"Domande sull'astronomia" - Trasmissione di immagini. MV Lomonosov. Quali segni astronomici sono raffigurati sulle bandiere. Saturno. Cacconi alla Morrison ha avuto un'idea molto carina. Risolvi il cruciverba. Giove. Il pianeta del sistema solare ha le dimensioni più piccole. Questo parametro fisico di qualsiasi corpo è uguale a zero. Il 4 ottobre 1957, con l'aiuto di un potente razzo, raggiunse la velocità di 28.000 km/h.

"Conferenza astronomica" - XI Conferenza "Fisica della Galassia" si è tenuta presso il campeggio "Khrustalnaya" nei pittoreschi dintorni di Sverdlovsk. Incontri indimenticabili con V.S. Oskanyan, N.S. P.E.Zakharova Ural State University.

"Metodi di astronomia" - Radiazione nelle linee radio. Strumenti e metodi ausiliari dell'astronomia. ricerca extragalattica. T. Matthews e A. Sandage. motivi di osservazione. Teoria delle pulsazioni radiali. Hendrik van de Hulst. Radioastronomia extragalattica. Robert Trumpler. Bagliori solari. È. Shklovskij. B.V. Kukarkin.

"Astrofisica" - Scoperta di Urano. Prime misure di parallasse. Abbiamo un'immagine completamente diversa del mondo. Immagini di Hubble. Una scoperta inaspettata. Come funziona. Quale esopianeta è stato scoperto per primo. La scoperta ha spinto i confini del sistema solare. Scoperta del mezzo interstellare. Per la prima volta, la scala delle distanze interstellari è stata impostata in modo affidabile.

"Raggi cosmici galattici" - Magnetosfera terrestre. Installazioni a terra. Un esempio di rilevatore ottico. Storia della scoperta dei raggi cosmici. Radiazione. Particelle. Bruno Rossi. Satelliti. Scarica un elettroscopio. Risalto solare. Le prime ipotesi scientifiche. Raggi cosmici. Registrazione EAS sul campo. STATI UNITI D'AMERICA. Esperimenti. Skobeltsyn. Risultati di misurazione.

"Raggi cosmici" - Processo educativo. Parte centrale. Rilevatore di raggi cosmici Berkeley Lab. rivelatore a scintillazione. Raggi cosmici. Riemettitori. Installazione tempesta. Assemblaggio di scintillazione. Stabilizzazione termica in azione. Elettronica del rivelatore. Tecnica di registrazione EAS. Comunicazioni. Schema dell'assieme di scintillazione del rivelatore.

Totale nelle presentazioni dell'argomento 23

Presentazione: Nebulose e ammassi stellari zelobservatory.ru.

Nebulosa? Nebula è una trama interstellare ambienti, che si distingue per la sua emissione o assorbimento... intorno a sé una quantità significativa interstellare idrogeno (e diventare oscure... stelle, campo magnetico e interstellare ambienti. Nella foto: La struttura di un simmetrico ...

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Presentazione: Cosa sono le galassie? Le galassie sono grandi sistemi stellari in cui le stelle sono collegate tra loro da forze gravitazionali. Basato sulla teoria dell'espansione.

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Presentazione: ...) sistema di stelle legate gravitazionalmente, interstellare

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Presentazione: Famiglia solare. sistema solare sistema solare sistema planetario che include la stella centrale il sole e tutti gli oggetti dello spazio naturale,

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La nascita delle stelle. Apertura interstellare sostanze. Apertura interstellare sostanze. Da ciò che si sono formati... avviso. Ma a parte il gas interstellare ambiente in piccola quantità (circa 1 ... avviso. Ma oltre al gas in interstellare ambiente in piccole quantità (circa 1...

Galaxy Galaxy (antico greco Γαλαξίας Via Lattea) è un sistema di stelle legato gravitazionalmente, interstellare gas, polvere e materia oscura.

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« Interstellare Mercoledì"Eseguito da uno studente della classe 7" C "del NIS FMN, Astana Akzhigitov Dulat.

« Interstellare Mercoledì"Completed student 7" C ... sostanze dalle stelle dentro interstellare spazio. Sostanza da... attrazione ed espulsa interstellare spazio. Entra... ma salta il rosso. Conclusione: Interstellare Mercoledì essenziale per l'evoluzione...

Di solito le galassie contengono da 10 milioni a diversi trilioni di stelle, che orbitano attorno a un baricentro comune. Oltre alle singole stelle e sparse.

Oltre alle singole stelle e rarefatte interstellare ambienti, una grande Galassia è un grande sistema... di stelle, interstellare parte delle galassie contiene molte multiple... stelle con sistemi planetari, nuvole interstellare gas, nucleo. Galassia in...

Completato da: Filatova Galina Petrovna, insegnante di fisica, istituto di istruzione comunale "Scuola secondaria Koltalovskaya" del distretto di Kalinin nella regione di Tver.

Dietro di lei il vento solare e interstellare mix di materia, che si dissolve a vicenda ... oltre Plutone ed è considerato l'inizio interstellare ambienti. Tuttavia, si presume che la regione ... finisca il sistema solare e inizi interstellare lo spazio è ambiguo. Sedano (...

Ministero degli alloggi, dei servizi comunali e dell'energia del territorio della Kamchatka organizzazione finanziata dallo Stato“Centro regionale per lo sviluppo energetico.

Bolla" zona di alta temperatura dispersa interstellare gas La distanza media del Sole da ... fotosintesi da elementi inorganici dell'ambiente ambienti– H2O acqua e biossido... la sua attuazione: Creazione di un'economia favorevole ambienti tra cui: modellatura...

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BILANCIO COMUNALE ISTITUTO EDUCATIVO GENERALE LICEO №11 DELLA CITTÀ DI CHELYABINSK

astratto

nma l'argomento:

"Complessi di gas e polveri. mezzo interstellare»

Eseguita:

Studente di 11° grado

Kiseleva Polina Olegovna

Controllato:

Lykasova Alevtina Pavlovna

Chelyabinsk 2015

oTESTA

introduzione

1. Storia della ricerca ISM

2. Principali componenti dell'ISM

2.1 Gas interstellare

2.2 Polvere interstellare

2.3 Nube interstellare

2.4 Raggi cosmici

2.5 Campo magnetico interstellare

3. Caratteristiche fisiche dell'ISM

4. Nebulose

4.1 Nebulosa diffusa (luminosa).

4.2 Nebulosa Oscura

5. Radiazioni

6. Evoluzione del mezzo interstellare

Conclusione

Elenco delle fonti

INTRODUZIONE

L'universo, nel suo nucleo, è uno spazio quasi vuoto. Solo in tempi relativamente recenti è stato possibile provare che le stelle non esistono nel vuoto assoluto e che lo spazio esterno non è completamente trasparente. Le stelle occupano solo una piccola parte del vasto universo. La materia e i campi che riempiono lo spazio interstellare all'interno delle galassie sono chiamati mezzo interstellare (ISM). La natura del mezzo interstellare ha attirato l'attenzione di astronomi e scienziati per secoli. Il termine "mezzo interstellare" fu usato per la prima volta da F. Bacon nel 1626.

1. STORIA DELLA RICERCAMZS

Torna a metà del 19 ° secolo. astronomo russo V. Struve provato con metodi scientifici per trovare prove indiscutibili che lo spazio non è vuoto e la luce di stelle lontane viene assorbita in esso, ma inutilmente. gas interstellare di nubi medie

Più tardi astrofisico tedesco F. Hartman ha condotto uno studio dello spettro di Delta Orion e ha studiato il moto orbitale dei compagni del sistema Delta Orion e la luce proveniente dalla stella. Rendendosi conto che parte della luce viene assorbita mentre si dirige verso la Terra, Hartmann scrisse che "la linea di assorbimento del calcio è molto debole" e anche che "si è rivelato alquanto sorprendente che le linee di calcio a una lunghezza d'onda di 393,4 nanometri lo facciano non si muove in una divergenza periodica di righe dello spettro che è presente nelle stelle binarie spettroscopiche. La natura stazionaria di queste righe ha permesso ad Hartmann di suggerire che il gas responsabile dell'assorbimento non è presente nell'atmosfera del Delta di Orione, ma, al contrario, si trova all'esterno della stella e si trova tra la stella e l'osservatore. Questo studio fu l'inizio dello studio del mezzo interstellare.

Lo hanno reso possibile studi approfonditi sulla materia interstellare W. Pickering nel 1912 per affermare che "il mezzo di assorbimento interstellare, che, come mostrato Capitano, assorbe solo ad alcune lunghezze d'onda, può indicare la presenza di gas e molecole gassose che vengono espulse dal Sole e dalle stelle.

Nello stesso anno 1912 A.hess scoprì i raggi cosmici, particelle cariche di energia che bombardano la Terra dallo spazio. Ciò ha permesso ad alcuni ricercatori di affermare che riempiono anche il mezzo interstellare.

Dopo le ricerche di Hartmann, nel 1919, Eger mentre studiava le linee di assorbimento a lunghezze d'onda di 589,0 e 589,6 nanometri nei sistemi Delta Orion e Beta Scorpio, scoprì il sodio nel mezzo interstellare.

La presenza di un mezzo rarefatto assorbente è stata dimostrata in modo convincente meno di cento anni fa, nella prima metà del XX secolo, confrontando le proprietà osservate di ammassi stellari distanti a diverse distanze da noi. È stato fatto in modo indipendente da un astronomo americano Robert Trumpler(1896-1956) e astronomo sovietico BAVorontsov-Velyaminov(1904-1994). Piuttosto, è così che è stato scoperto uno dei componenti del mezzo interstellare: polvere fine, a causa della quale il mezzo interstellare non è completamente trasparente, specialmente in direzioni vicine alla direzione della Via Lattea. La presenza di polvere significava che sia la luminosità apparente che il colore osservato di stelle lontane erano distorti e per conoscerne i veri valori era necessario un calcolo piuttosto complicato dell'estinzione. La polvere, quindi, era percepita dagli astronomi come uno sfortunato ostacolo, che interferiva con lo studio di oggetti distanti. Ma allo stesso tempo, è sorto l'interesse per lo studio della polvere come mezzo fisico: gli scienziati hanno iniziato a scoprire come si formano e collassano i granelli di polvere, come la polvere reagisce alle radiazioni e quale ruolo gioca la polvere nella formazione delle stelle.

Con lo sviluppo della radioastronomia nella seconda metà del XX secolo. è diventato possibile studiare il mezzo interstellare dalla sua emissione radio. Come risultato di ricerche mirate, nello spazio interstellare è stata scoperta la radiazione di atomi di idrogeno neutri a una frequenza di 1420 MHz (che corrisponde a una lunghezza d'onda di 21 cm). La radiazione a questa frequenza (o, come si suol dire, nella linea radio) è stata prevista dall'astronomo olandese Hendrik van de Hulst nel 1944 sulla base della meccanica quantistica, e fu scoperto nel 1951 dopo il calcolo della sua intensità attesa da un astrofisico sovietico IS Shklovsky. Shklovsky ha anche sottolineato la possibilità di osservare le radiazioni varie molecole nel campo radio, che, infatti, è stato poi scoperto. La massa del gas interstellare, costituita da atomi neutri e gas molecolare molto freddo, risultò essere circa cento volte maggiore della massa della polvere rarefatta. Ma il gas è completamente trasparente alla luce visibile, quindi non può essere rilevato con gli stessi metodi con cui è stata scoperta la polvere.

Con l'avvento dei telescopi a raggi X installati negli osservatori spaziali, è stato scoperto un altro, il componente più caldo del mezzo interstellare: un gas molto rarefatto con una temperatura di milioni e decine di milioni di gradi. È impossibile "vedere" questo gas tramite osservazioni ottiche o radioline: il mezzo è troppo rarefatto e completamente ionizzato, ma, tuttavia, riempie una frazione significativa del volume della nostra intera Galassia.

Il rapido sviluppo dell'astrofisica, che studia l'interazione di materia e radiazione nello spazio esterno, nonché l'emergere di nuove possibilità di osservazione, ha permesso di studiare in dettaglio i processi fisici nel mezzo interstellare. Sono emersi interi campi scientifici dinamica dei gas spaziali e elettrodinamica spaziale che studiano le proprietà dei media spaziali rarefatti. Gli astronomi hanno imparato a determinare la distanza dalle nubi di gas, a misurare la temperatura, la densità e la pressione del gas, la sua composizione chimica, a stimare la velocità di movimento della materia. Nella seconda metà del 20° secolo ha rivelato un quadro complesso della distribuzione spaziale del mezzo interstellare e della sua interazione con le stelle. Si è scoperto che la possibilità della nascita di stelle dipende dalla densità e dalla quantità di gas e polvere interstellari e le stelle (prima di tutto, le più massicce), a loro volta, cambiano le proprietà del mezzo interstellare circostante - lo riscaldano, supportano il movimento costante del gas, reintegrano il mezzo con la loro sostanza ne modificano la composizione chimica.

2. COMPONENTI PRINCIPALI DI MLT

Il mezzo interstellare include gas interstellare, polvere (1% della massa del gas), campi magnetici interstellari, nube interstellare, raggi cosmici e materia oscura. La composizione chimica del mezzo interstellare è un prodotto della nucleosintesi primaria e della fusione nucleare nelle stelle.

2 .1 Gas interstellare

Il gas interstellare è un mezzo gassoso rarefatto che riempie tutto lo spazio tra le stelle. Il gas interstellare è trasparente. La massa totale del gas interstellare nella Galassia supera i 10 miliardi di masse solari, o una piccola percentuale della massa totale di tutte le stelle della nostra Galassia. La concentrazione media di atomi di gas interstellare è inferiore a 1 atomo per cm3. La densità media del gas è di circa 10–21 kg/m3. La composizione chimica è più o meno la stessa della maggior parte delle stelle: è costituita da idrogeno ed elio con una piccola miscela di elementi più pesanti. A seconda della temperatura e della densità, il gas interstellare si trova in stati molecolari, atomici o ionizzati. I raggi ultravioletti, a differenza dei raggi luminosi visibili, vengono assorbiti dal gas e gli conferiscono la loro energia. A causa di ciò, le stelle calde con la loro radiazione ultravioletta riscaldano il gas circostante a una temperatura di circa 10.000 K. Il gas riscaldato inizia a emettere luce stesso e lo osserviamo come una nebulosa gassosa brillante. Il gas più freddo e "invisibile" viene osservato con metodi radioastronomici. Gli atomi di idrogeno in un mezzo rarefatto emettono onde radio a una lunghezza d'onda di circa 21 cm, pertanto flussi di onde radio si propagano continuamente da regioni di gas interstellare. Ricevendo e analizzando questa radiazione, gli scienziati apprendono la densità, la temperatura e il movimento del gas interstellare nello spazio.

2 .2 Polvere interstellare

La polvere interstellare è costituita da particelle microscopiche solide che, insieme al gas interstellare, riempiono lo spazio tra le stelle. Attualmente si ritiene che le particelle di polvere abbiano un nucleo refrattario circondato da materia organica o guscio di ghiaccio. La composizione chimica del nucleo è determinata dall'atmosfera in cui le stelle si sono condensate. Ad esempio, nel caso delle stelle di carbonio, saranno composte da grafite e carburo di silicio.

La dimensione tipica delle particelle della polvere interstellare è compresa tra 0,01 e 0,2 micron, la massa totale della polvere è circa l'1% della massa totale del gas. La luce stellare riscalda la polvere interstellare fino a diverse decine di K, a causa della quale la polvere interstellare è una fonte di radiazione infrarossa a onde lunghe.

La polvere influisce anche sui processi chimici che avvengono nel mezzo interstellare: i granuli di polvere contengono elementi pesanti che vengono utilizzati come catalizzatori in vari processi chimici. I granuli di polvere sono anche coinvolti nella formazione di molecole di idrogeno, che aumenta il tasso di formazione stellare nelle nubi povere di metalli.

2 .3 nuvola interstellare

La nuvola interstellare è il nome generico per gli accumuli di gas, plasma e polvere nella nostra e in altre galassie. In altre parole, la nube interstellare ha una densità maggiore della densità media del mezzo interstellare. A seconda della densità, delle dimensioni e della temperatura di una data nuvola, l'idrogeno in essa contenuto può essere neutro, ionizzato (cioè sotto forma di plasma) o molecolare. Le nuvole neutre e ionizzate sono talvolta chiamate nuvole diffuse, mentre le nuvole molecolari sono chiamate nuvole dense.

L'analisi della composizione delle nubi interstellari viene effettuata studiando la loro radiazione elettromagnetica utilizzando grandi radiotelescopi. Esaminando lo spettro di radiazione di una nuvola interstellare e confrontandolo con lo spettro di elementi chimici specifici, si può determinare la composizione chimica della nuvola.

Di solito circa il 70% della massa di una nuvola interstellare è idrogeno, il resto è principalmente elio. Le nuvole contengono anche tracce di elementi pesanti: metalli come il calcio, neutri o sotto forma di cationi Ca+ (90%) e Ca++ (9%), e composti inorganici come acqua, monossido di carbonio, acido solfidrico, ammoniaca e acido cianidrico.

2 .4 Raggi cosmici

Raggi cosmici - particelle elementari e nuclei di atomi che si muovono con alte energie nello spazio esterno. La loro principale (ma non l'unica) fonte sono le esplosioni di supernova.

I raggi extragalattici e galattici sono generalmente chiamati primari. È consuetudine chiamare flussi secondari di particelle che passano e si trasformano nell'atmosfera terrestre.

I raggi cosmici sono una componente della radiazione naturale (radiazione di fondo) sulla superficie terrestre e nell'atmosfera.

Lo spettro chimico dei raggi cosmici in termini di energia per nucleone è costituito per oltre il 94% da protoni, un altro 4% da nuclei di elio (particelle alfa). Ci sono anche nuclei di altri elementi, ma la loro quota è molto più piccola.

Per numero di particelle, i raggi cosmici sono il 90% di protoni, il 7% di nuclei di elio, circa l'1% di elementi più pesanti e circa l'1% di elettroni.

2 .5 Campo magnetico interstellare

Le particelle si muovono nel debole campo magnetico dello spazio interstellare, la cui induzione è circa centomila volte inferiore a quella del campo magnetico terrestre. Il campo magnetico interstellare, agendo sulle particelle cariche con una forza che dipende dalla loro energia, "confonde" le traiettorie delle particelle, che cambiano continuamente la direzione del loro movimento nella Galassia. Le particelle cariche che volano nel campo magnetico interstellare deviano dalle traiettorie diritte sotto l'influenza della forza di Lorentz. Le loro traiettorie sembrano "avvolgersi" sulle linee dell'induzione magnetica.

3. CARATTERISTICHE FISICHE DELL'ISM

· Mancanza di equilibrio termodinamico locale(LTR)- Insieme a lo stato di un sistema in cui le grandezze macroscopiche di tale sistema (temperatura, pressione, volume, entropia) rimangono inalterate nel tempo in condizioni di isolamento da ambiente.

· Instabilità termica

La condizione di equilibrio termico potrebbe non essere affatto soddisfatta. Esiste un campo magnetico che resiste alla compressione a meno che non si verifichi lungo linee di campo. In secondo luogo, il mezzo interstellare è in costante movimento e le sue proprietà locali cambiano costantemente, in esso compaiono nuove fonti di energia e quelle vecchie scompaiono. In terzo luogo, oltre all'instabilità termodinamica, ci sono quelle gravitazionali e magnetoidrodinamiche. E questo senza tener conto di alcun tipo di cataclisma sotto forma di esplosioni di supernova, influenze di marea che passano nelle vicinanze delle galassie, o il passaggio del gas stesso attraverso i rami a spirale della Galassia.

· Linee proibite e linea da 21 cm

Una caratteristica distintiva di un mezzo otticamente sottile è la radiazione in linee vietate. Le linee proibite sono dette linee proibite dalle regole di selezione, cioè provengono da livelli metastabili (equilibrio quasi stabile). La vita caratteristica di un elettrone a questo livello va da sa diversi giorni. Ad alte concentrazioni di particelle, la loro collisione rimuove l'eccitazione e le linee non vengono osservate a causa dell'estrema debolezza. A densità bassa e bassa, l'intensità della linea non dipende dalla probabilità di transizione, poiché la bassa probabilità è compensata da un gran numero di atomi nello stato metastabile. Se non c'è LTE, la popolazione dei livelli di energia dovrebbe essere calcolata dal bilancio dei processi elementari di eccitazione e disattivazione.

La linea proibita più importante dell'ISM è collegamento radio idrogeno atomico 21centimetro. Questa linea si forma durante la transizione tra i sottolivelli della struttura iperfine del livello di idrogeno, associata alla presenza di spin nell'elettrone e nel protone. La probabilità di questa transizione (cioè 1 volta in 11 milioni di anni).

Gli studi della linea radio di 21 cm hanno permesso di stabilire che l'idrogeno neutro nella galassia è principalmente racchiuso in uno strato molto sottile, spesso 400 pc, vicino al piano della Galassia.

· Congelamento del campo magnetico.

Congelamento del campo magnetico significa la conservazione del flusso magnetico attraverso qualsiasi circuito conduttore chiuso quando è deformato. In condizioni di laboratorio, il flusso magnetico può essere considerato conservato in mezzi ad alta conduttività elettrica. Nel limite della conducibilità elettrica infinita, l'infinitesimo campo elettrico farebbe salire la corrente ad un valore infinito. Pertanto, un conduttore ideale non dovrebbe attraversare il magnetico linee di forza, e quindi eccitare il campo elettrico, ma al contrario, dovrebbe trascinarsi lungo le linee del campo magnetico, il campo magnetico risulta essere, per così dire, congelato nel conduttore.

Il plasma spaziale reale è tutt'altro che ideale e il congelamento dovrebbe essere inteso nel senso che ci vuole molto tempo per cambiare il flusso attraverso il circuito. In pratica, ciò significa che possiamo considerare il campo costante mentre la nuvola si contrae, ruota, ecc.

4. Nebulose

Nebulosa- una sezione del mezzo interstellare, distinto dalla sua radiazione o assorbimento di radiazione sullo sfondo generale del cielo. Le nebulose sono composte da polvere, gas e plasma.

La caratteristica primaria utilizzata nella classificazione delle nebulose è l'assorbimento, ovvero l'emissione o la diffusione della luce da parte loro, ovvero, secondo questo criterio, le nebulose sono suddivise in oscurità e luce.

La divisione delle nebulose in gassose e polverose è in gran parte arbitraria: tutte le nebulose contengono sia polvere che gas. Questa divisione è storicamente diversi modi osservazioni e meccanismi di emissione: la presenza di polvere si osserva più chiaramente quando le nebulose scure assorbono la radiazione da sorgenti poste dietro di esse e quando la riflessione o la dispersione, o la riemissione, contenuta nella nebulosa da parte della polvere, della radiazione di stelle situate nelle vicinanze o nel nebulosa stessa; la corretta radiazione della componente gassosa della nebulosa si osserva quando questa viene ionizzata dalla radiazione ultravioletta di una stella calda situata nella nebulosa (regioni di emissione H II di idrogeno ionizzato attorno ad associazioni stellari o nebulose planetarie) o quando il mezzo interstellare viene riscaldato da un onda d'urto dovuta all'esplosione di una supernova o all'impatto di un potente vento stellare di stelle di tipo Wolf -- Raye.

4 .1 Diffuso(luce)nebulosa

Nebulosa diffusa (luce) -- In astronomia, un termine generico usato per riferirsi a nebulose che emettono luce. I tre tipi di nebulose diffuse sono la nebulosa a riflessione, la nebulosa a emissione (di cui sono varietà le regioni protoplanetaria, planetaria e H II) e il resto della supernova.

· nebulosa a riflessione

Le nebulose a riflessione sono nubi di gas e polvere illuminate dalle stelle. Se la stella o le stelle si trovano dentro o vicino a una nuvola interstellare, ma non sono abbastanza calde (calde) per ionizzare una quantità significativa di idrogeno interstellare attorno ad essa, la principale fonte di radiazione ottica dalla nebulosa è la luce stellare diffusa dalla polvere interstellare .

Lo spettro della nebulosa a riflessione è lo stesso della stella che la illumina. Tra le particelle microscopiche responsabili della diffusione della luce ci sono particelle di carbonio (a volte chiamate polvere di diamante), nonché particelle di ferro e nichel. Gli ultimi due interagiscono con il campo magnetico galattico, e quindi la luce riflessa è leggermente polarizzata.

Le nebulose a riflessione di solito hanno una sfumatura blu perché il blu è sparso in modo più efficiente del rosso (questo è uno dei motivi per cui il cielo è blu).

Attualmente sono note circa 500 nebulose a riflessione, la più famosa delle quali è intorno alle Pleiadi (ammasso stellare). La stella rossa gigante (classe spettrale M1) Antares è circondata da una grande nebulosa rossa a riflessione. Le nebulose a riflessione si trovano spesso anche nei siti di formazione stellare.

Nel 1922 Hubble pubblicò i risultati degli studi su alcune nebulose luminose. In questo lavoro, Hubble ha derivato la legge di luminosità per una nebulosa a riflessione, che stabilisce la relazione tra la dimensione angolare della nebulosa ( R) e la magnitudine apparente della stella illuminante ( m):

dove è una costante che dipende dalla sensibilità della misura.

· nebulosa a emissione

Una nebulosa a emissione è una nuvola di gas ionizzato (plasma) che emette nella gamma di colori visibili dello spettro. La ionizzazione si verifica a causa dei fotoni ad alta energia emessi dalla stella calda più vicina. Esistono diversi tipi di nebulose a emissione. Tra queste ci sono le regioni H II, in cui si verifica la formazione di nuove stelle, e le fonti di fotoni ionizzanti sono stelle giovani e massicce, così come nebulose planetarie, in cui la stella morente ha scartato i suoi strati superiori e il nucleo caldo esposto li ionizza.

Pianetamnebbia di segalemness- un oggetto astronomico costituito da un guscio di gas ionizzato e da una stella centrale, una nana bianca. Le nebulose planetarie si formano durante l'espulsione degli strati esterni (conchiglie) di giganti rosse e supergiganti con una massa di 2,5-8 masse solari nella fase finale della loro evoluzione. Una nebulosa planetaria è un fenomeno in rapido movimento (per gli standard astronomici) che dura solo poche decine di migliaia di anni, mentre la durata della vita della stella antenata è di diversi miliardi di anni. Attualmente, nella nostra galassia sono note circa 1500 nebulose planetarie.

Il processo di formazione delle nebulose planetarie, insieme alle esplosioni di supernova, gioca un ruolo importante nell'evoluzione chimica delle galassie, gettando nello spazio interstellare materiale arricchito di elementi pesanti - prodotti della nucleosintesi stellare (in astronomia tutti gli elementi sono considerati pesanti, con il ad eccezione dei prodotti della nucleosintesi primaria del Big Bang - idrogeno ed elio come carbonio, azoto, ossigeno e calcio).

Negli ultimi anni, con l'aiuto delle immagini riprese dal telescopio spaziale Hubble, è stato possibile scoprire che molte nebulose planetarie hanno una struttura molto complessa e peculiare. Sebbene circa un quinto di loro sia circonferico, la maggior parte non ha alcuna simmetria sferica. I meccanismi attraverso i quali è possibile la formazione di una tale varietà di forme rimangono fino ad oggi non del tutto chiariti. Si ritiene che l'interazione del vento stellare e delle stelle binarie, del campo magnetico e del mezzo interstellare possa svolgere un ruolo importante in questo.

Le nebulose planetarie sono per lo più oggetti deboli e generalmente non sono visibili ad occhio nudo. La prima nebulosa planetaria ad essere scoperta è stata manubrio nebulosa nella costellazione della Volpecola.

La natura insolita delle nebulose planetarie fu scoperta a metà del 19° secolo, con l'inizio dell'uso del metodo della spettroscopia nelle osservazioni. William Huggins divenne il primo astronomo a ottenere gli spettri delle nebulose planetarie, oggetti che si distinguevano per la loro insolita. Quando Huggins studiò gli spettri delle nebulose NGC6543 (Occhio di gatto), M27 (manubri), M57 (nebulosa ad anello in Lyra) e molti altri, si è scoperto che il loro spettro è estremamente diverso da quello delle stelle: tutti gli spettri delle stelle ottenuti a quel tempo erano spettri di assorbimento (uno spettro continuo con un gran numero di righe scure), mentre gli spettri di le nebulose planetarie si sono rivelate spettri di emissione con un piccolo numero di righe di emissione, che ne indicavano la natura, che è fondamentalmente diversa dalla natura delle stelle.

Le nebulose planetarie rappresentano lo stadio finale dell'evoluzione per molte stelle. Una tipica nebulosa planetaria ha una lunghezza media di un anno luce ed è costituita da gas altamente rarefatto con una densità di circa 1000 particelle per cm3, che è trascurabile rispetto, ad esempio, alla densità dell'atmosfera terrestre, ma di circa 10-100 volte maggiore della densità dello spazio interplanetario alla distanza dell'orbita terrestre dal Sole. Le giovani nebulose planetarie hanno la densità più alta, raggiungendo a volte 10 6 particelle per cm. Con l'invecchiamento delle nebulose, la loro espansione porta ad una diminuzione della densità. La maggior parte delle nebulose planetarie sono simmetriche e di aspetto quasi sferico, il che non impedisce loro di avere molte forme molto complesse. Circa il 10% delle nebulose planetarie sono praticamente bipolari e solo un piccolo numero è asimmetrico. Si conosce anche una nebulosa planetaria rettangolare.

nebulosa protoplanetariaè un oggetto astronomico che non esiste da molto tempo tra il momento in cui una stella di massa media (1-8 masse solari) ha lasciato il ramo gigante asintotico (AGB) e la successiva fase di nebulosa planetaria (PT). La nebulosa protoplanetaria brilla principalmente nell'infrarosso ed è un sottotipo di nebulosa a riflessione.

RegioneHIIè una nuvola di gas caldo e plasma, che raggiunge diverse centinaia di anni luce, che è un'area di formazione stellare attiva. In questa regione nascono giovani stelle bianco-bluastre, che emettono abbondante luce ultravioletta, ionizzando così la nebulosa circostante.

Le regioni H II possono dare vita a migliaia di stelle in un periodo di pochi milioni di anni. Alla fine, le esplosioni di supernova e i potenti venti stellari delle stelle più massicce nell'ammasso stellare risultante disperdono i gas della regione e si trasforma in un gruppo simile alle Pleiadi.

Queste regioni prendono il nome dalla grande quantità di idrogeno atomico ionizzato, indicato dagli astronomi come H II (la regione HI è la zona dell'idrogeno neutro e H 2 sta per idrogeno molecolare). Possono essere visti a distanze considerevoli in tutto l'universo e lo studio di tali regioni situate in altre galassie è importante per determinare la distanza da queste ultime, nonché la loro composizione chimica.

Gli esempi sono nebulosa carina, nebulosa Tarantola,NGC 604 , Trapezio di Orione, Il giro di Barnard.

· residuo di supernova

residuo di supernova(Inglese) S superioreN ova R emanante, SNR ) è una formazione di gas e polvere, il risultato di una catastrofica esplosione di una stella avvenuta molte decine o centinaia di anni fa e la sua trasformazione in una supernova. Durante l'esplosione, il guscio della supernova si disperde in tutte le direzioni, formando un'onda d'urto che si espande a una velocità tremenda, che si forma residuo di supernova. Il resto è costituito da materiale stellare espulso dall'esplosione e materia interstellare assorbita dall'onda d'urto.

Probabilmente il giovane residuo più bello e meglio studiato formato da una supernova SN 1987 UN nella Grande Nube di Magellano eruttata nel 1987. Altri noti resti di supernova sono nebulosa di granchio, residuo di un'esplosione relativamente recente (1054), residuo di supernova Silenzioso (SN 1572) , dal nome di Tycho Brahe, che osservò e registrò la sua luminosità iniziale subito dopo lo scoppio nel 1572, così come il resto La supernova di Keplero (SN 1604) intitolato a Giovanni Keplero.

4 .2 Nebulosa Oscura

Una nebulosa oscura è un tipo di nuvola interstellare così densa da assorbire la luce visibile dalle nebulose a emissione o riflessione (come , Nebulosa Testa di Cavallo) o stelle (ad esempio, Nebulosa del sacco di carbone) Dietro.

La luce viene assorbita dalle particelle di polvere interstellare situate nelle parti più fredde e dense delle nubi molecolari. Ammassi e grandi complessi di nebulose oscure sono associati a nubi molecolari giganti (OGM). Le nebulose oscure isolate sono il più delle volte globuli di Bok.

Tali nuvole hanno una forma molto irregolare: non hanno confini ben definiti, a volte assumono immagini vorticose simili a serpenti. Le più grandi nebulose scure sono visibili ad occhio nudo, apparendo come macchie nere contro la luminosa Via Lattea.

Nelle parti interne delle nebulose oscure avvengono spesso processi attivi: ad esempio la nascita di stelle o la radiazione maser.

5. RADIAZIONE

Vento stellare- il processo di deflusso della materia dalle stelle nello spazio interstellare.

La sostanza di cui sono composte le stelle, in determinate condizioni, può vincere la loro attrazione ed essere espulsa nello spazio interstellare. Ciò accade quando una particella nell'atmosfera di una stella accelera a una velocità superiore alla seconda velocità cosmica per questa stella. In effetti, le velocità delle particelle che compongono il vento stellare sono centinaia di chilometri al secondo.

Il vento stellare può contenere sia particelle cariche che neutre.

Il vento stellare è un processo che si verifica costantemente che porta a una diminuzione della massa di una stella. Quantitativamente, questo processo può essere caratterizzato come la quantità (massa) di materia che la stella perde per unità di tempo.

Il vento stellare può svolgere un ruolo importante nell'evoluzione stellare: poiché questo processo si traduce in una diminuzione della massa di una stella, la durata della vita di una stella dipende dalla sua intensità.

Il vento stellare è un modo per trasportare la materia a distanze considerevoli nello spazio. Oltre al fatto che esso stesso è costituito da materia che fluisce dalle stelle, può agire sulla materia interstellare circostante, trasferendole parte della sua energia cinetica. Pertanto, la forma della nebulosa a emissione NGC 7635 "Bubble" si è formata a seguito di tale impatto.

Nel caso del deflusso di materia da diverse stelle ravvicinate, integrato dall'influenza della radiazione di queste stelle, è possibile la condensazione della materia interstellare con la successiva formazione stellare.

Con un vento stellare attivo, la quantità di materia espulsa può essere sufficiente per formare una nebulosa planetaria.

6. EVOLUZIONE DEL MEDIO INTERSTELLARE

L'evoluzione del mezzo interstellare, o per essere più precisi, del gas interstellare, è strettamente correlata all'evoluzione chimica dell'intera Galassia. Sembrerebbe tutto semplice: le stelle assorbono il gas, per poi ributtarlo indietro, arricchendolo di prodotti della combustione nucleare - elementi pesanti - quindi la metallicità dovrebbe aumentare gradualmente.

La teoria del Big Bang prevede che idrogeno, elio, deuterio, litio e altri nuclei leggeri si siano formati durante la nucleosintesi primordiale, che si stanno ancora scindendo sulla traccia di Hayashi o sullo stadio della protostella. In altre parole, dovremmo osservare nane G di lunga durata con zero metallicità. Ma nessuno di questi è stato trovato nella Galassia; inoltre, la maggior parte di essi ha una metallicità quasi solare. Secondo dati indiretti, si può ritenere che qualcosa di simile esista in altre galassie. Al momento, la questione resta aperta e si attende una decisione.

Non c'era polvere nemmeno nel gas interstellare primordiale. Si ritiene ora che i granelli di polvere si formino sulla superficie delle vecchie stelle fredde e la lascino insieme alla materia che defluisce.

CONCLUSIONE

Lo studio di un sistema così complesso come "stelle - mezzo interstellare" si è rivelato un compito astrofisico molto difficile, soprattutto considerando che la massa totale del mezzo interstellare nella Galassia e la sua composizione chimica cambiano lentamente sotto l'influenza di vari fattori. Pertanto, possiamo dire che l'intera storia del nostro sistema stellare, che dura miliardi di anni, si riflette nel mezzo interstellare.

ELENCO DELLE FONTI

1) Materiali tratti da www.wikipedia.org

2) Materiali presi dal sito www.krugosvet.ru

3) Materiali tratti da www.bse.sci-lib.com

4) Materiali tratti dal sito www.dic.academic.ru

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Gas e polvere interstellari.

Il mezzo interstellare è la materia e i campi che riempiono lo spazio interstellare all'interno delle galassie. Composizione: gas interstellare, polvere (1% della massa del gas), campi magnetici interstellari, raggi cosmici e materia oscura. L'intero mezzo interstellare è permeato di campi magnetici, raggi cosmici e radiazioni elettromagnetiche.

Il gas interstellare è il componente principale del mezzo interstellare. Il gas interstellare è trasparente. La massa totale del gas interstellare nella Galassia supera i 10 miliardi di masse solari, o una piccola percentuale della massa totale di tutte le stelle della nostra Galassia. La concentrazione media di atomi nel gas interstellare è inferiore a 1 atomo per cm³. La sua massa principale è contenuta vicino al piano della Galassia in uno strato spesso diverse centinaia di parsec. La densità media del gas è di circa 10-21 kg/m³. La composizione chimica è più o meno la stessa della maggior parte delle stelle: è costituita da idrogeno ed elio (rispettivamente 90% e 10% per il numero di atomi) con una piccola miscela di elementi più pesanti (O, C, N, Ne, S , eccetera.).

A seconda della temperatura e della densità, il gas interstellare si trova in stati molecolari, atomici o ionizzati.

I dati principali sul gas interstellare sono stati ottenuti con metodi radioastronomici, dopo che l'emissione radio di idrogeno atomico neutro a una lunghezza d'onda di 21 cm è stata scoperta nel 1951. Si è scoperto che l'idrogeno atomico, con una temperatura di 100 K, forma uno strato 200 -300 pc di spessore nel disco della Galassia a una distanza di 15 20 kpc dal suo centro. Ricevendo e analizzando questa radiazione, gli scienziati apprendono la densità, la temperatura e il movimento del gas interstellare nello spazio.

Circa la metà del gas interstellare è contenuto in nubi molecolari giganti con una massa media di 10^5 masse solari e un diametro di circa 40 pc. A causa della bassa temperatura (circa 10 K) e dell'alta densità (fino a 10^3 particelle in 1 cm^3), l'idrogeno e altri elementi in queste nubi sono combinati in molecole.

Ci sono circa 4000 nubi molecolari di questo tipo nella Galassia.

Regioni di idrogeno ionizzato con una temperatura di 8000-10000 K si manifestano nella gamma ottica come nebulose diffuse luminose.

I raggi ultravioletti, a differenza dei raggi luminosi visibili, vengono assorbiti dal gas e gli conferiscono la loro energia. A causa di ciò, le stelle calde con la loro radiazione ultravioletta riscaldano il gas circostante a una temperatura di circa 10.000 K. Il gas riscaldato inizia a emettere luce stesso e lo osserviamo come una nebulosa gassosa brillante.

Sono queste nebulose che sono indicatori dei luoghi di formazione stellare in corso.

Così nella Grande Nebulosa di Orione, utilizzando il telescopio spaziale Hubble, sono state scoperte protostelle circondate da dischi protoplanetari.

La Grande Nebulosa di Orione è la nebulosa gassosa più brillante. È visibile attraverso un binocolo o un piccolo telescopio.

Un tipo speciale di nebulose sono le nebulose planetarie, che appaiono come dischi o anelli debolmente luminosi che ricordano i dischi planetari. Furono scoperti nel 1783 da W. Herschel e ora ce ne sono più di 1200. Al centro di una tale nebulosa c'è il residuo di una gigante rossa morta: una nana bianca calda o una stella di neutroni. Sotto l'influenza della pressione interna del gas, la nebulosa planetaria si espande ad una velocità di circa 20-40 km/s, mentre la densità del gas diminuisce.

(Nebulosa planetaria Immagine della clessidra)

La polvere interstellare è costituita da particelle microscopiche solide che, insieme al gas interstellare, riempiono lo spazio tra le stelle. Si ritiene ora che i granelli di polvere abbiano un nucleo refrattario circondato da materia organica o da un guscio di ghiaccio. La composizione chimica del nucleo è determinata dall'atmosfera in cui le stelle si sono condensate. Ad esempio, nel caso delle stelle di carbonio, saranno composte da grafite e carburo di silicio.

La dimensione tipica delle particelle della polvere interstellare è compresa tra 0,01 e 0,2 micron, la massa totale della polvere è circa l'1% della massa totale del gas. Starlight riscalda la polvere interstellare fino a diverse decine di Kelvin, a causa della quale la polvere interstellare è una fonte di radiazione infrarossa a onde lunghe.

A causa della polvere, le formazioni di gas più dense - le nubi molecolari - sono praticamente opache e sembrano regioni scure del cielo, quasi prive di stelle. Tali formazioni sono chiamate nebulose diffuse scure. (immagine)

La polvere influisce anche sui processi chimici che avvengono nel mezzo interstellare: i granuli di polvere contengono elementi pesanti che vengono utilizzati come catalizzatori in vari processi chimici. I granuli di polvere sono anche coinvolti nella formazione di molecole di idrogeno, che aumenta il tasso di formazione stellare nelle nubi povere di metalli.

Mezzi per studiare la polvere interstellare

• Insegnamento a distanza.
• Studi di micrometeoriti per la presenza di inclusioni di polvere interstellare.
• Studio dei sedimenti oceanici per la presenza di particelle di polvere cosmica.
• Lo studio delle particelle di polvere cosmica presenti ad alta quota nell'atmosfera terrestre.
• Lancio di un veicolo spaziale per raccogliere, studiare e trasportare particelle di polvere interstellare sulla Terra.

Interessante

• Per un anno superficie terrestre cadono più di 3 milioni di tonnellate di polvere cosmica e da 350 mila a 10 milioni di tonnellate di meteoriti: corpi di pietra o metallo che volano nell'atmosfera dallo spazio.
• Solo negli ultimi 500 anni, la massa del nostro pianeta è aumentata di un miliardo di tonnellate a causa della materia cosmica, che è solo l'1,7·10 -16% della massa della Terra. Tuttavia, a quanto pare, influisce sul movimento annuale e quotidiano del nostro pianeta.

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GALASSIA Una galassia è un grande sistema di stelle, gas interstellare, polvere e materia oscura, vincolato da forze gravitazionali. Di solito le galassie contengono da 10 milioni a diversi trilioni di stelle, che orbitano attorno a un baricentro comune. Oltre alle singole stelle e a un mezzo interstellare rarefatto, la maggior parte delle galassie contiene molti sistemi stellari multipli, ammassi stellari e varie nebulose. Di norma, il diametro delle galassie varia da diverse migliaia a diverse centinaia di migliaia di anni luce e le distanze tra loro sono stimate in milioni di anni luce.

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Ci sono innumerevoli stelle nel cielo. Tuttavia, ad occhio nudo con tempo sereno, in ciascuno degli emisferi si possono osservare solo circa 2,5 mila. Le stelle sono distribuite in modo non uniforme nell'Universo, formando galassie composte da un numero diverso di stelle: da decine di migliaia a centinaia di miliardi.C'è un numero innumerevole di galassie in tutto l'Universo. Le stelle sono così lontane da noi che anche il telescopio più potente può essere visto come punti. La stella più vicina al Sole, Proxima Centauri, dista 4,25 anni luce e la galassia più vicina, la Galassia Nana del Sagittario, dista 80.000 anni luce. Stelle

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Il gas interstellare è un mezzo gassoso rarefatto che riempie tutto lo spazio tra le stelle. Il gas interstellare è trasparente. La massa totale del gas interstellare nella Galassia supera i 10 miliardi di masse solari, o una piccola percentuale della massa totale di tutte le stelle della nostra Galassia. La composizione chimica è più o meno la stessa della maggior parte delle stelle: è costituita da idrogeno ed elio (rispettivamente 90% e 10% nel numero di atomi) con una piccola miscela di elementi più pesanti. A seconda della temperatura e della densità, il gas interstellare si trova in stati molecolari, atomici o ionizzati. Gas interstellare

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La polvere interstellare è una miscela di particelle microscopiche solide nel gas interstellare. La massa totale della polvere interstellare è circa l'1% della massa del gas. La dimensione delle particelle di polvere interstellare è compresa tra 0,01 e 0,02 micron. I granelli di polvere hanno probabilmente un nucleo refrattario (grafite, silicato o metallo) circondato da materia organica o da un guscio di ghiaccio. Studi recenti indicano che le particelle di polvere sono generalmente di forma non sferica. La polvere influisce sull'emissione ottica delle stelle, portando all'assorbimento, all'arrossamento e alla polarizzazione della luce stellare. Polvere interstellare

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Nome generico per una collezione di oggetti astronomici inaccessibili all'osservazione diretta mezzi moderni astronomia (cioè non emette radiazione elettromagnetica di intensità sufficiente per le osservazioni), ma osservabile indirettamente dagli effetti gravitazionali esercitati sugli oggetti osservati. Il problema generale della massa nascosta consiste in due problemi: astrofisico, cioè la contraddizione tra la massa osservata degli oggetti legati gravitazionalmente ei loro sistemi, come le galassie ei loro ammassi, con i loro parametri osservati determinati dagli effetti gravitazionali; cosmologico - contraddizioni dei parametri cosmologici osservati della densità media dell'Universo ottenuti dai dati astrofisici. Materia oscura

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Il sole, il corpo centrale del sistema solare, è una calda sfera di gas. È 750 volte più massiccio di tutti gli altri corpi del sistema solare messi insieme. Questo è il motivo per cui tutto nel sistema solare può essere approssimativamente considerato come se ruoti attorno al sole. Il sole supera la terra 330.000 volte. Una catena di 109 pianeti come la nostra potrebbe essere collocata sul diametro solare. Il sole è la stella più vicina alla Terra, è l'unica stella il cui disco visibile è visibile ad occhio nudo. Tutte le altre stelle che sono distanti anni luce da noi, anche se osservate attraverso potenti telescopi, non rivelano alcun dettaglio della loro superficie. La luce del sole ci raggiunge in 8 minuti e un terzo. Secondo una delle ipotesi, è stato insieme al Sole che si è formato il nostro sistema planetario, la Terra, e poi la vita su di essa. Sole

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Un mondo parallelo è una realtà che in qualche modo esiste simultaneamente alla nostra, ma indipendentemente da essa. Questa realtà autonoma può variare in dimensioni da una piccola area geografica a un intero universo. In un mondo parallelo, gli eventi si svolgono a modo loro, può differire dal nostro mondo sia nei singoli dettagli che radicalmente, in quasi tutto. Le leggi fisiche del mondo parallelo non sono necessariamente simili alle leggi del nostro mondo; in particolare, l'esistenza di fenomeni come la magia è talvolta consentita in mondi paralleli. Un mondo parallelo

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Il grande cosmonauta Yuri Alekseevich Gagarin è nato il 9 marzo 1934 nel villaggio di Klushino nel distretto di Gzhatsky della regione occidentale della RSFSR, non lontano dalla città di Gzhatsk (poi ribattezzata la città di Gagarin) nel distretto di Gagarinsky di la regione di Smolensk. Il 12 aprile 1961, la navicella spaziale Vostok fu lanciata per la prima volta al mondo dal cosmodromo di Baikonur, a bordo del cosmonauta pilota Yuri Alekseevich Gagarin. Per questa impresa gli fu conferito il titolo di Eroe Unione Sovietica, e a partire dal 12 aprile 1962, il giorno del volo di Gagarin nello spazio fu dichiarato giorno festivo: il Cosmonautics Day. Yuri Alekseevich Gagarin IL PRIMO COSMONAUTA DEL PIANETA

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Le comete sono piccoli corpi celesti dall'aspetto nebuloso, che ruotano attorno al Sole, di solito in orbite allungate. Quando si avvicinano al Sole, le comete formano una chioma e talvolta una coda di gas e polvere. Il nucleo è la parte solida di una cometa, che ha dimensioni relativamente piccole. Una chioma si forma attorno al nucleo di una cometa attiva (quando si avvicina al Sole). I nuclei delle comete sono composti da ghiaccio con l'aggiunta di polvere cosmica e composti volatili congelati: monossido di carbonio e anidride carbonica, metano, ammoniaca. Comete Ulyanovsk 2009

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