Слово туманность раньше означало практически любой нечёткий объект на ночном небе. В эпоху, когда телескопы были примитивными, астрономы называли туманностями все объекты за пределами нашей Солнечной системы, не являвшиеся звёздами. Они не могли разрешить далёкие галактики на отдельные звёзды, поэтому объединяли всё в одну кучу. Это историческое определение было запутанным. Оно смешивало две совершенно разные вещи: внегалактические туманности (которые теперь называют галактиками) и галактические туманности (облака газа и пыли внутри нашего Млечного Пути).
Сегодня термин стал более строгим. Когда учёные говорят о туманности, они имеют в виду исключительно межзвёздную среду. Это разреженные облака газа и пыли, парящие в огромных пространствах между звёздами.
Состав пустоты
Может показаться, что космос пуст. Это не так. В спиральной галактике, такой как наша, межзвёздная среда составляет от 3 до 5 процентов от общей массы. Но если рассматривать конкретно спиральные рукава, эта доля возрастает примерно до 20 процентов.
Большая часть этой массы — газ. Около 1 процента приходится на «пыль». Это не песчинки, а крошечные твёрдые зёрна. Они представляют собой серьёзную проблему для астрономов, поскольку эффективно поглощают и рассеивают свет. Остальная масса галактики сосредоточена в видимых звёздах, хотя тёмная материя скрывается во внешних областях, составляя значительную долю от невидимой массы.
Сгустки, облака и взрывы
Определяющая особенность межзвёздного газа заключается в его комковатости. Эта неоднородность проявляется на всех масштабах. Существуют структуры размером с целую Млечный Путь (примерно 10^20 метров) и карманы размером с расстояние от Земли до Солнца (около 10^11 метров).
«Различные области демонстрируют огромный диапазон плотностей и температур».
Как мы это видим? Крупномасштабные вариации видны напрямую. Мелкомасштабные вариации проявляются в виде флуктуаций интенсивности радиоволн, подобно тому, как мерцает звёздный свет из-за земной атмосферы.
Экстремальные значения контрастны. Половина массы межзвёздной среды в спиральных рукавах заключена в молекулярных облаках. Здесь водород существует в молекулярной форме (H2). Здесь холодно. Температура опускается до 10 кельвинов. Эти облака невидимы для оптических телескопов. Астрономы обнаруживают их по излучению оксида углерода (CO) в миллиметровом диапазоне длин волн. Плотность высока — около 1 000 молекул H2 на кубический сантиметр.
Рассмотрим другую крайность. Газ между этими облаками горячий. Речь идёт о 10 миллионах кельвинов. Плотность пугающе низка: всего 0,001 иона H+ на кубический сантиметр. Этот сверхнагретый газ часто является результатом сверхновых — бурной смерти нестабильных звёзд.
Тёмные против ярких: как распознать туманность
Все туманности в Млечном Пути являются формами межзвёздного вещества. Это означает газ, смешанный с космической пылью. Их внешний вид зависит от температуры, плотности и положения относительно нас. Однако химически они однородны.
Рецепт Вселенной прост: 90 процентов водорода, почти весь гелий и около двух атомов на тысячу всего остального (кислород, углерод, неон, азот и т. д.).
Астрономы делят туманности на две широкие категории в зависимости от их внешнего вида:
- Тёмные туманности : Они выглядят как неправильные чёрные пятна. Они не излучают свет. Вместо этого они заслоняют звёзды, находящиеся за ними. По сути, это космические тени.
- Яркие туманности : Они слабо светятся. Они либо светятся собственной энергией, либо отражают свет ближайших звёзд.
Какой тип важнее для формирования звёзд? Тёмные туманности являются колыбелью. Их высокая плотность и низкая температура позволяют гравитации сжимать газ в новые звёзды. Яркие туманности часто являются последствиями, освещёнными этими новорождёнными звёздами.
Тёмные туманности — это «тяжеловесы» межзвёздной среды. Это плотные, холодные молекулярные облака. Они содержат около половины всего вещества, находящегося между звёздами. Плотность здесь экстремальна. Вы смотрите на сотни и даже миллионы молекул водорода, упакованных в один кубический сантиметр. Здесь тесно.
Это сжатие не статично. Это место рождения звёзд. Гравитация стягивает части этих облаков, пока они не коллапсируют. Этот процесс зажигает новые солнца.
Однако большая часть оставшегося газа находится не в этих плотных сгустках. Он разрежен. Межзвёздная среда там относительно пуста. Плотность падает примерно до 0,1 атома водорода на кубический сантиметр. Она почти невидима невооружённым глазом. Мы знаем о её существовании только благодаря радиоизлучению. А именно — по 21-сантиметровой линии нейтрального водорода. Этот сигнал — единственный способ картировать обширные пустоты.
Подклассы ярких туманностей
Яркие туманности — это нечто иное. Это сравнительно плотные газовые облака, находящиеся внутри разреженной среды. Они не являются единым типом объектов. Они делятся на несколько различных категорий.
Отражательные туманности. Области H II. Разреженный ионизированный газ. Планетарные туманности. Остатки сверхновых.
У каждой из них свой механизм. Каждая раскрывает разные аспекты звёздной эволюции.
Отражательные туманности: холодные и отражающие свет
Отражательные туманности не излучают собственный свет. Они действуют как космические зеркала. Они отражают свет близкой звезды от пылевых зёрен, взвешенных в газе. Газ в этих облаках холодный. Без близкой звезды, действующей как прожектор, эти объекты были бы просто тёмными туманностями. Они растворились бы в фоновой тени. Именно источник света делает их видимыми.
Области H II: порог ионизации
Области H II — это облака водорода, лишённые своих электронов. Этот процесс ионизации разделяет водород на положительные ионы H+ и свободные электроны.
Что вызывает это? Соседняя горячая звезда. Но не любая. Источник должен относиться к спектральному классу O или B. Это самые массивные и самые горячие обычные звёзды в Галактике. Только они производят достаточно высокоэнергетического излучения, чтобы оторвать электроны от атомов водорода. Это создаёт светящиеся облака, которые мы ассоциируем со звёздными колыбелями.
Мощность разреженного ионизированного газа
Затем есть разреженный ионизированный газ. Он повсеместен. Он существует среди туманных облаков повсюду. Это важный компонент всей Галактики.
Мы обнаруживаем его благодаря слабому излучению. А именно от положительных ионов водорода, азота и серы (H+, N+ и S+). Эти сигналы обнаруживаются во всех направлениях. Они не бросаются в глаза. Они не привлекают внимание так, как яркие области H II.
Тем не менее, они заслуживают внимания. Полная энергия, необходимая для питания этого рассеянного излучения, далеко превосходит энергию ярких областей H II, планетарных туманностей или остатков сверхновых. Эти драматические объекты занимают лишь крошечную долю объёма. Разреженный газ заполняет остальное пространство. Он тихий. Он повсюду. И он обладает большей мощностью, чем яркие пятна.
Галактика определяется не только тем, что светится. Она определяется тем, что находится между. Холодными тёмными облаками. Слабым, повсеместным свечением. Структурами, которые не кричат о своём существовании, но доминируют
Почему планетарные туманности — не планеты
Они похожи на планеты. По крайней мере, именно поэтому астрономы дали им такое название. Если смотреть в телескоп, они выглядят как круглые, относительно яркие диски. Не хаотичные, волокнистые сгустки, которые можно увидеть в других объектах. Но вот в чём правда: здесь нет ни одной планеты. Ни единой.
Эти объекты — трупы звёзд. А именно, они происходят от красных гигантов. Звёзд, которые умерли, но были недостаточно массивными, чтобы взорваться. Они сбрасывают свои внешние оболочки. Это не такое бурное взрывное событие, как сверхновая. Скорее, это выброс. Оставшееся ядро становится чрезвычайно горячим. По сути, это белый карлик. Он находится в центре, излучая энергию. Оболочка из вещества вокруг него расширяется. Медленно. Со скоростью десятки километров в секунду. Не настолько быстро, чтобы разорвать галактику. Но достаточно быстро, чтобы унестись в пустоту.
Название прижилось, потому что ранние астрономы были в замешательстве. Они видели круглые точки. И думали: «планета». Это историческая ошибка. Лингвистическая ошибка. Но наука реальна. Эти туманности — светящиеся газовые оболочки. Это финальный акт звезды, подобной нашему Солнцу.
Остатки сверхновых: бурные последствия
Планетарные туманности по сравнению с ними — нечто нежное.
Остатки сверхновых рассказывают другую историю. Это шрамы, оставленные массивными звёздами. Звёздами, которые ярко горели и жёстко умерли. Газ расширяется со скоростью сотни, а то и тысячи километров в секунду. Это хаотично. Это энергично. Это грязно.
Но вот где становится сложно. Как узнать, что вы видите? Это собственный мусор звезды? Или это межзвёздный газ, который попал в захват расширяющейся оболочки?
Если остаток молод. Возраст в несколько тысяч лет или меньше. Вы можете предположить, что газ произошёл от взорвавшейся звезды. Временные рамки короткие. Расстояние ограниченное. Туманность в основном состоит из того, что звезда выплюнула.
Но если она старше? История меняется. Первоначальный газ рассеивается. То, что вы видите сейчас, скорее всего, является межзвёздным материалом. Газом, который уже там находился. Подхваченным расширяющейся ударной волной. Как снегоуборочная машина, врезавшаяся в кучу пыли. Туманность больше не является звездой. Это оболочка, обволакивающая труп звезды.
Как мы научились смотреть
Это различие не всегда было очевидным. Мы не просто проснулись однажды и узнали разницу между планетарной туманностью и остатком сверхновой. Нам пришлось разобраться в этом.
До XX века всё было просто «туманностью». Размытым пятном на небе. Телескоп был новым инструментом. Грубым инструментом. Ранние наблюдатели видели круглые пятна. Они называли их планетарными туманностями, потому что они выглядели как Уран или Сатурн. Они не знали, что это такое. Они не знали, что это умирающие звёзды. Они просто каталогизировали их.
Технологии улучшились. Появилась спектроскопия. Мы начали смотреть на свет. Не только на форму. Спектр рассказал нам о химическом составе. О температуре. О движении. Было недостаточно просто видеть их. Мы должны были понять, из чего они сделаны.
Этот сдвиг в перспективе изменил астрономию. Мы перестали видеть статичные облака. Мы начали видеть процессы. Эволюцию
Никола-Клод Фабри де Пьереск обнаружил Туманность Ориона в 1610 году. Для невооруженного глаза она выглядела как простая звезда. Прошло два года с момента изобретения телескопа. Затем появился Христиан Гюйгенс. К 1656 году он использовал более совершенные инструменты, чтобы увидеть то, что упустил Пьереск. Он выделил яркую внутреннюю область и доказал, что центральная звезда на самом деле является компактной четверной системой.
В начале XVIII века охотники за кометами случайно обнаружили множество туманностей. Им нужно было отличать настоящие кометы от неподвижных размытых пятен. Шарль Месье решил эту задачу, составив список в 1781 году. Он создал каталог из 103 объектов, чтобы избежать путаницы. Этот список был практичным: в него вошли преимущественно звездные скопления, некоторые галактики и одиннадцать истинных туманностей. Эти названия используются до сих пор. Туманность Тройная (Trifid Nebula) имеет обозначение M20 и находится в созвездии Стрельца.
Наследие Гершелей
Вильям Гершель и его сын Джон доминировали в наблюдениях в середине XIX века. Вильям работал вместе со своей сестрой Кэролайн. В период с 1786 по 1802 год они составили три каталога. В них было записано около 2500 объектов: скопления, туманности и галактики.
Джон продолжил эту работу. Он проводил наблюдения из Капской обсерватории в Южной Африке и добавил 1700 объектов, видимых только с южного полушария. Еще 500 объектов он зафиксировал из Англии. Эти записи стали основой для работы Дж. Л. Дрейера. В 1888 году он опубликовал «Новый общий каталог» (New General Catalogue), который содержал 7840 записей. Позже последовали два дополнения — «Индес-каталоги» (Index Catalogues), добавившие еще 5386 объектов.
В то время галактики и туманности часто было невозможно различить. Большинство ярких галактик до сих пор идентифицируются по своим номерам в каталогах NGC или IC. Эта система наименований сохраняется благодаря своей эффективности.
Фотографическая революция
Фотография изменила все. Она фиксировала слабые детали, которые глаз не мог различить, и создавала постоянную запись. Астрономы получили возможность в удобном темпе изучать мелкие детали. Первое фото Туманности Ориона было сделано в 1880 году. Качественные снимки появились лишь в 1883 году. Эти ранние фотографии выявили обширные структуры, о которых визуальные наблюдатели даже не подозревали.
Спектроскопия предоставила физическое доказательство. Она разлагала свет на длины волн, позволяя астрономам узнавать, из чего состоят объекты. Звезды излучают во всех длинах волн, и обычно на их спектрах видны темные линии поглощения. Горячие прозрачные газовые облака излучают только линии испускания. Эти линии характерны для их составляющих газов.
В 1864 году астрономы изучили спектр Туманности Ориона. Они увидели яркие линии испускания. Линии водорода были особенно заметны. Некоторые зеленые линии были еще ярче. Спектры галактик, напротив, имели звездный характер. Различие стало очевидным: туманности состоят из газа, а галактики — из звезд. Истинные размеры галактик остались неизвестными до XX века, но классификация была надежной.
«Изучая спектр астрономического объекта, можно узнать многое о его физической природе».
Этот переход от визуальных предположений к физическому анализу положил конец неопределенности. Небо перестало быть просто картой точек. Оно стало совокупностью различных физических объектов. Некоторые светились газом, другие горели звездами. Инструменты изменились, и понимание последовало за ними.
Двадцатый век не просто улучшил то, как мы смотрим на звезды. Он изменил то, что мы действительно могли видеть. До этого момента мы в основном гадали о физических процессах, управляющих межзвездной материей. Затем появились лучшие инструменты. И лучшие «глаза».
Все началось с Бернхарда Шмидта. Немецкого оптикостроителя, который в 1930 году изобрел камеру Шмидта. Это был широкоугольный объектив, разработанный для высокой скорости работы. Он мог фиксировать слабые протяженные туманности, которые упускали другие камеры. В то время фотопластинки становились лучше. Они стали чувствительными к более широкому диапазону цветов. Но фотография всегда была узким местом. Приходилось ждать. Приходилось проявлять. Приходилось гадать.
Эта эпоха мертва.
Сегодня мы используем разностные зарядовые приборы, или ПЗС-матрицы (CCD). Представьте себе массивы крошечных фотоэлектрических ячеек. Каждая из них фиксирует свет от определенного участка неба. Современные сенсоры представляют собой квадратные сетки. Некоторые имеют до 4 000 ячеек по каждой стороне. Это 16 миллионов независимых фотоэлементов. Они смотрят на небо одновременно.
Электронные детекторы в 100 раз чувствительнее пленки. Они работают с более широким диапазоном уровней освещенности. Они также улавливают длины волн, о которых пленка не могла и мечтать. Речь идет об ультрафиолете, начиная с 0,1 микрон. Чтобы увидеть его, нужно выйти на орбиту выше атмосферы Земли. Затем идет инфракрасный диапазон, простирающийся за пределы 1,2 микрон.
Почему космические аппараты важны для наблюдений глубокого космоса
Земная атмосфера действует как фильтр. Она блокирует многое из того, что находится в космосе. Космические аппараты позволяют нам видеть то, что обычно поглощается.
Гамма-лучи. Рентгеновские лучи. У них очень короткие длины волн. Дальний ультрафиолет также блокируется озоном. Его длины волн короче примерно 0,3 микрон. Инфракрасное излучение — это совсем другая история. Водяной пар и углекислый газ в нашем воздухе поглощают его. Это охватывает длины волн от примерно 3 микрон до 1 миллиметра.
Зачем нам нужно видеть эти диапазоны?
Гамма-лучи, рентгеновские лучи и ультрафиолетовое излучение показывают нам самые горячие места в космосе. Речь идет о температурах, достигающих 100 миллионов кельвинов. Это происходит в ударно-сжатом газе сверхновых. Это жестоко. Это энергично.
Инфракрасное излучение делает нечто иное. Оно выявляет темные, холодные молекулярные облака. Звездный свет не может проникнуть сквозь слои пыли там. Но инфракрасное излучение просачивается сквозь них. Оно показывает нам, где звезды рождаются во тьме.
Чтение света, а не просто съемка фотографий
Основной метод изучения туманностей — это не изображения. Это спектры.
Спектры показывают относительное распределение излучения по различным длинам волн. Для оптического света это означает цвета. Получить эти спектры можно с помощью призмы. Работают и дифракционные решетки. Кристаллы используются для рентгеновских лучей.
Особенно полезным инструментом является эшелетный спектрограф. Он использует две решетки. Одна имеет грубую насечку. Она распределяет излучение в одном направлении. Другая имеет тонкую насечку. Она распределяет его перпендикулярно. Это позволяет астрономам записывать широкий диапазон длин волн одновременно. С очень высоким спектральным разрешением. То есть способностью различать слегка отличающиеся длины волн.
Для еще более высокого разрешения астрономы используют интерферометры Фабри-Перо.
Эти спектры обеспечивают мощную диагностику. Они сообщают нам о физических условиях внутри туманностей. Изображения и спектры со спутников на околоземной орбите дали данные беспрецедентного качества. Космический телескоп «Хаббл» — самый известный пример. Но он не одинок.
Наземные радиотелескопы
Наземные наблюдения по-прежнему важны. Особенно в радиодиапазоне и субмиллиметровом диапазоне длин волн.
Излучение газа в этих диапазонах предоставляет критически важную информацию. Оно выявляет физические условия и молекулярный состав. Мы используем большие массивы радиотелескопов. Это несколько отдельных телескопов, функционирующих как один огромный инструмент.
Результатом является пространственное разрешение в радиодиапазоне. Оно далеко превосходит все, достигнутое оптическими средствами.
Итак, у нас есть камеры, которые видят глубже. Датчики, улавливающие больше света. Спектрографы, разлагающие свет на составляющие. И радиомассивы, выявляющие структуру на огромных расстояниях. Инструменты эволюционировали. Вселенная стала менее загадочной. Но более сложной.
Водородное разделение: H I, H II и молекулярные облака
Большая часть «личности» туманности определяется её водородом. Это самый распространённый элемент во Вселенной, поэтому то, находится ли водород в нейтральном, ионизированном или связанном в молекулы состоянии, определяет всё вокруг. Исторически астрономы разделяли эти зоны на три категории. Если водород в основном лишён своего электрона (H+), это область H II, также известная как диффузная туманность. Если водород нейтрален, это область H I. А если газ соединился в молекулы (H2), перед вами молекулярное облако.
Это не просто терминология. Тип излучения, присутствующего в регионе, кардинально меняется в зависимости от состояния газа. И именно это излучение определяет физические процессы, которые могут там происходить.
Как энергия фотонов формирует структуру туманности
Излучение распространяется в виде волн, но переносит энергию дискретными порциями, называемыми фотонами. Каждый фотон имеет определённую длину волны и уровень энергии. Гамма-лучи обладают наибольшей энергией благодаря своим коротким длинам волн. За ними по убыванию энергии следуют рентгеновские лучи, ультрафиолет, оптическое излучение, инфракрасное излучение, микроволны и радиоволны.
Атомы нейтрального водорода привередливы в выборе «пищи». Они чрезвычайно эффективно поглощают ионизирующее излучение. Конкретно, они поглощают любой фотон с энергией не менее 13,6 электрон-вольт (эВ). Это примерно соответствует длине волны короче 0,0912 микрометра.
Если регион доминируется нейтральным водородом, ничто с энергией выше порога в 13,6 эВ не может пройти сквозь него. За исключением рентгеновских лучей и лучей более высокой энергии. Эти высокоэнергетические фотоны настолько интенсивны, что могут проникать сквозь газ, но они также переводят водород в прозрачное состояние. Для всего, что находится ниже этого порога, нейтральный водород действует как стена.
Поглощение нейтральным водородом резко снижает уровень излучения почти до нуля для энергий выше 13,6 электрон-вольт.
Это создаёт засуху ионизирующего излучения. Если вы не можете ионизировать водород, вы тем более не можете ионизировать более тяжёлые элементы, которым требуется ещё больше энергии. Ионные виды в таких регионах ограничены более низкими ступенями ионизации. Это химический потолок, установленный пределом поглощения водорода.
Области H II: открытые магистрали для света
В областях H II почти весь водород ионизирован. Атомы потеряли свои электроны. Это устраняет барьер поглощения. Фотоны всех энергий теперь могут свободно распространяться через газ.
Поскольку путь свободен, здесь образуются ионы, для формирования которых требуются фотоны высокой энергии. Появляются ионы кислорода, такие как O++. Регион пронизан полным спектром звездного излучения, потому что водорода там нет, чтобы его блокировать.
Где формируются молекулярные облака
Ультрафиолетовые фотоны с энергией более 11,2 электрон-вольт могут разорвать молекулярный водород (H2). Они расщепляют его на два отдельных атома водорода. В областях H I таких УФ-фотонов много. Они не позволяют количеству H2 накапливаться.
Но есть нюанс. Разрушение H2 расходует эти специфические УФ-фотоны. Это сказывается на доступном энергетическом бюджете. Затем нужно учесть межзвёздную пыль. Зерна пыли эффективно поглощают фотоны в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах.
В некоторых частях космоса сочетание разрушения H2 и поглощения пылью снижает количество высокоэнергетических фотонов до нуля. Конкретно, количество фотонов с энергией выше 11,2 эВ падает ниже скорости образования H2 на поверхностях зёрен.
Когда H2 образуется быстрее, чем может быть разрушен, он становится доминирующей формой водорода. Газ теперь представляет собой молекулярное облако.
Межзвёздная пыль играет здесь ключевую роль. H2 не может эффективно образовываться только в газовой фазе. Ему нужна поверхность, чтобы прилипнуть и найти партнёра. Пыль обеспечивает эту поверхность. Без этих зёрен химия распадается, и облако никогда не формируется.
Невидимые архитекторы звездообразования
Пыль — лжец. В огромных, пустых пространствах между звездами она выглядит как ничто, но именно она контролирует температуру, химию и само существование облаков, в которых рождаются звезды. На её долю приходится всего 0,7 процента массы межзвездной среды. Крошечная доля. Но именно это небольшое количество диктует физические правила игры.
Без пыли звезды, возможно, вообще не формировались бы.
Главная задача межзвездной пыли — блокировать свет. Газ в основном прозрачен для фотонов, которые не могут ионизировать водород, но пыль? Она непрозрачна. Она поглощает звездное излучение. Чем выше энергия, тем сильнее зерно сопротивляется. Радиоволны и дальнее инфракрасное излучение просачиваются сквозь нее, словно призраки. Ближнее инфракрасное излучение проходит довольно хорошо. Ультрафиолет? Пыль останавливает его намертво.
Это поглощение — обоюдоострый меч для молекулярных облаков.
С одной стороны, пыль нагревает газ. Когда фотон звезды попадает на зерно, он может выбить электрон посредством фотоэлектрического эффекта. Этот электрон переносит энергию в окружающий газ, нагревая его. С другой стороны, пыль охлаждает газ. Она излучает свою собственную энергию более эффективно, чем разреженный газ. Поскольку зерно холоднее газа, тепло переходит от газа к пыли, а затем излучается в космос. Это термостат, сделанный из камня и углерода.
Но самая важная роль — химическая. Молекулярный водород ($H_2$) редко образуется в свободном пространстве. Атомы не могут найти друг друга. Им нужна поверхность, о которую можно удариться, прилипнуть и образовать связь. Зерна пыли — это такие поверхности. Без них Вселенная представляла бы собой суп из атомарного водорода, а не топливо для звезд. Пыль также «крадет» тяжелые элементы, такие как железо и кремний. Эти металлы являются эффективными охладителями. Запирая их в твердой форме, пыль изменяет тепловой баланс всего облака.
Что именно мы наблюдаем?
Если убрать твердые зерна и смотреть только на газ, картина космоса окажется искаженной. Астрономы определяют состав газа, изучая узкие линии поглощения в спектрах фоновых звезд. Это хитрый прием. Вы смотрите на свет от далекой звезды, проходящий сквозь облако. Газ поглощает определенные длины волн, оставляя штрихкод.
Сравните этот штрихкод с космическими распространенностями (стандарты Солнечной системы), и тайна углубляется. Почти все железо, магний и кремний отсутствуют в газе. Большая часть углерода также исчезла. Только часть кислорода и азота остается в парообразной фазе. Остальное заперто в пыли.
Итак, из чего состоит эта пыль?
Это не просто сажа. Данные о поглощении и рассеянии выявляют сложную смесь. Есть силикаты, аморфные и каменистые, похожие на земные минералы, но лишенные кристаллической структуры. Затем есть углеродистая компонента. Она неоднородна. Она существует как минимум в двух формах.
Во-первых, это настоящие зерна. Свободно летающие или прикрепленные к силикатным ядрам. Во-вторых, это полициклические ароматические углеводороды (ПАУ). Это отдельные молекулы, свободно плавающие в пространстве. Они состоят от 70 до нескольких сотен атомов углерода, с атомами водорода, свисающими по краям или захваченными внутри. Технически называть ПАУ «пылью» — это условность. Некоторые из этих молекул лишь немного больше того, что обычно обнаруживают радиотелескопы. Но обе формы необходимы, чтобы объяснить спектральные особенности, которые мы видим. Добавьте углеводородные оболочки, покрывающие более крупные зерна, и вы получите грязный, сложный инвентарь.
Размеры сильно варьируются. От 0,0003 микрометра для самых маленьких молекул до почти целого микрометра для более крупных зерен. Мелких частиц значительно больше, чем крупных.
Откуда она берется?
Здесь возникает парадокс. Вы не можете создать пыль из газа в межзвездной среде. Не напрямую. Плотность слишком мала. Даже в плотном облаке, которое кажется нам превосходной лабораторной вакуумной средой, частицы находятся слишком далеко друг от друга. Они не могут сталкиваться и слипаться достаточно долго, чтобы излучить свое тепло и образовать твердое тело.
Конденсация требует плотности. Она требует, чтобы атомы сталкивались друг с другом, образовывали связи и остывали.
Этот процесс происходит в другом месте. Во внешних атмосферах холодных сверхгигантов.
Плотность газа в этих звездах может быть в $10^9$ раз выше, чем в типичных туманностях. Условия идеальны. тугоплавкие материалы — силикаты и углерод — конденсируются в зерна. Затем вступает в силу давление излучения. Механическая сила света, поглощенного и рассеянного этими новыми зернами, выдувает их из атмосферы звезды. Они улетают в космос, унося с собой строительные блоки будущих планет и звезд.
Хаос смешивания
Оказавшись в межзвездной среде, пыль не остается пассивной. Она сильно изменяется под воздействием взаимодействий с самой собой и с газом.
В диффузных облаках много мелких зерен. В плотных облаках эти мелкие зерна коагулируют, образуя более крупные. Почему это важно? Мелкие зерна лучше поглощают коротковолновое излучение, в частности ультрафиолетовый свет с длиной волны около 0,1 микрометра. Когда они слипаются вместе, эта способность снижается. Облако становится более прозрачным для УФ-излучения, что меняет характер его эволюции.
Именно из-за этого слипания тяжелых элементов, таких как железо, магний и никель, в плотных регионах еще меньше, чем в диффузном газе. Они были захвачены в более крупные зерна. Но вот ключевой момент: пыль и газ не движутся вместе.
Расчеты показывают, что зерна пыли сталкиваются с атомами газа гораздо быстрее, чем это позволяло бы простое дрейфование. Они должны двигаться относительно друг друга. Это подразумевает наличие возмущений. Вероятно, магнитной природы. Магнитные поля поддерживают пыль и газ в состоянии хаотического относительного движения, постоянно перемалывая, сталкивая и обмениваясь энергией.
Турбулентные следы
Сам газ находится в состоянии контролируемого хаоса. Поток сложен. Крупномасштабные движения происходят, когда горячая звезда загорается на краю холодного, спокойного молекулярного облака. Это создает область H II — ионизированную зону. Давление резко возрастает. Горячий газ бурно расширяется, вытекая через окружающий материал, словно вода, прорывающаяся из плотины.
Вы также видите пузыри. Расширяющиеся структуры вокруг звезд, которые сбрасывают свои внешние слои в звездном ветре. Это не статичные оболочки. Это динамичные, турбулентные среды, где пыль и газ постоянно перерабатываются, разрушаются и возрождаются.
Пыль в основном выживает в этих ударных волнах. Она эволюционирует. Она меняется. Она ждет следующего цикла звездообразования.
И все же мы до сих пор не можем воссоздать эти условия в лаборатории. Мы делаем выводы о составе на основе света. Мы гадаем об истоках, изучая атмосферы звезд. Пыль — это запись всего, что произошло в пространстве между звездами. Каждое столкновение. Каждый взрыв. Каждый тихий момент конденсации. Все это записано в том, как она поглощает и рассеивает свет.
Вопрос не только в том, из чего состоит пыль. Вопрос в том, сколько ее останется после смерти следующей звезды.
Туманности никогда не бывают статичными. Помимо упорядоченных потоков, которые можно ожидать от спокойного газового облака, всегда присутствует хаос. Турбулентность.
Это та же физика, которая делает пороги в бурных реках опасными, просто в космическом масштабе. Когда вязкость жидкости низкая, движение распадается на хаотичные вихри. Энергия, импульс и магнитные поля перераспределяются от массивных структур до микроскопических размеров. В конце концов, побеждает вязкость. Кинетическая энергия превращается в тепло. Колебания молекул усиливаются.
Этот процесс определяет, как туманность противостоит гравитации. Он также контролирует её энергетический бюджет. Мы знаем основы. Но мы не знаем деталей.
Измерение неизмеримого
Как мы можем увидеть нечто настолько хаотичное? Мы смотрим на свет.
В частности, мы анализируем ширину линий испускания или поглощения в спектре туманности. Ни одна спектральная линия не является идеально острой. Атомные уровни энергии размыты. Но наблюдаемые нами линии часто гораздо шире, чем это допускают внутренние атомные ограничения. Почему? Эффект Доплера.
Атомы, движущиеся к нам, смещают свет в сторону более коротких длин волн (синее смещение). Атомы, удаляющиеся от нас, смещают его в сторону более длинных волн (красное смещение). Если атомы хаотично перемещаются в случайных направлениях вдоль нашей линии зрения, линия размывается.
Часть этого размытия вызвана тепловым движением. Более горячий газ движется быстрее. Более лёгкие атомы движутся быстрее, чем тяжёлые. Водород, будучи самым лёгким элементом, должен двигаться быстрее всего при любой заданной температуре.
Наблюдения подтверждают это. Линии водорода шире, чем линии более тяжёлых элементов. Но не настолько широки, как предсказывает тепловая физика. Имеется дополнительное движение. Крупномасштабное движение. Независимое от массы.
Это и есть турбулентность.
Но здесь возникает сложный вопрос. Что поддерживает её?
Турбулентная энергия естественным образом каскадно передаётся вниз. Крупные вихри распадаются на более мелкие. Мелкие — на ещё более мелкие. Пока вязкость не рассеивает её в виде тепла. Если ничто не восполняет эту энергию, газ должен успокоиться. Но он не успокаивается.
Космический двигатель
Энергия должна подаваться непрерывно.
Три основных источника приводят в действие межзвёздный двигатель.
Во-первых, звёздные ветры. Горячие звёзды сбрасывают газ со скоростями в тысячи километров в секунду. Это огромное количество кинетической энергии, вбрасываемой в окружающую среду.
Во-вторых, сверхновые. Когда массивные звёзды умирают, они взрываются с огромной силой. Остатки могут иметь начальную скорость 20 000 километров в секунду. Они расширяются наружу, постепенно замедляясь, пока их скорость не сравняется со средней скоростью облаков, составляющей около 10 км/с. Этот взрыв вбрасывает огромное количество энергии в больших масштабах.
В-третьих, столкновения. Облака движутся в гравитационном потенциале Галактики. Иногда они сталкиваются друг с другом. Эти столкновения передают импульс, перемешивая содержимое в галактических масштабах.
Все эти процессы поддерживают газ в возбуждённом состоянии. Энергия каскадно передаётся вниз, превращаясь в тепло, но источник продолжает подпитывать огонь.
Невидимый каркас
Движется не только газ в пространстве. Существует магнитное поле, пронизывающее спиральные рукава Млечного Пути.
Это поле простирается на тысячи световых лет выше галактической плоскости. Оно повсеместно. Мы знаем о его существовании благодаря двум различным сигналам.
Один из них — радиосинхротронное излучение. Очень энергичные электроны, движущиеся в поле, испускают радиоволны. Другой — поляризация звездного света. Вытянутые пылевые зёрна выстраиваются вдоль магнитного поля. Они действуют как крошечные стрелки компаса, закручивая свет, проходящий сквозь них.
Магнитное поле сильно связано с газом. Оно воздействует на встроенные электроны. Даже в областях нейтрального водорода присутствуют свободные электроны. Эти электроны сталкиваются с другими частицами газа, передавая им движение. Газ и поле движутся вместе. Газ может скользить вдоль силовых линий, но не может легко перемещаться поперёк них.
Это сцепление имеет значение. Магнитное поле создаёт давление. Подобно давлению газа. Оно влияет на движение газа. Оно добавляет слой сложности к турбулентности.
Численные моделирования годами пытались смоделировать эти взаимодействия. Результаты показывают сложные волновые движения и ограниченные структуры.
Мы всё ещё определяем границы нашего понимания. Турбулентность — это не просто хаос. Это динамическое равновесие. Постоянное взаимодействие между гравитацией, магнитными полями и звёздным насилием.
Почему это важно? Потому что эта турбулентность определяет, где формируются новые звёзды. Она регулирует плотность газа. Если бы турбулентность была слабее, облака могли бы коллапсировать легче. Если бы она была сильнее, звёзды могли бы вообще не формироваться.
Мы живём внутри турбулентного, намагниченного, постоянно пополняемого энергией супа. И мы только начинаем пробовать его ингредиенты.
