Der Raum zwischen den Sternen ist gefüllt mit verdünntem Gas, Staub, Magnetfeldern und kosmischer Strahlung.
interstellares Gas. Seine Gesamtmasse ist ziemlich groß - einige Prozent der Gesamtmasse aller Sterne in unserer Galaxie. Die durchschnittliche Dichte des Gases beträgt etwa 10 -21 kg/m 3 . Bei einer solchen Dichte enthalten 1-2 cm 3 des interstellaren Raums nur ein Gasatom.
Die chemische Zusammensetzung des interstellaren Gases ist ungefähr die gleiche wie die der Sterne: der größte Teil Wasserstoff, dann Helium und sehr wenig von allem anderen. chemische Elemente.
Interstellares Gas ist transparent. Daher ist er selbst in keinem Teleskop sichtbar, mit Ausnahme der Fälle, in denen er sich in der Nähe heißer Sterne befindet. Ultraviolette Strahlung, im Gegensatz zu Balken sichtbares Licht, werden vom Gas absorbiert und geben ihm ihre Energie. Dadurch erhitzen heiße Sterne das umgebende Gas mit ihrer ultravioletten Strahlung auf eine Temperatur von etwa 10.000 K. Das erhitzte Gas beginnt selbst zu leuchten, und wir beobachten es als hellen Gasnebel (siehe Nebel).
Das kältere, „unsichtbare“ Gas wird mit radioastronomischen Methoden beobachtet (siehe Radioastronomie). Wasserstoffatome in einem verdünnten Medium senden Radiowellen mit einer Wellenlänge von etwa 21 cm aus, daher breiten sich Radiowellenströme kontinuierlich aus Regionen interstellaren Gases aus. Durch den Empfang und die Analyse dieser Strahlung werden die Wissenschaftler etwas über die Dichte, Temperatur und Bewegung des interstellaren Gases lernen Weltraum.
Es stellte sich heraus, dass es ungleichmäßig im Raum verteilt ist. Es gibt Gaswolken mit einer Größe von einem bis mehreren hundert Lichtjahren und einer niedrigen Temperatur - von zehn bis hundert Grad Kelvin. Der Raum zwischen den Wolken ist mit heißerem und verdünntem Zwischenwolkengas gefüllt.
Abseits heißer Sterne wird das Gas vor allem durch Röntgenstrahlen und kosmische Strahlung aufgeheizt, die den interstellaren Raum kontinuierlich in alle Richtungen durchdringen. Es kann auch durch Überschall-Kompressionswellen – Stoßwellen, die sich mit großer Geschwindigkeit im Gas ausbreiten – auf hohe Temperaturen erhitzt werden. Sie entstehen bei Explosionen von Supernovae und bei Kollisionen sich schnell bewegender Gasmassen.
Je höher die Dichte eines Gases oder je massiver die Gaswolke ist, desto mehr Energie wird benötigt, um sie zu erhitzen. Daher ist die Temperatur des interstellaren Gases in dichten Wolken sehr niedrig: Es gibt Wolken mit Temperaturen von einigen bis mehreren zehn Grad Kelvin. In solchen Bereichen werden Wasserstoff und andere chemische Elemente zu Molekülen verbunden. Gleichzeitig schwächt sich die Radioemission bei einer Wellenlänge von 21 cm ab, weil Wasserstoff aus atomarem (H) zu molekularem (H 2) wird. Andererseits erscheinen Radioemissionslinien verschiedener Moleküle bei Wellenlängen von mehreren Millimetern bis zu mehreren zehn Zentimetern. Diese Linien werden beobachtet und können zur Beurteilung verwendet werden körperliche Verfassung Gase in kalten Wolken, die oft als Molekülwolken oder Molekülgaskomplexe bezeichnet werden.
Durch Radiobeobachtungen in den Emissionslinien von Molekülen in unserer Galaxie wurde es entdeckt große Nummer riesige Molekülwolken mit einer Masse von mindestens 100.000 Sonnenmassen. Die Gesamtmenge an darin enthaltenem Gas ist vergleichbar mit der Menge an atomarem Wasserstoff in der Galaxis. Bereiche mit den meisten Hohe Dichte molekulares Gas bildet in der Galaxie einen breiten Ring um das Zentrum mit einem Radius von 5-7 kpc.
Anhand der Radioemissionslinien im interstellaren Medium gelang es den Astronomen, mehrere Dutzend Arten von Molekülen zu erkennen: von einfachen zweiatomige Moleküle CH, CO, CN bis wie ein Molekül Ameisensäure, Ethyl- oder Methylalkohol und komplexere mehratomige Moleküle. Aber die häufigsten Moleküle sind immer noch Wasserstoffmoleküle H 2.
Die Dichte und Temperatur von Molekülwolken sind so, dass das Gas in ihnen dazu neigt, sich unter dem Einfluss seiner eigenen Schwerkraft zu komprimieren und zu kondensieren. Dieser Prozess scheint zur Entstehung von Sternen zu führen. Tatsächlich koexistieren kalte Molekülwolken oft mit jungen Sternen.
Durch die Umwandlung von interstellarem Gas in Sterne werden seine Reserven in der Galaxie allmählich erschöpft. Aber das Gas kehrt teilweise von den Sternen in das interstellare Medium zurück. Dies geschieht während der Ausbrüche neuer und Supernovae, während des Austritts von Materie von der Oberfläche von Sternen und während der Bildung planetarischer Nebel durch Sterne.
In unserer Galaxie, wie in den meisten anderen, konzentriert sich das Gas in Richtung der Ebene der Sternscheibe und bildet eine etwa 100 ps dicke Schicht. Zum Rand der Galaxie hin nimmt die Dicke dieser Schicht allmählich zu. Das Gas erreicht seine höchste Dichte im Kern der Galaxie und in einer Entfernung von 5÷7 kpc davon.
In großer Entfernung von der Scheibe der Galaxie ist der Weltraum mit sehr heißem (über eine Million Grad) und extrem verdünntem Gas gefüllt, aber seine Gesamtmasse ist klein im Vergleich zur Masse des interstellaren Gases in der Nähe der Ebene der Galaxie.
Interstellarer Staub. Das interstellare Gas enthält Staub als geringe Beimischung (ca. 1 Masse-%). Das Vorhandensein von Staub macht sich hauptsächlich durch die Absorption und Reflexion von Sternenlicht bemerkbar. Aufgrund der Lichtabsorption durch Staub können wir kaum in Richtung sehen die Milchstrasse jene Sterne, die sich weiter als 3-4 Tausend Lichtjahre von uns entfernt befinden. Die Lichtdämpfung ist im blauen (kurzwelligen) Bereich des Spektrums besonders stark. Deshalb erscheinen entfernte Sterne gerötet. Besonders undurchsichtig aufgrund der hohen Staubdichte sind dichte Gas- und Staubwolken – Kügelchen.
Einzelne Staubpartikel sind sehr kleine Größe- einige zehntausendstel Millimeter. Sie können aus Kohlenstoff, Silizium und verschiedenen gefrorenen Gasen bestehen. Die Kerne oder Kerne von Staubkörnern werden höchstwahrscheinlich in der Atmosphäre kalter Riesensterne gebildet. Von dort werden sie durch den Druck des Sternenlichts in den interstellaren Raum „ausgeblasen“, wo Moleküle von Wasserstoff, Wasser, Methan, Ammoniak und anderen Gasen an ihnen „einfrieren“.
Interstellares Magnetfeld. Das interstellare Medium ist von einem schwachen Magnetfeld durchzogen. Es ist etwa 100.000 mal schwächer Magnetfeld Erde. Aber das interstellare Feld bedeckt riesige Volumina des Weltraums, und daher ist seine Gesamtenergie sehr groß.
Das interstellare Magnetfeld hat praktisch keine Auswirkungen auf Sterne oder Planeten, interagiert jedoch aktiv mit geladenen Teilchen, die sich im interstellaren Raum bewegen - kosmische Strahlung. Indem es auf schnelle Elektronen einwirkt, „bewirkt“ das Magnetfeld, dass sie Radiowellen aussenden. Das Magnetfeld richtet längliche interstellare Staubkörner auf eine bestimmte Weise aus, und das Licht entfernter Sterne, das durch den interstellaren Staub hindurchgeht, erhält eine neue Eigenschaft – es wird polarisiert.
Das Magnetfeld hat einen sehr großen Einfluss auf die Bewegung des interstellaren Gases. Es kann beispielsweise die Rotation von Gaswolken verlangsamen, eine starke Gaskompression verhindern oder so die Bewegung von Gaswolken lenken, um sie zu zwingen, sich zu riesigen Gas- und Staubkomplexen zusammenzuschließen.
Kosmische Strahlen werden im entsprechenden Artikel ausführlich beschrieben.
Alle vier Komponenten des interstellaren Mediums sind eng miteinander verwandt. Ihr Zusammenspiel ist komplex und noch nicht ganz klar. Beim Studium des interstellaren Mediums stützen sich Astrophysiker sowohl auf direkte Beobachtungen als auch auf solche theoretischen Zweige der Physik wie Plasmaphysik, Atomphysik und magnetische Gasdynamik.
Gasnebel. Der berühmteste Gasnebel befindet sich im Sternbild Orion (229), ist über 6 ps lang und in einer mondlosen Nacht sogar mit bloßem Auge sichtbar. Nicht weniger schön sind die Omega-, Lagunen- und Trifidnebel im Sternbild Schütze, Nordamerika und der Pelikan im Cygnus, die Nebel in den Plejaden, in der Nähe des Sterns h Carina, Rosette im Sternbild Monoceros und viele andere. Insgesamt gibt es etwa 400 solcher Objekte. Natürlich ist ihre Gesamtzahl in der Galaxie viel größer, aber wir sehen sie wegen der starken interstellaren Lichtabsorption nicht. Die Spektren von Gasnebeln enthalten helle Emissionslinien, was die gasförmige Natur ihres Leuchtens beweist. Die hellsten Nebel zeigen auch ein schwaches kontinuierliches Spektrum. Am stärksten stechen in der Regel die Wasserstofflinien Ha und Hb sowie die berühmten Nebellinien mit Wellenlängen von 5007 und 4950 Å hervor, die bei verbotenen Übergängen von doppelt ionisiertem Sauerstoff O III auftreten. Bevor diese Linien identifiziert werden konnten, wurde angenommen, dass sie vom hypothetischen Element Nebel emittiert wurden. Ebenfalls intensiv sind zwei nahe verbotene Linien von einfach ionisiertem Sauerstoff O II mit Wellenlängen von etwa 3727 Å, Stickstofflinien und eine Reihe anderer Elemente. Innerhalb eines Gasnebels oder in dessen unmittelbarer Nähe findet man fast immer einen heißen Stern. spektraler Typ O oder B0, was die Ursache für das Leuchten des gesamten Nebels ist. Diese heißen Sterne haben eine sehr starke ultraviolette Strahlung, die das umgebende Gas ionisiert und zum Leuchten bringt, genau wie es bei planetarischen Nebeln der Fall ist (siehe § 152). Die vom Atom des Nebels absorbierte Energie des ultravioletten Quants des Sterns wird hauptsächlich zur Ionisierung des Atoms verwendet. Der Rest der Energie wird dafür aufgewendet, einem freien Elektron Geschwindigkeit zu verleihen, d. h. er wird letztendlich in Wärme umgewandelt. In einem ionisierten Gas sollten auch umgekehrte Rekombinationsprozesse mit der Rückkehr eines Elektrons zu ablaufen gebundener Zustand. Meistens wird dies jedoch über Zwischenstufen implementiert Energieniveaus, so dass die Atome des Nebels anstelle des zunächst absorbierten harten ultravioletten Photons mehrere energieärmere sichtbare Strahlen aussenden (diesen Vorgang nennt man Fluoreszenz). So kommt es im Nebel zu einer Art „Zerkleinerung“ von ultravioletten Quanten des Sterns und deren Verarbeitung zu einer den Spektrallinien entsprechenden Strahlung sichtbares Spektrum. Strahlung in den Leitungen von Wasserstoff, ionisiertem Sauerstoff und Stickstoff, die zu einer Gaskühlung führt, gleicht den Wärmeeintrag durch Ionisation aus. Als Ergebnis wird die Temperatur des Nebels auf ein bestimmtes Niveau in der Größenordnung festgelegt, was durch die thermische Radioemission des Gases verifiziert werden kann. Die Anzahl der in jeder Spektrallinie emittierten Quanten ist letztlich proportional zur Anzahl der Rekombinationen, also der Anzahl der Stöße von Elektronen mit Ionen. In einem stark ionisierten Gas ist die Konzentration beider gleich, d.h. da nach (7.18) die Stoßhäufigkeit eines Teilchens proportional zu n ist, Gesamtzahl Kollisionen aller Ionen mit Elektronen pro Volumeneinheit ist proportional zum Produkt von neun, d.h. Daher ist die Gesamtzahl der vom Nebel emittierten Quanten oder seine Helligkeit am Himmel proportional zur Summe entlang der Sichtlinie. Für einen homogenen Nebel der Länge L ergibt dies. Das Produkt wird Emissionsmaß genannt und ist die wichtigste Eigenschaft Gasnebel: Sein Wert lässt sich leicht aus direkten Beobachtungen der Helligkeit des Nebels ermitteln. Gleichzeitig bezieht sich die Emissionsmaßnahme auf die Hauptleitung physikalischer Parameter Nebel - die Dichte des Gases. Durch Messen des Emissionsmaßes von Gasnebeln kann man also die Teilchenkonzentration ne abschätzen, die sich in der Größenordnung von 102–103 cm–3 und sogar noch mehr für die hellsten von ihnen herausstellt. Wie Sie sehen können, ist die Partikelkonzentration in Gasnebeln millionenfach geringer als in der Sonnenkorona und milliardenfach geringer als die besten modernen Vakuumpumpen liefern können. Die ungewöhnlich starke Verdünnung des Gases erklärt das Auftreten verbotener Linien in seinem Spektrum, die in ihrer Intensität mit den erlaubten vergleichbar sind. In einem gewöhnlichen Gas haben angeregte Atome keine Zeit, eine verbotene Linie auszustrahlen, weil sie viel früher mit anderen Teilchen (hauptsächlich Elektronen) kollidieren und ihnen ihre Anregungsenergie geben, ohne ein Quant zu emittieren. In gasförmigen Nebeln bei einer Temperatur von 104 °K erreicht die durchschnittliche thermische Geschwindigkeit von Elektronen 500 km/sec, und die Zeit zwischen Kollisionen, berechnet nach Formel (7.17) bei einer Konzentration ne = 102 cm −3 , ist 2× 106 Sekunden, also etwas weniger als ein Monat, was für die meisten verbotenen Übergänge millionenfach länger ist als die "Lebensdauer" eines Atoms im angeregten Zustand. Zonen H I und H II. Wie wir gerade gesehen haben, ionisieren heiße Sterne Gas in großer Entfernung um sie herum. Da es sich hauptsächlich um Wasserstoff handelt, sind es hauptsächlich Lyman-Quanten mit einer Wellenlänge kleiner als 912 Å, die ihn ionisieren. Aber in in großen Zahlen sie können nur von Sternen der Spektralklassen O und B0 gegeben werden, in denen wirksame Temperaturen Teff ³ 3×104 ёK und das Emissionsmaximum liegt im ultravioletten Teil des Spektrums. Berechnungen zeigen, dass diese Sterne in der Lage sind, ein Gas mit einer Konzentration von 1 Atom in 1 cm3 auf Entfernungen von mehreren zehn Parsec zu ionisieren. Ionisiertes Gas ist für ultraviolette Strahlung durchlässig, neutral hingegen absorbiert es gierig. Dadurch wird der Ionisationsbereich um den heißen Stern (in homogene Umgebung es ist ein Ball!) hat eine sehr scharfe Grenze, jenseits derer das Gas neutral bleibt. Somit kann das Gas im interstellaren Medium entweder vollständig ionisiert oder neutral sein. Die ersten Regionen heißen Zonen H II, die zweiten Zonen H I. Es gibt relativ wenige heiße Sterne, und daher machen Gasnebel einen unbedeutenden Anteil (etwa 5%) des gesamten interstellaren Mediums aus. Die Erwärmung der H I -Regionen erfolgt aufgrund der ionisierenden Wirkung von kosmischer Strahlung, Röntgenquanten und der Gesamtheit Photonenstrahlung Sterne. In diesem Fall werden zuerst Kohlenstoffatome ionisiert. Die Strahlung von ionisiertem Kohlenstoff ist der Hauptmechanismus der Gaskühlung in den H I-Zonen. Temperaturbedingungen, durchgeführt in Abhängigkeit vom Dichtewert. Der erste von ihnen, wenn die Temperatur auf mehrere hundert Grad eingestellt ist, wird in einmaligen Staubwolken realisiert, wo die Dichte relativ hoch ist, der zweite - im Raum zwischen ihnen, in dem das verdünnte Gas auf mehrere Tausend erhitzt wird Grad. Bereiche mit Zwischenwerte erweisen sich als instabil und das zunächst homogene Gas muss sich zwangsläufig in zwei Phasen trennen – relativ dichte Wolken und ein sie umgebendes sehr verdünntes Medium. Somit ist thermische Instabilität der Hauptgrund "zerlumpte" und wolkige Struktur des interstellaren Mediums. Interstellare Absorptionslinien. Die Existenz von kaltem Gas im Raum zwischen den Sternen wurde bereits zu Beginn des 20. Jahrhunderts nachgewiesen. der deutsche Astronom Hartmann, der die Spektren von Doppelsternen untersuchte, in denen die Spektrallinien, wie in § 157 erwähnt, periodische Verschiebungen erfahren müssen. Hartmann entdeckte in den Spektren einiger Sterne (insbesondere entfernter und heißer) stationäre (dh ihre Wellenlänge nicht ändernde) H- und K-Linien von ionisiertem Kalzium. Abgesehen davon, dass sich ihre Wellenlängen wie alle anderen Linien nicht änderten, unterschieden sie sich sogar in ihrer geringeren Breite. Gleichzeitig fehlen die H- und K-Linien in ausreichend heißen Sternen vollständig. All dies deutet darauf hin, dass stationäre Linien nicht in der Atmosphäre eines Sterns entstehen, sondern auf die Absorption von Gas im Raum zwischen Sternen zurückzuführen sind. Anschließend wurden interstellare Absorptionslinien anderer Atome entdeckt: neutrales Calcium, Natrium, Kalium, Eisen, Titan sowie einige molekulare Verbindungen. Die vollständigste spektroskopische Untersuchung von kaltem interstellarem Gas wurde jedoch durch außeratmosphärische Beobachtungen von interstellaren Absorptionslinien im fernen ultravioletten Teil des Spektrums möglich, wo sich die Resonanzlinien der wichtigsten chemischen Elemente konzentrieren, in denen offensichtlich das "kalte" Gas sollte am meisten absorbieren. Insbesondere wurden Resonanzlinien von Wasserstoff (La), Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Magnesium, Silizium und anderen Atomen beobachtet. Die zuverlässigsten Angaben zur chemischen Zusammensetzung lassen sich aus den Intensitäten der Resonanzlinien gewinnen. Es stellte sich heraus, dass die Zusammensetzung des interstellaren Gases im Allgemeinen der chemischen Standardzusammensetzung von Sternen nahe kommt, obwohl einige schwere Elemente in geringeren Mengen darin enthalten sind. Eine Untersuchung interstellarer Absorptionslinien mit großer Streuung lässt erkennen, dass sie meistens in mehrere einzelne schmale Komponenten mit unterschiedlichen Dopplerverschiebungen zerfallen, die im Mittel radialen Geschwindigkeiten von ±10 km/s entsprechen. Das bedeutet, dass das Gas in den Zonen H I in getrennten Wolken konzentriert ist, deren Größe und Lage genau den am Ende des vorherigen Absatzes diskutierten Staubwolken entsprechen. Der einzige Unterschied besteht darin, dass die Gasmasse im Durchschnitt 100-mal größer ist. Folglich konzentrieren sich Gas und Staub im interstellaren Medium an denselben Stellen, obwohl ihre relative Dichte von Region zu Region stark variieren kann. Zusammen mit einzelnen Wolken, die aus ionisiertem oder neutralem Gas bestehen, wird die Galaxie in viel größerer Größe, Masse und Dichte aus kalter interstellarer Materie, sogenannten Gas-Staub-Komplexen, beobachtet. Der uns am nächsten gelegene ist der bekannte Komplex im Orion, zu dem neben vielen bemerkenswerten Objekten auch der berühmte Orionnebel gehört. In solchen Regionen, die sich durch eine komplexe und höchst inhomogene Struktur auszeichnen, findet der für die Kosmogonie äußerst wichtige Prozess der Sternentstehung statt. Monochromatische Strahlung von neutralem Wasserstoff. Interstellare Absorptionslinien geben nur teilweise nach indirekter Weg die Eigenschaften von H I-Gebieten aufklären, was ohnehin nur in Richtung heißer Sterne möglich ist. Das vollständigste Bild der Verteilung von neutralem Wasserstoff in der Galaxie kann nur auf der Grundlage der eigenen Emission von Wasserstoff erstellt werden. Glücklicherweise besteht eine solche Möglichkeit in der Radioastronomie aufgrund der Existenz einer Spektrallinie neutraler Wasserstoffstrahlung bei einer Wellenlänge von 21 cm. Gesamt von Wasserstoffatomen, die die 21-cm-Linie emittieren, ist so groß, dass sich die in der Ebene der Galaxis liegende Schicht als im Wesentlichen undurchsichtig für die 21-cm-Radioemission für nur 1 kpc herausstellt. Wenn also der gesamte neutrale Wasserstoff in der Galaxie stationär wäre, könnten wir ihn nicht über eine Entfernung von etwa 3% der Größe der Galaxie hinaus beobachten. In Wirklichkeit geschieht dies glücklicherweise nur in den Richtungen zum Zentrum und Antizentrum der Galaxis, in denen es, wie wir in § 167 gesehen haben, keine Relativbewegungen entlang der Sichtlinie gibt. In allen anderen Richtungen gibt es jedoch aufgrund der galaktischen Rotation einen Unterschied in den Radialgeschwindigkeiten verschiedener Objekte, der mit der Entfernung zunimmt. Daher können wir davon ausgehen, dass jede Region der Galaxie dadurch gekennzeichnet ist bestimmter Wert Radialgeschwindigkeit strahlt er aufgrund der Doppler-Verschiebung sozusagen „eine eigene“ Linie mit einer Wellenlänge von nicht 21 cm, sondern etwas mehr oder weniger, je nach Richtung der Radialgeschwindigkeit. Nähere Gasvolumina haben eine andere Mischung und stören daher nicht die Beobachtungen weiter entfernter Regionen. Das Profil jeder dieser Linien gibt eine Vorstellung von der Gasdichte in einer Entfernung, die einem bestimmten Wert des differentiellen Rotationseffekts der Galaxie entspricht. Abbildung 230 zeigt die so erhaltene Verteilung des neutralen Wasserstoffs in der Galaxis. Aus der Abbildung ist ersichtlich, dass neutraler Wasserstoff in der Galaxie ungleich verteilt ist. In bestimmten Abständen vom Zentrum gibt es Dichtezunahmen, die anscheinend Elemente der Spiralstruktur der Galaxie sind, was durch die Verteilung heißer Sterne und diffuser Nebel bestätigt wird. Aufgrund der Polarisation des Lichts in fernen Sternen gibt es Grund zu der Annahme, dass die Kraftlinien des Hauptteils des Magnetfelds entlang der Spiralarme gerichtet sind. Galaxien, die später im Zusammenhang mit kosmischer Strahlung besprochen werden. Der Einfluss dieses Feldes kann die Tatsache erklären, dass die meisten sowohl hellen als auch dunklen Nebel entlang spiralförmiger Äste verlängert sind, deren bloßes Erscheinungsbild irgendwie mit dem Magnetfeld zusammenhängen muss. interstellare Moleküle. Einige interstellare Absorptionslinien wurden mit den Spektren von Molekülen identifiziert. Im optischen Bereich werden sie jedoch nur durch CH-, CH+- und CN-Verbindungen repräsentiert. Bedeutend neue Bühne Die Untersuchung des interstellaren Mediums begann 1963, als im Wellenlängenbereich von 18 cm bereits 1953 vorhergesagte Hydroxyl-Absorptionsradiolinien registriert werden konnten. Anfang der 1970er Jahre wurden sie im Radioemissionsspektrum des Interstellars entdeckt Mittel. Linien von mehreren Dutzend weiteren Molekülen, und 1973 wurde eine Resonanzlinie des interstellaren H2-Moleküls mit einer Wellenlänge von 1092 Å auf einem speziellen Satelliten "Copernicus" fotografiert. Es stellte sich heraus, dass molekularer Wasserstoff einen sehr bedeutenden Anteil des interstellaren Mediums ausmacht. Basierend auf den Molekülspektren wurde eine detaillierte Analyse der Bedingungen in "kalten" H I -Wolken durchgeführt, die Prozesse, die ihr thermisches Gleichgewicht bestimmen, wurden verfeinert und Daten zu den beiden oben angegebenen thermischen Regimen gewonnen. Eine detaillierte Untersuchung der Spektren interstellarer molekularer Verbindungen CH, CH+, CN, H2, CO, OH, CS, SiO, SO und anderer ermöglichte es, die Existenz eines neuen Elements in der Struktur des interstellaren Mediums aufzudecken - Molekülwolken , in welchem. ein erheblicher Teil der interstellaren Materie ist konzentriert. Die Temperatur des Gases in solchen Wolken kann zwischen 5 und 50 eK liegen, und die Molekülkonzentration kann mehrere tausend Moleküle pro 1 cm −3 erreichen, manchmal sogar noch viel mehr. Weltraummaser. Im Radiospektrum einiger Gas-Staub-Wolken wurden anstelle von Hydroxyl-Absorptionslinien ganz unerwartet ... Emissionslinien gefunden. Diese Strahlung hat eine Reihe wichtiger Eigenschaften. Zunächst stellte sich heraus, dass die relative Intensität aller vier Hydroxyl-Emissions-Radiolinien anomal war, d. h. nicht der Gastemperatur entsprach, und die Strahlung in ihnen sehr stark polarisiert war (manchmal bis zu 100 %). Die Linien selbst sind extrem schmal. Das bedeutet, dass sie nicht von gewöhnlichen Atomen emittiert werden können, die sich thermisch bewegen. Andererseits stellte sich heraus, dass die Quellen der Hydroxylemission so klein sind (zig astronomische Einheiten!), dass man ihnen eine ungeheure Helligkeit zuschreiben muss, um den von ihnen beobachteten Strahlungsfluss zu erhalten - wie z die eines auf eine Temperatur von 1014−1015 ёK erhitzten Körpers! Es ist klar, dass von einem thermischen Mechanismus für das Auftreten solcher Kräfte keine Rede sein kann. Kurz nach der Entdeckung der Emission wurde OH entdeckt neuer Typ außergewöhnlich helle "ultrakompakte" Quellen, die eine Radiolinie von Wasserdampf mit einer Wellenlänge von 1,35 cm emittieren Die Schlussfolgerung über die außergewöhnliche Kompaktheit von OH-Emissionsquellen wird direkt aus Beobachtungen ihrer Winkelabmessungen gezogen. Moderne Methoden Die Radioastronomie ermöglicht es, die Winkelabmessungen von Punktquellen mit tausendfach besserer Auflösung zu bestimmen optische Teleskope. Dazu werden synchron arbeitende Antennen (Interferometer) verwendet, die sich in verschiedene Teile der Globus(interkontinentale Interferometer). Mit ihrer Hilfe wurde festgestellt, dass die Winkelabmessungen vieler kompakter Quellen kleiner als 3×10−4 Bogensekunden sind! Ein wichtiges Merkmal Strahlung aus kompakten Quellen ist ihre Variabilität, die bei der H2O-Emission besonders stark ist. In wenigen Wochen und sogar Tagen ändert sich das Profil der Linien vollständig. Manchmal treten in 5 Minuten signifikante Schwankungen auf, was nur möglich ist, wenn die Größe der Quellen die Entfernung, die das Licht in dieser Zeit zurücklegt, nicht überschreitet (andernfalls werden die Schwankungen statistisch kompensiert). Somit kann die Größe der Regionen, die H2O-Linien emittieren, in der Größenordnung von 1 AE liegen! Wie Beobachtungen zeigen, kann es in derselben Region mit Abmessungen von mehreren Zehntel Parsec viele Quellen geben, von denen einige nur OH-Linien emittieren und andere nur H2O-Linien emittieren. Der einzige bisher in der Physik bekannte Strahlungsmechanismus, der eine enorme Leistung in einem außergewöhnlich engen Bereich des Spektrums erzeugen kann, ist kohärente (d. h. in Phase und Richtung identische) Strahlung Quantengeneratoren, die im optischen Bereich üblicherweise als Laser und im Radiobereich als Maser bezeichnet werden. Die kompakten Quellen der OH- und H2O-Emission sind höchstwahrscheinlich riesige natürliche kosmische Maser. Es gibt allen Grund zu der Annahme, dass kosmische Maser mit Regionen in Verbindung gebracht werden, in denen der Prozess der Sternentstehung buchstäblich vor unseren Augen stattfindet. Am häufigsten findet man sie in den H II-Zonen, wo bereits junge massereiche und sehr heiße Sterne der Spektralklassen O und B entstanden sind, in vielen Fällen fallen sie mit sehr kompakten, staubreichen und daher sehr undurchsichtigen zusammen Sonderzonen H II, die nur aufgrund ihrer thermischen Radioemission erkannt werden. Die Abmessungen dieser Zonen betragen etwa 0,1 ps, und die Materiedichte ist hundertmal größer als in gewöhnlichen interstellaren Wolken. Der Grund für ihre Ionisierung ist offensichtlich ein nicht beobachtbarer heißer Stern, der von einer dichten undurchsichtigen Wolke umgeben ist. Manchmal werden diese Objekte als Punktquellen von Infrarotstrahlung beobachtet. Sicherlich handelt es sich ausschließlich um junge Formationen mit einem Alter in der Größenordnung von Zehntausenden von Jahren. Pro mehr Zeit Das dichte Gas-Staub-Medium, das den neu entstandenen heißen Stern umgibt, muss sich unter der Einwirkung von leichtem Druck ausdehnen heißer Stern, die dann sichtbar werden. Solche Sterne, umgeben von einer sich ausdehnenden dichten Hülle, erhielten den bildlichen Namen "Kokonsterne". Unter diesen sehr spezifischen, aber dennoch natürlichen Bedingungen wird offenbar der Maser-Effekt realisiert.
ist die Substanz, die im Raum zwischen den Sternen beobachtet wird.
Erst vor relativ kurzer Zeit konnte nachgewiesen werden, dass Sterne nicht in absoluter Leere existieren und dass der Weltraum nicht vollständig durchsichtig ist. Dennoch wurden solche Annahmen lange Zeit gemacht. Zurück in der Mitte des 19. Jahrhunderts. Der russische Astronom V. Struve versuchte es (allerdings ohne besonderer Erfolg) wissenschaftliche Methoden finden Sie unbestreitbare Beweise dafür, dass der Weltraum nicht leer ist und Licht von fernen Sternen darin absorbiert wird.
Das Vorhandensein eines absorbierenden verdünnten Mediums wurde vor weniger als hundert Jahren, in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts, überzeugend nachgewiesen, indem die beobachteten Eigenschaften entfernter Sternhaufen in unterschiedlichen Entfernungen von uns verglichen wurden. Dies wurde unabhängig vom amerikanischen Astronomen Robert Trumpler (1896–1956) und dem sowjetischen Astronomen B. A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994) nicht vollständig transparent, insbesondere in Richtungen nahe der Richtung der Milchstraße. Das Vorhandensein von Staub bedeutete, dass sowohl die scheinbare Helligkeit als auch die beobachtete Farbe entfernter Sterne verzerrt waren, und um ihre wahren Werte zu kennen, war eine ziemlich komplizierte Extinktionsberechnung erforderlich. Staub wurde daher von Astronomen als unglückliches Hindernis wahrgenommen, das die Untersuchung entfernter Objekte störte. Aber gleichzeitig entstand das Interesse an der Erforschung von Staub als physikalischem Medium - Wissenschaftler begannen herauszufinden, wie Staubpartikel entstehen und zerstört werden, wie Staub auf Strahlung reagiert und welche Rolle Staub bei der Entstehung von Sternen spielt.
Mit der Entwicklung der Radioastronomie in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts. es wurde möglich, das interstellare Medium durch seine Radioemission zu untersuchen. Als Ergebnis gezielter Suchen wurde im interstellaren Raum Strahlung von neutralen Wasserstoffatomen mit einer Frequenz von 1420 MHz (was einer Wellenlänge von 21 cm entspricht) entdeckt. Die Strahlung auf dieser Frequenz (oder, wie sie sagen, in der Funklinie) wurde 1944 vom niederländischen Astronomen Hendrik van de Hulst auf der Grundlage der Quantenmechanik vorhergesagt und 1951 entdeckt, nachdem der sowjetische Astrophysiker ihre erwartete Intensität berechnet hatte I. S. Shklovsky. Shklovsky wies auch auf die Möglichkeit hin, die Strahlung verschiedener Moleküle im Radiobereich zu beobachten, was tatsächlich später entdeckt wurde. Die Masse des interstellaren Gases, bestehend aus neutralen Atomen und sehr kaltem Molekülgas, war etwa hundertmal größer als die Masse von verdünntem Staub. Aber das Gas ist für sichtbares Licht vollständig transparent, sodass es nicht mit den gleichen Methoden nachgewiesen werden konnte, mit denen Staub entdeckt wurde.
Mit dem Aufkommen von Röntgenteleskopen, die auf Weltraumobservatorien installiert wurden, wurde eine weitere, die heißeste Komponente des interstellaren Mediums entdeckt - ein sehr verdünntes Gas mit einer Temperatur von Millionen und Abermillionen Grad. Es ist unmöglich, dieses Gas weder durch optische Beobachtungen noch durch Beobachtungen in Funklinien zu „sehen“ - das Medium ist zu verdünnt und vollständig ionisiert, aber dennoch füllt es einen erheblichen Bruchteil des Volumens unserer gesamten Galaxie aus.
Die rasante Entwicklung der Astrophysik, die die Wechselwirkung von Materie und Strahlung im Weltraum untersucht, sowie das Aufkommen neuer Beobachtungsmöglichkeiten ermöglichten ein detailliertes Studium der physikalischen Prozesse im interstellaren Medium. Es entstanden ganze Wissenschaftsgebiete – die kosmische Gasdynamik und die kosmische Elektrodynamik, die die Eigenschaften verdünnter kosmischer Medien untersuchen. Astronomen haben gelernt, die Entfernung zu Gaswolken zu bestimmen, die Temperatur, Dichte und den Druck des Gases, seine chemische Zusammensetzung zu messen und die Bewegungsgeschwindigkeit von Materie abzuschätzen. In der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts Es entstand ein komplexes Bild räumliche Aufteilung interstellares Medium und seine Wechselwirkung mit Sternen. Es stellte sich heraus, dass die Möglichkeit der Geburt von Sternen von der Dichte und Menge des interstellaren Gases und Staubes abhängt und die Sterne (vor allem die massivsten von ihnen) wiederum die Eigenschaften des umgebenden interstellaren Mediums verändern - sie erhitzen es, unterstützen die ständige Gasbewegung, reichern das Medium mit ihrer Substanz an, verändern seine chemische Zusammensetzung. Das Studium solcher Komplexes System als "Sterne - interstellares Medium" erwies sich als ein sehr schwieriges astrophysikalisches Problem, insbesondere wenn man bedenkt, dass sich die Gesamtmasse des interstellaren Mediums in der Galaxie und seine chemische Zusammensetzung unter dem Einfluss langsam ändern Unterschiedliche Faktoren. Daher können wir sagen, dass sich die gesamte Geschichte unseres Sternensystems, die Milliarden von Jahren dauert, im interstellaren Medium widerspiegelt.
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Erster Teil ASTRONOMISCHER ASPEKT DES PROBLEMS
3. Interstellares Medium Entsprechend moderne Ideen entstehen Sterne durch Kondensation eines sehr verdünnten interstellaren Gas- und Staubmediums. Bevor wir also über die Art und Weise der Entwicklung von Sternen sprechen, müssen wir uns mit den Eigenschaften des interstellaren Mediums befassen. Diese Frage hat auch eigenständige Bedeutung für das uns interessierende Problem. Insbesondere die Frage der Gründung verschiedene Arten Verbindungen zwischen Zivilisationen, die sich auf verschiedenen befinden Planetensysteme, hängt von den Eigenschaften des Mediums ab, das den interstellaren Raum füllt, der diese Zivilisationen trennt. Interstellares Gas wurde zu Beginn dieses Jahrhunderts aufgrund der Absorption von ionisiertem Kalzium in den Linien entdeckt, das es in den Spektren entfernter heißer Sterne * erzeugt. Seitdem wurden Methoden zur Untersuchung von interstellarem Gas kontinuierlich verbessert und erreicht hochgradig Perfektion. Als Ergebnis langjähriger intensiver Arbeit der Astronomen können die Eigenschaften des interstellaren Gases nun als ziemlich gut bekannt angesehen werden: Die Dichte des interstellaren gasförmigen Mediums ist vernachlässigbar. In Regionen des interstellaren Raums, die sich nicht weit von der galaktischen Ebene entfernt befinden, befindet sich im Durchschnitt ungefähr 1 Atom in 1 cm3. Denken Sie daran, dass im gleichen Luftvolumen 2,7 x 10 19 Moleküle vorhanden sind. Selbst in den perfektesten Vakuumkammern beträgt die Atomkonzentration nicht weniger als 10 3 cm 3 . Und doch kann das interstellare Medium nicht als Vakuum angesehen werden! Tatsache ist, dass ein Vakuum bekanntlich ein System ist, in dem die mittlere freie Weglänge von Atomen oder Molekülen die charakteristischen Abmessungen dieses Systems übersteigt. Allerdings im interstellaren Raum durchschnittliche Länge Die freie Weglänge von Atomen ist hundertmal geringer als der Abstand zwischen Sternen. Daher haben wir das Recht, das interstellare Gas als kontinuierliches, komprimierbares Medium zu betrachten und die Gesetze der Gasdynamik auf dieses Medium anzuwenden. Die chemische Zusammensetzung des interstellaren Gases ist ziemlich gut untersucht. Er ist ähnlich chemische Zusammensetzungäußere Schichten von Sternen Hauptsequenz. Wasserstoff- und Heliumatome überwiegen, es gibt relativ wenige Metallatome. Die einfachsten molekularen Verbindungen (z. B. CO, CN) sind in ziemlich auffälligen Mengen vorhanden. Es ist möglich, dass ein erheblicher Teil des interstellaren Gases in Form vorliegt molekularer Wasserstoff. Die Entwicklung der außeratmosphärischen Astronomie eröffnete die Möglichkeit, Linien von molekularem Wasserstoff im fernen ultravioletten Teil des Spektrums zu beobachten. Die physikalischen Eigenschaften des interstellaren Gases hängen wesentlich davon ab, ob es relativ nahe an heißen Sternen oder im Gegenteil ausreichend weit von ihnen entfernt ist. Die Sache ist die UV-Strahlung heiße Sterne, ionisiert Wasserstoff in großen Entfernungen vollständig. So ionisiert ein Stern der Klasse 05 Wasserstoff um sich herum in einer riesigen Region mit einem Radius von etwa 100 pc. Die Temperatur des interstellaren Gases in solchen Regionen (definiert als Merkmal zufälliger thermischer Bewegungen von Teilchen) erreicht 10.000 K. Unter diesen Bedingungen emittiert das interstellare Medium einzelne Linien im sichtbaren Teil des Spektrums, insbesondere die rote Wasserstofflinie . Diese Regionen des interstellaren Mediums werden "HII-Zonen" genannt. Jedoch Großer Teil Das interstellare Medium ist weit genug von heißen Sternen entfernt. Wasserstoff wird dort nicht ionisiert. Die Temperatur des Gases ist niedrig, etwa 100 K oder niedriger. Hier befindet sich eine erhebliche Menge an Wasserstoffmolekülen. Die Zusammensetzung des interstellaren Mediums umfasst neben Gas auch kosmischen Staub. Die Abmessungen solcher Staubkörner betragen 10 -4 - 10 -5 cm und sind der Grund für die Lichtabsorption im interstellaren Raum, aufgrund dessen wir Objekte in der galaktischen Ebene nicht in Entfernungen von mehr als 2-3 Tausend PC beobachten können . Glücklicherweise ist kosmischer Staub, wie auch das damit verbundene interstellare Gas, stark in Richtung der galaktischen Ebene konzentriert. Die Dicke der Gas-Staub-Schicht beträgt nur etwa 250 pc. Daher Strahlung aus Weltraumobjekte, Richtungen, die signifikante Winkel mit der galaktischen Ebene bilden, wird unbedeutend absorbiert. Interstellares Gas und Staub werden gemischt. Das Verhältnis der durchschnittlichen Dichten von Gas und Staub im interstellaren Raum beträgt etwa 100:1. Beobachtungen zeigen, dass die räumliche Dichte des interstellaren Gas- und Staubmediums sehr unregelmäßig variiert. Dieses Medium zeichnet sich durch eine ausgeprägte „Ragged“-Verteilung aus. Es existiert in Form von Wolken (in denen die Dichte 10-mal höher ist als der Durchschnitt), getrennt durch Regionen, in denen die Dichte vernachlässigbar ist. Diese Gas- und Staubwolken konzentrieren sich hauptsächlich in den Spiralarmen der Galaxie und nehmen an der galaktischen Rotation teil. Einzelne Wolken haben, wie bereits erwähnt, Geschwindigkeiten von 6-8 km/s. Die dichtesten dieser Wolken werden als dunkle oder helle Nebel beobachtet. Dank des sehr effektiven Einsatzes radioastronomischer Methoden wurde in den letzten drei Jahrzehnten eine beträchtliche Menge an Informationen über die Natur des interstellaren Gases gewonnen. Besonders ergiebig waren Untersuchungen von interstellarem Gas bei einer Welle von 21 cm: Was ist das für eine Welle? In den vierziger Jahren wurde das theoretisch vorhergesagt neutrale Atome Wasserstoff im interstellaren Raum sollte eine Spektrallinie mit einer Wellenlänge von 21 cm emittieren, Tatsache ist, dass die wichtigste, "tiefste" Quantenzustand Das Wasserstoffatom besteht aus zwei sehr nahe beieinander liegenden Ebenen. Diese Ebenen unterscheiden sich in der Orientierung der magnetischen Momente des Kerns des Wasserstoffatoms (Proton) und des um ihn herum rotierenden Elektrons. Wenn die Momente parallel ausgerichtet sind, wird eine Ebene erhalten, wenn sie antiparallel ist - eine andere. Die Energie eines dieser Niveaus ist etwas größer als die des anderen (um einen Wert gleich der doppelten Wechselwirkungsenergie zwischen den magnetischen Momenten eines Elektrons und eines Protons). Nach den Gesetzen Quantenphysik, von Zeit zu Zeit, Übergänge von der Ebene mehr Energie auf ein niedrigeres Energieniveau. In diesem Fall wird ein Quant mit einer Frequenz emittiert, die proportional zur Energiedifferenz zwischen den Niveaus ist. Da letztere in unserem Fall sehr klein ist, wird auch die Strahlungsfrequenz niedrig sein. Die entsprechende Wellenlänge beträgt 21 cm Berechnungen zeigen, dass solche Übergänge zwischen den Niveaus eines Wasserstoffatoms äußerst selten vorkommen: Im Durchschnitt findet ein Übergang für ein Atom in 11 Millionen Jahren statt! Um die vernachlässigbare Wahrscheinlichkeit solcher Prozesse zu spüren, genügt es zu sagen, dass bei der Emission von Spektrallinien im optischen Bereich alle hundertmillionstel Sekunden Übergänge stattfinden. Und doch stellt sich heraus, dass diese von interstellaren Atomen emittierte Linie eine vollständig beobachtbare Intensität hat. Da haben interstellare Atome verschiedene Geschwindigkeiten entlang der Sichtlinie wird dann aufgrund des Dopplereffekts die Strahlung in der 21-cm-Linie in einem bestimmten Frequenzband um 1420 MHz herum "verschmiert" (diese Frequenz entspricht einer Wellenlänge von 21 cm). Aus der Intensitätsverteilung in diesem Band (dem sogenannten "Linienprofil") kann man alle Bewegungen studieren, an denen interstellare Wasserstoffatome beteiligt sind. Auf diese Weise war es möglich, die Eigenschaften der galaktischen Rotation des interstellaren Gases, die zufälligen Bewegungen seiner einzelnen Wolken und auch seine Temperatur zu untersuchen. Außerdem wird aus diesen Beobachtungen die Anzahl der Wasserstoffatome im interstellaren Raum bestimmt. Wir sehen also, dass die radioastronomische Forschung bei einer Wellenlänge von 21 cm die leistungsfähigste Methode zur Untersuchung des interstellaren Mediums und der Dynamik der Galaxie ist. BEI letzten Jahren andere Galaxien wie der Andromeda-Nebel werden mit dieser Methode untersucht. Mit zunehmender Größe von Radioteleskopen eröffnen sich neue Möglichkeiten für die Untersuchung entfernterer Galaxien mit der Wasserstoff-Radioleitung. Ende 1963 wurde eine weitere interstellare Radiolinie entdeckt, die zu OH-Hydroxylmolekülen gehört, mit einer Wellenlänge von 18 cm, deren Existenz vom Autor dieses Buches bereits 1949 theoretisch vorhergesagt wurde hoch ** . Dies bestätigt die obige Schlussfolgerung, dass sich das Gas in bestimmten Regionen des interstellaren Raums überwiegend im molekularen Zustand befindet. 1967 wurde eine H 2 O-Wasserfunklinie mit einer Wellenlänge von 1,35 cm entdeckt.Untersuchungen von Gasnebeln in den OH- und H 2 O-Linien führten zur Entdeckung kosmischer Maser (siehe nächstes Kapitel). In den letzten 20 Jahren, die seit der Entdeckung der interstellaren OH-Funkverbindung vergangen sind, wurden viele andere Funkverbindungen interstellaren Ursprungs entdeckt, die dazugehören verschiedene Moleküle. Vollständige Nummer bereits mehr als 50 auf diese Weise entdeckte Moleküle, darunter besonders sehr wichtig hat ein CO-Molekül, dessen Radiolinie mit einer Wellenlänge von 2,64 mm in fast allen Regionen des interstellaren Mediums beobachtet wird. Es gibt Moleküle, deren Radiolinien ausschließlich in dichten, kalten Wolken des interstellaren Mediums beobachtet werden. Ganz unerwartet war die Entdeckung in solchen Wolken von Funkverbindungen von sehr komplexen mehratomigen Molekülen, zum Beispiel CH 3 HCO, CH 3 CN usw. Diese Entdeckung hängt vielleicht mit dem Problem der Entstehung des Lebens im Universum zusammen, das sie betrifft uns. Wenn die Entdeckungen in diesem Tempo fortgesetzt werden, wer weiß, ob interstellare DNA- und RNA-Moleküle von unseren Instrumenten entdeckt werden? (siehe Kap. 12). Sehr nützlich ist der Umstand, dass die entsprechenden Radiolinien, die zu verschiedenen Isotopen desselben Moleküls gehören, ziemlich deutlich unterschiedliche Wellenlängen haben. Dies ermöglicht die Untersuchung der Isotopenzusammensetzung des interstellaren Mediums, was für die Untersuchung des Problems der Evolution der Materie im Universum von großer Bedeutung ist. Insbesondere werden die folgenden Isotopenkombinationen von Kohlenmonoxid separat beobachtet: 12 C 16 O, 13 C 16 O und 12 C 18 O. Mithilfe der sogenannten "Rekombinations"-Radiolinien, deren Existenz theoretisch sogar vorhergesagt wurde vor ihrer Entdeckung durch den sowjetischen Astronomen N. S. Kardashev, der sich auch viel mit dem Problem der Kommunikation beschäftigte Außerirdische Zivilisationen(siehe Kap. 26). "Rekombinations"-Linien erscheinen während Übergängen zwischen sehr hoch angeregten Atomen (z. B. zwischen den Ebenen 108 und 107 des Wasserstoffatoms). Solche "hohen" Niveaus können im interstellaren Medium nur wegen seiner extrem geringen Dichte existieren. Beachten Sie zum Beispiel, dass nur die ersten 28 Ebenen des Wasserstoffatoms in der Sonnenatmosphäre existieren können; Höhere Konzentrationen werden durch Wechselwirkung mit Partikeln des umgebenden Plasmas zerstört. Seit relativ langer Zeit haben Astronomen eine Reihe indirekter Beweise für das Vorhandensein interstellarer Magnetfelder erhalten. Diese Magnetfelder sind mit interstellaren Gaswolken verbunden und bewegen sich mit ihnen. Die Stärke solcher Felder beträgt etwa 10 -5 Oe, d. h. 100.000 mal weniger als die Stärke des Erdmagnetfeldes auf der Oberfläche unseres Planeten. Allgemeine Richtung magnetisch Kraftlinien fällt mit der Richtung der Zweige der Spiralstruktur der Galaxis zusammen. Wir können sagen, dass die Spiralarme selbst riesige magnetische Kraftröhren sind. Ende 1962 wurde die Existenz interstellarer Magnetfelder von britischen Radioastronomen durch direkte Beobachtungen festgestellt. Zu diesem Zweck wurden sehr subtile Polarisationseffekte in der 21-cm-Radiolinie untersucht, die bei Absorption im Spektrum einer starken Radioemissionsquelle beobachtet wurden - Krebsnebel(für diese Quelle siehe Kapitel 5) *** . Befindet sich das interstellare Gas in einem Magnetfeld, kann man erwarten, dass sich die 21-cm-Linie in mehrere Komponenten mit unterschiedlicher Polarisation aufspaltet. Da die Größe des Magnetfelds sehr klein ist, ist diese Aufspaltung völlig vernachlässigbar. Außerdem ist die Breite der Absorptionslinie von 21 cm ziemlich beachtlich. Das Einzige, was in einer solchen Situation zu erwarten ist, sind kleine systematische Polarisationsunterschiede innerhalb des Absorptionslinienprofils. Daher ist die sichere Erkennung dieses subtilen Effekts eine bemerkenswerte Leistung. moderne Wissenschaft. Der gemessene Wert des interstellaren Magnetfeldes stellte sich als in voller Übereinstimmung mit dem theoretisch erwarteten Wert nach indirekten Daten heraus. Zur Untersuchung interstellarer Magnetfelder wird auch die radioastronomische Methode verwendet, die auf der Untersuchung der Drehung der Polarisationsebene der Radiostrahlung von extragalaktischen Quellen **** basiert, wenn sie das "magnetisierte" interstellare Medium ("Faraday-Phänomen") durchdringt. . Mit dieser Methode konnten bereits einige wichtige Daten zur Struktur interstellarer Magnetfelder gewonnen werden. In den letzten Jahren wurden Pulsare als polarisierte Strahlungsquellen verwendet, um das interstellare Magnetfeld mit dieser Methode zu messen (siehe Kap. 5). Interstellare Magnetfelder spielen eine entscheidende Rolle bei der Bildung dichter kalter Gas- und Staubwolken im interstellaren Medium, aus denen Sterne kondensieren (siehe Kap. 4). Interstellare Magnetfelder sind eng mit den primären kosmischen Strahlen verwandt, die den interstellaren Raum füllen. Dies sind Teilchen (Protonen, Kerne schwererer Elemente sowie Elektronen), deren Energien Hunderte Millionen Elektronenvolt überschreiten und bis zu 10 20 -10 21 eV erreichen. Sie bewegen sich entlang der Kraftlinien von Magnetfeldern entlang spiralförmiger Trajektorien. Elektronen der primären kosmischen Strahlung, die sich in interstellaren Magnetfeldern bewegen, strahlen Radiowellen aus. Diese Strahlung wird von uns als Radioemission der Galaxie beobachtet (die sogenannte „Synchrotronstrahlung"). Damit eröffnete die Radioastronomie die Möglichkeit, kosmische Strahlung in den Tiefen der Galaxie und sogar weit über ihre Grenzen hinaus zu studieren Zum ersten Mal stellte es das Problem der Entstehung der kosmischen Strahlung auf eine solide wissenschaftliche Grundlage.Das Problem der Entstehung des Lebens, bis vor kurzem wurde die Frage der primären kosmischen Strahlung ignoriert.In der Zwischenzeit ist das Ausmaß der harten Strahlung, die Mutationen verursacht , unserer Meinung nach, ein sehr bedeutender evolutionärer Faktor Es gibt allen Grund zu der Annahme, dass der Verlauf der Evolution des Lebens völlig anders verlaufen würde, wenn das Niveau der harten Strahlung (die heute größtenteils auf primäre kosmische Strahlung zurückzuführen ist) mehrere zehn betragen würde mal höher als der aktuelle Wert. wichtige Frage: Bleibt die Höhe der kosmischen Strahlung auf irgendeinem Planeten konstant, auf dem sich Leben entwickelt? Es geht umüber Begriffe, berechnet in vielen hundert Millionen Jahren. Wir werden in späteren Kapiteln dieses Buches sehen, wie moderne Astrophysik und Radioastronomie diese Frage beantworten. Die Masse des interstellaren Gases in unserer Galaxie beträgt fast eine Milliarde Sonnenmassen, was etwas mehr als 1 % der Gesamtmasse der Galaxie ausmacht, was hauptsächlich auf Sterne zurückzuführen ist. In anderen Sternensysteme ax, die relative Häufigkeit von interstellarem Gas variiert innerhalb ziemlich weiter Grenzen. Bei Elliptische Galaxien er ist sehr klein, etwa 10 -4 und noch weniger, während in unregelmäßigen Sternensystemen (wie den Magellanschen Wolken) der Gehalt an interstellarem Gas 20 und sogar 50 % erreicht. Dieser Umstand steht in engem Zusammenhang mit der Frage nach der Evolution von Sternsystemen, die in Kap. 6.- * In solchen Sternen gibt es keine intrinsischen Absorptionslinien von ionisiertem Kalzium, da die Temperaturen ihrer Oberflächenschichten zu hoch sind.
- ** Die OH-Linie besteht aus vier Komponenten mit nahen Frequenzen (1612, 1665, 1667 und 1720 MHz).
- *** Die 21-cm-Absorptionslinie, die auf interstellaren Wasserstoff zurückzuführen ist, bildet sich im Radiospektrum jeder Quelle genauso wie interstellare Kalziumlinien in den Spektren entfernter heißer Sterne.
- **** Radioemission von megagalaktischen Quellen ist linear polarisiert, und der Polarisationsgrad liegt normalerweise in der Größenordnung von mehreren Prozent. Die Polarisation dieser Radioemission wird durch ihre Synchrotronnatur erklärt (siehe unten).
Die Natur des interstellaren Mediums zieht seit Jahrhunderten die Aufmerksamkeit von Astronomen und Wissenschaftlern auf sich. Der Begriff "interstellares Medium" selbst wurde erstmals von F. Bacon in der Stadt verwendet. "Oh, der Himmel zwischen den Sternen, er hat so viel mit den Sternen gemeinsam, er dreht sich (um die Erde) wie jeder andere Stern." Der spätere Naturphilosoph Robert Boyle wandte 1674 ein: „Die interstellare Region des Himmels muss, wie einige moderne Epikureer glauben, leer sein.“
Nach der Schaffung der modernen elektromagnetischen Theorie postulierten einige Physiker, dass der unsichtbare Lichtäther das Medium für die Übertragung von Lichtwellen ist. Sie glaubten auch, dass der Äther den interstellaren Raum füllte. R. Patterson schrieb 1862: „Dieser Ausfluss ist die Grundlage von Vibrationen oder oszillierenden Bewegungen im Äther, der den interstellaren Raum erfüllt.“
Die Verwendung tiefer fotografischer Untersuchungen des Nachthimmels ermöglichte es E. Barnard, das erste Bild eines dunklen Nebels zu erhalten, der sich als Silhouette vor dem Hintergrund der Sterne der Galaxie abhob. Die erste Entdeckung kalter diffuser Materie wurde jedoch 1904 von D. Hartmann nach der Entdeckung eines stationären Absorptionsspektrums im Emissionsspektrum von Doppelsternen gemacht, das beobachtet wurde, um den Doppler-Effekt zu testen.
In seinem historische Forschung Spektrum von Delta Orion Hartmann untersuchte die Orbitalbewegung der Begleiter des Delta-Orion-Systems und das vom Stern kommende Licht und erkannte, dass ein Teil des Lichts auf dem Weg zur Erde absorbiert wird. Hartmann schrieb, dass "die Absorptionslinie von Calcium sehr schwach ist", und auch, dass "es sich als etwas überraschend herausstellte, dass sich die Calciumlinien bei einer Wellenlänge von 393,4 Nanometern nicht in der periodischen Divergenz der Linien des Spektrums bewegen, was in spektroskopischen Doppelsternen vorhanden ist". Die stationäre Natur dieser Linien erlaubte Hartmann zu vermuten, dass das für die Absorption verantwortliche Gas nicht in der Atmosphäre von Delta Orion vorhanden ist, sondern sich im Gegenteil außerhalb des Sterns befindet und sich zwischen dem Stern und dem Beobachter befindet. Diese Studie war der Beginn der Erforschung des interstellaren Mediums.
Nach Studien von Hartmann, Eger im Jahr 1919, während der Untersuchung von Absorptionslinien bei Wellenlängen von 589,0 und 589,6 Nanometern in den Systemen von Delta Orion und Beta Scorpio, wurde Natrium im interstellaren Medium entdeckt.
Weitere Nachforschungen Die "H"- und "K"-Linien von Calcium von Beals (1936) ermöglichten es, doppelte und asymmetrische Spektralprofile von Epsilon und Zeta Orionis zu erkennen. Das waren die ersten umfassende Recherche interstellares Medium im Sternbild Orion. Die Asymmetrie der Absorptionslinienprofile war das Ergebnis der Überlagerung zahlreicher Absorptionslinien, denen jede entsprach atomare Übergänge(z. B. die "K"-Linie von Kalzium) und trat in interstellaren Wolken auf, von denen jede ihre eigene Radialgeschwindigkeit hatte. Da sich jede Wolke im interstellaren Raum sowohl auf die Erde zu als auch von ihr weg mit unterschiedlicher Geschwindigkeit bewegt, verschieben sich die Absorptionslinien infolge des Dopplereffekts entweder zur violetten bzw. zur roten Seite. Diese Studie bestätigte, dass Materie nicht gleichmäßig im gesamten interstellaren Raum verteilt ist.
Intensive Untersuchungen interstellarer Materie erlaubten es W. Pickering 1912 festzustellen, dass „das interstellare absorbierende Medium, das, wie Kaptein zeigte, nur bei bestimmten Wellenlängen absorbiert, auf das Vorhandensein von Gas hindeuten kann und gasförmige Moleküle die von der Sonne und den Sternen ausgestoßen werden."
Thorndike schrieb 1930: „Es wäre schrecklich zu erkennen, dass es eine unüberbrückbare Kluft zwischen den Sternen gibt völlige Leere. Polarlichter werden durch geladene Teilchen angeregt, die von unserer Sonne emittiert werden. Aber wenn Millionen anderer Sterne auch geladene Teilchen aussenden, und das ist eine unbestreitbare Tatsache, dann kann es in der Galaxie überhaupt kein absolutes Vakuum geben.
Beobachtungsmanifestationen
Wir listen die wichtigsten Beobachtungsmanifestationen auf:
- Das Vorhandensein leuchtender Nebel aus ionisiertem Wasserstoff um heiße Sterne und reflektierende Gas-Staub-Nebel in der Nähe kühlerer Sterne.
- Schwächung des Sternenlichts (interstellare Absorption) durch Staub, der Teil des interstellaren Mediums ist. Sowie die damit verbundene Rötung des Lichts; das Vorhandensein undurchsichtiger Nebel.
- Polarisation von Licht auf Staubkörnern, die entlang des Magnetfelds der Galaxie orientiert sind.
- Infrarotstrahlung von interstellarem Staub
- Radioemission von neutralem Wasserstoff im Radiobereich bei einer Wellenlänge von 21 cm
- Sanft Röntgenstrahlen heißes verdünntes Gas.
- Synchrotronstrahlung relativistischer Elektronen in interstellaren Magnetfeldern.
- Strahlung von kosmischen Masern.
Die Struktur des ISM ist äußerst nicht trivial und heterogen: riesige Molekülwolken, Reflexionsnebel, protoplanetarer Nebel, planetarischer Nebel, Globule usw. Dies führt zu eine Vielzahl Beobachtungsmanifestationen und -prozesse in der Umwelt. Die folgende Tabelle listet die Eigenschaften der Hauptkomponenten der Plattenumgebung auf:
| Phase | Temperatur (ZU) |
Konzentration |
Wolkenmasse () |
Die Größe (PC) |
Anteil am belegten Volumen | Beobachtungsmethode |
|---|---|---|---|---|---|---|
| koronares Gas | ≈5 | ~0.003 | - | - | ~0.5 | Röntgen, Absorptionslinien von Metallen im UV |
| Helle HII-Bereiche | ≈ | ~30 | ~300 | ~10 | ~ | Helle Linie Hα |
| HII-Zonen mit geringer Dichte | ≈ | ~0.3 | - | - | ~0.1 | Hα-Linie |
| Intercloud-Umgebung | ≈ | ~0.1 | - | - | ~0.4 | Lyα-Linie |
| Warme HI-Regionen | ~ | ~1 | - | - | ~0.01 | HI-Strahlung bei λ=21 cm |
| Maser-Kondensationen | ~ | ~ | ~ | Maserstrahlung | ||
| Hallo Wolken | ≈80 | ~10 | ~100 | ~10 | ~0.01 | HI-Extinktionen bei λ=21 cm |
| Riesige Molekülwolken | ~20 | ~300 | ~3 | ~40 | ~3 | |
| molekulare Wolken | ≈10 | ~ | ~300 | ~1 | ~ | Absorptions- und Emissionslinien von molekularem Wasserstoff im Radio- und Infrarotspektrum. |
| Globuli | ≈10 | ~ | ~20 | ~0.3 | ~3 | Absorption im optischen Bereich. |
Maser-Effekt
Krebsnebel, grüne Farbe- Maserstrahlung
1965 wurden in mehreren Radioemissionsspektren sehr intensive und schmale Linien mit λ = 18 cm gefunden, weitere Untersuchungen zeigten, dass die Linien zum OH-Molekül gehören, und deren ungewöhnliches Eigentum ist das Ergebnis von Maserstrahlung. 1969 entdeckt er Maserquellen aus einem Wassermolekül bei λ=1,35 cm, später wurden Maser entdeckt, die auch an anderen Molekülen arbeiten. Für die Maser-Emission ist eine inverse Besetzung der Niveaus erforderlich (die Anzahl der Atome auf dem oberen Resonanzniveau ist größer als auf dem unteren). Dann wird Licht mit einer Resonanzfrequenz der Welle beim Durchgang durch die Substanz verstärkt und nicht geschwächt (dies wird als Masereffekt bezeichnet). Um eine inverse Population aufrechtzuerhalten, ist ein konstantes Pumpen von Energie erforderlich, daher werden alle Raummaser in zwei Typen unterteilt:
Physikalische Eigenschaften
Fehlen eines lokalen thermodynamischen Gleichgewichts (LTE)
Im interstellaren Medium ist die Atomkonzentration gering und die optische Tiefe gering. Das bedeutet, dass die Strahlungstemperatur die Strahlungstemperatur von Sternen (~5000 K) ist und nicht der Temperatur des Mediums selbst entspricht. Dabei können die Elektronen- und Ionentemperaturen des Plasmas stark voneinander abweichen, da der Energieaustausch beim Stoß äußerst selten stattfindet. Somit gibt es auch im lokalen Sinne keine einzelne Temperatur.
Die Verteilung der Anzahl von Atomen und Ionen über die Niveaupopulationen wird durch das Gleichgewicht von Rekombinations- und Ionisationsprozessen bestimmt. LTE erfordert, dass diese Prozesse im Gleichgewicht sind, damit die Bedingung des detaillierten Gleichgewichts erfüllt ist, jedoch im interstellaren Medium, direkt und umgekehrt elementare Prozesse unterschiedlicher Natur sind, weshalb eine detaillierte Bilanzierung nicht möglich ist.
Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen (hauptsächlich Wasserstoff- und Heliumplasma), der mit zunehmender Geschwindigkeit mit großer Geschwindigkeit aus der Sonnenkorona strömt. Die Geschwindigkeit des Sonnenwindes an der Heliopause beträgt etwa 450 km/s. Diese Geschwindigkeit übersteigt die Schallgeschwindigkeit im interstellaren Medium. Und wenn wir uns die Kollision des interstellaren Mediums und des Sonnenwindes als Kollision zweier Ströme vorstellen, dann entstehen bei ihrer Wechselwirkung Stoßwellen. Und das Medium selbst kann in drei Regionen unterteilt werden: die Region, in der es nur ISM-Partikel gibt, die Region, in der nur Sternwindpartikel vorhanden sind, und die Region ihrer Wechselwirkung.
Und wenn das interstellare Gas vollständig ionisiert wäre, wie ursprünglich angenommen, dann wäre alles genau so wie oben beschrieben. Aber wie die ersten Beobachtungen des interplanetaren Mediums in Ly-aplha bereits gezeigt haben, neutrale Teilchen interstellare Medien dringen in das Sonnensystem ein. Mit anderen Worten, die Sonne interagiert auf unterschiedliche Weise mit neutralem und ionisiertem Gas.
Verkehr Sonnensystem in der lokalen interstellaren Wolke
Wechselwirkung mit ionisiertem Gas
Stoßwellengrenze
Zuerst sonniger Wind verlangsamt, wird dichter, wärmer und turbulenter. Der Moment dieses Übergangs wird genannt Grenze Schockwelle (Terminierungsschock) und befindet sich in einer Entfernung von etwa 85-95 AE. B. von der Sonne. (Nach Angaben von Raumstationen Voyager 1 und Voyager 2, die diese Grenze im Dezember 2004 und August 2007 überquerten.)
Heliosphäre und Heliopause
Noch etwa 40 Uhr B. mit dem Sonnenwind kollidiert interstellare Materie und hört endlich auf. Diese Grenze, die das interstellare Medium von der Materie des Sonnensystems trennt, wird als Heliopause. In seiner Form ähnelt es einer länglichen Blase entgegengesetzte Bewegung Sonnenseite. Der von der Heliopause begrenzte Raumbereich wird genannt Heliosphäre.
