Межзвездная среда презентация по астрономии. Презентация на тему "галактика". Звездообразование в галактиках

Состав межзвездной среды

Основной компонент МЗС – это водород (~ 70 % полной массы), который присутствует там в различных формах: нейтральный атомарный

водород, молекулярный водород (H2 ), ионизованный водород.

Около 28 % массы приходится на гелий и ~ 2 % на долю остальных элементов.

Помимо газа в МЗС имеются твердые частицы (пыль). Отношение массы пыли к массе газа ~ 0.01.

Двухфазная модель межзвездной среды

В простейшей двухфазной модели в некотором интервале давлений нейтральная МЗС распадается на две устойчивые фазы (находящиеся в равновесии давлений): плотную холодную («облака»), T ~ 100 K,

n ~ 10 см-3 , и разреженную горячую («межоблачная среда»), T ~ 104 K, n ~ 0.1 см-3 .

Основные компоненты МЗС

Фаза

Корональный газ

Зоны HII низкой плотности

Межоблачная среда

Теплые области HI

Облака HI

Темные облака

Области HII

Гигантские молеку- лярные облака

Мазерные

конденсации

T (K)	n (см-3 )	M (Msun )	L (пк)
~ 5·105
~104
~104
~103
	~103			~ 10-5
	~104			~ 3·10-9
~104				~ 10-4
		~ 3·105		~ 3·10-4
	~ 1010		~ 10-5

Механизмы нагрева и охлаждения

Основные механизмы нагрева

Ультрафиолетовое излучение звезд (фотоионизация).

Нагрев ударными волнами.

Объемный нагрев газа проникающей радиацией и космическими лучами

Объемный нагрев газа жестким электромагнитным излучением (рентгеновскими и гамма-квантами).

Основные механизмы охлаждения

Свободно-свободное (тормозное) излучение

Рекомбинационное излучение

Излучение в спектральных линиях

Излучение пыли

Ионизация электронным ударом

Космические лучи

Поток космических лучей в окрестности Солнечной системы составляет ~ 1 частица/см 2 ·с. Отсюда средняя концентрация быстрых протонов в межзвездной среде ~ 10-10 –10-11 см-3 .

В составе космических лучей больше всего протонов (~ 90 % по числу частиц). Ядра гелия по числу частиц составляют около 7 %. Особенностью КЛ является относительно большое обилие ядер лития, бериллия, бора (~ 0.14 %), в то время как в межзвездной газо-пылевой среде их очень мало (~ 10-6 %).

Спектр энергии КЛ имеет степенной характер, хотя показатель спектра может меняться в разных областях. Средняя плотность энергии КЛ близка к 10-12 эрг/см3 .

Вероятнее всего КЛ ускоряются при вспышках сверхновых и (или) в пульсарах.

Дифференциальный спектр космических лучей в межпланетном пространстве вблизи орбиты Земли: 1 - протоны; 2 - -частицы галактических космических лучей; 3 - протоны от солнечных вспышек.

Для сравнения показаны

спектры протонов и -частиц

Происхождение космических лучей

Зависимость потока гамма- лучей от галактической долготы l по данным наблюдений (вертикальные чёрточки) в сравнении с результатами расчёта (сплошная кривая) на основе гипотезы об остатках вспышек сверхновых как главном источнике космических лучей.

Механизмы ускорения КЛ

Механизм Ферми .

Взаимодействие между частицей и межзвездными облаками, которые движутся вместе с вмороженными магнитными полями

(магнитная бутылка). Пробки сближаются со скоростью U << V . За одно столкновение частица приобретает скорость 2U , число столкновений в единицу времени V /2L .

			V dL

Статистический механизм ускорения (при хаотическом движении частицы между облаками). При встречных столкновениях с облаками энергия частицы возрастает, при догоняющих – уменьшается. Относительная скорость при встречных столкновениях выше, поэтому и число таких столкновений больше. Газ тяжелых облаков находится в равновесии с газом частиц. Направление процесса должно вести к установлению равнораспределения энергии между облаками и частицами. Роль магнитного поля сводится к отражению частиц от облаков.

Межзвёздный газ и пыль.

Межзвёздная среда - вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик. Состав: межзвёздный газ, пыль (1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля, космические лучи, а также тёмная материя. Вся межзвёздная среда пронизывается магнитными полями, космическими лучами и электромагнитным излучением.

Межзвёздный газ – основной компонент межзвёздной среды. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см³. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек. Плотность газа в среднем составляет около 10 −21 кг/м³. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия (90 % и 10 % по числу атомов, соответственно) с небольшой примесью более тяжёлых элементов (O, C, N, Ne, Sи др.).

В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях.

Основные данные о межзвёздном газе получены радиоастрономическими методами, после того как в 1951 году было обнаружено радиоизлучение нейтрального атомарного водорода на волне 21 см. Оказалось, что атомарный водород, имеющий температуру 100 К образует в диске Галактики слой толщиной 200-300 пк на расстоянии 15-20 кпк от её центра. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.

Около половины межзвёздного газа содержится в гигантских молекулярных облаках со средней массой 10 ^5 масс солнца и диаметром около 40 пк. Из-за низкой температуры (около 10 К) и и повышенной плотности (до 10^3 частиц в 1 см^3) водород и другие элементы в этих облаках объединены в молекулы.

Таких молекулярных облаков в Галактике насчитывается около 4000.

Области ионизированного водорода с температурой 8000-10000 К проявляют себя в оптическом диапазоне как светлые диффузные туманности.

Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность.

Именно такие туманности являются указателями мест протекающего в настоящее время звёздообразования.

Так в Большой туманности Ориона с помощью космического телескопа Хаббла были обнаружены протозвёзды, окружённые протопланетными дисками.

Большая туманность Ориона – самая яркая газовая туманность. Она видна в бинокль или в небольшой телескоп

Особым типом туманностей являются планетарные туманности, которые выглядят как слабо светящиеся диски или кольца, напоминающие диски планет. Они были открыты в 1783 году У.Гершелем, а сейчас их насчитывается более 1200. В центре такой туманности находится остаток погибшего красного гиганта – горячий белый карлик или нейтронная звезда. Под действием внутреннего давления газа планетарная туманность расширяется примерно со скоростью 20-40 км/с, при этом плотность газа падает.

(Планетарная туманность Песочные часы картинка)

Межзвёздная пыль - твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается, что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочко й. Химический состав ядра определяется тем, в атмосфере каких звёзд они сконденсировались. Например в случае углеродных звёзд, они будут состоять из графита и карбида кремния.

Типичный размер частиц межзвездной пыли от 0,01 до 0,2 мкм, полная масса пыли составляет порядка 1 % от полной массы газа. Свет звёзд нагревает межзвёздную пыль до нескольких десятков Кельвинов, благодаря чему межзвёздная пыль является источником длинноволнового инфракрасного излучения.

Из-за пыли самые плотные газовые образования – молекулярные облака – практически непрозрачны и выглядят на небе как тёмные области, почти лишённые звёзд. Такие образования называются тёмными диффузными туманностями. (картинка)

Пыль также влияет на химические процессы, проходящие в межзвездной среде: пылевые гранулы содержат тяжелые элементы, которые используются как катализатор в различных химических процессах. Гранулы пыли участвуют и в образовании молекул водорода, что увеличивает темп звездообразования в металло-бедных облаках.

Средства изучения межзвёздной пыли

• Дистанционное изучение.
• Исследования микрометеоритов н а предмет наличия вкраплений межзвёздной пыли.
• Исследование океанических осадков на наличие частиц космической пыли.
• Изучение частиц космической пыли, присутствующих на больших высотах в атмосфере Земли.
• Запуск космических аппаратов для сбора, изучения и доставки частиц межзвёздной пыли на Землю.

Интересное

• За год на земную поверхность выпадает свыше 3 млн т космической пыли, а также от 350 тыс. до 10 млн т метеоритов - каменных или металлических тел, которые залетают в атмосферу из космических просторов.
• Только за последние 500 лет масса нашей планеты увеличилась на миллиард тонн за счет космического вещества, что составляет лишь 1,7·10 -16 % массы Земли. Однако она, по-видимому, влияет на годичное и суточное движение нашей планеты.

Первоначально туманностями в астрономии называли любые неподвижные протяжённые (диффузные) светящиеся астрономические объекты, включая звёздные скопления или галактики за пределами Млечного Пути, которые не удавалось разрешить на звёзды. Некоторые примеры такого использования сохранились до сих пор. Например, Галактику Андромеды иногда называют «Туманностью Андромеды». Так, Шарль Мессье, интенсивно занимавшийся поиском комет, составил в 1787 г. каталог неподвижных диффузных объектов, похожих на кометы. В каталог Мессье попали как собственно туманности, так и галактики (например, упомянутая выше галактика Андромеды М31) и шаровые звёздные скопления (М13 скопление Геркулеса). По мере развития астрономии и разрешающей способности телескопов, понятие «туманность» всё более уточнялось: часть «туманностей» была идентифицирована как звёздные скопления, были обнаружены тёмные (поглощающие) газопылевые туманности и, наконец, в 1920-х гг. сначала Лундмарку, а затем и Хабблу удалось разрешить на звёзды периферийные области ряда галактик и тем самым установить их природу. С этого времени термин «туманность» употребляется в приведённом выше смысле.

Первичный признак, используемый при классификации туманностей поглощение или излучение (рассеивание) ими света, то есть по этому критерию туманности делятся на тёмные и светлые. Первые наблюдаются благодаря поглощению излучения расположенных за ними источников, вторые благодаря собственному излучению или отражению (рассеиванию) света расположенных рядом звёзд. Природа излучения светлых туманностей, источники энергии, возбуждающие их излучение, зависят от их происхождения и могут иметь разнообразную природу; нередко в одной туманности действуют несколько механизмов излучения. Деление туманностей на газовые и пылевые в значительной степени условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Такое деление исторически обусловлено различными способами наблюдения и механизмами излучения: наличие пыли наиболее ярко наблюдается при поглощении излучения тёмными туманностями расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении пылью, содержащейся в туманности излучения расположенных поблизости или в самой туманности звёзд; собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации ультрафиолетовым излучением расположенной в туманности горячей звезды (эмиссионные области H II ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд типа Вольфа Райе.

Тёмные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвёздного газа и межзвёздной пыли, непрозрачные из-за межзвёздного поглощения света пылью. Обычно они видны на фоне светлых туманностей. Реже тёмные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы туманность Угольный Мешок и множество более мелких, называемых гигантскими глобулами. Туманность Конская Голова, снимок телескопа Хаббл

Межзвёздное поглощение света A v в тёмных туманностях колеблется в широких пределах, от 110 m до m в наиболее плотных. Строение туманностей с большими A v поддаётся изучению только методами радиоастрономии и субмиллиметровой астрономии, в основном по наблюдениям молекулярных радиолиний и по инфракрасному излучению пыли. Часто внутри тёмных туманностей обнаруживаются отдельные уплотнения с A v до m в которых, по-видимому, формируются звёзды. В тех частях туманностей, которые полупрозрачны в оптическом диапазоне, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперёк силовых линий и приводящих к развитию ряда видов магнитогидродинамических неустойчивостей. Пылевой компонент вещества туманностей связан с магнитными полями из-за того, что пылинки электрически заряжены.

Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемые звёздами. Если звезда (звёзды) находятся в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью. Примером таких туманностей являются туманности вокруг ярких звёзд в скоплении Плеяды. Отражательная туманность «Ангел» находится на высоте 300 пк над плоскостью галактики

Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Млечного пути. В ряде случаев наблюдаются отражательные туманности на высоких галактических широтах. Это газово-пылевые (часто молекулярные) облака различных размеров, формы, плотности и массы, подсвечиваемые совокупным излучением звёзд диска Млечного Пути. Они трудны для изучения из-за очень низкой поверхностной яркости (обычно много слабее фона неба). Иногда, проецируясь на изображениях галактик, они приводят к появлению на фотографиях галактик несуществующих в действительности деталей хвостов, перемычек и т. п. Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В «голове» такой туманности находится обычно переменная звезда типа Т Тельца, освещающая туманность. Такие туманности нередко имеют переменную яркость, отслеживая (с запаздыванием на время распространения света) переменность излучения освещающих их звёзд. Размеры кометарных туманностей обычно малы сотые доли парсека.

Редкой разновидностью отражательной туманности является так называемое световое эхо, наблюдавшееся после вспышки Новой звезды 1901 г. в созвездии Персея. Яркая вспышка новой звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. Кроме светового эха после вспышек новых звёзд образуются газовые туманности, подобные остаткам вспышек сверхновых звёзд. Отражательная туманность Меропы

Многие отражательные туманности имеют тонковолокнистую структуру систему почти параллельных волокон толщиной в несколько сотых или тысячных долей парсека. Происхождение волокон связано с желобковой или перестановочной неустойчивостью в туманности, пронизанной магнитным полем. Волокна газа и пыли раздвигают силовые линии магнитного поля и внедряются между ними, образуя тонкие нити. Изучение распределения яркости и поляризации света по поверхности отражательных туманностей, а также измерение зависимости этих параметров от длины волны позволяют установить такие свойства межзвёздной пыли, как альбедо, индикатрису рассеяния, размер, форму и ориентацию пылинок.

Туманности, ионизованные излучением, участки межзвёздного газа, сильно ионизованного излучением звёзд или других источников ионизующего излучения. Самыми яркими и распространёнными, а также наиболее изученными представителями таких туманностей являются области ионизованного водорода (зоны H II). В зонах H II вещество практически полностью ионизовано и нагрето до температуры ~10 4 К ультрафиолетовым излучением находящихся внутри них звёзд. Внутри зон HII всё излучение звезды в лаймановском континууме перерабатывается в излучение в линиях субординатных серий, в соответствии с теоремой Росселанда. Поэтому в спектре диффузных туманностей очень яркие линии Бальмеровской серии, а также линия Лайман-альфа. Лишь разреженные зоны H II низкой плотности ионизованы излучением звёзд, в т. н. корональном газе.

Туманности, ионизованные излучением, возникают также вокруг мощных рентгеновских источников в Млечном Пути и в других галактиках (в том числе в активных ядрах галактик и квазарах). Для них часто характерны более высокие температуры, чем в зонах H II, и более высокая степень ионизации тяжёлых элементов Гигантская область звездообразования NGC 604.

Разновидностью эмиссионных туманностей являются планетарные туманности, образованные верхними истекающими слоями атмосфер звёзд; обычно это оболочка, сброшенная звездой-гигантом. Туманность расширяется и светится в оптическом диапазоне. Первые планетарные туманности были открыты У. Гершелем около 1783 г. и названы так за их внешнее сходство с дисками планет. Однако далеко не все планетарные туманности имеют форму диска: многие имеют форму кольца или симметрично вытянуты вдоль некоторого направления (биполярные туманности). Внутри них заметна тонкая структура в виде струй, спиралей, мелких глобул. Скорость расширения планетарных туманностей км/с, диаметр 0,010,1 пк, типичная масса около 0,1 массы Солнца, время жизни около 10 тыс. лет. Планетарная туманность «Кошачий глаз».

Разнообразие и многочисленность источников сверхзвукового движения вещества в межзвёздной среде приводят к большому количеству и разнообразию туманностей, созданных ударными волнами. Обычно такие туманности недолговечны, так как исчезают после исчерпания кинетической энергии движущегося газа. Основными источниками сильных ударных волн в межзвёздной среде являются взрывы звёзд сбросы оболочек при вспышках сверхновых и новых звёзд, а также звёздный ветер. Во всех этих случаях имеется точечный источник выброса вещества (звезда). Созданные таким образом туманности имеют вид расширяющейся оболочки, по форме близкой к сферической. Выбрасываемое вещество имеет скорости порядка сотен и тысяч км/с, поэтому температура газа за фронтом ударной волны может достигать многих миллионов и даже миллиардов градусов.

Газ, нагретый до температуры несколько миллионов градусов, излучает главным образом в рентгеновском диапазоне как в непрерывном спектре, так и в спектральных линиях. В оптических спектральных линиях он светится очень слабо. Когда ударная волна встречает неоднородности межзвёздной среды, она огибает уплотнения. Внутри уплотнений распространяется более медленная ударная волна, вызывающая излучение в спектральных линиях оптического диапазона. В результате возникают яркие волокна, хорошо заметные на фотографиях. Основной ударный фронт, обжимая сгусток межзвёздного газа, приводит его в движение в сторону своего распространения, но с меньшей, чем у ударной волны, скоростью. Туманность Карандаш - Ударная волна от вспышки Сверхновой

Наиболее яркие туманности, созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звёзд и называются остатками вспышек сверхновых звёзд. Они играют очень важную роль в формировании структуры межзвёздного газа. Наряду с описанными особенностями для них характерно нетепловое радиоизлучение со степенным спектром, вызванное релятивистскими электронами, ускоряемыми как в процессе взрыва сверхновой, так и позже пульсаром, обычно остающимся после взрыва. Туманности, связанные со взрывами новых звёзд, малы, слабы и недолговечны Крабовидная туманность остаток вспышки сверхновой 1054 г

Другой тип туманностей, созданных ударными волнами связан со звёздным ветром от звёзд Вольфа Райе. Эти звёзды характеризуются очень мощным звёздным ветром с потоком массы в год и скоростью истечения (1 3)×10 3 км/с. Они создают туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами. В отличие от остатков вспышек сверхновых звёзд радиоизлучение этих туманностей имеет тепловую природу. Время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа Райе и близко к 10 5 лет. Шлем Тора туманность вокруг звезды Вольфа Райе

Ударные волны меньших скоростей возникают в областях межзвёздной среды, в которых происходит звездообразование. Они приводят к нагреву газа до сотен и тысяч градусов, возбуждению молекулярных уровней, частичному разрушению молекул, нагреву пыли. Такие ударные волны видны в виде вытянутых туманностей светящихся преимущественно в инфракрасном диапазоне. Ряд таких туманностей обнаружен, например, в очаге звездообразования, связанном с туманностью Ориона. Туманность Орион А гигантская область звездообразования

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Размещено на http://www.allbest.ru/

МУНИЦИПАЛЬНОЕ БЮДЖЕТНОЕ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ ЛИЦЕЙ №11 ГОРОДА ЧЕЛЯБИНСКА

Реферат

н а тему :

«Газопылевые комплексы . Межзвездная среда »

Выполнила:

Ученица 11э класса

Киселёва Полина Олеговна

Проверила:

Лыкасова Алевтина Павловна

Челябинск 2015

О ГЛАВЛЕНИЕ

Введение

1. История исследований МЗС

2. Основные составляющие МЗС

2.1 Межзвёздный газ

2.2 Межзвёздная пыль

2.3 Межзвёздное облако

2.4 Космические лучи

2.5 Межзвёздное магнитное поле

3. Физические особенности МЗС

4. Туманности

4.1 Диффузная (светлая) туманность

4.2 Тёмная туманность

5. Излучение

6. Эволюция межзвёздной среды

Заключение

Список источников

ВВЕДЕНИЕ

Вселенная, по своей сути, почти пустое пространство. Лишь сравнительно недавно удалось доказать, что звезды существуют не в абсолютной пустоте и что космическое пространство не вполне прозрачно. Звёзды занимают лишь малую часть огромной Вселенной. Вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри галактик, называют межзвёздной средой (МЗС). Природа межзвёздной среды столетиями привлекала внимание астрономов и учёных. Термин «межзвёздная среда» впервые был использован Ф.Бэконом в 1626г.

1. ИСТОРИЯ ИССЛЕДОВАНИЙ МЗС

Еще в середине 19 в. российский астроном В.Струве пытался научными методами найти непреложные свидетельства того, что пространство не пустое, и в нем происходит поглощение света далеких звезд, но безуспешно. межзвёздный среда облако газ

Позже немецкий астрофизик Ф.Гартман проводил исследование спектра Дельты Ориона и изучал движение по орбите компаньонов системы Дельты Ориона и свет, приходящий от звезды. Поняв, что некоторая часть света поглощается на пути к Земле, Гартман писал, что «линия поглощения кальция очень слаба», а также, что «некоторым сюрпризом оказалось то, что линии кальция на длине волны 393,4 нанометров не движутся в периодическом расхождении линий спектра, которое присутствует в спектроскопически-двойных звёздах». Стационарная природа этих линий позволила Гартману предположить, что газ, ответственный за поглощение, не присутствует в атмосфере Дельты Ориона, но, напротив, находится вне звезды и расположен между звездой и наблюдателем. Это исследование и стало началом изучения межзвездной среды.

Интенсивные исследования межзвёздной материи позволили У. Пикерингу в 1912 году заявить, что «межзвёздная поглощающая среда, которая как показал Каптейн , поглощает только на некоторых волнах, может свидетельствовать о наличии газа и газообразных молекул, которые исторгаются Солнцем и звёздами».

В том же 1912-м году В. Гесс открыл космические лучи, энергичные заряженные частицы, которые бомбардируют Землю из космоса. Это позволило заявить некоторым исследователям, что они также наполняют собой межзвёздную среду.

После исследований Гартмана, в 1919 году, Эгер во время изучения линий поглощения на волнах 589,0 и 589,6 нанометров в системах Дельты Ориона и Беты Скорпиона обнаружил в межзвёздной среде натрий.

Наличие поглощающей разреженной среды было убедительно показано менее ста лет назад, в первой половине 20 в., путем сравнения наблюдаемых свойств далеких звездных скоплений на различных расстояниях от нас. Это было сделано независимо американским астрономом Робертом Трюмплером (1896-1956) и советским астрономом Б.А. Воронцовым-Вельяминовым (1904-1994). Вернее, так была обнаружена одна из составляющих межзвездной среды - мелкая пыль, из-за которой межзвездная среда оказывается не вполне прозрачной, особенно в направлениях, близких к направлению на Млечный Путь. Присутствие пыли означало, что и видимая яркость, и наблюдаемый цвет далеких звезд искажены, и чтобы узнать их истинные значения, нужен довольно сложный учет поглощения. Пыль, таким образом, была воспринята астрономами как досадная помеха, мешающая исследованию далеких объектов. Но одновременно возник интерес и к изучению пыли как физической среды - ученые стали выяснять, как пылинки возникают и разрушаются, как реагирует пыль на излучение, какую роль играет пыль в образовании звезд.

С развитием радиоастрономии во второй половине 20 в. появилась возможность исследовать межзвездную среду по ее радиоизлучению. В результате целенаправленных поисков было обнаружено излучение атомов нейтрального водорода в межзвездном пространстве на частоте 1420 МГц (что соответствует длине волны 21 см). Излучение на этой частоте (или, как говорят, в радиолинии) предсказал голландский астроном Хендрик ван де Хюлст в 1944 на основании квантовой механики, а обнаружено оно было в 1951 г. после расчета ее ожидаемой интенсивности советским астрофизиком И.С.Шкловским . Шкловский же указал и на возможность наблюдения излучения различных молекул в радиодиапазоне, которое, действительно, было позднее обнаружено. Масса межзвездного газа, состоящего из нейтральных атомов и очень холодного молекулярного газа, оказалось примерно в сто раз большей, чем масса разреженной пыли. Но газ совершенно прозрачен для видимого света, поэтому его нельзя было обнаружить теми же методами, какими была открыта пыль.

С появлением рентгеновских телескопов, устанавливаемых на космических обсерваториях, был обнаружен еще один, наиболее горячий компонент межзвездной среды - очень разреженный газ с температурой в миллионы и десятки миллионов градусов. Ни по оптическим наблюдениям, ни по наблюдениям в радиолиниях этот газ «увидеть» невозможно - среда слишком разрежена и полностью ионизована, но, тем не менее, он заполняет существенную долю объема всей нашей Галактики.

Быстрое развитие астрофизики, изучающей взаимодействие вещества и излучения в космическом пространстве, как и появление новых возможностей наблюдений, позволило детально исследовать физические процессы в межзвездной среде. Возникли целые научные направления - космическая газодинамика и космическая электродинамика , изучающие свойства разреженных космических сред. Астрономы научились определять расстояния до газовых облаков, измерять температуру, плотность и давление газа, его химический состав, оценивать скорости движения вещества. Во второй половине 20 в. выявилась сложная картина пространственного распределения межзвездной среды и ее взаимодействия со звездами. Оказалось, что от плотности и количества межзвездного газа и пыли зависит возможность зарождения звезд, а звезды (прежде всего, наиболее массивные из них), в свою очередь, меняют свойства окружающей межзвездной среды - нагревают ее, поддерживают непрестанное движение газа, пополняют среду своим веществом, меняют ее химический состав.

2. ОСНОВНЫЕ СОСТАВЛЯЮЩИЕ МЗС

Межзвёздная среда включает в себя межзвёздный газ, пыль (1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля, межзвёздное облако, космические лучи, а также тёмную материю. Химический состав межзвёздной среды -- продукт первичного нуклеосинтеза и ядерного синтеза в звёздах.

2 .1 Межзвёздный газ

Межзвёздный газ - это разрежнная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в смі. Плотность газа в среднем составляет около 10?21 кг/мі. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность. Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разрежённой среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому от областей межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.

2 .2 Межзвёздная пыль

Межзвёздная пыль -- твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочкой. Химический состав ядра определяется тем, в атмосфере каких звёзд они сконденсировались. Например в случае углеродных звёзд, они будут состоять из графита и карбида кремния.

Типичный размер частиц межзвездной пыли от 0,01 до 0,2 мкм, полная масса пыли составляет порядка 1 % от полной массы газа. Свет звёзд нагревает межзвёздную пыль до нескольких десятков K, благодаря чему межзвёздная пыль является источником длинноволнового инфракрасного излучения.

Пыль также влияет на химические процессы, проходящие в межзвездной среде: пылевые гранулы содержат тяжелые элементы, которые используются как катализатор в различных химических процессах. Гранулы пыли участвуют и в образовании молекул водорода, что увеличивает темп звездообразования в металло-бедных облаках

2 .3 Межзвёздное облако

Межзвёздное облако -- общее название для скоплений газа, плазмы и пыли в нашей и других галактиках. Иными словами, межзвёздное облако имеет более высокую плотность, чем средняя плотность межзвёздной среды. В зависимости от плотности, размера и температуры данного облака, водород в нем может быть нейтральным, ионизированным (то есть в виде плазмы) или молекулярным. Нейтральные и ионизованные облака иногда называют диффузными облаками, в то время как молекулярные облака называют плотными облаками.

Анализ состава межзвёздных облаков осуществляется путём изучения их электромагнитного излучения с помощью больших радиотелескопов. Исследуя спектр излучения межзвёздного облака и сопоставляя его со спектром конкретных химических элементов, можно определить химический состав облака.

Обычно около 70 % массы межзвёздного облака составляет водород, оставшаяся часть приходится в основном на гелий. В облаках также присутствуют следы тяжёлых элементов: металлов, таких как кальций, нейтральный или в форме катионов Ca+ (90 %) и Ca++ (9 %), и неорганические соединения, такие как вода, оксид углерода, сероводород, аммиак и цианистый водород.

2 .4 Космические лучи

Космимческие лучим -- элементарные частицы и ядра атомов, движущиеся с высокими энергиями в космическом пространстве. Их основным (но не единственным) источником служат взрывы сверхновых звезд.

Первичными принято называть внегалактические и галактические лучи. Вторичными принято называть потоки частиц, проходящие и трансформирующиеся в атмосфере Земли.

Космические лучи являются составляющей естественной радиации (фоновой радиации) на поверхности Земли и в атмосфере.

Химический спектр космических лучей в пересчете энергии на нуклон более чем на 94 % состоит из протонов, ещё на 4 % -- из ядер гелия (альфа-частиц). Есть также ядра других элементов, но их доля значительно меньше.

По количеству частиц космические лучи на 90 процентов состоят из протонов, на 7 процентов -- из ядер гелия, около 1 процента составляют более тяжелые элементы, и около 1 процента приходится на электроны.

2 .5 Межзвёздное магнитное поле

Частицы движутся в слабом магнитном поле межзвездного пространства, индукция которого примерно в сто тысяч раз меньше, чем у магнитного поля Земли. Межзвездное магнитное поле, действуя на заряженные частицы с силой, зависящей от их энергии, «запутывает» траектории частиц, и они непрерывно меняют направление своего движения в Галактике. Заряженные частицы, летящие в межзвездном магнитном поле, отклоняются от прямых траекторий под действием силы Лоренца. Их траектории словно «наматываются» на линии магнитной индукции.

3. ФИЗИЧЕСКИЕ ОСОБЕННОСТИ МЗС

· Отсутствие локального термодинамического равновесия (ЛТР) - с остояния системы, при котором остаются неизменными по времени макроскопические величины этой системы (температура, давление, объём, энтропия) в условиях изолированности от окружающей среды.

· Тепловая неустойчивость

Условие теплового равновесия может вовсе не выполняться. Существует магнитное поле, которое препятствует сжатию, если только оно не происходит вдоль линий поля. Во-вторых, межзвёздная среда находится в непрерывном движении и её локальные свойства непрерывно меняются, в ней появляются новые источники энергии и исчезают старые. В-третьих, кроме термодинамической неустойчивости существуют гравитационная и магнитогидродинамическая. И это без учёта всякого рода катаклизмов в виде вспышек сверхновых, приливных влияний, проходящих по соседству галактик, или прохождения самого газа через спиральные ветви Галактики.

· Запрещенные линии и линия 21 см

Отличительной особенностью оптически тонкой среды является излучение в запрещённых линиях . Запрещёнными называют линии, которые запрещены правилами отбора, то есть происходят с метастабильных уровней (квазиустойчивого равновесия). Характерное время жизни электрона на этом уровне -- от с до нескольких суток. При высоких концентрациях частиц их столкновение снимает возбуждение и линии не наблюдаются из-за крайней слабости. При и малых плотностях интенсивность линии не зависит от вероятности перехода, поскольку малая вероятность компенсируется большим числом атомов находящихся в метастабильном состоянии. Если ЛТР нет, то заселённость энергетических уровней следует рассчитывать из баланса элементарных процессов возбуждения и деактивации.

Важнейшей запрещённой линией МЗС является радиолиния атомарного водорода 21 см . Эта линия возникает при переходе между подуровнями сверхтонкой структуры уровня водорода, связанными с наличием спина у электрона и протона. Вероятность этого перехода (То есть 1 раз в 11 млн лет).

Исследования радиолинии 21 см позволили установить, что нейтральный водород в галактике в основном заключён в очень тонком, 400 пк толщиной, слое около плоскости Галактики.

· Вмороженность магнитного поля.

Вмороженность магнитного поля означает сохранение магнитного потока через любой замкнутый проводящий контур при его деформации. В лабораторных условиях магнитный поток можно считать сохраняющимся в средах с высокой электропроводностью. В пределе бесконечной электропроводности бесконечное малое электрическое поле вызвало бы рост тока до бесконечной величины. Следовательно идеальный проводник не должен пересекать магнитные силовые линии, и таким образом возбуждать электрическое поле, а напротив должен увлекать за собой линии магнитного поля, магнитное поле оказывается как бы вмороженным в проводник.

Реальная космическая плазма, далеко не идеальна и вмороженность стоит понимать в том смысле, что требуется очень большое время для изменения потока через контур. На практике это означает, что мы можем считать поле постоянным пока облако сжимается, обращается и т. д.

4. ТУМАННОСТИ

Туманность -- участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Туманности состоят из пыли, газа и плазмы.

Первичный признак, используемый при классификации туманностей -- поглощение, или же излучение либо рассеивание ими света, то есть по этому критерию туманности делятся на тёмные и светлые.

Деление туманностей на газовые и пылевые в значительной степени условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Такое деление исторически обусловлено различными способами наблюдения и механизмами излучения: наличие пыли наиболее ярко наблюдается при поглощении тёмными туманностями излучения расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении, содержащейся в туманности пылью излучения расположенных поблизости или в самой туманности звёзд; собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации ультрафиолетовым излучением расположенной в туманности горячей звезды (эмиссионные области H II ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд типа Вольфа -- Райе.

4 .1 Диффузная (светлая) туманность

Диффузная (светлая) туманность -- в астрономии, общий термин, используемый для обозначения излучающих свет туманностей. Три типа диффузных туманностей -- это отражательная туманность, эмиссионная туманность (разновидностью которой являются протопланетарная, планетарная и область H II) и остаток сверхновой.

· Отражательная туманность

Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемыми звёздами. Если звезда (звёзды) находится в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью.

Спектр отражательной туманности такой же, как и у подсвечивающей ее звезды. Среди микроскопических частиц, ответственных за рассеивание света, можно выделить частички углерода (иногда их называют бриллиантовой пылью), а также частицы железа и никеля. Последние две взаимодействуют с галактическим магнитным полем, и поэтому отражённый свет слегка поляризован.

Отражательные туманности обычно имеют синий оттенок, поскольку рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного (именно этим, в частности, объясняется голубой цвет неба).

В настоящее время известно порядка 500 отражательных туманностей, самая известная из которых -- вокруг Плеяд (звёздное скопление). Гигантская красная (спектральный класс M1) звезда Антарес окружена большой красной отражательной туманностью. Отражательные туманности также часто встречаются в местах звёздообразования.

В 1922 году Хаббл опубликовал результаты исследований некоторых ярких туманностей. В этой работе Хаббл вывел закон светимости для отражательной туманности, который устанавливает соотношение между угловым размером туманности (R ) и видимой величиной подсвечивающей звезды (m ):

где -- константа, зависящая от чувствительности измерения.

· Эмиссионная туманность

Эмиссионная туманность -- облако ионизированного газа (плазмы), излучающее в видимом цветовом диапазоне спектра. Ионизация происходит за счёт высокоэнергетических фотонов, излучаемых ближайшей горячей звездой. Различают несколько видов эмиссионных туманностей. Среди них -- области H II, в которых происходит формирование новых звёзд, и источниками ионизирующих фотонов являются молодые, массивные звезды, а также планетарные туманности , в которых умирающая звезда отбросила свои верхние слои, и обнажившееся горячее ядро их ионизирует.

Планета м рная тума м нность -- астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5--8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность -- быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.

Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал, обогащённый тяжёлыми элементами -- продуктами звёздного нуклеосинтеза (в астрономии тяжёлыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрыва -- водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций).

В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом «Хаббл», удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что приблизительно пятая часть из них имеет околосферическую форму, большинство не обладает какой бы то ни было сферической симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными. Считается, что большую роль в этом могут играть взаимодействие звёздного ветра и двойных звёзд, магнитного поля и межзвёздной среды.

Планетарные туманности в большинстве своём представляют собой тусклые объекты и, как правило, не видны невооружённым глазом. Первой открытой планетарной туманностью была туманность Гантель в созвездии Лисички.

Необычность природы планетарных туманностей обнаружилась в середине XIX века, с началом использования в наблюдениях метода спектроскопии. Уильям Хаггинс стал первым астрономом, получившим спектры планетарных туманностей -- объектов, выделявшихся своей необычностью. При изучении Хаггинсом спектров туманностей NGC 6543 (Кошачий Глаз) , M27 (Гантель), M 57 (кольцевая туманность в Лире) и ряда других, оказалось, что их спектр чрезвычайно отличается от спектров звёзд: все полученные к тому времени спектры звёзд являлись спектрами поглощения (непрерывный спектр с большим количеством тёмных линий), в то время как спектры планетарных туманностей оказались эмиссионными спектрами с небольшим количеством эмиссионных линий, что указывало на их природу, в корне отличающуюся от природы звёзд.

Планетарные туманности представляют собой заключительный этап эволюции для многих звёзд. Типичная планетарная туманность имеет среднюю протяжённость в один световой год и состоит из сильно разреженного газа плотностью около 1000 частиц на смі, что пренебрежимо мало в сравнении, например, с плотностью атмосферы Земли, но примерно в 10--100 раз больше, чем плотность межпланетного пространства на расстоянии орбиты Земли от Солнца. Молодые планетарные туманности имеют наибольшую плотность, иногда достигающую 10 6 частиц на смі. По мере старения туманностей их расширение приводит к уменьшению плотности. Большинство планетарных туманностей симметричны и имеют почти сферический вид, что не мешает им иметь множество очень сложных форм. Приблизительно 10 % планетарных туманностей практически биполярны, и лишь малое их число асимметричны. Известна даже прямоугольная планетарная туманность.

Протопланетарная туманность - это астрономический объект, который недолго существует между тем, как среднемассивная звезда (1-8 солнечных масс) покинула асимптотическую ветвь гигантов (АВГ) и последующей фазой планетарной туманности (ПТ). Протопланетарная туманность светит в основном в инфракрасном диапазоне и является подтипом отражательных туманностей.

Область H II - это облако горячего газа и плазмы, достигающее нескольких сотен световых лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые горячие голубовато-белые звёзды, которые обильно излучают ультрафиолетовый свет, тем самым ионизируя окружающую туманность.

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

Эти области получили своё название из-за большого количества ионизированного атомарного водорода, обозначаемого астрономами как H II (область H I -- зона нейтрального водорода, а H 2 обозначает молекулярный водород). Их можно заметить на значительных расстояниях по всей Вселенной, и изучение таких областей, находящихся в других галактиках, важно для определения расстояния до последних, а также их химического состава.

Примерами являются туманность Киля , туманность Тарантул, NGC 604 , Трапеция Ориона , Петля Барнарда .

· Остаток сверхновой

Остаток сверхновой (англ. S uper N ova R emnant , SNR ) -- газопылевое образование, результат произошедшего много десятков или сотен лет назад катастрофического взрыва звезды и превращения её в сверхновую. Во время взрыва оболочка сверхновой разлетается во все стороны, образуя расширяющуюся с огромной скоростью ударную волну, которая и формирует остаток сверхновой . Остаток состоит из выброшенного взрывом звёздного материала и поглощаемого ударной волной межзвёздного вещества.

Вероятно самый красивый и лучше всего исследованный молодой остаток образован сверхновой SN 1987 A в Большом Магеллановом Облаке, вспыхнувшей в 1987 г. Другие хорошо известные остатки сверхновых, это Крабовидная туманность , остаток относительно недавнего взрыва (1054 год), остаток сверхновой Тихо (SN 1572) , получившей имя в честь Тихо Браге, который наблюдал и зафиксировал её первоначальную яркость сразу после вспышки в 1572 г., а также остаток сверхновой Кеплера (SN 1604) , названной в честь Иоганна Кеплера.

4 .2 Тёмная туманность

Тёмная тумамнность -- тип межзвёздного облака, настолько плотного, что оно поглощает видимый свет, исходящий от эмиссионных или отражательных туманностей (как, например, туманность Конская Голова ) или звёзд (например, туманность Угольный Мешок ), находящихся позади неё.

Поглощают свет частицы межзвёздной пыли, находящиеся в наиболее холодных и плотных частях молекулярных облаков. Скопления и большие комплексы тёмных туманностей связаны с гигантскими молекулярными облаками (ГМО). Изолированные тёмные туманности чаще всего бывают глобулами Бока.

Такие облака обладают очень неправильной формой: у них нет чётко очерченных границ, иногда они приобретают закрученные змеевидные образы. Самые большие тёмные туманности видны невооружённым глазом, они выступают как куски черноты на фоне яркого Млечного Пути.

Во внутренних частях тёмных туманностей часто протекают активные процессы: например, рождение звёзд или мазерное излучение.

5. ИЗЛУЧЕНИЕ

Звёздный ветер -- процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство.

Вещество, из которого состоят звёзды, при определённых условиях может преодолевать их притяжение и выбрасываться в межзвёздное пространство. Это происходит в том случае, если частица в атмосфере звезды разгоняется до скорости, превышающей вторую космическую скорость для данной звезды. Фактически, скорости частиц, из которых состоит звёздный ветер, составляют сотни километров в секунду.

Звёздный ветер может содержать как заряженные частицы, так и нейтральные.

Звёздный ветер -- постоянно происходящий процесс, который приводит к снижению массы звезды. Количественно этот процесс может быть охарактеризован как количество (масса) вещества, которое теряет звезда в единицу времени.

Звёздный ветер может играть важную роль в звёздной эволюции: так как в результате этого процесса происходит уменьшение массы звезды, то от его интенсивности зависит срок жизни звезды.

Звёздный ветер является способом переноса вещества на значительные расстояния в космосе. Помимо того, что он сам по себе состоит из вещества, истекающего из звёзд, он может воздействовать на окружающее межзвёздное вещество, передавая ему часть своей кинетической энергии. Так, форма эмиссионной туманности NGC 7635 «Пузырь» образовалась в результате такого воздействия.

В случае истечения вещества от нескольких близко расположенных звёзд, дополненного воздействием излучения этих звёзд возможна конденсация межзвёздного вещества с последующим звездообразованием.

При активном звёздном ветре количество выбрасываемого вещества может оказаться достаточным для формирования планетарной туманности.

6. ЭВОЛЮЦИЯ МЕЖЗВЁЗДНОЙ СРЕДЫ

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

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

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

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Изучение такой сложной системы как «звезды - межзвездная среда» оказалось очень сложной астрофизической задачей, особенно если учесть, что общая масса межзвездной среды в Галактике и ее химический состав медленно изменяются под действием различных факторов. Поэтому можно сказать, что в межзвездной среде отражена вся история нашей звездной системы продолжительностью в миллиарды лет.

СПИСОК ИСТОЧНИКОВ

1) Материалы, взятые с сайта www.wikipedia.org

2) Материалы, взятые с сайта www.krugosvet.ru

3) Материалы, взятые с сайта www.bse.sci-lib.com

4) Материалы, взятые с сайта www.dic.academic.ru

Размещено на Allbest.ru

Подобные документы

Туманность как участок межзвездной среды, выделяющейся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба, ее разновидности и формы: эмиссионная, остатки сверхновых. История возникновения и развития некоторых туманностей: Орел, Песочные часы.

презентация , добавлен 11.10.2012


Пыль, газ и плазма как основные составляющие туманности. Классификация туманностей, характеристика их основных видов. Особенности строения диффузных, отражательных, эмиссионных, темных и планетарных туманностей. Формирование остатка сверхновой звезды.

презентация , добавлен 20.12.2015


Описание явлений туманности и солнечной активности. Изучение галактических, солнечных и космических лучей, способы их регистрации. Свойства межзвездного магнитного поля. Особенности пространственного распределения галактик. Идеи о расширении Вселенной.

краткое изложение , добавлен 06.01.2012


Звездное ядро как центральная, компактная область Галактики. Основные элементы структуры Галактики. Рассеянный и шаровой тип скоплений. Характеристика межзвездного газа. Общее понятие про светлые газовые туманности. Планетарные, темные туманности.

презентация , добавлен 28.09.2011


Космогония как наука, изучающая происхождение и развитие небесных тел. Сущность гипотезы Джинса. Туманность, рождение Солнца. Основные этапы процесса превращения частиц туманности в планеты: слипание частиц; разогревание; вулканическая деятельность.

реферат , добавлен 20.06.2011


Космические аппараты исследования природных ресурсов Земли и контроля окружающей среды серии Ресурс-Ф. Основные технические характеристики КА Ресурс-Ф1 и фотоаппаратуры. Космические аппараты космической медицины и биологии КА Бион, материаловедения Фотон.

реферат , добавлен 06.08.2010


Звёздная эволюция - изменения звезды в течение её жизни. Термоядерный синтез и рождение звезд; планетарная туманность, протозвезды. Характеристика молодых звезд, их зрелость, поздние годы, гибель. Нейтронные звезды (пульсары), белые карлики, черные дыры.

презентация , добавлен 10.05.2012


Стадии формирования Солнечной системы. Состав среды протопланетного диска Солнца, исследование его эволюции с помощью численной двумерной газодинамической модели, которая соответствует осесимметричному движению газовой среды в гравитационном поле.

курсовая работа , добавлен 29.05.2012


Характеристика звезд. Звезды в космическом пространстве. Звезда – плазменный шар. Динамика звездных процессов. Солнечная система. Межзвездная среда. Понятие звездной эволюции. Процесс звездообразования. Звезда как динамическая саморегулирующаяся система.

реферат , добавлен 17.10.2008


Восьмая планета от Солнца. Некоторые параметры планеты Нептун. Химический состав, физические условия, строение, атмосфера. Температура поверхностных областей. Спутники Нептуна, их размеры, характеристики, история открытий. Кольца Нептуна, магнитное поле.

«Происхождение галактик и звезд» - Видимая вселенная. Образование сверскоплений галактик. Разбегание галактик. Млечный путь. Критическая плотность вселенной. Адронная эра. Плотность Вселенной. Солнечная система. Расширение. Астрономические структуры. Расширение Вселенной возникло в результате Большого взрыва. Плотность. Нуклеосинтез в ранней вселенной.

«Свойства галактик» - Виды спиральных галактик. Ультракомпактные карликовые галактики. Неправильные галактики. Спиральные галактики. Гравитационно-связанная система. Малое Магелланово облако. Туманность Андромеды. Сейфертовы галактики. Возраст галактик. Эллиптические галактики. Состав спиральных галактик. Большое Магелланово облако.

«Галактики и звёзды» - Черная дыра. Возраст Метагалактики. Северное направление. Туманность Андромеды. Типы галактик. Энергия термоядерной реакции. Электроны. Этапы существования звёзд. Превращения. Галактики распределены не равномерно. Вещество. Этапы образования звезд. Круговорот газа. Основные концепции. Галактики и звезды.

«Виды галактик» - Галактики. Пространственное расположение галактик. Скопления галактик. Неправильные галактики. Квазары и квазаги. Расстояние до галактики. Камертонная классификация Хаббла. Эллиптические галактики. Спиральные галактики. Линейность. Протогалактические облака. Спиральные галактики с перемычкой. Закон Хаббла.

«Галактики и туманности» - Галактика - система из звёзд, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. . Большое и Малое Магеллановы Облака. Туманность Кошачий глаз. туманность Андромеды вид с Земли. Туманность Кольцо. туманность Андромеды. Галактика Сомбреро. туманность Конская Голова. Снимок телескопа из космоса. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик.

«Типы галактик» - Галактика Дева A с джетом. Неправильная галактика NGC1313. Радиогалактика NGC5128 (Центавр A). Галактика M64 (Глаз). Галактика М101. Спиральная галактика NGC2997. Квазар 3C273. Спиральная галактика M31 входит вместе с Млечным Путем в Местную группу. Пересеченная спиральная галактика NGC 1365. Взаимодействующая галактика «Колесо».

Всего в теме 12 презентаций