АСТРОНОМІЯ - Навчальний посібник для профільної школи 2017

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІ. Елементи астрофізики

Тема 2.2. Фізика зір і міжзоряного середовища

§ 24. Міжзоряне середовище

Вступ

Пошуки, відкриття і вивчення пилу та газу в міжзоряному просторі показали астрономам кругообіг речовини в космосі. Так, зорі, які утворюються з газу і пилу, на кінцевих етапах еволюції, повертають частину цієї речовини у міжзоряний простір.

Цілі вивчення § 24

Вивчивши матеріал цього параграфа, Ви будете:

• знати й розуміти поняття космічні промені; ознаки та властивості міжзоряного середовища;

• уміти пояснювати властивості міжзоряного середовища;

• оцінювати міжзоряне середовище з огляду зоряної еволюції.

Актуалізація раніше набутих знань / компетентностей

Треба повторити матеріал параграфів, що стосуються питань зір. Доцільно пригадати суть понять атом, молекула, органічні сполуки.

Зверніть увагу на особливості спостережень міжзоряного пилу та газу. Пил непрозорий для видимого світла і головно випромінює в інфрачервоному діапазоні електромагнітного спектра. Для вивчення молекул, що є в космічному просторі, використовують радіотелескопи.

Пояснювальний текст

Під час спостережень зоряного неба здається, що між зорями, за винятком окремих туманностей, немає нічого. Те, що це оманливі відчуття, астрономи зрозуміли давно й висловили припущення — простір між зорями насправді не порожній і не зовсім прозорий. Проте виявити міжзоряну речовину тривалий час не вдавалося. Наприклад, у середині ХІХ ст. відомий астроном В. Струве намагався знайти докази поглинання світла зір в космічному просторі, але безрезультатно.

1. Ознаки та властивості міжзоряного середовища. У першій половині ХХ ст. було з’ясовано, що космічний простір заповнює міжзоряна речовина у вигляді надзвичайно розрідженого газу і пилу. Це випливало з відкриття поглинання (ослаблення) світла зір на шляху до земного спостерігача. У такий спосіб було виявлено одну зі складових міжзоряного середовища — дрібний пил, через який воно було не зовсім прозорим, а надто у напряку на Молочний Шлях (рис. 24.1). Вже тоді астрономи дійшли висновку, що пил впливає на видимі блиск і колір далеких зір. Отже, щоб дізнатися про їх справжні значення, треба було навчитися враховувати поглинання світла. Це сприяло інтересу до вивчення пилу, спершу як до завади для спостережень далеких об’єктів, а згодом і як до самодостатнього фізичного середовища (процеси виникнення і руйнації порошинок, взаємодія з випромінювання, роль у формуванні зір тощо).

Рис. 24.1. Роздвоєння Молочного Шляху від сузір’я Оріона до сузір’я Скорпіона є наслідком послаблення випромінювання зір, що відбувається внаслідок взаємодії електромагнітних хвиль (фотонів) з частинками пилу в міжзоряному середовищі. Пил поглинає й розсіює оптичне випромінювання всіх частот. Однак якщо розміри частинок співмірні з довжиною хвилі, то більше розсіюється короткохвильове випромінювання — фіолетові й сині промені. Це спричиняє не лише ослаблення, але й почервоніння світла зір, а надто тих, що лежать поблизу площини Галактики, бо червоні промені легше долають перешкоди.

Ступінь ослаблення (поглинання) світла залежить від кольору зорі. Від блакитних зір світло поглинається інтенсивніше, ніж від червоних.Тому якщо зоря випромінює в блакитних і червоних променях однакову кількість енергії, внаслідок поглинання світла блакитні промені послаблюються сильніше за червоні, і з поверхні Землі зоря здається червонуватою.

Міжзоряний пил — це суміш графітових, вуглецевих, кремнієвих і металевих частинок, середній радіус яких становить частки мікрометра. Вони вкриті оболонками з льоду газоподібних елементів (водень, кисень, аміак, метан) та багатоатомних органічних молекул. Ці речовини налипають на порошинку або утворюються на її поверхні під час переміщень частинки в міжзоряному просторі. Під дією, наприклад, ультрфіолету частина цих речовин покидає поверхню пилинки, натомість інші намерзають або синтезуються. Температура пилу лежитьув межах 15—25 К. У нашій галактиці (§ 25) сумарна маса пилу становить 0,03 % від її маси. В інших зоряних системах ця кількість може бути іншою. Пил повністю визначає випромінювання Галактики в інфрачервоному діапазоні.

Крім пилу, між зорями є велика кількість невидимого холодного газу. Маса його майже в сто разів перевищує масу пилу. Про існування цього газу стало відомо після того, як вдалося зареєструвати радіовипромінювання з довжиною хвилі 21 см (частота 1420 МГц). Саме на цій довжині атоми нейтрального водню випромінюють радіохвилі. Випромінювання в цій радіолінії передбачив голландський астроном Гендрік ван де Хюлст у 1944 р., а зареєстрували його у 1951 р. Оскільки газ, на відміну від пилу, прозорий для видимого випромінювання, велику частину інформації про міжзоряну речовину отримують з допомогою радіотелескопів, зокрема про хмари атомарного нейтрального водню.

Типова хмара атомарного нейтрального водню має температуру близько 70 К і невисоку густину (кілька десятків атомів в кубічному сантиметрі простору). Хоча таке середовище і вважають хмарою, для нас це глибокий вакуум. Розміри хмар водню — від 10 до 100 пк (для порівняння: зорі в середньому перебувають одна від одної на відстані 1 пк).

Згодом було виявлено ще холодніші й щільніші хмари молекулярного водню Н2. (Молекулу Н2 у міжзоряному просторі виявили в 1973 р. з допомогою ультрафіолетового супутника «Коперник») Розміри хмар становлять від 5 до 50 парсек, тому всередину них не потрапляють ультрафіолетові промені, не відбувається іонізації атомів, унаслідок чого й можуть утворюватися молекули. Ці хмари зовсім непрозорі для видимого світла. Саме в них зосереджена велика частина холодного міжзоряного газу і пилу. Маса великих молекулярних хмар може досягати 105—106M . Розподіл речовини в них неоднорідний — близько 100 частинок в 1 см3 у загальному об’ємі хмари. Але в ущільненнях може бути й десятки тисяч частинок в 1 см3, а в ядрах цих ущільнень — мільйонів частинок в 1 см3. Температура таких хмар — від 5 до 30 К.

Загалом, близько половини міжзоряного газу міститься в молекулярних хмарах. Гігантські молекулярні хмари пов’язують з осередками зореутворення, бо в них виникають нестійкі до гравітаційного стискання окремі ущільнення з масою, порівняною із масою Сонця. Виявилося, що значення критичної маси й радіуса Джинса за таких умов майже збігаються з величиною маси й радіусом власне хмар. Це значить, що хмари перебувають у стані, який уможливлює їхній колапс.

Більшість молекулярних хмар «видно» тільки в радіодіапазоні. Втім, деякі з них давно відомі астрономам. Наприклад, темна туманність Вугільний Мішок, яку добре видно неозброєним оком у південній частині Молочного Шляху (рис. 24.2). Діаметр цієї хмари 12 пк, але вона видається великою, бо лежить від Землі на відстані усього в 150 пк. Її маса становить близько 5 тис. сонячних мас. Найближчі до нас ділянки зореутворення — це темні хмари в сузір’ях Тельця і Змієносця. Трохи далі міститься величезний комплекс хмар у сузір’ї Оріона.

Рис. 24.2. Темна туманність Вугільний Мішок — приклад хмари молекулярного водню.

Деяка частина міжзоряної речовини нагріта до дуже високих температур, тому її можна спостерігати в ультрафіолетових і рентгенівських променях. У рентгенівському діапазоні випромінює найгарячіший газ, що має температуру близько мільйона градусів. Це — корональний газ, названий так за аналогією з розігрітим газом у сонячній короні.

Корональний газ утворюється в результаті потужних спалахів наднових зір. Від місця вибуху в міжзоряному газі поширюється ударна хвиля і нагріває газ до високої температури, при якій він стає джерелом рентгенівського випромінювання. Ні в оптичних спостереженнях, ні в спостереженнях у радіодіапазоні цей газ «побачити» неможливо — середовище надто розріджене й повністю іонизоване, але, тим не менше, воно заповнює істотну частину об’єму нашої Галактики.

Велика частина міжзоряного газу і пилу сконцентрована в диску Галактики у вигляді шару у сотню — дві парсек завтовшки. Цей шар неоднорідний — найбільше пилу і газу, зосередженого головно в молекулярних хмарах, міститься у спіральних рукавах Галактики. За оцінками в нашій зоряній системі є близько 8 млрд сонячних мас міжзоряного газу, або приблизно 5 % від її повної маси.

Крім пилу та газу, в міжзоряному середовищі присутні магнітні поля. Вони пов’язані з хмарами міжзоряного газу й рухаються разом з ними. Ці поля приблизно у 100 тис. разів слабші, ніж магнітне поле Землі. Проте їх роль у Г алактиці дуже важлива — вони сприяють утворенню найщільніших холодних хмар газу, в яких утворюються зорі.

На міжзоряне магнітне поле також реагують частинки космічних променів (див. п. 3): вони рухаються вздовж його силових ліній по спіральних траєкторіях. При цьому електрони, що входять до складу космічних променів, випромінюють радіохвилі. Це народжене в

міжзоряному просторі випромінювання, назване синхротронним, астрономи спостерігають в радіодіапазоні.

2. Хімічний склад міжзоряного середовища. Маса міжзоряного газу на понад 67 % складається з водню (Н та Н2), на 28 % — з гелію (He) і менше, ніж 5 % припадає на всі інші елементи. Найчисленніші серед яких — О (кисень), С (вуглець) і N (азот). У міжзоряному просторі з допомогою радіотелескопів сантиметрового й міліметрового діапазонів та методами спектроскопії також виявлено Н2О (вода), оксиди вуглецю, азоту, сірки і кремнію, хлористий водень, NK3 (аміак), C2H2 (ацетилен).

У молекулярних хмарах, що складаються головно з водню (Н2), присутні і складніші молекули, наприклад, етиловий спирт (СН3СН2ОН), бензол (C6H6), нафталін (CioH8), а також найпростіші органічні сполуки — мурашина й оцтова кислоти. Виявлено гліцин (C2H5NO2) — одну з амінокислот, що складають білок, а також толіни — великі й складні органічні молекули, які утворюються з простих органічних молекул внаслідок дії ультрафіолетового світла. Толіни вважають хімічними попередниками життя. Загалом кількість різновидів складних молекул, відкритих останнім часом, добігає i3o.

Спостереження вказують на те, що органічні речовини і їх компоненти дуже поширені в космосі, причому не тільки в нашій зоряній системі, але й далеко за її межами.

Важливою є роль частинок пилу в хімічних реакціях, що відбуваються в міжзоряному середовищі. Вони є поверхнею, на якій молекули газу вступають у реакцію з молекулами інших речовин. Пилові частинки поглинають ультрафіолет і видиме світло, виділяючи енергію у вигляді інфрачервоного світла. На ранніх стадіях еволюції зір пил може збиратися у великі згустки, що є першим кроком на шляху до формування планет.

Звідки в міжзоряному просторі береться пил? Існує два джерела пилу — потоки частинок від зір (зоряний вітер, аналог сонячного вітру) на різних етапах еволюції і спалахи Наднових. Холодні зорі (спектральні класи M, R, N, S) — джерело багатьох молекул, наприклад, TiO, CN, C2, ZrO, які є основою для утворення частинок пилу. Наднові також є джерелом багатьох елементів для утворення пилинок.

3. Космічні промені. Це не випромінювання якогось світла, як вважали до середини ХХ ст., а потік заряджених частинок, головно протонів і альфа-частинок. До 1% складу космічних променів — це ядра важких елементів аж до заліза чи навіть урану. Космічні промені — це звичайна речовина, але сильно іонизована і прискорена майже до швидкості світла. Цікаво, що через майже світлову швидкість, час в системі координат частинки наче зупиняється, і за чверть години власного часу вона пролітає тридцять мільйонів світлових років.

Космічна частинка, влітаючи в атмосферу Землі, взаємодіє з ядрами елементів, що входять до складу повітря. Якщо енергія частинки становить не менше 1013 еВ, то така взаємодія спричиняє появу кількох мільярдів елементарних частинок (це явище назвали

«широкою атмосферною зливою»), які досягають поверхні Землі на площі поперечником до 1000 метрів. Уперше таке явище з допомогою лічильників Гейгера надійно зареєстрував П’єр Оже в 1937 році. Він зробив правильний висновок, що зливу породжує частинка високої енергії, яка проникла в атмосферу. Це відкриття вказало на інструмент для вивчення космічних променів, які до поверхні Землі не долітають.

Рис. 24.3. Схема широкої атмосферної зливи, спричиненої космічною частинкою високої енергії.

Космічні промені, що потрапляють в атмосферу Землі, здебільшого мають енергії до 1014 еВ, але трапляються частинки з енергією й у 1020 еВ. Де частинки набувають такої енергії, поки не ясно, хоча й запропоновано кілька гіпотез. Наприклад, прискорення частинок відбувається в електричному полі пульсара, або — космічні частинки пов’язані з джерелами гамма-спалахів чи з досі суто теоретичними космічними струнами. Але всі ці гіпотези не пояснюють енергії наявних космічних променів.

Щоб розгадати таємницю походження космічних променів високих енергій астрономи будують нові детектори.

Детектори космічних променів розміром в кілька квадратних метрів об’єднують в наземні масиви, що покривають десятки квадратних кілометрів. Найбільший наземний масив AGASA площею до ста квадратних кілометрів працює в Японії. За рік він реєструє одну високоенергетичну частинку. Час приходу вторинних частинок визначають з точністю до 10-9 с, що дозволяє визначити напрямок на небесній сфері, звідки частинка прилетіла, з точністю до градуса.

Ще один метод для реєстрації космічних частинок високих енергій заснований на тому, що частинки зливи збуджують азот в атмосфері, який потім світиться. Світло від цієї флюоресценції можна спостерігати з поверхні Землі на відстані двадцяти кілометрів від осі зливи. Установка, що використовує цей метод, працює в пустелі Юта в США. Вона складається з двох частин, рознесених на дванадцять кілометрів одна від одної, щоб можна було бачити кожну зареєстровану частинку в стереопроекції.

Обидві методики доповнюють одна одну. Перша дозволяє працювати кожночасно, але фіксувати зливу частинок лише в один-єдиний момент, коли вона стикається з поверхнею Землі. Друга дає змогу простежити процес розвитку зливи від верхніх шарів атмосфери, але для цього треба мати ясну, безхмарну й безмісячну ніч, щоб ніщо не заважало реєструвати від зливи досить слабке світло.

З 2007 р. в Аргентині діє обсерваторія імені П’єра Оже, оснащена 1600 водяними черенковськими детекторами. Вони розміщені на площі 3000 км2 на відстані близько 1,5 км один від одного. Кожний детектор — бак, що містить 11 тонн дистильованої води. Вторинні частинки, потрапивши в воду, генерують черенковское випромінювання. Обсерваторія має також 24 телескопи, що згруповані в чотири станції. Вони реєструють флюоресценцію азоту в атмосфері. Телескопи можуть вести спостереження тільки ясними безмісячними ночами, а водяні детектори працюють постійно.

Окрім цих детекторів існують інші: як наземні, так і космічні. Але походження космічних променів, як і їх велика енергія, досі залишається загадкою.

Рис. 24.4. Обсерваторія імені П’єра Оже для реєстрації космічних променів.

У другій половині XX ст. було виявлено складну картину просторового розподілу міжзоряного середовища та його взаємодії із зорями. Виявилося, що від густини й кількості міжзоряного газу і пилу залежить можливість зародження зір, а зорі (головно наймасивніші з них) своєю чергою, змінюють властивості навколишнього міжзоряного середовища — нагрівають його, підтримують невпинний рух газу, поповнюють середовище своєю речовиною, змінюють його хімічний склад. Вивчати таку складну систему, як «зорі — міжзоряне

середовище», дуже складно, але дослідження цього «кругообігу» речовини дозволяє «бачити» розиток багатьох небесних об’єктів.

Навчальні завдання

• Поясніть, чому більшість молекулярних хмар «видно» тільки в радіодіапазоні?

• У чому суть гіпотез, що висунуті для пояснення викоких енергій космічних променів?

• Поясніть, на яких фізичних процесах засновані методи реєстрації космічних променів?

Висновки

Основним компонентом міжзоряного середовища є газ, що складається з атомів і молекул. Він перемішаний з пилом, що становить близько 1% маси міжзоряної речовини, і пронизаний швидкими потоками елементарних часток — космічними променями — і електромагнітним випромінюванням, які також є складовими міжзоряного середовища.

Запитання для самоперевірки

1. На підставі якого відкриття було зроблено припущення, що міжзоряне середовище містить пил і газ?

2. Що є причиною роздвоєння Молочного Шляху від сузір’я Оріона до сузір’я Скорпіона?.

3. Чи залежить ступінь ослаблення (поглинання) світла від кольору зорі?

4. Яка характеристика зумовлює існування хмар молекулярного водню?

5. Поясніть процес появи широкої атмосферної зливи.

Додаткові та цитовані джерела інформації до § 24

• Свачій Л.М., Бутенко Г.З. Міжзоряний газ. (http://www.astrosvit.in.ua/statti/nasha-halaktyka/mizhzorianyi-haz)

За результатами вивчення § 24 Ви маєте:

знати й розуміти

поняття космічні промені; ознаки та властивості міжзоряного середовища.

уміти

пояснювати властивості міжзоряного середовища.

оцінювати

міжзоряне середовище з огляду зоряної еволюції.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.