Лекция. Движение и свечение оболочек
То, что при вспышке новой звезды произошел сильный взрыв и вокруг нее образовалась расширяющаяся оболочка, является, в сущности, наблюдательным фактом. Но почему, как и где произошел в новой звезде взрыв - это вопросы сложные и разобраться в них мы сможем, если составим отчетливое представление о том, как развивается вспышка новой звезды согласно наблюдаемым изменениям блеска и спектра.
Вследствие взрыва в звезде выделяется много энергии, которая расходуется на нагревание окружающей массы газа. Поэтому по законам газового состояния резко возрастает давление газа, нарушается равновесие между наружными слоями звезды и слоем, где произошел взрыв. Наружная оболочка звезды начинает расширяться. При этом резко возрастает излучающая поверхность звезды, вследствие чего увеличивается ее световая отдача, т. е. светимость. Это мы наблюдаем как повышение блеска звезды.
По мере расширения наружных слоев их плотность быстро убывает, поэтому радиус фотосферы или зоны, непрозрачной для непрерывного излучения звезды, растет значительно медленнее, чем радиус расширяющейся оболочки. Наступает момент, когда радиус фотосферы достигает максимальной величины, а затем начинает отступать в глубь оболочки. Поскольку при этом площадь излучающей поверхности быстро сокращается, блеск звезды, достигнув максимума, начинает падать.
Следует напомнить, что при возрастании радиуса фотосферы ее температура систематически убывает, так как фотосфера - это близкие к наружным более холодные слои оболочки.
|
|
|
Но характер изменения блеска в гораздо большей степени зависит от изменения размеров поверхности излучающей оболочки, чем от изменения температуры.
Если процесс вспышки новой звезды ограничивался бы этой элементарной картиной, блеск ее после максимума падал бы очень быстро. Однако спектральные исследования и кривая блеска новой указывают на более сложный характер явлений, протекающих в оболочке уже после достижения звездой максимального блеска.
По мере расширения оболочки новой звезды ее плотность уменьшается, линии поглощения становятся слабее и исчезают: сначала самые слабые, а после всех - самые заметные. Наступает небулярная стадия. Но это происходит не сразу после достижения максимума блеска. Вскоре после максимума блеска в спектре новой появляются кроме линий поглощения главного спектра, принадлежащих главной оболочке звезды, еще линии поглощения диффузно-искрового, а впоследствии и орионова спектра. Линии диффузно-искрового спектра сильнее смещены в фиолетовую область, что свидетельствует о том, что слои вещества, образующего эти линии, удаляются от звезды со скоростью в 1.5-2.5 раза большей, чем скорость главной расширяющейся оболочки новой звезды. Скорость расширения вещества, образующего орионов спектр, бывает еще более высокой.
|
|
|
Спектральные линии диффузно-искрового и орионова спектров свидетельствуют о том, что в новой звезде и после достижения ею максимума блеска продолжается истечение вещества в расширяющуюся оболочку. Причина этого явления пока не установлена, но к началу небулярного периода масса выброшенной оболочки оказывается уже примерно в два раза больше, чем она была до появления диффузно-искрового спектра. Предполагают, что вещество, пополняющее оболочку после максимума блеска, разгоняется до более высоких скоростей энергией ионов и горячего ультрафиолетового излучения новой звезды. Такую гипотезу предложил советский астрофизик Э.Р. Мустель.
Газ пополняет оболочку отдельными сгустками разной скорости, плотности и температуры. Поэтому диффузно-искровой и орионов спектры новых звезд довольно разнообразны и переменчивы. Имея повышенную по сравнению с главной оболочкой скорость, они в конце концов догоняют главную оболочку, и в момент, когда это должно произойти, в спектре новой звезды действительно исчезают линии диффузно-искрового спектра.
|
|
|
В тех случаях, когда истечение вещества из недр новой продолжается до самой небулярной стадии, оно может идти плавно или, наоборот, неравномерно. В соответствии с этим кривая блеска в переходной стадии имеет различный вид. При спокойном истечении у кривой блеска плавный вид, а при неравномерном и кривая блеска, и интенсивности спектра и его ярких линий - все меняется скачкообразно. Если же истечение газа вообще прекращается, то происходит резкое падение блеска. Затем в небулярной стадии блеск снова восстанавливается на уровне, который на 6-7 звездных величин ниже максимума.
Таким образом, колебания блеска интенсивностей спектра и линий, а также их смещение, появление и исчезновение получают естественное объяснение. Но существуют еще не решенные важные вопросы. Например, до сих пор не решен окончательно вопрос, когда происходит отделение главной оболочки, от звезды. Часть астрономов считает, что это происходит сразу после взрыва и задолго до максимума. По мнению же Э.Р. Мустеля, вплоть до максимума происходит "раздувание" фотосферы новой звезды, а в момент максимума оболочка наконец, отрывается.
|
|
|
И та и другая гипотезы объясняют все перипетии развития оболочки новой звезды и переход оболочки в газовую туманность. Одна гипотеза легче объясняет одни стадии, другая - иные. Однако для того чтобы раздувшаяся звезда стала сжиматься, она должна либо иметь огромную массу (в несколько сотен масс Солнца), либо сильные магнитные поля.
С другой стороны, специальные исследования снимков расширяющихся оболочек ярких новых звезд позволили Э.Р. Мустелю и А.А. Боярчуку выявить, что оболочка у Новой Персея 1901 г. имеет сравнительно правильную круглую форму (см. рис. 9), а у Новой Орла 1918 г. и Новой Геркулеса 1934 г. обнаружились своего рода симметричные по отношению к некоторой оси сгустки. Оболочки имеют полярные сгустки и экваториальные кольца. По мнению авторов работы, такое явление может объясняться существованием магнитного поля новой, звезды, имеющего осевой (дипольный) характер подобно магнитному полю земного шара в направлении магнитной оси поле должно тормозить ионизованный газ в меньшей степени, чем в экваториальном направлении, поэтому расширяющаяся оболочка новой звезды приобретает вытянутую вдоль магнитной оси форму. Возможно также, что существует какая-то взаимосвязь между периодом обращения тесной пары в новой звезде и напряженностью ее магнитного поля. Так, период обращения у Новой Персея примерно в 10 раз больше, чем у двух упомянутых выше новых, и воздействие магнитного поля на расширяющуюся оболочку в этом случае проявляется довольно равномерно во всех направлениях.
Обнаружение следов магнитного поля в новых звездах и установление факта постоянного пополнения оболочки новой звезды после ее выброса уменьшили бы различие между упоминавшимися выше гипотезами.
Полная энергия вспышки новой звезды
Чтобы приблизиться к раскрытию тайны взрывов в звездах, нужно оценить выделяющуюся при этом энергию. Совершенно очевидно, что если энергия взрыва составляет ничтожную долю запаса, заключенного в звезде, то взрыв не ведет к серьезной перестройке недр звезды, какая происходит, например, при переходе звезды на новый вид ядерного горючего. Кроме того, значение выделяемой при взрыве энергии подскажет, что может служить ее источником и где искать причину взрыва.
Но как установить значение энергии взрыва? Очевидно, по ее расходу на физические и механические процессы, протекающие во время вспышки. Воспользовавшись одним бухгалтерским термином "расход", мы тут же прибегнем к другому - "баланс", так как наша задача подвести энергетический баланс вспышки новой звезды. Каковы же основные статьи расхода звезды на устройство вынужденного фейерверка?
Как мы уже знаем, высокая температура в месте взрыва создает высокое давление, которое отрывает от звезды слой, лежащий над местом взрыва. Таким образом, часть энергии при взрыве расходуется в тепловой форме, а часть превращается в механическую энергию и используется на отрыв оболочки от звезды, на расширение газа в этой оболочке, а также на расширение самой оболочки. В условиях расширяющейся оболочки тепловая энергия взрыва вместе с энергией, поступающей из обнажившихся недр звезды, идет на излучение.
Преодоление тяготения звезды требует значительной энергии. Это, собственно, энергия, необходимая газовой частице или телу (например ракете) для достижения второй космической скорости. Оторвавшись от звезды, газ движется со скоростью около 1000 км/с. Энергия этого движения - хорошо известная в механике кинетическая, энергия - пропорциональна квадрату скорости расширения оболочки. По мере расширения оболочки увеличивается излучающая поверхность звезды и соответственно растет световая отдача или светимость.
Чтобы подсчитать полный расход энергии, излучаемой за время вспышки, нужно сложить ее ежесуточные расходы, пользуясь, сведениями об изменении блеска, температуры и размеров новой звезды. Расчеты показывают, что потеря новой звездой энергии на излучение оказывается почти такой же, как и расход энергии на отрыв и расширение оболочки.
В зависимости от светимости при вспышке (т. е. от абсолютной величины звезды в максимуме блеска) расходы энергии на расширение, отрыв и излучение новой колеблются в десятки раз. Средняя полная энергия вспышки составляет 1047 эрг, т. е. столько, сколько энергии излучает наше Солнце за миллион лет. Но самое существенное различие в расчете энергетического баланса новой зависит от того, когда отрывается оболочка: при взрыве или после раздувания звезды до максимума. В последнем случае расходы в 200 раз ниже, но как говорилось при разборе этих гипотез, у новой звезды тогда должны быть либо огромная масса, либо сильное магнитное поле. Во избежание этих трудностей предпочитают гипотезу раннего отрыва, ведущую к упомянутому равенству между механической и излучательной долями энергии взрыва.
Но все ли главные расходы мы учли? Не расходуется ли часть энергии новой звезды на образование космических лучей? Астрофизика установила взаимосвязь между рождением космических лучей и синхротронным радиоизлучением. Если в новой звезде рождаются космические лучи (не только протоны и другие ядра, но и электроны), они должны в свою очередь создавать в ее газовой оболочке сильное синхротронное радиоизлучение. Но у новых звезд ни во время вспышки, ни в небулярной стадии, особенно благоприятной для этого вида радиоизлучения, не найдено его следов. Только в последние годы с помощью гигантских радиотелескопов удалось обнаружить небольшое тепловое радиоизлучение некоторых новых во время их вспышек.
Зато исследования инфракрасных спектров новых звезд принесли сюрпризы. Если Новая Змеи 1970 г. после достижения максимума начала систематически ослабевать в видимых лучах, то на волнах 1-10 мкм она более 3.5 месяцев оставалась постоянной по блеску. Ее блеск в инфракрасной области достигал в этот период -4-й звездной величины, и она была самой яркой инфракрасной звездой на небе. И это происходило в то время, как визуальный блеск звезды уменьшился на четыре звездные величины после максимума. Предполагают, что высокую инфракрасную светимость новой звезды создает облако пылинок, сформировавшееся через несколько суток после начала вспышки. Температуру пылинок облака оценивают в 900К, диаметр облака около 6.5 млрд. км, масса его - одна миллионная массы Солнца, или около 1% массы оболочки, выбрасываемой новой звездой. Инфракрасный феномен был обнаружен также у повторной Новой Змееносца, имевшей последнюю вспышку за три года до проведенных наблюдений, но у повторной Новой Северной Короны повышенной инфракрасной светимости не нашли, потому что прошло уже 39 лет со времени последней вспышки этой звезды.
За время между вспышками новая звезда излучает примерно столько же энергии, сколько высвобождает при вспышке. Следовательно, не становясь на грань энергетического банкротства, она может позволять себе повторять такие фейерверки через определенное время. Ранее мы видели, что и выбрасываемая при взрыве масса газа несущественна для ее дальнейшей судьбы.
Переходят ли одни объекты в другие или просто сосуществуют в сходных по условиям состояниях, это решат исследования роли двойственности взрывных звезд в их эволюции.
В этом отношении показательна гипотеза американца Р. Крафта и аргентинца X. Сахаде о том, что звезды типа U Близнецов есть этап входе эволюции затменных переменных систем, имеющих периоды менее суток (так называемых систем типа W Большой Медведицы). Действительно, тесные двойные с периодами менее суток сходны со звездами типа U Близнецов по размещению в Галактике и по характеру движения в ней. А по светимости, массам и периодам обращения первые несколько больше вторых. В процессе эволюции звезды типа W Большой Медведицы должны терять половину, своей массы. Одна из звезд двойной системы должна стать красным гигантом, который заполняет своей атмосферой пространство вплоть до точек равновесия. Через эти точки уходит часть его газа, т. е. теряется масса звезды. Ход эволюции тесной двойной системы с этого момента изменяется: она быстро теряет в массе и превращается в переменную типа U Близнецов. Как мы увидим далее, что-то в таком же роде происходит, по-видимому, и у новых звезд.
Что известно о причинах взрывов в новых звездах
Естественно, что причины вспышек новых звезд стало возможным установить лишь после того, как выяснилось, что они являются тесными двоичными системами, главным членом которых является белый карлик, окруженный газовым диском. Как мы уже знаем, собственный водород белого карлика давно выгорел в предшествующих стадиях эволюции этой звезды и наружные слои его содержат ядра гелия, углерода, азота и кислорода наряду со свободными электронами, обладающими свойствами вырожденного газа. На поверхность белого карлика непрерывно поступает "свежий" водород, попадающий из оболочки холодного спутника в газовый диск вокруг белого карлика, в котором ядра водорода разгоняются по спиральной траектории до скоростей в тысячи километров в секунду. С такой скоростью струя водорода ударяет по наружному слою белого карлика, перемешивается с ним и создает новый слой термоядерного горючего.
Разогнавшиеся в поле тяготения белого карлика протоны легко преодолевают отталкивание ядерных сил и, начиная с температур выше 20 млн. кельвинов, сливаются с ядрами указанных выше элементов. Начинают идти термоядерные реакции, при которых дополнительно выделяется энергия. И если бы вещество белого карлика было обыкновенным газом, то эта энергия, согласно газовым законам, повышала бы температуру газа и в итоге шла бы на его расширение, как это наблюдается в нормальных звездах. Но вырожденный электронный газ в белом карлике не расширяется при повышении температуры. Выделяемая при реакциях энергия целиком уходит только на возрастание температуры. А чем выше она, тем сильнее идут термоядерные реакции, высвобождающие все большую энергию. И вот наступает момент, когда температура достигает 100 млн. кельвинов, и выделение энергии на несколько минут приобретает мгновенный, взрывной характер. Карлик сбрасывает загоревшуюся оболочку, что мы и наблюдаем как вспышку новой звезды. Температура его поверхности становится ниже 20 млн. кельвинов, термоядерные реакции прекращаются, начинается новый цикл. За время около суток восстанавливается питание белого карлика водородом, перетекающим от холодного спутника, и через тысячи лет, а у повторных новых - всего через десятки лет - его поверхность настолько обогатится водородом и поднимет температуру, что снова начнутся термоядерные процессы.
Таким образом, белый карлик устраивает фейерверки за счет приобретенной им от спутника газовой массы, незначительно расходуя свое вещество. Вспышки новой звезды могут повторяться много раз, пока не иссякнет резервуар водорода - оболочка холодного гиганта.
Вот так уже около двадцати лет назад представлял причину вспышек новых звезд Р. Крафт. Кстати, воспользовавшись результатами его исследований тесной двойной системы Новой Геркулеса 1934 г., мы можем рассчитать зависимость между величиной амплитуды вспышки и длительностью цикла. Из наблюдений за Новой Геркулеса установлено, что весь газ диска успевает обновиться в течение одних суток, т. е. транспортировка газа требует такого времени. Масса газа, выброшенного при вспышке Новой Геркулеса, в 2-3 миллиона раз превышает массу газового диска, следовательно, для накопления избыточной массы, которую белый карлик потом выбросит, необходимо около двух миллионов дней или пять-шесть тысяч лет. Амплитуда Новой Геркулеса 13-14 звездных величии, и, длительность цикла должна составить тоже пять или шесть тысяч лет.
Однако гипотеза о термоядерном взрыве на поверхности белого карлика станет надежной теорией только после всесторонней количественной проверки. В последнем десятилетии американские астрофизики С. Старфилд, Дж. Труран и У. Спаркс сделали количественные расчеты вспышек новых звезд, основанные на описанной выше идее. Опираясь на данные наблюдений тесных двойных систем некоторых новых звезд, они нашли скорость питания белого карлика водородом, подобно тому, как это сделал Крафт для новой Геркулеса. К тому же теперь лучше установлены скорости термоядерных реакций углеродно-азотно-кислородного цикла. Поэтому стало возможным рассчитать кривые блеска новых звезд в зависимости от процентного содержания водорода, гелия и легких элементов, т. е. углерода, азота, кислорода. В обычных звездных слоях на 10000 ядер водорода приходится около 850 ядер гелия, 3, 1 и 7 ядер соответственно углерода, азота и кислорода. В случае быстрых новых звезд расчеты соответствуют наблюдаемым кривым блеска, если, в поверхностных слоях белых карликов содержится в сто раз больше этих элементов, т. е. на 10000 ядер водорода должно быть до 300, 100 и 700 ядер углерода, азота и кислорода соответственно, а также повышенное количество гелия, как основного элемента, из которого состоит белый карлик. В случае медленных новых расчеты предсказывали небольшой избыток этих легких элементов.
Но предсказание оказалось возможным легко проверить. Ведь такое относительное содержание элементов должно наблюдаться в спектрах оболочек, выброшенных новыми звездами! К настоящему времени с этой целью проведен тщательный анализ спектров десятка новых звезд во время вспышек. В СССР это сделали А.А. Мустель и Л.И. Антипова, а также А.А. Боярчук, в США - Р. Уильяме и другие. Ожидаемый почти стократный избыток элементов подтвердился. Но он оказался столь же большим и у медленных новых звезд. По-видимому, расчеты Старфилда и других требуют уточнении. Действительно, нельзя забывать, что при температурах в 100 млн. кельвинов ядерным горючим становится еще и главный элемент белого карлика, гелий, три ядра которого сливаются в ядре углерода, выделяя энергию. Учет этой реакции может несколько, изменить расчеты.
Лекция. Сверхновые звёзды.
Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. В случае их наличия сверхновую относят ко II типу, а при отсутствии — к I типу.
Сверхновые I типа
В основе механизма вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia) лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы. Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3·108 K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет рэлей-тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно-кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~1051 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.
Поскольку вспышка происходит в момент достижения предела Чандрасекара, все сверхновые типа Ia выделяют практически одинаковое количество энергии, около 1051 эрг (эта единица энергии получила специальное название, foe). Благодаря этому они могут служить в качестве «стандартных свечей», позволяя независимо от закона Хаббла измерить расстояние до галактики, в которой произошла вспышка.
Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах, в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.
Сверхновые II типа
По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т. н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции. При этом выделяется энергия, достаточная для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой. Она останавливается на расстоянии примерно 100—200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром). Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца[источник не указан 926 дней]. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.
Теория сверхновых
Модель механизма гравитационного коллапса
Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует. Все предлагаемые модели являются упрощёнными и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать для получения необходимой картины взрыва. В настоящее время в численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной теории звёздной эволюции также не существует.
Заметим, что предшественником известной сверхновой SN 1987A, отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант, а не красный, как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.
Место сверхновых во Вселенной
Согласно многочисленным исследованиям, после Большого Взрыва, Вселенная была заполнена только лёгкими веществами — водородом и гелием. Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что Земля состоит из вещества, образовавшегося в недрах доисторических звезд и выброшенного когда-то во взрывах сверхновых.
По расчётам учёных, каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что содержание в Галактике этого изотопа — менее трёх солнечных масс. Это означает, что сверхновые II типа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались (происходили за облаками космической пыли). Поэтому большинство сверхновых наблюдается в других галактиках. Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год.
Лекция. Межзвёздная пыль.
Межзвёздная пыль - твёрдые частицы размером от тысячных до неск. десятых долей микрона. Распределение M. п. в Галактике коррелирует с распределением межзвёздного газа; отношение содержаний (по массе) пыли и газа составляет в ср. 0,01.
Пылевые частицы воздействуют на MH. физ. процессы, происходящие в межзвёздной и межпланетной среде. Их присутствие проявляется как прямо, так и косвенно. Пылинки ослабляют излучение далёких звёзд (см. Межзвёздное поглощение), изменяя его спектральный состав и состояние поляризации. Свечение хвостов комет, отражательных и диффузных туманностей, а также такие явления, как зодиакальный и диффузный галактич. свет, в той или иной мере обусловлены излучением, рассеянным пылью. ИК-излучение нагретых пылевых частиц наблюдается в спектрах планетарных туманностей, областей HII, околозвёздных оболочек и нек-рых галактик. Наличие пыли может в значит, степени видоизменить ионизац. структуру туманностей и влияет на тепловой баланс межзвёздного газа. Как хладагенту M. п. отводится существ, роль в совр. теориях образования звёзд и планет. Наконец, на поверхности пылевых частиц могут образовываться нек-рые из молекул, обнаруженных в межзвёздной среде (в частности, H2). Анализ наблюдательных данных показывает, что в межзвёздной среде имеются несферич. пылинки субмикронных размеров, состоящие из тугоплавкого ядра и оболочки из летучих элементов, а также очень маленькие силикатные и углеродные частицы, ответственные за поглощение в далёкой УФ-области спектра.
Образование тугоплавких частиц происходит в результате фазовых переходов газ - твёрдое тело в плотных областях с температурами 500-2000 К. Необходимые условия, по-видимому, существуют во внеш. частях атмосфер звёзд-гигантов и сверхгигантов (см. Светимости классы)поздних спектральных классов, оболочках новых и сверхновых звёзд, планетарных туманностях и в газово-пылевых сгущениях при возникновении протозвёзд. В атмосферах холодных звёзд сначала образуются очень тугоплавкие зародыши. Вместе с газом они перемещаются в более высокие и холодные слои, где проводят меньше времени из-за ускорения движения. В этих слоях выпадает в твёрдую фазу лишь часть элементов с низкими температурами конденсации.
В атмосферах т. н. углеродных звёзд возникают частицы из графита (или аморфного углерода) и карбида кремния, а в атмосферах кислородных звёзд - силикатные частицы. Размер тугоплавких пылинок может достигать десятых долей микрона. Холодные звёзды поставляют в межзвёздную среду не менее 10% тугоплавких ядер конденсации, необходимых для ровые, ИК- и УФ-линии молекул в межзвёздной среде, в т.ч. явление космич. мазеров .ИК-излучеиие межзвёздных пыли и газа, синхротронное излучение электронов космических лучей в магн. полях галактик, мерцания радиоизлучения пульсаров на неоднородностях межзвёздной пыли, рентг. и гамма-излучения M. с.
Наиболее плотна межзвёздная пыль (ок. 10-22-10-23 г/см3 и до 10-18- 3016-42.jpg в конденсациях малого размера) в центрах галактик и вблизи плоскостей спиральных и неправильных галактик. Хотя и в меньших кол-вах, все компоненты M. с. представлены и в др. частях галактик. В M. с. выделяются туманности (в частности, зоны UIl), молекулярные облака и т. н. корональный газ, или "горячая фаза" M. с. (темп-pa ~3016-43.jpg
Плотности энергии кинетических движений газа (без учёта регулярного вращения вокруг центра галактики), космич. лучей и магн. полей в межзвёздной среде примерно равны между собой, вследствие чего M. с. является очень динамичной системой со сложной структурой.
Mежзвёздная среда находится в непрерывном взаимодействии со звёздами и межгалактич. средой, обмениваясь с ними веществом. Из межзвёздной среды образуются звёзды (см. Звездообразование ),а вещество, обогащённое тяжёлыми элементами при ядерных реакциях в звёздах, пополняет M. с. Этот процесс - основа хим. эволюции галактик и вообще вещества во Вселенной.
Лекция. Межзвёздный газ.
М. г. - осн. компонент межзвёздной среды, составляющий ок. 99% её массы и ок. 2% массы Галактики. М. г. весьма равномерно перемешан с межзвёздной пылью,к-рая часто своим поглощением или рассеянием света делает газово-пылевые структуры наблюдаемыми (см. Туманности). Диапазон изменения осн. параметров, описывающих М. г., очень широк. Темп-ра М. г. колеблется от 4-6 К до 106 К (в межзвёздных ударных волнах ионная темп-ра М. г. иногда превышает 109 К), концентрация изменяется от 10-3-10-4 до 108-1012 частиц в 1 см3. Для излучения М. г. характерен широкий диапазон - от длинных радиоволн до жёсткого гамма-излучения.
Существуют области, где М. г. находится преимущественно в молекулярном состоянии (молекулярные облака) - это наиболее плотные и холодные части М. г.; есть области, где М. г. состоит гл. обр. из нейтральных атомов водорода (области HI),- это менее плотные и в среднем более тёплые области; существуют области ионизованного водорода (зоны НII), к-рыми явл. светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звёзд, и области разреженного горячего газа (корональный газ).
М. г., как и вещество звёзд, состоит гл. обр. из водорода и гелия с небольшой добавкой других хим. элементов (см. Распространенность элементов). В среднем в М. г. атомы водорода составляют ок. 90% числа всех атомов (70% по массе). На атомы гелия приходится ок. 10% числа атомов (ок. 28% по массе). Остальные 2% массы составляют все последующие хим. элементы (т.н. тяжёлые элементы). Из них наиболее обильны О, С, N, Ne, S, Ar, Fe. Все они вместе составляют прибл. 1/1000 от числа атомов М. г. Однако роль их в npoцeccax, протекающих в М. г., очень велика. По сравнению с составом Солнца в М. г. наблюдается дефицит ряда тяжёлых элементов, особенно Аl, Са, Ti, Fe, Ni, обилие к-рых в десятки и сотни раз меньше, чем на Солнце. В разных участках М. г. Галактики величина дефицита неодинакова. Возникновение дефицита связано с тем, что значит. часть указанных элементов входит в состав пылинок и почти отсутствует в газообразной фазе.
В Е-галактиках М. г. встречается в заметном количестве лишь в гигантских галактиках этого типа, преимущественно в их центрах. В галактиках др. типов также имеется газ в центрах, но осн. масса М. г. сосредоточена в галактич. дисках. В среднем толщина диска М. г. в Ir-галактиках больше, чем в S-галак-тиках. В крупных S-галактиках М. г. обычно прослеживается, по крайней мере, до расстояний 20-30 кпк от их центра, где в оптич. диапазоне галактика практически не видна (рис. 1). В S- и Ir-галактиках М. г. вращается вокруг галактического центра вместе со звёздами диска. В Е-галактиках М. г. движется преимущественно радиально.
Межзвёздный газ в Галактике
Наиболее детально структура М. г. исследована в нашей Галактике. Распределение М. г. в диске Галактики, как и в др. спиральных галактиках, характеризуется наличием максимума концентрации газа на расстоянии неск. кпк от галактич. центра. В Галактике максимум расположен на расстоянии $\approx$5 кпк от центра, в др. S-галактиках - на расстоянии $\approx$5-8 кпк. В области максимума характерная толщина газового слоя Галактики $\approx$200-300 пк. Она уменьшается с приближением к центру и резко увеличивается на периферии, достигая неск. кпк на расстоянии 15-20 кпк от центра. Внеш. части газового диска Галактики изогнуты.
В диске осн. часть М. г. сосредоточена в спиральных ветвях (рис. 2). В пространстве между ними плотность М. г. много меньше средней. В ветвях газ распределён также крайне неравномерно. Значит. часть его собрана в обширные газово-пылевые комплексы - клочковатые образования размером во многие десятки и сотни пк, состоящие в основном из молекулярного водорода. С газово-пылевыми комплексами связаны области звездообразования, а следовательно, и молодые массивные яркие звёзды. В спиральных ветвях (рукавах) находятся также межзвёздные облака атомарного водорода и молекулярные облака (области HI). Около половины массы М. г. содержится в гигантских молекулярных облаках со ср. массой $\sim 10^5 {\mathfrak M}_\odot$ и диаметром ок. 40 пк. Большинство из них расположено в кольце между 4 и 8 кпк от центра Галактики в галактич. диске. Количество их достигает 4000. Наряду с этими структурами около половины объёма рукавов составляют широкие коридоры очень разреженного горячего сильно ионизованного газа с темп-рой ок. 106 K и концентрацией частиц ~10-2-10-3 см-3. Один из таких коридоров расположен вблизи Солнечной системы. Разреженный горячий М. г. находится также в остатках вспышек сверхновых звёзд и в т.н. межзвёздных "пузырях" (см. Оболочки-гиганты).
Вне галактич. диска М. г. очень мало. В осн. части гало Галактики газ, по-видимому, горячий (~ 10oК) и очень разреженный ($\approx 3\cdot 10^{-4} см^{-3}$ на высоте 5 кпк над плоскостью симметрии диска). Наиболее заметны самые плотные газовые образования гало - планетарные туманности. По-видимому, небольшое количество газа имеется в нек-рых, наиболее плотных, шаровых звёздных скоплениях. Кроме того, на высоких галактич. широтах обнаружены высокоширотные и высокоскоростные облака водорода.
Методы наблюдении межзвёздного газа
Сильная разреженность М. г. и широкий диапазон темп-р, при к-рых он может находиться, определяют разнообразие методов его исследования.
Наиболее доступны для наблюдений газовые и газово-пылевые светлые туманности. По оптич. и в меньшей степени ИК-спектрам излучения эмиссионных туманностей удалось установить плотность, темп-ру, состав и состояние ионизации вещества зон НII. Богатую информацию о М. г. в эмиссионных туманностях получают по рекомбинационным радиолиниям водорода, гелия и др. элементов, а также по непрерывному радиоизлучению.
Состояние М. г. вне туманностей исследуют по межзвёздным оптич. и УФ-линиям поглощения в спектрах звёзд. По ним удалось установить, что М. г. состоит из отдельных облаков, а вещество в них находится преимущественно в нейтральном атомарном состоянии. По линиям поглощения в оптич. диапазоне были открыты (1938 г.) первые молекулы в межзвездной среде. Линии поглощения большинства атомов, ионов и молекул лежат в УФ-области спектра (рис. 3). Наблюдения их, проводимые на ИСЗ, позволили изучить распространённость элементов и ионизац. состояние М. г. и обнаружить в нём дефицит ряда тяжёлых элементов. По линиям поглощения ионов NV (1238 \AA и 1242 \AA) и OVI (1032 \AA и 1038 \AA) были обнаружены коридоры горячего газа. По радиолинии водорода 21 см изучают крупномасштабную и тонкую структуру областей HI в Галактике и др. галактиках, плотность и темп-ру межзвёздных облаков, их строение, движение, а также вращение вокруг центров галактик.
Исследовать распределение Н2 труднее. Для этого чаще всего пользуются косвенным методом: исследуют пространственное распределение молекулы СО, концентрация к-рой пропорциональна концентрации молекул H2 (молекул Н2 примерно в 105 раз больше, чем СО). Радиоизлучение молекулы СО с $\lambda$= 2,6 мм практически не поглощается межзвёздной пылью и позволяет изучать распределение молекул СО и Н2, а также исследовать условия в наиболее холодной и плотной части М. г.- в молекулярных облаках и газово-пылевых комплексах. Молекулы H2 непосредственно наблюдаются только по полосам поглощения, лежащим в далёкой УФ-области спектра ($\le$ 1108 \AA), и в неск. случаях по ИК-линиям излучения ($\lambda$= 2 мкм и 4 мкм). Однако из-за межзвёздного поглощения света пылью этот метод не позволяет исследовать Н2 в плотных непрозрачных молекулярных облаках, где эти молекулы в основном сосредоточены. Отдельные, наиболее плотные конденсации молекулярного газа, расположенные рядом с сильными источниками возбуждения (напр., ИК-звёздами), наблюдаются в виде мощных космических мазеров (см. Мазерный эффект).
Высокое спектр. разрешение, достигнутое в радиодиапазоне, позволяет изучать молекулы, содержащие различные изотопы атомов, напр. 1H и 2D (дейтерий), 12С и 13С, 14N и 15N, 16О, 17О, 18О и т.д., т.е. изотопный состав М. г. и его вариации. Сравнение изотопного состава совр. М. г. с изотопным составом Солнечной системы, образовавшейся из межзвёздной среды ок. $4,6\cdot 10^9$ лет назад, даёт возможность судить об изменениях изотопного состава, связанных с эволюцией М. г.
По поглощению рентг. лучей в межзвёздном пространстве можно судить о полном количестве межзвёздного вещества, находящегося в атомарном и молекулярном виде, а также в виде пылинок. В дальнейшем по флюоресценции атомов в рентгеновских $K_\alpha$-линиях различных элементов (см. Уровни энергии) можно будет получить достаточно полную информацию о распространённости элементов в межзвёздном веществе независимо от того, в каком состоянии оно находится. Наиболее горячие участки М. г. (остатки сверхновых звёзд и коридоры горячего газа) излучают в рентг. диапазоне, что позволяет методами рентгеновской астрономии изучить их пространственное расположение и физ. св-ва.
Межзвездная среда излучает также в $\gamma$-лучах. Энергичные $\gamma$-фотоны (с энергией $\ge$50 МэВ) возникают в М. г. за счёт того, что при столкновении протонов космических лучей с протонами М. г. образуются $\pi^0$-мезоны, которые распадаются на 2 $\gamma$-фотона. Вклад $\approx$50% даёт тормозное излучение релятивистских электронов космич. лучей при соударениях с ядрами атомов М. г. Кроме того, при взаимодействии частиц космич. лучей низких энергий с ядрами атомов М. г. и пыли появляются $\gamma$-линии в диапазоне 1-6 МэВ. Сильная линия, с энергией фотонов 0,511 МэВ, может образовываться при аннигиляции позитронов, возникающих при взаимодействии космич. лучей с М. г.
Степень ионизации М. г. удаётся изучать по мере дисперсии радиоизлучения пульсаров и в меньшей степени но вращению плоскости поляризации радиоисточников (см. Фарадея эффект),
Состояние газа в непосредств. окрестности Солнечной системы установлено по параметрам межзвёздного ветра, обусловленного движением Солнца относительно межзвёздной среды.
Дата добавления: 2018-02-28; просмотров: 382; Мы поможем в написании вашей работы! |
Мы поможем в написании ваших работ!