Fysiske egenskaper til interstellar gass. Interstellar gass og støv

interstellar gass

interstellar gass er et foreldet gassformig medium som fyller hele rommet mellom stjerner. Interstellar gass er gjennomsiktig. Den totale massen av interstellar gass i galaksen overstiger 10 milliarder solmasser, eller noen få prosent av den totale massen til alle stjernene i galaksen vår. Den gjennomsnittlige konsentrasjonen av atomer i interstellar gass er mindre enn 1 atom per cm³. Dens hovedmasse er inneholdt nær galaksens plan i et lag flere hundre parsecs tykt. Gjennomsnittlig tetthet av gassen er ca. 10 −21 kg/m³. Den kjemiske sammensetningen er omtrent den samme som for de fleste stjerner: den består av hydrogen og helium (henholdsvis 90 % og 10 % av antall atomer) med en liten blanding av tyngre grunnstoffer. Avhengig av temperatur og tetthet er interstellar gass i molekylær, atomær eller ionisert tilstand. Det er kalde molekylære skyer, forseldet intercloud-gass, skyer av ionisert hydrogen med en temperatur på rundt 10 tusen K. (Oriontåken), og store områder med forsjelden og veldig varm gass med en temperatur på rundt en million K. Ultrafiolette stråler, i motsetning til stråler av synlig lys, absorberes av gassen og gir den sin energi. På grunn av dette varmer varme stjerner med sin ultrafiolette stråling opp den omkringliggende gassen til en temperatur på omtrent 10 000 K. Den oppvarmede gassen begynner selv å sende ut lys, og vi observerer den som en lyssterk gasståke. Den kaldere, "usynlige" gassen observeres ved radioastronomiske metoder. Hydrogenatomer i et foreldet medium sender ut radiobølger med en bølgelengde på omtrent 21 cm. Derfor forplanter strømmer av radiobølger seg kontinuerlig fra områder med interstellar gass. Ved å motta og analysere denne strålingen lærer forskerne om tettheten, temperaturen og bevegelsen til interstellar gass i verdensrommet.

interstellart medium
Komponenter	interstellar gass Interstellar støv Interstellar sky Kosmiske stråler Magnetisk felt
Tåker	Diffus (lys) tåke Mørk tåke Emisjonståke Refleksjonståke Supernova-rest Planetarisk tåke Protoplanetarisk tåke
Regioner for stjernedannelse	Molekylær sky Kuleregion H II
Circumstellare formasjoner	Akkresjonsskive Protoplanetarisk disk Polar jetstrømmer Herbig-Haro-objekt
Stråling	Stjernevind CMB

Wikimedia Foundation. 2010 .

Se hva "Interstellar gass" er i andre ordbøker:

Hoved komponent interstellart medium, som er ca. 99 % av vekten. M. g. fyller nesten hele volumet av galakser. Naib, studerte M. g. in the Galaxy. M. er preget av et bredt utvalg av strukturer som oppstår i den, fysiske. forhold og flytende ...... Fysisk leksikon

En av hovedkomponentene i det interstellare mediet (Se Interstellar medium). Består hovedsakelig av hydrogen og helium; den totale massen av andre elementer er mindre enn 3% ...

Materie som fyller rommet mellom stjerner i galakser. Materie i rommet mellom galakser kalt. intergalaktisk medium (se Galaksehoper. Intergalaktisk gass). Gass i skjell rundt stjerner (cirkumstellare skjell) ofte ... ... Fysisk leksikon

Interstellar støv er faste mikroskopiske partikler som sammen med interstellar gass fyller rommet mellom stjerner. Det antas for tiden at støvpartikler har en ildfast kjerne omgitt av organisk materiale eller et isskall. ... ... Wikipedia

Kart over den lokale interstellare skyen Det interstellare mediet (ISM) er stoffet og feltene som fyller det interstellare rommet inne i galakser ... Wikipedia

Sjeldent stoff, interstellar gass og bittesmå støvpartikler som fyller rommet mellom stjerner i våre og andre galakser. I struktur M. side. inkluderer i tillegg kosmiske stråler, interstellare magnetiske felt (Se Interstellar ... ... Stor sovjetisk leksikon

Kart over den lokale interstellare skyen Det interstellare mediet (ISM) er materien og feltene som fyller det interstellare rommet inne i galakser. Sammensetning: interstellar gass, støv (1% av massen av gass), interstellare magnetiske felt, kosmiske stråler, og også ... ... Wikipedia

Over 200 nydannede stjerner inne i en sky kjent som NGC 604 i Triangulum Galaxy. Stjerner bestråler gass med høy energi ... Wikipedia

Kart over interstellar gass i vår galakse Interstellar gass er et foreldet gassformig medium som fyller hele rommet mellom stjernene. Interstellar gass er gjennomsiktig. Den totale massen av interstellar gass i galaksen overstiger 10 milliarder solmasser eller ... ... Wikipedia

Stjernevind er prosessen med utstrømning av materie fra stjerner til det interstellare rommet. Innhold 1 Definisjon 2 Energikilder ... Wikipedia

Gassdynamikk er en gren av fysikk som studerer lovene for gassbevegelse. Vi møter ofte spørsmål om gassdynamikk i hverdagen- dette er lydbølger, og flyten rundt raskt bevegelige kropper, og sjokkbølger, som er velkjent for alle i en alder av supersoniske hastigheter. Men forholdene til det interstellare mediet endrer lovene for gassbevegelse betydelig.

La oss starte med lydbølger. Som leseren sikkert vet, er lydbølger en serie av gasskompresjoner og rarfikasjoner som forplanter seg gjennom et medium. Hvis du komprimerer gassen litt i et visst volum, og deretter gir den muligheten til å gå tilbake til sin opprinnelige tilstand, vil den ved treghet utvide seg litt, komprimere gasslagene ved siden av dette volumet, og deretter komprimere seg selv igjen. Oscillasjoner vil oppstå, som vil bli overført til nabolag, og fra dem - enda lenger. Dette er forplantningen av lydbølger. Hastigheten deres avhenger bare av temperaturen på gassen. Hastigheten til lydbølger i luft ved en temperatur på 300 K er velkjent - 330 m / s, og med økende temperatur øker den proporsjonalt ( T) 1/2 .

Men slike lydbølger er adiabatiske, det vil si at det antas at kompresjon og sjeldne gass i lydbølger skjer uten varmetap. Dette er ikke tilfelle i interstellart rom. Når tettheten øker, øker også strålingstapet. Derfor er interstellare lydbølger på ingen måte adiabatiske. I den første tilnærmingen kan de også betraktes som isotermiske, det vil si at det kan antas at temperaturen i bølgen ikke endres i det hele tatt under kompresjon og utvidelse av gassen. Da vil hastigheten på lydbølgene være noe mindre (i luft - med 20%), og den kan beregnes med formelen: Meds = (RT/mu) 1/2, hvor R er den universelle gasskonstanten, og mu er molekylvekten. Det er merkelig at selv Newton, som var den første til å beregne hastigheten til en lydbølge, antok at den var isotermisk, og derfor var det lenge ikke klart hvorfor lydhastigheten i luft viste seg å være høyere enn beregnet. . For interstellare lydbølger er imidlertid denne formelen, oppnådd av Newton, ganske anvendelig.

Det neste viktige fenomenet, som også endrer egenskapene under interstellare forhold, er sjokkbølger. For å forklare dette, vurder saken vist i fig. 16. La en gass strømme inn i et langt rør lukket i den ene enden med en konsentrasjon s 1 og hastighet v. Når han treffer veggen, må han stoppe. Det dannes et område med immobil gass, som bør øke hele tiden ettersom flere og flere nye deler av gassen strømmer inn. Det dannes en grense mellom gassen i ro og den bevegelige gassen (stiplet linje på fig. 16), som beveger seg langs røret mot gasstrømmen.

La oss betegne gasskonsentrasjonen utenfor denne grensen som n 2. Det viser seg at hvis hastigheten v er veldig stor (mye større enn lydhastigheten), så er denne grensen skarp (sjokkbølge), og konsentrasjonshoppet, dvs. verdien n 2 / n 1, viser seg å være begrenset (for eksempel i en monoatomisk gass p 2 / p 1<4, в двухатомном p 2 / p 1<6). Det er forklart enkelt. Den kinetiske energien til den innfallende gassen komprimerer ikke bare, men varmer også opp den stoppede gassen. I et stasjonært område oppstår således et stort gasstrykk, som forhindrer ytterligere kompresjon.

Men i det interstellare rommet er dette kanskje ikke tilfelle. Så snart gassen er komprimert, vil strålingen øke kraftig, og temperaturen vil ikke lenger stige. Gasstrykket forblir lite, og det hindrer ikke ytterligere komprimering av gassen. Som et resultat kan det oppstå svært store konsentrasjonssjokk i interstellare sjokk, bedre kalt "kompresjonssjokk". hoppstørrelse p 2 / p 1 kan bestemmes ved å sammenligne gasstrykket i det komprimerte området (dvs. en verdi proporsjonal med n 2 RT) med dynamisk trykk av den innfallende gasstrømmen proporsjonal med s 1v 2 . Dermed finner vi at tetthetshoppet i den interstellare sjokkbølgen er preget av mengden n 2 /p 1 ~muv 2 / RT~ v 2 / c s 2 , hvor T- den vanlige temperaturen til interstellar gass (omtrent 10 4 K i HII-soner og mye mindre, 10-20 K, i molekylære skyer). Leseren kan lett se at selv ved lave gasshastigheter (for eksempel ved en hastighet på 7-8 km/s, den vanlige hastigheten til interstellare skyer), kan man oppnå (når de kolliderer med hverandre) sjokkbølger på titalls og til og med hundrevis av ganger skiftende konsentrasjon.

Selvfølgelig, tilfellet vist i fig. 16, det er en idealisering - det er ingen rør i det interstellare rommet, men de generelle trekkene til bevegelsen der er nettopp det.

Et av de viktige tilfellene av dynamikken til det interstellare mediet er vist i fig. 17 - fall av interstellar gass under påvirkning av sin egen tyngdekraft til sentrum av skyen. Dette fallet skaper et kompresjonsområde i sentrum av skyen, omgitt av en sfærisk sjokkbølge som forplanter seg fra sentrum. Selvfølgelig kan det også her være en veldig sterk komprimering av materie, men i et virkelig objekt, det vil si at dette fenomenet er meget mulig under dannelsen av stjerner.

Den tredje egenskapen til interstellar gassdynamikk er den essensielle rollen til magnetiske felt. La oss vurdere denne funksjonen ved å bruke et eksempel som er kjent for leseren fra et fysikkkurs på skolen. Hvis en leder beveges gjennom et magnetfelt, induseres en elektrisk strøm i den, som igjen skaper et magnetfelt. Som et resultat av samspillet mellom disse feltene oppstår det en kraft som bremser bevegelsen til lederen (Lenz sin regel). Når den elektriske motstanden til en leder er høy, er de induserte strømmene og magnetfeltene svake og lederne beveger seg lett i magnetfeltet. Men hvis den elektriske motstanden til lederen er veldig liten, oppstår det ganske sterke induserte strømmer, og motstandskraften mot lederens bevegelse øker betydelig - lederen "settes seg fast". Det er for eksempel kjent at det generelt er umulig å skyve en superleder inn i et område som er okkupert av et magnetfelt. (Vi minner deg om at hvis lederen beveger seg langs magnetfeltet, oppstår det ingen strøm i det i det hele tatt, og det er ingen motstand mot slik bevegelse.)

Nå tilbake til interstellar gass. Her er det, som vi vet, mange frie elektroner, og derfor er den elektriske ledningsevnen til den interstellare gassen ganske høy (enda bedre enn den elektriske ledningsevnen til kobber). Derfor kan bevegelsen av en slik gass gjennom det interstellare magnetfeltet være ganske lik bevegelsen til en god metallleder i samme felt. Det må også her tas hensyn til at enorm størrelse interstellare skyer gjør effekten av deres retardasjon i et magnetfelt veldig merkbar.

Dermed bør det interstellare magnetfeltet bremse bevegelsen til interstellare skyer på tvers av feltets retning og ikke hindre deres bevegelse langs feltet. Det kan forventes at interstellare gassstrømmer hovedsakelig rettes langs magnetiske feltlinjer. Denne konklusjonen bekreftes av observasjoner: faktisk beveger gassen seg oftest parallelt med planet til galaksen, og magnetfeltet har også omtrent samme retning.

Men hvis det interstellare magnetfeltet er svakt, slik at det ikke lenger kan stoppe gassens bevegelse over kraftlinjene, begynner gassen å trekke magnetfeltet med seg. Med andre ord vil bevegelige gassstrømmer så å si trekke magnetiske kraftlinjer med seg, strekke og vri dem. I dette tilfellet sies magnetfeltlinjene å være "frosset" inn i den interstellare gassen (eller den interstellare gassen er "limt" til magnetfeltlinjene).

Fra definisjonen av begrepet magnetfeltlinjer er det kjent at magnetfeltstyrken R (eller magnetisk induksjon) PÅ) proporsjonal med antall kraftlinjer som går gjennom en enhetsareal. Når bevegelsen av gassen strekker og "virker inn" de magnetiske kraftlinjene, øker den dermed H(og B). Vi kan si at her omdannes den kinetiske energien til gassen til magnetisk energi. Veksten av magnetfeltet under gassbevegelse stopper når disse energiene er av samme størrelsesorden: pv 2 /2~ B 2 /8 poeng(her er p tettheten til gassen; til venstre er tettheten av kinetisk energi, til høyre er tettheten av magnetisk energi). Forsterkningen av magnetfeltet er spesielt merkbar i tetthetshoppene nevnt ovenfor. En økning i tetthet er ledsaget, i kraft av prinsippet om å "fryse" feltet, av en proporsjonal økning i verdien PÅ.

Det fjerde trekk ved interstellar gassdynamikk er eksistensen av ioniseringsfronter - bevegelige grenser mellom HII-soner og HI-regioner. De vises på grunn av at gasstrykket i NI-sonene vanligvis er mye større enn gasstrykket i HI-regionene. Faktisk, med tanke på interstellar termodynamikk, har vi sett at i et to-komponent system som består av skyer og intercloud medium, trykkverdien (mer presist, produktet fre) ikke mer enn 3 10 3 K/cm 3 . Derimot i NI-sonen, hvor T\u003d 10 4 K, denne verdien ved "standard" verdien av konsentrasjonen av protoner og elektroner (p~s m -3) mer, og ved høye konsentrasjoner er forskjellen enda mer merkbar.

Dermed bør HII-sonene utvide seg til det omkringliggende rommet. Men med ekspansjon reduseres tettheten til gassen inne i sonen, antall rekombinasjoner reduseres, og som et resultat forblir en del av den "ubrukte" ioniserende kvanta i denne sonen. De passerer gjennom grensen til den opprinnelige massen til HII-sonen og ioniserer nye hydrogenatomer. Hele prosessen består således ikke bare av utvidelsen av stoffet i selve HII-sonen, men også av en enda raskere fremrykning av grensen mellom regionene med ionisert og ikke-ionisert hydrogen - HII-sonen vokser både i størrelse og i størrelse.

En slik bevegelse av grensen til HII-sonen kalles bevegelsen til ioniseringsfronten, hvis bevegelseshastighet kan sammenlignes med lydhastigheten i HI-regionen. Hvis hastigheten til ioniseringsfronten er større enn lydhastigheten i samme gass, så snakker vi om en front R-type. Her, når den passerer gjennom denne fronten, blir gassen ionisert og kondensert.

Omvendt, hvis fronthastigheten er mindre enn tilsvarende lydhastighet, så på ioniseringsfronten (kalt fronten) D-type) konsentrasjonen synker. For å sikre denne reduksjonen, fronten D-type "sender" ofte en sjokkbølge foran seg, som foreløpig "komprimerer" gassen i HI-regionen.

Så snart en ny varm stjerne dannes i HI-regionen, skaper den først en liten HII-sone, som raskt utvider seg som en ioniseringsfront. R— type. Da synker hastigheten til den utvidede HII-sonen, en sjokkbølge sendes fremover, fulgt på nær avstand av en ioniseringsfront D-type.

Kunnskap om egenskapene til interstellar gassdynamikk er helt nødvendig for å forstå prosessene for kondensering av stjerner fra det interstellare mediet - tross alt er denne kondensasjonen ikke annet enn bevegelsen av interstellar gass. Og som vi vil se nedenfor, manifesterer funksjonene til interstellar gassdynamikk seg i forskjellige aspekter av problemet med stjernedannelse.

En viktig rolle i dynamikken til stjerneprosesser, i stjernenes evolusjon spilles av det interstellare mediet, som er nært forbundet med stjerner: de er født i det interstellare mediet, og når de "dør", gir de det sin substans. Mellom stjernene og det interstellare mediet er det altså en sirkulasjon av materie: interstellart medium > stjerner > interstellart medium. I løpet av en slik sirkulasjon blir det interstellare mediet beriket med kjemiske elementer skapt i stjerners indre. Omtrent 85 % av alle kjemiske elementer tyngre enn helium oppsto ved begynnelsen av vår galakse, for rundt 15 milliarder år siden. OBE-tid, en intensiv prosess med stjernedannelse fant sted, og levetiden, evolusjon massive stjerner var relativt kort. Bare 10-13 % av kjemiske grunnstoffer (tungt helium) er mindre enn 5 milliarder år gamle.

Selv med kraftige optiske teleskoper ser vi i vårt galaktiske rom bare stjerner og en mørk "kløft" som skiller dem, men det interstellare galaktiske rommet er faktisk ikke et absolutt tomrom, det er fylt med materie, substans og felt.

Spørsmålet er bare hvilke former for denne saken, i hvilken tilstand er saken og feltet her.

Det interstellare mediet består av 90 % av interstellar gass, som er ganske jevnt blandet med interstellart støv (ca. 1 % av massen til det interstellare mediet), samt kosmiske stråler, er gjennomsyret av interstellare magnetfelt, nøytrinoflukser, gravitasjons- og elektromagnetisk stråling. Alle komponenter i det interstellare mediet påvirker hverandre (kosmiske stråler og det elektromagnetiske feltet ioniserer og varmer opp den interstellare gassen, magnetfeltet bestemmer gassens bevegelse osv.) Det interstellare mediet manifesterer seg i dempning, spredning, polarisering av lys, absorpsjon av lys i individuelle linjer i spekteret, radiostråling, infrarød, røntgen- og gammastråling, gjennom den optiske gløden til noen tåker, etc.

Hovedkomponenten i det interstellare mediet er interstellar gass, som i likhet med stjernestoffet hovedsakelig består av hydrogenatomer (omtrent 90 % av alle atomer) og helium (omtrent 8 %); 2% er representert av andre kjemiske elementer (hovedsakelig oksygen, karbon, nitrogen, svovel, jern, etc.). Den totale massen av molekylær gass i vår galakse er omtrent 4 milliarder solmasser, som er omtrent 2 % av hele massen av materie i galaksen. Omtrent 10 nye stjerner dannes fra dette materialet hvert år!

Interstellar gass eksisterer i både atomære og molekylære tilstander (de tetteste og kaldeste delene av molekylær gass). Samtidig er det vanligvis blandet med interstellart støv (som er de minste faste ildfaste partiklene som inneholder hydrogen, oksygen, nitrogen, silikater, jern), og danner gass- og støvformasjoner, skyer. Av revolusjonerende betydning for kosmokjemi var oppdagelsen i gass- og støvskyer av forskjellige organiske forbindelser- hydrokarboner, alkoholer, etere, til og med aminosyrer og andre forbindelser der molekylene inneholder opptil 18 karbonatomer. Til dags dato har mer enn 40 organiske molekyler blitt oppdaget i den interstellare gassen. Oftest finnes de på steder med den høyeste konsentrasjonen av gass og støv. Naturligvis oppstår antakelsen om at organiske molekyler fra interstellare gass- og støvskyer kan bidra til fremveksten av de enkleste livsformene på jorden. Gass- og støvskyer er påvirket ulike krefter(gravitasjons-, elektromagnetiske, sjokkbølger, turbulens, etc.), som enten bremser eller akselererer den uunngåelige prosessen med gravitasjonskompresjon og gradvis transformasjon til protostjerner.

Etter all sannsynlighet var de første utenomjordiske objektene som tiltrakk seg oppmerksomheten til mennesket i antikken, solen og månen. I motsetning til den velkjente vitsen om at månen mer nyttig enn solen fordi den skinner om natten, og om dagen er den allerede lys, ble solens viktigste rolle notert av folk i den primitive epoken, og dette ble reflektert i mytene og legendene til nesten alle folkeslag.

Spørsmålet om hva som er stjernenes natur dukket åpenbart opp mye senere. Etter å ha lagt merke til vandrende stjerner - planeter, gjorde mennesker, kanskje for første gang, et forsøk på å analysere forholdet til forskjellige fenomener, selv om astrologi som oppsto på denne måten erstattet kunnskap med overtro. Det er merkelig at astronomi, en av de mest generaliserende naturvitenskapene, tok sine første skritt på den vaklende grunnen av vrangforestillinger, hvis ekko har overlevd til i dag.

Årsaken til disse misoppfatningene er lett å forstå hvis vi tenker på at det første stadiet i utviklingen av vitenskapen om himmelen i ordets bokstavelige forstand var basert på kontemplasjon og abstrakt tenkning, da det praktisk talt ikke fantes astronomiske instrumenter. Det er desto mer slående at dette stadiet endte strålende med den udødelige skapelsen av Copernicus - den første og viktigste revolusjonen innen astronomi. Før dette virket det åpenbart at det observerte, det synlige sammenfaller med det virkelige, virkelig eksisterende, kopierer det. Copernicus beviste for første gang at det virkelige radikalt og fundamentalt kan skille seg fra det synlige.

Det neste like avgjørende skrittet ble tatt av den store Galileo, som klarte å se hva selv en så subtil observatør som Aristoteles ikke la merke til. Det var Galileo som først innså at, i motsetning til det åpenbare, betyr prosessen med å bevege en kropp slett ikke den konstante innvirkningen av en annen kropp på den. Treghetsprinsippet oppdaget av Galileo tillot da Newton å formulere dynamikkens lover, som fungerte som grunnlaget for moderne fysikk.

Hvis Galileo gjorde sin mest geniale oppdagelse innen mekanikk - og dette senere brakte store fordeler for astronomi - så er vitenskapen om himmelen direkte forpliktet til ham for begynnelsen ny æra i sin utvikling - epoken med teleskopiske observasjoner.

Bruken av gastronomiteleskopet økte først og fremst antallet objekter som var tilgjengelige for forskning umåtelig. Til og med Giordano Bruno snakket om solens utallige verdener. Det viste seg å være riktig: stjernene er flest viktige gjenstander i universet er nesten all kosmisk materie konsentrert i dem. Men stjerner er ikke bare reservoarer for lagring av masse og energi. De er termonukleære kjeler, der prosessen med dannelse av atomer av tunge elementer finner sted, uten hvilke de mest komplekse stadiene av utviklingen av materie ikke ville vært mulig, noe som førte til fremveksten av flora, fauna, mennesket og til slutt, menneskelig sivilisasjon på jorden.

Etter hvert som teleskoper og metoder for å oppdage elektromagnetisk stråling forbedres, er astronomer i stand til å trenge inn i stadig fjernere hjørner av det ytre rom. Og dette utvider ikke bare den geometriske horisonten til verden kjent for oss: fjernere objekter er også forskjellige i alder, slik at den delen av universet som er kjent for oss, som vanligvis kalles Metagalaxy, inneholder rik informasjon om utviklingshistorien, med andre ord om universets utvikling Moderne astronomi har blitt beriket av læren om verdens utvikling , akkurat som biologien ble beriket av Darwins lære på sin tid. Dette er allerede et høyere overgangsstadium - fra det synlige til det virkelige, fordi ved det som er synlig i dag, lærer vi essensen av fenomener i den fjerne fortiden og kan forutse fremtiden!

Nylig innen astronomi har det vært en annen viktig overgang fra det observerte til det virkelige. Selve det observerbare har nå vist seg å være eiendommen til mange astronomer, bevæpnet med den mest moderne teknologi, som bruker de minste muligheter som er skjult i fysiske lovers fordypninger og gjør det mulig å fravriste naturen dens hemmeligheter. Men å trenge inn i en virkelighet som fortsatt er ukjent for oss er ikke bare en idé om hva som dreier seg om hva, og ikke engang hva som er årsaken til bevegelsen eller hvordan visse kropper så ut i uminnelige tider, men noe mye mer. Dette er kunnskapen om egenskapene til rom og tid som helhet, i en skala som ikke er tilgjengelig for vår direkte oppfatning og kontemplasjon.

Rommet mellom stjernene, med unntak av individuelle tåker, ser tomt ut. Faktisk er alt interstellart rom fylt med materie. Forskere kom til denne konklusjonen etter begynnelsen av det 20. århundre. Den sveitsiske astronomen Robert Trumpler oppdaget absorpsjon (demping) av stjernelys på vei til en jordisk observatør. Dessuten avhenger graden av svekkelsen av stjernens farge. Lys fra blå stjerner absorberes mer intenst enn fra røde. Således, hvis en stjerne utstråler samme mengde energi i blå og røde stråler, blir de blå strålene som et resultat av lysabsorpsjon svekket mer enn de røde, og fra jorden virker stjernen rødaktig.

Stoffet som absorberer lys er ikke jevnt fordelt i rommet, men har en fillete struktur og er konsentrert mot Melkeveien. Mørke tåker, som kullsekken og hestehodetåkene, er steder med tettere absorberende interstellare

stoffer.Og den består av de minste partiklene - støvpartikler. De fysiske egenskapene til støvkorn har blitt studert ganske godt nå.

I tillegg til støv mellom stjerner er det et stort nummer av usynlig kald gass. Massen er nesten hundre ganger større enn massen av støv. Hvordan ble eksistensen av denne gassen kjent? Det viste seg at hydrogenatomer sender ut radiobølger med en bølgelengde på 21 cm. Det meste av informasjonen om interstellar materie får man ved hjelp av radioteleskoper. Dette er hvordan skyer av atomnøytralt hydrogen ble oppdaget.

En typisk sky av atomnøytralt hydrogen har en temperatur på ca. 70 K (-200 °C) og lav tetthet (flere titalls atomer pr. kubikkcentimeter mellomrom). Selv om et slikt medium regnes som en sky, er det for en jordmann et dypt vakuum, en milliard ganger sjeldnere enn vakuumet som for eksempel skapes i et TV-kinescope. Størrelsen på hydrogenskyer er fra 10 til 100 pc (til sammenligning: stjerner er i gjennomsnitt 1 pc fra hverandre).

Deretter ble det oppdaget enda kaldere og tettere skyer av molekylært hydrogen, fullstendig ugjennomsiktig for synlig lys. Det er i dem det mest av kald interstellar gass og støv. Disse skyene er omtrent like store som områdene med atomært hydrogen, men deres tetthet er hundrevis og tusenvis av ganger høyere. Derfor kan store molekylære skyer inneholde en enorm masse materie, og nå hundretusener og til og med millioner av solmasser. I molekylære skyer, som hovedsakelig består av hydrogen, er det også mange mer komplekse molekyler, inkludert de enkleste organiske forbindelsene. Noe av det interstellare stoffet varmes opp til svært høye temperaturer og «gløder» i ultrafiolett og røntgenstråler. I røntgenområdet avgir den den varmeste gassen, som har en temperatur på rundt en million grader. Dette er koronalgass, oppkalt etter den oppvarmede gassen i solkoronaen. Koronalgass har en veldig lav tetthet, omtrent ett atom per kubikkdesimeter rom.

Varm forkjølet gass dannes som følge av kraftige eksplosjoner- Supernovaeksplosjoner. En sjokkbølge forplanter seg fra eksplosjonsstedet i den interstellare gassen og varmer gassen opp til høy temperatur hvor det blir en røntgenkilde. Koronalgass finnes også i rommet mellom galakser.

Så hovedkomponenten i det interstellare mediet er en gass som består av atomer og molekyler. Det er blandet med støv, som inneholder omtrent 1 % av massen av interstellar materie, og penetrert av raske strømmer av elementærpartikler – kosmiske stråler – og elektromagnetisk stråling, som også kan betraktes som komponenter i det interstellare mediet. I tillegg viste det seg at det interstellare mediet var svakt magnetisert.

Magnetiske felt er assosiert med skyer av interstellar gass og beveger seg med dem. Disse feltene er omtrent 100 tusen svakere enn jordens magnetfelt. Interstellare magnetfelt bidrar til dannelsen av de tetteste og kaldeste gassskyene, hvorfra stjerner kondenserer. Kosmiske strålepartikler reagerer også på det interstellare magnetfeltet: de beveger seg langs kraftlinjene langs spiralbaner, som om de snirkler seg rundt dem. I dette tilfellet sender elektronene som utgjør kosmiske stråler ut radiobølger. Denne såkalte synkrotronstrålingen er født i det interstellare rommet og observeres pålitelig i radiorekkevidden.

GASSNEBLER

Observasjoner med teleskoper gjorde det mulig å oppdage et stort antall svakt lysende flekker på himmelen - lyse tåker. Den systematiske studien av tåker begynte på 1700-tallet. William Herschel. Han delte dem inn i hvite grønlige. De aller fleste hvite tåker er dannet av mange stjerner – disse er stjernehoper og galakser, og noen viste seg å være forbundet med interstellart støv som reflekterer lyset fra nærliggende stjerner – disse er refleksjonståker. Som regel er en lys stjerne synlig i midten av en slik tåke. Men de grønnaktige tåkene er ikke annet enn gløden fra interstellar gass.

Den lyseste gass-tåken på himmelen er Orion-tåken, den er synlig gjennom en kikkert, og med godt syn kan den også sees med det blotte øye – rett under de tre stjernene som ligger i én linje som danner Orions belte. Avstanden til denne tåken er omtrent 1000 lysår.

Hva får interstellar gass til å gløde? Tross alt er luften vi er vant til gjennomsiktig og avgir ikke lys. Den blå himmelen over hodet lyser med sollyset spredt på luftens molekyler. Nattehimmelen blir mørk. Noen ganger kan du imidlertid fortsatt se gløden i luften, for eksempel under et tordenvær, når lynet oppstår under påvirkning av en elektrisk utladning. På de nordlige breddegrader og i Antarktis observeres ofte nordlys - flerfargede striper og blink på himmelen. I begge tilfeller sender luften ut lys ikke av seg selv, men ved virkningen av en strøm av raske partikler. Strømmen av elektroner genererer et lynglimt, og energetiske partikler kommer inn i jordens atmosfære fra strålingsbeltene som eksisterer i det ytre rom nær jorden, nordlys.

På lignende måte oppstår stråling i neon- og andre gasslamper: en strøm av elektroner bombarderer atomene i gassen og får dem til å gløde. Avhengig av hvilken gass som er i lampen, dens trykk og den elektriske spenningen som påføres lampen, endres fargen på det utsendte lyset.

I den interstellare gassen skjer det også prosesser som fører til utslipp av lys, men de er ikke alltid forbundet med bombardement av gassen med raske partikler.

Det er mulig å forklare hvordan gløden av interstellar gass oppstår ved å bruke eksemplet med atomært hydrogen. Hydrogenatomet består av en kjerne (proton), som har en positiv elektrisk ladning, og et negativt ladet elektron som roterer rundt seg. De er forbundet med elektrisk tiltrekning. Etter å ha brukt en viss energi, kan de skilles. Denne separasjonen fører til ionisering av atomet. Men elektroner og kjerner kan kobles til hverandre igjen. Hver gang partiklene kombineres, frigjøres energi. Det sendes ut i form av en del (kvante) lys av en bestemt farge, tilsvarende en gitt energi.

Så for at en gass skal utstråle, er det nødvendig å ionisere atomene den består av. Dette kan skje som et resultat av kollisjoner med andre atomer, men oftere skjer ionisering når gassatomer absorberer ultrafiolett stråling, for eksempel fra en nærliggende stjerne.

Hvis en blå varm stjerne blinker nær en sky av nøytralt hydrogen, vil, forutsatt at skyen er tilstrekkelig stor og massiv, nesten alle de ultrafiolette kvantene fra stjernen bli absorbert av skyens atomer. Et område med ionisert hydrogen dannes rundt stjernen. De frigjorte elektronene danner en elektrongass med en temperatur på rundt 10 tusen grader. Den omvendte prosessen med rekombinasjon, når et fritt elektron fanges opp av et proton, er ledsaget av re-emisjon av den frigjorte energien i form av lyskvanter.

Lys sendes ikke bare ut av hydrogen. Som det ble antatt på 1800-tallet, bestemmes fargen på grønnaktige tåker av strålingen fra et visst "himmelsk" kjemisk element, som ble kalt nebulium (fra latin nebula - "nebula"). Senere viste det seg at i grønt glødende oksygen. En del av bevegelsesenergien til elektrongasspartikler brukes på eksitering av oksygenatomer, dvs. det vil si å overføre et elektron i et atom til en bane lenger fra kjernen. Når elektronet går tilbake til en stabil bane, må oksygenatomet avgi et kvantum av grønt lys. Under terrestriske forhold har han ikke tid til å gjøre dette: gasstettheten er for høy og hyppige kollisjoner "utløser" det eksiterte atomet. Og i et ekstremt sjeldent interstellart medium går det fra en kollisjon til en annen tilstrekkelig lang tid til at elektronet kan gjøre denne forbudte overgangen og oksygenatomet sende et kvantum av grønt lys ut i verdensrommet. Strålingen av nitrogen, svovel og noen andre grunnstoffer oppstår på samme måte.

Dermed kan området med ionisert gass rundt varme stjerner representeres som en "maskin" som konverterer den ultrafiolette strålingen til en stjerne til svært intens stråling, hvis spektrum inneholder linjer av forskjellige kjemiske elementer. Og fargen på gasståker, som det viste seg senere, er annerledes: de er grønnaktige, rosa og andre farger og nyanser - avhengig av gassens temperatur, tetthet og kjemiske sammensetning.

Noen stjerner i de siste stadiene av evolusjonen avgir gradvis de ytre lagene, som sakte utvider seg og danner lysende tåker. Når de observeres gjennom teleskoper, ligner disse tåkene skivene til planeter, og det er derfor de kalles planetariske. I midten av noen av dem kan du se små veldig varme stjerner. Ekspanderende gasståker forekommer også på slutten av livet til noen massive stjerner når de eksploderer som supernovaer; i dette tilfellet blir stjernene fullstendig ødelagt, og sprer stoffet deres ut i det interstellare rommet. Dette stoffet er rikt på tunge elementer dannet i kjernefysiske reaksjoner flyter inne i stjernen, og fungerer videre som materiale for nye generasjons stjerner og planeter.

Hva skjer i sentrum av galaksen vår?

sentral region Melkeveien tiltrukket seg oppmerksomheten til astronomer i mange tiår. Fra den til jorden er det bare 25 tusen km. lysår, mens millioner av lysår skiller oss fra sentrene til andre galakser, så det er all grunn til å håpe at det er sentrum av galaksen vår som skal studeres nærmere. Imidlertid var det umulig å direkte observere denne regionen i lang tid, siden den er skjult av store tette skyer av gass og støv. Selv om funnene gjort i observasjonene av røntgen- og gammastråler absolutt er viktige, ble de mest omfattende og verdifulle spektroskopiske studiene av sentrum av galaksen utført i infrarøde og radiorekkevidder, der den først ble observert. Radioemisjonen av atomært hydrogen med en bølgelengde på 21 cm er studert i noen detalj. Hydrogen er det vanligste grunnstoffet i universet, som kompenserer for svakheten til strålingen. I de områdene av Melkeveien hvor skyer av interstellar gass ikke er for tette og hvor ultrafiolett stråling ikke er særlig intens, er hydrogen hovedsakelig tilstede i form av isolerte elektrisk nøytrale atomer; det er de veldefinerte radiosignalene til atomært hydrogen som er kartlagt i detalj for å etablere strukturen til galaksen vår.

I avstander på mer enn 1000 lysår fra sentrum av galaksen gir strålingen av atomært hydrogen pålitelige data om galaksens rotasjon og strukturen til spiralarmene. Fra den kan man ikke få mye informasjon om forholdene nær sentrum av galaksen, siden hydrogen er hovedsakelig kombinert til molekyler eller ionisert (delt i et proton og et elektron).

Kraftige skyer av molekylært hydrogen skjuler sentrum av galaksen og de fjerneste objektene som ligger i galaksens plan. Mikrobølge- og infrarøde teleskoper gjør det imidlertid mulig å observere både disse skyene og hva som er bak dem i det galaktiske sentrum.I tillegg til molekylært hydrogen inneholder skyer mange stabile karbonmonoksid (CO)-molekyler, for hvilke den største karakteristiske bølgelengden for stråling er 3 mm. Denne strålingen passerer gjennom jordens atmosfære og kan registreres av bakkebaserte mottakere; spesielt karbonmonoksid i mørke støvskyer, så det spiller nyttig rolleå bestemme deres størrelse og tetthet. Ved å måle Doppler-forskyvningen (endringen i frekvensen og bølgelengden til signalet forårsaket av kildens bevegelse fremover eller bakover i forhold til observatøren), kan man også bestemme hastigheten til skyene.

Vanligvis er mørke skyer ganske kalde - med en temperatur på omtrent 15 K (-260 ° C), så karbonmonoksid i dem er i lavenergitilstander og sender ut ved relativt lave frekvenser - i millimeterområdet. En del av saken nær sentrum av galaksen er klart varmere. Ved hjelp av Kuiper Astronomical Observatory har forskere ved University of California, Berkeley oppdaget mer energisk utslipp av karbonmonoksid i det fjerne infrarøde området, noe som indikerer en gasstemperatur på rundt 400 K, som omtrent er kokepunktet til vann. Denne gassen varmes opp under påvirkning av ultrafiolett stråling som kommer fra sentrum av galaksen og muligens sjokkbølger som oppstår når skyer som beveger seg rundt sentrum kolliderer.

Andre steder rundt sentrum er karbonmonoksid noe kaldere og mesteparten av strålingen har lengre bølgelengder – omtrent 1 mm. Men også her er temperaturen på gassen flere hundre Kelvin, det vil si nær temperaturen på jordoverflaten og mye høyere enn inne i de fleste interstellare skyer. "Andre molekyler som har blitt studert i detalj inkluderer hydrogencyanid (HCN), hydroksyl (OH), karbonmonosulfid (CS) og ammoniakk (NH^). Et høyoppløselig HCN-utslippskart ble oppnådd med et radiointerferometer ved University of California Kartet indikerer eksistensen av en klump-splittende, inhomogen skive av varme molekylære skyer som omslutter et "hulrom" omtrent 10 lysår bredt i sentrum av galaksen Fordi skiven er skråstilt i forhold til jordas siktlinje, er dette sirkulære hulrommet virker elliptisk (se figuren nedenfor).

Karbon- og oksygenatomer, hvorav noen er ionisert av ultrafiolett lys, blandes i en skive med molekylær gass. Kart over infrarøde og radioutslipp som tilsvarer utslippslinjene til ioner, atomer og ulike molekyler viser at gassskiven roterer rundt sentrum av galaksen med en hastighet på ca. 110 km/s, og også at denne gassen er varm og samlet opp. i separate klumper. Målinger har også funnet noen skyer hvis bevegelser ikke i det hele tatt samsvarer med dette generelle sirkulasjonsmønsteret; kanskje dette stoffet falt her på et stykke avstand. Ultrafiolett stråling fra den sentrale regionen "treffer" den ytre kanten av skyskiven, og skaper en nesten kontinuerlig ring av ionisert materie. Ioniserte streamers og gassklumper er også til stede i det sentrale hulrommet.

Noen ganske vanlige ioniserte elementer, inkludert neon som mangler ett elektron, argon mangler to elektroner og svovel som mangler tre elektroner, har lyse emisjonslinjer nær 10 mikron, i den delen av det infrarøde spekteret som jordens atmosfære er gjennomsiktig for. Det ble også funnet at av alle grunnstoffene nær sentrum dominerer enkeltladet ionisert neon, mens det treladede svovelionet er praktisk talt fraværende der.Det krever mye mer energi å ta tre elektroner fra et svovelatom enn å ta ett elektron fra et neonatom; Den observerte sammensetningen av materie indikerer at den ultrafiolette strålingsfluksen er høy i den sentrale regionen, men energien er ikke veldig høy. Av dette følger det at denne strålingen tilsynelatende er skapt av varme stjerner med en temperatur på 30 til 35 tusen grader Celsius. Kelvin, og det er ingen stjerner med en temperatur som er mye høyere enn angitt.

Den spektroskopiske analysen av ionestrålingen ga også detaljert informasjon om hastighetene til forsjeldne stoffer inne i

hulrom med en diameter på 10 St. år rundt sentrum. I enkelte deler av hastighetshulrommet

nær rotasjonshastigheten til ringen av molekylær gass - omtrent 110 km/s. En del av skyene innenfor dette området beveger seg mye raskere - med omtrent 250 km/s, og noen har hastigheter opp til 400 km/s.

Helt i sentrum ble det funnet et ionisert stoff som beveget seg i hastigheter opp til 1000 km/s. Dette stoffet er assosiert med et interessant sett med objekter nær midten av hulrommet, kjent som IRS16, som ble oppdaget av Böcklin og Negebauer under deres søk etter kilder til kortbølget infrarød stråling. De fleste av de veldig små kildene de fant er sannsynligvis enkeltstående massive stjerner, men IRS 16 (den 16. infrarøde kilden på listen deres) er noe annet: påfølgende målinger avslørte fem lyssterke uvanlige komponenter i den. Hele denne sentrale regionen, både den varme gassformede skiven og det indre hulrommet, ser ut til å være scenen hvor en voldsom handling nylig har funnet sted. En ring eller skive av gass som roterer rundt sentrum av galaksen skal gradvis bli til en homogen struktur som følge av kollisjoner mellom raske og sakte bevegelige materieklumper. Dopplerskiftmålinger viser at forskjellen mellom hastighetene til individuelle bunter i en ring av molekylær gass når titalls kilometer per sekund. Disse gruppene skal kollidere, og deres fordeling skal jevnes ut på tidsskalaer i størrelsesorden 100 tusen år, dvs. i en eller to omdreininger rundt sentrum. Derfor følger det at gassen i løpet av dette tidsintervallet ble sterkt forstyrret, muligens som et resultat av frigjøring av energi fra senteret eller fall av materie fra en viss avstand fra utsiden, må kollisjonene mellom buntene fortsatt være sterke nok for sjokkbølger oppstår i gassen. Gyldigheten av disse konklusjonene kan verifiseres ved å søke etter "spor" av slike bølger.

Sjokkbølger kan identifiseres fra spektrallinjene til varme sterkt eksiterte molekyler. Slike molekyler ble oppdaget under observasjoner fra Kuiper Astronomical Observatory; disse inkluderer hydroksylradikaler - elektrisk ladede fragmenter av vannmolekyler som har blitt revet fra hverandre med kraft. Kortbølget infrarød stråling av varme hydrogenmolekyler er også registrert; det indikerer at noen steder når temperaturen på skyene av molekylær gass 2000 K - akkurat en slik temperatur kan skapes av sjokkbølger Hva er kilden til tette molekylære støvskyer nær sentrum? Stoffet inneholder tunge elementer; dette indikerer at det ble dannet i det indre av stjerner, hvor som et resultat elementer som karbon, oksygen og nitrogen Gamle stjerner utvider seg og sender ut stor mengde materie, og i noen tilfeller eksploderer som supernovaer. I alle fall blir tunge elementer kastet ut i det interstellare rommet. Saken av skyene som ligger nær sentrum av galaksen ble tilsynelatende mer grundig "behandlet" inne i stjernene enn materien som ligger lenger fra sentrum, siden det nær sentrum er spesielt mange av noen sjeldne isotoper dannet bare inne i stjernene .

Ikke all denne saken ble skapt av allerede eksisterende stjerner i nærhet fra sentrum, kanskje noen av skyene ble tiltrukket utenfra. Under påvirkning av friksjon og magnetiske felt trekker stoffet seg gradvis sammen mot sentrum, så det bør samle seg i dette området.

Gass i den store magellanske skyen.

Lysende gass-tåker er noen av de vakreste og mest imponerende objektene i universet. Doradus-tåken 30 er den lyseste og største av gasståkene i tre dusin lokale gruppegalakser, inkludert galaksen vår. Den har en uregelmessig form og stor størrelse. Mens den store tåken i stjernebildet Orion er synlig for det blotte øye som en uskarp stjerne. Nebula 30 Doradus okkuperer et område på himmelen som kan sammenlignes med solskiven eller fullmåne, til tross for at den er over 100 ganger lenger unna oss enn Oriontåken. Diameteren er omtrent 1000 lysår, og Oriontåken er bare tre lysår. Gassen i tåken er stort sett ionisert: de fleste atomene har mistet minst ett elektron. Det viser seg at den 30 Doradus-tåken inneholder 1500 ganger mer ionisert gass enn Orion-tåken. Ionisering av gassen skjer under påvirkning av ultrafiolett stråling som sendes ut av massive varme unge stjerner i tåken.

Det tjuende århundre har gitt opphav til fantastisk vitenskap og teknologi, de tillater menneskelig tanke trenge inn i dypet av universet, virkelig bortenfor kjent verden. Våre horisonter og horisonter i den synlige verden har utvidet seg i en slik grad at menneskesinnet, som prøver å kaste av seg jordiske fordommers lenker, knapt er i stand til å mestre det. Forskere som jobber innen ulike vitenskapsfelt, prøver å forklare de mystiske gjenstandene som ble oppdaget i vår tid ved hjelp av fysiske lover, er overbevist om at det fantastiske universet vi lever i stort sett er ukjent for oss. Hvis noe informasjon om universet blir tilgjengelig , da er ofte selv det mest vågale sinn ikke forberedt på å oppfatte det i den form naturen presenterer det. Slått av uvanligheten til de nyoppdagede himmelobjektene, bør det huskes at i hele menneskehetens historie har ingen vitenskap oppnådd så fenomenale rask utvikling, som en vitenskap om disse unike gjenstandene. Og alt dette er bokstavelig talt siste tiår. For å tilfredsstille den uuttømmelige tørsten etter kunnskap som er iboende i mennesket, studerer astrofysikere utrettelig naturen til disse himmelobjektene som utfordrer menneskesinnet.

1. S. Dunlop "The ABC of the Starry Sky" (1990)

2. I. Levitt "Beyond the Known World" (1978)

3. John S. Mathis "An object of unusually high luminosity in the Large Magellanic Cloud" (In the world of science. Oktober 1984)

4. Charles G. Townes, Reinhard Genzel "Hva skjer i sentrum av galaksen vår?" (I vitenskapens verden. juni 1990)

5.Avanta pluss. Astronomi.

INTERSTELLAR MEDIUM dette er saken observert i rommet mellom stjernene.

Det var først relativt nylig at det var mulig å bevise at stjerner ikke eksisterer i absolutt tomhet og at verdensrommet ikke er helt gjennomsiktig. Likevel har slike antakelser vært gjort i lang tid. Tilbake på midten av 1800-tallet. Den russiske astronomen V. Struve prøvde (dog uten spesiell suksess) ved vitenskapelige metoder for å finne udiskutable bevis for at verdensrommet ikke er tomt, og lys fra fjerne stjerner absorberes i det.

Tilstedeværelsen av et absorberende sjeldne medium ble overbevisende vist for mindre enn hundre år siden, i første halvdel av 1900-tallet, ved å sammenligne de observerte egenskapene til fjerne stjernehoper i forskjellige avstander fra oss. Dette ble gjort uavhengig av den amerikanske astronomen Robert Trumpler (18961956) og den sovjetiske astronomen B.A. Vorontsov-Velyaminov(19041994), eller rettere sagt, dette er hvordan en av komponentene i det interstellare mediet ble oppdaget - fint støv, på grunn av hvilket det interstellare mediet ikke er helt gjennomsiktig, spesielt i retninger nær retningen til Melkeveien. Tilstedeværelsen av støv betydde at både den tilsynelatende lysstyrken og den observerte fargen til fjerne stjerner ble forvrengt, og for å vite deres sanne verdier var det nødvendig med en ganske komplisert beregning av utryddelse. Støv ble derfor oppfattet av astronomer som en uheldig hindring, og forstyrret studiet av fjerne objekter. Men samtidig oppsto interessen for studiet av støv som fysisk miljø forskere begynte å finne ut hvordan støvpartikler skapes og ødelegges, hvordan støv reagerer på stråling, hvilken rolle støv spiller i dannelsen av stjerner.

Med utviklingen av radioastronomi i andre halvdel av 1900-tallet. det ble mulig å studere det interstellare mediet ved dets radioutstråling. Som et resultat av målbevisste søk ble stråling av nøytrale hydrogenatomer oppdaget i det interstellare rommet med en frekvens på 1420 MHz (som tilsvarer en bølgelengde på 21 cm). Stråling ved denne frekvensen (eller, som de sier, i radiolinjen) ble spådd av den nederlandske astronomen Hendrik van de Hulst i 1944 på grunnlag av kvantemekanikk, og den ble oppdaget i 1951 etter å ha beregnet den forventede intensiteten av den sovjetiske astrofysikeren I.S. Shklovsky. Shklovsky påpekte også muligheten for å observere strålingen fra forskjellige molekyler i radioområdet, som faktisk ble oppdaget senere. Massen av interstellar gass, bestående av nøytrale atomer og veldig kald molekylær gass, viste seg å være omtrent hundre ganger større enn massen av forseldet støv. Men gassen er helt gjennomsiktig for synlig lys, så den kunne ikke oppdages med de samme metodene som støv ble oppdaget.

Med ankomsten av røntgenteleskoper installert på romobservatorier, ble en annen, den varmeste komponenten i det interstellare mediet, oppdaget - en svært forseldet gass med en temperatur på millioner og titalls millioner grader. Det er umulig å "se" denne gassen enten ved optiske observasjoner eller ved observasjoner i radiolinjer; mediet er for sjeldne og fullstendig ionisert, men likevel fyller det en betydelig brøkdel av volumet til hele galaksen vår.

Den raske utviklingen av astrofysikk, som studerer samspillet mellom materie og stråling i det ytre rom, samt fremveksten av nye observasjonsmuligheter, gjorde det mulig å studere i detalj de fysiske prosessene i det interstellare mediet. Hel vitenskapelige retninger romgassdynamikk og romelektrodynamikk, som studerer egenskapene til forsjeldne rommedier. Astronomer har lært å bestemme avstanden til gassskyer, måle temperaturen, tettheten og trykket til gassen, dens kjemisk oppbygning, estimer bevegelseshastigheten til materie. I andre halvdel av 1900-tallet avslørte et komplekst bilde av den romlige fordelingen av det interstellare mediet og dets interaksjon med stjerner. Det viste seg at muligheten for fødsel av stjerner avhenger av tettheten og mengden av interstellar gass og støv, og stjerner (først av alt, den mest massive av dem), endrer i sin tur egenskapene til det omkringliggende interstellare medium varme det opp opp, støtte den konstante bevegelsen av gass, fylle opp mediet med deres substans endre dens kjemiske sammensetning. Studiet av et så komplekst system som "stjerner interstellart medium" viste seg å være en svært vanskelig astrofysisk oppgave, spesielt med tanke på at den totale massen til det interstellare mediet i galaksen og dets kjemiske sammensetning langsomt endres under påvirkning av ulike faktorer. Derfor kan vi si at hele historien til vårt stjernesystem, som varer i milliarder av år, gjenspeiles i det interstellare mediet.

Utslippsgass-tåker. Det meste av det interstellare mediet er ikke synlig for noen optiske teleskoper. Det mest slående unntaket fra denne regelen er gassutslippståkene, som har blitt observert selv med de mest primitive optiske midler. Den mest kjente av disse er den store Orion-tåken, som er synlig selv for det blotte øye (forutsatt svært godt syn) og er spesielt vakker når den sees gjennom en sterk kikkert eller et lite teleskop.

Mange hundre gasståker er kjent på forskjellige avstander fra oss, og nesten alle er konsentrert nær Melkeveiens bånd der unge varme stjerner oftest finnes.

I utslippståker er tettheten til gassen mye høyere enn i rommet som omgir dem, men selv i dem er konsentrasjonen av partikler bare titalls eller hundrevis av atomer per kubikkcentimeter. Et slikt miljø, etter "jordiske" standarder, kan ikke skilles fra et fullstendig vakuum (til sammenligning: konsentrasjonen av luftpartikler ved normal atmosfærisk trykk i gjennomsnitt 3·10 19 molekyler per cm 3 , og selv de kraftigste vakuumpumpene vil ikke skape en så lav tetthet som det finnes i gass-tåker). Oriontåken har en relativt liten lineær størrelse (2030 lysår). Siden diametrene til noen tåker overstiger 100 sv. år, kan den totale massen av gass i dem nå titusenvis av solmasser.

Emisjonståker lyser fordi inne eller i nærheten av dem er stjerner av en sjelden type - varme blå superkjempestjerner. Det ville være mer riktig å kalle disse stjernene ultrafiolette, siden deres hovedstråling skjer i det harde ultrafiolette området av spekteret. Stråling med bølgelengde kortere enn 91,2 nm absorberes meget effektivt av interstellare hydrogenatomer og ioniserer dem, d.v.s. bryter i dem bindinger mellom elektroner og atomkjerner protoner. Denne prosessen (ionisering) balanseres av den motsatte prosessen (rekombinasjon), som et resultat av at, under påvirkning av gjensidig tiltrekning, elektroner igjen kombineres med protoner for å danne nøytrale atomer. Denne prosessen er ledsaget av utslipp av elektromagnetiske kvanter. Men vanligvis faller ikke et elektron, som forbinder med et proton for å danne et nøytralt atom, umiddelbart til det lavere energinivået til atomet, men henger på flere mellomliggende, og hver gang overgangen mellom nivåer, sender atomet ut et foton, hvis energi er mindre enn fotonet som ioniserte atomet. Som et resultat blir ett ultrafiolett foton, som ioniserte atomet, "delt" i flere optiske. Så gassen forvandler det som ikke er synlig for øyet ultrafiolett stråling stjerner til optisk stråling, takket være hvilken vi ser tåken.

Emisjonståker som Oriontåken er gass som varmes opp av ultrafiolette stjerner. Planetåkene, som består av gass som kastes av aldrende stjerner, har samme natur.

Men det observeres også lysende gasståker av en noe annen art, som oppstår under eksplosive prosesser i stjerner. For det første er dette restene av den eksploderte supernovaer, et eksempel på dette er Krabbetåken i stjernebildet Tyren. Slike tåker er ikke-stasjonære, de utmerker seg ved rask utvidelse.

Det er ingen klare stjerner inne i de gassformige restene av supernovaer. ultrafiolette kilder. Energien til gløden deres er den konverterte energien til gassen som ekspanderer etter eksplosjonen av stjernen, pluss energien som frigjøres av den gjenværende supernovaresten. Når det gjelder Krabbetåken, er en slik rest en kompakt og raskt roterende nøytronstjerne, som kontinuerlig sender ut strømmer av høyenergiske elementærpartikler inn i det omkringliggende rommet. Etter titusenvis av år oppløses slike tåker, som utvider seg, gradvis i det interstellare mediet.

Interstellart støv. Selv et overfladisk blikk på bildet av en hvilken som helst emisjonståke er nok stor størrelse lar deg se skarpe mørke detaljer mot bakgrunnen - flekker, jetfly, bisarre "bukter". Dette er små og tettere skyer som projiseres på en lys tåke, som ikke er gjennomsiktige på grunn av at interstellart støv, som absorberer lys, alltid er blandet med gassen.

Støv er også tilstede utenfor gassskyene, og fyller (sammen med svært foreldet gass) hele rommet mellom dem. Slikt støv fordelt i rommet fører til en dimming av lyset fra fjerne stjerner som er vanskelig å ta hensyn til. Lys blir delvis absorbert og delvis spredt av fine faste støvpartikler. Den sterkeste dempningen observeres i retninger nær retningen mot Melkeveien (til planet til den galaktiske skiven). I disse retningene, etter å ha reist tusen lysår, blir synlig lys dempet med omtrent 40 prosent. Hvis vi tar i betraktning at lengden på galaksen vår er titusenvis av lysår, blir det klart at vi bare kan utforske stjernene på den galaktiske skiven i en liten del av den. Jo kortere emisjonsbølgelengden er, desto mer lys absorberes, noe som gjør at fjerne stjerner ser røde ut. Derfor er det interstellare rommet mest gjennomsiktig for langbølget infrarød stråling. Bare de tetteste gass- og støvskyene forblir ugjennomsiktige selv for infrarødt lys.

Spor romstøv kan sees uten teleskop. På en måneløs sommer- eller høstnatt er "bifurkasjonen" til Melkeveisbåndet i regionen av stjernebildet Cygnus tydelig synlig. Det er assosiert med nærliggende støvskyer, et lag som dekker de lyse områdene av Melkeveien som ligger bak dem. Du kan finne mørke områder i andre områder av Melkeveien . De tetteste gass- og støvskyene, som stikker ut på områder av himmelen rike på stjerner, ser ut som mørke flekker selv i infrarødt lys.

Noen ganger er nær kalde gass-støvskyer lokalisert lyse stjerner. Da blir lyset deres spredt av støvpartikler og en "reflekterende tåke" er synlig.

I motsetning til emisjonståker har de et kontinuerlig spekter, som spekteret til stjernene som lyser opp dem.

Ved å studere lyset til stjerner som reflekteres eller sendes gjennom en sky, kan man lære mye om støvpartikler. For eksempel indikerer polariseringen av lys en langstrakt form av støvpartikler som får en viss orientering under påvirkning av det interstellare magnetfeltet. Faste partikler av kosmisk støv har en størrelse i størrelsesorden 0,11 mikron. De har sannsynligvis en jern-silikat- eller grafittkjerne, dekket med et is-"kappe" av lette elementer. Grafitt- og silikatnukleoler av støvkorn dannes tilsynelatende i de relativt kjølige atmosfærene til gigantiske stjerner og kastes deretter ut i det interstellare rommet, hvor de kjøles ned og blir dekket med et lag av flyktige elementer.

Den totale massen av støv i galaksen er ikke mer enn 1 % av massen til interstellar gass, men dette er også ganske mye, siden det tilsvarer massen til titalls millioner stjerner som Solen.

Ved å absorbere lysenergien til stjerner, varmes støvet opp til en lav temperatur (vanligvis flere titalls grader høyere absolutt null), men utstråler den absorberte energien i form av svært langbølget infrarød stråling, som på skalaen elektromagnetiske bølger inntar en mellomposisjon mellom det optiske og radioområdet (bølgelengde titalls og hundrevis av mikrometer). Denne strålingen, mottatt av teleskoper montert på spesialiserte romfartøyer, gir uvurderlig informasjon om massen av støv og kildene til dets oppvarming i våre og andre galakser.

Atomisk, molekylær og varm gass. Interstellar gass er hovedsakelig en blanding av hydrogen (ca. 70%) og helium (ca. 28%) med en svært liten blanding av tyngre kjemiske elementer. Den gjennomsnittlige konsentrasjonen av gasspartikler i det interstellare rommet er ekstremt liten og overstiger ikke én partikkel per 12 kubikk cm Et volum lik klodens volum inneholder omtrent 1 kg interstellar gass, men dette er bare et gjennomsnitt. Gassen er svært heterogen i både tetthet og temperatur.

Temperaturen på hoveddelen av gassen overstiger ikke noen få tusen grader – ikke høy nok til at hydrogen eller helium kan ioniseres. En slik gass kalles atom fordi den består av nøytrale atomer. Kald atomgass stråler praktisk talt ikke i det optiske området, så nesten ingenting var kjent om det på lenge.

Den vanligste atomgassen hydrogen (symbol HI) observeres ved radiostråling ved en bølgelengde på ca 21 cm Radioobservasjoner har vist at gassen danner skyer uregelmessig form med en temperatur på flere hundre kelviner og et foreldet og varmt intercloud-medium. Den totale massen av atomgass i en galakse når flere milliarder solmasser.

I de tetteste skyene avkjøles gassen, individuelle atomer kombineres til molekyler, og gassen blir molekylær. Det mest tallrike molekylet, H 2 , sender ikke ut radio eller optisk stråling (selv om disse molekylene har absorpsjonslinjer i det ultrafiolette området), og det er ekstremt vanskelig å oppdage molekylært hydrogen. Heldigvis, sammen med molekylært hydrogen, er det dusinvis av andre molekyler som inneholder tyngre grunnstoffer som karbon, nitrogen og oksygen. Fra deres radioemisjon ved visse, velkjente frekvenser, estimeres massen til en molekylær gass. Støv gjør molekylære skyer ugjennomsiktige for lys, og det er de som er synlige som mørke flekker (striper) mot en lysere bakgrunn av emisjonståker.

Radioastronomiske observasjoner gjorde det mulig å oppdage ganske komplekse molekyler i det interstellare rommet: hydroksyl OH; vanndamp H 2 O og ammoniakk NH, formaldehyd H 2 CO, karbonmonoksid CO, metanol (trealkohol) CH 3 OH, etyl (vin) alkohol CH 3 CH 2 OH og dusinvis av andre, enda mer komplekse molekyler. Alle av dem finnes i tette og kalde skyer av gass og støv, støvet som beskytter skjøre molekyler fra de skadelige effektene av ultrafiolett stråling fra varme stjerner. Sannsynligvis fungerer overflaten av kalde støvkorn akkurat som stedet hvor komplekse molekyler dannes fra individuelle atomer som fester seg til støvkornet. Jo tettere og mer massiv skyen er, jo større variasjon av molekyler som finnes i den.

Molekylære skyer er svært forskjellige.

Vi ser noen små skyer intensivt «fordampe» under påvirkning av lys fra nærliggende stjerner. Imidlertid er det også gigantiske veldig kalde skyer med en masse som overstiger en million solmasser (det er mer enn hundre slike formasjoner i vår galakse). Slike skyer kalles gigantiske molekylskyer. For dem er deres eget gravitasjonsfelt avgjørende, noe som hindrer gassen i å utvide seg. Temperaturen i deres dyp er bare noen få kelvin over absolutt null.

Unge varme stjerner kan varme opp og ødelegge molekylære skyer med sin kortbølgelengdestråling. En spesielt stor mengde energi frigjøres og overføres til den interstellare gassen under supernovaeksplosjoner, så vel som til materie som strømmer intensivt fra atmosfæren til varme stjerner med høy lysstyrke (stjernevinden til massive stjerner). Gassen utvider seg og varmes opp til en million eller flere grader. Dette varme, sjeldne mediet danner gigantiske "bobler" i den kaldere interstellare gassen, noen ganger hundrevis av lysår på tvers. En slik gass blir ofte referert til som "koronal" i analogi med gassen til en varm solkorona, selv om den interstellare varme gassen er flere størrelsesordener sjeldnere enn korongassen. En slik varm gass observeres av svak termisk Røntgenstråler eller langs ultrafiolette linjer som tilhører noen delvis ioniserte grunnstoffer.

Kosmiske stråler. I tillegg til gass og støv, er det interstellare rommet også fylt med veldig energiske "kosmiske stråler"-partikler som har en elektrisk ladning - elektroner, protoner og kjerner av noen grunnstoffer. Disse partiklene flyr nesten med lysets hastighet i alle retninger. mulige veibeskrivelser. Deres viktigste (men ikke den eneste) kilden er supernovaeksplosjoner. Energien til kosmiske strålepartikler er mange størrelsesordener høyere enn hvileenergien deres. E = m 0 c 2 (her m 0 hvilemassen til partikkelen, s lysets hastighet), og er vanligvis i området 10 10 10 19 eV (1 eV = 1,6ґ 10 19 J), i svært sjeldne tilfeller når mer enn høye verdier. Partiklene beveger seg i det svake magnetfeltet i det interstellare rommet, hvis induksjon er omtrent hundre tusen ganger mindre enn jordens magnetfelt. Det interstellare magnetfeltet, som virker på ladede partikler med en kraft som avhenger av deres energi, "forvirrer" partiklenes bane, og de endrer kontinuerlig retningen på deres bevegelse i galaksen. Bare de mest høyenergiske kosmiske strålene beveger seg langs svakt buede baner og blir derfor ikke beholdt i galaksen, og forlater det intergalaktiske rom.

Partikler av kosmiske stråler som når planeten vår kolliderer med luftatomer og bryter dem, gir opphav til mange nye elementærpartikler som danner ekte "dusjer", som faller på jordens overflate. Disse partiklene (de kalles sekundære kosmiske stråler) kan registreres direkte av laboratorieinstrumenter. Primære kosmiske stråler når praktisk talt ikke jordens overflate, de kan registreres utenfor atmosfæren. Men tilstedeværelsen av raske partikler i det interstellare rommet kan også gjenkjennes av indirekte tegn på den karakteristiske strålingen de produserer under bevegelsen.

Ladede partikler som flyr i det interstellare magnetfeltet, avviker fra rette baner under påvirkning av Lorentz-kraften. Banene deres ser ut til å "snøre" på linjene med magnetisk induksjon. Men enhver ikke-rettlinjet bevegelse av ladede partikler, som kjent fra fysikk, fører til utslipp av elektromagnetiske bølger og gradvis tap partikkel energi. Strålingsbølgelengde kosmiske partikler tilsvarer radiobåndet. Spesielt effektive sender ut lyselektroner, hvis bevegelse er mest påvirket av det interstellare magnetfeltet på grunn av deres svært lille masse. Denne strålingen kalles synkrotronstråling, siden den også observeres i fysiske laboratorier når elektroner akselereres inn i magnetiske felt i spesielle anlegg synkrotroner som brukes til å produsere høyenergielektroner.

Radioteleskoper ( cm. RADIOASTRONOMI) mottar synkrotronstråling ikke bare fra alle deler av Melkeveien, men også fra andre galakser. Dette beviser tilstedeværelsen av magnetiske felt og kosmiske stråler der. Synkrotronstråling er merkbart forbedret i spiralarmene til galakser, hvor mer tetthet det interstellare mediet, magnetfeltet er mer intenst og supernovaeksplosjoner forekommer oftere kilder til kosmiske stråler. karakteristisk trekk synkrotronstråling er dets spektrum, som ikke ligner emisjonsspekteret til oppvarmede medier, og en sterk polarisering knyttet til retningen til magnetfeltet.

Storskala distribusjon av det interstellare mediet. Hovedmassen av gass og støv er konsentrert nær flyet til galaksen vår. Det er der de observerte utslippståkene, skyer av atomær og molekylær gass er konsentrert. Et lignende bilde er observert i andre galakser som ligner på vår. Når en fjern galakse vendes mot oss slik at dens stjerneskiva sees på kanten, ser det ut til at skiven er krysset av et mørkt bånd. Det mørke båndet er et lag av det interstellare mediet, ugjennomsiktig på grunn av tilstedeværelsen av støvpartikler.

Tykkelsen på laget av interstellar gass og støv er vanligvis flere hundre sv. år, og en diameter på titalls og hundretusener av St. år, så et slikt lag kan anses som relativt tynt. Forklaringen på konsentrasjonen av det interstellare mediet i en tynn skive er ganske enkel og ligger i egenskapene til gassatomer (og gasskyer) til å miste energi når de kolliderer med hverandre, som kontinuerlig oppstår i det interstellare rommet. På grunn av dette akkumuleres gassen der dens totale (kinetiske + potensielle) energi er minimal i planet til stjerneskiven som tiltrekker gassen. Det er stjernenes tiltrekning som hindrer gassen i å bevege seg langt fra skivens plan.

Men selv inne i disken til Galaxy er gassen ujevnt fordelt. I sentrum av galaksen skiller det seg ut en molekylskive med en størrelse på flere hundre sv. år. Lenger fra sentrum faller gassens tetthet, men øker raskt igjen, og danner en gigantisk gassring med en radius på mer enn 10 tusen sv. år og en bredde på flere tusen St. år. Solen er ute. I nærheten av Solen er den gjennomsnittlige tettheten av molekylær og atomær gass sammenlignbare, og i enda større avstander fra sentrum dominerer atomgass. Inne i laget av det interstellare mediet oppnås den høyeste tettheten av gass og støv i spiralarmene til galaksen. Molekylære skyer og emisjonståker er spesielt vanlige der, og stjerner blir født.

Fødsel av stjerner.Da astronomer lærte å måle stjernenes alder og identifisere kortlivede unge stjerner, ble det funnet at stjernedannelse skjer oftest der det interstellare gass- og støvmediet er konsentrert nær planet til galaksen vår, i spiralarmene. De stjernedannende områdene nærmest oss er assosiert med det molekylære skykomplekset i Taurus og Ophiuchus. Litt lenger unna ligger det enorme skykomplekset i Orion, hvor et stort antall nyfødte stjerner, inkludert massive og veldig varme, og flere relativt store emisjonståker er observert. Det er den ultrafiolette strålingen fra den varme stjernen som varmer opp en del av en av skyene, som vi ser som den store Orion-tåken. Emisjonståker av samme natur som Oriontåken fungerer alltid som en pålitelig indikator på de områdene i galaksen hvor stjerner blir født.

Stjerner er født i dypet av kalde molekylære skyer, hvor det på grunn av relativt høy tetthet og svært lav temperatur gass gravitasjonskrefter spiller en svært viktig rolle og er i stand til å forårsake kompresjon av individuelle tetninger av mediet. De komprimeres under påvirkning av sine egne gravitasjonskrefter og varmes gradvis opp til dannelsen av varme gassformede kuler - unge stjerner. Det er svært vanskelig å observere utviklingen av denne prosessen, siden den kan fortsette i millioner av år og forekommer i et litt gjennomsiktig (på grunn av støv) medium.

Stjernedannelse kan forekomme ikke bare i store molekylære skyer, men også i relativt små, men tette. De kalles kuler. De er synlige mot himmelen som kompakte og helt ugjennomsiktige objekter. Typisk størrelse på kuler fra tideler til flere sv. år, masse titalls og hundrevis av solmasser.

PÅ generelt prosessen med stjernedannelse er forståelig. støv inn ytre lag Skyen forsinker lyset fra stjerner som befinner seg utenfor, så skyen viser seg å være blottet for ekstern oppvarming. Som et resultat blir den indre delen av skyen sterkt avkjølt, trykket på gassen i den faller, og gassen kan ikke lenger motstå den gjensidige tiltrekningen av delene - kompresjon oppstår. De tetteste delene av skyen komprimeres raskest, og stjerner dannes der. De vises alltid i grupper. Til å begynne med roterer disse sakte og trekker seg sakte sammen relativt kalde gasskuler med forskjellige masser, men når temperaturen i deres dyp når millioner av grader, begynner termonukleære reaksjoner i stjernenes sentrum, hvor en stor mengde energi frigjøres. Elastisiteten til den varme gassen stopper kompresjonen, og en stasjonær stjerne dukker opp som stråler ut som en stor oppvarmet kropp.

Svært unge stjerner er ofte omgitt av et støvskall, restene av materie som ennå ikke har rukket å falle ned på stjernen. Dette skallet slipper ikke stjernelys fra innsiden og konverterer det fullstendig til infrarød stråling. Derfor manifesterer de yngste stjernene seg vanligvis bare som infrarøde kilder i dypet av gasskyer. Og først senere blir rommet rundt den unge stjernen ryddet og strålene bryter gjennom i det interstellare rommet. En del av materien rundt den dannede stjernen kan danne en roterende skive av gass og støv rundt den, der planeter vil dukke opp over tid.

Stjerner som solen etter dannelsen har liten effekt på det omkringliggende interstellare mediet. Men noen av de fødte stjernene har en veldig stor masse som er ti eller flere ganger større enn solens. Den kraftige ultrafiolette strålingen fra slike stjerner og den intense stjernevinden gir termisk og kinetisk energi store masser av omkringliggende gass. Noen stjerner eksploderer som supernovaer, og sender ut en enorm masse materie inn i det interstellare mediet ved høye hastigheter. Derfor dannes stjerner ikke bare fra gass, men bestemmer også i stor grad det. fysiske egenskaper. Stjerner og gass kan tenkes som enkelt system med komplekse interne forbindelser. Imidlertid er detaljene rundt dannelsen av stjerner veldig komplekse og ennå ikke fullt ut forstått. Det er kjent fysiske prosesser som stimulerer komprimering av gass og fødsel av stjerner, samt prosesser som bremser den. Av denne grunn er forholdet mellom tettheten til det interstellare mediet i et gitt område av galaksen og intensiteten av stjernedannelse i den ikke entydig.

Anatoly Zasov

LITTERATUR

Kaplan S.A., Pikelner S.B. Fysikken til det interstellare mediet. M., 1979
Shklovsky I.S. Stjerner: deres fødsel, liv og død. M., 1984
Spitzer L. Rommet mellom stjernene. M., 1986
Bochkarev N.G. Grunnleggende om fysikk i det interstellare mediet. M., 1992
Surdin V.G. Stjernenes fødsel. M., 1997
Kononovich E.V., Moroz V.I. Generelt astronomikurs. M., 2001