Межзвездная середовище й туманності

Межзвездная середовище й туманності

Л.С.Кудашкина.

Вселенная — це, власне, майже порожній простір. Зірки припадає лише незначну його частку. Проте, скрізь присутній газ, хоча у дуже малих кількостях. Це основному водень, найлегший хімічний елемент. Якщо «зачерпнути «звичайній чайної чашкою (обсяг близько 200 см3) речовина з міжзоряного простору з відривом 1−2 світлових років від поверхні Сонця, то нею буде приблизно 20 атомів водню і 2 атома гелію. У такій обсязі у звичайному атмосферному повітрі міститься атомів кисню й азоту 1022.

Все, що заповнює простір між зірками всередині галактик, називається міжзоряному середовищем. І основне, що становить міжзоряне середовище — це міжзоряний газ. Він досить рівномірно перемішаний з міжзоряному пилюкою й пронизується межзвездными магнітними полями, космічними променями і електромагнітним випромінюванням.

Из міжзоряного газу утворюються зірки, котрі з пізніх стадіях еволюції знову віддають частину свого речовини міжзоряному середовищі. Деякі із зірок, помираючи, вибухають як Наднові, викидаючи знову на простір значну частину водню, із якого вони колись утворилися. Та значно важливіше, що з таких вибухи викидається велика кількість важких елементів, які утворилися у надрах зірок внаслідок термоядерних реакцій. І Земля і Сонце сконденсировались в міжзоряному просторі з газу, збагаченого таким шляхом вуглецем, киснем, залізом та інші хімічними елементами. Щоб збагнути закономірності такого циклу, треба знати, як нове покоління зірок послідовно конденсуються з міжзоряного газу. Зрозуміти, як утворюються зірки, — важлива мета досліджень міжзоряного речовини.

200 років як розв’язано астрономам зрозуміли, що, крім планет, зірок і з’являються зрідка комет на небі і інші об'єкти. Ці об'єкти через їх туманного виду було названо туманностями. Французький астроном Шарль Мєссьє (1730−1817) був змушений створити каталог цих туманних об'єктів, щоб уникнути плутанини при пошуках комет. Його каталог містив 103 об'єкту і опублікований 1784 р. Тепер відомо, що природа цих об'єктів, вперше об'єднаних у загальну групу під назвою «туманності «, цілком різна. Англійський астроном Вільям Гершель (1738−1822), спостерігаючи всі ці об'єкти, протягом семи років відкрив ще дві тисячі туманностей. Він також виділив клас туманностей, що з спостережної погляду здавалися йому відмінними від інших. Назвав їх «планетарними туманностями », оскільки вони мали деяке схожість із зеленуватими дисками планет.

Таким чином, ми розглядати такі об'єкти:

межзвездный газ;

межзвездная пил;

темные туманності;

светлые туманності (самосветящиеся і відбивні);

планетарные туманності.

Примерно через мільйон багатьох років після початку розширення Всесвіт ще являла собою щодо однорідну суміш газу та випромінювання. Немає ні зірок, ні галактик. Зірки утворилися трохи згодом внаслідок стискування газу під впливом власної гравітації. Такий процес називають гравітаційної нестійкістю. Коли зірка колапсує під впливом величезного власного гравітаційного тяжіння, її внутрішні верстви безупинно стискуються. Це стиснення веде до нагріванню речовини. При температурах вище 107 До починаються реакції, що призводять до утворення важких елементів. Сучасний хімічний склад Сонячної системи є результатом реакцій термоядерного синтезу, протекавших у перших поколіннях зірок.

Стадия, коли викинуте вибухом Наднової речовина перемішується з міжзоряним газом і стискається, знову створюючи зірки, найбільше складна й гірше зрозуміла, ніж й інші стадії. По-перше, сам міжзоряний газ неоднорідний, вона має клоччасту, хмарну структуру. По-друге, дедалі ширша із великою швидкістю оболонка наднової вимітає розріджене на газ і стискує його, посилюючи неоднорідності. По-третє, вже сотню років залишок наднової містить більше захопленого шляхом міжзоряного газу, ніж речовини зірки. З іншого боку, речовина перемішується неідеально.

Может запитати, що ж завершується, зрештою, космічний цикл? Запаси газу зменшуються. Адже більшість газу залишається в маломассивных зірках, які вмирають спокійно, і викидають в навколишнє простір своє речовина. Згодом запаси його виснажаться настільки, жодна зірка не зможе утворитися. На той час Сонце й інші давні зірки згаснуть. Всесвіт поступово поглине морок.

Но кінцева доля Всесвіту може бути інший. Розширення поступово припиниться й заміниться стиском. Через багато мільярдів років Всесвіт стиснеться знову до неймовірно високої густини.

Межзвездный газ

Межзвездный газ становить близько 99% маси всієї міжзоряному середовища проживання і близько двох% нашої Галактики. Температура газу коливається буде в діапазоні від 4 До до 106 До. Випромінює міжзоряний газ й у широкому діапазоні (від довгих радіохвиль до жорсткого гамма-випромінення).

Существуют області, де міжзоряний газ перебуває у молекулярному стані (молекулярні хмари) — це найбільш щільні і холодні частини міжзоряного газу. Є області, де міжзоряний газ складається з нейтральних атомів водню (області H I) й області ионизованного водню (зони H II), якими є світлі емісійні туманності навколо гарячих зірок.

По порівнянню з Сонцем, в міжзоряному газі помітно менше важких елементів, особливо алюмінію, кальцію, титану, заліза і нікелю.

Межзвездный газ є у галактиках всіх типів. Найбільше їх у неправильних (іррегулярних), а найменше еліптичних галактиках. У нашій Галактиці максимум газу зосереджено з відривом 5 кпк від центру. Спостереження показують, що, крім упорядкованого руху навколо центру Галактики, міжзоряні хмари мають ще й хаотичні швидкості. Через 30−100 млн. років хмару стикається з іншим хмарою. Утворюються газо-пылевые комплекси. Речовина у яких досить плідно у тому, ніж пропускати велику глибину основну частину проникаючої радіації. Тому всередині комплексів міжзоряний газ холодніше, ніж у міжзоряних хмарах. Складні процеси перетворення молекул разом із гравітаційної нестійкістю ведуть до виникненню самогравитирующих згустків — протозвезд.

Таким чином, молекулярні хмари повинні швидко (менш як по 106 років) перетворитися в зірки.

Межзвездный газ постійно обмінюється речовиною з зірками. За оцінками, на цей час у Галактиці в зірки переходить газ кількості приблизно 5 мас Сонця рік.

Итак, у процесі еволюції галактик відбувається круговорот речовини: міжзоряний газ -> зірки -> міжзоряний газ, що призводить до поступового збільшення змісту важких елементів в міжзоряному газі і зірок і зменшенню кількості міжзоряного газу кожної з галактик. Ймовірно, що історично Галактики могли відбуватися затримки зореутворення на мільярди.

Межзвездная пил

Мелкие тверді частки, розсіяні в міжзоряному просторі майже рівномірно перемішані з міжзоряним газом.

Размеры великих газо-пылевых комплексів, ми говорили вище, досягають десятків сотень парсек, які маса становить приблизно 105 мас Сонця. Але є і невеликі щільні газо-пылевые освіти — глобулы розміром від 0,05 до кількох пк та величезною кількістю всього 0,1 — 100 мас Сонця. Міжзоряні порошини не сферичны і величину їх приблизно 0,1−1 мкм. Складаються вони з піску і графіту. Утворюються вони у оболонках пізніх червоних гігантів і сверхгигантов, оболонках нові й наднових зірок, в планетарних туманностях, близько протозвезд. Тугоплавкое ядро одягнено в оболонку з льоду з домішками, що у своє чергу огортає шар атомарної водню. Порошинки в міжзоряному середовищі або дробляться в результаті сутичок друг з одним зі швидкостями близько 25 км/с, або навпаки, злипаються, якщо швидкості менш 1 км/с.

Присутствие в міжзоряному середовищі міжзоряному пилу впливає характеристики випромінювання досліджуваних небесних тіл. Порошинки послаблюють світ далеких зірок, змінюють його спектральний склад парламенту й поляризацію. До того ж порошини поглинають ультрафіолетове випромінювання зірок і переробляють їх у випромінювання з не меншою енергією. Що Було у результаті інфрачервоним, таке випромінювання зокрема у спектрах планетарних туманностей, зон H II, околозвездных оболонок, сейфертовских галактик.

На поверхні порошин можуть активно утворюватися різні молекули. Порошинки, зазвичай, електрично заряджені і взаємодіють із межзвездными магнітними полями.

Именно порошинам ми маємо такого ефекту як космічне мазерное випромінювання. Воно виникає у оболонках пізніх холодних зірок й у молекулярних хмарах (зони H I і H II). Цей ефект посилення мікрохвильового випромінювання «працює «, коли кількість молекул опиниться у нестійкому порушену обертальному чи коливальному безпечному стані і тоді досить одному фотонові пройти через середу, щоб викликати лавиноподібний перехід молекул в основне стан із мінімальної енергією. І як наслідок бачимо вузькоспрямовану (когерентный) дуже потужний потік радіовипромінювання. На малюнку показано молекула води. Радіовипромінювання від цього молекули йде хвилі 1,35 див. Крім неї дуже яскравий мазер виникає на молекулах міжзоряного гидроксила ВІН хвилі 18 див. Ще один мазерна молекула SiO міститься у оболонках холодних зірок, що є завершальній стадії зоряної еволюції країн і до планетарної туманності.

Темные туманності

Туманности є ділянки міжзоряному середовища, котрі виділяються своїм випромінюванням чи поглинанням спільною для тлі неба.

Темные туманності є щільні (зазвичай молекулярні) хмари міжзоряного газу та пилу, непрозорі через міжзоряного поглинання світла пилом. Іноді темні туманності видно безпосередньо в тлі Чумацького Шляху. Такі, наприклад, туманність «Вугільний Мішок «і чималі глобулы. У групі тих частинах, які полупрозрачны для оптичного діапазону, добре помітна волокниста структура. Волокна і загальна витягнутість темних туманностей пов’язані з наявністю в них магнітних полів, утрудняють рух речовини впоперек силових магнітних ліній.

Светлые туманності

Отражательные туманності є газо-пылевыми хмарами, підсвіченими зірками. Прикладом такий туманності є Плеяди. Світло від зірок розсіюється міжзоряному пилом.

Большинство отражательных туманностей розміщено поблизу площині Галактики. Деякі відбивні туманності мають кометообразный вигляд і називаються кометарными. У голові такий туманності перебуває звичайно змінна зірка типу Т Тельця, яка висвітлює туманність.

Редкой різновидом отражательной туманності є «світлове відлуння », що спостерігалося після спалахи Нової 1901 р. в сузір'ї Персея. Яскрава спалах зірки підсвітила пил, і кілька років спостерігалася слабка туманність, яка розповсюджувалась в різні боки зі швидкістю світла. На малюнку показано зоряне скупчення «Плеяди «з зірками, оточеними світлими туманностями.

Если зірка, яка зараз переживає туманності або поруч із ній досить гаряча, то вона ионизует газ туманності. Тоді газ починає світитися, а туманність називається самосвітна чи туманність, ионизованная випромінюванням.

Самыми яскравими і поширеними, і навіть найбільш вивченими представниками таких туманностей є зони ионизованного водню H II. Є також зони З II, в яких вуглець майже зовсім ионизован світлом центральних зірок. Зони З II зазвичай лежать навколо зон H ІІ областях нейтрального водню H I. Вони ніби вкладено один одного.

Остатки Наднових, оболонки Нових і зоряний вітер також є самосветящимися туманностями, оскільки газ нагріте у яких до багатьох млн. До (за фронтом ударної хвилі). Зірки Вольфа-Райе створюють дуже потужний зоряний вітер. Через війну навколо них з’являються туманності розміром у кілька парсек з яскравими волокнами.

Аналогичны туманності навколо яскравих гарячих зірок спектральних класів Про — зірок Of, також які мають сильним зоряним вітром.

Планетарные туманності

К середині ХІХ століття з’явилася можливість дати серйозне доказ, що це туманності належать до класу об'єктів. З’явився спектроскоп. Йозеф Фраунгофер виявив, що Сонце випромінює безперервний спектр, поснований різкими лініями поглинання. Виявилося, як і спектра планет мають багато характерні риси сонячного спектра. У зірок також виявився безперервний спектр, проте, кожна з яких мала свій власний набір ліній поглинання.

Уильям Хеггинс (1824−1910) був охарактеризований першим, хто досліджував спектр планетарної туманності. Це була яскрава туманність в сузір'ї Дракона NGC 6543. Доти Хеггинс в протягом роки спостерігав спектри зірок, проте спектр NGC 6543 виявився цілком несподіваним. Вчений виявив лише один єдину, яскраву лінію. У той час яскрава Туманність Андромеди показала безперервний спектр, характерний для спектрів зірок. Тепер ми знаємо, що Туманність Андромеди насправді є галактикою, отже, складається з безлічі зірок.

В 1865 року хоча б Хеггинс, застосувавши спектроскоп вищої роздільною здібності, виявив, що ця «єдина «яскрава лінія складається з трьох окремих ліній. На одній із них вдалося ототожнити з бальмеровской лінією водню Hb, але дві інші, більш довгохвильові і більше інтенсивні залишилися не відповідно поцінованими. Їх приписали новому елементу — небулию. Тільки 1927 року це елемент був ототожнений з іоном кисню [O III]. А лінії в спектрах планетарних туманностей досі і називаються — небулярные.

Затем проблему з центральними зірками планетарних туманностей. Вони дуже гарячі, що ставило планетарні туманності до кількох перед зірками ранніх спектральних класів. Проте дослідження просторових швидкостей наводили до прямо протилежного результату. Ось дані про просторовим швидкостям різних об'єктів: дифузійні туманності - мала (0 км/с), зірки класу У — 12 км/с, зірки класу A — 21 км/с, зірки класу F — 29 км/с, зірки класу G — 34 км/с, зірки класу K — 12 км/с, зірки класу M — 12 км/с, планетарні туманності - 77 км/с.

Только коли відкрили розширення планетарних туманностей, з’явилася можливість обчислити їх вік. Ця людина виявилась рівним приблизно 10 000 років. Це було першим свідченням, що можна, більшість зірок проходить через стадію планетарної туманності.

Таким чином, планетарна туманність — це система з зірки, званої ядром туманності, і симетрично оточуючої її світної газової оболонки (іноді, кілька оболонок). Оболонка туманності і його ядро генетично пов’язані. Для планетарних туманностей властивий емісійний спектр, відрізняється від спектрів випромінювання галактичних дифузних туманностей великим рівнем порушення атомів. Крім ліній дворазово ионизованного кисню [O III], спостерігаються лінії З IV, O V і навіть O VI.

Масса оболонки планетарної туманності приблизно 0,1 маси Сонця. Усі розмаїття форм планетарних туманностей, мабуть, виникає через проекції їхньої основної тороїдальної структури на небесну сферу під різними кутами.

Оболочки планетарних туманностей розширюються в навколишнє простір зі швидкостями 20 — 40 км/с під впливом внутрішнього тиску гарячого газу. У міру розширення оболонка стає разреженней, її світіння слабшає, і наприкінці кінців вона стає невидимою.

Ядра планетарних туманностей є гарячі зірки ранніх спектральних класів, претерпевающие значних змін під час життя туманності. Температури їх зазвичай становлять 50 — 100 тис. До. Ядра старих планетарних туманностей близькі до білих карликам, але з тим значно яскравіша і гаряче типових об'єктів що така. Серед ядер трапляються й дещо подвійні зірки.

Образование планетарної туманності є одним із стадій еволюції більшості зірок. Розглядаючи той процес, зручно поділити його на частини: 1) від часу викиду туманності до стадії, коли джерела зірки переважно вичерпані; 2) еволюція центральної зірки від головною послідовності до викиду туманності.

Эволюция після викиду туманності досить добре вивчена як спостережливо, і теоретично. Більше ранні стадії набагато менше зрозумілі. Особливо стадія між червоним гігантом і викидом туманності.

Вспомним трохи теорію еволюції зірок. При віддаленні головною послідовності найважливіша стадія еволюції зірки розпочинається після того, як водень в центральних областях повністю вигорить. Тоді центральні області зірки починають стискатися, звільняючи гравітаційну енергію. Саме тоді область, в якої водень ще горить, починає просуватися назовні. Виникає конвекція. У зірці починаються драматичні зміни, коли маса изотермического гелиевого ядра становить 10−13% маси зірки. Центральні області починають швидко стискатися, а оболонка зірки розширюється — зірка стає гігантом, переміщуючись вздовж галузі червоних гігантів. Ядро, стискуючись, розігрівається. Зрештою, в ньому починається горіння гелію. Через певний період виснажуються і запаси гелію. Тоді починається друге «сходження «зірки вздовж галузі червоних гігантів. Зоряне ядро, що складається з вуглецю і кисню, швидко стискається, а оболонка розширюється до розмірів. Така зірка називається зіркою асимптотической галузі гігантів. І на цій стадії зірки мають два слоевых джерела горіння — водневий і гелієвий і починають пульсувати.

Остальная частина еволюційного шляху вивчена значно гірше. У зірок з масами, переважаючими 8−10 мас Сонця вуглець в ядрі зрештою загоряється. Зірки стають сверхгигантами і продовжує еволюціонувати, доки утворюється ядро з елементів «залізного піка «(нікель, марганець, залізо). Це центральне ядро, мабуть, колапсує і утворить нейтронну зірку, а оболонка скидається як спалахи Наднової. Зрозуміло, що планетарні туманності утворюються із зірок з масами менше 8−10 мас Сонця.

Два факту дозволяють припустити, що родоначальниками планетарних туманностей є червоні гіганти. По-перше, зірки асимптотической галузі фізично дуже подібні з планетарними туманностями. Ядро червоного гіганта щодо маси і розмірам дуже нагадує центральну зірку планетарної туманності, якщо видалити протяжну розріджену атмосферу червоного гіганта. По-друге, якщо туманність сброшена зіркою, вона повинен мати мінімальну швидкість, достатню щоб піти з гравітаційного поля. Розрахунки вчених показують, що тільки для червоних гігантів ця швидкість можна порівняти зі швидкостями розширення оболонок планетарних туманностей (10−40 км/с). У цьому маса зірки становить 1 масу Сонця, а радіус лежать у межах 100−200 радіусів Сонця (типовий червоний гігант).

В висновок відзначимо, що ймовірними кандидатами в ролі родоначальників планетарних туманностей є перемінні зірки типу Світи Кіта. Представниками однієї з перехідних етапів між зірками та туманностями можуть бути симбиотические зірки. І, звісно не можна обминути увагою об'єкт FG Sge/.

Таким чином, більшість зірок, маси котрих значно менша 6−10 мас Сонця, наприкінці кінців, стають планетарними туманностями, На попередніх стадіях вони втрачають більшу частину свого початкової маси; залишається тільки ядро з безліччю 0,4−1 маса Сонця, що стає білим карликом. Втрата маси впливає не лише з саму зірку, а й у умови в міжзоряному середовищі і майбутні покоління зірок.

Список литературы

1. Л.Спитцер. Простір між зірками. М.- 1986.

2. С.Потташ. Планетарні туманності. М. — 1987.

3. Під ред. Р. А. Сюняева. Фізика космосу. М. — 1986.

4. internet.

5. internet.

Для підготовки даної роботи було використані матеріали із сайту internet.