"คำถามเกี่ยวกับดาราศาสตร์" - การส่งภาพ เอ็มวี โลโมโนซอฟ สัญลักษณ์ทางดาราศาสตร์ใดที่ปรากฎบนธง ดาวเสาร์. Cacconi ที่ Morrison ได้แนวคิดที่ประณีตมาก แก้ปริศนาอักษรไขว้ ดาวพฤหัสบดี ดาวเคราะห์ของระบบสุริยะมีขนาดเล็กที่สุด พารามิเตอร์ทางกายภาพนี้ของร่างกายใด ๆ เท่ากับศูนย์ เมื่อวันที่ 4 ตุลาคม 2500 ด้วยความช่วยเหลือของจรวดอันทรงพลัง เขาได้ความเร็ว 28,000 กม. / ชม.

"การประชุมทางดาราศาสตร์" - การประชุม XI "ฟิสิกส์ของกาแล็กซี่" จัดขึ้นที่ไซต์ค่าย "Khrustalnaya" ในสภาพแวดล้อมที่งดงามของ Sverdlovsk การประชุมที่น่าจดจำกับ V.S. Oskanyan, N.S. P.E.Zakharova Ural มหาวิทยาลัยแห่งรัฐ

"วิธีการทางดาราศาสตร์" - การแผ่รังสีในสายวิทยุ เครื่องมือเสริมและวิธีการทางดาราศาสตร์ การวิจัยนอกกาแล็กซี่ ต. แมทธิวส์และเอ. แซนเดจ พื้นที่สังเกตการณ์ ทฤษฎีการเต้นเป็นจังหวะในแนวรัศมี เฮนดริก ฟาน เดอ ฮัลสท์ ดาราศาสตร์วิทยุนอกกาแล็กซี่ โรเบิร์ต ทรัมป์เลอร์. เปลวสุริยะ เป็น. ชโคลฟสกี วท.บ. คูการ์กิ้น.

"ดาราศาสตร์ฟิสิกส์" - การค้นพบดาวยูเรนัส การวัดพารัลแลกซ์ครั้งแรก เราได้ภาพโลกที่แตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง ภาพจากฮับเบิล การค้นพบที่ไม่คาดคิด มันทำงานอย่างไร. ดาวเคราะห์นอกระบบใดถูกค้นพบก่อน การค้นพบนี้ผลักดันขอบเขตของระบบสุริยะ การค้นพบสสารระหว่างดาว เป็นครั้งแรกที่มีการกำหนดมาตราส่วนระยะทางระหว่างดวงดาวได้อย่างน่าเชื่อถือ

"รังสีคอสมิกทางช้างเผือก" - แมกนีโตสเฟียร์ของโลก การติดตั้งภาคพื้นดิน ตัวอย่างของเครื่องตรวจจับแสง ประวัติการค้นพบรังสีคอสมิก รังสี. อนุภาค บรูโน่ รอสซี่. ดาวเทียม การปล่อยอิเล็กโทรสโคป ความโดดเด่นของแสงอาทิตย์ สมมติฐานทางวิทยาศาสตร์ครั้งแรก รังสีคอสมิก. การลงทะเบียน EAS บนพื้นดิน สหรัฐอเมริกา. การทดลอง สโกเบลทซิน. ผลการวัด

"รังสีคอสมิก" - กระบวนการศึกษา ภาคกลาง. Berkeley Lab เครื่องตรวจจับรังสีคอสมิก เครื่องตรวจจับประกายไฟ รังสีคอสมิก. รี-อิมิตเตอร์ การติดตั้งพายุ การประกอบประกายไฟ การรักษาเสถียรภาพทางความร้อนในการทำงาน เครื่องตรวจจับอิเล็กทรอนิกส์ เทคนิคการลงทะเบียน EAS การสื่อสาร แบบแผนของการประกอบการเรืองแสงวาบของเครื่องตรวจจับ

รวมในหัวข้อ 23 การนำเสนอ

การนำเสนอ: เนบิวลาและกระจุกดาว zelobservatory.ru

เนบิวลา? เนบิวลาเป็นพล็อต ดวงดาว สิ่งแวดล้อมซึ่งมีความโดดเด่นด้วยการปล่อยหรือการดูดซับ ... รอบตัวมันเองเป็นจำนวนมาก ดวงดาวไฮโดรเจน (และกลายเป็นความมืด... ดวงดาว สนามแม่เหล็กและ ดวงดาว สิ่งแวดล้อม. ในภาพ: โครงสร้างของสมมาตร ...

ดาวที่มีระบบดาวเคราะห์ เมฆ ดวงดาวแก๊ส, แกน กาแล็กซี่ใน ... ส่วนหนึ่งของดวงดาวและเกือบทุกอย่าง ดวงดาวสสารกระจุกตัวอยู่ในดิสก์... รัศมีสุริยะนับพัน 3. ดวงดาวแก๊ส - ส่วนประกอบ ดวงดาว สิ่งแวดล้อมซึ่งประกอบด้วยอนุภาคฝุ่น ...

การนำเสนอ: กาแล็กซีคืออะไร? ดาราจักรเป็นระบบดาวขนาดใหญ่ที่ดาวฤกษ์เชื่อมต่อกันด้วยแรงโน้มถ่วง ตามทฤษฎีการขยายตัว

และส่วนหลักของเรื่องนี้ ดวงดาว สิ่งแวดล้อมยังเคลื่อนที่เป็นวงกลม... และในชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ ดวงดาว วันพุธช่วงล่างแน่นที่สุด .... อย่างไรก็ตามมากถึง 10% ดวงดาว สิ่งแวดล้อมอยู่นอกดิสก์และ... ดูเหมือนแต่ย้าย ท่ามกลางดารา เมื่อก่อนไม่รู้...

การนำเสนอ: ...) ระบบดาวที่มีแรงโน้มถ่วง ดวงดาว

...) ระบบดาวที่มีแรงโน้มถ่วง ดวงดาวแก๊ส ฝุ่น และสสารมืด...ตามกฎมีมาก ดวงดาวก๊าซมากถึง 50% ของมวล... ท่ามกลางมีกาแล็กซีบางดวงที่...

การนำเสนอ: ครอบครัวโซลาร์ ระบบสุริยะ ระบบสุริยะ ระบบสุริยะที่มีดาวกลาง ดวงอาทิตย์ และวัตถุในอวกาศทั้งหมด

ฟองสบู่ท้องถิ่น" โซนอุณหภูมิสูงกระจาย ดวงดาวแก๊ส. ของดวงดาวที่เป็นของ 50 ... ดาวเคราะห์วิทยา ดาวศุกร์มีความหนาแน่นมากที่สุด ท่ามกลางบรรยากาศดาวเคราะห์คล้ายโลกอื่น ... . ดาวศุกร์มีความหนาแน่นมากที่สุด ท่ามกลางบรรยากาศดาวเคราะห์คล้ายโลกอื่น ๆ ...

ต้นกำเนิดของจักรวาล ทำงานในการนำเสนอ: Mezhuev Eduard Mezhuev Eduard Palitsyn Denis Palitsyn Denis Manuylov Alexey Manuylov Alexey MOU โรงเรียนมัธยม 1

การเกิดของดวงดาว เปิด ดวงดาวสาร เปิด ดวงดาวสาร จากสิ่งที่ก่อตัวขึ้น ... แจ้งให้ทราบ แต่นอกจากแก๊ส ดวงดาว สิ่งแวดล้อมในปริมาณเล็กน้อย (ประมาณ 1 ... ข้อสังเกต แต่นอกเหนือจากก๊าซใน ดวงดาว สิ่งแวดล้อมในปริมาณน้อย (ประมาณ 1 ...

กาแล็กซีดาราจักร (กรีกโบราณ Γαλαξίας ทางช้างเผือก) เป็นระบบดาวฤกษ์ที่มีแรงโน้มถ่วง ดวงดาวก๊าซ ฝุ่น และสสารมืด

ระบบดวงดาว ดวงดาวแก๊ส ฝุ่น และ... วันพุธก๊าซระหว่างดวงดาวเป็นก๊าซหายาก วันพุธเติมเต็มช่องว่างระหว่างดวงดาว ดวงดาว...แก๊สใส. มวลเต็ม ดวงดาว ...

ดวงดาวแก๊ส ฝุ่น สสารมืด และ...

เรียกว่า ระบบใหญ่จากดวงดาว ดวงดาวก๊าซ ฝุ่น สสารมืด และ... เรียกว่าระบบดาวขนาดใหญ่ ดวงดาวแก๊ส ฝุ่น สสารมืด และ... . นอกจากดาราเดี่ยวและแรร์แล้ว ดวงดาว สิ่งแวดล้อม, ดาราจักรส่วนใหญ่ประกอบด้วย ...

« ดวงดาว วันพุธ"ดำเนินการโดยนักเรียนระดับ 7" C "ของ NIS FMN, Astana Akzhigitov Dulat

« ดวงดาว วันพุธ"นักเรียนจบ7"ซี ...สารจากดาวใน ดวงดาวช่องว่าง. สารจาก... แรงดึงดูดและขับออกมา ดวงดาวช่องว่าง. มาครับ...แต่ข้ามสีแดง บทสรุป: ดวงดาว วันพุธจำเป็นต่อการวิวัฒนาการ...

โดยปกติดาราจักรจะมีดาวตั้งแต่ 10 ล้านถึงหลายล้านล้านดวง โคจรรอบจุดศูนย์ถ่วงร่วม นอกจากดวงดาวแต่ละดวงและกระจัดกระจาย

นอกจากดาวแต่ละดวงแล้ว ยังทำให้หายากอีกด้วย ดวงดาว สิ่งแวดล้อม, กาแล็กซี่ขนาดใหญ่เป็นระบบขนาดใหญ่ ... ของดวงดาว, ดวงดาวส่วนหนึ่งของดาราจักรประกอบด้วย ... ดาวฤกษ์หลายดวงที่มีระบบดาวเคราะห์ เมฆ ดวงดาวแก๊ส, แกน กาแล็กซี่ใน...

เสร็จสมบูรณ์โดย: Filatova Galina Petrovna ครูสอนฟิสิกส์ สถาบันการศึกษาเทศบาล "โรงเรียนมัธยม Koltalovskaya" ของเขต Kalinin ของภูมิภาคตเวียร์

ข้างหลังเธอคือลมสุริยะและ ดวงดาวสสารผสมละลายกัน ... ไกลกว่าดาวพลูโตและถือเป็นจุดเริ่มต้น ดวงดาว สิ่งแวดล้อม. อย่างไรก็ตามสันนิษฐานว่าภูมิภาค ... สิ้นสุดระบบสุริยะและเริ่ม ดวงดาวพื้นที่มีความคลุมเครือ เซดน่า (...

กระทรวงการเคหะ บริการชุมชน และพลังงานของดินแดนคัมชัตกา องค์กรของรัฐ“ศูนย์พัฒนาพลังงานภูมิภาค

โซนฟองสบู่ที่มีอุณหภูมิสูงกระจายตัว ดวงดาวก๊าซ ระยะทางเฉลี่ยของดวงอาทิตย์จาก ... การสังเคราะห์ด้วยแสงจากองค์ประกอบอนินทรีย์ของสิ่งแวดล้อม สิ่งแวดล้อม– น้ำ H2O และไดออกไซด์... การนำไปใช้: การสร้างเศรษฐกิจที่เอื้ออำนวย สิ่งแวดล้อมรวมทั้ง: ขึ้นรูป...

...เรียกว่าระบบดาวขนาดใหญ่ ดวงดาวแก๊ส ฝุ่น และสสารมืด...

นอกจากดาวแต่ละดวงแล้ว ยังทำให้หายากอีกด้วย ดวงดาว สิ่งแวดล้อมกาแล็กซีส่วนใหญ่ประกอบด้วย ... หลายพันปีแสง ดวงดาวก๊าซเป็นก๊าซที่หายาก วันพุธเต็มพื้นที่...

การเริ่มต้น ดวงดาว สิ่งแวดล้อม. อย่างไรก็ตาม สันนิษฐานว่าบริเวณที่แรงโน้มถ่วงเป็นแรงโน้มถ่วงของเฮลิโอสเฟียร์ ดวงดาว วันพุธใน... ซุปเปอร์โนวาหลายตัวล่าสุด Local ดวงดาวฟองสบู่ในพื้นที่ ดวงดาว สิ่งแวดล้อมดาวค่อนข้างน้อย...

ส่งงานที่ดีของคุณในฐานความรู้เป็นเรื่องง่าย ใช้แบบฟอร์มด้านล่าง

นักศึกษา นักศึกษาระดับบัณฑิตศึกษา นักวิทยาศาสตร์รุ่นเยาว์ที่ใช้ฐานความรู้ในการศึกษาและการทำงานจะขอบคุณอย่างยิ่ง

โพสต์เมื่อ http://www.allbest.ru/

งบประมาณเทศบาล สถาบันการศึกษาทั่วไป LYCEUM №11 ของเมือง CHELYABINSK

บทคัดย่อ

นแต่หัวข้อ:

"คอมเพล็กซ์ก๊าซและฝุ่น. สื่อระหว่างดวงดาว»

ดำเนินการ:

นักเรียนชั้น ป.11

Kiseleva Polina Olegovna

ตรวจสอบแล้ว:

Lykasova Alevtina Pavlovna

Chelyabinsk 2015

อู๋ศีรษะ

บทนำ

1. ประวัติการวิจัย ISM

2. องค์ประกอบหลักของ ISM

2.1 ก๊าซระหว่างดวงดาว

2.2 ฝุ่นระหว่างดวงดาว

2.3 เมฆระหว่างดวงดาว

2.4 รังสีคอสมิก

2.5 สนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว

3. ลักษณะทางกายภาพของ ISM

4. เนบิวลา

4.1 เนบิวลากระจาย (สว่าง)

4.2 เนบิวลามืด

5. รังสี

6. วิวัฒนาการของสสารระหว่างดวงดาว

บทสรุป

รายการแหล่งที่มา

การแนะนำ

แกนกลางของจักรวาลเกือบจะเป็นพื้นที่ว่าง เพิ่งจะเปรียบเทียบได้ไม่นานนี้เองที่พิสูจน์ได้ว่าดาวไม่มีอยู่ในความว่างเปล่าอย่างแท้จริง และอวกาศรอบนอกไม่โปร่งใสทั้งหมด ดวงดาวครอบครองเพียงส่วนเล็ก ๆ ของจักรวาลอันกว้างใหญ่ สสารและสนามที่เติมช่องว่างระหว่างดวงดาวภายในดาราจักรเรียกว่าตัวกลางระหว่างดวงดาว (ISM) ธรรมชาติของสสารในอวกาศดึงดูดความสนใจของนักดาราศาสตร์และนักวิทยาศาสตร์มาเป็นเวลาหลายศตวรรษ คำว่า "สื่อระหว่างดวงดาว" ถูกใช้ครั้งแรกโดยเอฟ. เบคอนในปี 1626

1. ประวัติการวิจัยMZS

ย้อนกลับไปในช่วงกลางศตวรรษที่ 19 นักดาราศาสตร์ชาวรัสเซีย V. Struveทดลองโดยวิธีการทางวิทยาศาสตร์เพื่อค้นหาหลักฐานที่เถียงไม่ได้ว่าอวกาศไม่ได้ว่างเปล่า และแสงจากดวงดาวที่อยู่ห่างไกลก็ถูกดูดกลืนเข้าไป แต่ก็ไม่เป็นผล ก๊าซเมฆกลางระหว่างดวงดาว

ภายหลังนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวเยอรมัน F. Hartmanได้ทำการศึกษาสเปกตรัมของเดลต้าโอไรออนและศึกษาการเคลื่อนที่ในวงโคจรของระบบดาวนายพรานและแสงที่มาจากดาว เมื่อตระหนักว่าแสงบางส่วนถูกดูดกลืนระหว่างทางมายังโลก Hartmann เขียนว่า "เส้นการดูดซึมของแคลเซียมอ่อนแอมาก" และ "กลับกลายเป็นว่าค่อนข้างน่าแปลกใจที่เส้นแคลเซียมที่ความยาวคลื่น 393.4 นาโนเมตรทำได้ ไม่เคลื่อนที่เป็นระยะ ๆ ของสเปกตรัมเส้นที่มีอยู่ในดาวคู่สเปกโตรสโกปี ธรรมชาติที่หยุดนิ่งของเส้นเหล่านี้ทำให้ฮาร์ทมันน์แนะนำว่าก๊าซที่รับผิดชอบในการดูดกลืนนั้นไม่มีอยู่ในชั้นบรรยากาศของสามเหลี่ยมปากแม่น้ำปากแม่น้ำ (Delta Orion) แต่ในทางกลับกัน ตั้งอยู่นอกดาวฤกษ์และตั้งอยู่ระหว่างดาวฤกษ์กับผู้สังเกต การศึกษาครั้งนี้เป็นจุดเริ่มต้นของการศึกษาสื่อระหว่างดวงดาว

การศึกษาสสารระหว่างดวงดาวอย่างเข้มข้นทำให้เป็นไปได้ ว. พิกเคอริงในปี พ.ศ. 2455 ได้กล่าวไว้ว่า "ตัวกลางดูดกลืนระหว่างดวงดาว ซึ่งดังรูป กัปตันดูดซับที่ความยาวคลื่นบางช่วงเท่านั้น อาจบ่งบอกถึงการมีอยู่ของโมเลกุลก๊าซและก๊าซที่ดวงอาทิตย์และดวงดาวพุ่งออกมา

ในปีเดียวกัน พ.ศ. 2455 ที่.เฮสส์ค้นพบรังสีคอสมิก อนุภาคประจุพลังที่พุ่งกระหน่ำโลกจากอวกาศ สิ่งนี้ทำให้นักวิจัยบางคนระบุว่าพวกเขายังเติมสื่อระหว่างดวงดาวด้วย

หลังจากการวิจัยของ Hartmann ในปี 1919 เอเกอร์ในขณะที่ศึกษาเส้นดูดกลืนที่ความยาวคลื่น 589.0 และ 589.6 นาโนเมตรในระบบ Delta Orion และ Beta Scorpio เขาค้นพบโซเดียมในตัวกลางระหว่างดวงดาว

การมีอยู่ของตัวกลางแรร์ฟิดดูดซับนั้นแสดงให้เห็นอย่างน่าเชื่อถือเมื่อไม่ถึงร้อยปีที่แล้ว ในช่วงครึ่งแรกของศตวรรษที่ 20 โดยการเปรียบเทียบคุณสมบัติที่สังเกตได้ของกระจุกดาวที่ห่างไกลจากเราในระยะทางที่ต่างกัน นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันทำโดยอิสระ โรเบิร์ต ทรัมป์เลอร์(2439-2499) และนักดาราศาสตร์โซเวียต ปริญญาตรีVorontsov-Velyaminov(พ.ศ. 2447-2537) แต่นี่คือวิธีการค้นพบหนึ่งในองค์ประกอบของสสารระหว่างดาว นั่นคือฝุ่นละเอียด เนื่องจากตัวกลางในอวกาศไม่โปร่งใสโดยสมบูรณ์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในทิศทางที่ใกล้กับทิศทางของทางช้างเผือก การปรากฏตัวของฝุ่นหมายความว่าทั้งความสว่างที่ปรากฏและสีที่สังเกตได้ของดาวที่อยู่ห่างไกลนั้นบิดเบี้ยว และเพื่อที่จะทราบค่าที่แท้จริงของพวกมัน การคำนวณการสูญพันธุ์ที่ค่อนข้างซับซ้อนจึงเป็นสิ่งจำเป็น นักดาราศาสตร์จึงมองว่าฝุ่นเป็นอุปสรรคที่โชคร้าย ซึ่งขัดขวางการศึกษาวัตถุที่อยู่ห่างไกล แต่ในขณะเดียวกัน ก็มีความสนใจในการศึกษาฝุ่นในฐานะสื่อทางกายภาพ - นักวิทยาศาสตร์เริ่มค้นหาว่าเม็ดฝุ่นเกิดขึ้นและยุบตัวอย่างไร ฝุ่นตอบสนองต่อรังสีอย่างไร และฝุ่นมีบทบาทอย่างไรในการก่อตัวของดาว

ด้วยการพัฒนาดาราศาสตร์วิทยุในช่วงครึ่งหลังของศตวรรษที่ 20 มันเป็นไปได้ที่จะศึกษาสื่อระหว่างดวงดาวด้วยการปล่อยคลื่นวิทยุ ผลจากการค้นหาโดยตั้งใจ พบว่ามีการแผ่รังสีของอะตอมไฮโดรเจนเป็นกลางในอวกาศระหว่างดวงดาวที่ความถี่ 1420 MHz (ซึ่งสอดคล้องกับความยาวคลื่น 21 ซม.) นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ทำนายการแผ่รังสีที่ความถี่นี้ (หรืออย่างที่พวกเขาพูดในสายวิทยุ) เฮนดริก ฟาน เดอ ฮูลสท์ในปี 1944 บนพื้นฐานของกลศาสตร์ควอนตัม และมันถูกค้นพบในปี 1951 หลังจากการคำนวณความเข้มที่คาดหวังโดยนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์โซเวียต I.S. Shklovsky. Shklovsky ยังชี้ให้เห็นถึงความเป็นไปได้ในการสังเกตรังสี โมเลกุลต่างๆในย่านวิทยุซึ่งถูกค้นพบในภายหลัง มวลของก๊าซระหว่างดวงดาวซึ่งประกอบด้วยอะตอมที่เป็นกลางและก๊าซโมเลกุลที่เย็นจัดมาก กลับกลายเป็นว่ามากกว่ามวลของฝุ่นที่หายากประมาณร้อยเท่า แต่ก๊าซนั้นโปร่งใสอย่างสมบูรณ์ต่อแสงที่มองเห็นได้ ดังนั้นจึงไม่สามารถตรวจจับได้ด้วยวิธีเดียวกับที่ค้นพบฝุ่น

ด้วยการถือกำเนิดของกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์ที่ติดตั้งในหอสังเกตการณ์อวกาศ อีกองค์ประกอบที่ร้อนแรงที่สุดของสสารในอวกาศถูกค้นพบ ซึ่งเป็นก๊าซที่หายากมากซึ่งมีอุณหภูมิหลายล้านและหลายสิบล้านองศา เป็นไปไม่ได้ที่จะ "เห็น" ก๊าซนี้ไม่ว่าจะโดยการสังเกตด้วยแสงหรือการสังเกตในสายวิทยุ - ตัวกลางนั้นหายากเกินไปและแตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ แต่อย่างไรก็ตามมันเติมส่วนสำคัญของปริมาตรของกาแลคซีทั้งหมดของเรา

การพัฒนาอย่างรวดเร็วของฟิสิกส์ดาราศาสตร์ซึ่งศึกษาปฏิสัมพันธ์ของสสารและการแผ่รังสีในอวกาศ รวมถึงการเกิดขึ้นของความเป็นไปได้ใหม่ๆ ในการสังเกตการณ์ ทำให้สามารถศึกษารายละเอียดกระบวนการทางกายภาพในตัวกลางระหว่างดวงดาวได้ สาขาวิทยาศาสตร์ทั้งหมดได้เกิดขึ้นแล้ว พลวัตของก๊าซอวกาศและ อิเล็กโทรไดนามิกส์อวกาศที่ศึกษาคุณสมบัติของสื่ออวกาศแรร์ไฟด์ นักดาราศาสตร์ได้เรียนรู้ที่จะกำหนดระยะทางไปยังเมฆก๊าซ การวัดอุณหภูมิ ความหนาแน่น และความดันของก๊าซ องค์ประกอบทางเคมีของก๊าซ เพื่อประเมินความเร็วของการเคลื่อนที่ของสสาร ในช่วงครึ่งหลังของศตวรรษที่ 20 เผยให้เห็นภาพที่ซับซ้อนของการกระจายตัวเชิงพื้นที่ของตัวกลางระหว่างดาวและการมีปฏิสัมพันธ์กับดวงดาว ปรากฎว่าความเป็นไปได้ของการเกิดของดาวขึ้นอยู่กับความหนาแน่นและปริมาณของก๊าซและฝุ่นในอวกาศ และดวงดาว (อย่างแรกคือ มวลมากที่สุด) ในทางกลับกัน จะเปลี่ยนคุณสมบัติของสสารระหว่างดาวโดยรอบ - พวกเขาให้ความร้อนสนับสนุนการเคลื่อนที่ของก๊าซอย่างต่อเนื่องเติมตัวกลางด้วยสารที่เปลี่ยนองค์ประกอบทางเคมี

2. องค์ประกอบหลักของ MLT

สื่อระหว่างดวงดาวประกอบด้วยก๊าซระหว่างดวงดาว ฝุ่น (1% ของมวลก๊าซ) สนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว เมฆระหว่างดวงดาว รังสีคอสมิก และสสารมืด องค์ประกอบทางเคมีของสสารระหว่างดาวเป็นผลคูณของการสังเคราะห์นิวเคลียสเบื้องต้นและนิวเคลียสฟิวชันในดาวฤกษ์

2 .1 ก๊าซระหว่างดวงดาว

ก๊าซระหว่างดวงดาวเป็นก๊าซที่มีธาตุหายากซึ่งเติมช่องว่างทั้งหมดระหว่างดาวฤกษ์ ก๊าซระหว่างดวงดาวมีความโปร่งใส มวลรวมของก๊าซระหว่างดวงดาวในกาแลคซี่มีมวลมากกว่า 10,000 ล้านมวลดวงอาทิตย์ หรือไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลรวมของดาวทั้งหมดในกาแลคซี่ของเรา ความเข้มข้นเฉลี่ยของอะตอมของก๊าซระหว่างดวงดาวมีค่าน้อยกว่า 1 อะตอมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ความหนาแน่นเฉลี่ยของก๊าซอยู่ที่ประมาณ 10–21 กก./ลบ.ม. องค์ประกอบทางเคมีนั้นใกล้เคียงกับของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ มันประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมที่มีส่วนผสมของธาตุที่หนักกว่าเล็กน้อย ก๊าซระหว่างดวงดาวอยู่ในสถานะโมเลกุล อะตอม หรือไอออไนซ์ ทั้งนี้ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิและความหนาแน่น รังสีอัลตราไวโอเลตซึ่งแตกต่างจากรังสีแสงที่มองเห็นได้จะถูกดูดซับโดยก๊าซและให้พลังงานแก่พวกมัน ด้วยเหตุนี้ ดาวร้อนที่มีการแผ่รังสีอัลตราไวโอเลตของพวกมันจึงทำให้ก๊าซรอบข้างร้อนขึ้นจนถึงอุณหภูมิประมาณ 10,000 เค ก๊าซที่ให้ความร้อนเริ่มเปล่งแสงออกมาเอง และเราสังเกตว่ามันเป็นเนบิวลาก๊าซสว่าง ก๊าซที่ "มองไม่เห็น" ที่เย็นกว่านั้นถูกสังเกตโดยวิธีดาราศาสตร์ทางวิทยุ อะตอมของไฮโดรเจนในตัวกลางที่แรรไฟจะปล่อยคลื่นวิทยุที่ความยาวคลื่นประมาณ 21 ซม. ดังนั้น กระแสของคลื่นวิทยุจึงแพร่กระจายอย่างต่อเนื่องจากบริเวณของก๊าซระหว่างดวงดาว โดยการรับและวิเคราะห์รังสีนี้ นักวิทยาศาสตร์จะได้เรียนรู้เกี่ยวกับความหนาแน่น อุณหภูมิ และการเคลื่อนที่ของก๊าซระหว่างดวงดาวในอวกาศ

2 .2 ฝุ่นระหว่างดวงดาว

ฝุ่นระหว่างดวงดาวเป็นอนุภาคขนาดเล็กจิ๋วที่เติมช่องว่างระหว่างดวงดาวพร้อมกับก๊าซระหว่างดวงดาว ปัจจุบันเชื่อกันว่าอนุภาคฝุ่นมีแกนวัสดุทนไฟล้อมรอบด้วย อินทรียฺวัตถุหรือเปลือกน้ำแข็ง องค์ประกอบทางเคมีของนิวเคลียสถูกกำหนดโดยบรรยากาศที่ดาวฤกษ์รวมตัวกัน ตัวอย่างเช่น ในกรณีของดาวคาร์บอน จะประกอบด้วยกราไฟต์และซิลิกอนคาร์ไบด์

ขนาดอนุภาคทั่วไปของฝุ่นระหว่างดวงดาวอยู่ระหว่าง 0.01 ถึง 0.2 ไมครอน มวลรวมของฝุ่นจะอยู่ที่ประมาณ 1% ของมวลรวมของก๊าซ แสงดาวทำให้ฝุ่นในอวกาศร้อนขึ้นถึงหลายสิบ K เนื่องจากฝุ่นในอวกาศเป็นแหล่งกำเนิดรังสีอินฟราเรดคลื่นยาว

ฝุ่นยังส่งผลกระทบต่อกระบวนการทางเคมีที่เกิดขึ้นในตัวกลางระหว่างดวงดาวด้วย: เม็ดฝุ่นมีองค์ประกอบหนักที่ใช้เป็นตัวเร่งปฏิกิริยาในหลาย ๆ กระบวนการทางเคมี. เม็ดฝุ่นยังเกี่ยวข้องกับการก่อตัวของโมเลกุลไฮโดรเจน ซึ่งจะเพิ่มอัตราการก่อตัวดาวในเมฆที่มีโลหะไม่ดี

2 .3 เมฆระหว่างดวงดาว

เมฆระหว่างดวงดาวเป็นชื่อทั่วไปสำหรับการสะสมของก๊าซ พลาสมา และฝุ่นในดาราจักรของเราและดาราจักรอื่นๆ กล่าวอีกนัยหนึ่ง เมฆระหว่างดวงดาวมีความหนาแน่นสูงกว่าความหนาแน่นเฉลี่ยของตัวกลางระหว่างดวงดาว ขึ้นอยู่กับความหนาแน่น ขนาด และอุณหภูมิของเมฆที่กำหนด ไฮโดรเจนในนั้นสามารถเป็นกลาง แตกตัวเป็นไอออน (นั่นคือ ในรูปของพลาสมา) หรือโมเลกุล เมฆที่เป็นกลางและแตกตัวเป็นไอออนบางครั้งเรียกว่าเมฆกระจายในขณะที่เมฆโมเลกุลเรียกว่าเมฆหนาแน่น

การวิเคราะห์องค์ประกอบของเมฆระหว่างดวงดาวดำเนินการโดยศึกษาการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าโดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่ โดยการตรวจสอบสเปกตรัมการปล่อยของเมฆระหว่างดวงดาวและเปรียบเทียบกับสเปกตรัมขององค์ประกอบทางเคมีที่เฉพาะเจาะจง เราสามารถกำหนดองค์ประกอบทางเคมีของเมฆได้

โดยปกติประมาณ 70% ของมวลเมฆระหว่างดวงดาวจะเป็นไฮโดรเจน ส่วนที่เหลือส่วนใหญ่เป็นฮีเลียม เมฆยังมีร่องรอยของธาตุหนัก เช่น โลหะ เช่น แคลเซียม เป็นกลางหรือในรูปของ Ca+ (90%) และ Ca++ (9%) ไพเพอร์ และสารประกอบอนินทรีย์ เช่น น้ำ คาร์บอนมอนอกไซด์ ไฮโดรเจนซัลไฟด์ แอมโมเนีย และไฮโดรเจนไซยาไนด์

2 .4 รังสีคอสมิก

รังสีคอสมิก - อนุภาคมูลฐานและนิวเคลียสของอะตอมที่เคลื่อนที่ด้วยพลังงานสูงในอวกาศ แหล่งที่มาหลัก (แต่ไม่ใช่เพียงแหล่งเดียว) คือการระเบิดซูเปอร์โนวา

รังสีเอกซ์ตราดาราจักรและดาราจักรมักเรียกว่าปฐมภูมิ เป็นเรื่องปกติที่จะเรียกกระแสรองของอนุภาคที่ผ่านและเปลี่ยนรูปในชั้นบรรยากาศของโลก

รังสีคอสมิกเป็นส่วนประกอบของรังสีธรรมชาติ (รังสีพื้นหลัง) บนพื้นผิวโลกและในชั้นบรรยากาศ

สเปกตรัมเคมีของรังสีคอสมิกในแง่ของพลังงานต่อนิวคลีออนประกอบด้วยโปรตอนมากกว่า 94% อีก 4% ของนิวเคลียสฮีเลียม (อนุภาคอัลฟา) นอกจากนี้ยังมีนิวเคลียสขององค์ประกอบอื่น ๆ แต่ส่วนแบ่งของพวกมันนั้นน้อยกว่ามาก

ในแง่ของจำนวนอนุภาค รังสีคอสมิกประกอบด้วยโปรตอน 90 เปอร์เซ็นต์ นิวเคลียสฮีเลียม 7 เปอร์เซ็นต์ ธาตุที่หนักกว่าประมาณ 1 เปอร์เซ็นต์ และอิเล็กตรอนประมาณ 1 เปอร์เซ็นต์

2 .5 สนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว

อนุภาคเคลื่อนที่ในสนามแม่เหล็กอ่อนของอวกาศระหว่างดวงดาว ซึ่งมีการเหนี่ยวนำน้อยกว่าสนามแม่เหล็กโลกประมาณแสนเท่า สนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาวซึ่งกระทำการกับอนุภาคที่มีประจุด้วยแรงที่ขึ้นอยู่กับพลังงานของพวกมัน จะ "สร้างความสับสน" ให้กับวิถีของอนุภาค และพวกมันเปลี่ยนทิศทางการเคลื่อนที่ของพวกมันในดาราจักรอย่างต่อเนื่อง อนุภาคประจุที่ลอยอยู่ในสนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาวจะเบี่ยงเบนจากวิถีโคจรตรงภายใต้อิทธิพลของแรงลอเรนซ์ วิถีของพวกมันดูเหมือน "ลม" บนเส้นเหนี่ยวนำแม่เหล็ก

3. คุณสมบัติทางกายภาพของ ISM

· ขาดสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ในท้องถิ่น(LTR)- กับสถานะของระบบที่ปริมาณมหภาคของระบบนี้ (อุณหภูมิ ความดัน ปริมาตร เอนโทรปี) ยังคงไม่เปลี่ยนแปลงในเวลาภายใต้เงื่อนไขของการแยกจาก สิ่งแวดล้อม.

· ความไม่เสถียรทางความร้อน

สภาวะสมดุลทางความร้อนอาจไม่เป็นที่น่าพอใจเลย มีสนามแม่เหล็กที่ต้านทานแรงอัด เว้นแต่จะเกิดขึ้นตามแนวสนาม ประการที่สอง สสารในอวกาศเคลื่อนที่ตลอดเวลาและคุณสมบัติในท้องถิ่นมีการเปลี่ยนแปลงตลอดเวลา มีแหล่งพลังงานใหม่ปรากฏขึ้นและพลังงานเก่าจะหายไป ประการที่สามนอกเหนือจากความไม่แน่นอนทางอุณหพลศาสตร์แล้วยังมีความโน้มถ่วงและแมกนีโตไฮโดรไดนามิกอีกด้วย และนี่คือโดยไม่คำนึงถึงความหายนะใด ๆ ในรูปแบบของการระเบิดของซุปเปอร์โนวา อิทธิพลของกระแสน้ำที่ส่งผ่านในบริเวณใกล้เคียงของดาราจักร หรือการผ่านของก๊าซเองผ่านกิ่งก้านก้นหอยของดาราจักร

· เส้นต้องห้ามและเส้น21ซม.

ลักษณะเด่นของตัวกลางที่มีความบางแบบออปติคัลคือการแผ่รังสีใน เส้นต้องห้าม. เส้นต้องห้ามเรียกว่าเส้นที่ถูกห้ามโดยกฎการเลือก กล่าวคือ เส้นเหล่านี้มาจากระดับ metastable (สมดุลกึ่งเสถียร) ลักษณะอายุขัยของอิเล็กตรอนในระดับนี้คือตั้งแต่ s ถึงหลายวัน ที่อนุภาคที่มีความเข้มข้นสูง การชนกันของพวกมันจะขจัดแรงกระตุ้นและเส้นจะไม่ถูกสังเกตเนื่องจากจุดอ่อนที่รุนแรง ที่และความหนาแน่นต่ำ ความเข้มของเส้นไม่ได้ขึ้นอยู่กับความน่าจะเป็นในการเปลี่ยน เนื่องจากความน่าจะเป็นต่ำจะได้รับการชดเชยด้วยอะตอมจำนวนมากในสถานะที่แพร่กระจายได้ หากไม่มี LTE ประชากรของระดับพลังงานควรคำนวณจากความสมดุลของกระบวนการพื้นฐานของการกระตุ้นและการปิดใช้งาน

บรรทัดต้องห้ามที่สำคัญที่สุดของ ISM คือ ลิงค์วิทยุอะตอมไฮโดรเจน 21ซม. เส้นนี้เกิดขึ้นระหว่างการเปลี่ยนแปลงระหว่างระดับย่อยของโครงสร้างไฮเปอร์ไฟน์ของระดับไฮโดรเจน ซึ่งสัมพันธ์กับการมีอยู่ของสปินในอิเล็กตรอนและโปรตอน ความน่าจะเป็นของการเปลี่ยนแปลงนี้ (นั่นคือ 1 ครั้งใน 11 ล้านปี)

การศึกษาของสายคลื่นวิทยุขนาด 21 ซม. ทำให้สามารถระบุได้ว่าไฮโดรเจนที่เป็นกลางในดาราจักรส่วนใหญ่ถูกล้อมรอบด้วยชั้นบางๆ หนา 400 ชิ้นใกล้ระนาบของดาราจักร

· ความเยือกแข็งของสนามแม่เหล็ก

ความเยือกแข็งของสนามแม่เหล็กหมายถึงการรักษาฟลักซ์แม่เหล็กผ่านวงจรการนำไฟฟ้าแบบปิดใดๆ เมื่อมีการเปลี่ยนรูป ภายใต้สภาวะของห้องปฏิบัติการ ฟลักซ์แม่เหล็กสามารถถูกจัดเก็บไว้ในสื่อที่มีค่าการนำไฟฟ้าสูงได้ ในขีดจำกัดของการนำไฟฟ้าอนันต์ ค่าน้อยสุด สนามไฟฟ้าจะทำให้กระแสเพิ่มขึ้นเป็นค่าอนันต์ ดังนั้น ตัวนำในอุดมคติจึงไม่ควรข้ามสนามแม่เหล็ก เส้นแรงและทำให้สนามไฟฟ้าตื่นเต้น แต่ในทางกลับกัน มันควรจะลากไปตามเส้นของสนามแม่เหล็ก สนามแม่เหล็กจะกลายเป็นเหมือนที่เคยเป็น ถูกแช่แข็งในตัวนำ

พลาสมาในอวกาศจริงอยู่ไกลจากอุดมคติ และการแช่แข็งควรเข้าใจในแง่ที่ว่ามันใช้เวลานานมากในการเปลี่ยนการไหลผ่านลูป ในทางปฏิบัติ นี่หมายความว่าเราสามารถพิจารณาว่าพื้นที่นั้นคงที่ในขณะที่คลาวด์หดตัว หมุนไป ฯลฯ

4. เนบิวลา

เนบิวลา- ส่วนหนึ่งของสสารในอวกาศ โดดเด่นด้วยการแผ่รังสีหรือการดูดกลืนรังสีกับพื้นหลังทั่วไปของท้องฟ้า เนบิวลาประกอบด้วยฝุ่น ก๊าซ และพลาสมา

คุณสมบัติหลักที่ใช้ในการจำแนกเนบิวลาคือการดูดกลืนแสง การปล่อยหรือการกระเจิงของแสง นั่นคือตามเกณฑ์นี้ เนบิวลาแบ่งออกเป็นความมืดและแสง

การแบ่งเนบิวลาออกเป็นก๊าซและฝุ่นเป็นส่วนใหญ่โดยพลการ: เนบิวลาทั้งหมดมีทั้งฝุ่นและก๊าซ ส่วนนี้เป็นประวัติศาสตร์ วิธีทางที่แตกต่างกลไกการสังเกตและการปล่อย: การมีอยู่ของฝุ่นจะสังเกตเห็นได้ชัดเจนที่สุดเมื่อเนบิวลามืดดูดซับรังสีจากแหล่งกำเนิดที่อยู่ด้านหลัง และเมื่อมีการสะท้อน กระเจิง หรือการปล่อยซ้ำ ซึ่งบรรจุอยู่ในฝุ่นของรังสีจากดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงหรือในเนบิวลาเอง การแผ่รังสีที่แท้จริงขององค์ประกอบที่เป็นก๊าซของเนบิวลาจะสังเกตได้เมื่อถูกทำให้แตกตัวเป็นไอออนโดยรังสีอัลตราไวโอเลตจากดาวร้อนที่อยู่ในเนบิวลา (บริเวณที่ปล่อย H II ของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนรอบๆ ความสัมพันธ์ของดาวหรือเนบิวลาดาวเคราะห์) หรือเมื่อตัวกลางระหว่างดวงดาวถูกทำให้ร้อนด้วย คลื่นกระแทกที่เกิดจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวาหรือผลกระทบของลมดาวอันทรงพลังของดาวประเภทหมาป่า - Raye

4 .1 กระจาย(แสงสว่าง)เนบิวลา

เนบิวลากระจาย (แสง) -- ในทางดาราศาสตร์ คำทั่วไปที่ใช้เพื่ออ้างถึงเนบิวลาเปล่งแสง เนบิวลากระจายสามประเภท ได้แก่ เนบิวลาสะท้อนแสง เนบิวลาการแผ่รังสี (ซึ่งพื้นที่กำเนิดดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์ และ H II มีความหลากหลาย) และส่วนที่เหลือของซุปเปอร์โนวา

· เนบิวลาสะท้อนแสง

เนบิวลาสะท้อนแสงเป็นเมฆก๊าซและฝุ่นที่ส่องสว่างด้วยดวงดาว หากดาวฤกษ์อยู่ในหรือใกล้เมฆระหว่างดวงดาวแต่ไม่ร้อนพอ (ร้อน) ที่จะแตกตัวเป็นไอออนไฮโดรเจนในดวงดาวจำนวนมากรอบๆ ตัวมัน แหล่งกำเนิดรังสีเชิงแสงหลักจากเนบิวลาก็คือแสงจากดวงดาวที่กระจัดกระจายโดยฝุ่นในอวกาศ .

สเปกตรัมของเนบิวลาสะท้อนแสงนั้นเหมือนกับของดาวที่ส่องสว่าง ในบรรดาอนุภาคขนาดเล็กที่มีหน้าที่ในการกระเจิงของแสง ได้แก่ อนุภาคคาร์บอน (บางครั้งเรียกว่าฝุ่นเพชร) เช่นเดียวกับอนุภาคเหล็กและนิกเกิล สองอันสุดท้ายมีปฏิสัมพันธ์กับสนามแม่เหล็กของกาแลคซี ดังนั้นแสงสะท้อนจึงมีโพลาไรซ์เล็กน้อย

เนบิวลาสะท้อนแสงมักจะมีโทนสีน้ำเงินเนื่องจากสีน้ำเงินกระจายอย่างมีประสิทธิภาพมากกว่าสีแดง (นี่คือสาเหตุหนึ่งที่ทำให้ท้องฟ้าเป็นสีฟ้า)

ปัจจุบันรู้จักเนบิวลาสะท้อนแสงประมาณ 500 ดวง ซึ่งมีชื่อเสียงมากที่สุดอยู่รอบกลุ่มดาวลูกไก่ (กระจุกดาว) Antares ดาวสีแดงขนาดยักษ์ (คลาสสเปกตรัม M1) ล้อมรอบด้วยเนบิวลาสะท้อนแสงสีแดงขนาดใหญ่ เนบิวลาสะท้อนแสงมักพบในบริเวณที่เกิดดาว

ในปี 1922 ฮับเบิลตีพิมพ์ผลการศึกษาเนบิวลาสว่างบางดวง ในงานนี้ ฮับเบิลได้รับกฎความส่องสว่างสำหรับเนบิวลาสะท้อนแสง ซึ่งกำหนดความสัมพันธ์ระหว่างขนาดเชิงมุมของเนบิวลา ( R) และขนาดปรากฏของดาวที่ส่องสว่าง ( ม):

โดยที่ค่าคงที่ขึ้นอยู่กับความไวของการวัด

· ปล่อยเนบิวลา

เนบิวลาการปล่อยก๊าซคือเมฆก๊าซไอออไนซ์ (พลาสมา) ที่เปล่งออกมาในช่วงสีที่มองเห็นได้ของสเปกตรัม การแตกตัวเป็นไอออนเกิดขึ้นเนื่องจากโฟตอนพลังงานสูงที่ปล่อยออกมาจากดาวร้อนที่ใกล้ที่สุด เนบิวลาการแผ่รังสีมีหลายประเภท ในหมู่พวกเขาคือบริเวณ H II ซึ่งมีการก่อตัวของดาวฤกษ์ใหม่และแหล่งที่มาของโฟตอนไอออไนซ์คือดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีมวลสูงรวมถึง เนบิวลาดาวเคราะห์โดยที่ดาวฤกษ์ที่กำลังจะตายได้ทิ้งชั้นบนของมัน และแกนร้อนที่เปิดเผยออกมาจะแตกตัวเป็นไอออน

ดาวเคราะห์มข้าวไรย์หมอกมเนส- วัตถุทางดาราศาสตร์ที่ประกอบด้วยเปลือกก๊าซแตกตัวเป็นไอออนและดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลางซึ่งเป็นดาวแคระขาว เนบิวลาดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นในระหว่างการดีดออกของชั้นนอก (เปลือก) ของดาวยักษ์แดงและยักษ์ใหญ่ที่มีมวล 2.5–8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ที่ระยะสุดท้ายของการวิวัฒนาการ เนบิวลาดาวเคราะห์เป็นปรากฏการณ์ที่เคลื่อนที่เร็ว (ตามมาตรฐานทางดาราศาสตร์) ซึ่งกินเวลาเพียงไม่กี่หมื่นปี ในขณะที่อายุขัยของดาวบรรพบุรุษนั้นอยู่ที่หลายพันล้านปี ปัจจุบันรู้จักเนบิวลาดาวเคราะห์ประมาณ 1,500 ดวงในดาราจักรของเรา

กระบวนการก่อตัวของเนบิวลาดาวเคราะห์พร้อมกับการระเบิดของซุปเปอร์โนวามีบทบาทสำคัญในวิวัฒนาการทางเคมีของกาแลคซีโดยโยนเข้าไปในวัสดุอวกาศระหว่างดวงดาวที่อุดมด้วยธาตุหนัก - ผลิตภัณฑ์จากการสังเคราะห์นิวคลีโอชันของดาว (ในทางดาราศาสตร์ องค์ประกอบทั้งหมดถือว่าหนักด้วย ยกเว้นผลิตภัณฑ์ของการสังเคราะห์นิวเคลียสเบื้องต้นของบิกแบง - ไฮโดรเจนและฮีเลียม เช่น คาร์บอน ไนโตรเจน ออกซิเจน และแคลเซียม)

ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา ด้วยความช่วยเหลือของภาพที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล เป็นไปได้ที่จะพบว่าเนบิวลาดาวเคราะห์จำนวนมากมีโครงสร้างที่ซับซ้อนและแปลกประหลาดมาก แม้ว่าประมาณหนึ่งในห้าจะเป็นทรงกลม แต่ส่วนใหญ่ไม่มีความสมมาตรของทรงกลมเลย กลไกในการก่อตัวของรูปแบบต่างๆ ดังกล่าวยังคงเป็นไปจนถึงปัจจุบัน ซึ่งยังไม่มีการอธิบายอย่างถี่ถ้วน เป็นที่เชื่อกันว่าปฏิสัมพันธ์ของลมดาวและดาวคู่ สนามแม่เหล็ก และตัวกลางระหว่างดวงดาวสามารถมีบทบาทอย่างมากในเรื่องนี้

เนบิวลาดาวเคราะห์ส่วนใหญ่เป็นวัตถุสลัว และโดยทั่วไปไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า เนบิวลาดาวเคราะห์ดวงแรกที่ค้นพบคือ เนบิวลาดัมเบลในกลุ่มดาว Vulpecula

ลักษณะผิดปกติของเนบิวลาดาวเคราะห์ถูกค้นพบในช่วงกลางของศตวรรษที่ 19 โดยมีการเริ่มต้นใช้วิธีสเปกโทรสโกปีในการสังเกตการณ์ วิลเลียม ฮักกินส์กลายเป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่ได้รับสเปกตรัมของเนบิวลาดาวเคราะห์ - วัตถุที่โดดเด่นจากความผิดปกติ เมื่อฮักกินส์ศึกษาสเปกตรัมของเนบิวลา NGC6543 (ตาแมว), M27 (ดัมเบล), เอ็ม57 (เนบิวลาวงแหวนในไลรา)และอีกจำนวนหนึ่ง ปรากฎว่าสเปกตรัมของพวกมันแตกต่างจากสเปกตรัมของดาวอย่างมาก: สเปกตรัมของดาวทั้งหมดที่ได้รับในเวลานั้นคือสเปกตรัมดูดกลืน (สเปกตรัมต่อเนื่องที่มีเส้นมืดจำนวนมาก) ในขณะที่สเปกตรัมของ เนบิวลาดาวเคราะห์กลายเป็นสเปกตรัมการแผ่รังสีที่มีเส้นการแผ่รังสีจำนวนน้อย ซึ่งบ่งบอกถึงธรรมชาติของพวกมัน ซึ่งโดยพื้นฐานแล้วแตกต่างจากธรรมชาติของดาวฤกษ์

เนบิวลาดาวเคราะห์เป็นตัวแทนของขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวหลายดวง เนบิวลาดาวเคราะห์ทั่วไปมีความยาวเฉลี่ยหนึ่งปีแสงและประกอบด้วยก๊าซที่หายากมากซึ่งมีความหนาแน่นประมาณ 1,000 อนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ซึ่งถือว่าเล็กน้อยเมื่อเทียบกับความหนาแน่นของชั้นบรรยากาศของโลก แต่ประมาณ 10-100 มากกว่าความหนาแน่นของอวกาศระหว่างดาวเคราะห์หลายเท่า ณ ระยะโคจรของโลกจากดวงอาทิตย์ เนบิวลาดาวเคราะห์น้อยมีความหนาแน่นสูงสุด บางครั้งถึง 10 6 อนุภาคต่อซม. เมื่ออายุของเนบิวลา การขยายตัวทำให้ความหนาแน่นลดลง เนบิวลาดาวเคราะห์ส่วนใหญ่มีลักษณะสมมาตรและเกือบจะเป็นทรงกลม ซึ่งไม่ได้ป้องกันไม่ให้มีรูปร่างที่ซับซ้อนมาก ประมาณ 10% ของเนบิวลาดาวเคราะห์เป็นไบโพลาร์ และมีเพียงจำนวนน้อยเท่านั้นที่ไม่สมมาตร แม้แต่เนบิวลาดาวเคราะห์สี่เหลี่ยมก็เป็นที่รู้จัก

เนบิวลาก่อกำเนิดดาวเคราะห์เป็นวัตถุทางดาราศาสตร์ที่ไม่มีอยู่นานระหว่างเวลาที่ดาวมวลปานกลาง (มวล 1-8 เท่าดวงอาทิตย์) ได้ออกจากกิ่งก้านยักษ์ที่ไม่มีซีมโทติก (AGB) และระยะเนบิวลาดาวเคราะห์ (PT) ที่ตามมา เนบิวลาก่อกำเนิดดาวเคราะห์ส่องสว่างเป็นหลักในอินฟราเรดและเป็นชนิดย่อยของเนบิวลาสะท้อนแสง

ภาคชมIIเป็นเมฆของก๊าซร้อนและพลาสมา ซึ่งมีความยาวหลายร้อยปีแสง ซึ่งเป็นพื้นที่ของการก่อตัวดาวฤกษ์ที่กระฉับกระเฉง ดาวฤกษ์สีขาวอมฟ้าอายุน้อยเกิดในภูมิภาคนี้ ซึ่งปล่อยแสงอัลตราไวโอเลตออกมาอย่างมากมาย ซึ่งจะทำให้เนบิวลาโดยรอบแตกตัวเป็นไอออน

ภูมิภาค H II สามารถให้กำเนิดดาวหลายพันดวงในระยะเวลาเพียงไม่กี่ล้านปี ในที่สุด การระเบิดของซุปเปอร์โนวาและลมดาวที่มีกำลังแรงจากดาวมวลสูงที่สุดในกระจุกดาวที่เป็นผลลัพธ์จะกระจายก๊าซในบริเวณนั้น และกลายเป็นกลุ่มที่มีลักษณะคล้ายดาวลูกไก่

บริเวณเหล่านี้ได้ชื่อมาจากไฮโดรเจนอะตอมที่แตกตัวเป็นไอออนจำนวนมาก ซึ่งนักดาราศาสตร์เรียกว่า H II (บริเวณ HI คือโซนของไฮโดรเจนที่เป็นกลาง และ H 2 ย่อมาจากไฮโดรเจนระดับโมเลกุล) พวกมันสามารถเห็นได้ในระยะทางไกล ๆ ทั่วทั้งจักรวาล และการศึกษาบริเวณดังกล่าวที่ตั้งอยู่ในดาราจักรอื่นมีความสำคัญต่อการกำหนดระยะห่างจากดาราจักรหลังสุด เช่นเดียวกับองค์ประกอบทางเคมีของพวกมัน

ตัวอย่างคือ เนบิวลาคาริน่า, เนบิวลาทารันทูล่า,NGC 604 , ห้อยโหนของ Orion, ห่วงของบาร์นาร์ด.

· ซากซุปเปอร์โนวา

ซากซุปเปอร์โนวา(ภาษาอังกฤษ) ส uperนู๋ ova R emnant, SNR ) คือการก่อตัวของก๊าซและฝุ่น ซึ่งเป็นผลมาจากการระเบิดครั้งใหญ่ของดาวฤกษ์ที่เกิดขึ้นเมื่อหลายสิบหรือหลายร้อยปีก่อนและกลายเป็นซุปเปอร์โนวา ระหว่างการระเบิด เปลือกซุปเปอร์โนวาจะกระจัดกระจายไปทุกทิศทุกทาง ทำให้เกิดคลื่นกระแทกที่ขยายตัวด้วยความเร็วมหาศาลซึ่งก่อตัวขึ้น ซากซุปเปอร์โนวา. ส่วนที่เหลือประกอบด้วยสสารของดาวฤกษ์ที่พุ่งออกมาโดยการระเบิดและสสารระหว่างดวงดาวที่ดูดซับโดยคลื่นกระแทก

อาจเป็นเศษเล็กเศษน้อยที่สวยงามและได้รับการศึกษาดีที่สุดซึ่งเกิดจากมหานวดารา SN 1987 อาในเมฆแมเจลแลนใหญ่ที่ปะทุในปี 1987 ซากซุปเปอร์โนวาที่รู้จักกันดีอื่นๆ ได้แก่ เนบิวลาปู, เศษซากของการระเบิดเมื่อไม่นานนี้ (1054), เศษซากซุปเปอร์โนวา เงียบ (SN 1572) ได้รับการตั้งชื่อตาม Tycho Brahe ซึ่งสังเกตและบันทึกความสว่างเริ่มต้นทันทีหลังจากการระบาดในปี ค.ศ. 1572 รวมทั้งส่วนที่เหลือ ซุปเปอร์โนวาของเคปเลอร์ (SN 1604) ตั้งชื่อตามโยฮันเนส เคปเลอร์

4 .2 เนบิวลามืด

เนบิวลามืดเป็นเมฆระหว่างดวงดาวชนิดหนึ่งที่มีความหนาแน่นมากจนดูดกลืนแสงที่มองเห็นได้จากเนบิวลาการแผ่รังสีหรือการสะท้อนแสง (เช่น , เนบิวลาหัวม้า) หรือดาว (เช่น เนบิวลากระสอบถ่านหิน) ข้างหลังมัน.

แสงถูกดูดกลืนโดยอนุภาคฝุ่นระหว่างดวงดาวซึ่งอยู่ในส่วนที่เย็นที่สุดและหนาแน่นที่สุดของเมฆโมเลกุล กลุ่มและกลุ่มซ้อนของเนบิวลามืดขนาดใหญ่มีความเกี่ยวข้องกับเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ (GMOs) เนบิวลามืดที่แยกออกมามักจะเป็นทรงกลมบก

เมฆดังกล่าวมีรูปร่างที่ไม่สม่ำเสมอมาก: ไม่มีขอบเขตที่ชัดเจน บางครั้งพวกมันก็สร้างภาพเหมือนงูที่หมุนวน เนบิวลามืดที่ใหญ่ที่สุดสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า โดยปรากฏเป็นหย่อมสีดำตัดกับทางช้างเผือกสว่าง

ในส่วนด้านในของเนบิวลามืด กระบวนการทำงานมักจะเกิดขึ้น เช่น การกำเนิดของดาวหรือรังสีมาเซอร์

5. รังสี

ลมดาว- กระบวนการไหลออกของสสารจากดาวสู่ห้วงอวกาศ

สารที่ดาวประกอบขึ้นเป็นองค์ประกอบภายใต้เงื่อนไขบางประการสามารถเอาชนะแรงดึงดูดของพวกมันและถูกขับออกสู่อวกาศระหว่างดวงดาวได้ สิ่งนี้เกิดขึ้นเมื่ออนุภาคในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์เร่งความเร็วเกินกว่าความเร็วจักรวาลที่สองของดาวดวงนี้ อันที่จริง ความเร็วของอนุภาคที่ประกอบเป็นลมดวงดาวนั้นอยู่ที่หลายร้อยกิโลเมตรต่อวินาที

ลมดาวสามารถบรรจุได้ทั้งอนุภาคที่มีประจุและอนุภาคที่เป็นกลาง

ลมดาวฤกษ์เป็นกระบวนการที่เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องซึ่งทำให้มวลของดาวฤกษ์ลดลง ในเชิงปริมาณ กระบวนการนี้สามารถจำแนกได้เป็นปริมาณ (มวล) ของสสารที่ดาวเสียไปต่อหน่วยเวลา

ลมของดาวฤกษ์สามารถมีบทบาทสำคัญในวิวัฒนาการของดาว เนื่องจากกระบวนการนี้ส่งผลให้มวลของดาวฤกษ์ลดลง อายุขัยของดาวจึงขึ้นอยู่กับความเข้มของมัน

ลมดาวเป็นวิธีการขนส่งสสารในระยะทางไกลในอวกาศ นอกจากความจริงที่ว่ามันประกอบด้วยสสารที่ไหลออกมาจากดวงดาว มันสามารถกระทำกับสสารระหว่างดวงดาวที่อยู่รายรอบ ถ่ายโอนไปยังส่วนหนึ่งของมัน พลังงานจลน์. ดังนั้น รูปร่างของเนบิวลาการปล่อยก๊าซ NGC 7635 "ฟองสบู่" จึงเกิดขึ้นจากผลกระทบดังกล่าว

ในกรณีของการไหลออกของสสารจากดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงหลายดวง เสริมด้วยอิทธิพลของการแผ่รังสีของดาวเหล่านี้ การควบแน่นของสสารระหว่างดาวเป็นไปได้ด้วยการก่อตัวดาวฤกษ์ที่ตามมา

ด้วยลมดาวฤกษ์ที่กระฉับกระเฉง ปริมาณของสสารที่พุ่งออกมาอาจเพียงพอต่อการก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์

6. วิวัฒนาการของสื่อระหว่างดวงดาว

วิวัฒนาการของสสารระหว่างดาวหรือเพื่อให้แม่นยำกว่านั้นคือแก๊สระหว่างดวงดาวนั้นสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับวิวัฒนาการทางเคมีของดาราจักรทั้งมวล ดูเหมือนว่าทุกอย่างจะเรียบง่าย ดาวดูดซับก๊าซแล้วโยนกลับ เสริมคุณค่าด้วยผลิตภัณฑ์การเผาไหม้นิวเคลียร์ - องค์ประกอบหนัก - ดังนั้นความเป็นโลหะจึงค่อยๆ เพิ่มขึ้น

ทฤษฎีบิ๊กแบงทำนายว่าไฮโดรเจน ฮีเลียม ดิวเทอเรียม ลิเธียม และนิวเคลียสของแสงอื่นๆ ก่อตัวขึ้นระหว่างการสังเคราะห์นิวคลีโอสปฐมกาล ซึ่งยังคงแยกตัวอยู่บนเส้นทางฮายาชิหรือระยะโปรโตสตาร์ กล่าวอีกนัยหนึ่ง เราควรสังเกตดาวแคระ G ที่มีอายุยืนยาวโดยมีความเป็นโลหะเป็นศูนย์ แต่ไม่พบสิ่งเหล่านี้ในกาแล็กซี่ นอกจากนี้ ส่วนใหญ่มีความเป็นโลหะเกือบจากแสงอาทิตย์ จากข้อมูลทางอ้อม สามารถตัดสินได้ว่ามีบางสิ่งที่คล้ายคลึงกันในดาราจักรอื่น ในขณะนี้ ปัญหายังคงเปิดอยู่และรอการตัดสินใจ

นอกจากนี้ยังไม่มีฝุ่นในก๊าซระหว่างดวงดาวในยุคแรกเริ่ม ปัจจุบันเชื่อกันว่าเม็ดฝุ่นก่อตัวขึ้นบนพื้นผิวของดาวฤกษ์ที่เย็นจัดและปล่อยทิ้งไว้พร้อมกับสสารที่ไหลออก

บทสรุป

การศึกษาระบบที่ซับซ้อนเช่น "ดาว - สื่อระหว่างดวงดาว" กลายเป็นงานทางดาราศาสตร์ที่ยากมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อพิจารณาว่ามวลรวมของสสารระหว่างดาวในกาแลคซี่และองค์ประกอบทางเคมีของมันค่อยๆ เปลี่ยนแปลงไปภายใต้อิทธิพลของปัจจัยต่างๆ ดังนั้นเราจึงสามารถพูดได้ว่าประวัติศาสตร์ทั้งหมดของระบบดาวของเราซึ่งยาวนานหลายพันล้านปีสะท้อนให้เห็นในตัวกลางระหว่างดวงดาว

รายชื่อแหล่งที่มา

1) เนื้อหาที่นำมาจาก www.wikipedia.org

2) วัสดุที่นำมาจากเว็บไซต์ www.krugosvet.ru

3) เนื้อหาที่นำมาจาก www.bse.sci-lib.com

4) วัสดุที่นำมาจากเว็บไซต์ www.dic.academic.ru

โฮสต์บน Allbest.ru

เอกสารที่คล้ายกัน

เนบิวลาเป็นส่วนหนึ่งของสสารในอวกาศ โดดเด่นด้วยการแผ่รังสีหรือการดูดกลืนรังสีกับพื้นหลังทั่วไปของท้องฟ้า ความหลากหลายและรูปแบบ: การปล่อย เศษซุปเปอร์โนวา ประวัติความเป็นมาของการเกิดขึ้นและการพัฒนาของเนบิวลาบางกลุ่ม: Eagle, Hourglass

การนำเสนอเพิ่ม 10/11/2012


ฝุ่น ก๊าซ และพลาสมาเป็นส่วนประกอบหลักของเนบิวลา การจำแนกเนบิวลา ลักษณะของประเภทหลัก คุณสมบัติของโครงสร้างของเนบิวลากระจาย สะท้อน ปล่อย มืด และดาวเคราะห์ การก่อตัวของซากซุปเปอร์โนวา

การนำเสนอ, เพิ่ม 12/20/2015


คำอธิบายของปรากฏการณ์เนบิวลาและกิจกรรมสุริยะ การศึกษารังสีกาแล็กซี่ พลังงานแสงอาทิตย์และรังสีคอสมิก วิธีการลงทะเบียน คุณสมบัติของสนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว คุณสมบัติของการกระจายเชิงพื้นที่ของดาราจักร แนวคิดเกี่ยวกับการขยายตัวของจักรวาล

สรุปเพิ่ม 01/06/2012


แกนกลางของดาวฤกษ์คือบริเวณศูนย์กลางขนาดกะทัดรัดของกาแล็กซี องค์ประกอบพื้นฐานของโครงสร้างของกาแล็กซี่ คลัสเตอร์แบบเปิดและเป็นทรงกลม ลักษณะของก๊าซระหว่างดวงดาว แนวคิดทั่วไปเกี่ยวกับเนบิวลาก๊าซสว่าง ดาวเคราะห์เนบิวลามืด

การนำเสนอ, เพิ่มเมื่อ 09/28/2554


จักรวาลวิทยาเป็นศาสตร์ที่ศึกษาการกำเนิดและพัฒนาการของเทห์ฟากฟ้า สาระสำคัญของสมมติฐานเกี่ยวกับยีนส์ เนบิวลา การกำเนิดของดวงอาทิตย์ ขั้นตอนหลักของกระบวนการเปลี่ยนอนุภาคเนบิวลาเป็นดาวเคราะห์: การยึดเกาะของอนุภาค อุ่นเครื่อง; กิจกรรมภูเขาไฟ

บทคัดย่อ เพิ่มเมื่อ 06/20/2011


การวิจัยยานอวกาศ ทรัพยากรธรรมชาติชุดควบคุมดินและสิ่งแวดล้อม Resurs-F. หลัก ข้อมูลจำเพาะ KA Resurs-F1 และอุปกรณ์ถ่ายภาพ ยานอวกาศของเวชศาสตร์อวกาศและชีววิทยา ยานอวกาศ Bion วัสดุศาสตร์ Foton

บทคัดย่อ เพิ่มเมื่อ 08/06/2010


วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ - การเปลี่ยนแปลงของดาวฤกษ์ในช่วงชีวิตของมัน เทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชั่นและการกำเนิดของดาว เนบิวลาดาวเคราะห์ โปรโตสตาร์ ลักษณะของดาวอายุน้อย วุฒิภาวะ ปีต่อมา ความตาย ดาวนิวตรอน (พัลซาร์) ดาวแคระขาว หลุมดำ

การนำเสนอ, เพิ่ม 05/10/2012


ขั้นตอนการก่อตัวของระบบสุริยะ องค์ประกอบของตัวกลางของดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์ของดวงอาทิตย์ การศึกษาวิวัฒนาการโดยใช้แบบจำลองก๊าซไดนามิกเชิงตัวเลขสองมิติ ซึ่งสอดคล้องกับการเคลื่อนที่แบบสมมาตรของตัวกลางที่เป็นก๊าซในสนามโน้มถ่วง

ภาคเรียนที่เพิ่ม 05/29/2012


ลักษณะของดาว. ดวงดาวในอวกาศ. ดาวฤกษ์คือลูกบอลพลาสม่า พลวัตของกระบวนการที่เป็นตัวเอก ระบบสุริยะ. สื่อระหว่างดวงดาว แนวคิดเรื่องวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ กระบวนการสร้างดาว ติดดาวเป็นระบบการควบคุมตนเองแบบไดนามิก

บทคัดย่อ เพิ่มเมื่อ 10/17/2008


ดาวเคราะห์ดวงที่แปดจากดวงอาทิตย์ พารามิเตอร์บางอย่างของดาวเนปจูน องค์ประกอบทางเคมี สภาพร่างกาย โครงสร้าง บรรยากาศ อุณหภูมิของพื้นที่ผิว ดาวเทียมของดาวเนปจูน ขนาด ลักษณะ ประวัติการค้นพบ วงแหวนของดาวเนปจูนสนามแม่เหล็ก

ก๊าซและฝุ่นระหว่างดวงดาว

สสารระหว่างดาวคือสสารและทุ่งที่เติมช่องว่างระหว่างดวงดาวภายในดาราจักร องค์ประกอบ: ก๊าซระหว่างดวงดาว ฝุ่น (1% ของมวลก๊าซ) สนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว รังสีคอสมิก และสสารมืด สื่อระหว่างดวงดาวทั้งหมดเต็มไปด้วยสนามแม่เหล็ก รังสีคอสมิก และรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า

ก๊าซระหว่างดวงดาวเป็นองค์ประกอบหลักของสสารระหว่างดวงดาว ก๊าซระหว่างดวงดาวมีความโปร่งใส มวลรวมของก๊าซระหว่างดวงดาวในกาแลคซี่มีมวลมากกว่า 10,000 ล้านมวลดวงอาทิตย์ หรือไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลรวมของดาวทั้งหมดในกาแลคซี่ของเรา ความเข้มข้นเฉลี่ยของอะตอมในก๊าซระหว่างดวงดาวมีค่าน้อยกว่า 1 อะตอมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร มวลหลักของมันอยู่ใกล้ระนาบของกาแล็กซี่ในชั้นที่มีความหนาหลายร้อยพาร์เซก ความหนาแน่นเฉลี่ยของก๊าซอยู่ที่ประมาณ 10 -21 กก./ลบ.ม. องค์ประกอบทางเคมีใกล้เคียงกับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่: ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียม (90% และ 10% ตามจำนวนอะตอมตามลำดับ) โดยมีส่วนผสมของธาตุหนักเล็กน้อย (O, C, N, Ne, S เป็นต้น)

ก๊าซระหว่างดวงดาวอยู่ในสถานะโมเลกุล อะตอม หรือไอออไนซ์ ทั้งนี้ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิและความหนาแน่น

ข้อมูลหลักเกี่ยวกับก๊าซระหว่างดวงดาวได้มาจากวิธีการทางดาราศาสตร์วิทยุ หลังจากที่ค้นพบการปล่อยคลื่นวิทยุของไฮโดรเจนอะตอมเป็นกลางที่ความยาวคลื่น 21 ซม. ถูกค้นพบในปี 2494 ปรากฎว่าไฮโดรเจนอะตอมซึ่งมีอุณหภูมิ 100 K ก่อตัวเป็นชั้น 200 -300 ชิ้นหนาในดิสก์ของ Galaxy ที่ระยะ 15 20 kpc จากศูนย์กลาง โดยการรับและวิเคราะห์รังสีนี้ นักวิทยาศาสตร์จะได้เรียนรู้เกี่ยวกับความหนาแน่น อุณหภูมิ และการเคลื่อนที่ของก๊าซระหว่างดวงดาวในอวกาศ

ก๊าซระหว่างดวงดาวประมาณครึ่งหนึ่งบรรจุอยู่ในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ที่มีมวลเฉลี่ย 10 ^ 5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์และมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 40 ชิ้น เนื่องจากอุณหภูมิต่ำ (ประมาณ 10 K) และความหนาแน่นสูง (สูงถึง 10^3 อนุภาคใน 1 ซม. ^ 3) ไฮโดรเจนและองค์ประกอบอื่น ๆ ในเมฆเหล่านี้จึงรวมกันเป็นโมเลกุล

มีเมฆโมเลกุลประมาณ 4000 ก้อนในกาแลคซี่

บริเวณของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนที่มีอุณหภูมิ 8000-10000 K ปรากฏขึ้นในช่วงแสงเป็นเนบิวลาแบบกระจายแสง

รังสีอัลตราไวโอเลตซึ่งแตกต่างจากรังสีแสงที่มองเห็นได้จะถูกดูดซับโดยก๊าซและให้พลังงานแก่พวกมัน ด้วยเหตุนี้ ดาวร้อนที่มีการแผ่รังสีอัลตราไวโอเลตของพวกมันจึงทำให้ก๊าซรอบข้างร้อนขึ้นจนถึงอุณหภูมิประมาณ 10,000 เค ก๊าซที่ให้ความร้อนเริ่มเปล่งแสงออกมาเอง และเราสังเกตว่ามันเป็นเนบิวลาก๊าซสว่าง

เนบิวลาเหล่านี้คือตัวบ่งชี้ตำแหน่งของการก่อตัวดาวฤกษ์อย่างต่อเนื่อง

ดังนั้นใน Great Nebula of Orion โดยใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล โปรโตสตาร์ที่ล้อมรอบด้วยดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์จึงถูกค้นพบ

Great Nebula of Orion เป็นเนบิวลาก๊าซที่สว่างที่สุด มองเห็นได้ผ่านกล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็ก

เนบิวลาชนิดพิเศษคือเนบิวลาดาวเคราะห์ ซึ่งปรากฏเป็นจานหรือวงแหวนที่มีแสงน้อยซึ่งคล้ายกับจานดาวเคราะห์ พวกเขาถูกค้นพบในปี ค.ศ. 1783 โดย W. Herschel และขณะนี้มีมากกว่า 1200 ตัว ในใจกลางของเนบิวลาดังกล่าวมีเศษของดาวยักษ์แดงที่ตายแล้ว - ดาวแคระขาวร้อนหรือดาวนิวตรอน ภายใต้อิทธิพลของความดันภายในของก๊าซ เนบิวลาดาวเคราะห์จะขยายตัวด้วยความเร็วประมาณ 20-40 กม./วินาที ในขณะที่ความหนาแน่นของก๊าซลดลง

(ภาพเนบิวลาดาวเคราะห์นาฬิกาทราย)

ฝุ่นระหว่างดวงดาวเป็นอนุภาคขนาดเล็กจิ๋วที่เติมช่องว่างระหว่างดวงดาวพร้อมกับก๊าซระหว่างดวงดาว ปัจจุบันเชื่อกันว่าเม็ดฝุ่นมีแกนวัสดุทนไฟล้อมรอบด้วยอินทรียวัตถุหรือเปลือกน้ำแข็ง องค์ประกอบทางเคมีของนิวเคลียสถูกกำหนดโดยบรรยากาศที่ดาวฤกษ์รวมตัวกัน ตัวอย่างเช่น ในกรณีของดาวคาร์บอน จะประกอบด้วยกราไฟต์และซิลิกอนคาร์ไบด์

ขนาดอนุภาคทั่วไปของฝุ่นระหว่างดวงดาวอยู่ระหว่าง 0.01 ถึง 0.2 ไมครอน มวลรวมของฝุ่นจะอยู่ที่ประมาณ 1% ของมวลรวมของก๊าซ แสงดาวทำให้ฝุ่นในดวงดาวร้อนขึ้นถึงหลายสิบเคลวิน เนื่องจากฝุ่นในอวกาศเป็นแหล่งกำเนิดรังสีอินฟราเรดคลื่นยาว

เนื่องจากฝุ่น การก่อตัวของก๊าซที่หนาแน่นที่สุด - เมฆโมเลกุล - มีความทึบแสงและดูเหมือนบริเวณที่มืดบนท้องฟ้าซึ่งแทบไม่มีดาว การก่อตัวดังกล่าวเรียกว่าเนบิวลากระจายความมืด (รูปภาพ)

ฝุ่นยังส่งผลกระทบต่อกระบวนการทางเคมีที่เกิดขึ้นในตัวกลางระหว่างดวงดาว: เม็ดฝุ่นมีองค์ประกอบหนักที่ใช้เป็นตัวเร่งปฏิกิริยาในกระบวนการทางเคมีต่างๆ เม็ดฝุ่นยังเกี่ยวข้องกับการก่อตัวของโมเลกุลไฮโดรเจน ซึ่งจะเพิ่มอัตราการก่อตัวดาวในเมฆที่มีโลหะไม่ดี

วิธีศึกษาฝุ่นระหว่างดวงดาว

• การเรียนทางไกล
• การศึกษาไมโครอุกกาบาตสำหรับการปรากฏตัวของฝุ่นในอวกาศ
• ศึกษาตะกอนในมหาสมุทรสำหรับการปรากฏตัวของอนุภาคฝุ่นจักรวาล
• การศึกษาอนุภาคฝุ่นจักรวาลที่ระดับความสูงในชั้นบรรยากาศของโลก
• เปิดตัวยานอวกาศเพื่อรวบรวม ศึกษา และส่งอนุภาคฝุ่นระหว่างดวงดาวมายังโลก

น่าสนใจ

• เป็นเวลาหนึ่งปี พื้นผิวโลกฝุ่นจักรวาลมากกว่า 3 ล้านตันตกลงมารวมถึงอุกกาบาต 350,000 ถึง 10 ล้านตัน - วัตถุหินหรือโลหะที่บินขึ้นสู่ชั้นบรรยากาศจากอวกาศ
• เพียง 500 ปีที่ผ่านมา มวลของโลกของเราเพิ่มขึ้นหนึ่งพันล้านตันอันเนื่องมาจากสสารจักรวาล ซึ่งมีเพียง 1.7·10 -16% ของมวลโลก อย่างไรก็ตาม เห็นได้ชัดว่ามันส่งผลต่อการเคลื่อนไหวประจำปีและรายวันของโลกของเรา

สไลด์2

GALAXY ดาราจักรเป็นระบบขนาดใหญ่ของดาว ก๊าซระหว่างดวงดาว ฝุ่น และสสารมืด ที่ถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วง โดยปกติดาราจักรจะมีดาวตั้งแต่ 10 ล้านถึงหลายล้านล้านดวง โคจรรอบจุดศูนย์ถ่วงร่วม นอกจากดาวฤกษ์แต่ละดวงและมวลสารระหว่างดาวที่หายากแล้ว ดาราจักรส่วนใหญ่ยังประกอบด้วยระบบดาวหลายดวง กระจุกดาว และเนบิวลาต่างๆ ตามกฎแล้ว เส้นผ่านศูนย์กลางของดาราจักรมีตั้งแต่หลายพันถึงหลายแสนปีแสง และระยะห่างระหว่างกาแล็กซีจะอยู่ที่ประมาณหลายล้านปีแสง

สไลด์ 3

บนท้องฟ้ามีดาวนับไม่ถ้วน อย่างไรก็ตาม ด้วยตาเปล่าในสภาพอากาศแจ่มใส สามารถมองเห็นได้เพียง 2.5 พันดวงในแต่ละซีกโลก ดาวมีการกระจายอย่างไม่สม่ำเสมอในจักรวาลทำให้เกิดกาแลคซีที่ประกอบด้วยดาวจำนวนต่างกัน: จากหมื่นถึงหลายร้อยพันล้าน มีกาแลคซีจำนวนนับไม่ถ้วนทั่วจักรวาล ดวงดาวอยู่ไกลจากเรามากจนแม้แต่กล้องดูดาวที่ทรงพลังที่สุดก็ยังถูกมองว่าเป็นจุด ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด Proxima Centauri อยู่ห่างออกไป 4.25 ปีแสง และกาแลคซีที่อยู่ใกล้ที่สุดคือ Sagittarius Dwarf Galaxy อยู่ห่างออกไป 80,000 ปีแสง ดาว

สไลด์ 4

ก๊าซระหว่างดวงดาวเป็นก๊าซที่มีธาตุหายากซึ่งเติมช่องว่างทั้งหมดระหว่างดาวฤกษ์ ก๊าซระหว่างดวงดาวมีความโปร่งใส มวลรวมของก๊าซระหว่างดวงดาวในกาแลคซี่มีมวลมากกว่า 10,000 ล้านมวลดวงอาทิตย์ หรือไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลรวมของดาวทั้งหมดในกาแลคซี่ของเรา องค์ประกอบทางเคมีใกล้เคียงกับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่: ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียม (90% และ 10% ตามจำนวนอะตอมตามลำดับ) โดยมีส่วนผสมของธาตุที่หนักกว่าเล็กน้อย ก๊าซระหว่างดวงดาวอยู่ในสถานะโมเลกุล อะตอม หรือไอออไนซ์ ทั้งนี้ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิและความหนาแน่น ก๊าซระหว่างดวงดาว

สไลด์ 5

ฝุ่นระหว่างดวงดาวเป็นส่วนผสมของอนุภาคขนาดเล็กจิ๋วในก๊าซระหว่างดวงดาว มวลรวมของฝุ่นระหว่างดวงดาวอยู่ที่ประมาณ 1% ของมวลก๊าซ ขนาดอนุภาคของฝุ่นระหว่างดวงดาวอยู่ระหว่าง 0.01 ถึง 0.02 ไมครอน เม็ดฝุ่นอาจมีแกนวัสดุทนไฟ (กราไฟต์ ซิลิเกต หรือโลหะ) ล้อมรอบด้วยสารอินทรีย์หรือเปลือกน้ำแข็ง การศึกษาล่าสุดระบุว่าอนุภาคฝุ่นมักมีรูปร่างไม่ทรงกลม ฝุ่นส่งผลกระทบต่อการแผ่รังสีแสงของดาว ซึ่งนำไปสู่การดูดกลืน แสงสีแดง และโพลาไรเซชันของแสงดาว ฝุ่นระหว่างดวงดาว

สไลด์ 6

ชื่อทั่วไปของคอลเล็กชันวัตถุทางดาราศาสตร์ที่ไม่สามารถสังเกตได้โดยตรง วิธีการที่ทันสมัยดาราศาสตร์ (กล่าวคือ ไม่มีการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความเข้มเพียงพอสำหรับการสังเกตการณ์) แต่สามารถสังเกตได้โดยอ้อมจากผลของแรงโน้มถ่วงที่กระทำต่อวัตถุที่สังเกตพบ ปัญหาทั่วไปของมวลที่ซ่อนอยู่ประกอบด้วยปัญหาสองประการ: ทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ นั่นคือ ความขัดแย้งระหว่างมวลที่สังเกตพบของวัตถุที่มีแรงโน้มถ่วงจับกับระบบของวัตถุ เช่น ดาราจักรและกระจุกดาราจักรด้วยพารามิเตอร์ที่สังเกตพบซึ่งกำหนดโดยผลของแรงโน้มถ่วง จักรวาลวิทยา - ความขัดแย้งในพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาที่สังเกตได้ของความหนาแน่นเฉลี่ยของจักรวาลที่ได้รับจากข้อมูลทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ สสารมืด

สไลด์ 7

ดวงอาทิตย์ - ศูนย์กลางของระบบสุริยะ - เป็นก้อนก๊าซร้อน มันมีมวลมากกว่าวัตถุอื่นๆ ในระบบสุริยะรวมกันถึง 750 เท่า นั่นคือเหตุผลที่ทุกสิ่งในระบบสุริยะสามารถพิจารณาได้คร่าวๆ ว่าโคจรรอบดวงอาทิตย์ ดวงอาทิตย์มีน้ำหนักมากกว่าโลก 330,000 เท่า ห่วงโซ่ของดาวเคราะห์ 109 ดวงแบบเรา สามารถวางบนเส้นผ่านศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ได้ ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด เป็นดาวดวงเดียวที่มีจานที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ดาวดวงอื่นๆ ทั้งหมดที่อยู่ห่างจากเราเป็นปีแสง แม้เมื่อมองผ่านกล้องโทรทรรศน์อันทรงพลัง จะไม่เปิดเผยรายละเอียดใดๆ เกี่ยวกับพื้นผิวของดาวเหล่านั้น แสงจากดวงอาทิตย์มาถึงเราใน 8 และสามนาที ตามสมมติฐานข้อหนึ่ง เมื่อรวมกับดวงอาทิตย์แล้ว ระบบดาวเคราะห์ของเรา โลก และจากนั้นสิ่งมีชีวิตก็ก่อตัวขึ้น ดวงอาทิตย์

สไลด์ 8

โลกคู่ขนานเป็นความจริงที่มีอยู่พร้อมกันกับเรา แต่ไม่ขึ้นกับมัน ความเป็นจริงที่มีอยู่ในตัวเองนี้สามารถมีขนาดตั้งแต่พื้นที่ทางภูมิศาสตร์ขนาดเล็กไปจนถึงทั้งจักรวาล ในโลกคู่ขนาน เหตุการณ์ต่าง ๆ เกิดขึ้นในแบบของตัวเอง มันสามารถแตกต่างจากโลกของเราทั้งในด้านรายละเอียดส่วนบุคคลและในแทบทุกอย่างอย่างสิ้นเชิง กฎทางกายภาพของโลกคู่ขนานไม่จำเป็นต้องเหมือนกับกฎของโลกเราเสมอไป โดยเฉพาะอย่างยิ่งการมีอยู่ในโลกคู่ขนานของปรากฏการณ์เช่นเวทมนตร์บางครั้งได้รับอนุญาต โลกคู่ขนาน

สไลด์ 9

นักบินอวกาศผู้ยิ่งใหญ่ Yuri Alekseevich Gagarin เกิดเมื่อวันที่ 9 มีนาคม พ.ศ. 2477 ในหมู่บ้าน Klushino ในเขต Gzhatsky ของภูมิภาคตะวันตกของ RSFSR ซึ่งอยู่ไม่ไกลจากเมือง Gzhatsk (ภายหลังเปลี่ยนชื่อเป็นเมือง Gagarin) ในเขต Gagarinsky ภูมิภาค Smolensk เมื่อวันที่ 12 เมษายน พ.ศ. 2504 ยานอวกาศวอสตอคเปิดตัวจาก Baikonur Cosmodrome เป็นครั้งแรกในโลกบนเรือพร้อมกับนักบินอวกาศ Yuri Alekseevich Gagarin สำหรับความสำเร็จนี้เขาได้รับฉายา Hero สหภาพโซเวียตและตั้งแต่วันที่ 12 เมษายน พ.ศ. 2505 วันที่ Gagarin บินสู่อวกาศได้รับการประกาศให้เป็นวันหยุด - วัน Cosmonautics Yuri Alekseevich Gagarin นักบินอวกาศคนแรกของดาวเคราะห์

สไลด์ 10

ดาวหางเป็นวัตถุท้องฟ้าขนาดเล็กที่มีลักษณะเป็นหมอก ซึ่งโคจรรอบดวงอาทิตย์ โดยปกติแล้วจะโคจรเป็นวงยาว เมื่อเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ ดาวหางจะโคม่าและบางครั้งก็เป็นหางของก๊าซและฝุ่น นิวเคลียสเป็นส่วนที่เป็นของแข็งของดาวหางซึ่งมีขนาดค่อนข้างเล็ก อาการโคม่าก่อตัวขึ้นรอบๆ นิวเคลียสของดาวหางที่ทำงานอยู่ (เมื่อเข้าใกล้ดวงอาทิตย์) นิวเคลียสของดาวหางประกอบด้วยน้ำแข็งโดยเติมฝุ่นจักรวาลและสารประกอบระเหยง่ายแช่แข็ง: คาร์บอนมอนอกไซด์และคาร์บอนไดออกไซด์ มีเทน แอมโมเนีย ดาวหางอุลยานอฟสค์ 2009

ดูสไลด์ทั้งหมด