Пространство между звездами заполняют разреженный газ, пыль, магнитные поля и космические лучи.

Межзвездный газ. Его полная масса довольно велика - несколько процентов суммарной массы всех звезд нашей Галактики. Плотность газа в среднем составляет около 10 -21 кг/м 3 . При такой плотности в 1-2 см 3 межзвездного пространства содержится всего один атом газа.

Химический состав межзвездного газа примерно такой же, как и у звезд: больше всего водорода, затем идет гелий и очень немного всех остальных химических элементов.

Межзвездный газ прозрачен. Поэтому сам он не виден ни в какие телескопы, за исключением тех случаев, когда находится вблизи горячих звезд. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звезды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность (см. Туманности).

Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами (см. Радиоастрономия). Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому из областей межзвездного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, ученые узнают о плотности, температуре и движении межзвездного газа в космическом пространстве.

Оказалось, что он распределен в пространстве неравномерно. Существуют газовые облака размером от одного до нескольких сотен световых лет и с низкой температурой - от десятков до сотен градусов Кельвина. Пространство между облаками заполнено более горячим и разреженным межоблачным газом.

Вдали от горячих звезд газ нагревается главным образом рентгеновскими и космическими лучами, непрерывно пронизывающими во всех направлениях межзвездное пространство. До больших температур его могут разогреть и сверхзвуковые волны сжатия - ударные волны, распространяющиеся с огромной скоростью в газе. Они образуются при взрывах сверхновых звезд и при столкновениях быстро движущихся масс газа.

Чем выше плотность газа или чем массивнее газовое облако, тем больше энергии требуется, чтобы его нагреть. Поэтому в плотных облаках температура межзвездного газа очень мала: встречаются облака с температурой от нескольких единиц до нескольких десятков градусов Кельвина. В таких областях водород и другие химические элементы объединяются в молекулы. При этом слабеет радиоизлучение на волне 21 см, потому что водород из атомарного (Н) становится молекулярным (Н 2). Но зато появляются линии радиоизлучения различных молекул на длинах волн от нескольких миллиметров до нескольких десятков сантиметров. Эти линии наблюдаются, и по ним можно судить о физическом состоянии газа в холодных облаках, которые часто так и называют: молекулярные облака или молекулярные газовые комплексы.

Путем радионаблюдений в линиях излучения молекул в нашей Галактике было обнаружено большое число гигантских молекулярных облаков с массой не менее 100 тыс. масс Солнца. Полное количество газа, содержащегося в них, сопоставимо с количеством атомарного водорода в Галактике. Области с наиболее высокой плотностью молекулярного газа образуют в Галактике широкое кольцо вокруг центра с радиусом 5-7 кпс.

По линиям радиоизлучения в межзвездной среде астрономам удалось обнаружить несколько десятков типов молекул: от простых двухатомных молекул СН, СО, CN до таких, как молекула муравьиной кислоты, этилового или метилового спирта, и более сложных многоатомных молекул. Но самыми распространенными молекулами все же являются молекулы водорода Н 2 .

Плотность и температура молекулярных облаков таковы, что газ в них стремится сжаться и уплотниться под действием собственной гравитации. Этот процесс, по-видимому, приводит к образованию звезд. Действительно, холодные молекулярные облака очень часто соседствуют с молодыми звездами.

Из-за превращения межзвездного газа в звезды его запасы в Галактике постепенно истощаются. Но газ частично возвращается из звезд в межзвездную среду. Это происходит при вспышках новых и сверхновых звезд, при истечении вещества с поверхности звезд и при образовании звездами планетарных туманностей.

В нашей Галактике, как и в большинстве других, газ концентрируется к плоскости звездного диска, образуя слой толщиной примерно в 100 пс. К краю Галактики толщина этого слоя постепенно увеличивается. Наибольшей плотности газ достигает в ядре Галактики и на расстоянии 5÷7 кпс от него.

На большом расстоянии от диска Галактики пространство заполнено очень горячим (более миллиона градусов) и крайне разреженным газом, но его полная масса невелика по сравнению с массой межзвездного газа вблизи плоскости Галактики.

Межзвездная пыль. В межзвездном газе в качестве небольшой примеси к нему (около 1% по массе) содержится пыль. Присутствие пыли заметно, прежде всего, по поглощению и отражению света звезд. Из-за поглощения света пылью мы почти не видим в направлении на Млечный Путь тех звезд, которые расположены дальше, чем 3-4 тыс. световых лет от нас. Ослабление света особенно сильно в синей (коротковолновой) области спектра. Поэтому далекие звезды выглядят покрасневшими. Особенно непрозрачны из-за большой плотности пыли плотные газопылевые облака - глобулы.

Отдельные пылинки имеют очень маленький размер - несколько десятитысячных долей миллиметра. Они могут состоять из углерода, кремния и различных смерзшихся газов. Зародыши или ядра пылинок, скорее всего, образуются в атмосферах холодных звезд-гигантов. Оттуда они давлением света звезды «выдуваются» в межзвездное пространство, где на них «намерзают» молекулы водорода, воды, метана, аммиака и других газов.

Межзвездное магнитное поле. Межзвездная среда пронизана слабым магнитным полем. Оно примерно в 100 000 раз слабее магнитного поля Земли. Но межзвездное поле охватывает гигантские объемы космического пространства, и поэтому его полная энергия очень велика.

Межзвездное магнитное поле практически не оказывает никакого влияния на звезды или планеты, но оно активно взаимодействует с движущимися в межзвездном пространстве заряженными частицами - космическими лучами. Действуя на быстрые электроны, магнитное поле «заставляет» их излучать радиоволны. Магнитное поле ориентирует определенным образом межзвездные пылинки, имеющие вытянутую форму, и свет далеких звезд, проходящий сквозь межзвездную пыль, приобретает новое свойство - становится поляризованным.

Очень большое влияние оказывает магнитное поле на движение межзвездного газа. Оно способно, например, затормозить вращение газовых облаков, воспрепятствовать сильному сжатию газа или таким образом направить движение газовых облаков, чтобы заставить их собраться в огромные газопылевые комплексы.

О космических лучах подробно рассказано в соответствующей статье.

Все четыре составляющие межзвездной среды тесно связаны друг с другом. Их взаимодействие сложно и еще не совсем ясно. При изучении межзвездной среды астрофизики опираются как на непосредственные наблюдения, так и на такие теоретические разделы физики, как физика плазмы, атомная физика и магнитная газодинамика.

Межзвёздный газ

Межзвёздный газ - это разрежённая газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см³. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек. Плотность газа в среднем составляет около 10 −21 кг/м³. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия (90 % и 10 % по числу атомов, соответственно) с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Наблюдаются холодные молекулярные облака, разреженный межоблачный газ, облака ионизованного водорода с температурой около 10 тыс. К. (Туманность Ориона), и обширные области разреженного и очень горячего газа с температурой около миллиона К. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность. Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому от областей межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.

Межзвёздная среда
Составляющие Межзвёздный газ · Межзвёздная пыль · Межзвёздное облако · Космические лучи · Магнитное поле
Туманности Диффузная (светлая) туманность · Тёмная туманность · Эмиссионная туманность · Отражательная туманность · Остаток сверхновой · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность
Области звездообразования Молекулярное облако · Глобула · Область H II
Околозвёздные образования Аккреционный диск · Протопланетный диск · Полярные струйные течения · Объект Хербига - Аро
Излучение Звёздный ветер · Реликтовое излучение

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое "Межзвёздный газ" в других словарях:

    Осн. компонент межзвездной среды, составляющий ок. 99% её массы. M. г. заполняет практически весь объём галактик. Наиб, изучен M. г. в Галактике. M. г. характеризуется большим разнообразием возникающих в нём структур, физ. условий и протекающих… … Физическая энциклопедия

    Одна из основных составляющих межзвёздной среды (См. Межзвёздная среда). Состоит в основном из водорода и гелия; общая масса других элементов меньше 3 % …

    Материя, заполняющая пространство между звёздами внутри галактик. Материя в пространстве между галактиками наз. межгалактич. средой (см. Скопления галактик. Межгалактический газ). Газ в оболочках вокруг звёзд (околозвёздные оболочки) часто… … Физическая энциклопедия

    Межзвёздная пыль твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочкой.… … Википедия

    Карта местного межзвёздного облака Межзвёздная среда (МЗС) вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик … Википедия

    Разреженное вещество, межзвёздный газ и мельчайшие пылевые частицы, заполняющие пространство между звёздами в нашей и других Галактиках. В состав М. с. входят, кроме того, Космические лучи, межзвёздные магнитные поля (См. Межзвёздное… … Большая советская энциклопедия

    Карта местного межзвездного облака Межзвёздная среда (МЗС) это вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик. Состав: межзвёздный газ, пыль(1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля,космические лучи, а также… … Википедия

    Более 200 новообразованных звёзд внутри облака известного как NGC 604 в галактике Треугольника. Звёзды облучают газ высокоэнергетически … Википедия

    Карта межзвездного газа в нашей Галактике Межзвёздный газ это разреженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или… … Википедия

    Звёздный ветер процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство. Содержание 1 Определение 2 Источники энергии … Википедия

Даже из приведенного краткого обзора видно, как сложна структура межзвездной среды. Перечислим компоненты, из которых она должна состоять.

Компактные области с Те Такими характеристиками обладают облака, которые изучаются по их молекулярным радиолиниям. Для них характерен широкий диапазон плотностей, многие из них связаны с районами недавнего звездообразования. В табл. 17.2, заимствованной из обзора , приведены значения плотностей, размеров, степени ионизации и среднеквадратичных дисперсий скорости, характерных для этих областей.

Диффузный нейтральный водород. Ббльшая часть показанного на рис. 17.1 нейтрального водорода является диффузной, т. е. он не входит в облака. Ясно, что плотность меняется от точки к точке, но в среднем с разумной степенью точности можно пользоваться значением Часть этого газа может быть горячей, но, конечно, неионизованной.

Ионизованный газ. Области являющиеся одним из самых интересных астрономических объектов в Галактике, непосредственно связаны с молодыми, яркими, горячими звездами спектральных классов конечно, не типичны для межзвездной среды. Многие описанные выше методы используются для комплексного изучения этих объектов. В качестве примера на рис. 17.3 показаны результаты наблюдений источника в разных диапазонах. В целом он представляет собой источник диффузного теплового тормозного радиоизлучения. При большем разрешении видны отдельные области некоторые из них обладают оболочечной структурой, означающей, что они возникли в результате недавней вспышки

(кликните для просмотра скана)

(см. скан)

звездообразования. Еще более компактны области связанные с мощными инфракрасными источниками. Наконец, наименьшие размеры имеют источники мазерного излучения на молекулах и Соответствующие физические параметры приведены на рис. 17.3.

Существует также ионизованная составляющая диффузного межзвездного газа. Лучше всего ее плотность определяется по мерам дисперсии пульсаров. Найденные таким образом значения имеют большой разброс, что неудивительно, поскольку физические условия в межзвездной среде меняются в широких пределах. Разумным средним значением плотности межзвездного газа является

Горячая фаза Те Наблюдения высоко ионизованных элементов, например и показывают, что в межзвездном газе должна присутствовать гораздо более горячая фаза. Примечательно, что ее температура не сильно отличается от температур старых остатков сверхновых. Как можно показать, значительная часть межзвездного газа постоянно нагревается ударными волнами, возникающими на границах старых остатков сверхновых. Это дает довольно привлекательное объяснение горячей фазы.

Ясно, что структура межзвездной среды очень сложна. Тем не менее для расчетов полезно иметь простую модель. Области сосредоточены вблизи плоскости Галактики. Полутолщина слоя нейтрального водорода (т. е. расстояние между уровнями половинной плотности) составляет примерно С другой стороны, судя по мерам вращения, тормозному поглощению на низких частотах и мерам дисперсии пульсаров, полутолщина слоя значительно больше, около Точность этих значений низка, но они дают правильное по порядку величины представление о распределении различных составляющих газового диска Галактики. Эти значения относятся к окрестностям Солнца. Ближе к центру Галактики ситуация существенно меняется и в радиусе от центра большая часть водорода находится в молекулярном состоянии.

Наконец, мы даже не пытались разобраться в механизмах нагрева и ионизации межзвездного газа. Многие из них детально разработаны. Среди них: нагрев и ионизация космическими лучами, т. е. ионизационные потери, которые подробно обсуждались в гл. 2; нагрев при столкновениях облаков; нагрев жестким ультрафиолетовым и мягким рентгеновским излучением; нагрев при вспышках сверхновых. В силу большого разнообразия структур в межзвездной среде было бы удивительно, если бы для каждого из перечисленных механизмов не нашлась бы точка в Галактике, где он преобладает.

Механизм нагрева вспышками сверхновых дает привлекательное объяснение существования очень горячей фазы с В оригинальной работе Кокса и Смита высказано предположение, что дальнейший нагрев может происходить при столкновениях старых остатков сверхновых. Согласно этим авторам, пересечение старых оболочек и их разогрев при столкновениях приводят к образованию сети из горячего газа, пронизывающей диск Галактики.

Распределение ионизованного водорода в галактической межзвездной среде, которая видна из северного полушария Земли.

На межзвездный газ, при кажущейся пустоте незаполненного пространства Вселенной, приходится почти 99% от совокупной массы всех космических объектов.

Вселенские просторы, в которых светила занимают ничтожно малую часть, далеко не так пустынны, как считалось долгое время. Хотя и в небольших количествах, но везде присутствует межзвездный газ, наполняя собой все уголки мирозданья. В его концентрация снижена, в иррегулярных, наоборот, повышена. Он смешан с межзвездной пылью и активно участвует в процессах образования новых звезд, которые в конце своего возвращают Вселенной этот строительный материал. Таким образом происходит своеобразный обмен веществом между светилами и межзвездным газом. Цикличность этих процессов постепенно приводит к уменьшению его количества в космосе, при увеличении объемов содержания тяжелых элементов в его структуре. Но для существенных изменений в этой области требуются миллиарды лет. По приблизительным оценкам, ежегодное количество газа, задействованное в Галактике при формировании звезд, равняется 5 солнечным массам.

Состав, структура и протекающие процессы

Объект Хербига-Аро 110 выбрасывает газ в межзвездное пространство

Плотные и холодные формы межзвездного газа, содержащие водород, гелий и минимальные объемы тяжелых элементов (железо, алюминий, никель, титан, кальций), находятся в молекулярном состоянии, соединяясь в обширные облачные поля. Если же в составе вещества доминируют ионизированные или нейтральные атомы водорода, оно участвует в образовании светящихся , окружающих горячие звезды. Температурные характеристики межзвездного молекулярного газа лежат в диапазоне от -269 до -167°С, а его излучение охватывает довольно широкий спектр, включающий и жесткие гамма-лучи, и длинные радиоволны. Средняя плотность имеет ничтожный показатель – на 1 см куб. приходится менее одного атома вещества. Но есть и исключения, в тысячи раз превосходящие эти параметры. Обычно в составе межзвездного газа элементы распределены следующим образом: водород – 89%, гелий – 9%, углерод, кислород, азот – ок. 0,2-0,3%.

Газопылевое облако IRAS 20324+4057 из межзвездного газа и пыли длиной в 1 световой год, похожее на головастика, в котором скрывается растущая звезда.

В обширных областях разряженного и горячего газа температура среды достигает 1,5 млн. градусов Цельсия, сопровождаясь рентгеновским излучением. Такие газовые объекты участвуют в формировании звезд-гигантов, провоцируют взрывы сверхновых, радикально влияют на межзвездную среду, заставляя ее расширяться. Планетарные или эмиссионные туманности из межзвездного газа светятся благодаря находящемуся в их центре или рядом с ним ядру стареющей звезды или горячим молодым светилам.

В результате исследований ученые обнаружили факт хаотичности скоростей в движении подобных образований. Облака межзвездного газа могут не только упорядоченно вращаться вокруг галактических центров, но и обладать нестабильным ускорением. В течение нескольких десятков миллионов лет они догоняют друг друга и сталкиваются, образуя комплексы из пыли и газа. Такие объекты имеют достаточную плотность, чтобы защитить свои глубины от проникающего космического излучения. Этим объясняются более низкие температуры внутри газопылевых комплексов по сравнению с межзвездными облаками. Гравитационная неустойчивость объектов постоянно влияет на процесс молекулярных преобразований в их составе и со временем приводит к формированию протозвезд.

Расположение в нашей Галактике

Максимальная концентрация межзвездного газа в нашей Галактике наблюдается в районах, удаленных от ее центральной части на 5 кпк. Его процентное содержание в общем объеме ее массы равняется 2. Толщина слоя максимальна на периферии, уменьшаясь к центру. Около половины массы межзвездного газа приходится на огромные молекулярные облака, находящиеся на расстоянии 4-8 кпк от галактической оси. Самые плотные образования составляют туманности, которые наиболее заметны и доступны для исследований. Размеры облаков из межзвездного газа могут достигать значений около 2 тыс. световых лет.

Наблюдение и его методы

Вояджер-1 — первый искусственный объект достигший межзвездной среды

Межзвездный газ, обладая высокой разреженностью и широким температурным диапазоном, изучается с помощью нескольких способов. Особый интерес в этом плане представляют светлые газовые и газопылевые туманности, так как их визуальные характеристики значительно упрощают процесс оптических наблюдений. В число методов, позволяющих получить разнообразную информацию о состоянии и структуре межзвездного газа, входят исследования:

  • непрерывного радиоизлучения;
  • межзвездных оптических и УФ линий;
  • пространственного распределения молекул;
  • рентгеновского, ИК и гамма излучений;
  • параметров межзвездного ветра;
  • пульсаров.

Комплексный подход к изучению межзвездного газа позволил определить многие его свойства и параметры. К объектам, дающим оптимальную возможность наблюдать МГ на нашем небосводе, относится Ориона, где находится эмиссионная М42.

  • Галактический газовый диск изогнут на периферии.
  • Основной объем межзвездного газа сосредоточен в спиральных рукавах, один из коридоров которых расположен рядом с Солнечной системой.
  • В разреженном МГ, подвергаемом действию космических излучений, обнаружена зависимость показателей температуры, давления и объема электронов от плотности концентрации водорода.
  • К самым мощным факторам, влияющим на структурные процессы в межзвездной газовой среде, относятся спиральные ударные волны.
  • Энергия вспышки сверхновой способна пробить пространство галактического диска, вызвав тем самым отток МГ в свободное пространство Вселенной.
  • В теории молекулярные газовые облака за период в чуть более 100 лет должны превращаться в звезды. Но на практике существует множество факторов, замедляющих этот процесс.

Газодинамика - раздел физики, который изучает законы движения газа. С вопросами газодинамики мы часто сталкиваемся и в обыденной жизни - это и зву­ковые волны, и обтекание быстро движущихся тел, и ударные волны, которые в век сверхзвуковых скоростей хорошо всем известны. Но условия межзвездной среды существенно меняют законы движения газа.

Начнем со звуковых волн. Как читатель, вероятно, знает, звуковые волны представляют собой распростра­няющуюся в среде последовательность сжатий и разре­жений газа. Если слегка сжать газ в некотором объеме, а затем предоставить ему возможность вернуться в пер­воначальное состояние, то по инерции он затем немного расширится, сожмет соседние с этим объемом слои га­за, а потом опять сам сожмется. Возникнут колебания, которые будут передаваться и соседним слоям, а от них - еще дальше. Это и есть распространение звуко­вых волн. Их скорость зависит только от температуры газа. Скорость звуковых волн в воздухе при температу­ре 300 К хорошо известна - 330 м/с, а с ростом тем­пературы она увеличивается пропорционально (Т ) 1/2 .

Но такие звуковые волны являются адиабатически­ми, т. е. предполагается, что сжатие и разрежение газа в звуковых волнах происходит без потери тепла. В меж­звездном пространстве это не так. При увеличении плот­ности заметно увеличиваются и потери на излучение. Поэтому межзвездные звуковые волны отнюдь не адиа­батические. В первом приближении их можно еще счи­тать изотермическими, т. е. предположить, что при сжа­тии и расширении газа температура в волне вообще не меняется. Тогда скорость звуковых волн будет несколь­ко меньше (в воздухе - на 20%) и ее можно вычис­лить по формуле: с s = (RT /мю) 1/2 , где R - универсаль­ная газовая постоянная, a мю - молекулярный вес. Лю­бопытно, что еще Ньютон, который первым вычислил скорость звуковой волны, предполагал ее изотермиче­ской, и поэтому долгое время было непонятным, почему в воздухе скорость звука оказалась больше вычислен­ной. Однако для межзвездных звуковых волн эта фор­мула, полученная Ньютоном, вполне применима.

Следующее важное явление, которое в межзвездных условиях также меняет свои свойства, - это ударные волны. Для того чтобы его пояснить, рассмотрим слу­чай, изображенный на рис. 16. Пусть в закрытую с одного конца длинную трубу втекает газ с концентра­цией п 1 и скоростью v . Налетая на стенку, он должен остановиться. Образуется область неподвижного газа, которая должна все время увеличиваться по мере вте­кания все новых порций газа. Между покоящимся и дви­жущимся газом образуется граница (пунктир на рис. 16), которая перемещается по трубе навстречу по­току газа.

Обозначим концентрацию газа за этой границей как п 2 . Оказывается, если скорость v очень велика (много больше скорости звука), то эта граница резкая (удар­ная волна), а скачок концентрации, т. е. величина п 2 /п 1 , оказывается ограниченным (например, в одно­атомном газе п 2 /п 1 <4, в двухатомном п 2 /п 1 <6). Объяс­няется это просто. Кинетическая энергия налетающего газа не только сжимает, но и нагревает остановившийся газ. В неподвижной области, таким образом, возникает большое газовое давление, которое и препятствует даль­нейшему сжатию.

Но в межзвездном пространстве этого может не быть. Как только газ сожмется, резко возрастет его излучение и температура уже не будет подниматься. Газовое дав­ление остается небольшим, и оно не препятствует даль­нейшему сжатию газа. В результате, в межзвездных ударных волнах, которые лучше называть «скачками уплотнения», могут возникнуть очень большие скачки концентрации. Величину скачка п 2 /п 1 можно опреде­лить, если сравнить газовое давление в сжатой области (т. е. величину, пропорциональную n 2 RT ) с динамиче­ским давлением налетающего потока газа, пропорцио­нальным п 1 v 2 . Таким образом, получаем, что скачок концентрации в межзвездной ударной волне характери­зуется величиной n 2 /п 1 ~мю v 2 / RT ~ v 2 / c s 2 , где Т - обыч­ная температура межзвездного газа (около 10 4 К в зо­нах НII и много меньше, 10-20 К, в молекулярных об­лаках). Читатель может легко убедиться, что даже при небольших скоростях движения газа (например, при скорости 7-8 км/с, - обычной скорости межзвездных облаков) можно получить (при их столкновении друг с другом) скачки уплотнения в десятки и даже сотни раз меняющейся концентрации.

Конечно, случай, изображенный на рис. 16, есть идеализация - в межзвездном пространстве труб нет, но общие особенности движения там именно таковы.

Один из важных случаев динамики межзвездной среды изображен на рис. 17 - падение межзвездного газа под действием собственной силы тяжести к центру облака. Это падение создает в центре облака область сжатия, окруженную распространяющимся от центра сферическим скачком уплотнения. Очевидно, что и здесь может быть очень сильное сжатие вещества, но уже в реальном объекте, т. е. данное явление очень возмож­но при формировании звезд.

Третья особенность межзвездной газодинамики - существенная роль магнитных полей. Рассмотрим эту особенность на примере, знакомом читателю из курса школьной физики. Если через магнитное поле переме­щать проводник, то в нем индуцируется электрический ток, который, в свою очередь, создает магнитное поле. В результате взаимодействия этих полей возникает си­ла, тормозящая перемеще­ние проводника (правило Ленца). Когда электриче­ское сопротивление провод­ника велико, индуцирован­ные токи и магнитные поля оказываются слабыми и проводники легко переме­щаются в магнитном поле. Но если электрическое со­противление проводника очень мало, то возникают довольно сильные индуци­рованные токи, и сила со­противления перемещению проводника существенно возрастает - проводник «застревает». Известно, на­пример, что сверхпро­водник вообще невозможно втолкнуть в область, заня­тую магнитным полем. (Напоминаем, что если провод­ник движется вдоль магнитного поля, то в нем вообще не возникает ток и сопротивления такому движению нет.)

А теперь вернемся к межзвездному газу. Здесь, как мы знаем, много свободных электронов, и поэтому электропроводность межзвездного газа достаточно вели­ка (даже лучше, чем электропроводность меди). Поэтому перемещение такого газа через межзвездное магнит­ное поле вполне можно уподобить перемещению хоро­шего металлического проводника в этом же поле. Здесь нужно еще учесть, что огромные размеры межзвездных облаков делают эффект их торможения в магнитном поле очень заметным.

Таким образом, межзвездное магнитное поле должно тормозить движение межзвездных облаков поперек на­правления поля и не препятствовать их движению вдоль поля. Можно ожидать, что потоки межзвездного газа направлены преимущественно вдоль магнитных сило­вых линий. Этот вывод подтверждается наблюдениями: действительно, газ чаще всего движется параллельно плоскости Галактики, причем и магнитное поле имеет примерно то же направление.

Однако, если межзвездное магнитное поле слабое, так что оно уже не может остановить движение газа поперек силовых линий, то тогда уже газ начинает ув­лекать с собой и магнитное поле. Иными словами, дви­жущиеся потоки газа будут как бы тянуть за собой магнитные силовые линии, вытягивая и закручивая их. В этом случае говорят, что магнитные силовые линии «вморожены» в межзвездный газ (или межзвездный газ «приклеен» к магнитным силовым линиям).

Из определения понятия силовых линий магнитного поля известно, что напряженность магнитного поля Я (или магнитная индукция В) пропорциональна числу силовых линий, проходящих через единичную площад­ку. Когда движение газа вытягивает и «запутывает» маг­нитные силовые линии, то оно тем самым увеличивает Н (и В). Можно сказать, что здесь кинетическая энер­гия газа переходит в магнитную энергию. Рост магнит­ного поля при движении газа приостанавливается тог­да, когда эти энергии оказываются одного порядка: pv 2 /2~ B 2 /8п (здесь р - плотность газа; слева стоит плотность кинетической энергии, справа - плотность магнитной энергии). Особенно заметно усиление маг­нитного поля в упомянутых выше скачках плотности. Увеличение плотности сопровождается, в силу принципа «вмороженности» поля, пропорциональным увеличением величины В.

Четвертой особенностью межзвездной газодинамики является существование ионизационных фронтов - дви­жущихся границ между зонами НII и областями HI. Они появляются вследствие того, что газовое давление в зонах НИ обычно Много больше, чем газовое давле­ние в областях HI. В самом деле, рассматривая меж­звездную термодинамику, мы убедились, что в двухкомпонентной системе, состоящей из облаков и межоблач­ной среды, величина давления (а точнее, произведение пТ ) не больше 3 10 3 К/см 3 . С другой стороны, в зоне НИ, где Т =10 4 К, эта величина при «стандартном» значении концентрации протонов и электронов (п~с м -3) больше, а при больших концентрациях раз­личие еще более заметно.

Таким образом, зоны НII должны расширяться в ок­ружающее пространство. Но при расширении плотность газа внутри зоны падает, уменьшается число рекомби­наций, и в результате в этой зоне остается часть «не­использованных» ионизирующих квантов. Они проходят через границу первоначальной массы зоны НII и иони­зируют новые атомы водорода. Таким образом, весь про­цесс состоит не только из расширения вещества самой зоны НII, но и из еще более быстрого продвижения границы между областями ионизованного и неионизиро­ванного водорода - зона НII растет как по своим раз­мерам, так и по величине своей массы.

Такое перемещение границы зоны НII называется движением ионизационного фронта, скорость перемеще­ния которого можно сравнить со скоростью звука в об­ласти HI. Если скорость ионизационного фронта боль­ше скорости звука в том же газе, то говорят о фронте R -типа. Здесь при переходе через этот фронт газ иони­зируется и уплотняется.

Наоборот, если скорость фронта меньше соответст­вующей скорости звука, то на ионизационном фронте (называемом фронтом D -типа) происходит уменьшение концентрации. Чтобы обеспечить это уменьшение, фронт D -типа часто «посылает» перед собой ударную волну, которая предварительно «поджимает» газ в области HI.

Как только в области HI образуется новая горячая звезда, она сначала создает маленькую зону НII, кото­рая быстро расширяется как ионизационный фронт R — типа. Затем скорость расширенной зоны НII уменьша­ется, вперед посылается ударная волна, за которой на близком расстоянии следует ионизационный фронт D -типа.

Знание свойств межзвездной газодинамики совершенно необходимо для понимания процессов конденса­ции звезд из межзвездной среды - ведь эта конден­сация есть не что иное, как движение межзвездного газа. И как мы увидим ниже, особенности межзвезд­ной газодинамики проявляются в различных аспектах проблемы формирования звезд.