Особенно интенсивно звезды теряют вещество в конце своей эволюции - на стадии красного гиганта или сверхгиганта (спектральных классов МIII-МI) и в период сброса оболочки в виде планетарной туманности. Горячие массивные звезды спектральных классов (О, В и типа Вольфа - Райе) теряют газ очень интенсивно, но их в Галактике сравнительно немного, поэтому их суммарный вклад довольно скромен. Правда, локально, т. е. в окрестности этих звезд, их звездный ветер играет большую роль в динамике межзвездной среды.

Скорость потери массы O-звездами сильно зависит от их светимости: dM = (4-10^-6 М_с в год)·(L/10⁶L_c)^1,73. Причем выбрасывается этот газ со скоростью V = 1- 3,5 тыс. км/с. Таким образом, за недолгое время своей жизни на главной последовательности (т ~ 1 млн. лет) O-звезда передает межзвездной среде значительную механическую энергию dМV²t = 10⁴⁹-10⁵⁰ эрг, сравнимую с энергией, выделяемой Сверхновой (около 10⁵¹ эрг). Еще больше энергии они теряют в виде излучения; эта энергия также частично превращается в тепловую и механическую энергию межзвездного газа.

Последняя строка в таблице требует пояснения. Вопрос о том, является ли Галактика "закрытой" системой, т. е. сохраняется ли в ней вещество, или же происходит его обмен с окружающим межгалактическим пространством, с другими звездными системами, имеет большое, возможно, решающее значение для всей теории звездообразования. Процесс обмена веществом может происходить.весьма своеобразно. Например, можно не сомневаться, что время от времени Галактику покидают звезды, а возможно, и звездные скопления: на этом настаивают законы статистической физики. Они говорят, что в любой системе взаимодействующих частиц - в стакане с водой, где частицами являются молекулы воды, или в звездной системе - галактике происходит процесс испарения. Частица, случайно получившая при взаимодействии с соседями слишком большую скорость, навсегда покидает систему. Звездные коллективы в этом смысле действительно напоминают сосуды с водой. Из блюдца вода испаряется за часы, из ведра - за многие сутки, скопление из нескольких десятков звезд "испаряется" за время порядка 100 млн. лет, а крупные галактики, как предсказывают расчеты, смогут удерживать свои звезды порядка 10⁶ млрд. лет.

Средний темп "испарения" звезд из нашей Галактики, вероятно, не превышает 1 звезду за 1000 лет. Для баланса вещества это мизерная величина и о ней можно забыть. Другое дело межзвездный газ. В крупных галактиках, подобных нашей, газа осталось немного: 2-5% от полной массы галактики, а иногда и того меньше. Поэтому даже небольшой отток или приток газа из межгалактического пространства могут существенно повлиять на количество газа в галактике, на его химический состав и скорость звездообразования.

Что же известно об обмене газом между Галактикой и окружающим пространством?

Высоко над плоскостью Галактики, вдали от ее центра, радиоастрономы обнаружили облака нейтрального водорода, движущиеся довольно хаотично, но в целом приближающиеся к центральным областям Галактики. Если это постороннее вещество, падающее на нашу звездную систему извне, то приток его отнюдь не мал - около 1 М_с в год. За несколько миллиардов лет он может полностью обновить межзвездную среду в Галактике.

Сразу возникает искушение считать приток газа в Галактику фактом и на его основе объяснить некоторые неувязки теории звездообразования. Например, относительно высокий темп звездообразования, при котором межзвездная среда, казалось бы, давно должна была исчерпаться. Или сравнительно стабильный химический состав звезд последних поколений, несмотря на постоянный приток в межзвездную среду тяжелых элементов из оболочек, оставшихся после Сверхновых. (Приток чистого межгалактического газа должен помочь межзвездной среде поддерживать постоянную концентрацию тяжелых элементов).

Но не будем торопиться, не исключено, что наблюдаемое над плоскостью Галактики вещество наше собственное. Подобно тому, как горячие области солнечной атмосферы, невидимые для нашего глаза, поднимаются высоко над поверхностью светила; а затем, остывая, падают обратно в виде плотных и ярких протуберанцев, так и "фонтаны" горячего ионизованного газа могут взмывать над плоскостью Галактики и, остывая, возвращаться к ней в виде облаков нейтрального водорода. Источниками горячего газа в данном случае являются те же Сверхновые.

Часть горячего газа может навсегда покинуть Галактику, образуя так называемый галактический ветер (по аналогии с солнечным ветром), а часть, остыв, может упасть обратно, завершив таким образом цикл "галактического фонтана". Но каков реальный баланс газа в этих процессах, нам пока не известно.

Поэтому к последней строке в таблице нужно отнестись с осторожностью. Создавая численные модели баланса газа в Галактике, астрономы сейчас, как правило, учитывают в них процессы обмена с межгалактической средой. Но как отмечалось, это могут быть процессы двух типов: а) приток в Галактику межгалактического вещества, лишенного тяжелых элементов; б) отток из Галактики газа, нагретого и обогащенного тяжелыми элементами Сверхновой. Легко видеть, что и тот и другой процесс стабилизирует химический состав галактического газа, чего и требуют от модели результаты наблюдений химического состава звёзд, родившихся за последние миллиарды лет.

Данные же о частоте рождения звезд в Галактике и о скорости истощения межзвездной среды пока не очень надежны, так что их расхождение с моделью не считается серьезным ее недостатком. И все же модели с притоком газа извне лучше согласуются со всем комплексом наблюдательных данных (рисунок).

Если сложить все числа в последнем столбце таблицы, то получим dM = 1,2 - 2 М_с в год. Такова по современным данным скорость пополнения веществом межзвездной среды Галактики. Конечно, точное значение этой величины еще не раз будет переопределено астрономами в будущем, но, вероятно, порядок его сохранится (dМ = 1 М_с в год). Скорость же звездообразования, т. е. скорость оттока вещества из межзвездной среды, dM = (3-5) М_с в год. А это означает, что межзвездная среда не только теряет вещество в процессе звездообразования, но и приобретает его в сравнимом количестве за счет эволюции звезд и, возможно, за счет аккреции вещества, окружающего Галактику.

То, что мы до сих пор рассказывали о межзвездной среде, в той или иной степени характерно для любой галактики. Но в составе и поведении межзвездного газа есть существенные различия, связанные в первую очередь с морфологическим типом галактики. Мы кратко обсудим эти особенности в трех последующих разделах, посвященных спиральным галактикам (подобным нашей), неправильным и карликовым системам (типа Магеллановых Облаков) и эллиптическим и линзовидным галактикам, про которые долгое время думали, что они вообще лишены межзвездной среды