இன்டர்ஸ்டெல்லர் நடுத்தர வானியல் விளக்கக்காட்சி. "கேலக்ஸி" என்ற கருப்பொருளின் விளக்கக்காட்சி. விண்மீன் திரள்களில் நட்சத்திர உருவாக்கம்

இன்டர்ஸ்டெல்லர் ஊடகத்தின் கலவை

ISM இன் முக்கிய கூறு ஹைட்ரஜன் (மொத்த வெகுஜனத்தில் ~ 70%), இது பல்வேறு வடிவங்களில் உள்ளது: நடுநிலை அணு

ஹைட்ரஜன், மூலக்கூறு ஹைட்ரஜன் (H2), அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட ஹைட்ரஜன்.

வெகுஜனத்தில் சுமார் 28% ஹீலியம் மற்றும் ~2% மற்ற தனிமங்களின் பங்கு.

வாயுவைத் தவிர, ISM திடமான துகள்களைக் கொண்டுள்ளது (தூசி). தூசி நிறை மற்றும் வாயு நிறை விகிதம் ~0.01 ஆகும்.

இன்டர்ஸ்டெல்லர் நடுத்தரத்தின் இரண்டு-கட்ட மாதிரி

எளிமையான இரண்டு-கட்ட மாதிரியில், ஒரு குறிப்பிட்ட அழுத்த வரம்பில், நடுநிலை ISM இரண்டு நிலையான கட்டங்களாக உடைகிறது (அழுத்த சமநிலையில் இருப்பது): அடர்த்தியான குளிர் நிலை ("மேகங்கள்"), T ~ 100 K,

n ~ 10 செமீ-3, மற்றும் அரிதான வெப்பம் (“இண்டர்கிளவுட் மீடியம்”), டி ~ 104 கே, n ~ 0.1 செமீ-3.

MZS இன் முக்கிய கூறுகள்

கட்டம்

கரோனல் வாயு

குறைந்த அடர்த்தி HII மண்டலங்கள்

குறுக்கு மேக சூழல்

சூடான பகுதிகள் HI

மேகங்கள் HI

இருண்ட மேகங்கள்

பகுதிகள் HII

மாபெரும் மூலக்கூறு மேகங்கள்

மாசர்

ஒடுக்கம்

டி(கே)	n(செ.மீ.-3)	எம் (Msun)	எல் (பிசி)
~ 5·105
~104
~104
~103
	~103			~ 10-5
	~104			~ 3·10-9
~104				~ 10-4
		~ 3·105		~ 3·10-4
	~ 1010		~ 10-5

வெப்பமூட்டும் மற்றும் குளிரூட்டும் வழிமுறைகள்

அடிப்படை வெப்பமாக்கல் வழிமுறைகள்

நட்சத்திரங்களில் இருந்து புற ஊதா கதிர்வீச்சு (புகைப்படமாக்கல்).

அதிர்ச்சி அலைகள் மூலம் வெப்பப்படுத்துதல்.

ஊடுருவும் கதிர்வீச்சு மற்றும் காஸ்மிக் கதிர்கள் மூலம் வாயுவின் அளவீட்டு வெப்பமாக்கல்

கடின மின்காந்த கதிர்வீச்சு மூலம் வாயுவின் கன அளவு வெப்பமாக்கல் (எக்ஸ்ரே மற்றும்காமா குவாண்டா).

அடிப்படை குளிரூட்டும் வழிமுறைகள்

இலவசம் இல்லாதது(bremsstrahlung) கதிர்வீச்சு

மறுசீரமைப்பு கதிர்வீச்சு

நிறமாலை கோடுகளில் உமிழ்வு

தூசி கதிர்வீச்சு

எலக்ட்ரான் தாக்க அயனியாக்கம்

காஸ்மிக் கதிர்கள்

சூரிய குடும்பத்திற்கு அருகில் உள்ள காஸ்மிக் கதிர் ஓட்டம் ~ 1 துகள்/செ.மீ. 2·வி. எனவே விண்மீன் ஊடகத்தில் வேகமான புரோட்டான்களின் சராசரி செறிவு ~ 10-10 –10-11 செமீ-3 ஆகும்.

காஸ்மிக் கதிர்கள் அதிக புரோட்டான்களைக் கொண்டிருக்கின்றன (துகள்களின் எண்ணிக்கையில் ~ 90%). ஹீலியம் கருக்கள் துகள்களின் எண்ணிக்கையால் சுமார் 7% ஆகும். CR இன் ஒரு அம்சம், லித்தியம், பெரிலியம், போரான் கருக்கள் (~ 0.14%) ஆகியவற்றின் ஒப்பீட்டளவில் பெரிய அளவில் விண்மீன்களுக்கு இடையே இருக்கும் போதுவாயு-தூசி சூழலில் அவற்றில் மிகக் குறைவு (~ 10-6%).

CR எனர்ஜி ஸ்பெக்ட்ரம் ஒரு பவர்-லா தன்மையைக் கொண்டுள்ளது, இருப்பினும் ஸ்பெக்ட்ரம் இன்டெக்ஸ் வெவ்வேறு பகுதிகளில் மாறுபடும். சராசரி CR ஆற்றல் அடர்த்தி அருகில் உள்ளது 10-12 erg/cm3.

பெரும்பாலும், சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் மற்றும் (அல்லது) பல்சர்களில் காஸ்மிக் கதிர்கள் துரிதப்படுத்தப்படுகின்றன.

பூமியின் சுற்றுப்பாதைக்கு அருகில் உள்ள கிரக இடைவெளியில் காஸ்மிக் கதிர்களின் வேறுபட்ட நிறமாலை: 1 - புரோட்டான்கள்; 2 - விண்மீன் காஸ்மிக் கதிர்களின் துகள்கள்; 3 - சூரிய எரிப்புகளிலிருந்து புரோட்டான்கள்.

ஒப்பிடுவதற்குக் காட்டப்பட்டது

புரோட்டான்கள் மற்றும் துகள்களின் நிறமாலை

காஸ்மிக் கதிர்களின் தோற்றம்

காஸ்மிக் கதிர்களின் முக்கிய ஆதாரமாக இருக்கும் சூப்பர்நோவா எச்சங்களின் கருதுகோளின் அடிப்படையில் கணக்கீடு முடிவுகளுடன் (திட வளைவு) ஒப்பிடுகையில் கண்காணிப்பு தரவுகளின் (செங்குத்து கோடுகள்) படி விண்மீன் தீர்க்கரேகை l மீது காமா கதிர் பாய்வின் சார்பு.

CL முடுக்கம் வழிமுறைகள்

ஃபெர்மி பொறிமுறை.

உறைந்த காந்தப்புலங்களுடன் நகரும் ஒரு துகள் மற்றும் விண்மீன் மேகங்களுக்கு இடையிலான தொடர்பு

(காந்த பாட்டில்). U வேகத்தில் போக்குவரத்து நெரிசல்கள் நெருங்குகின்றன<< V . За одно столкновение частица приобретает скорость 2U , число столкновений в единицу времени V /2L .

			வி டிஎல்

புள்ளியியல் முடுக்கம் பொறிமுறை (மேகங்களுக்கு இடையில் ஒரு துகள்களின் குழப்பமான இயக்கத்தின் போது). மேகங்களுடன் வரும் மோதல்களின் போது, ​​துகள்களின் ஆற்றல் அதிகரிக்கிறது, மேலும் மோதலின் போது அது குறைகிறது. வரவிருக்கும் மோதல்களின் போது தொடர்புடைய வேகம் அதிகமாக உள்ளது, எனவே அத்தகைய மோதல்களின் எண்ணிக்கை அதிகமாக உள்ளது. கனமான மேகங்களின் வாயு துகள்களின் வாயுவுடன் சமநிலையில் உள்ளது. செயல்முறையின் திசையானது மேகங்கள் மற்றும் துகள்களுக்கு இடையில் ஆற்றலின் சமநிலையை நிறுவுவதற்கு வழிவகுக்கும். காந்தப்புலத்தின் பங்கு மேகங்களிலிருந்து துகள்களை பிரதிபலிக்கும் அளவிற்கு குறைக்கப்படுகிறது.

இன்டர்ஸ்டெல்லர் வாயு மற்றும் தூசி.

விண்மீன் ஊடகம் என்பது விண்மீன் திரள்களுக்குள் உள்ள இடைவெளியை நிரப்பும் பொருள் மற்றும் புலங்கள் ஆகும். கலவை: விண்மீன் வாயு, தூசி (1% வாயு நிறை), விண்மீன் காந்தப்புலங்கள், காஸ்மிக் கதிர்கள் மற்றும் இருண்ட பொருள். முழு விண்மீன் ஊடகமும் காந்தப்புலங்கள், காஸ்மிக் கதிர்கள் மற்றும் மின்காந்த கதிர்வீச்சு ஆகியவற்றால் ஊடுருவுகிறது.

இன்டர்ஸ்டெல்லர் வாயு என்பது விண்மீன் ஊடகத்தின் முக்கிய அங்கமாகும். இன்டர்ஸ்டெல்லர் வாயு வெளிப்படையானது. விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள விண்மீன் வாயுவின் மொத்த நிறை 10 பில்லியன் சூரிய நிறை அல்லது நமது கேலக்ஸியில் உள்ள அனைத்து நட்சத்திரங்களின் மொத்த வெகுஜனத்தில் பல சதவீதத்திற்கும் அதிகமாகும். விண்மீன்களுக்கு இடையேயான வாயு அணுக்களின் சராசரி செறிவு ஒரு செமீ³க்கு 1 அணுவிற்கும் குறைவாக உள்ளது. அதன் பெரும்பகுதி பல நூறு பார்செக்குகள் தடிமனான அடுக்கில் கேலக்ஸியின் விமானத்திற்கு அருகில் உள்ளது. சராசரி வாயு அடர்த்தி சுமார் 10 -21 கிலோ/மீ³ ஆகும். வேதியியல் கலவையானது பெரும்பாலான நட்சத்திரங்களின் கலவையைப் போலவே உள்ளது: இது ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் (முறையே 90% மற்றும் 10% அணுக்களின் எண்ணிக்கை) கொண்ட கனமான தனிமங்களின் சிறிய கலவையுடன் (O, C, N, Ne, Si, முதலியன).

வெப்பநிலை மற்றும் அடர்த்தியைப் பொறுத்து, விண்மீன் வாயு மூலக்கூறு, அணு அல்லது அயனியாக்கம் நிலைகளில் உள்ளது.

21 செ.மீ அலைநீளத்தில் நடுநிலை அணு ஹைட்ரஜனின் ரேடியோ உமிழ்வு 1951 இல் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட பிறகு, விண்மீன் வாயு பற்றிய முக்கிய தரவு ரேடியோ-வானியல் முறைகள் மூலம் பெறப்பட்டது. 100 K வெப்பநிலை கொண்ட அணு ஹைட்ரஜன் 200-300 அடுக்குகளை உருவாக்குகிறது. அதன் மையத்திலிருந்து 15- 20 kpc தொலைவில் உள்ள விண்மீன் வட்டில் தடிமனான pc. இந்த கதிர்வீச்சைப் பெற்று பகுப்பாய்வு செய்வதன் மூலம், விண்வெளியில் உள்ள விண்மீன் வாயுவின் அடர்த்தி, வெப்பநிலை மற்றும் இயக்கம் பற்றி விஞ்ஞானிகள் அறிந்து கொள்கிறார்கள்.

சராசரியாக 10^5 சூரிய நிறை மற்றும் சுமார் 40 பிசி விட்டம் கொண்ட ராட்சத மூலக்கூறு மேகங்களில் பாதி விண்மீன் வாயு உள்ளது. குறைந்த வெப்பநிலை (சுமார் 10 K) மற்றும் அதிகரித்த அடர்த்தி (1 cm^3 க்கு 10^3 துகள்கள் வரை), இந்த மேகங்களில் உள்ள ஹைட்ரஜன் மற்றும் பிற தனிமங்கள் மூலக்கூறுகளாக இணைக்கப்படுகின்றன.

கேலக்ஸியில் இது போன்ற சுமார் 4000 மூலக்கூறு மேகங்கள் உள்ளன.

8000-10000 K வெப்பநிலையுடன் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட ஹைட்ரஜனின் பகுதிகள் ஒளி பரவலான நெபுலாக்களாக ஒளியியல் வரம்பில் வெளிப்படுகின்றன.

புற ஊதா கதிர்கள், புலப்படும் ஒளிக் கதிர்களைப் போலல்லாமல், வாயுவால் உறிஞ்சப்பட்டு அதன் ஆற்றலைக் கொடுக்கின்றன. இதற்கு நன்றி, சூடான நட்சத்திரங்கள் சுற்றியுள்ள வாயுவை அவற்றின் புற ஊதா கதிர்வீச்சுடன் தோராயமாக 10,000 K வெப்பநிலைக்கு வெப்பப்படுத்துகின்றன. சூடான வாயு ஒளியை வெளியிடத் தொடங்குகிறது, மேலும் நாம் அதை ஒரு ஒளி வாயு நெபுலாவாகக் கவனிக்கிறோம்.

இந்த நெபுலாக்கள் தான் தற்போது நிகழும் நட்சத்திரங்கள் உருவாகும் இடங்களின் குறிகாட்டிகளாகும்.

எனவே, கிரேட் ஓரியன் நெபுலாவில், ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கியைப் பயன்படுத்தி புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டுகளால் சூழப்பட்ட புரோட்டோஸ்டார்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன.

கிரேட் ஓரியன் நெபுலா மிகவும் பிரகாசமான வாயு நெபுலா ஆகும். இது தொலைநோக்கி அல்லது சிறிய தொலைநோக்கி மூலம் தெரியும்

ஒரு சிறப்பு வகை நெபுலா என்பது கிரக நெபுலாக்கள் ஆகும், அவை மங்கலான ஒளிரும் வட்டுகள் அல்லது கோள்களின் வட்டுகளை ஒத்த வளையங்களாக தோன்றும். அவர்கள் 1783 இல் W. ஹெர்ஷல் கண்டுபிடித்தனர், இப்போது அவற்றில் 1200 க்கும் மேற்பட்டவை உள்ளன, அத்தகைய ஒரு நெபுலாவின் மையத்தில் ஒரு இறந்த சிவப்பு ராட்சதத்தின் எச்சம் உள்ளது - ஒரு சூடான வெள்ளை குள்ள அல்லது நியூட்ரான் நட்சத்திரம். உள் வாயு அழுத்தத்தின் செல்வாக்கின் கீழ், கிரக நெபுலா சுமார் 20-40 கிமீ/வி வேகத்தில் விரிவடைகிறது, அதே நேரத்தில் வாயு அடர்த்தி குறைகிறது.

(Planetary Hourglass Nebula படம்)

விண்மீன் தூசி என்பது திடமான நுண்ணிய துகள்கள், விண்மீன் வாயுவுடன் சேர்ந்து, நட்சத்திரங்களுக்கு இடையில் உள்ள இடத்தை நிரப்புகிறது. தூசி தானியங்கள் கரிமப் பொருட்கள் அல்லது பனிக்கட்டி ஓடுகளால் சூழப்பட்ட ஒரு பயனற்ற மையத்தைக் கொண்டிருப்பதாக தற்போது நம்பப்படுகிறது. மையத்தின் இரசாயன கலவை அவை எந்த நட்சத்திரங்களில் ஒடுங்கின வளிமண்டலத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. உதாரணமாக, கார்பன் நட்சத்திரங்களைப் பொறுத்தவரை, அவை கிராஃபைட் மற்றும் சிலிக்கான் கார்பைடு கொண்டிருக்கும்.

விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசித் துகள்களின் வழக்கமான அளவு 0.01 முதல் 0.2 மைக்ரான் வரை இருக்கும், தூசியின் மொத்த நிறை மொத்த வாயுவில் 1% ஆகும். ஸ்டார்லைட் விண்மீன் தூசியை பல பத்து கெல்வின் வரை வெப்பப்படுத்துகிறது, இது விண்மீன் தூசியை நீண்ட அலை அகச்சிவப்பு கதிர்வீச்சின் ஆதாரமாக ஆக்குகிறது.

தூசியின் காரணமாக, அடர்த்தியான வாயு வடிவங்கள் - மூலக்கூறு மேகங்கள் - கிட்டத்தட்ட ஒளிபுகா மற்றும் இருண்ட பகுதிகளாக வானத்தில் தோன்றும், கிட்டத்தட்ட நட்சத்திரங்கள் இல்லை. இத்தகைய வடிவங்கள் இருண்ட பரவலான நெபுலாக்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. (படம்)

தூசி விண்மீன் ஊடகத்தில் நிகழும் இரசாயன செயல்முறைகளையும் பாதிக்கிறது: தூசி துகள்களில் கனமான கூறுகள் உள்ளன, அவை பல்வேறு இரசாயன செயல்முறைகளில் வினையூக்கிகளாகப் பயன்படுத்தப்படுகின்றன. தூசி துகள்கள் ஹைட்ரஜன் மூலக்கூறுகளின் உருவாக்கத்தில் பங்கேற்கின்றன, இது உலோக-ஏழை மேகங்களில் நட்சத்திர உருவாக்கத்தின் வீதத்தை அதிகரிக்கிறது.

விண்மீன் தூசியைப் படிப்பதற்கான கருவிகள்

• தொலைதூர கல்வி.
• விண்மீன் தூசியின் சேர்க்கைகள் இருப்பதற்கான நுண்ணிய விண்கற்களின் ஆராய்ச்சி.
• காஸ்மிக் தூசி துகள்கள் இருப்பதற்கான கடல் வண்டல் பற்றிய ஆய்வு.
• பூமியின் வளிமண்டலத்தில் அதிக உயரத்தில் இருக்கும் காஸ்மிக் தூசி துகள்கள் பற்றிய ஆய்வு.
• விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசி துகள்களை சேகரித்து, ஆய்வு செய்து பூமிக்கு வழங்க விண்கலத்தை ஏவுதல்.

சுவாரஸ்யமானது

• ஒரு வருடத்தில், 3 மில்லியன் டன் அண்ட தூசி பூமியின் மேற்பரப்பில் விழுகிறது, அதே போல் 350 ஆயிரம் முதல் 10 மில்லியன் டன் விண்கற்கள் - கல் அல்லது உலோக உடல்கள் விண்வெளியில் இருந்து வளிமண்டலத்தில் பறக்கின்றன.
• கடந்த 500 ஆண்டுகளில் மட்டும், நமது கிரகத்தின் நிறை அண்டப் பொருளால் ஒரு பில்லியன் டன்கள் அதிகரித்துள்ளது, இது பூமியின் நிறை 1.7·10 -16% மட்டுமே. இருப்பினும், இது நமது கிரகத்தின் வருடாந்திர மற்றும் தினசரி இயக்கத்தை வெளிப்படையாக பாதிக்கிறது.

ஆரம்பத்தில், வானவியலில் நெபுலாக்கள் நட்சத்திரக் கூட்டங்கள் அல்லது பால்வீதிக்கு வெளியே உள்ள விண்மீன் திரள்கள் உட்பட, நிலையான நீட்டிக்கப்பட்ட (பரவலான) ஒளிரும் வானியல் பொருள்களாக இருந்தன, அவை நட்சத்திரங்களாகத் தீர்க்கப்பட முடியாதவை. அத்தகைய பயன்பாட்டின் சில எடுத்துக்காட்டுகள் இன்றும் உள்ளன. உதாரணமாக, ஆண்ட்ரோமெடா கேலக்ஸி சில நேரங்களில் "ஆண்ட்ரோமெடா நெபுலா" என்று அழைக்கப்படுகிறது. எனவே, வால்மீன்களைத் தீவிரமாகத் தேடிக்கொண்டிருந்த சார்லஸ் மெஸ்ஸியர், 1787 இல் வால்மீன்களைப் போன்ற நிலையான பரவலான பொருட்களின் பட்டியலைத் தொகுத்தார். மெஸ்ஸியர் அட்டவணையில் நெபுலாக்கள் மற்றும் விண்மீன் திரள்கள் (உதாரணமாக, மேலே குறிப்பிட்டுள்ள ஆண்ட்ரோமெடா விண்மீன் M31) மற்றும் குளோபுலர் நட்சத்திரக் கூட்டங்கள் (M13 ஹெர்குலஸ் கிளஸ்டர்) ஆகியவை அடங்கும். வானியல் மற்றும் தொலைநோக்கிகளின் தீர்மானம் வளர்ந்தவுடன், "நெபுலா" என்ற கருத்து மேலும் மேலும் சுத்திகரிக்கப்பட்டது: சில "நெபுலாக்கள்" நட்சத்திரக் கூட்டங்களாக அடையாளம் காணப்பட்டன, இருண்ட (உறிஞ்சும்) வாயு-தூசி நெபுலாக்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன, இறுதியாக, 1920கள். முதலில் லண்ட்மார்க், பின்னர் ஹப்பிள், பல விண்மீன் திரள்களின் புறப் பகுதிகளை நட்சத்திரங்களாகத் தீர்த்து அதன் மூலம் அவற்றின் தன்மையை நிலைநாட்ட முடிந்தது. அப்போதிருந்து, "நெபுலா" என்ற சொல் மேலே உள்ள அர்த்தத்தில் பயன்படுத்தப்படுகிறது.

நெபுலாக்களின் வகைப்பாட்டில் பயன்படுத்தப்படும் முதன்மை அம்சம், அவைகளால் ஒளியை உறிஞ்சுதல் அல்லது வெளியேற்றுதல் (சிதறல்) ஆகும், அதாவது, இந்த அளவுகோலின் படி, நெபுலாக்கள் இருண்ட மற்றும் ஒளி என பிரிக்கப்படுகின்றன. முந்தையவை அவற்றின் பின்னால் அமைந்துள்ள மூலங்களிலிருந்து கதிர்வீச்சை உறிஞ்சுவதன் காரணமாகவும், பிந்தையது அவற்றின் சொந்த கதிர்வீச்சு அல்லது அருகிலுள்ள நட்சத்திரங்களிலிருந்து ஒளியின் பிரதிபலிப்பு (சிதறல்) காரணமாகவும் காணப்படுகின்றன. ஒளி நெபுலாக்களின் கதிர்வீச்சின் தன்மை, அவற்றின் கதிர்வீச்சைத் தூண்டும் ஆற்றல் மூலங்கள், அவற்றின் தோற்றம் சார்ந்தது மற்றும் பல்வேறு இயல்புடையதாக இருக்கலாம்; பெரும்பாலும் ஒரு நெபுலாவில் பல கதிர்வீச்சு வழிமுறைகள் செயல்படுகின்றன. நெபுலாக்களை வாயு மற்றும் தூசியாகப் பிரிப்பது பெரும்பாலும் தன்னிச்சையானது: அனைத்து நெபுலாக்களும் தூசி மற்றும் வாயு இரண்டையும் கொண்டிருக்கின்றன. இந்த பிரிவு வரலாற்று ரீதியாக பல்வேறு கண்காணிப்பு முறைகள் மற்றும் கதிர்வீச்சு வழிமுறைகளால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது: கதிர்வீச்சு அவற்றின் பின்னால் அமைந்துள்ள மூலங்களின் இருண்ட நெபுலாக்களால் உறிஞ்சப்படும்போது மற்றும் அருகிலுள்ள நட்சத்திரங்கள் அல்லது நெபுலாவில் இருந்து கதிர்வீச்சு பிரதிபலிக்கும் போது, ​​​​தூசியின் இருப்பு மிகவும் தெளிவாகக் காணப்படுகிறது. அல்லது நெபுலாவில் உள்ள தூசியால் மீண்டும் உமிழப்படும்; நெபுலாவில் உள்ள ஒரு சூடான நட்சத்திரத்திலிருந்து புற ஊதா கதிர்வீச்சினால் அயனியாக்கம் செய்யப்படும்போது (நட்சத்திர சங்கங்கள் அல்லது கிரக நெபுலாவைச் சுற்றியுள்ள H II அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட ஹைட்ரஜனின் உமிழ்வு பகுதிகள்) அல்லது விண்மீன் ஊடகம் வெப்பமடையும் போது நெபுலாவின் வாயு கூறுகளின் உள்ளார்ந்த உமிழ்வு காணப்படுகிறது. ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பு அல்லது ஓநாய்-ரேயட் வகை நட்சத்திரங்களின் சக்திவாய்ந்த நட்சத்திரக் காற்றின் தாக்கம் காரணமாக ஏற்படும் அதிர்ச்சி அலை.

இருண்ட நெபுலாக்கள் என்பது விண்மீன்களுக்கு இடையேயான வாயு மற்றும் விண்மீன் தூசியின் அடர்த்தியான (பொதுவாக மூலக்கூறு) மேகங்கள் ஆகும், அவை தூசி மூலம் ஒளியை விண்மீன்களுக்கு இடையே உறிஞ்சுவதால் ஒளிபுகாவை. அவை பொதுவாக பிரகாசமான நெபுலாக்களின் பின்னணியில் தெரியும். குறைவாக அடிக்கடி, இருண்ட நெபுலாக்கள் பால்வீதியின் பின்னணியில் நேரடியாகத் தெரியும். இவை கோல்சாக் நெபுலா மற்றும் ராட்சத குளோபுல்ஸ் எனப்படும் பல சிறியவை. ஹப்பிள் பார்த்த குதிரைத்தலை நெபுலா

இருண்ட நெபுலாக்களில் ஒளி A v இன் விண்மீன் உறிஞ்சுதல் பரவலாக மாறுபடுகிறது, அடர்த்தியான நெபுலாக்களில் 110 மீ முதல் மீ வரை. பெரிய A v கொண்ட நெபுலாக்களின் கட்டமைப்பை ரேடியோ வானியல் மற்றும் சப்மில்லிமீட்டர் வானியல் முறைகள் மூலம் மட்டுமே ஆய்வு செய்ய முடியும், முக்கியமாக மூலக்கூறு ரேடியோ கோடுகள் மற்றும் தூசியிலிருந்து வரும் அகச்சிவப்பு கதிர்வீச்சு ஆகியவற்றின் அவதானிப்புகள். பெரும்பாலும், இருண்ட நெபுலாக்களுக்குள், A v முதல் m வரையிலான தனிப்பட்ட அடர்த்திகள் காணப்படுகின்றன, அதில் நட்சத்திரங்கள் வெளிப்படையாக உருவாகின்றன. ஒளியியல் வரம்பில் ஒளிஊடுருவக்கூடிய நெபுலாவின் அந்த பகுதிகளில், இழை அமைப்பு தெளிவாகத் தெரியும். நெபுலாக்களின் இழைகள் மற்றும் பொதுவான நீளம் ஆகியவை அவற்றில் காந்தப்புலங்களின் இருப்புடன் தொடர்புடையவை, அவை சக்தியின் கோடுகளில் பொருளின் இயக்கத்தைத் தடுக்கின்றன மற்றும் பல வகையான காந்தஹைட்ரோடைனமிக் உறுதியற்ற தன்மைகளின் வளர்ச்சிக்கு வழிவகுக்கும். நெபுலா பொருளின் தூசி கூறு காந்தப்புலங்களுடன் தொடர்புடையது, ஏனெனில் தூசி தானியங்கள் மின்சாரம் சார்ஜ் செய்யப்படுகின்றன.

பிரதிபலிப்பு நெபுலாக்கள் நட்சத்திரங்களால் ஒளிரும் வாயு மற்றும் தூசி மேகங்கள். நட்சத்திரம்(கள்) ஒரு விண்மீன் மேகத்திற்குள் அல்லது அதற்கு அருகில் இருந்தால், ஆனால் அதைச் சுற்றி குறிப்பிடத்தக்க அளவு விண்மீன் ஹைட்ரஜனை அயனியாக்கம் செய்யும் அளவுக்கு சூடாக இல்லாவிட்டால், நெபுலாவிலிருந்து ஒளியியல் கதிர்வீச்சின் முக்கிய ஆதாரம் நட்சத்திரங்களுக்கு இடையேயான தூசியால் சிதறடிக்கப்பட்ட நட்சத்திர ஒளியாகும். அத்தகைய நெபுலாக்களுக்கு ஒரு உதாரணம் ப்ளேயட்ஸ் கிளஸ்டரில் உள்ள பிரகாசமான நட்சத்திரங்களைச் சுற்றியுள்ள நெபுலாக்கள். ஏஞ்சல் பிரதிபலிப்பு நெபுலா விண்மீன் விமானத்திலிருந்து 300 பிசி உயரத்தில் அமைந்துள்ளது.

பெரும்பாலான பிரதிபலிப்பு நெபுலாக்கள் பால்வீதியின் விமானத்திற்கு அருகில் அமைந்துள்ளன. பல சந்தர்ப்பங்களில், உயர் விண்மீன் அட்சரேகைகளில் பிரதிபலிப்பு நெபுலாக்கள் காணப்படுகின்றன. இவை பல்வேறு அளவுகள், வடிவங்கள், அடர்த்திகள் மற்றும் வெகுஜனங்களின் வாயு-தூசி (பெரும்பாலும் மூலக்கூறு) மேகங்கள், பால்வீதி வட்டில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் ஒருங்கிணைந்த கதிர்வீச்சினால் ஒளிரும். அவற்றின் மிகக் குறைந்த மேற்பரப்பு பிரகாசம் (பொதுவாக வானத்தின் பின்னணியை விட மிகவும் மங்கலானது) காரணமாக அவை படிப்பது கடினம். சில சமயங்களில், விண்மீன் திரள்களின் படங்களின் மீது திட்டமிடப்பட்டு, அவை வால்கள், பாலங்கள் போன்றவற்றின் விவரங்கள் இல்லாத விண்மீன் திரள்களின் புகைப்படங்களில் தோற்றமளிக்கின்றன. சில பிரதிபலிப்பு நெபுலாக்கள் வால்மீன் போன்ற தோற்றத்தைக் கொண்டுள்ளன மற்றும் அவை வால்மீன்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. அத்தகைய நெபுலாவின் "தலையில்" பொதுவாக T Tauri வகையின் ஒரு மாறி நட்சத்திரம் உள்ளது, இது நெபுலாவை ஒளிரச் செய்கிறது. இத்தகைய நெபுலாக்கள் பெரும்பாலும் மாறுபட்ட பிரகாசம், கண்காணிப்பு (ஒளியின் பரவலின் போது தாமதத்துடன்) அவற்றை ஒளிரச் செய்யும் நட்சத்திரங்களின் கதிர்வீச்சின் மாறுபாடு. வால்மீன் நெபுலாக்களின் அளவுகள் பொதுவாக ஒரு பார்செக்கின் நூறில் ஒரு பங்கு சிறியதாக இருக்கும்.

ஒரு அரிய வகை பிரதிபலிப்பு நெபுலா ஒளி எதிரொலி என்று அழைக்கப்படுகிறது, இது பெர்சியஸ் விண்மீன் தொகுப்பில் 1901 நோவாயா வெடிப்புக்குப் பிறகு கவனிக்கப்பட்டது. புதிய நட்சத்திரத்தின் பிரகாசமான எரிப்பு தூசியை ஒளிரச் செய்தது, மேலும் பல ஆண்டுகளாக ஒரு மங்கலான நெபுலா காணப்பட்டது, ஒளியின் வேகத்தில் எல்லா திசைகளிலும் பரவியது. ஒளி எதிரொலிக்கு கூடுதலாக, புதிய நட்சத்திரங்களின் வெடிப்புகளுக்குப் பிறகு, சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் எச்சங்களைப் போலவே வாயு நெபுலாக்கள் உருவாகின்றன. மெரோப் பிரதிபலிப்பு நெபுலா

பல பிரதிபலிப்பு நெபுலாக்கள் நுண்ணிய நார்ச்சத்து அமைப்பைக் கொண்டுள்ளன, இது ஒரு பார்செக்கின் பல நூறு அல்லது ஆயிரத்தில் ஒரு பங்கு தடிமனான இழைகளின் அமைப்பு. இழைகளின் தோற்றம் புல்லாங்குழல் அல்லது காந்தப்புலத்தால் ஊடுருவிய நெபுலாவில் வரிசைமாற்ற உறுதியற்ற தன்மையுடன் தொடர்புடையது. வாயு மற்றும் தூசியின் இழைகள் காந்தப்புலக் கோடுகளைத் தவிர்த்து, அவற்றுக்கிடையே ஊடுருவி, மெல்லிய இழைகளை உருவாக்குகின்றன. பிரதிபலிப்பு நெபுலாக்களின் மேற்பரப்பில் ஒளியின் பிரகாசம் மற்றும் துருவமுனைப்பு ஆகியவற்றின் பரவலைப் படிப்பது, அத்துடன் அலைநீளத்தில் இந்த அளவுருக்கள் சார்ந்திருப்பதை அளவிடுவது, அல்பெடோ போன்ற விண்மீன் தூசியின் பண்புகளை நிறுவுவதை சாத்தியமாக்குகிறது, குறிகாட்டிகளை சிதறடிக்கிறது, அளவு, வடிவம் மற்றும் நோக்குநிலை தூசி தானியங்கள்.

கதிர்வீச்சு-அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட நெபுலாக்கள் என்பது நட்சத்திரங்களின் கதிர்வீச்சு அல்லது அயனியாக்கும் கதிர்வீச்சின் பிற மூலங்களிலிருந்து அதிக அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட விண்மீன் வாயுவின் பகுதிகள் ஆகும். பிரகாசமான மற்றும் மிகவும் பரவலான, அதே போல் இத்தகைய நெபுலாக்களின் மிகவும் ஆய்வு செய்யப்பட்ட பிரதிநிதிகள் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட ஹைட்ரஜன் (H II மண்டலங்கள்) பகுதிகள். H II மண்டலங்களில், பொருள் கிட்டத்தட்ட முற்றிலும் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்டு, அவற்றின் உள்ளே அமைந்துள்ள நட்சத்திரங்களிலிருந்து புற ஊதா கதிர்வீச்சினால் ~10 4 K வெப்பநிலைக்கு வெப்பப்படுத்தப்படுகிறது. HII மண்டலங்களுக்குள், லைமன் தொடர்ச்சியில் உள்ள அனைத்து நட்சத்திரங்களின் கதிர்வீச்சுகளும் ரோஸ்லேண்டின் தேற்றத்தின்படி துணைத் தொடர்களின் வரிகளில் கதிர்வீச்சாக செயலாக்கப்படுகின்றன. எனவே, பரவலான நெபுலாக்களின் நிறமாலையில் பால்மர் தொடரின் மிகவும் பிரகாசமான கோடுகள் உள்ளன, அதே போல் லைமன்-ஆல்பா கோடும் உள்ளன. அரிதான குறைந்த அடர்த்தி H II மண்டலங்கள் மட்டுமே நட்சத்திரக் கதிர்வீச்சினால் அயனியாக்கம் செய்யப்படுகின்றன. கரோனல் வாயு.

கதிர்வீச்சு-அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட நெபுலாக்கள் பால்வீதி மற்றும் பிற விண்மீன் திரள்களில் (செயலில் உள்ள விண்மீன் கருக்கள் மற்றும் குவாசர்கள் உட்பட) சக்தி வாய்ந்த எக்ஸ்ரே மூலங்களைச் சுற்றியும் நிகழ்கின்றன. அவை பெரும்பாலும் H II மண்டலங்களை விட அதிக வெப்பநிலை மற்றும் NGC 604 ஐ உருவாக்கும் கனமான தனிமங்களின் அதிக அளவு அயனியாக்கம் ஆகியவற்றால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன.

ஒரு வகை உமிழ்வு நெபுலா என்பது கிரக நெபுலா ஆகும், இது நட்சத்திர வளிமண்டலங்களின் மேல் வெளியேறும் அடுக்குகளால் உருவாகிறது; பொதுவாக இது ஒரு மாபெரும் நட்சத்திரத்தால் வெளியேற்றப்படும் ஷெல் ஆகும். ஒளியியல் வரம்பில் நெபுலா விரிவடைந்து ஒளிரும். முதல் கிரக நெபுலாக்கள் 1783 இல் W. ஹெர்ஷலால் கண்டுபிடிக்கப்பட்டன, மேலும் அவை கிரகங்களின் வட்டுகளுடன் வெளிப்புற ஒற்றுமைக்காக பெயரிடப்பட்டன. இருப்பினும், அனைத்து கிரக நெபுலாக்களும் வட்டு வடிவில் இல்லை: பல வளைய வடிவில் அல்லது ஒரு குறிப்பிட்ட திசையில் (இருமுனை நெபுலாக்கள்) சமச்சீராக நீளமாக இருக்கும். ஜெட் விமானங்கள், சுருள்கள் மற்றும் சிறிய குளோபுல்கள் வடிவில் ஒரு சிறந்த அமைப்பு அவற்றின் உள்ளே கவனிக்கப்படுகிறது. கிரக நெபுலாக்களின் விரிவாக்க விகிதம் கிமீ/வி, விட்டம் 0.010.1 பிசி, வழக்கமான நிறை சுமார் 0.1 சூரிய நிறை, ஆயுட்காலம் சுமார் 10 ஆயிரம் ஆண்டுகள். கிரக பூனையின் கண் நெபுலா.

விண்மீன் ஊடகத்தில் உள்ள பொருளின் சூப்பர்சோனிக் இயக்கத்தின் மூலங்களின் பல்வேறு மற்றும் பெருக்கம் அதிர்ச்சி அலைகளால் உருவாக்கப்பட்ட ஏராளமான மற்றும் பல்வேறு நெபுலாக்களுக்கு வழிவகுக்கிறது. பொதுவாக, இத்தகைய நெபுலாக்கள் குறுகிய காலம் நீடிக்கும், ஏனெனில் அவை நகரும் வாயுவின் இயக்க ஆற்றல் தீர்ந்த பிறகு மறைந்துவிடும். விண்மீன் ஊடகத்தில் வலுவான அதிர்ச்சி அலைகளின் முக்கிய ஆதாரங்கள் நட்சத்திர வெடிப்புகள், சூப்பர்நோவாக்கள் மற்றும் நோவாக்களின் வெடிப்பின் போது குண்டுகள் வெளியேற்றப்படுகின்றன, அத்துடன் நட்சத்திர காற்று. இந்த எல்லா நிகழ்வுகளிலும், பொருளின் வெளியேற்றத்திற்கான ஒரு புள்ளி ஆதாரம் உள்ளது (ஒரு நட்சத்திரம்). இந்த வழியில் உருவாக்கப்பட்ட நெபுலாக்கள் விரிவடையும் ஷெல் தோற்றத்தைக் கொண்டுள்ளன, கோள வடிவத்திற்கு அருகில் உள்ளன. வெளியேற்றப்பட்ட பொருள் நூற்றுக்கணக்கான மற்றும் ஆயிரக்கணக்கான கிமீ/வி வரிசையின் வேகத்தைக் கொண்டுள்ளது, எனவே அதிர்ச்சி அலை முன் பின்னால் உள்ள வாயுவின் வெப்பநிலை பல மில்லியன்கள் மற்றும் பில்லியன் கணக்கான டிகிரிகளை அடையலாம்.

பல மில்லியன் டிகிரி வெப்பநிலையில் சூடேற்றப்பட்ட வாயு முக்கியமாக எக்ஸ்ரே வரம்பில், தொடர்ச்சியான நிறமாலை மற்றும் நிறமாலை கோடுகளில் வெளியிடுகிறது. ஆப்டிகல் ஸ்பெக்ட்ரல் கோடுகளில் இது மிகவும் பலவீனமாக ஒளிர்கிறது. அதிர்ச்சி அலை விண்மீன் ஊடகத்தில் ஒத்திசைவற்ற தன்மைகளை சந்திக்கும் போது, ​​அது அடர்த்தியைச் சுற்றி வளைகிறது. ஒரு மெதுவான அதிர்ச்சி அலை முத்திரைகளுக்குள் பரவுகிறது, இது ஒளியியல் வரம்பின் நிறமாலைக் கோடுகளில் கதிர்வீச்சை ஏற்படுத்துகிறது. இதன் விளைவாக பிரகாசமான இழைகள் புகைப்படங்களில் தெளிவாகத் தெரியும். முக்கிய அதிர்ச்சி முன், விண்மீன்களுக்கு இடையேயான வாயுவை அழுத்தி, அதன் பரவல் திசையில் அதை இயக்கத்தில் அமைக்கிறது, ஆனால் அதிர்ச்சி அலையை விட குறைவான வேகத்தில். பென்சில் நெபுலா - சூப்பர்நோவா அதிர்ச்சி அலை

அதிர்ச்சி அலைகளால் உருவாக்கப்பட்ட பிரகாசமான நெபுலாக்கள் சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளால் ஏற்படுகின்றன மற்றும் அவை சூப்பர்நோவா எச்சங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. விண்மீன் வாயுவின் கட்டமைப்பை வடிவமைப்பதில் அவை மிக முக்கிய பங்கு வகிக்கின்றன. விவரிக்கப்பட்ட அம்சங்களுடன், அவை ஆற்றல்-சட்ட நிறமாலையுடன் கூடிய வெப்பமற்ற ரேடியோ உமிழ்வுகளால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன, இது சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் போது துரிதப்படுத்தப்பட்ட சார்பியல் எலக்ட்ரான்களாலும் பின்னர் வெடித்தபின் பொதுவாக இருக்கும் பல்சராலும் ஏற்படுகிறது. நோவா வெடிப்புகளுடன் தொடர்புடைய நெபுலாக்கள் சிறிய, பலவீனமான மற்றும் குறுகிய கால நண்டு நெபுலாவின் சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் எச்சம் 1054 கிராம்

அதிர்ச்சி அலைகளால் உருவாக்கப்பட்ட மற்றொரு வகை நெபுலா ஓநாய் ரேயட் நட்சத்திரங்களின் நட்சத்திர காற்றுடன் தொடர்புடையது. இந்த நட்சத்திரங்கள் ஒரு வருடத்திற்கு ஒரு வெகுஜன ஃப்ளக்ஸ் மற்றும் (1 3) × 10 3 கிமீ/வி வேகம் கொண்ட மிக சக்திவாய்ந்த நட்சத்திரக் காற்றால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. அவை பிரகாசமான இழைகளுடன் பல பார்செக்குகளை நெபுலாவை உருவாக்குகின்றன. சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளின் எச்சங்களைப் போலல்லாமல், இந்த நெபுலாக்களின் ரேடியோ உமிழ்வு ஒரு வெப்ப இயல்புடையது. அத்தகைய நெபுலாக்களின் ஆயுட்காலம் நட்சத்திரங்கள் ஓநாய்-ரேயட் நட்சத்திர நிலையில் தங்கியிருக்கும் காலத்தால் வரையறுக்கப்பட்டுள்ளது மற்றும் 10 5 ஆண்டுகளுக்கு அருகில் உள்ளது. Wolf Rayet நட்சத்திரத்தைச் சுற்றி தோரின் ஹெல்மெட் நெபுலா

நட்சத்திர உருவாக்கம் நிகழும் விண்மீன் ஊடகத்தின் பகுதிகளில் குறைந்த வேகத்தின் அதிர்ச்சி அலைகள் எழுகின்றன. அவை நூற்றுக்கணக்கான மற்றும் ஆயிரக்கணக்கான டிகிரிகளுக்கு வாயுவை சூடாக்குவதற்கும், மூலக்கூறு அளவுகளின் தூண்டுதலுக்கும், மூலக்கூறுகளின் பகுதி அழிவுக்கும், தூசியின் வெப்பத்திற்கும் வழிவகுக்கும். இத்தகைய அதிர்ச்சி அலைகள் நீளமான நெபுலா வடிவில் தெரியும், அவை முதன்மையாக அகச்சிவப்பு நிறத்தில் ஒளிரும். இதுபோன்ற பல நெபுலாக்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன, உதாரணமாக, ஓரியன் நெபுலாவுடன் தொடர்புடைய நட்சத்திர உருவாக்கம் மையத்தில். ஓரியன் நெபுலா ஒரு மாபெரும் நட்சத்திரத்தை உருவாக்கும் பகுதி

அறிவுத் தளத்தில் உங்கள் நல்ல படைப்பை அனுப்புவது எளிது. கீழே உள்ள படிவத்தைப் பயன்படுத்தவும்

மாணவர்கள், பட்டதாரி மாணவர்கள், தங்கள் படிப்பிலும் வேலையிலும் அறிவுத் தளத்தைப் பயன்படுத்தும் இளம் விஞ்ஞானிகள் உங்களுக்கு மிகவும் நன்றியுள்ளவர்களாக இருப்பார்கள்.

அன்று வெளியிடப்பட்டது http://www.allbest.ru/

செலியாபின்ஸ்க் நகரின் முனிசிபல் பட்ஜெட் கல்வி நிறுவனம் லைசியம் எண். 11

கட்டுரை

nமற்றும் தலைப்பு:

"எரிவாயு மற்றும் தூசி வளாகங்கள். இன்டர்ஸ்டெல்லர் மீடியம்»

நிகழ்த்தப்பட்டது:

11ம் வகுப்பு மாணவி

Kiseleva Polina Olegovna

சரிபார்க்கப்பட்டது:

லைகாசோவா அலெவ்டினா பாவ்லோவ்னா

செல்யாபின்ஸ்க் 2015

பற்றிஅத்தியாயம்

அறிமுகம்

1. ISM ஆராய்ச்சியின் வரலாறு

2. MLS இன் முக்கிய கூறுகள்

2.1 இன்டர்ஸ்டெல்லர் வாயு

2.2 இன்டர்ஸ்டெல்லர் தூசி

2.3 இன்டர்ஸ்டெல்லர் மேகம்

2.4 காஸ்மிக் கதிர்கள்

2.5 இன்டர்ஸ்டெல்லர் காந்தப்புலம்

3. ISM இன் இயற்பியல் அம்சங்கள்

4. நெபுலா

4.1 பரவலான (ஒளி) நெபுலா

4.2 இருண்ட நெபுலா

5. கதிர்வீச்சு

6. இன்டர்ஸ்டெல்லர் மீடியத்தின் பரிணாமம்

முடிவுரை

ஆதாரங்களின் பட்டியல்

அறிமுகம்

பிரபஞ்சம், அதன் மையத்தில், கிட்டத்தட்ட வெற்று இடம். ஒப்பீட்டளவில் சமீபத்தில் தான் நட்சத்திரங்கள் முழுமையான வெறுமையில் இல்லை என்பதையும், விண்வெளி முற்றிலும் வெளிப்படையானது அல்ல என்பதையும் நிரூபிக்க முடிந்தது. நட்சத்திரங்கள் பரந்த பிரபஞ்சத்தின் ஒரு சிறிய பகுதியை மட்டுமே ஆக்கிரமித்துள்ளன. விண்மீன் திரள்களுக்குள் உள்ள விண்மீன் இடைவெளியை நிரப்பும் பொருள் மற்றும் புலங்கள் இன்டர்ஸ்டெல்லர் மீடியம் (ஐஎஸ்எம்) என்று அழைக்கப்படுகின்றன. விண்மீன் ஊடகத்தின் தன்மை பல நூற்றாண்டுகளாக வானியலாளர்கள் மற்றும் விஞ்ஞானிகளின் கவனத்தை ஈர்த்துள்ளது. "இன்டர்ஸ்டெல்லர் மீடியம்" என்ற சொல் முதன்முதலில் எஃப். பேக்கனால் 1626 இல் பயன்படுத்தப்பட்டது.

1. ஆராய்ச்சியின் வரலாறுMZS

மீண்டும் 19 ஆம் நூற்றாண்டின் நடுப்பகுதியில். ரஷ்ய வானியலாளர் V. ஸ்ட்ரூவ்விண்வெளி காலியாக இல்லை, தொலைதூர நட்சத்திரங்களின் ஒளி அதில் உறிஞ்சப்படுகிறது என்பதற்கான மறுக்க முடியாத ஆதாரங்களைக் கண்டறிய விஞ்ஞான முறைகளைப் பயன்படுத்த முயற்சித்தேன், ஆனால் பயனில்லை. விண்மீன் நடுத்தர மேக வாயு

பின்னர் ஜெர்மன் வானியற்பியல் நிபுணர் எஃப். ஹார்ட்மேன்டெல்டா ஓரியோனிஸின் ஸ்பெக்ட்ரம் பற்றிய ஆய்வை நடத்தியது மற்றும் டெல்டா ஓரியோனிஸ் அமைப்பின் தோழர்களின் சுற்றுப்பாதை இயக்கம் மற்றும் நட்சத்திரத்திலிருந்து வரும் ஒளி ஆகியவற்றை ஆய்வு செய்தது. பூமிக்கு செல்லும் வழியில் சில ஒளி உறிஞ்சப்படுவதை உணர்ந்த ஹார்ட்மேன், "கால்சியம் உறிஞ்சுதல் கோடு மிகவும் பலவீனமாக உள்ளது" என்று எழுதினார், மேலும் "393.4 நானோமீட்டர்களில் கால்சியம் கோடுகள் ஒரு குறிப்பிட்ட கால இடைவெளியில் நகராதது ஆச்சரியமாக இருந்தது. ஸ்பெக்ட்ரம், இது ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பைனரி நட்சத்திரங்களில் உள்ளது." இந்த வரிகளின் நிலையான தன்மை, உறிஞ்சுதலுக்கு காரணமான வாயு டெல்டா ஓரியோனிஸின் வளிமண்டலத்தில் இல்லை என்று ஹார்ட்மேன் பரிந்துரைத்தது, மாறாக, நட்சத்திரத்திற்கு வெளியே அமைந்துள்ளது மற்றும் நட்சத்திரத்திற்கும் பார்வையாளருக்கும் இடையில் அமைந்துள்ளது. இந்த ஆய்வு விண்மீன் ஊடகம் பற்றிய ஆய்வின் தொடக்கத்தைக் குறித்தது.

விண்மீன்களுக்கு இடையேயான பொருளின் தீவிர ஆய்வுகள் அதை சாத்தியமாக்கியுள்ளன டபிள்யூ பிக்கரிங் 1912 இல் "இன்டர்ஸ்டெல்லர் உறிஞ்சுதல் ஊடகம், இது காட்டப்பட்டுள்ளது கப்டீன், சில அலைநீளங்களில் மட்டுமே உறிஞ்சுகிறது, சூரியன் மற்றும் நட்சத்திரங்களால் உமிழப்படும் வாயு மற்றும் வாயு மூலக்கூறுகள் இருப்பதைக் குறிக்கலாம்.

அதே 1912 இல் INஹெஸ்காஸ்மிக் கதிர்கள், விண்வெளியில் இருந்து பூமியை குண்டுவீசும் ஆற்றல்மிக்க சார்ஜ் துகள்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. இது சில ஆராய்ச்சியாளர்கள் விண்மீன் ஊடகத்தையும் நிரப்புவதாக அறிவிக்க அனுமதித்தது.

ஹார்ட்மேனின் ஆராய்ச்சிக்குப் பிறகு, 1919 இல், ஈகர்டெல்டா ஓரியோனிஸ் மற்றும் பீட்டா ஸ்கார்பி அமைப்புகளில் 589.0 மற்றும் 589.6 நானோமீட்டர் அலைகளில் உறிஞ்சும் கோடுகளைப் படிக்கும் போது, ​​அவர் விண்மீன் ஊடகத்தில் சோடியத்தை கண்டுபிடித்தார்.

எங்களிடமிருந்து பல்வேறு தொலைவில் உள்ள தொலைதூர நட்சத்திரக் கூட்டங்களின் கவனிக்கப்பட்ட பண்புகளை ஒப்பிடுவதன் மூலம், 20 ஆம் நூற்றாண்டின் முதல் பாதியில், ஒரு உறிஞ்சும் அரிதான ஊடகத்தின் இருப்பு நூறு ஆண்டுகளுக்கு முன்பே நிரூபிக்கப்பட்டது. இது ஒரு அமெரிக்க வானியலாளர் மூலம் சுயாதீனமாக செய்யப்பட்டது ராபர்ட் ட்ரம்ப்லர்(1896-1956) மற்றும் சோவியத் வானியலாளர் பி.ஏ.வொரொன்ட்சோவ்-வெல்யாமினோவ்(1904-1994). இன்னும் துல்லியமாக, விண்மீன் ஊடகத்தின் கூறுகளில் ஒன்று இவ்வாறு கண்டுபிடிக்கப்பட்டது - மெல்லிய தூசி, இதன் காரணமாக விண்மீன் ஊடகம் முற்றிலும் வெளிப்படையானது அல்ல, குறிப்பாக பால்வீதியின் திசைக்கு நெருக்கமான திசைகளில். தூசியின் இருப்பு என்பது தொலைதூர நட்சத்திரங்களின் வெளிப்படையான பிரகாசம் மற்றும் கவனிக்கப்பட்ட நிறம் ஆகிய இரண்டும் சிதைந்துவிட்டன, மேலும் அவற்றின் உண்மையான மதிப்புகளை அறிய அழிவின் சிக்கலான கணக்கியல் தேவைப்பட்டது. இதனால் தூசியானது தொலைதூரப் பொருட்களைப் படிப்பதில் இடையூறு விளைவிக்கும் ஒரு எரிச்சலூட்டும் தொல்லையாக வானியலாளர்களால் உணரப்பட்டது. ஆனால் அதே நேரத்தில், தூசியை ஒரு உடல் ஊடகமாகப் படிப்பதில் ஆர்வம் எழுந்தது - விஞ்ஞானிகள் தூசி தானியங்கள் எவ்வாறு எழுகின்றன மற்றும் அழிக்கப்படுகின்றன, கதிர்வீச்சுக்கு தூசி எவ்வாறு பிரதிபலிக்கிறது மற்றும் நட்சத்திரங்களை உருவாக்குவதில் தூசி என்ன பங்கு வகிக்கிறது என்பதைக் கண்டுபிடிக்கத் தொடங்கினர்.

20 ஆம் நூற்றாண்டின் இரண்டாம் பாதியில் வானொலி வானியல் வளர்ச்சியுடன். அதன் ரேடியோ உமிழ்வைப் பயன்படுத்தி விண்மீன் ஊடகத்தைப் படிக்க முடிந்தது. இலக்கு தேடல்களின் விளைவாக, விண்மீன் இடைவெளியில் நடுநிலை ஹைட்ரஜன் அணுக்களிலிருந்து கதிர்வீச்சு 1420 மெகா ஹெர்ட்ஸ் அதிர்வெண்ணில் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது (21 செமீ அலைநீளத்துடன் தொடர்புடையது). இந்த அலைவரிசையில் கதிர்வீச்சு (அல்லது, அவர்கள் சொல்வது போல், ஒரு வானொலி இணைப்பில்) ஒரு டச்சு வானியலாளர் மூலம் கணிக்கப்பட்டது ஹென்ட்ரிக் வான் டி ஹல்ஸ்ட் 1944 ஆம் ஆண்டில் குவாண்டம் இயக்கவியலின் அடிப்படையில், 1951 ஆம் ஆண்டில் சோவியத் வானியற்பியல் வல்லுநரால் எதிர்பார்க்கப்பட்ட தீவிரத்தைக் கணக்கிட்டு இது கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. I.S ஷ்க்லோவ்ஸ்கி. ரேடியோ வரம்பில் உள்ள பல்வேறு மூலக்கூறுகளின் கதிர்வீச்சைக் கவனிப்பதற்கான சாத்தியத்தையும் ஷ்க்லோவ்ஸ்கி சுட்டிக்காட்டினார், இது உண்மையில் பின்னர் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. நடுநிலை அணுக்கள் மற்றும் மிகவும் குளிர்ந்த மூலக்கூறு வாயு ஆகியவற்றைக் கொண்ட விண்மீன் வாயுவின் நிறை, அரிதான தூசியின் வெகுஜனத்தை விட நூறு மடங்கு அதிகமாக மாறியது. ஆனால் வாயுவானது புலப்படும் ஒளிக்கு முற்றிலும் வெளிப்படையானது, எனவே தூசி கண்டுபிடிக்கப்பட்ட அதே முறைகளைப் பயன்படுத்தி அதைக் கண்டறிய முடியவில்லை.

விண்வெளி ஆய்வகங்களில் நிறுவப்பட்ட எக்ஸ்ரே தொலைநோக்கிகளின் வருகையுடன், இன்டர்ஸ்டெல்லர் ஊடகத்தின் மற்றொரு வெப்பமான கூறு கண்டுபிடிக்கப்பட்டது - மில்லியன் கணக்கான மற்றும் பத்து மில்லியன் டிகிரி வெப்பநிலையுடன் மிகவும் அரிதான வாயு. ஒளியியல் அவதானிப்புகள் அல்லது ரேடியோ இணைப்புகளில் உள்ள அவதானிப்புகள் மூலம் இந்த வாயுவை "பார்க்க" இயலாது - ஊடகம் மிகவும் அரிதானது மற்றும் முற்றிலும் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்டது, இருப்பினும், இது நமது முழு கேலக்ஸியின் அளவின் குறிப்பிடத்தக்க பகுதியை நிரப்புகிறது.

விண்வெளியில் உள்ள பொருள் மற்றும் கதிர்வீச்சின் தொடர்புகளை ஆய்வு செய்யும் வானியற்பியல் விரைவான வளர்ச்சி, அத்துடன் புதிய அவதானிப்பு திறன்களின் தோற்றம், விண்மீன் ஊடகத்தில் உள்ள இயற்பியல் செயல்முறைகளை விரிவாக ஆய்வு செய்ய முடிந்தது. முழு அறிவியல் திசைகளும் வெளிவந்துள்ளன - விண்வெளி வாயு இயக்கவியல்மற்றும் விண்வெளி மின் இயக்கவியல், அரிதான விண்வெளி ஊடகத்தின் பண்புகளை ஆய்வு செய்தல். வானியலாளர்கள் வாயு மேகங்களுக்கான தூரத்தை தீர்மானிக்கவும், வாயுவின் வெப்பநிலை, அடர்த்தி மற்றும் அழுத்தம், அதன் வேதியியல் கலவை மற்றும் பொருளின் இயக்கத்தின் வேகத்தை மதிப்பிடவும் கற்றுக்கொண்டனர். 20 ஆம் நூற்றாண்டின் இரண்டாம் பாதியில். விண்மீன் ஊடகத்தின் இடஞ்சார்ந்த விநியோகம் மற்றும் நட்சத்திரங்களுடனான அதன் தொடர்பு பற்றிய சிக்கலான படம் வெளிப்பட்டது. நட்சத்திரங்களின் பிறப்பின் சாத்தியம் விண்மீன் வாயு மற்றும் தூசியின் அடர்த்தி மற்றும் அளவைப் பொறுத்தது, மேலும் நட்சத்திரங்கள் (முதன்மையாக அவற்றில் மிகப் பெரியவை), இதையொட்டி, சுற்றியுள்ள விண்மீன் ஊடகத்தின் பண்புகளை மாற்றுகின்றன - அவை அதை வெப்பப்படுத்துகின்றன, வாயுவின் நிலையான இயக்கத்தை ஆதரிக்கவும், அவற்றின் பொருளுடன் நடுத்தரத்தை நிரப்பவும், அதன் வேதியியல் கலவையை மாற்றவும்.

2. MZS இன் முக்கிய கூறுகள்

விண்மீன் ஊடகத்தில் விண்மீன் வாயு, தூசி (வாயு நிறைவின் 1%), விண்மீன் காந்தப்புலங்கள், விண்மீன் மேகங்கள், காஸ்மிக் கதிர்கள் மற்றும் இருண்ட பொருள் ஆகியவை அடங்கும். விண்மீன் ஊடகத்தின் வேதியியல் கலவையானது முதன்மை நியூக்ளியோசிந்தசிஸ் மற்றும் நட்சத்திரங்களில் அணுக்கரு இணைவின் விளைவாகும்.

2 .1 விண்மீன் வாயு

இன்டர்ஸ்டெல்லர் வாயு என்பது நட்சத்திரங்களுக்கு இடையே உள்ள அனைத்து இடத்தையும் நிரப்பும் ஒரு அரிய வாயு ஊடகம். இன்டர்ஸ்டெல்லர் வாயு வெளிப்படையானது. விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள விண்மீன் வாயுவின் மொத்த நிறை 10 பில்லியன் சூரிய நிறை அல்லது நமது கேலக்ஸியில் உள்ள அனைத்து நட்சத்திரங்களின் மொத்த வெகுஜனத்தில் பல சதவீதத்திற்கும் அதிகமாகும். விண்மீன்களுக்கு இடையேயான வாயு அணுக்களின் சராசரி செறிவு செ.மீ3க்கு 1 அணுவிற்கும் குறைவாக உள்ளது. சராசரி வாயு அடர்த்தி சுமார் 10-21 கிலோ/மீ³ ஆகும். வேதியியல் கலவை பெரும்பாலான நட்சத்திரங்களின் கலவையைப் போலவே உள்ளது: இது கனமான தனிமங்களின் சிறிய கலவையுடன் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் ஆகியவற்றைக் கொண்டுள்ளது. வெப்பநிலை மற்றும் அடர்த்தியைப் பொறுத்து, விண்மீன் வாயு மூலக்கூறு, அணு அல்லது அயனியாக்கம் நிலைகளில் உள்ளது. புற ஊதா கதிர்கள், புலப்படும் ஒளிக் கதிர்களைப் போலல்லாமல், வாயுவால் உறிஞ்சப்பட்டு அதன் ஆற்றலைக் கொடுக்கின்றன. இதற்கு நன்றி, சூடான நட்சத்திரங்கள் சுற்றியுள்ள வாயுவை அவற்றின் புற ஊதா கதிர்வீச்சுடன் தோராயமாக 10,000 K வெப்பநிலைக்கு வெப்பப்படுத்துகின்றன. சூடான வாயு ஒளியை வெளியிடத் தொடங்குகிறது, மேலும் நாம் அதை ஒரு ஒளி வாயு நெபுலாவாகக் கவனிக்கிறோம். ரேடியோ வானியல் முறைகளைப் பயன்படுத்தி குளிரான, "கண்ணுக்கு தெரியாத" வாயு கவனிக்கப்படுகிறது. ஒரு அரிய ஊடகத்தில் உள்ள ஹைட்ரஜன் அணுக்கள் சுமார் 21 செமீ அலைநீளத்தில் ரேடியோ அலைகளை வெளியிடுகின்றன. இந்த கதிர்வீச்சைப் பெற்று பகுப்பாய்வு செய்வதன் மூலம், விண்வெளியில் உள்ள விண்மீன் வாயுவின் அடர்த்தி, வெப்பநிலை மற்றும் இயக்கம் பற்றி விஞ்ஞானிகள் அறிந்து கொள்கிறார்கள்.

2 .2 இன்டர்ஸ்டெல்லர் தூசி

விண்மீன் தூசி என்பது திடமான நுண்ணிய துகள்கள் ஆகும், அவை விண்மீன் வாயுவுடன் சேர்ந்து, நட்சத்திரங்களுக்கு இடையில் உள்ள இடத்தை நிரப்புகின்றன. தற்போது, ​​தூசி தானியங்கள் கரிமப் பொருட்கள் அல்லது பனிக்கட்டி ஓடுகளால் சூழப்பட்ட ஒரு பயனற்ற மையத்தைக் கொண்டிருப்பதாக நம்பப்படுகிறது. மையத்தின் இரசாயன கலவை அவை எந்த நட்சத்திரங்களில் ஒடுங்கின வளிமண்டலத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. உதாரணமாக, கார்பன் நட்சத்திரங்களைப் பொறுத்தவரை, அவை கிராஃபைட் மற்றும் சிலிக்கான் கார்பைடு கொண்டிருக்கும்.

விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசித் துகள்களின் வழக்கமான அளவு 0.01 முதல் 0.2 மைக்ரான் வரை இருக்கும், தூசியின் மொத்த நிறை மொத்த வாயுவில் 1% ஆகும். ஸ்டார்லைட் விண்மீன் தூசியை பல பத்து K க்கு வெப்பப்படுத்துகிறது, இது விண்மீன் தூசியை நீண்ட அலை அகச்சிவப்பு கதிர்வீச்சின் ஆதாரமாக ஆக்குகிறது.

தூசி விண்மீன் ஊடகத்தில் நிகழும் இரசாயன செயல்முறைகளையும் பாதிக்கிறது: தூசி துகள்களில் கனமான கூறுகள் உள்ளன, அவை பல்வேறு இரசாயன செயல்முறைகளில் வினையூக்கிகளாகப் பயன்படுத்தப்படுகின்றன. தூசி துகள்கள் ஹைட்ரஜன் மூலக்கூறுகளின் உருவாக்கத்தில் பங்கேற்கின்றன, இது உலோக-ஏழை மேகங்களில் நட்சத்திர உருவாக்கத்தின் வீதத்தை அதிகரிக்கிறது.

2 .3 நட்சத்திரங்களுக்கு இடையேயான மேகம்

விண்மீன்களுக்கு இடையேயான மேகம் என்பது நமது மற்றும் பிற விண்மீன் திரள்களில் வாயு, பிளாஸ்மா மற்றும் தூசி ஆகியவற்றின் பொதுவான பெயர். வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், விண்மீன்களின் சராசரி அடர்த்தியை விட விண்மீன் மேகம் அதிக அடர்த்தியைக் கொண்டுள்ளது. கொடுக்கப்பட்ட மேகத்தின் அடர்த்தி, அளவு மற்றும் வெப்பநிலையைப் பொறுத்து, அதில் உள்ள ஹைட்ரஜன் நடுநிலை, அயனியாக்கம் (அதாவது, பிளாஸ்மா வடிவத்தில்) அல்லது மூலக்கூறு ஆகும். நடுநிலை மற்றும் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட மேகங்கள் சில நேரங்களில் பரவலான மேகங்கள் என்றும், மூலக்கூறு மேகங்கள் அடர்த்தியான மேகங்கள் என்றும் அழைக்கப்படுகின்றன.

பெரிய ரேடியோ தொலைநோக்கிகளைப் பயன்படுத்தி அவற்றின் மின்காந்த கதிர்வீச்சைப் படிப்பதன் மூலம் விண்மீன் மேகங்களின் கலவை பற்றிய பகுப்பாய்வு மேற்கொள்ளப்படுகிறது. ஒரு விண்மீன் மேகத்தின் உமிழ்வு நிறமாலையை ஆராய்ந்து, குறிப்பிட்ட வேதியியல் தனிமங்களின் நிறமாலையுடன் ஒப்பிடுவதன் மூலம், மேகத்தின் வேதியியல் கலவையை தீர்மானிக்க முடியும்.

பொதுவாக, ஒரு விண்மீன் மேகத்தின் வெகுஜனத்தில் சுமார் 70% ஹைட்ரஜன் ஆகும், மீதமுள்ளவை முக்கியமாக ஹீலியம். மேகங்களில் கனமான தனிமங்களின் தடயங்களும் உள்ளன: கால்சியம், நடுநிலை அல்லது Ca+ (90%) மற்றும் Ca++ (9%) கேஷன்கள் போன்ற உலோகங்கள் மற்றும் நீர், கார்பன் மோனாக்சைடு, ஹைட்ரஜன் சல்பைடு, அம்மோனியா மற்றும் ஹைட்ரஜன் சயனைடு போன்ற கனிம கலவைகள் .

2 .4 காஸ்மிக் கதிர்கள்

காஸ்மிக் கதிர்கள் என்பது அடிப்படை துகள்கள் மற்றும் அணுக்கருக்கள் விண்வெளியில் அதிக ஆற்றல்களுடன் நகரும். அவற்றின் முக்கிய (ஆனால் மட்டும் அல்ல) மூலமானது சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் ஆகும்.

விண்மீன் மற்றும் விண்மீன் கதிர்கள் பொதுவாக முதன்மை என்று அழைக்கப்படுகின்றன. பூமியின் வளிமண்டலத்தில் கடந்து செல்லும் துகள்களின் இரண்டாம் நிலை ஓட்டங்கள் பொதுவாக இரண்டாம் நிலை என்று அழைக்கப்படுகின்றன.

காஸ்மிக் கதிர்கள் பூமியின் மேற்பரப்பு மற்றும் வளிமண்டலத்தில் இயற்கையான கதிர்வீச்சின் (பின்னணி கதிர்வீச்சு) ஒரு அங்கமாகும்.

காஸ்மிக் கதிர்களின் இரசாயன நிறமாலை, ஒரு நியூக்ளியோனுக்கு ஆற்றலின் அடிப்படையில், 94% க்கும் அதிகமான புரோட்டான்களையும், மற்றொரு 4% ஹீலியம் கருக்களையும் (ஆல்ஃபா துகள்கள்) கொண்டுள்ளது. மற்ற உறுப்புகளின் கருக்கள் உள்ளன, ஆனால் அவற்றின் பங்கு மிகவும் சிறியது.

துகள் எண்ணின்படி, காஸ்மிக் கதிர்கள் 90 சதவீதம் புரோட்டான்கள், 7 சதவீதம் ஹீலியம் கருக்கள், சுமார் 1 சதவீதம் கனமான தனிமங்கள் மற்றும் சுமார் 1 சதவீதம் எலக்ட்ரான்கள்.

2 .5 இன்டர்ஸ்டெல்லர் காந்தப்புலம்

துகள்கள் விண்மீன் இடைவெளியின் பலவீனமான காந்தப்புலத்தில் நகர்கின்றன, இதன் தூண்டல் பூமியின் காந்தப்புலத்தை விட சுமார் நூறாயிரம் மடங்கு குறைவாக உள்ளது. விண்மீன் காந்தப்புலம், சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்களின் ஆற்றலைப் பொறுத்து ஒரு சக்தியுடன் செயல்படுகிறது, துகள்களின் பாதைகளை "குழப்பம்" செய்கிறது, மேலும் அவை கேலக்ஸியில் அவற்றின் இயக்கத்தின் திசையை தொடர்ந்து மாற்றுகின்றன. ஒரு விண்மீன் காந்தப்புலத்தில் பறக்கும் சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்கள் லோரென்ட்ஸ் விசையின் செல்வாக்கின் கீழ் நேரான பாதைகளில் இருந்து விலகுகின்றன. அவற்றின் பாதைகள் காந்த தூண்டலின் கோடுகளில் "காயம்" போல் தெரிகிறது.

3. MZS இன் இயற்பியல் அம்சங்கள்

· உள்ளூர் வெப்ப இயக்கவியல் சமநிலையின் பற்றாக்குறை(எல்டிஆர்)- உடன்சுற்றுச்சூழலில் இருந்து தனிமைப்படுத்தப்பட்ட நிலைமைகளின் கீழ் இந்த அமைப்பின் மேக்ரோஸ்கோபிக் அளவுகள் (வெப்பநிலை, அழுத்தம், தொகுதி, என்ட்ரோபி) காலப்போக்கில் மாறாமல் இருக்கும் ஒரு அமைப்பின் நிலை.

· வெப்ப உறுதியற்ற தன்மை

வெப்ப சமநிலை நிலை திருப்திகரமாக இல்லாமல் இருக்கலாம். ஒரு காந்தப்புலம் உள்ளது, இது புலக் கோடுகளில் நிகழாத வரை சுருக்கத்தைத் தடுக்கிறது. இரண்டாவதாக, விண்மீன் ஊடகம் தொடர்ச்சியான இயக்கத்தில் உள்ளது மற்றும் அதன் உள்ளூர் பண்புகள் தொடர்ந்து மாறிக்கொண்டே இருக்கின்றன, புதிய ஆற்றல் மூலங்கள் அதில் தோன்றும் மற்றும் பழையவை மறைந்துவிடும். மூன்றாவதாக, வெப்ப இயக்கவியல் உறுதியற்ற தன்மைக்கு கூடுதலாக, ஈர்ப்பு மற்றும் காந்த ஹைட்ரோடைனமிக் உறுதியற்ற தன்மை உள்ளது. சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள், அண்டை விண்மீன் திரள்கள் வழியாக செல்லும் அலை தாக்கங்கள் அல்லது கேலக்ஸியின் சுழல் கிளைகள் வழியாக வாயு கடந்து செல்வது போன்ற எந்த வகையான பேரழிவுகளையும் இது கணக்கில் எடுத்துக்கொள்ளாது.

· தடைசெய்யப்பட்ட கோடுகள் மற்றும் 21 செ.மீ

ஒளியியல் மெல்லிய ஊடகத்தின் ஒரு தனித்துவமான அம்சம் கதிர்வீச்சு ஆகும் தடைசெய்யப்பட்ட வரிகள். தடைசெய்யப்பட்ட கோடுகள் தேர்வு விதிகளால் தடைசெய்யப்பட்டவை, அதாவது, அவை மெட்டாஸ்டேபிள் நிலைகளிலிருந்து (அரை-நிலையான சமநிலை) உருவாகின்றன. இந்த நிலையில் எலக்ட்ரானின் சிறப்பியல்பு ஆயுட்காலம் s முதல் பல நாட்கள் வரை ஆகும். துகள்களின் அதிக செறிவுகளில், அவற்றின் மோதல் உற்சாகத்தை நீக்குகிறது மற்றும் தீவிர பலவீனம் காரணமாக கோடுகள் கவனிக்கப்படுவதில்லை. குறைந்த அடர்த்தியில், கோட்டின் தீவிரம் மாறுதல் நிகழ்தகவைச் சார்ந்து இருக்காது, ஏனெனில் குறைந்த நிகழ்தகவு ஒரு மெட்டாஸ்டபிள் நிலையில் அதிக எண்ணிக்கையிலான அணுக்களால் ஈடுசெய்யப்படுகிறது. LTE இல்லை என்றால், ஆற்றல் மட்டங்களின் மக்கள்தொகையானது தூண்டுதல் மற்றும் செயலிழக்கச் செய்யும் அடிப்படை செயல்முறைகளின் சமநிலையிலிருந்து கணக்கிடப்பட வேண்டும்.

MZS இன் மிக முக்கியமான தடைசெய்யப்பட்ட வரி அணு ஹைட்ரஜன் ரேடியோ இணைப்பு 21செ.மீ. எலக்ட்ரான் மற்றும் புரோட்டானில் சுழல் இருப்பதோடு தொடர்புடைய ஹைட்ரஜன் மட்டத்தின் ஹைப்பர்ஃபைன் கட்டமைப்பின் துணை நிலைகளுக்கு இடையிலான மாற்றத்தின் போது இந்த வரி தோன்றுகிறது. இந்த மாற்றத்தின் நிகழ்தகவு (அதாவது, 11 மில்லியன் ஆண்டுகளில் 1 முறை).

21 செ.மீ ரேடியோ கோட்டின் ஆய்வுகள் விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள நடுநிலை ஹைட்ரஜன் முக்கியமாக கேலக்ஸியின் விமானத்திற்கு அருகில் மிக மெல்லிய, 400 பிசி தடிமனான அடுக்கில் உள்ளது என்பதை நிறுவ முடிந்தது.

· உறைந்த காந்தப்புலம்.

ஒரு காந்தப்புலத்தை உறைய வைப்பது என்பது அதன் சிதைவின் போது எந்த மூடிய கடத்தும் சுற்று வழியாக காந்தப் பாய்ச்சலைப் பாதுகாப்பதாகும். ஆய்வக நிலைமைகளின் கீழ், அதிக மின் கடத்துத்திறன் கொண்ட சூழல்களில் காந்தப் பாய்வு பாதுகாக்கப்படுவதாகக் கருதலாம். எல்லையற்ற மின் கடத்துத்திறன் வரம்பில், எல்லையற்ற சிறிய மின்சார புலம் மின்னோட்டத்தை எல்லையற்ற மதிப்பிற்கு அதிகரிக்கச் செய்யும். எனவே, ஒரு சிறந்த கடத்தி காந்தப்புலக் கோடுகளைக் கடக்கக்கூடாது, இதனால் மின்புலத்தை உற்சாகப்படுத்த வேண்டும், மாறாக, காந்தப்புலம் கடத்தியில் உறைந்திருப்பதாகத் தோன்றுகிறது.

உண்மையான விண்வெளி பிளாஸ்மா இலட்சியத்திலிருந்து வெகு தொலைவில் உள்ளது, மேலும் உறைதல்-இன் என்பது சுற்று வழியாக ஓட்டத்தை மாற்றுவதற்கு மிக நீண்ட நேரம் எடுக்கும் என்ற பொருளில் புரிந்து கொள்ள வேண்டும். நடைமுறையில், மேகம் சுருக்கப்பட்டு, சுழலும் போது, ​​புலத்தை மாறிலியாகக் கருதலாம் என்பதே இதன் பொருள்.

4. நெபுலா

நெபுலா- வானத்தின் பொதுவான பின்னணிக்கு எதிராக அதன் கதிர்வீச்சு அல்லது கதிர்வீச்சை உறிஞ்சுவதன் காரணமாக தனித்து நிற்கும் விண்மீன் ஊடகத்தின் ஒரு பகுதி. நெபுலாக்கள் தூசி, வாயு மற்றும் பிளாஸ்மாவால் ஆனது.

நெபுலாக்களின் வகைப்பாட்டில் பயன்படுத்தப்படும் முதன்மை அம்சம், அவைகளால் ஒளியை உறிஞ்சுதல், அல்லது உமிழ்வு அல்லது சிதறல், அதாவது, இந்த அளவுகோலின் படி, நெபுலாக்கள் இருண்ட மற்றும் ஒளி என பிரிக்கப்படுகின்றன.

நெபுலாக்களை வாயு மற்றும் தூசியாகப் பிரிப்பது பெரும்பாலும் தன்னிச்சையானது: அனைத்து நெபுலாக்களும் தூசி மற்றும் வாயு இரண்டையும் கொண்டிருக்கின்றன. இந்த பிரிவு வரலாற்று ரீதியாக பல்வேறு கண்காணிப்பு முறைகள் மற்றும் கதிர்வீச்சு பொறிமுறைகளால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது: இருண்ட நெபுலாக்கள் அவற்றின் பின்னால் அமைந்துள்ள மூலங்களிலிருந்து கதிர்வீச்சை உறிஞ்சும் போது மற்றும் அருகிலுள்ள நட்சத்திரங்கள் அல்லது நெபுலாவில் இருந்து கதிர்வீச்சு பிரதிபலிக்கும் போது, ​​​​சிதறல் அல்லது மறுபரிசீலனை செய்யப்படும்போது தூசியின் இருப்பு மிகவும் தெளிவாகக் காணப்படுகிறது. நெபுலாவில் உள்ள தூசியால் உமிழப்படும்; நெபுலாவில் அமைந்துள்ள ஒரு சூடான நட்சத்திரத்திலிருந்து புற ஊதா கதிர்வீச்சினால் அயனியாக்கம் செய்யப்படும்போது (நட்சத்திர சங்கங்கள் அல்லது கிரக நெபுலாவைச் சுற்றியுள்ள H II அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட ஹைட்ரஜனின் உமிழ்வு பகுதிகள்) அல்லது விண்மீன் ஊடகம் வெப்பமடையும் போது நெபுலாவின் வாயு கூறுகளின் உள்ளார்ந்த கதிர்வீச்சு காணப்படுகிறது. ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பு அல்லது ஓநாய் வகை நட்சத்திரங்களின் சக்தி வாய்ந்த நட்சத்திரக் காற்றின் தாக்கத்தால் ஏற்படும் அதிர்ச்சி அலை -- Rayet.

4 .1 பரவல்(ஒளி)நெபுலா

டிஃப்யூஸ் (ஒளி) நெபுலா என்பது வானவியலில் ஒளியை வெளியிடும் நெபுலாக்களைக் குறிக்கப் பயன்படுத்தப்படும் ஒரு பொதுவான சொல். மூன்று வகையான பரவலான நெபுலாக்கள் பிரதிபலிப்பு நெபுலா, உமிழ்வு நெபுலா (இதில் புரோட்டோபிளானட்டரி, கோள்கள் மற்றும் எச் II பகுதிகள் வகைகள்) மற்றும் சூப்பர்நோவா எச்சங்கள்.

· பிரதிபலிப்பு நெபுலா

பிரதிபலிப்பு நெபுலாக்கள் நட்சத்திரங்களால் ஒளிரும் வாயு மற்றும் தூசி மேகங்கள். நட்சத்திரம் (கள்) ஒரு விண்மீன் மேகத்திற்குள் அல்லது அதற்கு அருகில் இருந்தால், ஆனால் தன்னைச் சுற்றி கணிசமான அளவு விண்மீன் ஹைட்ரஜனை அயனியாக்கம் செய்யும் அளவுக்கு வெப்பமாக இல்லாவிட்டால், நெபுலாவிலிருந்து ஒளியியல் கதிர்வீச்சின் முக்கிய ஆதாரம் நட்சத்திரங்களுக்கு இடையேயான தூசியால் சிதறடிக்கப்பட்ட நட்சத்திர ஒளியாகும்.

பிரதிபலிப்பு நெபுலாவின் ஸ்பெக்ட்ரம் அதை ஒளிரச் செய்யும் நட்சத்திரத்தின் நிறமாலைக்கு சமம். ஒளியைச் சிதறடிப்பதற்குப் பொறுப்பான நுண்ணிய துகள்களில் கார்பன் துகள்கள் (சில சமயங்களில் வைரத்தூள் என்று அழைக்கப்படும்), அத்துடன் இரும்பு மற்றும் நிக்கல் துகள்களும் அடங்கும். கடைசி இரண்டு விண்மீன் காந்தப்புலத்துடன் தொடர்பு கொள்கின்றன, எனவே பிரதிபலித்த ஒளி சற்று துருவப்படுத்தப்படுகிறது.

பிரதிபலிப்பு நெபுலாக்கள் பொதுவாக நீல நிறத்தை கொண்டிருக்கும், ஏனெனில் நீல ஒளி சிவப்பு ஒளியை விட திறமையாக சிதறடிக்கப்படுகிறது (இது ஒரு பகுதியாக, வானத்தின் நீல நிறத்தை விளக்குகிறது).

தற்போது, ​​சுமார் 500 பிரதிபலிப்பு நெபுலாக்கள் அறியப்படுகின்றன, அவற்றில் மிகவும் பிரபலமானவை பிளேயட்ஸ் (நட்சத்திரக் கூட்டம்) சுற்றி உள்ளன. ராட்சத சிவப்பு (ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் M1) நட்சத்திரமான அன்டரேஸ் ஒரு பெரிய சிவப்பு பிரதிபலிப்பு நெபுலாவால் சூழப்பட்டுள்ளது. பிரதிபலிப்பு நெபுலாக்கள் நட்சத்திர உருவாக்கத் தளங்களிலும் பொதுவானவை.

1922 இல், ஹப்பிள் சில பிரகாசமான நெபுலாக்களின் ஆய்வுகளின் முடிவுகளை வெளியிட்டார். இந்த வேலையில், ஹப்பிள் பிரதிபலிப்பு நெபுலாவுக்கான ஒளிர்வு விதியைப் பெற்றார், இது நெபுலாவின் கோண அளவிற்கு இடையேயான உறவை நிறுவுகிறது ( ஆர்) மற்றும் ஒளிரும் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்படையான அளவு ( மீ):

அளவீட்டின் உணர்திறனைப் பொறுத்து மாறிலி எங்கே.

· உமிழ்வு நெபுலா

உமிழ்வு நெபுலா என்பது நிறமாலையின் புலப்படும் வண்ண வரம்பில் வெளிப்படும் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட வாயுவின் (பிளாஸ்மா) மேகம் ஆகும். அயனியாக்கம் அருகிலுள்ள வெப்ப நட்சத்திரத்தால் வெளிப்படும் உயர் ஆற்றல் ஃபோட்டான்கள் காரணமாக ஏற்படுகிறது. உமிழ்வு நெபுலாக்களில் பல வகைகள் உள்ளன. அவற்றில் H II பகுதிகள், இதில் புதிய நட்சத்திரங்கள் உருவாகின்றன, மேலும் அயனியாக்கும் ஃபோட்டான்களின் ஆதாரங்கள் இளம், பாரிய நட்சத்திரங்கள், அத்துடன் கிரக நெபுலாக்கள், ஒரு இறக்கும் நட்சத்திரம் அதன் மேல் அடுக்குகளை தூக்கி எறிந்துவிட்டு, வெளிப்படும் சூடான மையமானது அவற்றை அயனியாக்குகிறது.

கிரகம்மீமூடுபனிமீதன்மை-- அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட வாயு மற்றும் மத்திய நட்சத்திரம், வெள்ளை குள்ளன் ஆகியவற்றைக் கொண்ட ஒரு வானியல் பொருள். 2.5-8 சூரிய வெகுஜனங்களைக் கொண்ட சிவப்பு ராட்சதர்கள் மற்றும் சூப்பர்ஜெயண்ட்களின் வெளிப்புற அடுக்குகள் (கூடுகள்) அவற்றின் பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி கட்டத்தில் உதிர்ந்தால் கிரக நெபுலாக்கள் உருவாகின்றன. ஒரு கிரக நெபுலா என்பது வேகமாக நகரும் (வானியல் தரத்தின்படி) நிகழ்வாகும், இது சில பல்லாயிரக்கணக்கான ஆண்டுகள் மட்டுமே நீடிக்கும், முன்னோர் நட்சத்திரத்தின் ஆயுட்காலம் பல பில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும். தற்போது, ​​நமது விண்மீன் மண்டலத்தில் சுமார் 1,500 கிரக நெபுலாக்கள் அறியப்படுகின்றன.

கிரக நெபுலாக்கள் உருவாகும் செயல்முறை, சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளுடன் சேர்ந்து, விண்மீன் திரள்களின் வேதியியல் பரிணாம வளர்ச்சியில் முக்கிய பங்கு வகிக்கிறது, கனமான தனிமங்களால் செறிவூட்டப்பட்ட விண்மீன் விண்வெளிப் பொருட்களில் வெளியேற்றப்படுகிறது - நட்சத்திர நியூக்ளியோசிந்தசிஸின் தயாரிப்புகள் (வானவியலில், அனைத்து கூறுகளும் கனமானதாகக் கருதப்படுகின்றன. கார்பன், நைட்ரஜன், ஆக்ஸிஜன் மற்றும் கால்சியம் போன்ற ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் - பெருவெடிப்பின் முதன்மை நியூக்ளியோசிந்தசிஸின் தயாரிப்புகளில் விதிவிலக்கு.

சமீபத்திய ஆண்டுகளில், ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கி மூலம் பெறப்பட்ட படங்களின் உதவியுடன், பல கிரக நெபுலாக்கள் மிகவும் சிக்கலான மற்றும் தனித்துவமான அமைப்பைக் கொண்டிருப்பதைக் கண்டறிய முடிந்தது. அவற்றில் ஐந்தில் ஒரு பங்கு சுற்றுவட்டமாக இருந்தாலும், பெரும்பான்மையானவை எந்த கோள சமச்சீர்மையையும் கொண்டிருக்கவில்லை. இத்தகைய பல்வேறு வடிவங்களை உருவாக்குவதற்கான வழிமுறைகள் இன்றுவரை முழுமையாக புரிந்து கொள்ளப்படவில்லை. விண்மீன் காற்று மற்றும் பைனரி நட்சத்திரங்கள், காந்தப்புலம் மற்றும் விண்மீன் ஊடகம் ஆகியவற்றின் தொடர்பு இதில் பெரும் பங்கு வகிக்கக்கூடும் என்று நம்பப்படுகிறது.

கிரக நெபுலாக்கள் பெரும்பாலும் மங்கலான பொருள்கள் மற்றும் அவை பொதுவாக நிர்வாணக் கண்ணுக்குத் தெரியாது. முதல் கிரக நெபுலா கண்டுபிடிக்கப்பட்டது டம்பல் நெபுலாசான்டெரெல் விண்மீன் தொகுப்பில்.

கிரக நெபுலாக்களின் அசாதாரண இயல்பு 19 ஆம் நூற்றாண்டின் நடுப்பகுதியில் கண்டறியப்பட்டது, அவதானிப்புகளில் ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபி பயன்பாட்டின் தொடக்கத்துடன். வில்லியம் ஹக்கின்ஸ்கிரக நெபுலாக்களின் நிறமாலையைப் பெற்ற முதல் வானியலாளர் ஆனார் - அவற்றின் அசாதாரணத்தன்மைக்கு தனித்து நிற்கும் பொருள்கள். ஹக்கின்ஸ் நெபுலாவின் நிறமாலையை ஆய்வு செய்தபோது என்.ஜி.சி.6543 (பூனையின் கண்), M27 (டம்பெல்), எம்57 (லைரா ரிங் நெபுலா)மற்றும் பலவற்றில், அவற்றின் ஸ்பெக்ட்ரம் நட்சத்திரங்களின் நிறமாலையிலிருந்து மிகவும் வேறுபட்டது என்று மாறியது: அந்த நேரத்தில் பெறப்பட்ட நட்சத்திரங்களின் அனைத்து நிறமாலைகளும் உறிஞ்சும் நிறமாலை (அதிக எண்ணிக்கையிலான இருண்ட கோடுகள் கொண்ட தொடர்ச்சியான நிறமாலை), அதே நேரத்தில் ஸ்பெக்ட்ரா கிரக நெபுலாக்கள் குறைந்த எண்ணிக்கையிலான உமிழ்வு கோடுகளுடன் உமிழ்வு நிறமாலையாக மாறியது, இது அவற்றின் தன்மை நட்சத்திரங்களின் இயல்பிலிருந்து அடிப்படையில் வேறுபட்டது என்பதைக் குறிக்கிறது.

கிரக நெபுலாக்கள் பல நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதிக் கட்டத்தைக் குறிக்கின்றன. ஒரு பொதுவான கிரக நெபுலா சராசரியாக ஒரு ஒளி ஆண்டு அளவைக் கொண்டுள்ளது மற்றும் ஒரு செ.மீ.3 க்கு சுமார் 1000 துகள்கள் அடர்த்தி கொண்ட மிகவும் அரிதான வாயுவைக் கொண்டுள்ளது, இது ஒப்பிடுகையில் மிகக் குறைவு, எடுத்துக்காட்டாக, பூமியின் வளிமண்டலத்தின் அடர்த்தியுடன், ஆனால் சுமார் 10-100 சூரியனிலிருந்து பூமியின் சுற்றுப்பாதையின் தொலைவில் உள்ள கிரக இடைவெளியின் அடர்த்தியை விட மடங்கு அதிகம். இளம் கோள் நெபுலாக்கள் அதிக அடர்த்தி கொண்டவை, சில சமயங்களில் ஒரு செ.மீ.க்கு 10 6 துகள்களை அடைகின்றன. நெபுலாக்கள் வயதாகும்போது, ​​அவற்றின் விரிவாக்கம் அவற்றின் அடர்த்தி குறைவதற்கு காரணமாகிறது. பெரும்பாலான கிரக நெபுலாக்கள் சமச்சீர் மற்றும் தோற்றத்தில் கிட்டத்தட்ட கோளமாக உள்ளன, அவை பல சிக்கலான வடிவங்களைக் கொண்டிருப்பதைத் தடுக்காது. தோராயமாக 10% கிரக நெபுலாக்கள் நடைமுறையில் இருமுனையாக உள்ளன, மேலும் ஒரு சிறிய எண்ணிக்கை மட்டுமே சமச்சீரற்றவை. ஒரு செவ்வக கிரக நெபுலா கூட அறியப்படுகிறது.

புரோட்டோபிளானட்டரி நெபுலாஒரு வானியல் பொருளாகும், இது ஒரு இடைநிலை-நிறை நட்சத்திரம் (1-8 சூரிய வெகுஜனங்கள்) அசிம்ப்டோடிக் ராட்சத கிளையை (ஏஜிபி) விட்டு வெளியேறும் நேரத்திற்கும் அதன் அடுத்த கிரக நெபுலா (பிஎன்) கட்டத்திற்கும் இடையில் சுருக்கமாக இருக்கும். ஒரு புரோட்டோபிளானட்டரி நெபுலா முதன்மையாக அகச்சிவப்பு நிறத்தில் ஒளிர்கிறது மற்றும் பிரதிபலிப்பு நெபுலாவின் துணை வகையாகும்.

பிராந்தியம்எச்II- இது சூடான வாயு மற்றும் பிளாஸ்மாவின் மேகம், இது பல நூறு ஒளி ஆண்டுகள் விட்டம் அடையும், இது செயலில் நட்சத்திர உருவாக்கம் ஆகும். இந்த பகுதியில், இளம், சூடான, நீல-வெள்ளை நட்சத்திரங்கள் பிறக்கின்றன, அவை ஏராளமாக புற ஊதா ஒளியை வெளியிடுகின்றன, இதனால் சுற்றியுள்ள நெபுலாவை அயனியாக்கம் செய்கிறது.

H II பகுதிகள் சில மில்லியன் ஆண்டுகளில் ஆயிரக்கணக்கான நட்சத்திரங்களைப் பெற்றெடுக்கும். இறுதியில், சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் மற்றும் அதன் விளைவாக உருவாகும் நட்சத்திரக் கூட்டத்தில் உள்ள மிகப் பெரிய நட்சத்திரங்களிலிருந்து வரும் சக்திவாய்ந்த நட்சத்திரக் காற்றுகள் பிராந்தியத்தின் வாயுக்களை சிதறடிக்கின்றன, மேலும் அது ப்ளீயட்ஸ் போன்ற ஒரு குழுவாக மாறுகிறது.

அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட அணு ஹைட்ரஜனின் அதிக அளவு காரணமாக இந்த பகுதிகள் அவற்றின் பெயரைப் பெற்றன, வானியலாளர்களால் H II (HI பகுதி என்பது நடுநிலை ஹைட்ரஜனின் மண்டலம் மற்றும் H 2 என்பது மூலக்கூறு ஹைட்ரஜனைக் குறிக்கிறது). அவை பிரபஞ்சம் முழுவதும் கணிசமான தொலைவில் காணப்படுகின்றன, மேலும் பிற விண்மீன் திரள்களில் அமைந்துள்ள அத்தகைய பகுதிகளைப் படிப்பது பிந்தையவற்றுக்கான தூரத்தையும் அவற்றின் வேதியியல் கலவையையும் தீர்மானிக்க முக்கியமானது.

எடுத்துக்காட்டுகள் கரினா நெபுலா, டரான்டுலா நெபுலா,என்.ஜி.சி. 604 , ஓரியன் ட்ரேப்சாய்டு, பர்னார்ட்டின் லூப்.

· சூப்பர்நோவா எச்சம்

சூப்பர்நோவா எச்சம்(ஆங்கிலம்) எஸ் மேல்என் கருமுட்டை ஆர் எஞ்சிய, எஸ்.என்.ஆர் ) என்பது ஒரு வாயு மற்றும் தூசி உருவாக்கம், பல பத்து அல்லது நூற்றுக்கணக்கான ஆண்டுகளுக்கு முன்பு நிகழ்ந்த ஒரு நட்சத்திரத்தின் பேரழிவு வெடிப்பு மற்றும் அது ஒரு சூப்பர்நோவாவாக மாறியதன் விளைவாகும். வெடிப்பின் போது, ​​சூப்பர்நோவா ஷெல் அனைத்து திசைகளிலும் சிதறி, ஒரு அதிர்ச்சி அலையை உருவாக்குகிறது, இது மிகப்பெரிய வேகத்தில் விரிவடைகிறது. சூப்பர்நோவா எச்சம். எச்சமானது வெடிப்பினால் வெளியேற்றப்படும் விண்மீன் பொருள் மற்றும் அதிர்ச்சி அலையால் உறிஞ்சப்படும் விண்மீன் பொருள் ஆகியவற்றைக் கொண்டுள்ளது.

ஒருவேளை மிக அழகான மற்றும் சிறந்த ஆய்வு இளம் சூப்பர்நோவா எச்சம் எஸ்.என் 1987 ஏபெரிய மாகெல்லானிக் கிளவுட்டில், இது 1987 இல் வெடித்தது. மற்ற நன்கு அறியப்பட்ட சூப்பர்நோவா எச்சங்கள் நண்டு நெபுலா, ஒப்பீட்டளவில் சமீபத்திய வெடிப்பின் எச்சம் (1054), சூப்பர்நோவா எச்சம் அமைதி (எஸ்.என் 1572) , 1572 இல் எரிமலை வெடித்த உடனேயே அதன் ஆரம்ப பிரகாசத்தை அவதானித்து பதிவு செய்த டைக்கோ ப்ராஹே பெயரிடப்பட்டது. கெப்ளர் சூப்பர்நோவா (எஸ்.என் 1604) , ஜோஹன்னஸ் கெப்லரின் பெயரால் பெயரிடப்பட்டது.

4 .2 இருண்ட நெபுலா

ஒரு இருண்ட நெபுலா என்பது ஒரு வகையான விண்மீன் மேகமாகும், அது உமிழ்வு அல்லது பிரதிபலிப்பு நெபுலாவிலிருந்து வரும் புலப்படும் ஒளியை உறிஞ்சும் (அதாவது , குதிரைத்தலை நெபுலா) அல்லது நட்சத்திரங்கள் (உதாரணமாக, கோல்சாக் நெபுலா) அவள் பின்னால் அமைந்துள்ளது.

மூலக்கூறு மேகங்களின் குளிர்ந்த மற்றும் அடர்த்தியான பகுதிகளில் அமைந்துள்ள விண்மீன் தூசி துகள்கள் ஒளியை உறிஞ்சுகின்றன. இருண்ட நெபுலாக்களின் கொத்துகள் மற்றும் பெரிய வளாகங்கள் மாபெரும் மூலக்கூறு மேகங்களுடன் (GMCs) தொடர்புடையவை. தனிமைப்படுத்தப்பட்ட இருண்ட நெபுலாக்கள் பெரும்பாலும் போக் குளோபுல்களாகும்.

இத்தகைய மேகங்கள் மிகவும் ஒழுங்கற்ற வடிவத்தைக் கொண்டுள்ளன: அவை தெளிவாக வரையறுக்கப்பட்ட எல்லைகளைக் கொண்டிருக்கவில்லை, சில சமயங்களில் அவை முறுக்கப்பட்ட, பாம்பு வடிவங்களைப் பெறுகின்றன. மிகப்பெரிய இருண்ட நெபுலாக்கள் நிர்வாணக் கண்ணுக்குத் தெரியும், பிரகாசமான பால்வீதிக்கு எதிராக கருமைத் துண்டுகள் போல் தோன்றும்.

நட்சத்திர பிறப்பு அல்லது மேசர் உமிழ்வு போன்ற இருண்ட நெபுலாவின் உட்புறங்களில் செயலில் உள்ள செயல்முறைகள் அடிக்கடி நிகழ்கின்றன.

5. கதிர்வீச்சு

விண்மீன் காற்று-- நட்சத்திரங்களில் இருந்து விண்மீன் இடைவெளியில் பொருள் வெளியேறும் செயல்முறை.

நட்சத்திரங்களால் ஆன விஷயம், சில நிபந்தனைகளின் கீழ், அவற்றின் ஈர்ப்பு விசையை கடந்து, விண்மீன் இடைவெளியில் வெளியேற்றப்படும். ஒரு நட்சத்திரத்தின் வளிமண்டலத்தில் உள்ள ஒரு துகள் கொடுக்கப்பட்ட நட்சத்திரத்திற்கான இரண்டாவது தப்பிக்கும் வேகத்தை மீறும் வேகத்திற்கு முடுக்கிவிடும்போது இது நிகழ்கிறது. உண்மையில், நட்சத்திரக் காற்றை உருவாக்கும் துகள்களின் வேகம் வினாடிக்கு நூற்றுக்கணக்கான கிலோமீட்டர்கள்.

நட்சத்திரக் காற்று சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்கள் மற்றும் நடுநிலை இரண்டையும் கொண்டிருக்கலாம்.

நட்சத்திரக் காற்று என்பது தொடர்ந்து நிகழும் ஒரு செயல்முறையாகும், இது ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை குறைவதற்கு வழிவகுக்கிறது. அளவு அடிப்படையில், இந்த செயல்முறை ஒரு யூனிட் நேரத்திற்கு நட்சத்திரம் இழக்கும் பொருளின் அளவு (நிறை) என வகைப்படுத்தலாம்.

விண்மீன் பரிணாம வளர்ச்சியில் விண்மீன் காற்று முக்கிய பங்கு வகிக்க முடியும்: இந்த செயல்முறை நட்சத்திரத்தின் நிறை குறைவதால், நட்சத்திரத்தின் ஆயுட்காலம் அதன் தீவிரத்தைப் பொறுத்தது.

விண்மீன் காற்று என்பது விண்வெளியில் கணிசமான தூரத்திற்கு பொருளைக் கொண்டு செல்வதற்கான ஒரு வழியாகும். இது நட்சத்திரங்களிலிருந்து வெளியேறும் பொருளைக் கொண்டிருப்பதைத் தவிர, அது சுற்றியுள்ள விண்மீன் பொருளை பாதிக்கும், அதன் இயக்க ஆற்றலின் ஒரு பகுதியை அதற்கு மாற்றும். இவ்வாறு, உமிழ்வு நெபுலா NGC 7635 இன் "குமிழி" வடிவம் அத்தகைய தாக்கத்தின் விளைவாக உருவாக்கப்பட்டது.

இந்த நட்சத்திரங்களிலிருந்து வரும் கதிர்வீச்சின் தாக்கத்தால் கூடுதலாக, அருகிலுள்ள பல நட்சத்திரங்களிலிருந்து பொருள் வெளியேறும் விஷயத்தில், விண்மீன்களுக்கு இடையேயான பொருளின் ஒடுக்கம் சாத்தியமாகும், அதைத் தொடர்ந்து நட்சத்திர உருவாக்கம்.

செயலில் உள்ள நட்சத்திரக் காற்றுடன், வெளியேற்றப்படும் பொருளின் அளவு கோள் நெபுலாவை உருவாக்க போதுமானதாக இருக்கலாம்.

6. இன்டர்ஸ்டெல்லர் மீடியத்தின் பரிணாமம்

விண்மீன் ஊடகத்தின் பரிணாமம், அல்லது இன்னும் துல்லியமாக விண்மீன் வாயு, முழு கேலக்ஸியின் இரசாயன பரிணாம வளர்ச்சியுடன் நெருக்கமாக தொடர்புடையது. எல்லாம் எளிமையானது என்று தோன்றுகிறது: நட்சத்திரங்கள் வாயுவை உறிஞ்சி, பின்னர் அதை மீண்டும் எறிந்து, அணு எரிப்பு பொருட்கள் - கனமான கூறுகள் மூலம் அதை வளப்படுத்துகின்றன, எனவே உலோகத்தன்மை படிப்படியாக அதிகரிக்க வேண்டும்.

பெருவெடிப்புக் கோட்பாடு ஆதிகால நியூக்ளியோசிந்தசிஸின் போது ஹைட்ரஜன், ஹீலியம், டியூட்டீரியம், லித்தியம் மற்றும் பிற ஒளிக்கருக்கள் உருவாக்கப்பட்டன, அவை ஹயாஷி பாதையில் அல்லது புரோட்டோஸ்டார் கட்டத்தில் பிரிந்தன. வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், பூஜ்ஜிய உலோகத்தன்மையுடன் நீண்ட காலம் வாழும் ஜி குள்ளர்களை நாம் கவனிக்க வேண்டும். ஆனால் அவை எதுவும் கேலக்ஸியில் கண்டுபிடிக்கப்படவில்லை, மேலும் பெரும்பாலானவை சூரிய உலோகத்தன்மையைக் கொண்டுள்ளன. மறைமுக ஆதாரங்களின் அடிப்படையில், மற்ற விண்மீன் திரள்களிலும் இதேபோன்ற ஒன்று நடக்கிறது என்று தீர்மானிக்க முடியும். இந்த நேரத்தில், பிரச்சினை திறந்த நிலையில் உள்ளது மற்றும் தீர்வுக்காக காத்திருக்கிறது.

ஆதி விண்மீன் வாயுவில் தூசி இல்லை. இப்போது நம்பப்படுவது போல, பழைய, குளிர்ந்த நட்சத்திரங்களின் மேற்பரப்பில் தூசி தானியங்கள் உருவாகின்றன மற்றும் வெளியேறும் பொருளுடன் அதை விட்டுவிடுகின்றன.

முடிவுரை

"நட்சத்திரங்கள் - விண்மீன் ஊடகம்" போன்ற ஒரு சிக்கலான அமைப்பின் ஆய்வு மிகவும் கடினமான வானியற்பியல் பணியாக மாறியது, குறிப்பாக கேலக்ஸியில் உள்ள விண்மீன் ஊடகத்தின் மொத்த வெகுஜனமும் அதன் வேதியியல் கலவையும் பல்வேறு காரணிகளின் செல்வாக்கின் கீழ் மெதுவாக மாறுவதைக் கருத்தில் கொண்டு. எனவே, நமது விண்மீன் அமைப்பின் முழு வரலாறும், பல பில்லியன் ஆண்டுகள் நீடிக்கும், விண்மீன் ஊடகத்தில் பிரதிபலிக்கிறது என்று நாம் கூறலாம்.

ஆதாரங்களின் பட்டியல்

1) www.wikipedia.org தளத்தில் இருந்து எடுக்கப்பட்ட பொருட்கள்

2) www.krugosvet.ru தளத்தில் இருந்து எடுக்கப்பட்ட பொருட்கள்

3) www.bse.sci-lib.com தளத்தில் இருந்து எடுக்கப்பட்ட பொருட்கள்

4) www.dic.academic.ru தளத்தில் இருந்து எடுக்கப்பட்ட பொருட்கள்

Allbest.ru இல் வெளியிடப்பட்டது

இதே போன்ற ஆவணங்கள்

விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகத்தின் ஒரு பகுதியாக ஒரு நெபுலா, அதன் கதிர்வீச்சு அல்லது வானத்தின் பொதுவான பின்னணிக்கு எதிராக கதிர்வீச்சை உறிஞ்சுவதன் மூலம் வேறுபடுகிறது, அதன் வகைகள் மற்றும் வடிவங்கள்: உமிழ்வு, சூப்பர்நோவா எச்சங்கள். சில நெபுலாக்களின் தோற்றம் மற்றும் வளர்ச்சியின் வரலாறு: கழுகு, மணிமேகலை.

விளக்கக்காட்சி, 10/11/2012 சேர்க்கப்பட்டது


நெபுலாவின் முக்கிய கூறுகளாக தூசி, வாயு மற்றும் பிளாஸ்மா. நெபுலாக்களின் வகைப்பாடு, அவற்றின் முக்கிய வகைகளின் பண்புகள். பரவல், பிரதிபலிப்பு, உமிழ்வு, இருண்ட மற்றும் கிரக நெபுலாக்களின் கட்டமைப்பின் அம்சங்கள். ஒரு சூப்பர்நோவா எச்சத்தின் உருவாக்கம்.

விளக்கக்காட்சி, 12/20/2015 சேர்க்கப்பட்டது


நெபுலா மற்றும் சூரிய செயல்பாட்டின் நிகழ்வுகளின் விளக்கம். விண்மீன், சூரிய மற்றும் காஸ்மிக் கதிர்கள், அவற்றின் பதிவு முறைகள் பற்றிய ஆய்வு. இன்டர்ஸ்டெல்லர் காந்தப்புலத்தின் பண்புகள். விண்மீன் திரள்களின் இடஞ்சார்ந்த விநியோகத்தின் அம்சங்கள். பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் பற்றிய கருத்துக்கள்.

சுருக்கம், 01/06/2012 சேர்க்கப்பட்டது


நட்சத்திர மையமானது கேலக்ஸியின் மைய, சிறிய பகுதி. கேலக்ஸியின் கட்டமைப்பின் அடிப்படை கூறுகள். திறந்த மற்றும் குளோபுலர் வகை கொத்துகள். விண்மீன் வாயுவின் பண்புகள். ஒளி வாயு நெபுலாக்கள் பற்றிய பொதுவான கருத்து. கோள்கள், கருமையான நெபுலாக்கள்.

விளக்கக்காட்சி, 09.28.2011 சேர்க்கப்பட்டது


வான உடல்களின் தோற்றம் மற்றும் வளர்ச்சியைப் படிக்கும் அறிவியலாக காஸ்மோகோனி. ஜீன்ஸ் கருதுகோளின் சாராம்சம். நெபுலா, சூரியனின் பிறப்பு. நெபுலா துகள்களை கிரகங்களாக மாற்றும் செயல்முறையின் முக்கிய நிலைகள்: துகள் திரட்டல்; வெப்பமடைதல்; எரிமலை செயல்பாடு.

சுருக்கம், 06/20/2011 சேர்க்கப்பட்டது


பூமியின் இயற்கை வளங்களை ஆய்வு செய்வதற்கும், Resurs-F தொடரின் சுற்றுச்சூழலை கண்காணிப்பதற்கும் விண்கலம். Resurs-F1 விண்கலம் மற்றும் புகைப்பட உபகரணங்களின் முக்கிய தொழில்நுட்ப பண்புகள். விண்வெளி மருத்துவம் மற்றும் உயிரியல் விண்கலத்திற்கான விண்கலம் பயோன், பொருட்கள் அறிவியல் ஃபோட்டான்.

சுருக்கம், 08/06/2010 சேர்க்கப்பட்டது


நட்சத்திர பரிணாமம் என்பது ஒரு நட்சத்திரம் அதன் வாழ்நாளில் ஏற்படும் மாற்றங்கள். தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவு மற்றும் நட்சத்திரங்களின் பிறப்பு; கிரக நெபுலா, புரோட்டோஸ்டார்ஸ். இளம் நட்சத்திரங்களின் சிறப்பியல்புகள், அவர்களின் முதிர்ச்சி, பிற்கால ஆண்டுகள், இறப்பு. நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் (பல்சர்கள்), வெள்ளை குள்ளர்கள், கருந்துளைகள்.

விளக்கக்காட்சி, 05/10/2012 சேர்க்கப்பட்டது


சூரிய குடும்பம் உருவாகும் நிலைகள். சூரியனின் புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டின் சுற்றுச்சூழலின் கலவை, ஒரு எண் இரு பரிமாண வாயு-டைனமிக் மாதிரியைப் பயன்படுத்தி அதன் பரிணாம வளர்ச்சியைப் பற்றிய ஆய்வு, இது ஈர்ப்பு புலத்தில் வாயு ஊடகத்தின் அச்சு சமச்சீரற்ற இயக்கத்திற்கு ஒத்திருக்கிறது.

பாடநெறி வேலை, 05/29/2012 சேர்க்கப்பட்டது


நட்சத்திரங்களின் பண்புகள். விண்வெளியில் நட்சத்திரங்கள். நட்சத்திரம் ஒரு பிளாஸ்மா பந்து. நட்சத்திர செயல்முறைகளின் இயக்கவியல். சூரிய குடும்பம். இன்டர்ஸ்டெல்லர் மீடியம். விண்மீன் பரிணாமத்தின் கருத்து. நட்சத்திர உருவாக்கம் செயல்முறை. ஒரு மாறும் சுய ஒழுங்குமுறை அமைப்பாக ஒரு நட்சத்திரம்.

சுருக்கம், 10/17/2008 சேர்க்கப்பட்டது


சூரியனில் இருந்து எட்டாவது கிரகம். நெப்டியூன் கிரகத்தின் சில அளவுருக்கள். வேதியியல் கலவை, உடல் நிலைமைகள், அமைப்பு, வளிமண்டலம். மேற்பரப்பு பகுதிகளின் வெப்பநிலை. நெப்டியூனின் செயற்கைக்கோள்கள், அவற்றின் அளவுகள், பண்புகள், கண்டுபிடிப்புகளின் வரலாறு. நெப்டியூன் வளையங்கள், காந்தப்புலம்.

"கேலக்ஸிகள் மற்றும் நட்சத்திரங்களின் தோற்றம்" - காணக்கூடிய பிரபஞ்சம். விண்மீன் திரள்களின் சூப்பர் கிளஸ்டர்களின் உருவாக்கம். விண்மீன் திரள்களின் பின்வாங்கல். பால்வெளி. பிரபஞ்சத்தின் முக்கியமான அடர்த்தி. ஹாட்ரான் சகாப்தம். பிரபஞ்சத்தின் அடர்த்தி. சூரிய குடும்பம். நீட்டிப்பு. வானியல் கட்டமைப்புகள். பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் பெருவெடிப்பின் விளைவாக எழுந்தது. அடர்த்தி. ஆரம்பகால பிரபஞ்சத்தில் நியூக்ளியோசிந்தசிஸ்.

"விண்மீன் திரள்களின் பண்புகள்" - சுழல் விண்மீன் திரள்களின் வகைகள். அல்ட்ரா காம்பாக்ட் குள்ள விண்மீன் திரள்கள். ஒழுங்கற்ற விண்மீன் திரள்கள். சுழல் விண்மீன் திரள்கள். ஈர்ப்பு-பிணைப்பு அமைப்பு. சிறிய மாகெல்லானிக் மேகம். ஆண்ட்ரோமெடாவின் நெபுலா. Seyfert விண்மீன் திரள்கள். விண்மீன்களின் வயது. நீள்வட்ட விண்மீன் திரள்கள். சுழல் விண்மீன்களின் கலவை. பெரிய மாகெல்லானிக் மேகம்.

"கேலக்ஸிகள் மற்றும் நட்சத்திரங்கள்" - கருந்துளை. மெட்டாகலக்ஸியின் வயது. வடக்கு திசை. ஆண்ட்ரோமெடாவின் நெபுலா. விண்மீன் திரள்களின் வகைகள். ஒரு தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினையின் ஆற்றல். எலக்ட்ரான்கள். நட்சத்திரங்களின் இருப்பு நிலைகள். உருமாற்றங்கள். கேலக்ஸிகள் சமமாக விநியோகிக்கப்படவில்லை. பொருள். நட்சத்திர உருவாக்கத்தின் நிலைகள். வாயு சுழற்சி. அடிப்படை கருத்துக்கள். விண்மீன் திரள்கள் மற்றும் நட்சத்திரங்கள்.

"விண்மீன்களின் வகைகள்" - விண்மீன் திரள்கள். விண்மீன் திரள்களின் இடஞ்சார்ந்த அமைப்பு. விண்மீன் திரள்கள். ஒழுங்கற்ற விண்மீன் திரள்கள். குவாசர்கள் மற்றும் குவாசாக்ஸ். விண்மீன் மண்டலத்திற்கான தூரம். ஹப்பிள் டியூனிங் ஃபோர்க் வகைப்பாடு. நீள்வட்ட விண்மீன் திரள்கள். சுழல் விண்மீன் திரள்கள். நேர்கோட்டுத்தன்மை. புரோட்டோகலாக்டிக் மேகங்கள். தடைசெய்யப்பட்ட சுழல் விண்மீன் திரள்கள். ஹப்பிள் விதி.

"கேலக்ஸிகள் மற்றும் நெபுலாக்கள்" - ஒரு விண்மீன் என்பது நட்சத்திரங்கள், விண்மீன்களுக்கு இடையேயான வாயு, தூசி மற்றும் இருண்ட பொருள்களின் அமைப்பு. . பெரிய மற்றும் சிறிய மாகெல்லானிக் மேகங்கள். பூனையின் கண் நெபுலா. பூமியிலிருந்து பார்க்கும்போது ஆண்ட்ரோமெடா நெபுலா. ரிங் நெபுலா. ஆண்ட்ரோமெடாவின் நெபுலா. Galaxy Sombrero. குதிரைத்தலை நெபுலா. விண்வெளியில் இருந்து தொலைநோக்கி படம். 1990 களின் முற்பகுதியில், 30 க்கும் மேற்பட்ட விண்மீன் திரள்கள் இல்லை.

"விண்மீன் வகைகள்" - கன்னி A Galaxy with jet. ஒழுங்கற்ற விண்மீன் NGC1313. ரேடியோ கேலக்ஸி NGC5128 (சென்டாரஸ் A). Galaxy M64 (கண்). Galaxy M101. சுழல் விண்மீன் NGC2997. குவாசர் 3C273. ஸ்பைரல் கேலக்ஸி M31 பால்வீதியுடன் உள்ளூர் குழுவில் உறுப்பினராக உள்ளது. வெட்டும் சுழல் விண்மீன் NGC 1365. ஊடாடும் சக்கர விண்மீன்.

மொத்தம் 12 விளக்கக்காட்சிகள் உள்ளன