Міжзоряний пил і газ. В. Я. Струве понад сто років тому вказав на існування міжзоряного поглинання світла, що остаточно було доведене тільки в 1930 р. Міжзоряне поглинання світла послаблює яскравість зір тим більше, чим далі вони від нас, і тим сильніше, чим коротша довжина хвилі. Тому далекі зорі здаються червонішими, ніж вони є насправді. Такий ефект має спричиняти дрібний пил, розміри частинок якого порівнянні з довжиною світлової хвилі.
Дослідження показали, що міжзоряний пил зосереджений у шарі невеликої товщини (близько 200—300 пк) уздовж галактичної площини. Він складається з розрідженого газопилового середовища, яке місцями згущається в хмари. Проходячи відстань 1000 пк у площині Галактики, світло послаблюється в середньому на 1,5 зоряної величини.
Зменшення видимої яскравості далеких зір утруднює точне визначення відстані до них порівнянням їх абсолютної зоряної величини з видимою. Визначаючи відстані, доводиться враховувати не тільки вплив космічного пилу, а й нерівномірний його розподіл, наявність темних хмар.
Подібні за своєю природою і близькі за складом газопилові хмари мають різний вигляд. Непрозорі для світла, вони можуть спостерігатися як темні туманності (мал. 89).
Якщо поблизу великої газопилової хмари знаходиться яскрава зоря великої світності, то вона освітлює цю хмару. Хмара, відбиваючи випромінювання зорі, має вигляд світлої туманності. Спектр цієї туманності такий самий, як і спектр зорі, що її освітлює.
Коли газопилова хмара освітлюється дуже гарячою
зорею (з температурою, не нижчою 20—30 тис. кельвінів), то ультрафіолетове випромінювання зорі іонізує водень та інші гази хмари і спричиняє їх світіння. Газ поглинає ультрафіолетові промені, а випромінює в червоних, зелених та інших лініях спектра. Таку світну хмару називають дифузною газовою туманністю. Якби гаряча зоря раптом згасла, туманність також незабаром перестала б світитися. Така типова туманність знаходиться в сузір’ї Оріона (мал. 90). її видно (взимку) в сильний бінокль, проте тільки фотографія виявляє її структуру.
Газопилових розріджених дифузних туманностей відомо багато. Усі вони клочкуваті, неправильної форми, без чітких обрисів. Спектр туманностей складається з яскравих ліній водню, кисню та інших легких газів. Деякі гази перебувають у такому стані, що дають спектр, який ніколи не спостерігався в земних умовах. Дві найяскравіші зелені лінії спектра туманностей довго приписували передбачуваному хімічному елементу «небулію» (що означає «туманний»), який мав бути лише в туманностях. Але потім з’ясувалося, що ці лінії належать атому кисню, який втратив два електрони і світиться в умовах недосяжної для лабораторій розрідженості. Справді, густина газових туманностей близько 10-18 – 10-20 кг/м3
Особливий тип туманностей становлять планетарні туманності (мал. 91) -світлі газові оболонки, що їх викидають зорі на певній стадії свого розвитку, яка є закономірним етапом для більшості зір. Природа їх свічення така сама, як і дифузних туманностей.
У 1931 р. автор цього підручника довів, що зорі в процесі еволюції викидають стільки газу, що його достатньо для формування нових поколінь зір.
Газові дифузні туманності утворюють у галактичній площині шар товщиною лише близько 200 пк. Вони належать до населення, характерного для спіральних віток Галактики. Розміри туманностей величезні — кілька парсеків або кілька десятків парсеків, так що в них звичайно буває занурено кілька зір.
Сучасна техніка спостережень в інфрачервоному і радіодіапазонах дає змогу досліджувати газопилові хмари, непрозорі для видимого світла, і вивчати процес зореутворення, який відбувається в цих хмарах. Найближчою до нас областю, де і в наш час утворюються зорі, є газопиловий комплекс у сузір’ї Оріона.
2. Виникнення зір. На користь гіпотези про виникнення зір внаслідок гравітаційної конденсації (тобто взаємного тяжіння частинок) з холодних газопилових хмар говорить цілий ряд фактів. Найважливіший з них полягає в тому, що утворення зір спостерігається поблизу галактичної площини, де концентруються хмари найгустішого і холодного міжзоряного газу. Оскільки зоря, що зароджується (протозоря), має ще невисоку густину й температуру, то вона може випромінювати в інфрачервоному діапазоні довжин хвиль. В областях зореутворення знаходять потужні джерела інфрачервоного випромінювання дуже маленького кутового розміру. Ці джерела можуть бути зорями, що формуються або недавно сформувалися й оточені ще густим газопиловим середовищем, з якого вони виникли.
Стискаючись, протозоря розігрівається, поки температура в її надрах не підніметься до кількох мільйонів градусів. Тоді почнуться ядерні реакції з участю легких елементів і виділенням енергії. Зміна яскравості молодих зір — ознака того, що вони ще не стали стійкими. Нагрівання спричиняє реакцію перетворення водню в гелій і зупиняє стискання. Тиск газу зсередини врівноважує тяжіння до центра. Зоря стає стійкою і більшу частину свого існування зберігає приблизно сталими розмір і світність (див. § 26). Саме такі зорі утворюють головну послідовність на діаграмі «колір — світність». Зоря, маса якої така сама, як у Сонця, стиснулась і з’явилась на головній послідовності приблизно за 10* років. 3. Нейтральний водень і молекулярний газ. Багато відомостей про міжзоряний газ дають дослідження його радіовипромінювання. Водень у світлих туманностях іонізується і світиться, тільки коли поблизу є гарячі зорі. Але основна маса водню в Галактиці нейтральна. Нейтральний водень у космосі не світиться і невидимий. Однак він випромінює радіохвилю довжиною 0,21 м. За інтенсивністю випромінювання на цій довжині хвилі визначають масу й густину водню, а за тим, наскільки відрізняється фактична довжина цієї хвилі від 0,21 м, за ефектом Доплера знаходять швидкість водневої хмари. У наш час з’ясовано загальну картину розподілу водню в Галактиці (мал. 92). Він міститься переважно в тонкому шарі поблизу галактичної площини. Хмари водню можна спостерігати на відстанях, значно більших за ті, на яких можливо спостерігати в телескоп окремі зорі. Температура хмар нейтрального водню в середньому близько 100 К, а температура іонізованих світних хмар (туманностей) близько 10 000 К. У щільних газових хмарах атоми водню об’єднуються в молекули Н2- Загальна маса міжзоряного водню становить кілька процентів загальної маси Галактики, а маса космічного пилу ще в 100 раз менша. Густина нейтрального водню в площині Галактики становить у середньому близько 10~21 кг/м3.
У міжзоряному просторі, крім водню, є гелій, а також атоми й деякі найпростіші молекули інших хімічних елементів у кількості, малій порівняно з воднем і гелієм. Багато молекул виявлено радіометодами (за випромінюванням і поглинанням радіохвиль). Серед них — ОН, Н2О, СО, СО2, МН3 і деякі складніші молекули. 4. Магнітне поле, космічні промені й радіовипромінювання. У Галактиці існує загальне магнітне поле. Його лінії індукції здебільшого паралельні галактичній площині. Згинаючись, вони йдуть уздовж спіральних віток Галактики. Індукція магнітного поля Галактики близько 10~10 Тл, але в хмарах газу вона вища. Під час спалахів наднових зір, крім швидких атомних ядер (переважно протонів), з яких складаються космічні промені, викидається багато електронів із швидкостями, близькими до швидкості світла. Магнітне поле Галактики гальмує швидкі електрони, і це спричиняє нетеплове (синхротронне) радіовипромінювання в метрових і ще довших хвилях. Воно надходить до нас з усіх боків, та найсильніше радіовипромінювання приймається з ділянки Молочного Шляху. Це радіовипромінювання народжується в міжзоряному просторі поблизу площини нашої Галактики, де густина космічних променів і індукція міжзоряного магнітного поля досягають найвищих значень.
Крім Молочного Шляху, в Галактиці є й інші джерела радіовипромінювання. Одне з них, яке називається Стрілець А, знаходиться в центрі нашої Галактики.