јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > ƒифузна матер≥¤

ƒифузна матер≥¤

1. ћ≥жзор¤ний пил ≥ газ. ¬. я. —труве понад сто рок≥в тому вказав на ≥снуванн¤ м≥жзор¤ного поглинанн¤ св≥тла, що остаточно було доведене т≥льки в 1930 р. ћ≥жзор¤не поглинанн¤ св≥тла послаблюЇ ¤скрав≥сть з≥р тим б≥льше, чим дал≥ вони в≥д нас, ≥ тим сильн≥ше, чим коротша довжина хвил≥. “ому далек≥ зор≥ здаютьс¤ червон≥шими, н≥ж вони Ї насправд≥. “акий ефект маЇ спричин¤ти др≥бний пил, розм≥ри частинок ¤кого пор≥вн¤нн≥ з дов≠жиною св≥тловоњ хвил≥.

ƒосл≥дженн¤ показали, що м≥жзор¤ний пил зосереджений у шар≥ невеликоњ товщини (близько 200Ч300 пк) уздовж галак≠тичноњ площини. ¬≥н складаЇтьс¤ з розр≥дженого газопилового середовища, ¤ке м≥сц¤ми згущаЇтьс¤ в хмари. ѕроход¤чи в≥д≠стань 1000 пк у площин≥ √алактики, св≥тло послаблюЇтьс¤ в серед≠ньому на 1,5 зор¤ноњ величини.

«меншенн¤ видимоњ ¤скравост≥ далеких з≥р утруднюЇ точне визначенн¤ в≥дстан≥ до них пор≥вн¤нн¤м њх абсолютноњ зор¤ноњ величини з видимою. ¬изначаючи в≥дстан≥, доводитьс¤ враховува≠ти не т≥льки вплив косм≥чного пилу, а й нер≥вном≥рний його розпод≥л, на¤вн≥сть темних хмар.

ѕод≥бн≥ за своЇю природою ≥ близьк≥ за складом газопило≠в≥ хмари мають р≥зний вигл¤д. Ќепрозор≥ дл¤ св≥тла, вони мо≠жуть спостер≥гатис¤ ¤к темн≥ туманност≥ (мал. 89).

якщо поблизу великоњ газо≠пиловоњ хмари знаходитьс¤ ¤с≠крава зор¤ великоњ св≥тност≥, то вона осв≥тлюЇ цю хмару. ’мара, в≥дбиваючи випром≥ню≠ванн¤ зор≥, маЇ вигл¤д св≥тлоњ туманност≥. —пектр ц≥Їњ туман≠ност≥ такий самий, ¤к ≥ спектр зор≥, що њњ осв≥тлюЇ.

 оли газопилова хмара осв≥тлюЇтьс¤ дуже гар¤чою

зорею (з температурою, не нижчою 20Ч30 тис. кельв≥н≥в), то ультраф≥олетове випром≥нюванн¤ зор≥ ≥он≥зуЇ водень та ≥нш≥ гази хмари ≥ спричин¤Ї њх св≥т≥нн¤. √аз поглинаЇ ультраф≥олетов≥ промен≥, а випром≥нюЇ в червоних, зелених та ≥нших л≥н≥¤х спектра. “аку св≥тну хмару називають дифузною газовою туманн≥стю. якби гар¤ча зор¤ раптом згасла, туманн≥сть також незабаром перестала б св≥титис¤. “ака типова туманн≥сть знаходитьс¤ в су≠з≥р'њ ќр≥она (мал. 90). њњ видно (взимку) в сильний б≥нокль, проте т≥льки фотограф≥¤ ви¤вл¤Ї њњ структуру.

√азопилових розр≥джених дифузних туманностей в≥домо багато. ”с≥ вони клочкуват≥, не≠правильноњ форми, без ч≥тких обрис≥в. —пектр туманностей складаЇтьс¤ з ¤скравих л≥н≥й водню, кисню та ≥нших легких газ≥в. ƒе¤к≥ гази перебувають у такому стан≥, що дають спектр, ¤кий н≥коли не спосте≠р≥гавс¤ в земних умовах. ƒв≥ най¤скрав≥ш≥ зелен≥ л≥н≥њ спект≠ра туманностей довго припису≠вали передбачуваному х≥м≥чно≠му елементу Ђнебул≥юї (що оз≠начаЇ Ђтуманнийї), ¤кий мав бути лише в туманност¤х. јле пот≥м з'¤сувалос¤, що ц≥ л≥н≥њ належать атому кисню, ¤кий втратив два електрони ≥ св≥титьс¤ в умовах недос¤жноњ дл¤ лаборатор≥й розр≥дженост≥. —правд≥, густина газових туманностей близько 10-18 Ц 10-20 кг/м3

ќсобливий тип туманностей становл¤ть планетарн≥ туманно≠ст≥ (мал. 91) -св≥тл≥ газов≥ оболонки, що њх викидають зор≥ на певн≥й стад≥њ свого розвитку, ¤ка Ї законом≥рним етапом дл¤ б≥льшост≥ з≥р. ѕрирода њх св≥ченн¤ така сама, ¤к ≥ дифузних туманностей.

” 1931 р. автор цього п≥дручника дов≥в, що зор≥ в процес≥ еволюц≥њ викидають ст≥льки газу, що його достатньо дл¤ форму≠ванн¤ нових покол≥нь з≥р.

√азов≥ дифузн≥ туманност≥ утворюють у галактичн≥й площин≥ шар товщиною лише близько 200 пк. ¬они належать до на≠селенн¤, характерного дл¤ сп≥ральних в≥ток √алактики. –озм≥ри туманностей величезн≥ Ч к≥лька парсек≥в або к≥лька дес¤тк≥в пар≠сек≥в, так що в них звичайно буваЇ занурено к≥лька з≥р.

—учасна техн≥ка спостережень в ≥нфрачервоному ≥ рад≥од≥апа≠зонах даЇ змогу досл≥джувати газопилов≥ хмари, непрозор≥ дл¤ видимого св≥тла, ≥ вивчати процес зореутворенн¤, ¤кий в≥д≠буваЇтьс¤ в цих хмарах. Ќайближчою до нас областю, де ≥ в наш час утворюютьс¤ зор≥, Ї газопиловий комплекс у суз≥р'њ ќр≥она.

†

2. ¬иникненн¤ з≥р. Ќа користь г≥потези про виникненн¤ з≥р внасл≥док грав≥тац≥йноњ конденсац≥њ (тобто взаЇмного т¤ж≥нн¤ частинок) з холодних газопилових хмар говорить ц≥лий р¤д факт≥в. Ќайважлив≥ший з них пол¤гаЇ в тому, що утворенн¤ з≥р спостер≥гаЇтьс¤ поблизу галактичноњ площини, де концентруютьс¤ хмари найгуст≥шого ≥ холодного м≥жзор¤ного газу. ќск≥льки зор¤, що зароджуЇтьс¤ (протозор¤), маЇ ще невисоку густину й температуру, то вона може випром≥нювати в ≥нфрачервоному д≥апазон≥ довжин хвиль. ¬ област¤х зореутворенн¤ знаход¤ть потужн≥ джерела ≥нфрачервоно≠го випром≥нюванн¤ дуже ма≠ленького кутового розм≥ру. ÷≥ джерела можуть бути зор¤ми, що формуютьс¤ або недавно сформувалис¤ й оточен≥ ще густим газопиловим середови≠щем, з ¤кого вони виникли.

†

—тискаючись, протозор¤ роз≥гр≥ваЇтьс¤, поки температу≠ра в њњ надрах не п≥дн≥метьс¤ до к≥лькох м≥льйон≥в градус≥в. “од≥ почнутьс¤ ¤дерн≥ реакц≥њ з уча≠стю легких елемент≥в ≥ вид≥лен≠н¤м енерг≥њ. «м≥на ¤скравост≥ молодих з≥р Ч ознака того, що вони ще не стали ст≥йкими. Ќа≠гр≥ванн¤ спричин¤Ї реакц≥ю пе≠ретворенн¤ водню в гел≥й ≥ зу≠пин¤Ї стисканн¤. “иск газу зсе≠редини вр≥вноважуЇ т¤ж≥нн¤ до центра. «ор¤ стаЇ ст≥йкою ≥ б≥ль≠шу частину свого ≥снуванн¤ збе≠р≥гаЇ приблизно сталими розм≥р ≥ св≥тн≥сть (див. І 26). —аме так≥ зор≥ утворюють головну посл≥довн≥сть на д≥аграм≥ Ђко≠л≥р Ч св≥тн≥стьї. «ор¤, маса ¤коњ така сама, ¤к у —онц¤, стисну≠лась ≥ з'¤вилась на головн≥й посл≥довност≥ приблизно за 10* рок≥в. 3. Ќейтральний водень ≥ молекул¤рний газ. Ѕагато в≥домостей про м≥жзор¤ний газ дають досл≥дженн¤ його рад≥овипром≥ню≠ванн¤. ¬одень у св≥тлих туманност¤х ≥он≥зуЇтьс¤ ≥ св≥титьс¤, т≥льки коли поблизу Ї гар¤ч≥ зор≥. јле основна маса водню в √алактиц≥ нейтральна. Ќейтральний водень у космос≥ не св≥тить≠с¤ ≥ невидимий. ќднак в≥н випром≥нюЇ рад≥охвилю довжиною 0,21 м. «а ≥нтенсивн≥стю випром≥нюванн¤ на ц≥й довжин≥ хвил≥ визначають масу й густину водню, а за тим, наск≥льки в≥др≥зн¤≠Їтьс¤ фактична довжина ц≥Їњ хвил≥ в≥д 0,21 м, за ефектом ƒоплера знаход¤ть швидк≥сть водневоњ хмари. ” наш час з'¤со≠вано загальну картину розпод≥лу водню в √алактиц≥ (мал. 92). ¬≥н м≥ститьс¤ переважно в тонкому шар≥ поблизу галактичноњ площини. ’мари водню можна спостер≥гати на в≥дстан¤х, значно б≥льших за т≥, на ¤ких можливо спостер≥гати в телескоп окрем≥ зор≥. “емпература хмар нейтрального водню в середньому близько 100  , а температура ≥он≥зованих св≥тних хмар (туманностей) близько 10 000  . ” щ≥льних газових хмарах атоми водню об'Їд≠нуютьс¤ в молекули Ќ2- «агальна маса м≥жзор¤ного водню ста≠новить к≥лька процент≥в загальноњ маси √алактики, а маса косм≥ч≠ного пилу ще в 100 раз менша. √устина нейтрального водню в площин≥ √алактики становить у середньому близько 10~21 кг/м3.

” м≥жзор¤ному простор≥, кр≥м водню, Ї гел≥й, а також атоми й де¤к≥ найпрост≥ш≥ молекули ≥нших х≥м≥чних елемент≥в у к≥лькост≥, мал≥й† пор≥вн¤но† з† водне솆 ≥† гел≥Їм.†† Ѕагато† молекул† ви¤влено рад≥ометодами (за випром≥нюванн¤м ≥ поглинанн¤м рад≥охвиль). —еред них Ч ќЌ, Ќ2ќ, —ќ, —ќ2, ћЌ3 ≥ де¤к≥ складн≥ш≥ молекули. 4. ћагн≥тне† поле,† косм≥чн≥† промен≥† й† рад≥овипром≥нюванн¤. ”† √алактиц≥† ≥снуЇ загальне† магн≥тне поле.† …ого л≥н≥њ† ≥ндукц≥њ здеб≥льшого паралельн≥ галактичн≥й площин≥. «гинаючись, вони йдуть уздовж сп≥ральних в≥ток √алактики. ≤ндукц≥¤ магн≥тного пол¤ √алактики близько 10~10 “л, але в хмарах газу вона вища. ѕ≥д час спалах≥в наднових з≥р, кр≥м швидких атомних ¤дер (переважн протон≥в),†† 熆 ¤ких†† складаютьс¤†† косм≥чн≥†† промен≥, викидаЇтьс¤† багато електрон≥в† ≥з† швидкост¤ми,† близькими до швидкост≥ св≥тла. ћагн≥тне поле √алактики гальмуЇ швидк≥ елек≠трони, ≥ це спричин¤Ї нетеплове (синхротронне) рад≥овипром≥ню≠ванн¤ в метрових ≥ ще довших хвил¤х. ¬оно надходить до нас з ус≥х бок≥в, та найсильн≥ше рад≥овипром≥нюванн¤ приймаЇтьс¤ з д≥л¤нки† ћолочного† Ўл¤ху.† ÷е рад≥овипром≥нюванн¤ народ≠жуЇтьс¤ в м≥жзор¤ному простор≥ поблизу площини нашоњ √алакти≠ки, де густина косм≥чних промен≥в ≥ ≥ндукц≥¤ м≥жзор¤ного маг≠н≥тного пол¤ дос¤гають найвищих значень.

 р≥м ћолочного Ўл¤ху, в √алактиц≥ Ї й ≥нш≥ джерела рад≥о≠випром≥нюванн¤. ќдне з них, ¤ке називаЇтьс¤ —тр≥лець ј, зна≠ходитьс¤ в центр≥ нашоњ √алактики.

1

Ќазва: ƒифузна матер≥¤
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (675 прочитано)