МЕЖЗВЁЗДНЫЙ ГАЗ

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.