Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Зная из астрономических наблюдений поверхностную яркость туманности, всегда можно получить соответствующую ей меру эмиссии. Если при этом известна ее протяженность по лучу зрения R, то сразу же определяется величина N_e, т.е. плотность межзвездного газа. Следует, однако, подчеркнуть, что по причине весьма неоднородного распределения межзвездного газа таким образом определенная плотность имеет смысл некоторого среднего значения. Оказывается, что в облаках межзвездного газа средняя плотность — около 10 ионизованных атомов водорода на кубический сантиметр. Отдельные, очень плотные облака имеют концентрацию атомов порядка нескольких тысяч на кубический сантиметр и больше. Такие плотные облака наблюдаются как очень яркие туманности. Концентрация атомов в межзвездном пространстве между облаками по крайней мере в сотню раз меньше, чем в облаках. Концентрации атомов в облаках межзвездного газа, где водород не ионизован (зоны Н I), с большой надежностью находятся из анализа ультрафиолетовых линий поглощений этого газа в спектрах звезд, получаемых на орбитальных астрономических обсерваториях. В частности, по спектрограммам, полученным на спутнике «Коперник», можно сделать количественный химический анализ межзвездной среды. Для исследовавшихся таким образом облаков, проектирующихся на сравнительно близкие к нам звезды, концентрация водорода оказалась порядка нескольких сотен на кубический сантиметр.

Рис. 2.5: Фотография туманностей «Северная Америка» и «Пеликан».

Тщательный анализ спектров, полученный на «Копернике» от сравнительно близких (находящихся от нас на расстоянии от 20 до 150 пс) звезд, лишенных какого бы то ни было покраснения, обусловленного космической пылью, позволил исследовать физические свойства весьма разреженной межзвездной среды, находящейся между облаками. В этом случае интенсивность межзвездных линий поглощения очень мала. В основном наблюдались резонансные линии однократно ионизованных атомов. Создается впечатление, что тяжелых элементов в межоблачной среде относительно меньше, чем в облаках. Концентрация водорода в межоблачной среде меняется в довольно широких пределах от 0,2 до 0,02 см^-3.

Межзвездный газ в Галактике концентрируется в очень тонком слое около ее плоскости симметрии. Толщина этого слоя не превышает 200 пс, а средняя концентрация частиц в нем около 1 см^-3. Такой средней концентрации атомов соответствует средняя плотность около 10^-24 г/см³. Заметим, что средняя плотность межзвездной пыли приблизительно в сто раз меньше. Любопытно отметить, что плотность тяжелых элементов в межзвездном газе (т.е. всех элементов, исключая водород и гелий) около 10^-26 г/см³. Так как межзвездные пылинки состоят преимущественно из тяжелых элементов, это означает, что примерно половина всех тяжелых элементов в межзвездной среде «связана» в твердых частицах, между тем как вторая половина находится в газообразном состоянии. Это удивительное обстоятельство, которое пока ещё не нашло объяснения, должно иметь большое значение для понимания происхождения межзвездной пыли.