Межзвёздный газ

Страница 2

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.