Чем заполнена межзвездная среда. Наблюдение и его методы

Межзвёздная среда

разреженное вещество, межзвёздный газ и мельчайшие пылевые частицы, заполняющие пространство между звёздами в нашей и других Галактика х. В состав М. с. входят, кроме того, Космические лучи , межзвёздные магнитные поля (См. Межзвёздное магнитное поле), а также кванты электромагнитного излучения различной длины волны. Вблизи Солнца (и других звёзд) М. с. переходит в межпланетную среду (См. Межпланетная среда). Пространство между галактиками заполняет Межгалактическая среда . Впервые к выводу о существовании М. с., поглощающей свет звёзд, пришёл В. Я. Струве (1847), однако её существование было доказано только в 30-х годах 20 века (американским астрономом Р. Трамплером и советским астрономом Б. А. Воронцовым-Вельяминовым).

Межзвёздный газ состоит из нейтральных и ионизованных атомов и молекул. Основную массу газа составляют атомы водорода и гелия (соответственно около 90 % и 10 % по числу атомов) с небольшой примесью кислорода, углерода, неона, азота (около 0,01 % каждого). Из молекул наиболее обильно представлена H 2 , сосредоточенная в облаках. Кроме того, имеются в малом количестве CH, OH, H 2 O, NH 3 , CH 2 O и другие органические и неорганические молекулы. Межзвёздный газ почти равномерно перемешан с межзвёздной пылью, состоящей из частиц размером 10 -4 -3·10 -6 см . Мелкие частицы состоят из Fe, SiO 2 , более крупные имеют частично графитовые ядра, возможно с примесью железа, и оболочки из замерзших газов CH 4 , NH 3 , H 2 O и других. Газ и пыль почти полностью отсутствуют в эллиптических галактиках, в спиральных же галактиках типов Sa , Sb , Sc составляют соответственно около 1 %, 3 %, 10 % массы галактики, а в неправильных галактиках - в среднем 16 %. Межзвёздные газ и пыль сильно концентрируются к плоскости галактик, образуя диск, толщина которого составляет в среднем несколько сотен пс , возрастая к периферии иногда до нескольких кпс . Концентрация газа в дисках в среднем около 1 или нескольких атомов в 1 см 3 (плотность около 10 -24 г/см 3 ); вне диска и на его краях плотность газа значительно меньше. В спиральных галактиках большая часть газа и пыли сосредоточена в спиральных рукавах (ветвях): плотность газа между рукавами галактики в 3-10 раз меньше, чем в рукавах. В рукавах около 80-90 % газа сосредоточено в межзвёздных облаках, которые часто объединяются, образуя газопылевые комплексы, располагающиеся главным образом на внутренней (вогнутой) стороне спиральных рукавов. Параметры межзвёздных облаков крайне разнообразны.

В нашей Галактике диаметры межзвёздных облаков обычно составляют 5-40 пс , концентрация атомов в них от 2 до 100 в 1 см 3 , температура 20-100 К. Облака занимают около 10 % объёма диска Галактики. Газ и пыль М. с. вместе со звёздами движутся в диске галактик вокруг её центра по орбитам, близким к круговым, со средними скоростями, составляющими 100-200 км/сек. Отдельные облака межзвёздного газа имеют собственные (пекулярные) скорости, величина которых в среднем равна 10 км/сек , достигая иногда 50-100 км/сек. В галактической короне наблюдается газ, падающий на плоскость галактики со скоростями в десятки и сотни (до 200) км/сек ; происхождение этого газа не выяснено. Концентрация атомов между облаками 0,02-0,2 в 1 см 3 , температура 7-10 тысяч К.

Водород, гелий и другие элементы, потенциалы ионизации которых больше, чем у водорода, в облаках ионизованы очень слабо, а между облаками ионизация водорода - несколько десятков процентов. Остальные элементы однократно ионизованы светом звёзд. Такие облака и среда между ними называются областями HI (нейтрального водорода) и занимают основную часть диска галактик. Вокруг горячих звёзд класса О водород сильно (до 99 %) ионизован ультрафиолетовым излучением. Такие области называются областями HII (ионизованного водорода) или зонами Стрёмгрена. температура областей HII достигает 6000-8000 К, размеры их в зависимости от температуры звезды и плотности газа колеблются от долей пс до нескольких десятков, а в исключительных случаях - до сотен пс . Обычно вокруг горячих звёзд наблюдаются не просто ионизованные межзвёздные облака, а значительно более плотные диффузные туманности, в которых концентрация достигает десятков и сотен атомов в 1 см 3 . Возможно, это остатки того плотного комплекса, из которого образовались горячие звёзды. Такие области HII постепенно расширяются под действием горячего газа. Если на пути такой области встречается уплотнение, принадлежащее области HI, то граница области HII огибает это уплотнение, обнажая его со всех сторон. Так образуются тёмные (на фоне светящихся областей HII) холодные плотные области HI, имеющие вид вытянутых жгутов (так называемые слоновьи хоботы) или сферических сгустков (глобулы). В спектре областей HII наблюдаются яркие линии водорода и запрещенные линии кислорода, азота, серы и некоторых других элементов, а также слабый непрерывный спектр. В радиодиапазоне эти области светятся в непререрывном спектре и в линиях водорода и гелия, возникающих при квантовых переходах между очень высокими энергетическими уровнями. В областях HI газ в оптических лучах не светится. Его изучают по линиям поглощения света звёзд, расположенных позади этих областей. Особенно много информации дают резонансные линии поглощения атомов и ионов, расположенные в ультрафиолетовой области и наблюдаемые с космических зондов. Сведения о нейтральном водороде в Галактике и других галактиках, о его распределении и движении получают, наблюдая радиолинии нейтрального водорода с длиной волны 21 см . В этой линии, однако, излучается лишь малая доля тепловой энергии газа областей HI. Основная доля энергии излучается областями HI в далёких инфракрасных спектральных линиях атомов O, ионов C, Si, Fe и других.

Средняя плотность пыли в диске Галактики 10 -26 г/см (0,01 плотности газа). Эта пыль поглощает свет звёзд, причём синие лучи сильнее, чем красные. Поэтому из-за пыли свет далёких звёзд виден не только ослабленным, но и более красным. Наличие пыли не позволяет наблюдать звёзды, лежащие в плоскости Галактики на расстояниях, превышающих 3 кпс от Земли. Плотные облака газа и пыли, поглощающей свет, кажутся тёмными на светлом фоне Млечного Пути. Ещё резче выделяются тёмные газопылевые облака, если они проектируются на светлую туманность. Вблизи достаточно ярких звёзд (в основном класса B) пыль освещена настолько, что может быть сфотографирована с Земли; такие светлые облака называются отражательными туманностями. Слой газа и пыли в других галактиках, наблюдаемых с ребра, виден в виде тёмной полосы (см., например, илл. ). Межзвёздные пылинки имеют несферическую форму и ориентированы в среднем определённым образом относительно магнитного поля Галактики, что вызывает поляризацию света звёзд.

Массы больших газопылевых комплексов достигают десятков и сотен тысяч масс Солнца. В их центральных частях температура очень низкая (иногда всего 5-6 К) при концентрации атомов до сотен в 1 см 3 и более. Плотность пыли в них больше 1 / 100 плотности газа. Последнее обстоятельство связано с тем, что при низких температурах и больших плотностях происходит образование молекул, в том числе многоатомных, и налипание их на пылинки. В таких местах могут образовываться звёзды. В связи с этим имеет важное значение то обстоятельство, что в центральных частях комплексов наблюдаются компактные объекты (размером порядка 10 15 см и меньше), из которых, возможно, образуются звёзды (см. Протозвёзды) и планеты. Они очень интенсивно излучают в радиолиниях молекул OH, H 2 O и других, характер излучения которых иногда аналогичен излучению Лазер ов.

Частиц, составляющих космические лучи и обладающих огромными энергиями - от 10 6 до 10 20 эв , в М. с. гораздо меньше, чем других её компонентов, но их общая энергия в 1 см 3 составляет около 1 эв , то есть превышает энергию тепловых движений межзвёздного газа. Космические лучи больших энергий слабо взаимодействуют с газом и пылью, изредка вызывая в них ядерные реакции. Менее энергичные частицы (10 6 -10 7 эв ) способны нагревать и ионизовывать межзвёздный газ; они являются одним из основных источников нагрева областей HI. Напряжённость межзвёздного магнитного поля мала (в 10 5 раз слабее магнитного поля Земли), но его энергия примерно равна энергии космических лучей. Поэтому давление космических лучей и магнитного поля играют существенную роль в динамике М. с. Электромагнитные кванты в М. с. имеют частоты от радиодиапазона до жёсткого гамма-излучения. Наибольшее воздействие на межзвёздные газ и пыль оказывают оптические, ультрафиолетовые и мягкие рентгеновские лучи (с энергией квантов меньше 1 кэв ). Последние отчасти приходят из межгалактического пространства, а отчасти возникают в рентгеновских источниках внутри Галактики и вызывают (вместе с космическими лучами) нагрев и частичную ионизацию областей HI. Оптические и ультрафиолетовые кванты в М. с. являются результатом излучения звёзд Галактики.

В галактиках происходит постоянный обмен веществом между М. с. и звёздами. М. с. служит материалом для образования звёзд, а звёзды, в свою очередь, выбрасывают часть вещества в М. с., сообщая одновременно газу кинетическую энергию. Это происходит и на спокойных стадиях развития звёзд, и в конце их эволюции, когда звёзды сбрасывают оболочку, образуя планетарную туманность, или взрываются как сверхновая звезда (См. Сверхновые звёзды). Происходит постоянный круговорот вещества, при котором количество газа в М. с. постепенно истощается. В частности, последним обстоятельством объясняется, что в эллиптических галактиках газа нет, в то время как в неправильных его много: здесь он истощился менее всего. Поскольку в процессе эволюции звёзд и особенно при взрывах сверхновых звёзд ядерные реакции меняют химический состав газа, меняется со временем и состав М. с., а следовательно, и состав образующихся из неё звёзд. Кроме того, происходит обмен газом между ядрами галактик и М. с.

Лит.: Пикельнер С. Б., Физика межзвёздной среды, М., 1959; Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Межзвёздная среда, М., 1963; Гринберг М., Межзвёздная пыль, перевод с английского, М., 1970; Космическая газодинамика, [перевод с английского], М., 1972; Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1970; Мартынов Д, Я., Курс общей астрофизики, М., 1971; Аллер Л., Астрофизика, перевод с английского, т. 2, М., 1957.

С. Б. Пикельнер, Н. Г. Бочкарёв.

Большая советская энциклопедия. - М.: Советская энциклопедия . 1969-1978 .

Смотреть что такое "Межзвёздная среда" в других словарях:

Материя, заполняющая пространство между звёздами внутри галактик. Материя в пространстве между галактиками наз. межгалактич. средой (см. Скопления галактик. Межгалактический газ). Газ в оболочках вокруг звёзд (околозвёздные оболочки) часто… … Физическая энциклопедия

Включает разреженное вещество (газ, пыль), электромагнитное излучение, космические лучи, нейтрино и другие виды материи, заполняющей пространство между звёздами в нашей Галактике и других галактиках. Плотность межзвёздной среды 10–24 10–26 г/см3 … Энциклопедический словарь

Карта местного межзвёздного облака Межзвёздная среда (МЗС) вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик … Википедия

Включает разреженное в во (газ, пыль), эл. магн. излучение, космич. лучи, нейтрино и др. виды материи, заполняющей пространство между звёздами в нашей Галактике и др. галактиках. Плотн. М.с. 10 24 10 26Г/СМ3 … Естествознание. Энциклопедический словарь

Межзвёздная пыль твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочкой.… … Википедия

Твёрдые частицы размером от тысячных до неск. десятых долей микрона. Распределение M. п. в Галактике коррелирует с распределением межзвёздного газа; отношение содержаний (по массе) пыли и газа составляет в ср. 0,01. Пылевые частицы воздействуют… … Физическая энциклопедия

Межзвёздный полёт путешествие между звёздами пилотируемых аппаратов или автоматических станций. Четыре автоматические станции Пионер 10, Пионер 11, Вояджер 1, Вояджер 2 достигли третьей космической скорости и покинули солнечную… … Википедия

Путешествия между звёздами пилотируемых аппаратов или автоматических станций. Полеты на звездолётах занимают существенное место в научной фантастике. Четыре автоматические станции Пионер 10, Пионер 11, Вояджер 1, Вояджер 2 достигли третьей… … Википедия

Межзвёздные полёты путешествия между звёздами пилотируемых аппаратов или автоматических станций. Полеты на звездолётах занимают существенное место в научной фантастике. Четыре автоматические станции Пионер 10, Пионер 11, Вояджер 1, Вояджер 2… … Википедия

- (поле коллектора показано видимым) Межзвёздный прямоточный двигатель Бассарда … Википедия

Межзвёздный газ

Межзвёздный газ - это разрежённая газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см³. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек. Плотность газа в среднем составляет около 10 −21 кг/м³. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия (90 % и 10 % по числу атомов, соответственно) с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Наблюдаются холодные молекулярные облака, разреженный межоблачный газ, облака ионизованного водорода с температурой около 10 тыс. К. (Туманность Ориона), и обширные области разреженного и очень горячего газа с температурой около миллиона К. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность. Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому от областей межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.

Межзвёздная среда
Составляющие	Межзвёздный газ · Межзвёздная пыль · Межзвёздное облако · Космические лучи · Магнитное поле
Туманности	Диффузная (светлая) туманность · Тёмная туманность · Эмиссионная туманность · Отражательная туманность · Остаток сверхновой · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность
Области звездообразования	Молекулярное облако · Глобула · Область H II
Околозвёздные образования	Аккреционный диск · Протопланетный диск · Полярные струйные течения · Объект Хербига - Аро
Излучение	Звёздный ветер · Реликтовое излучение

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое "Межзвёздный газ" в других словарях:

Осн. компонент межзвездной среды, составляющий ок. 99% её массы. M. г. заполняет практически весь объём галактик. Наиб, изучен M. г. в Галактике. M. г. характеризуется большим разнообразием возникающих в нём структур, физ. условий и протекающих… … Физическая энциклопедия

Одна из основных составляющих межзвёздной среды (См. Межзвёздная среда). Состоит в основном из водорода и гелия; общая масса других элементов меньше 3 % …

Разреженное вещество, межзвёздный газ и мельчайшие пылевые частицы, заполняющие пространство между звёздами в нашей и других Галактиках. В состав М. с. входят, кроме того, Космические лучи, межзвёздные магнитные поля (См. Межзвёздное… … Большая советская энциклопедия

Карта местного межзвездного облака Межзвёздная среда (МЗС) это вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик. Состав: межзвёздный газ, пыль(1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля,космические лучи, а также… … Википедия

Более 200 новообразованных звёзд внутри облака известного как NGC 604 в галактике Треугольника. Звёзды облучают газ высокоэнергетически … Википедия

Карта межзвездного газа в нашей Галактике Межзвёздный газ это разреженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или… … Википедия

Звёздный ветер процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство. Содержание 1 Определение 2 Источники энергии … Википедия

Даже из приведенного краткого обзора видно, как сложна структура межзвездной среды. Перечислим компоненты, из которых она должна состоять.

Компактные области с Те Такими характеристиками обладают облака, которые изучаются по их молекулярным радиолиниям. Для них характерен широкий диапазон плотностей, многие из них связаны с районами недавнего звездообразования. В табл. 17.2, заимствованной из обзора , приведены значения плотностей, размеров, степени ионизации и среднеквадратичных дисперсий скорости, характерных для этих областей.

Диффузный нейтральный водород. Ббльшая часть показанного на рис. 17.1 нейтрального водорода является диффузной, т. е. он не входит в облака. Ясно, что плотность меняется от точки к точке, но в среднем с разумной степенью точности можно пользоваться значением Часть этого газа может быть горячей, но, конечно, неионизованной.

Ионизованный газ. Области являющиеся одним из самых интересных астрономических объектов в Галактике, непосредственно связаны с молодыми, яркими, горячими звездами спектральных классов конечно, не типичны для межзвездной среды. Многие описанные выше методы используются для комплексного изучения этих объектов. В качестве примера на рис. 17.3 показаны результаты наблюдений источника в разных диапазонах. В целом он представляет собой источник диффузного теплового тормозного радиоизлучения. При большем разрешении видны отдельные области некоторые из них обладают оболочечной структурой, означающей, что они возникли в результате недавней вспышки

(кликните для просмотра скана)

(см. скан)

звездообразования. Еще более компактны области связанные с мощными инфракрасными источниками. Наконец, наименьшие размеры имеют источники мазерного излучения на молекулах и Соответствующие физические параметры приведены на рис. 17.3.

Существует также ионизованная составляющая диффузного межзвездного газа. Лучше всего ее плотность определяется по мерам дисперсии пульсаров. Найденные таким образом значения имеют большой разброс, что неудивительно, поскольку физические условия в межзвездной среде меняются в широких пределах. Разумным средним значением плотности межзвездного газа является

Горячая фаза Те Наблюдения высоко ионизованных элементов, например и показывают, что в межзвездном газе должна присутствовать гораздо более горячая фаза. Примечательно, что ее температура не сильно отличается от температур старых остатков сверхновых. Как можно показать, значительная часть межзвездного газа постоянно нагревается ударными волнами, возникающими на границах старых остатков сверхновых. Это дает довольно привлекательное объяснение горячей фазы.

Ясно, что структура межзвездной среды очень сложна. Тем не менее для расчетов полезно иметь простую модель. Области сосредоточены вблизи плоскости Галактики. Полутолщина слоя нейтрального водорода (т. е. расстояние между уровнями половинной плотности) составляет примерно С другой стороны, судя по мерам вращения, тормозному поглощению на низких частотах и мерам дисперсии пульсаров, полутолщина слоя значительно больше, около Точность этих значений низка, но они дают правильное по порядку величины представление о распределении различных составляющих газового диска Галактики. Эти значения относятся к окрестностям Солнца. Ближе к центру Галактики ситуация существенно меняется и в радиусе от центра большая часть водорода находится в молекулярном состоянии.

Наконец, мы даже не пытались разобраться в механизмах нагрева и ионизации межзвездного газа. Многие из них детально разработаны. Среди них: нагрев и ионизация космическими лучами, т. е. ионизационные потери, которые подробно обсуждались в гл. 2; нагрев при столкновениях облаков; нагрев жестким ультрафиолетовым и мягким рентгеновским излучением; нагрев при вспышках сверхновых. В силу большого разнообразия структур в межзвездной среде было бы удивительно, если бы для каждого из перечисленных механизмов не нашлась бы точка в Галактике, где он преобладает.

Механизм нагрева вспышками сверхновых дает привлекательное объяснение существования очень горячей фазы с В оригинальной работе Кокса и Смита высказано предположение, что дальнейший нагрев может происходить при столкновениях старых остатков сверхновых. Согласно этим авторам, пересечение старых оболочек и их разогрев при столкновениях приводят к образованию сети из горячего газа, пронизывающей диск Галактики.

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Размещено на http://www.allbest.ru/

МУНИЦИПАЛЬНОЕ БЮДЖЕТНОЕ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ ЛИЦЕЙ №11 ГОРОДА ЧЕЛЯБИНСКА

Реферат

н а тему :

«Газопылевые комплексы . Межзвездная среда »

Выполнила:

Ученица 11э класса

Киселёва Полина Олеговна

Проверила:

Лыкасова Алевтина Павловна

Челябинск 2015

О ГЛАВЛЕНИЕ

Введение

1. История исследований МЗС

2. Основные составляющие МЗС

2.1 Межзвёздный газ

2.2 Межзвёздная пыль

2.3 Межзвёздное облако

2.4 Космические лучи

2.5 Межзвёздное магнитное поле

3. Физические особенности МЗС

4. Туманности

4.1 Диффузная (светлая) туманность

4.2 Тёмная туманность

5. Излучение

6. Эволюция межзвёздной среды

Заключение

Список источников

ВВЕДЕНИЕ

Вселенная, по своей сути, почти пустое пространство. Лишь сравнительно недавно удалось доказать, что звезды существуют не в абсолютной пустоте и что космическое пространство не вполне прозрачно. Звёзды занимают лишь малую часть огромной Вселенной. Вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри галактик, называют межзвёздной средой (МЗС). Природа межзвёздной среды столетиями привлекала внимание астрономов и учёных. Термин «межзвёздная среда» впервые был использован Ф.Бэконом в 1626г.

1. ИСТОРИЯ ИССЛЕДОВАНИЙ МЗС

Еще в середине 19 в. российский астроном В.Струве пытался научными методами найти непреложные свидетельства того, что пространство не пустое, и в нем происходит поглощение света далеких звезд, но безуспешно. межзвёздный среда облако газ

Позже немецкий астрофизик Ф.Гартман проводил исследование спектра Дельты Ориона и изучал движение по орбите компаньонов системы Дельты Ориона и свет, приходящий от звезды. Поняв, что некоторая часть света поглощается на пути к Земле, Гартман писал, что «линия поглощения кальция очень слаба», а также, что «некоторым сюрпризом оказалось то, что линии кальция на длине волны 393,4 нанометров не движутся в периодическом расхождении линий спектра, которое присутствует в спектроскопически-двойных звёздах». Стационарная природа этих линий позволила Гартману предположить, что газ, ответственный за поглощение, не присутствует в атмосфере Дельты Ориона, но, напротив, находится вне звезды и расположен между звездой и наблюдателем. Это исследование и стало началом изучения межзвездной среды.

Интенсивные исследования межзвёздной материи позволили У. Пикерингу в 1912 году заявить, что «межзвёздная поглощающая среда, которая как показал Каптейн , поглощает только на некоторых волнах, может свидетельствовать о наличии газа и газообразных молекул, которые исторгаются Солнцем и звёздами».

В том же 1912-м году В. Гесс открыл космические лучи, энергичные заряженные частицы, которые бомбардируют Землю из космоса. Это позволило заявить некоторым исследователям, что они также наполняют собой межзвёздную среду.

После исследований Гартмана, в 1919 году, Эгер во время изучения линий поглощения на волнах 589,0 и 589,6 нанометров в системах Дельты Ориона и Беты Скорпиона обнаружил в межзвёздной среде натрий.

Наличие поглощающей разреженной среды было убедительно показано менее ста лет назад, в первой половине 20 в., путем сравнения наблюдаемых свойств далеких звездных скоплений на различных расстояниях от нас. Это было сделано независимо американским астрономом Робертом Трюмплером (1896-1956) и советским астрономом Б.А. Воронцовым-Вельяминовым (1904-1994). Вернее, так была обнаружена одна из составляющих межзвездной среды - мелкая пыль, из-за которой межзвездная среда оказывается не вполне прозрачной, особенно в направлениях, близких к направлению на Млечный Путь. Присутствие пыли означало, что и видимая яркость, и наблюдаемый цвет далеких звезд искажены, и чтобы узнать их истинные значения, нужен довольно сложный учет поглощения. Пыль, таким образом, была воспринята астрономами как досадная помеха, мешающая исследованию далеких объектов. Но одновременно возник интерес и к изучению пыли как физической среды - ученые стали выяснять, как пылинки возникают и разрушаются, как реагирует пыль на излучение, какую роль играет пыль в образовании звезд.

С развитием радиоастрономии во второй половине 20 в. появилась возможность исследовать межзвездную среду по ее радиоизлучению. В результате целенаправленных поисков было обнаружено излучение атомов нейтрального водорода в межзвездном пространстве на частоте 1420 МГц (что соответствует длине волны 21 см). Излучение на этой частоте (или, как говорят, в радиолинии) предсказал голландский астроном Хендрик ван де Хюлст в 1944 на основании квантовой механики, а обнаружено оно было в 1951 г. после расчета ее ожидаемой интенсивности советским астрофизиком И.С.Шкловским . Шкловский же указал и на возможность наблюдения излучения различных молекул в радиодиапазоне, которое, действительно, было позднее обнаружено. Масса межзвездного газа, состоящего из нейтральных атомов и очень холодного молекулярного газа, оказалось примерно в сто раз большей, чем масса разреженной пыли. Но газ совершенно прозрачен для видимого света, поэтому его нельзя было обнаружить теми же методами, какими была открыта пыль.

С появлением рентгеновских телескопов, устанавливаемых на космических обсерваториях, был обнаружен еще один, наиболее горячий компонент межзвездной среды - очень разреженный газ с температурой в миллионы и десятки миллионов градусов. Ни по оптическим наблюдениям, ни по наблюдениям в радиолиниях этот газ «увидеть» невозможно - среда слишком разрежена и полностью ионизована, но, тем не менее, он заполняет существенную долю объема всей нашей Галактики.

Быстрое развитие астрофизики, изучающей взаимодействие вещества и излучения в космическом пространстве, как и появление новых возможностей наблюдений, позволило детально исследовать физические процессы в межзвездной среде. Возникли целые научные направления - космическая газодинамика и космическая электродинамика , изучающие свойства разреженных космических сред. Астрономы научились определять расстояния до газовых облаков, измерять температуру, плотность и давление газа, его химический состав, оценивать скорости движения вещества. Во второй половине 20 в. выявилась сложная картина пространственного распределения межзвездной среды и ее взаимодействия со звездами. Оказалось, что от плотности и количества межзвездного газа и пыли зависит возможность зарождения звезд, а звезды (прежде всего, наиболее массивные из них), в свою очередь, меняют свойства окружающей межзвездной среды - нагревают ее, поддерживают непрестанное движение газа, пополняют среду своим веществом, меняют ее химический состав.

2. ОСНОВНЫЕ СОСТАВЛЯЮЩИЕ МЗС

Межзвёздная среда включает в себя межзвёздный газ, пыль (1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля, межзвёздное облако, космические лучи, а также тёмную материю. Химический состав межзвёздной среды -- продукт первичного нуклеосинтеза и ядерного синтеза в звёздах.

2 .1 Межзвёздный газ

Межзвёздный газ - это разрежнная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в смі. Плотность газа в среднем составляет около 10?21 кг/мі. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность. Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разрежённой среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому от областей межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.

2 .2 Межзвёздная пыль

Межзвёздная пыль -- твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочкой. Химический состав ядра определяется тем, в атмосфере каких звёзд они сконденсировались. Например в случае углеродных звёзд, они будут состоять из графита и карбида кремния.

Типичный размер частиц межзвездной пыли от 0,01 до 0,2 мкм, полная масса пыли составляет порядка 1 % от полной массы газа. Свет звёзд нагревает межзвёздную пыль до нескольких десятков K, благодаря чему межзвёздная пыль является источником длинноволнового инфракрасного излучения.

Пыль также влияет на химические процессы, проходящие в межзвездной среде: пылевые гранулы содержат тяжелые элементы, которые используются как катализатор в различных химических процессах. Гранулы пыли участвуют и в образовании молекул водорода, что увеличивает темп звездообразования в металло-бедных облаках

2 .3 Межзвёздное облако

Межзвёздное облако -- общее название для скоплений газа, плазмы и пыли в нашей и других галактиках. Иными словами, межзвёздное облако имеет более высокую плотность, чем средняя плотность межзвёздной среды. В зависимости от плотности, размера и температуры данного облака, водород в нем может быть нейтральным, ионизированным (то есть в виде плазмы) или молекулярным. Нейтральные и ионизованные облака иногда называют диффузными облаками, в то время как молекулярные облака называют плотными облаками.

Анализ состава межзвёздных облаков осуществляется путём изучения их электромагнитного излучения с помощью больших радиотелескопов. Исследуя спектр излучения межзвёздного облака и сопоставляя его со спектром конкретных химических элементов, можно определить химический состав облака.

Обычно около 70 % массы межзвёздного облака составляет водород, оставшаяся часть приходится в основном на гелий. В облаках также присутствуют следы тяжёлых элементов: металлов, таких как кальций, нейтральный или в форме катионов Ca+ (90 %) и Ca++ (9 %), и неорганические соединения, такие как вода, оксид углерода, сероводород, аммиак и цианистый водород.

2 .4 Космические лучи

Космимческие лучим -- элементарные частицы и ядра атомов, движущиеся с высокими энергиями в космическом пространстве. Их основным (но не единственным) источником служат взрывы сверхновых звезд.

Первичными принято называть внегалактические и галактические лучи. Вторичными принято называть потоки частиц, проходящие и трансформирующиеся в атмосфере Земли.

Космические лучи являются составляющей естественной радиации (фоновой радиации) на поверхности Земли и в атмосфере.

Химический спектр космических лучей в пересчете энергии на нуклон более чем на 94 % состоит из протонов, ещё на 4 % -- из ядер гелия (альфа-частиц). Есть также ядра других элементов, но их доля значительно меньше.

По количеству частиц космические лучи на 90 процентов состоят из протонов, на 7 процентов -- из ядер гелия, около 1 процента составляют более тяжелые элементы, и около 1 процента приходится на электроны.

2 .5 Межзвёздное магнитное поле

Частицы движутся в слабом магнитном поле межзвездного пространства, индукция которого примерно в сто тысяч раз меньше, чем у магнитного поля Земли. Межзвездное магнитное поле, действуя на заряженные частицы с силой, зависящей от их энергии, «запутывает» траектории частиц, и они непрерывно меняют направление своего движения в Галактике. Заряженные частицы, летящие в межзвездном магнитном поле, отклоняются от прямых траекторий под действием силы Лоренца. Их траектории словно «наматываются» на линии магнитной индукции.

3. ФИЗИЧЕСКИЕ ОСОБЕННОСТИ МЗС

· Отсутствие локального термодинамического равновесия (ЛТР) - с остояния системы, при котором остаются неизменными по времени макроскопические величины этой системы (температура, давление, объём, энтропия) в условиях изолированности от окружающей среды.

· Тепловая неустойчивость

Условие теплового равновесия может вовсе не выполняться. Существует магнитное поле, которое препятствует сжатию, если только оно не происходит вдоль линий поля. Во-вторых, межзвёздная среда находится в непрерывном движении и её локальные свойства непрерывно меняются, в ней появляются новые источники энергии и исчезают старые. В-третьих, кроме термодинамической неустойчивости существуют гравитационная и магнитогидродинамическая. И это без учёта всякого рода катаклизмов в виде вспышек сверхновых, приливных влияний, проходящих по соседству галактик, или прохождения самого газа через спиральные ветви Галактики.

· Запрещенные линии и линия 21 см

Отличительной особенностью оптически тонкой среды является излучение в запрещённых линиях . Запрещёнными называют линии, которые запрещены правилами отбора, то есть происходят с метастабильных уровней (квазиустойчивого равновесия). Характерное время жизни электрона на этом уровне -- от с до нескольких суток. При высоких концентрациях частиц их столкновение снимает возбуждение и линии не наблюдаются из-за крайней слабости. При и малых плотностях интенсивность линии не зависит от вероятности перехода, поскольку малая вероятность компенсируется большим числом атомов находящихся в метастабильном состоянии. Если ЛТР нет, то заселённость энергетических уровней следует рассчитывать из баланса элементарных процессов возбуждения и деактивации.

Важнейшей запрещённой линией МЗС является радиолиния атомарного водорода 21 см . Эта линия возникает при переходе между подуровнями сверхтонкой структуры уровня водорода, связанными с наличием спина у электрона и протона. Вероятность этого перехода (То есть 1 раз в 11 млн лет).

Исследования радиолинии 21 см позволили установить, что нейтральный водород в галактике в основном заключён в очень тонком, 400 пк толщиной, слое около плоскости Галактики.

· Вмороженность магнитного поля.

Вмороженность магнитного поля означает сохранение магнитного потока через любой замкнутый проводящий контур при его деформации. В лабораторных условиях магнитный поток можно считать сохраняющимся в средах с высокой электропроводностью. В пределе бесконечной электропроводности бесконечное малое электрическое поле вызвало бы рост тока до бесконечной величины. Следовательно идеальный проводник не должен пересекать магнитные силовые линии, и таким образом возбуждать электрическое поле, а напротив должен увлекать за собой линии магнитного поля, магнитное поле оказывается как бы вмороженным в проводник.

Реальная космическая плазма, далеко не идеальна и вмороженность стоит понимать в том смысле, что требуется очень большое время для изменения потока через контур. На практике это означает, что мы можем считать поле постоянным пока облако сжимается, обращается и т. д.

4. ТУМАННОСТИ

Туманность -- участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Туманности состоят из пыли, газа и плазмы.

Первичный признак, используемый при классификации туманностей -- поглощение, или же излучение либо рассеивание ими света, то есть по этому критерию туманности делятся на тёмные и светлые.

Деление туманностей на газовые и пылевые в значительной степени условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Такое деление исторически обусловлено различными способами наблюдения и механизмами излучения: наличие пыли наиболее ярко наблюдается при поглощении тёмными туманностями излучения расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении, содержащейся в туманности пылью излучения расположенных поблизости или в самой туманности звёзд; собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации ультрафиолетовым излучением расположенной в туманности горячей звезды (эмиссионные области H II ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд типа Вольфа -- Райе.

4 .1 Диффузная (светлая) туманность

Диффузная (светлая) туманность -- в астрономии, общий термин, используемый для обозначения излучающих свет туманностей. Три типа диффузных туманностей -- это отражательная туманность, эмиссионная туманность (разновидностью которой являются протопланетарная, планетарная и область H II) и остаток сверхновой.

· Отражательная туманность

Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемыми звёздами. Если звезда (звёзды) находится в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью.

Спектр отражательной туманности такой же, как и у подсвечивающей ее звезды. Среди микроскопических частиц, ответственных за рассеивание света, можно выделить частички углерода (иногда их называют бриллиантовой пылью), а также частицы железа и никеля. Последние две взаимодействуют с галактическим магнитным полем, и поэтому отражённый свет слегка поляризован.

Отражательные туманности обычно имеют синий оттенок, поскольку рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного (именно этим, в частности, объясняется голубой цвет неба).

В настоящее время известно порядка 500 отражательных туманностей, самая известная из которых -- вокруг Плеяд (звёздное скопление). Гигантская красная (спектральный класс M1) звезда Антарес окружена большой красной отражательной туманностью. Отражательные туманности также часто встречаются в местах звёздообразования.

В 1922 году Хаббл опубликовал результаты исследований некоторых ярких туманностей. В этой работе Хаббл вывел закон светимости для отражательной туманности, который устанавливает соотношение между угловым размером туманности (R ) и видимой величиной подсвечивающей звезды (m ):

где -- константа, зависящая от чувствительности измерения.

· Эмиссионная туманность

Эмиссионная туманность -- облако ионизированного газа (плазмы), излучающее в видимом цветовом диапазоне спектра. Ионизация происходит за счёт высокоэнергетических фотонов, излучаемых ближайшей горячей звездой. Различают несколько видов эмиссионных туманностей. Среди них -- области H II, в которых происходит формирование новых звёзд, и источниками ионизирующих фотонов являются молодые, массивные звезды, а также планетарные туманности , в которых умирающая звезда отбросила свои верхние слои, и обнажившееся горячее ядро их ионизирует.

Планета м рная тума м нность -- астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5--8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность -- быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.

Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал, обогащённый тяжёлыми элементами -- продуктами звёздного нуклеосинтеза (в астрономии тяжёлыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрыва -- водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций).

В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом «Хаббл», удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что приблизительно пятая часть из них имеет околосферическую форму, большинство не обладает какой бы то ни было сферической симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными. Считается, что большую роль в этом могут играть взаимодействие звёздного ветра и двойных звёзд, магнитного поля и межзвёздной среды.

Планетарные туманности в большинстве своём представляют собой тусклые объекты и, как правило, не видны невооружённым глазом. Первой открытой планетарной туманностью была туманность Гантель в созвездии Лисички.

Необычность природы планетарных туманностей обнаружилась в середине XIX века, с началом использования в наблюдениях метода спектроскопии. Уильям Хаггинс стал первым астрономом, получившим спектры планетарных туманностей -- объектов, выделявшихся своей необычностью. При изучении Хаггинсом спектров туманностей NGC 6543 (Кошачий Глаз) , M27 (Гантель), M 57 (кольцевая туманность в Лире) и ряда других, оказалось, что их спектр чрезвычайно отличается от спектров звёзд: все полученные к тому времени спектры звёзд являлись спектрами поглощения (непрерывный спектр с большим количеством тёмных линий), в то время как спектры планетарных туманностей оказались эмиссионными спектрами с небольшим количеством эмиссионных линий, что указывало на их природу, в корне отличающуюся от природы звёзд.

Планетарные туманности представляют собой заключительный этап эволюции для многих звёзд. Типичная планетарная туманность имеет среднюю протяжённость в один световой год и состоит из сильно разреженного газа плотностью около 1000 частиц на смі, что пренебрежимо мало в сравнении, например, с плотностью атмосферы Земли, но примерно в 10--100 раз больше, чем плотность межпланетного пространства на расстоянии орбиты Земли от Солнца. Молодые планетарные туманности имеют наибольшую плотность, иногда достигающую 10 6 частиц на смі. По мере старения туманностей их расширение приводит к уменьшению плотности. Большинство планетарных туманностей симметричны и имеют почти сферический вид, что не мешает им иметь множество очень сложных форм. Приблизительно 10 % планетарных туманностей практически биполярны, и лишь малое их число асимметричны. Известна даже прямоугольная планетарная туманность.

Протопланетарная туманность - это астрономический объект, который недолго существует между тем, как среднемассивная звезда (1-8 солнечных масс) покинула асимптотическую ветвь гигантов (АВГ) и последующей фазой планетарной туманности (ПТ). Протопланетарная туманность светит в основном в инфракрасном диапазоне и является подтипом отражательных туманностей.

Область H II - это облако горячего газа и плазмы, достигающее нескольких сотен световых лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые горячие голубовато-белые звёзды, которые обильно излучают ультрафиолетовый свет, тем самым ионизируя окружающую туманность.

Области H II могут рождать тысячи звёзд за период всего в несколько миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и мощный звёздный ветер, исходящий от наиболее массивных звёзд в образовавшемся звёздном скоплении, рассеивают газы этой области, и она превращается в группу наподобие Плеяд.

Эти области получили своё название из-за большого количества ионизированного атомарного водорода, обозначаемого астрономами как H II (область H I -- зона нейтрального водорода, а H 2 обозначает молекулярный водород). Их можно заметить на значительных расстояниях по всей Вселенной, и изучение таких областей, находящихся в других галактиках, важно для определения расстояния до последних, а также их химического состава.

Примерами являются туманность Киля , туманность Тарантул, NGC 604 , Трапеция Ориона , Петля Барнарда .

· Остаток сверхновой

Остаток сверхновой (англ. S uper N ova R emnant , SNR ) -- газопылевое образование, результат произошедшего много десятков или сотен лет назад катастрофического взрыва звезды и превращения её в сверхновую. Во время взрыва оболочка сверхновой разлетается во все стороны, образуя расширяющуюся с огромной скоростью ударную волну, которая и формирует остаток сверхновой . Остаток состоит из выброшенного взрывом звёздного материала и поглощаемого ударной волной межзвёздного вещества.

Вероятно самый красивый и лучше всего исследованный молодой остаток образован сверхновой SN 1987 A в Большом Магеллановом Облаке, вспыхнувшей в 1987 г. Другие хорошо известные остатки сверхновых, это Крабовидная туманность , остаток относительно недавнего взрыва (1054 год), остаток сверхновой Тихо (SN 1572) , получившей имя в честь Тихо Браге, который наблюдал и зафиксировал её первоначальную яркость сразу после вспышки в 1572 г., а также остаток сверхновой Кеплера (SN 1604) , названной в честь Иоганна Кеплера.

4 .2 Тёмная туманность

Тёмная тумамнность -- тип межзвёздного облака, настолько плотного, что оно поглощает видимый свет, исходящий от эмиссионных или отражательных туманностей (как, например, туманность Конская Голова ) или звёзд (например, туманность Угольный Мешок ), находящихся позади неё.

Поглощают свет частицы межзвёздной пыли, находящиеся в наиболее холодных и плотных частях молекулярных облаков. Скопления и большие комплексы тёмных туманностей связаны с гигантскими молекулярными облаками (ГМО). Изолированные тёмные туманности чаще всего бывают глобулами Бока.

Такие облака обладают очень неправильной формой: у них нет чётко очерченных границ, иногда они приобретают закрученные змеевидные образы. Самые большие тёмные туманности видны невооружённым глазом, они выступают как куски черноты на фоне яркого Млечного Пути.

Во внутренних частях тёмных туманностей часто протекают активные процессы: например, рождение звёзд или мазерное излучение.

5. ИЗЛУЧЕНИЕ

Звёздный ветер -- процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство.

Вещество, из которого состоят звёзды, при определённых условиях может преодолевать их притяжение и выбрасываться в межзвёздное пространство. Это происходит в том случае, если частица в атмосфере звезды разгоняется до скорости, превышающей вторую космическую скорость для данной звезды. Фактически, скорости частиц, из которых состоит звёздный ветер, составляют сотни километров в секунду.

Звёздный ветер может содержать как заряженные частицы, так и нейтральные.

Звёздный ветер -- постоянно происходящий процесс, который приводит к снижению массы звезды. Количественно этот процесс может быть охарактеризован как количество (масса) вещества, которое теряет звезда в единицу времени.

Звёздный ветер может играть важную роль в звёздной эволюции: так как в результате этого процесса происходит уменьшение массы звезды, то от его интенсивности зависит срок жизни звезды.

Звёздный ветер является способом переноса вещества на значительные расстояния в космосе. Помимо того, что он сам по себе состоит из вещества, истекающего из звёзд, он может воздействовать на окружающее межзвёздное вещество, передавая ему часть своей кинетической энергии. Так, форма эмиссионной туманности NGC 7635 «Пузырь» образовалась в результате такого воздействия.

В случае истечения вещества от нескольких близко расположенных звёзд, дополненного воздействием излучения этих звёзд возможна конденсация межзвёздного вещества с последующим звездообразованием.

При активном звёздном ветре количество выбрасываемого вещества может оказаться достаточным для формирования планетарной туманности.

6. ЭВОЛЮЦИЯ МЕЖЗВЁЗДНОЙ СРЕДЫ

Эволюция межзвёздной среды, а если быть точнее межзвёздного газа, тесно связана с химической эволюцией всей Галактики. Казалось бы, все просто: звезды поглощают газ, а после выбрасывают его обратно, обогащая его продуктами ядерного горения -- тяжёлыми элементами, -- таким образом металличность должна постепенно возрастать.

Теория Большого взрыва предсказывает, что в ходе первичного нуклеосинтеза образовались водород, гелий, дейтерий, литий и другие лёгкие ядра, которые раскалываются ещё на треке Хаяши или стадии протозвёзды. Иными словами, мы должны наблюдать долгоживущие G-карлики с нулевой металличностью. Но таковых в Галактике не найдено, более того, большинство из них имеют почти солнечную металличность. По косвенным данным, можно судить, что что-то подобное и в других галактиках. На данный момент вопрос остаётся открытым и ждёт своего решения.

В первичном межзвёздном газе не было и пыли. Как сейчас считается, пылинки образуются на поверхности старых холодных звёзд и покидают её вместе с истекающим веществом.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Изучение такой сложной системы как «звезды - межзвездная среда» оказалось очень сложной астрофизической задачей, особенно если учесть, что общая масса межзвездной среды в Галактике и ее химический состав медленно изменяются под действием различных факторов. Поэтому можно сказать, что в межзвездной среде отражена вся история нашей звездной системы продолжительностью в миллиарды лет.

СПИСОК ИСТОЧНИКОВ

1) Материалы, взятые с сайта www.wikipedia.org

2) Материалы, взятые с сайта www.krugosvet.ru

3) Материалы, взятые с сайта www.bse.sci-lib.com

4) Материалы, взятые с сайта www.dic.academic.ru

Размещено на Allbest.ru

Подобные документы

Туманность как участок межзвездной среды, выделяющейся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба, ее разновидности и формы: эмиссионная, остатки сверхновых. История возникновения и развития некоторых туманностей: Орел, Песочные часы.

презентация , добавлен 11.10.2012

Пыль, газ и плазма как основные составляющие туманности. Классификация туманностей, характеристика их основных видов. Особенности строения диффузных, отражательных, эмиссионных, темных и планетарных туманностей. Формирование остатка сверхновой звезды.

презентация , добавлен 20.12.2015

Описание явлений туманности и солнечной активности. Изучение галактических, солнечных и космических лучей, способы их регистрации. Свойства межзвездного магнитного поля. Особенности пространственного распределения галактик. Идеи о расширении Вселенной.

краткое изложение , добавлен 06.01.2012

Звездное ядро как центральная, компактная область Галактики. Основные элементы структуры Галактики. Рассеянный и шаровой тип скоплений. Характеристика межзвездного газа. Общее понятие про светлые газовые туманности. Планетарные, темные туманности.

презентация , добавлен 28.09.2011

Космогония как наука, изучающая происхождение и развитие небесных тел. Сущность гипотезы Джинса. Туманность, рождение Солнца. Основные этапы процесса превращения частиц туманности в планеты: слипание частиц; разогревание; вулканическая деятельность.

реферат , добавлен 20.06.2011

Космические аппараты исследования природных ресурсов Земли и контроля окружающей среды серии Ресурс-Ф. Основные технические характеристики КА Ресурс-Ф1 и фотоаппаратуры. Космические аппараты космической медицины и биологии КА Бион, материаловедения Фотон.

реферат , добавлен 06.08.2010

Звёздная эволюция - изменения звезды в течение её жизни. Термоядерный синтез и рождение звезд; планетарная туманность, протозвезды. Характеристика молодых звезд, их зрелость, поздние годы, гибель. Нейтронные звезды (пульсары), белые карлики, черные дыры.

презентация , добавлен 10.05.2012

Стадии формирования Солнечной системы. Состав среды протопланетного диска Солнца, исследование его эволюции с помощью численной двумерной газодинамической модели, которая соответствует осесимметричному движению газовой среды в гравитационном поле.

курсовая работа , добавлен 29.05.2012

Характеристика звезд. Звезды в космическом пространстве. Звезда – плазменный шар. Динамика звездных процессов. Солнечная система. Межзвездная среда. Понятие звездной эволюции. Процесс звездообразования. Звезда как динамическая саморегулирующаяся система.

реферат , добавлен 17.10.2008

Восьмая планета от Солнца. Некоторые параметры планеты Нептун. Химический состав, физические условия, строение, атмосфера. Температура поверхностных областей. Спутники Нептуна, их размеры, характеристики, история открытий. Кольца Нептуна, магнитное поле.

По всейвероятности, первыми внеземными объектами, которые привлекли внимание человекаеще в глубокой древности, были Солнце и Луна. Вопреки известной шутке о том,что Луна полезнее Солнца потому, что светит ночью, а днем и без того светло,первостепенная роль Солнца была отмечена людьми еще в первобытную эпоху, и этонашло отражение в мифах и легендах почти всех народов.

Вопрос о том, какова природазвезд, возник, очевидно, гораздо позже. Заметив блуждающие звезды - планеты,люди, быть может, впервые сделали попытку проанализировать взаимосвязьразличных явлений, хотя возникшая таким путем астрология подменила знаниясуевериями. Любопытно, что астрономия, одна из наиболее обобщающих наук оприроде, свои первые шаги совершала по зыбкой почве заблуждений, отголоскикоторых дошли даже до наших дней.

Причину этих заблужденийлегко понять, если учесть, что первый этап развития науки о небе в буквальномсмысле слова был основан на созерцании и абстрактном мышлении, когдапрактически отсутствовали какие-либо астрономические инструменты. Тем болеепоразительно, что этот этап блестяще завершился, бессмертным творениемКоперника - первой и важнейшей революцией в астрономии. До этого казалосьочевидным, что наблюдаемое, видимое совпадает с действительным, реальносуществующим, копирует его. Коперник впервые доказал, что действительное можетрадикально и принципиально отличаться от видимого.

Следующий столь же решительный шаг сделан великимГалилеем, сумевшим увидеть то, что не заметил даже такой тонкий наблюдатель,как Аристотель. Именно Галилей впервые понял, что, вопреки очевидному, процессдвижения тела вовсе не означает постоянного воздействия на него другого тела.Открытый Галилеем принцип инерциипозволил затем Ньютону сформулировать законы динамики, которые послужилифундаментом современной физики.

Если самое гениальное своеоткрытие Галилей сделал в области механики - и это в дальнейшем принеслоогромную пользу астрономии, - то непосредственно наука о небе обязана емуначалом новой эпохи в своем развитии - эпохи телескопических наблюдений.

Применение телескопа вастрономии прежде всего неизмеримо увеличило число объектов, доступныхисследованиям. Еще Джордано Бруно говорил о бесчисленных мирах солнц. Оноказался прав: звезды - самые важные объекты во Вселенной, в них сконцентрированопочти все космическое вещество. Но звезды - это не просто резервуары дляхранения массы и энергии. Они являются термоядерными котлами, где происходитпроцесс образования атомов тяжелых элементов, без которых невозможны были бынаиболее сложные этапы эволюции материи, приведшие на Земле к возникновениюфлоры, фауны, человека и наконец человеческой цивилизации.

По мере совершенствованиятелескопов и методов регистрации электромагнитного излучения астрономы получаютвозможность проникать во все более удаленные уголки космического пространства.И это не только расширяет геометрический горизонт известного нам мира: болеедалекие объекты отличаются и по возрасту, так что в известной нам частиВселенной, которую принято называть Метагалактикой, содержится богатаяинформация об истории развития, иными словами, об эволюции Вселенной.Современная астрономия обогатилась учением о развитии миров, подобно тому какбиология в свое время обогатилась учением Дарвина. Это уже более высокаяступень перехода -от видимого к действительному, ибо по тому, что видносегодня, мы познаем суть явлений в далеком прошлом и можем предвидеть будущее!

В последнее время в астрономии наметился еще один важный переход отнаблюдаемого к действительному. Само по себе наблюдаемое теперь оказалосьдостоянием многих ученых-астрономов, вооруженных самой современной техникой,которая использует малейшие возможности, скрытые в тайниках физических законови позволяющие вырывать у природы ее тайны. Но проникновение в неведомую еще намреальность - это не просто представление о том, что вокруг чего обращается, идаже не то, что является причиной движения или как выглядели те или иные тела внезапамятные времена, а нечто гораздо большее. Это – познание свойств пространстваи времени в целом, в масштабах, не доступных нашему непосредственномувосприятию и созерцанию.

Пространство между звёздами, за исключениемотдельных туманностей, выглядит пустым. На самом же деле всё межзвёздноепространство заполнено веществом. К такому заключению учёные пришли послетого, как в начале XX в. швейцарский астроном Роберт Трюмплер открыл поглощение(ослабление) света звёзд на пути к земному наблюдателю. Причём степень егоослабления зависит от цвета звезды. Свет от голубых звёзд поглощается болееинтенсивно, чем от красных. Таким образом, если звезда излучает в голубых икрасных лучах одинаковое количество энергии, то в результате поглощения светаголубые лучи ослабляются сильнее красных и с Земли звезда кажется красноватой.

Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве не равномерно,а имеет клочковатую структуру и концентрируется к Млечному Пути. Тёмныетуманности, такие, как Угольный Мешок и Конская Голова, являются местомповышенной плотности поглощающего межзвёздного

вещества.А состоит оно из мельчайших частиц - пылинок. Физические свойства пылинок кнастоящему времени изучены достаточно хорошо.

Помимо пыли между звёздами имеется большое количество невидимогохолодного газа. Масса его почти в сто раз превосходит массу пыли. Как же сталоизвестно о существовании этого газа? Оказалось, что атомы водорода излучаютрадиоволны с длиной волны 21 см. Большую часть информации о межзвёздном веществеполучают с помощью радиотелескопов. Так были открыты облака атомарного нейтрального водорода.

Типичное облако атомарного нейтрального водорода имеет температуруоколо 70 К (-200 °С) и невысокую плотность (несколько десятков атомов вкубическом сантиметре пространства). Хотя такая среда и считается облаком, дляземлянина это глубокий вакуум, в миллиард раз разреженнее, чем вакуум,создаваемый, например, в кинескопе телевизора. Размеры облаков водорода - от 10до 100 пк (для сравнения: звёзды в среднем находятся друг от друга на расстоянии1 пк).

Впоследствии были обнаружены ещё более холодные и плотные облакамолекулярного водорода, совершенно непрозрачные для видимого света. Именно вних сосредоточена большая часть холодного межзвёздного газа и пыли. Поразмерам эти облака примерно такие же, как и области атомарного водорода, ноплотность их в сотни и тысячи раз выше. Поэтому в больших молекулярных облакахможет содержаться огромная масса вещества, достигающая сотен тысяч и дажемиллионов масс Солнца. В молекулярных облаках, состоящих в основном из водорода,присутствуют и многие более сложные молекулы, в том числе простейшиеорганические соединения. Некоторая часть межзвёздного вещества нагрета доочень высоких температур и «светится» в ультрафиолетовых и рентгеновскихлучах. В рентгеновском диапазоне излучает самый горячий газ, имеющий температуруоколо миллиона градусов. Это - короналъный газ, названный так поаналогии с разогретым газом в солнечной короне. Корональный газ отличаетсяочень низкой плотностью: примерно один атом на кубический дециметрпространства.

Горячий разреженный газ образуется в результате мощных взрывов -вспышек сверхновых звёзд. От места взрыва в межзвёздном газе распространяетсяударная волна и нагревает газ до высокой температуры, при которой онстановится источником рентгеновского излучения. Корональный газ обнаружентакже в пространстве между галактиками.

Итак, основным компонентом межзвёздной среды является газ, состоящийиз атомов и молекул. Он перемешан с пылью, содержащей около 1% массымежзвёздного вещества, и пронизывается быстрыми потоками элементарных частиц- космическими лучами - и электромагнитным излучением, которые также можносчитать составляющими межзвёздной среды. Кроме того, межзвёздная средаоказалась слегка намагниченной.

Магнитные поля связаны с облакамимежзвёздного газа и движутся вместе с ними. Эти поля примерно в 100 тыс. разслабее магнитного поля Земли. Межзвёздные магнитные поля способствуютобразованию наиболее плотных и холодных облаков газа, из которых конденсируютсязвёзды. Частицы космических лучей также реагируют на межзвёздное магнитноеполе: они перемещаются вдоль его силовых линий по спиральным траекториям, какбы навиваясь на них. При этом электроны, входящие в состав космических лучей,излучают радиоволны. Это так называемое синхротронное излучение рождается вмежзвёздном пространстве и уверенно наблюдается в радиодиапазоне.

ГАЗОВЫЕТУМАННОСТИ

Наблюденияс помощью телескопов позволили обнаружить на небе большое количествослабосветящихся пятен - светлых туманностей. Систематическое изучениетуманностей начал в XVIII в. Уильям Гершель. Он разделял их на белые изеленоватые. Подавляющее большинство белых туманностей образовано множествомзвёзд - это звёздные скопления и галактики, а некоторые оказались связанными смежзвёздной пылью, которая отражает свет близко расположенных звёзд, - этоотражательные туманности. Как правило, в центре такой туманности видна яркаязвезда. А вот зеленоватые туманности - не что иное, как свечение межзвёздногогаза.

Самая яркая на небе газовая туманность - Большая туманность Ориона.Она видна в бинокль, а при хорошем зрении её можно заметить и невооружённымглазом - чуть ниже трёх звёзд, расположенных в одну линию, которые образуютПояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.

Что заставляет светитьсямежзвёздный газ? Ведь привычный нам воздух прозрачен и не излучает света. Голубоенебо над головой светится рассеянным на молекулах воздуха светом Солнца. Ночьюнебо становится тёмным. Впрочем, иногда всё же можно увидеть свечение воздуха,например во время грозы, когда под действием электрического разряда возникаетмолния. В северных широтах и в Антарктиде часто наблюдаются полярные сияния -разноцветные полосы и сполохи на небе. В обоих случаях воздух излучает свет несам по себе, а под действием потока быстрых частиц. Поток электронов порождаетвспышку молнии, а попадание в атмосферу Земли энергичных частиц израдиационных поясов, существующих в околоземном космическом пространстве, -полярные сияния.

Подобным образом возникает излучение в неоновых и других газовыхлампах: поток электронов бомбардирует атомы газа и заставляет их светиться. Взависимости от того, какой газ находится в лампе, от его давления иэлектрического напряжения, приложенного к лампе, изменяется цвет излучаемогосвета.

В межзвёздном газе также происходят процессы, приводящие к излучениюсвета, однако они не всегда связаны с бомбардировкой газа быстрыми частицами.

Объяснить, как возникает свечение межзвёздного газа,можно на примере атомарного водорода. Атом водорода состоит из ядра(протона), имеющего положительный электрический заряд, и вращающегося вокругнего отрицательно заряженного электрона. Они связаны между собой электрическимпритяжением. Затратив определённую энергию, их можно разделить. Такоеразделение приводит к ионизации атома. Но электроны и ядра могут вновьсоединиться друг с другом. При каждом объединении частиц будет выделятьсяэнергия. Она излучается в виде порции (кванта) света определённого цвета,соответствующего данной энергии.

Итак, для того чтобы газ излучал, необходимо ионизовать атомы, изкоторых он состоит. Это может произойти в результате столкновений с другимиатомами, но чаще ионизация возникает, когда атомы газа поглощают квантыультрафиолетового излучения, например от ближайшей звезды.

Если вблизи облака нейтрального водорода вспыхнет голубая горячаязвезда, то при условии, что облако достаточно большое и массивное, почти всеультрафиолетовые кванты от звезды поглотятся атомами облака. Вокруг звездыскладывается область ионизованного водорода. Освободившиеся электроны образуютэлектронный газ температурой около 10 тыс. градусов. Обратный процессрекомбинации, когда свободный электрон захватывается протоном, сопровождаетсяпереизлучением освободившейся энергии в виде квантов света.

Светизлучается не только водородом. Как считалось в XIX в., цвет зеленоватыхтуманностей определяется излучением некоего «небесного» химического элемента,который назвали небулием (от лат. nebula- «туманность»). Новпоследствии выяснилось, что зелёным цветом светится кислород. Часть энергиидвижения частиц электронного газа расходуется на возбуждение атомов кислорода,т. е. на перевод электрона в атоме на более далёкую от ядра орбиту. Привозвращении электрона на устойчивую орбиту атом кислорода должен испуститьквант зелёного света. В земных условиях он не успевает этого сделать:плотность газа слишком высока и частые столкновения «разряжают» возбуждённыйатом. А в крайне разреженной межзвёздной среде от одного столкновения додругого проходит достаточно много времени, чтобы электрон успел совершить этотзапрещённый переход и атом кислорода послал в пространство квант зелёногосвета. Аналогичным образом возникает излучение азота, серы и некоторых другихэлементов.

Таким образом, область ионизованного газа вокруг горячих звёзд можнопредставить в виде «машины», которая перерабатывает ультрафиолетовое излучениезвезды в очень интенсивное излучение, спектр которого содержит линии различныххимических элементов. И цвет газовых туманностей, как выяснилось позднее,различен: они бывают зеленоватые, розовые и других цветов и оттенков - взависимости от температуры, плотности и химического состава газа.

Некоторые звезды назаключительных стадиях эволюции постепенно сбрасывают внешние слои, которые,медленно расширяясь, образуют светящиеся туманности. При наблюдении в телескопы эти туманностинапоминают диски планет, поэтому они получили название планетарных. В центренекоторых из них можно увидеть небольшие очень горячие звезды. Расширяющиесягазовые туманности также возникают в конце жизни некоторых массивных звезд,когда они взрываются как сверхновые; при этом звезды полностью разрушаются,рассеивая свое вещество в межзвездное пространство. Это вещество богатотяжелыми элементами, образовавшихся в ядерных реакциях, протекавших внутризвезды, и в дальнейшем служит материалом для звезд новых поколений и планет.

Что происходит в центре нашей Галактики?

Центральная область Млечного Пути приковывалавнимание астрономов на протяжении многих десятилетий. От нее до Земли всего 25тыс. световых лет, тогда как от центров других галактик нас отделяют миллионысветовых лет, поэтому есть все основания надеяться, что именно центр нашейГалактики удастся изучить более подробно. Однако в течение длительного времени непосредственно наблюдать этуобласть было невозможно, поскольку она скрыта большими плотными облаками газа ипыли. Хотя открытия, сделанные при наблюдениях рентгеновского игамма-излучения, безусловно важны, наиболее обширные и ценные спектроскопическиеисследования центра Галактики были проведены в инфракрасном и радиодиапазонах,в которых он впервые наблюдался. Довольно подробно изучалось радиоизлучениеатомарного водорода с длиной волны 21 см. Водород - наиболее распространенныйэлемент во Вселенной, что компенсирует слабость его излучения. В тех областяхМлечного Пути, где облака межзвездного газа не слишком плотны и где ультрафиолетовоеизлучение не очень интенсивно, водород присутствует главным образом в видеизолированных электрически нейтральных атомов; именно хорошо различимые радиосигналы атомарного водорода детальнокартировались для установления структуры нашей Галактики.

На расстояниях более 1000 св.лет от центра Галактики излучение атомарного водорода дает надежные данные овращении Галактики и структуре ее спиральных рукавов. Из него нельзя получитьмного информации об условиях вблизи центра Галактики, поскольку там водородпреимущественно объединен в молекулы или ионизован (расщеплен на протон иэлектрон).

Мощные облака молекулярноговодорода скрывают центр Галактики и наиболее удаленные объекты, находящиеся вплоскости Галактики. Однако микроволновые и инфракрасные телескопы позволяютнаблюдать и эти облака, и то, что находится сзади них в галактическом центре.Кроме молекулярного водорода облака содержат много стабильных молекул окиси(монооксида) углерода (СО), для которых наибольшая характеристическая длинаволны излучения составляет 3 мм. Это излучение проходит через земнуюатмосферу и может быть зарегистрировано наземными приемниками; особенно многоокиси углерода в темных пылевых облаках, поэтому она играет полезную роль дляопределения их размеров и плотности. Измеряя доплеровский сдвиг (изменениечастоты и длины волны сигнала, вызываемое движением источника вперед илиназад относительно наблюдателя), можно определить и скорости движения облаков.

Обычно темные облака довольнохолодные - с температурой около 15 К(-260°С), поэтому окись углерода в нихнаходится в низких энергетических состояниях и излучает на относительнонизких частотах - в миллиметровом диапазоне. Часть вещества вблизи центраГалактики явно более теплая. С помощью Койперовской астрономическойобсерватории исследователями из Калифорнийского университета в Берклизарегистрировали более энергичное излучение окиси углерода в дальнейинфракрасной области, указывающее на температуру газа около 400 К, чтоприблизительно соответствует точке кипения воды. Этот газ нагревается подвоздействием идущего из центра Галактики ультрафиолетового излучения и, возможно,ударных волн, которые возникают при столкновениях облаков, движущихся вокругцентра.

В других местах вокруг центраокись углерода несколько холоднее и большая часть ее излучения приходится наболее длинные волны - около 1 мм. Но даже здесь температура газа составляетнесколько сотен кельвинов, т. е. близка к температуре у поверхности Земли и гораздо выше, чем внутрибольшинства межзвездных облаков. "К другим детально изученным молекуламотносятся цианистый водород (HCN), гидроксил(ОН), моносульфид углерода (CS) и аммиак (NH^). Карта излучения HCN высокого разрешения былаполучена на радиоинтерферометре Калифорнийского университета. Карта указываетна существование разбитого на отдельные сгустки, неоднородного диска изтеплых молекулярных облаков, окружающего «полость» шириной около 10 св. лет вцентре Галактики. Поскольку диск наклонен относительно линии наблюдения сЗемли, эта круглая полость кажется эллиптической (см. рис. внизу).

Атомы углерода и кислорода, часть которых ионизованаультрафиолетом, перемешаны в диске с молекулярным газом. Карты инфракрасногои радиоизлучений, соответствующих линиям испускания ионов, атомов и разныхмолекул, показывают, что газовый диск вращается вокруг центра Галактики соскоростью около 110 км/с, а также, что этот газ теплый и собран в отдельныесгустки. Измерения обнаружили и некоторые облака, движения которых совершенноне соответствуют этой общей схеме циркуляции; возможно, это вещество упалосюда с некоторого расстояния. Ультрафиолетовое излучение центральной области«ударяет» по внешнему краю облачного диска, создавая почти непрерывное кольцоионизованного вещества. Ионизованные стримеры и сгустки газа имеются также вцентральной полости.

Некоторые достаточно распространенные ионизованныеэлементы, включая неон, лишенный одного электрона, аргон без двух электронов исеру без трех электронов, имеют яркиелинии излучения вблизи 10 мкм - в той части инфракрасного спектра, для которогоземная атмосфера прозрачна. Было такжеобнаружено, что из всех элементов вблизи центра преобладает однозарядныйионизованный неон, тогда как трехзарядный ион серы там практически отсутствует.Чтобы отобрать три электрона у атома серы, нужно затратить гораздо большеэнергии, чем для того, чтобы отобрать один электрон у атома неона; наблюдаемыйсостав вещества указывает на то, что в центральной области поток ультрафиолетовогоизлучения велик, но его энергия не очень большая. Отсюда следует, что этоизлучение, по-видимому, создается горячими звездами с температурой от 30 до 35тыс. Кельвинов, и звезды с температурой, существенно больше указанной,отсутствуют.

Спектроскопический анализизлучения ионов дал также подробную информацию о скоростях разреженноговещества внутри

полости диаметром 10 св. лет, окружающейцентр. В некоторых частях полости скорости

близки к скорости вращения кольца молекулярногогаза - около 110 км/с. Часть облаков внутри этой области движется значительнобыстрее - примерно со скоростью 250 км/с, а некоторые имеют скорости до 400км/с.

В самом центре обнаружено ионизованное вещество,движущееся со скоростями до 1000 км/с. Это вещество ассоциировано с интереснымнабором объектов вблизи центра полости, известным как IRS16, который был обнаружен Беклином и Негебауэром во время поискаисточников коротковолнового инфракрасного излучения. Большинство найденных имиочень небольших источников - это, вероятно, одиночные массивные звезды, но IRS16 (16-й в их списке инфракрасный источник) представляет собой нечто иное: последующиеизмерения выявили в нем.пять ярких необычных компонентов. Вся эта центральная область - как теплыйгазовый диск, так и внутренняя полость - является, по-видимому, сценой, гдесовсем недавно разыгралось какое-то бурное действие. Кольцо или диск газа,вращающиеся вокруг центра Галактики, должны постепенно превратиться в однороднуюструктуру в результате столкновений между быстро и медленно движущимисясгустками вещества. Измерения доплеровского сдвига показывают, что разницамежду скоростями отдельных сгустков в кольце молекулярного газа достигаетдесятков километров в секунду. Эти сгустки должны сталкиваться, а ихраспределение сглаживаться в масштабах времени порядка 100 тыс. лет, т. е. заодин-два оборота вокруг центра. Отсюда следует, что в течение этого промежуткавремени газ подвергся сильному возмущению, возможно, в результате выделенияэнергии из центра или падения вещества с некоторого расстояния извне, истолкновения между сгустками должны быть еще достаточно сильными, чтобы в газевозникали ударные волны. Справедливость этих выводов может быть проверенапутем поиска «следов» таких волн.

Ударные волны могут быть идентифицированыпо спектральным линиям горячих сильно возбужденных молекул. Такие молекулыбыли обнаружены при наблюдениях с Койперовской астрономической обсерватории;к ним относятся радикалы гидроксила - электрически заряженные фрагменты молекулводы, которые были с силой разорваны на части. Зарегистрировано такжекоротковолновое инфракрасное излучение горячих молекул водорода; оноуказывает, что в некоторых местах температура облаков молекулярного газадостигает 2000 К - именно такая температура может создаваться ударными волнами.Каков источник плотных молекулярных пылевых облаков вблизи центра? Веществосодержит тяжелые элементы; это указывает на то, что оно было образовано внедрах звезд, где в результате элементы, такие как углерод, кислород и азот.Старые звезды расширяются и испускают огромное количество вещества, а в некоторыхслучаях взрываются как сверхновые. В любом случае тяжелые элементывыбрасываются в межзвездное пространство. Вещество облаков, находящихсявблизи центра Галактики, было, по-видимому, более основательно «обработано»внутри звезд, чем вещество, расположенное дальше от центра, поскольку вблизицентра особенно много некоторых редких изотопов, образующихся только внутризвезд.

Не все это вещество былосоздано ранее существовавшими звездами в непосредственной близости от центра.Возможно, часть облаков была притянута извне. Под влиянием трения и магнитныхполей вещество постепенно стягивается по направлению к центру, поэтому в этойобласти оно должно скапливаться..

Газ в Большом МагеллановомОблаке.

Светящиеся газовыетуманности- одни из наиболее красивых и впечатляющих объектов во Вселенной.Туманность 30 Золотой Рыбы является самой яркой и большой из газовыхтуманностей трех десятков галактик местной группы, включая нашу Галактику. Онаимеет неправильную форму и огромные размеры. В то время как Большая туманностьв созвездии Ориона видна невооруженным глазом в виде звезды с размытымизображением. Туманность 30 Золотой Рыбы занимает на небе площадь, сравнимую сдиском солнца или полной луны, несмотря на то что она находится от нас в 100 слишним раз дальше туманности Ориона. Ее диаметр составляет около 1000 световыхлет, а туманности Ориона – всего три световых года. Газ туманности взначительной степени ионизирован: большая часть атомов потеряла по крайней мерепо одному электрону. Оказывается, туманность 30 Золотой Рыбы содержитионизированного газа в 1500 раз больше, чем туманность Ориона. Ионизация газапроисходит под действием ультрафиолетового излучения, испускаемого массивнымигорячими молодыми звездами, находящимися в туманности.

Двадцатый век породил удивительные науку и технику, они позволяют человеческой мысли проникать в глубиныВселенной, поистине за пределы известного мира. Наш кругозор и горизонтывидимого мира расширились на столько, что человеческий разум, пытающийсясбросить с себя оковы земных предрассудков, едва способен овладеть им. Ученые,работающие в различных областях науки, пытаясь с помощью физических законовобъяснить загадочные объекты, обнаруженные в наше время, убеждаются в том, чтоудивительная Вселенная, в которой мы живём, в основном ещё нам не известна.Если же какая-либо информация о Вселенной становится доступной, то часто дажесамый дерзновенный ум оказывается не подготовленным к её восприятию в тойформе, в какой её преподносит природа. Поражаясь необычности вновьоткрытых небесных объектов, следуетпомнить, что за всю историю человечества, ни одна наука не достигала стольфеноменально быстрого развития, как наукаоб этих уникальных объектах. И всё это буквально за последние десятилетия. Утоляя присущую человеку неистощимую жажду познания, астрофизикинеутомимо изучают природу этих небесных объектов, бросающих вызов человеческомуразуму.

1.С.Данлоп «Азбуказвёздного неба» (1990 г.)

2.И.Левитт «За пределами известного мира» (1978 г.)

3.Джон С. Матис «Объект необычайно высокой светимости в Большом Магелановом Облаке» (Вмире науки. Октябрь 1984 г.)

4.Чарлз Г. Таунс, Рейнгард Гензел «Что происходит в центре нашей Галактики?» (Вмире науки. Июнь 1990 г.)

5.Аванта плюс. Астрономия.