Межзвездная среда

Материя и излучение в пространстве между звездными системами галактики

Распределение ионизированного водорода (известного астрономам как H II по старой спектроскопической терминологии) в частях галактической межзвездной среды, видимых из северного полушария Земли, как наблюдалось с помощью Wisconsin Hα Mapper (Haffner et al. 2003).

В астрономии межзвездная среда (МЗС) — это материя и излучение, существующие в пространстве между звездными системами в галактике . Эта материя включает в себя газ в ионной , атомарной и молекулярной форме, а также пыль и космические лучи . Она заполняет межзвездное пространство и плавно сливается с окружающим межгалактическим пространством . Энергия , занимающая тот же объем, в виде электромагнитного излучения , представляет собой поле межзвездного излучения . Хотя плотность атомов в МЗС обычно намного ниже, чем в лучших лабораторных вакуумах, средняя длина свободного пробега между столкновениями коротка по сравнению с типичными межзвездными длинами, поэтому на этих масштабах МЗС ведет себя как газ (точнее, как плазма) . : оно везде хотя бы слегка ионизировано ), реагирует на силы давления, а не представляет собой совокупность невзаимодействующих частиц.

Межзвездная среда состоит из множества фаз, различающихся в зависимости от того, является ли вещество ионным, атомным или молекулярным, а также от температуры и плотности вещества. Межзвездная среда состоит в основном из водорода , за которым следует гелий с небольшими количествами углерода , кислорода и азота . ^[1] Тепловые давления этих фаз находятся в приблизительном равновесии друг с другом. Магнитные поля и турбулентные движения также создают давление в МЗС и обычно более важны с динамической точки зрения , чем тепловое давление. В межзвездной среде вещество находится преимущественно в молекулярной форме и достигает числовой плотности 10 ¹² молекул на м ³ (1 триллион молекул на м ³ ). В горячих, диффузных регионах газ сильно ионизирован, а плотность может достигать 100 ионов на м ³ . Сравните это с числовой плотностью примерно 10 ²⁵ молекул на м ³ для воздуха на уровне моря и 10 ¹⁶ молекул на м ³ (10 квадриллионов молекул на м ³ ) для лабораторной камеры с высоким вакуумом. По массе 99% ISM представляет собой газ в любой форме, а 1% — пыль. ^[2] В газе МЗС 91% атомов составляют водород и 8,9% — гелий , причем 0,1% — атомы элементов тяжелее водорода или гелия, ^[3] известных на астрономическом языке как « металлы ». По массе это составляет 70% водорода, 28% гелия и 1,5% более тяжелых элементов. Водород и гелий являются главным образом результатом первичного нуклеосинтеза , тогда как более тяжелые элементы в МЗС являются главным образом результатом обогащения (за счет звездного нуклеосинтеза ) в процессе звездной эволюции .

МЗС играет решающую роль в астрофизике именно из-за своей промежуточной роли между звездным и галактическим масштабами. Звезды формируются в самых плотных областях МЗС, что в конечном итоге способствует образованию молекулярных облаков и пополняет МЗС материей и энергией через планетарные туманности , звездные ветры и сверхновые . Это взаимодействие между звездами и МЗС помогает определить скорость, с которой галактика истощает свое газообразное содержание, и, следовательно, продолжительность активного звездообразования.

«Вояджер-1» достиг МЗМ 25 августа 2012 года, став первым искусственным объектом с Земли, сделавшим это. Межзвездная плазма и пыль будут изучаться до предполагаемой даты завершения миссии в 2025 году. Его близнец «Вояджер-2» вошел в межзвездную среду 5 ноября 2018 года. ^[4]

«Вояджер-1» — первый искусственный объект, достигший межзвездной среды.

Межзвездная материя

В таблице 1 представлена ​​разбивка свойств компонентов МЗС Млечного Пути.

Трехфазная модель

Филд, Голдсмит и Хабинг (1969) предложили модель статического двухфазного равновесия для объяснения наблюдаемых свойств ISM. Их смоделированная МЗС включала холодную плотную фазу ( Т  < 300  К ), состоящую из облаков нейтрального и молекулярного водорода, и теплую межоблачную фазу ( Т  ~ 10 ⁴  К), состоящую из разреженного нейтрального и ионизованного газа. Макки и Острикер (1977) добавили динамическую третью фазу, которая представляла собой очень горячий ( Т  ~ 10 ⁶  К) газ, который был сильно нагрет сверхновыми и составлял большую часть объема МЗС. Эти фазы представляют собой температуры, при которых нагревание и охлаждение могут достичь устойчивого равновесия. Их статья легла в основу дальнейших исследований в течение последующих трех десятилетий. Однако относительные пропорции фаз и их подразделений до сих пор недостаточно изучены. ^[3]

Основу физики этих фаз можно понять, изучая поведение водорода, поскольку это, безусловно, самый крупный компонент МЗС. Различные фазы находятся примерно в балансе давления на большей части галактического диска, поскольку области избыточного давления будут расширяться и охлаждаться, а области пониженного давления будут сжиматься и нагреваться. Следовательно, поскольку P = nk T , горячие области (высокие T ) обычно имеют низкую плотность числа частиц n . Корональный газ имеет достаточно низкую плотность, поэтому столкновения между частицами редки, и образуется мало излучения, следовательно, потери энергии невелики, а температура может оставаться высокой в ​​течение сотен миллионов лет. Напротив, как только температура падает до O(10 ⁵ K) с соответственно более высокой плотностью, протоны и электроны могут рекомбинировать с образованием атомов водорода, испуская фотоны, которые забирают энергию у газа, что приводит к безудержному охлаждению. Если оставить это само по себе, это создаст теплую нейтральную среду. Однако OB-звезды настолько горячие, что некоторые из их фотонов имеют энергию, превышающую предел Лаймана , E > 13,6 эВ , достаточную для ионизации водорода. Такие фотоны будут поглощаться и ионизировать любой нейтральный атом водорода, с которым они сталкиваются, устанавливая динамическое равновесие между ионизацией и рекомбинацией, так что газ, достаточно близкий к OB-звездам, почти полностью ионизирован с температурой около 8000 К (если только он еще не находится в корональной зоне). фазе) до тех пор, пока не будут израсходованы все ионизирующие фотоны. Этот фронт ионизации отмечает границу между теплой ионизированной и теплой нейтральной средой.

OB-звезды, а также более холодные, производят гораздо больше фотонов с энергиями ниже предела Лаймана, которые проходят через ионизированную область почти непоглощенными. Некоторые из них имеют достаточно высокую энергию (> 11,3 эВ) для ионизации атомов углерода, создавая область C II («ионизированный углерод») за пределами фронта ионизации (водорода). В плотных регионах размер также может быть ограничен наличием фотонов, но часто такие фотоны могут проникать через нейтральную фазу и поглощаться только во внешних слоях молекулярных облаков. Фотоны с E > 4 эВ или около того могут разрушать такие молекулы, как H ₂ и CO, создавая область фотодиссоциации (PDR), которая более или менее эквивалентна теплой нейтральной среде. Эти процессы способствуют нагреву ВЯС. Различие между теплой и холодной нейтральной средой снова обусловлено диапазоном температуры/плотности, в котором происходит неконтролируемое охлаждение.

Самые плотные молекулярные облака имеют значительно более высокое давление, чем среднее межзвездное, поскольку они связаны друг с другом собственной гравитацией. Когда в таких облаках формируются звезды, особенно OB-звезды, они преобразуют окружающий газ в теплую ионизированную фазу, что приводит к повышению температуры на несколько сотен. Первоначально газ все еще имеет плотность молекулярного облака и, следовательно, находится под значительно более высоким давлением, чем в среднем по ISM: это классическая область H II. Большое избыточное давление заставляет ионизированный газ расширяться от оставшегося молекулярного газа ( поток шампанского ), и поток будет продолжаться до тех пор, пока либо молекулярное облако полностью не испарится, либо OB-звезды не достигнут конца своей жизни, через несколько миллионов лет. . В этот момент OB-звезды взрываются как сверхновые , создавая взрывные волны в теплом газе, которые повышают температуру до корональной фазы ( остатки сверхновых , SNR). Они тоже расширяются и охлаждаются в течение нескольких миллионов лет, пока не вернутся к среднему давлению МЗМ.

МЗС в разных типах галактик

Большинство обсуждений ISM касается спиральных галактик , таких как Млечный Путь , в которых почти вся масса ISM заключена в относительно тонкий диск , обычно с масштабной высотой около 100 парсеков (300 световых лет ), который можно сравнить с типичным диском. Диаметр диска 30 000 парсек. Газ и звезды на диске вращаются вокруг центра галактики с типичной орбитальной скоростью 200 км/с. Это намного быстрее, чем хаотические движения атомов в МЗС, но поскольку орбитальное движение газа когерентно, среднее движение не влияет напрямую на структуру в МЗС. Высота вертикального масштаба МЗС устанавливается примерно так же, как и в атмосфере Земли, как баланс между местным гравитационным полем (в котором доминируют звезды в диске) и давлением. Дальше от плоскости диска МЗС находится в основном в теплой и корональной фазах низкой плотности, которые простираются как минимум на несколько тысяч парсеков от плоскости диска. Это галактическое гало или «корона» также содержит значительную плотность магнитного поля и энергии космических лучей.

Вращение дисков галактик влияет на структуры МЗС несколькими способами. Поскольку угловая скорость уменьшается с увеличением расстояния от центра, любые элементы МЗС, такие как гигантские молекулярные облака или линии магнитного поля, которые простираются в определенном диапазоне радиусов, сдвигаются из-за дифференциального вращения и поэтому имеют тенденцию растягиваться в тангенциальном направлении. ; этой тенденции противостоит межзвездная турбулентность (см. ниже), которая имеет тенденцию хаотизировать структуры. Спиральные рукава возникают из-за возмущений орбит диска - по сути, ряби на диске, которая заставляет орбиты поочередно сходиться и расходиться, сжимая, а затем расширяя местную межзвездную среду. Видимые спиральные рукава представляют собой области максимальной плотности, и сжатие часто вызывает звездообразование в молекулярных облаках, что приводит к обилию областей H II вдоль рукавов. Сила Кориолиса также влияет на большие характеристики ISM.

Неправильные галактики, такие как Магеллановы Облака, имеют межзвездную среду, похожую на спиральные, но менее организованную. В эллиптических галактиках МЗС почти полностью находится в корональной фазе, поскольку нет когерентного движения диска, поддерживающего холодный газ вдали от центра: вместо этого масштабная высота МЗС должна быть сравнима с радиусом галактики. Это согласуется с наблюдением о том, что в эллиптических телах практически нет признаков текущего звездообразования. В некоторых эллиптических галактиках действительно есть свидетельства существования небольшого дискового компонента с ISM, похожим на спирали, скрытым близко к их центрам. ISM линзовидных галактик , как и другие их свойства, кажется промежуточным между спиральными и эллиптическими галактиками.

Очень близко к центру большинства галактик (максимум в пределах нескольких сотен световых лет), МЗС глубоко изменена центральной сверхмассивной черной дырой : крайние примеры в других галактиках см. в разделе Галактический центр Млечного Пути и Активное галактическое ядро . Оставшаяся часть статьи будет посвящена МЗС в плоскости спиралей диска, вдали от галактического центра.

Структуры

Трехмерная структура в Pillars of Creation . ^[5]

Карта, показывающая Солнце , расположенное недалеко от края Местного межзвездного облака и Альфы Центавра на расстоянии около 4 световых лет в соседнем комплексе G-Облака.

Астрономы описывают МЗС как турбулентную , что означает, что газ имеет квазислучайные движения, когерентные в широком диапазоне пространственных масштабов. В отличие от обычной турбулентности, при которой движения жидкости очень дозвуковые , объемные движения МЗС обычно превышают скорость звука . Сверхзвуковые столкновения между газовыми облаками вызывают ударные волны , которые сжимают и нагревают газ, увеличивая скорость звука, так что поток локально становится дозвуковым; таким образом, сверхзвуковую турбулентность описывали как «коробку ударных волн», и она неизбежно связана со сложной структурой плотности и температуры. В ISM это еще больше усложняется магнитным полем, которое создает волновые моды, такие как альфвеновские волны , которые часто быстрее, чем чистые звуковые волны: если турбулентные скорости сверхзвуковые, но ниже скорости альфвеновской волны, поведение больше похоже на дозвуковую турбулентность.

Звезды рождаются глубоко внутри больших комплексов молекулярных облаков , обычно размером в несколько парсеков. Во время своей жизни и смерти звезды физически взаимодействуют с МЗС.

Звездные ветры от молодых скоплений звезд (часто с окружающими их гигантскими или сверхгигантскими областями HII ) и ударные волны, создаваемые сверхновыми, вводят огромное количество энергии в свое окружение, что приводит к гиперзвуковой турбулентности. Возникающие в результате структуры разных размеров можно наблюдать, например, пузыри звездного ветра и суперпузыри горячего газа, наблюдаемые с помощью рентгеновских спутниковых телескопов, или турбулентные потоки, наблюдаемые на картах радиотелескопов .

Звезды и планеты, однажды сформировавшись, не подвергаются воздействию сил давления в МЗС и поэтому не принимают участия в турбулентных движениях, хотя звезды, образовавшиеся в молекулярных облаках в галактическом диске, разделяют общее орбитальное движение вокруг центра галактики. Таким образом, звезды обычно движутся относительно окружающей их МЗС. В настоящее время Солнце движется через Местное межзвездное облако , неравномерное скопление теплой нейтральной фазы диаметром в несколько парсеков, внутри Местного пузыря низкой плотности, области коронального газа радиусом 100 парсеков.

В октябре 2020 года астрономы сообщили о значительном неожиданном увеличении плотности пространства за пределами Солнечной системы , обнаруженном космическими зондами «Вояджер-1» и «Вояджер-2» . По мнению исследователей, это означает, что «градиент плотности является крупномасштабной особенностью VLISM (очень локальной межзвездной среды) в общем направлении носа гелиосферы ». ^{[6] [7]}

Взаимодействие с межпланетной средой

Короткое видео с рассказом о наблюдениях межзвездного вещества IBEX .

Межзвездная среда начинается там, где заканчивается межпланетная среда Солнечной системы . Солнечный ветер замедляется до дозвуковых скоростей в конечной ударной волне в 90–100 астрономических единицах от Солнца. В области за пределами ударной волны, называемой гелиооболочкой , межзвездное вещество взаимодействует с солнечным ветром. «Вояджер-1» , самый дальний от Земли рукотворный объект (после 1998 года ^[8] ), пересек терминальную ударную волну 16 декабря 2004 года, а затем вошел в межзвездное пространство, когда пересек гелиопаузу 25 августа 2012 года, обеспечив первый прямой зонд условия в ISM (Stone et al. 2005).

Межзвездное вымирание

Пылевые зерна в ISM ответственны за исчезновение и покраснение , уменьшение интенсивности света и сдвиг доминирующих наблюдаемых длин волн света от звезды. Эти эффекты вызваны рассеянием и поглощением фотонов и позволяют наблюдать МЗС невооруженным глазом в темном небе. Очевидные трещины, которые можно увидеть в полосе Млечного Пути (однородный диск звезд), вызваны поглощением фонового звездного света пылью в молекулярных облаках в пределах нескольких тысяч световых лет от Земли. Этот эффект быстро уменьшается с увеличением длины волны («покраснение» вызвано большим поглощением синего, чем красного света) и становится практически незначительным в диапазоне длин волн среднего инфракрасного диапазона (> 5 мкм).

Вымирание обеспечивает один из лучших способов картографирования трехмерной структуры МЗС, особенно после появления точных расстояний до миллионов звезд с помощью миссии Gaia . Общее количество пыли перед каждой звездой определяется по ее покраснению, а затем определяется расположение пыли вдоль луча зрения путем сравнения плотности столба пыли перед звездами, спроецированными на небо близко друг к другу, но на разных расстояниях. К 2022 году стало возможным создать карту структур МЗС в пределах 3 кпк (10 000 световых лет) от Солнца. ^[9]

Дальний ультрафиолетовый свет эффективно поглощается нейтральным газообразным водородом в ISM. В частности, атомарный водород очень сильно поглощает на длине волны около 121,5 нанометров, при переходе Лаймана-альфа , а также на других линиях серии Лаймана. Поэтому почти невозможно увидеть свет, излучаемый на этих длинах волн звездой, находящейся дальше, чем в нескольких сотнях световых лет от Земли, потому что большая часть его поглощается во время полета к Земле промежуточным нейтральным водородом. Все фотоны с длиной волны <91,6 нм (предел Лаймана) могут ионизировать водород, а также очень сильно поглощаются. Поглощение постепенно уменьшается с увеличением энергии фотонов, и ISM снова начинает становиться прозрачным в мягких рентгеновских лучах с длиной волны короче примерно 1 нм.

Отопление и охлаждение

МЗС обычно далек от термодинамического равновесия . Столкновения устанавливают распределение скоростей Максвелла-Больцмана , а «температура», обычно используемая для описания межзвездного газа, - это «кинетическая температура», которая описывает температуру, при которой частицы будут иметь наблюдаемое распределение скоростей Максвелла-Больцмана в термодинамическом равновесии. Однако поле межзвездного излучения обычно намного слабее, чем среда, находящаяся в термодинамическом равновесии; чаще всего это примерно звезда А (температура поверхности ~ 10 000 К), сильно разбавленная. Поэтому связанные уровни внутри атома или молекулы в МЗС редко заселяются по формуле Больцмана (Спитцер, 1978, § 2.4).

В зависимости от температуры, плотности и состояния ионизации части ISM различные механизмы нагрева и охлаждения определяют температуру газа.

Нагревательные механизмы

Нагрев космическими лучами низкой энергии

Первым механизмом, предложенным для нагрева МЗС, был нагрев космическими лучами низкой энергии . Космические лучи являются эффективным источником тепла, способным проникать в глубь молекулярных облаков. Космические лучи передают энергию газу посредством ионизации и возбуждения, а также свободным электронам посредством кулоновских взаимодействий. Космические лучи низкой энергии (несколько МэВ ) более важны, поскольку их гораздо больше, чем космических лучей высокой энергии.

Фотоэлектрический нагрев по зернам

Ультрафиолетовое излучение, испускаемое горячими звездами, может удалять электроны из пылинок. Фотон поглощается пылинкой, и часть его энергии используется для преодоления потенциального энергетического барьера и удаления электрона из пылинки . Этот потенциальный барьер обусловлен энергией связи электрона ( работой выхода ) и зарядом зерна. Оставшаяся часть энергии фотона дает кинетическую энергию выброшенного электрона , которая нагревает газ за счет столкновений с другими частицами. Типичное распределение пылинок по размерам составляет n ( r ) ∝  r ^−3,5 , где r — радиус пылевой частицы. ^[10] Если предположить это, то прогнозируемое распределение площади поверхности зерна равно πr ² n ( r ) ∝  r ^-1,5 . Это указывает на то, что при данном методе нагрева преобладают мельчайшие пылинки. ^[11]

Фотоионизация

Когда электрон освобождается от атома (обычно в результате поглощения УФ-фотона), он уносит кинетическую энергию порядка E _фотона  –  E _{ионизации} . Этот механизм нагрева доминирует в областях H II, но незначителен в диффузной МЗС из-за относительного отсутствия нейтральных атомов углерода .

Рентгеновский нагрев

Рентгеновские лучи удаляют электроны из атомов и ионов , и эти фотоэлектроны могут спровоцировать вторичную ионизацию. Поскольку интенсивность часто мала, этот нагрев эффективен только в теплой, менее плотной атомной среде (поскольку плотность столба мала). Например, в молекулярные облака могут проникать только жесткие рентгеновские лучи , и рентгеновским нагревом можно пренебречь. Это предполагает, что эта область не находится вблизи источника рентгеновского излучения , такого как остаток сверхновой .

Химический нагрев

Молекулярный водород (H ₂ ) может образовываться на поверхности пылинки при встрече двух атомов H (которые могут перемещаться по пылинке). Этот процесс дает 4,48 эВ энергии, распределенной по вращательным и колебательным модам, кинетическую энергию молекулы H ₂ , а также нагрев пылинки. Эта кинетическая энергия, а также энергия, передаваемая от снятия возбуждения молекулы водорода в результате столкновений, нагревают газ.

Зерново-газовое отопление

Столкновения при высоких плотностях между атомами газа и молекулами с пылинками могут передавать тепловую энергию. Это не важно в регионах HII, поскольку УФ-излучение более важно. Это также менее важно в диффузной ионизированной среде из-за низкой плотности. В нейтральной диффузной среде зерна всегда холоднее, но не охлаждают газ эффективно из-за низкой плотности.

Нагрев зерна за счет теплообмена очень важен в остатках сверхновых, где плотность и температура очень высоки.

Нагрев газа за счет столкновений зерна с газом преобладает глубоко в гигантских молекулярных облаках (особенно при высоких плотностях). Дальнее инфракрасное излучение проникает глубоко из-за малой оптической толщины. Пылинки нагреваются за счет этого излучения и могут передавать тепловую энергию во время столкновений с газом. Мерой эффективности отопления является коэффициент аккомодации:

$${\displaystyle \alpha ={\frac {T_{2}-T}{T_{d}-T}}}$$

TT _dT _{2 —}α

Другие механизмы нагрева

Присутствуют различные макроскопические механизмы нагрева, в том числе:

• Гравитационный коллапс облака
• Взрывы сверхновых
• Звездные ветры
• Расширение регионов H II
• Магнитогидродинамические волны, создаваемые остатками сверхновых

Механизмы охлаждения

Охлаждение тонкой структуры

Процесс охлаждения тонкой структуры преобладает в большинстве областей Межзвездной среды, за исключением областей горячего газа и областей глубоко в молекулярных облаках. Наиболее эффективно это происходит с обильными атомами, имеющими уровни тонкой структуры, близкие к фундаментальному уровню, такие как: C II и O I в нейтральной среде и O II, O III, N II, N III, Ne II и Ne III в областях H II. Столкновения переведут эти атомы на более высокие уровни, и в конечном итоге они снимут возбуждение за счет испускания фотонов, которые вынесут энергию из этой области.

Охлаждение по разрешенным линиям

При более низких температурах за счет столкновений может быть заселено больше уровней, чем уровни тонкой структуры. Например, столкновительное возбуждение уровня водорода n  = 2 приведет к высвобождению фотона Ly-α при снятии возбуждения. В молекулярных облаках важное значение имеет возбуждение вращательных линий СО . Как только молекула возбуждается, она в конечном итоге возвращается в состояние с более низкой энергией, испуская фотон, который может покинуть эту область, охлаждая облако.

Наблюдения за ISM

Несмотря на чрезвычайно низкую плотность, фотоны, генерируемые в МЗС, заметны почти во всех диапазонах электромагнитного спектра. Фактически, оптический диапазон, на который астрономы полагались вплоть до 20-го века, является тем, в котором ISM наименее очевиден.

• Ионизированный газ излучает в широком диапазоне энергий посредством тормозного излучения . Для газа в теплой фазе (10 ⁴  К) это в основном обнаруживается в микроволновом диапазоне, тогда как тормозное излучение коронального газа с температурой в миллион кельвинов заметно в мягком рентгеновском излучении. Кроме того, образуется множество спектральных линий , в том числе важных для охлаждения, упомянутых в предыдущем разделе. Одна из них, запрещенная линия дважды ионизированного кислорода, придает многим туманностям видимый зеленый цвет при визуальных наблюдениях и когда-то считалась новым элементом, небулием . Спектральные линии высоковозбужденных состояний водорода обнаруживаются в инфракрасном и более длинноволновом диапазоне, вплоть до радиорекомбинационных линий , которые, в отличие от оптических линий, не поглощаются пылью и поэтому могут отслеживать ионизированные области по всему диску Галактики. Корональный газ излучает другой набор линий, поскольку при высокой температуре атомы лишаются большей части своих электронов.
• Теплая нейтральная среда производит большую часть 21-сантиметрового линейного излучения водорода, обнаруженного радиотелескопами, хотя атомарный водород в холодной нейтральной среде также вносит свой вклад как в излучение, так и в поглощение фотонов из фонового теплого газа («самопоглощение H I»). , ХИСА). Линия длиной 21 см, хотя и не важна для охлаждения, легко наблюдается при высоком спектральном и угловом разрешении, что дает нам наиболее детальное представление о WNM. ^{[12] [13]}
• Молекулярные облака обнаруживаются по спектральным линиям, возникающим в результате изменений вращательного квантового состояния малых молекул, особенно монооксида углерода CO. Наиболее широко используемая линия находится на частоте 115 ГГц, что соответствует изменению углового момента квантов от 1 до 0 . Были обнаружены сотни других молекул , каждая из которых имеет множество линий, что позволяет довольно подробно проследить физические и химические процессы в молекулярных облаках. Эти линии наиболее распространены на длинах волн миллиметрового и субмиллиметрового диапазона. Безусловно, наиболее распространенная молекула в молекулярных облаках, H ₂ , обычно не наблюдаема напрямую, поскольку она остается в своем основном состоянии, за исключением случаев возбуждения редкими событиями, такими как межзвездные ударные волны. Существует некий «темный газ», области, где водород находится в молекулярной форме и поэтому не излучает линию 21 см, но молекулы CO расщеплены, поэтому линии CO также отсутствуют. Эти области определяются наличием пылинок без соответствующих линейных эмиссий газа. ^[14]
• Межзвездные пылинки повторно излучают энергию, которую они поглощают из звездного света, в виде излучения квазичерного тела в дальнем инфракрасном диапазоне, что соответствует типичным температурам пылинок 20–100 К. Очень маленькие зерна, по сути, фрагменты графена, связанные с атомами водорода по краям ( полициклические ароматические углеводороды (ПАУ), излучают многочисленные спектральные линии в среднем инфракрасном диапазоне, на длинах волн около 10 микрон. Зерна нанометрового размера могут вращаться на частотах ГГц при столкновении с одним ультрафиолетовым фотоном, а дипольное излучение таких вращающихся зерен считается источником аномального микроволнового излучения .
• Космические лучи генерируют гамма-фотоны при столкновении с атомными ядрами в облаках МЗМ. Электроны среди частиц космических лучей сталкиваются с небольшой долей фотонов в поле межзвездного излучения и космическом микроволновом фоне и повышают энергию фотонов до рентгеновских и гамма-лучей посредством обратного комптоновского рассеяния . Благодаря галактическому магнитному полю заряженные частицы движутся по спиральным траекториям, а для электронов космических лучей это спиральное движение генерирует синхротронное излучение , очень яркое на низких радиочастотах.

Распространение радиоволн

Атмосферное затухание в дБ /км как функция частоты в диапазоне КВЧ. Пики поглощения на определенных частотах представляют собой проблему из-за таких компонентов атмосферы, как водяной пар (H ₂ O) и диоксид углерода (CO ₂ ).

На радиоволны влияют свойства плазмы МЗС. Радиоволны самой низкой частоты, ниже ≈ 0,1 МГц, не могут распространяться через ISM, поскольку они находятся ниже его плазменной частоты . На более высоких частотах плазма имеет значительный показатель преломления, уменьшающийся с ростом частоты, а также зависящий от плотности свободных электронов. Случайные изменения электронной плотности вызывают межзвездное мерцание , которое увеличивает видимый размер удаленных радиоисточников, видимых через межзвездную среду, причем расширение уменьшается с квадратом частоты. Изменение показателя преломления с частотой приводит к задержке времени прихода импульсов от пульсаров и быстрых радиовсплесков на более низких частотах (дисперсия). Величина задержки пропорциональна плотности столба свободных электронов (мера дисперсии, DM), что полезно как для картирования распределения ионизированного газа в Галактике, так и для оценки расстояний до пульсаров (более далекие имеют большую DM). ^[15]

Вторым эффектом распространения является вращение Фарадея , которое влияет на линейно поляризованные радиоволны, например, производимые синхротронным излучением , одним из наиболее распространенных источников радиоизлучения в астрофизике. Фарадеевское вращение зависит как от плотности электронов, так и от напряженности магнитного поля, поэтому используется в качестве зонда межзвездного магнитного поля.

ISM, как правило, очень прозрачен для радиоволн, что позволяет беспрепятственно вести наблюдения прямо через диск Галактики. Из этого правила есть несколько исключений. Наиболее интенсивные спектральные линии радиоспектра могут стать непрозрачными, так что видна только поверхность облака, излучающего линии. В основном это влияет на линии монооксида углерода на миллиметровых волнах, которые используются для отслеживания молекулярных облаков, но линия нейтрального водорода длиной 21 см может стать непрозрачной в холодной нейтральной среде. Такое поглощение влияет только на фотоны на линейных частотах: в остальном облака прозрачны. Другой важный процесс поглощения происходит в плотных ионизированных областях. Они излучают фотоны, в том числе радиоволны, посредством теплового тормозного излучения . На коротких волнах, обычно в микроволнах , они вполне прозрачны, но их яркость приближается к пределу абсолютно черного тела , а на длинах волн, достаточно длинных, чтобы достичь этого предела, они становятся непрозрачными. Так, наблюдения в метровом диапазоне показывают области H II как холодные пятна, блокирующие яркое фоновое излучение галактического синхротронного излучения, в то время как на декаметрах поглощается вся галактическая плоскость, а самые длинные наблюдаемые радиоволны, длиной 1 км, могут распространяться только на 10-50 парсек через Местный пузырь. ^[16] Частота, при которой конкретная туманность становится оптически толстой, зависит от меры ее излучения. ${\displaystyle \propto \lambda ^{2.1}}$

${\displaystyle EM=\int n_{e}^{2}\,dl}$,

столбцовая плотность квадрата электронной плотности. Исключительно плотные туманности могут стать оптически толстыми на сантиметровых волнах: они только что сформировались, поэтому одновременно редки и малы («Сверхкомпактные области H II»).

Общая прозрачность ISM для радиоволн, особенно микроволн, может показаться удивительной, поскольку радиоволны на частотах > 10 ГГц значительно ослабляются атмосферой Земли (как видно на рисунке). Но плотность столба через атмосферу намного больше, чем столб через всю Галактику, из-за чрезвычайно низкой плотности МЗС.

История познания межзвездного пространства

Объект Хербига-Аро HH 110 выбрасывает газ через межзвездное пространство. ^[17]

Слово «интерстеллар» (между звездами) было придумано Фрэнсисом Бэконом в контексте древней теории о буквальной сфере неподвижных звезд . ^[18] Позже, в 17 веке, когда идея о том, что звезды разбросаны по бесконечному пространству, стала популярной, стали обсуждаться, было ли это пространство настоящим вакуумом ^[19] или заполнено гипотетической жидкостью, иногда называемой эфиром , как у Рене Декарта. ' вихревая теория движения планет. Хотя теория вихрей не пережила успех ньютоновской физики , невидимый светоносный эфир был вновь представлен в начале 19 века как среда для переноса световых волн; например, в 1862 году один журналист писал: «Это истечение вызывает трепет или вибрационное движение в эфире , заполняющем межзвездные пространства». ^[20]

В 1864 году Уильям Хаггинс с помощью спектроскопии определил, что туманность состоит из газа. ^[21] У Хаггинса была частная обсерватория с 8-дюймовым телескопом и линзой Алвана Кларка ; но он был оборудован для спектроскопии, что позволило провести революционные наблюдения. ^[22]

Примерно с 1889 года Эдвард Барнард стал пионером в глубокой фотографии неба, обнаружив множество «дыр в Млечном Пути». Сначала он сравнил их с солнечными пятнами , но к 1899 году был готов написать: «Едва ли можно представить себе вакансию с дырками, если только эти явно пустые места, в которых могут возникнуть дыры, не покрыты туманной материей». ^[23] Эти дыры теперь известны как темные туманности , пылевые молекулярные облака, вырисовывающиеся силуэтами на фоне звездного поля галактики; наиболее известные из них перечислены в его Каталоге Барнарда . Первое прямое обнаружение холодной диффузной материи в межзвездном пространстве произошло в 1904 году, когда Йоханнес Хартманн наблюдал двойную звезду Минтака (Дельта Ориона) с помощью Потсдамского Большого рефрактора . ^{[24] [25]} Хартманн сообщил ^[26] , что поглощение линии кальция «К» оказалось «чрезвычайно слабым, но почти совершенно резким», а также сообщил о «довольно удивительном результате, согласно которому линия кальция на длине волны 393,4 нанометра не имеет общего с периодические смещения линий, вызванные орбитальным движением спектроскопической двойной звезды». Стационарный характер линии привел Хартмана к выводу, что газ, ответственный за поглощение, не присутствует в атмосфере звезды, а вместо этого находится внутри изолированного облака материи, находящегося где-то на луче зрения этой звезды. Это открытие положило начало изучению межзвездной среды.

Межзвездный газ был дополнительно подтвержден Слайфером в 1909 году, а затем в 1912 году Слайфер подтвердил наличие межзвездной пыли. ^[27] Межзвездный натрий был обнаружен Мэри Ли Хегер в 1919 году путем наблюдения стационарного поглощения атомных «D»-линий на длинах волн 589,0 и 589,6 нанометров в направлении Дельты Ориона и Беты Скорпиона . ^[28]

Виктор Амбарцумян в серии исследований ввел общепринятое теперь представление о том, что межзвездное вещество существует в виде облаков. ^[29]

Последующие наблюдения линий кальция «Н» и «К» Билсом (1936) выявили двойные и асимметричные профили в спектрах Эпсилона и Дзеты Ориона . Это были первые шаги в изучении очень сложной межзвездной линии обзора Ориона . Асимметричные профили линий поглощения являются результатом суперпозиции нескольких линий поглощения, каждая из которых соответствует одному и тому же атомному переходу (например, линия «К» кальция), но возникает в межзвездных облаках с разными лучевыми скоростями . Поскольку каждое облако имеет разную скорость (по направлению к наблюдателю/Земле или от него), линии поглощения, возникающие внутри каждого облака, смещаются либо в синий , либо в красный цвет (соответственно) от длины волны покоя линий из-за эффекта Доплера . Эти наблюдения, подтвердившие, что материя распределена неравномерно, были первым свидетельством существования множества дискретных облаков внутри МЗС.

Этот узел межзвездного газа и пыли длиной в световой год напоминает гусеницу . ^[30]

Растущее количество данных о межзвездном материале побудило Пикеринга (1912) прокомментировать: «Хотя межзвездной поглощающей средой может быть просто эфир, однако характер его избирательного поглощения, как указано Каптейном, характерен для газа, а свободные газообразные молекулы конечно, там, поскольку они, вероятно, постоянно изгоняются Солнцем и звездами».

В том же году открытие Виктором Гессом космических лучей — высокоэнергетических заряженных частиц, попадающих на Землю из космоса, заставило других задуматься о том, проникают ли они также в межзвездное пространство. В следующем году норвежский исследователь и физик Кристиан Биркеланд написал: «Кажется, естественным следствием нашей точки зрения является предположение, что все пространство заполнено электронами и летающими электрическими ионами всех видов. Мы предположили, что каждый Звездная система в ходе эволюции выбрасывает в космос электрические корпускулы. Поэтому не кажется неразумным думать, что большая часть материальных масс во Вселенной находится не в солнечных системах или туманностях , а в «пустом» пространстве» (Биркеланд 1913).

Торндайк (1930) отмечал, что «вряд ли можно было поверить, что огромные промежутки между звездами полностью пусты. Земные полярные сияния вполне вероятно возбуждаются заряженными частицами, испускаемыми Солнцем. Если миллионы других звезд также выбрасывают ионы, как несомненно верно, в галактике не может существовать абсолютного вакуума».

В сентябре 2012 года ученые НАСА сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ) , подвергнутые условиям межзвездной среды (ISM) , преобразуются посредством гидрирования , оксигенации и гидроксилирования в более сложные органические соединения , «шаг на пути к аминокислотам и нуклеотидам ». , сырье белков и ДНК соответственно». ^{[31] [32]} Кроме того, в результате этих преобразований ПАУ теряют свою спектроскопическую сигнатуру , что может быть одной из причин «отсутствия обнаружения ПАУ в межзвездных ледяных зернах , особенно во внешних областях холодных, плотных облаков». или верхние молекулярные слои протопланетных дисков ». ^{[31] [32]}

В феврале 2014 года НАСА анонсировало значительно обновленную базу данных ^[33] для отслеживания полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во Вселенной. По мнению ученых, более 20% углерода во Вселенной может быть связано с ПАУ, возможными исходными материалами для образования жизни . ПАУ, по-видимому, образовались вскоре после Большого взрыва , широко распространены по всей Вселенной и связаны с новыми звездами и экзопланетами . ^[34]

В апреле 2019 года ученые, работающие с космическим телескопом «Хаббл» , сообщили о подтвержденном обнаружении крупных и сложных ионизированных молекул бакминстерфуллерена ( C ₆₀ ) (также известных как «бакиболы») в межзвездных средних пространствах между звездами. ^{[35] [36]}

В сентябре 2020 года были представлены доказательства наличия воды в твердом состоянии в межзвездной среде и, в частности, водяного льда , смешанного с зернами силиката в частицах космической пыли. ^[37]

Смотрите также

• Астрофизический мазер
• Диффузная межзвездная полоса
• Ископаемое звездное магнитное поле
• гелиосфера
• Список межзвездных и околозвездных молекул
• Область фотодиссоциации

Рекомендации

Цитаты

1. Хербст, Эрик (1995). «Химия в межзвездной среде». Ежегодный обзор физической химии . 46 : 27–54. Бибкод : 1995ARPC...46...27H. дои : 10.1146/annurev.pc.46.100195.000331.
2. Буланже, Ф.; Кокс, П.; Джонс, AP (2000). «Курс 7: Пыль в межзвездной среде». У Ф. Казоли ; Ж. Леке; Ф. Дэвид (ред.). Инфракрасная космическая астрономия сегодня и завтра . п. 251. Бибкод : 2000isat.conf..251B.
3. (Ферьер, 2001)
4. Нельсон, Джон (2020). «Вояджер – Межзвездная миссия». НАСА . Архивировано из оригинала 25 августа 2017 г. Проверено 29 ноября 2020 г.
5. «Столпы творения, раскрытые в 3D» . Европейская южная обсерватория. 30 апреля 2015 года . Проверено 14 июня 2015 г.
6. Старр, Мишель (19 октября 2020 г.). «Космический корабль «Вояджер» обнаружил увеличение плотности космоса за пределами Солнечной системы». НаукаАлерт . Проверено 19 октября 2020 г.
7. Курт, WS; Гернетт, Д.А. (25 августа 2020 г.). «Наблюдения радиального градиента плотности в очень локальной межзвездной среде на корабле «Вояджер-2». Письма астрофизического журнала . 900 (1): Л1. Бибкод : 2020ApJ...900L...1K. дои : 10.3847/2041-8213/abae58 . S2CID  225312823.
8. «Вояджер: краткие факты». Лаборатория реактивного движения.
9. Вергели, Дж.Л.; Лаллемент, Р.; Кокс, штат Нью-Джерси (август 2022 г.). «Трехмерные карты вымирания: инвертирование калиброванных каталогов вымирания». Астрономия и астрофизика . 664 : А174. arXiv : 2205.09087 . Бибкод : 2022A&A...664A.174V. дои : 10.1051/0004-6361/202243319. ISSN  0004-6361. S2CID  248863272.
10. Матис, Дж. С.; Румпель, В.; Нордсик, К.Х. (1977). «Распределение межзвездных зерен по размерам». Астрофизический журнал . 217 : 425. Бибкод : 1977ApJ...217..425M. дои : 10.1086/155591.
11. Вайнгартнер, JC; Дрен, БТ (2001). «Фотоэлектрическая эмиссия межзвездной пыли: зарядка зерна и нагрев газа». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 134 (2): 263–281. arXiv : astro-ph/9907251 . Бибкод : 2001ApJS..134..263W. дои : 10.1086/320852. S2CID  13080988.
12. Пик, JEG; Баблер, Брайан Л.; Чжэн, Юн; Кларк, SE; Дуглас, Кевин А.; Корпела, Эрик Дж.; Путман, Мэн; Станимирович, Снежана; Гибсон, Стивен Дж.; Хейлс, Карл (27 декабря 2017 г.). «Выпуск 2 данных исследования GALFA-H i». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 234 (1): 2. arXiv : 1101.1879 . дои : 10.3847/1538-4365/aa91d3 . ISSN  1538-4365. S2CID  126210617.
13. Бен Бехти, Н.; Флёер, Л.; Келлер, Р.; Керп, Дж.; Ленц, Д.; Винкель, Б.; Байлин, Дж.; Калабретта, MR; Дедес, Л.; Форд, ХА; Гибсон, Британская Колумбия; Хауд, У.; Яновецкий, С.; Калберла, PMW (2016). «HI4PI: обзор H i всего неба на основе EBHIS и GASS». Астрономия и астрофизика . 594 : А116. arXiv : 1610.06175 . Бибкод : 2016A&A...594A.116H. дои : 10.1051/0004-6361/201629178. hdl : 10150/622791 . ISSN  0004-6361. S2CID  118612998.
14. Сотрудничество Планка; Аде, Пенсильвания; Аганим, Н.; Арно, М.; Эшдаун, М.; Омон, Дж.; Бачигалупи, К.; Бальби, А.; Бандей, Эй Джей; Баррейро, РБ; Бартлетт, Дж.Г.; Баттанер, Э.; Бенабед, К.; Бенуа, А.; Бернар, Ж.-П. (2011). «Ранние результаты Планка. XIX. Температура всего неба и оптическая плотность пыли по данным Планка и IRAS. Ограничения на «темный газ» в нашей Галактике». Астрономия и астрофизика . 536 : А19. arXiv : 1101.2029 . Бибкод : 2011A&A...536A..19P. дои : 10.1051/0004-6361/201116479. hdl : 10138/233735 . ISSN  0004-6361. S2CID  664726.
15. Саманта Блэр. «Межзвездные средние помехи (видео)». Переговоры SETI . Архивировано из оригинала 14 ноября 2021 г.
16. Новако, JC; Браун, LW (1978). «Нетепловое галактическое излучение ниже 10 мегагерц». Астрофизический журнал . 221 : 114. Бибкод : 1978ApJ...221..114N. дои : 10.1086/156009. ISSN  0004-637X.
17. "Гейзер горячего газа, вытекающего из звезды" . Пресс-релиз ЕКА/Хаббла . Проверено 3 июля 2012 г.
18. Лорд Верулам, виконт Сент-Олбанс, Фрэнсис (1627). Сильва Сильварум, или Естественная история за десять веков . Лондон: В. Ли. стр. § 354–455.
19. Бойль, Роберт (1674). Превосходство теологии по сравнению с натуральной философией. Лондон: Отпечатано TN для Генри Херрингмана. п. 178.
20. Паттерсон, Роберт Хогарт (1862). «Цвет в природе и искусстве, перепечатано из журнала Blackwood's Magazine». Очерки истории и искусства . п. 10.
21. «Первый спектр планетарной туманности». Небо и телескоп . 14 августа 2014 г. Проверено 29 ноября 2019 г.
22. «Уильям Хаггинс (1824–1910)» . www.messier.seds.org . Проверено 29 ноября 2019 г.
23. Барнард, Э.Э. (1899). «Фотографии комет и Млечного Пути». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 59 (6): 361–370.
24. Канипе, Джефф (27 января 2011 г.). Космическая связь: как астрономические события влияют на жизнь на Земле. Книги Прометея. ISBN 9781591028826.
25. Азимов, Исаак , Биографическая энциклопедия науки и технологий Азимова (2-е изд.)
26. Хартманн, Дж. (1904). «Исследования спектра и орбиты дельты Ориона». Астрофизический журнал . 19 : 268. Бибкод : 1904ApJ....19..268H. дои : 10.1086/141112. ISSN  0004-637X.
27. "Документы В.М. Слипера, 1899-1965" .
28. Хегер, Мэри Ли (1919). «Стационарные линии натрия в спектрально-двойных системах». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 31 (184): 304–305. Бибкод : 1919PASP...31..304H. дои : 10.1086/122890 . ISSN  0004-6280. S2CID  121462375.
29. С. Чандрасекхар (1989), «Виктору Амбарцумяну в день его 80-летия», Журнал астрофизики и астрономии , 18 (1): 408–409, Бибкод : 1988Ap.....29..408C, doi : 10.1007/ BF01005852, S2CID  122547053
30. «Хаббл видит космическую гусеницу». Архив изображений . ЕКА/Хаббл . Проверено 9 сентября 2013 г.
31. НАСА готовит ледяную органику, чтобы имитировать происхождение жизни, Space.com , 20 сентября 2012 г. , получено 22 сентября 2012 г.
32. Гудипати, Мурти С.; Ян, Жуй (1 сентября 2012 г.), «Зондирование на месте радиационно-индуцированной обработки органических веществ в астрофизических аналогах льда - новые времяпролетные масс-спектроскопические исследования лазерной десорбции, лазерной ионизации», The Astrophysical Journal Letters , 756 (1 ): L24, Bibcode : 2012ApJ...756L..24G, doi : 10.1088/2041-8205/756/1/L24, S2CID  5541727
33. "База данных ИК-спектроскопии ПАУ" . Лаборатория астрофизики и астрохимии . Исследовательский центр Эймса НАСА . Проверено 20 октября 2019 г.
34. Гувер, Рэйчел (21 февраля 2014 г.). «Нужно отслеживать органические наночастицы по всей Вселенной? У НАСА есть для этого приложение». НАСА . Архивировано из оригинала 10 мая 2020 года . Проверено 22 февраля 2014 г.
35. Старр, Мишель (29 апреля 2019 г.). «Космический телескоп Хаббл только что нашел убедительные доказательства существования межзвездных бакиболлов». ScienceAlert.com . Проверено 29 апреля 2019 г.
36. Кординер, Массачусетс; и другие. (22 апреля 2019 г.). «Подтверждение Interstellar C60 + с помощью космического телескопа Хаббл». Письма астрофизического журнала . 875 (2): Л28. arXiv : 1904.08821 . Бибкод : 2019ApJ...875L..28C. дои : 10.3847/2041-8213/ab14e5 . S2CID  121292704.
37. Потпов, Алексей; и другие. (21 сентября 2020 г.). «Смешение пыли и льда в холодных регионах и твердая вода в диффузной межзвездной среде». Природная астрономия . 5 : 78–85. arXiv : 2008.10951 . Бибкод : 2021NatAs...5...78P. дои : 10.1038/s41550-020-01214-x. S2CID  221292937 . Проверено 26 сентября 2020 г.

Источники

• Бэкон, Фрэнсис (1626 г.), Сильва (изд. 3545 г.)
• Билс, CS (1936), «Об интерпретации межзвездных линий», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 96 (7): 661–678, Бибкод : 1936MNRAS..96..661B, doi : 10.1093/mnras/96.7 .661
• Биркеланд, Кристиан (1913), «Полярные магнитные явления и эксперименты с Терреллой», Норвежская экспедиция «Полярное сияние», 1902–03 (раздел 2), Нью-Йорк: Христиания (ныне Осло), H. Aschelhoug & Co., стр. 720
• Бойль, Роберт (1674), Превосходство богословия по сравнению с естественной философией , том. ii. IV., с. 178
• Берк-младший; Холленбах, DJ (1983), «Взаимодействие газа и зерна в межзвездной среде – Термическое аккомодация и захват», Astrophysical Journal , 265 : 223, Бибкод : 1983ApJ...265..223B, doi : 10.1086/160667
• Дайсон, Дж. (1997), Физика межзвездной среды , Лондон: Тейлор и Фрэнсис.
• Филд, ГБ; Голдсмит, Д.В.; Хабинг, Х.Дж. (1969), «Нагрев межзвездного газа космическими лучами», Astrophysical Journal , 155 : L149, Бибкод : 1969ApJ...155L.149F, doi : 10.1086/180324
• Феррьер, К. (2001), «Межзвездная среда нашей Галактики», Reviews of Modern Physics , 73 (4): 1031–1066, arXiv : astro-ph/0106359 , Bibcode : 2001RvMP...73.1031F, doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031, S2CID  16232084
• Хаффнер, LM; Рейнольдс, Р.Дж.; Тафте, СЛ; Мэдсен, Дж.Дж.; Йениг, КП; Персиваль, Дж.В. (2003), «Обзор северного неба Wisconsin Hα Mapper», Astrophysical Journal Supplement , 145 (2): 405, arXiv : astro-ph/0309117 , Bibcode : 2003ApJS..149..405H, doi : 10.1086/ 378850, S2CID  51746099Wisconsin Hα Mapper финансируется Национальным научным фондом .
• Хегер, Мэри Ли (1919), «Стационарные линии натрия в спектроскопических двойных системах», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 31 (184): 304–305, Бибкод : 1919PASP...31..304H, doi : 10.1086/ 122890
• Лэмб, Г.Л. (1971), «Аналитическое описание распространения ультракоротких оптических импульсов в резонансной среде», Reviews of Modern Physics , 43 (2): 99–124, Bibcode : 1971RvMP...43...99L, doi : 10.1103 /RevModPhys.43.99
• Леке, Джеймс (2005), Межзвездная среда (PDF) , Библиотека астрономии и астрофизики, Springer, Bibcode : 2005ism..book.....L, doi : 10.1007/B137959, ISBN 978-3-540-21326-0, S2CID  118429018
• Макки, Флорида ; Острикер, Дж. П. (1977), «Теория межзвездной среды - Три компонента, регулируемые взрывами сверхновых в неоднородном субстрате», Astrophysical Journal , 218 : 148, Бибкод : 1977ApJ...218..148M, doi : 10.1086/155667
• Паттерсон, Роберт Хогарт (1862), «Цвет в природе и искусстве», Очерки истории и искусства , 10 . Перепечатано из журнала Blackwood's Magazine.{{citation}}: CS1 maint: постскриптум ( ссылка )
• Пикеринг, WH (1912), «Движение Солнечной системы относительно межзвездной поглощающей среды», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 72 (9): 740–743, Бибкод : 1912MNRAS..72..740P, doi : 10.1093/mnras/72.9.740
• Спитцер, Л. (1978), Физические процессы в межзвездной среде , Wiley, ISBN 978-0-471-29335-4
• Стоун, ЕС; Каммингс, AC; Макдональд, ФБ; Хейккила, Британская Колумбия; Лал, Н.; Уэббер, WR (2005), «Вояджер-1 исследует область терминального шока и гелиооболочку за ее пределами», Science , 309 (5743): 2017–2020, Bibcode : 2005Sci...309.2017S, doi : 10.1126/science.1117684, PMID  16179468, S2CID  34517751
• Торндайк, С.Л. (1930), «Межзвездная материя», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 42 (246): 99, Бибкод : 1930PASP...42...99T, doi : 10.1086/124007
• Ян, Юн-Синь; Гэмбл, Эдвард Б.; Нельсон, Кейт А. (декабрь 1985 г.). «Импульсное вынужденное рассеяние: общая важность взаимодействия фемтосекундных лазерных импульсов с веществом и спектроскопические приложения». Журнал химической физики . 83 (11): 5391–5399. Бибкод : 1985JChPh..83.5391Y. дои : 10.1063/1.449708 .

Внешние ссылки

• Видео Freeview «Химия межзвездного пространства» Уильям Клемперер, Гарвардский университет. Дискурс Королевского института Vega Science Trust.
• Межзвездная среда: онлайн-учебник