2014-04-29

Міжзоряний газ

3.6666666666667 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 Рейтинг 3.67 (3 голосів)

Міжзоряний газ

Існування газу в просторі між зірками вперше було виявлене за присутністю в спектрах зірок ліній поглинання, викликаних міжзоряним кальцієм і міжзоряним натрієм. Ці лінії утворюються не в атмосферах самих зірок, оскільки вони однакові для всіх зірок, у той час як інші лінії можуть бути інтенсивні, слабкі або бути зовсім відсутніми залежно від температури поверхні зірки. Крім того, променева швидкість, визначена за лініями міжзоряного кальцію і натрію, суттєво відмінна від променевої швидкості, узгоджено одержаної за лініями спектру, що належать самій зірці. Це і зрозуміло, адже міжзоряні кальцій і натрій заповнюють увесь простір між спостерігачем і зіркою, а із зіркою безпосередньо не зв’язані.

Після кальцію і натрію була встановлена присутність кисню, калію, титану та інших елементів, а також деяких молекулярних сполук: ціану CN, вуглеводню СН та інших.

Щільність міжзоряного газу можна визначити за інтенсивністю його ліній. Як і слід було очікувати, вона виявилася дуже малою. Щільність міжзоряного натрію, наприклад, біля площини Галактики, тобто там, де він найбільш щільний, відповідає одному атому на 10000 см3 простору. Нагадаємо для порівняння, що у звичайних земних умовах в 1 см3 повітря міститься 2,7•1019 молекул.

Довгий час не вдавалося виявити міжзоряного водню, хоча в зірках він є найбільш поширеним газом. Це пояснюється особливостями фізичної будови атому водню і характером поля випромінювання в Галактиці.

У міжзоряному просторі не тільки дуже мала густина речовини, а й через величезні відстані між зірками надзвичайно низька густина випромінювання. У переважній більшості місць Галактики густина випромінювання така ж, якою вона була б у нас на Землі, якщо забрати Сонце, Місяць, планети, усі земні джерела світла і залишити сяяти самі зірки.

У таких умовах атомам міжзоряного газу дуже рідко вдається наткнутися на світловий квант і поглинути його. Але час від часу це все-таки відбувається. Якщо енергія кванта була велика, атом іонізується, втрачає електрон і в цьому стані перебуває довго, тому що густина матерії дуже мала, у тому числі дуже мало навколо вільних електронів, з одним з яких можна було б знову створити нейтральний атом.

Якщо поглинений квант мав невелику енергію, атом не іонізується, а збуджується, електрон не відривається, але переходить на іншу орбіту. У збудженому стані атом може залишатися лише незначну частку секунди. Він повертається у звичайний стан, випроменивши квант тієї самої частоти, яку поглинув.

Тому практично всі атоми міжзоряного газу перебувають або в нейтральному, незбудженому стані, або в іонізованому стані. Кількість атомів, що перебувають у якийсь момент у збудженому стані, зовсім мала.

Атоми нейтрального водню, щоб перейти в збуджений стан, поглинають квант досить високої частоти. При цьому утворюється лінія поглинання. Але ця лінія лежить у далекій ультрафіолетовій частині спектру, тій частині спектру, яка при звичайних спостереженнях зовсім не випромінюється у спектрах зірок, тому що далеке ультрафіолетове випромінювання повністю поглинається атмосферою Землі. Лише тепер, використовуючи супутники і висотні ракети для позаатмосферних спостережень, можна поставити завдання виявлення ліній поглинання нейтрального водню. І це вже зроблене для спектру Сонця.

Іонізований водень зовсім нездатний поглинати випромінювання, тому що іон водню складається з одного протону без електронів. А збуджених атомів нейтрального водню в міжзоряному просторі надзвичайно мало. Саме збуджені атоми водню створюють лінії поглинання водню в атмосферах зірок. Щоб перейти в ще більш високий збуджений стан, уже збуджений атом водню поглинає квант не дуже високої енергії, із частотою, відповідною до видимої області спектру, де й утворюються лінії t поглинання. В атмосферах зірок збуджених атомів багато, так як там дуже висока густина випромінювання. От чому в атмосферах зірок водень дає чітко спостережувані лінії, а міжзоряний водень виявився таким прихованим.

Але все-таки його вдалося виявити, однак не за лініями поглинання, а за світлими (емісійними) лініями.

Якщо спектрограф, наведений на ділянку неба без зірок, у поле зору потрапить лише товща міжзоряної матерії. Іони водню, що знаходяться у ній, зустрічаючись із вільними електронами і з’єднуючись із ними, повинні в момент з’єднання випромінювати такий квант світла, який потрібно було поглинути при іонізації. Часто в наступну після поєднання мить атом виявляється у високому збудженому стані, після чого він не обов’язково відразу переходить в основний незбуджений стан, а може спускатися до нього каскадом, випромінюючи кілька квантів, у тому числі і кванти у видимій частині спектру. У спектрі неба на темному фоні з’являються емісійні лінії водню. Саме таким шляхом був безпосередньо виявлений міжзоряний водень. Вимірювання інтенсивності його ліній підтвердило, що і у просторах між зірками водень є найпоширенішим газом. Кількість його атомів приблизно в тисячу раз перевищує кількість атомів усіх інших елементів, разом узятих.

Біля площини Галактики один атом водню припадає на 2–3 см3 простору. Це означає, що густина усієї газової матерії близько площини Галактики становить 5—8•10-25 г/см3, маса газу інших елементів мізерно мала. Про надзвичайно малу густину міжзоряного газу можна скласти уявлення за допомогою наступного підрахунку. Звичайний видих, зроблений людиною, здатен створити в кубі з ребром в 400 км густину газу, рівну густині міжзоряного газу.

Розподілений міжзоряний газ нерівномірно, місцями утворюючи хмари із густиною в десятки разів вищу за середню, а місцями створюючи розрідження. При віддаленні від площини Галактики середня густина міжзоряного газу швидко падає. Загальна його маса в Галактиці становить 0,01–0,02 загальної маси всіх зірок.

Зірки – гарячі гіганти, що випромінюють велику кількість ультрафіолетових квантів, іонізуючи увесь міжзоряний водень у значній частині простору навколо себе. Розмір зони іонізації в дуже великому ступені залежить від температури і світності зірки. Розрахунки показують, що при густинах міжзоряного водню 2—0,5 атома на 1 см3 близько зірки спектрального класу О увесь водень іонізований усередині сфери з радіусом 30—100 пс. Біля зірки В1 радіус зони іонізації становить 10— 30 пс, біля зірки В2 – 4–12 пс і т. д. Радіус зони іонізації дуже швидко зменшується при переході до більш пізніх спектральних класів і вже для зірок АО він становить малу частку парсека. Поза зонами іонізації майже увесь водень перебуває в нейтральному стані.

Таким чином, увесь простір Галактики можна розділити на зони, де водень неіонізований (ці зони прийнято називати зонами Н І), і зони іонізованого водню (зони Н II). Як теоретично показав датський астроном Стремгрен, границі між зонами Н I і Н ІІ не завжди різкі, поступового переходячи від області, де водень практично увесь іонізований, до області, де він увесь нейтральний.

У тих випадках, коли зірки – гарячі гіганти розташовані порівняно близько одна до одної, зони Н ІІ біля цих зірок зливаються в одну загальну зону іонізованого водню.

Зони Н II випромінюють, як ми пояснювали вище, емісійні лінії водню, що утворюються при переходах атома після сполучення іона з вільним електроном з високих збуджених станів у більш низькі. Найбільш інтенсивною зі спостережуваних ліній при цьому виявляється лінія На з довжиною хвилі 6563 Å, що виникає при переході атома із другого збудженого стану в перший збуджений стан. Ця лінія розташована в червоній частині спектра. Тому для виявлення областей іонізованого водню фотографують ділянки неба за допомогою фільтрів, які пропускають випромінювання тільки у вузькій частині спектра близько області 6563 Å, тобто поблизу місця знаходження лінії На. На таких фотографіях відносна яскравість зони Н II, що інтенсивно випромінює лінію На, у порівнянні з іншими об’єктами значно підвищується і її можна виділити.

Загальний об’єм областей Н II у Галактиці приблизно в 10 разів менший від об’єму областей нейтрального водню. Близько трьох десятків років тому було зроблене ще одне велике відкриття, пов’язане з міжзоряним газом. Виявилося, що нейтральний водень випромінює емісійну лінію з довжиною хвилі 21 см. Це низькочастотне випромінювання, що перебуває в діапазоні радіохвиль, викликається тим, що незбуджений нейтральний водень може перебувати у двох енергетично близьких станах, які відрізняються один від одного збігом або розбіжністю орієнтацій магнітних полів протона і електрона, що утворюють ядро атома водню. Переходи з більш високого із цих рівнів (коли магнітні моменти антипаралельні) на іншій (коли магнітні моменти паралельні), що час від часу відбуваються то з одним атомом, то з іншим, супроводжуються випромінюванням квантів з довжиною хвилі 21 см. Хоча кожний атом випромінює такий квант дуже рідко, велика кількість нейтральних атомів водню, що завжди перебувають на промені зору (особливо велика при спостереженні в напрямках, близьких до галактичного екватора), забезпечує достатню інтенсивність ліній для того, щоб можна було її спостерігати з радіотелескопами помірних розмірів.

 

Читайте також:

 

Коментарі:

blog comments powered by Disqus