Для подрастающего поколения (Вселенная)

[skroznik]

Крабовидная туманность является результатом взрыва сверхновой, который наблюдали в 1054 году нашей эры. Остаток сверхновой наполнен таинственными волокнами. Волокна не просто сложные на взгляд. По оценкам специалистов, масса, заключенная в них, меньше количества вещества, выброшенного в момент взрыва сверхновой. Кроме того, оцененная скорость оказалась выше, нежели скорость вещества, находящегося в состоянии свободного разлета. Изображение, которое Вы видите на картинке, получено камерами космического телескопа им. Хаббла в трех цветах, которые были выбраны в научных интересах. Протяженность Крабовидной туманности составляет десять световых лет. В самом центре туманности находится пульсар — нейтронная звезда массой, равной массе Солнца, которая умещается в области размером с небольшой городок. Пульсар Крабовидной туманности вращается вокруг своей оси 30 раз в секунду.

[skroznik]

Об огромной спиральной галактике NGC 7331 часто говорят, что она очень похожа на наш Млечный путь. Галактика расположена в 50 миллионах световых лет от нас в северном созвездии Пегаса. Довольно долго NGC 7331 считали спиральной туманностью, и только впоследствии она оказалась одной из тех ярких галактик, которые не были включены в известный каталог 18 века Шарля Мессье. Поскольку диск этой галактики наклонен к лучу зрения, длительные телескопические экспозиции дают очень глубокое изображение. Глубина еще сильнее видна на этом глубоком изображении, на котором красуются галактики, расположенные далеко за великолепной NGC 7331. Эти далекие галактики кажутся в десять раз меньше NGC 7331, т.е. они находятся на расстоянии, приблизительно в десять раз большем. Удивительная близость этих галактик с NGC 7331 на небе лишь случайность. Группа этих галактик носит имя группа Оленя.

[skroznik]

Центральная область звездообразования в Шарплесс 171 украшена возвышающимися столбами из холодного газа и темной пыли. Здесь из газа холодных молекулярных облаков образуется рассеянное скопление. Когда мощное излучение молодых массивных звезд разгоняет непрозрачную пыль, ее облака дробятся на части, а остатки газа и пыли образуют живописные столбы, которые медленно испаряются. Это излучение также освещает окружающий водород. Его атомы возбуждаются и начинают светиться красным цветом, создавая эмиссионную туманность. Здесь изображена активная центральная часть большой эмиссионной туманности Шарплесс 171. Шарплесс 171 включает NGC 7822 и активную область Седерблад 214, большая часть которой показана на этом изображении, охватывающем примерно 20 световых лет. Туманность находится на расстоянии ~3 000 световых лет и ее можно увидеть в телескоп в северном созвездии Цефея.

[skroznik]

Кажется, что величественная спиральная галактика M33 содержит в себе что-то большее, чем красивые яркие эмиссионные туманности. На сегодняшнем прекрасном подробном изображении галактики совмещены данные, полученные в узкополосных и широкополосных фильтрах. На изображении видны красные эмиссионные туманности и области ионизованного водорода в областях звездообразования, расположенные вдоль широко раскрытых спиральных рукавов, которые закручиваются вокруг ядра галактики. Исторически сложилось, что астрономы крайне заинтересованы в изучении гигантских областей ионизованного водорода (областей HII), поскольку они являются одними из самых крупных известных областей звездообразования, где формируются звезды, хотя и короткоживущие, но очень массивные. Мощное ультрафиолетовое излучение от ярких массивных звезд ионизирует окружающий газ, так что генерируется характерное красное свечение. M33 является влиятельным членом Местной группы галактик. Протяженность этой галактики составляет более 50 000 световых лет. M33 также называют Галактика в Треугольнике. Находится она на расстоянии 3 млн. световых лет от нас.

[skroznik]

Гершель — космический телескоп назван в честь родившегося в Германии английского астронома Фредерика Вильяма Гершеля, который открыл инфракрасное излучение 200 лет назад. Диаметр зеркала Гершеля равен 3.5 метров, то есть больше, чем у космического телескопа им. Хаббла. На этапе тестирования камеры Гершеля получили это прекрасное изображение плоскости Млечного пути в районе созвездия Южный Крест. Изображение получено в далеком инфракрасном свете и представлено в условных цветах. Оно покрывает область размером 2 градуса. Здесь в подробностях запечатлены холодные пылевые облака нашей Галактики, запутанные газопылевые волокна и области звездообразования. Настоящие и будущие наблюдения разных областей галактической плоскости на Гершеле раскроют тайны образования звезд.

[skroznik]

Наверное, это самое известное звездное скопление на небе. Плеяды можно увидеть без бинокля даже из глубин залитого искусственным освещением города. Плеяды также называют Семь сестер и обозначают M45. Это одно из самых ярких и самых близких рассеянных скоплений. Плеяды просвечивают через пылевое облако всего в четырехстах световых годах от нас. Семь сестер хорошо известны своей поразительной голубой отражательной туманностью. Сегодня Вы видите удивительное широкоугольное изображение, на котором в самом центре находится знакомое всем звездное скопление. Скопление подсвечивает менее известные пылевые отражательные туманности, расположенные рядом. Поле занимает на небе область размером 3 градуса, а в реальности покрывает расстояние более 20 световых лет. На самом же деле Семь сестер и пылевые облака не связаны друг с другом, они просто пролетают сквозь друг друга, двигаясь в космическом пространстве.

[skroznik]

Галактика IC 10 находится за пылью и газом, находящихся в плоскости нашей Галактики, на расстоянии 2.3 миллиона световых лет. Свет от галактики IC 10 ослабевает на пути к нам из-за вездесущей пыли. Однако это не мешает нам видеть в этой карликовой галактике энергичные области звездообразования. На этом красочном небесном пейзаже они светятся многоговорящим красноватым светом. IC 10 входит в состав Местной группы галактик и является самой близкой к нам галактикой с вспышкой звездообразования. По сравнению с другими галактиками Местной группы в IC 10 имеется многочисленное население только что сформированных звезд, массивных и очень ярких. Среди этих звезд встречаются яркие рентгеновские двойные системы, в состав которых входит черная дыра. IC 10 составляет в поперечнике ~5 000 световых лет (созвездие Кассиопея).

[skroznik]

В огромной величественной туманности Лагуна живет большое количество молодых звезд и горячий газ. Хотя туманность Лагуна находится в 5 000 световых лет от нас и составляет в поперечнике только ~100 световых лет, она настолько большая и яркая, что ее можно увидеть без телескопа в направлении на созвездие Стрельца. Можно разглядеть яркие звезды рассеянного скопления NGC 6530, которое сформировалось в туманности всего несколько миллионов лет назад. Туманность получила свое имя из-за полосы пыли слева от центра скопления. Туманность Лагуна имеет также другие обозначения — M8 и NGC 6523. В самой середине туманности видно яркое пятно пыли и газа. Это Песочные часы. Сегодняшнее изображение представляет собой недавно опубликованную, сшитую цифровым способом панораму M8. Кадры для панорамы были получены в рамках Гигагалактического проекта с помощью широкоугольной камеры, установленной на 2.2-метровом телескопе Сообщества Макса Планка и Южно-Европейской обсерватории в обсерватории Ла Силла в Чили. Панорама покрывает область размером три диаметра Луны. Изображение с максимальным разрешением содержит более 350 миллионов пикселов. В туманности Лагуна до сих пор продолжается процесс звездообразования, о котором можно судить по имеющимся многочисленным глобулам.

[skroznik]

Слева и справа на фото Вы видите знакомую достопримечательность северного неба — звездные ясли, известные как Большая туманность Ориона. На этом портрете туманности Вы также сможете разглядеть удивительную и незнакомую деталь — пролетающую мимо комету. Кадры были получены на прошлых выходных с помощью телескопа в Нью-Мексико, работающего в дистанционном режиме. Правое изображение было получено 26 сентября, а левое — 27 сентября. Комета 217P Линеар имеет протяженный зеленоватый хвост и расположена над голубой отражательной туманностью Бегущий человек, у верхнего края обоих изображений. Комета пролетает довольно близко, и поэтому быстро движется по небу. Хорошо видно, как комета смещается на фоне далеких туманностей и звезд в течение одного дня. И действительно, 27 сентября комета находилась в пяти световых минутах от нас, а туманность Ориона удалена от нас на полторы тысячи световых лет. Комета 217P Линеар – не очень яркая и не видна невооруженным глазом. Это небольшая периодическая комета с орбитальным периодом около восьми лет. Согласно расчетам орбиты, дальше всего от Солнца комета пролетит за орбитой Юпитера, а ближе всего к Солнцу — за орбитой Земли.

[skroznik]

Пыль и газ во Вселенной

Межзвездная среда

Пространство между звездами, за исключением отдельных туманностей, выглядит пустым. На самом же деле все межзвездное пространство заполнено веществом. К такому заключению ученые пришли после того, как в начале XX в. швейцарский астроном Роберт Трюмплер открыл поглощение (ослабление) света звезд на пути к земному наблюдателю. Причем степень его ослабления зависит от цвета звезды. Свет от голубых звезд поглощается более интенсивно, чем от красных. Таким образом, если звезда излучает в голубых и красных лучах одинаковое количество энергии, то в результате поглощения света голубые лучи ослабляются сильнее красных и с Земли звезда кажется красноватой.

Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве не равномерно, а имеет клочковатую структуру и концентрируется к Млечному Пути. Темные туманности, такие, как Угольный Мешок и Конская Голова, являются местом повышенной плотности поглощающего межзвездного вещества. А состоит оно из мельчайших частиц - пылинок. Физические свойства пылинок к настоящему времени изучены достаточно хорошо. Помимо пыли между звездами имеется большое количество невидимого холодного газа. Масса его почти в сто раз превосходит массу пыли. Как же стало известно о существовании этого газа?





Откуда берет энергию туманность Сердце? Огромная эмиссионная туманность, обозначенная в каталоге как IC 1805, своими очертаниями напоминает человеческое сердце. Излучение самого распространенного элемента - водорода - обеспечивает яркое красное свечение туманности. Свечение и форма туманности создаются небольшой группой звезд около ее центра. На показанном здесь изображении, можно увидеть крупным планом область размером около 30 световых лет, в которой находится большая часть этих звезд. Оказалось что атомы водорода излучают радиоволны с длинной волны 21 см. Большую часть информации о межзвездном веществе получают с помощью радиотелескопов. Так были открыты облака атомарного нейтрального водорода.

Типичное облако атомарного нейтрального водорода имеет температуру около 70К (-200 С) и невысокую плотность (несколько десятков атомов в кубическом сантиметре пространства). Хотя такая среда и считается облаком, для землянина это глубокий вакуум, в миллиард раз разреженнее, чем вакуум, создаваемый, например, в кинескопе телевизора. Размеры облаков водорода - от 10 до 100 пк (для сравнения: звезды в среднем находятся друг от друга на расстоянии 1 пк). Впоследствии были обнаружены еще более холодные и плотные области молекулярного водорода, совершенно непрозрачные для видимого света. Именно в них сосредоточена большая часть холодного межзвездного газа и пыли. По размерам эти облака примерно такие же, как и области атомарного водорода, но плотность их в сотни и тысячи раз выше. Поэтому в больших молекулярных облаках может содержаться огромная масса вещества, достигающая сотен тысяч и даже миллионов масс Солнца. В молекулярных облаках, состоящих в основном из водорода, присутствуют и многие более сложные молекулы, в том числе простейшие органические соединения. Некоторая часть межзвездного вещества нагрета до очень высоких температур и "светится" в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах. В рентгеновском диапазоне излучает самый горячий газ, имеющий температуру около миллиона градусов. Это - корональный газ, названный так по аналогии с разогретым газом в солнечной короне. Корональный газ отличается очень низкой плотностью: примерно один атом на кубический дециметр пространства.

Горячий разреженный газ образуется в результате мощных взрывов - вспышек сверхновых звезд. От места взрыва в межзвездном газе распространяется ударная волна и нагревает газ до высокой температуры, при которой он становится источником рентгеновского излучения. Корональный газ обнаружен также в пространстве между галактиками. Итак, основным компонентом межзвездной среды является газ, состоящий из атомов и молекул. Он перемешан с пылью, содержащей около 1% массы межзвездного вещества, и пронизывается быстрыми потоками элементарных частиц - космическими лучами - и электромагнитным излучением, которые также можно считать составляющими межзвездной среды. Кроме того, межзвездная среда оказалась слегка намагниченной. Магнитные поля связаны с облаками межзвездного газа и движутся вместе с ними. Эти поля примерно в 100 тыс. раз слабее магнитного поля Земли. Межзвездные магнитные поля способствуют образованию наиболее плотных и холодных облаков газа, из которых конденсируются звезды. Частицы космических лучей также реагируют на межзвездное магнитное поле: они перемещаются вдоль его силовых линий по спиральным траекториям, как бы навиваясь на них. При этом электроны, входящие в состав космических лучей, излучают радиоволны. Это так называемое синхротронное излучение рождается в межзвездном пространстве и уверенно наблюдается в радиодиапазоне.

Газовые туманности

Наблюдения с помощью телескопов позволили обнаружить на небе большое количество слабосветящихся пятен - светлых туманностей. Систематическое изучение туманностей начал в XVIII в. Уильям Гершель. Он разделял их на белые и зеленоватые. Подавляющее большинство белых туманностей образовано множеством звезд - это звездные скопления и галактики, а некоторые оказались связанными с межзвездной пылью, которая отражает свет близко расположенных звезд, - это отражательные туманности. Как правило, в центре такой туманности видна яркая звезда. А вот зеленоватые туманности - не что иное, как свечение межзвездного газа. Самая яркая на небе газовая туманность - Большая туманность Ориона. Она видна в бинокль, а при хорошем зрении ее можно заметить и невооруженным глазом - чуть ниже трех звезд, расположенных в одну линию, которые образуют Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.

Что заставляет светиться межзвездный газ? В межзвездном газе происходят процессы, приводящие к излучению света, однако они не всегда связаны с бомбардировкой газа быстрыми частицами. Объяснить, как возникает свечение межзвездного газа, можно на примере атомарного водорода. Атом водорода состоит из ядра, имеющего положительный электрический
Большая Туманность Ориона представляет собой весьма живописное зрелище. Невооруженным глазом она видна в созвездии Ориона как туманное пятнышко. На изображениях, подобных этому, полученных с помощью длительных экспозиций и обработанных цифровым методом, туманность Ориона представляется скоплением молодых звезд, горячего газа и темной пыли.



Большая Туманность Ориона представляет собой весьма живописное зрелище. Невооруженным глазом она видна в созвездии Ориона как туманное пятнышко. На изображениях, подобных этому, полученных с помощью длительных экспозиций и обработанных цифровым методом, туманность Ориона представляется скоплением молодых звезд, горячего газа и темной пыли.

Такое разделение приводит к ионизации атома. Но электроны и ядра могут вновь соединиться друг с другом. При каждом объединении частиц будет выделяться энергия. Она излучается в виде порции (кванта) света определенного цвета, соответствующего данной энергии. Итак, для того чтобы газ излучал, необходимо ионизировать атомы, из которых он состоит. Это может произойти в результате столкновения с другими атомами, но чаще ионизация возникает, когда атомы газа поглощают кванты ультрафиолетового излучения, например от ближайшей звезды. Если вблизи облака нейтрального водорода вспыхнет голубая горячая звезда, то при условии, что облако достаточно большое и массивное, почти все ультрафиолетовые кванты от звезды поглотятся атомами облака. Вокруг звезды складывается область ионизированного водорода. Освободившиеся электроны образуют электронный газ температурой около 10 тыс. градусов. Обратный процесс рекомбинации, когда свободный электрон захватывается протоном, сопровождается переизлучением освободившейся энергии в виде квантов света.

Свет излучается не только водородом. Как считалось в XIX в., цвет зеленоватых туманностей определяется излучением некоего "небесного" химического элемента, который назвали небулием ("туманность"). Но впоследствии выяснилось, что зеленым цветом светится кислород. Часть энергии движения частиц электронного газа расходуется на возбуждение атомов кислорода, т.е. на перевод электрона в атоме на более далекую от ядра орбиту. При возвращении электрона на устойчивую орбиту атом кислорода должен испустить квант зеленого света. В земных условиях он не успевает этого сделать: плотность газа слишком высока и частые столкновения "разряжают" возбужденный атом. А в крайне разреженной межзвездной среде от одного столкновения до другого проходит достаточно много времени, чтобы электрон успел совершить этот запрещенный переход и атом кислорода послал в пространство квант зеленого света. Аналогичным образом возникает излучение азота, серы и некоторых других элементов.

Таким образом, область ионизированного газа вокруг горячих звезд можно представить в виде "машины", которая перерабатывает ультрафиолетовое излучение звезды в очень интенсивное излучение, спектр которого содержит линии различных химических элементов. И цвет газовых туманностей, как выяснилось позднее, различен: они бывают зеленоватые, розовые и других цветов и оттенков - в зависимости от температуры, плотности и химического состава газа. Газовые туманности бывают разной формы. Одни имеют форму кольца, в центре которого видна звездочка, - это планетарные туманности. Другие состоят из отдельных светящихся волокон газа. Многие туманности неправильной формы: они напоминают обыкновенную кляксу. Некоторые из них при наблюдении через светофильтр оказываются состоящими из отдельных волокн. Такова известная Крабовидная туманность. Это - наиболее широко изученный пример остатка взорвавшейся звезды (сверхновая).

Межзвездная пыль

Если взглянуть на Млечный Путь в ясную безлунную ночь, то даже невооруженным глазом видно, что эта светлая полоса, пересекающая все небо, не является сплошной. На ее фоне выделяются многочисленные темные пятна и полосы. Одно из самых заметных таких пятен в созвездии Стрельца издавна известно под названием Угольный Мешок. Уже два столетия назад выдвигались гипотезы, что "дырки" в небе представляют собой облака поглощающей свет материи. Развитие наблюдательной астрономической техники подкрепило эти предположения вескими доказательствами. О природе поглощающей материи первоначально не было единого мнения. Считалось, например, что это маленькие метеоритные частицы, образующиеся при разрушении крупных астероидов. Исследование свойств межзвездного поглощения света позволило установить, что оно вызывается мельчайшими пылинками, которые заполняют космическое пространство. Размеры этих пылинок - порядка одной стотысячной доли сантиметра. Пылевые частицы в нашей Галактике сильно концентрируются к плоскости галактического диска, поэтому большая часть темных пятен сосредоточена именно на фоне Млечного Пути. Межзвездная пыль полностью закрывает от нас ядро нашей Галактики. Межзвездная пыль предстает перед наблюдателями не только в виде темных туманностей. Если вблизи пылевого облака находится звезда, которая его освещает, то это облако будет видно уже как светлая туманность. В таком случает ее называют отражательной туманностью.

В первое время после того, как было обнаружено существование межзвездной пыли, она рассматривалась лишь как досадная помеха астрономическим исследованиям. Пыль задерживает почти половину суммарного излучения всех звезд Галактики. В некоторых более плотных областях доля поглощенного света превышает 90%, а в молекулярных облаках, где образуются молодые звезды, достигает практически 100%. Плотность пыли в космосе ничтожно мала даже по сравнению с разреженным межзвездным газом. Так, в окрестностях Солнца в кубическом сантиметре пространства содержится в среднем один атом газа и на каждые сто миллиардов атомов приходится всего одна пылинка! Иными словами, расстояние между пылинками измеряется десятками метров. Масса же пыли в Галактике составляет приблизительно одну сотую от массы газа и одну десятитысячную от полной массы Галактики. Однако этого количества пыли достаточно для того, чтобы значительно ослаблять свет.

Сильнее всего поглощаются синие лучи. При переходе к красным и инфракрасным лучам поглощение постепенно ослабевает. Но свет некоторых избранных цветов поглощается сильнее других. Это связано с тем, что отдельные вещества особенно эффективно поглощают излучение с определенными длинами волн. Исследование свойств поглощения света на различных длинах волн показало, что в состав межзвездных пылинок входят соединения углерода, кремния, замерзшие газы, водяной лед, а также различные органические вещества. Изучать свойства космической пыли помогает поляризация света. В обычном излучении звезд имеются волны, колеблющиеся во всех направлениях. Когда поток света встречает на своем пути сферическую пылинку, все эти волны поглощаются одинаково. Но если пылинка вытянута вдоль одной оси, то колебания, параллельные этой оси, поглощаются сильнее, чем перпендикулярные. В потоке света, прошедшем через облако вытянутых, одинаково ориентированных пылинок, присутствуют уже не все направления колебаний, т.е. излучение становится поляризованным. Измерение степени поляризации света звезд позволяет судить о форме и размерах пылевых частиц. А иногда по пути поляризации можно определить и электрические свойства межзвездной пыли.

Сопоставление наблюдательных данных показало, что межзвездная пыль состоит из двух видов частиц: графитовых (углеродных) и силикатных (т.е. содержащих соединения кремния). Размеры пылинок неодинаковы, причем мелких частиц значительно больше, чем крупных. В целом размер пылинок колеблется от одной миллионной до одной десятитысячной доли сантиметра. Графитовые и силикатные частицы образуются во внешних оболочках старых холодных звезд. Понятие "холодная звезда", конечно, весьма условно. Вблизи звезды температура оболочки еще достаточно высока и все вещества находятся в газообразном состоянии. По мере старения звезда теряет массу. Вещество, истекающее из ее оболочки, удаляется от звезды и остывает. Когда температура газа опускается ниже температуры плавления вещества пылинки, составляющие газ молекулы начинают слипаться в группы, образуя зародыши пылинок. Сначала они растут медленно, но с уменьшением температуры их рост ускоряется. Этот процесс продолжается несколько десятков лет. При дальнейшем расширении вещества, теряемого звездой, постепенно падает не только его температура, но и плотность. Когда газ становится сильно разреженным, рост пылинок прекращается.

На скорость образования и разрушения пылевых частиц во многом влияют температура и плотность того вещества, в котором они находятся. Но межзвездное пространство крайне неоднородно. Газ и пыль конденсируются в облака, плотность которых может в миллионы раз превышать плотность межоблачного пространства. Давление излучения звезд и течение газа в Галактике могут переместить пылинку в области, где создаются благоприятные условия для ее роста или разрушения. Химический состав пылинок зависит от того, какого элемента больше содержится в оболочке звезды - кислорода или углерода. Дело в том, что при охлаждении вещества оболочки углерод и кислород образуют очень прочные молекулы окиси углерода (угарный газ). Если после этого остался избыток углерода, в звезде будут формироваться графитовые частицы. В противном случае весь углерод войдет в состав окиси углерода, а избыточный кислород начнет соединяться с кремнием, образуя молекулы окиси кремния, из которых затем возникают силикатные пылинки.

Структура "новорожденной" пылинки довольно проста. Она однородна по химическому составу и строению. Условия в межоблачной среде таковы, что структура пылинки не может существенно измениться. Иначе обстоит дело в областях межзвездного газа, плотность которого достигает тысяч атомов на кубический сантиметр. Низкая температура и высокая плотность обеспечивают необходимые условия для образования на поверхности графитовой или силикатной пылинки мантии из более легкоплавких веществ, таких, как замерзшая вода, формальдегид и аммиак. Смесь этих соединений часто обозначают одним словом "лед". Молекулы льда неустойчивы. Воздействие внешнего излучения и столкновения пылинок друг с другом приводят к преобразованию его в более устойчивые органические соединения, которые обволакивают поверхность пылинки своеобразной пленкой.



В очень плотных молекулярных облаках, куда не проникает излучение звезд, лед на поверхности пылевых частиц уже не разрушается. Таким образом, в недрах этих облаков пылинки могут иметь трехслойную структуру: тугоплавкое ядро, оболочка из органических соединений и ледяная мантия. Предполагается, что из таких пылинок, слипшихся в большие комья, состоят ядра комет - реликты, сохранившиеся от тех времен, когда наша Солнечная система сама была плотным непрозрачным облаком. С помощью больших радиотелескопов ученые обнаружили, что в молекулярных облаках помимо обычных для межзвездного газа одиночных атомов водорода, гелия и некоторых других химических элементов содержится большое количество достаточно сложных молекул. Молекулы в космическом пространстве образуются в ходе бесчисленных химических реакций. Но главная среди них, без которой все другие были бы невозможны, - образование молекул водорода - эффективно протекает только на поверхности пылинок. Без участия межзвездной пыли процесс формирования молекулярных облаков и звезд шел бы по-иному. Благодаря совершенствованию наблюдательной техники и активному использованию космических телескопов теперь можно наблюдать пыль не только в нашей Галактике, но и в ее ближних и дальних соседях, и прежде всего в спиральных галактиках, галактиках с активными ядрами и квазарах. Наблюдения показывают, что свойства пыли во Вселенной мало чем отличаются от свойств пылинок Млечного Пути. В спиральных галактиках, как и у нас, концентрируются вблизи плоскости симметрии этих звездных систем, перечеркивая яркие изображения галактик узкими темными полосами.

Ушли в прошлое представления о пыли как только о занавесе, скрывающем многие тайны Вселенной. Теперь ясно, что пыль играет активную роль и участвует как существенный компонент в протекающих во Вселенной физических процессах.

Круговорот газа и пыли во Вселенной

В межзвездном пространстве газ и вместе с ним пыль распределены крайне неравномерно, концентрируясь в облака и сверхоблака. Размеры сверхоблаков - несколько сот парсек, а типичная масса - несколько миллионов масс Солнца. В основном это протяженные области атомарного нейтрального водорода. В них вкраплены более плотные гигантские молекулярные облака, где сосредоточен практически весь молекулярный газ, т.е. около половины всего межзвездного газа в Галактике (2 млрд масс Солнца).

Межзвездный газ служит материалом, из которого формируются новые звезды. В газовом облаке под действием сил тяготения образуются плотные сгустки - зародыши будущих звезд. Сгусток продолжает сжиматься до тех пор, пока в его центре температура и плотность не повысятся до такой степени, что начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. С этого момента сгусток газа становится звездой.

Межзвездная пыль также принимает активное участие в процессе образования звезд. Пыль способствует более быстрому остыванию газа. Она поглощает энергию, выделяющуюся при коллапсе (сжатии) протозвездного облака, переизлучает ее в других спектральных диапазонах, существенно влияя на обмен энергией между рождающейся звездой и окружающим пространством. От характера такого обмена, т.е. от свойств и количества пыли в облаке, зависит, образуется ли из него одна звезда или несколько и какова их масса.

Если в какой-либо части плотного молекулярного облака образовались звезды, то их воздействие на газ может ускорить конденсацию соседних газовых облаков и вызвать формирование звезд в них, - протекает цепная реакция звездообразования. Звездообразование в молекулярных облаках можно сравнить с пожаром. Оно начинается в одной части облака и постепенно перекидывается на другие его части, на примыкающие облака, пожирая межзвездный газ и превращая его в звезды.

Рано или поздно весь водород в центре звезды "сгорает", превращаясь в гелий. Как только ядерные реакции горения водорода затухают, ядро звезды начинает сжиматься, а внешние слои - расширяться. На определенной стадии эволюции звезда сбрасывает свою внешнюю оболочку или даже взрывается как сверхновая, возвращая в межзвездную среду газ, затраченный на ее формирование.

Разлетающаяся оболочка сгребает межзвездный газ и повышает его температуру до сотен тысяч градусов. Охлаждаясь, этот газ образует волокнистые туманности, которые расширяются со скоростью сотни километров в секунду. Через сотни тысяч лет остаток этого вещества тормозится и рассеивается в межзвездной среде, а со временем опять может войти в состав какой-либо молодой звезды.

В результате термоядерных реакций в недрах массивной звезды образуется не только гелий, но и другие химические элементы. Вместе с разлетающейся оболочкой они попадают в межзвездный газ. Поэтому газ, прошедший через ядерный котел звезды, обогащен химическими элементами. В Галактике звезды рождались и умирали на протяжении многих миллиардов лет. И практически весь газ, который сейчас наблюдается в межзвездной среде, уже не раз прошел через ядерный котел.

Первоначальный газ не содержал пыли. Она появилась по мере старения массивных звезд с холодной оболочкой - красных гигантов. Температура поверхности таких звезд всего 2-4 тыс. градусов. При этой температуре в атмосфере звезды образуются пылинки. Излучение звезды оказывает на них давление и выдувает пылинки в межзвездное пространство, где они смешиваются с межзвездным газом. Красный гигант "чадит", подобно пламени свечи, и "загрязняет" космос пылью. Так происходит круговорот газа и пыли в пределах одной галактики.

[L_Pt]

skroznik

Первоначальный газ не содержал пыли. Она появилась по мере старения массивных звезд с холодной оболочкой - красных гигантов. Температура поверхности таких звезд всего 2-4 тыс. градусов. При этой температуре в атмосфере звезды образуются пылинки. Излучение звезды оказывает на них давление и выдувает пылинки в межзвездное пространство, где они смешиваются с межзвездным газом. Красный гигант "чадит", подобно пламени свечи, и "загрязняет" космос пылью. Так происходит круговорот газа и пыли в пределах одной галактики.

Щось цей абзац якось не в тему.
Правильно ж сказано раніше про супернові. А "простий" червоний велетень «чадить» тільки тими елементами, що були в нього при зароджені. Адже в них центрі немає конвекції.

[skroznik]

Нейтронная звезда в углеродной дымке



Загадка компактного источника в центре остатка сверхновой Кассиопея А, возможно, решена. Основные наблюдаемые параметры объекта можно увязать со стандартными свойствами нейтронных звезд, предположив наличие углеродной атмосферы.



Среди молодых нейтронных звезд есть небольшая группа т.н. центральных компактных источников в остатках сверхновых. Их меньше десятка. Это очень юные объекты с возрастами менее нескольких десятков тысяч лет. Кассиопея А - самый молодой. Вспышка наблюдалась всего лишь в 1680 году.


Остаток сверхновой Кассиопея А по данным обсерватории Чандра

Нейтронные звезды, относящиеся к этому классу, выделяются следующей особенностью. Мы видим от них тепловой рентген (нейтронные звезды рождаются горячими, а потом потихоньку остывают), но не видим ни радиопульсарной активности, ни каких-то бы то ни было других проявлений. Т.е., эти нейтронные звезды не похожи ни на радиопульсары, ни на магнитары. По всей видимости, они имеют слабые магнитные поля - в несколько сотен раз меньшие, чем у обычных радиопульсаров.

Тот факт, что известно всего лишь около восьми таких объектов не должен вводить нас в заблуждение. Источники молодые, и оценки темпа их рождения говорят о том, что они могут быть столь же типичны, как обычные радиопульсары или источники типа Великолепной Семерки, и более типичны, чем магнитары.

С источников в Кассиопее А связана одна загадка. Если по данным о расстоянии, рентгеновском потоке, и по спектральным данным мы попробуем определить размер излучающей области, то он получается небольшим - что-то вроде нескольких километров. При том, что размер нейтронной звезды - около 10 км. В этом еще нет проблемы: на поверхности может быть горячее пятно, и есть несколько способов это объяснить. Но если есть пятно, то мы должны видеть пульсации излучения. А в случае Кассиопеи А их нет.

Для описания спектров остывающих нейтронных звезд очень важно учитывать свойства их атмосфер. Это слой толщиной всего лишь в несколько сантиметров, но он сильно влияет на параметры выходящего излучения. Для Кассиопеи А пробовали разные варианты состава атмосфер, но только сейчас, похоже, удалось все удовлетворительно описать. Авторы рассмотрели углеродную атмосферу в слабом магнитном поле. При таких предположениях их удалось описать все, что нужно. Причем радиус нейтронной звезды оказывается равным 8-18 км, т.е. вполне соответствует ожидаемому для этих объектов. Нет нужды в горячем пятне для объяснения отсутствия пульсаций.

На верхнем рисунке показана диаграмма масса-радиус для нейтронных звезд. Нарисованы кривые, соответствующие нескольким уравнениям состояния вещества в недрах компактных объектов. Вверху показаны три возможные области параметров для источника в остатке Кассиопея А. Они соответствуют трем значениям расстояния до источника.

Хорошо, но почему это представляется важным результатом? Потому, что углеродная атмосфера - это необычно. Ранее считалось, что атмосфера или железная (кора нейтронной звезды в основном состоит из железа), или водородно-гелиевая (этих элементов много вокруг, и они могли нападать на нейтронную звезду), или же использовалась модель т.н. "кремниевого пепла" (такое вещество должно в основном выпадать на поверхность нейтронной звезды после взрыва сверхновой). Пекулярный состав атмосферы источника в Кассиопее А может быть ключом к объяснению свойств всех источников этого типа. Вот в чем дело! Пока ясности тут нет. Но зато есть хорошие данные, позволяющие строить модели.

[skroznik]

Иерархическое формирование звездных скоплений



из работы Я.Боннела и др. (Ian A. Bonnell, Matthew R. Bate, Stephen G. Vine) astro-ph/0305082

Сегодня считается, что звезды образуются из плотных молекулярных облаков, по крайней мере так рождается бОльшая часть звезд. Молекулярные облака очень массивные объекты, их массы достигают сотен тысяч масс Солнца. Это существенная деталь, поскольку образование звезд начинается со сжатия (коллапса) таких облаков под действует Джинсовской гравитационной неустойчивости, а она раньше всего наступает и быстрее всего развивается в наиболее массивных объектах. Но по мере сжатия облака, с ростом плотности вещества, размеры неустойчивых областей, которые могут коллапсировать самостоятельно (так называемая "Джинсовская длина"), уменьшаются и коллапсирующее как единое целое молекулярное облако разбивается на несколько частей, которые в свою очередь распадаются на части. В результате подобного иерархического процесса образуется много (сотни и тысячи) комков вещества из которых затем образуются индивидуальные звезды. Разбиению коллапсирующего облака на части также может способствовать его начальное вращение и крупномасштабные турбулентные движения газа.

Качественное описание подобной картины было получено давно, однако простые аналитические оценки здесь почти не работают, какие-либо реалистичные результаты могут быть получены только с помощью численного моделирования. Описанная выше картина иерархической фрагментации предсказывает определенные - фрактальные - свойства начального распределения звезд в скоплении. Распределение должно быть очень неравномерным, а именно должны образоваться несколько групп, содержащих большое число звезд. Однако такого не наблюдается в действительности. Это связано с тем, что крайне неоднородное начальное распределение быстро замывается за счет динамического взаимодействия звезд всего за несколько времен пролета звезды через скопление.

На изображении показаны результаты численного моделирования скопления массой в 1000 масс Солнца в четыре различных момента времени (1.0, 1.4, 1.8 и 2.4 времени свободного падения, равного для данного скопления 1.9 x 10^5 лет). Цвет обозначает плотность вещества: от самого темного (черного) - 0.025 г/см^3, до самого светлого (белого) - 250 г/см^3; звезды обозначены точками. На рисунке А видно как образуются плотные ядра скопления и первые индивидуальные звезды. На рисунке B - звезды начинают скатываться сначала в локальные, а затем и в глобальный минимум гравитационного потенциала, так образуются звездные субскопления. На рисунке C видно как субскопления эволюционируют и сливаются друг с другом. На последнем изображении (D) - видно, что образовалось единое звездное скопление, почти лишившееся своей структуры. В не сконденсировавшемся в звезды газе структура по прежнему видна.

[skroznik]

Очень горячий газ в М17

из статьи Таунсли и др. ( L. K. Townsley et al.) astro-ph/0305133



Что на самом деле "видит" рентгеновский спутник, и как получаются "красивые картинки"? На рисунках приведено исходное рентгеновское изображение туманности M17, полученное на Чандре, и показана последовательная обработка данных, проведенная с целью изучения диффузного излучения (красный цвет соответствует более холодному газу - ~1 милл. градусов, а синий - горячему - ~10 милл. градусов).

M17 - туманность Омега - это область ионизованного водорода. Она подсвечивается скоплением молодых массивных звезд (NGC 661. Туманность расположена на границе массивного молекулярного облака. Расстояние до М17 примерно полтора килопарсека.

На первом рисунке видно множество (около 900) точечных источников - это звезды скопления. Затем их последовательно убирали и "заделывали дыры", оставшиеся после "уборки", чтобы выделить диффузную компоненту. Это совсем непросто. Представьте, что вы сфотографировали станцию московского метро в час пик, а потом решили убрать с фотографии всех людей, и рассмотреть саму станцию!

За диффузное излучение отвечает очень горячий (10 млн. градусов) газ. Откуда он берется? До конца это неясно, но скорее всего он связан с мощным ветром О-звезд. Столкновение ветров приводит к образованию ударных волн, и в них-то газ и разогревается до миллионов градусов. Есть и другие варианты, которые авторы подробно рассматривают:
Инструментальные эффекты. Авторы показывают, что методика выделения диффузного излучения достаточно надежна, а значит эти эффекты не существенны.

Маломассивные звезды до главной последовательности. Возможно, что даже убрав 900 источников не удалось избавиться от влияния множества более слабых, которые сливаются в единый фон. Первым кандидатом в такие объекты являются молодые формирующиеся звезды, которые являются известными слабыми источниками рентгеновского излучения. Коли в скоплении есть множество массивных звезд, значит должно быть и много (еще больше) маломассивных, в том числе формирующихся. Авторы показывают, что такие источники отвечают лишь за малую долю (несколько процентов) диффузного излучения.

Остатки сверхновых. Аккуратно обсуждается, почему эти объекты не могут давать вклада в излучение М17.

Какова же мораль? Современные рентгеновские данные, полученные с высоким пространственным разрешением, позволяют выделить множество точечных источников (звезд и т.д.), убрать их, и детально рассмотреть оставшуюся (в основном газовую) диффузную компоненту. В случае туманности М17 открыт газ с температурой около 10 млн. градусов.

[skroznik]

Спектр мощности реликтового фона

из статьи Каролины Одман (Carolina J. Odman) astro-ph/0305254

Реликтовое излучение дает нам массу информации о ранней Вселенной. Само излучение имеет красное смещение порядка тысячи, но приносит данные и о гораздо более далеких этапах жизни Вселенной. Дело в том, что хотя излучение почти однородно распределено по небу (отклонения составляют менее одной тысячной от сигнала), тем не менее практически на всех угловых масштабах проявляется анизотропия (см. большой обзор в astro-ph/0209215). Для того, чтобы ее заметить, надо измерять температуру фона с точность в несколько десятков микроградусов! За последние 15 лет проведено множество экспериментов, посвященных измерению анизотропии. Самые свежие и подробные данные получены на спутнике WMAP. Так вот, наблюдения анизотропии показывают нам Вселенную такой, какой она была спустя триллионные доли секунды после своего "рождения" (многие подробности можно найти в свежем обзоре Лайнвивера astro-ph/030517).





Для иллюстрации анизотропии на разных угловых масштабах используют рисунки, подобные приведенным. По горизонтальной оси отложены т.н. номера мультиполей. По сути дела - это обратный угловой размер неоднородностей: l=10 грубо соответствует 10 градусам, l=100 - одному градусу (это очень важный масштаб - угловой размер горизонта на момент рекомбинации). Вертикальная ось - с точностью до константы отложено произведение l(l+1)C_l, где l - номер мультиполя, а C_l - т.н. момент мультиполя.

Попробуем более популярно описать, что отложено по вертикальной оси (с неизбежными упрощениями). Мы хотим посмотреть, как флуктуирует температура фона на всем небе на каком-то угловом масштабе. Допустим, нас интересует масштаб в один градус. Сделаем два "телескопа" (рупорные антенны), которые одновременно показывают два участка неба размером по одному градусу. Будем наводить наши телескопы в произвольных (разных) направлениях, записывать данные об отклонении температуры от средней и усреднять эти данные. В итоге, мы будем иметь величину, характеризующую флуктуации на этом масштабе (ясно, что если флуктуаций нет, то будет ноль). Так вот, отложенная по вертикальной оси хитрая величина связана известными соотношениями с описанной нами процедурой.

На самом деле в жизни все сложнее. Вы не можете для каждого угла (т.е. для каждого номера мультиполя) изменять конструкцию, да в этом и нет необходимости. Кроме того есть некоторая диаграмма направленности "телескопа" - грубо говоря, его угловое разрешение. Именно угловое разрешение определяет максимальное значение l, т.е. минимальный угловой масштаб (см. детали в astro-ph/0209215). Реально всегда происходит сложный пересчет (в рамках некоторых предположений - в первую очередь о гауссовость флуктуаций) измеренного сигнала в моменты мультиполей.

До WMAP было несколько (наземных и балонных) экспериментов, которые давали информацию о спектре мощности реликтового излучения на масштабах от градусов до нескольких угловых минут (на меньших масштабах флуктуации "замываются"). Важно понять, насколько надежны все эти измерения на разных l. Эксперименты можно разделить на две категории: высокочастотные и низкочастотные. У них свои особенности, свои недостатки. Каролина Одман и ее коллеги попытались понять, как соотносятся друг с другом их результаты.

Ни один эксперимент сам по себе не даст такую красивую кривую, как показано на рисунке. Эксперимент дает "точки" - данные (с какими-то неопределеннсотями) для нескольких угловых масштабов. Затем эти "точки" можно прописывать какой-то кривой - получать спектр. Обычно берут какую-то космологическую модель (с множеством параметров), и с ее помощью получают спектр (варьируя эти самые параметры, добиваясь наилучшего соответствия с наблюдениями). Но если мы хотим "исследовать исследования", то нужно взять какую-то простую четкую модель, и смотреть, что будет получаться при работе с данными разных экспериментов.

Авторы использовали пять гауссиан (т.е. 15 параметров - положение максимума, "ширина", высота). На верхнем рисунке показана наилучшая подгонка результатов WMAP: для l от 50 до 1250 все получается прекрасно. На шести нижних показано сравнение результатов низкочастотных, высокочастотных экспериментов и WMAP. В первой строке (слева направо) показаны данные высокочастотных наблюдений, низкочастотных наблюдений и их сумма, прописанные пятью гауссианами. На рисунках в нижней строке эти данные были использованы для обработки данных WMAP. Видны существенные различия. Очевидно, например, что низкочастотные данные завышают высоту третьего пика относительно второго, а высокочастотные данные дают более "расплывчатые", широкие профили. Это помогает понять насколько надежны данные экспериментов, уверены ли мы или нет в интерпретации полученных результатов. Все это очень важно для работы с реальными физическими моделями, описывающими спектр мощности реликтового излучения.

[skroznik]

Необыкновенная спиральная галактика NGC 1097 находится в 45 миллионах световых лет (созвездие южного полушария Печь). Маленькая галактика-спутник, расположенная чуть ниже и чуть левее центра NGC 1097 и как будто завернутая в ее спиральные рукава является отдельным объектом и не является частью NGC 1097. На этом глубоком изображении Вы можете заметить слабо светящиеся джеты, из которых нижний, простирающийся далеко от спиральных рукавов самой галактики, виден лучше. В действительности, на сегодня на оптических изображениях NGC 1097 было найдено четыре джета. Джеты образуют как будто крест, центр которого расположен прямо в ядре галактики. Джеты могут представлять собой хвосты, которые остались после того, как большая галактика захватила меньшую галактику в далеком прошлом. Галактику NGC 1097 относят к классу сейфертовских галактик. В ее центре живет массивная черная дыра.

[skroznik]

Созвездие Ориона кишит межзвездными пылевыми облаками и светящимися туманностями. На сегодняшней цветной широкоугольной картинке изображена одна из самых крупных туманностей — M78. Фото покрывает область на севере от пояса Ориона. Эта голубая отражательная туманность находится на расстоянии 1500 световых лет от нас и составляет в поперечнике ~5 световых лет. Голубой оттенок туманности обусловлен тем, что пыль преимущественно отражает голубой свет горячих молодых звезд. Налево от M78 Вы можете найти отражательную туманность NGC 2071. Направо от M78 — более компактная удивительная туманность туманность МакНейла, которую отнесли недавно к переменным туманностям, связанным с образованием звезды типа Солнца. На этой необыкновенно глубокой экспозиции также видны области с слабо светящимся красным светом атомарным водородом.

[skroznik]

Почему произошла вспышка звезды V838 Единорога? По причинам неизвестным внешние слои звезды V838 Единорога в мгновенье сильно расширились, так что звезда стала самой яркой по всей Галактике в январе 2002 года. А потом она так же быстро стала угасать. Вспышка звезды подобного рода ранее не наблюдалась. Известно, что при взрыве сверхновой или новой звезды звездное вещество выбрасывается в межзвездную среду. И хотя вспышку V838 Единорога можно объяснить выбросом вещества, как это и можно проинтерпретировать, глядя на изображение космического телескопа им. Хаббла, на самом же деле вы видите лишь движущееся вдали от звезды световое эхо яркой вспышки. Световое эхо представляет собой свет вспышки, отраженный от системы удаленных от звезды последовательных оболочек межзвездной пыли, которая окружала звезду еще и до вспышки. V838 Единорога находится на расстоянии 20 000 световых лет в созвездии Единорога. Пылевые оболочки, обусловливающие явление светового эхо, составляют в диаметре ~6 световых лет.

[панночка]

Спасибо Вам за эту тему!

[skroznik]

Блестящая NGC 253 является одной из самых ярких спиральных галактик, которые мы видим, и в то же время одной из самых запыленных. Некоторые называют ее "галактика Серебрянный доллар", потому что в небольшой телескоп она имеет соответствующую форму. Другие называют ее просто "галактика в Скульпторе", потому что она находится в пределах южного созвездия Скульптор. Впервые галактику заметила в 1783 году математик-астроном Каролин Гершель. Эта пылевая галактика находится на расстоянии 10 миллионов световых лет от нас. Диаметр NGC 253 равен примерно ~70 000 световых лет. Она является самым большим членом группы галактик в Скульпторе, которая в свою очередь является самой близкой группой к Местной группе. Кроме спиральных пылевых прожилок у галактики от галактического диска как будто поднимаются пылевые усики. Вдоль этих усиков располагаются молодые звездные скопления и области звездообразования, как это хорошо видно на этом цветном изображении. Повышенное содержание пыли соответсвует неистовому темпу звездообразования, благодаря чему NGC 253 относят к галактикам со вспышкой звездообразования. NGC 253 также представляет собой мощный источник высокоэнергичного рентгеновского и гамма-излучения. Возможно последнее обусловлено присутствием массивных черных дыр в области галактического центра.