Межзвездный газ. Межзвёздный газ
Образование звезд и других объектов Вселенной происходит путем ряда преобразований, происходящих с межзвездной газопылевой средой. Известно, что она заполнена так называемым межзвездным газом.
В настоящее время состав и свойства межзвездного газа изучены достаточно хорошо, хотя впервые о его существовании люди узнали лишь в начале XX века.
Межзвездный газ - сплошная сжимаемая среда, к которой применимы законы газовой динамики. Известно, что концентрация вещества в нем составляет примерно 1 атом на 1 см 3 . На первый взгляд, можно предположить, что межзвездный газ на самом деле является вакуумом. и приведенное определение нецелесообразно (к сведению, концентрация вещества в вакууме составляет 10" атомов па 1 см 4). Но по определению вакуум — это система, в которой длина свободного пробега атомов или молекул превышает ее характерные размеры. Во Вселенной же длина свободного пробега частиц во много сот раз меньше расстояния между звездами.
Физические свойства межзвездной среды
Наиболее важным свойством межзвездной среды является наличие в ней магнитных полей. Доказано, что они движутся с облаками межзвездного газа. Именно благодаря магнитным полям образуются плотные холодные газопылевые облака, из которых впоследствии конденсируются звезды.
Силовые линии межзвездных магнитных полей сонаправлены ветвям спиральной структуры Галактики. Напряженность этих полей более чем в 100 тыс. раз меньше напряженности магнитного поля Земли на ее поверхности.
Магнитные поля находятся в тесной связи с космическим излучением, которое представляет собой поток протонов, электронов и ядер более Тяжелых элементов. Эти частицы движутся винтообразно вдоль силовых линий магнитных полей. Благодаря тому, что они излучают радиоволны, стало возможным исследовать качественный состав межзвездной среды и находящихся в ней объектов.
Химический состав межзвездного газа
Исследование химического состава межзвездного газа началось в средине XX в. благодаря развитию радиоастрономических методов исследований. Первым элементом, обнаруженным в межзвездном газе, был водород. Сейчас известно, что он составляет значительную часть межзвездного газа и находится в молекулярном виде. Кроме того, межзвездный газ содержит атомы гелия, ряда металлов, а также более сложные соединения,
Исследование спектров излучения позволяет установить изотопный состав межзвездного газа, поскольку различные изотопы одного и того же элемента испускают излучение различной длины волны.
По мере развития галактик количество межзвездной среды в них неуклонно убывает, поскольку затраченное на образование звезд вещество не возвращается в межзвездную среду в полном объеме. Довольно большая его часть остается в недрах «мертвых» белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр.
Следует отметить, что кругооборот межзвездного газа приводит к изменению его химического состава. Находясь в недрах звезд и принимая участие в термоядерных реакциях, межзвездный газ обогащается гелием и тяжелыми элементами. Содержание же водорода в нем значительно снижается. Таким образом, прошедший эволюционный цикл звезды межзвездный газ возвращается в межзвездную среду, включая ничтожные количества водорода и значительные - тяжелых и сверхтяжелых элементов, а также гелия. Однако этот процесс происходит крайне медленно. Например, за время существования нашей Галактики только очень массивные звезды успели пройти весь эволюционный цикл.
Даже из приведенного краткого обзора видно, как сложна структура межзвездной среды. Перечислим компоненты, из которых она должна состоять.
Компактные области с Те Такими характеристиками обладают облака, которые изучаются по их молекулярным радиолиниям. Для них характерен широкий диапазон плотностей, многие из них связаны с районами недавнего звездообразования. В табл. 17.2, заимствованной из обзора , приведены значения плотностей, размеров, степени ионизации и среднеквадратичных дисперсий скорости, характерных для этих областей.
Диффузный нейтральный водород. Ббльшая часть показанного на рис. 17.1 нейтрального водорода является диффузной, т. е. он не входит в облака. Ясно, что плотность меняется от точки к точке, но в среднем с разумной степенью точности можно пользоваться значением Часть этого газа может быть горячей, но, конечно, неионизованной.
Ионизованный газ. Области являющиеся одним из самых интересных астрономических объектов в Галактике, непосредственно связаны с молодыми, яркими, горячими звездами спектральных классов конечно, не типичны для межзвездной среды. Многие описанные выше методы используются для комплексного изучения этих объектов. В качестве примера на рис. 17.3 показаны результаты наблюдений источника в разных диапазонах. В целом он представляет собой источник диффузного теплового тормозного радиоизлучения. При большем разрешении видны отдельные области некоторые из них обладают оболочечной структурой, означающей, что они возникли в результате недавней вспышки
(кликните для просмотра скана)
(см. скан)
звездообразования. Еще более компактны области связанные с мощными инфракрасными источниками. Наконец, наименьшие размеры имеют источники мазерного излучения на молекулах и Соответствующие физические параметры приведены на рис. 17.3.
Существует также ионизованная составляющая диффузного межзвездного газа. Лучше всего ее плотность определяется по мерам дисперсии пульсаров. Найденные таким образом значения имеют большой разброс, что неудивительно, поскольку физические условия в межзвездной среде меняются в широких пределах. Разумным средним значением плотности межзвездного газа является
Горячая фаза Те Наблюдения высоко ионизованных элементов, например и показывают, что в межзвездном газе должна присутствовать гораздо более горячая фаза. Примечательно, что ее температура не сильно отличается от температур старых остатков сверхновых. Как можно показать, значительная часть межзвездного газа постоянно нагревается ударными волнами, возникающими на границах старых остатков сверхновых. Это дает довольно привлекательное объяснение горячей фазы.
Ясно, что структура межзвездной среды очень сложна. Тем не менее для расчетов полезно иметь простую модель. Области сосредоточены вблизи плоскости Галактики. Полутолщина слоя нейтрального водорода (т. е. расстояние между уровнями половинной плотности) составляет примерно С другой стороны, судя по мерам вращения, тормозному поглощению на низких частотах и мерам дисперсии пульсаров, полутолщина слоя значительно больше, около Точность этих значений низка, но они дают правильное по порядку величины представление о распределении различных составляющих газового диска Галактики. Эти значения относятся к окрестностям Солнца. Ближе к центру Галактики ситуация существенно меняется и в радиусе от центра большая часть водорода находится в молекулярном состоянии.
Наконец, мы даже не пытались разобраться в механизмах нагрева и ионизации межзвездного газа. Многие из них детально разработаны. Среди них: нагрев и ионизация космическими лучами, т. е. ионизационные потери, которые подробно обсуждались в гл. 2; нагрев при столкновениях облаков; нагрев жестким ультрафиолетовым и мягким рентгеновским излучением; нагрев при вспышках сверхновых. В силу большого разнообразия структур в межзвездной среде было бы удивительно, если бы для каждого из перечисленных механизмов не нашлась бы точка в Галактике, где он преобладает.
Механизм нагрева вспышками сверхновых дает привлекательное объяснение существования очень горячей фазы с В оригинальной работе Кокса и Смита высказано предположение, что дальнейший нагрев может происходить при столкновениях старых остатков сверхновых. Согласно этим авторам, пересечение старых оболочек и их разогрев при столкновениях приводят к образованию сети из горячего газа, пронизывающей диск Галактики.
Распределение ионизованного водорода в галактической межзвездной среде, которая видна из северного полушария Земли.
На межзвездный газ, при кажущейся пустоте незаполненного пространства Вселенной, приходится почти 99% от совокупной массы всех космических объектов.
Вселенские просторы, в которых светила занимают ничтожно малую часть, далеко не так пустынны, как считалось долгое время. Хотя и в небольших количествах, но везде присутствует межзвездный газ, наполняя собой все уголки мирозданья. В его концентрация снижена, в иррегулярных, наоборот, повышена. Он смешан с межзвездной пылью и активно участвует в процессах образования новых звезд, которые в конце своего возвращают Вселенной этот строительный материал. Таким образом происходит своеобразный обмен веществом между светилами и межзвездным газом. Цикличность этих процессов постепенно приводит к уменьшению его количества в космосе, при увеличении объемов содержания тяжелых элементов в его структуре. Но для существенных изменений в этой области требуются миллиарды лет. По приблизительным оценкам, ежегодное количество газа, задействованное в Галактике при формировании звезд, равняется 5 солнечным массам.
Состав, структура и протекающие процессы
Объект Хербига-Аро 110 выбрасывает газ в межзвездное пространство
Плотные и холодные формы межзвездного газа, содержащие водород, гелий и минимальные объемы тяжелых элементов (железо, алюминий, никель, титан, кальций), находятся в молекулярном состоянии, соединяясь в обширные облачные поля. Если же в составе вещества доминируют ионизированные или нейтральные атомы водорода, оно участвует в образовании светящихся , окружающих горячие звезды. Температурные характеристики межзвездного молекулярного газа лежат в диапазоне от -269 до -167°С, а его излучение охватывает довольно широкий спектр, включающий и жесткие гамма-лучи, и длинные радиоволны. Средняя плотность имеет ничтожный показатель – на 1 см куб. приходится менее одного атома вещества. Но есть и исключения, в тысячи раз превосходящие эти параметры. Обычно в составе межзвездного газа элементы распределены следующим образом: водород – 89%, гелий – 9%, углерод, кислород, азот – ок. 0,2-0,3%.
Газопылевое облако IRAS 20324+4057 из межзвездного газа и пыли длиной в 1 световой год, похожее на головастика, в котором скрывается растущая звезда.
В обширных областях разряженного и горячего газа температура среды достигает 1,5 млн. градусов Цельсия, сопровождаясь рентгеновским излучением. Такие газовые объекты участвуют в формировании звезд-гигантов, провоцируют взрывы сверхновых, радикально влияют на межзвездную среду, заставляя ее расширяться. Планетарные или эмиссионные туманности из межзвездного газа светятся благодаря находящемуся в их центре или рядом с ним ядру стареющей звезды или горячим молодым светилам.
В результате исследований ученые обнаружили факт хаотичности скоростей в движении подобных образований. Облака межзвездного газа могут не только упорядоченно вращаться вокруг галактических центров, но и обладать нестабильным ускорением. В течение нескольких десятков миллионов лет они догоняют друг друга и сталкиваются, образуя комплексы из пыли и газа. Такие объекты имеют достаточную плотность, чтобы защитить свои глубины от проникающего космического излучения. Этим объясняются более низкие температуры внутри газопылевых комплексов по сравнению с межзвездными облаками. Гравитационная неустойчивость объектов постоянно влияет на процесс молекулярных преобразований в их составе и со временем приводит к формированию протозвезд.
Расположение в нашей Галактике
Максимальная концентрация межзвездного газа в нашей Галактике наблюдается в районах, удаленных от ее центральной части на 5 кпк. Его процентное содержание в общем объеме ее массы равняется 2. Толщина слоя максимальна на периферии, уменьшаясь к центру. Около половины массы межзвездного газа приходится на огромные молекулярные облака, находящиеся на расстоянии 4-8 кпк от галактической оси. Самые плотные образования составляют туманности, которые наиболее заметны и доступны для исследований. Размеры облаков из межзвездного газа могут достигать значений около 2 тыс. световых лет.
Наблюдение и его методы
Вояджер-1 — первый искусственный объект достигший межзвездной среды
Межзвездный газ, обладая высокой разреженностью и широким температурным диапазоном, изучается с помощью нескольких способов. Особый интерес в этом плане представляют светлые газовые и газопылевые туманности, так как их визуальные характеристики значительно упрощают процесс оптических наблюдений. В число методов, позволяющих получить разнообразную информацию о состоянии и структуре межзвездного газа, входят исследования:
- непрерывного радиоизлучения;
- межзвездных оптических и УФ линий;
- пространственного распределения молекул;
- рентгеновского, ИК и гамма излучений;
- параметров межзвездного ветра;
- пульсаров.
Комплексный подход к изучению межзвездного газа позволил определить многие его свойства и параметры. К объектам, дающим оптимальную возможность наблюдать МГ на нашем небосводе, относится Ориона, где находится эмиссионная М42.
- Галактический газовый диск изогнут на периферии.
- Основной объем межзвездного газа сосредоточен в спиральных рукавах, один из коридоров которых расположен рядом с Солнечной системой.
- В разреженном МГ, подвергаемом действию космических излучений, обнаружена зависимость показателей температуры, давления и объема электронов от плотности концентрации водорода.
- К самым мощным факторам, влияющим на структурные процессы в межзвездной газовой среде, относятся спиральные ударные волны.
- Энергия вспышки сверхновой способна пробить пространство галактического диска, вызвав тем самым отток МГ в свободное пространство Вселенной.
- В теории молекулярные газовые облака за период в чуть более 100 лет должны превращаться в звезды. Но на практике существует множество факторов, замедляющих этот процесс.
Природа межзвёздной среды привлекала внимание астрономов и ученых в течение столетий. Сам термин «Межзвёздная среда» впервые был использован Ф. Бэконом в г. . «О, Небеса между звёздами, они имеют так много общего со звёздами, вращаясь (вокруг Земли) также как любая другая звезда». Позднее натурфилософ Роберт Бойль в 1674 году возражал: «Межзвёздная область небес, как полагают некоторые современные эпикурейцы , должна быть пустой».
После создания современной электромагнитной теории некоторые физики постулировали, что невидимый светоносный эфир является средой для передачи световых волн. Они также полагали, что эфир заполняет межзвёздное пространство. Р. Паттерсон в 1862 году писал : «Это истечение является основой вибраций или колебательных движений в эфире, который заполняет межзвёздное пространство».
Применение глубоких фотографических обзоров ночного неба позволило Э. Барнарду получить первое изображение тёмной туманности , которое силуэтом выделялось на фоне звёзд галактики. Однако, первое открытие холодной диффузной материи было сделано Д. Гартманом в 1904 году после обнаружения неподвижного спектра поглощения в спектре излучения двойных звёзд , наблюдавшихся с целью проверки эффекта Доплера .
В своём историческом исследовании спектра Дельты Ориона Гартман изучал движение по орбите компаньонов системы Дельты Ориона и свет, приходящий от звезды и понял, что некоторая часть света поглощается на пути к Земле. Гартман писал, что «линия поглощения кальция очень слаба», а также, что «некоторым сюрпризом оказалось то, что линии кальция на длине волны 393.4 нанометров не движутся в периодическом расхождении линий спектра, которое присутствует в спектроскопически-двойных звёздах ». Стационарная природа этих линий позволила Гартману предположить, что газ, ответственный за поглощение не присутствует в атмосфере Дельты Ориона, но, напротив, находится вне звезды и расположен между звездой и наблюдателем. Это исследование и стало началом изучения межзвездной среды.
После исследований Гартмана, Эгером в 1919 году во время изучения линий поглощения на волнах 589.0 и 589.6 нанометров в системах Дельты Ориона и Беты Скорпиона был обнаружен в межзвёздной среде натрий .
Дальнейшие исследования линий «H» и «K» кальция Билзом (1936) позволили обнаружить двойные и несимметричные профили спектра Эпсилон и Дзета Ориона . Это были первые комплексные исследования межзвёздной среды в созвездии Ориона . Асимметричность профилей линий поглощения была результатом наложения многочисленных линий поглощения, каждая из которых соответствовала атомным переходам (например, линия «K» кальция) и происходила в межзвёздных облаках, каждое из которых имело свою собственную лучевую скорость . Так как каждое облако движется с разной скоростью в межзвёздном пространстве, как по направлению к Земле, так и удаляясь от неё, то в результате эффекта Доплера , линии поглощения сдвигались, либо в фиолетовую , либо в красную сторону соответственно. Это исследование подтвердило, что материя не распределена равномерно по межзвёздному пространству.
Интенсивные исследования межзвёздной материи позволили У. Пикерингу в 1912 году заявить , что «межзвёздная поглощающая среда, которая как показал Каптейн , поглощает только на некоторых волнах, может свидетельствовать о наличии газа и газообразных молекул, которые исторгаются Солнцем и звёздами ».
Торндайк в 1930 году писал: «Было бы ужасно осознавать, что существует непреодолимая пропасть между звёздами и полной пустотой. Полярные сияния возбуждаются заряженными частицами, которые эмитирует наше Солнце . Но если миллионы других звёзд также испускают заряженные частицы, а это непреложный факт, то абсолютный вакуум вообще не может существовать в галактике» .
Наблюдательные проявления
Перечислим основные наблюдательные проявления:
- Наличие светящихся туманностей ионизированного водорода вокруг горячих звёзд и отражательных газо-пылевых туманностей в окрестностях более холодных звёзд.
- Ослабление света звёзд (межзвёздное поглощение) из-за пыли, входящей в состав межзвёздной среды. А также связанным с этим покраснения света; наличие непрозрачных туманностей.
- Поляризация света на пылинках, ориентированных вдоль магнитного поля Галактики.
- Инфракрасное излучение межзвёздной пыли
- Радиоизлучение нейтрального водорода в радиодиапазоне на длине волны в 21 см
- Мягкое рентгеновское излучение горячего разреженного газа.
- Синхротронное излучение релятивистских электронов в межзвёздных магнитных полях.
- Излучение космических мазеров .
Структура МЗС крайне нетривиальна и неоднородна: гигантские молекулярные облака, отражательная туманность, протопланетная туманность, планетарная туманность, глобула и т. д. Это приводит к широкому спектру наблюдательных проявлений и процессов происходящих в среде. Далее в таблице приведены свойства основных компонентов среды для диска:
| Фаза | Температура (К) |
Концентрация |
Масса облаков () |
Размер (пк) |
Доля занимаемого объёма | Способ наблюдения |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Корональный газ | ≈5· | ~0.003 | - | - | ~0.5 | Рентген, линии поглощения металлов в УФ |
| Яркие области HII | ≈ | ~30 | ~300 | ~10 | ~ | Яркая линия Hα |
| Зоны HII низкой плотности | ≈ | ~0.3 | - | - | ~0.1 | Линия Hα |
| Межоблачная среда | ≈ | ~0.1 | - | - | ~0.4 | Линия Lyα |
| Тёплые области HI | ~ | ~1 | - | - | ~0.01 | Излучения HI на λ=21 см |
| Мазерные кондесации | ~ | ~ | ~ | Мазерное излучение | ||
| Облака HI | ≈80 | ~10 | ~100 | ~10 | ~0.01 | Поглощения HI на λ=21 см |
| Гигантские молекулярные облака | ~20 | ~300 | ~3 | ~40 | ~3 | |
| Молекулярные облака | ≈10 | ~ | ~300 | ~1 | ~ | Линии поглощения и излучения молекулярного водорода в радио и инфракрасном спектре. |
| Глобулы | ≈10 | ~ | ~20 | ~0.3 | ~3 | Поглощение в оптическом диапазоне. |
Мазерный эффект
Крабовидная Туманность, зелёный цвет - мазерное излучение
В 1965 г. в ряде спектров радиоизлучения были обнаружены очень интенсивные и узкие линии c λ=18 см. Дальнейшие исследования показали, что линии принадлежат молекуле OH, а их необычные свойство - результат мазерного излучения. В 1969 открывает мазерные источники от молекулы воды на λ=1,35 см, позже были обнаружены мазеры работающие и на других молекулах. Для мазерного излучения необходима инверсная населённость уровней (количество атомов на верхнем резонансном уровне больше чем на нижнем). Тогда проходя сквозь вещество свет с резонансной частотой волны усиливается, а не ослабевает (это и называется мазерным эффектом). Для поддержания инверсной населённости необходима постоянная накачка энергией, поэтому все космические мазеры делятся на два типа:
Физические особенности
Отсутствие локального термодинамического равновесия (ЛТР)
В межзвёздной среде концентрация атомов мала и оптические толщи малы. Это значит, что температура излучения - это температура излучения звёзд (~5000 К) и никак не соответствует температуре самой среды. При этом электронная и ионная температуры плазмы могут сильно отличаться друг от друга, поскольку обмен энергии при соударении происходит крайне редко. Таким образом, не существует единой температуры даже в локальном смысле.
Распределение числа атомов и ионов по населённостям уровней определяется балансом процессов рекомбинации и ионизации. ЛТР требует, чтобы эти процессы были в равновесии, чтобы выполнялось условие детального баланса, однако, в межзвёздной среде прямые и обратные элементарные процессы имеют разную природу, и поэтому детальный баланс установиться не может.
Солнечный ветер это поток заряженных частиц (в основном водородной и гелиевой плазмы), с огромной скоростью истекающих из солнечной короны с нарастающей скоростью. Скорость солнечного ветра в гелиопаузе составляет примерно 450 км/с. Эта скорость превышает скорость звука в межзвездной среде. И если представить себе столкновение межзвездной среды и солнечного ветра как столкновение двух потоков, то при их взаимодействии возникнут ударные волны. А саму среду можно разделить на три области: область где есть только частицы МЗС, область где только частицы звездного ветра и область их взаимодействия.
И если бы межзвездный газ был бы полностью ионизован, как изначально предполагалось, то все бы обстояло именно так, как было выше описано. Но, как показали уже первые наблюдения межпланетной среды в Ly-aplha, нейтральные частицы межзвездной среды проникают в Солнечную систему . Иными словами Солнце взаимодействует с нейтральным и ионизированным газом по-разному.
Движение Солнечной системы в Местном Межзвёздном Облаке
Взаимодействие с ионизованным газом
Граница ударной волны
Сначала солнечный ветер тормозится, становится более плотным, тёплым и турбулентным . Момент этого перехода называется границей ударной волны (termination shock) и находится на расстоянии около 85-95 а. е. от Солнца. (По данным, полученным с космических станций «Вояджер-1» и Вояджер-2 , которые пересекли эту границу в декабре 2004 года и августе 2007.)
Гелиосфера и гелиопауза
Ещё приблизительно через 40 а. е. солнечный ветер сталкивается с межзвёздным веществом и окончательно останавливается. Эта граница, отделяющая межзвёздную среду от вещества Солнечной системы, называется гелиопаузой . По форме она похожа на пузырь, вытянутый в противоположную движению Солнца сторону. Область пространства, ограниченная гелиопаузой, называется гелиосферой .
Составляющий ок. 99% её массы и ок. 2% массы Галактики. М. г. весьма равномерно перемешан с межзвёздной пылью,к-рая часто своим поглощением или рассеянием света делает газово-пылевые структуры наблюдаемыми (см. ). Диапазон изменения осн. параметров, описывающих М. г., очень широк. Темп-ра М. г. колеблется от 4-6 К до 10 6 К (в межзвёздных ионная темп-ра М. г. иногда превышает 10 9 К), концентрация изменяется от 10 -3 -10 -4 до 10 8 -10 12 частиц в 1 см 3 . Для излучения М. г. характерен широкий диапазон - от длинных радиоволн до жёсткого гамма-излучения.
Существуют области, где М. г. находится преимущественно в молекулярном состоянии (молекулярные облака) - это наиболее плотные и холодные части М. г.; есть области, где М. г. состоит гл. обр. из нейтральных атомов водорода (области HI),- это менее плотные и в среднем более тёплые области; существуют области ионизованного водорода (зоны НII), к-рыми явл. светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звёзд, и области разреженного горячего газа (корональный газ). М. г., как и вещество звёзд, состоит гл. обр. из водорода и гелия с небольшой добавкой других хим. элементов (см. ). В среднем в М. г. атомы водорода составляют ок. 90% числа всех атомов (70% по массе). На атомы гелия приходится ок. 10% числа атомов (ок. 28% по массе). Остальные 2% массы составляют все последующие хим. элементы (т.н. тяжёлые элементы). Из них наиболее обильны О, С, N, Ne, S, Ar, Fe. Все они вместе составляют прибл. 1/1000 от числа атомов М. г. Однако роль их в npoцeccax, протекающих в М. г., очень велика. По сравнению с составом Солнца в М. г. наблюдается дефицит ряда тяжёлых элементов, особенно Аl, Са, Ti, Fe, Ni, к-рых в десятки и сотни раз меньше, чем на Солнце. В разных участках М. г. Галактики величина дефицита неодинакова. Возникновение дефицита связано с тем, что значит. часть указанных элементов входит в состав пылинок и почти отсутствует в газообразной фазе.Вне галактич. диска М. г. очень мало. В осн. части гало Галактики газ, по-видимому, горячий (~ 10 o К) и очень разреженный ( на высоте 5 кпк над плоскостью симметрии диска). Наиболее заметны самые плотные газовые образования гало - . По-видимому, небольшое количество газа имеется в нек-рых, наиболее плотных, . Кроме того, на высоких галактич. широтах обнаружены водорода.
3. Методы наблюдении межзвёздного газа
Сильная разреженность М. г. и широкий диапазон темп-р, при к-рых он может находиться, определяют разнообразие методов его исследования.
Наиболее доступны для наблюдений газовые и газово-пылевые светлые туманности. По оптич. и в меньшей степени ИК-спектрам излучения эмиссионных туманностей удалось установить плотность, темп-ру, состав и состояние ионизации вещества зон НII. Богатую информацию о М. г. в эмиссионных туманностях получают по водорода, гелия и др. элементов, а также по непрерывному радиоизлучению.
Состояние М. г. вне туманностей исследуют по межзвёздным оптич. и УФ-линиям поглощения в спектрах звёзд. По ним удалось установить, что М. г. состоит из отдельных облаков, а вещество в них находится преимущественно в нейтральном атомарном состоянии. По линиям поглощения в оптич. диапазоне были открыты (1938 г.) первые . Линии поглощения большинства атомов, ионов и молекул лежат в УФ-области спектра (рис. 3). Наблюдения их, проводимые на ИСЗ, позволили изучить распространённость элементов и ионизац. состояние М. г. и обнаружить в нём дефицит ряда тяжёлых элементов. По линиям поглощения ионов NV (1238 и 1242 ) и OVI (1032 и 1038 ) были обнаружены коридоры горячего газа. По изучают крупномасштабную и тонкую структуру областей HI в Галактике и др. галактиках, плотность и темп-ру межзвёздных облаков, их строение, движение, а также вращение вокруг центров галактик.Исследовать распределение Н 2 труднее. Для этого чаще всего пользуются косвенным методом: исследуют пространственное распределение молекулы СО, концентрация к-рой пропорциональна концентрации молекул H 2 (молекул Н 2 примерно в 10 5 раз больше, чем СО). Радиоизлучение молекулы СО с = 2,6 мм практически не поглощается межзвёздной пылью и позволяет изучать распределение молекул СО и Н 2 , а также исследовать условия в наиболее холодной и плотной части М. г.- в молекулярных облаках и газово-пылевых комплексах. Молекулы H 2 непосредственно наблюдаются только по полосам поглощения, лежащим в далёкой УФ-области спектра ( 1108 ), и в неск. случаях по ИК-линиям излучения (= 2 мкм и 4 мкм). Однако из-за межзвёздного поглощения света пылью этот метод не позволяет исследовать Н 2 в плотных непрозрачных молекулярных облаках, где эти молекулы в основном сосредоточены. Отдельные, наиболее плотные конденсации молекулярного газа, расположенные рядом с сильными источниками возбуждения (напр., ИК-звёздами), наблюдаются в виде мощных космических мазеров (см. ).
Высокое спектр. разрешение, достигнутое в радиодиапазоне, позволяет изучать молекулы, содержащие различные изотопы атомов, напр. 1 H и 2 D (дейтерий), 12 С и 13 С, 14 N и 15 N, 16 О, 17 О, 18 О и т.д., т.е. изотопный состав М. г. и его вариации. Сравнение изотопного состава совр. М. г. с изотопным составом Солнечной системы, образовавшейся из межзвёздной среды ок. лет назад, даёт возможность судить об изменениях изотопного состава, связанных с эволюцией М. г.
По поглощению рентг. лучей в межзвёздном пространстве можно судить о полном количестве межзвёздного вещества, находящегося в атомарном и молекулярном виде, а также в виде пылинок. В дальнейшем по флюоресценции атомов в рентгеновских -линиях различных элементов (см. ) можно будет получить достаточно полную информацию о распространённости элементов в межзвёздном веществе независимо от того, в каком состоянии оно находится. Наиболее горячие участки М. г. (остатки сверхновых звёзд и коридоры горячего газа) излучают в рентг. диапазоне, что позволяет методами изучить их пространственное расположение и физ. св-ва.
Межзвездная среда излучает также в -лучах. Энергичные -фотоны (с энергией 50 МэВ) возникают в М. г. за счёт того, что при столкновении протонов с протонами М. г. образуются - , которые распадаются на 2 -фотона. Вклад 50% даёт релятивистских электронов космич. лучей при соударениях с ядрами атомов М. г. Кроме того, при взаимодействии частиц космич. лучей низких энергий с ядрами атомов М. г. и пыли появляются -линии в диапазоне 1-6 МэВ. Сильная линия, с энергией фотонов 0,511 МэВ, может образовываться при аннигиляции позитронов, возникающих при взаимодействии космич. лучей с М. г.
Состояние газа в непосредств. окрестности Солнечной системы установлено по параметрам , обусловленного относительно межзвёздной среды.
Ещё одним тонким методом исследований М. г. оказались наблюдения мерцаний радиоизлучения пульсаров на мелких неоднородностях межзвездной плазмы (см. ). С его помощью удалось установить, что концентрация электронов т у в М. г. флуктуирует слабо. Среднее по лучу зрения значение (здесь - отклонение концентрации электронов от ср. значения по лучу зрения). Размеры неоднородностей могут быть различными, но при наблюдениях пульсаров осн. вклад в мерцания дают неоднородности размером ~ 10 10 -10 13 см, порождённые, по-видимому, .
4. Процессы, формирующие состояние межзвёздного газа
Тепловое и ионизационное состояния М. г.Разреженность М. г. приводит к тому, что он прозрачен для большинства видов излучения. Поэтому условия в нём очень далеки от . Однако распределение энергии между частицами М. г. в большинстве случаев (за исключением гл. обр. ударных волн в М. г., где нет равнораспределения энергии между электронами и ионами) подчиняется , благодаря чему можно говорить о темп-ре М. г.
Для определения равновесных св-в М. г. (степени ионизации, интенсивности излучения и др.) рассматривается баланс процессов возбуждения ионов, атомов и молекул (соударений, поглощения излучения и др.) и процессов снятия возбуждения (рекомбинаций, испускания фотонов), протекающих в к.-л. выделенном объёме в конечный интервал времени.
Зоны НII М. г. нагреваются УФ-излучением звёзд, расположенных внутри них (атомы водорода активно поглощают излучение с ). Области HI и молекулярные облака нагреваются проникающей радиацией: частицами космич. лучей низких энергий (~ 1-10 МэВ/нуклон), а также УФ- и мягким рентг. излучением. Роль более энергичных фотонов и частиц невелика, т.к. их меньше, а взаимодействуют они с М. г. слабее (см. ). В нек-рых местах М. г. существенны и др. механизмы нагрева, напр. ударные волны, возникающие при столкновениях облаков или при вспышках сверхновых звёзд.
Охлаждение М. г. происходит за счёт излучения в спектральных линиях чаще в ИК- и оптич. областях спектра, реже в УФ- и рентг. диапазонах или в радиодиапазоне (см. ). Излучение в непрерывном спектре играет, как правило, второстепенную роль. В целом механизм охлаждения почти всех областей М. г. подобен охлаждению зон НII, но в областях HI повышенную роль в охлаждении играет излучение в ИК-диапазоне, а в холодных молекулярных областях - в радиодиапазоне.
Ионизуется М. г. теми же видами излучений, что и нагревается. Ионизац. равновесие достигается при равенстве скорости ионизации и скорости гл. обр. радиац. рекомбинации. В отдельных случаях, напр. для иона ОН в областях HI, определённую роль играют реакции обмена зарядом (реакции перезарядки) с водородом и реже с гелием.
Формирование структуры М. г.
Другим, ещё более сильным фактором, влияющим на структуру М. г. в S-галактиках, явл. спиральные ударные волны. Они возникают при соударении М. г., уже накопленного в спиральных ветвях, с газом, к-рый при круговом движении вокруг центра галактики догоняет спиральные ветви и входит в них со сверхзвуковой скоростью (спиральные ветви вращаются вокруг центра Галактики в ту же сторону, что газ и звезды, но с меньшей скоростью). На фронте ударной волны набегающий газ тормозится и уплотняется. За счет повысившегося давления почти весь газ оказывается в плотной фазе. Так образуются газово-пылевые комплексы, наблюдаемые на внутр. сторонах спиральных ветвей.
Газово-пылевые комплексы могут возникать не только под действием спиральных ударных волн, но и вследствие т.н. газового диска галактик. В результате развития неустойчивости возникают компактные (10-30 пк) газово-пылевые сгустки, становящиеся затем очагами образования звёздных скоплений. В S-галактиках неустойчивость Рэлея-Тейлора играет, вероятно, меньшую роль, чем спиральные ударные волны, но в Ir-галактиках она, видимо, явл. осн. причиной образования комплексов М. г.
Наблюдения показывают, что межзвёздные облака имеют помимо упорядоченного движения вокруг центра Галактики хаотич. скорости со ср. значением ок. 10 км/с. В среднем через 30-100 млн. лет облако сталкивается с др. облаком, что приводит к диссипации (уменьшению) этих случайных движений, частичному слипанию облаков и формированию степенного (~ ) спектра их масс. Хаотич. движения поддерживаются взрывами сверхновых: сброшенная при взрыве М. г. оболочка звезды тормозится в М. г. и передает облакам часть своего импульса.
Из области М. г., по к-рой прошла ударная волна, вызванная вспышкой, почти весь газ оказывается выметенным. Возникшая область разреженного газа (каверна размером в десятки пк с n ~ 10 -2 см -3 и T ~ 10 6 K) может существовать ~10 7 лет. Если за это время поблизости вспыхнет ещё одна сверхцо-вая, то новая каверна, сомкнувшись с предыдущей, может образовать обширныи коридор горячего разреженного сильно ионизованного газа. Излучение горячего газа может нагревать до 300-5000 К газовые облака, находящиеся на расстоянии многих пк от коридоров (существование облаков с такой темп-рой невозможно в описанной выше простой двухфазной модели М. г.).
Вспышки сверхновых звёзд, "пробурившие" газовый диск галактики насквозь, вызывают отток газа от плоскости галактики в межгалактич. среду и нагрев его там вплоть до 10 7 -10 8 K. В результате в межгалактич. среду попадает обогащённый тяжёлыми элементами газ. Возможно, что именно благодаря этим процессам межгалактич. газ в скоплениях галактик имеет почти такое же содержание железа, как атмосфера Солнца. Часть газа, видимо, падает назад к галактич. плоскости в виде высокоширотных и высокоскоростных облаков водорода.
5. Процессы, протекающие в газово-пылевых комплексах
Вещество в газово-пылевых комплексах достаточно плотно для того, чтобы не пропускать на большую глубину осн. часть проникающей радиации. Поэтому М. г. внутри комплексов оказывается холоднее, чем в межзвёздных облаках, и существует преимущественно в молекулярной форме. Молекулы образуются гл. обр. в ион-молекулярных реакциях, а также на поверхности пылинок (молекулы Н 2 и нек-рые др., см. ). Ионизация, необходимая для протекания ион-молекулярных реакций, поддерживается УФ-излучением звёзд (в областях, где межзвёздное поглощение света ) и, по-видимому, космич. лучами низких энергий (4-12 К) сгустков. Совместно с эти процессы в холодных фрагментах молекулярных облаков ведут к возникновению самогравитирующих сгустков газово-пылевого вещества звёздной массы - протозвёзд, из к-рых впоследствии образуются звёзды.
Т.о., молекулярные облака должны быстро (за ~ 10 6 лет) превратиться в звёзды. Т.к. они существуют гораздо дольше, должны действовать факторы, замедляющие образование звёзд (напр., магн. давление, турбулентность, нагрев газа возникшими звёздами, см. ).
6. Эволюция межзвёздного газа
М. г. постоянно обменивается веществом со звёздами. Согласно оценкам, в настоящее время в Галактике в звёзды переходит газ в количестве в год. Одновременно с этим звёзды, гл. обр. на поздних стадиях эволюции, теряют вещество (см. ) и пополняют М. г.
Часть выбрасываемого вещества участвовала в термоядерных реакциях в недрах звёзд и обогатилась там тяжёлыми элементами. Поэтому со временем состав (распространённость элементов) в М. г. изменяется. В разных галактиках и в различных частях каждой галактики эти процессы идут с различными скоростями. В результате в хим. и изотопном составе М. г. появляются неоднородности, и прежде всего градиент хим. состава вдоль радиусов галактик. Ближе к центру галактик М. г. несколько более обогащён тяжёлыми элементами.
Пока неизвестно, когда и как произошло обогащение первичного газа (имевшего состав 75% Н и 25% Не по массе, см. ) тяжёлыми элементами: было ли это ещё до образования галактик или в самом начале их эволюции. Но ясно, что на первых этапах истории галактик этот процесс шёл много активнее, чем в настоящее время.
В галактиках с большим уд. моментом количества движения за время ~ 10 9 лет после их образования М. г. осел в диск, также обогатившись тяжёлыми элементами. Дальнейшее звездообразование шло в диске. В S-галактиках звездообразование в диске стимулируется спиральной ударной волной. При каждом прохождении сквозь спиральную ударную волну элементы газа тормозятся, теряют энергию и с каждым оборотом приближаются к центру галактики.
В Ir-галактиках спиральные волны не сформировались, газ исчерпывался медленно. Поэтому в настоящее время они наиболее богаты газом (ср. содержание атомарного водорода 18% от массы галактики). В линзовидных (SO) галактиках осн. часть газа была, вероятно, выметена в межгалактич. пространство при взаимодеиствии их с др. галактиками, а оставшегося газа оказалось недостаточно для активного звездообразования.
Итак, в процессе эволкщии галактик происходит круговорот вещества: М. г. звёзды М. г., приводящий к постепенному увеличению содержания тяжёлых элементов в М. г. и звёздах и уменьшению количества М. г. в каждой из галактик. В разных типах галактик исчерпание М. г. идёт существенно различающимися темпами. Не исключена возможность, что процессы формирования звёзд и обогащения газа тяжёлыми элементами шли в Галактике немонотонно, т.е. неск. раз в истории Галактики могли происходить задержки звездообразования на миллиарды дет. Это, в принципе, должно было бы сказаться на распространённости элементов в различных типах звёздного населения.