книги из ГПНТБ / Воронцов-Вельяминов Б.А. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной

Светлые пылевые туманности

Если в ясную темную ночь сфотографировать с боль­ шой выдержкой светосильным фотоаппаратом или те­ лескопом известное всем звездное скопление Плеяды, то можно увидеть, что каждая из ярких звезд этого скопления окружена светящимся туманом (см. Прило­ жение, рис. 5). Этот туман имеет у каждой звезды раз­ личную структуру, в нем заметна волокнистость. Ближе к звездам светлый туман ярче.

Вблизи некоторых других звезд или вокруг них то­ же имеются светлые туманные пятна. Это светлые диф­ фузные (размытые) туманности.

Спектр таких туманностей является точной копией спектра звезды, около которой она видна. Поэтому мож­ но было бы думать, что здесь имеется облако космиче­ ской пыли, отражающей свет звезды. Это подтверди­ лось тем, что была обнаружена поляризация света та­ ких туманностей. Очевидно, если вблизи пылевого обла­ ка окажется достаточно яркая звезда, то она осветит пылинки достаточно ярко, для того чтобы мы увидели это облако.

Вообще говоря, чем ближе пыль к звезде, тем силь­ нее она ею освещена, но вид и цвет туманности по срав­ нению с цветом звезды зависит от того, каков размер пылинок и как облако и звезда расположены относитель­ но нас. Если звезда находится, например, между туман­ ностью и нами, то цвет туманности такой же, как у звез­ ды. Если звезда находится за туманностью, то цвет звезды краснеет из-за избирательного поглощения света в пыли, а туманность выглядит более голубой. Анализируя рас­ пределение света в туманности в зависимости от расстоя­

20

3.

МЕЖЗВЕЗДНЫЙ

ГАЗ

Еще раньше, чем было признано существование меж­ звездной пыли, был обнаружен невидимый межзвездный газ. В спектрах далеких двойных горячих звезд в 1904 г. были открыты тонкие линии Н и К ионизированного кальция, которых в спектрах близких горячих звезд не видели. Эти линии не принимали участия в периодиче­ ских смещениях остальных линий спектра, обусловлен­ ных изменением скорости звезд относительно наблюда­ теля при их орбитальном движении. Таких линий в спектрах горячих звезд, кроме того, не может быть, так как при высоких температурах кальций в атмосферах звезд ионизирован слишком сильно. Линии Са II1 ока­ зываются в общем тем сильнее, чем дальше от нас го-1

1 I при символе химического элемента обозначает нейтральный атом, II — однажды ионизированный, III — дважды ионизирован­ ный и т. д.

22

рячая звезда, лежащая вблизи плоскости Галактики. Из всего этого следовал вывод, что линии Са II вызва­ ны межзвездной средой, сконцентрированной в тонком слое вблизи галактической плоскости. Чем звезда даль­ ше, тем больше атомов ионизированного кальция на на­ шем луче зрения и тем больше производимое ими по­ глощение света. Поэтому их спектральная линия и уси­ ливается с расстоянием. Затем последовательно были открыты межзвездные линии атомов Nal, Cal, KI, Fel,

которых наиболее интенсивна полоса поглощения 4431А. Быть может, ее вызывают твердые прозрачные пылин­ ки, состоящие из замерзших газов.

Важную информацию дает знание сдвига межзвезд­ ных линий относительно их нормального положения. В спектре межзвездные линии имеют иное допплеровское смещение, чем линии, производимые атмосферой звезды, так как межзвездные линии определяют скорость центра тяжести столба газа, лежащего между нами и звездой. Эта скорость соответствует радиальной составляющей той скорости, с которой звезда и центр тяжести столба межзвездного газа обращаются около центра Галакти­ ки, а эта скорость обращения зависит от расстояния до центра. Но, кроме того, и звезда и газ имеют свои соб­ ственные, пекулярные скорости хаотического движения. У облаков межзвездного газа они оказались в среднем около 7 км/сек. Скорость обращения далеких от нас объектов обычно заметнее. Поэтому удвоенное смещение межзвездных линий (при равномерной плотности газа на луче зрения) дает оценку расстояния до звезды, по­ скольку из теории вращения Галактики известна лучевая

23

скорость, определяемая направлением и расстоянием от нас обращающегося тела.

Так оценивают расстояния до звезд, у которых, как например у новых звезд, линии их спектра имеют сме­ щения неизвестной величины, вызванные движениями газа в их атмосферах. График зависимости интенсивно­ сти самых сильных межзвездных линий Н и К от уже известного по другим данным расстояния до некоторых звезд позволяет по интенсивности этих линий оценить расстояния до других звезд.

Иногда на луче зрения бывает несколько (до 5) бо­ лее плотных облаков газа, каждое со своим движением, вследствие этого в спектрах очень далеких звезд меж­ звездные линии Н и К состоят из нескольких компо­ нентов, смещенных различно. Пекулярные скорости не­ которых из них доходят до 60 км/сек. В некоторых слу­ чаях были найдены двойные линии Н и К одновременно с одиночными линиями D (см. Приложение, рис. 6). Кроме того, в одних облаках сравнительно сильнее ока­ зываются линии металлов, в других — линии молекул. Очевидно, от облака к облаку есть различия в услови­ ях возбуждения молекул в межзвездном пространстве, а может быть, даже и различия в химическом составе.

Кальций ионизирован потому, что его потенциал ио­ низации мал. Линии межзвездного ионизированного кальция наблюдаются легче всего также потому, что это его главные, резонансные линии, которые у других меж­ звездных атомов лежат в ненаблюдаемой области спект­ ра. Степень его ионизации устанавливается по теории ионизации, исходя из наблюдаемого отношения интен­ сивностей линий Call и Cal. Ионизированных атомов

24

рой 10000° С. По спектральному составу свет, пронизы­ вающий межзвездную среду, таков же, как и свет белых звезд. В нем много ультрафиолетовых квантов, которые ионизируют атомы кальция. Но ионизация зависит еще от дилюции (разжиженности) излучения W. Дилюция меж­ звездного излучения порядка 10~15, и если бы плотности межзвездного газа и атмосфер белых звезд были оди­ наковы, то у первого из них ионизация была бы в 1015 раз сильнее, чем у атмосфер белых звезд. Если, однако, ионизация и там и тут одинакова, значит, электронная плотность звездного газа в 1015 раз меньше (один элект­ рон в 1 см3) . Подсчет показывает, что в среднем в 1 см3 межзвездного газа содержится около 10~7 дважды иони­ зированных атомов СаШ, 10~8 Call и 10~10 нейтральных атомов Cal, т. е. всего атомов кальция практически име­ ется 10~7 на 1 см3.

Но число свободных электронов, как мы видели, не­ сравненно больше, чем дает ионизация кальция и дру­ гих наблюдаемых по спектру элементов. Откуда же бе­ рутся электроны? Их должен давать водород — элемент наиболее обильный и в звездах, и в туманностях. Поче­ му же в его спектре поглощения не наблюдаются линии серии Бальмера? Причина заключается в условиях меж­ звездной среды. Поглощение квантов при большой дилю­ ции излучения в межзвездном газе и возбуждение ато­ мов водорода происходит крайне редко. Большинство их находится в невозбужденном состоянии. Атом пере­ ходит с основного уровня на следующий при поглоще­ нии кванта линии невидимой нами серии Лаймана. Для поглощения в линии видимой нами серии Бальмера атом должен переходить на высший уровень со второго уров­ ня. Но прежде чем ему случится поглотить для этого нужный квант света, атом успеет вернуться на нормаль­

25

обычно не наблюдаемы. Вследствие этого в спектре меж­ звездного газа и наблюдаются линии лишь немногих химических элементов. Химический состав межзвездного газа определяется пока неточно. Конечно, в простран­ стве есть атомы и молекулы других элементов, количе­ ство которых пока еще неизвестно.

Мы говорили, что в основной своей массе невидимый межзвездный водород неионизирован. Он излучает лишь там, где есть горячие звезды-гиганты. Однако неионизированный водород можно теперь обнаруживать по его радиоизлучению.

По мере развития теории атома выяснилось, что ос­ новной энергетический уровень атома водорода не име­ ет тонкой структуры и таких подуровней, как атом ОШ, но имеет сверхтонкую структуру с расщеплением, в ты­ сячу раз меньшим. Этому незначительному различию в энергиях соответствует переход, дающий слабый квант, соответствующий длине волны К = 21 см в радиообласти. Расчеты показали, что время жизни на верхнем, метастабильном подуровне атома водорода составляет 11 • 10б лет. Вероятность возбуждения до этого подуров­ ня столкновением с нейтральным атомом HI, имеющим даже малую тепловую скорость, очень велика. Несмот­ ря на редкость таких возбуждений и большую редкость излучения кванта с Я = 21 см, при огромной толще меж­ звездного газа суммарное излучение оказывается в этой запрещенной линии достаточным, чтобы его можно было уловить при современной чувствительности нашей радиоаппаратуры. Многие радиоволны наша атмосфера не пропускает, но она все же прозрачна для Я,—21 см.

26

Линия Х=21 см имеет некоторую ширину, в основ­ ном определяемую дисперсией скоростей атомов, каж­ дый из которых испускает строго определенную длину волны. Допплеровские смещения отдельных линий, обу­ словленные и тепловыми движениями, и движениями облаков газа как целого по лучу зрения, создают у ли­ нии некоторый контур — распределение излучения по отношению к нормальной длине волны.

Если на луче зрения есть два облака с сильно раз­ личающимися скоростями, то их профили, налагаясь друг на друга, образуют двугорбый профиль. Положе­ ние максимумов определяет средние скорости этих об­ лаков как целого. Из анализа контура линии А=21 см можно установить плотность межзвездного водорода, его клочковатость и скорость движения по лучу зрения внутри нашей Галактики и даже в других галактиках.

Не входя в детали, укажем, что в сопоставлении с теорией вращения Галактики, в котором участвует меж­ звездный водород, можно локализировать водородные облака по скорости их движения. Так, можно установить расположение невидимого нейтрального газа во всем объеме Галактики. При этом очень важно следующее: в галактической плоскости оптические исследования ог­ раничены поглощением света космической пылью. Это поглощение для радиоизлучения практически отсутству­ ет, в радиолучах Галактика прозрачна. С другой сторо­

нас и движущихся с разной скоростью, позволяют изу­ чать эти линии раздельно. В результате по нейтрально­ му водороду можно изучать самые удаленные от нас области Галактики, находящиеся даже по другую сто­ рону от ее ядра.

27

Как уже упоминалось, определение положения водо­ родных облаков в нашей системе основывается на зако­ не вращения Галактики, выведенном из наблюдения двш жений звезд в окрестностях Солнца, при экстраполиро­ вании этого закона на более далекие области. По это­ му закону угловые и линейные скорости звезд убывают с удалением от центра Галактики. По отношению к нам одни звезды уходят вперед, другие отстают, и это со­ здает составляющую лучевой скорости по отношению к наблюдателю. Она зависит от направления и в данном направлении пропорциональна расстоянию. Луч зрения, по которому в плоскости Галактики находится наблю­ даемый нейтральный водород, проходит где-то на крат­ чайшем расстоянии от ее центра. Это расстояние можно определить, если мы знаем наше расстояние от центра (10 000 парсеков). Можно также установить и то рас­ стояние от центра, на котором принимаемая скорость вращения равна скорости облака газа, определяемой по сдвигу максимума контура линии Я = 21 см. Так, иссле­ дуя контуры линии Я=21 см по всем направлениям, по­ лучают картину распределения нейтрального водорода (рис. 3). Нельзя получить ее только внутри двух кону­ сов с вершиной в солнечной системе и направленных к центру Галактики и в противоположную от него сторо­ ну. В этих направлениях проекция скорости вращения на луч зрения равна нулю на любом от нас расстоя­ нии.

В длинных уплотненных волокнах шириной около 200 парсеков средняя концентрация водорода — 1 атом в см3, а между ними она в 10 раз меньше. Если плотно­ сти в кальциевых зонах усреднить, то в центральной части Галактики содержится 0,4 атома в 1 см3, затем плотность растет до 1 атома в 1 см3 на расстоянии

23

6000 парсеков от центра и потом снова убывает. В цент­ ральной области газ составляет ничтожную долю от массы звезд, но на периферии его масса составляет око­ ло 15%, так как там звездная плотность падает. В

Рис. 3. Плотность нейтрального водорода в нашей Галактике по радионаблюдениям.

29