Лекция 5 Межзвездная среда Image Credit

Лекция 5. Межзвездная среда

Image Credit & Copyright: Jesús Vargas (Astrogades) & Maritxu Poyal (Maritxu) Туманность Ориона М 42 (справа), плотная пылевая туманность М 43 (центр), отражательная туманность 2 NGC 1977 (слева). Характерный размер области – около 40 св. лет

NASA, JPL-Caltech, T. Megeath (Univ. Toledo, Ohio) Туманность Ориона, ИК-диапазон, снимок с космического телескопа Spitzer 3

Межзвездные газ и пыль Галактика в радиодиапазоне 4

ближний ИК видимый радио 21 см (H) 2. 6 мм (СО) § ближний ИК: распределение звезд. § видимый диапазон: распределение пыли как распределение поглощающей свет звезд материи. § радио(21 cm): тонкий слой нейтрального атомарного водорода HI. § 2. 6 мм (СО): очень тонкий слой холодного плотного молекулярного газа. 5

Основные наблюдательные проявления межзвездной среды: • Наличие светящихся туманностей ионизованного водорода (HII) вокруг горячих звезд и отражательных газопылевых туманностей. • Ослабление света звезд (межзвездное поглощение) в непрерывном спектре и отдельных линиях, а также покраснение света (селективное поглощение пылью). • Поляризация света из-за рассеяния на электронах и на пылинках межзвездной среды, ориентированных вдоль крупномасштабного магнитного поля Галактики. • Радиоизлучение нейтрального водорода (HI) на длине волны 21 см. • Космические мазеры, возникающие на молекулах H 2 O, OH, метанола и др. в холодных плотных областях звездообразования. • Синхротронное излучение релятивистских электронов в межзвездных магнитных полях (электронная компонента космических лучей, которые ускоряются на фронтах ударных волн, возникающих в межзвездной среде при вспышках сверхновых). • Инфракрасное излучение межзвездной пыли. • Мягкое рентгеновское излучение от горячих областей, нагретых ударными волнами при вспышках сверхновых и при истечении мощного звездного ветра от ассоциаций молодых массивных ОВ-звезд (корональный газ). Основные характеристики и наблюдательные проявления межзвездной пыли: • Исследуется, используя явления экстинкции и поляризации света в диапазоне длин волн от УФ до субмиллиметрового излучения. • Пылевые частицы обычно разделяют на два больших подкласса: силикатные и углеродистые частицы. • Размеры частиц варьируют от «малых» (r ~ 10 нм) до «нормальных» (r ~ 100 ÷ 200 нм) и далее до «крупных» (r ~ 10 мкм) частиц. • Пылевые частицы распределены по радиусам по степенному закону с показателем степени примерно равным – 3. 5: • Молекулярный водород в межзвездной среде образуется на поверхности пылевых частиц за счет каталитических реакций. • Плотные холодные облака содержат больше «крупных» пылевых частиц из-за образования ледяных «мантий» у пылевых частиц. • Пылевые частицы образуют с газом очень однородную смесь и составляют по массе около 1% от массы газа. • Отношение числа «нормальных» пылинок к числу атомов водорода – nd /n ~ 10 -12 ÷ 10 -13, для «малых» пылинок – nd /n ~ 10 -10. • Эффективная поверхность пылевых частиц в единице объема составляет примерно 2. 10 -25 м-1. 6

Компоненты межзвездной среды Компонента Где наблюдается T, K n, см-3 Метод наблюдения HI диск, частично гало, ~ 90 % массы, ~ 50 % объема 50 – 300 1 – 100 линия HI 21 см линии поглощения УФ H 2 темные облака в диске, 3 – 100 ~ 10 % массы, ~ 1 % объема 102 – 106 линии поглощения УФ линии излучения ИР CO, HCN, H 2 O, … темные облака в диске 3 – 100 102 – 106 линии излучения ИР, радио HII окрестности O-B звезд, эмиссионные туманности 5000 – 10000 102 – 104 линии излучения V, ИК горячий газ везде 106 – 107, 0. 01 рентген Пыль в основном в диске, ~ 1 % массы 20 – 100 поглощение света звезд, излучение в ИК магнитное поле везде мк. Гс поляризация, Зееман, синхротрон космические лучи везде до 1020 э. В атмосферные ливни Обилие элементов в МЗС (атомов на атом H) Элемент H He C N O Na Обилие 1 0. 075 2. 5. 10 -4 6. 3. 10 -5 4. 5. 10 -4 2. 1. 10 -6 Элемент Mg Al Si S Ca Fe Обилие 4. 2. 10 -5 3. 1. 10 -5 4. 3. 10 -5 1. 7. 10 -5 2. 2. 10 -6 4. 3. 10 -5 Полная масса МЗС превышает 15 % от массы звезд (для спиральных 7

Фазы межзвездной среды Основные составляющие МЗС. Фаза Корональный газ T, K n, см-3 ≈ 5. 105 ~ 0. 003 Масса Размер, Доля облаков, пк объема MSun – – Высока степень ионизации. Наблюдаются ионы OVI (O 5+) c IP = 114 э. В. Большая роль в ~ 0. 5 формировании принадлежит вспышкам сверхновых. – – ~ 0. 1 Зоны HII низкой плотности ≈ 104 Межоблачная среда ≈ 104 ~ 0. 1 – – Теплые области HI Облака HI ≈ 103 ≈ 80 ~ 10 – ~ 10 Темные облака ≈ 10 ~ 103 ~ 300 ~ 1 Глобулы ≈ 10 ~ 104 ~ 20 ~ 0. 3 ≈ 104 ~ 300 ~ 10 Области HII Гигантские молекулярные облака Мазерные конденсации ~ 0. 3 Дополнительная информация ~ 20 ~ 300 ~ 3. 105 ≥ 100 ~ 1010 ~ 105 Водород находится в атомарном состоянии и ~ 0. 4 нейтрален. Все элементы с IP < IP(H) = 13. 6 э. В ионизованы. Основной ион C+. ~ 0. 01 УФ-излучение не проникает внутрь. Присутствует небольшое кол-во ионов. Водород в основном в ~ 10 -5 молекулярной форме. Обнаружены более 50 -и молекул. ~ 3. 10 -9 Расположены вблизи горячих звезд. Доминантный ~ 10 -4 ион H+. Наблюдаются ионы He+, C+, N+, O+ и др. ~ 40 ~ 3. 10 -4 ~ 10 -5 Области звездообразования. Обнаружено большое число молекул. – 8

Межзвездная среда в окрестностях Солнца (оранжевый – молекулярные облака) 9

Многофазные модели межзвездной среды Три основных фазы МЗС: § горячая (T > 106 K) § теплая (T ≈ 104 K) § холодная (T ≈ 102 K) Все фазы находятся в равновесии (приблизительно) по давлению. Зоны переходов между фазами весьма узкие. Равновесное состояние устанавливается при балансе охлаждения и нагрева. 10

Основные механизмы нагрева газа (коэффициент объемного нагрева Γ [эрг/см 3 с]): § Ультрафиолетовое излучение звезд (фотоионизация) § Нагрев ударными волнами Энергия поступательного движения за фронтом волны переходит в энергию теплового движения молекул § Объемный нагрев газа проникающей радиацией и космическими лучами (особенно частицами из мягкого конца спектра космических лучей) Нагрев осуществляется при кулоновском взаимодействии заряженных частиц со средой и через вторичные свободные электроны, образующиеся при ионизации среды быстрыми частицами. § Объемный нагрев газа жестким электромагнитным излучением (рентгеновскими и гамма-квантами). Осуществляется в основном вторичными электронами при фотоионизации и при Комптоновском рассеянии Передача энергии электрону при рассеянии на угол θ: с Томсоновским сечением 6. 65. 10 -25 см 2. Тогда скорость объемного нагрева плазмы в поле электромагнитного излучения с плотностью энергии ρ ν будет 11

12

§ Излучение в спектральных линиях Охлаждение происходит при излучении квантов с уровней, заселенных при возбуждении электронным ударом. При рекомбинационном заселении уровней тепловая энергия среды не уменьшается, т. к. уносится внутренняя энергия ионов. Спектральный диапазон, в котором происходит основное охлаждение в линиях, определяется температурой – чем энергичнее фотон, тем больше энергии он уносит, но тем больше должна быть температура газа чтобы возбудить соответствующий переход: Основные линии охлаждения МЗС Температура, K Охлаждение в линиях > 106 Рентгеновские линии H- и He-подобных ионов тяжелых элементов; Остатки сверхновых – O VII (21. 6 A), O VIII (18. 96 A); Межгалактический горячий газ – Si, Fe (E ~ 7 кэ. В) 2. 104 ÷ 106 Резонансные УФ-линии Не и тяжелых элементов до Fe (1 ÷ 2). 104 Линии Н (в основном Lyα) (5 ÷ 10). 103 Запрещенные линии тяжелых элементов 30 ÷ 104 Далекие ИК-линии при переходах между уровнями тонкой структуры основных термов < (1 ÷ 2). 103 Возбуждение и высвечивание молекулярных уровней (в основном молекулы Н 2) < 30 Вращательные переходы молекул CO и воды Н 2 O § Ионизация электронным ударом Это специфический для разреженной среды безизлучательный процесс охлаждения. Тепловая энергия расходуется на отрыв электрона и запасается в виде внутренней (не тепловой) энергии среды. Затем высвечивается при рекомбинациях. В стационарном случае затраты энергии на ударную ионизацию равны внутренней энергии, высвечиваемой при рекомбинациях. 13

14

Теплая фаза WIM Холодная фаза CIM Двухфазная модель МЗС Многофазное состояние – нестационарное, и может существовать только при наличии потоков энергии и/или массы в среде. Функция охлаждения межзвездного газа Поставщиком энергии являются вспышки сверхновых. характерное время охлаждения газа 15

Трехфазная модель МЗС, при учете вспышек сверхновых. 16

Холодная межзвездная среда (CIM) Обнаруживается в основном по абсорбционным линиям тяжелых элементов, эмиссионным линиям молекул и линии 21 см нейтрального водорода. – частота столкновений При n. H ≈ 1 см− 3 , T ≈ 100 K, τc ≈ 500 лет. Энергия столкновений ≤ 10− 2 э. В, → большинство частиц в самом нижнем энергетическом состоянии, либо на метастабильных уровнях сверхтонкой структуры (если есть). переход с λ = 21 см A-коэффициент равен 2. 869·10 -15 с-1, время жизни 11 млн лет! Естественная ширина линии очень мала, доплеровское уширение дает FWHM = 2. 02 T 1/2 к. Гц. Доплеровский сдвиг частоты при движении облаков: 4. 74 V к. Гц, [V]=км/c. 17

18

Облака HI Типичный размер R ≈ 5 пк, типичная масса M ≈ 500 Mʘ. Облака гравитационно несвязанны (|U| = |EG/2| по теореме вириала) и могут сохранять стабильность только под воздействием окружения. 19

Молекулярные облака Исследуются в основном по излучению 12 CO и 13 CO (J(1 -0), λ = 2. 6 мм, ν = 115 ГГц) 20

Небольшие облака: массы 102 – 104 Mʘ, размеры R = 1 – 10 пк; Гигантские молекулярные облака (ГМО): массы 105 – 106. 5 Mʘ, размеры R = 10 – 60 пк; температуры T = 10 – 30 К. Ширина линии CO ≈ 3 км/с, что больше тепловой → определяется турбулентностью. дисперсия скоростей в облаках. ГМО находятся приблизительно в состоянии гравитационного равновесия (самогравитирующие облака), что для наблюденного профиля плотности ρ(r) ~ R/r: Средняя лучевая концентрация водорода в облаках практически не зависит от M: - хорошо согласуется с оценками по поглощению света звезд. 21

Межзвездная пыль Пылевые частицы состоят в основном из силикатов и графитов. Особенности на 6. 2 и 7. 6 мкм на рисунке соответствуют PAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) Спектр атмосферы красного гиганта Лабораторный спектр одной из модификаций PAH Источники формирования межзвездной пыли 22

Температура пыли определяется в основном балансом между поглощением в УФ и оптике и излучением в ИК: Усредненная кривая межзвездной экстинкции При допущении εA = εE, Td ≈ 10 – 100 К. 23

Теплая межзвездная среда (WIM) Орион в ИК и оптике 24

Основные механизмы охлаждения и нагрева для зон HII 25

Радиус Стремгрена (Strömgren) В стационарном состоянии скорость фотоионизации должна быть равна скорости рекомбинации Γpi – скорость фотоионизации αH – скорость рекомбинации σi – сечение ионизации 26

Горячая межзвездная среда (HIM) 27

Нетепловой спектр Крабовидной туманности Сверхновая 1054 г. Скорость расширения 1100 км/с Светимость 5 · 1033 эрг/с 28

Оболочечная структура в распределении нейтрального водорода при наблюдении на высоких широтах 29

Звездообразование 30

Гравитационная неустойчивость газовых облаков Однородное бесконечное газовое облако в гидростатическом равновесии, ρ = ρ0 = const, T = T 0 = const. Очевидно, начиная с некоторого радиуса R равновесие невозможно и объем начнет сжиматься. Система уравнений гидродинамики (без учета магнитного поля) для идеального газа, управляющая динамикой газового облака в поле тяготения 31

К равновесным решениям добавлены малые возмущения Предполагая, что газ изотермический (Cs = const), и отбрасывая все члены выше первого порядка в уравнениях для возмущений, получим волновое уравнение для возмущений: 32

Из дисперсионного соотношения следует, что ω > 0 при условии, что k больше некоторого критического значения (ω меньше критической длины волны): В масштабах меньших джинсовской длины волны возмущения представляют собой акустические колебания. При λ > λJ, ω2 < 0 малые возмущения нарастают экспоненциально. Рост возмущений плотности определяется только начальной плотностью среды и не зависит от силы (амплитуды) возмущения: Таким образом, область, где происходит возмущение плотности должна быть достаточно велика (и обладать достаточной массой), чтобы в ней мог начаться самопроизвольный коллапс газового облака. 33

Для холодной плотной межзвездной среды n ~ 100 частиц/см 3, ρ ~ 10 -22 г/см 3, время сжатия tff ~ 107 лет, c. S ~ 10 км/с, λJ ~ 3. 1014. 106 = 3. 1020 см = 100 пк, MJ ~ 1038 г ~ 5. 104 MSun. Характерная масса гигантского молекулярного облака около 105 MSun, т. е. эта оценка показывает, что все облако целиком может начать сжиматься из-за гравитационной неустойчивости. Для характерных физических условий в межзвездной среде, джинсовская масса много больше характерных масс звезд. Большинство молекулярных облаков обладают кинетической энергией внутренних движений, превышающей отрицательную потенциальную энергию облака, и потому не могут начать сжатие без дополнительных внешних факторов. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике (их несколько тысяч) свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за время ~ 106 лет из них образовались бы звезды. Так как полная масса молекулярного водорода в Галактике MH 2 ~ 109 M , то темп звездообразования составил бы 109/106 = 103 M в год. Однако наблюдаемое значение темпа звездообразования в Галактике – около 1 M в год. Это замедление звездообразование обусловлено вращением и магнитным полем (из-за вмороженности поля в космическую плазму). С другой стороны, сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых, спиральные волны плотности и звездный ветер от горячих ОВ-звезд. 34

Фрагментация облаков По мере сжатия плотность возрастает, Джинсовская длина волны уменьшается и появляется возможность фрагментации среды на маломасштабные образования. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Молодые массивные горячие звезды наблюдаются почти исключительно в ОВассоциациях. при изотермическом коллапсе джинсовская масса уменьшается при адиабатическом коллапсе Для поддержания изотермического режима необходим вывод выделяющейся потенциальной энергии излучением из облака условие на изотермическое сжатие Характерное время высвечивания облака порядка 100 лет, что и позволяет коллапсу идти в изотермическом режиме 35

До тех пор, пока центральная температура и плотность недостаточны для начала термоядерных реакций синтеза, при сжатии происходит выделение гравитационной энергии, половина которой, в соответствии с теоремой вириала, идет на увеличение тепловой энергии, а другая половина уходит в виде излучения. Эта фаза эволюции называется стадией протозвезды. светимость облака при сжатии в изотермическом режиме светимость АЧТ Для изотермического сжатия облака необходимо, чтобы его светимость была заведомо меньше, чем для АЧТ при той же температуре. Светимость АЧТ суть предельно возможная светимость тела при заданной температуре для малых отклонений от ЛТР в среде и достигается она лишь для оптически толстого объекта. Это означает, что приближении к светимости АЧТ объект становится оптически толстым и излучение не может эффективно выносить энергию наружу из объема, что ведет к переходу сжатия в адиабатический режим. Lc ≥ Lg – условие перехода к адиабатическому коллапсу 36

джинсовская масса при адиабатическом коллапсе увеличивается с плотностью, что останавливает фрагментацию при переходе к адиабатическому сжатию Из условия Lc = Lg можно найти нижний предел массы сгустка в сжимающемся, фрагментирующемся газовом облаке: Минимальная возможная масса сгустка при фрагментации облака (примерно соответствует минимальным обнаруженным массам звезд) 37

Процессы, ведущие к звездообразованию Вращение может остановить коллапс (решение: амбиполярная диффузия, образование кратных звезд, планетных систем) Характерное время процесса коллапса ≈ 107 лет 38

Стимулированное звездообразование 39

Протозвезды и молодые звездные объекты 40

1. В конце процесса фрагментации сгустки продолжают сжиматься изотермически с температурой десятки кельвинов (A-B) 2. При плотности 1011 см− 3 сгусток становится оптически толстым вплоть до ИК и продолжает медленно сжиматься при почти постоянной эффективной температуре (фаза протозвезды) 3. При плотности 1016 см− 3 и T = 1000 К начинается диссоциация H 2. Потенциальная энергия перекачивается во внутреннюю энергию диссоциации, что останавливает рост температуры. Сжатие опять в режиме свободного падения (C) 4. При плотности 1022 см− 3 и T = 104 К сжатие опять замедляется. Центральная часть имеет радиус 10 R , но массу только 10− 3 M. Это ядро окружено оптически толстой оболочкой с радиусом 106 R. Газ оболочки выпадает на ядро со сверхзвуковой скоростью и формирует ударный фронт, разогревающий ядро. Вращение сгустка может сформировать аккреционный диск. Характерное время стадии 105 лет. В конце стадии звезда полностью сформирована, но термоядерные реакции не идут. (D-E) 5. Звезда сжимается и разогревается. Возникает конвекция, светимость падает, звезда приходит на линии Хаяши. Возможно возникновение джетов, выносящих лишний угловой момент (E-F) 6. При сжатии до T = 107 K и плотности 1026 см− 3 в ядре загорается водород и звезда стабилизируется на главной последовательности (G) 41

42

43

Плеяды Copyright: Stanislav Volskiy 44

Планеты и внесолнечные планетные системы 45

Формирование планетных систем Планеты формируются из протопланетного газопылевого диска путем аккумуляции планетезималей и дальнейших процессов слипания и выметания окружающего газа и пыли. 46

Гидродинамическое моделирование образования планет в диске 47

Протопланетный диск около звезды HD 100546 48

Проплиды (молодые планетные системы в процессе формирования) в области звездообразования в Орионе 49

Поиск внесолнечных планет 50

Доплеровская спектроскопия Сдвиг линий в спектре звезды. Применим для звезд начиная с класса F и для более поздних (горячие звезды более активны, могут пульсировать и быстро вращаться) 51

52

53

54

§ планеты найдены более, чем у 310 звезд § 0. 01 ≤ M·sin(i)/MJup ≤ 22 § 0. 02 – 7. 7 ае – большие полуоси орбит § 0. 0 - 0. 93 – эксцентриситеты § 1. 2 – 36525 дней – периоды 55

Астрометрия Оценивается периодический пространственный сдвиг звезды Чувствительность: орбита в 1 ае планеты с массой 66 Me для звезды с массой Солнца на расстоянии 10 пк. Фотометрия прохождений 56