Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016
РОЗДІЛ 1
МОЛОЧНИЙ ШЛЯХ
1.4. Сучасні дані про структуру і фізичні властивості Молочного Шляху
1.4.2. Тонкий і товстий диски: хімічний склад і вік населення
Газопилове середовище Молочного Шляху концентрується до тонкого диска в межах 10 кпк від центру. За межами 10 кпк газопиловий шар викривлюється, заповнюючи об’єм товстого диска. При цьому на галактичних довготах від 0 до 180° він піднімається у напрямку до північного полюса Галактики, а на довготах від 180 до 360° знижується до південного полюса. Максимум густини всього газу досягається на шкалі висот 4—6 кпк.
У сучасну епоху Молочний Шлях представлений двома типами зоряного населення, яке чітко розрізняється за показником металічності (п. 1.2). На початку його еволюції вміст металів був набагато менший, оскільки металічність залежить від віку зоряного населення галактик. Кожне нове покоління зір збільшує загальну кількість металів, поповнюючи ними міжзоряне середовище. Головними постачальниками металів є наднові зорі; незначне збагачення міжзоряного середовища металами відбувається за рахунок звичайних зір на певних стадіях їхньої еволюції (під час утворення планетарних туманностей) та зоряних вітрів. Для оцінки віку користуються відношенням вмісту заліза і водню [Fe/H] (див. табл. 1.1), зокрема для найстаріших зір [Fe/H] = -4,5, для наймолодших [Fe/H] = 1 (цей показник хімічного складу також нормується в сонячних одиницях і для Сонця становить [Fe/H] = 3 · 10-5).
Характерні значення металічності тонкого і товстого дисків становлять відповідно -0,5 ≤ [Fe/H] ≤ 0,3 та -1,0 ≤ [Fe/H] ≤ -0,4. Як бачимо, зорі в тонкому диску в середньому молодші, ніж в товстому диску. Іншими словами, або зорі, що народжуються в тонкому диску, упродовж еволюції мігрують в товстий диск, або зореутворення починається (завершується) раніше — в товстому диску. На користь першого процесу свідчить те, що молекулярний газ раніше мав більше поширення, ніж спостережуваний нині (більш концентрований до площини Галактики), а також, що дисперсія швидкостей σζзоряного населення, відповідно, й шкала висот зростають з віком Галактики (див. (1.3)), тоді як газ під дією внутрішнього стиснення залишається сконцентрованим до галактичної площини. Очевидно й те, що частина зір, які утворилися поза Галактикою, мігрували у товстий диск ззовні під дією гравітаційних процесів Галактики і її супутників.
Детальніше металічність та її зв’язок з віком зоряного населення досліджено в розд. 7, а властивості наднових зір, їхню класифікацію, зв’язок із металічністю та важливість для встановлення масштабів відстаней як усередині галактик, так і у Всесвіті — у розд. 5.
Атомарний водень. Концентрація атомарного водню HI у диску є приблизно сталою в діапазоні від 4 до 10 кпк на відміну від концентрації молекулярного водню. Нейтральний водень спостерігається у вигляді дифузних хмар та міжхмарного газу. У хмарах концентрація атомарного водню HI становить приблизно 40 см_3, температура ~70 К (холодне газове середовище). Розміри хмар мають бімодальний розподіл з характерними розмірами 10 та 70 кпк, причому менші хмари трапляються у вісім разів частіше, ніж більші. Усереднена по всьому диску концентрація водню дорівнює 0,2 см-3. Температура міжхмарного газу становить приблизно 6000 К, а концентрація — 0,1—1 см-3. Відомості про атомарний водень у Галактиці (і в інших галактиках), про його розподіл та рух отримують з радіоспостережень на довжині хвилі 21 см (див. рис. 1.3).
Іонізований водень. Кожна з щойно сформованих ОВ-зір випромінює жорстке ультрафіолетове випромінювання (понад 13,6 еВ) та іонізує навколишнє середовище молекулярної хмари, утворюючи HII-область — область іонізованого водню. А саме, фотони, що іонізують, мають енергію більшу за енергію іонізації, тому за рахунок залишкової енергії газ нагрівається. Різниця тисків холодного (~30 K) і теплого газів HII-області (~4000 K) спричиняє розширення фронту іонізації в молекулярну хмару. Температура HII-областей сягає 6000—8000 К, а розміри залежно від температури зорі та густини газу — від частки парсека до десятків парсек. Саме унаслідок впливу ОВ-зір та HII-областей спіральні рукава Галактики в оптичному діапазоні мають блакитний колір.
Молекулярний газ. Маси молекулярних хмар водню Н2 становлять 103Mʘ та більше, у них найбільша серед газових утворень концентрація — 106 см-3, а в центрі хмар — до 109см-3. Розміри хмар змінюються від сотень парсек (гігантські хмари) до десятих часток парсека, температури — від 5 до 200 К, маси — від 1 до 108 мас Сонця. Більші та гарячіші (до 200 К) молекулярні хмари спостерігаються здебільшого у спіральних рукавах, невеликі хмари розсіяні по всьому диску. Часто гігантські хмари містять щільніші, але менші за розмірами хмари, які, у свою чергу, включають в себе компактні та щільні ядра хмар з масами порядку сонячної, що й є осередками зореутворення.
Другою сполукою за вмістом після молекулярного водню у хімічному складі Молочного Шляху є молекула СО. Припускається, що відношення [СО/Н2] — універсальна константа, яка називається Х-фактором, а розподіл молекули СО відтворює розподіл усього молекулярного газу.
У молекулярних хмарах Галактики є органічні сполуки, першу з яких — молекулу формальдегіду H2CO — було виявлено у 1969 році за радіоспостереженнями на довжині хвилі 6,2 см. Є також сполуки HCN, CH2NH, CH3NH2 та ін. Органічні сполуки — це будівельний матеріал для складніших амінокислот, які є фундаментом для зародження біологічного життя.
З молекулярними хмарами пов’язані космічні мазери — об’єкти, що є потужними джерелами мазерного випромінювання молекул H2O, OH, SiO, CH, NH3, NCH та ін. Перший мазер було відкрито у 1965 році. Інтенсивність їхнього випромінювання відповідає яскравісній температурі 1010—1016 К, а значення ширин ліній свідчать про те, що кінетична температура газу в зонах випромінювання становить від кількох десятків до кількох тисяч градусів.
Мазерний ефект виникає у середовищі, де є інверсна заселеність енергетичних рівнів, тобто на верхньому рівні мазерного переходу заселеність більша, ніж на нижньому. В цьому випадку вимушене випромінювання перевищує поглинання, і сигнал, що поширюється у середовищі, експоненціально посилюється. Перенаселеність верхнього рівня забезпечується механізмами накачування. Для космічних мазерів характерні радіаційний, хімічний та зіштовхувальний (унаслідок зіткнень) способи накачування. У Молочному Шляху та сусідніх галактиках виявлено декілька сотень мазерів. Останні класифікують за зорями, з якими їх асоціюють. Світність галактичних мазерів становить 10-9—10-5 Lʘ. Світність деяких позагалактичних мазерів може на 6—7 порядків перевищувати потужність галактичних мазерів, тоді їх називають мегамазерами.
У молекулярних хмарах зорі народжуються не поодиноко, а в розсіяних зоряних скупченнях та асоціаціях. Розсіяні зоряні скупчення містять декілька сотень зір радіусами від 2 до 6 пк. Асоціації поділяють залежно від типу зір, які в них переважають, — ОВ-асоціації (зорі спектральних класів О і В), Т-асоціації (зорі T Tauri) та ін. Вони більші за розсіяні зоряні скупчення, їхні радіуси — від 20 до 100 пк. Деякі асоціації містять зоряні скупчення. Найбільші асоціації, які мають радіуси порядку 250 пк, називають надасоціаціями. Якщо надасоціації містять цефеїди, їх називають зоряними комплексами. Вік зір у цих об’єктах від декількох мільйонів до декількох мільярдів років. Для порівняння: кулясті скупчення (зоряне населення типу II; містяться в центральній частині і гало Галактики) налічують від 105 до 106 зір і мають радіуси від 12 до 50 пк.
Загальна маса іонізованого і молекулярного водню відповідно становить MHI ≈ 4 · 109 Мʘ і MH2 ≈ 109 Мʘ, що менше як 10 % маси зір у Галактиці, а густина газу в околі Сонця — ρгаз ≈ 0,04 М0/пк3.
Пил. Оцінюючи розподіл пилу в Галактиці, беруть до уваги, що саме цей компонент міжзоряного середовища відповідає за поглинання світла. Отже, досліджуючи почервоніння зір або оцінюючи кількість зір, можна розрахувати масу та інші характеристики пилу в Галактиці. Теплове випромінювання пилу можна спостерігати в інфрачервоному діапазоні довжин хвиль. Зокрема, саме за даними космічних обсерваторій IRAS і COBE вперше було побудовано карту розподілу пилу в Галактиці (див. рис. 1.3) і отримано оцінку його температури T ≈ 17—21 K. Для точнішого врахування дрібномасштабних варіацій температури пилу необхідно зважати на так звану стовпчикову густину на різних довжинах хвиль ІЧ-діапазону і вносити поправку на зодіакальне світло, обумовлене відбиттям сонячного випромінювання пилом у Сонячній системі (детальніше див. розд. 7, де розглянуто розподіл пилу в Галактиці, отриманий за даними космічної обсерваторії «Planck» (рис. 1.8)). Чітко видно концентрацію пилу навколо галактичної площини та анізотропію його розподілу на високих галактичних широтах.
Отже, газопилове середовище, що міститься переважно в спіральних рукавах Молочного Шляху, — основний матеріал для зореутворення і поповнення хімічного складу Галактики. Пил і молекулярний водень містяться на шкалі висот |z| ≤ 90 пк; лінійний радіус від центру Галактики — 3 кпк ≤ R ≤8 кпк; розподіл атомарного водню має такі параметри: |z| ≤ 160 пк, R ≤ 25 кпк (тобто всередині орбіти Сонця в Галактиці, R ≤ R0 (див. (1.8)).
Рис. 1.8. Окіл Сонця у Галактиці. Режим доступу — http://www.astrogalaxy.ru
Відношення маса—світність. Загальна маса зір у товстому диску становить Mзорітов ≈ 3 · 109 Мʘ, світність у смузі В — Lзорітов
≈ 2 · 108Lʘ. Загальна маса зір у тонкому диску становить Mзорітон ≈ 6 · 1010ΜΘ, маса пилу й газу в ньому - Мпил+газ тон ≈ 0,5 · 1010 Мʘ,
світність — Lзор тон ≈ 1,8 · 1010Lʘ. Результати аналізу співвідношень маса—світність товстого й тонкого дисків свідчать про те, що зоряне населення товстого диска істотно не впливає на загальну масу та світність Галактики:
для товстого диска
для тонкого диска
