O espaço entre as estrelas é preenchido com gás rarefeito, poeira, campos magnéticos e raios cósmicos.

gás interestelar. A sua massa total é bastante grande - uma pequena percentagem da massa total de todas as estrelas da nossa Galáxia. A densidade média do gás é de cerca de 10-21 kg/m3. Com tal densidade, 1-2 cm 3 de espaço interestelar contém apenas um átomo de gás.

A composição química do gás interestelar é aproximadamente a mesma que a das estrelas: mais hidrogênio, depois hélio e muito pouco de todo o resto. elementos químicos.

O gás interestelar é transparente. Portanto, ele próprio não é visível em nenhum telescópio, com exceção dos casos em que está perto de estrelas quentes. Raios ultravioleta, ao contrário de vigas luz visível, são absorvidos pelo gás e dão-lhe a sua energia. Devido a isso, as estrelas quentes aquecem o gás circundante com sua radiação ultravioleta a uma temperatura de cerca de 10.000 K. O gás aquecido começa a emitir luz próprio, e nós o observamos como uma nebulosa gasosa brilhante (veja Nebulosas).

O gás mais frio e "invisível" é observado por métodos radioastronômicos (ver Radioastronomia). Átomos de hidrogênio em um meio rarefeito emitem ondas de rádio em um comprimento de onda de cerca de 21 cm, portanto, fluxos de ondas de rádio se propagam continuamente a partir de regiões de gás interestelar. Ao receber e analisar essa radiação, os cientistas aprenderão sobre a densidade, temperatura e movimento do gás interestelar em espaço sideral.

Descobriu-se que está distribuído de forma desigual no espaço. Existem nuvens de gás que variam em tamanho de uma a várias centenas de anos-luz e com baixa temperatura - de dezenas a centenas de graus Kelvin. O espaço entre as nuvens é preenchido com gás de internuvem mais quente e rarefeito.

Longe das estrelas quentes, o gás é aquecido principalmente por raios X e raios cósmicos, que penetram continuamente no espaço interestelar em todas as direções. Também pode ser aquecido a altas temperaturas por ondas de compressão supersônicas - ondas de choque que se propagam em grande velocidade no gás. Eles são formados nas explosões de supernovas e nas colisões de massas de gás em movimento rápido.

Quanto maior a densidade de um gás, ou quanto mais massiva a nuvem de gás, mais energia é necessária para aquecê-lo. Portanto, em nuvens densas, a temperatura do gás interestelar é muito baixa: existem nuvens com temperaturas de algumas dezenas de graus Kelvin. Nessas áreas, o hidrogênio e outros elementos químicos são combinados em moléculas. Ao mesmo tempo, a emissão de rádio em um comprimento de onda de 21 cm enfraquece, porque o hidrogênio do átomo (H) se torna molecular (H 2). Mas, por outro lado, linhas de emissão de rádio de várias moléculas aparecem em comprimentos de onda de vários milímetros a várias dezenas de centímetros. Essas linhas são observadas e podem ser usadas para julgar condição física gases em nuvens frias, que são muitas vezes referidas como nuvens moleculares ou complexos de gás molecular.

Por observações de rádio nas linhas de emissão de moléculas em nossa galáxia, foi descoberto grande número nuvens moleculares gigantes com uma massa de pelo menos 100 mil massas solares. A quantidade total de gás contido neles é comparável à quantidade de hidrogênio atômico na Galáxia. As áreas com mais alta densidade gás molecular formam na Galáxia um amplo anel em torno do centro com um raio de 5-7 kpc.

Usando as linhas de emissão de rádio no meio interestelar, os astrônomos conseguiram detectar várias dezenas de tipos de moléculas: de simples moléculas diatômicas CH, CO, CN para cima como uma molécula ácido fórmico, álcool etílico ou metílico e moléculas poliatômicas mais complexas. Mas as moléculas mais comuns ainda são moléculas de hidrogênio H 2.

A densidade e a temperatura das nuvens moleculares são tais que o gás nelas tende a comprimir e condensar sob a influência de sua própria gravidade. Este processo parece levar à formação de estrelas. De fato, nuvens moleculares frias geralmente coexistem com estrelas jovens.

Devido à transformação do gás interestelar em estrelas, suas reservas na Galáxia são gradualmente esgotadas. Mas o gás retorna parcialmente das estrelas para o meio interestelar. Isso ocorre durante as explosões de novas e supernovas, durante o fluxo de matéria da superfície das estrelas e durante a formação de nebulosas planetárias pelas estrelas.

Na nossa Galáxia, como na maioria das outras, o gás concentra-se no plano do disco estelar, formando uma camada com cerca de 100 ps de espessura. Em direção à borda da Galáxia, a espessura dessa camada aumenta gradualmente. O gás atinge sua maior densidade no núcleo da Galáxia e a uma distância de 5÷7 kpc dela.

A uma grande distância do disco da Galáxia, o espaço é preenchido com gás muito quente (mais de um milhão de graus) e extremamente rarefeito, mas sua massa total é pequena comparada à massa de gás interestelar próximo ao plano da Galáxia.

Poeira interestelar. O gás interestelar contém poeira como uma pequena mistura a ele (cerca de 1% em massa). A presença de poeira é perceptível principalmente pela absorção e reflexão da luz das estrelas. Devido à absorção de luz pela poeira, dificilmente podemos ver na direção de via Láctea aquelas estrelas que estão localizadas a mais de 3-4 mil anos-luz de nós. A atenuação da luz é especialmente forte na região azul (comprimento de onda curto) do espectro. É por isso que as estrelas distantes aparecem avermelhadas. Particularmente opaco devido à alta densidade de poeira são nuvens densas de gás e poeira - glóbulos.

As partículas de poeira individuais são muito tamanho pequeno- alguns décimos de milésimos de milímetro. Eles podem ser compostos de carbono, silício e vários gases congelados. Os núcleos ou núcleos de grãos de poeira são provavelmente formados nas atmosferas de estrelas gigantes frias. A partir daí, eles são “explodidos” pela pressão da luz estelar para o espaço interestelar, onde moléculas de hidrogênio, água, metano, amônia e outros gases “congelam” sobre eles.

Campo magnético interestelar. O meio interestelar é permeado por um campo magnético fraco. É cerca de 100.000 vezes mais fraco campo magnético Terra. Mas o campo interestelar cobre volumes gigantescos do espaço sideral e, portanto, sua energia total é muito grande.

O campo magnético interestelar praticamente não tem efeito sobre estrelas ou planetas, mas interage ativamente com partículas carregadas que se movem no espaço interestelar - raios cósmicos. Ao agir sobre os elétrons rápidos, o campo magnético os "faz" emitir ondas de rádio. O campo magnético orienta os grãos de poeira interestelar alongados de uma certa maneira, e a luz de estrelas distantes que passam pela poeira interestelar adquire uma nova propriedade - torna-se polarizada.

O campo magnético tem uma influência muito grande no movimento do gás interestelar. Ele pode, por exemplo, desacelerar a rotação de nuvens de gás, impedir uma forte compressão de gás ou, assim, direcionar o movimento de nuvens de gás para forçá-las a se reunir em enormes complexos de gás e poeira.

Os raios cósmicos são descritos em detalhes no artigo correspondente.

Todos os quatro componentes do meio interestelar estão intimamente relacionados entre si. Sua interação é complexa e ainda não totalmente clara. Ao estudar o meio interestelar, os astrofísicos confiam tanto em observações diretas quanto em ramos teóricos da física como física de plasma, física atômica e dinâmica magnética dos gases.

Nebulosas de gás. A nebulosa gasosa mais famosa está na constelação de Órion (229), com mais de 6 ps de comprimento, visível em uma noite sem lua mesmo a olho nu. Não menos bonitas são as nebulosas Ômega, Lagoa e Trífida na constelação de Sagitário, América do Norte e o Pelicano em Cygnus, as nebulosas nas Plêiades, perto da estrela h Carina, Roseta na constelação de Monoceros e muitas outras. No total, existem cerca de 400 desses objetos. Naturalmente, seu número total na Galáxia é muito maior, mas não os vemos por causa da forte absorção interestelar de luz. Os espectros de nebulosas gasosas contêm linhas de emissão brilhantes, o que prova a natureza gasosa de seu brilho. As nebulosas mais brilhantes também mostram um espectro contínuo fraco. Como regra, as linhas de hidrogênio Ha e Hb e as famosas linhas nebulares com comprimentos de onda de 5007 e 4950 Å, que aparecem durante as transições proibidas do oxigênio duplamente ionizado O III, se destacam mais fortemente. Antes que essas linhas pudessem ser identificadas, assumiu-se que elas foram emitidas pelo hipotético elemento nebulium. Também intensas são duas linhas proibidas fechadas de oxigênio ionizado O II com comprimentos de onda de cerca de 3727 Å, linhas de nitrogênio e vários outros elementos. Dentro de uma nebulosa gasosa ou em sua vizinhança imediata, quase sempre é possível encontrar uma estrela quente. tipo espectral O ou B0, que é a causa do brilho de toda a nebulosa. Essas estrelas quentes têm radiação ultravioleta muito poderosa, que ioniza e faz com que o gás circundante brilhe, assim como é o caso das nebulosas planetárias (ver § 152). A energia do quantum ultravioleta da estrela absorvida pelo átomo da nebulosa é usada principalmente para ionizar o átomo. O restante da energia é gasto para dar velocidade a um elétron livre, ou seja, ele é finalmente convertido em calor. Em um gás ionizado, processos de recombinação reversa também devem ocorrer com o retorno de um elétron ao estado vinculado. No entanto, na maioria das vezes isso é implementado através de intermediários níveis de energia, de modo que, em vez dos quanta ultravioleta rígidos inicialmente absorvidos, os átomos da nebulosa emitem vários quanta menos energéticos de raios visíveis (esse processo é chamado de fluorescência). Assim, na nebulosa, há uma espécie de “esmagamento” dos quanta ultravioleta da estrela e seu processamento em radiação correspondente às linhas espectrais espectro visível. A radiação nas linhas de hidrogênio, oxigênio ionizado e nitrogênio, que leva ao resfriamento do gás, equilibra a entrada de calor por meio da ionização. Como resultado, a temperatura da nebulosa é estabelecida em um determinado nível da ordem, o que pode ser verificado pela emissão de rádio térmica do gás. O número de quanta emitidos em qualquer linha espectral é, em última análise, proporcional ao número de recombinações, ou seja, o número de colisões de elétrons com íons. Em um gás fortemente ionizado, a concentração de ambos é a mesma, ou seja, pois, de acordo com (7.18), a frequência de colisões de uma partícula é proporcional a n, número total colisões de todos os íons com elétrons por unidade de volume é proporcional ao produto de nove, ou seja, o número total de quanta emitidos pela nebulosa, ou seu brilho no céu, é proporcional ao somado ao longo da linha de visão. Para uma nebulosa homogênea de comprimento L, isso dá. O produto é chamado de medida de emissão e é a característica mais importante nebulosa gasosa: seu valor é facilmente obtido a partir de observações diretas do brilho da nebulosa. Ao mesmo tempo, a medida de emissão está relacionada com o principal parâmetro físico nebulae - a densidade do gás. Assim, medindo a medida de emissão de nebulosas gasosas, pode-se estimar a concentração de partículas ne, que acaba sendo da ordem de 102–103 cm–3 e ainda mais para as mais brilhantes delas. Como pode ser visto, a concentração de partículas em nebulosas gasosas é milhões de vezes menor do que na coroa solar, e bilhões de vezes menor do que as melhores bombas de vácuo modernas podem fornecer. A rarefação extraordinariamente forte do gás explica o aparecimento de linhas proibidas em seu espectro, que são comparáveis ​​em intensidade com as permitidas. Em um gás comum, os átomos excitados não têm tempo para irradiar uma linha proibida, porque muito antes disso, eles colidirão com outras partículas (em primeiro lugar, os elétrons) e lhes darão sua energia de excitação sem emitir um quantum. Em nebulosas gasosas a uma temperatura de 104 ёK, a velocidade térmica média dos elétrons atinge 500 km/s, e o tempo entre colisões, calculado pela fórmula (7.17) em uma concentração ne = 102 cm −3, acaba sendo 2× 106 segundos, ou seja, um pouco menos de um mês, que é milhões de vezes mais longo do que o "tempo de vida" de um átomo em estado excitado para a maioria das transições proibidas. Zonas H I e H II. Como acabamos de ver, estrelas quentes ionizam gás a grandes distâncias ao seu redor. Uma vez que este é principalmente hidrogênio, é principalmente Lyman quanta com um comprimento de onda menor que 912 Å que o ioniza. Mas em em grande número eles só podem ser dados por estrelas das classes espectrais O e B0, nas quais temperaturas efetivas Teff ³ 3×104 ёK e o máximo de emissão está localizado na parte ultravioleta do espectro. Os cálculos mostram que essas estrelas são capazes de ionizar gás com uma concentração de 1 átomo em 1 cm3 a distâncias de várias dezenas de parsecs. O gás ionizado é transparente à radiação ultravioleta, neutro, pelo contrário, a absorve avidamente. Como resultado, a região de ionização ao redor da estrela quente (em ambiente homogêneoé uma bola!) tem um limite muito nítido, além do qual o gás permanece neutro. Assim, o gás no meio interestelar pode ser completamente ionizado ou neutro. As primeiras regiões são chamadas de zonas H II, as segundas - zonas H I. Existem relativamente poucas estrelas quentes e, portanto, as nebulosas gasosas constituem uma fração insignificante (cerca de 5%) de todo o meio interestelar. O aquecimento das regiões H I ocorre devido ao efeito ionizante dos raios cósmicos, dos quanta de raios X e do total radiação de fótons estrelas. Neste caso, os átomos de carbono são ionizados primeiro. A radiação de carbono ionizado é o principal mecanismo de resfriamento de gases nas zonas H I. Como resultado, deve-se estabelecer um equilíbrio entre a perda de energia e seu ganho, que ocorre em condições de temperatura, realizado em função do valor da densidade. O primeiro deles, quando a temperatura é fixada em várias centenas de graus, é realizado em nuvens de poeira únicas, onde a densidade é relativamente alta, o segundo - no espaço entre eles, no qual o gás rarefeito é aquecido a vários milhares graus. Áreas com valores intermediários as densidades tornam-se instáveis ​​e o gás inicialmente homogêneo deve inevitavelmente se separar em duas fases - nuvens relativamente densas e um meio muito rarefeito ao seu redor. Assim, a instabilidade térmica é a principal razão estrutura "irregular" e turva do meio interestelar. Linhas de absorção interestelar. A existência de gás frio no espaço entre as estrelas foi comprovada no início do século 20. o astrônomo alemão Hartmann, que estudou os espectros de estrelas binárias, nas quais as linhas espectrais, conforme observado no § 157, devem sofrer mudanças periódicas. Hartmann descobriu nos espectros de algumas estrelas (especialmente distantes e quentes) linhas estacionárias (isto é, sem alterar seu comprimento de onda) H e K de cálcio ionizado. Além do fato de que seus comprimentos de onda não mudaram, como todas as outras linhas, elas diferiam até mesmo em sua menor largura. Ao mesmo tempo, as linhas H e K estão completamente ausentes em estrelas suficientemente quentes. Tudo isso sugere que as linhas estacionárias não surgem na atmosfera de uma estrela, mas se devem à absorção de gás no espaço entre as estrelas. Posteriormente, foram descobertas linhas de absorção interestelar de outros átomos: cálcio neutro, sódio, potássio, ferro, titânio, além de alguns compostos moleculares. No entanto, o estudo espectroscópico mais completo do gás interestelar frio tornou-se possível devido a observações extra-atmosféricas de linhas de absorção interestelar na parte ultravioleta distante do espectro, onde se concentram as linhas de ressonância dos elementos químicos mais importantes, nas quais, obviamente, o gás "frio" deve absorver a maior parte de tudo. Em particular, foram observadas linhas de ressonância de hidrogênio (La), carbono, nitrogênio, oxigênio, magnésio, silício e outros átomos. Os dados mais confiáveis ​​sobre a composição química podem ser obtidos a partir das intensidades das linhas de ressonância. Descobriu-se que a composição do gás interestelar é geralmente próxima da composição química padrão das estrelas, embora alguns elementos pesados ​​estejam contidos nele em quantidades menores. O estudo das linhas de absorção interestelar com grande dispersão permite notar que na maioria das vezes elas se desfazem em vários componentes individuais estreitos com diferentes deslocamentos Doppler correspondendo em média a velocidades radiais de ±10 km/s. Isso significa que nas zonas H I o gás está concentrado em nuvens separadas, cujo tamanho e localização correspondem exatamente às nuvens de poeira discutidas no final do parágrafo anterior. A única diferença é que a massa do gás é em média 100 vezes maior. Consequentemente, gás e poeira no meio interestelar estão concentrados nos mesmos lugares, embora sua densidade relativa possa variar muito de uma região para outra. Junto com nuvens individuais, consistindo de gás ionizado ou neutro, a Galáxia é observada muito maior em tamanho, massa e densidade de matéria interestelar fria, chamada de complexos gás-poeira. O mais próximo de nós é o conhecido complexo de Órion, que inclui, junto com muitos objetos notáveis, a famosa Nebulosa de Órion. Nessas regiões, que se distinguem por uma estrutura complexa e altamente heterogênea, ocorre o processo de formação estelar, extremamente importante para a cosmogonia. Radiação monocromática de hidrogênio neutro. As linhas de absorção interestelar, até certo ponto, dão apenas maneira indireta elucidar as propriedades das regiões H I. De qualquer forma, isso só pode ser feito na direção das estrelas quentes. O quadro mais completo da distribuição do hidrogênio neutro na Galáxia só pode ser elaborado com base na própria emissão do hidrogênio. Felizmente, tal possibilidade existe na radioastronomia devido à existência de uma linha espectral de radiação de hidrogênio neutro no comprimento de onda de 21 cm. Total de átomos de hidrogênio que emitem a linha de 21 cm é tão grande que a camada situada no plano da Galáxia acaba sendo substancialmente opaca à emissão de rádio de 21 cm para apenas 1 kpc. Portanto, se todo o hidrogênio neutro da Galáxia fosse estacionário, não poderíamos observá-lo além de uma distância de cerca de 3% do tamanho da Galáxia. Na realidade isso ocorre, felizmente, apenas nas direções ao centro e anticentro da Galáxia, nas quais, como vimos no § 167, não há movimentos relativos ao longo da linha de visão. No entanto, em todas as outras direções, devido à rotação galáctica, há uma diferença nas velocidades radiais de vários objetos que aumentam com a distância. Portanto, podemos supor que cada região da Galáxia, caracterizada por determinado valor velocidade radial, devido ao deslocamento Doppler, irradia, por assim dizer, “sua própria” linha com um comprimento de onda não de 21 cm, mas um pouco mais ou menos, dependendo da direção da velocidade radial. Volumes mais próximos de gás têm uma mistura diferente e, portanto, não interferem nas observações de regiões mais distantes. O perfil de cada uma dessas linhas dá uma ideia da densidade do gás a uma distância correspondente a um determinado valor do efeito de rotação diferencial da Galáxia. A Figura 230 mostra a distribuição de hidrogênio neutro na Galáxia obtida desta forma. Pode-se ver na figura que o hidrogênio neutro é distribuído de forma desigual na Galáxia. Há aumentos de densidade a certas distâncias do centro, que, aparentemente, são elementos da estrutura espiral da Galáxia, confirmados pela distribuição de estrelas quentes e nebulosas difusas. Com base na polarização da luz encontrada em estrelas distantes, há razões para acreditar que as linhas de força da parte principal do campo magnético são direcionadas ao longo dos braços espirais. Galáxias, que serão discutidas mais tarde em conexão com os raios cósmicos. A influência deste campo pode explicar o fato de que a maioria das nebulosas brilhantes e escuras são alongadas ao longo de ramos espirais, cuja aparência deve estar de alguma forma ligada ao campo magnético. moléculas interestelares. Algumas linhas de absorção interestelar foram identificadas com os espectros de moléculas. No entanto, na faixa óptica eles são representados apenas pelos compostos CH, CH+ e CN. Significativamente novo palco no estudo do meio interestelar começou em 1963, quando na faixa de comprimento de onda de 18 cm foi possível registrar linhas de rádio de absorção de hidroxila previstas já em 1953. No início da década de 1970, elas foram descobertas no espectro de emissão de rádio do espaço interestelar médio. linhas de várias dezenas de outras moléculas, e em 1973, uma linha de ressonância da molécula interestelar H2 com um comprimento de onda de 1092 Å foi fotografada em um satélite especial "Copernicus". Descobriu-se que o hidrogênio molecular compõe uma fração muito significativa do meio interestelar. Com base nos espectros moleculares, foi realizada uma análise detalhada das condições em nuvens H I "frias", os processos que determinam seu equilíbrio térmico foram refinados e foram obtidos dados sobre os dois regimes térmicos dados acima. Um estudo detalhado dos espectros de compostos moleculares interestelares CH, CH+, CN, H2, CO, OH, CS, SiO, SO e outros permitiu revelar a existência de um novo elemento na estrutura do meio interestelar - nuvens moleculares , no qual. uma parte significativa da matéria interestelar está concentrada. A temperatura do gás nessas nuvens pode variar de 5 a 50 eK, e a concentração de moléculas pode atingir vários milhares de moléculas por 1 cm-3, e às vezes muito mais. Masers espaciais. No espectro de rádio de algumas nuvens de poeira de gás, em vez de linhas de absorção de hidroxila, inesperadamente, ... linhas de emissão foram encontradas. Esta radiação tem uma série de características importantes. Em primeiro lugar, a intensidade relativa de todas as quatro linhas de rádio de emissão de hidroxila revelou-se anômala, ou seja, não correspondendo à temperatura do gás, e a radiação nelas era muito fortemente polarizada (às vezes até 100%). As linhas em si são extremamente estreitas. Isso significa que eles não podem ser emitidos por átomos comuns em movimento térmico. Por outro lado, descobriu-se que as fontes de emissão de hidroxila são tão pequenas (dezenas de unidades astronômicas!), que para obter o fluxo de radiação observado delas, é necessário atribuir a elas um brilho monstruoso - como a de um corpo aquecido a uma temperatura de 1014−1015 ёK! É claro que não pode haver qualquer mecanismo térmico para o surgimento de tais poderes. Logo após a descoberta da emissão, OH foi descoberto novo tipo fontes "ultracompactas" excepcionalmente brilhantes que emitem uma linha de rádio de vapor de água com comprimento de onda de 1,35 cm. A conclusão sobre a extraordinária compacidade das fontes de emissão de OH é obtida diretamente de observações de suas dimensões angulares. Métodos modernos A radioastronomia permite determinar as dimensões angulares de fontes pontuais com uma resolução milhares de vezes melhor do que telescópios ópticos. Para isso, são utilizadas antenas de operação síncrona (interferômetro), localizadas em várias partes o Globo(interferômetros intercontinentais). Com a ajuda deles, descobriu-se que as dimensões angulares de muitas fontes compactas são inferiores a 3×10−4 segundos de arco! Uma característica importante radiação de fontes compactas é sua variabilidade, que é especialmente forte no caso de emissão de H2O. Em poucas semanas e até dias, o perfil das linhas muda completamente. Às vezes, ocorrem variações significativas em 5 minutos, o que só é possível se os tamanhos das fontes não excederem a distância que a luz percorre durante esse tempo (caso contrário, as flutuações serão compensadas estatisticamente). Assim, os tamanhos das regiões que emitem linhas de H2O podem ser da ordem de 1 UA! Como as observações mostram, na mesma região com dimensões de vários décimos de parsec pode haver muitas fontes, algumas das quais emitem apenas linhas OH e outras apenas linhas H2O. O único mecanismo de radiação conhecido até agora na física capaz de produzir uma enorme potência dentro de uma faixa excepcionalmente estreita do espectro é a radiação coerente (ou seja, idêntica em fase e direção). geradores quânticos, que geralmente são chamados de lasers na faixa óptica e masers na faixa de rádio. As fontes compactas de emissão de OH e H2O são provavelmente masers cósmicos naturais gigantes. Há todas as razões para acreditar que os masers cósmicos estão associados a regiões onde o processo de formação de estrelas está ocorrendo literalmente diante de nossos olhos. Eles são mais frequentemente encontrados em zonas H II, onde já surgiram estrelas jovens massivas e muito quentes das classes espectrais O e B. Em muitos casos, coincidem com estrelas muito compactas, ricas em poeira e, portanto, muito opacas. zonas especiais H II, que são detectados apenas devido à sua emissão de rádio térmica. As dimensões dessas zonas são de cerca de 0,1 ps, e a densidade da matéria é centenas de vezes maior do que nas nuvens interestelares comuns. A razão para sua ionização é obviamente uma estrela quente não observável cercada por uma densa nuvem opaca. Às vezes, esses objetos são observados como fontes pontuais de radiação infravermelha. Certamente devem ser formações exclusivamente jovens com idade da ordem de dezenas de milhares de anos. Por mais tempo o meio denso de gás-poeira ao redor da estrela quente recém-formada deve se expandir sob a ação da pressão leve estrela quente, que se tornará visível. Tais estrelas, cercadas por uma concha densa em expansão, receberam o nome figurativo de "estrelas casulos". Nestas condições muito específicas, mas ainda assim naturais, o efeito maser é aparentemente realizado.

é a substância observada no espaço entre as estrelas.

Foi apenas relativamente recentemente que foi possível provar que as estrelas não existem no vazio absoluto e que o espaço sideral não é completamente transparente. No entanto, tais suposições foram feitas por um longo tempo. De volta a meados do século XIX. O astrônomo russo V. Struve tentou (embora sem sucesso especial) métodos científicos encontrar evidências indiscutíveis de que o espaço não está vazio, e a luz de estrelas distantes é absorvida nele.

A presença de um meio rarefeito absorvente foi demonstrada de forma convincente há menos de cem anos, na primeira metade do século 20, comparando as propriedades observadas de aglomerados estelares distantes a diferentes distâncias de nós. Isso foi feito independentemente pelo astrônomo americano Robert Trumpler (1896-1956) e pelo astrônomo soviético B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994). Não completamente transparente, especialmente em direções próximas à direção da Via Láctea. A presença de poeira significava que tanto o brilho aparente quanto a cor observada de estrelas distantes eram distorcidos e, para conhecer seus verdadeiros valores, era necessário um cálculo bastante complicado de extinção. A poeira, assim, foi percebida pelos astrônomos como um empecilho infeliz, interferindo no estudo de objetos distantes. Mas, ao mesmo tempo, surgiu o interesse no estudo da poeira como meio físico - os cientistas começaram a descobrir como as partículas de poeira são criadas e destruídas, como a poeira reage à radiação e qual o papel da poeira na formação das estrelas.

Com o desenvolvimento da radioastronomia na segunda metade do século XX. tornou-se possível estudar o meio interestelar por sua emissão de rádio. Como resultado de pesquisas propositais, a radiação de átomos de hidrogênio neutros foi descoberta no espaço interestelar a uma frequência de 1420 MHz (o que corresponde a um comprimento de onda de 21 cm). A radiação nesta frequência (ou, como dizem, na linha de rádio) foi prevista pelo astrônomo holandês Hendrik van de Hulst em 1944 com base na mecânica quântica, e foi descoberta em 1951 após calcular sua intensidade esperada pelo astrofísico soviético I. S. Shklovsky. Shklovsky também apontou a possibilidade de observar a radiação de várias moléculas na faixa de rádio, o que, de fato, foi descoberto mais tarde. A massa de gás interestelar, consistindo de átomos neutros e gás molecular muito frio, acabou sendo cerca de cem vezes maior que a massa de poeira rarefeita. Mas o gás é completamente transparente à luz visível, então não pode ser detectado pelos mesmos métodos que a poeira foi descoberta.

Com o advento dos telescópios de raios X instalados em observatórios espaciais, outro, o componente mais quente do meio interestelar, foi descoberto - um gás muito rarefeito com temperatura de milhões e dezenas de milhões de graus. É impossível “ver” esse gás por observações ópticas ou por observações em linhas de rádio - o meio é muito rarefeito e completamente ionizado, mas, no entanto, preenche uma fração significativa do volume de toda a nossa Galáxia.

O rápido desenvolvimento da astrofísica, que estuda a interação da matéria e da radiação no espaço sideral, bem como o surgimento de novas possibilidades observacionais, possibilitou estudar detalhadamente os processos físicos no meio interestelar. Surgiram áreas científicas inteiras - dinâmica dos gases cósmicos e eletrodinâmica cósmica, que estudam as propriedades dos meios cósmicos rarefeitos. Os astrônomos aprenderam a determinar a distância das nuvens de gás, medir a temperatura, densidade e pressão do gás, sua composição química, estimar a velocidade de movimento da matéria. Na segunda metade do século XX surgiu um quadro complexo distribuição espacial meio interestelar e sua interação com as estrelas. Descobriu-se que a possibilidade do nascimento de estrelas depende da densidade e quantidade de gás e poeira interestelar, e as estrelas (em primeiro lugar, as mais massivas), por sua vez, alteram as propriedades do meio interestelar circundante - eles o aquecem, suportam o movimento constante do gás, reabastecem o meio com sua substância alteram sua composição química. O estudo de tal Sistema complexo como "estrelas - meio interestelar" acabou sendo um problema astrofísico muito difícil, especialmente considerando que a massa total do meio interestelar na Galáxia e sua composição química mudam lentamente sob a influência de vários fatores. Portanto, podemos dizer que toda a história do nosso sistema estelar, com duração de bilhões de anos, se reflete no meio interestelar.

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Parte dois A VIDA NO UNIVERSO

11. Condições necessárias para o surgimento e desenvolvimento da vida nos planetas

Parte TRÊS VIDA INTELIGENTE NO UNIVERSO

20. Comunicação de rádio entre civilizações localizadas em diferentes sistemas planetários

21. Possibilidade de comunicação interestelar por métodos ópticos

22. Comunicação com civilizações alienígenas usando sondas automáticas

23. Análise teórica e probabilística da radiocomunicação interestelar. A natureza dos sinais

24. Sobre a possibilidade de contatos diretos entre civilizações alienígenas

25. Observações sobre o ritmo e a natureza do desenvolvimento tecnológico da humanidade

II. A comunicação com seres inteligentes de outros planetas é possível?

Parte Um ASPECTO ASTRÔMICO DO PROBLEMA

3. Meio interestelar De acordo com ideias modernas, as estrelas são formadas pela condensação de um gás interestelar muito rarefeito e meio de poeira. Portanto, antes de falar sobre os caminhos da evolução das estrelas, teremos que nos debruçar sobre as propriedades do meio interestelar. Essa pergunta também tem significado independente para o problema em que estamos interessados. Em particular, a questão do estabelecimento Vários tipos ligações entre civilizações localizadas em diferentes sistemas planetários, depende das propriedades do meio que preenche o espaço interestelar que separa essas civilizações. O gás interestelar foi descoberto no início deste século devido à absorção nas linhas de cálcio ionizado, que produz nos espectros de estrelas quentes distantes *. Desde então, os métodos para estudar o gás interestelar foram continuamente aprimorados e alcançados alto grau perfeição. Como resultado de muitos anos de extenso trabalho feito por astrônomos, agora as propriedades do gás interestelar podem ser consideradas bastante conhecidas: A densidade do meio gasoso interestelar é insignificante. Em média, em regiões do espaço interestelar localizadas não muito longe do plano galáctico, há aproximadamente 1 átomo em 1 cm3. Lembre-se que no mesmo volume de ar existem 2,7x10 19 moléculas. Mesmo nas câmaras de vácuo mais perfeitas, a concentração de átomos não é inferior a 10 3 cm 3 . E, no entanto, o meio interestelar não pode ser considerado um vácuo! O fato é que, como se sabe, o vácuo é um sistema em que o caminho livre médio de átomos ou moléculas excede as dimensões características desse sistema. No entanto, no espaço interestelar comprimento médio O caminho livre dos átomos é centenas de vezes menor que a distância entre as estrelas. Portanto, temos o direito de considerar o gás interestelar como um meio contínuo e compressível e aplicar as leis da dinâmica dos gases a esse meio. A composição química do gás interestelar é bastante bem estudada. Ele é parecido com composição química camadas externas de estrelas sequência principal. Os átomos de hidrogênio e hélio predominam, existem relativamente poucos átomos de metal. Os compostos moleculares mais simples (por exemplo, CO, CN) estão presentes em quantidades bastante visíveis. É possível que uma parte significativa do gás interestelar esteja na forma hidrogênio molecular. O desenvolvimento da astronomia extra-atmosférica abriu a possibilidade de observar linhas de hidrogênio molecular na parte ultravioleta distante do espectro. As propriedades físicas do gás interestelar dependem essencialmente de estar relativamente perto de estrelas quentes ou, pelo contrário, suficientemente distante delas. O fato é que radiação ultravioleta estrelas quentes, ioniza completamente o hidrogênio a grandes distâncias. Assim, uma estrela de classe 05 ioniza hidrogênio em torno de si em uma região gigante com um raio de cerca de 100 pc. A temperatura do gás interestelar em tais regiões (definida como uma característica de movimentos térmicos aleatórios de partículas) chega a 10 mil K. Nessas condições, o meio interestelar emite linhas individuais na parte visível do espectro, em particular a linha vermelha de hidrogênio . Essas regiões do meio interestelar são chamadas de "zonas HII". No entanto o máximo de o meio interestelar está longe o suficiente de estrelas quentes. O hidrogênio não é ionizado lá. A temperatura do gás é baixa, cerca de 100 K ou inferior. É aqui que há uma quantidade significativa de moléculas de hidrogênio. Além do gás, a composição do meio interestelar inclui poeira cósmica. As dimensões desses grãos de poeira são 10 -4 - 10 -5 cm. Eles são a razão da absorção de luz no espaço interestelar, devido ao qual não podemos observar objetos localizados no plano galáctico a distâncias superiores a 2-3 mil pc . Felizmente, a poeira cósmica, como o gás interestelar associado a ela, é altamente concentrada em direção ao plano galáctico. A espessura da camada de pó de gás é apenas cerca de 250 pc. Portanto, a radiação de objetos espaciais, direções nas quais fazem ângulos significativos com o plano galáctico, é absorvida insignificantemente. Gás interestelar e poeira são misturados. A proporção das densidades médias de gás e poeira no espaço interestelar é de aproximadamente 100:1. As observações mostram que a densidade espacial do meio interestelar de gás e poeira varia muito irregularmente. Este meio é caracterizado por uma distribuição "ragged" pronunciada. Existe na forma de nuvens (em que a densidade é 10 vezes maior que a média), separadas por regiões onde a densidade é insignificante. Essas nuvens de gás e poeira estão concentradas principalmente nos braços espirais da Galáxia e participam da rotação galáctica. Nuvens separadas têm velocidades de 6-8 km/s, como já mencionado. As mais densas dessas nuvens são observadas como nebulosas escuras ou claras. Uma quantidade significativa de informações sobre a natureza do gás interestelar foi obtida nas últimas três décadas graças ao uso muito eficaz de métodos radioastronômicos. As investigações de gás interestelar em uma onda de 21 cm foram especialmente frutíferas.Que tipo de onda é essa? Nos anos quarenta, foi teoricamente previsto que átomos neutros hidrogênio no espaço interestelar deve emitir uma linha espectral com comprimento de onda de 21 cm. O fato é que o principal, mais "profundo" estado quântico O átomo de hidrogênio consiste em dois níveis muito próximos. Esses níveis diferem nas orientações dos momentos magnéticos do núcleo do átomo de hidrogênio (próton) e do elétron girando em torno dele. Se os momentos são orientados em paralelo, um nível é obtido, se antiparalelo - outro. A energia de um desses níveis é um pouco maior que a do outro (por um valor igual a duas vezes a energia de interação entre os momentos magnéticos de um elétron e um próton). De acordo com as leis física quântica, de tempos em tempos, transições do nível mais energia para um nível de energia mais baixo. Neste caso, será emitido um quantum com frequência proporcional à diferença de energia entre os níveis. Como este último é muito pequeno no nosso caso, a frequência de radiação também será baixa. O comprimento de onda correspondente será igual a 21 cm Os cálculos mostram que tais transições entre os níveis de um átomo de hidrogênio ocorrem extremamente raramente: em média, uma transição ocorre para um átomo em 11 milhões de anos! Para sentir a probabilidade insignificante de tais processos, basta dizer que quando as linhas espectrais são emitidas na faixa óptica, as transições ocorrem a cada centésimo de milionésimo de segundo. E, no entanto, acontece que essa linha, emitida por átomos interestelares, tem uma intensidade completamente observável. Como os átomos interestelares várias velocidades ao longo da linha de visão, então, devido ao efeito Doppler, a radiação na linha de 21 cm será "manchada" em uma determinada faixa de frequência em torno de 1420 MHz (essa frequência corresponde a um comprimento de onda de 21 cm). A partir da distribuição de intensidade nesta banda (o chamado "perfil de linha"), pode-se estudar todos os movimentos em que os átomos de hidrogênio interestelar participam. Dessa forma, foi possível estudar as características da rotação galáctica do gás interestelar, os movimentos aleatórios de suas nuvens individuais e também sua temperatura. Além disso, o número de átomos de hidrogênio no espaço interestelar é determinado a partir dessas observações. Assim, vemos que a pesquisa radioastronômica em um comprimento de onda de 21 cm é o método mais poderoso para estudar o meio interestelar e a dinâmica da Galáxia. NO últimos anos outras galáxias, como a nebulosa de Andrômeda, são estudadas por esse método. À medida que o tamanho dos radiotelescópios aumenta, novas oportunidades se abrem para estudar galáxias mais distantes usando a linha de rádio de hidrogênio. No final de 1963, outra linha de rádio interestelar pertencente a moléculas de hidroxila OH foi descoberta, com um comprimento de onda de 18 cm. A existência dessa linha foi teoricamente prevista pelo autor deste livro em 1949. ) acabou sendo muito alta ** . Isso confirma a conclusão acima de que em certas regiões do espaço interestelar o gás está predominantemente no estado molecular. Em 1967, foi descoberta uma linha de rádio de água H 2 O com comprimento de onda de 1,35 cm.As investigações de nebulosas gasosas nas linhas OH e H 2 O levaram à descoberta de masers cósmicos (veja o próximo capítulo). Nos últimos 20 anos, que se passaram desde a descoberta do enlace de rádio interestelar OH, muitos outros enlaces de rádio de origem interestelar foram descobertos, pertencentes a várias moléculas. Número completo já mais de 50 moléculas descobertas desta forma, entre elas, especialmente grande importância tem uma molécula de CO cuja linha de rádio com comprimento de onda de 2,64 mm é observada em quase todas as regiões do meio interestelar. Existem moléculas cujas linhas de rádio são observadas exclusivamente em nuvens densas e frias do meio interestelar. Bastante inesperada foi a descoberta em tais nuvens de linhas de rádio de moléculas poliatômicas muito complexas, por exemplo, CH 3 HCO, CH 3 CN, etc. Esta descoberta, talvez, esteja relacionada ao problema da origem da vida no Universo que diz respeito nós. Se as descobertas continuarem nesse ritmo, quem sabe se as moléculas interestelares de DNA e RNA serão detectadas por nossos instrumentos? (ver cap. 12). Muito útil é a circunstância de que as linhas de rádio correspondentes pertencentes a diferentes isótopos da mesma molécula têm comprimentos de onda bastante diferentes. Isso possibilita estudar a composição isotópica do meio interestelar, que é de grande importância para estudar o problema da evolução da matéria no Universo. Em particular, as seguintes combinações isotópicas de monóxido de carbono são observadas separadamente: 12 C 16 O, 13 C 16 O e 12 C 18 O. ajuda das chamadas linhas de rádio "recombinação", cuja existência foi teoricamente prevista mesmo antes de sua descoberta pelo astrônomo soviético N.S. Kardashev, que também lidou muito com o problema da comunicação com civilizações extraterrestres(ver cap. 26). Linhas de "recombinação" aparecem durante as transições entre átomos altamente excitados (por exemplo, entre os níveis 108 e 107 do átomo de hidrogênio). Tais níveis "altos" podem existir no meio interestelar apenas por causa de sua densidade extremamente baixa. Observe, por exemplo, que apenas os primeiros 28 níveis do átomo de hidrogênio podem existir na atmosfera solar; níveis mais altos são destruídos pela interação com partículas do plasma circundante. Por um tempo relativamente longo, os astrônomos receberam uma série de evidências indiretas da presença de campos magnéticos interestelares. Esses campos magnéticos estão associados a nuvens de gás interestelar e se movem com elas. A força de tais campos é cerca de 10 -5 Oe, ou seja, 100 mil vezes menor que a força do campo magnético da Terra na superfície do nosso planeta. Direção geral magnético linhas de força coincide com a direção dos ramos da estrutura espiral da Galáxia. Podemos dizer que os próprios braços espirais são gigantescos tubos de força magnética. No final de 1962, a existência de campos magnéticos interestelares foi estabelecida por radioastrônomos britânicos através de observações diretas. Para tanto, foram estudados efeitos de polarização muito sutis na linha de rádio de 21 cm observada na absorção no espectro de uma poderosa fonte de emissão de rádio - nebulosa de caranguejo(para esta fonte, ver Capítulo 5) *** . Se o gás interestelar estiver em um campo magnético, pode-se esperar que a linha de 21 cm se divida em vários componentes que diferem na polarização. Como a magnitude do campo magnético é muito pequena, essa divisão será completamente desprezível. Além disso, a largura da linha de absorção de 21 cm é bastante significativa. A única coisa a se esperar em tal situação são pequenas diferenças sistemáticas de polarização dentro do perfil da linha de absorção. Portanto, a detecção confiável desse efeito sutil é uma conquista notável. Ciência moderna. O valor medido do campo magnético interestelar mostrou-se totalmente de acordo com o valor teoricamente esperado de acordo com dados indiretos. Para estudar os campos magnéticos interestelares, também é utilizado o método radioastronômico, baseado no estudo da rotação do plano de polarização da emissão de rádio de fontes extragalácticas**** ao passar pelo meio interestelar "magnetizado" ("fenômeno de Faraday") . Este método já conseguiu obter uma série de dados importantes sobre a estrutura dos campos magnéticos interestelares. Nos últimos anos, os pulsares têm sido usados ​​como fontes de radiação polarizada para medir o campo magnético interestelar por este método (ver Cap. 5). Os campos magnéticos interestelares desempenham um papel decisivo na formação de densas nuvens de gás frio e poeira no meio interestelar, a partir do qual as estrelas se condensam (ver Cap. 4). Os campos magnéticos interestelares estão intimamente relacionados aos raios cósmicos primários que preenchem o espaço interestelar. São partículas (prótons, núcleos de elementos mais pesados, bem como elétrons), cujas energias ultrapassam centenas de milhões de elétron-volts, atingindo até 10 20 -10 21 eV. Eles se movem ao longo das linhas de força dos campos magnéticos ao longo de trajetórias helicoidais. Elétrons de raios cósmicos primários, movendo-se em campos magnéticos interestelares, irradiam ondas de rádio. Essa radiação é observada por nós como a emissão de rádio da Galáxia (a chamada "radiação síncrotron"). Assim, a radioastronomia abriu a possibilidade de estudar os raios cósmicos nas profundezas da Galáxia e até muito além de suas fronteiras. pela primeira vez, ele colocou o problema da origem dos raios cósmicos em uma base científica sólida. o problema da origem da vida, até recentemente a questão dos raios cósmicos primários foi ignorada. Enquanto isso, o nível de radiação dura que causa mutações é , em nossa opinião, um fator evolutivo muito significativo. Há todas as razões para acreditar que o curso da evolução da vida seria completamente diferente, se o nível de radiação dura (que agora é em grande parte devido aos raios cósmicos primários) fosse dezenas de vezes maior que o valor atual. questão importante: O nível de radiação cósmica permanece constante em qualquer planeta em que a vida se desenvolve? É sobre sobre termos, calculados em muitas centenas de milhões de anos. Veremos nos capítulos posteriores deste livro como a astrofísica moderna e a radioastronomia respondem a essa pergunta. A massa de gás interestelar em nossa galáxia está perto de um bilhão massas solares, que é pouco mais de 1% da massa total da Galáxia, devido principalmente às estrelas. Em outros sistemas estelares ax, a abundância relativa de gás interestelar varia dentro de limites bastante amplos. No galáxias elípticasé muito pequeno, cerca de 10 -4 e até menos, enquanto em sistemas estelares irregulares (como as Nuvens de Magalhães) o conteúdo de gás interestelar atinge 20 e até 50%. Esta circunstância está intimamente relacionada com a questão da evolução dos sistemas estelares, que será discutida no Cap. 6.

• * Não há linhas de absorção intrínsecas de cálcio ionizado em tais estrelas, pois as temperaturas de suas camadas superficiais são muito altas.
• ** A linha OH consiste em quatro componentes com frequências próximas (1612, 1665, 1667 e 1720 MHz).
• *** A linha de absorção de 21 cm, devido ao hidrogênio interestelar, forma-se no espectro de rádio de qualquer fonte exatamente da mesma forma que as linhas interestelares de cálcio nos espectros de estrelas quentes distantes.
• **** A emissão de rádio de fontes megagalácticas é polarizada linearmente, e o grau de polarização é geralmente da ordem de vários por cento. A polarização desta emissão de rádio é explicada pela sua natureza síncrotron (veja abaixo).

A natureza do meio interestelar atraiu a atenção de astrônomos e cientistas durante séculos. O próprio termo "meio interestelar" foi usado pela primeira vez por F. Bacon na cidade de. "Oh, o céu entre as estrelas, tem muito em comum com as estrelas, girando (em torno da Terra) como qualquer outra estrela." O filósofo natural posterior Robert Boyle objetou em 1674: "A região interestelar dos céus, como alguns epicuristas modernos acreditam, deve estar vazia."

Após a criação da teoria eletromagnética moderna, alguns físicos postularam que o éter luminífero invisível é o meio para a transmissão de ondas de luz. Eles também acreditavam que o éter preenchia o espaço interestelar. R. Patterson escreveu em 1862: "Este fluxo é a base das vibrações ou movimentos oscilatórios no éter, que preenche o espaço interestelar."

O uso de levantamentos fotográficos profundos do céu noturno permitiu a E. Barnard obter a primeira imagem de uma nebulosa escura, que se destacava em silhueta contra o fundo das estrelas da galáxia. No entanto, a primeira descoberta de matéria fria difusa foi feita por D. Hartmann em 1904 após a descoberta de um espectro de absorção estacionário no espectro de emissão de estrelas binárias, observado para testar o efeito Doppler.

No dele pesquisa histórica espectro do Delta Orion Hartmann estudou o movimento orbital dos companheiros do sistema Delta Orion e a luz que vem da estrela e percebeu que parte da luz é absorvida no caminho para a Terra. Hartmann escreveu que "a linha de absorção de cálcio é muito fraca", e também que "acabou sendo um tanto surpreendente que as linhas de cálcio em um comprimento de onda de 393,4 nanômetros não se movem na divergência periódica das linhas do espectro, o que está presente em estrelas binárias espectroscópicas". A natureza estacionária dessas linhas permitiu a Hartmann sugerir que o gás responsável pela absorção não está presente na atmosfera do Delta Orion, mas, ao contrário, está localizado fora da estrela e está localizado entre a estrela e o observador. Este estudo foi o início do estudo do meio interestelar.

Após estudos de Hartmann, Eger em 1919, enquanto estudavam linhas de absorção em comprimentos de onda de 589,0 e 589,6 nanômetros nos sistemas de Delta Orion e Beta Scorpio, o sódio foi descoberto no meio interestelar.

Mais pesquisa As linhas "H" e "K" de cálcio de Beals (1936) permitiram detectar perfis de espectro duplo e assimétrico de Epsilon e Zeta Orionis. Estes foram os primeiros pesquisa abrangente meio interestelar na constelação de Órion. A assimetria dos perfis das linhas de absorção foi o resultado da superposição de várias linhas de absorção, cada uma das quais correspondendo a transições atômicas(por exemplo, a linha "K" de cálcio) e ocorreu em nuvens interestelares, cada uma com sua própria velocidade radial. Como cada nuvem se move em velocidades diferentes no espaço interestelar, tanto em direção à Terra quanto se afastando dela, como resultado do efeito Doppler, as linhas de absorção se deslocaram para o lado violeta ou para o lado vermelho, respectivamente. Este estudo confirmou que a matéria não é distribuída uniformemente pelo espaço interestelar.

Estudos intensivos da matéria interestelar permitiram a W. Pickering, em 1912, afirmar que “o meio de absorção interestelar, que, como mostrou Kaptein, absorve apenas em certos comprimentos de onda, pode indicar a presença de gás e moléculas gasosas que são expulsos pelo Sol e as estrelas."

Thorndike escreveu em 1930: “Seria terrível perceber que existe um abismo intransponível entre as estrelas e vazio completo. Auroras são excitadas por partículas carregadas emitidas pelo nosso Sol. Mas se milhões de outras estrelas também emitem partículas carregadas, e isso é um fato indiscutível, então um vácuo absoluto não pode existir na galáxia.

Manifestações Observacionais

Listamos as principais manifestações observacionais:

1. A presença de nebulosas luminosas de hidrogênio ionizado ao redor de estrelas quentes e nebulosas refletivas de gás-poeira nas proximidades de estrelas mais frias.
2. Enfraquecimento da luz estelar (absorção interestelar) devido à poeira que faz parte do meio interestelar. Assim como a vermelhidão associada da luz; a presença de nebulosas opacas.
3. Polarização da luz em grãos de poeira orientados ao longo do campo magnético da Galáxia.
4. Radiação infravermelha da poeira interestelar
5. Emissão de rádio de hidrogênio neutro na faixa de rádio em um comprimento de onda de 21 cm
6. Suave raios X gás rarefeito quente.
7. Radiação síncrotron de elétrons relativísticos em campos magnéticos interestelares.
8. Radiação de masers cósmicos.

A estrutura do ISM é extremamente não trivial e heterogênea: nuvens moleculares gigantes, nebulosas de reflexão, nebulosas protoplanetárias, nebulosas planetárias, glóbulos, etc. uma grande variedade manifestações e processos observacionais que ocorrem no ambiente. A tabela a seguir lista as propriedades dos principais componentes do ambiente de disco:

Estágio	Temperatura (PARA)	Concentração	massa de nuvens ()	O tamanho (PC)	Parcela do volume ocupado	Método de observação
gás coronal	≈5	~0.003	-	-	~0.5	Raio X, linhas de absorção de metais em UV
Áreas HII brilhantes	≈	~30	~300	~10	~	Linha brilhante Hα
Zonas HII de baixa densidade	≈	~0.3	-	-	~0.1	linha Hα
Ambiente de intercloud	≈	~0.1	-	-	~0.4	Linha Lyα
Regiões HI quentes	~	~1	-	-	~0.01	Radiação HI em λ=21 cm
Condensações Maser		~	~	~		Radiação Maser
HI nuvens	≈80	~10	~100	~10	~0.01	Absorvâncias de HI em λ = 21 cm
Nuvens moleculares gigantes	~20	~300	~3	~40	~3
nuvens moleculares	≈10	~	~300	~1	~	Linhas de absorção e emissão de hidrogênio molecular no espectro de rádio e infravermelho.
Glóbulos	≈10	~	~20	~0.3	~3	Absorção na faixa óptica.

Efeito Maser

Nebulosa do Caranguejo, cor verde- radiação maser

Em 1965, linhas muito intensas e estreitas com λ = 18 cm foram encontradas em vários espectros de emissão de rádio. Estudos posteriores mostraram que as linhas pertencem à molécula OH, e sua propriedade incomumé o resultado da radiação maser. Em 1969, ele descobre fontes de maser de uma molécula de água em λ = 1,35 cm, mais tarde foram descobertos masers que também funcionam em outras moléculas. Para a emissão maser, é necessária uma população inversa dos níveis (o número de átomos no nível ressonante superior é maior do que no inferior). Então, passando pela substância, a luz com uma frequência ressonante da onda é amplificada e não enfraquecida (isso é chamado de efeito maser). Para manter uma população inversa, é necessário um bombeamento constante de energia, então todos os masers espaciais são divididos em dois tipos:

Características físicas

Ausência de equilíbrio termodinâmico local (LTE)

No meio interestelar, a concentração de átomos é pequena e as profundidades ópticas são pequenas. Isso significa que a temperatura de radiação é a temperatura de radiação das estrelas (~5000 K) e não corresponde à temperatura do próprio meio. Neste caso, as temperaturas de elétrons e íons do plasma podem diferir muito uma da outra, uma vez que a troca de energia na colisão ocorre extremamente raramente. Assim, não há temperatura única, mesmo no sentido local.

A distribuição do número de átomos e íons sobre as populações de nível é determinada pelo equilíbrio dos processos de recombinação e ionização. A LTE exige que esses processos estejam em equilíbrio para que a condição de equilíbrio detalhado seja satisfeita, porém, no meio interestelar, direto e reverso processos elementares são de natureza diferente e, portanto, não pode ser estabelecido um equilíbrio detalhado.

O vento solar é um fluxo de partículas carregadas (principalmente plasma de hidrogênio e hélio) fluindo para fora da coroa solar com velocidade crescente com grande velocidade. A velocidade do vento solar na heliopausa é de aproximadamente 450 km/s. Esta velocidade excede a velocidade do som no meio interestelar. E se imaginarmos a colisão do meio interestelar e do vento solar como uma colisão de duas correntes, então ondas de choque surgirão durante sua interação. E o próprio meio pode ser dividido em três regiões: a região onde existem apenas partículas ISM, a região onde existem apenas partículas de vento estelar e a região de sua interação.

E se o gás interestelar fosse completamente ionizado, como se supunha originalmente, tudo seria exatamente como descrito acima. Mas, como já mostraram as primeiras observações do meio interplanetário em Ly-aplha, partículas neutras meio interestelar penetram no sistema solar. Em outras palavras, o Sol interage com gás neutro e ionizado de diferentes maneiras.

Tráfego sistema solar na nuvem interestelar local

Interação com gás ionizado

limite de onda de choque

Primeiro vento ensolarado desacelera, torna-se mais denso, mais quente e turbulento. O momento dessa transição é chamado fronteira onda de choque (choque de terminação) e está localizado a uma distância de cerca de 85-95 UA. e. do Sol. (De acordo com dados de estações espaciais Voyager 1 e Voyager 2, que cruzaram esta fronteira em dezembro de 2004 e agosto de 2007.)

heliosfera e heliopausa

Mais ou menos 40 da manhã e. o vento solar colide com matéria interestelar e finalmente pára. Este limite que separa o meio interestelar da matéria do sistema solar é chamado heliopausa. Em forma, assemelha-se a uma bolha, alongada em movimento oposto Lado do sol. A região do espaço delimitada pela heliopausa é chamada de heliosfera.