Техника - молодёжи 1955-12, страница 22

Еще в 1847 году наш выдающийся астроном В. Я. Струве нашел в распределении звезд некоторые признаки, свидетельствующие о том, что свет звезд испытывает поглощение вдоль своего пути. В начале столетия другой наш астроном, Г. А. Тихов, обнаружил покраснение далеких звезд сравнительно с близкими, что тоже указывало на поглощение света *в пространстве.

К 1930 году астрономы накопили уже так много фактов, что явление поглощения света в межзвездном пространстве ни в ком больше не вызывало сомнений. По сути дела, можно лишь удивляться тому, как долго идея Струве завоевывала себе общее признание.

Поглощающая свет материя прямо видна почти на каждой фотографии Млечного Пути и угадывается даже при простом рассматривании его невооруженным глазом.

Млечный Путь представляется нам крайне неоднородным. Отдельные места его очень яркие, другие — едва светятся, а иногда рядом с очень яркими облаками Млечного Пути встречаются темные прогалы, которые вполне оправдывают данное им название — «угольные мешки». Такие «угольные мешки» имеются в созвездии Киля, Лебедя и других. При изучении небесных фотографий области звездного неба, зияющие чернотой, то-есть полным или почти полным отсутствием звезд в них, оказываются очень многочисленными.

Первоначально думали, что это области, действительно лишенные звезд, что сквозь них мы как бы заглядываем в бесконечные глубины пространства. Но теперь для нас ясно, что это близкие образования — пылевые завесы между нами и дальними звездами. Протяженность таких облаков космической пыли иногда очень велика—световой луч, двигаясь с неизменной скоростью 300 000 км/сек, проходит через них в течение десятков лет и ослабляется при этом в десяток-другой раз. Но плотность вещества в них очень мала: Ю^-24 грамма в кубическом сантиметре.

Пылевая материя, рассеянная в пространстве вне таких облаков, в среднем еще в 100 раз разреженнее, и нужны действительно огромные расстояния, чтобы в столь редкой пыли свет испытал то значительное ослабление, какое фактически наблюдается.

Величина межзвездного поглощения света и покраснение далеких звезд, упомянутое выше, указывают нам на размеры частиц межзвездной пыли — около 0,1 микрона поперечником. Что касается их природы, то есть основание думать, что они состоят из удлиненных кристалликов простых соединений водорода с углеродом, азотом, кислородом, в частности, может быть, из кристалликов снега. Дело ев том, что когда пылевое облако оказывается вблизи от яркой звезды, последняя освещает пылевые частицы и они отражают свет в большом количестве, как отражают свет белые, а не черные или серые

пылинки.

Общая масса пыли в Галактике составляет лишь одну тысячную долю массы звезд, — ее относительная роль в нашей звездной системе невелика. В других звездных системах, подобных нашей, пыль тоже наблюдается, и на фотографиях других галактик можно видеть, как эта пыль располагается узким слоем вдоль плоскости наибольшего тгростирания звездной системы. Так и в нашей Галактике пыль сосредоточена главным образом в полосе Млечного Пути.

Выясним теперь, нет ли в межзвездном пространстве вещества в газообразной форме, то-есть в виде атомов и молекул?

Сгущения межзвездного газа давно известны в астрономии под названием диффузных, или галактических, туманностей. Большие массы светящегося вещества известны уже несколько столетий. Среди них особенную известность имеют большая туманность в созвездии Ориона, туманности в созвездии Стрельца, в созвездии Лебедя. Некоторые из них имеют правильную круглую или кольцевую форму. Такие туманности называются планетарными за свое сходство с планетными дисками.

У каждой из планетарных туманностей в центре находится очень горячая звезда, посылающая излучение, богатое ультрафиолетовыми лучами. Под действием этих ультрафиолетовых лучей газовое вещество туманности светится и спектральный анализ позволяет определить химический состав газа.

У неправильных, или диффузных, туманностей источником свечения туманности тоже является горячая звезда или группа звезд, но они произвольно расположены по отношению к туманности, иногда заметно в стороне. Здесь, как и у планетарных туманностей, необходимым условием свечения является высокая температура звезды— 25 тыс. градусов и выше. Если же звезда не столь горяча, то она способна лишь освещать пылевые массы, сочетающиеся с газовыми. Часть этих пылевых масс ос-

20