Лишь сравнительно недавно удалось доказать, что звезды существуют не в абсолютной пустоте и что космическое пространство не вполне прозрачно. Тем не менее такие предположения высказывались давно. Еще в середине 19 в. российский астроном В.Струве пытался (правда, без особого успеха) научными методами найти непреложные свидетельства того, что пространство не пустое, и в нем происходит поглощение света далеких звезд.

Наличие поглощающей разреженной среды было убедительно показано менее ста лет назад, в первой половине 20 в., путем сравнения наблюдаемых свойств далеких звездных скоплений на различных расстояниях от нас. Это было сделано независимо американским астрономом Робертом Трюмплером (1896–1956) и советским астрономом Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904–1994), вернее, так была обнаружена одна из составляющих межзвездной среды – мелкая пыль, из-за которой межзвездная среда оказывается не вполне прозрачной, особенно в направлениях, близких к направлению на Млечный Путь . Присутствие пыли означало, что и видимая яркость, и наблюдаемый цвет далеких звезд искажены, и чтобы узнать их истинные значения, нужен довольно сложный учет поглощения. Пыль, таким образом, была воспринята астрономами как досадная помеха, мешающая исследованию далеких объектов. Но одновременно возник интерес и к изучению пыли как физической среды – ученые стали выяснять, как пылинки возникают и разрушаются, как реагирует пыль на излучение, какую роль играет пыль в образовании звезд.

С развитием радиоастрономии во второй половине 20 в. появилась возможность исследовать межзвездную среду по ее радиоизлучению. В результате целенаправленных поисков было обнаружено излучение атомов нейтрального водорода в межзвездном пространстве на частоте 1420 МГц (что соответствует длине волны 21 см). Излучение на этой частоте (или, как говорят, в радиолинии) предсказал голландский астроном Хендрик ван де Хюлст в 1944 на основании квантовой механики, а обнаружено оно было в 1951 г. после расчета ее ожидаемой интенсивности советским астрофизиком И.С.Шкловским . Шкловский же указал и на возможность наблюдения излучения различных молекул в радиодиапазоне, которое, действительно, было позднее обнаружено. Масса межзвездного газа, состоящего из нейтральных атомов и очень холодного молекулярного газа, оказалось примерно в сто раз большей, чем масса разреженной пыли. Но газ совершенно прозрачен для видимого света, поэтому его нельзя было обнаружить теми же методами, какими была открыта пыль.

С появлением рентгеновских телескопов, устанавливаемых на космических обсерваториях, был обнаружен еще один, наиболее горячий компонент межзвездной среды – очень разреженный газ с температурой в миллионы и десятки миллионов градусов. Ни по оптическим наблюдениям, ни по наблюдениям в радиолиниях этот газ «увидеть» невозможно – среда слишком разрежена и полностью ионизована, но, тем не менее, он заполняет существенную долю объема всей нашей Галактики.

Быстрое развитие астрофизики, изучающей взаимодействие вещества и излучения в космическом пространстве, как и появление новых возможностей наблюдений, позволило детально исследовать физические процессы в межзвездной среде. Возникли целые научные направления – космическая газодинамика и космическая электродинамика, изучающие свойства разреженных космических сред. Астрономы научились определять расстояния до газовых облаков, измерять температуру, плотность и давление газа, его химический состав, оценивать скорости движения вещества. Во второй половине 20 в. выявилась сложная картина пространственного распределения межзвездной среды и ее взаимодействия со звездами. Оказалось, что от плотности и количества межзвездного газа и пыли зависит возможность зарождения звезд, а звезды (прежде всего, наиболее массивные из них), в свою очередь, меняют свойства окружающей межзвездной среды – нагревают ее, поддерживают непрестанное движение газа, пополняют среду своим веществом, меняют ее химический состав. Изучение такой сложной системы как «звезды – межзвездная среда» оказалось очень сложной астрофизической задачей, особенно если учесть, что общая масса межзвездной среды в Галактике и ее химический состав медленно изменяются под действием различных факторов. Поэтому можно сказать, что в межзвездной среде отражена вся история нашей звездной системы продолжительностью в миллиарды лет.

Эмиссионные газовые туманности.

Большая часть межзвездной среды не доступна наблюдениям ни в какие оптические телескопы. Наиболее яркое исключение из этого правила – газовые эмиссионные туманности, наблюдавшиеся еще с самыми примитивными оптическими средствами. Самая известная из них – Большая туманность Ориона, которая видна даже невооруженным глазом (при условии очень хорошего зрения) и особенно красива при наблюдении в сильный бинокль или небольшой телескоп.

Известны многие сотни газовых туманностей на различных расстояниях от нас, причем почти все они сосредоточены вблизи полосы Млечного Пути – там, где чаще всего встречаются молодые горячие звезды.

В эмиссионных туманностях плотность газа значительно выше, чем в окружающем их пространстве, но и в них концентрация частиц составляет лишь десятки или сотни атомов в кубическом сантиметре. Такая среда по «земным» меркам не отличима от полного вакуума (для сравнения: концентрация частиц воздуха при нормальном атмосферном давлении составляет в среднем 3·10 19 молекул в см 3 , и даже наиболее мощные вакуумные насосы не создадут такой низкой плотности, какая существует в газовых туманностях). Туманность Ориона имеет сравнительно небольшой линейный размер (20–30 световых лет). Поскольку диаметры некоторых туманностей превышают 100 св. лет, полная масса газа в них может достигать десятков тысяч масс Солнца.

Эмиссионные туманности светятся потому, что внутри них или рядом с ними находятся звезды редкого типа – горячие голубые звезды-сверхгиганты. Правильнее эти звезды следовало бы назвать ультрафиолетовыми, поскольку их основное излучение происходит в жестком ультрафиолетовом диапазоне спектра. Излучение с длиной волны короче 91,2 нм очень эффективно поглощается межзвездными атомами водорода и ионизует их, т.е. разрывает в них связи между электронами и ядрами атомов – протонами. Этот процесс (ионизация) сбалансирован противоположным процессом (рекомбинация), в результате которого под действием взаимного притяжения электроны вновь объединяются с протонами в нейтральные атомы. Такой процесс сопровождается излучением электромагнитных квантов. Но обычно электрон, соединяясь с протоном в нейтральный атом, не сразу попадает на нижний энергетический уровень атома, а задерживается на нескольких промежуточных, и каждый раз при переходе между уровнями атом излучает фотон, энергия которого меньше, чем у того фотона, который ионизовал атом. В результате, один ультрафиолетовый фотон, ионизовавший атом, «дробится» на несколько оптических. Так газ преобразует не видимое глазом ультрафиолетовое излучение звезды в оптическое излучение, благодаря которому мы видим туманность.

Эмиссионные туманности типа Туманности Ориона – это газ, нагреваемый ультрафиолетовыми звездами. Ту же природу имеют и планетарные туманности, состоящие из газа, сбрасываемого стареющими звездами.

Но наблюдаются и светящиеся газовые туманности несколько иной природы, которые возникают при взрывных процессах в звездах. Прежде всего, это остатки взорвавшихся сверхновых звезд , примером которых может служить Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Такие туманности нестационарны, их отличает быстрое расширение.

Внутри газовых остатков сверхновых звезд нет ярких ультрафиолетовых источников. Энергия их свечения – это преобразованная энергия газа, разлетающегося после взрыва звезды, плюс энергия, выделяемая сохранившимся остатком Сверхновой. В случае Крабовидной туманности таким остатком является компактная и быстро вращающаяся нейтронная звезда, непрерывно выбрасывающая в окружающее пространство потоки высокоэнергичных элементарных частиц. Через десятки тысяч лет подобные туманности, расширяясь, постепенно растворяются в межзвездной среде.

Межзвездная пыль.

Даже беглый взгляд на изображение любой эмиссионной туманности достаточно большого размера позволяет увидеть на ее фоне резкие темные детали – пятна, струи, причудливые «заливы». Это – проектирующиеся на светлую туманность расположенные недалеко от нее небольшие и более плотные облака, непрозрачные вследствие того, что к газу всегда примешена межзвездная пыль, поглощающая свет.

Присутствует пыль и вне газовых облаков, заполняя (вместе с очень разреженным газом) все пространство между ними. Такая распределенная в пространстве пыль приводит к трудно учитываемому ослаблению света далеких звезд. Свет частично поглощается, а частично – рассеивается мелкими твердыми пылинками. Наиболее сильное ослабление наблюдается в направлениях, близких к направлению на Млечный Путь (на плоскость галактического диска). В этих направлениях, пройдя тысячу световых лет, видимый свет ослабляется примерно на 40 процентов. Если учесть, что протяженность нашей Галактики – десятки тысяч световых лет, то становится ясно, что мы можем исследовать звезды галактического диска лишь в небольшой его части. Чем короче длина волны излучения, тем сильнее поглощается свет, в результате чего далекие звезды кажутся покрасневшими. Поэтому межзвездное пространство прозрачнее всего для длинноволнового инфракрасного излучения. Лишь наиболее плотные газопылевые облака остаются непрозрачными даже для инфракрасного света.

Следы космической пыли можно увидеть и без телескопа. В безлунную летнюю или осеннюю ночь хорошо видно «раздвоение» полосы Млечного Пути в области созвездия Лебедя. Оно связано с близкими пылевыми облаками, слой которых закрывает лежащие позади них яркие области Млечного Пути. Можно найти темные участки и в других областях Млечного Пути. Наиболее плотные газопылевые облака, проектируясь на области неба, богатые звездами, выглядят темными пятнами даже в инфракрасном свете.

Иногда вблизи холодных газо-пылевых облаков располагаются яркие звезды. Тогда их свет рассеивается на пылинках и видна «отражательная туманность».

В отличие от эмиссионных туманностей, они имеют непрерывный спектр, как и спектр освещающих их звезд.

Изучая отраженный или прошедший сквозь облако свет звезд, можно многое узнать о частицах пыли. Например, поляризация света говорит о вытянутой форме пылинок, которые приобретают определенную ориентацию под действием межзвездного магнитного поля. Твердые частицы космической пыли имеют размер порядка 0,1–1 мкм. Вероятно, у них железо-силикатное или графитовое ядрышко, покрытое ледяной «шубой» из легких элементов. Графитовые и силикатные ядрышки пылинок, по-видимому, образуются в относительно прохладных атмосферах звезд-гигантов и выбрасываются затем в межзвездное пространство, где остывают и покрываются шубой из летучих элементов.

Полная масса пыли в Галактике составляет не более 1% от массы межзвездного газа, но и это немало, поскольку эквивалентно массе десятков миллионов таких звезд как Солнце.

Поглощая световую энергию звезд, пыль нагревается до небольшой температуры (обычно – на несколько десятков градусов выше абсолютного нуля), а излучает поглощенную энергию в форме очень длинноволнового инфракрасного излучения, которое на шкале электромагнитных волн занимает промежуточное положение между оптическим и радио диапазонами (длина волны – десятки и сотни микрометров). Это излучение, принимаемое телескопами, установленными на специализированных космических аппаратах, дает неоценимую информацию о массе пыли и источниках ее нагрева в нашей и других галактиках.

Атомарный, молекулярный и горячий газ.

Межзвездный газ – это, в основном, смесь водорода (около 70%) и гелия (около 28%) с очень небольшой примесью более тяжелых химических элементов. Средняя концентрация частиц газа в межзвездном пространстве чрезвычайно мала и не превышает одной частицы на 1–2 кубических см. В объеме, равном объему земного шара, содержится около 1 кг межзвездного газа, но это только в среднем. Газ очень неоднороден как по плотности, так и по температуре.

Температура основной массы газа не превышает нескольких тысяч градусов – недостаточно высокой для того, чтобы водород или гелий был ионизован. Такой газ называют атомарным, поскольку он состоит из нейтральных атомов. Холодный атомарный газ практически не излучает в оптическом диапазоне, поэтому долгое время о нем почти ничего не было известно.

Самый распространенный атомарный газ – водород (условное обозначение – HI) – наблюдается по радиоизлучению на длине волны около 21 см. Радионаблюдения показали, что газ образует облака неправильной формы с температурой в несколько сотен кельвинов и более разреженную и горячую межоблачную среду. Полная масса атомарного газа в галактике достигает нескольких миллиардов масс Солнца.

В наиболее плотных облаках газ охлаждается, отдельные атомы объединяются в молекулы, и газ становится молекулярным. Самая распространенная молекула – Н 2 – не излучает ни в радио, ни в оптическом диапазоне (хотя у этих молекул есть линии поглощения в ультрафиолетовой области), и обнаружить молекулярный водород чрезвычайно трудно. К счастью, вместе с молекулярным водородом возникают десятки других молекул, содержащих более тяжелые элементы – такие как углерод, азот и кислород. По их радиоизлучению на определенных, хорошо известных частотах оценивается масса молекулярного газа. Пыль делает молекулярные облака непрозрачными для света, и именно они видны как темные пятна (прожилки) на более светлом фоне эмиссионных туманностей.

Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить в межзвездном пространстве довольно сложные молекулы: гидроксил OH; пары воды H 2 O и аммиака NH, формальдегид H 2 CO, окись углерода CO, метанол (древесный спирт) CH 3 OH, этиловый (винный) спирт CH 3 CH 2 OH и еще десятки других, даже более сложных молекул. Все они найдены в плотных и холодных газопылевых облаках, пыль в которых защищает хрупкие молекулы от разрушающего влияния ультрафиолетового излучения горячих звезд. Вероятно, поверхность холодных пылинок служит как раз тем местом, где образуются сложные молекулы из налипших на пылинку отдельных атомов. Чем плотнее и массивнее облако, тем большее разнообразие молекул в нем обнаруживается.

Молекулярные облака очень разнообразны.

Некоторые небольшие облачка мы видим интенсивно «испаряющимися» под действием света близких звезд. Существуют, однако, и гигантские очень холодные облака с массой, превышающей миллион масс Солнца (подобных образований в нашей Галактике больше сотни). Такие облака называются гигантскими молекулярными облаками. Для них существенным является собственное гравитационное поле, удерживающее газ от расширения. Температура в их недрах лишь на несколько кельвинов выше абсолютного нуля.

Молодые горячие звезды могут своим коротковолновым излучением нагревать и разрушать молекулярные облака. Особенно много энергии выделяется и сообщается межзвездному газу при взрывах сверхновых, а также веществом, интенсивно истекающим из атмосфер горячих звезд большой светимости (звездным ветром массивных звезд). Газ расширяется и нагревается до миллиона и более градусов. Эта горячая разреженная среда образует гигантские «пузыри» в более холодном межзвездном газе, размеры которых иногда составляют сотни световых лет. Такой газ часто называют «корональным» – по аналогии с газом горячей солнечной короны, хотя межзвездный горячий газ на несколько порядков разреженнее, чем газ короны. Наблюдается такой горячий газ по слабому тепловому рентгеновскому излучению или по ультрафиолетовым линиям, принадлежащим некоторым частично ионизованным элементам.

Космические лучи.

Помимо газа и пыли, межзвездное пространство заполнено также очень энергичными частицами «космических лучей», имеющими электрический заряд – электронами, протонами и ядрами некоторых элементов. Эти частицы летят практически со скоростью света по всем возможным направлениям. Их основным (но не единственным) источником служат взрывы сверхновых звезд. Энергия частиц космических лучей на много порядков превышает их энергию покоя Е = m 0c 2 (здесь m 0 – масса покоя частицы, с – скорость света), и обычно находится в пределах 10 10 – 10 19 эВ (1 эВ = 1,6 ґ 10 –19 Дж), в очень редких случаях достигая и более высоких значений. Частицы движутся в слабом магнитном поле межзвездного пространства, индукция которого примерно в сто тысяч раз меньше, чем у магнитного поля Земли. Межзвездное магнитное поле, действуя на заряженные частицы с силой, зависящей от их энергии, «запутывает» траектории частиц, и они непрерывно меняют направление своего движения в Галактике. Лишь наиболее высокоэнергичные космические лучи движутся по слабо искривленным путям и по этому не удерживаются в Галактике, уходя в межгалактическое пространство.

Частицы космических лучей, достигающие нашей планеты, сталкиваются с атомами воздуха и, разбивая их, рождают новые многочисленные элементарные частицы, которые образуют настоящие «ливни», выпадая на земную поверхность. Эти частицы (их называют вторичными космическими лучами) удается непосредственно регистрировать лабораторными приборами. Первичные же космические лучи до поверхности Земли практически не доходят, их можно регистрировать за пределами атмосферы. Но о наличии быстрых частиц в межзвездном пространстве удается узнать и по косвенным признакам – по характерному излучению, которое они производят при своем движении.

Заряженные частицы, летящие в межзвездном магнитном поле, отклоняются от прямых траекторий под действием силы Лоренца. Их траектории словно «наматываются» на линии магнитной индукции. Но любое не-прямолинейное движение заряженных частиц, как известно из физики, приводит к излучению электромагнитных волн и постепенной потере энергии частицами. Длина волны излучения космических частиц соответствует радиодиапазону. Особенно эффективно излучают легкие электроны, на движение которых межзвездное магнитное поле влияет сильнее всего из-за их очень малой массы. Это излучение названо синхротронным, поскольку в физических лабораториях оно тоже наблюдается, когда электроны разгоняют в магнитных полях в специальных установках – синхротронах, используемых для получения высокоэнергичных электронов.

Радиотелескопы (см . РАДИОАСТРОНОМИЯ) принимают синхротронное излучение не только от всех областей Млечного Пути, но и от других галактик. Это доказывает наличие там магнитных полей и космических лучей. Синхротронное излучение заметно усилено в спиральных рукавах галактик, где больше плотность межзвездной среды, интенсивнее магнитное поле и чаще происходят взрывы сверхновых – источники космических лучей. Характерной особенностью синхротронного излучения служит его спектр, не похожий на спектр излучения нагретых сред, и сильная поляризация, связанная с направленностью магнитного поля.

Крупномасштабное распределение межзвездной среды.

Основная масса газа и пыли концентрируется вблизи плоскости нашей Галактики. Именно там сосредоточены наблюдаемые эмиссионные туманности, облака атомарного и молекулярного газа. Аналогичная картина наблюдается и в других галактиках, похожих на нашу. Когда далекая галактика развернута к нам так, что ее звездный диск виден «с ребра», диск кажется пересеченным темной полосой. Темная полоса – это слой межзвездной среды, непрозрачный из-за наличия пылевых частиц.

Толщина слоя межзвездного газа и пыли обычно составляет несколько сотен св. лет, а диаметр – десятки и сотни тысяч св. лет, поэтому такой слой можно считать сравнительно тонким. Объяснение концентрации межзвездной среды в тонкий диск достаточно простое и кроется в свойствах атомов газа (и облаков газа) терять энергию при столкновении друг с другом, которые непрерывно происходят в межзвездном пространстве. Благодаря этому газ скапливается там, где его полная (кинетическая + потенциальная) энергия минимальна – в плоскости звездного диска, притягивающего газ. Именно притяжение звезд не дает газу далеко отойти от плоскости диска.

Но и внутри диска Галактики газ распределен неравномерно. В центре Галактики выделяется молекулярный диск размером несколько сотен св. лет. Дальше от центра плотность газа падает, но быстро возрастает вновь, образуя гигантское газовое кольцо радиусом более 10 тыс. св. лет и шириной в несколько тысяч св. лет. Солнце находится за его пределами. В окрестностях Солнца средние плотности молекулярного и атомарного газа сопоставимы, а на еще больших расстояниях от центра преобладает атомарный газ. Внутри слоя межзвездной среды наибольшая плотность газа и пыли достигается в спиральных рукавах Галактики. Там особенно часто встречаются молекулярные облака и эмиссионные туманности, и рождаются звезды.

Рождение звезд.

Когда астрономы научились измерять возраст звезд и выделять короткоживущие молодые звезды, было выявлено, что образование звезд происходит чаще всего там, где концентрируется межзвездная газопылевая среда – вблизи плоскости нашей Галактики, в ее спиральных ветвях. Ближайшие к нам области звездообразования связаны с комплексом молекулярных облаков в Тельце и Змееносце. Немногим дальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе, где наблюдается большое количество недавно родившихся звезд, в том числе массивных и очень горячих, и несколько сравнительно крупных эмиссионных туманностей. Именно ультрафиолетовым излучением горячей звезды нагрета часть одного из облаков, которую мы видим как Большую туманность Ориона. Эмиссионные туманности той же природы, что и Туманность Ориона, всегда служат надежным индикатором тех областей Галактики, где рождаются звезды.

Звезды зарождаются в недрах холодных молекулярных облаков, где из-за сравнительно высокой плотности и очень низкой температуры газа силы тяготения играют очень важную роль и в состоянии вызвать сжатие отдельных уплотнений среды. Они сжимаются под действием сил собственного тяготения и постепенно разогреваются до образования горячих газовых шаров – молодых звезд. Наблюдать развитие этого процесса очень трудно, поскольку он может продолжаться миллионы лет и происходит в мало прозрачной (из-за пыли) среде.

Формирование звезд может происходить не только в крупных молекулярных облаках, но и в сравнительно небольших, но плотных. Их называют глобулами. Они видны на фоне неба как компактные и абсолютно непрозрачные объекты. Типичный размер глобул – от десятых долей до нескольких св. лет, масса – десятки и сотни масс Солнца.

В общих чертах процесс формирования звезд понятен. Пыль во внешних слоях облака задерживает свет звезд, расположенных снаружи, поэтому облако оказывается лишенным внешнего подогрева. В результате внутренняя часть облака сильно охлаждается, давление газа в нем падает, и газ уже не может сопротивляться взаимному притяжению своих частей – происходит сжатие. Быстрее всего сжимаются наиболее плотные части облака, там и образуются звезды. Они возникают всегда группами. Сначала это медленно вращающиеся и медленно сжимающиеся сравнительно холодные газовые шары различной массы, но когда температура в их недрах достигает миллионов градусов, в центре звезд начинаются термоядерные реакции, при которых выделяется большое количество энергии. Упругость горячего газа останавливает сжатие, возникает стационарная звезда, излучающая как большое нагретое тело.

Очень молодые звезды часто окружены пылевой оболочкой – остатками вещества, не успевшими еще упасть на звезду. Эта оболочка не выпускает изнутри звездный свет и полностью преобразует его в инфракрасное излучение. Поэтому самые молодые звезды обычно проявляют себя лишь как инфракрасные источники в недрах газовых облаков. И лишь позднее пространство вокруг молодой звезды расчищается и ее лучи прорываются в межзвездное пространство. Часть вещества, окружавшего формирующуюся звезду, может образовать вокруг нее вращающийся газопылевой диск, в котором со временем возникнут планеты.

Звезды типа Солнца после своего возникновения мало влияют на окружающую межзвездную среду. Но часть рождающихся звезд имеет очень большую массу – в десять и более раз больше, чем у Солнца. Мощное ультрафиолетовое излучение таких звезд и интенсивный звездный ветер сообщают тепловую и кинетическую энергию большим массам окружающего газа. Часть звезд взрывается как сверхновые, выбрасывая с большими скоростями гигантскую массу вещества в межзвездную среду. Поэтому звезды не только образуются из газа, но и во многом определяют его физические свойства. Звезды и газ можно рассматривать как единую систему со сложными внутренними связями. Однако в деталях процесс формирования звезд очень сложен и не до конца еще изучен. Известны физические процессы, которые стимулируют сжатие газа и рождение звезд, как и процессы, которые тормозят его. По этой причине связь между плотностью межзвездной среды в данной области Галактики и интенсивностью звездообразования в ней не однозначна

Анатолий Засов

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.

Водород является самым распространенным элементом, и состояние его ионизации должно определять физические условия в газе. Можно поэтому думать, что физические условия в зонах Н I и Н II коренным образом различны. Л. Спицер (США) показал, что прежде всего резко различаются температуры. Он рассчитал температуру в областях HI и Н II, используя метод энергетического баланса, сходный с тем, который был использован для туманностей.

В области Н II приход энергии определяется ионизацией водорода - оторванный электрон получает избыток энергии кванта, который потом распределяется между несколькими электронами в результате столкновений. Нужно подчеркнуть, что ионизации водорода возможны только потому, что происходят рекомбинации, иначе водород был бы ионизован полностью и нагрев прекратился бы. Чем больше рекомбинаций происходит в единице объема, тем больше будет ионизации и тем больше энергии сообщается электронному газу. Напомним, что число рекомбинаций пропорционально квадрату плотности.

Охлаждение газа производится при возбуждении уровней ионов S II, N II и главное О II. Интенсивности линий вычислялись теоретически, так как из-за их слабости они трудны для наблюдения. Величина температуры почти не зависит от плотности, если удары второго рода несущественны, так как и нагрев и охлаждение пропорциональны n 2 , которое сокращается в уравнении баланса. Поскольку освещающие звезды в областях Н II такие же, как в диффузных туманностях, температуры этих областей должны быть примерно такими же - от 7000 до 10 000° в зависимости от подкласса звезды. Эта оценка температуры подтверждается наблюдениями линии О II. При температуре ниже 7000 - 8000° ультрафиолетовая линия не может возбуждаться.

В областях Н I водород не ионизуется, туда не проникает излучение с длиной волны меньшей, чем у лаймановского предела. Поэтому там не могут быть ионизованы также кислород и азот, у которых энергия ионизации больше, чем у водорода. Из сравнительно обильных элементов только углерод, кремний, сера и железо должны быть в ионизованном состоянии, так как их ионизация может производиться квантами с частотой, меньшей частоты лаймановского предела. Излучение, ионизующее эти атомы, является не столь коротковолновым, как излучение, ионизующее водород (предел ионизации углерода равен 1105 Å), поэтому оно достаточно интенсивно и в спектрах более холодных и многочисленных звезд классов В1 - В5, которые играют здесь ту же роль, что звезды О и ВО для водорода. Так как атомов С, Si и других в тысячу раз меньше, чем водорода, поглощение ими радиации не очень существенно, и резко разделенных зон, например С I и С II и т. п., не должно быть. Более существенно поглощение пылью, из-за которого могут возникнуть зоны С I и другие внутри плотных газово-пылевых облаков.

Поскольку электроны в областях Н I образуются при ионизации углерода и других элементов, относительное содержание которых в тысячи раз меньше, чем водорода, концентрация электронов в областях Н I в тысячу раз меньше, чем в Н II при той же плотности газа.

Эти числа согласуются с упомянутыми выше данными Б. Стремгрена об электронной концентрации в облаках, найденными из сравнения межзвездных линий поглощения. Ввиду малой электронной концентрации рекомбинации в областях H I происходят реже, чем в областях Н II. Отсюда следует любопытный вывод, что степень ионизации металлов, С, Si и тому подобных элементов в областях H I выше, чем в областях НИ, несмотря на отсутствие там коротковолнового излучения.

Рассмотрим температуру областей Н I. Нагрев газа производится при ионизации С, Si, S и металлов, прежде всего Fe. Но из-за малого количества этих элементов и низкой электронной концентрации число рекомбинаций, а следовательно, и число ионизации, очень мало, так что приход энергии от фотоионизаций в 1 см 3 в десятки тысяч раз меньше, чем в области Н II (при расчете надо принять во внимание, что при низкой температуре вероятность рекомбинации увеличивается). Поскольку приход энергии мал, нужно рассмотреть по возможности все механизмы нагрева и охлаждения, даже те, которые кажутся второстепенными, так как в сравнении с малым приходом от фото-ионизации эти механизмы могут оказаться существенными.

Одним из дополнительных факторов нагрева могут служить космические лучи. Подробнее о них будет говориться в следующей главе. Пока достаточно знать, что до того как космические лучи попадают в атмосферу Земли они представляют собой протоны и ядра других атомов, а также электроны, движущиеся в межзвездном пространстве с громадной энергией, в миллиарды раз превосходящей энергию теплового движения частиц в областях Н II. Двигаясь в межзвездном газе почти со скоростью света, такая частица ионизует атомы на своем пути. Вырванный электрон получает довольно значительную энергию, которая распределяется в газе в результате столкновений с другими электронами. Наиболее существенна ионизация атомов водорода. Концентрация космических лучей около Земли известна, и, сделав гипотезу, что она одинакова почти во всей Галактике (эта гипотеза теперь подтверждена данными радиоастрономии, о чем см. в главе IV), Спицер подсчитал, что нагрев космическими лучами составляет около 10% нагрева от фотоионизации атомов в обычных облаках Н I. Таким образом, в обычных облаках роль космических лучей не очень существенна. Однако в более плотных комплексах газо-пылевых облаков, куда излучение звезд проникает сильно ослабленным, космические лучи могут быть основным источником ионизации и нагрева.

Охлаждение в зонах Н I, так же как и в областях Н II, производится в основном при возбуждении уровней электронным ударом. Число ионов, которые могут возбуждаться ударом и охлаждать газ, сравнимо с концентрацией С, Si и др., ионизации которых нагревают газ. Это приводит к тому, что температура газа оказывается значительно ниже, чем в зоне Н II, где охлаждающих ионов в тысячи раз меньше, чем нагревающих (водород). При низкой температуре электроны не могут возбуждать уровни, переходы с которых вниз дают линии в видимой части спектра ([О II], и т. п.). Поэтому если бы атомы имели только такие уровни, то температура понизилась бы примерно до 3000°, после чего охлаждение уменьшилось бы в тысячи раз и баланс энергии восстановился бы. Однако у многих атомов и ионов основной уровень, который мы до сих пор рассматривали как слитный, на самом деле оказывается расщепленным, он состоит из двух-трех подуровней. Расщепление этих подуровней в сто-триста раз меньше, чем расстояние от первого до второго уровня ионов, излучающих обычные запрещенные линии. Поэтому длины волн, излучаемые при запрещенных переходах между подуровнями, лучше измерять не в ангстремах, а в микронах (1 мк равен 10 -4 см или 10 4 Å). Из более обильных в области Н I ионов такие длинноволновые линии имеются у С II (переход между первым возбужденным и основным подуровнем дает линию с длиной волны 156 мк, т. е. 0,15 мм), у О I (6З мк), у Si II (35 мк), Fe II (26 мк) и др. У N I основной уровень не расщеплен. Возбуждение низких подуровней N II, С II и других происходит, конечно, и в областях Н II, но, поскольку каждое возбуждение уносит очень небольшую энергию, их влияние на температуру этих областей незначительно.

Чем больше длина волны линии, тем более медленные электроны могут ее возбуждать. При относительно высокой температуре, например 200-300° К 1 , много энергии будет уносить возбуждение Fe II. При температуре меньше 200° К охлаждение на ионах железа начнет уменьшаться, и могло бы установиться равновесие, но ионы кремния будут еще легко возбуждаться, и температура будет продолжать опускаться. Нижний предел температуры определяется самым низким из перечисленных подуровней, принадлежащим С II. Если основная часть атомов углерода находится в состоянии С II, то равновесная температура по расчетам Спицера была бы всего 22° К 2 . Однако некоторые данные наблюдений, о которых речь будет ниже, говорят о более высокой температуре. Кроме того, из теоретических соображений следует, что углерод в зоне Н I вряд ли будет весь в свободном состоянии. Часть его входит в состав молекул СН, CN и др. Кроме того, атомы углерода легко адсорбируются пылинками, поэтому в газово-пылевых облаках часть углерода должна войти в атомарном или молекулярном виде в состав пылинок. Процесс роста пылинок еще плохо изучен, и пока трудно сказать, насколько эта часть значительна. Некоторое указание может дать тот факт, что в более плотных облаках содержание Са по отношению к Na в несколько раз меньше обычного. Это было объяснено тем, что Са в таких условиях адсорбируется пылинками. Если поведение углерода сходно с поведением кальция, то содержание свободного углерода тоже должно уменьшиться в несколько раз, так что основным "нагревающим" элементом станет Si I, а охлаждающим - О I и Si II, у которых энергия возбуждения в несколько раз больше, чем у С II. В этом случае температура установится более высокой, например 40 - 50° К. Ошибка в температуре не может здесь быть очень большой, так как число возбуждений сильно зависит от температуры - изменение ее на 10° изменяет скорость охлаждения в два-три раза, и поэтому неточность в оценке относительного содержания элементов, эффективных сечений возбуждения и т. п. может изменить температуру не больше, чем на 20 - 30°.

1 (Речь идет об абсолютной температуре, отсчитываемой от -273° С )

2 (По новым расчетам - 18° К )

Рассмотрим теперь другие процессы, ведущие к охлаждению. Одним из таких процессов могут быть столкновения атомов с пылинками 1 . При столкновении значительная доля кинетической энергии атома переходит к атомам холодной пылинки, которые начинают быстрее двигаться, т. е. пылинка нагревается, а энергия атома в результате столкновения уменьшается. Чтобы проиллюстрировать роль этого процесса, Спицер рассмотрел плотное газопы-левое облако, в котором относительная концентрация пылинок в десять раз больше, чем средняя концентрация в межзвездном газе. Предполагалось, что фотоионизация несущественна из-за поглощения света пылью, а нагрев и ионизация осуществляются космическими лучами. Тогда, если бы газ охлаждался только пылинками, т. с. без возбуждения ионов, температура его установилась бы около 70° К. Поскольку наличие в таком облаке атомов С I и других с очень низкими уровнями (для С I длина волны лики и равна 610 мк) понизит температуру до величины, по-видимому, меньшей, чем 20°, охлаждение при столкновениях с пылинками окажется несущественным, если не считать аномально плотные и богатые пылью облака.

1 (В межзвездном газе, так же как в туманностях, пыли в среднем в 200 раз меньше по массе, чем газа )

Охлаждение межзвездного газа может быть связано также с наличием в нем молекул водорода Н 2 . Диссоциация этих молекул на атомы (один из которых после диссоциации оказывается возбужденным) может производиться лишь излучением с длиной волны меньшей, чем 850 Å, т. е. за лаймановским пределом. Следовательно, диссоциация может происходить только в областях Н II. Обратный процесс - соединение двух свободных атомов водорода в молекулу - мог бы произойти только если один из атомов возбужден или если энергия столкновения атомов значительно больше энергии возбуждения. Поскольку число возбужденных атомов водорода в межзвездном пространстве ничтожно мало, образование молекул так происходить не может. Но если атом водорода приближается к другому атому, находящемуся на поверхности пылинки, то соединение их в молекулу может произойти и без предварительного возбуждения, пыль служит как бы катализатором, способствующим химической реакции. Между прочим, аналогичную роль пыль может играть и при рекомбинациях - если ион находится на поверхности пылинки, то вероятность рекомбинировать с ним для пролетающего мимо электрона гораздо больше, чем в случае свободного иона. Таким образом, наличие пыли уменьшает степень ионизации газа.

При соединении двух атомов водорода в молекулу выделяется энергия связи подобно выделению энергии при рекомбинации. Если реакция происходит на поверхности пылинки, то выделившаяся энергия переходит в тепло, участок пылинки, прилегающий к молекуле, как показал А. И. Лебединский (СССР), нагревается и частично испаряется, а сама молекула отделяется от пылинки и переходит в газ. Таким образом, в более плотных облаках, содержащих достаточно пыли, должен присутствовать молекулярный водород. Молекулы, так же как и атомы, имеют многочисленные уровни. У атома уровни соответствовали значениям энергии электрона. У молекулы имеются три вида энергии: энергия электрона, энергия колебаний ядер составляющих ее атомов около их среднего положения и энергия вращения молекулы как целого. Каждый из этих видов энергии может принимать только определенные значения. Изменения энергии электронов обычно велики, они соответствуют переходам, дающим кванты в видимой или в прилегающих частях спектра. В условиях низкой температуры электроны возбуждаться не могут. Самые маленькие измзнения энергии соответствуют вращательному движению. Обычно молекула в межзвездном пространстве имеет самые низкие значения электронной, колебательной и вращательной энергии. Столкновения с нейтральными атомами водорода увеличивают вращательную энергию, возбуждают соответствующие подуровни. При обратном переходе излучаются длинноволновые кванты, которые уносят часть энергии газа. Таким образом, этот процесс подобен охлаждению газа при возбуждении подуровней атомов. Пока температура меньше 40° К, возбуждения молекул практически не происходит. При повышении температуры до 50° охлаждение резко возрастает и дальше растет очень быстро. Поэтому температура газа внутри плотных облаков, где имеется молекулярный водород, не может быть больше 50 - 55°. Однако другие факторы, действующие в плотных облаках, приводят к еще более низким температурам, так что возбуждение молекул, по-видимому, не играет существенной роли. Но оно может стать основным фактором охлаждения, если какая-нибудь причина поднимет на некоторое время температуру облака до более высокого значения.

Подведем итоги. Недостаток данных о физических условиях в Н I областях --о содержании атомов разных элементов, в первую очередь свободного углерода, о количестве пыли, молекул Н 2 и т. д.- не позволяет дать достаточно точные значения для температуры. Однако можно считать доказанным, что температура областей Н I резко отличается от температуры областей Н II. В стационарных условиях температура нейтрального водорода при средней плотности, по-видимому, не превышает 60 - 70° К, а в плотных областях 40 - 50° К. Почему подчеркивается стационарность условий и что это означает? Дело в том, что большинство процессов, охлаждающих газ, действует сравнительно медленно; они могут заметно изменить температуру только за десятки и сотни тысяч лет, а в некоторых случаях за миллионы лет. Следовательно, чтобы температура приблизилась к оцененным выше значениям, все внешние факторы должны мало меняться в течение миллионов лет. Это условие не всегда выполняется. Горячие звезды приближаются к облакам и удаляются от них, вблизи облака может вспыхнуть новая звезда и т. д. Наконец, сами облака находятся в постоянном движении, они сталкиваются, деформируются, причем часть их кинетической энергии переходит в тепло. Поэтому температура зависит не только от факторов, нагревающих и охлаждающих газ, но и от истории данной массы газа. К этому вопросу мы вернемся после того как рассмотрим некоторые наблюдения, позволяющие судить о температуре межзвездной среды.

Согласно современным представлениям, звезды образуются путем конденсации весьма разреженной межзвездной газово-пылевой среды. Поэтому, прежде чем рассказать о путях эволюции звезд, нам придется остановиться на свойствах межзвездной среды.

Межзвездный газ был обнаружен в самом начале текущего столетия благодаря поглощению в линиях ионизованного кальция, которое он производит в спектрах удаленных горячих звезд. С тех пор методы изучения межзвездного газа непрерывно улучшались и достигли высокой степени совершенства. В итоге большой многолетней работы, проделанной астрономами, сейчас свойства межзвездного газа можно считать достаточно хорошо известными. Плотность межзвездной газовой среды ничтожна. В среднем в областях межзвездного пространства, расположенных недалеко от галактической плоскости, в 1 см3 находится примерно 1 атом. Напомним, что в таком же объеме воздуха находится 2,7*1019 молекул. Даже в самых совершенных вакуумных камерах концентрация атомов не меньше чем 103 см-3. И все же межзвездную среду нельзя рассматривать как вакуум! Дело в том, что вакуумом, как известно, называется такая система, в которой длина свободного пробега атомов или молекул превышает характерные размеры этой системы. Однако в межзвездном пространстве средняя длина свободного пробега атомов в сотни раз меньше, чем расстояния между звездами. Поэтому мы вправе рассматривать межзвездный газ как сплошную, сжимаемую среду и применять к этой среде законы газовой динамики.

Химический состав межзвездного газа довольно хорошо исследован. Он сходен с химическим составом наружных слоев звезд главной последовательности. Преобладают атомы водорода и гелия, атомов металлов сравнительно немного. В довольно заметных количествах присутствуют простейшие молекулярные соединения (например, CO, CN). Возможно, что значительная часть межзвездного газа находится в форме молекулярного водорода. Развитие внеатмосферной астрономии открыло возможность наблюдения линий молекулярного водорода в далекой ультрафиолетовой части спектра.

Физические свойства межзвездного газа существенно зависят от того, находится ли он в сравнительной близости от горячих звезд или, напротив, достаточно удален от них. Дело в том, что ультрафиолетовое излучение горячих звезд полностью ионизует водород на огромных расстояниях. Так, звезда класса О5 ионизует вокруг себя водород в гигантской области радиусом около 100 пс.

Температура межзвездного газа в таких областях (определяемая как характеристика беспорядочных тепловых движений частиц) достигает 10 тыс. К. При этих условиях мезжзвездная среда излучает отдельные линии в видимой части спектра, в частности красную водородную линию. Эти области межзвездной среды носят название «зоны HII». Однако большая часть межзвездной среды достаточно удалена от горячих звезд. Водород там не ионизован. Температура газа низкая, около 100 К или ниже. Именно здесь имеется значительное количество молекул водорода.

Кроме газа, в состав межзвездной среды входит космическая пыль. Размеры таких пылинок составляют 10-4-10-5 см. Они являются причиной поглощения света в межзвездном пространстве, из-за которого мы не можем наблюдать объекты, находящиеся в галактической плоскости на расстояниях, больших 2–3 тыс. пс. К счастью, космическая пыль, так же как и связанный с ней межзвездный газ, сильно концентрируется к галактической плоскости. Толщина газово-пылевого слоя составляет всего лишь около 250 пс. Поэтому излучение от космических объектов, направления на которые составляют значительные углы с галактической плоскостью, поглощается незначительно.

Межзвездные газ и пыль перемешаны. Отношение средних плотностей газа и пыли в межзвездном пространстве равно приблизительно 100:1. Наблюдения показывают, что пространственная плотность газово-пылевой межзвездной среды меняется весьма нерегулярно. Для этой среды характерно резко выраженное «клочковатое» распределение. Она существует в виде облаков (в которых плотность раз в 10 больше средней), разделенных областями, где плотность ничтожно мала. Эти газово-пылевые облака сосредоточены преимущественно в спиральных ветвях Галактики и участвуют в галактическом вращении. Отдельные облака имеют скорости в 6–8 км/с, о чем уже говорилось. Наиболее плотные из таких облаков наблюдаются как темные или светлые туманности.

Значительное количество сведений о природе межзвездного газа было получено за последние два десятилетия благодаря весьма эффективному применению радиоастрономических методов. Особенно плодотворными оыли исследования межзвездного газа на волне 21 см. Что это за волна? Еще в сороковых годах теоретически было предсказано, что нейтральные атомы водорода в условиях межзвездного пространства должны излучать спектральную линию с длиной волны 21 см. Дело в том, что основное, самое «глубокое» квантовое состояние атома водорода состоит из двух очень близких уровней. Эти уровни различаются ориентациями магнитных моментов ядра атома водорода (протона) и вращающегося вокруг него электрона. Если моменты ориентированы параллельно, получается один уровень, если антипараллельно – другой. Энергия одного из этих уровней несколько больше другого (на величину, равную удвоенному значению энергии взаимодействия магнитных моментов электрона и протона). Согласно законам квантовой физики, время от времени должны самопроизвольно происходить переходы с уровня большей энергии на уровень меньшей энергии. При этом будет излучаться квант с частотой, пропорциональной разности энергий уровней. Так как последняя в нашем случае очень мала, то и частота излучения будет низкой. Соответствующая длина волны будет равна 21 см.

Расчеты показывают, что такие переходы между уровнями атома водорода происходят чрезвычайно редко: в среднем для одного атома имеет место один переход в 11 млн. лет! Чтобы почувствовать ничтожную величину вероятности таких процессов, достаточно сказать, что при излучении спектральных линий в оптическом диапазоне переходы происходят каждую стомиллионную долю секунды. И все же оказывается, что эта линия, излучаемая межзвездными атомами, имеет вполне наблюдаемую интенсивность.

Так как межзвездные атомы имеют различные скорости по лучу зрения, то из-за эффекта Доплера излучение в линии 21 см будет «размазано» в некоторой полосе частот около 1420 Мгц (эта частота соответствует длине волны 21 см). По распределению интенсивности в этой полосе (так называемому «профилю линии») можно изучить все движения, в которых участвуют межзвездные атомы водорода. Таким путем удалось исследовать особенности галактического вращения межзвездного газа, беспорядочные движения отдельных его облаков, а также его температуру. Кроме того, из этих наблюдений определяется количество атомов водорода в межзвездном пространстве. Мы видим, таким образом, что радиоастрономические исследования на волне 21 см являются мощнейшим методом излучения межзвездной среды и динамики Галактики. В последние годы этим методом изучаются другие галактики, например туманность Андромеды. По мере увеличения размеров радиотелескопов будут открываться все новые возможности изучения более удаленных галактик при помощи радиолинии водорода.

В конце 1963 г. была обнаружена еще одна межзвездная радиолиния, принадлежащая молекулам гидроксила ОН, с длиной волны 18 см (линия ОН состоит из четырех близких по частотам компонент – 1612, 1665, 1667 и 1720МГц)). Существование этой линии было теоретически предсказано известным советским астрофизиком И.С.Шкловским в 1949 г. В направлении на галактический центр интенсивность этой линии (которая наблюдается в поглощении) оказалась очень высокой. Это подтверждает сделанный выше вывод, что в отдельных областях межзвездного пространства газ находится преимущественно в молекулярном состоянии. В 1967 г. была открыта радиолиния воды Н2О с длиной волны 1,35 см.

За последние 15 лет, протекшие после открытия межзвездной радиолинии ОН, было открыто много других радиолиний межзвездного происхождения, принадлежащих различным молекулам. Среди них особенно большое значение имеет молекула СО, радиолиния которой с длиной волны 2,64 мм наблюдается почти во всех областях межзвездной среды. Есть молекулы, радиолинии от которых наблюдаются исключительно в плотных, холодных облаках межзвездной среды. Довольно неожиданным было обнаружение в таких облаках радиолиний весьма сложных многоатомных молекул, например, СН3НСО, CH3CN и др.

Весьма полезным является то обстоятельство, что соответствующие радиолинии, принадлежащие различным изотопам одной и той же молекулы, имеют довольно заметно различающиеся длины волн. Это позволяет исследовать изотопный состав межзвездной среды, что имеет большое значение для проблемы эволюции вещества во Вселенной. В частности, раздельно наблюдаются такие изотопные комбинации окиси углерода: 12C16 О, 13С16О и 12С18О. Области межзвездной среды, окружающей горячие звезды, где водород полностью ионизован («зоны HII»), весьма успешно исследуются при помощи так называемых «рекомбинационных» радиолиний, существование которых было теоретически предсказано еще до их открытия советским астрономом Н.С.Кардашевым. «Рекомбинационные» линии возникают при переходах между весьма высоко возбужденными атомами (например, между 108 и 107 уровнями атома водорода). Столь «высокие» уровни могут существовать в межзвездной среде только по причине ее чрезвычайно низкой плотности. Заметим, например, что в солнечной атмосфере могут существовать только первые 28 уровней атома водорода; более высокие уровни разрушаются благодаря взаимодействию с частицами окружающей плазмы.

Уже сравнительно давно астрономы получили ряд косвенных доказательств наличия межзвездных магнитных полей. Эти магнитные поля связаны с облаками межзвездного газа и движутся вместе с ними. Напряженность таких полей около 10-5Э, т.е. в 100 тыс. раз меньше напряженности земного магнитного поля на поверхности нашей планеты. Общее направление магнитных силовых линий совпадает с направлением ветвей спиральной структуры Галактики. Можно сказать, что сами спиральные ветви представляют собой гигантских размеров магнитные силовые трубки.

В конце 1962 г. факт существования межзвездных магнитных полей был установлен английскими радиоастрономами путем прямых наблюдений. С этой целью исследовались весьма тонкие поляризационные эффекты в радиолинии 21 см, наблюдаемой в поглощении в спектре мощного источника радиоизлучения – Крабовидной туманности. Если межзвездный газ находится в магнитном поле, можно ожидать расщепления линии 21 см на несколько компонент, отличающихся поляризацией. Так как величина магнитного поля очень мала, это расщепление будет совершенно ничтожным. Кроме того, ширина линии поглощения 21 см довольно значительна. Единственное, что можно ожидать в такой ситуации, – это небольшие систематические различия поляризации в пределах профиля линий поглощения. Поэтому уверенное обнаружение этого тонкого эффекта – замечательное достижение современной науки. Измеренное значение межзвездного магнитного поля оказалось в полном соответствии с теоретически ожидаемым согласно косвенным данным.

Для исследований межзвездных магнитных полей применяется и радиоастрономический метод, основанный на изучении вращения плоскости поляризации радиоизлучения внегалактических источников при его прохождении через «намагниченную» межзвездную среду («явление Фарадея»). Этим методом уже сейчас удалось получить ряд важных данных о структуре межзвездных магнитных полей. В последние годы в качестве источников поляризованного излучения для измерения межзвездного магнитного поля таким методом используются пульсары.

Межзвездные магнитные поля играют решающую роль при образовании плотных холодных газово-пылевых облаков межзвездной среды, из которых конденсируются звезды.

С межзвездными магнитными полями тесно связаны первичные космические лучи, заполняющие межзвездное пространство. Это частицы (протоны, ядра более тяжелых элементов, а также электроны), энергии которых превышают сотни миллионов электронвольт, доходя до 1020–1021 эВ. Они движутся вдоль силовых линий магнитных полей по винтовым траекториям. Электроны первичных космическнх лучей, двигаясь в межзвездных магнитных полях, излучают радиоволны. Это излучение наблюдается нами как радиоизлучение Галактики (так называемое «синхротронное излучение»). Таким образом, радиоастрономия открыла возможность изучать космические лучи в глубинах Галактики и даже далеко за ее пределами. Она впервые поставила проблему происхождения космических лучей на прочный научный фундамент.

Масса межзвездного газа в нашей Галактике близка к миллиарду солнечных масс, что составляет немногим больше 1% от полной массы Галактики, обусловленной в основном звездами. В других звездных системах относительное содержание межзвездного газа меняется в довольно широких пределах. У эллиптических галактик оно очень мало, около 10-4% и даже меньше, в то время как у неправильных звездных систем (типа Магеллановых Облаков) содержание межзвездного газа доходит до 20 и даже 50%. Это обстоятельство тесно связано с вопросом об эволюции звездных систем.