ვარსკვლავებს შორის სივრცე ივსება იშვიათი გაზით, მტვრით, მაგნიტური ველებით და კოსმოსური სხივებით.

ვარსკვლავთშორისი გაზი. მისი საერთო მასა საკმაოდ დიდია - ჩვენი გალაქტიკის ყველა ვარსკვლავის მთლიანი მასის რამდენიმე პროცენტი. გაზის საშუალო სიმკვრივეა დაახლოებით 10 -21 კგ/მ 3 . ასეთი სიმკვრივით, ვარსკვლავთშორისი სივრცის 1-2 სმ 3 შეიცავს გაზის მხოლოდ ერთ ატომს.

ვარსკვლავთშორისი გაზის ქიმიური შემადგენლობა დაახლოებით იგივეა, რაც ვარსკვლავების: წყალბადის უმეტესი ნაწილი, შემდეგ ჰელიუმი და ყველა სხვაგან ძალიან ცოტა. ქიმიური ელემენტები.

ვარსკვლავთშორისი გაზი გამჭვირვალეა. ამიტომ, ის თავად არ ჩანს არცერთ ტელესკოპში, გარდა იმ შემთხვევებისა, როდესაც ის ცხელ ვარსკვლავებთან ახლოს არის. ულტრაიისფერი სხივები, სხივებისგან განსხვავებით ხილული სინათლე, შეიწოვება აირით და აძლევს მას ენერგიას. ამის გამო, ცხელი ვარსკვლავები ათბობენ გარემომცველ გაზს მათი ულტრაიისფერი გამოსხივებით დაახლოებით 10000 K ტემპერატურამდე. გახურებული გაზი იწყებს სინათლის გამოსხივებას თავად და ჩვენ მას ვაკვირდებით, როგორც კაშკაშა აირისებრი ნისლეული (იხ. ნისლეულები).

უფრო ცივი, „უხილავი“ აირი რადიოასტრონომიული მეთოდებით შეინიშნება (იხ. რადიო ასტრონომია). წყალბადის ატომები იშვიათ გარემოში ასხივებენ რადიოტალღებს ტალღის სიგრძეზე დაახლოებით 21 სმ. ამიტომ, რადიოტალღების ნაკადები მუდმივად ვრცელდება ვარსკვლავთშორისი გაზის რეგიონებიდან. ამ გამოსხივების მიღებითა და ანალიზით, მეცნიერები გაეცნობიან ვარსკვლავთშორისი გაზის სიმკვრივეს, ტემპერატურას და მოძრაობას. გარე სივრცე.

აღმოჩნდა, რომ ის არათანაბრად არის განაწილებული სივრცეში. არის გაზის ღრუბლები, რომელთა ზომებია ერთიდან რამდენიმე ასეულ სინათლის წლამდე და დაბალი ტემპერატურით - ათეულიდან ასობით გრადუსამდე კელვინამდე. ღრუბლებს შორის სივრცე ივსება უფრო ცხელი და იშვიათი ღრუბლოვანი გაზით.

ცხელი ვარსკვლავებისგან მოშორებით, გაზი თბება ძირითადად რენტგენის და კოსმოსური სხივებით, რომლებიც განუწყვეტლივ შეაღწევენ ვარსკვლავთშორის სივრცეში ყველა მიმართულებით. ის ასევე შეიძლება გაცხელდეს მაღალ ტემპერატურამდე ზებგერითი შეკუმშვის ტალღებით - დარტყმითი ტალღები, რომლებიც აირში დიდი სიჩქარით ვრცელდება. ისინი წარმოიქმნება ზეახალი ვარსკვლავების აფეთქებისა და გაზის სწრაფად მოძრავი მასების შეჯახებისას.

რაც უფრო მაღალია გაზის სიმკვრივე, ან რაც უფრო მასიურია გაზის ღრუბელი, მით მეტი ენერგიაა საჭირო მის გასათბობად. მაშასადამე, მკვრივ ღრუბლებში ვარსკვლავთშორისი გაზის ტემპერატურა ძალიან დაბალია: არის ღრუბლები, რომელთა ტემპერატურა რამდენიმე ათეულ გრადუსამდე კელვინს აღწევს. ასეთ ადგილებში წყალბადი და სხვა ქიმიური ელემენტები გაერთიანებულია მოლეკულებად. ამავდროულად, რადიო გამოსხივება ტალღის სიგრძეზე 21 სმ სუსტდება, რადგან წყალბადი ატომიდან (H) ხდება მოლეკულური (H 2). მაგრამ მეორეს მხრივ, სხვადასხვა მოლეკულების რადიო გამოსხივების ხაზები ჩნდება ტალღის სიგრძეზე რამდენიმე მილიმეტრიდან რამდენიმე ათეულ სანტიმეტრამდე. ეს ხაზები დაცულია და შეიძლება გამოყენებულ იქნას განსასჯელად ფიზიკური მდგომარეობააირები ცივ ღრუბლებში, რომლებსაც ხშირად უწოდებენ მოლეკულურ ღრუბლებს ან მოლეკულურ გაზის კომპლექსებს.

ჩვენს გალაქტიკაში მოლეკულების ემისიის ხაზებში რადიო დაკვირვებით, ის აღმოაჩინეს დიდი რიცხვიგიგანტური მოლეკულური ღრუბლები მინიმუმ 100 ათასი მზის მასით. მათში შემავალი გაზის მთლიანი რაოდენობა შედარებულია გალაქტიკაში ატომური წყალბადის რაოდენობასთან. ტერიტორიები ყველაზე მაღალი სიმკვრივისმოლეკულური აირი გალაქტიკაში ქმნის ფართო რგოლს ცენტრის გარშემო, რადიუსით 5-7 კმკ.

ვარსკვლავთშორის გარემოში რადიო გამოსხივების ხაზების გამოყენებით, ასტრონომებმა მოახერხეს რამდენიმე ათეული ტიპის მოლეკულის აღმოჩენა: მარტივიდან. დიატომიური მოლეკულები CH, CO, CN up როგორიცაა მოლეკულა ჭიანჭველა მჟავაეთილის ან მეთილის სპირტი და უფრო რთული პოლიატომური მოლეკულები. მაგრამ ყველაზე გავრცელებული მოლეკულები მაინც წყალბადის მოლეკულებია H 2.

მოლეკულური ღრუბლების სიმკვრივე და ტემპერატურა ისეთია, რომ მათში არსებული გაზი მიდრეკილია შეკუმშვას და კონდენსაციას საკუთარი სიმძიმის გავლენის ქვეშ. როგორც ჩანს, ეს პროცესი იწვევს ვარსკვლავების წარმოქმნას. მართლაც, ცივი მოლეკულური ღრუბლები ხშირად თანაარსებობენ ახალგაზრდა ვარსკვლავებთან.

ვარსკვლავთშორისი გაზის ვარსკვლავებად გადაქცევის გამო, გალაქტიკაში მისი მარაგი თანდათან მცირდება. მაგრამ გაზი ნაწილობრივ ბრუნდება ვარსკვლავებიდან ვარსკვლავთშორის გარემოში. ეს ხდება ახალი და ზეახალი ვარსკვლავების ამოფრქვევის დროს, ვარსკვლავების ზედაპირიდან მატერიის გადინების დროს და ვარსკვლავების მიერ პლანეტარული ნისლეულების წარმოქმნის დროს.

ჩვენს გალაქტიკაში, ისევე როგორც სხვა უმეტესობაში, გაზი კონცენტრირებულია ვარსკვლავური დისკის სიბრტყისკენ და ქმნის ფენას დაახლოებით 100 ps სისქით. გალაქტიკის კიდისკენ ამ ფენის სისქე თანდათან იზრდება. გაზი თავის უმაღლეს სიმკვრივეს აღწევს გალაქტიკის ბირთვში და მისგან 5÷7 კპკ მანძილზე.

გალაქტიკის დისკიდან დიდ მანძილზე სივრცე ივსება ძალიან ცხელი (მილიონ გრადუსზე მეტი) და უკიდურესად იშვიათი გაზით, მაგრამ მისი საერთო მასა მცირეა გალაქტიკის სიბრტყესთან ვარსკვლავთშორისი გაზის მასასთან შედარებით.

ვარსკვლავთშორისი მტვერი. ვარსკვლავთშორისი გაზი შეიცავს მტვერს, როგორც მის მცირე დანამატს (დაახლოებით 1% მასის მიხედვით). მტვრის არსებობა შესამჩნევია, უპირველეს ყოვლისა, ვარსკვლავური შუქის შეწოვით და ასახვით. მტვრის მიერ სინათლის შთანთქმის გამო, ჩვენ ვერ ვხედავთ მიმართულებით ირმის ნახტომიის ვარსკვლავები, რომლებიც ჩვენგან 3-4 ათას სინათლის წელზე შორს არიან. სინათლის შესუსტება განსაკუთრებით ძლიერია სპექტრის ლურჯ (მოკლე ტალღის სიგრძის) რეგიონში. ამიტომ შორეული ვარსკვლავები გაწითლებულები ჩანან. მტვრის მაღალი სიმკვრივის გამო განსაკუთრებით გაუმჭვირვალეა გაზის მკვრივი და მტვრის ღრუბლები - გლობულები.

მტვრის ინდივიდუალური ნაწილაკები ძალიან მცირე ზომის- მილიმეტრის რამდენიმე ათიათასედი. ისინი შეიძლება შედგებოდეს ნახშირბადის, სილიციუმის და სხვადასხვა გაყინული აირებისგან. მტვრის მარცვლების ბირთვები ან ბირთვები, სავარაუდოდ, ცივი გიგანტური ვარსკვლავების ატმოსფეროში იქმნება. იქიდან ისინი ვარსკვლავური შუქის წნევით "იფრქვევენ" ვარსკვლავთშორის სივრცეში, სადაც მათზე "იყინება" წყალბადის, წყლის, მეთანის, ამიაკის და სხვა გაზების მოლეკულები.

ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველი. ვარსკვლავთშორისი გარემო გაჟღენთილია სუსტი მაგნიტური ველით. ის დაახლოებით 100000-ჯერ სუსტია მაგნიტური ველიᲓედამიწა. მაგრამ ვარსკვლავთშორისი ველი ფარავს გარე სივრცის გიგანტურ მოცულობებს და, შესაბამისად, მისი მთლიანი ენერგია ძალიან დიდია.

ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველი პრაქტიკულად არ მოქმედებს ვარსკვლავებსა და პლანეტებზე, მაგრამ ის აქტიურად ურთიერთქმედებს ვარსკვლავთშორის სივრცეში მოძრავ დამუხტულ ნაწილაკებთან – კოსმოსურ სხივებთან. სწრაფ ელექტრონებზე მოქმედებით მაგნიტური ველი მათ რადიოტალღებს ასხივებს. მაგნიტური ველი გარკვეულწილად მიმართავს ვარსკვლავთშორისი მტვრის მარცვლებს, ხოლო ვარსკვლავთშორისი მტვრის გავლით შორეული ვარსკვლავების შუქი ახალ თვისებას იძენს - ის პოლარიზდება.

მაგნიტური ველი ძალიან დიდ გავლენას ახდენს ვარსკვლავთშორისი გაზის მოძრაობაზე. მას შეუძლია, მაგალითად, შეანელოს გაზის ღრუბლების ბრუნვა, თავიდან აიცილოს გაზის ძლიერი შეკუმშვა, ან ამით მიმართოს გაზის ღრუბლების მოძრაობას, რათა აიძულოს ისინი შეიკრიბონ უზარმაზარ გაზისა და მტვრის კომპლექსებში.

კოსმოსური სხივები დეტალურად არის აღწერილი შესაბამის სტატიაში.

ვარსკვლავთშორისი გარემოს ოთხივე კომპონენტი მჭიდრო კავშირშია ერთმანეთთან. მათი ურთიერთქმედება რთულია და ჯერ კიდევ არ არის სრულიად ნათელი. ვარსკვლავთშორისი გარემოს შესწავლისას ასტროფიზიკოსები ეყრდნობიან როგორც პირდაპირ დაკვირვებებს, ასევე ფიზიკის ისეთ თეორიულ დარგებს, როგორიცაა პლაზმის ფიზიკა. ატომური ფიზიკადა მაგნიტური გაზის დინამიკა.

გაზის ნისლეულები. ყველაზე ცნობილი აირისებრი ნისლეული არის თანავარსკვლავედი ორიონში (229), რომლის სიგრძე 6 წმ-ზე მეტია, მთვარე ღამეს შეუიარაღებელი თვალითაც კი ჩანს. არანაკლებ ლამაზია ომეგა, ლაგუნა და ტრიფიდური ნისლეულები მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში, ჩრდილოეთ ამერიკადა პელიკანი ბორცვში, ნისლეულები პლეადებში, ვარსკვლავი h კარინას მახლობლად, როზეტა თანავარსკვლავედში მონოცეროსში და მრავალი სხვა. საერთო ჯამში დაახლოებით 400 ასეთი ობიექტია. ბუნებრივია, მათი საერთო რაოდენობა გალაქტიკაში გაცილებით დიდია, მაგრამ ჩვენ მათ ვერ ვხედავთ სინათლის ძლიერი ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის გამო. აირისებრი ნისლეულების სპექტრები შეიცავს ნათელ ემისიის ხაზებს, რაც ადასტურებს მათი ბზინვის აირისებრ ბუნებას. ყველაზე კაშკაშა ნისლეულები ასევე აჩვენებენ სუსტ უწყვეტ სპექტრს. როგორც წესი, ყველაზე ძლიერად გამოირჩევიან წყალბადის ხაზები Ha და Hb და ცნობილი ნისლეული ხაზები 5007 და 4950 Å ტალღის სიგრძით, რომლებიც ჩნდება ორმაგად იონიზებული ჟანგბადის O III აკრძალული გადასვლის დროს. სანამ ამ ხაზების იდენტიფიცირება მოხერხდებოდა, ვარაუდობდნენ, რომ ისინი ასხივებდა ჰიპოთეტური ელემენტის ნებულიუმს. ასევე ინტენსიურია ცალსახად იონიზებული ჟანგბადის O II აკრძალული ორი ხაზი დაახლოებით 3727 Å ტალღის სიგრძით, აზოტის ხაზები და რიგი სხვა ელემენტები. აირისებრი ნისლეულის შიგნით ან მის მახლობლად, თითქმის ყოველთვის შეგიძლიათ იპოვოთ ცხელი ვარსკვლავი. სპექტრალური ტიპი O ან B0, რაც არის მთელი ნისლეულის სიკაშკაშის მიზეზი. ამ ცხელ ვარსკვლავებს აქვთ ძალიან ძლიერი ულტრაიისფერი გამოსხივება, რომელიც იონიზებს და იწვევს მიმდებარე აირების ანათებას, ისევე როგორც ეს ხდება პლანეტარული ნისლეულების შემთხვევაში (იხ. § 152). ნისლეულის ატომის მიერ შთანთქმული ვარსკვლავის ულტრაიისფერი კვანტის ენერგია ძირითადად გამოიყენება ატომის იონიზაციისთვის. დანარჩენი ენერგია იხარჯება თავისუფალი ელექტრონის სიჩქარის მიცემაზე, ანუ ის საბოლოოდ გარდაიქმნება სითბოდ. იონიზებულ აირში, საპირისპირო რეკომბინაციის პროცესები ასევე უნდა მოხდეს ელექტრონის დაბრუნებით შეკრული მდგომარეობა. თუმცა, ყველაზე ხშირად ეს ხორციელდება შუალედური გზით ენერგიის დონეებიისე, რომ თავდაპირველად შთანთქმული მყარი ულტრაიისფერი კვანტების ნაცვლად, ნისლეულის ატომები ასხივებენ ხილული სხივების რამდენიმე ნაკლებ ენერგიულ კვანტს (ამ პროცესს ფლუორესცენცია ეწოდება). ამრიგად, ნისლეულში ხდება ვარსკვლავის ულტრაიისფერი კვანტების ერთგვარი „დამსხვრევა“ და მათი დამუშავება სპექტრული ხაზების შესაბამის რადიაციად. ხილული სპექტრი. რადიაცია წყალბადის, იონიზებული ჟანგბადისა და აზოტის ხაზებში, რაც იწვევს გაზის გაგრილებას, აბალანსებს სითბოს შეყვანას იონიზაციის გზით. შედეგად, ნისლეულის ტემპერატურა დგინდება წესრიგის გარკვეულ დონეზე, რაც შეიძლება გადამოწმდეს გაზის თერმული რადიოემისიით. ნებისმიერ სპექტრულ ხაზში გამოსხივებული კვანტების რაოდენობა საბოლოო ჯამში პროპორციულია რეკომბინაციების, ანუ ელექტრონების იონებთან შეჯახების რაოდენობის პროპორციულია. ძლიერ იონიზებულ აირში ორივეს კონცენტრაცია ერთნაირია, ანუ ვინაიდან, (7.18) მიხედვით, ერთი ნაწილაკის შეჯახების სიხშირე პროპორციულია n-ის, საერთო რაოდენობაყველა იონის შეჯახება ელექტრონებთან მოცულობის ერთეულზე პროპორციულია ცხრის ნამრავლის, ანუ მაშასადამე, ნისლეულის მიერ გამოსხივებული კვანტების მთლიანი რაოდენობა, ან მისი სიკაშკაშე ცაში, პროპორციულია შეჯამების მხედველობის ხაზის გასწვრივ. L სიგრძის ერთგვაროვანი ნისლეულისთვის ეს იძლევა. პროდუქტს ემისიის ზომა ეწოდება და არის ყველაზე მნიშვნელოვანი მახასიათებელიაირისებრი ნისლეული: მისი მნიშვნელობა ადვილად მიიღება ნისლეულის სიკაშკაშეზე პირდაპირი დაკვირვებით. ამასთან, ემისიის ღონისძიება დაკავშირებულია ძირითად ფიზიკური პარამეტრინისლეულები - გაზის სიმკვრივე. ამრიგად, აირისებრი ნისლეულებიდან ემისიის გაზომვით, შეიძლება შეფასდეს ნაწილაკების კონცენტრაცია ne, რომელიც აღმოჩნდება 102–103 სმ–3 რიგის და მათგან ყველაზე კაშკაშასთვის უფრო მეტიც. როგორც ჩანს, აირისებრ ნისლეულებში ნაწილაკების კონცენტრაცია მილიონჯერ ნაკლებია, ვიდრე მზის გვირგვინში და მილიარდჯერ ნაკლებია, ვიდრე საუკეთესო თანამედროვე ვაკუუმ ტუმბოებს შეუძლიათ. გაზის უჩვეულოდ ძლიერი იშვიათობა ხსნის მის სპექტრში აკრძალული ხაზების გამოჩენას, რომლებიც ინტენსივობით შედარებულია დაშვებულთან. ჩვეულებრივ აირში აღგზნებულ ატომებს არ აქვთ დრო აკრძალული ხაზის გამოსხივებისთვის, რადგან ბევრად ადრე, ვიდრე ეს მოხდება, ისინი შეეჯახებიან სხვა ნაწილაკებს (უპირველეს ყოვლისა ელექტრონებს) და მისცემს მათ აგზნების ენერგიას კვანტის გამოსხივების გარეშე. აირისებრ ნისლეულებში 104 ёK ტემპერატურაზე ელექტრონების საშუალო თერმული სიჩქარე აღწევს 500 კმ/წმ და შეჯახებებს შორის დრო, გამოთვლილი ფორმულით (7.17) კონცენტრაციით ne = 102 სმ −3, გამოდის 2 ×. 106 წმ, ანუ თვეზე ცოტა ნაკლები, რაც მილიონჯერ აღემატება აგზნებად მდგომარეობაში მყოფ ატომის „სიცოცხლის ხანგრძლივობას“ აკრძალული გადასვლების უმეტესობისთვის. ზონები H I და H II. როგორც ახლა ვნახეთ, ცხელი ვარსკვლავები იონიზებენ გაზს მათ გარშემო დიდ მანძილზე. ვინაიდან ეს ძირითადად წყალბადია, ძირითადად ლიმანის კვანტები 912 Å-ზე ნაკლები ტალღის სიგრძით ახდენს მას იონიზაციას. მაგრამ შიგნით დიდი რაოდენობითმათი მიცემა შესაძლებელია მხოლოდ O და B0 სპექტრული კლასების ვარსკვლავებით, რომლებშიც ეფექტური ტემპერატურა Teff ³ 3×104 ёK და ემისიის მაქსიმუმი მდებარეობს სპექტრის ულტრაიისფერ ნაწილში. გამოთვლებმა აჩვენა, რომ ამ ვარსკვლავებს შეუძლიათ აირიონირება აირი 1 ატომის კონცენტრაციით 1 სმ3-ში რამდენიმე ათეული პარსეკის დისტანციებზე. იონიზებული გაზი გამჭვირვალეა ულტრაიისფერი გამოსხივების მიმართ, ნეიტრალური, პირიქით, ხარბად შთანთქავს მას. შედეგად, იონიზაციის რეგიონი ცხელი ვარსკვლავის გარშემო (in ერთგვაროვანი გარემოეს ბურთია!) აქვს ძალიან მკვეთრი საზღვარი, რომლის მიღმაც გაზი ნეიტრალური რჩება. ამრიგად, ვარსკვლავთშორის გარემოში გაზი შეიძლება იყოს მთლიანად იონიზებული ან ნეიტრალური. პირველ რეგიონებს ჰქვია H II ზონები, მეორეს - H I ზონები შედარებით ცოტაა ცხელი ვარსკვლავები და ამიტომ აირისებრი ნისლეულები შეადგენენ მთელი ვარსკვლავთშორისი გარემოს უმნიშვნელო ნაწილს (დაახლოებით 5%). H I რეგიონების გათბობა ხდება კოსმოსური სხივების მაიონებელი ეფექტის, რენტგენის კვანტების და ჯამური მოქმედების გამო. ფოტონის გამოსხივებავარსკვლავები. ამ შემთხვევაში ნახშირბადის ატომები ჯერ იონიზირებულია. იონიზებული ნახშირბადის გამოსხივება არის გაზის გაგრილების მთავარი მექანიზმი H I ზონებში. ტემპერატურის პირობები, ხორციელდება სიმკვრივის მნიშვნელობიდან გამომდინარე. პირველი მათგანი, როდესაც ტემპერატურა რამდენიმე ასეულ გრადუსზეა დაყენებული, რეალიზდება ერთჯერადი მტვრის ღრუბლებში, სადაც სიმკვრივე შედარებით მაღალია, მეორე - მათ შორის სივრცეში, რომელშიც იშვიათი გაზი თბება რამდენიმე ათასამდე. გრადუსი. ტერიტორიები შუალედური ღირებულებებისიმკვრივეები არასტაბილურია და თავდაპირველი ერთგვაროვანი გაზი აუცილებლად უნდა გაიყოს ორ ფაზად - შედარებით მკვრივი ღრუბლები და მათ გარშემო ძალიან იშვიათი გარემო. ამრიგად, თერმული არასტაბილურობაა მთავარი მიზეზი ვარსკვლავთშორისი საშუალების „მოხეხილი“ და მოღრუბლული სტრუქტურა. ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის ხაზები. ცივი გაზის არსებობა ვარსკვლავებს შორის სივრცეში მე-20 საუკუნის დასაწყისში დადასტურდა. გერმანელი ასტრონომი ჰარტმანი, რომელმაც შეისწავლა ორობითი ვარსკვლავების სპექტრები, რომლებშიც სპექტრული ხაზები, როგორც აღნიშნულია § 157-ში, პერიოდული ძვრები უნდა განიცადოს. ჰარტმანმა აღმოაჩინა ზოგიერთი ვარსკვლავის სპექტრში (განსაკუთრებით შორეული და ცხელი) სტაციონარული (ანუ მათი ტალღის სიგრძე არ იცვლება) იონიზებული კალციუმის H და K ხაზები. გარდა იმისა, რომ მათი ტალღის სიგრძე არ იცვლებოდა, ისევე როგორც ყველა სხვა ხაზი, ისინი განსხვავდებოდნენ უფრო მცირე სიგანეშიც კი. ამავე დროს, H და K ხაზები სრულიად არ არის საკმარისად ცხელ ვარსკვლავებში. ეს ყველაფერი იმაზე მეტყველებს, რომ სტაციონარული ხაზები არ წარმოიქმნება ვარსკვლავის ატმოსფეროში, არამედ ვარსკვლავებს შორის სივრცეში გაზის შთანთქმის გამო. შემდგომში აღმოაჩინეს სხვა ატომების ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის ხაზები: ნეიტრალური კალციუმი, ნატრიუმი, კალიუმი, რკინა, ტიტანი, ასევე ზოგიერთი მოლეკულური ნაერთი. თუმცა, ცივი ვარსკვლავთშორისი გაზის ყველაზე სრულყოფილი სპექტროსკოპიული შესწავლა შესაძლებელი გახდა ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის ხაზების ექსტრაატმოსფერული დაკვირვების წყალობით სპექტრის შორეულ ულტრაიისფერ ნაწილში, სადაც კონცენტრირებულია ყველაზე მნიშვნელოვანი ქიმიური ელემენტების რეზონანსული ხაზები, რომელშიც, ცხადია, ყველაზე მეტად "ცივი" აირი უნდა შთანთქოს. კერძოდ, დაფიქსირდა წყალბადის (La), ნახშირბადის, აზოტის, ჟანგბადის, მაგნიუმის, სილიციუმის და სხვა ატომების რეზონანსული ხაზები. ქიმიური შემადგენლობის შესახებ ყველაზე სანდო მონაცემების მიღება შესაძლებელია რეზონანსული ხაზების ინტენსივობიდან. აღმოჩნდა, რომ ვარსკვლავთშორისი გაზის შემადგენლობა ზოგადად ახლოსაა ვარსკვლავების სტანდარტულ ქიმიურ შემადგენლობასთან, თუმცა ზოგიერთი მძიმე ელემენტი მასში უფრო მცირე რაოდენობითაა. დიდი დისპერსიის მქონე ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის ხაზების შესწავლა საშუალებას გვაძლევს შევამჩნიოთ, რომ ყველაზე ხშირად ისინი იშლება რამდენიმე ცალკეულ ვიწრო კომპონენტად სხვადასხვა დოპლერის ცვლებით, რომლებიც შეესაბამება საშუალოდ ±10 კმ/წმ რადიალურ სიჩქარეს. ეს ნიშნავს, რომ H I ზონებში გაზი კონცენტრირებულია ცალკეულ ღრუბლებში, რომელთა ზომა და მდებარეობა ზუსტად შეესაბამება წინა აბზაცის ბოლოს განხილულ მტვრის ღრუბლებს. ერთადერთი განსხვავება ისაა, რომ გაზის მასა საშუალოდ 100-ჯერ მეტია. შესაბამისად, ვარსკვლავთშორის გარემოში გაზი და მტვერი კონცენტრირებულია იმავე ადგილებში, თუმცა მათი ფარდობითი სიმკვრივე შეიძლება მნიშვნელოვნად განსხვავდებოდეს ერთი რეგიონიდან მეორეში. ცალკეულ ღრუბლებთან ერთად, რომლებიც შედგება იონიზებული ან ნეიტრალური გაზისგან, გალაქტიკა შეინიშნება გაცილებით დიდი ზომის, მასისა და ცივი ვარსკვლავთშორისი მატერიის სიმკვრივით, რომელსაც ეწოდება გაზი-მტვრის კომპლექსები. ჩვენთან ყველაზე ახლოს არის ცნობილი კომპლექსი ორიონში, რომელიც მოიცავს უამრავ ღირსშესანიშნავ ობიექტთან ერთად ცნობილ ორიონის ნისლეულსაც. ასეთ რეგიონებში, რომლებიც გამოირჩევიან რთული და უაღრესად არაერთგვაროვანი სტრუქტურით, კოსმოგონიისთვის უაღრესად მნიშვნელოვანი ვარსკვლავთწარმოქმნის პროცესი მიმდინარეობს. ნეიტრალური წყალბადის მონოქრომატული გამოსხივება. ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის ხაზები გარკვეულწილად იძლევა მხოლოდ არაპირდაპირი გზაგაარკვიეთ H I რეგიონების თვისებები. ნებისმიერ შემთხვევაში, ეს შეიძლება გაკეთდეს მხოლოდ ცხელი ვარსკვლავების მიმართულებით. გალაქტიკაში ნეიტრალური წყალბადის განაწილების ყველაზე სრულყოფილი სურათი შეიძლება შედგეს მხოლოდ წყალბადის საკუთარი ემისიის საფუძველზე. საბედნიეროდ, ასეთი შესაძლებლობა არსებობს რადიოასტრონომიაში, წყალბადის ნეიტრალური გამოსხივების სპექტრული ხაზის არსებობის გამო 21 სმ ტალღის სიგრძეზე. სულწყალბადის ატომები, რომლებიც ასხივებენ 21 სმ ხაზს, იმდენად დიდია, რომ გალაქტიკის სიბრტყეში მდებარე ფენა არსებითად გაუმჭვირვალეა 21 სმ რადიო გამოსხივებისთვის მხოლოდ 1 კპკ. მაშასადამე, თუ გალაქტიკაში მთელი ნეიტრალური წყალბადი სტაციონარული იქნებოდა, ჩვენ ვერ დავაკვირდებოდით მას გალაქტიკის ზომის დაახლოებით 3% მანძილზე. სინამდვილეში ეს ხდება, საბედნიეროდ, მხოლოდ გალაქტიკის ცენტრისა და ანტიცენტრის მიმართულებებით, რომლებშიც, როგორც 167-ე პუნქტში ვნახეთ, არ არის შედარებითი მოძრაობები მხედველობის ხაზის გასწვრივ. თუმცა, ყველა სხვა მიმართულებით, გალაქტიკური ბრუნვის გამო, არის განსხვავება სხვადასხვა ობიექტების რადიალურ სიჩქარეში, რომელიც იზრდება მანძილით. აქედან გამომდინარე, შეგვიძლია ვივარაუდოთ, რომ გალაქტიკის თითოეულ რეგიონს ახასიათებს გარკვეული ღირებულებარადიალური სიჩქარით, დოპლერის ცვლის გამო, ის ასხივებს, თითქოსდა, "საკუთარ" ხაზს ტალღის სიგრძით არა 21 სმ, არამედ ოდნავ მეტ-ნაკლებად, რადიალური სიჩქარის მიმართულებიდან გამომდინარე. გაზის უფრო ახლო მოცულობებს აქვთ განსხვავებული შერევა და, შესაბამისად, ხელს არ უშლიან უფრო შორეულ რეგიონებში დაკვირვებას. თითოეული ასეთი ხაზის პროფილი იძლევა წარმოდგენას გაზის სიმკვრივის შესახებ გალაქტიკის დიფერენციალური ბრუნვის ეფექტის მოცემულ მნიშვნელობის შესაბამისი მანძილზე. ნახაზი 230 გვიჩვენებს ამ გზით მიღებულ გალაქტიკაში ნეიტრალური წყალბადის განაწილებას. ნახატიდან ჩანს, რომ ნეიტრალური წყალბადი გალაქტიკაში არათანაბრად არის განაწილებული. ცენტრიდან გარკვეულ მანძილზე სიმკვრივის მატებაა, რაც, როგორც ჩანს, გალაქტიკის სპირალური სტრუქტურის ელემენტებია, რაც დადასტურებულია ცხელი ვარსკვლავებისა და დიფუზური ნისლეულების განაწილებით. შორეულ ვარსკვლავებში ნაპოვნი სინათლის პოლარიზაციაზე დაყრდნობით, არსებობს საფუძველი ვიფიქროთ, რომ მაგნიტური ველის ძირითადი ნაწილის ძალის ხაზები მიმართულია სპირალური მკლავების გასწვრივ. გალაქტიკები, რომლებზეც მოგვიანებით ვისაუბრებთ კოსმოსურ სხივებთან დაკავშირებით. ამ ველის გავლენამ შეიძლება აიხსნას ის ფაქტი, რომ როგორც ნათელი, ისე მუქი ნისლეულების უმეტესობა წაგრძელებულია სპირალური ტოტების გასწვრივ, რომელთა გარეგნობა გარკვეულწილად უნდა იყოს დაკავშირებული მაგნიტურ ველთან. ვარსკვლავთშორისი მოლეკულები. ზოგიერთი ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის ხაზი იდენტიფიცირებულია მოლეკულების სპექტრებთან. თუმცა, ოპტიკურ დიაპაზონში ისინი წარმოდგენილია მხოლოდ CH, CH+ და CN ნაერთებით. საგრძნობლად ახალი ეტაპივარსკვლავთშორისი გარემოს შესწავლა დაიწყო 1963 წელს, როდესაც ტალღის სიგრძის 18 სმ დიაპაზონში შესაძლებელი გახდა 1953 წელს ნაწინასწარმეტყველები ჰიდროქსილის შთანთქმის რადიოხაზების რეგისტრაცია. 1970-იანი წლების დასაწყისში ისინი აღმოაჩინეს ვარსკვლავთშორისის რადიოემისიის სპექტრში. საშუალო. კიდევ რამდენიმე ათეული მოლეკულის ხაზი, ხოლო 1973 წელს ვარსკვლავთშორისი H2 მოლეკულის რეზონანსული ხაზი 1092 Å ტალღის სიგრძით გადაიღეს სპეციალურ თანამგზავრზე "კოპერნიკი". აღმოჩნდა, რომ მოლეკულური წყალბადი წარმოადგენს ვარსკვლავთშორისი გარემოს ძალიან მნიშვნელოვან ნაწილს. მოლეკულურ სპექტრებზე დაყრდნობით ჩატარდა „ცივ“ H I ღრუბლებში არსებული პირობების დეტალური ანალიზი, დაიხვეწა მათი თერმული წონასწორობის განმსაზღვრელი პროცესები და მიღებული იქნა მონაცემები ზემოთ მოყვანილი ორი თერმული რეჟიმის შესახებ. ვარსკვლავთშორისი ნაერთების CH, CH+, CN, H2, CO, OH, CS, SiO, SO და სხვათა სპექტრების დეტალურმა შესწავლამ შესაძლებელი გახადა ვარსკვლავთშორისი გარემოს სტრუქტურაში ახალი ელემენტის - მოლეკულური ღრუბლების არსებობის გამოვლენა. , რომელშიც. ვარსკვლავთშორისი მატერიის მნიშვნელოვანი ნაწილი კონცენტრირებულია. ასეთ ღრუბლებში გაზის ტემპერატურა შეიძლება მერყეობდეს 5-დან 50 eK-მდე, ხოლო მოლეკულების კონცენტრაციამ შეიძლება მიაღწიოს რამდენიმე ათას მოლეკულას 1 სმ −3-ზე და ზოგჯერ ბევრად მეტსაც. კოსმოსური მასერები. ზოგიერთი გაზ-მტვრის ღრუბლების რადიოსპექტრში, ჰიდროქსილის შთანთქმის ხაზების ნაცვლად, სრულიად მოულოდნელად, აღმოჩნდა ... ემისიის ხაზები. ამ გამოსხივებას აქვს მრავალი მნიშვნელოვანი თვისება. უპირველეს ყოვლისა, ოთხივე ჰიდროქსილის ემისიის რადიო ხაზის შედარებითი ინტენსივობა აღმოჩნდა ანომალიური, ანუ არ შეესაბამება გაზის ტემპერატურას და მათში გამოსხივება იყო ძალიან ძლიერ პოლარიზებული (ზოგჯერ 100% -მდე). თავად ხაზები ძალიან ვიწროა. ეს ნიშნავს, რომ მათ არ შეუძლიათ გამოსხივება ჩვეულებრივი ატომებით, რომლებიც განიცდიან თერმულ მოძრაობას. მეორე მხრივ, აღმოჩნდა, რომ ჰიდროქსილის ემისიის წყაროები იმდენად მცირეა (ათეულობით ასტრონომიული ერთეული!), რომ მათგან დაკვირვებული რადიაციული ნაკადის მისაღებად აუცილებელია მათ მივაწეროთ ისეთი საშინელი სიკაშკაშე - როგორიცაა მაგ. სხეულის გაცხელება 1014−1015 ёK ტემპერატურამდე! ცხადია, რომ ასეთი ძალების გაჩენის რაიმე თერმული მექანიზმის შესახებ საუბარი არ შეიძლება. ემისიის აღმოჩენიდან მალევე, OH აღმოაჩინეს ახალი ტიპისგანსაკუთრებით კაშკაშა „ულტრა კომპაქტური“ წყაროები, რომლებიც ასხივებენ წყლის ორთქლის რადიო ხაზს 1,35 სმ ტალღის სიგრძით. დასკვნა OH ემისიის წყაროების არაჩვეულებრივი კომპაქტურობის შესახებ მიღებულია უშუალოდ მათი კუთხური ზომების დაკვირვებით. თანამედროვე მეთოდებირადიოასტრონომია შესაძლებელს ხდის წერტილოვანი წყაროების კუთხური ზომების დადგენას ათასობით ჯერ უკეთესი გარჩევადობით, ვიდრე ოპტიკური ტელესკოპები. ამისათვის გამოიყენება სინქრონულად მოქმედი ანტენები (ინტერფერომეტრი), რომლებიც მდებარეობს სხვადასხვა ნაწილები გლობუსი(ინტერკონტინენტური ინტერფერომეტრები). მათი დახმარებით გაირკვა, რომ მრავალი კომპაქტური წყაროს კუთხოვანი ზომები 3×10−4 რკალის წამზე ნაკლებია! მნიშვნელოვანი თვისებაკომპაქტური წყაროებიდან გამოსხივება არის მისი ცვალებადობა, რაც განსაკუთრებით ძლიერია H2O ემისიის შემთხვევაში. რამდენიმე კვირაში და დღეშიც კი, ხაზების პროფილი მთლიანად იცვლება. ზოგჯერ მნიშვნელოვანი ცვალებადობა ხდება 5 წუთში, რაც შესაძლებელია მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ წყაროების ზომები არ აღემატება მანძილს, რომელსაც სინათლე გადის ამ დროის განმავლობაში (წინააღმდეგ შემთხვევაში რყევები სტატისტიკურად ანაზღაურდება). ამრიგად, რეგიონების ზომები, რომლებიც ასხივებენ H2O ხაზებს, შეიძლება იყოს 1 AU ბრძანებით! როგორც დაკვირვებებმა აჩვენა, იმავე რეგიონში, რომლის ზომებია პარსეკის რამდენიმე მეათედი, შეიძლება იყოს მრავალი წყარო, რომელთაგან ზოგი ასხივებს მხოლოდ OH ხაზებს, ზოგი კი მხოლოდ H2O ხაზებს. ფიზიკაში ჯერჯერობით ცნობილი გამოსხივების ერთადერთი მექანიზმი, რომელსაც შეუძლია გამოიმუშაოს უზარმაზარი ძალა სპექტრის განსაკუთრებულად ვიწრო დიაპაზონში, არის თანმიმდევრული (ე.ი. იდენტური ფაზაში და მიმართულებით) გამოსხივება. კვანტური გენერატორები, რომლებსაც ჩვეულებრივ უწოდებენ ლაზერებს ოპტიკურ დიაპაზონში და მასერებს რადიო დიაპაზონში. OH და H2O ემისიის კომპაქტური წყაროები, სავარაუდოდ, გიგანტური ბუნებრივი კოსმოსური მასერებია. ყველა საფუძველი არსებობს იმის დასაჯერებლად, რომ კოსმოსური მასერები ასოცირდება რეგიონებთან, სადაც ვარსკვლავების ფორმირების პროცესი ხდება ფაქტიურად ჩვენს თვალწინ. ისინი ყველაზე ხშირად გვხვდება H II ზონებში, სადაც უკვე გაჩნდა O და B სპექტრული კლასების ახალგაზრდა მასიური და ძალიან ცხელი ვარსკვლავები. ხშირ შემთხვევაში ისინი ემთხვევა ძალიან კომპაქტურ, მტვრით მდიდარ და, შესაბამისად, ძალიან გაუმჭვირვალე ვარსკვლავებს. სპეციალური ზონები H II, რომლებიც გამოვლენილია მხოლოდ მათი თერმული რადიო გამოსხივების გამო. ამ ზონების ზომებია დაახლოებით 0,1 ps, ხოლო მატერიის სიმკვრივე ასჯერ მეტია, ვიდრე ჩვეულებრივ ვარსკვლავთშორის ღრუბლებში. მათი იონიზაციის მიზეზი აშკარად არის დაუკვირვებადი ცხელი ვარსკვლავი, რომელიც გარშემორტყმულია მკვრივი გაუმჭვირვალე ღრუბლით. ზოგჯერ ეს ობიექტები შეინიშნება, როგორც ინფრაწითელი გამოსხივების წერტილოვანი წყაროები. ისინი, რა თქმა უნდა, უნდა იყვნენ ექსკლუზიურად ახალგაზრდა წარმონაქმნები, რომელთა ასაკი ათობით ათასი წლისაა. უკან მეტი დროახლად წარმოქმნილი ცხელი ვარსკვლავის მიმდებარე მკვრივი გაზი-მტვრის გარემო უნდა გაფართოვდეს მსუბუქი წნევის ზემოქმედებით ცხელი ვარსკვლავი, რომელიც შემდეგ გახდება ხილული. ასეთმა ვარსკვლავებმა, რომლებიც გარშემორტყმული იყო გაფართოებული მკვრივი გარსით, მიიღეს ფიგურალური სახელი "კოკონის ვარსკვლავები". ამ ძალიან სპეციფიკურ, მაგრამ მაინც ბუნებრივ პირობებში, მასერის ეფექტი აშკარად რეალიზებულია.

არის ნივთიერება, რომელიც შეინიშნება ვარსკვლავებს შორის სივრცეში.

მხოლოდ შედარებით ცოტა ხნის წინ გახდა შესაძლებელი იმის დამტკიცება, რომ ვარსკვლავები არ არსებობენ აბსოლუტურ სიცარიელეში და რომ გარე სივრცე არ არის სრულიად გამჭვირვალე. მიუხედავად ამისა, ასეთი ვარაუდები დიდი ხანია კეთდება. ჯერ კიდევ მე-19 საუკუნის შუა ხანებში. რუსმა ასტრონომმა ვ.სტრუვემ სცადა (თუმცა გარეშე განსაკუთრებული წარმატება) სამეცნიერო მეთოდებიიპოვნეთ უდავო მტკიცებულება იმისა, რომ სივრცე ცარიელი არ არის და მასში შორეული ვარსკვლავების სინათლე შეიწოვება.

შთამნთქმელი იშვიათი გარემოს არსებობა დამაჯერებლად აჩვენა ასზე ნაკლები წლის წინ, მე-20 საუკუნის პირველ ნახევარში, ჩვენგან სხვადასხვა მანძილზე მდებარე შორეული ვარსკვლავური მტევნების დაკვირვებული თვისებების შედარებით. ეს გაკეთდა დამოუკიდებლად ამერიკელმა ასტრონომმა რობერტ ტრამპლერმა (1896-1956) და საბჭოთა ასტრონომმა ბ.ა. ვორონცოვ-ველიამინოვმა (1904-1994) სრულიად გამჭვირვალე, განსაკუთრებით ირმის ნახტომის მიმართულებასთან ახლოს. მტვრის არსებობა ნიშნავდა, რომ შორეული ვარსკვლავების აშკარა სიკაშკაშეც და დაკვირვებული ფერიც დამახინჯებული იყო და მათი ნამდვილი მნიშვნელობების გასაგებად, გადაშენების საკმაოდ რთული გამოთვლა იყო საჭირო. ამრიგად, ასტრონომები მტვერს აღიქვამდნენ, როგორც სამწუხარო დაბრკოლებას, რომელიც ხელს უშლის შორეული ობიექტების შესწავლას. მაგრამ ამავდროულად, ინტერესი გაჩნდა მტვრის, როგორც ფიზიკური საშუალების შესწავლით - მეცნიერებმა დაიწყეს იმის გარკვევა, თუ როგორ იქმნება და განადგურებულია მტვრის ნაწილაკები, როგორ რეაგირებს მტვერი რადიაციაზე და რა როლს ასრულებს მტვერი ვარსკვლავების ფორმირებაში.

მე-20 საუკუნის მეორე ნახევარში რადიოასტრონომიის განვითარებით. შესაძლებელი გახდა ვარსკვლავთშორისი გარემოს შესწავლა მისი რადიოემისიით. მიზანმიმართული ძიების შედეგად ვარსკვლავთშორის სივრცეში აღმოაჩინეს წყალბადის ნეიტრალური ატომების გამოსხივება 1420 მჰც სიხშირით (რაც შეესაბამება ტალღის სიგრძეს 21 სმ). რადიაცია ამ სიხშირეზე (ან, როგორც ამბობენ, რადიოხაზში) იწინასწარმეტყველა ჰოლანდიელმა ასტრონომმა ჰენდრიკ ვან დე ჰულსტმა 1944 წელს კვანტური მექანიკის საფუძველზე და აღმოაჩინა 1951 წელს საბჭოთა ასტროფიზიკოსის მიერ მისი მოსალოდნელი ინტენსივობის გამოთვლის შემდეგ. შკლოვსკი I.S. შკლოვსკიმ ასევე მიუთითა რადიოს დიაპაზონში სხვადასხვა მოლეკულების გამოსხივებაზე დაკვირვების შესაძლებლობაზე, რაც, ფაქტობრივად, მოგვიანებით აღმოაჩინეს. ვარსკვლავთშორისი გაზის მასა, რომელიც შედგება ნეიტრალური ატომებისა და ძალიან ცივი მოლეკულური აირისგან, დაახლოებით ასჯერ აღემატება იშვიათი მტვრის მასას. მაგრამ გაზი სრულიად გამჭვირვალეა ხილული სინათლისთვის, ამიტომ მისი დადგენა შეუძლებელია იმავე მეთოდებით, რომლითაც მტვერი აღმოაჩინეს.

კოსმოსურ ობსერვატორიებზე დაყენებული რენტგენის ტელესკოპების გამოჩენასთან ერთად, ვარსკვლავთშორისი გარემოს კიდევ ერთი, ყველაზე ცხელი კომპონენტი აღმოაჩინეს - ძალიან იშვიათი გაზი, რომლის ტემპერატურა მილიონობით და ათობით მილიონი გრადუსია. შეუძლებელია ამ გაზის „დანახვა“ არც ოპტიკური დაკვირვებით, არც რადიოხაზებით დაკვირვებით - საშუალება ძალიან იშვიათია და მთლიანად იონიზირებულია, მაგრამ, მიუხედავად ამისა, ის ავსებს მთელი ჩვენი გალაქტიკის მოცულობის მნიშვნელოვან ნაწილს.

ასტროფიზიკის სწრაფმა განვითარებამ, რომელიც სწავლობს მატერიისა და რადიაციის ურთიერთქმედებას გარე სივრცეში, ისევე როგორც ახალი დაკვირვების შესაძლებლობების გაჩენამ, შესაძლებელი გახადა ვარსკვლავთშორის გარემოში ფიზიკური პროცესების დეტალური შესწავლა. წარმოიშვა მთელი სამეცნიერო სფერო - კოსმოსური აირის დინამიკა და კოსმოსური ელექტროდინამიკა, რომლებიც სწავლობენ იშვიათი კოსმოსური მედიის თვისებებს. ასტრონომებმა ისწავლეს გაზის ღრუბლამდე მანძილის დადგენა, გაზის ტემპერატურის, სიმკვრივისა და წნევის გაზომვა, მისი ქიმიური შემადგენლობა, მატერიის მოძრაობის სიჩქარის შეფასება. მე-20 საუკუნის მეორე ნახევარში გაჩნდა რთული სურათი სივრცითი განაწილებავარსკვლავთშორისი გარემო და მისი ურთიერთქმედება ვარსკვლავებთან. აღმოჩნდა, რომ ვარსკვლავების დაბადების შესაძლებლობა დამოკიდებულია ვარსკვლავთშორისი გაზისა და მტვრის სიმკვრივესა და რაოდენობაზე, ხოლო ვარსკვლავები (პირველ რიგში, მათგან ყველაზე მასიური), თავის მხრივ, ცვლის მიმდებარე ვარსკვლავთშორისი გარემოს თვისებებს - ისინი ათბობენ მას, მხარს უჭერენ გაზის მუდმივ მოძრაობას, ავსებენ გარემოს მათი ნივთიერებით, ცვლის მის ქიმიურ შემადგენლობას. ასეთის შესწავლა რთული სისტემაროგორც "ვარსკვლავები - ვარსკვლავთშორისი გარემო" აღმოჩნდა ძალიან რთული ასტროფიზიკური პრობლემა, განსაკუთრებით იმის გათვალისწინებით, რომ გალაქტიკაში ვარსკვლავთშორისი გარემოს მთლიანი მასა და მისი ქიმიური შემადგენლობა ნელ-ნელა იცვლება გავლენის ქვეშ. სხვადასხვა ფაქტორები. მაშასადამე, შეგვიძლია ვთქვათ, რომ ჩვენი ვარსკვლავური სისტემის მთელი ისტორია, რომელიც მილიარდობით წელიწადს გრძელდება, აისახება ვარსკვლავთშორის გარემოში.

კაპლანი S.A., Pikelner S.B. ვარსკვლავთშორისი გარემოს ფიზიკა. მ., 1979 წ
შკლოვსკი ი.ს. ვარსკვლავები: მათი დაბადება, სიცოცხლე და სიკვდილი. მ., 1984 წ
სპიცერი ლ. სივრცე ვარსკვლავებს შორის. მ., 1986 წ
ბოჭკარევი ნ.გ. ვარსკვლავთშორისი გარემოს ფიზიკის საფუძვლები. მ., 1992 წ
სურდინ V.G. ვარსკვლავების დაბადება. მ., 1997 წ
კონონოვიჩ ე.ვ., მოროზ ვ.ი. ასტრონომიის ზოგადი კურსი. მ., 2001 წ

Პოვნა " ვარსკვლავთშორისი საშუალო" ზე

Მეორე ნაწილი ცხოვრება სამყაროში

11. პლანეტებზე სიცოცხლის გაჩენისა და განვითარებისათვის აუცილებელი პირობები

ნაწილი მესამე ინტელექტუალური ცხოვრება სამყაროში

20. სხვადასხვა პლანეტურ სისტემაზე მდებარე ცივილიზაციებს შორის რადიოკავშირი

21. ვარსკვლავთშორისი კომუნიკაციის შესაძლებლობა ოპტიკური მეთოდებით

22. კომუნიკაცია უცხო ცივილიზაციებთან ავტომატური ზონდების გამოყენებით

23. ვარსკვლავთშორისი რადიოკავშირის თეორიული და ალბათური ანალიზი. სიგნალების ბუნება

24. უცხო ცივილიზაციებს შორის პირდაპირი კონტაქტების შესაძლებლობის შესახებ

25. შენიშვნები კაცობრიობის ტექნოლოგიური განვითარების ტემპსა და ბუნებაზე

II. შესაძლებელია თუ არა კომუნიკაცია სხვა პლანეტების გონიერ არსებებთან?

ნაწილი პირველი პრობლემის ასტრონომიული ასპექტი

3. ვარსკვლავთშორისი საშუალო Მიხედვით თანამედროვე იდეებივარსკვლავები წარმოიქმნება ძალიან იშვიათი ვარსკვლავთშორისი გაზის და მტვრის გარემოს კონდენსაციის შედეგად. ამიტომ, სანამ ვარსკვლავების ევოლუციის გზებზე ვისაუბრებთ, ვარსკვლავთშორისი გარემოს თვისებებზე მოგვიწევს საუბარი. ეს კითხვაც აქვს დამოუკიდებელი მნიშვნელობაიმ პრობლემისთვის, რომელიც ჩვენ გვაინტერესებს. კერძოდ, დაარსების საკითხი სხვადასხვა სახისკავშირები სხვადასხვა ცივილიზაციებს შორის პლანეტარული სისტემები, დამოკიდებულია იმ საშუალების თვისებებზე, რომელიც ავსებს ამ ცივილიზაციების გამიჯნულ ვარსკვლავთშორის სივრცეს. ვარსკვლავთშორისი გაზი აღმოაჩინეს ამ საუკუნის დასაწყისში იონიზებული კალციუმის ხაზებში შთანთქმის გამო, რომელსაც ის აწარმოებს შორეული ცხელი ვარსკვლავების სპექტრებში *. მას შემდეგ, ვარსკვლავთშორისი გაზის შესწავლის მეთოდები მუდმივად იხვეწებოდა და მიღწეული იყო მაღალი ხარისხისრულყოფილება. ასტრონომების მრავალწლიანი ვრცელი მუშაობის შედეგად, ახლა ვარსკვლავთშორისი აირის თვისებები საკმაოდ კარგად შეიძლება ჩაითვალოს: ვარსკვლავთშორისი აირის სიმკვრივე უმნიშვნელოა. საშუალოდ, ვარსკვლავთშორისი სივრცის რაიონებში, რომლებიც მდებარეობს გალაქტიკური სიბრტყიდან არც თუ ისე შორს, 1 სმ3-ში დაახლოებით 1 ატომია. შეგახსენებთ, რომ ჰაერის იმავე მოცულობაში არის 2.7x10 19 მოლეკულა. ყველაზე სრულყოფილ ვაკუუმ კამერებშიც კი ატომების კონცენტრაცია არ არის არანაკლებ 10 3 სმ 3 . და მაინც, ვარსკვლავთშორისი გარემო არ შეიძლება ჩაითვალოს ვაკუუმად! ფაქტია, რომ, როგორც ცნობილია, ვაკუუმი არის სისტემა, რომელშიც ატომების ან მოლეკულების საშუალო თავისუფალი გზა აღემატება ამ სისტემის დამახასიათებელ ზომებს. თუმცა, ვარსკვლავთშორის სივრცეში საშუალო სიგრძეატომების თავისუფალი გზა ასობით ჯერ ნაკლებია ვარსკვლავებს შორის მანძილს. მაშასადამე, ჩვენ გვაქვს უფლება მივიჩნიოთ ვარსკვლავთშორისი გაზი, როგორც უწყვეტი, შეკუმშვადი გარემო და გამოვიყენოთ გაზის დინამიკის კანონები ამ გარემოზე. ვარსკვლავთშორისი გაზის ქიმიური შემადგენლობა საკმაოდ კარგად არის შესწავლილი. ის მსგავსია ქიმიური შემადგენლობავარსკვლავების გარე ფენები ძირითადი თანმიმდევრობა. წყალბადის და ჰელიუმის ატომები ჭარბობს, ლითონის ატომები შედარებით ცოტაა. უმარტივესი მოლეკულური ნაერთები (მაგალითად, CO, CN) წარმოდგენილია საკმაოდ შესამჩნევი რაოდენობით. შესაძლებელია, რომ ვარსკვლავთშორისი გაზის მნიშვნელოვანი ნაწილი ფორმაშია მოლეკულური წყალბადი. ექსტრაატმოსფერული ასტრონომიის განვითარებამ გახსნა მოლეკულური წყალბადის ხაზების დაკვირვების შესაძლებლობა სპექტრის შორეულ ულტრაიისფერ ნაწილში. ვარსკვლავთშორისი გაზის ფიზიკური თვისებები არსებითად დამოკიდებულია იმაზე, არის თუ არა ის შედარებით ახლოს ცხელ ვარსკვლავებთან, თუ პირიქით, საკმარისად დაშორებულია მათგან. ფაქტია რომ ულტრაიისფერი გამოსხივებაცხელი ვარსკვლავები, მთლიანად იონიზებს წყალბადს დიდ მანძილზე. ამრიგად, 05 კლასის ვარსკვლავი იონიზებს წყალბადს თავის გარშემო გიგანტურ რეგიონში, რომლის რადიუსია დაახლოებით 100 ც. ვარსკვლავთშორისი გაზის ტემპერატურა ასეთ რაიონებში (განსაზღვრულია როგორც ნაწილაკების შემთხვევითი თერმული მოძრაობების მახასიათებელი) აღწევს 10 ათას K-ს. ამ პირობებში ვარსკვლავთშორისი გარემო ასხივებს ცალკეულ ხაზებს სპექტრის ხილულ ნაწილში, კერძოდ, წყალბადის წითელ ხაზს. . ვარსკვლავთშორისი გარემოს ამ რეგიონებს „HII ზონებს“ უწოდებენ. თუმცა უმეტესობავარსკვლავთშორისი გარემო საკმაოდ შორს არის ცხელი ვარსკვლავებისგან. წყალბადი იქ არ იონიზირებულია. გაზის ტემპერატურა დაბალია, დაახლოებით 100 K ან უფრო დაბალი. სწორედ აქ არის წყალბადის მოლეკულების მნიშვნელოვანი რაოდენობა. გაზის გარდა, ვარსკვლავთშორისი გარემოს შემადგენლობაში შედის კოსმოსური მტვერი. ასეთი მტვრის მარცვლების ზომებია 10 -4 - 10 -5 სმ, ისინი ვარსკვლავთშორის სივრცეში სინათლის შთანთქმის მიზეზია, რის გამოც გალაქტიკურ სიბრტყეში მდებარე ობიექტებს ვერ დავაკვირდებით 2-3 ათას ც.-ზე მეტ მანძილზე. . საბედნიეროდ, კოსმოსური მტვერი, ისევე როგორც მასთან დაკავშირებული ვარსკვლავთშორისი გაზი, ძალიან კონცენტრირებულია გალაქტიკური სიბრტყისკენ. გაზის მტვრის ფენის სისქე მხოლოდ დაახლოებით 250 ც. აქედან გამომდინარე, რადიაცია კოსმოსური ობიექტები, მიმართულებები, რომლებზეც ქმნიან მნიშვნელოვან კუთხეებს გალაქტიკური სიბრტყით, შეიწოვება უმნიშვნელოდ. ვარსკვლავთშორისი გაზი და მტვერი შერეულია. გაზისა და მტვრის საშუალო სიმკვრივის თანაფარდობა ვარსკვლავთშორის სივრცეში არის დაახლოებით 100:1. დაკვირვებები აჩვენებს, რომ გაზისა და მტვრის ვარსკვლავთშორისი გარემოს სივრცითი სიმკვრივე ძალიან არარეგულარულად იცვლება. ამ საშუალებებს ახასიათებთ გამოხატული „მოხეხილი“ განაწილება. ის არსებობს ღრუბლების სახით (რომლებშიც სიმკვრივე საშუალოზე 10-ჯერ მეტია), გამოყოფილი რეგიონებით, სადაც სიმკვრივე უმნიშვნელოა. ეს გაზისა და მტვრის ღრუბლები კონცენტრირებულია ძირითადად გალაქტიკის სპირალურ მკლავებში და მონაწილეობენ გალაქტიკის ბრუნვაში. ცალკეულ ღრუბლებს აქვთ 6-8 კმ/წმ სიჩქარე, როგორც უკვე აღვნიშნეთ. ამ ღრუბლებს შორის ყველაზე მკვრივი მუქი ან მსუბუქი ნისლეულებია. ვარსკვლავთშორისი გაზის ბუნების შესახებ მნიშვნელოვანი ინფორმაცია მოპოვებულია ბოლო სამი ათწლეულის განმავლობაში რადიოასტრონომიული მეთოდების ძალიან ეფექტური გამოყენების წყალობით. განსაკუთრებით ნაყოფიერი იყო ვარსკვლავთშორისი გაზის გამოკვლევები 21 სმ ტალღაზე, რა სახის ტალღაა ეს? ჯერ კიდევ ორმოციან წლებში თეორიულად იწინასწარმეტყველეს ნეიტრალური ატომებიწყალბადი ვარსკვლავთშორის სივრცეში უნდა ასხივებდეს სპექტრულ ხაზს ტალღის სიგრძით 21 სმ. ფაქტია, რომ მთავარი, ყველაზე "ღრმა" კვანტური მდგომარეობაწყალბადის ატომი შედგება ორი ძალიან ახლო დონისგან. ეს დონეები განსხვავდება წყალბადის ატომის (პროტონის) ბირთვისა და მის გარშემო მბრუნავი ელექტრონის მაგნიტური მომენტების ორიენტირებით. თუ მომენტები პარალელურად არის ორიენტირებული, მიიღება ერთი დონე, თუ ანტიპარალელური - მეორე. ერთ-ერთი ამ დონის ენერგია ოდნავ აღემატება მეორეს (ელექტრონისა და პროტონის მაგნიტურ მომენტებს შორის ურთიერთქმედების ენერგიის ორჯერ ტოლი მნიშვნელობით). კანონების მიხედვით კვანტური ფიზიკა, დროდადრო, გადასვლები დონიდან მეტი ენერგიაენერგიის დაბალ დონემდე. ამ შემთხვევაში, კვანტი გამოიყოფა დონეებს შორის ენერგიის სხვაობის პროპორციული სიხშირით. ვინაიდან ეს უკანასკნელი ჩვენს შემთხვევაში ძალიან მცირეა, გამოსხივების სიხშირეც დაბალი იქნება. შესაბამისი ტალღის სიგრძე იქნება 21 სმ. გამოთვლები აჩვენებს, რომ წყალბადის ატომის დონეებს შორის ასეთი გადასვლები ძალზე იშვიათად ხდება: საშუალოდ, ერთი გადასვლა ხდება ერთ ატომზე 11 მილიონ წელიწადში! ასეთი პროცესების უმნიშვნელო ალბათობის შესაგრძნობად, საკმარისია იმის თქმა, რომ როდესაც სპექტრული ხაზები ოპტიკურ დიაპაზონში გამოსხივდება, გადასვლები ხდება წამის ყოველ ას მემილიონედში. და მაინც, ირკვევა, რომ ვარსკვლავთშორისი ატომების მიერ გამოსხივებულ ამ ხაზს აქვს სრულიად დაკვირვებადი ინტენსივობა. ვინაიდან ვარსკვლავთშორის ატომებს აქვთ სხვადასხვა სიჩქარითმხედველობის ხაზის გასწვრივ, შემდეგ, დოპლერის ეფექტის გამო, 21 სმ ხაზში გამოსხივება "დაიწურება" გარკვეულ სიხშირის ზოლში დაახლოებით 1420 MHz (ეს სიხშირე შეესაბამება ტალღის სიგრძეს 21 სმ). ამ ზოლში ინტენსივობის განაწილებიდან (ე.წ. "ხაზის პროფილი") შეიძლება შეისწავლოს ყველა მოძრაობა, რომელშიც მონაწილეობენ ვარსკვლავთშორისი წყალბადის ატომები. ამ გზით შესაძლებელი გახდა ვარსკვლავთშორისი გაზის გალაქტიკური ბრუნვის თავისებურებების, მისი ცალკეული ღრუბლების შემთხვევითი მოძრაობების და ასევე მისი ტემპერატურის შესწავლა. გარდა ამისა, ამ დაკვირვებით განისაზღვრება წყალბადის ატომების რაოდენობა ვარსკვლავთშორის სივრცეში. ამრიგად, ჩვენ ვხედავთ, რომ 21 სმ ტალღის სიგრძეზე რადიოასტრონომიული კვლევა არის ყველაზე ძლიერი მეთოდი ვარსკვლავთშორისი გარემოსა და გალაქტიკის დინამიკის შესასწავლად. AT ბოლო წლებისხვა გალაქტიკები, როგორიცაა ანდრომედას ნისლეული, შესწავლილია ამ მეთოდით. რადიოტელესკოპების ზომის ზრდასთან ერთად, ახალი შესაძლებლობები გაიხსნება უფრო შორეული გალაქტიკების შესასწავლად წყალბადის რადიო ხაზის გამოყენებით. 1963 წლის ბოლოს აღმოაჩინეს კიდევ ერთი ვარსკვლავთშორისი რადიო ხაზი, რომელიც ეკუთვნის OH ჰიდროქსილის მოლეკულებს, ტალღის სიგრძით 18 სმ. ამ ხაზის არსებობა თეორიულად იწინასწარმეტყველა ამ წიგნის ავტორმა ჯერ კიდევ 1949 წელს. ) აღმოჩნდა ძალიან. მაღალი ** . ეს ადასტურებს ზემოხსენებულ დასკვნას, რომ ვარსკვლავთშორისი სივრცის გარკვეულ რეგიონებში გაზი უპირატესად მოლეკულურ მდგომარეობაშია. 1967 წელს აღმოაჩინეს H 2 O წყლის რადიო ხაზი ტალღის სიგრძით 1,35 სმ. OH და H 2 O ხაზებში აირისებრი ნისლეულების გამოკვლევებმა განაპირობა კოსმოსური მასერების აღმოჩენა (იხ. შემდეგი თავი). ბოლო 20 წლის განმავლობაში, რომელიც გავიდა OH ვარსკვლავთშორისი რადიოკავშირის აღმოჩენის შემდეგ, აღმოჩენილია მრავალი სხვა ვარსკვლავთშორისი რადიოკავშირი, რომელიც ეკუთვნის სხვადასხვა მოლეკულები. სრული ნომერიამ გზით აღმოჩენილი უკვე 50-ზე მეტი მოლეკულა.მათ შორის განსაკუთრებით დიდი მნიშვნელობააქვს CO მოლეკულა, რომლის რადიო ხაზი 2,64 მმ ტალღის სიგრძით შეინიშნება ვარსკვლავთშორისი გარემოს თითქმის ყველა რეგიონში. არსებობს მოლეკულები, რომელთა რადიოხაზები შეინიშნება მხოლოდ ვარსკვლავთშორისი გარემოს მკვრივ, ცივ ღრუბლებში. სრულიად მოულოდნელი იყო რადიოკავშირების ასეთ ღრუბლებში ძალიან რთული პოლიატომური მოლეკულების აღმოჩენა, მაგალითად, CH 3 HCO, CH 3 CN და ა.შ. ეს აღმოჩენა, ალბათ, დაკავშირებულია სამყაროში სიცოცხლის წარმოშობის პრობლემასთან, რომელიც ეხება ჩვენ. თუ აღმოჩენები ამ ტემპით გაგრძელდება, ვინ იცის, აღმოაჩენენ თუ არა ვარსკვლავთშორისი დნმ-ის და რნმ-ის მოლეკულებს ჩვენი ინსტრუმენტებით? (იხ. თავი 12). ძალიან სასარგებლოა ის გარემოება, რომ შესაბამისი რადიოხაზები, რომლებიც მიეკუთვნებიან იმავე მოლეკულის სხვადასხვა იზოტოპებს, აქვთ საკმაოდ შესამჩნევად განსხვავებული ტალღის სიგრძე. ეს შესაძლებელს ხდის ვარსკვლავთშორისი გარემოს იზოტოპური შემადგენლობის შესწავლას, რასაც დიდი მნიშვნელობა აქვს სამყაროში მატერიის ევოლუციის პრობლემის შესასწავლად. კერძოდ, ცალ-ცალკე შეიმჩნევა ნახშირბადის მონოქსიდის შემდეგი იზოტოპური კომბინაციები: 12 C 16 O, 13 C 16 O და 12 C 18 O. ეგრეთ წოდებული „რეკომბინაციის“ რადიოხაზების დახმარება, რომელთა არსებობაც თეორიულად იწინასწარმეტყველეს კიდეც. მათ აღმოჩენამდე საბჭოთა ასტრონომის N.S. კარდაშევის მიერ, რომელიც ასევე ბევრს ეხებოდა კომუნიკაციის პრობლემას. არამიწიერი ცივილიზაციები(იხ. თავი 26). "რეკომბინაციის" ხაზები ჩნდება ძალიან ძლიერ აღგზნებულ ატომებს შორის გადასვლის დროს (მაგალითად, წყალბადის ატომის 108 და 107 დონეებს შორის). ასეთი „მაღალი“ დონეები შეიძლება არსებობდეს ვარსკვლავთშორის გარემოში მხოლოდ მისი უკიდურესად დაბალი სიმკვრივის გამო. მაგალითად, გაითვალისწინეთ, რომ წყალბადის ატომის მხოლოდ პირველი 28 დონე შეიძლება არსებობდეს მზის ატმოსფეროში; უფრო მაღალი დონე განადგურებულია მიმდებარე პლაზმის ნაწილაკებთან ურთიერთქმედებით. შედარებით დიდი ხნის განმავლობაში, ასტრონომებმა მიიღეს არაერთი არაპირდაპირი მტკიცებულება ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველების არსებობის შესახებ. ეს მაგნიტური ველები ასოცირდება ვარსკვლავთშორისი გაზის ღრუბლებთან და მათთან ერთად მოძრაობს. ასეთი ველების სიძლიერე არის დაახლოებით 10-5 Oe, ანუ 100 ათასი ჯერ ნაკლები, ვიდრე დედამიწის მაგნიტური ველის სიძლიერე ჩვენი პლანეტის ზედაპირზე. ზოგადი მიმართულებამაგნიტური ძალის ხაზებიემთხვევა გალაქტიკის სპირალური სტრუქტურის ტოტების მიმართულებას. შეგვიძლია ვთქვათ, რომ სპირალური მკლავები თავად არის გიგანტური მაგნიტური ძალის მილები. 1962 წლის ბოლოს ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველების არსებობა ბრიტანელმა რადიოასტრონომებმა პირდაპირი დაკვირვებით დაადგინეს. ამ მიზნით, ძალიან დახვეწილი პოლარიზაციის ეფექტები იქნა შესწავლილი 21 სმ რადიოხაზში, რომელიც დაფიქსირდა შთანთქმის დროს რადიო ემისიის მძლავრი წყაროს სპექტრში - კრაბის ნისლეული(ამ წყაროსთვის იხილეთ თავი 5) *** . თუ ვარსკვლავთშორისი გაზი მაგნიტურ ველშია, შეიძლება ველოდოთ, რომ 21 სმ ხაზი გაიყოფა რამდენიმე კომპონენტად, რომლებიც განსხვავდება პოლარიზაციის მიხედვით. ვინაიდან მაგნიტური ველის სიდიდე ძალიან მცირეა, ეს გაყოფა სრულიად უმნიშვნელო იქნება. გარდა ამისა, საკმაოდ მნიშვნელოვანია შთანთქმის ხაზის სიგანე 21 სმ. ერთადერთი, რაც მოსალოდნელია ასეთ სიტუაციაში, არის მცირე სისტემური პოლარიზაციის განსხვავებები შთანთქმის ხაზის პროფილში. ამიტომ, ამ დახვეწილი ეფექტის თავდაჯერებული აღმოჩენა შესანიშნავი მიღწევაა. თანამედროვე მეცნიერება. ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველის გაზომილი მნიშვნელობა არაპირდაპირი მონაცემების მიხედვით თეორიულად მოსალოდნელ სიდიდეს სრულ შესაბამისობაში აღმოჩნდა. ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველების შესასწავლად ასევე გამოიყენება რადიო ასტრონომიული მეთოდი, რომელიც ეფუძნება ექსტრაგალაქტიკური წყაროებიდან რადიო გამოსხივების პოლარიზაციის სიბრტყის ბრუნვის შესწავლას ****, როდესაც ის გადის "მაგნიტიზებულ" ვარსკვლავთშორის გარემოში ("ფარადეის ფენომენი") . ამ მეთოდმა უკვე მიაღწია არაერთი მნიშვნელოვანი მონაცემის მოპოვებას ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველების სტრუქტურის შესახებ. ბოლო წლებში პულსარები გამოიყენეს პოლარიზებული გამოსხივების წყაროდ ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველის ამ მეთოდით გასაზომად (იხ. თავი 5). ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველები გადამწყვეტ როლს თამაშობენ ვარსკვლავთშორის გარემოში მკვრივი ცივი გაზისა და მტვრის ღრუბლების წარმოქმნაში, საიდანაც ხდება ვარსკვლავების კონდენსაცია (იხ. თავ. 4). ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველები მჭიდროდ არის დაკავშირებული პირველად კოსმოსურ სხივებთან, რომლებიც ავსებენ ვარსკვლავთშორის სივრცეს. ეს არის ნაწილაკები (პროტონები, უფრო მძიმე ელემენტების ბირთვები, ასევე ელექტრონები), რომელთა ენერგია აღემატება ასობით მილიონ ელექტრონ ვოლტს და აღწევს 10 20 -10 21 ევ-მდე. ისინი მოძრაობენ მაგნიტური ველების ძალის ხაზების გასწვრივ ხვეული ტრაექტორიების გასწვრივ. პირველადი კოსმოსური სხივების ელექტრონები, რომლებიც მოძრაობენ ვარსკვლავთშორის მაგნიტურ ველებში, ასხივებენ რადიოტალღებს. ეს გამოსხივება ჩვენ მიერ დაკვირვებულია, როგორც გალაქტიკის რადიო გამოსხივება (ე.წ. "სინქროტრონის გამოსხივება"). ამრიგად, რადიოასტრონომიამ გახსნა კოსმოსური სხივების შესწავლის შესაძლებლობა გალაქტიკის სიღრმეში და მის საზღვრებს მიღმაც კი. პირველად კოსმოსური სხივების წარმოშობის პრობლემა მყარ მეცნიერულ საფუძველზე დააყენა. სიცოცხლის წარმოშობის პრობლემა ბოლო დრომდე იგნორირებული იყო პირველადი კოსმოსური სხივების საკითხი. იმავდროულად, მუტაციების გამომწვევი მძიმე გამოსხივების დონე არის ჩვენი აზრით, ძალიან მნიშვნელოვანი ევოლუციური ფაქტორია. ყველა საფუძველი არსებობს ვიფიქროთ, რომ სიცოცხლის ევოლუციის მიმდინარეობა სრულიად განსხვავებული იქნებოდა, თუ მძიმე გამოსხივების დონე (რომელიც ახლა ძირითადად პირველადი კოსმოსური სხივების გამო) იქნებოდა ათობით. ჯერ აღემატება მიმდინარე მნიშვნელობას. მნიშვნელოვანი კითხვა: რჩება თუ არა კოსმოსური გამოსხივების დონე ნებისმიერ პლანეტაზე, რომელზეც სიცოცხლე ვითარდება? ეს დაახლოებითტერმინების შესახებ, გამოითვლება მრავალი ასეული მილიონი წლის განმავლობაში. როგორ პასუხობს ამ კითხვას თანამედროვე ასტროფიზიკა და რადიოასტრონომია ამ წიგნის შემდგომ თავებში ვნახავთ. ჩვენს გალაქტიკაში ვარსკვლავთშორისი გაზის მასა მილიარდს უახლოვდება მზის მასები, რაც გალაქტიკის მთლიანი მასის 1%-ზე ოდნავ მეტია, ძირითადად ვარსკვლავების გამო. სხვებში ვარსკვლავური სისტემებიცული, ვარსკვლავთშორისი გაზის შედარებითი სიმრავლე საკმაოდ ფართო საზღვრებში მერყეობს. ზე ელიფსური გალაქტიკებიის ძალიან მცირეა, დაახლოებით 10-4 და კიდევ უფრო ნაკლები, მაშინ როცა არარეგულარულ ვარსკვლავურ სისტემებში (როგორიცაა მაგელანის ღრუბლები) ვარსკვლავთშორისი გაზის შემცველობა აღწევს 20 და 50%-საც კი. ეს გარემოება მჭიდრო კავშირშია ვარსკვლავური სისტემების ევოლუციის საკითხთან, რომელიც განხილული იქნება თავში. 6.

• * ასეთ ვარსკვლავებში არ არსებობს იონიზებული კალციუმის შინაგანი შთანთქმის ხაზები, რადგან მათი ზედაპირული ფენების ტემპერატურა ძალიან მაღალია.
• ** OH ხაზი შედგება ოთხი კომპონენტისგან ახლო სიხშირეებით (1612, 1665, 1667 და 1720 MHz).
• *** 21 სმ შთანთქმის ხაზი, ვარსკვლავთშორისი წყალბადის გამო, წარმოიქმნება ნებისმიერი წყაროს რადიო სპექტრში ზუსტად ისე, როგორც ვარსკვლავთშორისი კალციუმის ხაზები შორეული ცხელი ვარსკვლავების სპექტრებში.
• **** მეგაგალაქტიკური წყაროებიდან რადიო გამოსხივება წრფივი პოლარიზებულია და პოლარიზაციის ხარისხი ჩვეულებრივ რამდენიმე პროცენტის ტოლია. ამ რადიო გამოსხივების პოლარიზაცია აიხსნება მისი სინქროტრონის ბუნებით (იხ. ქვემოთ).

ვარსკვლავთშორისი გარემოს ბუნება საუკუნეების მანძილზე იპყრობდა ასტრონომებისა და მეცნიერების ყურადღებას. თავად ტერმინი „ვარსკვლავთშორისი საშუალება“ პირველად გამოიყენა ფ.ბეკონმა ქ. "ოჰ, სამოთხე ვარსკვლავებს შორის, მას ბევრი საერთო აქვს ვარსკვლავებთან, ბრუნავს (დედამიწის ირგვლივ) ისევე, როგორც ნებისმიერი სხვა ვარსკვლავი." გვიანდელი ბუნებრივი ფილოსოფოსი რობერტ ბოილი 1674 წელს აპროტესტებდა: „ცათა ვარსკვლავთშორისი რეგიონი, როგორც ზოგიერთი თანამედროვე ეპიკურელი თვლის, ცარიელი უნდა იყოს“.

თანამედროვე ელექტრომაგნიტური თეორიის შექმნის შემდეგ, ზოგიერთმა ფიზიკოსმა დაადგინა, რომ უხილავი მანათობელი ეთერი სინათლის ტალღების გადაცემის საშუალებაა. მათ ასევე სჯეროდათ, რომ ეთერი ავსებდა ვარსკვლავთშორის სივრცეს. რ.პატერსონი 1862 წელს წერდა: „ეს გადინება არის ვიბრაციების ან რხევის მოძრაობების საფუძველი ეთერში, რომელიც ავსებს ვარსკვლავთშორის სივრცეს“.

ღამის ცის ღრმა ფოტოგრაფიული გამოკვლევების გამოყენებამ საშუალება მისცა ე.ბარნარდს მიეღო მუქი ნისლეულის პირველი სურათი, რომელიც გამოირჩეოდა სილუეტში გალაქტიკის ვარსკვლავების ფონზე. თუმცა, ცივი დიფუზური მატერიის პირველი აღმოჩენა დ.ჰარტმანმა გააკეთა 1904 წელს ორობითი ვარსკვლავების ემისიის სპექტრში სტაციონარული შთანთქმის სპექტრის აღმოჩენის შემდეგ, რომელიც დაფიქსირდა დოპლერის ეფექტის შესამოწმებლად.

Მისი ისტორიული კვლევადელტა ორიონის სპექტრმა ჰარტმანმა შეისწავლა დელტა ორიონის სისტემის კომპანიონების ორბიტალური მოძრაობა და ვარსკვლავიდან მომავალი შუქი და გააცნობიერა, რომ სინათლის ნაწილი შეიწოვება დედამიწისკენ მიმავალ გზაზე. ჰარტმანი წერდა, რომ "კალციუმის შთანთქმის ხაზი ძალიან სუსტია" და ასევე, რომ "გარკვეული იყო, რომ კალციუმის ხაზები ტალღის სიგრძეზე 393,4 ნანომეტრი არ მოძრაობენ სპექტრალური ხაზების პერიოდულ დივერგენციაში, რომელიც წარმოდგენილია სპექტროსკოპულში. ორობითი ვარსკვლავები". ამ ხაზების სტაციონარული ბუნება საშუალებას აძლევდა ჰარტმანს ეთქვა, რომ შთანთქმაზე პასუხისმგებელი გაზი არ არის დელტა ორიონის ატმოსფეროში, არამედ, პირიქით, მდებარეობს ვარსკვლავის გარეთ და მდებარეობს ვარსკვლავსა და დამკვირვებელს შორის. ეს კვლევა იყო ვარსკვლავთშორისი გარემოს შესწავლის დასაწყისი.

1919 წელს ეგერ ჰარტმანის მიერ ჩატარებული კვლევების შემდეგ, დელტა ორიონისა და ბეტა მორიელის სისტემებში შთანთქმის ხაზების შესწავლისას 589.0 და 589.6 ნანომეტრის ტალღის სიგრძეზე, ნატრიუმი აღმოაჩინეს ვარსკვლავთშორის გარემოში.

Შემდგომი კვლევა Beals (1936) კალციუმის "H" და "K" ხაზებმა შესაძლებელი გახადა Epsilon და Zeta Orionis-ის ორმაგი და ასიმეტრიული სპექტრის პროფილების აღმოჩენა. ესენი იყვნენ პირველები ყოვლისმომცველი კვლევავარსკვლავთშორისი გარემო ორიონის თანავარსკვლავედში. შთანთქმის ხაზის პროფილების ასიმეტრია იყო მრავალი შთანთქმის ხაზის სუპერპოზიციის შედეგი, რომელთაგან თითოეული შეესაბამებოდა ატომური გადასვლები(მაგალითად, კალციუმის "K" ხაზი) ​​და მოხდა ვარსკვლავთშორის ღრუბლებში, რომელთაგან თითოეულს ჰქონდა საკუთარი რადიალური სიჩქარე. ვინაიდან ყოველი ღრუბელი ვარსკვლავთშორის სივრცეში სხვადასხვა სიჩქარით მოძრაობს, როგორც დედამიწისკენ, ასევე მისგან შორს, დოპლერის ეფექტის შედეგად, შთანთქმის ხაზები გადავიდა ან იისფერზე, ან წითელ მხარეს, შესაბამისად. ამ კვლევამ დაადასტურა, რომ მატერია თანაბრად არ არის განაწილებული ვარსკვლავთშორის სივრცეში.

ვარსკვლავთშორისი მატერიის ინტენსიურმა კვლევებმა ნება მისცა ვ. აირისებრი მოლეკულებირომლებიც განდევნიან მზესა და ვარსკვლავებს“.

თორნდაიკი 1930 წელს წერდა: „საშინელი იქნებოდა იმის გაცნობიერება, რომ ვარსკვლავებსა და ვარსკვლავებს შორის არის გადაულახავი უფსკრული. სრული სიცარიელე. ავრორა აღფრთოვანებულია ჩვენი მზის მიერ გამოსხივებული დამუხტული ნაწილაკებით. მაგრამ თუ მილიონობით სხვა ვარსკვლავიც ასხივებს დამუხტულ ნაწილაკებს და ეს უდავო ფაქტია, მაშინ გალაქტიკაში აბსოლუტური ვაკუუმი საერთოდ ვერ იარსებებს.

დაკვირვების გამოვლინებები

ჩვენ ჩამოვთვლით ძირითად დაკვირვების გამოვლინებებს:

1. იონიზებული წყალბადის მანათობელი ნისლეულების არსებობა ცხელი ვარსკვლავების ირგვლივ და ამრეკლავი აირის მტვრის ნისლეულები უფრო მაგარი ვარსკვლავების სიახლოვეს.
2. ვარსკვლავური სინათლის შესუსტება (ვარსკვლავთშორისი შთანთქმა) მტვრის გამო, რომელიც ვარსკვლავთშორისი გარემოს ნაწილია. ასევე სინათლის ასოცირებული სიწითლე; გაუმჭვირვალე ნისლეულების არსებობა.
3. სინათლის პოლარიზაცია მტვრის მარცვლებზე, რომლებიც ორიენტირებულია გალაქტიკის მაგნიტური ველის გასწვრივ.
4. ვარსკვლავთშორისი მტვრის ინფრაწითელი გამოსხივება
5. ნეიტრალური წყალბადის რადიო გამოსხივება რადიოს დიაპაზონში ტალღის სიგრძეზე 21 სმ
6. რბილი რენტგენიცხელი იშვიათი გაზი.
7. რელატივისტური ელექტრონების სინქროტრონის გამოსხივება ვარსკვლავთშორის მაგნიტურ ველებში.
8. კოსმოსური მასერების გამოსხივება.

ISM-ის სტრუქტურა უკიდურესად არატრივიალური და ჰეტეროგენულია: გიგანტური მოლეკულური ღრუბლები, ამრეკლავი ნისლეული, პროტოპლანეტარული ნისლეული, პლანეტარული ნისლეული, გლობული და ა.შ. ფართო სპექტრიგარემოში მიმდინარე დაკვირვების გამოვლინებები და პროცესები. შემდეგ ცხრილში მოცემულია დისკის გარემოს ძირითადი კომპონენტების თვისებები:

ფაზა	ტემპერატურა (TO)	კონცენტრაცია	ღრუბლის მასა ()	Ზომა (კომპიუტერი)	დაკავებული მოცულობის წილი	დაკვირვების მეთოდი
კორონალური გაზი	≈5	~0.003	-	-	~0.5	რენტგენი, ლითონების შთანთქმის ხაზები UV-ში
ნათელი HII ტერიტორიები	≈	~30	~300	~10	~	ნათელი ხაზი Hα
დაბალი სიმკვრივის HII ზონები	≈	~0.3	-	-	~0.1	ჰა ხაზი
ღრუბლოვანი გარემო	≈	~0.1	-	-	~0.4	Lya ხაზი
თბილი HI რეგიონები	~	~1	-	-	~0.01	HI გამოსხივება λ=21 სმ-ზე
მასერის კონდენსაციები		~	~	~		მასერის ემისია
HI ღრუბლები	≈80	~10	~100	~10	~0.01	HI შთანთქმა λ=21 სმ-ზე
გიგანტური მოლეკულური ღრუბლები	~20	~300	~3	~40	~3
მოლეკულური ღრუბლები	≈10	~	~300	~1	~	რადიო და ინფრაწითელ სპექტრში მოლეკულური წყალბადის შთანთქმის და ემისიის ხაზები.
გლობულები	≈10	~	~20	~0.3	~3	აბსორბცია ოპტიკურ დიაპაზონში.

მასერის ეფექტი

კრაბის ნისლეული, მწვანე ფერი- მასერის გამოსხივება

1965 წელს ძალიან ინტენსიური და ვიწრო ხაზები λ = 18 სმ იქნა ნაპოვნი რადიოემისიების მთელ რიგ სპექტრებში. შემდგომმა კვლევებმა აჩვენა, რომ ხაზები მიეკუთვნება OH მოლეკულას და მათი უჩვეულო ქონებაარის მასერის გამოსხივების შედეგი. 1969 წელს ის აღმოაჩენს მასერის წყაროებს წყლის მოლეკულიდან λ=1,35 სმ, მოგვიანებით აღმოაჩინეს მასერები, რომლებიც მუშაობენ სხვა მოლეკულებზეც. მეიზერის ემისიისთვის საჭიროა დონეების ინვერსიული პოპულაცია (ზედა რეზონანსულ დონეზე ატომების რაოდენობა უფრო მეტია, ვიდრე ქვედაზე). შემდეგ, ნივთიერების გავლით, ტალღის რეზონანსული სიხშირის მქონე სინათლე ძლიერდება და არ სუსტდება (ამას მასერის ეფექტი ეწოდება). ინვერსიული პოპულაციის შესანარჩუნებლად საჭიროა ენერგიის მუდმივი გადატუმბვა, ამიტომ ყველა კოსმოსური მასერი იყოფა ორ ტიპად:

Ფიზიკური მახასიათებლები

ადგილობრივი თერმოდინამიკური წონასწორობის არარსებობა (LTE)

ვარსკვლავთშორის გარემოში ატომების კონცენტრაცია მცირეა, ხოლო ოპტიკური სიღრმეები მცირეა. ეს ნიშნავს, რომ გამოსხივების ტემპერატურა არის ვარსკვლავების გამოსხივების ტემპერატურა (~5000 K) და არ შეესაბამება თავად გარემოს ტემპერატურას. ამ შემთხვევაში, პლაზმის ელექტრონისა და იონის ტემპერატურა შეიძლება მნიშვნელოვნად განსხვავდებოდეს ერთმანეთისგან, რადგან ენერგიის გაცვლა შეჯახებისას ძალზე იშვიათად ხდება. ამრიგად, ადგილობრივი გაგებითაც კი არ არის ერთიანი ტემპერატურა.

ატომებისა და იონების რაოდენობის განაწილება დონის პოპულაციებზე განისაზღვრება რეკომბინაციისა და იონიზაციის პროცესების ბალანსით. LTE მოითხოვს, რომ ეს პროცესები იყოს წონასწორობაში ისე, რომ დეტალური ბალანსი დაკმაყოფილდეს, თუმცა, ვარსკვლავთშორის გარემოში, პირდაპირი და საპირისპირო. ელემენტარული პროცესებიგანსხვავებული ხასიათისაა და, შესაბამისად, დეტალური ბალანსი ვერ დგინდება.

მზის ქარი არის დამუხტული ნაწილაკების ნაკადი (ძირითადად წყალბადი და ჰელიუმის პლაზმა), რომელიც გამოედინება მზის გვირგვინიდან დიდი სიჩქარით მზარდი სიჩქარით. მზის ქარის სიჩქარე ჰელიოპაუზაში არის დაახლოებით 450 კმ/წმ. ეს სიჩქარე აღემატება ხმის სიჩქარეს ვარსკვლავთშორის გარემოში. და თუ წარმოვიდგენთ ვარსკვლავთშორისი გარემოსა და მზის ქარის შეჯახებას, როგორც ორი ნაკადის შეჯახებას, მაშინ მათი ურთიერთქმედების დროს წარმოიქმნება დარტყმითი ტალღები. და თავად საშუალო შეიძლება დაიყოს სამ რეგიონად: რეგიონი, სადაც მხოლოდ ISM ნაწილაკებია, რეგიონი, სადაც მხოლოდ ვარსკვლავური ქარის ნაწილაკები და მათი ურთიერთქმედების რეგიონი.

და თუ ვარსკვლავთშორისი გაზი მთლიანად იონიზირებული იქნებოდა, როგორც თავდაპირველად ვარაუდობდნენ, მაშინ ყველაფერი ზუსტად ისე იქნებოდა, როგორც ზემოთ იყო აღწერილი. მაგრამ, როგორც უკვე აჩვენა ლაი-აფლაში პლანეტათაშორისი გარემოს პირველმა დაკვირვებებმა, ნეიტრალური ნაწილაკებივარსკვლავთშორისი გარემო აღწევს მზის სისტემაში. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, მზე ურთიერთქმედებს ნეიტრალურ და იონიზებულ აირთან სხვადასხვა გზით.

მოძრაობა მზის სისტემაადგილობრივ ვარსკვლავთშორის ღრუბელში

ურთიერთქმედება იონიზებულ აირთან

დარტყმის ტალღის საზღვარი

Პირველად მზიანი ქარიანელებს, ხდება უფრო მკვრივი, თბილი და ტურბულენტური. ამ გადასვლის მომენტი ე.წ საზღვარი დარტყმის ტალღა (ტერმინალის შოკი) და მდებარეობს დაახლოებით 85-95 AU მანძილზე. ე.მზიდან. (მონაცემების მიხედვით კოსმოსური სადგურებივოიაჯერ 1 და ვოიაჯერ 2, რომლებმაც გადაკვეთეს ეს საზღვარი 2004 წლის დეკემბერში და 2007 წლის აგვისტოში.)

ჰელიოსფერო და ჰელიოპაუზა

დაახლოებით დილის 40 საათზე. ე. მზის ქარი ეჯახება ვარსკვლავთშორისი მატერიადა ბოლოს ჩერდება. ეს ზღვარი, რომელიც აშორებს ვარსკვლავთშორის გარემოს მზის სისტემის მატერიისგან, ეწოდება ჰელიოპაუზი. ფორმაში წაგრძელებული ბუშტის მსგავსია საპირისპირო მოძრაობამზის მხარე. ჰელიოპაუზით შემოსაზღვრული სივრცის რეგიონი ეწოდება ჰელიოსფერო.