Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

В среднем концентрация межзвездной среды падает с удалением от центра Галактики и галактической плоскости.

Наблюдается большое количество газовых туманностей разного типа. Некоторые из них возникают в результате сброса вещества звездами (например, остатки сверхновых, планетарные туманности). Другие связаны с газом, уже находившимся в межзвездной среде. Излучение туманностей может возникать из-за действий нескольких механизмов. Например, вблизи горячих звезд возникают области ионизованного водорода – это эмиссионные туманности, хорошо видимые в оптическом диапазоне. Вблизи холодных звезд, чье излучение не может ионизовать значительное количество газа, возникают отражательные туманности. Некоторые туманности могут наблюдаться в радиодиапазоне из-за излучения атомов и молекул в линиях. Область очень горячего газа (например, нагретого ударными волнами) будет испускать рентгеновское излучение. А в ИК-диапазоне межзвездная среда может становиться видимой благодаря тепловому излучению пыли.

Пыль в межзвездной среде в первую очередь проявляет себя через покраснение света звезд (подобно тому, как краснеет Солнце или Луна на восходе или закате). Это было наглядно продемонстрировано Робертом Трюмплером (Robert Trumpler) в 1930 г. Пыль поглощает и рассеивает фотоны с длиной волны меньше размера пылинок, поэтому синяя область спектра рассеивается в первую очередь, а красная – пропускается практически беспрепятственно. Соответственно, данные наблюдений показывают, что размеры пылинок меньше микрометра и мелких пылинок гораздо больше, чем крупных.

Средняя температура пыли в Галактике составляет около 20 K, поэтому она должна являться источником инфракрасных волн. Когда появились приборы для наблюдений в ИК-диапазоне, возникла возможность непосредственно наблюдать излучение пыли, а не только ее поглощающий эффект. Несмотря на то что пыль составляет лишь около 1 % от массы межзвездной среды, она играет большую роль как с точки зрения физических и химических (!) процессов, так и с точки зрения наблюдений.

Пыль постоянно поставляется в межзвездную среду, в первую очередь благодаря звездам-гигантам.

Пыль постоянно поставляется в межзвездную среду, в первую очередь благодаря ее производству в истекающих оболочках звезд-гигантов и планетарных туманностях, а также в оболочках сверхновых. Пылинки крайне важны с точки зрения химии межзвездной среды, поскольку многие реакции, в которых создаются сложные молекулы, возможны только на поверхности пылинок.

Пылинки могут ориентироваться в магнитном поле, что приводит к поляризации излучения. Это, в частности, помогает исследовать структуру магнитного поля Галактики. Магнитные поля могут играть большую роль в динамике межзвездной среды: среда частично ионизована, и газу проще двигаться вдоль, а не поперек поля, а кроме того, магнитное поле в некоторых случаях может быть достаточно велико, чтобы вносить существенный вклад в давление (например, в молекулярных облаках).

Особенно сильно магнитные поля влияют на частицы космических лучей – последней составляющей межзвездной среды. Эти частицы имеют большие энергии, многократно превосходящие их массы покоя, в основном они являются атомными ядрами (в первую очередь протонами). В Галактике ускорение частиц до больших энергий происходит в основном в остатках сверхновых. Кроме того, полагают, что частицы самых высоких энергий (недостижимых пока на земных ускорителях) ускоряются в пока неизвестных внегалактических источниках. Плотность энергии космических лучей по порядку величины сравнима с плотностью тепловой энергии в межзвездной среде, поэтому космические лучи играют в ней заметную роль, нагревая и ионизируя вещество.

С точки зрения астронома-наблюдателя, главная роль межзвездной среды связана с поглощением или рассеянием излучения далеких источников. В различных диапазонах электромагнитного спектра работают разные механизмы, связанные с теми или иными компонентами межзвездной среды.

Присутствие пыли приводит к поглощению и покраснению света звезд.

Начнем с оптического диапазона. В 1904 г. Иоганн Гартман обнаружил поглощение света звезды в линиях межзвездного кальция, а в 1930 г. Роберт Трюмплер продемонстрировал, что покраснение света звезд объясняется поглощением межзвездными пылинками излучения в синей части спектра. Действительно, для видимого света (а также для ближнего ИК- и УФ-диапазонов) главным является поглощение света пылинками, поглощенное излучение нагревает пыль, а затем переизлучается на более длинных волнах.