Межзвездная среда

Межзвездный газ и пыль. Состав среды

Межзвездная среда в нашей Галактике на 70 % (по массе) состоит из водорода и на 28 % – из гелия (на остальные элементы приходится примерно 2 %). Вещество может находиться в разных состояниях. В первом приближении можно выделить две главные составляющие: газ и пыль.

Основные составляющие межзвездной среды – газ, пыль, магнитные поля и космические лучи.

Газа в Галактике больше, чем пыли, его полная масса составляет около 10 млрд масс Солнца. Он может находиться в разных состояниях в зависимости от его плотности и температуры и в основном сосредоточен в галактическом диске (если не указано иное, далее рассматривается именно этот газ).

Основная масса молекулярного газа сосредоточена в плотных облаках, занимающих 1–2 % объема.

Основной объем галактического газа – ионизованный водород, который имеет относительно высокую температуру. При этом его плотность невелика, так что по массе доля ионизованного газа составляет лишь четверть (остальное приходится на молекулярный и нейтральный газ). Значительная масса сосредоточена в плотных холодных облаках молекулярного газа, занимающих лишь несколько процентов от полного объема.

Фаза (состояние) межзвездной среды определяется комбинацией температуры и плотности межзвездного газа, в зависимости от этих параметров газ может быть молекулярным, нейтральным или ионизованным. Вне молекулярных облаков, где плотность превосходит 100 атомов водорода в кубическом сантиметре, выделяют четыре основных состояния (фазы) газа (исключая области непосредственно вблизи звезд, а также некоторые другие случаи, соответствующие в целом небольшому относительному объему). Первое состояние – это холодная нейтральная среда с температурой около 100 K и плотностью десятки атомов в кубическом сантиметре. Второе состояние – это теплая нейтральная среда с температурой 6000–10 000 K, где на один атом приходится несколько кубических сантиметров. Третье состояние – теплая ионизованная среда, которая по своим параметрам похожа на теплую нейтральную. Ее особенно много вдали от плоскости диска, и основной объем ионизованного газа приходится именно на нее. Наконец, четвертое состояние – горячая ионизованная среда с температурой около 1 000 000 K, где на один атом приходится примерно 100 см?. Это, конечно, довольно упрощенная схема деления на фазы, реальная картина гораздо сложнее, в первую очередь из-за турбулентности, перемешивающей межзвездную среду.

В среднем концентрация межзвездной среды падает с удалением от центра Галактики и галактической плоскости.

Наблюдается большое количество газовых туманностей разного типа. Некоторые из них возникают в результате сброса вещества звездами (например, остатки сверхновых, планетарные туманности). Другие связаны с газом, уже находившимся в межзвездной среде. Излучение туманностей может возникать из-за действий нескольких механизмов. Например, вблизи горячих звезд возникают области ионизованного водорода – это эмиссионные туманности, хорошо видимые в оптическом диапазоне. Вблизи холодных звезд, чье излучение не может ионизовать значительное количество газа, возникают отражательные туманности. Некоторые туманности могут наблюдаться в радиодиапазоне из-за излучения атомов и молекул в линиях. Область очень горячего газа (например, нагретого ударными волнами) будет испускать рентгеновское излучение. А в ИК-диапазоне межзвездная среда может становиться видимой благодаря тепловому излучению пыли.

Пыль в межзвездной среде в первую очередь проявляет себя через покраснение света звезд (подобно тому, как краснеет Солнце или Луна на восходе или закате). Это было наглядно продемонстрировано Робертом Трюмплером (Robert Trumpler) в 1930 г. Пыль поглощает и рассеивает фотоны с длиной волны меньше размера пылинок, поэтому синяя область спектра рассеивается в первую очередь, а красная – пропускается практически беспрепятственно. Соответственно, данные наблюдений показывают, что размеры пылинок меньше микрометра и мелких пылинок гораздо больше, чем крупных.

Средняя температура пыли в Галактике составляет около 20 K, поэтому она должна являться источником инфракрасных волн. Когда появились приборы для наблюдений в ИК-диапазоне, возникла возможность непосредственно наблюдать излучение пыли, а не только ее поглощающий эффект. Несмотря на то что пыль составляет лишь около 1 % от массы межзвездной среды, она играет большую роль как с точки зрения физических и химических (!) процессов, так и с точки зрения наблюдений.