к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Межзвёздный газ
Межзвёздный газ - осн. компонент межзвездной среды, составляющий ок. 99% её массы. M. г. заполняет практически весь объём галактик. Наиб, изучен M. г. в Галактике. M. г. характеризуется большим разнообразием возникающих в нём структур, физ. условий и протекающих процессов. Темп-pa колеблется от 4-6 К до 10^7 К и выше, концентрация частиц h от ~10^-4 до 10^10 ^- ^12 см^-3. Условиями в M. г. определяется характер звездообразования, а следовательно, и эволюции галактик.

Распределение и движение M. г. Наиб, бедны M. г. эллиитич. (E) галактики .Следы M. г. от массы галактики, Mr)обычно заметны только в гигантских E-галактиках. В линзовидных (SO) галактиках также отмечаются обычно лишь следы M. г. В спиральных (S) галактиках M. г. составляет обычно 1 - 10% M_Г, точнее, массы, заключённой в сфере с т. н. холмберговскнм радиусом, ограничивающим оптически наблюдаемую часть галактики. В Галактике, являющейся типичной спиральной галактикой, масса M. г,г - масса Солнца) ж распределена поровну между областями атомарного ц молекулярного M. г. В неправильных ( I ) галактиках масса M. г. обычно превышает 10% от массы галактики.

В Е-галактиках M. г. сосредоточен обычно около их центра. В ряде гигантских E-галактик, являющихся радиогалактиками, M. г. присутствует также и на периферии (напр., Cen A, Cyg A). В др. типах галактик M. г. расположен гл. обр. около плоскостей галактик, в слое толщиной порядка сотен парсек, а в S-галакти-ках также в ядре, являясь непременным атрибутом всех активных ядер галактики и квазаров (см. Объекты с активными ядрами).

В дисках S-галактик поверхностная плотность (s) p объёмная концентрация M. г. чаще всего достигают максимума в кольце на расстоянии от центра галактики (Дг), равном неск. кпк (в Галактике - 5 кпк, здесь , и спадают как внутрь, так и наружу (в последнем случае много медленнее, чем поверхностная яркость; в крупных галактиках следы M. г. видны до Дг = 30-50 кпк и более). В нек-рых галактиках s нарастает до самого центра. На периферии слой M. г. утолщён до неск. кпк и часто искривлён. Осн. часть M. г. собрана в спиральных ветвях, особенно вблизи их внутр. частей, в виде гигантских газопылевых комплексов. В гало S-галактнк M. г. разрежен (в ср., в Галактике па высоте 5 кпк от её плоскостии имеет температуру. 

В него вкраплен более плотный холодный газ, гл. обр. в виде высокоскоростных облаков водорода и планетарных туманностей.

В S- и I-галактиках M. г. вращается вокруг центра вместе со звёздами по траекториям, близким к круговым. На регулярное движение накладываются т. н. пекулярные скорости v. Возмущения v при прохождении M. г. через спиральные ветви иногда достигают 100 км/с. В ряде туманностей наблюдаются ещё большие значения v.

Состав M. г. Распространённость элементов в M. г. примерно такая же, как и в атмосферах звёзд: 90% атомов водорода, атомов гелия. Все др. элементы вместе составляют ок. 0,1% по числу атомов (относительное содержание по массе, . Однако их роль в M. г. очень велика. По сравнению с составом атмосферы Солнца в M. г. заметен дефицит MH. элементов, особенно Al, Ca, Ti, Fe, INi, распространённости к-рых понижены в десятки и сотни раз за счёт конденсации их в межзвёздную пыль.

Наблюдаются градиенты состава M. г. вдоль радиусов галактик. В Галактике Z изменяется вдоль радиуса в неск. раз. Имеются также градиенты изотопного состава. На регулярный ход состава наложены флуктуации. Неоднородность состава M. г. объясняется хим. эволюцией галактик - обогащением M. г. тяжёлыми элементами, выработанными при ядерных реакциях в звёздах.

Структура, физические условпл и динамика M. г. Структура M. г. неоднородна. Он состоит из облаков с разл. массами, размерами и физ. условиями. Наиб, крупными образованиями являются, видимо, т. н. сверхоблака размером 1-2 кик, к-рые содержат внутри себя все др. структуры. Около половины массы M. г. в Галактике собрано вгигантских молекулярных облаков (типичная масса, диам. d , темп-pa , расположенных в слое толщиной менее 100 пк гл. обр. в кольце с Rг = 4-8 кпк. Вещество их находится в осн. в молекулярной форме. В них найдено ок. 60 разл. молекул (см. Молекулы в межзвёздной среде). Преобладают молекулы H_2 (99,99%) и СО (ок. 0,01% по числу молекул).

Имеются более мелкие молекулярные облака (тёмные и чёрные облака, гигантские глобулы и др. с h =  ,  . В молекулярных облаках часто встречаются уплотнения с , T - от 4-6 К и более, массой-

, а вблизи мощных источников анергии - мазерные конденсации с Вблизи горячих звёзд и их групп имеются зоны HII.

Перечисленные выше области содержат более половины массы M. г., по занимают ок. 0,01% объёма. Около половины объёма M. г. занято областями атомарного водорода (HI), распадающимися на межзвёздные облака пк, M = и межоблачную среду, или т. н. тёплые области HI

В областях HI водород и гелий слабо ионизованы. Остальная часть объёма занята гл. обр. областями т. н. коронального газа, или горячей фазой M. г. (T см^-3, иногда , в окрестностях к-пого имеются также зоны HII низкой плотности см^-3, d = 1-50 пк) и области HI с T = 300-5000 К (неск. % по объёму). Кроме этого, в M. г. имеются туманности ,образованные очень сильными (Маха число до 10^4) ударными волнами, созданными звёздным ветром и вспышками сверхновых и новых звёзд (см. Остатки вспышек сверхновых). M. г. в них нагрет до 10^6-7 К и более.

Большинство структур M. г. находится в состоянии, далёком от газодинамического, а иногда и теплового равновесия. Характерные времена динамич. процессов в M. г. лет ( v_зв - скорость звука).

За такое время большинство структур M. г. разрушается. Особенно сложна и динамична структура M. г. в областях звездообразования. Их типичный размер 100-500 пк. В них собраны в единый комплекс гигантские молекулярные облака, протяжённые и компактные зоны HII, ИК-туманности - протозвёзды, космич. мазеры на молекулахи т. д.

Наряду с крупномасштабной структурой (туманности, облака) M. г. имеет сложную мелкомасштабную структуру - волокна, конденсации и т. д. с масштабами до 0,1-0,001 пк и менее. Возникают они под действием разл. гидродинамич. и магннтогидродинамич. неустойчивостей. Вытянутая форма часто обусловлена межзвёздными магн. полями.

Физические процессы в M. г. Условия в M. г. далеки от термодинамич. равновесия. Поэтому анализ условий в M. г. проводится на основе ур-ний статистич. баланса, учитывающих элементарные процессы, определяющие населённости уровней энергии атомов, ионов, молекул, их ионизацию и рекомбинацию, а также образование и разрушение молекул, нагрев и охлаждение среды. Обычно в M. г. с хорошей точностью устанавливается Максвелла распределение по скоростям - в ударных волнах отдельно для электронов и ионов, в др. случаях - общее для всех частиц, что позволяет говорить о температуре M. г. Отклонения населёшюстей уровней от Болъцмана распределения обычно очень велики. Особенно ярко они проявляются в космич. мазерах. Населённость уровней, определяющая интенсивность спектральных линий и непрерывного спектра, формируется под влиянием столкновительных и радиа-тивных процессов и нередко рекомбинац. заселением уровней.

Осн. механизмами ионизации M. г. являются фотоионизация, а также, по-видимому, ионизация низкоэнергичной частью космических лучей (субкосмич. лучами) и тепловыми электронами. В активных галактич. ядрах преобладает фотоионизация рентг. излучением. Важна роль оже-эффекта и реакций перезарядки ионов с атомами H и Не, радиативной и диэлектронной рекомбинаций.

Кинетика химическая M. г. определяется как газофазными реакциями, так и реакциями на поверхности пылинок. Среди газофазных реакций важны лишь бинарные процессы. Определяющую роль в поддержании разнообразия молекул играют ионно-молекулярные реакции, не имеющие активац. барьеров. Они важны, несмотря на очень низкую степень ионизации

M. г. в молекулярных облаках. В совр. M. г. (в отличие от условий в ранней Вселенной, см. Космология)молекулы H_2 образуются на поверхности пылинок. Молекулы разрушаются УФ-излучением звёзд. Поэтому M. г. молекуляризован только в плотных облаках, центр, части к-рых экранированы от УФ-излучения межзвёздной пылью.

M. г. нагревается УФ-, мягкими рентг. и субкосмич. лучами, а также ударными волнами. Объёмное охлаждение происходит в осн. при излучении в спектральных линиях тепловой энергии, затраченной на возбуждение уровней, а также за счёт тормозного и рекомбинац. излучений в непрерывном спектре. В зависимости от температуры M. г. преобладает излучение в непрерывном спектре либо в спектральных линиях - рентгеновских , уф- оптических (T = 5000-10000 К), ИК- (T = 30 - 5000 К), субмиллиметровых .

Гамма-излучение M. г. обусловлено взаимодействием M. г. и пыли с космич. лучами. Наблюдаются гамма-линии позитрония (0,511 МэВ) и линии возбуждения атомных ядер (1 - 6 МэВ), а также излучение в непрерывном спектре с энергиями фотонов до 10^10 эВ. Непрерывный спектр формируется тормозным излучением электронного компонента космич. лучей и фотораспадом п°-мезонов, образованных в ядерных реакциях.

В большей части объёма M. г. успевает установиться состояние, близкое к гидростатич. равновесию,- давление r в разных участках M. г. примерно одинаково.

Зависимость давления (р), температуры (T) и концентрации электронов (п_е) от концентрации водорода n(Н) в разрешенном межзвёздном газе, нагретом космическими лучами низких анергий.

В результате упомянутых выше процессов нагрева и охлаждения ур-ние состояния р(Т)или р(п)немонотонно в области температур 50-10^4 К (рис.). Это означает, что M. г. подвержен тепловой неустойчивости, разбивающей среду на облака HIи тёплые области HI (), отличающиеся по плотности в раз.

Важнейшую роль в формировании крупномасштабной структуры M. г. играют взрывы сверхновых звёзд. Сильная ударная волна выметает осн. часть M. г. из области размером во MH. десятки пк, создавая долгоживущие ( лет) полости, содержащие горячий (корональный, К) газ очень низкой плотности см^-3. Холодному газу сообщаются пекулярные скорости км/с. Часть M. г. поднимается взрывом на сотни парсек над галактич. плоскостью (т. н. галактич. фонтаны). При последующем охлаждении такой M. г. может падать назад в виде высокоширотных облаков. При достаточной частоте вспышек сверхновых часть M. г. может оттекать от галактик в межгалактический газ (галактич. ветер). В поддержании пекулярных скоростей M. г. нек-рую роль играют также з;ёздный ветер и расширение зон HII. На формирование крупномасштабной структуры M. г. (особенно, видимо, в неправильных галактиках) существ, влияние оказывает неустойчивость Рэлея - Тейлора (см. Неустойчивости плазмы)газового диска галактики с вмороженным магн. полем. Она собирает M. г. в "магнитных ямах" размером ок. 1 кпк.

Эволюция M. г. определяется гл. обр. обменом веществом со звёздами в процессе звездообразования и при сбросе части массы звёздами в M. г. на поздних этапах их эволюции (см. Эволюция звёзд ),а также в виде звёздного ветра. За счёт термоядерной переработки вещества в звёздах M. г. обогащается тяжёлыми элементами, меняется его изотопный состав, причём с темпами, зависящими от скорости звездообразования. Это порождает, в частности, градиенты содержания элементов и изотопов вдоль радиусов спиральных галактик. Кол-во M. г. в галактиках в процессе круговорота вещества убывает с темпами, сильно различающимися в разных галактиках. Важную роль в поддержании кол-ва M. г. ыожет играть взаимодействие с межгалактич. газом в скоплениях галактик: облака межгалактич. газа могут пополнять M. г., в свою очередь часть M. г. уходит в межгалактич. пространство. Давление межгалактич. газа может уплотнять M. г. и тем самым стимулировать звездообразование.

Лит. см. при ст. Межзвёздная среда. H. Г. Бочкарёв.

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ