Міжзоряне середовищ а, розріджений речовина, міжзоряний газ і найдрібніші пилові частинки, що заповнюють простір між зірками в нашій і інших галактиках . До складу М. с. входять, крім того, космічні промені , міжзоряні магнітні поля , А також кванти електромагнітного випромінювання різної довжини хвилі. Поблизу Сонця (і інших зірок) М. с. переходить в міжпланетну середу . Простір між галактиками заповнює міжгалактична середу . Вперше до висновку про існування М. с., Що поглинає світло зірок, прийшов В. Я. Струве (1847), проте її існування було доведене тільки в 30-х роках 20 століття (американським астрономом Р. Трамплер і радянським астрономом Б. А. Воронцовим-Вельяміновим).

Міжзоряний газ складається з нейтральних і іонізованих атомів і молекул. Основну масу газу складають атоми водню і гелію (відповідно близько 90% і 10% по числу атомів) з невеликою домішкою кисню, вуглецю, неону, азоту (близько 0,01% кожного). З молекул найбільш рясно представлена ​​H2, зосереджена в хмарах. Крім того, є в малій кількості CH, OH, H2O, NH3, CH2O і інші органічні та неорганічні молекули. Міжзоряний газ майже рівномірно перемішаний з міжзоряним пилом, що складається з частинок розміром 10-4-3 · 10-6 см. Дрібні частинки складаються з Fe, SiO2, більші мають частково графітові ядра, можливо з домішкою заліза, і оболонки з замерзлих газів CH4, NH3, H2O та інших. Газ і пил майже повністю відсутні в еліптичних галактиках, в спіральних же галактиках типів S a, S b, S c становлять відповідно близько 1%, 3%, 10% маси галактики, а в неправильних галактиках - в середньому 16%. Міжзоряні газ і пил сильно концентруються до площини галактик, утворюючи диск, товщина якого становить в середньому кілька сотень пс, зростаючи до периферії іноді до декількох КПС. Концентрація газу в дисках в середньому близько 1 або декількох атомів в 1 см3 (щільність близько 10-24 г / см3); поза диском і на його краях щільність газу значно менше. У спіральних галактиках більша частина газу і пилу зосереджена в спіральних рукавах (гілках): щільність газу між рукавами галактики в 3-10 разів менше, ніж в рукавах. В рукавах близько 80-90% газу зосереджено в міжзоряних хмарах, які часто об'єднуються, утворюючи газопилові комплекси, розташовані головним чином на внутрішній (увігнутою) стороні спіральних рукавів. Параметри міжзоряних хмар вкрай різноманітні.

У нашій Галактиці діаметри міжзоряних хмар зазвичай складають 5-40 пс, концентрація атомів в них від 2 до 100 в 1 см3, температура 20-100 К. Хмари займають близько 10% обсягу диска Галактики. Газ і пил М. с. разом із зірками рухаються в диску галактик навколо її центру по орбітах, близьким до кругового, із середніми швидкостями, складовими 100-200 км / сек. Окремі хмари міжзоряного газу мають власні (пекулярні) швидкості, величина яких в середньому дорівнює 10 км / сек, досягаючи іноді 50-100 км / сек. У галактичної короні спостерігається газ, що падає на площину галактики зі швидкостями в десятки і сотні (до 200) км / сек; походження цього газу не з'ясовано. Концентрація атомів між хмарами 0,02-0,2 в 1 см3, температура 7-10 тисяч К.

Водень, гелій та інші елементи, потенціали іонізації яких більше, ніж у водню, в хмарах ионизована дуже слабо, а між хмарами іонізація водню - кілька десятків відсотків. Інші елементи одноразово ионизована світлом зірок. Такі хмари і середовище між ними називаються областями HI (нейтрального водню) і займають основну частину диска галактик. Навколо гарячих зірок класу Про водень сильно (до 99%) іонізован ультрафіолетовим випромінюванням. Такі області називаються областями HII (іонізованого водню) або зонами Стрёмгрена. температура областей HII досягає 6000-8000 К, розміри їх залежно від температури зірки і щільності газу коливаються від часток пс до декількох десятків, а у виняткових випадках - до сотень пс. Зазвичай навколо гарячих зірок спостерігаються не просто іонізованниє міжзоряні хмари, а значно більш щільні дифузні туманності, в яких концентрація досягає десятків і сотень атомів в 1 см3. Можливо, це залишки того щільного комплексу, з якого утворилися гарячі зірки. Такі області HII поступово розширюються під дією гарячого газу. Якщо на шляху такої області зустрічається ущільнення, що належить області HI, то кордон області HII огинає це ущільнення, оголюючи його з усіх боків. Так утворюються темні (на тлі світяться областей HII) холодні щільні області HI, мають вигляд витягнутих джгутів (так звані слонячі хоботи) або сферичних згустків (глобули). В спектрі областей HII спостерігаються яскраві лінії водню і заборонені лінії кисню, азоту, сірки і деяких інших елементів, а також слабкий безперервний спектр. У радіодіапазоні ці області світяться в непререривном спектрі і в лініях водню і гелію, що виникають при квантових переходах між дуже високими енергетичними рівнями. В областях HI газ в оптичних променях не світиться. Його вивчають по лініях поглинання світла зірок, розташованих позаду цих областей. Особливо багато інформації дають резонансні лінії поглинання атомів і іонів, розташовані в ультрафіолетової області і спостережувані з космічних зондів. Відомості про нейтральний водні в Галактиці і інших галактиках, про його розподілі і русі отримують, спостерігаючи радіолінії нейтрального водню з довжиною хвилі 21 см. У цій лінії, проте, випромінюється лише мала частка теплової енергії газу областей HI. Основна частка енергії випромінюється областями HI в далеких інфрачервоних спектральних лініях атомів O, іонів C, Si, Fe та інших.

Середня щільність пилу в диску Галактики 10-26 г / см (0,01 щільності газу). Цей пил поглинає світло зірок, причому сині промені сильніше, ніж червоні. Тому через пил світло далеких зірок видно не тільки ослабленим, але і більш червоним. Наявність пилу не дозволяє спостерігати зірки, що лежать в площині Галактики на відстанях, що перевищують 3 КПС від Землі. Щільні хмари газу і пилу, що поглинає світло, здаються темними на світлому фоні Чумацького Шляху. Ще різкіше виділяються темні газопилові хмари, якщо вони проектуються на світлу туманність. Поблизу досить яскравих зірок (в основному класу B) пил освітлена настільки, що може бути сфотографована з Землі; такі світлі хмари називаються відбивними туманностями. Шар газу і пилу в інших галактиках, спостережуваних з ребра, видно у вигляді темної смуги (див., Наприклад, іл.). Міжзоряні порошинки мають несферичну форму і орієнтовані в середньому певним чином відносно магнітного поля Галактики, що викликає поляризацію світла зірок.

Маси великих газопилових комплексів досягають десятків і сотень тисяч мас Сонця. У їх центральних частинах температура дуже низька (іноді всього 5-6 К) при концентрації атомів до сотень в 1 см3 і більше. Щільність пилу в них більше 1/100 щільності газу. Остання обставина пов'язана з тим, що при низьких температурах і великій щільності відбувається утворення молекул, в тому числі багатоатомних, і налипання їх на порошинки. У таких місцях можуть утворюватися зірки. У зв'язку з цим має важливе значення та обставина, що в центральних частинах комплексів спостерігаються компактні об'єкти (розміром близько 1015 см і менше), з яких, можливо, утворюються зірки (див. Протозірки ) І планети. Вони дуже інтенсивно випромінюють в радіолініях молекул OH, H2O і інших, характер випромінювання яких іноді аналогічний випромінюванню лазерів .

Частинок, складових космічні промені і що володіють величезними енергіями - від 106 до 1020 ев, в М. с. набагато менше, ніж інших її компонентів, але їх загальна енергія в 1 см3 становить близько 1 ев, тобто перевищує енергію теплових рухів міжзоряного газу. Космічні промені високих енергій слабо взаємодіють з газом і пилом, зрідка викликаючи в них ядерні реакції. Менш енергійні частинки (106-107 ев) здатні нагрівати і іонізовивать міжзоряний газ; вони є одним з основних джерел нагріву областей HI. Напруженість міжзоряного магнітного поля мала (в 105 разів слабкіше магнітного поля Землі), але його енергія приблизно дорівнює енергії космічних променів. Тому тиск космічних променів і магнітного поля грають істотну роль в динаміці М. с. Електромагнітні кванти в М. с. мають частоти від радіодіапазону до жорсткого гамма-випромінювання. Найбільший вплив на міжзоряні газ і пил надають оптичні, ультрафіолетові і м'які рентгенівські промені (з енергією квантів менше 1 кев). Останні частково приходять з міжгалактичного простору, а частково виникають в рентгенівських джерелах усередині Галактики і викликають (разом з космічними променями) нагрів і часткову іонізацію областей HI. Оптичні і ультрафіолетові кванти в М. с. є результатом випромінювання зірок Галактики.

В галактиках відбувається постійний обмін речовиною між М. с. і зірками. М. с. служить матеріалом для утворення зірок, а зірки, в свою чергу, викидають частину речовини в М. с., повідомляючи одночасно газу кінетичну енергію. Це відбувається і на спокійних стадіях розвитку зірок, і в кінці їх еволюції, коли зірки скидають оболонку, утворюючи планетарну туманність, або вибухають як наднова зірка . Відбувається постійний круговорот речовини, при якому кількість газу в М. с. поступово виснажується. Зокрема, останнім обставиною пояснюється, що в еліптичних галактиках газу немає, в той час як в неправильних його багато: тут він виснажився найменше. Оскільки в процесі еволюції зірок і особливо при вибухах наднових зірок ядерні реакції змінюють хімічний склад газу, змінюється з часом і склад М. с., А отже, і склад які виникають з неї зірок. Крім того, відбувається обмін газом між ядрами галактик і М. с.

Літ .: Пікельнер С. Б., Фізика міжзоряного середовища, М., 1959; Каплан С. А., Пікельнер С. Б., Міжзоряне среда, М., 1963; Грінберг М., Міжзоряне пил, переклад з англійської, М., 1970; Космічна газодинаміка, [переклад з англійської], М., 1972; Бакулін П. І., Кононович Е. В., Мороз В. І., Курс загальної астрономії, М., 1970; Мартинов Д, Я., Курс загальної астрофізики, М., 1971; Аллер Л., Астрофізика, переклад з англійської, т. 2, М., 1957.

С. Б. Пікельнер, Н. Г. Бочкарьов.

Частина Чумацького Шляху в сузір'ях Орла і Лебедя. Видно темні і світлі ділянки ( «туманності» і «хмари»).

Галактика в сузір'ї Андромеди.

Галактика в сузір'ї Волосся Вероніки.