КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VI

ФІЗИКА ЗІР І ТУМАННОСТЕЙ

Розділ 18

ФІЗИКА ТУМАННОСТЕЙ

18.1. Дифузна матерія в Галактиці. Міжзоряне поглинання світла

Від сузір'я Лебедя до Кентавра Молочний Шлях виглядає роздвоєним. У багатьох місцях обох його гілок і між ними є зони, де порівняно яскравих зір практично немає. Так свідчить про себе темна розріджена речовина, що заповнює простір між зорями. Концентрація її невелика (середня густина міжзоряної речовини близько 10-24 г/см3, що відповідає концентрації атомів N ≈ 1 см-3). Проте завдяки великому об'ємові простору між зорями тут міститься кількість речовини, сумірна з загальною масою зір у Галактиці (близько 20% і 80% за масою відповідно).

Обговорюючи фізичний стан речовини у міжзоряному середовищі, окремо розглядають галактичний дифузний газопиловий субстрат і його згущення у вигляді газопилових хмар — туманностей.

Безпосереднім доказом наявності дифузної (розсіяної) речовини у міжзоряному просторі стало відкриття у 1904 р. німецьким астрономом Йоганесом Гартманом (1865—1936) існування міжзоряного газу. Він виявив у спектрі подвійної зорі δ Оріона вузькі лінії поглинання іонізованого кальцію, які, на відміну від інших ліній спектра, не брали участі у періодичних зміщеннях, зумовлених обертанням компонентів цієї системи навколо спільного центра мас, а, отже, не могли належати самій δ Оріона. З цього Гартман зробив правильний висновок про те, що між Сонцем і δ Оріона є міжзоряна хмара, яка спричинює поглинання світла від зорі у згаданих вище лініях кальцію. Згодом таким же чином відкрили лінії міжзоряного натрію, калію, заліза, титану, смуги поглинання молекул CH, CN і багатьох інших.

Доречно тут згадати, що, вивчаючи розподіл зір у різних ділянках неба, російський вчений В. Я. Струве (1793—1864) ще в XIX ст. дійшов висновку, що світло зір послаблюється його поглинанням міжзоряною речовиною (це — міжзоряне поглинання світла). У свою чергу, американський вчений Отто Струве (1897—1963) разом із радянським астрофізиком Б. П. Герасимовичем (1889—1937) з'ясували фрагментарність у розподілі цієї речовини, рухи газових хмар одна відносно одної.

Остаточно міжзоряне поглинання світла визнали лише на початку 30- х років XX ст. завдяки працям американського астронома Роберта Трюмплера (1886—1956). Було доведено, що основний внесок у міжзоряне поглинання дає не міжзоряний газ, а пил, маса якого становить лише 0.1% —0.5% від повної маси Галактики. Розміри космічних порошинок змінюються у значних межах. Ефективно ж поглинають і розсіюють світло у видимій та ультрафіолетовій частинах спектра пилинки з типовими розмірами 0,01—1,0 мкм (10-6—10-4 см). Дослідження розподілу газу і пилу свідчить, що в середньому приблизно на один кубічний сантиметр міжзоряного простору припадає один атом газу, а одна пилова частинка — приблизно на 108 см3 — 1014 см3 (зауважимо, що в газопилових хмарах концентрація пилинок значно вища). На перший погляд може здатися, що при таких незначних концентраціях роль пилу в Галактиці неістотна, але насправді це не так.

Утворюються пилинки шляхом поступового налипання при низьких температурах атомів і молекул різних хімічних елементів, як-от HCO, CH, CH4, NH3, H2O, Fe, SiO, та ін. У залежності від переважного в складі порошин хімічного елемента вони можуть бути графітовими, силікатними, залізними, чи навіть крижаними (утвореними із замерзлої води, вуглеводнів, аміаку та ін). Вірогідніше, що міжзоряні пилинки мають складну структуру — внутрішня зона із тугоплавких елементів і оболонка, яка включає до свого складу замерзлі сполуки летючих речовин. Пилинки починають своє формування у верхніх шарах атмосфер надгігантів пізніх спектральних класів. Саме тут, де температурні умови дозволяють конденсуватися лише тугоплавким елементам, і починають формуватися ядра пилинок. Згодом, під дією зоряного вітру і тиску випромінювання, вони потрапляють до міжзоряного середовища, де температура значно нижча. І тут на ядрах пилинок намерзає крижана оболонка.

Спостереження далеких зір, які перебувають у площині галактичного диска, сильно утруднені, оскільки поглинання світла пиловими частками істотно послабляє їхнє світло на його шляху до Землі: адже послаблення світла зір поблизу галактичної площини досягає у візуальних променях 1,6m на 1 кпк, а в фотографічних променях — 2,2m на 1 кпк. Сильне поглинання світла пилом також унеможливлює спостереження центральної зони Галактики в оптичному діапазоні.

Нехай А1 — поглинання світла в зоряних величинах на довжині шляху в 1 пк. Тоді справжня зоряна величина т0 зорі, відстань до якої r пк, є меншою від спостережуваної т на величину поглинання Ar, тобто:

image106

Тому формулу (8.25), якою пов'язані між собою видима величина m і абсолютна величина зорі М, слід записати так:

image104

За цією формулою і обчислюють абсолютну зоряну величину зорі, якщо відоме загальне поглинання у її напрямку А/. І навпаки, якщо абсолютна зоряна величина М визначена якимось іншим методом (наприклад, з аналізу спектра) і відстань до зорі відома, то розв'язують зворотну задачу — обчислюють поглинання А у напрямі на зорю.

Строгий метод урахування міжзоряного поглинання світла розробив радянський вчений Π. П. Паренаго (1906—1960).

Вивчення міжзоряного поглинання світла за допомогою фотоелектричних спостережень зір у декількох спектральних діапазонах показало, що в широкому інтервалі довжин хвиль (від 4000 до 7000 А) коефіцієнт поглинання змінюється обернено пропорційно довжині хвилі (κ(λ) = b/λ, див. рис. 18.1). З теорії випливає, що така залежність коефіцієнта поглинання від довжини хвилі буває, якщо пил міжзоряного середовища складається з частинок, діаметри яких менше мікрона (10-6 м).

image105

Рис. 18.1. Залежність міжзоряного поглинання від довжини хвилі. Вказано приблизне положення смуг фотометричної системи UBV

Оскільки коефіцієнт поглинання світла міжзоряними частинками збільшується при зменшенні довжини хвилі, то сині промені поглинаються сильніше, ніж жовті, і показник кольору зір зростає. Різниця між спостережуваним (B- V) і справжнім (B- V)0 показниками кольору називається надлишком кольору:

image107

де AV — загальне поглинання світла у візуальних променях. Надлишок кольору визначають сумісними фотоелектричними і спектральними спостереженнями. Першими знаходять спостережувані, другими — справжні показники кольору.

У середньому для зір, що перебувають на відстані 1000 пк від Сонця, надлишок кольору EB-V ≈ 0,5m, що дає для AV = Δm = 3,2 E(B-V)= 1,6m. Оскільки ефективність поглинання визначається оптичною товщиною шару τ = σΝr, де σ — площа поперечного перерізу пилинки, а τ = Δμ/1,08, то звідси знайдемо, що концентрація пилинок N ≈ 10-12 см-3, якщо їх характерний розмір дорівнює 10-5 см. У щільних міжзоряних газових хмарах вона в десятки тисяч разів більша. У темних компактних газових утворах розміром 0,1—1,0 пк, які називаються глобулами, вона вища ще на порядок.

Незважаючи на значно більшу концентрацію, газовий компонент міжзоряного середовища виявити та досліджувати набагато складніше, ніж пиловий. Основна складова міжзоряного газу — це водень. Залежно від локальних умов, він перебуває в нейтральному (атомарному) стані, в іонізованому, або ж у формі молекулярного водню. Присутність нейтрального водню виявляється за радіовипромінюванням на частоті 1420 МГц (довжина хвилі 21 см). Поблизу молодих і гарячих зір спектрального класу О та В з потужним ультрафіолетовим випромінюванням атомарний водень міжзоряного середовища переходить в іонізовану форму. Прикладом випромінюючої зони іонізованого водню, яку можна спостерігати на небі навіть неозброєним оком, є туманність у сузір'ї Оріона. Ця туманність одержує енергію від декількох гарячих зір, розташованих поблизу неї.

Частина міжзоряного водню перебуває у формі молекул Н2. Атомарний водень переходить у молекулярну форму в тих ділянках Галактики, де температура відносно низька і де є достатня концентрація пилинок, на поверхні яких і відбувається об'єднання атомів водню в молекули (пилинки тут діють як хімічний каталізатор).

Поряд із порівняно рівномірним розподілом речовини в міжзоряному середовищі, у Галактиці також зустрічаються локальні зони з різко підвищеною концентрацією газу. Це — окремі газові хмари. Наприклад, число молекул водню в кубічному сантиметрі хмари молекулярного водню може пе ревищувати тисячу. Температура таких хмар низька — менше 20 К. Молекулярні хмари можуть мати гігантські розміри і маси, аж до ста тисяч мас Сонця.

Зі спостережень знайдено наближене співвідношення:

image108

Дослідження останніх десятиліть показали, що крім молекулярного водню в міжзоряному середовищі є й інші молекули (природно, в значно менших концентраціях), зокрема не один десяток органічних молекул та радикалів. Серед них — вода (H2O), аміак (NH3), метан (CH4), ціанід (HCN), формальдегід (H2CO), ацетилен (HC2H), етанол (C2H5OH), метилацетилен (HC3C2H), етилціанід (CH3CH2CN), є й значно простіші: гідроксил (OH), ціан (CN), моноксид вуглецю (CO) та багато інших.






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.