Межзвёздный газ

Межзвёздный газ, основной компонент межзвёздной среды, составляющий около 99 % её массы. Межзвёздный газ состоит из нейтральных атомов, молекул, атомарных и молекулярных ионов и свободных электронов. Распространённость химических элементов в межзвёздном газе примерно такая же, как в атмосфере Солнца и других звёзд: около 70 % по массе составляет водород, около 28 % – гелий. На все более тяжёлые элементы приходится не более нескольких процентов массы. Межзвёздный газ имеет очень низкую плотность ${\displaystyle \rho \ -}$ средняя концентрация частиц ${\displaystyle n}$ составляет около 1 см^–3 (1 частица в 1 см³ ), т. е. ${\displaystyle \rho \sim 10^{-24}\ {\text{г}}/{\text{см}}^{3}\ -}$ и крайне неоднороден по температуре ${\displaystyle T}$ и плотности. В спиральных и неправильных галактиках основная часть межзвёздного газа сосредоточена в тонком слое (толщиной 150–800 пк) в дисках.

Около половины массы межзвёздного газа находится в холодных ${\displaystyle (T=10\!-\!30\;{\text{К}})}$ плотных ${\displaystyle (n=10^{3}\!-\!10^{5}\ {\text{см}}^{-3})}$ гигантских молекулярных облаках (их размеры составляют десятки парсеков). Внутри них молекулы защищены от разрушающего ультрафиолетового (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 различных молекул, от двухатомных (H₂ , CO, OH, CH, CN, C₂ и др.) до 13-атомных, в том числе простейшие органические соединения. Преобладают молекулы водорода H₂ . Следующая по распространённости – молекула CO; её концентрация в 10–30 тыс. раз меньше, чем концентрация H₂ . В отличие от H₂ молекулы CO имеют в спектре удобные для наблюдений радиолинии 2,6 и 1,3 мм, которые часто используются как индикатор молекул в межзвёздном газе. Молекулярные облака являются источниками гамма-излучения, возникающего при взаимодействии космических лучей с межзвёздным газом.

В молекулярных облаках рождаются звёзды. 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 космические мазеры. Затем УФ-излучение родившихся звёзд разрушает молекулы, ионизует атомы водорода и других химических элементов, создавая диффузные зоны ионизованного водорода (зоны H II).

Менее плотными ${\displaystyle (n\sim 10\ {\text{см}}^{-3})}$ и более тёплыми ${\displaystyle (T=40\!-\!120\ {\text{К}})}$, чем молекулярные облака, являются облака атомарного водорода H I, изучаемые главным образом в радиолинии 21 см и по оптическим и УФ межзвёздным линиям поглощения. Облака H I погружены в тёплые области атомарного водорода ${\displaystyle (T\sim 10^{4}\,{\text{К}},}$ ${\displaystyle n\sim 0,\!1\ {\text{см}}^{-3})}$. В такой среде находится Солнечная система. Около половины объёма слоя межзвёздного газа в диске Галактики занимает т. н. корональный газ ${\displaystyle (T\sim 10^{6}\,{\text{К}},}$ ${\displaystyle n\sim 0,\!01\ {\text{см}}^{-3})}$. Он наблюдается преимущественно по УФ межзвёздным линиям поглощения высокозарядных ионов N V (N⁴⁺ ) и O VI (O⁵⁺ ).

В конце эволюции звёзды выбрасывают часть вещества в межзвёздное пространство, либо взрываясь как сверхновые звёзды [создавая ещё более горячие ${\displaystyle (T\sim 10^{7}\ {\text{К}})}$, быстро расширяющиеся сфероидальные туманности – остатки вспышек сверхновых], либо формируя планетарные туманности и туманности, образованные звёздным ветром. Сброшенные звёздами оболочки обогащают межзвёздный газ химическими элементами, синтезированными в результате ядерных реакций внутри звёзд.

Под действием взрывов сверхновых звёзд и звёздного ветра массивных горячих звёзд часть межзвёздного газа поднимается в гало галактики и либо уходит в межгалактическое пространство, пополняя межгалактическую среду, либо падает назад, образуя явление «галактических фонтанов», наблюдаемое, например, в нашей Галактике. Основная часть объёма гало Галактики занята горячим ${\displaystyle (T>10^{5}\ {\text{К}})}$, очень разреженным ${\displaystyle (n=10^{-3}\!-\!10^{-4}\ {\text{см}}^{-3})}$, сильно ионизованным межзвёздным газом, в котором наблюдаются облака атомарного водорода, движущиеся преимущественно к галактической плоскости.