1 Хронология открытия межзвездной и межгалактической среды

1

Хронология открытия межзвездной и межгалактической среды 1848 – Росс изучал туманность М 1 и назвал ее Крабовидной nуманностью. 1864 - В. Хаггинс получил спектр туманности Ориона и установил, что она состоит из газа. 1927 - И. Боуэн объяснил ряд природу эмиссионных ( «запрещенных» ) линий в спектрах туманностей. 1930 – Р. Трумплер открыл межзвездное поглощение сравнением угловых диаметров и яркостей скоплений звезд. 1944 – Ван дер Хелст предсказал излучение водорода на длине волны 21 см. В 1951 году оно было открыто. 1965 – Открытие «Лайман альфа леса» , свидетельствующего о существовании межгалактической среды. 1969 -1970 – Обнаружение межзвездных молекул формальдегида, Н 2 и др. 2

Межзвездная среда (МЗС) Основные компоненты межзвездной среды это: --- нейтральный водород HI, --- молекулярный водород H 2 , --- зоны ионизованного водорода HII, --- атомы и частицы пыли в пространстве между звездами. Хотя плотность МЗС на несколько порядков меньше плотности той разряженной среды, которую можно создать в лабораторных условиях, тем не менее общая масса МЗС в нашей Галактике составляет 5% от всей ее массы. Межзвездная среда состоит на 99% из газа. Большая часть этого газа приходится на водород. Плотность вещества – 1 атом в кубическом см. Для сравнения – в воздухе в кубическом см находится 3 1019 частиц. Межзвездный газ, водород Гелий Пыль 3

Три вида туманностей n Отражательные туманности рассеивают свет от близко располо- женной звезды. Спектр туманности воспроизводит спектр этой звезды. Справа отражательная туманность Калифорния, она светится за счет звезды Xi Persei. Эмиссионные туманности: Горячая звезда возбуждает окружающий газ и заставляет его светиться. Пылевая туманность. Но она содержит и газ. 4

Темная туманность Вarnard 68 v Пылевая туманность Barnard 68 является настолько плотной, что она плохо пропус- кает свет от далеких звезд. В ней также имеется и молекуляр- ные облака. Обратить внимание, что цвет звезд за туманностью - красноватый (см. слайды ниже N 16 -18). 5

На этом снимке удачно попали изображения трех основных видов межзвездной среды: слева внизу-голубое изображение это отражательная пылевая туманность в Плеядах, справа вверху- красное изображение это газовая туманность, по диагонали справа сверху и налево вниз – недостаток числа 6 звезд вызван пылевым веществом.

Нейтральный водород Типичная плотность этого водорода 1 атом/1 см 3 ( 10 -24 г/см 3). Поскольку межзвездная среда имеет низкую температуру ~100 K, то водород не может возбуждаться до верхних энергетических состояний и поэтому не может проявить себя через спектральные линии. Но у основного состояния водорода есть одна примечательная особенность. Электрон, вращающийся на первой орбите, может иметь одно из двух значений спина (+1/2 и – 1/2). Это означает, что самый нижний уровень атома водорода имеет 2 слабо различающихся энергетических состояний (подуровня). Спины ядра и электрона параллельны антипараллельны 2 уровень 1 уровень С верхнего подуровня может произойти переход на нижний подуровень с излучением фотона на длине волны 21 см. Вероятность такого пере- ход очень мала (один переход за 500 млн. лет), но все же она 7 реализуется. Поэтому есть шанс обнаружить нейтральный водород в радиодиапазоне.

8

Вид профиля линии 21 см на разных галактических долготах интенсивность Облака водорода двигают перпендикулярно лучу зр ния, поэтому линия не см щена. Луч зрения проходит чере 4 облака нейтрального во рода, в результате линии смещены, показывая луче скорости вращения каждо облака. При направлении на центр Галактики доплеровского смещения нет. V (км/сек) 9

Распределение нейтрального водорода A Map of the Milky Way Based on 21 -cm по радионаблюдениям на длине волны wavelength light mapping. =21 см Солнце На карте прослеживается спиральная структура Галактики. Зона в направлении на центр-антицентр Галактики не может быть исследована, так как в этом направлении нет доплеровского смещения линии 21 см. 10

Спиральная структура галактики М 83 по Spiral Galaxy M 83 observed in both наблюдениям в оптическом и радио диапазонах visible light and radio wavelengths. =13 h 37 ь = -29052’ m=7. 6. Оптический диапазон Радио диапазон Расстояния до галактики равно 15 000 с. л. Сравнить этот слайд с предыдущим. 11

Типы молекулярных облаков Прозрачные облака Т~15 -50 K N~5*102 – 5*103 см-3 M~3 -100 M R~1 -10 пс Гигантские молекулярные облака Т~20 K N~1*102 – 3*102 см-3 M~106 M R~50 пс Ядра гигантских молекулярных облаков Т~100 -200 K N~1*105 – 3*107 см-3 M~10 -1000 M R<1 пс 12

Молекулярные облака имеют концентрацию молекул 1000 молекул в см 3 и низкую температуру порядка 10 К. Они состоят преимущест- венно из молекул водорода, но есть и около 50 других молекул и их фрагментов, например, NH 3, CH, OH, CS и др. Кроме того, в облаках имеется и пыль. Типичный размер облаков ~50 парсек. В нашей Галактике обнаружено около 1000 молекулярных облаков. Молекулярные облака связаны со звездообразованием. Молекулярные облака не светятся в видимом свете. Их обнаруживают в радиодиапазоне по излучению молекул. водород Соединение: аморфный углерод+грфит+ силикаты (силиций+кислород+металлы) Частица молекулярного облака 13 Молекулярное облако

Как обнаружить молекулы в межзвездной среде? Молекулы как и атомы могут в спектре образовывать линии и полосы. Они являются результатом того, что компоненты молекул могут совершать как вращательные, так вибрирующие движения. Образованные в результате линии и полосы лежат только в миллиметровом диапазоне спектра. вращение вибрация 14

Гигантские молекулярные облака n Такие облака имеют массу 106 M и диаметр 150 с. л. Внутри облаков находится плотное теплое ядро размером в 2 -3 с. г. с температурой T~100 K и плотностью N~107 -109 молекул/cм 3. n Именно в этих областях происходит процесс образования звезд. n 15

Расположение молекулярных облаков в направлении на центр Галактики 1350 900 450 Центр Галактик и Рукав На 4 кпс Рукав В Щите Рукав в Стрельце 00 К Солнцу 16

Межзвездная пыль в галактиках присутствует в виде следующих образований: - пыль, распределенная в пространстве между звездами, проявляет себя косвенно - через межзвездное погло щение: в среднем на каждые 10 кпс звездная величина звезды становится слабее на 2 звездные величины; - пыль может собираться в облака (пылевые туманности), которые проявляют себя двояким образом : - как темные облака, - как светлые отражательные туманности; - химический состав пыли точно не известен (силикаты, железо, углерод, лед). 17

Межзвездные пылинки рассеянное пылью звезда Межзвездные пылинки излучение в синей области спектра излучение в красной области спектра доходит до наблюдателя рассеянное пылью излучение в синей области спектра Непосредственно пылинки наблюдать невозможно. Но пылинки обладают селективной (избирательной) способностью рассеивать свет от далекой звезды. Так как размеры пылинок примерно 10 -5 см, то они сильно рассеивают излучение с примерно такой же длиной волны, т. е. с λ~103 А (синее излучение). Излучение с большей длиной волны (красное излучение) проходит сквозь пыль без рассеяния. Это означает, что межзвездная пыль будет вызывать 18 покраснение далеких звезд. Это и было обнаружено.

19

Темные пылевые туманности • Эти туманности являются достаточно плотными образовани ими с низкой температурой (10 -20 K). • Типичный размер пылевых туманностей – около нескольких парсеков. Туманность Конская Голова является частью обширного газо-пылевого комплекса в созвездии Туманность Ориона. Она находится на расстоянии 1500 световых лет. Только благодаря тому, что туманность проектируется на светлую эмиссионную туманность IC 434. Ниже видна другая светлая туманность NGC 2023, которая светится за счет отражения света от рялом расположенной звезды. 20

Межзвездный газ и пыль. Туманность «Орел» =18 h 19 ь = -13047’ m. V=6. 4 Громадные облака водородного газа и пыли Ультрафиолетовое излучение от близкой звезды Только что образовавшаяся 21 звезда

Облака межзвездной пыли Межзвездная пыль сама не излучает, мало того, она является непрозрачной для излучения в оптической области. Как тогда ее обнаружить? Есть несколько вариантов: Вариант 1. Если горячая звезда находится рядом с темной туманностью, то она своим излучением может темную пылевую туманность сделать светлой. Светлая пылевая туманность, освещенная соседними звездами 22

Отражательные туманности • Излучение на разных длинах волн от близко распо- ложенной звезды падает на туманность. • Излучение в синей части спектра рассеивается, а в красной части спектра- проходит без рассеяния. • В зависимости от расположения туманности, звезды и наблюдателя цвет отражательной туманности будет разным. Звезда Излучение от звезды Наблюдатель видит туманность голубоватого цвета Наблюдатель видит туманность красно ватового цвета 23

Вариант 2. Может случиться так, что темная пылевая туманность окажется ближе, чем позади расположенная светлая туманность Пылевая туманность «Конская голова» 24

Вариант 3. Облако может оказаться настолько плотным, что оно не будет пропускать свет позади расположенных звезд Визульный снимок Инфракрасный снимок Пылевая туманность Барнарда 68 25

Что поставляет пыль в Галактику? Источники пыли в Галактике Красные гиганты Взрывы новых Взрывы сверхновых Протозвезды Интенсивность сброса пыли в Галактику в год (в массах Солнца) 3∙ 10– 3 2∙ 10– 3 3∙ 10– 3 Звезда 0, 2∙ 10– 3 Планетарные туманности 0, 4∙ 10– 3 Звезды типа WR 0, 01∙ 10– 3 Протозвезда Красный гигант Туманность Сверхновая 26 Круговорот пыли и газа

Зоны ионизованного водорода НII (1) Если нейтральный водород окажется около горячей звезды, то могут происходить следующие процессы. Часть ультрафиолето- вого излучения этой звезды может ионизовать водород в туман- ности, образуя вокруг звезды зону, состоящую из ионизованного водорода HII. Другая часть излучения звезды добавляется к кинетической энергии свободных электронов. Столкновения этих электронов с другими частицами передают часть кинетической энергии этим частицам. В итоге, в туманности устанавливается кинетическая температура в районе 7000 -20000 К. Средняя концентрация частиц в зонах туманности 102 – 104 частиц в см 3. 27

Спектр газовых туманностей Длина волны (А) Спектр газовой туманности состоит из эмиссионных линий, которые образуются за счет переработки энергии соседней горячей звезды. Одна их схем такой переработки такова: - ультрафиолетовое излучение звезды ионизует атомы и образует ионы и свободные электроны, - свободные электроны соединяются с ионами (рекомбинируют), излучая кванты, - после рекомбинации на высокие уровни электроны переходят на более низкие уровни, образуя эмиссионные 28 линии.

Как был обнаружен межзвездный газ Гартман, исследуя двойные звезды обнаружил интересный факт: - большинство спектральных линий смещались периодически из-за орбитального движения звезд (см. тему Т 27); - но одна линия (это линия Са. II) оставалась всегда на своем положении ( на рисунке она красная). Гартман интерпретировал это так: двойная звезда находится в общей оболочке, состоящей из атомов Са. II, не участвующие во вращении. Но когда выяснили, что сила линий Са. II за висит от расстояний до звезд, то пришли к выводу, что атомы Са. II распределены в пространстве между двойной звездой и наблюдателем. Са. II Объяснение Гартмана Са. II Современное объяснение 29

30

Межзвездный газ (2) 1. Средняя концентрация межзвездного газа 1 частица в 1 см 3. Для сравнения: лабораторный вакуум – 10 12 частиц в см 3, воздух – 1019 частиц в см 3 2. Состав газа таков: 90% - водород, 9% - гелий 1% - CO, H 2 O, NH 3, CH 3 OH и др. 3. Температура газа лежит в интервале от нескольких кельви нов до 10 000 К. 4. Горячий ионизованный газ образуются за счет звезд: звездные ветры, вспышки звезд и др. Затем в течение млн лет он охлаж дается и образует атомы и молекулы, в основном, Н 2. 31

32

Как отличить в спектре звезды линии «звездного» происхождения от линий «межзвездного» происхождения? (2) 4. В спектрах О-B звезд не могут наблюдаться линии Ca. II, так как температура у них очень велика и атомов Ca. II очень мало: кальций находится в состоянии Ca. III. Поэтому если эти линии наблюдаются, то они образуются за пределами атмосферы звезды, т. е. в межзвездном пространстве. Спектр В 0 сверхгиганта с линиями Ca. II 33

Межгалактическая среда (1) Существование межгалактической среды можно предположить из следующего аргумента. Очень маловероятно, что при эволюции Вселенной все диффузное вещество было использовано для образования галактик. Часть этого неизрасходованного вещества должно остаться в межгалактическом пространстве. Какие наблюдения могут подтвердить этот тезис? 1. Поиск поглощения нейтральными атомами водорода, гелия и других атомов в спектрах далеких квазаров. Это было предсказано Шкловским И. С. (1964) и открыто в в 1965 году. 2. Поиск фонового диффузного рентгеновского излучения. Это было обнаружено и было установлено, что оно исходит от компактных внегалактических объектов. 3. Поиск систематического покраснения далеких объектов, вызванного поглощением межгалактической пылью. 34

Межгалактическая среда (2) Везде во о Вселенной можно имеются облака водорода, которые поглощают свет от удаленных объектов. Изза этих облаков газа в спектрах удаленных квазаров возникают многочисленные линии поглощения, которые называют иногда: "лес В удаленных квазарах линий гораздо больше, чем в близлежащих квазарах. Это означает, линий Лайман-альфа". из что в ранней Вселенной была настоящая "чаща" из облаков. На рисунке показано одно из возможных распределений облаков при красном смещении z=3, полученное методом компьютерного моделирования. Размер одной стороны пространственной фигуры - 30 миллионов 35 световых лет

Schematic illustration of the cumulative absorption spectra due to cosmologically distributed gas which intersects the line of sight from Earth to the QSO (from Ed Janssen, ESO) 36

Межгалактическая среда (3) L -линия Спектр квазара, расположенного на Z=1. 899. Широкая эмисси онная линия при =3525 А это смещенная резонансная L линия водорода, которая должна находится на длине волны =1215 А. В синем крыле этой линии находится много линий поглощения, образованные при прохождении света от квазара через разные облака межгалактической среды. 37