Тайны особой субстанции

Наблюдательные проявления

Перечислим основные наблюдательные проявления:

1. Наличие светящихся туманностей ионизированного водорода вокруг горячих звёзд и отражательных газопылевых туманностей в окрестностях более холодных звёзд;
2. Ослабление света звёзд (межзвёздное поглощение) из-за пыли, входящей в состав межзвёздной среды. А также связанное с этим покраснение света; наличие непрозрачных туманностей;
3. Поляризация света на пылинках, ориентированных вдоль магнитного поля Галактики;
4. Инфракрасное излучение межзвёздной пыли;
5. Радиоизлучение нейтрального водорода в радиодиапазоне на длине волны в 21 см;
6. Мягкое рентгеновское излучение горячего разреженного газа;
7. Синхротронное излучение релятивистских электронов в межзвёздных магнитных полях;
8. Излучение космических мазеров.

Структура МЗС крайне нетривиальна и неоднородна: гигантские молекулярные облака, отражательные туманности, протопланетные туманности, планетарные туманности, глобулы и т. д. Это приводит к широкому спектру наблюдательных проявлений и процессов, происходящих в среде. Далее в таблице приведены свойства основных компонентов среды для диска:

Мазерный эффект

Крабовидная туманность, зелёный цвет — мазерное излучение

В 1965 году в ряде спектров радиоизлучения были обнаружены очень интенсивные и узкие линии с λ=18 см. Дальнейшие исследования показали, что линии принадлежат молекуле гидроксила OH, а их необычные свойства — результат мазерного излучения. В 1969 году были открыты мазерные источники от молекулы воды на λ=1,35 см, позже были обнаружены мазеры, работающие и на других молекулах.

Для мазерного излучения необходима инверсная населённость уровней (количество атомов на верхнем резонансном уровне больше, чем на нижнем). Тогда, проходя сквозь вещество, свет с резонансной частотой волны усиливается, а не ослабевает (это и называется мазерным эффектом). Для поддержания инверсной населённости необходима постоянная накачка энергией, поэтому все космические мазеры делятся на два типа:

1. Мазеры, ассоциирующиеся с молодыми (возраст 105 лет) горячими ОВ-звёздами (а возможно, и с протозвёздами) и находящиеся в областях звездообразования.
2. Мазеры, связанные с сильно проэволюционировавшими холодными звёздами большой светимости.

Эволюция межзвёздной среды

Эволюция межзвёздной среды, а если быть точнее, межзвёздного газа, тесно связана с химической эволюцией всей Галактики. Казалось бы, все просто: звезды поглощают газ, а после выбрасывают его обратно, обогащая его продуктами ядерного горения — тяжёлыми элементами, — таким образом металличность должна постепенно возрастать.

Теория Большого взрыва предсказывает, что в ходе первичного нуклеосинтеза образовались водород, гелий, дейтерий, литий и другие лёгкие ядра, которые раскалываются ещё на треке Хаяши или стадии протозвёзды. Иными словами, мы должны наблюдать долгоживущие G-карлики с нулевой металличностью. Но таковых в Галактике не найдено, более того, большинство из них имеют почти солнечную металличность. По косвенным данным, можно судить, что что-то подобное и в других галактиках. На данный момент вопрос остаётся открытым и ждёт своего решения.

В первичном межзвёздном газе не было и пыли. Как сейчас считается, пылинки образуются на поверхности старых холодных звёзд и покидают её вместе с истекающим веществом.

Примечания

1. Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 386. (см. ISBN )

2. Bacon F, Sylva. 1626
3. Patterson, Robert Hogarth «Colour in nature and art», Essays in History and Art 10 Reprinted from Blackwood’s Magazine. 1862
4. Heger, Mary Lea Stationary Sodium Lines in Spectroscopic Binaries // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1919. — № 184.
5. Beals, C. S. (1936), «On the interpretation of interstellar lines», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 96: 661
6. Pickering, W. H. (1912), «The Motion of the Solar System relatively to the Interstellar Absorbing Medium», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 72: 740
7. Birkeland, Kristian, «Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments», The Norwegian Aurora Polaris Expedition, 1902-03, New York: Christiania (Oslo), H. Aschelhoug & Co., pp. 720
8. Thorndike, Samuel L. Interstellar Matter // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1930. — № 246.
9. Adams, T. F.; Frisch, P. C. High-resolution observations of the Lyman alpha sky background // Astrophysical Journal. — 1977.
10. Влияние межзвездной среды на строение гелиосферы

Возможные методы

Звезды гиперскорости

Теоретически в 1988 г. и наблюдались в 2005 г. сверхскоростные звезды движутся быстрее, чем убегающая скорость Млечного Пути, и уходят в межгалактическое пространство. Есть несколько . Один из механизмов мог бы заключаться в том, что сверхмассивная черная дыра в центре Млечного Пути выбрасывает звезды из галактики со скоростью примерно одна каждые сто тысяч лет. Другой предполагаемый механизм мог бы быть взрывом сверхновой в двойной системе. Межгалактическое путешествие с использованием этих звезд предполагает выход на орбиту вокруг них и ожидание их достижения другой галактикой.

Замедление времени

Хотя свету требуется примерно 2,54 миллиона лет, чтобы пересечь космический залив между Землей и, например, Галактикой Андромеды , с точки зрения путешественника, с точки зрения путешественника, это займет гораздо меньше времени из-за к эффектам замедления времени ; время, которое испытывает путешественник, зависит как от скорости (меньше скорости света), так и от пройденного расстояния ( сокращение длины ). Следовательно, межгалактическое путешествие для людей теоретически возможно с точки зрения путешественника. Например, ракета, которая разгоняется со стандартным ускорением свободного падения.к галактике Андромеды и начал замедляться на полпути через 28 лет, исходя из системы координат наблюдателя.

Возможные методы работы со световой скоростью

Привод Alcubierre гипотетическая концепция , которая способна дать толчок космического корабля на скорость быстрее , чем свет (космический корабль сам не будет двигаться быстрее , чем свет, но пространство вокруг него будет). Теоретически это могло бы позволить практическое межгалактическое путешествие. Нет известного способа создать волну, искажающую пространство, эта концепция должна работать, но метрики уравнений соответствуют теории относительности и пределу скорости света.

Червоточина гипотетический тоннель через пространство-время , которое позволило бы мгновенному межгалактическому путешествие в самом далекие галактики даже миллиарды световых лет. Червоточины разрешены общей теорией относительности .

Структура Вселенной

Вселенная необъятна, ее размеры невообразимы, но научный подход предполагает, что любое сложное понятие можно разложить «по полочкам» — структурировать, выделить более простые и понятные составные части. Так какая структура у Вселенной, какое ее строение? Примите за аналогию ваш почтовый адрес: вы пишите страну, затем область, населенный пункт, улицу, номер дома и, наконец, номер квартиры. Заметьте, самым крупным понятием в адресе является название страны. Так произошло, потому что следующим, более крупным, обобщающим понятием является название нашей планеты. Но в рамках почтового адреса указывать планету не имеет смысла, потому что и так понятно, что все люди живут на Земле.

А теперь попробуем узнать «адрес» Земли во Вселенной, но пойдем поступательно от меньшего в большему.

Планетарная система

Земля находится в Солнечной системе. В центре системы расположена звезда Солнце, а все прочие космические объекты системы под действием гравитации вращаются вокруг нее. Это обусловлено тем, что масса звезды составляет 99,866% от массы всей системы. Под прочими космическими объектами подразумеваются планеты со спутниками, карликовые планеты и малые тела навроде астероидов.

Галактика

Галактика — это связанная гравитацией система из звезд с их планетарными системами, межзвездного газа и пыли. Все объекты в галактике движутся вокруг общего центра масс. А Солнечная система входит в состав галактики Млечный Путь. По типу (и форме) наша галактика — спиральная с перемычкой, поэтому выделяются так называемые галактические рукава. В Млечном Пути таких рукавов пять (в порядке удаленности от ядра галактики): Лебедя, Центавра, Стрельца, Ориона и Персея. Солнечная система — в рукаве Ориона.

Скопление галактик

Системы галактик, как можно предположить из предыдущих понятий, тоже связаны гравитацией. Увеличиваются массы и расстояния, но принцип сохраняется. Три крупные галактики (наш Млечный путь, а также Андромеда и Треугольник) и несколько десятков соседних карликовых галактик составляют Местную группу галактик. В поперечнике Местная группа имеет около 1 мегапарсека, а ее центр масс — на границе галактик Млечный Путь и Андромеда.

Сверхскопление галактик

Если сгруппировать скопления галактик, то получатся сверхскопления галактик! Сверхскопления включают в себя множество скоплений и межзвездное пространство между ними. Например, Сверхскопление Девы имеет размер около 200 миллионов световых лет и включает в себя порядка 100 групп и скоплений. Оно известно и под другим названием: как Местное сверхскопление галактик, потому что именно в него входит Местная группа галактик, а, значит, в конечном итоге и Земля. Сверхскопление Девы притягивается к Великому Аттрактору, который выступает в роли гравитационного центра и обладает массой в десятки тысяч Млечных Путей. То и другое является частью Ланиакеи, еще большего сверхскопления. Если продолжить укрупнение, то Ланиакея — часть комплекса сверхскоплений Рыб-Кита.

Галактическая нить

Галактическая нить — самое крупное структурное понятие во Вселенной. Другие названия: филамент («нить» в переводе с английского) или комплекс сверхскоплений. Также нить может называться стеной, если одна из ее полуосей в продольном сечении существенно превышает другую. Пустоты между галактическими нитями называются войдами, т.е. именно что пустотами, которые, как предполагается, заполнены темной материей. Определены и найдены следующие галактические нити: Нить Волосы Вероники, Нить Персея-Пегаса, Нить Большой Медведицы, Нить Рыси-Большой Медведицы, Великая стена CfA2 (Великая Северная Стена), Стена Скульптора (Великая Южная Стена), Великая стена Слоуна, Великая стена Геркулес-Северная Корона, Стена Журавль, Стена Печь. Общее количество открытых галактических нитей укладывается всего-навсего в полтора десятка, но можно ожидать скорые новые открытия. А какая же из них — «родная» нам? Нить Персея-Пегаса! Она образуется из двух сверхскоплений галактик: нашего сверхскопления Рыб-Кита и соседнего Персея-Рыб.

В итоге, «космический адрес» нашей планеты во Вселенной такой: Галактическая Нить Персея-Пегаса, комплекс сверхскоплений Рыб-Кита, Ланиакея, сверхскопление Девы, Местная группа галактик, галактика Млечный Путь, рукав Ориона, Солнечная система, планета Земля. До востребования!

Строение и динамика Млечного Пути

Анатомия и физиология нашей галактики.

Спиральная структура Млечного Пути

Спиральные рукава — «годовые кольца» галактик? Спиральная структура нашей галактики Млечный Путь недостаточно подробно изучена и является перспективной темой для науки. Она имеет, как минимум, 5 спиральных рукавов (перечислим от центра к краю): рукав Лебедя, рукав Центавра (Щита-Центавра), рукав Стрельца, рукав Ориона рукав Персея . Рукава так названы по основному положению своих массивов в соответствующих созвездиях.

Рукава Млечного Пути состоят из звёзд населения I (к которому принадлежит и наше Солнце) и различных объектов.
Эти объекты представляют собой, в частности, молодые звёзды, области H II и рассеянные звёздные скопления.

Будущее Млечного Пути

ближайшие четыре миллиарда лет Млечный Путь должен поглотить свои галактики-спутники Большое и Малое Магеллановы Облака.
Через пять миллиардов лет, когда все небольшие объекты будут поглощены, должно начаться слияние Млечного Пути и Туманности Андромеды.

Менее чем через восемь миллиардов лет Солнце
покинет главную последовательность, увеличившись в размерах до 300 раз.
К этому времени Земля будет поглощена светилом или превратится в сухую каменистую планету без атмосферы.
Фаза красного гиганта завершится сбросом внешних слоев Солнца и образованием планетарной туманности,
в центре которой будет располагаться белый карлик размером с современную Землю.

Высокоскоростные потоки в Млечном Пути

Астрономы считают, что по нашей галактике Млечный путь могут незримо носиться
десятки миллиардов планет,
не привязанных ни к каким звездам.
Кроме того, им известно около двух десятков звезд, стремительно убегающих от нашей Галактики,
и даже целое звездное скопление, убегающее из гигантской галактики М87.
Эти объекты объединяет одно – когда-то все они были «вышвырнуты» из своего дома за счет гравитационных возмущений.
Российские астрономы Игорь Чилингарян и Иван Золотухин из ГАИШ МГУ доказали,
что выброшенными своими соседями в межгалактическое пространство могут быть и целые галактики.

Ссылки

1. Burruss, Роберт Пейдж; Колвелл, Дж. (Сентябрь – октябрь 1987 г.). «Межгалактическое путешествие: долгое путешествие из дома». Футурист . 21 (5): 29–33.
2. ↑ Fogg, Martyn (ноябрь 1988 г.). «Возможность межгалактической колонизации и ее значение для SETI» . Журнал Британского межпланетного общества . 41 (11): 491–496. Bibcode1988JBIS … 41..491F .
3. Армстронг, Стюарт; Сандберг, Андерс. «Вечность за шесть часов: межгалактическое распространение разумной жизни и обострение парадокса Ферми» . Институт будущего человечества, факультет философии Оксфордского университета.
4. ↑ Hills, JG (1988). «Гиперскоростные и приливные звезды из двойных систем, разрушенных массивной галактической черной дырой» . Природа . 331 (6158): 687–689. Bibcode1988Natur.331..687H . DOI10.1038 / 331687a0 .
5. Браун, Уоррен R .; Геллер, Маргарет Дж .; Кеньон, Скотт Дж .; Курц, Майкл Дж. (2005). «Открытие несвязанной гиперскоростной звезды в гало Млечного Пути». Астрофизический журнал . 622 (1): L33 – L36. arXivastro-ph / 0501177 . Bibcode2005ApJ … 622L..33B . DOI10.1086 / 429378 .
6. «Звездный проект Hyper Velocity: звезды» . Звездный проект гиперскорости. 6 сентября 2009 . Проверено 20 сентября 2014 года .
7. Watzke, Меган (28 ноября 2007). «Чандра обнаруживает космическое пушечное ядро» . Newswise.
8. Вильярд, Рэй (24 мая 2010 г.). «Большой побег: межгалактическое путешествие возможно» . Новости открытия . Проверено 18 октября 2010 года .
9. Gilster, Пол (26 июня 2014). «Межгалактическое путешествие через сверхскоростные звезды» . centauri-dreams.org . Проверено 16 сентября 2014 года .
10. Gilster, Пол (27 июня 2014). «Звезды как звездные двигатели» . centauri-dreams.org . Проверено 16 сентября 2014 года .
11. Gilster, Пол (30 июня 2014). «Строительство Чаши Небесной» . centauri-dreams.org . Проверено 16 сентября 2014 года .
12. Gilster, Пол (25 июня 2014). «Перекресток Андромеды Сагана» . centauri-dreams.org . Проверено 16 сентября 2014 года .
13. «Релятивистская ракета» . math.ucr.edu . Проверено 4 апреля 2018 года .
14. Алькубьерре, Мигель (1994). «Варп-двигатель: сверхбыстрое путешествие в рамках общей теории относительности». Классическая и квантовая гравитация . 11 (5): L73 – L77. arXivgr-qc / 0009013 . Bibcode1994CQGra..11L..73A . DOI10.1088 / 0264-9381 / 11/5/001 .
15. Мэтьюз, Роберт (20 декабря 2019 г.). «Червоточины: можем ли мы пройти через черную дыру в другую галактику?» . Sciencefocus.com . Проверено 13 июня 2021 года .

Колыбели звёзд

Глобулы Бока в IC 2944, зоне H II.

Рождение звёзд внутри областей H II скрыто от нас толщей облаков газа и пыли, окружающих образующиеся звёзды. Только когда световое давление звезды разреживает этот своеобразный «кокон», звезда становится видимой. До этого плотные области со звёздами внутри выглядят как тёмные силуэты на фоне остальной части ионизированной туманности. Такие образования известны как глобулы Бока, в честь астронома Барта Бока, который в 1940-х годах выдвинул идею, что они могут быть местами рождения звёзд.

Подтверждение гипотезы Бока появилось только в 1990, когда учёные с помощью наблюдений в инфракрасном спектре наконец смогли заглянуть через толщу этих глобул и увидеть внутри молодые звёздные объекты. Сейчас считается, что средняя глобула содержит материю массой около 10 масс Солнца в пространстве около светового года в диаметре, и такие глобулы образуют потом двойные или кратные звёздные системы.

Кроме того, что области H II являются местами звездообразования, есть данные, что они могут содержать и планетные системы. Телескоп «Хаббл» нашёл сотни протопланетных дисков в туманности Ориона. По крайней мере половина молодых звёзд в этой туманности, похоже, окружена диском из газа и пыли, который, как считается, включает даже во много раз больше вещества, чем требуется для образования планетной системы подобной нашей.

Жизненный цикл и классификация

Происхождение

Часть туманности Тарантул, огромной области H II в Большом Магеллановом Облаке.

Предшественник области H II — гигантское молекулярное облако. Это очень холодное (10—20 ° K) и плотное облако, состоящее, в основном, из молекулярного водорода. Такие объекты могут находиться в стабильном, «замершем» состоянии на протяжении долгого времени, но ударные волны от взрыва сверхновых, «столкновения» облаков и магнитные воздействия могут привести к коллапсу части облака. В свою очередь, это даёт начало процессу образования звёзд в облаке. Дальнейшее развитие области можно подразделить на две фазы: стадию формирования и стадию расширения.

На стадии формирования наиболее массивные звёзды внутри области достигают высоких температур, их жёсткое излучение начинает ионизировать окружающий газ. Высокоэнергетические фотоны распространяются сквозь окружающее вещество со сверхзвуковой скоростью, образуя фронт ионизации. По мере удаления от звезды этот фронт замедляется из-за геометрического ослабления и процессов рекомбинации в ионизированном газе. Через некоторое время его скорость уменьшается до скорости, примерно в два раза большей звуковой. В этот момент объём горячего ионизированного газа достигает радиуса Стрёмгрена и под собственным давлением начинает расширяться.

Расширение порождает сверхзвуковую ударную волну, которая сжимает вещество туманности. Так как скорость фронта ионизации продолжает уменьшаться, в некоторый момент ударная волна его обгоняет; и между двумя фронтами, имеющими сферическую форму, образуется зазор, наполненный нейтральным газом. Так рождается область ионизированного водорода.

Время жизни области H II — порядка нескольких миллионов лет. Световое давление звёзд рано или поздно «выдувает» бо́льшую часть газа туманности. Весь процесс очень «неэффективен»: менее 10 % газа туманности успеют породить звёзды, пока остальной газ не «выветрится». Процессу потери газа способствуют также взрывы сверхновых среди наиболее массивных звёзд, которые начинаются уже через несколько миллионов лет после образования туманности или ещё раньше.

Морфология

В простейшем случае, отдельно взятая звезда внутри туманности ионизирует почти сферическую область окружающего газа, которая называется сферой Стрёмгрена. Но в реальных условиях взаимодействие ионизированных областей от множества звёзд, а также распространение разогретого газа в окружающее пространство с острым градиентом плотности (например, за границу молекулярного облака) определяют сложную форму туманности. На её очертания оказывают также влияние и взрывы сверхновых. В некоторых случаях формирование большого звёздного скопления внутри зоны H II приводит к «опустошению» её изнутри. Такое явление, наблюдается, например, в случае NGC 604, гигантской области H II в Галактике Треугольника.

Охота за пылью

Исследовать свойства межзвездной пыли можно, разумеется, на расстоянии с помощью телескопов и других приборов, расположенных на Земле или на ее спутниках. Но куда заманчивее межзвездные пылинки поймать, а потом уж обстоятельно изучить, выяснить не теоретически, а практически, из чего они состоят, как устроены. Вариантов тут два. Можно добраться до космических глубин, набрать там межзвездной пыли, привезти на Землю и проанализировать всеми возможными способами. А можно попытаться вылететь за пределы Солнечной системы и по пути анализировать пыль прямо на борту космического корабля, отправляя на Землю полученные данные.

Первую попытку привезти образцы межзвездной пыли, и вообще вещества межзвездной среды, несколько лет назад предприняло NASA. Космический корабль оснастили специальными ловушками коллекторами для сбора межзвездной пыли и частиц космического ветра. Чтобы поймать пылинки, не потеряв при этом их оболочку, ловушки наполнили особым веществом так называемым аэрогелем. Эта очень легкая пенистая субстанция (состав которой коммерческая тайна) напоминает желе. Попав в нее, пылинки застревают, а дальше, как в любой ловушке, крышка захлопывается, чтобы быть открытой уже на Земле.

Этот проект так и назывался Stardust Звездная пыль. Программа у него грандиозная. После старта в феврале 1999 года аппаратура на его борту в конечном итоге должна собрать образцы межзвездной пыли и отдельно пыль в непосредственной близости от кометы Wild-2, пролетавшей неподалеку от Земли в феврале прошлого года. Теперь с контейнерами, наполненными этим ценнейшим грузом, корабль летит домой, чтобы приземлиться 15 января 2006 года в штате Юта, неподалеку от Солт-Лейк-Сити (США). Вот тогда-то астрономы наконец увидят своими глазами (с помощью микроскопа, конечно) те самые пылинки, модели состава и строения которых они уже спрогнозировали.

А в августе 2001 года за образцами вещества из глубокого космоса полетел Genesis. Этот проект NASA был нацелен в основном на поимку частиц солнечного ветра. Проведя в космическом пространстве 1 127 дней, за которые он пролетел около 32 млн. км, корабль вернулся и сбросил на Землю капсулу с полученными образцами ловушками с ионами, частицами солнечного ветра. Увы, произошло несчастье парашют не раскрылся, и капсула со всего маху шлепнулась об землю. И разбилась. Конечно, обломки собрали и тщательно изучили. Впрочем, в марте 2005-го на конференции в Хьюстоне участник программы Дон Барнетти заявил, что четыре коллектора с частицами солнечного ветра не пострадали, и их содержимое, 0,4 мг пойманного солнечного ветра, ученые активно изучают в Хьюстоне.

Впрочем, сейчас NASA готовит третий проект, еще более грандиозный. Это будет космическая миссия Interstellar Probe. На этот раз космический корабль удалится на расстояние 200 а. е. от Земли (а. е. расстояние от Земли до Солнца). Этот корабль никогда не вернется, но весь будет «напичкан» самой разнообразной аппаратурой, в том числе и для анализа образцов межзвездной пыли. Если все получится, межзвездные пылинки из глубокого космоса будут наконец пойманы, сфотографированы и проанализированы автоматически, прямо на борту космического корабля.

Типы молекулярных облаков

Гигантские молекулярные облака

Обширные области молекулярного газа с массами 104—106 солнечных масс называется гигантскими молекулярными облаками (ГМО). Облака могут достигнуть десятков парсек в диаметре и иметь среднюю плотность 10²—10³ частиц в кубическом сантиметре (средняя плотность вблизи Солнца — одна частица в кубическом сантиметре). Подструктура в пределах этих облаков состоит из сложных переплетений нитей, листов, пузырей, и нерегулярных глыб.

Самые плотные части нитей и глыб называют «молекулярными ядрами», а молекулярные ядра с максимальной плотностью (больше 104—106 частиц в кубическом сантиметре), соответственно, «плотными молекулярными ядрами». При наблюдениях молекулярные ядра связывают с угарным газом, а плотные ядра — с аммиаком. Концентрация пыли в пределах молекулярных ядер обычно достаточна, чтобы поглощать свет от дальних звёзд таким образом, чтобы они выглядели как тёмные туманности.

ГМО настолько огромны, что локально они могут закрывать значительную часть созвездия, в связи с чем на них ссылаются с упоминанием этого созвездия, например, Облако Ориона или Облако Тельца. Эти локальные ГМО выстраиваются в кольцо вокруг солнца, называемого поясом Гулда. Самая массивная коллекция молекулярных облаков в галактике, комплекс Стрелец B2, формирует кольцо вокруг галактического центра в радиусе 120 парсек. Область созвездия Стрельца богата химическими элементами и часто используется астрономами, ищущими новые молекулы в межзвёздном пространстве, как образец.

Маленькие молекулярные облака

Изолированные гравитационно связанные маленькие молекулярные облака с массами меньше чем несколько сотен масс Солнца называют глобулой Бока. Самые плотные части маленьких молекулярных облаков эквивалентны молекулярным ядрам, найденным в гигантских молекулярных облаках и часто включаются в те же самые исследования.

Высокоширотные диффузные молекулярные облака

В 1984 году космический телескоп “IRAS” идентифицировал новый тип диффузного молекулярного облака. Они были диффузными волокнистыми облаками, которые видимы при высокой галактической широте (выглядывающий из плоскости галактического диска). У этих облаков была типичная плотность 30 частиц в кубическом сантиметре.

Область H I

Область H I — межзвёздное облако, состоящее из атомарного водорода (H I). Эти области являются неизлучающими, за исключением эмиссии на длине волны 21 см (1 420 МГц) (Линия водорода). У этой линии очень низкая вероятность перехода, поэтому требуется большое количество водородного газа для того, чтобы её заметить. Области H I становятся намного ярче на фронтах ионизации, где они (области) сталкиваются с расширяющимся ионизированным газом (например, из областей H II). Степень ионизации в области H I очень мала — в пределах 10−4 (то есть одна частица на 10 000).

Если наносить на карту излучения областей H I, полученные с помощью радиотелескопов, можно определять структуру спиральных галактик. Этот метод используется также для нанесения на карту гравитационных возмущений между галактиками. Когда две галактики сталкиваются, вещество из них выталкивается в виде нитей, позволяя астрономам определить, по какому пути перемещались галактики.

Область H II

Область (зона) H II, или область ионизированного водорода (разновидность эмиссионной туманности) — это облако горячей плазмы, достигающее нескольких сотен световых лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые горячие голубовато-белые звёзды, которые обильно излучают ультрафиолетовый свет, тем самым ионизируя окружающую туманность.

Области H II могут рождать тысячи звёзд за период всего в несколько миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и мощный звёздный ветер, исходящий от наиболее массивных звёзд в образовавшемся звёздном скоплении, рассеивают газы этой области, и она превращается в группу наподобие Плеяд.

Эти области получили своё название из-за большого количества ионизированного атомарного водорода, обозначаемого астрономами как H II (область H I — зона нейтрального водорода, а H2 обозначает молекулярный водород)

Их можно заметить на значительных расстояниях по всей Вселенной, и изучение таких областей, находящихся в других галактиках, важно для определения расстояния до последних, а также их химического состава