Conform opiniilor actuale, steaua format prin condensarea unui mediu foarte rare de gaz-praf interstelar. Deci, înainte de a vorbi despre modalitățile de evoluția stelelor, trebuie să ne concentrăm asupra proprietăților mediului interstelar.
a fost detectat gaz interstelară la începutul acestui secol, datorită absorbției în liniile de calciu ionizat, care produce în spectrul de stele fierbinți îndepărtate. De atunci, metodele de studiere a gazului interstelar este îmbunătățită în mod continuu, și au ajuns la un grad înalt de perfecțiune. Ca urmare, mulți ani de lucrări realizate de astronomi acum proprietăți de gaz interstelar pot fi considerate suficient de bine cunoscut. Densitatea gazului mediu interstelar este neglijabil. Medii zone ale spațiului interstelar situate în apropierea planului galactic în 1 cm3, este de aproximativ 1 atom. Să ne amintim că, în același volum de aer este 2,7 * 1019 molecule. Chiar și camerele de vid cea mai perfectă concentrație atomică de cel puțin 103 cm-3. Cu toate acestea, mediul interstelar nu poate fi privit ca un vid! Faptul că în vid, după cum se știe, este definit ca fiind un sistem în care drumul liber de atomi sau molecule depășesc dimensiunile caracteristice ale sistemului. Cu toate acestea, în spațiul interstelar înseamnă cale liberă a atomilor din sute de ori mai mică decât distanța dintre stele. Prin urmare, putem considera gazul interstelar ca un mediu continuu, compresibil și să aplice acest lucru la legile de mediu ale dinamicii gazelor.
Compoziția chimică a gazului interstelar este destul de bine documentat. Este similar cu compoziția chimică a straturilor exterioare ale principalelor stele secventa. atomi de hidrogen și atomi de heliu predominanți sunt relativ puține metale. În cantități destul de apreciabile prezenți compuși moleculari simpli (de exemplu, CO, CN). Este posibil ca o parte semnificativă din gazul interstelar este sub formă de hidrogen molecular. Dezvoltarea astronomiei extra-atmosferic deschis posibilitatea de a observa linii de hidrogen moleculare în regiunea de departe ultraviolet al spectrului.
Proprietățile fizice ale gazelor interstelar depinde în mod esențial de faptul dacă acesta este în apropierea față de stelele fierbinți, sau, pe de altă parte, este destul de departe de ei. Faptul că radiațiile ultraviolete de stele fierbinți ioniza hidrogenul este complet la distanțe mari. Astfel, clasa O5 stea în jurul lui ionizează hidrogen cu o rază gigant de aproximativ 100 ps.
Temperatura gazului Interstellar în zonele (definită ca o caracteristică a mișcărilor promiscuu particulelor termice) ajunge la 10 mii. K. În aceste condiții medii mezzhzvezdnaya radiază linii individuale în spectrul vizibil, în special linia roșie a hidrogenului. Aceste regiuni ale mediului interstelar se numesc «regiune HII“. Cu toate acestea, cele mai multe dintre mediul interstelar este destul de departe de stelele fierbinți. Hidrogenul este ionizat acolo. Temperatura gazului este scăzută, aproximativ 100 K sau mai mică. Este aici că există o cantitate semnificativă de molecule de hidrogen.
De asemenea, de gaz din mediul interstelar intră praful de spațiu. Cantitatea de astfel de particule de praf constituie 10-4-10-5 cm. Ele sunt responsabile pentru absorbția luminii în spațiul interstelar, datorită căruia nu putem vedea obiecte în planul galactic la distanțe mai mari de 2-3000. Ps. Din fericire, praf cosmic, precum și de gaz interstelar asociate să fie extrem de concentrată în planul galactic. Grosimea stratului de gaz-praf este de numai aproximativ 250 ps. Prin urmare, radiația de obiecte cosmice, zone care alcătuiesc unghiurile mari pe planul galactic, absorbit ușor.
gaz Interstellar și praf amestecat. Raportul dintre densitățile medii ale gazului și prafului în spațiul interstelar este de aproximativ 100: 1. Observațiile arată că densitatea spațială a gazului și a prafului din mediul interstelar se schimbă foarte neregulat. La acest mediu se caracterizează printr-o distribuție „zdrențuită“ pronunțat. Ea există sub formă de nori (în care densitatea de 10 ori mai mare decât media), separate prin regiuni, unde densitatea este neglijabilă. Acești nori de gaz-praf sunt concentrate în principal în brațele spirale ale galaxiei, și să participe la rotația galactică. nori individuale au o viteză de 6-8 km / s, așa cum sa menționat deja. Cea mai densă a acestor nori sunt observate ca nebuloase întunecate sau luminoase.
O cantitate semnificativă de informații cu privire la natura gazului interstelar a fost primit în ultimele două decenii, datorită unei utilizări foarte eficiente tehnici de radioastronomie. Studiul oyli Mai ales rodnică de gaz interstelar, la 21 de cm. Care este val? Chiar și în patruzeci de ani a fost prezis teoretic că atomii de hidrogen neutru în condițiile spațiului interstelar trebuie să radieze linie spectrală cu o lungime de undă de 21 cm. Faptul ca principal, cel mai „adânc“ starea cuantică a atomilor de hidrogen are două niveluri foarte apropiate. Aceste niveluri sunt orientări diferite ale momentelor magnetice ale nucleelor de hidrogen (protoni) și se rotește în jurul electroni. În cazul în care momentele sunt orientate în paralel, se dovedește un nivel în cazul în care antiparalel - altele. Energia unuia dintre aceste niveluri ceva mai mari decât cealaltă (cu o valoare egală cu de două ori energia de interacțiune a electronului și protonul momentelor magnetice). Conform legilor fizicii cuantice, din când în când trebuie să aibă loc tranziția în mod spontan la nivel de energie mai mare pentru a reduce energia. Acest lucru va fi emis de fotoni cu o frecvență proporțională cu nivelul de diferența de energie. Având în vedere că acesta din urmă este foarte mică, în acest caz, atunci frecvența radiației este scăzută. Lungimea de undă corespunzătoare va fi egală cu 21 cm.
Calculele arată că astfel de tranziții între nivelurile atomului de hidrogen este extrem de rar: în medie, pentru un singur atom există un pasaj în cele 11 de milioane de ani.! Pentru a experimenta o valoare de probabilitate neglijabilă de astfel de procese, este suficient să spunem că liniile spectrale de emisie în tranzițiile optice apar la fiecare sută de milionime de secundă. Cu toate acestea, se pare că această linie este emisă de atomi interstelare, are o intensitate bine observată.
Deoarece atomii interstelare au viteze diferite de-a lungul liniei de vedere, din cauza efectului Doppler radiației în linia de 21 cm este „răzuit“, într-o bandă de frecvență MHz 1420 (această frecvență corespunde cu o lungime de undă de 21 cm). Conform distribuției intensității în banda (așa-numita „profil linie“) pot explora toate mișcările care implică atomi de hidrogen interstelar. În acest fel a fost posibil de a investiga caracteristicile de rotație galactice mișcări neregulate de gaz interstelar de nori sale individuale, precum și temperatura. Mai mult, din aceste observații este determinată de numărul de atomi de hidrogen în spațiul interstelar. Vedem astfel că cercetarea de radio astronomie la 21 cm, este o metodă puternică de radiații și dinamicii mediului interstelar al galaxiei. În ultimii ani, această metodă pentru a studia alte galaxii, cum ar fi Andromeda. Pe măsură ce crește dimensiunea telescoape radio vor deschide noi posibilități pentru studierea galaxiile mai îndepărtate cu ajutorul radio de hidrogen.
La sfârșitul anului 1963, a fost descoperit un alt legătură radio interstelară aparținând moleculelor de hidroxil OH, cu o lungime de undă de 18 cm (linie este formată din patru aproape în componenta de frecvență - 1612, 1665, 1667 și 1720MGts)). Existența acestei linii a fost prezis teoretic de celebrul Shklovskii astrofizician sovietic în 1949, în direcția centrului galactic din intensitatea liniei (care se observă în absorbție) a fost foarte mare. Aceasta confirmă concluzia de mai sus, că anumite zone de gaz spațiul interstelar este predominant în stare molecular. În 1967, legătura radio a fost H2O de apă deschisă, cu o lungime de undă de 1,35 cm.
De-a lungul ultimilor 15 de ani care au trecut de la descoperirea de radio interstelar OH, a fost descoperit multe alte link-uri de radio origine interstelar, aparținând diferitelor molecule. Printre acestea o importanță deosebită are molecula de CO, în care legătura radio cu o lungime de undă de 2,64 mm, se observă în aproape toate zonele din mediul interstelar. Sunt molecule la radio, care sunt observate numai în nori dense, reci ale mediului interstelar. Destul de surprinzător a fost descoperirea legăturilor radio în astfel de nori este molecule poliatomice foarte complicate, de exemplu, SN3NSO, CH3CN și altele.
Foarte util este faptul că aparatul de radio respectiv aparținând diferiților izotopi ai aceleiași molecule sunt destul de semnificativ lungimi de undă diferite. Acest lucru ne permite să investigheze compoziția izotopică a mediului interstelar, care este de mare importanță pentru problema evoluției materiei din univers. În particular, observate separat combinațiile izotopice ale unei astfel de monoxid de carbon: 12C16 O 13S16O și 12S18O. Domeniul de mediul interstelar înconjurător stele fierbinți, în cazul în care hidrogenul este ionizat complet ( „regiune HII“), foarte bine cercetat cu ajutorul așa-numitei „recombinare“ de radio, a cărui existență a fost prezis teoretic inainte de descoperirea lor de către astronomul sovietic NS Kardashev. linii „Recombinarea“ apar la tranzițiile dintre atomii foarte foarte excitați (de exemplu, între 108 și 107 niveluri ale atomului de hidrogen). Astfel de niveluri ridicate „“ pot exista în mediul interstelar numai din cauza densității sale extrem de scăzută. Notă, de exemplu, că doar primele 28 de nivele ale atomului de hidrogen pot exista în atmosfera solară; niveluri mai ridicate sunt distruse datorită interacțiunii cu particulele de plasmă din jur.
Deja ceva timp în urmă, astronomii au primit unele dovezi indirecte ale existenței câmpurilor magnetice interstelare. Aceste câmpuri magnetice asociate cu norii de gaz interstelar și pentru a muta cu ei. TENSIUNILE astfel de domenii in apropiere de 10-5E, și anume 100 de mii. De ori mai mici decât intensitatea câmpului magnetic al Pământului pe suprafața planetei. Direcția generală a liniilor de forță magnetică coincide cu direcția ramurilor structurii elicoidale a galaxiei. Putem spune că spirala brațele în sine sunt de dimensiuni gigant tuburi de flux magnetic.
La sfârșitul anului 1962 existența câmpului magnetic interstelar a fost stabilit de astronomi britanici de radio prin observare directă. În acest scop, o foarte subțire efecte de polarizare investigate în legătură radio 21 cm, observate în spectrul de absorbție al unei surse de radio puternic - crab. Dacă gazul interstelar este într-un câmp magnetic, poate fi de așteptat linia de clivaj de 21 cm în mai multe componente, diferite de polarizare. Deoarece câmpul magnetic este foarte mic, această divizare este destul de neglijabil. În plus, lățimea liniei de absorbție de 21 cm este destul de semnificativ. Singurul lucru care poate fi de așteptat într-o astfel de situație - un mic diferențele sistematice în polarizare în cadrul profilului liniilor de absorbție. Deci, asigurați-vă că pentru a detecta acest efect subtil - o realizare remarcabilă a științei moderne. Valoarea măsurată a câmpului magnetic interstelar a apărut în deplină concordanță cu așteptate teoretic, conform datelor indirecte.
Pentru studiile câmpurilor magnetice aplicate interstelari metoda Radioastronomical bazată pe studierea rotație planul de polarizare surselor de radio extragalactice, deoarece trece prin „magnetizat“ mediul interstelar ( „efect Faraday“). Această metodă este deja în măsură să obțină o serie de date importante privind structura câmpurilor magnetice interstelare. In ultimii ani, deoarece sursele de radiație polarizate pentru măsurarea câmpului magnetic în astfel de pulsarii folosit metoda de interstelar.
câmpuri magnetice Interstellar joacă un rol crucial în formarea norilor de gaz rece și praf dens în mediul interstelar din care stelele condensate.
Cu câmpurile magnetice interstelar strâns legate de razele cosmice primare care umplu spațiul interstelar. Se particule (protoni, nuclee de elemente mai grele, precum și electroni) ale căror energii depășesc sute de milioane de electron-volți înainte de a ajunge la 1020-1021 eV. Ei se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic de-a lungul traiectorii elicoidale. Electronii raze kosmichesknh primare care se deplasează în câmpuri magnetice interstelar radia unde radio. Aceasta radiatie este observat de noi ca emisia radio a Galaxy (așa-numitele „radiații sincrotron“). Astfel, radioastronomie a deschis posibilitatea de a studia razele cosmice în adâncurile galaxiei și chiar dincolo de granițele sale. Ea a reprezentat prima problema originii razelor cosmice pe o bază științifică solidă.