Галактика - Вселенная - От плоской Земли до квазаров

Вселенная

От плоской Земли до квазаров
Главная


Земля


Солнечная система


Звезды


Галактика


Размеры Галактики


Другие галактики


Возраст Земли


Энергия Солнца


Типы звезд


Эволюция звезд


Взрывы звезд


Эволюция галактик


Удаляющиеся галактики


Наблюдаемая Вселенная


Начало Вселенной


Бомбардировка частицами


Фотоны большой энергии


Радиоастрономия


Окраины Вселенной



Галактика

Не все микрорадиоволновое излучение Галактики приходит к нам от звезд или остатков Сверхновых. Существует еще межзвездное вещество, разреженный межзвездный газ, который в основном состоит из водорода. Если какая-нибудь расположенная неподалеку звезда нагревает этот водород, то его атомы могут получить избыток энергии и перейти в ионизованное состояние. Этот избыток энергии может излучаться, что дает астрономам возможность наблюдать светящиеся облака и обнаруживать спектральные линии водорода.
Это, конечно, лучше, чем ничего, но ненамного, так как лишь очень малая часть межзвездного водорода нагревается достаточно для того, чтобы излучать такие линии. Значительная часть водорода в межзвездном пространстве — по меньшей мере 95%—имеет относительно низкую температуру и никакого излучения не порождает. Кроме того, линии, порождаемые нагретым водородом, могут быть видимы только там, где его не заслоняют непроницаемые облака темных туманностей; другими словами, этот способ пригоден только для изучения ближайшей к нам части Галактики.
Однако в 1944 г. голландский астроном Хендрик Кристоффель ван де Хюлст развлекался на досуге тем, что разрабатывал теорию поведения холодного водорода (он был вынужден заняться теоретической работой потому, что во время оккупации Голландии немцами во вторую мировую войну все другие астрономические работы были невозможны). Он рассчитал вероятные варианты взаимной ориентации магнитных полей протона и электрона в атоме водорода. Оба эти поля могут быть ориентированы параллельно или в противоположных направлениях. Между этими двумя состояниями существует крошечная разница в энергии, и атом водорода, находящийся на более низком энергетическом уровне, может изредка поглотить случайно оказавшийся рядом фотон подходящего «размера» и перейти на более высокий энергетический уровень. Опять-таки очень редко атом водорода, находящийся на более высоком энергетическом уровне, может испустить фотон и перейти на низший уровень. Отдаваемая или поглощаемая при этом энергия так мала, что испускаются или поглощаются лишь фотоны очень малой энергии — фотоны микрорадиоволнового диапазона с длиной волны около 21 см.
Испускание или поглощение фотона с длиной волны 21 см каждым отдельным атомом водорода должно происходить крайне редко, но во Вселенной этих атомов столько, что постепенно накапливающееся излучение такого рода может стать доступным для наблюдения.
После войны астрономы начали искать факты, подтверждающие эту теорию, и в 1951 г. американский физик швейцарского происхождения Феликс Блох (род в 1905 г) и американский физик Эдвард Миллс Парселл (род. в 1912 г), работая независимо друг от друга, обнаружили излучение на волне 21 см. Затем была также обнаружена линия поглощения межзвездного водорода на той же волне.
Теперь появился метод исследования межзвездного водорода и определения областей, где его содержание относительно велико. Кроме того, поскольку это фотоны микрорадиоволн, а не видимого света, они легко проникают сквозь пылевые облака, и астрономы получили возможность «видеть» межзвездный водород во многих районах Галактики, недоступных для наших глаз.
И до обнаружения излучения на волне 21 см уже предпринимались попытки проследить спиральные ветви Галактики по светящимся водородным облакам. Эти облака обычно окружали особенно горячие звезды населения I, которые возникали в пылевых ветвях. Полоса голубовато-белых гигантов, освещающих вокруг себя водород на расстоянии нескольких световых лет, показала бы очертания спиральных ветвей. Таким способом американский астроном Уильям Уилсон Морган (род в 1906 г.) и ею сотрудники создали в 1951 г. карту спиральных ветвей Галактики.
Были прослежены части трех отдельных ветвей. Одна из них включала формации, расположенные в созвездии Ориона, и получила название ветви Ориона. В ней находится и наше Солнце. Ближе к центру Галактики расположена ветвь Стрельца, а дальше от центра — ветвь Персея. Карта была расширена и дополнена в результате дальнейших исследований того же рода, но затем с открытием радиоизлучения 21 см этим методом перестали пользоваться. Теперь появилась возможность проследить структуру Галактики гораздо дальше и гораздо подробнее. Были созданы карты ветвей Галактики, и ее уже можно схематически представить себе как довольно симметричную двойную спираль.

Рис. Спиральные ветви Галактики (схема)


Но и холодный нейтральный водород Галактики тоже не находится в покое. Работы Оорта и ван де Хюлста, по-видимому, показывают, что водород с удивительно большой скоростью течет от центра к окраинам системы. По оценке Оорта, ежегодно из центра на окраины уносится количество водорода, по массе равное Солнцу. Этот отток газа наружу вдоль спиральных ветвей, по некоторым предположениям, поддерживает существование самих ветвей, пополняя их богатые запасы газа и давая им возможность порождать новые звезды. С другой стороны, трудно понять, почему не иссякает этот источник водорода в центре. Он, вероятно, иссяк бы давным-давно, если бы не общая циркуляция, благодаря которой запасы водорода в центре пополняются, возможно, за счет гигантского «ореола» водорода, который, по-видимому, окружает Галактику со всех сторон. Но какие силы поддерживают эту циркуляцию, пока не известно.
Другие галактики, конечно, тоже обладают запасом водорода, а количество его может зависеть от типа галактики. Этот запас у спиральных галактик, по-видимому, больше, чем у эллиптических. Изучение радиоизлучения 21 см показывает, что в более рыхлых спиральных галактиках содержится больше межзвездного водорода, чем в более компактных, а неправильные галактики содержат его больше всех остальных. Имеет ли это какое-нибудь отношение к вопросу об эволюции галактик, и если да, то какое, пока еще не ясно.
Естественно, астрономам хотелось бы найти и другие виды микрорадиоволнового излучения, которые могли бы оказаться полезными для исследования межзвездного газа, для этого они занялись дейтерием (водородом-2). Водород составляет абсолютно подавляющую часть межзвездного газа, и какой-то небольшой процент его атомов должен быть водородом-2. Атомы водорода-2 отличаются от атомов обыкновенного водорода-1 тем, что к протону ядра у них добавлен еще нейтрон. Магнитное поле протонно-нейтронного ядра должно вступать во взаимодействие с магнитным полем электрона, как и магнитное поле простого протонного ядра, и при этом, согласно теоретическому предсказанию, должна испускаться волна длиной 91 см. Мощные источники радиоизлучения, вроде Кассиопеи А, были «прочесаны» в поисках этой чрезвычайно важной радиолинии, но найти ее не удалось. После водорода и гелия наиболее распространенной составной частью межзвездного газа является кислород. Атом кислорода может соединяться с атомом водорода, образуя гидроксильную группу. На Земле такое соединение будет неустойчивым, поскольку гидроксильная группа химически чрезвычайно активна и вступает в соединение почти с любым приблизившимся к ней атомом или молекулой. Особенно легко она присоединяет второй атом водорода, образуя молекулу воды. Однако в межзвездном пространстве, где атомы настолько рассеяны, что встречаются друг с другом чрезвычайно редко, гидроксильная группа, раз возникнув, могла бы просуществовать очень долго.
Как показали теоретические расчеты, гидроксильные группы должны поглощать и испускать излучение четырех различных длин волн микрорадиоволнового диапазона. Ученые буквально обшарили Кассиопею А, и в конце 1965 г. были замечены две линии поглощения с длиной волны около 55 см
Линии поглощения гидроксильной группы неожиданно оказались очень полезными. Поскольку масса гидроксильной группы примерно в 17 раз превышает массу отдельного атома водорода, эта группа медлительнее, и при той же температуре скорость движения у нее вчетверо меньше. Обычно движение приводит к размазыванию линии, и поэтому радиолиния гидроксила выглядит гораздо более четкой, чем радиолиния водорода. Поэтому легче судить, не сдвинулась ли линия гидроксила в сторону более длинных или более коротких волн, и можно точнее определить лучевую скорость облака газа.
Кроме того, отношение количества гидроксильных групп и атомов водорода по какой-то причине изменяется в зависимости от места; по-видимому, относительная численность гидроксильных групп быстро увеличивается по мере приближения к центру Галактики. Поэтому астрономы надеются, что карта распределения в Галактике гидроксильных групп поможет четко определить ее центр и сделает возможным более точное истолкование происходящих там процессов. Однако сейчас, на самых первых этапах исследований, возникает столько неясностей и загадок, что некоторые ученые дали облакам, богатым гидроксильными группами, название «мистериум»

 
След. >