Astronet > Mezhzvezdnyi gaz

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Mezhzvezdnyi gaz

1. Sostav i struktura mezhzvezdnogo gaza
2. Mezhzvezdnyi gaz v Galaktike
3. Metody nablyudenii mezhzvezdnogo gaza
4. Processy, formiruyushie sostoyanie mezhzvezdnogo gaza
5. Processy, protekayushie v gazovo-pylevyh kompleksah
6. Evolyuciya mezhzvezdnogo gaza

1. Sostav i struktura mezhzvezdnogo gaza

M. g. - osn. komponent mezhzvezdnoi sredy, sostavlyayushii ok. 99% ee massy i ok. 2% massy Galaktiki. M. g. ves'ma ravnomerno peremeshan s mezhzvezdnoi pyl'yu,k-raya chasto svoim poglosheniem ili rasseyaniem sveta delaet gazovo-pylevye struktury nablyudaemymi (sm. Tumannosti). Diapazon izmeneniya osn. parametrov, opisyvayushih M. g., ochen' shirok. Temp-ra M. g. kolebletsya ot 4-6 K do 10⁶ K (v mezhzvezdnyh udarnyh volnah ionnaya temp-ra M. g. inogda prevyshaet 10⁹ K), koncentraciya izmenyaetsya ot 10^-3-10^-4 do 10⁸-10¹² chastic v 1 sm³. Dlya izlucheniya M. g. harakteren shirokii diapazon - ot dlinnyh radiovoln do zhestkogo gamma-izlucheniya.

Ris. 1. Izobrazheniya spiral'noi galaktiki M101
v sozvezdii Bol'shaya Medvedica (Allen i dr.,
1973 g.): sleva - opticheskoe izobrazhenie, sprava -
radioizobrazhenie. Izobrazheniya dany v odnom
masshtabe. Radioizobrazhenie pokazyvaet
preimushestvenno raspredelenie gazovoi
sostavlyayushei (HI), opticheskoe - zvezdnoi
sostavlyayushei galaktiki.

Sushestvuyut oblasti, gde M. g. nahoditsya preimushestvenno v molekulyarnom sostoyanii (molekulyarnye oblaka) - eto naibolee plotnye i holodnye chasti M. g.; est' oblasti, gde M. g. sostoit gl. obr. iz neitral'nyh atomov vodoroda (oblasti HI),- eto menee plotnye i v srednem bolee teplye oblasti; sushestvuyut oblasti ionizovannogo vodoroda (zony NII), k-rymi yavl. svetlye emissionnye tumannosti vokrug goryachih zvezd, i oblasti razrezhennogo goryachego gaza (koronal'nyi gaz).

Ris. 2. Fotografiya spiral'noi galaktiki
M51 v sozvezdii Gonchie Psy. Svetlymi
liniyami ukazany polozheniya maksimumov
raspredeleniya neitral'nogo vodoroda (HI),
poluchennye metodami radioastronomii.
Vidno, chto mezhzvezdnyi gaz raspolozhen
preimushestvenno tam zhe, gde i temnaya
pogloshayushaya materiya (glavnym obrazom na
vnutrennih krayah spiral'nyh rukavov
galaktiki).

M. g., kak i veshestvo zvezd, sostoit gl. obr. iz vodoroda i geliya s nebol'shoi dobavkoi drugih him. elementov (sm. Rasprostranennost' elementov). V srednem v M. g. atomy vodoroda sostavlyayut ok. 90% chisla vseh atomov (70% po masse). Na atomy geliya prihoditsya ok. 10% chisla atomov (ok. 28% po masse). Ostal'nye 2% massy sostavlyayut vse posleduyushie him. elementy (t.n. tyazhelye elementy). Iz nih naibolee obil'ny O, S, N, Ne, S, Ar, Fe. Vse oni vmeste sostavlyayut pribl. 1/1000 ot chisla atomov M. g. Odnako rol' ih v npoceccax, protekayushih v M. g., ochen' velika. Po sravneniyu s sostavom Solnca v M. g. nablyudaetsya deficit ryada tyazhelyh elementov, osobenno Al, Sa, Ti, Fe, Ni, obilie k-ryh v desyatki i sotni raz men'she, chem na Solnce. V raznyh uchastkah M. g. Galaktiki velichina deficita neodinakova. Vozniknovenie deficita svyazano s tem, chto znachit. chast' ukazannyh elementov vhodit v sostav pylinok i pochti otsutstvuet v gazoobraznoi faze.

M. g. prisutstvuet v galaktikah vseh tipov, no v raznom kolichestve i imeet harakternoe dlya kazhdogo tipa galaktik prostranstvennoe raspredelenie i dvizhenie. V elliptich. galaktikah (E-galaktikah) gaza obychno ochen' malo, $\le$ 0,1% ot massy galaktiki ${\mathfrak M}_G$ , v spiral'nyh (S-galaktikah) $\approx$ 1-10% ${\mathfrak M}_G$ , a v bol'shinstve nepravil'nyh (Ir-galaktikah) - bolee 10% ${\mathfrak M}_G$ . Zdes' privedeny massy atomarnogo vodoroda. Esli uchityvat' molekulyarnyi vodorod, to cifry dolzhny byt' uvelicheny primerno vdvoe. V Galaktike polnaya massa M. g. $\approx 4\cdot 10^9 {\mathfrak M}_\odot\approx 2\% {\mathfrak M}_G$ , iz kotoryh na atomarnyi gaz prihoditsya $2\cdot 10^9 {\mathfrak M}_\odot$ .

V E-galaktikah M. g. vstrechaetsya v zametnom kolichestve lish' v gigantskih galaktikah etogo tipa, preimushestvenno v ih centrah. V galaktikah dr. tipov takzhe imeetsya gaz v centrah, no osn. massa M. g. sosredotochena v galaktich. diskah. V srednem tolshina diska M. g. v Ir-galaktikah bol'she, chem v S-galak-tikah. V krupnyh S-galaktikah M. g. obychno proslezhivaetsya, po krainei mere, do rasstoyanii 20-30 kpk ot ih centra, gde v optich. diapazone galaktika prakticheski ne vidna (ris. 1). V S- i Ir-galaktikah M. g. vrashaetsya vokrug galakticheskogo centra vmeste so zvezdami diska. V E-galaktikah M. g. dvizhetsya preimushestvenno radial'no.

2. Mezhzvezdnyi gaz v Galaktike

Naibolee detal'no struktura M. g. issledovana v nashei Galaktike. Raspredelenie M. g. v diske Galaktiki, kak i v dr. spiral'nyh galaktikah, harakterizuetsya nalichiem maksimuma koncentracii gaza na rasstoyanii nesk. kpk ot galaktich. centra. V Galaktike maksimum raspolozhen na rasstoyanii $\approx$ 5 kpk ot centra, v dr. S-galaktikah - na rasstoyanii $\approx$ 5-8 kpk. V oblasti maksimuma harakternaya tolshina gazovogo sloya Galaktiki $\approx$ 200-300 pk. Ona umen'shaetsya s priblizheniem k centru i rezko uvelichivaetsya na periferii, dostigaya nesk. kpk na rasstoyanii 15-20 kpk ot centra. Vnesh. chasti gazovogo diska Galaktiki izognuty.

V diske osn. chast' M. g. sosredotochena v spiral'nyh vetvyah (ris. 2). V prostranstve mezhdu nimi plotnost' M. g. mnogo men'she srednei. V vetvyah gaz raspredelen takzhe kraine neravnomerno. Znachit. chast' ego sobrana v obshirnye gazovo-pylevye kompleksy - klochkovatye obrazovaniya razmerom vo mnogie desyatki i sotni pk, sostoyashie v osnovnom iz molekulyarnogo vodoroda. S gazovo-pylevymi kompleksami svyazany oblasti zvezdoobrazovaniya, a sledovatel'no, i molodye massivnye yarkie zvezdy. V spiral'nyh vetvyah (rukavah) nahodyatsya takzhe mezhzvezdnye oblaka atomarnogo vodoroda i molekulyarnye oblaka (oblasti HI). Okolo poloviny massy M. g. soderzhitsya v gigantskih molekulyarnyh oblakah so sr. massoi $\sim 10^5 {\mathfrak M}_\odot$ i diametrom ok. 40 pk. Bol'shinstvo iz nih raspolozheno v kol'ce mezhdu 4 i 8 kpk ot centra Galaktiki v galaktich. diske. Kolichestvo ih dostigaet 4000. Naryadu s etimi strukturami okolo poloviny ob'ema rukavov sostavlyayut shirokie koridory ochen' razrezhennogo goryachego sil'no ionizovannogo gaza s temp-roi ok. 10⁶ K i koncentraciei chastic ~10^-2-10^-3 sm^-3. Odin iz takih koridorov raspolozhen vblizi Solnechnoi sistemy. Razrezhennyi goryachii M. g. nahoditsya takzhe v ostatkah vspyshek sverhnovyh zvezd i v t.n. mezhzvezdnyh "puzyryah" (sm. Obolochki-giganty).

Vne galaktich. diska M. g. ochen' malo. V osn. chasti galo Galaktiki gaz, po-vidimomu, goryachii (~ 10^oK) i ochen' razrezhennyi ( $\approx 3\cdot 10^{-4} sm^{-3}$ na vysote 5 kpk nad ploskost'yu simmetrii diska). Naibolee zametny samye plotnye gazovye obrazovaniya galo - planetarnye tumannosti. Po-vidimomu, nebol'shoe kolichestvo gaza imeetsya v nek-ryh, naibolee plotnyh, sharovyh zvezdnyh skopleniyah. Krome togo, na vysokih galaktich. shirotah obnaruzheny vysokoshirotnye i vysokoskorostnye oblaka vodoroda.

3. Metody nablyudenii mezhzvezdnogo gaza

Sil'naya razrezhennost' M. g. i shirokii diapazon temp-r, pri k-ryh on mozhet nahodit'sya, opredelyayut raznoobrazie metodov ego issledovaniya.

Naibolee dostupny dlya nablyudenii gazovye i gazovo-pylevye svetlye tumannosti. Po optich. i v men'shei stepeni IK-spektram izlucheniya emissionnyh tumannostei udalos' ustanovit' plotnost', temp-ru, sostav i sostoyanie ionizacii veshestva zon NII. Bogatuyu informaciyu o M. g. v emissionnyh tumannostyah poluchayut po rekombinacionnym radioliniyam vodoroda, geliya i dr. elementov, a takzhe po nepreryvnomu radioizlucheniyu.

Ris. Z. Spektr zvezdy $\xi$ Per v
UF-diapazone s mezhzvezdnymi
liniyami poglosheniya (ukazany
chertochkami). Vidny linii
mezhzvezdnyh atomov i ionov,
vklyuchaya NV i OVI, a takzhe
molekuly H₂ (chertochki
sleva ukazyvayut razlichnye linii
UF-polosy poglosheniya H₂).

Sostoyanie M. g. vne tumannostei issleduyut po mezhzvezdnym optich. i UF-liniyam poglosheniya v spektrah zvezd. Po nim udalos' ustanovit', chto M. g. sostoit iz otdel'nyh oblakov, a veshestvo v nih nahoditsya preimushestvenno v neitral'nom atomarnom sostoyanii. Po liniyam poglosheniya v optich. diapazone byli otkryty (1938 g.) pervye molekuly v mezhzvezdnoi srede. Linii poglosheniya bol'shinstva atomov, ionov i molekul lezhat v UF-oblasti spektra (ris. 3). Nablyudeniya ih, provodimye na ISZ, pozvolili izuchit' rasprostranennost' elementov i ionizac. sostoyanie M. g. i obnaruzhit' v nem deficit ryada tyazhelyh elementov. Po liniyam poglosheniya ionov NV (1238 $\AA$ i 1242 $\AA$ ) i OVI (1032 $\AA$ i 1038 $\AA$ ) byli obnaruzheny koridory goryachego gaza. Po radiolinii vodoroda 21 sm izuchayut krupnomasshtabnuyu i tonkuyu strukturu oblastei HI v Galaktike i dr. galaktikah, plotnost' i temp-ru mezhzvezdnyh oblakov, ih stroenie, dvizhenie, a takzhe vrashenie vokrug centrov galaktik.

Issledovat' raspredelenie N₂ trudnee. Dlya etogo chashe vsego pol'zuyutsya kosvennym metodom: issleduyut prostranstvennoe raspredelenie molekuly SO, koncentraciya k-roi proporcional'na koncentracii molekul H₂ (molekul N₂ primerno v 10⁵ raz bol'she, chem SO). Radioizluchenie molekuly SO s $\lambda$ = 2,6 mm prakticheski ne pogloshaetsya mezhzvezdnoi pyl'yu i pozvolyaet izuchat' raspredelenie molekul SO i N₂, a takzhe issledovat' usloviya v naibolee holodnoi i plotnoi chasti M. g.- v molekulyarnyh oblakah i gazovo-pylevyh kompleksah. Molekuly H₂ neposredstvenno nablyudayutsya tol'ko po polosam poglosheniya, lezhashim v dalekoi UF-oblasti spektra ( $\le$ 1108 $\AA$ ), i v nesk. sluchayah po IK-liniyam izlucheniya ( $\lambda$ = 2 mkm i 4 mkm). Odnako iz-za mezhzvezdnogo poglosheniya sveta pyl'yu etot metod ne pozvolyaet issledovat' N₂ v plotnyh neprozrachnyh molekulyarnyh oblakah, gde eti molekuly v osnovnom sosredotocheny. Otdel'nye, naibolee plotnye kondensacii molekulyarnogo gaza, raspolozhennye ryadom s sil'nymi istochnikami vozbuzhdeniya (napr., IK-zvezdami), nablyudayutsya v vide moshnyh kosmicheskih mazerov (sm. Mazernyi effekt).

Vysokoe spektr. razreshenie, dostignutoe v radiodiapazone, pozvolyaet izuchat' molekuly, soderzhashie razlichnye izotopy atomov, napr. ¹H i ²D (deiterii), ¹²S i ¹³S, ¹⁴N i ¹⁵N, ¹⁶O, ¹⁷O, ¹⁸O i t.d., t.e. izotopnyi sostav M. g. i ego variacii. Sravnenie izotopnogo sostava sovr. M. g. s izotopnym sostavom Solnechnoi sistemy, obrazovavsheisya iz mezhzvezdnoi sredy ok. $4,6\cdot 10^9$ let nazad, daet vozmozhnost' sudit' ob izmeneniyah izotopnogo sostava, svyazannyh s evolyuciei M. g.

Po poglosheniyu rentg. luchei v mezhzvezdnom prostranstve mozhno sudit' o polnom kolichestve mezhzvezdnogo veshestva, nahodyashegosya v atomarnom i molekulyarnom vide, a takzhe v vide pylinok. V dal'neishem po flyuorescencii atomov v rentgenovskih $K_\alpha$ -liniyah razlichnyh elementov (sm. Urovni energii) mozhno budet poluchit' dostatochno polnuyu informaciyu o rasprostranennosti elementov v mezhzvezdnom veshestve nezavisimo ot togo, v kakom sostoyanii ono nahoditsya. Naibolee goryachie uchastki M. g. (ostatki sverhnovyh zvezd i koridory goryachego gaza) izluchayut v rentg. diapazone, chto pozvolyaet metodami rentgenovskoi astronomii izuchit' ih prostranstvennoe raspolozhenie i fiz. sv-va.

Mezhzvezdnaya sreda izluchaet takzhe v $\gamma$ -luchah. Energichnye $\gamma$ -fotony (s energiei $\ge$ 50 MeV) voznikayut v M. g. za schet togo, chto pri stolknovenii protonov kosmicheskih luchei s protonami M. g. obrazuyutsya $\pi^0$ -mezony, kotorye raspadayutsya na 2 $\gamma$ -fotona. Vklad $\approx$ 50% daet tormoznoe izluchenie relyativistskih elektronov kosmich. luchei pri soudareniyah s yadrami atomov M. g. Krome togo, pri vzaimodeistvii chastic kosmich. luchei nizkih energii s yadrami atomov M. g. i pyli poyavlyayutsya $\gamma$ -linii v diapazone 1-6 MeV. Sil'naya liniya, s energiei fotonov 0,511 MeV, mozhet obrazovyvat'sya pri annigilyacii pozitronov, voznikayushih pri vzaimodeistvii kosmich. luchei s M. g.

Stepen' ionizacii M. g. udaetsya izuchat' po mere dispersii radioizlucheniya pul'sarov i v men'shei stepeni no vrasheniyu ploskosti polyarizacii radioistochnikov (sm. Faradeya effekt),

Sostoyanie gaza v neposredstv. okrestnosti Solnechnoi sistemy ustanovleno po parametram mezhzvezdnogo vetra, obuslovlennogo dvizheniem Solnca otnositel'no mezhzvezdnoi sredy.

Eshe odnim tonkim metodom issledovanii M. g. okazalis' nablyudeniya mercanii radioizlucheniya pul'sarov na melkih neodnorodnostyah mezhzvezdnoi plazmy (sm. Mercanii metod). S ego pomosh'yu udalos' ustanovit', chto koncentraciya elektronov t_u v M. g. fluktuiruet slabo. Srednee po luchu zreniya znachenie $\Delta n_e/n_e\approx(1-3)\cdot 10^{-5}$ (zdes' $\Delta n_e$ - otklonenie koncentracii elektronov ot sr. znacheniya po luchu zreniya). Razmery neodnorodnostei mogut byt' razlichnymi, no pri nablyudeniyah pul'sarov osn. vklad v mercaniya dayut neodnorodnosti razmerom ~ 10¹⁰-10¹³ sm, porozhdennye, po-vidimomu, plazmennoi turbulentnost'yu.

4. Processy, formiruyushie sostoyanie mezhzvezdnogo gaza

Teplovoe i ionizacionnoe sostoyaniya M. g.

Razrezhennost' M. g. privodit k tomu, chto on prozrachen dlya bol'shinstva vidov izlucheniya. Poetomu usloviya v nem ochen' daleki ot termodinamicheskogo ravnovesiya. Odnako raspredelenie energii mezhdu chasticami M. g. v bol'shinstve sluchaev (za isklyucheniem gl. obr. udarnyh voln v M. g., gde net ravnoraspredeleniya energii mezhdu elektronami i ionami) podchinyaetsya Maksvella raspredeleniyu, blagodarya chemu mozhno govorit' o temp-re M. g.

Dlya opredeleniya ravnovesnyh sv-v M. g. (stepeni ionizacii, intensivnosti izlucheniya i dr.) rassmatrivaetsya balans processov vozbuzhdeniya ionov, atomov i molekul (soudarenii, poglosheniya izlucheniya i dr.) i processov snyatiya vozbuzhdeniya (rekombinacii, ispuskaniya fotonov), protekayushih v k.-l. vydelennom ob'eme v konechnyi interval vremeni.

Zony NII M. g. nagrevayutsya UF-izlucheniem zvezd, raspolozhennyh vnutri nih (atomy vodoroda aktivno pogloshayut izluchenie s $$\lambda <$ 912 \AA$ ). Oblasti HI i molekulyarnye oblaka nagrevayutsya pronikayushei radiaciei: chasticami kosmich. luchei nizkih energii (~ 1-10 MeV/nuklon), a takzhe UF- i myagkim rentg. izlucheniem. Rol' bolee energichnyh fotonov i chastic nevelika, t.k. ih men'she, a vzaimodeistvuyut oni s M. g. slabee (sm. Ionizaciya). V nek-ryh mestah M. g. sushestvenny i dr. mehanizmy nagreva, napr. udarnye volny, voznikayushie pri stolknoveniyah oblakov ili pri vspyshkah sverhnovyh zvezd.

Ohlazhdenie M. g. proishodit za schet izlucheniya v spektral'nyh liniyah chashe v IK- i optich. oblastyah spektra, rezhe v UF- i rentg. diapazonah ili v radiodiapazone (sm. Lineichatoe izluchenie). Izluchenie v nepreryvnom spektre igraet, kak pravilo, vtorostepennuyu rol'. V celom mehanizm ohlazhdeniya pochti vseh oblastei M. g. podoben ohlazhdeniyu zon NII, no v oblastyah HI povyshennuyu rol' v ohlazhdenii igraet izluchenie v IK-diapazone, a v holodnyh molekulyarnyh oblastyah - v radiodiapazone.

Ionizuetsya M. g. temi zhe vidami izluchenii, chto i nagrevaetsya. Ionizac. ravnovesie dostigaetsya pri ravenstve skorosti ionizacii i skorosti gl. obr. radiac. rekombinacii. V otdel'nyh sluchayah, napr. dlya iona ON v oblastyah HI, opredelennuyu rol' igrayut reakcii obmena zaryadom (reakcii perezaryadki) s vodorodom i rezhe s geliem.

Formirovanie struktury M. g.

Rie. 4. Zavisimost' davleniya (p), temperatury
(T) i koncentracii elektronov (n_e) ot
koncentracii vodoroda n (N) v razrezhennom
mezhzvezdnom gaze, nagrevaemom kosmicheskimi
luchami malyh energii.

Analiz, provedennyi S.B. Pikel'nerom (1967 g.), pokazal, chto ur-nie sostoyaniya gaza v oblastyah HI podobno ur-niyu sostoyaniya Van-der-Vaal'sa dlya neideal'nogo gaza, t.e. davlenie p imeet minimum i maksimum (ris. 4). V oblastyah HI spiral'nyh vetvei Galaktiki opredelennomu davleniyu M. g. mogut sootvetstvovat' tri znacheniya koncentracii chastic (ili plotnosti) gaza n. Sostoyanie pri srednem znachenii koncentracii neustoichivo, iz etogo sostoyaniya M. g. za ~ 10⁶ let pereidet v sostoyanie s bol'shei (n₁) ili men'shei (n₂) koncentraciei. V rezul'tate M. g. razbivaetsya na oblasti s $n_1\approx$ 10 sm^-3 i $n_2\approx 0,1$ sm^-3, mezhdu k-rymi ustanavlivaetsya ravenstvo davlenii: sgusheniya s $n_1\approx$ 10 sm^-3 i $T_1\approx 100$ K (oblaka) nahodyatsya v dinamich. ravnovesii s oblastyami, gde $n_2\approx 0,1$ sm^-3 pri temp-re $T_2\approx 10000$ K (sm. krivuyu T na ris. 4). Process rassloeniya M. g. na dve termicheski ustoichivye fazy (kak sledstvie teplovoi neustoichivosti M. g.) privodit k tomu, chto v oblastyah NI sushestvuyut "holodnye" oblaka i bolee "goryachaya" mezhoblachnaya sreda.

Drugim, eshe bolee sil'nym faktorom, vliyayushim na strukturu M. g. v S-galaktikah, yavl. spiral'nye udarnye volny. Oni voznikayut pri soudarenii M. g., uzhe nakoplennogo v spiral'nyh vetvyah, s gazom, k-ryi pri krugovom dvizhenii vokrug centra galaktiki dogonyaet spiral'nye vetvi i vhodit v nih so sverhzvukovoi skorost'yu (spiral'nye vetvi vrashayutsya vokrug centra Galaktiki v tu zhe storonu, chto gaz i zvezdy, no s men'shei skorost'yu). Na fronte udarnoi volny nabegayushii gaz tormozitsya i uplotnyaetsya. Za schet povysivshegosya davleniya pochti ves' gaz okazyvaetsya v plotnoi faze. Tak obrazuyutsya gazovo-pylevye kompleksy, nablyudaemye na vnutr. storonah spiral'nyh vetvei.

Gazovo-pylevye kompleksy mogut voznikat' ne tol'ko pod deistviem spiral'nyh udarnyh voln, no i vsledstvie t.n. Releya-Teilora neustoichivosti gazovogo diska galaktik. V rezul'tate razvitiya neustoichivosti voznikayut kompaktnye ( $\approx$ 10-30 pk) gazovo-pylevye sgustki, stanovyashiesya zatem ochagami obrazovaniya zvezdnyh skoplenii. V S-galaktikah neustoichivost' Releya-Teilora igraet, veroyatno, men'shuyu rol', chem spiral'nye udarnye volny, no v Ir-galaktikah ona, vidimo, yavl. osn. prichinoi obrazovaniya kompleksov M. g.

Nablyudeniya pokazyvayut, chto mezhzvezdnye oblaka imeyut pomimo uporyadochennogo dvizheniya vokrug centra Galaktiki haotich. skorosti so sr. znacheniem ok. 10 km/s. V srednem cherez 30-100 mln. let oblako stalkivaetsya s dr. oblakom, chto privodit k dissipacii (umen'sheniyu) etih sluchainyh dvizhenii, chastichnomu slipaniyu oblakov i formirovaniyu stepennogo (~ ${\mathfrak M}^{-3/2}$ ) spektra ih mass. Haotich. dvizheniya podderzhivayutsya vzryvami sverhnovyh: sbroshennaya pri vzryve M. g. obolochka zvezdy tormozitsya v M. g. i peredaet oblakam chast' svoego impul'sa.

Iz oblasti M. g., po k-roi proshla udarnaya volna, vyzvannaya vspyshkoi, pochti ves' gaz okazyvaetsya vymetennym. Voznikshaya oblast' razrezhennogo gaza (kaverna razmerom v desyatki pk s n~ 10^-2 sm^-3 i T ~ 10⁶ K) mozhet sushestvovat' ~10⁷ let. Esli za eto vremya poblizosti vspyhnet eshe odna sverhco-vaya, to novaya kaverna, somknuvshis' s predydushei, mozhet obrazovat' obshirnyi koridor goryachego razrezhennogo sil'no ionizovannogo gaza. Izluchenie goryachego gaza mozhet nagrevat' do 300-5000 K gazovye oblaka, nahodyashiesya na rasstoyanii mnogih pk ot koridorov (sushestvovanie oblakov s takoi temp-roi nevozmozhno v opisannoi vyshe prostoi dvuhfaznoi modeli M. g.).

Vspyshki sverhnovyh zvezd, "proburivshie" gazovyi disk galaktiki naskvoz', vyzyvayut ottok gaza ot ploskosti galaktiki v mezhgalaktich. sredu i nagrev ego tam vplot' do 10⁷-10⁸ K. V rezul'tate v mezhgalaktich. sredu popadaet obogashennyi tyazhelymi elementami gaz. Vozmozhno, chto imenno blagodarya etim processam mezhgalaktich. gaz v skopleniyah galaktik imeet pochti takoe zhe soderzhanie zheleza, kak atmosfera Solnca. Chast' gaza, vidimo, padaet nazad k galaktich. ploskosti v vide vysokoshirotnyh i vysokoskorostnyh oblakov vodoroda.

5. Processy, protekayushie v gazovo-pylevyh kompleksah

Veshestvo v gazovo-pylevyh kompleksah dostatochno plotno dlya togo, chtoby ne propuskat' na bol'shuyu glubinu osn. chast' pronikayushei radiacii. Poetomu M. g. vnutri kompleksov okazyvaetsya holodnee, chem v mezhzvezdnyh oblakah, i sushestvuet preimushestvenno v molekulyarnoi forme. Molekuly obrazuyutsya gl. obr. v ion-molekulyarnyh reakciyah, a takzhe na poverhnosti pylinok (molekuly N₂ i nek-rye dr., sm. Molekuly v mezhzvezdnoi srede). Ionizaciya, neobhodimaya dlya protekaniya ion-molekulyarnyh reakcii, podderzhivaetsya UF-izlucheniem zvezd (v oblastyah, gde mezhzvezdnoe pogloshenie sveta $A_V\le 5-6^m$ ) i, po-vidimomu, kosmich. luchami nizkih energii (<100 MeV/nuklon). Te zhe vidy izlucheniya postoyanno otryvayut nalipayushie na poverhnost' pylinok molekuly. Iz-za razlichiya skorostei obrazovaniya molekul i ohlazhdeniya gaza za schet izlucheniya etih molekul (gl. obr. N₂O i SO) v radiodiapazone v M. g. mozhet vozniknut' t.n. termohimicheskaya neustoichivost', vedushaya k vydeleniyu vnutri molekulyarnyh oblakov eshe bolee plotnyh i holodnyh ( $T\approx$ 4-12 K) sgustkov. Sovmestno s gravitacionnoi neustoichivost'yu eti processy v holodnyh fragmentah molekulyarnyh oblakov vedut k vozniknoveniyu samogravitiruyushih sgustkov gazovo-pylevogo veshestva zvezdnoi massy - protozvezd, iz k-ryh vposledstvii obrazuyutsya zvezdy.

T.o., molekulyarnye oblaka dolzhny bystro (za ~ 10⁶ let) prevratit'sya v zvezdy. T.k. oni sushestvuyut gorazdo dol'she, dolzhny deistvovat' faktory, zamedlyayushie obrazovanie zvezd (napr., magn. davlenie, turbulentnost', nagrev gaza voznikshimi zvezdami, sm. Zvezdoobrazovanie).

6. Evolyuciya mezhzvezdnogo gaza

M. g. postoyanno obmenivaetsya veshestvom so zvezdami. Soglasno ocenkam, v nastoyashee vremya v Galaktike v zvezdy perehodit gaz v kolichestve $\approx 5 {\mathfrak M}_\odot$ v god. Odnovremenno s etim zvezdy, gl. obr. na pozdnih stadiyah evolyucii, teryayut veshestvo (sm. Istechenie veshestva iz zvezd) i popolnyayut M. g.

Chast' vybrasyvaemogo veshestva uchastvovala v termoyadernyh reakciyah v nedrah zvezd i obogatilas' tam tyazhelymi elementami. Poetomu so vremenem sostav (rasprostranennost' elementov) v M. g. izmenyaetsya. V raznyh galaktikah i v razlichnyh chastyah kazhdoi galaktiki eti processy idut s razlichnymi skorostyami. V rezul'tate v him. i izotopnom sostave M. g. poyavlyayutsya neodnorodnosti, i prezhde vsego gradient him. sostava vdol' radiusov galaktik. Blizhe k centru galaktik M. g. neskol'ko bolee obogashen tyazhelymi elementami.

Poka neizvestno, kogda i kak proizoshlo obogashenie pervichnogo gaza (imevshego sostav $\approx$ 75% N i 25% Ne po masse, sm. Kosmologiya) tyazhelymi elementami: bylo li eto eshe do obrazovaniya galaktik ili v samom nachale ih evolyucii. No yasno, chto na pervyh etapah istorii galaktik etot process shel mnogo aktivnee, chem v nastoyashee vremya.

V protogalaktikah gaz prisutstvoval ne tol'ko v galaktich. ploskosti, no i v sferich. sostavlyayushei. V galaktikah s malym ud. momentom kolichestva dvizheniya (v E-galaktikah) M. g., ne izrashodovannyi na obrazovanie zvezd sferich. sostavlyayushei, postepenno skaplivalsya okolo ih centra, bystro prevrashalsya v zvezdy i t.o. vskore pochti ves' ischerpalsya. V nastoyashee vremya gaz v E-galaktikah, vybrasyvaemyi zvezdami, dvizhetsya vmeste s nimi po ochen' vytyanutym traektoriyam. Prohodya vblizi galaktich. centra, M. g. zaderzhivaetsya tam, vyzyvaya v nek-ryh E-galaktikah zvezdoobrazovanie, a takzhe aktivnost' ih yader (sm. Yadra galaktik).

V galaktikah s bol'shim ud. momentom kolichestva dvizheniya za vremya ~ 10⁹ let posle ih obrazovaniya M. g. osel v disk, takzhe obogativshis' tyazhelymi elementami. Dal'neishee zvezdoobrazovanie shlo v diske. V S-galaktikah zvezdoobrazovanie v diske stimuliruetsya spiral'noi udarnoi volnoi. Pri kazhdom prohozhdenii skvoz' spiral'nuyu udarnuyu volnu elementy gaza tormozyatsya, teryayut energiyu i s kazhdym oborotom priblizhayutsya k centru galaktiki.

V Ir-galaktikah spiral'nye volny ne sformirovalis', gaz ischerpyvalsya medlenno. Poetomu v nastoyashee vremya oni naibolee bogaty gazom (sr. soderzhanie atomarnogo vodoroda $\approx$ 18% ot massy galaktiki). V linzovidnyh (SO) galaktikah osn. chast' gaza byla, veroyatno, vymetena v mezhgalaktich. prostranstvo pri vzaimodeistvii ih s dr. galaktikami, a ostavshegosya gaza okazalos' nedostatochno dlya aktivnogo zvezdoobrazovaniya.

Itak, v processe evolkshii galaktik proishodit krugovorot veshestva: M. g. $\to$ zvezdy $\to$ M. g., privodyashii k postepennomu uvelicheniyu soderzhaniya tyazhelyh elementov v M. g. i zvezdah i umen'sheniyu kolichestva M. g. v kazhdoi iz galaktik. V raznyh tipah galaktik ischerpanie M. g. idet sushestvenno razlichayushimisya tempami. Ne isklyuchena vozmozhnost', chto processy formirovaniya zvezd i obogasheniya gaza tyazhelymi elementami shli v Galaktike nemonotonno, t.e. nesk. raz v istorii Galaktiki mogli proishodit' zaderzhki zvezdoobrazovaniya na milliardy det. Eto, v principe, dolzhno bylo by skazat'sya na rasprostranennosti elementov v razlichnyh tipah zvezdnogo naseleniya.

Lit.:
Kaplan S.A., Pikel'ner S.B., Fizika mezhzvezdnoi sredy, M., 1979; Kaplan S.A., Mezhzvezdnaya sreda i proishozhdenie zvezd, M., 1977; Kosmicheskaya gazodinamika, per. s angl., M., 1972; Spitcer L., Fizicheskie processy v mezhzvezdnoi srede, per. s angl., M., 1981; Bochkarev N.G., Mezhzvezdnaya sreda i zveyadoobrazovanie, v kn.: Zvezdy i zvezdnye sistemy, M., 1981.

(N.G. Bochkarev)

N. G. Bochkarev, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: Mezhzvezdnyi gaz - Mezhzvezdnaya sreda Publikacii so slovami: Mezhzvezdnyi gaz - Mezhzvezdnaya sreda
Sm. takzhe: Mestnoe mezhzvezdnoe oblako SH2-155: tumannost' Peshera Temnye tumannosti v Tel'ce Gaz, pyl' i zvezdy tumannosti Pelikan Golovastiki v IC 410 SH2 155: tumannost' Peshera Mestnoe mezhzvezdnoe oblako Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati