Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович (список книг txt) 📗

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу атмосфер Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как «примеси». Любопытно, что в межзвездном газе кальций примерно в миллион раз менее обилен, чем водород.

Подлинная революция в исследовании межзвездной среды оптическими методами наступила в последние годы в связи с впечатляющими достижениями внеатмосферной астрономии. К настоящему времени (1983 год) наиболее полное исследование химического состава сравнительно близких к нам облаков межзвездного газа было выполнено на американском специализированном астрономическом спутнике, носящем название «Коперник» (см. «Введение»). Как уже говорилось выше, резонансные линии основных (по обилию) элементов находятся, как правило, в ультрафиолетовой части спектра. Наблюдая яркие, сравнительно близкие звезды, можно было в их ультрафиолетовых спектрах обнаружить межзвездные резонансные линии поглощения таких элементов как водород (линия «лайман-альфа» с длиной волны 1216 Å), углерод, азот, кислород, магний, кремний, сера, аргон, марганец и др. Наблюдались как линии нейтральных межзвездных атомов, так и их ионов. При этом выявились совершенно реальные различия в химическом составе отдельных облаков и Солнца. Тем самым исследования межзвездной среды поднялись на более высокую ступень: если в первом приближении, основываясь только на весьма ограниченных наземных наблюдениях, можно было считать, что химический состав межзвездного газа более или менее сходен с химическим составом солнечной атмосферы, то теперь уже ясно видны вполне реальные различия состава даже между отдельными облаками. Например, обилие магния, марганца и хлора по отношению к водороду в облаках межзвездной среды в 4—10 раз меньше, чем в солнечной атмосфере. На рис. 2.1 представлены отклонения химического состава от «солнечного» для четырех различных облаков, проектирующихся на яркие звезды. Этот рисунок дает наглядное представление о различиях в химическом составе различных облаков и Солнца. Мы видим, в частности, что зачерненные прямоугольники располагаются, как правило, ниже горизонтальной прямой, что указывает на «недостачу» соответствующих элементов по сравнению с Солнцем.

Рис. 2.1:

Наряду с атомами и ионами в межзвездном газе имеются (чаще всего в ничтожном количестве,

10^-7 от обилия атомов водорода) молекулы. Методами оптической астрономии были обнаружены в межзвездной среде простые двухатомные молекулы СН, СН⁺ (знак «+» означает ионизованную молекулу) и CN. Вместо привычных в лабораторной физике молекулярных спектров, состоящих из очень большого количества линий, сливающихся в полосы, спектры межзвездных молекул, как правило, состоят из одной линии, так как почти все они находятся на самом глубоком электронном, колебательном и вращательном уровне. Исключение составляют межзвездные молекулы CN, у которых почти сорок лет назад были обнаружены две линии. Это означает, что заметную населенность имеет и второй вращательный уровень, который у молекулы CN расположен значительно ближе к первому, чем у молекул СН и СН⁺. Казалось бы, стоит ли упоминать о такой мелочи? Но лет 15 назад было установлено, что эта «мелочь» имеет очень глубокую причину: второй вращательный уровень молекулы CN возбуждается так называемым «реликтовым» излучением, заполняющим всю Вселенную. Это излучение, как выяснилось, имеет планковский спектр с температурой около 3° абсолютной шкалы Кельвина и представляет собой как бы «остаток» («реликт») древнего состояния Вселенной, когда ее возраст был в десятки тысяч раз меньше, чем теперь, а размеры в 1400 раз меньше! Открытие реликтового излучения — событие огромной важности в астрономии, равное по своему значению открытию красного смещения в спектрах галактик. Удивительно, что косвенным образом это излучение было обнаружено и, увы, не понято за 25 лет до своего открытия! Впрочем, это не является единственным случаем в истории науки. В этой книге мы столкнемся и с другими примерами.

Исключительно важное значение имеет обнаружение в межзвездном газе молекул водорода Н₂. Так как резонансная электронная полоса этой молекулы расположена в ультрафиолетовой части спектра около 1092 Å, только внеатмосферные астрономические исследования могли решить эту задачу. И здесь пока наиболее ценные сведения были получены на том же спутнике «Коперник» о котором речь шла выше. Специально исследовались ультрафиолетовые спектры от сильно покрасневших звезд, находящихся, следовательно, за плотными газово-пылевыми облаками, особенно сильно поглощающими синюю часть спектра (см. ниже). Именно в таких облаках можно было ожидать измеримого количества молекулярного водорода. Спектрограммы показывают, что у таких звезд линии межзвездного молекулярного водорода очень сильны. Так как одновременно в спектрах тех же звезд измерялась резонансная линия атомного водорода лайман-альфа, оказалось возможным непосредственно измерить отношение обилий молекулярного и атомного водорода в облаках. Это отношение, как выяснилось, меняется в очень широких пределах, от нескольких десятых до значения, меньшего чем 10^-7, определяемого чувствительностью спектрографа к очень слабым линиям.

До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели в виду только межзвездный газ. Но в этой среде имеется и другая компонента. Речь идет о межзвездной пыли. Мы уже упоминали выше. что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос о прозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 г. с несомненностью было доказано, что межзвездное пространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно невелико. Поэтому межзвездное поглощение сопровождается одновременным покраснением цвета удаленных объектов, находящихся в полосе Млечного Пути. Сама величина поглощения меняется в разных направлениях довольно беспорядочным образом. Есть целые участки неба, где поглощение невелико, есть и такие области в Млечном Пути, где поглощение света достигает огромных размеров. Такие области носят образное название «угольных мешков» (рис. 2.2). Все это означает, что поглощающая свет субстанция распределена в межзвездном пространстве крайне неоднородно, образуя отдельные конденсации или облака.

Рис. 2.2:

Что же это за субстанция? Сейчас уже представляется доказанным, что поглощение света обусловлено межзвездной пылью, т. е. твердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав (графит, силикаты, «загрязненные» льдинки и пр.). Установлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени «ориентируются», т. е. направления их вытянутости имеют тенденцию «выстраиваться» в данном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным, причем степень поляризации (которая коррелируется с покраснением цвета, обусловленным поглощением) достигает 1—2%. Причиной, вызывающей ориентацию пылинок, является наличие в межзвездном пространстве очень слабых магнитных полей. Для того чтобы объяснить наблюдаемую поляризацию света удаленных звезд, необходимо предположить, что величина этого поля порядка 10^-5—10^-6 эрстед. В дальнейшем мы еще не раз будем говорить о межзвездном магнитном поле. Здесь только заметим, что другие, более совершенные методы его измерения подтверждают приведенную выше оценку.