Prostor između zvijezda nije prazan. Ogromni klasteri i rotirajuće mase gasa i prašine formiraju prelepe, blistave oblake materije. Takvi oblaci se nazivaju maglinama, a mnogi od njih su upravo mjesta na kojima se rađaju nove zvijezde. U maglini Orion trenutno se formiraju nove zvijezde.

Da biste golim okom vidjeli oblake Mliječnog puta, morat ćete sačekati dok na nebu nema Mjeseca i odabrati mjesto za posmatranje koje je udaljeno od jarkih svjetala gradova i mjesta. Tada ćete moći da razaznate slabu blistavu prugu koja prolazi po celom nebu, otprilike širine vašeg dlana na dužini ruke.

Mliječni put se najbolje vidi na južnoj hemisferi, ali u ljetnim noćima ga je lako vidjeti na sjevernoj hemisferi. Lagana izmaglica ispresijecana je “pukotinama” i “rupama” koje su jasno vidljive na fotografijama.

Astronomi su dugo vremena vjerovali da su ove tamne mrlje u Mliječnom putu poput tunela među zvijezdama. Sada znamo da je ovo apsolutno netačno. U stvarnosti, područja sa nekoliko zvijezda su oblaci plina i prašine. Sitno zgnječena prašina i gas raspršuju se tamo, u dubinama svemira, i blokiraju nam zvijezde Mliječnog puta.

Djelovanje prašine u prostoru

Na Zemlji, Sunce na zalasku izgleda crveno jer prašina u zraku raspršuje plavu svjetlost više od crvene svjetlosti. Dakle, većina crvenih zraka prolazi kroz takav maglovit vazduh, ali ne i plavi. Slična je situacija i u svemiru. Magla u svemiru ne samo da čini da zvijezde izgledaju prigušenije, već ih čini i crvenijim. Blizu centra naše Galaksije, u sazviježđu Strijelca, ima toliko prašine da svjetlost uopće ne prolazi kroz nju, tako da je centar Galaksije za nas apsolutno nevidljiv. Da bi prodrli u ove guste oblake prašine i ipak saznali šta se dešava u samom srcu Mlečnog puta, astronomi moraju da pribegnu pomoći radioteleskopa i infracrvenih teleskopa.

Pod uticajem pevanja zvezda, zrnca prašine u svemiru se blago zagrevaju, posebno u blizini veoma vrućih zvezda. Specijalni infracrveni teleskopi mogu vidjeti kako čestice prašine emituju toplinu, dajući nam priliku da pogledamo unutar oblaka prašine. Kada se pod uticajem gravitacionih sila deo gasa ili prašine

Kada se oblak počne sabijati, oblak je prisiljen odustati od dijela svoje energije. Dakle, kolaps (kompresija) oblaka oslobađa energiju. Ova energija je vidljiva kao infracrveno zračenje.

zvezdana prašina

Prašina koja se nalazi u Mlečnom putu je zvezdana prašina. Vanjski slojevi džinovskih zvijezda odnesu se u svemir. Stare zvijezde eksplodiraju i raspršuju atome kisika, ugljika i željeza u svemir. Silicijum i gvožđe su u stanju da formiraju sićušne kristale, koji se zatim kreću kroz svemir, dobijajući prevlaku od kiseonika, ugljenika i azota. Ova zrna su minijaturne hemijske fabrike. Na površini čestica prašine atomi, na primjer, ugljik i kisik, vezuju se jedni za druge, formirajući molekule - recimo, ugljični monoksid.

Zdravo! Vodonik zove Zemlju!

Najčešća supstanca u međuzvjezdanom prostoru, pa i u svemiru općenito, je vodonik. Radio astronomi čuju buku koju proizvodi ovaj gas u svim dijelovima naše Galaksije. Atom vodonika ima samo jedan elektron. Ponekad se elektron izbaci iz svoje orbite, a zatim se u svemir šalje radio signal. Svaki pojedinačni signal je veoma slab, ali ima toliko vodonika u svemiru da su astronomi u stanju da dobiju ukupni, kumulativni efekat svih vodonika u obliku zračenja sa dužinom od 21 cm vodikovih mapa Mlečnog puta otkrivaju prekrasan spiralni oblik naše Galaksije sa velikom količinom vodonika, koji se nalazi u njenim spiralnim krakovima.

Oblaci vodonika rotiraju u Galaksiji na isti način kao što se planete okreću oko Sunca. Brzina kojom se oblak vodonika kreće zavisi od toga koliko je udaljen od centra naše Galaksije. Iz brzina vodonikovih oblaka možemo izračunati ukupni volumen i oblik Galaksije.

Magline koje emituju svjetlost

Međuzvjezdani oblaci se uglavnom sastoje od vodonika. U dubinama svemira suviše su hladne da bi sjajile. Ali ponekad oblak vodonika okružuje vruću zvijezdu. I tada se maglina pojavljuje pred nama u obliku oblaka vrućeg plina. Zvezda zagreva vodonik dok ne zablista ružičasto. U Velikom Magelanovom oblaku nalazi se ogromna samosvetleća maglina koja emituje ružičasto svetlo.

Magline koje apsorbuju svetlost

Međuzvjezdani oblak je možda previše hladan da bi emitovao svjetlost. Pa čak i obrnuto, oblak hladnog nosa može apsorbirati svjetlost svijetlih objekata (na primjer, zvijezda) koji se nalaze iza njega. U ovom slučaju, vidimo ga kao tamnu siluetu na svijetloj pozadini. Vreća za ugalj, tamna tačka u južnom Mlečnom putu, je maglina koja apsorbuje svetlost vidljiva golim okom.

Magline koje reflektiraju svjetlost

Ponekad se hladan oblak u svemiru može vidjeti jer prašina od koje se sastoji reflektira svjetlost obližnjih zvijezda. Prašina formira delikatnu refleksijsku maglinu oko najsjajnijih zvezda u jatu zvanom Plejade. Magline koje reflektiraju svjetlost na fotografijama izgledaju plavo.

Međuzvjezdani medij

Materija koja se nalazi u prostoru između zvijezda naziva se međuzvjezdani medij. Većina je koncentrisana u spiralnim krakovima Mliječnog puta. Temperatura međuzvezdane materije kreće se od nekoliko stepeni iznad apsolutne nule u najhladnijim oblacima prašine do miliona stepeni u najtoplijim oblacima gasa.

Ako biste otišli u svemir do spiralnog kraka Galaksije, našli biste samo oko jedan atom gasa po kubnom centimetru. Bilo bi nekoliko stotina zrna prašine u kubnom kilometru prostora. Dakle, reverzibilan, međuzvjezdani medij je vrlo razrijeđen. Međutim, čak i u gustim oblacima koncentracija tvari može biti 1000 puta veća od prosjeka. Ali čak iu gustom oblaku ima samo nekoliko stotina atoma po kubnom centimetru. Razlog zašto još uvijek možemo promatrati međuzvjezdanu materiju, uprkos njenoj vrlo rijetki prirodi, je taj što je vidimo u velikoj debljini svemira. U tipičnoj spiralnoj galaksiji, međuzvjezdana materija čini 5 do 10 posto sve vidljive materije.

Naš Sunčev sistem se nalazi u regionu Galaksije gde je gustina međuzvjezdane materije neobično niska. Ovo područje se zove lokalni mehur; prostire se u svim smjerovima oko 300 svjetlosnih godina. Moguće je da je najviše materije koja se mogla nalaziti u blizini Sunca odneta pod uticajem nekih procesa. Jedna od predloženih ideja je da je nekada davno došlo do kolosalne eksplozije nekoliko velikih zvijezda u blizini Sunčevog sistema. A međuzvezdani gas je eksplozivnom potpunošću odbačen nazad u udaljene oblasti svemira.

Džinovski molekularni oblaci

Najmasivniji objekti na Mliječnom putu su džinovski molekularni oblaci. Njihova masa može milion puta premašiti masu Sunca. Orionova maglina je samo dio ogromnog molekularnog oblaka koji je oko 500 puta masivniji od našeg Sunca. U misterioznim dubinama crnih oblaka, astronomi su otkrili apsolutno zapanjujući niz molekula. Taj svemirski materijal uključuje vodu, amonijak i alkohol. Tu je i mravlja kiselina - ista ona koja se nalazi u mravima koji grizu - kao i cijanovodonična kiselina. Kiseline iz ovih molekula klasificirane su kao organske jer sadrže ugljik.

Hemija ovih nevjerovatnih oblaka je zapravo vrlo jednostavna. Različiti atomi se mogu smatrati dijelovima građevinskog kompleta. Ugljik, vodonik, kisik, dušik i drugi atomi mogu se kombinirati na razne načine - tako se dobivaju sve vrste molekula, koje se ne urušavaju u oblaku zbog njegove vrlo niske temperature. Jednostavni elementi se mogu kombinovati u molekule aminokiselina i proteina. Na Zemlji se ove iste supstance, koje se nalaze u prirodi, kombinuju i formiraju divovske molekule biljnih i životinjskih organizama.

Prostor između zvijezda, sa izuzetkom pojedinačnih maglina, izgleda prazan. Zapravo, sav međuzvjezdani prostor je ispunjen materijom. Do ovog zaključka naučnici su došli početkom 20. veka. Švicarski astronom Robert Trumpler otkrio je apsorpciju (slabljenje) svjetlosti zvijezda na putu do zemaljskog posmatrača. Štaviše, stepen njegovog slabljenja zavisi od boje zvezde. Svjetlost plavih zvijezda apsorbira se intenzivnije nego od crvenih zvijezda. Dakle, ako zvijezda emituje istu količinu energije u plavim i crvenim zracima, tada su kao rezultat apsorpcije svjetlosti plavi zraci oslabljeni više od crvenih i sa Zemlje zvijezda izgleda crvenkasto.

Supstanca koja apsorbuje svetlost nije ravnomerno raspoređena u prostoru, već ima neravnu strukturu i koncentrisana je prema Mlečnom putu. Tamne magline, kao što su magline Coalsack i Horsehead, su mjesta povećane gustine upijajuće međuzvjezdane materije. I sastoji se od najsitnijih čestica - čestica prašine. Fizička svojstva zrna prašine sada su prilično dobro proučavana.

Pored prašine, između zvijezda postoji i velika količina nevidljivog hladnog plina. Njegova masa je skoro sto puta veća od mase prašine. Kako se saznalo za postojanje ovog gasa? Pokazalo se da atomi vodonika emituju radio talase talasne dužine od 21 cm. Tako su otkriveni oblaci atomskog neutralnog vodika.

Tipičan oblak atomskog neutralnog vodonika ima temperaturu od oko 70 K (-200 °C) i nisku gustinu (nekoliko desetina atoma po kubnom centimetru prostora). Iako se takav medij smatra oblakom, za zemljaka je to duboki vakuum, milijardu puta rjeđi od vakuuma koji se stvara, na primjer, u TV cijevi. Veličine vodoničnih oblaka kreću se od 10 do 100 kom (za poređenje: zvijezde su u prosjeku na udaljenosti od 1 kom jedna od druge).

Kasnije su otkriveni još hladniji i gušći oblaci molekularnog vodonika, potpuno neprozirni za vidljivu svjetlost. U njima je koncentrisana većina hladnog međuzvjezdanog plina i prašine. Ovi oblaci su približno iste veličine kao regioni atomskog vodonika, ali njihova gustina je stotine i hiljade puta veća. Stoga veliki molekularni oblaci mogu sadržavati ogromnu masu materije, koja dostiže stotine hiljada, pa čak i milione solarnih masa. Molekularni oblaci, koji se uglavnom sastoje od vodonika, sadrže i mnogo složenijih molekula, uključujući najjednostavnija organska jedinjenja.

Dio međuzvjezdane materije se zagrije na vrlo visoke temperature i "sjaji" u ultraljubičastim i rendgenskim zracima. Najtopliji gas emituje u rendgenskom opsegu, sa temperaturom od oko milion stepeni. Ovo - koronalni gas, nazvan tako po analogiji sa zagrejanim gasom u solarnoj koroni. Koronalni gas ima vrlo malu gustinu: otprilike jedan atom po kubnom decimetru prostora.

Vrući razrijeđeni plin nastaje kao rezultat snažnih eksplozija - eksplozija supernove. Od mjesta eksplozije, udarni val se širi kroz međuzvjezdani plin i zagrijava plin do visoke temperature, na kojoj postaje izvor rendgenskog zračenja. Koronalni gas je takođe otkriven u prostoru između galaksija.

Dakle, glavna komponenta međuzvjezdanog medija je plin, koji se sastoji od atoma i molekula. Pomiješan je sa prašinom, koji sadrži oko 1% mase međuzvjezdane materije, i prodiru brzim tokovima elementarnih čestica - kosmičkih zraka - i elektromagnetnog zračenja, koje se također može smatrati komponentama međuzvjezdanog medija.

Osim toga, pokazalo se da je međuzvjezdani medij malo magnetiziran. Magnetna polja su povezana s oblacima međuzvjezdanog plina i kreću se s njima. Ova polja su otprilike 100 hiljada puta slabija od magnetnog polja Zemlje. Međuzvjezdana magnetna polja doprinose stvaranju najgušćih i najhladnijih oblaka plina iz kojih se zvijezde kondenziraju. Čestice kosmičkih zraka također reagiraju na međuzvjezdano magnetsko polje: kreću se duž njegovih linija polja duž spiralnih putanja, kao da se vijugaju oko njih. U ovom slučaju, elektroni koji čine kosmičke zrake emituju radio talase. Ovo takozvano sinhrotronsko zračenje nastaje u međuzvjezdanom prostoru i pouzdano se opaža u radio opsegu.

Tek relativno nedavno bilo je moguće dokazati da zvijezde ne postoje u apsolutnoj praznini i da vanjski prostor nije potpuno transparentan. Ipak, takve su pretpostavke iznesene već duže vrijeme. Još sredinom 19. veka. Ruski astronom V. Struve pokušao je (iako bez većeg uspeha) naučnim metodama da pronađe nepobitne dokaze da prostor nije prazan i da se u njemu apsorbuje svetlost udaljenih zvezda.

Prisustvo apsorbirajuće razrijeđene sredine uvjerljivo je dokazano prije manje od stotinu godina, u prvoj polovini 20. stoljeća, poređenjem uočenih svojstava udaljenih zvjezdanih jata na različitim udaljenostima od nas. To su nezavisno uradili američki astronom Robert Trumpler (1896–1956) i sovjetski astronom B.A.Voroncov-Veljaminov (1904–1994), odnosno tako je otkrivena jedna od komponenti međuzvjezdanog medija – fina prašina. za koje se ispostavlja da međuzvjezdani medij nije potpuno transparentan, posebno u smjerovima koji su bliski smjeru Mliječnog puta. Prisustvo prašine značilo je da su i prividni sjaj i uočena boja udaljenih zvijezda bili izobličeni, a da bi se saznale njihove prave vrijednosti je bilo potrebno prilično složeno obračunavanje izumiranja. Astronomi su stoga prašinu doživljavali kao dosadnu smetnju koja ometa proučavanje udaljenih objekata. Ali istovremeno se pojavio interes za proučavanje prašine kao fizičkog medija - naučnici su počeli otkrivati ​​kako nastaju i uništavaju zrnca prašine, kako prašina reagira na zračenje i kakvu ulogu prašina igra u formiranju zvijezda.

Sa razvojem radioastronomije u drugoj polovini 20. veka. Postalo je moguće proučavati međuzvjezdani medij koristeći njegovu radio emisiju. Kao rezultat ciljanih pretraga, otkriveno je zračenje neutralnih atoma vodika u međuzvjezdanom prostoru na frekvenciji od 1420 MHz (što odgovara talasnoj dužini od 21 cm). Zračenje na ovoj frekvenciji (ili, kako kažu, u radio-vezi) je predvidio holandski astronom Hendrik van de Hulst 1944. godine na osnovu kvantne mehanike, a otkrio ga je 1951. godine nakon što je izračunao njegov očekivani intenzitet od strane sovjetskog astrofizičara. I.S. Shklovsky. Šklovski je takođe ukazao na mogućnost posmatranja zračenja različitih molekula u radio opsegu, što je, zaista, kasnije otkriveno. Ispostavilo se da je masa međuzvjezdanog plina, koji se sastoji od neutralnih atoma i vrlo hladnog molekularnog plina, oko stotinu puta veća od mase razrijeđene prašine. Ali plin je potpuno proziran za vidljivu svjetlost, tako da nije mogao biti otkriven istim metodama kao što je otkrivena prašina.

Pojavom rendgenskih teleskopa instaliranih na svemirskim opservatorijama, otkrivena je još jedna, najtoplija komponenta međuzvjezdanog medija - vrlo razrijeđeni plin s temperaturom od miliona i desetina miliona stepeni. Nemoguće je "vidjeti" ovaj plin niti iz optičkih opažanja niti iz opažanja u radio-vezama - medij je previše razrijeđen i potpuno ioniziran, ali, ipak, ispunjava značajan dio volumena cijele naše Galaksije.

Brzi razvoj astrofizike, koja proučava interakciju materije i zračenja u svemiru, kao i pojava novih mogućnosti posmatranja, omogućili su detaljno proučavanje fizičkih procesa u međuzvjezdanom mediju. Pojavile su se čitave naučne oblasti - kosmička gasna dinamika i kosmička elektrodinamika, koje proučavaju svojstva razređenih kosmičkih medija. Astronomi su naučili da određuju udaljenosti do oblaka gasa, mere temperaturu, gustinu i pritisak gasa, njegov hemijski sastav i procenjuju brzinu kretanja materije. U drugoj polovini 20. veka. Pojavila se složena slika prostorne distribucije međuzvjezdanog medija i njegove interakcije sa zvijezdama. Pokazalo se da mogućnost nastanka zvijezda ovisi o gustini i količini međuzvjezdanog plina i prašine, a zvijezde (prvenstveno najmasivnije od njih) zauzvrat mijenjaju svojstva okolnog međuzvjezdanog medija – zagrijavaju ga, podržavaju konstantno kretanje gasa, i nadopunjavanje medija svojom materijom, menjanje njegovog hemijskog sastava. Proučavanje tako složenog sistema kao što je "zvijezde - međuzvjezdani medij" pokazalo se vrlo teškim astrofizičkim zadatkom, posebno imajući u vidu da se ukupna masa međuzvjezdanog medija u Galaksiji i njegov kemijski sastav polako mijenjaju pod utjecajem različitih faktora. Stoga možemo reći da se čitava historija našeg zvjezdanog sistema, koja traje milijardama godina, ogleda u međuzvjezdanom mediju.

Emisione gasne magline.

Većina međuzvjezdanog medija nije vidljiva nikakvim optičkim teleskopom. Najupečatljiviji izuzetak od ovog pravila su magline gasne emisije, koje su uočene čak i najprimitivnijim optičkim sredstvima. Najpoznatija od njih je Velika Orionova maglina, koja je vidljiva čak i golim okom (pod uslovom da imate veoma dobar vid) i posebno je lepa kada se posmatra kroz jak dvogled ili mali teleskop.

Mnoge stotine gasovitih maglina su poznate na različitim udaljenostima od nas, a skoro sve su koncentrisane u blizini pojasa Mlečnog puta - gde se najčešće nalaze mlade vruće zvezde.

U emisionim maglinama, gustina gasa je mnogo veća nego u prostoru koji ih okružuje, ali čak i u njima koncentracija čestica iznosi samo desetine ili stotine atoma po kubnom centimetru. Takav medij se, po “zemaljskim” standardima, ne razlikuje od potpunog vakuuma (za poređenje: koncentracija čestica zraka pri normalnom atmosferskom tlaku je u prosjeku 3·10 19 molekula po cm 3, a čak ni najmoćnije vakuum pumpe neće stvaraju tako malu gustinu kakva postoji u gasnim maglinama). Orionova maglina ima relativno malu linearnu veličinu (20-30 svjetlosnih godina). Pošto prečnici nekih maglina prelaze 100 svetlosti. godine, ukupna masa gasa u njima može dostići desetine hiljada solarnih masa.

Emisione magline svijetle jer sadrže rijetku vrstu zvijezda unutar ili blizu njih: vruće plave supergigantske zvijezde. Tačnije, ove zvijezde treba nazvati ultraljubičastim, jer se njihovo glavno zračenje javlja u tvrdom ultraljubičastom području spektra. Zračenje talasne dužine kraće od 91,2 nm vrlo efikasno apsorbuju međuzvezdani atomi vodonika i jonizuju ih, tj. razbija veze između elektrona i atomskih jezgara – protona. Ovaj proces (jonizacija) uravnotežuje se suprotnim procesom (rekombinacijom), uslijed čega se, pod utjecajem međusobnog privlačenja, elektroni ponovo spajaju s protonima u neutralne atome. Ovaj proces je praćen emisijom elektromagnetnih kvanta. Ali obično elektron, kada se kombinuje sa protonom da bi formirao neutralni atom, ne ulazi odmah na niži energetski nivo atoma, već se zadržava na nekoliko srednjih, i svaki put kada tokom prelaza između nivoa atom emituje foton, čija je energija manja od fotona koji je jonizovao atom. Kao rezultat toga, jedan ultraljubičasti foton koji je ionizirao atom se "podijeli" na nekoliko optičkih. Tako plin pretvara ultraljubičasto zračenje zvijezde, nevidljivo oku, u optičko zračenje, zahvaljujući kojem vidimo maglinu.

Emisione magline kao što je Orionova maglina su gas zagrejan ultraljubičastim zvezdama. Planetarne magline, koje se sastoje od gasa koji izbacuju stare zvezde, takođe imaju istu prirodu.

Ali primjećuju se i svjetleće plinske magline nešto drugačije prirode, koje nastaju tokom eksplozivnih procesa u zvijezdama. Prije svega, to su ostaci eksplodiranog supernove, primjer za to je Rakova maglina u sazviježđu Bika. Takve magline su nestacionarne i karakteriše ih brzo širenje.

Unutar gasovitih ostataka supernova nema izvora sjajnog ultraljubičastog zračenja. Energija njihovog sjaja je pretvorena energija plina raspršenog nakon eksplozije zvijezde, plus energija koju oslobađa preživjeli ostatak supernove. U slučaju Rakovice, ovaj ostatak je kompaktna i brzo rotirajuća neutronska zvijezda, koja neprekidno emituje tokove visokoenergetskih elementarnih čestica u okolni prostor. Nakon desetina hiljada godina, takve se magline, šireći se, postepeno rastvaraju u međuzvjezdanom mediju.

Međuzvjezdana prašina.

Čak i brzi pogled na sliku bilo koje emisione magline dovoljno velike veličine omogućava vam da vidite oštre tamne detalje na njenoj pozadini - mrlje, mlaznice, bizarne "uvale". To su mali i gušći oblaci projektovani na svetlosnu maglinu koja se nalazi nedaleko od nje, neprozirna zbog činjenice da je gas uvek pomešan sa međuzvezdanom prašinom, koja apsorbuje svetlost.

Prašina je prisutna i izvan oblaka gasa, ispunjavajući (zajedno sa veoma retkim gasom) sav prostor između njih. Takva prašina raspoređena u svemiru dovodi do prigušenja svjetlosti udaljenih zvijezda što je teško objasniti. Svjetlost se djelimično apsorbira, a djelimično raspršuje malim čvrstim česticama prašine. Najjače slabljenje se primećuje u pravcima koji su bliski smeru prema Mlečnom putu (do ravni galaktičkog diska). U ovim pravcima, nakon putovanja hiljadu svjetlosnih godina, vidljiva svjetlost je oslabljena za oko 40 posto. Ako uzmemo u obzir da je opseg naše galaksije desetine hiljada svjetlosnih godina, postaje jasno da zvijezde galaktičkog diska možemo istražiti samo u njegovom malom dijelu. Što je talasna dužina zračenja kraća, to se više svetlosti apsorbuje, što uzrokuje da udaljene zvezde izgledaju pocrvene. Stoga je međuzvjezdani prostor najtransparentniji za dugovalno infracrveno zračenje. Samo najgušći oblaci gasa i prašine ostaju neprozirni čak i za infracrvenu svetlost.

Tragovi kosmičke prašine mogu se vidjeti i bez teleskopa. U ljetnoj ili jesenjoj noći bez mjeseca jasno je vidljiva „podijeljena“ traka Mliječnog puta u području sazviježđa Labud. Povezuje se s obližnjim oblacima prašine, čiji sloj zaklanja svijetle dijelove Mliječnog puta koji leže iza njih. Tamna područja mogu se naći u drugim područjima Mliječnog puta . Najgušći oblaci gasa i prašine, projektovani na oblasti neba bogate zvezdama, pojavljuju se kao tamne mrlje čak i u infracrvenom svetlu.

Ponekad se sjajne zvijezde nalaze u blizini hladnih oblaka plina i prašine. Tada se njihova svjetlost raspršuje česticama prašine i vidljiva je “refleksna maglina”.

Za razliku od emisionih maglina, one imaju kontinuirani spektar, poput spektra zvijezda koje ih obasjavaju.

Proučavajući svjetlost zvijezda koja se reflektira ili prenosi kroz oblak, možemo naučiti mnogo o česticama prašine. Na primjer, polarizacija svjetlosti ukazuje na izduženi oblik zrna prašine, koja pod utjecajem međuzvjezdanog magnetskog polja dobivaju određenu orijentaciju. Čvrste čestice kosmičke prašine imaju veličinu od oko 0,1-1 mikrona. Vjerovatno imaju gvozdeno-silikatno ili grafitno jezgro, prekriveno ledenim „kaputom“ od lakih elemenata. Grafitna i silikatna jezgra zrna prašine očigledno se formiraju u relativno hladnoj atmosferi džinovskih zvijezda i zatim se izbacuju u međuzvjezdani prostor, gdje se hlade i prekrivaju slojem isparljivih elemenata.

Ukupna masa prašine u Galaksiji nije veća od 1% mase međuzvjezdanog plina, ali je i to značajno, jer je ekvivalentno masi desetina miliona zvijezda poput Sunca.

Apsorbujući svetlosnu energiju zvezda, prašina se zagreva do niske temperature (obično nekoliko desetina stepeni iznad apsolutne nule), a apsorbovanu energiju emituje u obliku veoma dugotalasnog infracrvenog zračenja, koje na skali elektromagnetnih talasa zauzima međupozicija između optičkog i radio opsega (talasna dužina - desetine i stotine mikrometara). Ovo zračenje, koje primaju teleskopi postavljeni na specijalizovane svemirske letelice, daje neprocenjive informacije o masi prašine i izvorima njenog zagrevanja u našoj i drugim galaksijama.

Atomski, molekularni i vrući plin.

Međuzvjezdani plin je prvenstveno mješavina vodonika (oko 70%) i helijuma (oko 28%) sa vrlo malo težih hemijskih elemenata. Prosječna koncentracija čestica plina u međuzvjezdanom prostoru je izuzetno mala i ne prelazi jednu česticu na 1-2 kubna cm Zapremina jednaka zapremini globusa sadrži oko 1 kg međuzvjezdanog plina, ali to je samo u prosjeku. Gas je veoma heterogen i po gustini i po temperaturi.

Temperatura najveće količine gasa ne prelazi nekoliko hiljada stepeni – nedovoljno visoka da bi se vodonik ili helijum jonizovali. Takav plin se naziva atomskim jer se sastoji od neutralnih atoma. Hladni atomski gas praktički ne emituje u optičkom opsegu, tako da se dugo vremena gotovo ništa o njemu nije znalo.

Najčešći atomski gas - vodonik (simbol - HI) - posmatra se radio emisijom na talasnoj dužini od oko 21 cm. Radijska zapažanja su pokazala da gas formira oblake nepravilnog oblika sa temperaturom od nekoliko stotina kelvina i ređe i više. topliji međuoblačni medij. Ukupna masa atomskog gasa u galaksiji dostiže nekoliko milijardi solarnih masa.

U najgušćim oblacima, gas se hladi, pojedinačni atomi se spajaju u molekule i gas postaje molekularan. Najčešći molekul, H2, ne emituje radio ili optičko zračenje (iako ovi molekuli imaju apsorpcione linije u ultraljubičastom području), a molekularni vodonik je izuzetno teško otkriti. Na sreću, uz molekularni vodonik dolazi i desetine drugih molekula koji sadrže teže elemente kao što su ugljik, dušik i kisik. Na osnovu njihove radio emisije na određenim, dobro poznatim frekvencijama, procjenjuje se masa molekularnog plina. Prašina čini molekularne oblake neprozirnim za svjetlost i oni su vidljivi kao tamne mrlje (žile) na svjetlijoj pozadini emisionih maglina.

Zapažanja radioastronomije omogućila su otkrivanje prilično složenih molekula u međuzvjezdanom prostoru: hidroksil OH; vodena para H 2 O i amonijak NH, formaldehid H 2 CO, ugljen monoksid CO, metanol (drveni alkohol) CH 3 OH, etil (vinski) alkohol CH 3 CH 2 OH i desetine drugih, još složenijih molekula. Svi se oni nalaze u gustim i hladnim oblacima plina i prašine, prašina u kojima štiti krhke molekule od razornog utjecaja ultraljubičastog zračenja vrućih zvijezda. Vjerovatno je površina hladnih zrnaca prašine upravo mjesto gdje se formiraju složeni molekuli od pojedinačnih atoma zalijepljenih za zrno prašine. Što je oblak gušći i masivniji, to je veća raznolikost molekula u njemu.

Molekularni oblaci su veoma raznoliki.

Vidimo neke male oblake koji intenzivno "isparavaju" pod uticajem svetlosti obližnjih zvezda. Postoje, međutim, i džinovski, veoma hladni oblaci čija masa prelazi milion solarnih masa (u našoj galaksiji postoji više od stotinu sličnih formacija). Takvi oblaci se nazivaju džinovski molekularni oblaci. Ono što je bitno za njih je njihovo vlastito gravitaciono polje, koje sprečava širenje gasa. Temperatura u njihovim dubinama je samo nekoliko kelvina iznad apsolutne nule.

Mlade vruće zvijezde mogu zagrijati i uništiti molekularne oblake svojim kratkotalasnim zračenjem. Posebno mnogo energije se oslobađa i prenosi u međuzvezdani gas tokom eksplozija supernove, kao i materije koja intenzivno istječe iz atmosfera vrućih zvijezda velike svjetlosti (zvjezdani vjetar masivnih zvijezda). Gas se širi i zagrijava do milion stepeni ili više. Ovo vruće, slabo okruženje formira džinovske "mjehuriće" u hladnijem međuzvjezdanom plinu, ponekad prečnika stotine svjetlosnih godina. Takav plin se često naziva „koronalnim“ plinom, po analogiji s plinom iz vruće solarne korone, iako je međuzvjezdani vrući plin nekoliko redova veličine rjeđi od koronskog plina. Ovako vrući plin se opaža slabim termičkim rendgenskim zracima ili ultraljubičastim linijama koje pripadaju nekim djelomično joniziranim elementima.

Kosmički zraci.

Pored gasa i prašine, međuzvjezdani prostor je ispunjen i vrlo energetskim česticama “kosmičkih zraka” koje imaju električni naboj – elektronima, protonima i jezgrama nekih elemenata. Ove čestice lete gotovo brzinom svjetlosti u svim mogućim smjerovima. Njihov glavni (ali ne i jedini) izvor su eksplozije supernove. Energija čestica kosmičkih zraka je mnogo redova veličine veća od njihove energije mirovanja E = m 0c 2 (ovdje m 0 je masa mirovanja čestice, c je brzina svjetlosti), i obično je u rasponu od 10 10 – 10 19 eV (1 eV = 1,6 ´10 –19 J), u vrlo rijetkim slučajevima dostižući veće vrijednosti. Čestice se kreću u slabom magnetnom polju međuzvjezdanog prostora, čija je indukcija otprilike sto hiljada puta manja od Zemljinog magnetnog polja. Međuzvjezdano magnetsko polje, djelujući na nabijene čestice silom koja ovisi o njihovoj energiji, „zbunjuje“ putanje čestica i one neprestano mijenjaju smjer svog kretanja u Galaksiji. Samo najsnažnije kosmičke zrake kreću se blago zakrivljenim stazama i stoga se ne zadržavaju u Galaksiji, odlazeći u međugalaktički prostor.

Čestice kosmičkih zraka koje dopiru do naše planete sudaraju se s atomima zraka i, razbijajući ih, rađaju brojne nove elementarne čestice koje formiraju prave "tuševe", padajući na površinu zemlje. Ove čestice (oni se nazivaju sekundarnim kosmičkim zracima) mogu se direktno snimiti laboratorijskim instrumentima. Primarne kosmičke zrake praktički ne dopiru do površine Zemlje, mogu se otkriti izvan atmosfere. Ali prisustvo brzih čestica u međuzvjezdanom prostoru može se odrediti i indirektnim znakovima - karakterističnim zračenjem koje proizvode tokom svog kretanja.

Nabijene čestice koje lete u međuzvjezdanom magnetskom polju odstupaju od pravih putanja pod utjecajem Lorentzove sile. Čini se da su njihove putanje "namotane" na linije magnetne indukcije. Ali svako nepravolinijsko kretanje nabijenih čestica, kao što je poznato iz fizike, dovodi do emisije elektromagnetnih valova i postepenog gubitka energije od strane čestica. Talasna dužina zračenja kosmičkih čestica odgovara radio opsegu. Posebno su efikasni laki elektroni, na čije kretanje najviše utiče međuzvezdano magnetno polje zbog njihove veoma male mase. Ovo zračenje se naziva sinhrotronsko zračenje jer se uočava i u laboratorijima fizike kada se elektroni ubrzavaju u magnetnim poljima u posebnim instalacijama - sinhrotronima, koji se koriste za proizvodnju elektrona visoke energije.

radio teleskopi ( cm. RADIO ASTRONOMIJA) primaju sinhrotronsko zračenje ne samo iz svih regiona Mlečnog puta, već i iz drugih galaksija. Ovo dokazuje prisustvo magnetnih polja i kosmičkih zraka tamo. Sinhrotronsko zračenje primjetno je pojačano u spiralnim krakovima galaksija, gdje je gustoća međuzvjezdanog medija veća, magnetsko polje intenzivnije, a eksplozije supernova – izvora kosmičkih zraka – češće se događaju. Karakteristična karakteristika sinhrotronskog zračenja je njegov spektar, koji nije sličan spektru zračenja iz zagrijanih medija, i jaka polarizacija povezana sa smjerom magnetskog polja.

Rasprostranjenost međuzvjezdanog medija velikih razmjera.

Najveći dio gasa i prašine koncentrisan je u blizini ravni naše Galaksije. Tamo se koncentrišu posmatrane emisione magline i oblaci atomskog i molekularnog gasa. Slična slika se opaža i u drugim galaksijama sličnim našoj. Kada je udaljena galaksija okrenuta prema nama tako da je njen zvjezdani disk vidljiv "na ivici", čini se da je disk presječen tamnom prugom. Tamna pruga je sloj međuzvjezdanog medija koji je neproziran zbog prisustva čestica prašine.

Debljina sloja međuzvjezdanog plina i prašine obično je nekoliko stotina svjetlosnih godina. godine, a prečnik je desetine i stotine hiljada sv. godine, pa se ovaj sloj može smatrati relativno tankim. Objašnjenje koncentracije međuzvjezdanog medija u tankom disku je prilično jednostavno i leži u svojstvima atoma plina (i plinskih oblaka) da gube energiju prilikom međusobnog sudara, što se kontinuirano događa u međuzvjezdanom prostoru. Zbog toga se plin akumulira tamo gdje je njegova ukupna (kinetička + potencijalna) energija minimalna - u ravni zvjezdanog diska, koji gas privlači. To je privlačnost zvijezda koja sprječava da se plin pomakne daleko od ravni diska.

Ali čak i unutar galaktičkog diska, plin je neravnomjerno raspoređen. U središtu Galaksije nalazi se molekularni disk veličine nekoliko stotina svjetlosnih godina. godine. Dalje od centra, gustina gasa se smanjuje, ali brzo ponovo raste, formirajući džinovski gasni prsten sa radijusom većim od 10 hiljada svetlosti. godine i širine od nekoliko hiljada sv. godine. Sunce je iza njega. U blizini Sunca prosječne gustoće molekularnog i atomskog plina su uporedive, a na još većim udaljenostima od centra prevladava atomski plin. Unutar sloja međuzvjezdanog medija najveća gustina plina i prašine se postiže u spiralnim krakovima Galaksije. Tamo su posebno česti molekularni oblaci i emisione magline, a zvijezde se rađaju.

Rođenje zvijezda.

Kada su astronomi naučili da mjere starost zvijezda i identificiraju kratkovječne mlade zvijezde, otkriveno je da se formiranje zvijezda najčešće događa tamo gdje je koncentrisan međuzvjezdani medij plina i prašine - blizu ravni naše Galaksije, u njenim spiralnim krakovima. Nama najbliža područja stvaranja zvijezda povezana su s kompleksom molekularnih oblaka u Biku i Zmijoniku. Nešto dalje je ogroman kompleks oblaka u Orionu, gdje se nalazi veliki broj novorođenih zvijezda, uključujući masivne i vrlo vruće, te nekoliko relativno velikih emisionih maglina. To je ultraljubičasto zračenje vrele zvijezde koje zagrijava dio jednog od oblaka, koji vidimo kao Veliku Orionovu maglu. Emisione magline iste prirode kao i Orionova maglina uvijek služe kao pouzdan pokazatelj onih područja Galaksije u kojima se rađaju zvijezde.

Zvijezde se rađaju u dubinama hladnih molekularnih oblaka, gdje, zbog relativno velike gustine i vrlo niske temperature plina, gravitacijske sile igraju vrlo važnu ulogu i mogu uzrokovati kompresiju pojedinačnih gustoća medija. Komprimiraju se pod utjecajem vlastite gravitacije i postepeno se zagrijavaju i formiraju vruće loptice plina - mlade zvijezde. Vrlo je teško pratiti razvoj ovog procesa, jer može trajati milionima godina i dešava se u slabo transparentnom (zbog prašine) okruženju.

Formiranje zvijezda može se dogoditi ne samo u velikim molekularnim oblacima, već iu relativno malim, ali gustim oblacima. Zovu se globule. Na nebu su vidljivi kao kompaktni i potpuno neprozirni objekti. Tipična veličina globula je od desetina do nekoliko kvadratnih metara. godine, masa - desetine i stotine solarnih masa.

Uopšteno govoreći, proces formiranja zvijezda je jasan. Prašina u vanjskim slojevima oblaka blokira svjetlost zvijezda koje se nalaze izvana, pa je oblak lišen vanjskog grijanja. Kao rezultat toga, unutrašnji dio oblaka se jako hladi, tlak plina u njemu opada, a plin se više ne može oduprijeti međusobnom privlačenju njegovih dijelova - dolazi do kompresije. Najgušći dijelovi oblaka se najbrže sabijaju i tu nastaju zvijezde. Uvijek se pojavljuju u grupama. U početku su oni polako rotirajući i polako skupljajući relativno hladne kugle gasa različite mase, ali kada temperatura u njihovim dubinama dostigne milione stepeni, u centru zvijezda počinju termonuklearne reakcije, oslobađajući veliku količinu energije. Elastičnost vrućeg plina zaustavlja kompresiju i pojavljuje se stacionarna zvijezda koja emituje poput velikog zagrijanog tijela.

Vrlo mlade zvijezde često su okružene prašinom - ostacima materije koji još nisu stigli pasti na zvijezdu. Ova školjka ne ispušta svjetlost zvijezda iznutra i potpuno je pretvara u infracrveno zračenje. Stoga se najmlađe zvijezde obično manifestiraju samo kao infracrveni izvori u dubinama oblaka plina. I tek kasnije se prostor oko mlade zvezde razbistri i njeni zraci probiju u međuzvezdani prostor. Neki od materijala koji okružuje zvijezdu koja se formira može formirati rotirajući disk od plina i prašine oko njega, u kojem će planete na kraju nastati.

Zvijezde poput Sunca, nakon svog formiranja, imaju mali uticaj na okolni međuzvjezdani medij. Ali neke od zvezda koje se rađaju imaju veoma veliku masu - deset ili više puta veću od Sunčeve. Snažno ultraljubičasto zračenje takvih zvijezda i intenzivan zvjezdani vjetar daju toplinsku i kinetičku energiju velikim masama okolnog plina. Neke zvijezde eksplodiraju kao supernove, izbacujući ogromnu masu materije u međuzvjezdani medij velikom brzinom. Stoga se zvijezde ne formiraju samo iz plina, već u velikoj mjeri određuju i njegova fizička svojstva. Zvijezde i plin se mogu posmatrati kao jedan sistem sa složenim unutrašnjim vezama. Međutim, detalji procesa formiranja zvijezda vrlo su složeni i još uvijek nisu u potpunosti shvaćeni. Poznati su fizički procesi koji stimuliraju kompresiju plina i rađanje zvijezda, kao i procesi koji to inhibiraju. Iz tog razloga, odnos između gustine međuzvjezdanog medija u datom području Galaksije i brzine formiranja zvijezda u njemu nije jednoznačan.

Anatolij Zasov

Izvan galaksija nalazi se međugalaktički prostor.

Granica između međuplanetarnog i međuzvjezdanog prostora je heliopauza, u kojoj solarni vjetar usporava međuzvjezdana materija. Tačna udaljenost ovog graničnog područja od Sunca još nije poznata; navodno se nalazi na četiri puta udaljenosti od Plutona od Sunca (otprilike 24 milijarde kilometara).

Informacije o veličini heliosfere i fizičkim uslovima u heliopauzi očekuju se od američkih sondi Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1 i Voyager 2, prvih objekata koje je napravio čovjek koji će ući u regiju za otprilike godinu dana i početi slati back data.

Granica između međuzvjezdanog i međugalaktičkog prostora je vanjski tok galaktičkog plina koji se sudara s međugalaktičkom materijom i formira vanjski sloj galaksije.

Putovanje u međuzvjezdani prostor popularna je tema u naučnofantastičnim romanima. Tehnički, takvi projekti još uvijek nisu izvodljivi zbog veoma velikih udaljenosti.

Wikimedia Foundation. 2010.

• Dom Sovjeta (Kalinjingrad)
• Stogov

Pogledajte šta je "Međuzvjezdani prostor" u drugim rječnicima:

međuzvjezdani prostor- tarpžvaigždinė erdvė statusas T sritis radioelektronika atitikmenys: engl. međuzvjezdani prostor vok. međuzvjezdani Raum, m rus. međuzvjezdani prostor, n pranc. espace interstellaire, m... Radioelektronikos terminų žodynas

Međuzvjezdana materija- Karta lokalnog međuzvjezdanog oblaka Međuzvjezdani medij (ISM) je materija i polja koja ispunjavaju međuzvjezdani prostor unutar galaksija. Sastav: međuzvezdani gas, prašina (1% mase gasa), međuzvjezdana magnetna polja, kosmički zraci, kao i ... ... Wikipedia

Međuzvjezdano magnetsko polje- jedna od komponenti međuzvjezdanog medija (vidi Međuzvjezdani medij). Intenzitet i struktura magnetnog polja mogu se procijeniti iz astronomskih posmatranja raznih vrsta. Jedna od njih je proučavanje radio-emisije Galaksije, ... ... Velika sovjetska enciklopedija

Međuzvjezdani let- Međuzvjezdani let - putovanje između zvijezda vozilima s posadom ili automatskim stanicama. Četiri automatske stanice Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 dostigle su treću brzinu bijega i napustile solarnu... ... Wikipedia

Međuzvjezdani letovi- putovanje između zvijezda vozilima s posadom ili automatskim stanicama. Letovi svemirskim brodovima zauzimaju značajno mjesto u naučnoj fantastici. Četiri automatske stanice Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 stigle su do treće... ... Wikipedia

Međuzvjezdani letovi- Međuzvjezdani letovi putuju između zvijezda vozilima s posadom ili automatskim stanicama. Letovi svemirskim brodovima zauzimaju značajno mjesto u naučnoj fantastici. Četiri automatske stanice Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2... ... Wikipedia

Međuzvjezdana kometa- Međuzvjezdane komete su komete koje hipotetički postoje u međuzvjezdanom mediju, a nisu povezane gravitacijskim silama ni sa jednom zvijezdom. Iako takva kometa još nije otkrivena, pretpostavlja se da su ovi objekti veoma... ... Wikipedia

Međuzvjezdani medij- Mapa lokalnog međuzvjezdanog oblaka Međuzvjezdana srednja (ISM) materija i polja koja ispunjavaju međuzvjezdani prostor unutar galaksija... Wikipedia

MEĐZVEZDANI SREDNJI- materija koja ispunjava prostor između zvijezda unutar galaksija. Zove se materija u prostoru između galaksija. intergalaktički okruženje (vidi Jata galaksija. Intergalaktički gas). Plin u školjkama oko zvijezda (oko zvijezda) često ... ... Fizička enciklopedija

Međuzvjezdana prašina- Međuzvjezdana prašina su čvrste mikroskopske čestice, zajedno sa međuzvjezdanim plinom, ispunjavaju prostor između zvijezda. Trenutno se vjeruje da zrna prašine imaju vatrostalno jezgro okruženo organskom materijom ili ledenom ljuskom.... ... Wikipedia