Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

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 см³. Это, конечно, довольно упрощенная схема деления на фазы, реальная картина гораздо сложнее, в первую очередь из-за турбулентности, перемешивающей межзвездную среду.

Масса газа примерно в 100 раз превосходит массу пыли.

Количество газа меняется в зависимости от расстояния от центра Галактики и от галактической плоскости. Разные составляющие при этом ведут себя по-разному (хотя наблюдается общий тренд уменьшения плотности при удалении от центра и от плоскости). Так, молекулярного газа много внутри радиуса 500 парсек от центра Галактики – это так называемая центральная молекулярная зона. Затем его содержание падает вплоть до 3–4 килопарсек, а между 4 и 6 килопарсек молекулярного газа снова много – это так называемое молекулярное кольцо, после которого начинается стабильное экспоненциальное спадание концентрации. Эта составляющая межзвездной среды крайне важна, поскольку именно с ней связано звездообразование в Галактике.

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.

Пыль постоянно поставляется в межзвездную среду, в первую очередь благодаря звездам-гигантам.

Пыль постоянно поставляется в межзвездную среду, в первую очередь благодаря ее производству в истекающих оболочках звезд-гигантов и планетарных туманностях, а также в оболочках сверхновых. Пылинки крайне важны с точки зрения химии межзвездной среды, поскольку многие реакции, в которых создаются сложные молекулы, возможны только на поверхности пылинок.