторые межзвездные линии поглощения были отождествлены со спектрами молекул. Однако в оптическом диапазоне они представлены только соединениями СН, СН+ и CN. Существенно новый этап в изучении межзвездной среды начался в 1963 г., когда в диапазоне длин волн 18 см удалось зарегистрировать радиолинии поглощения гидроксила, предсказанные еще в 1953 г. В начале 70-х годов в спектре радиоизлучения межзвездной среды были обнаружены. линии еще нескольких десятков молекул, а в 1973 г. на специальном ИСЗ «Коперник» была сфотографирована резонансная линия межзвездной молекулы Н2 с длиной волны 1092 Å. Оказалось, что молекулярный водород составляет весьма заметную долю межзвездной среды. На основании молекулярных, спектров проведен детальный анализ условий в «холодных» облаках Н I, уточнены процессы, определяющие их тепловое равновесие, и получены данные о двух тепловых режимах, приведенные выше. Детальное исследование спектров межзвездных молекулярных соединений СН, СН+, CN, Н2, СО, ОН, CS, SiO, SO и других позволило выявить существование нового элемента структуры межзвездной среды - молекулярных, облаков, в которых. сосредоточена значительная часть межзвездного вещества. Температура газа в таких облаках может составлять от 5 до 50 ёК, а концентрация молекул достигать нескольких тысяч молекул в 1 см −3, а иногда и существенно больше. Космические мазеры. В радиоспектре некоторых газово-пылевых облаков вместо линий поглощения гидроксила совершенно неожиданно обнаружились… линии излучения. Это излучение отличается рядом важных особенностей. Прежде всего, относительная интенсивность всех четырех радиолиний излучения гидроксила оказалась аномальной, т. е. не соответствующей температуре газа, а излучение в них очень сильно поляризованным (иногда до 100%). Сами линии чрезвычайно узки. Это означает, что они не могут излучаться обычными атомами, совершающими тепловое движение. С другой стороны, оказалось, что источники гидроксильной эмиссии обладают настолько малыми размерами (десятки астрономических единиц!), что для получения наблюдаемого от них потока излучения необходимо приписать им чудовищную яркость - такую, как у тела, нагретого до температуры 1014−1015 ёK! Ясно, что ни о каком тепловом механизме возникновения таких мощностей не может быть и речи. Вскоре после обнаружения эмиссии ОН был открыт новый тип исключительно ярких «сверхкомпактных» источников, излучающих радиолинию водяных паров с длиной волны 1,35 см. Вывод о необычайной компактности источников эмиссии ОН получается непосредственно из наблюдений их угловых размеров. Современные методы радиоастрономии позволяют определять угловые размеры точечных источников с разрешающей силой в тысячи раз лучшей, чем у оптических телескопов. Для этого используются синхронно работающие антенны (интерферометр), расположенные в различных частях земного шара (межконтинентальные интерферометры). С их помощью найдено, что угловые размеры многих компактных источников менее 3×10−4 секунды дуги! Важной особенностью излучения компактных источников является его переменность, особенно сильная в случае эмиссии Н2О. За несколько недель и даже дней профиль линий совсем меняется. Порой существенные вариации происходят за 5 минут, что возможно только в том случае, если размеры источников не превышают расстояния, которое свет проходит за это время (иначе флуктуации статистически будут компенсированы). Таким образом, размеры областей, излучающих линии Н2О, могут быть порядка 1 а.e.! Как показывают наблюдения, в одной и той же области с размерами в несколько десятых долей парсека может находиться множество источников, часть из которых излучает только линии ОН, а часть - только линии H2O. Единственным известным пока в физике механизмом излучения, способным дать огромную мощность в пределах исключительно узкого интервала спектра, является когерентное (т. е. одинаковое по фазе и направлению) излучение квантовых генераторов, которые в оптическом диапазоне принято называть лазерами, а в радиодиапазоне - мазерами. Компактные источники эмиссии ОН и Н2О, скорее всего, гигантские естественные космические мазеры. Имеются все основания полагать, что космические мазеры связаны с областями, где буквально на наших глазах происходит процесс звездообразования. Они чаще всего встречаются в зонах Н II, где уже возникли молодые массивные и очень горячие звезды спектральных классов О и В. Во многих случаях они совпадают с весьма компактными, богатыми пылью, а потому весьма непрозрачными особыми зонами Н II, которые обнаруживаются только благодаря их тепловому радиоизлучению. Размеры этих зон порядка 0,1 пс, а плотность вещества в сотни раз больше, чем в обычных межзвездных облаках. Причиной их ионизации, очевидно, является ненаблюдаемая горячая звезда, окруженная плотным непрозрачным облаком. Иногда эти объекты наблюдаются в виде точечных источников инфракрасного излучения. Они заведомо должны быть исключительно молодыми образованиями с возрастом порядка десятков тысяч лет. За большее время окружающая только что возникшую горячую звезду плотная газово-пылевая среда должна расширяться под действием светового давления горячей звезды, которая тем самым окажется видимой. Такие звезды, окруженные расширяющейся плотной оболочкой, получили образное название «звёзды-коконы». В этих весьма специфичных, но тем не менее естественных условиях, по-видимому, и реализуется мазерный эффект.
По всей вероятности, первыми внеземными объектами, которые привлекли внимание человека еще в глубокой древности, были Солнце и Луна. Вопреки известной шутке о том, что Луна полезнее Солнца потому, что светит ночью, а днем и без того светло, первостепенная роль Солнца была отмечена людьми еще в первобытную эпоху, и это нашло отражение в мифах и легендах почти всех народов. Вопрос о том, какова природа звезд, возник, очевидно, гораздо позже. Заметив блуждающие звезды - планеты, люди, быть может, впервые сделали попытку проанализировать взаимосвязь различных явлений, хотя возникшая таким путем астрология подменила знания суевериями. Любопытно, что астрономия, одна из наиболее обобщающих наук о природе, свои первые шаги совершала по зыбкой почве заблуждений, отголоски которых дошли даже до наших дней. Причину этих заблуждений легко понять, если учесть, что первый этап развития науки о небе в буквальном смысле слова был основан на созерцании и абстрактном мышлении, когда практически отсутствовали какие-либо астрономические инструменты. Тем более поразительно, что этот этап блестяще завершился, бессмертным творением Коперника - первой и важнейшей революцией в астрономии. До этого казалось очевидным, что наблюдаемое, видимое совпадает с действительным, реально существующим, копирует его. Коперник впервые доказал, что действительное может радикально и принципиально отличаться от видимого. Следующий столь же решительный шаг сделан великим Галилеем, сумевшим увидеть то, что не заметил даже такой тонкий наблюдатель, как Аристотель. Именно Галилей впервые понял, что, вопреки очевидному, процесс движения тела вовсе не означает постоянного воздействия на него другого тела. Открытый Галилеем принцип инерции позволил затем Ньютону сформулировать законы динамики, которые послужили фундаментом современной физики. Если самое гениальное свое открытие Галилей сделал в области механики - и это в дальнейшем принесло огромную пользу астрономии, - то непосредственно наука о небе обязана ему началом новой эпохи в своем развитии - эпохи телескопических наблюдений. Применение телескопа в астрономии прежде всего неизмеримо увеличило число объектов, доступных исследованиям. Еще Джордано Бруно говорил о бесчисленных мирах солнц. Он оказался прав: звезды - самые важные объекты во Вселенной, в них сконцентрировано почти все космическое вещество. Но звезды - это не просто резервуары для хранения массы и энергии. Они являются термоядерными котлами, где происходит процесс образования атомов тяжелых элементов, без которых невозможны были бы наиболее сложные этапы эволюции материи, приведшие на Земле к возникновению флоры, фауны, человека и наконец человеческой цивилизации. По мере совершенствования телескопов и методов регистрации электромагнитного излучения астрономы получают возможность проникать во все более удаленные уголки космического пространства. И это не только расширяет геометрический горизонт известного нам мира: более далекие объекты отличаются и по возрасту, так что в известной нам части Вселенной, которую принято называть Метагалактикой, содержится богатая информация об истории развития, иными словами, об эволюции Вселенной. Современная астрономия обогатилась учением о развитии миров, подобно тому как биология в свое время обогатилась учением Дарвина. Это уже более высокая ступень перехода -от видимого к действительному, ибо по тому, что видно сегодня, мы познаем суть явлений в далеком прошлом и можем предвидеть будущее! В последнее время в астрономии наметился еще один важный переход от наблюдаемого к действительному. Само по себе наблюдаемое теперь оказалось достоянием многих ученых-астрономов, вооруженных самой современной техникой, которая использует малейшие возможности, скрытые в тайниках физических законов и позволяющие вырывать у природы ее тайны. Но проникновение в неведомую еще нам реальность - это не просто представление о том, что вокруг чего обращается, и даже не то, что является причиной движения или как выглядели те или иные тела в незапамятные времена, а нечто гораздо большее. Это – познание свойств пространства и времени в целом, в масштабах, не доступных нашему непосредственному восприятию и созерцанию. Пространство между звёздами, за исключением отдельных туманностей, выглядит пустым. На самом же деле всё межзвёздное пространство заполнено веществом. К такому заключению учёные пришли после того, как в начале XX в. швейцарский астроном Роберт Трюмплер открыл поглощение (ослабление) света звёзд на пути к земному наблюдателю. Причём степень его ослабления зависит от цвета звезды. Свет от голубых звёзд поглощается более интенсивно, чем от красных. Таким образом, если звезда излучает в голубых и красных лучах одинаковое количество энергии, то в результате поглощения света голубые лучи ослабляются сильнее красных и с Земли звезда кажется красноватой. Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве не равномерно, а имеет клочковатую структуру и концентрируется к Млечному Пути. Тёмные туманности, такие, как Угольный Мешок и Конская Голова, являются местом повышенной плотности поглощающего межзвёздного вещества. А состоит оно из мельчайших частиц - пылинок. Физические свойства пылинок к настоящему времени изучены достаточно хорошо. Помимо пыли между звёздами имеется большое количество невидимого холодного газа. Масса его почти в сто раз превосходит массу пыли. Как же стало известно о существовании этого газа? Оказалось, что атомы водорода излучают радиоволны с длиной волны 21 см. Большую часть информации о межзвёздном веществе получают с помощью радиотелескопов. Так были открыты облака атомарного нейтрального водорода. Типичное облако атомарного нейтрального водорода имеет температуру около 70 К (-200 °С) и невысокую плотность (несколько десятков атомов в кубическом сантиметре пространства). Хотя такая среда и считается облаком, для землянина это глубокий вакуум, в миллиард раз разреженнее, чем вакуум, создаваемый, например, в кинескопе телевизора. Размеры облаков водорода - от 10 до 100 пк (для сравнения: звёзды в среднем находятся друг от друга на расстоянии 1 пк). Впоследствии были обнаружены ещё более холодные и плотные облака молекулярного водорода, совершенно непрозрачные для видимого света. Именно в них сосредоточена большая часть холодного межзвёздного газа и пыли. По размерам эти облака примерно такие же, как и области атомарного водорода, но плотность их в сотни и тысячи раз выше. Поэтому в больших молекулярных облаках может содержаться огромная масса вещества, достигающая сотен тысяч и даже миллионов масс Солнца. В молекулярных облаках, состоящих в основном из водорода, присутствуют и многие более сложные молекулы, в том числе простейшие органические соединения. Некоторая часть межзвёздного вещества нагрета до очень высоких температур и «светится» в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах. В рентгеновском диапазоне излучает самый горячий газ, имеющий температуру около миллиона градусов. Это - короналъный газ, названный так по аналогии с разогретым газом в солнечной короне. Корональный газ отличается очень низкой плотностью: примерно один атом на кубический дециметр пространства. Горячий разреженный газ образуется в результате мощных взрывов - вспышек сверхновых звёзд. От места взрыва в межзвёздном газе распространяется ударная волна и нагревает газ до высокой температуры, при которой он становится источником рентгеновского излучения. Корональный газ обнаружен также в пространстве между галактиками. Итак, основным компонентом межзвёздной среды является газ, состоящий из атомов и молекул. Он перемешан с пылью, содержащей около 1% массы межзвёздного вещества, и пронизывается быстрыми потоками элементарных частиц - космическими лучами - и электромагнитным излучением, которые также можно считать составляющими межзвёздной среды. Кроме того, межзвёздная среда оказалась слегка намагниченной. Магнитные поля связаны с облаками межзвёздного газа и движутся вместе с ними. Эти поля примерно в 100 тыс. раз слабее магнитного поля Земли. Межзвёздные магнитные поля способствуют образованию наиболее плотных и холодных облаков газа, из которых конденсируются звёзды. Частицы космических лучей также реагируют на межзвёздное магнитное поле: они перемещаются вдоль его силовых линий по спиральным траекториям, как бы навиваясь на них. При этом электроны, входящие в состав космических лучей, излучают радиоволны. Это так называемое синхротронное излучение рождается в межзвёздном пространстве и уверенно наблюдается в радиодиапазоне. ГАЗОВЫЕ ТУМАННОСТИ Наблюдения с помощью телескопов позволили обнаружить на небе большое количество слабосветящихся пятен - светлых туманностей. Систематическое изучение туманностей начал в XVIII в. Уильям Гершель. Он разделял их на белые и зеленоватые. Подавляющее большинство белых туманностей образовано множеством звёзд - это звёздные скопления и галактики, а некоторые оказались связанными с межзвёздной пылью, которая отражает свет близко расположенных звёзд, - это отражательные туманности. Как правило, в центре такой туманности видна яркая звезда. А вот зеленоватые туманности - не что иное, как свечение межзвёздного газа. Самая яркая на небе газовая туманность - 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, которые образуют Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет. Что заставляет светиться межзвёздный газ? Ведь привычный нам воздух прозрачен и не излучает света. Голубое небо над головой светится рассеянным на молекулах воздуха светом Солнца. Ночью небо становится тёмным. Впрочем, иногда всё же можно увидеть свечение воздуха, например во время грозы, когда под действием электрического разряда возникает молния. В северных широтах и в Антарктиде часто наблюдаются полярные сияния - разноцветные полосы и сполохи на небе. В обоих случаях воздух излучает свет не сам по себе, а под действием потока быстрых частиц. Поток электронов порождает вспышку молнии, а попадание в атмосферу Земли энергичных частиц из радиационных поясов, существующих в околоземном космическом пространстве, - полярные сияния. Подобным образом возникает излучение в неоновых и других газовых лампах: поток электронов бомбардирует атомы газа и заставляет их светиться. В зависимости от того, какой газ находится в лампе, от его давления и электрического напряжения, приложенного к лампе, изменяется цвет излучаемого света. В межзвёздном газе также происходят процессы, приводящие к излучению света, однако они не всегда связаны с бомбардировкой газа быстрыми частицами. Объяснить, как возникает свечение межзвёздного газа, можно на примере атомарного водорода. Атом водорода состоит из ядра (протона), имеющего положительный электрический заряд, и вращающегося вокруг него отрицательно заряженного электрона. Они связаны между собой электрическим притяжением. Затратив определённую энергию, их можно разделить. Такое разделение приводит к ионизации атома. Но электроны и ядра могут вновь соединиться друг с другом. При каждом объединении частиц будет выделяться энергия. Она излучается в виде порции (кванта) света определённого цвета, соответствующего данной энергии. Итак, для того чтобы газ излучал, необходимо ионизовать атомы, из которых он состоит. Это может произойти в результате столкновений с другими атомами, но чаще ионизация возникает, когда атомы газа поглощают кванты ультрафиолетового излучения, например от ближайшей звезды. Если вблизи облака нейтрального водорода вспыхнет голубая горячая звезда, то при условии, что облако достаточно большое и массивное, почти все ультрафиолетовые кванты от звезды поглотятся атомами облака. Вокруг звезды складывается область ионизованного водорода. Освободившиеся электроны образуют электронный газ температурой около 10 тыс. градусов. Обратный процесс рекомбинации, когда свободный электрон захватывается протоном, сопровождается переизлучением освободившейся энергии в виде квантов света. Свет излучается не только водородом. Как считалось в XIX в., цвет зеленоватых туманностей определяется излучением некоего «небесного» химического элемента, который назвали небулием (от лат. nebula - «туманность»). Но впоследствии выяснилось, что зелёным цветом светится кислород. Часть энергии движения частиц электронного газа расходуется на возбуждение атомов кислорода, т. е. на перевод электрона в атоме на более далёкую от ядра орбиту. При возвращении электрона на устойчивую орбиту атом кислорода должен испустить квант зелёного света. В земных условиях он не успевает этого сделать: плотность газа слишком высока и частые столкновения «разряжают» возбуждённый атом. А в крайне разреженной межзвёздной среде от одного столкновения до другого проходит достаточно много времени, чтобы электрон успел совершить этот запрещённый переход и атом кислорода послал в пространство квант зелёного света. Аналогичным образом возникает излучение азота, серы и некоторых других элементов. Таким образом, область ионизованного газа вокруг горячих звёзд можно представить в виде «машины», которая перерабатывает ультрафиолетовое излучение звезды в очень интенсивное излучение, спектр которого содержит линии различных химических элементов. И цвет газовых туманностей, как выяснилось позднее, различен: они бывают зеленоватые, розовые и других цветов и оттенков - в зависимости от температуры, плотности и химического состава газа. Некоторые звезды на заключительных стадиях эволюции постепенно сбрасывают внешние слои, которые, медленно расширяясь, образуют светящиеся туманности. При наблюдении в телескопы эти туманности напоминают диски планет, поэтому они получили название планетарных. В центре некоторых из них можно увидеть небольшие очень горячие звезды. Расширяющиеся газовые туманности также возникают в конце жизни некоторых массивных звезд, когда они взрываются как сверхновые; при этом звезды полностью разрушаются, рассеивая свое вещество в межзвездное пространство. Это вещество богато тяжелыми элементами, образовавшихся в ядерных реакциях, протекавших внутри звезды, и в дальнейшем служит материалом для звезд новых поколений и планет. Что происходит в центре нашей Галактики? Центральная область Млечного Пути приковывала внимание астрономов на протяжении многих десятилетий. От нее до Земли всего 25 тыс. световых лет, тогда как от центров других галактик нас отделяют миллионы световых лет, поэтому есть все основания надеяться, что именно центр нашей Галактики удастся изучить более подробно. Однако в течение длительного времени непосредственно наблюдать эту область было невозможно, поскольку она скрыта большими плотными облаками газа и пыли. Хотя открытия, сделанные при наблюдениях рентгеновского и гамма-излучения, безусловно важны, наиболее обширные и ценные спектроскопические исследования центра Галактики были проведены в инфракрасном и радиодиапазонах, в которых он впервые наблюдался. Довольно подробно изучалось радиоизлучение атомарного водорода с длиной волны 21 см. Водород - наиболее распространенный элемент во Вселенной, что компенсирует слабость его излучения. В тех областях Млечного Пути, где облака межзвездного газа не слишком плотны и где ультрафиолетовое излучение не очень интенсивно, водород присутствует главным образом в виде изолированных электрически нейтральных атомов; именно хорошо различимые радиосигналы атомарного водорода детально картировались для установления структуры нашей Галактики. На расстояниях более 1000 св. лет от центра Галактики излучение атомарного водорода дает надежные данные о вращении Галактики и структуре ее спиральных рукавов. Из него нельзя получить много информации об условиях вблизи центра Галактики, поскольку там водород преимущественно объединен в молекулы или ионизован (расщеплен на протон и электрон). Мощные облака молекулярного водорода скрывают центр Галактики и наиболее удаленные объекты, находящиеся в плоскости Галактики. Однако микроволновые и инфракрасные телескопы позволяют наблюдать и эти облака, и то, что находится сзади них в галактическом центре. Кроме молекулярного водорода облака содержат много стабильных молекул окиси (монооксида) углерода (СО), для которых наибольшая характеристическая длина волны излучения составляет 3 мм. Это излучение проходит через земную атмосферу и может быть зарегистрировано наземными приемниками; особенно много окиси углерода в темных пылевых облаках, поэтому она играет полезную роль для определения их размеров и плотности. Измеряя доплеровский сдвиг (изменение частоты и длины волны сигнала, вызываемое движением источника вперед или назад относительно наблюдателя), можно определить и скорости движения облаков. Обычно темные облака довольно холодные - с температурой около 15 К(-260°С), поэтому окись углерода в них находится в низких энергетических состояниях и излучает на относительно низких частотах - в миллиметровом диапазоне. Часть вещества вблизи центра Галактики явно более теплая. С помощью Койперовской астрономической обсерватории исследователями из Калифорнийского университета в Беркли зарегистрировали более энергичное излучение окиси углерода в дальней инфракрасной области, указывающее на температуру газа около 400 К, что приблизительно соответствует точке кипения воды. Этот газ нагревается под воздействием идущего из центра Галактики ультрафиолетового излучения и, возможно, ударных волн, которые возникают при столкновениях облаков, движущихся вокруг центра. В других местах вокруг центра окись углерода несколько холоднее и большая часть ее излучения приходится на более длинные волны - около 1 мм. Но даже здесь температура газа составляет несколько сотен кельвинов, т. е. близка к температуре у поверхности Земли и гораздо выше, чем внутри большинства межзвездных облаков. "К другим детально изученным молекулам относятся цианистый водород (HCN), гидроксил (ОН), моносульфид углерода (CS) и аммиак (NH^). Карта излучения HCN высокого разрешения была получена на радиоинтерферометре Калифорнийского университета. Карта указывает на существование разбитого на отдельные сгустки, неоднородного диска из теплых молекулярных облаков, окружающего «полость» шириной около 10 св. лет в центре Галактики. Поскольку диск наклонен относительно линии наблюдения с Земли, эта круглая полость кажется эллиптической (см. рис. внизу). Атомы углерода и кислорода, часть которых ионизована ультрафиолетом, перемешаны в диске с молекулярным газом. Карты инфракрасного и радиоизлучений, соответствующих линиям испускания ионов, атомов и разных молекул, показывают, что газовый диск вращается вокруг центра Галактики со скоростью около 110 км/с, а также, что этот газ теплый и собран в отдельные сгустки. Измерения обнаружили и некоторые облака, движения которых совершенно не соответствуют этой общей схеме циркуляции; возможно, это вещество упало сюда с некоторого расстояния. Ультрафиолетовое излучение центральной области «ударяет» по внешнему краю облачного диска, создавая почти непрерывное кольцо ионизованного вещества. Ионизованные стримеры и сгустки газа имеются также в центральной полости. Некоторые достаточно распространенные ионизованные элементы, включая неон, лишенный одного электрона, аргон без двух электронов и серу без трех электронов, имеют яркие линии излучения вблизи 10 мкм - в той части инфракрасного спектра, для которого земная атмосфера прозрачна. Было также обнаружено, что из всех элементов вблизи центра преобладает однозарядный ионизованный неон, тогда как трехзарядный ион серы там практически отсутствует. Чтобы отобрать три электрона у атома серы, нужно затратить гораздо больше энергии, чем для того, чтобы отобрать один электрон у атома неона; наблюдаемый состав вещества указывает на то, что в центральной области поток ультрафиолетового излучения велик, но его энергия не очень большая. Отсюда следует, что это излучение, по-видимому, создается горячими звездами с температурой от 30 до 35 тыс. Кельвинов, и звезды с температурой, существенно больше указанной, отсутствуют. Спектроскопический анализ излучения ионов дал также подробную информацию о скоростях разреженного вещества внутри полости диаметром 10 св. лет, окружающей центр. В некоторых частях полости скорости близки к скорости вращения кольца молекулярного газа - около 110 км/с. Часть облаков внутри этой области движется значительно быстрее - примерно со скоростью 250 км/с, а некоторые имеют скорости до 400 км/с. В самом центре обнаружено ионизованное вещество, движущееся со скоростями до 1000 км/с. Это вещество ассоциировано с интересным набором объектов вблизи центра полости, известным как IRS 16, который был обнаружен Беклином и Негебауэром во время поиска источников коротковолнового инфракрасного излучения. Большинство найденных ими очень небольших источников - это, вероятно, одиночные массивные звезды, но IRS 16 (16-й в их списке инфракрасный источник) представляет собой нечто иное: последующие измерения выявили в нем.пять ярких необычных компонентов. Вся эта центральная область - как теплый газовый диск, так и внутренняя полость - является, по- видимому, сценой, где совсем недавно разыгралось какое-то бурное действие. Кольцо или диск газа, вращающиеся вокруг центра Галактики, должны постепенно превратиться в однородную структуру в результате столкновений между быстро и медленно движущимися сгустками вещества. Измерения доплеровского сдвига показывают, что разница между скоростями отдельных сгустков в кольце молекулярного газа достигает десятков километров в секунду. Эти сгустки должны сталкиваться, а их распределение сглаживаться в масштабах времени порядка 100 тыс. лет, т. е. за один-два оборота вокруг центра. Отсюда следует, что в течение этого промежутка времени газ подвергся сильному возмущению, возможно, в результате выделения энергии из центра или падения вещества с некоторого расстояния извне, и столкновения между сгустками должны быть еще достаточно сильными, чтобы в газе возникали ударные волны. Справедливость этих выводов может быть проверена путем поиска «следов» таких волн. Ударные волны могут быть идентифицированы по спектральным линиям горячих сильно возбужденных молекул. Такие молекулы были обнаружены при наблюдениях с Койперовской астрономической обсерватории; к ним относятся радикалы гидроксила - электрически заряженные фрагменты молекул воды, которые были с силой разорваны на части. Зарегистрировано также коротковолновое инфракрасное излучение горячих молекул водорода; оно указывает, что в некоторых местах температура облаков молекулярного газа достигает 2000 К - именно такая температура может создаваться ударными волнами. Каков источник плотных молекулярных пылевых облаков вблизи центра? Вещество содержит тяжелые элементы; это указывает на то, что оно было образовано в недрах звезд, где в результате элементы, такие как углерод, кислород и азот. Старые звезды расширяются и испускают огромное количество вещества, а в некоторых случаях взрываются как сверхновые. В любом случае тяжелые элементы выбрасываются в межзвездное пространство. Вещество облаков, находящихся вблизи центра Галактики, было, по-видимому, более основательно «обработано» внутри звезд, чем вещество, расположенное дальше от центра, поскольку вблизи центра особенно много некоторых редких изотопов, образующихся только внутри звезд. Не все это вещество было создано ранее существовавшими звездами в непосредственной близости от центра. Возможно, часть облаков была притянута извне. Под влиянием трения и магнитных полей вещество постепенно стягивается по направлению к центру, поэтому в этой области оно должно скапливаться.. Газ в Большом Магеллановом Облаке. Светящиеся газовые туманности- одни из наиболее красивых и впечатляющих объектов во Вселенной. Туманность 30 Золотой Рыбы является самой яркой и большой из газовых туманностей трех десятков галактик местной группы, включая нашу Галактику. Она имеет неправильную форму и огромные размеры. В то время как Большая туманность в созвездии Ориона видна невооруженным глазом в виде звезды с размытым изображением. Туманность 30 Золотой Рыбы занимает на небе площадь, сравнимую с диском солнца или полной луны, несмотря на то что она находится от нас в 100 с лишним раз дальше туманности Ориона. Ее диаметр составляет около 1000 световых лет, а туманности Ориона – всего три световых года. Газ туманности в значительной степени ионизирован: большая часть атомов потеряла по крайней мере по одному электрону. Оказывается, туманность 30 Золотой Рыбы содержит ионизированного газа в 1500 раз больше, чем туманность Ориона. Ионизация газа происходит под действием ультрафиолетового излучения, испускаемого массивными горячими молодыми звездами, находящимися в туманности. Двадцатый век породил удивительные науку и технику, они позволяют человеческой мысли проникать в глубины Вселенной, поистине за пределы известного мира. Наш кругозор и горизонты видимого мира расширились на столько, что человеческий разум, пытающийся сбросить с себя оковы земных предрассудков, едва способен овладеть им. Ученые, работающие в различных областях науки, пытаясь с помощью физических законов объяснить загадочные объекты, обнаруженные в наше время, убеждаются в том, что удивительная Вселенная, в которой мы живём, в основном ещё нам не известна. Если же какая-либо информация о Вселенной становится доступной, то часто даже самый дерзновенный ум оказывается не подготовленным к её восприятию в той форме, в какой её преподносит природа. Поражаясь необычности вновь открытых небесных объектов, следует помнить, что за всю историю человечества, ни одна наука не достигала столь феноменально быстрого развития, как наука об этих уникальных объектах. И всё это буквально за последние десятилетия. Утоляя присущую человеку неистощимую жажду познания, астрофизики неутомимо изучают природу этих небесных объектов, бросающих вызов человеческому разуму. 1.С.Данлоп «Азбука звёздного неба» (1990 г.) 2.И.Левитт «За пределами известного мира» (1978 г.) 3.Джон С. Матис «Объект необычайно высокой светимости в Большом Магелановом Облаке» (В мире науки. Октябрь 1984 г.) 4.Чарлз Г. Таунс, Рейнгард Гензел «Что происходит в центре нашей Галактики?» (В мире науки. Июнь 1990 г.) 5.Аванта плюс. Астрономия.
Газ, газ везде! Собранные в гигантские горячие шары, он образует бесчисленные звезды – они сосредоточили большую часть массы Вселенной. Межзвездный газ. Холодный газ заполняет огромные пространства Вселенной в виде газовых туманностей, которые обволакивают десятки звезд. Из газа в атмосферах планет! И все это в безвоздушном пространстве. Но действительно ли оно безвоздушное?
Наши концепции вакуума являются относительными. Будем говорить, что в лампочке нет воздуха. По сравнению с воздухом есть вакуум. Но физики с современными насосами могут высасывать воздух из стеклянной трубки так, что в пространстве лампочки будет вакуум.
Газ туманности плотность 10-19 г/см3 находится в вакууме. Но тогда как мы видим, не совсем пустая. Он также имеет газ. Действительно с незначительной плотностью газа.
Что это за газы? Хартман изучал спектрально-двойные звезды Дельта Ориона. Для того, чтобы было можно с большой точностью определить его радиальную скорость, он измерил положение темных линий в спектре. Ибо если звезда движется в целом по своей орбите вокруг центра системы, все линии в спектре должны быть перенесены равномерно, т. е. в пределах ошибки измерения перемещений каждой линии должны соответствовать той же скорости, приближается или удаляется от нас.
Теперь мы знаем, что такое периодическое движение орбитальной линии в спектре. Все линии в спектре Delta Orion ведут себя правильно за исключением линий, кто знает почему, не участвовали в общих периодических колебаниях в положение линий в спектре и упорно стояли на том же месте в нем. Если звезда приближается к нам и отходит – это не влияет на линии кальция.
Как мы уже говорили, линии принадлежали атомам кальция и Хартману не остается ничего, кроме как заключить, что кальций по каким-либо причинам не будет участвовать в орбитальном движении звезды. Как только линии кальция поглощают видимый свет от звезды, проходит и поглощается ею, но этот элемент не является в атмосфере звезды, которая приводит к появлению других линий в спектре. Атмосфера звезды движется со звездой и кальций не двигается с ними. Может быть, наша звезда погружается в обширное облако разреженного кальция?
Этот тип кальция линии называется стационарным, т.е. неизменен, фиксирован. Со временем стационарные линии кальция были обнаружены в спектрах многих других спектрально-двойных звезд, но все относятся только к случаям звезд раннего спектрального класса C.
Скорее всего линии кальция для формирования не в облаках, куда звезда погружена, который находится по пути световых лучей от звезды к нам. Другими словами, кальция околозвездного и межзвездного газа. Эта точка зрения была подтверждена. И тогда вместо наземных линий, начал говорить межзвездные линии.
Когда стало известно, что температура атмосферы звезды, которая определяет тип в спектре звезды, теоретически можно определить интенсивность различных линий образующихся в атмосфере звезды с определенным химическим составом и определенной температурой. Было разъяснено, что эти горячие звезды такие, как спектральный класс не найден в ее атмосфере ионизированных атомов кальция. Для них это слишком жарко. Весь кальций в этой температуре уже ионизированный, а затем дважды линии одного ионизированного кальция может не иметь спектр звезды класса С. Поэтому только ионизированный кальций, который вызывает фиксированные линии в спектрах горячих звезд, должны быть расположены вдали где не так жарко и он не может существовать.
Позже было обнаружено, что эти линии далеко от них только в спектрах спектрально-двойных звезд – они существуют в спектрах большинства одиноких горячих звезд. Но пока эти линии можно назвать стационарными, так как ни одна звезда не имеет орбитального движения. Он движется с постоянной скоростью по отношению к нам наблюдателям так, что все линии в спектре смещаются в равной степени, что соответствует постоянной скорости в соответствии с принципом Доплера. Оказалось однако, что перенос линии ионизованного кальция в спектрах этих горячих звезд соответствует другой скорости, чем скорость с которой движется звезда.
Как мы видим в специальной линии пути, должна наблюдаться в спектрах звезд любого типа. К сожалению более холодные звезды содержат в себе атмосферу ионизированного кальция и следовательно его линии в спектре. Эти линии широкие и сильные с тонкой маской слабых линий межзвездного кальция. Однако в некоторых случаях, становится возможным обнаружить эти маленькие “звезды” линии, наложенные на широкие линии звезды.
