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. Füüsikalised omadused tolmuterad on nüüdseks päris hästi uuritud.
Lisaks tolmule tähtede vahel on suur hulk nähtamatu külm gaas. 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. Need on need, mis on kontsentreeritud enamik külm tähtedevaheline gaas ja tolm. 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.
Selle tulemusena moodustub kuum haruldane gaas võimsad plahvatused- vilgub supernoovad. Plahvatuse kohast levib lööklaine tähtedevahelises gaasis ja soojendab gaasi kuni kõrge temperatuur, kus sellest saab allikas röntgenikiirgus. 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. Tähtedevaheline 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 - just allpool kolm tähte, mis asuvad ühes reas, 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. aastate ümber kesklinna. 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 lühikese lainepikkusega laine infrapunakiirgus kuumad vesiniku molekulid; 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. Mõjul toimub gaasiionisatsioon ultraviolettkiirgust, mida kiirgavad massiivsed kuumad noored tähed, mis asuvad udukogus.
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. aastal töötavad teadlased erinevaid valdkondi teadus, püüdes seletada füüsikaseaduste abil 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. Kustutamine inimesele omane Ammendamatu teadmistejanuga astrofüüsikud uurivad 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.
Gaasi dünaamika on füüsika haru, mis uurib gaasi liikumise seadusi. Me puutume igapäevaelus sageli kokku gaasidünaamika küsimustega - need on helilained, voog ümber kiiresti liikuvate kehade ja lööklained, mis on ülehelikiiruste ajastul kõigile hästi teada. Aga tingimused tähtedevaheline meedium muuta oluliselt gaasi liikumise seadusi.
Alustame sellest helilained. Nagu lugeja ilmselt teab, kujutavad helilained läbi keskkonna leviva gaasi kokkusurumiste ja harulduste jada. Kui surute gaasi teatud mahus veidi kokku ja annate sellele võimaluse naasta algsesse olekusse, siis paisub see inertsi mõjul veidi, surub selle ruumalaga külgnevad gaasikihid kokku ja surub end seejärel uuesti kokku. Tekivad võnkumised, mis kanduvad edasi naaberkihtidesse ja neist veelgi kaugemale. See on helilainete levik. Nende kiirus sõltub ainult gaasi temperatuurist. Helilainete kiirus õhus temperatuuril 300 K on hästi teada - 330 m/s ja temperatuuri tõustes suureneb see proportsionaalselt ( T) 1/2 .
Kuid sellised helilained on adiabaatilised, st eeldatakse, et gaasi kokkusurumine ja hõrenemine helilainetes toimub ilma soojuskadudeta. Tähtedevahelises ruumis see nii ei ole. Tiheduse kasvades suurenevad märgatavalt ka kiirguskaod. Seetõttu pole tähtedevahelised helilained sugugi adiabaatilised. Esialgu võib neid pidada ka isotermilisteks, s.t võib eeldada, et gaasi kokkusurumisel ja paisumisel ei muutu temperatuur laines üldse. Siis on helilainete kiirus veidi väiksem (õhus - 20%) ja seda saab arvutada järgmise valemi abil: Kooss = (RT/mu) 1/2 kus R on universaalne gaasikonstant ja mu on molekulmass. On uudishimulik, et Newton, kes oli esimene, kes arvutas helilaine kiiruse, eeldas, et see on isotermiline ja seetõttu pikka aega Miks õhus heli kiirus arvutatust suuremaks osutus, jäi arusaamatuks. Kuid tähtedevaheliste helilainete jaoks on see Newtoni saadud valem üsna rakendatav.
Järgmine oluline nähtus, mis muudab ka oma omadusi tähtedevahelistes tingimustes, on lööklained. Selle selgitamiseks kaaluge joonisel fig. 16. Laske kontsentratsiooniga gaasil voolata ühest otsast suletud pikka toru n 1 ja kiirust v. Kui ta vastu seina põrkab, peab ta peatuma. Moodustub statsionaarse gaasi piirkond, mis peab uute gaasikoguste sissevooluga pidevalt suurenema. Puhke- ja liikuva gaasi vahele moodustub piir (joon. 16 punktiirjoon), mis liigub mööda toru gaasivoolu suunas.
Tähistame gaasi kontsentratsiooni väljaspool seda piiri kui n 2. Selgub, et kui kiirus v on väga suur (palju suurem kui heli kiirus), siis on see piir terav (lööklaine) ja kontsentratsiooni hüpe, st helitugevus n 2 / n 1, osutub piiratud (näiteks monaatomilises gaasis n 2 / n 1<4, в двухатомном n 2 / n 1<6). Seda seletatakse lihtsalt. Sissetuleva gaasi kineetiline energia mitte ainult ei suru kokku, vaid ka soojendab seisma jäänud gaasi. Nii tekib statsionaarses piirkonnas suur gaasirõhk, mis takistab edasist kokkusurumist.
Kuid tähtedevahelises ruumis ei pruugi see nii olla. Niipea kui gaas on kokku surutud, suureneb selle kiirgus järsult ja temperatuur enam ei tõuse. Gaasi rõhk jääb madalaks ega takista gaasi edasist kokkusurumist. Selle tulemusena võivad tähtedevahelistes lööklainetes esineda väga suuri kontsentratsioonihüppeid, mida paremini nimetatakse lööklaineteks. Hüppe suurusjärk n 2 / n 1 saab määrata, võrreldes gaasi rõhku kokkusurutud piirkonnas (st väärtus, mis on võrdeline n 2 RT) langeva gaasivoolu dünaamilise rõhuga, proportsionaalne n 1v 2 . Seega leiame, et tähtedevahelise lööklaine kontsentratsioonihüpet iseloomustab kogus n 2 /p 1 ~muv 2 / RT~ v 2 / c s 2 , Kus T- tähtedevahelise gaasi tavaline temperatuur (ligikaudu 10 4 K HII tsoonides ja palju vähem, 10-20 K molekulaarpilvedes). Lugeja saab hõlpsasti veenduda, et isegi madalatel gaasikiirustel (näiteks kiirusel 7-8 km/s, tähtedevaheliste pilvede tavaline kiirus) on võimalik saada (nende kokkupõrkes) lööklaineid kümneid ja isegi sadu kordi muutuv kontsentratsioon .
Loomulikult on joonisel fig. 16, on idealiseerimine - tähtedevahelises ruumis pole torusid, kuid seal on liikumise üldised tunnused täpselt sellised.
Üks tähtedevahelise keskkonna dünaamika olulisi juhtumeid on kujutatud joonisel fig. 17 - tähtedevahelise gaasi langemine oma gravitatsiooni mõjul pilve keskpunkti suunas. See kukkumine loob pilve keskele kokkusurumispiirkonna, mida ümbritseb keskelt leviv sfääriline lööklaine. On ilmne, et ka siin võib esineda väga tugev aine kokkusurumine, kuid reaalses objektis ehk tähtede tekkimisel on see nähtus vägagi võimalik.
Tähtedevahelise gaasi dünaamika kolmas tunnusjoon on magnetväljade oluline roll. Vaatleme seda funktsiooni, kasutades lugejale kooli füüsikakursusest tuttavat näidet. Kui juhti liigutada läbi magnetvälja, indutseeritakse selles elektrivool, mis omakorda tekitab magnetvälja. Nende väljade vastasmõju tulemusena tekib jõud, mis pidurdab juhi liikumist (Lenzi reegel). Kui juhi elektritakistus on suur, on indutseeritud voolud ja magnetväljad nõrgad ning juhid liiguvad magnetväljas kergesti. Kuid kui juhi elektritakistus on väga väike, tekivad üsna tugevad indutseeritud voolud ja juhi liikumise takistusjõud suureneb oluliselt - juht "jääb kinni". Näiteks on teada, et üldiselt on võimatu suruda ülijuhti magnetvälja poolt hõivatud piirkonda. (Tuletame meelde, et kui juht liigub mööda magnetvälja, siis selles ei teki üldse voolu ja sellisele liikumisele puudub takistus.)
Nüüd pöördume tagasi tähtedevahelise gaasi juurde. Siin, nagu me teame, on palju vabu elektrone ja seetõttu on tähtedevahelise gaasi elektrijuhtivus üsna kõrge (isegi parem kui vase elektrijuhtivus). Seetõttu võib sellise gaasi liikumist läbi tähtedevahelise magnetvälja võrrelda hea metalljuhi liikumisega samas väljas. Siin tuleb arvestada ka sellega, et tähtedevaheliste pilvede tohutu suurus muudab nende magnetväljas pidurdamise mõju väga märgatavaks.
Seega peaks tähtedevaheline magnetväli aeglustama tähtedevaheliste pilvede liikumist üle välja suuna ega segama nende liikumist mööda välja. Võib eeldada, et tähtedevahelise gaasi voolud on suunatud valdavalt mööda magnetvälja jõujooni. Seda järeldust kinnitavad tähelepanekud: tõepoolest, gaas liigub kõige sagedamini Galaktika tasapinnaga paralleelselt ja magnetväljal on ligikaudu sama suund.
Kui aga tähtedevaheline magnetväli on nõrk, nii et see ei suuda enam peatada gaasi liikumist üle jõujoonte, siis hakkab gaas magnetvälja endaga kaasa haarama. Teisisõnu näib, et liikuvad gaasivoolud tõmbavad enda taha magnetilisi jõujooni, venitades ja keerates neid. Sel juhul öeldakse, et magnetvälja jooned on "külmutatud" tähtedevahelises gaasis (või tähtedevaheline gaas on "liimitud" magnetvälja joontele).
Magnetvälja joonte mõiste definitsioonist on teada, et magnetvälja tugevus R (ehk magnetinduktsioon IN) on võrdeline pindalaühikut läbivate jõujoonte arvuga. Kui gaasi liikumine venib ja "põimub" magnetilised jõujooned, suureneb see seeläbi N(ja B). Võime öelda, et siin muundatakse gaasi kineetiline energia magnetenergiaks. Magnetvälja kasv gaasi liikumise ajal peatub, kui need energiad on samas järjekorras: pv 2 /2~ B 2 /8lk(siin p on gaasi tihedus; vasakul kineetilise energia tihedus, paremal magnetilise energia tihedus). Magnetvälja tugevnemine on eriti märgatav eelpool mainitud tihedushüpetel. Tiheduse suurenemisega kaasneb "külmutatud" välja põhimõttest tulenevalt väärtuse proportsionaalne suurenemine IN.
Tähtedevahelise gaasi dünaamika neljas tunnus on ionisatsioonifrontide olemasolu – liikuvad piirid HII tsoonide ja HI piirkondade vahel. Need ilmnevad seetõttu, et gaasirõhk NI-tsoonides on tavaliselt palju suurem kui gaasirõhk HI-piirkondades. Tegelikult olime tähtedevahelist termodünaamikat arvestades veendunud, et kahekomponendilises süsteemis, mis koosneb pilvedest ja pilvedevahelisest keskkonnast, on rõhu väärtus (täpsemalt korrutis PT) mitte rohkem kui 3 10 3 K/cm3. Seevastu NI tsoonis, kus T=10 4 K, on see väärtus prootonite ja elektronide kontsentratsiooni “standard” väärtusel (p~s m -3) on suurem ja suurematel kontsentratsioonidel on erinevus veelgi märgatavam.
Seega peaksid HII-tsoonid laienema ümbritsevasse ruumi. Kuid laienemisel väheneb gaasi tihedus tsooni sees, väheneb rekombinatsioonide arv ja selle tulemusena jäävad sellesse tsooni mõned "kasutamata" ioniseerivad kvantid. Nad läbivad HII tsooni algmassi piiri ja ioniseerivad uusi vesinikuaatomeid. Seega ei seisne kogu protsess mitte ainult HII tsooni aine enda laienemises, vaid ka ioniseeritud ja ioniseerimata vesiniku piirkondade vahelise piiri veelgi kiiremas edenemises - HII tsoon kasvab nii suuruselt kui ka ioniseerimata vesiniku piirkondade vahel. oma massis.
Sellist HII tsooni piiri liikumist nimetatakse ionisatsioonifrondi liikumiseks, mille kiirust saab võrrelda heli kiirusega HI piirkonnas. Kui ionisatsioonifrondi kiirus on suurem kui heli kiirus samas gaasis, siis räägime frondist R-tüüp. Siin, selle frondi läbimisel, gaas ioniseerub ja tiheneb.
Vastupidi, kui eesmine kiirus on väiksem kui vastav helikiirus, siis ionisatsioonifrondil (nn. D-tüüp) esineb kontsentratsiooni langus. Selle vähendamise tagamiseks esiosa D-tüüp “saadab” sageli enda ette lööklaine, mis eelnevalt “pressib” gaasi HI piirkonnas.
Niipea kui HI piirkonnas moodustub uus kuum täht, loob see kõigepealt väikese HII piirkonna, mis laieneb kiiresti ionisatsioonifrontina R— tüüp. Seejärel laienenud HII tsooni kiirus väheneb, edasi saadetakse lööklaine, millele järgneb lähedalt ionisatsioonifront D-tüüp.
Tähtedevahelisest keskkonnast lähtuvate tähtede kondenseerumisprotsesside mõistmiseks on tähtedevahelise gaasi dünaamika omaduste tundmine hädavajalik – see kondenseerumine pole ju midagi muud kui tähtedevahelise gaasi liikumine. Ja nagu me allpool näeme, ilmnevad tähtedevahelise gaasi dünaamika omadused tähtede moodustumise probleemi erinevates aspektides.
Tähtedevaheline gaas
Tähtedevaheline gaas- see on haruldane gaasiline keskkond, mis täidab kogu tähtedevahelise ruumi. Tähtedevaheline gaas on läbipaistev. Tähtedevahelise gaasi kogumass Galaktikas ületab 10 miljardit päikesemassi ehk mitu protsenti meie galaktika kõigi tähtede kogumassist. Tähtedevaheliste gaasiaatomite keskmine kontsentratsioon on väiksem kui 1 aatom cm³ kohta. Selle põhiosa asub galaktika tasapinna lähedal mitmesaja parseki paksuses kihis. Gaasi keskmine tihedus on umbes 10–21 kg/m³. Keemiline koostis on ligikaudu sama, mis enamikel tähtedel: see koosneb vesinikust ja heeliumist (vastavalt 90% ja 10% aatomite arvust) ning vähesel määral raskemate elementide segu. Sõltuvalt temperatuurist ja tihedusest on tähtedevaheline gaas molekulaarses, aatomilises või ioniseeritud olekus. Vaadeldakse külmi molekulaarpilvi, õhukest pilvedevahelist gaasi, ioniseeritud vesiniku pilvi, mille temperatuur on umbes 10 tuhat K (Orioni udukogu) ja tohutuid alasid haruldast ja väga kuuma gaasi, mille temperatuur on umbes miljon K. Ultraviolettkiired, erinevalt nähtavad valguskiired, neelavad gaasi ja annavad sellele oma energia. Tänu sellele soojendavad kuumad tähed oma ultraviolettkiirgusega ümbritseva gaasi temperatuurini ligikaudu 10 000 K. Kuumutatud gaas hakkab ise valgust kiirgama ja me vaatleme seda kerge gaasiuduna. Jahedamat, "nähtamatut" gaasi vaadeldakse raadioastronoomia meetoditega. Vesinikuaatomid haruldases keskkonnas kiirgavad raadiolaineid lainepikkusega umbes 21 cm. Seetõttu levivad raadiolainete vood tähtedevahelise gaasi piirkondadest pidevalt. Seda kiirgust vastu võttes ja analüüsides saavad teadlased teada tähtedevahelise gaasi tiheduse, temperatuuri ja liikumise kohta ruumis.
| Tähtedevaheline meedium | ||
|---|---|---|
| Komponendid | Tähtedevaheline gaas· Tähtedevaheline tolm · Tähtedevaheline pilv · Kosmilised kiired · Magnetväli |  |
| udukogud | Hajus (hele) udukogu · Tume udukogu · Emissiooniudu · Peegeldusudu · Supernoova jäänuk · Planetaarne udu · Protoplanetaarne udu | |
| Tähtede moodustamise piirkonnad | Molekulaarpilv Gloobuli piirkond H II | |
| Ringtähelised moodustised | Akretsiooniketas Protoplanetaarne ketas Polaarjoa Herbig-Haro objekt | |
| Kiirgus | Tähetuul · CMB | |
Wikimedia sihtasutus. 2010. aasta.
Vaadake, mis on tähtedevaheline gaas teistes sõnaraamatutes:
Põhiline tähtedevahelise keskkonna komponent, mis moodustab ca. 99% selle massist. Mg täidab peaaegu kogu galaktikate ruumala. Naib, õppis Galaktikas M. g. Mg-d iseloomustavad selles tekkivad mitmesugused füüsilised struktuurid. tingimused ja käimas...... Füüsiline entsüklopeedia
Tähtedevahelise keskkonna üks põhikomponente (vt Interstellar medium). Koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist; muude elementide kogumass on alla 3%...
Aine, mis täidab galaktikate tähtedevahelise ruumi. Galaktikatevahelises ruumis olevat ainet nimetatakse. galaktikatevaheline keskkond (vt Galaktikaparved. Intergalaktikagaas). Gaas tähtede ümber olevates kestades (ümberkujulised kestad) sageli... ... Füüsiline entsüklopeedia
Tähtedevaheline tolm on tahked mikroskoopilised osakesed koos tähtedevahelise gaasiga, mis täidavad tähtedevahelise ruumi. Praegu arvatakse, et tolmuteradel on tulekindel südamik, mida ümbritseb orgaaniline aine või jäine kest.... ... Wikipedia
Kohaliku tähtedevahelise pilve kaart Interstellar medium (ISM) aine ja väljad, mis täidavad tähtedevahelist ruumi galaktikate sees ... Wikipedia
Haruldane aine, tähtedevaheline gaas ja väikesed tolmuosakesed, mis täidavad meie ja teiste galaktikate tähtede vahelist ruumi. Koosseis M. s. Lisaks hõlmavad need kosmilisi kiiri ja tähtedevahelisi magnetvälju (vt Interstellar ... ... Suur Nõukogude entsüklopeedia
Kohaliku tähtedevahelise pilve kaart Tähtedevaheline meedium (ISM) on aine ja väljad, mis täidavad tähtedevahelist ruumi galaktikate sees. Koostis: tähtedevaheline gaas, tolm (1% gaasi massist), tähtedevahelised magnetväljad, kosmilised kiired, aga ka ... ... Wikipedia
Rohkem kui 200 äsja moodustunud tähte kolmnurga galaktikas NGC 604 nime all tuntud pilves. Tähed kiirgavad suure energiaga gaasi... Wikipedia
Tähtedevahelise gaasi kaart meie Galaxys Tähtedevaheline gaas on haruldane gaasiline keskkond, mis täidab kogu tähtedevahelise ruumi. Tähtedevaheline gaas on läbipaistev. Tähtedevahelise gaasi kogumass Galaktikas ületab 10 miljardit päikesemassi ehk... ... Wikipedia
Tähetuul on aine väljavool tähtedest tähtedevahelisse ruumi. Sisu 1 Määratlus 2 Energiaallikad ... Wikipedia
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 põhines sõna otseses mõttes mõtisklusel 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 sugugi teise keha pidevat mõju sellele. Galileo avastatud inertsiprintsiip võimaldas Newtonil sõnastada dünaamikaseadused, mis olid 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. Teleskoobi kasutamine astronoomias 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 on midagi enamat kui lihtsalt reservuaarid massi ja energia salvestamiseks. 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. Kuna teleskoobid ja elektromagnetkiirguse registreerimismeetodid paranevad, suudavad astronoomid tungida avakosmose üha kaugematesse nurkadesse. Ja see mitte ainult ei laienda meile tuntud maailma geomeetrilist horisonti: kaugemad objektid erinevad ka vanuse poolest, nii et meile tuntud Universumi osa, mida tavaliselt nimetatakse metagalaktikaks, sisaldab rikkalikku teavet arenguloo kohta, teisisõnu Universumi evolutsiooni kohta. Kaasaegset astronoomiat on rikastanud maailmade arengu õpetus, nii nagu kunagi rikastas bioloogiat Darwini õpetus. See on juba kõrgem üleminekuetapp – nähtavalt reaalsele, sest täna nähtavast mõistame kauges minevikus toimuvate nähtuste olemust ja suudame ette näha tulevikku! Hiljuti on astronoomias toimunud veel üks oluline üleminek vaadeldavalt tegelikule. 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 kuidas teatud kehad igivana välja nägid, vaid midagi palju enamat. See on teadmine ruumi ja aja kui terviku omadustest, skaalal, mis on meie vahetu tajumise ja mõtisklemise jaoks kättesaamatu. 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 sinistes ja punastes kiirtes sama palju energiat, siis valguse neeldumise tulemusena nõrgenevad sinised kiired rohkem kui punased ja Maalt 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 tähtedevahelise aine neelamise suurema tihedusega kohad. Ja see koosneb kõige väiksematest 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. Just neisse 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 sellesse tungivad kiired elementaarosakeste vood – kosmilised kiired – ja elektromagnetiline kiirgus, mida võib pidada ka tähtedevahelise keskkonna komponentideks. Lisaks osutus tähtedevaheline keskkond kergelt magnetiseeritud. Magnetväljad on ühendatud tähtedevaheliste gaasipilvedega ja liiguvad koos nendega. Need väljad on ligikaudu 100 tuhat korda 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. GAASUUDU Teleskoopide abil tehtud vaatlused on võimaldanud 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 seotud tähtedevahelise tolmuga, mis peegeldab lähedalasuvate tähtede valgust - need on peegeldusudud. Tavaliselt on sellise udukogu keskel nähtav hele täht. Kuid rohekad udukogud pole midagi muud kui tähtedevahelise gaasi kuma. Taeva heledaim gaasiudukogu on Suur Orioni udukogu. Läbi binokli on näha, aga millal hea nägemine seda võib näha ka palja silmaga – täpselt allpool kolme ühel real paiknevat tähte, 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 positiivse elektrilaenguga tuumast (prootonist) ja selle ümber pöörlevast negatiivselt laetud elektronist. Neid ühendab elektriline atraktsioon. 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 toimuda kokkupõrgetes teiste aatomitega, kuid sagedamini toimub ionisatsioon siis, kui gaasiaatomid neelavad ultraviolettkiirguse kvante, näiteks lähedalasuvast tähest. 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 aga selgus, et hapnik helendab roheliselt. Osa elektrongaasiosakeste liikumisenergiast kulub hapnikuaatomite ergastamisele ehk 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. Lämmastiku, väävli ja mõne muu elemendi emissioon toimub sarnaselt. 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 paisudes moodustavad helendavaid udukogusid. Teleskoopide kaudu vaadeldes meenutavad need udukogud planeetide kettaid, mistõttu neid nimetatakse planetaarseteks. Mõnede nende keskel näete väikseid väga kuumaid tähti. Paisuvad gaasilised udukogud 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 seejärel materjaliks tähtede ja planeetide uute põlvkondade jaoks. Mis toimub meie galaktika keskmes? Linnutee keskne piirkond on astronoomide tähelepanu köitnud juba aastakümneid. Sellest Maani on vaid 25 tuhat valgusaastat, 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 röntgeni- ja gammakiirguse vaatlustest tehtud avastused on kindlasti olulised, on kõige ulatuslikumad ja väärtuslikumad galaktikakeskuse spektroskoopilised uuringud läbi viidud infrapuna- ja raadiosagedusalas, 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. Kaugustel üle 1000 sv. aastat Galaktika keskpunktist, annab aatomi vesiniku kiirgus usaldusväärseid andmeid Galaktika pöörlemise ja selle spiraalharude ehituse kohta. See ei saa anda palju teavet Galaktika keskpunkti lähedal asuvate tingimuste kohta, kuna vesinik on seal valdavalt molekulidega seotud või ioniseeritud (jaotatud prootoniks ja elektroniks). Võimsad molekulaarse vesiniku pilved peidavad Galaktika keskpunkti ja kõige kaugemaid objekte, mis asuvad galaktika tasandil. Mikrolaine- ja infrapunateleskoobid võimaldavad aga jälgida nii neid pilvi kui ka seda, mis nende taga galaktika keskuses peitub. Lisaks molekulaarsele vesinikule sisaldavad pilved palju stabiilseid süsinikmonooksiidi (CO) molekule, mille pikim iseloomulik kiirguse lainepikkus on 3 mm. See kiirgus läbib Maa atmosfääri ja seda saab tuvastada maapealsete vastuvõtjatega; Süsinikmonooksiidi leidub eriti palju tumedates tolmupilvedes, mistõttu on sellel kasulik roll nende suuruse ja tiheduse määramisel. 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 rohkem energilisemaid süsinikmonooksiidi emissioone, mis näitasid, et gaasi temperatuur on umbes 400 K, mis on ligikaudu samaväärne vee keemistemperatuuriga. Seda gaasi soojendab Galaktika keskpunktist tulev ultraviolettkiirgus ja võib-olla lööklained, mis tekivad keskpunkti ümber liikuvate pilvede kokkupõrkest. Mujal keskuse ümbruses on süsinikmonooksiid mõnevõrra jahedam ja suurem osa selle emissioonist 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 emissioonikaart kõrgresolutsiooniga saadi California ülikooli raadiointerferomeetrist. Kaart näitab heterogeense sooja molekulaarpilvede ketta olemasolu, mis on purustatud eraldi tükkideks ja mis ümbritseb umbes 10 valgusaasta laiust "õõnsust". aastat Galaktika keskel. Kuna ketas on Maast lähtuva vaatejoone suhtes kallutatud, näib see ringikujuline õõnsus elliptiline (vt joonist allpool). 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. Mõõtmised näitasid ka mõningaid pilvi, mille liikumine on selle üldise tsirkulatsioonimustriga täiesti vastuolus; 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 keskuse lähedal asuvatest elementidest on ülekaalus ühe laetud ioniseeritud neoon, samas kui kolmekordselt laetud väävliioon seal praktiliselt puudub. Väävliaatomilt kolme elektroni eemaldamiseks peate kulutama palju rohkem energiat kui ühe elektroni eemaldamiseks neooniaatomilt; 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, mille temperatuur on 30–35 tuhat Kelvinit, ja sellest oluliselt kõrgema temperatuuriga tähti pole olemas. Ioonide emissiooni spektroskoopiline analüüs andis ka detailne info umbes 10 valguse läbimõõduga õõnsuses oleva haruldase aine kiiruste kohta. aastate ümber kesklinna. Mõnes õõnsuse osas on kiirused lähedased molekulaargaasi rõnga pöörlemiskiirusele – umbes 110 km/s. Osa pilvi selle piirkonna sees liigub 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 kogumiga, mida tuntakse kui IRS 16, mille avastasid Böcklin ja Negebauer lühilaine infrapunakiirguse allikaid otsides. Enamik nende leitud väga väikestest allikatest on tõenäoliselt üksikud massiivsed tähed, kuid IRS 16 (nende nimekirjas 16. infrapunaallikas) on midagi muud: järgnevad mõõtmised näitasid selles viis eredat ebatavalist komponenti. Kogu see keskne piirkond - nii soe gaasiketas 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 peaks olema tasandatud ajaskaalal, mis on suurusjärgus 100 tuhat aastat, st ühe või kahe pöörde jooksul 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 tuvastatud kuumade vesiniku molekulide lühilainelist infrapunakiirgust; see näitab, et mõnes kohas ulatub molekulaargaasipilvede temperatuur 2000 K-ni – täpselt sellise temperatuurini, mida lööklained võivad tekitada. Mis on keskuse lähedal asuvate tihedate molekulaarsete tolmupilvede allikas? Aine sisaldab raskeid elemente; see näitab, et see tekkis tähtede sisemuses, kus tekivad sellised elemendid nagu süsinik, hapnik ja lämmastik. Vanad tähed paisuvad ja eraldavad tohutul hulgal materjali ning mõnel juhul plahvatavad supernoovana. Igal juhul paisatakse 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 tõmbas osa pilvi väljastpoolt. Hõõrdumise ja magnetvälja mõjul tõmbub aine järk-järgult tsentri poole, nii et see peaks kogunema sellesse piirkonda Gaas Suures Magellaani Pilves. Hõõguvad gaasiudud on ühed kaunimad ja muljetavaldavamad objektid universumis. 30 Doraduse udukogu on kolmekümne kohaliku rühmagalaktika, sealhulgas meie galaktika, kõige heledam ja suurim gaasiudu. Sellel on ebakorrapärane kuju ja suured mõõtmed. Samal ajal kui Suur udukogu Orioni tähtkujus on palja silmaga nähtav udune kujutisega tähena. 30 Doraduse udukogu asub taevas ala, mis on võrreldav päikeseketta või täiskuuga, hoolimata asjaolust, et see on meist rohkem kui 100 korda kaugemal kui Orioni udukogu. Selle läbimõõt on umbes 1000 valgusaastat ja Orioni udukogu on vaid kolm valgusaastat. Udu gaas on suures osas ioniseeritud: enamik aatomeid on kaotanud vähemalt ühe elektroni. Selgub, et 30 Doraduse udukogus on 1500 korda rohkem ioniseeritud gaasi kui Orioni udukogus. Gaas on ioniseeritud ultraviolettkiirgusega, mida kiirgavad massiivsed kuumad noored tähed udukogus. Kahekümnendal sajand on sünnitanud hämmastava teaduse ja tehnoloogia, need võimaldavad inimmõttel tungida universumi sügavustesse, tõeliselt väljaspool tuntud maailma piire. Meie silmaring ja nähtava maailma horisont on sedavõrd avardunud, et maiste eelarvamuste köidikuid maha heita püüdev inimmõistus suudab seda vaevu valdada. Erinevates teadusvaldkondades töötavad teadlased, kes püüavad füüsikaseaduste abil selgitada meie ajal avastatud salapäraseid objekte, on veendunud, et hämmastav Universum, milles me elame, on meile suures osas tundmatu. Kui Universumi kohta informatsioon muutub kättesaadavaks, siis sageli pole isegi kõige julgem mõistus valmis seda tajuma sellisel kujul, nagu loodus seda esitab. Äsja avastatud taevaobjektide ebatavalisuse üle imestades peaksime meeles pidama, et kogu inimkonna ajaloo jooksul pole ükski teadus saavutanud nii fenomenaalselt kiiret arengut kui teadus nende ainulaadsete objektide kohta. 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 Magellaani pilves” (In the Large Magellanic Cloud World Science. October 1984) 4. Charles G. Townes, Reinhard Hansel "Mis toimub meie galaktika keskmes?" (Teadusmaailmas. juuni 1990) 5. Avanta pluss. Astronoomia.