Ο χώρος ανάμεσα στα αστέρια δεν είναι κενός. Γιγαντιαία σμήνη και περιστρεφόμενες μάζες αερίου και σκόνης σχηματίζουν όμορφα, λαμπερά σύννεφα ύλης. Τέτοια σύννεφα ονομάζονται νεφελώματα και πολλά από αυτά είναι τα ίδια τα μέρη όπου γεννιούνται νέα αστέρια. Στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα, νέα αστέρια σχηματίζονται αυτή τη στιγμή.

Για να δείτε τα σύννεφα του Γαλαξία με γυμνό μάτι, θα πρέπει να περιμένετε μέχρι να μην υπάρχει Σελήνη στον ουρανό και να επιλέξετε ένα μέρος για παρατήρηση που απέχει πολύ από τα λαμπερά φώτα των πόλεων και των κωμοπόλεων. Τότε θα μπορείτε να διακρίνετε μια ελαφρώς φωτεινή λωρίδα που διατρέχει ολόκληρο τον ουρανό, περίπου στο πλάτος της παλάμης σας στο μήκος του χεριού.

Ο Γαλαξίας φαίνεται καλύτερα στο νότιο ημισφαίριο, αλλά τις νύχτες του καλοκαιριού είναι εύκολο να τον δει κανείς στο βόρειο ημισφαίριο. Η ελαφριά ομίχλη τέμνεται από «ρωγμές» και «τρύπες» που είναι καθαρά ορατές στις φωτογραφίες.

Για πολύ καιρό, οι αστρονόμοι πίστευαν ότι αυτά τα σκοτεινά σημεία στον Γαλαξία ήταν σαν τούνελ ανάμεσα στα αστέρια. Τώρα γνωρίζουμε ότι αυτό είναι απολύτως ψευδές. Στην πραγματικότητα, οι περιοχές με λίγα αστέρια είναι σύννεφα αερίου και σκόνης. Λεπτά θρυμματισμένη σκόνη και αέριο είναι διάσπαρτα εκεί, στα βάθη του διαστήματος, και εμποδίζουν τα αστέρια του Γαλαξία μας από εμάς.

Η δράση της σκόνης στο διάστημα

Στη Γη, ο Ήλιος που δύει φαίνεται κόκκινος επειδή η σκόνη στον αέρα διασκορπίζει το μπλε φως περισσότερο από το κόκκινο φως. Έτσι, οι περισσότερες από τις κόκκινες ακτίνες περνούν από έναν τέτοιο μουντό αέρα, αλλά όχι οι μπλε. Η κατάσταση είναι παρόμοια στο διάστημα. Η ομίχλη στο διάστημα όχι μόνο κάνει τα αστέρια να φαίνονται πιο αμυδρά, αλλά και πιο κόκκινα. Κοντά στο κέντρο του Γαλαξία μας, στον αστερισμό του Τοξότη, υπάρχει τόση πολλή σκόνη που το φως δεν περνά καθόλου μέσα από αυτό, οπότε το κέντρο του Γαλαξία είναι απολύτως αόρατο για εμάς. Για να διεισδύσουν σε αυτά τα πυκνά σύννεφα σκόνης και να εξακολουθήσουν να μάθουν τι συμβαίνει στην καρδιά του Γαλαξία μας, οι αστρονόμοι πρέπει να καταφύγουν στη βοήθεια ραδιοτηλεσκοπίων και υπέρυθρων τηλεσκοπίων.

Υπό την επίδραση του αστρικού τραγουδιού, οι κόκκοι σκόνης στο διάστημα θερμαίνονται ελαφρά, ειδικά κοντά σε πολύ καυτά αστέρια. Τα ειδικά υπέρυθρα τηλεσκόπια μπορούν να δουν πώς τα σωματίδια σκόνης εκπέμπουν θερμότητα, δίνοντάς μας την ευκαιρία να κοιτάξουμε μέσα στα σύννεφα σκόνης. Όταν, υπό την επίδραση των βαρυτικών δυνάμεων, μέρος του αερίου ή της σκόνης

Όταν το σύννεφο αρχίζει να συμπιέζεται, το σύννεφο αναγκάζεται να εγκαταλείψει μέρος της ενέργειάς του. Έτσι, η κατάρρευση (συμπίεση) του νέφους απελευθερώνει ενέργεια. Αυτή η ενέργεια είναι ορατή ως υπέρυθρη ακτινοβολία.

αστερόσκονη

Η σκόνη που βρίσκεται στον Γαλαξία μας είναι αστερόσκονη. Τα εξωτερικά στρώματα των γιγάντων αστεριών μεταφέρονται στο διάστημα. Παλιά αστέρια εκρήγνυνται και διασκορπίζουν άτομα οξυγόνου, άνθρακα και σιδήρου στο διάστημα. Το πυρίτιο και ο σίδηρος είναι ικανά να σχηματίσουν μικροσκοπικούς κρυστάλλους, οι οποίοι στη συνέχεια κινούνται στο διάστημα, αποκτώντας μια επικάλυψη από οξυγόνο, άνθρακα και άζωτο. Αυτοί οι μικροί κόκκοι είναι μικροσκοπικά χημικά εργοστάσια. Στην επιφάνεια των σωματιδίων σκόνης, άτομα, για παράδειγμα, άνθρακας και οξυγόνο, συνδέονται μεταξύ τους, σχηματίζοντας μόρια - ας πούμε, μονοξείδιο του άνθρακα.

Γειά σου! Το υδρογόνο καλεί τη Γη!

Η πιο κοινή ουσία στον διαστρικό χώρο, και μάλιστα στο Σύμπαν γενικότερα, είναι το υδρογόνο. Οι αστρονόμοι του ραδιοφώνου ακούνε τον θόρυβο που παράγεται από αυτό το αέριο σε όλα τα μέρη του Γαλαξία μας. Ένα άτομο υδρογόνου έχει μόνο ένα ηλεκτρόνιο. Μερικές φορές ένα ηλεκτρόνιο εκτινάσσεται έξω από την τροχιά του και στη συνέχεια στέλνεται ένα ραδιοφωνικό σήμα στο διάστημα. Κάθε μεμονωμένο σήμα είναι πολύ αδύναμο, αλλά υπάρχει τόσο πολύ υδρογόνο στο διάστημα που οι αστρονόμοι μπορούν να λάβουν τη συνολική, σωρευτική επίδραση όλου του υδρογόνου με τη μορφή ακτινοβολίας με μήκος 21 εκατοστών του Γαλαξία αποκαλύπτουν ένα όμορφο σπειροειδές σχήμα του Γαλαξία μας με μεγάλη ποσότητα υδρογόνου, που βρίσκεται στους σπειροειδείς βραχίονες του.

Τα σύννεφα υδρογόνου περιστρέφονται στον Γαλαξία με τον ίδιο τρόπο που οι πλανήτες περιστρέφονται γύρω από τον Ήλιο. Η ταχύτητα με την οποία κινείται ένα νέφος υδρογόνου εξαρτάται από το πόσο μακριά βρίσκεται από το κέντρο του Γαλαξία μας. Από τις ταχύτητες των νεφών υδρογόνου μπορούμε να υπολογίσουμε τον συνολικό όγκο και το σχήμα του Γαλαξία.

Νεφελώματα που εκπέμπουν φως

Τα διαστρικά νέφη αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο. Στα βάθη του διαστήματος είναι πολύ κρύα για να λάμπουν. Αλλά μερικές φορές ένα σύννεφο υδρογόνου περιβάλλει ένα καυτό αστέρι. Και τότε το νεφέλωμα εμφανίζεται μπροστά μας με τη μορφή ενός νέφους θερμού αερίου. Το αστέρι θερμαίνει το υδρογόνο μέχρι να λάμψει ροζ. Στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου υπάρχει ένα τεράστιο αυτόφωτο νεφέλωμα που εκπέμπει ροζ φως.

Νεφελώματα που απορροφούν το φως

Το διαστρικό νέφος μπορεί να είναι πολύ κρύο για να εκπέμπει φως. Και ακόμη και αντίστροφα, ένα σύννεφο με κρύα μύτη μπορεί να απορροφήσει το φως φωτεινών αντικειμένων (για παράδειγμα, αστεριών) που βρίσκονται πίσω του. Σε αυτή την περίπτωση, τον βλέπουμε ως μια σκοτεινή σιλουέτα σε ανοιχτό φόντο. Το Coalsack, ένα σκοτεινό σημείο στο νότιο Γαλαξία, είναι ένα νεφέλωμα που απορροφά το φως ορατό με γυμνό μάτι.

Νεφελώματα που αντανακλούν το φως

Μερικές φορές ένα κρύο σύννεφο στο διάστημα μπορεί να είναι ορατό επειδή η σκόνη από την οποία αποτελείται αντανακλά το φως των κοντινών αστεριών. Η σκόνη σχηματίζει ένα λεπτό νεφέλωμα ανάκλασης γύρω από τα φωτεινότερα αστέρια σε ένα σμήνος που ονομάζεται Πλειάδες. Τα νεφελώματα που αντανακλούν το φως εμφανίζονται μπλε στις φωτογραφίες.

Διαστρικό μέσο

Η ύλη που βρίσκεται στο διάστημα μεταξύ των αστεριών ονομάζεται διαστρικό μέσο. Το μεγαλύτερο μέρος του συγκεντρώνεται στους σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία. Η θερμοκρασία της διαστρικής ύλης κυμαίνεται από μερικούς βαθμούς πάνω από το απόλυτο μηδέν στα πιο κρύα νέφη σκόνης έως εκατομμύρια βαθμούς στα πιο καυτά νέφη αερίου.

Εάν πηγαίνατε στο διάστημα στον σπειροειδή βραχίονα του Γαλαξία, θα βρίσκατε μόνο περίπου ένα άτομο αερίου ανά κυβικό εκατοστό. Θα υπήρχαν αρκετές εκατοντάδες κόκκοι σκόνης σε ένα κυβικό χιλιόμετρο χώρου. Έτσι, αναστρέψιμο, το διαστρικό μέσο είναι πολύ σπάνιο. Ωστόσο, ακόμη και σε πυκνά σύννεφα η συγκέντρωση της ουσίας μπορεί να είναι 1000 φορές μεγαλύτερη από τον μέσο όρο. Αλλά ακόμα και σε ένα πυκνό σύννεφο υπάρχουν μόνο μερικές εκατοντάδες άτομα ανά κυβικό εκατοστό. Ο λόγος για τον οποίο εξακολουθούμε να μπορούμε να παρατηρούμε τη διαστρική ύλη, παρά την πολύ σπάνια φύση της, είναι ότι τη βλέπουμε σε μεγάλο πάχος του διαστήματος. Σε έναν τυπικό σπειροειδή γαλαξία, η διαστρική ύλη αποτελεί το 5 έως 10 τοις εκατό της συνολικής ορατής ύλης.

Το Ηλιακό μας Σύστημα βρίσκεται σε μια περιοχή του Γαλαξία όπου η πυκνότητα της διαστρικής ύλης είναι ασυνήθιστα χαμηλή. Αυτή η περιοχή ονομάζεται Τοπική Φούσκα. εκτείνεται προς όλες τις κατευθύνσεις για περίπου 300 έτη φωτός. Είναι πιθανό ότι περισσότερο από όλα η ύλη που θα μπορούσε να βρίσκεται κοντά στον Ήλιο παρασύρθηκε υπό την επίδραση κάποιων διεργασιών. Μία από τις προτεινόμενες ιδέες είναι ότι κάποτε υπήρξε μια κολοσσιαία έκρηξη πολλών μεγάλων αστεριών στην περιοχή του ηλιακού συστήματος. Και το διαστρικό αέριο πετάχτηκε πίσω από την εκρηκτική πληρότητα σε μακρινές περιοχές του διαστήματος.

Γιγαντιαία μοριακά σύννεφα

Τα πιο ογκώδη αντικείμενα στον Γαλαξία μας είναι γιγάντια μοριακά νέφη. Η μάζα τους μπορεί να ξεπεράσει τη μάζα του Ήλιου κατά ένα εκατομμύριο φορές. Το νεφέλωμα του Ωρίωνα είναι μόνο μέρος ενός γιγαντιαίου μοριακού νέφους που είναι περίπου 500 φορές πιο μαζικό από τον Ήλιο μας. Στα μυστηριώδη βάθη των μαύρων νεφών, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν μια απολύτως εκπληκτική σειρά μορίων. Αυτό το διαστημικό υλικό περιλαμβάνει νερό, αμμωνία και αλκοόλ. Υπάρχει επίσης μυρμηκικό οξύ - το ίδιο που βρίσκεται στα μυρμήγκια που δαγκώνουν - καθώς και υδροκυανικό οξύ. Τα οξέα από αυτά τα μόρια ταξινομούνται ως οργανικά επειδή περιέχουν άνθρακα.

Η χημεία αυτών των εκπληκτικών νεφών είναι στην πραγματικότητα πολύ απλή. Διαφορετικά άτομα μπορούν να θεωρηθούν ως μέρη ενός κιτ κατασκευής. Ο άνθρακας, το υδρογόνο, το οξυγόνο, το άζωτο και άλλα άτομα μπορούν να συνδυαστούν μαζί με διάφορους τρόπους - έτσι λαμβάνονται όλα τα είδη μορίων, τα οποία δεν καταρρέουν στο σύννεφο λόγω της πολύ χαμηλής θερμοκρασίας του. Απλά στοιχεία μπορούν να συνδυαστούν για να σχηματίσουν μόρια αμινοξέων και πρωτεϊνών. Στη Γη, αυτές οι ίδιες ουσίες, που βρίσκονται στη φύση, συνδυάζουν και σχηματίζουν γιγάντια μόρια φυτικών και ζωικών οργανισμών.

Ο χώρος μεταξύ των αστεριών, με εξαίρεση τα μεμονωμένα νεφελώματα, φαίνεται κενός. Στην πραγματικότητα, όλος ο διαστρικός χώρος είναι γεμάτος με ύλη. Οι επιστήμονες κατέληξαν σε αυτό το συμπέρασμα μετά τις αρχές του 20ου αιώνα. Ο Ελβετός αστρονόμος Ρόμπερτ Τράμπλερ ανακάλυψε την απορρόφηση (εξασθένηση) του αστρικού φωτός στο δρόμο του προς έναν γήινο παρατηρητή. Επιπλέον, ο βαθμός αποδυνάμωσής του εξαρτάται από το χρώμα του αστεριού. Το φως από τα μπλε αστέρια απορροφάται πιο έντονα από τα κόκκινα αστέρια. Έτσι, εάν ένα αστέρι εκπέμπει την ίδια ποσότητα ενέργειας σε μπλε και κόκκινες ακτίνες, τότε ως αποτέλεσμα της απορρόφησης του φωτός, οι μπλε ακτίνες εξασθενούν περισσότερο από τις κόκκινες και από τη Γη το αστέρι εμφανίζεται κοκκινωπό.

Η ουσία που απορροφά το φως δεν κατανέμεται ομοιόμορφα στο διάστημα, αλλά έχει μια τραχιά δομή και συγκεντρώνεται προς τον Γαλαξία. Τα σκοτεινά νεφελώματα, όπως τα νεφελώματα Coalsack και Horsehead, είναι μέρη με αυξημένη πυκνότητα απορροφητικής διαστρικής ύλης. Και αποτελείται από τα μικρότερα σωματίδια - σωματίδια σκόνης. Οι φυσικές ιδιότητες των κόκκων σκόνης έχουν πλέον μελετηθεί αρκετά καλά.

Εκτός από τη σκόνη, υπάρχει μεγάλη ποσότητα αόρατου ψυχρού αερίου ανάμεσα στα αστέρια. Η μάζα του είναι σχεδόν εκατό φορές μεγαλύτερη από τη μάζα της σκόνης. Πώς έγινε γνωστή η ύπαρξη αυτού του αερίου; Αποδείχθηκε ότι τα άτομα υδρογόνου εκπέμπουν ραδιοκύματα με μήκος κύματος 21 cm. Έτσι ανακαλύφθηκαν νέφη ατομικού ουδέτερου υδρογόνου.

Ένα τυπικό νέφος ατομικού ουδέτερου υδρογόνου έχει θερμοκρασία περίπου 70 K (-200 °C) και χαμηλή πυκνότητα (αρκετές δεκάδες άτομα ανά κυβικό εκατοστό χώρου). Αν και ένα τέτοιο μέσο θεωρείται σύννεφο, για έναν γήινο είναι ένα βαθύ κενό, ένα δισεκατομμύριο φορές πιο σπάνιο από το κενό που δημιουργείται, για παράδειγμα, σε έναν σωλήνα εικόνας τηλεόρασης. Τα μεγέθη των νεφών υδρογόνου κυμαίνονται από 10 έως 100 pc (για σύγκριση: τα αστέρια βρίσκονται κατά μέσο όρο σε απόσταση 1 pc μεταξύ τους).

Στη συνέχεια, ανακαλύφθηκαν ακόμη πιο ψυχρά και πυκνότερα νέφη μοριακού υδρογόνου, εντελώς αδιαφανή στο ορατό φως. Σε αυτά συγκεντρώνεται το μεγαλύτερο μέρος του κρύου διαστρικού αερίου και σκόνης. Αυτά τα νέφη έχουν περίπου το ίδιο μέγεθος με τις περιοχές ατομικού υδρογόνου, αλλά η πυκνότητά τους είναι εκατοντάδες και χιλιάδες φορές μεγαλύτερη. Επομένως, τα μεγάλα μοριακά νέφη μπορούν να περιέχουν μια τεράστια μάζα ύλης, που φτάνει τις εκατοντάδες χιλιάδες, ακόμη και τα εκατομμύρια των ηλιακών μαζών. Τα μοριακά νέφη, που αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο, περιέχουν επίσης πολλά πιο πολύπλοκα μόρια, συμπεριλαμβανομένων των απλούστερων οργανικών ενώσεων.

Μέρος της διαστρικής ύλης θερμαίνεται σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες και «λάμπει» σε υπεριώδεις ακτίνες και ακτίνες Χ. Το θερμότερο αέριο εκπέμπει στην περιοχή των ακτίνων Χ, με θερμοκρασία περίπου ενός εκατομμυρίου βαθμών. Αυτό - στεφανιαία αέρια, που ονομάζεται έτσι κατ' αναλογία με το θερμαινόμενο αέριο στο ηλιακό στέμμα. Το στεφανιαίο αέριο έχει πολύ χαμηλή πυκνότητα: περίπου ένα άτομο ανά κυβικό δεκατόμετρο χώρου.

Το καυτό σπάνιο αέριο σχηματίζεται ως αποτέλεσμα ισχυρών εκρήξεων - εκρήξεων σουπερνόβα. Από το σημείο της έκρηξης, ένα ωστικό κύμα διαδίδεται μέσω του διαστρικού αερίου και θερμαίνει το αέριο σε υψηλή θερμοκρασία, στην οποία γίνεται πηγή ακτινοβολίας ακτίνων Χ. Το στεφανιαίο αέριο έχει επίσης ανακαλυφθεί στο διάστημα μεταξύ των γαλαξιών.

Έτσι, το κύριο συστατικό του διαστρικού μέσου είναι το αέριο, που αποτελείται από άτομα και μόρια. Αναμειγνύεται με σκόνη, που περιέχει περίπου το 1% της μάζας της διαστρικής ύλης, και διεισδύεται από γρήγορα ρεύματα στοιχειωδών σωματιδίων - κοσμικές ακτίνες - και ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, που μπορούν επίσης να θεωρηθούν συστατικά του διαστρικού μέσου.

Επιπλέον, το διαστρικό μέσο αποδείχθηκε ότι ήταν ελαφρώς μαγνητισμένο. Τα μαγνητικά πεδία συνδέονται με νέφη διαστρικού αερίου και κινούνται μαζί τους. Αυτά τα πεδία είναι περίπου 100 χιλιάδες φορές ασθενέστερα από το μαγνητικό πεδίο της Γης. Τα διαστρικά μαγνητικά πεδία συμβάλλουν στο σχηματισμό των πυκνότερων και ψυχρότερων νεφών αερίου από τα οποία συμπυκνώνονται τα αστέρια. Τα σωματίδια της κοσμικής ακτίνας αντιδρούν επίσης στο διαστρικό μαγνητικό πεδίο: κινούνται κατά μήκος των γραμμών πεδίου του κατά μήκος σπειροειδών τροχιών, σαν να τυλίγονται γύρω τους. Σε αυτή την περίπτωση, τα ηλεκτρόνια που αποτελούν τις κοσμικές ακτίνες εκπέμπουν ραδιοκύματα. Αυτή η λεγόμενη ακτινοβολία σύγχροτρον παράγεται στο διαστρικό χώρο και παρατηρείται αξιόπιστα στην ραδιοεύρο.

Μόνο σχετικά πρόσφατα κατέστη δυνατό να αποδειχθεί ότι τα αστέρια δεν υπάρχουν σε απόλυτο κενό και ότι το διάστημα δεν είναι εντελώς διαφανές. Ωστόσο, τέτοιες υποθέσεις έχουν γίνει εδώ και πολύ καιρό. Πίσω στα μέσα του 19ου αιώνα. Ο Ρώσος αστρονόμος V. Struve προσπάθησε (αν και χωρίς μεγάλη επιτυχία) χρησιμοποιώντας επιστημονικές μεθόδους να βρει αδιάψευστα στοιχεία ότι το διάστημα δεν είναι άδειο και ότι το φως μακρινών αστεριών απορροφάται σε αυτό.

Η παρουσία ενός απορροφητικού σπάνιου μέσου αποδείχθηκε πειστικά πριν από λιγότερο από εκατό χρόνια, στο πρώτο μισό του 20ου αιώνα, συγκρίνοντας τις παρατηρούμενες ιδιότητες μακρινών αστρικών σμηνών σε διάφορες αποστάσεις από εμάς. Αυτό έγινε ανεξάρτητα από τον Αμερικανό αστρονόμο Robert Trumpler (1896–1956) και τον Σοβιετικό αστρονόμο B.A. Vorontsov-Velyaminov (1904–1994), ή μάλλον, έτσι ανακαλύφθηκε ένα από τα συστατικά του διαστρικού μέσου - λεπτή σκόνη, λόγω. στο οποίο το διαστρικό μέσο αποδεικνύεται ότι δεν είναι εντελώς διαφανές, ειδικά σε κατευθύνσεις κοντά στην κατεύθυνση του Γαλαξία. Η παρουσία σκόνης σήμαινε ότι τόσο η φαινομενική φωτεινότητα όσο και το παρατηρούμενο χρώμα των μακρινών αστεριών παραμορφώνονταν, και για να μάθουμε τις πραγματικές τους τιμές απαιτούσε μια μάλλον περίπλοκη καταγραφή της εξαφάνισης. Έτσι, η σκόνη έγινε αντιληπτή από τους αστρονόμους ως μια ενοχλητική ενόχληση που παρενέβαινε στη μελέτη μακρινών αντικειμένων. Αλλά ταυτόχρονα, προέκυψε ενδιαφέρον για τη μελέτη της σκόνης ως φυσικό μέσο - οι επιστήμονες άρχισαν να ανακαλύπτουν πώς προκύπτουν και καταστρέφονται οι κόκκοι σκόνης, πώς αντιδρά η σκόνη στην ακτινοβολία και τι ρόλο παίζει η σκόνη στο σχηματισμό των αστεριών.

Με την ανάπτυξη της ραδιοαστρονομίας στο δεύτερο μισό του 20ου αιώνα. Κατέστη δυνατή η μελέτη του διαστρικού μέσου χρησιμοποιώντας την ραδιοεκπομπή του. Ως αποτέλεσμα στοχευμένων ερευνών, ανακαλύφθηκε ακτινοβολία από ουδέτερα άτομα υδρογόνου στο διαστρικό διάστημα σε συχνότητα 1420 MHz (που αντιστοιχεί σε μήκος κύματος 21 cm). Η ακτινοβολία σε αυτή τη συχνότητα (ή, όπως λένε, σε μια ραδιοφωνική σύνδεση) προβλέφθηκε από τον Ολλανδό αστρονόμο Hendrik van de Hulst το 1944 με βάση την κβαντική μηχανική και ανακαλύφθηκε το 1951 μετά τον υπολογισμό της αναμενόμενης έντασής της από τον Σοβιετικό αστροφυσικό. I.S Shklovsky. Ο Shklovsky επεσήμανε επίσης τη δυνατότητα παρατήρησης της ακτινοβολίας διαφόρων μορίων στο ραδιοσυχνητικό εύρος, η οποία, πράγματι, ανακαλύφθηκε αργότερα. Η μάζα του διαστρικού αερίου, που αποτελείται από ουδέτερα άτομα και πολύ ψυχρό μοριακό αέριο, αποδείχθηκε ότι είναι περίπου εκατό φορές μεγαλύτερη από τη μάζα της σπάνιας σκόνης. Αλλά το αέριο είναι εντελώς διαφανές στο ορατό φως, επομένως δεν μπορούσε να ανιχνευθεί χρησιμοποιώντας τις ίδιες μεθόδους που ανακαλύφθηκε η σκόνη.

Με την έλευση των τηλεσκοπίων ακτίνων Χ που εγκαταστάθηκαν σε διαστημικά παρατηρητήρια, ανακαλύφθηκε ένα άλλο, πιο καυτό συστατικό του διαστρικού μέσου - ένα πολύ σπάνιο αέριο με θερμοκρασία εκατομμυρίων και δεκάδων εκατομμυρίων βαθμών. Είναι αδύνατο να "δούμε" αυτό το αέριο είτε από οπτικές παρατηρήσεις είτε από παρατηρήσεις σε ραδιοζεύξεις - το μέσο είναι πολύ σπάνιο και εντελώς ιονισμένο, αλλά, ωστόσο, γεμίζει ένα σημαντικό κλάσμα του όγκου ολόκληρου του Γαλαξία μας.

Η ταχεία ανάπτυξη της αστροφυσικής, η οποία μελετά την αλληλεπίδραση ύλης και ακτινοβολίας στο διάστημα, καθώς και η εμφάνιση νέων παρατηρητικών ικανοτήτων, κατέστησε δυνατή τη λεπτομερή μελέτη των φυσικών διεργασιών στο διαστρικό μέσο. Έχουν προκύψει ολόκληρα επιστημονικά πεδία - η κοσμική δυναμική αερίων και η κοσμική ηλεκτροδυναμική, που μελετούν τις ιδιότητες των αραιωμένων κοσμικών μέσων. Οι αστρονόμοι έχουν μάθει να προσδιορίζουν τις αποστάσεις από τα νέφη αερίων, να μετρούν τη θερμοκρασία, την πυκνότητα και την πίεση του αερίου, τη χημική του σύσταση και να εκτιμούν την ταχύτητα κίνησης της ύλης. Στο δεύτερο μισό του 20ου αιώνα. Προέκυψε μια σύνθετη εικόνα της χωρικής κατανομής του διαστρικού μέσου και της αλληλεπίδρασής του με τα αστέρια. Αποδείχθηκε ότι η πιθανότητα σχηματισμού άστρων εξαρτάται από την πυκνότητα και την ποσότητα του διαστρικού αερίου και σκόνης και τα αστέρια (κυρίως τα πιο ογκώδη από αυτά), με τη σειρά τους, αλλάζουν τις ιδιότητες του περιβάλλοντος διαστρικού μέσου - το θερμαίνουν, υποστηρίζουν συνεχής κίνηση του αερίου, και αναπλήρωση του μέσου με την ύλη τους, αλλάζουν τη χημική του σύσταση. Η μελέτη ενός τόσο πολύπλοκου συστήματος όπως «άστρα - διαστρικό μέσο» αποδείχθηκε ότι ήταν ένα πολύ δύσκολο αστροφυσικό έργο, ειδικά αν ληφθεί υπόψη ότι η συνολική μάζα του διαστρικού μέσου στον Γαλαξία και η χημική του σύνθεση αλλάζουν αργά υπό την επίδραση διαφόρων παραγόντων. Επομένως, μπορούμε να πούμε ότι ολόκληρη η ιστορία του αστρικού μας συστήματος, που διαρκεί δισεκατομμύρια χρόνια, αντανακλάται στο διαστρικό μέσο.

Νεφελώματα εκπομπών αερίων.

Το μεγαλύτερο μέρος του διαστρικού μέσου δεν είναι παρατηρήσιμο με κανένα οπτικό τηλεσκόπιο. Η πιο εντυπωσιακή εξαίρεση σε αυτόν τον κανόνα είναι τα νεφελώματα αερίων εκπομπών, τα οποία παρατηρήθηκαν με τα πιο πρωτόγονα οπτικά μέσα. Το πιο διάσημο από αυτά είναι το Μεγάλο Νεφέλωμα του Ωρίωνα, το οποίο είναι ορατό ακόμη και με γυμνό μάτι (υπό την προϋπόθεση ότι έχετε πολύ καλή όραση) και είναι ιδιαίτερα όμορφο όταν το βλέπετε με ισχυρά κιάλια ή ένα μικρό τηλεσκόπιο.

Πολλές εκατοντάδες αέρια νεφελώματα είναι γνωστά σε διάφορες αποστάσεις από εμάς, και σχεδόν όλα είναι συγκεντρωμένα κοντά στη λωρίδα του Γαλαξία - όπου βρίσκονται πιο συχνά νεαρά καυτά αστέρια.

Στα νεφελώματα εκπομπής, η πυκνότητα του αερίου είναι πολύ μεγαλύτερη από ό,τι στον χώρο που τα περιβάλλει, αλλά ακόμη και σε αυτά η συγκέντρωση των σωματιδίων είναι μόνο δεκάδες ή εκατοντάδες άτομα ανά κυβικό εκατοστό. Ένα τέτοιο μέσο, ​​σύμφωνα με τα «γήινα» πρότυπα, δεν διακρίνεται από το πλήρες κενό (για σύγκριση: η συγκέντρωση των σωματιδίων του αέρα σε κανονική ατμοσφαιρική πίεση είναι κατά μέσο όρο 3·10 19 μόρια ανά cm 3, και ακόμη και οι πιο ισχυρές αντλίες κενού δεν θα δημιουργούν μια τόσο χαμηλή πυκνότητα όπως υπάρχει στα νεφελώματα αερίων). Το νεφέλωμα του Ωρίωνα έχει σχετικά μικρό γραμμικό μέγεθος (20–30 έτη φωτός). Δεδομένου ότι οι διάμετροι ορισμένων νεφελωμάτων ξεπερνούν το 100 φως. χρόνια, η συνολική μάζα αερίου σε αυτά μπορεί να φτάσει τις δεκάδες χιλιάδες ηλιακές μάζες.

Τα νεφελώματα εκπομπής λάμπουν επειδή περιέχουν έναν σπάνιο τύπο άστρου μέσα ή κοντά τους: καυτά μπλε υπεργίγαντα αστέρια. Πιο σωστά, αυτά τα αστέρια θα έπρεπε να ονομάζονται υπεριώδη, αφού η κύρια ακτινοβολία τους εμφανίζεται στο σκληρό υπεριώδες φάσμα του φάσματος. Η ακτινοβολία με μήκος κύματος μικρότερο από 91,2 nm απορροφάται πολύ αποτελεσματικά από τα διαστρικά άτομα υδρογόνου και τα ιονίζει, δηλ. σπάει τους δεσμούς μεταξύ ηλεκτρονίων και ατομικών πυρήνων – πρωτονίων. Αυτή η διαδικασία (ιονισμός) εξισορροπείται από την αντίθετη διαδικασία (ανασυνδυασμό), ως αποτέλεσμα της οποίας, υπό την επίδραση της αμοιβαίας έλξης, τα ηλεκτρόνια συνδυάζονται και πάλι με πρωτόνια σε ουδέτερα άτομα. Αυτή η διαδικασία συνοδεύεται από την εκπομπή ηλεκτρομαγνητικών κβαντών. Αλλά συνήθως ένα ηλεκτρόνιο, όταν συνδυάζεται με ένα πρωτόνιο για να σχηματίσει ένα ουδέτερο άτομο, δεν εισέρχεται αμέσως στο χαμηλότερο ενεργειακό επίπεδο του ατόμου, αλλά παραμένει σε πολλά ενδιάμεσα, και κάθε φορά που κατά τη μετάβαση μεταξύ των επιπέδων το άτομο εκπέμπει ένα φωτόνιο, η ενέργεια του οποίου είναι μικρότερη από αυτή του φωτονίου που ιονίζει το άτομο. Ως αποτέλεσμα, ένα υπεριώδες φωτόνιο που ιονίζει ένα άτομο «διαιρείται» σε πολλά οπτικά. Έτσι το αέριο μετατρέπει την υπεριώδη ακτινοβολία από το αστέρι, αόρατη στο μάτι, σε οπτική ακτινοβολία, χάρη στην οποία βλέπουμε το νεφέλωμα.

Τα νεφελώματα εκπομπής όπως το νεφέλωμα του Ωρίωνα θερμαίνονται με αέριο από υπεριώδη άστρα. Τα πλανητικά νεφελώματα, που αποτελούνται από αέριο που εκτοξεύεται από γηρασμένα αστέρια, έχουν επίσης την ίδια φύση.

Παρατηρούνται όμως και φωτεινά αέρια νεφελώματα ελαφρώς διαφορετικής φύσης, τα οποία προκύπτουν κατά τη διάρκεια εκρηκτικών διεργασιών στα αστέρια. Πρώτα απ 'όλα, αυτά είναι τα υπολείμματα των εξερράγησαν σουπερνόβα, παράδειγμα του οποίου είναι το Νεφέλωμα του Καβουριού στον αστερισμό του Ταύρου. Τέτοια νεφελώματα είναι μη ακίνητα και χαρακτηρίζονται από ταχεία επέκταση.

Δεν υπάρχουν φωτεινές υπεριώδεις πηγές μέσα στα αέρια υπολείμματα των σουπερνόβα. Η ενέργεια της λάμψης τους είναι η μετατρεπόμενη ενέργεια του αερίου που διασκορπίζεται μετά την έκρηξη του άστρου, συν την ενέργεια που απελευθερώνεται από το επιζών υπόλειμμα σουπερνόβα. Στην περίπτωση του νεφελώματος του Καβουριού, αυτό το υπόλειμμα είναι ένα συμπαγές και ταχέως περιστρεφόμενο αστέρι νετρονίων, που εκπέμπει συνεχώς ρεύματα στοιχειωδών σωματιδίων υψηλής ενέργειας στον περιβάλλοντα χώρο. Μετά από δεκάδες χιλιάδες χρόνια, τέτοια νεφελώματα, που διαστέλλονται, διαλύονται σταδιακά στο διαστρικό μέσο.

Διαστρική σκόνη.

Ακόμη και μια γρήγορη ματιά στην εικόνα οποιουδήποτε νεφελώματος εκπομπής αρκετά μεγάλου μεγέθους σάς επιτρέπει να δείτε αιχμηρές σκοτεινές λεπτομέρειες στο φόντο του - κηλίδες, πίδακες, περίεργους «κόλπους». Αυτά είναι μικρά και πυκνότερα νέφη που προβάλλονται πάνω στο φωτεινό νεφέλωμα που βρίσκεται όχι μακριά από αυτό, αδιαφανή λόγω του γεγονότος ότι το αέριο αναμιγνύεται πάντα με διαστρική σκόνη, η οποία απορροφά το φως.

Η σκόνη υπάρχει επίσης έξω από τα νέφη αερίου, γεμίζοντας (μαζί με πολύ σπάνιο αέριο) όλο το διάστημα μεταξύ τους. Τέτοια σκόνη που κατανέμεται στο διάστημα οδηγεί σε μείωση του φωτός των μακρινών αστεριών που είναι δύσκολο να εξηγηθεί. Το φως απορροφάται μερικώς και μερικώς διασκορπίζεται από μικρά στερεά σωματίδια σκόνης. Η ισχυρότερη εξασθένηση παρατηρείται σε κατευθύνσεις κοντά στην κατεύθυνση προς τον Γαλαξία (προς το επίπεδο του γαλαξιακού δίσκου). Σε αυτές τις κατευθύνσεις, μετά από ταξίδι χιλίων ετών φωτός, το ορατό φως εξασθενεί κατά περίπου 40 τοις εκατό. Αν αναλογιστούμε ότι η έκταση του Γαλαξία μας είναι δεκάδες χιλιάδες έτη φωτός, γίνεται σαφές ότι μπορούμε να εξερευνήσουμε τα αστέρια του γαλαξιακού δίσκου μόνο σε ένα μικρό μέρος του. Όσο μικρότερο είναι το μήκος κύματος της ακτινοβολίας, τόσο περισσότερο φως απορροφάται, με αποτέλεσμα τα μακρινά αστέρια να φαίνονται κοκκινισμένα. Επομένως, ο διαστρικός χώρος είναι πιο διαφανής στην υπέρυθρη ακτινοβολία μακρών κυμάτων. Μόνο τα πιο πυκνά νέφη αερίου και σκόνης παραμένουν αδιαφανή ακόμα και στο υπέρυθρο φως.

Ίχνη κοσμικής σκόνης φαίνονται χωρίς τηλεσκόπιο. Σε μια νύχτα καλοκαιριού ή φθινοπώρου χωρίς φεγγάρι, η «σχισμένη» λωρίδα του Γαλαξία στην περιοχή του αστερισμού του Κύκνου είναι ξεκάθαρα ορατή. Συνδέεται με κοντινά σύννεφα σκόνης, ένα στρώμα των οποίων κρύβει τις φωτεινές περιοχές του Γαλαξία που βρίσκονται πίσω τους. Σκοτεινές περιοχές μπορούν να βρεθούν σε άλλες περιοχές του Γαλαξία . Τα πιο πυκνά νέφη αερίου και σκόνης, που προβάλλονται σε περιοχές του ουρανού πλούσιες σε αστέρια, εμφανίζονται ως σκοτεινά σημεία ακόμα και στο υπέρυθρο φως.

Μερικές φορές τα φωτεινά αστέρια βρίσκονται κοντά σε σύννεφα ψυχρού αερίου και σκόνης. Στη συνέχεια το φως τους διασκορπίζεται από σωματίδια σκόνης και είναι ορατό ένα «νεφέλωμα ανάκλασης».

Σε αντίθεση με τα νεφελώματα εκπομπής, έχουν ένα συνεχές φάσμα, όπως το φάσμα των άστρων που τα φωτίζουν.

Μελετώντας το φως των αστεριών που ανακλάται ή μεταδίδεται μέσω ενός σύννεφου, μπορούμε να μάθουμε πολλά για τα σωματίδια σκόνης. Για παράδειγμα, η πόλωση του φωτός υποδηλώνει το επίμηκες σχήμα των κόκκων σκόνης, οι οποίοι αποκτούν έναν συγκεκριμένο προσανατολισμό υπό την επίδραση του διαστρικού μαγνητικού πεδίου. Τα στερεά σωματίδια κοσμικής σκόνης έχουν μέγεθος περίπου 0,1–1 microns. Πιθανότατα έχουν πυρήνα σιδήρου-πυριτικού ή γραφίτη, καλυμμένο με ένα «παλτό» πάγου ελαφρών στοιχείων. Πυρήνες γραφίτη και πυριτικών κόκκων σκόνης σχηματίζονται προφανώς στις σχετικά ψυχρές ατμόσφαιρες γιγάντων αστεριών και στη συνέχεια εκτοξεύονται στο διαστρικό χώρο, όπου ψύχονται και καλύπτονται με ένα κάλυμμα πτητικών στοιχείων.

Η συνολική μάζα σκόνης στον Γαλαξία δεν είναι μεγαλύτερη από το 1% της μάζας του διαστρικού αερίου, αλλά αυτό είναι επίσης σημαντικό, αφού ισοδυναμεί με τη μάζα δεκάδων εκατομμυρίων άστρων όπως ο Ήλιος.

Απορροφώντας την φωτεινή ενέργεια των αστεριών, η σκόνη θερμαίνεται σε χαμηλή θερμοκρασία (συνήθως αρκετές δεκάδες μοίρες πάνω από το απόλυτο μηδέν) και εκπέμπει την απορροφούμενη ενέργεια με τη μορφή υπέρυθρης ακτινοβολίας πολύ μεγάλου κύματος, η οποία στην κλίμακα των ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων καταλαμβάνει ενδιάμεση θέση μεταξύ του οπτικού και του ραδιοεύρους (μήκος κύματος - δεκάδες και εκατοντάδες μικρόμετρα). Αυτή η ακτινοβολία, που λαμβάνεται από τηλεσκόπια τοποθετημένα σε εξειδικευμένα διαστημόπλοια, παρέχει ανεκτίμητες πληροφορίες για τη μάζα της σκόνης και τις πηγές θέρμανσής της στους γαλαξίες μας και σε άλλους γαλαξίες.

Ατομικό, μοριακό και θερμό αέριο.

Το διαστρικό αέριο είναι κυρίως ένα μείγμα υδρογόνου (περίπου 70%) και ηλίου (περίπου 28%) με πολύ λίγα βαρύτερα χημικά στοιχεία. Η μέση συγκέντρωση σωματιδίων αερίου στο διαστρικό χώρο είναι εξαιρετικά μικρή και δεν υπερβαίνει το ένα σωματίδιο ανά 1-2 κυβικά εκατοστά Ένας όγκος ίσος με τον όγκο της σφαίρας περιέχει περίπου 1 kg διαστρικού αερίου, αλλά αυτό είναι μόνο κατά μέσο όρο. Το αέριο είναι πολύ ετερογενές τόσο σε πυκνότητα όσο και σε θερμοκρασία.

Η θερμοκρασία του κύριου όγκου του αερίου δεν υπερβαίνει τις αρκετές χιλιάδες βαθμούς - όχι αρκετά υψηλή για να ιονιστεί το υδρογόνο ή το ήλιο. Ένα τέτοιο αέριο ονομάζεται ατομικό επειδή αποτελείται από ουδέτερα άτομα. Το ψυχρό ατομικό αέριο πρακτικά δεν εκπέμπει στην οπτική περιοχή, επομένως για μεγάλο χρονικό διάστημα σχεδόν τίποτα δεν ήταν γνωστό γι 'αυτό.

Το πιο κοινό ατομικό αέριο - το υδρογόνο (σύμβολο - HI) - παρατηρείται με ραδιοεκπομπή σε μήκος κύματος περίπου 21 cm Οι ραδιοφωνικές παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι το αέριο σχηματίζει νέφη ακανόνιστου σχήματος με θερμοκρασία αρκετών εκατοντάδων Kelvins και πιο σπάνια. θερμότερο μέσο intercloud. Η συνολική μάζα του ατομικού αερίου στον γαλαξία φτάνει πολλά δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες.

Στα πιο πυκνά σύννεφα, το αέριο ψύχεται, τα μεμονωμένα άτομα συνδυάζονται σε μόρια και το αέριο γίνεται μοριακό. Το πιο κοινό μόριο, το Η2, δεν εκπέμπει ραδιοφωνική ή οπτική ακτινοβολία (αν και αυτά τα μόρια έχουν γραμμές απορρόφησης στην υπεριώδη περιοχή) και το μοριακό υδρογόνο είναι εξαιρετικά δύσκολο να ανιχνευθεί. Ευτυχώς, μαζί με το μοριακό υδρογόνο έρχονται δεκάδες άλλα μόρια που περιέχουν βαρύτερα στοιχεία όπως ο άνθρακας, το άζωτο και το οξυγόνο. Με βάση την ραδιοεκπομπή τους σε ορισμένες, γνωστές συχνότητες, υπολογίζεται η μάζα του μοριακού αερίου. Η σκόνη κάνει τα μοριακά σύννεφα αδιαφανή στο φως και είναι ορατά ως σκοτεινά σημεία (φλέβες) στο πιο ανοιχτό φόντο των νεφελωμάτων εκπομπής.

Οι ραδιοαστρονομικές παρατηρήσεις κατέστησαν δυνατή την ανίχνευση αρκετά πολύπλοκων μορίων στο διαστρικό χώρο: υδροξύλιο OH; υδρατμοί H 2 O και αμμωνία NH, φορμαλδεΰδη H 2 CO, μονοξείδιο του άνθρακα CO, μεθανόλη (αλκοόλη ξύλου) CH 3 OH, αιθυλική (κρασί) αλκοόλη CH 3 CH 2 OH και δεκάδες άλλα, ακόμη πιο πολύπλοκα μόρια. Όλα αυτά βρίσκονται σε πυκνά και ψυχρά σύννεφα αερίου και σκόνης, η σκόνη στην οποία προστατεύει τα εύθραυστα μόρια από την καταστροφική επίδραση της υπεριώδους ακτινοβολίας από τα καυτά αστέρια. Πιθανώς, η επιφάνεια των κόκκων ψυχρής σκόνης είναι ακριβώς το μέρος όπου σχηματίζονται πολύπλοκα μόρια από μεμονωμένα άτομα κολλημένα στον κόκκο σκόνης. Όσο πιο πυκνό και πιο μαζικό είναι το σύννεφο, τόσο μεγαλύτερη είναι η ποικιλομορφία των μορίων που βρίσκονται σε αυτό.

Τα μοριακά νέφη είναι πολύ διαφορετικά.

Βλέπουμε μερικά μικρά σύννεφα να «εξατμίζονται» έντονα υπό την επίδραση του φωτός από κοντινά αστέρια. Υπάρχουν, ωστόσο, και γιγάντια, πολύ ψυχρά σύννεφα με μάζα που ξεπερνά το ένα εκατομμύριο ηλιακές μάζες (υπάρχουν περισσότεροι από εκατό παρόμοιοι σχηματισμοί στον Γαλαξία μας). Τέτοια νέφη ονομάζονται γιγάντια μοριακά νέφη. Αυτό που είναι απαραίτητο για αυτούς είναι το δικό τους βαρυτικό πεδίο, το οποίο εμποδίζει τη διαστολή του αερίου. Η θερμοκρασία στα βάθη τους είναι μόνο λίγα Κέλβιν πάνω από το απόλυτο μηδέν.

Τα νεαρά καυτά αστέρια μπορούν να θερμάνουν και να καταστρέψουν μοριακά νέφη με την ακτινοβολία βραχέων κυμάτων τους. Ιδιαίτερα πολλή ενέργεια απελευθερώνεται και μεταφέρεται στο διαστρικό αέριο κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα, καθώς και από την ύλη που ρέει εντατικά από τις ατμόσφαιρες των καυτών αστέρων υψηλής φωτεινότητας (ο αστρικός άνεμος των μεγάλων αστεριών). Το αέριο διαστέλλεται και θερμαίνεται έως και ένα εκατομμύριο βαθμούς ή περισσότερο. Αυτό το ζεστό, αδύναμο περιβάλλον σχηματίζει γιγάντιες «φυσαλίδες» στο ψυχρότερο διαστρικό αέριο, μερικές φορές σε διάμετρο εκατοντάδων ετών φωτός. Ένα τέτοιο αέριο ονομάζεται συχνά «στεφανιαίο» αέριο, κατ' αναλογία με το αέριο από το θερμό ηλιακό στέμμα, αν και το διαστρικό θερμό αέριο είναι αρκετές τάξεις μεγέθους σπανιότερο από το αέριο κορώνας. Τέτοιο θερμό αέριο παρατηρείται από ασθενείς θερμικές ακτίνες Χ ή υπεριώδεις γραμμές που ανήκουν σε ορισμένα μερικώς ιονισμένα στοιχεία.

Κοσμικές ακτίνες.

Εκτός από το αέριο και τη σκόνη, ο διαστρικός χώρος είναι επίσης γεμάτος με πολύ ενεργητικά σωματίδια «κοσμικών ακτίνων» που έχουν ηλεκτρικό φορτίο - ηλεκτρόνια, πρωτόνια και πυρήνες ορισμένων στοιχείων. Αυτά τα σωματίδια πετούν σχεδόν με την ταχύτητα του φωτός προς όλες τις πιθανές κατευθύνσεις. Η κύρια (αλλά όχι η μοναδική) πηγή τους είναι οι εκρήξεις σουπερνόβα. Η ενέργεια των σωματιδίων της κοσμικής ακτίνας είναι πολλές τάξεις μεγέθους υψηλότερη από την ενέργεια ηρεμίας τους μι = Μ 0ντο 2 (εδώ Μ 0 είναι η μάζα ηρεμίας του σωματιδίου, c είναι η ταχύτητα του φωτός) και είναι συνήθως στην περιοχή από 10 10 – 10 19 eV (1 eV = 1,6 ґ 10 –19 J), σε πολύ σπάνιες περιπτώσεις φθάνοντας σε υψηλότερες τιμές. Τα σωματίδια κινούνται στο ασθενές μαγνητικό πεδίο του διαστρικού χώρου, η επαγωγή του οποίου είναι περίπου εκατό χιλιάδες φορές μικρότερη από αυτή του μαγνητικού πεδίου της Γης. Το διαστρικό μαγνητικό πεδίο, που ενεργεί σε φορτισμένα σωματίδια με δύναμη ανάλογα με την ενέργειά τους, «μπερδεύει» τις τροχιές των σωματιδίων και αλλάζουν συνεχώς την κατεύθυνση της κίνησής τους στον Γαλαξία. Μόνο οι πιο ενεργητικές κοσμικές ακτίνες κινούνται κατά μήκος ελαφρώς καμπυλωτών μονοπατιών και επομένως δεν διατηρούνται στον Γαλαξία, φεύγοντας για τον διαγαλαξιακό χώρο.

Τα σωματίδια των κοσμικών ακτίνων που φτάνουν στον πλανήτη μας συγκρούονται με άτομα αέρα και, σπάζοντας τα, γεννούν πολλά νέα στοιχειώδη σωματίδια που σχηματίζουν πραγματικές «ντους», πέφτοντας στην επιφάνεια της γης. Αυτά τα σωματίδια (ονομάζονται δευτερεύουσες κοσμικές ακτίνες) μπορούν να καταγραφούν απευθείας από εργαστηριακά όργανα. Οι πρωτογενείς κοσμικές ακτίνες πρακτικά δεν φτάνουν στην επιφάνεια της Γης, μπορούν να ανιχνευθούν εκτός της ατμόσφαιρας. Αλλά η παρουσία ταχέων σωματιδίων στο διαστρικό χώρο μπορεί επίσης να προσδιοριστεί από έμμεσα σημάδια - από τη χαρακτηριστική ακτινοβολία που παράγουν κατά την κίνησή τους.

Τα φορτισμένα σωματίδια που πετούν σε ένα διαστρικό μαγνητικό πεδίο αποκλίνουν από ευθείες τροχιές υπό την επίδραση της δύναμης Lorentz. Οι τροχιές τους μοιάζουν να «πληγώνονται» στις γραμμές της μαγνητικής επαγωγής. Αλλά οποιαδήποτε μη ευθύγραμμη κίνηση φορτισμένων σωματιδίων, όπως είναι γνωστό από τη φυσική, οδηγεί σε εκπομπή ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων και σταδιακή απώλεια ενέργειας από τα σωματίδια. Το μήκος κύματος της ακτινοβολίας των κοσμικών σωματιδίων αντιστοιχεί στο εύρος του ραδιοφώνου. Ιδιαίτερα αποτελεσματικά είναι τα ηλεκτρόνια του φωτός, των οποίων η κίνηση επηρεάζεται περισσότερο από το διαστρικό μαγνητικό πεδίο λόγω της πολύ μικρής μάζας τους. Αυτή η ακτινοβολία ονομάζεται ακτινοβολία σύγχροτρον επειδή παρατηρείται επίσης στα εργαστήρια φυσικής όταν τα ηλεκτρόνια επιταχύνονται σε μαγνητικά πεδία σε ειδικές εγκαταστάσεις - σύγχροτρον, που χρησιμοποιούνται για την παραγωγή ηλεκτρονίων υψηλής ενέργειας.

ραδιοτηλεσκόπια ( εκ. ΡΑΔΙΟΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ) λαμβάνουν ακτινοβολία σύγχροτρον όχι μόνο από όλες τις περιοχές του Γαλαξία μας, αλλά και από άλλους γαλαξίες. Αυτό αποδεικνύει την παρουσία μαγνητικών πεδίων και κοσμικών ακτίνων εκεί. Η ακτινοβολία σύγχροτρον ενισχύεται αισθητά στους σπειροειδείς βραχίονες των γαλαξιών, όπου η πυκνότητα του διαστρικού μέσου είναι μεγαλύτερη, το μαγνητικό πεδίο είναι πιο έντονο και οι εκρήξεις σουπερνόβα - πηγές κοσμικών ακτίνων - συμβαίνουν συχνότερα. Ένα χαρακτηριστικό γνώρισμα της ακτινοβολίας σύγχροτρον είναι το φάσμα της, το οποίο δεν είναι παρόμοιο με το φάσμα της ακτινοβολίας από θερμαινόμενα μέσα, και η ισχυρή πόλωση που σχετίζεται με την κατεύθυνση του μαγνητικού πεδίου.

Κατανομή μεγάλης κλίμακας του διαστρικού μέσου.

Το μεγαλύτερο μέρος του αερίου και της σκόνης συγκεντρώνεται κοντά στο επίπεδο του Γαλαξία μας. Εκεί συγκεντρώνονται τα παρατηρούμενα νεφελώματα εκπομπής και τα νέφη ατομικού και μοριακού αερίου. Παρόμοια εικόνα παρατηρείται και σε άλλους γαλαξίες παρόμοιους με τον δικό μας. Όταν ένας μακρινός γαλαξίας στρέφεται προς το μέρος μας, έτσι ώστε ο αστρικός του δίσκος να είναι ορατός στην άκρη, ο δίσκος φαίνεται να τέμνεται από μια σκοτεινή λωρίδα. Η σκοτεινή λωρίδα είναι ένα στρώμα του διαστρικού μέσου που είναι αδιαφανές λόγω της παρουσίας σωματιδίων σκόνης.

Το πάχος του στρώματος του διαστρικού αερίου και σκόνης είναι συνήθως αρκετές εκατοντάδες έτη φωτός. χρόνια, και η διάμετρος είναι δεκάδες και εκατοντάδες χιλιάδες St. χρόνια, οπότε αυτό το στρώμα μπορεί να θεωρηθεί σχετικά λεπτό. Η εξήγηση για τη συγκέντρωση του διαστρικού μέσου σε ένα λεπτό δίσκο είναι αρκετά απλή και έγκειται στις ιδιότητες των ατόμων αερίου (και των νεφών αερίου) να χάνουν ενέργεια όταν συγκρούονται μεταξύ τους, οι οποίες συμβαίνουν συνεχώς στον διαστρικό χώρο. Εξαιτίας αυτού, το αέριο συσσωρεύεται εκεί όπου η συνολική (κινητική + δυναμική) ενέργειά του είναι ελάχιστη - στο επίπεδο του αστρικού δίσκου, που έλκει το αέριο. Είναι η έλξη των αστεριών που εμποδίζει το αέριο να μετακινηθεί μακριά από το επίπεδο του δίσκου.

Αλλά ακόμη και μέσα στο δίσκο του Galaxy, το αέριο κατανέμεται άνισα. Στο κέντρο του Γαλαξία υπάρχει ένας μοριακός δίσκος σε μέγεθος αρκετών εκατοντάδων ετών φωτός. χρόνια. Πιο πέρα ​​από το κέντρο, η πυκνότητα του αερίου μειώνεται, αλλά γρήγορα αυξάνεται ξανά, σχηματίζοντας έναν γιγάντιο δακτύλιο αερίου με ακτίνα μεγαλύτερη από 10 χιλιάδες φως. χρόνια και πλάτος αρκετών χιλιάδων Αγ. χρόνια. Ο ήλιος είναι πέρα ​​από αυτό. Στην περιοχή του Ήλιου, οι μέσες πυκνότητες μοριακού και ατομικού αερίου είναι συγκρίσιμες και σε ακόμη μεγαλύτερες αποστάσεις από το κέντρο, κυριαρχεί το ατομικό αέριο. Μέσα στο στρώμα του διαστρικού μέσου, η υψηλότερη πυκνότητα αερίου και σκόνης επιτυγχάνεται στους σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία. Τα μοριακά νέφη και τα νεφελώματα εκπομπής είναι ιδιαίτερα κοινά εκεί και γεννιούνται αστέρια.

Η γέννηση των αστεριών.

Όταν οι αστρονόμοι έμαθαν να μετρούν την ηλικία των άστρων και να εντοπίζουν νεαρά αστέρια μικρής διάρκειας, ανακαλύφθηκε ότι ο σχηματισμός άστρων συμβαίνει πιο συχνά εκεί όπου συγκεντρώνεται το διαστρικό αέριο και το μέσο σκόνης - κοντά στο επίπεδο του Γαλαξία μας, στους σπειροειδείς βραχίονες του. Οι πλησιέστερες σε εμάς περιοχές σχηματισμού αστεριών συνδέονται με το σύμπλεγμα των μοριακών νεφών στον Ταύρο και τον Οφιούχο. Λίγο πιο μακριά βρίσκεται το τεράστιο σύμπλεγμα νεφών στον Ωρίωνα, το οποίο περιέχει μεγάλο αριθμό νεογέννητων άστρων, συμπεριλαμβανομένων τεράστιων και πολύ θερμών, και αρκετά σχετικά μεγάλα νεφελώματα εκπομπής. Είναι η υπεριώδης ακτινοβολία του καυτού αστεριού που θερμαίνει μέρος ενός από τα σύννεφα, το οποίο βλέπουμε ως το Μεγάλο Νεφέλωμα του Ωρίωνα. Τα νεφελώματα εκπομπής της ίδιας φύσης με το νεφέλωμα του Ωρίωνα χρησιμεύουν πάντα ως αξιόπιστος δείκτης εκείνων των περιοχών του Γαλαξία όπου γεννιούνται τα αστέρια.

Τα αστέρια γεννιούνται στα βάθη των ψυχρών μοριακών νεφών, όπου, λόγω της σχετικά υψηλής πυκνότητας και της πολύ χαμηλής θερμοκρασίας του αερίου, οι βαρυτικές δυνάμεις παίζουν πολύ σημαντικό ρόλο και μπορούν να προκαλέσουν συμπίεση μεμονωμένων πυκνοτήτων του μέσου. Συμπιέζονται υπό την επίδραση της δικής τους βαρύτητας και σταδιακά ζεσταίνονται για να σχηματίσουν καυτές μπάλες αερίου - νεαρά αστέρια. Είναι πολύ δύσκολο να παρατηρήσουμε την εξέλιξη αυτής της διαδικασίας, καθώς μπορεί να διαρκέσει εκατομμύρια χρόνια και εμφανίζεται σε ένα περιβάλλον κακώς διαφανές (λόγω σκόνης).

Ο σχηματισμός αστεριών μπορεί να συμβεί όχι μόνο σε μεγάλα μοριακά νέφη, αλλά και σε σχετικά μικρά αλλά πυκνά. Ονομάζονται σφαιρίδια. Είναι ορατά στον ουρανό ως συμπαγή και εντελώς αδιαφανή αντικείμενα. Το τυπικό μέγεθος των σφαιριδίων είναι από δέκατα έως αρκετά τετραγωνικά. χρόνια, μάζα - δεκάδες και εκατοντάδες ηλιακές μάζες.

Σε γενικές γραμμές, η διαδικασία σχηματισμού αστεριών είναι ξεκάθαρη. Η σκόνη στα εξωτερικά στρώματα του νέφους εμποδίζει το φως των αστεριών που βρίσκονται έξω, έτσι το σύννεφο στερείται εξωτερικής θέρμανσης. Ως αποτέλεσμα, το εσωτερικό μέρος του νέφους ψύχεται πολύ, η πίεση του αερίου σε αυτό πέφτει και το αέριο δεν μπορεί πλέον να αντισταθεί στην αμοιβαία έλξη των μερών του - συμβαίνει συμπίεση. Τα πιο πυκνά μέρη του σύννεφου συμπιέζονται πιο γρήγορα και εκεί σχηματίζονται αστέρια. Εμφανίζονται πάντα σε ομάδες. Στην αρχή αυτές περιστρέφονται αργά και συστέλλονται αργά σχετικά ψυχρές μπάλες αερίου ποικίλης μάζας, αλλά όταν η θερμοκρασία στα βάθη τους φτάσει τους εκατομμύρια βαθμούς, αρχίζουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο κέντρο των άστρων, απελευθερώνοντας μεγάλη ποσότητα ενέργειας. Η ελαστικότητα του θερμού αερίου σταματά τη συμπίεση και εμφανίζεται ένα ακίνητο αστέρι που εκπέμπει σαν ένα μεγάλο θερμαινόμενο σώμα.

Τα πολύ νεαρά αστέρια συχνά περιβάλλονται από ένα κέλυφος σκόνης - υπολείμματα ύλης που δεν έχουν ακόμη προλάβει να πέσουν πάνω στο αστέρι. Αυτό το κέλυφος δεν απελευθερώνει το φως των αστεριών από το εσωτερικό και το μετατρέπει πλήρως σε υπέρυθρη ακτινοβολία. Επομένως, τα νεότερα αστέρια συνήθως εκδηλώνονται μόνο ως υπέρυθρες πηγές στα βάθη των νεφών αερίων. Και μόνο αργότερα ο χώρος γύρω από το νεαρό αστέρι καθαρίζει και οι ακτίνες του διαπερνούν τον διαστρικό χώρο. Κάποιο από το υλικό που περιβάλλει το σχηματιζόμενο αστέρι μπορεί να σχηματίσει έναν περιστρεφόμενο δίσκο αερίου και σκόνης γύρω του, στον οποίο τελικά θα προκύψουν πλανήτες.

Αστέρια όπως ο Ήλιος, μετά το σχηματισμό τους, έχουν μικρή επίδραση στο περιβάλλον διαστρικό μέσο. Αλλά μερικά από τα αστέρια που γεννιούνται έχουν πολύ μεγάλη μάζα - δέκα ή περισσότερες φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου. Η ισχυρή υπεριώδης ακτινοβολία από τέτοια αστέρια και ο έντονος αστρικός άνεμος προσδίδουν θερμική και κινητική ενέργεια σε μεγάλες μάζες αερίων που το περιβάλλουν. Μερικά αστέρια εκρήγνυνται ως σουπερνόβα, εκτοξεύοντας μια γιγαντιαία μάζα ύλης στο διαστρικό μέσο με υψηλές ταχύτητες. Επομένως, τα αστέρια δεν σχηματίζονται μόνο από αέριο, αλλά και καθορίζουν σε μεγάλο βαθμό τις φυσικές του ιδιότητες. Τα αστέρια και το αέριο μπορούν να θεωρηθούν ως ένα ενιαίο σύστημα με πολύπλοκες εσωτερικές συνδέσεις. Ωστόσο, οι λεπτομέρειες της διαδικασίας σχηματισμού άστρων είναι πολύ περίπλοκες και δεν είναι ακόμη πλήρως κατανοητές. Υπάρχουν γνωστές φυσικές διεργασίες που διεγείρουν τη συμπίεση του αερίου και τη γέννηση των αστεριών, καθώς και διεργασίες που την αναστέλλουν. Για το λόγο αυτό, η σχέση μεταξύ της πυκνότητας του διαστρικού μέσου σε μια δεδομένη περιοχή του Γαλαξία και του ρυθμού σχηματισμού άστρων σε αυτό δεν είναι σαφής

Ανατόλι Ζασόφ

Έξω από τους γαλαξίες βρίσκεται ο διαγαλαξιακός χώρος.

Το όριο μεταξύ διαπλανητικού και διαστρικού χώρου είναι η ηλιόπαυση, στην οποία ο ηλιακός άνεμος επιβραδύνεται από τη διαστρική ύλη. Η ακριβής απόσταση αυτής της συνοριακής περιοχής από τον Ήλιο δεν είναι ακόμη γνωστή. Υποτίθεται ότι βρίσκεται σε τετραπλάσια απόσταση του Πλούτωνα από τον Ήλιο (περίπου 24 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα).

Πληροφορίες για το μέγεθος της ηλιόσφαιρας και τις φυσικές συνθήκες στην ηλιόπαυση αναμένονται από τα αμερικανικά ανιχνευτές Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1 και Voyager 2, τα πρώτα ανθρωπογενή αντικείμενα που θα εισέλθουν στην περιοχή σε περίπου ένα χρόνο και θα αρχίσουν να στέλνουν πίσω δεδομένα.

Το όριο μεταξύ του διαστρικού και του διαγαλαξιακού χώρου είναι μια προς τα έξω ροή γαλαξιακού αερίου που συγκρούεται με τη διαγαλαξιακή ύλη και σχηματίζει το εξωτερικό στρώμα του γαλαξία.

Τα ταξίδια στο διαστρικό διάστημα είναι ένα δημοφιλές θέμα στα μυθιστορήματα επιστημονικής φαντασίας. Τεχνικά τέτοια έργα δεν είναι ακόμη υλοποιήσιμα λόγω των πολύ μεγάλων αποστάσεων.

Ίδρυμα Wikimedia. 2010.

• Σπίτι των Σοβιέτ (Καλίνινγκραντ)
• Stogov

Δείτε τι είναι το "Interstellar space" σε άλλα λεξικά:

διαστρικός χώρος- tarpžvaigždinė erdvė statusas T sritis radioelektronika atitikmenys: αγγλ. διαστρικό διάστημα vok. διαστρικός Raum, m rus. διαστρικός χώρος, n pranc. espace interstellaire, m... Ραδιοηλεκτρικός τερματικός σταθμός

Διαστρική ύλη- Χάρτης του τοπικού διαστρικού νέφους Το διαστρικό μέσο (ISM) είναι η ύλη και τα πεδία που γεμίζουν τον διαστρικό χώρο μέσα στους γαλαξίες. Σύνθεση: διαστρικό αέριο, σκόνη (1% της αέριας μάζας), διαστρικά μαγνητικά πεδία, κοσμικές ακτίνες, καθώς και ... ... Wikipedia

Διαστρικό μαγνητικό πεδίο- ένα από τα συστατικά του διαστρικού μέσου (Βλ. Διαστρικό μέσο). Η ένταση και η δομή του μαγνητικού πεδίου μπορεί να εκτιμηθεί από αστρονομικές παρατηρήσεις διαφόρων τύπων. Ένα από αυτά είναι η μελέτη της ραδιοεκπομπής του Γαλαξία,... ... Μεγάλη Σοβιετική Εγκυκλοπαίδεια

Διαστρική πτήση- Διαστρική πτήση - ταξίδι μεταξύ αστεριών με επανδρωμένα οχήματα ή αυτόματους σταθμούς. Τέσσερις αυτόματοι σταθμοί Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 έφτασαν στην τρίτη ταχύτητα διαφυγής και άφησαν τον ηλιακό... ... Wikipedia

Διαστρικές πτήσεις- ταξίδια μεταξύ αστεριών με επανδρωμένα οχήματα ή αυτόματους σταθμούς. Οι πτήσεις διαστημόπλοιων καταλαμβάνουν σημαντική θέση στην επιστημονική φαντασία. Τέσσερις αυτόματοι σταθμοί Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 έφτασαν στην τρίτη... ... Wikipedia

Διαστρικές πτήσεις- Οι διαστρικές πτήσεις ταξιδεύουν μεταξύ αστεριών με επανδρωμένα οχήματα ή αυτόματους σταθμούς. Οι πτήσεις διαστημόπλοιων καταλαμβάνουν σημαντική θέση στην επιστημονική φαντασία. Τέσσερις αυτόματοι σταθμοί Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2... ... Wikipedia

Διαστρικός κομήτης- Οι διαστρικοί κομήτες είναι κομήτες που υποθετικά υπάρχουν στο διαστρικό μέσο, ​​που δεν συνδέονται με βαρυτικές δυνάμεις με κανένα αστέρι. Αν και δεν έχει ακόμη ανακαλυφθεί τέτοιος κομήτης, υποτίθεται ότι αυτά τα αντικείμενα είναι πολύ... ... Wikipedia

Διαστρικό μέσο- Χάρτης του τοπικού διαστρικού νέφους Διαστρικό μέσο (ISM) ύλη και πεδία που γεμίζουν τον διαστρικό χώρο μέσα στους γαλαξίες ... Wikipedia

ΔΙΑΣΤΕΡΙΚΟ ΜΕΣΑΙΟ- ύλη που γεμίζει το χώρο μεταξύ των αστεριών μέσα στους γαλαξίες. Η ύλη στο διάστημα μεταξύ των γαλαξιών ονομάζεται. διαγαλαξιακός περιβάλλον (βλ. Σμήνη γαλαξιών. Διαγαλαξιακό αέριο). Αέριο σε κοχύλια γύρω από αστέρια (κυκλικά αστρικά κοχύλια) συχνά... ... Φυσική εγκυκλοπαίδεια

Διαστρική σκόνη- Η διαστρική σκόνη είναι στερεά μικροσκοπικά σωματίδια, μαζί με διαστρικό αέριο, που γεμίζουν το χώρο μεταξύ των αστεριών. Επί του παρόντος πιστεύεται ότι οι κόκκοι σκόνης έχουν έναν πυρίμαχο πυρήνα που περιβάλλεται από οργανική ύλη ή ένα παγωμένο κέλυφος... ... Wikipedia