Межзвёздная среда

Межзвёздная среда, разреженное вещество, межзвёздный газ и мельчайшие пылевые частицы, заполняющие пространство между звёздами в нашей и других галактиках. В состав Межзвёздная среда входят, кроме того, космические лучи, межзвёздные магнитные поля, а также кванты электромагнитного излучения различной длины волны. Вблизи Солнца (и других звёзд) Межзвёздная среда переходит в межпланетную среду. Пространство между галактиками заполняет межгалактическая среда. Впервые к выводу о существовании Межзвёздная среда, поглощающей свет звёзд, пришёл В. Я. Струве (1847), однако её существование было доказано только в 30-х годах 20 века (американским астрономом Р. Трамплером и советским астрономом Б. А. Воронцовым-Вельяминовым).  

 Межзвёздный  газ состоит из нейтральных  и ионизованных атомов и молекул.  Основную массу газа составляют  атомы водорода и гелия (соответственно  около 90 % и 10 % по числу атомов) с небольшой примесью кислорода,  углерода, неона, азота (около  0,01 % каждого). Из молекул наиболее обильно представлена H₂, сосредоточенная в облаках. Кроме того, имеются в малом количестве CH, OH, H₂O, NH₃, CH₂O и другие органические и неорганические молекулы. Межзвёздный газ почти равномерно перемешан с межзвёздной пылью, состоящей из частиц размером 10^-4—3·10^-6см. Мелкие частицы состоят из Fe, SiO₂, более крупные имеют частично графитовые ядра, возможно с примесью железа, и оболочки из замерзших газов CH₄, NH₃, H₂O и других. Газ и пыль почти полностью отсутствуют в эллиптических галактиках, в спиральных же галактиках типов Sa, Sb, Sc составляют соответственно около 1 %, 3 %, 10 % массы галактики, а в неправильных галактиках — в среднем 16 %. Межзвёздные газ и пыль сильно концентрируются к плоскости галактик, образуя диск, толщина которого составляет в среднем несколько сотен пс, возрастая к периферии иногда до нескольких кпс. Концентрация газа в дисках в среднем около 1 или нескольких атомов в 1 см³ (плотность около 10^-24г/см³); вне диска и на его краях плотность газа значительно меньше. В спиральных галактиках большая часть газа и пыли сосредоточена в спиральных рукавах (ветвях): плотность газа между рукавами галактики в 3—10 раз меньше, чем в рукавах. В рукавах около 80—90 % газа сосредоточено в межзвёздных облаках, которые часто объединяются, образуя газопылевые комплексы, располагающиеся главным образом на внутренней (вогнутой) стороне спиральных рукавов. Параметры межзвёздных облаков крайне разнообразны. 

 В нашей  Галактике диаметры межзвёздных  облаков обычно составляют 5—40 пс, концентрация атомов в них от 2 до 100 в 1 см³, температура 20—100 К. Облака занимают около 10 % объёма диска Галактики. Газ и пыль Межзвёздная среда вместе со звёздами движутся в диске галактик вокруг её центра по орбитам, близким к круговым, со средними скоростями, составляющими 100—200 км/сек. Отдельные облака межзвёздного газа имеют собственные (пекулярные) скорости, величина которых в среднем равна 10 км/сек, достигая иногда 50—100 км/сек. В галактической короне наблюдается газ, падающий на плоскость галактики со скоростями в десятки и сотни (до 200) км/сек; происхождение этого газа не выяснено. Концентрация атомов между облаками 0,02—0,2 в 1 см³, температура 7—10 тысяч К. 

 Водород,  гелий и другие элементы, потенциалы  ионизации которых больше, чем у водорода, в облаках ионизованы очень слабо, а между облаками ионизация водорода — несколько десятков процентов. Остальные элементы однократно ионизованы светом звёзд. Такие облака и среда между ними называются областями HI (нейтрального водорода) и занимают основную часть диска галактик. Вокруг горячих звёзд класса О водород сильно (до 99 %) ионизован ультрафиолетовым излучением. Такие области называются областями HII (ионизованного водорода) или зонами Стрёмгрена. температура областей HII достигает 6000—8000 К, размеры их в зависимости от температуры звезды и плотности газа колеблются от долей пс до нескольких десятков, а в исключительных случаях — до сотен пс. Обычно вокруг горячих звёзд наблюдаются не просто ионизованные межзвёздные облака, а значительно более плотные диффузные туманности, в которых концентрация достигает десятков и сотен атомов в 1 см³. Возможно, это остатки того плотного комплекса, из которого образовались горячие звёзды. Такие области HII постепенно расширяются под действием горячего газа. Если на пути такой области встречается уплотнение, принадлежащее области HI, то граница области HII огибает это уплотнение, обнажая его со всех сторон. Так образуются тёмные (на фоне светящихся областей HII) холодные плотные области HI, имеющие вид вытянутых жгутов (так называемые слоновьи хоботы) или сферических сгустков (глобулы). В спектре областей HII наблюдаются яркие линии водорода и запрещенные линии кислорода, азота, серы и некоторых других элементов, а также слабый непрерывный спектр. В радиодиапазоне эти области светятся в непререрывном спектре и в линиях водорода и гелия, возникающих при квантовых переходах между очень высокими энергетическими уровнями. В областях HI газ в оптических лучах не светится. Его изучают по линиям поглощения света звёзд, расположенных позади этих областей. Особенно много информации дают резонансные линии поглощения атомов и ионов, расположенные в ультрафиолетовой области и наблюдаемые с космических зондов. Сведения о нейтральном водороде в Галактике и других галактиках, о его распределении и движении получают, наблюдая радиолинии нейтрального водорода с длиной волны 21 см. В этой линии, однако, излучается лишь малая доля тепловой энергии газа областей HI. Основная доля энергии излучается областями HI в далёких инфракрасных спектральных линиях атомов O, ионов C, Si, Fe и других. 

 Средняя плотность  пыли в диске Галактики 10^-26г/см (0,01 плотности газа). Эта пыль поглощает свет звёзд, причём синие лучи сильнее, чем красные. Поэтому из-за пыли свет далёких звёзд виден не только ослабленным, но и более красным. Наличие пыли не позволяет наблюдать звёзды, лежащие в плоскости Галактики на расстояниях, превышающих 3 кпс от Земли. Плотные облака газа и пыли, поглощающей свет, кажутся тёмными на светлом фоне Млечного Пути. Ещё резче выделяются тёмные газопылевые облака, если они проектируются на светлую туманность. Вблизи достаточно ярких звёзд (в основном класса B) пыль освещена настолько, что может быть сфотографирована с Земли; такие светлые облака называются отражательными туманностями. Слой газа и пыли в других галактиках, наблюдаемых с ребра, виден в виде тёмной полосы (см., например, илл.). Межзвёздные пылинки имеют несферическую форму и ориентированы в среднем определённым образом относительно магнитного поля Галактики, что вызывает поляризацию света звёзд. 

 Массы больших  газопылевых комплексов достигают десятков и сотен тысяч масс Солнца. В их центральных частях температура очень низкая (иногда всего 5—6 К) при концентрации атомов до сотен в 1 см³ и более. Плотность пыли в них больше ¹/₁₀₀ плотности газа. Последнее обстоятельство связано с тем, что при низких температурах и больших плотностях происходит образование молекул, в том числе многоатомных, и налипание их на пылинки. В таких местах могут образовываться звёзды. В связи с этим имеет важное значение то обстоятельство, что в центральных частях комплексов наблюдаются компактные объекты (размером порядка 10¹⁵см и меньше), из которых, возможно, образуются звёзды (см. Протозвёзды) и планеты. Они очень интенсивно излучают в радиолиниях молекул OH, H₂O и других, характер излучения которых иногда аналогичен излучению лазеров. 

 Частиц, составляющих  космические лучи и обладающих  огромными энергиями — от 10⁶ до 10²⁰эв, в Межзвёздная среда гораздо меньше, чем других её компонентов, но их общая энергия в 1 см³ составляет около 1 эв, то есть превышает энергию тепловых движений межзвёздного газа. Космические лучи больших энергий слабо взаимодействуют с газом и пылью, изредка вызывая в них ядерные реакции. Менее энергичные частицы (10⁶—10⁷ эв) способны нагревать и ионизовывать межзвёздный газ; они являются одним из основных источников нагрева областей HI. Напряжённость межзвёздного магнитного поля мала (в 10⁵ раз слабее магнитного поля Земли), но его энергия примерно равна энергии космических лучей. Поэтому давление космических лучей и магнитного поля играют существенную роль в динамике Межзвёздная среда Электромагнитные кванты в Межзвёздная среда имеют частоты от радиодиапазона до жёсткого гамма-излучения. Наибольшее воздействие на межзвёздные газ и пыль оказывают оптические, ультрафиолетовые и мягкие рентгеновские лучи (с энергией квантов меньше 1 кэв). Последние отчасти приходят из межгалактического пространства, а отчасти возникают в рентгеновских источниках внутри Галактики и вызывают (вместе с космическими лучами) нагрев и частичную ионизацию областей HI. Оптические и ультрафиолетовые кванты в Межзвёздная среда являются результатом излучения звёзд Галактики. 

 В галактиках  происходит постоянный обмен веществом между Межзвёздная среда и звёздами. Межзвёздная среда служит материалом для образования звёзд, а звёзды, в свою очередь, выбрасывают часть вещества в Межзвёздная среда, сообщая одновременно газу кинетическую энергию. Это происходит и на спокойных стадиях развития звёзд, и в конце их эволюции, когда звёзды сбрасывают оболочку, образуя планетарную туманность, или взрываются как сверхновая звезда. Происходит постоянный круговорот вещества, при котором количество газа в Межзвёздная среда постепенно истощается. В частности, последним обстоятельством объясняется, что в эллиптических галактиках газа нет, в то время как в неправильных его много: здесь он истощился менее всего. Поскольку в процессе эволюции звёзд и особенно при взрывах сверхновых звёзд ядерные реакции меняют химический состав газа, меняется со временем и состав Межзвёздная среда, а следовательно, и состав образующихся из неё звёзд. Кроме того, происходит обмен газом между ядрами галактик и Межзвёздная среда   

  Лит.: Пикельнер С. Б., Физика межзвёздной среды, М., 1959; Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Межзвёздная среда, М., 1963; Гринберг М., Межзвёздная пыль, перевод с английского, М., 1970; Космическая газодинамика, [перевод с английского], М., 1972; Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1970; Мартынов Д, Я., Курс общей астрофизики, М., 1971; Аллер Л., Астрофизика, перевод с английского, т. 2, М., 1957.