Пространство между звездами не пустое: оно заполнено межзвездным газом с примесью микроскопических твердых частичек, которые называют пылью. Межзвездного газа особенно много вблизи галактической плоскости. Почти весь он сосредоточен в слое толщиной 600 св. лет и диаметром 100 000 св. лет (именно таков диаметр диска Галактики). В этом тонком слое газ распределен не однородно, а концентрируется в спиральных рукавах Галактики.
Вообще-то это очень разреженный газ: примерно 1 ат/см3 по меркам земных лабораторий - высочайший вакуум. Но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается около 8 млрд. солнечных масс межзвездного газа. Это около 5% от полной массы Галактики. В составе межзвездного газа около 67% водорода, 28% гелия и лишь около 5% массы приходится на все остальные элементы, наиболее обильные среди которых - кислород, углерод и азот.
Твердые частицы космической пыли имеют размер порядка 0,1-1 мкм. Вероятно, у них железо-силикатное или графитовое ядрышко, покрытое ледяной "шубой" из легких элементов. Хотя по массе космическая пыль составляет всего около 1% межзвездного вещества, это очень важный его компонент. Пылинки прекрасно поглощают звездный свет и преобразуют его в инфракрасное излучение, играя важную роль в тепловом балансе межзвездной среды. Графитовые и силикатные ядрышки пылинок, вероятно, образуются в относительно прохладных атмосферах звезд-гигантов и выбрасываются затем в межзвездное пространство, где остывают и покрываются шубой из летучих элементов.
Особенно эффектно межзвездный газ представлен в эмиссионных туманностях, наиболее известная из которых Большая туманность в Мече Ориона видима даже невооруженным глазом и очень красива при наблюдении в бинокль или небольшой телескоп. В эмиссионных туманностях плотность газа значительно выше, чем в окружающем пространстве, и составляет тысячи атомов в кубическом сантиметре. Поскольку диаметры некоторых туманностей достигают 100 св. лет, полная масса газа в каждой 50 000 солнечных масс и более. См. также ТУМАННОСТИ.
Эмиссионные туманности светятся потому, что внутри них или рядом с ними есть горячие голубые звезды-сверхгиганты. Они испускают много ультрафиолетового (УФ) излучения, которое поглощается межзвездными атомами водорода и ионизует их, т.е. разрывает в них связи между электронами и ядрами атомов - протонами. Через некоторое время под действием взаимного притяжения электроны с протонами вновь объединяются в нейтральные атомы, излучая при этом электромагнитные кванты. Но обычно электрон не сразу попадает на нижний энергетический уровень атома, а задерживается на нескольких промежуточных и каждый раз при переходе между ними излучает фотон. Таким образом один ультрафиолетовый фотон "дробится" на несколько оптических. См. также АТОМ.
Между плотными и яркими эмиссионными туманностями находится разреженный газ, обнаружить который гораздо сложнее. Он был открыт в 1904 И.Гартманом, заметившим линии поглощения этого газа в спектрах далеких звезд. Иногда одна спектральная линия расщепляется на несколько, очевидно, за счет эффекта Доплера, указывая этим, что мы видим звезду сквозь несколько межзвездных облаков, каждое из которых движется со своей скоростью.
Далеко не все атомы и молекулы межзвездного газа имеют спектральные линии в оптическом диапазоне; линии многих элементов лежат в ультрафиолетовой области. Поэтому внеатмосферные наблюдения оказались очень ценными. Наблюдения с геофизической ракеты в 1970 позволили открыть молекулярный водород - главную молекулу межзвездной среды. Ультрафиолетовый телескоп на спутнике "Коперник" (1972) получил множество звездных спектров с линиями поглощения молекулы H2 и более сложных элементов, включая углерод, азот, кислород, кремний, фосфор, аргон и железо, а также тяжелый изотоп водорода - дейтерий.
Вначале знания о межзвездной среде развивались благодаря фотографии и спектроскопии. Но затем было открыто космическое радиоизлучение, которое принесло много новых сведений о межзвездном газе. Атомы нейтрального водорода излучают на строго определенной волне длиной 21,1 см. В диапазоне от 1 до 50 см излучение образуется при взаимодействии свободных электронов с протонами, доказывая этим существование ионизованного газа, а в диапазоне 10-30 м облака ионизованного газа, напротив, сильно поглощают излучение источников, находящихся за ними.
Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить в межзвездном пространстве довольно сложные молекулы: гидроксил OH; пары воды H2O и аммиака NH3; формальдегид H2CO; окись углерода CO; метанол (древесный спирт) CH3OH; муравьиную кислоту HCOOH; этиловый (винный) спирт CH3CH2OH и еще десятки других, даже более сложных молекул. Все они найдены в плотных и холодных пылевых облаках, защищающих хрупкие молекулы от разрушающего влияния ультрафиолетового излучения горячих звезд. Вероятно, поверхность холодных (7 K, или ?266??C) пылинок служит как раз тем местом, где образуются сложные молекулы из налипших на пылинку отдельных атомов. Чем плотнее и массивнее облако, тем большее разнообразие молекул в нем обнаруживается. К сожалению, очень трудно зарегистрировать молекулу H2, у которой нет линий в радиодиапазоне. Но косвенные признаки доказывают, что это самая распространенная молекула; темные облака более чем на половину по массе состоят из молекулярного водорода. См. также РАДИОАСТРОНОМИЯ.
Кроме холодного газа облаков и более горячего межоблачного газа, межзвездное пространство заполнено также немногочисленными, но очень энергичными частицами "космических лучей" - электронами, протонами и ядрами некоторых элементов, движущимися почти со скоростью света. Их источником служат взрывы сверхновых звезд. Некоторые из этих частиц достигают поверхности Земли и являются единственными представителями межзвездного вещества, которые удается регистрировать приборами. Но об их наличии в космосе можно судить и косвенно - по характерному излучению.
Дело в том, что космическое пространство пронизано слабым магнитным полем. Заряженные частицы, двигаясь в магнитном поле, отклоняются от прямых траекторий под действием силы Лоренца. Их траектории становятся спиралеобразными, а любое колебательное движение заряженных частиц, как известно, приводит к излучению электромагнитных волн. Особенно эффективно излучают легкие электроны, на движение которых сильно влияет межзвездное магнитное поле. Это излучение было названо синхротронным, поскольку в физических лабораториях оно тоже наблюдается, когда электроны разгоняют в магнитных полях специальных приборов - синхротронов.
Радиотелескопы принимают синхротронное излучение от всех областей Млечного Пути и от других галактик. Это доказывает наличие там магнитных полей и космических лучей. Синхротронное излучение заметно усилено в спиральных рукавах галактик, где больше плотность межзвездной среды, интенсивнее магнитное поле и чаще происходят взрывы сверхновых - источники космических лучей. Характерной особенностью синхротронного излучения служит его сильная поляризация, связанная с направлением магнитного поля и помогающая определять его.
Вернемся к космической пыли, которая, хотя и составляет малую часть межзвездного вещества, полностью определяет внешний вид Млечного Пути. В безлунную ночь хорошо виден Большой Провал, протянувшийся темной полосой от Креста Лебедя, мимо Альтаира к сияющим звездным массам в Стрельце и Скорпионе. Подобную темную область вблизи Южного Креста называют Угольный Мешок. Эти темные провалы связаны с близкими пылевыми облаками, закрывающими лежащие позади них яркие области Млечного Пути. Тонкие детали пылевых облаков хорошо заметны на фоне эмиссионных туманностей.
Расстояния до темных облаков и их плотность определялись раньше путем подсчета звезд разного блеска, видимых на фоне облака и рядом с ним. Ясно, что чем ближе к нам и плотнее облако, тем меньше звезд видно на его фоне, поскольку все лежащие за ним звезды не видны. В последнее время расстояние и физические параметры облаков точнее измеряют по их радиоизлучению. Например, расстояние до Угольного Мешка 570 св. лет, его масса около 5000 солнечных масс, а пыли там ок. 50 масс Солнца.
Иногда вблизи холодных облаков располагаются яркие звезды. Тогда их свет рассеивается на пылинках и мы видим "отражательную туманность". Изучая отраженный или прошедший сквозь облако свет звезд, можно многое узнать о частицах пыли. Например, поляризация света говорит о вытянутой форме пылинок, которые приобретают определенную ориентацию под действием межзвездного магнитного поля, и облако в целом действует как поляроид.
Формирование звезд. Астрономы долго не могли понять, где формируются звезды. Оказалось, что звезды зарождаются в недрах холодных плотных облаков, и наблюдать этот процесс очень сложно. Ближайшие к нам области звездообразования - это темные облака в Тельце и Змееносце. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе, где формируется много звезд, в том числе массивных и очень горячих. Именно их излучением нагрета часть одного из облаков, которую мы видим как Большую туманность Ориона.
Формирование звезд может происходить не только в крупных облаках, но и в сравнительно небольших, но плотных. Их называют глобулами. Они видны на фоне неба как компактные и абсолютно непрозрачные объекты. Их типичный размер - от десятых долей до нескольких св. лет, масса - десятки и сотни масс Солнца. Температура газа в них всего несколько кельвинов. В Галактике не менее 25 000 глобул. В некоторых заметны признаки рождения звезд.
В целом причины формирования звезд понятны. Пыль во внешних слоях облака задерживает свет звезд, расположенных снаружи; поэтому облако оказывается лишенным внешнего подогрева. Но пыль внутри облака испускает инфракрасное излучение, которое беспрепятственно уходит, унося энергию. В результате облако остывает, давление газа в нем падает, и оно уже не может сопротивляться взаимному притяжению своих частей - происходит сжатие. Быстрее всего сжимаются наиболее плотные части облака: они первыми остывают, в них сильнее гравитация; там и образуются звезды. Формирующиеся и очень молодые звезды часто окружены пылевой оболочкой - остатками вещества, не успевшими еще упасть на звезду. Эта оболочка не выпускает изнутри звездный свет и полностью преобразует его в инфракрасное излучение. Поэтому самые молодые звезды обычно проявляют себя лишь как инфракрасные источники.
Однако в деталях процесс формирования звезд очень сложен и не до конца еще изучен. Известны галактики, богатые межзвездным веществом, но почти лишенные молодых звезд. В других системах формирование звезд происходит так интенсивно, что напоминает взрыв. Существуют какие-то причины, стимулирующие звездообразование или, напротив, приглушающие его. См. также МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС.