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

Останні новини

Коли зоря — не зоря?

19 вересня 2018

Межа, що відокремлює зорі від коричневих карликів, може скоро стати чіткішою завдяки новому дослідженню під керівництвом Сержа Дітріха (Serge Dieterich) з Інституту Карнеґі. Опубліковано в Astrophysical Journal результати роботи його колективу показують, що коричневі карликові можуть бути більш масивними, ніж раніше вважали астрономи.

Докладніше:

Юпітер має незвичне магнітне поле

10 вересня 2018

Космічний апарат NASA «Юнона» (Juno) встановив особливості сильного магнітного поля на Юпітері, виявивши дивовижну асиметрію між північною та південною півкулями. На основі отриманих даних науковці планують укласти докладну мапу магнітного поля планети. Це має допомогти отримати нові уявлення про те, що відбувається в надрах газового гіганта.

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