Межзвездная среда — это газ, пыль и другие материалы, которые находятся между звездами в галактике.
- Газ состоит главным образом из водорода и гелия, а также меньших количеств других элементов, таких как кислород, углерод и натрий.
- Пыль состоит из микроскопических частиц, таких как силикаты, углеродные частицы, золотые частицы и другие.
Звезды рождаются из облаков газа и пыли в межзвездной среде. Когда облако сжимается и начинает вращаться, оно становится достаточно плотным, чтобы термоядерные реакции начались в его центре, и звезда рождается. Энергия, выделяемая этой реакцией, создает давление, которое расширяет облако и заставляет оставшуюся часть газа и пыли вращаться вокруг звезды. Межзвездная среда также транспортирует энергию и элементы. Плазма, содержащаяся в звездном ветре, и свет от звезд проходят через межзвездную среду и взаимодействуют с ней. Эти вещества могут придавать газу и пыли дополнительную энергию и ускорять процессы формирования звезд.
- 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.
Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить в межзвездном пространстве довольно сложные молекулы: гидроксил OH; пары воды H2O и аммиака NH, формальдегид H2CO, окись углерода CO, метанол (древесный спирт) CH3OH, этиловый (винный) спирт CH3CH2OH и еще десятки других, даже более сложных молекул.
- 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.
- Последняя составляющая межзвездной среды — космические лучи
Эти частицы имеют большие энергии, многократно превосходящие их массы покоя, в основном они являются атомными ядрами (в первую очередь протонами). В Галактике ускорение частиц до больших энергий происходит в основном в остатках сверхновых. Кроме того, полагают, что частицы самых высоких энергий (недостижимых пока на земных ускорителях) ускоряются в пока неизвестных внегалактических источниках. Плотность энергии космических лучей по порядку величины сравнима с плотностью тепловой энергии в межзвездной среде, поэтому космические лучи играют в ней заметную роль, нагревая и ионизируя вещество.
Газовопылевые туманности
Газ и пыль распределены очень неоднородно, наблюдаются плотные тёмные облака пыли. Если около газопылевого облака имеется горячая звезда, то она возбуждает свечение газа, и тогда мы видим диффузную туманность, примером которой служит туманность Ориона. В газопылевую туманность Ориона погружено много горячих звёзд спектральных классов О и В, расстояние до туманности около 400 пк. Так как видимые размеры туманности Ориона около 60´, то легко подсчитать, что её протяжённость в пространстве составляет около 7 пк. В светлых диффузных туманностях газ необычайно разрежен, его плотность не превышает 10-22—10-23 г/см. Следовательно, можно оценить массу Большой туманности Ориона примерно в 300 масс Солнца.
Крабовидная туманность — газообразная туманность в созвездии Тельца, являющаяся остатком сверхновой SN 1054 и плерионом. Ионизованный газ в основном состоит из водорода с примесью гелия, азота, кислорода, неона, серы и имеет Т ~ 17000 К. Относительный хим. состав волокон близок к составу планетарных туманностей и межзвёздного газа
Вблизи всех светлых диффузных туманностей или внутри их обязательно находятся звёзды спектральных классов О и В. Они своим мощным ультрафиолетовым излучением нагревают газы, входящие в состав туманностей, до температуры более 10000 К, возбуждают свечение газа в спектральных линиях, свойственных каждому газу.
Примером является Туманность Вуаль, также туманность Петля или туманность Рыбачья Сеть — диффузная туманность в созвездии Лебедя, огромный и относительно тусклый остаток сверхновой.
Поэтому в спектрах диффузных туманностей присутствуют отдельные яркие линии, по которым установлена газовая природа и химический состав туманностей. Основную массу газа составляет водород, но присутствуют также гелий, кислород и другие газы.
Свечение этих линий, а также зелёной линии водорода придаёт светлым диффузным туманностям зеленоватую окраску. Как оказалось, межзвёздный газ и пыль в галактике разделяются на две фазы: горячую и разреженную с температурой T≈10000 К и концентрацией ≈0,1—1 см-3; холодную и плотную с T≈100 К и концентрацией ≈10—100 см-3. Эти фазы находятся в равновесии между собой, так как их давления равны.
В газопылевых туманностях возникают и формируются молодые звёзды. Наблюдения в космические телескопы в инфракрасном диапазоне позволили обнаружить много протозвёзд в плотных туманностях типа Мексиканский залив и туманности Орёл.
Тёмные туманности
Туманности представляют собой участки межзвездной среды, выделяющиеся своим излучением или поглощением на общем фоне неба. Темные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвездного газа и пыли, непрозрачные из-за межзвездного поглощения света пылью. Иногда темные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы, например, туманность «Угольный Мешок» и многочисленные глобулы. В тех частях, которые полупрозрачны для оптического диапазона, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость темных туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперек силовых магнитных линий.
Крупнейшие тёмные туманности могут иметь массы более 106 M⊙ и диаметры более 200 парсек, в таком случае они являются гигантскими молекулярными облаками. Самые маленькие из них — глобулы Бока — могут быть меньше одного парсека в диаметре, а по массе — меньше 2000 M⊙
Световое эхо
Отражательные туманности являются газо-пылевыми облаками, подсвеченными звездами. Примером такой туманности являются Плеяды. Свет от звезд рассеивается межзвездной пылью. Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Галактики. Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В голове такой туманности находится обычно переменная звезда типа Т Тельца, освещающая туманность.
Редкой разновидностью отражательной туманности является «световое эхо», наблюдавшееся после вспышки Новой 1901 г. в созвездии Персея.
Яркая вспышка звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. На изображении слева выше показано звездное скопление «Плеяды» со звездами, окруженными светлыми туманностями. Если звезда, которая находится в туманности или рядом с ней достаточно горячая, то она ионизует газ в туманности. Тогда газ начинает светиться, а туманность называется самосветящаяся или туманность, ионизованная излучением.
Планетарные туманности
К середине XIX века появилась возможность дать серьезное доказательство, что эти туманности принадлежат к самостоятельному классу объектов.
Йозеф Фраунгофер обнаружил, что Солнце излучает непрерывный спектр, испещренный резкими линиями поглощения. Оказалось, что и спектра планет имеют многие характерные черты солнечного спектра. У звезд также обнаружился непрерывный спектр, однако, каждая из них имела свой собственный набор линий поглощения. Уильям Хеггинс (1824-1910) был первым, кто исследовал спектр планетарной туманности. Это была яркая туманность в созвездии Дракона NGC 6543. До этого Хеггинс в течение целого года наблюдал спектры звезд, однако спектр NGC 6543 оказался совершенно неожиданным. Ученый обнаружил лишь одну единственную, яркую линию. В то же время яркая Туманность Андромеды показала непрерывный спектр, характерный для спектров звезд. Теперь мы знаем, что Туманность Андромеды на самом деле является галактикой, а следовательно, состоит из множества звезд. В 1865 году тот же Хеггинс, применив спектроскоп более высокой разрешающей способности, обнаружил, что эта «единственная» яркая линия состоит из трех отдельных линий. Одну из них удалось отождествить с бальмеровской линией водорода Hb, но две другие, более длинноволновые и более интенсивные остались не узнанными. Их приписали новому элементу — небулию. Только в 1927 году этот элемент был отождествлен с ионом кислорода [O III]. А линии в спектрах планетарных туманностей до сих пор так и называются — небулярные.