так как они очень сильно различаются в зависимости от времени (прошедшего после Большого Взрыва), места в Галактике и во Вселенной, наличия и плотности звезд и т. д. Это и понятно, так как звезды не только образуются из межзвездной среды, но и сами, взрываясь, вносят свое вещество в межзвездную среду. Поэтому она и содержит в себе те же вещества, что и звезды, их наружные слои. Так, межзвездная среда, как и звезды, содержит атомы водорода и гелия и — в значительно меньших количествах — тяжелые химические элементы и молекулярные соединения (СО, ОН и др.). Ясно, что соотношение легких и тяжелых химических элементов зависит от стадии эволюции и места в Галактике.
Космическая среда кроме газа содержит и космическую пыль. Это пылинки размером в одну тысячную или десятитысячную миллиметра. Эта пыль составляет примерно один процент от межзвездного газа.
Что собой представляет межзвездная среда Галактики в наше время? В гало межзвездный газ и пыль практически отсутствуют. Наибольшая плотность межзвездного газа вблизи галактической плоскости. Но по нашим понятиям его практически нет. Поясним это цифрами. С помощью самых лучших вакуумных установок можно получить настолько разреженный газ (т.e. вакуум), что в каждом кубическом сантиметре его содержится не более 1000 атомов. Плотность межзвездного газа в галактической плоскости в 1000 раз меньше, то eсть там имеется в среднем 1 атом в одном кубическом сантиметре.
Толщина газопылевого слоя Галактики составляет примерно 250 пк. Он имеет клочковатую структуру. В облаках плотность вещества в десятки раз больше, чем между ними. Газопылевые облака сосредоточены более плотно в спиральных рукавах Галактики. Наиболее плотные из этих облаков наблюдаются нами как туманности (темные или светлые).
В Галактике межзвездный газ составляет примерно 1 % полной массы Галактики. В других галактиках это соотношение иное. Так, у эллиптических галактик на межзвездный газ приходится всего сотая доля процента всей массы. В то же время в неправильных звездных системах (примером такой системы являются Магеллановы Облака) на межзвездный газ может приходиться до половины массы всей системы. Космическая пыль поглощает свет, поэтому становится невозможно вести наблюдения в видимом свете там, где пыли много. В нашей Галактике это относится к галактической плоскости и к ее окрестностям. Здесь мы можем изучать объекты (в том числе и межзвездную среду) только с помощью других излучений (ультрафиолетового, гамма, радио).
Значительную часть межзвездного газа составляет молекулярный водород. Вокруг горячих звезд на десятки парсек водород ионизован ультрафиолетовым излучением звезд. Образованные ионы водорода излучают линию НII в видимом участке спектра (красную линию). Эти области, в которых температура достигает 10 тысяч К, были названы «зонами HII». За пределами этих зон молекулярный водород не ионизован. Температура его всего около 100 К. Он излучает в линии HI, поэтому области, занятые им, были названы «зонами HI». Газ в этих зонах также неоднороден, он состоит из облаков с размерами в десятки парсек. Облака содержат кроме молекулярного водорода и окись углерода.
С помощью радиоастрономии был открыт корональный межзвездный газ, температура которого достигает миллиона градусов. Он обнаруживается также в далеком ультрафиолетовом излучении. Этот горячий газ создан вспышками Сверхновых II типа. Области горячего коронального газа существуют десятки миллионов лет. Отдельные такие области (каверны) соединяются туннелями горячего газа.
Межзвездная среда содержит также изолированные темные облака, сильно поглощающие свет. Они очень холодные. Их температура составляет около 10 К (то есть около –263 °C). Вещество облаков находится в основном в молекулярной форме. Ядро облака может иметь плотность, достигающую 10 тысяч частиц в кубическом сантиметре.
Наблюдаются и более массивные молекулярные облака, внутри которых имеются самые яркие звезды. Плотность в ядрах этих облаков может составлять миллион, а иногда даже миллиард частиц в кубическом сантиметре.
Имеются и гигантские молекулярные облака, название которых говорит само за себя. Их размеры составляют десятки парсек, иногда они превышают сотню парсек, как в случае туманности Ml 7, размер которой 170 пк. Массы таких облаков превышают массу Солнца в десять — сто тысяч раз. Они, естественно, состоят из молекулярного водорода.
КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ, БЕЛЫЕ КАРЛИКИ И ТУМАННОСТИ
Указанные три небесных объекта генетически связаны между собой, можно сказать, между ними имеются родственные связи. На определенной стадии своей эволюции огромный красный гигант (радиус его больше радиуса Солнца в 21 раз) сбрасывает с себя внешнюю часть вещества и вместо него остается только голое ядро красного гиганта радиусом всего около 10 километров, но со сверхплотным веществом внутри. Это белый карлик. Сброшенное красным гигантом вещество (газ) определенное время остается видимым и является не чем иным, как туманностью. На рисунке 8 показана туманность «Летящая». Эту связь красных гигантов, белых карликов и туманностей установил советский астрофизик И.С. Шкловский.
Красные гиганты и белые карлики отличаются от всех других обычных звезд тем, что в них не соблюдается известная связь между светимостью и поверхностной температурой. У красных гигантов поверхностная температура сравнительно невелика (всего 3500 К), тогда как светимость очень высокая. Если бы красные гиганты были обычными звездами, то они при их поверхностной температуре светились бы намного менее ярко. Эта особенность красных гигантов обусловлена их строением, тем, что они добывают энергию для своего свечения совсем другим путем, нежели обычные звезды.
Красный гигант — звезда старая, в которой водород весь выгорел в результате ядерных реакций и превратился в гелий. Дальнейшие реакции превращения гелия в более тяжелые химические элементы идти там не могут из-за недостаточной для этого температуры.
Ядро красного гиганта очень небольшое: его радиус составляет всего около одной тысячной радиуса самой звезды. Следует сказать, что по мере эволюции звезды масса и размеры ее конвективного ядра постепенно уменьшаются. Но в ядре плотность вещества огромная (около 300 килограммов в кубическом сантиметре). Температура вещества ядра звезды составляет сорок миллионов кельвинов. И тем не менее ядро красного гиганта не является термоядерной печью, которая снабжает энергией всю звезду. В нем до этого успело выгореть все горючее. Поскольку в ядре нет бурных процессов, связанных с термоядерными реакциями, температура во всех его частях одинакова, то есть оно является изотермичным.
Энергия красного гиганта вырабатывается в весьма тонкой оболочке (толщина ее намного меньше толщины ядра звезды), которая окружает ядро. В этом слое температура вещества звезды уменьшается от 40 миллионов кельвинов в ядре до 25 миллионов кельвинов снаружи слоя. Плотность вещества в этой оболочке в несколько тысяч раз меньше, чем в ядре звезды. Энергия в этом слое выделяется в результате происходящих там температурных реакций углеродно-азотного цикла. Характерным для этих реакций является то, что углерод в них не расходуется, хотя и участвует в реакциях. Он является катализатором. Цикл реакций начинается взаимодействием углерода с ядром водорода — протоном, а заканчивается (в шестой реакции) образованием того же ядра углерода, но вместе с ядром гелия (то есть альфа-частицей). «Сухой остаток» этих реакций — превращение довольно сложным путем водорода в гелий и выделение при этом соответствующей энергии.
Выделяющаяся энергия передается от оболочки, где происходят термоядерные реакции, наружу путем лучеиспускания. Но таким путем она может пробиться только на расстояние около одной десятой радиуса звезды. Дальше лучистый перенос энергии становится неэффективным из-за большой непрозрачности вещества звезды. Поэтому дальнейший перенос энергии наружу происходит путем конвекции вещества. У Солнца, например, конвективная зона занимает относительно небольшой по толщине слой, тогда как у красного гиганта большая часть «тела» звезды находится в состоянии конвекции.
Описанное строение красного гиганта очень оптимально в смысле долговечности звезды. То, что звезда имеет очень плотное ядро, позволяет ей очень продолжительное время удерживать остальное вещество звезды, находящееся выше. Столь плотное ядро практически не сжимается, поэтому оно не нагревается. В течение длительного времени в ядре звезды не наступает термоядерная реакция превращения гелия в углерод. Эта реакция идет при температурах порядка сотен миллионов кельвинов. Она
