Космические лучи

Межзвездный газ

Газовые туманности. Самая известная газовая туманность - в созвездии Ориона, протяженностью свыше 6 пс, заметная в безлунную ночь даже невооруженным глазом.

Всего насчитывают около 400 таких объектов. Естественно, что полное их число в Галактике значительно больше, но мы их не видим из-за сильного межзвездного поглощения света.

В спектрах газовых туманностей имеются яркие эмиссионные линии, что доказывает газовую природу их свечения. У наиболее ярких туманностей прослеживается и слабый непрерывный спектр.

Как правило, сильнее всех выделяются водородные линии.

Внутри газовой туманности или непосредственно вблизи от нее почти всегда можно найти горячую звезду спектрального класса О или ВО, являющуюся причиной свечения всей туманности. Эти горячие звезды обладают очень мощным ультрафиолетовым излучением, ионизующим и заставляющим светиться окружающий газ точно так же, как это имеет место в планетарных туманностях (этот процесс называется флуоресценцией). Таким образом, в туманности происходит как бы «дробление» ультрафиолетовых квантов звезды и переработка их в излучение, соот­ветствующее спектральным линиям видимого спектра.

Излучение в линиях водорода, ионизованного кислорода и азота, приводящее к охлаждению газа, уравновешивает поступление тепла через ионизацию. В итоге температура туманности устанавливается на некотором определенном уровне порядка 10⁴ К, что можно проверить по тепловому радиоизлучению газа.

Концентрацию частиц туманностей порядка 10² – 10³ см ³. Как видно, концентрация частиц в газовых туманностях в миллионы раз меньше, чем в солнечной короне, и в миллиарды раз меньше, чем могут обеспечить лучшие современные вакуумные насосы.

Диффузная, среда которую мы рассмотрели, состоит главным образом из газа, образующего плоскую подсистему в Галактике. Возникает вопрос, какова природа межзвездной среды на больших расстояниях от плоскости Галактики? О том, что там может иметься газ, пусть даже очень разреженный, можно судить хотя бы на том осно­вании, что сбрасывающие с себя газовые оболочки планетарные туманности встречаются на значительных расстояниях от галактической плоскости.

Наиболее важные результаты о природе межзвездной среды в этой области Галактики получаются на основании изучения космических лучей, представляющих собой весьма энергичные элементарные частицы и атомные ядра, движущиеся с огромными скоростями, близкими к скорости света. Энергии этих частиц колоссальны (сотни миллиардов электрон-вольт!). Проходя через земную атмосферу, космические лучи сталкиваются с молекулами воздуха и порождают много новых энергичных частиц (вторичные космические лучи).

По химическому составу первичные космические лучи отличаются от вещества большинства звезд относительно большим содержанием некоторых элементов, особенно лития, бериллия и бора, которые практически отсутствуют в космосе, так как легко «выгорают» в звездах из-за ядерных реакций. Содержание в космических лучах наиболее тяжелых элементов, таких как Са, Fe, Ni, превышает среднее содержание их в космосе в несколько десятков раз.

Аномально высокое содержание лития, бериллия и бора в космических лучах объясняется расщеплением более тяжелых ядер из-за столкновений с ядрами атомов межзвездного газа (в основном с протонами и альфа-частицами). Эти столкновения увеличивают относительное количество легких ядер и уменьшают содержание тяжелых элементов (особенно железа).

Космические лучи нагревают разреженный газ (вплоть до больших расстояний от плоскости Галактики) до температуры в несколько миллионов градусов, подобно тому как волны, возникающие в конвективной зоне на Солнце, нагревают солнечную хромосферу и корону. Этот горячий разреженный газ, образующий обширное гало, относится к сфероидальной подсистеме Галактики и называется галактической короной.

Гамма-излучение Галактики. Проходя через относительно плотные области диффузной среды в Галактике, космические лучи взаимодействуют с веществом. Результатом этого взаимодействия является интенсивное гамма-излучение Галактики, отличающееся сильной концентрацией к галактическому экватору.

Дата добавления: 2013-12-12