Компоненты межзвездной среды


МЕЖЗВЁЗДНАЯ СРЕДА́, очень раз­ре­жен­ная сре­да, за­пол­няю­щая про­стран­ст­во ме­ж­ду звёз­да­ми внут­ри га­лак­тик. М. с. де­таль­но изу­че­на в на­шей и др. га­лак­тиках. На­блю­да­ет­ся во всех диа­па­зо­нах элек­тро­маг­нит­но­го спек­тра (от ра­дио- до гам­ма-диа­па­зо­на). М. с. влия­ет на эво­лю­цию га­лак­тик и оп­ре­де­ля­ет про­яв­ле­ние ак­тив­но­сти их ядер.

Осн. ком­по­нен­ты М. с. – меж­звёзд­ный газ, меж­звёзд­ная пыль, га­лак­тич. кос­ми­че­ские лу­чи, меж­звёзд­ные маг­нит­ные по­ля, диф­фуз­ное элек­тро­маг­нит­ное из­лу­че­ние. Все ком­по­нен­ты М. с. взаи­мо­свя­за­ны. Ок. 99% мас­сы М. с. со­став­ля­ет меж­звёзд­ный газ, ок. 1% – меж­звёзд­ная пыль, рав­но­мер­но пе­ре­ме­шан­ная с га­зом. На М. с. при­хо­дит­ся 1–10% мас­сы спи­раль­ных га­лак­тик, $<$ 0,1% мас­сы эл­лип­тич. га­лак­тик и до 50% мас­сы не­пра­виль­ных га­лак­тик (без учё­та тём­ной ма­те­рии). В М. с. пре­об­ла­да­ет во­до­род (ок. 90% по чис­лу ато­мов) и ге­лий (ок. 10%). Все др. хи­мич. эле­мен­ты обыч­но со­став­ля­ют 2–4% мас­сы М. с., но в не­ко­то­рых не­пра­виль­ных га­лак­ти­ках их до­ля на­мно­го мень­ше (до 0,001% по мас­се).


В спи­раль­ных и мн. не­пра­виль­ных га­лак­ти­ках осн. часть М. с. со­сре­до­то­че­на в тон­ком (тол­щи­ной по­ряд­ка 200 пк) слое в га­лак­тич. дис­ке. Кос­мич. лу­чи и маг­нит­ные по­ля бо­лее рав­но­мер­но за­пол­ня­ют га­лак­ти­ки. В дис­ке Га­лак­ти­ки ти­пич­ная на­пря­жён­ность меж­звёзд­но­го маг­нит­но­го по­ля со­став­ля­ет $H≈$ 3· 10–6 Э, в га­ло Га­лак­ти­ки $H≈$ 1,5· 10–6 Э. В сред­нем зна­че­ния $H$ мед­лен­но воз­рас­та­ют с уве­ли­че­ни­ем плот­но­сти М. с., дос­ти­гая ве­ли­чи­ны по­ряд­ка 10–3 Э в т. н. ма­зер­ных кон­ден­са­ци­ях и мо­ло­дых (воз­рас­том ок. 1000 лет) ту­ман­но­стях – ос­тат­ках вспы­шек сверх­но­вых. В спи­раль­ных га­лак­ти­ках си­ло­вые ли­нии маг­нит­но­го по­ля в сред­нем па­рал­лель­ны га­лак­тич. плос­ко­сти и спи­раль­ным ру­ка­вам, но в мас­шта­бах $<$ 300 пк (1019 м) по­ле хао­тич­но. Ог­ром­ные мас­шта­бы М. с. при­во­дят к то­му, что ха­рак­тер­ное вре­мя за­ту­ха­ния маг­нит­но­го по­ля во мно­го раз боль­ше вре­ме­ни жиз­ни ас­тро­но­мич.
ъ­ек­тов, т. е. хо­ро­шо вы­пол­ня­ет­ся при­бли­же­ние вмо­ро­жен­но­сти маг­нит­но­го по­ля в ве­ще­ст­во (см. Кос­ми­че­ская маг­ни­то­гид­ро­ди­на­ми­ка) – при дви­же­ни­ях ве­ще­ст­ва маг­нит­ное по­ле пе­ре­но­сит­ся вме­сте с ним. Вмо­ро­жен­ность со­хра­ня­ет­ся да­же в очень сла­бо ио­ни­зо­ван­ных объ­ек­тах М. с. (с до­лей ио­ни­зо­ван­ных час­тиц 10–8–10–12).

В М. с. име­ет­ся при­мер­ное ра­вен­ст­во плот­но­стей энер­гии кос­мич. лу­чей, маг­нит­ных по­лей и дви­же­ний га­за, что при­во­дит к ди­на­мич. не­ус­той­чи­во­сти М. с., об­ра­зо­ва­нию в ней слож­ных струк­тур, вы­бро­су час­ти ве­ще­ст­ва М. с. в меж­га­лак­тич. сре­ду.

При сжа­тии си­ла­ми гра­ви­та­ции хо­лод­ных уча­ст­ков М. с. в ней об­ра­зу­ют­ся звёз­ды и про­то­пла­нет­ные дис­ки, из ко­то­рых в даль­ней­шем фор­ми­ру­ют­ся пла­не­ты. Го­ря­чие звёз­ды соз­да­ют во­круг се­бя кос­мич. ма­зе­ры, диф­фуз­ные ту­ман­но­сти – зо­ны ио­ни­зо­ван­но­го во­до­ро­да с темп-рой T≈104 К и от­ра­жа­тель­ные ту­ман­но­сти.

В яд­рах мн. мас­сив­ных га­лак­тик на­блю­да­ют­ся очень яр­кое све­че­ние го­ря­чих ($T∼$104 К) плот­ных (плот­ность $ρ$=10–20–10–11 г/см3) бы­ст­ро дви­жу­щих­ся (1000–10000 км/с) об­ла­ков га­за, га­зо­пы­ле­вые то­ры и др.
­рак­тер­ные для ак­тив­ных ядер про­яв­ле­ния меж­звёзд­ной сре­ды.

Га­лак­ти­ки с бур­ным звез­до­об­ра­зо­ва­ни­ем час­то со­дер­жат так мно­го пы­ли, что в оп­тич. диа­па­зо­не вид­ны лишь по­то­ки меж­звёзд­ных га­за и пы­ли, вы­бра­сы­вае­мые из га­лак­ти­ки све­то­вым дав­ле­ни­ем мо­ло­дых мас­сив­ных го­ря­чих звёзд вы­со­кой све­ти­мо­сти. Кон­ден­си­рую­щие­ся в рас­ши­ряю­щем­ся и ос­ты­ваю­щем га­зе пы­ле­вые час­ти­цы пе­ре­ра­ба­ты­ва­ют оп­тич. и УФ-из­лу­че­ние звёзд в ин­фра­крас­ное. Та­кие га­лак­ти­ки вид­ны как силь­ные ис­точ­ни­ки ИК-из­лу­че­ния.

Во мно­гих ско­п­ле­ни­ях га­лак­тик на­блю­да­ет­ся вте­ка­ние меж­га­лак­тич. га­за в ги­гант­скую эл­лип­тич. га­лак­ти­ку, рас­по­ло­жен­ную в цен­тре ско­п­ле­ния. При столк­но­ве­ни­ях га­лак­тик друг с дру­гом ли­бо од­на из взаи­мо­дей­ст­вую­щих га­лак­тик по­гло­ща­ет дру­гую, ли­бо они об­ме­ни­ва­ют­ся ме­ж­ду со­бой ча­стью звёзд и М. с. Это при­во­дит к сме­ши­ва­нию М. с. га­лак­тик. Др. часть М. с. и звёзд вы­бра­сы­ва­ет­ся в меж­га­лак­тич. про­стран­ст­во.

Источник: bigenc.ru


Основные наблюдательные проявления межзвездной среды: • Наличие светящихся туманностей ионизованного водорода (HII) вокруг горячих Основные наблюдательные проявления межзвездной среды: • Наличие светящихся туманностей ионизованного водорода (HII) вокруг горячих звезд и отражательных газопылевых туманностей. • Ослабление света звезд (межзвездное поглощение) в непрерывном спектре и отдельных линиях, а также покраснение света (селективное поглощение пылью). • Поляризация света из-за рассеяния на электронах и на пылинках межзвездной среды, ориентированных вдоль крупномасштабного магнитного поля Галактики. • Радиоизлучение нейтрального водорода (HI) на длине волны 21 см. • Космические мазеры, возникающие на молекулах H 2 O, OH, метанола и др. в холодных плотных областях звездообразования. • Синхротронное излучение релятивистских электронов в межзвездных магнитных полях (электронная компонента космических лучей, которые ускоряются на фронтах ударных волн, возникающих в межзвездной среде при вспышках сверхновых).
Инфракрасное излучение межзвездной пыли. • Мягкое рентгеновское излучение от горячих областей, нагретых ударными волнами при вспышках сверхновых и при истечении мощного звездного ветра от ассоциаций молодых массивных ОВ-звезд (корональный газ). Основные характеристики и наблюдательные проявления межзвездной пыли: • Исследуется, используя явления экстинкции и поляризации света в диапазоне длин волн от УФ до субмиллиметрового излучения. • Пылевые частицы обычно разделяют на два больших подкласса: силикатные и углеродистые частицы. • Размеры частиц варьируют от «малых» (r ~ 10 нм) до «нормальных» (r ~ 100 ÷ 200 нм) и далее до «крупных» (r ~ 10 мкм) частиц. • Пылевые частицы распределены по радиусам по степенному закону с показателем степени примерно равным – 3. 5: • Молекулярный водород в межзвездной среде образуется на поверхности пылевых частиц за счет каталитических реакций. • Плотные холодные облака содержат больше «крупных» пылевых частиц из-за образования ледяных «мантий» у пылевых частиц. • Пылевые частицы образуют с газом очень однородную смесь и составляют по массе около 1% от массы газа. • Отношение числа «нормальных» пылинок к числу атомов водорода – nd /n ~ 10 -12 ÷ 10 -13, для «малых» пылинок – nd /n ~ 10 -10. • Эффективная поверхность пылевых частиц в единице объема составляет примерно 2. 10 -25 м-1. 6

Источник: present5.com

Межзвездные пылинки


Графитовые и силикатные частицы межзвездной пыли образуются, по-видимому, во внешних слоях атмосфер старых звезд. «Новорожденные» пылинки однородны по химическому составу и строению. Низкая температура и высокая плотность обеспечивают необходимые условия для образования на поверхности графитовой или силикатной пылинки мантии из более легкоплавких веществ, например воды, аммиака, формальдегида. Смесь этих соединений часто обозначают одним словом «лед». В очень плотных молекулярных облаках, куда (из-за той же пыли) не проникает излучение звезд, пылинки могут иметь трехслойную структуру: тугоплавкое ядро, оболочка из органических соединений и ледяная мантия.

Предполагается, что из таких пылинок, слипшихся в большие комья, состоят ядра комет — реликты, сохранившиеся от тех времен, когда наша Солнечная система сама еще была плотным непрозрачным облаком. Только на поверхности пылинок протекает ключевая реакция, в конечном счете определяющая весь молекулярный состав межзвездных облаков, — образование молекул водорода из отдельных атомов. Таким образом, пылинки играют роль катализатора всей межзвездной химии. Без участия межзвездной пыли процесс формирования молекулярных облаков и звезд шел бы иначе.

Источник: SiteKid.ru

На первый взгляд кажется, что между звёздами ничего нет. Так ли это? Природа межзвёздной среды столетиями привлекала внимание астрономов и учёных. А сам термин «межзвёздная среда» впервые был использован в 1626 году в работе Фрэнсиса Бэкона «Sylva Sylvarum»: «О, Небеса между звёздами, они имеют так много общего со звёздами, вращаясь (вокруг Земли), так же, как любая другая звезда».


Компоненты межзвездной среды

Хотя большинство деятелей того времени, и в частности Ро́берт Бойль, считали, что «межзвёздная область небес, как полагают некоторые <…>, должна быть пустой».

Сейчас мы точно знаем, что всё межзвёздное пространство внутри Галактики заполнено межзвёздной средой. Её большая часть массы приходится на разреженный газ и пыль.

Основным компонентом межзвёздной среды является межзвёздный газ. Он на 70 % состоит из водорода и 28 % — из гелия. В зависимости от температурных условий и плотности межзвёздный газ может находиться в трёх различных состояниях: ионизированном, атомарном и молекулярном.

Почти все знания о межзвёздном газе были получены во второй половине ХХ века после того, как было обнаружено радиоизлучение нейтрального атомарного водорода. Оказалось, что основной уровень энергии этого атома разделён на два подуровня. И в среднем один раз за 11 миллионов лет (!) возможен переход электрона с одного из них на другой.

Компоненты межзвездной среды


При этом испускается квант с частотой, соответствующей длине волны 21 см. Но так как водород составляет основную массу вещества Галактики, то радиоизлучение на этой волне оказывается очень интенсивным. Именно благодаря этому было установлено, что атомарный водород, имеющий температуру около 100 К, образует в диске Галактики тонкий слой толщиной порядка 200—300 пк. А по мере удаления от центра Галактики (примерно на расстоянии 15—20 кпк) его толщина увеличивается до нескольких килопарсек.

Помимо газа, в межзвёздном пространстве рассеяно бесчисленное количество микроскопических твёрдых частиц. Их типичный размер колеблется от 0,01 до 0,2 мкм. Считается, что эти частицы образовываются и поставляются в межзвёздную среду за счёт расширения оболочек новых и сверхновых звёзд, холодных красных гигантов и сверхгигантов.

Межзвёздная пыль всегда сопутствует газу. На её долю приходится около 1 % от массы межзвёздного газа. И хотя газ и пыль в Галактике очень сильно разрежены, в некоторых её областях они могут концентрироваться. В этих местах мы наблюдаем так называемые газопылевые туманности. Все они делятся на два вида: тёмные и светлые (или диффузные).

В свою очередь выделяют три типа диффузных туманностей: отражательная, эмиссионная и планетарная.

Отражательными туманностями называются туманности, которые сами не излучают свет, а подсвечиваются ближайшими звёздами.
к правило такие туманности содержат большое количество межзвёздной пыли, которая рассеивает свет ближайшей звезды. Причём рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного. Поэтому отражательные туманности, как правило, имеют синеватый оттенок. Примером такой светлой туманности является туманность в скоплении Плеяды в созвездии Тельца. А также туманность Голова Ведьмы, которая связана с яркой звездой Ригель.

Компоненты межзвездной среды

Области ионизированного водорода с температурой 8000—10 000 К проявляют себя в оптическом диапазоне как светлые эмиссионные туманности. Их свечение возбуждается ультрафиолетовым излучением близкорасположенных горячих звёзд (спектральных классов В и О, а также звёзд типа Вольфа — Райе). Цвет таких туманностей красноватый, так как именно этому цвету соответствует излучение водорода.

Как правило, эмиссионные туманности имеют неправильную, клочковатую форму размером до десяти парсек. Плотность вещества в них небольшая — всего около 10–17—10–20 кг/м3. Эмиссионные туманности являются указателями мест протекающего в настоящее время звёздообразования.

Самым известным представителем светящихся эмиссионных туманностей является Большая туманность Ориона. Она самая яркая на ночном небе.


Компоненты межзвездной среды

Особым типом светлых туманностей являются планетарные туманности. Они выглядят как слабо светящиеся диски или кольца, напоминающие диски планет.

Планетарные туманности представляют собой светящуюся расширяющуюся оболочку ионизированного газа, сброшенного красным гигантом на конечной стадии своей эволюции. В центре такой туманности находится остаток от погибшей звезды — белый карлик или нейтронная звезда.

Также планетарные туманности образовываются в результате взрыва сверхновых звёзд. После взрыва оболочка сверхновой разлетается в разные стороны, образуя ударную волну, которая самым причудливым образом может взаимодействовать с межзвёздным газом и пылью.

Компоненты межзвездной среды

Самой известной такой туманностью является Крабовидная Туманность в созвездии Стрельца. Напомним, что появилась она в результате вспышки сверхновой в 1054 году. В её центре располагается пульсар.

В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом «Хаббл», удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. При этом большинство из них не обладают какой бы то ни было симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными.

Очень часто на фоне светлых туманностей видны тёмные пятна и прожилки — это глобулы молекулярные облака, которые иногда называют «звёздной колыбелью». Такое название не случайно, так как именно в них происходит формирование молодых звёзд. Масса глобул может колебаться 1—100М.

Компоненты межзвездной среды

Концентрация вещества в них достаточно большая, но при этом они обладают очень низкой температурой, которая колеблется в пределах от 8 К до 30 К. Именно в таких условиях гравитационные силы могут преодолеть газовое давление и вызвать коллапс облака. Возникающая при этом неоднородность отдельных частей облака приводит к тому, что оно распадается на отдельные фрагменты (сгустки), каждый из которых продолжает сжиматься. Такой процесс может повторяться до тех пор, пока не образуются фрагменты высокой плотности и вещество не сможет уносить выделяющееся тепло. Эти зародыши будущих звёзд принято называть протозвёздами. Продолжительность процесса образования протозвёзд невелика — всего около нескольких миллионов лет.

По мере роста массы протозвезды растёт и температура в её недрах. Когда она достигнет нескольких миллионов кельвинов, сжатие протозвезды прекратится, а в ядре включаться термоядерные источники энергии — реакции протон-протонного цикла. Момент начала термоядерных реакций есть момент рождения звезды.

Ближайшим к Земле звёздными яслями является хорошо известная нам Туманность Ориона. Она интересна ещё и тем, что в её центре с помощью космического телескопа «Хаббл» были обнаружены протозвёзды, окружённые протопланетными дисками.

Компоненты межзвездной среды

Скорее всего, из вещества одного из таких дисков, который образовался вместе с будущим Солнцем, около 5 млрд лет назад сформировалась наша Земля и все другие тела Солнечной системы.

Тёмные газопылевые туманности, как и глобулы, представляют собой практически непрозрачные молекулярные облака, которые выглядят на небе как тёмные области, почти лишённые звёзд. Самая большая и близко расположенная к нам тёмная туманность протянулась от созвездия Орла до созвездия Скорпиона. Она вызывает хорошо заметное раздвоение Млечного Пути.

Тёмные туманности отличаются от глобул тем, что они связаны с гигантскими молекулярными облаками, а также чаще всего являются скоплениями тёмных туманностей. Глобулами же называются отдельные изолированные тёмные туманности. Примерами тёмных туманностей являются туманности Конская Голова, Угольный Мешок и Туманность Змея в созвездии Змееносца.

Компоненты межзвездной среды

Кроме разреженного газа и пыли, в межзвёздном пространстве со скоростями, близкими к скорости света, движется огромное количество элементарных частиц и ядер различных атомов. Их потоки называют космическими лучами. А основными источниками частиц являются остатки сверхновых звёзд и пульсары. Изучение космических лучей позволило итальянскому учёному Энрико Ферми получить свидетельства существования межзвёздного магнитного поля.

Компоненты межзвездной среды

Источник: videouroki.net

    Если взглянуть на Млечный Путь в ясную безлунную ночь, то даже невооруженным глазом видно, что эта светлая полоса, пересекающая все небо, не является сплошной. На ее фоне выделяются многочисленные темные пятна и полосы. Одно из самых заметных таких пятен в созвездии Стрельца издавна известно под названием Угольный Мешок. Уже два столетия назад выдвигались гипотезы, что «дырки» в небе представляют собой облака поглощающей свет материи. Развитие наблюдательной астрономической техники подкрепило эти предположения вескими доказательствами. О природе поглощающей материи первоначально не было единого мнения. Считалось, например, что это маленькие метеоритные частицы, образующиеся при разрушении крупных астероидов. Исследование свойств межзвездного поглощения света позволило установить, что оно вызывается мельчайшими пылинками, которые заполняют космическое пространство. Размеры этих пылинок — порядка одной стотысячной доли сантиметра. Пылевые частицы в нашей Галактике сильно концентрируются к плоскости галактического диска, поэтому большая часть темных пятен сосредоточена именно на фоне Млечного Пути. Межзвездная пыль полностью закрывает от нас ядро нашей Галактики. Межзвездная пыль предстает перед наблюдателями не только в виде темных туманностей. Если вблизи пылевого облака находится звезда, которая его освещает, то это облако будет видно уже как светлая туманность. В таком случает ее называют отражательной туманностью.
    В первое время после того, как было обнаружено существование межзвездной пыли, она рассматривалась лишь как досадная помеха астрономическим исследованиям. Пыль задерживает почти половину суммарного излучения всех звезд Галактики. В некоторых более плотных областях доля поглощенного света превышает 90%, а в молекулярных облаках, где образуются молодые звезды, достигает практически 100%. Плотность пыли в космосе ничтожно мала даже по сравнению с разреженным межзвездным газом. Так, в окрестностях Солнца в кубическом сантиметре пространства содержится в среднем один атом газа и на каждые сто миллиардов атомов приходится всего одна пылинка! Иными словами, расстояние между пылинками измеряется десятками метров. Масса же пыли в Галактике составляет приблизительно одну сотую от массы газа и одну десятитысячную от полной массы Галактики. Однако этого количества пыли достаточно для того, чтобы значительно ослаблять свет.
    Сильнее всего поглощаются синие лучи. При переходе к красным и инфракрасным лучам поглощение постепенно ослабевает. Но свет некоторых избранных цветов поглощается сильнее других. Это связано с тем, что отдельные вещества особенно эффективно поглощают излучение с определенными длинами волн. Исследование свойств поглощения света на различных длинах волн показало, что в состав межзвездных пылинок входят соединения углерода, кремния, замерзшие газы, водяной лед, а также различные органические вещества. Изучать свойства космической пыли помогает поляризация света. В обычном излучении звезд имеются волны, колеблющиеся во всех направлениях. Когда поток света встречает на своем пути сферическую пылинку, все эти волны поглощаются одинаково. Но если пылинка вытянута вдоль одной оси, то колебания, параллельные этой оси, поглощаются сильнее, чем перпендикулярные. В потоке света, прошедшем через облако вытянутых, одинаково ориентированных пылинок, присутствуют уже не все направления колебаний, т.е. излучение становится поляризованным. Измерение степени поляризации света звезд позволяет судить о форме и размерах пылевых частиц. А иногда по пути поляризации можно определить и электрические свойства межзвездной пыли.
    Сопоставление наблюдательных данных показало, что межзвездная пыль состоит из двух видов частиц: графитовых (углеродных) и силикатных (т.е. содержащих соединения кремния). Размеры пылинок неодинаковы, причем мелких частиц значительно больше, чем крупных. В целом размер пылинок колеблется от одной миллионной до одной десятитысячной доли сантиметра. Графитовые и силикатные частицы образуются во внешних оболочках старых холодных звезд. Понятие «холодная звезда», конечно, весьма условно. Вблизи звезды температура оболочки еще достаточно высока и все вещества находятся в газообразном состоянии. По мере старения звезда теряет массу. Вещество, истекающее из ее оболочки, удаляется от звезды и остывает. Когда температура газа опускается ниже температуры плавления вещества пылинки, составляющие газ молекулы начинают слипаться в группы, образуя зародыши пылинок. Сначала они растут медленно, но с уменьшением температуры их рост ускоряется. Этот процесс продолжается несколько десятков лет. При дальнейшем расширении вещества, теряемого звездой, постепенно падает не только его температура, но и плотность. Когда газ становится сильно разреженным, рост пылинок прекращается.
    На скорость образования и разрушения пылевых частиц во многом влияют температура и плотность того вещества, в котором они находятся. Но межзвездное пространство крайне неоднородно. Газ и пыль конденсируются в облака, плотность которых может в миллионы раз превышать плотность межоблачного пространства. Давление излучения звезд и течение газа в Галактике могут переместить пылинку в области, где создаются благоприятные условия для ее роста или разрушения. Химический состав пылинок зависит от того, какого элемента больше содержится в оболочке звезды — кислорода или углерода. Дело в том, что при охлаждении вещества оболочки углерод и кислород образуют очень прочные молекулы окиси углерода (угарный газ). Если после этого остался избыток углерода, в звезде будут формироваться графитовые частицы. В противном случае весь углерод войдет в состав окиси углерода, а избыточный кислород начнет соединяться с кремнием, образуя молекулы окиси кремния, из которых затем возникают силикатные пылинки.
    Структура «новорожденной» пылинки довольно проста. Она однородна по химическому составу и строению. Условия в межоблачной среде таковы, что структура пылинки не может существенно измениться. Иначе обстоит дело в областях межзвездного газа, плотность которого достигает тысяч атомов на кубический сантиметр. Низкая температура и высокая плотность обеспечивают необходимые условия для образования на поверхности графитовой или силикатной пылинки мантии из более легкоплавких веществ, таких, как замерзшая вода, формальдегид и аммиак. Смесь этих соединений часто обозначают одним словом «лед». Молекулы льда неустойчивы. Воздействие внешнего излучения и столкновения пылинок друг с другом приводят к преобразованию его в более устойчивые органические соединения, которые обволакивают поверхность пылинки своеобразной пленкой.
    В очень плотных молекулярных облаках, куда не проникает излучение звезд, лед на поверхности пылевых частиц уже не разрушается. Таким образом, в недрах этих облаков пылинки могут иметь трехслойную структуру: тугоплавкое ядро, оболочка из органических соединений и ледяная мантия. Предполагается, что из таких пылинок, слипшихся в большие комья, состоят ядра комет — реликты, сохранившиеся от тех времен, когда наша Солнечная система сама была плотным непрозрачным облаком. С помощью больших радиотелескопов ученые обнаружили, что в молекулярных облаках помимо обычных для межзвездного газа одиночных атомов водорода, гелия и некоторых других химических элементов содержится большое количество достаточно сложных молекул. Молекулы в космическом пространстве образуются в ходе бесчисленных химических реакций. Но главная среди них, без которой все другие были бы невозможны, — образование молекул водорода — эффективно протекает только на поверхности пылинок. Без участия межзвездной пыли процесс формирования молекулярных облаков и звезд шел бы по-иному. Благодаря совершенствованию наблюдательной техники и активному использованию космических телескопов теперь

IC 418
NGC 3132
NGC 6369
Гантель
Бумеранг
Тарантул
Туманность Ориона
Трехраздельная туманность
Триплет туманностей
Улитка
Лагуна
Туманность Орла
Конская Голова
Крабовидная туманность
Туманность Орла
Омега

можно наблюдать пыль не только в нашей Галактике, но и в ее ближних и дальних соседях, и прежде всего в спиральных галактиках, галактиках с активными ядрами и квазарах. Наблюдения показывают, что свойства пыли во Вселенной мало чем отличаются от свойств пылинок Млечного Пути. В спиральных галактиках, как и у нас, концентрируются вблизи плоскости симметрии этих звездных систем, перечеркивая яркие изображения галактик узкими темными полосами.
    Ушли в прошлое представления о пыли как только о занавесе, скрывающем многие тайны Вселенной. Теперь ясно, что пыль играет активную роль и участвует как существенный компонент в протекающих во Вселенной физических процессах.



Круговорот газа и пыли во Вселенной

Источник: galspace.spb.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

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