Как проявляет себя межзвездная среда



Межзвездная среда – это вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри галактик. Состав: межзвездный газ, пыль (1% массы газа), межзвездные магнитные поля, космические лучи, а также невидимая «темная материя». Химический состав межзвездной среды – продукт ядерного синтеза в звездах. На протяжении своей жизни звезды испускают звездный ветер, который возвращает в среду элементы из атмосферы звезды. А в конце жизни звезды с нее сбрасывается оболочка, обогащая межзвездную среду продуктами ядерного синтеза.

Пространственное распределение межзвездной среды нетривиально. Помимо общегалактических структур, таких как перемычка и спиральные рукава галактик, есть и отдельные холодные и теплые облака, окруженные более горячим газом. Основная особенность межзвездной среды – ее крайне низкая плотность – 0,1…1000 атомов в кубическом сантиметре.

Контрольные вопросы:

1. Что представляет собой по структуре Метагалактика?


2. Какова причина неравномерного распределения звезд и галактик в пространстве?

3. В чем заключается однородность и нестационарность Вселенной?

4. Что представляет собой «темное вещество» Вселенной?

5. Что представляет собой галактика, и какова их роль во Вселенной?

6. Как отличаются галактики по форме?

7. Как отличаются галактики по активности?

8. Что склонны образовывать галактики?

9. Опишите галактику «Млечный путь».

10. Что такое квазары и каковы их основные характеристики?

11. Что представляют собой звезды и каковы их основные характеристики?

12. Опишите эволюцию звезд.

13. Что такое черные дыры? Как они образуются?

14. Как возникают нейтронные звезды, и какова их характеристика?

15. Как возникают сверхновые звезды?

16. Опишите газо – пылевую среду.

Источник: helpiks.org

    Все, что заполняет пространство между звездами внутри галактик, называется межзвездной средой — это межзвездный газ. Он довольно равномерно перемешан с межзвездной пылью и пронизывается межзвездными магнитными полями, космическими лучами и электромагнитным излучением.

     Из межзвездного газа образуются звезды, которые на поздних стадиях эволюции вновь отдают часть своего вещества межзвездной среде.


которые из звезд, умирая, взрываются как Сверхновые, выбрасывая обратно в пространство значительную долю водорода, из которого они когда-то образовались. Но значительно важнее, что при таких взрывах выбрасывается большое количество тяжелых элементов, образовавшихся в недрах звезд в результате термоядерных реакций. И Земля и Солнце сконденсировались в межзвездном пространстве из газа, обогащенного таким путем углеродом, кислородом, железом и другими химическими элементами.

Современный химический состав Солнечной системы является результатом реакций термоядерного синтеза, протекавших в первых поколениях звезд.

     Стадия, когда выброшенное при взрыве Сверхновой вещество перемешивается с межзвездным газом и сжимается, снова образуя звезды, более всего сложна и хуже понятна, чем все остальные стадии. Во-первых, сам межзвездный газ неоднороден, он имеет клочковатую, облачную структуру. Во-вторых, расширяющаяся с огромной скоростью оболочка сверхновой выметает разреженный газ и сжимает его, усиливая неоднородности. В-третьих, уже через сотню лет остаток сверхновой содержит больше захваченного по пути межзвездного газа, чем вещества звезды.

     Чем же завершается, в конце концов, космический цикл? Запасы газа уменьшаются. Ведь большая часть газа остается в маломассивных звездах, которые умирают спокойно, и не выбрасывают в окружающее пространство свое вещество. Со временем запасы его истощатся настолько, что ни одна звезда уже не сможет образоваться. К тому времени Солнце и другие старые звезды угаснут. Вселенная постепенно погрузится во мрак.


     Но конечная судьба Вселенной может быть и иной. Расширение постепенно прекратится и сменится сжатием. Через много миллиардов лет Вселенная сожмется вновь до невообразимо высокой плотности.

     Межзвездный газ составляет около 99% массы всей межзвездной среды и около 2% нашей Галактики. Температура газа колеблется в диапазоне от 4 К до 106 К. Излучает межзвездный газ также в широком диапазоне (от длинных радиоволн до жесткого гамма-излучения).

     Существуют области, где межзвездный газ находится в молекулярном состоянии — молекулярные облака. Есть области, где межзвездный газ состоит из нейтральных атомов водорода (области H I) и области ионизованного водорода (зоны H II), которыми являются светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звезд.

   Межзвездный газ есть в галактиках всех типов. Больше всего его в неправильных (иррегулярных), а меньше всего в эллиптических галактиках. В нашей Галактике максимум газа сосредоточено на расстоянии 5 кпк от центра. Наблюдения показывают, что кроме упорядоченного движения вокруг центра Галактики, межзвездные облака имеют также и хаотические скорости. Через 30-100 млн. лет облако сталкивается с другим облаком. Образуются газо-пылевые комплексы. Вещество в них достаточно плотно для того, чтобы не пропускать на большую глубину основную часть проникающей радиации. Поэтому внутри комплексов межзвездный газ холоднее, чем в межзвездных облаках. Сложные процессы преобразования молекул вместе с гравитационной неустойчивостью ведут к возникновению самогравитирующих сгустков — протозвезд.


     Таким образом, молекулярные облака должны быстро (менее чем за 106 лет) превратиться в звезды.

     Межзвездный газ постоянно обменивается веществом со звездами. Согласно оценкам, в настоящее время в Галактике в звезды переходит газ в количестве примерно 5 масс Солнца в год.

     Итак, в процессе эволюции галактик происходит круговорот вещества: межзвездный газ → звезды → межзвездный газ, приводящий к постепенному увеличению содержания тяжелых элементов в межзвездном газе и звездах и уменьшению количества межзвездного газа в каждой из галактик.

Мелкие твердые частицы, рассеянные в межзвездном пространстве почти равномерно перемешаны с межзвездным газом.

     Размеры крупных газо-пылевых комплексов, о которых мы говорили выше, достигают десятков сотен парсек, а их масса составляет примерно 105 масс Солнца. Но существуют и небольшие плотные газо-пылевые образования — глобулы размером от 0,05 до нескольких пк и массой всего 0,1 — 100 масс Солнца. Межзвездные пылинки не сферичны и размер их примерно 0,1-1 мкм.


стоят они из песка и графита. Образуются они в оболочках поздних красных гигантов и сверхгигантов, оболочках новых и сверхновых звезд, в планетарных туманностях, около протозвезд. Тугоплавкое ядро одето в оболочку изо льда с примесями, которую в свою очередь окутывает слой атомарного водорода. Пылинки в межзвездной среде либо дробятся в результате столкновений друг с другом со скоростями больше 20 км/с, либо наоборот, слипаются, если скорости меньше 1 км/с.

     Присутствие в межзвездной среде межзвездной пыли влияет на характеристики излучения исследуемых небесных тел. Пылинки ослабляют свет от далеких звезд, изменяют его спектральный состав и поляризацию. Помимо этого пылинки поглощают ультрафиолетовое излучение звезд и перерабатывают его в излучение с меньшей энергией.

     На поверхности пылинок могут активно образовываться различные молекулы. Пылинки, как правило, электрически заряжены и взаимодействуют с межзвездными магнитными полями.

     Именно пылинкам мы обязаны таким эффектом как космическое мазерное излучение. Оно возникает в оболочках поздних холодных звезд и в молекулярных облаках (зоны H I и H II). Этот эффект усиления микроволнового излучения «работает», когда большое количество молекул окажется в неустойчивом возбужденном  вращательном или колебательном состоянии и тогда достаточно одному фотону пройти через среду, чтобы вызвать лавинообразный переход молекул в основное состояние с минимальной энергией. А в результате мы видим узконаправленный (когерентный) очень мощный поток радиоизлучения.


     Туманности представляют собой участки межзвездной среды, выделяющиеся своим излучением или поглощением на общем фоне неба.

     Темные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвездного газа и пыли, непрозрачные из-за межзвездного поглощения света пылью. Иногда темные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы, например, туманность «Угольный Мешок» и многочисленные глобулы.

      Отражательные туманности являются газо-пылевыми облаками, подсвеченными звездами. Примером такой туманности являются Плеяды. Свет от звезд рассеивается межзвездной пылью.

    Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Галактики. Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В голове такой туманности находится обычно переменная звезда типа Т Тельца, освещающая туманность.

     Если звезда, которая находится в туманности или рядом с ней достаточно горячая, то она ионизует газ в туманности. Тогда газ начинает светиться, а туманность называется самосветящаяся или туманность, ионизованная излучением.

     Остатки Сверхновых, оболочки Новых и звездный ветер также являются самосветящимися туманностями, так как газ нагрет в них до многих млн. К (за фронтом ударной волны). Звезды Вольфа-Райе создают очень мощный звездный ветер. В результате вокруг них появляются туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами.


     К середине XIX века появилась возможность дать серьезное доказательство, что планетарные туманности принадлежат к самостоятельному классу объектов. Появился спектроскоп. Йозеф Фраунгофер обнаружил, что Солнце излучает непрерывный спектр, испещренный резкими линиями поглощения. Оказалось, что и спектры планет имеют многие характерные черты солнечного спектра. У звезд также обнаружился непрерывный спектр, однако, каждая из них имела свой собственный набор линий поглощения.

     Уильям Хеггинс (1824-1910) был первым, кто исследовал спектр планетарной туманности. Это была яркая туманность в созвездии Дракона NGC 6543. До этого Хеггинс в течение целого года наблюдал спектры звезд, однако спектр NGC 6543 оказался совершенно неожиданным. Ученый обнаружил лишь одну единственную, яркую линию. В то же время яркая Туманность Андромеды показала непрерывный спектр, характерный для спектров звезд. Теперь мы знаем, что Туманность Андромеды на самом деле является галактикой, а следовательно, состоит из множества звезд.

     В 1865 году тот же Хеггинс, применив спектроскоп более высокой разрешающей способности, обнаружил, что эта «единственная» яркая линия состоит из трех отдельных линий. Одну из них удалось отождествить с бальмеровской линией водорода Hβ, но две другие, более длинноволновые и более интенсивные остались не узнанными. Их приписали новому элементу — небулию. Только в 1927 году этот элемент был отождествлен с ионом кислорода [O III]. А линии в спектрах планетарных туманностей до сих пор так и называются — небулярные.


     Затем возникла проблема с центральными звездами планетарных туманностей. Они очень горячие, что ставило планетарные туманности в ряд перед звездами ранних спектральных классов. Однако исследования пространственных скоростей приводили к прямо противоположному результату.

Только когда открыли расширение планетарных туманностей, появилась возможность вычислить их возраст. Он оказался равным примерно 10 000 лет. Это было первым свидетельством, что возможно, большинство звезд проходит через стадию планетарной туманности.

     Таким образом, планетарная туманность — это система из звезды, называемой ядром туманности, и симметрично окружающей ее светящейся газовой оболочки (иногда, несколько оболочек). Оболочка туманности и ее ядро генетически связаны. Для планетарных туманностей свойственен эмиссионный спектр, отличающийся от спектров излучения галактических диффузных туманностей большой степенью возбуждения атомов. Кроме линий двукратно ионизованного кислорода [O III], наблюдаются линии C IV, O V и даже O VI.

     Масса оболочки планетарной туманности примерно 0,1 массы Солнца. Все многообразие форм планетарных туманностей, вероятно, возникает из-за проекции их основной тороидальной структуры на небесную сферу под разными углами.


     Оболочки планетарных туманностей расширяются в окружающее пространство со скоростями 20 — 40 км/с под действием внутреннего давления горячего газа. По мере расширения оболочка становится разреженней, ее свечение ослабевает, и в конце концов она становится невидимой.

     Ядра планетарных туманностей представляют собой горячие звезды ранних спектральных классов, претерпевающие значительные изменения за время жизни туманности. Температуры их обычно составляют 50 — 100 тыс. К. Ядра старых планетарных туманностей близки к белым карликам, но вместе с тем значительно ярче и горячее типичных объектов такого рода. Среди ядер встречаются и двойные звезды.

     Образование планетарной туманности является одной из стадий эволюции большинства звезд. Рассматривая этот процесс, удобно разделить его на две части: 1) от момента выброса туманности до той стадии, когда источники энергии звезды в основном исчерпаны; 2) эволюция центральной звезды от главной последовательности до выброса туманности.

     Эволюция после выброса туманности довольно хорошо изучена как наблюдательно, так и теоретически. Более ранние стадии гораздо менее понятны. Особенно стадия между красным гигантом и выбросом туманности.

     Центральные звезды самой низкой светимости обычно окружены самыми большими, а потому самыми старыми туманностями.

Два факта позволяют предполагать, что родоначальниками планетарных туманностей являются красные гиганты.


-первых, звезды асимптотической ветви физически очень сходны с планетарными туманностями. Ядро красного гиганта по массе и размерам очень напоминает центральную звезду планетарной туманности, если удалить протяженную разреженную атмосферу красного гиганта. Во-вторых, если туманность сброшена звездой, то она должна иметь минимальную скорость, достаточную чтобы уйти из гравитационного поля. Расчеты показывают, что только для красных гигантов эта скорость сравнима со скоростями расширения оболочек планетарных туманностей (10-40 км/с). При этом масса звезды оценивается в 1 массу Солнца, а радиус лежит в пределах 100-200 радиусов Солнца (типичный красный гигант).

     Таким образом, большинство звезд, массы которых меньше 6-10 масс Солнца, в конце концов, становятся планетарными туманностями, На предшествующих стадиях они теряют большую часть своей первоначальной массы; остается только ядро с массой 0,4-1 масса Солнца, которое становится белым карликом. Потеря массы влияет не только на саму звезду, но и на условия в межзвездной среде и на будущие поколения звезд.

Источник: s30109894494.mirtesen.ru

ромагнитное взаимодействие c. Сильное взаимодействие d. Гравитационное взаимодействие 3.Исаак Ньютон установил, что сила тяготения….(выберите верное утверждение) Выберите один или несколько ответов: a. Обратно пропорциональна квадрату расстояния между взаимодействующими телами b. Прямо пропорциональна квадрату расстояния между взаимодействующими телами c. Если увеличить массу одного из взаимодействующих тел в 2 раза, то сила тяготения увеличится в 2 раза d. Если увеличить расстояние между взаимодействующими телами в 2 раза, то сила тяготения увеличится в 4 раза e. Прямо пропорциональна произведению масс взаимодействующих тел f. Если увеличить массу одного из взаимодействующих тел в 2 раза, то сила тяготения уменьшится в 2 раза g. Если увеличить расстояние между взаимодействующими телами в 2 раза, то сила тяготения уменьшится в 4 раза h. Обратно пропорциональна произведению масс взаимодействующих тел 4.Тезисы Николая Коперника: 1. Земля вращается вокруг своей оси за 24 часа 2. Солнце находится в центре Вселенной и все планеты вращаются вокруг него 3. Земля вращается вокруг Солнца как и другие планеты, ничем от них не отличается 5.С каким утверждением современные ученые не согласны? Выберите один ответ: a. Солнце находится в центре Вселенной b. Земля всего лишь одна из планет c. Земля вращается вокруг своей оси за 24 часа d. Планеты вращаются вокруг Солнца 6.К какому типу галактик относится галактика Млечный Путь? Выберите один ответ: a. Карликовая b. Эллиптическая c. Шаровидная d. Неправильной формы e. Спиралевидная 7.Какие планеты Солнечной Системы относятся к земному типу? Выберите один или несколько ответов: a. Сатурн b. Меркурий c. Плутон d. Уран e. Луна f. Церера g. Марс h. Ганимед i. Венера j. Нептун k. Земля l. Юпитер 9.Какой картины мира придерживались греческие ученые Гиппарх и Птолемей? Выберите один ответ: a. геоцентризм b. гелиоцентризм 10.Какие планеты Солнечной Системы относят к типу Газовых Гигантов? Выберите один или несколько ответов: a. Венера b. Ганимед c. Луна d. Меркурий e. Сатурн f. Церера g. Юпитер h. Нептун i. Уран j. Плутон k. Марс l. Земля 11.В рамках какой теории можно точнее объяснить ретроградное движение планет? Выберите один ответ: a. Геоцентрическая. Планеты движутся по эпициклам вокруг своих круговых орбит b. Гелиоцентрическая. Земля обгоняет другие планеты, двигаясь по своей орбите вокруг Солнца, и с нашей точки зрения планета "движется назад" 12.Ретроградное движение планет имеет форму… Выберите один ответ: a. Буквы S b. Круга c. Зигзага d. Петли e. Дуги 13.Смена дня и ночи в рамках научной геоцентрической теории объяснялась… Выберите один ответ: a. Земля вращается вокруг своей оси b. Земля вращается вокруг Солнца c. Бог Солнца Ра после прогулки по небу отдыхает в подземном царстве, чтобы на следующий день с утра пораньше выйти на работу d. Солнце вращается вокруг Земли 14.По мнению ученых Вселенная… Выберите один ответ: a. Расширяется. b. Сжимается. c. Статична 16.В рамках гелиоцентрической картины мира в центре Вселенной находится… Ответ: 17.В процентном соотношении от массы Вселенной масса всей видимой материи во Вселенной составляет… Ответ: 18.Что такое Большое и Малое Магеллановы Облака? Выберите один или несколько ответов: a. Атмосферные явления b. Облака в верхних слоях атмосферы, открытые мореплавателем Магелланом c. Спутники галактики Млечный Путь d. Космические туманности из пыли и газа e. Яркие объекты на звездном небе Южного полушария, используемые мореплавателем Магелланом для навигации f. Карликовые галактики, принадлежащие Местной Группе галактик

Источник: znanija.com

Нельзя хоть сколько-нибудь интересоваться астрономией и не услышать термина «межзвездная среда» (МЗС). Название говорит само за себя, речь идёт о материи, находящейся в космосе между звёзд, планет, астероидов и прочих существующих в нём объектов. Более строгое определение МЗС – «материя, заполняющая пространство между звёздными системами в галактиках».

Что там можно найти?

Как и везде, материя существует там в двух видах: вещество и поле. К веществу относятся: межзвёздный газ, межзвёздная пыль, космические лучи и гипотетическая тёмная материя. Присутствуют гравитационные, электромагнитные и магнитные поля.

spaceanswers.com

Наиболее распространёнными элементами в МЗС являются водород и гелий. Они составляют около 98% атомов, в остальную часть входят литий, кислород, азот, углерод, кальций и др. Вещество здесь находится в очень разреженном состоянии, в одном кубическом сантиметре содержится не более 1000 атомов.

МЗС долго считали прозрачной, её не видно непосредственно в телескоп. Однако если газ нагревается, например, находясь поблизости от горячих звёзд, то образуются светлые туманности. Газ, находящийся в холодном состоянии изучает радиоастрономия. Наша Вселенная заполнена газом неравномерно. В разреженном пространстве существуют более плотные области, называемые облаками.

Помимо газа в МЗС присутствует пыль. Из-за неё далёкие звёзды кажутся красноватыми. В состав пылинок входят углерод, кремний и смёрзшиеся газы.

Космические лучи – это потоки заряженных частиц, которые пронизывают пространство Вселенной во всех направлениях. Они состоят в основном из протонов, но в небольшом количестве содержат альфа-частицы, электроны, позитроны, нейтроны и даже ядра довольно тяжёлых элементов. Эти частицы рождаются при взрывах новых и сверхновых звёзд.

Идея существования тёмной материи была выдвинута в 1922 году. Её определили как вид материи, не взаимодействующей с электромагнитным излучением. Непосредственно наблюдать её не удаётся.

В МЗС существует слабое магнитное поле. Оно в сто тысяч раз слабее того, что имеется на Земле, но занимает очень большое пространство. Ему не по силам влиять на звёзды и планеты, но оно, например, заставляет входящие в состав космических лучей электроны излучать электромагнитные волны.

Откуда берётся вещество в МЗС?

Самые лёгкие элементы, такие как водород, гелий и небольшое количество лития, возникли в процессе Большого Взрыва в момент формирования Вселенной. Более тяжелые появились позже в результате жизнедеятельности звёзд, в которых идут термоядерные реакции синтеза.

Все эти частицы распространялись в космосе, образуя облака газа и пыли, называемые туманностями. Облака непрерывно подвергаются воздействию со стороны соседних звёзд, которые их нагревают. Они разрушаются ударными волнами при взрывах сверхновых. На туманности воздействуют слабые магнитные поля, поэтому в них возникают зоны турбулентности.

Звездные взрывы, подобные этому, рассеивают такие элементы, как углерод, кислород, азот, кальций, железо и многие другие, в межзвездную среду. Space Telescope Science Institute

Из облаков газа и пыли могут возникать новые звёзды, которые начинают жить своей жизнью, при этом количество вещества в МЗС убывает. Пройдя все стадии главной последовательности, звёзды умирают, выбрасывая в МЗС свою внешнюю оболочку. Именно звёзды являются основными поставщиками вещества в космическое пространство.

Где начинается МЗС?

Для обитателей Солнечной системы МЗС начинается за её границей. До границы простирается «межпланетная среда», территория обитания планет, астероидов и комет. Её заполняет солнечный ветер – поток заряженных частиц, непрерывно испускаемых во все стороны Солнцем. За границей существования солнечного ветра, которая называется гелиопаузой, начинается МЗС.

Впервые термин «межзвёздная среда» появился в 1626 году в работах Фрэнсиса Бэкона, но до начала ХХ века о ней мало что было известно. Достижения современной физики позволили создать приборы, способствовавшие раскрытию некоторых её тайн, хотя многие открытия ещё впереди.

spaceplace.nasa.gov

Дорогие друзья! Для меня крайне важна ваша поддержка! Если вам понравилась статья — пожалуйста, поставьте "лайк" и подпишитесь на канал. Вам не сложно, а мне очень приятно!

Источник: zen.yandex.ru

    Все, что заполняет пространство между звездами внутри галактик, называется межзвездной средой — это межзвездный газ. Он довольно равномерно перемешан с межзвездной пылью и пронизывается межзвездными магнитными полями, космическими лучами и электромагнитным излучением.

     Из межзвездного газа образуются звезды, которые на поздних стадиях эволюции вновь отдают часть своего вещества межзвездной среде. Некоторые из звезд, умирая, взрываются как Сверхновые, выбрасывая обратно в пространство значительную долю водорода, из которого они когда-то образовались. Но значительно важнее, что при таких взрывах выбрасывается большое количество тяжелых элементов, образовавшихся в недрах звезд в результате термоядерных реакций. И Земля и Солнце сконденсировались в межзвездном пространстве из газа, обогащенного таким путем углеродом, кислородом, железом и другими химическими элементами.

Современный химический состав Солнечной системы является результатом реакций термоядерного синтеза, протекавших в первых поколениях звезд.

     Стадия, когда выброшенное при взрыве Сверхновой вещество перемешивается с межзвездным газом и сжимается, снова образуя звезды, более всего сложна и хуже понятна, чем все остальные стадии. Во-первых, сам межзвездный газ неоднороден, он имеет клочковатую, облачную структуру. Во-вторых, расширяющаяся с огромной скоростью оболочка сверхновой выметает разреженный газ и сжимает его, усиливая неоднородности. В-третьих, уже через сотню лет остаток сверхновой содержит больше захваченного по пути межзвездного газа, чем вещества звезды.

     Чем же завершается, в конце концов, космический цикл? Запасы газа уменьшаются. Ведь большая часть газа остается в маломассивных звездах, которые умирают спокойно, и не выбрасывают в окружающее пространство свое вещество. Со временем запасы его истощатся настолько, что ни одна звезда уже не сможет образоваться. К тому времени Солнце и другие старые звезды угаснут. Вселенная постепенно погрузится во мрак.

     Но конечная судьба Вселенной может быть и иной. Расширение постепенно прекратится и сменится сжатием. Через много миллиардов лет Вселенная сожмется вновь до невообразимо высокой плотности.

     Межзвездный газ составляет около 99% массы всей межзвездной среды и около 2% нашей Галактики. Температура газа колеблется в диапазоне от 4 К до 106 К. Излучает межзвездный газ также в широком диапазоне (от длинных радиоволн до жесткого гамма-излучения).

     Существуют области, где межзвездный газ находится в молекулярном состоянии — молекулярные облака. Есть области, где межзвездный газ состоит из нейтральных атомов водорода (области H I) и области ионизованного водорода (зоны H II), которыми являются светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звезд.

   Межзвездный газ есть в галактиках всех типов. Больше всего его в неправильных (иррегулярных), а меньше всего в эллиптических галактиках. В нашей Галактике максимум газа сосредоточено на расстоянии 5 кпк от центра. Наблюдения показывают, что кроме упорядоченного движения вокруг центра Галактики, межзвездные облака имеют также и хаотические скорости. Через 30-100 млн. лет облако сталкивается с другим облаком. Образуются газо-пылевые комплексы. Вещество в них достаточно плотно для того, чтобы не пропускать на большую глубину основную часть проникающей радиации. Поэтому внутри комплексов межзвездный газ холоднее, чем в межзвездных облаках. Сложные процессы преобразования молекул вместе с гравитационной неустойчивостью ведут к возникновению самогравитирующих сгустков — протозвезд.

     Таким образом, молекулярные облака должны быстро (менее чем за 106 лет) превратиться в звезды.

     Межзвездный газ постоянно обменивается веществом со звездами. Согласно оценкам, в настоящее время в Галактике в звезды переходит газ в количестве примерно 5 масс Солнца в год.

     Итак, в процессе эволюции галактик происходит круговорот вещества: межзвездный газ → звезды → межзвездный газ, приводящий к постепенному увеличению содержания тяжелых элементов в межзвездном газе и звездах и уменьшению количества межзвездного газа в каждой из галактик.

Мелкие твердые частицы, рассеянные в межзвездном пространстве почти равномерно перемешаны с межзвездным газом.

     Размеры крупных газо-пылевых комплексов, о которых мы говорили выше, достигают десятков сотен парсек, а их масса составляет примерно 105 масс Солнца. Но существуют и небольшие плотные газо-пылевые образования — глобулы размером от 0,05 до нескольких пк и массой всего 0,1 — 100 масс Солнца. Межзвездные пылинки не сферичны и размер их примерно 0,1-1 мкм. Состоят они из песка и графита. Образуются они в оболочках поздних красных гигантов и сверхгигантов, оболочках новых и сверхновых звезд, в планетарных туманностях, около протозвезд. Тугоплавкое ядро одето в оболочку изо льда с примесями, которую в свою очередь окутывает слой атомарного водорода. Пылинки в межзвездной среде либо дробятся в результате столкновений друг с другом со скоростями больше 20 км/с, либо наоборот, слипаются, если скорости меньше 1 км/с.

     Присутствие в межзвездной среде межзвездной пыли влияет на характеристики излучения исследуемых небесных тел. Пылинки ослабляют свет от далеких звезд, изменяют его спектральный состав и поляризацию. Помимо этого пылинки поглощают ультрафиолетовое излучение звезд и перерабатывают его в излучение с меньшей энергией.

     На поверхности пылинок могут активно образовываться различные молекулы. Пылинки, как правило, электрически заряжены и взаимодействуют с межзвездными магнитными полями.

     Именно пылинкам мы обязаны таким эффектом как космическое мазерное излучение. Оно возникает в оболочках поздних холодных звезд и в молекулярных облаках (зоны H I и H II). Этот эффект усиления микроволнового излучения «работает», когда большое количество молекул окажется в неустойчивом возбужденном  вращательном или колебательном состоянии и тогда достаточно одному фотону пройти через среду, чтобы вызвать лавинообразный переход молекул в основное состояние с минимальной энергией. А в результате мы видим узконаправленный (когерентный) очень мощный поток радиоизлучения.

     Туманности представляют собой участки межзвездной среды, выделяющиеся своим излучением или поглощением на общем фоне неба.

     Темные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвездного газа и пыли, непрозрачные из-за межзвездного поглощения света пылью. Иногда темные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы, например, туманность «Угольный Мешок» и многочисленные глобулы.

      Отражательные туманности являются газо-пылевыми облаками, подсвеченными звездами. Примером такой туманности являются Плеяды. Свет от звезд рассеивается межзвездной пылью.

    Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Галактики. Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В голове такой туманности находится обычно переменная звезда типа Т Тельца, освещающая туманность.

     Если звезда, которая находится в туманности или рядом с ней достаточно горячая, то она ионизует газ в туманности. Тогда газ начинает светиться, а туманность называется самосветящаяся или туманность, ионизованная излучением.

     Остатки Сверхновых, оболочки Новых и звездный ветер также являются самосветящимися туманностями, так как газ нагрет в них до многих млн. К (за фронтом ударной волны). Звезды Вольфа-Райе создают очень мощный звездный ветер. В результате вокруг них появляются туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами.

     К середине XIX века появилась возможность дать серьезное доказательство, что планетарные туманности принадлежат к самостоятельному классу объектов. Появился спектроскоп. Йозеф Фраунгофер обнаружил, что Солнце излучает непрерывный спектр, испещренный резкими линиями поглощения. Оказалось, что и спектры планет имеют многие характерные черты солнечного спектра. У звезд также обнаружился непрерывный спектр, однако, каждая из них имела свой собственный набор линий поглощения.

     Уильям Хеггинс (1824-1910) был первым, кто исследовал спектр планетарной туманности. Это была яркая туманность в созвездии Дракона NGC 6543. До этого Хеггинс в течение целого года наблюдал спектры звезд, однако спектр NGC 6543 оказался совершенно неожиданным. Ученый обнаружил лишь одну единственную, яркую линию. В то же время яркая Туманность Андромеды показала непрерывный спектр, характерный для спектров звезд. Теперь мы знаем, что Туманность Андромеды на самом деле является галактикой, а следовательно, состоит из множества звезд.

     В 1865 году тот же Хеггинс, применив спектроскоп более высокой разрешающей способности, обнаружил, что эта «единственная» яркая линия состоит из трех отдельных линий. Одну из них удалось отождествить с бальмеровской линией водорода Hβ, но две другие, более длинноволновые и более интенсивные остались не узнанными. Их приписали новому элементу — небулию. Только в 1927 году этот элемент был отождествлен с ионом кислорода [O III]. А линии в спектрах планетарных туманностей до сих пор так и называются — небулярные.

     Затем возникла проблема с центральными звездами планетарных туманностей. Они очень горячие, что ставило планетарные туманности в ряд перед звездами ранних спектральных классов. Однако исследования пространственных скоростей приводили к прямо противоположному результату.

Только когда открыли расширение планетарных туманностей, появилась возможность вычислить их возраст. Он оказался равным примерно 10 000 лет. Это было первым свидетельством, что возможно, большинство звезд проходит через стадию планетарной туманности.

     Таким образом, планетарная туманность — это система из звезды, называемой ядром туманности, и симметрично окружающей ее светящейся газовой оболочки (иногда, несколько оболочек). Оболочка туманности и ее ядро генетически связаны. Для планетарных туманностей свойственен эмиссионный спектр, отличающийся от спектров излучения галактических диффузных туманностей большой степенью возбуждения атомов. Кроме линий двукратно ионизованного кислорода [O III], наблюдаются линии C IV, O V и даже O VI.

     Масса оболочки планетарной туманности примерно 0,1 массы Солнца. Все многообразие форм планетарных туманностей, вероятно, возникает из-за проекции их основной тороидальной структуры на небесную сферу под разными углами.

     Оболочки планетарных туманностей расширяются в окружающее пространство со скоростями 20 — 40 км/с под действием внутреннего давления горячего газа. По мере расширения оболочка становится разреженней, ее свечение ослабевает, и в конце концов она становится невидимой.

     Ядра планетарных туманностей представляют собой горячие звезды ранних спектральных классов, претерпевающие значительные изменения за время жизни туманности. Температуры их обычно составляют 50 — 100 тыс. К. Ядра старых планетарных туманностей близки к белым карликам, но вместе с тем значительно ярче и горячее типичных объектов такого рода. Среди ядер встречаются и двойные звезды.

     Образование планетарной туманности является одной из стадий эволюции большинства звезд. Рассматривая этот процесс, удобно разделить его на две части: 1) от момента выброса туманности до той стадии, когда источники энергии звезды в основном исчерпаны; 2) эволюция центральной звезды от главной последовательности до выброса туманности.

     Эволюция после выброса туманности довольно хорошо изучена как наблюдательно, так и теоретически. Более ранние стадии гораздо менее понятны. Особенно стадия между красным гигантом и выбросом туманности.

     Центральные звезды самой низкой светимости обычно окружены самыми большими, а потому самыми старыми туманностями.

Два факта позволяют предполагать, что родоначальниками планетарных туманностей являются красные гиганты. Во-первых, звезды асимптотической ветви физически очень сходны с планетарными туманностями. Ядро красного гиганта по массе и размерам очень напоминает центральную звезду планетарной туманности, если удалить протяженную разреженную атмосферу красного гиганта. Во-вторых, если туманность сброшена звездой, то она должна иметь минимальную скорость, достаточную чтобы уйти из гравитационного поля. Расчеты показывают, что только для красных гигантов эта скорость сравнима со скоростями расширения оболочек планетарных туманностей (10-40 км/с). При этом масса звезды оценивается в 1 массу Солнца, а радиус лежит в пределах 100-200 радиусов Солнца (типичный красный гигант).

     Таким образом, большинство звезд, массы которых меньше 6-10 масс Солнца, в конце концов, становятся планетарными туманностями, На предшествующих стадиях они теряют большую часть своей первоначальной массы; остается только ядро с массой 0,4-1 масса Солнца, которое становится белым карликом. Потеря массы влияет не только на саму звезду, но и на условия в межзвездной среде и на будущие поколения звезд.

Источник: s30109894494.mirtesen.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.