Tähtien välinen tila on täynnä harvinaista kaasua, pölyä, magneettikenttiä ja kosmisia säteitä.

tähtienvälinen kaasu. Sen kokonaismassa on melko suuri - muutama prosentti galaksimme kaikkien tähtien kokonaismassasta. Kaasun keskimääräinen tiheys on noin 10-21 kg/m 3 . Tällaisella tiheydellä 1-2 cm 3 tähtienvälistä tilaa sisältää vain yhden kaasuatomin.

Tähtienvälisen kaasun kemiallinen koostumus on suunnilleen sama kuin tähtien: suurin osa vetyä, sitten heliumia ja hyvin vähän kaikkea muuta. kemiallisia alkuaineita.

Tähtienvälinen kaasu on läpinäkyvää. Siksi hän itse ei ole näkyvissä missään kaukoputkessa, lukuun ottamatta tapauksia, joissa se on lähellä kuumia tähtiä. Ultraviolettisäteilyltä, toisin kuin palkit näkyvä valo, imeytyvät kaasuun ja antavat sille energiansa. Tästä johtuen kuumat tähdet lämmittävät ympäröivän kaasun ultraviolettisäteilyllään noin 10 000 K:n lämpötilaan. Kuumentunut kaasu alkaa säteillä itse valoa ja havaitsemme sen kirkkaana kaasumaisena sumuna (ks. Sumut).

Kylmempää, "näkymätöntä" kaasua tarkkaillaan radioastronomisilla menetelmillä (katso Radioastronomia). Harvinaisessa väliaineessa olevat vetyatomit lähettävät radioaaltoja noin 21 cm:n aallonpituudella, joten radioaaltovirrat etenevät jatkuvasti tähtienvälisten kaasujen alueilta. Vastaanottamalla ja analysoimalla tätä säteilyä tutkijat oppivat tähtienvälisen kaasun tiheydestä, lämpötilasta ja liikkeestä ulkoavaruus.

Kävi ilmi, että se on jakautunut epätasaisesti avaruudessa. Kaasupilviä on kooltaan yhdestä useaan sataan valovuoteen ja joiden lämpötila on alhainen - kymmenistä satoihin Kelvin-asteisiin. Pilvien välinen tila on täynnä kuumempaa ja harventunutta pilvenvälistä kaasua.

Kaukana kuumista tähdistä kaasua lämmittävät pääasiassa röntgensäteet ja kosmiset säteet, jotka tunkeutuvat jatkuvasti tähtienväliseen tilaan kaikkiin suuntiin. Se voidaan myös lämmittää korkeisiin lämpötiloihin yliäänipuristusaalloilla - shokkiaalloilla, jotka etenevät suurella nopeudella kaasussa. Ne muodostuvat supernovaräjähdyksissä ja nopeasti liikkuvien kaasumassojen törmäyksissä.

Mitä suurempi kaasun tiheys tai massiivisempi kaasupilvi on, sitä enemmän energiaa sen lämmittämiseen tarvitaan. Siksi tiheissä pilvissä tähtienvälisen kaasun lämpötila on hyvin alhainen: siellä on pilviä, joiden lämpötilat vaihtelevat muutamasta useaan kymmeneen Kelvin-asteeseen. Tällaisilla alueilla vety ja muut kemialliset alkuaineet yhdistetään molekyyleiksi. Samalla radiosäteily 21 cm:n aallonpituudella heikkenee, koska atomista (H) tuleva vety muuttuu molekyyliseksi (H 2). Mutta toisaalta, eri molekyylien radiosäteilyn viivoja esiintyy aallonpituuksilla useista millimetreistä useisiin kymmeniin senttimetreihin. Näitä viivoja havaitaan ja niitä voidaan käyttää arvioimaan fyysinen kunto kaasut kylmissä pilvissä, joita kutsutaan usein molekyylipilviksi tai molekyylikaasukomplekseiksi.

Se löydettiin galaksissamme olevien molekyylien emissiolinjojen radiohavainnoilla iso luku jättimäiset molekyylipilvet, joiden massa on vähintään 100 tuhatta aurinkomassaa. Niiden sisältämän kaasun kokonaismäärä on verrattavissa galaksissa olevan atomivedyn määrään. Alueet, joilla on eniten korkea tiheys molekyylikaasu muodostaa galaksissa leveän renkaan keskustan ympärille, jonka säde on 5-7 kpc.

Tähtitieteilijät onnistuivat havaitsemaan useita kymmeniä tyyppejä molekyylejä käyttämällä tähtienvälisen väliaineen radioemissiolinjoja: yksinkertaisista kaksiatomisia molekyylejä CH, CO, CN ylös, kuten molekyyli muurahaishappo, etyyli- tai metyylialkoholi ja monimutkaisemmat polyatomiset molekyylit. Mutta yleisimmät molekyylit ovat edelleen vetymolekyylit H2.

Molekyylipilvien tiheys ja lämpötila ovat sellaiset, että niissä oleva kaasu pyrkii puristumaan ja tiivistymään oman painovoimansa vaikutuksesta. Tämä prosessi näyttää johtavan tähtien muodostumiseen. Itse asiassa kylmät molekyylipilvet esiintyvät usein yhdessä nuorten tähtien kanssa.

Koska tähtienvälinen kaasu muuttuu tähdiksi, sen varannot galaksissa ovat vähitellen ehtyneet. Mutta kaasu palaa osittain tähdistä tähtienväliseen väliaineeseen. Tämä tapahtuu uusien ja supernovien purkausten aikana, aineen virtauksen aikana tähtien pinnalta ja tähtien muodostaessa planetaarisia sumuja.

Galaxyssamme, kuten useimmissa muissakin, kaasu keskittyy tähtikiekon tasoa kohti muodostaen noin 100 ps:n paksuisen kerroksen. Galaxyn reunaa kohti tämän kerroksen paksuus kasvaa vähitellen. Kaasu saavuttaa suurimman tiheytensä galaksin ytimessä ja 5÷7 kpc:n etäisyydellä siitä.

Suurella etäisyydellä Galaxyn kiekosta avaruus on täynnä erittäin kuumaa (yli miljoona astetta) ja erittäin harvinaista kaasua, mutta sen kokonaismassa on pieni verrattuna galaksin tason lähellä olevan tähtienvälisen kaasun massaan.

Tähtienvälinen pöly. Tähtienvälinen kaasu sisältää pölyä pienenä seoksena (noin 1 massa-%). Pölyn esiintyminen havaitaan ensisijaisesti tähtien valon imeytymisen ja heijastuksen kautta. Pöly absorboi valoa, joten emme näe tuskin suuntaan Linnunrata ne tähdet, jotka sijaitsevat kauempana kuin 3-4 tuhatta valovuotta meistä. Valon vaimennus on erityisen voimakasta spektrin sinisellä (lyhyen aallonpituuden) alueella. Tästä syystä kaukaiset tähdet näyttävät punaisilta. Erityisen läpinäkymättömiä suuren pölytiheyden vuoksi ovat tiheät kaasu- ja pölypilvet - pallot.

Yksittäiset pölyhiukkaset ovat erittäin pieni koko- muutaman kymmenen tuhannesosan millimetriä. Ne voivat koostua hiilestä, piistä ja erilaisista jäätyneistä kaasuista. Pölyjyvien ytimet tai ytimet muodostuvat todennäköisimmin kylmien jättiläisten tähtien ilmakehässä. Sieltä ne "puhalletaan" tähtien valon vaikutuksesta tähtienväliseen tilaan, jossa vedyn, veden, metaanin, ammoniakin ja muiden kaasujen molekyylit "jäätyvät" niiden päälle.

Tähtienvälinen magneettikenttä. Tähtienvälinen väliaine on läpäisevä heikko magneettikenttä. Se on noin 100 000 kertaa heikompi magneettikenttä Maapallo. Mutta tähtienvälinen kenttä kattaa jättimäisiä määriä ulkoavaruutta, ja siksi sen kokonaisenergia on erittäin suuri.

Tähtienvälisellä magneettikentällä ei käytännössä ole vaikutusta tähtiin tai planeetoihin, mutta se on aktiivisesti vuorovaikutuksessa tähtienvälisessä avaruudessa liikkuvien varautuneiden hiukkasten - kosmisten säteiden kanssa. Toimimalla nopeisiin elektroneihin magneettikenttä "saa" ne lähettämään radioaaltoja. Magneettikenttä suuntaa pitkänomaisia ​​tähtienvälisiä pölyrakeita tietyllä tavalla, ja tähtienvälisen pölyn läpi kulkeva kaukaisten tähtien valo saa uuden ominaisuuden - se polarisoituu.

Magneettikentällä on erittäin suuri vaikutus tähtienvälisen kaasun liikkeeseen. Se voi esimerkiksi hidastaa kaasupilvien pyörimistä, estää voimakasta kaasun puristumista tai siten ohjata kaasupilvien liikettä pakottamaan ne kerääntymään valtaviin kaasu- ja pölykomplekseihin.

Kosmiset säteet kuvataan yksityiskohtaisesti vastaavassa artikkelissa.

Kaikki neljä tähtienvälisen väliaineen komponenttia liittyvät läheisesti toisiinsa. Niiden vuorovaikutus on monimutkaista eikä vielä täysin selvää. Tähtienvälistä väliainetta tutkiessaan astrofyysikot luottavat sekä suoriin havaintoihin että sellaisiin fysiikan teoreettisiin haaroihin kuin plasmafysiikka, atomifysiikka ja magneettinen kaasudynamiikka.

Kaasusumut. Tunnetuin kaasusumu on Orionin tähdistössä (229), yli 6 ps pitkä ja näkyy kuuttomana yönä jopa paljain silmin. Yhtä kauniita ovat Omega-, Lagoon- ja Trifid-sumut Jousimiehen tähdistössä, Pohjois-Amerikka ja Pelikaani Cygnuksessa, sumut Plejadeilla, lähellä tähteä h Carina, Rosette Monoceros-tähdistössä ja monet muut. Yhteensä tällaisia ​​kohteita on noin 400. Luonnollisesti niiden kokonaismäärä galaksissa on paljon suurempi, mutta emme näe niitä voimakkaan tähtienvälisen valon absorption vuoksi. Kaasumasumujen spektrit sisältävät kirkkaita emissioviivoja, mikä todistaa niiden hehkun kaasumaisen luonteen. Kirkkaimmilla sumuilla on myös heikko jatkuva spektri. Pääsääntöisesti voimakkaimmin erottuvat vetylinjat Ha ja Hb sekä kuuluisat sumuviivat aallonpituuksilla 5007 ja 4950 Å, jotka esiintyvät kaksinkertaisesti ionisoidun hapen O III kiellettyjen siirtymien aikana. Ennen kuin nämä viivat voitiin tunnistaa, oletettiin, että ne säteilivät hypoteettisesta elementistä nebulium. Voimakkaita ovat myös kaksi kerta-ionisoidun hapen O II läheistä kiellettyä linjaa, joiden aallonpituudet ovat noin 3727 Å, typpiviivaa ja joukko muita alkuaineita. Kaasumaisen sumun sisältä tai sen välittömästä läheisyydestä löytyy melkein aina kuuma tähti. spektrinen tyyppi O tai B0, joka on syynä koko sumun hehkuun. Näillä kuumilla tähdillä on erittäin voimakasta ultraviolettisäteilyä, joka ionisoituu ja saa ympäröivän kaasun hehkumaan, aivan kuten planetaarisissa sumuissa (katso § 152). Sumun atomin absorboima tähden ultraviolettikvantin energiaa käytetään enimmäkseen atomin ionisointiin. Loput energiasta käytetään nopeuden antamiseen vapaalle elektronille, eli se muuttuu lopulta lämmöksi. Ionisoidussa kaasussa pitäisi tapahtua myös käänteisiä rekombinaatioprosesseja, joissa elektroni palaa sidottu tila. Useimmiten tämä kuitenkin toteutetaan välivaiheen kautta energiatasot, joten alun perin absorboituneen kovan ultraviolettifotonin sijasta sumun atomit lähettävät useita vähemmän energisiä näkyviä säteitä (tätä prosessia kutsutaan fluoresenssiksi). Näin ollen sumussa tapahtuu eräänlaista tähden ultraviolettikvanttien "murskaamista" ja niiden käsittelyä spektriviivoja vastaavaksi säteilyksi. näkyvä spektri. Säteily vedyn, ionisoidun hapen ja typen linjoissa, joka johtaa kaasun jäähtymiseen, tasapainottaa lämmön syöttöä ionisaation kautta. Tämän seurauksena sumun lämpötila asettuu tietylle järjestyksen tasolle, mikä voidaan varmistaa kaasun lämpöradioemission avulla. Millä tahansa spektriviivalla emittoivien kvanttien lukumäärä on lopulta verrannollinen rekombinaatioiden määrään, eli elektronien ja ionien törmäysten määrään. Voimakkaasti ionisoidussa kaasussa molempien pitoisuus on sama, eli koska (7.18:n mukaan) yhden hiukkasen törmäystaajuus on verrannollinen n:ään, kokonaismäärä kaikkien ionien törmäykset elektronien kanssa tilavuusyksikköä kohden on verrannollinen yhdeksän tuloon, eli sumun emittoimien kvanttien kokonaismäärä tai sen kirkkaus taivaalla on verrannollinen yhteenlaskettuun tähtäysviivaa pitkin. Homogeeniselle sumulle, jonka pituus on L, tämä antaa. Tuotetta kutsutaan päästön mittaksi ja se on tärkein ominaisuus kaasumainen sumu: sen arvo saadaan helposti suorista havainnoista sumun kirkkaudesta. Samalla päästömitta liittyy pääasialliseen fyysinen parametri sumut - kaasun tiheys. Näin ollen kaasusumujen emissiomittausta mittaamalla voidaan arvioida hiukkaskonsentraatio ne, joka on luokkaa 102–103 cm–3 ja kirkkaimmillaan jopa enemmän. Kuten näet, hiukkasten pitoisuus kaasusumuissa on miljoonia kertoja pienempi kuin auringon koronassa ja miljardeja kertoja pienempi kuin mitä parhaat nykyaikaiset tyhjiöpumput voivat tarjota. Kaasun epätavallisen voimakas harvinaisuus selittää kiellettyjen viivojen esiintymisen sen spektrissä, jotka ovat intensiteetiltä verrattavissa sallittuihin. Tavallisessa kaasussa virittyneillä atomeilla ei ole aikaa säteillä kiellettyä linjaa, koska paljon aikaisemmin kuin tämä tapahtuu, ne törmäävät muihin hiukkasiin (pääasiassa elektroneihin) ja antavat niille viritysenergiansa lähettämättä kvanttia. Kaasusumuissa, joiden lämpötila on 104 ёK, elektronien keskimääräinen lämpönopeus saavuttaa 500 km/s ja törmäysten välinen aika, laskettuna kaavalla (7.17) konsentraatiolla ne = 102 cm −3, osoittautuu 2 × 2 × 106 sekuntia eli hieman alle kuukauden, mikä on miljoonia kertoja pidempi kuin atomin "elinikä" kiihtyneessä tilassa suurimman osan kiellettyjä siirtymiä varten. Alueet H I ja H II. Kuten olemme juuri nähneet, kuumat tähdet ionisoivat kaasua suurilla etäisyyksillä ympärillään. Koska tämä on pääasiassa vetyä, ionisoivat sen pääasiassa Lyman-kvantit, joiden aallonpituus on lyhyempi kuin 912 Å. Mutta sisään suurissa määrissä ne voivat antaa vain spektriluokkien O ja B0 tähdet, joissa tehokkaat lämpötilat Teff ³ 3×104 ёK ja emissiomaksimi sijaitsee spektrin ultraviolettiosassa. Laskelmat osoittavat, että nämä tähdet pystyvät ionisoimaan kaasua, jonka pitoisuus on 1 atomi 1 cm3:ssa, useiden kymmenien parsekkien etäisyyksille. Ionisoitu kaasu on läpinäkyvä ultraviolettisäteilylle, neutraali, päinvastoin, absorboi sitä ahneesti. Tämän seurauksena kuumaa tähteä ympäröivä ionisaatioalue (in homogeeninen ympäristö se on pallo!) on erittäin terävä raja, jonka jälkeen kaasu pysyy neutraalina. Siten tähtienvälisessä väliaineessa oleva kaasu voi olla joko täysin ionisoitua tai neutraalia. Ensimmäisiä alueita kutsutaan H II -vyöhykkeiksi, toisia - H I. Kuumia tähtiä on suhteellisen vähän, ja siksi kaasusumut muodostavat merkityksettömän osan (noin 5 %) koko tähtienvälisestä väliaineesta. H I -alueiden kuumeneminen johtuu kosmisten säteiden, röntgensäteen kvanttien ja kokonaismäärän ionisoivasta vaikutuksesta. fotonisäteilyä tähdet. Tässä tapauksessa hiiliatomit ionisoidaan ensin. Ionisoidun hiilen säteily on pääasiallinen kaasun jäähdytysmekanismi H I -vyöhykkeillä, minkä seurauksena energiahäviön ja sen lisäyksen välille tulisi saada tasapaino, joka tapahtuu lämpötilaolosuhteet, suoritetaan tiheysarvon mukaan. Ensimmäinen niistä, kun lämpötila on asetettu useisiin satoihin asteisiin, toteutuu kertakäyttöisissä pölypilvissä, joissa tiheys on suhteellisen korkea, toinen - niiden välisessä tilassa, jossa harventunut kaasu kuumennetaan useisiin tuhansiin. astetta. Alueet, joissa väliarvot tiheydet osoittautuvat epävakaiksi ja alunperin homogeenisen kaasun on väistämättä erottuva kahteen faasiin - suhteellisen tiheäksi pilveksi ja niitä ympäröiväksi hyvin harvinaiseksi väliaineeksi. Siten lämpöepävakaus on pääsyy "räjähdysmäinen" ja samea tähtienvälisen aineen rakenne. Tähtienväliset absorptiolinjat. Kylmän kaasun olemassaolo tähtien välisessä tilassa todistettiin 1900-luvun alussa. saksalainen tähtitieteilijä Hartmann, joka tutki kaksoistähtien spektrejä, joissa spektriviivojen, kuten §:ssä 157 on todettu, täytyy kokea säännöllisiä siirtymiä. Hartmann löysi joidenkin tähtien spektristä (etenkin kaukaisten ja kuumien) paikallaan pysyviä (eli aallonpituutta muuttamattomia) ionisoidun kalsiumin H- ja K-viivoja. Sen lisäksi, että niiden aallonpituudet eivät muuttuneet, kuten kaikki muutkin viivat, ne erosivat jopa pienemmästä leveydestä. Samaan aikaan H- ja K-viivat puuttuvat kokonaan riittävän kuumista tähdistä. Kaikki tämä viittaa siihen, että paikallaan olevia viivoja ei synny tähden ilmakehässä, vaan ne johtuvat kaasun imeytymisestä tähtien välisessä tilassa. Myöhemmin löydettiin muiden atomien tähtienväliset absorptiolinjat: neutraali kalsium, natrium, kalium, rauta, titaani sekä jotkut molekyyliyhdisteet. Täydellisin spektroskooppinen kylmän tähtienvälisen kaasun tutkimus tuli kuitenkin mahdolliseksi tähtienvälisten absorptiolinjojen ilmakehän ulkopuolisten havaintojen ansiosta spektrin ultraviolettiosassa, jossa tärkeimpien kemiallisten alkuaineiden resonanssiviivat ovat keskittyneet, missä ilmeisesti "kylmän" kaasun pitäisi imeä eniten. Erityisesti havaittiin vedyn (La), hiilen, typen, hapen, magnesiumin, piin ja muiden atomien resonanssiviivoja. Luotettavimmat tiedot kemiallisesta koostumuksesta saadaan resonanssilinjojen intensiteetistä. Kävi ilmi, että tähtienvälisen kaasun koostumus on yleensä lähellä tähtien standardikemiallista koostumusta, vaikka joitain raskaita alkuaineita se sisältää pienempiä määriä. Suuren hajonnan omaavien tähtienvälisten absorptioviivojen tutkiminen mahdollistaa sen, että ne hajoavat useimmiten useiksi yksittäisiksi kapeiksi komponenteiksi erilaisilla Doppler-siirtymillä, jotka vastaavat keskimäärin ±10 km/s säteittäisiä nopeuksia. Tämä tarkoittaa, että H I -vyöhykkeillä kaasu on keskittynyt erillisiin pilviin, joiden koko ja sijainti vastaavat täsmälleen edellisen kappaleen lopussa käsiteltyjä pölypilviä. Ainoa ero on, että kaasun massa on keskimäärin 100 kertaa suurempi. Tämän seurauksena tähtienvälisessä väliaineessa oleva kaasu ja pöly ovat keskittyneet samoihin paikkoihin, vaikka niiden suhteellinen tiheys voi vaihdella suuresti alueelta toiselle. Yhdessä yksittäisten pilvien kanssa, jotka koostuvat ionisoidusta tai neutraalista kaasusta, galaksissa havaitaan paljon suurempi koko, massa ja tiheys kylmän tähtienvälisen aineen, joita kutsutaan kaasu-pölykomplekseiksi. Meitä lähimpänä on Orionissa tunnettu kompleksi, johon kuuluu monien merkittävien esineiden ohella kuuluisa Orionin sumu. Tällaisilla alueilla, joille on ominaista monimutkainen ja erittäin epähomogeeninen rakenne, tähtien muodostumisprosessi, joka on erittäin tärkeä kosmogonian kannalta, tapahtuu. Neutraalin vedyn monokromaattinen säteily. Tähtienväliset absorptioviivat antavat jossain määrin vain epäsuoralla tavalla Selvittää H I -alueiden ominaisuuksia. Joka tapauksessa tämä voidaan tehdä vain kuumien tähtien suunnassa. Täydellisin kuva neutraalin vedyn jakautumisesta galaksissa voidaan muodostaa vain vedyn oman emission perusteella. Onneksi tällainen mahdollisuus on olemassa radioastronomiassa, koska neutraalin vetysäteilyn spektriviiva on 21 cm aallonpituudella. Kaikki yhteensä 21 cm:n linjaa lähettävistä vetyatomeista on niin suuri, että galaksin tasossa oleva kerros osoittautuu oleellisesti läpinäkymättömäksi 21 cm:n radiosäteilylle vain 1 kpc:n verran. Siksi, jos kaikki neutraali vety galaksissa olisi paikallaan, emme pystyisi havaitsemaan sitä noin 3 %:n etäisyydeltä galaksin koosta. Todellisuudessa tämä tapahtuu onneksi vain suunnassa galaksin keskustaan ​​ja antikeskukseen, joissa, kuten näimme § 167:ssä, ei ole suhteellisia liikkeitä pitkin näkölinjaa. Kuitenkin kaikkiin muihin suuntiin, galaktisen pyörimisen takia, eri esineiden säteittäisnopeuksissa on eroa, joka kasvaa etäisyyden myötä. Siksi voimme olettaa, että jokainen Galaxyn alue, jolle on ominaista tietty arvo säteittäinen nopeus, Doppler-siirtymän vuoksi, se säteilee ikään kuin "omaa" linjaansa aallonpituudella, joka ei ole 21 cm, vaan hieman enemmän tai vähemmän, riippuen radiaalisen nopeuden suunnasta. Pienemmillä kaasutilavuuksilla on erilainen sekoittuminen, eivätkä ne siksi häiritse kauempana olevien alueiden havainnointia. Jokaisen tällaisen linjan profiili antaa käsityksen kaasun tiheydestä etäisyydellä, joka vastaa Galaxyn differentiaalisen kiertovaikutuksen tiettyä arvoa. Kuvassa 230 on esitetty neutraalin vedyn jakautuminen tällä tavalla saadussa galaksissa. Kuvasta voidaan nähdä, että neutraali vety on jakautunut epätasaisesti galaksissa. Tiheys kasvaa tietyillä etäisyyksillä keskustasta, mikä ilmeisesti on osa galaksin spiraalirakennetta, minkä vahvistaa kuumien tähtien ja hajautuneiden sumujen jakautuminen. Kaukaisista tähdistä löytyvän valon polarisaation perusteella on syytä uskoa, että magneettikentän pääosan voimalinjat suuntautuvat spiraalivarsia pitkin. Galaksit, joista keskustellaan myöhemmin kosmisten säteiden yhteydessä. Tämän kentän vaikutus voi selittää sen tosiasian, että useimmat sekä kirkkaat että tummat sumut ovat pitkänomaisia ​​spiraalihaaroja pitkin, joiden ulkonäön täytyy olla jotenkin yhteydessä magneettikenttään. tähtienväliset molekyylit. Joitakin tähtienvälisiä absorptioviivoja on tunnistettu molekyylien spektreistä. Optisella alueella niitä edustavat kuitenkin vain CH-, CH+- ja CN-yhdisteet. Merkittävästi uusi vaihe tähtienvälisen väliaineen tutkiminen alkoi vuonna 1963, jolloin 18 cm:n aallonpituusalueella pystyttiin rekisteröimään jo vuonna 1953 ennustettuja. 1970-luvun alussa ne löydettiin tähtienvälisen radioemissiospektristä keskikokoinen. useiden kymmenien molekyylien viivoja, ja vuonna 1973 valokuvattiin tähtienvälisen H2-molekyylin resonanssiviiva, jonka aallonpituus oli 1092 Å erityisellä Copernicus-satelliitilla. Kävi ilmi, että molekyylivety muodostaa erittäin merkittävän osan tähtienvälisestä väliaineesta. Molekyylispektrien perusteella suoritettiin yksityiskohtainen analyysi "kylmien" Hl-pilvien olosuhteista, niiden lämpötasapainoa määrittävät prosessit jalostettiin ja saatiin tiedot kahdesta edellä esitetystä lämpöjärjestelmästä. Yksityiskohtainen tutkimus tähtienvälisten molekyyliyhdisteiden CH, CH+, CN, H2, CO, OH, CS, SiO, SO ja muiden spektristä mahdollisti uuden elementin olemassaolon paljastamisen tähtienvälisen väliaineen - molekyylipilvien - rakenteessa. , jossa. merkittävä osa tähtienvälisestä aineesta on keskittynyt. Kaasun lämpötila tällaisissa pilvissä voi vaihdella välillä 5-50 eK, ja molekyylien pitoisuus voi olla useita tuhansia molekyylejä per 1 cm −3, ja joskus paljon enemmän. Avaruusmaserit. Joidenkin kaasu-pölypilvien radiospektristä löydettiin hydroksyylin absorptiolinjojen sijasta yllättäen ... emissioviivoja. Tällä säteilyllä on useita tärkeitä ominaisuuksia. Ensinnäkin kaikkien neljän hydroksyyliemissioradiolinjan suhteellinen intensiteetti osoittautui epänormaaliksi, eli ei vastannut kaasun lämpötilaa, ja niissä oleva säteily oli erittäin voimakkaasti polarisoitunutta (joskus jopa 100 %). Itse linjat ovat erittäin kapeita. Tämä tarkoittaa, että tavalliset lämpöliikkeessä olevat atomit eivät voi lähettää niitä. Toisaalta kävi ilmi, että hydroksyyliemissiolähteet ovat niin pieniä (kymmeniä tähtitieteellisiä yksiköitä!), että niistä havaitun säteilyvuon saamiseksi on tarpeen antaa niille hirviömäinen kirkkaus - kuten esim. 1014–1015 ёK:n lämpötilaan kuumennetun kehon! On selvää, ettei tällaisten voimien syntymiselle voi olla kysymys mistään lämpömekanismista. Pian päästön havaitsemisen jälkeen löydettiin OH uusi tyyppi poikkeuksellisen kirkkaat "ultrakompaktit" lähteet, jotka lähettävät vesihöyryradiojohtoa, jonka aallonpituus on 1,35 cm. Päätelmä OH-säteilylähteiden poikkeuksellisesta kompaktisuudesta saadaan suoraan niiden kulmamittojen havainnoista. Nykyaikaiset menetelmät radioastronomia mahdollistaa pistelähteiden kulmamittojen määrittämisen tuhansia kertoja paremmalla resoluutiolla kuin optiset teleskoopit. Tätä varten käytetään synkronisesti toimivia antenneja (interferometriä), jotka sijaitsevat sisällä erilaisia ​​osia maapallo(mannertenväliset interferometrit). Heidän avullaan havaittiin, että monien kompaktien lähteiden kulmamitat ovat alle 3×10−4 kaarisekuntia! Tärkeä ominaisuus Kompakteista lähteistä tuleva säteily on sen vaihtelua, joka on erityisen voimakasta H2O-päästöjen tapauksessa. Muutamassa viikossa ja jopa päivässä linjojen profiili muuttuu täysin. Joskus merkittäviä vaihteluita tapahtuu 5 minuutissa, mikä on mahdollista vain, jos lähteiden koot eivät ylitä etäisyyttä, jonka valo kulkee tänä aikana (muuten vaihtelut kompensoidaan tilastollisesti). Siten H2O-viivoja lähettävien alueiden koot voivat olla luokkaa 1 AU! Kuten havainnot osoittavat, samalla alueella, jonka mitat ovat useita kymmenesosia parsekin, voi olla monia lähteitä, joista osa lähettää vain OH-viivoja ja osa vain H2O-viivoja. Ainoa fysiikassa toistaiseksi tunnettu säteilymekanismi, joka pystyy tuottamaan valtavaa tehoa poikkeuksellisen kapealla spektrialueella, on koherentti (eli vaiheiltaan ja suunnaltaan identtinen) säteily. kvanttigeneraattorit, joita kutsutaan yleensä lasereiksi optisella alueella ja masereiksi radioalueella. Kompaktit OH- ja H2O-päästöjen lähteet ovat todennäköisimmin jättimäisiä luonnonkosmisia masereja. On täysi syy uskoa, että kosmiset maserit liittyvät alueisiin, joilla tähtien muodostumisprosessi tapahtuu kirjaimellisesti silmiemme edessä. Niitä löytyy useimmiten H II -vyöhykkeiltä, ​​jonne on jo syntynyt nuoria massiivisia ja erittäin kuumia spektriluokkien O ja B tähtiä. Usein ne ovat hyvin kompakteja, pölyisiä ja siksi hyvin läpinäkymättömiä. erikoisalueet H II, jotka havaitaan vain lämpöradiosäteilynsä vuoksi. Näiden vyöhykkeiden mitat ovat noin 0,1 ps ja aineen tiheys on satoja kertoja suurempi kuin tavallisissa tähtienvälisissä pilvissä. Syy niiden ionisoitumiseen on ilmeisesti havaitsematon kuuma tähti, jota ympäröi tiheä läpinäkymätön pilvi. Joskus näitä esineitä havaitaan infrapunasäteilyn pistelähteinä. Niiden on varmasti oltava yksinomaan nuoria muodostelmia, joiden ikä on kymmenientuhansien vuosien luokkaa. Takana enemmän aikaaäskettäin muodostunutta kuumaa tähteä ympäröivän tiheän kaasu-pölyväliaineen täytyy laajentua kevyen paineen vaikutuksesta kuuma tähti, joka tulee sitten näkyviin. Tällaiset tähdet, joita ympäröi laajeneva tiheä kuori, saivat kuvaavan nimen "cocoon stars". Näissä hyvin erityisissä, mutta kuitenkin luonnollisissa olosuhteissa maser-vaikutus ilmeisesti toteutuu.

on tähtien välisessä tilassa havaittu aine.

Vasta suhteellisen hiljattain pystyttiin todistamaan, että tähdet eivät ole olemassa absoluuttisessa tyhjyydessä ja että ulkoavaruus ei ole täysin läpinäkyvä. Tällaisia ​​oletuksia on kuitenkin tehty jo pitkään. Vielä 1800-luvun puolivälissä. Venäläinen tähtitieteilijä V. Struve yritti (tosin ilman erityinen menestys) tieteellisiä menetelmiä löytää kiistattomia todisteita siitä, että avaruus ei ole tyhjä, ja kaukaisten tähtien valo imeytyy siihen.

Absorboivan, harvennetun väliaineen olemassaolo osoitettiin vakuuttavasti alle sata vuotta sitten, 1900-luvun ensimmäisellä puoliskolla, vertaamalla eri etäisyyksillä meistä olevien etäisten tähtijoukkojen havaittuja ominaisuuksia. Tämän tekivät itsenäisesti amerikkalainen tähtitieteilijä Robert Trumpler (1896–1956) ja Neuvostoliiton tähtitieteilijä B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994). Ei täysin läpinäkyvä, etenkään Linnunradan suuntaa lähellä olevissa suunnissa. Pölyn läsnäolo merkitsi sitä, että kaukaisten tähtien näennäinen kirkkaus ja havaittu väri vääristyivät, ja niiden todellisten arvojen selvittämiseksi tarvittiin melko monimutkainen sukupuuttolaskelma. Näin ollen tähtitieteilijät pitivät pölyä valitettavana esteenä, joka häiritsi kaukaisten kohteiden tutkimista. Mutta samaan aikaan heräsi kiinnostus pölyn tutkimukseen fyysisenä väliaineena - tutkijat alkoivat selvittää, kuinka pölyhiukkaset syntyvät ja tuhoutuvat, kuinka pöly reagoi säteilyyn ja mikä rooli pölyllä on tähtien muodostumisessa.

Radioastronomian kehittyessä 1900-luvun jälkipuoliskolla. tuli mahdolliseksi tutkia tähtienvälistä välinettä sen radiosäteilyn perusteella. Tarkoituksenmukaisten etsintöjen tuloksena neutraalien vetyatomien säteilyä löydettiin tähtienvälisestä avaruudesta taajuudella 1420 MHz (joka vastaa 21 cm:n aallonpituutta). Tällä taajuudella (tai kuten sanotaan radiolinjalla) säteilyn ennusti hollantilainen tähtitieteilijä Hendrik van de Hulst vuonna 1944 kvanttimekaniikan perusteella, ja se löydettiin vuonna 1951 laskettuaan sen odotetun intensiteetin Neuvostoliiton astrofyysikon toimesta. I.S. Shklovsky. Shklovsky huomautti myös mahdollisuudesta tarkkailla erilaisten molekyylien säteilyä radioalueella, mikä itse asiassa löydettiin myöhemmin. Neutraaleista atomeista ja erittäin kylmästä molekyylikaasusta koostuvan tähtienvälisen kaasun massa osoittautui noin sata kertaa suuremmaksi kuin harvinaisen pölyn massa. Mutta kaasu on täysin läpinäkyvä näkyvälle valolle, joten sitä ei voitu havaita samoilla menetelmillä kuin pölyä löydettiin.

Avaruusobservatorioihin asennettujen röntgenteleskooppien myötä löydettiin toinen, tähtienvälisen väliaineen kuumin komponentti - erittäin harvinainen kaasu, jonka lämpötila on miljoonia ja kymmeniä miljoonia asteita. Tätä kaasua on mahdotonta "nähdä" joko optisilla havainnoilla tai havainnoilla radiolinjoilla - väliaine on liian harvinainen ja täysin ionisoitunut, mutta siitä huolimatta se täyttää merkittävän osan koko galaksimme tilavuudesta.

Aineen ja säteilyn vuorovaikutusta ulkoavaruudessa tutkivan astrofysiikan nopea kehitys sekä uusien havaintomahdollisuuksien syntyminen mahdollisti tähtienvälisen väliaineen fysikaalisten prosessien yksityiskohtaisen tutkimisen. Syntyi kokonaisia ​​tieteellisiä alueita - kosminen kaasudynamiikka ja kosminen sähködynamiikka, jotka tutkivat harvinaistuneiden kosmisten välineiden ominaisuuksia. Tähtitieteilijät ovat oppineet määrittämään etäisyydet kaasupilviin, mittaamaan kaasun lämpötilaa, tiheyttä ja painetta, sen kemiallista koostumusta ja arvioimaan aineen kulkunopeutta. 1900-luvun jälkipuoliskolla monimutkainen kuva syntyi alueellinen jakautuminen tähtienvälinen väliaine ja sen vuorovaikutus tähtien kanssa. Kävi ilmi, että tähtien syntymän mahdollisuus riippuu tähtienvälisen kaasun ja pölyn tiheydestä ja määrästä, ja tähdet (ensinnäkin niistä massiivimmat) puolestaan ​​​​muuttavat ympäröivän tähtienvälisen väliaineen ominaisuuksia - ne lämmittävät sitä, tukevat kaasun jatkuvaa liikettä, täydentävät väliainetta aineella muuttavat sen kemiallista koostumusta. Sellaisten tutkimus monimutkainen järjestelmä"tähdet - tähtienvälinen väliaine" osoittautui erittäin vaikeaksi astrofysikaaliseksi ongelmaksi, varsinkin kun otetaan huomioon, että galaksissa olevan tähtienvälisen väliaineen kokonaismassa ja sen kemiallinen koostumus muuttuvat hitaasti erilaisia ​​tekijöitä. Siksi voimme sanoa, että tähtijärjestelmämme koko miljardeja vuosia kestävä historia heijastuu tähtienväliseen väliaineeseen.

Kaplan S.A., Pikelner S.B. Tähtienvälisen väliaineen fysiikka. M., 1979
Shklovsky I.S. Tähdet: heidän syntymänsä, elämänsä ja kuolemansa. M., 1984
Spitzer L. Tähtien välinen tila. M., 1986
Bochkarev N.G. Tähtienvälisen väliaineen fysiikan perusteet. M., 1992
Surdin V.G. Tähtien syntymä. M., 1997
Kononovich E.V., Moroz V.I. Tähtitieteen yleinen kurssi. M., 2001

Löytää " TÄHDENVÄLINEN VÄLINE" päällä

Osa kaksi ELÄMÄ universumissa

11. Välttämättömät olosuhteet elämän syntymiselle ja kehittymiselle planeetoilla

Kolmas osa ÄLYKÄS ELÄMÄ universumissa

20. Radioviestintä eri planeettajärjestelmissä sijaitsevien sivilisaatioiden välillä

21. Mahdollisuus tähtienväliseen kommunikaatioon optisilla menetelmillä

22. Viestintä vieraiden sivilisaatioiden kanssa automaattisten luotainten avulla

23. Tähtienvälisen radioviestinnän teoreettinen ja todennäköisyysanalyysi. Signaalien luonne

24. Ulkomaalaisten sivilisaatioiden välisten suorien kontaktien mahdollisuudesta

25. Huomautuksia ihmiskunnan teknologisen kehityksen tahdista ja luonteesta

II. Onko kommunikointi muiden planeettojen älykkäiden olentojen kanssa mahdollista?

Ensimmäinen osa ONGELMAN ASTRONOMINEN NÄKÖKOKO

3. Tähtienvälinen väliaine Mukaan moderneja ideoita, tähdet muodostuvat erittäin harvinaisen tähtienvälisen kaasun ja pölyn tiivistymisestä. Siksi ennen kuin puhumme tähtien evoluution tavoista, meidän on keskityttävä tähtienvälisen väliaineen ominaisuuksiin. Tämä kysymys on myös itsenäinen merkitys meitä kiinnostavan ongelman vuoksi. Erityisesti perustamiskysymys erilaisia ​​tyyppejä yhteyksiä eri sivilisaatioiden välillä planeettajärjestelmät, riippuu näitä sivilisaatioita erottavan tähtienvälisen tilan täyttävän väliaineen ominaisuuksista. Tähtienvälinen kaasu löydettiin aivan tämän vuosisadan alussa, koska se imeytyi ionisoidun kalsiumin linjoihin, joita se tuottaa kaukaisten kuumien tähtien spektrissä *. Sittemmin tähtienvälisen kaasun tutkimusmenetelmiä on jatkuvasti parannettu ja saavutettu korkea aste täydellisyyttä. Tähtitieteilijöiden vuosien mittavan työn tuloksena tähtienvälisen kaasun ominaisuuksia voidaan nyt pitää melko hyvin tunnetuina: Tähtienvälisen kaasumaisen väliaineen tiheys on mitätön. Keskimäärin tähtienvälisen avaruuden alueilla, jotka sijaitsevat lähellä galaktista tasoa, on noin 1 atomi 1 cm3:ssa. Muista, että samassa ilmatilavuudessa on 2,7 x 10 19 molekyyliä. Täydellisimmissäkin tyhjiökammioissa atomien pitoisuus on vähintään 10 3 cm 3 . Ja silti tähtienvälistä väliainetta ei voida pitää tyhjiönä! Asia on siinä, että tyhjiö, kuten tiedetään, on sellainen järjestelmä, jossa atomien tai molekyylien keskimääräinen vapaa reitti ylittää tämän järjestelmän tunnusomaiset mitat. Kuitenkin tähtienvälisessä avaruudessa keskipituus Atomien vapaa polku on satoja kertoja pienempi kuin tähtien välinen etäisyys. Siksi meillä on oikeus pitää tähtienvälistä kaasua jatkuvana, kokoonpuristuvana väliaineena ja soveltaa kaasudynamiikan lakeja tähän väliaineeseen. Tähtienvälisen kaasun kemiallinen koostumus on melko hyvin tutkittu. Hän on samanlainen kuin kemiallinen koostumus tähtien ulkokerrokset pääsekvenssi. Vety- ja heliumatomit hallitsevat, metalliatomeja on suhteellisen vähän. Yksinkertaisimpia molekyyliyhdisteitä (esim. CO, CN) on läsnä melko huomattavia määriä. On mahdollista, että merkittävä osa tähtienvälisestä kaasusta on muodossa molekyylivetyä. Ilmakehän ulkopuolisen tähtitieteen kehitys avasi mahdollisuuden tarkkailla molekyylivetyviivoja spektrin kauko-ultraviolettiosassa. Tähtienvälisen kaasun fysikaaliset ominaisuudet riippuvat olennaisesti siitä, onko se suhteellisen lähellä kuumia tähtiä vai päinvastoin riittävän kaukana niistä. Tosiasia on, että UV-säteily kuumat tähdet, ionisoi vedyn täysin pitkien etäisyyksien päässä. Näin ollen luokan 05 tähti ionisoi vetyä ympärillään jättiläisalueella, jonka säde on noin 100 pc. Tähtienvälisen kaasun lämpötila tällaisilla alueilla (määritelty hiukkasten satunnaisten lämpöliikkeiden ominaispiirteeksi) saavuttaa 10 tuhatta K. Näissä olosuhteissa tähtienvälinen väliaine lähettää yksittäisiä juovia spektrin näkyvässä osassa, erityisesti punaista vetyviivaa. . Näitä tähtienvälisen väliaineen alueita kutsutaan "HII-vyöhykkeiksi". kuitenkin suurin osa tähtienvälinen väliaine on riittävän kaukana kuumista tähdistä. Vety ei ole siellä ionisoitunut. Kaasun lämpötila on alhainen, noin 100 K tai alhaisempi. Täällä on huomattava määrä vetymolekyylejä. Kaasun lisäksi tähtienvälisen väliaineen koostumus sisältää kosmista pölyä. Tällaisten pölyrakeiden mitat ovat 10 -4 - 10 -5 cm. Ne ovat syynä valon absorptioon tähtienvälisessä avaruudessa, minkä vuoksi emme voi havaita galaksitasossa sijaitsevia esineitä yli 2-3 tuhannen pc:n etäisyyksillä. . Onneksi kosminen pöly, kuten siihen liittyvä tähtienvälinen kaasu, on erittäin keskittynyt kohti galaktista tasoa. Kaasupölykerroksen paksuus on vain noin 250 kpl. Siksi säteilyä avaruusobjekteja, suunnat, joissa on merkittäviä kulmia galaktisen tason kanssa, absorboituu merkityksettömästi. Tähtienvälinen kaasu ja pöly sekoittuvat. Kaasun ja pölyn keskimääräisten tiheyksien suhde tähtienvälisessä avaruudessa on noin 100:1. Havainnot osoittavat, että tähtienvälisen kaasun ja pölyn tiheys vaihtelee hyvin epäsäännöllisesti. Tälle välineelle on ominaista selvä "räjähdysmäinen" jakautuminen. Se esiintyy pilvien muodossa (joissa tiheys on 10 kertaa keskimääräistä suurempi), ja niitä erottavat alueet, joilla tiheys on mitätön. Nämä kaasu- ja pölypilvet ovat keskittyneet pääasiassa galaksin kierrehaaroihin ja osallistuvat galaktiseen pyörimiseen. Erillisten pilvien nopeus on 6-8 km/s, kuten jo mainittiin. Näistä pilvistä tiheimmät havaitaan tummina tai vaaleina sumuina. Viimeisten kolmen vuosikymmenen aikana on saatu huomattava määrä tietoa tähtienvälisen kaasun luonteesta radioastronomisten menetelmien erittäin tehokkaan käytön ansiosta. Erityisen hedelmällistä oli tähtienvälisen kaasun tutkimukset 21 cm:n aallolla Millainen aalto tämä on? 40-luvulla se teoriassa ennustettiin neutraaleja atomeja tähtienvälisessä avaruudessa vedyn pitäisi lähettää spektriviiva, jonka aallonpituus on 21 cm. Tosiasia on, että tärkein, "syvin" kvanttitila Vetyatomi koostuu kahdesta hyvin läheisestä tasosta. Nämä tasot eroavat toisistaan ​​vetyatomin (protonin) ytimen ja sen ympärillä pyörivän elektronin magneettisten momenttien orientaatioissa. Jos momentit suuntautuvat rinnakkain, saadaan yksi taso, jos anti-rinnakkais - toinen. Yhden näistä tasoista energia on jonkin verran suurempi kuin toisen (arvolla, joka on kaksinkertainen elektronin ja protonin magneettisten momenttien välisen vuorovaikutuksen energiaan verrattuna). Lakien mukaan kvanttifysiikka, ajoittain siirtyy tasolta enemmän energiaa alemmalle energiatasolle. Tässä tapauksessa kvantti emittoidaan taajuudella, joka on verrannollinen tasojen väliseen energiaeroon. Koska jälkimmäinen on meidän tapauksessamme hyvin pieni, myös säteilytaajuus on alhainen. Vastaava aallonpituus tulee olemaan 21 cm. Laskelmat osoittavat, että tällaisia ​​siirtymiä vetyatomin tasojen välillä tapahtuu erittäin harvoin: keskimäärin yksi siirtymä tapahtuu yhdelle atomille 11 miljoonassa vuodessa! Tällaisten prosessien merkityksettömän todennäköisyyden tuntemiseksi riittää, kun sanotaan, että kun spektriviivoja emittoidaan optisella alueella, siirtymiä tapahtuu sekunnin sadan miljoonasosan välein. Ja kuitenkin käy ilmi, että tällä tähtienvälisten atomien lähettämällä viivalla on täysin havaittavissa oleva intensiteetti. Koska tähtienväliset atomit ovat erilaisia ​​nopeuksia pitkin näkölinjaa, silloin Doppler-ilmiön vuoksi 21 cm:n linjan säteily "tahroituu" tietyllä taajuuskaistalla noin 1420 MHz (tämä taajuus vastaa 21 cm:n aallonpituutta). Tämän vyöhykkeen intensiteettijakauman perusteella (ns. "viivaprofiili") voidaan tutkia kaikkia liikkeitä, joihin tähtienväliset vetyatomit osallistuvat. Tällä tavoin oli mahdollista tutkia tähtienvälisen kaasun galaktisen kiertoliikkeen piirteitä, sen yksittäisten pilvien satunnaisia ​​liikkeitä ja myös lämpötilaa. Lisäksi vetyatomien lukumäärä tähtienvälisessä avaruudessa määritetään näiden havaintojen perusteella. Näin ollen näemme, että radioastronominen tutkimus 21 cm:n aallonpituudella on tehokkain menetelmä tähtienvälisen väliaineen ja galaksin dynamiikan tutkimiseen. AT viime vuodet muita galakseja, kuten Andromeda-sumua, tutkitaan tällä menetelmällä. Radioteleskooppien koon kasvaessa avautuu uusia mahdollisuuksia kaukaisempien galaksien tutkimiseen vetyradiolinjan avulla. Vuoden 1963 lopussa löydettiin toinen tähtienvälinen radiolinja, joka kuuluu OH-hydroksyylimolekyyleihin ja jonka aallonpituus oli 18 cm. Tämän linjan olemassaolon teoriassa ennusti tämän kirjan kirjoittaja jo vuonna 1949. ) osoittautui erittäin korkea**. Tämä vahvistaa yllä olevan päätelmän, että tietyillä tähtienvälisen avaruuden alueilla kaasu on pääasiassa molekyylitilassa. Vuonna 1967 löydettiin H 2 O -vesiradiolinja, jonka aallonpituus oli 1,35 cm. OH- ja H 2 O -linjojen kaasusumujen tutkimukset johtivat kosmisten maserien löytämiseen (katso seuraava luku). Viimeisten 20 vuoden aikana, jotka ovat kuluneet OH:n tähtienvälisen radiolinkin löytämisestä, on löydetty monia muita tähtienvälistä alkuperää olevia radiolinkkejä, jotka kuuluvat erilaisia ​​molekyylejä. Täysi numero Tällä tavalla löydettyjä molekyyliä on jo yli 50. Niiden joukossa erityisesti hyvin tärkeä sillä on CO-molekyyli, jonka radiolinja, jonka aallonpituus on 2,64 mm, havaitaan melkein kaikilla tähtienvälisen väliaineen alueilla. On molekyylejä, joiden radiolinjat havaitaan yksinomaan tähtienvälisen väliaineen tiheissä, kylmissä pilvissä. Melko odottamaton oli se, että tällaisista radiolinkkien pilvistä löydettiin erittäin monimutkaisia ​​polyatomisia molekyylejä, esimerkiksi CH 3 HCO, CH 3 CN jne. Tämä löytö liittyy kenties elämän syntyongelmaan maailmankaikkeudessa. meille. Jos löydöt jatkuvat tällä vauhdilla, kuka tietää, havaitsevatko laitteemme tähtienväliset DNA- ja RNA-molekyylit? (katso luku 12). Erittäin hyödyllinen on se seikka, että saman molekyylin eri isotoopeihin kuuluvilla vastaavilla radiolinjoilla on melko selvästi erilaiset aallonpituudet. Tämä mahdollistaa tähtienvälisen väliaineen isotooppisen koostumuksen tutkimisen, mikä on erittäin tärkeää universumin aineen evoluutioongelman tutkimisen kannalta. Erityisesti seuraavia hiilimonoksidin isotooppiyhdistelmiä tarkkaillaan erikseen: 12 C 16 O, 13 C 16 O ja 12 C 18 O. ns. "rekombinaatio" radiolinjojen apu, joiden olemassaolo ennustettiin teoreettisesti jopa ennen niiden löytöä Neuvostoliiton tähtitieteilijä N.S. Kardashev, joka myös käsitteli paljon viestintäongelmaa Maan ulkopuoliset sivilisaatiot(katso luku 26). "Rekombinaatio"-viivat ilmestyvät siirtymien aikana erittäin voimakkaasti virittyneiden atomien välillä (esimerkiksi vetyatomin tasojen 108 ja 107 välillä). Tällaisia ​​"korkeita" tasoja voi esiintyä tähtienvälisessä väliaineessa vain sen erittäin alhaisen tiheyden vuoksi. Huomaa esimerkiksi, että vain vetyatomin ensimmäiset 28 tasoa voivat esiintyä auringon ilmakehässä; korkeammat tasot tuhoutuvat vuorovaikutuksessa ympäröivän plasman hiukkasten kanssa. Suhteellisen pitkän ajan tähtitieteilijät ovat saaneet useita epäsuoria todisteita tähtienvälisten magneettikenttien olemassaolosta. Nämä magneettikentät liittyvät tähtienvälisten kaasupilvien kanssa ja liikkuvat niiden mukana. Tällaisten kenttien voimakkuus on noin 10 -5 Oe, eli 100 tuhatta kertaa pienempi kuin maan magneettikentän voimakkuus planeettamme pinnalla. Yleinen suunta magneettinen voimalinjat osuu yhteen galaksin spiraalirakenteen haarojen suunnan kanssa. Voimme sanoa, että spiraalivarret ovat itse jättimäisiä magneettisia voimaputkia. Vuoden 1962 lopussa brittiläiset radioastronomit totesivat tähtienvälisten magneettikenttien olemassaolon suorien havaintojen avulla. Tätä tarkoitusta varten tutkittiin erittäin hienovaraisia ​​polarisaatiovaikutuksia 21 cm:n radiolinjassa, joka havaittiin absorptiossa voimakkaan radiosäteilylähteen spektrissä - rapu sumu(tämä lähde, katso luku 5) *** . Jos tähtienvälinen kaasu on magneettikentässä, voidaan odottaa, että 21 cm:n viiva jakautuu useiksi komponenteiksi, jotka eroavat polarisaatioltaan. Koska magneettikentän suuruus on hyvin pieni, tämä halkeama on täysin merkityksetön. Lisäksi 21 cm:n absorptioviivan leveys on varsin merkittävä. Ainoa asia, jota tällaisessa tilanteessa voidaan odottaa, ovat pienet systemaattiset polarisaatioerot absorptioviivaprofiilin sisällä. Siksi tämän hienovaraisen vaikutuksen varma havaitseminen on merkittävä saavutus. moderni tiede. Tähtienvälisen magneettikentän mitattu arvo osoittautui epäsuorien tietojen mukaan täysin yhtäpitäväksi teoreettisesti odotetun arvon kanssa. Tähtienvälisten magneettikenttien tutkimiseen käytetään myös radioastronomista menetelmää, joka perustuu ekstragalaktisten lähteiden radiosäteilyn polarisaatiotason pyörimisen tutkimiseen sen kulkiessa "magnetisoidun" tähtienvälisen väliaineen läpi ("Faraday-ilmiö") . Tällä menetelmällä on jo onnistuttu saamaan useita tärkeitä tietoja tähtienvälisten magneettikenttien rakenteesta. Viime vuosina pulsareita on käytetty polarisoidun säteilyn lähteinä tähtienvälisen magneettikentän mittaamiseen tällä menetelmällä (katso luku 5). Tähtienvälisillä magneettikentillä on ratkaiseva rooli tiheiden kylmän kaasu- ja pölypilvien muodostumisessa tähtienväliseen väliaineeseen, josta tähdet tiivistyvät (ks. luku 4). Tähtienväliset magneettikentät liittyvät läheisesti ensisijaisiin kosmisiin säteisiin, jotka täyttävät tähtienvälisen tilan. Nämä ovat hiukkasia (protoneja, raskaampien alkuaineiden ytimiä sekä elektroneja), joiden energiat ylittävät satoja miljoonia elektronivoltteja ja saavuttavat jopa 10 20 -10 21 eV. Ne liikkuvat magneettikenttien voimalinjoja pitkin kierteisiä lentoratoja pitkin. Ensisijaisten kosmisten säteiden elektronit, jotka liikkuvat tähtienvälisissä magneettikentissä, säteilevät radioaaltoja. Havaitsemme tämän säteilyn galaksin radiosäteilynä (ns. "synkrotronisäteily"). Näin radioastronomia avasi mahdollisuuden tutkia kosmisia säteitä galaksin syvyyksissä ja jopa kaukana sen rajojen ulkopuolella. Ensimmäistä kertaa se asetti kosmisten säteiden alkuperän ongelman vankalle tieteelliselle perustalle. elämän syntyongelma, viime aikoihin asti kysymys kosmisista primäärisäteistä jätettiin huomiotta. Samaan aikaan mutaatioita aiheuttavan kovan säteilyn taso on , mielestämme erittäin merkittävä evoluutiotekijä. On täysi syy uskoa, että elämän evoluution kulku olisi täysin erilainen, jos kovan säteilyn taso (joka nyt johtuu pitkälti primäärisistä kosmisista säteistä) olisi kymmeniä kertaa suurempi kuin nykyinen arvo. tärkeä kysymys: Pysyykö kosmisen säteilyn taso vakiona millään planeetalla, jolla elämä kehittyy? Se on noin termeistä, jotka on laskettu sadoille miljoonille vuosille. Näemme tämän kirjan myöhemmissä luvuissa, kuinka moderni astrofysiikka ja radioastronomia vastaavat tähän kysymykseen. Tähtienvälisen kaasun massa galaksissamme on lähes miljardi auringon massat, joka on hieman yli 1 % galaksin kokonaismassasta, johtuen pääasiassa tähdistä. Muissa tähtijärjestelmät ax, tähtienvälisen kaasun suhteellinen määrä vaihtelee melko laajoissa rajoissa. klo elliptisiä galakseja se on hyvin pieni, noin 10 -4 ja jopa vähemmän, kun taas epäsäännöllisissä tähtijärjestelmissä (kuten Magellanin pilvet) tähtienvälisen kaasun pitoisuus saavuttaa 20 ja jopa 50%. Tämä seikka liittyy läheisesti tähtijärjestelmien evoluutiokysymykseen, jota käsitellään luvussa. 6.

• * Tällaisissa tähdissä ei ole ionisoidun kalsiumin sisäisiä absorptioviivoja, koska niiden pintakerrosten lämpötilat ovat liian korkeat.
• ** OH-linja koostuu neljästä komponentista, joiden taajuudet ovat lähellä (1612, 1665, 1667 ja 1720 MHz).
• *** Tähtienvälisestä vedystä johtuva 21 cm:n absorptioviiva muodostuu minkä tahansa lähteen radiospektrissä täsmälleen samalla tavalla kuin tähtienväliset kalsiumviivat kaukaisten kuumien tähtien spektrissä.
• **** Megagalaktisten lähteiden radiosäteily on lineaarisesti polarisoitunutta ja polarisaatioaste on yleensä useiden prosenttien luokkaa. Tämän radiosäteilyn polarisaatio selittyy sen synkrotroniluonteella (katso alla).

Tähtienvälisen väliaineen luonne on herättänyt tähtitieteilijöiden ja tiedemiesten huomion vuosisatojen ajan. Itse termiä "tähtienvälinen väline" käytti ensimmäisenä F. Bacon kaupungissa. "Oi, tähtien välinen taivas, sillä on niin paljon yhteistä tähtien kanssa, se kiertää (Maan ympäri) aivan kuten mikä tahansa muu tähti." Myöhempi luonnonfilosofi Robert Boyle vastusti vuonna 1674: "Taivaan tähtienvälisen alueen, kuten jotkut modernit epikurolaiset uskovat, täytyy olla tyhjä."

Nykyaikaisen sähkömagneettisen teorian luomisen jälkeen jotkut fyysikot olettivat, että näkymätön valopitoinen eetteri on väline valoaaltojen välittämiseen. He myös uskoivat, että eetteri täytti tähtienvälisen tilan. R. Patterson kirjoitti vuonna 1862: "Tämä ulosvirtaus on värähtelyjen tai värähtelyliikkeiden perusta eetterissä, joka täyttää tähtienvälisen tilan."

Yötaivaan syvien valokuvaustutkimusten avulla E. Barnard sai ensimmäisen kuvan tummasta sumusta, joka erottui siluettina galaksin tähtien taustaa vasten. Ensimmäisen löydön kylmästä diffuusiaineesta teki kuitenkin D. Hartmann vuonna 1904 sen jälkeen, kun kaksoistähtien emissiospektrissä oli löydetty kiinteä absorptiospektri, joka havaittiin Doppler-ilmiön testaamiseksi.

Hänen historiallinen tutkimus Delta Orion -spektri Hartmann tutki Delta Orion -järjestelmän seuralaisten kiertoradan liikettä ja tähdestä tulevaa valoa ja huomasi, että osa valosta imeytyy matkalla Maahan. Hartmann kirjoitti, että "kalsiumin absorptioviiva on erittäin heikko" ja että "osoitti jokseenkin yllättäväksi, että kalsiumviivat aallonpituudella 393,4 nanometriä eivät liiku spektrin viivojen jaksoittaisessa hajoamisessa, mikä esiintyy spektroskooppisissa kaksoistähdissä". Näiden linjojen liikkumattomuus antoi Hartmannille mahdollisuuden ehdottaa, että absorptiosta vastuussa olevaa kaasua ei ole Delta Orionin ilmakehässä, vaan se päinvastoin sijaitsee tähden ulkopuolella ja sijaitsee tähden ja tarkkailijan välissä. Tämä tutkimus oli alku tähtienvälisen väliaineen tutkimukselle.

Hartmann, Eger vuonna 1919 suorittamien tutkimusten jälkeen, kun tutkittiin absorptioviivoja aallonpituuksilla 589,0 ja 589,6 nanometriä Delta Orionin ja Beta Scorpion järjestelmissä, natrium löydettiin tähtienvälisestä väliaineesta.

Lisätutkimus Bealsin (1936) kalsiumin "H"- ja "K"-linjat mahdollistivat Epsilonin ja Zeta Orionisin kaksois- ja epäsymmetrisen spektriprofiilien havaitsemisen. Nämä olivat ensimmäiset kattava tutkimus tähtienvälinen väliaine Orionin tähdistössä. Absorptioviivaprofiilien epäsymmetria johtui useiden absorptioviivojen päällekkäisyydestä, joista jokainen vastasi atomien siirtymät(esimerkiksi kalsiumin "K"-viiva) ja esiintyi tähtienvälisissä pilvissä, joilla jokaisella oli oma säteittäinen nopeus. Koska kukin pilvi liikkuu Doppler-ilmiön seurauksena eri nopeuksilla tähtienvälisessä avaruudessa sekä Maata kohti että siitä poispäin, absorptioviivat siirtyivät vastaavasti joko violetille tai punaiselle puolelle. Tämä tutkimus vahvisti, että aine ei ole jakautunut tasaisesti tähtienvälisessä avaruudessa.

Tähtienvälisen aineen intensiiviset tutkimukset antoivat W. Pickeringille vuonna 1912 todeta, että "tähtienvälinen absorboiva väliaine, joka, kuten Kaptein osoitti, absorboi vain tietyillä aallonpituuksilla, voi viitata kaasun ja kaasumaisia ​​molekyylejä jotka aurinko ja tähdet karkottavat."

Thorndike kirjoitti vuonna 1930: "Olisi kauheaa tajuta, että tähtien ja tähtien välillä on ylitsepääsemätön kuilu täydellinen tyhjyys. Revontulet innostuvat aurinkomme lähettämistä varautuneista hiukkasista. Mutta jos miljoonat muut tähdet lähettävät myös varautuneita hiukkasia, ja tämä on kiistaton tosiasia, galaksissa ei voi olla absoluuttista tyhjiötä ollenkaan.

Havainnoinnin ilmenemismuodot

Luettelemme tärkeimmät havainnoinnin ilmenemismuodot:

1. Ionisoidun vedyn valaisevia sumuja kuumien tähtien ympärillä ja heijastavia kaasu-pölysumuja kylmempien tähtien läheisyydessä.
2. Tähtien valon heikkeneminen (tähtienvälinen absorptio) pölyn vuoksi, joka on osa tähtienvälistä väliainetta. Sekä siihen liittyvä valon punoitus; läpinäkymättömien sumujen läsnäolo.
3. Valon polarisaatio pölyrakeissa, jotka on suunnattu galaksin magneettikenttää pitkin.
4. Infrapunasäteily tähtienvälisestä pölystä
5. Neutraalin vedyn radiosäteily radioalueella 21 cm:n aallonpituudella
6. Pehmeä röntgenkuvat kuuma harvinainen kaasu.
7. Relativististen elektronien synkrotronisäteily tähtienvälisissä magneettikentissä.
8. Kosmisen maserien säteily.

ISM:n rakenne on äärimmäisen epätriviaali ja heterogeeninen: jättiläismolekyylipilvet, heijastussumu, protoplanetaarinen sumu, planetaarinen sumu, pallo jne. Tämä johtaa monenlaisia ympäristössä tapahtuvat havainnointiilmiöt ja prosessit. Seuraavassa taulukossa on lueteltu levyympäristön pääkomponenttien ominaisuudet:

Vaihe	Lämpötila (TO)	Keskittyminen	pilvimassa ()	Koko (PC)	Osuus varatusta tilavuudesta	Havaintomenetelmä
koronakaasua	≈5	~0.003	-	-	~0.5	Röntgenkuvaus, metallien absorptiolinjat UV-säteilyssä
Kirkkaat HII-alueet	≈	~30	~300	~10	~	Kirkas viiva Hα
Matalatiheyksiset HII-vyöhykkeet	≈	~0.3	-	-	~0.1	Hα linja
Pilvien välinen ympäristö	≈	~0.1	-	-	~0.4	Lyα linja
Lämpimät HI-alueet	~	~1	-	-	~0.01	HI-säteily λ = 21 cm
Maserin kondensaatiot		~	~	~		Maser-päästöt
HI pilvet	≈80	~10	~100	~10	~0.01	HI-absorbanssit λ = 21 cm:llä
Jättiläiset molekyylipilvet	~20	~300	~3	~40	~3
molekyylipilviä	≈10	~	~300	~1	~	Molekyylivedyn absorptio- ja emissioviivat radio- ja infrapunaspektrissä.
Globuleja	≈10	~	~20	~0.3	~3	Absorptio optisella alueella.

Maser-efekti

Rapu sumu, vihreä väri- Maser-säteily

Vuonna 1965 useista radiosäteilyspektreistä löydettiin erittäin voimakkaita ja kapeita viivoja, joiden λ = 18 cm. Lisätutkimukset osoittivat, että viivat kuuluvat OH-molekyyliin ja niiden epätavallinen omaisuus on maser-säteilyn tulos. Vuonna 1969 hän löytää maserilähteitä vesimolekyylistä, jonka λ=1,35 cm, myöhemmin löydettiin maserit, jotka toimivat myös muissa molekyyleissä. Maser-emissiolle tarvitaan tasojen käänteinen populaatio (atomien lukumäärä ylemmällä resonanssitasolla on suurempi kuin alemmalla). Sitten aineen läpi kulkeva valo, jolla on aallon resonanssitaajuus, vahvistuu, eikä heikkene (tätä kutsutaan maser-ilmiöksi). Käänteisen populaation ylläpitämiseksi tarvitaan jatkuvaa energian pumppausta, joten kaikki avaruusmaserit jaetaan kahteen tyyppiin:

Fyysiset ominaisuudet

Paikallisen termodynaamisen tasapainon (LTE) puuttuminen

Tähtienvälisessä väliaineessa atomien pitoisuus on pieni ja optiset syvyydet pienet. Tämä tarkoittaa, että säteilylämpötila on tähtien säteilylämpötila (~5000 K) eikä se vastaa itse väliaineen lämpötilaa. Tässä tapauksessa plasman elektronien ja ionien lämpötilat voivat poiketa suuresti toisistaan, koska energianvaihto törmäyksessä tapahtuu erittäin harvoin. Ei siis ole olemassa yhtä lämpötilaa edes paikallisessa mielessä.

Atomien ja ionien lukumäärän jakautuminen tasopopulaatioille määräytyy rekombinaatio- ja ionisaatioprosessien tasapainon perusteella. LTE edellyttää näiden prosessien olevan tasapainossa, jotta yksityiskohtaisen tasapainon ehto täyttyy kuitenkin tähtienvälisessä väliaineessa, suorassa ja käänteisessä alkeisprosessit ovat luonteeltaan erilaisia, joten yksityiskohtaista tasapainoa ei voida määrittää.

Aurinkotuuli on varautuneiden hiukkasten (pääasiassa vety- ja heliumplasma) virta, joka virtaa ulos aurinkokoronasta kasvavalla nopeudella suurella nopeudella. Aurinkotuulen nopeus heliopaussissa on noin 450 km/s. Tämä nopeus ylittää äänen nopeuden tähtienvälisessä väliaineessa. Ja jos kuvittelemme tähtienvälisen väliaineen ja aurinkotuulen törmäyksen kahden virran törmäyksenä, niin niiden vuorovaikutuksen aikana syntyy shokkiaaltoja. Ja itse väliaine voidaan jakaa kolmeen alueeseen: alue, jossa on vain ISM-hiukkasia, alue, jossa vain tähtituulen hiukkasia ja niiden vuorovaikutuksen alue.

Ja jos tähtienvälinen kaasu olisi täysin ionisoitunut, kuten alun perin oletettiin, kaikki olisi täsmälleen kuten edellä on kuvattu. Mutta kuten ensimmäiset havainnot planeettojenvälisestä väliaineesta Ly-aplhassa ovat jo osoittaneet, neutraaleja hiukkasia tähtienvälinen väliaine tunkeutuu aurinkokuntaan. Toisin sanoen Aurinko on vuorovaikutuksessa neutraalin ja ionisoidun kaasun kanssa eri tavoin.

Liike aurinkokunta paikallisessa tähtienvälisessä pilvessä

Vuorovaikutus ionisoidun kaasun kanssa

shokkiaallon raja

Ensiksi aurinkoinen tuuli hidastuu, tihenee, lämpenee ja myrskyisee. Tämän siirtymän hetkeä kutsutaan rajaa paineaalto (pääteisku) ja sijaitsee noin 85-95 AU:n etäisyydellä. esim. auringosta. (tietojen mukaan avaruusasemia Voyager 1 ja Voyager 2, jotka ylittivät tämän rajan joulukuussa 2004 ja elokuussa 2007.)

heliosfääri ja heliopaussi

Noin 40 lisää. e. aurinkotuuli törmää tähtienvälinen aine ja lopulta pysähtyy. Tätä rajaa, joka erottaa tähtienvälisen väliaineen aurinkokunnan aineesta, kutsutaan heliopaussi. Muodoltaan se on kuplan kaltainen, sisään pitkänomainen vastakkainen liike Auringon puoli. Heliopaussin rajoittamaa avaruuden aluetta kutsutaan heliosfääri.