Астрономічна картина дня від NASA. Перехід на сайт Astronomy Picture of the Day.

Останні новини

Виявлено зв’язок між формою галактик і віком їхніх зір

25 квітня 2018

Огляд сотень галактик дозволив виявити чіткий зв’язок між їхньою формою та віком зір. Галактики, які містять молоді зорі, є більш плоскими, ніж галактики зі старими зорями. Такий висновок випливає з результатів дослідження астрономів на чолі з Джессом ван де Санде (Jesse van de Sande) з Сіднейського університету, оприлюднених в журналі Nature Astronomy.

Докладніше:

Метеоритні алмази — свідчення давно зниклих протопланет?

18 квітня 2018

Алмази, знайдені в деяких метеоритах на Землі, можуть походити з давно зниклої протопланети розмірами як Меркурій чи Марс. На перші потенційні сліди об’єктів, що існували в Сонячній системі близько 4,5 млрд років тому, вказують результати нового дослідження, оприлюднені 17 квітня поточного року в журналі Nature Communications.

Докладніше:

Пошук інформації на порталі

Міжзоряний газ

 

Л. М. Свачій, кандидат фізико-математичних наук,

Головна астрономічна обсерваторія НАН України

Г. З. Бутенко, кандидат фізико-математичних наук,

Міжнародний центр астрономічних та медико-екологічних досліджень НАН України

 

У 1904 р. відомий німецький астроном Й. Ф. Гартман (1865—1936) відкрив наявність міжзоряного газу.

 

Досліджуючи спектр подвійної зорі δ Оріона, Гартман звернув увагу на те, що лінія поглинання К іона кальцію (Са II) не має, на відміну від усіх інших спектральних ліній, періодичних зміщень, пов’язаних із орбітальним рухом зорі, а незмінно залишається на одному й тому ж місці спектра. Учений правильно пояснив, що така стаціонарна лінія утворюється внаслідок поглинання світла у хмарі речовини, яка розміщена між Сонцем і зорею δ Оріона та до складу якої входить кальцій у газоподібному стані. На початку минулого сторіччя не було доказів існування міжзоряної матерії, крім окремих її згущень у вигляді туманно­стей. Тому відкриття Гартмана мало дуже важливе значення для астрономії.

 

Можна припустити, що спектральна лінія К має інше походження, не міжзоряне, а навколозоряне: виникає внаслідок поглинання в газовій оболонці, яка оточує всю подвійну систему зір. Проте після того, як з’ясувалось, що інтенсивність стаціонарної лінії К тим більша, чим більша відстань до зорі, у спектрі якої ця лінія спостерігається, міжзоряне походження лінії К стало безсумнівним. Узагалі ця лінія тонка, але в деяких особливо далеких зір стає досить інтенсивною. Теорія ліній поглинання вказує, що в такому разі між зорею та спостерігачем має бути не менш ніж 1013 іонів Са IIу стовпі з поперечним перерізом 1 см2. При цьому для відстані 300 пк густина повинна бути 10-8 іонів у 1 см2, що цілком допустимо для елемента, відносно мало поширеного в природі.

 

Друга лінія кальцієвого дублету Н звичайно як міжзоряна не спостерігається, оскільки вона близька до водневої лінії Нe , дуже інтенсивної у спектрах багатьох зір.

Міжзоряна лінія К переважно спостерігається лише у спектрах зір ранніх спектральних класів. У зір пізніх спектральніх класів, починаючи з F, вона замита власною лінією К. Незабаром після відкриття лінії К в спектрах гарячих далеких зір були виявлені міжзоряні лінії Na І, Тi II, Fе І, а також міжзоряні молекулярні лінії СН, CN, СH+, СО, Н2. Їхня особливість — незначна еквівалентна ширина, що зумовлюється невеликою кількістю поглинальних атомів, а також малою швидкістю їхнього теплового руху (низькою температурою).

 

Поступово астрономія накопичує відомості про міжзоряне середовище. Позаат­мосферні спостереження дали змогу провести найглибші спектроскопічні дослід­ження міжзоряного газу. Завдяки цим методам стало можливим вивчати лінії поглинання в далекій ультрафіолетовій частині спектра, де зосереджено резонансні лінії найважливіших хімічних елементів, в яких, очевидно, сильніш за все повинен поглинати «холодний» газ. Спостереження з геофізичної ракети 1970 р. дали змогу відкрити молекулярний водень — основну молекулу міжзоряного середовища. Ультрафіолетовий телескоп на супутнику «Коперник» 1972 р. дістав багато зоряних спектрів із лініями поглинання молекули Н2 та складніших елементів, включаючи вуглець, азот, кисень, кремній, фосфор, аргон і залізо, а також важкий ізотоп водню — дейтерій. Вивчення інтенсивностей резонансних ліній дає змогу дістати найнадійнішу інформацію про хімічний склад міжзоряного газу. Виявилось, що міжзоряний газ, як і речовина зір, складається головним чином із водню та гелію, а інших хімічних елементів небагато.

 

Дослідження міжзоряних ліній поглинання з великою дисперсією показує, що найчастіше вони розпадаються на декілька окремих вузьких компонент із різними доплерівськими зміщеннями. Це означає, що в зонах Н І газ концентрується в окремих хмарах. Поряд з окремими хмарами, що складаються з іонізованого або нейтрального газу, у Галактиці спостерігаються значно більші за розмірами, масою й густиною ділянки холодної міжзоряної речовини, які дістали назву газо-пилові комплекси. Найближчим до Сонця є відомий комплекс у сузір’ї Оріона, що містить в собі, крім інших відомих об’єктів, знамениту туманність Оріона. У таких ділянках, яким притаманна складна й дуже неоднорідна структура, відбуваються процеси зореутворення.

 

Джерело: Астрономічний календар, 2004, С. 253—254

Астроблоги

  • МИ і ВСЕСВІТ

    Блог про наш Всесвіт, про дослідження його об’єктів астрономічною наукою. Читати блог

afisha 1