Presentación de astronomía del medio interestelar. Presentación sobre el tema "galaxia". Formación de estrellas en galaxias.

Composición del medio interestelar

El componente principal del ISM es el hidrógeno (~ 70% de la masa total), que está presente allí en varias formas: atómica neutra

hidrógeno, hidrógeno molecular (H2), hidrógeno ionizado.

Aproximadamente el 28% de la masa es helio y ~2% es la proporción de otros elementos.

Además de gas, el ISM contiene partículas sólidas (polvo). La relación entre la masa de polvo y la masa de gas es ~0,01.

Modelo bifásico del medio interestelar.

En el modelo de dos fases más simple, en un cierto rango de presión, el ISM neutro se divide en dos fases estables (estando en equilibrio de presión): una fase fría densa (“nubes”), T ~ 100 K,

n ~ 10 cm-3, y caliente enrarecido (“medio entre nubes”), T ~ 104 K, n ~ 0,1 cm-3.

Componentes principales del MZS

Fase

gas coronal

Zonas HII de baja densidad

Entorno entre nubes

Zonas cálidas HI

Nubes Hola

nubes oscuras

Áreas HII

Nubes moleculares gigantes

máser

condensación

T(K)	norte(cm-3)	M (Msun)	L (unidad)
~ 5·105
~104
~104
~103
	~103			~ 10-5
	~104			~ 3·10-9
~104				~ 10-4
		~ 3·105		~ 3·10-4
	~ 1010		~ 10-5

Mecanismos de calefacción y refrigeración.

Mecanismos básicos de calefacción.

Radiación ultravioleta de las estrellas (fotoionización).

Calentamiento por ondas de choque.

Calentamiento volumétrico de gas por radiación penetrante y rayos cósmicos.

Calentamiento volumétrico de gas mediante radiación electromagnética dura (rayos X y cuantos gamma).

Mecanismos de enfriamiento básicos

Gratis gratis(bremsstrahlung) radiación

Radiación de recombinación

Emisión en líneas espectrales

Radiación de polvo

Ionización por impacto de electrones.

Rayos cósmicos

El flujo de rayos cósmicos en las proximidades del Sistema Solar es de ~ 1 partícula/cm 2·s. Por tanto, la concentración media de protones rápidos en el medio interestelar es ~ 10-10 –10-11 cm-3.

Los rayos cósmicos contienen la mayor cantidad de protones (~ 90% en número de partículas). Los núcleos de helio constituyen aproximadamente el 7% del número de partículas. Una característica de la CR es la abundancia relativamente grande de núcleos de litio, berilio y boro (~ 0,14%), mientras que en el interestelar Hay muy pocos de ellos en el entorno de gas y polvo (~ 10-6%).

El espectro de energía CR tiene carácter de ley potencial, aunque el índice del espectro puede variar en diferentes regiones. La densidad de energía promedio de CR está cerca de 10-12 ergios/cm3.

Lo más probable es que los rayos cósmicos se aceleren durante las explosiones de supernovas y (o) en los púlsares.

Espectro diferencial de rayos cósmicos en el espacio interplanetario cerca de la órbita terrestre: 1 - protones; 2 - partículas de rayos cósmicos galácticos; 3 - protones de erupciones solares.

Mostrado para comparación

espectros de protones y partículas

Origen de los rayos cósmicos

Dependencia del flujo de rayos gamma de la longitud galáctica l según datos de observación (líneas verticales) en comparación con los resultados de los cálculos (curva continua) basados ​​en la hipótesis de los restos de supernova como principal fuente de rayos cósmicos.

Mecanismos de aceleración CL

Mecanismo de Fermi.

Interacción entre una partícula y nubes interestelares que se mueven junto con campos magnéticos congelados.

(botella magnética). Los atascos se acercan a velocidad U<< V . За одно столкновение частица приобретает скорость 2U , число столкновений в единицу времени V /2L .

			V dL

Mecanismo de aceleración estadística (durante el movimiento caótico de una partícula entre nubes). Durante las colisiones que se aproximan con las nubes, la energía de la partícula aumenta y durante las colisiones que se adelantan, disminuye. La velocidad relativa durante las colisiones en sentido contrario es mayor y, por lo tanto, el número de tales colisiones es mayor. El gas de las nubes pesadas está en equilibrio con el gas de las partículas. La dirección del proceso debería conducir al establecimiento de una equidistribución de energía entre nubes y partículas. El papel del campo magnético se reduce a reflejar partículas de las nubes.

Gas y polvo interestelar.

El medio interestelar es la materia y los campos que llenan el espacio interestelar dentro de las galaxias. Composición: gas interestelar, polvo (1% de la masa del gas), campos magnéticos interestelares, rayos cósmicos y materia oscura. Todo el medio interestelar está impregnado de campos magnéticos, rayos cósmicos y radiación electromagnética.

El gas interestelar es el componente principal del medio interestelar. El gas interestelar es transparente. La masa total de gas interestelar en la Galaxia supera los 10 mil millones de masas solares o varios por ciento de la masa total de todas las estrellas de nuestra Galaxia. La concentración media de átomos de gas interestelar es inferior a 1 átomo por cm³. Su masa está contenida cerca del plano de la galaxia en una capa de varios cientos de pársecs de espesor. La densidad media del gas es de unos 10 −21 kg/m³. La composición química es aproximadamente la misma que la de la mayoría de las estrellas: se compone de hidrógeno y helio (90% y 10% en número de átomos, respectivamente) con una pequeña mezcla de elementos más pesados ​​(O, C, N, Ne, Si, etc.).

Dependiendo de la temperatura y la densidad, el gas interestelar se encuentra en estados moleculares, atómicos o ionizados.

Los principales datos sobre el gas interestelar se obtuvieron mediante métodos radioastronómicos después de que en 1951 se descubriera la emisión de radio de hidrógeno atómico neutro a una longitud de onda de 21 cm. Resultó que el hidrógeno atómico a una temperatura de 100 K forma una capa de 200-300 pc de espesor en el disco galáctico a una distancia de 15 a 20 kpc de su centro. Al recibir y analizar esta radiación, los científicos aprenden sobre la densidad, la temperatura y el movimiento del gas interestelar en el espacio.

Aproximadamente la mitad del gas interestelar está contenido en nubes moleculares gigantes con una masa promedio de 10^5 masas solares y un diámetro de aproximadamente 40 pc. Debido a la baja temperatura (alrededor de 10 K) y al aumento de la densidad (hasta 10^3 partículas por 1 cm^3), el hidrógeno y otros elementos de estas nubes se combinan en moléculas.

Hay alrededor de 4.000 nubes moleculares de este tipo en la galaxia.

Las regiones de hidrógeno ionizado con una temperatura de 8000-10000 K se manifiestan en el rango óptico como nebulosas ligeras y difusas.

Los rayos ultravioleta, a diferencia de los rayos de luz visible, son absorbidos por el gas y le aportan su energía. Gracias a esto, las estrellas calientes calientan el gas circundante con su radiación ultravioleta hasta una temperatura de aproximadamente 10.000 K. El gas calentado comienza a emitir luz por sí mismo y lo observamos como una nebulosa de gas luminoso.

Son estas nebulosas las que son indicadores de los lugares de formación estelar que se están produciendo actualmente.

Así, en la Gran Nebulosa de Orión, se descubrieron protoestrellas rodeadas por discos protoplanetarios utilizando el Telescopio Espacial Hubble.

La Gran Nebulosa de Orión es la nebulosa de gas más brillante. Es visible a través de binoculares o un pequeño telescopio.

Un tipo especial de nebulosa son las nebulosas planetarias, que aparecen como discos o anillos débilmente luminosos que se asemejan a los discos de los planetas. Fueron descubiertos en 1783 por W. Herschel, y ahora hay más de 1200. En el centro de dicha nebulosa se encuentra el remanente de una gigante roja muerta: una enana blanca caliente o una estrella de neutrones. Bajo la influencia de la presión interna del gas, la nebulosa planetaria se expande a una velocidad de aproximadamente 20-40 km/s, mientras que la densidad del gas disminuye.

(Imagen de la Nebulosa Planetaria Reloj de Arena)

El polvo interestelar son partículas microscópicas sólidas, junto con el gas interestelar, que llenan el espacio entre las estrellas. Actualmente se cree que los granos de polvo tienen un núcleo refractario rodeado de materia orgánica o una capa de hielo. La composición química del núcleo está determinada por la atmósfera en la que se condensaron las estrellas. Por ejemplo, en el caso de las estrellas de carbono, estarán compuestas de grafito y carburo de silicio.

El tamaño típico de las partículas de polvo interestelar es de 0,01 a 0,2 micrones, la masa total de polvo es aproximadamente el 1% de la masa total de gas. La luz de las estrellas calienta el polvo interestelar a varias decenas de Kelvin, lo que convierte al polvo interestelar en una fuente de radiación infrarroja de onda larga.

Debido al polvo, las formaciones de gas más densas, las nubes moleculares, son casi opacas y aparecen en el cielo como áreas oscuras, casi desprovistas de estrellas. Estas formaciones se denominan nebulosas oscuras difusas. (imagen)

El polvo también influye en los procesos químicos que tienen lugar en el medio interestelar: los gránulos de polvo contienen elementos pesados ​​que se utilizan como catalizadores en diversos procesos químicos. Los gránulos de polvo también participan en la formación de moléculas de hidrógeno, lo que aumenta la tasa de formación de estrellas en las nubes pobres en metales.

Herramientas para estudiar el polvo interestelar

• La educación a distancia.
• Investigación de micrometeoritos por la presencia de inclusiones de polvo interestelar.
• Estudio de sedimentos oceánicos para detectar la presencia de partículas de polvo cósmico.
• Estudio de las partículas de polvo cósmico presentes a gran altura en la atmósfera terrestre.
• Lanzamiento de naves espaciales para recolectar, estudiar y transportar partículas de polvo interestelar a la Tierra.

Interesante

• En el transcurso de un año caen sobre la superficie de la Tierra más de 3 millones de toneladas de polvo cósmico, así como entre 350.000 y 10 millones de toneladas de meteoritos, cuerpos de piedra o metal que llegan a la atmósfera desde el espacio exterior.
• Sólo en los últimos 500 años, la masa de nuestro planeta ha aumentado en mil millones de toneladas debido a la materia cósmica, que representa sólo el 1,7,10 -16% de la masa de la Tierra. Sin embargo, aparentemente influye en el movimiento anual y diario de nuestro planeta.

Inicialmente, las nebulosas en astronomía eran objetos astronómicos luminosos extendidos (difusos) estacionarios, incluidos cúmulos de estrellas o galaxias fuera de la Vía Láctea, que no podían descomponerse en estrellas. Algunos ejemplos de tal uso todavía existen hoy. Por ejemplo, la galaxia de Andrómeda a veces se llama "Nebulosa de Andrómeda". Así, Charles Messier, que buscaba intensamente cometas, compiló en 1787 un catálogo de objetos estacionarios difusos similares a los cometas. El catálogo de Messier incluye tanto las nebulosas como las galaxias (por ejemplo, la galaxia de Andrómeda M31 antes mencionada) y los cúmulos de estrellas globulares (el cúmulo de Hércules M13). A medida que se desarrolló la astronomía y la resolución de los telescopios, el concepto de “nebulosa” se volvió cada vez más refinado: algunas de las “nebulosas” fueron identificadas como cúmulos de estrellas, se descubrieron nebulosas oscuras (absorbentes) de gas y polvo y, finalmente, en el Década de 1920. primero Lundmark y luego Hubble lograron descomponer las regiones periféricas de varias galaxias en estrellas y establecer así su naturaleza. Desde entonces, el término "nebulosa" se ha utilizado en el sentido anterior.

La característica principal utilizada en la clasificación de las nebulosas es la absorción o emisión (dispersión) de luz por ellas, es decir, según este criterio, las nebulosas se dividen en oscuras y claras. Los primeros se observan debido a la absorción de radiación de fuentes ubicadas detrás de ellos, los segundos debido a su propia radiación o reflexión (dispersión) de la luz de las estrellas cercanas. La naturaleza de la radiación de las nebulosas luminosas, las fuentes de energía que excitan su radiación, dependen de su origen y pueden ser de diversa naturaleza; A menudo, en una nebulosa actúan varios mecanismos de radiación. La división de las nebulosas en gas y polvo es en gran medida arbitraria: todas las nebulosas contienen tanto polvo como gas. Esta división está históricamente determinada por varios métodos de observación y mecanismos de radiación: la presencia de polvo se observa más claramente cuando la radiación es absorbida por nebulosas oscuras de fuentes ubicadas detrás de ellas y cuando la radiación de estrellas cercanas o en la propia nebulosa se refleja, se dispersa, o reemitido por el polvo contenido en la nebulosa; La emisión intrínseca del componente gaseoso de la nebulosa se observa cuando es ionizado por la radiación ultravioleta de una estrella caliente ubicada en la nebulosa (regiones de emisión de hidrógeno ionizado H II alrededor de asociaciones estelares o nebulosas planetarias) o cuando el medio interestelar es calentado por una onda de choque debida a la explosión de una supernova o la influencia de un potente viento estelar de estrellas tipo Wolf-Rayet.

Las nebulosas oscuras son nubes densas (generalmente moleculares) de gas interestelar y polvo interestelar que son opacas debido a la absorción interestelar de luz por parte del polvo. Por lo general, son visibles sobre el fondo de nebulosas brillantes. Con menos frecuencia, las nebulosas oscuras son visibles directamente sobre el fondo de la Vía Láctea. Estas son la Nebulosa Saco de Carbón y muchas más pequeñas llamadas glóbulos gigantes. Nebulosa Cabeza de Caballo vista por el Hubble

La absorción interestelar de luz Av en nebulosas oscuras varía ampliamente, de 110 ma m en las nebulosas más densas. La estructura de las nebulosas con A v grande sólo puede estudiarse mediante métodos de radioastronomía y astronomía submilimétrica, principalmente a partir de observaciones de líneas de radio moleculares y radiación infrarroja del polvo. A menudo, dentro de las nebulosas oscuras, se encuentran densidades individuales de A v a m en las que aparentemente se forman estrellas. En aquellas partes de las nebulosas que son translúcidas en el rango óptico, la estructura fibrosa es claramente visible. Los filamentos y el alargamiento general de las nebulosas están asociados con la presencia de campos magnéticos en ellas, que impiden el movimiento de la materia a través de las líneas de fuerza y ​​conducen al desarrollo de varios tipos de inestabilidades magnetohidrodinámicas. El componente de polvo de la materia de las nebulosas está asociado con campos magnéticos debido al hecho de que los granos de polvo están cargados eléctricamente.

Las nebulosas de reflexión son nubes de gas y polvo iluminadas por estrellas. Si las estrellas están dentro o cerca de una nube interestelar, pero no están lo suficientemente calientes como para ionizar una cantidad significativa de hidrógeno interestelar a su alrededor, entonces la principal fuente de radiación óptica de la nebulosa es la luz estelar dispersada por el polvo interestelar. Un ejemplo de este tipo de nebulosas son las nebulosas que rodean estrellas brillantes en el cúmulo de las Pléyades. La nebulosa de reflexión del Ángel se encuentra a una altitud de 300 pc sobre el plano galáctico.

La mayoría de las nebulosas de reflexión se encuentran cerca del plano de la Vía Láctea. En varios casos, se observan nebulosas de reflexión en altas latitudes galácticas. Se trata de nubes de gas y polvo (a menudo moleculares) de distintos tamaños, formas, densidades y masas, iluminadas por la radiación combinada de las estrellas del disco de la Vía Láctea. Son difíciles de estudiar debido al muy bajo brillo de su superficie (normalmente mucho más tenue que el fondo del cielo). En ocasiones, proyectadas sobre imágenes de galaxias, dan lugar a la aparición en fotografías de galaxias de detalles inexistentes de colas, puentes, etc. Algunas nebulosas de reflexión tienen apariencia de cometa y se denominan cometas. En la “cabeza” de una nebulosa de este tipo suele haber una estrella variable del tipo T Tauri, que ilumina la nebulosa. Estas nebulosas suelen tener un brillo variable, siguiendo (con un retraso durante la propagación de la luz) la variabilidad de la radiación de las estrellas que las iluminan. Los tamaños de las nebulosas cometarias suelen ser pequeños, de centésimas de pársec.

Un tipo raro de nebulosa de reflexión es el llamado eco de luz, observado después de la explosión de Novaya en 1901 en la constelación de Perseo. La brillante llamarada de la nueva estrella iluminó el polvo y durante varios años se observó una tenue nebulosa que se extendía en todas direcciones a la velocidad de la luz. Además del eco luminoso, tras las explosiones de nuevas estrellas se forman nebulosas gaseosas, similares a los restos de las explosiones de supernovas. Nebulosa de Reflexión de Mérope

Muchas nebulosas de reflexión tienen una estructura fibrosa fina, un sistema de filamentos casi paralelos de varias centésimas o milésimas de parsec de espesor. El origen de los filamentos está asociado con la inestabilidad de la flauta o de permutación en una nebulosa atravesada por un campo magnético. Las fibras de gas y polvo separan las líneas del campo magnético y penetran entre ellas formando finos filamentos. El estudio de la distribución del brillo y la polarización de la luz sobre la superficie de las nebulosas de reflexión, así como la medición de la dependencia de estos parámetros de la longitud de onda, permite establecer propiedades del polvo interestelar como el albedo, la indicatriz de dispersión, el tamaño, la forma y la orientación de granos de polvo.

Las nebulosas ionizadas por radiación son áreas de gas interestelar que han sido altamente ionizadas por la radiación de las estrellas u otras fuentes de radiación ionizante. Los representantes más brillantes y más extendidos, así como los más estudiados, de tales nebulosas son las regiones de hidrógeno ionizado (zonas H II). En las zonas H II, la materia está casi completamente ionizada y calentada a una temperatura de ~10 4 K por la radiación ultravioleta de las estrellas ubicadas en su interior. Dentro de las zonas HII, toda la radiación de la estrella en el continuo de Lyman se procesa en radiación en las líneas de series subordinadas, de acuerdo con el teorema de Rosseland. Por tanto, en el espectro de las nebulosas difusas hay líneas muy brillantes de la serie de Balmer, así como la línea Lyman-alfa. Sólo las zonas H II enrarecidas y de baja densidad son ionizadas por la radiación estelar, en las llamadas. gas coronal.

También se producen nebulosas ionizadas por radiación alrededor de potentes fuentes de rayos X en la Vía Láctea y otras galaxias (incluidos los núcleos galácticos activos y los quásares). A menudo se caracterizan por temperaturas más altas que en las zonas H II y un mayor grado de ionización de elementos pesados. Región de formación de estrellas gigantes NGC 604.

Un tipo de nebulosa de emisión es la nebulosa planetaria, formada por las capas superiores de atmósferas estelares; Por lo general, se trata de un caparazón expulsado por una estrella gigante. La nebulosa se expande y brilla en el rango óptico. Las primeras nebulosas planetarias fueron descubiertas por W. Herschel alrededor de 1783 y recibieron ese nombre por su parecido externo con los discos de los planetas. Sin embargo, no todas las nebulosas planetarias tienen forma de disco: muchas tienen forma de anillo o se alargan simétricamente en una determinada dirección (nebulosas bipolares). En su interior se nota una fina estructura en forma de chorros, espirales y pequeños glóbulos. La tasa de expansión de las nebulosas planetarias es de km/s, el diámetro es de 0,010,1 pc, la masa típica es de aproximadamente 0,1 masas solares y su vida útil es de unos 10 mil años. Nebulosa Planetaria Ojo de Gato.

La variedad y multiplicidad de fuentes de movimiento supersónico de la materia en el medio interestelar dan lugar a una gran cantidad y variedad de nebulosas creadas por ondas de choque. Normalmente, estas nebulosas tienen una vida corta, ya que desaparecen una vez que se agota la energía cinética del gas en movimiento. Las principales fuentes de fuertes ondas de choque en el medio interestelar son las explosiones estelares, las eyecciones de proyectiles durante las explosiones de supernovas y novas, así como el viento estelar. En todos estos casos, existe una fuente puntual de eyección de materia (una estrella). Las nebulosas creadas de esta manera tienen la apariencia de una capa en expansión, de forma casi esférica. La sustancia expulsada tiene velocidades del orden de cientos y miles de km/s, por lo que la temperatura del gas detrás del frente de onda de choque puede alcanzar muchos millones e incluso miles de millones de grados.

El gas calentado a una temperatura de varios millones de grados emite principalmente en el rango de rayos X, tanto en el espectro continuo como en las líneas espectrales. En las líneas espectrales ópticas brilla muy débilmente. Cuando la onda de choque encuentra faltas de homogeneidad en el medio interestelar, se desvía alrededor de las densidades. Una onda de choque más lenta se propaga dentro de los sellos, provocando radiación en las líneas espectrales del rango óptico. El resultado son fibras brillantes que son claramente visibles en las fotografías. El frente de choque principal, que comprime una masa de gas interestelar, lo pone en movimiento en la dirección de su propagación, pero a una velocidad menor que la de la onda de choque. Nebulosa del Lápiz - Onda de choque de supernova

Las nebulosas más brillantes creadas por ondas de choque son causadas por explosiones de supernova y se denominan remanentes de supernova. Desempeñan un papel muy importante en la configuración de la estructura del gas interestelar. Junto a las características descritas, se caracterizan por una emisión de radio no térmica con un espectro de ley potencial, provocada por electrones relativistas acelerados tanto durante la explosión de la supernova como posteriormente por el púlsar que suele quedar después de la explosión. Las nebulosas asociadas con explosiones de nova son pequeñas, débiles y de corta duración Nebulosa del Cangrejo remanente de una explosión de supernova 1054 g

Otro tipo de nebulosa creada por ondas de choque está asociada con el viento estelar de las estrellas Wolf Rayet. Estas estrellas se caracterizan por un viento estelar muy potente con un flujo de masa por año y una velocidad de salida de (1 3)×10 3 km/s. Crean nebulosas de varios parsecs de tamaño con filamentos brillantes. A diferencia de los restos de explosiones de supernovas, la emisión de radio de estas nebulosas es de naturaleza térmica. La vida útil de estas nebulosas está limitada por la duración de la estancia de las estrellas en el estadio estelar de Wolf-Rayet y se acerca a los 10,5 años. Nebulosa del Casco de Thor alrededor de la estrella Wolf Rayet

Las ondas de choque de menor velocidad surgen en regiones del medio interestelar en las que se produce la formación de estrellas. Conducen al calentamiento del gas a cientos y miles de grados, a la excitación de los niveles moleculares, a la destrucción parcial de las moléculas y al calentamiento del polvo. Estas ondas de choque son visibles en forma de nebulosas alargadas que brillan principalmente en el infrarrojo. Se han descubierto varias de estas nebulosas, por ejemplo, en el centro de formación estelar asociado a la nebulosa de Orión. La Nebulosa de Orión Una región gigante de formación de estrellas

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Publicado en http://www.allbest.ru/

INSTITUCIÓN EDUCATIVA PRESUPUESTARIA MUNICIPAL LICEO N° 11 DE LA CIUDAD DE CHELYABINSK

Ensayo

nortey el tema:

"Complejos de gas y polvo. Medio interestelar»

Realizado:

estudiante de 11º grado

Kiseleva Polina Olegovna

Comprobado:

Lykasova Alevtina Pavlovna

Cheliábinsk 2015

ACERCA DEACTUAL

Introducción

1. Historia de la investigación ISM

2. Componentes principales del MLS

2.1 gas interestelar

2.2 Polvo interestelar

2.3 Nube interestelar

2.4 rayos cósmicos

2.5 Campo magnético interestelar

3. Características físicas del ISM

4. Nebulosas

4.1 Nebulosa difusa (luz)

4.2 Nebulosa oscura

5. Radiación

6. Evolución del medio interestelar

Conclusión

Lista de fuentes

INTRODUCCIÓN

El universo es, en esencia, un espacio casi vacío. Sólo hace relativamente poco tiempo se ha podido demostrar que las estrellas no existen en el vacío absoluto y que el espacio exterior no es completamente transparente. Las estrellas ocupan sólo una pequeña parte del vasto Universo. La materia y los campos que llenan el espacio interestelar dentro de las galaxias se denominan medio interestelar (ISM). La naturaleza del medio interestelar ha atraído la atención de astrónomos y científicos durante siglos. El término "medio interestelar" fue utilizado por primera vez por F. Bacon en 1626.

1. HISTORIA DE LA INVESTIGACIÓNMZS

A mediados del siglo XIX. astrónomo ruso V. Struve Intenté utilizar métodos científicos para encontrar pruebas irrefutables de que el espacio no está vacío y que la luz de las estrellas distantes es absorbida en él, pero fue en vano. gas de nube media interestelar

Posteriormente astrofísico alemán F.Hartmann realizó un estudio del espectro de Delta Orionis y estudió el movimiento orbital de las compañeras del sistema Delta Orionis y la luz proveniente de la estrella. Al darse cuenta de que parte de la luz fue absorbida en su camino a la Tierra, Hartmann escribió que “la línea de absorción de calcio es muy débil” y que “fue algo sorprendente que las líneas de calcio a 393,4 nanómetros no se movieran en una línea de divergencia periódica”. ." espectro, que está presente en estrellas binarias espectroscópicas." El carácter estacionario de estas líneas llevó a Hartmann a sugerir que el gas responsable de la absorción no estaba presente en la atmósfera de Delta Orionis, sino que, por el contrario, se encontraba fuera de la estrella y situado entre la estrella y el observador. Este estudio marcó el inicio del estudio del medio interestelar.

Los estudios intensivos de la materia interestelar han hecho posible W. Pickering en 1912 para afirmar que "el medio de absorción interestelar, que se ha demostrado Capitán, absorbe sólo en algunas longitudes de onda, puede indicar la presencia de gas y moléculas gaseosas emitidas por el Sol y las estrellas”.

En el mismo año 1912 EN.Hesse Descubrieron los rayos cósmicos, partículas cargadas de energía que bombardean la Tierra desde el espacio. Esto permitió a algunos investigadores afirmar que también llenan el medio interestelar.

Después de la investigación de Hartmann, en 1919, Eger Mientras estudiaba las líneas de absorción en ondas de 589,0 y 589,6 nanómetros en los sistemas Delta Orionis y Beta Scorpii, descubrió sodio en el medio interestelar.

La presencia de un medio enrarecido absorbente se demostró de manera convincente hace menos de cien años, en la primera mitad del siglo XX, comparando las propiedades observadas de cúmulos de estrellas distantes a varias distancias de nosotros. Esto lo hizo de forma independiente un astrónomo estadounidense. Robert Trumpler(1896-1956) y astrónomo soviético LICENCIADO EN LETRAS.Vorontsov-Velyaminov(1904-1994). Más precisamente, así se descubrió uno de los componentes del medio interestelar: el polvo fino, por lo que el medio interestelar no es completamente transparente, especialmente en direcciones cercanas a la Vía Láctea. La presencia de polvo significaba que tanto el brillo aparente como el color observado de las estrellas distantes estaban distorsionados, y para conocer sus verdaderos valores se requería una contabilidad bastante compleja de la extinción. Por tanto, los astrónomos percibían el polvo como una molestia molesta que interfería en el estudio de objetos distantes. Pero al mismo tiempo, surgió el interés en el estudio del polvo como medio físico: los científicos comenzaron a descubrir cómo surgen y se destruyen los granos de polvo, cómo reacciona el polvo a la radiación y qué papel juega en la formación de estrellas.

Con el desarrollo de la radioastronomía en la segunda mitad del siglo XX. Se hizo posible estudiar el medio interestelar utilizando su emisión de radio. Como resultado de búsquedas específicas, se descubrió radiación de átomos de hidrógeno neutros en el espacio interestelar a una frecuencia de 1420 MHz (correspondiente a una longitud de onda de 21 cm). La radiación en esta frecuencia (o, como dicen, en un enlace de radio) fue predicha por un astrónomo holandés Hendrik van de Hulst en 1944 sobre la base de la mecánica cuántica, y fue descubierto en 1951 después de calcular su intensidad esperada por un astrofísico soviético I. S. Shklovsky. Shklovsky también señaló la posibilidad de observar la radiación de varias moléculas en el rango de radio, lo que, de hecho, se descubrió más tarde. La masa de gas interestelar, formada por átomos neutros y gas molecular muy frío, resultó ser unas cien veces mayor que la masa de polvo enrarecido. Pero el gas es completamente transparente a la luz visible, por lo que no pudo detectarse utilizando los mismos métodos con los que se descubrió el polvo.

Con la llegada de los telescopios de rayos X instalados en los observatorios espaciales, se descubrió otro componente más caliente del medio interestelar: un gas muy enrarecido con una temperatura de millones y decenas de millones de grados. Es imposible "ver" este gas ni mediante observaciones ópticas ni mediante observaciones por radiocomunicaciones: el medio está demasiado enrarecido y completamente ionizado, pero, sin embargo, llena una fracción significativa del volumen de toda nuestra galaxia.

El rápido desarrollo de la astrofísica, que estudia la interacción de la materia y la radiación en el espacio exterior, así como la aparición de nuevas capacidades de observación, ha permitido estudiar en detalle los procesos físicos en el medio interestelar. Han surgido direcciones científicas enteras: dinámica de gases espaciales Y electrodinámica espacial, estudiando las propiedades de los medios espaciales enrarecidos. Los astrónomos han aprendido a determinar distancias a las nubes de gas, medir la temperatura, densidad y presión del gas, su composición química y estimar la velocidad de movimiento de la materia. En la segunda mitad del siglo XX. Surgió una imagen compleja de la distribución espacial del medio interestelar y su interacción con las estrellas. Resultó que la posibilidad de que nazcan estrellas depende de la densidad y la cantidad de gas y polvo interestelar, y las estrellas (principalmente las más masivas), a su vez, cambian las propiedades del medio interestelar circundante: lo calientan. apoyan el movimiento constante del gas y reponen el medio con su materia, cambian su composición química.

2. PRINCIPALES COMPONENTES DE MZS

El medio interestelar incluye gas interestelar, polvo (1% de la masa del gas), campos magnéticos interestelares, nubes interestelares, rayos cósmicos y materia oscura. La composición química del medio interestelar es producto de la nucleosíntesis primaria y la fusión nuclear en las estrellas.

2 .1 gas interestelar

El gas interestelar es un medio gaseoso enrarecido que llena todo el espacio entre las estrellas. El gas interestelar es transparente. La masa total de gas interestelar en la Galaxia supera los 10 mil millones de masas solares o varios por ciento de la masa total de todas las estrellas de nuestra Galaxia. La concentración media de átomos de gas interestelar es inferior a 1 átomo por cm3. La densidad media del gas es de unos 10 a 21 kg/m³. La composición química es aproximadamente la misma que la de la mayoría de las estrellas: se compone de hidrógeno y helio con una pequeña mezcla de elementos más pesados. Dependiendo de la temperatura y la densidad, el gas interestelar se encuentra en estados moleculares, atómicos o ionizados. Los rayos ultravioleta, a diferencia de los rayos de luz visible, son absorbidos por el gas y le aportan su energía. Gracias a esto, las estrellas calientes calientan el gas circundante con su radiación ultravioleta hasta una temperatura de aproximadamente 10.000 K. El gas calentado comienza a emitir luz por sí mismo y lo observamos como una nebulosa de gas luminoso. Se observa gas más frío y “invisible” mediante métodos de radioastronomía. Los átomos de hidrógeno en un ambiente enrarecido emiten ondas de radio con una longitud de onda de unos 21 cm, por lo que corrientes de ondas de radio se propagan continuamente desde regiones de gas interestelar. Al recibir y analizar esta radiación, los científicos aprenden sobre la densidad, la temperatura y el movimiento del gas interestelar en el espacio.

2 .2 Polvo interestelar

El polvo interestelar son partículas microscópicas sólidas que, junto con el gas interestelar, llenan el espacio entre las estrellas. Actualmente, se cree que los granos de polvo tienen un núcleo refractario rodeado de materia orgánica o una capa de hielo. La composición química del núcleo está determinada por la atmósfera en la que se condensaron las estrellas. Por ejemplo, en el caso de las estrellas de carbono, estarán compuestas de grafito y carburo de silicio.

El tamaño típico de las partículas de polvo interestelar es de 0,01 a 0,2 micrones, la masa total de polvo es aproximadamente el 1% de la masa total de gas. La luz de las estrellas calienta el polvo interestelar a varias decenas de K, lo que convierte al polvo interestelar en una fuente de radiación infrarroja de onda larga.

El polvo también influye en los procesos químicos que tienen lugar en el medio interestelar: los gránulos de polvo contienen elementos pesados ​​que se utilizan como catalizadores en diversos procesos químicos. Los gránulos de polvo también participan en la formación de moléculas de hidrógeno, lo que aumenta la tasa de formación de estrellas en nubes pobres en metales.

2 .3 nube interestelar

Una nube interestelar es un nombre general para las acumulaciones de gas, plasma y polvo en nuestra galaxia y otras galaxias. En otras palabras, la nube interestelar tiene una densidad mayor que la densidad promedio del medio interestelar. Dependiendo de la densidad, el tamaño y la temperatura de una determinada nube, el hidrógeno que contiene puede ser neutro, ionizado (es decir, en forma de plasma) o molecular. Las nubes neutras e ionizadas a veces se denominan nubes difusas, mientras que las nubes moleculares se denominan nubes densas.

El análisis de la composición de las nubes interestelares se lleva a cabo estudiando su radiación electromagnética mediante grandes radiotelescopios. Al examinar el espectro de emisión de una nube interestelar y compararlo con el espectro de elementos químicos específicos, es posible determinar la composición química de la nube.

Normalmente, alrededor del 70% de la masa de una nube interestelar es hidrógeno y el resto es principalmente helio. Las nubes también contienen trazas de elementos pesados: metales como el calcio, neutro o en forma de cationes Ca+ (90%) y Ca++ (9%), y compuestos inorgánicos como agua, monóxido de carbono, ácido sulfhídrico, amoniaco y cianuro de hidrógeno. .

2 .4 rayos cósmicos

Los rayos cósmicos son partículas elementales y núcleos atómicos que se mueven con altas energías en el espacio exterior. Su principal (pero no la única) fuente son las explosiones de supernovas.

Los rayos extragalácticos y galácticos suelen denominarse primarios. Los flujos secundarios de partículas que pasan y se transforman en la atmósfera terrestre suelen denominarse secundarios.

Los rayos cósmicos son un componente de la radiación natural (radiación de fondo) en la superficie de la Tierra y en la atmósfera.

El espectro químico de los rayos cósmicos, en términos de energía por nucleón, está formado por más del 94% de protones, y otro 4% de núcleos de helio (partículas alfa). También hay núcleos de otros elementos, pero su proporción es mucho menor.

Por número de partículas, los rayos cósmicos están compuestos en un 90 por ciento de protones, un 7 por ciento de núcleos de helio, aproximadamente un 1 por ciento de elementos más pesados ​​y aproximadamente un 1 por ciento de electrones.

2 .5 Campo magnético interestelar

Las partículas se mueven en el débil campo magnético del espacio interestelar, cuya inducción es aproximadamente cien mil veces menor que la del campo magnético terrestre. El campo magnético interestelar, que actúa sobre partículas cargadas con una fuerza que depende de su energía, “confunde” las trayectorias de las partículas y cambian continuamente la dirección de su movimiento en la Galaxia. Las partículas cargadas que vuelan en un campo magnético interestelar se desvían de sus trayectorias rectas bajo la influencia de la fuerza de Lorentz. Sus trayectorias parecen estar "enrolladas" en las líneas de inducción magnética.

3. CARACTERÍSTICAS FÍSICAS DE MZS

· Falta de equilibrio termodinámico local.(LTR)- Con Estado de un sistema en el que las cantidades macroscópicas de este sistema (temperatura, presión, volumen, entropía) permanecen sin cambios a lo largo del tiempo en condiciones de aislamiento del medio ambiente.

· inestabilidad térmica

Es posible que la condición de equilibrio térmico no se cumpla en absoluto. Existe un campo magnético que impide la compresión a menos que ocurra a lo largo de las líneas de campo. En segundo lugar, el medio interestelar está en continuo movimiento y sus propiedades locales cambian constantemente, aparecen nuevas fuentes de energía y las antiguas desaparecen. En tercer lugar, además de la inestabilidad termodinámica, existen la inestabilidad gravitacional y magnetohidrodinámica. Y esto sin tener en cuenta ningún tipo de cataclismo en forma de explosiones de supernovas, influencias de mareas que atraviesan galaxias vecinas o el paso del propio gas a través de las ramas espirales de la galaxia.

· Líneas prohibidas y línea de 21 cm.

Una característica distintiva de un medio ópticamente delgado es la radiación en lineas prohibidas. Las líneas prohibidas son aquellas que están prohibidas por reglas de selección, es decir, se originan a partir de niveles metaestables (equilibrio cuasi estable). La vida útil característica de un electrón en este nivel es de sa varios días. En altas concentraciones de partículas, su colisión elimina la excitación y las líneas no se observan debido a su extrema debilidad. A bajas densidades, la intensidad de la línea no depende de la probabilidad de transición, ya que la baja probabilidad se compensa con una gran cantidad de átomos en un estado metaestable. Si no hay LTE, entonces la población de niveles de energía debe calcularse a partir del equilibrio de los procesos elementales de excitación y desactivación.

La línea prohibida más importante del MZS es enlace de radio de hidrógeno atómico 21cm. Esta línea aparece durante la transición entre subniveles de la estructura hiperfina del nivel de hidrógeno, asociada a la presencia de espín en el electrón y el protón. La probabilidad de esta transición (es decir, 1 vez en 11 millones de años).

Los estudios de la línea de radio de 21 cm han permitido establecer que el hidrógeno neutro en la galaxia está contenido principalmente en una capa muy delgada, de 400 pc de espesor, cerca del plano de la galaxia.

· Campo magnético congelado.

La congelación de un campo magnético significa la conservación del flujo magnético a través de cualquier circuito conductor cerrado durante su deformación. En condiciones de laboratorio, se puede considerar que el flujo magnético se conserva en entornos con alta conductividad eléctrica. En el límite de la conductividad eléctrica infinita, un campo eléctrico infinitamente pequeño haría que la corriente aumentara hasta un valor infinito. Por lo tanto, un conductor ideal no debería cruzar las líneas del campo magnético y, por tanto, excitar un campo eléctrico, sino que, por el contrario, debería transportarse a lo largo de las líneas del campo magnético; el campo magnético parece estar congelado en el conductor.

El plasma espacial real está lejos de ser ideal, y la congelación debe entenderse en el sentido de que se necesita mucho tiempo para cambiar el flujo a través del circuito. En la práctica, esto significa que podemos considerar el campo constante mientras la nube se comprime, gira, etc.

4. NEBULOSA

Nebulosa- una sección del medio interestelar que se destaca por su radiación o absorción de radiación sobre el fondo general del cielo. Las nebulosas están compuestas de polvo, gas y plasma.

La característica principal utilizada en la clasificación de las nebulosas es la absorción, emisión o dispersión de la luz por ellas, es decir, según este criterio, las nebulosas se dividen en oscuras y claras.

La división de las nebulosas en gas y polvo es en gran medida arbitraria: todas las nebulosas contienen tanto polvo como gas. Esta división está determinada históricamente por varios métodos de observación y mecanismos de radiación: la presencia de polvo se observa más claramente cuando las nebulosas oscuras absorben la radiación de las fuentes ubicadas detrás de ellas y cuando la radiación de las estrellas cercanas o de la propia nebulosa se refleja, dispersa o re -emitido por el polvo contenido en la nebulosa; La radiación intrínseca del componente gaseoso de una nebulosa se observa cuando es ionizado por la radiación ultravioleta de una estrella caliente ubicada en la nebulosa (regiones de emisión de hidrógeno ionizado H II alrededor de asociaciones estelares o nebulosas planetarias) o cuando el medio interestelar es calentado por una onda de choque debida a la explosión de una supernova o la influencia de un poderoso viento estelar de estrellas tipo Wolf: Raye.

4 .1 Difusa(luz)nebulosa

Nebulosa difusa (luz) es un término general en astronomía que se utiliza para referirse a las nebulosas que emiten luz. Los tres tipos de nebulosas difusas son nebulosas de reflexión, nebulosas de emisión (de las cuales las regiones protoplanetaria, planetaria y H II son variedades) y remanentes de supernova.

· Nebulosa de reflexión

Las nebulosas de reflexión son nubes de gas y polvo iluminadas por estrellas. Si la estrella está en o cerca de una nube interestelar, pero no está lo suficientemente caliente como para ionizar una cantidad significativa de hidrógeno interestelar a su alrededor, entonces la principal fuente de radiación óptica de la nebulosa es la luz estelar dispersada por el polvo interestelar.

El espectro de una nebulosa de reflexión es el mismo que el de la estrella que la ilumina. Las partículas microscópicas responsables de dispersar la luz incluyen partículas de carbono (a veces llamadas polvo de diamante), así como partículas de hierro y níquel. Los dos últimos interactúan con el campo magnético galáctico y, por tanto, la luz reflejada está ligeramente polarizada.

Las nebulosas de reflexión suelen tener un tinte azul porque la luz azul se dispersa de manera más eficiente que la luz roja (esto, en parte, explica el color azul del cielo).

Actualmente se conocen unas 500 nebulosas de reflexión, las más famosas de las cuales se encuentran alrededor de las Pléyades (cúmulo de estrellas). La estrella gigante roja (clase espectral M1) Antares está rodeada por una gran nebulosa de reflexión roja. Las nebulosas de reflexión también son comunes en los sitios de formación estelar.

En 1922, Hubble publicó los resultados de estudios de algunas nebulosas brillantes. En este trabajo, Hubble derivó la ley de luminosidad para la nebulosa de reflexión, que establece la relación entre el tamaño angular de la nebulosa ( R) y la magnitud aparente de la estrella iluminante ( metro):

donde es una constante que depende de la sensibilidad de la medición.

· Nebulosa de emisión

Una nebulosa de emisión es una nube de gas ionizado (plasma) que emite en la gama de colores visibles del espectro. La ionización se produce debido a fotones de alta energía emitidos por una estrella caliente cercana. Hay varios tipos de nebulosas de emisión. Entre ellas se encuentran las regiones H II, en las que se forman nuevas estrellas, y las fuentes de fotones ionizantes son estrellas jóvenes y masivas, así como nebulosas planetarias, en el que una estrella moribunda se ha desprendido de sus capas superiores y el núcleo caliente expuesto las ioniza.

Planetametroniebla oscurametroness-- un objeto astronómico que consiste en una capa de gas ionizado y una estrella central, una enana blanca. Las nebulosas planetarias se forman cuando las capas exteriores (capas) de gigantes rojas y supergigantes con una masa de 2,5 a 8 masas solares se desprenden en la etapa final de su evolución. Una nebulosa planetaria es un fenómeno de rápido movimiento (según estándares astronómicos), que dura sólo unas pocas decenas de miles de años, siendo la vida útil de la estrella ancestral de varios miles de millones de años. Actualmente, en nuestra galaxia se conocen unas 1.500 nebulosas planetarias.

El proceso de formación de nebulosas planetarias, junto con las explosiones de supernovas, juega un papel importante en la evolución química de las galaxias, expulsando al espacio interestelar material enriquecido en elementos pesados, productos de la nucleosíntesis estelar (en astronomía, todos los elementos se consideran pesados, con la excepción de los productos de la nucleosíntesis primaria del Big Bang (hidrógeno y helio, como carbono, nitrógeno, oxígeno y calcio).

En los últimos años, con la ayuda de imágenes obtenidas por el Telescopio Espacial Hubble, se ha podido descubrir que muchas nebulosas planetarias tienen una estructura muy compleja y única. Aunque alrededor de una quinta parte de ellos son circunsféricos, la mayoría no tiene simetría esférica. Los mecanismos que permiten formar tal variedad de formas aún no se comprenden completamente hasta la fecha. Se cree que la interacción del viento estelar y las estrellas binarias, el campo magnético y el medio interestelar pueden desempeñar un papel importante en esto.

Las nebulosas planetarias son en su mayoría objetos tenues y normalmente no son visibles a simple vista. La primera nebulosa planetaria descubierta fue nebulosa con mancuernas en la constelación de Chanterelle.

La naturaleza inusual de las nebulosas planetarias se descubrió a mediados del siglo XIX, con el inicio del uso de la espectroscopia en las observaciones. Guillermo Huggins se convirtió en el primer astrónomo en obtener espectros de nebulosas planetarias, objetos que destacaban por su carácter inusual. Cuando Huggins estudió los espectros de las nebulosas. N.G.C.6543 (Ojo de gato), M27 (mancuerna), METRO57 (nebulosa del anillo de Lyra) y varios otros, resultó que su espectro era extremadamente diferente del espectro de las estrellas: todos los espectros de estrellas obtenidos en ese momento eran espectros de absorción (un espectro continuo con una gran cantidad de líneas oscuras), mientras que los espectros de Las nebulosas planetarias resultaron ser espectros de emisión con un pequeño número de líneas de emisión, lo que indicaba que su naturaleza era fundamentalmente diferente de la naturaleza de las estrellas.

Las nebulosas planetarias representan la etapa final de la evolución de muchas estrellas. Una nebulosa planetaria típica tiene una extensión media de un año luz y está formada por gas muy enrarecido con una densidad de unas 1.000 partículas por cm3, lo que es insignificante en comparación, por ejemplo, con la densidad de la atmósfera terrestre, pero entre 10 y 100 veces mayor que la densidad del espacio interplanetario a la distancia de la órbita de la Tierra al Sol. Las nebulosas planetarias jóvenes tienen la mayor densidad, alcanzando a veces 10 6 partículas por cm3. A medida que las nebulosas envejecen, su expansión hace que su densidad disminuya. La mayoría de las nebulosas planetarias son simétricas y de apariencia casi esférica, lo que no impide que tengan muchas formas muy complejas. Aproximadamente el 10% de las nebulosas planetarias son prácticamente bipolares y sólo un pequeño número son asimétricas. Incluso se conoce una nebulosa planetaria rectangular.

Nebulosa protoplanetaria es un objeto astronómico que existe brevemente entre el momento en que una estrella de masa intermedia (1-8 masas solares) abandona la rama gigante asintótica (AGB) y la fase posterior de nebulosa planetaria (PN). Una nebulosa protoplanetaria brilla principalmente en el infrarrojo y es un subtipo de nebulosa de reflexión.

RegiónhII- Se trata de una nube de gas caliente y plasma, que alcanza varios cientos de años luz de diámetro, que es un área de formación estelar activa. En esta región nacen estrellas jóvenes, calientes y de color blanco azulado, que emiten abundante luz ultravioleta, ionizando así la nebulosa circundante.

Las regiones H II pueden dar origen a miles de estrellas en tan sólo unos pocos millones de años. Finalmente, las explosiones de supernovas y los poderosos vientos estelares de las estrellas más masivas del cúmulo de estrellas resultante dispersan los gases de la región y se convierte en un grupo como las Pléyades.

Estas regiones recibieron su nombre debido a la gran cantidad de hidrógeno atómico ionizado, designado por los astrónomos como H II (la región HI es la zona de hidrógeno neutro y H 2 significa hidrógeno molecular). Se pueden ver a distancias considerables en todo el Universo, y estudiar estas regiones ubicadas en otras galaxias es importante para determinar la distancia a estas últimas, así como su composición química.

Ejemplos son Nebulosa Carina, Nebulosa de la Tarántula,N.G.C. 604 , trapezoide de orión, Bucle de Barnard.

· Remanente de supernova

Remanente de supernova(Inglés) S superiornorte óvulo R remanente, SNR ) es una formación de gas y polvo, resultado de una explosión catastrófica de una estrella que ocurrió hace muchas decenas o cientos de años y su transformación en una supernova. Durante la explosión, la capa de supernova se dispersa en todas direcciones, formando una onda de choque que se expande a una velocidad enorme, lo que forma remanente de supernova. El remanente está formado por material estelar expulsado por la explosión y materia interestelar absorbida por la onda de choque.

Probablemente el remanente de supernova joven más bello y mejor estudiado SN 1987 A en la Gran Nube de Magallanes, que explotó en 1987. Otros restos de supernova bien conocidos son Nebulosa del Cangrejo, remanente de una explosión relativamente reciente (1054), remanente de supernova Tranquilo (SN 1572) , llamado así en honor a Tycho Brahe, quien observó y registró su brillo inicial inmediatamente después de la llamarada en 1572, así como el resto Supernova de Kepler (SN 1604) , lleva el nombre de Johannes Kepler.

4 .2 Nebulosa Oscura

Una nebulosa oscura es un tipo de nube interestelar tan densa que absorbe la luz visible proveniente de nebulosas de emisión o reflexión (como , Nebulosa Cabeza de Caballo) o estrellas (por ejemplo, Nebulosa saco de carbón) ubicado detrás de ella.

La luz es absorbida por partículas de polvo interestelar ubicadas en las partes más frías y densas de las nubes moleculares. Los cúmulos y grandes complejos de nebulosas oscuras están asociados con nubes moleculares gigantes (GMC). Las nebulosas oscuras aisladas suelen ser glóbulos de Bok.

Estas nubes tienen una forma muy irregular: no tienen límites claramente definidos, a veces adquieren formas retorcidas y serpenteantes. Las nebulosas oscuras más grandes son visibles a simple vista y parecen trozos de negrura contra la brillante Vía Láctea.

En el interior de las nebulosas oscuras se producen a menudo procesos activos, como el nacimiento de estrellas o la emisión de máser.

5. RADIACIÓN

Viento estelar-- el proceso de salida de materia de las estrellas al espacio interestelar.

La materia de la que están hechas las estrellas puede, bajo ciertas condiciones, vencer su gravedad y ser expulsada al espacio interestelar. Esto ocurre cuando una partícula en la atmósfera de una estrella acelera a una velocidad que excede la segunda velocidad de escape de una estrella determinada. De hecho, las velocidades de las partículas que forman el viento estelar son de cientos de kilómetros por segundo.

El viento estelar puede contener tanto partículas cargadas como neutras.

El viento estelar es un proceso constante que conduce a una disminución de la masa de una estrella. Cuantitativamente, este proceso se puede caracterizar como la cantidad (masa) de materia que una estrella pierde por unidad de tiempo.

El viento estelar puede desempeñar un papel importante en la evolución estelar: dado que este proceso da como resultado una disminución de la masa de la estrella, la vida útil de la estrella depende de su intensidad.

El viento estelar es un medio de transporte de materia a distancias importantes en el espacio. Además de estar formado por materia que fluye de las estrellas, puede influir en la materia interestelar circundante transfiriéndole parte de su energía cinética. Así, como resultado de dicho impacto se formó la forma de “burbuja” de la nebulosa de emisión NGC 7635.

En el caso de una salida de materia de varias estrellas cercanas, complementada con la influencia de la radiación de estas estrellas, es posible la condensación de la materia interestelar, seguida de la formación de estrellas.

Con un viento estelar activo, la cantidad de material expulsado puede ser suficiente para formar una nebulosa planetaria.

6. EVOLUCIÓN DEL MEDIO INTERESTELAR

La evolución del medio interestelar, o más precisamente del gas interestelar, está estrechamente relacionada con la evolución química de toda la Galaxia. Parecería que todo es simple: las estrellas absorben gas y luego lo devuelven, enriqueciéndolo con productos de combustión nuclear (elementos pesados), por lo que la metalicidad debería aumentar gradualmente.

La teoría del Big Bang predice que durante la nucleosíntesis primordial se formaron hidrógeno, helio, deuterio, litio y otros núcleos ligeros, que se dividieron en la pista de Hayashi o etapa de protoestrella. En otras palabras, deberíamos observar enanas G de larga vida y con metalicidad nula. Pero ninguno de ellos ha sido encontrado en la Galaxia; además, la mayoría de ellos tienen una metalicidad casi solar. Basándose en pruebas indirectas, se puede juzgar que algo similar está sucediendo en otras galaxias. De momento, la cuestión sigue abierta y a la espera de una solución.

No había polvo en el gas interestelar primordial. Como se cree ahora, en la superficie de las estrellas viejas y frías se forman granos de polvo que abandonan junto con la materia que fluye.

CONCLUSIÓN

El estudio de un sistema tan complejo como "estrellas - medio interestelar" resultó ser una tarea astrofísica muy difícil, especialmente si se tiene en cuenta que la masa total del medio interestelar en la galaxia y su composición química cambian lentamente bajo la influencia de diversos factores. Por tanto, podemos decir que toda la historia de nuestro sistema estelar, que dura miles de millones de años, se refleja en el medio interestelar.

LISTA DE FUENTES

1) Materiales tomados del sitio www.wikipedia.org

2) Materiales extraídos del sitio www.krugosvet.ru

3) Materiales tomados del sitio www.bse.sci-lib.com

4) Materiales extraídos del sitio www.dic.academic.ru

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