Междузвездна средна астрономическа презентация. Презентация на тема "галактика". Звездообразуване в галактиките

Състав на междузвездната среда

Основният компонент на ISM е водород (~ 70% от общата маса), който присъства в различни форми: неутрална атомна

водород, молекулярен водород (H2), йонизиран водород.

Около 28% от масата е хелий и ~2% е делът на други елементи.

Освен газ, ISM съдържа твърди частици (прах). Съотношението на масата на праха към масата на газа е ~0,01.

Двуфазен модел на междузвездната среда

В най-простия двуфазен модел, в определен диапазон на налягане, неутралната ISM се разпада на две стабилни фази (намиращи се в равновесие на налягането): плътна студена фаза („облаци“), T ~ 100 K,

n ~ 10 cm-3 и разредена гореща („междуоблачна среда“), T ~ 104 K, n ~ 0,1 cm-3.

Основни компоненти на МЗС

Фаза

Коронален газ

HII зони с ниска плътност

Крос-облачна среда

Топли райони HI

Облаци HI

тъмни облаци

Области HII

Гигантски молекулярни облаци

Мазер

кондензация

T(K)	n(cm-3)	М (Мсун)	L (pc)
~ 5·105
~104
~104
~103
	~103			~ 10-5
	~104			~ 3·10-9
~104				~ 10-4
		~ 3·105		~ 3·10-4
	~ 1010		~ 10-5

Механизми за отопление и охлаждане

Основни отоплителни механизми

Ултравиолетово лъчение от звезди (фотойонизация).

Нагряване с ударни вълни.

Обемно нагряване на газ чрез проникваща радиация и космически лъчи

Обемно нагряване на газ чрез твърдо електромагнитно излъчване (рентгеново игама кванти).

Основни охлаждащи механизми

Безплатно-безплатно(тормозно) лъчение

Рекомбинационно лъчение

Излъчване в спектрални линии

Излъчване на прах

Йонизация с електронен удар

Космически лъчи

Потокът на космическите лъчи в близост до Слънчевата система е ~ 1 частица/cm 2·s. Следователно средната концентрация на бързи протони в междузвездната среда е ~ 10-10 –10-11 cm-3.

Космическите лъчи съдържат най-много протони (~ 90% от броя на частиците). Хелиевите ядра съставляват около 7% от броя на частиците. Характеристика на CR е сравнително голямото изобилие от литиеви, берилиеви, борни ядра (~ 0,14%), докато в междузвезднотоИма много малко от тях в газово-прахова среда (~ 10-6%).

Енергийният спектър на CR има степенен характер, въпреки че индексът на спектъра може да варира в различните региони. Средната енергийна плътност на CR е близка до 10-12 erg/cm3.

Най-вероятно космическите лъчи се ускоряват по време на експлозии на свръхнова и (или) в пулсари.

Диференциален спектър на космическите лъчи в междупланетното пространство в близост до земната орбита: 1 - протони; 2 - частици от галактически космически лъчи; 3 - протони от слънчеви изригвания.

Показано за сравнение

спектри на протони и -частици

Произход на космическите лъчи

Зависимостта на потока гама лъчи от галактическата дължина l според данните от наблюденията (вертикални линии) в сравнение с резултатите от изчисленията (плътна крива) въз основа на хипотезата за остатъците от свръхнова като основен източник на космически лъчи.

Механизми за ускоряване на CL

Ферми механизъм.

Взаимодействие между частица и междузвездни облаци, които се движат заедно със замръзнали магнитни полета

(магнитна бутилка). Задръстванията се приближават със скорост U<< V . За одно столкновение частица приобретает скорость 2U , число столкновений в единицу времени V /2L .

			V dL

Механизъм на статистическо ускорение (при хаотично движение на частица между облаци). При предстоящи сблъсъци с облаци енергията на частицата се увеличава, а при изпреварващи сблъсъци намалява. Относителната скорост при насрещни сблъсъци е по-висока и следователно броят на такива сблъсъци е по-голям. Газът от тежки облаци е в равновесие с газа от частици. Посоката на процеса трябва да доведе до установяване на равномерно разпределение на енергията между облаците и частиците. Ролята на магнитното поле се свежда до отразяване на частици от облаците.

Междузвезден газ и прах.

Междузвездната среда е материята и полетата, които запълват междузвездното пространство вътре в галактиките. Състав: междузвезден газ, прах (1% от масата на газа), междузвездни магнитни полета, космически лъчи и тъмна материя. Цялата междузвездна среда е проникната от магнитни полета, космически лъчи и електромагнитно излъчване.

Междузвездният газ е основният компонент на междузвездната среда. Междузвездният газ е прозрачен. Общата маса на междузвездния газ в Галактиката надхвърля 10 милиарда слънчеви маси или няколко процента от общата маса на всички звезди в нашата Галактика. Средната концентрация на междузвездни газови атоми е по-малка от 1 атом на cm³. Основната му маса се съдържа близо до равнината на Галактиката в слой с дебелина няколкостотин парсека. Средната плътност на газа е около 10 −21 kg/m³. Химическият състав е приблизително същият като този на повечето звезди: той се състои от водород и хелий (съответно 90% и 10% от броя на атомите) с малка добавка на по-тежки елементи (O, C, N, Ne, Si, и т.н.).

В зависимост от температурата и плътността междузвездният газ е в молекулярно, атомно или йонизирано състояние.

Основните данни за междузвездния газ са получени чрез радиоастрономически методи, след като през 1951 г. е открито радиоизлъчването на неутрален атомен водород с дължина на вълната 21 cm. Оказа се, че атомният водород с температура 100 K образува слой 200-300 °C. pc дебелина в галактическия диск на разстояние 15-20 kpc от центъра му. Получавайки и анализирайки това лъчение, учените научават за плътността, температурата и движението на междузвездния газ в космоса.

Около половината от междузвездния газ се съдържа в гигантски молекулярни облаци със средна маса 10^5 слънчеви маси и диаметър около 40 pc. Поради ниската температура (около 10 K) и повишената плътност (до 10^3 частици на 1 cm^3), водородът и другите елементи в тези облаци се комбинират в молекули.

В Галактиката има около 4000 такива молекулярни облака.

Областите на йонизиран водород с температура 8000-10000 K се проявяват в оптичния диапазон като светлинни дифузни мъглявини.

Ултравиолетовите лъчи, за разлика от лъчите на видимата светлина, се абсорбират от газа и му предават своята енергия. Благодарение на това горещите звезди нагряват заобикалящия ги газ с ултравиолетовото си лъчение до температура от приблизително 10 000 K. Нагретият газ започва сам да излъчва светлина и ние го наблюдаваме като лека газова мъглявина.

Именно тези мъглявини са индикатори за местата на звездообразуване, което се случва в момента.

Така в Голямата мъглявина Орион с помощта на космическия телескоп Хъбъл бяха открити протозвезди, заобиколени от протопланетни дискове.

Голямата мъглявина Орион е най-ярката газова мъглявина. Вижда се с бинокъл или малък телескоп

Специален вид мъглявини са планетарните мъглявини, които изглеждат като слабо светещи дискове или пръстени, наподобяващи дисковете на планетите. Те са открити през 1783 г. от У. Хершел и сега има повече от 1200 от тях. В центъра на такава мъглявина е остатъкът от мъртъв червен гигант - горещо бяло джудже или неутронна звезда. Под въздействието на вътрешно газово налягане, планетарната мъглявина се разширява със скорост приблизително 20-40 km/s, докато плътността на газа намалява.

(Снимка на планетарната мъглявина пясъчен часовник)

Междузвездният прах е твърди микроскопични частици, заедно с междузвезден газ, запълващи пространството между звездите. Понастоящем се смята, че праховите зърна имат огнеупорна сърцевина, заобиколена от органична материя или ледена обвивка. Химическият състав на ядрото се определя от атмосферата на кои звезди са кондензирани. Например, в случай на въглеродни звезди, те ще се състоят от графит и силициев карбид.

Типичният размер на междузвездните прахови частици е от 0,01 до 0,2 микрона, общата маса на праха е около 1% от общата маса на газа. Звездната светлина нагрява междузвездния прах до няколко десетки Келвина, което прави междузвездния прах източник на дълговълново инфрачервено лъчение.

Поради праха, най-плътните газови образувания - молекулярните облаци - са почти непрозрачни и изглеждат в небето като тъмни области, почти лишени от звезди. Такива образувания се наричат ​​тъмни дифузни мъглявини. (снимка)

Прахът също влияе върху химичните процеси, протичащи в междузвездната среда: праховите гранули съдържат тежки елементи, които се използват като катализатори в различни химични процеси. Праховите гранули също участват в образуването на водородни молекули, което увеличава скоростта на образуване на звезди в бедните на метали облаци.

Инструменти за изследване на междузвезден прах

• Дистанционно обучение.
• Изследване на микрометеорити за наличие на включения от междузвезден прах.
• Изследване на океански седименти за наличие на частици космически прах.
• Изследване на частици космически прах, намиращи се на големи височини в земната атмосфера.
• Изстрелване на космически кораб за събиране, изследване и доставяне на междузвездни прахови частици на Земята.

интересно

• В течение на една година върху земната повърхност падат над 3 милиона тона космически прах, както и от 350 хиляди до 10 милиона тона метеорити - каменни или метални тела, които летят в атмосферата от космоса.
• Само през последните 500 години масата на нашата планета се е увеличила с един милиард тона поради космическата материя, която е само 1,7·10 -16% от масата на Земята. Въпреки това, той очевидно влияе върху годишното и ежедневното движение на нашата планета.

Първоначално мъглявините в астрономията са били всички стационарни разширени (дифузни) светещи астрономически обекти, включително звездни купове или галактики извън Млечния път, които не могат да бъдат разделени на звезди. Някои примери за такава употреба съществуват и днес. Например галактиката Андромеда понякога се нарича "мъглявината Андромеда". Така Чарлз Месие, който интензивно търсеше комети, състави през 1787 г. каталог на неподвижни дифузни обекти, подобни на комети. Каталогът на Месие включва както самите мъглявини, така и галактики (например гореспоменатата галактика Андромеда M31) и кълбовидни звездни купове (M13 клъстер Херкулес). С развитието на астрономията и разделителната способност на телескопите понятието „мъглявина“ става все по-усъвършенствано: някои от „мъглявините“ са идентифицирани като звездни купове, открити са тъмни (абсорбиращи) газово-прахови мъглявини и накрая в 1920 г. първо Лундмарк, а след това Хъбъл, успяха да разделят периферните области на редица галактики на звезди и по този начин да установят тяхната природа. Оттогава терминът "мъглявина" се използва в горния смисъл.

Основният признак, използван при класификацията на мъглявините, е поглъщането или излъчването (разсейването) на светлина от тях, т.е. според този критерий мъглявините се делят на тъмни и светли. Първите се наблюдават поради поглъщането на радиация от източници, разположени зад тях, вторите поради собственото си излъчване или отражение (разсейване) на светлината от близките звезди. Характерът на излъчването на светлинните мъглявини, източниците на енергия, които възбуждат тяхното излъчване, зависят от техния произход и могат да бъдат от различно естество; Често няколко радиационни механизма работят в една мъглявина. Разделянето на мъглявините на газ и прах е до голяма степен произволно: всички мъглявини съдържат както прах, така и газ. Това разделение е исторически обусловено от различни методи на наблюдение и механизми на излъчване: наличието на прах се наблюдава най-ясно, когато радиацията се абсорбира от тъмни мъглявини на източници, разположени зад тях и когато радиацията от близките звезди или в самата мъглявина се отразява, разсейва, или повторно излъчени от прах, съдържащ се в мъглявината; Вътрешното излъчване на газовия компонент на мъглявината се наблюдава, когато се йонизира от ултравиолетово лъчение от гореща звезда, разположена в мъглявината (емисионни области на H II йонизиран водород около звездни асоциации или планетарни мъглявини) или когато междузвездната среда се нагрява от ударна вълна, дължаща се на експлозия на свръхнова или влиянието на мощен звезден вятър на звезди от типа Wolf-Rayet.

Тъмните мъглявини са плътни (обикновено молекулярни) облаци от междузвезден газ и междузвезден прах, които са непрозрачни поради междузвездното поглъщане на светлина от праха. Те обикновено се виждат на фона на ярки мъглявини. По-рядко тъмните мъглявини се виждат директно на фона на Млечния път. Това са мъглявината Коулсак и много по-малки, наречени гигантски глобули. Мъглявината Конска глава, както се вижда от Хъбъл

Междузвездното поглъщане на светлина A v в тъмните мъглявини варира в широки граници, от 110 m до m в най-плътните мъглявини. Структурата на мъглявините с голямо A v може да бъде изследвана само с методи на радиоастрономията и субмилиметровата астрономия, главно от наблюдения на молекулярни радиолинии и инфрачервено лъчение от прах. Често в тъмните мъглявини се откриват отделни плътности от A v до m, в които очевидно се формират звезди. В тези части на мъглявините, които са полупрозрачни в оптичния диапазон, влакнестата структура е ясно видима. Нишките и общото удължаване на мъглявините са свързани с наличието на магнитни полета в тях, които възпрепятстват движението на материята през силовите линии и водят до развитието на редица видове магнитохидродинамични нестабилности. Праховият компонент на материята на мъглявината е свързан с магнитни полета поради факта, че прашинките са електрически заредени.

Отражателните мъглявини са облаци от газ и прах, осветени от звезди. Ако звездата (звездите) е в или близо до междузвезден облак, но не е достатъчно гореща, за да йонизира значително количество междузвезден водород около себе си, тогава основният източник на оптично лъчение от мъглявината е звездната светлина, разпръсната от междузвезден прах. Пример за такива мъглявини са мъглявините около ярките звезди в купа Плеяди. Отражателната мъглявина Ангел се намира на надморска височина от 300 pc над галактическата равнина

Повечето отражателни мъглявини са разположени близо до равнината на Млечния път. В редица случаи на високи галактически ширини се наблюдават отражателни мъглявини. Това са газово-прахови (често молекулярни) облаци с различни размери, форми, плътности и маси, осветени от комбинираното излъчване на звездите в диска на Млечния път. Те са трудни за изследване поради много ниската си повърхностна яркост (обикновено много по-слаба от фона на небето). Понякога, проектирани върху изображения на галактики, те водят до появата на снимки на галактики на несъществуващи детайли на опашки, мостове и т.н. Някои отражателни мъглявини имат вид на комета и се наричат ​​кометни. В "главата" на такава мъглявина обикновено има променлива звезда от типа T Телец, която осветява мъглявината. Такива мъглявини често имат променлива яркост, проследявайки (със закъснение по време на разпространението на светлината) променливостта на излъчването на звездите, които ги осветяват. Размерите на кометните мъглявини обикновено са малки в стотни от парсек.

Рядък тип отражателна мъглявина е така нареченото светлинно ехо, наблюдавано след експлозията на Новая през 1901 г. в съзвездието Персей. Яркият блясък на новата звезда осветява праха и в продължение на няколко години се наблюдава слаба мъглявина, разпространяваща се във всички посоки със скоростта на светлината. В допълнение към светлинното ехо, след изблиците на нови звезди се образуват газови мъглявини, подобни на остатъците от експлозии на свръхнови. Отражателна мъглявина Меропа

Много отражателни мъглявини имат фино-влакнеста структура, система от почти успоредни нишки с дебелина няколко стотни или хилядни от парсек. Произходът на нишките е свързан с нестабилност на флейта или пермутация в мъглявина, проникната от магнитно поле. Влакна от газ и прах раздалечават линиите на магнитното поле и проникват между тях, образувайки тънки нишки. Изследването на разпределението на яркостта и поляризацията на светлината върху повърхността на отражателните мъглявини, както и измерването на зависимостта на тези параметри от дължината на вълната, дава възможност да се установят такива свойства на междузвездния прах като албедо, индикатриса на разсейване, размер, форма и ориентация на зърна прах.

Радиационно-йонизираните мъглявини са области от междузвезден газ, които са силно йонизирани от радиация от звезди или други източници на йонизиращо лъчение. Най-ярките и широко разпространени, както и най-изследваните представители на такива мъглявини са областите на йонизиран водород (H II зони). В зоните H II материята е почти напълно йонизирана и нагрята до температура ~10 4 K от ултравиолетовото лъчение от разположените вътре в тях звезди. Вътре в зоните HII цялото излъчване на звездата в континуума на Лайман се преработва в излъчване в линиите на подчинени серии, в съответствие с теоремата на Роселанд. Следователно в спектъра на дифузните мъглявини има много ярки линии от серията Балмер, както и линията Лайман-алфа. От звездното лъчение се йонизират само разредени зони с ниска плътност H II, в т.нар. коронален газ.

Радиационно-йонизираните мъглявини също се срещат около мощни рентгенови източници в Млечния път и други галактики (включително активни галактически ядра и квазари). Те често се характеризират с по-високи температури, отколкото в зоните H II и по-висока степен на йонизация на гигантския звездообразуващ регион NGC 604.

Вид емисионна мъглявина е планетарната мъглявина, образувана от горните изтичащи слоеве на звездни атмосфери; обикновено това е черупка, изхвърлена от гигантска звезда. Мъглявината се разширява и свети в оптичния диапазон. Първите планетарни мъглявини са открити от В. Хершел около 1783 г. и са наречени така заради външната си прилика с дисковете на планетите. Въпреки това, не всички планетарни мъглявини са с форма на диск: много от тях са с форма на пръстен или симетрично удължени в определена посока (биполярни мъглявини). В тях се забелязва фина структура под формата на струи, спирали и малки топчета. Скоростта на разширяване на планетарните мъглявини е km/s, диаметърът е 0,010,1 pc, типичната маса е около 0,1 слънчеви маси, животът е около 10 хиляди години. Планетарна мъглявина Котешко око.

Разнообразието и множеството източници на свръхзвуково движение на материята в междузвездната среда водят до голям брой и разнообразие от мъглявини, създадени от ударни вълни. Обикновено такива мъглявини са краткотрайни, тъй като изчезват след изчерпване на кинетичната енергия на движещия се газ. Основните източници на силни ударни вълни в междузвездната среда са звездни експлозии, изхвърляне на черупки по време на експлозии на свръхнови и нови звезди, както и звезден вятър. Във всички тези случаи има точков източник на изхвърляне на материя (звезда). Създадените по този начин мъглявини имат вид на разширяваща се обвивка, близка до сферичната форма. Изхвърленото вещество има скорости от порядъка на стотици и хиляди km/s, така че температурата на газа зад фронта на ударната вълна може да достигне много милиони и дори милиарди градуси.

Газът, нагрят до температура от няколко милиона градуса, излъчва главно в рентгеновия диапазон, както в непрекъснатия спектър, така и в спектралните линии. В оптичните спектрални линии свети много слабо. Когато ударната вълна се натъкне на нехомогенности в междузвездната среда, тя се огъва около плътностите. Вътре в уплътненията се разпространява по-бавна ударна вълна, която предизвиква излъчване в спектралните линии на оптичния диапазон. Резултатът е ярки влакна, които се виждат ясно на снимките. Основният ударен фронт, компресирайки струпване на междузвезден газ, го привежда в движение по посока на разпространението му, но със скорост, по-малка от тази на ударната вълна. Мъглявина Молив - ударна вълна от свръхнова

Най-ярките мъглявини, създадени от ударни вълни, са причинени от експлозии на свръхнови и се наричат ​​остатъци от свръхнови. Те играят много важна роля във формирането на структурата на междузвездния газ. Наред с описаните характеристики, те се характеризират с нетермично радиоизлъчване със степенен спектър, причинено от релативистични електрони, ускорени както по време на експлозията на свръхновата, така и по-късно от пулсара, който обикновено остава след експлозията. Мъглявините, свързани с нови експлозии, са малки, слаби и краткотрайни мъглявина Рак, остатък от експлозия на свръхнова 1054 g

Друг тип мъглявина, създадена от ударни вълни, е свързана със звезден вятър от звездите на Wolf Rayet. Тези звезди се характеризират с много мощен звезден вятър с масов поток за година и скорост на изтичане от (1 3) × 10 3 km/s. Те създават мъглявини с размер няколко парсека с ярки нишки. За разлика от остатъците от експлозии на свръхнови, радиоизлъчването на тези мъглявини е от топлинен характер. Животът на такива мъглявини е ограничен от продължителността на престоя на звездите в звездния стадий на Волф-Райе и е близо до 10 5 години. Мъглявината Шлем на Тор около звездата на Волф Райет

Ударни вълни с по-ниска скорост възникват в областите на междузвездната среда, в които се образуват звезди. Те водят до нагряване на газ до стотици и хиляди градуси, възбуждане на молекулярни нива, частично разрушаване на молекулите и нагряване на прах. Такива ударни вълни се виждат под формата на продълговати мъглявини, които светят предимно в инфрачервения спектър. Редица такива мъглявини са открити, например, в центъра на звездообразуване, свързан с мъглявината Орион. Мъглявината Орион Гигантска звездообразуваща област

Изпратете добрата си работа в базата знания е лесно. Използвайте формата по-долу

Студенти, докторанти, млади учени, които използват базата от знания в обучението и работата си, ще ви бъдат много благодарни.

публикувано на http://www.allbest.ru/

ОБЩИНСКА БЮДЖЕТНА ОБРАЗОВАТЕЛНА ИНСТИТУЦИЯ ЛИЦЕЙ № 11 НА ГРАД ЧЕЛЯБИНСК

Есе

ни темата:

„Газопрахови комплекси. Междузвездна среда»

Изпълнено:

Ученик в 11 клас

Киселева Полина Олеговна

Проверено:

Ликасова Алевтина Павловна

Челябинск 2015 г

ОТНОСНОАКТУАЛНО

Въведение

1. История на изследването на ISM

2. Основни компоненти на MLS

2.1 Междузвезден газ

2.2 Междузвезден прах

2.3 Междузвезден облак

2.4 Космически лъчи

2.5 Междузвездно магнитно поле

3. Физически характеристики на ISM

4. Мъглявини

4.1 Дифузна (светла) мъглявина

4.2 Тъмна мъглявина

5. Радиация

6. Еволюция на междузвездната среда

Заключение

Списък на източниците

ВЪВЕДЕНИЕ

Вселената в основата си е почти празно пространство. Едва сравнително наскоро беше възможно да се докаже, че звездите не съществуват в абсолютна празнота и че космическото пространство не е напълно прозрачно. Звездите заемат само малка част от необятната Вселена. Материята и полетата, запълващи междузвездното пространство вътре в галактиките, се наричат ​​междузвездна среда (ISM). Природата на междузвездната среда е привличала вниманието на астрономите и учените от векове. Терминът "междузвездна среда" е използван за първи път от Ф. Бейкън през 1626 г.

1. ИСТОРИЯ НА ИЗСЛЕДВАНЕТОМЗС

Още в средата на 19в. руски астроном В. СтрувеОпитах се с научни методи да намеря неопровержимо доказателство, че космосът не е празен и че светлината на далечните звезди се абсорбира в него, но безуспешно. междузвезден среден облачен газ

По-късно немски астрофизик Ф. Хартманпроведе изследване на спектъра на Delta Orionis и проучи орбиталното движение на спътниците на системата Delta Orionis и светлината, идваща от звездата. След като осъзнава, че малко светлина е погълната по пътя си към Земята, Хартман пише, че „линията на калциева абсорбция е много слаба“ и че „беше известна изненада, че калциевите линии при 393,4 нанометра не се движат в периодична дивергенция на линиите ." спектър, който присъства в спектроскопичните двойни звезди." Стационарният характер на тези линии накара Хартман да предположи, че газът, отговорен за абсорбцията, не присъства в атмосферата на Delta Orionis, а напротив, се намира извън звездата и се намира между звездата и наблюдателя. Това изследване бележи началото на изследването на междузвездната среда.

Интензивните изследвания на междузвездната материя направиха това възможно У. Пикърингпрез 1912 г., за да заяви, че „междузвездната абсорбционна среда, която е показана Каптейн, поглъща само при някои дължини на вълната, може да показва наличието на газ и газообразни молекули, които се излъчват от Слънцето и звездите.“

През същата 1912г IN.Хесоткри космически лъчи, енергийно заредени частици, които бомбардират Земята от космоса. Това позволи на някои изследователи да заявят, че те също запълват междузвездната среда.

След изследванията на Хартман през 1919 г. ЕгерДокато изучава абсорбционни линии при вълни от 589,0 и 589,6 нанометра в системите Delta Orionis и Beta Scorpii, той открива натрий в междузвездната среда.

Наличието на абсорбираща разредена среда беше убедително доказано преди по-малко от сто години, през първата половина на 20 век, чрез сравняване на наблюдаваните свойства на далечни звездни купове на различни разстояния от нас. Това е направено независимо от американски астроном Робърт Тръмплър(1896-1956) и съветски астроном Б.А.Воронцов-Вельяминов(1904-1994). По-точно така е открит един от компонентите на междузвездната среда – фин прах, поради което междузвездната среда не е напълно прозрачна, особено в посоки, близки до посоката на Млечния път. Наличието на прах означава, че както видимата яркост, така и наблюдаваният цвят на далечните звезди са изкривени и за да се знаят техните истински стойности, е необходимо доста сложно отчитане на изчезването. Така прахът се възприема от астрономите като досадно неудобство, което пречи на изучаването на отдалечени обекти. Но в същото време се появи интерес към изследването на праха като физическа среда - учените започнаха да откриват как възникват и се унищожават прашинки, как прахът реагира на радиация и каква роля играе прахът във формирането на звездите.

С развитието на радиоастрономията през втората половина на 20в. Стана възможно изследването на междузвездната среда с нейното радиоизлъчване. В резултат на целенасочени търсения е открито излъчване от неутрални водородни атоми в междузвездното пространство с честота 1420 MHz (съответстващо на дължина на вълната 21 cm). Излъчването на тази честота (или, както се казва, в радиовръзка) е предсказано от холандски астроном Хендрик ван де Хулстпрез 1944 г. на базата на квантовата механика и е открит през 1951 г. след изчисляване на очаквания му интензитет от съветски астрофизик И.С.Шкловски. Шкловски също посочи възможността за наблюдение на излъчването на различни молекули в радиообхвата, което наистина беше открито по-късно. Масата на междузвездния газ, състоящ се от неутрални атоми и много студен молекулярен газ, се оказа около сто пъти по-голяма от масата на разредения прах. Но газът е напълно прозрачен за видимата светлина, така че не може да бъде открит със същите методи, с които беше открит прахът.

С появата на рентгеновите телескопи, инсталирани в космическите обсерватории, беше открит друг, най-горещ компонент на междузвездната среда - много разреден газ с температура от милиони и десетки милиони градуси. Невъзможно е да се „види“ този газ нито от оптични наблюдения, нито от наблюдения в радиовръзки - средата е твърде разредена и напълно йонизирана, но въпреки това запълва значителна част от обема на цялата ни Галактика.

Бързото развитие на астрофизиката, която изучава взаимодействието на материята и радиацията в космическото пространство, както и появата на нови наблюдателни възможности, направи възможно подробното изследване на физическите процеси в междузвездната среда. Появиха се цели научни направления - космическа газова динамикаИ космическа електродинамика, изучавайки свойствата на разредени космически среди. Астрономите са се научили да определят разстоянията до газовите облаци, да измерват температурата, плътността и налягането на газа, неговия химически състав и да оценяват скоростта на движение на материята. През втората половина на 20в. Появи се сложна картина на пространственото разпределение на междузвездната среда и нейното взаимодействие със звездите. Оказа се, че възможността за раждане на звезди зависи от плътността и количеството на междузвездния газ и прах, а звездите (предимно най-масивните от тях) от своя страна променят свойствата на околната междузвездна среда - те я нагряват, поддържат постоянното движение на газ и допълват средата с тяхната материя, променят нейния химичен състав.

2. ОСНОВНИ КОМПОНЕНТИ НА МЗС

Междузвездната среда включва междузвезден газ, прах (1% от масата на газа), междузвездни магнитни полета, междузвездни облаци, космически лъчи и тъмна материя. Химическият състав на междузвездната среда е продукт на първичен нуклеосинтез и ядрен синтез в звездите.

2 .1 Междузвезден газ

Междузвездният газ е разредена газообразна среда, която запълва цялото пространство между звездите. Междузвездният газ е прозрачен. Общата маса на междузвездния газ в Галактиката надхвърля 10 милиарда слънчеви маси или няколко процента от общата маса на всички звезди в нашата Галактика. Средната концентрация на междузвездни газови атоми е по-малка от 1 атом на cm3. Средната плътност на газа е около 10–21 kg/m³. Химическият състав е приблизително същият като този на повечето звезди: той се състои от водород и хелий с малка добавка на по-тежки елементи. В зависимост от температурата и плътността междузвездният газ е в молекулярно, атомно или йонизирано състояние. Ултравиолетовите лъчи, за разлика от лъчите на видимата светлина, се абсорбират от газа и му предават своята енергия. Благодарение на това горещите звезди нагряват заобикалящия ги газ с ултравиолетовото си лъчение до температура от приблизително 10 000 K. Нагретият газ започва сам да излъчва светлина и ние го наблюдаваме като лека газова мъглявина. По-хладен, „невидим“ газ се наблюдава с помощта на радиоастрономически методи. Водородните атоми в разредена среда излъчват радиовълни с дължина на вълната около 21 cm. Следователно потоците от радиовълни непрекъснато се разпространяват от региони на междузвезден газ. Получавайки и анализирайки това лъчение, учените научават за плътността, температурата и движението на междузвездния газ в космоса.

2 .2 Междузвезден прах

Междузвездният прах е твърди микроскопични частици, които заедно с междузвездния газ запълват пространството между звездите. В момента се смята, че праховите зърна имат огнеупорна сърцевина, заобиколена от органична материя или ледена обвивка. Химическият състав на ядрото се определя от атмосферата на кои звезди са кондензирани. Например, в случай на въглеродни звезди, те ще се състоят от графит и силициев карбид.

Типичният размер на междузвездните прахови частици е от 0,01 до 0,2 микрона, общата маса на праха е около 1% от общата маса на газа. Звездната светлина нагрява междузвездния прах до няколко десетки K, което прави междузвездния прах източник на дълговълново инфрачервено лъчение.

Прахът също влияе върху химичните процеси, протичащи в междузвездната среда: праховите гранули съдържат тежки елементи, които се използват като катализатори в различни химични процеси. Праховите гранули също участват в образуването на водородни молекули, което увеличава скоростта на образуване на звезди в бедните на метали облаци

2 .3 междузвезден облак

Междузвезден облак е общо наименование за натрупвания на газ, плазма и прах в нашата и други галактики. С други думи, междузвездният облак има по-висока плътност от средната плътност на междузвездната среда. В зависимост от плътността, размера и температурата на даден облак, водородът в него може да бъде неутрален, йонизиран (т.е. под формата на плазма) или молекулярен. Неутралните и йонизираните облаци понякога се наричат ​​дифузни облаци, докато молекулярните облаци се наричат ​​плътни облаци.

Анализът на състава на междузвездните облаци се извършва чрез изучаване на тяхното електромагнитно излъчване с помощта на големи радиотелескопи. Чрез изследване на емисионния спектър на междузвезден облак и сравняването му със спектъра на специфични химични елементи е възможно да се определи химичният състав на облака.

Обикновено около 70% от масата на междузвездния облак е водород, а останалата част е главно хелий. Облаците също съдържат следи от тежки елементи: метали като калций, неутрални или под формата на Ca+ (90%) и Ca++ (9%) катиони, и неорганични съединения като вода, въглероден оксид, сероводород, амоняк и циановодород .

2 .4 Космически лъчи

Космическите лъчи са елементарни частици и атомни ядра, движещи се с високи енергии в космическото пространство. Техният основен (но не единствен) източник са експлозиите на свръхнови.

Извънгалактическите и галактическите лъчи обикновено се наричат ​​първични. Вторичните потоци от частици, преминаващи и трансформиращи се в земната атмосфера, обикновено се наричат ​​вторични.

Космическите лъчи са компонент на естествената радиация (радиационен фон) на земната повърхност и в атмосферата.

Химическият спектър на космическите лъчи, по отношение на енергията на нуклон, се състои от повече от 94% протони и други 4% от хелиеви ядра (алфа-частици). Има ядра и на други елементи, но техният дял е много по-малък.

По брой на частиците космическите лъчи са 90 процента протони, 7 процента хелиеви ядра, около 1 процент по-тежки елементи и около 1 процент електрони.

2 .5 Междузвездно магнитно поле

Частиците се движат в слабото магнитно поле на междузвездното пространство, чиято индукция е приблизително сто хиляди пъти по-малка от тази на магнитното поле на Земята. Междузвездното магнитно поле, действащо върху заредените частици със сила, зависеща от тяхната енергия, "обърква" траекториите на частиците и те непрекъснато променят посоката на движението си в Галактиката. Заредените частици, летящи в междузвездно магнитно поле, се отклоняват от прави траектории под въздействието на силата на Лоренц. Техните траектории изглеждат "навити" на линиите на магнитната индукция.

3. ФИЗИЧЕСКИ ОСОБЕНОСТИ НА МЗС

· Липса на локално термодинамично равновесие(LTR)- Ссъстояние на система, при което макроскопичните величини на тази система (температура, налягане, обем, ентропия) остават непроменени във времето при условия на изолация от околната среда.

· Термична нестабилност

Условието за топлинно равновесие може изобщо да не е изпълнено. Има магнитно поле, което предотвратява компресията, освен ако не се случи по протежение на силовите линии. Второ, междузвездната среда е в непрекъснато движение и нейните локални свойства постоянно се променят, в нея се появяват нови източници на енергия и изчезват стари. На трето място, в допълнение към термодинамичната нестабилност, има гравитационна и магнитохидродинамична нестабилност. И това не отчита никакви катаклизми под формата на експлозии на свръхнови, приливни влияния, преминаващи през съседни галактики, или преминаването на самия газ през спиралните разклонения на Галактиката.

· Забранени линии и 21 см линия

Отличителна черта на оптически тънка среда е излъчването в забранени линии. Забранените линии са тези, които са забранени от правилата за подбор, т.е. произхождат от метастабилни нива (квазистабилно равновесие). Характерното време на живот на електрона на това ниво е от s до няколко дни. При високи концентрации на частици техният сблъсък премахва възбуждането и линиите не се наблюдават поради изключителна слабост. При ниски плътности интензитетът на линията не зависи от вероятността за преход, тъй като ниската вероятност се компенсира от голям брой атоми в метастабилно състояние. Ако няма LTE, тогава населението на енергийните нива трябва да се изчисли от баланса на елементарните процеси на възбуждане и дезактивиране.

Най-важната забранена линия на MZS е радиовръзка с атомен водород 21см. Тази линия се появява при прехода между поднивата на свръхфината структура на водородното ниво, свързано с наличието на спин в електрона и протона. Вероятността за този преход (това е 1 път на 11 милиона години).

Изследванията на 21 cm радиолиния позволиха да се установи, че неутралния водород в галактиката се съдържа главно в много тънък слой с дебелина 400 pc близо до равнината на Галактиката.

· Замръзнало магнитно поле.

Замръзване на магнитно поле означава запазване на магнитния поток през всяка затворена проводяща верига по време на нейната деформация. При лабораторни условия може да се счита, че магнитният поток се запазва в среда с висока електрическа проводимост. В границите на безкрайната електрическа проводимост безкрайно малко електрическо поле би причинило увеличаване на тока до безкрайна стойност. Следователно идеалният проводник не трябва да пресича линиите на магнитното поле и по този начин да възбужда електрическо поле, а напротив, трябва да се носи по линиите на магнитното поле; изглежда, че магнитното поле е замръзнало в проводника.

Реалната космическа плазма далеч не е идеална и замръзването трябва да се разбира в смисъл, че отнема много време, за да се промени потокът през веригата. На практика това означава, че можем да считаме полето постоянно, докато облакът се компресира, върти и т.н.

4. МЪГЛИНА

Мъглявина- част от междузвездната среда, която се откроява поради своето излъчване или поглъщане на радиация на общия фон на небето. Мъглявините са съставени от прах, газ и плазма.

Основният признак, използван при класификацията на мъглявините, е поглъщането, или излъчването, или разсейването на светлината от тях, т.е. според този критерий мъглявините се разделят на тъмни и светли.

Разделянето на мъглявините на газ и прах е до голяма степен произволно: всички мъглявини съдържат както прах, така и газ. Това разделение е исторически обусловено от различни методи на наблюдение и механизми на излъчване: наличието на прах се наблюдава най-ясно, когато тъмните мъглявини поглъщат радиация от източници, разположени зад тях, и когато радиацията от близките звезди или в самата мъглявина се отразява, разпръсква или ре -излъчва се от прах, съдържащ се в мъглявината; присъщото лъчение на газовия компонент на мъглявината се наблюдава, когато се йонизира от ултравиолетово лъчение от гореща звезда, разположена в мъглявината (области на излъчване на H II йонизиран водород около звездни асоциации или планетарни мъглявини) или когато междузвездната среда се нагрява от ударна вълна, дължаща се на експлозия на свръхнова или влиянието на мощен звезден вятър на звезди от типа на Волф -- Рей.

4 .1 Дифузен(светлина)мъглявина

Дифузна (светлинна) мъглявина е общ термин в астрономията, използван за обозначаване на мъглявини, които излъчват светлина. Трите вида дифузни мъглявини са отражателна мъглявина, емисионна мъглявина (разновидности на която са протопланетни, планетарни и H II области) и остатък от свръхнова.

· Отражателна мъглявина

Отражателните мъглявини са облаци от газ и прах, осветени от звезди. Ако звездата(ите) е в или близо до междузвезден облак, но не е достатъчно гореща, за да йонизира значително количество междузвезден водород около себе си, тогава основният източник на оптично лъчение от мъглявината е звездната светлина, разпръсната от междузвезден прах.

Спектърът на отражателната мъглявина е същият като този на звездата, която я осветява. Микроскопичните частици, отговорни за разсейването на светлината, включват въглеродни частици (понякога наричани диамантен прах), както и частици желязо и никел. Последните две взаимодействат с галактическото магнитно поле и следователно отразената светлина е леко поляризирана.

Отражателните мъглявини обикновено имат син оттенък, защото синята светлина се разпръсква по-ефективно от червената (това отчасти обяснява синия цвят на небето).

В момента са известни около 500 отражателни мъглявини, най-известните от които са около Плеядите (звезден куп). Гигантската червена (спектрален клас M1) звезда Антарес е заобиколена от голяма червена отразяваща мъглявина. Отражателните мъглявини също са често срещани в местата за образуване на звезди.

През 1922 г. Хъбъл публикува резултатите от изследванията на някои ярки мъглявини. В тази работа Хъбъл извежда закона за светимостта на отражателната мъглявина, който установява връзката между ъгловия размер на мъглявината ( Р) и видимата величина на светещата звезда ( м):

където е константа в зависимост от чувствителността на измерването.

· Емисионна мъглявина

Емисионната мъглявина е облак от йонизиран газ (плазма), излъчващ във видимия цветови диапазон на спектъра. Йонизацията възниква поради високоенергийни фотони, излъчвани от близка гореща звезда. Има няколко вида емисионни мъглявини. Сред тях са областите H II, в които се образуват нови звезди, а източниците на йонизиращи фотони са млади, масивни звезди, както и планетарни мъглявини, при което умираща звезда е отхвърлила горните си слоеве и откритото горещо ядро ​​ги йонизира.

Планетаммъгламност-- астрономически обект, състоящ се от йонизирана обвивка от газ и централна звезда, бяло джудже. Планетарните мъглявини се образуват, когато външните слоеве (черупки) на червени гиганти и свръхгиганти с маса 2,5-8 слънчеви маси се отделят в последния етап от тяхната еволюция. Планетарната мъглявина е бързо движещ се (по астрономически стандарти) феномен, който продължава само няколко десетки хиляди години, като продължителността на живота на звездата-предшественик е няколко милиарда години. Понастоящем в нашата галактика са известни около 1500 планетарни мъглявини.

Процесът на образуване на планетарни мъглявини, заедно с експлозиите на свръхнови, играе важна роля в химическата еволюция на галактиките, изхвърляйки в междузвездното пространство материал, обогатен с тежки елементи - продукти на звездния нуклеосинтез (в астрономията всички елементи се считат за тежки, с с изключение на продуктите от първичната нуклеосинтеза на Големия взрив - водород и хелий, като въглерод, азот, кислород и калций).

През последните години с помощта на изображения, получени от космическия телескоп Хъбъл, беше възможно да се установи, че много планетарни мъглявини имат много сложна и уникална структура. Въпреки че около една пета от тях са периферни, повечето нямат сферична симетрия. Механизмите, които правят възможно образуването на такова разнообразие от форми, остават неразбрани до днес. Смята се, че взаимодействието на звездния вятър и двойните звезди, магнитното поле и междузвездната среда може да играе голяма роля в това.

Планетарните мъглявини са предимно бледи обекти и обикновено не се виждат с просто око. Първата открита планетарна мъглявина беше мъглявина дъмбелв съзвездието Лисичка.

Необичайната природа на планетарните мъглявини е открита в средата на 19 век, с началото на използването на спектроскопията в наблюденията. Уилям Хъгинсстава първият астроном, който получава спектри на планетарни мъглявини - обекти, които се открояват със своята необичайност. Когато Хъгинс изучава спектрите на мъглявините N.G.C.6543 (Котешко око), M27 (Гира), М57 (мъглявина с пръстен на Лира)и редица други се оказа, че техният спектър е изключително различен от спектрите на звездите: всички спектри на звездите, получени дотогава, са спектри на поглъщане (непрекъснат спектър с голям брой тъмни линии), докато спектрите на планетарните мъглявини се оказаха с емисионни спектри с малък брой емисионни линии, което показва, че тяхната природа е коренно различна от природата на звездите.

Планетарните мъглявини представляват последния етап от еволюцията на много звезди. Типичната планетарна мъглявина има среден размер от една светлинна година и се състои от силно разреден газ с плътност от около 1000 частици на cm3, което е пренебрежимо малко в сравнение например с плътността на земната атмосфера, но около 10-100 пъти по-голяма от плътността на междупланетното пространство на разстоянието на земната орбита от Слънцето. Младите планетарни мъглявини имат най-висока плътност, понякога достигаща 10 6 частици на cm3. С напредването на възрастта на мъглявините тяхното разширяване води до намаляване на плътността им. Повечето планетарни мъглявини са симетрични и почти сферични на вид, което не им пречи да имат много много сложни форми. Приблизително 10% от планетарните мъглявини са практически биполярни и само малък брой са асиметрични. Известна е дори правоъгълна планетарна мъглявина.

Протопланетна мъглявинае астрономически обект, който съществува за кратко между времето, когато звезда със средна маса (1-8 слънчеви маси) напусне асимптотичния гигантски клон (AGB) и последващата фаза на планетарна мъглявина (PN). Протопланетната мъглявина свети предимно в инфрачервения диапазон и е подтип на отражателна мъглявина.

РегионзII- Това е облак от горещ газ и плазма, достигащ няколкостотин светлинни години в диаметър, който е зона на активно звездообразуване. В този регион се раждат млади, горещи, синкаво-бели звезди, които обилно излъчват ултравиолетова светлина, като по този начин йонизират околната мъглявина.

H II регионите могат да родят хиляди звезди само за няколко милиона години. В крайна сметка експлозиите на свръхнова и мощните звездни ветрове от най-масивните звезди в получения звезден куп разпръскват газовете в региона и той се превръща в група като Плеядите.

Тези региони са получили името си поради голямото количество йонизиран атомен водород, обозначен от астрономите като H II (регионът HI е зоната на неутрален водород, а H 2 означава молекулярен водород). Те могат да се видят на значителни разстояния във Вселената и изучаването на такива региони, разположени в други галактики, е важно за определяне на разстоянието до последните, както и за техния химичен състав.

Примери са Мъглявина Карина, Мъглявина Тарантула,N.G.C. 604 , Трапецът на Орион, Примката на Барнард.

· Остатък от свръхнова

Остатък от свръхнова(Английски) С uperн яйцеклетки Р emnant, SNR ) е образуване на газ и прах, резултат от катастрофална експлозия на звезда, случила се преди много десетки или стотици години, и нейното превръщане в свръхнова. По време на експлозията обвивката на свръхновата се разпръсква във всички посоки, образувайки ударна вълна, разширяваща се с огромна скорост, която образува остатък от свръхнова. Остатъкът се състои от звезден материал, изхвърлен от експлозията, и междузвездна материя, погълната от ударната вълна.

Вероятно най-красивият и най-добре проучен остатък от млада свръхнова SN 1987 Ав Големия магеланов облак, който избухна през 1987 г. Други добре известни останки от свръхнова са Мъглявина Рак, остатък от сравнително скорошна експлозия (1054), остатък от свръхнова тихо (SN 1572) , кръстен на Тихо Брахе, който наблюдава и записва първоначалната му яркост веднага след изригването през 1572 г., както и остатъка свръхнова на Кеплер (SN 1604) , кръстен на Йоханес Кеплер.

4 .2 Тъмна мъглявина

Тъмната мъглявина е вид междузвезден облак, който е толкова плътен, че абсорбира видимата светлина, идваща от емисионни или отразяващи мъглявини (като напр. , Мъглявината Конска глава) или звезди (напр. Мъглявина Въглищен чувал), разположен зад нея.

Светлината се абсорбира от междузвездни прахови частици, разположени в най-студените и най-плътните части на молекулярните облаци. Клъстери и големи комплекси от тъмни мъглявини са свързани с гигантски молекулярни облаци (GMC). Изолираните тъмни мъглявини най-често са глобули на Бок.

Такива облаци имат много неправилна форма: те нямат ясно определени граници, понякога придобиват усукани, змиевидни форми. Най-големите тъмни мъглявини се виждат с невъоръжено око и изглеждат като парчета чернота на фона на яркия Млечен път.

Активни процеси често се случват във вътрешността на тъмните мъглявини, като например раждане на звезди или мазерно излъчване.

5. РАДИАЦИЯ

Звезден вятър-- процесът на изтичане на материя от звездите в междузвездното пространство.

Материята, от която са направени звездите, може при определени условия да преодолее гравитацията им и да бъде изхвърлена в междузвездното пространство. Това се случва, когато частица в атмосферата на звезда се ускори до скорост, надвишаваща втората скорост на бягство за дадена звезда. Всъщност скоростите на частиците, които изграждат звездния вятър, са стотици километри в секунда.

Звездният вятър може да съдържа както заредени частици, така и неутрални.

Звездният вятър е непрекъснат процес, който води до намаляване на масата на звездата. Количествено този процес може да се характеризира като количество (маса) материя, която звездата губи за единица време.

Звездният вятър може да играе важна роля в еволюцията на звездите: тъй като този процес води до намаляване на масата на звездата, продължителността на живота на звездата зависи от неговата интензивност.

Звездният вятър е средство за пренасяне на материя на значителни разстояния в космоса. В допълнение към факта, че самият той се състои от материя, изтичаща от звездите, той може да влияе на околната междузвездна материя, като й предава част от своята кинетична енергия. По този начин формата на „балон“ на емисионната мъглявина NGC 7635 се е образувала в резултат на такъв удар.

В случай на изтичане на материя от няколко близки звезди, допълнено от влиянието на радиацията от тези звезди, е възможна кондензация на междузвездна материя, последвана от образуване на звезди.

При активен звезден вятър количеството изхвърлен материал може да е достатъчно, за да образува планетарна мъглявина.

6. ЕВОЛЮЦИЯ НА МЕЖДУЗВЕЗДНАТА СРЕДА

Еволюцията на междузвездната среда или по-точно на междузвездния газ е тясно свързана с химическата еволюция на цялата Галактика. Изглежда, че всичко е просто: звездите абсорбират газ и след това го изхвърлят обратно, обогатявайки го с продукти от ядрено горене - тежки елементи - по този начин металността трябва постепенно да се увеличава.

Теорията за Големия взрив предсказва, че по време на първичната нуклеосинтеза са се образували водород, хелий, деутерий, литий и други леки ядра, които са се разделили на пистата на Хаяши или етапа на протозвездата. С други думи, трябва да наблюдаваме дълготрайни G джуджета с нулева металичност. Но нито един от тях не е открит в Галактиката, освен това повечето от тях имат почти слънчева металичност. Въз основа на косвени доказателства може да се съди, че нещо подобно се случва и в други галактики. Към момента въпросът остава отворен и очаква решение.

В първичния междузвезден газ нямаше прах. Както сега се смята, зърната прах се образуват на повърхността на стари, студени звезди и я напускат заедно с изтичащата материя.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Изследването на такава сложна система като "звезди - междузвездна среда" се оказа много трудна астрофизична задача, особено като се има предвид, че общата маса на междузвездната среда в Галактиката и нейният химичен състав бавно се променят под въздействието на различни фактори. Следователно можем да кажем, че цялата история на нашата звездна система, продължаваща милиарди години, е отразена в междузвездната среда.

СПИСЪК НА ИЗТОЧНИЦИ

1) Материали са взети от сайта www.wikipedia.org

2) Материали, взети от сайта www.krugosvet.ru

3) Материали, взети от сайта www.bse.sci-lib.com

4) Материали, взети от сайта www.dic.academic.ru

Публикувано на Allbest.ru

Подобни документи

Мъглявина като част от междузвездната среда, отличаваща се с излъчването или поглъщането на радиация на общия фон на небето, нейните разновидности и форми: излъчване, остатъци от свръхнови. Историята на появата и развитието на някои мъглявини: Орел, Пясъчен часовник.

презентация, добавена на 11.10.2012 г


Прах, газ и плазма като основни компоненти на мъглявината. Класификация на мъглявините, характеристики на основните им видове. Характеристики на структурата на дифузни, отражателни, емисионни, тъмни и планетарни мъглявини. Образуване на остатък от свръхнова.

презентация, добавена на 20.12.2015 г


Описание на явленията на мъглявината и слънчевата активност. Изследване на галактически, слънчеви и космически лъчи, методи за тяхното регистриране. Свойства на междузвездното магнитно поле. Характеристики на пространственото разпределение на галактиките. Идеи за разширяването на Вселената.

резюме, добавено на 01/06/2012


Звездното ядро ​​е централната, компактна област на Галактиката. Основни елементи от структурата на Галактиката. Отворен и кълбовиден тип клъстери. Характеристики на междузвездния газ. Обща концепция за мъглявините с лек газ. Планетарни, тъмни мъглявини.

презентация, добавена на 28.09.2011 г


Космогонията като наука, която изучава произхода и развитието на небесните тела. Същността на хипотезата на Джинс. Мъглявина, раждане на Слънцето. Основните етапи на процеса на трансформация на частиците от мъглявината в планети: агрегиране на частици; загрявам; вулканична дейност.

резюме, добавено на 20.06.2011 г


Космически кораб за изучаване на природните ресурси на Земята и мониторинг на околната среда от серията Resurs-F. Основни технически характеристики на космическия кораб Resurs-F1 и фотографска апаратура. Космически кораб за космическа медицина и биология космически кораб Bion, материалознание Photon.

резюме, добавено на 08/06/2010


Звездната еволюция е промените, които една звезда претърпява по време на живота си. Термоядрен синтез и раждането на звезди; планетарна мъглявина, протозвезди. Характеристики на младите звезди, тяхната зрялост, по-късни години, смърт. Неутронни звезди (пулсари), бели джуджета, черни дупки.

презентация, добавена на 05/10/2012


Етапи на формиране на Слънчевата система. Състав на околната среда на протопланетарния диск на Слънцето, изследване на неговата еволюция с помощта на числен двумерен газодинамичен модел, който съответства на осесиметричното движение на газовата среда в гравитационно поле.

курсова работа, добавена на 29.05.2012 г


Характеристики на звездите. Звезди в открития космос. Звездата е плазмена топка. Динамика на звездните процеси. Слънчева система. Междузвездна среда. Концепцията за еволюцията на звездите. Процес на образуване на звезди. Звездата като динамична саморегулираща се система.

резюме, добавено на 17.10.2008 г


Осмата планета от Слънцето. Някои параметри на планетата Нептун. Химичен състав, физични условия, структура, атмосфера. Температура на повърхностните зони. Спътниците на Нептун, техните размери, характеристики, история на откритията. Пръстените на Нептун, магнитното поле.

„Произходът на галактиките и звездите“ – Видимата Вселена. Образуване на суперкупове от галактики. Отстъплението на галактиките. Млечен път. Критична плътност на Вселената. Адронна ера. Плътност на Вселената. Слънчева система. Разширение. Астрономически структури. Разширяването на Вселената възниква в резултат на Големия взрив. Плътност. Нуклеосинтеза в ранната вселена.

“Свойства на галактиките” - Видове спирални галактики. Ултракомпактни галактики джуджета. Неправилни галактики. Спирални галактики. Гравитационна система. Малък магеланов облак. Мъглявината на Андромеда. Сейфертови галактики. Възраст на галактиките. Елиптични галактики. Състав на спиралните галактики. Голям Магеланов облак.

"Галактики и звезди" - Черна дупка. Възраст на Метагалактиката. Северна посока. Мъглявината на Андромеда. Видове галактики. Енергията на термоядрената реакция. Електрони. Етапи от съществуването на звездите. Трансформации. Галактиките не са разпределени равномерно. вещество. Етапи на звездообразуване. Газов цикъл. Основни понятия. Галактики и звезди.

„Видове галактики“ - Галактики. Пространствено разположение на галактиките. Купове от галактики. Неправилни галактики. Квазари и квазаги. Разстояние до галактиката. Класификация на камертона на Хъбъл. Елиптични галактики. Спирални галактики. Линейност. Протогалактични облаци. Спирални галактики с преграда. Закон на Хъбъл.

„Галактики и мъглявини“ – Галактиката е система от звезди, междузвезден газ, прах и тъмна материя. . Големи и малки магеланови облаци. Мъглявината Котешко око. Мъглявината Андромеда, както се вижда от Земята. Пръстенова мъглявина. Мъглявината на Андромеда. Галактика Сомбреро. Мъглявина Конска глава. Снимка от телескоп от космоса. До началото на 90-те години на миналия век е имало не повече от 30 галактики.

"Видове галактики" - Дева Галактика с джет. Неправилна галактика NGC1313. Радиогалактика NGC5128 (Кентавър А). Galaxy M64 (око). Galaxy M101. Спирална галактика NGC2997. Квазар 3C273. Спиралната галактика M31 е член на Местната група заедно с Млечния път. Пресичаща се спирална галактика NGC 1365. Галактика с взаимодействащо колело.

Има общо 12 презентации