"Cuestiones de astronomía" - Transmisión de imágenes. MV Lomonosov. Qué signos astronómicos se representan en las banderas. Saturno. A Cacconi de Morrison se le ocurrió una idea muy ingeniosa. Resuelve el curcigrama. Júpiter. El planeta del sistema solar tiene las dimensiones más pequeñas. Este parámetro físico de cualquier cuerpo es igual a cero. El 4 de octubre de 1957, con la ayuda de un potente cohete, alcanzó una velocidad de 28.000 km/h.

"Conferencia astronómica": se celebró la XI conferencia "Física de la galaxia" en el campamento "Khrustalnaya" en los pintorescos alrededores de Sverdlovsk. Reuniones inolvidables con V.S. Oskanyan, N.S. P.E.Zakharova Universidad Estatal de los Urales.

"Métodos de la astronomía" - Radiación en líneas de radio. Herramientas y métodos auxiliares de la astronomía. investigación extragaláctica. T. Matthews y A. Sandage. motivos de observación. Teoría de las pulsaciones radiales. Hendrik van de Hulst. Radioastronomía extragaláctica. Roberto Trumpler. Erupciones solares. ES. Shklovsky. BV Kukarkin.

"Astrofísica" - Descubrimiento de Urano. Primeras medidas de paralaje. Tenemos una imagen completamente diferente del mundo. Imágenes del Hubble. Un descubrimiento inesperado. Cómo funciona. ¿Qué exoplaneta se descubrió primero? El descubrimiento empujó los límites del sistema solar. Descubrimiento del medio interestelar. Por primera vez, la escala de distancias interestelares se estableció de manera confiable.

"Rayos cósmicos galácticos" - magnetosfera de la Tierra. Instalaciones de tierra. Un ejemplo de un detector óptico. Historia del descubrimiento de los rayos cósmicos. Radiación. Partículas. Bruno Rossi. Satélites. Descarga de un electroscopio. Protagonismo solar. Las primeras hipótesis científicas. Rayos cósmicos. Registro EAS en el suelo. EE.UU. Experimentos. Skobeltsyn. Resultados de la medición.

"Rayos cósmicos" - Proceso educativo. Parte central. Detector de rayos cósmicos del laboratorio de Berkeley. detector de centelleo Rayos cósmicos. Reemisores. Instalación de tormentas. Montaje de centelleo. Estabilización térmica en acción. Electrónica del detector. Técnica de registro EAS. Comunicaciones. Esquema del conjunto de centelleo del detector.

Total en el tema 23 presentaciones

Presentación: Nebulosas y cúmulos estelares zelobservatory.ru.

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Presentación: ¿Qué son las galaxias? Las galaxias son grandes sistemas estelares en los que las estrellas están conectadas entre sí por fuerzas gravitatorias. Basado en la teoría expansiva.

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El origen del universo. Trabajó en la presentación: Mezhuev Eduard Mezhuev Eduard Palitsyn Denis Palitsyn Denis Manuylov Alexey Manuylov Alexey MOU escuela secundaria 1

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Completado por: Filatova Galina Petrovna, profesora de física, institución educativa municipal "Escuela secundaria Koltalovskaya" del distrito de Kalinin de la región de Tver.

Detrás de ella el viento solar y interestelar mezcla de materia, disolución mutua ... más allá de Plutón y se considera el comienzo interestelar ambientes. Sin embargo, se supone que la región... termina el sistema solar y comienza interestelar el espacio es ambiguo. Sedna (...

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PRESUPUESTO MUNICIPAL INSTITUCIÓN EDUCATIVA GENERAL LICEO №11 DE LA CIUDAD DE CHELYABINSK

resumen

nortepero el tema:

"Complejos de gas y polvo. medio interestelar»

Realizado:

estudiante de grado 11

Kiseleva Polina Olegovna

Comprobado:

Lykasova Alevtina Pavlovna

Cheliábinsk 2015

OCABEZA

Introducción

1. Historia de la investigación ISM

2. Principales componentes del ISM

2.1 Gas interestelar

2.2 Polvo interestelar

2.3 Nube interestelar

2.4 Rayos cósmicos

2.5 Campo magnético interestelar

3. Características físicas del ISM

4. Nebulosas

4.1 Nebulosa difusa (brillante)

4.2 Nebulosa Oscura

5. Radiación

6. Evolución del medio interestelar

Conclusión

Lista de fuentes

INTRODUCCIÓN

El universo, en su núcleo, es casi un espacio vacío. Fue solo relativamente recientemente que fue posible probar que las estrellas no existen en el vacío absoluto y que el espacio exterior no es completamente transparente. Las estrellas ocupan solo una pequeña parte del vasto universo. La materia y los campos que llenan el espacio interestelar dentro de las galaxias se denominan medio interestelar (ISM). La naturaleza del medio interestelar ha atraído la atención de astrónomos y científicos durante siglos. El término "medio interestelar" fue utilizado por primera vez por F. Bacon en 1626.

1. HISTORIA DE LA INVESTIGACIÓNMZS

De vuelta a mediados del siglo XIX. astrónomo ruso V. Struve intentado por métodos científicos para encontrar evidencia indiscutible de que el espacio no está vacío, y la luz de estrellas distantes se absorbe en él, pero fue en vano. gas de nube mediana interestelar

Más tarde astrofísico alemán F.Hartman realizó un estudio del espectro de Delta Orion y estudió el movimiento orbital de los compañeros del sistema Delta Orion y la luz proveniente de la estrella. Al darse cuenta de que parte de la luz es absorbida en su camino a la Tierra, Hartmann escribió que "la línea de absorción del calcio es muy débil", y también que "resultó algo sorprendente que las líneas de calcio en una longitud de onda de 393,4 nanómetros no No se mueve en una divergencia periódica del espectro de líneas que está presente en las estrellas binarias espectroscópicas. La naturaleza estacionaria de estas líneas permitió a Hartmann sugerir que el gas responsable de la absorción no está presente en la atmósfera de Delta Orion, sino que, por el contrario, se encuentra fuera de la estrella y se encuentra entre la estrella y el observador. Este estudio fue el comienzo del estudio del medio interestelar.

Los estudios intensivos de la materia interestelar han hecho posible W. Pickering en 1912 para afirmar que "el medio absorbente interestelar, que, como se muestra Capitán, absorbe solo en algunas longitudes de onda, puede indicar la presencia de gas y moléculas gaseosas que son expulsadas por el Sol y las estrellas.

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

Después de la investigación de Hartmann, en 1919, Eger mientras estudiaba las líneas de absorción en longitudes de onda de 589,0 y 589,6 nanómetros en los sistemas Delta Orion y Beta Scorpio, descubrió sodio en el medio interestelar.

La presencia de un medio enrarecido absorbente se demostró de manera convincente hace menos de cien años, en la primera mitad del siglo XX, al comparar las propiedades observadas de cúmulos de estrellas distantes a diferentes distancias de nosotros. Fue realizado de forma independiente por un astrónomo estadounidense. Roberto Trumpler(1896-1956) y astrónomo soviético LICENCIADO EN LETRAS.Vorontsov-Velyaminov(1904-1994). Más bien, así fue como se descubrió uno de los componentes del medio interestelar: el polvo fino, por lo que el medio interestelar no es completamente transparente, especialmente en direcciones cercanas a la dirección de la Vía Láctea. La presencia de polvo provocaba que tanto el brillo aparente como el color observado de las estrellas lejanas estuvieran distorsionados, y para conocer sus verdaderos valores era necesario un cálculo de extinción bastante complicado. El polvo, por lo tanto, fue percibido por los astrónomos como un obstáculo desafortunado que interfería con el estudio de objetos distantes. Pero al mismo tiempo, surgió el interés en el estudio del polvo como medio físico: los científicos comenzaron a descubrir cómo surgen y colapsan los granos de polvo, cómo reacciona el polvo a la radiación y qué papel juega el polvo en la formación de estrellas.

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

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

El rápido desarrollo de la astrofísica, que estudia la interacción de la materia y la radiación en el espacio exterior, así como el surgimiento de nuevas posibilidades de observación, hizo posible estudiar en detalle los procesos físicos en el medio interestelar. Han surgido campos científicos enteros dinámica de gases espaciales y electrodinámica espacial que estudian las propiedades de los medios espaciales enrarecidos. Los astrónomos han aprendido a determinar la distancia a las nubes de gas, a medir la temperatura, densidad y presión del gas, su composición química, a estimar la velocidad de movimiento de la materia. En la segunda mitad del siglo XX reveló una imagen compleja de la distribución espacial del medio interestelar y su interacción con las estrellas. Resultó que la posibilidad del nacimiento de estrellas depende de la densidad y la cantidad de gas y polvo interestelar, y las estrellas (en primer lugar, las más masivas), a su vez, cambian las propiedades del medio interestelar circundante: lo calientan, soportan el movimiento constante del gas, reponen el medio con su sustancia, cambian su composición química.

2. COMPONENTES PRINCIPALES DE MLT

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

2 .1 gas interestelar

El gas interestelar es un medio gaseoso enrarecido que llena todo el espacio entre las estrellas. El gas interestelar es transparente. La masa total de gas interestelar en la Galaxia supera los 10 mil millones de masas solares, o un pequeño porcentaje de la masa total de todas las estrellas de nuestra Galaxia. La concentración media de átomos de gas interestelar es inferior a 1 átomo por cm3. La densidad media del gas es de unos 10-21 kg/m3. La composición química es casi la misma que la de la mayoría de las estrellas: consta de hidrógeno y helio con una pequeña mezcla de elementos más pesados. Dependiendo de la temperatura y la densidad, el gas interestelar se encuentra en estados moleculares, atómicos o ionizados. Los rayos ultravioleta, a diferencia de los rayos de luz visible, son absorbidos por el gas y le dan su energía. Debido a esto, las estrellas calientes con su radiación ultravioleta calientan el gas circundante a una temperatura de aproximadamente 10 000 K. El gas calentado comienza a emitir luz y lo observamos como una nebulosa gaseosa brillante. El gas "invisible" más frío se observa mediante métodos radioastronómicos. Los átomos de hidrógeno en un medio enrarecido emiten ondas de radio a una longitud de onda de aproximadamente 21 cm, por lo tanto, las corrientes de ondas de radio se propagan continuamente desde las regiones de gas interestelar. Al recibir y analizar esta radiación, los científicos aprenden sobre la densidad, la temperatura y el movimiento del gas interestelar en el espacio exterior.

2 .2 polvo interestelar

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

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

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

2 .3 nube interestelar

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

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

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

2 .4 rayos cósmicos

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

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

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

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

En términos de número de partículas, los rayos cósmicos son 90 por ciento de protones, 7 por ciento de núcleos de helio, alrededor de 1 por ciento de elementos más pesados ​​y alrededor de 1 por ciento de electrones.

2 .5 Campo magnético interestelar

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

3. CARACTERÍSTICAS FÍSICAS DEL ISM

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

· Inestabilidad térmica

La condición de equilibrio térmico puede no cumplirse en absoluto. Hay un campo magnético que resiste la compresión a menos que ocurra a lo largo de las líneas de campo. En segundo lugar, el medio interestelar está en constante movimiento y sus propiedades locales cambian constantemente, en él aparecen nuevas fuentes de energía y desaparecen las antiguas. En tercer lugar, además de la inestabilidad termodinámica, existen las gravitatorias y magnetohidrodinámicas. Y esto sin tener en cuenta ningún tipo de cataclismos en forma de explosiones de supernovas, influencias de mareas que pasan en la vecindad de las galaxias, o el paso del propio gas a través de las ramas espirales de la Galaxia.

· Líneas prohibidas y línea de 21 cm.

Una característica distintiva de un medio ópticamente delgado es la radiación en lineas prohibidas. Las líneas prohibidas se denominan líneas prohibidas por las reglas de selección, es decir, provienen de niveles metaestables (equilibrio cuasiestable). El tiempo de vida característico de un electrón en este nivel es de s a varios días. A altas concentraciones de partículas, su colisión elimina la excitación y las líneas no se observan debido a su extrema debilidad. A y bajas densidades, la intensidad de la línea no depende de la probabilidad de transición, ya que la baja probabilidad se compensa con un gran número de átomos en el estado metaestable. Si no hay LTE, entonces la población de niveles de energía debe calcularse a partir del balance de los procesos elementales de excitación y desactivación.

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

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

· Congelación del campo magnético.

La congelación del campo magnético significa la preservación del flujo magnético a través de cualquier circuito conductor cerrado cuando se deforma. En condiciones de laboratorio, el flujo magnético se puede considerar conservado en medios con alta conductividad eléctrica. En el límite de la conductividad eléctrica infinita, el infinitesimal campo eléctrico haría que la corriente aumentara a un valor infinito. Por lo tanto, un conductor ideal no debe cruzar campos magnéticos. lineas de fuerza, y así excitar el campo eléctrico, pero por el contrario, debería arrastrarse a lo largo de las líneas del campo magnético, el campo magnético resulta estar, por así decirlo, congelado en el conductor.

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

4. nebulosas

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

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

La división de las nebulosas en gaseosas y polvorientas es en gran parte arbitraria: todas las nebulosas contienen polvo y gas. Esta división es históricamente diferentes caminos observaciones y mecanismos de emisión: la presencia de polvo se observa con mayor claridad cuando las nebulosas oscuras absorben radiación de fuentes ubicadas detrás de ellas y cuando la reflexión o dispersión, o reemisión, contenida en el polvo de radiación de estrellas ubicadas cerca o en la propia nebulosa; La radiación intrínseca del componente gaseoso de una nebulosa se observa cuando es ionizado por la radiación ultravioleta de una estrella caliente ubicada en la nebulosa (regiones de emisión H II de hidrógeno ionizado alrededor de asociaciones estelares o nebulosas planetarias) o cuando el medio interestelar es calentado por una onda de choque debido a una explosión de supernova o el impacto de un poderoso viento estelar de estrellas tipo Wolf - Raye.

4 .1 Difuso(luz)nebulosa

Nebulosa difusa (de luz) -- En astronomía, un término general utilizado para referirse a las nebulosas emisoras de luz. Los tres tipos de nebulosas difusas son la nebulosa de reflexión, la nebulosa de emisión (de las cuales las regiones protoplanetaria, planetaria y H II son variedades) y el remanente de supernova.

· nebulosa de reflexión

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

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

Las nebulosas de reflexión suelen tener un tinte azul porque el azul se dispersa más eficientemente que el rojo (esta es una de las razones por las que el cielo es azul).

Actualmente, se conocen alrededor de 500 nebulosas de reflexión, la más famosa de las cuales se encuentra alrededor de las Pléyades (cúmulo estelar). La estrella roja gigante (clase espectral M1) Antares está rodeada por una gran nebulosa de reflexión roja. Las nebulosas de reflexión también se encuentran a menudo en los sitios de formación estelar.

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

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

· nebulosa de emisión

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

Planetametroniebla de centenometroness- un objeto astronómico que consta de una capa de gas ionizado y una estrella central, una enana blanca. Las nebulosas planetarias se forman durante la eyección de las capas exteriores (capas) de gigantes rojas y supergigantes con una masa de 2,5 a 8 masas solares en la etapa final de su evolución. Una nebulosa planetaria es un fenómeno de movimiento rápido (según los estándares astronómicos) que dura solo unas pocas decenas de miles de años, mientras que la vida útil de la estrella antepasada es de varios miles de millones de años. Actualmente, se conocen alrededor de 1500 nebulosas planetarias en nuestra galaxia.

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

En los últimos años, con la ayuda de imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble, fue posible averiguar que muchas nebulosas planetarias tienen una estructura muy compleja y peculiar. Aunque aproximadamente una quinta parte de ellos son circunsféricos, la mayoría no tiene simetría esférica. Los mecanismos por los que es posible la formación de tal variedad de formas siguen sin dilucidarse completamente hasta la fecha. Se cree que la interacción del viento estelar y las estrellas binarias, el campo magnético y el medio interestelar pueden desempeñar un papel importante en esto.

Las nebulosas planetarias son en su mayoría objetos tenues y generalmente no son visibles a simple vista. La primera nebulosa planetaria descubierta fue mancuerna nebulosa en la constelación Vulpecula.

La naturaleza inusual de las nebulosas planetarias se descubrió a mediados del siglo XIX, con el comienzo del uso del método espectroscópico en las observaciones. william huggins se convirtió en el primer astrónomo en obtener espectros de nebulosas planetarias, objetos que se destacaron por su rareza. Cuando Huggins estudió los espectros de las nebulosas NGC6543 (Ojo de Gato), M27 (Mancuerna), METRO57 (nebulosa anular en Lyra) y un número de otros, resultó que su espectro es extremadamente diferente del espectro de las estrellas: todos los espectros de estrellas obtenidos en ese momento eran espectros de absorción (un espectro continuo con una gran cantidad de líneas oscuras), mientras que los espectros de las nebulosas planetarias resultaron ser espectros de emisión con un pequeño número de líneas de emisión, lo que indicaba su naturaleza, que es fundamentalmente diferente de la naturaleza de las estrellas.

Las nebulosas planetarias representan la etapa final de la evolución de muchas estrellas. Una nebulosa planetaria típica tiene una longitud media de un año luz y se compone de gas muy enrarecido con una densidad de unas 1000 partículas por cm3, que es insignificante en comparación, por ejemplo, con la densidad de la atmósfera terrestre, pero de unas 10-100 veces mayor que la densidad del espacio interplanetario a la distancia de la órbita de la Tierra al Sol. Las nebulosas planetarias jóvenes tienen la mayor densidad, llegando a veces a 10 6 partículas por cm. A medida que envejecen las nebulosas, su expansión conduce a una disminución de la densidad. La mayoría de las nebulosas planetarias son simétricas y de apariencia casi esférica, lo que no impide que tengan muchas formas muy complejas. Aproximadamente el 10% de las nebulosas planetarias son prácticamente bipolares y solo un pequeño número son asimétricas. Incluso se conoce una nebulosa planetaria rectangular.

nebulosa protoplanetaria es un objeto astronómico que no existe por mucho tiempo entre el momento en que una estrella de masa media (1-8 masas solares) deja la rama gigante asintótica (AGB) y la fase posterior de nebulosa planetaria (PT). La nebulosa protoplanetaria brilla principalmente en el infrarrojo y es un subtipo de nebulosa de reflexión.

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

Las regiones H II pueden dar a luz a miles de estrellas en un período de unos pocos millones de años. Eventualmente, las explosiones de supernovas y los poderosos vientos estelares de las estrellas más masivas en el cúmulo estelar resultante dispersan los gases de la región y se convierte en un grupo similar a las Pléyades.

Estas regiones obtienen su nombre de la gran cantidad de hidrógeno atómico ionizado, al que los astrónomos se refieren como H II (la región HI es la zona de hidrógeno neutro y H 2 significa hidrógeno molecular). Pueden verse a distancias considerables en todo el universo, y el estudio de dichas regiones ubicadas en otras galaxias es importante para determinar la distancia a estas últimas, así como su composición química.

Los ejemplos son nebulosa carina, nebulosa tarántula,NGC 604 , Trapecio de Orión, bucle de Barnard.

· remanente de supernova

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

Probablemente el remanente joven más hermoso y mejor estudiado formado por una supernova. número de serie 1987 A en la Gran Nube de Magallanes que estalló en 1987. Otros remanentes de supernova conocidos son nebulosa del Cangrejo, remanente de una explosión relativamente reciente (1054), remanente de supernova Tranquilo (número de serie 1572) , llamado así por Tycho Brahe, quien observó y registró su brillo inicial inmediatamente después del brote en 1572, así como el resto supernova de Kepler (número de serie 1604) lleva el nombre de Johannes Kepler.

4 .2 nebulosa oscura

Una nebulosa oscura es un tipo de nube interestelar tan densa que absorbe la luz visible de las nebulosas de emisión o reflexión (como , Nebulosa Cabeza de Caballo) o estrellas (por ejemplo, Nebulosa del Saco de Carbón) Detrás de eso.

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

Tales nubes tienen una forma muy irregular: no tienen límites claramente definidos, a veces toman imágenes arremolinadas como serpientes. Las nebulosas oscuras más grandes son visibles a simple vista y aparecen como manchas negras contra la brillante Vía Láctea.

En las partes internas de las nebulosas oscuras, a menudo tienen lugar procesos activos: por ejemplo, el nacimiento de estrellas o la radiación máser.

5. RADIACIÓN

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

La sustancia de la que están compuestas las estrellas, bajo ciertas condiciones, puede vencer su atracción y ser expulsada al espacio interestelar. Esto sucede cuando una partícula en la atmósfera de una estrella se acelera a una velocidad superior a la segunda velocidad cósmica de esta estrella. De hecho, las velocidades de las partículas que componen el viento estelar son de cientos de kilómetros por segundo.

El viento estelar puede contener tanto partículas cargadas como neutras.

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

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

El viento estelar es una forma de transportar materia a distancias considerables en el espacio. Además del hecho de que él mismo está compuesto por materia que fluye de las estrellas, puede actuar sobre la materia interestelar circundante, transfiriéndole parte de su energía cinética. Por lo tanto, la forma de la nebulosa de emisión NGC 7635 "Burbuja" se formó como resultado de tal impacto.

En el caso de la salida de materia de varias estrellas estrechamente espaciadas, complementada por la influencia de la radiación de estas estrellas, es posible la condensación de materia interestelar con la subsiguiente formación estelar.

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

6. EVOLUCIÓN DEL MEDIO INTERESTELAR

La evolución del medio interestelar, o para ser más precisos, del gas interestelar, está íntimamente relacionada con la evolución química de toda la Galaxia. Parecería que todo es simple: las estrellas absorben gas y luego lo arrojan de vuelta, enriqueciéndolo con productos de combustión nuclear - elementos pesados ​​- por lo que la metalicidad debería aumentar gradualmente.

La teoría del Big Bang predice que el hidrógeno, el helio, el deuterio, el litio y otros núcleos ligeros se formaron durante la nucleosíntesis primordial, que todavía se están dividiendo en la pista de Hayashi o en la etapa de protoestrella. En otras palabras, deberíamos observar enanas G de larga vida con cero metalicidad. Pero ninguno de estos ha sido encontrado en la Galaxia, además, la mayoría de ellos tienen una metalicidad casi solar. Según datos indirectos, se puede juzgar que algo similar existe en otras galaxias. Por el momento, el tema sigue abierto y a la espera de una decisión.

Tampoco había polvo en el gas interestelar primordial. Ahora se cree que los granos de polvo se forman en la superficie de las viejas estrellas frías y los dejan junto con la materia que sale.

CONCLUSIÓN

El estudio de un sistema tan complejo como "estrellas - medio interestelar" resultó ser una tarea astrofísica muy difícil, sobre todo teniendo en cuenta que la masa total del medio interestelar en la Galaxia y su composición química cambian lentamente bajo la influencia de varios factores. Por lo tanto, podemos decir que toda la historia de nuestro sistema estelar, con una duración de miles de millones de años, se refleja en el medio interestelar.

LISTA DE FUENTES

1) Materiales tomados de www.wikipedia.org

2) Materiales tomados del sitio www.krugosvet.ru

3) Materiales tomados de www.bse.sci-lib.com

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

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Gas y polvo interestelar.

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

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

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

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

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

Hay alrededor de 4000 nubes moleculares de este tipo en la galaxia.

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

Los rayos ultravioleta, a diferencia de los rayos de luz visible, son absorbidos por el gas y le dan su energía. Debido a esto, las estrellas calientes con su radiación ultravioleta calientan el gas circundante a una temperatura de aproximadamente 10 000 K. El gas calentado comienza a emitir luz y lo observamos como una nebulosa gaseosa brillante.

Son estas nebulosas las que son indicadores de los lugares de formación estelar en curso.

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

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

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

(Imagen de reloj de arena de nebulosa planetaria)

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

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

Debido al polvo, las formaciones de gas más densas, las nubes moleculares, son prácticamente opacas y parecen regiones oscuras en el cielo, casi desprovistas de estrellas. Tales formaciones se llaman nebulosas difusas oscuras. (imagen)

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

Medios para estudiar el polvo interestelar.

• La educación a distancia.
• Estudios de micrometeoritos para la presencia de inclusiones de polvo interestelar.
• Estudio de sedimentos oceánicos para la presencia de partículas de polvo cósmico.
• El estudio de las partículas de polvo cósmico presentes a gran altura en la atmósfera terrestre.
• Lanzamiento de una nave espacial para recolectar, estudiar y enviar partículas de polvo interestelar a la Tierra.

Interesante

• durante un año superficie de la Tierra Caen más de 3 millones de toneladas de polvo cósmico, así como de 350 mil a 10 millones de toneladas de meteoritos, cuerpos de piedra o metal que vuelan a la atmósfera desde el espacio.
• Sólo en los últimos 500 años, la masa de nuestro planeta ha aumentado en mil millones de toneladas debido a la materia cósmica, que es sólo el 1,7·10 -16% de la masa de la Tierra. Sin embargo, aparentemente afecta el movimiento anual y diario de nuestro planeta.

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GALAXIA Una galaxia es un gran sistema de estrellas, gas interestelar, polvo y materia oscura, unidos por fuerzas gravitatorias. Por lo general, las galaxias contienen de 10 millones a varios billones de estrellas, que orbitan alrededor de un centro de gravedad común. Además de estrellas individuales y un medio interestelar enrarecido, la mayoría de las galaxias contienen muchos sistemas estelares múltiples, cúmulos estelares y varias nebulosas. Como regla general, el diámetro de las galaxias oscila entre varios miles y varios cientos de miles de años luz, y las distancias entre ellas se estiman en millones de años luz.

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Hay innumerables estrellas en el cielo. Sin embargo, a simple vista en tiempo despejado, solo se pueden observar alrededor de 2,5 mil en cada uno de los hemisferios. Las estrellas están distribuidas de manera desigual en el Universo, formando galaxias que consisten en un número diferente de estrellas: desde decenas de miles hasta cientos de miles de millones. Hay un número innumerable de galaxias en todo el Universo. Las estrellas están tan lejos de nosotros que incluso el telescopio más poderoso puede verse como puntos. La estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri, está a 4,25 años luz de distancia, y la galaxia más cercana, la Galaxia Enana de Sagitario, está a 80.000 años luz de distancia. Estrellas

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El gas interestelar es un medio gaseoso enrarecido que llena todo el espacio entre las estrellas. El gas interestelar es transparente. La masa total de gas interestelar en la Galaxia supera los 10 mil millones de masas solares, o un pequeño porcentaje de la masa total de todas las estrellas de nuestra Galaxia. La composición química es casi la misma que la de la mayoría de las estrellas: consta de hidrógeno y helio (90% y 10% del número de átomos, respectivamente) con una pequeña mezcla de elementos más pesados. Dependiendo de la temperatura y la densidad, el gas interestelar se encuentra en estados moleculares, atómicos o ionizados. gas interestelar

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El polvo interestelar es una mezcla de partículas microscópicas sólidas en el gas interestelar. La masa total de polvo interestelar es aproximadamente el 1% de la masa de gas. El tamaño de partícula del polvo interestelar es de 0,01 a 0,02 micras. Los granos de polvo probablemente tengan un núcleo refractario (grafito, silicato o metal) rodeado de materia orgánica o una capa de hielo. Estudios recientes indican que las partículas de polvo son generalmente de forma no esférica. El polvo afecta la emisión óptica de las estrellas, provocando la absorción, el enrojecimiento y la polarización de la luz de las estrellas. Polvo interestelar

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Nombre general para una colección de objetos astronómicos inaccesibles a la observación directa. medios modernos astronomía (es decir, que no emite radiación electromagnética de intensidad suficiente para las observaciones), pero observable indirectamente por los efectos gravitatorios que se ejercen sobre los objetos observados. El problema general de la masa oculta consta de dos problemas: astrofísico, es decir, la contradicción entre la masa observada de los objetos ligados gravitacionalmente y sus sistemas, como las galaxias y sus cúmulos, con sus parámetros observados determinados por efectos gravitatorios; cosmológico: contradicciones en los parámetros cosmológicos observados de la densidad promedio del Universo obtenida a partir de datos astrofísicos. Materia oscura

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El sol, el cuerpo central del sistema solar, es una bola de gas caliente. Es 750 veces más masivo que todos los demás cuerpos del sistema solar combinados. Es por eso que se puede considerar que todo en el sistema solar gira alrededor del sol. El sol pesa más que la tierra 330.000 veces. En el diámetro solar se podría colocar una cadena de 109 planetas como el nuestro. El sol es la estrella más cercana a la Tierra, es la única estrella cuyo disco visible es visible a simple vista. Todas las demás estrellas que están a años luz de nosotros, incluso cuando se observan a través de telescopios potentes, no revelan ningún detalle de sus superficies. La luz del Sol nos llega en 8 minutos y un tercio. Según una de las hipótesis, fue junto con el Sol que se formó nuestro sistema planetario, la Tierra, y luego la vida en ella. Sol

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Un mundo paralelo es una realidad que de alguna manera existe simultáneamente con la nuestra, pero independientemente de ella. Esta realidad autónoma puede variar en tamaño desde un área geográfica pequeña hasta un universo completo. En un mundo paralelo, los eventos ocurren a su manera, puede diferir de nuestro mundo tanto en detalles individuales como radicalmente, en casi todo. Las leyes físicas del mundo paralelo no son necesariamente similares a las leyes de nuestro mundo; en particular, a veces se permite la existencia en mundos paralelos de fenómenos como la magia. un mundo paralelo

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El gran cosmonauta Yuri Alekseevich Gagarin nació el 9 de marzo de 1934 en el pueblo de Klushino en el distrito de Gzhatsky de la región occidental de la RSFSR, no lejos de la ciudad de Gzhatsk (más tarde rebautizada como la ciudad de Gagarin) en el distrito de Gagarinsky de la región de Smolensk. El 12 de abril de 1961, la nave espacial Vostok fue lanzada desde el Cosmódromo de Baikonur por primera vez en el mundo, a bordo con el piloto-cosmonauta Yuri Alekseevich Gagarin. Por esta hazaña se le otorgó el título de Héroe. Unión Soviética, y a partir del 12 de abril de 1962, el día del vuelo de Gagarin al espacio fue declarado feriado: el Día de la Cosmonáutica. Yuri Alekseevich Gagarin EL PRIMER COSMONAUTA DEL PLANETA

Diapositiva 10

Los cometas son pequeños cuerpos celestes que tienen una apariencia nebulosa y giran alrededor del Sol, generalmente en órbitas alargadas. Al acercarse al Sol, los cometas forman una coma y, a veces, una cola de gas y polvo. El núcleo es la parte sólida de un cometa, que tiene un tamaño relativamente pequeño. Se forma una coma alrededor del núcleo de un cometa activo (cuando se acerca al Sol). Los núcleos de los cometas están compuestos de hielo con la adición de polvo cósmico y compuestos volátiles congelados: monóxido de carbono y dióxido de carbono, metano, amoníaco. Cometas Ulyanovsk 2009

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