"Kysymyksiä tähtitiedestä" - Kuvansiirto. M.V. Lomonosov. Mitä tähtitieteellisiä merkkejä on kuvattu lipuissa. Saturnus. Cacconi Morrisonissa keksi erittäin siistin idean. Ratkaise ristisanatehtävä. Jupiter. Aurinkokunnan planeetalla on pienimmät mitat. Tämä minkä tahansa kehon fyysinen parametri on yhtä suuri kuin nolla. 4. lokakuuta 1957 hän saavutti voimakkaan raketin avulla nopeuden 28 000 km / h.

"Astronomical Conference" - XI konferenssi "Galaksin fysiikka" pidettiin leirintäalueella "Khrustalnaya" Sverdlovskin viehättävässä ympäristössä. Unohtumattomia tapaamisia V.S. Oskanyanin, N.S. P.E.Zakharova Ural State University.

"Astronomian menetelmät" - Säteily radiolinjoissa. Tähtitieteen apuvälineet ja menetelmät. ekstragalaktinen tutkimus. T. Matthews ja A. Sandage. havainnointiperusteet. Säteittäisten pulsaatioiden teoria. Hendrik van de Hulst. Ekstragalaktinen radioastronomia. Robert Trumpler. Auringon soihdut. ON. Shklovsky. B.V. Kukarkin.

"Astrofysiikka" - Uranuksen löytö. Ensimmäiset parallaksimittaukset. Saimme täysin toisenlaisen kuvan maailmasta. Hubble kuvia. Odottamaton löytö. Kuinka se toimii. Mikä eksoplaneetta löydettiin ensin. Löytö rikkoi aurinkokunnan rajoja. Tähtienvälisen väliaineen löytäminen. Ensimmäistä kertaa tähtienvälisten etäisyyksien asteikko asetettiin luotettavasti.

"Galaktiset kosmiset säteet" - Maan magnetosfääri. Maaasennukset. Esimerkki optisesta ilmaisimesta. Kosmisen säteiden löytämisen historia. Säteily. Hiukkaset. Bruno Rossi. Satelliitit. Sähköskoopin purkaminen. Auringon näkyvyys. Ensimmäiset tieteelliset hypoteesit. Kosmiset säteet. EAS-rekisteröinti kentällä. USA. Kokeilut. Skobeltsyn. Mittaustulokset.

"Kosmiset säteet" - Koulutusprosessi. Keskiosa. Berkeley Labin kosmisen säteen ilmaisin. tuikeilmaisin. Kosmiset säteet. Uudelleenlähettimet. Myrskyn asennus. Scintillation kokoonpano. Lämpöstabilointi toiminnassa. Ilmaisimen elektroniikka. EAS-rekisteröintitekniikka. Viestintä. Ilmaisimen tuikekokoonpanon kaavio.

Aiheessa yhteensä 23 esitystä

Esitys: Sumut ja tähtijoukot zelobservatory.ru.

Tähtisumu? Nebula on juoni tähtienvälinen ympäristöissä, joka erottuu emissiosta tai absorptiosta ... ympärillään huomattava määrä tähtienvälinen vety (ja muuttua tummiksi... tähdiksi, magneettikenttä ja tähtienvälinen ympäristöissä. Kuvassa: Symmetrisen ...

Tähdet planeettajärjestelmillä, pilvet tähtienvälinen kaasu, ydin. Galaxy, ... osassa tähtiä ja melkein kaikkea tähtienvälinen aine on keskittynyt levyyn... tuhansia auringon säteitä. 3. Tähtienvälinen kaasu - komponentti tähtienvälinen ympäristöissä, joka koostuu myös pölyhiukkasista ...

Esitys: Mitä galaksit ovat? Galaksit ovat suuria tähtijärjestelmiä, joissa tähdet ovat yhteydessä toisiinsa gravitaatiovoimien avulla. Laajentuvan teorian perusteella.

Ja pääosa tästä tähtienvälinen ympäristöissä liikkuu myös ympyröissä... ja planeettojen ilmakehissä, tähtienvälinen keskiviikko tihein pohjassa.... Kuitenkin jopa 10 % tähtienvälinen ympäristöissä on levyn ulkopuolella ja... näytti samalta, mutta liikkui joukossa tähdet. Aikaisemmin he eivät tienneet...

Esitys: ...) painovoimaisesti sidottu tähtijärjestelmä, tähtienvälinen

...) painovoimaisesti sidottu tähtijärjestelmä, tähtienvälinen kaasua, pölyä ja pimeää ainetta... yleensä niissä on paljon tähtienvälinen kaasu, jopa 50 % massasta... galaksit Epätavalliset galaksit Epätavalliset galaksit Joukossa On galakseja, jotka...

Esitys: aurinkoperhe. aurinkokunta aurinkokunta planeettajärjestelmä, joka sisältää keskeisen tähden, auringon ja kaikki luonnon avaruuskohteet,

paikallinen kupla" hajallaan olevan korkean lämpötilan vyöhyke tähtienvälinen kaasua. 50 ... planetologiaan kuuluvista tähdistä. Venuksella on tihein joukossa muiden maapallon kaltaisten planeettojen ilmakehä, ... . Venuksella on tihein joukossa muiden Maan kaltaisten planeettojen ilmakehä, ...

Universumin alkuperä. Työskenteli esityksen parissa: Mezhuev Eduard Mezhuev Eduard Palitsyn Denis Palitsyn Denis Manuylov Alexey Manuylov Aleksei MOU lukio 1

Tähtien synty. Avaaminen tähtienvälinen aineet. Avaaminen tähtienvälinen aineet. Mistä muodostuu ... huomautus. Mutta kaasun lisäksi tähtienvälinen ympäristöön pienessä määrässä (noin 1 ... huomautus. Mutta kaasun lisäksi tähtienvälinen ympäristöön pieninä määrinä (noin 1...

Galaksigalaksi (antiikin Kreikan Γαλαξίας Linnunrata) on gravitaatioon sitoutunut tähtijärjestelmä, tähtienvälinen kaasua, pölyä ja pimeää ainetta.

tähtien järjestelmä tähtienvälinen kaasu, pöly ja... KESKIVIIKKO Tähtienvälinen kaasu on harvinainen kaasu keskiviikko täyttää kaiken tähtien välisen tilan. Tähtienvälinen... kaasu on läpinäkyvää. Täysi massa tähtienvälinen ...

tähtienvälinen kaasu, pöly, pimeä aine ja...

nimeltään iso järjestelmä tähdistä tähtienvälinen kaasu, pöly, pimeä aine ja... kutsutaan suureksi tähtijärjestelmäksi, tähtienvälinen kaasu, pöly, pimeä aine ja... . Yksittäisten tähtien ja harvinaisuuksien lisäksi tähtienvälinen ympäristöissä, useimmat galaksit sisältävät monia...

« Tähtienvälinen keskiviikko"Esittää NIS FMN:n 7" C "luokan opiskelija Astana Akzhigitov Dulat.

« Tähtienvälinen keskiviikko"Valmis opiskelija 7" C ... aineita tähdistä sisään tähtienvälinen tilaa. Aine... vetovoimasta ja sinkoutui sisään tähtienvälinen tilaa. Se tulee sisään... mutta ohittaa punaisen. Johtopäätös: Tähtienvälinen keskiviikko evoluution kannalta välttämätön...

Yleensä galakseissa on 10 miljoonasta useaan biljoonaan tähteä, jotka kiertävät yhteisen painopisteen ympärillä. Lisäksi yksittäisiä tähtiä, ja harva.

Yksittäisten tähtien lisäksi ja harvinainen tähtienvälinen ympäristöissä, suuri galaksi on suuri järjestelmä ... tähtiä, tähtienvälinen osa galakseista sisältää monia useita ... tähtiä planeettajärjestelmineen, pilviä tähtienvälinen kaasu, ydin. Galaxy sisään...

Täydennys: Filatova Galina Petrovna, fysiikan opettaja, kunnallinen oppilaitos "Koltalovskaja lukio" Kalininin alueella Tverin alueella.

Hänen takanaan aurinkotuuli ja tähtienvälinen ainesekoitus, joka liukenee toisiaan... pidemmälle kuin Pluto ja sitä pidetään alussa tähtienvälinen ympäristöissä. Kuitenkin oletetaan, että alue ... päättää aurinkokunnan ja alkaa tähtienvälinen tila on epäselvä. Sedna (...

Kamtšatkan alueen asunto-, kunnallis- ja energiaministeriö valtion rahoittama organisaatio"Energiakehityksen aluekeskus.

Bubble" hajallaan olevan korkean lämpötilan vyöhyke tähtienvälinen kaasu Auringon keskimääräinen etäisyys ... fotosynteesistä ympäristön epäorgaanisista elementeistä ympäristöissä– H2O vesi ja dioksidi... sen toteutus: Suotuisan talouden luominen ympäristöissä mukaan lukien: muotoilu...

... kutsutaan suureksi tähtijärjestelmäksi, tähtienvälinen kaasu, pöly ja pimeä aine...

Yksittäisten tähtien lisäksi ja harvinainen tähtienvälinen ympäristöissä, useimmat galaksit sisältävät monia... tuhansia valovuosia. Tähtienvälinen kaasu on harvinainen kaasu keskiviikko täyttää kaiken tilan...

alku tähtienvälinen ympäristöissä. Kuitenkin oletetaan, että alue, jolla painovoima on heliosfäärin painovoima Tähtienvälinen keskiviikko in... useissa viimeaikaisissa supernoveissa Paikallinen tähtienvälinen pilvi paikallinen kupla tähtienvälinen ympäristöön Suhteellisen vähän tähtiä...

Lähetä hyvä työsi tietokanta on yksinkertainen. Käytä alla olevaa lomaketta

Opiskelijat, jatko-opiskelijat, nuoret tutkijat, jotka käyttävät tietopohjaa opinnoissaan ja työssään, ovat sinulle erittäin kiitollisia.

Lähetetty http://www.allbest.ru/

KUNNAN TALOUSARVIO YLEINEN OPETUSLAITOS TŠELJABINSKIN KAUPUNGIN LYSEUM NRO 11

abstrakti

nmutta aihe:

"Kaasu- ja pölykompleksit. tähtienvälinen väliaine»

Esitetty:

11 luokan oppilas

Kiseleva Polina Olegovna

Tarkistettu:

Lykasova Alevtina Pavlovna

Tšeljabinsk 2015

OPÄÄ

Johdanto

1. ISM-tutkimuksen historia

2. ISM:n pääkomponentit

2.1 Tähtienvälinen kaasu

2.2 Tähtienvälinen pöly

2.3 Tähtienvälinen pilvi

2.4 Kosmiset säteet

2.5 Tähtienvälinen magneettikenttä

3. ISM:n fyysiset ominaisuudet

4. Sumut

4.1 Diffuusi (kirkas) sumu

4.2 Tumma sumu

5. Säteily

6. Tähtienvälisen väliaineen evoluutio

Johtopäätös

Lista lähteistä

JOHDANTO

Universumi ytimessä on lähes tyhjää tilaa. Vasta suhteellisen hiljattain pystyttiin todistamaan, että tähdet eivät ole olemassa absoluuttisessa tyhjyydessä ja että ulkoavaruus ei ole täysin läpinäkyvä. Tähdet vievät vain pienen osan valtavasta maailmankaikkeudesta. Ainetta ja kenttiä, jotka täyttävät tähtienvälisen tilan galaksien sisällä, kutsutaan interstellar mediumiksi (ISM). Tähtienvälisen väliaineen luonne on herättänyt tähtitieteilijöiden ja tiedemiesten huomion vuosisatojen ajan. Termiä "tähtienvälinen väliaine" käytti ensimmäisen kerran F. Bacon vuonna 1626.

1. TUTKIMUKSEN HISTORIAMZS

Vielä 1800-luvun puolivälissä. venäläinen tähtitieteilijä V. Struve yritti tieteellisillä menetelmillä löytää kiistatonta näyttöä siitä, että avaruus ei ole tyhjä, vaan kaukaisten tähtien valo imeytyy siihen, mutta turhaan. tähtienvälinen pilvikaasu

Myöhempi saksalainen astrofyysikko F. Hartman suoritti tutkimuksen Delta Orionin spektristä ja tutki Delta Orion -järjestelmän seuralaisten kiertoradan liikettä ja tähdestä tulevaa valoa. Hartmann ymmärsi, että osa valosta absorboituu matkallaan Maahan, ja kirjoitti, että "kalsiumin absorptioviiva on hyvin heikko" ja että "osoitti jokseenkin yllättäväksi, että kalsiumviivat aallonpituudella 393,4 nanometriä ovat eivät liiku spektroskooppisissa kaksoistähdissä esiintyvässä juovaspektrin jaksoittaisessa hajoamisessa. Näiden linjojen kiinteä luonne antoi Hartmannille mahdollisuuden ehdottaa, että absorptiosta vastuussa olevaa kaasua ei ole Delta Orionin ilmakehässä, vaan se päinvastoin sijaitsee tähden ulkopuolella ja sijaitsee tähden ja tarkkailijan välissä. Tämä tutkimus oli alku tähtienvälisen väliaineen tutkimukselle.

Tähtienvälisen aineen intensiiviset tutkimukset ovat tehneet sen mahdolliseksi W. Pickering vuonna 1912 toteamaan, että "tähtienvälinen absorboiva väliaine, joka, kuten on esitetty Kapteeni, absorboi vain joillakin aallonpituuksilla, voi viitata kaasun ja kaasumaisten molekyylien läsnäoloon, joita aurinko ja tähdet sinkoavat ulos.

Samana vuonna 1912 AT.hess löysi kosmisia säteitä, energisesti varautuneita hiukkasia, jotka pommittavat Maata avaruudesta. Tämän ansiosta jotkut tutkijat saattoivat todeta, että ne täyttävät myös tähtienvälisen väliaineen.

Hartmannin tutkimuksen jälkeen vuonna 1919 Eger Tutkiessaan absorptioviivoja aallonpituuksilla 589,0 ja 589,6 nanometriä Delta Orion- ja Beta Scorpio -järjestelmissä hän löysi natriumin tähtienvälisestä väliaineesta.

Absorboivan harvennetun väliaineen olemassaolo osoitettiin vakuuttavasti alle sata vuotta sitten, 1900-luvun ensimmäisellä puoliskolla, vertaamalla eri etäisyyksillä meistä sijaitsevien etäisten tähtijoukkojen havaittuja ominaisuuksia. Sen teki itsenäisesti amerikkalainen tähtitieteilijä Robert Trumpler(1896-1956) ja Neuvostoliiton tähtitieteilijä B.A.Vorontsov-Velyaminov(1904-1994). Pikemminkin näin löydettiin yksi tähtienvälisen väliaineen komponenteista - hieno pöly, jonka vuoksi tähtienvälinen väliaine ei ole täysin läpinäkyvä, etenkään Linnunradan suuntaa lähellä olevissa suunnissa. Pölyn läsnäolo merkitsi sitä, että kaukaisten tähtien näennäinen kirkkaus ja havaittu väri vääristyivät, ja niiden todellisten arvojen selvittämiseksi tarvittiin melko monimutkainen sukupuuttolaskelma. Näin ollen tähtitieteilijät pitivät pölyä valitettavana esteenä, joka häiritsi kaukaisten kohteiden tutkimista. Mutta samaan aikaan heräsi kiinnostus pölyn tutkimukseen fyysisenä väliaineena - tutkijat alkoivat selvittää, kuinka pölyjyvät syntyvät ja romahtavat, kuinka pöly reagoi säteilyyn ja mikä rooli pölyllä on tähtien muodostumisessa.

Radioastronomian kehittyessä 1900-luvun jälkipuoliskolla. tuli mahdolliseksi tutkia tähtienvälistä välinettä sen radiosäteilyn perusteella. Tarkoituksenmukaisten etsintöjen tuloksena neutraalien vetyatomien säteilyä löydettiin tähtienvälisestä avaruudesta taajuudella 1420 MHz (joka vastaa 21 cm:n aallonpituutta). Hollantilainen tähtitieteilijä ennusti säteilyn tällä taajuudella (tai kuten sanotaan radiolinjalla) Hendrik van de Hulst vuonna 1944 kvanttimekaniikan perusteella, ja se löydettiin vuonna 1951 sen jälkeen, kun neuvostoliittolainen astrofyysikko oli laskenut sen odotetun intensiteetin I.S. Shklovsky. Shklovsky korosti myös säteilyn havainnointimahdollisuutta erilaisia ​​molekyylejä radioalueella, mikä itse asiassa myöhemmin löydettiin. Neutraaleista atomeista ja erittäin kylmästä molekyylikaasusta koostuvan tähtienvälisen kaasun massa osoittautui noin sata kertaa suuremmaksi kuin harvinaisen pölyn massa. Mutta kaasu on täysin läpinäkyvä näkyvälle valolle, joten sitä ei voitu havaita samoilla menetelmillä kuin pölyä löydettiin.

Avaruusobservatorioihin asennettujen röntgenteleskooppien myötä löydettiin toinen, tähtienvälisen väliaineen kuumin komponentti - erittäin harvinainen kaasu, jonka lämpötila on miljoonia ja kymmeniä miljoonia asteita. Tätä kaasua on mahdotonta "nähdä" joko optisilla havainnoilla tai havainnoilla radiolinjoilla - väliaine on liian harvinainen ja täysin ionisoitunut, mutta siitä huolimatta se täyttää merkittävän osan koko galaksimme tilavuudesta.

Aineen ja säteilyn vuorovaikutusta ulkoavaruudessa tutkivan astrofysiikan nopea kehitys sekä uusien havaintomahdollisuuksien syntyminen mahdollisti fysikaalisten prosessien yksityiskohtaisen tutkimisen tähtienvälisessä väliaineessa. Kokonaisia ​​tieteenaloja on syntynyt avaruuskaasudynamiikka ja avaruuden elektrodynamiikka jotka tutkivat harvinaisen avaruusmedian ominaisuuksia. Tähtitieteilijät ovat oppineet määrittämään etäisyyden kaasupilviin, mittaamaan kaasun lämpötilaa, tiheyttä ja painetta, sen kemiallista koostumusta, arvioimaan aineen kulkunopeutta. 1900-luvun jälkipuoliskolla paljasti monimutkaisen kuvan tähtienvälisen väliaineen tilajakaumasta ja sen vuorovaikutuksesta tähtien kanssa. Kävi ilmi, että tähtien syntymän mahdollisuus riippuu tähtienvälisen kaasun ja pölyn tiheydestä ja määrästä, ja tähdet (ensinnäkin niistä massiivisimmat) puolestaan ​​​​muuttavat ympäröivän tähtienvälisen väliaineen ominaisuuksia - ne lämmittävät sitä, tukevat jatkuvaa kaasun liikettä, täydentävät väliainetta aineella muuttavat sen kemiallista koostumusta.

2. MLT:N PÄÄKOMPONENTIT

Tähtienvälinen väliaine sisältää tähtienvälisen kaasun, pölyn (1 % kaasumassasta), tähtienväliset magneettikentät, tähtienvälinen pilvi, kosmiset säteet ja pimeä aine. Tähtienvälisen väliaineen kemiallinen koostumus on primaarisen nukleosynteesin ja tähtien ydinfuusion tuote.

2 .1 Tähtienvälinen kaasu

Tähtienvälinen kaasu on harvinainen kaasumainen väliaine, joka täyttää kaiken tähtien välisen tilan. Tähtienvälinen kaasu on läpinäkyvää. Tähtienvälisen kaasun kokonaismassa galaksissa ylittää 10 miljardia auringon massaa tai muutaman prosentin galaksimme kaikkien tähtien kokonaismassasta. Tähtienvälisten kaasuatomien keskimääräinen pitoisuus on alle 1 atomi per cm3. Kaasun keskimääräinen tiheys on noin 10–21 kg/m3. Kemiallinen koostumus on suunnilleen sama kuin useimpien tähtien: se koostuu vedystä ja heliumista sekä pienestä seoksesta raskaampia alkuaineita. Lämpötilasta ja tiheydestä riippuen tähtienvälinen kaasu on molekyyli-, atomi- tai ionisoituneessa tilassa. Ultraviolettisäteet, toisin kuin näkyvät valonsäteet, absorboituvat kaasuun ja antavat sille energiansa. Tästä johtuen kuumat tähdet lämmittävät ultraviolettisäteilyillään ympäröivän kaasun noin 10 000 K lämpötilaan. Kuumentunut kaasu alkaa säteillä itse valoa ja havaitsemme sen kirkkaana kaasumaisena sumuna. Kylmempää, "näkymätöntä" kaasua tarkkaillaan radioastronomisilla menetelmillä. Harvinaisessa väliaineessa olevat vetyatomit lähettävät radioaaltoja noin 21 cm:n aallonpituudella, joten radioaaltovirrat etenevät jatkuvasti tähtienvälisten kaasujen alueilta. Vastaanottamalla ja analysoimalla tätä säteilyä tutkijat oppivat tähtienvälisen kaasun tiheydestä, lämpötilasta ja liikkeestä ulkoavaruudessa.

2 .2 Tähtienvälinen pöly

Tähtienvälinen pöly on kiinteitä mikroskooppisia hiukkasia, jotka yhdessä tähtienvälisen kaasun kanssa täyttävät tähtien välisen tilan. Tällä hetkellä uskotaan, että pölyhiukkasilla on tulenkestävä ydin, jota ympäröi eloperäinen aine tai jääkuorta. Ytimen kemiallinen koostumus määräytyy ilmakehän mukaan, jossa tähdet tiivistyivät. Esimerkiksi hiilitähdet koostuvat grafiitista ja piikarbidista.

Tähtienvälisen pölyn tyypillinen hiukkaskoko on 0,01 - 0,2 mikronia, pölyn kokonaismassa on noin 1 % kaasun kokonaismassasta. Starlight lämmittää tähtienvälistä pölyä useisiin kymmeniin K, minkä vuoksi tähtienvälinen pöly on pitkäaaltoisen infrapunasäteilyn lähde.

Pöly vaikuttaa myös tähtienvälisessä väliaineessa tapahtuviin kemiallisiin prosesseihin: pölyrakeet sisältävät raskaita alkuaineita, joita käytetään katalysaattorina erilaisissa kemiallisia prosesseja. Pölyrakeet osallistuvat myös vetymolekyylien muodostumiseen, mikä lisää tähtien muodostumista metalliköyhissä pilvissä.

2 .3 tähtienvälinen pilvi

Tähtienvälinen pilvi on yleinen nimitys kaasun, plasman ja pölyn kertymiselle meidän ja muiden galakseissa. Toisin sanoen tähtienvälisen pilven tiheys on suurempi kuin tähtienvälisen väliaineen keskimääräinen tiheys. Tietyn pilven tiheydestä, koosta ja lämpötilasta riippuen siinä oleva vety voi olla neutraalia, ionisoitua (eli plasman muodossa) tai molekyylistä. Neutraaleja ja ionisoituneita pilviä kutsutaan joskus diffuusipilviksi, kun taas molekyylipilviä kutsutaan tiheiksi pilviksi.

Tähtienvälisten pilvien koostumuksen analyysi suoritetaan tutkimalla niiden sähkömagneettista säteilyä suurilla radioteleskoopeilla. Tutkimalla tähtienvälisen pilven emissiospektriä ja vertaamalla sitä tiettyjen kemiallisten alkuaineiden spektriin voidaan määrittää pilven kemiallinen koostumus.

Yleensä noin 70 % tähtienvälisen pilven massasta on vetyä, loput pääosin heliumia. Pilvet sisältävät myös jäämiä raskaita alkuaineista: metalleja, kuten kalsiumia, neutraaleja tai Ca+ (90 %) ja Ca++ (9 %) kationeja ja epäorgaanisia yhdisteitä, kuten vettä, hiilimonoksidia, rikkivetyä, ammoniakkia ja syaanivetyä.

2 .4 Kosmiset säteet

Kosmiset säteet - alkuainehiukkasia ja atomiytimet, jotka liikkuvat suurilla energioilla avaruudessa. Niiden tärkein (mutta ei ainoa) lähde on supernovaräjähdykset.

Ekstragalaktisia ja galaktisia säteitä kutsutaan yleensä ensisijaiseksi. On tapana kutsua toissijaisia ​​hiukkasvirtoja, jotka kulkevat ja muuttuvat maan ilmakehässä.

Kosmiset säteet ovat osa luonnonsäteilyä (taustasäteilyä) maan pinnalla ja ilmakehässä.

Kosmisen säteiden kemiallinen spektri energiana nukleonia kohden koostuu yli 94 prosentista protoneista ja 4 prosentista heliumytimistä (alfahiukkasista). On myös muiden alkuaineiden ytimiä, mutta niiden osuus on paljon pienempi.

Partikkelimäärän suhteen kosmisista säteistä 90 prosenttia on protoneja, 7 prosenttia heliumytimiä, noin 1 prosentti raskaampia alkuaineita ja noin 1 prosentti elektroneja.

2 .5 Tähtienvälinen magneettikenttä

Hiukkaset liikkuvat tähtienvälisen avaruuden heikossa magneettikentässä, jonka induktio on noin satatuhatta kertaa pienempi kuin Maan magneettikentän. Tähtienvälinen magneettikenttä, joka vaikuttaa varautuneisiin hiukkasiin niiden energiasta riippuvalla voimalla, "sekoittaa" hiukkasten liikeradat, ja ne muuttavat jatkuvasti liikkeensä suuntaa galaksissa. Tähtienvälisessä magneettikentässä lentävät varautuneet hiukkaset poikkeavat suorilta liikeradalta Lorentzin voiman vaikutuksesta. Niiden liikeradat näyttävät "tuulevan" magneettisen induktion linjoilla.

3. ISM:N FYSIKAALISET OMINAISUUDET

· Paikallisen termodynaamisen tasapainon puute(LTR)- Kanssa järjestelmän tila, jossa tämän järjestelmän makroskooppiset suureet (lämpötila, paine, tilavuus, entropia) pysyvät muuttumattomina ajallisesti eristyneissä olosuhteissa. ympäristöön.

· Terminen epävakaus

Termisen tasapainon ehto ei välttämättä täyty ollenkaan. On magneettikenttä, joka vastustaa puristusta, ellei se tapahdu kenttäviivoja pitkin. Toiseksi tähtienvälinen väliaine on jatkuvassa liikkeessä ja sen paikalliset ominaisuudet muuttuvat jatkuvasti, siihen ilmestyy uusia energialähteitä ja vanhat katoavat. Kolmanneksi termodynaamisen epävakauden lisäksi on olemassa gravitaatio- ja magnetohydrodynaamisia. Ja tämä on ottamatta huomioon minkäänlaisia ​​kataklysmejä supernovaräjähdyksen muodossa, galaksien läheisyydessä kulkevia vuorovesivaikutuksia tai itse kaasun kulkemista galaksin spiraalihaarojen läpi.

· Kielletyt linjat ja 21cm viiva

Optisesti ohuen väliaineen erottuva piirre on säteily sisään kiellettyjä linjoja. Kielletyiksi viivoiksi kutsutaan linjoja, jotka ovat valintasääntöjen kiellettyjä, eli ne tulevat metastabiileista tasoista (quasi-stable equilibrium). Elektronin tyypillinen elinikä tällä tasolla on s - useita päiviä. Suurilla hiukkaspitoisuuksilla niiden törmäys poistaa virityksen ja viivoja ei havaita äärimmäisen heikkouden vuoksi. Pienillä tiheyksillä viivan intensiteetti ei riipu siirtymän todennäköisyydestä, koska pienen todennäköisyyden kompensoi suuri määrä atomeja metastabiilissa tilassa. Jos LTE:tä ei ole, energiatasojen populaatio tulisi laskea viritys- ja deaktivaatioprosessien tasapainosta.

ISM:n tärkein kielletty linja on atomin vetyradiolinkki 21cm. Tämä viiva syntyy siirtymävaiheessa vetytason hyperhienorakenteen alatasojen välillä, joka liittyy spinin esiintymiseen elektronissa ja protonissa. Tämän siirtymän todennäköisyys (eli 1 kerta 11 miljoonassa vuodessa).

21 cm:n radiolinjan tutkimukset tekivät mahdolliseksi todeta, että neutraali vety galaksissa on pääosin suljettu hyvin ohueen, 400 pc:n paksuiseen kerrokseen lähellä galaksin tasoa.

· Magneettikentän jäätyminen.

Magneettikentän jäätyminen tarkoittaa magneettivuon säilymistä minkä tahansa suljetun johtavan piirin läpi, kun se muuttaa muotoaan. Laboratorio-olosuhteissa magneettivuon voidaan katsoa säilyneen korkean sähkönjohtavuuden omaavissa väliaineissa. Äärettömän sähkönjohtavuuden rajalla äärettömän pieni sähkökenttä aiheuttaisi virran nousun äärettömään arvoon. Siksi ihanteellisen johtimen ei pitäisi ylittää magneettista voimalinjat, ja siten virittää sähkökentän, mutta päinvastoin, sen pitäisi vetää magneettikentän linjoja pitkin, magneettikenttä osoittautuu ikään kuin jäätyneeksi johtimeen.

Todellinen avaruusplasma on kaukana ihanteellisesta, ja jäätyminen tulee ymmärtää siinä mielessä, että silmukan läpi kulkevan virtauksen muuttaminen kestää hyvin kauan. Käytännössä tämä tarkoittaa, että voimme pitää kentän vakiona pilven supistumisen, pyörimisen jne.

4. Sumut

Tähtisumu- tähtienvälisen väliaineen osa, joka erottuu säteilystään tai säteilyn absorptiosta taivaan yleistä taustaa vasten. Sumut koostuvat pölystä, kaasusta ja plasmasta.

Ensisijainen sumujen luokittelussa käytetty ominaisuus on niiden aiheuttama valon absorptio eli emissio tai sironta, eli tämän kriteerin mukaan sumut jaetaan tummiin ja valoisiin.

Sumujen jako kaasumaisiin ja pölyisiin on suurelta osin mielivaltaista: kaikki sumut sisältävät sekä pölyä että kaasua. Tämä jako on historiallinen eri tavoilla havainnot ja emissiomekanismit: pölyn esiintyminen havaitaan selkeimmin, kun tummat sumut absorboivat säteilyä takanaan sijaitsevista lähteistä ja kun heijastus tai sironta tai uudelleenemissio, joka sisältyy lähistöllä sijaitsevien tähtien tai itse sumun säteilyn pölyyn; Sumun kaasumaisen komponentin sisäistä säteilyä havaitaan, kun se ionisoituu sumussa sijaitsevan kuuman tähden ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta (ionisoidun vedyn H II -emissioalueet tähtiyhdistysten tai planetaaristen sumujen ympärillä) tai kun tähtienvälistä väliainetta lämmittää shokkiaalto, joka johtuu supernovaräjähdyksestä tai Wolf-tyyppisten tähtien voimakkaan tähtituulen vaikutuksesta -- Raye.

4 .1 Diffuusi(valo)tähtisumu

Diffuusi (valo)sumu -- Tähtitiedessä yleinen termi, jota käytetään viittaamaan valoa emittoiviin sumuihin. Kolme diffuusisumutyyppiä ovat heijastussumu, emissio-sumu (jonka protoplanetaariset, planetaariset ja H II -alueet ovat lajikkeita) ja supernovajäännös.

· heijastussumu

Heijastusumut ovat tähtien valaisemia kaasu- ja pölypilviä. Jos tähti on tähtienvälisessä pilvessä tai sen lähellä, mutta se ei ole tarpeeksi kuuma (kuuma) ionisoidakseen merkittävän määrän tähtienvälistä vetyä sen ympärille, sumun optisen säteilyn päälähde on tähtienvälisen pölyn hajottama tähtien valo. .

Heijastussumun spektri on sama kuin sitä valaisevan tähden. Valon sironnasta vastuussa olevien mikroskooppisten hiukkasten joukossa ovat hiilihiukkaset (jota joskus kutsutaan timanttipölyksi) sekä raudan ja nikkelin hiukkaset. Kaksi viimeistä ovat vuorovaikutuksessa galaktisen magneettikentän kanssa, ja siksi heijastunut valo on hieman polarisoitunut.

Heijastussumuilla on yleensä sininen sävy, koska sininen hajaantuu tehokkaammin kuin punainen (tämä on yksi syistä, miksi taivas on sininen).

Tällä hetkellä tunnetaan noin 500 heijastussumua, joista tunnetuin on Plejadien (tähtijoukko) ympärillä. Punaista jättiläistä (spektriluokka M1) Antares-tähteä ympäröi suuri punainen heijastussumu. Heijastusumuja löytyy usein myös tähtienmuodostuspaikoista.

Vuonna 1922 Hubble julkaisi joidenkin kirkkaiden sumujen tutkimustulokset. Tässä työssä Hubble johti heijastussumun valoisuuslain, joka määrittää suhteen sumun kulmakoon välillä ( R) ja valaisevan tähden näennäinen suuruus ( m):

missä on vakio mittauksen herkkyydestä riippuen.

· emissio sumu

Emissio-sumu on ionisoituneen kaasun (plasman) pilvi, joka säteilee spektrin näkyvällä värialueella. Ionisaatio johtuu lähimmän kuuman tähden lähettämistä korkeaenergisista fotoneista. Emissio-sumuja on useita tyyppejä. Niiden joukossa ovat H II -alueet, joissa tapahtuu uusien tähtien muodostumista, ja ionisoivien fotonien lähteitä ovat nuoret massiiviset tähdet sekä planetaariset sumut, jossa kuoleva tähti on hylännyt yläkerroksensa ja paljastunut kuuma ydin ionisoi ne.

Planeettamruis sumumness- tähtitieteellinen kohde, joka koostuu ionisoidusta kaasukuoresta ja keskeisestä tähdestä, valkoisesta kääpiöstä. Planetaariset sumut muodostuvat punaisten jättiläisten ja superjättiläisten ulkokerrosten (kuorten) irtoamisen aikana, joiden massa on 2,5–8 aurinkomassaa evoluution viimeisessä vaiheessa. Planetaarinen sumu on nopeasti liikkuva (tähtitieteellisesti mitattuna) ilmiö, joka kestää vain muutamia kymmeniä tuhansia vuosia, kun taas esi-isitähden elinikä on useita miljardeja vuosia. Tällä hetkellä galaksissamme tunnetaan noin 1500 planetaarista sumua.

Planetaaristen sumujen muodostumisprosessilla ja supernovaräjähdyksillä on tärkeä rooli galaksien kemiallisessa evoluutiossa, koska ne heittävät tähtienväliseen avaruuteen materiaalia, joka on rikastettu raskailla elementeillä - tähtien nukleosynteesin tuotteilla (tähtitiedessä kaikkia alkuaineita pidetään raskaina, lukuun ottamatta alkuräjähdyksen primaarisen nukleosynteesin tuotteita - vetyä ja heliumia, kuten hiiltä, ​​typpeä, happea ja kalsiumia).

Viime vuosina Hubble-avaruusteleskoopin omien kuvien avulla on voitu todeta, että monilla planetaarisilla sumuilla on hyvin monimutkainen ja erikoinen rakenne. Vaikka noin viidesosa niistä on ympyrän muotoisia, useimmilla ei ole pallosymmetriaa. Mekanismeja, joilla tällaisten muotojen muodostuminen on mahdollista, ei ole toistaiseksi täysin selvitetty. Uskotaan, että tähtituulen ja kaksoistähden vuorovaikutuksella, magneettikentällä ja tähtienvälisellä väliaineella voi olla tässä suuri merkitys.

Planetaariset sumut ovat enimmäkseen himmeitä esineitä, eivätkä ne yleensä näy paljaalla silmällä. Ensimmäinen löydetty planetaarinen sumu oli sumu käsipaino Vulpeculan tähdistössä.

Planetaaristen sumujen epätavallinen luonne havaittiin 1800-luvun puolivälissä, kun spektroskopiamenetelmän käyttö havainnoissa alkoi. William Huggins Hänestä tuli ensimmäinen tähtitieteilijä, joka sai planeettojen sumujen spektrit - esineet, jotka erottuivat epätavallisuudellaan. Kun Huggins tutki sumujen spektrejä NGC6543 (kissansilmä), M27 (käsipaino), M57 (rengassumu Lyrassa) ja monet muut, kävi ilmi, että niiden spektri on erittäin erilainen kuin tähtien spektrit: kaikki siihen mennessä saadut tähtien spektrit olivat absorptiospektrejä (jatkuva spektri, jossa on suuri määrä tummia viivoja), kun taas tähtien spektrit olivat absorptiospektrejä. planetaariset sumut osoittautuivat emissiospektreiksi, joissa oli pieni määrä emissioviivoja, mikä osoitti niiden luonteen, joka eroaa olennaisesti tähtien luonteesta.

Planetaariset sumut edustavat monien tähtien evoluution viimeistä vaihetta. Tyypillisen planetaarisen sumun keskipituus on yksi valovuosi ja se koostuu erittäin harvinaisesta kaasusta, jonka tiheys on noin 1000 hiukkasta/cm3, mikä on mitätön verrattuna esimerkiksi maan ilmakehän tiheyteen, mutta noin 10-100 kertaa suurempi kuin planeettojen välisen avaruuden tiheys Maan kiertoradan etäisyydellä Auringosta. Nuorten planetaaristen sumujen tiheys on suurin, joskus jopa 106 hiukkasta cm:ssä. Sumujen ikääntyessä niiden laajeneminen johtaa tiheyden vähenemiseen. Useimmat planetaariset sumut ovat symmetrisiä ja lähes pallomaisia, mikä ei estä niitä saamasta monia hyvin monimutkaisia ​​muotoja. Noin 10 % planetaarisista sumuista on käytännössä kaksinapaisia, ja vain pieni osa on epäsymmetrisiä. Jopa suorakaiteen muotoinen planetaarinen sumu tunnetaan.

protoplanetaarinen sumu on tähtitieteellinen kohde, jota ei ole olemassa kauan sen ajan välillä, kun keskimassainen tähti (1-8 aurinkomassaa) on lähtenyt asymptoottisesta jättiläishaarasta (AGB) ja sitä seuraavaan planetaarisen sumun (PT) vaiheeseen. Protoplanetaarinen sumu loistaa ensisijaisesti infrapunassa ja on heijastussumujen alatyyppi.

AlueHII on kuuman kaasun ja plasman pilvi, jonka halkaisija on useita satoja valovuosia ja joka on aktiivisen tähtien muodostumisen alue. Tälle alueelle syntyy nuoria kuumia sinivalkoisia tähtiä, jotka säteilevät runsaasti ultraviolettivaloa ja ionisoivat siten ympäröivän sumun.

H II -alueet voivat synnyttää tuhansia tähtiä vain muutaman miljoonan vuoden aikana. Lopulta supernovaräjähdykset ja voimakkaat tähtituulet syntyneen tähtijoukon massiivisimpien tähtien taholta hajottavat alueen kaasuja, ja se muuttuu Plejadien kaltaiseksi ryhmäksi.

Nämä alueet ovat saaneet nimensä suuresta määrästä ionisoitua atomivetyä, jota tähtitieteilijät kutsuvat nimellä H II (HI-alue on neutraalin vedyn vyöhyke ja H2 tarkoittaa molekyylivetyä). Niitä voidaan nähdä huomattavilta etäisyyksiltä kaikkialla maailmankaikkeudessa, ja tällaisten muissa galakseissa sijaitsevien alueiden tutkiminen on tärkeää määritettäessä etäisyyttä jälkimmäisiin sekä niiden kemiallinen koostumus.

Esimerkkejä ovat carina sumu, Tarantula sumu,NGC 604 , Orionin trapetsi, Barnardin silmukka.

· supernova jäännös

supernova jäännös(Englanti) S ylempiN munasolut R emnantti, SNR ) on kaasu- ja pölymuodostelma, joka on seurausta useita kymmeniä tai satoja vuosia sitten tapahtuneesta katastrofaalisesta tähden räjähdyksestä ja sen muuttumisesta supernovaksi. Räjähdyksen aikana supernovakuori hajoaa kaikkiin suuntiin muodostaen valtavalla nopeudella laajenevan shokkiaallon, joka muodostaa supernova jäännös. Loppuosa koostuu räjähdyksen sinkoamasta tähtimateriaalista ja shokkiaallon absorboimasta tähtienvälisestä aineesta.

Todennäköisesti kaunein ja parhaiten tutkittu supernovan muodostama nuori jäännös SN 1987 A Suuressa Magellanin pilvessä, joka purkautui vuonna 1987. Muita tunnettuja supernovajäänteitä ovat rapu sumu, suhteellisen hiljattain tapahtuneen räjähdyksen jäännös (1054), supernovajäännös Hiljainen (SN 1572) , joka on nimetty Tycho Brahen mukaan, joka havaitsi ja tallensi sen alkuperäisen kirkkauden välittömästi vuoden 1572 taudinpurkauksen jälkeen, sekä loput. Keplerin supernova (SN 1604) nimetty Johannes Keplerin mukaan.

4 .2 Tumma sumu

Tumma sumu on tähtienvälinen pilvityyppi, joka on niin tiheä, että se absorboi näkyvää valoa emissio- tai heijastussumuista (esim. , Hevosenpään sumu) tai tähtiä (esim. Hiilisäkkisumu) sen takana.

Valoa absorboivat tähtienväliset pölyhiukkaset, jotka sijaitsevat molekyylipilvien kylmimmissä ja tiheimmissä osissa. Tummien sumujen klusterit ja suuret kompleksit liittyvät jättimäisiin molekyylipilviin (GMO:ihin). Eristetyt tummat sumut ovat useimmiten Bok-palloja.

Tällaisilla pilvillä on hyvin epäsäännöllinen muoto: niillä ei ole selkeästi määriteltyjä rajoja, joskus ne ottavat pyörteisiä käärmemäisiä kuvia. Suurimmat tummat sumut näkyvät paljaalla silmällä, ja ne näkyvät mustina laikkuina kirkasta Linnunrataa vasten.

Tummien sumujen sisäosissa tapahtuu usein aktiivisia prosesseja: esimerkiksi tähtien synty tai maser-säteily.

5. SÄTEILY

Tähtien tuuli- aineen ulosvirtaus tähdistä tähtienväliseen avaruuteen.

Aine, josta tähdet koostuvat, voi tietyissä olosuhteissa voittaa vetovoimansa ja sinkoutua tähtienväliseen avaruuteen. Tämä tapahtuu, kun tähden ilmakehän hiukkanen kiihtyy nopeuteen, joka ylittää tämän tähden toisen kosmisen nopeuden. Itse asiassa tähtituulen muodostavien hiukkasten nopeudet ovat satoja kilometrejä sekunnissa.

Tähtituuli voi sisältää sekä varautuneita että neutraaleja hiukkasia.

Tähtituuli on jatkuvasti esiintyvä prosessi, joka johtaa tähden massan vähenemiseen. Kvantitatiivisesti tätä prosessia voidaan luonnehtia aineen määräksi (massaksi), jonka tähti menettää aikayksikköä kohti.

Tähtituulella voi olla tärkeä rooli tähtien evoluutiossa: koska tämä prosessi johtaa tähden massan pienenemiseen, tähden elinikä riippuu sen voimakkuudesta.

Tähtituuli on tapa kuljettaa ainetta pitkiä matkoja avaruudessa. Sen lisäksi, että se itse koostuu tähdistä virtaavasta aineesta, se voi vaikuttaa ympäröivään tähtienväliseen aineeseen siirtäen siihen osan omasta kineettinen energia. Siten emissio-sumun NGC 7635 "kupla" muoto muodostui tällaisen törmäyksen seurauksena.

Jos ainetta virtaa ulos useista lähekkäin olevista tähdistä, täydennettynä näiden tähtien säteilyn vaikutuksella, tähtienvälisen aineen kondensoituminen on mahdollista myöhemmän tähtien muodostumisen myötä.

Aktiivisessa tähtituulessa sinkoutuneen aineen määrä voi olla riittävä muodostamaan planetaarinen sumu.

6. TÄHDENVÄLINEN VÄLINEN EVOLUUTIO

Tähtienvälisen väliaineen tai tarkemmin sanottuna tähtienvälisen kaasun evoluutio liittyy läheisesti koko galaksin kemialliseen kehitykseen. Näyttää siltä, ​​​​että kaikki on yksinkertaista: tähdet imevät kaasua ja heittävät sen sitten takaisin rikastaen sitä ydinpalamistuotteilla - raskailla alkuaineilla - joten metallisuuden pitäisi vähitellen kasvaa.

Big Bang -teoria ennustaa, että vetyä, heliumia, deuteriumia, litiumia ja muita kevyitä ytimiä muodostui primordialisen nukleosynteesin aikana, jotka ovat edelleen halkeilemassa Hayashin radalla tai prototähtien vaiheessa. Toisin sanoen meidän pitäisi tarkkailla pitkäikäisiä G-kääpiöitä, joilla ei ole metallisuutta. Mutta mitään näistä ei ole löydetty galaksista; lisäksi useimmat niistä ovat lähes auringon metallisuutta. Epäsuorien tietojen perusteella voidaan päätellä, että jotain vastaavaa on olemassa muissa galakseissa. Tällä hetkellä asia on edelleen auki ja odottaa päätöstä.

Alkuperäisessä tähtienvälisessä kaasussa ei myöskään ollut pölyä. Nykyään uskotaan, että pölyrakeet muodostuvat vanhojen kylmien tähtien pinnalle ja jättävät sen yhdessä ulosvirtaavan aineen kanssa.

PÄÄTELMÄ

Sellaisen monimutkaisen järjestelmän kuin "tähdet - tähtienvälinen väliaine" tutkiminen osoittautui erittäin vaikeaksi astrofysikaaliseksi tehtäväksi, varsinkin kun otetaan huomioon, että galaksissa olevan tähtienvälisen väliaineen kokonaismassa ja sen kemiallinen koostumus muuttuvat hitaasti eri tekijöiden vaikutuksesta. Siksi voimme sanoa, että tähtijärjestelmämme koko miljardeja vuosia kestävä historia heijastuu tähtienväliseen väliaineeseen.

LUETTELO LÄHTEISTÄ

1) Materiaalit osoitteesta www.wikipedia.org

2) Materiaalit, jotka on otettu sivustolta www.krugosvet.ru

3) Materiaalit osoitteesta www.bse.sci-lib.com

4) Materiaalit on otettu sivustolta www.dic.academic.ru

Isännöi Allbest.ru:ssa

Samanlaisia ​​asiakirjoja

Nebula osana tähtienvälistä väliainetta, joka erottuu säteilystään tai säteilyn absorptiosta taivaan yleistä taustaa vasten, sen lajikkeet ja muodot: emissio, supernovajäänteet. Joidenkin sumujen syntymisen ja kehityksen historia: Eagle, Hourglass.

esitys, lisätty 11.10.2012


Pöly, kaasu ja plasma sumun pääkomponentteina. Sumujen luokitus, niiden päätyyppien ominaisuudet. Haja-, heijastus-, emissio-, tummien ja planetaaristen sumujen rakenteen piirteet. Supernovajäännöksen muodostuminen.

esitys, lisätty 20.12.2015


Kuvaus sumun ja auringon toiminnan ilmiöistä. Galaktisten, auringon ja kosmisten säteiden tutkimus, niiden rekisteröintimenetelmät. Tähtienvälisen magneettikentän ominaisuudet. Galaksien tilajakauman piirteet. Ajatuksia maailmankaikkeuden laajenemisesta.

yhteenveto, lisätty 1.6.2012


Tähtien ydin on galaksin keskeinen, kompakti alue. Galaxyn rakenteen peruselementit. Avoimet ja pallomaiset klusterit. Tähtienvälisen kaasun ominaisuudet. Yleinen käsite kirkkaista kaasusumuista. Planetaariset, tummat sumut.

esitys, lisätty 28.9.2011


Kosmogonia tieteenä, joka tutkii taivaankappaleiden alkuperää ja kehitystä. Jeans-hypoteesin ydin. Nebula, Auringon synty. Sumuhiukkasten planeetoiksi muuntumisprosessin päävaiheet: hiukkasten adheesio; lämmittely; vulkaanista toimintaa.

tiivistelmä, lisätty 20.6.2011


avaruusalustutkimus luonnonvarat Maa- ja ympäristöohjaussarja Resurs-F. Main tekniset tiedot KA Resurs-F1 ja valokuvauslaitteet. Avaruuslääketieteen ja -biologian avaruusalukset Bion, materiaalitiede Foton.

tiivistelmä, lisätty 6.8.2010


Tähtien evoluutio - tähden muutokset sen elinkaaren aikana. Termoydinfuusio ja tähtien synty; planetaarinen sumu, prototähdet. Nuorten tähtien ominaisuudet, kypsyys, myöhemmät vuodet, kuolema. Neutronitähdet (pulsarit), valkoiset kääpiöt, mustat aukot.

esitys, lisätty 10.5.2012


Aurinkokunnan muodostumisvaiheet. Auringon protoplanetaarisen kiekon väliaineen koostumus, sen evoluution tutkimus numeerisen kaksiulotteisen kaasudynaamisen mallin avulla, joka vastaa kaasumaisen väliaineen akselisymmetristä liikettä gravitaatiokentässä.

lukukausityö, lisätty 29.5.2012


Tähtien ominaisuudet. Tähdet ulkoavaruudessa. Tähti on plasmapallo. Tähtien prosessien dynamiikka. Aurinkokunta. Tähtienvälinen väliaine. Tähtien evoluution käsite. Tähtien muodostumisprosessi. Star dynaamisena itsesäätelyjärjestelmänä.

tiivistelmä, lisätty 17.10.2008


Kahdeksas planeetta Auringosta. Jotkut Neptunus-planeetan parametrit. Kemiallinen koostumus, fysikaaliset olosuhteet, rakenne, ilmakehä. Pinta-alueiden lämpötila. Neptunuksen satelliitit, niiden koot, ominaisuudet, löytöhistoria. Neptunuksen renkaat, magneettikenttä.

Tähtienvälinen kaasu ja pöly.

Tähtienvälinen väliaine on aine ja kentät, jotka täyttävät tähtienvälisen tilan galaksien sisällä. Koostumus: tähtienvälinen kaasu, pöly (1 % kaasumassasta), tähtienväliset magneettikentät, kosmiset säteet ja pimeä aine. Koko tähtienvälinen väliaine on täynnä magneettikenttiä, kosmisia säteitä ja sähkömagneettista säteilyä.

Tähtienvälinen kaasu on tähtienvälisen väliaineen pääkomponentti. Tähtienvälinen kaasu on läpinäkyvää. Tähtienvälisen kaasun kokonaismassa galaksissa ylittää 10 miljardia auringon massaa tai muutaman prosentin galaksimme kaikkien tähtien kokonaismassasta. Keskimääräinen atomien pitoisuus tähtienvälisessä kaasussa on alle 1 atomi per cm³. Sen päämassa on lähellä Galaxyn tasoa useiden satojen parsekkien paksuisessa kerroksessa. Kaasun keskimääräinen tiheys on noin 10 −21 kg/m³. Kemiallinen koostumus on suunnilleen sama kuin useimpien tähtien: se koostuu vedystä ja heliumista (90 % ja 10 % atomien lukumäärästä, vastaavasti) ja pienestä seoksesta raskaampia alkuaineita (O, C, N, Ne, S) , jne.).

Lämpötilasta ja tiheydestä riippuen tähtienvälinen kaasu on molekyyli-, atomi- tai ionisoituneessa tilassa.

Tärkeimmät tiedot tähtienvälisestä kaasusta saatiin radioastronomisilla menetelmillä sen jälkeen, kun neutraalin atomin vedyn radioemissio aallonpituudella 21 cm löydettiin vuonna 1951. Kävi ilmi, että atomivety, jonka lämpötila on 100 K, muodostaa kerroksen 200 -300 kpl paksu Galaxyn levyssä 15 20 kpc etäisyydellä sen keskustasta. Vastaanottamalla ja analysoimalla tätä säteilyä tutkijat oppivat tähtienvälisen kaasun tiheydestä, lämpötilasta ja liikkeestä ulkoavaruudessa.

Noin puolet tähtienvälisestä kaasusta sisältyy jättimäisiin molekyylipilviin, joiden keskimääräinen massa on 10 ^ 5 auringon massaa ja halkaisija noin 40 pc. Matalasta lämpötilasta (noin 10 K) ja suuresta tiheydestä (jopa 10^3 hiukkasta 1 cm^3:ssa) johtuen näiden pilvien vety ja muut alkuaineet yhdistyvät molekyyleiksi.

Galaxyssa on noin 4000 tällaista molekyylipilviä.

Ionisoidun vedyn alueet, joiden lämpötila on 8000-10000 K, ilmenevät optisella alueella kirkkaina diffuuseina sumuina.

Ultraviolettisäteet, toisin kuin näkyvät valonsäteet, absorboituvat kaasuun ja antavat sille energiansa. Tästä johtuen kuumat tähdet lämmittävät ultraviolettisäteilyillään ympäröivän kaasun noin 10 000 K lämpötilaan. Kuumentunut kaasu alkaa säteillä itse valoa ja havaitsemme sen kirkkaana kaasumaisena sumuna.

Juuri nämä sumut osoittavat meneillään olevan tähtien muodostumisen paikkoja.

Joten Orionin suuresta sumusta löydettiin Hubble-avaruusteleskooppia käyttämällä protoplaneettalevyjen ympäröimiä prototähtiä.

Orionin Suuri sumu on kirkkain kaasumainen sumu. Se näkyy kiikareilla tai pienellä kaukoputkella.

Erityinen sumutyyppi ovat planetaariset sumut, jotka näyttävät heikosti valoisilta levyiltä tai renkailta, jotka muistuttavat planetaarisia kiekkoja. W. Herschel löysi ne vuonna 1783, ja nyt niitä on yli 1200. Tällaisen sumun keskellä on kuolleen punaisen jättiläisen jäännös - kuuma valkoinen kääpiö tai neutronitähti. Kaasun sisäisen paineen vaikutuksesta planetaarinen sumu laajenee noin 20-40 km/s nopeudella, kun taas kaasun tiheys pienenee.

(Planetaarisumu Tiimalasikuva)

Tähtienvälinen pöly on kiinteitä mikroskooppisia hiukkasia, jotka yhdessä tähtienvälisen kaasun kanssa täyttävät tähtien välisen tilan. Nykyään uskotaan, että pölyrakeissa on tulenkestävä ydin, jota ympäröi orgaaninen aines tai jääkuori. Ytimen kemiallinen koostumus määräytyy ilmakehän mukaan, jossa tähdet tiivistyivät. Esimerkiksi hiilitähdet koostuvat grafiitista ja piikarbidista.

Tähtienvälisen pölyn tyypillinen hiukkaskoko on 0,01 - 0,2 mikronia, pölyn kokonaismassa on noin 1 % kaasun kokonaismassasta. Starlight lämmittää tähtienvälistä pölyä useisiin kymmeniin kelvineihin, minkä vuoksi tähtienvälinen pöly on pitkäaaltoisen infrapunasäteilyn lähde.

Pölyn vuoksi tiheimmät kaasumuodostelmat - molekyylipilvet - ovat käytännössä läpinäkymättömiä ja näyttävät taivaan tummista alueista, joissa ei ole lähes lainkaan tähtiä. Tällaisia ​​muodostumia kutsutaan tummiksi diffuusisumuiksi. (kuva)

Pöly vaikuttaa myös tähtienvälisessä väliaineessa tapahtuviin kemiallisiin prosesseihin: pölyrakeet sisältävät raskaita alkuaineita, joita käytetään katalysaattorina erilaisissa kemiallisissa prosesseissa. Pölyrakeet osallistuvat myös vetymolekyylien muodostumiseen, mikä lisää tähtien muodostumista metalliköyhissä pilvissä.

Keinot tutkia tähtienvälistä pölyä

• Etäopiskelu.
• Mikrometeoriittien tutkimukset tähtienvälisen pölyn sulkeumien esiintymiseksi.
• Valtameren sedimenttien tutkimus kosmisten pölyhiukkasten esiintymisen varalta.
• Tutkimus kosmisista pölyhiukkasista, joita esiintyy korkealla maan ilmakehässä.
• Avaruusalusten laukaisu tähtienvälisten pölyhiukkasten keräämiseksi, tutkimiseksi ja toimittamiseksi Maahan.

Mielenkiintoista

• Vuoden ajan maanpinta yli 3 miljoonaa tonnia kosmista pölyä putoaa, samoin kuin 350 tuhatta - 10 miljoonaa tonnia meteoriitteja - kivi- tai metallikappaleita, jotka lentävät ilmakehään avaruudesta.
• Pelkästään viimeisen 500 vuoden aikana planeettamme massa on kasvanut miljardilla tonnilla kosmisen aineen ansiosta, mikä on vain 1,7·10-16 % Maan massasta. Ilmeisesti se kuitenkin vaikuttaa planeettamme vuotuiseen ja päivittäiseen liikkeeseen.

dia 2

GALAKSIA Galaksi on suuri tähtien, tähtienvälisten kaasujen, pölyn ja pimeän aineen järjestelmä, jota sitovat gravitaatiovoimat. Yleensä galakseissa on 10 miljoonasta useaan biljoonaan tähteä, jotka kiertävät yhteisen painopisteen ympärillä. Yksittäisten tähtien ja harvinaisen tähtienvälisen väliaineen lisäksi useimmat galaksit sisältävät monia useita tähtijärjestelmiä, tähtijoukkoja ja erilaisia ​​sumuja. Pääsääntöisesti galaksien halkaisija vaihtelee useista tuhansista useisiin satoihin tuhansiin valovuosiin, ja niiden väliset etäisyydet arvioidaan miljooniksi valovuosiksi.

dia 3

Taivaalla on lukemattomia tähtiä. Kuitenkin paljaalla silmällä kirkkaalla säällä vain noin 2,5 tuhatta voidaan havaita kullakin pallonpuoliskolla. Tähdet ovat jakautuneet epätasaisesti maailmankaikkeudessa muodostaen galakseja, jotka koostuvat eri määrästä tähtiä: kymmenistä tuhansista satoihin miljardeihin.. Universumissa on lukematon määrä galakseja. Tähdet ovat niin kaukana meistä, että tehokkainkin kaukoputki voidaan nähdä pisteinä. Aurinkoa lähin tähti Proxima Centauri on 4,25 valovuoden päässä ja lähin galaksi, Jousimies-kääpiögalaksi, on 80 000 valovuoden päässä. Tähdet

dia 4

Tähtienvälinen kaasu on harvinainen kaasumainen väliaine, joka täyttää kaiken tähtien välisen tilan. Tähtienvälinen kaasu on läpinäkyvää. Tähtienvälisen kaasun kokonaismassa galaksissa ylittää 10 miljardia auringon massaa tai muutaman prosentin galaksimme kaikkien tähtien kokonaismassasta. Kemiallinen koostumus on suunnilleen sama kuin useimpien tähtien: se koostuu vedystä ja heliumista (90% ja 10% atomien lukumäärästä, vastaavasti) ja pienellä seoksella raskaampia alkuaineita. Lämpötilasta ja tiheydestä riippuen tähtienvälinen kaasu on molekyyli-, atomi- tai ionisoituneessa tilassa. Tähtienvälinen kaasu

dia 5

Tähtienvälinen pöly on kiinteiden mikroskooppisten hiukkasten seos tähtienvälisessä kaasussa. Tähtienvälisen pölyn kokonaismassa on noin 1 % kaasun massasta. Tähtienvälisen pölyn hiukkaskoko on 0,01-0,02 mikronia. Pölyrakeissa on todennäköisesti tulenkestävä ydin (grafiitti, silikaatti tai metalli), jota ympäröi orgaaninen aines tai jääkuori. Viimeaikaiset tutkimukset osoittavat, että pölyhiukkaset eivät yleensä ole muodoltaan pallomaisia. Pöly vaikuttaa tähtien optiseen emissioon, mikä johtaa tähtien valon absorptioon, punotukseen ja polarisaatioon. Tähtienvälinen pöly

dia 6

Yleisnimi tähtitieteellisten esineiden kokoelmalle, joihin ei voi päästä suoraan havainnointiin nykyaikaiset keinot tähtitiede (eli se ei lähetä riittävän voimakasta sähkömagneettista säteilyä havainnointia varten), mutta se on havaittavissa epäsuorasti havainnoituihin kohteisiin kohdistuvien gravitaatiovaikutusten kautta. Piilomassan yleinen ongelma koostuu kahdesta ongelmasta: astrofysikaalisesta, toisin sanoen gravitaatioon sitoutuneiden objektien havaitun massan ja niiden järjestelmien, kuten galaksien ja niiden ryhmien, ja niiden havaittujen parametrien gravitaatiovaikutusten määräämästä ristiriidasta; kosmologiset - astrofysikaalisista tiedoista saatujen universumin keskimääräisen tiheyden havaittujen kosmologisten parametrien ristiriitaisuudet. Pimeä aine

Dia 7

Aurinko - aurinkokunnan keskuskappale - on kuuma kaasupallo. Se on 750 kertaa massiivisempi kuin kaikki muut aurinkokunnan kappaleet yhteensä. Siksi kaiken aurinkokunnassa voidaan karkeasti katsoa kiertävän auringon ympäri. Aurinko painaa maan 330 000 kertaa enemmän. Auringon halkaisijalle voitaisiin sijoittaa 109 planeetan kaltainen ketju. Aurinko on maata lähinnä oleva tähti, se on ainoa tähti, jonka näkyvä kiekko näkyy paljaalla silmällä. Kaikki muut tähdet, jotka ovat valovuosien päässä meistä, eivät edes tehokkaiden kaukoputkien läpi katsottuna paljasta pintansa yksityiskohtia. Auringon valo saavuttaa meidät kahdeksassa ja kolmannessa minuutissa. Yhden hypoteesin mukaan planeettajärjestelmämme, Maa ja sitten elämä sen päällä, muodostui yhdessä Auringon kanssa. Aurinko

Dia 8

Rinnakkaismaailma on todellisuus, joka jollakin tavalla on olemassa samanaikaisesti meidän kanssamme, mutta siitä riippumatta. Tämä itsenäinen todellisuus voi vaihdella pienestä maantieteellisestä alueesta koko universumiin. Rinnakkaismaailmassa tapahtumat tapahtuvat omalla tavallaan, se voi poiketa maailmastamme sekä yksittäisissä yksityiskohdissa että radikaalisti, lähes kaikessa. Rinnakkaismaailman fyysiset lait eivät välttämättä ole samanlaisia ​​kuin meidän maailmamme; erityisesti sellaisten ilmiöiden kuin taikuuden olemassaolo rinnakkaisissa maailmoissa on joskus sallittua. Rinnakkaismaailma

Dia 9

Suuri kosmonautti Juri Aleksejevitš Gagarin syntyi 9. maaliskuuta 1934 Klushinon kylässä Gzhatskyn alueella RSFSR:n läntisellä alueella, lähellä Gzhatskin kaupunkia (myöhemmin nimetty Gagarinin kaupungiksi) Gagarinskin alueella. Smolenskin alue. 12. huhtikuuta 1961 Vostok-avaruusalus laukaistiin Baikonurin kosmodromista ensimmäistä kertaa maailmassa lentäjä-kosmonautti Juri Aleksejevitš Gagarinin kanssa. Tästä saavutuksesta hänelle myönnettiin sankarin titteli Neuvostoliitto, ja 12. huhtikuuta 1962 alkaen päivä, jolloin Gagarin lentää avaruuteen, julistettiin vapaapäiväksi - Kosmonautiikkapäiväksi. Juri Aleksejevitš Gagarin PLANEETAN ENSIMMÄINEN KOSMONAUTTI

Dia 10

Komeetat ovat pieniä taivaankappaleita, joilla on samea ulkonäkö ja jotka pyörivät Auringon ympäri, yleensä pitkänomaisilla kiertoradoilla. Aurinkoa lähestyessään komeetat muodostavat kooman ja joskus kaasu- ja pölypyrstön. Ydin on komeetan kiinteä osa, jonka koko on suhteellisen pieni. Aktiivisen komeetan ytimen ympärille muodostuu kooma (kun se lähestyy aurinkoa). Komeetan ytimet koostuvat jäästä, johon on lisätty kosmista pölyä ja jäätyneitä haihtuvia yhdisteitä: hiilimonoksidia ja hiilidioksidia, metaania, ammoniakkia. Komeetat Uljanovski 2009

Näytä kaikki diat