|
по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу |
Межзвёздный газ
1. Состав и структура межзвездного
газа
2. Межзвёздный газ в Галактике
3. Методы наблюдений межзвёздного
газа
4. Процессы, формирующие
состояние межзвёздного газа
5. Процессы, протекающие
в газово-пылевых комплексах
6. Эволюция межзвёздного газа
1. Состав и структура межзвёздного газа
М. г. - осн. компонент межзвёздной среды, 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. Туманности). Диапазон изменения осн. параметров, описывающих М. г., очень широк. Темп-ра М. г. колеблется от 4-6 К до 106 К (в межзвёздных ударных волнах ионная темп-ра М. г. иногда превышает 109 К), концентрация изменяется от 10-3-10-4 до 108-1012 частиц в 1 см3. Для излучения М. г. характерен широкий диапазон - от длинных радиоволн до жёсткого гамма-излучения.
Рис. 1. Изображения спиральной галактики М101 в созвездии Большая Медведица (Аллен и др., 1973 г.): слева - оптическое изображение, справа - радиоизображение. Изображения даны в одном масштабе. Радиоизображение показывает преимущественно распределение газовой составляющей (HI), оптическое - звёздной составляющей галактики. |
Рис. 2. Фотография спиральной галактики М51 в созвездии Гончие Псы. Светлыми линиями указаны положения максимумов распределения нейтрального водорода (HI), полученные методами радиоастрономии. Видно, что межзвёздный газ расположен преимущественно там же, где и темная поглощающая материя (главным образом на внутренних краях спиральных рукавов галактики). |
М. г. присутствует в галактиках всех типов, но в разном количестве и имеет характерное для каждого типа галактик пространственное распределение и движение. В эллиптич. галактиках (Е-галактиках) газа обычно очень мало, 0,1% от массы галактики , в спиральных (S-галактиках) 1-10% , а в большинстве неправильных (Ir-галактиках) - более 10% . Здесь приведены массы атомарного водорода. Если учитывать молекулярный водород, то цифры должны быть увеличены примерно вдвое. В Галактике полная масса М. г. , из которых на атомарный газ приходится .
В Е-галактиках М. г. встречается в заметном количестве лишь в гигантских галактиках этого типа, преимущественно в их центрах. В галактиках др. типов также имеется газ в центрах, но осн. масса М. г. сосредоточена в галактич. дисках. В среднем толщина диска М. г. в Ir-галактиках больше, чем в S-галак-тиках. В крупных S-галактиках М. г. обычно прослеживается, по крайней мере, до расстояний 20-30 кпк от их центра, где в оптич. диапазоне галактика практически не видна (рис. 1). В S- и Ir-галактиках М. г. вращается вокруг галактического центра вместе со звёздами диска. В Е-галактиках М. г. движется преимущественно радиально.
2. Межзвёздный газ в Галактике
Наиболее детально структура М. г. исследована в нашей Галактике. Распределение М. г. в диске Галактики, как и в др. спиральных галактиках, характеризуется наличием максимума концентрации газа на расстоянии неск. кпк от галактич. центра. В Галактике максимум расположен на расстоянии 5 кпк от центра, в др. S-галактиках - на расстоянии 5-8 кпк. В области максимума характерная толщина газового слоя Галактики 200-300 пк. Она уменьшается с приближением к центру и резко увеличивается на периферии, достигая неск. кпк на расстоянии 15-20 кпк от центра. Внеш. части газового диска Галактики изогнуты.
В диске осн. часть М. г. сосредоточена в спиральных ветвях (рис. 2). В пространстве между ними плотность М. г. много меньше средней. В ветвях газ распределён также крайне неравномерно. Значит. часть его собрана в обширные газово-пылевые комплексы - клочковатые образования размером во многие десятки и сотни пк, состоящие в основном из молекулярного водорода. С газово-пылевыми комплексами связаны области звездообразования, а следовательно, и молодые массивные яркие звёзды. В спиральных ветвях (рукавах) находятся также межзвёздные облака атомарного водорода и молекулярные облака (области HI). Около половины массы М. г. содержится в гигантских молекулярных облаках со ср. массой и диаметром ок. 40 пк. Большинство из них расположено в кольце между 4 и 8 кпк от центра Галактики в галактич. диске. Количество их достигает 4000. Наряду с этими структурами около половины объёма рукавов составляют широкие коридоры очень разреженного горячего сильно ионизованного газа с темп-рой ок. 106 K и концентрацией частиц ~10-2-10-3 см-3. Один из таких коридоров расположен вблизи Солнечной системы. Разреженный горячий М. г. находится также в остатках вспышек сверхновых звёзд и в т.н. межзвёздных "пузырях" (см. Оболочки-гиганты).
Вне галактич. диска М. г. очень мало. В осн. части гало Галактики газ, по-видимому, горячий (~ 10oК) и очень разреженный ( на высоте 5 кпк над плоскостью симметрии диска). Наиболее заметны самые плотные газовые образования гало - планетарные туманности. По-видимому, небольшое количество газа имеется в нек-рых, наиболее плотных, шаровых звёздных скоплениях. Кроме того, на высоких галактич. широтах обнаружены высокоширотные и высокоскоростные облака 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 рекомбинационным радиолиниям водорода, гелия и др. элементов, а также по непрерывному радиоизлучению.
Рис. З. Спектр звезды Per в УФ-диапазоне с межзвёздными линиями поглощения (указаны чёрточками). Видны линии межзвёздных атомов и ионов, включая NV и OVI, а также молекулы H2 (чёрточки слева указывают различные линии УФ-полосы поглощения H2). |
Исследовать распределение Н2 труднее. Для этого чаще всего пользуются косвенным методом: исследуют пространственное распределение молекулы СО, концентрация к-рой пропорциональна концентрации молекул H2 (молекул Н2 примерно в 105 раз больше, чем СО). Радиоизлучение молекулы СО с = 2,6 мм практически не поглощается межзвёздной пылью и позволяет изучать распределение молекул СО и Н2, а также исследовать условия в наиболее холодной и плотной части М. г.- в молекулярных облаках и газово-пылевых комплексах. Молекулы H2 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 Н2 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. Мазерный эффект).
Высокое спектр. разрешение, достигнутое в радиодиапазоне, позволяет изучать молекулы, содержащие различные изотопы атомов, напр. 1H и 2D (дейтерий), 12С и 13С, 14N и 15N, 16О, 17О, 18О 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. Уровни энергии) 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 рентгеновской астрономии 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 космических лучей с протонами М. г. образуются -мезоны, которые распадаются на 2 -фотона. Вклад 50% даёт