Очерки о вселенной. Межзвёздная среда: газ и пыль

Невооружённому глазу пространство между звёздами представляется пустым, но это впечатление ошибочно. Ещё в XIX в. российский астроном В. Я. Струве предположил, что оно заполнено поглощающим веществом, которое мешает наблюдать далёкие звёзды. В начале XX в. это предположение подтвердил американский астроном Роберт Трюмплер, доказавший, что свет звёзд действительно ослабевает по пути к земному наблюдателю.

Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве неравномерно. Оно имеет клочковатую структуру и концентрируется к Млечному Пути. Области повышенной плотности поглощающего межзвездного вещества наблюдаются как тёмные туманности, например Угольный Мешок в созвездии Южный Крест или Конская Голова в созвездии Орион.

Туманность Конская Голова

Теперь мы знаем, что свет звёзд поглощают мельчайшие пылинки, но они представляют собой лишь «верхушку айсберга». Удалось выяснить, что помимо пыли между звёздами имеется большое количество невидимого газа, масса которого почти в сто раз превосходит массу пыли. Он состоит из атомов и молекул, перемешан с пылью и пронизывается космическими лучами и электромагнитным излучением, которые также можно считать составляющими межзвёздной среды. Кроме того, межзвёздная среда оказалась слегка намагниченной. Её магнитное поле примерно в 100 тыс. раз слабее магнитного поля Земли и вытянуто вдоль спиральных рукавов.

Как же астрономы наблюдают межзвёздный газ? Молодые горячие звёзды помогают нам увидеть нагретый газ, т.к. их ультрафиолетовое излучение нагревает окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность.

Более холодный газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см, кроме того, многие другие молекулы также излучают в радиодиапазоне на определенных частотах. Поэтому от областей холодного межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн.

Химический состав межзвёздного газа, независимо от его температуры, оказался близок к составу Солнца. Около 70% по массе приходится на самый лёгкий элемент в природе - водород, около 28% - на гелий, а остальные 2% - на более тяжёлые элементы. При этом для межзвёздного газа характерен очень большой разброс физических параметров и он крайне неоднороден по плотности и температуре.

Полная масса межзвёздного газа в Галактике очень велика, она превышает 10 млрд. масс Солнца. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см 3 . Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек.

Газовые туманности

Туманностью называют участок межзвёздной среды, который выделяется на небе своим излучением или поглощением излучения. Они состоят из пыли, газа и плазмы. До 20-х гг. прошлого столетия туманностями называли любые неподвижные протяжённые светящиеся астрономические объекты. Такие объекты называются диффузными. Со временем выяснилось, что среди туманностей встречаются галактики и звёздные скопления, которые раньше не удавалось разрешить на звёзды.

В 1787 г. Шарль Мессье, французский астроном, член Парижской академии наук, занимавшийся поиском комет, составил каталог неподвижных диффузных объектов, похожих на кометы. Из-за несовершенства существовавших тогда астрономических приборов в каталог Мессье попали не только туманности, но и галактики (например, галактика M131, которую часто называют туманностью Андромеды), а также шаровые звёздные скопления, такие как M113 - скопление Геркулеса.

Для наблюдений межзвёздной среды чаще всего приходится использовать либо радиотелескопы, если речь идёт о холодном газе, либо ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы, если речь идёт о корональном газе. Однако в некоторых случаях межзвёздное вещество можно прекрасно наблюдать и в обычные телескопы. Это происходит тогда, когда вещество светится под воздействием близкой звезды либо просто отражает свет этой звезды.

В результате на небе появляются слабосветящиеся пятна - светлые эмиссионные туманности. Самая яркая газовая туманность такого типа - Большая туманность Ориона. Она видна в бинокль, а при хорошем зрении её можно заметить и невооружённым глазом - чуть ниже трёх звёзд, расположенных в одну линию, образующую Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.

Области ионизованного газа вокруг горячих звёзд можно представить в виде «машины», которая перерабатывает невидимое ультрафиолетовое излучение звезды в видимое излучение, спектр которого содержит линии различных химических элементов.

Газовые туманности могут иметь различные оттенки - зеленоватые, розоватые и другие - в зависимости от температуры, плотности и химического состава газа. Например, зелёным цветом в газовых туманностях светится кислород.

Структура газовых туманностей крайне разнообразна. Одни имеют форму кольца, в центре которого иногда видна тусклая звёздочка, - это планетарные туманности. Другие имеют неправильную форму. Некоторые из них при наблюдении через светофильтр, пропускающий свет той или иной спектральной линии, распадаются на отдельные волокна. Такова Крабовидная туманность - известный пример остатка взорвавшейся звезды.

Крабовидная туманность - расширяющееся газовое облако, образованное вспышкой сверхновой в 1054 г.

В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Астрономы наблюдают межзвёздный газ в виде холодных и плотных молекулярных облаков, разреженного межоблачного газа, облаков ионизованного водорода с температурой около 10 тыс. К и обширных областей разреженного и очень горячего газа с температурой около миллиона К. Этот сильно разреженный и горячий газ, занимающий почти половину объёма галактического диска, называется корональным - по аналогии с разогретым газом солнечной короны. Его плотность составляет примерно 1 атом на 1 дм 3 . Предполагается, что такой горячий разреженный газ образуется в результате мощных взрывов - вспышек сверхновых звёзд.

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.

Распределение ионизованного водорода в галактической межзвездной среде, которая видна из северного полушария Земли.

На межзвездный газ, при кажущейся пустоте незаполненного пространства Вселенной, приходится почти 99% от совокупной массы всех космических объектов.

Вселенские просторы, в которых светила занимают ничтожно малую часть, далеко не так пустынны, как считалось долгое время. Хотя и в небольших количествах, но везде присутствует межзвездный газ, наполняя собой все уголки мирозданья. В его концентрация снижена, в иррегулярных, наоборот, повышена. Он смешан с межзвездной пылью и активно участвует в процессах образования новых звезд, которые в конце своего возвращают Вселенной этот строительный материал. Таким образом происходит своеобразный обмен веществом между светилами и межзвездным газом. Цикличность этих процессов постепенно приводит к уменьшению его количества в космосе, при увеличении объемов содержания тяжелых элементов в его структуре. Но для существенных изменений в этой области требуются миллиарды лет. По приблизительным оценкам, ежегодное количество газа, задействованное в Галактике при формировании звезд, равняется 5 солнечным массам.

Состав, структура и протекающие процессы

Объект Хербига-Аро 110 выбрасывает газ в межзвездное пространство

Плотные и холодные формы межзвездного газа, содержащие водород, гелий и минимальные объемы тяжелых элементов (железо, алюминий, никель, титан, кальций), находятся в молекулярном состоянии, соединяясь в обширные облачные поля. Если же в составе вещества доминируют ионизированные или нейтральные атомы водорода, оно участвует в образовании светящихся , окружающих горячие звезды. Температурные характеристики межзвездного молекулярного газа лежат в диапазоне от -269 до -167°С, а его излучение охватывает довольно широкий спектр, включающий и жесткие гамма-лучи, и длинные радиоволны. Средняя плотность имеет ничтожный показатель – на 1 см куб. приходится менее одного атома вещества. Но есть и исключения, в тысячи раз превосходящие эти параметры. Обычно в составе межзвездного газа элементы распределены следующим образом: водород – 89%, гелий – 9%, углерод, кислород, азот – ок. 0,2-0,3%.

Газопылевое облако IRAS 20324+4057 из межзвездного газа и пыли длиной в 1 световой год, похожее на головастика, в котором скрывается растущая звезда.

В обширных областях разряженного и горячего газа температура среды достигает 1,5 млн. градусов Цельсия, сопровождаясь рентгеновским излучением. Такие газовые объекты участвуют в формировании звезд-гигантов, провоцируют взрывы сверхновых, радикально влияют на межзвездную среду, заставляя ее расширяться. Планетарные или эмиссионные туманности из межзвездного газа светятся благодаря находящемуся в их центре или рядом с ним ядру стареющей звезды или горячим молодым светилам.

В результате исследований ученые обнаружили факт хаотичности скоростей в движении подобных образований. Облака межзвездного газа могут не только упорядоченно вращаться вокруг галактических центров, но и обладать нестабильным ускорением. В течение нескольких десятков миллионов лет они догоняют друг друга и сталкиваются, образуя комплексы из пыли и газа. Такие объекты имеют достаточную плотность, чтобы защитить свои глубины от проникающего космического излучения. Этим объясняются более низкие температуры внутри газопылевых комплексов по сравнению с межзвездными облаками. Гравитационная неустойчивость объектов постоянно влияет на процесс молекулярных преобразований в их составе и со временем приводит к формированию протозвезд.

Расположение в нашей Галактике

Максимальная концентрация межзвездного газа в нашей Галактике наблюдается в районах, удаленных от ее центральной части на 5 кпк. Его процентное содержание в общем объеме ее массы равняется 2. Толщина слоя максимальна на периферии, уменьшаясь к центру. Около половины массы межзвездного газа приходится на огромные молекулярные облака, находящиеся на расстоянии 4-8 кпк от галактической оси. Самые плотные образования составляют туманности, которые наиболее заметны и доступны для исследований. Размеры облаков из межзвездного газа могут достигать значений около 2 тыс. световых лет.

Наблюдение и его методы

Вояджер-1 — первый искусственный объект достигший межзвездной среды

Межзвездный газ, обладая высокой разреженностью и широким температурным диапазоном, изучается с помощью нескольких способов. Особый интерес в этом плане представляют светлые газовые и газопылевые туманности, так как их визуальные характеристики значительно упрощают процесс оптических наблюдений. В число методов, позволяющих получить разнообразную информацию о состоянии и структуре межзвездного газа, входят исследования:

• непрерывного радиоизлучения;
• межзвездных оптических и УФ линий;
• пространственного распределения молекул;
• рентгеновского, ИК и гамма излучений;
• параметров межзвездного ветра;
• пульсаров.

Комплексный подход к изучению межзвездного газа позволил определить многие его свойства и параметры. К объектам, дающим оптимальную возможность наблюдать МГ на нашем небосводе, относится Ориона, где находится эмиссионная М42.

• Галактический газовый диск изогнут на периферии.
• Основной объем межзвездного газа сосредоточен в спиральных рукавах, один из коридоров которых расположен рядом с Солнечной системой.
• В разреженном МГ, подвергаемом действию космических излучений, обнаружена зависимость показателей температуры, давления и объема электронов от плотности концентрации водорода.
• К самым мощным факторам, влияющим на структурные процессы в межзвездной газовой среде, относятся спиральные ударные волны.
• Энергия вспышки сверхновой способна пробить пространство галактического диска, вызвав тем самым отток МГ в свободное пространство Вселенной.
• В теории молекулярные газовые облака за период в чуть более 100 лет должны превращаться в звезды. Но на практике существует множество факторов, замедляющих этот процесс.

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.

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.