МЕЖЗВЁЗДНАЯ СРЕДА
разреженное вещество,
межзвёздный газ и мельчайшие пылевые частицы, заполняющие пространство
между звёздами в нашей и др. галактиках. В состав М. с. входят,
кроме того, космические лучи, межзвёздные магнитные поля, а также
кванты электромагнитного излучения различной длины волны. Вблизи Солнца
(и др. звёзд) М. с. переходит в межпланетную среду. Пространство
между галактиками заполняет межгалактическая среда. Впервые к выводу
о существовании М. с., поглощающей свет звёзд, пришёл В. Я. Струве (1847),
однако её существование было доказано только в 30-х гг. 20 в. (амер. астрономом
Р. Трамплером и сов. астрономом Б. А. Воронцовым-Вельяминовым ).
Межзвёздный газ состоит из нейтральных
В нашей Галактике диаметры межзвёздных
Водород, гелий и др. элементы, потенциалы
Ср. плотность пыли в диске Галактики 10-26г/сл
Массы больших газопылевых комплексов достигают
Частиц, составляющих космич. лучи и обладающих
В галактиках происходит постоянный обмен
Лит.: ПикельнерС. Б., Физика межзвёздной
А
Б
В
Г
Д
Е
Ё
Ж
З
И
Й
К
Л
М
Н
О
П
Р
С
Т
У
Ф
Х
Ц
Ч
Ш
Щ
Ъ
Ы
Ь
Э
Ю
Я
и ионизованных атомов и молекул. Основную массу газа составляют атомы водорода
и гелия (соответственно ок. 90% и 10% по числу атомов) с небольшой примесью
кислорода, углерода, неона, азота (ок. 0,01% каждого). Из молекул наиболее
обильно представлена Н
перемешан с межзвёздной пылью, состоящей из частиц размером 10-4-3-10-6см.
Мелкие
частицы состоят из Fe, SiO
составляют соответственно ок. 1%, 3%, 10% массы галактики, а в неправильных
галактиках - в среднем 16% . Межзвёздные газ и пыль сильно концентрируются
к плоскости галактик, образуя диск, толщина к-poro составляет в среднем
неск. сотен
пс, возрастая к периферии иногда до неск. кпс. Концентрация
газа в дисках в среднем ок. 1 или неск. атомов в 1 см3 (плотность
ок. 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 ок.
80-90% газа сосредоточено в межзвёздных облаках, к-рые часто объединяются,
образуя газопылевые комплексы, располагающиеся гл. обр. на внутренней (вогнутой)
стороне спиральных рукавов. Параметры межзвёздных облаков крайне разнообразны.
облаков обычно составляют 5- 40 пс, концентрация атомов в них от
2 до 100 в 1 см3, темп-ра 20-100 К. Облака занимают ок.
10% объёма диска Галактики. Газ и пыль М. с. 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 к-рых в среднем
равна 10 км/сек, достигая иногда 50-100 км/сек. В галактич.
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, темп-ра
7-10 тыс. К.
ионизации к-рых больше, чем у водорода, в облаках ионизованы очень слабо,
а между облаками ионизация водорода - неск. десятков процентов. Остальные
элементы однократно ионизованы светом звёзд. Такие облака и среда между
ними наз. областями HI (нейтрального водорода) и занимают осн. часть диска
галактик. Вокруг горячих звёзд класса О водород сильно (до 99%) ионизован
ультрафиолетовым излучением. Такие области наз. областями НII (ионизованного
водорода) или зонами Стрёмгрена. Темп-pa областей НИ достигает 6000- 8000
К, размеры их в зависимости от темп-ры звезды и плотности газа колеблются
от долей пс до неск. десятков, а в исключит, случаях - до сотен
пс.
Обычно
вокруг горячих звёзд наблюдаются не просто ионизованные межзвёздные облака,
а значительно более плотные диффузные туманности, в к-рых концентрация
достигает десятков и сотен атомов в 1 см3.
Возможно,
это остатки того плотного комплекса, из к-рого образовались горячие звёзды.
Такие области НII постепенно расширяются под действием горячего газа. Если
на пути такой области встречается уплотнение, принадлежащее области HI,
то граница области НII огибает это уплотнение, обнажая его со всех сторон.
Так образуются тёмные (на фоне светящихся областей НII) холодные плотные
области HI, имеющие вид вытянутых жгутов (т. н. слоновьи хоботы) или сфе-рич.
сгустков (глобулы). В спектре областей НII наблюдаются яркие линии водорода
и запрещённые линии кислорода, азота, серы и нек-рых др. 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 энергетич. уровнями. В областях HI газ в оптич. 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 космич. зондов. Сведения о нейтральном водороде в Галактике и др. 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. Осн. доля энергии излучается
областями HI в далёких инфракрасных спектральных линиях атомов О, ионов
С, Si, Fe и др.
(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 В) пыль освещена настолько, что может быть сфотографирована
с Земли; такие светлые облака наз. отражательными туманностями. Слой газа
и пыли в др. галактиках, наблюдаемых с ребра,виден в виде тёмной полосы
(см., напр., рис. 3 на табл. XVII в т. 5, стр. 448-449). Межзвёздные пылинки
имеют несферич. форму и ориентированы в среднем определённым образом относительно
магнитного поля Галактики, что вызывает поляризацию света звёзд.
десятков и сотен тыс. масс Солнца. В их центр, частях темп-pa очень низкая
(иногда всего 5-6 К) при концентрации атомов до сотен в 1 см1и
более. Плотность пыли в них больше 1/100 плотности газа. Последнее обстоятельство
связано с тем, что при низких темп-рах и больших плотностях происходит
образование молекул, в т. ч. многоатомных, и налипание их на пылинки. В
таких местах могут образовываться звёзды. В связи с этим имеет важное значение
то обстоятельство, что в центр, частях комплексов наблюдаются компактные
объекты (размером порядка 1015см и меньше), из к-рых,
возможно, образуются звёзды (см. Протозвёзды)
и планеты. Они очень
интенсивно излучают в радиолиниях молекул ОН, Н
лазеров.
огромными энергиями - от 106 до 1020эв, в
М. с. гораздо меньше, чем др. её компонентов, но их общая энергия в 1 см3составляет
ок. 1 эв, т. е. превышает энергию тепловых движений межзвёздного газа.
Космич. 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 осн. источников нагрева областей HI. Напряжённость
межзвёздного магнитного поля мала (в 105 раз слабее магнитного
поля Земли), но его энергия примерно равна энергии космич. лучей. Поэтому
давление космич. лучей и магнитного поля играют существ, роль в динамике
М. с. Электромагнитные кванты в М. с. имеют частоты от радиодиапазона до
жёсткого гамма-излучения. Наибольшее воздействие на межзвёздные газ и пыль
оказывают оптич., ультрафиолетовые и мягкие рентгеновские лучи (с энергией
квантов меньше 1 кэв). Последние отчасти приходят из межгалактич.
пространства, а отчасти возникают в рентгеновских источниках внутри Галактики
и вызывают (вместе с космич. лучами) нагрев и частичную ионизацию областей
HI. Оптич. и ультрафиолетовые кванты в М. с. являются результатом излучения
звёзд Галактики.
веществом между М. с. и звёздами. М. с. служит материалом для образования
звёзд, а звёзды, в свою очередь, выбрасывают часть вещества в М. с., сообщая
одновременно газу кинетич. 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 к-ром количество газа в М. с. постепенно
истощается. В частности, последним обстоятельством объясняется, что вэллиптич.
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 химич. состав газа, меняется
со временем и состав М. с., а следовательно, и состав образующихся из неё
звёзд. Кроме того, происходит обмен газом между ядрами галактик и М. с.
среды, М., 1959; К а п л а н С. А., Пикельнер С. Б., Межзвёздная среда,
М., 1963; Гринберг М., Межзвёздная пыль, пер. с англ., М., 1970; Космическая
газодинамика, [пер. с англ.], М., 1972; Б а к у л н н П. И., КононовичЭ.
В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1970; Мартынов Д. Я., Курс
общей астрофизики, М., 1971; Адлер Л., Астрофизика, пер. с англ., т. 2,
М., 1957. С. Б. Пикельнер, Н. Г. Бочкарёв.