Межзвёздная среда

Межзвездная среда — это газ, пыль и другие материалы, которые находятся между звездами в галактике.

  • Газ состоит главным образом из водорода и гелия, а также меньших количеств других элементов, таких как кислород, углерод и натрий.
  • Пыль состоит из микроскопических частиц, таких как силикаты, углеродные частицы, золотые частицы и другие.

Звезды рождаются из облаков газа и пыли в межзвездной среде. Когда облако сжимается и начинает вращаться, оно становится достаточно плотным, чтобы термоядерные реакции начались в его центре, и звезда рождается. Энергия, выделяемая этой реакцией, создает давление, которое расширяет облако и заставляет оставшуюся часть газа и пыли вращаться вокруг звезды. Межзвездная среда также транспортирует энергию и элементы. Плазма, содержащаяся в звездном ветре, и свет от звезд проходят через межзвездную среду и взаимодействуют с ней. Эти вещества могут придавать газу и пыли дополнительную энергию и ускорять процессы формирования звезд.

  • Масса газа примерно в 100 раз превосходит массу пыли

Количество газа меняется в зависимости от расстояния от центра Галактики и от галактической плоскости. Разные составляющие при этом ведут себя по-разному (хотя наблюдается общий тренд уменьшения плотности при удалении от центра и от плоскости). Так, молекулярного газа много внутри радиуса 500 парсек от центра Галактики – это так называемая центральная молекулярная зона. Затем его содержание падает вплоть до 3–4 килопарсек, а между 4 и 6 килопарсек молекулярного газа снова много – это так называемое молекулярное кольцо, после которого начинается стабильное экспоненциальное спадание концентрации. Эта составляющая межзвездной среды крайне важна, поскольку именно с ней связано звездообразование в Галактике.

Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить в межзвездном пространстве довольно сложные молекулы: гидроксил OH; пары воды H2O и аммиака NH, формальдегид H2CO, окись углерода CO, метанол (древесный спирт) CH3OH, этиловый (винный) спирт CH3CH2OH и еще десятки других, даже более сложных молекул.

  • Пыль постоянно поставляется в межзвездную среду, в первую очередь благодаря звездам-гигантам

Пыль постоянно поставляется в межзвездную среду, в первую очередь благодаря ее производству в истекающих оболочках звезд-гигантов и планетарных туманностях, а также в оболочках сверхновых. Пылинки крайне важны с точки зрения химии межзвездной среды, поскольку многие реакции, в которых создаются сложные молекулы, возможны только на поверхности пылинок.

  • Последняя составляющая межзвездной среды — космические лучи

Эти частицы имеют большие энергии, многократно превосходящие их массы покоя, в основном они являются атомными ядрами (в первую очередь протонами). В Галактике ускорение частиц до больших энергий происходит в основном в остатках сверхновых. Кроме того, полагают, что частицы самых высоких энергий (недостижимых пока на земных ускорителях) ускоряются в пока неизвестных внегалактических источниках. Плотность энергии космических лучей по порядку величины сравнима с плотностью тепловой энергии в межзвездной среде, поэтому космические лучи играют в ней заметную роль, нагревая и ионизируя вещество.

Газовопылевые туманности

Газ и пыль распределены очень неоднородно, наблюдаются плотные тёмные облака пыли. Если около газопылевого облака имеется горячая звезда, то она возбуждает свечение газа, и тогда мы видим диффузную туманность, примером которой служит туманность Ориона. В газопылевую туманность Ориона погружено много горячих звёзд спектральных классов О и В, расстояние до туманности около 400 пк. Так как видимые размеры туманности Ориона около 60´, то легко подсчитать, что её протяжённость в пространстве составляет около 7 пк. В светлых диффузных туманностях газ необычайно разрежен, его плотность не превышает 10-22—10-23 г/см. Следовательно, можно оценить массу Большой туманности Ориона примерно в 300 масс Солнца.

Туманность Ориона М42

Крабовидная туманность — газообразная туманность в созвездии Тельца, являющаяся остатком сверхновой SN 1054 и плерионом. Ионизованный газ  в основном состоит из водорода с примесью гелия, азота, кислорода, неона, серы и имеет Т ~ 17000 К. Относительный хим. состав волокон близок к составу планетарных туманностей и межзвёздного газа

Крабовидная туманность

Вблизи всех светлых диффузных туманностей или внутри их обязательно находятся звёзды спектральных классов О и В. Они своим мощным ультрафиолетовым излучением нагревают газы, входящие в состав туманностей, до температуры более 10000 К, возбуждают свечение газа в спектральных линиях, свойственных каждому газу.

Примером является Туманность Вуаль, также туманность Петля или туманность Рыбачья Сеть — диффузная туманность в созвездии Лебедя, огромный и относительно тусклый остаток сверхновой.

Поэтому в спектрах диффузных туманностей присутствуют отдельные яркие линии, по которым установлена газовая природа и химический состав туманностей. Основную массу газа составляет водород, но присутствуют также гелий, кислород и другие газы.

Туманность Вуаль в созвездии Лебедя

Свечение этих линий, а также зелёной линии водорода придаёт светлым диффузным туманностям зеленоватую окраску. Как оказалось, межзвёздный газ и пыль в галактике разделяются на две фазы: горячую и разреженную с температурой T≈10000 К и концентрацией ≈0,1—1 см-3; холодную и плотную с T≈100 К и концентрацией ≈10—100 см-3. Эти фазы находятся в равновесии между собой, так как их давления равны. 

В газопылевых туманностях возникают и формируются молодые звёзды. Наблюдения в космические телескопы в инфракрасном диапазоне позволили обнаружить много протозвёзд в плотных туманностях типа Мексиканский залив и туманности Орёл.

Туманность Тарантул в созвездии Золотая Рыба
Столпы Творения в туманности Орла М16
Туманность Конская Голова в созвездии Ориона

Тёмные туманности

Туманность Угольный мешок

Туманности представляют собой участки межзвездной среды, выделяющиеся своим излучением или поглощением на общем фоне неба. Темные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвездного газа и пыли, непрозрачные из-за межзвездного поглощения света пылью. Иногда темные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы, например, туманность «Угольный Мешок» и многочисленные глобулы. В тех частях, которые полупрозрачны для оптического диапазона, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость темных туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперек силовых магнитных линий.

Крупнейшие тёмные туманности могут иметь массы более 106 M⊙ и диаметры более 200 парсек, в таком случае они являются гигантскими молекулярными облаками. Самые маленькие из них — глобулы Бока — могут быть меньше одного парсека в диаметре, а по массе — меньше 2000 M⊙

Световое эхо

Отражательные туманности являются газо-пылевыми облаками, подсвеченными звездами. Примером такой туманности являются Плеяды. Свет от звезд рассеивается межзвездной пылью. Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Галактики. Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В голове такой туманности находится обычно переменная звезда типа Т Тельца, освещающая туманность.

Скопление плеяды

Редкой разновидностью отражательной туманности является «световое эхо», наблюдавшееся после вспышки Новой 1901 г. в созвездии Персея.

Яркая вспышка звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. На изображении слева выше показано звездное скопление «Плеяды» со звездами, окруженными светлыми туманностями. Если звезда, которая находится в туманности или рядом с ней достаточно горячая, то она ионизует газ в туманности. Тогда газ начинает светиться, а туманность называется самосветящаяся или туманность, ионизованная излучением.

Планетарные туманности

К середине XIX века появилась возможность дать серьезное доказательство, что эти туманности принадлежат к самостоятельному классу объектов.

Йозеф Фраунгофер обнаружил, что Солнце излучает непрерывный спектр, испещренный резкими линиями поглощения. Оказалось, что и спектра планет имеют многие характерные черты солнечного спектра. У звезд также обнаружился непрерывный спектр, однако, каждая из них имела свой собственный набор линий поглощения. Уильям Хеггинс (1824-1910) был первым, кто исследовал спектр планетарной туманности. Это была яркая туманность в созвездии Дракона NGC 6543. До этого Хеггинс в течение целого года наблюдал спектры звезд, однако спектр NGC 6543 оказался совершенно неожиданным. Ученый обнаружил лишь одну единственную, яркую линию. В то же время яркая Туманность Андромеды показала непрерывный спектр, характерный для спектров звезд. Теперь мы знаем, что Туманность Андромеды на самом деле является галактикой, а следовательно, состоит из множества звезд. В 1865 году тот же Хеггинс, применив спектроскоп более высокой разрешающей способности, обнаружил, что эта «единственная» яркая линия состоит из трех отдельных линий. Одну из них удалось отождествить с бальмеровской линией водорода Hb, но две другие, более длинноволновые и более интенсивные остались не узнанными. Их приписали новому элементу — небулию. Только в 1927 году этот элемент был отождествлен с ионом кислорода [O III]. А линии в спектрах планетарных туманностей до сих пор так и называются — небулярные.

Туманность «Кошачий Глаз» NGC 6543
Туманность Гантель М 27
Туманность Сова М97

Проверь себя!