«Вояджер-2» прошел невероятную веху в своем исследовании Cолнечной системы, войдя в межзвездное пространство, но ни его путешествие, ни научные исследования на этом не заканчиваются.
Во время пресс-конференции на ежегодном собрании Американского геофизического союза 10 декабря ученые и инженеры заявили, что, хотя они взволнованы пересечением границы, «Вояджер-2» и его собрат «Вояджер-1» еще достаточно работоспособны. Собранные ими данные помогут пролить свет на то, как частицы, исходящие от Солнца, сталкиваются с частицами в межзвездном ветре за его пределами.
«Вояджеры» - это первые на сегодняшний день космические корабли, которые люди отправили на границу Солнечной системы, называемую гелиопаузой. Если все пойдет хорошо, оба корабля будут продолжать путешествовать долгие годы.

Ключевой проблемой для «Вояджера-2» является преодоление постепенной потери тепла и энергии. В настоящее время корабль работает при температуре около 3,6 °C, и за каждый год производительность электроэнергии падает на 4 Вт. Это означает, что в конечном счете команде придется отключить инструменты.
По оценкам, аппараты проработают еще как минимум 5–10 лет, но количество научных данных будут постепенно сокращаться. Хотя «Вояджер-1» первым преодолел гелиопаузу, «Вояджер-2» предлагает несколько новых возможностей. Он имеет работающий детектор плазмы, в то время как у его предшественника этот инструмент прекратил работу десятилетия назад. И из-за текущей стадии солнечного цикла «Вояджер-2» может снова оказаться в гелиопаузе, когда солнечный пузырь расширится.
Даже когда гелиосфера окажется позади «Вояджера-2», он сможет рассказать ученым о потоке межзвездного ветра, влияющего на гелиопаузу, и о местном пузыре, окружающем гелиосферу. С его помощью ученые смогут зафиксировать галактические космические лучи, высоконергетические атомы и целый ряд элементов, которые движутся по всей Вселенной почти со скоростью света.
«Галактическое космическое излучение действует как посланник наших местных галактических окрестностей. И теперь мы можем взглянуть на галактику сквозь затуманенную линзу нашей гелиосферы», - заявил астрофизик из НАСА Джордж Денольфо.
«Вояджер-2» может не только рассказать нам о наших собственных окрестностях, но и сформировать понимание экзопланет. Каждая солнечная система расположена в своем эквиваленте гелиосферы, соприкасаясь со своим локальным межзвездным пространством. Этот пограничный баланс определяет, насколько эти планеты пригодны для жизни.
Хотя инструменты «Вояджеров» не вечны, оба космических корабля будут продолжать свой путь. В течение примерно 300 лет они достигнут внутреннего края Облака Оорта - сферы комет, окружающей Солнечную систему. Переход через это поле займет около 30 000 лет. Как только зонды полностью покинут нашу систему, они выйдут на длинную орбиту вокруг сердца Млечного Пути, на которой будут кружить миллионы, если не миллиарды лет, став первыми посланниками человечества на таком расстоянии.

Хотя основная доля видимого вещества Вселенной сконцентрирована в звездах, астрономы проявляют все больший интерес и уважение к межзвездному пространству, содержащему вещество в разнообразных и, возможно, неизвестных пока формах. Прежде чем вещество становится звездой, оно последовательно проходит все круги физико-химических превращений: от кварков и элементарных частиц к молекулам и вновь к атомам и частицам; от релятивистских энергий к абсолютному нулю температуры и вновь к состоянию плазмы; от безумных плотностей к глубочайшему вакууму и вновь к плотностям, недостижимым в физических лабораториях (рис. 8.1).

В современной Галактике пространство между звездами заполнено разреженным веществом, излучением и магнитным полем, взаимодействующими друг с другом на равных, поскольку в среднем равны плотности их энергии (~10 -12 эрг/см 3). Игра сил гравитации, газового и магнитного давления приводит к тому, что из разреженного вещества формируются гораздо более плотные звезды. Поэтому история проникновения в загадку рождения звезд есть, по существу, история изучения межзвездной материи. В отличие от звездной астрономии, имеющей "славные традиции", астрономия межзвездной среды пока еще только обозревает свои владения. За последние два десятилетия открыты самая горячая и объемная, а также самая холодная, плотная и массивная компоненты межзвездного вещества. Не исключено, что в ближайшие годы будут сделаны не менее фундаментальные открытия в области межзвездной среды, поскольку существует проблема невидимого вещества в галактическом гало. Но чтобы оценить сегодняшнее состояние дела, давайте немного заглянем в историю.

Интуитивные представления о межзвездной среде можно встретить даже у античных философов ("Природа не терпит пустоты"!), однако наблюдениями они подтверждены не были. Даже у Г. Галилея, изучавшего небо в телескоп, рассуждения о межзвездной среде были довольно отвлеченными: "...мы отказываемся от твердых небесных сфер, в существование которых верили раньше, и предполагаем, что очень тонкая эфирная материя развеяна по обширным областям Вселенной, по которым блуждают твердые мировые тела, наделенные собственными мировыми движениями" .

И. Кеплер соглашался с Галилеем, но рассуждал более конкретно: "К сильным сторонам твоего доказательства я отношу необычайную легкость небесной субстанции, следующей также и из моей "Оптики"... Это приводит к тому, что от наших глаз, когда они вооружены твоим инструментом, не ускользают даже самые мелкие частицы сферы звезд..., и что в одной единственной частице линзы между глазом и предметом втиснуто гораздо больше (и гораздо более плотной) материи, чем во всем нескончаемом пути сквозь эфир, причем материя в линзе вызывает легкое потемнение, а эфир его не вызывает. Поэтому и создается видимость, будто все необъятное пространство пусто" . Удивительно, но в том, что касается видимых звезд, Кеплер оказался совершенно прав: на пути их светового луча в линзе встречается в сотни раз больше атомов, чем в межзвездной среде.

Таким образом, астрономы XVII столетия верили в существование межзвездной субстанции, но считали ее чрезвычайно разреженной и практически невидимой, не подозревая о том, что сама эта субстанция делает для нас невидимой в некоторых направлениях существенную часть Галактики и всей внегалактической Вселенной. В XVIII веке с помощью светосильных телескопов кометоискателей трудами Э. Галлея, Н. Лакайля, Ш. Мессье и П. Мешена были открыты десятки светящихся туманностей. А великий В. Гершель подвел итог этому столетию, обнаружив с помощью своих гигантских инструментов 2,5 тыс. туманных объектов, многие из которых оказались облаками горячего газа. Как мы уже знаем, Гершель обнаружил и пустоты в распределении звезд, но решил, что это "отверстия в небесах", вызванные гравитационной неустойчивостью и скучиванием звезд в отдельные "облака".

В середине XIX в. Анджело Секки, доверяя своей интуиции, утверждал, что черные пустоты в Млечном Пути суть гигантские облака темных газов, проецирующиеся на светлый фон далеких звезд. Однако и в начале XX в. многие астрономы склонны были разделять взгляды Гершеля и находили "гипотезу Секки" маловероятной.

Но совершенствовалась техника наблюдении, накапливались новые данные. На рубеже веков американский астроном-самоучка Э. Барнард (1857-1923) начал систематическое фотографирование неба на Ликской обсерватории, положив тем самым начало широкому применению фотографии в астрономии. В 1913 г. Барнард публикует отдельные фотографии Млечного Пути, а в 1927 г. в свет вышел великолепный фотографический "Атлас Млечного Пути", при подготовке которого Барнард обнаружил и описал 349 светлых и темных туманностей. Отдельно он составил каталог 182 темных туманностей в Млечном Пути и выразил убеждение в том, что это облака поглощающей свет материи, а не промежутки между звездными облаками, как считал Гершель.

Действительно, многие темные пятна в Млечном Пути были окаймлены светлой туманностью, что безусловно указывало на их связь с межзвездным газом, но не доказывало ее. Прямая регистрация холодных фракций межзвездного газа стала возможной лишь десятки лет спустя. А в первой половине XX века оптическая спектроскопия позволила изучить горячий межзвездный газ и обнаружить отражающие звездный свет пылинки - крохотные твердые частицы межзвездной среды. Скопления пыли кажутся светлыми только в том случае, если рядом находится освещающая их звезда. Если же звезда находится за облаком пыли, то свет ее ослабевает иногда настолько, что ее невозможно заметить. Именно поглощение света пылью стало первым индикатором холодного межзвездного вещества.

Дж. Джинс писал в 1930 г.: "...непрозрачностью газа объясняются... темные пятна, которые встречаются на небе среди звездных полей. ...Темное пятно, которое на первый взгляд кажется дырой в звездной системе, картинно обозначается термином "угольный мешок". Однако эти темные пятна не могут быть в действительности пустотами, ибо нельзя представить себе существования столь большого числа пустых туннелей, идущих сквозь толщу звезд и притом направленных прямо к Земле. Поэтому мы должны видеть в них завесы затемняющей материи, которая ослабляет или даже совершенно гасит свет лежащих за ней звезд" .

Именно ослабление света звезд помогло в эти годы Р. Трюмплеру надежно доказать существование пылевых облаков. Это был первый и, по-видимому, последний случай в истории звездной астрономии, когда межзвездное поглощение света сыграло конструктивную роль в научных исследованиях. С тех пор астрономы постоянно озабочены ослаблением света и изменением цвета звезд, вызванными влиянием космической пыли. Изучение этой пыли как физического объекта стало сейчас самостоятельной ветвью астрономии. До сих пор нет единого мнения о химическом составе, форме и размере пылинок, о местах их формирования. Ясно лишь, что в них сосредоточены относительно тяжелые химические элементы вплоть до железа, что размер пылинок ~(10 -5 -10 -6) см, и что в темных облаках наряду с пылью всегда присутствует значительно большее количество газа.

В начале 40-х годов Л. Спитцер и Ф. Уиппл первыми пытались доказать, что звезды и звездные скопления могут рождаться в наше время из пылевых облаков. Но особой поддержки среди астрономов эти взгляды в то время не получили. Нужны были наблюдательные факты. В конце 40-х и в 50-е годы большой вклад в эту работу внесли советские ученые Г. А. Шайн, В. Ф. Газе, В. Г. Фесенков, Д. А. Рожковский, А. В. Курчаков и Дж. Ш. Хавтаси. Они создали атласы и каталоги диффузных, отражательных и темных туманностей Млечного Пути. Например, каталог грузинского астронома Дж. Ш. Хавтаси, составленный на основе фотографических атласов Барнарда и Роса - Кальверт, содержал описание 797 темных туманностей.

В конце 40-х годов связь молодых звезд с облаками горячего газа уже не вызывала сомнений: на это указывало их сходное распределение в пространстве. Однако ясно было и то, что разреженный горячий газ не может быть непосредственным предшественником звезд, а скорее всего возник вместе с ними или под их влиянием в процессе звездообразования. Наконец, в 1947 г. американские астрономы Б. Бок (1906-1983) и Э. Рейли обнаружили на фоне светлых туманностей NGC 2237 в созвездии Единорог и NGC 6611 в созвездии Щит небольшие черные круглые пятна, названные ими глобулами (рис. 8.2). Размеры этих плотных конденсаций от 0,05 до 0,25 пк, они содержат от 0,1 до 100 М газа и пыли и ослабляют проходящий сквозь них свет в десятки и сотни раз. Эти объекты сразу стали интерпретировать как предшественников звезд - протозвезды.

Но в том же 1947 г. В. А. Амбарцумян указал на ассоциации как объекты современного звездообразования, и стало ясно, что звезды формируются большими группами. Значит, и производящее их вещество должно быть объединено в крупные фрагменты. Облачная структура межзвездной среды получала таким образом независимое обоснование. Наблюдатели обнаружили газовые облака в межзвездном пространстве довольно давно. Начиная с 1904 г. астрономы регистрировали в спектрах звезд узкие линии поглощения некоторых элементов и простейших молекул (Na, Са, К, Ti, CN, СН), которые жили как бы своей, независимой от звезд жизнью, например, имели доплеровское смещение, отличное от смещения всех остальных линий в спектре. К середине 20-х годов, благодаря теоретическим работам А. Эддингтона, было окончательно доказано, что эти линии образуются, когда свет звезды проходит сквозь полупрозрачные облака межзвездного газа. К началу 50-х годов изучение межзвездных линий поглощения позволило установить, что облака имеют размер порядка 10 пк, и что вблизи плоскости Галактики на луче зрения длиной в 1 кпк обычно встречается 9-10 таких облаков.

В 1951 г. радиоастрономы зафиксировали излучение нейтрального водорода на волне 21 см и сообщили о существовании водородных облаков с массами в сотни раз больше солнечной. Это открытие привлекло внимание специалистов по звездной динамике. Дело в том, что распределение пространственных скоростей звезд указывает на существование эффективного механизма перемешивания звездных траекторий; влияния взаимного притяжения звезд для этого явно недостаточно. Когда были обнаружены водородные облака, американские астрономы Л. Спитцер и М. Шварцшильд высказали гипотезу о существовании в Галактике нескольких тысяч газовых облаков с массами 10 5 -10 6 М, которые могли бы играть роль "ложки", перемешивающей своим притяжением орбиты звезд. Через четверть века их предсказание блестяще подтвердилось: облака именно такой массы и в указанном количестве действительно были обнаружены и получили название гигантских молекулярных облаков . Они, как мы увидим, не только влияют на движение звезд, но и являются их главными "родильными домами".

Межзвездные облака сейчас разделяют, по крайней мере, на три типа в соответствии с их температурой и плотностью: диффузные (10 2 -10 3 К, 1-10 2 см -3), темные (10-10 2 К, 10 2 -10 4 см -3) и молекулярные (5-50 К, 10 3 -10 6 см -3) облака. В особую группу выделяют компактные газопылевые глобулы из-за их малой массы и резко очерченной формы. Гигантские молекулярные облака также выделяют в особую группу в связи с их фундаментальной ролью в процессе звездообразования и эволюции молодых звезд. Но вполне очевидно, что границы между различными типами облаков достаточно условны, а сами облака часто имеют иерархическую структуру и взаимно проникают друг в друга.

В поисках причины, удерживающей облака от расширения, Л. Спитцер еще 40 лет назад предложил двухкомпонентную модель межзвездной среды, в которой относительно холодные плотные облака удерживаются от расширения давлением окружающего их разреженного горячего газа. Эта идея подтвердилась и получила развитие. Радиоастрономы обнаружили не только излучение относительно холодного атомарного водорода в линии 21 см, но и непрерывное излучение разреженного ионизованного газа.

До 1970 г. астрофизиков вполне удовлетворяло представление о межзвездном веществе как о двухкомпонентной среде: в пространстве, заполненном горячим газом с температурой Т ~ 10 4 К, плавают холодные облака (Т ~ 100 К). На этом основном фоне происходили некоторые скоротечные и в целом незначительные явления: одни звезды теряли вещество в виде разреженного и очень горячего (Т ~ 10 6 К) звездного ветра, другие теряли его в виде плотных и не очень горячих планетарных туманностей. Холодные облака частично испарялись при взаимных столкновениях или от близкого соседства с горячими звездами, частично же - остывали и сжимались, порождая новые поколения звезд. Но в целом состояние межзвездной среды характеризовалось стабильным балансом межоблачного газа и облаков размером (0,1 - 50) пк и массой (0,1-10 4) M.

Но в начале 70-х годов представление о межзвездной среде стало быстро меняться. В связи с развитием коротковолновой радиоастрономии в космическом пространстве были открыты достаточно сложные молекулы, содержащие до семи атомов; такие молекулы могли образоваться и жить лишь в очень плотных и холодных облаках. К середине 70-х годов появились первые массовые обзоры этих облаков, подтвердившие их огромную плотность и массу. Правда, наблюдения главного компонента этих облаков - молекулярного водорода (Н 2) крайне затруднены, поскольку эта молекула не излучает в радиодиапазоне. Но излучение других молекул, в особенности молекулы СО, позволило довольно подробно изучить гигантские холодные облака.

В те же годы с помощью космических УФ телескопов был обнаружен чрезвычайно горячий, так называемый "корональный" межзвездный газ низкой плотности (Т ~ 10 6 К, n ~ 10 -3 см -3), возникающий в результате взрывов сверхновых звезд. Оказалось, что этот газ заполняет не только большую долю галактического диска, но и простирается высоко в гало Галактики, образуя восходящие горячие потоки и возвращаясь к диску в виде охлажденных облаков. Структура межзвездной среды теперь представляется многокомпонентной, многофазной (табл. 8.1), а процессы в ней - значительно более сложными и интересными, чем 20 лет назад.
- звездообразование

100 великих тайн Вселенной Бернацкий Анатолий

Какое оно, межзвездное вещество?

Если рассматривать Вселенную в мощные телескопы, то можно подумать, что все пространство между скоплениями звезд и туманностей – это сплошная пустота. На самом же деле все далеко не так, как может показаться. В межзвездном пространстве вещество все-таки имеется.

И доказал это в начале прошлого века швейцарский астроном Роберт Трюмплер, открывший ослабление светового потока от звезд к Земле. При этом, как выяснилось позже, свет по пути к земному наблюдателю от голубых звезд теряется интенсивнее, чем от красных.

Швейцарский астроном Роберт Трюмплер, открывший ослабление светового потока от звезд к Земле

Дальнейшее изучение межзвездного вещества показало, что в пространстве оно распределено в виде рваной ткани, то есть имеет клочковатую структуру, и собрано в эти сгустки поблизости от Млечного Пути.

Состоит межзвездное вещество из микроскопических пылинок, физические свойства которых к настоящему времени довольно хорошо изучены.

Кроме мельчайших пылинок, в межзвездном пространстве находится огромное количество невидимого холодного газа. Как показывают расчеты, его масса почти в сотню раз больше массы пылинок.

Как же астрономы установили, что в межзвездном пространстве присутствует этот газ? Помогли в этом атомы водорода, излучающие радиоволны длиной 21 сантиметр. А радиотелескопы это излучение зафиксировали. В результате были открыты огромной протяженности облака атомарного водорода.

Что же они собой представляют? Во-первых, они очень холодные: их температура около 200 градусов Цельсия. Во-вторых, у них удивительно малая плотность: несколько десятков атомов в кубическом сантиметре пространства. По сути, для жителя Земли – это глубокий вакуум. Размеры этих облаков – от 10 до 100 парсек (пк), в то же время среднее расстояние между звездами равняется 1 парсеку. А 1 парсек равен 206265 а. е., или 3263 световым годам.

В ходе последующих исследований водородных облаков были открыты области молекулярного водорода, которые холоднее и в сотни и тысячи раз плотнее облаков, состоящих из атомарного водорода. А потому они практически непрозрачны для видимого света. И хотя по размерам они такие же, как и атомарные облака, но именно в них сконцентрирована основная масса холодного межзвездного газа и пыли. И достигать она может сотен тысяч и даже миллионов масс Солнца.

Кроме молекул водорода, в этих облаках в незначительных количествах присутствуют и более сложные молекулярные соединения, в том числе и простые органические вещества.

Доказано, что определенные области межзвездного вещества имеют очень высокую температуру и поэтому излучают как ультрафиолетовые, так и рентгеновские лучи.

Именно рентгеновское излучение характерно для самого горячего так называемого коронального газа. Его температура достигает миллиона градусов. Плотность же коронального газа невероятно низкая: приблизительно один атом вещества на кубический дециметр пространства.

Появляется же этот газ при мощных взрывах сверхновых звезд. В ходе этого процесса в космическом пространстве рождается ударная волна огромной силы, которая и нагревает газ до температуры, при которой он «светится» рентгеновским излучением.

Следует отметить, что разряженные облака имеют также незначительные по мощности магнитные поля, которые перемещаются вместе с ними. И хотя эти поля примерно в 100 тысяч раз слабее магнитного поля Земли, тем не менее благодаря им происходит образование наиболее плотных и холодных облаков газа, из которых формируются звезды.

Помимо простых и сложных молекул, в межзвездном пространстве находится и огромное количество мельчайших пылинок, имеющих размеры всего около одной стотысячной доли сантиметра.

Плотность пылинок в межзвездном пространстве очень и очень мала. Насколько незначительна эта цифра, говорит следующее сравнение: если в окрестностях Солнца в одном кубическом сантиметре пространства находится в среднем один атом газа, то одна пылинка приходится на сто миллиардов атомов! И отделены эти микроскопические частицы друг от друга расстоянием в несколько десятков метров.

Относительная масса пыли в межзвездном пространстве Галактики тоже незначительна и составляет всего один процент от массы газа и одну десятитысячную долю массы Галактики. Однако и этой пыли хватает, чтобы значительно ослабить свет.

Межзвездные пылинки, как показали исследования, не просто однородная масса: в их составе были обнаружены соединения углерода, кремния, замерзшие газы, водяной лед, а также простейшие органические молекулы.

В целом же в ходе многочисленных сравнительных наблюдений было установлено, что межзвездная пыль представлена двумя видами частиц: углеродными и силикатными, то есть содержащими соединения кремния.

Как же ученые изучают космическую пыль? В этом им помогает поляризация света. От каждой звезды в космическое пространство обычно распространяются волны во всех направлениях. И когда на пути светового потока появляется сферическая пылинка, все волны она поглощает одинаково.

Когда же пылинка имеет удлиненную форму, то есть вытянута вдоль оси, то волны, параллельные этой оси, поглощаются сильнее, чем падающие на поверхность пылинки перпендикулярно. Иначе говоря, излучение становится поляризованным. И как раз-то степень поляризации света, исходящего от звезд, и дает информацию о размерах и форме пылинок.

Размеры же пылинок варьируют в довольно широких пределах: от одной миллионной до одной десятитысячной доли сантиметра. Но все-таки в общей массе преобладают мелкие пылинки.

Оба типа пылинок, то есть графитовые и силикатные, формируются в наружных оболочках старых холодных звезд.

Когда звезда стареет, она постепенно теряет и вес. А газообразное вещество, покидающее звезду, с расстоянием остывает. И когда его температура становится меньше температуры плавления вещества, составляющего пылинку, молекулы газа начинают «объединяться» в миниатюрные «комки», образуя зародыши пылинок.

В первое время жизни частичка увеличивается в размерах очень медленно. Но когда температура начинает падать, рост пылинки ускоряется. Длится этот процесс ее «развития» несколько десятилетий. А когда газ достигает высокой степени разрежения, рост частичек прекращается.

Часто пылинки вкупе с газом концентрируются в облака, плотность вещества в которых иногда в миллионы раз выше окружающего пространства.

«Юная» пылинка имеет сравнительно простое строение. В связи с тем, что окружающее пылинку пространство особым разнообразием не отличается, ее химический состав и строение тоже относительно примитивны.

Так, химия микроскопической частички напрямую определяется тем элементом, который превалировал в оболочке звезды, то есть кислородом или углеродом. Связано это с тем, что в процессе охлаждения вещества, «покинувшего» звезду, углерод и кислород соединяются в прочные молекулы окиси углерода.

Так вот, когда после этого остаются излишки углерода, формируются графитовые частицы. И наоборот, если весь углерод окажется в окиси углерода, то избыточный кислород соединится с кремнием, и в результате появятся силикатные пылинки. Это, можно сказать, моногамные частицы, то есть состоящие из однородного вещества, которые формируются в очень разреженном пространстве.

Но когда плотность межзвездного газа достигает тысяч атомов на кубический сантиметр, пылинки ведут себя уже совсем по-другому: на их поверхности появляется оболочка из легкоплавких соединений, которые представлены чаще всего замерзшей водой, формальдегидом и аммиаком. То есть иначе говоря, пылинка «одевается» в ледяную корку.

Но поскольку этот «лед» сам по себе довольно хрупок, то при внешнем излучении и взаимных соударениях пылинок он преобразуется в более устойчивые органические соединения, образующие вокруг частицы особую пленку.

И третий тип пылинок появляется в настолько плотных молекулярных облаках, что звездное излучение туда уже не может проникнуть. А раз так, то и лед на поверхности пылинок не разрушается. В этом случае они состоят из трех слоев: ядра, слоя из органических соединений и ледяной корки.

Существует гипотеза, согласно которой такие частички, сконденсировавшись в громадные комья, формируют ядра комет-реликтов, которые образовались еще тогда, когда Солнечная система представляла собой плотное непрозрачное облако…

Вад (минер. вещество) Вад, высокодисперсное минеральное вещество, состоящее из MnO2 ?n Н2 О и др. водных окислов марганца. Описывался под различными названиями: марганцевая чернь, марганцевая пенка и др. В зависимости от содержания примесей выделяется ряд разновидностей: CuO