Межзвездная среда

Пространство между звездами заполняют разреженный газ, пыль, магнитные поля и космические лучи.

Межзвездный газ. Его полная масса довольно велика - несколько процентов суммарной массы всех звезд нашей Галактики. Плотность газа в среднем составляет около 10^-21 килограммов на метр кубический. При такой плотности в 1-2 сантиметре кубическом межзвездного пространства содержится всего один атом газа. Химический состав межзвездного газа примерно такой же, как и у звезд: больше всего водорода, затем идет гелий, и очень немного всех остальных химических элементов.

Межзвездный газ прозрачен. Поэтому сам он не виден ни в какие телескопы, за исключением тех случаев, когда находится вблизи горячих звезд. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звезды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 тысяч градусов Кельвина. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность (смотрите Туманности).

Более холодный, "невидимый" газ наблюдают радиоастрономическими методами (смотрите Радиоастрономия). Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 сантиметр. Поэтому от областей межзвездного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, ученые узнают о плотности, температуре и движении межзвездного газа в космическом пространстве.

Оказалось, что он распределен в пространстве неравномерно. Существуют газовые облака размером от одного до нескольких сотен световых лет и с низкой температурой - от десятков до сотен градусов Кельвина. Пространство между облаками заполнено более горячим и разреженным межоблачным газом. Вдали от горячих звезд газ нагревается главным образом рентгеновскими и космическими лучами, непрерывно пронизывающими во всех направлениях межзвездное пространство. До больших температур его могут разогреть и сверхзвуковые волны сжатия - ударные волны, распространяющиеся с огромной скоростью в газе. Они образуются при взрывах сверхновых звезд и при столкновениях быстро движущихся масс газа.

Чем выше плотность газа или чем массивнее газовое облако, тем больше энергии требуется, чтобы его нагреть. Поэтому в плотных облаках температура межзвездного газа очень мала: встречаются облака с температурой от нескольких единиц до нескольких десятков градусов Кельвина. В таких областях водород и другие химические элементы объединяются в молекулы. При этом слабеет радиоизлучение на волне 21 сантиметр, потому что водород из атомарного (H) становится молекулярным (H₂). Но зато появляются линии радиоизлучения различных молекул на длинах волн от нескольких миллиметров до нескольких десятков сантиметров. Эти линии наблюдаются, и по ним можно судить о физическом состоянии газа в холодных облаках, которые часто так и называют: молекулярные облака или молекулярные газовые комплексы.

По линиям радиоизлучения в межзвездной среде астрономам удалось обнаружить несколько десятков типов молекул: от простых двухатомных молекул CH, CO, CN до таких, как молекула муравьиной кислоты, этилового или метилового спирта, и более сложных многоатомных молекул. Но самыми распространенными молекулами все же являются молекулы водорода H₂.

Плотность и температура молекулярных облаков таковы, что газ в них стремится сжаться и уплотниться под действием собственной гравитации. Этот процесс, по-видимому, приводит к образованию звезд. Действительно, холодные молекулярные облака очень часто соседствуют с молодыми звездами. Из-за превращения межзвездного газа в звезды его запасы в Галактике постепенно истощаются. Но газ частично возвращается из звезд в межзвездную среду. Это происходит при вспышках новых и сверхновых звезд, при истечении вещества с поверхности звезд и при образовании звездами планетарных туманностей.

В нашей Галактике, как и в большинстве других, газ концентрируется к плоскости Млечного Пути, образуя слой толщиной в несколько сотен световых лет. К краю Галактики толщина этого слоя постепенно увеличивается. Наибольшей плотности газ достигает вблизи ядра Галактики и в ее спиральных ветвях.

Межзвездная пыль. В межзвездном газе в качестве небольшой примеси к нему (около 1 процента по массе) содержится пыль. Присутствие пыли заметно, прежде всего, по поглощению и отражению света звезд. Из-за поглощения света пылью мы почти не видим в направлении на Млечный Путь тех звезд, которые расположены дальше, чем 3-4 тысячи световых лет от нас. Ослабление света особенно сильно в синей (коротковолновой) области спектра. Поэтому далекие звезды выглядят покрасневшими. Особенно непрозрачны из-за большой плотности пыли плотные газопылевые облака - глобулы.

Отдельные пылинки имеют очень маленький размер - несколько десятитысячных долей миллиметра. Они могут состоять из углерода, кремния и различных смерзшихся газов. Зародыши или ядра пылинок, скорее всего, образуются в атмосферах холодных звезд-гигантов. Оттуда они давлением света звезды "выдуваются" в межзвездное пространство, где на них "намерзают" молекулы водорода, воды, метана, аммиака и других газов.

Межзвездное магнитное поле. Межзвездная среда пронизана слабым магнитным полем. Оно примерно в 100 тысяч раз слабее магнитного поля Земли. Но межзвездное поле охватывает гигантские объемы космического пространства, и поэтому его полная энергия очень велика.

Межзвездное магнитное поле практически не оказывает никакого влияния на звезды или планеты, но оно активно взаимодействует с движущимися в межзвездном пространстве заряженными частицами - космическими лучами. Действуя на быстрые электроны, магнитное поле "заставляет" их излучать радиоволны. Магнитное поле ориентирует определенным образом межзвездные пылинки, имеющие вытянутую форму, и свет далеких звезд, проходящий сквозь межзвездную пыль, приобретает новое свойство - становится поляризованным.

Очень большое влияние оказывает магнитное поле на движение межзвездного газа. Оно способно, например, затормозить вращение газовых облаков, воспрепятствовать сильному сжатию газа или так направить движение газовых облаков, чтобы они собирались в огромные газопылевые комплексы.

Все четыре составляющие (включая космические лучи) межзвездной среды тесно связаны друг с другом. Их взаимодействие сложно и еще не всем ясно. При изучении межзвездной среды астрофизики опираются как на непосредственные наблюдения, так и на такие теоретические разделы физики, как физика плазмы, атомная физика и магнитная газодинамика.

Энциклопедический словарь юного астронома, 1980 год