МЕЖЗВЁЗДНЫЙ ГАЗ
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
МЕЖЗВЁЗДНЫЙ ГАЗ, осн. компонент межзвёздной среды, составляющий ок. 99% её массы. М. г. состоит из нейтральных атомов, молекул, атомарных и молекулярных ионов и свободных электронов. Распространённость химич. элементов в М. г. примерно такая же, как в атмосфере Солнца и др. звёзд: ок. 70% по массе составляет водород, ок. 28% – гелий. На все более тяжёлые элементы приходится не более нескольких процентов массы. М. г. имеет очень низкую плотность $ρ$ – ср. концентрация частиц $n$ ок. 1 см–3 (1 частица в см3, т. е. $ρ∼$10–24 г/см3) – и крайне неоднороден по темп-ре $T$ и плотности. В спиральных и неправильных галактиках осн. часть М. г. сосредоточена в тонком слое (толщиной 150–800 пк) в галактич. дисках.
Около половины массы М. г. находится в холодных ($T$= 10–30 К) плотных ($n$= 103–105 см–3) гигантских молекулярных облаках (их размеры составляют десятки парсек). Внутри них молекулы защищены от разрушающего УФ-излучения звёзд оптически толстым слоем межзвёздной пыли, присутствующей в этих облаках. По радиолиниям молекул и по линиям поглощения в молекулярных облаках найдено более 140 разл. молекул, от двухатомных ($\ce{H2, CO, OH, CH, CN, C2}$ и др.) до 13-атомных, в т. ч. простейшие органич. соединения. Преобладают молекулы водорода $\ce{H2}$. Следующая по распространённости – молекула $\ce{CO}$; её концентрация в 10–30 тыс. раз меньше, чем концентрация $\ce{H2}$. В отличие от $\ce{H2}$, молекулы $\ce{CO}$ имеют в спектре удобные для наблюдений радиолинии 2,6 мм и 1,3 мм, которые часто используются как индикатор молекул в М. г. Молекулярные облака являются источниками гамма-излучения, возникающего при взаимодействии космических лучей с межзвёздным газом.
В молекулярных облаках рождаются звёзды (см. Звездообразование). Родившиеся массивные яркие горячие звёзды разбрасывают световым давлением остатки межзвёздных газа и пыли, из которых они образовались. В разлетающихся сгустках часто происходит мазерное усиление излучения – возникают т. н. космич. мазеры. Затем УФ-излучение родившихся звёзд разрушает молекулы, ионизует атомы водорода и др. химич. элементов, создавая диффузные зоны ионизованного водорода.
Менее плотными ($n∼$10 см–3) и более тёплыми ($T$= 40–120 К), чем молекулярные облака, являются облака атомарного водорода HI, изучаемые гл. обр. в радиолинии 21 см и по оптич. и УФ межзвёздным линиям поглощения. Облака $\ce{HI}$ погружены в тёплые области атомарного водорода ($T∼$ 104 К, $n∼$ 0,1 см–3). В такой среде находится Солнечная система. Около половины объёма слоя М. г. в диске Галактики занимает т. н. корональный газ ($T∼$106 К, $n∼$0,01 см–3). Он наблюдается преим. по УФ межзвёздным линиям поглощения высокозарядных ионов $\ce{NV (N^4+)}$ и $\ce{OVI (O^5+)}$.
В конце эволюции звёзды выбрасывают часть вещества в межзвёздное пространство, либо взрываясь как сверхновые звёзды [создавая ещё более горячие ($T∼$ 107 К), быстро расширяющиеся сфероидальные туманности – остатки вспышек сверхновых], либо формируя планетарные туманности и туманности, образованные звёздным ветром. Сброшенные звёздами оболочки обогащают М. г. химич. элементами, синтезированными в результате ядерных реакций внутри звёзд.
Под действием взрывов сверхновых звёзд и звёздного ветра массивных горячих звёзд часть М. г. поднимается в галактич. гало и либо уходит в межгалактич. пространство, пополняя межгалактич. среду, либо падает назад, образуя явление «галактич. фонтанов», наблюдаемое, напр., в нашей Галактике. Осн. часть объёма гало Галактики занята горячим ($T >$105 К), очень разреженным ($n$=10–3–10–4 см–3), сильно ионизованным М. г., в котором наблюдаются облака атомарного водорода, движущиеся преим. к галактич. плоскости.