Міжзоряне середовище , розріджена речовина, міжзоряний газ і найдрібніші пилові частки, що заповнюють простір між зірками в нашій і інших галактиках . До складу М. с. входять, крім того, космічні промені, міжзоряні магнітні поля, а також кванти електромагнітного випромінювання різної довжини хвилі. Поблизу Сонця (і інших зірок) М. с. переходить в міжпланетне середовище . Простір між галактиками заповнює міжгалактичне середовище . Вперше до виводу про існування М. с., що поглинає світло зірок, прийшло Ст Я. Струве (1847), проте її існування було доведене лише в 30-х роках 20 століть (американським астрономом Р. Трамплером і радянським астрономом Би. А. Воронцовим-Вельяміновим).
Міжзоряний газ складається з нейтральних і іонізованних атомів і молекул. Основну масу газу складають атоми водню і гелію (відповідно близько 90 % і 10 % по числу атомів) з невеликою домішкою кисню, вуглецю, неону, азоту (близько 0,01 % кожного). З молекул найрясніше представлена H 2 , зосереджена в хмарах. Крім того, є у малій кількості CH, ВІН, H 2 O, Nh 3 , Ch 2 O і інші органічні і неорганічні молекули. Міжзоряний газ майже рівномірно перемішаний з міжзоряним пилом, що складається з часток розміром 10 -4 —3·10 -6 см . Дрібні частки складаються з Fe, Sio 2 , більші мають частково графітові ядра, можливо з домішкою заліза, і оболонки із замерзлих газів Ch 4 , Nh 3 , H 2 O і інших. Газ і пил майже повністю відсутні в еліптичних галактиках, в спіральних же галактиках типів S а , S b , S з складають відповідно близько 1 %, 3 %, 10 % маси галактики, а в неправильних галактиках — в середньому 16 %. Міжзоряний газ і пил сильно концентруються до плоскості галактик, утворюючи диск товщина якого складає в середньому декілька сотень пс , зростаючи до периферії інколи до декількох кпс . Концентрація газу в дисках в середньому близько 1 або декількох атомів в 1 см 3 (щільність біля 10 -24 г/см 3 ); поза диском і на його краях щільність газу значно менша. У спіральних галактиках велика частина газу і пилу зосереджена в спіральних рукавах (гілках): щільність газу між рукавами галактики в 3—10 разів менше, ніж в рукавах. У рукавах близько 80—90 % газу зосереджено в міжзоряних хмарах, які часто об'єднуються, утворюючи газопилові комплекси, розташовані головним чином на внутрішній (увігнутою) стороні спіральних рукавів. Параметри міжзоряних хмар украй всілякі.
В нашій Галактиці діаметри міжзоряних хмар зазвичай складають 5—40 пс , концентрація атомів в них від 2 до 100 в 1 см 3 , температура 20—100 К. Облака займають близько 10 % об'єму диска Галактики. Газ і пил М. с. разом із зірками рухаються в диску галактик довкола її центру по орбітах, близьких до кругів, з середніми швидкостями, що становлять 100—200 км/сек. Окремі хмари міжзоряного газу мають власні (пекулярниє) швидкості, величина яких в середньому дорівнює 10 км/сек , досягаючи інколи 50—100 км/сек. В галактичній короні спостерігається газ падаючий на плоскість галактики з швидкостями в десятки і сотні (до 200) км/сек ; походження цього газу не з'ясоване. Концентрація атомів між хмарами 0,02—0,2 в 1 см 3 , температура 7—10 тисяч До.
Водень, гелій і інші елементи, потенціали іонізації яких більші, ніж у водню, в хмарах іонізовани дуже слабо, а між хмарами іонізація водню — декілька десятків відсотків. Останні елементи однократно іонізовани світлом зірок. Такі хмари і середовище між ними називаються областями HI (нейтрального водню) і займають основну частину диска галактик. Довкола гарячих зірок класу Об водень сильно (до 99 %) іонізован ультрафіолетовим випромінюванням. Такі області називаються областями HII (іонізованного водню) або зонами Стремгрена. температура областей HII досягає 6000—8000 До, розміри їх залежно від температури зірки і щільності газу вагаються від доль пс до декількох десятків, а у виняткових випадках — до сотень пс . Зазвичай довкола гарячих зірок спостерігаються не просто іонізованниє міжзоряні хмари, а значно щільніші дифузні туманності, в яких концентрація досягає десятків і сотень атомів в 1 см 3 . Можливо, це залишки того щільного комплексу, з якого утворилися гарячі зірки. Такі області HII поступово розширюються під дією гарячого газу. Якщо на дорозі такій області зустрічається ущільнення, що належить області HI, то кордон області HII огинає це ущільнення, оголюючи його з усіх боків. Так утворюються темні (на тлі областей HII, що світяться) холодні щільні області HI, що мають вигляд витягнутих джгутів (так звані слонові хоботи) або сферичних згустків (глобули). У спектрі областей HII спостерігаються яскраві лінії водню і заборонені лінії кисню, азоту, сірки і деяких інших елементів, а також слабкий безперервний спектр. У радіодіапазоні ці області світяться в непререривном спектрі і в лініях водню і гелію, що виникають при квантових переходах між дуже високими енергетичними рівнями. У областях HI газ в оптичних променях не світиться. Його вивчають по лініях поглинання світла зірок, розташованих позаду цих областей. Особлива багато інформації дають резонансні лінії поглинання атомів і іонів, розташовані в ультрафіолетової області і спостережувані з космічних зондів. Відомості про нейтральному водні в Галактиці і інших галактиках, про його розподіл і рух отримують, спостерігаючи радіолінії нейтрального водню з довжиною хвилі 21 см . У цій лінії, проте, випромінюється лише мала доля теплової енергії газу областей HI. Основна доля енергії випромінюється областями HI в далеких інфрачервоних спектральних лініях атомів O, іонів C, Si, Fe і інших.
Середня щільність пилу в диску Галактики 10 -26 г/см (0,01 щільності газу). Цей пил поглинає світло зірок, причому сині промені сильніші, ніж червоні. Тому із-за пилу світло далеких зірок видно не лише ослабленим, але і червонішим. Наявність пилу не дозволяє спостерігати зірки, лежачі в плоскості Галактики на відстанях, що перевищують 3 кпс від Землі. Щільні хмари газу і пилу, що поглинає світло, здаються темними на світлому фоні Молочного Шляху. Ще різкіше виділяються темні газопилові хмари, якщо вони проектуються на світлу туманність. Поблизу досить яскравих зірок (в основному класу B) пил освітлений настільки, що може бути сфотографована із Землі; такі світлі хмари називаються відбивними туманностями. Шар газу і пилу в інших галактиках, спостережуваних з ребра, видно у вигляді темної смуги (див., наприклад, ілл. ). Міжзоряні порошинки мають несферичну форму і орієнтовані в середньому певним чином відносно магнітного поля Галактики що викликає поляризацію світла зірок.
Маси великих газопилових комплексів досягають десятків і сотень тисяч мас Сонця. У їх центральних частинах температура дуже низька (інколи всього 5—6 До) при концентрації атомів до сотень в 1 см 3 і більш. Щільність пилу в них більше 1 / 100 щільність газу. Остання обставина пов'язана з тим, що при низьких температурах і великій щільності відбувається утворення молекул, у тому числі багатоатомних, і налипання їх на порошинки. У таких місцях можуть утворюватися зірки. У зв'язку з цим має важливе значення та обставина, що в центральних частинах комплексів спостерігаються компактні об'єкти (розміром порядку 10 15 см і менше), з яких, можливо, утворюються зірки (див. Протозірки ) і планети. Вони дуже інтенсивно випромінюють в радіолініях молекул ВІН, H 2 O і інших, характер випромінювання яких інколи аналогічний випромінюванню лазерів .
Часток, складових космічні промені і що володіють величезними енергіями — від 10 6 до 10 20 ев , в М. с. значно менше, чим інших її компонентів, але їх загальна енергія в 1 см 3 складає близько 1 ев , тобто перевищує енергію теплових рухів міжзоряного газу. Космічні промені великих енергій слабо взаємодіють з газом і пилом, зрідка викликаючи в них ядерні реакції. Менш енергійні частки (10 6 —10 7 ев ) здатні нагрівати і іонізовивать міжзоряний газ; вони є одним з основних джерел нагріву областей HI. Напруженість міжзоряного магнітного поля мала (у 10 5 раз слабкіше за магнітне поле Землі), але його енергія приблизно дорівнює енергії космічних променів. Тому тиск космічних променів і магнітного поля грають істотну роль в динаміці М. с. Електромагнітні кванти в М. с. мають частоти від радіодіапазону до жорсткого гамма-випромінювання. Найбільшу дію на міжзоряний газ і пил надають оптичні, ультрафіолетові і м'які рентгенівські промені (з енергією квантів менше 1 кев ). Останні частково приходять з міжгалактичного простору, а частково виникають в рентгенівських джерелах усередині Галактики і викликають (разом з космічними променями) нагрів і часткову іонізацію областей HI. Оптичні і ультрафіолетові кванти в М. с. є результатом випромінювання зірок Галактики.
В галактиках відбувається постійний обмін речовиною між М. с. і зірками. М. с. служить матеріалом для утворення зірок, а зірки, у свою чергу, викидають частину речовини в М. с., повідомляючи одночасно газу кінетичну енергію. Це відбувається і на спокійних стадіях розвитку зірок, і в кінці їх еволюції, коли зірки скидають оболонку, утворюючи планетарну туманність, або вибухають як найновіша зірка . Відбувається постійний круговорот речовини, при якій кількість газу в М. с. поступово виснажується. Зокрема, останньою обставиною пояснюється, що в еліптичних галактиках газу немає, тоді як в неправильних його багато: тут він виснажився найменше. Оскільки в процесі еволюції зірок і особливо при вибухах найновіших зірок ядерні реакції міняють хімічний склад газу, міняється з часом і склад М. с., а отже, і склад зірок, що утворюються з неї. Крім того, відбувається обмін газом між ядрами галактик і М. с.
Літ.: Пікельнер С. Би., Фізика міжзоряного середовища, М. 1959; Каплан С. А., Пікельнер С. Би., Міжзоряне середовище, М., 1963; Грінберг М., Міжзоряний пил, переклад з англійського, М., 1970; Космічна газодинаміка, [переклад з англійського], М., 1972; Бакулін П. І., Кононович Е. Ст, Мороз Ст І., Курс загальної астрономії, М., 1970; Мартинов Д, Я., Курс загальної астрофізики, М., 1971; Аллер Л., Астрофізика, переклад з англійського, т. 2, М., 1957.
