Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце


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.
Существуют области, где М. г. находится преимущественно в молекулярном состоянии (молекулярные облака) - это наиболее плотные и холодные части М. г.; есть области, где М. г. состоит гл. обр. из нейтральных атомов водорода (области HI),- это менее плотные и в среднем более тёплые области; существуют области ионизованного водорода (зоны НII), к-рыми явл. светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звёзд, и области разреженного горячего газа (корональный газ).

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., как и вещество звёзд, состоит гл. обр. из водорода и гелия с небольшой добавкой других хим. элементов (см. Распространенность элементов). В среднем в М. г. атомы водорода составляют ок. 90% числа всех атомов (70% по массе). На атомы гелия приходится ок. 10% числа атомов (ок. 28% по массе). Остальные 2% массы составляют все последующие хим. элементы (т.н. тяжёлые элементы). Из них наиболее обильны О, С, N, Ne, S, Ar, Fe. Все они вместе составляют прибл. 1/1000 от числа атомов М. г. Однако роль их в npoцeccax, протекающих в М. г., очень велика. По сравнению с составом Солнца в М. г. наблюдается дефицит ряда тяжёлых элементов, особенно Аl, Са, Ti, Fe, Ni, обилие к-рых в десятки и сотни раз меньше, чем на Солнце. В разных участках М. г. Галактики величина дефицита неодинакова. Возникновение дефицита связано с тем, что значит. часть указанных элементов входит в состав пылинок и почти отсутствует в газообразной фазе.

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, $\le$0,1% от массы галактики ${\mathfrak M}_G$, в спиральных (S-галактиках) $\approx$1-10% ${\mathfrak M}_G$, а в большинстве неправильных (Ir-галактиках) - более 10% ${\mathfrak M}_G$. Здесь приведены массы атомарного водорода. Если учитывать молекулярный водород, то цифры должны быть увеличены примерно вдвое. В Галактике полная масса М. г. $\approx 4\cdot 10^9 {\mathfrak M}_\odot\approx 2\% {\mathfrak M}_G$, из которых на атомарный газ приходится $2\cdot 10^9 {\mathfrak M}_\odot$.

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 $\approx$5 кпк от центра, в др. S-галактиках - на расстоянии $\approx$5-8 кпк. В области максимума характерная толщина газового слоя Галактики $\approx$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 $\sim 10^5 {\mathfrak M}_\odot$ 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 ($\approx 3\cdot 10^{-4} см^{-3}$ 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 $\xi$ 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).
Состояние М. г. вне туманностей исследуют по межзвёздным оптич. и УФ-линиям поглощения в спектрах звёзд. По ним удалось установить, что М. г. состоит из отдельных облаков, а вещество в них находится преимущественно в нейтральном атомарном состоянии. По линиям поглощения в оптич. диапазоне были открыты (1938 г.) первые молекулы в межзвездной среде. Линии поглощения большинства атомов, ионов и молекул лежат в УФ-области спектра (рис. 3). Наблюдения их, проводимые на ИСЗ, позволили изучить распространённость элементов и ионизац. состояние М. г. и обнаружить в нём дефицит ряда тяжёлых элементов. По линиям поглощения ионов NV (1238 \AA и 1242 \AA) и OVI (1032 \AA и 1038 \AA) были обнаружены коридоры горячего газа. По радиолинии водорода 21 см изучают крупномасштабную и тонкую структуру областей HI в Галактике и др. галактиках, плотность и темп-ру межзвёздных облаков, их строение, движение, а также вращение вокруг центров галактик.

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 $\lambda$= 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 ($\le$ 1108 \AA), и в неск. случаях по ИК-линиям излучения ($\lambda$= 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. $4,6\cdot 10^9$ 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 $K_\alpha$-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 $\gamma$-лучах. Энергичные $\gamma$-фотоны (с энергией $\ge$50 МэВ) возникают в М. г. за счёт того, что при столкновении протонов космических лучей с протонами М. г. образуются $\pi^0$-мезоны, которые распадаются на 2 $\gamma$-фотона. Вклад $\approx$50% даёт