Як поводиться міжзоряне середовище яків. Міжзоряний газ

Газодинаміка – розділ фізики, який вивчає закони руху газу. З питаннями газодинаміки ми часто стикаємося і в повсякденного життя- це і звукові хвилі, і обтікання тіл, що швидко рухаються, і ударні хвилі, які в століття надзвукових швидкостей добре всім відомі. Але умови міжзоряного середовища суттєво змінюють закони руху газу.

Почнемо зі звукових хвиль. Як читач, ймовірно, знає, звукові хвилі являють собою послідовність стисків і розріджень газу, що поширюється в середовищі. Якщо трохи стиснути газ у певному обсязі, а потім надати йому можливість повернутися в початковий стан, то за інерцією він потім трохи розшириться, стисне сусідні з цим обсягом шари газу, а потім знову сам стиснеться. Виникнуть коливання, які передаватимуть і сусідні верстви, а від них - ще далі. Це і поширення звукових хвиль. Їхня швидкість залежить тільки від температури газу. Швидкість звукових хвиль у повітрі при температурі 300 К добре відома – 330 м/с, а зі зростанням температури вона збільшується пропорційно ( Т) 1/2 .

Але такі звукові хвилі є адіабатичними, тобто передбачається, що стиск та розрідження газу в звукових хвилях відбувається без втрати тепла. У міжзоряному просторі це негаразд. При збільшенні густини помітно збільшуються й втрати випромінювання. Тому міжзоряні звукові хвилі аж ніяк не адіабатичні. У першому наближенні їх можна вважати ізотермічними, т. е. припустити, що з стискуванні і розширенні газу температура у хвилі взагалі змінюється. Тоді швидкість звукових хвиль буде дещо меншою (у повітрі - на 20%) і її можна обчислити за формулою: зs = (RT/мю) 1/2, де R - Універсальна газова постійна, a мю - молекулярна вага. Цікаво, що ще Ньютон, який першим обчислив швидкість звукової хвилі, передбачав її ізотермічною, і тому довгий час було незрозумілим, чому в повітрі швидкість звуку виявилася більшою за обчислену. Однак для міжзоряних звукових хвиль ця формула, отримана Ньютоном, цілком застосовна.

Наступне важливе явище, яке у міжзоряних умовах також змінює свої властивості, – це ударні хвилі. Щоб його пояснити, розглянемо випадок, зображений на рис. 16. Нехай у закриту з одного кінця довгу трубу втікає газ із концентрацією п 1та швидкістю v. Налітаючи на стінку, він має зупинитися. Утворюється область нерухомого газу, яка повинна постійно збільшуватися в міру втікання нових порцій газу. Між газом, що покоїться і рухається, утворюється межа (пунктир на рис. 16), яка переміщається по трубі назустріч потоку газу.

Позначимо концентрацію газу за цим кордоном як п 2 .Виявляється, якщо швидкість v дуже велика (багато більша за швидкість звуку), то ця межа різка (ударна хвиля), а стрибок концентрації, тобто величина п 2 /п 1 ,виявляється обмеженим (наприклад, в одноатомному газі п 2 /п 1<4, в двухатомном п 2 /п 1<6). Пояснюється це просто. Кінетична енергія налітаючого газу не тільки стискає, а й нагріває газ, що зупинився. У нерухомій ділянці, таким чином, виникає великий газовий тиск, який і перешкоджає подальшому стиску.

Але в міжзоряний простірцього може бути. Як тільки газ стиснеться, різко зросте його випромінювання і температура вже не підніматиметься. Газовий тиск залишається невеликим, і він не перешкоджає подальшому стиску газу. В результаті, у міжзоряних ударних хвилях, які краще називати «стрибками ущільнення», можуть виникнути великі стрибки концентрації. Величину стрибка п 2 /п 1можна визначити, якщо порівняти газовий тиск у стиснутій області (тобто величину, пропорційну n 2 RT) з динамічним тиском налітаючого потоку газу, пропорційним п 1v 2 . Таким чином, отримуємо, що стрибок концентрації у міжзоряній ударній хвилі характеризується величиною n 2 /п 1 ~мюv 2 / RT~ v 2 / c s 2 , де Т- нормальна температура міжзоряного газу (близько 10 4 До зонах НII і набагато менше, 10-20 До, в молекулярних хмарах). Читач може легко переконатися, що навіть при невеликих швидкостях руху газу (наприклад, при швидкості 7-8 км/с - звичайної швидкості міжзоряних хмар) можна отримати (при їх зіткненні один з одним) стрибки ущільнення в десятки і навіть сотні разів мінливої концентрації .

Звісно, випадок, зображений на рис. 16 є ідеалізація - в міжзоряному просторі труб немає, але загальні особливості руху там саме такі.

Один із важливих випадків динаміки міжзоряного середовища зображено на рис. 17 - падіння міжзоряного газу під впливом власної сили тяжіння до центру хмари. Це падіння створює в центрі хмари область стиснення, оточену сферичним стрибком ущільнення, що поширюється від центру. Очевидно, що і тут може бути дуже сильний стиск речовини, але вже в реальному об'єкті, тобто дане явище дуже можливе при формуванні зірок.

Третя особливість міжзоряної газодинаміки – істотна роль магнітних полів. Розглянемо цю особливість з прикладу, знайомому читачеві з курсу шкільної фізики. Якщо через магнітне поле переміщати провідник, то ньому індукується електричний струм, який, своєю чергою, створює магнітне поле. Внаслідок взаємодії цих полів виникає сила, що гальмує переміщення провідника (правило Ленца). Коли електричний опір провідника великий, індуковані струми та магнітні поля виявляються слабкими і провідники легко переміщаються в магнітному полі. Але якщо електричне опір провідника дуже мало, виникають досить сильні індуковані струми, і сила опору переміщенню провідника істотно зростає - провідник «застряє». Відомо, наприклад, що надпровідник взагалі неможливо вштовхнути в область, зайняту магнітним полем. (Нагадуємо, що якщо провідник рухається вздовж магнітного поля, то в ньому взагалі не виникає струму і опору такому руху немає.)

А тепер повернемось до міжзоряного газу. Тут, як знаємо, багато вільних електронів, і тому електропровідність міжзоряного газу досить велика (навіть краще, ніж електропровідність міді). Тому переміщення такого газу через міжзоряне магнітне поле цілком можна уподібнити до переміщення хорошого металевого провідника в цьому ж полі. Тут треба ще врахувати, що великі розміри міжзоряних хмар роблять ефект їхнього гальмування в магнітному полі дуже помітним.

Таким чином, міжзоряне магнітне поле має гальмувати рух міжзоряних хмар упоперек напряму поля та не перешкоджати їхньому руху вздовж поля. Очікується, що потоки міжзоряного газу спрямовані переважно вздовж магнітних силових ліній. Цей висновок підтверджується спостереженнями: дійсно, газ найчастіше рухається паралельно площині Галактики, причому і магнітне поле має приблизно той самий напрямок.

Однак, якщо міжзоряне магнітне поле слабке, так що воно вже не може зупинити рух газу впоперек силових ліній, тоді газ починає захоплювати з собою і магнітне поле. Іншими словами, рухомі потоки газу будуть тягнути за собою магнітні силові лінії, витягуючи і закручуючи їх. У цьому випадку кажуть, що магнітні силові лінії «вморожені» у міжзоряний газ (або міжзоряний газ «приклеєний» до магнітних силових ліній).

З визначення поняття силових ліній магнітного поля відомо, що напруженість магнітного поля Я (або магнітна індукція в)пропорційна числу силових ліній, що проходять через одиничний майданчик. Коли рух газу витягує і «заплутує» магнітні силові лінії, воно тим самим збільшує Н(В). Можна сказати, що тут кінетична енергія газу перетворюється на магнітну енергію. Зростання магнітного поля під час руху газу припиняється тоді, коли ці енергії виявляються одного порядку: pv 2 /2~ B 2 /8п(Тут р - щільність газу; зліва стоїть щільність кінетичної енергії, праворуч - щільність магнітної енергії). Особливо помітно посилення магнітного поля у згаданих вище стрибках щільності. Збільшення густини супроводжується, в силу принципу «вмороженості» поля, пропорційним збільшенням величини Ст.

Четвертою особливістю міжзоряної газодинаміки є існування іонізаційних фронтів - кордонів, що рухаються між зонами НII і областями HI. Вони з'являються внаслідок того, що газовий тиск у зонах НІ зазвичай набагато більший, ніж газовий тиск в областях HI. Насправді, розглядаючи міжзоряну термодинаміку, ми переконалися, що у двокомпонентній системі, що складається з хмар та міжхмарного середовища, величина тиску (а точніше, твір пТ) не більше 3 10 3 К/см 3 . З іншого боку, у зоні НІ, де Т=10 4 К, ця величина при "стандартному" значенні концентрації протонів та електронів (П~См -3) більше, а при великих концентраціях відмінність ще помітніша.

Таким чином, зони НII повинні розширюватися в навколишній простір. Але при розширенні щільність газу всередині зони падає, зменшується кількість рекомбінацій, і в результаті в цій зоні залишається частина «невикористаних» квантів, що іонізують. Вони проходять через межу первісної маси зони НII та іонізують нові атоми водню. Таким чином, весь процес складається не тільки з розширення речовини самої зони НII, але і ще з більш швидкого просування кордону між областями іонізованого і неіонізованого водню - зона НII росте як за своїми розмірами, так і за величиною своєї маси.

Таке переміщення межі зони НII називається рухом іонізаційного фронту, швидкість переміщення якого можна порівняти зі швидкістю звуку області HI. Якщо швидкість іонізаційного фронту більша за швидкість звуку в тому ж газі, то говорять про фронт R-Типу. Тут при переході через цей фронт газ іонізується та ущільнюється.

Навпаки, якщо швидкість фронту менша за відповідну швидкість звуку, то на іонізаційному фронті (називається фронтом D-Типу) відбувається зменшення концентрації. Щоб забезпечити це зменшення, фронт D-Типу часто «посилає» перед собою ударну хвилю, яка попередньо «підтискає» газ в області HI.

Як тільки в області HI утворюється нова гаряча зірка, вона спочатку створює маленьку зону НII, яка швидко розширюється як іонізаційний фронт R— типу. Потім швидкість розширеної зони НII зменшується, вперед посилається ударна хвиля, за якою на близькій відстані слідує іонізаційний фронт D-Типу.

Знання властивостей міжзоряної газодинаміки зовсім необхідне для розуміння процесів конденсації зірок з міжзоряного середовища - адже ця конденсація є не що інше, як рух міжзоряного газу. І як ми побачимо нижче, особливості міжзоряної газодинаміки виявляються у різних аспектах проблеми формування зірок.

МІЖЗІРНЕ СЕРЕДОВИЩЕ Це речовина, що спостерігається в просторі між зірками.

Лише порівняно недавно вдалося довести, що зірки існують не в абсолютній порожнечі і що космічний простір не є цілком прозорим. Проте такі припущення висловлювалися давно. Ще середині 19 в. Російський астроном В.Струве намагався (щоправда, без особливого успіху) науковими методами знайти незаперечні свідчення того, що простір не порожній, і в ньому відбувається поглинання світла далеких зірок.

Наявність поглинаючого розрідженого середовища було переконливо показано менше ста років тому, у першій половині 20 ст, шляхом порівняння властивостей далеких зоряних скупчень, що спостерігаються, на різних відстанях від нас. Це було зроблено незалежно американським астрономом Робертом Трюмплером (1896?1956) та радянським астрономом Б.А.Воронцовим-Вельяміновим(1904?1994), вірніше, так була виявлена одна із складових міжзоряного середовища — м'який пил, через який міжзоряне середовище виявляється не цілком прозорим, особливо в напрямках, близьких до напрямку на Чумацький Шлях. Присутність пилу означало, як і видима яскравість, і колір далеких зірок спотворені спотворені, і щоб дізнатися їх справжні значення, потрібен досить складний облік поглинання. Пил, таким чином, був сприйнятий астрономами як прикра перешкода, що заважає дослідженню далеких об'єктів. Але одночасно виник інтерес і до вивчення пилу як фізичного середовища вчені стали з'ясовувати, як порошинки виникають і руйнуються, як реагує пил на випромінювання, яку роль відіграє пил в освіті зірок.

З розвитком радіоастрономії у другій половині 20 ст. з'явилася можливість дослідити міжзоряне середовище з його радіовипромінювання. Внаслідок цілеспрямованих пошуків було виявлено випромінювання атомів нейтрального водню у міжзоряному просторі на частоті 1420 МГц (що відповідає довжині хвилі 21 см). Випромінювання на цій частоті (або, як кажуть, у радіолінії) передбачив голландський астроном Хендрік ван де Хюлст в 1944 на підставі квантової механіки, а виявлено воно було в 1951 після розрахунку її очікуваної інтенсивності радянським астрофізиком І.С.Шкловським. Шкловський вказав і можливість спостереження випромінювання різних молекул у радіодіапазоні, яке, справді, пізніше виявлено. Маса міжзоряного газу, що складається з нейтральних атомів і дуже холодного молекулярного газу, виявилося приблизно в сто разів більшою, ніж маса розрідженого пилу. Але газ цілком прозорий для видимого світла, тому його не можна було виявити тими ж методами, якими було відкрито пил.

З появою рентгенівських телескопів, що встановлюються на космічних обсерваторіях, було виявлено ще один, найбільш гарячий компонент міжзоряного середовища дуже розріджений газ з температурою в мільйони і десятки мільйонів градусів. Ні за оптичними спостереженнями, ні за спостереженнями в радіолініях цей газ «побачити» неможливо — середовище надто розріджене і повністю іонізоване, проте він заповнює суттєву частку обсягу всієї нашої Галактики.

Швидкий розвиток астрофізики, що вивчає взаємодію речовини та випромінювання у космічному просторі, як і поява нових можливостей спостережень, дозволило детально дослідити фізичні процеси у міжзоряному середовищі. Виникли цілі наукові напрями космічна газодинаміка і космічна електродинаміка, що вивчають властивості розріджених космічних середовищ. Астрономи навчилися визначати відстані до газових хмар, вимірювати температуру, густину та тиск газу, його хімічний склад, оцінювати швидкості руху речовини. У другій половині 20 ст. виявилася складна картина просторового розподілу міжзоряного середовища та його взаємодії із зірками. Виявилося, що від щільності та кількості міжзоряного газу та пилу залежить можливість зародження зірок, а зірки (насамперед, найбільш масивні з них), у свою чергу, змінюють властивості навколишнього міжзоряного середовища, нагрівають його, підтримують безперервний рух газу, поповнюють середовище своєю речовиною. змінюють її хімічний склад. Вивчення такої складної системи як «зірки | міжзоряне середовище» виявилося дуже складним астрофізичним завданням, особливо якщо врахувати, що загальна маса міжзоряного середовища в Галактиці та її хімічний склад повільно змінюються під дією різних факторів. Тому можна сказати, що в міжзоряному середовищі відбито всю історію нашої зіркової системи тривалістю в мільярди років.

Емісійні газові туманності. Більшість міжзоряного середовища не доступна спостереженням у жодні оптичні телескопи. Найяскравіший виняток із цього правила - газові емісійні туманності, що спостерігалися ще з найпримітивнішими оптичними засобами. Найбільш відома з них Велика туманність Оріона, яка видно навіть неозброєним оком (за умови дуже гарного зору) і особливо гарна при спостереженні в сильний бінокль або невеликий телескоп.

Відомі багато сотень газових туманностей на різних відстанях від нас, причому майже всі вони зосереджені поблизу смуги Чумацького Шляху там, де найчастіше зустрічаються молоді гарячі зірки.

В емісійних туманностях щільність газу значно вища, ніж в навколишньому просторі, але і в них концентрація частинок становить лише десятки або сотні атомів у кубічному сантиметрі. Таке середовище за «земними» мірками не відрізняється від повного вакууму (для порівняння: концентрація частинок повітря при нормальному атмосферному тиску складає в середньому 3·10 19 молекул см 3 , і навіть найбільш потужні вакуумні насоси не створять такої низької щільності, яка існує в газових туманностях). Туманність Оріона має порівняно невеликий лінійний розмір (20?30 світлових років). Оскільки діаметри деяких туманностей перевищують 100 св. років, повна маса газу в них може досягати десятків тисяч мас Сонця.

Емісійні туманності світяться тому, що всередині них або поряд з ними знаходяться зірки рідкісного типу гарячі блакитні зірки-надгіганти. Правильніше ці зірки слід назвати ультрафіолетовими, оскільки їх основне випромінювання відбувається у жорсткому ультрафіолетовому діапазоні спектра. Випромінювання з довжиною хвилі коротше 91,2 нм дуже ефективно поглинається міжзоряними атомами водню та іонізує їх, тобто. розриває в них зв'язки між електронами та ядрами атомів, протонами. Цей процес (іонізація) збалансований протилежним процесом (рекомбінація), в результаті якого під дією взаємного тяжіння електрони знову поєднуються з протонами в нейтральні атоми. Такий процес супроводжується випромінюванням електромагнітних квантів. Але зазвичай електрон, з'єднуючись із протоном в нейтральний атом, не відразу потрапляє на нижній енергетичний рівень атома, а затримується на кількох проміжних, і щоразу при переході між рівнями атом випромінює фотон, енергія якого менша, ніж у фотона, який іонізував атом. В результаті, один ультрафіолетовий фотон, що іонізував атом, «дробиться» на кілька оптичних. Так газ перетворює не видиме оком ультрафіолетове випромінювання зірки на оптичне випромінювання, завдяки якому ми бачимо туманність.

Емісійні туманності типу Туманності Оріону - це газ, що нагрівається ультрафіолетовими зірками. Ту ж природу мають і планетарні туманності, що складаються з газу, що скидається зірками, що старіють.

Але спостерігаються і газові туманності, що світяться, дещо іншої природи, які виникають при вибухових процесах у зірках. Насамперед, це залишки вибухнули наднових зірок, прикладом яких може бути крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця. Такі туманності нестаціонарні, їх вирізняє швидке розширення.

Усередині газових залишків наднових зірок немає яскравих ультрафіолетових джерел. Енергія їх свічення - це перетворена енергія газу, що розлітається після вибуху зірки, плюс енергія, що виділяється залишком Наднової, що зберігся. У випадку крабоподібної туманності таким залишком є компактна нейтронна зірка, що швидко обертається, безперервно викидає в навколишній простір потоки високоенергійних елементарних частинок. Через десятки тисяч років подібні туманності, розширюючись, поступово розчиняються у міжзоряному середовищі.

Міжзоряний пил. Навіть побіжний погляд на зображення будь-якої емісійної туманності досить великого розміру дозволяє побачити на її тлі різкі темні деталі, плями, струмені, химерні «затоки». Це проектовані на світлу туманність розташовані недалеко від неї невеликі і щільніші хмари, непрозорі внаслідок того, що до газу завжди домішаний міжзоряний пил, що поглинає світло.

Є пил і поза газовими хмарами, заповнюючи (разом з дуже розрідженим газом) весь простір між ними. Такий розподілений у просторі пил призводить до ослаблення світла далеких зірок, що важко враховується. Світло частково поглинається, а частково розсіюється дрібними твердими порошинками. Найбільш сильне ослаблення спостерігається в напрямках, близьких до напрямку Чумацького Шляху (на площину галактичного диска). У цих напрямках, пройшовши тисячу світлових років, видиме світло послаблюється приблизно на 40 відсотків. Якщо врахувати, що довжина нашої Галактики – десятки тисяч світлових років, то стає зрозуміло, що ми можемо досліджувати зірки галактичного диска лише в невеликій його частині. Чим коротша довжина хвилі випромінювання, тим сильніше поглинається світло, внаслідок чого далекі зірки здаються почервонілими. Тому міжзоряний простір найпрозоріше для довгохвильового інфрачервоного випромінювання. Лише найбільш щільні газопилові хмари залишаються непрозорими навіть для інфрачервоного світла.

Сліди космічного пилу можна побачити без телескопа. У безмісячну літню чи осінню ніч добре видно «роздвоєння» смуги Чумацького Шляху в області сузір'я Лебедя. Воно пов'язане з близькими пиловими хмарами, шар яких закриває яскраві області Чумацького Шляху, що лежать позаду них. Можна знайти темні ділянки і в інших областях Чумацького Шляху . Найбільш щільні газопилові хмари, проектуючись на небі, багаті зірками, виглядають темними плямами навіть в інфрачервоному світлі.

Іноді поблизу холодних газо-пилових хмар розташовуються яскраві зірки. Тоді їхнє світло розсіюється на порошинках і видно «відбивну туманність».

На відміну від емісійних туманностей, вони мають безперервний спектр, як і спектр зірок, що їх висвітлюють.

Вивчаючи відбите або минуле крізь хмару світло зірок, можна багато дізнатися про частинки пилу. Наприклад, поляризація світла говорить про витягнуту форму порошин, які набувають певної орієнтації під дією міжзоряного магнітного поля. Тверді частинки космічного пилу мають розмір порядку 0,1?1 мкм. Ймовірно, у них залізо-силікатне або графітове ядерце, вкрите крижаною шубою з легких елементів. Графітові і силікатні ядерця порошинок, мабуть, утворюються в відносно прохолодних атмосферах зірок-гігантів і потім викидаються в міжзоряне простір, де остигають і покриваються шубою з летючих елементів.

Повна маса пилу в Галактиці становить не більше 1% від маси міжзоряного газу, але й це чимало, оскільки еквівалентно масі десятків мільйонів таких зірок, як Сонце.

Поглинаючи світлову енергію зірок, пил нагрівається до невеликої температури (зазвичай на кілька десятків градусів вище абсолютного нуля), а випромінює поглинену енергію у формі дуже довгохвильового інфрачервоного випромінювання, яке на шкалі електромагнітних хвиль займає проміжне положення між оптичним і радіо діапазонами (довжина хвилі десятки та сотні мікрометрів). Це випромінювання, що приймається телескопами, встановленими на спеціалізованих космічних апаратах, дає неоціненну інформацію про масу пилу та джерела її нагріву в нашій та інших галактиках.

Атомарний, молекулярний та гарячий газ. Міжзоряний газ - це, в основному, суміш водню (близько 70%) і гелію (близько 28%) з дуже невеликою домішкою більш важких хімічних елементів. Середня концентрація частинок газу в міжзоряному просторі надзвичайно мала і не перевищує однієї частинки на 1?2 кубічних см. В об'ємі, що дорівнює об'єму земної кулі, міститься близько 1 кг міжзоряного газу, але це тільки в середньому. Газ дуже неоднорідний як за густиною, так і за температурою.

Температура основної маси газу не перевищує кількох тисяч градусів недостатньо високої для того, щоб водень або гелій був іонізований. Такий газ називають атомарним, оскільки він складається із нейтральних атомів. Холодний атомарний газ практично не випромінює в оптичному діапазоні, тому довго про нього майже нічого не було відомо.

Найпоширеніший атомарний газ - водень (умовне позначення - HI) - спостерігається по радіовипромінювання на довжині хвилі близько 21 см. Радіоспостереження показали, що газ утворює хмари неправильної форми з температурою в кілька сотень кельвінів і більш розріджене і гаряче міжхмарне середовище. Повна маса атомарного газу в галактиці сягає кількох мільярдів мас Сонця.

У найбільш щільних хмарах охолоджується газ, окремі атоми об'єднуються в молекули, і газ стає молекулярним. Найпоширеніша молекула Н 2 не випромінює ні в радіо, ні в оптичному діапазоні (хоча у цих молекул є лінії поглинання в ультрафіолетовій області), і виявити молекулярний водень надзвичайно важко. На щастя, разом з молекулярним воднем виникають десятки інших молекул, що містять більш важкі елементи, такі як вуглець, азот і кисень. За їх радіовипромінюванням на певних, добре відомих частотах оцінюється маса молекулярного газу. Пил робить молекулярні хмари непрозорими для світла, і саме вони видно як темні плями (прожилки) на світлому фоні емісійних туманностей.

Радіоастрономічні спостереження дозволили виявити у міжзоряному просторі досить складні молекули: гідроксил OH; пари води H 2 O та аміаку NH, формальдегід H 2 CO, окис вуглецю CO, метанол (деревний спирт) CH 3 OH, етиловий (винний) спирт CH 3 CH 2 OH та ще десятки інших, навіть більш складних молекул. Всі вони знайдені в щільних та холодних газопилових хмарах, пил у яких захищає крихкі молекули від впливу ультрафіолетового випромінювання гарячих зірок, що руйнує. Ймовірно, поверхня холодних порошин служить саме тим місцем, де утворюються складні молекули з налиплих на порошинку окремих атомів. Чим щільніша і масивніша хмара, тим більша різноманітність молекул у ньому виявляється.

Молекулярні хмари дуже різноманітні.

Деякі невеликі хмарки бачимо інтенсивно «випаровуються» під впливом світла близьких зірок. Існують, однак, і гігантські дуже холодні хмари з масою, що перевищує мільйон мас Сонця (подібних утворень у нашій Галактиці більше сотні). Такі хмари називаються гігантськими молекулярними хмарами. Для них суттєвим є власне гравітаційне поле, яке утримує газ від розширення. Температура в їх надрах лише на кілька кельвінів вища за абсолютний нуль.

Молоді гарячі зірки можуть своїм короткохвильовим випромінюванням нагрівати та руйнувати молекулярні хмари. Особливо багато енергії виділяється і повідомляється міжзоряному газу при вибухах наднових, а також речовиною, що інтенсивно витікає з атмосфер гарячих зірок великої світності (зірковим вітром масивних зірок). Газ розширюється та нагрівається до мільйона і більше градусів. Це гаряче розріджене середовище утворює гігантські «бульбашки» у холоднішому міжзоряному газі, розміри яких іноді становлять сотні світлових років. Такий газ часто називають «корональним» за аналогією з газом гарячої сонячної корони, хоча міжзоряний гарячий газ на кілька порядків розрідженіший, ніж газ корони. Спостерігається такий гарячий газ за слабким тепловим рентгенівським випромінюванням або ультрафіолетовими лініями, що належать деяким частково іонізованим елементам.

Космічні промені. Крім газу та пилу, міжзоряний простір заповнений також дуже енергійними частинками «космічних променів», що мають електричний заряд - електронами, протонами та ядрами деяких елементів. Ці частки летять практично зі швидкістю світла у всіх можливих напрямках. Їх основним (але не єдиним) джерелом є вибухи наднових зірок. Енергія частинок космічних променів на багато порядків перевищує їхню енергію спокою Е = m 0 c 2 (тут m 0 маса спокою частинки, з швидкість світла), і зазвичай знаходиться в межах 10 10 10 19 еВ (1 еВ = 1,6ґ 10 ?19 Дж), у дуже поодиноких випадках досягаючи і більш високих значень. Частинки рухаються у слабкому магнітному полі міжзоряного простору, індукція якого приблизно в сто тисяч разів менша, ніж у магнітного поля Землі. Міжзоряне магнітне поле, діючи на заряджені частинки із силою, яка залежить від їхньої енергії, «заплутує» траєкторії частинок, і вони безперервно змінюють напрямок свого руху в Галактиці. Лише найбільш високоенергійні космічні промені рухаються слабко викривленими шляхами і тому не утримуються в Галактиці, йдучи в міжгалактичний простір.

Частинки космічних променів, що досягають нашої планети, стикаються з атомами повітря і, розбиваючи їх, народжують нові численні елементарні частинки, які утворюють справжні зливи, випадаючи на земну поверхню. Ці частки (їх називають вторинними космічними променями) вдається безпосередньо реєструвати лабораторними приладами. Первинні ж космічні промені до Землі практично не доходять, їх можна реєструвати поза атмосфери. Але про наявність швидких частинок у міжзоряному просторі вдається дізнатися і за непрямими ознаками по характерному випромінюванню, яке вони виробляють при своєму русі.

Заряджені частинки, що летять у міжзоряному магнітному полі, відхиляються від прямих траєкторій під впливом сили Лоренца. Їхні траєкторії ніби «намотуються» на лінії магнітної індукції. Але будь-який непрямолинійний рух заряджених частинок, як відомо з фізики, призводить до випромінювання електромагнітних хвиль і поступової втрати енергії частинками. Довжина хвилі випромінювання космічних частинок відповідає радіодіапазону. Особливо ефективно випромінюють легкі електрони, на рух яких міжзоряне магнітне поле впливає найсильніше через їхню дуже малу масу. Це випромінювання названо синхротронним, оскільки у фізичних лабораторіях воно теж спостерігається, коли електрони розганяють у магнітних полях у спеціальних установках, синхротронах, що використовуються для отримання високоенергійних електронів.

Радіотелескопи ( см. РАДІОАСТРОНОМІЯ) приймають синхротронне випромінювання не тільки від усіх областей Чумацького Шляху, а й від інших галактик. Це доводить наявність там магнітних полів та космічних променів. Синхротронне випромінювання помітно посилено в спіральних рукавах галактик, де більша щільність міжзоряного середовища, інтенсивніше магнітне поле і частіше відбуваються вибухи наднових джерел космічних променів. Характерною особливістю синхротронного випромінювання є його спектр, не схожий на спектр випромінювання нагрітих середовищ, і сильна поляризація, пов'язана з спрямованістю магнітного поля.

Великомасштабний розподіл міжзоряного середовища. Основна маса газу та пилу концентрується поблизу площини нашої Галактики. Саме там зосереджені емісійні туманності, що спостерігаються, хмари атомарного і молекулярного газу. Аналогічна картина спостерігається і в інших галактиках, подібних до нашої. Коли далеку галактику розгорнуто до нас так, що її зірковий диск видно «з ребра», диск здається перетнутим темною смугою. Темна смуга - це шар міжзоряного середовища, непрозорий через наявність пилових частинок.

Товщина шару міжзоряного газу та пилу зазвичай становить кілька сотень св. років, а діаметр десятки і сотні тисяч св. років, тому такий шар вважатимуться порівняно тонким. Пояснення концентрації міжзоряного середовища в тонкий диск є досить простим і криється у властивостях атомів газу (і хмар газу) втрачати енергію при зіткненні один з одним, які безперервно відбуваються в міжзоряному просторі. Завдяки цьому газ накопичується там, де його повна (кінетична + потенційна) енергія мінімальна в площині зіркового диска, що притягує газ. Саме тяжіння зірок не дає газу далеко відійти від площини диска.

Але й усередині диска Галактики газ розподілено нерівномірно. У центрі Галактики виділяється молекулярний диск розміром кілька сотень св. років. Далі від центру щільність газу падає, але швидко зростає знову, утворюючи гігантське газове кільце радіусом понад 10 тис. св. років і завширшки кілька тисяч св. років. Сонце знаходиться поза його межами. На околицях Сонця середні щільності молекулярного і атомарного газу можна порівняти, а ще більших відстанях від центру переважає атомарний газ. Усередині шару міжзоряного середовища найбільша щільність газу та пилу досягається у спіральних рукавах Галактики. Там особливо часто зустрічаються молекулярні хмари та емісійні туманності, і народжуються зірки.

Народження зірок.Коли астрономи навчилися вимірювати вік зірок і виділяти короткоживучі молоді зірки, було виявлено, що утворення зірок відбувається найчастіше там, де концентрується міжзоряне газопилове середовище поблизу площини нашої Галактики, в її спіральних гілках. Найближчі до нас області зіркоутворення пов'язані з комплексом молекулярних хмар у Тельці та Змієносці. Трохи далі розташований величезний комплекс хмар в Оріоні, де спостерігається велика кількість зірок, що недавно народилися, у тому числі масивних і дуже гарячих, і кілька порівняно великих емісійних туманностей. Саме ультрафіолетовим випромінюванням гарячої зірки нагріта частина однієї з хмар, яку ми бачимо як Велику туманність Оріону. Емісійні туманності тієї ж природи, як і Туманність Оріона, завжди є надійним індикатором тих областей Галактики, де народжуються зірки.

Зірки зароджуються в надрах холодних молекулярних хмар, де через порівняно високу щільність і дуже низьку температуру газу сили тяжіння відіграють дуже важливу роль і можуть викликати стиснення окремих ущільнень середовища. Вони стискуються під дією сил власного тяжіння і поступово розігріваються до утворення гарячих газових куль молодих зірок. Спостерігати розвиток цього процесу дуже важко, оскільки він може тривати мільйони років і відбувається в мало прозорому (через пил) середовищі.

Формування зірок може відбуватися у великих молекулярних хмарах, а й у порівняно невеликих, але щільних. Їх називають глобулами. Вони видно на тлі неба як компактні та абсолютно непрозорі об'єкти. Типовий розмір глобул від десятих часток до декількох св. років, маса - десятки і сотні мас Сонця.

Загалом процес формування зірок зрозумілий. Пил у зовнішніх шарах хмари затримує світло зірок, розташованих зовні, тому хмара виявляється позбавленою зовнішнього підігріву. В результаті внутрішня частина хмари сильно охолоджується, тиск газу в ньому падає, і газ вже не може чинити опір взаємному тяжінню своїх частин - відбувається стиск. Найшвидше стискаються найбільш щільні частини хмари, там і утворюються зірки. Вони завжди виникають групами. Спочатку це порівняно холодні газові кулі різної маси, що повільно обертаються і повільно стискаються, але коли температура в їх надрах досягає мільйонів градусів, в центрі зірок починаються термоядерні реакції, при яких виділяється велика кількість енергії. Пружність гарячого газу зупиняє стискування, виникає стаціонарна зірка, що випромінює як велике нагріте тіло.

Дуже молоді зірки часто оточені пиловою оболонкою - залишками речовини, що не встигли ще впасти на зірку. Ця оболонка не випускає зсередини зоряне світло і повністю перетворює його на інфрачервоне випромінювання. Тому наймолодші зірки зазвичай виявляють себе лише як інфрачервоні джерела у надрах газових хмар. І лише пізній простір навколо молодої зірки розчищається та її промені прориваються у міжзоряний простір. Частина речовини, що оточує зірку, що формується, може утворити навколо неї обертовий газопиловий диск, в якому з часом виникнуть планети.

Зірки типу Сонця після свого виникнення мало впливають на довкілля. Але частина зірок, що народжуються, має дуже велику масу в десять і більше разів більше, ніж у Сонця. Потужне ультрафіолетове випромінювання таких зірок та інтенсивний зірковий вітер повідомляють теплову та кінетичну енергію більшим масам навколишнього газу. Частина зірок вибухає як наднові, викидаючи з великими швидкостями гігантську масу речовини у міжзоряне середовище. Тому зірки не лише утворюються з газу, а й багато в чому визначають його фізичні властивості. Зірки та газ можна розглядати як єдину систему зі складними внутрішніми зв'язками. Однак у деталях процес формування зірок дуже складний і ще остаточно вивчений. Відомі фізичні процеси, які стимулюють стиск газу та народження зірок, як і процеси, що гальмують його. Тому зв'язок між щільністю міжзоряного середовища в цій галузі Галактики та інтенсивністю зіркоутворення в ній не однозначна

Анатолій Засов

ЛІТЕРАТУРА

Каплан С.А., Пікельнер С.Б. Фізика міжзоряного середовища. М., 1979
Шкловський І.С. Зірки: їх народження, життя та смерть. М., 1984
Спітцер Л. Простір між зірками. М., 1986
Бочкарьов Н.Г. Основи фізики міжзоряного середовища. М., 1992
Сурдін В.Г. Народження зірок. М., 1997
Кононович Е.В., Мороз В.І. Загальний курс астрономії. М., 2001

Наявність поглинаючого розрідженого середовища було переконливо показано менше ста років тому, у першій половині 20 ст, шляхом порівняння властивостей далеких зоряних скупчень, що спостерігаються, на різних відстанях від нас. Це було зроблено незалежно американським астрономом Робертом Трюмплером (1896–1956) та радянським астрономом Б.А.Воронцовим-Вельяміновим (1904–1994), вірніше, так було виявлено одну зі складових міжзоряного середовища – дрібний пил, через який міжзоряне середовище виявляється не цілком прозорою, особливо в напрямках, близьких до напрямку на Чумацький Шлях. Присутність пилу означало, як і видима яскравість, і колір далеких зірок спотворені спотворені, і щоб дізнатися їх справжні значення, потрібен досить складний облік поглинання. Пил, таким чином, був сприйнятий астрономами як прикра перешкода, що заважає дослідженню далеких об'єктів. Але одночасно виник інтерес і до вивчення пилу як фізичного середовища – вчені стали з'ясовувати, як порошинки виникають і руйнуються, як реагує пил на випромінювання, яку роль відіграє пил в освіті зірок.

З появою рентгенівських телескопів, що встановлюються на космічних обсерваторіях, виявили ще один, найбільш гарячий компонент міжзоряного середовища – дуже розріджений газ з температурою в мільйони і десятки мільйонів градусів. Ні за оптичними спостереженнями, ні за спостереженнями в радіолініях цей газ «побачити» неможливо – середовище надто розріджене й повністю іонізоване, проте він заповнює суттєву частку обсягу всієї нашої Галактики.

Швидкий розвиток астрофізики, що вивчає взаємодію речовини та випромінювання у космічному просторі, як і поява нових можливостей спостережень, дозволило детально дослідити фізичні процеси у міжзоряному середовищі. Виникли цілі наукові напрями – космічна газодинаміка та космічна електродинаміка, що вивчають властивості розріджених космічних середовищ. Астрономи навчилися визначати відстані до газових хмар, вимірювати температуру, густину та тиск газу, його хімічний склад, оцінювати швидкості руху речовини. У другій половині 20 ст. виявилася складна картина просторового розподілу міжзоряного середовища та його взаємодії із зірками. Виявилося, що від щільності та кількості міжзоряного газу та пилу залежить можливість зародження зірок, а зірки (насамперед, найбільш масивні з них), у свою чергу, змінюють властивості навколишнього міжзоряного середовища – нагрівають його, підтримують безперервний рух газу, поповнюють середовище своєю речовиною. змінюють її хімічний склад. Вивчення такої складної системи як «зірки – міжзоряне середовище» виявилося дуже складним астрофізичним завданням, особливо з огляду на те, що загальна маса міжзоряного середовища в Галактиці та її хімічний склад повільно змінюються під дією різних факторів. Тому можна сказати, що в міжзоряному середовищі відбито всю історію нашої зіркової системи тривалістю в мільярди років.

Емісійні газові туманності.

Більшість міжзоряного середовища не доступна спостереженням у жодні оптичні телескопи. Найяскравіший виняток із цього правила – газові емісійні туманності, що спостерігалися ще з найпримітивнішими оптичними засобами. Найвідоміша з них – Велика туманність Оріона, яка видна навіть неозброєним оком (за умови дуже гарного зору) і особливо гарна при спостереженні у сильний бінокль чи невеликий телескоп.

Відомо багато сотень газових туманностей на різних відстанях від нас, причому майже всі вони зосереджені поблизу смуги Чумацького Шляху – там, де найчастіше зустрічаються молоді гарячі зірки.

В емісійних туманностях щільність газу значно вища, ніж в навколишньому просторі, але і в них концентрація частинок становить лише десятки або сотні атомів у кубічному сантиметрі. Таке середовище за «земними» мірками не відрізняється від повного вакууму (для порівняння: концентрація частинок повітря при нормальному атмосферному тиску складає в середньому 3·10 19 молекул см 3 , і навіть найбільш потужні вакуумні насоси не створять такої низької щільності, яка існує в газових туманностях). Туманність Оріона має порівняно невеликий лінійний розмір (20–30 світлових років). Оскільки діаметри деяких туманностей перевищують 100 св. років, повна маса газу в них може досягати десятків тисяч мас Сонця.

Емісійні туманності світяться тому, що всередині них чи поруч із ними знаходяться зірки рідкісного типу – гарячі блакитні зірки надгіганти. Правильніше ці зірки слід назвати ультрафіолетовими, оскільки їх основне випромінювання відбувається у жорсткому ультрафіолетовому діапазоні спектра. Випромінювання з довжиною хвилі коротше 91,2 нм дуже ефективно поглинається міжзоряними атомами водню та іонізує їх, тобто. розриває у яких зв'язок між електронами і ядрами атомів – протонами. Цей процес (іонізація) збалансований протилежним процесом (рекомбінація), в результаті якого під дією взаємного тяжіння електрони знову поєднуються з протонами в нейтральні атоми. Такий процес супроводжується випромінюванням електромагнітних квантів. Але зазвичай електрон, з'єднуючись із протоном в нейтральний атом, не відразу потрапляє на нижній енергетичний рівень атома, а затримується на кількох проміжних, і щоразу при переході між рівнями атом випромінює фотон, енергія якого менша, ніж у фотона, який іонізував атом. В результаті, один ультрафіолетовий фотон, що іонізував атом, «дробиться» на кілька оптичних. Так газ перетворює не видиме оком ультрафіолетове випромінювання зірки на оптичне випромінювання, завдяки якому ми бачимо туманність.

Емісійні туманності типу Туманності Оріону – це газ, що нагрівається ультрафіолетовими зірками. Ту ж природу мають і планетарні туманності, що складаються з газу, що скидається зірками, що старіють.

Усередині газових залишків наднових зірок немає яскравих ультрафіолетових джерел. Енергія їх свічення – це перетворена енергія газу, що розлітається після вибуху зірки, плюс енергія, що виділяється залишком Наднової, що зберігся. У випадку крабоподібної туманності таким залишком є компактна нейтронна зірка, що швидко обертається, безперервно викидає в навколишній простір потоки високоенергійних елементарних частинок. Через десятки тисяч років подібні туманності, розширюючись, поступово розчиняються у міжзоряному середовищі.

Міжзоряний пил.

Навіть побіжний погляд на зображення будь-якої емісійної туманності досить великого розміру дозволяє побачити на її тлі різкі темні деталі – плями, струмені, химерні затоки. Це проектовані на світлу туманність розташовані недалеко від неї невеликі і щільніші хмари, непрозорі внаслідок того, що до газу завжди домішаний міжзоряний пил, що поглинає світло.

Є пил і поза газовими хмарами, заповнюючи (разом з дуже розрідженим газом) весь простір між ними. Такий розподілений у просторі пил призводить до ослаблення світла далеких зірок, що важко враховується. Світло частково поглинається, а частково – розсіюється дрібними твердими порошинками. Найбільш сильне ослаблення спостерігається в напрямках, близьких до напрямку Чумацького Шляху (на площину галактичного диска). У цих напрямках, пройшовши тисячу світлових років, видиме світло послаблюється приблизно на 40 відсотків. Якщо врахувати, що довжина нашої Галактики – десятки тисяч світлових років, стає ясно, що ми можемо досліджувати зірки галактичного диска лише у невеликій його частині. Чим коротша довжина хвилі випромінювання, тим сильніше поглинається світло, внаслідок чого далекі зірки здаються почервонілими. Тому міжзоряний простір найпрозоріше для довгохвильового інфрачервоного випромінювання. Лише найбільш щільні газопилові хмари залишаються непрозорими навіть для інфрачервоного світла.

На відміну від емісійних туманностей, вони мають безперервний спектр, як і спектр зірок, що їх висвітлюють.

Вивчаючи відбите або минуле крізь хмару світло зірок, можна багато дізнатися про частинки пилу. Наприклад, поляризація світла говорить про витягнуту форму порошин, які набувають певної орієнтації під дією міжзоряного магнітного поля. Тверді частинки космічного пилу мають розмір близько 0,1-1 мкм. Ймовірно, у них залізо-силікатне або графітове ядерце, вкрите крижаною шубою з легких елементів. Графітові і силікатні ядерця порошинок, мабуть, утворюються в відносно прохолодних атмосферах зірок-гігантів і потім викидаються в міжзоряне простір, де остигають і покриваються шубою з летючих елементів.

Поглинаючи світлову енергію зірок, пил нагрівається до невеликої температури (зазвичай – на кілька десятків градусів вище за абсолютного нуля), а випромінює поглинену енергію у формі дуже довгохвильового інфрачервоного випромінювання, яке на шкалі електромагнітних хвиль займає проміжне положення між оптичним та радіо діапазонами (довжина хвилі – десятки та сотні мікрометрів). Це випромінювання, що приймається телескопами, встановленими на спеціалізованих космічних апаратах, дає неоціненну інформацію про масу пилу та джерела її нагріву в нашій та інших галактиках.

Атомарний, молекулярний та гарячий газ.

Міжзоряний газ – це переважно суміш водню (близько 70%) і гелію (близько 28%) з дуже невеликою домішкою більш важких хімічних елементів. Середня концентрація частинок газу в міжзоряному просторі надзвичайно мала і не перевищує однієї частинки на 1-2 кубічних см. В об'ємі, що дорівнює об'єму земної кулі, міститься близько 1 кг міжзоряного газу, але це тільки в середньому. Газ дуже неоднорідний як за густиною, так і за температурою.

Температура основної маси газу вбирається у кількох тисяч градусів – недостатньо високої у тому, щоб водень чи гелій було іонізовано. Такий газ називають атомарним, оскільки він складається із нейтральних атомів. Холодний атомарний газ практично не випромінює в оптичному діапазоні, тому довго про нього майже нічого не було відомо.

Найпоширеніший атомарний газ – водень (умовне позначення – HI) – спостерігається за радіовипромінюванням на довжині хвилі близько 21 см. Радіоспостереження показали, що газ утворює хмари неправильної форми з температурою в кілька сотень кельвінів і більш розріджене і гаряче міжхмарне середовище. Повна маса атомарного газу в галактиці сягає кількох мільярдів мас Сонця.

У найбільш щільних хмарах охолоджується газ, окремі атоми об'єднуються в молекули, і газ стає молекулярним. Найпоширеніша молекула – Н 2 – не випромінює ні в радіо, ні в оптичному діапазоні (хоча ці молекули мають лінії поглинання в ультрафіолетовій області), і виявити молекулярний водень надзвичайно важко. На щастя, разом із молекулярним воднем виникають десятки інших молекул, що містять важчі елементи – такі як вуглець, азот та кисень. За їх радіовипромінюванням на певних, добре відомих частотах оцінюється маса молекулярного газу. Пил робить молекулярні хмари непрозорими для світла, і саме вони видно як темні плями (прожилки) на світлому фоні емісійних туманностей.

Молекулярні хмари дуже різноманітні.

Молоді гарячі зірки можуть своїм короткохвильовим випромінюванням нагрівати та руйнувати молекулярні хмари. Особливо багато енергії виділяється і повідомляється міжзоряному газу при вибухах наднових, а також речовиною, що інтенсивно витікає з атмосфер гарячих зірок великої світності (зірковим вітром масивних зірок). Газ розширюється та нагрівається до мільйона і більше градусів. Це гаряче розріджене середовище утворює гігантські «бульбашки» у холоднішому міжзоряному газі, розміри яких іноді становлять сотні світлових років. Такий газ часто називають «корональним» – за аналогією з газом гарячої сонячної корони, хоча міжзоряний гарячий газ на кілька порядків розріджений, ніж газ корони. Спостерігається такий гарячий газ за слабким тепловим рентгенівським випромінюванням або ультрафіолетовими лініями, що належать деяким частково іонізованим елементам.

Космічні промені.

Крім газу та пилу, міжзоряний простір заповнений також дуже енергійними частинками «космічних променів», що мають електричний заряд – електронами, протонами та ядрами деяких елементів. Ці частки летять практично зі швидкістю світла у всіх можливих напрямках. Їх основним (але не єдиним) джерелом є вибухи наднових зірок. Енергія частинок космічних променів на багато порядків перевищує їхню енергію спокою Е = m 0c 2 (тут m 0 – маса спокою частинки, с – швидкість світла), і зазвичай знаходиться в межах 10 10 – 10 19 еВ (1 еВ = 1,6 ґ 10 –19 Дж), у дуже рідкісних випадках досягаючи і вищих значень. Частинки рухаються у слабкому магнітному полі міжзоряного простору, індукція якого приблизно в сто тисяч разів менша, ніж у магнітного поля Землі. Міжзоряне магнітне поле, діючи на заряджені частинки із силою, яка залежить від їхньої енергії, «заплутує» траєкторії частинок, і вони безперервно змінюють напрямок свого руху в Галактиці. Лише найбільш високоенергійні космічні промені рухаються слабко викривленими шляхами і тому не утримуються в Галактиці, йдучи в міжгалактичний простір.

Частинки космічних променів, що досягають нашої планети, стикаються з атомами повітря і, розбиваючи їх, народжують нові численні елементарні частинки, які утворюють справжні зливи, випадаючи на земну поверхню. Ці частки (їх називають вторинними космічними променями) вдається безпосередньо реєструвати лабораторними приладами. Первинні ж космічні промені до Землі практично не доходять, їх можна реєструвати поза атмосфери. Але про наявність швидких частинок у міжзоряному просторі вдається дізнатися і за непрямими ознаками – характерним випромінюванням, яке вони виробляють при своєму русі.

Заряджені частинки, що летять у міжзоряному магнітному полі, відхиляються від прямих траєкторій під впливом сили Лоренца. Їхні траєкторії ніби «намотуються» на лінії магнітної індукції. Але будь-який непрямолинійний рух заряджених частинок, як відомо з фізики, призводить до випромінювання електромагнітних хвиль і поступової втрати енергії частинками. Довжина хвилі випромінювання космічних частинок відповідає радіодіапазону. Особливо ефективно випромінюють легкі електрони, на рух яких міжзоряне магнітне поле впливає найсильніше через їхню дуже малу масу. Це випромінювання названо синхротронним, оскільки у фізичних лабораторіях воно також спостерігається, коли електрони розганяють у магнітних полях у спеціальних установках – синхротронах, які використовуються для отримання високоенергійних електронів.

Радіотелескопи ( см. Радіоастрономія) приймають синхротронне випромінювання не тільки від усіх областей Чумацького Шляху, але і від інших галактик. Це доводить наявність там магнітних полів та космічних променів. Синхротронне випромінювання помітно посилено в спіральних рукавах галактик, де більша щільність міжзоряного середовища, інтенсивніше магнітне поле і частіше відбуваються вибухи наднових - джерела космічних променів. Характерною особливістю синхротронного випромінювання є його спектр, не схожий на спектр випромінювання нагрітих середовищ, і сильна поляризація, пов'язана з спрямованістю магнітного поля.

Великомасштабний розподіл міжзоряного середовища.

Основна маса газу та пилу концентрується поблизу площини нашої Галактики. Саме там зосереджені емісійні туманності, що спостерігаються, хмари атомарного і молекулярного газу. Аналогічна картина спостерігається і в інших галактиках, подібних до нашої. Коли далеку галактику розгорнуто до нас так, що її зірковий диск видно «з ребра», диск здається перетнутим темною смугою. Темна смуга - це шар міжзоряного середовища, непрозорий через наявність пилових частинок.

Товщина шару міжзоряного газу та пилу зазвичай становить кілька сотень св. років, а діаметр – десятки та сотні тисяч св. років, тому такий шар вважатимуться порівняно тонким. Пояснення концентрації міжзоряного середовища в тонкий диск є досить простим і криється у властивостях атомів газу (і хмар газу) втрачати енергію при зіткненні один з одним, які безперервно відбуваються в міжзоряному просторі. Завдяки цьому газ накопичується там, де його повна (кінетична + потенційна) енергія мінімальна – у площині зіркового диска, що притягує газ. Саме тяжіння зірок не дає газу далеко відійти від площини диска.

Народження зірок.

Коли астрономи навчилися вимірювати вік зірок і виділяти молоді зірки, що коротко живуть, було виявлено, що утворення зірок відбувається найчастіше там, де концентрується міжзоряне газопилове середовище – поблизу площини нашої Галактики, в її спіральних гілках. Найближчі до нас області зіркоутворення пов'язані з комплексом молекулярних хмар у Тельці та Змієносці. Трохи далі розташований величезний комплекс хмар в Оріоні, де спостерігається велика кількість зірок, що недавно народилися, у тому числі масивних і дуже гарячих, і кілька порівняно великих емісійних туманностей. Саме ультрафіолетовим випромінюванням гарячої зірки нагріта частина однієї з хмар, яку ми бачимо як Велику туманність Оріону. Емісійні туманності тієї ж природи, як і Туманність Оріона, завжди є надійним індикатором тих областей Галактики, де народжуються зірки.

Зірки зароджуються в надрах холодних молекулярних хмар, де через порівняно високу щільність і дуже низьку температуру газу сили тяжіння відіграють дуже важливу роль і можуть викликати стиснення окремих ущільнень середовища. Вони стискуються під впливом сил свого тяжіння і поступово розігріваються до утворення гарячих газових куль – молодих зірок. Спостерігати розвиток цього процесу дуже важко, оскільки він може тривати мільйони років і відбувається в мало прозорому (через пил) середовищі.

Формування зірок може відбуватися у великих молекулярних хмарах, а й у порівняно невеликих, але щільних. Їх називають глобулами. Вони видно на тлі неба як компактні та абсолютно непрозорі об'єкти. Типовий розмір глобул - від десятих часток до кількох св. років, маса – десятки та сотні мас Сонця.

Загалом процес формування зірок зрозумілий. Пил у зовнішніх шарах хмари затримує світло зірок, розташованих зовні, тому хмара виявляється позбавленою зовнішнього підігріву. В результаті внутрішня частина хмари сильно охолоджується, тиск газу в ній падає, і газ вже не може чинити опір взаємному тяжінню своїх частин - відбувається стиск. Найшвидше стискаються найбільш щільні частини хмари, там і утворюються зірки. Вони завжди виникають групами. Спочатку це порівняно холодні газові кулі різної маси, що повільно обертаються і повільно стискаються, але коли температура в їх надрах досягає мільйонів градусів, в центрі зірок починаються термоядерні реакції, при яких виділяється велика кількість енергії. Пружність гарячого газу зупиняє стискування, виникає стаціонарна зірка, що випромінює як велике нагріте тіло.

Дуже молоді зірки часто оточені пиловою оболонкою – залишками речовини, які ще не встигли впасти на зірку. Ця оболонка не випускає зсередини зоряне світло і повністю перетворює його на інфрачервоне випромінювання. Тому наймолодші зірки зазвичай виявляють себе лише як інфрачервоні джерела у надрах газових хмар. І лише пізній простір навколо молодої зірки розчищається та її промені прориваються у міжзоряний простір. Частина речовини, що оточує зірку, що формується, може утворити навколо неї обертовий газопиловий диск, в якому з часом виникнуть планети.

Зірки типу Сонця після свого виникнення мало впливають на довкілля. Але частина зірок, що народжуються, має дуже велику масу - в десять і більше разів більше, ніж у Сонця. Потужне ультрафіолетове випромінювання таких зірок та інтенсивний зірковий вітер повідомляють теплову та кінетичну енергію більшим масам навколишнього газу. Частина зірок вибухає як наднові, викидаючи з великими швидкостями гігантську масу речовини у міжзоряне середовище. Тому зірки не лише утворюються з газу, а й багато в чому визначають його фізичні властивості. Зірки та газ можна розглядати як єдину систему зі складними внутрішніми зв'язками. Однак у деталях процес формування зірок дуже складний і ще остаточно вивчений. Відомі фізичні процеси, які стимулюють стиск газу та народження зірок, як і процеси, що гальмують його. Тому зв'язок між щільністю міжзоряного середовища в цій галузі Галактики та інтенсивністю зіркоутворення в ній не однозначна

Анатолій Засов

Утворення зірок та інших об'єктів Всесвіту відбувається шляхом низки перетворень, що відбуваються з міжзоряним газопиловим середовищем. Відомо, що її заповнено так званим міжзоряним газом.

В даний час склад та властивості міжзоряного газу вивчені досить добре, хоча вперше про його існування люди дізналися лише на початку XX століття.

Міжзоряний газ- суцільне середовище, що стискається, до якого застосовні закони газової динаміки. Відомо, що концентрація речовини у ньому становить приблизно 1 атом на 1 см 3 . На перший погляд можна припустити, що міжзоряний газ насправді є вакуумом. і наведене визначення недоцільно (до відома, концентрація речовини у вакуумі становить 10" атомів па 1 см 4). Але за визначенням вакуум - це система, в якій довжина вільного пробігу атомів або молекул перевищує її характерні розміри. У Всесвіті ж довжина вільного пробігу частинок у багато сотень разів менше відстані між зірками.

Фізичні властивості міжзоряного середовища

Найбільш важливою властивістю міжзоряного середовища є наявність у ній магнітних полів. Доведено, що вони рухаються із хмарами міжзоряного газу. Саме завдяки магнітним полям утворюються щільні холодні газопилові хмари, з яких конденсуються зірки.

Силові лінії міжзоряних магнітних полів спрямовані гілкам спіральної структури Галактики. Напруженість цих полів більш ніж у 100 тис. разів менша за напруженість магнітного поля Землі на її поверхні.

Магнітні поля знаходяться в тісному зв'язку з космічним випромінюванням, яке є потік протонів, електронів і ядер більш важких елементів. Ці частинки рухаються гвинтоподібно вздовж силових ліній магнітних полів. Завдяки тому, що вони випромінюють радіохвилі, стало можливим дослідити якісний склад міжзоряного середовища та об'єктів, що знаходяться в ньому.

Хімічний склад міжзоряного газу

Дослідження хімічного складу міжзоряного газу розпочалося у середині XX ст. завдяки розвитку радіоастрономічних методів досліджень. Першим елементом, виявленим у міжзоряному газі, був водень. Наразі відомо, що він становить значну частину міжзоряного газу та знаходиться у молекулярному вигляді. Крім того, міжзоряний газ містить атоми гелію, ряду металів, а також складніші сполуки,

Дослідження спектрів випромінювання дозволяє встановити ізотопний склад міжзоряного газу, оскільки різні ізотопи одного й того елемента випускають випромінювання різної довжини хвилі.

У міру розвитку галактик кількість міжзоряного середовища в них неухильно зменшується, оскільки витрачена на утворення зірок речовина не повертається до міжзоряного середовища в повному обсязі. Досить велика його частина залишається в надрах «мертвих» білих карликів, нейтронних зірок та чорних дірок.

Слід зазначити, що кругообіг міжзоряного газу призводить до зміни його хімічного складу. Перебуваючи в надрах зірок та беручи участь у термоядерних реакціях, міжзоряний газ збагачується гелієм та важкими елементами. Зміст водню в ньому значно знижується. Таким чином, міжзоряний газ, що пройшов еволюційний цикл зірки, повертається в міжзоряне середовище, включаючи нікчемні кількості водню і значні - важких і надважких елементів, а також гелію. Однак цей процес відбувається вкрай повільно. Наприклад, за час існування нашої Галактики лише дуже потужні зірки встигли пройти весь еволюційний цикл.

складник бл. 99% її маси та прибл. 2% маси галактики. М. р. вельми рівномірно перемішаний з міжзоряним пилом, який часто своїм поглинанням або розсіюванням світла робить газово-пилові структури спостережуваними (див. ). Діапазон зміни осн. параметрів, що описують М. р., дуже широкий. Темп-ра М. р. коливається від 4-6 До 10 6 К (у міжзоряних іонна температура М. р. іноді перевищує 10 9 К), концентрація змінюється від 10 -3 -10 -4 до 10 8 -10 12 частинок 1 см 3 . Для випромінювання М. р. характерний широкий діапазон - від довгих радіохвиль до жорсткого гамма-випромінювання.

Існують області, де М. р. знаходиться переважно в молекулярному стані (молекулярні хмари) – це найбільш щільні та холодні частини М. р.; є області, де М. р складається гол. обр. з нейтральних атомів водню (області HI), - це менш щільні і в середньому тепліші області; існують області іонізованого водню (зони НII), якими явл. світлі емісійні туманності навколо гарячих зірок і області розрідженого гарячого газу (корональний газ). М. р., як і речовина зірок, складається гол. обр. з водню та гелію з невеликою добавкою інших хім. елементів (див.). У середньому М. р. атоми водню становлять бл. 90% числа всіх атомів (70% за масою). На атоми гелію припадає прибл. 10% числа атомів (бл. 28% за масою). Інші 2% маси становлять усі наступні хімічні. елементи (т.зв. важкі елементи). З них найбільш рясні О, С, N, Ne, S, Ar, Fe. Усі вони разом становлять прибл. 1/1000 від числа атомів М. р. Однак роль їх у npoцeccax, що протікають у М. р., дуже велика. У порівнянні зі складом Сонця в М. р. спостерігається дефіцит ряду важких елементів, особливо Аl, Са, Ti, Fe, Ni, яких брало в десятки і сотні разів менше, ніж на Сонці. У різних ділянках М. р. Галактики величина дефіциту неоднакова. Виникнення дефіциту пов'язані з тим, що означає. частина зазначених елементів входить до складу порошин і майже відсутня в газоподібній фазі.

Поза галактич. диска М. р дуже мало. В осн. частини гало Галактики газ, мабуть, гарячий (~ 10 o До) і дуже розріджений ( на висоті 5 кпк над площиною симетрії диска). Найбільш помітні найщільніші газові утворення гало-. Очевидно, невелика кількість газу є в деяких, найбільш щільних, . Крім того, на високих галактичах. широтах виявлено водню.

3. Методи спостереження міжзоряного газу

Сильна розрідженість М. р. і широкий діапазон темп-р, при яких він може перебувати, визначають різноманітність методів його дослідження.

Найбільш доступні для спостережень газові та газово-пилові світлі туманності. По оптич. і меншою мірою ІЧ-спектрам випромінювання емісійних туманностей вдалося встановити щільність, темп-ру, склад і стан іонізації речовини зон НII. Багату інформацію про М. р. в емісійних туманностях отримують водню, гелію та ін. елементів, а також безперервному радіовипромінювання.

Стан М. р. поза туманностями досліджують міжзоряними оптич. та УФ-ліній поглинання в спектрах зірок. За ними вдалося встановити, що М. р. складається з окремих хмар, а речовина в них перебуває переважно у нейтральному атомарному стані. По лініях поглинання оптич. діапазоні були відкриті (1938 р.) перші . Лінії поглинання більшості атомів, іонів та молекул лежать в УФ-області спектру (рис. 3). Спостереження їх, проведені на ШСЗ, дозволили вивчити поширеність елементів та іонізацій. стан М. р. та виявити в ньому дефіцит ряду важких елементів. По лініях поглинання іонів NV (1238 і 1242) та OVI (1032 і 1038) були виявлені коридори гарячого газу. По вивчають великомасштабну і тонку структуру областей HI в Галактиці та ін. Галактиках, щільність і темп-ру міжзоряних хмар, їх будову, рух, а також обертання навколо центрів галактик.

Дослідити розподіл Н2 складніше. Для цього найчастіше користуються непрямим методом: досліджують просторовий розподіл молекули СО, концентрація якої пропорційна концентрації молекул H 2 (молекул Н 2 приблизно в 10 5 разів більше, ніж СО). Радіовипромінювання молекули СО = 2,6 мм практично не поглинається міжзоряним пилом і дозволяє вивчати розподіл молекул СО і Н 2 , а також досліджувати умови в найбільш холодній і щільній частині М. г.- в молекулярних хмарах і газово-пилових комплексах. Молекули H 2 безпосередньо спостерігаються тільки смугами поглинання, що лежать в далекій УФ-області спектру ( 1108 ), і в дек. випадках по ІЧ-ліній випромінювання (= 2 мкм та 4 мкм). Однак через міжзоряне поглинання світла пилом цей метод не дозволяє досліджувати Н2 у щільних непрозорих молекулярних хмарах, де ці молекули в основному зосереджені. Окремі, найбільш щільні конденсації молекулярного газу, розташовані поруч із сильними джерелами збудження (напр., ІЧ-зірками), спостерігаються як потужних космічних мазерів (див. ).

Високий спектр. роздільна здатність, досягнута в радіодіапазоні, дозволяє вивчати молекули, що містять різні ізотопи атомів, напр. 1 H і 2 D (дейтерій), 12 і 13 С, 14 N і 15 N, 16 О, 17 О, 18 Про і т.д., тобто. ізотопний склад М. р. та його варіації. Порівняння ізотопного складу совр. М. р. з ізотопним складом Сонячної системи, що утворилася з міжзоряного середовища прибл. років тому, дає можливість судити про зміни ізотопного складу, пов'язані з еволюцією М. р.

За поглинанням рентг. променів у міжзоряному просторі можна судити про повну кількість міжзоряної речовини, що знаходиться в атомарному та молекулярному вигляді, а також у вигляді порошин. Надалі за флюоресценцією атомів у рентгенівських лініях різних елементів (див. ) можна буде отримати досить повну інформацію про поширеність елементів у міжзоряній речовині незалежно від того, в якому стані воно знаходиться. Найбільш гарячі ділянки М. р. (залишки наднових зірок і коридори гарячого газу) випромінюють рентг. діапазоні, що дозволяє методами вивчити їхнє просторове розташування та фіз. св-ва.

Міжзоряне середовище випромінює також -променях. Енергійні-фотони (з енергією 50 МеВ) виникають у М. р. за рахунок того, що при зіткненні протонів з протонами М. г. утворюються -, які розпадаються на 2-фотона. Внесок 50% дає релятивістських електронів косміч. променів при зіткненнях з ядрами атомів М. р. Крім того, при взаємодії частинок косміч. променів низьких енергій з ядрами атомів М. р. і пилу з'являються лінії в діапазоні 1-6 МеВ. Сильна лінія з енергією фотонів 0,511 МеВ може утворюватися при анігіляції позитронів, що виникають при взаємодії косміч. променів з М. р.

Стан газу безпосередньо. околиці Сонячної системи встановлено за параметрами обумовленого щодо міжзоряного середовища.

Ще одним тонким методом досліджень М. р. виявилися спостереження мерехтіння радіовипромінювання пульсарів на дрібних неоднорідностях міжзоряної плазми. З його допомогою вдалося встановити, що концентрація електронів т ув М. р флуктує слабко. Середнє з променю зору значення (тут - відхилення концентрації електронів від порівн. значення з променю зору). Розміри неоднорідностей можуть бути різними, але при спостереженнях пульсарів осн. Внесок у мерехтіння дають неоднорідності розміром ~ 10 10 -10 13 см, породжені, мабуть, .

4. Процеси, що формують стан міжзоряного газу

Тепловий та іонізаційний стани М. р.

Розрідженість М. р. призводить до того, що він прозорий більшості видів випромінювання. Тому умови в ньому дуже далекі від . Однак розподіл енергії між частинками М. р. в більшості випадків (за винятком гол. обр. ударних хвиль в М. р., де немає рівнорозподілу енергії між електронами та іонами) підпорядковується, завдяки чому можна говорити про темп М. р.

Для визначення рівноважних св-в М. р. (ступеня іонізації, інтенсивності випромінювання та ін.) розглядається баланс процесів збудження іонів, атомів і молекул (співдарень, поглинання випромінювання та ін.) та процесів зняття збудження (рекомбінацій, випромінювання фотонів), що протікають у к.-л. виділеному обсязі кінцевий інтервал часу.

Зони НII М. р. нагріваються УФ-випромінюванням зірок, розташованих усередині них (атоми водню активно поглинають випромінювання з ). Області HI та молекулярні хмари нагріваються проникаючою радіацією: частинками косміч. променів низьких енергій (~ 1-10 МеВ/нуклон), а також УФ- та м'яким рентг. випромінюванням. Роль найенергійніших фотонів і частинок невелика, т.к. їх менше, а взаємодіють вони з М. р. слабше (див. ). У деяких місцях М. р. істотні та ін механізми нагріву, напр. ударні хвилі, що виникають при зіткненнях хмар або при спалахах наднових зірок.

Охолодження М. р. відбувається рахунок випромінювання в спектральних лініях частіше в ІЧ- і оптич. областях спектру, рідше в УФ-і рентг. діапазонах або радіодіапазоні (див. ). Випромінювання в безперервному спектрі грає, як правило, другорядну роль. В цілому механізм охолодження майже всіх областей М. р. подібний до охолодження зон НII, але в областях HI підвищену роль в охолодженні грає випромінювання в ІЧ-діапазоні, а в холодних молекулярних областях - в радіодіапазоні.

Іонізується М. р. тими самими видами випромінювань, як і нагрівається. Іонізація. рівновага досягається при рівності швидкості іонізації та швидкості гол. обр. радіац. рекомбінації. У окремих випадках, напр. для іона ВІН в областях HI, певну роль відіграють реакції обміну зарядом (реакції перезарядки) з воднем і рідше з гелієм.

Формування структури М. р.

Аналіз, проведений С.Б. Пікельнером (1967 р.), показав, що ур-ня стану газу областях HI подібно ур-нию стану Ван-дер-Ваальса для неідеального газу, тобто. тиск pмає мінімум та максимум (рис. 4). В областях HI спіральних гілок Галактики певному тиску М. р. можуть відповідати три значення концентрації частинок (або густини) газу n. Стан при середньому значенні концентрації нестійкий, з цього стану М. р. за ~ 10 6 років перейде в стан з більшою ( n 1) або меншою ( n 2) концентрацією. В результаті М. р. розбивається на області з 10 см -3 і см -3, між к-рими встановлюється рівність тисків: згущення з 10 см -3 і K (хмари) знаходяться в динамічній. рівновазі з областями, де см -3 при темп-ре К (див. криву Tна рис. 4). Процес розшарування М. р. на дві термічно стійкі фази (як наслідок теплової нестійкості М. г.) призводить до того, що в областях НI існують "холодні" хмари і "гаряче" міжхмарне середовище.

Іншим, ще сильнішим чинником, що впливає структуру М. р. в S-галактиках, явл. спіральних ударних хвиль. Вони виникають при зіткненні М. р., вже накопиченого в спіральних гілках, з газом, який при круговому русі навколо центру галактики наздоганяє спіральні гілки і входить в них з надзвуковою швидкістю (спіральні гілки обертаються навколо центру Галактики в той же бік, що газ та зірки, але з меншою швидкістю). На фронті ударної хвилі газ, що набігає, гальмується і ущільнюється. За рахунок тиску, що підвищився, майже весь газ виявляється в щільній фазі. Так утворюються газово-пилові комплекси, які спостерігаються на внутр. сторонах спіральних гілок.

Газово-пилові комплекси можуть виникати під дією спіральних ударних хвиль, а й унаслідок т.зв. газовий диск галактик. В результаті розвитку нестійкості виникають компактні (10-30 пк) газово-пилові згустки, що потім стають осередками утворення зоряних скупчень. У S-галактиках нестійкість Релея-Тейлора грає, мабуть, меншу роль, ніж спіральні ударні хвилі, але у Ir-галактиках вона, певне, явл. осн. причиною утворення комплексів М. р.

Спостереження показують, що міжзоряні хмари мають окрім упорядкованого руху довкола центру Галактики хаотич. швидкості із пор. значенням прибл. 10 км/с. У середньому через 30-100 млн. років хмара стикається з іншою хмарою, що призводить до дисипації (зменшення) цих випадкових рухів, часткового злипання хмар та формування статечного (~) спектру їх мас. Хаотич. рухи підтримуються вибухами наднових: скинута під час вибуху М. р. оболонка зірки гальмується М. р. і передає хмарам частину свого імпульсу.

З області М. р., по якій пройшла ударна хвиля, викликана спалахом, майже весь газ виявляється помітним. Виникла область розрідженого газу (каверна розміром десятки пк з n~ 10 -2 см -3 та T~ 10 6 K) може існувати ~ 10 7 років. Якщо за цей час поблизу спалахне ще одна надцо-ва, то нова каверна, зімкнувшись з попередньою, може утворити великий коридор гарячого розрідженого сильно іонізованого газу. Випромінювання гарячого газу може нагрівати до 300-5000 К газові хмари, що знаходяться на відстані багатьох пк від коридорів (існування хмар з такою температурою неможливо в описаній вище простій двофазної моделі М. г.).

Спалахи наднових зірок, що "пробурили" газовий диск галактики наскрізь, викликають відтік газу від площини галактики в міжгалактич. середовище та нагрівання його там аж до 10 7 -10 8 K. В результаті в міжгалактич. середовище потрапляє збагачений важкими елементами газ. Можливо, що саме завдяки цим процесам міжгалактич. газ у скупченнях галактик має майже такий же вміст заліза, як атмосфера Сонця. Частина газу, мабуть, падає назад до галактич. площині у вигляді високоширотних та високошвидкісних хмар водню.

5. Процеси, що протікають у газово-пилових комплексах

Речовина в газово-пилових комплексах досить щільна для того, щоб не пропускати на велику глибину осн. частина проникаючої радіації. Тому М. р. усередині комплексів виявляється холоднішим, ніж у міжзоряних хмарах, і існує переважно в молекулярній формі. Молекули утворюються гол. обр. в іон-молекулярних реакціях, а також на поверхні порошинок (молекули Н 2 і деякі інші, див.). Іонізація, необхідна для протікання іон-молекулярних реакцій, підтримується УФ-випромінюванням зірок (в областях, де міжзоряне поглинання світла) і, мабуть, косміч. променями низьких енергій (4-12 К) згустків. Спільно з цими процесами в холодних фрагментах молекулярних хмар ведуть до виникнення самогравітуючих згустків газово-пилової речовини зоряної маси - протозірок, з яких брало згодом утворюються зірки.

Т.ч., молекулярні хмари мають швидко (за ~ 10 6 років) перетворитися на зірки. Т.к. вони існують набагато довше, повинні діяти фактори, що уповільнюють утворення зірок (напр., магн. тиск, турбулентність, нагрівання газу зірок, що виникли, див.).

6. Еволюція міжзоряного газу

М. р. постійно обмінюється речовиною зі зірками. За оцінками, нині в Галактиці у зірки переходить газ у кількості на рік. Водночас зірки, гол. обр. на пізніх стадіях еволюції, втрачають речовину і поповнюють М. р.

Частина речовини, що викидається, брала участь у термоядерних реакціях у надрах зірок і збагатилася там важкими елементами. Тому згодом склад (поширеність елементів) у М. р. змінюється. У різних галактиках і різних частинах кожної галактики ці процеси йдуть з різними швидкостями. У результаті хім. та ізотопному складі М. р. з'являються неоднорідності, і насамперед градієнт хім. складу вздовж радіусів галактик. Ближче до центру галактик М. р. більш збагачений важкими елементами.

Поки невідомо, коли і як сталося збагачення первинного газу (що мав склад 75% Н і 25% Не за масою, див.) важкими елементами: чи це було ще до утворення галактик або на початку їх еволюції. Але ясно, що на перших етапах історії галактик цей процес йшов набагато активніше, ніж зараз.

У галактиках з великим уд. моментом кількості руху за час ~ 10 9 років після їх утворення М. р. осел у диск, також збагатившись важкими елементами. Подальше зіркоутворення йшло у диску. У S-галактиках зіркоутворення у диску стимулюється спіральною ударною хвилею. При кожному проходженні крізь спіральну ударну хвилю елементи газу гальмуються, втрачають енергію і з кожним оборотом наближаються до центру галактики.

У Ir-галактиках спіральні хвилі не сформувалися, газ вичерпувався повільно. Тому в даний час вони найбільш багаті на газ (пор. вміст атомарного водню 18% від маси галактики). У лінзовидних (SO) галактиках осн. частина газу була, ймовірно, виметена в міжгалактич. простір при взаємодії їх з ін. галактиками, а газу, що залишився, виявилося недостатньо для активного зореутворення.

Отже, в процесі еволкції галактик відбувається кругообіг речовини: М. р. зірки М. р., що призводить до поступового збільшення вмісту важких елементів в М. р. і зірках і зменшення кількості М. р. в кожній з галактик. У різних типах галактик вичерпання М. р. йде істотно різними темпами. Ймовірно можливість, що формування зірок і збагачення газу важкими елементами йшли в Галактиці немонотонно, тобто. дек. Раз в історії Галактики могли відбуватися затримки зіркоутворення на мільярди подітий. Це, у принципі, мало б позначитися на поширеності елементів у різних типах зоряного населення.