Концентрация межзвездного газа в нашей галактике

Слияние и поглощение

Телескопом «Хаббл» были обнаружены две
галактики, которые беспечно пролетали недалеко
друг от друга, но были захвачены взаимными
гравитационными силами. Более массивная из них в
каталогах называется NGC 2207, а меньшая (справа) —
IС 2163. Яркое
пятно в центре большей галактики — это
интенсивное излучение вещества, падающего на
черную дыру, скрывающуюся в центре NGC 2207. Форма
маленькой галактики уже начала искажаться.
Видно, как из нее «вытекают» звезды и газ. Эти
рукава простираются на сотни тысяч световых лет.
Группой ученых под руководством Брюса и Дебры
Элмегрин были проведены компьютерные расчеты
движения этих галактик. Им удалось восстановить
детали столкновения. Оказывается, галактика IС 2163 уже
пролетела мимо NGC 2207, вращаясь
против часовой стрелки. Казалось бы, свобода
близка, но ее скорость слишком мала и
гравитационное взаимодействие заставит ее
вернуться назад. В конце концов обе галактики
образуют одну, более массивную. Ученые полагают,
что многие современные галактики, включая и
Млечный Путь, образовались миллиарды лет назад
именно путем слияния более мелких.

II. ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД

1.Тангенциальные и лучевые скорости звезд. Звезды в
Галактике непрерывно движутся. Если бы они хоть на мгновение остановились, то
из-за взаимного притяжения начали бы падать к центру Галактики. Скорости, с которыми
движутся звезды, составляют десятки и сотни километров в секунду, но из-за
больших расстояний до звезд обнаружить их относительное движение по небу очень
сложно.

О движении небесного тела в космическом пространстве можно узнать двумя
способами.

Первый способ — наблюдение за перемещением источника на фоне очень
далеких звезд. Он дает оценку не полной скорости объекта, а проекции вектора
скорости на плоскость, перпендикулярную лучу зрения (рис.4). Эту составляющую называют тангенциальной
скоростью V_t.Ее
можно измерить лишь для сравнительно близких звезд по медленному изменению их
положения на небе.

Первый каталог, в котором были приведены относительные
положения ярких звезд, был составлен еще во II в. до
н.э. древнегреческим ученым Гиппархом. Этим каталогом пользовался Клавдий
Птолемей — автор геоцентрической системы мира. В начале XVIII в. английский
астроном Эдмонд Галлей сравнил наблюдавшиеся в его время положения звезд с
теми, которые были приведены у Птолемея. Для нескольких ярких звезд он обнаружил
заметное перемещение относительно остальных. Так впервые было доказано, что
звезды движутся.

Чтобы
измерить тангенциальную скорость какой-нибудь звезды, при помощи специальных
измерительных приборов сравнивают фотографии одного и того же участка неба,
сделанные на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или
десятилетий. За этот промежуток времени близкие звезды слегка смещаются на фоне
слабых, более далеких, практически неподвижных для наблюдателя звезд. Такое смещение
очень мало и лишь у немногих звезд превышает одну угловую секунду в год.

Зная расстояние до звезды, легко по угловому смещению найти ее
тангенциальную скорость V_t..Пусть, например, звезда, расстояние D до которой 30 св. лет,
или около 3_*1017 м, перемещается на угол a=0,2″
в год. Следовательно, ее смещение за год равно отрезку длиной D_*sina =3_*1011
м. Значит, тангенциальная скорость составляет 3_*1011 м в
год, или около 10 км/с.

Второй способ оценки скорости звезд основан на измерении смещения
линий в их спектрах, определяемого эффектом Доплера. Этот способ позволяет
найти проекцию вектора скорости звезды на луч зрения, или лучевую скорость
звезды V_r(рис. 4).

Полная скорость звезды вычисляется через тангенциальную
V_tи лучевую V_r по
теореме Пифагора: . Измерения показали, что
большинство звезд, сравнительно близких к Солнцу, движется относительно него со
скоростями, не превышающими 30 км/с.

Из-за движения звезд вид звездного неба со временем
должен меняться. Одни звезды приближаются к нам и в будущем станут более
яркими, другие навсегда удаляются от Солнечной системы. Изменяется и их
положение на небе. Но этот процесс происходит настолько медленно, что нужны многие
сотни лет, чтобы перемещение даже ближайших звезд стало заметным на глаз.

2.Вращение Галактики. Когда были измерены скорости движения
большого числа звезд — как близких, так и далеких от Солнца,— выяснилась общая
картина их движения. Оказалось, что звезды галактического диска обращаются
вокруг ядра Галактики в одну и ту же сторону по орбитам, близким к круговым. Скорость их движения вокруг ядра в
окрестности Солнца составляет почти 250 км/с. Вместе с ними движется и Солнце. Разделив длину окружности радиусом,
равным расстоянию до центра Галактики, на скорость, легко найти, что полный
период обращения Солнца в Галактике составляет примерно 200 млн. лет.

Зная
скорость обращения и радиус круговой орбиты, можно вычислить массу внутренней
части Галактики, используя формулу для круговой скорости

Подставляя известные нам числовые значения V=2.5_*105 м/с,R=3_*1020 м и G=6,7_*1011
Н_*м2/кг2, получаем,
что M=2,8_*1041
кг, или около 140 млрд. масс Солнца. Такую массу имеет все вещество Галактики,
находящееся ближе к ее центру, чем Солнце.

Звезды и скопления звезд сферической составляющей движутся по-иному,
не так, как звезды диска. Их орбиты сильно вытянуты и наклонены к плоскости
диска под все возможными углами (рис.
5)Такие звезды имеют относительно Солнца очень
большие скорости (до 200—300 км/с). Но относительно центра Галактики средние
скорости звезд как сферической составляющей, так и
диска приблизительно одинаковы.

Как мы видим, движение звезд в Галактике напоминает движение тел
Солнечной системы. Действительно, планеты, как и звезды диска, движутся вокруг
центра в одну сторону и примерно в одной плоскости, а кометы, как и звезды
сферической составляющей, движутся по вытянутым орбитам в самых различных
плоскостях.

Меж звезд и планет

Пылью в астрономии называют небольшие, размером в доли микрона, твердые частицы, летающие в космическом пространстве. Часто космическую пыль условно делят на межпланетную и межзвездную, хотя, очевидно, и межзвездной вход в межпланетное пространство не запрещен. Просто найти ее там, среди «местной» пыли, нелегко, вероятность невысока, да и свойства ее вблизи Солнца могут существенно измениться. Вот если отлететь подальше, к границам Солнечной системы, там вероятность поймать настоящую межзвездную пыль весьма велика. Идеальный вариант вообще выйти за пределы Солнечной системы.

Возникновение и эволюция звёзд

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов , начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела , пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутрениие наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость звезды тоже понижается. Температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом . На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию . В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды , звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны , упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 280 трлн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

Схема эволюции одиночных звёзд

малые массы 0.08M sun	умеренные массы 0.5M sun	массивные звёзды 8M sun
	0.5M sun	3M sun	8M sun	M * >10M sun
горение водорода в ядре
гелиевые бел. карлики	вырожд. He ядро	невырожд. He ядро
	гелиевая вспышка
спокойное горение гелия в ядре
CO белый карлик	вырожд. CO ядро	невырожд. CO ядро
	углеродная дет.	горение углерода в ядре. CO в Fe
горение углерода в ядре. C в O, Ne, Si, Fe, Ni..
O,Ne,Mg… белый карлик или нейтронная звезда	чёрная дыра

Схема эволюции одиночных звёзд. По В. А. Батурину и И. В. Мироновой

Звезда из облака

Причины, по которым возникают звезды, точно не установлены есть только модели, более или менее достоверно объясняющие экспериментальные данные. Кроме того, пути образования, свойства и дальнейшая судьба звезд весьма разнообразны и зависят от очень многих факторов. Однако есть устоявшаяся концепция, вернее, наиболее проработанная гипотеза, суть которой, в самых общих чертах, заключается в том, что звезды формируются из межзвездного газа в областях с повышенной плотностью вещества, то есть в недрах межзвездных облаков. Пыль как материал можно было бы не учитывать, но ее роль в формировании звезд огромна.

Происходит это (в самом примитивном варианте, для одиночной звезды), по-видимому, так. Сначала из межзвездной среды конденсируется протозвездное облако, что, возможно, происходит из-за гравитационной неустойчивости, однако причины могут быть разными и до конца еще не ясны. Так или иначе, оно сжимается и притягивает к себе вещество из окружающего пространства. Температура и давление в его центре растут до тех пор, пока молекулы в центре этого сжимающегося газового шара не начинают распадаться на атомы и затем на ионы. Такой процесс охлаждает газ, и давление внутри ядра резко падает. Ядро сжимается, а внутри облака распространяется ударная волна, отбрасывающая его внешние слои. Образуется протозвезда, которая продолжает сжиматься под действием сил тяготения до тех пор, пока в центре ее не начинаются реакции термоядерного синтеза превращения водорода в гелий. Сжатие продолжается еще какое-то время, пока силы гравитационного сжатия не уравновесятся силами газового и лучистого давления.

Понятно, что масса образовавшейся звезды всегда меньше массы «породившей» ее туманности. Часть вещества, не успевшего упасть на ядро, в ходе этого процесса «выметается» ударной волной, излучением и потоками частиц просто в окружающее пространство.

На процесс формирования звезд и звездных систем влияют многие факторы, в том числе и магнитное поле, которое часто способствует «разрыву» протозвездного облака на два, реже три фрагмента, каждый из которых под действием гравитации сжимается в свою протозвезду. Так возникают, например, многие двойные звездные системы две звезды, которые обращаются вокруг общего центра масс и перемещаются в пространстве как единое целое.

По мере «старения» ядерное топливо в недрах звезд постепенно выгорает, причем тем быстрее, чем больше звезда. При этом водородный цикл реакций сменяется гелиевым, затем в результате реакций ядерного синтеза образуются все более тяжелые химические элементы, вплоть до железа. В конце концов ядро, не получающее больше энергии от термоядерных реакций, резко уменьшается в размере, теряет свою устойчивость, и его вещество как бы падает само на себя. Происходит мощный взрыв, во время которого вещество может нагреваться до миллиардов градусов, а взаимодействия между ядрами приводят к образованию новых химических элементов, вплоть до самых тяжелых. Взрыв сопровождается резким высвобождением энергии и выбросом вещества. Звезда взрывается этот процесс называют вспышкой сверхновой. В конечном же итоге звезда, в зависимости от массы, превратится в нейтронную звезду или черную дыру.

Наверное, так все и происходит на самом деле. Во всяком случае, не вызывает сомнений тот факт, что молодых, то есть горячих, звезд и их скоплений больше всего как раз в туманностях, то есть в областях с повышенной плотностью газа и пыли. Это хорошо видно на фотографиях, полученных телескопами в разных диапазонах длин волн.

Разумеется, это не более чем самое грубое изложение последовательности событий. Для нас же принципиально важны два момента. Первый какова роль пыли в процессе образования звезд? И второй откуда, собственно, она берется?

Общие сведения

Ближайшие окрестности Солнца

Вселенские просторы, в которых светила занимают ничтожно малую часть, далеко не так пустынны, как считалось долгое время. Хотя и в небольших количествах, но везде присутствует межзвездный газ, наполняя собой все уголки мирозданья. В эллиптических галактиках его концентрация снижена, в иррегулярных, наоборот, повышена. Он смешан с межзвездной пылью и активно участвует в процессах образования новых звезд, которые в конце своего жизненного цикла возвращают Вселенной этот строительный материал. Таким образом происходит своеобразный обмен веществом между светилами и межзвездным газом. Цикличность этих процессов постепенно приводит к уменьшению его количества в космосе, при увеличении объемов содержания тяжелых элементов в его структуре. Но для существенных изменений в этой области требуются миллиарды лет. По приблизительным оценкам, ежегодное количество газа, задействованное в Галактике при формировании звезд, равняется 5 солнечным массам.

Интересные факты

Галактический газовый диск изогнут на периферии.
Основной объем межзвездного газа сосредоточен в спиральных рукавах, один из коридоров которых расположен рядом с Солнечной системой.
В разреженном МГ, подвергаемом действию космических излучений, обнаружена зависимость показателей температуры, давления и объема электронов от плотности концентрации водорода.
К самым мощным факторам, влияющим на структурные процессы в межзвездной газовой среде, относятся спиральные ударные волны.
Энергия вспышки сверхновой способна пробить пространство галактического диска, вызвав тем самым отток МГ в свободное пространство Вселенной.
В теории молекулярные газовые облака за период в чуть более 100 лет должны превращаться в звезды. Но на практике существует множество факторов, замедляющих этот процесс.

Межзвездный газ

Кинематические свойства межзвездного газа в связи с изотропией космических лучей, Докл.

Поглощение в межзвездном газе уменьшается по закону X3, и на длинах волн, соответствующих мягким рентгеновским лучам 100 — 10 А ( 10 — 1 нм), Галактика становится достаточно прозрачной для наблюдений объектов, находящихся за ее пределами. Классический рентгеновский диапазон энергий 1 — Ю кэВ, как оказалось, чрезвычайно интересен для астрономии и сейчас он очень интенсивно исследуется при помощи орбитальных рентгеновских обсерваторий.

Галактики, в к-рых межзвездный газ непрозрачен в этой линии), а частота и профиль линии позволяют определить по эффекту Доплера лучевые скорости I.

Характерная особенность распределения межзвездного газа, правда, присущая также и распределению многих типов звезд — это спиральная структура. Лучше всего эта структура наблюдается на фотографиях других галактик, полученных на обычных пластинках. Спиральные рукава представляют собой вытянутые и закручивающиеся вокруг ядра галактики скопления газа, пыли и горячих звезд.

Для определения движения межзвездного газа необходимо, вообще говоря, решить соответствующие уравнения межзвездной газодинамики, которые мы и выведем в этой главе. Однако предварительно сделаем несколько замечаний.

При турбулентных скоростях межзвездного газа порядка v 10 км / с характерное время жизни вихря получается т 3 1014 с 107 лет, так что характерное время затухания галактического поля равно t 2 108 лет. Это значение, конечно, весьма неточно, так как межзвездный газ неоднороден в столь высокой степени, что простое понятие длины перемешивания, на котором основана эта оценка, может потребовать некоторого изменения. К примеру, коэффициент 0 2 в (17.89) получен из численных экспериментов с однородными жидкостями. Подходит ли он к столь клочковатой среде, как межзвездный газ. Возможно, еще более существенно то, что мы пренебрегали плавучестью и динамической неустойчивостью галактического магнитного поля, характерное время развития которых ближе к 107 лет. Мы полагаем, что 108 лет — это лишь порядок величины времени затухания галактического поля. Время затухания мало по сравнению с возрастом Галактики 1010 лет, поэтому приходится сделать вывод, что современное галактическое поле не первично, а поддерживается каким-то видом динамо-активности в газовом диске.

Физические условия в межзвездном газе, находящемся в данном случае преимущественно в состоянии с низкой температурой ( Т — С 104 К), сложные, и при расчетах пришлось сделать ряд недостаточно обоснованных допущений. Поэтому результаты указанных работ не представляются столь надежными, как описанные выше.

С точки зрения газодинамики межзвездный газ можно рассматривать как чисто водородный, однако примесь других элементов, особенно кислорода, азота и углерода, существенна для теплового баланса межзвездного газа с излучением.

К счастью, взаимодействие межзвездного газа с галактическим магнитным полем определяется в основном только факторами, хорошо известными из наблюдений ( см. ), а именно самим существованием этого газа, его средней плотностью ( 1 — 2 атомов Н на 1 см3), а также размерами ( 102 — 103 пс) и скоростями ( 10 км / с) основных неоднородностей.

Распределение — уизлучения ( 70 МэВ — 5 ГэВ.| Некоторые межзвездные молекулы.| Поглощение рентгеновского излучения межзвездным газом. Приведено число атомов водорода N — g. на луче зрения, при котором оптическая толщина равна единице для данного значения энергии фотона Е.

В отдельных плотных образованиях межзвездного газа, расположенных рядом с сильными источниками возбуждения, может возникать мазерное излучение.

В соответствии с состоянием межзвездного газа различают области HI и НИ.

В типичных молекулярных облаках межзвездного газа с концентрацией молекул водорода — 106 см 3 и темп-рой 10 К. Джинса Mj в неск. Солнца Л / Q-199 — 10за г. Фрагменты облаков с MMj будут сжиматься, образуя прото-звезды.

Существует также ионизованная составляющая диффузного межзвездного газа. Лучше всего ее плотность определяется по мерам дисперсии пульсаров. Найденные таким образом значения Ne имеют большой разброс, что неудивительно, поскольку физические условия в межзвездной среде меняются в широких пределах.

Мы уже отмечали, что межзвездный газ состоит в основном из водорода, и потому степень ионизации последнего является одним из существенных параметров, определяющих состояние межзвездного газа.

Структура Вселенной и ее размеры

На протяжении многих тысячелетий человечество считало, что Вселенная вечна и неизменна. Данная теория господствовала во всем в мире вплоть до начала ХХ столетия. Колоссальный переворот в науке о космическом пространстве произошел в 20-е годы прошлого века, благодаря таким ученым как Эйнштейн, Фридман и Хаббл. Именно они выдвинули предположения и доказали, что Вселенная – это целая система, которая живет своей жизнью и способна изменяться во времени, то есть расширяться или сжиматься.

В структуре Вселенной выделяют несколько уровней организации, каждый из которых отличается масштабом объектов:

Практически все космические тела в необъятной Вселенной формируют группы. Звезды группируются парами или входят в звездные скопления. В таких скоплениях могут содержаться десятки или даже сотни таких светил. Исключением считается Солнце, так как у него нет «двойника».

Двойная звезда Источник

Следующий уровень – галактики. Они бывают неправильной, линзовидной, спиральной и эллиптической формы. Вот только почему существует такая классификация, ученые еще не нашли ответ. В пределах одного галактического пространства есть черные дыры, межзвездный газ, темная материя, двойные звезды, пыль, электромагнитное излучение. Астрономы предполагают, что во Вселенной существуют сотни миллионов галактик.

Спиральная Галактика

Небольшое скопление галактик формируют Местную группу. Данный уровень организации считается одной из самых крупных и устойчивых структур. Все объекты в системе скопления галактик удерживаются гравитационной силой и еще каким-то фактором. Что это за фактор ученые пока не знают, но уверенны, что одной лишь силы гравитации для поддержания стабильности недостаточно. Скопление, в которое входит Млечный путь, Треугольник и Андромеда, включает еще 31 галактическую систему.

Скопление галактик в Персее Источник

Сверхскопление галактик – в составе такой структуры десятки или даже сотни галактических систем или их скоплений. Гравитационные силы здесь уже не такие сильные, поэтому сверхскопления движутся вместе с расширяющейся Вселенной.

Сверхскопление Волопаса Источник

На последнем уровне во Вселенной находятся ячейки, или пузыри. Их границы образуют сверхскопления галактик. Между этими структурами расположены пустотные области, которые получили название войды. Изучение войд, как и самых отдаленных частей Вселенной, происходит с помощью современных телескопов, одним из которых является телескоп Хаббла. В течение длительного времени, астрономы наблюдают за процессами, происходящими в космосе, изучают скопления и расположение звезд, после чего делаются определенные расчеты, строятся модели Вселенной, звездные карты и т.д.

Войд Волопаса Источник

Все структуры Вселенной являются уникальными и таинственными. Человечество уже гораздо лучше понимает, как устроено космическое пространство. Но с каждым новым открытием у ученых появляются и новые вопросы, ответы на которое порой не так легко найти.

Изучая размеры Вселенной, астрономы могут говорить только о ее видимой части, которую научно называют Метагалактикой. Чем больше сведений и знаний ученые получают о ней, тем больше становятся ее границы, причем они расширяются абсолютно во всех направлениях. Это говорит о сферической форме Вселенной.

Принято считать, что возраст Вселенной составляет 13,8 млрд. лет. Именно столько времени прошло с момента Большого Взрыва. Однако это только предположения, полученные в результате многолетней работы специалистов. Они основаны на наблюдениях и расчетах, но утверждать со 100% уверенностью, что Взрыв действительно был, нельзя. На сегодняшний день теория Большого Взрыва является общепринятой, так как именно она объясняет многие процессы, происходящие в космическом пространстве.Учитывая скорость света, ученые предполагают, что размеры Вселенной составляют также 13,8 млрд. световых лет. Скорей всего эта цифра не совсем точная, так как с момента зарождения пространство Вселенной все время расширяется. Некоторая его часть движется со сверхсветовой скоростью, из-за чего многие объекты навсегда останутся вне зоны видимости человека.

Математическая модель Вселенной Источник

Эволюция межзвёздной среды[]

Эволюция межзвёздной среды, а если быть точнее, межзвёздного газа, тесно связана с химической эволюцией всей Галактики. Казалось бы, все просто: звезды поглощают газ, а после выбрасывают его обратно, обогащая его продуктами ядерного горения — тяжёлыми элементами, — таким образом металличность должна постепенно возрастать.

Теория Большого взрыва предсказывает, что в ходе первичного нуклеосинтеза образовались водород, гелий, дейтерий, литий и другие лёгкие ядра, которые раскалываются ещё на треке Хаяши или стадии протозвёзды. Иными словами, мы должны наблюдать долгоживущие G-карлики с нулевой металличностью. Но таковых в Галактике не найдено, более того, большинство из них имеют почти солнечную металличность. По косвенным данным, можно судить, что что-то подобное и в других галактиках. На данный момент вопрос остаётся открытым и ждёт своего решения.

В первичном межзвёздном газе не было и пыли. Как сейчас считается, пылинки образуются на поверхности старых холодных звёзд и покидают её вместе с истекающим веществом.

Расположение в нашей Галактике

Распределение нейтрального водорода в Галактике

Максимальная концентрация межзвездного газа в нашей Галактике наблюдается в районах, удаленных от ее центральной части на 5 кпк. Его процентное содержание в общем объеме ее массы равняется 2. Толщина слоя максимальна на периферии, уменьшаясь к центру. Около половины массы межзвездного газа приходится на огромные молекулярные облака, находящиеся на расстоянии 4-8 кпк от галактической оси. Самые плотные образования составляют туманности, которые наиболее заметны и доступны для исследований. Размеры облаков из межзвездного газа могут достигать значений около 2 тыс. световых лет.