"Spørsmål om astronomi" - Bildeoverføring. M.V. Lomonosov. Hvilke astronomiske tegn er avbildet på flaggene. Saturn. Cacconi på Morrison kom opp med en veldig fin idé. Løs kryssordet. Jupiter. Planeten i solsystemet har de minste dimensjonene. Denne fysiske parameteren til enhver kropp er lik null. Den 4. oktober 1957, ved hjelp av en kraftig rakett, nådde han en hastighet på 28 000 km/t.

"Astronomisk konferanse" - XI-konferansen "Galaksens fysikk" ble holdt på campingplassen "Khrustalnaya" i de pittoreske omgivelsene til Sverdlovsk. Uforglemmelige møter med V.S. Oskanyan, N.S. P.E.Zakharova Ural State University.

"Astronomiens metoder" - Stråling i radiolinjer. Hjelpeverktøy og metoder for astronomi. ekstragalaktisk forskning. T. Matthews og A. Sandage. observasjonsgrunnlag. Teori om radielle pulsasjoner. Hendrik van de Hulst. Ekstragalaktisk radioastronomi. Robert Trumpler. Solflammer. ER. Sjklovskij. B.V. Kukarkin.

"Astrofysikk" - Oppdagelsen av Uranus. Første parallaksemålinger. Vi fikk et helt annet bilde av verden. Hubble bilder. En uventet oppdagelse. Hvordan det fungerer. Hvilken eksoplanet ble oppdaget først. Oppdagelsen flyttet grensene til solsystemet. Oppdagelse av det interstellare mediet. For første gang ble skalaen til interstellare avstander satt pålitelig.

"Galaktiske kosmiske stråler" - Jordens magnetosfære. Grunninstallasjoner. Et eksempel på en optisk detektor. Historien om oppdagelsen av kosmiske stråler. Stråling. Partikler. Bruno Rossi. Satellitter. Utlading av et elektroskop. Solar fremtredende. De første vitenskapelige hypotesene. Kosmiske stråler. EAS-registrering på bakken. USA. Eksperimenter. Skobeltsyn. Måleresultater.

"Kosmiske stråler" - Utdanningsprosess. Sentral del. Berkeley Lab Cosmic Ray Detector. scintillasjonsdetektor. Kosmiske stråler. Gjenutsendere. Storm installasjon. Scintillasjonsenhet. Termisk stabilisering i aksjon. Detektorelektronikk. EAS registreringsteknikk. Kommunikasjon. Skjema for detektorscintillasjonsenheten.

Totalt i emnet 23 presentasjoner

Presentasjon: Tåker og stjernehoper zelobservatory.ru.

Tåke? Nebula er et plot interstellar miljøer, som er preget av sin utslipp eller absorpsjon ... rundt seg en betydelig mengde interstellar hydrogen (og bli mørke... stjerner, magnetfelt og interstellar miljøer. På bildet: Strukturen til en symmetrisk ...

Stjerner med planetsystemer, skyer interstellar gass, kjerne. Galaxy, i ... en del av stjernene og nesten alt interstellar materie er konsentrert i en skive... tusenvis av solradier. 3. Interstellar gass ​​- komponent interstellar miljøer, som også består av støvpartikler ...

Presentasjon: Hva er galakser? Galakser er store stjernesystemer der stjerner er forbundet med hverandre ved hjelp av gravitasjonskrefter. Basert på den ekspanderende teorien.

Og hoveddelen av dette interstellar miljøer beveger seg også i sirkler... og i atmosfæren til planeter, interstellar onsdag tettest i bunnen.... Men opptil 10 % interstellar miljøer er utenfor disken og... så lik ut, men flyttet blant stjerner. Tidligere visste de ikke ...

Presentasjon: ...) gravitasjonsbundet system av stjerner, interstellar

...) et gravitasjonsbundet system av stjerner, interstellar gass, støv og mørk materie... som regel har de mye av interstellar gass, opptil 50 % av massen... galakser Uvanlige galakser Uvanlige galakser Blant Det er noen galakser som...

Presentasjon: Solar familie. solsystemet solsystemet planetsystem som inkluderer den sentrale stjernen solen og alle naturlige romobjekter,

lokal boble" sone med spredt høy temperatur interstellar gass. Av stjernene som tilhører 50 ... planetologi. Venus har den tetteste blant andre jordlignende planeter atmosfære, ... . Venus har den tetteste blant andre jordlignende planeter atmosfære, ...

Opprinnelsen til universet. Arbeidet med presentasjonen: Mezhuev Eduard Mezhuev Eduard Palitsyn Denis Palitsyn Denis Manuylov Alexey Manuylov Alexey MOU ungdomsskole 1

Stjernenes fødsel. Åpning interstellar stoffer. Åpning interstellar stoffer. Fra det som er dannet ... varsel. Men bortsett fra gass interstellar miljø i en liten mengde (ca. 1 ... varsel. Men i tillegg til gass inn interstellar miljø i små mengder (ca. 1 ...

Galaxy Galaxy (gammelgresk Γαλαξίας Melkeveien) er et gravitasjonsbundet system av stjerner, interstellar gass, støv og mørk materie.

system av stjerner interstellar gass, støv og... ONSDAG Interstellar gass er en foreldet gass onsdag fyller hele rommet mellom stjernene. Interstellar... gassen er gjennomsiktig. Full masse interstellar ...

interstellar gass, støv, mørk materie og...

kalt stort system fra stjernene interstellar gass, støv, mørk materie og... kalt et stort system av stjerner, interstellar gass, støv, mørk materie og... . I tillegg til individuelle stjerner og sjeldne interstellar miljøer, de fleste galakser inneholder mange ...

« Interstellar onsdag"Utført av en student i 7" C "klassen til NIS FMN, Astana Akzhigitov Dulat.

« Interstellar onsdag"Fullført elev 7" C ... stoffer fra stjernene i interstellar rom. Stoff fra... attraksjon og kastet ut i interstellar rom. Den kommer inn... men hopper over rødt. Konklusjon: Interstellar onsdag avgjørende for evolusjon...

Vanligvis inneholder galakser fra 10 millioner til flere billioner stjerner, som går i bane rundt et felles tyngdepunkt. I tillegg til individuelle stjerner, og sparsom.

I tillegg til individuelle stjerner, og sjeldne interstellar miljøer, en stor galakse er et stort system ... av stjerner, interstellar en del av galaksene inneholder mange flere ... stjerner med planetsystemer, skyer interstellar gass, kjerne. Galaxy i...

Fullført av: Filatova Galina Petrovna, lærer i fysikk, kommunal utdanningsinstitusjon "Koltalovskaya ungdomsskole" i Kalinin-distriktet i Tver-regionen.

Bak henne solvinden og interstellar materie blanding, gjensidig oppløse ... lenger enn Pluto og regnes som begynnelsen interstellar miljøer. Imidlertid antas det at regionen ... avslutter solsystemet og begynner interstellar plass er tvetydig. Sedna (...

Ministeriet for bolig, kommunale tjenester og energi i Kamchatka-territoriet statsfinansiert organisasjon«Regionalt senter for energiutvikling.

Bubble" sone med spredt høy temperatur interstellar gass ​​Den gjennomsnittlige avstanden til solen fra ... fotosyntese fra uorganiske elementer i miljøet miljøer– H2O vann og dioksid... dens gjennomføring: Skapelse av en gunstig økonomisk miljøer inkludert: forme...

... kalt et stort system av stjerner, interstellar gass, støv og mørk materie...

I tillegg til individuelle stjerner, og sjeldne interstellar miljøer, de fleste galakser inneholder mange ... tusenvis av lysår. Interstellar gass ​​er foreldet gass onsdag fyller all plass...

begynnelsen interstellar miljøer. Imidlertid antas det at området der tyngdekraften er tyngdekraften til heliosfæren Interstellar onsdag i... flere nyere supernovaer Local interstellar sky lokal boble interstellar miljø Relativt få stjerner...

Send ditt gode arbeid i kunnskapsbasen er enkelt. Bruk skjemaet nedenfor

Studenter, hovedfagsstudenter, unge forskere som bruker kunnskapsbasen i studiene og arbeidet vil være deg veldig takknemlig.

postet på http://www.allbest.ru/

KOMMUNE BUDSJETT GENERELT UTDANNINGSINSTITUSJON LYCEUM №11 I BYEN CHELYABINSK

abstrakt

nmen temaet:

"Gass- og støvkomplekser. interstellart medium»

Utført:

11. klasse elev

Kiseleva Polina Olegovna

Sjekket:

Lykasova Alevtina Pavlovna

Chelyabinsk 2015

OHODE

Introduksjon

1. ISM-forskningens historie

2. Hovedkomponenter i ISM

2.1 Interstellar gass

2.2 Interstellart støv

2.3 Interstellar sky

2.4 Kosmiske stråler

2.5 Interstellart magnetfelt

3. Fysiske trekk ved ISM

4. Tåker

4.1 Diffus (lys) tåke

4.2 Mørk tåke

5. Stråling

6. Evolusjon av det interstellare mediet

Konklusjon

Liste over kilder

INTRODUKSJON

Universet, i kjernen, er nesten tomt rom. Det var først relativt nylig at det var mulig å bevise at stjerner ikke eksisterer i absolutt tomhet og at verdensrommet ikke er helt gjennomsiktig. Stjerner opptar bare en liten del av det enorme universet. Materien og feltene som fyller det interstellare rommet inne i galakser kalles det interstellare mediet (ISM). Naturen til det interstellare mediet har tiltrukket seg oppmerksomheten til astronomer og forskere i århundrer. Begrepet "interstellart medium" ble først brukt av F. Bacon i 1626.

1. FORSKNINGSHISTORIEMZS

Tilbake på midten av 1800-tallet. russisk astronom V. Struve forsøkt med vitenskapelige metoder å finne udiskutable bevis for at rommet ikke er tomt, og lys fra fjerne stjerner absorberes i det, men til ingen nytte. interstellar middels skygass

Senere tysk astrofysiker F. Hartman gjennomførte en studie av spekteret til Delta Orion og studerte banebevegelsen til følgesvennene til Delta Orion-systemet og lyset som kommer fra stjernen. Etter å ha innsett at noe av lyset absorberes på vei til jorden, skrev Hartmann at "absorpsjonslinjen til kalsium er veldig svak", og også at "det viste seg å være noe overraskende at kalsiumlinjene ved en bølgelengde på 393,4 nanometer gjør det. ikke bevege seg i en periodisk divergens av linjespekter som er tilstede i spektroskopiske dobbeltstjerner. Den stasjonære naturen til disse linjene tillot Hartmann å antyde at gassen som er ansvarlig for absorpsjonen ikke er tilstede i atmosfæren til Delta Orion, men tvert imot er plassert utenfor stjernen og ligger mellom stjernen og observatøren. Denne studien var begynnelsen på studiet av det interstellare mediet.

Intensive studier av interstellar materie har gjort det mulig W. Pickering i 1912 for å si at "det interstellare absorberende mediet, som, som vist Kaptein, absorberer bare ved enkelte bølgelengder, kan indikere tilstedeværelsen av gass og gassformige molekyler som skytes ut av solen og stjernene.

Samme år 1912 PÅ.hess oppdaget kosmiske stråler, energiske ladede partikler som bombarderer jorden fra verdensrommet. Dette tillot noen forskere å si at de også fyller det interstellare mediet.

Etter Hartmanns forskning, i 1919, Eger mens han studerte absorpsjonslinjer ved bølgelengder på 589,0 og 589,6 nanometer i Delta Orion- og Beta Scorpio-systemene, oppdaget han natrium i det interstellare mediet.

Tilstedeværelsen av et absorberende sjeldne medium ble overbevisende vist for mindre enn hundre år siden, i første halvdel av 1900-tallet, ved å sammenligne de observerte egenskapene til fjerne stjernehoper i forskjellige avstander fra oss. Det ble gjort uavhengig av en amerikansk astronom Robert Trumpler(1896-1956) og sovjetisk astronom B.A.Vorontsov-Velyaminov(1904-1994). Det er snarere slik en av komponentene i det interstellare mediet ble oppdaget - fint støv, på grunn av hvilket det interstellare mediet ikke er helt gjennomsiktig, spesielt i retninger nær retningen til Melkeveien. Tilstedeværelsen av støv betydde at både den tilsynelatende lysstyrken og den observerte fargen til fjerne stjerner ble forvrengt, og for å vite deres sanne verdier var det nødvendig med en ganske komplisert beregning av utryddelse. Støv ble derfor oppfattet av astronomer som en uheldig hindring, og forstyrret studiet av fjerne objekter. Men samtidig oppsto interessen for studiet av støv som et fysisk medium – forskerne begynte å finne ut hvordan støvkorn oppstår og kollapser, hvordan støv reagerer på stråling, og hvilken rolle støv spiller i dannelsen av stjerner.

Med utviklingen av radioastronomi i andre halvdel av 1900-tallet. det ble mulig å studere det interstellare mediet ved dets radioutstråling. Som et resultat av målbevisste søk ble stråling av nøytrale hydrogenatomer oppdaget i det interstellare rommet med en frekvens på 1420 MHz (som tilsvarer en bølgelengde på 21 cm). Stråling ved denne frekvensen (eller, som de sier, i radiolinjen) ble spådd av den nederlandske astronomen Hendrik van de Hulst i 1944 på grunnlag av kvantemekanikk, og den ble oppdaget i 1951 etter beregningen av dens forventede intensitet av en sovjetisk astrofysiker I.S. Shklovsky. Shklovsky påpekte også muligheten for å observere stråling ulike molekyler i radioområdet, som faktisk senere ble oppdaget. Massen av interstellar gass, bestående av nøytrale atomer og veldig kald molekylær gass, viste seg å være omtrent hundre ganger større enn massen av forseldet støv. Men gassen er helt gjennomsiktig for synlig lys, så den kunne ikke oppdages med de samme metodene som støv ble oppdaget.

Med ankomsten av røntgenteleskoper installert på romobservatorier, ble en annen, den varmeste komponenten i det interstellare mediet, oppdaget - en svært forseldet gass med en temperatur på millioner og titalls millioner grader. Det er umulig å "se" denne gassen enten ved optiske observasjoner eller ved observasjoner i radiolinjer - mediet er for sjeldne og fullstendig ionisert, men likevel fyller det en betydelig brøkdel av volumet til hele galaksen vår.

Den raske utviklingen av astrofysikk, som studerer samspillet mellom materie og stråling i det ytre rom, samt fremveksten av nye observasjonsmuligheter, gjorde det mulig å studere i detalj de fysiske prosessene i det interstellare mediet. Hele vitenskapelige felt har dukket opp romgass dynamikk og romelektrodynamikk som studerer egenskapene til forsjeldne rommedier. Astronomer har lært å bestemme avstanden til gasskyer, å måle temperaturen, tettheten og trykket til gassen, dens kjemiske sammensetning, for å estimere bevegelseshastigheten til materie. I andre halvdel av 1900-tallet avslørte et komplekst bilde av den romlige fordelingen av det interstellare mediet og dets interaksjon med stjerner. Det viste seg at muligheten for fødsel av stjerner avhenger av tettheten og mengden av interstellar gass og støv, og stjernene (først av alt, den mest massive av dem), endrer på sin side egenskapene til det omkringliggende interstellare mediet - de varmer det, støtter den konstante bevegelsen av gass, fyller på mediet med stoffet deres endrer dens kjemiske sammensetning.

2. HOVEDKOMPONENTER I MLT

Det interstellare mediet inkluderer interstellar gass, støv (1 % av gassmassen), interstellare magnetiske felt, interstellar sky, kosmiske stråler og mørk materie. Den kjemiske sammensetningen til det interstellare mediet er et produkt av primær nukleosyntese og kjernefysisk fusjon i stjerner.

2 .1 Interstellar gass

Interstellar gass er et foreldet gassformig medium som fyller hele rommet mellom stjernene. Interstellar gass er gjennomsiktig. Den totale massen av interstellar gass i galaksen overstiger 10 milliarder solmasser, eller noen få prosent av den totale massen til alle stjernene i galaksen vår. Den gjennomsnittlige konsentrasjonen av interstellare gassatomer er mindre enn 1 atom per cm3. Gjennomsnittlig tetthet av gassen er ca. 10–21 kg/m3. Den kjemiske sammensetningen er omtrent den samme som for de fleste stjerner: den består av hydrogen og helium med en liten blanding av tyngre grunnstoffer. Avhengig av temperatur og tetthet er interstellar gass i molekylær, atomær eller ionisert tilstand. Ultrafiolette stråler, i motsetning til synlige lysstråler, absorberes av gassen og gir den sin energi. På grunn av dette varmer varme stjerner med sin ultrafiolette stråling opp den omkringliggende gassen til en temperatur på omtrent 10 000 K. Den oppvarmede gassen begynner selv å sende ut lys, og vi observerer den som en lyssterk gasståke. Den kaldere, "usynlige" gassen observeres ved radioastronomiske metoder. Hydrogenatomer i et foreldet medium sender ut radiobølger med en bølgelengde på omtrent 21 cm. Derfor forplanter strømmer av radiobølger seg kontinuerlig fra områder med interstellar gass. Ved å motta og analysere denne strålingen lærer forskerne om tettheten, temperaturen og bevegelsen til interstellar gass i verdensrommet.

2 .2 Interstellart støv

Interstellar støv er faste mikroskopiske partikler som sammen med interstellar gass fyller rommet mellom stjerner. Det antas for tiden at støvpartikler har en ildfast kjerne omgitt av organisk materiale eller isskal. Den kjemiske sammensetningen av kjernen bestemmes av atmosfæren der stjernene kondenseres. For eksempel, når det gjelder karbonstjerner, vil de være sammensatt av grafitt og silisiumkarbid.

Den typiske partikkelstørrelsen til interstellart støv er fra 0,01 til 0,2 mikron, den totale massen av støv er omtrent 1% av den totale massen av gass. Stjernelys varmer interstellart støv opp til flere titalls K, på grunn av hvilket interstellart støv er en kilde til langbølget infrarød stråling.

Støv påvirker også de kjemiske prosessene som foregår i det interstellare mediet: støvgranulat inneholder tunge grunnstoffer som brukes som katalysator i ulike kjemiske prosesser. Støvgranulat er også involvert i dannelsen av hydrogenmolekyler, noe som øker hastigheten på stjernedannelse i metallfattige skyer.

2 .3 interstellar sky

Den interstellare skyen er det generelle navnet på ansamlinger av gass, plasma og støv i våre og andre galakser. Med andre ord har den interstellare skyen en høyere tetthet enn den gjennomsnittlige tettheten til det interstellare mediet. Avhengig av tettheten, størrelsen og temperaturen til en gitt sky, kan hydrogenet i den være nøytralt, ionisert (det vil si i form av plasma) eller molekylært. Nøytrale og ioniserte skyer kalles noen ganger diffuse skyer, mens molekylære skyer kalles tette skyer.

Analyse av sammensetningen av interstellare skyer utføres ved å studere deres elektromagnetiske stråling ved hjelp av store radioteleskoper. Ved å undersøke emisjonsspekteret til en interstellar sky og sammenligne det med spekteret av spesifikke kjemiske elementer, kan man bestemme skyens kjemiske sammensetning.

Vanligvis er omtrent 70 % av massen til en interstellar sky hydrogen, resten er hovedsakelig helium. Skyer inneholder også spor av tunge grunnstoffer: metaller som kalsium, nøytrale eller i form av Ca+ (90%) og Ca++ (9%) kationer, og uorganiske forbindelser som vann, karbonmonoksid, hydrogensulfid, ammoniakk og hydrogencyanid.

2 .4 Kosmiske stråler

Kosmiske stråler - elementærpartikler og kjerner av atomer som beveger seg med høye energier i verdensrommet. Deres viktigste (men ikke den eneste) kilden er supernovaeksplosjoner.

Ekstragalaktiske og galaktiske stråler kalles vanligvis primære. Det er vanlig å kalle sekundære strømmer av partikler som passerer og transformerer seg i jordens atmosfære.

Kosmiske stråler er en del av naturlig stråling (bakgrunnsstråling) på jordoverflaten og i atmosfæren.

Det kjemiske spekteret av kosmiske stråler når det gjelder energi per nukleon består av mer enn 94 % av protoner, ytterligere 4 % av heliumkjerner (alfapartikler). Det er også kjerner av andre grunnstoffer, men deres andel er mye mindre.

Når det gjelder partikkelantall, er kosmiske stråler 90 prosent protoner, 7 prosent heliumkjerner, omtrent 1 prosent tyngre grunnstoffer og omtrent 1 prosent elektroner.

2 .5 Interstellart magnetfelt

Partiklene beveger seg i det svake magnetfeltet i det interstellare rommet, hvis induksjon er omtrent hundre tusen ganger mindre enn jordens magnetfelt. Det interstellare magnetfeltet, som virker på ladede partikler med en kraft som avhenger av deres energi, "forvirrer" partiklenes bane, og de endrer kontinuerlig retningen på deres bevegelse i galaksen. Ladede partikler som flyr i det interstellare magnetfeltet, avviker fra rette baner under påvirkning av Lorentz-kraften. Banene deres ser ut til å "snøre" på linjene med magnetisk induksjon.

3. FYSISKE FUNKSJONER AV ISM

· Mangel på lokal termodynamisk likevekt(LTR)- Med tilstanden til et system der de makroskopiske mengdene til dette systemet (temperatur, trykk, volum, entropi) forblir uendret i tid under forhold med isolasjon fra miljø.

· Termisk ustabilitet

Betingelsen om termisk likevekt er kanskje ikke oppfylt i det hele tatt. Det er et magnetfelt som motstår kompresjon med mindre det oppstår langs feltlinjer. For det andre er det interstellare mediet i konstant bevegelse og dets lokale egenskaper er i konstant endring, nye energikilder dukker opp i det og gamle forsvinner. For det tredje, i tillegg til termodynamisk ustabilitet, er det gravitasjons- og magnetohydrodynamiske. Og dette er uten å ta hensyn til noen form for katastrofer i form av supernovaeksplosjoner, tidevannspåvirkninger som passerer i nærheten av galakser, eller passasjen av selve gassen gjennom spiralgrenene til galaksen.

· Forbudte linjer og 21cm linje

Et særtrekk ved et optisk tynt medium er stråling i forbudte linjer. Forbudte linjer kalles linjer som er forbudt av seleksjonsreglene, det vil si at de kommer fra metastabile nivåer (kvasistabil likevekt). Den karakteristiske levetiden til et elektron på dette nivået er fra s til flere dager. Ved høye konsentrasjoner av partikler fjerner kollisjonen deres eksitasjonen og linjene blir ikke observert på grunn av ekstrem svakhet. Ved og lave tettheter avhenger ikke linjeintensiteten av overgangssannsynligheten, siden den lave sannsynligheten kompenseres av et stort antall atomer i metastabil tilstand. Hvis det ikke er noen LTE, bør populasjonen av energinivåer beregnes fra balansen mellom elementære prosesser for eksitasjon og deaktivering.

Den viktigste forbudte linjen til ISM er atomisk hydrogenradiolink 21cm. Denne linjen oppstår under overgangen mellom undernivåer av den hyperfine strukturen til hydrogennivået, assosiert med tilstedeværelsen av spinn i elektronet og protonet. Sannsynligheten for denne overgangen (det vil si 1 gang på 11 millioner år).

Studier av 21 cm radiolinjen gjorde det mulig å fastslå at det nøytrale hydrogenet i galaksen hovedsakelig er innelukket i et veldig tynt, 400 pcs tykt lag nær galaksens plan.

· Frossenhet av magnetfeltet.

Frossenhet av magnetfeltet betyr bevaring av den magnetiske fluksen gjennom enhver lukket ledende krets når den er deformert. Under laboratorieforhold kan den magnetiske fluksen betraktes som bevart i medier med høy elektrisk ledningsevne. I grensen for uendelig elektrisk ledningsevne, den uendelige elektrisk felt ville få strømmen til å stige til en uendelig verdi. Derfor bør en ideell leder ikke krysse magnetisk kraftlinjer, og dermed begeistre det elektriske feltet, men tvert imot, det skal trekke langs linjene til magnetfeltet, magnetfeltet viser seg å være, som det var, frosset inn i lederen.

Ekte romplasma er langt fra ideelt, og frysing skal forstås på den måten at det tar svært lang tid å endre flyten gjennom sløyfen. I praksis betyr dette at vi kan vurdere feltet som konstant mens skyen trekker seg sammen, roterer osv.

4. Tåker

Tåke- en del av det interstellare mediet, kjennetegnet ved sin stråling eller absorpsjon av stråling mot den generelle bakgrunnen til himmelen. Tåker består av støv, gass og plasma.

Den primære funksjonen som brukes i klassifiseringen av tåker er absorpsjon, eller emisjon eller spredning av lys fra dem, det vil si at i henhold til dette kriteriet er tåker delt inn i mørke og lyse.

Inndelingen av tåker i gassformige og støvete er stort sett vilkårlig: alle tåker inneholder både støv og gass. Denne inndelingen er historisk forskjellige måter observasjoner og emisjonsmekanismer: tilstedeværelsen av støv er tydeligst observert når mørke tåker absorberer stråling fra kilder som ligger bak dem og når refleksjon eller spredning, eller re-emisjon, inneholdt i strålingsstøv fra stjerner i nærheten eller i selve tåken; Den iboende strålingen til den gassformige komponenten i en tåke observeres når den ioniseres av ultrafiolett stråling fra en varm stjerne som befinner seg i tåken (H II-utslippsområder av ionisert hydrogen rundt stjerneassosiasjoner eller planetariske tåker) eller når det interstellare mediet varmes opp av en sjokkbølge på grunn av en supernovaeksplosjon eller virkningen av en kraftig stjernevind av stjerner av ulvetypen -- Raye.

4 .1 Diffus(lys)tåke

Diffus (lys) tåke -- I astronomi, et generelt begrep som brukes for å referere til lysemitterende tåker. De tre typene diffuse tåker er refleksjonståken, emisjonståken (hvorav de protoplanetariske, planetariske og H II-områdene er varianter), og supernova-resten.

· refleksjonståken

Refleksjonståker er skyer av gass og støv opplyst av stjerner. Hvis stjernen(e) er i eller nær en interstellar sky, men ikke er varm nok (varm) til å ionisere en betydelig mengde interstellart hydrogen rundt den, så er hovedkilden til optisk stråling fra stjernetåken stjernelys spredt av interstellart støv .

Spekteret til refleksjonståken er det samme som til stjernen som lyser opp den. Blant de mikroskopiske partiklene som er ansvarlige for lysspredning, er partikler av karbon (noen ganger kalt diamantstøv), samt partikler av jern og nikkel. De to siste samhandler med det galaktiske magnetfeltet, og derfor er det reflekterte lyset litt polarisert.

Refleksjonståker har vanligvis en blå fargetone fordi blått er mer effektivt spredt enn rødt (dette er en av grunnene til at himmelen er blå).

For tiden er rundt 500 refleksjonståker kjent, den mest kjente er rundt Pleiadene (stjernehopen). Den gigantiske røde (spektralklasse M1) stjernen Antares er omgitt av en stor rød refleksjonståke. Refleksjonståker finnes også ofte på stjernedannende steder.

I 1922 publiserte Hubble resultatene av studier av noen lyse tåker. I dette arbeidet utledet Hubble luminositetsloven for en refleksjonståke, som etablerer forholdet mellom vinkelstørrelsen til tåken ( R) og den tilsynelatende størrelsen på den lysende stjernen ( m):

hvor er en konstant avhengig av følsomheten til målingen.

· utslippståken

En emisjonståke er en sky av ionisert gass (plasma) som sender ut i det synlige fargeområdet til spekteret. Ionisering skjer på grunn av høyenergifotoner som sendes ut av den nærmeste varme stjernen. Det finnes flere typer utslippståker. Blant dem er H II-regionene, der dannelsen av nye stjerner skjer, og kildene til ioniserende fotoner er unge, massive stjerner, samt planetariske tåker, der den døende stjernen har forkastet sine øvre lag, og den eksponerte varme kjernen ioniserer dem.

Planetmrugtåkemness- et astronomisk objekt som består av et ionisert gasskall og en sentral stjerne, en hvit dverg. Planetariske tåker dannes under utstøtingen av de ytre lagene (skjellene) av røde kjemper og superkjemper med en masse på 2,5–8 solmasser i det siste stadiet av deres utvikling. En planetarisk tåke er et raskt bevegende (etter astronomiske standarder) fenomen som varer bare noen få titusenvis av år, mens levetiden til forfedrestjernen er flere milliarder år. For tiden er rundt 1500 planetariske tåker kjent i vår galakse.

Prosessen med dannelse av planetariske tåker, sammen med supernovaeksplosjoner, spiller en viktig rolle i den kjemiske utviklingen av galakser, og kaster inn interstellart rommateriale beriket med tunge elementer - produkter av stjernenukleosyntese (i astronomi anses alle grunnstoffer som tunge, med unntak av produktene fra den primære nukleosyntesen til Big Bang - hydrogen og helium som karbon, nitrogen, oksygen og kalsium).

De siste årene, ved hjelp av bilder tatt av Hubble-romteleskopet, var det mulig å finne ut at mange planetariske tåker har en svært kompleks og særegen struktur. Selv om omtrent en femtedel av dem er sirkumsfæriske, har de fleste ingen sfærisk symmetri. Mekanismene som gjør dannelsen av en slik variasjon av former mulig, er til dags dato ikke fullstendig belyst. Det antas at samspillet mellom stjernevinden og binærstjerner, magnetfeltet og det interstellare mediet kan spille en stor rolle i dette.

Planetariske tåker er for det meste dunkle objekter og er vanligvis ikke synlige for det blotte øye. Den første planetariske tåken som ble oppdaget var nebula manual i stjernebildet Vulpecula.

Den uvanlige naturen til planetariske tåker ble oppdaget på midten av 1800-tallet, med begynnelsen av bruken av spektroskopimetoden i observasjoner. William Huggins ble den første astronomen som fikk tak i spektrene til planetariske tåker - objekter som skilte seg ut for sine uvanlige. Da Huggins studerte spektrene til tåker NGC6543 (Cat's Eye), M27 (hantel), M57 (ringtåke i Lyra) og en rekke andre, viste det seg at spekteret deres er ekstremt forskjellig fra stjernespektrene: alle spektrene til stjerner som ble oppnådd på den tiden var absorpsjonsspektre (et kontinuerlig spektrum med et stort antall mørke linjer), mens spektrene til planetariske tåker viste seg å være emisjonsspektre med et lite antall emisjonslinjer , som indikerte deres natur, som er fundamentalt forskjellig fra stjernenes natur.

Planetariske tåker representerer det siste stadiet av utviklingen for mange stjerner. En typisk planetarisk tåke har en gjennomsnittlig lengde på ett lysår og består av svært foreldet gass med en tetthet på rundt 1000 partikler per cm3, som er ubetydelig sammenlignet med for eksempel tettheten til jordens atmosfære, men omtrent 10-100 ganger større enn tettheten til det interplanetære rommet i avstanden til jordens bane fra solen. Unge planetariske tåker har den høyeste tettheten, noen ganger når de 10 6 partikler per cm. Når stjernetåkene eldes, fører deres utvidelse til en reduksjon i tetthet. De fleste planetariske tåker er symmetriske og nesten sfæriske i utseende, noe som ikke hindrer dem i å ha mange svært komplekse former. Omtrent 10 % av planetariske tåker er praktisk talt bipolare, og bare et lite antall er asymmetriske. Til og med en rektangulær planetarisk tåke er kjent.

protoplanetær tåke er et astronomisk objekt som ikke eksisterer lenge mellom det tidspunktet en middels masse stjerne (1-8 solmasser) har forlatt den asymptotiske kjempegrenen (AGB) og den påfølgende planetariske tåkefasen (PT). Den protoplanetariske tåken skinner primært i det infrarøde og er en undertype av refleksjonståken.

RegionHII er en sky av varm gass og plasma, som når flere hundre lysår på tvers, som er et område med aktiv stjernedannelse. Unge varme blåhvite stjerner blir født i denne regionen, som sender ut rikelig med ultrafiolett lys, og dermed ioniserer den omkringliggende tåken.

H II-regioner kan føde tusenvis av stjerner over en periode på bare noen få millioner år. Til slutt sprer supernovaeksplosjoner og kraftige stjernevinder fra de mest massive stjernene i den resulterende stjernehopen regionens gasser, og den blir til en Pleiader-lignende gruppe.

Disse regionene har fått navnet sitt fra den store mengden ionisert atomisk hydrogen, referert til av astronomer som H II (HI-regionen er sonen for nøytralt hydrogen, og H 2 står for molekylært hydrogen). De kan sees på betydelige avstander i hele universet, og studiet av slike områder i andre galakser er viktig for å bestemme avstanden til sistnevnte, så vel som deres kjemiske sammensetning.

Eksempler er carina-tåken, tåke Tarantula,NGC 604 , Trapes av Orion, Barnards løkke.

· supernova-rest

supernova-rest(Engelsk) S øvreN egg R gjenværende, SNR ) er en gass- og støvformasjon, resultatet av en katastrofal eksplosjon av en stjerne som skjedde for mange ti eller hundre år siden og dens transformasjon til en supernova. Under eksplosjonen sprer supernovaskallet seg i alle retninger, og danner en sjokkbølge som utvider seg med en enorm hastighet, som dannes supernova-rest. Resten består av stjernemateriale som kastes ut av eksplosjonen og interstellart materiale absorbert av sjokkbølgen.

Sannsynligvis den vakreste og best studerte unge resten dannet av en supernova SN 1987 EN i den store magellanske skyen som brøt ut i 1987. Andre kjente supernovarester er krabbetåken, rest av en relativt nylig eksplosjon (1054), supernova-rest Stille (SN 1572) , oppkalt etter Tycho Brahe, som observerte og registrerte dens første lysstyrke umiddelbart etter utbruddet i 1572, så vel som resten Keplers supernova (SN 1604) oppkalt etter Johannes Kepler.

4 .2 Mørk tåke

En mørk tåke er en type interstellar sky som er så tett at den absorberer synlig lys fra emisjons- eller refleksjonståker (som f.eks. , Hestehodetåken) eller stjerner (for eksempel Kullsekktåken) bak det.

Lys absorberes av interstellare støvpartikler som befinner seg i de kaldeste og tetteste delene av molekylære skyer. Klynger og store komplekser av mørke tåker er assosiert med gigantiske molekylære skyer (GMO). Isolerte mørke tåker er oftest Bokkuler.

Slike skyer har en veldig uregelmessig form: de har ikke klart definerte grenser, noen ganger tar de på seg virvlende slangelignende bilder. De største mørke tåkene er synlige for det blotte øye, og vises som svarte flekker mot den lyse Melkeveien.

I de indre delene av mørke tåker finner ofte aktive prosesser sted: for eksempel fødsel av stjerner eller maserstråling.

5. STRÅLING

Stjernevind- prosessen med utstrømning av materie fra stjerner til det interstellare rommet.

Stoffet som stjerner er sammensatt av, kan under visse forhold overvinne tiltrekningen og skytes ut i det interstellare rommet. Dette skjer når en partikkel i atmosfæren til en stjerne akselererer til en hastighet som overstiger den andre kosmiske hastigheten for denne stjernen. Faktisk er hastigheten til partiklene som utgjør stjernevinden hundrevis av kilometer i sekundet.

Stjernevinden kan inneholde både ladede partikler og nøytrale.

Stjernevind er en stadig forekommende prosess som fører til en reduksjon i massen til en stjerne. Kvantitativt kan denne prosessen karakteriseres som mengden (massen) materie som stjernen mister per tidsenhet.

Stjernevinden kan spille en viktig rolle i stjernens utvikling: siden denne prosessen resulterer i en reduksjon i massen til en stjerne, avhenger levetiden til en stjerne av dens intensitet.

Stjernevinden er en måte å transportere materie over betydelige avstander i verdensrommet. I tillegg til at den i seg selv består av materie som strømmer fra stjerner, kan den virke på den omkringliggende interstellare materien og overføre deler av den til den. kinetisk energi. Dermed ble formen på utslippståken NGC 7635 "Bubble" dannet som et resultat av et slikt sammenstøt.

Ved utstrømning av materie fra flere stjerner med nær avstand, supplert med påvirkning av strålingen fra disse stjernene, er kondensering av interstellar materie mulig med påfølgende stjernedannelse.

Med en aktiv stjernevind kan mengden av utkastet stoff være tilstrekkelig til å danne en planetarisk tåke.

6. EVOLUTION AV DET INTERSTELLAR MEDIUM

Utviklingen av det interstellare mediet, eller for å være mer presis, den interstellare gassen, er nært knyttet til den kjemiske utviklingen av hele galaksen. Det ser ut til at alt er enkelt: stjerner absorberer gass, og kaster den deretter tilbake, beriker den med kjernefysiske forbrenningsprodukter - tunge elementer - og derfor bør metallisiteten gradvis øke.

Big Bang-teorien forutsier at hydrogen, helium, deuterium, litium og andre lette kjerner ble dannet under primordial nukleosyntese, som fortsatt deler seg på Hayashi-sporet eller protostjernestadiet. Med andre ord bør vi observere langlivede G-dverger med null metallisitet. Men ingen av disse er funnet i galaksen, dessuten har de fleste av dem en nesten solar metallisitet. I følge indirekte data kan det bedømmes at noe lignende finnes i andre galakser. For øyeblikket er saken åpen og venter på en avgjørelse.

Det var heller ikke støv i den primordiale interstellare gassen. Det antas nå at støvkorn dannes på overflaten av gamle kalde stjerner og etterlater det sammen med det utstrømmende stoffet.

KONKLUSJON

Studiet av et så komplekst system som "stjerner - interstellart medium" viste seg å være en svært vanskelig astrofysisk oppgave, spesielt med tanke på at den totale massen til det interstellare mediet i galaksen og dets kjemiske sammensetning langsomt endres under påvirkning av forskjellige faktorer. Derfor kan vi si at hele historien til vårt stjernesystem, som varer i milliarder av år, gjenspeiles i det interstellare mediet.

LISTE OVER KILDER

1) Materialer hentet fra www.wikipedia.org

2) Materialer hentet fra nettstedet www.krugosvet.ru

3) Materialer hentet fra www.bse.sci-lib.com

4) Materialer hentet fra nettstedet www.dic.academic.ru

Vert på Allbest.ru

Lignende dokumenter

Nebula som en del av det interstellare mediet, kjennetegnet ved sin stråling eller absorpsjon av stråling mot den generelle bakgrunnen til himmelen, dens varianter og former: emisjon, supernova-rester. Historien om fremveksten og utviklingen av noen tåker: Eagle, Hourglass.

presentasjon, lagt til 10.11.2012


Støv, gass og plasma som hovedkomponentene i tåken. Klassifisering av tåker, kjennetegn ved deres hovedtyper. Funksjoner av strukturen til diffuse, refleksjon, emisjon, mørke og planetariske tåker. Dannelse av en supernova-rest.

presentasjon, lagt til 20.12.2015


Beskrivelse av fenomenene nebula og solaktivitet. Studiet av galaktiske, sol- og kosmiske stråler, metoder for deres registrering. Egenskaper til det interstellare magnetfeltet. Funksjoner ved den romlige fordelingen av galakser. Ideer om utvidelsen av universet.

sammendrag, lagt til 01.06.2012


Stjernekjernen er den sentrale, kompakte delen av galaksen. Grunnleggende elementer i strukturen til galaksen. Åpne og kuleformede klynger. Egenskaper til interstellar gass. Generelt konsept om lyse gasståker. Planetariske, mørke tåker.

presentasjon, lagt til 28.09.2011


Kosmogoni som en vitenskap som studerer opprinnelsen og utviklingen av himmellegemer. Essensen av Jeans-hypotesen. Nebula, solens fødsel. Hovedstadiene i prosessen med transformasjon av nebulapartikler til planeter: partikkeladhesjon; varmer opp; vulkansk aktivitet.

sammendrag, lagt til 20.06.2011


romfartøyforskning naturlige ressurser Jord- og miljøkontrollserie Resurs-F. Hoved spesifikasjoner KA Resurs-F1 og fotoutstyr. Romfartøy av rommedisin og biologi romfartøy Bion, materialvitenskap Foton.

abstrakt, lagt til 08.06.2010


Stellar evolusjon - endringer av en stjerne i løpet av livet. Termonukleær fusjon og fødselen av stjerner; planetarisk tåke, protostjerner. Kjennetegn på unge stjerner, deres modenhet, senere år, død. Nøytronstjerner (pulsarer), hvite dverger, sorte hull.

presentasjon, lagt til 05.10.2012


Stadier av dannelsen av solsystemet. Sammensetningen av mediet til solens protoplanetariske skive, studiet av dens utvikling ved hjelp av en numerisk todimensjonal gassdynamisk modell, som tilsvarer den aksesymmetriske bevegelsen til det gassformige mediet i et gravitasjonsfelt.

semesteroppgave, lagt til 29.05.2012


Kjennetegn på stjernene. Stjerner i verdensrommet. En stjerne er en plasmakule. Dynamikk av stjerneprosesser. Solsystemet. Interstellart medium. Konseptet med stjerneutvikling. Prosessen med stjernedannelse. Stjerne som et dynamisk selvregulerende system.

sammendrag, lagt til 17.10.2008


Den åttende planeten fra solen. Noen parametere for planeten Neptun. Kjemisk sammensetning, fysiske forhold, struktur, atmosfære. Temperaturen på overflateområdene. Satellitter av Neptun, deres størrelser, egenskaper, historie med funn. Ringer av Neptun, magnetfelt.

Interstellar gass og støv.

Det interstellare mediet er materien og feltene som fyller det interstellare rommet inne i galakser. Sammensetning: interstellar gass, støv (1 % av gassmassen), interstellare magnetiske felt, kosmiske stråler og mørk materie. Hele det interstellare mediet er gjennomsyret av magnetiske felt, kosmiske stråler og elektromagnetisk stråling.

Interstellar gass er hovedkomponenten i det interstellare mediet. Interstellar gass er gjennomsiktig. Den totale massen av interstellar gass i galaksen overstiger 10 milliarder solmasser, eller noen få prosent av den totale massen til alle stjernene i galaksen vår. Den gjennomsnittlige konsentrasjonen av atomer i interstellar gass er mindre enn 1 atom per cm³. Dens hovedmasse er inneholdt nær galaksens plan i et lag flere hundre parsecs tykt. Gjennomsnittlig tetthet av gassen er ca. 10 −21 kg/m³. Den kjemiske sammensetningen er omtrent den samme som for de fleste stjerner: den består av hydrogen og helium (henholdsvis 90 % og 10 % av antall atomer) med en liten blanding av tyngre grunnstoffer (O, C, N, Ne, S , etc.).

Avhengig av temperatur og tetthet er interstellar gass i molekylær, atomær eller ionisert tilstand.

Hoveddataene om interstellar gass ble oppnådd ved radioastronomiske metoder, etter at radioutslippet av nøytralt atomært hydrogen ved en bølgelengde på 21 cm ble oppdaget i 1951. Det viste seg at atomært hydrogen, med en temperatur på 100 K, danner et lag 200 -300 stk tykk i disken til Galaxy i en avstand på 15 20 kpc fra midten. Ved å motta og analysere denne strålingen lærer forskerne om tettheten, temperaturen og bevegelsen til interstellar gass i verdensrommet.

Omtrent halvparten av den interstellare gassen er inneholdt i gigantiske molekylære skyer med en gjennomsnittlig masse på 10 ^ 5 solmasser og en diameter på omtrent 40 pc. På grunn av den lave temperaturen (ca. 10 K) og høy tetthet (opptil 10^3 partikler i 1 cm^3), kombineres hydrogen og andre grunnstoffer i disse skyene til molekyler.

Det er omtrent 4000 slike molekylære skyer i galaksen.

Regioner med ionisert hydrogen med en temperatur på 8000-10000 K manifesterer seg i det optiske området som lyse diffuse tåker.

Ultrafiolette stråler, i motsetning til synlige lysstråler, absorberes av gassen og gir den sin energi. På grunn av dette varmer varme stjerner med sin ultrafiolette stråling opp den omkringliggende gassen til en temperatur på omtrent 10 000 K. Den oppvarmede gassen begynner selv å sende ut lys, og vi observerer den som en lyssterk gasståke.

Det er disse tåkene som er indikatorer på stedene for pågående stjernedannelse.

Så i den store Orion-tåken, ved hjelp av Hubble-romteleskopet, ble protostjerner omgitt av protoplanetariske skiver oppdaget.

Den store Orion-tåken er den lyseste gass-tåken. Det er synlig gjennom en kikkert eller et lite teleskop.

En spesiell type tåker er planetariske tåker, som fremstår som svakt lysende skiver eller ringer som ligner planetariske skiver. De ble oppdaget i 1783 av W. Herschel, og nå er det mer enn 1200. I sentrum av en slik tåke er resten av en død rød kjempe – en varm hvit dverg eller nøytronstjerne. Under påvirkning av det indre trykket til gassen utvider den planetariske tåken seg med en hastighet på omtrent 20-40 km/s, mens tettheten til gassen avtar.

(Planetarisk nebula Timeglassbilde)

Interstellar støv er faste mikroskopiske partikler som sammen med interstellar gass fyller rommet mellom stjerner. Det antas nå at støvkorn har en ildfast kjerne omgitt av organisk materiale eller et isskall. Den kjemiske sammensetningen av kjernen bestemmes av atmosfæren der stjernene kondenseres. For eksempel, når det gjelder karbonstjerner, vil de være sammensatt av grafitt og silisiumkarbid.

Den typiske partikkelstørrelsen til interstellart støv er fra 0,01 til 0,2 mikron, den totale massen av støv er omtrent 1% av den totale massen av gass. Stjernelys varmer interstellart støv opp til flere titalls Kelvin, på grunn av dette er interstellart støv en kilde til langbølget infrarød stråling.

På grunn av støv er de tetteste gassformasjonene - molekylære skyer - praktisk talt ugjennomsiktige og ser ut som mørke områder på himmelen, nesten blottet for stjerner. Slike formasjoner kalles mørke diffuse tåker. (bilde)

Støv påvirker også de kjemiske prosessene som foregår i det interstellare mediet: støvgranulat inneholder tunge grunnstoffer som brukes som katalysator i ulike kjemiske prosesser. Støvgranulat er også involvert i dannelsen av hydrogenmolekyler, noe som øker hastigheten på stjernedannelse i metallfattige skyer.

Midler for å studere interstellart støv

• Fjernundervisning.
• Studier av mikrometeoritter for tilstedeværelse av inneslutninger av interstellart støv.
• Studie av havsedimenter for tilstedeværelse av kosmiske støvpartikler.
• Studiet av kosmiske støvpartikler tilstede i store høyder i jordens atmosfære.
• Oppskyting av romfartøy for å samle, studere og levere interstellare støvpartikler til jorden.

Interessant

• For et år jordens overflate mer enn 3 millioner tonn kosmisk støv faller, samt fra 350 tusen til 10 millioner tonn meteoritter - stein- eller metalllegemer som flyr inn i atmosfæren fra verdensrommet.
• Bare i løpet av de siste 500 årene har massen til planeten vår økt med en milliard tonn på grunn av kosmisk materie, som bare utgjør 1,7·10 -16 % av jordens masse. Imidlertid påvirker det tilsynelatende den årlige og daglige bevegelsen til planeten vår.

lysbilde 2

GALAKSE En galakse er et stort system av stjerner, interstellar gass, støv og mørk materie, bundet av gravitasjonskrefter. Vanligvis inneholder galakser fra 10 millioner til flere billioner stjerner, som går i bane rundt et felles tyngdepunkt. I tillegg til individuelle stjerner og et foreldet interstellart medium, inneholder de fleste galakser mange flere stjernesystemer, stjernehoper og forskjellige tåker. Diameteren til galakser varierer som regel fra flere tusen til flere hundre tusen lysår, og avstandene mellom dem er estimert til millioner av lysår.

lysbilde 3

Det er utallige stjerner på himmelen. Imidlertid, med det blotte øye i klart vær, kan bare rundt 2,5 tusen observeres i hver av halvkulene. Stjerner er ujevnt fordelt i universet, og danner galakser som består av et forskjellig antall stjerner: fra titusener til hundrevis av milliarder Det er et utallig antall galakser i hele universet. Stjernene er så langt unna oss at selv det kraftigste teleskopet kan sees som prikker. Den nærmeste stjernen til Solen, Proxima Centauri, er 4,25 lysår unna, og den nærmeste galaksen, Skyttens dverggalakse, er 80 000 lysår unna. Stjerner

lysbilde 4

Interstellar gass er et foreldet gassformig medium som fyller hele rommet mellom stjernene. Interstellar gass er gjennomsiktig. Den totale massen av interstellar gass i galaksen overstiger 10 milliarder solmasser, eller noen få prosent av den totale massen til alle stjernene i galaksen vår. Den kjemiske sammensetningen er omtrent den samme som for de fleste stjerner: den består av hydrogen og helium (henholdsvis 90 % og 10 % av antall atomer) med en liten blanding av tyngre grunnstoffer. Avhengig av temperatur og tetthet er interstellar gass i molekylær, atomær eller ionisert tilstand. Interstellar gass

lysbilde 5

Interstellart støv er en blanding av faste mikroskopiske partikler i den interstellare gassen. Den totale massen av interstellart støv er omtrent 1 % av gassmassen. Partikkelstørrelsen til interstellart støv er fra 0,01 til 0,02 mikron. Støvkornene har sannsynligvis en ildfast kjerne (grafitt, silikat eller metall) omgitt av organisk materiale eller et isskall. Nyere studier indikerer at støvpartikler generelt er ikke-sfæriske i form. Støv påvirker den optiske emisjonen av stjerner, noe som fører til absorpsjon, rødhet og polarisering av stjernelys. Interstellar støv

lysbilde 6

Generelt navn for en samling astronomiske objekter som er utilgjengelige for direkte observasjon moderne virkemidler astronomi (det vil si at den ikke sender ut elektromagnetisk stråling med tilstrekkelig intensitet for observasjoner), men kan observeres indirekte av gravitasjonseffektene som utøves på de observerte objektene. Det generelle problemet med skjult masse består av to problemer: astrofysisk, det vil si motsetningen mellom den observerte massen av gravitasjonsbundne objekter og deres systemer, slik som galakser og deres klynger, med deres observerte parametere bestemt av gravitasjonseffekter; kosmologisk - motsetninger i de observerte kosmologiske parametrene for den gjennomsnittlige tettheten til universet hentet fra astrofysiske data. Mørk materie

Lysbilde 7

Solen - den sentrale delen av solsystemet - er en varm ball av gass. Den er 750 ganger mer massiv enn alle andre kropper i solsystemet til sammen. Derfor kan alt i solsystemet grovt sett anses å dreie rundt solen. Solen veier mer enn jorden 330 000 ganger. En kjede av 109 planeter som vår kan plasseres på soldiameteren. Solen er den nærmeste stjernen til jorden, det er den eneste stjernen hvis synlige skive er synlig for det blotte øye. Alle andre stjerner som er lysår unna oss, selv når de sees gjennom kraftige teleskoper, avslører ingen detaljer om overflatene deres. Lys fra solen når oss på 8 og et tredje minutt. Ifølge en av hypotesene var det sammen med solen at planetsystemet vårt, Jorden, og deretter livet på den, ble dannet. Sol

Lysbilde 8

En parallell verden er en virkelighet som på en eller annen måte eksisterer samtidig med vår, men uavhengig av den. Denne selvstendige virkeligheten kan variere i størrelse fra et lite geografisk område til et helt univers. I en parallell verden foregår hendelser på sin egen måte, den kan skille seg fra vår verden både i individuelle detaljer og radikalt, i nesten alt. De fysiske lovene i den parallelle verden er ikke nødvendigvis like lovene i vår verden; spesielt er eksistensen i parallelle verdener av slike fenomener som magi noen ganger tillatt. En parallell verden

Lysbilde 9

Den store kosmonauten Yuri Alekseevich Gagarin ble født 9. mars 1934 i landsbyen Klushino i Gzhatsky-distriktet i den vestlige regionen av RSFSR, ikke langt fra byen Gzhatsk (senere omdøpt til byen Gagarin) i Gagarinsky-distriktet. Smolensk-regionen. Den 12. april 1961 ble Vostok-romfartøyet skutt opp fra Baikonur Cosmodrome for første gang i verden, om bord med pilot-kosmonaut Yuri Alekseevich Gagarin. For denne bragden ble han tildelt tittelen Hero Sovjetunionen, og fra 12. april 1962 ble dagen for Gagarins flukt ut i verdensrommet erklært som en høytid - kosmonautikkens dag. Yuri Alekseevich Gagarin DEN FØRSTE KOSMONAUTEN AV PLANETEN

Lysbilde 10

Kometer er små himmellegemer som har et tåkete utseende, som kretser rundt solen, vanligvis i langstrakte baner. Når de nærmer seg solen, danner kometer koma og noen ganger en hale av gass og støv. Kjernen er den faste delen av en komet, som har en relativt liten størrelse. Det dannes koma rundt kjernen til en aktiv komet (når den nærmer seg solen). Kometkjerner er sammensatt av is med tilsetning av kosmisk støv og frosne flyktige forbindelser: karbonmonoksid og karbondioksid, metan, ammoniakk. Kometer Ulyanovsk 2009

Se alle lysbildene