Галактический газ

Пт, 06/06/2014 - 20:21

Унесенные приливом

Ни гипотеза Оорта, ни модель фонтана не объясняют всех свойств высокоскоростных облаков. Проблема еще сильнее запуталась, когда в начале 70-х гг. был открыт Магелланов Поток — «струя» газа, охватывающая Галактику. Он следует орбитам Большого и Малого Магеллановых Облаков — небольших галактик, обращающихся вокруг Млечного Пути подобно тому, как спутники обращаются вокруг планет. Обычно астрономы называют облаками сгустки газа или пыли, но это галактики из многих миллионов звезд, а назвали их так за внешнее сходство с облаками в ночном небе. Сейчас они находятся на расстоянии около 150 тыс. световых лет от нашей Галактики — наименьшем из всех, на которых они находились когда-либо за время путешествия по своим вытянутым орбитам.

Магелланов Поток похож на цепочку высокоскоростных облаков. Значительная его часть движется со скоростями, несовместимыми с вращением Галактики. Однако ни одна из рассмотренных выше гипотез не объясняет этого. Согласно модели, предложенной в 1996 г. Лансом Гардинером из южнокорейского Университета Солнца и Луны и Масафуми Ногучи из японского Университета Тококу, эта цепочка облаков является приливным потоком, какие наблюдаются и в окрестностях некоторых других галактик. Около 2,2 млрд. лет назад, когда Магеллановы Облака подошли близко к нашей Галактике, совместное притяжение Галактики и Большого Магелланова Облака оторвало часть газа от внешней области Малого Магелланова Облака. Примерно половина этого газа, замедлившись, растянулась по орбите Магеллановых Облаков, отставая от них, а другая половина ускорилась и оказалась впереди этих галактик, образовав так называемый лидирующий рукав. Подобным образом газ мог отрываться и от других галактик — спутников Млечного Пути.
Другая модель объясняет рождение Магелланова Потока силой сопротивления. Если Галактика имеет очень протяженную корону (гораздо большую, чем предполагал Спитцер), то эта корона может отбирать газ у Магеллановых Облаков. Согласно обеим моделям, Магеллановы Облака теряют много газа, создавая большинство высокоскоростных облаков.

В 1999 г. Лео Блитц из Калифорнийского университета в Беркли предположил, что высокоскоростные облака могут располагаться на гораздо большем удалении, чем ранее считалось. Они не проносятся по окраинам нашей Галактики, а плывут вокруг Местной группы галактик, включающей в себя, кроме нашей Галактики и туманности Андромеды, еще 40 других небольших галактик, разбросанных в объеме поперечником около 4 млн. световых лет. В данном случае высокоскоростные облака должны быть остатками процесса формирования всей группы галактик.

Подобные идеи уже выдвигались лет тридцать назад, но были отвергнуты, поскольку на таких расстояниях газовые облака не могут быть устойчивыми. Однако Блитц предположил, что высокоскоростные облака — это сгустки темного вещества, в которые включено небольшое количество газа. Массы облаков должны быть вдесятеро больше, чем предполагали ранее, и это позволит облакам сохранитьcя. Такая гипотеза весьма привлекательна, поскольку устраняет одно давнее затруднение: модели формирования галактик предсказывают, что темного вещества вокруг галактик должно было остаться больше, чем наблюдается. Высокоскоростные облака как раз и могут содержать эту недостающую темную массу.

Идет разогрев

В XXI в. астрономы вошли уже с четырьмя гипотезами о природе высокоскоростных облаков: газ, оставшийся после формирования галактик; круговорот газа в «галактическом фонтане»; обрывки Магеллановых Облаков; межгалактическая смесь газа и темного вещества. Для того чтобы сделать выбор между ними, требовались новые данные.

К концу ХХ в. астрономы обследовали все небо в радиолинии нейтрального водорода, позволяющей обнаруживать газ с температурой около 100 К. В 1988 г. Аад Хульбош из Неймегенского университета и один из авторов статьи (Ваккер) с помощью радиотелескопа Обсерватории Двингело в Нидерландах завершили обзор северного полушария неба. В 2000 г. Рикардо Моррас с коллегами на радиотелескопе Вилла Элиза в Аргентине обследовал южное полушарие. Третий обзор опубликовали в 1997 г. Дап Хартман и Батлер Бартон из Лейденской обсерватории. Они провели полное картирование нейтрального водорода в Галактике, включая высокоскоростные облака и облака промежуточных скоростей.

Новые данные принесли наблюдения в видимом свете с помощью таких инструментов, как Wisconsin Hydrogen-Alpha Mapper (Висконсинский картировщик Ha-излучения). Хотя нейтральный водород не излучает в оптическом диапазоне, ионизованный газ на это способен, а внешние области высокоскоростных облаков как раз ионизованы ультрафиолетовым излучением Галактики и других объектов. К тому же это излучение нагревает внешние части облаков до 8000 К. Яркость их видимого излучения указывает интенсивность радиационного поля вокруг облака, которая, в свою очередь, зависит от их расстояния до диска Галактики. Поэтому яркость видимого излучения может служить для оценки расположения облаков.

Важнейшие сведения принесли наблюдения за спектральными линиями поглощения высокоскоростных облаков, которые дают информацию не об излучении газа, а о поглощении им света других источников. Благодаря данным, полученным в Обсерватории Лас-Пальмос на Канарских островах, космическому телескопу «Хаббл» и спутнику FUSE («Исследователь спектра дальнего ультрафиолета»), запущенному в 1999 г., Лора Дэнли из Денверского университета оценила пределы расстояний до облаков с промежуточными скоростями. Затем Хуго ван Верден из Гронингенского университета в Нидерландах впервые измерил расстояние до облака с промежуточной скоростью. Тем временем мы определили химический состав облаков.

Данные спутника FUSE говорят о наличии у высокоскоростных облаков очень горячего компонента. FUSE обнаружил линии поглощения сильно ионизованных атомов кислорода (потерявших до 5 из 8 внешних электронов). Такая степень ионизации говорит о температуре около 300 тыс. К, которая может возникнуть, когда холодный (100 К) нейтральный водород входит в соприкосновение с исключительно горячим (порядка миллиона кельвинов) газом. Но это же может наблюдаться и при охлаждении крайне горячего газа до температуры 300 тыс. К. Вместе с Блэром Сэвиджем из Висконсинского университета в Мадисоне и Кеннетом Сембахом из Института космического телескопа в Балтиморе мы исследовали этот компонент высокоскоростных облаков.

Другие материалы рубрики


  • ...И тут внимание исследователей привлекла давняя и очень любопытная гипотеза космических струн. Постичь ее трудно, представить наглядно просто невозможно: струны можно только описать сложными математическими формулами. Эти загадочные одномерные образования не излучают света и обладают огромной плотностью — один метр такой "ниточки" весит больше Солнца. А если их масса так велика, то и гравитационное поле, пусть даже растянутое в линию, должно значительно отклонять световые лучи. Однако линзы уже сфотографированы, а космические струны и "черные дыры" пока существуют лишь в уравнениях математиков. Из этих уравнений следует, что возникшая сразу после Большого взрыва космическая струна должна быть "замкнута" на границы Вселенной. Но границы эти так далеки, что середина струны их "не чувствует" и ведет себя, как кусок упругой проволоки в свободном полете или как леска в бурном потоке. Струны изгибаются, перехлестываются и рвутся. Оборванные концы струн тут же соединяются, образуя замкнутые куски. И сами струны, и отдельные их фрагменты летят сквозь Вселенную со скоростью, близкой к скорости света.

    • Страницы
    • 1
    • 2
    • 3
    • 4


  • ...Несмотря на то, что идея коллапса кажется простой (при сжатии ядра выделяется энергия гравитационной связи, за счет которой выбрасываются внешние слои вещества), трудно понять процесс в деталях. В конце жизни у звезды с массой более 10 масс Солнца образуется слоеная структура, с глубиной появляются слои все более тяжелых элементов.
    Ядро состоит в основном из железа, а равновесие звезды поддерживается квантовым отталкиванием электронов.
    Но в конце концов масса звезды подавляет электроны, которые вжимаются в атомные ядра, где начинают реагировать с протонами и образовывать нейтроны и электронные нейтрино. В свою очередь, нейтроны и оставшиеся протоны прижимаются друг к другу все сильнее, пока их собственная сила отталкивания не начнет действовать и не остановит коллапс.

    • Страницы
    • 1
    • 2
    • 3
    • 4


  • Вращаясь вокруг Солнца, инфракрасная обсерватория НАСА ищет следы молодых звезд и галактик, а также межзвездное пространство, в котором они образовались.
    Космический телескоп имеет очевидные преимущества в изучении инфракрасного теплового излучения, которое испускают объекты, слишком холодные, чтобы сиять в спектре видимого света. Атмосфера Земли - постоянная помеха для инфракрасных приборов, поскольку она не только впитывает слабые инфракрасные лучи из космоса, но и сама выделяет их огромное количество.
    В 1979 году НАСА представило инфракрасный космический телескоп SIRTF. Он не стал первым инфракрасным прибором на орбите, но долгое время оставался самым большим.



  • В августе 1989 года с космодрома Куру ракетой-носителем Ариана 4 был запущен на орбиту вокруг Земли искусственный спутник HIPPARCOS. Название этого аппарата напоминает имя известного древнегреческого астронома Гиппарха (II в. до н.э.), открывшего явление прецессионного движения оси вращения Земли и предложившего первую фотометрическую шкалу измерения блеска звезд. Отдавая дань уважения Гиппарху, специалисты из Европейского Космического Агентства дали своему спутнику имя, которое они составили из первых букв полного названия научного проекта: HIgh Precision PARarallax COllecting Satellite — «Спутник для получения высокоточных параллаксов». Космический аппарат просуществовал на орбите 37 месяцев, и за это время он провел миллионы измерений звезд. В результате их обработки появились на свет два звездных каталога. Первый из них — HIPPARCOS.

    • Страницы
    • 1
    • 2


  • Итак, знакомимся с действующими лицами драмы. Коричневый карлик 2M1207 спектрального класса M8 (его можно увидеть хорошо вооруженным глазом в созвездии Центавр) и его небольшой компаньон — планета 2M1207b. Последняя уже несколько лет как мучает ученых своими загадками. И вот теперь новейшее исследование позволило предположить: странные особенности данного объекта объясняются тем, что он рожден в результате совсем недавнего столкновения двух планет.



  • Судя по многочисленным публикациям, посвященным современной астрофизике, она находится на подъеме. Положение дел даже сравнивают с революционной ситуацией, сложившейся в физике в начале прошлого века. Но если тогда истина рождалась в спорах, сейчас новые понятия проникают в астрофизику практически без сопротивления. При этом ключевые положения старой теории, вместо того, чтобы обрести окончательную ясность, заменяются наборами гипотез. Современный астрофизик подробно объяснит, что такое космологический вакуум или антигравитация, но на вопрос о происхождении галактик даст расплывчатый ответ, включающий несколько возможных сценариев.

    • Страницы
    • 1
    • 2
    • 3
    • 4


  • Никто пока не определил, всякая ли звезда в Галактике окружена другими планетами, либо Солнце является исключением из данного правила. За последние 9 лет астрономы при наблюдении за колебательными движениями звезд, которые вызваны воздействием, оказываемым на них планетами, обнаружили сотни таких планет. Но этот метод помогает фиксировать лишь самые массивные планеты, находящиеся неподалеку от звезд. Так можно обнаружить Юпитер, Сатурн в Солнечной системе, но мелкие тела (кометы, астероиды, планеты земного типа), делающие Солнечную систему такой разнообразной, астрономы бы не смогли найти, используя эти методы наблюдения.

    • Страницы
    • 1
    • 2
    • 3
    • 4


  • Теория эволюции звезд основана на диаграмме «спектр-светимость». Спектр звезды связан с температурой ее поверхностных слоев, светимость — это количество световой энергии, излучаемой звездой в единицу времени. По оси абсцисс откладывается последовательность спектральных классов, по оси ординат — светимость. Звезды Галактики изображаются на диаграмме точками. Точки могли бы расположиться как попало, могли бы сгуститься к одной линии. Но они сгущаются к нескольким линиям и областям, из которых выделяются пять. Им соответствуют группы звезд: звезды главной последовательности, субкарлики, красные гиганты, сверхгиганты, белые карлики. Сопоставляя диаграммы «спектр-светимость», составленные для различных звездных скоплений, можно с уверенностью утверждать, что звезды главной последовательности на определенном этапе эволюции превращаются в красные гиганты. Из диаграмм также видно, как это происходит: температура звезды начинает уменьшаться, размеры и светимость, наоборот, увеличиваются. Через некоторое время температура опять начинает расти. Скорость эволюции определяется начальной массой звезды.

    • Страницы
    • 1
    • 2
    • 3


  • ...Уходить от Солнца на еще большее расстояние, по подсчетам швейцарского астрофизика, нет смысла. Потому что в стадии красного гиганта Солнце пробудет всего несколько миллионов лет, а затем станет снова быстро сжиматься, превратится в белого карлика и начнет деградировать как источник энергии. И тогда Земле, чтобы получать достаточное количество тепла и света, понадобится орбита меньшая, чем сейчас у Меркурия. Но при таком приближении к светилу силы притяжения довольно скоро остановят вращение Земли вокруг ее оси. Планета будет повернута к Солнцу всегда одной стороной. Значит, жизнь на Земле быстро погибнет: на ночной стороне — от тьмы и холода, а на освещенной — от жары и губительного для всего живого ультрафиолетового и рентгеновского излучения, идущего от белого карлика.

    • Страницы
    • 1
    • 2
    • 3


  • Прошло без малого сто лет с того момента, как были открыты космические лучи-потоки заряженных частиц, приходящих из глубин Вселенной. С тех пор сделано много открытий, связанных с космическими излучениями, но и загадок остается еще немало. Одна из них, возможно, наиболее интригующая: откуда берутся частицы с энергией более
    1020 эВ, то есть почти миллиард триллионов электрон-вольт, в миллион раз большей, чем будет получена в мощнейшем ускорителе — Большом адронном коллайдере (LHC)? Какие силы и поля разгоняют частицы до таких чудовищных
    энергий?

    • Страницы
    • 1
    • 2