Скалигеровская история. Летоисчисление по скалигеру. Хронологические сдвиги по И. Ньютону

МЕЖЗВЁЗДНЫЙ ГАЗ - осн. компонент межзвездной среды, составляющий ок. 99% её массы. M. г. заполняет практически весь объём галактик. Наиб, изучен M. г. в Галактике. M. г. характеризуется большим разнообразием возникающих в нём структур, физ. условий и протекающих процессов. Темп-pa колеблется от 4-6 К до 10 7 К и выше, концентрация частиц h от ~10 -4 до 10 10 - 12 см -3 . Условиями в M. г. определяется характер звездообразования , а следовательно, и эволюции галактик.

Распределение и движение M. г. Наиб, бедны M. г. эллиитич. (E) галактики .Следы M. г. от массы галактики, Mr )обычно заметны только в гигантских E-галактиках. В линзовидных (SO) галактиках также отмечаются обычно лишь следы M. г. В спиральных (S) галактиках M. г. составляет обычно 1 - 10% M Г, точнее, массы, заключённой в сфере с т. н. холмберговскнм радиусом, ограничивающим оптически наблюдаемую часть галактики. В Галактике, являющейся типичной спиральной галактикой, масса M. г,г - масса Солнца) ж распределена поровну между областями атомарного ц молекулярного M. г. В неправильных (I ) галактиках масса M. г. обычно превышает 10% от массы галактики.

В Е-галактиках M. г. сосредоточен обычно около их центра. В ряде гигантских E-галактик, являющихся радиогалактиками , M. г. присутствует также и на периферии (напр., Cen A, Cyg A). В др. типах галактик M. г. расположен гл. обр. около плоскостей галактик, в слое толщиной порядка сотен парсек, а в S-галакти-ках также в ядре, являясь непременным атрибутом всех активных ядер галактики и квазаров (см. Объекты с активными ядрами ).

Наблюдаются градиенты состава M. г. вдоль радиусов галактик. В Галактике Z изменяется вдоль радиуса в неск. раз. Имеются также градиенты изотопного состава. На регулярный ход состава наложены флуктуации. Неоднородность состава M. г. объясняется хим. эволюцией галактик - обогащением M. г. тяжёлыми элементами, выработанными при ядерных реакциях в звёздах.

Структура, физические условпл и M. г. Структура M. г. неоднородна. Он состоит из облаков с разл. массами, размерами и физ. условиями. Наиб, крупными образованиями являются, видимо, т. н. сверхоблака размером 1-2 кик, к-рые содержат внутри себя все др. структуры. Около половины массы M. г. в Галактике собрано вгигантских молекулярных облаков (типичная масса, диам. d , темп-pa , расположенных в слое толщиной менее 100 пк гл. обр. в кольце с R г = 4-8 кпк. Вещество их находится в осн. в молекулярной форме. В них найдено ок. 60 разл. молекул (см. Молекулы в межзвёздной среде). Преобладают молекулы H 2 (99,99%) и СО (ок. 0,01% по числу молекул).

Имеются более мелкие молекулярные облака (тёмные и чёрные облака, гигантские глобулы и др. с h = , . В молекулярных облаках часто встречаются уплотнения с , T - от 4-6 К и более, массой-

А вблизи мощных источников анергии - мазерные конденсации с Вблизи горячих звёзд и их групп имеются зоны HII .

Перечисленные выше области содержат более половины массы M. г., по занимают ок. 0,01% объёма. Около половины объёма M. г. занято областями атомарного водорода (HI), распадающимися на межзвёздные облака пк, M = и межоблачную среду, или т. н. тёплые области HI

В областях HI водород и гелий слабо ионизованы. Остальная часть объёма занята гл. обр. областями т. н. коронального газа, или горячей фазой M. г. (T см -3 , иногда , в окрестностях к-пого имеются также зоны HII низкой см -3 , d = 1-50 пк) и области HI с T = 300-5000 К (неск. % по объёму). Кроме этого, в M. г. имеются туманности ,образованные очень сильными (Маха число до 10 4) ударными волнами, созданными звёздным ветром и вспышками сверхновых и новых звёзд (см. Остатки вспышек сверхновых) . M. г. в них нагрет до 10 6-7 К и более.

Большинство структур M. г. находится в состоянии, далёком от газодинамического, а иногда и . Характерные времена динамич. процессов в M. г. лет (v зв - ).

За такое время большинство структур M. г. разрушается. Особенно сложна и динамична структура M. г. в областях звездообразования. Их типичный размер 100-500 пк. В них собраны в единый комплекс гигантские молекулярные облака, протяжённые и компактные зоны HII, ИК-туманности - протозвёзды, космич. мазеры на молекулахи т. д.

Наряду с крупномасштабной структурой (туманности, облака) M. г. имеет сложную мелкомасштабную структуру - волокна, конденсации и т. д. с масштабами до 0,1-0,001 пк и менее. Возникают они под действием разл. гидродинамич. и магннтогидродинамич. неустойчивостей. Вытянутая форма часто обусловлена межзвёздными магн. полями.

Физические процессы в M. г. Условия в M. г. далеки от термодинамич. равновесия. Поэтому анализ условий в M. г. проводится на основе ур-ний статистич. баланса, учитывающих элементарные процессы, определяющие населённости уровней энергии атомов, ионов, молекул, их и рекомбинацию, а также образование и разрушение молекул, нагрев и охлаждение среды. Обычно в M. г. с хорошей точностью устанавливается Максвелла распределение по скоростям - в ударных волнах отдельно для электронов и ионов, в др. случаях - общее для всех частиц, что позволяет говорить о темп-ре M. г. Отклонения населёшюстей уровней от Болъцмана распределения обычно очень велики. Особенно ярко они проявляются в космич. мазерах. Населённость уровней, определяющая интенсивность спектральных линий и непрерывного спектра, формируется под влиянием столкновительных и радиа-тивных процессов и нередко рекомбинац. заселением уровней.

Осн. механизмами ионизации M. г. являются фотоионизация, а также, по-видимому, ионизация низкоэнергичной частью космических лучей (субкосмич. лучами) и тепловыми электронами. В активных галактич. ядрах преобладает фотоионизация рентг. . Важна роль оже-эффекта и реакций перезарядки ионов с атомами H и Не, радиативной и

Даже из приведенного краткого обзора видно, как сложна структура межзвездной среды. Перечислим компоненты, из которых она должна состоять.

Компактные области с Те Такими характеристиками обладают облака, которые изучаются по их молекулярным радиолиниям. Для них характерен широкий диапазон плотностей, многие из них связаны с районами недавнего звездообразования. В табл. 17.2, заимствованной из обзора , приведены значения плотностей, размеров, степени ионизации и среднеквадратичных дисперсий скорости, характерных для этих областей.

Диффузный нейтральный водород. Ббльшая часть показанного на рис. 17.1 нейтрального водорода является диффузной, т. е. он не входит в облака. Ясно, что плотность меняется от точки к точке, но в среднем с разумной степенью точности можно пользоваться значением Часть этого газа может быть горячей, но, конечно, неионизованной.

Ионизованный газ. Области являющиеся одним из самых интересных астрономических объектов в Галактике, непосредственно связаны с молодыми, яркими, горячими звездами спектральных классов конечно, не типичны для межзвездной среды. Многие описанные выше методы используются для комплексного изучения этих объектов. В качестве примера на рис. 17.3 показаны результаты наблюдений источника в разных диапазонах. В целом он представляет собой источник диффузного теплового тормозного радиоизлучения. При большем разрешении видны отдельные области некоторые из них обладают оболочечной структурой, означающей, что они возникли в результате недавней вспышки

(кликните для просмотра скана)

(см. скан)

звездообразования. Еще более компактны области связанные с мощными инфракрасными источниками. Наконец, наименьшие размеры имеют источники мазерного излучения на молекулах и Соответствующие физические параметры приведены на рис. 17.3.

Существует также ионизованная составляющая диффузного межзвездного газа. Лучше всего ее плотность определяется по мерам дисперсии пульсаров. Найденные таким образом значения имеют большой разброс, что неудивительно, поскольку физические условия в межзвездной среде меняются в широких пределах. Разумным средним значением плотности межзвездного газа является

Горячая фаза Те Наблюдения высоко ионизованных элементов, например и показывают, что в межзвездном газе должна присутствовать гораздо более горячая фаза. Примечательно, что ее температура не сильно отличается от температур старых остатков сверхновых. Как можно показать, значительная часть межзвездного газа постоянно нагревается ударными волнами, возникающими на границах старых остатков сверхновых. Это дает довольно привлекательное объяснение горячей фазы.

Ясно, что структура межзвездной среды очень сложна. Тем не менее для расчетов полезно иметь простую модель. Области сосредоточены вблизи плоскости Галактики. Полутолщина слоя нейтрального водорода (т. е. расстояние между уровнями половинной плотности) составляет примерно С другой стороны, судя по мерам вращения, тормозному поглощению на низких частотах и мерам дисперсии пульсаров, полутолщина слоя значительно больше, около Точность этих значений низка, но они дают правильное по порядку величины представление о распределении различных составляющих газового диска Галактики. Эти значения относятся к окрестностям Солнца. Ближе к центру Галактики ситуация существенно меняется и в радиусе от центра большая часть водорода находится в молекулярном состоянии.

Наконец, мы даже не пытались разобраться в механизмах нагрева и ионизации межзвездного газа. Многие из них детально разработаны. Среди них: нагрев и ионизация космическими лучами, т. е. ионизационные потери, которые подробно обсуждались в гл. 2; нагрев при столкновениях облаков; нагрев жестким ультрафиолетовым и мягким рентгеновским излучением; нагрев при вспышках сверхновых. В силу большого разнообразия структур в межзвездной среде было бы удивительно, если бы для каждого из перечисленных механизмов не нашлась бы точка в Галактике, где он преобладает.

Механизм нагрева вспышками сверхновых дает привлекательное объяснение существования очень горячей фазы с В оригинальной работе Кокса и Смита высказано предположение, что дальнейший нагрев может происходить при столкновениях старых остатков сверхновых. Согласно этим авторам, пересечение старых оболочек и их разогрев при столкновениях приводят к образованию сети из горячего газа, пронизывающей диск Галактики.

Звездное небо содержит много туманных объектов. Они бывают светящиеся и темные, поглощающие свет.

Широкое применение фотографии в астрономии позволило более объективно обнаружить, описать и составить каталоги темных туманностей.

На фоне светлых областей Млечного Пути отчетливо выделяются темные пятна неправильной формы и различных угловых размеров. Эти темные пятна и области доказывают существование вблизи галактической плоскости холодной разреженной материи.

Межзвездная среда - это вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри Галактики. Большая часть массы межзвездного вещества приходится на разреженный газ и пыль. Вся межзвездная среда пронизывается магнитными полями, космическими лучами, электромагнитным излучением. Основной компонент межзвездной среды - межзвездный газ , который состоит из водорода (70 % массы) и гелия (28 %). Остальная часть массы межзвездного вещества приходится на более тяжелые химические элементы (O, C, N, Ne, S, Ar, Fe и др.).

Общая масса межзвездного вещества нашей Галактики (не считая короны) оценивается в 2 % от общей массы всей Галактики. В зависимости от температурных условий и плотности межзвездный газ может находиться в трех различных состояниях: ионизированном , атомарном и молекулярном .

Основные данные о межзвездном газе получены радиоастрономическими методами, после того как в 1951 г. было обнаружено радиоизлучение нейтрального атомарного водорода на волне 21 см. Оказалось, что атомарный водород, имеющий температуру 100 К, образует в диске Галактики тонкий слой толщиной 200-300 пк, увеличивающийся до нескольких килопарсек на расстоянии 15-20 кпк от ее центра.

Основная часть межзвездного газа сосредоточена в спиральных ветвях Галактики, где он распределен также неравномерно: собран в клочковатые образования размерами в десятки и сотни парсек со средней концентрацией частиц несколько атомов в 1 см 3 . Около половины массы межзвездного газа содержится в гигантских молекулярных облаках со средней массой 10 5 масс Солнца и диаметром около 40 пк. Из-за низкой температуры (около 10 К) и повышенной плотности (до 10 3 частиц в 1 см 3) водород и другие элементы в этих облаках объединены в молекулы. Таких молекулярных облаков в Галактике насчитывается около 4000.

Области ионизированного водорода с температурой 8000-10 000 К проявляют себя в оптическом диапазоне как светлые диффузные туманности . Их свечение возбуждается ультрафиолетовым излучением близкорасположенных горячих звезд (спектральных классов B и O).

Светлая туманность излучает свет, если ее освещает близлежащая звезда. Звезды класса W, O, B способны вызвать ионизацию атомов водорода на расстоянии примерно 500 световых лет.

Светлые диффузные туманности, имеющие неправильную, клочковатую форму, достигают размеров до 10 пк, а их плотность колеблется от 10 -17 до 10 -20 кг/м 3 . Распределяются области такого ионизированного водорода в плоской подсистеме Галактики, и они являются указателями мест протекающего в настоящее время звездообразования. Так, в Большой туманности Ориона с помощью космического телескопа Хаббла обнаружены протозвезды, окруженные протопланетными дисками.

Большая туманность Ориона - самая яркая газовая туманность. Она видна в бинокль или небольшой телескоп чуть ниже трех звезд, расположенных в одну линию, которые образуют Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.

Некоторые из туманностей при наблюдении через фильтр оказываются состоящими из отдельных волокон. Таковой, например, является известная Крабовидная туманность в созвездии Тельца, являющаяся остатком взорвавшейся сверхновой звезды.

Если близлежащие звезды не столь горячи и не могут ионизировать водород, то туманность светится за счет отражения звездного света. Данные туманности содержат много пыли. Примером такой светлой туманности является туманность в скоплении Плеяды в созвездии Тельца.

Особым типом туманностей являются планетарные туманности , которые выглядят как слабо светящиеся диски или кольца, напоминающие диски планет. Они были открыты в 1783 г. У. Гершелем , а сейчас их насчитывается более 1200. Планетарные туманности представляют собой светящуюся расширяющуюся оболочку ионизированного газа, сброшенного красным гигантом на конечной стадии своей эволюции. В центре планетарной туманности находится остаток погибшего красного гиганта - горячий белый карлик или нейтронная звезда. Под действием внутреннего давления газа планетарная туманность расширяется примерно со скоростью 20-40 км/с, при этом плотность газа падает. Эти объекты обогащают межзвездную среду веществом. Планетарная туманность Песочные Часы показывает, какие сложные процессы могут происходить на последней стадии эволюции звезды.