Rambler's Top100 Service
Поиск   
 
Обратите внимание!   Посетите ASTRONET.RU Обратите внимание!
 
  Наука >> Астрономия >> Астрономические объекты | Популярные статьи
 Написать комментарий  Добавить новое сообщение
 См. также

Популярные статьиЗаконы физики в космосе

ФотографииЗамерзшие изображения

НовостиРекорд плотности

Научные статьиХимические основы возникновения Жизни

ФотографииКосмический рентгеновский фон

КнигиКолебания и волны: Характеристики различных колебательных систем (осцилляторов).

НовостиРазрыв Вселенной

Популярные статьиПылевые околопланетные комплексы: fig4

Свойства космической пыли

С. В. Божокин

Санкт-Петербургский государственный технический университет

Содержание

Введение

Многие люди с восторгом любуются прекрасным зрелищем звездного неба, одного из величайших творений природы. В ясном осеннем небе хорошо заметно, как через все небо пролегает слабо светящаяся полоса, называемая Млечным Путем, имеющая неправильные очертания с разной шириной и яркостью. Если рассматривать Млечный Путь, образующий нашу Галактику, в телескоп, то окажется, что эта яркая полоса распадается на множество слабо светящихся звезд, которые для невооруженного глаза сливаются в сплошное сияние. В настоящее время установлено, что Млечный Путь состоит не только из звезд и звездных скоплений, но также из газовых и пылевых облаков [1-3].

Огромные межзвездные облака из светящихся разреженных газов получили название газовых диффузных туманностей. Одна из самых известных - туманность в созвездии Ориона, которая видна даже невооруженным глазом около средней из трех звездочек, образующих "меч" Ориона. Газы, ее образующие, светятся холодным светом, переизлучая свет соседних горячих звезд. В состав газовых диффузных туманностей входят главным образом водород, кислород, гелий и азот. Такие газовые или диффузные туманности служат колыбелью для молодых звезд, которые рождаются так же, как некогда родилась наша Солнечная система. Процесс звездообразования непрерывен, и звезды продолжают возникать и сегодня.

В межзвездном пространстве наблюдаются также диффузные пылевые туманности. Эти облака состоят из мельчайших твердых пылинок. Если вблизи пылевой туманности окажется яркая звезда, то ее свет рассеивается этой туманностью и пылевая туманность становится непосредственно наблюдаемой (рис. 1). Газовые и пылевые туманности могут вообще поглощать свет звезд, лежащих за ними, поэтому на снимках неба они часто видны как черные зияющие провалы на фоне Млечного Пути. Такие туманности называют темными. На небе южного полушария есть одна очень большая темная туманность, которую мореплаватели прозвали Угольным мешком. Между газовыми и пылевыми туманностями нет четкой границы, поэтому часто они наблюдаются совместно как газопылевые туманности.

Диффузные туманности являются лишь уплотнениями в той крайне разреженной межзвездной материи, которая получила название межзвездного газа. Межзвездный газ обнаруживается лишь при наблюдениях спектров далеких звезд, вызывая в них дополнительные . Ведь на большом протяжении даже такой разреженный газ может поглощать излучение звезд. Возникновение и бурное развитие радиоастрономии позволили обнаружить этот невидимый газ по тем радиоволнам, которые он излучает. Огромные темные облака межзвездного газа состоят в основном из водорода, который даже при низких температурах излучает радиоволны на длине 21 см. Эти радиоволны беспрепятственно проходят сквозь газ и пыль. Именно радиоастрономия помогла нам в исследовании формы Млечного Пути. Сегодня мы знаем, что газ и пыль, перемешанная с большими скоплениями звезд, образуют спираль, ветви которой, выходя из центра Галактики, обвивают ее середину, создавая нечто похожее на каракатицу с длинными щупальцами, попавшую в водоворот.

В настоящее время огромное количество вещества в нашей Галактике находится в виде газопылевых туманностей. Межзвездная диффузная материя сконцентрирована сравнительно тонким слоем в экваториальной плоскости нашей звездной системы. Облака межзвездного газа и пыли загораживают от нас центр Галактики. Из-за облаков космической пыли десятки тысяч рассеянных звездных скоплений остаются для нас невидимыми. Мелкая космическая пыль не только ослабляет свет звезд, но и искажает их спектральный состав. Дело в том, что когда световое излучение проходит через космическую пыль, то оно не только ослабляется, но и меняет цвет. Поглощение света космической пылью зависит от длины волны, поэтому из всего оптического спектра звезды сильнее поглощаются синие лучи и слабее - фотоны, соответствующие красному цвету. Этот эффект приводит к явлению покраснения света звезд, прошедших через межзвездную среду.

Для астрофизиков огромное значение имеет изучение свойств космической пыли и выяснение того влияния, которое оказывает эта пыль при изучении физических характеристик астрофизических объектов. Межзвездное поглощение и межзвездная поляризация света, инфракрасное излучение областей нейтрального водорода, дефицит химических элементов в межзвездной среде, вопросы образования молекул и рождение звезд - во всех этих проблемах огромная роль принадлежит космической пыли, рассмотрению свойств которой и посвящена данная статья.

Происхождение космической пыли

Космические пылинки возникают в основном в медленно истекающих атмосферах звезд - красных карликов, а также при взрывных процессах на звездах и бурном выбросе газа из ядер галактик. Другими источниками образования космической пыли являются планетарные и протозвездные туманности, звездные атмосферы и межзвездные облака. Во всех процессах образования космических пылинок температура газа падает при движении газа наружу и в какой-то момент переходит через точку росы, при которой происходит конденсация паров веществ, образующих ядра пылинок. Центрами образования новой фазы обычно являются кластеры. Кластеры представляют собой небольшие группы атомов или молекул, образующие устойчивую квазимолекулу. При столкновениях с уже сформировавшимся зародышем пылинки к нему могут присоединяться атомы и молекулы, либо вступая в химические реакции с атомами пылинки (хемосорбция), либо достраивая формирующийся кластер. В наиболее плотных участках межзвездной среды, концентрация частиц в которых $n \geq 10^6$ см-3, рост пылинки может быть связан с процессами коагуляции, при которых пылинки могут слипаться друг с другом, не разрушаясь при этом. Процессы коагуляции, зависящие от свойств поверхности пылинок и их температур, идут только в том случае, когда столкновения между пылинками происходят при низких относительных скоростях соударений.

На рис. 2 показан процесс роста кластеров космической пылинки с помощью присоединения мономеров. Получающаяся при этом аморфная космическая пылинка может представлять собой кластер атомов, обладающий фрактальными свойствами [4-7]. Фракталами называются геометрические объекты: линии, поверхности, пространственные тела, имеющие сильно изрезанную форму и обладающие свойством самоподобия. Самоподобие означает неизменность основных геометрических характеристик фрактального объекта при изменении масштаба. Например, изображения многих фрактальных объектов оказываются очень похожими при увеличении разрешения в микроскопе. Фрактальные кластеры представляют собой сильно разветвленные пористые структуры, образующиеся в сильно неравновесных условиях при объединении твердых частиц близких размеров в одно целое. В земных условиях фрактальные агрегаты получаются при релаксации паров металлов в неравновесных условиях, при образовании гелей в растворах, при коагуляции частиц в дымах. Модель фрактальной космической пылинки показана на рис. 3. Отметим, что процессы коагуляции пылинок, происходящие в протозвездных облаках и газопылевых дисках, значительно усиливаются при турбулентном движении межзвездного вещества.

Ядра космических пылинок, состоящие из тугоплавких элементов, размером в сотые доли микрона образуются в оболочках холодных звезд при плавном истечении газа или во время взрывных процессов. Такие ядра пылинок устойчивы ко многим внешним воздействиям.

Потоки газа, давление излучения выносят пылинки в межзвездную среду, где они остывают до температуры $T_d \approx 10-20$ K. При этом на пылинку намерзает оболочка из "грязного" льда - молекул H2O и молекул других соединений. Время роста оболочек составляет величину порядка 1010 лет. За это время пылинка может попасть в зону ионизованного водорода, в горячий корональный газ, в оболочку новой или сверхновой звезды, в спиральную ударную волну или ударную волну иного происхождения, где такая ледяная оболочка может испариться. За время такого путешествия процессы разрушения и создания ледяной оболочки пылинки могут многократно повторяться и в зависимости от этих процессов формируются состав пылинок и их распределение по размерам. Основным механизмом разрушения пылевых частиц является процесс выбивания поверхностных молекул при бомбардировке пылинки либо частицами окружающего газа, либо космическими лучами.

Космическая пыль возникает во многих космических объектах, где происходит быстрый отток вещества, сопровождаемый охлаждением. Она проявляется по инфракрасному излучению горячих звезд Вольфа-Райе с очень мощным звездным ветром, планетарных туманностей, оболочек сверхновых и новых звезд. Большое количество пыли существует в ядрах многих галактик (например, М82, NGC253), из которых идет интенсивное истечение газа. Наиболее ярко влияние космической пыли проявляется при излучении новой звезды. Через несколько недель после максимума блеска новой в ее спектре появляется сильный избыток излучения в инфракрасном диапазоне, вызванный появлением пыли с температурой около $T_d \approx 1000$ K. Дальнейшая эволюция спектра показывает разлет и охлаждение возникшей пылевой оболочки.

Строение и свойства космической пыли

Микроскопические звездные пылевые частицы составляют примерно 0,05% массы всей Галактики, однако их роль в процессах эволюции ее вещества очень велика. Пылинки представляют собой мелкие кристаллические или аморфные образования, состоящие из силикатов, графита и, возможно, окислов металлов, покрытые сверху оболочкой из намерзших газов. В настоящее время нет единого мнения о химическом составе, форме и размерах пылинок. Перечислим основные модели, которые используются в астрофизике для объяснения свойств космической пыли.

  • Модель ледяных частиц

    Согласно этой модели, пылевые частицы представляют собой ледяные частицы, состоящие из тугоплавкого ядра и оболочки из легких элементов. Все космические пылинки можно условно разделить на два класса: мелкие (их радиус меньше 0,01 мкм) и крупные частицы, которых примерно в тысячу раз меньше, чем мелких. В этой модели предполагается, что в крупные частицы вкраплены атомы магнитных элементов, которые придают пылинкам парамагнитные свойства. Такие частицы могут быть частично ориентированы в магнитном поле.

  • Модель МRN

    В 1977 году Матис, Рампл и Нордсик (J. Mathis, W. Rumpl, K. Nordsieck. The Size Distribution of Interstellar Grain // Astrophys. J. 1977. Vol. 217. P. 425) выдвинули модель космической пыли, состоящей из смеси графитовых и силикатных сферических частиц. В рамках этой модели им удалось объяснить кривую межзвездного поглощения света с длинами волн $\lambda = 1100-10000$ \AA . Частицы обоих сортов перемешаны почти поровну и имеют степенное распределение по радиусу пылинок а с некоторым степенным показателем $n(a) \approx 1/a^q$, где показатель степени $q \approx 3,5$, а радиусы пылинок лежат в диапазоне 0,005 < a < 0,25 мкм.

  • Модель оксидных пылинок

    Модель оксидных пылинок представляет собой смесь мелких (а < 0,01 мкм) частиц, состоящих из двухатомных окислов MgO, SiO, СаO, FeO.

назад | вперед


Написать комментарий
 Copyright © 2000-2015, РОО "Мир Науки и Культуры". ISSN 1684-9876 Rambler's Top100 Яндекс цитирования