Приглашаем посетить сайт
МЕЖЗВЁЗДНАЯ ПЫЛЬ
МЕЖЗВЁЗДНАЯ ПЫЛЬ - твёрдые частицы размером от тысячных до неск. десятых долей микрона. Распределение M. п. в Галактике коррелирует с распределением межзвёздного газа; отношение содержаний (по массе) пыли и газа составляет в ср. 0,01.
Пылевые частицы воздействуют на MH. физ. процессы, происходящие в межзвёздной и межпланетной среде. Их присутствие проявляется как прямо, так и косвенно. Пылинки ослабляют излучение далёких звёзд (см. Межзвёздное поглощение), изменяя его спектральный состав и состояние поляризации. Свечение хвостов комет, отражательных и диффузных туманностей, а также такие явления, как зодиакальный и диффузный галактич. свет, в той или иной мере обусловлены излучением, рассеянным пылью. ИК-излучение нагретых пылевых частиц наблюдается в спектрах планетарных туманностей, областей HII, околозвёздных оболочек и нек-рых галактик. Наличие пыли может в значит, степени видоизменить ионизац. структуру туманностей и влияет на тепловой баланс межзвёздного газа. Как хладагенту M. п. отводится существ, роль в совр. теориях образования звёзд и планет. Наконец, на поверхности пылевых частиц могут образовываться нек-рые из молекул, обнаруженных в межзвёздной среде (в частности, H2). Анализ наблюдательных данных показывает, что в межзвёздной среде имеются несферич. пылинки субмикронных размеров, состоящие из тугоплавкого ядра и оболочки из летучих элементов, а также очень маленькие силикатные и углеродные частицы, ответственные за поглощение в далёкой УФ-области спектра.
Образование тугоплавких частиц происходит в результате фазовых переходов газ - твёрдое тело в плотных областях с темп-рами 500-2000 К. Необходимые условия, по-видимому, существуют во внеш. частях атмосфер звёзд-гигантов и сверхгигантов (см. Светимости классы )поздних спектральных классов, оболочках новых и сверхновых звёзд, планетарных туманностях и в газово-пылевых сгущениях при возникновении протозвёзд. В атмосферах холодных звёзд сначала образуются очень тугоплавкие зародыши. Вместе с газом они перемещаются в более высокие и холодные слои, где проводят меньше времени из-за ускорения движения. В этих слоях выпадает в твёрдую фазу лишь часть элементов с низкими темп-рами конденсации.
В атмосферах т. н. углеродных звёзд возникают частицы из графита (или аморфного углерода) и карбида кремния, а в атмосферах кислородных звёзд - силикатные частицы. Размер тугоплавких пылинок может достигать десятых долей микрона. Холодные звёзды поставляют в межзвёздную среду не менее 10% тугоплавких ядер конденсации, необходимых для ровые, ИК- и УФ-линии молекул в M. с., в т. <ч. явление космич. мазеров. ИК-излучеиие межзвёздных пыли и газа, синхротронное излучение электронов космических лучей в магн. полях галактик, мерцания радиоизлучения пульсаров на неоднородностях M. с., ронтг. и гамма-излучения M. с.
Наиб, плотна M. с. (ок. 10-22-10-23 г/см 3 и до 10-18- 
в конденсациях малого размера) в центрах галактик и вблизи плоскостей спиральных и неправильных галактик. Хотя и в меньших кол-вах, все компоненты M. с. представлены и в др. частях галактик. В M. с. выделяются туманности (в частности, зоны UIl), молекулярные облака и т. н. корональный газ, или "горячая фаза" M. с. (темп-pa ~
Плотности энергии кинетич. двшкений газа (без учёта регулярного вращения вокруг центра галактики), космич. лучей и магн. полей в M. с. примерно равны между собой, вследствие чего M. с. является очень динамичной системой со сложной структурой.
M. с. находится в непрерывном взаимодействии со звёздами и межгалактич. средой, обмениваясь с ними веществом. Из M. с. образуются звёзды (см. Звездообразование), а вещество, обогащённое тяжёлыми элементами при ядерных реакциях в звёздах, пополняет M. с. Этот процесс - основа хим. эволюции галактик и вообще вещества во Вселенной.
Лит.: Каплан С. А., Пикельнер С. В., Межзвездная среда, M., 1963; их же, Физика межзвездной среды, M., 1979; Космическая газодинамика, под ред. Х.-Дж. Хабинга, пер. с англ., M., 1972; Спитцер Л., Физические процессы в межзвездной среде, пер. с англ., M., 1981; Бочкарёв H. Г., Основы физики межзвездной среды, M., 1990. H. Г. Бочкарёв.