Menu
11.12.2014| Осип| 2 комментариев

Звезды. Их рождение, жизнь и смерть И. С. Шкловский

У нас вы можете скачать книгу Звезды. Их рождение, жизнь и смерть И. С. Шкловский в fb2, txt, PDF, EPUB, doc, rtf, jar, djvu, lrf!

Да потому, что вся комната наполнена прямым и рассеянным солнечным светом, спектральный состав которого примерно такой же, как у солнечного излучения. Ну, а спектр Солнца очень близок к спектру абсолютно черного тела, нагретого до температуры К.

В то же время следует иметь в виду, что плотность энергии солнечного излучения в комнате может быть в сотню тысяч раз меньше, чем на поверхности Солнца: Какой же смысл имеет бытующее представление о том, что температура комнаты 20 градусов Цельсия?

Неявно мы при этом говорим о кинетической температуре, т. Между тем К есть цветовая температура излучения, заполняющая эту комнату. Таким образом, на этом простейшем примере видно, сколь велики отклонения от термодинамического равновесия даже в самых обычных условиях. Заметим, кстати, что сама жизнь как весьма сложный физико-химический процесс возможна только при отсутствии термодинамического равновесия.

Строгое термодинамическое равновесие это смерть. Можно ли говорить о температуре в межзвездном пространстве, где отклонения от термодинамического равновесия исключительно велики?

Общие сведения о межзвёздной среде речь. Чаще всего приходится говорить о кинетической температуре межзвездной среды, которая может меняться в довольно широких пределах см. С другой стороны, межзвездное пространство наполнено излучением от огромного количества звезд.

Поэтому цветовая температура этого излучения такая же, как у звезд, т. Если мы рассматриваем, например, область межзвездного пространства на расстоянии нескольких десятков световых лет от горячей звезды гиганта спектрального класса О В см. Наоборот, на таком же расстоянии от красного сверхгиганта цветовая температура может быть около 3 тысяч кельвинов. В то же время плотность излучения в межзвездном пространстве исключительно мала. Следовательно, так как энергия каждого из световых квантов около 3 электронвольт, на кубический сантиметр межзвездного пространства приходится меньше одного кванта.

В то же время энергии этих квантов примерно такие же, как в звездных атмосферах, где плотность квантов неизмеримо больше. Температура межзвездной среды, определяемая по плотности заполняющего ее излучения, исключительно низка порядка нескольких кельвинов. Крайнее несоответствие между высокой цветовой температурой излучения, заполняющего межзвездную среду, и его очень низкой плотностью являетcя едва ли не основным фактором, определяющим своеобразие физических условий в этой среде.

Рассмотрим конкретный, очень важный для дальнейшего, пример. Из этой формулы, опирающейся на основные представления квантовой теории, следует, что кинетическая энергия фотоэлектрона определяется только частотой поглощенного кванта. Она совершенно не зависит от плотности таких квантов в окружающем пространстве. Поэтому кинетические энергии фотоэлектронов в межзвездном пространстве будут такими же, как в атмосферах звезд, т.

Сталкиваясь между собой, эти электроны сравнительно быстро установят максвеллово распределение скоростей, следовательно, можно будет говорить об их кинетической температуре.

С другой стороны, по причине неупругих столкновений с атомами электроны будут непрерывно терять энергию. Общие сведения о межзвёздной среде Низкая плотность излучения в межзвездном пространстве в сочетании с крайне низкой плотностью межзвездного газа имеет и другое очень важное следствие, о котором мы уже упоминали раньше.

Так как по этой причине процессы поглощения излучения атомами будут происходить очень редко, возбужденные каким-либо образом атомы и молекулы будут без всяких препятствий переходить в основное состояние, излучая при этом соответствующие кванты. Как правило, такие процессы связаны с поглощением ультрафиолетовых квантов, так как частоты резонансных линий и потенциалы ионизации атомов и ионов достаточно велики.

В межзвездном пространстве типичной является следующая ситуация. Облако межзвездного газа, находящееся в сравнительной близости от горячей и поэтому сильно излучающей в ультрафиолетовой части спектра звезды поглощает кванты, способные ионизовать водород. Из-за поглощения этих квантов подавляющая часть водородных атомов в облаке становится ионизованными. Электроны, рекомбинируя с протонами, будут излучать уже кванты в видимой и инфракрасной областях, например, в линиях бальмеровской серии.

Те нее электроны, сталкиваясь с атомами и ионами кислорода, азота, серы и других элементов, будут возбуждать имеющиеся у них метастабильные уровни. Области межзвездного газа, расположенные в сравнительной близости от горячих звезд-гигантов спектральных классов О и В, обязательно должны быть полностью ионизованными. Будет ли, однако, ионизован весь межзвездный газ? Расчеты, подкрепленные наблюдениями см.

Горячие звезды способны ионизовать водород вокруг себя только до определенного расстояния, зависящего как от мощности ультрафиолетового излучения звезды, так и от плотности межзвездной среды. Радиус какой-нибудь зоны Н II определяется из баланса ионизации внутри нее: Общие сведения о межзвёздной среде квантов которые излучаются горячей звездой равно количеству рекомбинаций между протонами и электронами. Так как каждый поглощенный квант приводит к появлению пары ионов, в тс время как каждый акт рекомбинации уничтожает пару ионов, наше условие просто означает неизменность состояния ионизации со временем.

Запишем это условие математически: Внутри этой огромной области находятся десятки тысяч звезд. Поэтому для наблюдателя такая зона должна представлять собой неправильной формы протяженный объект, более или менее сильно излучающий в отдельных спектральных линиях. Но это есть не что иное, как газовые туманности, наиболее яркие из которых например, в созвездии Ориона уже очень давно известны астрономам. Излучение единицы объема такой туманности обусловлено различного рода столкновениями между электронами и ионами, приводящими к появлению атомов и ионов в возбужденных состояниях.

Поэтому указанное излучение должно быть пропорционально квадрату плотности N 2 e. Основной характеристикой, определяющей условия наблюдения туманностей, является их поверхностная яркость, которая пропорциональна произведению излучения единицы объема на протяженность излучающей области по лучу зрения R. На рис приведены несколько фотографий областей Н II газовых туманностей.

Хорошо видно сложное распределение яркости у этих объектов. Зная из астрономических наблюдений поверхностную яркость туманности, всегда можно получить соответствующую ей меру эмиссии. Если при этом известна ее протяженность по лучу зрения R, то сразу же определяется величина N e, то есть плотность межзвездного газа. Следует, однако, подчеркнуть, что по причине весьма неоднородного распределения межзвездного газа таким образом определенная плотность имеет смысл некоторого среднего значения.

Оказывается, что в облаках межзвездного газа средняя плотность около 10 ионизованных атомов водорода на кубический сантиметр. Отдельные, очень плотные облака имеют концентрацию атомов порядка нескольких тысяч на кубический сантиметр и больше. Такие плотные облака наблюдаются как очень яркие туманности. Концентрация атомов в межзвездном пространстве между облаками по крайней мере в сотню раз Общие сведения о межзвёздной среде Рис Фотография туманности Ориона.

Рис Фотография туманности W 3. Концентрации атомов в облаках межзвездного газа, где водород не ионизован зоны Н I , с большой надежностью находятся из анализа ультрафиолетовых линий поглощений этого газа в спектрах звезд, получаемых на орбитальных астрономических обсерваториях.

Для исследовавшихся таким образом облаков, проектирующихся на сравнительно близкие к нам звезды, концентрация водорода оказалась порядка нескольких сотен на кубический сантиметр. В этом случае интенсивность межзвездных линий поглощения очень мала. В основном наблюдались резонансные линии однократно ионизованных атомов. Создается впечатление, что тяжелых элементов в межоблачной среде относительно меньше, чем в облаках.

Концентрация водорода в межоблачной среде меняется в довольно широких пределах от 0,2 до 0,02 см 3. Межзвездный газ в Галактике концентрируется в очень тонком слое около ее плоскости симметрии. Толщина этого слоя не превышает пс, а средняя концентрация частиц в нем около 1 см 3. Заметим, что средняя плотность межзвездной пыли приблизительно в Общие сведения о межзвёздной среде сто раз меньше.

Это удивительное обстоятельство, которое пока ещё не нашло объяснения, должно иметь большое значение для понимания происхождения межзвездной пыли.

Итак, концентрация атомов межзвездного газа по крайней мере в миллиард миллиардов раз меньше, чем в земной атмосфере. Тем более парадоксальным является утверждение, что межзвездный газ отнюдь не является вакуумом!

В самом деле, что такое вакуум? Оказывается, далеко не всякий, даже очень разреженный газ можно считать вакуумом.

Только тогда, когда длина свободного пробега частиц газа больше, чем размеры объема, в котором этот газ находится, можно говорить о вакууме. Например, в газоразрядной трубке концентрация атомов газа может быть см 3.

Если длина трубки меньше метра, можно говорить о вакууме. В межзвездном пространстве при n 1 см 3 l см, т. При таких условиях ни о каком вакууме не может быть речи. Межзвездный газ это непрерывная, сжимаемая среда, континуум.

К нему полностью применимы законы газовой динамики. По этой непрерывной среде распространяются волны, например, ударные. В частности, об одном важном типе ударных волн в межзвездной среде, вызванном взрывом звезд, речь будет идти в Следует еще иметь в виду, что эта непрерывная среда обладает довольно высокой электропроводностью, так как она либо полностью в зонах Н II , либо частично в зонах Н I ионизована.

Из-за высокой проводимости межзвездной среды наличие в ней межзвездных магнитных полей приводит к очень интересным эффектам. Очень важная ветвь современной физики, имеющая большое прикладное значение магнитная гидродинамика родилась в астрономии, в частности, при исследовании природы межзвездного газа.

Особенно большое значение этот аспект имеет для центральной проблемы, которая нас интересует образования звезд из межзвездной среды путем конденсации последней. Этой проблеме будет посвящен следующий параграф. До сих пор, говоря о межзвездном газе, мы имели в виду преимущественно зоны H II, излучающие спектральные линии в оптическом диапазоне длин волн и поэтому с особой тщательностью исследуемые методами оптической астрономии.

До войны информация весьма скудная! Этот метод получил существенное развитие в послевоенные годы в связи с успехами внеатмосферной астрономии. После войны в связи с развитием радиоастрономии началась новая эпоха в исследованиях межзвездного газа. Еще в г. И как важней- Уже давно известно, что этому состоянию соответствуют два очень близких уровня. Разность энергии между указанными двумя уровнями есть результат взаимодействия собственных магнитных моментов, образующих водородный атом протона и электрона.

В свою очередь магнитные моменты связаны со спинами соответствующих элементарных частиц. Спустя четыре года, случайно узнав об идее ван де Хулста и весьма заинтересовавшись ею, автор этой книги произвел детальный теоретический анализ этой идеи.

Ведь от этого зависит интенсивность этой линии, т. Находящийся на верхнем уровне сверхтонкой структуры атом водорода с гораздо большей вероятностью перейдет на нижний уровень без излучения кванта 21 см. Это будет иметь место при обычных столкновениях между атомами водорода. С другой стороны, такие же столкновения будут приводить к возбуждению верхнего уровня сверхтонкой структуры. В результате установится некоторое равновесное распределение атомов по уровням сверхтонкой структуры, при котором на верхнем уровне атомов будет в три раза больше, чем на нижнем.

Имея в виду это обстоятельство, можно написать выражение для излучения единицы объема в квантах линии 21 см: Интенсивность этого излучения найдется по обычной формуле: В нашем случае, как оказывается, это не так. Однако даже с учетом самопоглощения интенсивность линии 21 см настолько велика, что чувствительность послевоенной радиоастрономической аппаратуры была вполне достаточна, чтобы эту линию обнаружить.

Линия 21 см должна иметь совершенно определенный профиль т. Дело в том, что излучающие эту линию атомы межзвездного нейтрального водорода участвуют в нескольких движениях, что по причине эффекта Доплера приводит к расширению линии. Наконец межзвездный газ, так Общие сведения о межзвёздной среде Рис Профиль радиолинии 21 см. На профиль радиолинии 21 см должно влиять дифференциальное галактическое вращение, точнее, обусловленная этим вращением разность лучевых скоростей какой-нибудь области межзвездной среды и Солнца.

Дифференциальное галактическое вращение зависит от галактической долготы. После того как она была теоретически предсказана и рассчитана, линия 21 см была обнаружена в г. Типичная ширина линии в шкале частот порядка нескольких десятков килогерц. Из таких профилей можно было получить исключительно богатую информацию о зонах HI, Прежде всего оказалось, что кинетическая температура там около К, причем местами она опускается до немногих десятков градусов 1.

Низкая температура зон Н I объясняется отсутствием там процессов фотоионизации водорода, В результате фотоионизации в газе появляется значительное количество довольно энергичных, фотоэлектронов, которые, сталкиваясь с атомами и ионами, передают им свою энергию, т.

Не следует, однако, думать, что в зонах Н I совсем нет свободных электронов. Но это не значит, что в межзвездном пространстве нет космических лучей с энергией, Кроме того, электроны в зонах Н I будут образовываться и путем обычной фотоионизации элементов, у которых потенциал ионизации меньше, чем у водорода, К числу таких элементов в первую очередь относится углерод.

Образующиеся при ионизации электроны, сталкиваясь с атомами, непрерывно передавали бы им свою кинетическую энергию, а следовательно, нагревали бы. Но этого не происходит. Благодаря таким столкновениям кинетическая энергия электронов трансформируется в излучение. Очевидно, что если энергия возбуждения у какого-нибудь сорта атомов слишком велика, только ничтожная доля электронов будет обладать кинетической энергией, достаточной для возбуждения. Наиболее эффективными для охлаждения газа будут такие атомы или молекулы , у которых энергия возбуждения близка к тепловой энергии электронов, хотя таких атомов может быть сравнительно немного.

Именно такими свойствами обладают атомы углерода как ионизованного, так и нейтрального. В зонах Н I, как уже говорилось выше, атомы углерода ионизованы. Их уровень возбуждения соответствует тепловой энергии частиц при температуре 92 К.

В межзвездной среде в зонах Н I должно быть тепловое равновесие сколько энергии газ приобретает по причине нагрева из-за ионизации, столько же он должен терять из-за излучения возбужденных столкновениями атомов углерода. В результате такого равновесия и устанавливается некоторая постоянная кинетическая температура порядка нескольких десятков градусов.

Именно такая температура и получается из анализа профилей радиолинии 21 см в облаках. При возбуждении этих уровней как раз излучаются запрещенные линии, о которых речь шла раньше. В результате теплового равновесия в зонах H II кинетическая температура устанавливается на уровне около К, что соответствует средней кинетической энергии имеющихся там частиц ионов, электронов около 1 электронвольта. Если бы мы знали концентрацию космических лучей и рентгеновских квантов, то могли бы точно вычислить кинетическую температуру газа и степень ионизации в зависимости от его плотности.

С другой стороны, температура и плотность облаков известны из радиоастрономических наблюдений, поэтому не представляет труда рассчитать концентрацию космических лучей и рентгеновских квантов. Если известны температура и плотность меньшей, чек миллиард электронвольт.

Общие сведения о межзвёздной среде Рис Зависимость давления в облаках межзвездного газа от плотности. Вычисленная таким образом зависимость давления межзвездного газа от его плотности точнее, от пропорциональной ей концентрации частиц газа приведена на рис Эта кривая имеет довольно своеобразный вид, напоминающий известную из молекулярной физики кривую ван дер Ваальса. Мы сейчас увидим, что это сходство далеко не случайно. Из этой кривой следует, что при малых концентрациях межзвездного газа до 0,1 см 3 давление растет с ростом концентрации, причем кинетическая температура держится на характерном для зон Н II уровне К.

При концентрациях, превышающих 0,1 см 3, температура газа резко падает до значения, характерного для зон Н I, что приводит к уменьшению давления с ростом концентрации.

При дальнейшем увеличении концентрации температура газа, почти достигая своего минимального значения, уменьшается медленно. Из этой кривой видно, что существует такой интервал давлений от до бар , при котором одному определенному значению давления соответствуют три значения плотности газа BC. Состояние газа, как известно, считается заданным, если для него известны давление и плотность или температура.

Мы можем, следовательно, сделать вывод, что одному определенному значению давления межзвездного газа соответствуют три его различных состояния. На том участке изображенной на рис. Сжатие будет происходить до тех пор, пока точка, описывающая состояние сжимаемого газа, не переместится вдоль изображенной на рис. Таким образом, межзвездный газ находится в состоянии тепловой неустойчивости: Такая структура хорошо наблюдается на волне 21 см. Размеры, плотность и скорость облаков нейтрального водорода сходны с облаками ионизованного водорода в зонах H II.

Следовательно, природа облачной структуры как в областях межзвездной среды, где водород нейтрален, так и областях ионизованного водорода должна быть одинаковой. Обрисованная выше картина тепловой неустойчивости межзвездного газа, развитая трудами известного советского астронома С. Пикельнера, дает этому вполне удовлетворительное объяснение. Аналогичное явление имеет место и для оптически Общие сведения о межзвёздной среде Рис Схема движения звезд через спиральный рукав.

Тот факт, что сравнительно плотные зоны Н II группируются в спиральные рукава, вместе с тем означает, что массивные горячие звезды спектральных классов О и В также группируются в спиральных рукавах. Это, конечно, не случайно и, как мы увидим в следующем параграфе, имеет прямое отношение к проблеме происхождения звезд.

Что же такое спиральные рукава? Мы не можем пройти мимо вопроса о происхождении спиральной структуры нашей и других звездных систем, так как эмпирически ясно, что процесс звездообразования происходит как раз там. Долгое время на вопрос о происхождении спиральной структуры галактик давались различные и притом неправильные ответы.

Известно, что наша звездная система вращается вокруг оси, перпендикулярной к ее плоскости, не как твердое тело, а значительно сложнее. Центральные области Галактики вращаются значительно быстрее, чем периферия. Поэтому вытекающие из центра Галактики облака межзвездного газа, как можно полагать, должны закручиваться и распределяться вдоль некоторой спирали. Отвлекаясь от вопроса о выбрасывании облаков межзвездного газа из центральных областей Галактики, который весьма далек от ясности, укажем только на одну непреодолимую трудность, связанную с этой к концепцией.

Дело в том, что за время эволюции Галактики около 10 миллиардов лет спиральные рукава должны были бы закрутиться вокруг центра Галактики много десятков раз, так как период галактического вращения в окрестностях Солнца около миллионов лет. Между тем спиральные рукава закручиваются вокруг центра всего лишь несколько раз см. Решение этой старой проблемы было получено сравнительно недавно, немногим больше 15 лет назад, американским астрономом китайского происхождения Лином, развившим идеи шведского астронома Линдблада.

Разница между новой и старой трактовками весьма существенна. Межзвездный газ втекает в рукава, довольно долго задерживается там, после чего выходит за пределы рукава, а на его место придут другие облака межзвездного газа. Сказанное относится также и к звездам.

Именно по этой причине форма рукава спираль! Сам рукав при этом следует пред- Общие сведения о межзвёздной среде ставлять вращающимся вокруг галактического центра как целое с постоянной угловой скоростью. Точнее говоря, у звезд уменьшается составляющая скорости, перпендикулярная к оси рукава, поэтому они движутся под сравнительно малым углом к ней и, следовательно, проводят в рукаве сравнительно большое время. По этой причине звездная плотность в рукаве растет, что приводит к увеличению силы гравитационного притяжения на вновь втекающие в рукав звезды.

После того как звезды выходят из облаков, они возобновляют свое более быстрое движение вокруг центра, пока опять не догонят рукав. Аналогичная картина наблюдается и для втекающих в рукав облаков газа.

После того как межзвездный газ выйдет из рукавов, его плотность значительно уменьшится, но две фазы облака и межоблачная среда сохранятся. Соответствующие состояния изображаются на рис. Таким образом, между рукавами также имеются как облака, так и межоблачная среда.

Новый газ, входящий в рукав, довольно резко тормозится уже присутствующим там газом. При такой ситуации могут возникнуть ударные волны. При этом плотность газа скачкообразно увеличивается. А это, как мы увидим в следующем параграфе, способствует ускорению процесса звездообразования.

Наглядной иллюстрацией правильности нового взгляда на природу спиральных рукавов галактик дает фотография галактики М51, приведенная на рис На этой фотографии хорошо видны темные узкие полосы, идущие вдоль внутренних краев рукавов.

Эти полосы обусловлены космической пылью, которая из-за ударной волны уплотняется вместе с газом, входящим в эту часть рукава. Методом радионаблюдений на волне 21 см во всех деталях исследовалось вращение Галактики, на основании чего была построена ее динамическая модель.

Неоценимым преимуществом радиоастрономических наблюдений является то, что они свободны от влияния поглощения космической пылью. Это дает возможность наблюдать облака межзвездного газа в самых отдаленных областях Галактики. Особый интерес представляют исследования ядра нашей звездной системы и окружающей его области, совершенно недоступные для оптической астрономии из-за практически полного поглощения света в этом направлении. Мы упомянули только малую часть фундаментальной важности результатов, полученных за последнюю четверть века благодаря исследованиям на волне 21 см.

Без преувеличения можно сказать, что современная астрономия просто немыслима без разнообразных применении этого исключительно эффективного метода.

Большой удачей явилось и то обстоятельство, что радиолинию 21 см излучает самый распространенный элемент во Вселенной. Общие сведения о межзвёздной среде Рис Фотография галактики М Сверхтонкая структура у самого глубокого уровня явление не такое уж распространенное у атомов. Например, этого нет у гелия, кислорода, углерода. Но еще в г. Только спустя 24 года эта слабая линия была обнаружена.

Вот какие важные выводы можно сделать из обнаруженной очень слабой радиолинии межзвездного дейтерия! Как и всякая плазма, зоны H II являются источниками теплового радиоизлучения с непрерывным спектром. На низких частотах ионы Н II непрозрачны для своего теплового излучения, а их радиоспектр описывается законом Рэлея Джинса, согласно которому интенсивность пропорциональна квадрату частоты и первой степени температуры.

На высоких частотах эти зоны прозрачны и их интенсивность, так же как и в оптических лучах, пропорциональна мере эмиссии. Однако в то время как наблюдаемая интенсивность в оптическом диапазоне сильно искажена межзвездным поглощением света, на частотах радиодиапазона влияние этого поглощения совершенно ничтожно. Только хорошие радиоизображения зон H II позволяют восстановить их истинную структуру. Кроме непрерывного спектра, зоны Н II излучают еще радиолинии.

Природа этих линий весьма своеобразна. Они возникают при переходах между соседними весьма высоко возбужденными уровнями атомов, водорода, а также других элементов. Речь идет об уровнях, для которых главное квантовое число n и даже больше.

Такие 1 При этом предполагается, что в процессе дальнейшей эволюции вещества во Вселенной дейтерий в недрах звезд не образовывался, что далеко не очевидно см. Заметим, что в лабораторных плазмах, а также в звездных атмосферах столь высокое возбуждение атомов никогда не достигается этому мешает взаимодействие возбужденного атома с окружающими заряженными частицами. Рекомбинационные радиолинии лучше всего наблюдать на сантиметровом и миллиметровом диапазоне. Представляется очевидным, что линии несут в себе значительно больше информации, чем непрерывный спектр, так как исследование профилей открывает возможность изучить движение излучающих облаков.

В настоящее время метод изучения зон Н II по рекомбинационным радиолиниям, причем не только водорода, но и гелия, углерода, а также других элементов, является едва ли не самым эффективным. Газово-пылевые комплексы межзвездной среды колыбель звезд Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий.

Там имеются, во-первых, зоны Н I и зоны Н II, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающей несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разреженная среда между облаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на 1 см 3.

Имеются, наконец, огромные области, где распространяются сильные ударные волны от взрывов звезд см. В этом параграфе мы сосредоточим наше внимание на сравнительно плотных, холодных газово-пылевых комплексах, физические процессы в которых отличаются большим своеобразием. На небе астрономам уже давно известно довольно много таких комплексов. Один из ближайших к нам и, пожалуй, лучше всего исследованный комплекс находится в созвездии Ориона см. Он включает в себя знаменитую туманность Ориона, плотные, поглощающие свет газово-пылевые облака и ряд других примечательных объектов.

Для нас самым существенным является тс, что в таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды. Об этом будет идти речь ниже, здесь же мы остановимся на интересном вопросе о происхождении таких комплексов.

Конечно, этим вопросом можно было бы и не интересоваться, принимая газово-пылевые комплексы как реальный наблюдательный факт. Но такой чисто эмпирический путь исследования при всей его несомненной полезности не помогает глубоко понять суть явления и заложенную в самой его природе неизбежность. Во введении мы уже подчеркивали, что современная астрофизика насквозь исторична.

Нельзя считать до конца понятым происхождение звезд из диффузной межзвездной среды, если неизвестно происхождение массивных, плотных газово-пылевых комплексов. Их происхождение нельзя понять как следствие тепловой неустойчивости межзвездной среды, о которой речь шла выше.

Такая неустойчивость может привести лишь к образованию отдельных облаков, вкрапленных в значительно более разреженную среду. Ключом к пониманию происхождения массивных газово-пылевых комплексов являются некоторые свойства межзвездного магнитного поля. Направление этих линий в основном параллельно плоскости галактического экватора. Газово-пылевые комплексы межзвездной среды колыбель звезд Рис Схема, поясняющая неустойчивость Рэлея Тэйлора. Следовательно, облака сравнительно быстро были бы остановлены.

Это и есть газово-пылевой комплекс. По краям последней магнитные силовые линии довольно высоко и круто поднимаются над галактической плоскостью, образуя гигантские арки. Следует подчеркнуть, что кинетическая температура газово-пылевых комплексов значительно ниже средней для областей Н I. Это объясняется сравнительно большой плотностью газа и связанной с ним космической пыли.

Плотный газ уменьшает ионизацию, так как поглощает ионизующее мягкое рентгеновское излучение. Пыль поглощает ионизующую углерод ультрафиолетовую радиацию от звезд.

Это, во-первых, приводит к уменьшению ионизации, а следовательно, и нагрева газа, а во-вторых, и это, пожалуй, самое главное, делает углерод нейтральным, что резко меняет тепловой баланс межзвездного газа. Дело в том, что у атомов нейтрального углерода возбужденные уровни энергии расположены еще ближе к основному уровню, чем у ионизованного углерода. Поэтому равновесная температура при новом тепловом балансе, наступающем после прекращения ионизации углерода, будет значительно ниже всего лишь 5 10 К.

Недавно выполненные наблюдения полностью подтверждают этот вывод теории см. Значение газово-пылевых комплексов в современной астрофизике очень велико. Какие же основания существуют для предположения о связи между газово-пылевыми комплексами и процессом звездообразования?

Прежде всего следует подчеркнуть, что уже свыше четырех десятилетий астрономам ясно, что звезды в Галактике должны непрерывно т.

Дело в том, что к г. Грубо говоря, подавля- Газово-пылевые комплексы межзвездной среды колыбель звезд ющее большинство звезд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Так как масса одного протона в атомных единицах равна 1,, а масса ядра гелия альфа-частицы равна 4,, то избыток массы, равный 0, атомной единицы на протон, должен выделиться как энергия. Тем самым определяется запас в звезде ядерной энергии, которая постепенно тратится на излучение.

Следовательно, запаса ядерной энергии такой звезды хватит не больше, чем на миллионов лет. В реальных условиях звездной эволюции время жизни звезды оказывается на порядок меньше этой явно завышенной оценки. Но десяток миллионов лет это ничтожный срок для эволюции нашей звездной Галактики, возраст которой никак не меньше чем 10 миллиардов лет.

Возраст массивных звезд уже соизмерим с возрастом человечества на Земле! Следовательно, процесс образования звезд идет перманентно. Для того чтобы в течение длительного времени исчисляемого миллиардами лет Галактика сохраняла бы неизменными свои основные особенности например, распределение звезд по массам, или, что практически то же самое, по спектральным классам , необходимо чтобы в.

В этом отношении Галактика похожа на первобытный лес, состоящий из деревьев всевозможных видов и возрастов, причем возраст деревьев гораздо меньше возраста леса. Имеется, правда, одно важное различие между Галактикой и лесом. В Галактике время жизни звезд с массой меньше солнечной превышает ее возраст, который составляет примерно 15 миллиардов лет.

Но для более массивных звезд упомянутое выше динамическое равновесие неизбежно должно выполняться. С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание для такого убеждения гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотности, т.

Под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется на несколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации, если их масса превышает определенный предел, будут продолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов превратятся в звезды. Рассмотрим этот вопрос более подробно на одном частном, но важном примере, и сделаем количественную оценку.

Условием того, что облако под действием собственной гравитации начнет сжиматься, является отрицательный знак полной энергии Газово-пылевые комплексы межзвездной среды колыбель звезд облака.

Последняя состоит из отрицательной гравитационной энергии W g взаимодействия всех частиц, образующих облако, и положительной тепловой энергии этих частиц W T. Отрицательный знак полной энергии означает, что силы гравитации, стремящиеся сжать облако, превосходят силы газового давления, стремящиеся рассеять это облако во всем окружающем пространстве.

При условиях, которые реализуются для подавляющего большинства звезд, такое сжатие автоматически вызовет повышение температуры, и следовательно, давления. Увеличившееся давлением уравновесит силу гравитации, и облако перестанет сжиматься. Об этом подробно будет идти речь в 6. Но в условиях сжимающихся облаков межзвездного газа температура в процессе сжатия не будет повышаться, по крайней мере на начальной, самой важной стадии сжатия.

Ниже мы увидим, что у этих плотных облаков водород, так же как и большинство других элементов, находится в молекулярном состоянии.

Возбуждение столкновениями вращательных уровней молекул водорода с последующим излучением инфракрасной линии с длиной волны 28 мкм будет поддерживать температуру газа на почти постоянном уровне.

Дело в том, что сжимающееся облако до поры, до времени прозрачно для этого инфракрасного излучения, которое тем самым покинет облако. Поэтому гравитационная энергия, освобождающаяся при сжатии облака, не будет тратиться на нагрев его вещества, а трансформировавшись в инфракрасное излучение, уйдет в мировое пространство.

Будет даже некоторое понижение температуры облака, так как по мере его уплотнения греющие облако рентгеновские кванты заполняющие галактику будут поглощены в его наружных слоях. Кроме того, увеличивается число молекул, охлаждающих газ. Вернемся теперь к условию гравитационного сжатия облака, списываемому формулой 3.

Рассмотрим случай, когда масса облака равна массе Солнца, а его температура 10 К. Тогда из формулы 3. Если же масса облака будет 10 солнечных масс, то, как можно убедиться, средняя концентрация частиц газа, при которой облако начинает сжиматься, будет значительно меньше, 10 4 см 3.

Как мы увидим ниже, облака с такой концентрацией газа действительно наблюдаются, Таким Книга посвящена центральной проблеме астрономии — физике звезд. Заключительный этап звездной эволюции представляет особенно большой интерес, так как он имеет прямое отношение к таким интереснейшим объектам современной астрономии, как пульсары, рентгеновские звезды и черные дыры. Проблемы, связанные с этими объектами, пока далеки от решения. Поэтому автор стремился осветить фактическое состояние вопроса, давая лишь общее представление о существующих: В книге рассматривается также проблема образования звезд.

Книга рассчитана на широкий круг лиц со средним образованием. Специальный интерес она представляет для студентов, лекторов, преподавателей, специалистов в области смежных наук.

Как говорится, лучше не скажешь. Поколения астрономов кропотливо собирали огромный фактический материал, касающийся самых разнообразных характеристик звезд. Какие же из этих характеристик можно получить из анализа результатов наблюдений?

Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшими исключениями, наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их угловые размеры ничтожно малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков. Мы подчеркиваем слово "реальных", так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойствию атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображение звезды в виде некоторого диска.

Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны были быть меньше сотой доли секунды дуги. Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках.

Мерой величины потока является видимая звездная величина, определение которой предполагается известным см.