Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.13.2.html

13.2 Структура межзвёздной среды

Лекция 13. Межзвёздная среда

13.2 Структура межзвёздной среды

Накопившиеся в последние десятилетия наблюдательные данные позволили сделать важные выводы о структуре межзвёздной среды. Она состоит из нескольких резко отличающихся друг от друга компонентов - это молекулярные облака, диффузные облака нейтрального водорода, межоблачный газ HI и корональный газ. Молекулярные облака, в свою очередь, по массе и размерам разделяются на темные облака и глобулы с небольшими массами, теплые (T > 10? K) гигантские молекулярные облака (ГМО), содержащие О-звёзды с зонами HII вокруг них, и холодные ГМО.

С середины 70-х годов ХХ-го века молекулярный водород стал важнейшим объектом исследований. Неожиданно обнаружилось, что в форме H₂ находится большая часть массы газа, по крайней мере, во внутренней области Галактики (галактоцентрические расстояния R < 8 кпк). Исследование распределения молекулярного водорода в Галактике привело к открытию нового элемента структуры диска - молекулярного кольца - области резко выраженной концентрации молекулярного водорода в кольце между R = (4 - 8) кпк. При этом 90% молекулярного водорода заключено в гигантских молекулярных облаках диаметрами порядка 10 - 50 пк (а наиболее крупные - даже до 100 пк) и массами 5• 10⁴ - 5• 10⁶ M_¤, которые являются одними из самых массивных единичных объектов в Галактике и играют важную роль в ее динамической эволюции. Так, взаимодействие с гигантскими молекулярными облаками считается важнейшим механизмом разрушения рассеянных звёздных скоплений и увеличения со временем дисперсии скоростей звёзд диска, что является одним из объяснений существования зависимости дисперсии остаточных скоростей звёзд от возраста. Следует ожидать, что время жизни рассеянных скоплений во внутренних, по отношению к Солнцу, областях Галактики будет меньше, чем во внешних областях, что подтверждается редкостью старых скоплений в направлениях вблизи направления на галактический центр и большей частотой их встречаемости во внешних областях Галактики (см. § 7.4). Сами ГМО являются короткоживущими объектами с временами жизни в диапазоне (10⁷ - 10⁸) лет, поскольку звёздообразование приводит к разрушению ГМО, тогда как облака без следов звёздообразования в них редки и поэтому не меняют этого вывода. ГМО имеют плотности в диапазоне (10² - 10³) H₂/см³ и температуры в диапазоне (5? - 30?) К. Всего в Галактике около шести тысяч ГМО, а полное количество молекулярных облаков примерно двадцать тысяч. Спектр масс молекулярных облаков хорошо описывается степенным законом dN/dM ~ M^-3/2, то есть не такой крутой, как у звёзд, поэтому большая часть вещества заключена в немногочисленных наиболее массивных облаках. (Интересно отметить, что тот же закон наблюдается для рассеянных и шаровых скоплений нашей Галактики.)

К сожалению, молекулярный водород практически ненаблюдаем и все выводы о свойствах этого компонента межзвёздной среды получены косвенным образом - путем наблюдений молекулы CO (наиболее обильной молекулы после H₂) в радиодиапазоне на длине волны 2.6 мм. (Следует отметить, что в молекулярных облаках обнаружено более 100 различных молекул, причем наиболее сложные молекулы содержат до 12-13 атомов различных химических элементов.) Оценки показывают, что во внутренней по отношению к Солнцу части Галактики водорода в молекулярной форме существует намного больше, чем атомарного. Характерная полутолщина подсистемы облаков H₂ оценивается в 60 пк, что характерно для крайнего населения типа I. В кольце с расстояниями от центра Галактики (4 - 8) кпк масса H₂ составляет приблизительно 3• 10⁹ M_¤ и почти в 50 раз превосходит массу HI. При этом более <теплые> облака H₂, концентрирующиеся к спиральным ветвям Галактики, тесно связаны с областями HII и проявляют тенденцию к образованию ГМО. Более холодные облака молекулярного водорода имеют относительно меньшие массы и к спиральным ветвям не концентрируются, а заполняют весь диск - как межрукавное пространство, так и рукава. Отношение масс теплой и холодной подсистем молекулярных облаков равно 1:3. Причем исследование показало, что в плоскости Галактики пространственная плотность межзвёздной среды внутри радиуса солнечной орбиты не уступает плотности звёздного населения.

Еще в 50-х годах ХХ-го века было высказано предположение, что различные компоненты - фазы - нейтрального водорода имеют приблизительно одинаковые давления и находятся в динамическом равновесии. Развитая впоследствии теория, создание которой во многом связана с работами Пикельнера (ГАИШ МГУ), показала возможность равновесного состояния двух фаз: холодных плотных облаков и горячего межоблачного газа с таким же, как в облаках, давлением. Тем самым было объяснено существование облачной структуры галактического газа HI. Отметим, что в настоящее время чаще рассматривают диффузную межзвёздную среду, т.е. среду сравнительно низкой плотности, как состоящую из трех фаз.

Интересными объектами являются так называемые глобулы Бока - молекулярные облака с характерными массами ~20M_¤ и плотностью ~10⁴ см^-3. В некоторых из них наблюдаются признаки звёздообразования. Глобулы проявляют себя как небольшие плотные темные образования, зачастую правильной формы, на фоне ярких туманностей. Ранее делалось предположение, что глобулы являются протозвёздными объектами на самых ранних этапах сжатия. Однако дальнейшие наблюдения показали, что большинство глобул находятся в равновесии с окружающим более горячим газом.

Газовый диск Галактики имеет весьма сложную структуру.

В Галактике помимо газа, образующего газовый диск, наблюдаются еще падающие на плоскость диска высокоскоростные облака нейтрального водорода, при этом скорости отдельных облаков относительно диска могут достигать 400 км/с. Вероятно часть этих облаков имеет внегалактическое происхождение. Интересно, что попытки найти в этих облаках молекулы (СО, ОН) не увенчались успехом, что может говорить о низком содержании в них тяжелых элементов, или о малой оптической толщине к ультрафиолетовому излучению, разрушающему молекулярный газ.

Наиболее отчетливо связанный с нашей Галактикой внегалактический водород проявляется в виде Магелланова потока - огромной газово-пылевой дуги, похожей на цепочку высокоскоростных облаков, протянувшейся от Магеллановых облаков к Галактике. Магелланов поток лежит в плоскости, наклоненной под углом около 70º к диску Галактики.

Приведем сравнительные данные о массе звёздного и газового диска, полученные Мецгером в 1987г. Так, полная масса диска Галактики оценивается в 1.2•10¹¹М_¤ , масса атомарного водорода в диске 2.1•10⁹М_¤ , масса молекулярного водорода в диске более 1.4•10⁹М_¤ , масса всей межзвёздной среды в диске 5•10⁹М_¤. Таким образом, масса межзвёздной среды составляет около 5% от массы всей Галактики (без темной материи).

Распределение плотности газовой составляющей вдоль радиуса спиральной галактики хорошо измеряется для внешних Галактик. На рис. 13-1 показана зависимость поверхностной плотности межзвёздного водорода (молекулярного и атомарного) от галактоцентрического расстояния для нескольких галактик из скопления галактик в созвездии Дева и нескольких галактик вне скопления. Как видим, плотность газовой составляющей в среднем падает к периферии галактик приблизительно на два-три порядка, причем во внешних областях одиночных галактик это падение плотности происходит заметно медленнее.

Добавим несколько слов о пространственном распределении газовой составляющей в Галактике. На рис. 13-2 показано распределение водорода в Галактике в разрезе всей Галактики по линии с указанными на рисунке направлениями. Хорошо виден излом газового диска в центральной области, а также его утолщение и изгибание на периферии Галактики. Отметим еще раз, что газовая составляющая хорошо наблюдается до расстояний от галактического центра заметно больших, чем размеры звёздного диска.

Рис. 13-1