Priestor medzi hviezdami je vyplnený riedkym plynom, prachom, magnetickými poľami a kozmickým žiarením.

medzihviezdny plyn. Jeho celková hmotnosť je pomerne veľká - niekoľko percent celkovej hmotnosti všetkých hviezd v našej Galaxii. Priemerná hustota plynu je asi 10 -21 kg/m 3 . Pri takejto hustote obsahuje 1-2 cm 3 medzihviezdneho priestoru iba jeden atóm plynu.

Chemické zloženie medzihviezdneho plynu je približne rovnaké ako u hviezd: predovšetkým vodík, potom hélium a veľmi málo všetkého ostatného. chemické prvky.

Medzihviezdny plyn je priehľadný. Preto on sám nie je viditeľný v žiadnych ďalekohľadoch, s výnimkou prípadov, keď je blízko horúcich hviezd. Ultrafialové lúče, na rozdiel od trámov viditeľné svetlo, sú absorbované plynom a dodávajú mu svoju energiu. Vďaka tomu horúce hviezdy zohrievajú okolitý plyn svojim ultrafialovým žiarením na teplotu asi 10 000 K. Zohriaty plyn začne sám vyžarovať svetlo a my ho pozorujeme ako jasnú plynnú hmlovinu (pozri Hmloviny).

Chladnejší, „neviditeľný“ plyn sa pozoruje rádioastronomickými metódami (pozri Rádioastronómia). Atómy vodíka v riedkom prostredí vyžarujú rádiové vlny s vlnovou dĺžkou asi 21 cm, preto sa prúdy rádiových vĺn šíria nepretržite z oblastí medzihviezdneho plynu. Prijatím a analýzou tohto žiarenia sa vedci dozvedia o hustote, teplote a pohybe medzihviezdneho plynu vonkajší priestor.

Ukázalo sa, že je v priestore rozmiestnený nerovnomerne. Existujú oblaky plynu s veľkosťou od jedného do niekoľkých stoviek svetelných rokov a s nízkou teplotou - od desiatok do stoviek stupňov Kelvina. Priestor medzi oblakmi je vyplnený teplejším a riedeným medzioblakovým plynom.

Ďaleko od horúcich hviezd sa plyn ohrieva najmä röntgenovým a kozmickým žiarením, ktoré nepretržite preniká medzihviezdnym priestorom všetkými smermi. Na vysoké teploty sa dá zohriať aj nadzvukovými kompresnými vlnami – rázovými vlnami šíriacimi sa veľkou rýchlosťou v plyne. Vznikajú pri výbuchoch supernov a pri zrážkach rýchlo sa pohybujúcich hmôt plynu.

Čím vyššia je hustota plynu alebo čím je oblak plynu masívnejší, tým viac energie je potrebné na jeho zahriatie. Preto je v hustých oblakoch teplota medzihviezdneho plynu veľmi nízka: sú tu oblaky s teplotami od niekoľkých do niekoľkých desiatok stupňov Kelvina. V takýchto oblastiach sa vodík a iné chemické prvky spájajú do molekúl. Zároveň sa oslabuje rádiová emisia pri vlnovej dĺžke 21 cm, pretože vodík z atómu (H) sa stáva molekulárnym (H 2). Ale na druhej strane sa objavujú čiary rádiovej emisie rôznych molekúl na vlnových dĺžkach od niekoľkých milimetrov do niekoľkých desiatok centimetrov. Tieto čiary sú pozorované a môžu byť použité na posúdenie fyzická kondícia plyny v studených oblakoch, ktoré sa často označujú ako molekulárne oblaky alebo komplexy molekulárnych plynov.

Rádiovým pozorovaním v emisných líniách molekúl v našej Galaxii to bolo objavené veľké číslo obrie molekulárne oblaky s hmotnosťou najmenej 100 tisíc hmotností Slnka. Celkové množstvo plynu v nich obsiahnutého je porovnateľné s množstvom atómového vodíka v Galaxii. Oblasti s najviac vysoká hustota molekulárny plyn tvorí v Galaxii široký prstenec okolo stredu s polomerom 5-7 kpc.

Pomocou čiar rádiovej emisie v medzihviezdnom médiu sa astronómom podarilo odhaliť niekoľko desiatok typov molekúl: od jednoduchých dvojatómové molekuly CH, CO, CN až ako molekula kyselina mravčia etyl alebo metylalkohol a zložitejšie polyatomické molekuly. Ale najbežnejšími molekulami sú stále molekuly vodíka H2.

Hustota a teplota molekulárnych oblakov sú také, že plyn v nich má tendenciu stláčať a kondenzovať pod vplyvom vlastnej gravitácie. Zdá sa, že tento proces vedie k vzniku hviezd. Studené molekulárne oblaky skutočne často koexistujú s mladými hviezdami.

Vplyvom premeny medzihviezdneho plynu na hviezdy sa jeho zásoby v Galaxii postupne vyčerpávajú. Ale plyn sa čiastočne vracia z hviezd do medzihviezdneho média. K tomu dochádza pri výronoch nových a supernov, pri výleve hmoty z povrchu hviezd a pri vzniku planetárnych hmlovín hviezdami.

V našej Galaxii, rovnako ako vo väčšine ostatných, sa plyn sústreďuje smerom k rovine hviezdneho disku a vytvára vrstvu s hrúbkou asi 100 ps. Smerom k okraju Galaxie sa hrúbka tejto vrstvy postupne zväčšuje. Plyn dosahuje najväčšiu hustotu v jadre Galaxie a vo vzdialenosti 5÷7 kpc od neho.

Vo veľkej vzdialenosti od disku Galaxie je priestor vyplnený veľmi horúcim (viac ako milión stupňov) a extrémne riedkym plynom, ale jeho celková hmotnosť je malá v porovnaní s hmotnosťou medzihviezdneho plynu v blízkosti roviny Galaxie.

Medzihviezdny prach. Medzihviezdny plyn obsahuje prach ako malú prímes (asi 1 % hmotnosti). Prítomnosť prachu je zrejmá predovšetkým absorpciou a odrazom svetla hviezd. V dôsledku absorpcie svetla prachom takmer nevidíme v smere mliečna dráha tie hviezdy, ktoré sa nachádzajú ďalej ako 3-4 tisíc svetelných rokov od nás. Útlm svetla je obzvlášť silný v modrej (krátka vlnová dĺžka) oblasti spektra. To je dôvod, prečo sa vzdialené hviezdy javia ako červené. Obzvlášť nepriehľadné kvôli vysokej hustote prachu sú husté plynové a prachové oblaky – guľôčky.

Jednotlivé prachové častice sú veľmi malá veľkosť- niekoľko desaťtisícin milimetra. Môžu byť zložené z uhlíka, kremíka a rôznych mrazených plynov. Jadrá alebo jadrá prachových zŕn sa s najväčšou pravdepodobnosťou tvoria v atmosfére studených obrích hviezd. Odtiaľ sú tlakom hviezdneho svetla „vyfúknuté“ do medzihviezdneho priestoru, kde na nich „zamrznú“ molekuly vodíka, vody, metánu, čpavku a iných plynov.

Medzihviezdne magnetické pole. Medzihviezdne médium je preniknuté slabým magnetickým poľom. Je asi 100 000-krát slabšia magnetické pole Zem. Ale medzihviezdne pole pokrýva obrovské objemy vesmíru, a preto je jeho celková energia veľmi veľká.

Medzihviezdne magnetické pole nemá prakticky žiadny vplyv na hviezdy ani planéty, ale aktívne interaguje s nabitými časticami pohybujúcimi sa v medzihviezdnom priestore – kozmickým žiarením. Pôsobením na rýchle elektróny ich magnetické pole „donúti“ vyžarovať rádiové vlny. Magnetické pole určitým spôsobom orientuje predĺžené zrnká medzihviezdneho prachu a svetlo vzdialených hviezd prechádzajúce medzihviezdnym prachom získava novú vlastnosť – polarizuje sa.

Magnetické pole má veľmi veľký vplyv na pohyb medzihviezdneho plynu. Dokáže napríklad spomaliť rotáciu plynových oblakov, zabrániť silnej kompresii plynu alebo tak usmerniť pohyb plynových oblakov, aby ich prinútil zhromaždiť sa do obrovských plynových a prachových komplexov.

Kozmické žiarenie je podrobne popísané v príslušnom článku.

Všetky štyri zložky medzihviezdneho prostredia spolu úzko súvisia. Ich interakcia je zložitá a ešte nie celkom jasná. Pri štúdiu medzihviezdneho prostredia sa astrofyzici spoliehajú na priame pozorovania a na také teoretické odvetvia fyziky, ako je fyzika plazmy, atómová fyzika a magnetická dynamika plynu.

Plynové hmloviny. Najznámejšia plynná hmlovina je v súhvezdí Orión (229), dlhá vyše 6 ps, viditeľná za bezmesačnej noci aj voľným okom. Nemenej krásne sú hmloviny Omega, Lagúna a Trifid v súhvezdí Strelca, Severná Amerika a Pelikán v Labute, hmloviny v Plejádach, blízko hviezdy h Carina, Ružica v súhvezdí Monoceros a mnohé ďalšie. Celkovo existuje asi 400 takýchto objektov. Prirodzene, ich celkový počet v Galaxii je oveľa väčší, ale nevidíme ich kvôli silnej medzihviezdnej absorpcii svetla. Spektrá plynných hmlovín obsahujú jasné emisné čiary, čo dokazuje plynný charakter ich žiary. Najjasnejšie hmloviny tiež vykazujú slabé súvislé spektrum. Najvýraznejšie spravidla vynikajú vodíkové čiary Ha a Hb a slávne hmloviny s vlnovými dĺžkami 5007 a 4950 Å, ktoré vznikajú pri zakázaných prechodoch dvojnásobne ionizovaného kyslíka O III. Predtým, ako bolo možné tieto čiary identifikovať, predpokladalo sa, že boli emitované hypotetickým prvkom hmloviny. Intenzívne sú aj dve blízke zakázané čiary jednotlivo ionizovaného kyslíka O II s vlnovými dĺžkami asi 3727 Á, čiary dusíka a množstvo ďalších prvkov. Vo vnútri plynnej hmloviny alebo v jej bezprostrednej blízkosti sa dá takmer vždy nájsť horúca hviezda. spektrálny typ O alebo B0, čo je príčinou žiary celej hmloviny. Tieto horúce hviezdy majú veľmi silné ultrafialové žiarenie, ktoré ionizuje a spôsobuje žiaru okolitého plynu, rovnako ako je to v planetárnych hmlovinách (pozri § 152). Energia ultrafialového kvanta hviezdy absorbovaného atómom hmloviny sa väčšinou využíva na ionizáciu atómu. Zvyšok energie sa minie na udelenie rýchlosti voľnému elektrónu, t.j. v konečnom dôsledku sa premení na teplo. V ionizovanom plyne by mali nastať aj reverzné rekombinačné procesy s návratom elektrónu do viazaný stav. Najčastejšie sa to však realizuje prostredníctvom medziproduktov energetické hladiny, takže namiesto pôvodne absorbovaného tvrdého ultrafialového fotónu vyžarujú atómy hmloviny niekoľko menej energetických viditeľných lúčov (tento proces sa nazýva fluorescencia). V hmlovine teda nastáva akési „rozdrvenie“ ultrafialových kvánt hviezdy a ich spracovanie na žiarenie zodpovedajúce spektrálnym čiaram viditeľné spektrum. Žiarenie v líniách vodíka, ionizovaného kyslíka a dusíka, ktoré vedie k ochladzovaniu plynu, vyrovnáva prívod tepla prostredníctvom ionizácie. Výsledkom je, že teplota hmloviny sa ustáli na určitej úrovni rádu, čo sa dá overiť tepelnou rádiovou emisiou plynu. Počet emitovaných kvánt v ktorejkoľvek spektrálnej čiare je v konečnom dôsledku úmerný počtu rekombinácií, tj počtu zrážok elektrónov s iónmi. V silne ionizovanom plyne je koncentrácia oboch rovnaká, t.j. keďže podľa (7.18) je frekvencia zrážok jednej častice úmerná n, celkový počet zrážky všetkých iónov s elektrónmi na jednotku objemu sú úmerné súčinu deviatich, t.j. Celkový počet kvánt vyžiarených hmlovinou alebo jej jasnosť na oblohe je úmerná súčtu pozdĺž zorného poľa. Pre homogénnu hmlovinu dĺžky L to dáva. Produkt sa nazýva miera emisií a je najdôležitejšia charakteristika plynná hmlovina: jej hodnotu možno ľahko získať priamym pozorovaním jasnosti hmloviny. Emisné opatrenie zároveň súvisí s hlavným fyzický parameter hmloviny - hustota plynu. Meraním miery emisie z plynných hmlovín je teda možné odhadnúť koncentráciu častíc ne, ktorá sa ukazuje byť rádovo 102–103 cm–3 a ešte viac pre najjasnejšie z nich. Ako vidno, koncentrácia častíc v plynných hmlovinách je miliónkrát menšia ako v slnečnej koróne a miliardkrát menšia, než dokážu poskytnúť najlepšie moderné vákuové pumpy. Nezvyčajne silné riedenie plynu vysvetľuje výskyt zakázaných čiar v jeho spektre, ktoré sú svojou intenzitou porovnateľné s povolenými. V bežnom plyne excitované atómy nestihnú vyžarovať zakázanú čiaru, pretože oveľa skôr, ako sa to stane, sa zrazia s inými časticami (v prvom rade elektrónmi) a dodajú im svoju excitačnú energiu bez toho, aby emitovali kvantá. V plynných hmlovinách pri teplote 104 ёK dosahuje priemerná tepelná rýchlosť elektrónov 500 km/s a čas medzi zrážkami vypočítaný podľa vzorca (7.17) pri koncentrácii ne = 102 cm −3 je 2×. 106 sekúnd, teda o niečo menej ako mesiac, čo je miliónkrát viac ako „životnosť“ atómu v excitovanom stave pre väčšinu zakázaných prechodov. Zóny H I a H II. Ako sme práve videli, horúce hviezdy ionizujú plyn vo veľkých vzdialenostiach okolo seba. Keďže ide hlavne o vodík, ionizujú ho najmä Lymanove kvantá s vlnovou dĺžkou kratšou ako 912 Á. Ale v vo veľkom počte môžu byť dané len hviezdami spektrálnych tried O a B0, v ktorých efektívne teploty Teff ³ 3×104 ёK a emisné maximum sa nachádza v ultrafialovej časti spektra. Výpočty ukazujú, že tieto hviezdy sú schopné ionizovať plyn s koncentráciou 1 atóm v 1 cm3 na vzdialenosti niekoľkých desiatok parsekov. Ionizovaný plyn je pre ultrafialové žiarenie priehľadný, neutrálny, naopak, chamtivo ho pohlcuje. Výsledkom je, že oblasť ionizácie obklopujúca horúcu hviezdu (v homogénne prostredie je to lopta!) má veľmi ostrú hranicu, za ktorou plyn zostáva neutrálny. Plyn v medzihviezdnom médiu teda môže byť buď úplne ionizovaný, alebo neutrálny. Prvé oblasti sa nazývajú zóny H II, druhé - zóny H I. Existuje pomerne málo horúcich hviezd, a preto plynné hmloviny tvoria nevýznamnú časť (asi 5%) celého medzihviezdneho média. K zahrievaniu oblastí H I dochádza v dôsledku ionizujúceho účinku kozmického žiarenia, röntgenových kvánt a celk. fotónové žiarenie hviezdy. V tomto prípade sa najskôr ionizujú atómy uhlíka. Žiarenie ionizovaného uhlíka je hlavným mechanizmom ochladzovania plynu v zónach H I. V dôsledku toho by sa mala nastoliť rovnováha medzi stratou energie a jej ziskom, ku ktorému dochádza pri teplotné podmienky, vykonávané v závislosti od hodnoty hustoty. Prvý z nich, keď je teplota nastavená na niekoľko stoviek stupňov, sa realizuje v jednorazových prachových oblakoch, kde je hustota pomerne vysoká, druhý - v priestore medzi nimi, v ktorom sa riedky plyn zohreje na niekoľko tis. stupňa. Oblasti s stredné hodnoty hustoty sa ukážu ako nestabilné a pôvodne homogénny plyn sa musí nevyhnutne rozdeliť na dve fázy - relatívne husté oblaky a veľmi riedke médium, ktoré ich obklopuje. Ide teda o tepelnú nestabilitu hlavný dôvod „rozstrapkaná“ a zakalená štruktúra medzihviezdneho média. Medzihviezdne absorpčné čiary. Existencia studeného plynu v priestore medzi hviezdami bola dokázaná na samom začiatku 20. storočia. nemecký astronóm Hartmann, ktorý študoval spektrá dvojhviezd, v ktorých spektrálne čiary, ako je uvedené v § 157, musia zažívať periodické posuny. Hartmann objavil v spektrách niektorých hviezd (najmä vzdialených a horúcich) stacionárne (t. j. nemeniace vlnovú dĺžku) H a K čiary ionizovaného vápnika. Okrem toho, že sa ich vlnové dĺžky nemenili, ako všetky ostatné linky, líšili sa dokonca aj menšou šírkou. V dostatočne horúcich hviezdach zároveň úplne chýbajú čiary H a K. To všetko naznačuje, že stacionárne čiary nevznikajú v atmosfére hviezdy, ale sú spôsobené absorpciou plynu v priestore medzi hviezdami. Následne boli objavené medzihviezdne absorpčné línie iných atómov: neutrálny vápnik, sodík, draslík, železo, titán, ako aj niektoré molekulárne zlúčeniny. Najkompletnejšie spektroskopické štúdium studeného medzihviezdneho plynu sa však stalo možným vďaka mimoatmosférickým pozorovaniam medzihviezdnych absorpčných čiar vo vzdialenej ultrafialovej časti spektra, kde sú sústredené rezonančné čiary najdôležitejších chemických prvkov, v ktorých, samozrejme, "studený" plyn by mal absorbovať najviac. Pozorované boli najmä rezonančné čiary vodíka (La), uhlíka, dusíka, kyslíka, horčíka, kremíka a iných atómov. Najspoľahlivejšie údaje o chemickom zložení možno získať z intenzít rezonančných čiar. Ukázalo sa, že zloženie medzihviezdneho plynu je vo všeobecnosti blízke štandardnému chemickému zloženiu hviezd, aj keď niektoré ťažké prvky sú v ňom obsiahnuté v menšom množstve. Štúdium medzihviezdnych absorpčných čiar s veľkým rozptylom umožňuje zistiť, že sa najčastejšie rozpadajú na niekoľko samostatných úzkych komponentov s rôznymi Dopplerovými posunmi zodpovedajúcimi v priemere radiálnym rýchlostiam ±10 km/s. To znamená, že v H I zónach sa plyn sústreďuje do samostatných oblakov, ktorých veľkosť a umiestnenie presne zodpovedá oblakom prachu diskutovaným na konci predchádzajúceho odseku. Jediný rozdiel je v tom, že hmotnosť plynu je v priemere 100-krát väčšia. V dôsledku toho sú plyn a prach v medzihviezdnom médiu sústredené na rovnakých miestach, hoci ich relatívna hustota sa môže v jednotlivých oblastiach značne líšiť. Spolu s jednotlivými oblakmi, ktoré pozostávajú z ionizovaného alebo neutrálneho plynu, je galaxia pozorovaná oveľa väčšia, čo sa týka veľkosti, hmotnosti a hustoty studenej medzihviezdnej hmoty, nazývanej komplexy plynu a prachu. Najbližšie je nám známy komplex v Orione, ktorého súčasťou je spolu s mnohými pozoruhodnými objektmi aj slávna hmlovina Orion. V takýchto oblastiach, ktoré sa vyznačujú zložitou a značne nehomogénnou štruktúrou, prebieha proces tvorby hviezd, ktorý je pre kozmogóniu mimoriadne dôležitý. Monochromatické žiarenie neutrálneho vodíka. Medzihviezdne absorpčné čiary do určitej miery dávajú len nepriamym spôsobom objasniť vlastnosti oblastí H I. V každom prípade to možno urobiť len v smere horúcich hviezd. Najucelenejší obraz o distribúcii neutrálneho vodíka v Galaxii možno zostaviť len na základe vlastnej emisie vodíka. Našťastie takáto možnosť v rádioastronómii existuje vďaka existencii spektrálnej čiary neutrálneho vodíkového žiarenia s vlnovou dĺžkou 21 cm. Celkom atómov vodíka vyžarujúcich 21 cm čiaru je taká veľká, že vrstva ležiaca v rovine Galaxie sa ukáže byť v podstate nepriehľadná pre 21 cm rádiovú emisiu len na 1 kpc. Ak by teda bol všetok neutrálny vodík v Galaxii nehybný, nemohli by sme ho pozorovať na vzdialenosť viac ako 3 % veľkosti Galaxie. V skutočnosti sa to deje, našťastie, len v smeroch do stredu a anticentra Galaxie, v ktorej, ako sme videli v § 167, nedochádza k žiadnym relatívnym pohybom pozdĺž línie pohľadu. Vo všetkých ostatných smeroch však v dôsledku galaktickej rotácie existuje rozdiel v radiálnych rýchlostiach rôznych objektov, ktorý sa zvyšuje so vzdialenosťou. Preto môžeme predpokladať, že každá oblasť Galaxie, charakterizovaná tým určitú hodnotu radiálnej rýchlosti, v dôsledku Dopplerovho posunu, vyžaruje akoby „svoju“ čiaru s vlnovou dĺžkou nie 21 cm, ale o niečo viac alebo menej, v závislosti od smeru radiálnej rýchlosti. Bližšie objemy plynu majú iné miešanie, a preto nerušia pozorovania vzdialenejších oblastí. Profil každej takejto čiary dáva predstavu o hustote plynu vo vzdialenosti zodpovedajúcej danej hodnote efektu diferenciálnej rotácie Galaxie. Obrázok 230 ukazuje distribúciu neutrálneho vodíka v Galaxii získanej týmto spôsobom. Z obrázku je vidieť, že neutrálny vodík je v Galaxii distribuovaný nerovnomerne. V určitých vzdialenostiach od stredu dochádza k zvýšeniu hustoty, čo sú zjavne prvky špirálovej štruktúry Galaxie, čo potvrdzuje distribúcia horúcich hviezd a difúznych hmlovín. Na základe polarizácie svetla nachádzajúceho sa vo vzdialených hviezdach existuje dôvod domnievať sa, že siločiary hlavnej časti magnetického poľa smerujú pozdĺž špirálových ramien. Galaxie, o ktorých bude reč neskôr v súvislosti s kozmickým žiarením. Vplyv tohto poľa môže vysvetliť skutočnosť, že väčšina svetlých aj tmavých hmlovín je pretiahnutá pozdĺž špirálových vetiev, ktorých samotný vzhľad musí byť nejakým spôsobom spojený s magnetickým poľom. medzihviezdne molekuly. Niektoré medzihviezdne absorpčné čiary boli identifikované pomocou spektra molekúl. V optickej oblasti sú však zastúpené iba zlúčeninami CH, CH+ a CN. Výrazne nová etapa so štúdiom medzihviezdneho prostredia sa začalo v roku 1963, keď v rozsahu vlnových dĺžok 18 cm bolo možné zaregistrovať rádiové čiary s absorpciou hydroxylových skupín predpovedanými už v roku 1953. Začiatkom 70. rokov 20. storočia boli objavené v rádiovom emisnom spektre medzihviezdneho stredná. čiary niekoľkých desiatok ďalších molekúl a v roku 1973 bola na špeciálnej družici Copernicus odfotografovaná rezonančná čiara medzihviezdnej molekuly H2 s vlnovou dĺžkou 1092 Å. Ukázalo sa, že molekulárny vodík tvorí veľmi významnú časť medzihviezdneho prostredia. Na základe molekulových spektier bola vykonaná podrobná analýza podmienok v „studených“ oblakoch H I, spresnené procesy určujúce ich tepelnú rovnováhu a boli získané údaje o dvoch vyššie uvedených tepelných režimoch. Podrobné štúdium spektier medzihviezdnych molekulárnych zlúčenín CH, CH+, CN, H2, CO, OH, CS, SiO, SO a ďalších umožnilo odhaliť existenciu nového prvku v štruktúre medzihviezdneho prostredia – molekulových oblakov. , v ktorom. je sústredená významná časť medzihviezdnej hmoty. Teplota plynu v takýchto oblakoch sa môže pohybovať od 5 do 50 eK a koncentrácia molekúl môže dosiahnuť niekoľko tisíc molekúl na 1 cm −3 a niekedy aj oveľa viac. Vesmírne maséry. V rádiovom spektre niektorých plynno-prachových oblakov sa namiesto absorpčných čiar hydroxylu celkom neočakávane našli ... emisné čiary. Toto žiarenie má množstvo dôležitých vlastností. V prvom rade sa ukázala relatívna intenzita všetkých štyroch rádiových vedení hydroxylovej emisie ako anomálna, teda nezodpovedajúca teplote plynu a žiarenie v nich bolo veľmi silne polarizované (niekedy až 100 %). Samotné čiary sú extrémne úzke. To znamená, že ich nemôžu vyžarovať bežné atómy, ktoré prechádzajú tepelným pohybom. Na druhej strane sa ukázalo, že zdroje emisie hydroxylových skupín sú také malé (desiatky astronomických jednotiek!), že na získanie z nich pozorovaného toku žiarenia je potrebné prisúdiť im obludnú jasnosť – ako napr. telesa zahriateho na teplotu 1014–1015 ёK! Je jasné, že o nejakom tepelnom mechanizme pre vznik takýchto právomocí nemôže byť ani reči. Krátko po objavení emisie bol objavený OH nový typ výnimočne svetlé „ultrakompaktné“ zdroje vyžarujúce rádiovú čiaru vodnej pary s vlnovou dĺžkou 1,35 cm.Záver o mimoriadnej kompaktnosti zdrojov emisií OH sa získava priamo z pozorovaní ich uhlových rozmerov. Moderné metódy rádioastronómia umožňuje určiť uhlové rozmery bodových zdrojov s rozlíšením tisíckrát lepším ako optické teleskopy. Na to sa používajú synchrónne pracujúce antény (interferometer), umiestnené v rôzne časti glóbus(medzikontinentálne interferometre). S ich pomocou sa zistilo, že uhlové rozmery mnohých kompaktných zdrojov sú menšie ako 3×10−4 oblúkových sekúnd! Dôležitá vlastnosťžiarenia z kompaktných zdrojov je jeho variabilita, ktorá je obzvlášť silná v prípade emisie H2O. V priebehu niekoľkých týždňov a dokonca dní sa profil liniek úplne zmení. Niekedy sa za 5 minút vyskytnú výrazné odchýlky, čo je možné len vtedy, ak veľkosti zdrojov nepresiahnu vzdialenosť, ktorú svetlo počas tejto doby prejde (inak budú výkyvy štatisticky kompenzované). Veľkosti oblastí vyžarujúcich H2O linky teda môžu byť rádovo 1 AU! Ako ukazujú pozorovania, v rovnakej oblasti s rozmermi niekoľkých desatín parseku môže byť veľa zdrojov, z ktorých niektoré vyžarujú iba OH čiary a niektoré len H2O čiary. Jediným doteraz známym mechanizmom žiarenia vo fyzike, ktorý je schopný produkovať obrovskú energiu vo výnimočne úzkom rozsahu spektra, je koherentné (t. j. identické vo fáze a smere) žiarenie. kvantové generátory, ktoré sa zvyčajne nazývajú lasery v optickom rozsahu a masery v rádiovom rozsahu. Kompaktné zdroje emisií OH a H2O sú s najväčšou pravdepodobnosťou obrovské prírodné kozmické masery. Existujú všetky dôvody domnievať sa, že kozmické masery sú spojené s oblasťami, kde sa proces formovania hviezd odohráva doslova pred našimi očami. Najčastejšie sa nachádzajú v zónach H II, kde už vznikli mladé masívne a veľmi horúce hviezdy spektrálnych tried O a B. V mnohých prípadoch sa zhodujú s veľmi kompaktnými, na prach bohatými, a preto veľmi nepriehľadnými. špeciálne zóny H II, ktoré sa detegujú len vďaka ich tepelnému rádiovému vyžarovaniu. Rozmery týchto zón sú asi 0,1 ps a hustota hmoty je stokrát väčšia ako v bežných medzihviezdnych oblakoch. Dôvodom ich ionizácie je zjavne nepozorovateľná horúca hviezda obklopená hustým nepriehľadným mrakom. Niekedy sú tieto objekty pozorované ako bodové zdroje infračerveného žiarenia. Určite to musia byť výlučne mladé útvary s vekom rádovo v desiatkach tisíc rokov. Za viac času husté plyno-prachové médium obklopujúce novovytvorenú horúcu hviezdu sa musí pôsobením ľahkého tlaku rozpínať horúca hviezda, ktoré sa potom zviditeľnia. Takéto hviezdy, obklopené rozširujúcou sa hustou škrupinou, dostali obrazný názov "kokonové hviezdy". V týchto veľmi špecifických, ale predsa prirodzených podmienkach sa zrejme realizuje maserov efekt.

je látka pozorovaná v priestore medzi hviezdami.

Len pomerne nedávno sa podarilo dokázať, že hviezdy neexistujú v absolútnej prázdnote a že vesmírny priestor nie je úplne priehľadný. Napriek tomu sa takéto predpoklady robili už dlho. Späť v polovici 19. storočia. Ruský astronóm V. Struve sa pokúsil (aj keď bez mimoriadny úspech) vedeckých metód nájsť nespochybniteľný dôkaz, že priestor nie je prázdny a že je v ňom absorbované svetlo zo vzdialených hviezd.

Prítomnosť absorbujúceho riedeného prostredia bola presvedčivo preukázaná pred necelými sto rokmi, v prvej polovici 20. storočia, porovnaním pozorovaných vlastností vzdialených hviezdokôp v rôznych vzdialenostiach od nás. Nezávisle to urobili americký astronóm Robert Trumpler (1896 – 1956) a sovietsky astronóm B. A. Voroncov-Velyaminov (1904 – 1994), čo nie je úplne priehľadné, najmä v smeroch blízko smeru Mliečnej dráhy. Prítomnosť prachu znamenala skreslenie zdanlivej jasnosti aj pozorovanej farby vzdialených hviezd a na poznanie ich skutočných hodnôt bol potrebný pomerne komplikovaný výpočet zániku. Prach teda astronómovia vnímali ako nešťastnú prekážku, ktorá prekáža pri štúdiu vzdialených objektov. No zároveň sa objavil záujem o štúdium prachu ako fyzického média – vedci začali zisťovať, ako vznikajú a ničia prachové častice, ako prach reaguje na žiarenie a akú úlohu hrá prach pri vzniku hviezd.

S rozvojom rádioastronómie v druhej polovici 20. stor. bolo možné študovať medzihviezdne médium pomocou jeho rádiovej emisie. V dôsledku cieľavedomého pátrania bolo v medzihviezdnom priestore objavené žiarenie neutrálnych vodíkových atómov na frekvencii 1420 MHz (čo zodpovedá vlnovej dĺžke 21 cm). Žiarenie na tejto frekvencii (alebo, ako sa hovorí, v rádiovej línii) predpovedal holandský astronóm Hendrik van de Hulst v roku 1944 na základe kvantovej mechaniky a bolo objavené v roku 1951 po výpočte jeho očakávanej intenzity sovietskym astrofyzikom. I.S. Shklovsky. Shklovsky tiež poukázal na možnosť pozorovania žiarenia rôznych molekúl v rádiovom dosahu, čo bolo v skutočnosti objavené až neskôr. Hmotnosť medzihviezdneho plynu pozostávajúceho z neutrálnych atómov a veľmi studeného molekulárneho plynu sa ukázala byť asi stokrát väčšia ako hmotnosť riedeného prachu. Ale plyn je úplne priehľadný pre viditeľné svetlo, takže ho nebolo možné detekovať rovnakými metódami, ako bol objavený prach.

S príchodom röntgenových teleskopov inštalovaných na vesmírnych observatóriách bola objavená ďalšia, najhorúcejšia zložka medzihviezdneho média – veľmi riedky plyn s teplotou miliónov a desiatok miliónov stupňov. Tento plyn nie je možné „vidieť“ ani optickými pozorovaniami, ani pozorovaniami v rádiových vedeniach – médium je príliš riedke a úplne ionizované, no napriek tomu vypĺňa značnú časť objemu celej našej Galaxie.

Rýchly rozvoj astrofyziky, ktorá študuje interakciu hmoty a žiarenia vo vesmíre, ako aj vznik nových pozorovacích možností, umožnili detailne študovať fyzikálne procesy v medzihviezdnom prostredí. Vznikli celé vedecké oblasti – dynamika kozmických plynov a kozmická elektrodynamika, ktoré skúmajú vlastnosti riedkych kozmických médií. Astronómovia sa naučili určovať vzdialenosti k oblakom plynu, merať teplotu, hustotu a tlak plynu, jeho chemické zloženie a odhadovať rýchlosť pohybu hmoty. V druhej polovici 20. stor objavil sa zložitý obraz priestorové rozloženie medzihviezdne médium a jeho interakcia s hviezdami. Ukázalo sa, že možnosť zrodu hviezd závisí od hustoty a množstva medzihviezdneho plynu a prachu a hviezdy (v prvom rade tie najhmotnejšie z nich) zase menia vlastnosti okolitého medzihviezdneho média - ohrievajú ho, podporujú neustály pohyb plynu, dopĺňajú médium svojou látkou menia jeho chemické zloženie. Štúdium takých komplexný systém ako "hviezdy - medzihviezdne prostredie" sa ukázalo ako veľmi ťažký astrofyzikálny problém, najmä ak vezmeme do úvahy, že celková hmotnosť medzihviezdneho prostredia v Galaxii a jej chemické zloženie sa pomaly mení pod vplyvom rôznych faktorov. Preto môžeme povedať, že celá história nášho hviezdneho systému, trvajúca miliardy rokov, sa odráža v medzihviezdnom médiu.

Kaplan S.A., Pikelner S.B. Fyzika medzihviezdneho prostredia. M., 1979
Shklovsky I.S. Hviezdy: ich narodenie, život a smrť. M., 1984
Spitzer L. Priestor medzi hviezdami. M., 1986
Bochkarev N.G. Základy fyziky medzihviezdneho prostredia. M., 1992
Surdin V.G. Zrodenie hviezd. M., 1997
Kononovič E.V., Moroz V.I. Všeobecný kurz astronómie. M., 2001

Nájsť " MEDZIHviezdne médium"na

Druhá časť ŽIVOT VO VESMÍRE

11. Podmienky potrebné pre vznik a rozvoj života na planétach

Časť tretia INTELIGENTNÝ ŽIVOT VO VESMÍRE

20. Rádiová komunikácia medzi civilizáciami nachádzajúcimi sa na rôznych planetárnych systémoch

21. Možnosť medzihviezdnej komunikácie optickými metódami

22. Komunikácia s mimozemskými civilizáciami pomocou automatických sond

23. Teoretická a pravdepodobnostná analýza medzihviezdnej rádiovej komunikácie. Povaha signálov

24. O možnosti priamych kontaktov medzi mimozemskými civilizáciami

25. Poznámky o tempe a povahe technologického rozvoja ľudstva

II. Je možná komunikácia s inteligentnými bytosťami z iných planét?

Prvá časť ASTRONOMICKÝ ASPEKTY PROBLÉMU

3. Medzihviezdne médium Podľa moderné nápady, hviezdy vznikajú kondenzáciou veľmi riedkeho medzihviezdneho plynu a prachového média. Preto predtým, ako budeme hovoriť o spôsoboch vývoja hviezd, sa budeme musieť pozastaviť nad vlastnosťami medzihviezdneho média. Táto otázka má tiež nezávislý význam pre problém, ktorý nás zaujíma. Najmä otázka založenia rôzne druhy väzby medzi civilizáciami nachádzajúcimi sa na rôznych planetárne systémy, závisí od vlastností média, ktoré vypĺňa medzihviezdny priestor oddeľujúci tieto civilizácie. Medzihviezdny plyn bol objavený na samom začiatku tohto storočia vďaka absorpcii v líniách ionizovaného vápnika, ktorý produkuje v spektrách vzdialených horúcich hviezd * . Odvtedy sa metódy na štúdium medzihviezdneho plynu neustále zdokonaľovali a dosahovali vysoký stupeň dokonalosť. V dôsledku mnohoročnej rozsiahlej práce astronómov možno teraz vlastnosti medzihviezdneho plynu považovať za pomerne dobre známe: Hustota medzihviezdneho plynného prostredia je zanedbateľná. V oblastiach medzihviezdneho priestoru, ktoré sa nachádzajú neďaleko galaktickej roviny, je v priemere približne 1 atóm na 1 cm3. Pripomeňme, že v rovnakom objeme vzduchu je 2,7x1019 molekúl. Dokonca aj v najdokonalejších vákuových komorách nie je koncentrácia atómov menšia ako 10 3 cm 3 . A predsa nemôže byť medzihviezdne médium považované za vákuum! Ide o to, že vákuum, ako je známe, je taký systém, v ktorom stredná voľná dráha atómov alebo molekúl presahuje charakteristické rozmery tohto systému. Avšak v medzihviezdnom priestore priemerná dĺžka Voľná ​​dráha atómov je stokrát menšia ako vzdialenosť medzi hviezdami. Preto máme právo považovať medzihviezdny plyn za spojité, stlačiteľné médium a aplikovať na toto médium zákony dynamiky plynu. Chemické zloženie medzihviezdneho plynu je pomerne dobre študované. Je mu podobný chemické zloženie vonkajšie vrstvy hviezd hlavná sekvencia. Prevažujú atómy vodíka a hélia, atómov kovov je relatívne málo. Najjednoduchšie molekulárne zlúčeniny (napríklad CO, CN) sú prítomné v pomerne viditeľných množstvách. Je možné, že významná časť medzihviezdneho plynu je vo forme molekulárny vodík. Rozvoj mimoatmosférickej astronómie otvoril možnosť pozorovania čiar molekulárneho vodíka v ďalekej ultrafialovej časti spektra. Fyzikálne vlastnosti medzihviezdneho plynu v podstate závisia od toho, či je relatívne blízko horúcich hviezd, alebo naopak dostatočne ďaleko od nich. Faktom je, že ultrafialové žiarenie horúce hviezdy, úplne ionizuje vodík na veľké vzdialenosti. Hviezda triedy 05 teda okolo seba ionizuje vodík v obrovskej oblasti s polomerom asi 100 pc. Teplota medzihviezdneho plynu v takýchto oblastiach (definovaná ako charakteristika náhodných tepelných pohybov častíc) dosahuje 10 tisíc K. Za týchto podmienok medzihviezdne médium vyžaruje jednotlivé čiary vo viditeľnej časti spektra, najmä červenú čiaru vodíka. . Tieto oblasti medzihviezdneho média sa nazývajú "HII zóny". Avšak väčšina medzihviezdne médium je dostatočne ďaleko od horúcich hviezd. Vodík sa tam neionizuje. Teplota plynu je nízka, asi 100 K alebo nižšia. Práve tu sa nachádza značné množstvo molekúl vodíka. Zloženie medzihviezdneho média okrem plynu zahŕňa aj kozmický prach. Rozmery takýchto prachových zŕn sú 10 -4 - 10 -5 cm.Sú dôvodom absorpcie svetla v medzihviezdnom priestore, vďaka čomu nemôžeme pozorovať objekty nachádzajúce sa v galaktickej rovine na vzdialenosti väčšie ako 2-3 tis. . Našťastie kozmický prach, podobne ako s ním spojený medzihviezdny plyn, je vysoko koncentrovaný smerom ku galaktickej rovine. Hrúbka plynoprachovej vrstvy je len asi 250 ks. Preto žiarenie z vesmírne objekty, smeroch, v ktorých zvierajú významné uhly s galaktickou rovinou, je absorbovaný nevýznamne. Medzihviezdny plyn a prach sú zmiešané. Pomer priemerných hustôt plynu a prachu v medzihviezdnom priestore je približne 100:1. Pozorovania ukazujú, že priestorová hustota medzihviezdneho prostredia plynu a prachu sa mení veľmi nepravidelne. Toto médium sa vyznačuje výrazným „roztrhaným“ rozložením. Existuje vo forme oblakov (v ktorých je hustota 10-krát vyššia ako priemer), oddelených oblasťami, kde je hustota zanedbateľná. Tieto plynové a prachové oblaky sú sústredené najmä v špirálových ramenách Galaxie a podieľajú sa na galaktickej rotácii. Samostatné oblaky majú rýchlosť 6-8 km/s, ako už bolo spomenuté. Najhustejšie z týchto oblakov možno pozorovať ako tmavé alebo svetlé hmloviny. Vďaka veľmi efektívnemu využívaniu rádioastronomických metód sa za posledné tri desaťročia podarilo získať značné množstvo informácií o povahe medzihviezdneho plynu. Obzvlášť plodné boli výskumy medzihviezdneho plynu na vlne 21 cm. Čo je to za vlnu? V štyridsiatych rokoch sa to teoreticky predpovedalo neutrálne atómy vodík v medzihviezdnom priestore by mal vyžarovať spektrálnu čiaru s vlnovou dĺžkou 21 cm Faktom je, že hlavná, najhlbšia kvantový stav Atóm vodíka pozostáva z dvoch veľmi blízkych úrovní. Tieto úrovne sa líšia orientáciou magnetických momentov jadra atómu vodíka (protónu) a elektrónu rotujúceho okolo neho. Ak sú momenty orientované paralelne, získa sa jedna úroveň, ak je antiparalelná - iná. Energia jednej z týchto úrovní je o niečo väčšia ako druhá (o hodnotu rovnajúcu sa dvojnásobku energie interakcie medzi magnetickými momentmi elektrónu a protónu). Podľa zákonov kvantová fyzika, z času na čas prejde z úrovne viac energie na nižšiu energetickú hladinu. V tomto prípade bude kvantum emitované s frekvenciou úmernou energetickému rozdielu medzi úrovňami. Keďže táto je v našom prípade veľmi malá, frekvencia žiarenia bude tiež nízka. Zodpovedajúca vlnová dĺžka bude rovná 21 cm.Výpočty ukazujú, že takéto prechody medzi úrovňami atómu vodíka sa vyskytujú veľmi zriedkavo: v priemere jeden prechod prebehne na jeden atóm za 11 miliónov rokov! Aby sme pocítili zanedbateľnú pravdepodobnosť takýchto procesov, stačí povedať, že pri vyžarovaní spektrálnych čiar v optickej oblasti dochádza k prechodom každých sto miliónov sekúnd. A predsa sa ukazuje, že táto čiara, vyžarovaná medzihviezdnymi atómami, má úplne pozorovateľnú intenzitu. Keďže medzihviezdne atómy majú rôzne rýchlosti po zornej línii, potom vplyvom Dopplerovho javu dôjde k "rozmazaniu" žiarenia v línii 21 cm v určitom frekvenčnom pásme okolo 1420 MHz (táto frekvencia zodpovedá vlnovej dĺžke 21 cm). Z rozloženia intenzity v tomto pásme (takzvaný "čiarový profil") možno študovať všetky pohyby, na ktorých sa podieľajú medzihviezdne atómy vodíka. Takto bolo možné študovať znaky galaktickej rotácie medzihviezdneho plynu, náhodné pohyby jeho jednotlivých oblakov a tiež jeho teplotu. Okrem toho sa z týchto pozorovaní určuje počet atómov vodíka v medzihviezdnom priestore. Vidíme teda, že rádioastronomický výskum pri vlnovej dĺžke 21 cm je najsilnejšou metódou na štúdium medzihviezdneho prostredia a dynamiky Galaxie. AT posledné roky touto metódou sa študujú aj iné galaxie, ako napríklad hmlovina Andromeda. S rastúcou veľkosťou rádioteleskopov sa otvoria nové možnosti pre štúdium vzdialenejších galaxií pomocou vodíkovej rádiovej linky. Koncom roku 1963 bola objavená ďalšia medzihviezdna rádiová čiara patriaca k OH hydroxylovým molekulám s vlnovou dĺžkou 18 cm.Existencia tejto čiary bola teoreticky predpovedaná autorom tejto knihy už v roku 1949. ) sa ukázalo ako veľmi vysoké ** . To potvrdzuje vyššie uvedený záver, že v určitých oblastiach medzihviezdneho priestoru je plyn prevažne v molekulárnom stave. V roku 1967 bola objavená vodná rádiová linka H 2 O s vlnovou dĺžkou 1,35 cm Výskumy plynných hmlovín v líniách OH a H 2 O viedli k objavu kozmických masérov (pozri nasledujúcu kapitolu). Za posledných 20 rokov, ktoré uplynuli od objavu medzihviezdneho rádiového spojenia OH, bolo objavených mnoho ďalších rádiových spojení medzihviezdneho pôvodu, patriacich rôzne molekuly. Plný počet takto objavených už viac ako 50 molekúl.Medzi nimi najmä veľký význam má molekulu CO, ktorej rádiová čiara s vlnovou dĺžkou 2,64 mm je pozorovaná takmer vo všetkých oblastiach medzihviezdneho prostredia. Existujú molekuly, ktorých rádiové čiary sú pozorované výlučne v hustých, studených oblakoch medzihviezdneho prostredia. Celkom neočakávaný bol objav v takýchto oblakoch rádiových čiar veľmi zložitých polyatomických molekúl, napríklad CH 3 HCO, CH 3 CN atď. Tento objav možno súvisí s problémom pôvodu života vo vesmíre, ktorý sa týka nás. Ak budú objavy pokračovať týmto tempom, kto vie, či naše prístroje detegujú medzihviezdne molekuly DNA a RNA? (pozri kap. 12). Veľmi užitočná je okolnosť, že zodpovedajúce rádiové čiary patriace rôznym izotopom tej istej molekuly majú značne odlišné vlnové dĺžky. To umožňuje študovať izotopové zloženie medzihviezdneho prostredia, čo má veľký význam pre štúdium problému vývoja hmoty vo vesmíre. Zvlášť sa pozorujú tieto izotopové kombinácie oxidu uhoľnatého: 12 C 16 O, 13 C 16 O a 12 C 18 O. pomocou takzvaných „rekombinačných“ rádiových čiar, ktorých existencia bola teoreticky predpovedaná dokonca pred ich objavením sovietskym astronómom N.S.Kardashevom, ktorý sa tiež veľa zaoberal problémom komunikácie s mimozemské civilizácie(pozri kap. 26). "Rekombinačné" čiary sa objavujú počas prechodov medzi veľmi vysoko excitovanými atómami (napríklad medzi úrovňami 108 a 107 atómu vodíka). Takéto "vysoké" úrovne môžu existovať v medzihviezdnom médiu len kvôli jeho extrémne nízkej hustote. Všimnite si napríklad, že v slnečnej atmosfére môže existovať iba prvých 28 úrovní atómu vodíka; vyššie hladiny sú zničené interakciou s časticami okolitej plazmy. Astronómovia pomerne dlho získali množstvo nepriamych dôkazov o prítomnosti medzihviezdnych magnetických polí. Tieto magnetické polia sú spojené s oblakmi medzihviezdneho plynu a pohybujú sa s nimi. Sila takýchto polí je asi 10 -5 Oe, t.j. 100 tisíckrát menšia ako sila zemského magnetického poľa na povrchu našej planéty. Všeobecný smer magnetické siločiary sa zhoduje so smerom vetiev špirálovej štruktúry Galaxie. Môžeme povedať, že samotné špirálové ramená sú gigantické trubice magnetickej sily. Na konci roku 1962 britskí rádioastronómovia prostredníctvom priamych pozorovaní zistili existenciu medzihviezdnych magnetických polí. Na tento účel sa študovali veľmi jemné polarizačné efekty v 21 cm rádiovej línii pozorovanej pri absorpcii v spektre silného zdroja rádiovej emisie - krabia hmlovina(tento zdroj nájdete v kapitole 5) *** . Ak je medzihviezdny plyn v magnetickom poli, dá sa očakávať, že 21 cm čiara sa rozdelí na niekoľko zložiek, ktoré sa líšia polarizáciou. Keďže veľkosť magnetického poľa je veľmi malá, toto štiepenie bude úplne zanedbateľné. Okrem toho je pomerne výrazná šírka absorpčnej línie 21 cm. Jediná vec, ktorú možno v takejto situácii očakávať, sú malé systematické rozdiely v polarizácii v rámci profilu absorpčnej čiary. Preto je istá detekcia tohto jemného efektu pozoruhodným úspechom. moderná veda. Nameraná hodnota medzihviezdneho magnetického poľa sa ukázala byť v plnej zhode s teoreticky očakávanou hodnotou podľa nepriamych údajov. Na štúdium medzihviezdnych magnetických polí sa využíva aj rádioastronomická metóda, založená na štúdiu rotácie roviny polarizácie rádiovej emisie z extragalaktických zdrojov **** pri prechode cez "magnetizované" medzihviezdne médium ("Faradayov jav") . Touto metódou sa už podarilo získať množstvo dôležitých údajov o štruktúre medzihviezdnych magnetických polí. V posledných rokoch sa ako zdroje polarizovaného žiarenia na meranie medzihviezdneho magnetického poľa touto metódou využívajú pulzary (pozri kap. 5). Medzihviezdne magnetické polia zohrávajú rozhodujúcu úlohu pri tvorbe hustých studených oblakov plynu a prachu v medzihviezdnom prostredí, z ktorých sa hviezdy kondenzujú (pozri kap. 4). Medzihviezdne magnetické polia úzko súvisia s primárnym kozmickým žiarením, ktoré vypĺňa medzihviezdny priestor. Ide o častice (protóny, jadrá ťažších prvkov, ale aj elektróny), ktorých energie presahujú stovky miliónov elektrónvoltov, dosahujú až 10 20 -10 21 eV. Pohybujú sa po siločiarach magnetických polí pozdĺž špirálových trajektórií. Elektróny primárneho kozmického žiarenia, pohybujúce sa v medzihviezdnych magnetických poliach, vyžarujú rádiové vlny. Toto žiarenie pozorujeme ako rádiové vyžarovanie Galaxie (tzv. „synchrotrónové žiarenie“). Rádioastronómia tak otvorila možnosti štúdia kozmického žiarenia v hĺbkach Galaxie a dokonca aj ďaleko za jej hranicami. prvýkrát postavila problém pôvodu kozmického žiarenia na pevný vedecký základ.problém pôvodu života,donedávna sa ignorovala otázka primárneho kozmického žiarenia.Medzitým je úroveň tvrdého žiarenia, ktoré spôsobuje mutácie. , podľa nášho názoru veľmi významný evolučný faktor. Existuje dôvod domnievať sa, že priebeh evolúcie života by bol úplne iný, ak by úroveň tvrdého žiarenia (ktorá je dnes z veľkej časti spôsobená primárnym kozmickým žiarením) bola desiatky krát vyššia ako aktuálna hodnota. dôležitá otázka: Zostáva úroveň kozmického žiarenia konštantná na akejkoľvek planéte, na ktorej sa vyvíja život? Je to o o pojmoch, vypočítaných na mnoho stoviek miliónov rokov. V ďalších kapitolách tejto knihy uvidíme, ako na túto otázku odpovedá moderná astrofyzika a rádioastronómia. Hmotnosť medzihviezdneho plynu v našej galaxii sa blíži k miliarde slnečné hmoty, čo je o niečo viac ako 1 % celkovej hmotnosti Galaxie, najmä vďaka hviezdam. V iných hviezdne systémy ax, relatívna abundancia medzihviezdneho plynu kolíše v pomerne širokých medziach. o eliptické galaxie je veľmi malý, asi 10 -4 a ešte menej, zatiaľ čo v nepravidelných hviezdnych sústavách (ako sú Magellanove oblaky) obsah medzihviezdneho plynu dosahuje 20 a dokonca 50 %. Táto okolnosť úzko súvisí s otázkou vývoja hviezdnych systémov, o ktorej bude reč v kap. 6.

• * V takýchto hviezdach neexistujú žiadne vnútorné absorpčné čiary ionizovaného vápnika, pretože teploty ich povrchových vrstiev sú príliš vysoké.
• ** Linka OH pozostáva zo štyroch komponentov s blízkymi frekvenciami (1612, 1665, 1667 a 1720 MHz).
• *** 21 cm absorpčná čiara, spôsobená medzihviezdnym vodíkom, sa tvorí v rádiovom spektre akéhokoľvek zdroja presne rovnakým spôsobom ako medzihviezdne vápnikové čiary v spektrách vzdialených horúcich hviezd.
• **** Rádiové vyžarovanie z megagalaktických zdrojov je lineárne polarizované a stupeň polarizácie je zvyčajne rádovo niekoľko percent. Polarizácia tejto rádiovej emisie sa vysvetľuje jej synchrotrónovou povahou (pozri nižšie).

Povaha medzihviezdneho média priťahuje pozornosť astronómov a vedcov po stáročia. Samotný pojem „medzihviezdne médium“ prvýkrát použil F. Bacon v meste o. "Ó, nebo medzi hviezdami, má toľko spoločného s hviezdami, točí sa (okolo Zeme) rovnako ako každá iná hviezda." Neskorší prírodný filozof Robert Boyle v roku 1674 namietal: „Medzihviezdna oblasť nebies, ako veria niektorí moderní epikurejci, musí byť prázdna.“

Po vytvorení modernej elektromagnetickej teórie niektorí fyzici predpokladali, že neviditeľný svetelný éter je médiom na prenos svetelných vĺn. Verili tiež, že éter vypĺňa medzihviezdny priestor. R. Patterson v roku 1862 napísal: "Tento výron je základom vibrácií alebo oscilačných pohybov v éteri, ktorá vypĺňa medzihviezdny priestor."

Použitie hĺbkových fotografických prieskumov nočnej oblohy umožnilo E. Barnardovi získať prvú snímku tmavej hmloviny, ktorá sa vynímala v siluete na pozadí hviezd galaxie. Prvý objav studenej difúznej hmoty však urobil D. Hartmann v roku 1904 po objave stacionárneho absorpčného spektra v emisnom spektre dvojhviezd, pozorovanom za účelom testovania Dopplerovho javu.

V jeho historický výskum spektrum Delta Orion Hartmann študoval orbitálny pohyb spoločníkov systému Delta Orion a svetlo prichádzajúce z hviezdy a uvedomil si, že časť svetla je absorbovaná na ceste k Zemi. Hartmann napísal, že „absorpčná čiara vápnika je veľmi slabá“ a tiež, že „niečo prekvapivo sa ukázalo, že čiary vápnika pri vlnovej dĺžke 393,4 nanometrov sa nepohybujú v periodickej divergencii čiar spektra, ktoré je prítomný v spektroskopických dvojhviezdach“. Stacionárna povaha týchto línií umožnila Hartmannovi navrhnúť, že plyn zodpovedný za absorpciu nie je prítomný v atmosfére Delta Orion, ale naopak, nachádza sa mimo hviezdy a nachádza sa medzi hviezdou a pozorovateľom. Táto štúdia bola začiatkom štúdia medzihviezdneho média.

Po štúdiách Hartmanna, Eger v roku 1919, pri štúdiu absorpčných čiar pri vlnových dĺžkach 589,0 a 589,6 nanometrov v systémoch Delta Orion a Beta Scorpio, bol v medzihviezdnom médiu objavený sodík.

Daľší výskum Línie vápnika "H" a "K" od Bealsa (1936) umožnili detekovať dvojité a asymetrické profily spektra Epsilon a Zeta Orionis. Toto boli prvé komplexný výskum medzihviezdne médium v ​​súhvezdí Orión. Asymetria profilov absorpčných línií bola výsledkom superpozície mnohých absorpčných línií, z ktorých každá zodpovedala atómové prechody(napríklad „K“ línia vápnika) a vyskytovali sa v medzihviezdnych oblakoch, z ktorých každý mal svoju vlastnú radiálnu rýchlosť. Keďže sa každý oblak pohybuje v medzihviezdnom priestore rôznymi rýchlosťami, a to smerom k Zemi, ako aj smerom od nej, v dôsledku Dopplerovho javu sa absorpčné čiary posunuli buď na fialovú, alebo na červenú stranu. Táto štúdia potvrdila, že hmota nie je rovnomerne rozložená v medzihviezdnom priestore.

Intenzívne štúdie medzihviezdnej hmoty umožnili W. Pickeringovi v roku 1912 konštatovať, že „medzihviezdne absorpčné médium, ktoré, ako ukázal Kaptein, absorbuje len pri určitých vlnových dĺžkach, môže naznačovať prítomnosť plynu a molekuly plynu ktoré sú vyvrhované Slnkom a hviezdami.“

Thorndike v roku 1930 napísal: „Bolo by hrozné uvedomiť si, že medzi hviezdami a hviezdami je neprekonateľná priepasť. úplná prázdnota. Polárne žiary sú vzrušené nabitými časticami, ktoré vyžaruje naše Slnko. Ale ak aj milióny iných hviezd vyžarujú nabité častice, a to je nespochybniteľný fakt, potom absolútne vákuum v galaxii vôbec nemôže existovať.

Pozorovacie prejavy

Uvádzame hlavné pozorovacie prejavy:

1. Prítomnosť svetelných hmlovín ionizovaného vodíka okolo horúcich hviezd a reflexných plynno-prachových hmlovín v blízkosti chladnejších hviezd.
2. Oslabenie hviezdneho svetla (medzihviezdna absorpcia) v dôsledku prachu, ktorý je súčasťou medzihviezdneho prostredia. Rovnako ako súvisiace sčervenanie svetla; prítomnosť nepriehľadných hmlovín.
3. Polarizácia svetla na prachových zrnkách orientovaných pozdĺž magnetického poľa Galaxie.
4. Infračervené žiarenie z medzihviezdneho prachu
5. Rádiové vyžarovanie neutrálneho vodíka v rádiovom dosahu pri vlnovej dĺžke 21 cm
6. Mäkký röntgenových lúčov horúci riedený plyn.
7. Synchrotrónové žiarenie relativistických elektrónov v medzihviezdnych magnetických poliach.
8. Žiarenie z kozmických maserov.

Štruktúra ISM je extrémne netriviálna a heterogénna: obrie molekulárne oblaky, reflexná hmlovina, protoplanetárna hmlovina, planetárna hmlovina, globula atď. široký rozsah pozorovacie prejavy a procesy vyskytujúce sa v prostredí. V nasledujúcej tabuľke sú uvedené vlastnosti hlavných komponentov diskového prostredia:

Fáza	Teplota (TO)	Koncentrácia	oblačnosť ()	Veľkosť (PC)	Podiel obsadeného objemu	Pozorovacia metóda
koronálny plyn	≈5	~0.003	-	-	~0.5	Röntgenové žiarenie, absorpčné čiary kovov v UV
Svetlé oblasti HII	≈	~30	~300	~10	~	Svetlá čiara Hα
HII zóny s nízkou hustotou	≈	~0.3	-	-	~0.1	Hα čiara
Medzicloudové prostredie	≈	~0.1	-	-	~0.4	Línia Lyα
Teplé oblasti HI	~	~1	-	-	~0.01	HI žiarenie pri λ=21 cm
Maserové kondenzácie		~	~	~		Maserová emisia
AHOJ oblaky	≈80	~10	~100	~10	~0.01	HI absorbancie pri λ=21 cm
Obrovské molekulárne oblaky	~20	~300	~3	~40	~3
molekulárne oblaky	≈10	~	~300	~1	~	Absorpčné a emisné čiary molekulárneho vodíka v rádiovom a infračervenom spektre.
Globule	≈10	~	~20	~0.3	~3	Absorpcia v optickom rozsahu.

Maserov efekt

Krabia hmlovina, zelená farba- maserové žiarenie

V roku 1965 boli v množstve rádiových emisných spektier nájdené veľmi intenzívne a úzke čiary s λ = 18 cm Ďalšie štúdie ukázali, že čiary patria molekule OH a ich nezvyčajná vlastnosť je výsledkom maserového žiarenia. V roku 1969 objavuje zdroje maserov z molekuly vody pri λ=1,35 cm, neskôr boli objavené masery, ktoré fungujú aj na iných molekulách. Pre emisiu masera je potrebná inverzná populácia úrovní (počet atómov na hornej rezonančnej úrovni je väčší ako na spodnej). Potom sa svetlo s rezonančnou frekvenciou vlny pri prechode látkou zosilní a nezoslabuje (toto sa nazýva maserový efekt). Na udržanie inverznej populácie je potrebné neustále čerpanie energie, takže všetky vesmírne masery sú rozdelené do dvoch typov:

Fyzické vlastnosti

Absencia lokálnej termodynamickej rovnováhy (LTE)

V medzihviezdnom prostredí je koncentrácia atómov malá a optické hĺbky malé. To znamená, že teplota žiarenia je teplota žiarenia hviezd (~5000 K) a nezodpovedá teplote samotného média. V tomto prípade sa elektrónové a iónové teploty plazmy môžu navzájom značne líšiť, pretože výmena energie pri zrážke nastáva veľmi zriedkavo. Neexistuje teda jediná teplota ani v lokálnom zmysle.

Rozloženie počtu atómov a iónov v populáciách úrovní je určené rovnováhou procesov rekombinácie a ionizácie. LTE vyžaduje, aby tieto procesy boli v rovnováhe, aby bola splnená podmienka podrobnej rovnováhy, avšak v medzihviezdnom médiu, priamom a spätnom elementárne procesy majú iný charakter, a preto nemožno stanoviť podrobnú rovnováhu.

Slnečný vietor je prúd nabitých častíc (hlavne vodíkovej a héliovej plazmy) vytekajúcich zo slnečnej koróny s rastúcou rýchlosťou a veľkou rýchlosťou. Rýchlosť slnečného vetra v heliopauze je približne 450 km/s. Táto rýchlosť prevyšuje rýchlosť zvuku v medzihviezdnom médiu. A ak si zrážku medzihviezdneho média a slnečného vetra predstavíme ako zrážku dvoch prúdov, tak pri ich interakcii vzniknú rázové vlny. A samotné médium možno rozdeliť do troch oblastí: oblasť, kde sú iba častice ISM, oblasť, kde sú iba častice hviezdneho vetra a oblasť ich interakcie.

A ak by bol medzihviezdny plyn úplne ionizovaný, ako sa pôvodne predpokladalo, potom by bolo všetko presne také, ako je opísané vyššie. Ale ako už ukázali prvé pozorovania medziplanetárneho média v Ly-aplha, neutrálne častice medzihviezdne médium preniká do slnečnej sústavy. Inými slovami, Slnko interaguje s neutrálnym a ionizovaným plynom rôznymi spôsobmi.

Doprava slnečná sústava v miestnom medzihviezdnom oblaku

Interakcia s ionizovaným plynom

hranica rázovej vlny

najprv slnečný vietor spomaľuje, stáva sa hustejším, teplejším a turbulentnejším. Moment tohto prechodu je tzv hranica rázová vlna (terminačný šok) a nachádza sa vo vzdialenosti cca 85-95 AU. od Slnka. (Podľa údajov z vesmírne stanice Voyager 1 a Voyager 2, ktoré prekročili túto hranicu v decembri 2004 a auguste 2007.)

heliosféra a heliopauza

Ďalších asi 40 hod. e) slnečný vietor sa zrazí s medzihviezdna hmota a nakoniec sa zastaví. Táto hranica oddeľujúca medzihviezdne médium od hmoty slnečnej sústavy sa nazýva heliopauza. V tvare je podobný bubline, predĺžený opačný pohyb Slnečná strana. Oblasť priestoru ohraničená heliopauzou sa nazýva heliosféra.