Межзвездное вещество

СРОП

«Межзвездное вещество»

1.     Природа диффузных темных и светлых туманностей

Диффузные туманности представляют собой светлые или тёмные образования неправильной формы с угловыми размерами от нескольких минут до нескольких градусов.

Рисунок 1. Диффузные туманности

Подразделяются на:

·        эмиссионные, спектры, излучения которых состоят в основном из эмиссионных линий;

·        отражательные, имеющие непрерывный спектр со слабыми линиями поглощения;

·        тёмные — плотные не светящиеся газово-пылевые облака, поглощающие излучение светлого фона неба.

Все три типа туманностей образуются в газово-пылевых комплексах в зависимости от наличия возбуждающих звёзд и их спектрального класса.

Иногда одна часть комплекса проявляется как эмиссионная туманность, другая — как отражательная, третья — как тёмная.

Тёмные туманности представляют собой плотные газово-пылевые облака, вблизи которых нет возбуждающих или освещающих звёзд.

Они видны на фоне Млечного Пути или другой, светлой туманности как тёмные образования.

Наиболее плотные тёмные туманности называются «угольными мешками».

Физические условия и кинематика туманностей этого типа исследовались по наблюдениям межзвёздных линий поглощения атомов CaII, NaI, CaI, KI, TiII, FeII и молекул CN, CH, CHII и др.

В 50—70-х гг. 20 в. тёмные туманности исследуются путём наблюдений радиоизлучения HI в линии 21 см и радиолиний OH, NH₃, CO, CH₃, OH, HCN и др. Температура в областях HI около 50 К, в наиболее плотных газово-пылевых комплексах 5—10 К, средняя плотность около 10² — 10⁴ молекул в см³.

2.     Газово-пылевые комплексы

Наряду с отдельными облаками как ионизованного, так и неионизованного газа в Галактике наблюдаются, значительно большие по своим размерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества, получившие название «газово-пылевых комплексов».

Один из ближайших к нам и, пожалуй, лучше всего исследованный комплекс находится в созвездии Ориона.

Рисунок 2. Газово-пылевой комплекс в созвездии Ориона

Он включает в себя знаменитую туманность Ориона, плотные, поглощающие свет газово-пылевые облака и ряд других объектов.

Самым существенным является то, что в таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды.

Ключом к пониманию происхождения массивных газово-пылевых комплексов являются некоторые свойства межзвездного магнитного поля.

Речь идет, прежде всего, об «упругости» магнитных силовых линий этого поля. Направление этих линий в основном параллельно плоскости галактического экватора. Так как облака межзвездной среды, образовавшиеся в результате ее тепловой неустойчивости, более или менее сильно ионизованы и поэтому представляют собой проводящую среду, они не могут двигаться поперек силовых линий — это сразу же искривило бы силовые линии и вызвало силу, направленную против движения.

Следовательно, облака сравнительно быстро были бы остановлены. Поэтому они могут двигаться только по силовым линиям магнитного поля, как бы «скользя» вдоль них.

Рисунок 3. Искривление силовых линий в процессе образования газово-пылевых комплексов

Теперь представим себе, что по какой-то причине, может быть даже случайно, в системе (горизонтально» простирающихся силовых линий образовалась небольшая «впадина», «ложбина»). Тогда под действием силы тяжести облака будут «соскальзывать» в такую ложбину. От этого масса газа во впадине увеличится и под влиянием его тяжести «ложбина» будет прогибаться еще сильнее. Ее «склоны» станут круче, и скорость втекания облаков межзвездного газа увеличится.

В результате такого своеобразного характера неустойчивости межзвездной намагниченной плазмы (так называемая «неустойчивость Рэлея — Тэйлора») в системе межзвездных силовых линий образуются глубокие «ямы», наполненные довольно плотным газом. Это и есть газово-пылевой комплекс.

3.     Зоны HII

Зоны НII - широко распространённый тип туманностей, характеризующихся практически полной ионизацией водорода УФ - излучением (длина волн ) звёзд.

Диффузные зоны НII образуются вокруг звёзд спектрального класса В1 и более горячих. Яркая туманность возникает только в случае, когда горячая звезда высокой светимости находится в плотном газовом облаке. Часто зоны НII создаются группой звёзд или даже целой ассоциацией звёзд, образуя гигантские зоны НII.

Рисунок 4. Линейчатый спектр зон HII

Звезда, находящаяся вне облака, может ионизовать газ в расположенных далеко от неё облаках (обычно весьма разреженных), создавая слабосветящиеся протяжённые зоны НII низкой плотности.

Рождающиеся горячие звёзды ионизуют окружающий их плотный газ, создавая компактные зоны НII, являющиеся индикаторами мест протекающего в настоящее время звездообразования. Разновидностью зон НII являются планетарные туманности.

4.     Методы исследования межзвездного вещества

Межзвездное вещество, обладая высокой разреженностью и широким температурным диапазоном, изучается с помощью нескольких способов. Особый интерес в этом плане представляют светлые газовые и газопылевые туманности, так как их визуальные характеристики значительно упрощают процесс оптических наблюдений.

В число методов, позволяющих получить разнообразную информацию о состоянии и структуре межзвездного вещества, входят исследования:

·                     непрерывного радиоизлучения;

·                     межзвездных оптических и УФ линий;

·                     пространственного распределения молекул;

·                     рентгеновского, ИК и гамма излучений;

·                     параметров межзвездного ветра;

·                     мерцаний пульсаров.

Комплексный подход к изучению межзвездного вещества позволил определить многие его свойства и параметры. К объектам, дающим оптимальную возможность наблюдать межзвездное вещество на нашем небосводе, относится созвездие Ориона, где находится эмиссионная туманность М42.

Рисунок 5. Состав межзвездной среды

Скачано с www.znanio.ru