Suure tõenäosusega olid esimesed maavälised objektid, mis iidsetel aegadel inimese tähelepanu köitsid, Päike ja Kuu. Vastupidiselt üldtuntud naljale, et Kuu on Päikesest kasulikum, sest ta paistab öösel ja päeval on juba hele, märgiti Päikese esmast rolli juba primitiivsel ajastul ja see kajastus peaaegu kõigi rahvaste müüdid ja legendid.
Küsimus, milline on tähtede olemus, tekkis ilmselt palju hiljem. Märkanud rändtähti - planeete, püüdsid inimesed võib-olla esimest korda analüüsida erinevate nähtuste omavahelisi seoseid, kuigi sel viisil tekkinud astroloogia asendas teadmised ebausuga. On kurioosne, et astronoomia, üks üldisemaid loodusteadusi, astus oma esimesi samme ebakindlal vigade pinnal, mille kaja on ulatunud tänapäevani.
Nende väärarusaamade põhjust on lihtne mõista, kui arvestada, et taevateaduse arengu esimene etapp selle sõna otseses tähenduses põhines kaemusel ja abstraktsel mõtlemisel, mil astronoomilisi instrumente praktiliselt polnud. Seda hämmastavam on, et see etapp lõppes suurepäraselt Koperniku surematu loomisega – esimese ja kõige olulisema revolutsiooniga astronoomias. Enne seda tundus ilmselge, et vaadeldav, nähtav langeb kokku tõelise, tõeliselt olemasolevaga, kopeerib seda. Kopernik oli esimene, kes tõestas, et tegelik võib nähtavast radikaalselt ja põhimõtteliselt erineda.
Järgmise sama otsustava sammu astus suur Galilei, kes suutis näha seda, mida isegi nii peen vaatleja nagu Aristoteles ei märganud. Just Galileo mõistis esmakordselt, et vastupidiselt ilmselgele ei tähenda keha liikumisprotsess teise keha pidevat mõju sellele.Galileo avastatud inertsiprintsiip võimaldas seejärel Newtonil sõnastada dünaamika seadused, mis oli kaasaegse füüsika aluseks.
Kui Galileo tegi oma hiilgavaima avastuse mehaanika vallas – ja see tõi hiljem astronoomiale tohutult kasu –, siis taevateadus võlgneb talle otseselt oma arengus uue ajastu – teleskoopvaatluste ajastu – alguse.
Astronoomiateleskoobi kasutamine suurendas ennekõike mõõtmatult uurimiseks saadaolevate objektide hulka. Giordano Bruno rääkis ka lugematutest päikesemaailmadest. Tal osutus õigus: tähed on universumi kõige olulisemad objektid, neisse on koondunud peaaegu kogu kosmiline aine. Kuid tähed pole lihtsalt massi ja energia hoidjad. Need on termotuumakatlad, kus toimub raskete elementide aatomite moodustumise protsess, ilma milleta toimuksid mateeria evolutsiooni kõige keerulisemad etapid, mis viisid taimestiku, loomastiku, inimeste ja lõpuks ka inimtsivilisatsiooni tekkeni Maal. pole olnud võimalik.
Teleskoopide ja elektromagnetkiirguse registreerimismeetodite paranedes on astronoomidel võimalik tungida kosmose üha kaugematesse nurkadesse. Ja see mitte ainult ei laienda meile tuttava maailma geomeetrilist horisonti: kaugemal asuvad objektid erinevad ka vanuse poolest, nii et osa meile tuntud universumi raamat, mida tavaliselt nimetatakse metagalaktikaks, sisaldab rikkalikku teavet arenguloo ehk teisisõnu universumi evolutsiooni kohta Kaasaegne astronoomia on rikastatud maailmade arengu doktriiniga, nagu ka bioloogiat rikastasid kunagi Darwini õpetused. See on juba kõrgem üleminekuetapp – nähtavalt reaalsele, sest täna nähtavast mõistame kauges minevikus toimuvate nähtuste olemust ja suudame ette näha tulevikku!
IN Hiljuti astronoomias on toimunud veel üks oluline üleminek vaadeldavalt reaalsele. Vaatlus ise on nüüdseks saanud paljude astronoomide omanduseks, mis on relvastatud moodsaima tehnoloogiaga, mis kasutab füüsikaseaduste soppidesse peidetud vähimaidki võimalusi ja võimaldab selle saladusi loodusest välja rebida. Kuid tungimine meile seni tundmatusse reaalsusesse ei ole lihtsalt ettekujutus sellest, mis selle ümber keerleb, ja isegi mitte seda, mis on liikumise põhjus või millised teatud kehad välja nägid iidsetest aegadest, vaid midagi palju enamat. See on teadmine ruumi ja aja kui terviku omadustest, skaalal, mis pole meie vahetu tajumise ja mõtisklemise jaoks kättesaadav.
Tähtede vaheline ruum, välja arvatud üksikud udukogud, tundub tühi. Tegelikult on kogu tähtedevaheline ruum mateeriaga täidetud. Sellele järeldusele jõudsid teadlased pärast 20. sajandi algust. Šveitsi astronoom Robert Trumpler avastas teel maise vaatleja juurde tähevalguse neeldumise (nõrgenemise). Pealegi sõltub selle nõrgenemise määr tähe värvist. Siniste tähtede valgus neeldub intensiivsemalt kui punaste tähtede valgus. Seega, kui täht kiirgab siniseid ja punaseid kiiri sama number energiat, siis valguse neeldumise tulemusena nõrgenevad sinised kiired rohkem kui punased ja Maa pealt paistab täht punakas.
Valgust neelav aine ei jaotu ruumis ühtlaselt, vaid on räbala struktuuriga ja koondunud Linnutee poole. Tumedad udukogud, nagu Coalsack ja Horsehead udukogud, on suurema tihedusega kohad, mis neelavad tähtedevahelisi udu
Ja see koosneb pisikestest osakestest – tolmuosakestest. Tolmuterade füüsikalisi omadusi on nüüdseks üsna hästi uuritud.
Lisaks tolmule on tähtede vahel suur hulk nähtamatut, külma gaasi. Selle mass on peaaegu sada korda suurem kui tolmu mass. Kuidas selle gaasi olemasolu teatavaks sai? Selgus, et vesinikuaatomid kiirgavad raadiolaineid lainepikkusega 21 cm.Enamik teavet tähtedevahelise aine kohta saadakse raadioteleskoopide abil. Nii avastati aatomi neutraalse vesiniku pilved.
Tüüpilise aatomi neutraalse vesiniku pilve temperatuur on umbes 70 K (-200 ° C) ja madal tihedus (mitukümmend aatomit ruumi kuupsentimeetri kohta). Kuigi sellist meediumit peetakse pilveks, on see maainimese jaoks sügav vaakum, miljard korda haruldasem kui näiteks teleri pilditorus tekkiv vaakum. Vesinikupilvede suurused jäävad vahemikku 10–100 tk (võrdluseks: tähed asuvad üksteisest keskmiselt 1 tk kaugusel).
Seejärel avastati veelgi külmemad ja tihedamad molekulaarse vesiniku pilved, mis olid nähtavale valgusele täiesti läbipaistmatud. Siin on koondunud suurem osa külmast tähtedevahelisest gaasist ja tolmust. Need pilved on suuruselt ligikaudu samad kui aatomi vesiniku piirkonnad, kuid nende tihedus on sadu ja tuhandeid kordi suurem. Seetõttu võivad suured molekulaarpilved sisaldada tohutut ainemassi, mis ulatub sadade tuhandete ja isegi miljonite päikesemassideni. Peamiselt vesinikust koosnevad molekulaarpilved sisaldavad ka palju keerulisemaid molekule, sealhulgas lihtsamaid orgaanilisi ühendeid. Osa tähtedevahelisest ainest kuumutatakse väga kõrge temperatuurini ja "helendab" ultraviolett- ja röntgenikiirguses. Kõige kuumem gaas kiirgab röntgenikiirguse vahemikus, mille temperatuur on umbes miljon kraadi. See on koronaalne gaas, mis on saanud nime päikesekrooni kuumutatud gaasi järgi. Koronaalse gaasi tihedus on väga madal: umbes üks aatom ruumi kuupdetsimeetri kohta.
Kuum haruldane gaas tekib võimsate plahvatuste – supernoova plahvatuste tagajärjel. Plahvatuse kohast levib lööklaine läbi tähtedevahelise gaasi ja soojendab gaasi kõrge temperatuurini, mille juures see muutub röntgenkiirguse allikaks. Koronaalset gaasi on avastatud ka galaktikatevahelisest ruumist.
Niisiis on tähtedevahelise keskkonna põhikomponent gaas, mis koosneb aatomitest ja molekulidest. See on segunenud tolmuga, mis sisaldab umbes 1% tähtedevahelise aine massist, ning seda läbivad kiired elementaarosakeste vood – kosmilised kiired – ja elektromagnetkiirgus, mida võib samuti pidada tähtedevahelise keskkonna komponentideks. Lisaks osutus tähtedevaheline keskkond kergelt magnetiseeritud.
Magnetväljad on ühendatud tähtedevaheliste gaasipilvedega ja liiguvad koos nendega. Need väljad on umbes 100 tuhat nõrgemad kui Maa magnetväli. Tähtedevahelised magnetväljad aitavad kaasa kõige tihedamate ja külmemate gaasipilvede tekkele, millest tähed kondenseeruvad. Kosmiliste kiirte osakesed reageerivad ka tähtedevahelisele magnetväljale: liiguvad mööda selle jõujooni mööda spiraalseid trajektoore, justkui keerledes enda ümber. Sel juhul kiirgavad kosmilisi kiiri moodustavad elektronid raadiolaineid. See niinimetatud sünkrotronkiirgus tekib tähtedevahelises ruumis ja seda jälgitakse usaldusväärselt raadioulatuses.
GAASIUDUD
Teleskoopide abil tehtud vaatlused võimaldasid tuvastada taevas suure hulga nõrgalt helendavaid laike – valgusudusid. Udukogude süstemaatiline uurimine algas 18. sajandil. William Herschel. Ta jagas need valgeteks ja rohekateks. Valdav osa valgetest udukogudest on moodustatud paljudest tähtedest - need on täheparved ja galaktikad ning mõned osutusid ühendatuks külgneva tähetolmuga, mis peegeldab lähedalasuvate tähtede valgust - need on peegeldusudud. Reeglina on sellise udukogu keskel nähtav hele täht. Kuid rohekad udukogud pole midagi muud kui tähtedevahelise gaasi kuma.
Taeva eredaim gaasiudukogu on Suur Orioni udukogu, mis on nähtav läbi binokli ja hea nägemise korral on seda näha palja silmaga – täpselt allpool kolme tähte, mis paiknevad ühel joonel, mis moodustavad Orioni vöö. Kaugus selle udukoguni on umbes 1000 valgusaastat.
Mis paneb tähtedevahelise gaasi hõõguma? Õhk, millega oleme harjunud, on ju läbipaistev ega kiirga valgust. Pea kohal olev sinine taevas helendab õhumolekulidele hajutatud päikesevalgust. Öösel muutub taevas tumedaks. Vahel on aga siiski näha õhu hõõgumist, näiteks äikese ajal, kui elektrilahenduse mõjul tekib välk. Põhjapoolsetel laiuskraadidel ja Antarktikas täheldatakse sageli aurorasid - mitmevärvilisi triipe ja sähvatusi taevas. Mõlemal juhul kiirgab õhk valgust mitte iseenesest, vaid kiirete osakeste voo mõjul. Elektronide voog tekitab välgusähvatuse ja Maa-lähedases kosmoses eksisteerivate kiirgusvööde energeetiliste osakeste sisenemine Maa atmosfääri tekitab aurorasid.
Kiirgus toimub sarnaselt neoon- ja muudes gaasilampides: elektronide voog pommitab gaasiaatomeid ja paneb need hõõguma. Sõltuvalt sellest, milline gaas lambis on, selle rõhust ja lambile rakendatavast elektripingest, muutub kiiratava valguse värvus.
Protsessid, mis viivad valguse kiirgamiseni, toimuvad ka tähtedevahelises gaasis, kuid need ei ole alati seotud gaasi pommitamisega kiirete osakeste poolt.
Tähtedevahelise gaasi hõõgumist saab selgitada aatomi vesiniku näitel. Vesinikuaatom koosneb tuumast (prootonist), millel on positiivne elektrilaeng ja selle ümber pöörlev negatiivselt laetud elektron. Need on omavahel ühendatud elektrilise külgetõmbe abil. Olles kulutanud teatud koguse energiat, saab neid eraldada. See eraldamine viib aatomi ionisatsioonini. Kuid elektronid ja tuumad saavad üksteisega uuesti ühenduse luua. Iga kord, kui osakesed ühinevad, vabaneb energia. See kiirgatakse teatud värvi valguse osa (kvant) kujul, mis vastab antud energiale.
Seega on gaasi kiirgumiseks vaja ioniseerida aatomid, millest see koosneb. See võib tekkida kokkupõrgete tagajärjel teiste aatomitega, kuid sagedamini toimub ionisatsioon siis, kui gaasiaatomid neelavad ultraviolettkiirguse kvante, näiteks lähedalasuvalt tähelt.
Kui neutraalse vesiniku pilve lähedal süttib kuum sinine täht, siis eeldusel, et pilv on piisavalt suur ja massiivne, neelavad pilve aatomid peaaegu kõik tähe ultraviolettkvandid. Tähe ümber moodustub ioniseeritud vesiniku piirkond. Vabanenud elektronid moodustavad elektrongaasi, mille temperatuur on umbes 10 tuhat kraadi. Rekombinatsiooni pöördprotsessiga, kui vaba elektroni haarab prooton, kaasneb vabanenud energia taasemissioon valguskvantide kujul.
Valgust ei kiirga ainult vesinik. Nagu 19. sajandil arvati, määrab rohekate udukogude värvuse teatud "taevase" keemilise elemendi kiirgus, mida kutsuti udukoguks (ladina keelest udu - "udukogu"). Hiljem selgus, et roheline hapnik helendab. Osa elektrongaasiosakeste liikumisenergiast kulub hapnikuaatomite ergastamisele, s.o. e) aatomis oleva elektroni viimiseks tuumast kaugemal asuvale orbiidile. Kui elektron naaseb stabiilsele orbiidile, peab hapnikuaatom kiirgama kvanti rohelist valgust. Maapealsetes tingimustes pole tal selleks aega: gaasi tihedus on liiga kõrge ja sagedased kokkupõrked "tühjendavad" ergastatud aatomi. Ja üliharuldases tähtedevahelises keskkonnas möödub ühest kokkupõrkest teise piisavalt aega, et elektron saaks selle keelatud ülemineku sooritada ja hapnikuaatom saadaks kosmosesse rohelise valguskvanti. Sarnaselt tekib lämmastiku, väävli ja mõne muu elemendi kiirgus.
Seega võib kuumade tähtede ümber asuvat ioniseeritud gaasi piirkonda käsitleda kui "masinat", mis töötleb tähe ultraviolettkiirgust väga intensiivseks kiirguseks, mille spekter sisaldab erinevate keemiliste elementide jooni. Ja gaasiudude värvus, nagu hiljem selgus, on erinev: need on rohekad, roosad ja muud värvid ja toonid - sõltuvalt gaasi temperatuurist, tihedusest ja keemilisest koostisest.
Mõned evolutsiooni lõppfaasis olevad tähed heidavad järk-järgult oma väliskihte, mis aeglaselt laienevad, moodustades helendavaid udukogusid. Teleskoopide kaudu vaadeldes meenutavad need udukogud planeetide kettaid, mistõttu neid nimetatakse planetaarseteks. Mõnede nende keskel näete väikseid väga kuumaid tähti. Paisuvad gaasiudud tekivad ka mõne massiivse tähe eluea lõpus, kui nad plahvatavad supernoovana; sel juhul tähed hävivad täielikult, hajutades nende aine tähtedevahelisse ruumi. See aine on rikas tähe sees toimunud tuumareaktsioonides tekkinud raskete elementide poolest ning on tulevikus materjaliks tähtede ja planeetide uute põlvkondade jaoks.
Mis toimub meie galaktika keskmes?
Keskpiirkond Linnutee on pälvinud astronoomide tähelepanu paljude aastakümnete jooksul. Sellest Maale ainult 25 tuhat. valgusaastad, samas kui miljonid valgusaastad eraldavad meid teiste galaktikate keskpunktidest, seega on põhjust loota, et just meie Galaktika keskpunkti saab täpsemalt uurida. Kuid pikka aega oli seda piirkonda võimatu otse jälgida, kuna seda varjavad suured tihedad gaasi- ja tolmupilved. Kuigi röntgen- ja gammakiirguse vaatlustest tehtud avastused on kindlasti olulised, on kõige ulatuslikumad ja väärtuslikumad galaktikakeskuse spektroskoopilised uuringud läbi viidud infrapuna- ja raadiosagedusaladel, kus seda esmakordselt vaadeldi. Põhjalikult uuriti 21 cm lainepikkusega aatomi vesiniku raadiokiirgust Vesinik on Universumis kõige levinum element, mis kompenseerib selle kiirguse nõrkust. Nendes Linnutee piirkondades, kus tähtedevahelise gaasi pilved ei ole väga tihedad ja kus ultraviolettkiirgus ei ole väga intensiivne, esineb vesinik peamiselt eraldatud elektriliselt neutraalsete aatomite kujul; Just selgelt nähtavad aatomi vesiniku raadiosignaalid kaardistati üksikasjalikult, et teha kindlaks meie galaktika struktuur.
Rohkem kui 1000 valgusaasta kaugusel Galaktika keskpunktist annab aatomi vesiniku emissioon usaldusväärseid andmeid galaktika pöörlemise ja selle spiraalharude struktuuri kohta. See ei saa anda palju teavet Galaktika keskpunkti lähedal asuvate tingimuste kohta, kuna sealne vesinik on valdavalt ühendatud molekulideks või ioniseeritud (jagatud prootoniks ja elektroniks).
Võimsad molekulaarse vesiniku pilved peidavad Galaktika keskpunkti ja Galaktika tasapinnal asuvaid kõige kaugemaid objekte. Mikrolaine- ja infrapunateleskoobid võimaldavad aga jälgida nii neid pilvi kui ka seda, mis on nende taga galaktika keskmes Lisaks molekulaarsele vesinikule sisaldavad pilved palju stabiilseid süsinikmonooksiidi (CO) molekule, mille pikim iseloomulik lainepikkus kiirgus on 3 mm. See kiirgus läbib Maa atmosfääri ja seda saab tuvastada maapealsete vastuvõtjatega; eriti vingugaas tumedates tolmupilvedes, nii et see mängib kasulikku rolli nende suuruse ja tiheduse määramiseks. Mõõtes Doppleri nihet (signaali sageduse ja lainepikkuse muutus, mis on põhjustatud vaatleja suhtes ette- või tahapoole liikuvast allikast), saab määrata pilvede liikumise kiirust.
Tavaliselt on tumedad pilved üsna külmad - temperatuuriga umbes 15 K (-260 ° C), seega on neis olev süsinikmonooksiid madala energiaga olekus ja kiirgab suhteliselt madalatel sagedustel - millimeetrite vahemikus. Osa Galaktika keskpunkti lähedal asuvast ainest on selgelt soojem. Kuiperi astronoomilise observatooriumi abil avastasid California ülikooli Berkeley teadlased infrapunapiirkonnas süsinikmonooksiidi energilisemad heitkogused, mis näitab, et gaasi temperatuur on umbes 400 K, mis on ligikaudu vee keemistemperatuur. Seda gaasi soojendab Galaktika keskpunktist tulev ultraviolettkiirgus ja võib-olla ka lööklained, mis tekivad keskpunkti ümber liikuvate pilvede kokkupõrgetel.
Mujal keskuse ümbruses on süsihappegaas mõnevõrra jahedam ja suurem osa selle kiirgusest toimub pikematel lainepikkustel – umbes 1 mm. Kuid isegi siin on gaasi temperatuur mitusada kelvinit, see tähendab Maa pinna temperatuuri lähedal ja palju kõrgem kui enamiku tähtedevaheliste pilvede sees. "Teised üksikasjalikult uuritud molekulid hõlmavad vesiniktsüaniidi (HCN), hüdroksüülrühma (OH), süsinikmonosulfiidi (CS) ja ammoniaaki (NH^). HCN-i kõrge eraldusvõimega emissioonikaart saadi California ülikooli raadiointerferomeetrist. Kaart näitab killustatud heterogeense soojade molekulaarpilvede ketta olemasolu, mis ümbritseb umbes 10 valgusaasta laiust "õõnsust" Galaktika keskmes. Kuna ketas on Maast lähtuva vaatejoone suhtes kallutatud, tundub see ringikujuline õõnsus elliptiline ( vaata allolevat joonist).
Süsiniku- ja hapnikuaatomid, millest osa on ultraviolettvalgusega ioniseeritud, segatakse kettal molekulaarse gaasiga. Ioonide, aatomite ja erinevate molekulide emissioonijoontele vastavad infrapuna- ja raadiokiirguse kaardid näitavad, et gaasiketas pöörleb ümber Galaktika keskpunkti kiirusega umbes 110 km/s, samuti on see gaas soe ja koguneb eraldi klombid. Mõõtmistel selgusid ka mõned pilved, mille liikumine ei vasta sugugi sellele üldisele tsirkulatsioonimustrile; võib-olla kukkus see aine siia mingist kaugusest. Keskpiirkonna ultraviolettkiirgus "lööb" vastu pilveketta välisserva, luues peaaegu pideva ioniseeritud materjali rõnga. Keskses õõnsuses on ka ioniseeritud striimereid ja gaasiklompe.
Mõnel üsna tavalisel ioniseeritud elemendil, sealhulgas neoonil, millel puudub üks elektron, argoonil, millel puudub kaks elektroni, ja väävlil, millel puudub kolm elektroni, on eredad kiirgusjooned 10 mikroni lähedal, infrapunaspektri osa, millele Maa atmosfäär on läbipaistev. . Samuti avastati, et kõigist tsentri lähedal asuvatest elementidest on ülekaalus ühe laenguga ioniseeritud neoon, kolmekordse laenguga väävliioon seal aga praktiliselt puudub.Väävliaatomilt kolme elektroni võtmiseks tuleb kulutada palju rohkem energiat kui ühe elektroni võtmiseks. neoonaatomist; Aine vaadeldud koostis näitab, et keskpiirkonnas on ultraviolettkiirguse voog suur, kuid selle energia ei ole väga kõrge. Sellest järeldub, et selle kiirguse tekitavad ilmselt kuumad tähed temperatuuriga 30–35 tuhat. Kelvin ja pole tähti, mille temperatuur oleks sellest oluliselt kõrgem.
Ioonide emissiooni spektroskoopiline analüüs andis ka üksikasjalikku teavet haruldaste ainete kiiruste kohta.
õõnsused läbimõõduga 10 St. aastat ümbritsenud keskust. Mõnes kiirusõõnsuse osas
molekulaargaasi rõnga pöörlemiskiiruse lähedal - umbes 110 km/s. Mõned pilved selle piirkonna sees liiguvad palju kiiremini - umbes 250 km/s ja mõnel on kiirus kuni 400 km/s.
Päris kesklinnas avastati ioniseeritud aine, mis liikus kiirusega kuni 1000 km/s. Seda materjali seostatakse õõnsuse keskpunkti lähedal asuva huvitava objektide komplektiga, mida tuntakse kui IRS16, mille avastasid Böcklin ja Negebauer lühilaine infrapunakiirguse allikaid otsides. Enamik nende leitud väga väikestest allikatest on tõenäoliselt üksikud massiivsed tähed, kuid IRS16 (nende nimekirjas 16. infrapunaallikas) on midagi muud: järgnevad mõõtmised näitasid selles viis eredat ebatavalist komponenti. Kogu see keskne piirkond - nii sooja gaasi ketas kui ka sisemine õõnsus - on ilmselt stseen, kus hiljuti on toimunud vägivaldne tegevus. Galaktika keskpunkti ümber pöörlev gaasirõngas või -ketas peaks järk-järgult muutuma homogeenseks struktuuriks kiiresti ja aeglaselt liikuvate ainetükkide kokkupõrke tagajärjel. Doppleri nihke mõõtmised näitavad, et üksikute tükkide kiiruste erinevus molekulaargaasi ringis ulatub kümnete kilomeetriteni sekundis. Need tükid peaksid kokku põrkuma ja nende jaotus tuleks tasandada ajaskaalal, mis on suurusjärgus 100 tuhat aastat, st üks või kaks pööret ümber keskpunkti. Siit järeldub, et selle aja jooksul on gaas läbinud tugeva häire, võib-olla energia vabanemise tsentrist või aine langemise tõttu väljastpoolt mõnel kaugusel ja kokkupõrked klompide vahel peavad siiski olema tugevad. piisavalt lööklainete tekkimiseks gaasis. Nende järelduste paikapidavust saab kontrollida selliste lainete "jälgede" otsimisega.
Lööklaineid saab tuvastada kuumade, tugevalt erutatud molekulide spektrijoonte järgi. Sellised molekulid avastati Kuiperi astronoomilise vaatluskeskuse vaatluste käigus; nende hulka kuuluvad hüdroksüülradikaalid - elektriliselt laetud veemolekulide killud, mis on vägivaldselt lahti rebitud. Samuti on registreeritud kuumade vesiniku molekulide lühilaineline infrapunakiirgus; See näitab, et mõnes kohas ulatub molekulaargaasipilvede temperatuur 2000 K-ni – täpselt selline temperatuur, mida lööklained võivad tekitada. Millest tekivad keskuse lähedal tihedad molekulaarsed tolmupilved? Aine sisaldab raskeid elemente; see näitab, et see tekkis tähtede sisemuses, kus tekkivad elemendid nagu süsinik, hapnik ja lämmastik Vanad tähed paisuvad ja kiirgavad suur summa aineid ja mõnel juhul plahvatavad supernoovana. Igal juhul visatakse rasked elemendid tähtedevahelisse ruumi. Galaktika keskme lähedal asuvate pilvede aine oli ilmselt põhjalikumalt "töödeldud" tähtede sees kui tsentrist kaugemal asuv aine, kuna mõned haruldased isotoobid, mis tekivad ainult tähtede sees, on eriti rohkesti keskpunkti lähedal.
Kogu seda materjali ei loonud keskuse vahetus läheduses juba eksisteerinud tähed.Võib-olla tõmbasid osa pilved väljastpoolt. Hõõrdumise ja magnetväljade mõjul tõmmatakse aine järk-järgult keskpunkti poole, nii et see peaks sellesse piirkonda kogunema.
Gaas suures Magellani pilves.
Hõõguvad gaasiudud on ühed kaunimad ja muljetavaldavamad objektid universumis.30 Doradus on kolmekümne kohaliku rühmagalaktika, sealhulgas meie galaktika, kõige heledam ja suurim gaasiudukogu. Sellel on ebakorrapärane kuju ja tohutu suurus. Orioni tähtkujus asuv Suur udukogu on aga palja silmaga nähtav udune kujutisega tähe kujul. 30 Doraduse udukogu asub taevas ala, mis on võrreldav päikese või täiskuu, hoolimata asjaolust, et see asub meist 100 korda kaugemal kui Orioni udukogu. Selle läbimõõt on umbes 1000 valgusaastat ja Orioni udukogu on vaid kolm valgusaastat. Udu gaas on tugevalt ioniseeritud: enamik aatomeid on kaotanud vähemalt ühe elektroni. Selgub, et 30 Doraduse udukogus on 1500 korda rohkem ioniseeritud gaasi kui Orioni udukogus. Gaasi ioniseerumine toimub ultraviolettkiirguse mõjul, mida kiirgavad udukogus paiknevad massiivsed kuumad noored tähed.
20. sajand on sünnitanud hämmastava teaduse ja tehnoloogia, need võimaldavad inimmõttel tungida universumi sügavustesse, tõeliselt kaugemale tuntud maailm. Meie silmaring ja nähtava maailma silmaring on niivõrd laienenud, et inimmõistus kes üritab maiste eelarvamuste kammitsasid seljast heita, suudab seda vaevu valdada. Erinevates teadusvaldkondades töötavad teadlased, kes püüavad selgitada füüsikaseadusi kasutades salapärased objektid, mis on meie ajal avastatud, on veendunud, et hämmastav universum, milles me elame, on meile põhimõtteliselt veel tundmatu. Kui universumi kohta saab teavet, siis pole sageli isegi kõige julgem mõistus valmis seda loodusena tajuma. esitab selle. Äsja avastatud taevaobjektide ebatavalisuse üle imestades peaksime meeles pidama, et kogu inimkonna ajaloo jooksul pole ükski teadus saavutanud nii fenomenaalselt kiiret arengut kui nende ainulaadsete objektide teadus. Ja seda kõike sõna otseses mõttes viimaste aastakümnete jooksul. Inimese ammendamatut teadmistejanu rahuldades uurivad astrofüüsikud väsimatult nende inimmõistusele väljakutseid esitavate taevaobjektide olemust.
1. S. Dunlop "Tähistaeva ABC" (1990)
2. I. Levitt “Teispool tuntud maailma” (1978)
3.John S. Mathis "Ebatavaliselt helendav objekt Suures Magellani pilves" (Teadusmaailm. oktoober 1984)
4. Charles G. Townes, Reinhard Hansel "Mis toimub meie galaktika keskmes?" (Teaduse maailm. juuni 1990)
5.Avanta pluss. Astronoomia.
Alles suhteliselt hiljuti on suudetud tõestada, et tähed ei eksisteeri absoluutses tühjuses ja avakosmos pole täiesti läbipaistev. Sellegipoolest on selliseid oletusi tehtud juba pikka aega. Veel 19. sajandi keskel. Vene astronoom V. Struve püüdis (kuigi ilma suurema eduta) teaduslikud meetodid leida ümberlükkamatuid tõendeid selle kohta, et ruum ei ole tühi ja kaugete tähtede valgus neeldub selles.
Neelava haruldase keskkonna olemasolu tõestati veenvalt vähem kui sada aastat tagasi, 20. sajandi esimesel poolel, võrreldes meist erinevatel kaugustel asuvate kaugete täheparvede täheldatud omadusi. Seda tegid sõltumatult Ameerika astronoom Robert Trumpler (1896–1956) ja Nõukogude astronoom B. A. Vorontsov-Veljaminov (1904–1994), õigemini, nii avastati tähtedevahelise keskkonna üks komponente - peen tolm, mille tõttu. millele tähtedevaheline keskkond ei osutu täielikult läbipaistvaks, eriti Linnutee suunale lähedastes suundades. Tolmu olemasolu tähendas nii kaugete tähtede nähtava heleduse kui ka vaadeldava värvuse moonutamist ning nende tegelike väärtuste teadmiseks oli vaja üsna keerukat väljasuremise arvestust. Seega tajusid astronoomid tolmu tüütu ebameeldivana, mis segas kaugete objektide uurimist. Kuid samal ajal tekkis huvi tolmu kui füüsikalise keskkonna uurimise vastu – teadlased hakkasid välja selgitama, kuidas tolmuterad tekivad ja hävivad, kuidas tolm kiirgusele reageerib ning millist rolli mängib tolm tähtede tekkes.
Raadioastronoomia arenguga 20. sajandi teisel poolel. Tähtedevahelist keskkonda sai võimalikuks uurida selle raadiokiirguse abil. Sihtotsingu tulemusel avastati tähtedevahelises ruumis neutraalsete vesinikuaatomite kiirgus sagedusel 1420 MHz (vastab lainepikkusele 21 cm). Kiirgust sellel sagedusel (või nagu öeldakse raadiolingis) ennustas 1944. aastal kvantmehaanika põhjal Hollandi astronoom Hendrik van de Hulst ja see avastati 1951. aastal pärast selle eeldatava intensiivsuse arvutamist Nõukogude astrofüüsiku poolt. I. S. Šklovski. Shklovsky juhtis tähelepanu ka võimalusele jälgida erinevate molekulide kiirgust raadiosagedusalas, mis hiljem tõepoolest avastati. Neutraalsetest aatomitest ja väga külmast molekulaarsest gaasist koosneva tähtedevahelise gaasi mass osutus umbes sada korda suuremaks kui haruldase tolmu mass. Kuid gaas on nähtavale valgusele täiesti läbipaistev, nii et seda ei olnud võimalik tuvastada samade meetoditega nagu tolm.
Kosmoseobservatooriumitele paigaldatud röntgenteleskoopide tulekuga avastati teine, kõige kuumem tähtedevahelise keskkonna komponent – väga haruldane gaas, mille temperatuur on miljoneid ja kümneid miljoneid kraadi. Seda gaasi on võimatu "näha" ei optiliste vaatluste ega raadiolinkide vaatluste põhjal - keskkond on liiga haruldane ja täielikult ioniseeritud, kuid sellegipoolest täidab see olulise osa kogu meie galaktika mahust.
Astrofüüsika kiire areng, mis uurib aine ja kiirguse vastasmõju kosmoses, samuti uute vaatlusvõimaluste tekkimist, on võimaldanud üksikasjalikult uurida tähtedevahelises keskkonnas toimuvaid füüsikalisi protsesse. Tekkinud on terved teadusvaldkonnad – kosmiline gaasidünaamika ja kosmiline elektrodünaamika, mis uurivad haruldaste kosmiliste meediumite omadusi. Astronoomid on õppinud määrama kaugusi gaasipilvedeni, mõõtma gaasi temperatuuri, tihedust ja rõhku, selle keemilist koostist ning hindama aine liikumiskiirust. 20. sajandi teisel poolel. Tekkis keeruline pilt tähtedevahelise keskkonna ruumilisest jaotusest ja selle vastasmõjust tähtedega. Selgus, et tähtede tekkimise võimalus sõltub tähtedevahelise gaasi ja tolmu tihedusest ja hulgast ning tähed (eeskätt kõige massiivsemad neist) muudavad omakorda ümbritseva tähtedevahelise keskkonna omadusi - soojendavad seda, toetavad gaasi pidev liikumine ja täiendada keskkonda nende ainega, muuta selle keemilist koostist. Selliseid õppides keeruline süsteem kuidas "tähed – tähtedevaheline keskkond" osutus väga keeruliseks astrofüüsikaliseks probleemiks, eriti kui arvestada, et tähtedevahelise keskkonna kogumass Galaktikas ja selle keemiline koostis muutuvad mõjul aeglaselt erinevaid tegureid. Seetõttu võime öelda, et kogu meie tähesüsteemi ajalugu, mis kestab miljardeid aastaid, kajastub tähtedevahelises keskkonnas.
Emissioonigaaside udukogud.
Suurem osa tähtedevahelisest keskkonnast ei ole ühegi optilise teleskoobiga vaadeldav. Kõige silmatorkavam erand sellest reeglist on gaasilise emissiooni udukogud, mida vaadeldi kõige primitiivsemate optiliste vahenditega. Tuntuim neist on Suur Orioni udukogu, mis on nähtav isegi palja silmaga (eeldusel, et teil on väga hea nägemine) ja mis on eriti ilus läbi tugeva binokli või väikese teleskoobi vaadates.
Meist erinevatel kaugustel on teada sadu gaasiudusid ja peaaegu kõik neist on koondunud Linnutee riba lähedusse - kus kõige sagedamini leidub noori kuumaid tähti.
Emissiooniudukogudes on gaasi tihedus palju suurem kui neid ümbritsevas ruumis, kuid isegi neis on osakeste kontsentratsioon vaid kümneid või sadu aatomeid kuupsentimeetri kohta. Sellist keskkonda ei saa "maiste" standardite järgi eristada täielikust vaakumist (võrdluseks: õhuosakeste kontsentratsioon normaalsel tasemel atmosfääri rõhk keskmiselt 3,10 19 molekuli cm 3 kohta ja isegi kõige võimsamad vaakumpumbad ei loo nii madalat tihedust kui gaasiudukogudes). Orioni udukogu on suhteliselt väikese lineaarse suurusega (20–30 valgusaastat). Kuna mõne udukogu läbimõõt ületab 100 valgust. aastatel võib gaasi kogumass neis ulatuda kümnete tuhandete päikesemassideni.
Emissiooniudud helendavad, kuna nende sees või läheduses on haruldast tüüpi tähte: kuumad sinised ülihiiglased tähed. Õigemini tuleks neid tähti nimetada ultraviolettkiirguseks, kuna nende peamine kiirgus toimub spektri kõvas ultraviolettkiirguses. Lühema kui 91,2 nm lainepikkusega kiirgus neeldub väga tõhusalt tähtedevahelistes vesinikuaatomites ja ioniseerib neid, s.o. katkestab sidemed elektronide ja aatomituumade vahel – prootonid. Seda protsessi (ionisatsiooni) tasakaalustab vastupidine protsess (rekombinatsioon), mille tulemusena ühinevad elektronid vastastikuse külgetõmbe mõjul taas prootonitega neutraalseteks aatomiteks. Selle protsessiga kaasneb elektromagnetiliste kvantide emissioon. Kuid tavaliselt ei lange elektron, ühendades prootoniga neutraalse aatomi moodustamiseks, kohe madalamale energia tase aatomil, vaid jääb mitmele vahepealsele ja iga kord tasanditevahelise ülemineku ajal kiirgab aatom footoni, mille energia on väiksem kui aatomit ioniseerinud footoni oma. Selle tulemusena jaguneb üks aatomit ioniseerinud ultraviolettfoton mitmeks optiliseks. Nii muudab gaas silmale nähtamatut ultraviolettkiirgust tähed optiliseks kiirguseks, tänu millele näeme udukogu.
Emissiooniudud, nagu Orioni udukogu, on ultravioletttähtede poolt kuumutatud gaas. Sama laadi on ka planeetide udukogudel, mis koosnevad vananevate tähtede poolt väljapaisatud gaasist.
Kuid täheldatakse ka veidi erineva iseloomuga helendavaid gaasiudusid, mis tekivad tähtedes toimuvate plahvatuslike protsesside käigus. Esiteks on need plahvatatud jäänused supernoovad , mille näiteks on Krabi udukogu Sõnni tähtkujus. Sellised udukogud on mittestatsionaarsed ja neid iseloomustab kiire laienemine.
Supernoova gaasiliste jäänuste sees pole eredaid ultraviolettkiirguse allikaid. Nende sära energiaks on pärast tähe plahvatust hajutatud gaasi muundatud energia, millele lisandub ellujäänud supernoova jäägist vabanev energia. Krabi udukogu puhul on see jäänuk kompaktne ja kiiresti pöörlev neutrontäht, mis kiirgab ümbritsevasse ruumi pidevalt suure energiaga elementaarosakeste vooge. Kümnete tuhandete aastate pärast lahustuvad sellised udukogud järk-järgult tähtedevahelises keskkonnas.
Tähtedevaheline tolm.
Piisab isegi kiirest pilgust mistahes emissiooniudukogu kujutisele suur suurus võimaldab selle taustal näha teravaid tumedaid detaile - laigud, joad, veidrad "lahed". Need on väikesed ja tihedamad pilved, mis on projitseeritud sellest mitte kaugel asuvale valgusudule, mis on läbipaistmatud, kuna gaas on alati segunenud tähtedevahelise tolmuga, mis neelab valgust.
Tolm esineb ka väljaspool gaasipilvi, täites (koos väga haruldase gaasiga) kogu nendevahelise ruumi. Selline kosmoses leviv tolm põhjustab kaugete tähtede valguse tuhmumist, mida on raske arvesse võtta. Valgus neeldub osaliselt ja hajutab osaliselt väikesed tahked tolmuosakesed. Kõige tugevamat sumbumist täheldatakse Linnutee suunale (galaktika ketta tasapinnale) lähedastes suundades. Nendes suundades nõrgeneb nähtav valgus pärast tuhande valgusaasta läbimist umbes 40 protsenti. Kui arvestada, et meie Galaktika ulatus on kümneid tuhandeid valgusaastaid, saab selgeks, et galaktilise ketta tähti saame uurida vaid väikeses osas sellest. Mida lühem on kiirguse lainepikkus, seda rohkem valgust neeldub, mistõttu kauged tähed paistavad punetavana. Seetõttu on tähtedevaheline ruum pikalainelise infrapunakiirguse suhtes kõige läbipaistvam. Ainult kõige tihedamad gaasi- ja tolmupilved jäävad isegi infrapunavalgusele läbipaistmatuks.
Ilma teleskoobita on näha kosmilise tolmu jälgi. Kuuta suve- või sügisööl on selgelt näha Linnutee “lõhestunud” triip Cygnuse tähtkuju piirkonnas. Seda seostatakse lähedalasuvate tolmupilvedega, mille kiht varjab nende taga peituvaid Linnutee heledaid piirkondi. Linnutee teistes piirkondades võib leida tumedaid alasid . Kõige tihedamad gaasi- ja tolmupilved, mis projitseeritakse tähtederikastele taevapiirkondadele, paistavad tumedate laikudena isegi infrapunavalguses.
Mõnikord on külmade gaasitolmupilvede läheduses heledad tähed. Siis hajutatakse nende valgust tolmuosakesed ja nähtavale ilmub "peegeldusudu".
Erinevalt emissiooniudukogudest on neil pidev spekter, nagu neid valgustavate tähtede spekter.
Uurides pilve kaudu peegelduvat või levivat tähevalgust, saame tolmuosakeste kohta palju teada. Näiteks valguse polarisatsioon näitab tolmuterade piklikku kuju, mis tähtedevahelise magnetvälja mõjul omandavad teatud orientatsiooni. Tahkete kosmiliste tolmuosakeste suurus on umbes 0,1–1 mikronit. Tõenäoliselt on neil raud-silikaat- või grafiidisüdamik, mis on kaetud kergetest elementidest koosneva jääkattega. Tolmuterade grafiidist ja silikaattuumad moodustuvad ilmselt hiiglaslike tähtede suhteliselt jahedas atmosfääris ja paiskuvad seejärel tähtedevahelisse ruumi, kus need jahtuvad ja kaetakse lenduvate elementide kihiga.
Tolmu kogumass Galaktikas ei moodusta rohkem kui 1% tähtedevahelise gaasi massist, kuid see on ka märkimisväärne, kuna see võrdub kümnete miljonite tähtede, näiteks Päikese massiga.
Neelates tähtede valgusenergiat, soojeneb tolm madala temperatuurini (tavaliselt mitukümmend kraadi üle absoluutse nulli) ja kiirgab neeldunud energiat väga pikalainelise infrapunakiirguse kujul, mis elektromagnetlainete skaalal võtab enda alla vahepealne asend optilise ja raadiosagedusala vahel (lainepikkus - kümneid ja sadu mikromeetreid). See spetsiaalsetele kosmoselaevadele paigaldatud teleskoopide poolt vastu võetud kiirgus annab hindamatut teavet tolmu massi ja selle kuumenemise allikate kohta meie ja teistes galaktikates.
Aatom-, molekulaarne ja kuum gaas.
Tähtedevaheline gaas on peamiselt vesiniku (umbes 70%) ja heeliumi (umbes 28%) segu, milles on väga vähe raskemaid keemilisi elemente. Gaasiosakeste keskmine kontsentratsioon tähtedevahelises ruumis on äärmiselt väike ega ületa ühte osakest 1–2 kuupcm kohta Maakera ruumalaga võrdne maht sisaldab umbes 1 kg tähtedevahelist gaasi, kuid see on ainult keskmine. Gaas on väga heterogeenne nii tiheduse kui temperatuuri poolest.
Gaasi põhiosa temperatuur ei ületa mitut tuhat kraadi – see pole piisavalt kõrge vesiniku või heeliumi ioniseerimiseks. Sellist gaasi nimetatakse aatomiks, kuna see koosneb neutraalsetest aatomitest. Seetõttu ei eraldu külma aatomigaasi optilises vahemikus pikka aega temast ei teatud peaaegu midagi.
Kõige tavalisem aatomigaas on vesinik ( sümbol– HI) – täheldatud raadioemissiooniga umbes 21 cm lainepikkusel. Raadiovaatlused on näidanud, et gaas moodustab ebakorrapärase kujuga pilvi, mille temperatuur on mitusada kelvinit, ning haruldasemat ja kuumemat pilvedevahelist keskkonda. Aatomigaasi kogumass galaktikas ulatub mitme miljardi Päikese massini.
Kõige tihedamates pilvedes gaas jahtub, üksikud aatomid ühinevad molekulideks ja gaas muutub molekulaarseks. Kõige tavalisem molekul H2 ei kiirga raadio- ega optilist kiirgust (kuigi neil molekulidel on ultraviolettpiirkonnas neeldumisjooned) ja molekulaarset vesinikku on äärmiselt raske tuvastada. Õnneks tuleb koos molekulaarse vesinikuga kümneid teisi molekule, mis sisaldavad raskemaid elemente, nagu süsinik, lämmastik ja hapnik. Molekulaarse gaasi massi hinnatakse nende raadiokiirguse põhjal teatud tuntud sagedustel. Tolm muudab molekulaarpilved valgusele läbipaistmatuks ja need on emissiooniudukogude heledamal taustal nähtavad tumedate laikudena (veenidena).
Raadioastronoomia vaatlused on võimaldanud avastada tähtedevahelises ruumis üsna keerulisi molekule: hüdroksüül-OH; veeaur H 2 O ja ammoniaak NH, formaldehüüd H 2 CO, vingugaas CO, metanool (puidupiiritus) CH 3 OH, etüül(vein)alkohol CH 3 CH 2 OH ja kümned teised, veelgi keerulisemad molekulid. Neid kõiki leidub tihedates ja külmades gaasi- ja tolmupilvedes, milles olev tolm kaitseb hapraid molekule kuumade tähtede ultraviolettkiirguse hävitava mõju eest. Külma tolmuterade pind on ilmselt just see koht, kus üksikutest tolmutera külge kleepunud aatomitest tekivad keerulised molekulid. Mida tihedam ja massiivsem on pilv, seda suurem on selles leiduvate molekulide mitmekesisus.
Molekulaarpilved on väga mitmekesised.
Näeme lähedalasuvate tähtede valguse mõjul mõningaid väikeseid pilvi intensiivselt “aurustumas”. Siiski on ka hiiglaslikke, väga külmi pilvi, mille mass ületab miljoni päikesemassi ( sarnased koosseisud neid on meie galaktikas rohkem kui sada). Selliseid pilvi nimetatakse hiiglaslikeks molekulaarpilvedeks. Nende jaoks on oluline nende endi gravitatsiooniväli, mis hoiab ära gaasi paisumise. Temperatuur nende sügavustes on vaid paar kelvinit üle absoluutse nulli.
Noored kuumad tähed võivad oma lühilainekiirgusega molekulaarpilvi soojendada ja hävitada. Eriti palju energiat eraldub ja kandub üle tähtedevahelisele gaasile supernoova plahvatuste ajal, aga ka suure heledusega kuumade tähtede (massiivsete tähtede tähetuul) atmosfäärist intensiivselt välja voolava ainega. Gaas paisub ja soojeneb miljoni kraadini või rohkemgi. See kuum, nõrk keskkond moodustab jahedamas tähtedevahelises gaasis hiiglaslikke "mulle", mille läbimõõt on mõnikord sadu valgusaastaid. Sellist gaasi nimetatakse sageli koronaalseks gaasiks analoogselt kuuma päikesekorooni gaasiga, kuigi tähtedevaheline kuum gaas on koroonagaasist mitu suurusjärku haruldasem. Sellist kuuma gaasi vaadeldakse nõrkade termiliste röntgenikiirte või mõne osaliselt ioniseeritud elemendi juurde kuuluvate ultraviolettjoonte abil.
Kosmilised kiired.
Lisaks gaasile ja tolmule on tähtedevaheline ruum täidetud ka väga energiliste "kosmiliste kiirte" osakestega, millel on elektrilaeng - elektronid, prootonid ja mõne elemendi tuumad. Need osakesed lendavad peaaegu valguse kiirusega kõigis võimalikes suundades. Nende peamine (kuid mitte ainus) allikas on supernoova plahvatused. Kosmiliste kiirte osakeste energia on mitu suurusjärku suurem kui nende puhkeenergia E = m 0c 2 (siin m 0 on osakese puhkemass, c on valguse kiirus) ja jääb tavaliselt vahemikku 10 10 – 10 19 eV (1 eV = 1,6 ґ 10 –19 J), saavutades väga harvadel juhtudel kõrgemaid väärtusi. Osakesed liiguvad tähtedevahelise ruumi nõrgas magnetväljas, mille induktsioon on ligikaudu sada tuhat korda väiksem kui Maa magnetväljal. Tähtedevaheline magnetväli, mis toimib laetud osakestele nende energiast sõltuva jõuga, “segab” osakeste trajektoore ja nad muudavad pidevalt oma liikumise suunda Galaktikas. Ainult kõige energilisemad kosmilised kiired liiguvad mööda kergelt kõveraid teid ja seetõttu ei jää neid Galaktikasse, lahkudes galaktikatevahelisse ruumi.
Meie planeedile jõudvad kosmilise kiirguse osakesed põrkuvad õhuaatomitega ja neid lõhkudes sünnitavad arvukalt uusi elementaarosakesi, mis moodustavad tõelisi “dušše”, mis langevad maa pind. Neid osakesi (neid nimetatakse sekundaarseteks kosmilisteks kiirteks) saab laboriseadmetega otse salvestada. Primaarsed kosmilised kiired Maa pinnale praktiliselt ei ulatu, neid saab tuvastada väljaspool atmosfääri. Kuid kiirete osakeste olemasolu tähtedevahelises ruumis saab määrata ka selle järgi kaudsed märgid- iseloomuliku kiirgusega, mida nad liikumise ajal tekitavad.
Tähtedevahelises magnetväljas lendavad laetud osakesed kalduvad Lorentzi jõu mõjul sirgelt trajektoorilt kõrvale. Nende trajektoorid näivad olevat "haavatud" magnetinduktsiooni joontele. Kuid igasugune laetud osakeste mittesirgejooneline liikumine, nagu on füüsikast teada, põhjustab elektromagnetlainete emissiooni ja osakeste järkjärgulist energiakadu. Kosmiliste osakeste kiirguse lainepikkus vastab raadio levialale. Eriti tõhusad on kerged elektronid, mille liikumist mõjutab nende väga väikese massi tõttu kõige enam tähtedevaheline magnetväli. Seda kiirgust nimetatakse sünkrotronkiirguseks, kuna seda täheldatakse ka füüsikalaborites, kui elektrone kiirendatakse magnetväljas spetsiaalsetes paigaldistes – sünkrotronides, mida kasutatakse suure energiaga elektronide tootmiseks.
Raadioteleskoobid ( cm. RAADIOASTRONOOMIA) saavad sünkrotronkiirgust mitte ainult Linnutee kõikidest piirkondadest, vaid ka teistest galaktikatest. See tõestab magnetväljade ja kosmiliste kiirte olemasolu seal. Sünkrotronkiirgus suureneb märgatavalt galaktikate spiraalharudes, kus tähtedevahelise keskkonna tihedus on suurem, magnetväli intensiivsem ja supernoovade plahvatusi – kosmiliste kiirte allikaid – toimuvad sagedamini. Sünkrotronkiirguse iseloomulik tunnus on selle spekter, mis ei ole sarnane kuumutatud keskkonna kiirguse spektriga, ja tugev polarisatsioon, mis on seotud magnetvälja suunaga.
Tähtedevahelise keskkonna laiaulatuslik levik.
Suurem osa gaasist ja tolmust on koondunud meie galaktika tasapinna lähedusse. Just sinna koonduvad vaadeldud emissiooniudud ning aatomi- ja molekulaargaasipilved. Sarnast pilti täheldatakse ka teistes meiega sarnastes galaktikates. Kui kauge galaktika on meie poole pööratud nii, et selle täheketas on nähtav "servaga", näib ketast lõikavat tume triip. Tume triip on tähtedevahelise keskkonna kiht, mis on tolmuosakeste tõttu läbipaistmatu.
Tähtedevahelise gaasi ja tolmu kihi paksus on tavaliselt mitusada valgusaastat. aastat ja läbimõõt on kümneid ja sadu tuhandeid St. aastat, seega võib seda kihti pidada suhteliselt õhukeseks. Seletus tähtedevahelise keskkonna õhukeseks kettaks koondumisele on üsna lihtne ja seisneb tähtedevahelises ruumis pidevalt esinevate gaasiaatomite (ja gaasipilvede) omadustes kaotada üksteisega kokkupõrkel energiat. Tänu sellele koguneb gaas sinna, kus selle summaarne (kineetiline + potentsiaalne) energia on minimaalne - täheketta tasapinnal, mis tõmbab gaasi ligi. See on tähtede külgetõmbejõud, mis takistab gaasi liikumist ketta tasapinnast kaugele.
Kuid isegi Galaxy ketta sees jaotub gaas ebaühtlaselt. Galaktika keskel on mitmesaja valgusaasta suurune molekulaarne ketas. aastat. Keskmest kaugemal gaasitihedus väheneb, kuid suureneb taas kiiresti, moodustades hiiglasliku gaasirõnga, mille raadius on üle 10 tuhande valguse. aastat ja laius mitu tuhat St. aastat. Päike on sellest tagapool. Päikese läheduses on molekulaar- ja aatomgaasi keskmised tihedused võrreldavad ning veelgi kaugemal tsentrist on ülekaalus aatomigaas. Tähtedevahelise keskkonna kihi sees saavutatakse suurim gaasi ja tolmu tihedus Galaktika spiraalharudes. Eriti levinud on seal molekulaarpilved ja emissiooniudud ning sünnivad tähed.
Tähtede sünd.
Kui astronoomid õppisid mõõtma tähtede vanust ja tuvastama lühiealisi noori tähti, avastati, et tähtede moodustumine toimub kõige sagedamini seal, kus on koondunud tähtedevaheline gaas ja tolm – meie Galaktika tasapinna lähedal, selle spiraalharudes. Meile lähimad tähtede moodustumise piirkonnad on seotud Tauruse ja Ophiuchuse molekulaarpilvede kompleksiga. Veidi eemal asub tohutu pilvekompleks Orionis, mis sisaldab suurel hulgal äsja sündinud tähti, sealhulgas massiivseid ja väga kuumaid tähti, ning mitmeid suhteliselt suuri emissiooniudusid. See on kuuma tähe ultraviolettkiirgus, mis soojendab osa ühest pilvest, mida näeme Suure Orioni uduna. Orioni uduga samalaadsed emissiooniudud on alati usaldusväärseks indikaatoriks galaktika nendele piirkondadele, kus tähed sünnivad.
Tähed sünnivad külmade molekulaarpilvede sügavustes, kus tänu suhteliselt kõrge tihedusega ja väga madal gaasitemperatuur, gravitatsioonijõud mängivad väga oluline roll ja on võimeline põhjustama söötme üksikute tihendite kokkusurumist. Need surutakse kokku nende enda raskusjõu mõjul ja soojenevad järk-järgult, moodustades kuumad gaasipallid – noored tähed. Selle protsessi arengut on väga raske jälgida, kuna see võib kesta miljoneid aastaid ja toimub halvasti läbipaistvas (tolmu tõttu) keskkonnas.
Tähtede teke võib toimuda mitte ainult suurtes molekulaarpilvedes, vaid ka suhteliselt väikestes, kuid tihedates. Neid nimetatakse gloobuliteks. Need on taeva taustal nähtavad kompaktsete ja täiesti läbipaistmatute objektidena. Gloobulite tüüpiline suurus on kümnendikest kuni mitme ruutmeetrini. aastat, mass - kümneid ja sadu päikesemassi.
IN üldine ülevaade tähtede tekkeprotsess on selge. Pilve välimistes kihtides olev tolm blokeerib väljas paiknevate tähtede valguse, mistõttu pilv jääb ilma välisest kütmisest. Tulemusena sisemine osa pilved jahtuvad tugevalt, gaasirõhk selles langeb ja gaas ei suuda enam oma osade vastastikusele külgetõmbele vastu seista - tekib kokkusurumine. Kõige kiiremini pressivad kokku pilve kõige tihedamad osad ja sinna tekivad tähed. Nad ilmuvad alati rühmadena. Alguses on need aeglaselt pöörlevad ja aeglaselt kokku tõmbuvad erineva massiga suhteliselt külmad gaasipallid, kuid kui temperatuur nende sügavuses ulatub miljonite kraadideni, algavad tähtede keskmes termotuumareaktsioonid, millest eraldub suur hulk energiat. Kuuma gaasi elastsus peatab kokkusurumise ja ilmub seisev täht, mis kiirgab nagu suur kuumutatud keha.
Väga noori tähti ümbritseb sageli tolmukoor – mateeria jäänused, mis pole veel jõudnud tähe peale langeda. See kest ei vabasta seestpoolt tähevalgust ja muudab selle täielikult infrapunakiirguseks. Seetõttu avalduvad noorimad tähed tavaliselt ainult infrapunaallikatena gaasipilvede sügavustes. Ja alles hiljem ruum noore tähe ümber selgineb ja selle kiired tungivad läbi tähtedevahelise ruumi. Osa tekkivat tähte ümbritsevast materjalist võib moodustada selle ümber pöörleva gaasi- ja tolmuketta, milles lõpuks tekivad planeedid.
Tähed nagu Päike avaldavad pärast nende moodustumist ümbritsevale tähtedevahelisele keskkonnale vähe mõju. Kuid mõnel sündival tähel on väga suur mass – kümme või enam korda suurem kui Päikesel. Selliste tähtede võimas ultraviolettkiirgus ja intensiivne tähetuul annavad soojus- ja kineetiline energia suured ümbritseva gaasi massid. Mõned tähed plahvatavad supernoovana, paiskades suurel kiirusel tähtedevahelisse keskkonda välja hiiglasliku ainemassi. Seetõttu ei moodustu tähed mitte ainult gaasist, vaid ka määravad selle suuresti ära füüsikalised omadused. Tähtedest ja gaasist võib mõelda kui ühtne süsteem keeruliste sisemiste ühendustega. Tähtede moodustumise protsessi üksikasjad on aga väga keerulised ja pole veel täielikult mõistetavad. On teada füüsikalisi protsesse, mis stimuleerivad gaasi kokkusurumist ja tähtede sündi, samuti protsesse, mis seda pidurdavad. Sel põhjusel ei ole seos tähtedevahelise keskkonna tiheduse vahel Galaktika antud piirkonnas ja tähtede tekke kiiruse vahel üheselt mõistetav.
Anatoli Zasov
Ioniseeritud vesiniku jaotus galaktilises tähtedevahelises keskkonnas, mis on nähtav Maa põhjapoolkeralt.
Peal tähtedevaheline gaas, Universumi täitmata ruumi näilise tühjuse tõttu moodustab see peaaegu 99% kõigi kosmiliste objektide kogumassist.
Universaalsed ruumid, milles valgustid hõivavad ebaoluliselt väikese osa, pole sugugi nii mahajäetud, kui pikka aega arvati. Kuigi väikestes kogustes, on tähtedevaheline gaas kõikjal, täites kõik universumi nurgad. Selle kontsentratsioon väheneb, ebaregulaarne, vastupidi, suureneb. See on segunenud tähtedevahelise tolmuga ja osaleb aktiivselt uute tähtede moodustumisel, mis oma eluea lõpus selle tagasi annavad. ehitusmaterjal. Seega toimub tähtede ja tähtedevahelise gaasi vahel omamoodi ainevahetus. Nende protsesside tsüklilisus viib järk-järgult selle koguse vähenemiseni ruumis koos raskete elementide sisalduse suurenemisega selle struktuuris. Kuid olulised muutused selles valdkonnas võtavad miljardeid aastaid. Ligikaudsete hinnangute kohaselt võrdub galaktikas tähtede tekkega seotud aastane gaasikogus 5 Päikese massiga.
Koosseis, struktuur ja käimasolevad protsessid
Herbig-Haro 110 paiskab gaasi tähtedevahelisse ruumi
Tähtedevahelise gaasi tihedad ja külmad vormid, mis sisaldavad vesinikku, heeliumi ja minimaalses koguses raskeid elemente (raud, alumiinium, nikkel, titaan, kaltsium), on molekulaarses olekus, ühinedes suurteks pilveväljadeks. Kui aine koostises domineerivad ioniseeritud või neutraalsed vesinikuaatomid, osaleb see kuumi tähti ümbritsevate helendavate tähtede tekkes. Tähtedevahelise molekulaargaasi temperatuurinäitajad on vahemikus -269 kuni -167 °C ja selle kiirgus katab üsna lai valik, sealhulgas nii kõvad gammakiirgused kui ka pikad raadiolained. Keskmine tihedus on ebaoluline - 1 cm3 kohta. ainet on vähem kui üks aatom. Kuid on erandeid, mis ületavad neid parameetreid tuhandeid kordi. Tavaliselt jagunevad elemendid tähtedevahelises gaasis järgmiselt: vesinik - 89%, heelium - 9%, süsinik, hapnik, lämmastik - umbes. 0,2-0,3%.
IRAS 20324+4057 on valgusaasta pikkune tähtedevahelise gaasi ja tolmu gaasi- ja tolmupilv, mis sarnaneb kullesega ja sisaldab kasvavat tähte.
Suurtel tühjendatud ja kuuma gaasi aladel ulatub keskkonna temperatuur 1,5 miljoni kraadini Celsiuse järgi, millega kaasneb röntgenikiirgus. Sellised gaasilised objektid osalevad hiiglaslike tähtede tekkes, kutsuvad esile supernoova plahvatusi ja mõjutavad radikaalselt tähtedevahelist keskkonda, põhjustades selle laienemist. Tähtedevahelise gaasi planetaarsed või emissiooniudud hõõguvad vananeva tähe tuuma või kuumade noorte tähtede tõttu, mis asuvad nende keskpunktis või selle läheduses.
Uurimistöö tulemusena avastasid teadlased tõsiasja, et selliste moodustiste liikumiskiirused on kaootilised. Tähtedevahelise gaasi pilved ei saa mitte ainult korrapäraselt pöörlema galaktikate keskuste ümber, vaid neil on ka ebastabiilne kiirendus. Mitmekümne miljoni aasta jooksul jõuavad nad üksteisele järele ja põrkuvad, moodustades tolmu ja gaasi komplekse. Sellistel objektidel on piisav tihedus, et kaitsta nende sügavust läbitungiva kosmilise kiirguse eest. See seletab madalamat temperatuuri gaasi-tolmu kompleksides võrreldes tähtedevaheliste pilvedega. Objektide gravitatsiooniline ebastabiilsus mõjutab pidevalt nende koostise molekulaarsete transformatsioonide protsessi ja viib lõpuks prototähtede tekkeni.
Asukoht meie galaktikas
Tähtedevahelise gaasi maksimaalset kontsentratsiooni meie galaktikas täheldatakse piirkondades, mis on selle keskosast 5 kpc kaugusel. Selle protsent massi kogumahust on võrdne 2-ga. Kihi paksus on maksimaalne perifeerias, vähenedes keskme suunas. Umbes pool tähtedevahelise gaasi massist pärineb tohututest molekulaarpilvedest, mis asuvad galaktika teljest 4-8 kpc kaugusel. Tihedaimad moodustised on udukogud, mis on kõige nähtavamad ja uurimiseks kättesaadavamad. Tähtedevahelise gaasi pilvede suurus võib ulatuda umbes 2 tuhande valgusaastani.
Vaatlus ja selle meetodid
Voyager 1 – esimene tehisobjekt, mis jõudis tähtedevahelisse keskkonda
Tähtedevahelist gaasi, mis on väga haruldane ja laia temperatuurivahemikuga, uuritakse mitme meetodi abil. Sellega seoses pakuvad erilist huvi kerged gaasi- ja gaasitolmu udukogud, kuna nende visuaalsed omadused lihtsustavad oluliselt optiliste vaatluste protsessi. Meetodid, mis annavad mitmesugust teavet tähtedevahelise gaasi oleku ja struktuuri kohta, hõlmavad uuringuid:
- pidev raadiokiirgus;
- tähtedevahelised optilised ja UV-jooned;
- molekulide ruumiline jaotus;
- röntgen-, infrapuna- ja gammakiirgus;
- tähtedevahelise tuule parameetrid;
- pulsarid.
Integreeritud lähenemisviis tähtedevahelise gaasi uurimisele võimaldas määrata paljusid selle omadusi ja parameetreid. Objektid, mis pakuvad optimaalset võimalust MG-de vaatlemiseks meie taevas, hõlmavad Orionit, kus asub emissioon M42.
- Galaktilise gaasi ketas on perifeeriast kõver.
- Tähtedevahelise gaasi põhimaht on koondunud spiraalharudesse, mille üks koridoridest asub Päikesesüsteemi lähedal.
- Kosmilise kiirgusega kokku puutunud haruldases MG-s avastati temperatuuri, rõhu ja elektronide mahu sõltuvus vesiniku kontsentratsiooni tihedusest.
- Spiraalsed lööklained on ühed võimsamad tegurid, mis mõjutavad struktuurseid protsesse tähtedevahelises gaasilises keskkonnas.
- Supernoova plahvatuse energia on võimeline murdma läbi galaktilise ketta ruumi, põhjustades seeläbi MG väljavoolu universumi vabasse ruumi.
- Teoreetiliselt peaksid molekulaargaasipilved veidi üle 100 aasta jooksul muutuma tähtedeks. Kuid praktikas on palju tegureid, mis seda protsessi aeglustavad.
Tähtedevaheline meedium- see on aine ja väljad, mis täidavad galaktika sees tähtedevahelist ruumi. Suurem osa tähtedevahelisest ainest koosneb õhukesest tähtedevahelisest gaasist ja tolmust. Kogu tähtedevaheline keskkond on läbi imbunud magnetväljad, kosmilised kiired, elektromagnetiline kiirgus.
Tähtedevahelise keskkonna põhikomponent on tähtedevaheline gaas, mis koosneb vesinikust (70% massist) ja heeliumist (28%). Ülejäänud tähtedevahelise gaasi mass koosneb raskemast keemilised elemendid(O, C, N, Ne, S, Ar, Fe jne). Tähtedevahelise aine mass meie galaktikas (korooni arvestamata) on hinnanguliselt 2% kogu galaktika kogumassist. Sõltuvalt temperatuuritingimustest ja tihedusest vaadeldakse tähtedevahelist gaasi kolmes olekus: ioniseeritud, aatomi ja molekulaarne.
Atmosfäärivälised vaatlused ultraviolettkiirguse vahemikus näitasid väga kuuma gaasi (vesinikku) temperatuuriga 10 6 K, mis täidab enamus Galaxy helitugevus. See kuum madala tihedusega gaas pärineb supernoova plahvatustest ja kuumade hiiglaste materjalikadudest kuumade tähetuulede näol. Sellise gaasi tihedus on 1,6 x 10 -3 osakest 1 cm 3 kohta.
Põhiandmed tähtedevahelise gaasi kohta saadi raadioastronoomiliste meetoditega pärast seda, kui 1951. aastal avastati neutraalse aatomi vesiniku raadiokiirgus lainepikkusel 21 cm. Tähtedevahelise gaasi põhiosa on koondunud Galaktika spiraalsetesse harudesse. Neis jaotub gaas ebaühtlaselt: see koguneb kümnete ja sadade parsekkide suurustesse laigulistesse moodustistesse. Umbes pool tähtedevahelise gaasi massist sisaldub hiiglaslikus molekulaarpilved mille keskmine mass on 10 5 päikesemassi ja läbimõõt umbes 40 tk.
Tähtedevaheline tolm- need on väikesed ebakorrapärase kujuga tahked osakesed, mille suurus on vahemikus 0,01 kuni 1 mikronit. Need koosnevad tulekindlast südamikust ja lenduvate ühendite kestast. Tolm mängib olulist rolli ja osaleb aktiivselt universumis toimuvates protsessides.
Lisaks haruldasele gaasile ja tolmule liigub tähtedevahelises ruumis tohutu valguselähedase kiirusega suur hulk elementaarosakesi ja erinevate aatomite tuumasid (elektronid, heeliumi tuumad ja raskemad elemendid). Nende osakeste voogusid nimetatakse kosmilised kiired. Keskmiselt langeb igas sekundis umbes 10 tuhat erinevat osakest 1 m2 suurusele alale.
Kõik osakesed, mis moodustavad kosmilisi kiiri, ei tule meieni Universumi sügavustest. Paljud neist on päikesest pärit – nad sünnivad päikesepõletuste ajal. Peamised kosmiliste kiirte allikad Galaktikas on supernoova jäänused ja pulsarid.
Vaatlused näitavad, et raadiokiirgus tuleb meile ka tähtedevahelise ruumi piirkondadest, kus supernoova jäänuseid pole. Järelikult eksisteerib magnetväli ka tähtedevahelises ruumis.