Межзвездный газ. Межзвездная среда

По всей вероятности, первыми внеземными объектами, которые привлекли внимание человека еще в глубокой древности, были Солн­це и Луна. Вопреки известной шутке о том, что Луна полезнее Солнца потому, что светит ночью, а днем и без того светло, перво­степенная роль Солнца была отмечена людьми еще в первобытную эпоху, и это нашло отражение в мифах и легендах почти всех народов.

Вопрос о том, какова природа звезд, возник, очевидно, гораздо позже. Заметив блуждающие звезды - планеты, люди, быть может, впервые сделали попытку проанализировать взаимосвязь различных явлений, хотя возникшая таким путем астрология подменила знания суевериями. Любопытно, что астрономия, одна из наиболее обобщаю­щих наук о природе, свои первые шаги совершала по зыбкой почве заблуждений, отголоски которых дошли даже до наших дней.

Причину этих заблуждений легко понять, если учесть, что пер­вый этап развития науки о небе в буквальном смысле слова был основан на созерцании и абстрактном мышлении, когда практически отсутствовали какие-либо астрономические инструменты. Тем более поразительно, что этот этап блестяще завершился, бессмертным творением Коперника - первой и важнейшей революцией в астро­номии. До этого казалось очевидным, что наблюдаемое, видимое совпадает с действительным, реально существующим, копирует его. Коперник впервые доказал, что действительное может радикально и принципиально отличаться от видимого.

Следующий столь же решительный шаг сделан великим Галилеем, сумевшим увидеть то, что не заметил даже такой тонкий наблюдатель, как Аристотель. Именно Галилей впервые понял, что, вопреки очевидному, процесс движения тела вовсе не означает постоянного воздействия на него другого тела. Открытый Галилеем принцип инерции позволил затем Ньютону сформулировать законы динамики, которые послужили фундаментом современной физики.

Если самое гениальное свое открытие Галилей сделал в области механики - и это в дальнейшем принесло огромную пользу астроно­мии, - то непосредственно наука о небе обязана ему началом новой эпохи в своем развитии - эпохи телескопических наблюдений.

Применение телескопа в астрономии прежде всего неизмеримо увеличило число объектов, доступных исследованиям. Еще Джорда­но Бруно говорил о бесчисленных мирах солнц. Он оказался прав: звезды - самые важные объекты во Вселенной, в них сконцентри­ровано почти все космическое вещество. Но звезды - это не просто резервуары для хранения массы и энергии. Они являются тер­моядерными котлами, где происходит процесс образования атомов тяжелых элементов, без которых невозможны были бы наиболее сложные этапы эволюции материи, приведшие на Земле к возникно­вению флоры, фауны, человека и наконец человеческой цивилизации.

По мере совершенствования телескопов и методов регистрации электромагнитного излучения астрономы получают возможность проникать во все более удаленные уголки космического простран­ства. И это не только расширяет геометрический горизонт извест­ного нам мира: более далекие объекты отличаются и по возрасту, так что в известной нам части Вселенной, которую принято называть Метагалактикой, содержится богатая информация об истории раз­вития, иными словами, об эволюции Вселенной. Современная астро­номия обогатилась учением о развитии миров, подобно тому как биология в свое время обогатилась учением Дарвина. Это уже бо­лее высокая ступень перехода -от видимого к действительному, ибо по тому, что видно сегодня, мы познаем суть явлений в далеком прошлом и можем предвидеть будущее!

В последнее время в астрономии наметился еще один важный переход от наблюдаемого к действительному. Само по себе наблю­даемое теперь оказалось достоянием многих ученых-астрономов, вооруженных самой современной техникой, которая использует малейшие возможности, скрытые в тайниках физических законов и позволяющие вырывать у природы ее тайны. Но проникновение в неведомую еще нам реальность - это не просто представление о том, что вокруг чего обращается, и даже не то, что является причиной движения или как выглядели те или иные тела в незапамятные времена, а нечто гораздо большее. Это – познание свойств пространства и времени в целом, в масштабах, не доступных нашему непосредственному восприятию и созерцанию.

Пространство между звёздами, за ис­ключением отдельных туманностей, выглядит пустым. На самом же деле всё межзвёздное пространство за­полнено веществом. К такому заклю­чению учёные пришли после того, как в начале XX в. швейцарский аст­роном Роберт Трюмплер открыл по­глощение (ослабление) света звёзд на пути к земному наблюдателю. Причём степень его ослабления зависит от цвета звезды. Свет от голубых звёзд поглощается более интенсивно, чем от красных. Таким образом, если звезда излучает в голубых и красных лучах одинаковое количество энер­гии, то в результате поглощения све­та голубые лучи ослабляются сильнее красных и с Земли звезда кажется красноватой.

Вещество, поглощающее свет, рас­пределено в пространстве не равно­мерно, а имеет клочковатую структу­ру и концентрируется к Млечному Пути. Тёмные туманности, такие, как Угольный Мешок и Конская Голова, являются местом повышенной плот­ности поглощающего межзвёздного

вещества. А состоит оно из мельчай­ших частиц - пылинок. Физические свойства пылинок к настоящему вре­мени изучены достаточно хорошо.

Помимо пыли между звёздами имеется большое количество невиди­мого холодного газа. Масса его поч­ти в сто раз превосходит массу пыли. Как же стало известно о существова­нии этого газа? Оказалось, что атомы водорода излучают радиоволны с длиной волны 21 см. Большую часть информации о межзвёздном вещест­ве получают с помощью радиотеле­скопов. Так были открыты облака атомарного нейтрального водорода.

Типичное облако атомарного ней­трального водорода имеет температу­ру около 70 К (-200 °С) и невысокую плотность (несколько десятков ато­мов в кубическом сантиметре про­странства). Хотя такая среда и счита­ется облаком, для землянина это глубокий вакуум, в миллиард раз раз­реженнее, чем вакуум, создаваемый, например, в кинескопе телевизора. Размеры облаков водорода - от 10 до 100 пк (для сравнения: звёзды в среднем находятся друг от друга на рас­стоянии 1 пк).

Впоследствии были обнаружены ещё более холодные и плотные обла­ка молекулярного водорода, совер­шенно непрозрачные для видимого света. Именно в них сосредоточена большая часть холодного межзвёзд­ного газа и пыли. По размерам эти облака примерно такие же, как и об­ласти атомарного водорода, но плот­ность их в сотни и тысячи раз выше. Поэтому в больших молекулярных облаках может содержаться огромная масса вещества, достигающая сотен тысяч и даже миллионов масс Солн­ца. В молекулярных облаках, состоя­щих в основном из водорода, присут­ствуют и многие более сложные молекулы, в том числе простейшие органические соединения. Некоторая часть межзвёздного ве­щества нагрета до очень высоких температур и «светится» в ультрафи­олетовых и рентгеновских лучах. В рентгеновском диапазоне излучает самый горячий газ, имеющий темпе­ратуру около миллиона градусов. Это - короналъный газ, названный так по аналогии с разогретым газом в солнечной короне. Корональный газ отличается очень низкой плотностью: примерно один атом на кубический дециметр пространства.

Горячий разреженный газ образу­ется в результате мощных взрывов - вспышек сверхновых звёзд. От места взрыва в межзвёздном газе распро­страняется ударная волна и нагрева­ет газ до высокой температуры, при которой он становится источником рентгеновского излучения. Корональ­ный газ обнаружен также в простран­стве между галактиками.

Итак, основным компонентом меж­звёздной среды является газ, состоя­щий из атомов и молекул. Он переме­шан с пылью, содержащей около 1% массы межзвёздного вещества, и про­низывается быстрыми потоками эле­ментарных частиц - космическими лучами - и электромагнитным излу­чением, которые также можно считать составляющими межзвёздной среды. Кроме того, межзвёздная среда оказалась слегка намагниченной.

Магнитные поля связаны с облака­ми межзвёздного газа и движутся вместе с ними. Эти поля примерно в 100 тыс. раз слабее магнитного по­ля Земли. Межзвёздные магнитные поля способствуют образованию наиболее плотных и холодных обла­ков газа, из которых конденсируют­ся звёзды. Частицы космических лу­чей также реагируют на межзвёздное магнитное поле: они перемещаются вдоль его силовых линий по спи­ральным траекториям, как бы нави­ваясь на них. При этом электроны, входящие в состав космических лу­чей, излучают радиоволны. Это так называемое синхротронное излуче­ние рождается в межзвёздном про­странстве и уверенно наблюдается в радиодиапазоне.

ГАЗОВЫЕ ТУМАННОСТИ

Наблюдения с помощью телескопов позволили обнаружить на небе боль­шое количество слабосветящихся пя­тен - светлых туманностей. Систе­матическое изучение туманностей начал в XVIII в. Уильям Гершель. Он разделял их на белые и зеленоватые. Подавляющее большинство белых туманностей образовано множест­вом звёзд - это звёздные скопления и галактики, а некоторые оказались связанными с межзвёздной пылью, которая отражает свет близко распо­ложенных звёзд, - это отражатель­ные туманности. Как правило, в цен­тре такой туманности видна яркая звезда. А вот зеленоватые туманно­сти - не что иное, как свечение меж­звёздного газа.

Самая яркая на небе газовая туман­ность - Большая туманность Орио­на. Она видна в бинокль, а при хоро­шем зрении её можно заметить и невооружённым глазом - чуть ниже трёх звёзд, расположенных в одну ли­нию, которые образуют Пояс Орио­на. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.

Что заставляет светиться межзвёзд­ный газ? Ведь привычный нам воздух прозрачен и не излучает света. Голу­бое небо над головой светится рассе­янным на молекулах воздуха светом Солнца. Ночью небо становится тём­ным. Впрочем, иногда всё же можно увидеть свечение воздуха, например во время грозы, когда под действием электрического разряда возникает молния. В северных широтах и в Ан­тарктиде часто наблюдаются поляр­ные сияния - разноцветные полосы и сполохи на небе. В обоих случаях воздух излучает свет не сам по себе, а под действием потока быстрых час­тиц. Поток электронов порождает вспышку молнии, а попадание в атмо­сферу Земли энергичных частиц из радиационных поясов, существую­щих в околоземном космическом пространстве, - полярные сияния.

Подобным образом возникает из­лучение в неоновых и других газовых лампах: поток электронов бомбардирует атомы газа и заставляет их све­титься. В зависимости от того, какой газ находится в лампе, от его давле­ния и электрического напряжения, приложенного к лампе, изменяется цвет излучаемого света.

В межзвёздном газе также проис­ходят процессы, приводящие к излу­чению света, однако они не всегда связаны с бомбардировкой газа бы­стрыми частицами.

Объяснить, как возникает свечение межзвёздного газа, можно на приме­ре атомарного водорода. Атом водоро­да состоит из ядра (протона), имею­щего положительный электрический заряд, и вращающегося вокруг него от­рицательно заряженного электрона. Они связаны между собой электриче­ским притяжением. Затратив опреде­лённую энергию, их можно разделить. Такое разделение приводит к иони­зации атома. Но электроны и ядра могут вновь соединиться друг с дру­гом. При каждом объединении частиц будет выделяться энергия. Она излучается в виде порции (кванта) света оп­ределённого цвета, соответствующего данной энергии.

Итак, для того чтобы газ излучал, необходимо ионизовать атомы, из которых он состоит. Это может про­изойти в результате столкновений с другими атомами, но чаще ионизация возникает, когда атомы газа поглоща­ют кванты ультрафиолетового излуче­ния, например от ближайшей звезды.

Если вблизи облака нейтрально­го водорода вспыхнет голубая горя­чая звезда, то при условии, что обла­ко достаточно большое и массивное, почти все ультрафиолетовые кванты от звезды поглотятся атомами об­лака. Вокруг звезды складывается область ионизованного водорода. Освободившиеся электроны обра­зуют электронный газ температу­рой около 10 тыс. градусов. Обрат­ный процесс рекомбинации, когда свободный электрон захватывается протоном, сопровождается переиз­лучением освободившейся энергии в виде квантов света.

Свет излучается не только водоро­дом. Как считалось в XIX в., цвет зе­леноватых туманностей определяет­ся излучением некоего «небесного» химического элемента, который на­звали небулием (от лат. nebula - «ту­манность»). Но впоследствии выясни­лось, что зелёным цветом светится кислород. Часть энергии движения частиц электронного газа расходует­ся на возбуждение атомов кислорода, т. е. на перевод электрона в атоме на более далёкую от ядра орбиту. При возвращении электрона на устойчи­вую орбиту атом кислорода должен испустить квант зелёного света. В земных условиях он не успевает это­го сделать: плотность газа слишком высока и частые столкновения «раз­ряжают» возбуждённый атом. А в крайне разреженной межзвёздной среде от одного столкновения до другого проходит достаточно много времени, чтобы электрон успел со­вершить этот запрещённый переход и атом кислорода послал в простран­ство квант зелёного света. Аналогич­ным образом возникает излучение азота, серы и некоторых других эле­ментов.

Таким образом, область ионизо­ванного газа вокруг горячих звёзд можно представить в виде «машины», которая перерабатывает ультрафио­летовое излучение звезды в очень интенсивное излучение, спектр кото­рого содержит линии различных хи­мических элементов. И цвет газовых туманностей, как выяснилось позд­нее, различен: они бывают зелено­ватые, розовые и других цветов и оттенков - в зависимости от темпе­ратуры, плотности и химического со­става газа.

Некоторые звезды на заключительных стадиях эволюции постепенно сбрасывают внешние слои, которые, медленно расширяясь, образуют светящиеся туманности. При наблюдении в телескопы эти туманности напоминают диски планет, поэтому они получили название планетарных. В центре некоторых из них можно увидеть небольшие очень горячие звезды. Расширяющиеся газовые туманности также возникают в конце жизни некоторых массивных звезд, когда они взрываются как сверхновые; при этом звезды полностью разрушаются, рассеивая свое вещество в межзвездное пространство. Это вещество богато тяжелыми элементами, образовавшихся в ядерных реакциях, протекавших внутри звезды, и в дальнейшем служит материалом для звезд новых поколений и планет.

Что происходит в центре нашей Галактики?

Центральная область Млечного Пути приковывала внимание астрономов на протяжении многих десятилетий. От нее до Земли всего 25 тыс. световых лет, тогда как от центров других галактик нас отделяют миллионы световых лет, поэтому есть все основания надеяться, что именно центр нашей Галактики удастся изучить более подробно. Однако в течение длительного времени непосредственно наблюдать эту область было невозможно, поскольку она скрыта большими плотными облаками газа и пыли. Хотя открытия, сделанные при наблюдениях рентгеновского и гамма-излучения, безусловно важны, наиболее обширные и ценные спект­роскопические исследования центра Галактики были проведены в инфра­красном и радиодиапазонах, в кото­рых он впервые наблюдался. Доволь­но подробно изучалось радиоизлуче­ние атомарного водорода с длиной волны 21 см. Водород - наиболее распространенный элемент во Все­ленной, что компенсирует слабость его излучения. В тех областях Млеч­ного Пути, где облака межзвездного газа не слишком плотны и где ультра­фиолетовое излучение не очень интен­сивно, водород присутствует глав­ным образом в виде изолированных электрически нейтральных атомов; именно хорошо различимые радио­сигналы атомарного водорода де­тально картировались для установле­ния структуры нашей Галактики.

На расстояниях более 1000 св. лет от центра Галактики излучение ато­марного водорода дает надежные данные о вращении Галактики и структуре ее спиральных рукавов. Из него нельзя получить много информа­ции об условиях вблизи центра Галак­тики, поскольку там водород преиму­щественно объединен в молекулы или ионизован (расщеплен на протон и электрон).

Мощные облака молекулярного во­дорода скрывают центр Галактики и наиболее удаленные объекты, находя­щиеся в плоскости Галактики. Однако микроволновые и инфракрасные теле­скопы позволяют наблюдать и эти облака, и то, что находится сзади них в галактическом центре. Кроме моле­кулярного водорода облака содержат много стабильных молекул окиси (монооксида) углерода (СО), для ко­торых наибольшая характеристиче­ская длина волны излучения составля­ет 3 мм. Это излучение проходит че­рез земную атмосферу и может быть зарегистрировано наземными прием­никами; особенно много окиси угле­рода в темных пылевых облаках, по­этому она играет полезную роль для определения их размеров и плотно­сти. Измеряя доплеровский сдвиг (из­менение частоты и длины волны сиг­нала, вызываемое движением источ­ника вперед или назад относительно наблюдателя), можно определить и скорости движения облаков.

Обычно темные облака довольно холодные - с температурой около 15 К(-260°С), поэтому окись углеро­да в них находится в низких энергети­ческих состояниях и излучает на отно­сительно низких частотах - в милли­метровом диапазоне. Часть вещества вблизи центра Галактики явно более теплая. С помощью Койперовской астрономической обсерватории исследова­телями из Калифорнийского универ­ситета в Беркли зарегистрировали бо­лее энергичное излучение окиси угле­рода в дальней инфракрасной обла­сти, указывающее на температуру га­за около 400 К, что приблизительно соответствует точке кипения воды. Этот газ нагревается под воздействи­ем идущего из центра Галактики уль­трафиолетового излучения и, воз­можно, ударных волн, которые воз­никают при столкновениях облаков, движущихся вокруг центра.

В других местах вокруг центра окись углерода несколько холоднее и большая часть ее излучения прихо­дится на более длинные волны - око­ло 1 мм. Но даже здесь температура газа составляет несколько сотен кельвинов, т. е. близка к температуре у поверхности Земли и гораздо выше, чем внутри большинства межзвезд­ных облаков. "К другим детально изу­ченным молекулам относятся цианис­тый водород (HCN), гидроксил (ОН), моносульфид углерода (CS) и аммиак (NH^). Карта излучения HCN высо­кого разрешения была получена на ра­диоинтерферометре Калифорнийско­го университета. Карта указыва­ет на существование разбитого на от­дельные сгустки, неоднородного дис­ка из теплых молекулярных облаков, окружающего «полость» шириной около 10 св. лет в центре Галак­тики. Поскольку диск наклонен от­носительно линии наблюдения с Земли, эта круглая полость кажет­ся эллиптической (см. рис. внизу).

Атомы углерода и кислорода, часть которых ионизована ультрафи­олетом, перемешаны в диске с моле­кулярным газом. Карты инфракрас­ного и радиоизлучений, соответству­ющих линиям испускания ионов, ато­мов и разных молекул, показывают, что газовый диск вращается вокруг центра Галактики со скоростью око­ло 110 км/с, а также, что этот газ теп­лый и собран в отдельные сгустки. Измерения обнаружили и некоторые облака, движения которых совершен­но не соответствуют этой общей схе­ме циркуляции; возможно, это веще­ство упало сюда с некоторого рассто­яния. Ультрафиолетовое излучение центральной области «ударяет» по внешнему краю облачного диска, со­здавая почти непрерывное кольцо ионизованного вещества. Ионизован­ные стримеры и сгустки газа имеются также в центральной полости.

Некоторые достаточно распро­страненные ионизованные элементы, включая неон, лишенный одного электрона, аргон без двух электронов и серу без трех электронов, имеют яр­кие линии излучения вблизи 10 мкм - в той части инфракрасного спектра, для которого земная атмосфера про­зрачна. Было также обнаружено, что из всех элементов вблизи центра преобладает однозарядный ионизованный неон, тогда как трехза­рядный ион серы там практически от­сутствует. Чтобы отобрать три элек­трона у атома серы, нужно затратить гораздо больше энергии, чем для то­го, чтобы отобрать один электрон у атома неона; наблюдаемый состав ве­щества указывает на то, что в цент­ральной области поток ультрафиоле­тового излучения велик, но его энер­гия не очень большая. Отсюда следу­ет, что это излучение, по-видимому, создается горячими звездами с темпе­ратурой от 30 до 35 тыс. Кельвинов, и звезды с температурой, существенно больше указанной, отсутствуют.

полости диаметром 10 св. лет, окружающей центр. В неко­торых частях полости скорости

близ­ки к скорости вращения кольца моле­кулярного газа - около 110 км/с. Часть облаков внутри этой области движется значительно быстрее - при­мерно со скоростью 250 км/с, а неко­торые имеют скорости до 400 км/с.

В самом центре обнаружено ионизованное веще­ство, движущееся со скоростями до 1000 км/с. Это вещество ассоцииро­вано с интересным набором объектов вблизи центра полости, известным как IRS 16, который был обнаружен Беклином и Негебауэром во время по­иска источников коротковолнового инфракрасного излучения. Большин­ство найденных ими очень небольших источников - это, вероятно, одиноч­ные массивные звезды, но IRS 16 (16-й в их списке инфракрасный источник) представляет собой нечто иное: по­следующие измерения выявили в нем.пять ярких необычных компонентов. Вся эта центральная область - как теплый газовый диск, так и внутрен­няя полость - является, по-видимо­му, сценой, где совсем недавно разы­гралось какое-то бурное действие. Кольцо или диск газа, вращающиеся вокруг центра Галактики, должны постепенно превратиться в однород­ную структуру в результате столкно­вений между быстро и медленно дви­жущимися сгустками вещества. Из­мерения доплеровского сдвига пока­зывают, что разница между скоростя­ми отдельных сгустков в кольце моле­кулярного газа достигает десятков ки­лометров в секунду. Эти сгустки дол­жны сталкиваться, а их распределе­ние сглаживаться в масштабах време­ни порядка 100 тыс. лет, т. е. за один-два оборота вокруг центра. Отсюда следует, что в течение этого проме­жутка времени газ подвергся сильно­му возмущению, возможно, в резуль­тате выделения энергии из центра или падения вещества с некоторого рас­стояния извне, и столкновения между сгустками должны быть еще доста­точно сильными, чтобы в газе возни­кали ударные волны. Справедливость этих выводов может быть проверена путем поиска «следов» таких волн.

Ударные волны могут быть иден­тифицированы по спектральным ли­ниям горячих сильно возбужденных молекул. Такие молекулы были обна­ружены при наблюдениях с Койперовской астрономической обсервато­рии; к ним относятся радикалы гидроксила - электрически заряженные фрагменты молекул воды, которые были с силой разорваны на части. За­регистрировано также коротковолно­вое инфракрасное излучение горячих молекул водорода; оно указывает, что в некоторых местах температура облаков молекулярного газа достига­ет 2000 К - именно такая температу­ра может создаваться ударными вол­нами. Каков источник плотных моле­кулярных пылевых облаков вблизи центра? Вещество содержит тяжелые элементы; это указывает на то, что оно было образовано в недрах звезд, где в результате элементы, такие как углерод, кислород и азот. Старые звезды расширяются и испускают огромное количество вещества, а в не­которых случаях взрываются как сверхновые. В любом случае тяжелые элементы выбрасываются в меж­звездное пространство. Вещество об­лаков, находящихся вблизи центра Галактики, было, по-видимому, бо­лее основательно «обработано» внут­ри звезд, чем вещество, расположен­ное дальше от центра, поскольку вблизи центра особенно много неко­торых редких изотопов, образующих­ся только внутри звезд.

Не все это вещество было создано ранее существовавшими звездами в непосредственной близости от цент­ра. Возможно, часть облаков была притянута извне. Под влиянием тре­ния и магнитных полей вещество по­степенно стягивается по направлению к центру, поэтому в этой области оно должно скапливаться..

Газ в Большом Магеллановом Облаке.

Светящиеся газовые туманности- одни из наиболее красивых и впечатляющих объектов во Вселенной. Туманность 30 Золотой Рыбы является самой яркой и большой из газовых туманностей трех десятков галактик местной группы, включая нашу Галактику. Она имеет неправильную форму и огромные размеры. В то время как Большая туманность в созвездии Ориона видна невооруженным глазом в виде звезды с размытым изображением. Туманность 30 Золотой Рыбы занимает на небе площадь, сравнимую с диском солнца или полной луны, несмотря на то что она находится от нас в 100 с лишним раз дальше туманности Ориона. Ее диаметр составляет около 1000 световых лет, а туманности Ориона – всего три световых года. Газ туманности в значительной степени ионизирован: большая часть атомов потеряла по крайней мере по одному электрону. Оказывается, туманность 30 Золотой Рыбы содержит ионизированного газа в 1500 раз больше, чем туманность Ориона. Ионизация газа происходит под действием ультрафиолетового излучения, испускаемого массивными горячими молодыми звездами, находящимися в туманности.

Двадцатый век породил удивительные науку и технику, они позволяют человеческой мысли проникать в глубины Вселенной, поистине за пределы известного мира. Наш кругозор и горизонты видимого мира расширились на столько, что человеческий разум, пытающийся сбросить с себя оковы земных предрассудков, едва способен овладеть им. Ученые, работающие в различных областях науки, пытаясь с помощью физических законов объяснить загадочные объекты, обнаруженные в наше время, убеждаются в том, что удивительная Вселенная, в которой мы живём, в основном ещё нам не известна. Если же какая-либо информация о Вселенной становится доступной, то часто даже самый дерзновенный ум оказывается не подготовленным к её восприятию в той форме, в какой её преподносит природа. Поражаясь необычности вновь открытых небесных объектов, следует помнить, что за всю историю человечества, ни одна наука не достигала столь феноменально быстрого развития, как наука об этих уникальных объектах. И всё это буквально за последние десятилетия. Утоляя присущую человеку неистощимую жажду познания, астрофизики неутомимо изучают природу этих небесных объектов, бросающих вызов человеческому разуму.

1.С.Данлоп «Азбука звёздного неба» (1990 г.)

2.И.Левитт «За пределами известного мира» (1978 г.)

3.Джон С. Матис «Объект необычайно высокой светимости в Большом Магелановом Облаке» (В мире науки. Октябрь 1984 г.)

4.Чарлз Г. Таунс, Рейнгард Гензел «Что происходит в центре нашей Галактики?» (В мире науки. Июнь 1990 г.)

5.Аванта плюс. Астрономия.

Газ, газ везде! Собранные в гигантские горячие шары, он образует бесчисленные звезды – они сосредоточили большую часть массы Вселенной. Межзвездный газ. Холодный газ заполняет огромные пространства Вселенной в виде газовых туманностей, которые обволакивают десятки звезд. Из газа в атмосферах планет! И все это в безвоздушном пространстве. Но действительно ли оно безвоздушное?
Наши концепции вакуума являются относительными. Будем говорить, что в лампочке нет воздуха. По сравнению с воздухом есть вакуум. Но физики с современными насосами могут высасывать воздух из стеклянной трубки так, что в пространстве лампочки будет вакуум.

Газ туманности плотность 10-19 г/см3 находится в вакууме. Но тогда как мы видим, не совсем пустая. Он также имеет газ. Действительно с незначительной плотностью газа.
Что это за газы? Хартман изучал спектрально-двойные звезды Дельта Ориона. Для того, чтобы было можно с большой точностью определить его радиальную скорость, он измерил положение темных линий в спектре. Ибо если звезда движется в целом по своей орбите вокруг центра системы, все линии в спектре должны быть перенесены равномерно, т. е. в пределах ошибки измерения перемещений каждой линии должны соответствовать той же скорости, приближается или удаляется от нас.

Теперь мы знаем, что такое периодическое движение орбитальной линии в спектре. Все линии в спектре Delta Orion ведут себя правильно за исключением линий, кто знает почему, не участвовали в общих периодических колебаниях в положение линий в спектре и упорно стояли на том же месте в нем. Если звезда приближается к нам и отходит – это не влияет на линии кальция.

Как мы уже говорили, линии принадлежали атомам кальция и Хартману не остается ничего, кроме как заключить, что кальций по каким-либо причинам не будет участвовать в орбитальном движении звезды. Как только линии кальция поглощают видимый свет от звезды, проходит и поглощается ею, но этот элемент не является в атмосфере звезды, которая приводит к появлению других линий в спектре. Атмосфера звезды движется со звездой и кальций не двигается с ними. Может быть, наша звезда погружается в обширное облако разреженного кальция?

Этот тип кальция линии называется стационарным, т.е. неизменен, фиксирован. Со временем стационарные линии кальция были обнаружены в спектрах многих других спектрально-двойных звезд, но все относятся только к случаям звезд раннего спектрального класса C.

Скорее всего линии кальция для формирования не в облаках, куда звезда погружена, который находится по пути световых лучей от звезды к нам. Другими словами, кальция околозвездного и межзвездного газа. Эта точка зрения была подтверждена. И тогда вместо наземных линий, начал говорить межзвездные линии.

Когда стало известно, что температура атмосферы звезды, которая определяет тип в спектре звезды, теоретически можно определить интенсивность различных линий образующихся в атмосфере звезды с определенным химическим составом и определенной температурой. Было разъяснено, что эти горячие звезды такие, как спектральный класс не найден в ее атмосфере ионизированных атомов кальция. Для них это слишком жарко. Весь кальций в этой температуре уже ионизированный, а затем дважды линии одного ионизированного кальция может не иметь спектр звезды класса С. Поэтому только ионизированный кальций, который вызывает фиксированные линии в спектрах горячих звезд, должны быть расположены вдали где не так жарко и он не может существовать.

Позже было обнаружено, что эти линии далеко от них только в спектрах спектрально-двойных звезд – они существуют в спектрах большинства одиноких горячих звезд. Но пока эти линии можно назвать стационарными, так как ни одна звезда не имеет орбитального движения. Он движется с постоянной скоростью по отношению к нам наблюдателям так, что все линии в спектре смещаются в равной степени, что соответствует постоянной скорости в соответствии с принципом Доплера. Оказалось однако, что перенос линии ионизованного кальция в спектрах этих горячих звезд соответствует другой скорости, чем скорость с которой движется звезда.

Как мы видим в специальной линии пути, должна наблюдаться в спектрах звезд любого типа. К сожалению более холодные звезды содержат в себе атмосферу ионизированного кальция и следовательно его линии в спектре. Эти линии широкие и сильные с тонкой маской слабых линий межзвездного кальция. Однако в некоторых случаях, становится возможным обнаружить эти маленькие “звезды” линии, наложенные на широкие линии звезды.

Согласно современным представлениям, звезды образуются путем конденсации весьма разреженной межзвездной газово-пылевой среды. Поэтому, прежде чем рассказать о путях эволюции звезд, нам придется остановиться на свойствах межзвездной среды.

Межзвездный газ был обнаружен в самом начале текущего столетия благодаря поглощению в линиях ионизованного кальция, которое он производит в спектрах удаленных горячих звезд. С тех пор методы изучения межзвездного газа непрерывно улучшались и достигли высокой степени совершенства. В итоге большой многолетней работы, проделанной астрономами, сейчас свойства межзвездного газа можно считать достаточно хорошо известными. Плотность межзвездной газовой среды ничтожна. В среднем в областях межзвездного пространства, расположенных недалеко от галактической плоскости, в 1 см3 находится примерно 1 атом. Напомним, что в таком же объеме воздуха находится 2,7*1019 молекул. Даже в самых совершенных вакуумных камерах концентрация атомов не меньше чем 103 см-3. И все же межзвездную среду нельзя рассматривать как вакуум! Дело в том, что вакуумом, как известно, называется такая система, в которой длина свободного пробега атомов или молекул превышает характерные размеры этой системы. Однако в межзвездном пространстве средняя длина свободного пробега атомов в сотни раз меньше, чем расстояния между звездами. Поэтому мы вправе рассматривать межзвездный газ как сплошную, сжимаемую среду и применять к этой среде законы газовой динамики.

Химический состав межзвездного газа довольно хорошо исследован. Он сходен с химическим составом наружных слоев звезд главной последовательности. Преобладают атомы водорода и гелия, атомов металлов сравнительно немного. В довольно заметных количествах присутствуют простейшие молекулярные соединения (например, CO, CN). Возможно, что значительная часть межзвездного газа находится в форме молекулярного водорода. Развитие внеатмосферной астрономии открыло возможность наблюдения линий молекулярного водорода в далекой ультрафиолетовой части спектра.

Физические свойства межзвездного газа существенно зависят от того, находится ли он в сравнительной близости от горячих звезд или, напротив, достаточно удален от них. Дело в том, что ультрафиолетовое излучение горячих звезд полностью ионизует водород на огромных расстояниях. Так, звезда класса О5 ионизует вокруг себя водород в гигантской области радиусом около 100 пс.

Температура межзвездного газа в таких областях (определяемая как характеристика беспорядочных тепловых движений частиц) достигает 10 тыс. К. При этих условиях мезжзвездная среда излучает отдельные линии в видимой части спектра, в частности красную водородную линию. Эти области межзвездной среды носят название «зоны HII». Однако большая часть межзвездной среды достаточно удалена от горячих звезд. Водород там не ионизован. Температура газа низкая, около 100 К или ниже. Именно здесь имеется значительное количество молекул водорода.

Кроме газа, в состав межзвездной среды входит космическая пыль. Размеры таких пылинок составляют 10-4-10-5 см. Они являются причиной поглощения света в межзвездном пространстве, из-за которого мы не можем наблюдать объекты, находящиеся в галактической плоскости на расстояниях, больших 2–3 тыс. пс. К счастью, космическая пыль, так же как и связанный с ней межзвездный газ, сильно концентрируется к галактической плоскости. Толщина газово-пылевого слоя составляет всего лишь около 250 пс. Поэтому излучение от космических объектов, направления на которые составляют значительные углы с галактической плоскостью, поглощается незначительно.

Межзвездные газ и пыль перемешаны. Отношение средних плотностей газа и пыли в межзвездном пространстве равно приблизительно 100:1. Наблюдения показывают, что пространственная плотность газово-пылевой межзвездной среды меняется весьма нерегулярно. Для этой среды характерно резко выраженное «клочковатое» распределение. Она существует в виде облаков (в которых плотность раз в 10 больше средней), разделенных областями, где плотность ничтожно мала. Эти газово-пылевые облака сосредоточены преимущественно в спиральных ветвях Галактики и участвуют в галактическом вращении. Отдельные облака имеют скорости в 6–8 км/с, о чем уже говорилось. Наиболее плотные из таких облаков наблюдаются как темные или светлые туманности.

Значительное количество сведений о природе межзвездного газа было получено за последние два десятилетия благодаря весьма эффективному применению радиоастрономических методов. Особенно плодотворными оыли исследования межзвездного газа на волне 21 см. Что это за волна? Еще в сороковых годах теоретически было предсказано, что нейтральные атомы водорода в условиях межзвездного пространства должны излучать спектральную линию с длиной волны 21 см. Дело в том, что основное, самое «глубокое» квантовое состояние атома водорода состоит из двух очень близких уровней. Эти уровни различаются ориентациями магнитных моментов ядра атома водорода (протона) и вращающегося вокруг него электрона. Если моменты ориентированы параллельно, получается один уровень, если антипараллельно – другой. Энергия одного из этих уровней несколько больше другого (на величину, равную удвоенному значению энергии взаимодействия магнитных моментов электрона и протона). Согласно законам квантовой физики, время от времени должны самопроизвольно происходить переходы с уровня большей энергии на уровень меньшей энергии. При этом будет излучаться квант с частотой, пропорциональной разности энергий уровней. Так как последняя в нашем случае очень мала, то и частота излучения будет низкой. Соответствующая длина волны будет равна 21 см.

Расчеты показывают, что такие переходы между уровнями атома водорода происходят чрезвычайно редко: в среднем для одного атома имеет место один переход в 11 млн. лет! Чтобы почувствовать ничтожную величину вероятности таких процессов, достаточно сказать, что при излучении спектральных линий в оптическом диапазоне переходы происходят каждую стомиллионную долю секунды. И все же оказывается, что эта линия, излучаемая межзвездными атомами, имеет вполне наблюдаемую интенсивность.

Так как межзвездные атомы имеют различные скорости по лучу зрения, то из-за эффекта Доплера излучение в линии 21 см будет «размазано» в некоторой полосе частот около 1420 Мгц (эта частота соответствует длине волны 21 см). По распределению интенсивности в этой полосе (так называемому «профилю линии») можно изучить все движения, в которых участвуют межзвездные атомы водорода. Таким путем удалось исследовать особенности галактического вращения межзвездного газа, беспорядочные движения отдельных его облаков, а также его температуру. Кроме того, из этих наблюдений определяется количество атомов водорода в межзвездном пространстве. Мы видим, таким образом, что радиоастрономические исследования на волне 21 см являются мощнейшим методом излучения межзвездной среды и динамики Галактики. В последние годы этим методом изучаются другие галактики, например туманность Андромеды. По мере увеличения размеров радиотелескопов будут открываться все новые возможности изучения более удаленных галактик при помощи радиолинии водорода.

В конце 1963 г. была обнаружена еще одна межзвездная радиолиния, принадлежащая молекулам гидроксила ОН, с длиной волны 18 см (линия ОН состоит из четырех близких по частотам компонент – 1612, 1665, 1667 и 1720МГц)). Существование этой линии было теоретически предсказано известным советским астрофизиком И.С.Шкловским в 1949 г. В направлении на галактический центр интенсивность этой линии (которая наблюдается в поглощении) оказалась очень высокой. Это подтверждает сделанный выше вывод, что в отдельных областях межзвездного пространства газ находится преимущественно в молекулярном состоянии. В 1967 г. была открыта радиолиния воды Н2О с длиной волны 1,35 см.

За последние 15 лет, протекшие после открытия межзвездной радиолинии ОН, было открыто много других радиолиний межзвездного происхождения, принадлежащих различным молекулам. Среди них особенно большое значение имеет молекула СО, радиолиния которой с длиной волны 2,64 мм наблюдается почти во всех областях межзвездной среды. Есть молекулы, радиолинии от которых наблюдаются исключительно в плотных, холодных облаках межзвездной среды. Довольно неожиданным было обнаружение в таких облаках радиолиний весьма сложных многоатомных молекул, например, СН3НСО, CH3CN и др.

Весьма полезным является то обстоятельство, что соответствующие радиолинии, принадлежащие различным изотопам одной и той же молекулы, имеют довольно заметно различающиеся длины волн. Это позволяет исследовать изотопный состав межзвездной среды, что имеет большое значение для проблемы эволюции вещества во Вселенной. В частности, раздельно наблюдаются такие изотопные комбинации окиси углерода: 12C16 О, 13С16О и 12С18О. Области межзвездной среды, окружающей горячие звезды, где водород полностью ионизован («зоны HII»), весьма успешно исследуются при помощи так называемых «рекомбинационных» радиолиний, существование которых было теоретически предсказано еще до их открытия советским астрономом Н.С.Кардашевым. «Рекомбинационные» линии возникают при переходах между весьма высоко возбужденными атомами (например, между 108 и 107 уровнями атома водорода). Столь «высокие» уровни могут существовать в межзвездной среде только по причине ее чрезвычайно низкой плотности. Заметим, например, что в солнечной атмосфере могут существовать только первые 28 уровней атома водорода; более высокие уровни разрушаются благодаря взаимодействию с частицами окружающей плазмы.

Уже сравнительно давно астрономы получили ряд косвенных доказательств наличия межзвездных магнитных полей. Эти магнитные поля связаны с облаками межзвездного газа и движутся вместе с ними. Напряженность таких полей около 10-5Э, т.е. в 100 тыс. раз меньше напряженности земного магнитного поля на поверхности нашей планеты. Общее направление магнитных силовых линий совпадает с направлением ветвей спиральной структуры Галактики. Можно сказать, что сами спиральные ветви представляют собой гигантских размеров магнитные силовые трубки.

В конце 1962 г. факт существования межзвездных магнитных полей был установлен английскими радиоастрономами путем прямых наблюдений. С этой целью исследовались весьма тонкие поляризационные эффекты в радиолинии 21 см, наблюдаемой в поглощении в спектре мощного источника радиоизлучения – Крабовидной туманности. Если межзвездный газ находится в магнитном поле, можно ожидать расщепления линии 21 см на несколько компонент, отличающихся поляризацией. Так как величина магнитного поля очень мала, это расщепление будет совершенно ничтожным. Кроме того, ширина линии поглощения 21 см довольно значительна. Единственное, что можно ожидать в такой ситуации, – это небольшие систематические различия поляризации в пределах профиля линий поглощения. Поэтому уверенное обнаружение этого тонкого эффекта – замечательное достижение современной науки. Измеренное значение межзвездного магнитного поля оказалось в полном соответствии с теоретически ожидаемым согласно косвенным данным.

Для исследований межзвездных магнитных полей применяется и радиоастрономический метод, основанный на изучении вращения плоскости поляризации радиоизлучения внегалактических источников при его прохождении через «намагниченную» межзвездную среду («явление Фарадея»). Этим методом уже сейчас удалось получить ряд важных данных о структуре межзвездных магнитных полей. В последние годы в качестве источников поляризованного излучения для измерения межзвездного магнитного поля таким методом используются пульсары.

Межзвездные магнитные поля играют решающую роль при образовании плотных холодных газово-пылевых облаков межзвездной среды, из которых конденсируются звезды.

С межзвездными магнитными полями тесно связаны первичные космические лучи, заполняющие межзвездное пространство. Это частицы (протоны, ядра более тяжелых элементов, а также электроны), энергии которых превышают сотни миллионов электронвольт, доходя до 1020–1021 эВ. Они движутся вдоль силовых линий магнитных полей по винтовым траекториям. Электроны первичных космическнх лучей, двигаясь в межзвездных магнитных полях, излучают радиоволны. Это излучение наблюдается нами как радиоизлучение Галактики (так называемое «синхротронное излучение»). Таким образом, радиоастрономия открыла возможность изучать космические лучи в глубинах Галактики и даже далеко за ее пределами. Она впервые поставила проблему происхождения космических лучей на прочный научный фундамент.

Масса межзвездного газа в нашей Галактике близка к миллиарду солнечных масс, что составляет немногим больше 1% от полной массы Галактики, обусловленной в основном звездами. В других звездных системах относительное содержание межзвездного газа меняется в довольно широких пределах. У эллиптических галактик оно очень мало, около 10-4% и даже меньше, в то время как у неправильных звездных систем (типа Магеллановых Облаков) содержание межзвездного газа доходит до 20 и даже 50%. Это обстоятельство тесно связано с вопросом об эволюции звездных систем.

Звездное небо содержит много туманных объектов. Они бывают светящиеся и темные, поглощающие свет.

Широкое применение фотографии в астрономии позволило более объективно обнаружить, описать и составить каталоги темных туманностей.

На фоне светлых областей Млечного Пути отчетливо выделяются темные пятна неправильной формы и различных угловых размеров. Эти темные пятна и области доказывают существование вблизи галактической плоскости холодной разреженной материи.

Межзвездная среда - это вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри Галактики. Большая часть массы межзвездного вещества приходится на разреженный газ и пыль. Вся межзвездная среда пронизывается магнитными полями, космическими лучами, электромагнитным излучением. Основной компонент межзвездной среды - межзвездный газ , который состоит из водорода (70 % массы) и гелия (28 %). Остальная часть массы межзвездного вещества приходится на более тяжелые химические элементы (O, C, N, Ne, S, Ar, Fe и др.).

Общая масса межзвездного вещества нашей Галактики (не считая короны) оценивается в 2 % от общей массы всей Галактики. В зависимости от температурных условий и плотности межзвездный газ может находиться в трех различных состояниях: ионизированном , атомарном и молекулярном .

Основные данные о межзвездном газе получены радиоастрономическими методами, после того как в 1951 г. было обнаружено радиоизлучение нейтрального атомарного водорода на волне 21 см. Оказалось, что атомарный водород, имеющий температуру 100 К, образует в диске Галактики тонкий слой толщиной 200-300 пк, увеличивающийся до нескольких килопарсек на расстоянии 15-20 кпк от ее центра.

Основная часть межзвездного газа сосредоточена в спиральных ветвях Галактики, где он распределен также неравномерно: собран в клочковатые образования размерами в десятки и сотни парсек со средней концентрацией частиц несколько атомов в 1 см 3 . Около половины массы межзвездного газа содержится в гигантских молекулярных облаках со средней массой 10 5 масс Солнца и диаметром около 40 пк. Из-за низкой температуры (около 10 К) и повышенной плотности (до 10 3 частиц в 1 см 3) водород и другие элементы в этих облаках объединены в молекулы. Таких молекулярных облаков в Галактике насчитывается около 4000.

Области ионизированного водорода с температурой 8000-10 000 К проявляют себя в оптическом диапазоне как светлые диффузные туманности . Их свечение возбуждается ультрафиолетовым излучением близкорасположенных горячих звезд (спектральных классов B и O).

Светлая туманность излучает свет, если ее освещает близлежащая звезда. Звезды класса W, O, B способны вызвать ионизацию атомов водорода на расстоянии примерно 500 световых лет.

Светлые диффузные туманности, имеющие неправильную, клочковатую форму, достигают размеров до 10 пк, а их плотность колеблется от 10 -17 до 10 -20 кг/м 3 . Распределяются области такого ионизированного водорода в плоской подсистеме Галактики, и они являются указателями мест протекающего в настоящее время звездообразования. Так, в Большой туманности Ориона с помощью космического телескопа Хаббла обнаружены протозвезды, окруженные протопланетными дисками.

Большая туманность Ориона - самая яркая газовая туманность. Она видна в бинокль или небольшой телескоп чуть ниже трех звезд, расположенных в одну линию, которые образуют Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.

Некоторые из туманностей при наблюдении через фильтр оказываются состоящими из отдельных волокон. Таковой, например, является известная Крабовидная туманность в созвездии Тельца, являющаяся остатком взорвавшейся сверхновой звезды.

Если близлежащие звезды не столь горячи и не могут ионизировать водород, то туманность светится за счет отражения звездного света. Данные туманности содержат много пыли. Примером такой светлой туманности является туманность в скоплении Плеяды в созвездии Тельца.

Особым типом туманностей являются планетарные туманности , которые выглядят как слабо светящиеся диски или кольца, напоминающие диски планет. Они были открыты в 1783 г. У. Гершелем , а сейчас их насчитывается более 1200. Планетарные туманности представляют собой светящуюся расширяющуюся оболочку ионизированного газа, сброшенного красным гигантом на конечной стадии своей эволюции. В центре планетарной туманности находится остаток погибшего красного гиганта - горячий белый карлик или нейтронная звезда. Под действием внутреннего давления газа планетарная туманность расширяется примерно со скоростью 20-40 км/с, при этом плотность газа падает. Эти объекты обогащают межзвездную среду веществом. Планетарная туманность Песочные Часы показывает, какие сложные процессы могут происходить на последней стадии эволюции звезды.

Межзвёздный газ

Межзвёздный газ - это разрежённая газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см³. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек. Плотность газа в среднем составляет около 10 −21 кг/м³. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия (90 % и 10 % по числу атомов, соответственно) с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Наблюдаются холодные молекулярные облака, разреженный межоблачный газ, облака ионизованного водорода с температурой около 10 тыс. К. (Туманность Ориона), и обширные области разреженного и очень горячего газа с температурой около миллиона К. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность. Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому от областей межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.

Межзвёздная среда
Составляющие	Межзвёздный газ · Межзвёздная пыль · Межзвёздное облако · Космические лучи · Магнитное поле
Туманности	Диффузная (светлая) туманность · Тёмная туманность · Эмиссионная туманность · Отражательная туманность · Остаток сверхновой · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность
Области звездообразования	Молекулярное облако · Глобула · Область H II
Околозвёздные образования	Аккреционный диск · Протопланетный диск · Полярные струйные течения · Объект Хербига - Аро
Излучение	Звёздный ветер · Реликтовое излучение

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое "Межзвёздный газ" в других словарях:

Осн. компонент межзвездной среды, составляющий ок. 99% её массы. M. г. заполняет практически весь объём галактик. Наиб, изучен M. г. в Галактике. M. г. характеризуется большим разнообразием возникающих в нём структур, физ. условий и протекающих… … Физическая энциклопедия

Одна из основных составляющих межзвёздной среды (См. Межзвёздная среда). Состоит в основном из водорода и гелия; общая масса других элементов меньше 3 % …

Материя, заполняющая пространство между звёздами внутри галактик. Материя в пространстве между галактиками наз. межгалактич. средой (см. Скопления галактик. Межгалактический газ). Газ в оболочках вокруг звёзд (околозвёздные оболочки) часто… … Физическая энциклопедия

Межзвёздная пыль твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочкой.… … Википедия

Карта местного межзвёздного облака Межзвёздная среда (МЗС) вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик … Википедия

Разреженное вещество, межзвёздный газ и мельчайшие пылевые частицы, заполняющие пространство между звёздами в нашей и других Галактиках. В состав М. с. входят, кроме того, Космические лучи, межзвёздные магнитные поля (См. Межзвёздное… … Большая советская энциклопедия

Карта местного межзвездного облака Межзвёздная среда (МЗС) это вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик. Состав: межзвёздный газ, пыль(1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля,космические лучи, а также… … Википедия

Более 200 новообразованных звёзд внутри облака известного как NGC 604 в галактике Треугольника. Звёзды облучают газ высокоэнергетически … Википедия

Карта межзвездного газа в нашей Галактике Межзвёздный газ это разреженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или… … Википедия

Звёздный ветер процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство. Содержание 1 Определение 2 Источники энергии … Википедия