Книга: Большое космическое путешествие

Глава 11 Межзвездная среда

<<< Назад
Вперед >>>

Глава 11

Межзвездная среда

Автор: Майкл Стросс

Теперь перейдем от изучения отдельных звезд и планет к более широкой перспективе: обсудим, как расположены звезды в нашей галактике Млечный Путь и как они взаимодействуют друг с другом в так называемой межзвездной среде. До сих пор мы рассуждали об этом пространстве так, словно оно практически пустое, но в этой главе я собираюсь убедить вас, что в огромных объемах межзвездного пространства на самом деле содержится немало вещества – просто оно очень разреженное. Слово «межзвездный» понятно без пояснений, а слово «среда» в данном случае означает «наполнитель». Итак, межзвездная среда – это межзвездная материя.

Давайте присмотримся к межзвездной среде, благодаря которой удалось снять некоторые красивейшие фотографии в истории астрономии.

На рис. 11.1 – изображение, составленное из разнообразных фотографий Млечного Пути. На нем показана вся небесная сфера, хитроумным образом спроецированная на плоскость. Светлая полоса под названием Млечный Путь, которая иногда простирается яркой дугой через ночное небо, на самом деле описывает на небесной сфере полный круг; Млечный Путь пролегает по так называемому галактическому экватору. Наша галактика Млечный Путь – это диск, усеянный звездами, и, поскольку мы находимся в пределах диска, при взгляде на него мы видим яркую полосу, опоясывающую небо. Самая яркая часть Млечного Пути (расположенная ближе к галактическому центру, в середине этой картинки) плохо просматривается из средних широт Северного полушария. Если вам когда-либо доведется побывать в Южном полушарии в ясную безлунную ночь вдали от городских огней, посмотрите вверх! Южная панорама Млечного Пути, особенно с марта по июль, невероятно захватывает; там Млечный Путь выглядит гораздо ярче, чем привыкли видеть его мы, северяне.

Поскольку мы находимся на полпути от края до центра диска, по картинке может показаться, что мы смотрим на Млечный Путь из-за ее пределов, с ребра. Когда рассматриваешь Млечный Путь, сразу видишь, что он окрашен неровно, на нем словно просматриваются черные пятна или заплатки. Если посмотрите на Млечный Путь через телескоп, то заметите (как и Галилей в свое время), что рассеянный свет Млечного Пути на самом деле исходит от мириад звезд. Однако на Млечном Пути попадаются и такие области (темные полосы), где не видно никаких звезд. Около 100 лет назад астрономы спорили, какова может быть природа этих полос. Рассматривалась возможность расположения звезд «кучками», и темные полосы – просто такие зоны, где звезд почти не оказалось. Была и альтернативная (правильная) точка зрения: звезды распределены в пространстве равномерно, просто что-то их заслоняет. Такое «нечто» в самом деле удалось обнаружить, это и была межзвездная среда.

Одно из явных доказательств существования межзвездной среды заключается в том, что она практически непрозрачна. Она разреженная, но занимает в пространстве очень большой объем. В земной атмосфере даже слабое марево или небольшой дым может скрыть из виду отдаленные объекты. Межзвездная среда наполнена крошечными пылинками – примерно такими, из которых состоит дым. Астрономы именуют эти частички «пылью», но, вероятно, правильнее было бы говорить не «пыль», а «дым». Это вещество сильно разрежено, но на больших расстояниях воздействие «пыли» накапливается и пыль полностью поглощает свет далеких звезд. В некоторых направлениях суммарный эффект пыли столь выражен, что звезд за облаками этой пыли совершенно не видно. Именно из-за пыли самый центр Млечного Пути совершенно непроницаем для видимого света.

Оказывается, что пыль тем сильнее заслоняет свет, чем короче длина его волны. Пыль поглощает длинные инфракрасные волны значительно слабее, чем видимый свет, и в инфракрасном диапазоне Млечный Путь можно заснять практически полностью. На рис. 11.2 крупным планом показана центральная часть нашей Галактики, снимок сделан в рамках проекта «Обзор всего неба на длине волны 2 микрометра» (сокращенно 2MASS – удачная аббревиатура, ведь это исследование провели ученые из Массачусетского университета). Как понятно из названия, в проекте 2MASS использовалось инфракрасное излучение с длиной волны около 2 микрон (2 ? 10–6 метра), что значительно длиннее волн видимого света (0,4–0,7 микрона). Как видите, на картинке ярко сияют отдельные звезды.


Рис. 11.1. Панорама всего неба, на которой виден Млечный Путь. Далекие звезды Млечного Пути образуют яркую полосу, опоясывающую Галактику по экватору. В данном случае она пересекает карту прямо по центру. Обратите внимание: вдоль Млечного Пути разбросаны темные участки и пятна: там далекие звезды заслоняет пыль. Иллюстрация сделана по материалам, предоставленным Дж. Ричардом Готтом и Робертом Дж. Вандербеем (статья Sizing Up the Universe, National Geographic, 2011). По данным программы Main Sequence Software


Рис. 11.2. Центр Млечного Пути. Пыль, наполняющая Млечный Путь, сильнее затмевает коротковолновое излучение, нежели длинноволновое, поэтому звезды, сияющие за слоем этой пыли, имеют характерный красноватый оттенок. На этом изображении около 10 миллионов звезд, а в поперечнике оно достигает примерно 4000 световых лет. Самый центр Млечного Пути – это наиболее «густое» красное пятно в верхнем левом углу. Источник снимка: фотография из астрономического атласа получена в рамках проекта «Обзор всего неба на длине волны 2 микрометра», совместно выполненного учеными из Массачусетского университета и Центра обработки и анализа инфракрасных изображений при Калтехе, под эгидой NASA и Национального научного фонда


Рис. 11.3. Туманность Угольный Мешок. Это часть Млечного Пути, звезды которой полностью заслонены густым облаком пыли. Снимок предоставлен Vic Winter и Jen Winter

Пыль по-прежнему заметна, но она мешает далеко не так сильно, как в видимом диапазоне. Если отсечь голубую часть спектра света, исходящего от объекта, то объект покажется красноватым. Следовательно, все звезды на картинке кажутся «покрасневшими», не такими, каковы они в реальности. Самое яркое красное пятно, заметное за облаками пыли в верхнем левом углу, – это и есть центр Галактики, тесная группа звезд, в гуще которых скрывается черная дыра в 4 миллиона раз тяжелее Солнца.

На рис. 11.3 показана темная туманность под названием Угольный Мешок, это большое пылевое облако, полностью затмевающее расположенные за ним звезды. В небе остается «дыра», которую довольно легко заметить невооруженным глазом. Звездочеты австралийских аборигенов знали туманность Угольный Мешок уже около 40 тысяч лет назад. Она образует голову Эму – это темная область в Млечном Пути, широко известная в сказаниях аборигенов.

Следовательно, межзвездная среда далеко не однородна, в ней много довольно плотных сгустков или облаков. Кроме пыли там есть газовая смесь, состоящая из водорода, кислорода и других элементов. Разнообразные небесные объекты, напоминающие дымку или облака, мы называем туманностями (тем самым противопоставляя их «точечным» звездам). Эти газовые облака не просто скрывают из виду звезды. На рис. 11.4 изображена туманность Ориона, видимая невооруженным глазом. Она находится у кончика меча, что свисает у Ориона с пояса. Даже в бинокль эта туманность кажется довольно нечеткой, а не столь резкой, как звезда. Ультрафиолетовый свет жарких звезд может возбуждать межзвездный газ. Фотоны горячих и ярких молодых звезд могут забрасывать его атомы на высокие энергетические уровни. Падая на нижние энергетические уровни, атомы излучают фотоны со строго определенной длиной волны (об этом шла речь в главе 4), поэтому туманности кажутся такими цветистыми. Точно по такому же принципу флуоресцируют неоновые лампы. Кстати, неон – один из элементов, присутствующих в межзвездной среде.


Рис. 11.4. Туманность Ориона. Наиболее яркая часть рисунка – это область звездообразования, где газ окутывает молодые яркие звезды и флуоресцирует, подсвечиваемый ими. Также заметны пылевые волокна. Снимок предоставлен: NASA, КА, T. Megeath (Университет Торонто) и M. Robberto (Институт исследований космоса с помощью космического телескопа)

Туманность Ориона относится к числу так называемых эмиссионных туманностей: это означает, что в ее спектре преобладают эмиссионные линии, соответствующие различным электронным переходам в атомах. По длинам волн эмиссионных линий можно определить, какие именно элементы содержатся в туманности. Красноватый оттенок изображения связан с излучением соответствующих фотонов при падении электронов с третьего на второй энергетический уровень в атоме водорода (это H, одна из линий Бальмера, речь о которых шла в главе 6). Некоторая зеленоватость связана с присутствием кислорода и других элементов, отражающих остальной свет. Темные области – это облака пыли, смешавшейся с газом.

Объект на рис. 11.5 называется Трехраздельная туманность, поскольку поглощающие полосы делят его на три части. Эти пылевые полосы частично затмевают излучение, и без них туманность была бы окрашена более равномерно. Как и в других туманностях, упоминавшихся выше, жаркие звезды, окутанные газом, подсвечивают его, а красное излучение – это эффект H?. Обширная область справа заполнена светом голубых звезд, отражающимся от пыли, в данном случае пыль действует подобно зеркалу. Эта область называется «Отражающая туманность». Как вы помните, голубой свет поглощается, когда проходит через облако пыли, поэтому звезды, просвечивающие сквозь это облако, кажутся красноватыми. Но голубой свет может не поглощаться, а отражаться от газопылевого облака. Поэтому отражающие туманности обычно кажутся голубыми.

Плеяды – молодое звездное скопление, хорошо заметное невооруженным глазом. На снимках, сделанных при помощи большого телескопа (см. рис. 7.2), видно, что звезды подсвечивают пыль – и получается голубоватая отражающая туманность. У каждой звезды – зыбкий голубой ореол.

Межзвездная среда – то самое сырье, из которого образуются звезды, и мы вкратце затрагивали этот вопрос в главе 8. В большей части галактики Млечный Путь межзвездная среда весьма разряженная, но кое-где, например в эмиссионных туманностях и темных облаках, она довольно густая. Эти области созрели для звездообразования.


Рис. 11.5. Трехраздельная туманность. Красный свет исходит от флуоресцирующего газа, испускающего свет по линии H? из серии Бальмера, а голубой свет в основном отражается от изобилующей здесь пыли. Снимок предоставлен Adam Block из образовательного астрономического центра обсерватории Маунт-Леммон, Университет штата Аризона

Под действием гравитации в облаке аккумулируется небольшой комок из пыли и газа. Он сжимается, нагревается при этом и в процессе схлопывания преобразует гравитационную потенциальную энергию в кинетическую. В конце концов эта структура становится настолько плотной и горячей, что в ней начинаются термоядерные реакции – и рождается звезда. Центр Трехраздельной туманности заполнен массивными и жаркими голубыми звездами. Такие звезды живут быстро и умирают молодыми. Итак, эти звезды, должно быть, возникли недавно.

Масштабы всех этих процессов колоссальны. В туманности Ориона наблюдается 700 формирующихся звезд, многие из которых окружены газопылевыми дисками. В конечном итоге из этих дисков могут образоваться планеты. Звезды обычно образуются большими группами, а не поодиночке – именно так и происходит в Трехраздельной туманности и в туманности Ориона. Со временем пыль, окутывающая звезды, рассасывается под действием излучения и звездного ветра, и звезды постепенно высвобождаются из нее. К тому же молодые звезды часто фонтанируют «порывами» горячего газа, отделяющегося от звездной поверхности. Это явление аналогично известному нам солнечному ветру. Ветер придает газу и пыли характерные очертания, поэтому некоторые туманности как будто «развеваются».

Детали процесса звездообразования пока не слишком понятны; пока это одна из важнейших нерешенных проблем астрономии. Не все сравнительно плотные регионы межзвездной среды начинают сжиматься и порождать звезды; мы не вполне понимаем, почему звездообразование происходит в одних регионах Млечного Пути, а в других не происходит. Известно, что как только в такой области начинают формироваться первые звезды, дующий от них ветер разносит в стороны газ и пыль, поэтому оскудевает ресурс для образования новых звезд. Звезды, подобные Солнцу, хаотически движутся относительно соседок со скоростью около 20 км/с. За 4,6 миллиарда лет, что истекли с рождения Солнца, наша звезда далеко откочевала из звездной колыбели, где родилась (да, это астрономический термин!). Поэтому невозможно определить, какие звезды являются «родными сестрами» и родились вместе. За сотни миллионов лет группы звезд постепенно разобщаются, и звезды рассредоточиваются по Млечному Пути; большинство возрастных звезд в галактическом диске Млечного Пути – либо одиночки (как Солнце), либо существуют парами, либо небольшими группами.

Итак, мы в общих чертах обсудили рождение и жизненный цикл звезд. Звезды образуются из межзвездной среды. Самые легкие звезды по-прежнему сжигают запасенный при рождении водород; они достаточно неприхотливы, и этого водорода им хватит более чем на триллион лет. Звезды, сравнимые по массе с Солнцем или чуть более тяжелые, станут красными гигантами и когда-нибудь вернут часть своего вещества в межзвездную среду, образовав планетарные туманности. Звезды, чьи ядра более чем вдвое тяжелее Солнца (вообще на главной последовательности есть отдельные звезды, которые в 8 раз тяжелее Солнца), претерпевают гораздо более драматичные взрывы (становятся сверхновыми) и извергают в межзвездное пространство синтезированные при таком взрыве тяжелые элементы. Эти сравнительно тяжелые элементы могут войти в состав звезд следующего поколения. По ходу такого процесса межзвездная среда все сильнее насыщается более тяжелыми элементами, нежели водород и гелий. Из таких тяжелых элементов в основном и состоит окружающий нас мир. Например, Земля в основном состоит из железа, кислорода, кремния и магния. В состав человеческого тела входят преимущественно водород, углерод, кислород и азот, а также небольшое количество более тяжелых элементов. Тяжелые элементы, вплоть до железа, образуются при термоядерном синтезе в ядрах гибнущих звезд. Все остальные встречающиеся в природе элементы, вплоть до урана, образуются при слиянии тяжелых элементов с нейтронами в ядрах красных сверхгигантов, либо в газовых оболочках звезды, которая вот-вот взорвется как сверхновая, либо при столкновении двух нейтронных звезд и возникновении тесной двойной звездной системы. Детали этих процессов по-прежнему не вполне понятны и активно исследуются.

Млечный Путь напоминает живую экосистему, в которой рождаются и умирают звезды. Каждое поколение звезд наполняет межзвездную среду веществом, которое затем идет на образование звезд следующего поколения. Тяжелые элементы – это сырье для образования планет, на которых может возникать жизнь. Когда осознаешь, что львиная доля того вещества, из которого мы состоим, а также все, что нас окружает, – это плоды звездных термоядерных реакций, – одновременно ощущаешь и смирение, и трепет.

Я упоминал, что элементы тяжелее железа могут, в частности, образовываться при столкновении двух нейтронных звезд в тесной звездной системе. Рассел Халс и Джо Тейлор открыли две нейтронные звезды, масса каждой из которых составляла примерно 1,4 солнечной. Полный оборот друг вокруг друга эти звезды совершали за 7,75 часа. Диаметр их орбит равен примерно трем световым секундам, что чуть меньше диаметра Солнца. Две нейтронные звезды медленно сливаются друг с другом из-за излучения гравитационных волн, – такой эффект был спрогнозирован в рамках общей теории относительности Эйнштейна. Действительно, измерения Халса и Тейлора так красиво согласовывались с прогнозом общей теории относительности, что ученые даже были удостоены за это открытие Нобелевской премии по физике за 1993 год. Две нейтронные звезды так и продолжат двигаться по этой фатальной спирали, пока, наконец, не столкнутся и не сольются в единое целое. Это произойдет примерно через 300 миллионов лет. Энрико Рамирес-Руис из Калифорнийского университета в городе Санта-Крус оценил, что при таком столкновении может образоваться столько золота, сколько весит Юпитер. Только вообразите: атомы золота в моем обручальном кольце могли образоваться при столкновении двух нейтронных звезд миллиарды лет назад!

<<< Назад
Вперед >>>

Генерация: 0.540. Запросов К БД/Cache: 0 / 0
Вверх Вниз