|
|||||||
АвтоАвтоматизацияАрхитектураАстрономияАудитБиологияБухгалтерияВоенное делоГенетикаГеографияГеологияГосударствоДомДругоеЖурналистика и СМИИзобретательствоИностранные языкиИнформатикаИскусствоИсторияКомпьютерыКулинарияКультураЛексикологияЛитератураЛогикаМаркетингМатематикаМашиностроениеМедицинаМенеджментМеталлы и СваркаМеханикаМузыкаНаселениеОбразованиеОхрана безопасности жизниОхрана ТрудаПедагогикаПолитикаПравоПриборостроениеПрограммированиеПроизводствоПромышленностьПсихологияРадиоРегилияСвязьСоциологияСпортСтандартизацияСтроительствоТехнологииТорговляТуризмФизикаФизиологияФилософияФинансыХимияХозяйствоЦеннообразованиеЧерчениеЭкологияЭконометрикаЭкономикаЭлектроникаЮриспунденкция |
Межзвездная средаМежзвездный газ. В состав нашей Галактики входят не только звезды. Наблюдения показали, что межзвездное пространство нельзя считать абсолютно пустым. Основная масса межзвездной среды приходится на разряженный газ. Этот газ обладает способностью слабо светиться, если горячие звезды освещают его ультрафиолетовым светом, и излучать потоки радиоволн, которые можно уловить радиотелескопами. Межзвездный газ имеет примерно такой же химический состав, как и большинство наблюдаемых звезд. Он преимущественно состоит из легких газов (водорода и гелия). Большая часть межзвездного газа сосредоточена в пределах диска Галактики, где межзвездная среда образует вблизи плоскости симметрии диска газопылевой слой толщиной в несколько сотен световых лет. В пределах этого слоя находится и наше Солнце с окружающими его звездами. Газопылевой слой вместе со звездами диска принимает участие во вращении Галактики. Даже вблизи плоскости звездного диска концентрация частиц газа очень мала. У поверхности Земли, например, в 1 см3 содержится 3*1019 молекул воздуха, а в межзвездном газе на два кубических сантиметра приходится в среднем только один атом газа. Но межзвездный газ занимает такие большие объемы пространства, что его полная масса в Галактике достигает нескольких процентов от суммарной массы всех звезд.
Газ в межзвездном пространстве наблюдается в трех состояниях: ионизованном, атомарном и молекулярном. Ионизованный газ. Горячие звезды мощным ультрафиолетовым излучением нагревают и ионизуют окружающий межзвездный газ. Нагретый газ излучает свет, и поэтому области, заполненные горячим газом, наблюдаются как светящиеся облака. Они называются светлыми газовыми туманностями. Температура газа в них составляет около 10000 К. Самая заметная туманность расположена в созвездии Ориона и называется туманностью Ориона. В сильный бинокль или небольшой телескоп она видна как бесформенное облачко со слабым зеленоватым свечением. Это облако состоит из горячего ионизованного газа, масса которого оценивается примерно в тысячу масс Солнца. Атомарный газ. Основная масса межзвездного газа в диске Галактики удалена от горячих звезд и поэтому не ионизована и не излучает свет. Но такой «невидимый» газ все же можно наблюдать радиоастрономическими методами. Было доказано (вначале теоретически, а затем подтверждено наблюдениями), что атомы водорода, входящие в состав межзвездного газа, излучают радиоволны с длиной волны 0,21 м (с частотой 1420 МГц). Радиоизлучение нейтрального межзвездного водорода было обнаружено в 1951 г. Многочисленные измерения его интенсивности позволили установить общую массу газа в Галактике. Атомарный газ распределен в пространстве неоднородно. Он образует облака, между которыми газ более разрежен. Типичные размеры облаков достигают нескольких десятков световых лет, а средняя концентрация частиц в них — несколько атомов в 1 см3. Молекулярный газ. Радионаблюдения обнаружили в межзвездном пространстве в тысячи раз более плотные облака, состоящие из очень холодного газа, температура которого не превышает 20—30 К. Из-за низкой температуры и повышенной плотности водород и другие элементы в этих облаках объединены в молекулы. Поэтому их называют молекулярными. В основном они состоят из молекул H2. Молекулы водорода, в отличие от, атомов, не испускают радиоизлучения. Зато многие другие молекулы, входящие в состав облаков, излучают радиоволны на определенных частотах. По радиоизлучению в молекулярных облаках было найдено несколько десятков молекулярных соединений, например СО, СО2, H2O, NН3. Имеются и более сложные молекулы — формальдегида, этилового и метилового спирта и др. Молекулы могут возникать и существовать только в наиболее плотных газовых облаках. В разреженной межзвездной среде под действием ультрафиолетового излучения звезд они быстро распадаются. Масса многих молекулярных облаков превышает 100 тыс. масс Солнца. Это самые массивные образования в диске Галактики. Полагают, что в молекулярных облаках происходит зарождение звезд из газа. Существует и обратный процесс — в межзвездную среду непрерывно поступает газ, «сбрасываемый» звездами. Мы уже знаем, что звезды, вспыхивающие как новые и сверхновые, теряют часть своей массы. Но и у обычных звезд, таких, как Солнце, на определенном этапе эволюции (после превращения в красный гигант) происходит отделение газовой оболочки, которая, медленно расширяясь, уходит в межзвездное пространство. Такие расширяющиеся оболочки известны у сотен звезд. Они называются планетарными туманностями. В центре планетарной туманности всегда наблюдается звезда. Причина свечения этих объектов та же, что и у светлых газовых туманностей,— ионизующее ультрафиолетовое излучение горячей звезды. Межзвездная пыль. В середине прошлого века известный русский астроном В. Я. Струве обосновал предположение, что межзвездное пространство не абсолютно прозрачно; свет в нем может поглощаться и рассеиваться, вследствие чего далекие звезды выглядят слабее, чем можно ожидать. Газ практически не поглощает видимого излучения. Поэтому, помимо газа, межзвездная среда должна содержать пыль. Окончательно существование поглощения света в межзвездной среде было доказано в 30-х годах нашего века. В случае сравнительно близких звезд поглощение почти незаметно: чтобы световой поток был ослаблен межзвездной средой всего лишь на один процент, свету требуется пройти расстояние в несколько десятков световых лет. Но если расстояние до звезд измеряется тысячами световых лет, то межзвездная среда ослабляет приходящий от них свет и несколько раз. Межзвездная среда не только ослабляет свет далеких звезд, но еще и вызывает изменение их цвета. Звезды, свет которых испытал сильное ослабление, кажутся нам более красными. Это происходит потому, что лучи красного света меньше поглощаются и рассеиваются межзвездными пылинками, чем синие. Измеряя ослабление света звезд на различных длинах волн, можно судить о свойствах межзвездной пыли. Выяснилось, что межзвездные пылинки очень мелкие — размером около 0,5 мкм. Они состоят в основном из углерода, кремния и «намерзших» на них молекул межзвездного газа. В межзвездном пространстве пыль везде сопутствует газу. На ее долю приходится около 1% от массы газа. Поэтому концентрация пыли всегда выше, а прозрачность среды ниже там, где много газа. Это хорошо видно на примере молекулярных облаков — самых плотных газовых облаков в межзвездной среде. Из-за присутствующей в них пыли они практически непрозрачны и выглядят на небе как темные области, почти лишенные звезд. Редкие звездочки, просвечивающие сквозь их менее плотные части, кажутся сильно покрасневшими. Газопылевые образования, которые из-за низкой прозрачности выглядят как темные области, называются темными туманностями. В ясную ночь, наблюдая Млечный Путь даже невооруженным глазом, можно заметить, что он имеет неровные очертания, а в созвездии Лебедя даже разделяется на два параллельно идущих рукава. Это наглядный результат проекции на Млечный Путь темных туманностей, большинство которых находится вблизи плоскости Галактики. Происхождение пыли не вполне еще ясно. Теоретические расчеты и наблюдения показали, что пылинки могут конденсироваться в атмосферах холодных звезд, откуда давление излучения должно выталкивать их в межзвездное пространство. Космические лучи и межзвездное магнитное поле. Помимо разряженного газа и пыли, в межзвездном пространстве с огромной скоростью, близкой к скорости света (300 000 км/с), движется большое число элементарных частиц и ядер различных атомов. Эти частицы летят по всей нашей Галактике в самых различных направлениях. Они называются космическими лучами. Частицы космических лучей удается регистрировать непосредственно при помощи специальных физических приборов — счетчиков быстрых частиц, устанавливаемых на космических аппаратах. Сквозь атмосферу Земли космические лучи пробиться не могут. Сталкиваясь с атомами земной атмосферы, они разбивают их, рождая целые ливни из элементарных частиц. Лишь небольшой процент космических частиц избегает столкновений в атмосфере и достигает Земли высоко в горах. Поэтому в различных странах организованы специальные высокогорные станции по наблюдению и исследованию космических лучей. Не все космические частицы приходят к нам из межзвездных глубин. Многие имеют солнечное происхождение. Они рождаются главным образом при солнечных вспышках. Однако самые быстрые частицы, летящие с околосветовой скоростью и обладающие огромной энергией, приходят в Солнечную систему из далеких просторов Галактики. Основными источниками космических лучей в Галактике считаются остатки сверхновых звезд и пульсары — быстро вращающиеся и сильно намагниченные нейтронные звезды. Мы уже знаем, что остатки сверх новых звезд являются мощными источниками синхротронного радио излучения, которое возникает при движении быстрых электронов в магнитном поле. Но наблюдения показали, что синхротронное радиоизлучение приходит к нам и из тех областей межзвездного пространства, где остатков сверхновых звезд нет. Следовательно, и между звездами существует магнитное поле, заставляющее быстрые электроны космических лучей излучать радиоволны. 5. Движение звезд в Галактике Долгое время звезды не случайно считались «неподвижными». Измеряя взаимное расположение звезд на небе, астрономы только в начале XVIIв. заметили, что координаты некоторых ярких звезд (Альдебарана, Сириуса)изменились по сравнению с теми, которые были получены в древности. Собственным движением звезды называется ее видимое угловое смещение за год по отношению к слабым далеким звездам. Смещение звезд на небе в течение года невелико. Однако на протяжении десятков тысяч лет собственные движения звезд существенно сказываются на их положении, вследствие чего меняются привычные очертания созвездий. Большинство из 300.000 звезд, собственное движение которых измерено, меняют свое положение значительно медленнее – смещение составляет всего лишь сотые и тысячные доли угловой секунды за год. В настоящее время собственные движения звезд определяют, сравнивая положение звезд на фотографиях данного участка звездного неба, полученных на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или даже десятилетий, Но даже в этом случае смещение сравнитьельно близких звезд на фоне более далеких столь мало, что его можно определить только с помощью специальных микроскопов.
Поиск по сайту: |
Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав. Студалл.Орг (0.005 сек.) |