Spațiul dintre stele este umplut cu gaz rarefiat, praf, câmpuri magnetice și raze cosmice.

gaz interstelar. Masa sa totală este destul de mare - câteva procente din masa totală a tuturor stelelor din Galaxia noastră. Densitatea medie a gazului este de aproximativ 10 -21 kg/m 3 . Cu o asemenea densitate, 1-2 cm 3 de spațiu interstelar conține doar un atom de gaz.

Compoziția chimică a gazului interstelar este aproximativ aceeași cu cea a stelelor: majoritatea hidrogenului, apoi heliul și foarte puțin din orice altceva. elemente chimice.

Gazul interstelar este transparent. Prin urmare, el însuși nu este vizibil în niciun telescoap, cu excepția cazurilor în care se află în apropierea stelelor fierbinți. Raze ultraviolete, spre deosebire de grinzi lumina vizibila, sunt absorbite de gaz și îi dau energia lor. Din această cauză, stelele fierbinți încălzesc gazul din jur cu radiația lor ultravioletă la o temperatură de aproximativ 10.000 K. Gazul încălzit începe să emită lumină însuși și îl observăm ca pe o nebuloasă gazoasă strălucitoare (vezi Nebuloase).

Gazul mai rece, „invizibil” este observat prin metode radioastronomice (vezi Radioastronomie). Atomii de hidrogen dintr-un mediu rarefiat emit unde radio la o lungime de undă de aproximativ 21 cm. Prin urmare, fluxurile de unde radio se propagă continuu din regiunile de gaz interstelar. Primind și analizând această radiație, oamenii de știință vor afla despre densitatea, temperatura și mișcarea gazului interstelar în spațiul cosmic.

S-a dovedit că este distribuit inegal în spațiu. Există nori de gaz cu dimensiuni de la unu la câteva sute de ani lumină și cu o temperatură scăzută - de la zeci la sute de grade Kelvin. Spațiul dintre nori este umplut cu gaze internori mai fierbinți și rarefiate.

Departe de stelele fierbinți, gazul este încălzit în principal de raze X și razele cosmice, care pătrund continuu în spațiul interstelar în toate direcțiile. De asemenea, poate fi încălzit la temperaturi ridicate prin unde de compresie supersonică - unde de șoc care se propagă cu viteză mare în gaz. Ele se formează în exploziile supernovelor și în ciocnirile unor mase de gaz care se mișcă rapid.

Cu cât densitatea unui gaz este mai mare sau cu cât norul de gaz este mai masiv, cu atât este necesară mai multă energie pentru a-l încălzi. Prin urmare, în norii denși, temperatura gazului interstelar este foarte scăzută: există nori cu temperaturi de la câteva până la câteva zeci de grade Kelvin. În astfel de zone, hidrogenul și alte elemente chimice sunt combinate în molecule. În același timp, emisia radio la o lungime de undă de 21 cm slăbește, deoarece hidrogenul din atom (H) devine molecular (H 2). Dar, pe de altă parte, liniile de emisie radio ale diferitelor molecule apar la lungimi de undă de la câțiva milimetri până la câteva zeci de centimetri. Aceste linii sunt respectate și pot fi folosite pentru a judeca condiție fizică gazele din norii reci, care sunt adesea denumiți nori moleculari sau complexe de gaze moleculare.

Prin observații radio în liniile de emisie ale moleculelor din galaxia noastră, a fost descoperit număr mare nori moleculari giganți cu o masă de cel puțin 100 de mii de mase solare. Cantitatea totală de gaz conținută în ele este comparabilă cu cantitatea de hidrogen atomic din Galaxie. Zonele cu cele mai multe densitate mare gazul molecular formează în Galaxie un inel larg în jurul centrului cu o rază de 5-7 kpc.

Folosind liniile de emisie radio în mediul interstelar, astronomii au reușit să detecteze câteva zeci de tipuri de molecule: de la simple molecule diatomice CH, CO, CN, cum ar fi o moleculă acid formic, alcool etilic sau metilic și molecule poliatomice mai complexe. Dar cele mai comune molecule sunt încă molecule de hidrogen H 2.

Densitatea și temperatura norilor moleculari sunt astfel încât gazul din ei tinde să se comprima și să se condenseze sub influența propriei gravitații. Acest proces pare să ducă la formarea stelelor. Într-adevăr, norii moleculari reci coexistă adesea cu stele tinere.

Datorită transformării gazului interstelar în stele, rezervele sale din Galaxie se epuizează treptat. Dar gazul se întoarce parțial din stele în mediul interstelar. Acest lucru se întâmplă în timpul izbucnirilor de noi și supernove, în timpul ieșirii de materie de pe suprafața stelelor și în timpul formării nebuloaselor planetare de către stele.

În Galaxia noastră, ca și în majoritatea celorlalte, gazul este concentrat spre planul discului stelar, formând un strat gros de aproximativ 100 ps. Spre marginea Galaxiei, grosimea acestui strat crește treptat. Gazul atinge cea mai mare densitate în miezul Galaxiei și la o distanță de 5÷7 kpc de acesta.

La o distanță mare de discul Galaxiei, spațiul este umplut cu gaze foarte fierbinți (mai mult de un milion de grade) și extrem de rarefiate, dar masa sa totală este mică în comparație cu masa gazului interstelar din apropierea planului Galaxiei.

Praf interstelar. Gazul interstelar conține praf ca un mic amestec în el (aproximativ 1% din masă). Prezența prafului este vizibilă în primul rând prin absorbția și reflectarea luminii stelelor. Datorită absorbției luminii de către praf, cu greu putem vedea în direcția Calea lactee acele stele care sunt situate mai departe de 3-4 mii de ani lumină de noi. Atenuarea luminii este deosebit de puternică în regiunea albastră (lungime de undă scurtă) a spectrului. Acesta este motivul pentru care stelele îndepărtate apar înroșite. Deosebit de opace din cauza densității mari a prafului sunt gazele dense și norii de praf - globule.

Particulele individuale de praf sunt foarte mărime mică- câteva zece miimi de milimetru. Ele pot fi compuse din carbon, siliciu și diverse gaze înghețate. Nucleele sau nucleele boabelor de praf se formează cel mai probabil în atmosferele stelelor reci gigant. De acolo, ele sunt „suflate” de presiunea luminii stelelor în spațiul interstelar, unde moleculele de hidrogen, apă, metan, amoniac și alte gaze „îngheață” pe ele.

Câmp magnetic interstelar. Mediul interstelar este pătruns cu un câmp magnetic slab. Este de aproximativ 100.000 de ori mai slab camp magnetic Pământ. Dar câmpul interstelar acoperă volume gigantice din spațiul cosmic și, prin urmare, energia sa totală este foarte mare.

Câmpul magnetic interstelar nu are practic niciun efect asupra stelelor sau planetelor, dar interacționează activ cu particulele încărcate care se mișcă în spațiul interstelar - razele cosmice. Acționând asupra electronilor rapizi, câmpul magnetic îi „face” să emită unde radio. Câmpul magnetic orientează într-un anumit fel boabele de praf interstelar alungite, iar lumina stelelor îndepărtate care trec prin praful interstelar capătă o nouă proprietate - devine polarizată.

Câmpul magnetic are o influență foarte mare asupra mișcării gazului interstelar. Poate, de exemplu, să încetinească rotația norilor de gaz, să prevină compresia puternică a gazului sau, astfel, să direcționeze mișcarea norilor de gaz pentru a-i forța să se adune în complexe uriașe de gaz și praf.

Razele cosmice sunt descrise în detaliu în articolul corespunzător.

Toate cele patru componente ale mediului interstelar sunt strâns legate între ele. Interacțiunea lor este complexă și nu este încă complet clară. Când studiază mediul interstelar, astrofizicienii se bazează atât pe observații directe, cât și pe ramuri teoretice ale fizicii precum fizica plasmei, fizica atomicași dinamica gazelor magnetice.

Nebuloase de gaz. Cea mai cunoscută nebuloasă gazoasă se află în constelația Orion (229), cu o lungime de peste 6 ps, vizibilă într-o noapte fără lună chiar și cu ochiul liber. Nu mai puțin frumoase sunt nebuloasele Omega, Lagoon și Trifid din constelația Săgetător, America de Nordși Pelicanul din Cygnus, nebuloasele din Pleiade, lângă steaua h Carina, Rosette din constelația Monoceros și multe altele. În total există aproximativ 400 de astfel de obiecte. Desigur, numărul lor total în Galaxie este mult mai mare, dar nu le vedem din cauza absorbției interstelare puternice a luminii. Spectrele nebuloaselor gazoase conțin linii de emisie luminoase, ceea ce demonstrează natura gazoasă a strălucirii lor. Cele mai strălucitoare nebuloase arată, de asemenea, un spectru continuu slab. De regulă, cel mai puternic se evidențiază liniile de hidrogen Ha și Hb și celebrele linii nebulare cu lungimi de undă de 5007 și 4950 Å, care apar în timpul tranzițiilor interzise ale oxigenului dublu ionizat O III. Înainte ca aceste linii să poată fi identificate, s-a presupus că au fost emise de elementul ipotetic nebuliu. De asemenea, intense sunt două linii apropiate interzise de oxigen ionizat individual O II cu lungimi de undă de aproximativ 3727 Å, linii de azot și o serie de alte elemente. În interiorul unei nebuloase gazoase sau în imediata ei vecinătate, aproape întotdeauna se poate găsi o stea fierbinte. tip spectral O sau B0, care este cauza strălucirii întregii nebuloase. Aceste stele fierbinți au radiații ultraviolete foarte puternice, care ionizează și provoacă strălucirea gazului din jur, așa cum este cazul nebuloaselor planetare (vezi § 152). Energia cuantumului ultraviolet al stelei absorbită de atomul nebuloasei este folosită mai ales pentru ionizarea atomului. Restul energiei este cheltuită pentru a da viteză unui electron liber, adică este convertită în cele din urmă în căldură. Într-un gaz ionizat, procesele de recombinare inversă ar trebui să aibă loc și cu întoarcerea unui electron la stare legată. Cu toate acestea, cel mai adesea acest lucru este implementat prin intermediar niveluri de energie, astfel încât în ​​locul fotonului ultraviolet dur absorbit inițial, atomii nebuloasei emit câteva raze vizibile mai puțin energice (acest proces se numește fluorescență). Astfel, în nebuloasă, există un fel de „zdrobire” a cuantelor ultraviolete ale stelei și procesarea lor în radiații corespunzătoare liniilor spectrale. spectru vizibil. Radiația în liniile de hidrogen, oxigen ionizat și azot, care duce la răcirea gazului, echilibrează aportul de căldură prin ionizare. Ca urmare, temperatura nebuloasei este stabilită la un anumit nivel de ordine, care poate fi verificat prin emisia radio termică a gazului. Numărul de cuante emise în orice linie spectrală este în cele din urmă proporțional cu numărul de recombinări, adică numărul de ciocniri ale electronilor cu ionii. Într-un gaz puternic ionizat, concentrația ambelor este aceeași, adică deoarece, conform (7.18), frecvența ciocnirilor unei particule este proporțională cu n, numărul total Ciocnirile tuturor ionilor cu electroni pe unitatea de volum sunt proporționale cu produsul lui nouă, adică, prin urmare, numărul total de cuante emise de nebuloasă sau luminozitatea acesteia pe cer este proporțional cu suma însumată de-a lungul liniei de vedere. Pentru o nebuloasă omogenă de lungime L, aceasta dă. Produsul se numește măsura emisiei și este cea mai importantă caracteristică nebuloasă gazoasă: valoarea sa este ușor de obținut din observațiile directe ale luminozității nebuloasei. În același timp, măsura emisiilor este legată de principal parametru fizic nebuloase - densitatea gazului. Astfel, măsurând măsura emisiilor nebuloaselor gazoase, se poate estima concentrația de particule ne, care se dovedește a fi de ordinul 102–103 cm–3 și chiar mai mult pentru cele mai strălucitoare dintre ele. După cum puteți vedea, concentrația de particule în nebuloasele gazoase este de milioane de ori mai mică decât în ​​coroana solară și de miliarde de ori mai mică decât cele mai bune pompe de vid moderne. Rarefacția neobișnuit de puternică a gazului explică apariția liniilor interzise în spectrul său, care sunt comparabile ca intensitate cu cele permise. Într-un gaz obișnuit, atomii excitați nu au timp să radieze o linie interzisă, deoarece mult mai devreme decât se întâmplă acest lucru, ei se vor ciocni cu alte particule (în primul rând electroni) și le vor da energia lor de excitație fără a emite un cuantic. În nebuloasele gazoase la o temperatură de 104 ёK, viteza termică medie a electronilor atinge 500 km/sec, iar timpul dintre ciocniri, calculat prin formula (7.17) la o concentrație ne = 102 cm −3, se dovedește a fi 2 × 106 sec, adică puțin mai puțin de o lună, care este de milioane de ori mai lungă decât „durata de viață” a unui atom într-o stare excitată pentru majoritatea tranzițiilor interzise. Zonele H I și H II. După cum tocmai am văzut, stelele fierbinți ionizează gaz la distanțe mari în jurul lor. Deoarece acesta este în principal hidrogen, sunt în principal cuante Lyman cu o lungime de undă mai mică de 912 Å care îl ionizează. Dar în în număr mare ele pot fi date numai de stele din clasele spectrale O şi B0, în care temperaturi efective Teff ³ 3×104 ёK și maximul de emisie este situat în partea ultravioletă a spectrului. Calculele arată că aceste stele sunt capabile să ionizeze un gaz cu o concentrație de 1 atom în 1 cm3 la distanțe de câteva zeci de parsecs. Gazul ionizat este transparent la radiațiile ultraviolete, neutru, dimpotrivă, îl absoarbe cu lăcomie. Ca rezultat, regiunea de ionizare care înconjoară steaua fierbinte (in mediu omogen este o minge!) are o limită foarte ascuțită, dincolo de care gazul rămâne neutru. Astfel, gazul din mediul interstelar poate fi fie complet ionizat, fie neutru. Primele regiuni sunt numite zone H II, a doua - zone H I. Există relativ puține stele fierbinți și, prin urmare, nebuloasele gazoase alcătuiesc o fracțiune nesemnificativă (aproximativ 5%) din întregul mediu interstelar. Încălzirea regiunilor H I are loc datorită efectului ionizant al razelor cosmice, al cuantelor de raze X și al totalului radiații fotonice stele. În acest caz, atomii de carbon sunt ionizați mai întâi. Radiația carbonului ionizat este principalul mecanism de răcire a gazului în zonele H I. Ca urmare, ar trebui să se stabilească un echilibru între pierderea de energie și câștigul acesteia, care are loc la conditii de temperatura, efectuată în funcție de valoarea densității. Primul dintre ele, când temperatura este setată la câteva sute de grade, se realizează în nori de praf unic, unde densitatea este relativ mare, al doilea - în spațiul dintre ei, în care gazul rarefiat este încălzit la câteva mii. grade. Zone cu valori intermediare densitățile se dovedesc a fi instabile și gazul inițial omogen trebuie inevitabil să se separe în două faze - nori relativ denși și un mediu foarte rarefiat care îi înconjoară. Astfel, instabilitatea termică este motivul principal structura „zdrențuită” și tulbure a mediului interstelar. Liniile de absorbție interstelară. Existența gazului rece în spațiul dintre stele a fost dovedită chiar la începutul secolului al XX-lea. astronomul german Hartmann, care a studiat spectrele stelelor binare, în care liniile spectrale, așa cum s-a menționat în § 157, trebuie să sufere deplasări periodice. Hartmann a descoperit în spectrele unor stele (în special îndepărtate și fierbinți) staționare (adică, fără a-și schimba lungimea de undă) linii H și K de calciu ionizat. Pe lângă faptul că lungimile lor de undă nu s-au schimbat, ca toate celelalte linii, ele diferă chiar și prin lățimea lor mai mică. În același timp, liniile H și K sunt complet absente în stelele suficient de fierbinți. Toate acestea sugerează că liniile staționare nu apar în atmosfera unei stele, ci se datorează absorbției de gaz în spațiul dintre stele. Ulterior, au fost descoperite linii de absorbție interstelară ale altor atomi: calciu neutru, sodiu, potasiu, fier, titan, precum și unii compuși moleculari. Cu toate acestea, cel mai complet studiu spectroscopic al gazului interstelar rece a devenit posibil datorită observațiilor extra-atmosferice ale liniilor de absorbție interstelară în partea ultravioletă îndepărtată a spectrului, unde sunt concentrate liniile de rezonanță ale celor mai importante elemente chimice, în care, evident, gazul „rece” ar trebui să absoarbă cel mai mult. În special, au fost observate linii de rezonanță de hidrogen (La), carbon, azot, oxigen, magneziu, siliciu și alți atomi. Cele mai sigure date despre compoziția chimică pot fi obținute din intensitățile liniilor de rezonanță. S-a dovedit că compoziția gazului interstelar este în general apropiată de compoziția chimică standard a stelelor, deși unele elemente grele sunt conținute în acesta în cantități mai mici. Un studiu al liniilor de absorbție interstelare cu o dispersie mare face posibil să observăm că cel mai adesea ele se rup în mai multe componente înguste individuale cu diferite deplasări Doppler corespunzătoare în medie vitezelor radiale de ±10 km/sec. Aceasta înseamnă că în zonele H I gazul este concentrat în nori separați, a căror dimensiune și locație corespund exact norilor de praf discutați la sfârșitul paragrafului anterior. Singura diferență este că masa gazului este în medie de 100 de ori mai mare. În consecință, gazele și praful din mediul interstelar sunt concentrate în aceleași locuri, deși densitatea lor relativă poate varia foarte mult de la o regiune la alta. Alături de norii individuali, formați din gaz ionizat sau neutru, Galaxia este observată mult mai mare ca dimensiune, masă și densitate a materiei interstelare reci, numite complexe gaz-praf. Cel mai apropiat de noi este binecunoscutul complex din Orion, care include, alături de multe obiecte remarcabile, celebra Nebuloasă Orion. În astfel de regiuni, care se disting printr-o structură complexă și foarte neomogenă, are loc procesul de formare a stelelor, care este extrem de important pentru cosmogonie. Radiația monocromatică a hidrogenului neutru. Liniile de absorbție interstelară, într-o oarecare măsură, dau doar cale indirectă elucidați proprietățile regiunilor H I. În orice caz, acest lucru se poate face numai în direcția stelelor fierbinți. Cea mai completă imagine a distribuției hidrogenului neutru în Galaxie poate fi întocmită doar pe baza propriei emisii de hidrogen. Din fericire, o astfel de posibilitate există în radioastronomie datorită existenței unei linii spectrale de radiații neutre de hidrogen la o lungime de undă de 21 cm. Total atomii de hidrogen care emit linia de 21 cm este atât de mare încât stratul situat în planul galaxiei se dovedește a fi substanțial opac la emisia radio de 21 cm pentru doar 1 kpc. Prin urmare, dacă tot hidrogenul neutru din Galaxie ar fi staționar, nu l-am putea observa dincolo de o distanță de aproximativ 3% din dimensiunea Galaxiei. În realitate, aceasta are loc, din fericire, numai în direcțiile către centrul și anticentrul Galaxiei, în care, așa cum am văzut în § 167, nu există mișcări relative de-a lungul liniei de vedere. Cu toate acestea, în toate celelalte direcții, datorită rotației galactice, există o diferență în vitezele radiale ale diferitelor obiecte care crește cu distanța. Prin urmare, putem presupune că fiecare regiune a Galaxiei, caracterizată de o anumită valoare viteza radială, din cauza deplasării Doppler, ea radiază, parcă, „propria” linie cu o lungime de undă nu de 21 cm, dar puțin mai mult sau mai puțin, în funcție de direcția vitezei radiale. Volumele mai apropiate de gaz au o amestecare diferită și, prin urmare, nu interferează cu observațiile din regiuni mai îndepărtate. Profilul fiecărei astfel de linii oferă o idee despre densitatea gazului la o distanță corespunzătoare unei valori date a efectului de rotație diferențială a Galaxiei. Figura 230 prezintă distribuția hidrogenului neutru în Galaxie obținută în acest mod. Din figură se poate observa că hidrogenul neutru este distribuit inegal în Galaxie. Există creșteri ale densității la anumite distanțe față de centru, care, aparent, sunt elemente ale structurii spiralate a Galaxiei, confirmate de distribuția stelelor fierbinți și a nebuloaselor difuze. Pe baza polarizării luminii găsite în stelele îndepărtate, există motive să credem că liniile de forță ale părții principale a câmpului magnetic sunt îndreptate de-a lungul brațelor spiralate. Galaxiile, despre care se va discuta mai târziu în legătură cu razele cosmice. Influența acestui câmp poate explica faptul că cele mai multe dintre nebuloasele luminoase și întunecate sunt alungite de-a lungul ramurilor spiralate, al căror aspect trebuie să fie cumva conectat cu câmpul magnetic. molecule interstelare. Unele linii de absorbție interstelară au fost identificate cu spectrele moleculelor. Cu toate acestea, în domeniul optic, aceștia sunt reprezentați doar de compuși CH, CH+ și CN. Semnificativ noua etapaîn studiul mediului interstelar a început în 1963, când în intervalul de lungimi de undă de 18 cm a fost posibil să se înregistreze linii radio de absorbție a hidroxil prezise încă din 1953. La începutul anilor 1970, acestea au fost descoperite în spectrul de emisie radio al interstelarului. mediu. linii de mai multe zeci de molecule, iar în 1973 o linie de rezonanță a moleculei interstelare H2 cu o lungime de undă de 1092 Å a fost fotografiată pe un satelit special Copernic. S-a dovedit că hidrogenul molecular reprezintă o parte foarte semnificativă a mediului interstelar. Pe baza spectrelor moleculare, s-a efectuat o analiză detaliată a condițiilor din norii H I „reci”, s-au rafinat procesele care determină echilibrul lor termic și s-au obținut date despre cele două regimuri termice prezentate mai sus. Un studiu detaliat al spectrelor compușilor moleculari interstelari CH, CH+, CN, H2, CO, OH, CS, SiO, SO și alții a făcut posibilă dezvăluirea existenței unui nou element în structura mediului interstelar - norii moleculari , in care. o parte semnificativă a materiei interstelare este concentrată. Temperatura gazului din astfel de nori poate varia de la 5 la 50 eK, iar concentrația de molecule poate ajunge la câteva mii de molecule la 1 cm -3 și uneori mult mai mult. Masere spațiale. În spectrul radio al unor nori de gaz-praf, în loc de linii de absorbție de hidroxil, destul de neașteptat, s-au găsit ... linii de emisie. Această radiație are o serie de caracteristici importante. În primul rând, intensitatea relativă a tuturor celor patru linii radio de emisie de hidroxil s-a dovedit a fi anormală, adică nu corespunde temperaturii gazului, iar radiația din ele a fost foarte puternic polarizată (uneori până la 100%). Liniile în sine sunt extrem de înguste. Aceasta înseamnă că nu pot fi emiși de atomii obișnuiți aflați în mișcare termică. Pe de altă parte, s-a dovedit că sursele de emisie de hidroxil sunt atât de mici (zeci de unități astronomice!), încât pentru a obține fluxul de radiații observat din ele este necesar să le atribuim o luminozitate monstruoasă - precum cea a unui corp încălzit la o temperatură de 1014−1015 ёK! Este clar că nu poate fi vorba de vreun mecanism termic pentru apariția unor astfel de puteri. La scurt timp după descoperirea emisiei, a fost descoperit OH tip nou surse „ultra-compacte” excepțional de strălucitoare emitând o linie radio cu vapori de apă cu lungimea de undă de 1,35 cm. Concluzia despre compactitatea extraordinară a surselor de emisie de OH se obține direct din observațiile dimensiunilor unghiulare ale acestora. Metode moderne radioastronomia face posibilă determinarea dimensiunilor unghiulare ale surselor punctiforme cu o rezoluție de mii de ori mai bună decât telescoape optice. Pentru aceasta se folosesc antene care funcționează sincron (interferometru), situate în diverse părți globul(interferometre intercontinentale). Cu ajutorul lor, s-a constatat că dimensiunile unghiulare ale multor surse compacte sunt mai mici de 3×10−4 secunde de arc! O caracteristică importantă radiația din surse compacte este variabilitatea acesteia, care este deosebit de puternică în cazul emisiei de H2O. În câteva săptămâni și chiar zile, profilul liniilor se schimbă complet. Uneori apar variatii semnificative in 5 minute, ceea ce este posibil doar daca dimensiunile surselor nu depasesc distanta pe care lumina o parcurge in acest timp (in caz contrar fluctuatiile vor fi compensate statistic). Astfel, dimensiunile regiunilor care emit linii H2O pot fi de ordinul a 1 UA! După cum arată observațiile, în aceeași regiune cu dimensiuni de câteva zecimi de parsec pot exista multe surse, dintre care unele emit doar linii OH, iar altele emit doar linii H2O. Singurul mecanism de radiație cunoscut până acum în fizică capabil să producă o putere enormă într-un interval excepțional de îngust al spectrului este radiația coerentă (adică, identică ca fază și direcție) generatoare cuantice, care sunt de obicei numite lasere în domeniul optic și masere în domeniul radio. Sursele compacte de emisie de OH și H2O sunt cel mai probabil maseri cosmici naturali giganți. Există toate motivele să credem că maserii cosmici sunt asociați cu regiunile în care procesul de formare a stelelor are loc literalmente în fața ochilor noștri. Ele se găsesc cel mai adesea în zonele H II, unde au apărut deja stele tinere masive și foarte fierbinți din clasele spectrale O și B. În multe cazuri, ele coincid cu foarte compacte, bogate în praf și, prin urmare, foarte opace. zone speciale H II, care sunt detectate doar datorită emisiei lor radio termice. Dimensiunile acestor zone sunt de aproximativ 0,1 ps, iar densitatea materiei este de sute de ori mai mare decât în ​​norii interstelari obișnuiți. Motivul ionizării lor este, evident, o stea fierbinte neobservabilă, înconjurată de un nor dens opac. Uneori, aceste obiecte sunt observate ca surse punctuale de radiație infraroșie. Cu siguranță trebuie să fie formațiuni exclusiv tinere, cu o vârstă de ordinul a zeci de mii de ani. In spate mai mult timp mediul dens gaz-praf care înconjoară steaua fierbinte nou formată trebuie să se extindă sub acţiunea presiunii uşoare stea fierbinte, care va deveni apoi vizibil. Astfel de stele, înconjurate de o coajă densă în expansiune, au primit numele figurat de „stele cocon”. În aceste condiții foarte specifice, dar totuși naturale, efectul maser este aparent realizat.

este substanța observată în spațiul dintre stele.

Abia relativ recent a fost posibil să se demonstreze că stelele nu există în vidul absolut și că spațiul cosmic nu este complet transparent. Cu toate acestea, astfel de presupuneri au fost făcute de mult timp. Pe la mijlocul secolului al XIX-lea. Astronomul rus V. Struve a încercat (deși fără succes deosebit) metode științifice găsiți dovezi incontestabile că spațiul nu este gol, iar lumina de la stelele îndepărtate este absorbită în el.

Prezența unui mediu absorbant rarefiat a fost demonstrată în mod convingător în urmă cu mai puțin de o sută de ani, în prima jumătate a secolului al XX-lea, prin compararea proprietăților observate ale clusterelor stelare îndepărtate la distanțe diferite de noi. Acest lucru a fost realizat independent de astronomul american Robert Trumpler (1896–1956) și astronomul sovietic B.A.Vorontsov-Velyaminov (1904–1994).nu complet transparent, mai ales în direcțiile apropiate de direcția Căii Lactee. Prezența prafului a însemnat că atât luminozitatea aparentă, cât și culoarea observată a stelelor îndepărtate au fost distorsionate, iar pentru a le cunoaște adevăratele valori a fost nevoie de un calcul destul de complicat al dispariției. Astfel, praful a fost perceput de astronomi ca o piedică nefericită, interferând cu studiul obiectelor îndepărtate. Dar, în același timp, a apărut interesul pentru studiul prafului ca mediu fizic - oamenii de știință au început să afle cum sunt create și distruse particulele de praf, cum reacționează praful la radiații și ce rol joacă praful în formarea stelelor.

Odată cu dezvoltarea radioastronomiei în a doua jumătate a secolului XX. a devenit posibil să se studieze mediul interstelar prin emisia sa radio. Ca urmare a unor căutări intenționate, radiația atomilor de hidrogen neutri a fost descoperită în spațiul interstelar la o frecvență de 1420 MHz (care corespunde unei lungimi de undă de 21 cm). Radiația la această frecvență (sau, după cum se spune, în linia radio) a fost prezisă de astronomul olandez Hendrik van de Hulst în 1944 pe baza mecanicii cuantice și a fost descoperită în 1951 după calcularea intensității așteptate de către astrofizicianul sovietic. I.S. Shklovsky. Shklovsky a subliniat, de asemenea, posibilitatea de a observa radiația diferitelor molecule din domeniul radio, care, de fapt, a fost descoperită mai târziu. Masa gazului interstelar, constând din atomi neutri și gaz molecular foarte rece, s-a dovedit a fi de aproximativ o sută de ori mai mare decât masa prafului rarefiat. Dar gazul este complet transparent la lumina vizibilă, așa că nu a putut fi detectat prin aceleași metode în care a fost descoperit praful.

Odată cu apariția telescoapelor cu raze X instalate pe observatoarele spațiale, a fost descoperită o alta, cea mai fierbinte componentă a mediului interstelar - un gaz foarte rarefiat, cu o temperatură de milioane și zeci de milioane de grade. Este imposibil să „vezi” acest gaz fie prin observații optice, fie prin observații în linii radio - mediul este prea rarefiat și complet ionizat, dar, cu toate acestea, umple o fracțiune semnificativă din volumul întregii noastre Galaxii.

Dezvoltarea rapidă a astrofizicii, care studiază interacțiunea materiei și radiațiilor în spațiul cosmic, precum și apariția unor noi posibilități de observație, a făcut posibilă studierea în detaliu a proceselor fizice din mediul interstelar. Au apărut domenii științifice întregi - dinamica gazelor cosmice și electrodinamica cosmică, care studiază proprietățile mediilor cosmice rarefiate. Astronomii au învățat să determine distanța până la norii de gaz, să măsoare temperatura, densitatea și presiunea gazului, compoziția sa chimică și să estimeze viteza de mișcare a materiei. În a doua jumătate a secolului XX a apărut o imagine complexă distributie spatiala mediu interstelar și interacțiunea acestuia cu stelele. S-a dovedit că posibilitatea nașterii stelelor depinde de densitatea și cantitatea de gaz și praf interstelar, iar stelele (în primul rând, cele mai masive dintre ele), la rândul lor, schimbă proprietățile mediului interstelar din jur - îl încălzesc, susțin mișcarea constantă a gazului, completează mediul cu substanța lor își schimbă compoziția chimică. Studiul unor astfel de sistem complex ca „stele – mediu interstelar” s-a dovedit a fi o problemă astrofizică foarte dificilă, mai ales având în vedere că masa totală a mediului interstelar din Galaxie și compoziția sa chimică se modifică lent sub influența diverși factori. Prin urmare, putem spune că întreaga istorie a sistemului nostru stelar, care durează miliarde de ani, se reflectă în mediul interstelar.

Kaplan S.A., Pikelner S.B. Fizica mediului interstelar. M., 1979
Shklovsky I.S. Stele: nașterea, viața și moartea lor. M., 1984
Spitzer L. Spațiul dintre stele. M., 1986
Bochkarev N.G. Fundamentele fizicii mediului interstelar. M., 1992
Surdin V.G. Nașterea stelelor. M., 1997
Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs general de astronomie. M., 2001

A găsi " MEDIU INTERSTELAR" pe

Partea a doua VIAȚA ÎN UNIVERS

11. Condiții necesare apariției și dezvoltării vieții pe planete

Partea a treia VIAȚA INTELIGENTĂ ÎN UNIVERS

20. Comunicarea radio între civilizații situate pe diferite sisteme planetare

21. Posibilitatea comunicarii interstelare prin metode optice

22. Comunicarea cu civilizațiile extraterestre folosind sonde automate

23. Analiza teoretică și probabilistică a comunicațiilor radio interstelare. Natura semnalelor

24. Despre posibilitatea unor contacte directe între civilizații extraterestre

25. Observații privind ritmul și natura dezvoltării tehnologice a omenirii

II. Este posibilă comunicarea cu ființe inteligente de pe alte planete?

Prima parte ASPECT ASTRONOMIC AL PROBLEMEI

3. Mediu interstelar Conform idei moderne, stelele se formează prin condensarea unui mediu gazos și praf interstelar foarte rarefiat. Prin urmare, înainte de a vorbi despre modalitățile de evoluție a stelelor, va trebui să ne oprim asupra proprietăților mediului interstelar. Această întrebare are și sens independent pentru problema care ne interesează. În special, problema stabilirii tipuri variate legături între civilizaţii situate pe diferite sisteme planetare, depinde de proprietățile mediului care umple spațiul interstelar care separă aceste civilizații. Gazul interstelar a fost descoperit chiar la începutul acestui secol datorită absorbției în liniile de calciu ionizat, pe care îl produce în spectrele stelelor fierbinți îndepărtate*. De atunci, metodele de studiere a gazelor interstelare au fost îmbunătățite și atinse în mod continuu grad înalt perfecţiune. Ca urmare a multor ani de muncă extinsă efectuată de astronomi, acum proprietățile gazului interstelar pot fi considerate destul de bine cunoscute: densitatea mediului gazos interstelar este neglijabilă. În medie, în regiunile spațiului interstelar situate nu departe de planul galactic, există aproximativ 1 atom în 1 cm3. Amintiți-vă că în același volum de aer există 2,7x10 19 molecule. Chiar și în cele mai perfecte camere cu vid concentrația atomilor nu este mai mică de 10 3 cm 3 . Și totuși, mediul interstelar nu poate fi privit ca un vid! Faptul este că, după cum se știe, un vid este un sistem în care calea liberă medie a atomilor sau moleculelor depășește dimensiunile caracteristice acestui sistem. Cu toate acestea, în spațiul interstelar lungime medie Calea liberă a atomilor este de sute de ori mai mică decât distanța dintre stele. Prin urmare, avem dreptul să considerăm gazul interstelar ca un mediu continuu, compresibil și să aplicăm legile dinamicii gazelor acestui mediu. Compoziția chimică a gazului interstelar este destul de bine studiată. El este asemănător cu compoziție chimică straturi exterioare de stele secvența principală. Predomină atomii de hidrogen și heliu, sunt relativ puțini atomi de metal. Cei mai simpli compuși moleculari (de exemplu, CO, CN) sunt prezenți în cantități destul de vizibile. Este posibil ca o parte semnificativă a gazului interstelar să fie sub formă hidrogen molecular. Dezvoltarea astronomiei extra-atmosferice a deschis posibilitatea observării liniilor de hidrogen molecular în partea ultravioletă îndepărtată a spectrului. Proprietățile fizice ale gazului interstelar depind în esență de dacă este relativ aproape de stelele fierbinți sau, dimpotrivă, este suficient de îndepărtat de acestea. Adevărul este că radiații ultraviolete stele fierbinți, ionizează complet hidrogenul la distanțe mari. Astfel, o stea de clasa 05 ionizează hidrogenul în jurul său într-o regiune gigantică cu o rază de aproximativ 100 pc. Temperatura gazului interstelar în astfel de regiuni (definită ca o caracteristică a mișcărilor termice aleatoare a particulelor) ajunge la 10 mii K. În aceste condiții, mediul interstelar emite linii individuale în partea vizibilă a spectrului, în special linia roșie a hidrogenului . Aceste regiuni ale mediului interstelar sunt numite „zone HII”. in orice caz majoritatea mediul interstelar este suficient de departe de stelele fierbinți. Acolo hidrogenul nu este ionizat. Temperatura gazului este scăzută, aproximativ 100 K sau mai mică. Aici există o cantitate semnificativă de molecule de hidrogen. Pe lângă gaz, compoziția mediului interstelar include și praf cosmic. Dimensiunile unor astfel de boabe de praf sunt de 10 -4 - 10 -5 cm.Sunt motivul absorbției luminii în spațiul interstelar, din cauza căruia nu putem observa obiecte situate în planul galactic la distanțe mai mari de 2-3 mii pc. . Din fericire, praful cosmic, precum gazul interstelar asociat cu acesta, este foarte concentrat spre planul galactic. Grosimea stratului de gaz-praf este de numai aproximativ 250 buc. Prin urmare, radiațiile de la obiecte spațiale, direcții la care fac unghiuri semnificative cu planul galactic, este absorbită nesemnificativ. Gazul interstelar și praful sunt amestecate. Raportul dintre densitățile medii de gaz și praf în spațiul interstelar este de aproximativ 100:1. Observațiile arată că densitatea spațială a mediului interstelar de gaz și praf variază foarte neregulat. Acest mediu se caracterizează printr-o distribuție pronunțată „zdrențuită”. Există sub formă de nori (la care densitatea este de 10 ori mai mare decât media), despărțiți de regiuni în care densitatea este neglijabilă. Acești nori de gaz și praf sunt concentrați în principal în brațele spirale ale galaxiei și participă la rotația galactică. Norii separați au viteze de 6-8 km/s, așa cum am menționat deja. Cei mai denși dintre acești nori sunt observați ca nebuloase întunecate sau luminoase. O cantitate semnificativă de informații despre natura gazului interstelar a fost obținută în ultimele trei decenii datorită utilizării foarte eficiente a metodelor radioastronomice. Investigațiile privind gazul interstelar la un val de 21 cm au fost deosebit de fructuoase.Ce fel de val este acesta? În anii patruzeci, teoretic era prezis asta atomi neutri hidrogenul din spațiul interstelar ar trebui să emită o linie spectrală cu o lungime de undă de 21 cm. Faptul este că principalul, cel mai „profund” stare cuantică Atomul de hidrogen este format din două niveluri foarte apropiate. Aceste niveluri diferă în orientările momentelor magnetice ale nucleului atomului de hidrogen (proton) și a electronului care se rotește în jurul acestuia. Daca momentele sunt orientate in paralel se obtine un nivel, daca antiparalel - altul. Energia unuia dintre aceste niveluri este ceva mai mare decât a celuilalt (cu o valoare egală cu dublul energiei de interacțiune dintre momentele magnetice ale unui electron și ale unui proton). Conform legilor fizică cuantică, din când în când, treceri de la nivel mai multă energie la un nivel energetic mai scăzut. În acest caz, va fi emisă o cuantică cu o frecvență proporțională cu diferența de energie dintre niveluri. Deoarece acesta din urmă este foarte mic în cazul nostru, frecvența radiației va fi, de asemenea, scăzută. Lungimea de undă corespunzătoare va fi egală cu 21 cm.Calculele arată că astfel de tranziții între nivelurile unui atom de hidrogen apar extrem de rar: în medie, o tranziție are loc pentru un atom în 11 milioane de ani! Pentru a simți probabilitatea neglijabilă a unor astfel de procese, este suficient să spunem că atunci când liniile spectrale sunt emise în domeniul optic, tranzițiile au loc la fiecare sută de milione de secundă. Și totuși se dovedește că această linie, emisă de atomii interstelari, are o intensitate complet observabilă. Din moment ce atomii interstelari au diferite viteze de-a lungul liniei de vedere, apoi, datorită efectului Doppler, radiația din linia de 21 cm va fi „untată” într-o anumită bandă de frecvență în jur de 1420 MHz (această frecvență corespunde unei lungimi de undă de 21 cm). Din distribuția intensității în această bandă (așa-numitul „profil de linie”), se pot studia toate mișcările la care participă atomii de hidrogen interstelari. În acest fel, a fost posibil să se studieze caracteristicile rotației galactice a gazului interstelar, mișcările aleatorii ale norilor săi individuali și, de asemenea, temperatura acestuia. În plus, numărul de atomi de hidrogen din spațiul interstelar este determinat din aceste observații. Astfel, vedem că cercetarea radioastronomică la o lungime de undă de 21 cm este cea mai puternică metodă de studiere a mediului interstelar și a dinamicii Galaxiei. LA anul trecut alte galaxii, cum ar fi nebuloasa Andromeda, sunt studiate prin această metodă. Pe măsură ce dimensiunea radiotelescoapelor crește, se vor deschide noi oportunități pentru studierea galaxiilor mai îndepărtate folosind linia radio cu hidrogen. La sfârşitul anului 1963 a fost descoperită o altă linie radio interstelară aparţinând moleculelor de hidroxil OH, cu o lungime de undă de 18 cm. Existenţa acestei linii a fost prezisă teoretic de autorul acestei cărţi încă din 1949. ) s-a dovedit a fi foarte înalt ** . Acest lucru confirmă concluzia de mai sus că în anumite regiuni ale spațiului interstelar gazul este predominant în stare moleculară. În 1967, a fost descoperită o linie radio de apă H 2 O cu o lungime de undă de 1,35 cm. Investigațiile nebuloaselor gazoase din liniile OH și H 2 O au dus la descoperirea maserelor cosmice (vezi capitolul următor). În ultimii 20 de ani, care au trecut de la descoperirea legăturii radio interstelare OH, au fost descoperite multe alte legături radio de origine interstelară, aparținând diverse molecule. Număr complet deja peste 50 de molecule descoperite în acest fel.Dintre acestea, în special mare importanță are o moleculă de CO a cărei linie radio cu o lungime de undă de 2,64 mm se observă în aproape toate regiunile mediului interstelar. Există molecule ale căror linii radio sunt observate exclusiv în norii denși și reci ai mediului interstelar. Destul de neașteptată a fost descoperirea în astfel de nori a legăturilor radio a unor molecule poliatomice foarte complexe, de exemplu, CH 3 HCO, CH 3 CN etc. Această descoperire, probabil, este legată de problema originii vieții în Univers care privește ne. Dacă descoperirile continuă în acest ritm, cine știe dacă moleculele interstelare de ADN și ARN vor fi detectate de instrumentele noastre? (vezi cap. 12). Foarte utilă este împrejurarea că liniile radio corespunzătoare aparținând diferiților izotopi ai aceleiași molecule au lungimi de undă destul de diferite. Acest lucru face posibilă studierea compoziției izotopice a mediului interstelar, care este de mare importanță pentru studierea problemei evoluției materiei în Univers. În special, se observă separat următoarele combinații izotopice de monoxid de carbon: 12 C 16 O, 13 C 16 O și 12 C 18 O. ajutor al așa-numitelor linii radio de „recombinare”, a căror existență a fost prezisă teoretic chiar și înainte de descoperirea lor de către astronomul sovietic N.S. Kardashev, care s-a ocupat mult și de problema comunicării cu civilizații extraterestre(vezi cap. 26). Liniile de „recombinare” apar în timpul tranzițiilor între atomi foarte excitați (de exemplu, între nivelurile 108 și 107 ale atomului de hidrogen). Astfel de niveluri „înalte” pot exista în mediul interstelar doar datorită densității sale extrem de scăzute. Rețineți, de exemplu, că doar primele 28 de niveluri ale atomului de hidrogen pot exista în atmosfera solară; nivelurile mai ridicate sunt distruse prin interacțiunea cu particulele din plasma înconjurătoare. De o perioadă relativ lungă de timp, astronomii au primit o serie de dovezi indirecte ale prezenței câmpurilor magnetice interstelare. Aceste câmpuri magnetice sunt asociate cu norii de gaz interstelar și se mișcă odată cu ei. Puterea unor astfel de câmpuri este de aproximativ 10 -5 Oe, adică de 100 de mii de ori mai mică decât puterea câmpului magnetic al pământului de pe suprafața planetei noastre. Direcția Generală magnetic linii de forță coincide cu direcția ramurilor structurii spiralate a Galaxiei. Putem spune că brațele spiralate în sine sunt tuburi gigantice de forță magnetică. La sfârșitul anului 1962, existența câmpurilor magnetice interstelare a fost stabilită de radioastronomii britanici prin observații directe. În acest scop, au fost studiate efecte de polarizare foarte subtile în linia radio de 21 cm observată în absorbția în spectrul unei surse puternice de emisie radio - nebuloasa crabului(pentru această sursă, vezi capitolul 5) *** . Dacă gazul interstelar se află într-un câmp magnetic, ne putem aștepta ca linia de 21 cm să se împartă în mai multe componente care diferă în polarizare. Deoarece mărimea câmpului magnetic este foarte mică, această divizare va fi complet neglijabilă. În plus, lățimea liniei de absorbție de 21 cm este destul de semnificativă. Singurul lucru de așteptat într-o astfel de situație este mici diferențe sistematice de polarizare în cadrul profilului liniei de absorbție. Prin urmare, detectarea încrezătoare a acestui efect subtil este o realizare remarcabilă. stiinta moderna. Valoarea măsurată a câmpului magnetic interstelar s-a dovedit a fi în deplin acord cu valoarea teoretic așteptată conform datelor indirecte. Pentru studiul câmpurilor magnetice interstelare se folosește și metoda radioastronomică, bazată pe studierea rotației planului de polarizare a emisiilor radio din surse extragalactice **** pe măsură ce aceasta trece prin mediul interstelar „magnetizat” („fenomenul Faraday”). . Această metodă a reușit deja să obțină o serie de date importante privind structura câmpurilor magnetice interstelare. În ultimii ani, pulsarii au fost folosiți ca surse de radiații polarizate pentru măsurarea câmpului magnetic interstelar prin această metodă (vezi cap. 5). Câmpurile magnetice interstelare joacă un rol decisiv în formarea norilor densi de gaz și praf reci în mediul interstelar, din care condensează stelele (vezi cap. 4). Câmpurile magnetice interstelare sunt strâns legate de razele cosmice primare care umplu spațiul interstelar. Acestea sunt particule (protoni, nuclee ale elementelor mai grele, precum și electroni), ale căror energii depășesc sute de milioane de electroni volți, ajungând până la 10 20 -10 21 eV. Ele se deplasează de-a lungul liniilor de forță ale câmpurilor magnetice de-a lungul traiectoriilor elicoidale. Electronii razelor cosmice primare, care se deplasează în câmpuri magnetice interstelare, radiază unde radio. Această radiație este observată de noi ca fiind emisia radio a Galaxiei (așa-numita „radiație sincrotron”). Astfel, radioastronomia a deschis posibilitatea studierii razelor cosmice în adâncurile Galaxiei și chiar dincolo de granițele sale. prima dată, a pus problema originii razelor cosmice pe o bază științifică solidă.problema originii vieții, până de curând, problema razelor cosmice primare a fost ignorată.Între timp, nivelul radiațiilor dure care provoacă mutații este, în opinia noastră, un factor evolutiv foarte semnificativ. Există toate motivele să credem că cursul evoluției vieții ar fi complet diferit, dacă nivelul radiațiilor dure (care acum se datorează în mare parte razelor cosmice primare) ar fi de zeci. de ori mai mare decât valoarea curentă. întrebare importantă: Nivelul radiației cosmice rămâne constant pe orice planetă pe care se dezvoltă viața? Este despre despre termeni, calculati în multe sute de milioane de ani. Vom vedea în capitolele ulterioare ale acestei cărți modul în care astrofizica modernă și radioastronomia răspund la această întrebare. Masa de gaz interstelar din galaxia noastră este aproape de un miliard masele solare, care reprezintă puțin mai mult de 1% din masa totală a Galaxiei, datorată în principal stelelor. În altele sisteme stelare ax, abundența relativă a gazului interstelar variază în limite destul de largi. La galaxii eliptice este foarte mic, aproximativ 10 -4 și chiar mai puțin, în timp ce în sistemele stelare neregulate (cum ar fi Norii Magellanic) conținutul de gaz interstelar ajunge la 20 și chiar 50%. Această împrejurare este strâns legată de problema evoluției sistemelor stelare, care va fi discutată în Cap. 6.

• * Nu există linii intrinseci de absorbție a calciului ionizat în astfel de stele, deoarece temperaturile straturilor lor de suprafață sunt prea ridicate.
• ** Linia OH este formată din patru componente cu frecvențe apropiate (1612, 1665, 1667 și 1720 MHz).
• *** Linia de absorbție de 21 cm, datorită hidrogenului interstelar, se formează în spectrul radio al oricărei surse exact în același mod ca liniile de calciu interstelare din spectrele stelelor fierbinți îndepărtate.
• **** Emisia radio din sursele megagalactice este polarizată liniar, iar gradul de polarizare este de obicei de ordinul câtorva procente. Polarizarea acestei emisii radio se explică prin natura sa sincrotron (vezi mai jos).

Natura mediului interstelar a atras atenția astronomilor și oamenilor de știință de secole. Termenul „mediu interstelar” în sine a fost folosit pentru prima dată de F. Bacon în orașul. „Oh, Raiul dintre stele, are atât de multe în comun cu stelele, care se rotește (în jurul Pământului) la fel ca orice altă stea.” Filosoful natural de mai târziu Robert Boyle a obiectat în 1674: „Regiunea interstelară a cerurilor, după cum cred unii epicurieni moderni, trebuie să fie goală”.

După crearea teoriei electromagnetice moderne, unii fizicieni au postulat că eterul luminifer invizibil este mijlocul de transmitere a undelor luminoase. De asemenea, ei credeau că eterul a umplut spațiul interstelar. R. Patterson scria în 1862: „Acest flux stă la baza vibrațiilor sau mișcărilor oscilatorii din eter, care umple spațiul interstelar”.

Utilizarea cercetărilor fotografice profunde ale cerului nopții i-a permis lui E. Barnard să obțină prima imagine a unei nebuloase întunecate, care ieșea în siluetă pe fundalul stelelor galaxiei. Totuși, prima descoperire a materiei difuze reci a fost făcută de D. Hartmann în 1904 după descoperirea unui spectru staționar de absorbție în spectrul de emisie al stelelor binare, observat în vederea testării efectului Doppler.

În a lui cercetare istorică spectrul Deltei Orion Hartmann a studiat mișcarea orbitală a însoțitorilor sistemului Delta Orion și lumina care vine de la stea și a realizat că o parte din lumină este absorbită în drum spre Pământ. Hartmann a scris că „linia de absorbție a calciului este foarte slabă” și, de asemenea, că „s-a dovedit a fi oarecum surprinzător că liniile de calciu la o lungime de undă de 393,4 nanometri nu se mișcă în divergența periodică a liniilor spectrului, care este prezent în stelele binare spectroscopice”. Natura staționară a acestor linii i-a permis lui Hartmann să sugereze că gazul responsabil de absorbție nu este prezent în atmosfera Deltei Orion, ci, dimpotrivă, este situat în afara stelei și este situat între stea și observator. Acest studiu a fost începutul studiului mediului interstelar.

După studiile lui Hartmann, Eger în 1919, în timp ce studiau liniile de absorbție la lungimi de undă de 589,0 și 589,6 nanometri în sistemele Delta Orion și Beta Scorpio, sodiul a fost descoperit în mediul interstelar.

Cercetări ulterioare Liniile "H" și "K" de calciu de Beals (1936) au făcut posibilă detectarea profilurilor cu spectru dublu și asimetric ale Epsilon și Zeta Orionis. Acestea au fost primele cercetare cuprinzătoare mediu interstelar din constelația Orion. Asimetria profilurilor liniilor de absorbție a fost rezultatul suprapunerii a numeroase linii de absorbție, fiecare dintre acestea corespunzând tranziții atomice(de exemplu, linia „K” a calciului) și a apărut în norii interstelari, fiecare dintre care avea propria sa viteză radială. Deoarece fiecare nor se deplasează cu viteze diferite în spațiul interstelar, atât spre Pământ, cât și îndepărtându-se de acesta, ca urmare a efectului Doppler, liniile de absorbție s-au deplasat fie spre violet, fie spre roșu, respectiv. Acest studiu a confirmat că materia nu este distribuită uniform în spațiul interstelar.

Studiile intensive ale materiei interstelare i-au permis lui W. Pickering în 1912 să afirme că „mediul absorbant interstelar, care, după cum a arătat Kaptein, absoarbe numai la anumite lungimi de undă, poate indica prezența gazului și molecule gazoase care sunt expulzați de Soare și de stele”.

Thorndike scria în 1930: „Ar fi groaznic să ne dăm seama că există o prăpastie de netrecut între stele și goliciunea deplină. Aurorele sunt excitate de particulele încărcate emise de Soarele nostru. Dar dacă milioane de alte stele emit și particule încărcate, iar acesta este un fapt incontestabil, atunci un vid absolut nu poate exista deloc în galaxie.

Manifestări observaționale

Enumerăm principalele manifestări observaționale:

1. Prezența nebuloaselor luminoase de hidrogen ionizat în jurul stelelor fierbinți și a nebuloaselor reflectorizante de gaz-praf în vecinătatea stelelor mai reci.
2. Slăbirea luminii stelare (absorbție interstelară) din cauza prafului care face parte din mediul interstelar. Precum și roșeața asociată a luminii; prezența nebuloaselor opace.
3. Polarizarea luminii pe boabele de praf orientate de-a lungul câmpului magnetic al galaxiei.
4. Radiația infraroșie din praful interstelar
5. Emisia radio de hidrogen neutru în domeniul radio la o lungime de undă de 21 cm
6. Moale raze X gaz fierbinte rarefiat.
7. Radiația de sincrotron a electronilor relativiști în câmpurile magnetice interstelare.
8. Radiația de la masere cosmice.

Structura ISM este extrem de netrivială și eterogenă: nori moleculari giganți, nebuloase de reflexie, nebuloase protoplanetare, nebuloase planetare, globule etc. Acest lucru duce la o gamă largă manifestări și procese observaționale care au loc în mediu. Următorul tabel listează proprietățile principalelor componente ale mediului de disc:

Fază	Temperatura (LA)	Concentraţie	masa norilor ()	Marimea (PC)	Ponderea volumului ocupat	Metoda de observare
gaz coronal	≈5	~0.003	-	-	~0.5	Raze X, linii de absorbție a metalelor în UV
Zone HII luminoase	≈	~30	~300	~10	~	Linia strălucitoare Hα
Zone HII de densitate scăzută	≈	~0.3	-	-	~0.1	linia Hα
Mediu intercloud	≈	~0.1	-	-	~0.4	linia Lyα
Regiunile HI calde	~	~1	-	-	~0.01	Radiația HI la λ=21 cm
Condensuri Maser		~	~	~		Radiația Maser
HI nori	≈80	~10	~100	~10	~0.01	HI absorbante la λ=21 cm
Nori moleculari giganți	~20	~300	~3	~40	~3
nori moleculari	≈10	~	~300	~1	~	Linii de absorbție și emisie de hidrogen molecular în spectrul radio și infraroșu.
Globuli	≈10	~	~20	~0.3	~3	Absorbție în domeniul optic.

Efect Maser

Nebuloasa crabului, Culoarea verde- radiația maser

În 1965, s-au găsit linii foarte intense și înguste cu λ = 18 cm într-un număr de spectre de emisie radio.Studii ulterioare au arătat că liniile aparțin moleculei OH și lor. proprietate neobișnuită este rezultatul radiației maser. În 1969, el descoperă surse de maser dintr-o moleculă de apă la λ=1,35 cm, mai târziu au fost descoperite masere care funcționează și pe alte molecule. Pentru emisia maserului este necesară o populație inversă a nivelurilor (numărul de atomi la nivelul de rezonanță superior este mai mare decât la nivelul inferior). Apoi, trecând prin substanță, lumina cu o frecvență de rezonanță a undei este amplificată și nu slăbită (acesta se numește efectul maser). Pentru a menține o populație inversă, este necesară o pompare constantă a energiei, astfel încât toate maserii spațiali sunt împărțite în două tipuri:

Caracteristici fizice

Absența echilibrului termodinamic local (LTE)

În mediul interstelar, concentrația de atomi este mică, iar adâncimile optice sunt mici. Aceasta înseamnă că temperatura de radiație este temperatura de radiație a stelelor (~5000 K) și nu corespunde temperaturii mediului în sine. În acest caz, temperaturile electronilor și ionilor din plasmă pot diferi foarte mult una de cealaltă, deoarece schimbul de energie la ciocnire are loc extrem de rar. Astfel, nu există o singură temperatură nici măcar în sens local.

Distribuția numărului de atomi și ioni pe populațiile de nivel este determinată de echilibrul proceselor de recombinare și ionizare. LTE cere ca aceste procese să fie în echilibru, astfel încât condiția echilibrului detaliat să fie satisfăcută, totuși, în mediul interstelar, direct și invers. procese elementare sunt de natură diferită și, prin urmare, nu se poate stabili un echilibru detaliat.

Vântul solar este un flux de particule încărcate (în principal hidrogen și heliu plasmă) care curge din coroana solară cu viteză crescândă cu viteză mare. Viteza vântului solar la heliopauză este de aproximativ 450 km/s. Această viteză depășește viteza sunetului în mediul interstelar. Și dacă ne imaginăm ciocnirea mediului interstelar și a vântului solar ca o coliziune a două fluxuri, atunci vor apărea unde de șoc în timpul interacțiunii lor. Și mediul în sine poate fi împărțit în trei regiuni: regiunea în care există doar particule ISM, regiunea în care doar particulele de vânt stelar și regiunea interacțiunii lor.

Și dacă gazul interstelar ar fi complet ionizat, așa cum sa presupus inițial, atunci totul ar fi exact așa cum este descris mai sus. Dar, după cum au arătat deja primele observații ale mediului interplanetar din Ly-aplha, particule neutre mediu interstelar pătrunde în sistemul solar. Cu alte cuvinte, Soarele interacționează cu gazul neutru și ionizat în moduri diferite.

Mişcare sistem solarîn Norul Interstelar Local

Interacțiunea cu gazul ionizat

limita undei de șoc

La început vânt însoritîncetinește, devine mai dens, mai cald și turbulent. Momentul acestei tranziții se numește frontieră unda de soc (șoc de terminare) și este situat la o distanță de aproximativ 85-95 UA. e. de la Soare. (Conform datelor de la stații spațiale Voyager 1 și Voyager 2, care au trecut această graniță în decembrie 2004 și august 2007.)

heliosferă și heliopauză

Încă aproximativ 40 a.m. e. vântul solar se ciocneşte cu materie interstelară si in sfarsit se opreste. Această limită care separă mediul interstelar de materia sistemului solar se numește heliopauza. În formă, este asemănător unei bule, alungită în interior mișcare opusă Partea soarelui. Se numește regiunea spațiului delimitată de heliopauză heliosferă.