Редактирование: Межзвёздная среда

:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/2200037 ''Бочкарёв Н. Г.'' МЕЖЗВЁЗДНАЯ СРЕДА // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2017); 30.04.2022.]</ref>

МЕЖЗВЁЗДНАЯ СРЕДА́ – очень разреженная среда, заполняющая пространство между звёздами внутри галактик. Межзвездная среда детально изучена в нашей и других галактиках. Наблюдается во всех диапазонах электромагнитного спектра (от радио- до гамма-диапазона). Межзвездная среда влияет на эволюцию галактик и определяет проявление активности их ядер.

Основные компоненты межзвездной среды – [[межзвёздный газ]], [[межзвёздная пыль]], галактические [[космические лучи]], межзвёздные магнитные поля, диффузное электромагнитное излучение. Все компоненты межзвездной среды взаимосвязаны. Около 99% массы межзвездной среды составляет межзвёздный газ, около 1% – межзвёздная пыль, равномерно перемешанная с газом. На межзвездную среду приходится 1–10% массы спиральных галактик, < 0,1% массы эллиптических галактик и до 50% массы неправильных галактик (без учёта тёмной материи). В межзвездной среде преобладает водород (около 90% по числу атомов) и гелий (около 10%). Все другие химические элементы обычно составляют 2–4% массы межзвездной среды, но в некоторых неправильных галактиках их доля намного меньше (до 0,001% по массе).

В спиральных и многих неправильных галактиках основная часть межзвездной среды сосредоточена в тонком (толщиной порядка 200 пк) слое в галактическом диске. Космические лучи и магнитные поля более равномерно заполняют галактики. В диске Галактики типичная напряжённость межзвёздного магнитного поля составляет <math>H</math> ≈ 3·10<sup>–6</sup> Э, в гало Галактики <math>H</math> ≈ 1,5·10<sup>–6</sup> Э. В среднем значения <math>H</math> медленно возрастают с увеличением плотности межзвездной среды, достигая величины порядка 10<sup>–3</sup> Э в так называемых мазерных конденсациях и молодых (возрастом около 1000 лет) туманностях – остатках вспышек сверхновых. В спиральных галактиках силовые линии магнитного поля в среднем параллельны галактической плоскости и спиральным рукавам, но в масштабах <300 пк (10<sup>19</sup> м) поле хаотично. Огромные масштабы межзвездной среды приводят к тому, что характерное время затухания магнитного поля во много раз больше времени жизни астрономических объектов, то есть хорошо выполняется приближение вмороженности магнитного поля в вещество (см. [[Космическая магнитогидродинамика]]) – при движениях вещества магнитное поле переносится вместе с ним. Вмороженность сохраняется даже в очень слабо ионизованных объектах межзвездной среды (с долей ионизованных частиц 10<sup>–8</sup>–10<sup>–12</sup>).

В межзвездной среде имеется примерное равенство плотностей энергии космических лучей, магнитных полей и движений газа, что приводит к динамической неустойчивости межзвездной среды, образованию в ней сложных структур, выбросу части вещества межзвездной среды в межгалактическую среду.

При сжатии силами гравитации холодных участков межзвездной среды в ней образуются звёзды и протопланетные диски, из которых в дальнейшем формируются планеты. Горячие звёзды создают вокруг себя космические мазеры, диффузные туманности – [[зоны ионизованного водорода]] с температурой <math>T</math>≈10<sup>4</sup> К и отражательные туманности.

В ядрах многих массивных галактик наблюдаются очень яркое свечение горячих (<math>T</math>∼10<sup>4</sup> К) плотных (плотность <math>\rho</math>=10<sup>–20</sup>–10<sup>–11</sup> г/см<sup>3</sup>) быстро движущихся (1000–10000 км/с) облаков газа, газопылевые торы и другие характерные для активных ядер проявления межзвёздной среды.

Галактики с бурным звездообразованием часто содержат так много пыли, что в оптическом диапазоне видны лишь потоки межзвёздных газа и пыли, выбрасываемые из галактики световым давлением молодых массивных горячих звёзд высокой светимости. Конденсирующиеся в расширяющемся и остывающем газе пылевые частицы перерабатывают оптическое и ультрафиолетовое излучение звёзд в инфракрасное. Такие галактики видны как сильные источники ультрафиолетового излучения.

Во многих скоплениях галактик наблюдается втекание межгалактического газа в гигантскую эллиптическую галактику, расположенную в центре скопления. При столкновениях галактик друг с другом либо одна из взаимодействующих галактик поглощает другую, либо они обмениваются между собой частью звёзд и межзвездной среде. Это приводит к смешиванию межзвездной среды галактик. Другая часть межзвездной среды и звёзд выбрасывается в межгалактическое пространство.

== Литература статьи Большой российской энциклопедии ==
 
* ''Каплан С. А., Пикельнер С. Б.'' Физика межзвездной среды. М., 1979.
* ''Спитцер Л.'' Физические процессы в межзвездной среде. М., 1981.
* ''Спитцер Л.'' Пространство между звездами. М., 1986.
* ''Паркер Е. Н.'' Космические магнитные поля, их образование и проявления. М., 1982. Т. 1–2.
* ''Лозинская Т. А.'' Сверхновые звезды и звездный ветер. Взаимодействие с газом Галактики. М., 1986.
* ''Рузмайкин А. А., Соколов Д. Д., Шукуров А. М.'' Магнитные поля галактик. М., 1988.
* ''Бочкарев Н. Г.'' Местная межзвездная среда. М., 1990.
* ''Бочкарев Н. Г.'' Основы физики межзвездной среды. 2-е изд. М., 2010.
* ''Бочкарев Н. Г.'' Магнитные поля в космосе. 2-е изд. М., 2010.

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:Ревизия 2022.04.30]]
[[Категория:НАЭ]]
[[Категория:Э]]